CMB による暗黒物質探索: 前景の研究
| Title |
Dark_matter_search_with_CMB:_a_study_of_foregrounds |
| Authors |
Zi-Xuan_Zhang,_Yi-Ming_Wang,_Junsong_Cang,_Zirui_Zhang,_Yang_Liu,_Si-Yu_Li,_Yu_Gao,_Hong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07793 |
暗黒物質の消滅と崩壊プロセスから注入されたエネルギーは、銀河間物質のイオン化を潜在的に高め、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性マップに目に見える足跡を残します。マイクロ波帯域での銀河前景放射は、CMB測定を汚染し、暗黒物質の痕跡の探索に影響を与える可能性があります。この論文では、次世代の地上ベースのCMB実験の設計に基づいて、完全なCMBデータと前景シミュレーションを構築します。マップ上のコンポーネント分離後の前景の残留物は、データ分析で完全に考慮され、シンクロトロン、熱ダスト、フリーフリー、スピニングダストの放出によるさまざまな汚染を説明しています。温度マップと偏光マップから暗黒物質パラメーターに対応する感度を分析し、CMBの前景が感度にゼロではないが制御可能な影響を与えることを発見しました。統計のみの分析と比較すると、CMBフォアグラウンド残差は、特定の暗黒物質プロセスと実験構成に応じて、エネルギー注入の制約を7%～23%弱めます。暗黒物質の消滅率と崩壊寿命の強い制限は、フォアグラウンド減算後に期待できます。
単一フィールド インフレーションにおける原始ブラック ホールとループ
$\deltaN$形式を使用して、超スローロールのフェーズのおかげで原始ブラックホールが初期宇宙で形成される標準的なシナリオで、曲率摂動の大規模パワースペクトルに対する1ループ補正を計算します。単一分野のインフレーションで。超スローロールからスローロールフェーズへの移行がスムーズな場合、1ループの修正は無視できることを明示的に示します。超スローロールフェーズによるPBH形成シナリオは実行可能であると結論付けています。
GREX-PLUS サイエンスブック
| Title |
GREX-PLUS_Science_Book |
| Authors |
GREX-PLUS_Science_Team:_Akio_K._Inoue,_Yuichi_Harikane,_Takashi_Moriya,_Hideko_Nomura,_Shunsuke_Baba,_Yuka_Fujii,_Naoteru_Gouda,_Yasuhiro_Hirahara,_Yui_Kawashima,_Tadayuki_Kodama,_Yusei_Koyama,_Hiroyuki_Kurokawa,_Taro_Matsuo,_Yoshiki_Matsuoka,_Shuji_Matsuura,_Ken_Mawatari,_Toru_Misawa,_Kentaro_Nagamine,_Kimihiko_Nakajima,_Shota_Notsu,_Takafumi_Ootsubo,_Kazumasa_Ohno,_Hideo_Sagawa,_Takashi_Shimonishi,_Ken-ichi_Tadaki,_Michihiro_Takami,_Tsuyoshi_Terai,_Yoshiki_Toba,_Takuji_Yamashita,_Chikako_Yasui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08104 |
GREX-PLUS(GalaxyReionizationEXplorerandPLanetaryUniverseSpectrometer)は、2030年代に打ち上げられるJAXAの戦略的Lクラスミッションのミッション候補です。その主要な科学は、銀河の形成と進化、および惑星系の形成と進化の2つです。GREX-PLUS宇宙船には、50Kに冷却された1.2mの主鏡開口望遠鏡が搭載されます。2～8$\mu$m波長帯の広視野カメラと高解像度分光計の2つの科学機器が搭載されます。10-18$\mu$mバンドで30,000の波長分解能を持つ。GREX-PLUS広視野カメラは、赤方偏移$z>15$にある第一世代の銀河を検出することを目的としています。GREX-PLUS高解像度分光計は、原始惑星系円盤の水の「スノーライン」の位置を特定することを目的としています。どちらの機器も、銀河の質量集合、超大質量ブラックホールの起源、赤外線背景放射、星間物質の分子分光法、太陽系外惑星大気のトランジット分光法、太陽系の惑星大気など、幅広い科学的トピックに関する独自のデータセットを提供します。の上。
超大質量原始ブラック ホール: $z \sim 6$ でのクエーサーのクラスタリングからのビュー
| Title |
Supermassive_primordial_black_holes:_a_view_from_clustering_of_quasars_at_$z_\sim_6$ |
| Authors |
Takumi_Shinohara,_Wanqiu_He,_Yoshiki_Matsuoka,_Tohru_Nagao,_Teruaki_Suyama_and_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08153 |
原始ブラックホール(PBH)が$z\sim6$で観測される超大質量ブラックホール(SMBH)の前駆体である可能性があるシナリオを調査します。この目的のために、すばる高低光度クエーサー探査(SHELLQs)プロジェクトで構築された$5.88<z<6.49$にある81個のクエーサーのサンプルと、同じ中の11個のクエーサーを使用してクラスタリング分析を実行しました。文献から選択された赤方偏移範囲。結果の角度自己相関関数(ACF)は、次のスケールで$\omega_\theta=0.045^{+0.114}_{-0.106}~\theta^{-0.8}$のべき法則形式に適合させることができます。$0.2\!-\!10$度。クエーサーのACFを$z\sim6$のPBHモデルで予測されたものと比較すると、そのようなシナリオは幅広いパラメーター空間で除外されることがわかりました。実行可能ではありません。また、$z\sim6$でのSMBHがPBHクランプの直接的な崩壊に由来するモデルについても説明し、観測されたACFはPBHモデルのコンテキストでそのようなシナリオを除外すると主張します。
宇宙は $64^3$ ピクセルの価値があります: Convolution Neural Network and Vision
Transformers for Cosmology
$40の天空領域をカバーする赤方偏移空間の暗黒物質ハローの3Dライトコーンデータから、宇宙論的パラメーター$\Omega_m$、$\sigma_8$、$w_0$、および1つの派生パラメーター$S_8$を推定するための新しいアプローチを提示します。^\circ\times40^\circ$および$0.3<z<0.8$の赤方偏移範囲、$64^3$ボクセルにビン化。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)とビジョントランスフォーマー(ViT)の2つのディープラーニングアルゴリズムを使用して、それらのパフォーマンスを標準の2点相関(2pcf)関数と比較します。私たちの結果は、CNNが最高のパフォーマンスをもたらすことを示していますが、ViTは宇宙論的パラメーターの予測においても大きな可能性を示しています。VisionTransformer、畳み込みニューラルネットワーク、および2pcfの結果を組み合わせることで、2pcfのみと比較してエラーを大幅に削減することができました。機械学習アルゴリズムの内部動作をよりよく理解するために、Grad-CAMメソッドを使用して、CNNとViTのアクティベーションマップの重要な情報源を調査しました。私たちの調査結果は、アルゴリズムが予測しているパラメーターに応じて、密度場と赤方偏移のさまざまな部分に焦点を当てていることを示唆しています。この概念実証作業は、深層学習手法を組み込んで大規模な構造から宇宙論的パラメーターを推定する道を開き、より厳しい制約と宇宙の理解の向上につながる可能性があります。
銀河団による強い重力レンズ作用によるエキゾチックな像形成 -- IV.楕円形の NFW レンズと双曲線臍帯
| Title |
Exotic_Image_Formation_in_Strong_Gravitational_Lensing_by_Clusters_of_Galaxies_--_IV._Elliptical_NFW_Lenses_and_Hyperbolic_Umbilics |
| Authors |
Ashish_Kumar_Meena_and_Jasjeet_Singh_Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08326 |
双曲臍帯(HU)の近くにあるソースは、リング状の画像形成をもたらし、高倍率の4つの画像を構成し、レンズ平面の小さな領域にあります。（以前の研究に基づいて）クラスターレンズで観測されたHU画像形成の数は将来増加すると予想されるため、それらをより詳細に調査するのはタイムリーです。フォールドやカスプと同様に、HUも倍率関係を満たします。つまり、4つの画像の符号付き倍率の合計はゼロに等しくなります。この研究では、クラスタースケールのダークマターハローに適した楕円形のNavarro-Frenk-White(eNFW)レンズプロファイルを考慮した、HU倍率関係($R_{\rmhu}$)の詳細な研究を示します。私たちの結果は、孤立したeNFWレンズの場合、$R_{\rmhu}$はその質量または濃度パラメーターよりも楕円率に敏感であることを示しています。楕円率が0.3より大きい場合、$R_{\rmhu}$はゼロに近くなり、その周りに小さな散乱があります。HU画像形成の近くの部分構造は、平均$R_{\rmhu}$値をゼロから逸脱させ、分散を増加させます。逸脱量は、部分構造が近くにある画像タイプに依存します。ただし、レンズ平面(クラスター内の銀河レンズに相当)の部分構造の集団は、平均$R_{\rmhu}$値をゼロから大幅にシフトすることはありませんが、その周囲の散乱を増加させます。Abell1703クラスターでのHU画像形成の$R_{\rmhu}\simeq0$が見つかりました。HU形成が発見された他のクラスターでこのテストを繰り返すことは、クラスターハローの下部構造の有用な指標になる可能性があります.
初期の DESI データからの BAO 信号の最初の検出
| Title |
First_Detection_of_the_BAO_Signal_from_Early_DESI_Data |
| Authors |
Jeongin_Moon,_David_Valcin,_Michael_Rashkovetskyi,_Christoph_Saulder,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Shadab_Alam,_Stephen_Bailey,_Charles_Baltay,_Robert_Blum,_David_Brooks,_Etienne_Burtin,_Edmond_Chaussidon,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Arnaud_de_Mattia,_Govinda_Dhungana,_Daniel_Eisenstein,_Brenna_Flaugher,_Andreu_Font-Ribera,_Cristhian_Garcia-Quintero,_Julien_Guy,_Malik_Muhammad_Sikandar_Hanif,_Klaus_Honscheid,_Mustapha_Ishak,_Robert_Kehoe,_Sumi_Kim,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_Levi,_Paul_Martini,_Patrick_McDonald,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Adam_Myers,_Seshadri_Nadathur,_Richard_Neveux,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Nikhil_Padmanabhan,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Will_Percival,_Alejandro_P\'erez_Fern\'andez,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Mariana_Vargas_Magana,_Andrei_Variu,_Benjamin_Alan_Weaver,_Martin_J._White,_Sihan_Yuan,_Cheng_Zhao,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08427 |
ステージIV地上ベースのダークエネルギー分光計(DESI)の運用の最初の2か月間に収集された非盲検データを使用して得られたバリオン音響振動(BAO)信号の最初の検出を提示します。赤方偏移間隔0.4<z<1.1にまたがり、1651平方度を57.9%の完全性レベルでカバーする261,291個の輝く赤い銀河の選択されたサンプルから、〜5シグマレベルのBAO検出とBAO位置の測定を次の精度で報告します。1.7%。赤方偏移範囲0.1<z<0.5にある109,523個の銀河の明るい銀河サンプルを使用して、50.0%の完全性で3677平方度を超えると、2.6%の精度で~3シグマの有意性でBAO機能も検出されます。これらの最初のBAO測定は重要なマイルストーンを表しており、複雑なロボット駆動のファイバー給電DESI分光器の最適なパフォーマンスの品質管理として機能するだけでなく、DESI分光器パイプラインとデータ管理システムの早期検証も行います。これらの最初の有望な結果に基づいて、DESIは完了した5年間の調査データを使用してサブパーセントの精度で有意性の高いBAO検出を達成する目標を達成しており、BAO測定に関する最高レベルの科学的要件を満たしていると予測しています。この絶妙なレベルの精度は、宇宙論の新しい基準を設定し、DESIがこの10年間で最も競争力のあるBAO実験であることを確認します。
地上ベースのミリ波線強度マッピングによる暗黒エネルギーと重力の変化の調査
| Title |
Probing_Dark_Energy_and_Modifications_of_Gravity_with_Ground-Based_Millimeter-Wavelength_Line_Intensity_Mapping |
| Authors |
Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Emilio_Bellini,_Garrett_K._Keating |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08471 |
線強度マッピング(LIM)は、多くの赤方偏移エポックにわたって大規模構造(LSS)をマッピングすることにより、低赤方偏移および高赤方偏移での重力理論と暗黒エネルギーの性質を制約する強力な手段を提供できます。この論文では、動的暗黒エネルギー成分または重力理論の修正のいずれかを含む、$\Lambda$CDMを超えるいくつかのモデルを制約する際の、次世代の地上ベースのミリ波LIM調査の可能性を調査します。2点クラスタリング統計に限定して、いくつかのCO回転線(J=2-1からJ=6-5まで)の自動スペクトルの測定値と、$0.25の赤方偏移範囲の[CII]微細構造線を検討します。<z<12$.$\Lambda$CDMを超えるさまざまなモデルを検討し、それぞれが異なる特徴と特性を備えています。その中で、ジョーダン・ブラン・ディッケモデルとアクシオン駆動の初期ダークエネルギーモデルに焦点を当て、それぞれ後期と初期に作用するよく研究されたスカラーテンソル理論の例を示します。さらに、宇宙規模での重力の効果的な説明に基づいて、3つの現象論的モデルを検討します。10年以内に展開可能なLIM調査($\sim10^8$分光計時間)は、考慮されているすべてのモデルの現在の境界を大幅に改善する可能性があることを示しています。改善のレベルは、数倍から数桁の範囲です。
Symplexic Massive Body Algorithm (SyMBA) $N$-body コードの並列化
| Title |
Parallelization_of_the_Symplectic_Massive_Body_Algorithm_(SyMBA)_$N$-body_Code |
| Authors |
Tommy_Chi_Ho_Lau_(LMU_Munich,_HKU),_Man_Hoi_Lee_(HKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07325 |
多数の粒子の$N$体の直接シミュレーションは、特に微惑星力学と惑星形成の研究において、最新のマシンを使用しても計算が困難でした。この作業は、完全に並列化された$N^2/2$相互作用の組み合わせと、共有のマルチコアCPUでOpenMPを使用したSymplecticMassiveBodyAlgorithm(SyMBA)のMIMD並列化を可能にするGENGAコードの近接遭遇ペアグループ化戦略の組み込みを提示します。-メモリ環境。SyMBAp(SyMBA並列化)は、SyMBAのシンプレクティックな性質を維持し、優れたスケーラビリティを示します。5,000個の完全にインタラクティブな粒子を使用したシミュレーションで、56コアで30.8倍のスピードアップを実現します。
ゼーマンブロードニングと直線偏光観測による原始惑星系円盤の三次元磁場イメージング
| Title |
Three-dimensional_magnetic_field_imaging_of_protoplanetary_disks_using_Zeeman_broadening_and_linear_polarization_observations |
| Authors |
Boy_Lankhaar_and_Richard_Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07346 |
磁場は、原始惑星系円盤の構造、進化、化学に重大な影響を与えると予測されています。しかし、これらの物体に対する磁場の直接検出はまだ達成されていません。原始惑星系円盤の磁場を特徴付けるために、原始惑星系円盤で励起された常磁性分子からの放射の(偏光)放射伝達に対するゼーマン効果の影響を調査します。ゼーマン効果の影響は一般にスペクトル線の円偏光で研究されていますが、ゼーマンによるスペクトル線の広がりとそれらの直線偏光の包括的なモデリングも実行します。原始惑星系円盤に適応した単純化された放射伝達モデルを開発し、完全な3次元偏波放射伝達シミュレーションと比較します。円偏波の放射伝達は、ディスクの反対側の間で予想される磁場の極性変化によって大きく影響を受けることがわかりました。対照的に、ゼーマンブロードニングと直線偏光は、磁場への二次依存性により、この符号変化の影響を比較的受けません。単純化された放射伝達モデルを完全な偏波モデリングに忠実に一致させることができます。これにより、ゼーマンブロードニングと直線偏波観測から磁場情報を抽出するための簡単な方法を処方することができます。ゼーマンブロードニングと直線偏光観測は、どちらも磁場の敏感なプローブであり、ディスク磁場の符号変化の影響をわずかに受けるため、原始惑星系ディスク磁場を特徴付ける非常に有利な方法であることがわかります。我々の結果を原始惑星系円盤スペクトル線の既存の円偏波観測に適用すると、トロイダル磁場強度の現在の上限を引き上げる必要があることが示唆されます。
| Title |
A_hydrodynamic_study_of_the_escape_of_metal_species_and_excited_hydrogen_from_the_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_WASP-121b |
| Authors |
Chenliang_Huang,_Tommi_Koskinen,_Panayotis_Lavvas,_Luca_Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07352 |
ホットジュピターWASP-121bの近紫外および光透過スペクトルでは、最近の観測により、惑星のロシュローブの外側に広がるMg、Fe、Ca、およびH$\alpha$の強い吸収特性が検出されました。これらの原子の特徴を研究することで、逃げる大気を直接追跡し、上層大気のエネルギーバランスを制限することができます。これらの特徴を理解するために、上層大気と流体力学的脱出の一次元モデルの機能を拡張して、原子金属種の重要なプロセスを含めることにより、詳細な順モデルを導入します。流体力学モデルは、Ly$\alpha$モンテカルロ放射伝達計算に結合され、励起された水素集団と関連する加熱/イオン化効果をシミュレートします。このモデルを使用して、WASP-121bの透過スペクトルで検出された原子の特徴を解釈し、その上層大気に対する金属と励起水素の影響を調べます。複数の吸収線を使用して、単一の透過特性の分析よりも強い制約を上層大気の特性に課すことを示します。さらに、このモデルは、観測された線幅を説明するためにロシュローブオーバーフローによって引き起こされる大気流出による線幅の拡大が必要であることを示し、ロシュローブオーバーフローによって引き起こされる高い質量損失率の重要性を強調しています。下層および中層大気の構造。また、金属種と励起状態の水素が、超高温の木星熱圏の熱とイオン化のバランスに重要な役割を果たしていることも示しています。
CLASSによる金星のマイクロ波観測
| Title |
Microwave_Observations_of_Venus_with_CLASS |
| Authors |
Sumit_Dahal,_Michael_K._Brewer,_Alex_B._Akins,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_Joseph_Cleary,_Jullianna_D._Couto,_Thomas_Essinger-Hileman,_Jeffrey_Iuliano,_Yunyang_Li,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_N\'u\~nez,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_Reeves,_Karwan_Rostem,_Rui_Shi,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07367 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)を使用して4つのマイクロ波周波数帯域で測定された金星の円盤平均絶対輝度温度について報告します。38.8、93.7、147.9、および217.5GHzを中心とする周波数帯域で、432.3$\pm$2.8K、355.6$\pm$1.3K、317.9$\pm$1.7K、および294.7$\pm$1.9Kの温度を測定します。、それぞれ。4つの周波数帯域すべてについて、測定された輝度温度が太陽照度に依存することは観察されません。私たちの測定値と低周波数の超大型アレイ(VLA)観測結果の共同分析は、以前の電波掩蔽測定値から推測されたものよりも平均大気温度が比較的高く($\sim$7K高い)、マイクロ波連続体吸収体の量が少ないことを示唆しています。
HD 53143 の破片円盤には前方散乱が見られない
| Title |
The_apparent_absence_of_forward_scattering_in_the_HD_53143_debris_disk |
| Authors |
Christopher_C._Stark,_Bin_Ren,_Meredith_A._MacGregor,_Ward_S._Howard,_Spencer_A._Hurt,_Alycia_J._Weinberger,_Glenn_Schneider,_Elodie_Choquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07370 |
HD53143は、成熟した太陽のような星であり、90天文単位近くの微惑星の冷たい外輪を含む、塵の多い破片の広い円盤のホストです。可視波長で画像化された他のほとんどの傾斜した破片円盤とは異なり、HD53143の周りの冷たい円盤は、材料の切断された「弧」として表示され、現在まで前方散乱側は検出されていません。HD53143破片円盤の新しい、より深いハッブル宇宙望遠鏡(HST)宇宙望遠鏡画像分光器(STIS)コロナグラフ観測を提示し、円盤の前方散乱側が検出されないままであることを示します。光学的に薄い円盤モデルを使用した順方向モデリングによるKLIP削減観測を適合させることにより、可視波長画像を制約のない向きの方位角対称円盤に適合させると、最近のALMA観測と矛盾する非物理的なエッジオンの向きになることを示します。アルマ望遠鏡で観測された方向に方向を制限すると、ダストはほぼ等方的に散乱します。HD53143ホストスターは、このシステムのスポット回転と再検討年齢推定により、重要な恒星変動を示すことを示します。
デブリ円盤とその主星の間の位置ずれの証拠
| Title |
Evidence_for_Misalignment_Between_Debris_Disks_and_Their_Host_Stars |
| Authors |
Spencer_A._Hurt_and_Meredith_A._MacGregor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07446 |
ディスクと星の傾きを比較することにより、31のシステムのデブリディスクとそのホスト星の間の傾斜に下限を設定します。以前の研究ではずれの証拠は見つかりませんでしたが、最小傾斜角が~30{\deg}-60{\deg}の6つの星系を特定しました。これらの高傾斜星系は、スペクトルタイプKからAまでの広範囲の恒星パラメーターにまたがっています。以前の研究では、質量が1.2$M_\odot$未満の星(スペクトルタイプ~F6)は、自転を再調整するのに十分強い磁場を持っていると主張されていました。磁気ワーピングによる周囲のディスクとの軸。比較的低質量の星で高い傾斜角が観測されていることを考えると、観測されたずれの原因は磁気ワーピングだけではないと考えられます。しかし、無秩序な降着はせいぜい20{\deg}のずれをもたらすと予想され、この研究で見つかったより大きな傾斜を説明することはできません。原始的なミスアライメントがどのように発生する可能性があるのか、惑星のスピン軌道アライメントを決定する上でどのような役割を果たすのかは不明のままですが、このサンプルを拡張する将来の作業は、これらの高傾斜システムを形成するメカニズムを理解するために重要です。
JWSTによる木星亜世界の大気流出観測
流体力学的な大気の脱出は、木星亜系外惑星、特に公転周期が短い系外惑星の進化を形成する重要なプロセスと考えられています。$1.083$$\mu$mにある近赤外線の準安定He線は、地上から観測できるという利点を備えた、高温の太陽系外惑星における大気放出の信頼できるトレーサーです。しかし、地上データに存在する体系的な影響とテルル汚染のために、木星亜惑星でのHeの脱出を観察することは困難なままです。JWSTの打ち上げと運用の成功により、宇宙で非常に安定した高精度の近赤外分光器にアクセスできるようになりました。ここでは、2つの代表的で以前によく研究された温暖な海王星GJ436b($T_{\rmeq}=687~{\rmK}$,$R_{\rmp}=0.37~{\rmR_J}$)およびGJ1214b($T_{\rmeq}=588~{\rmK}$,$R_{\rmp}=0.25~{\rmR_J}$)。GJ436bのシミュレートされたJWST観測は、NIRSpec/G140Hを使用した単一のトランジットが、地上から検出可能なものよりも2桁低い質量損失率に敏感であることを示しています。GJ1214bの演習では、JWSTで暖かい海王星の比較的弱い流出を観測するのに最適な構成はNIRSpec/G140Hであり、NIRSpec/G140MとNIRISS/SOSSはあまり最適ではないことを示しています。これらの機器構成のいずれも惑星の吸収をスペクトル的に分解できないため、1D等温パーカー風近似はそのような観測を解釈するのに十分ではない可能性があると結論付けています。準安定HeのJWST測定では、流出温度と質量損失率の間の縮退を解消するために、より洗練されたモデルが重要です。
赤色巨星太陽を周回する地球に似た惑星の残留離心率
| Title |
Residual_eccentricity_of_an_Earth-like_planet_orbiting_a_red_giant_Sun |
| Authors |
A._F._Lanza_(INAF-Catania,_Italy),_Y._Lebreton_(Observatoire_de_Paris_and_Universit\'e_de_Rennes,_France)_and_C._Sallard_(Universit\'e_Clermont-Auvergne,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07808 |
太陽のような星の周りの地球のような惑星の軌道進化の後期段階は、星の内部の対流運動に関連する密度変動の影響を考慮して再検討されます。このような変動は、星の外側の重力場のランダムな摂動を生み出し、惑星の軌道に小さな残留離心率を励起し、軌道を円形にする傾向がある潮の影響を相殺します。星の外部重力場変動のパワースペクトルを四重極近似で計算し、摂動法を使用して惑星の軌道への影響を調べます。残留離心率は、ガウス分布を示す確率変数であることがわかりました。MESAで計算された太陽の星の進化のモデルを採用すると、地球は赤色巨星ブランチの進化段階の先端近くで飲み込まれることがわかります。飲み込み直前の残留離心率の最大平均値は約0.026です。飲み込みを逃れるのに十分な大きさの初期軌道半長軸を持つ地球質量の惑星を考慮すると、残留離心率の平均値は、約1.4天文単位までの初期分離で0.01より大きいことがわかります。赤色巨星太陽による地球の飲み込みは、以前の研究で想定されていた決定論的特徴とは対照的に、確率論的プロセスであることがわかっています。地球に似た惑星が巻き込みを逃れた場合、残りの白色矮星の周りの軌道は適度に偏心します。数百分の1程度の残留離心率は、いくつかの天体で観測されているように、小惑星や彗星による白色矮星大気の汚染を維持する上で重要な役割を果たしている可能性があります。
原始 H$_2$ 大気によって形作られた地球
地球の水、固有の酸化状態、および金属核の密度は、地球の基本的な化学的特徴です。系外惑星の研究は、これらの化学的特徴の源を解明するための有用な文脈を提供します。惑星の形成と進化のモデルは、岩石系外惑星が、時間の経過とともに失われた水素に富むエンベロープで一般的に形成されたことを示しています。これらの発見は、地球もH$_2$に富む一次大気を持つ天体から形成された可能性があることを示唆している。ここでは、自己無撞着な熱力学モデルを使用して、地球の水、核の密度、および全体的な酸化状態のすべてが、H$_2$に富む一次大気と、その祖先の惑星胚の下にあるマグマの海との間で平衡を保つことができることを示しています。水は、エンスタタイトコンドライトに似た乾燥した出発物質から、マグマの海からの酸素が水素と反応して生成されます。大気に由来する水素はマグマの海に入り、最終的に平衡状態にある金属コアに入り、地球の密度に匹敵する金属密度の不足を引き起こします。太陽のような酸素フガシティーから地球のような酸素フガシティーへのケイ酸塩岩の酸化は、SiがHおよびOと一緒にコアのFeと合金化するときにも起こります。したがって、水素大気との反応と金属ケイ酸塩平衡は、銀河全体の岩石惑星形成と一致する地球の地球化学の基本的な特徴の簡単な説明を提供します。
木星の中赤外オーロラ放射と太陽風圧縮に対するそれらの応答の高空間およびスペクトル分解能研究
| Title |
A_high_spatial_and_spectral_resolution_study_of_Jupiter's_mid-infrared_auroral_emissions_and_their_response_to_a_solar_wind_compression |
| Authors |
James_A_Sinclair,_Thomas_K_Greathouse,_Rohini_S_Giles,_John_Lacy,_Julianne_Moses,_Vincent_Hue,_Denis_Grodent,_Bertrand_Bonfond,_Chihiro_Tao,_Thibault_Cavali\'e,_Emma_K_Dahl,_Glenn_S_Orton,_Leigh_N_Fletcher,_Patrick_G_J_Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08390 |
2017年3月17～19日に、Gemini-North/TEXES(TexasEchelonCrossEchelleSpectrograph)を使用して、木星の中高緯度の中赤外分光法を提示します。3月18日の太陽風圧縮は、極成層圏と外部宇宙環境との結合を強調しています。3月17日と19日の観測を比較すると、北側の夕暮れ側の主なオーロラ放射と空間的に一致する領域で、CH$_4$、C$_2$H$_2$、およびC$_2$H$_4$放射の増光が観察されます。（以下、MAE）。スペクトルを反転して大気情報を導き出す際に、夕暮れ側の増光は成層圏上部(p<0.1mbar/z>200km)の加熱(例:$\DeltaT$=9.1$\pm$2.1Kat9$)に起因すると判断します。\mu$barat67.5$^\circ$N,162.5$^\circ$W)より深い圧力での加熱は無視できます。私たちの解釈は、太陽風の強化の到来が、側面での圧縮および/または粘性相互作用を通じて磁気圏ダイナミクスを駆動したというものです。これらのダイナミクスは電流を加速し、および/またはより高いポインティングフラックスを生成し、最終的にジュール加熱とイオン中性衝突によって大気を暖めました。南MAEの極方向では、オーロラ関連の加熱が10mbarレベルまで浸透していることを示しています。これとは対照的に、北MAEの極方向では加熱は$\sim$3mbarの深さまでしか観察されません。これは、南の方がより高いペダーセン伝導率を持ち、したがってより強い電流と中性粒子の加速、および木星の循環の頂点と重なる極方向の加熱が原因であり、それによって効率的な水平混合/移流が阻害されていることが原因であると考えられます。
COSMOS-Web の z~5 にある近赤外で微光、遠赤外で発光するダスト銀河
| Title |
A_Near-Infrared_Faint,_Far-Infrared-Luminous_Dusty_Galaxy_at_z~5_in_COSMOS-Web |
| Authors |
Jed_McKinney,_Sinclaire_M._Manning,_Olivia_R._Cooper,_Arianna_S._Long,_Hollis_Akins,_Caitlin_M._Casey,_Andreas_L._Faisst,_Maximilien_Franco,_Christopher_C._Hayward,_Erini_Lambrides,_Georgios_Magdis,_Katherine_E._Whitaker,_Min_Yun,_Jaclyn_B._Champagne,_Nicole_E._Drakos,_Fabrizio_Gentile,_Steven_Gillman,_Ghassem_Gozaliasl,_Olivier_Ilbert,_Shuowen_Jin,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Daizhong_Liu,_R._Michael_Rich,_Brant_E._Robertson,_Francesco_Valentino,_John_R._Weaver,_Jorge_A._Zavala,_Natalie_Allen,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Henry_Joy_McCracken,_Louise_Paquereau,_Jason_Rhodes,_Marko_Shuntov_and_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07316 |
深い銀河系外の光学調査では完全に見えない遠赤外線の明るい光源の数が増えていることは、z>4の塵の多い星形成銀河のとらえどころのない集団を示唆しています。サイクル1JWSTサーベイは現在、静止フレームの光学光を検出しています。これにより、恒星の特性と個体群全体の統計的制約に関する重要な洞察が得られます。この作品は、COSMOS-WebサーベイからのJWST/NIRCam対応物を、遠赤外線SCUBA-2およびALMAソース、AzTECC71に提示します。これは、以前は850ミクロンより短い波長では検出されませんでした。AzTECC71は、F277W-F444W~0.9のCOSMOS-Webで最も赤い銀河の中で、NIRCam/F150WとF115Wでは検出されず、F444WではCOSMOS-Webで識別された他のサブミリ波銀河よりも2～4等分暗いです。これは、塵の多い星形成銀河の中央値よりも星の質量が小さく、赤方偏移が大きい系と一致しています。F277W、F444W、およびアルマバンド6を含む遠赤外線での検出と組み合わせた深い地上および宇宙ベースの上限により、AzTECC71がz>4でz_phot=5.7(+0.8)である高い確率(99%)が見つかりました。,-0.7)。この銀河は質量が大きく(logM*/Msun~10.7)、IR発光(logLIR/Lsun~12.7)であり、他の光学的に検出されていないが、z>4で遠赤外線の明るい塵の多い星形成銀河に匹敵します。z>4にある明るい赤外線銀河のこの集団は、ほとんど制約を受けていませんが、最も極端に塵に覆われた銀河と、より典型的な高赤方偏移の星形成銀河との間の重要な架け橋を構成しています。COSMOS-WebのF150Wフィルターから脱落するさらに遠赤外線で選択された銀河が、AzTECC71のようにz>4の赤方偏移を持っている場合、そのようなソースの体積密度は、以前に推定されたよりも~3～10倍大きくなる可能性があります。
{\it GAIA} DR3 ワイド連星の内部運動学: 低加速領域での異常な挙動
| Title |
Internal_kinematics_of_{\it_GAIA}_DR3_wide_binaries:_anomalous_behaviour_in_the_low_acceleration_regime |
| Authors |
X._Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07322 |
{\itGaia}eDR3カタログは最近、2つの構成星の相対速度$\DeltaV$、総連星質量$m_{B}$、区切り、$s$。$s\gtrsim0.035$pcの場合、これらの連星は低加速度$a<a_{0}$領域を調べます。この領域では通常、暗黒物質に起因する重力異常が、渦巻銀河の平坦な回転曲線で観察されます。ここで、$a_{0}\approx1.2\times10^{10}$はMONDの加速度スケールです。このような実験は、非常に小さな質量とサイズの独立した天文システムを使用して同じ加速領域を調査することにより、これらの異常の一般性の程度をテストします。$a<a_{0}$の場合、ニュートンの期待値を超える信号が観察されました。これは、関連する基本物理学の変更の証拠として、または実験に影響を与える運動学的汚染物質によるものとして解釈されます。検出されていない恒星成分の存在、束縛されていない出会い、偽の投影効果。ここでは、強化されたDR3{\itGaia}カタログを利用して、ワイドバイナリの内部運動学について、これまで可能であったよりも厳密かつ詳細な研究を行います。{\itGaia}恒星の正確な質量と各星の連星確率の推定値を分光学的情報を使用して内部的に決定し、動径速度のより大きなサンプルを使用することで、広い連星の分析を大幅に改善し、可能性のある運動学的汚染物質を慎重に除外することができます。.結果の$\DeltaV$対$s$および$\DeltaV$対$m_{B}$のスケーリングは、高加速領域に対するニュートンの期待を正確にトレースしていますが、渦巻銀河で観測された距離および質量速度のスケーリングと一致しています。低加速度のものが得られます。
JWSTによる初期宇宙における低光度AGNの可観測性
初期宇宙の活動銀河核(AGN)は、ホスト銀河とその環境の成長に影響を与えたエネルギーと電離光子の顕著な源であると考えられています。しかし、これらのAGNに燃料を供給している超大質量ブラックホール(SMBH)が、どのようにしてすでに高い赤方偏移で観測された高い質量にまで成長したかはまだ不明です。したがって、高赤方偏移SMBH前駆細胞または低質量AGNの観察は、SMBHの進化と周囲への影響を特徴付けるのに役立ちます。JWSTの打ち上げにより、低質量AGNを含む、高赤方偏移のより暗い天体を検出できるようになりました。このような低光度のAGNの可観測性を評価し、宇宙シミュレーションコードGIZMOを使用して、初期宇宙におけるブラックホールの成長に現実的な環境を提供します。シミュレーションの実行で最初の星が誕生した直後に、さまざまな初期質量($300$から$10^4{\rm\M}_{\odot}$の間)の恒星残骸ブラックホールシードをaの中心に挿入します。$z\sim6$まで暗黒物質のハローとその成長を追跡します。典型的な高$z$環境に置かれたそのような恒星ブラックホールの種は、恒星のフィードバックとカオスダイナミクスからのエネルギー入力が妨げられるため、標準的なボンダイホイル降着の条件下でJWSTで観測できる質量に達するまで大きく成長せず、成長しません。ブラックホールへの効率的なガスの降着。JWSTで観察するには、エディントンまたはスーパーエディントンの降着を含む、よりまれではあるが物理的に実現可能な成長体制が必要になります。あるいは、AGNの可観測性は、極端な重力レンズ効果のさらにまれな条件下でも向上する可能性があります。
形態学的系列にわたる銀河の安定性
近くの円盤銀河と、赤方偏移($z$)が4.5の銀河の安定性を調査します。安定性パラメーター$(Q_{RW})$、星形成率($SFR$)、ガス分率$(f^{Gas})$、および重力不安定性の成長の時間スケール$(\タウ)$.形態の違いにもかかわらず、近くの銀河の$91$$\%$は安定性パラメータ($Q^{Min}_{RW}$)の最小値が$1$より大きく、軸対称不安定性の成長に対する安定性を示していることがわかりました。.私たちのサンプルの渦巻きは、不規則銀河よりも星形成率の中央値が高く、$Q_{RW}$の中央値が低く、$f^{Gas}$が低く、重力不安定性の成長の時間スケールが小さいです。渦巻きの重力不安定性により、ガスの大部分が急速に星に変換され、ガス貯留層が枯渇することがわかりました。一方、星の形成は、ガスの割合が高い不規則な星では、より長い時間スケールでよりゆっくりと発生します。次に近くの銀河の安定性を$z\,=\,4.5$の銀河と比較します。近くの銀河と$z\,=\,4.5$にある銀河の正味の安定性レベルは、主に恒星円盤によって駆動されており、安定性を自己調整する固有のメカニズムの存在を示唆しています。最後に、全ポテンシャルに対する暗黒物質の寄与を取り除くと、近くの銀河と$z\,=\,4.5$の銀河の中央値$Q_{RW}$は変化しないままであり、バリオンが自己調節できることを示しています少なくとも統計的な意味での安定性レベル。
典型的な近接銀河フライバイにおける衝突パラメータの役割
2つの銀河が相互に侵入する相互作用である近接銀河フライバイは頻繁に発生し、個々の銀河の進化に大きな影響を与える可能性があります。等質量フライバイは非常にまれであり、ほぼ例外なく遠くにありますが、頻繁なフライバイは質量比が0.1以下であり、二次銀河が主銀河の奥深くまで侵入しています。これにより、2つのクラスのフライバイ間で同等の強度の相互作用Sが得られ、本質的に同じ効果が得られます。これを実証し、影響パラメーター$b$の役割を強調して調査するために、プライマリのビリアル半径の0.114から0.272の範囲の相対$b$を変化させて一連のフライバイのN体シミュレーションを実行しました。フライバイ中に双腕のらせんが形成され、起点の半径は$b$と相関し、強さは逆S字カーブでよく近似されます。衝撃パラメータは誘起された渦巻きの形状に影響を与えず、顕著な渦巻き構造の寿命は2Gyrで一定のようです。$b$と反相関する強度を持つバーは、相互作用強度$S\geq0.076$のシミュレーションで遭遇が終わった後に形成されますが、$S\geq0.129$の強いものを除いて短命です.シミュレーションの1つで、長期間存続するダブルバーの発生を紹介します。既存のバーの不安定性に対する影響はさまざまです。これらの効果と$b$の間には均一な相関関係はありません。これは、フライバイ後の段階で発生する二次的な効果であるためです。バルジはフライバイに対して回復力がありますが、暗黒物質のハローは$b$と反相関する量で大幅にスピンアップする可能性があります。暗黒物質ハローの角運動量ベクトルと円盤の角運動量ベクトルの間にオフセット角があり、bと直線的に相関します。フライバイは、局所宇宙の銀河内の構造進化の重要な経路であり続けています。
おうし座の雲の 3D キネティック トモグラフィーに向けて: II.新しい自動化手法とその検証
| Title |
Toward_a_3D_kinetic_tomography_of_Taurus_clouds:_II._A_new_automated_technique_and_its_validation |
| Authors |
Q._Duch\^ene,_C._Hottier,_R._Lallement,_J.L._Vergely,_C._Babusiaux,_A._Marchal_and_F._Arenou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07785 |
天の川銀河の星間物質の3次元(3D)キネティックマップは、その構造と星形成の研究に不可欠なツールです。銀河系の星間雲に半径方向の速度を割り当てることを目指しており、星明かりの絶滅とガイアと星の調査からの星の距離に基づいて、現在空間的に局在化しています。一方では3D吸光密度マップで分離された雲の空のコヒーレントな投影の自動検索を開発し、他方では特定のドップラーシフトでのCO無線放射の原因となる領域を開発しました。個別のダスト構造は、Fellwalkerアルゴリズムを最近の3D絶滅密度マップに適用することによって取得されました。絶滅雲ごとに、輪郭に囲まれたCOスペクトルに沿って移動する狭いスライドスペクトルウィンドウを使用する手法と幾何学的基準を使用して、最も可能性の高い速度間隔を選択しました。新しい輪郭ベースの手法を、おうし座、ぎょしゃ座、ペルセウス、およびカリフォルニアの分子複合体を含むボリューム内の3D吸光密度分布に適用しました。分解から出た45の雲から、42に速度が割り当てられました。残りの構造は、非常に弱いCO排出または絶滅に対応しています。検証テストとして、論文Iで提示され、KI吸収スペクトルに基づく、同じ領域の雲への動径速度の非自動割り当てを使用しました。新しい完全に自動化された決定は、これらの以前の測定値とよく一致していることがわかりました。私たちの結果は、雲の輪郭の形態に基づく自動検索が効率的であり、この新しい手法が天の川のより広い領域とより遠い距離に拡張される可能性があることを示しています。他の手法と組み合わせた後の制限と潜在的な改善について説明します。
Vera C. Rubin 天文台の 3 つの深層掘削フィールドにおける Radio AGN の選択と特徴付け 空間と時間の遺産調査
| Title |
Radio_AGN_Selection_and_Characterization_in_Three_Deep-Drilling_Fields_of_the_Vera_C._Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Shifu_Zhu,_William_N._Brandt,_Fan_Zou,_Bin_Luo,_Qingling_Ni,_Yongquan_Xue,_and_Wei_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07864 |
AustraliaTelescopeLargeAreaSurvey(ATLAS)とXMM-LSS/VIDEOディープフィールドのVLAサーベイでは、深部($\approx15$${\mu}$Jybeam$^{-1}$)と高解像度($\approx$4.5--8arcsec)の3つのXMM-SERVSフィールド(W-CDF-S、ELAIS-S1、およびXMM-LSS)の無線カバレッジ。これらのデータは11.3deg$^2$の全空の領域をカバーし、$\approx11000$の無線成分を含んでいます。さらに、XMM-LSSフィールドの約3~deg$^2$には、5.6${\mu}$Jybeam$^{-1}$の中央値RMSを達成し、20000を超える電波源を検出する、より深いMIGHTEEデータもあります。.これらすべての無線データを分析し、ディープオプティカルおよびIRサーベイを利用して、他の波長帯で対応するソースを見つけます。これらの電波源の性質は、電波帯域の特性(スペクトル勾配と形態)とIR電波相関を使用して調査されます。%およびスペクトルエネルギー分布。無線AGNが選択され、他の方法(X線など)を使用して選択されたものと比較されます。X線および/またはMIR法を使用して選択されなかった1765の新しいAGNが見つかりました。{\sccigale}を使用して電波AGNのFIR-to-UVSEDを制約し、電波AGNの割合が銀河系の星の質量と星形成率に依存することを調べます。
L-Galaxies 銀河形成の半解析モデルによる高温ガスの模擬 X 線観測
各ハロー内の高温ガスの半径方向分布を含む、銀河形成のL銀河半解析モデルの新しい拡張を使用して、銀河団内の高温ガスの模擬X線観測を作成します。モデルの出力に基づいて、まずいくつかのモックライトコーンを作成し、次にSOXSパッケージでモックスペクトルを生成し、ライトコーン内のモックイメージを導き出します。この模擬データを用いて、ROSAT全天探査用の模擬X線スペクトルをシミュレートし、模擬スペクトルと観測結果を比較します。次に、HUBSミッションの設計パラメータを検討し、模擬作業の重要なアプリケーションとして、HUBSのハローホットガスの観測をシミュレートします。(1)私たちの模擬データは、現在のX線望遠鏡による観測と一致します。(2)HUBSによる解像クラスター内のホットバリオンの調査は、赤方偏移0.5以下で有効であり、HUBSによるz>0.5での点状ソースの輝線の観測は、初期宇宙のホットバリオンを理解するのに役立ちます。(3)大規模なシミュレーションボックスと半解析モデルの柔軟性を利用することにより、模擬X線観測は、今後のX線施設のターゲット選択と観測戦略を立てる機会を提供します。
SOFIA/FIFI-LS による外側銀河団 Gy 3-7 からの遠赤外線放射: 物理的条件と UV フィールド
| Title |
Far-infrared_line_emission_from_the_outer_Galaxy_cluster_Gy_3-7_with_SOFIA/FIFI-LS:_Physical_conditions_and_UV_fields |
| Authors |
N._Le,_A._Karska,_M._Figueira,_M._Sewi{\l}o,_A._Mirocha,_Ch._Fischer,_M._Ka\'zmierczak-Barthel,_R._Klein,_M._Gawro\'nski,_M._Koprowski,_K._Kowalczyk,_W._J._Fischer,_K._M._Menten,_F._Wyrowski,_C._K\"onig,_L._E._Kristensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08127 |
(要約)遠赤外線(FIR)線放射は、星形成の初期段階に関連する衝撃とUV放射によるガスの冷却と加熱に関する重要な情報を提供します。ただし、FIRラインによるガス冷却は、金属量に依存する可能性があります。FIRライン放出を定量化し、CMa-1224星形成領域に埋め込まれたクラスターGy3-7に向かうCO回転温度、紫外(UV)放射場、およびH2数密度の空間分布を決定することを目指しています。は、LMCと太陽近傍の中間になると予想されます。Gy3-7に向かうCOと[OI]の全光度を、広範囲の金属量にわたる低質量および高質量の原始星で見つかった値と比較することにより、FIR線冷却に対する金属量の考えられる影響を特定することも目的としています。私たちの銀河の中で。いくつかのFIRラインをカバーするGy3-7のSOFIA/FIFI-LSスペクトルを調べました。COhigh-J(J>14)放出の空間的広がりは、Herschelで検出された細長い160um連続体放出の空間的広がりに似ています。J=14-13からJ=16-15へのCO遷移はクラスター全体で検出され、ボルツマン図で170+/-30Kの中央回転温度を示します。Herschelで観測された他の原始星との比較は、銀河系内部の中間質量源とよく一致することを示しています。UV照射Cショックにおける[OI]および高JCO放出の起源を仮定すると、10^4-5cm-3のショック前のH2数密度と0.1-10HabingフィールドのUV放射場強度が得られました。.遠赤外線観測では、Gy3-7で進行中の星形成が明らかになり、中間質量のクラス0/Iの若い星が優勢です。分子対原子の遠赤外線放射の比率は、原始星のボロメータ光度とともに減少傾向を示しています。ただし、低金属性がGy3-7のライン冷却に影響を与えることを示すものではありません。
近くの宇宙の中性子星合体のホストについて
最近、中性子星の連星系の特徴付けは、重力波、ガンマ線バースト(GRB)、銀河の化学進化などのさまざまな分野で中心的になっています。この作業では、中性子星合体(NSM)の遅延時間分布(DTD)のいくつかの特性を推測するために使用できる観測プロキシを探ります。観測された銀河恒星質量関数、星形成率対質量関係、および宇宙星形成率密度を満たすモデル銀河のサンプルを構築します。銀河の星形成の歴史は、最大値の位置と分布の幅という2つのパラメータによって特徴付けられる対数正規関数で記述されます。誕生時の連星中性子星系の分離の分布の下限と勾配に主に依存する理論上のDTDを仮定します。NSMの現在のレート($\mathcal{R}=320^{+490}_{-240}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$)では、$\sim0中性子星の前駆体の0.3%は、ハッブル時間内にNSMにつながる適切な特性を備えた連星系に住んでいます。NSMの割合とホスト銀河の特性との間の予想される関係を調べます。NSMのDTDの形状の最も効果的な代理は、典型的なホストの現在の星形成活動であることがわかりました。現在、星形成銀河で観察される短いGRBの割合は、$100$Myr以内に少なくとも$\sim40\%$の合体があるDTDに有利です。この結論は、ホスト関連の短いGRBのより大きなサンプル(例:$z\leq1$での$600$イベント)に基づいて、より強力な根拠になります。
3 つの球状星団の動的年齢の経験的測定と動的時計の使用に関する考察
| Title |
Empirical_measurement_of_the_dynamical_ages_of_three_globular_clusters_and_some_considerations_on_the_use_of_the_dynamical_clock |
| Authors |
Francesco_R._Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Enrico_Vesperini,_Mario_Cadelano,_Dan_Deras_and_Cristina_Pallanca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08140 |
私たちは、「動的時計」を使用して、3つの銀河球状星団(つまり、NGC3201、NGC6316、およびNGC6440)が到達した動的進化のレベルを測定しました。これは、クラスター半質量半径内の青色はぐれ星(BSS)の中心分離のレベルを、累積放射状星間で囲まれた領域として定義される$A^+_{rh}$パラメーターによって定量化する経験的方法です。BSSの分布とより軽い人口の分布。$A^+_{rh}$の均一な決定を含むサンプルの合計は、現在、59個のクラスターの総計をカウントします:天の川の52個の古いGC(ここで調査した3個を含む)、大マゼラン雲の5個の古いクラスター、小マゼラン星雲の2つの若い星系。ここで研究された3つのオブジェクトは、$A^+_{rh}$と前のサンプルで定義された中心緩和時間との間の相関関係にうまく入れ子になっています。異なる銀河環境におけるクラスターの動的進化。最後に、現在の中心緩和時間と比較して、星団の動的年齢の指標として動的時計を使用する利点について説明します。
活動銀河のガス円盤の流出とブラックホールのスケーリング関係への影響
| Title |
Outflows_in_the_Gaseous_Discs_of_Active_Galaxies_and_their_impact_on_Black_Hole_Scaling_Relations |
| Authors |
N._Menci,_F._Fiore,_F._Shankar,_L._Zanisi,_C._Feruglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08273 |
銀河の形成における活動銀河核(AGN)フィードバックの役割に関する未解決の根本的な問題に取り組むために、この作業では、銀河形成の半解析モデルにAGN駆動の風の新しい物理的処理を実装します。モデル内の各銀河に対して、AGN光度、ホストハローの円速度、および考慮される銀河のガス含有量に応じて、さまざまな方向の流出膨張と質量流出速度の解を関連付けます。また、各銀河に、合体イベント中のエネルギー保存から導出された有効半径と、ジーンズモデリングによって自己無撞着に計算された星の速度分散を割り当てます。ブラックホール(BH)質量と総質量/バルジ質量、速度分散、ホストハロー暗黒物質質量、および星形成効率の間のすべての主要なスケーリング関係を導き出します。改善されたAGNフィードバックは、主に関係の分散を制御しますが、スケーリング関係の勾配および/または正規化の形成においてサブドミナントな役割を果たしていることがわかります。解像度が制限されている可能性のある選択バイアスをモデルに含めると、利用可能なデータとの一致が向上します。このモデルは、BH質量に関連するこれ以上の基本的な銀河の特性を示しておらず、現在のデータと緊張して、速度分散が星の質量に関して同様の役割を果たしています。包括的な半解析的および流体力学的な銀河BH進化モデルで実施された他の独立した研究と一致して、我々の現在の結果は、形状と残差の両方に関して、局所的なスケーリング関係を完全に再現する上で銀河形成の現在の宇宙論的モデルが不十分であることを示しています。、および/または動的に測定されたBHのローカルサンプルに影響を与える不完全性の問題を指摘します。
180 000 個の APOGEE 赤色巨星の分光学的年齢推定: 銀河円盤の年齢に伴う正確な空間的および運動学的傾向
| Title |
Spectroscopic_age_estimates_for_180_000_APOGEE_red-giant_stars:_Precise_spatial_and_kinematic_trends_with_age_in_the_Galactic_disc |
| Authors |
F._Anders,_P._Gispert,_B._Ratcliffe,_C._Chiappini,_I._Minchev,_S._Nepal,_A._B._A._Queiroz,_J._A._S._Amarante,_T._Antoja,_G._Casali,_L._Casamiquela,_A._Khalatyan,_A._Miglio,_H._Perottoni,_M._Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08276 |
過去数年間、多くの研究により、星の存在量とその年齢の間に経験的な関係があることがわかりました。ここでは、統計的不確実性の中央値が17%のAPOGEE調査で観測された178,825個の赤色巨星の分光学的な星の年齢を推定します。この目的のために、APOGEEとKeplerの両方で観測された天体地震学的年齢を持つ3,060個の赤色巨星と赤色塊星の高品質データセットでトレーニングされた、教師あり機械学習手法XGBoostを使用します。得られた年齢推定値を独立したカタログで検証した後、星の古典的な化学的、位置的、および運動学的関係のいくつかを、年齢の関数として調査します。年齢マップで外側ディスクフレアの非常に明確な痕跡を見つけ、最近発見された局所的な年齢と金属性の関係の分裂を確認します。0.5Gyrから12Gyrの間の小さな年代ビンにおける銀河の半径方向の金属量勾配の新しい正確な測定値を提示し、2から5Gyrの古い個体群のより急な金属量勾配と、主に半径方向の移動によって生成された古い個体群のその後の平坦化を確認しました。さらに、年齢の関数として存在量勾配に関する分散を分析します。この関係には明確なべき法則の傾向(指数$\beta\approx0.15$)が見られ、過去7～9Gyrにわたる銀河円盤の滑らかな放射状移動の歴史を示しています。このべき法則からの逸脱は、8Gyr(おそらくガイアソーセージとエンケラドゥスの合体に関連する)および2.75Gyr(おそらく銀河円盤での星形成率の増加に関連する)の年齢で検出されます。最後に、9Gyr付近で年齢と速度の分散関係が急峻になっていることを示す以前の測定値を確認しますが、現在は銀河円盤の大部分に広がっています(5kpc<RGal<13kpc)。【要約】
二重峰の狭い [OIII] 線を持つ 5 つのグリーンピース銀河の発見
| Title |
Discovery_of_Five_Green_Pea_Galaxies_with_Double-peaked_Narrow_[OIII]_Lines |
| Authors |
Ruqiu_Lin,_Zhen-Ya_Zheng,_Jun-Xian_Wang,_Fang-Ting_Yuan,_James_E._Rhoads,_Sangeeta_Malhotra,_Tao_An,_Chunyan_Jiang,_Shuairu_Zhu,_Rahna_P.T.,_Xiang_Ji,_and_Mainak_Singha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08284 |
二重ピークの狭い輝線銀河は過去数年間に広く研究されてきましたが、グリーンピース銀河(GP)で報告されているのはごくわずかです。ここでは、LAMOSTおよびSDSS分光調査から選択された、DPGPと呼ばれる、二重ピークの狭い[OIII]輝線を持つ5つのGPの発見を紹介します。これらの5つのDPGPには、赤方偏移した成分よりも青方偏移した狭い成分があり、[OIII]$\lambda$5007ラインの速度オフセットが306から518$\rmkm\、s^{-1}$および全幅に及ぶことがわかります。263から441$\rmkm\,s^{-1}$の範囲の個々のコンポーネントの半値(FWHM)で。スペクトルとスペクトルエネルギー分布(SED)を分析することにより、他のGPと比較して金属量と星の質量が大きいことがわかります。H$\alpha$線幅、輝線診断、中赤外色、電波放射、およびSEDフィッティングは、これらのDPGPにおけるAGN活動の証拠を提供します。これらは、タイプ2クエーサーと同じスペクトル特性を持っています。さらに、これらのDPGPの二重ピークの狭い輝線プロファイルの可能な性質について議論し、それらがデュアルAGNである可能性が高いことを発見しました。これらのDPGP銀河は、非常に明るい輝線銀河におけるAGNの成長モード、AGNとホスト銀河の間の共進化、および初期宇宙における高赤方偏移銀河の進化を調査するための理想的な実験室です。
M94 の恒星ハローに挨拶する: ローカル ユニバースにおける最大の疑似バルジ ホストの降着履歴の調査
| Title |
Saying_Hallo_to_M94's_Stellar_Halo:_Investigating_the_Accretion_History_of_the_Largest_Pseudobulge_Host_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Katya_Gozman,_Eric_F._Bell,_Adam_Smercina,_Paul_Price,_Jeremy_Bailin,_Roelof_S._de_Jong,_Richard_D'Souza,_In_Sung_Jang,_Antonela_Monachesi,_and_Colin_Slater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08436 |
永年過程と合体の組み合わせがどのようにして銀河のバルジや疑似バルジを生じさせるのかは、まだ解明されていません。近くの($D\sim$4.2Mpc)円盤銀河M94(NGC4736)は、局所宇宙で最大の疑似バルジを持ち、その疑似バルジの形成における合体の役割を調査するためのユニークな機会を提供します。私たちは、M94の過去の合体の化石記録を含むと予想される、M94の恒星のハローの初めての外観を提示します。すばるのHyperSuprime-Camを使用して、M94のハローにある赤色巨星分枝(RGB)星を分解して識別し、2つの異なる集団を見つけました。人工星のテストを通じて完全性を補正した後、各RGB母集団の放射状プロファイルを測定できます。金属が豊富なRGB星々は、半径30kpcまで切れ目のない指数関数的プロファイルを示しており、これはM94の外側の円盤から明確に続いています。M94の金属の少ない恒星暈は、より広い範囲で検出可能であり、金属の豊富な円盤から明確に分離しています。ハロー密度プロファイルを統合することにより、降着星の総質量は$\sim2.8\times10^8M_\odot$で、金属量の中央値は[M/H]$=-$1.4であると推測されます。これは、M94の過去の最も大規模な合体が、小マゼラン雲に似た、またはそれよりも大規模でない銀河とのものであったことを示しています。これほど低質量で優勢な合体を行った近くの銀河はほとんどありません。したがって、M94の疑似バルジは合体によって大きな影響を受けなかったことが示唆されます。
LISAによる準円軌道の磁気銀河連星の検出
| Title |
Detection_of_magnetic_galactic_binaries_in_quasi-circular_orbit_with_LISA |
| Authors |
Etienne_Savalle,_Adrien_Bourgoin,_Christophe_Le_Poncin-Lafitte,_St\'Ephane_Mathis,_Marie-Christine_Angonin,_Christopher_Aykroyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07294 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、白色矮星または中性子星の銀河連星(GB)からの重力波を観測します。これらのオブジェクトのいくつかは、宇宙で最も磁気的な天体物理オブジェクトの1つです。磁気は、軌道を長期的に乱すことにより、最終的に重力波の放出に影響を与える可能性があり、LISAによる数年間の観測の後に潜在的に検出され、特徴付けられる可能性があります。現在、GBのLISAデータチャレンジ(LDC)のデータ処理パイプラインは、磁気または偏心を考慮していません。最近、それが示された[Bourgoinetal.PRD105,124042(2022)]は、磁気が重力波周波数のシフトを誘発することを示しています。さらに、連星の軌道が偏心している場合、磁気の存在がLISAによって検出される可能性があると主張されました。この作業では、現在のLDCツールを使用して、準円形および磁気GBシステムで実施される将来のデータ分析の結果を調査します。最初に、単一の偏心GBを複数のGBとして解釈できることを示します。これは、最終的にLISAの将来のカタログから推定される人口研究にバイアスをかける可能性があります。次に、準円軌道の場合、2次高調波の信号対雑音比が従来の準単色ソース検索アルゴリズムで検出できるほど高い場合、システムの永年磁気エネルギーを推測できることを確認します。したがって、LISAの観測は、白色矮星または中性子星の磁場の性質と起源に関する新しい洞察をもたらす可能性があります。
最高エネルギーにおける宇宙線の陽子分率の制約と、宇宙生成ニュートリノと光子への影響
| Title |
Constraints_on_the_proton_fraction_of_cosmic_rays_at_the_highest_energies_and_the_consequences_for_cosmogenic_neutrinos_and_photons |
| Authors |
Domenik_Ehlert,_Arjen_van_Vliet,_Foteini_Oikonomou,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07321 |
過去10年間の観測では、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の平均質量が最高エネルギーに向かって徐々に増加していることが示されています。ただし、正確な組成はまだ不明であり、いくつかの理論的研究は、最高エネルギーまでのサブドミナント陽子成分の存在を示唆しています。超高エネルギー(UHE)陽子で荷電粒子天文学を実行するという刺激的な見通しに動機付けられて、現在のマルチメッセンジャー観測と互換性のあるUHE陽子フラックスのレベルと、陽子。このシナリオを、銀河系外ソースの2つの独立した集団の数値シミュレーションで研究し、拡散ガンマ線とニュートリノ観測によって制約された、UHECRエネルギースペクトルと組成観測量を組み合わせたものに適合させます。最高エネルギーの宇宙線の$10\%$のオーダーまでがUHE陽子である可能性があることを発見しましたが、結果はエアシャワーに対して選択されたハドロン相互作用モデルに大きく依存します。最大陽子エネルギー($E_\text{max}^\text{p}$)とソースの赤方偏移の進化に応じて、関連する宇宙線発生ニュートリノとUHEガンマ線のフラックスは、混合質量のマルチメッセンジャー信号を大幅に超える可能性があります。宇宙線。さらに、$E_\text{max}^\text{p}$がGZK限界を超えている場合、UHECRの起源に関する別のシナリオでは存在しない、EeVエネルギーを超えるUHEニュートリノの大量のフラックスが予測されます。これらのUHE陽子、ニュートリノ、光子フラックスが将来のマルチメッセンジャー観測にもたらす影響と機会を提示します。
スーパーエディントン降着クエーサー SDSS の強く急速な X 線変動 J081456.10+532533.5
| Title |
Strong_and_Rapid_X-ray_Variability_of_the_Super-Eddington_Accreting_Quasar_SDSS_J081456.10+532533.5 |
| Authors |
Jian_Huang,_Bin_Luo,_W._N._Brandt,_Pu_Du,_Gordon_P._Garmire,_Chen_Hu,_Hezhen_Liu,_Qingling_Ni,_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07323 |
$z=0.1197$で超エディントン降着クエーサーSDSSJ081456.10+532533.5から発見された強くて急速なX線変動を報告します。ブラックホールの質量は$2.7\times10^{7}{M_{\odot}}$で、無次元の降着率は残響マッピング観測から測定して$\approx4$です。2021年2月のチャンドラ観測では弱いX線放射が見られ、2keVの磁束密度はアーカイブのスウィフト観測と比較して$9.6^{+11.6}_{-4.6}$倍低かった。2keVの磁束密度も、その光学/UV放射からの予想と比較して$11.7^{+9.6}_{-6.3}$倍弱いです。32日後のフォローアップXMM-Newton観測では、2keV磁束密度は$5.3^{+6.4}_{-2.4}$の係数で増加し、スペクトルは部分-カバー吸収;吸収補正された固有連続体は公称フラックスレベルにあります。ほぼ同時の光学スペクトルは変動性を明らかにせず、アーカイブデータからの軽度の長期光学/赤外線変動性のみがあります(最大変動振幅は$\approx50\%$)。X線の変動性は、固有のX線連続体は変化しないが、吸収体のカラム密度と視線に沿ったカバーファクターが変動するオブスキュレーションシナリオで解釈されます。吸収体は、他の超エディントン降着クエーサーにおける同様のX線変動の原因であると提案されている、小規模な塊状の降着風である可能性があります。
活動銀河核の軟X線過剰の起源としての「暖かいコロナ」のモデル
活動銀河核のスペクトルにおける軟X線過剰は、0.1～0.3keVの同様の電子温度と2.2～3付近の同様の光子指数によって特徴付けられます。なぜ両方の値がブラックホールの質量に敏感でないのかは謎のままです。降着率もありません。降着円盤の散乱が支配する表面層が暖かいコロナとして機能すると仮定して、その温度を決定するものを理解するために、垂直方向の1ゾーンモデルを構築します。(1)有効光学的深さの条件、(2)エネルギー収支、(3)コンプトン冷却が境界自由冷却より優勢であることの方程式を解くことにより、ソフトエクセスの基本的な観測特性を再現することができました。、ただし、異常な加熱が暖かいコロナで発生する場合。同様の温度は、異常な加熱速度とコンプトン冷却速度の両方が降着エネルギーの散逸速度に比例するため、理解できますが、同様の光子指数は、観測された光子が最終的にコンプトンの層から放出されるという事実の自然な結果です。$y\sim1$.暖かいコロナソリューションは小さい半径でのみ存在し、内側が暖かいコロナ、外側が熱いコロナの構造を示しています。ディスク温度が高すぎてコンプトン散乱が冷却として機能しないため、ブラックホール連星ではソフトエクセスは観測されません。ただし、得られた温度はやや過小評価されています。これは、マルチゾーンコロナ構造の必要性を示している可能性があります。暖かいコロナの安定性とその影響について簡単に説明します。
X線バイナリCyg X-1におけるブラックホールのスピン - 軌道のずれの証拠
| Title |
Evidence_for_a_black_hole_spin--orbit_misalignment_in_the_X-ray_binary_Cyg_X-1 |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Alexandra_Veledina,_Michal_Szanecki,_David_A._Green,_Joe_S._Bright,_David_R._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07553 |
CygX-1は、おそらく最も研究され、最もよく理解されているブラックホールX線連星です。最近、その降着の幾何学がX線偏波で調査されました。X線放出の流れの位置角は、空の平面における電波ジェットの位置角と一致することがわかりました。同時に、観測された高い偏光度は、X線放出流の高い傾斜に対してのみ得られ、バイナリ軸とブラックホールスピンの間のずれを示しています。次に、ジェットはスピン軸によって方向付けられると考えられているため、ジェット軸とバイナリ軸の間で同様のミスアライメントが予想されます。非常に長い(最大約26年)のマルチバンド無線観測を使用して、この仮説を検証します。$20^\circ$-$30^\circ$のずれが見つかりました。ただし、以前の予想に反して、ミスアライメントは視線に沿ったものではなく、空の平面にあります。さらに、ミスアラインメントの存在は、この連星系の進化についての私たちの理解に疑問を投げかけています。
NuSTAR の Straylight を使用した 3 ～ 20keV の宇宙 X 線背景放射の測定
| Title |
Measuring_the_Cosmic_X-ray_Background_in_3-20keV_with_Straylight_from_NuSTAR |
| Authors |
Steven_Rossland,_Daniel_Wik,_Brian_Grefenstette,_Nico_Cappelluti,_Francesca_Civano,_Fabio_Gastaldello,_Roberto_Gilli,_Fiona_Harrison,_Ann_Hornschemeier,_Ryan_Hickox,_Roman_Krivonos,_Kristin_Madsen,_Silvano_Molendi,_Andrew_Ptak,_Daniel_Stern,_and_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07962 |
2012年から2017年にかけて収集されたNuSTARX線天文台からの大規模なデータセットへの迷光の寄与を特徴付けることにより、3～20keVエネルギー範囲の宇宙X線背景放射の測定値を報告します。これらのデータは、銀河海嶺のX線放出を回避しながら$\sim20\%$の空の範囲を表しており、NuSTARによる以前の測定よりも深部の調査フィールドによる重みが少なくなっています。狭いエネルギーバンドの画像が検出器空間に積み重ねられ、それぞれ宇宙X線背景と機器背景から予想される迷光と均一パターンを表すモデルに空間的に適合します。地球に隠されているデータからベースラインフラックス値を確立し、カニの迷光観測でフィッティング方法を検証します。これは、結果として得られるスペクトルをさらに較正するのに役立ちます。FPMAおよびFPMB検出器アレイを使用した宇宙X線背景放射の独立したスペクトルを提示します。これは、HEAO1による標準的な特徴付けと非常によく一致しており、その後のほとんどの測定値よりも$10\%$低くなっています。$F_{\rm{3-20~keV}}^{FPMA}=2.63\times10^{-11}~\rm{erg~s^{-1}~cm^{-2}~度^{-2}}$と$F_{\rm{3-20~keV}}^{FPMB}=2.58\times10^{-11}~\rm{erg~s^{-1}~cm^{-2}~deg^{-2}}$.宇宙X線背景放射の以前の測定に照らしてこれらの結果を議論し、スペクトルに対する系統的不確実性の影響を検討します。
恒星質量ブラック ホールへの超エディントン降着の 3D RMHD シミュレーションのスペクトル計算
| Title |
Spectral_calculations_of_3D_RMHD_simulations_of_super-Eddington_accretion_onto_a_stellar-mass_black_hole |
| Authors |
Brianna_S._Mills,_Shane_W._Davis,_Yan-Fei_Jiang,_and_Matthew_J._Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07977 |
Athena++モンテカルロ(MC)放射転送モジュールを使用して、非相対論的なAthena++放射磁気流体力学(RMHD)シミュレーションからのシミュレーションスナップショットを後処理します。これらのシミュレーションは、グレー(周波数統合)アプローチを使用して実行されましたが、Kompaneetsオペレーターによるコンプトン散乱を説明するマルチグループアプローチでも再起動および実行されました。これらのシミュレーションでは、6.62$M_\odot$ブラックホールへの適度なスーパーエディントン降着率が生成されました。流入平衡は重力半径20～25までしか達成できないため、硬X線の放出に注目します。MCシミュレーションとRMHDシミュレーションを比較すると、灰色のRMHDシミュレーションでのコンプトン散乱の処理が、降着円盤の上下の領域のガス温度を過小評価していることがわかります。対照的に、再起動されたマルチグループスナップショットは、MC計算とより一貫性のある放射線場の処理を提供し、グレーのスナップショットに比べてよりハードなX線放出を伴う後処理スペクトルをもたらします。スペクトルフィッティングに使用される一般的に採用されている現象論的モデルを使用して、これらのMC後処理スペクトルを特徴付けます。また、MCスペクトルを超高輝度X線源(ULX)NGC1313X-1の観測に直接適合させようと試み、現象論的モデル適合と競合する最適適合値を見つけました。いくつかのULX源で観測された硬X線スペクトルを適切に説明します.
Gaussian Process法による6つのAGNのX線準周期性の探索
活動銀河核(AGN)に見られる準周期振動(QPO)は、非常に興味深い観測現象であり、超大質量ブラックホールの周りに未知の物理メカニズムがあることを示唆しています。いくつかのAGNは、X線エネルギーバンドでQPO現象を持つことがわかっています。長時間のX線観測が収集され、QPOが疑われる6つのAGNについて削減されました。ガウス過程(GP)モデルceleriteを使用して、光度曲線を当てはめ、準周期性の挙動を検索しました。各光度曲線のパワースペクトル密度とパラメーター事後分布は、最適なモデルを使用して計算されました。6つのAGNのうち、REJ1034+396だけが約3600秒のQPOを持つことがわかりました。他の5つのソースは、QPO変調動作を示しません。降着円盤上のホットスポットが、このAGNの準周期的な挙動をもたらす可能性のある物理的メカニズムであると提案します。
相対論的衝撃における超高エネルギー粒子加速の展望
| Title |
Prospects_for_ultra-high-energy_particle_acceleration_at_relativistic_shocks |
| Authors |
Zhi-Qiu_Huang,_Brian_Reville,_John_G._Kirk,_Gwenael_Giacinti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08132 |
テスト粒子モンテカルロシミュレーションを使用して、超相対論的衝撃による荷電粒子の加速を調べます。2つのフィールド構成が考慮されます。(i)ショックの平面内で均一な上流磁場を伴うショック、および(ii)上流磁場が円筒形状を有するショック。粒子は、小規模なフィールドでの頻繁な非共鳴散乱により、角度を付けて拡散すると想定されています。粒子のローレンツ因子の定常状態分布は、粒子の運動が衝撃の少なくとも片側で支配的な散乱である場合、$dN/d\gamma\propto\gamma^{-2.2}$をほぼ満たすことが示されています。散乱が支配する輸送の場合、加速率は$t_{\rmacc}\proptot^{1/2}$としてスケーリングされますが、粒子が片側で磁化されると、ボームスケーリング$t_{\rmacc}\proptot$が回復しますショックの。均一な磁場構成の場合、粒子が衝撃の両側で磁化されると、限界エネルギーに達します。円柱状のフィールド構成の場合、この制限は適用されず、電荷の1つの符号の粒子は、粒子を上流にリダイレクトする曲率ドリフトを経験します。考慮される非共鳴散乱モデルの場合、これらの粒子は、有限のシステムサイズによって決定される閉じ込め限界に達した場合にのみ優先的に脱出し、分布は脱出のない限界$dN/d\gamma\propto\gamma^{-1}$に近づきます。.円柱状の場の構成は、ブランドフォード$\&$Znajek機構によって発射されたジェットに予想されるものに似ており、AGNとGRBの発光ジェットは、超高エネルギー宇宙線の生成に適した場所を提供します。
チェレンコフ望遠鏡アレイによるM31とM33の観測から暗黒物質消滅の見通し
| Title |
Prospects_for_annihilating_dark_matter_from_M31_and_M33_observations_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Miltiadis_Michailidis,_Lorenzo_Marafatto,_Denys_Malyshev,_Fabio_Iocco,_Gabrijela_Zaharijas,_Olga_Sergijenko,_Maria_Isabel_Bernardos,_Christopher_Eckner,_Alexey_Boyarsky,_Anastasia_Sokolenko,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08202 |
M31とM33は最も近い渦巻銀河であり、(天の川銀河と共に)ローカルグループの最大のメンバーであるため、間接暗黒物質探索の興味深いターゲットとなっています。この論文では、M31とM33からの弱く相互作用する大質量粒子からの消滅信号に対するチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)の予想される感度の研究を提示します。100時間の観測キャンペーンにより、CTAが$\langle\sigma\upsilon\rangle\approx5\cdot10^{-25}~\mathrm{cm^{3}s^までの消滅断面積を調べることができることを示します。$\tau^{+}\tau^{-}$消滅チャネルの{-1}}$(M31の場合、DM質量が0.3TeVの場合)、HAWCによって導き出された電流制限を最大マグニチュード。天体物理学的背景やその他の系統的不確実性の原因の影響も考慮して、予想されるCTA感度の推定値を提示します。また、Fermi/LATによって低エネルギーで検出されたM31のバルジからの拡張放射をCTAが検出できる可能性があることも示しています。
大量噴火による Ibc 型超新星における分離した連続的な星周物質
いくつかの水素欠乏型超新星(SNe)は、コア崩壊直前の大量噴火に由来する可能性のある高密度の星周物質(CSM)と相互作用することがわかっています。残りの星と、最終的に星にフォールバックする噴火したCSMの結合部分との間の相互作用をモデル化します。フォールバックは最初は恒星までの継続的なCSMをもたらしますが、恒星からのフィードバックプロセスにより、噴火後の数年からCSMを$\gtrsim10^{15}$cmの大きな半径に押し上げることができます。後者の場合、$\gtrsim10^{16}$cmまで広がる密集した分離したCSMに囲まれた希薄な気泡が予想されます。私たちのモデルは、爆発直後にCSMシグネチャを示すタイプIbn/IcnSNeや、最近発見されたタイプIcSNe2021ocsおよび2022xxf(「バクトリア人」)など、水素の少ないSNeに見られる多様なCSM構造の自然で統一的な説明を提供します。CSMシグニチャは遅い時間にのみ見られます。
SN 1987A の推定中性子星からの熱放射の 50 年以上にわたる時間発展の調査
| Title |
Investigating_Time_Evolution_of_Thermal_Emission_from_the_Putative_Neutron_Star_in_SN_1987A_for_50+_Years |
| Authors |
Akira_Dohi,_Emanuele_Greco,_Shigehiro_Nagataki,_Masaomi_Ono,_Marco_Miceli,_Salvatore_Orlando,_and_Barbara_Olmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08418 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)で収集された観測と広帯域X線スペクトルの分析により、最近、SN1987Aに中心コンパクト天体(CCO)が存在することが示唆されました。ただし、CCOの直接的な証拠はまだ見つかっていません。ここでは、2007年と2018年に収集されたSN1987AのチャンドラX線観測を分析し、SN1987Aのかすかな内部領域の2027チャンドラと2037リンクススペクトルを合成します。3つのエポック(2018年、2027年、2037年)における推定CCOの固有光度の上限の時間的進化を推定します。これらの上限は、周囲の冷たい噴出物からの吸収が増加するため、中性子星(NS)キック速度が高いほど高くなることがわかります。NS冷却モデルを、X線スペクトルから得られた固有の光度限界と、観測されたSN1987Aのブロブが主に熱放射によって加熱されているという仮定によるALMA制約の両方と比較します。合成オオヤマネコのスペクトルは、2040年代の将来の観測によって確認されるCCOの物理的特性を制約するために重要であることがわかります。LynxによるNSの非検出と検出という2つのシナリオに基づいて結論を導き出します。NSが検出されない場合、そのキック速度は~700km/sになります。さらに、NSが検出されないことは、40歳前後の急速な冷却プロセスを示唆しており、強い地殻の超流動性を示唆しています。逆に、NS検出の場合、NSエンベロープの質量は高くなければなりません。
ダーク エネルギー エクスプローラーと機械学習を使用してホビー エバリー望遠鏡のダーク エネルギー実験を強化する
| Title |
Using_Dark_Energy_Explorers_and_Machine_Learning_to_Enhance_the_Hobby-Eberly_Telescope_Dark_Energy_Experiment |
| Authors |
Lindsay_R._House,_Karl_Gebhardt,_Keely_Finkelstein,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Robin_Ciardullo,_Daniel_J_Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Donghui_Jeong,_L._Clifton_Johnson,_Chenxu_Liu,_Benjamin_P._Thomas,_Gregory_Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07348 |
ホビー-エバリー望遠鏡ダークエネルギー実験(HETDEX)からの宇宙論的測定を改善するために、市民科学キャンペーンを使用して分析を提示します。HETDEXの目標は、ハッブル膨張率$H(z)$と角直径距離$D_A(z)$を$z=$2.4で、それぞれパーセントレベルの精度で測定することです。この精度は主に、検出されたライマン$\alpha$エミッター(LAE)の総数、ノイズによる偽陽性率、および[OII]放出銀河による汚染から決定されます。このホワイトペーパーでは、LAEの数を増やし、ノイズと[OII]銀河による誤検知の数を減らすことを目標とした市民科学プロジェクト、DarkEnergyExplorersについて説明します。初期の分析では、シチズンサイエンスは、特に教師なし機械学習と組み合わせた場合に、人間の目によって最も正確に行われる分類のための効率的かつ効果的なツールであることが示されています。最も影響力のある市民科学キャンペーンの3つの側面は、1)検出による個々の問題の特定、2)信号対雑音カットを超える100%の視覚的識別を備えたクリーンなサンプルの提供、3)機械学習の取り組みに対するラベルの提供です。.2022年末以降、DarkEnergyExplorersは、世界中の85か国以上で11,000人のボランティアによって350万を超える分類を収集しました。ダークエネルギーエクスプローラーの結果を組み込むことで、$z=$2.4での$D_A(z)$および$H(z)$パラメータの精度が10～30%向上することが期待されます。主な目標はHETDEXを改善することですが、DarkEnergyExplorersは、科学の進歩と世界中の科学へのアクセスの向上のための独自の強力なツールであることがすでに証明されています。
列車によるLIGOリビングストン重力波観測所の騒音
| Title |
Noise_in_the_LIGO_Livingston_Gravitational_Wave_Observatory_due_to_Trains |
| Authors |
Jane_Glanzer,_Siddharth_Soni,_Jaidyn_Spoon,_Anamaria_Effler,_Gabriela_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07477 |
環境地震擾乱は、LIGO重力波検出器の感度を制限します。LIGOLivingston検出器の近くの列車は、ミラーや他の表面で反射した光を介して重力波に敏感な周波数帯域(10-100Hz)に結合する低周波数(0.5-10Hz)の地上ノイズを生成します。AdvancedLIGOの3回目の観測実行中の列車の影響を調査し、散乱光の増加に寄与する狭帯域の地震周波数を検索する方法を提案します。線形回帰ツールのLasso(最小絶対収縮および選択演算子)とグリッチ相関を使用して、検出器ノイズの増加と相関する最も一般的な地震周波数を0.6～0.8Hz、1.7～1.9Hz、1.8～2.0Hzとして識別します。、LIGOリビングストンコーナーステーションでは2.3～2.5Hzです。
アルマ望遠鏡サイト プロパティの更新: ESO-アレグロ フェーズ RMS データベースを使用 -- アルマ メモ 624
| Title |
Updates_to_ALMA_Site_Properties:_using_the_ESO-Allegro_Phase_RMS_database_--_ALMA_Memo_624 |
| Authors |
Luke_T._Maud,_Andr\'es_F._P\'erez-S\'anchez,_Yoshiharu_Asaki,_Felix_Stoehr,_Bill_Dent,_Mar\'ia_D\'iaz_Trigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08318 |
2003年にEvansらによって20年前に要約された研究の後継として機能する、5年以上のデータを使用して、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)サイトでの大気相安定性の長期的な概要を提示します。重要なのは、バンドパスキャリブレーターソーススキャンを使用して、サイクル3(2015)以降に取得された17000件を超えるALMA観測の大気変動、「位相RMS」、および関連するメタデータを調査することです。単一の300m基線位相モニターシステムを使用した古い安定性研究とは対照的に、500、1000、5000、および10000mの平均基線長の時間位相RMS傾向を示します。Chajnantor高原のALMAサイトで、データから直接測定されたALMA関連基線長の位相RMSの日周変動と月次変化を報告し、大気透過率のそのような傾向を再確認します(PrecipitableWaterVapor(PWV)を介して)。日中の観測では、夜間とは対照的に、それぞれ位相RMSとPWVが高いことが確認されます。一方、月ごとの変動は、チリの冬(6月～8月)が最高の、高頻度で長いベースライン観測条件を提供することを示しています。低い(安定した)位相RMSと低PWV。しかし、PWVが低いときにすべての良好な位相安定状態が得られるわけではありません。典型的なターゲットソーススキャン時間と結びつく30～240秒の短いタイムスケールの関数としての位相RMSの測定値は、ベースラインの長さの関数として、短いタイムスケールとベースラインでは位相変動が小さく、長いタイムスケールとベースラインでは大きいことを示しています。.短いターゲットスキャン時間を可能にする高速スイッチング位相基準技術は、特に高周波数(バンド8、9、および10)、長いベースライン、および2つの組み合わせた。
CubeSat X 線観測所 NinjaSat に搭載された Xe ベースの LCP-GEM 検出器のガス選択
| Title |
Gas_selection_for_Xe-based_LCP-GEM_detectors_onboard_the_CubeSat_X-ray_observatory_NinjaSat |
| Authors |
T._Takeda,_T._Tamagawa,_T._Enoto,_T._Kitaguchi,_Y._Kato,_T._Mihara,_W._Iwakiri,_M._Numazawa,_Y._Zhou,_K._Uchiyama,_Y._Yoshida,_N._Ota,_S._Hayashi,_S._Watanabe,_A._Jujo,_H._Sato,_C.P._Hu,_H._Takahashi,_H._Odaka,_T._Tamba_and_K._Taniguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08321 |
CubeSatX線天文台NinjaSatに搭載されたXeベースのガス電子増倍管(GEM)検出器、ガス増倍管カウンター(GMC)のガスの選択を提示します。2～50keVのエネルギーバンドパスを達成するために、高エネルギーX線に敏感な1.2気圧のXeベースのガス混合物を使用することにしました。さらに、2keVのX線信号が電気ノイズよりも十分に大きくなるように、1つのGEMに300以上の実効ゲインが必要です。最初に、9つのXeベースのガス混合物(Xe、Ar、CO2、CH4、およびジメチルエーテルの組み合わせ;DME)中のGEMの実効ゲインを1.0atmで測定しました。最高のゲインはXe/Ar/DME混合物で得られましたが、Xe/Ar/CO2、Xe/Ar/CH4、およびXe+クエンチャー混合物では比較的低いゲインが得られました。これらの結果に基づいて、1.2気圧のXe/Ar/DME(75%/24%/1%)混合ガスをGMCの封入ガスとして選択しました。次に、それぞれ100～650Vcm$^{-1}$および500～5000Vcm$^{-1}$の範囲のドリフトおよび誘導ギャップの電界に対する実効ゲインの依存性を調べました。選択した混合ガス。実効利得はドリフト場に弱く依存したが、誘導場にほぼ直線的に比例した:1000Vcm$^{-1}$よりも5000Vcm$^{-1}$で2.4倍高かった。最適な誘導およびドリフトフィールドにより、フライトモデルGMCは、590VのGEM電圧を適用して460の実効ゲインを達成します。
Gaia DR3 からの楕円体変光星におけるブラック ホールおよび中性子星候補の分光追跡
| Title |
Spectroscopic_follow-up_of_black_hole_and_neutron_star_candidates_in_ellipsoidal_variables_from_Gaia_DR3 |
| Authors |
Pranav_Nagarajan,_Kareem_El-Badry,_Antonio_C._Rodriguez,_Jan_van_Roestel,_Benjamin_Roulston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07324 |
静止ブラックホール(BH)と中性子星(NS)をホストする候補としてGaiaDR3から選択された楕円体変数のサンプルのマルチエポック分光フォローアップを提示します。私たちのターゲットがBH/NS候補として識別されたのは、それらの光学的光度曲線が、ごくわずかな光しか寄与しないコンパニオンによる星の潮汐歪みに変動性を帰するモデルで解釈された場合、コンパニオンがコンパクトなオブジェクトであることを示唆しているからです。GaiaDR3に付随する最近の研究で特定された可能性が高いBH/NS候補から、フォローアップのために最も有望な14のターゲットを選択します。2～10エポックで各天体のスペクトルを取得し、近合を戦略的に観察して、動径速度の半振幅を最適に制限しました。動径速度曲線の測定された半振幅から、すべてのケースで$M_{2,\min}\leq0.5~M_{\odot}$の最小コンパニオン質量を導き出します。ランダムな傾きを仮定すると、推定される典型的な伴星質量は$M_2\sim0.15~M_{\odot}$です。これにより、これらのシステムのいずれにもBHまたはNSが含まれている可能性は低くなり、観測された変動性について別の説明を検討します。観測された光度曲線と視線速度は、星黒点との不等質量接触連星のモデルで最もよく再現できます。私たちのサンプルの天体の中には、切り離された主系列連星や、楕円体の変化を装った脈動や星の黒点の変化を伴う単一の星でさえあるかもしれません。このサンプルをさらに特徴付け、より一般的には、近いバイナリでコンパクトなオブジェクトのコンパニオンを検索するための、将来の分光学的取り組みに関する推奨事項を提供します。
| Title |
Chemical_Compositions_of_Red_Giant_Stars_in_the_Old_Open_Cluster_NGC_7789 |
| Authors |
Neel_Nagarajan,_Christopher_Sneden,_Melike_Afsar,_Catherine_A._Pilachowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07359 |
光学領域スペクトルを収集し、モデル大気パラメータを導出し、散開星団NGC7789内の15個の赤色巨星の元素存在量を計算しました。内部融合イベントと化学物質に関連する進化的変化の手がかりを提供する軽元素グループCNOLiに焦点を当てています。混合。NGC7789星193と301には異常に大きなLi存在量があり、これらの値はこれらの星の他の元素の存在量とは明らかに無関係であるという初期の報告を確認し、拡張します。HeIラムダ10830ラインのフィールドスターとクラスターメンバーの両方のコンパニオンスタディでは、スター301には強力なHe機能があるが、スター193にはないことが示されています。これらの星に大量のLiが存在する理由として考えられるのは、過去または現在におけるヘリウムフラッシュによる混合イベントと連星相互作用です。どちらの場合でも、エネルギーの内部噴出は、キャメロン-ファウラーベリリウム輸送メカニズムを介してリチウムの新たな合成を引き起こす可能性があります。外層へのリチウムの急速な輸送は、星301での強力なラムダ10830の吸収を可能にするのに十分なヘリウムイオン化を生成し、重大な彩層の一時的な擾乱を引き起こした可能性があります。
| Title |
Precise_Age_for_the_Binary_Star_System_12_Com_in_the_Coma_Berenices_Cluster |
| Authors |
Rex_Lam,_Eric_L._Sandquist,_Gail_H._Schaefer,_Christopher_D._Farrington,_John_D._Monnier,_Narsireddy_Anugu,_Cyprien_Lanthermann,_Robert_Klement,_Jacob_Ennis,_Benjamin_R._Setterholm,_Tyler_Gardner,_Stefan_Kraus,_Claire_L._Davies,_Jerome_A._Orosz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07397 |
干渉法で分解された連星系12Comと、ComaBerenicesクラスター内の単一の巨大な星31Comの測定値を提示します。12Comは、銀河団の分岐点にあるG7巨星とA3矮星からなる二重連星系です。PTIとCHARAアレイからの広範な動径速度データセットと干渉測定を使用して、質量$M_1=2.64\pm0.07M_\odot$と$M_2=2.10\pm0.03M_\odot$を測定しました。干渉法により、巨人を解像し、そのサイズを$R_1=9.12\pm0.12\pm0.01R_\odot$として測定することもできます。測定された質量と半径から、年齢は$533\pm41\pm42$Myrであることがわかります。比較のために、31Comの半径を$8.36\pm0.15R_\odot$と測定します。測光と半径の測定値に基づいて、12ComAはおそらく星団の中で最も進化した明るい星であり、赤色巨星の段階に入るのに十分な大きさですが、核のヘリウム燃焼を起こすには小さすぎます。12ComAの質量と測光を同時に知ることで、主系列期中の対流コアのオーバーシュートに強い制約が課せられ、その結果、年代の体系的な不確実性が減少します。この星系の測定精度が向上したことで、白色矮星団WD1216+260の始祖についての知識も向上しました。
インテリジェント ライフの画期的なリッスン サーチ: 近くの星と最も明るい地球の電波との接近遭遇
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_Nearby_Stars'_Close_Encounters_with_the_Brightest_Earth_Transmissions |
| Authors |
Reilly_Derrick,_Howard_Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07400 |
太陽圏を離れた後も、ボイジャー1号とボイジャー2号は星間空間を旅し続けます。パイオニア10号、パイオニア11号、ニューホライズンズ探査機も、ヘリオポーズを通過する道を進んでいます。これらの宇宙船は、科学データとテレメトリデータをダウンロードするために、ディープステーションネットワーク(DSN)無線アンテナと通信しました。DSNからの外部送信は、宇宙船へと伝わり、さらに星間空間へと伝わります。これらの送信は他の星に遭遇しており、今後も遭遇する可能性があり、他の太陽系の知的生命体が私たちの地上の送信に遭遇する可能性をもたらします.DSNと星間宇宙船の間の送信のビーム幅を使用して、JPLHorizonsSystemから取得した各宇宙船の過去と未来の位置を検索します。近くの星のガイアカタログ(GCNS)(100pc以内の正確にマッピングされた星のカタログ)でこの検索を実行することにより、これらの宇宙船の送信がどの星に遭遇するかを決定します。DSN送信の背景にある星を強調し、これらの遭遇の日付を計算して、潜在的な知的地球外生命体が地上送信に遭遇する時間と場所を決定します。
ソーラーオープン磁気フラックス問題に対する提案された解決策
| Title |
Proposed_Resolution_to_the_Solar_Open_Magnetic_Flux_Problem |
| Authors |
C._Nick_Arge_(1),_Andrew_Leisner_(2),_Samantha_Wallace_(1)_and_Carl_J._Henney_(3)_((1)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(2)_George_Mason_University,_(3)_AFRL/Space_Vehicles_Directorate,_Kirtland_AFB) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07649 |
光球から彩層とコロナに現れる太陽磁場は、「閉じた」磁場と「開いた」磁場の組み合わせで構成されています。閉じた磁力線は、両端が太陽の表面に根ざしたものとして定義され、開いた磁力線は、一方の端が惑星間空間に伸び、もう一方の端が太陽の表面に根ざしたものです。2000年代初頭以来、コロナモデルによって推定された総符号なし開放磁束の量は、特に太陽活動極大期のその場での宇宙船観測とは大きく異なっていました。コロナホール観測(例えば、極紫外線(EUV)またはヘリウム(He)Iを使用)を使用した全開放符号なし磁束の推定値は、コロナモデルの結果と概ね一致しており、その場観測と同様の不一致を示しています。これらの不一致を生み出すいくつかの考えられる原因が何年にもわたって仮定されてきましたが、問題に対する明確な解決策はまだありません.このホワイトペーパーでは、問題の概要を簡単に説明し、不一致について提案されているいくつかの説明を要約します。さらに、Wang-Sheeley-Arge(WSA)モデルを利用して、総符号なし開放磁束を推定する2つの異なる方法が提示され、その方法の1つは、その場での観測と驚くほどよく一致します。ここで提示された調査結果は、中緯度のコロナホールの境界近くに存在する活動領域が、欠落しているオープンフラックスの発生源である可能性が高いことを示唆しています。この説明はまた、この問題の解決を非常に困難にしている一見矛盾する事実の多くを一致させます。
MASTER OT J055845.55+391533.4: SU UMa 星で、くぼみと長い再輝を伴う
| Title |
MASTER_OT_J055845.55+391533.4:_SU_UMa_star_with_a_dip_and_long_rebrightening |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U),_Hiroshi_Itoh_(VSOLJ),_Tonny_Vanmunster_(CBA_Belgium),_Seiichiro_Kiyota,_Katsuaki_Kubodera_(VSOLJ),_Pavol_A._Dubovsky,_Igor_Kudzej,_Tomas_Medulka_(Vihorlat_Observatory),_Filipp_D._Romanov,_David_J._Lane_(AAVSO,_Abbey_Ridge_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07695 |
MASTEROTJ055845.55+391533.4の小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS)、ZwickyTransientFacility(ZTF)、全天超新星自動探査(ASAS-SN)のデータを解析したところ、この天体が超爆発を繰り返していることがわかりました。WZSge型矮新星やAMCVn型天体のように、バーストの途中で落ち込み、その後、長く、時には振動する再輝が続きます。平均スーパーサイクルは298(8)dで、WZSge星としては短すぎましたが、通常のバーストは数回しかありませんでした。また、2023年2月から3月にかけてのスーパーアウトバーストを観測し、0.05509(2)dのスーパーハンプ期間を確立しました。この期間は、AMCVn星の可能性を排除しているように見えます。2023年の観測ではディップ後にスーパーハンプを検出できませんでしたが、2014年、2016年、2021年のデータは、低振幅のスーパーハンプが再輝期に存在したことを示唆しているようです。スーパーアウトバースト中のディップは、異常なSUUMaタイプ矮新星MASTEROTJ172758.09+380021.5のスーパーアウトバーストのいくつかに共通する特徴であることに注意してください。これらの天体は、SUUMa型矮新星における新しいクラスの再輝現象を構成している可能性があります。
Gaia-ESO サーベイ: 恒星パラメータと元素存在量の均質化
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_homogenisation_of_stellar_parameters_and_elemental_abundances |
| Authors |
A._Hourihane,_P._Francois,_C._C._Worley,_L._Magrini,_A._Gonneau,_A._R._Casey,_G._Gilmore,_S._Randich,_G._G._Sacco,_A._Recio-Blanco,_A._J._Korn,_C._Allende_Prieto,_R._Smiljanic,_R._Blomme,_A._Bragaglia,_N._A._Walton,_S._Van_Eck,_T._Bensby,_A_Lanzafame,_A._Frasca,_E._Franciosini,_F._Damiani,_K._Lind,_M._Bergemann,_P._Bonifacio,_V._Hill,_A._Lobel,_D._Montes,_D._K._Feuillet,_G._Tautvaisene,_G._Guiglion,_H._M._Tabernero,_J._I._Gonzalez_Hernandez,_M._Gebran,_M._Van_der_Swaelmen,_Mikolaitis,_S._Daflon,_T._Merle,_T._Morel,_J._R._Lewis,_E._A._Gonzalez_Solares,_D._N._A._Murphy,_R._D._Jeffries,_R._J._Jackson,_S._Feltzing,_T._Prusti,_G._Carraro,_K._Biazzo,_L._Prisinzano,_P._Jofre,_S._Zaggia,_A._Drazdauskas,_E._Stonkute,_E._Marfil,_F._Jimenez-Esteban,_L._Mahy,_M._L._Gutierrez_Albarran,_S._R._Berlanas,_W._Santos,_L._Morbidelli,_L._Spina,_R._Minkeviciute |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07720 |
ガイアESOサーベイは、2011年末から2018年まで天の川のすべての主要な構成要素をカバーする$\gtrsim10^5$星を対象とした公的分光サーベイであり、2022年5月に最終公開を行います。他の分光サーベイとは異なり、Gaia-ESOは、O($T_\mathrm{eff}\sim30,000-52,000$~K)からK-M($\gtrsim$3,500~)まで、すべてのスペクトルタイプにわたって星を観測した唯一の調査です。K）。これらの恒星領域全体の物理学は大きく異なり、以前は大きく異なるタイプの恒星間の詳細な比較は禁止されていました。Gaia-ESOサーベイの最終データリリース(内部データリリース6)では、動径速度、星のパラメーターと元素の存在量、回転速度、さらには活動や若い星の降着指標と、114,000以上の星の星団の構成確率。スペクトル分析は、さまざまな星のサンプルを専門とするサーベイ内の多くのワーキンググループ(WG)によって調整されます。共通のターゲットはWG間で分析され、機器のセットアップとスペクトルタイプ間の比較(およびキャリブレーション)が可能になります。ここでは、Surveyのすべての結果を共通のスケールに配置して、すべてのSurvey協力者が使用する推奨結果の単一のセットに到達するために採用された手順について説明します。また、すべての調査結果に対して実行される一般的な品質と一貫性のチェックも示します。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載された近赤外線カメラ(NIRCam)で収集された画像に基づいて、球状星団(GC)47Tucanaeの複数の個体群の最初の証拠を提示します。NIRCam測光は、主系列(MS)ニーよりも明るい星の間の複数の個体群に対してあまり感度が高くありませんが、0.1太陽質量よりも重いM型矮星は、複数の個体群のために広いF115W-F322W2色範囲を定義します。星ごとの色の違いは主に、M型矮星のスペクトルに影響を与える水蒸気(したがって酸素)の量の違いによるものです。染色体マップは、金属量の異なるM型矮星と、1Pに対して酸素が枯渇している2番目の集団(2P)星の3つの主なグループで構成される拡張された最初の集団(1P)を明らかにします。超低質量星(太陽質量の0.1より小さい質量)のMSの発見を提示し、それをOに富む星だけで構成されるシーケンスと暫定的に関連付けました。
光球渦と彩層渦の5分間振動について
渦巻きは、太陽の大気のいたるところに存在します。それらは、スピキュールと同様に、磁気流体力学的波とパルスのさまざまなモードの励起に関連していると考えられています。ただし、彼らの集団行動の統計的研究はまれです。この論文では、スウェーデンの1m太陽望遠鏡とひので衛星によって得られた観測から、自動渦検出アルゴリズム（ASDA）によって検出された個々の光球および彩層渦の集団的および挙動を研究することを目的としています。ウェーブレット解析を使用して、光球と彩層渦の6つの異なるパラメーターの詳細な解析が実行されます。有意なウェーブレットパワーを持つ期間の2つのクラスター(1つは3～8ドル分、もう1つは10～14ドル分)が見つかりました。前者は、グローバル$p$モードスペクトルの支配的な期間と一致します。渦巻きの例のウェーブレットおよび高速フーリエ変換(FFT)分析も同様の期間を明らかにします。これらの結果は、地球規模の$p$モードが、光球の、ひいては彩層の渦を引き起こすのに重要である可能性があることを示唆しています。次に、スワール、アルフエンパルス、およびスピキュールを生成することにより、エネルギーと質量フラックスを太陽大気上部に提供するグローバル$p$モードの新しいシナリオが提案されます。
SLAM に基づく Stellar Spectra Factory (SSF)
この作業では、任意の恒星大気パラメーターから経験に基づく恒星スペクトルを生成するツールであるStellarSpectraFactory(SSF)を紹介します。相対フラックス校正経験的スペクトルは、任意の有効温度、表面重力、および金属量が与えられたSSFによって予測できます。SSFは、トレーニングデータセットとしてATLAS-Aライブラリを使用して、SLAMに基づく補間アプローチを構築します。SSFは、経験的な恒星スペクトルを予測するための4つのデータ駆動型サブモデルで構成されています。SSF-Nは、3700<Teff<8700K、0<logg<6dex、および-1.5<[M/H]<0.5dexをカバーする、AからKタイプおよびいくつかのM型巨星のスペクトルを生成できます。SSF-gMは主に、3520<Teff<4000Kおよび-1.5<[M/H]<0.4dexのM巨大スペクトルを予測するために使用されます。SSF-dMは、3295<Teff<4040K、-1.0<[M/H]<0.1dexのM矮星スペクトルを生成するためのものです。また、SSF-Bは9000<Teff<24000Kおよび-5.2<MG<1.5magでB型スペクトルを予測できます。予測されたスペクトルの精度は、予測されたスペクトルのフラックスを、既知のスペクトルライブラリであるMILESおよびMaStarから選択された同じ恒星パラメータと比較することによって検証されます。予測されたスペクトルと、MILESおよびMaStarの対応するスペクトルとの間の光学波長にわたるフラックスの平均差は、5%未満です。予測されたスペクトルの統合から計算された等級と、同じ恒星パラメータを持つPS1およびAPASSバンドでの観測との間で、さらに検証が行われます。予測されたスペクトルとフォトマトリック観測の間に有意な系統的差異は見られません。PS1から選択された同じ恒星パラメータを持つ星と比較すると、SSF-gMのrバンドでの不確かさは0.08magです。また、SSF-dMでは、APASSから選択された同じ恒星パラメータを持つ星と比較すると、不確かさはiバンドで0.31等になります。
LMC に向けて DECam によって明らかにされた新しい変数ソース: 最初の 15 deg2
| Title |
New_variable_sources_revealed_by_DECam_toward_the_LMC:_the_first_15_deg2 |
| Authors |
A._Franco,_A._A._Nucita,_F._De_Paolis,_F._Strafella,_S._Sacquegna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08133 |
ダークエネルギーカメラ(DECam)は、チリの4mのV.ブランコ望遠鏡の主焦点に取り付けられた高感度の広視野機器です。その主な目的、つまり宇宙の構造の成長と進化を理解することに加えて、カメラは1回のポインティングで3度2の視野を観察し、適切なリズムで、含まれる可変ソースを識別する機会を提供します。この論文では、LMCに向けたDECam観測キャンペーンの結果を提示し、観測された変数ソースのカタログを提供します。2年間(2018年2月から2020年1月まで)にわたって32泊の間に取得されたLMCの利用可能なすべてのDECam観測を検討し、観測されたフィールドの変数ソースを検出して特徴付けるための特定のパイプラインを設定しました。ここでは、DECamによって観測されたLMC内およびその周辺の最初の15deg2について報告し、パイプラインの機能をテストします。観測されたフィールドの多くは空のかなり混雑した領域をカバーしているため、これらの条件でも非常に低い信号対雑音比で変数を検出できるISIS減算パッケージを採用しました。次に、潜在的に特定されたすべての変数ソースが分析され、Lomb-ScargleおよびSchwarzenberg-Czernyアルゴリズムを使用して、各光曲線が周期性についてテストされました。さらに、UPSILoNニューラルネットワークを使用して、特定されたソースを分類しました。この分析により、70981個の変光星を見つけることができ、そのうち1266個はこれまで知られていませんでした。変数の期間を推定し、カタログで利用可能な値と比較しました。さらに、新たに検出された1266個のオブジェクトについて、光度曲線分析に基づいて試みられた分類が提示されます。
既知のパルサーからのレンズ重力波による太陽内部の調査
自転する中性子星からの重力波(GW)が太陽の後ろから到達すると、重力レンズ作用を受けて、波形に周波数依存の変調が刻印されます。この変調は、太陽が中性子星の前を通過するときの経路に沿って、投影された太陽密度と重力ポテンシャルを追跡します。フィッシャー分析を使用して、レンズ付きGWから太陽密度プロファイルをどれだけ正確に抽出できるかを計算します。この目的のために、オーストラリア望遠鏡国立施設のパルサーカタログから3つの有望な候補(高度に回転するパルサーJ1022+1001、J1730-2304、およびJ1745-23)を選択しました。GW検出の信号対雑音比(SNR)が$100\,(f/300{\rmHz})^{-1}$に達すると、レンズ効果の特徴は$3\sigma$の信頼度で測定できます。-年間の観測期間($f$はGWの頻度)。SNRが$\gtrsim10^4$に改善されると、太陽密度プロファイルを半径の関数としてプロットできます。
| Title |
Mapping_the_distribution_of_OB_stars_and_associations_in_Auriga |
| Authors |
Alexis_L._Quintana,_Nicholas_J._Wright_and_Robin_D._Jeffries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08370 |
OBアソシエーションは、最近の星形成と銀河構造の重要なプローブです。この研究では、多数の若い星、星形成領域、および散開星団による星形成の重要な領域であるぎょしゃ座に焦点を当てます。\textit{Gaia}データを使用して、以前に文書化された2つのOBアソシエーション、AurOB1とOB2は、適切な動きと距離が広すぎて真のアソシエーションではないことを示しており、最新の技術を使用してぎょしゃ座のOBアソシエーションの調査を再検討することをお勧めします。フォトメトリ、アストロメトリ、およびSEDフィッティングコードを使用して、地域全体で5617個の候補OB星を特定し、HDBSCANを使用してこれらを5つの信頼性の高いOBアソシエーションにグループ化します。これらのうちの3つは、関連付けの歴史的なペアに取って代わるものです。AurOB2は、フォアグラウンド関連付けとバックグラウンド関連付けに分割されますが、他の2つの関連付けは完全に新しいものです。これらのOBアソシエーションを周囲の散開星団および星形成領域に接続し、それらを物理的および運動学的に分析し、3Dキネマティックトレースバック、HRダイアグラム内のメンバーの位置、および既知の年齢のクラスターへの接続を組み合わせて年齢を制約します。.これらのOBアソシエーションのうち4つは拡大しており、運動年齢は数十Myrに達しています。最後に、視野を横切る最後の$\sim$20Myrにわたるペルセウスの渦巻き腕の動きと一致する、いくつかの関連にまたがる領域の年齢勾配を特定します。
銀河バルジに向かう OGLE-IV 食連星の残光曲線における変光星
| Title |
Variable_stars_in_the_residual_light_curves_of_OGLE-IV_eclipsing_binaries_towards_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Roz\'alia_Z._\'Ad\'am,_Tam\'as_Hajdu,_Attila_B\'odi,_R\'obert_Hajdu,_Tam\'as_Szklen\'ar_and_L\'aszl\'o_Moln\'ar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08394 |
コンテクスト。光学重力レンズ実験(OGLE)は、銀河バルジに向かって約450,000の食連星(EB)を観測しました。このような10年にわたる測光観測は、ターゲットを徹底的に調べる絶好の機会を提供します。ただし、バルジなどの密集した星域を観察すると、近くの天体による混合や汚染が生じる可能性があります。ねらい。OGLE-IVでEBの残留光度曲線の周期的変動を検索し、信号源の調査後に「バックグラウンド」信号を含むEBの新しいカタログを作成しました。メソッド。約50万のEBシステムから、4000以上のデータポイントを含むものを選択しました。EB信号を単純なモデルに当てはめ、それを減算しました。残差の周期信号を識別するために、cuvarbaseと呼ばれるGPUベースの位相分散最小化Pythonアルゴリズムを使用し、検出された周期をLomb-Scargleピリオドグラムで検証しました。人工光曲線を使用して、この方法の信頼性をテストしました。結果。短期間のバックグラウンド変動が有意な354のシステムを特定しました。これらのケースでは、それが新しい変数なのか、それともすでにカタログ化されている近くの変数による汚染の結果なのかを判断しました。新たに発見された292個の変数をEB、$\delta$Scuti、またはRRLyraeカテゴリ、またはそれらのサブクラスに分類し、それらをカタログに収集しました。また、4つの新しい二重食システムと、$\delta$Scuti変数を持つ1つの重食システムを発見し、コンポーネントの外側の軌道をモデル化しました。
条件付き可逆ニューラル ネットワークを使用した若い星のスペクトル分類 I. 手法の導入と検証
| Title |
Spectral_classification_of_young_stars_using_conditional_invertible_neural_networks_I._Introducing_and_validating_the_method |
| Authors |
Da_Eun_Kang,_Victor_F._Ksoll,_Dominika_Itrich,_Leonardo_Testi,_Ralf_S._Klessen,_Patrick_Hennebelle,_Sergio_Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08398 |
ねらい。条件付き可逆ニューラルネットワーク(cINN)とフェニックス恒星大気モデルを組み合わせることで、若い低質量星の恒星パラメーター(有効温度、表面重力、絶滅など)を推定する新しいディープラーニングツールを紹介します。私たちのネットワークにより、光スペクトルから各恒星パラメータの事後分布を推測することができます。メソッド。Settl、NextGen、Dustyの3つの異なるPhoenixグリッドでトレーニングされたcINNについて説明します。これらのcINNの性能を、未学習のPhoenix合成スペクトルと、よく特徴付けられた恒星パラメータを持つ36のクラスIIIテンプレート星のスペクトルで評価します。結果。未学習のフェニックス合成スペクトルでテストした場合、cINNが考慮される恒星パラメーターをほぼ完全に推定することを確認します。私たちのネットワークをクラスIIIの星に適用すると、最大で5～10%の偏差で良好な一致が見られます。cINNは、後期M型星のような後期型星よりも初期型星のほうがわずかに優れた性能を発揮しますが、有効温度と表面重力の推定は、ネットワークのトレーニング範囲内のすべてのスペクトル型で信頼できると結論付けています。結論。当社のネットワークは、大量の観測に適用できる時間効率の高いツールです。3つのネットワークの中で、Settlライブラリ(Settl-Net)でトレーニングされたcINNを使用することをお勧めします。これは、温度と重力の最大範囲にわたって最高のパフォーマンスを提供するためです。
恒星変動の統計モデル。 I. FENRIR: 恒星活動の物理学に基づくモデルとその高速ガウス過程近似
| Title |
A_statistical_model_of_stellar_variability._I._FENRIR:_a_physics-based_model_of_stellar_activity,_and_its_fast_Gaussian_process_approximation |
| Authors |
Nathan_C._Hara_and_Jean-Baptiste_Delisle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08489 |
視線速度と測光による地球型惑星の検出は、恒星信号の存在によって妨げられています。これらは多くの場合、定常的なガウス過程としてモデル化され、そのカーネルは定性的考察に基づいており、星に関する既存の物理的理解を十分に活用していません。私たちの目的は、星の活動に関する知識を実用的なデータ分析方法に移すことを可能にする形式を構築することです。特に、物理パラメータを持つカーネルを取得することを目指しています。これには2つの目的があります。恒星起源のシグナルをより適切にモデル化してより小さな系外惑星を見つけることと、データの統計的特性から恒星に関する情報を抽出することです。測光、視線速度、活動指標などのいくつかの観測チャネルを検討し、FENRIRと呼ばれるモデルを構築して、恒星表面の不均一性による確率的変動を表します。このマルチチャネル確率過程の共分散を分析的に計算し、S+LEAFフレームワークに実装して、尤度評価のコストを$O(N^3)$から$O(N)$に削減します。また、非ガウス性を定量化するFENRIRモデルの高次キュムラントを解析的に計算します。物理パラメータを使用して高速ガウスプロセスフレームワークを取得し、これを太陽のHARPS-NおよびSORCE観測に適用し、表示ジオメトリと互換性のある太陽傾斜角を制約します。次に、グラニュレーションへの形式主義の適用について説明します。太陽HARPSの動径速度は非ガウス性を示し、星の活動信号がガウス性であると仮定すると情報が失われると主張します。最後に、RVとインジケーターの間のフェーズシフトの起源と、関連するアクティビティインジケーターを構築する方法について説明します。Pythonインターフェイスを備えたFENRIRGaussianプロセスモデルのオープンソース実装を提供します。
初期宇宙における暗黒物質対の有効場理論: 断面積と幅
| Title |
Effective_field_theories_for_dark_matter_pairs_in_the_early_universe:_cross_sections_and_widths |
| Authors |
Simone_Biondini,_Nora_Brambilla,_Gramos_Qerimi_and_Antonio_Vairo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00113 |
暗黒物質の宇宙量を予測するには、膨張する熱環境における粒子速度の推定が必要です。熱暗黒物質の場合、非相対論的体制が暗黒物質エネルギー密度の凍結の舞台を設定します。初期宇宙の熱力学的挙動をモデル化するサーマルバスを使用して、有限温度での非相対論的有効場理論の統一フレームワークで、暗黒物質フェルミオン対の遷移幅と消滅、束縛状態形成、および解離断面積を計算します。ダークゲージボソンに結合したダークフェルミオン種のパラダイムケースのいくつかの既知の結果を再現および拡張します。有効場理論のフレームワークにより、妥当性と一貫性の範囲を強調し、いくつかの可能な改善を特定することができます。
正確な逆コンプトン モデルは、レプトフィルの暗黒物質シグナルを強力に増強します
| Title |
Accurate_Inverse-Compton_Models_Strongly_Enhance_Leptophilic_Dark_Matter_Signals |
| Authors |
Isabelle_John_and_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07317 |
TeVスケールのレプトフィル性暗黒物質の電子-陽電子対(以下、$e^+e^-$)への消滅は、局所宇宙線$e^+e^-$スペクトルに、暗黒物質の塊。これらの高エネルギーでは、磁場とのシンクロトロン相互作用と星間放射場との逆コンプトン散乱により、$e^+e^-$は急速に冷却されます。これらのエネルギー損失は通常、連続プロセスとしてモデル化されます。ただし、逆コンプトン散乱は確率的なエネルギー損失プロセスであり、相互作用はまれですが壊滅的です。逆コンプトン散乱を確率過程としてモデル化すると、暗黒物質の消滅から期待される$e^+e^-$フラックスは、連続モデルよりも暗黒物質の質量付近で約$\sim$2倍大きくなることを示します。.これにより、重い暗黒物質の検出可能性が大幅に向上します。
フリーズインバリオジェネシスと初期物質支配
| Title |
Freeze-in_baryogenesis_and_early_matter_domination |
| Authors |
Ioannis_Dalianis,_Andreas_Goudelis,_Dimitrios_Karamitros,_Pantelis_Papachristou,_Vassilis_C._Spanos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07345 |
フリーズインメカニズムは、宇宙暗黒物質の同時生成と、宇宙における実行可能な物質反物質非対称性を可能にすることが示されています。基礎となる相互作用が高次元のくりこみ不可能な演算子によって記述される場合、関連する凍結プロセスは、考えられる最高の宇宙温度の近くで発生します。この論文では、初期宇宙のエネルギー量を一時的に支配する流体の存在が、この「紫外線凍結インバリオン形成」シナリオの予測にどのように影響するかを研究します。この追加の宇宙成分は、具体的な微視的モデルの予測に大きな影響を与え、最も単純な宇宙論的シナリオで必要とされる温度よりもはるかに低い再加熱温度を可能にすることがわかりました。さらに、インフレの具体的なモデルと組み合わせて後者を調べれば、インフレの観測量がそのようなモデルのパラメーター空間を制約できることを示します。
| Title |
Properties_of_First-Order_Hadron-Quark_Phase_Transition_from_Directly_Inverting_Neutron_Star_Observables |
| Authors |
Nai-Bo_Zhang_and_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07381 |
すべてのハドロン状態方程式パラメーターを現在知られている最も可能性の高い値に固定しながら、音速一定(CSS)モデルの3次元パラメーター空間で観測可能ないくつかの中性子星の観測データを直接反転することにより、CSSモデルとその相関関係。$R_{2.01}=11.41$kmおよび$R_{2.01}=12.2$kmの2つの下限半径を使用して、NeutronStarInteriorCompositionExplorer(NICER)コラボレーションによる異なるアプローチを使用した2つの独立した分析から得られたPSRJ0740+6620を使用して、クォーク物質の音速$c_{\rmQM}^2$の2乗は、$c_{\rmQM}^2<1/3$.さらに、一次ハドロン-クォーク遷移密度$\rho_t$とその強度$\Delta\varepsilon$の間には、ほぼ線形の相関が見られます。
非熱崩壊によるライトコールドダークマター
| Title |
Light_cold_dark_matter_from_non-thermal_decay |
| Authors |
Ki-Young_Choi,_Jinn-Ouk_Gong,_Junghoon_Joh,_Wan-Il_Park,_Osamu_Seto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07462 |
質量範囲と、崩壊の瞬間に支配的または準支配的な重い物体の崩壊から非熱的に生成されたダークマターの対応する自由ストリーミングの長さスケールを調査します。結果として得られる暗黒物質は、ライマン{\alpha}制約を満たす自由ストリーミングの長さで、keVスケールをはるかに下回る非常に軽い可能性があることを示しています。そのようなライトコールドダークマターの2つの明確な例を示します。
確率的重力波背景と銀河の過密度との間の相互相関角パワースペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_Cross-Correlation_Angular_Power_Spectrum_Between_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_and_Galaxy_Over-Density |
| Authors |
Kate_Z.Yang,_Jishnu_Suresh,_Giulia_Cusin,_Sharan_Banagiri,_Noelle_Feist,_Vuk_Mandic,_Claudia_Scarlata,_Ioannis_Michaloliakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07621 |
宇宙全体での連星ブラックホール(BBH)の合体によって生成される確率的重力波背景(SGWB)と、天空全体の銀河の分布との間の相互相関を調べます。AdvancedLIGO検出器の3回目の観測実行(O3)から得られた異方性SGWB測定値と、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)分光カタログから得られた銀河の過剰密度を使用します。初めて、それらの相互相関の角度パワースペクトルを計算します。周波数全体でSGWBを統合する代わりに、10Hz幅のSGWB周波数帯域で相互相関を分析して、相互相関角度パワースペクトルの周波数依存性を調べます。最後に、観測された相互相関を、天体物理モデルによって予測されたスペクトルと比較します。ベイズ形式を適用して理論モデルのパラメーター空間を探索し、重力波(GW)放出の銀河過程を記述する一連の(有効な)天体物理パラメーターに制約を設定します。ガウス関数を使用して、銀河スケールでのGW放出のローカルプロセスを記述する天体物理学的カーネルをパラメータ化すると、カーネル振幅の95\%上限が$2.7\times10^{-32}$ergcm$^{-3}であることがわかります。$s$^{-1/3}$GW放出過程でショットノイズを無視すると$2.16\times10^{-32}$ergcm$^{-3}$s$^{-1/3}$ショットノイズが分析に含まれている場合。LIGO-Virgo-KAGRAネットワークの感度が向上するにつれて、このカーネル関数により厳しい境界を設定し、そのパラメーターを制約できるようになると予想されます。
キラル有効場理論に基づいたモデルからの状態方程式の集計
| Title |
Tabulated_Equations_of_State_From_Models_Informed_by_Chiral_Effective_Field_Theory |
| Authors |
Mark_G._Alford_and_Liam_Brodie_and_Alexander_Haber_and_Ingo_Tews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.07836 |
中性子星合体のシミュレーションなどの中性子星アプリケーションに関連する、温度、密度、電荷分率の範囲で集計された4つの状態方程式(EoS)テーブルを作成します。EoSは、カイラル有効場理論からの純粋な中性子物質EoSによって制約される相対論的平均場理論、アイソスピン対称核物質の推定された特性、および中性子星構造の天体物理学的観測から計算されます。低密度で核物質をモデル化するために、任意の温度と電荷分数で不均一な核物質をモデル化するEoSを添付します。私たちが開発した4つのEoSテーブルは、CompOSEEoSリポジトリhttps://compose.obspm.fr/eos/297およびhttps://gitlab.com/ahaber/qmc-rmf-tablesから入手できます。
ビッグバン元素合成におけるリチウム存在量問題の再検討
ビッグバン理論を支持する3つの証拠の1つは、ビッグバン元素合成(BBN)における原始元素存在量の予測です。標準BBNは、宇宙マイクロ波背景放射の異方性の研究から得られた宇宙のバリオン対光子比の正確な知識によるパラメータのない理論です。原始元素合成中の計算された軽元素の存在量と観測から決定された存在量は、9桁の範囲でよく一致していますが、$\sim2.5$の係数で過大評価された$^7$Li存在量の不一致がまだあります。理論的に計算すると。天体物理学的核反応速度に加えて、軽いニュートリノフレーバーの数、中性子の寿命、バリオン対光子比が原始存在量を決定します。以前に、バリオンと光子の比率と中性子の寿命を更新し、かなりの数の反応速度を変更して、BBNの軽元素存在量の収率に与える影響を調べました。この作業では、$^3$H(p,$\gamma$)$^4$He、$^6$Li(p,$\gamma$)$^7$Be、$^7$Be(p,$\gamma$)$^8$B,$^{13}$N(p,$\gamma$)$^{14}$O,$^7$Li(n,$\gamma$)$^8$Liおよび$^{11}$B(n,$\gamma$)$^{12}$Bと中性子寿命の最新の測定値。理論計算から、これらの変化は、以前に達成された$^7$Liの存在量のかなりの12%の減少よりもわずかな改善をもたらすことがわかります。
約 90,000 の X シューター スペクトルからのさまざまな OH 線の気候
| Title |
Climatologies_of_Various_OH_Lines_From_About_90,000_X-shooter_Spectra |
| Authors |
Stefan_Noll,_Carsten_Schmidt,_Wolfgang_Kausch,_Michael_Bittner,_Stefan_Kimeswenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08206 |
地球の大気圏の夜行性中間圏圏は、ヒドロキシル(OH)のさまざまな回転振動バンドから化学ルミネセンス発光を放射します。したがって、これは、発光高度での化学とダイナミクスの優れたトレーサーです。強度の変動は、例えば、大循環、重力波、潮汐、惑星波、および太陽活動によって引き起こされる可能性があります。さまざまな動的影響に対する基本的なOH応答は非常に頻繁に研究されていますが、さまざまな個々の系統の詳細な比較はまだまれです。このような研究は、各ラインが異なる放出プロファイルを示すため、OH関連の変動の理解を深めることができます。したがって、298OH線の10年間の変動を研究するために、チリのセロパラナルにある超大型望遠鏡のXシューター分光器の約90,000スペクトルを使用しました。分析は、1日と現地時間の強度、太陽周期効果、および残留変動(特に、時間単位と約2日の時間スケールに関して)の気候に焦点を当てています。得られた変動パターンとライン固有の違いをよりよく理解するために、分解技術を適用し、時間スケールに応じた変動を調べ、相関を計算しました。その結果、熱化されたOHレベルと非熱化されたOHレベルの母集団の混合は、変動の振幅に明らかに影響します。さらに、変動性の特徴の地方時は、主に移動する日周潮の伝播によって説明できる有効ライン放出高に応じてシフトします。この動作は、有効な太陽周期効果の顕著な違いにも寄与します。
中性子星物質の四元論的モデル: 相対論的平均場アプローチ
| Title |
Quarkyonic_Model_for_Neutron_Star_Matter:_A_Relativistic_Mean-Field_Approach |
| Authors |
Ankit_Kumar,_Debabrata_Dey,_Shamim_Haque,_Ritam_Mallick,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08223 |
クォーキオン物質の概念は、高密度物質を説明するために使用される従来のモデルに代わる有望なモデルを提示し、天体に存在する極端な条件下での物質の特性のより微妙で詳細な理解を提供します。この研究の目的は、高密度での状態方程式をパラメーター化するために、相対論的平均場形式と組み合わせてクォーキオンモデルを利用することの有効性を紹介することです。このアプローチを通じて、静的中性子星のさまざまな基本的な特性(組成成分、音速、質量半径プロファイル、潮汐変形能など)を調査し、洞察を得ることを目的としています。得られた結果は、クォーキオン物質の状態方程式(EOS)が$\sim$$2.8M_\odot$の質量範囲を持つ重い中性子星を生成できることを明らかにしました。私たちの調査の結果は、クォーキオン物質のEOSが非常に高い質量を持つ中性子星をもたらすだけでなく、閉じ込められていないQCD物質に由来する音速の共形限界との顕著な程度の一貫性を示していることを示しています。さらに、クォーキオン物質のEOSに対応する中性子星の潮汐変形能が、GW170817およびGW190425イベントから得られた観測上の制約とよく一致していることを観測しました。この発見は、クォーキオンモデルが連星合体システムに関連する中性子星の挙動を予測できることを意味します。この側面は、数値相対性シミュレーションを使用して、合体時間、重力波の特徴、および崩壊時間に関して綿密に精査されています。
衝突角度によって制御される惑星間衝撃の地球有効性：過去の研究、最近の進歩、および将来の研究
| Title |
Geoeffectiveness_of_Interplanetary_Shocks_Controlled_by_Impact_Angles:_Past_Research,_Recent_Advancements,_and_Future_Work |
| Authors |
Denny_M._Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08254 |
惑星間(IP)ショックは、太陽風で一般的に観測される擾乱です。IP衝撃の影響は、地球の磁気圏界面、内部磁気圏、電離圏、熱圏、および地上磁場に無数の宇宙天気効果を引き起こす可能性があります。衝撃法線ベクトルが太陽と地球の線に対して行う角度として測定される衝撃衝撃角度は、衝撃の地球効果を制御する非常に重要なパラメーターであることが示されています。OliveiraとSamsonov(2018)によって提供された広範なレビューでは、衝撃の影響角度と地磁気活動に関して当時知られているすべての研究が要約されています。ただし、このトピックはOliveiraandSamsonov(2018)以来、ある程度の進歩を遂げており、このミニレビューの主な目的は、このトピックのこれまでのすべての成果を著者の知識に要約することです。最後に、このミニレビューでは、IP衝撃角度の地理的有効性の分野における将来の研究について、いくつかの提案とアイデアも紹介します。
LISAmax: 重力波の感度を 2 桁向上させる
| Title |
LISAmax:_Improving_the_Gravitational-Wave_Sensitivity_by_Two_Orders_of_Magnitude |
| Authors |
Waldemar_Martens,_Michael_Khan,_Jean-Baptiste_Bayle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08287 |
航海2050計画サイクルの中で、欧州宇宙機関(ESA)は、長期的な大規模な科学ミッションのテーマを検討しています。重力波天文学は、研究中のトピックの1つです。この論文では、「LISAmax」という重力波干渉計のコンセプトを紹介します。これは、太陽と地球の距離点L3、L4、L5の近くに配置された3つの宇宙船で構成され、腕の長さが2億5,900万kmの三角形の星座を形成します(LISAのものと比較されます)。250万キロメートルの腕）。これは、ミッションの複雑さとコストを大きく飛躍させることなく、地球から到達できる最大の三角編成です。このような検出器の感度曲線は、振幅がLISAの感度曲線よりも少なくとも2桁低くなります。他の機器パラメーターの選択に応じて、これにより検出器はマイクロヘルツ範囲の重力波に敏感になり、他の計画された検出器の概念ではカバーされていない重力波天文学の新しい窓が開かれます。完全な数値モデルで10年間のミッションの星座の安定性を詳細に分析し、ヨーロッパのランチャーと化学推進を使用して軌道移動を計算します。ペイロードの設計パラメータが評価され、予想される感度曲線が多数の潜在的な重力波源と比較されます。分析のこの時点では、ショーストッパーは特定されていません。
半解析的銀河形成モデルによるマルチバンド重力波背景探査
| Title |
Exploring_the_multi-band_gravitational_wave_background_with_a_semi-analytic_galaxy_formation_model |
| Authors |
Zhencheng_Li,_Zhen_Jiang,_Xi-Long_Fan,_Yun_Chen,_Liang_Gao_and_Shenghua_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08333 |
恒星から超大質量ブラックホールに及ぶコンパクトな連星系は、恒星の進化、銀河の形成と進化、および宇宙論に関する豊富な情報をエンコードします。これらのシステムの膨大な数は、解決済みと未解決の両方で、進化の最終段階でかなりの重力波を放出し、それによって確率的重力波背景(SGWB)を作り出します。半解析的銀河形成モデルを使用して恒星コンパクト連星と大質量ブラックホール連星の合併率を計算します--統一された自己無撞着アプローチで連星進化を伴う銀河集合体(GABE)、続いてマルチバンドの推定SGWBは、バイナリシステムによって貢献されました。SGWBエネルギー密度の主要なピークの振幅は、$\Omega_{GW}\sim10^{-9}-10^{-8}$の1桁以内であることがわかります。このSGWBは、スクエアキロメートルアレイ(SKA)、およびアインシュタイン望遠鏡(ET)やレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)などの計画された干渉検出器によって簡単に検出できます。この背景のエネルギー密度は、SKAバンドでは$\Omega_{GW}\proptof^{2/3}$として変化します。周波数範囲$\sim[10^{-4}$,$1]$HzのSGWBスペクトルの形状により、宇宙ベースの検出器LISAはブラックホールシードモデルを区別できます。$\sim100$Hzで恒星連星ブラックホール(BBH)の合体によるSGWBの振幅は、連星中性子星(BNS)および中性子星ブラックホール(NSBH)の合体によるものよりも約10倍および100倍大きい。、それぞれ。
LIGO-Virgo ネットワークの 3 回目の完全な観測実行で重力レンズ シグネチャを検索
| Title |
Search_for_gravitational-lensing_signatures_in_the_full_third_observing_run_of_the_LIGO-Virgo_network |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_S._Adhicary,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_C._All\'en\'e,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_H._Asada,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_K._AultONeal,_et_al._(1635_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.08393 |
ソースへの視線に沿った巨大な物体による重力レンズ作用は、重力波信号の歪みを引き起こします。このような歪みは、基礎物理学、宇宙論、天体物理学に関する情報を明らかにする可能性があります。この作業では、LIGO--Virgoネットワークの3回目の観測実行からのすべてのバイナリブラックホールイベントに、レンズシグネチャの検索を拡張しました。1)サブスレッショルド信号のターゲットを絞った検索を実行し、2)信号のペアの固有パラメーターと空の位置の間の重複の程度を計算し、3)信号のペア間でスペクトログラムの類似性を比較することにより、強いレンズ作用から繰り返される信号を検索します。4)選択効果と天体物理学の知識を考慮したデュアルシグナルベイジアン解析を実行します。また、1)強くレンズ化された画像における周波数に依存しない位相シフト、および2)質量点による振幅と位相の周波数に依存する変調によって引き起こされる重力波形の歪みも検索します。これらの検索のいずれも、レンズ効果の重要な証拠をもたらしません。最後に、重力波レンズ効果の非検出を使用して、最新の合体率の推定値とコンパクトな天体で構成される暗黒物質の割合に基づいてレンズ率を制限します。
ビッグバンの初期条件と自己相互作用する隠れた暗黒物質
さまざまな超重力モデルとひもモデルには、さまざまなポータルを介して可視セクターと弱く結合する可能性のある隠れセクターが含まれます。隠れたセクターと見えるセクターとの結合は弱いですが、インフレトンとの結合はほとんど知られていません。それは弱く結合するか、可視セクターと同じ強度で結合する可能性があり、再加熱の最後にコールドまたはホットの隠れたセクターが発生します。これら2つの可能性は、オブザーバブルの結果が大きく異なる可能性があります。宇宙論的に一貫性のある隠れたセクターの暗黒物質モデルで2つのセクターの熱進化を調査します。このモデルでは、隠れたセクターと可視のセクターが熱的に結合されており、各セクターの個別のエントロピー保存の仮定なしでそれらの熱進化が発生します。このフレームワーク内で、いくつかの現象を分析して、初期条件への依存性を説明します。これらには、モデルの許可されたパラメーター空間、暗黒物質の遺物密度、陽子と暗黒物質の断面積、BBN時の実効質量ゼロニュートリノ種、暗光子の交換を介して自己相互作用が発生する自己相互作用暗黒物質の断面積が含まれます。ゾンマーフェルト強化。最後に、銀河のスケールから銀河団のスケールまでの暗黒物質断面積の速度依存性に適合します。分析は、上記の観測量に対する初期条件の重要な影響を示しています。分析は、ダークマターがダークフェルミオンで構成され、ダークフォトンの交換を介して可視セクターと隠れセクターの間の仲介が行われるフレームワーク内で実行されます。ここで説明する手法は、ビッグバンの初期条件が観測可能な物理学に与える影響を調査するために、可視セクターと隠れセクターの間のさまざまな調停を使用して、より広いクラスの隠れセクターモデルに適用できる可能性があります。
