狭い視野での宇宙観測における分散のサンプル
| Title |
Sample_Variance_in_Cosmological_Observations_with_a_Narrow_Field-of-View |
| Authors |
Peter_Espenshade_and_Jaiyul_Yoo_(University_of_Z\"urich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09191 |
狭い視野での調査は、宇宙論を精査する上で重要な役割を果たすことができますが、これらの調査からの推論は大きなサンプル分散に悩まされています。サンプルの分散を計算する標準的な方法は、2つの主要な近似に基づいており、狭い調査ではサンプルの分散を大幅に過小評価する可能性があることを示しています。サンプル分散を正確に計算するための新しい方法を提示し、この方法を、ブレーザーの分光測定に基づいた暖熱銀河間媒質(WHIM)の最近の観測に適用します。これらの調査のサンプル分散は、引用された測定誤差よりも大幅に大きいことがわかりました。たとえば、WHIMに含まれる宇宙平均バリオン密度は、1回の観測で推定された値よりも$1\text{-}\sigma$変動で$54\%$低くなる可能性があります。サンプル分散を正確に定量化することは、視野が狭い調査で測定値を正しく解釈するために不可欠です。
局所宇宙における広角尾電波銀河の大規模環境の調査
| Title |
Investigating_the_large-scale_environment_of_wide-angle_tailed_radio_galaxies_in_the_local_Universe |
| Authors |
V._Missaglia,_A._Paggi,_F._Massaro,_A._Capetti,_R._D._Baldi,_R._P._Kraft,_M._Paolillo,_A._Tramacere,_R._Campana,_and_I._Pillitteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09192 |
局部宇宙(つまり、赤方偏移を伴う)の広角尾を持つ電波銀河(WAT)の、電波選択と光学選択の両方における、均一で完全なサンプルの大規模(最大2Mpc)環境の統計分析を提示します。$z\lesssim$0.15)。分析は、ターゲットソースの2Mpc内の宇宙論的近隣から取得したパラメーターを使用して実行されます。次に、WATsの大規模環境での結果を、他の2つの均一で完全なカタログにリストされているファナロフ-ライリータイプI(FRIs)およびタイプII(FRIIs)の電波銀河の結果と比較し、宇宙に採用されたのと同じ基準で選択します。WATのカタログです。赤方偏移が低い場合、WATはFRIsやFRIIよりも多くの銀河を含む環境に生息するという兆候が得られます。調査された赤方偏移の範囲では、WATが存在する銀河群/銀河団の物理的なサイズは、FRIsとFRIIに関してほぼ一定で、約1Mpcであると思われます。500kpc内と1Mpc内にある宇宙論的近隣の数の比率として定義される濃度パラメーターの分布から、WATは、WATがクラスターBCGであるという一般的なパラダイム。
大規模な宇宙構造のフィールドレベルでの正確な推論に向けて
| Title |
Towards_Accurate_Field-Level_Inference_of_Massive_Cosmic_Structures |
| Authors |
Stephen_Stopyra,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09193 |
銀河調査からのデータを使用して、クラスター質量と空隙サイズのフィールドレベル推定の精度要件を調査します。クラスターの質量がクラスター自体よりも大きなスケールでの流れによって決定されるという事実を利用する2段階のフレームワークを紹介します。まず、銀河からのベイジアン起源再構成(BORG)アルゴリズムを使用して後期銀河数に適合させることにより、これらの大規模な宇宙初期条件のフィールドレベルの推論を実行するために必要な積分精度を決定します。20ステップのCOLAインテグレーターは、ローカルスーパーボリューム($<135\,h^{-1}\mathrm{Mpc}$)内の最も大規模なクラスターを囲む密度場を正確に記述することができますが、単独ではできません。収束したビリアル質量推定につながります。したがって、推定された初期条件からサンプリングしながら完全な$N$体のダイナミクスを使用して「事後再シミュレーション」を実行し、それによって近くの大規模なクラスターの質量の推定値を取得します。これらが既存の見積もりとほぼ一致していることを示し、LocalSuper-Volumeの質量関数が$\Lambda$CDMと互換性があることを発見しました。
赤方偏移空間におけるバリオン音響振動特徴からのモデルにとらわれない宇宙論的制約
| Title |
Model-agnostic_cosmological_constraints_from_the_baryon_acoustic_oscillation_feature_in_redshift_space |
| Authors |
Aseem_Paranjape_(IUCAA),_Ravi_K._Sheth_(UPenn/ICTP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09198 |
赤方偏移空間のトレーサーのクラスタリングから宇宙論的情報を首尾一貫して抽出するためのフレームワークを開発し、$\textit{without}$モデル依存のテンプレートに依存してバリオン音響振動(BAO)機能を記述します。私たちのアプローチは、最近提案されたBAO特徴とその線形点$r_{\rmLP}$のラゲール再構成手法を使用し、それを大幅に拡張して、異方性銀河2の多重極$\ell=0,2,4$を同時にモデル化します。-ポイント相関関数(2pcf)。このアプローチは「モデルにとらわれない」:構造の非線形成長が、スミアリングスケール$\sigma_{\rmv}$の近似ガウスカーネルによってBAOフィーチャをスミアすると仮定しますが、フィーチャ自体の形状を記述します。$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)を想定した2つの現実的なサーベイ構成の模擬観測を使用し、ベイジアンパラメーターの推定と組み合わせて、線形点$r_{\rmLP}$とスミアリングスケール$\sigma_を示します。{\rmv}$は、既存の調査と今後の調査の両方で、私たちの方法で正確に回収できます。$r_{\rmLP}$の回復の精度は常に$1\%$よりも優れていますが、線形銀河バイアス$b$は、たとえば、弱いレンズ観測を使用して、個別に制約されます。特にDESIなどの今後の調査では、不確実性と系統誤差が大きくなりますが、私たちの方法は線形成長率$f$にも敏感です。$\{f,\sigma_{\rmv},r_{\rmLP}\}$に対する結果の制約が潜在的に次のように使用できるように、モデルを修正して$f$の回復を改善する方法について説明します。$\Lambda$CDMを含む宇宙モデルのテスト。
原始ゆらぎのプローブとしての再電離史
ライマン$\alpha$エミッターの光度関数などの再イオン化の歴史の観測は、特に小さなスケールでの原始密度ゆらぎのプローブとして使用できると主張します。原始曲率の摂動は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性と大規模構造の測定から十分に制約されていますが、これらの観測データは、大規模なスケールでのみ曲率摂動を調査しているため、小規模なスケールでのその情報は、原始に関するさらなる洞察を提供します。変動。初期の銀河の形成は小規模な摂動の振幅に敏感であり、再電離の歴史に影響を与えるため、再電離の観測を通じて小規模な原始パワースペクトルを調べることができます。この作業では、原始パワースペクトルのランニングスペクトルインデックスに焦点を当てて、小規模な摂動を特徴付け、ライマン$\alpha$エミッターの光度関数の観測からそれらの制約を調査します。CMBなどの大規模な観測と組み合わせた再電離は、原始密度のゆらぎを調査するための有用なツールになることを示します。
POLAR -- I: 再電離期から銀河形成までの 21 cm 信号を関連付ける
| Title |
POLAR_--_I:_linking_the_21-cm_signal_from_the_epoch_of_reionization_to_galaxy_formation |
| Authors |
Qing-Bo_Ma,_Raghunath_Ghara,_Benedetta_Ciardi,_Ilian_T._Iliev,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Garrelt_Mellema,_Rajesh_Mondal,_Saleem_Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09508 |
銀河の特性、銀河間媒体の再電離、および関連する21cm信号を首尾一貫してモデル化するために、1次元の放射伝達コードgrizzlyを半解析的な銀河形成コードL-Galaxies2020と統合することにより、アルゴリズムpolarを開発しました。.私たちの概念実証の結果は、星形成率の履歴、UV光度関数、およびCMBトムソン散乱の光学的深さの観測と一致しています。次に、さまざまな銀河形成モデルがUV光度関数と21cmパワースペクトルにどのように影響するかを調査し、前者がハローの合体を記述するパラメーターに最も敏感である一方で、後者は超新星フィードバックパラメーターに強く依存していることを発見しました。どちらも脱出率モデルの影響を受けます。
Ho\v{r}ava-Lifshitz 宇宙論における $\lambda$ のエネルギーの流れについて
Ho\v{r}ava-Lifshitz重力は、空間と時間の間の異方性UVスケーリングによるゴーストのない量子重力モデルの候補として提案されています。ここでは、パラメータ$\lambda$の実行に特に焦点を当てて、理論の2つの異なる定式化の宇宙論的背景分析を提示します。{\itPlanck}、Pantheon+超新星カタログ、SH0ESCepheid変光星、バリオン音響振動(BAO)、宇宙クロノメーター、ガンマ線バースト(GRB)からの宇宙マイクロ波背景放射データで構成される大規模なデータセットを使用して、新しい限界に到達します。宇宙論的パラメータ、特に古典的な一般相対性理論からの逸脱を説明する$\lambda$について。詳細な残高のシナリオでは、バインドされた$\lambda=1.02726\pm0.00012$に到達し、詳細な残高を超えた場合、制限は$\lambda=0.9949^{+0.0045}_{-0.0046}$になります。また、さまざまなデータセットと事前分布の影響を調査し、低赤方偏移データを削除すると、一般に$\lambda$がUV値に近づき、同時にエラーバーが広がることがわかりました。詳細なバランスシナリオでは、この効果はより顕著であり、$\lambda$は、理論の赤外線限界に対応する1を大幅に下回る値を取ります。
CMB、Lyman-\alpha、およびグローバル 21 cm データの共同分析からのウォーム ダーク マターの制約
| Title |
Warm_dark_Matter_constraints_from_the_joint_analysis_of_CMB,_Lyman-\alpha,_and_global_21_cm_data |
| Authors |
Atrideb_Chatterjee,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09810 |
以前に構築したMCMCベースのパラメーター推定パッケージ\texttt{CosmoReionMC}の助けを借りて、CMBおよびQSO吸収スペクトルに関連する観測と組み合わせた場合の21~cmグローバル信号の可能性を詳細に調査し、暖暗黒物質(WDM)粒子。暗黒物質粒子の質量$m_X$と宇宙論的/天体物理学的パラメーターとの間の縮退の可能性という長い間見過ごされてきた問題に対処するために、初めて、すべての自由パラメーター(WDM粒子の質量、宇宙学的パラメーター、および天体物理学的パラメーター)を同時に変化させます。.既存のCMBおよびQSO吸収スペクトルデータから、95\%の信頼レベルで$m_X<2.8$~keVを除外できます。真の暗黒物質モデルが通常の低温暗黒物質であると仮定すると、将来予想される21~cmのグローバル信号データのモックを含めると、予測される制約は$m_X>7.7$~keVと非常に厳しいことがわかります。$m_X=7$~keVの暗黒物質粒子に対して21~cmの模擬信号が構築された場合、私たちの予測は$\left(m_X/\text{keV}\right)^{-1}$が範囲$[0.1,0.2]$($95\%$信頼水準)。これは、$m_X\sim7$~keVの場合、将来の21~cmデータでWDM粒子質量の検出が可能になることを意味します。
近くの M ドワーフを通過する 2 つの暖かいスーパーアース TOI-2095
| Title |
Two_Warm_Super-Earths_Transiting_the_Nearby_M_Dwarf_TOI-2095 |
| Authors |
Elisa_V._Quintana,_Emily_A._Gilbert,_Thomas_Barclay,_Michele_L._Silverstein,_Joshua_E._Schlieder,_Ryan_Cloutier,_Samuel_N._Quinn,_Joseph_E._Rodriguez,_Andrew_Vanderburg,_Benjamin_J._Hord,_Dana_R._Louie,_Colby_Ostberg,_Stephen_R._Kane,_Kelsey_Hoffman,_Jason_F._Rowe,_Giada_N._Arney,_Prabal_Saxena,_Taran_Richardson,_Matthew_S._Clement,_Nicholas_M._Kartvedt,_Fred_C._Adams,_Marcus_Alfred,_Travis_Berger,_Allyson_Bieryla,_Paul_Bonney,_Patricia_Boyd,_Charles_Cadieux,_Douglas_Caldwell,_David_R._Ciardi,_David_Charbonneau,_Karen_A._Collins,_Knicole_D._Colon,_Dennis_M._Conti,_Mario_Di_Sora,_Shawn_Domagal-Goldman,_Jessie_Dotson,_Thomas_Fauchez,_Maximilian_N._G\"unther,_Christina_Hedges,_Giovanni_Isopi,_Erika_Kohler,_Ravi_Kopparapu,_Veselin_B._Kostov,_Jeffrey_A._Larsen,_Eric_Lopez,_Franco_Mallia,_Avi_Mandell,_Susan_E._Mullally,_Rishi_R._Paudel,_Brian_P._Powell,_George_R._Ricker,_Boris_S._Safonov,_Richard_P._Schwarz,_Ramotholo_Sefako,_Keivan_G._Stassun,_Robert_Wilson,_Joshua_N._Winn,_Roland_K._Vanderspek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09189 |
TOI-2095(TIC235678745)を周回する2つの惑星の検出と検証について報告します。主星は固有運動の高い3700KのM1V矮星です。この星は、空の人口密度の低い部分で42pcの距離にあり、赤外線(K=9)で明るいです。TESSのサイクル2と4の間の24セクターの観測からのデータにより、TOI-2095は超地球サイズの惑星に関連する2セットのトランジットを示します。惑星の公転周期はそれぞれ17.7日と28.2日で、半径は地球半径の1.30と1.39です。アーカイブデータ、予備的なフォローアップ観測、精査分析は、検出されたトランジットシグナルの惑星解釈をサポートします。惑星のペアは、約400Kの平衡温度を推定しており、恒星の日射量は地球の3.23倍と1.73倍であり、金星ゾーンに配置されています。惑星はまた、岩石が支配する組成と揮発性に富む組成の間の移行を示す半径領域にあります。したがって、それらは、遷移半径が温暖な惑星の特性をよりよく理解するためのフォローアップ質量測定の主要なターゲットです。これら2つの惑星の比較的長い公転周期は、M型矮星を周回する小さな惑星の組成を形成するプロセスを明らかにするのに役立つ重要なデータを提供します。
マグラテア惑星の探求 I: 二重白色矮星の周りの第 2 世代太陽系外惑星の形成
| Title |
The_quest_for_Magrathea_planets_I:_formation_of_second_generation_exoplanets_around_double_white_dwarfs |
| Authors |
S._Ledda,_C._Danielski,_D._Turrini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09204 |
二重白色矮星(DWD)になる連星の進化は、大量の塵とガスの放出を引き起こす可能性があります。このような物質は、周連星円盤を生み出し、新しい惑星の発祥地になる可能性がありますが、これまでのところ、DWDの周りの周連星の形成に焦点を当てた研究はありません。これらの連星は、ESAレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)ミッションによって検出可能な重力波(GW)の主な発生源となり、天の川のあらゆる場所で短周期DWDの周りの周連星を検出する可能性が開かれます。複数の惑星形成経路をシミュレートすることにより、マグラテア惑星の形成を調査し、最初に小石の降着によって成長し、次にガスの降着によって成長する種子が、DWDを取り巻く円盤環境によってどのように影響を受けるかを調べます。定常状態のディスクで発生する惑星形成トラックと、時間とともに進化するディスクで発生する形成トラックの両方を提示します。時間依存のトラックは、中央連星への円盤の降着率と星の照射によって引き起こされる円盤の光蒸発率の両方を説明します。私たちの結果は、DWDの周りの周連円盤での惑星形成が可能であることを示しています。特に、極端な惑星形成環境は、3つの主要な重要な結果を意味します。ディスクの開始直後に惑星形成が開始され、ディスク内に第1世代のシードが存在する場合のみ。(ii)ディスクが質量10M$_{\oplus}$の第1世代のシードを収容しない限り、ディスクの開始から0.1Myrまたは1Myr以内に形成されたシードは、亜海王星および海王星の惑星のみを生成できます。(iii)ほとんどの惑星は、最終的に円盤の中心から1天文単位以内に位置付けられますが、それらはまだガス降着段階を経ています。
共軌道惑星の星座: 馬蹄形ダイナミクス、長期安定性、トランジット タイミングの変動、SETI ビーコンとしての可能性
| Title |
Constellations_of_co-orbital_planets:_horseshoe_dynamics,_long-term_stability,_transit_timing_variations,_and_potential_as_SETI_beacons |
| Authors |
Sean_N._Raymond,_Dimitri_Veras,_Matthew_S._Clement,_Andre_Izidoro,_David_Kipping,_Victoria_Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09209 |
共軌道系には、惑星または星の周りの同じ軌道を共有する2つ以上の天体が含まれます。共軌道系の最もよく知られているフレーバーは、オタマジャクシ(2つの天体の角度分離が$60^\circ$離れたL4/L5ラグランジュ点を中心に振動する)と蹄鉄(2つの天体が定期的に軌道エネルギーを交換して馬蹄形を描く)です。共回転フレームの形状)。ここでは、N体シミュレーションを使用して、多惑星馬蹄形システムのパラメーター空間を探索します。隣接する惑星が馬蹄形振動を受ける複雑なパターンに従って、最大24個の等質量で地球質量の惑星が1auで同じ軌道を共有できることを示します。馬蹄形星座のダイナミクスを調査し、それらが何十億年もの間安定したままであり、星のポスト主系列進化を通して持続することさえできることを示します。十分な観測があれば、それらは、振幅が大きく、相関するトランジットタイミングの変動によって識別できます。その寿命とエキゾチックな軌道構造を考えると、馬蹄星座は潜在的なSETIビーコンを表している可能性があります。
摂動下における共軌道惑星環の生存とダイナミクス
| Title |
Survival_and_dynamics_of_rings_of_co-orbital_planets_under_perturbations |
| Authors |
Sean_N._Raymond,_Dimitri_Veras,_Matthew_S._Clement,_Andre_Izidoro,_David_Kipping,_Victoria_Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09210 |
共軌道惑星系では、2つ以上の惑星が主星の周りを同じ軌道を共有しています。ここでは、外力によって摂動された惑星の共軌道リングの動的安定性をテストします。2つのセットアップをテストします。i)惑星の「静止」リング。ii)馬蹄星座システムでは、惑星はすぐ隣の惑星と継続的に馬蹄形のバランスをとっています。いくつかの月質量(0.01～0.04地球質量)よりも大きな惑星の軌道を横切る単一の不正な惑星が、1auに位置する6、9、18、または42個の地球質量惑星の共軌道リングを体系的に乱すことを示します。.静止環は馬蹄星座よりも摂動に強いが、摂動を受けると安定した馬蹄星座システムに変わることがある。十分な時間が与えられると、共軌道リングシステムは摂動されて馬蹄星座になるか、完全に不安定になります。
カッシーニのグランドフィナーレ後の土星の内部
| Title |
Saturn's_Interior_After_the_Cassini_Grand_Finale |
| Authors |
J._J._Fortney,_B._Militzer,_C._R._Mankovich,_R._Helled,_S._M._Wahl,_N._Nettelmann,_W._B._Hubbard,_D._J._Stevenson,_L._Iess,_M._S._Marley,_N._Movshovitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09215 |
過去5年間の作業に特に焦点を当てて、土星の内部構造と熱進化のレビューを提示します。カッシーニミッションからのデータには、グランドフィナーレの軌道からの重力場の正確な決定や、土星の地震モードに関連付けられた土星のC環のリングウェーブ機能の現在進行中の識別が含まれており、私たちの理解に劇的な進歩をもたらしました。土星の構造。重力場と一致するモデルは、目に見える大気で見られるように、回転差が少なくとも10,000km(惑星の半径の1/6$^{\rmth}$)の深さまで広がっていることを示唆しています。深部では、さまざまな調査の結果、深部の土星の自転速度が10時間33分であることが示されています。中心部の重元素濃度(「コア」)については非常に説得力のある証拠があり、最も最近のモデルでは地球質量の12～20倍です。リング地震学は、コアが完全にコンパクトではなく希薄であり(上層のH/Heと混合)、おそらく惑星の半径の約2分の1までのかなりの半径方向の範囲を持っていることを強く示唆しています。幅広い熱進化シナリオが、土星の現在の光度に匹敵する可能性がありますが、ヘリウム降雨シナリオの定量化の進歩は、土星のあまり知られていない大気中のヘリウム存在量によって妨げられています。惑星の現在の内部構造を理解する上での磁場データの関連性について議論します。回転差や土星突入探査機の有用性を含むフレームワーク内で地震学と重力を組み合わせる追加の将来の研究を指摘します。
近くのM型矮星TOI-2095のハビタブルゾーンの端にある2つのスーパーアース
| Title |
Two_super-Earths_at_the_edge_of_the_habitable_zone_of_the_nearby_M_dwarf_TOI-2095 |
| Authors |
F._Murgas,_A._Castro-Gonz\'alez,_E._Pall\'e,_F._J._Pozuelos,_S._Millholland,_O._Foo,_J._Korth,_E._Marfil,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_J._L._Christiansen,_D._R._Ciardi,_K._A._Collins,_M._Di_Sora,_A._Fukui,_T._Gan,_E._J._Gonzales,_Th._Henning,_E._Herrero,_G._Isopi,_J._M._Jenkins,_J._Lillo-Box,_N._Lodieu,_R._Luque,_F._Mallia,_G._Morello,_N._Narita,_J._Orell-Miquel,_H._Parviainen,_M._P\'erez-Torres,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_B._S._Safonov,_S._Seager,_R._P._Schwarz,_A._Schweitzer,_M._Schlecker,_I._A._Strakhov,_S._Vanaverbeke,_N._Watanabe,_J._N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09220 |
TESSの主な科学的目標は、星の周りで海王星よりも小さい惑星を見つけて、さらなる特性研究を可能にするのに十分明るいことです。私たちの現在の計測器と検出バイアスを考えると、M型矮星は、主星のハビタブルゾーン内(またはその近く)にある小さな惑星を探すための主要なターゲットです。ここでは、測光観測とCARMENES視線速度測定を使用して、TESSによって発見されたトランジット惑星候補のペアを検証します。データは、測光時系列と分光時系列に存在する恒星の変動性を考慮して、ベイジアンMCMC手順を使用して同時に適合されました。TOI-2095(TIC235678745)の周りを周回する2つのトランジット候補の惑星起源を確認します。この星は近くのM矮星($d=41.90\pm0.03$pc,$T_{\rmeff}=3759\pm87$K,$V=12.6$mag)で、星の質量と半径$M_\スター=0.44\pm0.02\;M_\odot$と$R_\star=0.44\pm0.02\;R_\odot$、それぞれ。惑星系は、トランジットする2つの惑星で構成されています。公転周期が$P_b=17.66484\pm(7\times10^{-5})$日であるTOI-2095bと、$P_c=28.17232\pm(14\times10^{-5})$日。両方の惑星は、$R_b=1.25\pm0.07\;でほぼ同じサイズです。R_\oplus$と$R_c=1.33\pm0.08\;それぞれ惑星bとcのR_\oplus$。$M_b<4.1\;でこれらのオブジェクトの質量に上限を設定します。内部のM_\oplus$と$M_c<7.4\;外惑星のM_\oplus$(信頼水準95\%)。これらの2つの惑星は、300～350Kの範囲で平衡温度を示し、星のハビタブルゾーンの内側の端に近づいています。
(50000)クアオアの2つのリング
| Title |
The_two_rings_of_(50000)_Quaoar |
| Authors |
C._L._Pereira,_B._Sicardy,_B._E._Morgado,_F._Braga-Ribas,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_D._Souami,_B._J._Holler,_R._C._Boufleur,_G._Margoti,_M._Assafin,_J._L._Ortiz,_P._Santos-Sanz,_B._Epinat,_P._Kervella,_J._Desmars,_R._Vieira-Martins,_Y._Kilic,_A._R._Gomes-J\'unior,_J._I._B._Camargo,_M._Emilio,_M._Vara-Lubiano,_M._Kretlow,_L._Albert,_C._Alcock,_J._G._Ball,_K._Bender,_M._W._Buie,_K._Butterfield,_M._Camarca,_J._H._Castro-Chac\'on,_R._Dunford,_R._S._Fisher,_D._Gamble,_J._C._Geary,_C._L._Gnilka,_K._D._Green,_Z._D._Hartman,_C-K._Huang,_H._Januszewski,_J._Johnston,_M._Kagitani,_R._Kamin,_J._J._Kavelaars,_J._M._Keller,_K._R._de_Kleer,_M._J._Lehner,_A._Luken,_F._Marchis,_T._Marlin,_K._McGregor,_V._Nikitin,_R._Nolthenius,_C._Patrick,_S._Redfield,_A._W._Rengstorf,_M._Reyes-Ruiz,_T._Seccull,_M._F._Skrutskie,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09237 |
クアオアは、1,100kmの面積等価直径と43.3天文単位の軌道半長軸を持つ、古典的な海王星横断天体(TNO)です。2018年から2021年の間に観測された恒星の掩蔽に基づいて、不均一なリング(Q1R、Quaoarの最初のリング)がこの天体の周りに検出されました。ねらい。2022年8月9日にクアオアによる新しい恒星掩蔽が観測されました。これは、クアオアの形状モデルとQ1Rの物理パラメータを改善することを目的としており、体の周りに追加の物質を探しています。メソッド。掩蔽は、クアオア全体に9つの効果的なコードを提供し、そのサイズ、形状、天文上の位置を特定しました。ジェミニノースやカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡(CFHT)などの大規模な施設を使用して、高い捕捉率と信号対雑音比が得られました。光度曲線は、Q1Rリング(放射状プロファイルと軌道要素)を特徴付けるためにも使用されました。結果。食弦に対するクアオアの楕円フィットは、見かけの長半径が$579.5\pm4.0$km、見かけの扁平度が$0.12\pm0.01$、面積相当半径が$543\pm2$kmの四肢をもたらします。クアオアの手足の向きは、クアオアの赤道面を周回するQ1Rおよびウェイウォットと一致しています。Q1Rの軌道半径は$4,057\pm6$kmの値に調整されます。より不透明なリングプロファイルの放射状不透明度プロファイルは、半値全幅(FWHM)が$\sim5$kmで、法線の光学的深さのピークが0.4で、60kmを超えるローレンツ型に従います。すでに報告されたリングに関連する二次イベントに加えて、3つの異なるデータセットで2022年8月の掩蔽中に検出された新しい二次イベントは、リングが円形で共-Q1Rで平面。この新しいリングの典型的な幅は10kmで、通常の光学深度は$\sim$0.004です。Q1Rと同様に、これもQuaoarの従来のRoche制限の外側にあります。
遠隔観測による彗星核の物理的および表面的性質
遠隔観測から得られたものに焦点を当てて、彗星核の物理的および表面特性に関する集合的な知識を要約します。現在、200個を超える彗星の有効半径、60個を超える回転周期、50個を超える軸比と色指数、25個を超える幾何学的アルベド、および20個を超える核位相係数に関する測定値または制約があります。スピッツァーとNEOWISEを使用したIR調査が有効半径測定値の増加の大部分を担っています。昏睡状態の研究といくつかの顕著な彗星の長期研究の進歩により、十数個近くの彗星の自転周期の変化に意味のある制約がもたらされ、研究対象の原子核特性の範囲にこれを追加できるようになりました。彗星核の最初の遅延ドップラーレーダーと可視光偏波測定は、CometsII以来行われており、原子核を遠隔で研究する従来の方法と並行して検討されています。最近の現場ミッション、特にロゼッタからの結果を使用して、遠隔観測によって得られた集合的特性を文脈に置き、表面特性と非常に細長いおよび/または二葉形の普及について得られた洞察を強調します。また、核の特性がどのように進化するかを調べ、フラグメンテーションと、関連する可能性が高い爆発と崩壊の現象に焦点を当てます。これらの挙動に関する知識は、近年、さまざまな情報源によって形作られてきました。原子核の断片化と破壊イベントの高解像度画像、太陽の近くにある何千もの小さな彗星の検出、太陽系全体の多数の彗星の定期的な測光モニタリング、詳細な分析などです。ミッションターゲットの表面のイメージング。最後に、バルク核の特性に関する知識の進歩が今後数年間で可能になる可能性があることを探ります。
IllustrisTNG シミュレーションによるクラゲ銀河 -- 冷たいガスのラム圧力ストリッピングは、いつ、どこで、どのくらいの期間発生しますか?
| Title |
Jellyfish_galaxies_with_the_IllustrisTNG_simulations_--_When,_where,_and_for_how_long_does_ram_pressure_stripping_of_cold_gas_occur? |
| Authors |
Eric_Rohr,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Elad_Zinger,_Gandhali_Joshi,_and_Mohommadreza_Ayromlou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09196 |
クラゲ銀河は、強力なラム圧ストリッピング(RPS)を受ける衛星銀河の典型的な例です。TNG50宇宙流体力学的銀河シミュレーションから、535個のユニークな最初のクラゲ銀河の進化を分析します。これらは、過去50億年($z=0.5$から)のいずれかでRPSを受けていることが視覚的に検査されており、衛星の恒星質量$M_{\star}^{\rmsat}\sim10^{8-10.5}{\rmM}_\odot$で、$z=0$で$M_{\rm200c}\sim10^{12-14.3}{\rmM}_\odot$のホストに住んでいます。トレーサー粒子を使用して冷たいガス$(\leq10^{4.5}$K)の除去を定量化し、これらのクラゲでは、RPSが落下後の冷たいガス損失の支配的な要因であることを確認しました。これらのクラゲの半分は、$z=0$までに冷たいガスを完全に欠いており、これらの銀河は、今日まだいくらかのガスを持っているものよりも早い時期に落下し、衛星対ホストの質量比が小さくなっています。RPSは、$\approx1.5-8$Gyrという長い時間スケールでクラゲ銀河に作用することができます。より大規模なホストにいるクラゲはRPSの影響を受ける期間が短く、ホストハローの質量が固定されている場合、$z=0$で星の質量が小さいクラゲはRPSのタイムスパンが短くなります。RPSは長期間作用する可能性がありますが、ピークRPS期間(総RPSの少なくとも50%が発生する場所)は、下降の$\approx1$Gyr以内に始まり、$\lesssim2$Gyr続きます。この期間中、クラゲは$\sim0.2-2R_{\rm200c}$の間のホスト中心の距離にあり、RPSの多くがホスト銀河から離れた場所で発生していることを示しています。クラゲは、冷たいガスの$\approx98$%を失うまで、星を形成し続けます。TNG50$(M_{\rm200c}\sim10^{13-14.3}{\rmM}_\odot)$のグループとクラスターの場合、クラゲ銀河はより多くの冷たいガス($\sim10^{11-12}{\rmM}_\odot$)が$z=0$で存在するハローよりもハローに移行しており、クラゲや一般的な衛星銀河が低温ガス降着の重要な源であることを示しています。
IllustrisTNG シミュレーションによるクラゲ銀河 -- TNG50 によると、集団全体の星形成は強化されていない
| Title |
Jellyfish_galaxies_with_the_IllustrisTNG_simulations_--_No_enhanced_population-wide_star_formation_according_to_TNG50 |
| Authors |
Junia_G\"oller,_Gandhali_Joshi,_Eric_Rohr,_Elad_Zinger,_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09199 |
ラム圧剥離により、クラゲ銀河は星間物質のすべてではないにしても大量を失うと考えられています。それにもかかわらず、すべてではありませんが、いくつかの観察結果は、クラゲ銀河がラム圧力で剥ぎ取られた尾部でさえ、対照サンプルと比較して強化された星形成を示すことを示唆しています。TNG50宇宙重力+磁気流体力学シミュレーションを使用し、銀河の星形成領域で50～200pcの平均空間解像度を使用して、$z=での700以上のクラゲ銀河の星形成活動と星形成率(SFR)を定量化します。質量が$10^{11.5-14.3}\,\mathrm{M}_\odot$の星の質量$10^{8.3-11}\,\mathrm{M}_\odot$を持つ0-1$。私たちは、それらのグローバルSFR、主星体内と尾部内のSFRを抽出し、個々の進化の軌跡に沿って星形成の進化をたどります。クラゲ銀河の発見を、赤方偏移、恒星質量、ガス分率、ホストハロー質量が一致する衛星銀河やフィールド銀河など、多様に構成された対照サンプルの発見と比較します。TNG50によると、星の形成とラム圧剥離は実際に任意の銀河内で同時に発生する可能性があり、頻繁に発生します。さらに、星の形成は、ラムの圧力除去された尾部内でも発生する可能性がありますが、後者は典型的には優勢です。ただし、TNG50は、同じ星の質量またはガスの割合を持つアナログ衛星銀河と比較して、クラゲの集団全体のSFRの上昇を予測していません。シミュレートされたクラゲ銀河は、その歴史に沿って高い星形成のバーストを経験しますが、少なくともTNG50によれば、これらは特定の時代における集団全体の強化にはなりません。
IllustrisTNG シミュレーションを使用したクラゲ銀河 -- 市民科学の結果は、長距離、低質量ホスト、および高赤方偏移に向けられています
| Title |
Jellyfish_galaxies_with_the_IllustrisTNG_simulations_--_Citizen-science_results_towards_large_distances,_low-mass_hosts,_and_high_redshifts |
| Authors |
Elad_Zinger,_Gandhali_Joshi,_Annalisa_Pillepich,_Eric_Rohr,_and_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09202 |
IllustrisTNG宇宙シミュレーション内でクラゲ銀河を識別する市民科学分類プログラムである「CosmologicalJellyfish」プロジェクトを紹介します。クラゲ(JF)は衛星銀河で、恒星体から伸びる長いガスの特徴(「尾」)を示します。それらの特徴的な形態は、バックグラウンドのガス媒体を移動する際のラム圧ストリッピング(RPS)によって生じます。TNG50およびTNG100シミュレーションを使用して、前例のない範囲の恒星質量$10^{8.3-12.3}\,\mathrm{M_\odot}$および$のホスト質量にまたがる$\sim80,000$衛星銀河のサンプルを構築します。M_\mathrm{200,c}=10^{10.4-14.6}\,\mathrm{M_\odot}$を$z=2$\citep[作業を拡張][]{yun_jellyfish_2019}に戻します。このサンプルに基づいて、$\sim90,000$の銀河の画像が、Zooniverseプラットフォームの市民科学プロジェクトのボランティアに提示され、各銀河の画像がクラゲに似ているかどうかを判断するよう求められました。有志の投票に基づいて、各銀河にはJFであるかどうかを決定するスコアが割り当てられました。この論文では、視覚的に識別された5,307ドルのクラゲ銀河のデータセットをもたらしたプロジェクト、検査された衛星サンプル、方法論、および分類プロセスについて説明します。JF銀河はほとんどすべてのグループおよびクラスターサイズのシステムで一般的であり、JFの割合はホストの質量とともに増加し、衛星の星の質量とともに減少することがわかります。3つの比較的未踏の領域のJF銀河をハイライトします:$M_\mathrm{200,c}\sim10^{11.5-13}\,\mathrm{M_\odot}$の低質量ホスト、ビリアルを超えるホスト内の半径位置半径$R_\mathrm{200,c}$、最大$z=2$の高赤方偏移。クラゲスコアの完全なデータセットは公開されており、IllustrisTNGシミュレーションでJF銀河を選択して研究するために使用できます。
ALMA REBELS サーベイ: $z =7.31$ で大規模で高度に星を形成し、形態学的に複雑な ULIRG を発見
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_Discovery_of_a_massive,_highly_star-forming_and_morphologically_complex_ULIRG_at_$z_=7.31$ |
| Authors |
A._P._S._Hygate,_J._A._Hodge,_E._da_Cunha,_M._Rybak,_S._Schouws,_H._Inami,_M._Stefanon,_L._Graziani,_R._Schneider,_P._Dayal,_R._J._Bouwens,_R._Smit,_R._A._A._Bowler,_R._Endsley,_V._Gonzalez,_P._A._Oesch,_D._P._Stark,_H._S._B._Algera,_M._Aravena,_L._Barrufet,_A._Ferrara,_Y._Fudamoto,_J._H._A,_I._De_Looze,_T._Nanayakkara,_A._Pallottin,_D._A._Riechers,_L._Sommovigo,_M._W._Topping,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09206 |
AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)[CII]と$\sim158$$\rm\mum$連続観測によるREBELS-25、大規模で形態学的に複雑な超高輝度赤外線銀河(ULIRG;$L_{\rmIR}=1.5^{+0.8}_{-0.5}\times10^{12}$L$_\odot$)at$z=7.31$,ReionizationEraBrightEmissionLineSurvey(REBELS)ALMAによる分光学的確認大規模プログラム。REBELS-25の恒星質量は$M_{*}=8^{+4}_{-2}\times10^{9}$M$_\odot$です。ダスト連続体と紫外線観測から、SFR$=199^{+101}_{-63}$M$_\odot$yr$^{-1}$の、隠れている星と隠れていない星の形成率の合計を決定します。これは、外挿された主系列から推定されたSFRの約4倍です。また、[CII]ベースの分子ガス質量$M_{\rmH_2}=5.1^{+5.1}_{-2.6}\times10^{10}$$M_\odot$を推測し、分子ガスの枯渇を示唆しています。$t_{\rmdepl,H_2}=0.3^{+0.3}_{-0.2}$Gyrの時間。ディスクの回転と一致する[CII]速度勾配を観察しますが、現在の解像度を考えると、合併などのより複雑な速度構造を除外することはできません。スペクトルは、大きな正の速度($\sim500$kms$^{-1}$)で過剰な[CII]放出を示します。流出シナリオでは、質量流出速度の下限を200M$_\odot$yr$^{-1}$と導き出し、これは星形成による流出の予想と一致しています。ビッグバン後の大きな恒星質量、SFR、および分子ガス貯留層$\sim700$Myrを考慮して、REBELS-25の将来の進化を探ります。星形成の歴史が指数関数的に減少し、恒星形成効率が一定で、追加のガス流入がないことを仮定した単純で保守的なモデルを考慮すると、REBELS-25は最近の大質量静止銀河の特性と一致する銀河に進化する可能性があることがわかります。$z\sim4$で観測されました。
BUFFALO/Flashlights: 赤方偏移 1 でのスポック銀河のレンズ付き超巨星の存在量に対する制約
| Title |
BUFFALO/Flashlights:_Constraints_on_the_abundance_of_lensed_supergiant_stars_in_the_Spock_galaxy_at_redshift_1 |
| Authors |
Jose_M._Diego,_Sung_Kei_Li,_Ashish_K._Meena,_Anna_Niemiec,_Ana_Acebron,_Mathilde_Jauzac,_Mitchell_F._Struble,_Alfred_Amruth,_Tom_J._Broadhurst,_Catherine_Cerny,_Harald_Ebeling,_Alexei_V._Filippenko,_Eric_Jullo,_Patrick_Kelly,_Anton_M._Koekemoer,_David_Lagatutta,_Jeremy_Lim,_Marceau_Limousin,_Guillaume_Mahler,_Nency_Patel,_Juan_Remolina,_Johan_Richard,_Keren_Sharon,_Charles_Steinhardt,_Keichii_Umetsu,_Liliya_Williams,_Adi_Zitrin,_J.M._Palencia,_Liang_Dai._Lingyuan_Ji,_Massimo_Pascale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09222 |
赤方偏移z付近での超巨星(SG)星の存在量に関する制約を提示します。1、この赤方偏移で強くレンズ化されたアークの最近の観測に基づいています。最初に、BUFFALOプログラムからのデータを使用して、MACSJ0416.1-2403の自由形式モデルを導出します。新しいレンズモデルは、214の多重画像を生成する72個の多重レンズ銀河に基づいており、この銀河団で分光学的に確認されたレンズ銀河の最大のサンプルとなっています。BUFFALOの範囲が広いため、クラスターの外側までせん断を測定し、レンズ制約の範囲を中央領域から最大1Mpcまで拡張して、この半径までの質量推定値を提供できます。応用として、JWSTによる今後の観測で検出される高赤方偏移の多重レンズ銀河の数を予測します。次に、以前に報告された4つのトランジェントを含む、スポックと呼ばれるz=1.0054にある既知のレンズ付き銀河に焦点を当てます。これらのトランジェントをSG星のマイクロコースティック交差として解釈し、そのようなイベントの確率を計算します。星の進化に関する単純化に基づいて、z=1.0054でのSG星のマイクロレンズ効果(星団内媒質内の星による)がこれらのイベントを完全に説明できることを発見しました。推定されたSG星の存在量は、(1)400個未満のハンフリーズ・ダビッドソン(HD)限界(L~$6\times10^5L_{\odot}$)を超える放射光度を持つ星の数密度と一致しています。1平方kpcあたり、または(2)HD限界を超える星は存在しないが、$10^5$から$6\times10^5$の間の光度を持つ星のSG数密度は1平方kpcあたり~9000です。これは、10x10pc$^2$あたり1つのSGスターに相当します。最後に、JWSTのNIRcamを使用して将来の観測を予測します。F200Wフィルターを使用して29等ABに達する観測では、HD限界を超えてz~1に冷たい赤色のSG星が存在する場合、それらはこのアークで容易に検出されるはずであることがわかります。
若いクエーサーの検出と特徴付け。 III.重力レンズ倍率の影響
| Title |
Detecting_and_Characterizing_Young_Quasars._III._The_Impact_of_Gravitational_Lensing_Magnification |
| Authors |
Minghao_Yue,_Anna-Christina_Eilers,_Robert_A._Simcoe,_Sirio_Belli,_Frederick_B._Davies,_David_DePalma,_Joseph_F._Hennawi,_Charlotte_A._Mason,_Julian_B._Mu\~noz,_Erica_J._Nelson,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09256 |
赤方偏移$z\gtrsim6$にある7つの高赤方偏移クエーサーの寿命推定に対する重力レンズ効果の影響をテストします。対象となるクエーサーは、観測された近接ゾーンのサイズが小さいことで識別されます。これは、クエーサーの寿命が非常に短いことを示しています$(t_Q\lesssim10^5\text{yrs})$.ただし、これらのクエーサーの寿命の推定は、観測されたクエーサーの光度が固有のものであり、重力レンズ効果によって拡大されないという仮定に依存しており、これは寿命の推定を若い年齢に偏らせる.重力レンズ効果の可能性をテストするために、{\emハッブル宇宙望遠鏡(HST)}で7つのクエーサーの高解像度画像を取得し、強いレンズ効果の兆候を探します。強いレンズ効果の証拠は見つかっていません。つまり、すべてのクエーサーは点源によって適切に記述されており、前景のレンズ効果のある銀河は検出されていません。これらのクエーサーの強いレンズ効果の確率は$(\sim1.4\times10^{-5})$と非常に小さいと推定され、弱いレンズ効果が推定されたクエーサーの寿命を$\lesssim0.2$dexだけ変化させることを示しています。したがって、これらのクエーサーの短い寿命が本質的であることを確認します。若いクエーサーの存在は、高赤方偏移クエーサーの高い不明瞭な部分、放射効率の悪い降着、および/またはちらつきのある光度曲線を示しています。さらに、ブラックホールの質量とクエーサーのエディントン比の測定に対するレンズ倍率の影響について説明します。
イオン化された ISM 輝線の効率的なシミュレーション: FIRE 高赤方偏移スイートと観測の詳細な比較
| Title |
Efficient_simulations_of_ionized_ISM_emission_lines:_A_detailed_comparison_between_the_FIRE_high-redshift_suite_and_observations |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Adam_Lidz,_Aaron_Smith,_Andrew_Benson,_and_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09261 |
サブミリ波のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)と赤外線のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、最初の銀河のいくつかで星間物質(ISM)からの輝線の堅牢な分光検出を達成しました。これらの前例のない測定は、これらの高赤方偏移銀河のISM特性、星の集団、銀河の形態、および運動学に関する貴重な情報を提供し、原則として、流体力学シミュレーションで実装された最先端の銀河形成モデルの強力なテストを提供します。.シミュレーションと観測の直接比較を容易にするために、シミュレートされた星の粒子の周りのHII領域からのライン放出を予測するための高速後処理パイプラインを開発し、周囲のガス密度、金属量、温度、および入射放射スペクトルの空間的変動を説明します。私たちのISMライン放出モデルは現在、H$\alpha$、H$\beta$、およびALMAとJWSTが$z>6$でターゲットにしている[OIII]と[OII]ラインのすべてを捉えています。ラインエミッションモデルを公開されているFIRE高$z$シミュレーションスイートに適用することで、このアプローチの威力を説明し、現在の観測結果との詳細な比較を行います。ISM特性の不均一性を考慮した後、FIREの質量と金属量の関係がALMA/JWST測定値と$1\sigma$一致することを示します。また、[OIII]およびH$\beta$ライン光度測定の解釈に広く使用されている1ゾーンモデルの記述を定量的に検証します。このモデルは一般に公開されており、JWSTやALMAの測定値と比較するために、幅広い銀河形成シミュレーションの上に実装できます。
光学的に選択された遠赤外線活動銀河と非活動緑谷銀河の [OIII] プロファイル
| Title |
The_[OIII]_profiles_of_far-infrared_active_and_non-active_optically-selected_green_valley_galaxies |
| Authors |
Antoine_Mahoro,_Petri_V\"ais\"anen,_Mirjana_Povi\'c,_Pheneas_Nkundabakura,_Kurt_van_der_Heyden,_Sara_Cazzoli,_Samuel_B._Worku,_Isabel_M\'arquez,_Josefa_Masegosa,_Solohery_M._Randriamampandry,_and_Moses_Mogotsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09284 |
光学的に選択された$\の緑の谷にある8つの活動銀河核(AGN)と6つの非AGNのサブサンプルにおける$\rm{[OIII]\lambda\,5007}$ラインプロファイルの研究を提示します。rm{z\,<\,0.5}$は、11mの南部アフリカ大望遠鏡による長スリット分光観測を使用しています。ラインプロファイルのガウス分解を実行して、そのさまざまなコンポーネントを調べました。AGNプロファイルは、非AGNプロファイルよりも複雑であることがわかります。特に、ほとんどのAGN(5/8)では、線の青い翼が検出されます。翼と全身成分のFWHM速度を導出し、AGNが非AGNよりもコア成分で高いFWHM速度を示すことを発見しました。また、AGNが約600$\rm{km\,s^{-1}}$の中央速度幅を持つ青い翼を示し、コアコンポーネントからの速度オフセットが-90～-350$の範囲であることもわかります。\rm{km\,s^{-1}}$、非AGN銀河とは対照的に、$\rm{[OIII]\lambda\,5007}$ラインのいずれにも青い翼は検出されませんプロファイル。スペクトルの空間情報を使用して、流出候補銀河のうち少なくとも3つが、銀河全体に広がる中心的なガス流出を引き起こしていることを示します。さらに、これらは星形成の主系列に位置する銀河でもあるため、サンプルのAGNがホスト銀河のSF(正のフィードバックなど)に影響を与えている可能性が高くなります。これは、グリーンバレーAGNおよび非AGN銀河のサンプルのSF、形態、および恒星集団の特性を研究した以前の研究と一致しています。
TNG300 の最初の静止銀河
| Title |
The_First_Quiescent_Galaxies_in_TNG300 |
| Authors |
Abigail_I._Hartley,_Erica_J._Nelson,_Katherine_A._Suess,_Alex_M._Garcia,_Minjung_Park,_Lars_Hernquist,_Rachel_Bezanson,_Rebecca_Nevin,_Annalisa_Pillepich,_Aimee_L._Schechter,_Bryan_A._Terrazas,_Paul_Torrey,_Sarah_Wellons,_Katherine_E._Whitaker,_and_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09392 |
IllustrisTNG宇宙シミュレーションスイートの最大ボリュームであるTNG300で最初の静止銀河を特定し、それらの消滅プロセスとz=0への時間発展を調べます。恒星質量M_*>3x10^{10}M_sunおよび特定の星形成率sSFR<10^{-11}yr^{-1}を持つ最初の静止銀河は、TNG300のz~4.2で出現することがわかりました。これらの銀河における星形成の抑制は、z~6でのAGNフィードバックの熱モードで始まり、z~4.7までに運動フィードバックモードが各銀河で作用し、約0.35Gyrの時間スケールで発生する消光プロセスを完了します。.驚くべきことに、これらの銀河の大部分は、z=0の子孫の主要な祖先ではないことがわかりました。代わりに、5つの銀河のうち4つが、その後の赤方偏移2.5<z<0.2の範囲での合体により、より大規模な銀河に分類されます。z=0までに、これらの子孫は平均星質量が8x10^{11}M_sunの銀河団の中心になります。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって、最初に消滅した銀河の位置を予測します。
局所[U]LIRGにおける星の運動学と電離ガス流出の調査
| Title |
Investigation_of_Stellar_Kinematics_and_Ionized_gas_Outflows_in_Local_[U]LIRGs |
| Authors |
Ashraf_Ayubinia,_Yongquan_Xue,_Huynh_Anh_Nguyen_Le,_Fan_Zou,_Shu_Wang,_Zhicheng_He,_Ece_Kilerci_Eser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09425 |
あかり望遠鏡からの1106個の局所[U]LIRGのサンプルで、星の運動学と電離ガスの特性を調べます。$Wide-field\Infrared\Survey\Explorer$(WISE)とSloanDigitalSkySurvey(SDSS)DataRelease13(DR13)からのデータを組み合わせて、各ソースのスペクトルエネルギー分布(SED)に適合させ、AGNの寄与を制限します。IRの全光度を計算し、星の質量や星形成率(SFR)などの物理パラメータを推定します。サンプルをAGNと弱い/非AGNに分割します。私たちのサンプルは主系列よりかなり上にあることが分かります。最高のSFRと星の質量は、ULIRGに関連付けられています。また、H$\beta$およびH$\alpha$領域を当てはめ、流出を特徴付けます。AGN[U]LIRGにおける電離ガス流出の発生率($\sim$72\%)は、弱い/非AGNのもの($\sim$39\%)よりもはるかに高いことがわかりました。AGNULIRGは極端な流出速度(最大$\sim$2300kms$^{-1}$)と高い質量流出率(最大$\sim$60\solarm~yr$^{-1}$)を持っています。.私たちの結果は、スターバーストがそのような強力な流出を生み出すには不十分であることを示唆しています。SFRおよび特定のSFR(sSFR)とイオン化ガスの流出との相関関係を調べます。最高のSFRを持つAGNホストは、流出速度とsSFRの間に負の相関関係を示すことがわかります。したがって、大量のガスを含むAGNでは、負のフィードバックシナリオが示唆される可能性があります。
弱い AGN における急激なバルマーの減少は、塵の絶滅によって引き起こされたのではない可能性がある: 低光度の AGN と変化する外観の
AGN からの手がかり
| Title |
Steep_Balmer_decrement_in_weak_AGNs_may_be_not_caused_by_dust_extinction:_clues_from_low-luminosity_AGNs_and_changing-look_AGNs |
| Authors |
Jiancheng_Wu,_Qingwen_Wu,_Hanrui_Xue,_Weihua_Lei,_and_Bing_Lyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09435 |
水素バルマー減衰(例:$\rmH\alpha/H\beta$)は、活動銀河核(AGN)の内部赤化の指標として広く採用されています。これは、いくつかの低光度AGN(LLAGN)と変化する外観のAGN(CLAGN)によって挑戦されます。これらは急激なバルマー減衰を示しますが、吸収の強力な証拠はありません。ボロメトリックエディントン比($\lambda_{\rmEdd}=L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}$)のより広い分布を持つ通常のAGNとCLAGNのサンプルをコンパイルし、$間の強い負の相関関係を見つけます。\rmH\alpha/H\beta$と$\lambda_{\rmEdd}$は、バルマーの減少も降着率に依存することを示唆しています。Cloudyコードを使用した光イオン化モデルに基づくバルマー減少分を、異なる降着率の降着円盤(たとえば、高エディントン比と低エディントン比の円盤/コロナおよび切頭円盤など)からのスペクトルエネルギー分布(SED)を考慮してさらに調査します。標準円盤と切り捨て円盤の両方で$\rmH\alpha/H\beta-\lambda_{\rmEdd}$の負の相関が予測され、切り捨て円盤の場合は関係がより急になります。負の相関関係は、2つの単一のCLAGNでも調査されています。$\rmH\alpha/H\beta$の測定された負の相関--$\lambda_{\rmEdd}$は、主に低い応答性$({\rmdlog}L_{\rmline}/{\rmdlog}L_{\rmcont})$の$\rmH\alpha$の値は、$\rmH\beta$のそれと比較して、前者の光学深度が大きいためです。低エディントン比のAGN(たとえば、いくつかのセイファート1.5-1.9およびCLAGN)における急激なバルマー減衰は、単に吸収によって引き起こされるのではなく、主に電離光子の比較的低いフラックスによって引き起こされることを提案します。
| Title |
Does_Feedback_from_Supermassive_Blackhole_Co-evolve_With_Host_In_Type_2_Quasars? |
| Authors |
S._Jin,_J._Wang,_M._Z._Kong,_R._J._Shen,_Y._X._Zhang,_X._D._Xu,_J._Y._Wei,_Z._Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09450 |
中央の超大質量ブラックホール(SMBH)の降着からのフィードバックは、SMBHとそのホスト銀河の共進化におけるホットなトピックです。$[\rmO~{\scriptsizeIII}]~\lambda5007$のラインプロファイルとバルク速度シフトによって大規模な流出を追跡することにより、流出の進化的役割が221のタイプ2クエーサーの大きなサンプルでここで研究されています(QSO2s)Reyesらから抽出されました。ローカルセイファート2銀河に関する以前の研究に従うことにより、SDSS分光データベースの現在のスペクトル分析により、次の結果に到達できます。セイファート銀河;(2)アウトフローが強いQSO2は、より若い恒星集団に関連付けられる傾向があり、これはSMBHからのフィードバックとQSO2のホストとの間の共進化を意味します。(3)高値$L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}$で占有が終了するが、QSO2は$L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}$-$D_{nに従う}(4000)$シーケンスは、局所的で光度の低いセイファート銀河から確立されました。
バルジ球状星団NGC 6569の内部運動と構造
| Title |
Internal_kinematics_and_structure_of_the_bulge_globular_cluster_NGC_6569 |
| Authors |
Cristina_Pallanca_(1,_2),_Silvia_Leanza_(1,_2),_Francesco_R._Ferraro_(1,_2),_Barbara_Lanzoni_(1,_2),_Emanuele_Dalessandro_(2),_Mario_Cadelano_(1,_2),_Enrico_Vesperini_(3),_Livia_Origlia_(2),_Alessio_Mucciarelli_(1,_2),_Elena_Valenti_(4,_5)_and_Andrea_Miola_(6)_((1)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF),_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(3)_Department_of_Astronomy,_Indiana_University,_Bloomington,_IN,_USA,_(4)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(5)_Excellence_Cluster_ORIGINS,_Garching_Bei_Munchen,_Germany,_(6)_Dipartimento_di_Fisica_e_Scienze_della_Terra,_Universit\`a_di_Ferrara,_Ferrara,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09472 |
銀河バルジ内の星団の特性を特徴付けるプロジェクトの文脈で、ここでは大質量球状星団NGC6569の内部運動学と構造の決定を提示します。運動学は前例のない分光データセットによって研究されています。銀河球状星団のESO-VLTMulti-InstrumentKinematicSurvey(MIKiS)のコンテキストで取得され、4つの異なるスペクトログラフからの観測を組み合わせます。星団の中心から約0.8インチから770インチの間に分布するほぼ1300個の星のサンプルの視線速度を測定しました。高品質の測定値のサブサンプルから、半径方向の拡張全体(中心から約5インチから約200インチ)にわたる系の速度分散プロファイルを決定し、球状星団で通常観察される特徴的な挙動を見つけました。一定の内部プラトーと、より大きな半径での減少傾向。銀河団の投影された密度プロファイルは、中心の高解像度測光データと、銀河フィールドの背景の適切なサンプリングのために半径方向に約20フィートまで拡張されたGaiaEDR3カタログを組み合わせることによって、分解された星の数から取得されました。2つのプロファイルは、同じキングモデルによって適切に再現されます。このモデルから、中心速度分散、主要な構造パラメーター(キング濃度、コア、半質量、潮汐半径など)、総質量、およびリラックスタイム。私たちの分析では、クラスターの中間領域(40"<r<90"、$2r_c<r<4.5r_c$に対応)で順序付けられた回転のヒントも明らかになりますが、この可能性を適切に評価するには追加のデータが必要です。
LMCにおける中赤外放射の理解を深めるために
| Title |
Toward_a_better_understanding_of_the_mid-infrared_emission_in_the_LMC |
| Authors |
D._Paradis,_C._M\'eny,_K._Demyk,_A._Noriega-Crespo,_and_I._Ristorcelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09519 |
この論文では、ハーシェルデータと組み合わせたスピッツァーIRSおよびMIPSSEDデータを使用して、LMCの中遠赤外領域でのダスト放出を初めて制限することを目指しています。また、モデリングから導き出されたUV絶滅予測も考慮します。SAGE-Specプログラムの一環として観測された10の領域を選択し、さまざまな環境(拡散領域、分子領域、イオン化領域)におけるダストの特性を調べました。すべてのデータは40arcsecの角度分解能に平滑化されています。SEDは、標準のMathisRFと3つの追加RFを使用して、DustEMモデルでモデル化され、星団の年齢は4Myrから600Myrの範囲でした。銀河拡散媒質を再現するために使用される標準ダストモデルは、MIR波長領域でのダスト放出を明らかに再現できません。この分析は、粉塵のサイズ分布を記述するパラメーターを調整する必要があることを証明し、環境の種類に応じて明確に異なる動作を示します。さらに、小さな粒子の放出は、私たちの銀河の長波長では常に無視できるように見えますが、この小さなダスト成分の寄与は、LMC平均SEDのサブmm-mm範囲では、予想よりも重要である可能性があります。LMCの小さな塵成分の特性は、私たちの銀河系のものとは明らかに異なります。その量が大幅に増加したのは、大きな粒子が強い衝撃や乱気流によって粉々になった結果である可能性があります。さらに、LMCのこの粒子成分は、拡散媒体と比較して、イオン化領域でより小さい粒子サイズを体系的に示しています。絶滅曲線の予測は、ダストモデルによってだけでなく、地域によっても著しく異なる挙動を示します。モデル予測とLMC平均吸光曲線との比較は、マティス放射場を使用して満足のいく一致を与えるモデルはなく、よりハードな放射場を使用すると一致が改善される傾向があることを示しています。
バイナリ母集団合成コードを使用して、IMF とバイナリ パラメーター確率の影響を調べる
| Title |
Exploring_the_impact_of_IMF_and_binary_parameter_stochasticity_with_a_binary_population_synthesis_code |
| Authors |
E._R._Stanway_(Warwick,_UK)_and_J._J._Eldridge_(Auckland,_NZ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09549 |
低質量の星形成領域では、最初の質量関数が完全に満たされる可能性が低く、大質量星の不足につながります。連星の個体群では、連星の分離と質量比の全範囲も過少になります。星団の統合光における確率的サンプリングの効果を調査するために、2星星団合成コードを使用して、10^2から10^7M_sunまでの広範囲の星団質量でモデルを計算します。星の質量が10^5M_sun未満の星団の場合、観測可能な量はかなりのばらつきを示し、それらの平均特性は大質量星の予想される不足を反映しています。以前の研究と同様に、初期質量関数の純粋に確率論的なサンプリングは、既知のクラスターで最も重い星の質量を過小評価しているように見えることがわかりました。ただし、この制約がある場合でも、クラスターの大部分は、ガスの誕生クラスターをクリアするのに十分な運動エネルギーを注入する可能性があります。N_{ion}、xi_{ion}、beta_{UV}など、最も大質量の星の影響を直接測定する量については、確率的サンプリングによる不確実性が、IMF形状または連星パラメータの分布による不確実性よりも支配的です。サンプリングは、星の連続体の光度密度にほとんど影響を与えません。
スタッキング法を用いた複数の視線に沿った天の川銀河周縁媒質中のスーパービリアルホット成分の検出
| Title |
Detection_of_a_Super-Virial_Hot_Component_in_the_Milky_Way_Circumgalactic_Medium_Along_Multiple_Sight-Lines_by_Using_the_Stacking_Technique |
| Authors |
Armando_Lara-DI,_Smita_Mathur,_Yair_Krongold,_Sanskriti_Das,_Anjali_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09641 |
天の川銀河周縁媒質(CGM)のとらえどころのない高温成分($T\gtrsim10^7$K)の研究は、銀河の形成と進化を理解するための新しいトピックです。この作業では、ChandraACIS-SHETGによる合計10ミリ秒以上の露光時間の46ラインの視線と、合計1ミリ秒以上の露光時間のACIS-SLETG観測による9ラインの視線によるスタッキング技術を使用して、存在を吸収して研究します。CGMの超ビリアル温度相から生じる高度にイオン化された金属の。$4-8$$\r{A}$のスペクトル範囲に注目すると、このホットフェーズの存在を有意に確認することができました。私たちは、SiXIVK$\alpha$(合計有意性6.0$\sigma$)の遷移を検出し、初めて、私たち自身の銀河系の残りのフレームでSXVIK(合計有意性4.8$\sigma$)を検出しました。SXVIK$\alpha$では、$1.50^{+0.44}_{-0.38}\times10^{16}\mathrm{cm}^{-2}$の列密度が見つかりました。SiXIVK$\alpha$について、$0.87\pm{0.16}\times10^{16}\mathrm{cm}^{-2}$の列密度を測定しました。この作業で使用される視線は空全体に広がっており、CGMの広く離れた領域を調べています。したがって、私たちの結果は、この新しく発見された高温の媒体がハロー全体に広がっており、銀河の泡だけに関連していないことを示しています。ただし、高温ガスの位置、分布、被覆係数は不明のままです。この成分は、天の川銀河のバリオンと金属の欠落に大きく寄与している可能性があります。
FAST-ASKAP の相乗効果: NGC 4636 グループにおける共存する潮汐とラム圧剥離の定量化
| Title |
FAST-ASKAP_Synergy:_Quantifying_Coexistent_Tidal_and_Ram-Pressure_Strippings_in_the_NGC_4636_Group |
| Authors |
Xuchen_Lin,_Jing_Wang,_Virginia_Kilborn,_Eric_W._Peng,_Luca_Cortese,_Alessandro_Boselli,_Ze-Zhong_Liang,_Bumhyun_Lee,_Dong_Yang,_Barbara_Catinella,_N._Deg,_H._D\'enes,_Ahmed_Elagali,_P._Kamphuis,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_Jonghwan_Rhee,_Li_Shao,_Kristine_Spekkens,_Lister_Staveley-Smith,_T._Westmeier,_O._Ivy_Wong,_Kenji_Bekki,_Albert_Bosma,_Min_Du,_Luis_C._Ho,_Juan_P._Madrid,_Lourdes_Verdes-Montenegro,_Huiyuan_Wang,_Shun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09795 |
ASKAPWALLABYとFASTの相乗的調査から得られた新しいHIデータをALFALFAデータと組み合わせて、NGC4636グループにおけるラム圧と潮汐相互作用の影響を研究します。HIを含む銀河のガスストリッピングに対するこれら2つの影響を定量化して解きほぐす2つのパラメータを開発しました。このグループではガスストリッピングが広範囲に及んでおり、HIで検出された非合体銀河の80%が影響を受けており、34%が両方のタイプのストリッピングを経験していることがわかります。両方の効果を経験している銀河の中で、ラム圧と潮汐ストリッピングの強さ(および範囲)は互いに独立しています。両方の強度は、HIディスクの収縮と相関しています。潮汐の強さは、潮汐剥離が支配的な効果である場合、低質量銀河($M_*<10^9\,\text{M}_\odot$)のかなり均一な赤化に関連しています。対照的に、ラム圧力は、グループ内の銀河の色の変化パターンと明確に関連していません。これら2つの剥ぎ取り範囲を組み合わせて、全体の剥ぎ取り範囲を推定し、銀河がグループの中心に向かって落ちるにつれて、HIの豊富さの減少を説明できる経験的モデルを提案します。我々が導出したストリッピング時間スケールは、中心までの距離とともに減少し、$R_{200}$あたりの$\mathord{\sim}1\,\text{Gyr}$から$\mathord{\lesssim}10\,\text{中央付近。ガスの枯渇は$\mathord{\sim}3\,\text{Gyr}$で、HIが豊富な銀河では$2R_{200}$を超えてから発生しますが、HIが少ない銀河でははるかに速くなります。私たちの結果は、物理的に動機付けられた方法で、環境の影響による銀河の進化の詳細とプロセスを定量化し、観測的な方法で流体力学的シミュレーションを分析するのに役立つ可能性があります。
RadioAstron Space VLBI M87 のジェットのイメージング: I. 22 GHz での高輝度温度の検出
| Title |
RadioAstron_Space_VLBI_Imaging_of_the_jet_in_M87:_I._Detection_of_high_brightness_temperature_at_22_GHz |
| Authors |
Jae-Young_Kim,_Tuomas_Savolainen,_Petr_Voitsik,_Evgeniya_V._Kravchenko,_Mikhail_M._Lisakov,_Yuri_Y._Kovalev,_Hendrik_M\"uller,_Andrei_P._Lobanov,_Kirill_V._Sokolovsky,_Gabriele_Bruni,_Philip_G._Edwards,_Cormac_Reynolds,_Uwe_Bach,_Leonid_I._Gurvits,_Thomas_P._Krichbaum,_Kazuhiro_Hada,_Marcello_Giroletti,_Monica_Orienti,_James_M._Anderson,_Sang-Sung_Lee,_Bong_Won_Sohn,_and_J._Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09816 |
RadioAstronによるM87の最初の22GHz空間超長基線干渉計(VLBI)イメージング観測の結果を提示します。NearbyAGNKeyScienceProgramの一環として、ソースは2014年2月に22GHzで21の地上局で観測され、最大$\sim11\,$G$\lambda$までの予測$(u,v)$間隔に達しました。.イメージング実験は、AGNサーベイキーサイエンスプログラムから2013年から2016年の間に取得されたM87のスナップショットRadioAstronデータによって補完されました。それらの最長ベースラインは$\sim25\,$G$\lambda$まで伸びています。これらすべての測定値で、フリンジは$\sim$2.8地球直径または$\sim$3G$\lambda$ベースライン長までしか検出されず、$\sim150\、\mu$asまたは$の角度分解能を持つ新しい画像が得られます。\sim20$シュヴァルツシルト半径の空間分解能。新しい画像は、エッジが明るくなったジェットとカウンタージェットの構造をミリ秒未満のスケールまで示しているだけでなく、VLBIコア領域も明確に解像しています。コアの全体的なサイズは文献で報告されているものに匹敵しますが、地上空間フリンジ検出とわずかに超解像されたRadioAstron画像は、核内にサブ構造が存在することを示唆しており、その最小輝度温度は$T_{\rmB,min}\sim10^{12}\,$K.M87のこの記録的な高値$T_{\rmB,min}$の起源を、単純な円錐形のジェット形状と既知のジェット速度を使用した純粋なドップラーブースティング効果によって説明することは困難です。したがって、これは、吹き出しのような小さなジェット視野角または流出の基部ですでに発生している非常に効率的な粒子加速プロセスによる、より極端なドップラーブーストの証拠である可能性があります。
COMAP初期科学：VIII。 eBOSS クエーサーによるジョイントスタッキング解析
| Title |
COMAP_Early_Science:_VIII._A_Joint_Stacking_Analysis_with_eBOSS_Quasars |
| Authors |
Delaney_A._Dunne,_Kieran_A._Cleary,_Patrick_C._Breysse,_Dongwoo_T._Chung,_Havard_T._Ihle,_J._Richard_Bond,_Hans_Kristian_Eriksen,_Joshua_Ott_Gundersen,_Laura_C._Keating,_Junhan_Kim,_Jonas_Gahr_Sturtzel_Lunde,_Norman_Murray,_Hamsa_Padmanabhan,_Liju_Philip,_Nils-Ole_Stutzer,_Doga_Tolgay,_Ingunn_Katherine_Wehus,_Sarah_E._Church,_Todd_Gaier,_Andrew_I._Harris,_Richard_Hobbs,_James_W._Lamb,_Charles_R._Lawrence,_Anthony_C.S._Readhead,_and_David_P._Woody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09832 |
COマッピングアレイプロジェクト(COMAP)からの観測の最初の年を使用して得られた$z=2.4-3.4$での宇宙分子ガス密度の新しい上限を提示します。COMAPデータキューブは、ExtendedBaryonOscillationSpectroscopicSurvey(eBOSS)カタログから選択された282個のクエーサーの3D位置に積み重ねられ、0.210Jykm/sのCO(1-0)ライン放出からのフラックスの95%上限が得られます。仮定に応じて、この値は$\leq7.30\times10^{10}$Kkmpc$^2$のeBOSSクエーサーの平均CO線光度$L'_\mathrm{CO}$として解釈できます。s$^{-1}$、または$\leq2.02\times10^8$M$_\odot$cMpc$のクエーサーを含む宇宙の領域における平均分子ガス密度$\rho_\mathrm{H_2}$^{-3}$。$L'_\mathrm{CO}$の上限は、COMAP赤方偏移範囲内の個別にターゲットされたクエーサーから得られたCO線の光度の範囲内に収まり、$\rho_\mathrm{H_2}$の値は、他のものから得られた上限に匹敵します。LineIntensityMapping(LIM)調査とその共同分析。さらに、完全な5年間のCOMAPPathfinder調査の後、COMAP/eBOSSスタックで得られる値を予測します。クエーサーサンプルのCO特性に応じて、この方法で検出される可能性が高いと予測されます。これらの達成された感度に基づいて、従来の銀河またはクエーサーカタログの位置にLIMデータを積み重ねるこの手法は、高い赤方偏移で大きな銀河カタログを効率的に調査する手法としても、銀河の感度を強化する手法としても、非常に有望であると考えています。LIMの実験は、予想される調査データ全体の一部であっても行われます。
Nustar連星の観測 4U 0114+65
| Title |
Nustar_observation_of_the_binary_system_4U_0114+65 |
| Authors |
Mohammed_H._Abdallah_(1),_Rasha_M._Samir_(1),_Denis_A._Leahy_(2),_Ashraf_A._Shaker_(1)_((1)_Astronomy_Department,_National_Research_Institute_of_Astronomy_and_Geophysics_(NRIAG),_Cairo,_Egypt,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Calgary,_Calgary,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09295 |
大質量X線連星系4U0114+65は、2019年10月にNustarによって、2015年8月にXMM-Newtonによって観測されました。ニュートンデータ。両方の観測から中性子星のスピン周期を測定し、スピンアップ率$\dot{p}=1.54\pm0.38\times10^{-6}ss^{-1}$を見つけました。Nustar観測中に2つのフレアが発生しました。1つは観測開始直後に発生し、もう1つは長時間の低/静止状態によって分離された終了間際に発生しました。大規模で突然のフレアは、主に共回転相互作用領域(CIR)物質の降着によるものです。HMXBに共通のスペクトルモデルである高エネルギーカットオフと低エネルギーでの吸収を備えたpowerlawは、フレア状態と静止状態の両方に適切に適合しました。どの州にも適合するのに蛍光鉄線は必要ありませんでした。一方、Cylabsモデルを使用したフィッティング中に$\sim$17keVでのサイクロトロン共鳴散乱機能(CRSF)の非常に暫定的な証拠が見つかりましたが、フィッティングの改善はその検出を確認するのに十分ではなく、幅が非常に狭かった(<1keV)がラインとその最初の高調波で得られました。スペクトルを目視検査すると、予想される第1高調波と第2高調波の近くで発光が不足していることがわかりました。スペクトルで視覚的に認識されるもう1つの重要な特徴は、50keVを超えるハードテールの存在です。これは、CIRの境界にあるショックを受けた物質によって説明できます。
赤方偏移z=6の最大質量のブラックホールは、すでに10億太陽質量を超えていました。この章では、宇宙における最初のブラックホールの形成と成長について説明します。大質量の原始星の死は、超大質量ブラックホールの潜在的な種を提供します。理論モデルは、種ブラックホールの質量が10から100,000太陽質量の範囲であると予測しています。初期の燃料供給は、その前駆星、ブラックホール自体、および近くの星形成からのフィードバックによって制限される可能性があります。ハローと銀河が臨界質量を超えると、中心重力ポテンシャルが深まり、強い星形成が続くため、ブラックホールの成長が加速する可能性があります。
星の進化の最終状態としてのブラック ホール: 理論とシミュレーション
| Title |
Black_holes_as_the_end_state_of_stellar_evolution:_Theory_and_simulations |
| Authors |
Alexander_Heger,_Bernhard_M\"uller,_Ilya_Mandel_(School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Melbourne,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09350 |
大質量星の崩壊は、ブラックホール形成への最も研究された経路の1つです。この章では、大質量星の崩壊中のブラックホールの形成を、単一および連星の進化と超新星爆発の理論というより広い文脈で概説します。ブラックホールの形成につながる可能性のある進化経路の簡潔な概要を提供します-鉄コアの崩壊の古典的な経路、非常に大質量の星の対の不安定性による崩壊、および超大質量星の崩壊の仮想シナリオ。次に、超新星爆発と過渡観測の理論的および計算モデリングから明らかになった、ブラックホールの形成とブラックホールの誕生特性のパラメーター空間の現在の理解を確認します。最後に、恒星の進化、恒星の爆発、および連星相互作用の間の複雑な相互作用が、恒星質量ブラックホールの形成に何を意味するかについて説明します。
恒星に匹敵する質量を持つ恒星質量ブラックホール(BH)は、天の川銀河の主要な構成要素です。この章では、銀河系でこれらの天体を特定するための挑戦的で長い間求められてきた取り組みの状況について説明します。最初の恒星質量BHは、永続的ではあるが非常に変化しやすい宇宙X線源として特定されました。その後、一時的なBH候補が検出され、現在では永続的なソースの数をはるかに上回っています。何十年にもわたる努力により、重力マイクロレンズ効果とバイナリコンパニオンへの軌道効果を介して候補BHも得られました。BHシステムの個体群は、これらの検出戦略から出現し始めており、BHが存在する天体物理学的コンテキストへの洞察を提供し、これらの謎めいたオブジェクトの形成、組み立て、進行中の進化に関する疑問を引き起こしています。
スピンと質量の比率は連星系ブラック ホールの合体の重力波形に影響し、系の総質量は 12 ～ 130 $\rm{M}_\odot$ になります。
| Title |
The_spin_and_mass_ratio_affects_the_gravitational_waveforms_of_binary_black_hole_mergers_with_a_total_system_mass_of_12-130_$\rm{M}_\odot$ |
| Authors |
\.Ismail_\"Ozbak{\i}r_and_Kadri_Yakut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09396 |
LIGOとVirgoCollaborationsによって得られた観測結果を分析すると、連星ブラックホール(BBH)の合体プロセスとブラックホールの物理研究において新しい時代が始まりました。進化の終わりにブラックホールになる非常に重い星が連星または複数の状態にあるという事実は、BBH研究に特に重要です.この研究では、コンパクトな連星系のために開発されたSEOBNRv4$\_opt$重力波形モデルを使用して、多くの($\sim10^6$)モデルが異なる初期条件の下で作成され、マージ前後のパラメーターが比較されました。モデルでは、連星系の初期総質量(M$_{\rm{tot}}$)は、ステップ間隔1$\で12～130$\rm{M}_\odot$の間で変動すると想定されています。rm{M}_\odot$、質量比($q=\rm{m}_{1i}/\rm{m}_{2i}$)はステップ間隔0.004で1と2の間で変化し、初期spin($\abs{\rchi_{1i}}=\abs{\rchi_{2i}}$)値は、ステップ間隔0.017で$-0.83$と$+0.83$の間で変化します。最終スピン($\rchi_{f}$)、部分的な質量損失(M$_{FL}$)、合体中に得られた最大重力波振幅(h$_{\rm{max}}$)を比較しました。初期パラメータに従って得られた相対論的数値モデルの結果から得られた適切な表と図。私たちの結果は、生成されたBBH合体のM$_{\rm{FL}}$が約2.7から9.2\%、$\rchi_{\rm{f}}$が0.29から0.91の間で変化したことを示しています。モデル化したBBHのほとんどで、M$_{\rm{FL}}$が$q$と逆に変化することがわかりました。しかし、M$_{\rm{FL}}$の値は、大質量ブラックホール成分が正の方向に向いている反対の初期スピンの系では、常に$q$パラメータに対して逆に変化しないことがわかっています。したがって、M$_{\rm{FL}}$の値は$q$のある点まで減少し、その後$q$の増加方向に従って増加することが理解されます。
コンパクトスター観測と新物理学で奇妙な星に立ち向かう
| Title |
Confronting_strange_stars_with_compact-star_observations_and_new_physics |
| Authors |
Shu-Hua_Yang,_Chun-Mei_Pi,_Xiao-Ping_Zheng_and_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09614 |
ストレンジクォーク物質仮説によれば、ストレンジスターは宇宙に存在するはずです。ストレンジクォーク物質仮説では、通常の原子核ではなく、ほぼ同数のアップ、ダウン、およびストレンジクォークで構成される物質がバリオン物質の真の基底状態である可能性があると述べています。しかし、標準のMITバッグモデル、密度依存クォーク質量モデル、または準粒子モデルなどのストレンジクォーク物質の理論モデルは、一部の特性(質量、半径、および潮汐変形能)を再現できないようです。最近観測されたコンパクト星。これらの問題を解決する別の重力理論(例:非ニュートン重力)または暗黒物質(例:ミラー暗黒物質)が考慮される場合、これは異なります。したがって、このレビューで説明されているように、奇妙な星の存在の可能性は、新しい物理学への手がかりを提供する可能性があります.
極端な有限源マイクロレンズ現象における縮退問題の数値研究
非常に低質量のレンズオブジェクトによるほとんどのトランジットマイクロレンズイベントは、極端な有限ソース効果に悩まされます。それらの光度曲線をモデル化している間、それらの関連するレンズパラメーター間に既知の連続的な縮退があります。つまり、角アインシュタイン半径$\rho_{\star}$、アインシュタイン交差時間$t_{\rmE}に正規化されたソース角半径です。$、レンズインパクトパラメータ$u_{0}$、ブレンドパラメータ、恒星の視等級。この作品では、この縮退の起源を数値的に研究しています。これらの光度曲線には、5つの観測パラメーター(つまり、基線等級、倍率の最大偏差、半値全幅$\rm{FWHM}=2t_{\rm{HM}}$、トップハットモデルからの偏差、マイクロレンズ光曲線の最大時間微分の時間$T_{\rm{max}}=t_{\rmE}\sqrt{\rho_{\star}^{2}-u_{0}^{2}}$)。均一なソース星による極端な有限ソースマイクロレンズイベントの場合、$t_{\rm{HM}}\simeqT_{\rm{max}}$が得られ、トップハットモデルからの偏差はゼロになる傾向があり、両方が原因です。既知の継続的な縮退。$\rho_{\star}\lesssim10$または手足の黒ずみ効果がかなり大きい場合、$t_{\rm{HM}}$と$T_{\rm{max}}$は2つの独立した観測パラメータです。私は数値的アプローチ、つまり$100$から$120$のディシジョンツリーを含むランダムフォレストを使用して、これらの観測パラメーターがレンズ効果パラメーターを生成する際にどのように効率的であるかを調べます。これらの機械学習モデルは、平均$R^{2}$スコアがそれぞれ$0.87$と$0.84$である、一様で縁が暗いソース星からの有限ソースマイクロレンズイベントの前述の5つのレンズパラメータを見つけます。レンズインパクトパラメーターを評価する$R^{2}$スコアは、四肢の黒化を追加すると悪化し、四肢の黒化係数自体を抽出する場合、このスコアは$0.67$まで低下します。
14.4 keV ソーラー アクシオン探索用に独自に設計された鉄吸収体を備えた 64 ピクセル TES マイクロカロリメーター アレイの製造
| Title |
Fabrication_of_a_64-Pixel_TES_Microcalorimeter_Array_with_Iron_Absorbers_Uniquely_Designed_for_14.4-keV_Solar_Axion_Search |
| Authors |
Yuta_Yagi,_Tasuku_Hayashi,_Keita_Tanaka,_Rikuta_Miyagawa,_Ryo_Ota,_Noriko_Y._Yamasaki,_Kazuhisa_Mitsuda,_Nao_Yoshida,_Mikiko_Saito,_and_Takayuki_Homma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09539 |
アクシオンと呼ばれる架空の素粒子が存在する場合、強力なCP問題を解決するために、太陽コアの57Fe原子核がM1遷移を介して14.4keVの単色アクシオンを放出する可能性があります。このようなアクシオンが57Fe吸収体によって再び光子に変換される場合、遷移端センサー(TES)X線マイクロ熱量計はそれらを効率的に検出できるはずです。ソーラーアクシオン探索用の鉄吸収体を備えた専用の64ピクセルTESアレイを設計および製造しました。分光性能に対する鉄の磁化の影響を減らすために、一定の距離を維持しながら鉄の吸収体をTESの隣に配置します。ゴールドのサーマルトランスファーストラップがそれらを接続します。熱伝導率の高いゴールドストラップの電気メッキを実現しました。残留抵抗比(RRR)は23を超え、以前の蒸着ストラップの8倍以上でした。さらに、吸収体用の厚さ数マイクロメートルを超える純鉄膜の電気めっきと、64ピクセルのTESカロリメータ構造の作製に成功しました。
$\gamma$線が半導体検出器内で相互作用すると、結果として生じる電子-正孔電荷雲は、信号収集のためにそれぞれの電極に向かってドリフトします。これらの電荷雲は、熱拡散と相互静電反発の両方により、時間の経過とともに拡大します。結果として得られる電荷プロファイルの解は、拡散のみと反発のみを説明する限定的なケースでよく理解されていますが、両方の効果を含む一般的な解は数値的にしか解けません。これらの効果をモデル化する以前の試みでは、両方の効果による電荷プロファイルの広がりが考慮されていましたが、ガウス分布を仮定することでプロファイルの形状が単純化されました。ただし、詳細な電荷プロファイルは、多電極ストリップ検出器の電荷共有に重要な影響を与える可能性があります。この作業では、電荷プロファイルの幅と詳細な形状の両方を厳密に複製する、拡散と反発の両方を含む一般的な解の分析的近似を導き出します。この解析ソリューションは、半導体ストリップ検出器の電荷雲のモデリングを簡素化します。
M型矮星の光スペクトルにおける青いくぼみ
| Title |
A_blue_depression_in_the_optical_spectra_of_M_dwarfs |
| Authors |
Hugh_R.A._Jones,_Yakiv_Pavlenko,_Yuri_Lyubchik,_Mike_Bessell,_Nicole_Allard,_David_J._Pinfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09219 |
4000Aから4500AにかけてのM型矮星のスペクトルに青いくぼみが見られる。このくぼみは、重力と金属量に特に敏感ですが、低温に向かって増加します。これは、M型矮星の光学スペクトルで最も感度の高い特徴です。くぼみは、4227Aの中性カルシウム共鳴線を中心として現れ、近くの特徴が予測よりも約2桁弱くなっています。温度、重力、金属量、塵、減衰定数、大気成層など、さまざまな原因が考えられます。また、スペクトル領域でAlH、SiH、およびNaHを識別する原因となる可能性のある関連する分子の不透明度も考慮します。しかし、これらの解決策はどれも満足のいくものではありません。分子状水素によって摂動されたカルシウム線の広がりのより正確な決定がない場合、カルシウム共鳴線の修正されたローレンツ線プロファイルを使用して、有望な経験的適合を見つけます。このような適合は、このカルシウム共鳴線と、低温高圧大気中の潜在的に他のモデル化されていない共鳴線の単純化された線の広がりの説明を提供します。したがって、我々は、M型矮星の光学スペクトルにおける青色の低下の最ももっともらしい原因は、原子状カルシウムの線の広がりの適切な処理の欠如であると主張します.カルシウム共鳴線の広い翼は、約4000K未満の温度で発生し、L型矮星の赤色光スペクトルを支配する中性のナトリウムとカリウムの特徴に類似しています。
ソーラーオービター初の近日点通過時の低速太陽風接続科学
| Title |
Slow_Solar_Wind_Connection_Science_during_Solar_Orbiter's_First_Close_Perihelion_Passage |
| Authors |
Stephanie_L._Yardley,_Christopher_J._Owen,_David_M._Long,_Deborah_Baker,_David_H._Brooks,_Vanessa_Polito,_Lucie_M._Green,_Sarah_Matthews,_Mathew_Owens,_Mike_Lockwood,_David_Stansby,_Alexander_W._James,_Gherado_Valori,_Alessandra_Giunta,_Miho_Janvier,_Nawin_Ngampoopun,_Teodora_Mihailescu,_Andy_S._H._To,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_Pascal_Demoulin,_Raffaella_D'Amicis,_Ryan_J._French,_Gabriel_H._H._Suen,_Alexis_P._Roulliard,_Rui_F._Pinto,_Victor_Reville,_Christopher_J._Watson,_Andrew_P._Walsh,_Anik_De_Groof,_David_R._Williams,_Ioannis_Zouganelis,_Daniel_Muller,_David_Berghmans,_Frederic_Auchere,_Louise_Harra,_Udo_Scheuhle,_Krysztof_Barczynski,_Eric_Buchlin,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Emil_Kraaikamp,_Sudip_Mandal,_Susanna_Parenti,_Hardi_Peter,_Luciano_Rodriguez,_Conrad_Schwanitz,_Phil_Smith,_Luca_Teriaca,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09570 |
スローソーラーウィンドコネクションソーラーオービター観測計画(スローウィンドSOOP)は、ESA/NASAソーラーオービターミッションに搭載された広範なリモートセンシングおよび現場機器を利用して、スローウィンドの起源と形成に関する重要な未解決の問題に答えるために開発されました。太陽風。スローウィンドSOOPは、リモートセンシングとオープン/クローズフィールド境界で発生するスローウィンドの現場測定をリンクするように設計されています。SOOPは、2022年3月3日から6日までと2022年3月17日から22日までの2つのリモートセンシングウィンドウ(RSW1とRSW2)の間に、ソーラーオービターが最初に近日点を通過する直前に実行されました。太陽からそれぞれ0.34天文単位。また、「ひので」と「IRIS」による共同観測キャンペーンも実施されました。ソーラーオービターのターゲットポインティングをガイドするために、磁気接続ツールが低遅延の現場データとフルディスクリモートセンシング観測と共に使用されました。ソーラーオービターは、RSW1では活動領域複合体、コロナホールの境界、RSW2では崩壊した活動領域の周辺をターゲットにしました。MAGおよびSWA/PASからのその場での測定値と一緒に磁気接続ツールを使用した観測後の分析は、速度が210～600km/sの低速の太陽風が、3つのうち2つから発生して宇宙船に到達したことを示しています。ターゲット地域。スローウィンドSOOPは、多くの課題を提示したにもかかわらず、非常に成功し、ソーラーオービターの磁気接続に依存する将来の観測キャンペーンを計画するための青写真を提供しました。
若い矮星AU~Micの磁場と複数の惑星
| Title |
The_magnetic_field_and_multiple_planets_of_the_young_dwarf_AU~Mic |
| Authors |
Donati_JF,_Cristofari_PI,_Finociety_B,_Klein_B,_Moutou_C,_Gaidos_E,_Cadieux_C,_Artigau_E,_Correia_ACM,_Bou\'e_G,_Cook_N,_Carmona_A,_Lehmann_LT,_Bouvier_J,_Martioli_E,_Morin_J,_Fouqu\'e_P,_Delfosse_X,_Royon_R,_H\'ebrard_G,_Alencar_SHP,_Laskar_J,_Arnold_L,_Petit_P,_Kospal_A,_Vidotto_A,_Folsom_CP,_and_the_SLS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09642 |
この論文では、2019年から2022年にかけてカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡でSPIRouを使用して収集された、ほとんどがSPIRouLegacySurvey内で収集された、若いMドワーフAUMicの近赤外分光偏光および速度測定データの分析を提示します。これらのデータを使用して、スペクトル線の無偏光および円偏光のゼーマンシグネチャを介して検出されたAUMicの大規模および小規模の磁場を調べます。どちらも恒星の自転周期(4.86d)で変調されており、微分回転と固有の変動性の下で月単位の時間スケールで進化することがわかります。スペクトル線の広がりから推定される小規模なフィールドは、$2.61\pm0.05$kGに達します。円偏光および非偏光スペクトル線の最小二乗デコンボリューションプロファイルからのゼーマンドップラーイメージングで推測される大規模な場は、ほとんどがポロイダルで軸対称であり、平均強度は$550\pm30$Gです。大規模なフィールドから得られる回転は、太陽の回転より$\simeq$30%弱いです。トランジットする惑星bとcの視線速度(RV)シグネチャを検出しますが、活動によって矮小化されますが、候補の惑星dに上限を設定し、bとcのトランジットタイミングの変動を引き起こすと推定されています。また、周期$33.39\pm0.10$d、つまりbとの4:1共鳴付近を周回する新しい候補惑星(e)のRVシグネチャの検出も報告します。eのRVシグネチャは6.5$\sigma$で検出され、bとcのRVシグネチャは$\simeq$4$\sigma$で検出され、質量は$10.2^{+3.9}_{-2.7}$と$14.2^{+4.8}_{-3.5}$bとcの地球質量、およびeの最小質量$35.2^{+6.7}_{-5.4}$地球質量。
AGB 恒星風の 3D シミュレーション -- II.レイトレーサーの実装と流出形態への放射線の影響
| Title |
3D_simulations_of_AGB_stellar_winds_--_II._Ray-tracer_implementation_and_impact_of_radiation_on_the_outflow_morphology |
| Authors |
Mats_Esseldeurs,_Lionel_Siess,_Frederik_De_Ceuster,_Ward_Homan,_Jolien_Malfait,_Silke_Maes,_Thomas_Konings,_Thomas_Ceulemans_and_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09786 |
初期質量が~8Msun未満の星は、漸近巨星分枝(AGB)フェーズを経て進化し、その間に強い星風が発生します。最近の観察により、おそらくコンパニオンによって引き起こされた、それらの流出における重大な形態学的複雑性が明らかになりました。このようなコンパニオン摂動AGB流出に対する放射力の影響を研究します。平滑化粒子流体力学(SPH)における放射伝達のレイトレーサーの実装を提示し、放射伝達の4つの異なる記述(自由風、幾何学的、ルーシー、および減衰近似)を比較しました。低質量損失率と高質量損失率の両方で、自由風から幾何学的近似に移行するときに流出の速度プロファイルが変更され、その結果、形態も異なります。質量損失率が低い場合、密度が低いため、ルーシーおよび減衰近似の影響は無視できますが、質量損失率が高い領域では形態学的な違いが現れます。放射平衡温度と放射力を完全な3D放射伝達と比較することにより、ルーシー近似が最適に機能することを示します。ただし、コンパニオンの近くでは人工的な加熱が発生し、コンパニオンがキャストする影をシミュレートできません。減衰近似は、より低い平衡温度とより弱い放射力を生成しますが、コンパニオンによってキャストされる影を生成します。3D放射伝達の予測から、半径方向に向けられた放射力が合理的な仮定であると結論付けています。したがって、放射力は、ダスト駆動のAGB風で重要な役割を果たし、速度プロファイルと形態構造に影響を与えます。質量損失率が低い場合は幾何学的近似で十分ですが、質量損失率が高い場合はより厳密な方法が必要です。ルーシー近似は、すべての効果を考慮していませんが、最も正確な結果を提供します。
SunPy プロジェクト: 太陽データ分析のための相互運用可能なエコシステム
| Title |
The_SunPy_Project:_An_Interoperable_Ecosystem_for_Solar_Data_Analysis |
| Authors |
The_SunPy_Community,_Will_Barnes,_Steven_Christe,_Nabil_Freij,_Laura_Hayes,_David_Stansby,_Jack_Ireland,_Stuart_Mumford,_Daniel_Ryan_and_Albert_Shih |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09794 |
SunPyプロジェクトは、太陽物理学用のPythonパッケージのエコシステムを作成する科学者とソフトウェア開発者のコミュニティです。このプロジェクトには、sunpyコアパッケージと一連の関連パッケージが含まれています。sunpyコアパッケージは、さまざまなプロバイダーからのデータへのアクセス、画像および時系列データの読み取り、一般的に使用される座標系間の変換を行うための汎用ツールを提供します。関連パッケージは、sunpyコアパッケージのより一般的な範囲に収まらない、より専門的なタスクを実行します。この記事では、SunPyプロジェクトの概要、それがsunpyコアパッケージよりも広いこと、およびプロジェクトが関連パッケージシステムをどのようにキュレートして促進するかについて説明します。sunpyといくつかの関連パッケージを含むSunPyエコシステムのコンポーネントがどのように連携して、複数の機器によるデータ分析ワークフローを可能にするかを示します。また、SunPyプロジェクトのメンバーと、プロジェクトがより広い太陽物理学および科学Pythonコミュニティとどのように相互作用するかについても説明します。最後に、SunPyプロジェクトの今後の方向性と優先事項について説明します。
ASASSN-18aanの再訪
| Title |
ASASSN-18aan_revisited |
| Authors |
Roberto_Nesci_(1),_Antonio_Vagnozzi_(2),_Stefano_Valentini_(3)_((1)_INAF/IAPS,_(2)_MPC589_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09829 |
大変動変光星ASASSN-18aanの光度曲線は、MC589天文台の最近の観測を使用して研究されており、2018年の発見フレア後に得られたデータと完全に一致する軌道周期とエポックを示しています。ASASSN、ZTF、Gaiaからのアーカイブデータを使用して、そのフレアが準周期的な動作をしているかどうかを確認します。アジアーゴ天文台の歴史的なプレートアーカイブを使用して、以前の暫定的な結果を確認して、約11ヶ月の再発時間スケールが見つかりました。次の爆発は、2023年4月と2024年3月までに予想されます。
修正テレパラレル重力の中性子星
現実的な状態方程式を使用して、修正されたテレパラレル重力でコンパクトなオブジェクトを調査します。一般相対性理論のテレパラレル等価の修正を提案し、適切なテトラッドが場の方程式に適用されます。私たちの重力モデルと新一般相対性理論の間の等価性を示す特定の関係のセットが見つかりました。保存方程式は、トールマン-オッペンハイマー-フォルコフ方程式が有効圧力とエネルギー密度で表されることを意味し、自由パラメーター\b{eta}3を使用してそれらを構築します。現実的な状態方程式を使用した数値解析が行われ、\b{eta}3の関数としての質量、半径、および質量と半径の関係の挙動も調べられます。
修正テレパラレル重力におけるダークマター効果
この研究では、一般相対性理論に相当するテレパラレルを修正した修正テレパラレル重力(MTG)におけるコンパクトオブジェクトの暗黒物質(DM)効果を調べます。一連の関係が見つかった修正された場の方程式にテトラッドを適用しました。保存方程式により、有効な重力結合定数を使用してトールマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を書き換えることができます。これらの新しい方程式への入力として、ハドロン粒子とダーク粒子の自由度の両方を持つラグランジュ密度と、理論の両方の分野の仲介者。数値計算を通じて、RMF-DMモデルのさまざまなパラメーター化から得られた質量半径図を分析します。これは、暗粒子フェルミ運動量のさまざまな値を想定し、MTGからの自由パラメーターを実行することによって生成されます。私たちの結果は、システムがより多くのDMコンテンツを同時にサポートし、LIGOおよびVirgoCollaborationによって提供された最近の天体物理データと互換性があること、およびNASAの中性子星内部組成エクスプローラー(NICER)によって可能であることを示しています。
| Title |
The_Primordial_Black_Holes_that_Disappeared:_Connections_to_Dark_Matter_and_MHz-GHz_Gravitational_Waves |
| Authors |
Thomas_C._Gehrman,_Barmak_Shams_Es_Haghi,_Kuver_Sinha,_Tao_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09194 |
LIGO後の時代には、暗黒物質(DM)の候補として$\sim10^{15}$gよりも重い始原ブラックホール(PBH)に多くの焦点が当てられてきました。姿を消したPBHファミリーの分枝-表向きはホーキング博士が初期宇宙で蒸発した$\sim10^9$gよりも軽いPBH-も、DM物理学の興味深いフロンティアを構成していることを指摘します。ホーキング蒸発自体は、そのようなPBHが、たとえばダークセクター粒子を放出することによって、新しい物理学を照らすことができるポータルとして機能します。単純なDMスカラーシングレットモデルをテンプレートとして、ホーキング蒸発によって正しいDM遺物密度を提供できた可能性があるPBHの存在量と質量を計算します。このようなPBHの2つのクラスを検討します。インフレーションによって生成された曲率摂動に起因するものと、一次相転移中の偽の真空崩壊に起因するものです。両方の起源のPBHについて、形成段階から発生する重力波(GW)信号を計算します。曲率摂動の場合は二次効果から、相転移の場合は音波からです。ＧＷ信号は、そのような光ＰＢＨに典型的なＭＨｚ～ＧＨｚ範囲のピーク周波数を有する。観測されたDM遺物密度と互換性のあるそのようなGWの強度を計算し、GW信号の形態により、原則として2つのPBH形成履歴を区別できることがわかりました。
重力相互作用への時計仕掛けメカニズムの高次一般化は、基礎となるポテンシャルに大きな階層を導入することなく、また膨張を必要とせずに、複数の相互作用する重力子の基本理論から指数関数的に抑制された物質への結合を生成する手段を提供します。階層問題への応用。私たちは、「最近傍」相互作用を伴うゴーストのない多重力の枠組みで作業し、理論が常にこの時計仕掛けの効果を示すようにポテンシャルを構築できる形式を提示します。また、すべてのメトリックがFRW形式であり、サイトに依存するスケールファクター/ラプスを持つ一般理論に対する宇宙論的ソリューションも検討します。すべてのメトリックが同じハッブルパラメーターを共有する複数のdeSittervacuaの存在を実証し、形式主義を使用して構築された時計仕掛けモデルの例について修正アインシュタイン方程式を数値的に解き、問題が結合するメトリックの進化が本質的に同等であることを発見します。修正プランクスケールでの一般相対性理論のそれ。時計仕掛けの理論への適用に焦点を当てている間、私たちの仕事は完全に一般的であり、「最近傍」相互作用を伴うゴーストのない多重力理論に対する宇宙論的解決策を見つけることを容易にすることを強調することが重要です。さらに、Randall-Sundrumモデルを特別なケースとして使用し、離散時計仕掛けの宇宙論的結果が適切な連続体の結果にどのようにマッピングされるかを示すことで、一般的にはスカラーテンソルブレーンワールドである理論の連続体極限に関する以前の研究を明らかにします。限界。
空の BCS: インフレーション フェルミオン凝縮の特徴
インフレの背景には、Bardeen-Cooper-Schrieffer(BCS)のようなモデルを考えます。軸方向の化学ポテンシャルにより、魅力的な四次フェルミオンの自己相互作用がBCSのような凝縮を引き起こす可能性があることを示しています。インフレーションのdeSitter(dS)極限では、化学ポテンシャルの存在下で完全な時空曲率効果を含む非摂動有効ポテンシャルの最初の計算を実行します。変化するハッブルがdS時空の実効ギボンズ・ホーキング温度として解釈される場合、対応するBCS相転移は常に一次です。凝縮相では、理論はUV側とIR側からそれぞれフェルミ粒子とボソン粒子として理解できます。これは、曲率摂動の原始的な非ガウス性に特徴的なシグネチャをもたらします。つまり、異なる運動量比は異なるエネルギースケールを効果的にプローブするため、振動宇宙コライダー信号は有限の運動量比でスムーズにオフになります。さらに、このようなBCS相転移は確率的重力波を発生させる可能性もあり、将来の実験で実現可能です。
多体量子系における巨視的なコヒーレンスの出現は、さまざまな物理系とスケールにまたがる遍在する現象です。この章では、そのようなシステム(相関関数、凝縮、準凝縮)を特徴付ける重要な概念を概説し、そのような高度にコヒーレントな状態に向かう動的経路に出現する非平衡機能の研究にそれらを適用します。特に、出現する普遍的な機能に重点が置かれます。保存的および開放量子系のダイナミクス、それらの平衡または非平衡の性質、およびこれらが量子ガスを使用した現在の実験で観察できる程度。特徴的な例としては、Kibble-Zurek機構における対称性の破れ、粗大化と位相順序付けの動力学、および非熱固定点の周囲とKardar-Parisi-Zhang方程式のコンテキストにおける普遍的な時空間スケーリングが含まれます。この章は、宇宙における暗黒物質の大規模な分布をモデル化する上で、これらの概念のいくつかの潜在的な関連性についての簡単なレビューで締めくくります。
「ブラックホールの宇宙論的結合の観測的証拠と、暗黒エネルギーの天体物理源への影響」についてのコメント
| Title |
Comment_on_"Observational_Evidence_for_Cosmological_Coupling_of_Black_Holes_and_its_Implications_for_an_Astrophysical_Source_of_Dark_Energy" |
| Authors |
Tobias_Mistele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.09817 |
最近、ブラックホールが宇宙の加速膨張を説明できると主張されました。ここで、この主張は最小作用の原則に関する混乱に基づいており、ブラックホールと暗黒エネルギーとの関連性を弱体化させていることを指摘します。
