$\Lambda$CDM ハローと重力レンズ研究のための解析的表面密度プロファイル
| Title |
An_analytic_surface_density_profile_for_$\Lambda$CDM_halos_and_gravitational_lensing_studies |
| Authors |
Alexandres_Lazar,_James_S._Bullock,_Michael_Boylan-Kolchin,_Leonidas_Moustakas,_and_Anna_Nierenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11177 |
質量$M_{\rmvir}=10^{7-11}\M_\odot$のシミュレートされたハローの構造を正確に再現する暗黒物質ハローの分析的な表面密度プロファイルを導入し、線のモデリングに役立ちます。-強い重力レンズ効果モデルにおける視覚摂動。2パラメーター関数には解析的偏向ポテンシャルがあり、特にレンズ摂動に最も関連する小さな半径で、摂動のこの質量スケールで一般的に採用されている投影されたNavarro,Frenk&White(NFW)プロファイルよりも正確です。表面密度の対数勾配が$-1$に等しい特性半径$R_{-1}$と、関連する表面密度$\Sigma_{-1}$を使用して、予想されるレンズ信号を表すことができます。{\em投影濃度}パラメータの分布を使用して、ハロー方向のアンサンブルについて統計的に見通し内のハローから、$\mathcal{C}_{\rmvir}:=r_{\rmvir}/R_{-1}$.個々のハローは、観測者に対する向きによって異なる投影濃度を持つことができますが、投影濃度の範囲は、使いやすさを可能にする方法で通常の3次元ハロー濃度と相関します。
超空間銀河における銀河クラスタリングの主成分分析
| Title |
Principal_Component_Analysis_of_Galaxy_Clustering_in_Hyperspace_of_Galaxy_Properties |
| Authors |
Shuren_Zhou,_Pengjie_Zhang,_Ziyang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11540 |
進行中および今後の銀河調査では、銀河のクラスタリングの正確な測定値が提供されています。しかし、その宇宙論的応用における主な障害は、銀河バイアスの確率論です。銀河の性質（大きさや色など）のハイパースペースにおける銀河相関行列の主成分分析（PCA）が、この問題を軽減するためのさらなる情報を明らかにできるかどうかを調べます。流体力学シミュレーションTNG300-1に基づいて、複数の測光バンドの大きさと色空間における銀河のクロスパワースペクトルマトリックスを分析します。(1)第1主成分$E_i^{(1)}$は、$E_i^{(1)}=\sqrt{\ラムダ^P(1)/P_{mm}}b_{D,i}$.$i$は$i$番目の銀河のサブサンプルを表します。$\lambda^{(1)}$は最大固有値、$P_{mm}$は物質パワースペクトルです。$k\sim2h/$Mpcまで、調査したすべての銀河サンプルに対してこの関係が成り立つことを確認します。$E_i^{(1)}$は直接観測可能なので、これを利用して、銀河と物質の関係における確率論を抑制する線形重み付けスキームを設計できます。LSSTのような極限銀河サンプルの場合、確率$\mathcal{S}\equiv1-r^2$は、$k=1h/$Mpcで$\ga2$の係数で抑えることができます。これにより、銀河クラスタリングと銀河-銀河レンズ効果を組み合わせた物質パワースペクトル再構成における確率論に起因する系統誤差が、$k=1h/$Mpcで$\sim12\%$から$\sim5\%$に減少します。(2)$\mathcal{S}$が$f_\lambda$と$f_{\lambda^2}$で単調増加することもわかります。$f_{\lambda,\lambda^2}$は、銀河のクラスタリングに対する他の固有モードの部分的な寄与を定量化し、直接観測可能です。したがって、この2つは、銀河の確率論を軽減するための追加情報を提供します。
スケールフリーモデルを用いた宇宙摂動理論における成長率依存性の検証
スケールフリーモデル(線形PS$P(k)\proptok^n$を使用)の1ループパワースペクトル(PS)の以前に導出された解析結果を、そのようなモデルのより広いクラスに一般化します。アインシュタイン・ド・シッター展開を駆動するようなコンポーネントはクラスター化されません。これらのモデルは、変動の一定の対数線形成長率である$\alpha$(通常は$\alpha=1$)によって便利にパラメータ化できます。$-3<n<-1$の場合、1ループPSは赤外線と紫外線の両方に収束し、したがって明示的に自己相似であり、単一の数値係数$c(n,\alpha)$によって便利に特徴付けられます。$c(n=-2,\alpha)$の分析的予測を、適切に修正されたバージョンのガジェットコード。シミュレーションは小さい($256^3$)ボックスですが、自己相似性の制約により、進化したPSの$\alpha$依存性の分析的予測をテストするのに十分な精度レベルで収束したPSを識別することができます。PSの$\alpha$への予測された依存関係の良い一致が見つかりました。$n=-1$に近づくにつれて増大する結果のUV感度を処理するために、正則化$k_c$を組み込んだ正確な結果を導き出し、$c(n,\alpha,k_c/k)$の式を取得します。この正則化が自己相似性と互換性があると仮定すると、有効場理論(EFT)で導出されたものと同等のPSの予測関数形式を推測できます。1つのループでの主要なEFT補正の係数は、$\alpha$に強く依存しており、$\alpha\approx0.16$で符号が変化し、EFTの潜在的に厳しいテストを提供します。
多段階コア形成のシミュレーションによる火星の起源の制約
| Title |
Constraining_the_Origin_of_Mars_via_Simulations_of_Multi-Stage_Core_Formation |
| Authors |
Gabriel_Nathan,_David_C._Rubie,_Seth_A._Jacobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11236 |
複数の内陸惑星のマントル化学を再現しながら、太陽系降着の天体物理学を同時にモデル化することは、とらえどころのない目標のままです。ここでは、Rubieetal.に基づいた多段階のコア-マントル分化モデルを使用しました。(2011,2015)さまざまなGrandTackフォーメーションシミュレーションで地球と火星の形成と組成を追跡します。以前の研究では、地球のマントル組成を再現するには、まず還元された(Fe金属が豊富でOが少ない)ビルディングブロックから成長し、次に酸化が進む(FeOが豊富な)物質から成長する必要があることが示されました。この降着化学は、ディスク全体に酸化勾配が存在する場合に発生し、最も内側の固体が還元され、ますます酸化された物質がより大きな日心距離で見られます。一連のグランドタックシミュレーションでは、地球と火星が同じ酸化勾配によって同時に生成できるかどうかを調査しました。私たちのモデルは、地球と火星のマントル組成を同時に再現する酸化勾配を見つけられませんでした。その小さな質量と急速な形成のために、火星のような惑星の形成履歴は非常に確率論的であり、任意の特定の実現において地球を生成する酸化勾配との適合性の可能性を減少させます.火星に似た惑星の降着の歴史と理想的な化学を、地球を生み出す円盤の酸化勾配と調和させるために、地球を生み出す円盤のどこで火星が形成されたに違いないかを突き止めました。火星マントルのFeOが豊富な組成では、火星のビルディングブロックが1.0天文単位(AU)の外部で発生する必要があることがわかりました。
居住可能な惑星の特徴付けの見通し
| Title |
Prospects_for_the_characterization_of_habitable_planets |
| Authors |
S._Mazevet,_A._Affholder,_B._Sauterey,_A._Bixel,_D._Apai,_R_Ferriere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11570 |
現在何千もの系外惑星が特定されているため、居住可能な惑星の特徴付けと居住可能な惑星の潜在的な特定は、今後数十年間の主要な課題です。居住可能な惑星の現在の作業定義、それらの特徴付けに関する今後の観測の見通しを確認し、居住可能性と居住を評価するための革新的なアプローチを提示します。この統合された方法は、初めて大気と内部のモデリングを生態系モデリングに基づく生物活動と結び付けます。ここでは、エンケラドス、原始地球、原始火星のメタン生成の可能性と影響を評価する方法の最初のアプリケーションを確認します。居住可能性と居住が疑問視される太陽系の状況に対するこれらのアプリケーションから情報を得て、太陽のような星の周りの地球のような太陽系外惑星の居住可能性と居住を考慮することにより、この方法を使用して将来の宇宙観測所の設計を通知する方法を示します。
ローレンツ エネルギー サイクル: 潮汐固定された地球型惑星の大気循環を理解するもう 1 つの方法
| Title |
Lorenz_Energy_Cycle:_Another_Way_to_Understand_the_Atmospheric_Circulation_on_Tidally_Locked_Terrestrial_Planets |
| Authors |
Shuang_Wang_and_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11627 |
この研究では、潮汐固定された地球型惑星の大気循環を理解する別の方法として、ローレンツエネルギーサイクル(LEC)フレームワークを採用および修正します。それは、いくつかの動的プロセスに関与するエネルギー変換の観点から、大気の大循環をよく説明しています。急速に回転し、潮汐固定された地球型惑星では、平均ポテンシャルエネルギー(P$_{\rmM}$)と渦ポテンシャルエネルギー(P$_{\rmE}$)が地球上のものに匹敵することがわかりました。同様の急な子午線温度勾配があります。平均運動エネルギー(K$_{\rmM}$)と渦運動エネルギー(K$_{\rmE}$)は地球上のものよりも大きく、風が強いことに関連しています。2つのコンバージョンパスP$_{\rmM}\rightarrow$P$_{\rmE}\rightarrow$K$_{\rmE}$とP$_{\rmM}\rightarrow$K$_{\rmM}\rightarrow$K$_{\rmE}$はどちらも効率的です。前者は強い傾圧不安定性に関連し、後者はハドレー細胞に関連しています。ゆっくり回転し、潮汐固定された地球型惑星では、自由大気の温度勾配が弱く、夜間の温度反転が強いため、P$_{\rmM}$とP$_{\rmE}$は地球上のものよりもはるかに小さくなっています。一方、大きな昼夜の表面温度のコントラストと小さな自転速度は、転覆循環を地球にまで広げ、主な変換経路はP$_{\rmM}\rightarrow$K$_{\rmM}\rightarrow$K$_{\rmE}$.この研究は、LEC解析が、潮汐固定された地球型惑星の大気循環の理解を向上させることを示しています。
GJ3470-d と GJ3470-e: 馬蹄形交換軌道で共同軌道を回る太陽系外惑星の発見
| Title |
GJ3470-d_and_GJ3470-e:_Discovery_of_Co-Orbiting_Exoplanets_in_a_Horseshoe_Exchange_Orbit |
| Authors |
Phillip_Scott,_Jaxon_Taylor,_Larry_Beatty,_Jim_Edlin,_Phil_Keubler,_Mike_Dennis,_David_Higgins,_Albero_Caballero,_Alberto_Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11769 |
赤色矮星GJ3470を公転する1組の太陽系外惑星の発見を報告します。大きい惑星GJ3470-dは14.9617日の軌道で観測され、小さい惑星GJ3470-eは14.9467日の軌道で観測されました。GJ3470-dは、深さ1.4%、持続時間3時間4分の木星以下のサイズです。小さい惑星GJ3470-eは現在、大きい惑星より約1.146日進んでおり、公転周期ごとに約7.5分(JD0.0052)リードを広げています。平均深度は0.5%で、平均継続時間は3時間2分です。より大きな惑星GJ3470-dは、3年間に7回観測されており、非常に正確な軌道周期の計算が可能です。最後のトランジットは、オクラホマとアリゾナの3つの別々の天文台によって観測されました。小さい惑星GJ3470-eは、2年間で5回観測されています。私たちのデータは、ホースシューエクスチェンジ軌道にある2つの系外惑星と一致しているように見えます。確認された場合、これらは専門的なデータや支援なしにアマチュア天文学者によって発見され特徴付けられた2番目と3番目の太陽系外惑星になります。また、ホースシューエクスチェンジの軌道で共同軌道を回る太陽系外惑星が初めて発見されることにもなります。
巨大惑星の成層領域と半対流領域における潮汐散逸
| Title |
Tidal_dissipation_in_stratified_and_semi-convective_regions_of_giant_planets |
| Authors |
Christina_M._Pontin,_Adrian_J._Barker_and_Rainer_Hollerbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11898 |
安定した成層または半対流層が、惑星内部での内部波の生成に関連する潮汐散逸率をどのように変化させるかを研究します。これらの層が、太陽系の木星と土星で観測された高率の潮汐散逸に寄与する可能性があるかどうかを検討します。理想化された全球球状ブシネスクモデルを使用して、潮汐散逸率に対する安定成層と半対流層の影響を調べます。現実的な潮汐力を考慮した解析的および数値計算を実行し、粘性および熱散逸率が内部成層プロファイルに関連するパラメーターにどのように依存するかを測定します。周波数に強く依存する潮汐散逸率は、システムの内部モードと一致する強い共鳴ピークを伴う、安定した成層に関連するパラメーターに大きく依存することがわかりました。これらの共鳴の位置とサイズは、層化の形式とパラメーターに依存します。これについては、分析的および数値的に調査します。私たちの結果は、安定した層化が特定の周波数範囲で潮汐消散を大幅に強化できることを示唆しています。低周波領域での解析計算により、内部重力波による潮汐の質係数$Q'$を含む主要なパラメーターのスケーリング則が得られます。安定成層層は、太陽系および太陽系外の巨大惑星における潮汐消散に大きく寄与する可能性があり、ホットネプチューンの実質的な潮汐進化を推定します。現実的な内部モデルにおける寄与の重要性を確実に定量化し、慣性波の寄与を考慮するには、さらなる調査が必要です。
ジャコビニ・ツィナー彗星21P/ジャコビーニ・ツィナー起源流星体の水星・金星・火星への衝突予測
| Title |
Prediction_of_the_collisions_of_meteoroids_originating_in_comet_21P/Giacobini-Zinner_with_the_Mercury,_Venus,_and_Mars |
| Authors |
Du\v{s}an_Tomko,_Lubo\v{s}_Neslu\v{s}an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11935 |
彗星21P/Giacobini-Zinnerの核に由来する粒子によって引き起こされる地球の大気中の流星群の予測の後、他の3つの地球型惑星での流星群の予測を続けました。親彗星の理論的な流れのモデリングに基づいて、いくつかの関連する隕石(水星)または流星(金星と火星)シャワーを予測しました。流れの中でフィラメントが発生し、粒子は同じ方向から各惑星にやってきました。これは、近日点引数($180^{\circ}$の値に近いピーク)とストリームの昇交点の経度の特定の分布の結果であり、粒子が弧を描いて各惑星と衝突することを発見しました。彼らの軌道が近日点に近いこと。
JWST NIRSpec G395H による WASP-39b の大気中の一酸化炭素の 4.6 ミクロン基本バンド構造の検出
| Title |
Detection_of_carbon_monoxide's_4.6_micron_fundamental_band_structure_in_WASP-39b's_atmosphere_with_JWST_NIRSpec_G395H |
| Authors |
David_Grant,_Joshua_D._Lothringer,_Hannah_R._Wakeford,_Munazza_K._Alam,_Lili_Alderson,_Jacob_L._Bean,_Bj\"orn_Benneke,_Jean-Michel_D\'esert,_Tansu_Daylan,_Laura_Flagg,_Renyu_Hu,_Julie_Inglis,_James_Kirk,_Laura_Kreidberg,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Luigi_Mancini,_Thomas_Mikal-Evans,_Karan_Molaverdikhani,_Enric_Palle,_Benjamin_V._Rackham,_Seth_Redfield,_Kevin_B._Stevenson,_Jeff_Valenti,_Nicole_L._Wallack,_Keshav_Aggarwal,_Eva-Maria_Ahrer,_Ian_J.M._Crossfield,_Nicolas_Crouzet,_Nicolas_Iro,_Nikolay_K._Nikolov,_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11994 |
一酸化炭素(CO)は、巨大惑星の大気中の主要な炭素含有分子であると予測されており、水とともに、これらの惑星の酸素、したがって炭素対酸素比を識別するために重要です。COの基本的な吸収モードは、4.3から5.1$\mathrm{\mu}$mの多くの個々の吸収線で構成される幅広い二重分岐構造を持ち、JWSTで分光測定できるようになりました。ここでは、NIRSpecG395H機器を使用して、COの回転サブバンド構造を中解像度で検出する手法を紹介します。COを解決するために、JWSTTransitingExoplanetCommunityEarlyReleaseScience(JTECERS)プログラムのホットジュピターWASP-39bの単一トランジット観測を、機器のネイティブ解像度($R\,{\sim}2700$)で使用します。吸収構造。COによる吸収を確実に検出し、通過深度が264$\pm$68ppm増加し、低解像度での最適モデルから予測されたCO寄与と一致します。この検出は、COがWASP-39bの大気中の主要な炭素含有分子であるという理論上の期待を裏付けるものであり、WASP-39bに関するJTECERSの論文で提示された低C/Oおよび超太陽金属性の結論をさらに支持します。
実験データと一致するモデリング目的の新しい化合物およびハイブリッド結合エネルギー スパッタ モデル
| Title |
New_compound_and_hybrid_binding_energy_sputter_model_for_modeling_purposes_in_agreement_with_experimental_data |
| Authors |
Noah_J\"aggi,_Andreas_Mutzke,_Herbert_Biber,_Johannes_Br\"otzner,_Paul_Stefan_Szabo,_Friedrich_Aumayr,_Peter_Wurz,_and_Andr\'e_Galli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12048 |
太陽風のスパッタリングを経験している岩石の多い惑星と月は、放出された中性原子を包み込む外気圏に継続的に供給しています。噴出物の量と特性を理解するために、デフォルト設定のTRIMのような十分に確立された2体衝突近似モンテカルロコードが主に使用されます。SDTrimSPなどの改善されたモデルが登場し、新しい実験データとともに、根底にある仮定が疑問視されています。以前の表面結合アプローチと、Hofs\"ass&Stegmaier(2023)に類似した新しいバルク結合モデルを組み合わせたハイブリッドモデルを導入します。酸化物または硫化物として.酸化物および硫化物を使用すると、以前は元素の個々の原子密度の手動設定に限定されていた鉱物の質量密度の正確な設定も可能になります.使用されるすべてのエネルギーと密度は、それによって表に基づいています最小限のユーザー入力のみが必要で、パラメータのフィッティングは必要ありません.新しく実装されたハイブリッドモデルと、表面法線から最大45{\deg}までの入射角で以前に公開されたスパッタ収率との間に前例のない一致が見つかりました.エンスタタイトMgSiO$_3$からスパッタされた質量の角度分布を最新の実験データと比較.エネルギー分布は、酸化金属の実験データの傾向を再現しています.将来の鉱物実験データからも同様の傾向が予想されます。したがって、このモデルは、幅広い適用性と、岩体の外気圏のモデラーにとっての使いやすさという目的を果たします。
WASP-131 b with ESPRESSO I: 微分回転する太陽型星の周りの極軌道上の肥大化した亜土星
| Title |
WASP-131_b_with_ESPRESSO_I:_A_bloated_sub-Saturn_on_a_polar_orbit_around_a_differentially_rotating_solar-type_star |
| Authors |
L._Doyle,_H._M._Cegla,_D._R._Anderson,_M._Lendl,_V._Bourrier,_E._Bryant,_J._Vines,_R._Allart,_D._Bayliss,_M._R._Burleigh,_N._Buchschacher,_S._L._Casewell,_F._Hawthorn,_J._S._Jenkins,_M._Lafarga,_M._Moyano,_A._Psaridi,_N._Roguet-Kern,_D._Sosnowska,_P._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12163 |
この論文では、肥大化した土星亜惑星WASP-131~bのESPRESSOで得られた2つの高解像度トランジットデータセットの観測結果を提示します。NGTSとEulerCamによる同時測光観測があります。さらに、{\tess}、WASP、EulerCam、および複数のトランジットのTRAPPISTからの測光ライトカーブを利用して、惑星のパラメーターに適合させ、エフェメリスを更新しました。我々は、ReloadedRossiterMcLaughlin技術を利用してWASP-131の恒星表面を空間的に分解し、中心からリムへの対流変動、恒星の微分回転を検索し、恒星と惑星の傾斜を初めて決定しました。WASP-131はほぼ逆行軌道上でずれており、予想される傾斜角は$\lambda=162.4\substack{+1.3です。
z = 7-8 における JWST 銀河のダスト減衰則
| Title |
Dust_attenuation_law_in_JWST_galaxies_at_z_=_7-8 |
| Authors |
V._Markov,_S._Gallerani,_A._Pallottini,_L._Sommovigo,_S._Carniani,_A._Ferrara,_E._Parlanti,_F._Di_Mascia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11178 |
銀河の減衰曲線は、ダストの化学組成、含有量、粒子サイズの分布に依存します。このようなパラメータは、金属量、星形成率、星の年齢など、銀河固有の特性に関連しています。高い赤方偏移では観測上の制約がないため、初期のエポックでのダストの減衰を説明するために、ローカルユニバースで測定されたダストの経験曲線(カルゼッティ曲線やSMC曲線など)が使用されてきました。JWSTの高感度とスペクトル分解能を利用して、高z銀河のダスト減衰曲線を制限します。私たちの目標は、ダスト減衰曲線が赤方偏移とともに進化するかどうかを確認し、推定された銀河の特性が仮定されたダスト減衰法則に依存することを定量化することです。詳細なダスト減衰曲線のパラメーター化を含めることにより、SEDフィッティングコードBAGPIPESの修正バージョンを開発します。FUVからmmバンドまでのデータへの適合から、銀河の特性とともにダストパラメータが導き出されます。z=7-8の3つの星形成銀河に適用すると、それらの減衰曲線がローカルテンプレートと異なることがわかります。銀河の3つに1つが特徴的なMW隆起を示しており、これは通常、PAHなどの小さな炭素質ダスト粒子の存在に関連しています。これは、初期銀河にPAHが存在することを示唆する最初の証拠の1つです。SEDフィッティングから推定される星の質量やSFRなどの銀河の特性は、想定される減衰曲線の影響を強く受けますが、採用された星形成の歴史も大きな役割を果たします。私たちの結果は、ダストの特性がまだよくわかっていないEoRで銀河の特性を分析する際に、ダスト減衰法則の潜在的な多様性を説明することの重要性を強調しています。JWSTで観測された銀河のより大きなサンプルに私たちの方法を適用すると、初期宇宙の塵と銀河の特性に関する重要な洞察を得ることができます。
フォトメトリからの分光法: $1.7 \lesssim z \lesssim 6.7$ にある極端な輝線銀河の集団を JWST 中帯域フィルターで選択
| Title |
Spectroscopy_from_Photometry:_A_Population_of_Extreme_Emission_Line_Galaxies_at_$1.7_\lesssim_z_\lesssim_6.7$_Selected_with_JWST_Medium_Band_Filters |
| Authors |
Sunna_Withers,_Adam_Muzzin,_Swara_Ravindranath,_Ghassan_T._Sarrouh,_Roberto_Abraham,_Yoshihisa_Asada,_Marusa_Bradac,_Gabriel_Brammer,_Guillaume_Desprez,_Kartheik_Iyer,_Nicholas_Martis,_Lamiya_Mowla,_Ga\"el_Noirot,_Marcin_Sawicki,_Victoria_Strait,_Chris_J._Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11181 |
カナダのNIRISSUnbiasedClusterSurvey(CANUCS)のシングルポインティングでJWST/NIRCam中帯域測光を使用して、$1.7\lesssimz\lesssim6.7$以上の118個の極端な輝線銀河(EELG)を特定します。$\text{[OIII]+H}\beta$とH$\alpha$の極端な放出を持つ銀河をターゲットにします。我々の中帯域色選択は、輝線相当幅（EW）に基づいて銀河を選択できることを示しています。これは、強い連続体放射を必要としないため、より一般的に使用される選択に有利であり、かすかなまたは赤い連続体フラックスを持つ銀河を選択できることを示しています。.サンプルのEWの中央値は$EW(\text{H}\alpha)=893$\AA\および$EW(\text{[OIII]+H}\beta)=1255$\AAであり、いくつかのオブジェクトが含まれています。$EW(\text{[OIII]+H}\beta)\sim3000$\AA.これらの星系はほとんどがコンパクトで、星の質量が小さく($\log(M_\star/M_\odot)の中央値=8.03$)、金属量が少なく($Zの中央値=0.14Z_\odot$)、塵が少ない($A_Vの中央値=0.18)。$mag)と高いSSFR($SSFRの中央値=1.18\times10^{-8}/yr$)。さらに、私たちのサンプルの銀河は、赤方偏移を伴うEW(\Ha)とEW(\OIIIHb)の増加、EW(\Ha)と星の質量との反相関、およびEW(\OIIIHb)と星の質量との間に相関がないことを示しています。最後に、サンプル内の15のEELGのNIRSpec分光法を提示します。これらのスペクトルは、中程度のバンドから計算されたEELGの赤方偏移とEWを確認し、色選択の精度と効率を示しています。全体として、広範囲の赤方偏移でEELGを特定および研究するために中帯域測光を使用することには大きな利点があることを示しています。
| Title |
Intranight_Optical_Variability_of_Blazars_and_Radio-quiet_Quasars_using_the_ZTF_Survey |
| Authors |
Vibhore_Negi_(ARIES),_Gopal-Krishna_(CEBS),_Ravi_Joshi_(IIA),_Hum_Chand_(CUHP),_Paul_Wiita_(TCNJ),_Navaneeth_P_K_(CUK),_Ravi_S._Singh_(DDUGU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11187 |
活動銀河核(AGN)の夜間光学変動(INOV)を研究するため、特に大規模なINOV振幅のまれなイベントを検出するために、進行中のZwicky-Transient-Facility(ZTF)調査の可能性を探ります。一時的なカバレッジ。このために、ZTFデータベースの利用可能な高ケイデンスサブセットを使用して、53個のブレーザー(BL)の明確に定義された大きなサンプルと、赤方偏移のブレーザーサンプルに一致する132個の電波静かなクエーサー(RQQ)の別のサンプルを作成しました。-等級平面。これら2つの一致したサンプルの高ケイデンスZTFモニタリングは、それぞれ156および418のイントラナイトセッションで利用できます。セッションの両方のセットの期間の中央値は3.7時間です。これらのセッションで監視された強力なAGNの2つのクラスは、ジェット活動の両極を表しています。それらのZTF光度曲線の現在の分析により、いくつかの強力なINOVイベントが明らかになりました。これは、ブレーザーでは例外的にまれではありませんが、RQQでは実際にそうであり、それらの可能な性質について簡単に説明します。
シアーシードソレノイド乱流によって形成された銀河中心の雲の運動学
| Title |
Kinematics_of_Galactic_Centre_clouds_shaped_by_shear-seeded_solenoidal_turbulence |
| Authors |
Maya_A._Petkova,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Jonathan_D._Henshaw,_Steven_N._Longmore,_Simon_C._O._Glover,_Mattia_C._Sormani,_Lucia_Armillotta,_Ashley_T._Barnes,_Ralf_S._Klessen,_Francisco_Nogueras-Lara,_Robin_G._Tress,_Jairo_Armijos-Abenda\~no,_Laura_Colzi,_Christoph_Federrath,_Pablo_Garc\'ia,_Adam_Ginsburg,_Christian_Henkel,_Sergio_Mart\'in,_Denise_Riquelme_and_V\'ictor_M._Rivilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11190 |
中央分子帯(CMZ)は、銀河円盤に比べて運動学的に異常な環境であり、分子雲の速度分散が速く、サイズと線幅の関係が急峻です。さらに、CMZ領域の星形成率(SFR)は、大量の高密度ガスによって予想されるよりも大幅に低くなります。低いSFRを説明する重要な要因は、回転モードによって支配されていると思われる星形成ガスの乱流状態です。ただし、乱流の駆動メカニズムは不明のままです。この作業では、銀河の重力ポテンシャルがCMZ雲の乱流にどのように影響するかを調査します。CMZ雲G0.253+0.016(「レンガ」)のいくつかの運動学的特性が、銀河の重力ポテンシャルを考慮した雲規模の流体力学シミュレーションで自然に生じることを実証します。これらの特性には、視線速度分布、急峻なサイズと線幅の関係、および乱流の主にソレノイドの性質が含まれます。シミュレーション内では、これらの特性は、銀河のせん断と雲の重力崩壊が組み合わさった結果です。これは、銀河の重力ポテンシャルがCMZガスの運動学を形成する上で重要な役割を果たしており、主にソレノイド乱流モードを誘発することによってSFRを抑制する主な要因であることを強く示しています。
銀河の周りの再電離気泡のサイズ分布
| Title |
The_reionising_bubble_size_distribution_around_galaxies |
| Authors |
Ting-Yi_Lu,_Charlotte_Mason,_Anne_Hutter,_Andrei_Mesinger,_Yuxiang_Qin,_Daniel_P._Stark,_Ryan_Endsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11192 |
再電離がいつ、どのように始まったかを制限することは、最初の銀河がいつ形成されたかを理解する上で極めて重要です。銀河からのライマンアルファ(Ly$\alpha$)放射は、現在、これらの初期段階の最も有望なプローブです。z>7では、Ly$\alpha$で検出された銀河の大部分が候補の過密度にあります。ここでは、これらの銀河が大きなイオン化した泡の中に存在する確率を定量化します。(1.6Gpc)$^3$再電離銀河間物質(IGM)シミュレーションを作成し、UV明るい銀河とまれな過密度の周りの気泡サイズ分布を確実に測定するのに十分な量を提供します。$M_{\rmUV}\lesssim-16$銀河と過密度は、ランダムに選択された位置と比較して、イオン化された気泡を追跡する可能性が$\gtrsim$10-1000x高いことがわかりました。最も明るい銀河と最も強い過密度は、特徴的なサイズが最大で散乱が最小の気泡サイズ分布を持っています。2つのモデルを比較します:多数のUV微光銀河によって駆動される緩やかな再電離と、固定された中性部分でより大きな気泡を生成する、より希少で明るい銀河によるより急速な再電離です。最近観測されたz~7の過密度は、大きなイオン化した気泡を追跡する可能性が高いことを示しており、Ly$\alpha$検出率が高いことから裏付けられています。ただし、EGSとGN-z11のLy$\alpha$エミッターのz~8.7の関連付けと、z=10.6のLy$\alpha$は、基準モデルで大きなバブルを追跡する可能性は低いです-11%と7%の確率>1の適切なMpcバブルのそれぞれ。このような高い赤方偏移でのLy$\alpha$の検出は、次のように説明できます。固定中性分率でのより大きなイオン化領域。または、固有のLy$\alpha$フラックスがこれらの銀河で異常に強い場合。これらのシナリオをJWSTでテストする方法と、今後の広域調査を使用して再イオン化モデルを区別するための見通しについて説明します。
NGC\,6868 I: 恒星集団をさらに掘り下げる
| Title |
Digging_deeper_into_NGC\,6868_I:_stellar_population |
| Authors |
Jo\~ao_P._V._Benedetti,_Rog\'erio_Riffel,_Tiago_Ricci,_Marina_Trevisan,_Rogemar_A._Riffel,_Miriani_Pastoriza,_Luis_G._Dahmer-Hahn,_Daniel_Ruschel-Dutra,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Jose_A._Hernandez-Jimenez_and_Jo\~ao_Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11194 |
ジェミニ積分フィールドユニット観測を使用して、銀河NGC6868の内部領域($\sim680\times470$pc$^2$)の星の人口特性をマッピングします。この銀河では、スターライトコードとMILESの単純な星の人口モデルを使用して、星の人口合成を実行しました。我々は、FoV全体の吸収線指標Fe4383、Mg$_2$、Mg$_b$、Fe5270、Fe5335を測定し、それらを使用してFe3と[MgFe]'を導出した。これらのインデックスは、[$\alpha$/Fe]を導出するために使用されました。この銀河は、古い金属に富む集団(12.6Gyr;1.0および1.6Z$_\odot$)によって支配されており、負の金属量勾配を持っています。また、最近の($\sim63$Myr)金属が豊富な(1.6Z$_{\odot}$)残留星形成が銀河の中心にあることも発見しました。Vバンドに0.65等の極大減光を持つダストレーンが見られます。規則正しい星の運動の兆候は見られず、星の運動学は分散が支配的です。すべてのインデックスは、FoVに沿って大幅に変化する空間プロファイルを示しています。Mg$_2$は、過去の合併の発生と互換性のある浅い勾配を示しています。Mg$_b$とFe3プロファイルは、これらの元素の異なる濃縮プロセスを示唆しています。$R<100$pcおよび$R>220$pcの場合、Mg$_2$、Mg$_b$はFe3および[MgFe]'に関して反相関し、$100\text{pc}の場合は、3つの異なる領域が観察されます。<R<220\text{pc}$、それらは相関しており、異なる濃縮履歴を示唆しています。[$\alpha$/Fe]プロファイルは非常に複雑で、中心値は$\sim0.2$dexです。これは過去に[$\alpha$/Fe]の履歴が異なる別の銀河との合体の結果であると解釈し、[$\alpha$/Fe]マップを説明しています。
最も巨大な銀河における $M_{GCS}-M_h$ 関係の調査
銀河の球状星団に含まれる総質量と暗黒物質のハローの質量との関係は、50年間の質量にわたってほぼ線形であることが観察でわかっています。ただし、この関係の高質量端は、以前のデータからは十分に決定されておらず、大きなばらつきを示しています。F814Wフィルターでの深部ハッブル宇宙望遠鏡(HST)画像のDOLPHOT測光により、11個の最も明るい銀河団銀河(BCG)の均質なサンプルの球状星団システム(GCS)を分析します。$0.1R_{virial}$の制限半径内のGC総人口を使用して、総GCS質量である$M_{GCS}$の定義を標準化します。-$M_h$対$M_{bary}$のレンズ校正。これらの11個のBCGが、以前に研究されたおとめ座メンバー銀河の均質なカタログに追加されると、$\eta=M_{GCS}/M_h$の合計値は$(3.0\pm1.8_{internal})\times10^であることがわかります。{-5}$、以前の見積もりよりわずかに高かったが、不確実性が大幅に減少した。おそらくもっと重要なことに、この結果は、この関係が銀河の最高質量でほぼ直線的な形状を持ち続けていることを示唆しており、降着したGCが銀河質量の高いGC集団に大きく寄与しているという結論を強く補強しています。
PAHs と C$_{60}$ への放出モデルの適用 II.光解離領域における多環芳香族炭化水素放出モデル
| Title |
Application_of_the_emission_model_to_PAHs_and_C$_{60}$_II.Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_emission_model_in_photodissociation_regions |
| Authors |
Ameek_Sidhu,_A.G.G.M._Tielens,_Els_Peeters,_Jan_Cami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11230 |
フラーレン(C$_{60}$)の赤外スペクトルを計算する電荷分布ベースの発光モデルを提示します。さまざまな荷電状態のC$_{60}$のモデル化されたスペクトルの分析は、5～10$\mu$mと15～20$\mu$mの特徴の相対強度を使用して、星間スペクトルにおけるC$_{60}$電荷状態。さらに、このモデルを使用して、反射星雲NGC~7023の空洞の5つの位置で、多環式芳香族炭化水素(PAH)とC$_{60}$からの放出をシミュレートしました。具体的には、サーカムコロネンとサーカムコロネンの6.2/11.2バンド比とC$_{60}$の7.0/19.0バンド比をイオン化パラメーター$\gamma$の関数としてモデル化しました。モデルの結果と観測された帯域比を比較すると、空洞内の$\gamma$値が大きく変化しないことが示され、空洞内の放射が投影された距離の場所から発生していないことが示唆されます。さらに、C$_{60}$から派生した$\gamma$値は、PAHから派生した値よりも一桁低いことがわかります。この不一致の可能性のあるシナリオについて説明します。あるシナリオでは、導出された$\gamma$値の違いは、PAHとC$_{60}$の電子再結合率の不確実性に起因すると考えられます。もう1つのシナリオでは、PAHとC$_{60}$は共空間的ではなく、それぞれのモデルと異なる$\gamma$値になることをお勧めします。シナリオのいずれかを検証するには、必要な料金を決定するための実験が必要になることを強調します。
GeMS/GSAOI 銀河球状星団サーベイ (G4CS) II: ベイジアン統計による 47 Tuc の特徴付け
| Title |
The_GeMS/GSAOI_Galactic_Globular_Cluster_Survey_(G4CS)_II:_Characterization_of_47_Tuc_with_Bayesian_Statistics |
| Authors |
Mirko_Simunovic,_Thomas_H._Puzia,_Bryan_Miller,_Aaron_Dotter,_Santi_Cassisi,_Stephanie_Monty,_Peter_Stetson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11240 |
ジェミニサウス望遠鏡で運用されているGeMS/GSAOI銀河球状星団サーベイ(G4CS)からの近赤外画像データを使用して、球状星団47Tuc(NGC\,104)の測光分析を提示します。天の川の球状星団の中心領域の回折限界に近い空間分解能を持つAO支援の深層画像を取得するため。~G4CS近赤外測光は、ハッブル宇宙望遠鏡の調査データから取得した光学測光カタログと組み合わせて、高精度の画像を生成しました。K$_s\approx$21Vegamagに達する高品質の色等級図。~適応メトロポリスサンプリングアルゴリズムを使用してマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)ベイジアン分析を実行するソフトウェアスイートBASE-9を使用し、年代、距離、絶滅クラスターパラメータの確率分布と正確な推定値を取得しました。~47Tucの年齢に対する私たちの最良の推定値は12.42$^{+0.05}_{-0.05}$$\pm$0.08Gyrであり、私たちの真の距離係数の推定値は(m$-$M)$_0$=13.250$^{+0.003}_{-0.003}$$\pm$0.028magであり、GaiaDR2視差と切り離された食連星を使用した以前の研究と密接に一致しています。
VLT/MUSE Adaptive Optics Integral Field Unit データを使用した M87* のブラック
ホール質量の再検討 I: 電離ガスの運動学
| Title |
Revisiting_the_black_hole_mass_of_M87*_using_VLT/MUSE_Adaptive_Optics_Integral_Field_Unit_data_I:_Ionized_gas_kinematics |
| Authors |
J._Osorno_(1),_N._Nagar_(1),_T._Richtler_(1),_P._Humire_(2),_K._Gebhardt_(3),_K._Gultekin_(4)_((1)_Universidad_de_Concepci\'on,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(3)_University_of_Texas,_(4)_University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11264 |
M87の恒星の動的ベースのブラックホール質量測定は、電離ガスの運動学によって決定される質量の2倍です。それらは3$\sigma$以上も一致しておらず、前者はブラックホールの周りの重力レンズリングの直径から推定される質量に近い。より深くより包括的な電離ガスの運動学的データセットを使用して、核電離ガスの複雑な形態と運動学をより適切に制約することを目指しています。複数のイオン化ガス輝線の運動学をモデル化するために、MultiUnitSpectroscopicExplorer機器からの狭視野モードと広視野モードの両方の積分視野分光データを使用します。このデータセットは、以前の観測では見られなかった核電離ガス運動学の複雑さを明らかにしています。いくつかの大きな流速を持ついくつかのイオン化されたガスフィラメントは、投影された影響範囲にまでたどることができます。また、噴流に沿って、部分的に満たされた双円錐形の流出の証拠も見つかります。核回転イオン化ガス「ディスク」は、データキューブで十分に解決されています。核の形態が複雑であるため、電離ガスの運動学から正確なブラックホールの質量を測定することはできません。イオン化されたガスの運動学は、25\degの円盤傾斜を持つ6.6$\times10^{9}\rm~M_{\odot}$ブラックホール、または3.5$\times10^{9}のいずれかで説明できます。\rm~M_{\odot}$傾斜角が42\degのブラックホールで、前者のサポートが強化されています。サブアーク秒電離ガス円盤の速度等光線はねじれており、最も内側のガス円盤の位置角は電波ジェット軸に垂直な値に向かう傾向があります。核ガス円盤の25\deg\に近い傾斜とサブアーク秒電離ガス円盤のゆがみは、重要な以前の結果の矛盾した性質を調整するのに役立ちます。イオン化ガスディスクとジェットの軸の間の向き。
銀河ハロー内の高速 CP2 星
| Title |
High-velocity_CP2_stars_in_the_Galactic_halo |
| Authors |
Nikola_Faltov\'a,_Michal_Pri\v{s}egen,_Klaus_Bernhard,_Stefan_H\"ummerich_and_Ernst_Paunzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11269 |
コンテクスト。化学的に特異な星の2番目のサブクラスであるCP2星は、典型的には銀河円盤に属する測光変動を伴う可能性のある可変的な線の強さを伴う異常な存在量を示す初期型の星です。しかし、これらの天体のごく一部が銀河面から遠く離れた場所にあることが最近発見され、銀河のハローに属していると考えられています。ねらい。私たちの研究では、提案されたハローCP2星候補のハローメンバーシップを速度と銀河軌道に基づいて調査し、それらの原点を決定します。さらに、まだ公開されていないCP星のサンプルを使用して、さらなるハローCP2星の候補を検索しました。メソッド。私たちの分析は、初期の3番目の\textit{Gaia}データリリースからのアストロメトリーと、スペクトル分類にも使用されたLAMOSTおよびSDSSからの分光法に基づく動径速度に依存していました。サンプルで確認されたCP2星の光の変動性は、ZTFおよびATLASサーベイからのデータを使用して分析されました。結果。運動学的および分光学的基準を使用して最初のサンプルをフィルタリングした後、ハローメンバーシップと一致する運動学的特性を持つ6つのCP2星を特定しました。これらの星の軌道は銀河円盤の起源と一致しており、力学的相互作用や連星超新星のシナリオで放出された可能性があり、知られている最初の暴走CP2星となっています。
銀河系の星形成史の解剖学: ガスの降着、フィードバック、リサイクルのさまざまなモードの役割
ホストハローからのガス降着下で進化するモデルを使用して、銀河の質量全体で観測された多様な星形成の歴史がどのように出現したかを調査します。また、超新星フィードバックによる星間物質の放出、放出された物質のリサイクル、およびガスの降着を部分的に妨げる予防的フィードバックも含まれます。ガス降着の3つのスキームを検討します。大質量の低温降着が取り除かれるフラットスキーム。最後に、衝撃加熱されたハローガスの放射冷却を想定した衝撃加熱スキーム。基準スキームは、現在のハロー質量$M_{\rmvir}>10^{12.5}{\rmM}_\odot$で観測されたピーク後の星形成率(SFR)の劇的な減少を再現しますが、他の2つのスキームは示しています。消光の減少または無視できる程度。このスキームは、最近のエポックに向かって減少するSFR対恒星質量関係の高質量勾配を再現していますが、他の2つのスキームは、観測と矛盾する反対の傾向を示しています。基準スキームの成功は、低速ホットモード降着への移行を遅らせ、それによってSFRの大幅な低下を引き起こす高質量コールドモード降着の存在に起因します。低質量ハローで単調に増加するSFRを生成するガスリサイクリングを利用して、このスキームはダウンサイジング銀河形成を再現できます。いくつかの問題が残っており、欠落している物理学の無視できない役割を示唆しています。活発な銀河核からのフィードバックは、低赤方偏移の大規模なハローにおけるSFRの上昇を緩和する可能性がありますが、銀河の合体は初期の非効率的な星形成を改善する可能性があります。
MaNGA DynPop -- I. 近くの 10K の銀河の積分場分光法による品質評価された恒星力学モデリング:
質量、質量対光比、密度プロファイル、暗黒物質のカタログ
| Title |
MaNGA_DynPop_--_I._Quality-assessed_stellar_dynamical_modelling_from_integral-field_spectroscopy_of_10K_nearby_galaxies:_a_catalogue_of_masses,_mass-to-light_ratios,_density_profiles_and_dark_matter |
| Authors |
Kai_Zhu,_Shengdong_Lu,_Michele_Cappellari,_Ran_Li,_Shude_Mao,_Liang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11711 |
これは、最終SDSSデータリリース17(DR17)のMaNGAサーベイのダイナミクスと恒星人口(DynPop)を組み合わせた分析に関するシリーズの最初の論文です。ここでは、MaNGAサーベイからの積分場恒星運動学に基づいて、10000を超える近くの銀河の動的に決定された量のカタログを提示します。動的特性は、この種の研究で最も正確であることが以前に示された軸対称ジーンズ異方性モデリング(JAM)メソッドを使用して抽出されます。異なる仮定を持つ8つの動的モデルを使用して、体系的な不確実性を評価します。速度楕円体の2つの向きを使用します。円柱状に整列したJAM$_{\rmcyl}$または球状に整列したJAM$_{\rmsph}$です。また、モデルのダーク物質と発光物質の分布について4つの仮定を立てます。(1)質量は光に追従、(2)自由なNFWダークハロー、(3)宇宙論的に制約されたNFWハロー、(4)一般化されたNFWダークハロー、(4)一般化されたNFWダークハロー、つまり、自由な内側勾配があります。このカタログでは、質量分布に関連する量を提供します(たとえば、全質量、恒星質量、暗黒物質質量成分の特定の半径の球内の密度勾配と封入質量)。また、各銀河の完全な光度と質量分布を計算するために使用できる完全なモデルも提供しています。さらに、モデルの選択に役立つように、モデルの品質を視覚的に評価します。観測された測定量のばらつきを推定しますが、これは品質の向上に伴って期待どおりに減少します。最高のデータ品質のために、異なるモデル間で測定された量の顕著な一貫性が見られ、結果の堅牢性が強調されています。
MaNGA DynPop -- II. 10K 銀河の積分場分光法による全球の星の数、勾配、および星形成の歴史:
銀河の回転、形状、および全密度勾配とのリンク
| Title |
MaNGA_DynPop_--_II._Global_stellar_population,_gradients,_and_star-formation_histories_from_integral-field_spectroscopy_of_10K_galaxies:_link_with_galaxy_rotation,_shape,_and_total-density_gradients |
| Authors |
Shengdong_Lu,_Kai_Zhu,_Michele_Cappellari,_Ran_Li,_Shude_Mao,_Dandan_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11712 |
MaNGAサーベイの最終データリリース17（DR17）から、星の人口合成とフルスペクトルフィッティングに基づいて、$\sim10$K銀河のグローバルな星の人口、放射状勾配、およびノンパラメトリック星形成の歴史を分析し、それらを関連付けます。銀河の力学特性を持つ。我々は、星の個体数が星の質量$M_{\ast}$よりも星の速度分散$\sigma_{\rme}$と相関していることを確認していますが、固定$\sigma_{\rme}$.星の年齢、金属量、質量と光の比$M_{\ast}/L$はすべて銀河の回転とともに減少しますが、半径方向の勾配はより負になります(つまり、より若く、より金属が少なくなり、$M_{\astが低くなります)。}/郊外のL$）。回転速度の遅い銀河では、金属量の勾配と回転の逆転の間の傾向が見られます。これは、回転の速い銀河よりも負の金属量の勾配が際立っています。$(\sigma_{\rme},\rmAge)$平面上の緑の谷にある大規模な円盤銀河の集団を強調します。これらの銀河は、若い銀河に囲まれた古い中央バルジと一致して、急な負の年齢と金属量の勾配を示します。星形成円盤と金属に乏しいガスの降着。$\sigma_{\rme}$が高く、総質量密度勾配が急で、暗黒物質の割合が低く、$M_{\ast}/L$が高く、金属量が多い銀河は、初期の時点で最も高い星形成速度を示します。であり、現在クエンチされています。低回転の低質量星形成銀河の集団を発見しましたが、巨大な低速回転体とは物理的に異なります。人口プロパティのカタログが公開されています。
MaNGA DynPop -- III.
6000個の初期型および渦巻銀河における正確な星のダイナミクスと星の個体数の関係：基本平面、質量対光比、全密度勾配、および暗黒物質の割合
| Title |
MaNGA_DynPop_--_III._Accurate_stellar_dynamics_vs._stellar_population_relations_in_6000_early-type_and_spiral_galaxies:_fundamental_plane,_mass-to-light_ratios,_total_density_slopes,_and_dark_matter_fractions |
| Authors |
Kai_Zhu,_Shengdong_Lu,_Michele_Cappellari,_Ran_Li,_Shude_Mao,_Liang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11714 |
10K銀河の完全なMaNGAサンプルから抽出された最も信頼性の高い動的モデルを使用して、約6000個の近くの銀河のサブサンプルの動的スケーリング関係を星の人口特性と組み合わせて提示します。初期型銀河(ETG)と後期型銀河(LTG)の両方の傾斜補正質量面(MP)は、動的質量を結びつけ、半光半径$R_{\rme}$を射影し、$R_{\rme}$内の2番目の恒星速度モーメント$\sigma_{\rme}$は、ビリアル定理を満たし、修正されていないものよりもさらに厳密です。$\lg(M/L)(<R_{\rme})$、半径$R_{\rme}$の球内の全質量対光比、および$\lg\sigma_{\rme}$で、$M/L$は$\sigma_{\rme}$とともに増加し、古い恒星集団の場合。ただし、ETGの関係は線形であり、最も若い銀河の関係は一定です。平均対数全密度勾配$\gamma_{_{\rmT}}$と$\sigma_{\rme}$の関係を確認して改善します:$\gamma_{_{\rmT}}$は$\sigma_{\rme}$を$\lg(\sigma_{\rme}/{\rmkm\,s^{-1}})\approx2.2$まで増やし、その後$\gamma_{付近で一定のまま_{\rmT}}\約-2.2$。$\gamma_{_{\rmT}}-\sigma_{\rme}$変動は、ETGよりもLTGの方が大きくなります。一定の$\sigma_{\rme}$では、総密度プロファイルは銀河の年齢とETGで急勾配になります。半径$R_{\rme}$の球内で、一般的に低い暗黒物質の割合、中央値$f_{\rmDM}(<R_{\rme})=8$パーセントを見つけます。しかし、$f_{\rmDM}(<R_{\rme})$は恒星質量よりも$\sigma_{\rme}$に依存していることがわかります:暗黒物質は中央値$f_{\rmDMまで増加します}=$\sigma_{\rme}\lesssim100{\rmkm\,s^{-1}}$の銀河では33$パーセント。低い$\sigma_{\rme}$での$f_{\rmDM}(<R_{\rme})$の増加は、放物線$\lg(M/L)(<R_{\rme})を説明します-\lg\sigma_{\rme}$関係。
MaNGA DynPop -- IV.積分場恒星運動学と銀河-銀河レンズ効果の力学モデルを組み合わせた、銀河群と銀河団の総密度プロファイルの積み上げ
| Title |
MaNGA_DynPop_--_IV._Stacked_total_density_profile_of_galaxy_groups_and_clusters_from_combining_dynamical_models_of_integral-field_stellar_kinematics_and_galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
Chunxiang_Wang,_Ran_Li,_Kai_Zhu,_Huanyuan_Shan,_Weiwei_Xu,_Michele_Cappellari,_Liang_Gao,_Nan_Li,_Shengdong_Lu,_Shude_Mao,_Ji_Yao,_Yushan_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11715 |
Paper~IのMaNGAサーベイからの積分場恒星キネマティクスとDECaLSイメージングサーベイから得られた弱いレンズ作用から得られた動的質量を持つ銀河群と銀河団のサンプルの周りの総質量と恒星/暗黒物質分解質量密度プロファイルの測定値を提示します。.2つのデータセットを組み合わせることで、数kpcからMpcスケールの放射密度分布を正確に測定できます。興味深いことに、内部領域の星の運動学に由来する過剰な表面密度は、NASA-SloanAtlas(NSA)カタログ。両方のデータセットにうまく適合するには、NSAカタログから導出されたものよりも約3倍高い星の質量の正規化が必要であることがわかりました。恒星質量の正規化をNSAカタログの正規化のままにし、内部暗黒物質密度プロファイルの変化を許容すると、$\gamma_{\rmgnfw}$=$1.82_{-0.25}^{+0.15}の漸近勾配が得られます。$,$\gamma_{\rmgnfw}$=$1.48_{-0.41}^{+0.20}$グループビンとクラスタービンでそれぞれ、NFWの場合よりもかなり急勾配です。また、総質量の内部密度勾配をIllustris-TNG300の値と比較すると、シミュレーションの値が観測値より少なくとも$3\sigma$レベル低いことがわかります。
恒星散乱をシミュレートするマルコフ連鎖モデルにおける準定常分布としての指数関数的銀河円盤
| Title |
Exponential_galaxy_discs_as_the_quasi-stationary_distribution_in_a_Markov_chain_model_simulating_stellar_scattering |
| Authors |
Jian_Wu,_Curtis_Struck,_Bruce_G._Elmegreen,_Elena_D'Onghia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11774 |
以前のモデルでは、二次元銀河円盤内の星の確率的散乱が、一定の内部散乱バイアスが存在する場合、半径で割った指数である時間に依存しない表面密度分布を生成できることが示されています。ここでは、マルコフ連鎖モデルを使用して、同様のプロファイルが外方散乱バイアスから生じることを示していますが、正味の恒星流出のためにディスク表面密度は時間とともにゆっくりと減少します。ほぼ指数関数的な表面プロファイルへの傾向は、テキストで説明されている散乱率にいくつかの制限があることを条件として、散乱強度が中程度の半径方向および時間依存性を持っている場合でも存在するため、堅牢です。擬似平衡ディスクの指数スケールの長さは、散乱バイアス、散乱長、および散乱が重要なディスクのサイズによって異なります。
二重電波遺物と奇数電波サークルの MeerKAT 発見
| Title |
MeerKAT_discovery_of_a_double_radio_relic_and_odd_radio_circle |
| Authors |
B\"arbel_S._Koribalski,_Angie_Veronica,_Marcus_Br\"uggen,_Thomas_H._Reiprich,_Klaus_Dolag,_Ian_Heywood,_Heinz_Andernach,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Matthias_Hoeft,_Xiaoyuan_Zhang,_Esra_Bulbul,_Gyula_I.G._J\'ozsa,_Jayanne_English_and_Juliana_Saponara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11784 |
融合する銀河団PSZ2G277.93+12.34と新しい奇数電波円ORCJ1027-4422に関連する大きな二重電波遺物の偶然の発見を提示します。どちらも深いMeerKAT1.3GHz広帯域データで見つかりました。2つの弧状の星団の遺物の角度間隔は、16分角、またはz=0.158の星団の赤方偏移で2.6Mpcです。内側に移動する可能性のあるものを含む多数の尾根/衝撃を示す薄い南部の遺物は、1.64Mpcの直線範囲を持っています。対照的に、北の遺物は幅が約2倍、明るさが2倍ですが、最大の線形サイズは0.66Mpcにすぎません。補足的なSRG/eROSITAのX線画像は、2つの遺物の間と、北の遺物のすぐ東に位置する狭角尾部(NAT)電波銀河PMNJ1033-4335(z=0.153)の周りの熱い銀河団内ガスからの拡張放射を明らかにします。PSZ2クラスターに関連する電波ハローは検出されません。オーストラリアのスクエアキロメートルアレイパスファインダーでも887.5MHzで検出されたNAT銀河と北方遺物の電波形態は、両方が同じ外向きに移動していることを示唆しています。MeerKAT画像の別の部分でのORCJ1027-4422の発見により、4番目に知られている単一のORCになります。それは、z=0.3の仮の赤方偏移で400kpcに対応する90インチの直径を持ち、X線放射では検出されないままです。ORCと電波遺物の形成メカニズムとして、銀河と銀河団の合体の類似点をそれぞれ議論します。
電波偏波: Blazar Divide を理解するための強力なリソース
| Title |
Radio_Polarization:_A_Powerful_Resource_for_Understanding_the_Blazar_Divide |
| Authors |
Janhavi_Baghel,_P._Kharb,_Silpa_S.,_Luis_C._Ho,_C._M._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11831 |
高感度のキロパーセックスケールの電波偏波測定を使用すると、ジェットと媒体の相互作用を調べて、Radio-Loud(RL)AGNのブレーザー分割をよりよく理解できます。我々は、24個のクエーサーのEVLAとGMRT、およびパロマーグリーン（PG）サンプルに属するBLLacsを使用して、電波偏波観測を分析しています。RLクエーサーは、コア、ジェット、ローブ、およびホットスポットに広範な偏光構造を示しますが、予備的な結果では、BLLacsは主にコアと内部ジェット領域で偏光を示すことが示唆されています。これらの調査結果は、内因性(中央エンジン関連)変数と外因性(環境関連)変数の両方が、ブレーザーサブクラスの形成において重要であることを示唆しています。Fanaroff-Riley(FR)二分法は、RLの統合を想定し、ブレザーのレンズを通して見ることもできます。光学的/UV選択されたPGサンプルのラジオバイアスのない性質により、PGクエーサーの大部分が再起動、歪曲（S字またはX字）、またはハイブリッドFR形態を持っていることがわかります。
ビッグバン後の赤色大質量銀河 $\sim600$ Myr からの標準宇宙モデルの確認
| Title |
Confirmation_of_the_standard_cosmological_model_from_red_massive_galaxies_$\sim600$_Myr_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Francisco_Prada,_Peter_Behroozi,_Tomoaki_Ishiyama,_Anatoly_Klypin,_and_Enrique_P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11911 |
彼らの最近の研究では、Labb\'e等。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によってキャプチャされたマルチバンド赤外線画像を使用して、ビッグバンから約6億年後に形成された赤い大質量銀河の集団を発見しました。著者らは、これらの銀河の密度が非常に高く、星の質量が太陽質量$10^{10}$を超えていることを報告しており、これが確認された場合、最近の研究で示唆されている標準的な宇宙論モデルに挑戦しています。しかし、この結論には異論がある。宇宙の初期の時代には、恒星の質量対光の比は、Labb\'eらによって報告された値に達することはできなかったと主張します。標準的な宇宙論に基づく銀河形成のモデルは、この仮説を支持し、紫外線(UV)の光度が高く、年間数百個の太陽質量の星を生成し、かなりのダストを含む大規模な銀河の形成を予測しています。これらの予測は、静止フレームのUV波長で測光的に選択されたJWST/HST銀河の豊富さと、その時代に形成された最近の分光学的に確認されたJWST/HST銀河の特性と一致しています。Labb\'eらとの不一致。星の質量の過大評価、系統的な不確実性、JWST/MIRIデータの欠如、UV光度に影響を与える激しい塵の絶滅、またはより近い赤方偏移でのかすかな赤いAGN銀河の誤認から生じる可能性があります.現在のJWST/HSTの結果は、現実的な銀河形成モデルと組み合わされて、標準宇宙論の強力な確認を提供します。
この研究は、回転、気圧傾度、せん断、またはそれらの組み合わせが存在する場合の、磁化された流れに対する非回転力の影響に集中しています。モデルに磁場を含めることで、小規模スケールと大規模スケールの両方でダイナモの発生を評価できます。ダイナモの不安定性を引き起こすために必要な最小限の要素は何か、ダイナモと渦度の成長との関係は何かを見つけることを目指しています。Pencilコードを使用して、抵抗MHD直接数値シミュレーションを実行します。状態方程式に関係なく、回転のみが含まれるすべてのケースでダイナモは報告されません。逆に、背景の正弦波せん断プロファイルを含めると、流体力学的不安定性が発生し、小さなスケールから始めて、すべてのスケールで渦度の指数関数的成長が生じます。これは渦度ダイナモとして知られています。この不安定性の開始は、数千回の乱流ターンオーバーのかなり長い一時的進化の後に発生します。渦度ダイナモは、最初は小さなスケールで、次に大きなスケールでも、磁場の指数関数的な成長を引き起こします。その後、不安定性は飽和し、磁場は乱流の運動エネルギーとほぼ等分配に達します。飽和段階では、せん断流の方向に磁場が巻かれているのが観察できます。せん断の強さを変えると、この不安定性の成長率が変化することがわかります。傾圧項を含めると、渦ダイナモの開始が遅れますが、より急速な成長につながります。せん断の存在下で、純粋に非回転の強制でさえ、フィールドを等分割に増幅する方法を示します。同時に、この強制力だけでは渦度も磁場の成長ももたらさないことを確認しており、この図は$256^3$メッシュポイントまでの回転または気圧傾度の存在下で変化しません。
Gaia と VLT/FLAMES I による矮小銀河の 3D ビュー。 Sculptor dwarf spheroidal
| Title |
A_3D_view_of_dwarf_galaxies_with_Gaia_and_VLT/FLAMES_I._The_Sculptor_dwarf_spheroidal |
| Authors |
Eline_Tolstoy,_\'Asa_Sk\'ulad\'ottir,_Giuseppina_Battaglia,_Anthony_G.A._Brown,_Davide_Massari,_Michael_J._Irwin,_Else_Starkenburg,_Stefania_Salvadori,_Vanessa_Hill,_Pascale_Jablonka,_Maurizio_Salaris,_Thom_van_Essen,_Carla_Olsthoorn,_Amina_Helmi,_John_Pritchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11980 |
Sculptor矮小球状銀河の1604個の分解された赤色巨星分枝星のVLT/FLAMESLR8視線視線速度(vlos)の新しい均一調査を提示します。さらに、これらの星のうち1339個について、信頼できるCaII三重項金属量[Fe/H]を提供しています。この新しい観測結果(2257個の個々のスペクトル)とESOアーカイブデータ(2389個のスペクトル)の組み合わせから、任意の矮小銀河の個々の星のvlosおよび[Fe/H]測定値の最大かつ最も完全なサンプルを取得します。私たちのサンプルには、GaiaDR3からのG$<20$にある赤色巨星分枝星の55%と、最も明るい星の$>70$%(G$<18.75$)のVLT/FRAMESLR8スペクトルが含まれています。私たちの分光速度は、GaiaDR3の固有運動と視差測定と組み合わされて、新しくより正確なメンバーシップ分析が行われます。Sculptorの全体的な特性をもう一度調べて、$\langle$[Fe/H]$\rangle=-1.82\pm0.45$の平均金属量と$\langle$vlos$の平均視線速度を導き出します。\rangle=+111.2\pm0.25$km/s.Sculptorには明確な金属濃度の勾配(-0.7deg/dex)があり、最も金属が豊富な集団が最も中央に集中しています。さらに、Sculptorで最も金属の少ない集団[Fe/H]$<-2.5$は、星の残りの集団とは異なる運動学的特性を示しているようです。最後に、結果を精巧なGaiaDR3マルチカラー測光と組み合わせて、Sculptorで解決された恒星集団の色等級図をさらに調査します。私たちの詳細な分析は、以前の研究と同様の全体像を示していますが、はるかに正確な詳細であり、スカルプターが以前に考えられていたよりも複雑な特性を持っていることを明らかにしています.この調査は、銀河の形成と進化を小さなスケールでモデル化するためのベンチマークシステムとして、星の分光技術とこの銀河の役割を強調しています。
oxirane-\textit{2,2}-$d_2$, $c$-CD$_2$CH$_2$Oの回転分光とIRAS 16293$-$2422~Bへの暫定検出
| Title |
Rotational_spectroscopy_of_oxirane-\textit{2,2}-$d_2$,_$c$-CD$_2$CH$_2$O,_and_its_tentative_detection_toward_IRAS_16293$-$2422~B |
| Authors |
Holger_S._P._M\"uller,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Jean-Claude_Guillemin,_Frank_Lewen,_Stephan_Schlemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12045 |
1つのC原子で二重に重水素化されたオキシランのサンプルを調製し、実験室で初めて120GHzから1094GHzの間の回転スペクトルを調べました。8次までの正確な分光パラメータが決定され、計算された静止周波数は、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayProtostellarInterferometricLineSurvey(クラス0原始星系IRAS16293$-$2422のPILS)。$c$-CD$_2$CH$_2$Oと$c$-C$_2$H$_4$Oの比率は、$T_{\rmrot}=125$Kで$\sim$0.054と推定されました。この値は、H原子あたり$\sim$0.16のD対H比に変換されます。これは、$c$-C$_2$H$_3$で得られたH原子あたり$\sim$0.036よりも4.5倍高い値です。する。単一の重水素化バリアントと比較して、多重重水素化アイソトポログの1つのH原子を参照する重水素化度のこのような増加は、近年一般的に観察されています。
$z<0.3$ QSO 2 での核活動は、主に銀河の合体によって引き起こされます
| Title |
Nuclear_activity_in_$z<0.3$_QSO_2's_mainly_triggered_by_galaxy_mergers |
| Authors |
Bruna_L._C._Araujo,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Sandro_B._Rembold,_Andr\'e_L._P._Kaipper,_Bruno_Dall'Agnol_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12061 |
SDSS-IIIスペクトルから選択された436近くの($z<0.3$)QSO2のサンプルの核活動に対する近接環境の役割を、それらの環境および相互作用パラメーターを対照サンプルのものと比較することによって調査します。1308個の銀河の。対応するSDSS画像を使用して、隣接する銀河の数$N$、潮汐強度パラメーター$Q$、および非対称パラメーターを取得しました。3つのコントロールと比較して、QSOに$N$のわずかな超過が見られ、$Q$に違いはありません。主な違いは、QSOホストの過剰な非対称性です。これは、対照銀河のほぼ2倍です。ギャラクシーズーの分類には違いがないため、この違いは宿主の形態によるものではありません。私たちのサンプルの2つの非常に非対称なQSO2ホストのHST画像は、両方のソースが密接なコンパニオンを持っていることを示しています(予測された分離$\sim$5kpc)。コントロールの平均投影半径は$\langler\rangle=8.53\pm$0.06kpcであり、QSOホストの平均投影半径は$\langler\rangle=9.39\pm$0.12kpcであり、外側の相互作用シグネチャの存在をサポートしています。QSOホストの地域。私たちの結果は、ホストとコンパニオンの間の距離が銀河半径のオーダーであり、それらがすでに合併の過程にあることを意味するとき、QSO2の核活動が銀河の近接相互作用によって引き起こされるというシナリオを支持します。
前主系列星の質量降着率の光度測定。 VIII. NGC 299 での最近の星形成
| Title |
Photometric_determination_of_the_mass_accretion_rates_of_pre-main-sequence_stars._VIII._Recent_star_formation_in_NGC_299 |
| Authors |
Marissa_Vlasblom,_Guido_De_Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12137 |
$V、I$、および$H\alpha$バンドでハッブル宇宙望遠鏡で得られた観測を使用して、小マゼラン雲のNGC299クラスター内の若い星集団の特性を調べました。H$\alpha$の超過が5$\sigma$を超え、H$\alpha$輝線の等価幅が少なくとも20\r{A}である252個の星を特定しました。正真正銘のプレメインシーケンス(PMS)オブジェクトを表します。それらすべてについて、観測された測光を理論モデルと比較することにより、質量、年齢、および質量降着率を導き出しました。年齢の中央値がそれぞれ25マイルと50マイルであるPMS星の2つの集団が存在する証拠を見つけました。これらのPMS星の平均質量降着率は$\sim5\times10^{-9}$M$_\odot$yr$^{-1}$であり、他の低金属性星に見られる値に匹敵します。、マゼラン雲の低密度クラスターですが、密度の高いマゼラン雲の星域で同様の質量と年齢の星で測定されたものよりも約3倍低くなります。私たちの調査結果は、形成環境の金属量と密度の両方が質量降着率に影響を与え、その結果、地域の星形成プロセスに影響を与える可能性があるという仮説を支持しています。大質量星と(低質量)PMS天体の両方の空間分布の研究により、前者はNGC299の公称中心近くに集まっているのに対し、PMS星は視野全体にかなり均一に分布していることが明らかになりました。星が最初により拡散した構造で形成されたのか、それともコンパクトな構造で形成されたのかを調べるために、星団の星密度プロファイルを調べました。コア半径$r_c\simeq0.6$pcと潮汐半径$r_t\simeq5.5$pcが見つかり、暗黙の濃度パラメーター$c\simeq1$があり、クラスターがフィールドに分散している可能性があることを示唆しています。
\textit{Gaia} 超高速星からの銀河中心環境の制約 III: いて座 A* の伴星の可能性に関する洞察
| Title |
Constraints_on_the_Galactic_Centre_environment_from_\textit{Gaia}_hypervelocity_stars_III:_Insights_on_a_possible_companion_to_Sgr_A* |
| Authors |
Fraser_A._Evans,_Alexander_Rasskazov,_Amber_Remmelzwaal,_Tommaso_Marchetti,_Alfred_Castro-Ginard,_Elena_Maria_Rossi,_Jo_Bovy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12169 |
いて座A*が大質量ブラックホール連星(MBHB)にあり、まだ検出されていない超大質量または中間質量のブラックホールの伴星が存在するシナリオを検討します。このMBHBとそのすぐ近くにある単一の星との間の動的な遭遇は、銀河脱出速度を超える速度で超高速星(HVS)を放出します。この作業では、既存のHVS観測を使用して、いて座A*のコンパニオンの存在を初めて制約します。「MBHBスリングショット」シナリオを介してHVSの放出をシミュレートし、現在検出可能なHVSの集団が、コンパニオンマスとMBHBの分離に強く依存することを示します。\textit{Gaia}DataRelease3に議論の余地のないHVS候補が存在しないことが、SgrA*コンパニオンの可能性のある質量に確固たる上限を設定することを実証します。SgrA*の1ミリパーセック以内で、我々の結果は$1000\,\mathrm{M_\odot}$よりも大きな伴星を除外しています。いて座A*が最近コンパニオンブラックホールと合体した場合、このコンパニオンの質量が$500\,\mathrm{M_\odot}$未満でない限り、この合体は少なくとも$10$マイル前に発生したに違いないことを示しています。これらの結果は、SgrA*のコンパニオンに対する既存の独立した制約を補完および改善し、そのパラメーター空間の大きな領域を除外できることを示しています。
| Title |
Evolution_of_open_clusters_with_or_without_black_holes |
| Authors |
B._Shukirgaliyev,_P._Berczik,_A._Otebay,_M._Kalambay,_A._Kamlah,_Y._Tleukhanov,_E._Abdikamalov,_S._Banerjee,_A._Just |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12291 |
連星ブラックホール(BH)は、星団の中心で動的に形成されます。以前の研究で使用された恒星質量BHの高い出生キックは、星団内にBHを保持することを困難にしました。大質量星の進化と超新星(SN)に関する最近の研究では、SNイジェクタのフォールバックによりキック速度が低下することが提案されています。瞬間的なガスの排出に続いて$N$体のシミュレーションを実行することにより、これらの更新の影響を研究します。比較のために、星の以前の処理を使用して2つの追加のモデルセットをシミュレートします。私たちのモデルクラスターは、最初は約10万個の星で構成されており、中心にピークを持つ効率で形成されています。星の更新された処理により、フォールバックスケーリングされた下部出生キックにより、クラスターが激しい緩和後にSN残党を保持できることがわかりました。保持されたレムナントの質量寄与は、初期進化中の結合クラスターの総質量の数パーセントを超えません。このため、進化の最初のギガ年は、この効果の影響を大きく受けません。それにもかかわらず、その後の長期的な進化の間に、保持されたBHは質量分離を加速し、クラスターのより速い溶解につながります。
ノーザン クロス高速ラジオ バースト プロジェクト -- III.近くの銀河のサンプルにおけるFRBマグネター接続
| Title |
The_Northern_Cross_Fast_Radio_Burst_project_--_III._The_FRB-magnetar_connection_in_a_sample_of_nearby_galaxies |
| Authors |
Davide_Pelliciari,_Gianni_Bernardi,_Maura_Pilia,_Giovanni_Naldi,_Giuseppe_Pupillo,_Matteo_Trudu,_Antonio_Addis,_Germano_Bianchi,_Claudio_Bortolotti,_Daniele_Dallacasa,_Roberto_Lulli,_Giuseppe_Maccaferri,_Alessio_Magro,_Andrea_Mattana,_Federico_Perini,_Mauro_Roma,_Marco_Schiaffino,_Giancarlo_Setti,_Marco_Tavani,_Francesco_Verrecchia_and_Claudio_Casentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11179 |
高速電波バースト(FRB)は、宇宙距離で観測されるミリ秒単位の電波過渡現象です。マグネターはほとんどのモデルで呼び出されますが、それらの祖先の性質はまだ議論中です。FRB-マグネター接続は、銀河マグネターSGRJ1935+215からのFRBのようなイベントの発見によって強化されました。この作業では、FRB前駆細胞内でSGR~J1935+2154のようなマグネターがどの程度普及しているかを調査することを目的としています。ノーザンクロス電波望遠鏡を使用して、合計692時間、7つの近くの（<12Mpc）銀河のサンプルでFRB検索を実行しました。我々は、M101の方向に$58\pm5$Jymsのフルエンスを持つ1.8~msバーストを1回検出した。その分散測定値は303pccm$^{-3}$であり、M101を超える可能性が最も高い。選択した銀河から明白な重要な検出がないことを考慮して、95\%の信頼レベルでバースト率の合計(つまり、サンプル全体を含む)に38年$^{-1}$の上限を設定します。この上限は$\lambda_{\rmmag}<0.42$~magnetar$^{-1}$yr$^{-1}$を制約するか、近くの銀河の同様のサンプルの文献観測と組み合わせると、$\lambda_{\rmmag}<0.25$magnetar$^{-1}$yr$^{-1}$のジョイント制約。また、観測キャンペーンのホストで観測された銀河の一部がULXを確認したため、超高輝度X線（ULX）源に由来するという仮説上のFRBの予想率に関する最初の制約も提供します。観測された銀河のサンプル全体で、ULXあたり$<13$yr$^{-1}$が得られます。私たちの結果は、SGR~J1935+2154のようなマグネターからの$E>10^{34}$ergのエネルギーを持つバーストは、以前の観測と比較してよりまれに見え、宇宙論的FRB集団のユニークな前駆体としてそれらをさらに嫌悪し、より多くのスペースを開いたままにすることを示していますコアが崩壊した超新星を介して生まれたのではなく、よりエキゾチックなマグネターの集団からの寄与に。
次世代イベント ホライズン テレスコープの主な科学的目標
| Title |
Key_Science_Goals_for_the_Next-Generation_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Michael_D._Johnson,_Kazunori_Akiyama,_Lindy_Blackburn,_Katherine_L._Bouman,_Avery_E._Broderick,_Vitor_Cardoso,_R._P._Fender,_Christian_M._Fromm,_Peter_Galison,_Jos\'e_L._G\'omez,_Daryl_Haggard,_Matthew_L._Lister,_Andrei_P._Lobanov,_Sera_Markoff,_Ramesh_Narayan,_Priyamvada_Natarajan,_Tiffany_Nichols,_Dominic_W._Pesce,_Ziri_Younsi,_Andrew_Chael,_Koushik_Chatterjee,_Ryan_Chaves,_Juliusz_Doboszewski,_Richard_Dodson,_Sheperd_S._Doeleman,_Jamee_Elder,_Garret_Fitzpatrick,_Kari_Haworth,_Janice_Houston,_Sara_Issaoun,_Yuri_Y._Kovalev,_Aviad_Levis,_Rocco_Lico,_Alexandru_Marcoci,_Niels_C.M._Martens,_Neil_M._Nagar,_Aaron_Oppenheimer,_Daniel_C._M._Palumbo,_Angelo_Ricarte,_Mar\'ia_J._Rioja,_Freek_Roelofs,_Ann_C._Thresher,_Paul_Tiede,_Jonathan_Weintroub,_and_Maciek_Wielgus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11188 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は、超大質量ブラックホールの最初の画像をもたらし、楕円銀河M87と天の川の中心にあるコンパクトな天体を明らかにしました。次世代EHT(ngEHT)プログラムによるこのアレイのアップグレード案は、既存のEHT観測の角度分解能、ダイナミックレンジ、および時間範囲を大幅に改善します。これらの改善により、強力な重力に関するイベントホライズンスケールの研究から、爆発的な過渡現象、宇宙論的成長、超大質量ブラックホールの影響の研究に至るまで、ブラックホール科学に関連する革新的な新しい発見が数多く可能になります。ここでは、ngEHTの主要な科学目標とそれに関連する機器の要件を提示します。これらは両方とも、世界中の何百人もの科学者が関与する複数年にわたる国際的な取り組みを通じて策定されました。
地上検出器データによる超高エネルギー宇宙線の組成の改善
| Title |
Improving_the_Composition_of_Ultra_High_Energy_Cosmic_Rays_with_Ground_Detector_Data |
| Authors |
Bla\v{z}_Bortolato,_Jernej_F._Kamenik_and_Michele_Tammaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11197 |
蛍光望遠鏡で測定された超高エネルギー宇宙線(UHECR)の最大シャワー深度($X_{\rmmax}$)分布は、表面検出器で収集された観測量へのマッピングを構築することで拡張できることを示します。ピエールオージェ天文台からの「ゴールデンハイブリッド」イベントに関する公開データを使用して、$X_{\rmmax}$と地上のチェレンコフ検出器からのタイミング情報との間の有意な相関関係を示します。このようなマッピングを使用して、地上データを$X_{\rmmax}$分布の推論に組み込みます。ここで、このサブセットのサイズは、見つかった相関の強さに依存します。単純な線形適合モデルを使用すると、$\sim13\%を効果的に組み込むことができます。最後に、この拡張されたデータセットを使用して、UHECRの組成を推測し、エアシャワー開発シミュレーションで使用されるハドロンモデルを識別し、利用可能な統計が効果的に大きくなるため、結果が大幅に改善されることを示します。
超高輝度および超高輝度 X 線源の大規模でクリーンなサンプルの統計的研究
| Title |
Statistical_study_of_a_large_and_cleaned_sample_of_ultraluminous_and_hyperluminous_X-ray_sources |
| Authors |
Hugo_Tranin,_Natalie_Webb_and_Olivier_Godet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11216 |
超高輝度/高輝度X線源(ULX/HLX)は、超エディントン降着エピソードと軽い穴の連続的な合体を通じて、超大質量ブラックホールの成長に関する理解をさらに深めるための興味深い実験室になる可能性があります。ULXは恒星質量コンパクト天体への超エディントン降着によって動力を与えられていると考えられていますが、HLXは中間質量ブラックホール(IMBH)を降着している可能性があります。ただし、カタログ検索から得られたULX/HLX候補のサンプルの大部分は、バックグラウンドAGNです。ここでは、最近のXMM-Newton、Swift-XRT、Chandraカタログ、および銀河のGLADEカタログからULXとHLXのサンプルを作成します。ULXとHLXの頻度、環境、硬度、および変動性を特徴付けて、それらの違いをよりよく評価し、それらの個体群を理解することを目指しています。これらのX線源を徹底的に分類した後、汚染物質であることが示された$S/N>3$源の42%を除去し、これまでで最もクリーンなULX/HLXのサンプルを取得しました。1342個のULXと191個のHLXのサンプルから、ソースの占有率、硬度、変動性、半径分布、および好ましい環境を調査します。マルムキスト補正X線光度関数(XLF)を構築し、以前の研究と比較します。ULXとHLXを統計的に比較し、それらの性質の違いを評価します。IMBHとしてのHLXの解釈が調査されます。$\sim10^{40}$erg/sでXLFに大きなブレークが見られます。$\leq2$%の汚染物質を含む私たちのULXサンプルは、ULXが渦巻銀河や星形成率の高い銀河に優先的に位置していることを確認しています。ULXとは異なり、HLXは渦巻銀河とレンズ状/楕円銀河に等しく存在しているようです。HLX候補の35%には光学的対応物があり、そのうち120個の質量は$2000-10^5M_\odot$の範囲にあると推定されます。ほとんどのHLXは、矮小銀河衛星の巨大なブラックホールの降着と一致しています。
ガンマ線の空にきらめくグラビトン
グラビトンが観測できる最高エネルギーは?私たちは、天の川の磁場における重力子から光子への変換-逆ゲルセンシュタイン効果-を研究することによって、この問題に取り組んでいます。$\sim1~\mbox{PeV}$を超えると、有効な光子質量が十分に大きくなり、変換率が抑制されることがわかります。誘起された光子フラックスは、拡散$\gamma$線背景に対するLHAASOの感度に匹敵しますが、$\Omega_{\text{gw}}h^2_0\sim1$オーダーのグラビトン存在量に対してのみです。将来的には、$\gamma$線背景の理解が深まり、有効領域が大きくなり、観測時間が長くなるため、PeV未満のきらめくグラビトンが現実に豊富に存在する$\Omega_{\text{gw}}h^2_0\sim0.01$が検出できました。これは、再結合後の超重暗黒物質崩壊の宇宙論的動機によるシナリオで達成されることを示しています。したがって、サブPeV範囲は、グラビトンを観測できる究極のエネルギーフロンティアである可能性があります。
2022 年 10 月 9 日の THEMIS ESA および SST 粒子検出器による強力なガンマ線バースト GRB221009A の最初の検出
| Title |
First_Detection_of_the_Powerful_Gamma_Ray_Burst_GRB221009A_by_the_THEMIS_ESA_and_SST_particle_detectors_on_October_9,_2022 |
| Authors |
O.V._Agapitov_(1),_M._Balikhin_(2),_A._J._Hull_(1),_Y.Hobara_(3,4,5),_V._Angelopoulos_(6),_F.S._Mozer_(1)_((1)_Space_Sciences_Laboratory,_University_of_California,_Berkeley,_CA_94720,_(2)_University_of_Sheffield,_Sheffield,_UK,_(3)_Graduate_School_of_Informatics_and_Engineering,_The_University_of_Electro-Communications_(UEC),_Chofu,_Tokyo_1828585,_Japan,_(4)_Center_for_Space_Science_and_Radio_Engineering,_UEC,_Chofu,_Tokyo_1828585,_Japan,_(5)_Research_Center_for_Realizing_Sustainable_Societies,_UEC,_1-5-1_Chofugaoka,_Chofu,_Tokyo_1828585,_Japan_(6)_University_of_California_Los_Angeles,_Los_Angeles,_CA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11225 |
2022年10月9日に発生し、NASATHEMISミッションの4つの宇宙船に搭載された電子および陽子検出器によって偶然に記録された、強力なガンマ線バーストGRB221009Aの影響に関する最初の結果研究を提示します。長時間持続するガンマ線バースト(GRB)は強力な宇宙爆発であり、巨大な星の死を告げるものであり、中でもGRB221009Aは、その莫大なエネルギーにより、これまでに観測された中で最も明るいバーストです($E_{\gammaiso}\sim10^{55}$erg)と近接(赤方偏移は$z\sim0.1505$)。2008年に開始されたTHEMISミッションは、地球の磁気圏と太陽風におけるプラズマプロセスを研究するために設計されました。月を周回する2つの内部磁気圏THEMISプローブTHAとTHEおよびARTEMIS宇宙船THBとTHCからの粒子フラックス測定値は、1秒あたり20回を超える測定値の高時間分解能でGRB221009Aのダイナミクスを捉えました。これにより、ガンマ線バーストの微細構造を解明し、ガンマ線宇宙望遠鏡と検出器からの結果を補完する2つの主要なバーストのスパイク構造の時間スケールを決定することができました。
いて座Aイーストの流体力学的進化：銀河中心部の超新星残骸の痕跡
| Title |
Hydrodynamic_Evolution_of_Sgr_A_East:_The_Imprint_of_A_Supernova_Remnant_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Mengfei_Zhang,_Zhiyuan_Li,_Ziqian_Hua_Mark_R._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11296 |
3次元数値シミュレーションを実行して、銀河中心部で唯一知られている超新星残骸(SNR)であるいて座Aイーストの流体力学的進化を研究し、その議論されている前駆体SNタイプと銀河中心環境への潜在的な影響を推測します。3セットのシミュレーションが実行され、それぞれが特定のタイプのSN爆発(SNIax、SNIa、またはコア崩壊SN)を表し、熱力学的特性が良好な大質量星によって駆動される高温ガスの核流出に対して拡大します。以前の作業で確立され、シミュレーションで修正されました。3つのシミュレーションはすべて、SgrAEastの範囲と、「尾根」として知られる円弧状の熱X線の特徴の位置と形態を同時に大まかに再現できます。以前の研究を確認して、私たちのシミュレーションは、尾根が拡大するSN噴出物と核流出の間の強い衝突の現れであることを示しています。想定される爆発エネルギーが5x10^50ergで噴出物の質量が10M_sunであるコア崩壊SNのシミュレーションは、海嶺のX線フラックスとよく一致しますが、SNIaxおよびSNIa爆発のシミュレーションは、噴出物の質量が小さいため、X線放出を過小評価します。3つのシミュレーションはすべて、SgrAEastの年齢を1500年未満に制限し、尾根は今後数百年にわたってフェードアウトするはずであると予測しています。銀河中心の環境を理解する上で、これらの結果が意味することを取り上げます。
コア崩壊型超新星における重いアクシオン様粒子のマルチメッセンジャー信号：2次元シミュレーション
| Title |
Multi-messenger_signals_of_heavy_axionlike_particles_in_core-collapse_supernovae:_two-dimensional_simulations |
| Authors |
Kanji_Mori,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11360 |
コア崩壊超新星は、エキゾチックな粒子の性質を調べるのに役立つ実験室です。アクシオン様粒子(ALP)が超新星で生成された場合、それらはエネルギーの移動に影響を与え、観測シグネチャに痕跡を残す可能性があります。この作業では、光子と結合するALPの生成と吸収の影響を含む2次元超新星モデルを開発します。ALPによって誘発される追加の加熱は、爆発エネルギーE_expを高めることができることがわかりました。中程度のALP-光子カップリングの場合、爆発エネルギーは、ALPが0.4*10^51エルグの参照モデルと比較して、0.6*10^51エルグであることがわかります。また、結合定数が十分に高い場合、原始中性子星がさらに冷却されるため、ニュートリノの光度と平均エネルギーが低下することもわかりました。原始中性子星への質量降着が抑制されるため、重力波ひずみも減少します。ALP-光子結合は爆発エネルギーを最近の観測に近づけるなど、爆発性を促進することができますが、確実な結論を引き出すには、空間的に3次元でのより長期的なシミュレーションが必要です。
銀河核の巨大ブラックホール：理論とシミュレーション
| Title |
Massive_black_holes_in_galactic_nuclei:_Theory_and_Simulations |
| Authors |
Tiziana_Di_Matteo,_Daniel_Angles-Alcazar_and_Francesco_Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11541 |
巨大なブラックホールは、ビッグバンから今日に至るまで、私たちの宇宙の基本的な構成要素です。宇宙の夜明けからのそれらの形成、それらの成長、および初期宇宙における最初のまれなクエーサーの出現を理解することは、私たちの最大の理論的および観測的課題の1つです.流体力学的宇宙論的シミュレーションは、宇宙論的スケールでの構造形成のプロセスを、より小さな銀河スケールの物理学と首尾一貫して組み合わせます。それらは、大質量ブラックホールと銀河形成との関係についての私たちの最も現実的な理解を捉えており、この分野の理論的研究の主要な手段となっています.宇宙ベースの重力波干渉計LISAは、大質量ブラックホールが関与する動的プロセスの新しい調査を可能にします。マルチメッセンジャー天体物理学は、宇宙時代を超えた大質量ブラックホールの起源、成長、および合体の歴史を追跡するための新しい刺激的な展望をもたらします。
マグネターをホストする超新星残骸RCW 103の星周物質による前駆体の制約
| Title |
Progenitor_constraint_with_circumstellar_material_for_the_magnetar-hosting_supernova_remnant_RCW_103 |
| Authors |
Takuto_Narita,_Hiroyuki_Uchida,_Takashi_Yoshida,_Takaaki_Tanaka_and_Takeshi_Go_Tsuru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11819 |
大質量星から吹き出す星風($\gtrsim10M_{\odot}$)には、始祖そのものに関する貴重な情報が含まれており、その中で最も重要な元素は炭素(C)、窒素(N)、酸素(O)です。）、水素燃焼層のCNOサイクルによって生成されます。それらのX線蛍光線は、超新星残骸(SNR)の掃引された衝撃加熱された星周物質(CSM)で検出されると予想されますが、特にCとNのものはこれまで検出が困難でした。ここでは、XMM-Newtonに搭載された反射回折格子分光計(RGS)を使用して、若いマグネターをホストするSNRRCW~103の高解像度分光法を提示し、\ion{N}{7}Ly$\alpha$の検出について報告します。(0.50~keV)線は初めて。得られたNとOの存在比(N/O$=3.8\pm{0.1}$)をさまざまな星の進化モデルと比較することにより、RCW~103の前駆体は低質量(10--12~$M_{\odot}$)および中回転速度($\lesssim100~\rm{km~s^{-1}}$)。この結果は、関連するマグネター1E~161348$-$5055の形成メカニズムとして、大質量($\geq35~M_{\odot}$)星におけるダイナモ効果の可能性も除外しています。私たちの方法は、XRISMやAthenaなどのマイクロカロリメータを使用した将来のミッションのために、さまざまな前駆体パラメータを推定するのに役立ちます。
2017 年から 2018 年のバーストの崩壊段階における NICER と Fermi/GBM を使用した Swift
J0243.6+6124 のタイミング解析
| Title |
Timing_analysis_of_Swift_J0243.6+6124_with_NICER_and_Fermi/GBM_during_the_decay_phase_of_the_2017-2018_outburst |
| Authors |
M._M._Serim,_\c{C}._K._D\"onmez,_D._Serim,_L._Ducci,_A._Baykal,_A._Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11937 |
NICER/XTI観測を使用して、2017年から2018年のスーパーエディントンアウトバースト中のBe/X線連星系SwiftJ0243.6+6124のタイミングとノイズの分析を提示します。Fermi/GBMパルス周波数履歴と重複するデータの最初のセグメントについては、合成パルスタイミング解析を適用して、ソースのスピン周波数履歴を充実させます。さらに、フェルミ/GBM周波数履歴を超えるNICER/XTI観測に位相コヒーレントタイミング解析を採用しています。X線光度が$\sim$$7\times10^{36}$ergs$^{-1}$を下回ると、パルスプロファイルが二重ピークから単一ピークに切り替わることを示しています。この過渡的な光度は、降着流を減速させるクーロン相互作用が無効になるときのペンシルビームパターンからハイブリッドビームパターンへの遷移に関連していることを示唆しており、これは双極子磁場強度が$\sim$$5\times10^{12}$G.また、スピン周波数微分ゆらぎのパワー密度スペクトル(PDS)も取得しました。PDSのレッドノイズ成分は、他の一時的な降着源よりも急勾配($\omega^{-3.36}$)であることがわかります。超エディントン光度レベルを超える非常に高いノイズ強度推定値が見つかりました。これは、そのようなレベルでの四重極場との相互作用によるトルク変動から生じる可能性があります。
ブラックホール連星における長いソフトラグの起源とハード中間状態の性質
| Title |
The_origin_of_long_soft_lags_and_the_nature_of_the_hard-intermediate_state_in_black_hole_binaries |
| Authors |
Tenyo_Kawamura,_Chris_Done,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12003 |
ブラックホール連星におけるX線コロナの高速変動は、反響によってソフトラグを生成する可能性があります。この場合、再処理された熱化された円盤の光子は、照射する硬X線に遅れをとります。この遅れは小さく、質量降着率が硬軟遷移に向かって増加するにつれて体系的に減少します。これは、薄い円盤とX線の高温の内部流の間の切断半径の減少と一致しています。ただし、スペクトルがディスク優勢(ハード中間状態)になる直前に、ソフトラグが突然劇的に増加します。これを反響として解釈するには、円盤からのX線源の距離が劇的に増加する必要があり、ラジオジェットで生成されるX線への切り替えと潜在的に一致します。ただし、ラグ動作のこの変化は、硬X線スペクトルの明確な変化なしに発生し、そのようなソース(ソフト中間状態)を生成する可能性のあるプラズモイド放出イベントの前に発生します。代わりに、質量降着率の変動からの伝播ラグのコンテキストでソフトラグをどのように解釈できるかを示します。モデルには放射状の成層があり、大きな半径からの変動が小さな半径で生成されるより硬いスペクトルを変調するため、これらは通常ハードラグを生成します。ただし、符号を切り替えるために必要なのは、最も高温のComptonized放出にシード光子があり、ディスクの内縁からのより低速の可変乱流領域からのよりソフトな放出より下にエネルギーを拡張できるようにすることだけです。私たちのモデルは、タイミングの変化をスペクトルの変化に結び付け、X線源の特性を明るいハード状態からディスク優勢状態へとスムーズに移行させます。
HESS J1731-347 および GW190814 イベントのコンパクト天体に照らして色味を固定したクォーク星
| Title |
Colour-Flavour_Locked_Quark_Stars_in_Light_of_the_Compact_Object_in_HESS_J1731-347_and_the_GW190814_Event |
| Authors |
P.T._Oikonomou_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12209 |
HESSJ1731-347内の中央のコンパクトな天体は、独自の質量と半径の特性を持っており、自己結合星の有力な候補となっています。この研究では、カラー超伝導クォーク物質で構成されるクォーク星が、周辺化された事後分布を使用し、関連するパラメーター空間に制約として課すことにより、後者のオブジェクトを説明する能力を調べます。すなわち、カラー超伝導相における$N_f=2,3$のクォーク物質を調査し、摂動QCD補正を組み込み、それに応じてそれらの特性を導き出します。この作品の利用された熱力学的ポテンシャルは、パラメータがフレーバー非依存として確立されているMITバッグモデルの形式を持っています。この例では、2フレーバーカラー超伝導クォーク物質よりも3フレーバーが有利であると結論付け、前者への関心を分離します。パラメータスペースは、GW$190814$の二次コンパニオンを説明する高い最大質量($M_{\text{TOV}}\geq2.6M_{\odot}$)の追加要件により、さらに制限されます。私たちは、音速とトレースの異常(適合性の尺度として提案されている[\href{https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.129.252702}{10.1103/PhysRevLett.129.252702}]）。四次係数値$\alpha_4$が確立された$M_{\text{TOV}}$のみに依存する上限を超えないようにしてください。$M_{\text{TOV}}=2.6M_{\odot}$の場合、極限は$\alpha_4\leq0.594$であることがわかります。最後に、GW$170817$およびGW$190425$イベントを含む追加の天体物理オブジェクトとのカラーフレーバーロッククォーク星の一致に関するさらなる研究が行われ、関連する議論が続きます。
| Title |
Constraining_the_onset_density_for_the_QCD_phase_transition_with_the_neutrino_signal_from_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Noshad_Khosravi_Largani,_Tobias_Fischer,_Niels_Uwe_F._Bastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12316 |
高バリオン密度での一次ハドロン-クォーク物質相転移の発生は、コア崩壊超新星の天体物理シミュレーションで調査され、そのような宇宙イベントからのニュートリノを使用して、高密度物質の状態方程式のまだ完全には理解されていない特性を解読します。反電子ニュートリノが優勢な非標準的な第2ニュートリノバーストの放出は、閉じ込められていないクォーク物質の出現を示す測定可能な信号であるだけでなく、超新星で遭遇した極限状態での物質の状態に関する情報も明らかにすることがわかっています。インテリア。この目的のために、球対称超新星モデルの大規模なセットが調査され、状態方程式と恒星前駆体への依存性が研究されています。一般的な相対論的ニュートリノ放射流体力学が採用され、代表的な範囲のパラメーターをカバーする、3フレーバーボルツマンニュートリノ輸送と状態クラスの微視的なハドロン-クォークハイブリッド物質方程式が特徴です。これにより、ニュートリノ信号の固有の特徴と状態方程式の特性との間の直接的なつながりが容易になります。特に、一連の新しい関係が経験的に発見されています。これらは、可能性のあるQCD相転移の開始密度に制約を与える可能性があります。これは、現在、次の銀河コア崩壊超新星の将来のニュートリノ観測から、QCD相図の最新の調査における最大の不確実性の1つです。
APOLLO を使用した 15 年間にわたるミリメートル精度の月面レーザー測距: データの削減とキャリブレーション
| Title |
Fifteen_years_of_millimeter_accuracy_lunar_laser_ranging_with_APOLLO:_data_reduction_and_calibration |
| Authors |
Nicholas_R._Colmenares,_James_B._R._Battat,_Daniel_P._Gonzales,_Thomas_W._Murphy_Jr.,_Sanchit_Sabhlok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11174 |
ApachePointLunarLaser-RangingOperation(APOLLO)は、15年間にわたって月の距離測定値をミリメートルの精度で収集してきました。2006年以降の夜間範囲の不確実性の中央値は1.7mmです。最近追加された絶対較正システム(ACS)は、APOLLOシステムの精度と月の範囲データを修正する機能の独立した評価を提供し、1つのハードウェアの較正で0.4%の系統誤差を明らかにしました。アポロ。ACSベースのタイミング補正を適用すると、系統誤差が1mm未満に減少し、全体的なデータの精度と精度の両方が1mmになることが示唆されます。この論文では、光子ごとの距離測定値を、物理解析に使用される集約された正常点に変換するAPOLLO/ACSデータの処理について説明します。さらに、ACSのインストール前に収集された範囲データを含む、同時ACS光子を欠く範囲データのタイミング補正を推定する方法論を提示します。また、アポロ正常点の15年間の完全なアーカイブ(2006年4月6日から2020年12月27日)へのアクセスも提供します。
畳み込みと注意を組み合わせたコンピュータ ビジョン法を使用したパルサー候補の分類
| Title |
Pulsar_Candidate_Classification_Using_A_Computer_Vision_Method_Combining_with_Convolution_and_Attention |
| Authors |
NanNan_Cai_and_JinLin_Han_and_WeiCong_Jing_and_ZeKai_Zhang_and_DeJiang_Zhou_and_Xue_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11604 |
大量の候補からパルサーを特定するには、人工知能の手法が不可欠です。CoAtNetを使用して候補の2次元の特徴をスコアリングし、多層パーセプトロンを使用して1次元の特徴をスコアリングし、ロジスティック回帰を使用して上記のスコアを判断する新しいパルサー識別システムを開発します。データの前処理段階で、2つの特徴融合を別々に実行しました。1つは1次元特徴用で、もう1つは2次元特徴用で、それぞれ多層パーセプトロンとCoAtNetの入力として使用されます。新しく開発されたシステムは、GPPSテストセットで98.77\%の再現率、1.07\%の偽陽性率、98.85\%の精度を達成しています。
500 ～ 3300 MHz の超広帯域レシーバを使用した FAST の性能
| Title |
The_Performance_of_FAST_with_Ultra-Wide_Bandwidth_Receiver_at_500-3300_MHz |
| Authors |
Chuan-Peng_Zhang,_Peng_Jiang,_Ming_Zhu,_Jun_Pan,_Cheng_Cheng,_Hong-Fei_Liu,_Yan_Zhu,_Chun_Sun,_FAST_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11895 |
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)は、数年前から稼働しています。同時に500～3300MHzをカバーする新しい超広帯域(UWB)受信機がFASTフィードキャビンに搭載され、一連の観測テストに合格しました。UWB帯域全体が4つの独立した帯域に分割されます。各帯域には合計1048576チャネルがあり、スペクトル分解能は1kHzになります。500～3300MHzで、アンテナゲインは約14.3～7.7K/Jy、開口効率は約0.56～0.30、システム温度は約88～130K、HPBWは約7.6～1.6分角です。ポインティング精度の測定標準偏差は、天頂角(ZA)が26.4度以内の場合、~7.9秒角よりも優れています。UWB受信機の感度と安定性は、HIとOHなどのスペクトル観測によって期待を満たすことが確認されています。FASTUWB受信機は、さまざまな科学的目標で高感度な観測を行うための優れた性能をすでに備えています。
NUSESに搭載されたTerzina：宇宙からのEAS Cherenkov Light Detectionのパスファインダー
| Title |
Terzina_on_board_NUSES:_a_pathfinder_for_EAS_Cherenkov_Light_Detection_from_space |
| Authors |
Leonid_Burmistrov_(for_the_NUSES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11992 |
この論文では、NUSES宇宙ミッションの一部としてTerzina望遠鏡を紹介します。この望遠鏡は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)が地球の大気中に生成する大規模な空気シャワー(EAS)からのチェレンコフ光の放射を通じて検出することを目的としています。チェレンコフ光子は、約$\sim0.2-1^{\circ}$内のシャワー軸に沿って配置されているため、地球の端を指しているときにテルジナによって検出可能になります。太陽同期軌道により、望遠鏡は地球の大気の夜側のみを観測できます。この寄稿では、望遠鏡の検出目標、ジオメトリ、光学設計、およびシリコン光電子増倍管(SiPM)で構成されるその光子検出カメラの説明に焦点を当てています。さらに、UHECR検出のTerzinaのパフォーマンスを推定するために開発された完全なモンテカルロシミュレーションチェーンについて説明します。放射線損傷と光バックグラウンド率の推定値、読み出し電子回路、トリガーロジックについて簡単に説明します。Terzinaは、UHECR検出とUHEニュートリノ天文学に専念する将来の物理ミッションの可能性を研究することができます。これは、POEMMAのようなミッションや、NUSESに類似した衛星の将来のコンステレーションのパスファインダーです。
多目的最適化を使用して干渉データを再構築する (I)
| Title |
Using_multiobjective_optimization_to_reconstruct_interferometric_data_(I) |
| Authors |
Hendrik_M\"uller,_Alejandro_Mus,_Andrei_Lobanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12107 |
電波天文学におけるイメージングは不適切な設定の逆問題です。特に、イベントホライズンテレスコープ(EHT)コラボレーションは、活動銀河核(AGN)をイメージングする際に既存の方法に2つの大きな制限に直面しています:異なる最適化パラメーターで問題を解決する大規模で費用のかかる調査を行う必要があり、各インスタンスに対して極小値は1つだけです。返されます。私たちの新しい非凸多目的最適化モデリングアプローチにより、これらの制限を克服することを目指しています。この目的のために、遺伝的アルゴリズム(GA)の多目的バージョンである分解に基づく多目的進化アルゴリズム(MOEA/D)を使用しました。GA戦略は、進化的操作によって目的関数を探索し、さまざまな極小値を見つけ、鞍点に閉じ込められるのを回避します。まず、2017年のイベントホライズンテレスコープ(EHT)アレイと可能なEHT+次世代EHT(ngEHT)構成に基づく合成データを使用して、アルゴリズム(MOEA/D)をテストしました。これらの例では、完全に進化した非優性解のパレートフロントを正常に回復できます。パレートフロントは、局所的に最適なソリューションの完全なセットを表す画像形態のクラスターに分割されます。これらのソリューションの中で最も自然な推測を見つける方法について説明し、合成データに対するそのパフォーマンスを示します。最後に、2017年のEHTデータを使用して、メシエ87(M87)のブラックホールの影の観測にMOEA/Dを適用します。MOEA/Dは非常に柔軟で、他のどのベイズ法よりも高速であり、正則化最尤法よりも多くの解を探索します(RML)。この新しいアルゴリズムを提示するために、2つの論文を作成しました。最初の論文では、多目的最適化とMOEA/Dの背後にある基本的な考え方を説明し、静的イメージの回復に使用されます。2つ目の論文では、アルゴリズムを拡張して動的および(静的)および動的）偏光再構成。
蒸発したコロナの存在のプローブとしての V1504 Cyg の XMM-Newton 観測
| Title |
XMM-Newton_observation_of_V1504_Cyg_as_a_probe_for_the_existence_of_an_evaporated_corona |
| Authors |
A._Dobrotka,_J.-U._Ness,_A.A._Nucita,_M._Melicher\v{c}\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11162 |
目的:アウトバーストからの減少中の矮新星V1504CygのXMM-Newton観測の分析を提示します。私たちの目標は、蒸発したX線コロナの証拠を探すことです。このようなコロナは、光学的に厚い幾何学的に薄いディスクの中心部の周りの光学的に薄い幾何学的に厚いディスクとして理解することができる。方法:冷却流モデルを使用してX線スペクトルを研究し、UVおよびX線の変動性と出力密度スペクトルの振幅の進化を調べます。結果:X線(pn)カウント率は、最初の約0.03cpsから0.17cpsに増加し、スペクトルがより硬くなり、変動性が高くなります。一方、OM/UVW1の光度曲線は、変動の振幅が減少するにつれてゆっくりと減少します。さらなる研究のために、X線データを2つの部分に分割し、別々に分析しました。両方の部分は冷却流モデルによって記述されますが、最初の低光度部分は風の存在を示唆する追加のべき乗則コンポーネントを必要とします。スペクトルフィッティングにより、2番目の明るい部分で温度が高いことが明らかになりました。タイミング分析により、静止に向けての下降中にlog(f/Hz)=-3.02で潜在的なブレーク周波数が明らかになります。この検出は、ケプラー観測からの光学データと一致しています。結論:ブレーク周波数のX線の性質は、変動の原因としてディスクの最も内側の部分をサポートします。さらに、他のいくつかの激変変数でも同様の頻度が観察されており、幾何学的に厚いコロナが幾何学的に薄い円盤を取り囲むサンドイッチモデルは、降着構成の可能性があります。
太陽フレア時に観測されたアーケード上ダウンフローの幅の統計的調査
| Title |
Statistical_Investigation_of_the_Widths_of_Supra-arcade_Downflows_Observed_During_a_Solar_Flare |
| Authors |
Guangyu_Tan,_Yijun_Hou,_Hui_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11307 |
超アーケードダウンフロー(SAD)は、リコネクション後のフレアループに向かって下降する暗いボイドであり、幅などのプロパティに明らかな変化を示します。しかし、それ以上の統計的研究が不足しているため、これまでのところ、そのような変動の背後にあるメカニズムはとらえどころのないままです。ここでは、SolarDynamicsObservatory(SDO)によって1回のフレアで観測された81個のSADの幅を統計的に調査しました。SADのそれぞれについて、進化のさまざまな段階での幅を測定するために、6つの瞬間が等しい時間間隔で選択されました。ほとんどのSADは降下中にほぼ単調な幅の減少を示しますが、最初の幅が小さい一部のSADは複雑な進化を示す可能性があります。SDOとSolarTerrestrialRelationsObservatoryAhead(STEREO-A)の画像に基づく3D再構成の結果と熱特性分析により、磁気環境とプラズマ環境の違いにより、北のSADが南のSADよりも全体的に広くなる可能性があることが明らかになりました。さらに、SADの幅と他のパラメーターとの間の相関分析がさらに実施され、次のことが明らかになりました。(2)初期幅が小さいSADは通常、より低い高さに表示されます。SAD間の衝突が頻繁に発生すると、断続的な加速、幅の増分、および曲線の軌跡が生じる可能性があります。これらの結果は、異なる初期幅を持つSADが同じ方法で生成される一方で、異なる環境(磁場またはプラズマ)がその後の幅の変化に影響を与える可能性があることを示しています。
デシメトリック波長でのプレフレア広帯域脈動のイメージング
| Title |
Imaging_Preflare_Broadband_Pulsations_in_the_Decimetric-metric_Wavelengths |
| Authors |
Maoshui_Lv,_Baolin_Tan,_Ruisheng_Zheng,_Zhao_Wu,_Bing_Wang,_Xiangliang_Kong,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11785 |
プレフレア活動には、太陽噴火の前兆と原因に関する重要な情報が含まれています。ここでは、2011年9月24日に付けられたM7.1フレアのプレフレア段階で発生した、10メートル単位の波長の広帯域脈動(BBP)のグループの特性と起源を調査します。電波源の特性を測定するNan\c{c}ayRadioheliograh。BBPはフレア発生の$\sim$24分前に開始し、$<$360から800MHz以上まで、識別可能なスペクトルドリフトはありません。BBPは2つの段階で構成され、最初の段階では主な発生源は静止したままであり、2番目の段階では、高温構造の噴火によって駆動される急激な極紫外線(EUV)波とともに外側に移動します。どちらの段階でも、フレア領域から発生するEUVの増光とジェットが頻繁に観測されます。第2段階では、BBPは数が密になり、一般的に強くなり、分極のレベルは右利きの意味で$<$20%から$>$60%に徐々に増加します。これらの観察結果は、急峻化するEUV波が第2段階でBBPにとって重要であり、ジェットを引き起こすプレフレア再接続とEUVの増光が両方の段階で重要であることを示しています。EUV波とBBPとの強い関連性が報告されたのはこれが初めてです。BBPの原因については、再接続とショックスイープアクロスループのシナリオを提案します。
太陽風内部の小さな磁気フラックス ロープの特性は、コロナ ホール、活動領域、静かな太陽に由来します。
| Title |
The_properties_of_small_magnetic_flux_ropes_inside_the_solar_wind_come_from_coronal_holes,_active_regions,_and_quiet_Sun |
| Authors |
Changhao_Zhai,_Hui_Fu,_Jiachen_Si,_Zhenghua_Huang,_Lidong_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11802 |
太陽風の重要な構造である小さな磁気フラックスロープ(SFR)の起源と生成メカニズムは、明確に知られていません。現在の研究では、コロナホール、活動領域、および静かな太陽の太陽風に浸された1993年のSFRが分析され、比較されています。3種類の太陽風に浸されたSFRの特性は大きく異なることがわかりました。SFRは、背景の太陽風と比較して、SFR内でO7+/O6+が30%上昇しているか低下しているかによって、ホットSFR、コールドSFR、およびノーマルSFRにさらに分類されます。私たちの研究は、通常のSFRのパラメーターが3つのタイプの太陽風すべてのバックグラウンドに類似していることを示しています。ホットSFRとコールドSFRの特性は、両極端にあるようです。統計的に、ホットSFR(コールドSFR)は、通常のSFRおよびバックグラウンドと比較して、より長い(より短い)持続時間、より低い(より高い)速度とプロトン温度、より高い(より低い)電荷状態、ヘリウム存在量、およびFIPバイアスに関連しています。太陽風。ホットSFR(ノーマルSFR)内の速度とO7+/O6+の間の逆相関は、背景の太陽風とは(同様に)異なります。ホットSFRとコールドSFRのほとんどは、太陽から来るはずです。ホットSFRは、プラズマの塊や太陽での小規模な活動に関連するストリーマーから発生する可能性があります。低温SFRは、低温の物質を伴う小規模な噴火を伴う場合があります。ホットSFRとコールドSFRはどちらも、コールドフィラメント材料を含まないか含まないICMEの磁気浸食によって形成される可能性があります。通常のSFRの特徴は、太陽から発生したものと太陽圏で生成されたものという2つの起源によって合理的に説明できます。
中赤外干渉法で確認されたポストAGB連星系の遷移円盤の性質
| Title |
Transition_disc_nature_of_post-AGB_binary_systems_confirmed_by_mid-infrared_interferometry |
| Authors |
A._Corporaal,_J._Kluska,_H._Van_Winckel,_K._Andrych,_N._Cuello,_D._Kamath,_A._Merand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12028 |
進化したポスト漸近巨大ブランチ(post-AGB)連星系の周りの円盤は、若い星の周りの原始惑星系円盤と多くの類似した特性を示します。このような系のスペクトルエネルギー分布(SED)における近赤外(近IR)フラックスの不足は、若い星の周りで一般的に観察される遷移円盤を連想させる、ダストのない大きな空洞を示唆しています。VLTI/MATISSEおよびVLTI/MIDIの解決された中赤外高角度分解能観測を使用して、近赤外が不足している6つのポストAGB連星系の内縁サイズを評価することを目的としています。そのようなシステムの1つだけの内側の縁は、以前に解決されました。これらの内側のリムのサイズを、ダスト昇華半径から始まるディスクをホストすることが確認された利用可能なMATISSEデータを使用して5つのシステムと比較します。リングの幾何学的モデルを使用して、内側のリムのサイズ、星、リング、および過剰に分解された放射の相対的なフラックスの寄与、リングの方向、およびコンポーネントのスペクトル依存性を推定しました。SEDに近赤外線過剰がないターゲットのダスト内縁は、理論上のダスト昇華半径よりも2.5から7.5倍大きいのに対し、そのような赤字を示さないシステムは、それらと同様の内縁サイズを持っていることがわかります。ダスト昇華半径。ポストAGB連星の周りの遷移円盤の内側の縁の物理的半径は3-25auで、VLTI/MIDIで若い星の周りの遷移円盤から推定される円盤サイズよりも大きい。これは、若い星と比較してポストAGBシステムの星の光度が高いためであり、ダストの昇華半径が大きくなり、物理的な遷移ディスクの内側の半径が大きくなることを意味します。中赤外干渉計データを使用して、AGB後の連星系周辺の6つのディスクの遷移ディスクの性質を直接確認します。これらの遷移円盤の構造、起源、進化を進めるには、今後の観察とモデリングの取り組みが必要です。
H$\alpha$ と EUV で観測された静かな太陽の小さなフレアの熱力学的性質: 彩層のプラズマ運動と温度/放射測定の時間発展
| Title |
Thermodynamic_properties_of_small_flares_in_the_quiet_Sun_observed_by_H$\alpha$_and_EUV:_plasma_motion_of_the_chromosphere_and_time_evolution_of_temperature/emission_measure |
| Authors |
Yuji_Kotani,_Takako_T._Ishii,_Daiki_Yamasaki,_Kenichi_Otsuji,_Kiyoshi_Ichimoto,_Ayumi_Asai,_and_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12037 |
静かな太陽では、小さなフレアが頻繁に発生します。以前の研究では、活動領域での典型的な太陽フレアと多くの共通の特徴を共有していることが指摘されています。ただし、それらの類似点と相違点、特に熱特性は完全には理解されていません。本研究では、飛騨天文台の太陽磁気活動研究望遠鏡（SMART/SDDI）に搭載されたSolarDynamicsDopplerImagerによるH$\alpha$ラインのイメージング分光観測と、Solarに搭載されたAtmosphericImagingAssemblyによるイメージング観測を行った。ダイナミクス天文台(SDO/AIA)。熱エネルギーの範囲が$10^{24}-10^{27}\,\mathrm{erg}$の静かな太陽での小さなフレアの25のケースを、その熱特性に特に注意して分析しました。主な結果は次のとおりです:(1)小さいフレアの半分以上に関連するH$\alpha$線の線中心の明るくなるとともに、赤方偏移が観察されます。(2)AIAマルチ温度(チャネル)観測を使用した差分放出測定分析を使用して、小さなフレアの放出測定と温度を取得します。この結果は、Shibata&Yokoyama(1999,2002)のスケーリング則と一致しています。スケーリング則から、小さなフレアのコロナ磁場強度は5～15Gであると見積もられました。イベント。これらの結果は、彩層の蒸発/凝縮が、大きなフレアと同様に、静かな太陽のいくつかの小さなフレアの熱特性に重要な役割を果たしていることを示唆しています。
NOAA 12192で発生したX3.1クラスの太陽フレアの閉じ込め：多機観測からの分析
| Title |
Confinedness_of_an_X3.1_class_solar_flare_occurred_in_NOAA_12192:_Analysis_from_multi-instruments_observations |
| Authors |
N._Vasantharaju,_F._Zuccarello,_F._Ferrente_and_S._L._Guglielmino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12156 |
高エネルギーフレアとコロナ質量放出の非関連性はまばらです。このため、主要なフレアの閉じ込めに必要な磁気条件は、活発な研究のトピックです。マルチ機器観測を使用して、活動領域(AR)12192で発生したX3.1フレアの閉じ込めの進化と影響を調査しました。テザー切断リコネクション（TCR）を支持するフラックスキャンセルを示す光球と彩層では、それぞれHMI/SDOとSOT/Hinodeの磁場観測を使用して観測されます。干渉法二次元分光計によって得られた明るい領域での分光偏光データの分析は、磁力線のねじれが解かれていることを示唆しており、これはTCRをさらにサポートします。極性反転線領域の近くのフィラメントは、低位置にあるせん断ループのTCRから生じ、融合を受け、細長いフィラメントを形成します。DEM解析によって明らかになった、融合したフィラメントのフットポイント間の温度と密度の違いは、フィラメントに沿ったプラズマ流のストリーミングと逆流を引き起こし、平均速度$\approx$40kms$^{-1}$.これにより、フィラメントの質量が減少し(密度が$>50\%$減少)、フィラメントが上昇して外側に拡張します。ただし、強力なストラッピングフラックスにより、フィラメントは噴出する代わりに分離します。さらに、非潜在的なパラメータの進化は、フレアの閉じ込めの特徴を説明します。私たちの研究は、シグモイドフィラメントシステムが大量の荷降ろしによる上向きの大惨事を示すが、外部ポロイダル場の強い閉じ込めによって抑制されることを示唆しています。
Gaia-ESO サーベイ: リチウム等価幅からの星の年齢の経験的推定 (EAGLES)
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Empirical_estimates_of_stellar_ages_from_lithium_equivalent_widths_(EAGLES) |
| Authors |
R._D._Jeffries,_R._J._Jackson,_Nicholas_J._Wright,_G._Weaver,_G._Gilmore,_S._Randich,_A._Bragaglia,_A._J._Korn,_R._Smiljanic,_K._Biazzo,_A._R._Casey,_A._Frasca,_A._Gonneau,_G._Guiglion,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_G._G._Sacco,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_C._C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12197 |
年齢に依存する光球リチウム枯渇の経験的モデルを提示します。このモデルは、52個の散開星団にある6200個の恒星の大規模で均一に分析されたサンプルを使用して較正され、年齢は2～6000Myrで$-0.3<{\rm[Fe/H}]<0.2$、Gaia-ESO分光サーベイで観測。このモデルを使用して、$3000<T_{\rmeff}/{\rmK}<6500$の個々の(プレ)主系列星のLiI6708A等価幅の測定値から年齢推定と事後年齢確率分布を取得します。HRダイアグラムからの年齢判定が鈍感であるか、モデルに大きく依存しているドメイン。最良の場合、対数年齢で0.1dexの精度が達成可能です。メンバーの個々の年齢確率を組み合わせることができる共同グループおよび協会では、さらに高い精度を得ることができます。この方法は、太陽系外惑星をホストする若い星のサンプルで検証され、一部の主張された若い星との一致を見つけましたが、他の星ではそうではありませんでした。十分に研究された7つの若い移動グループについて、10%を超える年齢精度と、公開された年齢との優れた一致が得られました。私たちのサンプルの若いクラスター（$<1$Gyr）の導出年齢も、トレーニング年齢とよく一致しており、モデルに依存しないいくつかの公開されたリチウム枯渇境界年齢と一致しています。古いクラスターでは、2倍にもなる系統的な年齢誤差が残っています。これらの誤差を、少なくとも$-0.29<{\rm[Fe/H]}<0.18$の範囲で、(プレ)主系列リチウム枯渇の強い系統的な金属量依存性に関連付ける証拠はありません。私たちの方法とモデルはソフトウェアとして提供されています--「リチウム等価幅からの経験的AGes」(EAGLES)。
ダーク QCD の $\pi$-axion と $\pi$-axiverse
| Title |
The_$\pi$-axion_and_$\pi$-axiverse_of_dark_QCD |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Humberto_Gilmer,_Tucker_Manton,_and_Evan_McDonough |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11176 |
アクシオンとアクシオン様粒子(ALP)は、暗黒物質の有力な候補であり、ひも理論のアクシバースから動機を引き出しています。アクシオンのような粒子は、ダークセクターの合成自由度として発生することもあります。6つのクォークフレーバーすべてが光であり、光子が重いダーク標準モデル（SM）では、中性および荷電ダークスカラーの形で、安定した超軽量粒子の豊富な低エネルギースペクトル、および類似した複雑な中性スカラーが見つかります。質量分裂はダーククォークの質量と電荷によって決定されます。このモデルは、暗黒光子と可視光子の運動結合と、それに続く暗黒物質のミリ電荷を介して、可視領域への自然なポータルを見つけます。暗黒物質は、これらすべての超軽量ボソン自由度の混合物である可能性があり、偶奇相互作用と偶偶相互作用の両方を示し、理論をさまざまな実験で検証可能にします。軽いクォークの$N_f$フレーバーを持つ暗いQCDのコンテキストでは、このシナリオは$N_f^2-1$超軽量アクシオン様粒子を予測します。この'$\pi$-axiverse'は、弦理論と一致していますが、それに頼ることはなく、従来の弦理論のaxiverseを補完します。
コンパクト連星系の重力波によるポストニュートン次数の 4.5 次への位相変化
| Title |
Gravitational-Wave_Phasing_of_Compact_Binary_Systems_to_the_Fourth-and-a-Half_post-Newtonian_Order |
| Authors |
Luc_Blanchet,_Guillaume_Faye,_Quentin_Henry,_Fran\c{c}ois_Larrouturou_and_David_Trestini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11185 |
スピンのないコンパクトな連星系から放出される重力波の渦巻き位相は、四重極放射を超える4.5PN後のポストニュートン(4.5PN)次数と主要な振幅モード($\ell$,m)=(2,2)は4PNオーダーで得られます。また、定常位相近似での位相だけでなく、放射フラックスも提供します。現在および将来の重力波検出器によって観測される典型的なシステムについて、各PN次数の寄与の概算数値が提供されます。
オートエンコーダーベースのコンテンツ認識型 2D 表現による時系列の確率論の特定: ブラック ホール データへの適用
| Title |
Identifying_Stochasticity_in_Time-Series_with_Autoencoder-Based_Content-aware_2D_Representation:_Application_to_Black_Hole_Data |
| Authors |
Chakka_Sai_Pradeep,_Neelam_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11560 |
この作業では、オートエンコーダーベースの2D表現を報告して、時系列を確率的または非確率的に分類し、基になる物理プロセスを理解します。時間ドメインと周波数ドメインの特性を同時に利用する、1D時系列の2D表現へのコンテンツ認識変換が提案されています。オートエンコーダーは、時不変になるように設計された(時間ドメインと周波数ドメインの両方を使用して)潜在空間表現を学習するために、損失関数でトレーニングされます。時系列のすべての要素は、時間ドメインと周波数ドメインの潜在空間表現から1つずつ、2つのコンポーネントを持つタプルとして表され、バイナリイメージを形成します。このバイナリイメージでは、時系列のポイントを表すタプルが一緒になって、入力時系列の「潜在空間シグネチャ」(LSS)を形成します。得られたバイナリLSS画像は、分類ネットワークに供給されます。-S分類器は421の合成時系列を使用してトレーニングされます,両方のカテゴリからの公正な表現.提案された方法論は、取得されたブラックホールGRS1915+105に関連する時系列の12の異なる時間クラスである公開されている天文データで評価されます.RXTE衛星から.提案された方法論を使用して得られた結果は、既存の技術と比較されます.クラス全体で得られたラベルの一致は、潜在空間座標を使用して提案された2D表現の有効性を示しています.提案された方法論は、分類の信頼度も出力します.ラベル。
| Title |
General-Relativistic_Hydrodynamics_Simulation_of_a_Neutron_Star_-_Sub-Solar-Mass_Black_Hole_Merger |
| Authors |
Ivan_Markin,_Anna_Neuweiler,_Adrian_Abac,_Swami_Vivekanandji_Chaurasia,_Maximiliano_Ujevic,_Mattia_Bulla,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.11642 |
過去数年間、宇宙論やブラックホールの個体群に関する貴重な情報を提供する可能性があるため、サブソーラーマスブラックホールへの関心が高まっています。これに動機付けられて、私たちは太陽系以下の質量のブラックホールと中性子星との合体に関連する観測可能な現象を研究しています。この目的のために、質量$0.5M_\odot$のブラックホールと質量$1.4M_\odot$の中性子星で構成される連星系の新しい数値相対性シミュレーションを実行します。このエキゾチックなシステムの合併ダイナミクスを調査し、接続された重力波とキロノバ信号に関する情報を提供します。私たちの研究は、現在の重力波形モデルがそのようなシステムを適切に説明することができず、バイナリパラメータを噴出物および残骸の特性と結び付ける現象論的関係が私たちのシステムに適用できないことを示しています。さらに、非対称質量放出による方位視野角へのキロノバ信号の依存性を見つけます。この初めてのシミュレーションは、太陽以下の質量のブラックホール(中性子星の合体)の研究への扉を開き、将来のモデル開発の試験場として役立つ可能性があります。
宇宙ひもによって生成される重力波に対するPBH支配の痕跡
大規模な$U(1)$対称性の結果として形成される宇宙ストリング(CS)ネットワークによって生成される重力波(GW)スペクトルに対する超軽量原始ブラックホール(PBH)優勢相の影響を研究します。速報。PBHが優勢な相は、エントロピー希釈を介してスペクトルの傾斜につながり、進行中および計画中の近未来GW検出器で検出可能なPBH密度変動から新しいGWスペクトルを生成します。組み合わされたスペクトルは、プラトー、プラトー上の鋭い傾斜ピーク、特徴的な減衰を伴う独特の形状を持ち、CSと他の物質の支配または新しいエキゾチックな物理学の組み合わせで生成されたものと区別できます。進行中および計画中の将来の実験で、$U(1)$破壊スケールのさまざまな値と、初期質量やエネルギー分率などのPBHパラメーターについて、このような独自のスペクトルをどのように調べることができるかについて説明します。
| Title |
Analyzing_the_neutron_and_$\gamma$-ray_emission_properties_of_an_americium-beryllium_tagged_neutron_source |
| Authors |
Hiroshi_Ito,_Kohei_Wada,_Takatomi_Yano,_Yota_Hino,_Yuga_Ommura,_Masayuki_Harada,_Akihiro_Minamino,_and_Masaki_Ishitsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12153 |
タグ付けされた中性子源としてよく知られているアメリシウム-ベリリウム(AmBe)は、原子炉ニュートリノや拡散超新星ニュートリノ背景実験などの超低背景素粒子物理学実験で使用される検出器の中性子検出効率を評価するために一般的に使用されます。特に、AmBe線源は、中性子信号と同時に放出される4438keVの$\gamma$線信号を選択することにより、中性子標識を較正するために使用されます。したがって、AmBe源の中性子および$\gamma$線放出特性を分析することは非常に重要です。この研究では、3つの部分に分割された中性子エネルギースペクトルの理論的な形状を使用して、エネルギースペクトルのモデルを開発し、実験データを使用して結果を検証しました。AmBe線源を使用して、同時に放出された中性子と$\gamma$線のエネルギースペクトルを測定し、$\gamma$線を放出する場合と放出しない場合の中性子の放出比を決定しました。測定されたスペクトルは、シミュレーション結果から得られたスペクトルと一致していましたが、測定された発光比は、対応するシミュレーション結果とは大きく異なっていました。ここでは、3つの部分に分割されたスペクトルから中性子放出率を決定する可能性についても説明します。
