キネーションの時代が下部構造と暗黒物質の消滅率にどのように影響するか
| Title |
How_an_era_of_kination_impacts_substructure_and_the_dark_matter_annihilation_rate |
| Authors |
M._Sten_Delos,_Kayla_Redmond,_Adrienne_L._Erickcek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12336 |
キネーションの時代は、宇宙のエネルギー密度が高速で回転するスカラーフィールドによって支配されるときに発生します。キネーションの時代に熱的に生成された暗黒物質は、観測された暗黒物質の遺物の存在量を生成するために、標準よりも大きな消滅断面積を必要とします。さらに、キネーションの時代に地平線に入る暗黒物質密度の摂動は、放射線が支配する前の倍率に比例して増加します。結果として得られる小規模物質のパワースペクトルの強化が、マイクロハローの存在量を増加させ、暗黒物質の消滅率を高める方法を示します。次に、ガンマ線観測を使用して、キネーション中の熱暗黒物質の生成を制限します。消滅ブースト係数は、最小ハロー質量に依存します。これは、物質パワースペクトルの小規模なカットオフによって決定されます。したがって、暗黒物質の消滅率の観測限界は、特定の暗黒物質粒子の質量とカイネーションのシナリオの最小カットオフスケールを意味します。かつて標準モデルと熱平衡状態にあった暗黒物質の場合、この制約により、暗黒物質の最大許容動的デカップリング温度が確立されます。デカップリング温度のこの限界は、暗黒物質がかつて標準モデルと熱平衡状態にあった場合、キネーション中の摂動の成長が暗黒物質の消滅率をそれほど高めることができないことを意味します。
MillenniumTNG プロジェクト: バリオンと大質量ニュートリノの高解像度弱重力レンズ収束マップへの影響
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_The_impact_of_baryons_and_massive_neutrinos_on_high-resolution_weak_gravitational_lensing_convergence_maps |
| Authors |
Fulvio_Ferlito,_Volker_Springel,_Christopher_T._Davies,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_R\"udiger_Pakmor,_Monica_Barrera,_Simon_D._M._White,_Ana_Maria_Delgado,_Boryana_Hadzhiyska,_Lars_Hernquist,_Rahul_Kannan,_Sownak_Bose_and_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12338 |
基準観測者の過去の後方ライトコーンに質量分布を直接投影することにより、MillenniumTNG（MTNG）シミュレーションから作成された弱い重力レンズ効果の収束マップを研究します。シミュレーションの質量と角度分解能の広いダイナミックレンジにわたってレンズマップを探索し、数値収束の明確な評価を確立できるようにします。完全な物理学の流体力学シミュレーションを対応する暗黒物質のみの実行と比較することにより、最も重要な弱いレンズ統計に対するバリオン物理学の影響を定量化します。同様に、大規模なニュートリノの影響を非線形領域にまで確実に予測します。また、「固定&ペア」分散抑制技術が、タイムスライスだけでなく連続的に出力されるライトコーンデータに対しても、大規模なシミュレーション予測の統計的ロバスト性を向上させることを示します。バリオン効果とニュートリノ効果の両方が弱いレンズシアー測定に大きな影響を与え、大きな角度スケールでは後者が前者を支配することがわかりました。したがって、ステージIVレンズ調査の十分に正確な予測を得るには、両方の効果を明示的に含める必要があります。心強いことに、私たちの結果は、利用可能な他のシミュレーション結果と正確に一致しており、非線形領域に至るまでの精密宇宙論のシミュレーションモデリングの可能性をサポートしています。
MillenniumTNG プロジェクト: 銀河とハローの固有の配列
| Title |
The_MillenniumTNG_Project:_Intrinsic_alignments_of_galaxies_and_halos |
| Authors |
Ana_Maria_Delgado,_Boryana_Hadzhiyska,_Sownak_Bose,_Volker_Springel,_Lars_Hernquist,_Monica_Barrer,_R\"udiger_Pakmor,_Fulvio_Ferlito,_Rahul_Kannan,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Simon_D._M._White,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12346 |
観測された銀河の形状とその下にあるコズミックウェブとの固有の位置合わせ(IA)は、弱いレンズ調査における汚染源です。したがって、IA信号を識別するための機密性の高い方法は、今後の弱いレンズ効果分析パイプラインに含める必要があります。流体力学的宇宙論シミュレーションにより、銀河の固有楕円率を直接測定できるため、IA信号を予測して理解するための強力なアプローチが提供されます。ここでは、MillenniumTNG(MTNG)プロジェクトの製品である新しい大容量流体力学シミュレーションMTNG740を使用して、銀河のIAを研究します。銀河の固有の形状/せん断と大規模構造のさまざまなトレーサー$w_{+g},\w_{+m},\w_{++}$との間の射影された相関関数を半径範囲$r_にわたって測定します。{\rmp}\in[0.02,200]\,h^{-1}{\rmMpc}$および赤方偏移$z=0.0$、$0.5$、および$1.0$。楕円銀河と渦巻銀河の両方の密度場で、有意な信号対雑音IA信号を検出します。また、楕円形の重要な固有のせん断-せん断相関も見つかります。さらに、銀河の固有の形状と局所的な潮汐場との相関関係を調べます。ここでは、線形モデルを仮定すると、楕円銀河の重要なIA信号が見つかります。また、二次潮汐トルクモデルの下で、渦巻銀河の弱いIA信号を検出します。最後に、中心銀河とそのホストであるダークマターハローとの間の位置合わせを測定し、ハローの質量とともに減少する主軸間の小さいから中程度のずれを見つけます。
インフレEモデルの再検討
単一フィールドインフレーションのE型$\alpha$アトラクタモデルは、より小さなスケールでインフレトンスカラーポテンシャルに近変曲点を追加することによって原始ブラックホール(PBH)の生成に対応するために、さらに一般化されました。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の測定による。最小限の数の新しいパラメーターが使用されましたが、スカラー(曲率)摂動のパワースペクトルが6またはCMBで観測された摂動のパワースペクトルに対して7桁。私たちのモデルのパラメータを極度に微調整すると、CMBの観測結果と一致する約$10^{27}$gの質量を持つ地球サイズのPBHが形成される可能性があることがわかりました。量子補正は、PBH生成の原因となる大きなスカラー摂動の振幅の摂動上限につながることが知られています。私たちのモデルの量子(1ループ)補正は、約$10^{19}$gの質量を持つPBHの場合、1桁抑制されることがわかりました。これは、宇宙の暗黒物質全体を形成する可能性があります。
共鳴する自己相互作用暗黒物質ハローの進化
超微光矮星(UFD)銀河の星の運動学に関する最近の分析により、暗黒物質の自己散乱断面積に厳しい上限が設定されました。つまり、$\sigma/m<{\calO}(0.1)\,{\rmcm^2/g}$散乱速度${\calO}(10)\,{\rmkm/s}$。共鳴自己相互作用暗黒物質(rSIDM)は、UFDと一致し、回転をサポートする銀河の中心密度が低いことを説明できる1つの可能性です。断面積は${\calO}(100)\の散乱速度付近で$\sigma/m={\calO}(1)\,{\rmcm^2/g}$となるように共鳴増強されます。{\rmkm/s}$低速度で抑制されています。この可能性をさらに評価するには、通常、天体物理学的観測から推定されるハローの暗黒物質分布を、一定断面積SIDM(cSIDM)の分布と比較するため、rSIDMハローの構造をcSIDMハロープロファイルで近似できるかどうかを明らかにする必要があります。.この作業では、grovothermal流体法を使用して、広い質量範囲でrSIDMハローの構造進化を調査します。特定の質量範囲のハローを除いて、rSIDMハローの現在の構造は、cSIDMハローの構造と実質的に区別できないことがわかります。特定の質量範囲のハローの場合、共鳴自己散乱により密度プロファイルが中断されます。このような密度プロファイルのブレークが、回転曲線や視線速度分散プロファイルなどの天体物理観測にどのように現れるかを示します。特定の質量範囲を超えるハローの場合、密度プロファイルのブレークは熱化して現在の前に消えることを示しています。このような独特の熱化ダイナミクスが、同様の年齢と金属量を持つ星の軌道クラスに痕跡を残すことができることを示しています。
微惑星帯の内側の端: 衝突によって侵食されたか、切り詰められたか?
| Title |
Inner_edges_of_planetesimal_belts:_collisionally_eroded_or_truncated? |
| Authors |
Amaia_Imaz_Blanco,_Sebastian_Marino,_Luca_Matr\`a,_Mark_Booth,_John_Carpenter,_Virginie_Faramaz,_Thomas_Henning,_A._Meredith_Hughes,_Grant_M._Kennedy,_Sebasti\'an_P\'erez,_Luca_Ricci,_and_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12337 |
デブリディスクの放射状構造は、その力学的および衝突の歴史に関する重要な情報をエンコードできます。この論文では、デブリ円盤内の固体の衝突進化を分析するための3フェーズ解析モデルを提示し、それらの関節の半径方向および時間的依存性に焦点を当てています。以前のモデルと一致して、最大の微惑星が内部領域で衝突平衡に達すると、ダストと固体の表面密度が特定の臨界半径内で$\simr^{2}$に比例することがわかります。ダストの臨界半径と表面密度を、固体の最大微惑星サイズと初期表面密度の関数として推定する簡単な方程式を提示します(逆も同様です)。このモデルを7つの幅の広いデブリディスクのALMA観測に適用します。パラメトリックモデリングとノンパラメトリックモデリングの両方を使用して、内側のエッジが浅く、衝突の進化と一致しているかどうかをテストします。7つのうち4つが衝突進化と一致する内側のエッジを持っていることがわかります。これらのうちの3つは、10km未満の小さな最大微惑星サイズを必要とし、HR8799の円盤には数センチメートルを超える固体が欠けている可能性があります。残りのシステムは、最大の微惑星サイズ$\gtrsim10$kmを必要とする、はるかに鋭い内側のエッジを持っています。それらの鋭い内側のエッジは、JWSTが検出できた惑星によって切り取られた可能性があることを示唆しています。私たちのモデルのコンテキストでは、いわゆる円盤質量の問題を回避するために、7つの円盤が最小質量太陽星雲未満の表面密度を必要とすることがわかります。最後に、HD107146のモデリング中に、その広いギャップが2つの狭いギャップに分割されていることを発見しました。これは、ディスク内に形成された2つの低質量惑星による可能性があります。
惑星間散乱からのケプラーマルチの軌道構造
高多重度の太陽系外惑星系は、太陽系に比べて一般的に密集しています。このようなコンパクトな多惑星系は、しばしば動的不安定性の影響を受けやすい。N体シミュレーションを使用して、多惑星系の最終的な軌道アーキテクチャに対する動的不安定性の影響を調査します。私たちのモデルは、最初は相互のヒル分離のべき法則分布に従ってランダムに配置された8つの惑星で構成されています。私たちのモデル惑星系のほぼすべてが、少なくとも1つの動的不安定性段階を経て、少なくとも1つの惑星を失うことがわかっています。トランジット検出可能なモデル惑星系の相互ヒル分離、惑星質量、軌道周期、および周期比の分布を含む軌道アーキテクチャは、ケプラーによって検出された多惑星系のものと非常によく似ています。形成に依存した入力がなくても、動的にアクティブな過去は、多重度に依存する偏心分布、大きな惑星の小さな偏心、およびシステム内の均一性など、観測された重要な傾向を自然に再現できることがわかりました。これらの発見は、動的不安定性が木星亜惑星の最終的な組み立てに重要な役割を果たした可能性があることを示しています。
急勾配の散乱円盤はより速く座屈する
巨大な惑星によって大きな準主軸と一定の近点軌道に分散された低質量体のディスクは、座屈不安定性に対して脆弱です。この不安定性は、軌道傾斜角を指数関数的に増大させ、近点距離を上昇させ、軌道を首尾一貫して傾斜させ、近点引数のクラスター化をもたらす。動的に高温のシステムは、偏ったモードの形成を受けやすくなります。ここでは、集団の半径方向表面密度が中心部でより密になるにつれて、座屈不安定性のタイムスケールが減少することを示します。つまり、急勾配の散乱ディスクはより速く座屈します。巨大な惑星によって引き起こされる微分アプシダル歳差運動を説明すると、$dN\proptoa^{-2.5}ダドル。
MHD 風力円盤進化の集団研究 -- 理論と観測の対決
| Title |
Population_study_on_MHD_wind-driven_disc_evolution_--_Confronting_theory_and_observation |
| Authors |
Jesse_Weder,_Christoph_Mordasini_and_Alexandre_Emsenhuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12380 |
コンテクスト。現在の研究では、原始惑星系円盤への降着を推進する有望な方法として、磁化された円盤風が確立されています。ねらい。磁気的に駆動される円盤風と内部および外部の光蒸発の影響下での大きな原始惑星系円盤集団の進化を調査します。観測との比較を通じて、磁気ディスク風モデルを制約することを目指しています。メソッド。磁気ブレーキやさまざまな流出を含む、低粘度ディスクの1D垂直統合進化シミュレーションを実行しました。初期条件は変化し、観測から推測された実際のディスク集団を代表する集団を生成するために選択されました。次に、シミュレーションからの観測データ(星の降着率、円盤の質量の進化、円盤の寿命など)を観測データと比較しました。結果。私たちのシミュレーションは、観測$\sim10^{-8}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$に匹敵する星の降着率に到達するためには、強いだけでなく、磁気トルクですが、弱い磁気風も同様です。強力な磁気円盤風の存在は、内部の光蒸発と相まって、早い段階で内部空洞の急速な開放につながり、円盤がまだ巨大である間に星の降着率が低下することを可能にします。さらに、私たちのモデルは、周囲の星の周囲の遠紫外放射を介した外部光蒸発が円盤進化の原動力であり、惑星形成に強い影響を与える可能性があるという考えを支持しています。結論。私たちの円盤母集団の合成は、磁気流体力学的風モデルのサブセット(弱い円盤風、強いトルク)について、重要な統計的観測制約を再現できることを示しています。したがって、磁気ディスク風のパラダイムは、古典的な$\alpha$粘度シナリオに代わる、斬新で魅力的な選択肢を表しています。
バイオバース: 近くを通過するハビタブル ゾーン系外惑星で、地球に似た O$_\mathrm{2}$ レベルを調べる超大型望遠鏡の能力の包括的な評価
| Title |
Bioverse:_A_Comprehensive_Assessment_of_the_Capabilities_of_Extremely_Large_Telescopes_to_Probe_Earth-like_O$_\mathrm{2}$_Levels_in_Nearby_Transiting_Habitable_Zone_Exoplanets |
| Authors |
Kevin_K._Hardegree-Ullman,_D\'aniel_Apai,_Galen_J._Bergsten,_Ilaria_Pascucci,_Mercedes_L\'opez-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12490 |
酸素分子は地球上の生命の強力な指標であり、系外惑星の生物学的プロセスも示している可能性があります。最近の研究では、地球のようなO$_\mathrm{2}$レベルは、将来の超大型望遠鏡(ELT)で高解像度分光器を使用して近くの太陽系外惑星で検出できる可能性があると提案されています。ただし、これらの研究では、相対速度、惑星の出現率、ターゲットの可観測性などの制約は考慮されていませんでした。GaiaDR3を使用して120pc内に286,391個の主系列星の同種のカタログを作成することで過去の研究を拡張し、Bioverseフレームワークを使用して近くのトランジット地球類似体を見つける可能性をシミュレートしました。また、ELTと理論上の50～100メートルの地上望遠鏡が観測する必要がある時間を決定するために、$\eta_{\oplus}$推定値、通過確率、相対速度、およびターゲットの可観測性を説明する20pc以内のM型矮星の調査をシミュレートしました。$R=100,000$スペクトログラフで地球のようなO$_\mathrm{2}$レベルを調べます。各ELTからの観測可能なすべての部分的なトランジットからの信号を組み合わせることができると仮定すると、適切なトランジットハビタブルゾーン地球アナログが発見された場合、これは50年以内に近くのMドワーフシステムの最大$\sim$21％で可能になります。もしそうなら、地球のようなO$_\mathrm{2}$レベルは、それぞれ16年から55年以内にTRAPPIST-1d-gで検出可能になり、$R=500,000$スペクトログラフではその約半分の時間になります。これらの結果は、ELTが透過分光法によってO$_\mathrm{2}$の近くのハビタブルゾーン地球アナログを調査できるかどうかに重要な意味を持ちます。私たちの仕事は、太陽系を超えた生命を探索するための地上ベースの能力について、これまでで最も包括的な評価を提供します。
ヒアデス星の半径周期谷にまたがる 3 つの海王星亜星の共有蒸発履歴
K2-136、ヒアデス散開星団の年齢700MyrのK-dwarfの周りの3つの惑星の蒸発履歴をモデル化します。この星には、地球半径1.0、3.0、1.5の半径を持つ3つのトランジット惑星があり、中央の惑星は半径周期の谷の上にあり、内側と外側の惑星はその下にあります。XMM-Newton観測を使用して惑星のXUV放射環境を測定し、K2-136のX線活動はモデルで予測されたよりも低いが、同様のHyadesメンバーに典型的であることを発見しました。各惑星の内部構造を推定し、さまざまな構造と大気放出の定式化を使用して蒸発履歴をモデル化します。この系の正確なX線照射の歴史は不確かかもしれませんが、3つの惑星が同じ歴史を共有していたに違いないという事実を利用しています。地球サイズのK2-136bは岩石である可能性が最も高く、原始的なガス状のエンベロープは数マイル以内に失われていることがわかりました。サブネプチューン、K2-136cは、その質量の1～1.7%に貢献するエンベロープを持ち、岩石コアの高い質量のおかげで蒸発に対して安定しています。一方、スーパーアース、K2-136dは、そのエンベロープのいずれかを保持するために、許容範囲の上限。私たちの結果は、亜海王星として始まった3つの惑星すべてが大気蒸発によって現在の状態に彫刻され、惑星bからエンベロープを剥ぎ取り、惑星dからほとんどを除去しながら、半径周期の谷の上の惑星cを維持していることと一致しています。
巨人はいじめっ子です：彼らの成長が海王星の内側とスーパーアースのシステムにどのように影響するか
観測は、これまでのシミュレーションでは説明されていない、外側の巨星と内側の亜海王星との間の相関関係を示しています。小石やガスの降着、惑星の移動などのN体シミュレーションを利用して、ガスの降着率が海王星の内側亜星系と外側の巨大ガス惑星のシステムの形成、および外側の巨大惑星の離心率分布にどのように影響するかを調査します。エンベロープ収縮率の効率が低いと、内側のサブネプチューンと外側のジャイアントを持つシステムのより効率的な形成が可能になります。これは、内側の円盤で形成されたコアが小さすぎて大きなエンベロープを降着できず、外側の円盤で成長したコアのみが巨大になることができるという事実によって引き起こされます。その結果、外側の巨大惑星間の不安定性は、巨大惑星がより近くに形成される可能性があるシミュレーションとは異なり、亜海王星の内側のシステムを必ずしも破壊するわけではありません。海王星、観察と一致。私たちのシミュレーションは、巨人の離心率分布とよく一致していることを示していますが、質量と半長軸の分布にはわずかな不一致が見られます。内部システム(r<0.7AU)の合成トランジット観測は、シミュレーションが隣接する惑星ペアの周期比と一致するケプラー観測との優れた一致を明らかにします。このように、スーパーアースとサブネプチューンの形成の連鎖モデルを壊すことは、外側の巨大な惑星が存在する場合でも観測と一致したままです.ただし、外側の巨大惑星を使用したシミュレーションでは、外側の巨大惑星を使用しないシミュレーションとは対照的に、内側の惑星がほとんど1つしかなく、離心率が大きいより多くのシステムが生成されます。したがって、真に単一の近接惑星を持つシステムは、外側のガス巨人をホストする可能性が高いと予測し、その結果、これらのシステムのRVフォローアップ観測を提案して、形成経路を制限します。
温暖巨大太陽系外惑星の特徴付け：現状、課題、展望
巨大な太陽系外惑星の特徴付けは、巨大な惑星の形成と進化の理論を制約し、太陽系の巨大な惑星を視野に入れるために重要です。通常、適度に照射された暖かい木星の質量半径(M-R)測定は、惑星のバルク組成を推定するために使用されます。これは、巨大惑星の形成、進化、および構造モデルを制約するために不可欠な量です。ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の成功した打ち上げと次のARIELミッションは、巨大な系外惑星の組成と内部構造に関する重要な情報を大気測定が提供するため、巨大な系外惑星の特徴付けの新しい時代を開きます。このレビューでは、巨大惑星の進化モデルを使用して惑星全体の組成を推測する方法と、内部と大気の組成の間の関係について説明します。状態方程式、大気モデル、化学組成、内部構造、主要なエネルギー輸送プロセスなど、進化モデルにおける重要な理論的不確実性を特定します。それにもかかわらず、JWSTとARIELによる大気測定とPLATOによる星の年齢の正確な決定により、推定されたバルク組成の縮退を大幅に減らすことができることを示しています。さらに、直接画像化された惑星の特性評価のための進化モデルの重要性について説明します。巨大惑星理論は観測の解釈において重要な役割を果たしていると結論付け、巨大惑星理論を前進させることの重要性を強調します。
人口合成モデルにおける小石と微惑星の降着の相互作用と巨大惑星形成におけるその役割
| Title |
The_interplay_between_pebble_and_planetesimal_accretion_in_population_synthesis_models_and_its_role_in_giant_planet_formation |
| Authors |
Andrin_Kessler_and_Yann_Alibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12788 |
惑星形成のコアの降着シナリオでは、岩石のコアは、ガスを降着するのに十分な大きさになるまで、最初に固体を降着することによって成長します。巨大惑星形成の場合、これは、ガス円盤の存続期間内に巨大なコアが形成されなければならないことを意味します。およそkmサイズの微惑星の降着とmm～cmサイズの小石の降着は、通常、主要な固体降着メカニズムとして別々に議論されます。一般に惑星形成のための小石と微惑星の両方を含むディスクでの2つの降着プロセス間の相互作用、および特に巨大な惑星形成のコンテキストで調査します。目標は、このような小石と微惑星の混成モデルで発生する基本的な相互作用を解きほぐし、理解することです。小石の形成と降着の単純なモデルを、微惑星の降着を考慮した惑星形成の全球モデルと組み合わせます。さまざまな量の小石と600メートルのサイズの微惑星で構成される円盤内に形成された惑星の合成個体群を比較します。システムレベルでは、これらの円盤における巨大惑星の形成経路を研究しています。小石と微惑星の両方を含むハイブリッドディスクでは、巨大惑星の形成が強く抑制されるのに対し、小石のみまたは微惑星のみのシナリオでは、巨大惑星が形成されることがわかります。大質量コアの暴走ガス降着を遅らせるために、小石の降着期間後に最大100kmのサイズの微惑星の降着に関連する加熱を特定します。これらの惑星に作用する強力な内側へのタイプI移行と相まって、これは外側の円盤から発生する氷の亜海王星の近くになります。小石と微惑星のハイブリッドシナリオでは、微惑星の後期降着が巨大惑星形成プロセスの重要な要因であり、小石が支配的な円盤の惑星では内向きの移動がより効率的であると結論付けています。
現在、$z>$6で200以上のクエーサーが発見されており、その中には$z>$7での9つが含まれています。これらは、超大質量の原始星が10$^4$-10$^5$M$_まで崩壊して形成されたと考えられています。{\odot}$ブラックホールが$z\sim$20-25に存在し、強力な降着流によって供給されるまれな大規模なハローの低せん断環境で急速に成長します。次世代超大型アレイ(ngVLA)や平方キロメートルアレイ(SKA)などの感度の高い新しい電波望遠鏡は、現在可能であるよりもはるかに早い段階でこれらの天体の成長を調べることができます。ここでは、$z\sim$6-15で1-10GHzの最初のクエーサーからの電波束を推定します。我々は、2.1$\times$10$^9$M$_{\odot}$ブラックホール$z=$7.1であるULASJ1120+0641の特性と同様の特性を持つクエーサーを最大で検出できることを発見しました。$z\sim$16はSKAで、$z\sim$14はngVLAです。これらの新しい天文台の出現は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)、ユークリッド、ローマ宇宙望遠鏡(RST)と共に、今後10年間で$z\lesssim$15クエーサー天文学の時代を開始するでしょう。
LEGA-Cサーベイによる$z\sim0.7$の大質量銀河の気相質量-金属量関係
| Title |
The_Gas-Phase_Mass--Metallicity_Relation_for_Massive_Galaxies_at_$z\sim0.7$_with_the_LEGA-C_Survey |
| Authors |
Zach_J._Lewis,_Brett_H._Andrews,_Rachel_Bezanson,_Michael_Maseda,_Eric_F._Bell,_Romeel_Dav\'e,_Francesco_D'Eugenio,_Marijn_Franx,_Anna_Gallazzi,_Anna_de_Graaff,_Yasha_Kaushal,_Angelos_Nersesian,_Jeffrey_A._Newman,_Arjen_van_der_Wel,_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12343 |
気相の質量と金属量の関係(MZR)の大部分は、活動銀河核(AGN)フィードバックの敏感なプローブであり、銀河進化モデルの重要な要素ですが、非常に不確実な要素です。この論文では、$z\sim0.7$MZRを$\sim$0.5dexだけlog$(M_\star/\textrm{M}_\odot)\sim11.1$まで拡張します。大規模初期銀河天体物理センサス(LEGA-C)サーベイからの非常に深いVLTVIMOSスペクトルを使用して、145の銀河の金属量を測定します。LEGA-CMZRは、重複する$z\sim0.8$DEEP2MZRの正規化と一致するため、2つを組み合わせて、9.3から11.1に及ぶMZRを作成しますlog$(M_\star/\textrm{M}_\odot)$.$z\sim0.7$でのLEGA-C+DEEP2MZRは、$z\sim0$MZRよりわずかに低い金属量(0.05-0.13dex)にオフセットされていますが、その他の点では、低い/中間の星で確立されたべき法則の上昇を反映しています。高質量での質量と漸近的な平坦化。LEGA-C+DEEP2MZRを2つの宇宙論的シミュレーション(IllustrisTNGおよびSIMBA)からのMZRと比較し、大質量銀河の質的に異なる金属量の傾向を予測します。この比較は、拡張されたMZRが、AGNフィードバックの実装に関する選択にMZRが非常に敏感な質量領域における銀河進化モデルに重要な観測上の制約を提供することを強調しています。
超大質量ブラック ホールの航跡か、バルジレス エッジ オン ギャラクシーか?
| Title |
Super-massive_black_hole_wake_or_bulgeless_edge-on_galaxy? |
| Authors |
Jorge_Sanchez_Almeida_(1_and_2),_Mireia_Montes_(1_and_2),_Ignacio_Trujillo_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_and_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12344 |
ヴァン・ドックムら。(2023)は、銀河の中心から追い出された暴走した超大質量ブラックホール(SMBH)によって残された星形成領域の軌跡として解釈される、細い線状の物体の偶然の発見を報告しました。アイデアへの否定できない関心にもかかわらず、実際の物理的解釈には困難がないわけではありません。SMBHの後流は、外部媒質にわずかな摂動しか生じません。これは、重力で崩壊し、わずか39Myrで長い(40kpc)大質量(3e9Msun)の恒星痕跡を形成するには、例外的な物理的条件でなければなりません。ここでは、より一般的な説明を提供します。恒星の軌跡は、バルジのない銀河を真横から見たものです。この解釈は、その位置-速度曲線が回転曲線に似ているという事実によって裏付けられており、その星の質量とともに、円盤銀河に特徴的なタリー・フィッシャー関係の上に天体を配置します。さらに、回転曲線(Vmaxsim110km/s)、恒星の質量、広がり、幅(z0sim1.2kpc)、および天体の表面の明るさのプロファイルは、よく知られている局所的なバルジレスエッジであるIC5249のものと非常によく似ています。銀河で。これらの観測事実は、SMBHウェイクシナリオ内で解釈するのは困難です。2つのオプションの長所と短所について詳しく説明します。
JWST によって発見された 2 つの大規模でコンパクトな塵に覆われた候補 $z\sim 8$ 銀河
| Title |
Two_massive,_compact,_and_dust-obscured_candidate_$z\sim_8$_galaxies_discovered_by_JWST |
| Authors |
Hollis_B._Akins,_Caitlin_M._Casey,_Natalie_Allen,_Micaela_B._Bagley,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Maximilien_Franco,_Santosh_Harish,_Pablo_Arrabal_Haro,_Olivier_Ilbert,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Daizhong_Liu,_Arianna_S._Long,_Henry_Joy_McCracken,_Louise_Paquereau,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Jason_Rhodes,_Brant_E._Robertson,_Marko_Shuntov,_Sune_Toft,_Guang_Yang,_Guillermo_Barro,_Laura_Bisigello,_V\'eronique_Buat,_Jaclyn_B._Champagne,_Olivia_Cooper,_Luca_Costantin,_Alexander_de_la_Vega,_Nicole_E._Drakos,_Andreas_Faisst,_Adriano_Fontana,_Seiji_Fujimoto,_Steven_Gillman,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Ghassem_Gozaliasl,_Nimish_P._Hathi,_Christopher_C._Hayward,_Michaela_Hirschmann,_Benne_W._Holwerda,_Shuowen_Jin,_Dale_D._Kocevski,_Vasily_Kokorev,_Erini_Lambrides,_Ray_A._Lucas,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12347 |
COSMOSから公開されているサイクル1データの最初の20arcmin$^2$にわたる$\textit{JWST}$/NIRCam+MIRIイメージングを使用して、極度に赤色で塵に覆われた$z>7$銀河の検索を提示します。-Web、CEERS、およびPRIMER調査。F277W$-$F444W($\sim2.5$mag)の赤色とMIRI/F770W($\sim25$mag)の検出に基づいて、2つの銀河を識別します$\unicode{x2014}$COS-z8M1とCEERS-z7M1$\unicode{x2014}$は、それぞれ$z=8.5^{+0.3}_{-0.4}$と$z=7.6^{+0.1}_{-0.1}$の最適な測光赤方偏移を持ちます.さまざまなコード(BAGPIPES、PROSPECTOR、BEAGLE、およびCIGALEを含む)でSEDフィッティングを実行し、これらが実際に$z>7$にある$>95\%$確率を見つけます。どちらのソースもコンパクト($R_{\rmeff}\lesssim200$pc)で、非常に隠されています($A_V\sim1.5$$\unicode{x2013}$$2.5$)。[OIII]+H$\beta$放射が強く、$4.4\,\mu$mの測光に貢献しています。両方のソースについて、星の質量を$\sim10^{10}~M_\odot$と見積もっています。MIRIで$7.7\,\mu$mで検出されたおかげで、これらの測定値は、たとえばAGNからの明るい輝線を含めてもロバストです。COS-z8M1の$0.5インチ$以内の2mmで限界(2.9$\sigma$)のアルマ望遠鏡の検出を特定します。これは、もし本当なら、$\sim10^{12}L_\odot$の非常に高いIR光度を示唆します。.これらの2つの銀河は、$z\sim8$で確認された場合、恒星と塵の質量が極端に大きく、宇宙の夜明けに中程度の塵で覆われた銀河のかなりの数を代表している可能性があります。
ファラデー回転空を解く
| Title |
Disentangling_the_Faraday_rotation_sky |
| Authors |
Sebastian_Hutschenreuter,_Marijke_Haverkorn,_Philipp_Frank,_Nergis_C._Raycheva,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12350 |
磁場は、天の川銀河の拡散星間物質(ISM)に浸透しており、銀河の力学進化と現在の形状を説明するのに不可欠です。磁場は、周囲の物質への影響によって明らかになるため、他のトレーサーとは独立して測定することは非常に困難です。この作業では、銀河の熱電子密度のいくつかのトレーサーを利用して、ファラデー効果から銀河磁場の視線平行成分の全天マップを解きほぐそうと試みます。さらに、銀河の電子分散測定マップを作成し、天の川のイオン化媒体の構造のいくつかのトレーサーを定量化することを目指しています。天の川のイオン化媒体を追跡するために、銀河系外ファラデー回転測定と銀河パルサー分散測定の編集されたカタログ、制動放射と水素$\alpha$スペクトル線のデータに依存しています。視線平均銀河磁場の最初の全天地図を提示します。このマップ内で、最大4$\mu$GのLoS平行磁場強度とLoS平均磁場強度が見つかり、全空の二乗平均平方根は1.1$\mu$Gであり、これは以前のローカル測定値と一致しています。およびグローバルな磁場モデル。さらに、詳細な電子分散測定マップを作成します。これは、高緯度での既存のパラメトリックモデルと一致しますが、ディスク内の体系的な影響を受けます。$n_{th}$の3D構造に関する結果をさらに分析すると、空の大部分でコルモゴロフ型の乱気流に従っていることがわかります。再構築された分散測定と放出測定マップから、LoSに沿って$n_{th}$の変動性のいくつかのトレーサーを構築します。
分子雲中のフィラメントからの線放射
フィラメント構造は、分子雲の柱密度マップでしばしば特定され、低質量星形成と高質量星形成の両方に重要であるように思われます。理論的には、これらの構造は、超音速の雲規模の乱流速度場が収束する領域で形成されると予想されます。このフィラメント形成モデルは、カラム密度に由来するいくつかの特性をうまく再現していますが、運動学的特徴も再現できるかどうかは不明です。$^{13}$CO、HCN、およびN$_2$H$^+$$J=1-0におけるこれらの動的形成フィラメントの放出特性を予測するために、流体力学的、化学的、および放射伝達モデリングの組み合わせを使用します。$回転線。結果は観察結果とほぼ一致しています。特に、高度に超音速の流入から形成されたフィラメントの場合でも、線幅は一般的に亜音速から遷音速です。私たちの結果が示唆するように、観察されたフィラメントが動的に形成される場合、平衡解析は不可能であり、フィラメントの存在を前提とするシミュレーションは非現実的な結果を生み出す可能性があります。
若いが衰えつつある電波源: コンパクトな急峻なスペクトルの電波源の中から残骸を探す
| Title |
Young_but_fading_radio_sources:_searching_for_remnants_among_compact_steep-spectrum_radio_sources |
| Authors |
M._Orienti,_M._Murgia,_D._Dallacasa,_G._Migliori,_F._D'Ammando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12394 |
若いが衰えつつある電波源の発生は、電波の大きな活動銀河核における電波放射のライフサイクルに関する重要な情報を提供します。電波源の進化のモデルを制約する重要性にもかかわらず、若い電波源の完全なサンプルの残骸に関する体系的な研究はありません。統計的に完全なB3-VLACSSサンプルから選択された18のコンパクトな急勾配スペクトル(CSS)無線ソースの研究結果を報告します。これは、光学的に急峻なスペクトル(アルファ>1.0)を特徴とし、以前の研究ではコアが検出されませんでした。私たちの深いマルチ周波数の超大型アレイ(VLA)、PCスケールの超ロングベースラインアレイ(VLBA)、およびeMERLIN観測により、10個のオブジェクトのコアコンポーネントを見つけることができました。3つのCSSソースでは、現時点でアクティブな領域の明確な証拠はなく、残存段階にある可能性が高いことを示唆しています。コアが検出されたソースの中で、電波構造の端に明確なアクティブ領域(ホットスポット)がない3つのオブジェクトが見つかりました。これは、電波放射が再開された可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、ソースの年齢のべき法則分布をサポートしていますが、統計が貧弱であるため、ラジオソースのサブポピュレーションにおける残りのソースと再起動されたソースの割合に明確な制約を設定することはできません。
ALMACAL X: 低赤方偏移の銀河周縁媒質における分子ガスの制約
| Title |
ALMACAL_X:_Constraints_on_molecular_gas_in_the_low-redshift_circumgalactic_medium |
| Authors |
Anne_Klitsch,_Timothy_A._Davis,_Aleksandra_Hamanowicz,_Freeke_van_de_Voort,_C\'eline_P\'eroux_and_Martin_A._Zwaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12421 |
銀河の進化における重要な役割にもかかわらず、複雑な銀河周媒質(CGM)は未開拓のままです。多相であることが知られていますが、総CGM質量収支に対する分子ガス相の重要性は、今日まで、制約されていません。低赤方偏移銀河のCGMにおける分子ガス被覆部分に対する最初の制約を提示し、銀河が介在するmm明るいバックグラウンドクエーサーへの視線に沿ったCOカラム密度の測定を使用します。バックグラウンドのクエーサーに対する分子吸収は検出されません。したがって、ここで調査された個々の低赤方偏移の「通常の」銀河ハローについては、高赤方偏移の原始銀河団や明るい活動銀河核周辺で最近報告されたように、非常に分子量の多いガスに富むCGMの存在を除外することができます。また、CGM全体として、および半径の関数として、分子材料の体積充填率に統計的限界を設定しました。N(CO)>~10^16cm^-2のカラム密度を持つ半径が~30pcのISMのような分子雲は、0.2%未満の体積充填率を持っています。大規模な平滑ガス貯留層は、はるかに厳密に除外されます。将来のこの技術の開発により、CGM内の分子ガスの重要性(または重要性なし)に、より深い制約制限を設定できるようになります。
258個の局所体積銀河のスペクトルエネルギー分布
| Title |
Spectral_Energy_Distributions_for_258_Local_Volume_Galaxies |
| Authors |
Daniel_A._Dale,_Mederic_Boquien,_Jordan_A._Turner,_Daniela_Calzetti,_Robert_C._Kennicutt_Jr.,_Janice_C._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12491 |
LocalVolumeLegacyサーベイの258個の近くの銀河の紫外/光学/赤外観測に適合するモデルスペクトルエネルギー分布(SED)を提示します。各銀河のデータには、GalaxyEvolutionExplorer、SpitzerSpaceTelescope、および赤外線天文衛星の宇宙ベースのプラットフォーム、およびSloanDigitalSkySurvey、TwoMicronAllSkySurveyなどからの最大26の空間的に統合されたブロードバンドおよびナローバンドフラックスが含まれます。地上の取り組み。CIGALESEDフィッティングパッケージは、オプションのレイトバーストまたはクエンチングエピソードを伴う遅延星形成履歴を使用して採用され、各銀河の恒星およびダスト放出の特性を特徴付ける11の異なる自由パラメーターを制約します。星間ダスト粒子によって、赤外線波長で等しいエネルギー部分が放出されます。主な結果は次のとおりです。i)SED適合の94%でchi^2値が3未満になりました。ii)モデル化された星の質量は、0.07dexの分散で3.6umベースの測定値から得られたものと一致します。iii)サンプル内の典型的な銀河の場合、過去1億年間に平均化されたSED由来の星形成率は、同様のタイムスケールで標準的な混成指標から導出された値の約88%です。iv)バースト後期に現れる星の質量分率と星の総質量の間に統計的に有意な反比例の関係がある。これらの結果は、ローカルボリュームでの以前のSEDモデリングの取り組みに基づいており、JWSTを使用したより遠くの低金属銀河の将来の研究の基礎を築きます。
星団での遭遇率について
星形成領域の星間の密接な出会いは、プロトプラネタリーディスク、若い惑星システム、および恒星の複数システムを摂動または破壊することができるため、重要です。シンプルでバイラル化された、等量の$n$n$bodyスタークラスターをシミュレートし、星間の遭遇の速度と総数は、軌道と恒星のダイナミクスの確率/カオスの詳細により、統計的に同一のクラスターのいくつかの要因によって異なることがわかります。.出会いはクラスターの中核で急速に「飽和」する傾向があり、そこにはそれぞれ多くの出会いがありますが、遠い星には何もありません。ただし、特定の距離内で少なくとも1つの出会いがある星の割合は、すべてのクラスターで同じように（交差時間と半径半径でスケーリング）増加することがわかり、新しい（経験的な）新しい方法を提示します。特定の距離で少なくとも1回遭遇した星の割合を推定します。
レンズマメの分割: $M_{\rm bh}$-$M_{\rm *, spheroid}$ ダイアグラム
| Title |
Splitting_the_lentils:_Clues_to_galaxy/black_hole_coevolution_from_the_discovery_of_offset_relations_for_non-dusty_versus_dusty_(wet-merger-built)_lenticular_galaxies_in_the_$M_{\rm_bh}$-$M_{\rm_*,spheroid}$_diagram |
| Authors |
Alister_W._Graham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12524 |
この研究では、レンチキュラー(S0)に「ダストビン」を導入することにより、(銀河の形態)依存の(ブラックホールの質量、$M_{\rmbh}$)-(回転楕円体/銀河の星の質量、$M_*$)スケーリング関係が進歩します。銀河。そうすることで、ダスティの$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$と$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,gal}$の関係が発見されました。S0銀河-大規模な湿式合体によって形成され、S0サンプルの半分を構成する-は、ダストの少ないS0銀河の分布からオフセットされています。この状況は、大規模なS0銀河の大規模な乾式合体によって、楕円銀河と楕円銀河のオフセット集団がどのように作成されたかを連想させます。与えられた$M_{\rmbh}$に対して、ダストの多いS0銀河は、ダストの少ないS0銀河よりも$M_{\rm*,sph}$が3倍から4倍大きく、両方の集団の分布が急峻です。$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$図の括弧$M_{\rmbh}\proptoM_{\rm*,sph}^{2.27+/-0.48}$関係渦巻銀河によって定義され、それ自体が小規模な合併によって更新されました。新しい関係式は、他の銀河の$M_{\rmbh}$を推定する洗練された手段を提供し、次のことを支援する必要があります。(ii)潮汐破壊イベントに関連するブラックホールの質量を推定する。(iii)リンゴとオレンジのピクルスを軽減することにより、高$z$データとの比較を改善することにより、スケーリング関係の進化をより定量化します。(iv)合併と長波長重力波科学。(v)銀河とブラックホールの共進化のシミュレーションと、銀河の種分化に関する半解析的研究。プラス(vi)中間質量ブラックホールランドスケープへの改善された外挿を促進します。銀河の環境の役割についても議論されており、形態学的区分をさらに調査できる多くの潜在的なプロジェクトが言及されています。
マイクロスケールの円盤風系における動的複雑性
| Title |
Dynamical_complexity_in_micro-scale_disk-wind_systems |
| Authors |
Fabrizio_Fiore,_Massimo_Gaspari,_Alfredo_Luminari,_Paolo_Tozzi,_Lucilla_De_Arcangelis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12696 |
降着円盤スケールでの強力な風は、過去20年間に多くのAGNで観測されており、いわゆる超高速アウトフロー(UFO)です。アウトフローは、角運動量の保存により質量降着と密接に関連しているため、BH周辺のほとんどの降着円盤モデルの重要な要素です。同時に、核風と流出は、BHと銀河の共同成長を調節するフィードバックを提供することができます。磁気流体力学的円盤風(MHDW)シナリオの枠組みでUFO観測を再考し、それらの統計的特性を研究します。人口関数によって統計的に説明できると仮定することで、情報源の典型的な風活動履歴を導き出します。文献からUFOの統計的性質を研究し、質量流出率と流入率の間の比率$\bar\omega$および質量流出率とエディントン降着率の間の比率$\lambda_w$の分布関数を導出します。$\bar\omega$と$\lambda_w$の間のリンクとエディントン比$\lambda={L_{bol}}/{L_{Edd}}$を調べます。$\bar\omega$と$\lambda_w$の分布関数は、あるしきい値を超えるべき乗則として記述できることがわかります。これは、各AGN活動サイクルの主要な風イベントごとに多くの風サブイベントが存在する可能性があることを示唆しています。は、現在のMHDWおよびカオス寒冷降着理論と一致するフラクタルな挙動です。次に、単純なセルオートマトンを導入して、理想化された円盤風システムの動的特性が単純なフィードバック規則の導入に続いてどのように変化するかを調査します。フィードバックがなければ、システムは過度に重要であることがわかります。逆に、フィードバックが存在する場合、システムは自己組織化された臨界に向かって駆動される可能性があります。私たちの結果は、AGNフィードバックが円盤風システムで必要な重要な要素であり、したがって銀河と超大質量BHの共進化を形作るという仮説を裏付けています。
2 つの最初の静水圧コア候補のモデル化 Barnard 1b-N および 1b-S
最初の静水圧コア(FHC)は、クラス0原始星の種として、プレステラーコアの最初の崩壊後に形成されることが提案されています。FHCは小さく、コンパクトで、埋め込まれており、寿命が短いため、観察が困難です。この作業では、サブミリ波配列(SMA)1.1および1.3mmとAtacama大型ミリ波/サブミリ波配列(ALMA)870からの干渉データを比較することにより、2つのよく知られたFHC候補、B1-bNおよびB1-bSの物理的特性を調査しました。2つのソースのシミュレートされた合成画像による$\mu$m観測。シミュレートされた画像は、指数$\アルファ$。私たちの結果は、B1-bNとB1-bSのホットコンパクトコンポーネントが\sim500Kの温度で\sim4auのサイズで記述できることを示しており、これはFHCの理論的予測と一致しています。壊れた半径の内側の$\alpha$が-1.5に固定されている場合、B1-bNとB1-bSの壊れた半径の外側にそれぞれ$\alpha$\sim-2.9と\sim-3.3が見つかり、理論計算と一致しています。崩壊し、境界のあるエンベロープと以前の観察の。2つのソースの密度と温度のプロファイルをFHCの放射流体力学シミュレーションと比較すると、両方のソースが2番目の崩壊段階に近いが、その前にあることがわかります。B1-bSは、B1-bNと比較して崩壊プロセスを早く開始した可能性があることを示唆しています。これは、その密度プロファイルに大きな不連続点が見られるためです。
| Title |
Integral_Field_Spectroscopy_of_the_Cometary_Starburst_Galaxy_NGC_4861 |
| Authors |
Nathan_Roche,_Jos\'e_M._V\'ilchez,_Jorge_Iglesias-P\'aramo,_Polychronis_Papaderos,_Sebastian_F._S\'anchez,_Carolina_Kehrig,_Salvador_Duarte_Puertas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12800 |
CalarAlto3.5m望遠鏡のPMASIntegralFieldUnitを使用して、「彗星」スターバースト銀河NGC4861の南側成分(Markarian59)を観測しました。Mrk59は、巨大な星雲の中心にあり、直径1kpcの星が集中しています。強い$\rmH\alpha$放出は、星形成率(SFR)が少なくとも0.47$\rmM_{\odot}yr^{-1}$であることを示しています。Mrk59は非常に高い[OIII]$\rm\lambda5007/H\beta$比を持ち、中心星雲で7.35に達し、さらに北にある星形成ホットスポットに2番目のピークがあります。高速のアウトフローは検出されませんが、星雲の運動と銀河の回転により、最大40km$\rms^{-1}$の相対速度が生成されます。「差分進化最適化を使用したフィッティング分析」(FADO)を使用したさまざまな領域のスペクトル分析により、中央の星雲と「拍車」星雲の星が非常に若いことがわかりました。Myr$の貢献。古い星($\rm\sim1~Gyr$)は北側の円盤成分を構成し、他の領域は非常に若い星と1Gyrの年齢の混合物を示しています。これと高い特定のSFR$\rm\sim3.5~Gyr^{-1}$は、二峰性星形成の歴史を暗示しており、Mrk59は、巨大なガスの流入によって燃料を供給された進行中のスターバーストで形成され、銀河を非対称の「グリーンピース」に変えています。'または青色コンパクト矮星。我々はHeII$\lambda4686$放射をマッピングし、$\sim300$Wolf-Rayet星の放射と一致する中心星雲からの広い成分を同定した。HeII$\lambda$4686フラックスの約3分の1は、中心星雲と支星雲をカバーするより拡張された領域から放出された細い線であり、別の起源を持つ可能性があります。
ユウロピウム濃縮と銀河ハローの階層形成
コンテクスト。銀河ハローの極度に金属の少ない([Fe/H]$\leq-3$の)星で観測される[Eu/Fe]比の星ごとの大きな変動の起源は、依然として問題である。議論。
天の川の厚い円盤の角運動量変化: 化学組成の依存性とインサイドアウト形成シナリオの証拠
| Title |
Angular_momentum_variation_of_the_Milky_Way_thick_disk:_The_dependence_of_chemical_abundance_and_the_evidence_on_inside-out_formation_scenario |
| Authors |
Guozhen_Hu,_Zhengyi_Shao,_Lu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12929 |
APOGEEDR17とGaiaEDR3から取得した26,076個の巨星のサンプルを使用して、天の川の厚い円盤のモノアバンダンス集団(MAP)の角運動量を調べます。狭いビン内のMAPの垂直および垂直角運動量成分$L_Z$および$L_P$は、[$\alpha$/M]-[M/H]平面全体で大きな変動があります。$L_Z$と$L_P$は[M/H]と[$\alpha$/M]で体系的に変化し、代わりに化学勾配によって定量化できます:$d[{\rmM/H}]/dL_Z=1.2\回10^{-3}$\,dex\,kpc$^{-1}$\,km$^{-1}$\,s,$d{\rm[M/H]}/dL_P=-5.0\times10^{-3}$\,dec\,kpc$^{-1}$\,km$^{-1}$\,s,$d[\alpha/{\rmM}]/dL_Z=-3.0\times10^{-4}$\,dex\,kpc$^{-1}$\,km$^{-1}$\,s,$d[\alpha/{\rmM}]/dL_P=1.2\times10^{-3}$\,dec\,kpc$^{-1}$\,km$^{-1}$\,s.これらの相関関係は、MAPの空間分布形状の化学的依存性として説明することもできます。また、角運動量成分の対応する年齢依存性も示します。ガイド半径($R_g$)が$L_Z$に比例するという仮定の下で、$dR_g/dAge=-1.9$\,kpc\で、厚い円盤の裏返しの構造形成シナリオの直接的な観察証拠を提供します。,Gyr$^{-1}$.ディスクの厚さの漸進的な変化は、逆さまの形成または/および結果として生じる運動学的加熱によって説明できます。
Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey: 拡張およびリマスターされたデータのリリース
| Title |
The_Calar_Alto_Legacy_Integral_Field_Area_Survey:_extended_and_remastered_data_release |
| Authors |
S.F._Sanchez,_L._Galbany,_C.J.Walcher,_R.Garcia-Benito,_J.K._Barrera-Ballesteros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13022 |
このペーパーでは、CalarAltoLegacyIntegralFieldArea(CALIFA)測量(eDR)の拡張データリリースについて説明します。V500セットアップ(3700-7500{\AA}、6{\AA}/FWHM)とCALIFA観測戦略。これには、あらゆる形態の銀河、星形成段階、広範囲の恒星質量($\sim$10$^7$10$^{12}$Msun)、平均赤方偏移$\sim$0.015(90\%0.005$<$z$<$0.05以内)。主に予測されたサイズと見かけの等級に基づいて選択され、体積補正が可能であることを実証し、その結果、近くの宇宙の銀河の人口の統計的に限定された代表的なサンプルが得られます。すべてのデータは均一に再縮小され、以前の縮小に一連の変更が導入されました。最も関連性の高いのは、(ほぼ)シーイングが制限された空間解像度(FWHMPSF$\sim$1.0")を提供する新しいキューブ再構成アルゴリズムの開発と実装です。データの使いやすさと品質を説明するために、2つのデータを抽出しました。各銀河(中央1.5インチおよび完全に統合された)の開口スペクトルを取得し、pyFIT3Dを使用してそれらを分析します。星の集団と電離ガスの両方の観測的および物理的特性のセットを取得し、2つの開口部で比較して、星の質量と銀河の形態の関数としてそれらの分布を調べ、最近の結果と比較します。文学。データリリース:http://ifs.astroscu.unam.mx/CALIFA_WEB/public_html/
小規模な磁場反転を伴う大振幅乱流における宇宙線輸送
| Title |
Cosmic_ray_transport_in_large-amplitude_turbulence_with_small-scale_field_reversals |
| Authors |
Philipp_Kempski,_Drummond_B._Fielding,_Eliot_Quataert,_Alisa_K._Galishnikova,_Matthew_W._Kunz,_Alexander_A._Philippov,_Bart_Ripperda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12335 |
天の川銀河における宇宙線(CR)輸送の性質は、とらえどころのないままです。磁気流体力学(MHD)乱流におけるCR輸送の現在のミクロ物理モデルの予測は、観測されたものとは大きく異なります。これらの輸送モデルは、通常、強力なガイドフィールドの存在下でのMHD乱流に焦点を当てており、乱流の間欠性が粒子の伝播に及ぼす影響を無視しています。これは、$\deltaB/B_0\gg1$を使用した大振幅乱流の代替領域を研究する動機となり、断続的な小規模な磁場反転が遍在しています。静止スナップショットの軌跡を統合することにより、このような乱流における粒子輸送を研究します。空間拡散を定量化するために、連続的な粒子の注入と脱出を伴うセットアップを使用します。これを乱流漏れボックスと呼びます。粒子輸送は、強いガイドフィールドの場合とは大きく異なることがわかります。低エネルギー粒子は、高エネルギー粒子よりもうまく閉じ込められますが、エネルギーが小さいとピッチ角拡散の効率が低下します。弱いガイド磁場の限界では、エネルギー依存の閉じ込めは、反転磁力線を正確に追跡するエネルギー依存の(非)能力と、磁力線が曲がる「共鳴曲率」の領域での散乱によって駆動されます。ローカル粒子ジャイロ半径のオーダーであるスケール.我々は、リーキーボックス実験で発見された輸送のエネルギー依存性をほぼ再現する、磁気折り畳みにおける粒子輸送のヒューリスティックモデルを導出する.銀河内のCR伝搬はによって規制されていると推測するここで強調されている断続的な磁場反転は、天の川でのCRの輸送に対する我々の発見の意味を議論しています。
キロノバに関連するガンマ線バーストの 2 つの異なる集団の証拠
即時放出($T_{90}$)の持続時間に基づくガンマ線バースト(GRB)前駆体の識別は、最近いくつかの障害に直面しています。長時間のGRB($T_{90}>2s$)は大質量星の崩壊に由来し、短期間のGRB($T_{90}<2s$)はコンパクトな連星合体に由来すると従来考えられてきました。.ただし、キロノバ(KN)に関連付けられた長いGRBと超新星(SN)関連付けられた短いGRBの最近の観測では、GRB集団のより詳細な分類が求められています。この{\itLetter}では、中性子星(NS)を含む連星の合体に由来すると考えられているKNeに関連するGRBに焦点を当てています。{\itSwift}-BAT2022GRBカタログのGRB即時放出光曲線を利用し、機械学習アルゴリズムを使用してGRB前駆細胞の分類を研究します。私たちの分析により、GRBには5つの異なるクラスターがあり、そのうちKN関連GRBは2つの別個のクラスターにあり、異なる前駆細胞によって生成された可能性があることを示しています。これらのクラスターは連星中性子星(BNS)および/または中性子星とブラックホール(NS-BH)の合体のサブクラスによる可能性があると主張します。また、将来の重力波（GW）観測に対するこれらの発見の意味と、これらの観測がこれらのクラスターをよりよく理解するのにどのように役立つかについても説明します。
SN 2020udy: ヘリウム星コンパニオンと一致する相互作用の厳密な制限を持つ SN Iax
| Title |
SN_2020udy:_a_SN_Iax_with_strict_limits_on_interaction_consistent_with_a_helium-star_companion |
| Authors |
Kate_Maguire,_Mark_R._Magee,_Giorgos_Leloudas,_Adam_A._Miller,_Georgios_Dimitriadis,_Miika_Pursiainen,_Mattia_Bulla,_Kishalay_De,_Avishay_Gal-Yam,_Daniel_A._Perley,_Christoffer_Fremling,_Viraj_R._Karambelkar,_Jakob_Nordin,_Simeon_Reusch,_Steve_Schulze,_Jesper_Sollerman,_Giacomo_Terreran,_Yi_Yang,_Eric_C._Bellm,_Steven_L._Groom,_Mansi_M._Kasliwal,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Leander_Lacroix,_Frank_J._Masci,_Josiah_N._Purdum,_Yashvi_Sharma,_Roger_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12361 |
一時的な爆発の初期の観察は、それらの祖先の起源への重要な手がかりを提供できます。この論文では、推定最初の光の数時間($\sim$7時間)以内に発見された近くのタイプIax(02cxのような)超新星(SN)、SN2020udyを提示します。紫外、光学、近赤外観測の広範なデータセットが得られ、爆発後$\sim$150dに及んだ。SN2020udyは、rバンドで-17.86$\pm$0.43magでピークに達し、SNe2005hkや2012Zなどの他の「明るい」SNeIaxと同様に進化しました。十分にサンプリングされた初期の光度曲線により、コンパニオンの相互作用に厳しい制限を設けることができます。質量が2および6M$_\odot$の主系列伴星は、すべての視野角で除外されます。仲間）。SN2020udyのスペクトルと光度曲線は、Chandrasekhar質量に近い炭素-酸素白色矮星の'N5def'爆燃モデルのものとよく一致しています。ただし、同様の光度イベントの以前の研究で見られたように、SN2020udyはモデルよりもゆっくりと進化します。ピーク時およびピーク後に得られた広帯域直線偏光測定は、初期の光度曲線測定からの伴星構成の予測と一致して、偏光なしと一致しています。ホスト銀河の環境は金属量が低く、若い星の集団と一致しています。全体として、最も妥当な爆発のシナリオは、チャンドラセカール質量限界近くのCO白色矮星の不完全な分裂であり、ヘリウム星の伴星があることがわかります。
星間炭素の X 線分光法: 1ES 1553+113 のスペクトルにおける炭素含有物質による散乱の証拠
| Title |
X-ray_Spectroscopy_of_Interstellar_Carbon:_Evidence_for_Scattering_by_Carbon-Bearing_Material_in_the_Spectrum_of_1ES_1553+113 |
| Authors |
John_Staunton_and_Frits_Paerels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12383 |
分子と粒子は、星間物質中の$\sim40-70\%$の炭素を構成していますが、これらの構成要素の正確な化学構造は不明のままです。{\itチャンドラ}天文台の低エネルギー透過回折格子分光計で得られた銀河系星間物質の炭素K殻吸収分光法を提示し、この問題に直接対処します。明るいAGNをバックライトとして使用して、いくつかの視線を調べます。装置内の顕著な炭素K吸収を考慮に入れるために、明るい光源Mrk421に関して差をつけて測定を行います。ブレーザー1ES1553+113のスペクトルでは、新しい特徴の証拠が見つかりました:グラファイト粒子による散乱を示す中性C$1s-2p$共鳴の低エネルギー側での強い消光です。$0.1-0.15$$\mu$mオーダーの特徴的な粒子半径の証拠を見つけました。この機能の説明が正しい場合、視線に沿って利用可能な炭素の質量の制限は、粒子が部分的に整列していることを意味する可能性があり、ソースからのX線は固有の偏光を持っている可能性があります.
パルサー ハローの $e^{\pm }$ ペア注入に対する制約: 銀河拡散マルチ TeV ガンマ線放出からの示唆
| Title |
Constraints_on_the_$e^{\pm_}$_Pair_Injection_of_Pulsar_Halos:_Implications_from_the_Galactic_Diffuse_Multi-TeV_Gamma-ray_Emission |
| Authors |
Kai_Yan,_Ruo-Yu_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12574 |
サブGeVからサブPeVのエネルギー範囲で、銀河円盤上で拡散ガンマ線放出(DGE)が発見されました。星間物質との相互作用を介した宇宙線(CR)ハドロンのパイオニア放出によって支配されていると考えられていますが、未解決のガンマ線源も潜在的な寄与者である可能性があります。中年期のパルサー周辺のTeVガンマ線ハローがそのような発生源として提案されている。ただし、DGEへの寄与は、電子の注入率と注入スペクトル形状に大きく依存しますが、これらは現在の観測に基づいて十分に決定されていません。したがって、測定されたDGEフラックスは、パルサーハロー集団の$e^\pm$注入に制約を与えることができます。この論文では、オフビームパルサーを考慮して、ATNFパルサーサンプルに基づいて、パルサーハローのDGEへの寄与を推定します。TibetAS$\gamma$によるDGEの最近の測定値とMILAGROによる初期の測定値は、パルサーハローポピュレーションのペア注入パラメーターを制約するために使用されます。私たちの結果は、パルサーハローのさまざまなモデルを区別するために使用される可能性があります。
潮汐破壊イベント AT2020vwl によって生成された電波放射の流出
| Title |
A_radio-emitting_outflow_produced_by_the_tidal_disruption_event_AT2020vwl |
| Authors |
A._J._Goodwin,_K.D._Alexander,_J._C.A._Miller-Jones,_M._F._Bietenholz,_S._van_Velzen,_G._E._Anderson,_E._Berger,_Y._Cendes,_R._Chornock,_D._L._Coppejans,_T._Eftekhari,_S._Gezari,_T._Laskar,_E._Ramirez-Ruiz,_and_R._Saxton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12661 |
超大質量ブラックホールによって星が破壊されると、潮汐破壊イベント(TDE)が発生します。TDEのブロードバンド電波スペクトル観測は、超大質量ブラックホールの近くから放出される流出またはジェットからの放出を追跡します。ただし、TDEの無線検出はまれであり、これまでに公開されたのは20件未満であり、マルチエポックのブロードバンドカバレッジは11件のみです。ここでは、TDEAT2020vwlの無線検出と、光フレア後1.5年にわたる、生成された流出のその後の無線監視キャンペーンを紹介します。超大質量ブラックホールからの流出が$10^{16}$cmから$10^{17}$cmの間で拡大するにつれて、流出の進化を追跡しました。イベントのシンクロトロンスペクトル。流出は、ストリームとストリームの衝突から放出された物質(より可能性が高い)、束縛されていないデブリの流れ、または超大質量ブラックホールからの降着によって引き起こされた風またはジェット(可能性は低い)によって開始された可能性が高いと推測されます。AT2020vwlは、TDEでこのタイプの電波放射を生成するメカニズムを完全に理解するために、TDEの将来のタイムリーな電波観測が必要な、十分に特徴付けられた迅速な電波放射を伴うますます多くのTDEに加わります。
IceCube で検出された高エネルギー ニュートリノと、高輝度 AGN およびブレーザーからのガンマ線放射との相関関係の探索
| Title |
Search_for_correlations_of_high-energy_neutrinos_detected_in_IceCube_with_radio-bright_AGN_and_gamma-ray_emission_from_blazars |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(342_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12675 |
IceCubeニュートリノ天文台は、天体物理学に由来する可能性が高いニュートリノアラートをリアルタイムで送信します。Fermi-LAT4LAC-DR2カタログの2,089ドルのブレーザーと、RadioFundamentalカタログの3,413ドルのAGNを使用して、これらのイベントと可能な候補ソースを関連付ける新しい方法を提示します。どのカタログ検索でも、統計的に有意なニュートリノ放出は見つかりませんでした。この結果は、ニュートリノ放出体であるAGNのわずかな割合($<1$%)と、IceCubeおよびTXS0506+056やPKS1502+06などのソースからの他の著者によって提示されたニュートリノ放出の以前の証拠と互換性があります。同様のデータサンプルを使用して、有意な相関を主張する他の分析とのクロスチェックも提示し、ニュートリノイベントに関するより多くの情報とより多くのデータを追加すると、結果がバックグラウンドと互換性を持つことがわかりました.
JeTCAF を使用した ULX NGC 1313\,X-1 のブロードバンド X 線スペクトル解析: ULX バブルの起源
NGC1313\,X-1は神秘的な超高輝度X線(ULX)源であり、そのX線動力機構と源を取り囲む泡のような構造は、集中的な研究のトピックです。ここでは、{\itXMM-Newton}と{\itNuSTAR}で2012$-$2017の間に取得された共同観測を使用して、ソースのX線分光研究を実行します。結合されたスペクトルは、エネルギーバンド0.3$-$20をカバーします。keV。スペクトル解析には、降着放出ベースのJeTCAFモデルを使用します。モデル適合円盤質量降着率は4.6から9.6$\dotM_{\rmEdd}$まで変化し、ハロー質量降着率は4.0から6.1$\dotM_{\rmEdd}$まで変化し、平均の動的Comptonizingコロナを伴う$\sim15$$r_g$のサイズ。データフィッティングは、さまざまなブラックホール(BH)質量値に対して実行されます。適合度の良さとモデルパラメーターの不確実性は、より高いBH質量を使用している間に向上し、コンパクトオブジェクトの最も可能性の高い質量は$133\pm33$M$_\odot$になります。質量流出率、その速度と出力、およびソースを囲む膨張した気泡の年齢を推定しました。推定された気泡の形態は、高解像度X線分光法で観測された光学気泡と風と一致しており、気泡が中心源からの流出によって膨張したことを示唆しています。最後に、文献の数値シミュレーションと一致して、ジェット/流出を考慮すると効率が向上しますが、ほぼ中間質量のBHへのスーパーエディントン降着は、降着効率が低い場合にULXに電力を供給する可能性があると結論付けています。
ブラック ホール X 線バイナリ 4U 1630-47 からの X 線の高い偏光は、標準的な薄い降着円盤のシナリオに挑戦します
| Title |
The_high_polarisation_of_the_X-rays_from_the_Black_Hole_X-ray_Binary_4U_1630-47_challenges_standard_thin_accretion_disc_scenario |
| Authors |
Ajay_Ratheesh,_Michal_Dov\v{c}iak,_Henric_Krawczynski,_Jakub_Podgorn\'y,_Lorenzo_Marra,_Alexandra_Veledina,_Valery_Suleimanov,_Nicole_Rodriguez_Cavero,_James_Steiner,_Jiri_Svoboda,_Andrea_Marinucci,_Stefano_Bianchi,_Michela_Negro,_Giorgio_Matt,_Francesco_Tombesi,_Juri_Poutanen,_Adam_Ingram,_Roberto_Taverna,_Andrew_West,_Vladimir_Karas,_Francesco_Ursini,_Paolo_Soffitta,_Fiamma_Capitanio,_Domenico_Viscolo,_Alberto_Manfreda,_Fabio_Muleri,_Maxime_Parra,_Banafsheh_Beheshtipour,_Sohee_Chun,_Niccol\`o_Cibrario,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Sergio_Fabiani,_Kun_Hu,_Philip_Kaaret,_Vladislav_Loktev,_Romana_Miku\v{s}incov\'a,_Tsunefumi_Mizuno,_Nicola_Omodei,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Simonetta_Puccetti,_John_Rankin,_Silvia_Zane,_Sixuan_Zhang,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_Baumgartner,_et_al._(67_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12752 |
4U1630-47(X線連星のブラックホール)では、エネルギーに依存する大きなX線偏光が高軟放出状態で観測されます。この状態では、X線放出は、熱的で、幾何学的に薄く、光学的に厚い降着円盤によって支配されていると考えられています。しかし、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による観測では、予想外に高い偏光度が明らかになり、2keVで6%から8keVで10%に上昇し、薄い降着円盤の標準モデルとは一致しません。部分的にイオン化された大気のみが円盤から穏やかな相対論的速度で流れ去る降着円盤が、観測結果を説明できると主張します。
HMXB 4U 1538-522 のトルク反転およびサイクロトロン吸収機能
| Title |
Torque_reversal_and_cyclotron_absorption_feature_in_HMXB_4U_1538-522 |
| Authors |
Prince_Sharma_(1),_Chetana_Jain_(2),_Anjan_Dutta_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astrophysics,_University_of_Delhi,_Delhi,_India._(2)_Hansraj_College,_University_of_Delhi,_Delhi,_India.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12797 |
核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)観測データを使用して、HMXB4U1538-522の包括的なタイミングとスペクトル分析を提示します。2019年から2021年の間に行われた3つのアーカイブされた観測を使用して、最大60keVの$\sim$526sコヒーレントな脈動を検出しました。最初の観測中に$\dot{P}=6.6_{-6.0}^{+2.4}\times10^{-6}$ss$^{-1}$の瞬間的なスピンダウン率を発見しました。パルスプロファイルは、幅の広い一次ピークと、エネルギーに依存する弱い二次ピークからなる二重ピーク構造を有していた。また、Fermi/GBMからのデータを含む40年以上にわたるデータから、4U1538-522の長期的なスピン周期の進化を分析しました。最近のスピンの傾向に基づいて、4U1538-522の3回目のトルク反転がMJD58800付近で発生したことがわかりました。ソースは現在、$\dot{P}=-1.9(1)\times10^{-でスピンアップしています。9}$ss$^{-1}$.また、4U1538-522のスピン周期の周期的な変動も報告しています。広帯域持続スペクトルは、6.4keVのFeK$_{\alpha}$線と22keV付近のサイクロトロン吸収特性と共に、黒体成分とべき乗則またはComptonization成分のいずれかで記述できます。また、3回の観測すべてで、4U1538-522の持続スペクトルの27keV付近に比較的弱い吸収特性を発見しました。$1.84_{-0.06}^{+0.04}(1+z)\times10^{12}$および$2.33_{-0.24}^{+0.15}(1+z)\の磁場強度を推定しました。2つの特徴に対してそれぞれ10^{12}$Gを掛けます。
ユニークな連星系 $\epsilon$ Lupi における磁気圏相互作用からの異常な X 線放射の発見
| Title |
Discovery_of_extraordinary_X-ray_emission_from_magnetospheric_interaction_in_the_unique_binary_stellar_system_$\epsilon$_Lupi |
| Authors |
B._Das,_V._Petit,_Y._Naz\'e,_M._F._Corcoran,_D._H._Cohen,_A._Biswas,_P._Chandra,_A._David-Uraz,_M._A._Leutenegger,_C._Neiner,_H._Pablo,_E._Paunzen,_M._E._Shultz,_A._ud-Doula_and_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12882 |
ユニークな連星系$\epsilon$Lupiの詳細なX線観測結果を報告します。コンポーネントは比較的強力ですが、反整列磁場を持っています。システムの軌道および磁気特性は、磁気圏がすべての軌道フェーズで重なり合っていることを意味し、軌道の無視できない離心率による可変星間磁気圏相互作用の可能性を示唆しています。この効果を調査するために、中性子星内部組成探査ミッション(NICER)X線望遠鏡を使用して、ペリアストロン通過の近くと遠方の両方で$\epsilon$ルピからのX線放射を観測しました。このシステムは、ペリアストロンフェーズで過剰なX線放出を生成することがわかり、可変星間磁気圏相互作用の存在が示唆されます。また、ペリアストロンでの増強は非常に狭い軌道位相範囲(軌道周期の$\約5\%$)に限定されることも発見しましたが、ペリアストロンフェーズに近いX線特性は、ペリアストロンから離れて観測されたものと類似しています。これらの観測から、根底にある原因は、風と風の衝突による衝撃ではなく、恒星風のプラズマを加熱する磁気再結合であると推測されます。最後に、$\epsilon$Lupiの挙動をより低温の磁気連星系で観測された挙動と比較することにより、構成星のスペクトル型に関係なく、ペリアストロン相での上昇したX線フラックスが、相互作用する磁気圏の一般的な特徴である可能性が高いことを提案します。
ガリレオの自画像について Thomas Salusbury が言及
ガリレオ・ガリレイによる自画像の存在への興味深い言及は、トーマス・サルスベリーによる科学者の伝記に含まれています。1665年、不完全でアクセスできないコピーが1つだけ存在します。ガリレオはルネッサンスの雰囲気の中で育ち、芸術的なタッチを身につけました。ヴィヴィアーニが報告し、月の水彩画と太陽の黒点の絵によって記録されているように、彼は音楽家であり、作家であり、画家でもありました。最近、サンティディティト(1601年)、ドメニコティントレット(1604年頃)、フリニ(1612年頃)によるガリレオガリレイの肖像画と非常によく似た新しい肖像画が発見され、洗練された顔認識技術を使用して調査されました。身元が確認できれば、ガリレオの若さ、赤外線やX線分析で明らかになったキャンバスの継ぎ目など、他の要素が、サルスベリーが言及した自画像との関連性を示唆している可能性があります。
| Title |
Enabling_Exoplanet_Demographics_Studies_with_Standardized_Exoplanet_Survey_Meta-Data |
| Authors |
Prepared_by_the_ExoPAG_Science_Interest_Group_(SIG)_2_on_Exoplanet_Demographics,_Jessie_L._Christiansen,_David_P._Bennett,_Alan_P._Boss,_Steve_Bryson,_Jennifer_A._Burt,_Rachel_B._Fernandes,_Todd_J._Henry,_Wei-Chun_Jao,_Samson_A._Johnson,_Michael_R._Meyer,_Gijs_D._Mulders,_Susan_E._Mullally,_Eric_L._Nielsen,_Ilaria_Pascucci,_Joshua_Pepper,_Peter_Plavchan,_Darin_Ragozzine,_Lee_J._Rosenthal,_and_Eliot_Halley_Vrijmoet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12442 |
全米科学アカデミー、工学および数学系外惑星科学戦略の目標1は、「惑星系の形成と進化を星形成プロセスの産物として理解し、惑星系のアーキテクチャ、惑星の構成、およびこれらのプロセスによって生成された惑星環境」、「惑星とそのシステムの人口統計と特性に関する現在の知識は実質的に不完全である」という発見があります。人口統計分析を改善するための継続的な取り組みに対する重大な障害の1つは、公開されている系外惑星調査に付随する包括的なメタデータの欠如です。ExoplanetProgramAnalysisGroup(ExoPAG)ScienceInterestGroup2:ExoplanetDemographicsは、5つの異なる系外惑星検出技術-トランジット、ラジアル速度、ダイレクトイメージング、マイクロレンズ、アストロメトリー。これらの追加データを簡単に利用できるようにすることで、堅牢で再現可能な人口統計分析を実行するコミュニティの能力が大幅に向上し、系外惑星およびより広い天文学コミュニティによって特定された最も重要な目標の達成に向けて前進できることがわかりました。
勾配ブースティング法を使用した銀河外電波源の形態学的分類
| Title |
Morphological_Classification_of_Extragalactic_Radio_Sources_Using_Gradient_Boosting_Methods |
| Authors |
Abdollah_Masoud_Darya,_Ilias_Fernini,_Marley_Vellasco,_Abir_Hussain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12729 |
電波天文学の分野では、新たに委託された電波望遠鏡により、1日あたりに生成されるデータ量が急激に増加しています。この分野で最も重要な問題の1つは、銀河系外の電波源をその形態に基づいて自動的に分類することです。銀河系外電波源の形態学的分類の分野における最近の貢献は、畳み込みニューラルネットワークに基づく分類器を提案しています。あるいは、この研究では、畳み込みニューラルネットワークのデータ効率の高い代替手段として、主成分分析を伴う勾配ブースティング機械学習法を提案しています。最近の調査結果では、表形式のデータを使用した分類問題に対して、ディープラーニング手法よりも優れた勾配ブースティング手法の有効性が示されています。この作業で考慮される勾配ブースティングメソッドは、XGBoost、LightGBM、およびCatBoostの実装に基づいています。この作業では、データセットのサイズが分類器のパフォーマンスに及ぼす影響についても研究しています。Best-Heckmanサンプルからの無線ソースを使用して、クラス0、クラスI、およびクラスIIの3つの主要なFanaroff-Rileyクラスに基づいて、この作業で3クラスの分類問題が考慮されます。提案された3つの勾配ブースティング手法はすべて、最先端の畳み込みニューラルネットワークベースの分類器よりも優れた性能を発揮し、使用する画像数は4分の1未満であり、CatBoostが最高の精度を示しました。これは主に、Fanaroff-RileyクラスIIソースを分類する際の勾配ブースティング法の優れた精度によるもので、再現率が3～4\%高くなりました。
RR Lyrae 対バイナリ分類のスパース ロジスティック回帰
| Title |
Sparse_logistic_regression_for_RR_Lyrae_vs_binaries_classification |
| Authors |
Piero_Trevisan,_Mario_Pasquato,_Gaia_Carenini,_Nicolas_Mekhael,_Vittorio_F._Braga,_Giuseppe_Bono,_Mohamad_Abbas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12355 |
RRLyrae(RRL)は古い低質量の放射状に脈動する変光星で、コアヘリウム燃焼段階にあります。それらは、近赤外線領域で明確に定義された周期と光度の関係に従うため、人気のある恒星トレーサーおよび主要な距離指標です。それらの光度測定による識別は自明ではありません。実際、RRLサンプルは、特に全自動パイプラインによって生成された大規模なデータセットにおいて、日食連星によって汚染される可能性があります。したがって、食のバイナリをRRLから分離するための解釈可能な機械学習アプローチが必要です。理想的には、さまざまな機器からの新しいデータを一般化しながら、RRLを特定する際に高い精度を達成できる必要があります。この論文では、カタリナスカイサーベイ(CSS)ライトカーブで単純なロジスティック回帰分類器をトレーニングします。目に見えないCSSライトカーブのRRLクラスで78%のリコールで87%の精度を達成します。アウトオブサンプルデータ(ASAS/ASAS-SNライトカーブ)を96%のリコールで85%の精度で一般化します。また、分類子のL1正則化バージョンも検討しました。これは、ライトカーブ機能で90%のスパース性に達し、CSS検証セットと--驚くべきことに--ASAS/ASAS-SNでも精度のトレードオフが制限されています。ライトカーブテストセット。ロジスティック回帰はネイティブに解釈可能であり、正則化により、分類で最も重要な光度曲線の部分を指摘できます。このようにして、優れた一般化と完全な解釈可能性の両方を達成しました。
相互作用する超光度超新星 2017hcc からの記録破りの分極
| Title |
Record-breaking_polarization_from_the_interacting_superluminous_supernova_2017hcc |
| Authors |
Jon_C._Mauerhan,_Nathan_Smith,_G._Grant_Williams,_Paul_S._Smith,_Alexei_V._Filippenko,_Christopher_Bilinski,_WeiKang_Zheng,_Thomas_G._Brink,_Jennifer_L._Hoffman,_Douglas_C._Leonard,_Peter_Milne,_Benjamin_Jeffers,_Shaunak_Modak,_Samantha_Stegman,_Keto_D._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12368 |
爆発後16～391日をカバーする、超光度相互作用タイプIIn超新星SN2017hccのマルチエポック分光偏光測定法を提示します。私たちの最初のエポックでは、連続偏光を6%もの高さで測定し、SN2017hccをこれまでに報告された中で最も本質的に偏光したSNにしています。カバレッジの最初の29日間、偏光が最も強いとき、連続偏光は青色の波長に向かって上昇する波長依存性を持ち、45日までに波長に依存しなくなります。ピーク輝度に達し続けています。それにもかかわらず、記録的な高分極は68日目まで維持され、その時点でソース分極は1.9%に低下し、以前によく研究されたSNeIInのピークレベルに匹敵します。その後、SNは偏波の減少を続けますが、空の位置角度にはわずかな変化しか見られません。最初の1か月間の偏極連続体の青色の勾配は、バルマー放出の短命の偏極フラックスを伴い、ショック前の星周物質(CSM)内のダスト粒子の非球状分布がSNIInスペクトルをエコーし、星に強く影響していることを示唆しています。一方、波長に依存しないフェーズでのその後の低下は、SN/CSM界面付近の電子散乱とほぼ一致しているように見えます。これらの2つのフェーズ間の偏光位置角度の持続性は、初期のダスト散乱の原因となる既存のCSMが、後の偏光を支配する電子散乱領域と同じ幾何学的構造の一部であることを示唆しています。SN2017hccは、タイプIInSNeの非球面でありながら秩序だったCSMのさらに別の、しかしはるかに極端なケースのように見えます。
この作品は、古い散開星団NGC188の電荷結合素子(CCD)測光調査を示しています。時系列のVバンド測光観測は、南山1メートル広視野望遠鏡(NOWT)を使用して、2017年1月に10晩行われました。クラスターフィールドのフィールドで変光星を検索します。対象領域では、新変光星1個を含む合計25個の変光星が検出されました。検出された変光星のうち、16個は星団メンバーの星であり、残りはフィールドスターとして識別されます。この作業では、検出された変数の周期、動径速度、有効温度、および分類について説明します。ほとんどの星の有効温度は4200Kから6600Kの間にあり、スペクトルタイプがGまたはKであることを示しています。新しく発見された変光星は、おそらくWUMaシステムです。この研究では、既知の星団変光星(V21=V0769Cep)は、光度曲線に0.5等級の食が存在することに基づいて、EA型変光星として分類されます。
V404 Cyg システムの進化モデル
V404Cygは、1938年、1989年、2015年に爆発を起こした低質量X線バイナリ(LMXB)システムです。これらのイベント中に、システムの関連データを特定することが可能でした。コンパクトな天体(ブラックホール、BH)とその伴星の質量、軌道周期、伴星のスペクトルタイプ、光度クラスなど。驚くべきことに、伴星は太陽よりもかなり高い金属量を持っています。これらすべてのデータにより、その構造を説明する理論モデルを構築し、初期構成を探し、最終的な運命を予測することができます。主星がゼロエイジメインシーケンスに到達したときにBHがすでに形成されていると仮定して、そのような目的のためにバイナリ進化コードを使用しました。システムの現在の特性は、BHの初期質量が9太陽質量、伴星の初期質量が1.5太陽質量、初期軌道周期が1.5dであるモデルによって適切に説明されることがわかりました。ドナーによって転送された質量は、BHによって付加されます。最適なドナーの金属量はZ=0.028(太陽金属量の2倍)でした。また、最初は回転していないと仮定して、BHスピンパラメーターの進化を調べました。驚くべきことに、私たちのモデルのBHのスピンは、利用可能な観測上の決定にはほど遠いものです。これは、V404CygのBHが最初に回転していることを示している可能性があります。この結果は、LMXBシステムのコンテキストでBHの形成を理解するのに関連する可能性があります。
極端な Ap 星 CPD-62 2717 における二重電離トリウムの明確な検出
| Title |
Unambiguous_Detection_of_Doubly-Ionized_Thorium_in_the_Extreme_Ap_Star_CPD-62_2717 |
| Authors |
S._Drew_Chojnowski,_Swetlana_Hubrig,_David_L._Nidever,_Ewa_Niemczura,_Jonathan_Labadie-Bartz,_Gautier_Mathys,_Sten_Hasselquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12938 |
星のスペクトルに現れるのに十分な量の原始トリウム(Th)を宇宙が含んでいるにもかかわらず、Thの検出はこれまで暫定的であり、ほんの数本の弱い混合線に基づいていました。ここでは、磁気化学的に特異なAp星での最初のTh検出だけでなく、恒星スペクトルでのThIIIの最初の検出についても説得力のある証拠を提示します。CPD-622717は当初、SDSS/APOGEEサーベイからの$H$バンドスペクトルで捕捉された分離された磁気分裂線のおかげで、高度に磁化されたAp星として認識されました。その後、$H$バンドラインの内容を注意深く調べたところ、ThIIIの5つのラインの存在が明らかになり、他の$\sim1500$APOGEEで観測されたAp星では検出されなかった星が、非常に特異であると特定されました。VLT+UVESによるフォローアップにより、数十のThIII線を特徴とする同様に特異な光スペクトルが確認されました。Th検出の過去の主張とは異なり、CPD-622717の強力な($\sim$8$-$12$\,$kG)磁場の高解像度観測により、ThIIIの検出はこの場合サポートされます。観測された磁気分裂パターンと理論上の磁気分裂パターンとの一致によって。CPD-622717と、Th過剰が以前に報告されている星(例えば、Przybylskiの星)との比較は、CPD-622717のみがThの検出が確実であることを示しています。ThIIIに焦点を当てるとともに、磁場係数の時系列測定を使用して、CPD-622717の回転周期を$\sim$4.8年に制限し、超低速回転Apの新しい例として確立します。星。
太陽系主系列星の星震学による角運動量輸送過程の検証
| Title |
Testing_angular_momentum_transport_processes_with_asteroseismology_of_solar-type_main-sequence_stars |
| Authors |
J\'er\^ome_B\'etrisey,_Patrick_Eggenberger,_Ga\"el_Buldgen,_Othman_Benomar_and_Micha\"el_Bazot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12942 |
Asteroseismologyは、星の内部回転を研究するための強力なツールになりました。その研究により、内部AM輸送プロセスを制約し、それらの物理的性質をよりよく理解することができます。これに関連して、ケプラーLEGACYサンプルの4つの主系列星について、星震学とスタースポット測定によって予測された回転速度を比較し、異なるAM輸送処方を考慮して、これらの処方のいくつかを除外できるかどうかを調査しました。我々は、構造のモデル化と回転プロファイルのモデル化を切り離し、それぞれ星状地震の特性評価と、AM輸送の詳細な処理を含む回転モデルを使用して得ました。次に、各AM輸送処方の星点測定からの平均アステロ地震回転速度を表面回転速度と比較しました。HRDのより高温の部分(M>~1.2Msun)では、圧力モードの分裂と地表の自転速度による星震学的制約を組み合わせても、子午面循環による唯一の輸送に加えて、効率的なAM輸送の必要性を結論付けることはできません。せん断不安定性。両方の処方箋は実際、ベノマーらによって測定された準固体回転と一致しています。（2015）およびニールセンら。（2017）。HRDのより寒い部分では、磁化された風によって星の表面が効率的に制動されるため、状況は異なります。太陽の場合と同様に、磁場を含むモデルは観測を正しく再現しますが、流体力学的プロセスのみを含むモデルの回転特性と星地震学的制約の間には明確な不一致が見られます。これは、約6000～6200Kの主系列星に対応する質量領域の存在を示しており、高温のガンマドール星や低温の質量の少ない太陽類似体とは異なり、AM輸送プロセスを制約することが困難です。
VLT/SINFONI による YSO Th 28 の双極ジェットの研究: ジェットの形態と H$_2$ 放出
| Title |
Study_of_the_bipolar_jet_of_the_YSO_Th_28_with_VLT/SINFONI:_Jet_morphology_and_H$_2$_emission |
| Authors |
S._Yu._Melnikov,_P._A._Boley,_N._S._Nikonova,_A._Caratti_o_Garatti,_R._Garcia_Lopez,_B._Stecklum,_J._Eisl\"offel_and_G._Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12974 |
$Context.$YSOTh28には高度にコリメートされたジェットがあり、光学波長とNIR波長でジェットローブの非対称な明るさを明確に示しています。反対側のジェットローブのジェットプラズマパラメータ(電子密度、温度、流出速度など)に非対称性がある場合があります。$Aims.$私たちは、ジェット材料がコリメートされ加速されている3"x3"のTh28ジェットを調べました。私たちの目標は、形態をマッピングし、その物理的パラメーターを決定して、そのような非対称性の物理的起源を決定することです。$Methods.$2015年6月から7月に(VLT、ESO)でSINFONIを使用して得られたTh28の$JHK$スペクトルを提示します。青い葉の1"と赤い葉の1".2に2つの新しい軸ノットが検出されます。H$_2$放射は、ジェットに垂直な半径$\gtrsim270$auの拡張領域から放出されます。明るいH$_2$ラインのPVダイアグラムは、両方のジェットローブに沿ったかすかなH$_2$放出も明らかにします。コンパクトでかすかなHI放射(Pa$\beta$とBr$\gamma$)は、星の周りの球状領域とジェットローブの2つの領域から発生します。ジェット発射領域のサイズは0".015($\sim$3auat185pc)として導き出され、Th28ジェットの初期開口角度は$\sim28^0$であり、これによりこのジェットのコリメートは大幅に少なくなります。$Conclusions.$[FeII]、H$_2$、およびHIラインの放出は、ディスク内のイオン化ガスがジェットによって乱されたように見える形態を示唆しています。H$_2$のような放出は、半径方向のコリメートされていない風によって引き起こされる衝撃から円盤大気で発生する可能性が最も高い.ジェット源に関する[FeII]光中心シフトの非対称性は、Th28の駆動源のすぐ近くで発生し、観察された明るさの非対称性も本質的なものであることを示唆しています。
宇宙論的インフレーションにおける初期条件問題の再考
| Title |
Initial_conditions_problem_in_cosmological_inflation_revisited |
| Authors |
David_Garfinkle,_Anna_Ijjas,_Paul_J._Steinhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12150 |
最近導入されたゲージ/フレーム不変診断と組み合わせたアインシュタイン-スカラー場方程式の四分子定式化に基づく新しい数値相対性コードからの最初の結果を提示します。バン。
ターゲットを絞ったrモード検索から中性子星の特性を測定するための普遍的な関係
回転中性子星(NS)のRモード振動は、連続重力波(GW)観測の有力な候補である。私たちの最近の研究(Ghoshetal.2023)では、NSパラメータ、コンパクト性、無次元潮汐変形能とrモード周波数の普遍的な関係を導き出しました。この作業では、これらの普遍的な関係を使用して、rモードの検出に成功した後、さまざまなNS固有パラメーターを推測する方法を調査します。特に、ターゲットを絞ったrモード検索の場合、これらの普遍的な関係を「I-Love-Q」関係とともに使用して、慣性モーメントとNSの距離の両方を推定し、距離測定の縮退を破ることを示します連続重力波(CGW)観測用。また、電磁観測からのNSの距離の事前知識があれば、これらの普遍的な関係を使用して、NS内部の高密度物質の状態方程式(EOS)を制約することもできます。a-LIGOとアインシュタイン望遠鏡(ET)の両方の感度について、可能性のある未知のパラメーターの広い範囲について、フィッシャー情報行列を使用して、このような測定を行うことができる精度を定量化します。
マルチスカラー場の宇宙論における新しい厳密解
超ポテンシャルの方法を使用して、マルチフィールドモデルでインフレーション宇宙論を記述する正確な解を導き出します。2つのdeSitterユニバース間を補間するソリューションを説明する例が詳細に説明されています。
非最小結合場をもつ拡張理論における断熱摂動と等曲率摂動
| Title |
Adiabatic_and_isocurvature_perturbations_in_extended_theories_with_non--minimally_coupled_fields |
| Authors |
Mariaveronica_De_Angelis_and_Carsten_van_de_Bruck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12364 |
ひも理論に動機付けられた低エネルギー有効場理論のスカラー場セクターは、多くの場合、いくつかのスカラー場を含み、そのうちのいくつかは非標準の運動論項を持っています。この論文では、フィールドの1つが非正準運動項を持つ2つのスカラーフィールドの理論を研究します。動力学的カップリングは両方のフィールドに依存することが許可されており、通常、カップリングの場合は他のフィールドのみに依存すると見なす文献の作業を超えています。私たちの目的は、これらの拡張理論における断熱摂動と等曲率摂動を研究することです。私たちの結果は、エントロピー摂動の有効質量が変化する一方で、結合が両方のフィールドに依存することを許可する場合、曲率摂動の進化方程式は変化しないことを示しています。スペクトルインデックスの式と、水平線通過時とインフレーションの終わりでの実行を見つけます。形式主義を適用し、異なる速度論的結合を持つ3つの現象論的モデルを研究します。
動的システムの観点から粘性暗黒物質を伴う真空エネルギーのモデルの探索
| Title |
Exploring_Models_of_Running_Vacuum_Energy_with_Viscous_Dark_Matter_from_a_Dynamical_System_Perspective |
| Authors |
Norman_Cruz,_Gabriel_Gomez,_Esteban_Gonzalez,_Guillermo_Palma_and_Angel_Rincon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12407 |
真空モデルの実行と完全な流体の理想化を超えた粘性暗黒物質のシナリオは、$\Lambda$CDM宇宙論モデルに根ざしたいくつかの問題を解決するための代替手段として別々に研究されている2つの魅力的な理論的戦略です。この論文では、これら2つの概念を単一の宇宙論的設定に組み合わせ、異なる宇宙論的時代におけるこれら2つの構成要素間の相互作用に特に注意を払いながら、それらの宇宙論的意味を調査します。具体的には、くりこみ群に触発されたよく研究された実行中の真空モデルと、最近提案されたバルク粘度$\xi$の一般的なパラメーター化を検討します。動的システム解析を採用することにより、結合モデルから出現する新しい相空間の物理的側面を調査し、完全な宇宙ダイナミクスを保証する安定条件を導き出します。モデルの4つの異なるクラスを識別し、単一のシナリオと比較して、位相空間の臨界点が自明ではない更新されていることがわかります。次に、動的システム解析と共同かつ補完的な方法で、詳細な数値調査を進めて、宇宙論的進化に対する実行パラメーターとバルク粘性係数の両方の影響を定量化します。したがって、モデルパラメーターの値によっては、数値解は$\Lambda$CDMモデルとの質的な違いを示します。これは、宇宙論的観測に照らして現象学的に魅力的です。
Type-II マジョロン暗黒物質
レプトン数が追加の一重項スカラーによって自発的に破られる場合、「タイプIIマジョロン」、つまり、タイプIIシーソーメカニズムのコンテキストで発生する疑似南部ゴールドストーンボソンの可能性について詳しく説明します。-宇宙で観測された暗黒物質(DM)を説明します。標準的な放射線優勢時代と初期物質優勢の両方で、初期宇宙で考えられる2つの生成メカニズムであるフリーズインとミスアラインメントを通じて測定されたDM遺物の存在量を再現するために、モデルのパラメーターが満たさなければならない要件を研究します。次に、II型メジャーロンDMの可能性のある信号と、宇宙観測、直接検出実験、およびニュートリノ望遠鏡と宇宙線実験での崩壊DMの現在および将来の検索から取得できるパラメーター空間の現在および予想される制約を研究します。マジョロン質量、生成メカニズム、およびタイプIIトリプレットの真空期待値の値に応じて、メジャーロンDM粒子の3つの崩壊モード(光子、電子、ニュートリノ)のすべてが発生する可能性があることがわかりました。DMの将来の間接検索で観測可能なシグナル。さらに、パラメータ空間の片隅では、走行中の電子反跳や将来の直接検出実験により、majoronDMの検出が可能です。
再加熱エポックにおける非熱的ヒッグススペクトル: 原始凝縮体 vs. 確率的ゆらぎ
通常、電弱対称性はインフレーション中に破られるため、標準モデルのヒッグス場はインフレーションの終了後でも超大質量になる可能性があります。この論文では、再加熱中のヒッグス場の非熱相空間分布を研究し、特に2つの異なる寄与、すなわち原始凝縮体と確率的ゆらぎに焦点を当てています。前の数値結果と一致する解析式を取得します。非熱ヒッグススペクトルの考えられる結果として、再加熱中の摂動的ヒッグス崩壊が運動学的に許容される場合について説明します。ソフト相対論的スペクトルとハードスペクトルが確率的ゆらぎの減衰率で支配的であり、原始凝縮体と確率的ゆらぎがほぼ同時に減衰することがわかりました。
重力波標準サイレンを使用した $f(Q)$ 対数モデルの制約
| Title |
Constraints_on_$f(Q)$_logarithmic_model_using_gravitational_wave_standard_sirens |
| Authors |
Jos\'e_Antonio_N\'ajera,_Carlos_Ar\'aoz_Alvarado_and_Celia_Escamilla-Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.12601 |
この論文では、$f(Q)=Q/(8\piG)-\alpha\ln(Q/Q_0)$の制約を、ローカル測定と重力波モック標準サイレンを使用して、対称テレパラレルモデルに修正します。観測ローカルSNIaとBAOデータとエネルギー条件を使用して、対数$f(Q)$モデルは幾何学的手段によって宇宙の後期加速を説明することができます。この結果は、対数対称テレパラレルモデルが宇宙定数問題を解決する候補となり得ることを示唆しています。シミュレートされた標準サイレンデータの場合、将来のETおよびLISA検出器の性能を使用することにより、現在のハッブル定数$H_0$および物質含有量$\Omega_m$をより高い精度で測定できると期待されます。それぞれ1%および6%よりも低い。さらに、ETおよびLISAモック標準サイレンを使用して、標準GRから予測される$f(Q)$対数モデル偏差を調べます。GRからの偏差を定量化する比率$d_L^{\text{gw}}(z)/d_L^{\text{em}}(z)$は、$z=1で13%を超える有意な偏差を示します。$であり、中央値で18%を超える偏差に達するまで成長を続けています。将来の標準的なサイレンデータは、GRからの偏差の強さを定量化できるため、この$f(Q)$モデルによって暗示されるような宇宙論が実現可能かどうかを判断できます。
ローレンツ不変性は、現代物理学の基礎の1つです。しかし、ローレンツの破れは量子重力の観点から発生する可能性があり、近年ローレンツの破れに関する多くの研究が行われています。ローレンツの違反を調べるための優れたツールとして、フィンスラー幾何はリーマン幾何の自然で基本的な一般化です。Finsler構造は、座標と速度の両方に依存します。ここでは、フィンスラー幾何学の数学を簡単に紹介します。修正された分散関係とFinslerジオメトリ間の接続を確認し、Finslerジオメトリからの物理的影響について説明します。二重特殊相対性理論、標準モデル拡張、超特殊相対性理論など、フィンスラー幾何学とローレンツの破れの理論との関係を確認します。
太陽と恒星の冷却限界における暗黒光子と $Z'$ の生成率
弱く相互作用する光粒子が太陽で大量に生成される可能性があり、よく理解されている星として、そのような新しい物理学に厳しい制約を与える可能性があります。この作業では、標準モデルのさまざまな$U(1)$拡張から生じるライトゲージボソン(暗光子など)の太陽生成率を計算します。暗光子の生成速度は、媒体のプラズモン質量を十分に下回る場合、暗光子の質量によって抑制されることが知られています。より一般的な$U(1)$ゲージボソンでは、カップリングが光子のカップリングと一致していない場合、この抑制がないことを示します。$B-L$、$L_{\mu}-L_{\tau}$、$L_{e}-L_{\mu(\tau)}$など、よく議論されるいくつかの$U(1)$モデルを調査します。これらのモデルの恒星冷却限界を導出します。
