超初期宇宙における湯川力によるハロー形成
長距離の引力が存在し、重力よりも強い場合、宇宙のハロー形成は放射線が優勢な時代に始まる可能性があります。暗黒物質フェルミオンがスカラー粒子によって媒介される湯川相互作用を持つシステムで、この効果の簡単な実現を研究します。これは、標準モデルのヒッグス粒子に類似しています。スカラー場の正確なバックグラウンドダイナミクス、およびフェルミオン密度ゆらぎの正確なモデル化を含む、システムの一貫した記述を開発します。後者については、線形成長の正確な近似値と、N体シミュレーションを使用した非線形進化の定量的モデリングを提供します。ハローの形成は指数関数的に速く、単純な見積もりよりもかなり大きな規模で発生することがわかりました。これらのハローの最終的な運命は不確かなままですが、消滅、暗黒星、原始ブラックホール、または物質と放射が等しい銀河サイズのハローの存在でさえある可能性があります。より一般的には、我々の結果は、標準モデル理論を超えた構造形成の結果と制約にスカラー媒介相互作用をマッピングすることの重要性を示しています。
ボソン星は、超軽量暗黒物質モデルで発生し、銀河のハローまたはアクシオンミニクラスターの中心で形成される、重力で束縛された天体です。重力によって導入された正の周波数と負の周波数の混合を考慮して、ボソン星の励起を体系的に研究します。スペクトルには、ボソン星の背景による自発的な対称性の破れから生じる単極子および双極子セクターのゼロエネルギーモードが含まれていることを示します。固有モードの一般的な特性を分析し、正負の周波数混合による非標準形式を持つ直交性と完全性の条件を導き出します。固有値問題は、異なる多重極セクターの最初のいくつかのエネルギー準位について数値的に解かれ、その結果が、固定ボソン星の重力ポテンシャルにおけるシュレーディンガー方程式の解と比較されます。2つの解は、最低モードでは大きく異なりますが、より高い準位に近づく.異なる多極子で摂動を注入する3D波動シミュレーションでノーマルモードスペクトルをさらに確認する.ノーマルモード解の応用として,ホットに浸されたボソン星の蒸発速度に入る行列要素を計算する.アクシオンガス.計算は、低域の束縛状態に対する正確な波動関数の使用と、高エネルギー励起に対するSchr\"odinger近似の使用を組み合わせたものです。
角度パワー スペクトルの複雑な評価: リンバー近似を超える
角度パワースペクトルは、私たちの宇宙の研究の中心です。この論文では、複素解析とピカール・レフシェッツ理論を使用して、2つのランダムフィールドの角度クロスパワースペクトルの数値評価と解析推定を行う新しい方法を開発します。積分領域の提案された連続変形は、高度に振動する積分を、被積分関数が指数関数的に減衰する凸積分に戻します。この変形積分は、従来の積分法を使用して迅速に評価できます。これらの方法を使用して、すべての角度(または多重極モーメント)の3次元パワースペクトルから角度パワースペクトルをすばやく評価および推定できます。この方法は、赤方偏移ビンが狭い場合、または赤方偏移のオーバーラップが小さく、リンバー近似の誤差が大きい場合に特に役立ちます。
磁場によるプラズマ レンズ効果とファラデー回転測定の小さな補正
| Title |
Plasma_lensing_with_magnetic_field_and_a_small_correction_to_the_Faraday_rotation_measurement |
| Authors |
Xinzhong_Er,_Ue-Li_Pen,_Xiaohui_Sun,_Dongzi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13210 |
プラズマレンズ効果は、重力レンズ効果とは一線を画す興味深い特徴を示します。磁化された媒体は、2つの偏光モードで複屈折を引き起こします。レンズたわみが強くなるにつれて、例えば画像が臨界曲線の近くに形成されると、信号の幾何学的遅延により、ファラデー回転に加えて、直線偏光の回転が発生する可能性があります。この回転には、4乗の周波数依存性があります。ガウス密度モデルでレンズ化された画像の幾何学的回転を研究し、特に密度の低いレンズでは、磁化された媒体を推定するときに幾何学的回転を考慮する必要があることを発見しました。$\sim1$GHz以下の周波数では、幾何学的な回転が支配的になります。レンズ化された画像のフラックスをシミュレートし、レンズ化臨界曲線の近くで画像が形成されると、複屈折が直線偏光と非偏光パルスを円形モードに変換できることを発見しました。レンズ倍率は、そのようなイベントを検出する可能性を高める可能性があります。
宇宙テンソル場の統合摂動理論 III: 射影効果
統合摂動理論(iPT)は、宇宙の構造形成に関する非線形摂動理論の一連の方法です。Papers~IとIIでは、宇宙テンソル場のiPTの基本的な形式と技術的方法が開発され、対応するスカラー場の理論が一般化されています。以前の論文では、iPTに基づいて、3次元テンソル場のパワースペクトル、相関関数などの統計量を予測する方法が開発されています。しかし、銀河の角運動量や形状などのテンソルの観測は、3次元のテンソルを2次元の空に投影して初めて可能になります。この論文では、射影された2次元テンソルのパワースペクトルと相関関数は、元の3次元テンソルのパワースペクトルと関連付けられているため、iPTから射影されたテンソルフィールドの観測可能な統計を予測できます。関係は、2次元と3次元の両方のテンソルの既約分解に基づいて一貫して表されます。
XMM クラスター調査: ダーク エネルギー調査 3 年目の redMaPPer クラスター カタログのスケーリング関係と完全性の調査
| Title |
The_XMM_Cluster_Survey:_Exploring_scaling_relations_and_completeness_of_the_Dark_Energy_Survey_Year_3_redMaPPer_cluster_catalogue |
| Authors |
E._W._Upsdell,_P._A._Giles,_A._K._Romer,_R._Wilkinson,_D._J._Turner,_M._Hilton,_E._Rykoff,_A._Farahi,_S._Bhargava,_T._Jeltema,_M._Klein,_A._Bermeo,_C._A._Collins,_L._Ebrahimpour,_D._Hollowood,_R._G._Mann,_M._Manolopoulou,_C._J._Miller,_P._J._Rooney,_Martin_Sahl\'en,_J._P._Stott,_P._T._P._Viana,_S._Allam,_O._Alves,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern,_F._Menanteau,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_R._L._C._Ogando,_A._Pieres,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13570 |
2つのまったく異なる手法を使用した2つの天空調査からの観測で特定された銀河団の特性をクロスマッチさせて比較します。1つのサンプルは、redMaPPerクラスター検出アルゴリズムを使用して、3年間のDarkEnergySurvey観測の分析から光学的に選択されます。2つ目は、XMMクラスター調査によって分析されたXMM観測から選択されたX線です。サンプルは合計57.4deg$^2$の面積で構成され、DESフットプリントと重なる4つの連続するXMM調査地域の面積に囲まれています。X線で選択されたサンプルは、redMaPPerカタログのエントリと完全に一致し、$\lambda>$20を超え、0.1$<z<$0.9以内であることがわかりました。逆に、redMaPPerカタログの38\%のみがX線拡張ソースに一致します。次に、120個の光学クラスターと184個のX線選択クラスターを使用して、X線光度温度($L_{X}-T_{X}$)、光度リッチ($L_{X}-\lambda$)と温度リッチネス($T_{X}-\lambda$)のスケーリング関係。$L_{X}-T_{X}$関係の近似形式は、2つの選択方法間で一貫しており、文献の他の研究とも一致していることがわかります。ただし、X線で選択されたサンプルの低リッチシステムの関係の傾きの急峻化の暫定的な証拠を見つけます。X線特性によるリッチネスのスケーリングを考慮すると、選択した光学とX線の間の関係(つまり、$L_{X}-\lambda$と$T_{X}-\lambda$)に一貫性があることがわかります。サンプル。これは、光学的に選択されたサンプルと比較して、X線で選択されたサンプルの光度スケーリング関係の散乱が大幅に増加することを発見した以前の同様の研究とは対照的です。
微視的な暗黒物質の遺物の発砲銃としての 3G 検出器での確率的重力波背景
| Title |
Stochastic_gravitational-wave_background_at_3G_detectors_as_a_smoking_gun_for_microscopic_dark_matter_relics |
| Authors |
G._Franciolini_and_P._Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13576 |
微視的な地平線のない遺物は、重力崩壊によって直接、または原始ブラックホールのホーキング蒸発の安定した残骸として、初期宇宙で形成される可能性があります。どちらの場合も、ホーキング蒸発から生じる宇宙論的制約を完全または部分的に回避し、特定の質量範囲で暗黒物質全体を説明できます。さまざまなシナリオでの微視的な暗黒物質の遺物の形成に関連する確率的重力波背景を体系的に調査し、不可知論的アプローチを採用し、既存の制約によって導入される制限、後者を回避する可能性のある方法、および予想される天体物理学的前景について議論します。興味深いことに、この信号は現在の干渉計ではせいぜいかろうじて検出可能ですが、アインシュタイン望遠鏡などの第3世代の機器では検出可能であり、発見マシンとしての可能性が強化されています。
PGW と最新の BICEP/$Keck$ データに照らした再加熱によるインフレ現象学
| Title |
Inflaton_phenomenology_via_reheating_in_the_light_of_PGWs_and_latest_BICEP/$Keck$_data |
| Authors |
Ayan_Chakraborty,_Md_Riajul_Haque,_Debaprasad_Maity_and_Rajesh_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13637 |
私たちは、標準モデルの物理学を超えて調査するユニークな機会を提供する精密宇宙論の時代にいます.この試みに向けて、インフレトンは完全な新しい物理学の候補であると想定されています。この投稿では、インフレの物理学に対するPLANCKおよびBICEP/$Keck$データの最新の観測の現象学的影響を調査します。特に、$\alpha$-アトラクターE、T、および最小プラトーモデルという3つの異なるインフレーションモデルを研究します。さらに、インフレトンがボソンとフェルミオンに崩壊することによって引き起こされる2つの異なるインフレ後の再加熱ダイナミクスを検討します。インフレ$(n_s-r)$平面の最新データが与えられると、インフレe-folding数$N_{k}$、再加熱温度$T_など、さまざまなインフレパラメーターと関連する物理量に関する詳細な現象論的制約を導き出します。{\rmre}$.直接的な観測データを考慮することとは別に、原始重力波(PGW)からの境界とさまざまな理論的制約をさらに組み込みます。実験室ではなく、私たちの結果は、空の新しい物理学を探すための現在および将来の宇宙観測の可能性を示しています。
| Title |
Gaussian_processes_for_radial_velocity_modeling_Better_rotation_periods_and_planetary_parameters_with_the_quasi-periodic_kernel_and_constrained_priors |
| Authors |
Stephan_Stock,_Jonas_Kemmer,_Diana_Kossakowski,_Silvia_Sabotta,_Sabine_Reffert,_Andreas_Quirrenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13381 |
この研究では、準周期的(QP)GPカーネルのパフォーマンスと特性の分析を提示します。これは、合成RVの広範なセットに基づいて、2乗指数カーネルと指数サイン2乗カーネルの乗算です。、アクティビティの署名が注入されました。QP-GP回転パラメータはシミュレートされた星の回転周期と一致しますが、長さスケールは星表面のスポット寿命に直接接続できないことがわかりました。QP-GPの事前確率の設定に関しては、アプリケーションと分析の目的に応じて、さまざまな方法でQP-GPハイパーパラメーターを制約することが有利であることがわかりました。QP-GPの長さスケールの制約により、星の正しい自転周期の特定が大幅に改善される可能性があることがわかりましたが、回転ハイパーパラメーターの制約により、惑星検出効率が向上し、惑星がより正確に導出される傾向があります。パラメーター。ほとんどのシミュレーションでベイジアンの証拠は期待どおりに機能しましたが、この測定基準をやみくもに採用すると間違った結論につながる、とてつもないケースではないことがわかりました。QP-GPを使用して星の天体物理ノイズをモデル化すると、検出効率が大幅に向上し、正確な惑星パラメーターが得られると結論付けています。それにもかかわらず、QP-GPが最適に実行されない場合もあります。たとえば、短い時間スケールで動的に進化するRV変動、または非常に安定したアクティビティコンポーネントとランダム変動の混合です。これらの限界についての知識は、観測データから正しい結論を導き出すために不可欠です。
2:1 共鳴空間軌道ファミリーを使用したシスルナ空間の信頼性と再現性のあるトランジット
| Title |
Reliable_and_Repeatable_Transit_Through_Cislunar_Space_Using_the_2:1_Resonant_Spatial_Orbit_Family |
| Authors |
Andrew_Binder_and_David_Arnas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13584 |
この作業は、地球と月を結ぶ信頼性と再現性のある空間(3次元)軌跡の特定に焦点を当てています。この目的のために、この論文は、2:1共鳴順行族と2:1共鳴逆行族を3次元に拡張し、現在文献に存在しない空間軌道を導入することを目的としています。2:1共鳴空間族と名付けられたこれらの軌道は、2次元族から分岐し、位相空間でそれらの間をスムーズに移行します。共鳴軌道のこの新しい族の安定特性が議論されており、興味深いことに、この族にはわずかに安定したメンバーが含まれています。さらに、この新しい一連の軌道は、地球-月系のいくつかの工学的問題に適用されます。最初に、この論文では、安定性特性と体制内の他の多体軌道との関係に基づいて、2:1共鳴空間ファミリーの適切なメンバーを選択します。次に、この作業はこの軌道を運動量交換テザーと組み合わせて、信頼性が高く再現可能な方法でシステム全体にペイロードを転送します。最後に、この論文では、漁獲を中止するプロセスと関連する回復の機会について研究しています。
自由浮遊惑星の侵略と木星トロヤ群の数の非対称性
| Title |
The_invasion_of_a_free_floating_planet_and_the_number_asymmetry_of_Jupiter_Trojans |
| Authors |
Jian_Li,_Zhihong_Jeff_Xia,_Nikolaos_Georgakarakos,_and_Fumi_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13598 |
この論文は、太陽系に侵入する自由浮遊惑星(FFP)の摂動の可能性を導入することにより、木星とその2つのトロヤ群の初期進化に関する以前の研究(Lietal.2023)を拡張します。FFPの侵入の枠組みの中で、L4およびL5木星トロイの木馬の数の非対称性と、その他の観察された特徴を説明するいくつかの新しいシナリオを提供することを目指しています。2つの異なるケースを調査します:(i)木星がFFPとの散乱遭遇を経験し、(Lietal.2023)で考えられている速度よりもはるかに速い速度で外側にジャンプする間接的なケース。L4(N4)およびL5(N5)トロイの木馬群の数。(ii)FFPがL5領域を横断し、ローカルのトロイの木馬の安定性に影響を与える直接的なケース。間接的な場合、木星の外向きの移動は、L4アイランドを一時的に消滅させるのに十分な速さであり、局所的なトロイの木馬の共鳴振幅の増加を引き起こします。移行が終わると、L4トロイの木馬は再出現して拡大した島々に戻ってきます。L5島に関しては、それらは常に存在しますが、さらに大幅に拡大します。L4群れはL5群れよりも共振振幅の励起が少ないため、より多くのL4トロイの木馬が安定して最後まで生き残ることができます。直接的なケースでは、FFPはL5トロイの木馬のかなりの部分を枯渇させる可能性がありますが、遠く離れたL4トロイの木馬は影響を受けず、すべて生き残ることができます。間接的なケースと直接的なケースの両方で、R45=N4/N5~1.6の数の比率が得られ、現在の観察結果を説明できる可能性があります。後者には、観測された共振振幅分布を生成するという利点があります。これらの結果を達成するために、FFPは少なくとも地球質量の数十倍の質量を持つ必要があり、その軌道傾斜角は40度まで許容されることを提案します。
M型矮星周辺の居住可能な岩石惑星におけるH2優勢大気の狭い抜け穴
| Title |
Narrow_loophole_for_H2-dominated_atmospheres_on_habitable_rocky_planets_around_M_dwarfs |
| Authors |
Renyu_Hu,_Fabrice_Gaillard,_Edwin_Kite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13659 |
M型矮星の周りにH2優勢の大気を持つハビタブルな岩石惑星が存在する場合、JWSTを使用した詳細な分光法でハビタブルな太陽系外惑星を特徴付けることができます。しかし、居住可能な条件と一致するH2優勢の大気は、大きすぎることはできず、適度なサイズのH2優勢の大気は、M型矮星の周りの岩石惑星での放射線による大気流出によって質量を失います。火山のガス放出と蛇紋岩化は、H2を供給し、定常状態のH2優勢大気を形成する2つの潜在的な方法として評価します。質量が地球の1～7倍の岩石惑星と初期、中期、後期のM型矮星の場合、減少したマントルからの予想される火山ガス放出率は、脱出率を1桁以上下回り、蛇紋岩化の上限は寛大です。率はまだ脱出率の数分の1です。定常状態のH2優勢の大気を維持する可能性のある特別なメカニズムには、液体の水とマントルの間の直接的な相互作用、還元されたマントルからのヒートパイプの火山活動、効率的な上層大気の冷却によって遅くなる流体力学的な脱出が含まれます。したがって、M型矮星の岩石惑星で、居住可能な環境をサポートする中程度のサイズのH2優勢の大気を見つけることはまずありません。
| Title |
Active_galactic_nuclei,_gravitational_redshifts,_and_cosmological_tensions |
| Authors |
S._Carneiro,_N._D._Padilla,_J._Chaves-Montero,_C._J._Donzelli,_C._Pigozzo,_P._Colazo,_J._S._Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13036 |
重力赤方偏移は、アインシュタインの一般相対性理論の古典的な効果であり、星、クエーサー、銀河団ですでに測定されています。ここでは、超大質量ブラックホールによる活動銀河の輝線における重力赤方偏移の特徴を特定し、Ia型超新星からの宇宙論的推論への影響について議論します。まず、AGNブラックホール質量データベースの75個のセイファートI型銀河の$H_{\beta}$線の半値全幅から、重力赤方偏移$z_g=(2.4\pm0.9)\times10^を導出します。{-4}$.この分析をSDSSのDR14から86755個のクエーサーに拡張すると、平均値$z_g\approx2.7\times10^{-4}$が得られます。次に、SAMIサーベイでLINER銀河の中心領域と外側領域で測定された34ラインの赤方偏移を比較することにより、$z_g=(0.68\pm0.09)\times10^{-4}$を取得します。これらの数値は、太陽質量$\approx10^9$の中心ブラックホールと$\approx1$~pcのブロードライン領域と互換性があります。非AGN銀河の場合、重力赤方偏移はゼロと互換性があり、それらはSNeIaホスト銀河のほとんどを構成するため、宇宙パラメータへの影響は無視できます。
Pristine Dwarf-Galaxy survey -- V. 矮小銀河 Hercules の縁
| Title |
The_Pristine_Dwarf-Galaxy_survey_--_V._The_edges_of_the_dwarf_galaxy_Hercules |
| Authors |
Nicolas_Longeard,_Pascale_Jablonka,_Giuseppina_Battaglia,_Khyati_Malhan,_Nicolas_Martin,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Federico_Sestito,_Else_Starkenburg,_Kim_A._Venn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13046 |
矮小銀河ヘラクレス(d~132kpc)の新しい分光学的研究を、アングロオーストラリア望遠鏡とそのAAOmega分光器からのデータと、2度フィールドマルチオブジェクトシステムを使用して提示し、ヘラクレスが潮汐で乱れているかどうかという難問を解決します。天の川の汚染を効率的に取り除くために、広帯域測光、ガイアからの固有運動、および元の狭帯域で金属量に敏感な測光を組み合わせます。このようなクリーニングは、天の川の個体群の横速度と太陽中心速度の両方がヘラクレスと重なるため、この運動学的体制では特に重要です。この方法のおかげで、衛星のほぼ10rhにある1つを含む、3つの新しいメンバー星が特定されました。3つすべてが、本体と一致する速度と金属性を持っています。この新しいデータセットを、汚染を一掃した文献全体と組み合わせると、Herculesは速度勾配(d<v>/dX=0.1+0.4/-0.2kms-1arcmin-1)を示さないことがわかります。潮汐破壊を受ける証拠を示します。
端の星: 銀河の潮汐と Sculptor dwarf spheroidal の周辺
| Title |
Stars_on_the_edge:_Galactic_tides_and_the_outskirts_of_the_Sculptor_dwarf_spheroidal |
| Authors |
Federico_Sestito,_Joel_Roediger,_Julio_F._Navarro,_Jaclyn_Jensen,_Kim_A._Venn,_Simon_E._T._Smith,_Christian_Hayes,_and_Alan_W._McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13048 |
銀河の半光半径をはるかに超える星は、ほとんどの星形成が行われた領域から星を移動できるメカニズムの存在を示唆しています。これらの「星のハロー」の形成は、通常、初期の合体または銀河の潮汐の影響に起因すると考えられていますが、星のフィードバックによる重力ポテンシャルの変動も考えられるメカニズムの候補です。ベイジアンアルゴリズムを使用して、Sculptordwarfgalaxyの極端な郊外で新しい候補メンバーを見つけます。遠く離れた2つの星の正確な金属量と視線速度は、GeminiSouthGMOSスペクトログラフで取得したスペクトルから測定されます。これらのターゲットの放射状の速度、適切な動き、および金属性は、Sculptorメンバーシップと一致しています。その結果、スカルプター・ドワーフの既知の境界は、$\sim3$kpcの投影された物理的距離に対応する$\sim10$半光半径の楕円距離まで拡張されます。以前の研究で報告されているように、視線速度と金属量の全体的な分布は、より空間的および運動学的に分散した金属の少ない星の存在を示しています。Sculptorの密度プロファイルは、射影距離$\sim25$arcmin(620pc)で対数勾配の「ねじれ」を示しています。これは、銀河の潮汐が矮星の遠い郊外に生息するのに役立ったという証拠として解釈されます。これらの遠方の星の起源について、この潮汐の解釈をテストおよび検証するためのさらなる方法について説明します。
MIGHTEE-HI: 非ターゲット干渉測量からの最初の MeerKAT HI 質量関数
| Title |
MIGHTEE-HI:_The_first_MeerKAT_HI_mass_function_from_an_untargeted_interferometric_survey |
| Authors |
Anastasia_A._Ponomareva,_Matt_J._Jarvis,_Hengxing_Pan,_Natasha_Maddox,_Michael_G._Jones,_Bradley_S._Frank,_Sambatriniaina_H._A._Rajohnson,_Wanga_Mulaudzi,_Martin_Meyer,_Elizabeth_A._K._Adams,_Maarten_Baes,_Kelley_M._Hess,_Sushma_Kurapati,_Isabella_Prandoni,_Francesco_Sinigaglia,_Kristine_Spekkens,_Madalina_Tudorache,_Ian_Heywood,_Jordan_D._Collier_and_Srikrishna_Sekhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13051 |
約10億年($0\leqz\leq0.084$)の期間をカバーするMIGHTEESurveyEarlyScienceデータからの276の直接検出に基づいて、MeerKATからのデータを使用したHI質量関数(HIMF)の最初の測定値を提示します。これは、非グループフィールドまたはクラスターフィールド、つまりディープブランクフィールドで干渉データを使用して測定された最初のHIMFです。$1/\rmV_{\rmmax}$とModifiedMaximumLikelihood(MML)の2つの異なる方法でHIMFを記述するSchechter関数のパラメーターを制約します。低質量勾配$\alpha=-1.29^{+0.37}_{-0.26}$、「膝」質量$\log_{10}(M_{*}/{\rmM_{\odot}})=10.07^{+0.24}_{-0.24}$および正規化$\log_{10}(\phi_{*}/\rmMpc^{-3})=-2.34^{+0.32}_{-0.36}$($H_0=67.4$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$)for$1/\rmV_{\rmmax}$および$\alpha=-1.44^{+0.13}_{-0.10}$、「膝」質量$\log_{10}(M_{*}/{\rmM_{\odot}})=10.22^{+0.10}_{-0.13}$および正規化$\log_{10}(\phi_{*}/\rmMpc^{-3})=-2.52^{+0.19}_{-0.14}$MMLの場合。$1/\rmV_{\rmmax}$を使用すると、低質量勾配と「膝」質量の両方が、単一皿調査に基づく以前の研究と$1\sigma$以内で一致することがわかります。HIの宇宙質量密度は、以前に報告されたものよりわずかに大きいことがわかっています:$\Omega_{\rmHI}=5.46^{+0.94}_{-0.99}\times10^{-4}h^{-1}_{67.4}$from$1/\rmV_{\rmmax}$および$\Omega_{\rmHI}=6.31^{+0.31}_{-0.31}\times10^{-4}h^{-1}_{67.4}$MMLからのものですが、不確実性内で一貫しています。過去10億年にわたるHIMFの進化の証拠は見つかりません。
宇宙時間にわたるライマン アルファ ハローのサイズの進化について: 線放射で調べた場合、銀河周縁のガス分布に変化はありません
| Title |
On_the_evolution_of_the_size_of_Lyman_alpha_halos_across_cosmic_time:_no_change_in_the_circumgalactic_gas_distribution_when_probed_by_line_emission |
| Authors |
Axel_Runnholm,_Matthew_J._Hayes,_Yu-Heng_Lin,_Jens_Melinder,_Claudia_Scarlata,_Angela_Adamo,_Ramona_Augustin,_Arjan_Bik,_J\'er\'emy_Blaizot,_John_M._Cannon,_Sebastiano_Cantalupo,_Thibault_Garel,_Max_Gronke,_Edmund_C._Herenz,_Floriane_Leclercq,_G\"oran_\"Ostlin,_Celine_Peroux,_Armin_Rasekh,_Michael_J._Rutkowski,_Anne_Verhamme_and_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13057 |
ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)は現在、高赤方偏移銀河を研究するためのツールとして日常的に使用されており、その共鳴性質は、星形成銀河の周りの中性水素を追跡できることを意味します。高赤方偏移Ly$\alpha$エミッターの積分場スペクトログラフ測定は、かなり拡張されたLy$\alpha$ハロー放射がそのようなオブジェクトの周りに遍在していることを示しています。ハッブル宇宙望遠鏡で観測された赤方偏移0.23から0.31の銀河のサンプルを提示し、高$z$サンプルの星形成特性と一致するように選択し、低表面輝度Ly$\alpha$発光の検出のために観測を最適化します。Ly$\alpha$エスケープ率は0.7\%から37\%の範囲であり、Ly$\alpha$放出の拡張は7つのターゲットのうち6つのターゲットで検出されます。Ly$\alpha$ハローとUVスケールの長さの比率は約6:1であり、これは高赤方偏移の観測よりわずかに低く、60\%から85\%の間のハローフラックスの割合(高赤方偏移の観測と一致)を見つけます。同等の方法を使用します。ただし、私たちのターゲットは、追加の拡張された星のUV放射を示しています。これを新しい二重指数モデルでパラメータ化します。このパラメーター化は、観測されたLy$\alpha$ハロー分数に強く影響しないことがわかりました。Ly$\alpha$ハロー放出の起源を確実に決定するには、より深いH$\alpha$データが必要であることがわかりますが、H$\alpha$が中央のFUVプロファイルよりも拡張されていることを示す兆候があり、条件を示している可能性があります。電離放射線を逃がしやすい。高赤方偏移銀河、宇宙論的シミュレーション、放出における銀河周囲媒体の進化的研究、および電離放射線の放出との関連で、我々の結果について議論します。
中間質量ブラック ホールへの強化された極端な質量比の吸気速度
| Title |
Enhanced_Extreme_Mass_Ratio_Inspiral_Rates_into_Intermediate_Mass_Black_Holes |
| Authors |
Ismail_Qunbar_and_Nicholas_C._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13062 |
極端な質量比の渦巻き(EMRI)は、恒星質量のコンパクトな天体が巨大なブラックホールに渦巻く重力波(GW)を開始するときに発生します。EMRI波形は周囲の時空を正確にマッピングできるため、{\itLISA}などの将来の宇宙ベースのGW干渉計の重要なターゲットになりますが、それらのイベント率とパラメーターは非常に不確実です。最大の不確かさの1つは、真のEMRI({\itLISA}バンドで少なくとも数千の軌道を費やす)と、最大で数個の軌道の帯域内にあり、実際には検出できないダイレクトプランジの比率です。.この論文では、EMRIとプランジの間の伝統的な二分法(EMRIは小さな長半径から発生し、プランジは大きな半径から発生する)が、質量が$M_\bullet\lesssim10^5M_\の中間質量ブラックホールには当てはまらないことを示します。odot$.この低質量領域では、プランジは常に$\mathcal{O}(1)$の確率で失敗し、新しい「クリフハンガー」EMRIに移行します。クリフハンガーEMRIは、より大きな恒星質量のコンパクトな天体の場合により簡単に生成され、小さい天体の場合は可能性が低くなります。この新しいEMRI生成チャネルは、中間質量ブラックホールが矮小銀河核で一般的である場合、体積EMRIレート$\dot{n}_{\rmEMRI}$を支配し、潜在的に$\dot{n}_{\rmEMRI}を増加させる可能性があります。$桁違い。
渦巻銀河 HCG 97b のラム圧で剥ぎ取られた電波尾部と 2 つの ULX
| Title |
Ram-pressure_stripped_radio_tail_and_two_ULXs_in_the_spiral_galaxy_HCG_97b |
| Authors |
Dan_Hu,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Norbert_Werner,_Romana_Grossov\'a,_Pavel_J\'achym,_Ian_D._Roberts,_Alessandro_Ignesti,_Jeffrey_D.P._Kenney,_Tom\'a\v{s}_Pl\v{s}ek,_Jean-Paul_Breuer,_Timothy_Shimwell,_and_Cyril_Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13066 |
X線明るい銀河群によってホストされている渦巻銀河HCG97bにおける拡張電波放出のLOFARおよびVLA検出を報告します。144MHz、1.4GHz、および4.8GHzで検出された拡張電波放射は、光ディスクに沿って伸びており、GHz周波数ではグループの中心に向かって投影で27kpc、144MHzでは60kpc伸びるテールを持っています。チャンドラのX線データは、2つの核外の超高輝度X線源(ULX)を示しており、より遠くにあるものは、分子の密度が増加した環境に埋め込まれた降着中質量ブラックホール(IMBH)の適切な候補です。ガス。光学的、CO、および電波連続体で観察された形態を考えると、銀河はラム圧ストリッピングを受けており、星形成領域で加速された相対論的プラズマは、銀河群内媒体相互作用によって銀河円盤から輸送されることを提案します。最後に、ラジオテールの形成は、原則として、IMBHによって誘導されると推定される活動の結果である可能性があることも示しています。
Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey: 空間分解プロパティ
| Title |
The_Calar_Alto_Legacy_Integral_Field_Area_Survey:_spatial_resolved_properties |
| Authors |
S._F._S\'anchez,_J._K._Barrera-Ballesteros,_L._Galbany,_R.Garc\'i_a-Benito,_E._Lacerda,_A._Camps-Fari\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13070 |
eCALIFAデータリリースSanchezetal.(i)パイプラインによって実行された分析、(ii)導出された空間的に分解されたプロパティに採用されたデータモデル、および(iii)各銀河について導出された一連の観測パラメータと物理パラメータの放射状勾配の統合された特性と勾配のカタログ.解析の結果(i)を、典型的な銀河としてNGC\,2906を使用して示し、さまざまな派生パラメータとイオン化ガスの特性の詳細な調査、および(ii)古典的な[OIII]/H$\beta$対[NII]/H$\alpha$にわたる空間分解されたイオン化ガスの分布を示す銀河全体のサンプル.一般に、私たちの結果は以前に公開されたものと一致しますが、現在のデータセットを使用すると、放射状パターンの追跡と個々のイオン化構造の分離が改善されます.この記事で説明したすべての個々の銀河データ製品とカタログは、一部として配布されています.eCALIFAデータリリースのhttp://ifs.astroscu.unam.mx/CALIFA_WEB/public_html/
チャンドラ ソース カタログ ノーマル ギャラクシー サンプル
| Title |
The_Chandra_Source_Catalog_Normal_Galaxy_Sample |
| Authors |
Dong-Woo_Kim,_Alyssa_Cassity,_Binod_Bhatt,_Giuseppina_Fabbiano,_Juan_Rafael_Martinez_Galarza,_Ewan_O'Sullivan,_Arnold_Rots |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13159 |
赤方偏移範囲z~0.04-0.7、光学的光度1010-1011Lro、およびX線光度(0.5-7keV)LXにある8557個の銀河候補の、広範かつ十分に特徴付けられたチャンドラX線銀河カタログ(CGC)を提示します。=2x1040-2x1043ergs-1。約5%の誤一致率とQSOによるコンタミネーションを見積もっています。CGCは、SDSS、PanSTARRS、DESILegacy、WISEなどの光学およびIR全天調査データと相互相関することによって、チャンドラソースカタログバージョン2(CSC2)から抽出されました。私たちの選択は、光学分光学的識別を使用してサブサンプルでテストした2つの主要な基準を利用しています。(1)X線光度(LX)とX線対光束比(FXO)に基づく共同選択。これは、分光学的に分類された銀河の63%をわずかな混入率(7%)で回復します。LXまたはFXOを単独で使用する方法(<50%の回収率)。(2)W1-W2(W12)WISE色とLXの共同選択は、QSOを除外するのに効果的であることが証明されており、分光学的に分類された銀河の72%を回復し、汚染の割合(4%)を減らすことによって選択を改善します。CGCのうち、24%が光学分光法によって選択されました。LX、FXO、およびW12に基づいて30%。LX-FXOまたはLX-W12の選択基準を使用すると、46%になります。z<0.1の銀河のデータを個別に調べたところ、複数のCSC2X線源が含まれている可能性があり、110の局所銀河が除外されました。私たちのカタログには、近赤外および紫外データと銀河の形態学的タイプも含まれています。
チャンドラ ソース カタログを使用して、X 線で明るく光学的に正常な銀河を再訪する
| Title |
Revisiting_X-ray-Bright-Optically-Normal-Galaxies_with_the_Chandra_Source_Catalog |
| Authors |
Dong-Woo_Kim,_Amanda_Malnati,_Alyssa_Cassity,_Giuseppina_Fabbiano,_Juan_Rafael_Martinez_Galarza,_Ewan_O'Sullivan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13160 |
X線で明るく光学的に正常な銀河(XBONG)は、活動銀河核(AGN)と一致するX線光度を持つ銀河ですが、AGN光輝線の証拠はありません。チャンドラソースカタログバージョン2(CSC2)を分光学的に分類された銀河のスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)サンプルと照合して、LX>1042ergs-1およびX線対光束比FXO>0.1を持つ817のXBONG候補を特定しました。.WISEカラーとNIR、光学、UV、および電波の光度との比較により、XBONGの軌跡は通常の銀河とクエーサーの対照サンプルの軌跡の中間にあり、低光度のクエーサーと一致することが示されています。XBONGサンプルの43%がNH>1022cm-2を示唆するX線色を持っていることがわかり、QSOサンプルの割合の2倍になり、XBONGの大部分が非常に不明瞭なAGNであることを示唆しています。ただし、XBONGの約50%は隠されておらず、通常の銀河よりもX線の色が硬くなっています。これらのXBONGの一部は、空間的に拡張されたX線放射を持っています。これらの特徴は、未確認の銀河群や銀河団である可能性を示唆しています。QSOと銀河/グループ/クラスターのX線光度関数を使用して、拡張XBONGのおおよその割合を<20％と推定します。また、ホスト銀河の恒星光によってAGNシグネチャが希釈されるXBONGのおおよその割合を、それらの赤方偏移とQSOLX-Lr関係の外挿からの偏差に基づいて、約30%と評価します。
G358.931-0.030 に向かうアンモニアメーザー
| Title |
Ammonia_masers_toward_G358.931-0.030 |
| Authors |
T._P._McCarthy,_S._L._Breen,_J._F._Kaczmarek,_X._Chen,_S._Parfenov,_A._M._Sobolev,_S._P._Ellingsen,_R._A._Burns,_G._C._MacLeod,_K._Sugiyama,_A._L._Brierley_and_S._P._van_den_Heever |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13222 |
非準安定(6,3)、(7,5)、および(6,5)遷移でのアンモニアメーザーの検出を報告します。後者は、これまでに行われたその遷移の最初の明確なメーザー検出です。私たちの観測には、(6,5)メーザー輝度温度の効果的な制約を可能にするアンモニアメーザー放出の最初のVLBI検出が含まれています。メーザーはG358.931-0.030に向かって検出されました。これは、フレア活動の期間を経ていることが最近報告された6.7GHzクラスIIメタノールメーザー放射のサイトです。これらのアンモニアメーザーは、G358.931-0.030の降着バーストイベント中にクラスIIメタノールメーザーと同時にフレアしているように見えます。この新たに検出されたアンモニアメーザー放射のサイトは、天の川銀河で発見された12番目のサイトです。また、観測データによって制約された放射伝達計算を通じて、検出された3つのメージング遷移すべてについて、メーザーポンピング条件の調査結果も報告します。これらの計算は、アンモニア(6,5)メーザー遷移が高い色温度の赤外線放射によって励起され、(6,5)と(7,5)遷移線比がダスト温度>400Kを意味するという仮説を支持しています。さらに、アンモニア(6,3)メーザー線からの顕著な直線偏光放射を検出します。観測および放射伝達計算の結果に加えて、アンモニア(6,3)および(6,5)遷移の新たに導出された静止周波数も報告します。
近くの電波銀河 NGC 4261 における H2O メーザー放射の非常に長いベースライン干渉法によるイメージング
| Title |
Very_Long_Baseline_Interferometry_imaging_of_H2O_maser_emission_in_the_nearby_radio_galaxy_NGC_4261 |
| Authors |
Satoko_Sawada-Satoh,_Nozomu_Kawakatu,_Kotaro_Niinuma,_Seiji_Kameno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13245 |
近くの電波銀河NGC4261の核に向けた22GHzと43GHzでの二重周波数超長基線干渉法(VLBI)観測を報告します。NGC4261の領域。H2Oメーザー放射は、約2250～2450km/sの速度範囲内でrmsレベルの3倍を超えてわずかに検出され、全身速度に対してわずかに赤方偏移しています。H2Oメーザー放射は、22GHzで最も明るい連続体成分の東約1ミリ秒(mas)に位置します。ここでは、連続体スペクトルが光学的に厚く、イオン化ガスによる自由自由吸収後退ジェットにあります。H2Oメーザー放射と電離ガス円盤の間の位置の一致は、H2Oメーザー放射が円盤の手前側から発生し、背景の後退ジェットからの連続放射を増幅することを意味します。円盤の軸が視線に対して64度の方向を向いている場合、H2Oメーザー放射は円盤内で平均半径0.3pcであると予想されます。H2Oメーザー放射の広い線幅は、超大質量ブラックホール(SMBH)のすぐ近くでの複雑な運動学に起因する可能性があります。これには、SMBHへの進行中のガスの流入、乱流、および流出が含まれます。これは、最も近いラジオラウドH2OメガメーザーソースNGC1052の多相核周囲トーラスモデルに類似しています。ただし、この説明では、H2Oメーザー放出と自由自由吸収後退ジェットのみとの明確な関連性を説明することはできません。
ダスト粒子サイズの進化と非理想的な磁気流体力学効果に対する乱流強度とフラグメンテーション速度の影響
| Title |
Impact_of_turbulence_intensity_and_fragmentation_velocity_on_dust_particle_size_evolution_and_non-ideal_magnetohydrodynamics_effects |
| Authors |
Yoshihiro_Kawasaki_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13271 |
崩壊する雲コアの乱流強度とダスト粒子のフラグメンテーション速度の両方をパラメーターとして取り、星形成コアの崩壊フェーズ中の非理想的な磁気流体力学的効果に対するダスト粒子サイズの進化の影響を調査します。乱流強度が小さい場合、ダスト粒子は大きく成長せず、非理想的なMHD効果が高密度領域で効率的に機能します。粉塵粒子は強い乱流環境で急速に成長しますが、そのような環境での非理想的なMHD効果の効率は、粉塵粒子の破砕速度に依存します。破砕速度が小さい場合、乱流によりダスト粒子の凝集成長と衝突破砕が促進され、小さなダスト粒子が生成されます。この場合、ダスト粒子表面への荷電粒子の吸着が効率的になり、荷電粒子の存在量が減少し、非理想的なMHD効果が高密度で有効になります。一方、破砕速度が速いと乱流が強くても粉塵粒子が破砕しにくくなります。この場合、小さなダスト粒子の生成は非効率になり、非理想的なMHD効果はあまり効果的ではなくなります。また、星と円盤の形成プロセスに対するダスト組成の影響も調査します。崩壊するコアの乱流強度と、磁場の散逸による星周円盤形成のためのダストのフラグメンテーション速度を制限します。
核形成初期型銀河 FCC 47 における動的 SMBH 質量推定に対する初期質量関数の影響
| Title |
Effect_of_the_initial_mass_function_on_the_dynamical_SMBH_mass_estimate_in_the_nucleated_early-type_galaxy_FCC_47 |
| Authors |
Sabine_Thater,_Mariya_Lyubenova,_Katja_Fahrion,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Prashin_Jethwa,_Dieu_D._Nguyen_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13310 |
多くの銀河には、超大質量ブラックホール(SMBH)と核星団(NSC)が共存しています。ブラックホールの形成の歴史は本質的に失われていますが、NSCは星の個体群と運動学に刻印された進化の歴史を保持しています。SMBHとNSCを並行して研究することは、最終的に銀河中心の構築を明らかにするのに役立つかもしれません。この研究では、初期型銀河FCC47の大規模VLT/MUSE観測と高解像度適応光学支援VLT/SINFONI観測を組み合わせて、空間的(非)変数初期の効果を評価することを目標としています。この銀河の推定されるSMBHの質量の決定に関する質量関数(IMF)。これは、銀河とそのNSCのDYNAMITESchwarzschild軌道重ね合わせモデリングを実行することによって実現されます。銀河の可能性に対する星の質量の寄与を適切に考慮するために、固定および空間的に変化するIMFを持つ単一の星の人口モデルから導出された、変化する星の質量対光比を使用して、質量マップを作成します。2つの質量マップを使用して、$(7.1^{+0.8}_{-1.1})\times10^7\,M_{\odot}$と$(4.4^{+1.2}_{-2.1})\times10^7\,M_{\odot}$$3\sigma$シグニファンス。恒星の質量と光の比率が一定のモデルと比較すると、ブラックホールの質量はそれぞれ15%と48%減少します。したがって、関数形式と銀河全体の空間の両方で変化するIMFは、SMBH質量推定に無視できない影響を与えます。さらに、FCC47のSMBHは、非常に大規模なNSCと比較して、おそらく大規模に成長していないことがわかります。
低エネルギー $CH_{3}^{+}$ イオンと非晶質固体水表面との低温での反応によるメタノール生成
| Title |
Methanol_formation_through_reaction_of_low_energy_$CH_{3}^{+}$_ions_with_an_amorphous_solid_water_surface_at_low_temperature |
| Authors |
Y._Nakai,_W._M._C._Sameera,_K._Furuya,_H._Hidaka,_A._Ishibashi,_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13389 |
低エネルギー$CH_{3}^{+}$イオンと10K付近の非晶質固体水(ASW)表面との反応によるメタノール生成の実験的調査を行った。数eVのイオンと表面上の微量の反応生成物の検出。以前の理論的研究で予測されたように、ASW表面の低エネルギー$CH_{3}^{+}$照射によってメタノール分子が生成され、生成されたメタノールの水酸基がASWの水分子に由来することがわかりました。観測されたメタノール強度の温度依存性は、12-60Kの温度範囲でほとんど明らかではありません。10Kの一定温度条件下での第一原理分子動力学シミュレーションは、この反応が自発的にメタノール分子と$H_{3}O^{+}$イオン、ASW表面上の$CH_{3}^{+}$の接触点に関係なく。$CH_{3}^{+}$と$H_{2}O$氷の間の反応が含まれ、メタノールが形成される分子雲条件下で天体化学モデルを使用してシミュレーションを実行しました。気相中の$CH_{3}^{+}$の存在量が少ないため、メタノールの存在量に対する反応の影響は分子雲の端(<1mag)でのみ制限されることがわかりました。豊富な分子イオン$HCO^{+}$と$H_{2}O$氷の間は、まだ実験的に確認されていませんが、複雑な有機分子の存在量にかなり影響を与える可能性があります。この研究は、分子イオンと氷表面との間の新しいタイプの反応に光を当てます。この反応は、宇宙化学モデルに含まれるべきです。
局所体積における銀河のスピンの向き
$r<12$Mpcの距離でローカルボリューム内の$720$の銀河の角運動量$J$を推定しました。ハッブル系列に沿った平均角運動量の分布は、形態学的タイプ$T=4$(Sbc)で最大になりますが、銀河の$J$値の分散は最小です。ローカルボリュームの集団の中で、27のエリート渦巻銀河が際立っており、角運動量が天の川の0.15を超えており、$J>0.15J_{MW}$であり、全体に対する主な寄与($>90\%$)を占めています。考慮されたボリューム内の銀河の角運動量。これらの銀河の運動学と構造に関する観測データを使用して、それらのスピンの方向を決定しました。空にある27個の近くの大規模な渦巻銀河のスピンの分布の最初のマップを提示し、それらのパターンがローカルシート平面に関して有意な位置合わせを示さないことに注意してください。局所銀河の角運動量と星の質量との間の関係は、銀河の質量の$6$桁の間隔にわたって($5/3$)の指数を持つべき法則によってよく表されます。
MIRI/JWST による z=4.055 のダスト星形成銀河 GN20 の星の構造の解明
| Title |
Uncovering_the_stellar_structure_of_the_dusty_star-forming_galaxy_GN20_at_z=4.055_with_MIRI/JWST |
| Authors |
L._Colina,_A._Crespo_G\'omez,_J._\'Alvarez-M\'arquez,_A._Bik,_F._Walter,_L._Boogaard,_A._Labiano,_F._Peissker,_P._P\'erez-Gonz\'alez,_G._\"Ostlin,_T.R._Greve,_H.U._N{\o}rgaard-Nielsen,_G._Wright,_A._Alonso-Herrero,_R._Azollini,_K.I._Caputi,_D._Dicken,_M._Garc\'ia-Mar\'in,_J._Hjorth,_O._Ilbert,_S._Kendrew,_J.P._Pye,_T._Tikkanen,_P._van_der_Werf,_L._Costantin,_E._Iani,_S._Gillman,_I._Jermann,_D._Langeroodi,_T._Moutard,_P._Rinaldi,_M._Topinka,_E.F._van_Dishoeck,_M._G\"udel,_Th._Henning,_P.O._Lagage,_T._Ray,_B._Vandenbussche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13529 |
高い赤方偏移($z$>4)の明るい赤外線銀河には、短期間(>100Myr)で星の質量を構築する極端なスターバーストが含まれます。これらの銀河は、中間赤方偏移($z\sim$2)にある巨大な静止銀河の始祖であると考えられていますが、それらの星の構造と形成は不明です。ここでは、宇宙が誕生してわずか1.5Gyrであった時代に観測された、これまでに知られている最も明るい塵の多い星形成銀河の1つであるGN20の最初の空間分解された近赤外線画像を提示します。JWST中赤外線装置(MIRI/JWST)で撮影された5.6$\mu$mの画像は、GN20が非常に明るい銀河(M$_\mathrm{1.1\mum,AB}$=$-$25.01)であることを示しています。目立つ中央のソースと拡張されたエンベロープで構成された星の構造を持っています。中央のソースは、全フラックスの9%を運ぶ未解決の核です。核は冷たい塵の放出のピークと同じ位置にあり、恒星の紫外放出から3.9kpcオフセットされています。拡散した星のエンベロープは、塊状のCO分子ガスの分布とサイズが似ています。恒星エンベロープの重心は、未解決の核から1kpcオフセットされており、GN20が原始銀河団で最も明るい銀河としての位置によってサポートされる相互作用または合併イベントに関与していることを示唆しています。GN20の恒星のサイズは、$z\sim$4にある既知の回転楕円体、円盤、および不規則星よりも約3～5倍大きく、そのサイズと低いサーシックインデックスは、塵の多い赤外線で測定されたものと同様です。同じ質量の$z\sim$2の銀河。GN20は、中間の$z$で大規模な回転楕円体の静止銀河に進化するために必要なすべての要素を備えています。これは$z$=4.05にある大きく明るい銀河であり、恒星核を中心とし、星の核全体に広がる短くて大規模なスターバーストに関与しています。半径4kpcまでの銀河であり、原始星団のメンバーとの相互作用または合併によって引き起こされた可能性が高い。
近くの宇宙の衛星の飛行機
1970年代半ば以降、天の川の周りの矮小銀河が薄い極構造に配置されていることが知られています。この構造内の配置と動きは、宇宙論の標準モデルへの深刻な挑戦であると認識されており、衛星平面問題と呼ばれています。アンドロメダ銀河、Cen\,A、またはNGC\,253などの他の銀河の周りで、そのような構造のより多くの観測的証拠が提唱されており、以前に特定された緊張に追加されています。したがって、衛星平面の問題の解決策は、天の川に合わせて調整するだけでなく、これらのさまざまな観測されたシステムと環境をすべて説明する必要があります。
IllustrisTNG での銀河団の結合
銀河団同士の合体は、宇宙の大規模構造形成の重要な段階です。合併のいくつかは、最近、小さなクラスターが大きなクラスターを通過した結果として形成された壮大な弓の衝撃を示しています。これの典型的な例は、いわゆる弾丸クラスターです。この論文では、IllustrisTNG300シミュレーションから、顕著なものを検索することにより、総質量が$1.4\times10^{14}$M$_{\odot}$を超える200個の最も巨大な天体の間で特定された、相互作用するクラスターの10の例について説明します。温度マップのバウショック。結合する2つの星団の質量比は異なりますが、これらの事象は多くの点で非常に類似しています。いずれの場合も、伴星団は0.9から0.3Gyrの間に主星団の近くを1回だけ通過し、近心距離は100-530kpc、速度は最大3400kms$^{-1}$でした。サブクラスターは、通常、相互作用前のメインクラスターよりも質量が1桁小さく、その過程で暗黒物質とガスの大部分を失います。レムナントの無衝突部分と船首衝撃波との間の変位は、通常、レムナントが衝撃波に遅れるか、衝撃波と一致するようなものです。ただし、最大速度で発生する合体は例外です。通常、合体するクラスター内のガスセルの約1%が衝撃を受け、これらのガスセルのマッハ数の中央値は約2です。シミュレーションボックスのサイズが比較的小さいため、弾丸クラスターの類似物は見つかりませんでしたが、質量、速度、および変位の点で類似している1つのケースを特定しました。提示されたケースは、A520やComaなどの観測された極端ではない相互作用するクラスターにより似ています。
IC 63反射星雲のHIの高解像度観測
| Title |
High_Resolution_Observations_of_HI_in_the_IC_63_Reflection_Nebula |
| Authors |
L._Bonne,_B-G_Andersson,_R._Minchin,_A._Soam,_J._Yaldaei,_K._Kulas,_J._Karoly,_L.B.G._Knee,_S._Kumar,_N._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13669 |
熱い若い星からの(遠)紫外光が周囲の分子雲のガスと相互作用する光解離領域(PDR)は、星間物質での星形成によるフィードバックの性質と役割を理解するための実験室を提供します。PDRの一般的な性質は、少なくとも単純化された条件下ではよく理解されていますが、ガスの凝集、時間の経過に伴う進化などを含む、これらの領域の詳細なダイナミクスと化学は非常に複雑になる可能性があります。[CII]158$\mu$m観測と組み合わせて、近くの反射星雲IC63に向かう21cm原子水素線の干渉観測を提示します。さらに、IC63を$<$0.5Myr.PDRのダイナミクスが、観測された塊状のHI分布と、明確に定義されたHI/H$_{2}$遷移フロントの欠如を説明していることがわかります。ただし、HI自己吸収(HISA)と非平衡化学もこの塊状の形態とHI/H$_{2}$遷移フロントの欠落に寄与しているかどうかを結論づけることは現在不可能です。
ダスト減衰曲線の滑りやすい勾配: ダスト減衰法則と、z = 4 までの星からダストのコンパクト性との相関
| Title |
The_slippery_slope_of_dust_attenuation_curves:_Correlation_of_dust_attenuation_laws_with_star-to-dust_compactness_up_to_z_=_4 |
| Authors |
M._Hamed,_K._Ma{\l}ek,_V._Buat,_Junais,_L._Ciesla,_D._Donevski,_G._Riccio,_and_M._Figueira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13713 |
ねらい。アタカマ大型ミリ波アレイ(ALMA)とHerschelによってCOSMOSフィールドで検出された122個の重度に塵に覆われた銀河の塵の減衰を調べます。ダスト減衰レシピと、主に銀河の有効半径、星形成率(SFR)、および星の質量などの物理パラメータの変動との間の相関関係を検索し、一般的に使用されている法則のうち、ダストの多い銀河でのダスト減衰を最もよく説明するのはどれかを理解することを目的としています。高赤方偏移の星形成銀河。メソッド。COSMOSデータの広範な測光範囲と、ALMAからの高解像度ダスト連続体マップを組み合わせて利用します。CIGALEを使用して、これらのほこりの多い天体のさまざまな物理的特性、主にSFR、星の質量、減衰を推定します。HSCおよびALMA連続体マップのYバンドでGALFITを使用して、銀河の有効半径(Re)を推定します。これらの半径を使用して、ダスト連続体の相対的なコンパクトさと静止フレームUV/光学Re(y)/Re(ALMA)の拡張を調査します。結果。モデルから計算された物理パラメータは、粉塵減衰曲線の仮定に強く依存することがわかりました。予想通り、最も影響を受けるパラメータは星の質量であり、これが天体の「スターバースト性」の変化につながります。特にダストの多い星形成銀河のダスト減衰を研究する場合、SEDフィッティングの前に星からダストへの放出の相対的なコンパクトさを考慮することが重要であることがわかりました。浅い減衰曲線は、減衰を伴うコンパクトさの明確な好みを示さなかったが、Calzetti減衰曲線は、減衰されていない星の光とダスト放出の同等の空間範囲を好みました。赤方偏移を伴うRe(UV)/Re(ALMA)比の進化は、DSFGのサンプルの宇宙正午頃にピークを迎え、このコンパクトさがこれらの塵の多いソースの宇宙SFR密度と相関していることを示しています。
EPOCHS Paper II: PEARLS サーベイおよびパブリック サイエンス プログラムからの 110 平方アーク分のディープ
ブランク フィールド データを使用した $7.5
| Title |
EPOCHS_Paper_II:_The_Ultraviolet_Luminosity_Function_from_$7.5 |
| Authors |
Nathan_J._Adams,_Christopher_J._Conselice,_Duncan_Austin,_Thomas_Harvey,_Leonardo_Ferreira,_James_Trussler,_Ignas_Juodzbalis,_Qiong_Li,_Rogier_Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_Jansen,_Jake_Summers,_Scott_Tompkins,_Simon_P._Driver,_Aaron_Robotham,_Jordan_C._J._D'Silva,_Haojing_Yan,_Dan_Coe,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Anton_M._Koekemoer,_Madeline_A._Marshall,_Nor_Pirzkal,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_W._Peter_Maksym,_Michael_J._Rutkowski,_Christopher_N._A._Willmer,_Heidi_B._Hammel,_Mario_Nonino,_Rachana_Bhatawdekar,_Stephen_M._Wilkins,_Steven_P._Willner,_Larry_D._Bradley,_Tom_Broadhurst,_Cheng_Cheng,_Herve_Dole,_Nimish_P._Hathi,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13721 |
再イオン化科学のためのプライム銀河外領域（PEARLS）調査の「空白」フィールドでの遠方銀河（$7.5<z<13.5$）の紫外光度関数（UVLF）と星形成率密度の分析を、初期の銀河と組み合わせて提示します。CEERS、GLASS、およびNGDEEPの調査/分野から科学(ERS)データをリリースします。SEDフィッティングツールと品質カットの組み合わせを使用して、一貫して処理された深部近赤外線イメージングのセットから高赤方偏移（$z>6.5$）銀河の信頼できる選択と特徴付けを取得します。110arcmin$^{2}$の領域内で、赤方偏移$z>6.5$の214の候補銀河を特定し、このサンプルを使用して、$7.5<z<13.5の間の4つの赤方偏移ビンで紫外線光度関数(UVLF)を調べます。$.$z=8$と$z=9$で測定された銀河の数密度は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)によって行われた過去の観測と一致しています。しかし、より高い赤方偏移に向かって、UVLFの進化は穏やかであり、シミュレーションや過去のHST観測からの予測と比較して、$z=10.5$と$z=12.5$で測定されたUV発光銀河の数密度が高くなることがわかりました。この時期の銀河の星形成率密度を調べると、私たちの観測結果は依然として一定の星形成効率と一致しており、JWSTを使用した以前の初期の見積もりよりもわずかに低く、$z\sim8$での銀河駆動の再電離をサポートしています。
タイプ IIn 超新星のサンプルのマルチエポック分光偏光測定: 塵の多い星周物質における永続的な非対称性
| Title |
Multi-Epoch_Spectropolarimetry_for_a_Sample_of_Type_IIn_Supernovae:_Persistent_Asymmetry_in_Dusty_Circumstellar_Material |
| Authors |
Christopher_Bilinski,_Nathan_Smith,_G._Grant_Williams,_Paul_S._Smith,_Douglas_C._Leonard,_Jennifer_L._Hoffman,_Jennifer_Andrews,_Peter_Milne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13034 |
14のタイプIIn超新星(SNeIIn)のサンプルのマルチエポック分光偏光測定とスペクトルを提示します。星間偏光の可能性を補正した後、SNeIInは通常、光度のピーク時に1～3%の固有の連続体偏光を示しますが、少数の偏光は弱いか無視できる程度の偏光を示します。一部のSNeIInは初期にさらに強い分極を示しますが、それらの分極はピークから数百日かけて滑らかに低下する傾向があります。固有偏光が青色の波長で、特に初期に強くなる傾向があることがわかりました。電子散乱領域からの偏光は灰色であると予想されますが、ほこりの多い星周物質(CSM)によるSN光の散乱は、そのような波長依存偏光を誘発する可能性があります。ほとんどのSNeIInでは、偏波度と波長依存性の変化は位置角の変化を伴わないため、SN前の非対称質量損失が永続的なジオメトリを持っている必要があります。2～3%の分極が一般的ですが、SNeIInの約30%では分極が非常に低いか、検出されません。すべてのSNIIn前駆細胞が軸対称CSM(つまり、ディスク/トーラス/バイポーラ)を持っているという単純化した仮定の下で、観察される偏光値の分布は、ランダムな視野角の分布から見られる同様の非対称CSMと一致します。この非対称性は、SNeIInにおけるプレSN質量損失の起源を理解する上で非常に重要な意味を持ち、それが連星相互作用によって形成されたことを示唆しています。
ナノヘルツ未満の確率的重力波の探索
確率的重力波背景は、ミリ秒パルサーからの電波パルスの到着時間に刻印されています。従来のパルサータイミング解析では、タイミングモデルを各パルサーに適合させ、適合の残差から定常時間相関を検索します。この方法は、アレイの逆観測時間未満の重力波周波数で機能しなくなります。したがって、既存の分析では、検索を1nHzを超える周波数に制限しています。この課題を克服する効果的な方法は、パルサータイミングモデル自体のパラメーターの経年ドリフトの相関関係を調べることです。この論文では、タイミングモデルの相関がサブナノヘルツの確率的重力波に敏感であり、バイナリスピンダウンレートとパルサースピン減速の既存の測定値を使用して検索を実行することを示します。現在の感度では信号は観測されず、確率的重力波遺物エネルギー密度を$\Omega_\text{GW}(f)<3.9\times10^{-9}$に制限し、感度はスケーリングします。約10pHzまで周波数の2乗として。超大質量ブラックホール連星から予想されるスペクトルインデックス$\gamma=13/3$に対して、$A_\star\lesssim8\times10^{-15}$のべき乗スペクトルの振幅に追加の制限を設けます。1nHzを超える超大質量ブラックホールバイナリ信号の検出が確認された場合、この検索方法は、銀河進化のダイナミクスの重要な補足プローブとして機能します。
ガンマ線フレアの繰り返しパターンから、構造化されたブレーザーの噴流がニュートリノ発生源である可能性が高いことが明らかになった
| Title |
Repeated_patterns_of_gamma-ray_flares_reveal_structured_jets_of_blazars_as_likely_neutrino_sources |
| Authors |
Polina_Novikova,_Ekaterina_Shishkina,_Dmitry_Blinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13044 |
Fermi-LAT観測は、数百のブレーザーのガンマ線光子フラックスの継続的かつ定期的にサンプリングされた測定値を提供します。ほぼ15年にわたるこれらの光度曲線の多くは、複数の研究で周期性について徹底的に調べられています。ただし、ブレーザーがガンマ線光度曲線で不規則に繰り返されるフレアパターンを示す可能性は、体系的に調査されていません。この研究では、さまざまな積分時間でFermi-LAT光曲線を使用して、最も明るい100のブレーザーでフレア活動の繰り返しエピソードを見つけることを目指しています。ベイジアンブロック表現を使用して時系列をシンボルの文字列に変換し、ファジー検索アルゴリズムを使用して繰り返し部分文字列を検索します。その結果、10ブレーザーのガンマ線光度曲線で27の繰り返されるエピソードを識別します。パターンは、高速のスパインと低速のシースで構成される構造化されたジェットで生成される可能性が最も高いことがわかりました。個々の放出機能がスパインで伝播すると、逆コンプトンメカニズムを介して不均一なシースで生成されたシード光子が散乱し、そのような通過ごとに同様のプロファイルを持つ一連のガンマ線フレアが発生します。さらに、スパインシース構造がブレーザージェットでの高エネルギーニュートリノの生成を促進するという、理論的に予測された可能性を探ります。IceCubeニュートリノ望遠鏡によって検出されたトラックのようなイベントのカタログを使用して、$3.5\sigma$有意水準でこの仮説を支持する証拠を見つけます。
集団ニュートリノ振動をモデル化するために採用された平均場近似を無効にするのに十分な証拠がありますか?
| Title |
Do_we_have_enough_evidence_to_invalidate_the_mean-field_approximation_adopted_to_model_collective_neutrino_oscillations? |
| Authors |
Shashank_Shalgar_and_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13050 |
最近の一連の研究では、ニュートリノ密度の高いソース内のニュートリノ場を模倣するために広く使用されている平均場近似が、対応する多体処理に関してフレーバーの進化に関して異なる結果をもたらす可能性があることが指摘されています。この論文では、制約されたフレームワーク内で導き出されたそのような結論が天体物理学の文脈で保持されるべきかどうかを調査します。ニュートリノ場をモデル化するために多体文献で一般的に採用されている平面波は、ゼロ以外の速度で有限サイズのストリーミングの波束を使用して得られた結果とは大きく異なる結果を提供することを示します。多体アプローチには、本質的にコヒーレント散乱とインコヒーレント散乱が含まれます。一方、平均場近似では、衝突項がない場合のコヒーレント散乱のみが考慮されます。平均場アプローチにインコヒーレント散乱が含まれていても、衝突項の性質は多体アプローチとは異なります。このため、しばしば想定されるように、有限数のニュートリノのみを考慮する場合、2つのアプローチは当然、異なるフレーバーの結果につながります。これらの違いは、真空混合によってさらに悪化します。有限数の粒子を持つ閉じたニュートリノ系に基づく既存の多体文献は、高密度の天体物理源におけるニュートリノ場の進化をシミュレートするために採用された平均場アプローチの有効性を除外することも評価することもできないと結論付けています。、これはオープンシステムです。
ヤクーツクアレイとオージェ実験データによる超高エネルギーEASのミュオンパズル
| Title |
Muon_puzzle_in_ultra-high_energy_EASs_according_to_Yakutsk_array_and_Auger_experiment_data |
| Authors |
A.V._Glushkov,_A.V._Sabourov,_L.T._Ksenofontov_and_K.G._Lebedev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13095 |
ヤクーツク複合体アレイで記録された$10^{17}$eV以上のエネルギーを持つ宇宙線からの広範な空気シャワーの粒子の横方向分布が分析されました。実験的に測定された粒子密度は、3つの超高エネルギーハドロン相互作用モデルのフレームワーク内で得られた予測と比較されました。アレイの地表および地下の検出器の読み取り値によって推定される宇宙線の質量組成は、チェレンコフ光の横方向分布データに基づく結果と一致しています。ピエール・オージェ天文台で行われたミュオン成分の直接測定結果と比較しました。ヤクーツクアレイで測定されたミューオンフラックスの密度は、蛍光測定の結果と一致し、オージェアレイで得られたミューオンの結果と一致しないことが実証されました。
ブラックホールとジェットを結ぶM87のリング状の降着構造
| Title |
A_ring-like_accretion_structure_in_M87_connecting_its_black_hole_and_jet |
| Authors |
Ru-Sen_Lu,_Keiichi_Asada,_Thomas_P._Krichbaum,_Jongho_Park,_Fumie_Tazaki,_Hung-Yi_Pu,_Masanori_Nakamura,_Andrei_Lobanov,_Kazuhiro_Hada,_Kazunori_Akiyama,_Jae-Young_Kim,_Ivan_Marti-Vidal,_Jos\'e_L._G\'omez,_Tomohisa_Kawashima,_Feng_Yuan,_Eduardo_Ros,_Walter_Alef,_Silke_Britzen,_Michael_Bremer,_Avery_E._Broderick,_Akihiro_Doi,_Gabriele_Giovannini,_Marcello_Giroletti,_Paul_T._P._Ho,_Mareki_Honma,_David_H._Hughes,_Makoto_Inoue,_Wu_Jiang,_Motoki_Kino,_Shoko_Koyama,_Michael_Lindqvist,_Jun_Liu,_Alan_P._Marscher,_Satoki_Matsushita,_Hiroshi_Nagai,_Helge_Rottmann,_Tuomas_Savolainen,_Karl-Friedrich_Schuster,_Zhi-Qiang_Shen,_Pablo_de_Vicente,_R._Craig_Walker,_Hai_Yang,_J._Anton_Zensus,_Juan_Carlos_Algaba,_Alexander_Allardi,_Uwe_Bach,_Ryan_Berthold,_Dan_Bintley,_Do-Young_Byun,_Carolina_Casadio,_Shu-Hao_Chang,_et_al._(70_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13252 |
近くの電波銀河M87は、ブラックホールの降着とジェットの形成を研究するための主要なターゲットです^{1,2}。2017年のイベントホライズンテレスコープによるM87の観測(波長1.3mm)では、リング状の構造が明らかになり、これは中央のブラックホールの周囲の重力レンズによる放出と解釈されました^3。ここでは、2018年に取得された3.5mmの波長でのM87の画像を報告します。これは、コンパクトな無線コアが空間的に分解されていることを示しています。高解像度画像は、直径が8.4_{-1.1}^{+0.5}シュバルツシルト半径のリング状構造を示しており、1.3mmで見られるものよりも約50%大きい。3.5mmの外縁も1.3mmよりも大きくなっています。この大きくて厚いリングは、重力レンズ効果によるリング状の放出に加えて、吸収効果を伴う降着流からの実質的な寄与を示しています。画像は、エッジが明るくなったジェットがブラックホールの降着流につながっていることを示しています。ブラックホールの近くでは、ジェット発射領域の放出プロファイルは、ブラックホールによって駆動されるジェットの予想されるプロファイルよりも広く、降着流に関連する風の存在の可能性を示唆しています。
Insight-HXMT による Cen X-3 のスピンおよび軌道パラメーターの測定
2018年と2020年のInsight-HXMTデータを使用して、日食中の大質量X線連星系CenX-3の詳細な時間分析を提示します。正確なタイミング分析には、データ間の3つの連続した高統計観測が使用されます。パルスプロファイルは、エネルギーと時間によって変化することが明らかになりました。2018年の観測のパルスプロファイルは、10keV未満の低エネルギーバンドで2つのピークを示し、パルスの割合とフラックスの間に相関関係がなく、より高いエネルギーで単一のピークに発展し、低エネルギーでのプロファイルは時間とともに変化しました。しかし、2020年の観測のパルスプロファイルは、すべてのエネルギーバンドで幅の広い単一ピークのパルスのみを示し、パルスの割合とフラックスの間に正の関係がありました。これは、ペンシルとファンビームの混合から支配的な鉛筆のようなビーム。スピン周期のバイナリ軌道フィッティングを実行すると、スピン周期と軌道パラメーターの正確な値が得られます。中性子星の固有のスピン周期は、MJD58852.697で$4.79920\pm0.00006$sであることがわかり、軌道周期は$P_{\rmorb}=2.08695634\pm0.00000001$日で決定され、その崩壊率は-(1.7832$\pm$0.0001)$\times$10$^{-6}$yr$^{-1}$バイナリの場合。
恒星質量ブラックホールMAXI J1348-630の爆発時の降着円盤風
| Title |
Accretion_disk_wind_during_the_outburst_of_the_stellar-mass_black_hole_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Hanji_Wu,_Wei_Wang,_Na_Sai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13281 |
2019年のアウトバーストにおける低ハード状態とハード中間状態の間の核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)からの低質量ブラックホールX線連星MAXIJ1348-630の2つの観測を分析しました。反射成分はX線スペクトルで検出され、スペクトルフィッティングにより連星系の傾斜角$\sim25^\circ-35^\circ$が得られ、$\sim7付近に吸収線があります。$keVは高度にイオン化された鉄に由来します。光イオン化コードXSTARを使用して吸収線を当てはめます。これは、視線に沿って$\sim10^{4}\rmkm\s^{-1}$の速度で流出し、カラム密度が$10^{23}\rmcm^{-2}$低硬および硬中間状態。ブラックホールの降着システムから高速の円盤風が発生する物理的メカニズムは、まだ不明です。これらの観測結果は、MAXIJ1348-630のハードおよびハード中間状態で、降着円盤の内側領域から高速で高電離風を駆動する支配的なメカニズムとしての磁気発射を強く支持しています。
Insight-HXMT による X 線パルサー Cen X-3 における 2 つのサイクロトロン共鳴散乱機能の発見
| Title |
Discovery_of_Two_Cyclotron_Resonance_Scattering_Features_in_X-ray_Pulsar_Cen_X-3_by_Insight-HXMT |
| Authors |
W._Yang,_W._Wang,_Q._Liu,_X._Chen,_H._J._Wu,_P._F._Tian,_J._S._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13283 |
2017年と2018年の2回の観測で$Insight$-HXMTによって実行された中性子星X線連星系CenX-3の結果を提示します。^{38}$ergs$^{-1}$from2--105keV.広帯域X線スペクトルの解析では、$\sim$28keVの基本線と$\sim$47$keVの高調波線を持つ2つのサイクロトロン共鳴散乱機能(CRSF)の存在が報告されています。複数の線は、吸収NPEXモデルや高エネルギー指数カットオフモデルのべき法則など、さまざまな連続体モデルのフィッティングによって存在します。CenX-3で基本波と高調波の両方が検出されたのはこれが初めてです。また、CenX-3の位相分解スペクトルに2つのサイクロトロンラインの証拠を示します。CRSFと連続スペクトルパラメーターは、パルスプロファイルと共に進化を示し、2線重心エネルギー比は大幅に変化せず、パルスフェーズ全体で1.6～1.7ドルの狭い値の範囲に位置します。2つのサイクロトロン吸収機能と位相分解スペクトル特性の発見の意味について説明します。
Insight-HXMT によって明らかにされた X 線連星 MAXI J1348-630 のブラック ホールの中程度のスピン
| Title |
A_moderate_spin_for_the_black_hole_in_X-ray_binary_MAXI_J1348-630_revealed_by_Insight-HXMT |
| Authors |
Hanji_Wu,_Wei_Wang,_Na_Sai,_Haifan_Zhu,_Jiashi_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13285 |
MAXIJ1348-630は銀河系に位置する低質量X線ブラックホール連星で、2019年にX線バーストを起こしました。MAXIJ1348-630の恒星質量ブラックホールのスピンを測定するための連続体フィッティング法による2～20keVからのInsight-HXMT観測。多色円板黒体モデルでモデル化された観測データから、円盤内温度と見かけの円盤内半径は$0.47\pm0.01\rmkeV$と$5.33\pm0.10\R_{g}$であることがわかりました。源の距離$D\sim3.4\rmkpc$、ブラックホールの質量$M\sim11\M_{\odot}$、およびシステムの傾き$i\sim29.2^{\circと仮定すると、}$、硬化係数を1.6に固定するためのスピンは$a_{\star}=0.41\pm0.03$と決定され、$n_{H}=8.6\times10^{21}\rmcm^{-2}$.さらに、この系のパラメーター$D、M、i$の不確実性を考慮すると、モンテカルロ解析により、ブラックホールの中程度のスピンが$a_{\star}=0.42^{+0.13}_として確認されます。{-0.50}$。BHスピンの測定に影響を与える可能性があるいくつかのスペクトルパラメーター(例えば、列密度と硬化係数)についても簡単に説明します。
2019 年のブラック ホール候補 Swift の爆発時のミリヘルツ X 線変動性 ~J1357.2$-$0933
| Title |
Millihertz_X-ray_variability_during_the_2019_outburst_of_black_hole_candidate_Swift~J1357.2$-$0933 |
| Authors |
Aru_Beri,_Vishal_Gaur,_Phil_Charles,_David_R.A._Williams,_Jahanvi,_John_A._Paice,_Poshak_Gandhi,_Diego_Altamirano,_Rob_Fender,_David_A._Green,_David_Titterington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13313 |
SwiftJ1357.2$-$0933はブラックホール候補のX線トランジェントであり、2019年に3回目の爆発を起こし、その間に複数の多波長観測が行われました。~ここでは、\emph{NeilGehrelsの結果を報告します。Swift}と\emph{NICER}の天文台と\emph{AMI}からの無線データ。~初めて、~${\sim}$~1--5の間で変化する周波数を持つミリヘルツ準周期X線振動~$\rm{mHz}$が\emph{NICER}観測で見つかり、同様の特徴が1つの\emph{Swift}--\textsc{XRT}データセットでも検出されました。~私たちのスペクトル分析は、測定されたX線フラックスは、2011年と2017年のアウトバースト中に観測されたピーク値と比較してはるかに低いです。~この値は、MJDの\emph{MAXI}で検出された値より${\sim}$~100倍低いです~58558はるかに($これは、\emph{Swift}フラックスと\emph{NICER}フラックスが2019年のアウトバーストの下降期に属することを示唆しています。~\textsc{XRTで追加のソフト成分が検出されました}最高のフラックスレベルの観測ですが、比較的低い$L_{\rmX}$~$\sim$~$3{\times}10^{34}~(d/{\rm6~kpc)}^2\rm{erg}~\rm{s}^{-1}$であり、$\sim0.17$~keVの温度でディスクコンポーネントを取り付けました。~\emph{Swift}--\textsc{UVOT}はX線観測との相関を示し、X線の再処理が光およびUV放射のもっともらしい起源であることを示しています。~しかし、放射源は無線帯域で有意に検出されませんでした。~現在、このミリヘルツ周波数のX線変動を説明できるモデルが多数あります。特に、これまでのところ光学でしか観測されていない興味深いディップへのX線成分が関係しています。
ブラックホールX線連星の状態遷移中の太い鉄線の幅と磁束の関係
| Title |
The_width-flux_relation_of_the_broad_iron_line_during_the_state_transition_of_the_black_hole_X-ray_binaries |
| Authors |
Hang-Ying_Shui,_Fu-Guo_Xie,_Zhen_Yan,_Ren-Yi_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13358 |
ブラックホールX線連星(BHXBs)の状態遷移中に幅広の鉄線が変化する観測が蓄積されています.鉄線のバリエーションと、おそらく状態遷移への接続。イオン化とX線の照射による不確実性を考慮して、ジオメトリと重力の影響のみが考慮されます。3つのシナリオ、すなわち、連続円盤モデル、最内環モデル、および雲モデルが研究されました。私たちの計算で示されるように、与えられた鉄の幅では、雲モデルのラインフラックスは連続ディスクモデルのラインフラックスよりも小さくなります。一方、最も内側の環モデルの場合、幅はフラックスとほとんど関係がありません。線の強さの範囲は、BHスピンとディスクの傾きの両方に依存します。次に、NuSTARによるMAXIJ1631-479のソフト状態から中間状態への崩壊時の観測に適用します。Xuetal.(2020)によるスペクトルフィッティングの結果に従って、相対的な線の強度と幅を推定し、理論上の幅とフラックスの関係と比較しました。クラウドモデルの方が有利であることがわかりました。さらに、鉄のラインプロファイルをモデル化したところ、雲モデルがラインプロファイルとその変動の両方を妥当なパラメータで説明できることがわかりました。
隠れマルコフ モデルで発見された Vela の新しい小さなグリッチ
| Title |
A_new_small_glitch_in_Vela_discovered_with_a_hidden_Markov_model |
| Authors |
L._Dunn,_A._Melatos,_C._M._Espinoza,_D._Antonopoulou,_R._Dodson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13382 |
ほ座パルサー(PSRJ0835$-$4510)の際立った特徴は、約900日ごとに約$10^{-6}$の分数振幅で、グリッチとして知られるスピン周波数の急激な増加を経験することです。小さいマグニチュードのグリッチもVelaで発生することが知られています。時間と振幅の両方の分布はあまり制約されていませんが、これらのイベントを支える物理的プロセスを理解するために同様に重要です。Velaのこれらの小さなグリッチをよりよく理解するために、MountPleasantObservatoryからの高ケイデンス観測の分析が提示されます。隠れマルコフモデル(HMM)を使用して、MJD44929からMJD53647をカバーする24年間の観測で、これまで検出されていなかった小さなグリッチを検索します。MJD48636(1992年1月15日)付近で、これまで知られていなかったグリッチが1つ検出され、部分周波数ジャンプ$\デルタf/f=(8.19\pm0.04)\times10^{-10}$および周波数微分ジャンプ$\Delta\dot{f}/\dot{f}=(2.98\pm0.01)\times10^{-4}$.以前に報告された2つの小さなグリッチも自信を持って再検出され、それらのパラメーターの独立した推定値が報告されます。これらのイベントを除外すると、見逃されたグリッチのサイズに関する90%信頼度の頻度論的上限も設定され、上限の中央値は$\Deltaf^{90\%}/f=1.35\times10^{-9}$です。この種の上限は、HMMの半自動化された計算効率の高い性質によって可能になり、グリッチサイズ分布の下限に敏感な研究に情報を提供するために重要です。
ニュートン重力における局所磁気せん断不安定性
せん断された背景と磁場との間の相互作用による磁気回転不安定性(MRI)は、連星中性子星合体残骸の外側エンベロープで乱流を発生させ、維持するための重要な要素であると一般に考えられています。不安定性がアクティブで解決されているかどうかを評価するために、降着円盤の文献で最初に導出された基準、つまりそのようなシステムの対称性を利用した基準がよく使用されます。この論文では、磁気せん断不安定性を真に局所的な現象として議論し、不安定性が成長する背景に関する一般的な対称性の仮定を緩和します。これにより、この議論はバイナリマージなどの非常に動的な環境に適したものになります。これは、通常のMRI分散関係の導出ではいくらか隠されていますが、不安定性は仮定された対称性に決定的に依存することがわかりました。背景の対称性の仮定を緩和すると、磁場の役割はモードの成長に影響を与えますが、それを駆動しないため、大幅に減少することがわかります。これは、標準的な不安定性の基準が、合併で「実際に起こっていること」を忠実に示したり診断したりすることを期待すべきではないことを示唆しています。これは、非常に動的なシステムでバックグラウンドと変動を分離するための鍵であるため、適切なフィルタリング操作と接触することで締めくくります。
PolarLight による超臨界状態の降着パルサー 1A~0535+262 の X 線偏光測定
| Title |
X-ray_Polarimetry_of_the_accreting_pulsar_1A~0535+262_in_the_supercritical_state_with_PolarLight |
| Authors |
Xiangyun_Long,_Hua_Feng,_Hong_Li,_Ling-Da_Kong,_Jeremy_Heyl,_Long_Ji,_Lian_Tao,_Fabio_Muleri,_Qiong_Wu,_Jiahuan_Zhu,_Jiahui_Huang,_Massimo_Minuti,_Weichun_Jiang,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgr\`o,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13599 |
X線パルサー1A0535+262は2020年に巨大なバーストを示し、超臨界状態で降着するパルサーのX線偏光測定のユニークな機会を提供してくれました。PolarLightによる測定では、3～8keVで非検出が得られました。分極率(PF)の99%上限は、スピンフェーズ全体で平均0.34、または回転ベクトルモデルに基づいて0.51であることがわかります。位相分解偏光測定では、有効な制約を課すことはできません。これらの上限は、以前の理論的予測である0.6～0.8よりも低くなっていますが、HerX-1、CenX-3、4U1626-67、およびGROJ1008-57などの他の降着パルサーで見つかった値と一致しています。分極測定中、亜臨界状態、または少なくとも自信を持って超臨界状態ではありません。私たちの結果は、パルサーの降着に見られる比較的低いPFは、ソースが超臨界状態にないことに起因するものではなく、一般的な特徴である可能性があることを示唆しています。
シリンダー内の非線形ホール効果
軸に沿って均一な磁場と半径方向の温度勾配を持つ導電性円筒を考えます。温度勾配が大きいと、方位角ホール電流が軸方向磁場を生成し、その強度は元の磁場に匹敵する可能性があります。方位角ホール電流によって生成された磁場が、外部ソースによって発生した磁場の減少につながることが示されています。
低降着状態の極BM CrBの光学的研究
| Title |
Optical_study_of_the_polar_BM_CrB_in_low_accretion_state |
| Authors |
A.I._Kolbin,_N.V._Borisov,_A.N._Burenkov,_O.I._Spiridonova,_I.F._Bikmaev,_M.V._Suslikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13655 |
この論文では、あまり研究されていない極{\obj}のスペクトルおよび測光研究を紹介します。極輝度の3つの状態と、1極から2極への降着モードへの移行の兆候が、ZTFデータの解析によって発見されました。低い状態から高い状態への遷移は、主要な降着点の経度を($\approx17^{\circ}$だけ)変化させ、その伸びを($\approx10^{\circ}だけ)増加させることが示されています。$)。スペクトルには、$15.5\pm1$MGの磁場強度で形成されるH$\alpha$線のゼーマン吸収が含まれています。これらの吸収は、白色矮星半径の$\approx{^1/_4}$にある降着点から伸びるコールドハローによって生成される可能性があります。H$\alpha$輝線の挙動のモデル化は、主な輝線源がラグランジュ点L$_1$近くの降着流の一部であることを示しています。スペクトルは、降着スポットで形成されたサイクロトロン成分を示しています。単純な降着点モデルによるそのモデリングは、磁場強度$B=15-40$MGと温度$T_e\gtrsim15$keVに制約を与えます。
広帯域タイミング技術のマルチバンド拡張
| Title |
Multi-band_Extension_of_the_Wideband_Timing_Technique |
| Authors |
Avinash_Kumar_Paladi,_Churchil_Dwivedi,_Prerna_Rana,_Nobleson_K,_Abhimanyu_Susobhanan,_Bhal_Chandra_Joshi,_Pratik_Tarafdar,_Debabrata_Deb,_Swetha_Arumugam,_A_Gopakumar,_M_A_Krishnakumar,_Neelam_Dhanda_Batra,_Jyotijwal_Debnath,_Fazal_Kareem,_Paramasivan_Arumugam,_Manjari_Bagchi,_Adarsh_Bathula,_Subhajit_Dandapat,_Shantanu_Desai,_Yashwant_Gupta,_Shinnosuke_Hisano,_Divyansh_Kharbanda,_Tomonosuke_Kikunaga,_Neel_Kolhe,_Yogesh_Maan,_P_K_Manoharan,_Jaikhomba_Singha,_Aman_Srivastava,_Mayuresh_Surnis,_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13072 |
広帯域タイミング技術により、到着時間(ToAs)と分散測定(DM)の高精度な同時推定が可能になり、周波数依存のプロファイル進化を効果的にモデル化できます。標準の広帯域技術を拡張して、より大きな周波数スパンにわたるプロファイル進化を組み込んだ同時マルチバンドパルサーデータを処理し、DMとToAをより高い精度で推定する2つの新しい独立した方法を提示します。libstempopythonインターフェイスを使用して広帯域尤度を実装し、tempo2フレームワークで広帯域タイミングを実行します。インドの一部としてアップグレードされたジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡(uGMRT)のバンド3(300-500MHz)とバンド5(1260-1460MHz)で同時に観測された14ミリ秒パルサーのデータセットへのこれらの技術の適用を提示します。パルサータイミングアレイ(InPTA)キャンペーン。新しい技術を使用して初めて非連続バンドで行われた同時マルチバンドパルサー観測を組み合わせることで、ToAとDMの精度の向上とサブマイクロ秒の二乗平均平方根のポストフィットタイミング残差を実現します。
アラート ストリームをリアルタイムで分類するためのマルチスケール スタンプ
| Title |
Multi-scale_stamps_for_real-time_classification_of_alert_streams |
| Authors |
Ignacio_Reyes-Jainaga,_Francisco_F\"orster,_Alejandra_M._Mu\~noz_Arancibia,_Guillermo_Cabrera-Vives,_Amelia_Bayo,_Franz_E._Bauer,_Javier_Arredondo,_Esteban_Reyes,_Giuliano_Pignata,_A._M._Mour\~ao,_Javier_Silva-Farf\'an,_Llu\'is_Galbany,_Alex_\'Alvarez,_Nicol\'as_Astorga,_Pablo_Castellanos,_Pedro_Gallardo,_Alberto_Moya,_Diego_Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13080 |
近年、画像の切り抜き(「スタンプ」とも呼ばれる)の自動分類器が、高速な超新星発見の鍵であることが示されています。今後のヴェラC.ルービン天文台は、毎晩、それぞれのスタンプを含む約1,000万のアラートを配布します。これにより、毎年約100万個の超新星の発見が可能になると予想されます。これらの分類器の混乱の原因となっているのは、回転する衛星や破片によって生成される一連の点のようなソースである衛星の輝きの存在です。現在計画されているルービンスタンプは、これらの点源間の典型的な分離よりも小さいサイズになります。したがって、より広い視野の画像スタンプにより、これらのソースの自動識別が可能になります。ただし、より大きな視野スタンプの配布は、ネットワーク帯域幅の制限によって制限されます。ZwickyTransientFacility調査から入手可能なデータを使用して、イベント(AGN、小惑星、偽物、衛星、SNe、および変光星)を高速に分類するために、さまざまな角度サイズと解像度の画像スタンプを使用することの影響を評価します。4つのシナリオを比較します。ピクセル数が同じ3つ(高解像度の小さな視野、低解像度の大きな視野、および提案されたマルチスケール戦略)と、より大きな視野を持つ完全なZTFスタンプのシナリオです。視野とより高い解像度。マルチスケールの提案は、すべてのシナリオを上回り、マクロf1スコアは87.39です。RubinとそのScienceCollaborationsには、アラート仕様の更新の可能性として、マルチスケールスタンプを実装する利点を検討することをお勧めします。
無線周波数干渉の存在下でのディープ ニューラル ネットワークによる HI 銀河の検出
| Title |
Detecting_HI_Galaxies_with_Deep_Neural_Networks_in_the_Presence_of_Radio_Frequency_Interference |
| Authors |
Ruxi_Liang,_Furen_Deng,_Zepei_Yang,_Chunming_Li,_Feiyu_Zhao,_Botao_Yang,_Shuanghao_Shu,_Wenxiu_Yang,_Shifan_Zuo,_Yichao_Li,_Yougang_Wang,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13108 |
中性水素(HI)銀河の調査では、無線周波数干渉(RFI)によって汚染された観測データからHI銀河信号を特定して抽出することが重要な課題です。ドリフトスキャン調査、またはより一般的には空間的に連続した領域の調査の場合、時間順のスペクトルデータでは、HI銀河とRFIはすべて、時間-周波数ウォーターフォールプロットの領域を拡張する領域として表示されるため、抽出このようなデータからのHI銀河とRFIの分離は、画像セグメンテーションの問題と見なすことができ、機械学習手法を適用してそのような問題を解決することができます。この研究では、PointRendメソッドと組み合わせたMaskR-CNNネットワークに基づいて、HI銀河の信号を効果的に検出および抽出する方法を開発します。高速に観察される銀河信号と潜在的なRFIの影響をシミュレートすることにより、ニューラルネットワークのトレーニングとテストのための現実的なデータセットを作成しました。5つの異なるアーキテクチャを比較し、最もパフォーマンスの高いものを選択しました。このアーキテクチャは、RFI汚染時間順序データ（TOD）のHIギャラクシー信号のインスタンスセグメンテーションを正常に実行し、98.64％の精度と93.59％のリコールを達成します。
Ocean Worlds Life Surveyor での顕微鏡バイオシグネチャーの検出のためのオンボード科学機器の自律性
| Title |
Onboard_Science_Instrument_Autonomy_for_the_Detection_of_Microscopy_Biosignatures_on_the_Ocean_Worlds_Life_Surveyor |
| Authors |
Mark_Wronkiewicz,_Jake_Lee,_Lukas_Mandrake,_Jack_Lightholder,_Gary_Doran,_Steffen_Mauceri,_Taewoo_Kim,_Nathan_Oborny,_Thomas_Schibler,_Jay_Nadeau,_James_K._Wallace,_Eshaan_Moorjani,_Chris_Lindensmith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13189 |
地球外生命体を見つける探求は、文明レベルの影響を伴う重要な科学的試みです。私たちの太陽系の氷の月は、その液体の海が微視的な生命の潜在的な生息地となるため、探査の有望なターゲットです。ただし、生命の正確な定義の欠如は、検出戦略の策定に根本的な課題をもたらします。明確な検出の可能性を高めるには、一連の補完的な機器が複数の独立したバイオシグネチャ(組成、運動性/行動、目に見える構造など)をサンプリングする必要があります。このような機器一式は、エンケラドスやエウロパのような遠い海の世界から送信できるよりも10,000倍多くの生データを生成できます。この帯域幅の制限に対処するため、OnboardScienceInstrumentAutonomy(OSIA)は、観測機器のデータを評価、要約、および優先順位付けして科学的利益を最大化できる、飛行システムの新たな分野です。ジェット推進研究所でOceanWorldsLifeSurveyor(OWLS)プロトタイプ機器スイートの一部として開発された2つのOSIA実装について説明します。1つ目は、デジタルホログラフィック顕微鏡ビデオで生き生きとした動きを識別し、2つ目は、生来の色素誘導蛍光を介して細胞の構造と組成を識別します。火星のヘリコプター「インジェニュイティ」で利用できるものと同様に、飛行のような要件と計算上の制約を使用して注入の障壁を下げました。シミュレートされた実験データを使用してOSIAの性能を評価し、ハイパーサリンモノ湖惑星アナログサイトでライブフィールドテストを実施しました。私たちの研究は、バイオシグネチャー検出を可能にするOSIAの可能性を実証し、太陽系外探査を目的とした将来のミッションコンセプトのために学んだ洞察と教訓を提供します。
| Title |
Relativistic_Corrections_in_White_Dwarf_Asteroseismology |
| Authors |
S_Reece_Boston,_Charles_R_Evans,_J_Christopher_Clemens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13055 |
引退したK2および現在のTESSミッションからの最新の宇宙ベースの測光観測によって現在提供されている精度により、一般相対性理論（GR）の効果は、脈動する白色矮星（WD）の光度曲線で検出できる可能性があります。ほとんどすべてのWDモデルは、重力と流体力学のニュートン記述を使用して計算されます。GRを含めることが観測可能な効果につながるかどうかを判断するために、コンパクト星の理想化されたモデルを使用し、(i)ニュートンおよび(ii)平衡構造と非ラジアル脈動のGR記述を使用して計算されたモード周期を並べて比較しました。白色矮星への適用では、GRへの最初のポストニュートン(1PN)近似を含めるだけで済みます。線形非動径脈動問題の数学的性質は質的に変化せず、GR補正は古典的なDziembowski方程式の拡張として記述できます。そのため、GR効果は既存の星震学コードに簡単に含めることができます。理想化された恒星モデルは、(i)\pn1相対論的ポリトロープと(ii)$\mu_e=2$から$\mu_e=1$への表面付近の化学遷移を特徴とする冷たい縮退電子状態方程式を持つ星であり、表面をシミュレートします。水素層。ニュートンと1PNの通常モードの周期を比較すると、表面の重力赤方偏移$z$のオーダーでわずかな違いがあることがわかります。典型的なWDの場合、この分数の差は$\sim10^{-4}$であり、TESSで観測された多くの白色矮星の脈動モードの周期の不確実性$\sigma_{\Pi}/\Pi$よりも大きくなります。これらの星で観測された周期の一貫した理論的モデリングには、原則として1PNオーダーまでのGR効果が含まれているはずです。
太陽の細孔の境界における磁場特性の調査: SDO-HMI 観測に基づく比較研究
| Title |
Exploring_magnetic_field_properties_at_the_boundary_of_solar_pores:_A_comparative_study_based_on_SDO-HMI_observations |
| Authors |
J._I._Campos_Rozo,_S._Vargas_Dom\'inguez,_D._Utz,_A._M._Veronig,_and_A._Hanslmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13212 |
太陽の磁場は、さまざまな太陽現象において重要な役割を果たしています。太陽の細孔は、周囲の光球環境と比較して磁場強度が強化された領域であり、それらの研究は、太陽の磁場の特性と挙動をよりよく理解するのに役立ちます。これまで、細孔の境界領域での磁場特性に関する研究は1つしかありません。したがって、この作業の主な目標は、細孔境界領域を決定する磁気特性の統計を増やすことです。太陽力学天文台に搭載された日震および磁気イメージャー装置からのデータを使用して、6つの太陽孔を分析します。画像処理技術を適用して、太陽の細孔の関連する特徴を抽出し、磁場の境界条件を決定します。調査した太陽の細孔の境界における垂直磁場の最大値は、1400~1600~Gの範囲であり、標準偏差は7.8\%から14.8\%の間であることがわかりました。これらの値は、前述の先行研究で報告された値よりも低くなっています。ただし、これは空間解像度の違いと使用したデータの種類によって説明できます。垂直磁場は、太陽の細孔の境界を決定する上で重要な要素であり、強度勾配よりも重要な役割を果たします。得られた情報は、太陽の磁気構造の形成と進化に関する将来の研究に役立つでしょう。さらに、この研究は、太陽の細孔の磁気特性を正確に特徴付ける目的で、高空間分解能データの重要性を強調しています。
えりだにえい 影響下の星 -- 磁気活動の短期的および長期的影響
| Title |
EI_Eridani:_a_star_under_the_influence_--_The_effect_of_magnetic_activity_in_the_short_and_long_term |
| Authors |
L._Kriskovics,_Zs._K\H{o}v\'ari,_B._Seli,_K._Ol\'ah,_K._Vida,_G._W._Henry,_T._Granzer,_A._G\"orgei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13234 |
40年以上の測光時系列を使用して、EIエリの長期的な行動を分析します。フレア活動は、TESSで得られた衛星搭載測光データを使用して調査されます。MUSICOSキャンペーンは、世界中の多くのサイトから高解像度の分光観測を達成することを目的としており、EIエリの途切れのないフェーズカバレッジが利用可能になりました.これらのデータを使用して、星の連続的な表面温度マップを再構築し、非常に短い時間スケールで星の黒点の変化を調べます。測光時系列の長期的な季節分析を使用して、ローテーション期間の変化を調べます。短期フーリエ変換も適用され、活動サイクルのような変化を探します。また、手動で選択したフレアの位相と周波数の分布も調べます。マルチラインドップラーイメージングコードを適用して、4つの連続したドップラーイメージを再構築します。これらの画像は、相互相関法によって表面微分回転を測定するためにも使用されます。さらに、データが異なるスペクトル分解能を持ついくつかの異なる機器から得られたという事実によってドップラーイメージングがどのように影響を受けるかを実証するためのテストを実行します。光度曲線の季節周期分析により、周期の滑らかで有意な変化が明らかになり、活動緯度の進化を示している可能性があります。$B-V$と$V-I$の温度曲線にはわずかな違いが見られ、EIEriの活動がスポット優勢であることを示しています。短期間のフーリエ変換は、4.5--5.5年と8.9--11.6年の間で滑らかに変化するサイクルを明らかにします。ドップラーイメージングによるEIEriの時間分解された斑点のある表面により、さまざまな表面の特徴の進化をたどることができました。連続するドップラーマップを相互相関すると、$\alpha=0.036\pm0.007$の表面せん断が明らかになります。私たちのテストは、私たちのアプローチを検証し、表面温度分布が私たちの方法によって適切に再構築されることを示しています。
太陽周期 25 の最初のディスク上の X クラス フレアの開始メカニズム
| Title |
The_Initiation_Mechanism_of_the_First_On-disk_X-Class_Flare_of_Solar_Cycle_25 |
| Authors |
Aiying_Duan,_Chaowei_Jiang,_ZhenJun_Zhou_and_Xueshang_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13241 |
この論文では、太陽周期25における最初のディスク上のXクラスの噴火フレアの開始メカニズムを研究しています。フレアが発生し、フィラメント全体が噴出したことは、フレア中にMFRが噴出したことを示しています。ただし、定量分析は、フレア前のMFRがトーラス不安定性(TI)をトリガーするには低すぎる高さにあることを示しています。フィラメントは、フレアが始まる前にゆっくりと上昇しました。SDOとSTEREOの観測結果を組み合わせて三角測量法を使用してフィラメントの高さの変化を推定したところ、TIをトリガーする臨界高よりもはるかに低いことがわかりました。一方、フレア前の電流密度の変化は、フレアPILの上の垂直方向の電流層が次第に薄くなっていることを示しており、噴火前に垂直方向の電流シートが形成されていることを示唆しています。その間、フィラメントの主枝の下でPILに沿って継続的にせん断運動があり、コロナ領域を駆動してそのような電流シートを形成することができます。そのため、高精度のMHDシミュレーションを使用して最近確立されたように、このイベントはリコネクションベースの開始メカニズムに従うことを提案します。このメカニズムでは、継続的にせん断された磁気アーケード内で徐々に形成される電流シートのリコネクションによって噴火が開始されます。噴火中にフィラメントがTIドメインに急速に上昇するため、噴火はTIによってさらに駆動されるはずです。
SDSS J094002.56+274942.0: 公転周期が 3.92 時間の SU UMa 星で、明らかに未進化の二次星です。
| Title |
SDSS_J094002.56+274942.0:_an_SU_UMa_star_with_an_orbital_period_of_3.92_hours_and_an_apparently_unevolved_secondary |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U),_Tonny_Vanmunster_(CBA_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13311 |
SDSSJ094002.56+274942.0は、2019年2月に観測とZwickyTransientFacility(ZTF)のデータに基づいて超爆発を起こしたことがわかりました。この天体は、このスーパーアウトバースト中に浅い食を示し、静止状態のZTFおよび小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS)データと組み合わせて、軌道周期を0.1635015(1)dと確立しました。スーパーハンプは、オブジェクトがプラトーフェーズに達した直後に発生し始めたようであり、プラトーフェーズの最初の6日以内に完全に成長したスーパーハンプが記録されました。スーパーハンプと軌道周期を使用して、0.39(3)の質量比(q)を得て、日食モデリングによって70.5(5)degの傾斜を得ました。これらの値は、静止楕円体の変動を非常によく再現しています。ガイア視差と2MASS観測を使用して、二次星が未進化の主系列星と区別できないことを確認しました。得られた質量比と軌道周期はSUUMa星の中で最も高く、q=0.39(3)でも6日以内に3:1共鳴が発生できることが証明されました。スーパーアウトバーストは比較的急速に減衰し、再輝が続いた。これは、大きなq系における潮汐効果が、長いスーパーアウトバーストを維持するには不十分であり、残留物質が再輝を引き起こしたことを示唆している。矮新星の中にそのようなシステムが存在することは、弱い潮汐効果の下では、新星のような変数とは対照的に、矮新星の爆発はスーパーハンプを発達させるのに十分な長さではないという従来の考えに反しています。現在の観測は、3:1共鳴が長い爆発の原因であることも支持しており、極端なqの下でも、その結果ではありません。高qシステムでの3:1共鳴の急速な成長は、一般に受け入れられている流体力学シミュレーションの結果に挑戦しています。
原始惑星系円盤分散のシミュレーション：円盤寿命の恒星質量依存性
| Title |
Simulations_of_Protoplanetary_Disk_Dispersal:_Stellar_Mass_Dependence_of_the_Disk_Lifetime |
| Authors |
A._Komaki,_S._Fukuhara,_T._K._Suzuki,_N._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13316 |
最近の赤外線およびサブミリ波観測は、原始惑星系円盤の寿命が中心星質量に依存することを示唆しています。ディスクの分散は、粘性降着、磁気流体力学(MHD)風、および中心星による光蒸発によって駆動されると考えられています。3つのプロセスすべてを含む長期的な円盤の進化の一連の一次元シミュレーションを実行します。星の質量を0.5-7M$_{\odot}$の範囲で変化させ、円盤進化の質量依存性を調べます。初期段階では円盤ガスのかなりの部分がMHD風によって失われるが、その後の円盤進化は主に光蒸発によって支配されることを示しています。光蒸発が外側のディスク内のガスを効率的に一掃するにつれて、ディスクの半径は減少します。円盤質量の定性的な進化傾向は、我々が検討している中心星質量の広い範囲で非常に類似しており、円盤質量の時間発展は単純な関数でうまく適合させることができます。質量依存性が弱い低質量星の場合、分散時間は約1,000万年ですが、7M$_{\odot}$星では200万年と短くなります。後者の場合、約100万年以内に、降着とMHD風の複合効果によって、顕著な内部穴が形成されます。MHD風と粘性降着の強さは、全体的な質量損失率を制御しますが、中央の星の質量に対する分散時間スケールの依存性を変更しません。
太陽磁場のどの要素が、太陽周期にわたる惑星間磁場の進化を駆動しますか?
| Title |
Which_Component_of_Solar_Magnetic_Field_Drives_the_Evolution_of_Interplanetary_Magnetic_Field_over_Solar_Cycle? |
| Authors |
Minami_Yoshida,_Toshifumi_Shimizu_and_Shin_Toriumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13347 |
太陽の磁気構造は、太陽周期にわたって変化します。太陽極小期には双極子構造を持ち、開放フラックスは主に極域から惑星間空間に伸びます。最大時には、低緯度の活性領域と弱められた極場で複雑な構造が形成され、その結果、開いたフィールド領域が広がります。しかし、惑星間磁場(IMF)の長期変動の原因となっている太陽磁場の成分は明らかではなく、太陽磁場に基づいて推定されたIMF強度は3分の1に過小評価されることが知られています。実際のその場での観測に対して4～4(オープンフラックスの問題)。この目的のために、2010年から2021年までのSDO/HMIからのシノプティックマップを使用したポテンシャルフィールドソースサーフェスモデルを使用して、コロナ磁場を次数と次数$(\ell,m)$の球面調和関数のコンポーネントに分解しました。その結果、2014年12月(太陽活動極大期の7か月後)にIMFが急激に増加し、赤道双極子$(\ell,m)=(1,\pm1)$の増加と一致することがわかりました。極に向かって縦方向の活性領域の拡散。IMFは2019年12月(太陽極小期)まで徐々に減少し、その変動は非双極子成分$\ell\geq2$の変動に対応していました。私たちの結果は、赤道双極子と非双極子成分に焦点を当てることで開磁束問題の理解が向上し、極磁場の影響がそれほど重要ではないことを示唆しています。
FU Orionis ディスク バースト: 磁気デッド ゾーンでトリガーされた重力不安定シナリオの証拠
| Title |
FU_Orionis_disk_outburst:_evidence_for_a_gravitational_instability_scenario_triggered_in_a_magnetically_dead_zone |
| Authors |
G._Bourdarot,_J-P._Berger,_G._Lesur,_K.Perraut,_F.Malbet,_R.Millan-Gabet,_J-B._Le_Bouquin,_R.Garcia-Lopez,_J.D.Monnier,_A.Labdon,_S.Kraus,_L.Labadie,_A.Aarnio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13414 |
文脈:FUorsの爆発は、若い星の降着の重要な段階です。しかし、爆発の起源の完全なメカニズムはまだ不明のままです。目的:オリオン座FU星自体の不安定性メカニズムを制約することを目的としており、アウトバースト領域のサイズと時間の経過を近赤外干渉法で直接調べ、この領域の物理モデルと対決させます。方法:FUOrionisは、近赤外干渉計の定期的なターゲットとなっています。この論文では、20年以上の干渉観測を分析して、爆発の領域の一時的な監視を実行し、それを1DMHDシミュレーションから推定された空間構造と比較します。結果:干渉観測から、アウトバースト領域のサイズ変化は、HバンドとKバンドの時間の経過とともに一定またはわずかに減少するサイズと互換性があることを測定します。時間変動と平均サイズは、1DMHDシミュレーションによって一貫して再現されます。最も互換性のあるシナリオは、磁気回転不安定性(MRI)がデッドゾーンの外縁での重力不安定性(GI)によって引き起こされる磁気層ディスクで発生する爆発のモデルであることがわかります。純粋な熱不安定性(TI)のシナリオは、0.1AU未満のディスクの非常にコンパクトなゾーンでしか維持できないため、干渉計のサイズを再現できません。MRI-GIのシナリオは、恒星の仲間との潮汐相互作用やデッドゾーンの外縁にある惑星など、GIを強化する外部摂動と互換性がある可能性があります。結論:MRI乱流によって駆動される層状円盤モデルは、FUOrionisアウトバースト領域の空間構造と時間的進化を解釈するのに適しています。この段階を理解することで、円盤進化の初期段階と最初の内部AUにおける惑星形成のプロセスとの間の重要なつながりが得られます。
太陽の光球と彩層のドップラーグラムを使用した小規模な磁場における磁気音響波の伝播の研究: HMI/SDO と MAST 観測
| Title |
A_study_of_the_propagation_of_magnetoacoustic_waves_in_small-scale_magnetic_fields_using_solar_photospheric_and_chromospheric_Dopplergrams:_HMI/SDO_and_MAST_observations |
| Authors |
Hirdesh_Kumar,_Brajesh_Kumar,_S._P._Rajaguru,_Shibu_K._Mathew,_and_Ankala_Raja_Bayanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13492 |
この作業では、HMI機器から得られたほぼ同時の光球と彩層のドップラーグラムを利用して、静かな磁気ネットワーク領域上の小規模な傾斜磁場内の太陽彩層への低周波磁気音響波の伝播の研究を提示しますSDO宇宙船に搭載され、ウダイプール太陽天文台で運用されているマルチアプリケーション太陽望遠鏡（MAST）がそれぞれ搭載されています。音響波は、太陽の対流帯内で確率的に励起され、バックグラウンド磁場と断続的に相互作用し、一時的な信号になります。これらの一時的な信号を検出するために、ウェーブレット変換手法を磁気ネットワーク領域の光球および彩層の速度振動に適用します。光球と彩層の速度信号のウェーブレットパワースペクトルは、2.5～4mHz帯域のパワーの存在の間に1対1の対応を示します。さらに、2.5～4mHz帯域のパワーは、光球ウェーブレットパワースペクトルに存在するにもかかわらず、彩層ウェーブレットパワースペクトルに一貫して存在しないことがわかります。これは、光球振動(2.5～4mHz帯域)が上層大気に漏れ出す過程が連続的ではないことを示しています。これらの光球と彩層の速度振動から推定された平均位相スペクトルとコヒーレンススペクトルは、傾いた磁場に沿った太陽彩層への光球振動(2.5～4mHz)の伝播を示しています。さらに、MASTドップラーグラムから推定された彩層パワーマップも、比較的高い磁気濃度の周囲に高周波音響ハローが存在することを示しており、太陽大気中のvA~vs層付近の高周波高速モード波の屈折を示しています。
2022 年の再発新星 U Sco の噴火の赤外分光法
| Title |
Infrared_spectroscopy_of_the_2022_eruption_of_the_recurrent_nova_U_Sco |
| Authors |
A._Evans_(Astrophysics_Group,_Keele_University,_UK),_D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India),_C._E._Woodward_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_T._R.,_Geballe_(Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab),_R._D._Gehrz_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_K._L._Page_(School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester,_UK),_S._Starrfield_(School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13508 |
2022年の再発新星UScoの噴火の近赤外分光法を、バースト後5.2日から45.4日までの期間にわたって提示します。これは、この新星の最も集中的な赤外線研究です。私たちの観測はバースト直後に始まり、「スーパーソフト」X線期の終わり近くまで続きました。主な発見は、9.41日からの冠状線の存在です。これは、古典的または反復的な新星でこれらの最も初期の出現の1つです。コロナガスの温度は$7\times10^5$Kです。さらに低温($\lesssim2.5\times10^4$K)のガスが存在する証拠もあります。HeI$1.083\mu$m線に顕著な変化が見られ、X線の挙動と反相関して、その強度が低下し、その後回復します。衝撃イオン化がコロナ線放出の主要な励起メカニズムであると結論付けています。赤外線スペクトルには、$\sim20000$Kでの黒体放射の存在に関する証拠があり、これは暫定的に照射された二次放射と識別されます。以前に決定された82.7$度の連星傾斜角の場合、暗黙の放出速度は22000kms$^{-1}$にもなります。これらの速度は、新星流出では前例のないものであり、超新星で見られるものに匹敵するものであり、それによってUScoを真に注目すべき天体としてマークしています。
ソーラーオービター/EUIで観測した小規模コロナループの無減衰振動の統計的調査
| Title |
A_Statistical_Investigation_of_Decayless_Oscillations_in_Small-scale_Coronal_Loops_Observed_by_Solar_Orbiter/EUI |
| Authors |
Arpit_Kumar_Shrivastav,_Vaibhav_Pant,_David_Berghmans,_Andrei_N._Zhukov,_Tom_Van_Doorsselaere,_Elena_Petrova,_Dipankar_Banerjee,_Daye_Lim_and_Cis_Verbeeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13554 |
減衰のないキンク振動は太陽大気に遍在しており、コロナ加熱の実行可能な候補です。数百Mmの長さの冠状ループにおける減衰のない振動については広範な研究が行われてきましたが、小規模($\sim$10Mm)のループにおけるこれらの振動の特性はまだ調査されていません。この研究では、静かなコロナとコロナホールに埋め込まれた小さなループの減衰のない振動の特性を提示します。ソーラーオービターに搭載されたエクストリームウルトラバイオレットイメージャーによる高解像度の観測データを使用します。ピクセルスケールは210km、ケイデンスは5秒以上です。ループ長が3から23mmの間で変化する33の冠状ループに42の振動が見られます。平均変位振幅は136kmであることがわかります。振動周期は27～276秒の範囲で、速度振幅は2.2～19.3kms$^{-1}$の範囲です。観測されたキンク速度は、活動領域の冠状ループで観測されたものよりも低くなっています。周期によるループ長の変動は、強い相関関係を示していません。コロナ地震学技術は、2.1Gの平均磁場値を示しました。我々は、0.6-314Wm$^{-2}$の広い範囲でエネルギー束を推定します。さらに、短周期の減衰のない振動は、静かな太陽とコロナホールでは一般的ではないことに注意してください。したがって、私たちの研究は、小規模なコロナループの減衰のない振動が、静かな太陽を加熱し、コロナホールで太陽風を加速するのに十分なエネルギーを提供する可能性が低いことを示唆しています.
Przybylski の星の謎: その表面にプロメチウムがある?
HD101065(Przybylskiの星)のスペクトルにプロメチウム線が存在するかどうかを確認する新しい試みを実行しました。中性子捕捉元素であるプロメチウムには安定同位体がなく、最大半減期は約18年です。したがって、この特異な星に存在することは、その表面層に自由中性子を照射するプロセスが進行中であることを示しています。残念なことに、ほとんどすべてのプロメチウム系列は、他の中性子捕捉元素や他の種の系列と大きく混合されています。私たちは、プロメチウムの3つの系統(PmIおよびPmII)を選択して分析し、現在のところ、Przybylskiの星の大気にこの元素が存在することを明確に主張することは不可能であるという結論に達しました。
ケースAの物質移動が遅い低金属量の大規模接触連星：SMCのNGC 346のSSN 7の詳細な分光分析と軌道分析
| Title |
A_low-metallicity_massive_contact_binary_undergoing_slow_Case_A_mass_transfer:_A_detailed_spectroscopic_and_orbital_analysis_of_SSN_7_in_NGC_346_in_the_SMC |
| Authors |
M._J._Rickard_and_D._Pauli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13720 |
ほとんどの大質量星は、質量を交換できる近接連星系で生まれたと考えられており、これは両方の連星構成要素の進化に影響を与えます。それらの進化は、重力波の始祖を探す上で非常に興味深いものです。しかし、特に低金属量での観測例はまれであるため、物質移動の物理学には不明な点があります。近くの低金属環境は、個々の星を解決できる初期宇宙の最も近いプロキシとして機能するため、相互作用するシステムの特に興味深い狩猟場です。マルチエポックの分光データを使用して、ON3\,If$^\ast$+O5.5\,V((f))星をホストする初期型大質量連星SSN~7の一貫したスペクトルおよび軌道分析を完了します。これらの詳細な結果を使用して、低金属量でのバイナリの進化を理解するのに役立つ進化のシナリオを制約します。.分光データは、UV、光学、および近赤外をカバーしており、恒星大気コードPoWRとの一貫した分析を可能にします。恒星と軌道のパラメータを考慮して、バイナリ進化モデルを使用して結果を解釈しました。この系の2つの星は、主星と副星で${\log(L_1/L_{\odot})=5.75}$と${\log(L_2/L_{\odot})=5.78}$の同等の光度を持っています。、それぞれ、しかし異なる温度を持っています(${T_1=43.6\,\mathrm{kK}}$および${T_2=38.7\,\mathrm{kK}}$)。一次($32\,M_{\odot}$)は二次($55\,M_{\odot}$)よりも質量が小さく、質量交換を示唆しています。質量推定は、軌道解析によって確認されます。再び訪れた軌道周期は$3\,\mathrm{d}$です。私たちの進化モデルは、物質交換も予測しています。現在、この星系はケースAの段階を経ているコンタクトバイナリであり、最も大規模な[要約]
3+1次元の古典的な格子シミュレーションを利用して、アインシュタイン・カルタン重力におけるヒッグスインフレーションの予熱段階を研究します。重要なNieh-Yan項を含む単純化されたシナリオの具体性に焦点を当てて、総エネルギー密度の最大70%を構成する高密度で空間的に局所化されたオシロン構成の形成を示します。これらの準安定天体の出現は、物質支配の長期化につながり、メートル法やパラティーニの対応物と比較して、宇宙のインフレ後の歴史を効果的に変更する可能性があります。特に、オシロンの作成は重要な重力波信号と一緒に行われますが、その典型的な周波数は、既存および計画された重力波実験でアクセス可能な範囲を超えています。標準モデルのゲージボソンとフェルミオンの影響、および結果をより一般的なEinstein-Cartan設定に拡張する可能性についても説明します。
ド・ブロイ・ボーム解釈における量子宇宙論におけるバウンスとインフレーションのダイナミクス
| Title |
Bouncing_and_inflationary_dynamics_in_quantum_cosmology_in_the_de_Broglie-Bohm_interpretation |
| Authors |
G._S._Vicente,_Rudnei_O._Ramos_and_Vit\'oria_N._Magalh\~aes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13059 |
スカラー場で満たされた平坦なフリードマン・レマ{\^i}トレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙の量子宇宙論は、ド・ブロイ・ボーム(dBB)解釈フレームワークで考慮されます。スティッフマター量子バウンス解が得られます。バウンスとそれに続くインフレ前およびインフレのダイナミクスが詳細に研究されています。いくつかの代表的な原始インフレーションモデルを例として検討します。これらのモデルについては、力学量を特徴付ける分析式を明示的に導き出すことができます。次に、量子バウンスパラメータに対するインフレーションダイナミクスの依存性が分析されます。私たちの説明から現れるパラメーターは、生成されたダイナミクスがいくつかの重要な宇宙論的量に従うことを要求することによって制約されます。制約条件は、バウンス量に関するパラメーター空間の領域を通じても示されています。
上下不安定終点における連星ブラックホールのパラメータ推定
| Title |
Parameter_estimation_of_binary_black_holes_in_the_endpoint_of_the_up-down_instability |
| Authors |
Viola_De_Renzis,_Davide_Gerosa,_Matthew_Mould,_Riccardo_Buscicchio,_Lorenzo_Zanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13063 |
ブラックホールの連星スピン歳差運動は、(反)整列したスピンを持つ系に対応する平衡解を認めます。これらの中で、より重い（より軽い）ブラックホールのスピンが軌道角運動量と共（反）整列している上下構成の連星は、スピン方向の小さな摂動に対して不安定である可能性があります。上下不安定の発生は、整列したスピンで形成された重力波源につながりますが、歳差運動スピンで検出されます。重力波イベントの上下の起源をテストするために、Savage-Dickey密度比に基づくベイジアン手順を提示します。これは、強力な証拠の達成が現在の実験の範囲内であることを示すシミュレートされた信号と、現在のデータが十分に有益ではないことを示す、これまでにリリースされたLIGO/Virgoイベントの両方に適用されます。
Ba\~{n}ados-Silk-West 効果と、さまざまな種類の地平線近くでの有限の力: シナリオの一般的な分類
| Title |
Ba\~{n}ados-Silk-West_effect_with_finite_forces_near_different_types_of_horizons:_general_classification_of_scenarios |
| Authors |
H.V.Ovcharenko,_O.B.Zaslavskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13087 |
2つの粒子がブラックホールに向かって移動し、地平線の近くで衝突すると、特定の条件下で重心フレームのエネルギー$E_{cm}$が無制限に成長する可能性があります。これがBa\~{n}ados-Silk-West(BSW)効果です。通常、この効果は極限地平および測地線(または電気測地線)軌道で考慮されます。幾何学的要因と動的要因の両方を考慮して、この効果をより一般的な文脈で研究します。一般的な軸対称の回転ブラックホールを考えます。メトリック係数の地平線に近い挙動は、さまざまなタイプの地平線のテイラー展開に現れる3つの数値$p,~q,$$k$によって決定されます。また、4速度の動径成分の地平線付近での挙動に応じて、いわゆる通常、亜臨界、臨界、および超臨界を含む可能な軌道の一般的な分類を示します。粒子は自由に動くのではなく、特定されていない力の作用下で動くと仮定します。力の有限性とBSW効果が互いに両立する場合を見つけます。BSW効果は、2つの粒子のうちの1つに微調整されたパラメーターがあることを意味します。このような粒子が地平線に到達するには、常に無限の適切な時間が必要であることを示します。そうしないと、力が無限になるか、地平線が規則的ではなくなります。これは、あらゆる衝突行為で文字通り無限の$E_{c.m.}$を禁止する、いわゆる運動学的検閲の原則を実現します。得られた一般的な結果は、例として使用されるKerr-Newman-(anti-)deSitter計量について示されています。私たちの研究で提案された軌跡の多様性の説明は、BSW効果を超えて、他の状況でも役立つ可能性があります。特に、力と軌道のタイプとの関係を見つけます。
| Title |
An_rf_Quantum_Capacitance_Parametric_Amplifier |
| Authors |
A._El_Kass,_C._T._Jin,_J._D._Watson,_G._C._Gardner,_S._Fallahi,_M._J._Manfra,_and_D._J._Reilly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13227 |
極低温でのGaAsヘテロ構造における超高移動度2次元電子ガス(2DEG)のゲート調整可能な量子容量を利用する無線周波数パラメトリック増幅器を示します。プロトタイプの狭帯域増幅器は、入力電力が-66dBm(1dB圧縮)まで20dBを超えるゲインと、370MHzで1.3Kのノイズ温度TNを示します。超伝導増幅器とは対照的に、量子容量パラメトリック増幅器（QCPA）は、ミリケルビンから数ケルビンまでの範囲のテスラスケールの磁場と温度で動作します。これらの属性は、従来のトランジスタ増幅器と比較した場合の低電力(マイクロワット)動作と合わせて、QCPAが半導体キュービットのオンチップ統合読み出し回路を可能にする、または宇宙トランシーバーおよび電波天文機器のコンテキストで有用性を見出す可能性があることを示唆しています。
電子反跳による有限サイズの暗黒物質の直接検出
電子からの散乱による暗黒物質(DM)の直接検出では、運動量移動が重要な役割を果たします。以前の研究では、自己相互作用DMの場合、DM粒子にサイズがある場合（いわゆるふくらんでいるDM）、半径効果が運動量移動を支配し、自己散乱断面積の速度依存性の別の原因になる可能性があることが示されました。この作業では、電子反跳による異なる半径を持つふくらんでいるDM粒子の直接検出を調査します。XENON10、XENON100、およびXENON1Tのメディエーター効果によって支配される利用可能な実験的排除限界と比較すると、ふくらんでいるDM電子散乱断面積に対する制約は、大きな半径のDM粒子に対してはるかに弱くなることがわかります。小さな半径のDM粒子の場合、制約は点状のDMの場合と同様のままです。
LIGO-Virgo連星の方向等方性
等方性を破る空間内の特別な方向を探して、LIGO-Virgo連星ブラックホールの合計角運動量の絶対整列の程度を制約する方法を示します。また、上空でのブラックホールの分布の不均一性も考慮しています。ソースの空間分布と方向に双極子モデルを利用して、3回目のLIGO-Virgo観測実行からの誤警報率<1/yrの57信号を分析します。選択バイアスを説明すると、LIGO-Virgoブラックホールの集団は、均一性と等方性の両方と完全に一致することがわかります。さらに、アライメントの方向を他の方向よりも制約するデータを見つけ、セット内のすべての連星の合計角運動量の方向の事後分布を生成します。すべてのコードとデータは、https://github.com/maxisi/gwisotropy/で公開されています。
圧縮関数の再検討
ShibataandSasaki(1999)は、いわゆる圧縮機能を導入しました。それ以来、長波長解におけるこの関数(またはその体積平均化された対応物)の最大値は、原始ブラックホール形成の非常に堅牢なしきい値を与えることが経験的に確立されています。この論文では、最初の意図にもかかわらず、Shibata-Sasaki圧縮関数は、選択した一定平均曲率スライスの領域半径に対する過剰質量の比として解釈できないが、それと一致することを示します。{\itcomoving}は、状態方程式に応じて一定の係数までスライスします。また、長波長解における正当な圧縮関数のゲージ(非)依存性、つまり、面積半径に対する質量過剰の比率についても説明します。
1 ループ順序でのインフレ相関器: 非分析性、因数分解、切断規則、および OPE
| Title |
Inflation_Correlators_at_the_One-Loop_Order:_Nonanalyticity,_Factorization,_Cutting_Rule,_and_OPE |
| Authors |
Zhehan_Qin,_Zhong-Zhi_Xianyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13295 |
1ループの大量交換によるインフレ相関器は、大量のループ粒子のダイナミクスに関する豊富な情報をエンコードします。特定のソフトリミットでの非解析的挙動は、特徴的な振動パターンにつながります。これは、宇宙コライダー物理学の多くの粒子モデルの主要なシグナルです。この作業では、さまざまなソフトリミットにおける任意の1粒子既約（1PI）1ループ相関器のこのような非分析性を体系的に調査します。部分メリン・バーンズ表現を使用して、因数分解定理と任意の1PI1ループインフレーション相関器の切断規則を提示し、証明します。これは、平面空間散乱振幅のオンシェル切断規則を連想させます。また、この因数分解定理を将来境界での演算子積展開の観点から理解する方法も示します。1ループ因数分解定理の応用として、バブル、三角形、およびボックスグラフを含むすべての可能な1PIトポロジーの大規模な1ループ4ポイントインフレーション相関器の非局所宇宙コライダー信号の新しい解析的および正確な式を導き出します。.最後に、非局所信号の計算を運動量比の上位にプッシュする方法を示します。
| Title |
Charged_particle_dynamics_in_parabolic_magnetosphere_around_Schwarzschild_black_hole |
| Authors |
Martin_Kolo\v{s},_Misbah_Shahzadi,_Arman_Tursunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.13603 |
重力場と磁場の組み合わせにおける荷電粒子の動力学の研究は、ブラックホール周辺の天体物理学的プロセスに重要な理論的洞察を提供することができます。この論文では、ブラックホールの周りの磁力線の放物面形状が数値シミュレーションによって十分に動機付けられ、相対論的ジェットの観測によってサポートされているため、シュヴァルツシルトブラックホールの周りの放物線磁場構成における荷電粒子のダイナミクスを調査します。有界軌道の安定性を分析し、有効ポテンシャル法を使用して、対称軸の周りに安定した円形の赤道外軌道が存在する可能性を示します。また、荷電粒子のダイナミクス、特に運動のカオス性、Poincar\'{e}セクション、振動周波数、および放出された電磁スペクトルに対する放射反力の影響も示します。ケプラー降着円盤に適用すると、放射反応と電磁円盤相互作用が含まれている場合、放物線状の磁場構成では、薄い降着構成が破壊されるか、厚いトロイダル構造に変換される可能性があることを示します。荷電粒子軌道を放射するためのフーリエスペクトルを計算すると、放射反力は主な周波数ピークに影響を与えませんが、高調波が低下し、スペクトルがより平坦になり、高周波数範囲で希釈されることがわかります。
