宇宙複屈折はモデルに依存しますか?
等方性宇宙複屈折への興味深い手がかりが、最近、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の偏光データの$EB$クロスパワースペクトルで検出されました。チャーン・シモンズ項を介して光子と結合した擬スカラー場を備えた初期ダークエネルギー(EDE)モデルは、この現象を説明するために使用でき、$H_0$張力を同時に解決するためにも使用できる可能性があります。この研究では、チャーン・シモンズ結合を含む初期のダークエネルギースカラー場を既存のボルツマンソルバーに組み込み、文献にある2つのモデルの$EB$クロスパワースペクトルを数値的に回復します。$\alpha$アトラクターとロックンロールフィールド。両方のモデルが$EB$スペクトルに適合し、$EB$スペクトルだけでは現在のデータに基づいて2つのモデルを区別するのに十分な制約力を持たないことがわかりました。
分光調査による $H_0$ の測定
銀河調査は宇宙内の物質の3次元分布をマッピングし、原始宇宙とその後の進化の両方に関する情報をコード化します。銀河分布の特徴の角度スケールと物理スケールを比較することで、サンプルまでの物理的距離を計算し、ハッブルパラメーター$H_0$を抽出できます。この章では、2つの重要な「標準定規」を紹介しながら、これが実際にどのように実行されるかを説明します。1つ目は、再結合時の音の地平線であり、バリオン音響振動を引き起こし、CMBまたはビッグバン元素合成からの外部データと組み合わせることで、競合する$H_0$制約をもたらします。物質と放射が等しければ、地平線の物理的スケールから情報を抽出することもできます。制約はいくらか弱くなりますが、これは非常に異なる物理に依存しており、物理モデルの重要な検証テストです。我々は、このような制約の両方を(「テンプレート」と「フルシェイプ」の方法論を使用して)どのように導き出すことができるかを議論し、文献からの最近の制約をいくつか提示します。そのうちのいくつかは精度において匹敵する(そして独立した)）プランク。最後に、これらの制約を将来的に改善するための将来の見通しについて説明します。
赤方偏移のない推論による多次元観測可能空間における新しい宇宙論的結合制約
| Title |
A_Novel_Cosmological_Joint_Constraints_in_Multidimensional_Observables_Space_with_Redshift-free_Inferences |
| Authors |
Wei_Hong,_Kang_Jiao,_Yu-Chen_Wang,_Tingting_Zhang,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08047 |
宇宙論の制約は、宇宙論モデルを区別する際の重要な基準として機能します。宇宙論的パラメータを制約する従来の組み合わせ手法では、対応する理論値と観測データを赤方偏移の関数として指定しますが、赤方偏移を直接測定できない場合や、測定誤差が大きい場合、または赤方偏移の定義が議論の余地がある場合があります。この論文では、赤方偏移$z$を排除し、複数の観測値$\left\lbrace\mathcal{F}_{1,\mathrm{obs}},\を最大限に利用してパラメータを制約する新しい結合方法を提案します。mathcal{F}_{2,\mathrm{obs}},\cdots,\mathcal{F}_{M,\mathrm{obs}}\right\rbrace$は$M$次元の結合観測可能空間に広がります。宇宙論モデルの数学的形式の一般性と低次元から高次元へのガイダンスを考慮して、最初に$H(z)$,$f\sigma_{8}(z)$および$D_{A}(z)$。ここで、3つの座標は、同じ天体の赤方偏移なしの測定値(または共有赤方偏移データを個別に再構築したモデル)と考えることができます。私たちの結果は従来の組み合わせ手法と一致していますが、誤差が少なく、$H_0=68.7\pm0.1\mathrm{~km}\mathrm{~s}^{-1}\mathrm{~Mpc}^{-1となります。}$、$\Omega_{m0}=0.289\pm0.003$、$\sigma_{8}=0.82\pm0.01$であり、ある程度緩和されたパラメトリック縮退を示しています。原則として、私たちのジョイント制約法では、赤方偏移情報を独立した座標として保持する拡張形式が可能であり、パラメータを制約するために従来の組み合わせ手法の形式に容易に分解することもできます。
暗黒時代の 21 cm 信号による精密な宇宙論
暗黒時代からの21cmの信号は、基本的な宇宙論の新しい探査の可能性をもたらします。珍しい物理学が発見される可能性もありますが、ここでは標準的な宇宙論の範囲内で期待される利点を定量化します。1,000時間の積分による全球(空の平均)21cm信号を熱雑音の精度まで測定すると、宇宙論的パラメーターの組み合わせの$5.5\%$の測定値が得られます。10,000時間の積分では、これが$1.8\%$に改善され、プランクだけでなく宇宙のヘリウムの割合も抑制されます。21cmの変動を伴う高精度の宇宙論には$10\,{\rmkm}^2$(400,000個の観測点に相当)の収集領域が必要ですが、これは1,000時間の積分では同じ地球規模のケースを超えます。収集領域または積分時間を$\times$10強化すると、$0.5\%$のパラメーターの組み合わせが得られ、プランクよりも5倍優れたヘリウム測定値と、プランクと同等のニュートリノ質量の制約が得られます。私たちの分析は、今後の月面および宇宙ベースの暗黒時代実験のベースラインを設定します。
宇宙論モデルの再調査における LSST の将来の SNIa データの役割
| Title |
Role_of_Future_SNIa_Data_from_LSST_in_Reinvestigating_Cosmological_Models |
| Authors |
Rahul_Shah,_Ayan_Mitra,_Purba_Mukherjee,_Barun_Pal,_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08786 |
私たちは、ベラC.ルービン天文台(LSST)によって検出された将来のIa型超新星(SNIa)の標準キャンドルがいくつかの宇宙論モデルにどのように制約を与える可能性があるかを研究します。LSSTDarkEnergyScienceCollaboration(DESC)タイムドメインパイプラインによって生成された現実的な3年間のSNIaシミュレーションデータセットを使用します。これには、分光学的および測光的に同定された候補が混在しています。このデータを宇宙マイクロ波背景放射(CMB)およびバリオン音響振動(BAO)の測定と組み合わせて、ベースライン$\Lambda$CDMとシュヴァリエ・ポラースキー・リンダー(CPL)の暗エネルギーパラメーター化という2つのモデルの暗エネルギーモデルパラメーターを推定します。これらを、PantheonSNIaコンパイルの最新の実データ、Planck2018のCMB、およびBAOの共同分析から得られた現在の制約と比較します。私たちの分析では、$H_0$と$\sigma_8$の間の相関が大幅に減少するとともに、モデルパラメーターに対する制約が厳しくなっていることがわかりました。LSSTは宇宙論モデルの臨界解析において既存のSNIaデータを大幅に改善すると期待されていることがわかりました。
暗黒エネルギーの光輪
我々は、ダークセクターにおける非最小結合を備えたモデルにおけるダークエネルギーハローの特性を調査します。我々は、準静的近似を用いて、ダークマター粒子の質量と標準的なクインエッセンススカラー場$\phi$との結合が、一般にコンパクトなダークマター天体の中とその周囲にダークエネルギー集中の形成につながることを示します。これらは、スカラー場勾配が大きく、暗エネルギー状態方程式パラメータが$-1/3$に近い領域に関連付けられています。ダークエネルギーハローのエネルギーと半径は$E_{\rmhalo}\sim\boldsymbol{\beta}^2\varphi\,m$と$r_{\rmhalo}\sim\で近似的に与えられることがわかります。sqrt{\boldsymbol{\beta}\,\varphi({R}/{H})}$、ここで$\varphi=Gm/(Rc^2)$、$m$、$R$はそれぞれ、関連する暗黒物質天体の質量と半径、$\boldsymbol{\beta}=-d\lnm/d\phi$は非最小結合強度パラメーター、$H$はハッブルパラメーター、$G$は重力定数、$c$は真空中の光の速度です。さらに、広い赤方偏移範囲にわたる$\boldsymbol{\beta}$の現在の観測限界が$E_{\rmhalo}/m$に厳しい制約をもたらし、したがって、値に対するダークエネルギーハローの影響にもつながることを示します。暗黒エネルギー状態方程式パラメータの。また、準静的近似の崩壊に関連する可能性のある潜在的な逆反応効果について簡単に説明し、そのような崩壊が発生すると予想されるパラメーター空間の領域を決定します。
JWST熱放射分光法によるWASP-77Abの太陽系下金属性の確認
| Title |
Confirmation_of_sub-solar_metallicity_for_WASP-77Ab_from_JWST_thermal_emission_spectroscopy |
| Authors |
Prune_C._August,_Jacob_L._Bean,_Michael_Zhang,_Jonathan_Lunine,_Qiao_Xue,_Michael_Line,_Peter_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07753 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のNIRSpec装置で観測された、2.8～5.2$\μ$mのWASP-77Abの昼側熱放射スペクトルを示します。WASP-77Abは、高分解能分光法を用いて検出されたH$_2$OおよびCO吸収線から、太陽以下の金属性および太陽炭素対酸素(C/O)比を有することが以前に判明していた。化学平衡を仮定してJWSTスペクトルの大気検索を実行すると、太陽以下の金属量[M/H]=$-0.91^{+0.24}_{-0.16}$とC/O比$0.36^{+0.10}が得られます。_{-0.09}$。H$_2$OとCOを特定し、それらの存在量を制限したところ、スペクトル内にCO$_2$は見つかりませんでした。JWSTと高分解能分光法の結果は、金属度については$\sim1\sigma$以内、C/O比については1.8$\sigma$以内で一致しています。ただし、私たちの結果は、HSTWFC3によって測定された短波長スペクトルによって描かれた図にはあまりよく適合しません。WASP-77AbとHD149026bのJWST熱放射スペクトルを比較すると、両方のホットジュピターが近赤外線での輝度温度はほぼ同じであるが、大気組成が明らかに異なることがわかります。私たちの結果は、高分解能分光法が分子存在量を測定するための強力で信頼性の高い方法であることを再確認します。私たちの結果は、ホットジュピターの大気組成の信じられないほどの多様性も強調しています。
放射および磁化された原始惑星系円盤における惑星螺旋航跡によって駆動される子午線循環
私たちは、放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションで初めて木星質量惑星形成を研究し、それを純粋な流体力学シミュレーションおよびさまざまな等温構成と比較します。子午線循環はどの設定でも同じであることがわかりました。惑星の渦巻き後流は、原始惑星系円盤の内部で垂直方向の撹拌を引き起こし、これらの衝撃波フロントとの遭遇も、ガスを丘球上に垂直に供給するのに役立ちます。降着のダイナミクスは変化していません。惑星は垂直に降着し、丘の球体の内側の中央平面領域に流出があります。さまざまな角運動量損失メカニズムによって円盤内に生成される有効$\alpha$粘度を決定しました。これにより、理想的なMHD限界では磁場が$\alpha\sim10^{-2.5}から増大する高い乱流を生成することが示されました。惑星の螺旋が発達した後は$\sim10^{-1.5}$まで。HDシミュレーションでは、惑星の螺旋は$\alpha\sim10^{-3}$に寄与しており、これが非常に重要な角運動量伝達メカニズムとなっています。異なる設定ではさまざまな$\alpha$値があるため、ギャップの開き具合はそれぞれの場合で異なります。放射型MHDセットアップでは、乱流粘度が高いためギャップが開かず、ヒル質量が大きくなり、明確なダスト捕捉領域がなくなります。ヒルの降着率はすべての設定で$10^{-6}\rm{M_{Jup}/yr}$ですが、降着の変動は等温走行よりも放射走行の方が桁違いに大きくなります。最終的に、高解像度の実行により、磁気回転の不安定性が解決され始め、実効粘度が変化し、ディスク内の加熱が増加しました。
降着円盤の熱不安定性 II: 若い星の周りの円盤におけるゴールドライヒ・シューベルト・フリッケ不安定性と対流過安定性の数値実験
| Title |
Thermal_instabilities_in_accretion_disks_II:_Numerical_Experiments_for_the_Goldreich-Schubert-Fricke_Instability_and_the_Convective_Overstability_in_disks_around_young_stars |
| Authors |
Hubert_Klahr,_Hans_Baehr_and_Julio_David_Melon_Fuksman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08165 |
成層回転流体の線形安定性解析(論文Iを参照)では、熱緩和の影響下で圧斜成層を有する円盤が熱不安定性に対して不安定になることが示されました。1つの不安定性は、垂直せん断不安定性(VSI)のローカルバージョンであるゴールドライヒシューベルトフリッケ不安定性(GSF)であり、もう1つは熱的過安定である対流過安定性(COS)です。本論文では、特にVSIの臨界冷却時間よりも長い冷却時間について、半径方向の温度勾配を持つ垂直等温円盤の小さな軸対称部分の数値実験における両方の不安定性の解析予測成長率を再現します。この冷却時間領域では、シミュレーションにより、COSとGSFの両方のモードが同時に独立して成長することが明らかになりました。私たちは、GSFモードがCOSモードと比較してより速い成長率を示すことを一貫して観察しています。ミッドプレーン付近では、GSFモードは最終的に成長を停止しますが、COSモードは成長を続け、最終的にフローパターンを支配します。ミッドプレーンから離れると、一定の角運動量のバンドが形成されると、GSFモードが飽和することがわかります。これらのバンドでは、圧斜項によって駆動される渦の形成と成長が観察され、速度の摂動がさらに増大します。地球物理学では、この効果は水平対流または潮風の不安定性として知られています。3次元シミュレーションでは、軸対称が強制されない場合にも同様の効果が発生するかどうかを示す必要があります。私たちの局所シミュレーションは、若い星の周りの円盤の全球シミュレーションにおける熱不安定性を観察するための数値分解能の要件を明らかにするのに役立ちます。
小惑星フライバイを伴う金星への飛行計画の検討に関する分析
本論文は、金星に再遭遇するために重力補助操縦を経て共鳴軌道に移行した後、金星に飛行する探査機が小天体を通過する金星への飛行計画を構築する問題を扱う。。NASAJPLカタログから直径1kmを超える小惑星候補117個が選ばれました。金星と小惑星の両方をインパルスフリーで通過する基準を満たす飛行軌道と、その後の金星表面への着陸が、2029年から2050年の打ち上げ期間内に発見されました。地球から金星への探査機飛行の軌道金星の接近とその後の金星の表面への着陸を含む小惑星が分析されました。
惑星形成円盤の下部構造形態による磁化円盤風と乱流粘性の区別
| Title |
Distinguishing_Magnetized_Disc_Winds_from_Turbulent_Viscosity_through_Substructure_Morphology_in_Planet-forming_Discs |
| Authors |
Yinhao_Wu,_Yi-Xian_Chen,_Haochang_Jiang,_Ruobing_Dong,_Enrique_Mac\'ias,_Min-Kai_Lin,_Giovanni_P._Rosotti_and_Vardan_Elbakyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08253 |
原始惑星系円盤の粘性支配の進化という伝統的なパラダイムは、最近磁化された円盤の風によって挑戦されています。しかし、観測によって風による降着と乱流による降着を区別することは困難でした。この研究では、アルマ望遠鏡連続体における惑星形成円盤のギャップとリングの形態を研究することにより、角運動量輸送に対するそれらの個別の寄与を特定する新しいアプローチを紹介します。私たちは、2D多流体流体力学シミュレーションによって、粘性進化と風による降着の両方を伴う円盤内の惑星のギャップ開口プロセスをモデル化します。私たちの結果は、風によって動かされる降着円盤内のギャップを開く惑星が、純粋な粘性円盤内の惑星とは異なる特徴的な下部構造を生成することを示しています。具体的には、風による降着が下部構造の生成を支配する円盤が重大な非対称性を示すことを実証します。アルマ望遠鏡連続体における模擬画像の多様な出力に基づいて、惑星によって引き起こされた特徴を4つの領域(中程度の粘性が支配的な、中程度の風が支配的、強い粘性が支配的、非粘性)に大別します。これらの領域を分類すると、観察されたギャップとリングの形態に基づいて、磁化されたディスクの風の強さと粘性を制限する可能性のある方法が確立されます。模擬画像の非対称性の特徴と、アルマ望遠鏡観測でのその潜在的な発現について説明します。
系外惑星大気の透過分光法に対する遠心力の影響
| Title |
Effect_of_Centrifugal_Force_on_Transmission_Spectroscopy_of_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Agnibha_Banerjee,_Joanna_K._Barstow,_Carole_A._Haswell_and_Stephen_R._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08610 |
透過分光法は、系外惑星の大気について学ぶ最も成功した方法の1つです。透過分光法を使用した検索のプロセスは、多数の順方向モデルを作成し、それらを観測値と比較して、系外惑星の大気特性を制約するという逆問題を解決することから構成されます。我々は、通過する系外惑星の前方モデルで一般的に採用されている1つの単純化仮定の影響を調査します。つまり、惑星は孤立した非回転の球体として扱うことができるということです。惑星の自転による遠心加速度は、惑星の大気に対する重力に対抗し、惑星のスケールの高さを増加させます。検索に使用される従来のフォワードモデルには、通常、この効果が含まれていません。この仮定が取り除かれると、大気の回収は重力が近い惑星に対して大きく異なる結果を生み出すことがわかりました。例えば、WASP-19に類似したシミュレートされた惑星では、ガス存在量の真の値と取得された値の差が1$\sigma$を超えています。b.将来的には、JWSTサイクル1がWASP-19bとWASP-121bをターゲットとする、将来の系外惑星の高精度透過スペクトル解析のために、この効果による大気スケールの高さの補正を考慮することを推奨します。
ガイア系外惑星候補の分光的追跡：偽連星がガイア DR3 天文系外惑星候補に侵入
| Title |
Spectroscopic_follow-up_of_Gaia_exoplanet_candidates:_Impostor_binary_stars_invade_the_Gaia_DR3_astrometric_exoplanet_candidates |
| Authors |
Marcus_L._Marcussen,_Simon_H._Albrecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08623 |
この論文では、ガイア天文法で検出された5つの潜在的な系外惑星の追跡調査について報告し、ガイア天文法系外惑星候補サンプル全体(合計72系)の性質について現在わかっていることの概要を提供します。我々は、天文惑星検出のための主要な誤検知シナリオ、つまり、系外惑星を模倣して小さな光心運動を生成する類似のコンポーネントを備えた連星系について説明します。これらの誤検知は、高解像度スペクトルの分析を通じて二重線のSB2バイナリとして識別できます。そうすることで、GaiaDR31916454200349735680、GaiaDR32052469973468984192、GaiaDR35122670101678217728の3つの星系が、実際には系外惑星系ではなく、ほぼ等質量の二重星系であることがわかります。分析された他の2つのシステム、HD40503とHIP66074のスペクトルは、公的に利用可能な高解像度スペクトルの時系列で2番目の線セットが見つからないという点で、系外惑星のシナリオと一致しています。しかし、彼らのガイア天文解析解は、地上の分光器で観測されたものよりも大きい動径速度半振幅$\sim$\,3(HD40503)および$\sim$\,15(HIP66074)を意味します。ガイア天文衛星の軌道解と地上の動径速度測定は、そのようなデータが利用できる系外惑星候補系の合計12個のうち6個で矛盾を示しています。これは主に、観測された地上の動径速度の半振幅と地上の動径速度の半振幅との大きな違いが原因です。ガイア軌道によって暗示されます。なぜこれが当てはまるのかについてさまざまな仮説を調査しましたが、明確な原因は見つかりませんでしたが、軌道傾斜角の不一致が最も簡単な説明を提供することに注目しました。
PACO アルゴリズムを使用した SPHERE ハイコントラスト データの教師なし大規模分析の準備
| Title |
Preparing_an_unsupervised_massive_analysis_of_SPHERE_high_contrast_data_with_the_PACO_algorithm |
| Authors |
A._Chomez,_A.-M._Lagrange,_P._Delorme,_M._Langlois,_G._Chauvin,_O._Flasseur,_J._Dallant,_F._Philipot,_S._Bergeon,_D._Albert,_N._Meunier,_P._Rubini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08766 |
私たちは、改良された教師なしデータ分析アルゴリズムを使用して、ESO/VLT-SPHEREアーカイブ全体で系外惑星を検索することを目指しています。これにより、5天文単位で巨大な巨大惑星を検出できる可能性があります。私たちのアプローチを準備、テスト、最適化するために、角度およびスペクトルの差分イメージングモードを使用してSPHEREで観測された24個の太陽型星のサンプルを収集しました。最近開発された新世代アルゴリズムであるPACOを使用しており、従来の手法よりも優れたパフォーマンスを発揮します。また、SPHERE事前削減パイプラインを改善し、PACOの出力を最適化して検出パフォーマンスを向上させます。当社は、IRDISとIFSの両方のASDIモードの検出機能を最適化するために、カスタム構築されたスペクトル事前ライブラリを開発します。PACOよりも古典的なアルゴリズムを使用して実施された以前の研究と比較して、私たちが導き出したコントラスト限界は、特に0.2秒角と0.5秒角の間で10倍のゲインが得られる短い角度分離において、より信頼性が高く、大幅に優れています。良好な観測条件下では、5天文単位で周回する5MJupまでの惑星が60パーセク以内の恒星の周囲で検出される可能性がある。私たちは、共通の固有運動をテストするための追跡調査が必要な2つの系外惑星候補を特定しました。この研究では、達成可能なコントラストと信頼レベルの制御という点でPACOの利点を小さなサンプルで実証しました。さらに、このアルゴリズムの利点を最大限に活用し、推定された天文測光と測光の総誤差バジェットを定量化するためのカスタムツールを開発しました。この研究は、新しい木星外惑星の探求におけるアーカイブ直接画像調査のエンドツーエンドで均一かつ教師なしの大規模な再削減に向けた道を開くものである。
太陽をかすめる彗星のスーパークロイツ系の存在について
最近提案されたクロイツ系の接触連星モデルの文脈では、そのすべてのメンバーは、親である紀元前372年のアリストテレス彗星の2つのローブのカスケード断片化プロセスの産物です。このプロセスはおそらく、遠日点付近でローブが互いに分離することから始まったと考えられます。ただし、クロイツのような軌道にあるすべての天体がクロイツサングレーザーであるわけではありません。葉が分離する前に祖先から分離した生き残ったサングレーザーや、その後の潮汐現象または非潮汐現象で生まれた生き残った断片は、定義上、クロイツ系のメンバーではありません。しかし、それらは同じ祖先の一部として、すべてのクロイツ太陽観察者と同様に、関連するオブジェクトのより広範な集合体に属しており、これを私はスーパークロイツシステムと呼んでいます。潜在的な歴史的サングレーザーの中でスーパークロイツメンバーと非メンバーの数の比率を推定した後、クロイツシステムとスーパークロイツシステムの両方の代表的な拡張家系図を生成します。2つのチャートにおける個々のサングレーザーまたは潜在的なサングレーザー間の断片化の経路と関係は(せいぜい少数の例外を除いて)任意ですが、演習の目的は、クロイツシステム自体が事実上、最終的な解凝集段階を表す可能性があることを示唆することです。スーパークロイツシステム。
アリエルとウンブリエルの間の5/3平均運動共鳴を通過する通路における傾斜の影響
| Title |
Effect_of_the_inclination_in_the_passage_through_the_5/3_mean_motion_resonance_between_Ariel_and_Umbriel |
| Authors |
S\'ergio_R._A._Gomes_and_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08794 |
天王星の主衛星の軌道は、惑星内で上昇する潮汐によりゆっくりと遠ざかると予想されています。その結果、アリエルとウンブリエルの間の5/3平均運動共鳴は過去に遭遇した可能性があります。以前の研究では、この共鳴への閉じ込めを防ぐためには、衛星の離心率がエポックで$\sim0.01$より大きくなければならないことが示されていますが、これは説明が困難です。一方、衛星が一時的に捕捉され、その後脱出した場合、傾斜角は今日では観測されない高い値に上昇します。我々は、円軌道をもつ永年2衛星モデルを使用して、傾斜角に焦点を当てて、解析的にも数値的にもこの問題を再検討しました。5/3共鳴遭遇時にウンブリエルの傾斜が約$0.15^{\circ}$であった場合、約$60\%$のケースで捕獲を回避できることがわかります。さらに、共鳴交差の後、ウンブリエルの傾きは$0.08^{\circ}$付近の平均値まで低下し、現在観測されている傾きに近い値になります。アリエルの最終的な傾斜は$0.01^{\circ}$から$0.25^{\circ}$の間にほぼ等しい確率で分布しており、これには現在の平均値$0.02^{\circ}$が含まれます。
散乱は重要: $M-\sigma$ 関係における銀河周囲の金属含有量
| Title |
The_Scatter_Matters:_Circumgalactic_Metal_Content_in_the_Context_of_the_$M-\sigma$_Relation |
| Authors |
N._Nicole_Sanchez,_Jessica_K._Werk,_Charlotte_Christensen,_O._Grace_Telford,_Michael_Tremmel,_Thomas_Quinn,_Jennifer_Mead,_Ray_Sharma,_and_Alyson_Brooks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07672 |
超大質量ブラックホール(SMBH)のフィードバックと銀河周縁媒体(CGM)との間の相互作用は、銀河進化における未解決の問題であり続けています。私たちの研究では、SPHシミュレーションを使用して、銀河の金属保持と、L$_{*}$銀河のCGMへの、およびCGMを通る金属とガスの動きに対するSMBHフィードバックの影響を調査します。私たちは、25Mpcの宇宙体積ロムルス25から、恒星の質量が3$\times$10$^{9}$から3$\times$10$^{11}$M$_{\odot}$の範囲にある140個の銀河を調べます。。各銀河のISMとCGMに残っている金属の割合を測定し、$M-\sigma$関係に基づいてSMBHの予想質量を計算します。各SMBHの予想質量$\DeltaM_{BH}$からの偏差は、$\sigma$を介してそのホストのポテンシャルと比較されます。経験的な$M-\sigma$関係を超える降着質量を持つSMBHは、星形成銀河内の質量が小さいSMBHよりもISMから金属を除去するのに約15\%効果的であることがわかりました。過剰に大質量なSMBHは、ホスト銀河の全体的な星形成を抑制し、金属をISMからCGMへとより効果的に移動させます。しかし、他のシミュレーションとは対照的に、ハローからのガスの排出に関する証拠はほとんど見られません。最後に、L$_{*}$銀河のCGMにおけるCIV柱密度は主銀河SMBHの質量に依存する可能性があると予測します。我々の結果は、$M-\sigma$関係の低質量端における散乱は、SMBHがそのホスト銀河における質量の局所的再分布においてどれほど効果的であるかを示している可能性があることを示しています。
3.0
| Title |
The_most_luminous_blue_quasars_at_3.0 |
| Authors |
Bartolomeo_Trefoloni,_Elisabeta_Lusso,_Emanuele_Nardini,_Guido_Risaliti,_Giada_Bargiacchi,_Susanna_Bisogni,_Francesca_M._Civano,_Martin_Elvis,_Giuseppina_Fabbiano,_Roberto_Gilli,_Alessandro_Marconi,_Gordon_T._Richards,_Andrea_Sacchi,_Francesco_Salvestrini,_Matilde_Signorini,_Cristian_Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07699 |
$z\sim3$にある30個の明るい青色のクェーサーの静止系紫外線および光学スペクトルの解析を紹介します。このクエーサーは、AGNが宇宙論的探査機として適切であるかを調べるために選ばれました。私たちのこれまでの研究では、サンプル中に予想外に高い割合($\約25\%$)のX線の弱いクエーサーが存在することを発見しました。後者の光源は、通常のX線光源と比較して、アーカイブUVデータにおいて、より平坦なUV連続体とより広範囲でより暗いCIVプロファイルも表示します。ここでは、$zJ$(rest-frame$\simeq$2300-3100$\rm\mathring{A}$)と$K_S$($\simeq$4750-5350$\rm\)の両方におけるLBTによる新しい観測結果を示します。mathring{A}$)バンド。H$\beta$とMgII輝線からブラックホールの質量($M_{\rmBH}$)とエディントン比($\lambda_{\rmEdd}$)を推定したところ、$z\sim3$クエーサーは平均して高度に降着しています($\langle\lambda_{\rmEdd}\rangle\simeq1.2$および$\langleM_{\rmBH}\rangle\simeq10^{9.7}M_\odot$)。X線の弱いクエーサーと通常のX線クエーサーの間で$\lambda_{\rmEdd}$や$M_{\rmBH}$に違いはありません。$zJ$スペクトルから、MgIIとFeIIの磁束と等価幅を導き出し、X線の弱いクェーサーが典型的なクェーサーと比較してより高いFeII/MgII比を示すことを発見した。むしろ、X線通常クエーサーのFeII/MgII比は$z\simeq6.5$までの他の推定値と一致しており、宇宙初期にすでに化学的に成熟したBLRであるという考えを裏付けている。$K_S$スペクトルから、すべてのX線弱いクエーサーは通常のクエーサーよりも一般に弱い[OIII]発光(EW<10$\rm\mathring{A}$)を示していることがわかります。しかし、サンプル全体としては、既知のX線/[OIII]光度相関に従っており、したがって、異なる[OIII]特性は、X線の弱い物体における本質的に弱い[OIII]放射によるものと考えられます。スペクトルエネルギー分布の形状。これらの結果を降着円盤風の枠組みで解釈します。
NuSTAR時代Xのコンプトン厚のAGN: 7つのローカルCT-AGN候補の分析
| Title |
Compton-thick_AGN_in_the_NuSTAR_Era_X:_Analysing_seven_local_CT-AGN_candidates |
| Authors |
Dhrubojyoti_Sengupta,_Stefano_Marchesi,_Cristian_Vignali,_N\'uria_Torres-Alb\`a,_Elena_Bertola,_Andrealuna_Pizzetti,_Giorgio_Lanzuisi,_Francesco_Salvestrini,_Xiurui_Zhao,_Massimo_Gaspari,_Roberto_Gilli,_Andrea_Comastri,_Alberto_Traina,_Francesco_Tombesi,_Ross_Silver,_Francesca_Pozzi_and_Marco_Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07705 |
我々は、7つのコンプトン厚活動銀河核(CT-AGN、見通し線、l.o.s.、柱密度$>10^{24}$cm$)の広帯域X線スペクトル分析(0.6～50keV)を発表します。^{-2}$)の候補は、アーカイブNuSTARデータを使用して、Swift-BAT100か月カタログから選択されます。この研究は、物理的に動機づけられたトーラスモデルを使用して赤方偏移$z<0.05$でCT-AGN候補を分類するというクレムソン-INAFグループの進行中の研究の継続です。私たちの結果は、7つのターゲットのうち3つが\textit{本物の}CT-AGNであることを確認しています。NuSTARデータを使用して以前に分析したソースに結果を追加すると、正真正銘のCT-AGNの母集団が$\sim9\%$ずつ増加し、合計数は414のAGNのうち35になります。また、MyTorusとborus02を使用してサンプルのスペクトルに対して比較研究を実行し、両方の物理モデルがl.o.s.のパラメータ空間で強く一貫していることを発見しました。列密度とフォトンインデックス。さらに、トーラス雲の塊状性も、7つのソースのそれぞれにおける見通し線と平均トーラス柱密度を個別に計算することによって調査されます。NuSTAR観測を行っているクレムソン-INAF研究チームによって分析された以前の48個のCT-AGN候補すべてに私たちの結果を追加すると、発生源の$78\%$に、降着中の超大質量ブラックホールの周囲に隠れた物質が密集して分布している可能性が高いことがわかります。。
ハイインピーダンス吸収体のファーストスターの特徴
| Title |
First_stars_signatures_in_high-z_absorbers |
| Authors |
Stefania_Salvadori,_Valentina_D'Odorico,_Andrea_Saccardi,_Asa_Skuladottir,_Irene_Vanni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07706 |
最初の星はおそらく今日形成されている星よりも質量が大きかったため、急速に進化し、超新星として爆発し、周囲のガスを化学生成物で富化させました。ローカルグループでは、最初の星の化学的特徴は、いわゆる炭素強化金属プア星（CEMP-no）で特定されています。逆に、高赤方偏移吸収システムによって追跡された高密度中性ガスでは、同様のC過剰は見つかりませんでした。ここでは、赤方偏移z~3-4で報告された3つのC強化非常に金属が少ない([Fe/H]<-2)光学的に厚い吸収体の最近の発見について議論します(Saccardietal.2023)。我々は、これらの吸収体が、銀河のハローや超淡い矮星で観察されるCEMPのない星に類似した、最初の星の化学的特徴の銀河系外トレーサーであることを示す。さらに、観測結果とモデル予測を比較することで、これらの系は低エネルギーの超新星として爆発する最初の星によって刷り込まれた可能性が最も高く、それがこれらの吸収体の金属の>50%を提供したことを示しています。
宇宙時代にわたって観測された塵の表面密度
銀河の観察を解釈し、宇宙時間にわたってその恒星、ガス、塵の含有量を追跡する私たちの能力は、塵の量と性質が環境によってどのように変化するかについての理解に大きく依存しています。ここでは、宇宙時代にわたる塵の表面密度を計算して、塵の蓄積のシミュレーションに新しい制約を課します。私たちは、天の川銀河から$z=5.5$銀河までの幅広い環境にわたって、枯渇法によって一貫して測定された塵の表面密度の観測推定値を提供します。これらの控えめな測定は、絶滅に基づく観測を補完する推定値を提供します。さらに、冷たいガス柱の密度分布関数と同様に、ダスト表面密度分布関数を導入します。次の形式のべき乗則を当てはめます:$\logf(\Sigma_{\rmDust})=-1.92\times\log\Sigma_{\rmDust}-3.65$これは、中性ガスおよび金属吸収体の場合よりもわずかに急勾配であることがわかります。。この観察された関係は、2D投影を通じて分解されたダストの質量関数を予測するシミュレーションによって計算でき、最新のダストモデルに新しい制約を与えます。
$z\sim 2$ 銀河の超深部ケック/MOSFIRE分光観測：直接酸素存在量と星雲励起特性
| Title |
Ultra-deep_Keck/MOSFIRE_spectroscopic_observations_of_$z\sim_2$_galaxies:_direct_oxygen_abundances_and_nebular_excitation_properties |
| Authors |
Leonardo_Clarke,_Alice_Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Michael_W._Topping,_Tucker_Jones,_Mariska_Kriek,_Naveen_A._Reddy,_Daniel_P._Stark,_Mengtao_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07781 |
深近赤外のKeck/MOSFIRE観測を使用して、COSMOSおよびGOODS-Nフィールドにおける8つの星形成銀河の静止光学スペクトルを解析します。最も深いバンドでは$\sim$10時間の積分時間に達し、現在の地上観測能力の限界を押し上げています。ターゲットは2つの赤方偏移ビン($z\sim1.7$の5つの銀河と$z\sim2.5$の3つの銀河)に分類され、重要なオーロラ線が検出される可能性が高いものとして選択されました。積分時間が長くても、オーロララインの検出は依然として困難です。赤方偏移に基づいてスペクトルをサブセットにスタックし、[OIII]$\lambda4364$オーロラ輝線の信号対雑音比を改善し、その結果、各スタックの酸素存在量の直接測定が可能になります。これらの測定値を、文献からの測定値と並べて、一般的に使用される強線比と比較します。スタックが$z>1$文献測定値の分布内に収まることがわかりましたが、高赤方偏移における強線比と酸素存在量の間の関係を確実に制約するには、より大きなサンプルサイズが必要です。さらに、8つの個別の銀河の[OI]$\lambda6302$の検出と、MOSFIREポイント内の21のターゲットの複合スペクトルを報告します。[OIII]$\lambda5008$/H$\beta$対[OI]$\lambda6302$/H$\alpha$診断BPTダイアグラム上にそれらの線比をプロットし、ターゲットを局所銀河とHと比較します。II地域。私たちの銀河サンプル中の[OI]/H$\alpha$比は、宇宙初期に急速に形成されている銀河について以前に推測されていたように、$\alpha$で強化された大質量星によってイオン化されたガス中で生成されたものと一致していることがわかりました。回。
巨大な DR21 尾根の形成を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_formation_of_the_massive_DR21_ridge |
| Authors |
L._Bonne,_S._Bontemps,_N._Schneider,_R._Simon,_S._D._Clarke,_T._Csengeri,_E._Chambers,_U._Graf,_J._M._Jackson,_R._Klein,_Y._Okada,_A._G._G._M._Tielens_and_M._Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07785 |
新しい$^{13}$CO(1-0)、C$^{18}$O(1-0)、HCO$^{+}$(1-0)、H$^{13}$を紹介します。IRAM30m望遠鏡からのCO$^{+}$(1-0)マップと、SOFIA望遠鏡で巨大なDR21雲に向かって観測されたスペクトル分解された[CII]158$\mu$mマップ。これは、雲内の低密度ガスから高密度ガスまでの運動学を追跡し、DR21リッジを形成する高質量星の形成シナリオを制限することを可能にします。分子線データは、サブフィラメントが密な尾根に比べて体系的に赤方偏移していることを明らかにしています。我々は、[CII]がDR21雲の高密度フィラメントの周囲のCOに乏しいガスを明らかにすることを実証します。また、この周囲のガスが、尾根に垂直な湾曲した赤方偏移の力学を伴う平らな雲に組織化されていることも示します。したがって、サブフィラメントは、この湾曲して平坦な塊のリザーバー内に形成されます。さまざまな線のビリアル分析は、自己重力が尾根と周囲の雲の進化を促進することを示しています。すべての結果を組み合わせると、主に原子が衝突する雲との相互作用による磁場の曲がりが、速度場とその結果として生じる尾根上の質量降着を説明できると我々は提案します。これは、近くにある少なくとも2つの低質量フィラメントで見つかったものと非常に似ています。私たちは、このシナリオが天の川銀河で星形成を開始する広範なメカニズムである可能性があると暫定的に提案します。しかし、低質量の雲とは対照的に、密度が高いため、DR21尾根のpcスケールでは重力崩壊が役割を果たします。これにより、崩壊中心でのより効果的な塊の収集が可能になり、大規模なクラスターの形成が促進されるはずです。
近くの銀河の CO マルチライン イメージング (COMING)。 XII. CO から H$_{2}$ への変換係数とダスト対ガス比
| Title |
CO_Multi-line_Imaging_of_Nearby_Galaxies_(COMING)._XII._CO-to-H$_{2}$_Conversion_Factor_and_Dust-to-Gas_Ratio |
| Authors |
Atsushi_Yasuda,_Nario_Kuno,_Kazuo_Sorai,_Kazuyuki_Muraoka,_Yusuke_Miyamoto,_Hiroyuki_Kaneko,_Yoshiyuki_Yajima,_Takahiro_Tanaka,_Kana_Morokuma-Matsui,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Masato_I._N._Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07827 |
私たちは、近くの銀河の空間分解能のCOからH$_{2}$への変換係数($\alpha_\mathrm{CO}$)と塵対ガス比(DGR)をキロパーセクスケールで同時に測定しました。本研究では、野辺山45m電波望遠鏡で得られたHIおよび塵の表面密度を含む$^{12}$CO($J=1-0$)データを使用した。近くの22個の渦巻銀河の全球$\alpha_\mathrm{CO}$とDGRの値を取得し、平均値は$2.66\pm1.36\M_\odot\\mathrm{pc}^{-2}\(\mathrm{それぞれ、K\km\s^{-1}})^{-1}$と$0.0052\pm0.0026$です。さらに、4つの棒渦巻銀河(IC342、NGC3627、NGC5236、NGC6946)の$\alpha_\mathrm{CO}$とDGRの動径変化は、境界を持って内側と外側の領域に分割することによって得られました。ここで、$R_{25}$は、$B$帯の25等角秒$^{-2}$での等光線半径です。内側領域($\leq0.2R_{25}$)の$\alpha_\mathrm{CO}$とDGRの平均は$0.36\pm0.08\M_\odot\\mathrm{pc}^{-2}\です(\mathrm{K\km\s^{-1}})^{-1}$と$0.0199\pm0.0058$ですが、外側領域($>0.2R_{25}$)のものは$1.49\pm0.76\M_\odot\\mathrm{pc}^{-2}\(\mathrm{K\km\s^{-1}})^{-1}$と$0.0084\pm0.0037$です。外側領域の$\alpha_\mathrm{CO}$の値は、内側領域の値より2.3～5.3倍大きくなります。内側領域と外側領域に分けると、$\alpha_\mathrm{CO}$とDGRは金属性と星形成速度の表面密度と相関があることがわかります。この研究で導出された$\alpha_\mathrm{CO}$の値は、天の川銀河やその近くの星形成銀河に関する以前の研究で得られた値よりも小さい傾向があります。この事実は、測定値が内側領域に偏っていることに起因すると考えられます。私たちは、近くの星形成銀河と天の川について、以前の研究よりも半径がそれぞれ0.85倍と0.76倍小さい$\alpha_\mathrm{CO}$を測定しました。
発光マップにおける分子雲の特定: \ce{^{13}CO}/\ce{C^{18}O} ($J=3-2$) ヘテロダイン天の川内部平面調査における手法間の比較
| Title |
Identification_of_molecular_clouds_in_emission_maps:_a_comparison_between_methods_in_the_\ce{^{13}CO}/\ce{C^{18}O}_($J=3-2$)_Heterodyne_Inner_Milky_Way_Plane_Survey |
| Authors |
Raffaele_Rani,_Toby_J._T._Moore,_David_J._Eden,_Andrew_J._Rigby,_Ana_Duarte-Cabral,_Yueh-Ning_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07874 |
大規模な観測データセット内の分子雲と分子塊を識別するための自動アルゴリズムの範囲が拡大しているため、これらの手順を直接比較する必要性が高まっています。ただし、これらの方法は複雑で、バイアスのテストには多くの場合問題が発生します。同じデータセットに適用されたり、共通の標準に対して校正されているのはほんのわずかです。広く使用されている分水界アルゴリズムであるFellwalker法と、より最近の星間分子発光セグメンテーションのためのスペクトルクラスタリング(SCIMES)を比較します。SCIMESは、クラウドのセグメンテーションをクラスタリングの問題として再解釈することで、多くの友達の友達アルゴリズムを悩ませる感度と解像度のバイアスを克服します。\ce{^{13}CO}/\ce{C^{18}O}($J=3-2$)ヘテロダイン内部天の川面サーベイ(CHIMPS)とCOHRS(COHRS)の検討では、これら2つの異なるアプローチが最終的な雲の分解にどのような影響を与えるかを調査します。2つの方法はCHIMPSデータセットに対してほぼ同様の統計結果を生成しますが、特に密集したコアの周囲のガスエンベロープが隣接する別個の物体として識別される混雑したフィールドでは、FWは過剰セグメント化する傾向があるようです。FWカタログには、見通し線投影でさまざまなオブジェクトとして表示される断片化された雲も多数含まれています。さらに、カタログ間で個々のソースの物理的特性を相互相関させることは、各メソッド内での定義、数値実装、および設計の選択が異なるため複雑になり、ソース間で1対1の対応関係を確立することが非常に困難になります。
円盤銀河の棒、星形成、活動銀河核の共同進化を解明する
| Title |
Unraveling_Joint_Evolution_of_Bars,_Star_Formation,_and_Active_Galactic_Nuclei_of_Disk_Galaxies |
| Authors |
Woong-Bae_G._Zee,_Sanjaya_Paudel,_Jun-Sung_Moon,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07906 |
私たちは、棒銀河における棒、星形成(SF)、および活動銀河核(AGN)の間の相互作用を解明することを目指しています。この目的を達成するために、SDSSDR12を利用して、司法試験($M_r<-20.12$および傾斜$\lesssim$53$^{\circ})に適した近く(0.02<z<0.06)の円盤銀河のサンプルを選択します。$)。3662個の棒銀河を特定し、各棒の長さと軸の比を測定します。私たちは、恒星とバルジの質量バイアスを軽減する新しい棒状パラメーターを発明し、非AGNとAGNをホストする棒状銀河の進化が異なる棒状パラメーターを使用して追跡されるべきであることを初めて示しました。非AGN銀河の棒の長さと、AGNをホストする銀河の棒軸の比率。私たちの分析により、棒状銀河は棒状銀河よりも比SF率が高いことが確認されました。さらに、バーの長さとSF増強および中心の星形成銀河の割合の両方と正の相関があることがわかり、バー駆動のガス流入によるバーとSFの相互接続性が示されました。また、棒状銀河のAGN割合は、棒状銀河のない対照サンプルのAGN比と同じであるが、より大質量のブラックホール(BH)を有する銀河の棒はより丸い(つまり、軸比が高い)こともわかり、棒が原因ではないことを示唆しています。AGNの活動。むしろ、AGNはバーを規制しているようです。私たちの発見は、BHが成長するにつれて非AGN銀河のバーの長さが長くなり、AGNが存在する銀河のバーはより丸くなり、最終的には破壊されるという理論的予測を裏付けるものです。
宇宙論的流体力学シミュレーションにおける質量金属量関係の環境依存性
| Title |
Environmental_dependence_of_the_mass-metallicity_relation_in_cosmological_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Kai_Wang,_Xin_Wang,_Yangyao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08161 |
$z=0$から$z\gtrsim2$までの銀河の気相金属量の環境依存性と、この依存性を駆動する基礎的な物理機構を、最先端の宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して調査します。恒星の質量が一定の場合、大質量ハローの中心銀河は、低質量ハローの中心銀河よりも気相金属度が低いことがわかりました。逆に、より大規模なハロー内に存在する衛星銀河は、より金属が豊富です。複合的な効果として、大質量銀河は大質量ハローの中で金属がより少なくなり、低質量銀河は大質量ハローの中でより金属が豊富になります。他の銀河特性の環境依存性を調べることで、高$z$では低金属量ガスの降着が中心銀河の環境依存性の原因となっているのに対し、低$z$ではAGNフィードバックプロセスが重要な役割を果たしていることが判明した。衛星銀河の場合、ガス降着の抑制と既存ガスの除去の両方が環境依存性の原因となっており、AGNフィードバックからの影響は無視できることがわかりました。最後に、原始銀河団と野外銀河の間の星の質量の関数としての気相金属量の違いが、例えばマンモス-グリズム調査などの最近の観測結果と一致することを示します。
クエーサーの UV および X 線束測定から決定される消光バイアス クエーサーの光度距離
| Title |
Extinction_biases_quasar_luminosity_distances_determined_from_quasar_UV_and_X-ray_flux_measurements |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Narayan_Khadka,_Raj_Prince,_Swayamtrupta_Panda,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08179 |
X線で検出された残響マッピングされたクエーサーのサンプルは、2つの十分に確立された関係、つまりX線/UV光度($L_{X}-L_{UV}$)関係と、ブロードライン領域の半径と紫外単色光度($R-L$)の関係。同じクェーサーまでの$L_{X}-L_{UV}$と$R-L$の光度距離は、我々が考慮する6つの宇宙論モデルに対して一般的にプラスに偏った差異の分布を示します。この挙動は、UV/X線クエーサー放射の塵消滅の結果として生じると定性的に解釈できます。$L_{X}-L_{UV}$ベースの光度距離と$R-L$ベースの光度距離との間の非ゼロの差に消光が常に寄与することを示し、X線/UVカラーインデックス間の線形関係を導出します。$E_{X-UV}$と光度と距離の差の中央値/平均値。これも$L_{X}-L_{UV}$関係の傾きの値に依存します。光度と距離の差の中央値の一般的な正の値を考慮して、平均X線/UVカラーインデックス$\overline{E}_{X-UV}=0.089\pm0.019$magを推定します。差の正の平均値に基づくと、$\overline{E}_{X-UV}=0.050\pm0.013$magとなります。我々は、この量の減光が主銀河の核周媒質と星間媒質で発生するため、大部分のクエーサーにとって典型的なものであることを実証した。これは、Lussoらによって使用されている標準的な硬X線および遠紫外減光カットによってわずかに軽減されるだけです。（2020年）。したがって、Lussoらの$L_{X}-L_{UV}$関係QSOデータ編集は、(2020)は宇宙論的な目的には使用できません。
再電離時代における銀河からのライマン連続体光子の脱出のモデル化
| Title |
Modelling_the_escape_of_Lyman_Continuum_photons_from_galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Jonas_Bremer_and_Pratika_Dayal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08199 |
私たちは、銀河形成に関するDELPHIフレームワークと電離光子の脱出モデルを組み合わせて、銀河集合によるその変動性と、その結果として生じる主要な再電離源の両方を研究します。このモデルでは、漏れは完全にイオン化されたガス分布(イオン化境界)を通じて、またはさらに超新星爆発によってガスが除去されたチャネル(イオン化境界+ホール)を通じて発生します。したがって、脱出率は密度と星形成速度の組み合わせによって決まります。$z$の高い観測値に一致するように星形成効率を校正した結果、高い脱出率($>0.70$)と低い脱出率($<0.06$)の境界を制御する中心ガス密度がわかりました。赤方偏移が大きくなると銀河の密度が高まるため、この境界は$M_{h}\simeq10^{9.5}\mathrm{M_{\odot}}$at$z\sim5$から$M_{h}\simeq10にシフトします。^{7.8}\mathrm{M_{\odot}}$、$z\sim15$。この質量範囲を超える穴からの漏れは完全に制御されますが、より低い質量の一般的な傾向には影響しません。銀河集合の共進化と漏れの程度は質量と赤方偏移に依存しており、質量と赤方偏移の増加に伴う$f_{\mathrm{esc}}<0.06$銀河の割合の増加によって引き起こされることがわかりました。電離光子の脱出のばらつきは、暗黒物質の集合履歴の根底にある変動によって引き起こされます。$M_h<10^{7.9}~(10^{8.9})M_{\odot}$の銀河は、電離有界モデルの$z\sim10~(5)$によって逃げる電離放射率の半分を提供します。一方、純粋に穴から漏れている銀河は、$z\sim5$$(15)$で$6$$(13)\%$を寄与します。最後に、$T_{\mathrm{vir}}<20000\mathrm{K}$および$v_{c}<30\mathrm{で銀河のガス含有量を抑制する2つの再電離フィードバックシナリオの影響を調査します。kms^{-1}}$は電離領域に存在します。
キホーテの科学的結果 -- XVII. QUIJOTE-MFIによるアンドロメダ銀河の異常なマイクロ波放射の研究
| Title |
QUIJOTE_Scientific_Results_--_XVII._Studying_the_Anomalous_Microwave_Emission_in_the_Andromeda_Galaxy_with_QUIJOTE-MFI |
| Authors |
M._Fern\'andez-Torreiro,_R._T._G\'enova-Santos,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_C._H._L\'opez-Caraballo,_M._W._Peel,_C._Arce-Tord,_R._Rebolo,_E._Artal,_M._Ashdown,_R._B._Barreiro,_F._J._Casas,_E._de_la_Hoz,_F._Guidi,_D._Herranz,_R._Hoyland,_A._Lasenby,_E._Mart\'inez-Gonzalez,_L._Piccirillo,_F._Poidevin,_B._Ruiz-Granados,_D._Tramonte,_F._Vansyngel,_P._Vielva,_R._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08547 |
アンドロメダ銀河(M31)は、天の川銀河(MW)に最も似ている局所群銀河です。2つの銀河の類似点により、M31は渦巻銀河に共通する統合特性を研究するのに役立ちます。私たちは、最近のQUIJOTE-MFIWideSurveyからのデータと、M31に焦点を当てた新しいラスター観測を使用して、その総合放出を研究します。ラスターデータを追加すると、QUIJOTE-MFIマップの感度が3倍以上向上します。以前の研究で示唆されているように、私たちの主な関心は、M31に異常なマイクロ波放射(AME)が存在するかどうかを確認することです。そのために、0.408GHzから3000GHzまでのM31の統合スペクトルエネルギー分布を構築しました。次に、シンクロトロン成分、フリーフリー成分、AME成分、熱ダスト成分を考慮した成分分離解析を実施しました。M31のAMEは、最大振幅$A_{\rmAME}$が$1.06\pm0.30$Jyに等しい対数正規分布としてモデル化されています。ピークは$\nu_{\rmAME}=17.28\pm3.08$GHzで、幅は$W_{\rmAME}=0.57\pm0.15$です。赤池情報量基準とベイジアン情報量基準の両方では、AMEを使用しないモデルの確率がAMEを考慮したモデルの確率よりも1%未満であるため、M31にAMEが存在することが強く支持されます。M31のAME放射率は$\epsilon_{\rmAME}^{\rm28.4\,GHz}=9.1\pm2.9$$\mu$K/(MJy/sr)であることがわかり、これはM31で計算されたものと同様です。MW。また、銀河系外天体におけるAME偏光率の最初の上限も提供します。M31は、統合スペクトルのAME測定が行われた唯一の銀河のままです。
銀河消光における銀河団の役割とその動的状態を理解するために遷移銀河を調べる
| Title |
Examining_transitional_galaxies_to_understand_the_role_of_clusters_and_their_dynamical_status_in_galaxy_quenching |
| Authors |
Douglas_Brambila,_Paulo_A._A._Lopes,_Andr\'e_L._B._Ribeiro,_Arianna_Cortesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08788 |
この研究では、局所宇宙(z$\leq0.11$)にある4つの異なる銀河集団と2つの異なる地球環境を考慮し、異なる環境にわたる移行銀河(星形成回転楕円体や受動的円盤など)の進化を調査します。私たちのサンプルは、231個のクラスターと11,460個の野外銀河のR$_{200}$半径内の3,899個の銀河で構成されています。また、銀河団の動的状態の影響や、投影位相空間図(PPS)における銀河の位置も調査します。私たちは、クラスター環境全体が銀河の進化に影響を与えるものの、クラスターの動的状態は影響しないことを発見しました。さらに、星形成銀河は、受動的銀河（特に初期型の場合）と比較して、最近の銀河団の到着を表します。ETGの中では、D$_n(4000)$パラメーターとH$_\delta$パラメーターが部分母集団間のスムーズな移行を示していることがわかります。特に、SF-ETGについては、Log$M_*$/M$_{\odot}>10.5$の天体について、恒星の質量の関数としてフィールド銀河とクラスター銀河の間に大きな違いがあることが検出されました。色の勾配を分析すると、その結果は、フィールド銀河がモノリシックシナリオに従う可能性が高いのに対し、クラスター銀河は階層シナリオに従う傾向があるという図を示しています。特に、ETGをレンチキュラーと楕円形に分割すると、レンチキュラーでは急勾配のカラーグラデーションがより一般的であることがわかります。最後に、我々の結果は、銀河団に入る前に、より小さなグループで銀河を前処理する必要があることを示しています。
銀河系外背景光と銀河調査の相互相関によるバースト星形成の探査
| Title |
Probing_bursty_star_formation_by_cross-correlating_extragalactic_background_light_and_galaxy_surveys |
| Authors |
Guochao_Sun,_Adam_Lidz,_Andreas_L._Faisst,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08847 |
星形成速度(SFR)の変動性と、それが銀河の物理的特性にどのように依存するかを理解することは、銀河形成理論の開発と検証にとって重要です。私たちは、銀河系外背景光(EBL)の統計的測定がどのようにしてこのテーマに光を当て、個々の銀河の観測に基づく従来の方法を補完できるかを調査します。銀河進化の半経験的モデルと、さまざまな星形成タイムスケール（たとえば、H$\alpha$およびUV連続光度）に敏感なSFR指標を使用して、SFRの変動性がSFR指標の同時確率分布によって定量化されることを示します。、二変量条件付き光度関数)は、EBLの深部近赤外線マップと銀河分布の間の相互相関を通じて、銀河質量と赤方偏移の関数として特徴付けることができます。例として、今後のEBLのSPHERExマップとRubin/LSSTからの銀河サンプルを組み合わせることを考えます。$f_\mathrm{sky}\sim0.5$の天空部分にわたるそれらの相互相関が、銀河の質量完全サンプルの$z\sim2.5$までの高い有意性で結合SFR指標の分布を制限できることを示します。$M_{*}\sim10^9\,M_{\odot}$まで下がります。これらの制約により、異なるSFR変動のモデルを区別できるだけでなく、環境効果などの多数の統計を必要とする物理メカニズムを調査する独自の機会も提供されます。調査された相互相関は、各データセットだけではアクセスできない情報を抽出するために宇宙論的調査を組み合わせる能力を示しており、一方、調査された大規模な銀河集団は、個々の銀河に対する対象を絞った観測の範囲を超えて、アンサンブル平均された特性を捕らえています。
| Title |
Multi-messenger_observations_of_core-collapse_supernovae:_Exploiting_the_standing_accretion_shock_instability |
| Authors |
Marco_Drago,_Haakon_Andresen,_Irene_Di_Palma,_Irene_Tamborra,_Alejandro_Torres-Forn\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07688 |
核崩壊超新星(CCSNe)からの重力波(GW)およびニュートリノ信号は、定在降着衝撃不安定性(SASI)の顕著な痕跡を伝えると予想されています。我々は、GWのSASIシグネチャとニュートリノ信号間の相関を利用してGWの検出効率を向上できるかどうかを調査します。私たちは、ゼロ年代の主系列質量$27\M_\odot$を使用したベンチマークのフルスケール3次元CCSNシミュレーションに依存しています。2つの探索戦略が検討されます。1.IceCubeニュートリノ天文台で検出可能なニュートリノイベントレートからのSASI周波数範囲および/または時間ウィンドウの推論。2.~マッチドフィルターテンプレートを構築するためのニュートリノイベントレートの使用。IceCubeニュートリノイベントレートのSASI変調からの情報を組み込むと、標準的なGW過剰エネルギー探索と比較して、近くのCCSNeの最大$30\%$まで検出効率が向上することがわかりました。ただし、$1.5$~kpcより遠いCCSNeの全体的なGW検出効率に大きな改善は見られません。我々は、マッチドフィルターアプローチが、ニュートリノ信号から推定される周波数バンドパスに依存するモデル化されていない探索方法よりも優れたパフォーマンスを発揮することを実証します。当社のマッチドフィルター法によって検出効率が向上したため、CCSNeからの最初のGW検出に最適な戦略を概説するための追加作業が必要になります。
UltraCompCAT: 超小型かつ短軌道周期の X 線バイナリの包括的なカタログ
| Title |
UltraCompCAT:_a_comprehensive_Catalogue_of_Ultra-Compact_and_Short_Orbital_Period_X-ray_Binaries |
| Authors |
M._Armas_Padilla,_J._M._Corral-Santana,_A._Borghese,_V._A._C\'uneo,_T._Mu\~noz-Darias,_J._Casares,_and_M._A._P._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07691 |
超小型X線連星(UCXB)は、特徴的だがとらえどころのない低質量X線連星(LMXB)のファミリーで、その厳しい軌道と縮退したドナー星を特徴としています。ここでは、UCXBの最初の包括的なオンラインカタログであるUltraCompCATを紹介します。UltraCompCATの初期バージョンは、20個の「確認済み」UCXB(測定された軌道周期が80分未満のもの)と、多波長現象論に基づいて「候補」と分類した25個のシステムを含む49個のソースで構成されています。完全を期すために、軌道周期が80～120分の範囲にある4つのLMXBも含めます。これは、それらが関連している可能性があるため(例:近い祖先)、あるいはより長い周期に向けて進化したUCXB集団の一部である可能性があるためです。カタログのサンプルの公転周期と銀河分布について議論します。我々は、少なくとも2つの別個のUCXBグループが存在するという証拠を提供します。1つは公転周期が30分未満の永続系によって形成され、もう1つは周期が40～60分の範囲にある一時的な天体(70パーセント)のグループです。我々は、前者のグループは球状星団で形成された源によって支配されているのに対し、後者は銀河領域の（既知の）UCXB集団を説明していることを示します。両方のグループの考えられる進化経路について議論します。
衝撃加速宇宙線の最大エネルギー
最大数PeV($10^{15}$eV)のエネルギーを持つ銀河宇宙線陽子(CR)の加速器を特定することは、依然として理論的および観測的な課題です。超新星残骸(SNR)は、地球で観測されたCRフラックスを再現するのに十分なエネルギーを提供するため、有力な候補となります。しかし、特に進化の非常に初期段階以降では、粒子をPeVエネルギーまで加速できるかどうかは不明のままです。この不確実性は他のソースクラスの探索を促し、任意の衝撃によって加速される最大陽子エネルギー$E_{\rmmax}$の包括的な理論モデリングが必要となります。$E_{\rmmax}$の解析的推定値は文献で提唱されていますが、それらは粒子の加速、磁場の増幅、衝撃の進展の間の複雑な相互作用を完全には説明していません。この論文では、運動シミュレーションに基づく粒子加速のマルチゾーン半解析モデルを使用して、広範囲の天体物理的衝撃に対して$E_{\rmmax}$に制約を設けます。特に、$E_{\rmmax}$、衝撃速度、サイズ、周囲媒体の間の関係を開発します。SNRがPeV粒子を加速できるのは、選択された一連の状況下、つまり衝撃速度が$\sim10^4$kms$^{-1}$を超え、逃げる粒子が磁場の増幅を引き起こす場合のみであることがわかりました。ただし、ショックが若かったときに集団が加速されたため、古くて遅いSNRは依然としてPeV粒子の観測的特徴を生成する可能性があります。私たちの結果は、任意の天体物理的衝撃によって加速される最大エネルギーの首尾一貫した推定値を迅速に生成したいと考えているモデラーにとって参考になります。
I 型超新星 2019eix の特異なスペクトル進化: チャンドラセカール質量未満の白色矮星のヘリウム殻からの二重爆発の可能性
| Title |
Peculiar_Spectral_Evolution_of_the_Type_I_Supernova_2019eix:_A_Possible_Double_Detonation_from_a_Helium_Shell_on_a_Sub-Chandrasekhar-mass_White_Dwarf |
| Authors |
E._Padilla_Gonzalez,_D.Andrew_Howell,_J._Burke,_Yize_Dong,_D._Hiramatsu,_C.McCully,_C.Pellegrino,_W._Kerzendorf,_M._Modjaz,_G._Terreran,_M._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07708 |
近くにあるI型超新星(SNIa)2019eix(当初はSNIcとして分類されていた)の、発見日から最大明るさの100日後までの測光データと分光データを紹介します。最大光量になる前のSN2019eixは、通常の\ion{O}{1}機能が欠けていますが、典型的なSNIcに似ています。その光曲線は典型的なSNIcに似ており、減衰率は($\DeltaM_{15,V}=0.84$)、絶対等級は$M_{V}=-18.35$です。しかし、最大光の後、このSNは異常な分光特徴、高度なラインブレンディング、青の顕著なラインブランケット（$\lambda<5000$\AA）、およびピーク輝度中およびピーク後の強いCaII吸収特徴を持っています。これらの異常なスペクトル特徴は、亜光度の熱核爆発のモデル、特にSNeIaの二重爆発モデルに似ています。測光的には、SN2019eixは他の二重爆発候補よりも若干明るく、減衰速度が遅いように見えます。SN2019eixの異常な特徴を再現できるかどうかを確認するために、基本モデルとしてSN1994I(SNIc)を使用した放射伝達コードTARDISを使用してスペクトルをモデル化し、\ion{O}を除いてそれらが一致していることがわかりました。{1}機能。また、SN2019eixを二重爆発モデルと比較し、それらがSN2019eixの観測と最もよく一致することを発見しましたが、その完全な測光および分光学的進化を再現することはできませんでした。
短命の中性子星合体残骸からの流出は青いキロノバを生み出す可能性がある
| Title |
Outflows_from_Short-Lived_Neutron-Star_Merger_Remnants_Can_Produce_a_Blue_Kilonova |
| Authors |
Sanjana_Curtis,_Pablo_Bosch,_Philipp_M\"osta,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Albino_Perego,_Roland_Haas,_Erik_Schnetter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07738 |
我々は、連星中性子星合体の余波で形成される短寿命中性子星残骸の3D一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを発表する。このシミュレーションでは、M1ニュートリノ輸送スキームを使用してニュートリノと物質の相互作用を追跡し、結果として生じる元素合成とキロノバ放出の研究に適しています。我々のシミュレーションにおける噴出物は、2番目の$r$プロセスのピークを超えると、$r$プロセスの存在量が不足していることがわかりました。十分に長命な残骸の場合、これらの流出\textit{単独}は、AT2017gfoで観察された青色キロノバ成分を含む青色キロノバを生成する可能性があります。
マグネター形成の UV 痕跡と重力波検出におけるその重要な役割
| Title |
UV_signatures_of_magnetar_formation_and_their_crucial_role_for_Gravitational_Wave_detection |
| Authors |
Sandhya_S._Menon,_Dafne_Guetta_and_Simone_Dall'Osso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07761 |
ショックブレイクアウト(SBO)からの放射は、中性子星(NS)の形成または合体を伴う大変動によって放射される最も初期の電磁(EM)信号を表します。そのため、SBOはその祖先の構造と爆発エネルギーに関する独自の情報を保持しています。特徴的なSBO放射はUV範囲で予測されており、その検出はULTRASAT衛星の重要なターゲットの1つです。私たちは、SBO源の中でも、大質量星の核崩壊(CC)における高速回転マグネターの形成に関わる特定のクラスに焦点を当てています。高速回転するマグネターは、NSによって急速に放出される余分なスピンエネルギーによって、初期の紫外超新星光曲線に特定の痕跡を生成すると予想されています。さらに、それらは長時間過渡的な重力波(GW)信号の放出の最適な候補と考えられており、その検出には専用のGW探索パイプラインの感度を高めるために早期のEMトリガーが必要です。私たちは、マグネター中央エンジンの存在下での初期の超新星UV光曲線を、爆発エネルギー、噴出物の質量、およびマグネターのパラメーターの関数として計算します。次に、同じ物理パラメータの関数としてULTRASATの検出範囲(z<0.15)を推定し、全体の予想検出率を推定すると、マグネター駆動のSBOがULTRASATによって検出されたイベント全体の最大1/5に相当する可能性があることがわかりました。さらに、LIGO/Virgo/KagraO5サイエンスランの予想される感度では、5Mpc以内に発生するそのようなイベントの1つが、GWに渡る過渡探索の理想的なトリガーとなります。アインシュタイン望遠鏡のような将来のGW検出器は、EM-GW共同検出の可能性を35～40Mpcに押し上げるでしょう。
TeV ハローと宇宙線陽電子源としてのパルサー風星雲の役割
| Title |
TeV_halos_and_the_role_of_pulsar_wind_nebulae_as_sources_of_cosmic_ray_positrons |
| Authors |
Benedikt_Schroer,_Carmelo_Evoli_and_Pasquale_Blasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08019 |
HAWCによるマルチTeVバンドでの最近のゲミンガPWNの検出により、パルサーのすぐ周囲でのペアの輸送と、ゲミンガのようなパルサーによってスペクトルに寄与したペアのスペクトルに関する貴重な情報を推測することができます。宇宙放射線のペア。さらに、この検出により、PWNeに関連するいわゆるTeVハローがどの程度典型的であるかという問題に対処することができます。私たちの計算は、パルサーの周囲の少なくとも$20-50\,$pcの領域で拡散を抑制する必要があることを確認し、終端ショックで加速されるペアのスペクトルに関する貴重な制約を推測するためにここで使用されます。より具体的には、そのようなスペクトルがPWNで通常期待されるスペクトルと一致する条件と、ハローを抜けた後にスペクトルがどのように変更されるか。最後に、パルサー環境における陽子の加速という観点から、ゲミンガ周囲のTeVハローの存在の意味について議論します。これは、粒子加速とパルサーの物理学の全分野に深く関連するテーマです。
| Title |
Dynamics_of_the_clumps_partially_disrupted_from_a_planet_around_a_neutron_star |
| Authors |
Abdusattar_Kurban,_Xia_Zhou,_Na_Wang,_Yong-Feng_Huang,_Yu-Bin_Wang,_and_Nurimangul_Nurmamat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08142 |
潮汐破壊現象は宇宙では一般的であり、さまざまなコンパクトな星系で発生する可能性があり、多くの天体物理現象の原因となる可能性があります。中心のコンパクト星とその伴星との距離に応じて、完全な破壊または部分的な破壊が発生する可能性があります。中性子星の周りの岩石惑星が部分的に破壊されると、キロメートルサイズの塊が生成される可能性がありますが、惑星の主要部分は生き残ることができます。これらの塊の動的進化はまだよく理解されていません。この研究では、中性子星の周りの高度な楕円軌道にある岩石惑星の部分的な崩壊の特徴が調査されます。惑星のペリアストロンは中性子星に非常に近いため、ペリアストロンを通過するたびに潮汐力によって部分的に破壊されると考えられています。その過程で発生した破片は、中性子星と残骸惑星の影響が合わさって数公転周期の時間スケールで軌道を変化させ、最終的に中心の中性子星に衝突することが分かりました。衝突の起こり得る結果について議論します。
重力波の観測は、高スピン($a\gtrsim0.3$)をもつ合体ブラックホール(BH)の存在を示していますが、その形成経路はまだ未解決の問題です。これらの連星を形成する可能な方法は、BH伴星によるウォルフ・ライエ(WR)星の潮汐スピンアップによるものです。この研究では、WR星モデルの振動モードの潮汐励起を直接計算し、潮汐スピンアップ速度を決定し、WR-BH連星の連成スピン軌道進化を統合することにより、このシナリオを調査します。文献で頻繁に想定されている進行波のザーンのモデルとは対照的に、短周期軌道と大質量WR星の場合、潮汐相互作用は主に定常重力モードによって寄与されることがわかりました。定在モードは進行波よりも減衰効率が低いため、潮汐スピンアップの事前の推定値が過大評価されている可能性があります。WR-BHバイナリでは潮汐同期が達成されることはほとんどなく、その結果生じるBHスピンは、最も短い期間($P_{\rmorb}\!\lesssim0.5\,{\rm)を除くすべての期間で$a\lesssim0.4$になることを示します。d}$)バイナリ。低質量系での潮汐スピンアップはより効率的であり、BHの質量とスピンの間に逆相関が得られ、将来の重力波データでテストされる可能性があります。非線形減衰プロセスはあまり理解されていませんが、より効率的な潮汐スピンアップを可能にする可能性があります。また、計算に現れる新しいクラスの重力熱モードについても説明します。
PSR B1859+07の新しい発光モード
以前の研究では、PSRB1859+07の2つの発光モードが特定されています。1つは平均プロファイルに3つの顕著な成分があり、後続の成分が最も明るい通常モード、もう1つは発光がシフトしているように見える異常モード(つまりAモード)です。より前の段階へ。通常モード内では、さらなる分析により、中心成分が弱くまたは明るく見える2つのサブモード、つまりcWモードとcBモードの存在が明らかになりました。異常モードでは、正常モードの明るい後続成分が消失する一方で、進行相で新たな明るい成分が出現します。口径500メートルの球面電波望遠鏡（FAST）を使ったPSRB1859+07の新たな観測により、Afモードと呼ばれるこれまで知られていなかった放射モードの存在が明らかになった。このモードでは、通常モードと異常モードで見られるすべての放射成分が検出されます。特に、AモードとAfモードの両方の平均偏光プロファイルは、明るい先頭成分で直交偏光角ジャンプを示します。元の標準モードの中心成分の偏光角は、それぞれAモードとAfモードの2つの異なる直交偏光モードに従います。トレーリング成分の偏光角は、AモードとAfモードでほぼ同じですが、小さな体系的なシフトを示し、cWモードとcBモードの値にほぼ従っています。この新たに検出された放射モードの偏光特徴は、PSRB1859+07の異常モードAが正常成分の「位相シフト」や「スウーッシュ」の結果ではなく、単に異なるプロファイルの強度の変化の結果であることを示唆しています。コンポーネント。さらに、Afモードの主要コンポーネントでサブパルスのドリフトが検出されました。
BNS合体における放射線媒介ショックの通過によって引き起こされる重核の分裂と融合
| Title |
Fission_and_fusion_of_heavy_nuclei_induced_by_the_passage_of_a_radiation-mediated_shock_in_BNS_mergers |
| Authors |
Alon_Granot,_Amir_Levinson_and_Ehud_Nakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08575 |
我々は、超新星、ガンマ線バースト、連星中性子星の合体など、さまざまな恒星の爆発で予想されるさまざまな組成に対するニュートン性の複数のイオン放射線媒介衝撃の構造を、自己制御を組み込んだ多流体RMSモデルを使用して計算します。異なるプラズマ成分間の静電結合を一貫して処理します。我々は、下流の衝撃直後において、異なる電荷対質量比を有するイオン間の速度差が顕著であることを発見し、十分に速い衝撃では、イオン間の衝突が比較的大きな速度で核融合や核分裂を引き起こす可能性があることを実証した。私たちの解析では、潜在的な運動効果、具体的には下流での速度の広がりを核反応の活性化エネルギー以下に大幅に減少させる可能性がある、プラズマ微小乱流を介した異常な結合を考慮していません。RMSにおけるスケール分離の大まかな推定は、BNS合体噴出物内で伝播する衝撃の場合、異常結合長が放射長を超える可能性があり、$\alpha$粒子と重元素の非弾性衝突を介して衝撃の背後でかなりの組成変化が可能であることを示唆しています。衝撃速度$\beta_u\gtrsim0.2$。さらに、衝撃の上流に十分な量の自由中性子があると、下流での中性子捕獲反応による核分裂も引き起こす可能性があります。その結果生じる組成プロファイルの変化は、初期のキロノバ放出の特性に影響を与える可能性があります。他の爆発システムへの影響についても簡単に説明します。
M83 の X 線連星: そのうちのどれかが LIGO/VIRGO/KAGRA の重力波源を形成しますか?
近くの渦巻銀河M83には、X線連星(XRB)として特定されている214個のX線点源($L_{\rmX}>10^{35}\mathrm{erg/s}$)があります。XRBは中性子星または伴星/ドナー星からのブラックホールへの降着によって駆動されるため、これらのシステムは合体する二重コンパクト天体(DCO)の有望な前駆体です。ブラックホール-ブラックホール(BH-BH)、ブラックホール-中性子星(BH-NS)、または中性子星-中性子星(NS-NS)システム。この関係(つまり、XRBからDCOへの進化)は、LIGO/Virgo/KAGRAの合併の起源は何なのかという、まだ答えられていない質問に対するヒントを提供する可能性があります。利用可能な観測では、M83で観測されたXRBの最終的な運命がどうなるかを判断することはできません。しかし、分離されたバイナリの進化モデルを使用して、モデルXRBの数/種類/光度を観測値と照合することで、M83のXRBの集団を再現できます。M83モデルXRBの詳細な特性(ドナー/降着体の質量、その進化年齢と軌道)がわかっているので、ドナー星の死に至るまでの進化を追跡し、合体DCOが形成されるかどうかを確認します。分離されたバイナリ進化モデルのすべてのマージDCOはXRB段階(RLOF/風の降着からNS/BHへのX線の輝度が$10^{35}$erg/sを超えると定義される)を経ますが、次の段階に進化するXRBはごくわずかです。(ハッブル時間で)DCOを結合します。太陽のような金属性の星と連続的な星形成を持つM83の場合、採用された進化物理学に応じて、モデルXRBの$\sim1-2\%$だけが合体DCOに進化することがわかります。これは、(i)共通包絡線相におけるドナー星とコンパクト天体との合体、(ii)ドナー星の超新星爆発における連星の崩壊、(iii)広い軌道上でのDCOの形成（合体時間はハッブル時間よりも長い）によって引き起こされます。）。
高速電波バーストのスペクトルと偏光の意味: 放射メカニズムの観点から
| Title |
Implications_of_Spectra_and_Polarizations_of_Fast_Radio_Bursts:_From_Perspective_of_Radiation_Mechanisms |
| Authors |
Yuan-Pei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08649 |
高速無線バースト(FRB)の非常に高い輝度温度は、放射プロセスがコヒーレントである必要があることを示唆していますが、放射メカニズムはまだ不明です。観察された狭いスペクトルと偏光分布の特性は、FRBの放射機構を制約するために使用できる可能性があります。この研究では、固有放射メカニズムの観点からFRBのスペクトルと偏光の意味について議論します。まず、FRBリピータからの無線バーストの観測された相対スペクトル帯域幅を分析します。さらに、粒子の偏向角$\psi$と放射ビーム角$1/\gamma$の関係に依存する、相対論的粒子の垂直加速度に関係する放射メカニズムのスペクトルと偏光の特性について一般に議論します。(1)FRBの狭いスペクトルが単一粒子の固有放射メカニズムに起因する場合、$\gamma\psi\ll1$の条件が必要となるでしょう。このシナリオでは、観測された数の割合は直線的に変化します。一部のFRBリピータの円偏波バーストは伝播効果によるものである可能性があります。(2)いくつかの特殊な分布を持つ複数の粒子による一貫したプロセスは、$\gamma\psi\gg1$のシナリオでも狭いスペクトルを引き起こす可能性があります。(3)直線偏光バーストと円偏光バーストの間で観測された数の割合が$\gamma\psi\gg1$による放射メカニズムに起因する場合、直線偏光度および円偏光度の累積分布は主に粒子のビーム分布に依存することになります。
太陽と星の磁気とダイナミクスの理解を深めるための、目に見える太陽のスペクトル線の変動性の地上ベースのモニタリング
| Title |
Ground-based_monitoring_of_the_variability_of_visible_Solar_spectral_lines_for_improved_understanding_of_solar_and_stellar_magnetism_and_dynamics |
| Authors |
S._Criscuoli,_L._Bertello,_D._P._Choudhary,_M._DeLand,_G._Kopp,_A._Kowalski,_S._Marchenko,_K._Reardon,_A._A._Pevtsov,_D._Tilipman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07676 |
恒星のスペクトル変動を長期間高頻度で測定することは、恒星の大気特性と恒星の磁気をより良く理解するために不可欠です。これらは、同様に、系外惑星の検出可能性だけでなく、その大気や居住可能性の特徴付けにとっても基礎となります。円盤統合観測によって星として見られる太陽は、そのような測定値を探索する手段を提供すると同時に、観測されたスペクトル変動の原因を識別するために必要な空間分解観測も提供します。太陽スペクトルの高スペクトル分解能観測は、気候の影響、再生可能エネルギー、生物学などのさまざまな地球システム研究の基礎となります。SOLISの統合太陽光分光計は、2006年以来、毎日高スペクトル分解能のSun-as-a-star測定を行っています。さらに最近では、太陽の可視スペクトルを高スペクトル分解能で監視できる機能を備えた地上望遠鏡がいくつか開発されました。展開されています(PEPSI、HARPS、NEIDなど)。ただし、これらの機器の主な科学的目的は系外惑星を検出することであり、太陽観測は主に参照として取得されます。したがって、その技術的要件は、特に太陽周期の時間スケールにわたって、高い測光安定性で太陽変動を監視するには理想的ではありません。このホワイトペーパーの目的は、科学的成果を強調し、地上設置分光器ネットワークの技術的要件を探ることです。惑星ハンター測定と恒星の変動研究を補完するために、選択されたスペクトル線での円盤分解観測と組み合わせて、高いスペクトル分解能と高い測光安定性を備えた円盤統合型太陽スペクトル変動の長期モニタリングに専念しています。提案された機器のネットワークは、より多様な学際的な研究の機会を提供します。
次世代アレシボ望遠鏡: 予備研究
| Title |
The_Next_Generation_Arecibo_Telescope:_A_preliminary_study |
| Authors |
D._Anish_Roshi,_Sean_Marshall,_Amit_Vishwas,_Mike_Sulzer,_P._K._Manoharan,_Maxime_Devogele,_Flaviane_Venditti,_Allison_Smith,_Sravani_Vaddi,_Arun_Venkataraman,_Phil_Perillat,_Julie_Brisset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07780 |
次世代アレシボ望遠鏡(NGAT)は、Roshietal.の白書で発表された概念です。(2021)305mのレガシー望遠鏡の崩壊直後に、アレシボのスタッフとユーザーコミュニティのメンバーによって開発されました。傾斜可能なプレート状の構造上に配置された小型のパラボラアンテナのフェーズドアレイが、NGATの概念の基礎を形成します。フェーズドアレイは送信機としても受信機としても機能します。この想定されている最先端の機器は、3つの研究分野に機能を提供します。電波天文学、惑星科学、宇宙科学、大気科学。提案された構造は、単一のプレートまたは密集したセグメントのセットであり、いずれの場合でも、サイズ300mの放物線状の皿と同等の集光面積を持つことになります。本研究では、この構造の実現可能性を検討します。私たちの分析によれば、単一の構造体は最大300メートルのサイズで実現可能ですが、科学的に競争力のあるサイズ130～175メートルの機器は、よりコスト効率の高い方法で開発できることがわかりました。次に、直径13mのアンテナ102個からなるアンテナ構成を示します。同等の収集領域の単一ディッシュの直径は約130m、構造のサイズは約146mになります。構造物の重量は4,300トンと推定されており、これはグリーンバンク望遠鏡の重量の53%に相当します。この構成をNGAT-130と呼びます。私たちはNGAT-130の性能を紹介し、それが他のすべてのレーダーおよび単一アンテナ施設を上回ることを示します。最後に、電波天文学、惑星、宇宙・大気科学への応用におけるその競争力について簡単に説明します。
南極の系外惑星を2色で観察：ASTEP+のセットアップと操作
| Title |
Observing_exoplanets_from_Antarctica_in_two_colours:_Set-up_and_operation_of_ASTEP+ |
| Authors |
Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider,_Lyu_Abe,_Abdelkrim_Agabi,_Philippe_Bendjoya,_Nicolas_Crouzet,_Georgina_Dransfield,_Tristan_Guillot,_Olivier_Lai,_Djamel_Mekarnia,_Olga_Suarez,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Philippe_Stee,_Maximilian_N._G\"unther,_Dennis_Breeveld,_and_Sander_Blommaert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08454 |
2021年12月、2色同時可視測光用の新しいカメラボックスが、南極のコンコルディア基地にあるASTEP望遠鏡に正常に設置されました。新しいフォーカルボックスは、ASTEP+プロジェクトの機能を強化します。カメラの光学機械設計については、以前の論文で説明しました。ここでは、2台のカメラそれぞれの実験室でのテスト、サーマルチャンバー内でのフォーカルボックスの低温挙動、現場での望遠鏡への新しいフォーカルボックスの設置と位置合わせ、乱気流の測定に焦点を当てます。新しい焦点ボックスを備えた望遠鏡の管内と操作。また、データ収集と望遠鏡の誘導手順についても説明し、2022年の観測キャンペーンの最初の部分で達成された成果の最初の評価を提供します。WASP19フィールドの観測は、以前にASTEPですでに観測されており、SNRが1.7倍向上し、光子の数が3倍増加したことを示しています。2台のカメラのスループットは、両方の特性の計算によって評価されます。カメラの光学系と量子効率の研究、および空の直接観察による研究。ASTEP+の2色透過率曲線(690nmで光束を分離する二色性を使用)は、青と赤のチャネルではGAIAの透過率曲線と似ていますが、ASTEP+の赤チャネルでは透過率が低く、B-Rが1.5等級高くなります。GAIAB-R値と比較した値。この新しい設定により、ASTEP+望遠鏡は、将来の宇宙ミッションJWSTとアリエルを考慮して、今後数年間に多数の系外惑星通過の追跡と特性評価を確実に行うことになります。
B型CATCH衛星の軌道上背景シミュレーション
| Title |
In-orbit_background_simulation_of_a_type-B_CATCH_satellite |
| Authors |
Jingyu_Xiao,_Liqiang_Qi,_Shuang-Nan_Zhang,_Lian_Tao,_Zhengwei_Li,_Juan_Zhang,_Xiangyang_Wen,_Qian-Qing_Yin,_Yanji_Yang,_Qingcui_Bu,_Sheng_Yang,_Xiaojing_Liu,_Yiming_Huang,_Wen_Chen,_Yong_Yang,_Huaqiu_Liu,_Yibo_Xu,_Shujie_Zhao,_Xuan_Zhang,_Panping_Li,_Kang_Zhao,_Ruican_Ma,_Qingchang_Zhao,_Ruijing_Tang,_Jinhui_Rao_and_Yajun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08589 |
ChasingAllTransientsConstellationHunters(CATCH)宇宙ミッションでは、3種類の超小型衛星(A、B、C)の打ち上げが計画されています。タイプBCATCH衛星は、過渡現象の位置を特定し、その時間依存のエネルギースペクトルを検出することに特化しています。タイプB衛星には、軽量のWolter-IX線光学系と一連の位置検出型マルチピクセルシリコンドリフト検出器が装備されています。軌道上で適切に動作し、高感度で観測を実行できるように科学ペイロードを最適化するために、この研究では、Geant4ツールキットを使用してタイプBCATCH衛星の軌道内バックグラウンドシミュレーションを実行します。これは、持続的背景が宇宙X線拡散背景と宇宙線陽子によって支配されていることを示しています。動的バックグラウンドも、放射線帯に捕捉された荷電粒子と、開口部の外側の入射電子によって支配される地磁気赤道近くの低エネルギー荷電粒子を考慮して推定されます。焦点内のシミュレートされた永続的な背景は、観測感度を推定するために使用されます。つまり、露光量が4.22$\times$10$^{-13}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。10$^{4}$sとカニのようなソーススペクトル。これをさらに利用してシールド設計を最適化できます。シミュレートされた軌道内バックグラウンドは、開口部の外側の荷電粒子によって引き起こされる動的バックグラウンドが開口部の内側のバックグラウンドよりも約3桁大きいため、この種の超小型衛星では光学系の直下にある磁気ダイバータが不要である可能性があることも示唆しています。。
フンガ・トンガ・フンガ・ハアパイ火山噴火がパラナル天文台の観測に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_the_Hunga_Tonga-Hunga_Ha'apai_Volcanic_Eruption_on_Observations_at_Paranal_Observatory |
| Authors |
Robert_J._De_Rosa,_Angel_Otarola,_Thomas_Szeifert,_Jonathan_Smoker,_Fernando_Selman,_Andrea_Mehner,_Fuyan_Bian,_Elyar_Sedaghati,_Julia_V._Seidel,_Alain_Smette,_Willem-Jan_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08620 |
フンガ・トンガ・フンガ・ハアパイ火山は、2022年1月15日にTNT火薬約61メガトンに相当するエネルギーで噴火しました。この爆発は、21世紀に入ってこれまでに起きたどの火山噴火よりも大きかった。塵や水蒸気を含む大量の粒子が大気中に放出された。我々は、さまざまな機器を使用してパラナル天文台で行われた観測に対する爆発の影響に関する予備研究の結果を紹介します。これらの影響は本質的にすぐに一時的なものではなく、1年経った今でもパラナルで素晴らしい夕日が見られます。
イメージングエアチェレンコフ望遠鏡におけるバックグラウンド除去へのグラフネットワークの応用
| Title |
Application_of_Graph_Networks_to_background_rejection_in_Imaging_Air_Cherenkov_Telescopes |
| Authors |
Jonas_Glombitza,_Vikas_Joshi,_Benedetta_Bruno,_Stefan_Funk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08674 |
イメージング航空チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、GeVからTeV領域のガンマ線の地上観測に不可欠です。地上ガンマ線天文学の特別な課題の1つは、ハドロン背景を効果的に除去することです。我々は、単一または複数のイメージング空気チェレンコフ望遠鏡を使用して測定された画像を分類するための、新しい深層学習ベースのアルゴリズムを提案します。検出された画像は、グラフで表され、グラフ畳み込みネットワークで分析できるトリガーされたセンサーの集合として解釈されます。これにより、夜空からの光が取り除かれた画像の場合、畳み込みニューラルネットワークなどのコンピュータービジョン技術に基づく深層学習アプローチにおけるまばらな画像の課題を回避する効率的なアルゴリズム設計が可能になります。私たちはさまざまなグラフネットワークアーキテクチャを調査し、以前の機械学習および深層学習ベースの手法を改善した有望なパフォーマンスを発見しました。
EASpy: 大きな天頂角での拡張空気シャワーからの蛍光とチェレンコフ光の高速シミュレーション
| Title |
EASpy:_Fast_simulation_of_fluorescence_and_Cherenkov_light_from_extended_air_showers_at_large_zenith_angles |
| Authors |
Ali_Baktash_and_Dieter_Horns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08710 |
拡張空気シャワー(EAS)とそれらによるチェレンコフ光と蛍光の放出の詳細なシミュレーションには、一次粒子のエネルギーの増加に伴い、計算時間と記憶容量の増加が必要です。これらの制限を考慮すると、約100TeVを超える光子エネルギーでイメージング空気チェレンコフ望遠鏡の構成を最適化することは現在困難です。さらに、既存のシミュレーションフレームワークは、チェレンコフ望遠鏡の収集領域が大幅に増加する大きな天頂角距離($\gtrsim70^\circ$)でのチェレンコフと蛍光発光の相互作用を捉えることができません。ここでは、電子陽電子分布のパラメータ化を使用して、大きな天頂角でEASをシミュレーションするためのフレームワークであるEASpyを紹介します。蛍光とチェレンコフ光の放射と、その後のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)によるこれらのコンポーネントのイメージングに対して私たちが提案したアプローチは、柔軟性と精度を提供すると同時に、完全なモンテカルロシミュレーションと比較して計算時間を大幅に短縮することを目的としています。EASpyから得られた結果を事実上の標準シミュレーションツールCORSIKAおよびsim_telarrayと比較すると、結果として得られるチェレンコフ画像が非常に一致していることがわかります。私たちのアプローチを検証する過程で、大きな天頂角で衝突距離が増加するにつれて、空気シャワーの画像がより広く長く見えることがわかりました。この効果はこれまで注目されていませんでした。また、蛍光とチェレンコフ発光について地上の光の分布を調査し、中程度の天頂角での分布との重要な違いを強調します。
褐色矮星モデルのグリッドと機械学習を使用した大気検索の相互比較
| Title |
Intercomparison_of_Brown_Dwarf_Model_Grids_and_Atmospheric_Retrieval_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Anna_Lueber,_Daniel_Kitzmann,_Chloe_E._Fisher,_Brendan_P._Bowler,_Adam_J._Burgasser,_Mark_Marley,_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07719 |
星以下のスペクトルデータとモデルの違いを理解することは、特に褐色矮星大気の徹底的な調査に必要な自己矛盾のないモデルグリッドの場合、大きな課題であることが判明しています。ランダムフォレストの教師あり機械学習手法を使用して、以前に公開された褐色矮星の14個のモデルグリッド(1997年から2021年まで)の情報内容を研究します。ランダムフォレスト手法を使用すると、これらのモデルグリッドの予測力を分析できるだけでなく、近似ベイジアン計算(ABC)のフレームワーク内でデータを解釈することもできます。私たちが厳選したデータセットには、3つのベンチマーク褐色矮星(Gl570D、{\epsilon}IndiBaおよびBb)と19個のL矮星とT矮星のサンプルが含まれています。このサンプルは以前にLueberらによって分析されました。(2022)従来のベイジアン手法(ネストされたサンプリング)を使用。私たちは、褐色矮星の実効温度が、解釈のために選択されたモデルグリッドに関係なく確実に予測できることを発見しました。ただし、表面重力の推論はモデルに依存します。具体的には、BT-Settl、SonoraBobcat、SonoraChollaモデルのグリッドは、形状に関する不完全な知識を軽減するために1.2{\μ}mの青方向のデータが無視された後でも、logg~3～4(cgs単位)を予測する傾向があります。アルカリライン。褐色矮星大気における雲の影響を理解することに関しては、長年にわたる2つの主要な課題が残っています。それは、第一原理に基づいて雲をモデル化することができないことと、これらのモデルを堅牢に検証することができないことです。
かすかだが忘れられていない。 I. 遠紫外での AGB 星の周囲の天球体の探索からの最初の結果
| Title |
Faint_but_not_forgotten._I._First_results_from_a_search_for_astrospheres_around_AGB_stars_in_the_far-ultraviolet |
| Authors |
Raghvendra_Sahai_and_Benjamin_Stenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07735 |
GALEXアーカイブを使用して、遠紫外(FUV)帯域で発光する10個の漸近巨大分岐(AGB)星(検索された合計92個のうち)の周囲の拡張構造を発見しました。1つを除いてすべてにおいて、球状の風がISMに対して移動し、ISMと相互作用して天体圏を生成するために予想される典型的な形態が見られます。例外はV\,Hyaで、その質量放出は高度に非球面であることが知られており、そこではISMと相互作用する大きな放物線状の流出と、星周媒質と相互作用する平行極度の速度の流出の証拠が見つかります。比較的大きな固有の動きを持つ8つのオブジェクトの場合、(予想どおり)終了ショック領域が固有の動きベクトルを含む半球内にあることがわかります。各震源の放射強度カットは、終端衝撃と天文圏界の外縁の位置を特定するために使用されています。いくつかの天体では、衝撃を受けたISM物質で発生すると考えられる天文界面のすぐ外側で、カットからかすかな発光も明らかになりました。私たちはこれらのデータを、公表されている質量損失率と風の膨張速度とともに使用して、各発生源の総質量損失と持続時間を決定しました。衝撃を受けた風の持続時間と総質量は、対応するものよりも大幅に大きいことがわかりました。衝撃を受けていない風の値。AGB天体球のFUVと遠赤外データを組み合わせることで、風とISMの相互作用の理論的研究(数値シミュレーション)に独自のデータベースが提供されます。我々は、宇宙に設置された小型望遠鏡上の周期的空間ヘテロダイン分光計が、天球の高分解能スペクトルを提供し、放出メカニズムを確認できることを示します。
脈動するおうし座RV星Rたて座の表面磁気
| Title |
Surface_magnetism_in_the_pulsating_RV_Tauri_star_R_Scuti |
| Authors |
Stefan_Georgiev,_Agn\`es_L\`ebre,_Eric_Josselin,_Philippe_Mathias,_Renada_Konstantinova-Antova,_Laurence_Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07849 |
最も明るく脈動するおうし座RV星RSctの表面磁場の状態を紹介します。私たちの調査は、この変光星でこれまでに実施された最長の分光偏光測定に基づいています。高分解能スペクトルと円偏光データの分析により、それぞれ大気の力学と表面磁気に関する鋭い情報が得られます。私たちの分析は、表面磁場が脈動サイクルに沿ったさまざまな位相で検出される可能性があり、それが光球から周期的に出現し、恒星大気全体に伝播する放射衝撃波の存在に関連している可能性があることを示しています。
熱磁気風を支えるTW Hyaの高解像度[O I]線スペクトルマッピング
| Title |
High-resolution_[O_I]_line_spectral_mapping_of_TW_Hya_supportive_of_magnetothermal_wind |
| Authors |
Min_Fang,_Lile_Wang,_Gregory_J._Herczeg,_Jun_Hashimoto,_Ziyan_Xu,_Ahmed_Nemer,_Ilaria_Pascucci,_Sebastiaan_Haffert,_Yuhiko_Aoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07929 |
円盤風は、原始惑星系円盤の進化と分散に重要な役割を果たしていると考えられています。この物理学の主な診断は、特に[OI]$\lambda6300$線の低速成分における風からの放射です。ただし、この線の解釈は通常、分光法のみに基づいているため、磁気流体力学的風と光蒸発風との間の混乱が生じます。今回我々は、TW~Hyaの高解像度VLT/MUSEスペクトルマッピングにおいて、[O]放射の80%が星から半径方向1天文単位以内に限定されていることを報告します。磁気熱風の一般的なモデルは、風の根元で[OI]放出を生成し、磁束と観測された空間プロファイルおよびスペクトルプロファイルにほぼ一致します。大きな半径での発光は、光蒸発のモデルから予測されるものよりもはるかに弱いが、これはおそらく、磁気熱風が中心星からの高エネルギー放射から外側の円盤を部分的に遮蔽するためであると考えられる。この結果は、モデルによって予測される円盤の分散における光蒸発の想定される重要性に疑問を投げかけます。
GRAVITY 若い恒星調査 -- XI. CIタウの内部円盤と磁気圏降着領域の探査
| Title |
The_GRAVITY_young_stellar_object_survey_--_XI._Probing_the_inner_disk_and_magnetospheric_accretion_region_of_CI_Tau |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration,_A._Soulain,_K._Perraut,_J._Bouvier,_G._Pantolmos,_A._Caratti_o_Garatti,_P._Caselli,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08170 |
目的:私たちは、若い恒星天体CIタウの最も内側のスケールを空間的およびスペクトル的に分解して、内部円盤の特性を制約し、磁気圏の降着現象をよりよく理解することを目指しています。方法:VLTIの4つの8m望遠鏡とKバンドビームコンバイナーGRAVITYのスペクトル分解能の組み合わせによってもたらされる高感度は、CIタウシステムのサブauスケールを調査する独自の機能を提供します。粉塵とガスの排出領域の両方。私たちは、干渉計の観測物に適合し、内部の塵の多い円盤の物理的特性を制約する幾何学的モデルを開発します。連続体補正された純線可視度は、Br$\gamma$放出領域のサイズを推定するために使用されています。結果:Kバンド連続体の研究から、我々は、中心星から$21\pm2\,R_\star$の距離に位置する内端を持つ、非常に傾斜した分解された内部塵円盤を報告します。これは塵よりもかなり大きいです。昇華半径(R$_{sub}=4.3$～$8.6\,R_\star$)。内側の円盤はアルマ望遠鏡で観測された外側の円盤と比べて位置がずれているように見え、非ゼロの閉鎖位相は南西側に明るい非対称性が存在することを示しています。Br$\gamma$線を横切る微視可視性から、線放出領域を分解し、$4.8^{+0.8}_{-1.0}$$R_\star$のサイズを測定します。結論:塵の昇華半径と比較して円盤内側の端が拡張していることは、内惑星CIタウbが接近して周回しているという主張と一致します。内側と外側のディスクの位置ずれは、重力トルクや磁気の歪みによって引き起こされる可能性があります。Br$\gamma$放出領域のサイズは磁気圏の降着過程と一致している。これが磁気圏の半径に対応すると仮定すると、共回転半径よりも大幅に小さく、CIタウがバースターであることと一致する不安定な降着状態を示唆しています。
約0.268日の同様の周期を持つ6つの初期K型接触連星におけるTESS測光と動径速度の比較研究
| Title |
Comparative_study_of_TESS_photometry_and_radial_velocities_on_six_early_K-type_contact_binaries_with_similar_periods_around_0.268_days |
| Authors |
N.-P._Liu_(1,_2),_S.-B._Qian_(1,_2_and_3),_W.-P._Liao_(1,_2_and_3),_Y._Huang_(4),_Z.-L._Yuan_(5)_((1)_Yunnan_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Kunming,_P.R.China_(2)_Key_Laboratory_for_the_Structure_and_Evolution_of_Celestial_Objects,_Kunming,_P.R.China_(3)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_P.R.China_(4)_South-Western_Institute_for_Astronomy_Research,_Kunming,_P.R.China_(5)_Department_of_Physics,_School_of_Physics_and_Electronics,_Hunan_Normal_University,_Changsha,_P.R.China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08198 |
TESScut画像から高精度の光度曲線が抽出されました。APOGEEおよびLAMOST中解像度スペクトルと合わせて、公転周期が約0.268日で公平に選択された6つの初期K型接触バイナリ候補について共同研究が行われました。質量比($1/q$=0.27--0.62)。バイナリコンポーネント間の有効温度差は約数百ケルビンです。AおよびWサブタイプの元の定義は、光度曲線の形状または測光解に依存する通常使用される方法と比較されました。後者の2つの方法は常に信頼できるとは限らないため、動径速度解析を強くお勧めします。光度測定と分光測定の両方を伴う利用可能なすべてのKタイプ接触バイナリのコレクションを通じて、バイナリ成分の温度がほぼ同じである少数の天体を除いて、それらのほとんどすべてがWサブタイプシステムであることがわかります。Kタイプ接触バイナリのこのWサブタイプ現象は、今後さらに多くのサンプルを使用してさらに確認される必要があります。最後に、ターゲットの物理パラメータが共同データ分析によって決定され、これらのターゲットの多重度が議論されました。V384SerとRVCVnは包括的な分析からトリプルシステムである可能性が非常に高いことが確認されていますが、V1038Herは測光および分光ソリューションに基づくトリプルシステムの候補です。
V544 彼女と ASASSN-19yt のダブル暴発
加藤らでは、(2019,arXiv:1909.00910)、私はV544Herで2018年の二重爆発と再増光について報告しました。このような現象は通常、周期反射後に進化したWZSge星で観察され、静止状態のV544Herの色は明らかにこの可能性を排除しています。この現象はまれだと考えられていましたが、ZTF、ATLAS、ASAS-SNの公開データを使用して、2021年にほぼ同じ現象を検出しました。また、2022年にASASSN-19ytでもこれと非常によく似た現象を検出しました。同じ天体は2019年に異なるタイプのバーストを示し、その形態はSSCyg星のものに似ていました。ASASSN-19ytがSUUMa星であれば、2019年のバーストの形態はSUUMa星に関する私たちの知識に疑問を投げかけることになるでしょう。この天体、またはV544HerがSSCyg星である場合、二重爆発と再増光の原因は、矮新星における未解決の問題となるでしょう。
M 型矮星でのフレアに伴う冠状質量放出の検出の可能性
今回我々は、XMM-Newton衛星で観測された時間分解X線スペクトルの解析を行うことにより、活動性M矮星KIC8093473における恒星コロナ質量放出（CME）の検出の可能性を報告する。静止状態と星間の値と比較して、私たちのスペクトルモデリングは、フレア状態での水素柱密度の限界的（そしておそらく進化しつつある）過剰な水素柱密度を有意水準1$\sigma$で返します。これは追加の式で理解できます。フレア関連のCMEによる吸収。CMEの質量は、アイスクリームコーンモデルに従って$\sim7\times10^{18}-2\times10^{20}$gと推定されます。
コロナルループの収縮および拡張中の横方向の垂直振動
| Title |
Transverse_vertical_oscillations_during_the_contraction_and_expansion_of_coronal_loops |
| Authors |
Qingmin_Zhang,_Yuhao_Zhou,_Chuan_Li,_Qiao_Li,_Fanxiaoyu_Xia,_Ye_Qiu,_Jun_Dai,_and_Yanjie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08338 |
本稿では、2022年8月19日にNOAA活動領域13078で発生したM1.6クラスの噴火フレアの詳細な解析を行います。このフレアは、見かけ上の南西方向に伝播する高速コロナ質量放出(CME)に関連しています。速度$\sim$926kms$^{-1}$。その間、側面のCMEによって衝撃波が発生します。CMEの噴火により、フレアサイトから見かけの速度$\geq$200kms$^{-1}$で外側に広がる極紫外線(EUV)波が発生します。EUV波は東方向に伝播するにつれて、2つのループで構成される低地に隣接するコロナルループ(ACL)に遭遇し、相互作用します。EUV波の圧縮により、ACLの収縮、膨張、および横方向の垂直振動が発生します。収縮の開始は西の足点から東の足点まで順番に始まり、収縮は$\sim$15分間続きます。収縮速度は、171{\AA}では13$～$40kms$^{-1}$、193{\AA}では8$～$54kms$^{-1}$の範囲にあります。低速での収縮に続いて、長く緩やかな膨張が起こります。同時の垂直振動は、ACLの収縮と拡張に重ねられます。振動は2$～$9サイクル続き、振幅は$\leq$4Mmです。期間は3～12分で、平均値は6.7分です。結果は、コロナループの豊かなダイナミクスを示しています。
ドルトン極小期におけるフロジェルグの観測による黒点の位置
フランスの天文学者オノール・フロジェルグは、天文観測結果を一連の手書きノートにまとめ、1782$\unicode{x2013}$1830でパリ天文台に保存されています。私たちはこれらの原稿を検討し、さらなる分析のために黒点の測定値を含む記録を数値表にエンコードしました。すべての測定値はタイミングであり、ヘリオグラフィック座標の再構築を可能にする3種類の測定値が見つかりました。最初のケースでは、太陽と黒点は垂直と水平のワイヤーを交差し、2番目のケースでは、1つの垂直ワイヤーと2つの鏡対称の斜めのワイヤーが交差し、3番目のケースでは、ひし形のワイヤーのセットが交差します。さらに、2つの日食のタイミングから、いくつかの黒点座標も得られました。その結果、ダルトン極小期の期間をカバーし、デアフリンガーとプラントナーの黒点座標との整合性を確認する、再構成された黒点座標の時間-緯度（バタフライ）図を提示します。この図で4つの太陽周期を特定し、観察された特徴とデータの信頼性について説明します。
太陽圏内部におけるイオンスケール波の放射状分布
| Title |
The_Radial_Distribution_of_Ion-scale_Waves_in_the_Inner_Heliosphere |
| Authors |
Wen_Liu,_Jinsong_Zhao,_Tieyan_Wang,_Xiangcheng_Dong,_Justin_C._Kasper,_Stuart_D._Bale,_Chen_Shi,_Dejin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08424 |
プラズマの加熱と粒子の加速の原因となるメカニズムを解明することは、太陽圏の研究における基本的な問題です。イオンスケールの波と荷電粒子との効率的な波－粒子相互作用により、これらの波はイオンエネルギー化に大きく寄与すると広く信じられており、その寄与は波の発生率に大きく依存します。この研究は、パーカー太陽探査機によって観測された準単色イオンスケール波の半径方向分布を分析することによって、波の発生率が太陽に近い太陽風で著しく増大し、具体的には0.3天文単位以下で21％～29％増加することを示した。0.3auを超えると6%$～$14%と比較して。波の発生率の半径方向の減少は、単一の宇宙船検出のサンプリング効果によって引き起こされるだけでなく、太陽に近い太陽風におけるイオンビームの不安定性の増大など、波の励起に関連する物理現象によっても引き起こされます。この研究はまた、波の法線角$\theta$、楕円率の絶対値$\epsilon$、陽子サイクロトロン周波数$f_{\mathrm{cp}}$で正規化された波の周波数$f$、および波が局所的な背景磁場$B_0$によって正規化された振幅$\deltaB$は、半径方向の距離によってわずかに変化します。$\theta$、$|\epsilon|$、$f$、$\deltaB$の中央値は、約$9^\circ$、$0.73$、$3f_{\mathrm{cp}}$、$0.01です。それぞれB_0$。さらに、この研究は、観測された左旋偏波と右旋偏波の波モードの性質が、それぞれアルフエンイオンサイクロトロンモード波と高速磁気超音波ホイッスラーモード波に対応することを提案しています。
高速で回転するブルーストラグラーは緩いクラスターを好みます
| Title |
Fast_rotating_Blue_Stragglers_prefer_loose_clusters |
| Authors |
Francesco_R._Ferraro,_Alessio_Mucciarelli,_Barbara_Lanzoni,_Cristina_Pallanca,_Mario_Cadelano,_Alex_Billi,_Alison_Sills,_Enrico_Vesperini,_Emanuele_Dalessandro,_Giacomo_Beccari,_Lorenzo_Monaco,_Mario_Mateo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08478 |
青いストラグラーは、連星系/三重系での物質移動や恒星の衝突によって形成される、異常に明るい核の水素燃焼星です。それらの物理的および進化的特性はほとんど不明であり、拘束されていません。今回我々は、異なる構造的特徴を持つ8つの球状銀河団に集められた青いはぐれ星の320個の高解像度スペクトルを分析し、高速回転する青いはぐれ星（回転速度40km/sを超える）の割合が、銀河の中心密度の減少に伴って増加するという証拠を示す。ホストシステム。この傾向は、高速回転する青いはぐれ星が低密度環境を好むことを示唆しており、これらの星の進化過程の理解に向けて未踏の道が開かれる可能性がある。両方の形成チャネルの初期段階で大きな回転速度が予想されるため、我々の結果は、低密度環境における最近の青色ストラグラー形成活動の直接的な証拠を提供し、衝突による青色ストラグラーの減速プロセスのタイムスケールに強い制約を課します。
同時の全円盤イメージングとSun-as-a-star分光観測から推定されたコロナ質量放出の全速度と伝播方向
| Title |
Full_velocities_and_propagation_directions_of_coronal_mass_ejections_inferred_from_simultaneous_full-disk_imaging_and_Sun-as-a-star_spectroscopic_observations |
| Authors |
Hong-peng_Lu,_Hui_Tian,_He-chao_Chen,_Yu_Xu,_Zhen-yong_Hou,_Xian-yong_Bai,_Guang-yu_Tan,_Zi-hao_Yang,_Jie_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08765 |
コロナ質量放出（CME）は、磁化したプラズマが太陽から激しく放出される現象で、磁気嵐を引き起こし、衛星の運用を危険にさらし、地球上の電気インフラを破壊する可能性があります。2010年5月から2022年5月まで、太陽力学天文台(SDO)の極端紫外線変動実験(EVE)によって観測された星としての太陽のスペクトルを体系的に検索した後、フレアとフィラメント噴出に関連する8つのCMEを特定しました。OIII52.58nmラインプロファイルのブルーウィングの非対称性。SDOに搭載された大気イメージングアセンブリの30.4nmチャネルで同時に撮影された画像と組み合わせることで、8つのCMEそれぞれの全速度と伝播方向が導出されます。地磁気指数（KpとDst）と、CMEの伝播方向と太陽-地球線との間の角度との間に強い相関関係があることがわかり、EUV波長でのSun-as-a-star分光観測が予測精度の向上に役立つ可能性があることを示唆しています。CMEの地理効果の評価。さらに、合成された長時間露光の恒星としての太陽スペクトルの分析は、青翼の非対称性またはスペクトル線の青方偏移を通じて他の恒星からのCMEを検出できることを示唆している。
活動領域における静かなコロナ雨の空間的および時間的解析
| Title |
Spatial_and_Temporal_Analysis_of_Quiescent_Coronal_Rain_over_an_Active_Region |
| Authors |
Seray_\c{S}ahin,_Patrick_Antolin,_Clara_Froment,_and_Thomas_A._Schad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08775 |
太陽コロナは、周囲より数百倍も冷たくて密度の高い物質であるコロナ雨を発生させます。コロナ雨はコロナ加熱と深く関係していることが知られているが、その起源、力学、形態はまだよくわかっていない。その起源に関する有力な理論は、熱非平衡(TNE)状態のコロナループで発生する熱不安定性(TI)であるTNE-TIシナリオです。安定した加熱条件下では、TNE-TIが周期的に繰り返され、長周期のEUV強度脈動と周期的なコロナレインが発生します。本研究では、活動領域（AR）の大きな空間スケールとEUV強度脈動の長い時間スケールでコロナレインを調査し、そのようなスケールでの分布を解明します。私たちは、彩層から遷移領域（TR）の温度にわたるIRISおよびSDOイメージングデータを使用して、ARオフリム上で観察されたコロナルレインの統計研究を実施します。雨は、ループの傾斜に関係なく、AR全体に広範囲に広がり、5.45時間の観測期間にわたって最小限の変動しかありません。ほとんどの雨は下向き($87.5\%$)の軌道を描きます。ただし、上昇の動き($12.5\%$)も遍在しています。雨のダイナミクスは観測された温度範囲にわたって類似しており、TRと彩層の放出が平均して同じ場所にあることを示唆しています。平均凝集塊の幅と長さは、SJIチャネルでは同様ですが、AIA304チャネルではより幅が広くなります。私たちは、AR内に遍在する長周期EUV強度脈動を発見しました。雨の出現に関連する短期周期性(16分)が見つかりました。これは、TNE-TIシナリオの下で説明するのが困難です。
太陽対流の不可解な構造: ダイナモへの窓
| Title |
The_Puzzling_Structure_of_Solar_Convection:_Window_into_the_Dynamo |
| Authors |
Nicholas_A._Featherstone,_Kyle_C._Augustson,_Jonathan_M._Aurnou,_Catherine_Blume,_Benjamin_P._Brown,_Nicholas_Brummell,_Keaton_J._Burns,_Michael_A._Calkins,_Maria_Camisassa,_Mausumi_Dikpati,_Yuhong_Fan,_J.R._Fuentes,_Gustavo_Guerrero,_Bradley_W._Hindman,_Keith_Julien,_Irina_N._Kitiashvili,_Lydia_Korre,_Daniel_Lecoanet,_Bhishek_Manek,_Loren_Matilsky,_Mark_Miesch,_Nicholas_J._Nelson,_Jeffrey_S._Oishi,_Whitney_T._Powers,_Matthias_Rempel,_Krista_Soderlund,_Andrey_M._Stejko,_Geoffrey_M._Vasil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08823 |
太陽ダイナモの動作は、その驚くべき時空間秩序を含めて、現代太陽物理学の未解決の問題のままである。その動作におそらく寄与すると思われる多くのメカニズムが提案されていますが、それぞれが果たす相対的な役割は不明のままです。この不確実性は、深層対流の速度と構造に関する継続的な疑問から生じています。これらの流れは、太陽の乱流起電力と、ダイナモの組織とタイミングに影響を与えると疑われる差動回転と子午線循環の大規模な流れの両方を支えていると考えられている。この分野での継続的な進歩は、(i)異なる技術や機器を使用して行われた対流と子午線の流れの太陽地震測定間の不一致、および(ii)対流、差動回転、および子午線の流れに関する高緯度データの欠如によって複雑になっています。これらの問題を解決するには2つの道があると考えています。まず、太陽の外側対流帯の全体像を完成させるには、極地の有利な地点から長期にわたる太陽地震と放射率の測定値を取得することが不可欠です。第二に、これらの新しい観測結果を十分に活用し、既存の測定値間の不一致を解決するには、理論指向および理論と観測を組み合わせた研究イニシアチブへの継続的かつ拡大した投資が不可欠です。
TOI-1994b: 亜巨星を通過する低質量偏心褐色矮星
| Title |
TOI-1994b:_A_Low_Mass_Eccentric_Brown_Dwarf_Transiting_A_Subgiant_Star |
| Authors |
Emma_Page,_Joshua_Pepper,_Duncan_Wright,_Joseph_E._Rodriguez,_Robert_A._Wittenmyer,_Stephen_R._Kane,_Brett_Addison,_Timothy_Bedding,_Brendan_P._Bowler,_Thomas_Barclay,_Karen_A._Collins,_Phil_Evans,_Jonathan_Horner,_Eric_L._N._Jensen,_Marshall_C._Johnson,_John_Kielkopf,_Ismael_Mireles,_Peter_Plavchan,_Samuel_N._Quinn,_S._Seager,_Keivan_G._Stassun,_Stephanie_Striegel,_Joshua_N._Winn,_George_Zhou,_and_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08836 |
私たちは、中程度の離心軌道で高温の亜巨星を通過する低質量褐色矮星、TOI-1994bの発見を紹介します。TOI-1994の実効温度は$7700^{+720}_{-410}$K、V等級は10.51等、log(g)は$3.982^{+0.067}_{-0.065}$です。褐色矮星の質量は$22.1^{+2.6}_{-2.5}$$M_J$、周期は4.034日、離心率は$0.341^{+0.054}_{-0.059}$、半径は$1.220です。^{+0.082}_{-0.071}$$R_J$。TOI-1994bは、同様の質量と周期を持つ他の通過褐色矮星よりも偏心しています。低質量褐色矮星の個体群は、同じ方法で形成された場合、惑星系と同様の特性を持つ可能性がありますが、TOI-1994bの短い公転周期と高い離心率は、この理論と対照的である可能性があります。進化した宿主は、星の進化が星以下の伴星の基本的な特性に与える影響を理解する貴重な機会を提供します。正確な年齢、質量、半径を備えたTOI-1994bの全球解析と特性評価により、少数の通過褐色矮星が補強され、星以下進化モデルのテストが可能になります。
スカラー生産による散逸的インフレーション
我々は、宇宙のインフレーション中に散逸を引き起こす新しいメカニズムについて説明します。最も単純な実装では、このメカニズムは、インフレトン場とともに、グローバル$U(1)$対称性が柔らかく破れた大規模なスカラー場の存在を必要とします。このシナリオでの粒子の生成は、ゲージフィールドへの散逸の場合とは異なり、パラメトリックなサブホライズンスケールで発生します。その結果、インフレーション力学上で生成された粒子の逆反応を\textit{local}方法で扱うことができ、その影響を分析的に計算できるようになります。通常のスローロール表現から逸脱するパワースペクトルのパラメトリック依存性を決定します。非ガウス性は、散逸によって引き起こされるノイズによって摂動が生成される場合、常にかなり大きくなります:$f_{\rmNL}^{\rmeq}\gtrsim{O}(10)$。
粒子が閉じ込められた擬似真空泡のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_false_vacuum_bubbles_with_trapped_particles |
| Authors |
Marek_Lewicki,_Kristjan_M\"u\"ursepp,_Joosep_Pata,_Martin_Vasar,_Ville_Vaskonen,_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.07702 |
私たちは、結合した気泡粒子系のダイナミクスをシミュレートすることにより、崩壊する擬似真空泡の進化に対する周囲流体の影響を研究します。泡の壁を横切る粒子の質量が大幅に増加すると、偽真空気泡内にそれらの粒子が蓄積します。気泡上の粒子の逆反応によって崩壊が遅くなる、あるいは崩壊が逆転することさえあることを示します。その結果、真の真空中の粒子が疑似真空中の粒子よりも重くなると、粒子壁相互作用により疑似真空の泡が到達できる緻密性が常に減少し、ブラックホールに崩壊する可能性が低くなります。
動力学スクリーニングによる理論における二体問題
新しい光のスカラー自由度は、暗黒物質と暗黒エネルギーの問題を軽減する可能性がありますが、物質と結合すると、一般に第5の力を媒介します。この第5の力が既存の制約と一致するためには、物質源の近くで抑制する必要があります。非線形スクリーニングメカニズムを通じて。この研究では、速度論的スクリーニング($k$-mouflage)を示すシフト対称スカラーテンソル理論における非相対論的二体問題を数値的および解析的に調査します。シフト対称性に関連するネーター電流のホッジ・ヘルムホルツ分解に基づいた近似スキームを開発し、ダイナミクスへの定性的な洞察を可能にし、ほとんどのパラメーター空間で数値的結果とよく一致する結果をもたらします。我々はこの形式主義を多項式$k$-essenceとディラック・ボーン・インフェルド(DBI)型理論、そして「アンチスクリーニング」を発展させる理論に適用します。深い非線形領域では、極端な質量比のシステムよりも等質量システムの方が、第5の力がわずかに効率的に遮蔽されることがわかります。ただし、同等の質量を持つシステムでも、スクリーニングが効果的でない領域が存在することがわかりました。これらのスクリーンを外された回転楕円体領域(泡)は、原理的には十分に正確な宇宙加速度計を使用して太陽系内で探査することができます。
エーテルスカラーテンソル理論(AeST)の目的の1つは、修正ニュートンダイナミクス(MOND)の成功を銀河規模で再現することです。実際、ベクトル場$\vec{A}$が消滅すると仮定すると、AeSTの準静的制限はまさにこれを達成できます。ただし、ベクトル場が消失するというこの仮定は、多くの場合矛盾します。ここでは、ベクトル場を正しく考慮し、準静的制限がモデルパラメーター$m_\times$に依存することを確認する方法を示します。$m_\times\to0$の極限では、ベクトル場が消失する準静的な極限を回復します。特に、MONDの2フィールドバージョンが見つかります。反対の極限$m_\times\to\infty$では、MONDの単一フィールドバージョンが見つかります。実際には、準静的極限の現象論の多くは$m_\times$の値にほとんど依存しないことを示します。それでも、ワイドバイナリを含む一部の観察テストでは、$m_\times$には重要な可能性のあるパーセントレベルの効果があります。
ニオブ酸リチウムナノフォトニック導波路における可視から紫外までの周波数コム生成
| Title |
Visible_to_Ultraviolet_Frequency_Comb_Generation_in_Lithium_Niobate_Nanophotonic_Waveguides |
| Authors |
Tsung-Han_Wu,_Luis_Ledezma,_Connor_Fredrick,_Pooja_Sekhar,_Ryoto_Sekine,_Qiushi_Guo,_Ryan_M._Briggs,_Alireza_Marandi,_and_Scott_A._Diddams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08006 |
光周波数コム計測の分野への非線形ナノフォトニクスデバイスの導入により、低電力およびチップ統合クロック、高精度周波数合成、および広帯域幅分光法の新たな機会が可能になりました。しかし、これらの進歩のほとんどはスペクトルの近赤外領域に限定されたままであり、そのため、周波数コムと紫外および可視領域の多数の量子および原子システムとの統合が制限されてきました。ここでは、$\chi^{(2)}の組み合わせによる効率的なスーパーコンティニューム生成のために、工学的分散とチャープ擬似位相整合を組み合わせたマルチセグメントのナノフォトニック薄膜ニオブ酸リチウム(LN)導波路の導入により、この欠点を克服します。$と$\chi^{(3)}$の非線形性。1550nmでわずか90pJのパルスエネルギーで、330～2400nmにわたるギャップのない周波数コムのカバレッジを実現します。近赤外線ポンプから350～550nmの紫外可視領域への変換効率はほぼ20%です。同じ導波路内の$\chi^{(2)}$非線形性による高調波生成により、キャリアエンベロープオフセット周波数が直接得られ、350nmという短い波長でのコムコヒーレンスを検証する手段が得られます。私たちの結果は、この重要なスペクトル窓における高精度分光法、量子情報処理、光時計アプリケーションに影響を与える可視および紫外周波数コムを作成するための統合フォトニクスアプローチを提供します。
ニュートリノは、ほぼ質量のない粒子として、ニュートリノ力として知られる長距離の力を媒介する可能性があります。この講演では、ニュートリノ力のポテンシャルが$1/r^{5}$の形をとる理由や、異なる状況下でどのように変化するかなど、ニュートリノ力の理論的側面をいくつか紹介します。実験探査と宇宙論への考えられる影響についても簡単に説明します。
原始スカラー曲率とテンソル摂動$\zeta$と$\gamma_{ij}$が、最小インフレーションモデルの超地平線スケールで保存されることはよく知られています。ただし、宇宙論的摂動の境界(全微分)項、またはWheeler-DeWitt方程式のWKB近似からわかるように、それらの波動関数は、スローロールで抑制されない急速に振動する位相を持っています。このような振動位相には、スカラー摂動とテンソル摂動間の重力非線形性が含まれます。観測されていないモードを追跡することにより、振動相は、バルク相互作用によるものと比較して、原始重力子のより速いデコヒーレンスを引き起こす。私たちの結果は、圧縮された原始重力子を調査する最近の提案に対して、デコヒーレンス効果の下限がより強力であることを示しています。
厚ガス電子増倍管を使用した暗黒物質探索のための二相アルゴン検出器の低速成分のパズルを解く
| Title |
Unraveling_the_puzzle_of_slow_components_in_two-phase_argon_detectors_for_dark_matter_searches_using_Thick_Gas_Electron_Multiplier |
| Authors |
A._Buzulutskov,_E._Frolov,_E._Borisova,_V._Nosov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08083 |
比例エレクトロルミネッセンス(EL)の効果は、暗黒物質粒子(WIMP)探索や低エネルギーニュートリノ実験用の二相アルゴン検出器の気相における一次イオン化信号(S2)を記録するために使用されます。EL時間特性に関するこれまでの研究では、二相アルゴン検出器のS2信号に2つの異常な遅い成分が存在し、その時定数は約4-5$\mu$sと50$\mu$sであることが明らかになりました。低速コンポーネントの謎は、それらの時定数と信号全体への寄与が電場とともに(特定のしきい値から始まる)増加することです。これは、二相媒体における光子と電子の放出の既知のメカニズムのいずれによっても説明できません。これらの遅い成分は、まだ性質が知られていない準安定負のアルゴンイオン上のELギャップ内のドリフト中に一時的に捕捉された遅延電子に起因するという兆候があります。この研究では、二相アルゴン検出器のELギャップに結合された厚ガス電子増倍管(THGEM)におけるエレクトロルミネッセンスの時間特性を研究することにより、この仮説が説得力をもって確認されます。特に、ELギャップで観察されたものと同様の、EL信号の異常な低速成分がTHGEM自体で観察されました。さらに、電子増倍モードで動作するTHGEMの助けを借りて、低速成分が電荷信号内で直接観察され、S2信号内のトラップされた電子の影響が明確に確認されました。これらの結果は、二相アルゴン検出器の低速コンポーネントの謎を解明し、低質量WIMP探索の背景を理解するのに役立ちます。
超軽量テンソル暗黒物質によって引き起こされるパルサー タイミング残差
$10^{-23}\text{eV}$程度の質量を持つ超軽量ボソン場は、とらえどころのない宇宙論的暗黒物質の有望な候補です。これらの場は、ナノヘルツの周波数帯域で時空計量の周期的な振動を引き起こし、パルサータイミングアレイで検出できます。この論文では、パルサーからの電波パルスの到着時間に対する超軽量テンソル暗黒物質の重力の影響を調査します。テンソル暗黒物質によって引き起こされるパルサータイミング信号は、スカラー暗黒物質やベクトル暗黒物質によるものとは異なる角度依存性を示し、異なるスピンを持つ超軽量暗黒物質信号を区別することが可能になることがわかりました。重力効果と、超軽量テンソル暗黒物質と標準モデル物質の結合効果を組み合わせることで、結合パラメータ$\alpha$を制約する補完的な方法が提供されます。現在のパルサータイミング配列を使用して、質量範囲$m<5\times10^{-23}\mathrm{eV}$で$\alpha\lesssim10^{-6}\sim10^{-5}$を推定します。
| Title |
Exploring_Ultralight_Scalar_Assistance_in_Sterile_Neutrino_Dark_Matter:_Cold_Spectrum_and_Unusual_X/Gamma-ray_Signatures |
| Authors |
Yuxuan_He,_Jia_Liu,_Xiaolin_Ma,_Xiao-Ping_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08095 |
我々は、超軽量スカラー場との相互作用が初期宇宙における無菌ニュートリノの振動生成を変化させる、スカラー駆動の無菌ニュートリノ生成モデルを提示する。このモデルは、重いスカラー質量により、低温での無菌ニュートリノの生成を効果的に抑制し、その結果、小規模構造観察による制約を回避する、より冷たい物質のパワースペクトルが得られます。このモデルでは、主要な暗黒物質遺物は無菌ニュートリノに由来し、超軽量スカラーに由来するものはほんの一部です。さらに、このモデルは、無菌ニュートリノへの光スカラー結合による、光スカラー質量に対する局所無菌ニュートリノの立方密度に比例する検出可能なX/ガンマ線束を予測します。これは、私たちのモデルを、密度に線形依存する通常の崩壊する暗黒物質とは区別します。さらに、このモデルは、将来のニュートリノ望遠鏡で検出できる可能性のある低エネルギーの単色ニュートリノ信号を予測します。
アーベル・ヒッグス宇宙ひも：効果的な作用と粒子放射
私たちは、大規模なベクトル場と大規模なカルブ・ラモンド場の間の二重性を利用して、アーベル・ヒッグス宇宙ひもに対する効果的な作用を導き出しました。これにより、古典的に繰り込まれた弦の張力を決定し、反作用効果の計算を容易にすることができました。さらに、アーベル・ヒッグス宇宙ひもから放出される放射線のエネルギー束の包括的な式を導き出しました。この式をカスプレスループに適用すると、ループの寿命はループ長の2乗に比例することがわかり、これは場の理論のシミュレーションと一致します。
QoQ: 重力波過渡現象に対する Q 変換ベースのテスト
| Title |
QoQ:_a_Q-transform_based_test_for_Gravitational_Wave_transient_events |
| Authors |
Siddharth_Soni,_Ethan_Marx,_Erik_Katsavounidis,_Reed_Essick,_G._S._Cabourn_Davies,_Patrick_Brockill,_Michael_W._Coughlin,_Shaon_Ghosh,_Patrick_Godwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08257 |
過渡重力波の観測は、口語的にグリッチと呼ばれる過渡ノイズの存在によって妨げられます。これらのグリッチは、過剰電力タイプの方法を使用してモデル化されていない過渡現象を検索することによって重力波として誤認されることが多く、場合によっては、マッチドフィルター技術を使用しているときにコンパクトなバイナリ合体のためのテンプレート波形を励起することさえあります。したがって、それらは検索において重要な背景を作り出します。この背景は、重力波過渡現象のリアルタイム検索の文脈内で迅速かつ効率的に特定される上でより重要です。このような探索は、2015年に開始されたAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoのデータ取得によりマルチメッセンジャー天体物理学を可能にし、今後もこの分野でのさらなる発見を可能にしていきます。この研究では、天体物理的過渡現象が検出器にどのように登録されると予想されるかに関する第一原理に基づいて推定信号の時間周波数分解の忠実度を定量化する信号ベースのテストの使用を提案し、実証します。ノイズ。これは、Q変換と、選択された時間周波数ボリュームに対する対応する時間周波数ピクセルの占有率の測定に基づいています。私たちはそれを「QoQ」と呼んでいます。私たちの方法では、3回目の観測実行中にLIGO-Virgo-KAGRAの協力によって発せられた公衆警報の撤回数が40%減少し、感度の損失は無視できる程度であることが示されました。受信者オペレータ特性の測定は、この方法がオンラインおよびオフラインのトランジェント検索に使用でき、バックグラウンドを大幅に低減できることを示唆しています。
中性子星からの潮汐励起gモードによる高密度物質の相転移特性の解明
| Title |
Resolving_phase_transition_properties_of_dense_matter_through_tidal-excited_g-mode_from_inspiring_neutron_stars |
| Authors |
Zhiqiang_Miao,_Enping_Zhou_and_Ang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08401 |
高密度物質の相状態の研究は、第一原理の非摂動的な量子色力学の複雑さによって妨げられています。高密度核内で一次の強い相互作用相転移を伴う中性子星の潮汐励起gモードの一貫した一般相対論的計算を初めて実行することにより、連星中性子星の渦巻き中の重力波信号がその最深部のハドロンを探査していることを実証した。クォーク遷移を解明し、現在および将来の重力波検出器からの強力な制約を提供します。
異常な光信号と天体物理学における証拠による理論の過小決定
| Title |
Abnormal_light_signals_and_the_underdetermination_of_theory_by_evidence_in_astrophysics |
| Authors |
Felipe_A._Asenjo_and_Sergio_A._Hojman_and_Niels_Linnemann_and_James_Read |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08666 |
平面時空と湾曲時空の両方におけるマクスウェル方程式に対する特定の非平面波解の伝播を調査します。このような解に関連する有効信号速度は$c$である必要はなく、信号がヌル測地線に沿って伝播する必要もないことがわかります。実際、それ以上に、そのようなソリューションに関連する信号にエンコードされた情報は、実質的に非局所的である可能性があることがわかりました。これらの結果を確立した後、私たちはそれらの概念的、哲学的、基礎的な重要性に目を向けます。これを簡単に説明すると、次のようになります:(i)宇宙で生成されるすべての電磁波が局所的な平面波パッケージであると想定すべきではありません。;したがって、(ii)宇宙から私たちに届く信号が特定の速度(つまり$c$)で到着すると仮定することはできず、そのような信号がその発信源に関するローカル情報をエンコードしていると仮定することはできません。したがって、(iii)天体物理学者や宇宙学者は、得られたデータから推論する際にそのような仮定を行うことには慎重であるべきです。そうすることは、宇宙の性質に関する誤った推論につながる可能性があるからです。
希薄スピン偏極中性子物質中の $^3P_0$ 超流体の探索
| Title |
Exploring_$^3P_0$_Superfluid_in_Dilute_Spin-Polarized_Neutron_Matter |
| Authors |
Hiroyuki_Tajima,_Hiroshi_Funaki,_Yuta_Sekino,_Nobutoshi_Yasutake,_Mamoru_Matsuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08690 |
私たちは、磁化された中性子星の地殻領域に関連する可能性のある希薄スピン偏極中性子物質中の$^3P_0$中性子超流体の理論的可能性を研究します。中性子のフェルミエネルギーが1MeV未満であるこのような希薄状態では、$^1S_0$中性子超流体はコンパクト星の強い磁場によって使い果たされる可能性がある。希薄中性子物質に関連する低エネルギー限界では、$^3P_0$相互作用は$^3P_2$相互作用より強く、これが炉心内に三重項超流体を誘導すると考えられている。磁場に対する希薄中性子物質の基底状態状態図を提示し、$10^7$~Kを超える$^3P_0$中性子超流体の臨界温度を数値的に推定した。
