SP(k) -- 非線形物質のパワー スペクトルに対するバリオン物理学の影響に関する流体力学シミュレーション ベースのモデル
| Title |
SP(k)_--_A_hydrodynamical_simulation-based_model_for_the_impact_of_baryon_physics_on_the_non-linear_matter_power_spectrum |
| Authors |
Jaime_Salcido_(1),_Ian_G._McCarthy_(1),_Juliana_Kwan_(1),_Amol_Upadhye_(1),_Andreea_S._Font_(1)_((1)_ARI,_Liverpool_John_Moores_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09710 |
今後の大規模な構造調査では、宇宙論の標準モデルを超えた新しい物理学の証拠を探すことを目的として、物質のパワースペクトルが約パーセントレベルの精度で測定される予定です。結論に偏りを与えないようにするために、理論的予測は、宇宙論的パラメーターの特定の選択に対する測定値と少なくとも同じくらい正確である必要があります。しかし、最近の理論的研究により、銀河形成に関連する複雑な物理プロセス（特に星や特に超大質量ブラックホールに関連するエネルギーフィードバックプロセス）によって、必要な精度よりも何倍も大きく予測が変更される可能性があることが示されています。ここでは、新しい大規模な流体力学シミュレーションスイートに基づいた、非線形物質のパワースペクトルに対するバリオン物理学の効果のモデル$\texttt{SP(k)}$を紹介します。具体的には、ANTILLESスイートは、非常に広範囲の「フィードバックランドスケープ」にわたる400のシミュレーションで構成されており、物質のパワースペクトルに対するバリオンの影響が、ハローの平均バリオン率のパーセントレベルに近づくと理解できることを示しています。スケールは$k\lesssim10\,h\,$Mpc$^{-1}$まで、赤方偏移は$z=3$までです。今後の宇宙シアー測定によって調査されるスケールと赤方偏移の範囲では、ほとんどの影響は銀河群質量ハロー($M\sim10^{13-14}$M$_\odot$)によって引き起こされます。モデルの簡単なPython実装を紹介します。$\href{https://github.com/jemme07/pyspk}{\mathrm{https{:}//github.com/jemme07/pyspk}}$で入手できます。標準的な重力のみの予測にバリオン効果を組み込むために使用でき、宇宙論的パイプライン内でバリオン物理学を疎外することができます。
HI 強度マッピングのパワー スペクトル: 最近の測定からの洞察
| Title |
The_HI_intensity_mapping_power_spectrum:_insights_from_recent_measurements |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(Geneva),_Roy_Maartens_(UWC/Portsmouth),_Obinna_Umeh_(Portsmouth),_Stefano_Camera_(Turin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09720 |
最近、MeerKAT望遠鏡を使用して、HI強度マッピングパワースペクトルの最初の直接測定が行われました。これらの測定値は、赤方偏移0.32および0.44の非線形スケールで行われます。我々は、質量加重HIハローモデルフレームワークのコンテキスト内で、赤方偏移空間における小規模パワーをモデル化するための形式主義を開発します。このモデルは、HI-ハロー質量関係に関する調査から得られた最新の結果と一致しています。非線形スケールをモデル化するために、1-ハロー、ショットノイズ、およびフィンガーオブゴッドエフェクトを含めます。次に、モデルをMeerKAT自己相関データに適用すると、モデルが赤方偏移0.32でデータによく適合していることがわかりますが、データは$z\sim0.44$での調整の証拠を示している可能性があります。このような調整は、HIハローモデルのバイアスを増加することで実現できます。
シミュレーションされた銀河群および銀河団におけるバリオンとガス部分の赤方偏移の進化について
| Title |
On_the_redshift_evolution_of_the_baryon_and_gas_fraction_in_simulated_groups_and_clusters_of_galaxies |
| Authors |
M._Angelinelli,_S._Ettori,_K._Dolag,_F._Vazza,_A._Ragagnin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09733 |
私たちは、SPH宇宙論シミュレーションの{\itMagneticum}スイートから得た大規模な銀河団セットにおけるバリオン予算の赤方偏移の進化を研究します。高い赤方偏移では、$3R_{500,\mathrmc}$を超える半径上の系の質量によって独立して「閉じた箱」系が得られますが、より低い赤方偏移では、最も巨大なハローのみが「閉じた箱」と見なすことができます。箱"。バリオンの割合は赤方偏移に伴って全体的に減少しており、質量の小さい天体では、質量の大きいハローよりもはるかに顕著な減少が観察されます。ガス減少パラメータ$Y_{\rmGas}$は、すべての赤方偏移において、質量の小さいハローの中心領域では、大質量天体に対してより急峻で高度に散乱した放射状分布を示しますが、より大きな半径では、ガス分率の分布は質量に依存しません。または赤方偏移。ガスの高温成分は、低い赤方偏移でガスの総量をよく追跡します。赤方偏移が大きくなると、低温成分がシステム内のバリオンの総量に無視できない影響を与えます。さらに、半径、質量、赤方偏移の関数としてのバリオン相、全ガス相、および高温ガス相の減少パラメータの挙動は、いくつかの関数形式で記述されます。ハローにおける金属量と星の質量の進化は、初期の濃縮プロセスが支配的であることを示唆しています。我々は、AGNフィードバックの時間発展と枯渇パラメーターの間の相関関係を調査します。AGN活動によって注入されたエネルギーは、$Y_{\rmbar}$、$Y_{\rmcold}$、$Y_{\rmstar}$と特に強い正の相関を示し、$Y_とは負の相関を示すことを示します。{\rmhot}$、$Z_{\rmTot}$。これらの傾向は以前の研究と一致しており、現在および将来のX線観測から得られた知見と組み合わせた我々の結果は、さまざまな一連の数値シミュレーションで使用されるAGNフィードバックモデルをテストするための可能な代替手段を表していることを意味します。
超伝導宇宙弦のスペクトル特徴に関する制約
超伝導宇宙ストリングのネットワークが存在する場合、広範囲の周波数にわたって大量の電磁エネルギーをバックグラウンドに注入することができます。私たちは、この注入を解析的に、また熱化コードCosmoThermを使用して数値的に研究します。私たちの洗練された解析形式主義により、$\mu$-歪みの振幅に対するエントロピーとエネルギーの注入を追跡することにより、CMBスペクトル歪みからの制約を更新し、それらの制限の大幅な改善につながります。さらに、CosmoThermからの歪んだスペクトルの完全な形状を利用して、非$\mu$、非$y$タイプの歪みからの制約を含めます。さらに、イオン化履歴と全球21cm信号の出力を使用して、他のデータセットからの測定値を使用して弦モデルパラメーターの制約を導出し、更新します。CMB異方性の解析では最も厳しい制約が提供されますが、以前の結果と比較すると形状と強度がわずかに変更されます。再イオン化履歴の修正により、高電流領域に新たな限界が提供され、また、低周波無線バックグラウンドの観測により、他のデータセットでは調査されていないパラメータ空間の小さな領域が調査されることもわかりました。また、グローバル$21$-cm制約も分析し、ソフトフォトン加熱を含めることが重要な役割を果たし、考慮されているパラメーター領域の制約を本質的に取り除くことがわかりました。COBE/FIRASからのスペクトル歪み測定は他の制約によってカバーされますが、私たちの保守的な予測では、PIXIE型衛星がパラメーター空間の重要な未踏領域を調査することが示されています。
$S_8$ 緊張に対する非線形解 II: DES 3 年目の宇宙せん断の解析
| Title |
A_non-linear_solution_to_the_$S_8$_tension_II:_Analysis_of_DES_Year_3_cosmic_shear |
| Authors |
Calvin_Preston,_Alexandra_Amon,_George_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09827 |
弱い銀河レンズ調査では、$\textit{Planck}\\Lambda\rm{CDM}$宇宙論と比較して、$S_8$パラメータの低い値が一貫して報告されています。Amon&Efstathiou(2022)は、KiDS-1000宇宙せん断測定を使用して、物質変動スペクトルが最先端の流体力学シミュレーションで想定されているよりも非線形スケールでより強く抑制されれば、この張力を調整できると提案しました。この論文では、ダークエネルギー調査(DES)の3年目からの宇宙シアーデータを調査します。DESと$\textit{Planck}\\の間の$S_8$緊張を解決するには、物質パワースペクトルの非線形抑制が必要です。Lambda\rm{CDM}$モデルは、KiDSデータを使用して推論されるほど強力ではありませんが、それでも最近の数値シミュレーションからの予測よりも極端です。別の可能性は、標準外の暗黒物質が必要な抑制に寄与しているということです。物質のパワースペクトルの抑制の赤方偏移とスケール依存性を調査します。$S_8$張力について私たちが提案した説明が正しければ、必要な抑制は波数$k\sim0.2h{\rmMpc}^{-1}$までの穏やかな非線形領域にまで及ぶはずです。さらに、線形スケールを使用した$S_8$のすべての尺度は$\textit{Planck}\\Lambda\rm{CDM}$宇宙論と一致するはずであり、これは近い将来に高精度でテスト可能になるという期待です。
熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果による $\mu$-歪みの測定
| Title |
Measuring_$\mu$-Distortions_from_the_Thermal_Sunyaev-Zeldovich_effect |
| Authors |
David_Zegeye,_Thomas_Crawford,_Wayne_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09882 |
熱スニヤエフ・ゼルドビッチ(tSZ)効果は、銀河団の媒質中の電子によるCMB光子の逆コンプトン散乱によって生じる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のスペクトル歪みです。tSZ効果のスペクトルは、通常、CMBのスペクトルが黒体であると仮定して計算されます。ただし、光子生成プロセスが非効率になった後の任意のエポックでエネルギーまたは光子数を注入すると、黒体が歪み、初期の注入で化学ポテンシャルまたは$\mu$歪みが発生する可能性があります。したがって、これらの$primordial$スペクトル歪みは、tSZ効果に変化をもたらし、事実上、歪みの歪みを引き起こします。この効果は個々のクラスターのスペクトルでは小さいですが、今後のCMB調査と提案されたCMB調査では、tSZ効果により数万個のクラスターが検出されることが期待されています。この論文では、CMBサーベイによって測定されたクラスターのtSZスペクトルの歪みから$\mu$-歪みモノポールの制約を予測します。計画された実験には、既存の制約と同等かそれよりも優れた制約を$\mu$に設定するための生の感度があることがわかりましたが、前景やその他の体系の制御が重要になります。
クラスター対応ボイド: 銀河密度場からのボイドの特定
| Title |
Cluster-counterpart_Voids:_Void_Identification_from_Galaxy_Density_Field |
| Authors |
Junsup_Shim,_Changbom_Park,_Juhan_Kim,_and_Sungwook_E._Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09888 |
我々は、ボイドクラスター対応理論に基づいて、銀河密度場から宇宙ボイドを特定します。私たちは、物質密度場のために開発された以前の新しい空隙同定手法を、実用化のために銀河密度場に拡張しました。宇宙論的N体シミュレーションから、銀河数と質量で重み付けされた密度場を構築し、特定の質量の銀河団に対応する宇宙空隙を特定します。ガウス平滑化スケール、密度閾値、コア体積分率などのクラスターと対応する空隙を識別するためのパラメーターは、銀河密度場で見つかります。平均値を持つ銀河サンプルから$3\times10^{14}h^{-1}M_{\odot}$を超える対応するクラスター質量の空隙を特定するのに、約$60$--$67\%$の完全性と信頼性を達成しました。数密度、$\bar{n}=4.4\times10^{-3}(h^{-1}{\rmMpc})^{-3}$。平均密度が$\bar{n}=10^{-2}(h^{-1}{\rmMpc})^{-3}$まで増加すると、検出率は$\sim2$だけ向上します--$7\%$は空隙の「質量スケール」に応じて異なります。検出可能性は、密度場を生成するために適用される密度重み付けスキームの影響を受けないことがわかります。私たちの結果は、この方法を銀河赤方偏移調査データに適用して、特定の質量範囲の銀河団に統計的に対応する宇宙空隙を特定できることを示しています。
改良された統計解析によりハッブル定数の不確実性を最大 35% 削減: 超新星 Ia、バリオン音響振動、クエーサー、ガンマ線バーストに対するさまざまな最適尤度
| Title |
Reducing_the_uncertainty_on_the_Hubble_constant_up_to_35\%_with_an_improved_statistical_analysis:_different_best-fit_likelihoods_for_Supernovae_Ia,_Baryon_Acoustic_Oscillations,_Quasars,_and_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Giada_Bargiacchi,_Ma{\l}gorzata_Bogdan,_Aleksander_{\L}ukasz_Lenart,_Kazunari_Iwasaki,_Salvatore_Capozziello,_Bing_Zhang,_Nissim_Fraija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10030 |
宇宙論モデルとそのパラメータは広く議論されており、特にIa型超新星(SNeIa)によって得られるハッブル定数$H_{0}$の値と宇宙マイクロ波背景放射からのプランクデータとの間の矛盾の有無について議論されています。別の宇宙論モデルを考慮すると、この問題は軽減される可能性があります。したがって、ガンマ線バースト(GRB)やクエーサー(QSO)などの高赤方偏移プローブをバリオン音響振動(BAO)やSNeIaと組み合わせることが、これらの代替モデルの実行可能性を評価し、さらにキャストできるかどうかを評価するために重要です。ハッブル張力に光を当てます。この研究では、GRBについて、ピークプロンプト光度、X線プラトーの終わりの静止フレーム時間、およびそれに対応するX線の光度の間の3次元関係、つまり3Dダイノッティ基本平面関係を使用します。。QSOに関しては、2421個の光源のサンプルについて、UVおよびX線の明るさの間のRisaliti-Lusso関係を使用します。信頼できる統計手法を使用して選択と進化の影響を考慮して、QSOとGRBの両方の関係を修正します。ここでは、従来のガウス尤度($\calL_G$)と新しい最適尤度($\calL_N$)の両方を使用して、非フラット$\Lambda$CDMモデルとフラット$w$CDMモデルの宇宙論的パラメーターを推論します。。ガウス確率の代わりに新しい$\calL_N$尤度を適用すると、すべてのパラメータで不確実性が減少し、$H_{0}$に対して最大$35\%$が得られます。我々の結果は、暗エネルギーパラメータ$w$が$w<-1$に向かってシフトし、曲率密度パラメータが$\Omega_k<0$に向かってシフトしているものの、フラットな$\Lambda$CDMモデルと一致しています。
プランク PR4 データからの熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果の改良されたコンプトン パラメーター マップ
| Title |
An_improved_Compton_parameter_map_of_thermal_Sunyaev-Zeldovich_effect_from_Planck_PR4_data |
| Authors |
Jyothis_Chandran,_Mathieu_Remazeilles,_and_R._B._Barreiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10193 |
最新のPlanckリリース(PR4、NPIPEとも呼ばれます)のデータの低減されたレベルのノイズと体系性を利用して、新しい全天コンプトン$y$パラメーターマップ(以下、$y$マップ)を構築します。プランクPR4データからの熱スニヤエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果の解析。詳細な空のシミュレーションで最初に検証された、調整されたNeedletInternalLinearCombination(NILC)パイプラインが、$30$から$857$GHzの範囲の9つの単一周波数プランクPR4天空マップに適用され、PR4$y$マップが生成されます。空の98%。マップ比較、角度パワースペクトル、および一点統計を使用して、PR4NILC$y$-mapが以前のPR2リリースと比較して品質が向上していることを示します。新しい$y$マップは、スキャン方向の$1/f$ノイズに関連する大規模な縞模様のレベルが低下していることを示しています。銀河面に近い領域では、銀河の熱塵放出による残留汚染も低いことが示されています。小さな角度スケールでは、PR4$y$-mapでは熱雑音と宇宙赤外背景(CIB)放射による残留汚染がそれぞれ約7%と34%減少することがわかります。PR4NILC$y$マップは、熱SZ効果の天体物理学的および宇宙論的解析のために公開されています。
可能性のある暖かい暗黒物質モデルとしての WIMP 崩壊
WeaklyInteractingMassiveParticles(WIMP)は、標準の$\Lambda$CDMモデルにおいて長い間人気のCDM候補でした。ただし、過去10年間で実験感度が大幅に向上したため、SUSYベースのWIMPモデルの一部のパラメーター空間は除外されています。さらに、CDM粒子としてのWIMPは、小規模なスケールでは他の天体物理学的観測物とも矛盾します。これら両方の問題に対処するモデルを検討します。モデルでは、WIMPは巨大な粒子と放射線に崩壊します。我々は、このモデルの背景進化と一次摂動理論（連成アインシュタイン・ボルツマン方程式）を研究し、その力学が単一のパラメータ$r=m_L/q$によって捉えられることを示します。崩壊粒子の共運動運動量。関連する方程式を既存のボルツマンコードCLASSに組み込んで、物質パワースペクトルとCMB角パワースペクトルを計算します。減衰するWIMPモデルは非熱性の温暗黒物質(WDM)モデルに似ており、小規模で物質のパワーを抑制するため、CDMモデルを悩ませているいくつかの問題を軽減できる可能性があります。モデルの予測をCMB、銀河クラスタリング、およびhigh-zHIデータと比較します。これらのデータセットはどちらも$r\gtrsim10^6$を生成し、これを他のパラメーターの境界に変換できます。特に、WIMP$\sigma$と軽い質量$m_L$の自己消滅断面積に関する次の下限が得られます:$\sigma\gtrsim5\times10^{-44}\,\rmcm^2$と$m_L\gtrsim2.4\,\rmkeV$。$m_L$の下限は、熱的に生成されるWDM粒子の質量の制約に相当します。自己消滅断面積の制限により、安定したWIMPシナリオと比較して、利用可能なパラメーター空間が大幅に拡張されます。
非球面 ULDM の崩壊: コアとハローの質量関係の変動
| Title |
Aspherical_ULDM_Collapse:_Variation_in_the_Core-Halo_Mass_Relation |
| Authors |
Emily_Kendall,_Mateja_Gosenca,_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10340 |
超軽量暗黒物質(ULDM)は、冷暗黒物質(CDM)パラダイムに代わる興味深い代替手段です。構成粒子の質量が極めて小さいため($\sim10^{-22}$eV)、ULDMはキロパーセクスケールまでの量子効果を示すことができます。特に、ULDMハローの中心における暴走崩壊は量子圧力によって防止され、CDMの「コア・カスプ問題」に対する解決の可能性を提供します。ただし、ULDMコアの質量とハロー全体の質量との間の詳細な関係はほとんど理解されていません。AxioNyxを使用して、球面と非球面の両方の孤立したULDM過密度の崩壊をシミュレーションしたところ、崩壊したハローの中心コアが持続的な振動挙動を起こし、それがピーク密度と全体の形態の両方に影響を与えることがわかりました。コアの形態の変動は、初期の過密度の非球面性が増加するにつれて増加し、初期の非球面性の残存物は崩壊後も長く残ります。さらに、ピーク中心密度は球状構成の方が高くなります。その結果、天体物理学的に現実的なハローは、理論的なコアハロープロファイルからの大幅な逸脱を示す可能性があり、同じ質量のハローの特性には大きな差異があることが予想されます。
拡張非局所変動ガン・ピーターソン近似による赤方偏移空間におけるフィールドレベルのライマン・アルファ森林モデリング
| Title |
Field-level_Lyman-alpha_forest_modelling_in_redshift_space_via_augmented_non-local_Fluctuating_Gunn-Peterson_Approximation |
| Authors |
Francesco_Sinigaglia,_Francisco-Shu_Kitaura,_Kentaro_Nagamine,_Yuri_Oku,_Andr\'es_Balaguera-Antol\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10428 |
我々は、広く使用されている変動ガン・ピーターソン近似（FGPA）を拡張して、暗黒物質フィールドから赤方偏移空間のフィールドレベルでライマン・アルファ森林を予測するための改良された解析モデルを提案する。特に、宇宙のウェブ環境(ノット、フィラメント、シート、ボイド)への依存をモデルに導入し、それによって非局所的なバイアスを効果的に考慮します。さらに、赤方偏移空間歪みモデリングに速度バイアスの詳細な処理を含め、速度バイアスが宇宙の網に依存できるようにします。異なる環境では同じモデルパラメータに大きな違いがあるという証拠が見つかり、調査された設定では、単純な標準FGPAでは異なる宇宙の網の体制におけるライマンアルファ森林を適切に予測できないことが示唆されます。比較に使用する参照宇宙論的流体力学シミュレーションの概要統計を再現し、正確な平均透過束、確率分布関数、3Dパワースペクトル、およびバイスペクトルを生成します。特に、$\sim3\%$および$\sim0.1\%$から$k\sim0.4\,h\,{\までのライマンアルファフォレスト3Dパワースペクトルで最大偏差と平均偏差の精度を達成しています。rmMpc}^{-1}$、$\sim5\%$、$\sim1.8\%$から$k\sim1.4\,h\,{\rmMpc}^{-1}$まで。私たちの新しいモデルは、調査されたすべての要約統計量においてフィールドレベルでライマンアルファフォレストを予測するというこれまでの分析努力を上回っており、現在および今後の分析のコンテキストでの共分散行列推定のための高速で正確なモックの生成に役立つ可能性があります。ライマン・アルファ森林調査。
TESS が観測した既知の系外主星の変動
| Title |
Variability_of_Known_Exoplanet_Host_Stars_Observed_by_TESS |
| Authors |
Emilie_R._Simpson,_Tara_Fetherolf,_Stephen_R._Kane,_Joshua_Pepper,_Teo_Mocnik,_Paul_A._Dalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09687 |
系外惑星検出の直接的および間接的な方法はいずれも、潜在的な主星に関する詳細な知識に依存しています。このような恒星の特性評価は、惑星の特性を正確に抽出することを可能にするだけでなく、系外惑星系の構造の全体的な理解にも貢献します。この解析では、TESSプライムミッション中に観測された264個の既知の系外主星(337個の伴惑星を擁する)の測光を調べます。私たちは、これらの星の光度曲線における周期的な特徴を特定し、星の脈動とその自転周期との関連性を可能にし、星の変動性を公表されている惑星の公転周期と比較します。これらの比較から、系外惑星の検出に対する恒星の変動の影響を定量化し、系外惑星の検出は変動性の低い星に偏っているが、より大きな系外惑星が変光星の周りの系外惑星の集団を支配していることを確認しました。これらのシステムに代表される系外惑星検出方法は、注目すべき外れ値が存在するものの、主系列全体にわたる恒星のスペクトルタイプ間で異なります。さらに、TESSからのソースデータと主星の選択プロセスの両方にバイアスが存在し、最終的な集団における恒星と惑星の両方の特徴の表現に強い影響を与えます。また、主星の測光変動が、その系の惑星の挙動や特性に影響を与えるか、模倣するかどうかも判断します。これらの結果は、主星の挙動が系外惑星の特徴、特にその半径と大気の性質の観測方法にどのような影響を与えるのか、またその活動がどのように測定値を変化させたり、惑星の性質の進化に影響を与えたりするのかという文脈で議論されています。
回転により木星や他の巨大ガス惑星の対流混合が減少する
| Title |
Rotation_reduces_convective_mixing_in_Jupiter_and_other_gas_giants |
| Authors |
J._R._Fuentes,_Evan_H._Anders,_Andrew_Cumming,_Bradley_W._Hindman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09921 |
ジュノー宇宙船による木星の重力モーメントの最近の測定と土星の環の地震学は、これらの惑星の深部内部の原始組成勾配が形成以来持続していることを示唆しています。考えられる説明の1つは、惑星の外側対流帯の下に二重拡散階段が存在し、より深い層にわたる混合を妨げているということです。しかし、流体力学シミュレーションでは、これらの階段は長く続かず、対流のオーバーシュートによって中断される可能性があることが示されています。この論文では、惑星の自転が原始組成勾配の寿命のもう一つの要因である可能性があることを示唆しています。回転混合長理論と3D流体力学シミュレーションを使用して、回転によって対流速度と原始組成勾配の混合の両方が大幅に減少することを実証しました。特に、形成後の$t\sim10^{8}~\mathrm{yrs}$の木星の条件では、回転により対流速度が6分の1に減少し、その結果、混合に利用できる運動エネルギー束が1分の2に減少します。$6^3\sim200$の係数。これにより、回転を行わない場合に比べて、エントレインメントのタイムスケールが2桁以上長くなります。混合効率の低下により、木星と土星が完全に混合していない理由が説明できる可能性があるため、木星やその他の巨大ガス惑星の将来の流体力学モデルに高速回転を含めることを推奨します。
ホットジュピター位相曲線からの大気特性のベイジアン検索における 2D 温度モデルのテスト
| Title |
Testing_2D_temperature_models_in_Bayesian_retrievals_of_atmospheric_properties_from_hot_Jupiter_phase_curves |
| Authors |
Jingxuan_Yang,_Patrick_G.J._Irwin,_Joanna_K._Barstow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10249 |
通過する熱い木星の分光位相曲線は、複数の軌道位相でのスペクトル測定であり、複数の半球を調査する円盤平均スペクトルのセットを与えます。モデルの位相曲線を観測値に適合させることで、分子存在量、エアロゾル分布、熱構造などのホットジュピターの大気特性を制約することができ、それによってそのダイナミクス、化学、形成についての洞察が得られます。本研究では、近赤外位相曲線から情報を取得するために昼側と夜側から構成される新しい2次元温度スキームを提案し、そのスキームをHST/WFC3およびSpitzer/IRACによって観測されたWASP-43bの位相曲線に適用します。私たちのスキームでは、温度は夜側の等圧線では一定ですが、昼側の等圧線ではcos$^n$(経度/$\epsilon$)に応じて変化します。ここで、$n$と$\epsilon$は自由パラメータです。ベイジアン推論コードに結合された放射伝達コードNEMESISPYを使用して、すべての軌道位相を同時にフィッティングします。まず、GCMから生成された合成位相曲線を使用して取得スキームのパフォーマンスを検証し、2Dスキームが緯度方向に平均された熱構造を正確に取得し、H$_2$OとCH$_4$の存在量を制限できることを確認しました。次に、WASP-43bの観測された位相曲線に2Dスキームを適用すると、次のことがわかります。(1)日中の温度と圧力のプロファイルは経度によって大きく変化せず、反転もありません。(2)取得された夜間の気温は非常に低く、夜間の雲がかなり覆われていることを示唆しています。(3)H$_2$O体積混合比は$5.6\times10^{-5}$--$4.0\times10^{-4}$に制限され、$\でCH$_4$の上限を取得します。シム$10$^{-6}$。
中程度のスペクトル分解能積分場分光法による恒星に近い系外惑星の検出
| Title |
Detecting_Exoplanets_Closer_to_Stars_with_Moderate_Spectral_Resolution_Integral-Field_Spectroscopy |
| Authors |
Shubh_Agrawal,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Quinn_M._Konopacky,_Bruce_Macintosh,_Dimitri_Mawet,_Eric_L._Nielsen,_Kielan_K._W._Hoch,_Michael_C._Liu,_Travis_S._Barman,_William_Thompson,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Christian_Marois,_Jenny_Patience |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10362 |
動径速度調査では、巨大ガス惑星の人口が$3~\text{au}$付近でピークに達することが実証されていますが、最新の高コントラスト画像調査では、$\sim~10~\text{au}$を超える惑星のみに感度が得られています。。星からの角度が小さい場合の感度は、現在、点広がり関数の変動性によって制限されています。我々は、中程度の分解能の積分場分光器が、主星と比較して惑星の明確なスペクトル特徴を検出することにより、より小さな間隔（$\lesssim~0.3$秒角）で惑星をどのように検出できるかを実証します。W.M.ケック天文台のOSIRIS($R$\約$4000)を使用して、へびつかい座とおうし座の星形成領域にある20の若いターゲットの周囲で、この方法論による惑星探索の結果を提示します。われわれは、OSIRISが、0.05～0.3ドル秒角の範囲で、極端な補償光学系と非冗長マスキングを備えた高コントラストのコロナグラフィー装置を上回る性能を発揮できることを示します。概念の実証として、フィールドF2星HD148352の周囲で$\約0.92\%$の磁束比をもつ$\約0.1$インチの高コントラストM矮星の伴星の$34\sigma$の検出結果を示します。.私たちは、惑星と主星の信号が共同モデル化される中程度の解像度の積分場分光データの分析のために、オープンソースのPythonパッケージ、breadsを開発しました。回折された星光連続体は、スプラインモデルを使用して順方向モデル化されます。事前のハイパスフィルタリングや連続体正規化の必要性を排除します。このコードにより、線形ハイパーパラメータの解析的周辺化が可能になり、他のパラメータ(半径速度、実効温度など)の事後サンプリングが簡素化されます。この手法は、積分場に適用すると非常に強力であることが証明される可能性があります。JWSTのNIRSpecなどの分光器や、将来の超大型望遠鏡に搭載されるその他の初光計測器などです。
収集されたデブリ円盤のカタログ: 円盤と星/惑星間の特性、分類、および相関関係
| Title |
A_catalog_of_collected_debris_disks:_properties,_classifications_and_correlations_between_disks_and_stars/planets |
| Authors |
Peng-cheng_Cao,_Qiong_Liu,_Neng-Hui_Liao,_Qian-cheng_Yang,_Dong_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10364 |
私たちは、特性と分類(分解、惑星、ガス)情報を含む1095個のデブリディスクのカタログを収集しました。カタログから、612個の天体を含む偏りの少ないサンプルを定義し、円盤と星の間の相関関係を調べるために、それらの恒星と円盤の特性の分布を提示しました。その結果、破片の円盤はB型からM型の星まで広く分布している一方、惑星は主に太陽型の星の周囲に存在し、ガスは初期型の星の周囲で検出されやすく、分解された円盤は主にA型からG型の星まで分布していることが判明した。光度の割合は恒星の年齢とともに低下し、惑星は主に古い恒星の周囲で見つかったが、ガスで検出された円盤ははるかに若いものであった。1ベルト系と2ベルト系の冷たい成分の両方の塵の温度は、距離とともに上昇し、星の年齢とともに低下しました。さらに、デブリ円盤があるが惑星がない211個の星と、デブリ円盤と惑星がある35個の星からなる偏りの少ない惑星サンプルを定義したところ、デブリ円盤と惑星がある星は、デブリ円盤はあるが惑星がない星よりも高い金属量を持っていることがわかりました。破片の円盤と惑星を持つ35個の星の中で、円盤を持つ星と冷たい木星は年齢が10ミルから10ギル、金属度が-1.56から0.28で広く分布しているのに対し、他の3つのグループは古い(>4Gyr)傾向があることがわかりました。金属が豊富(>-0.3)。さらに、冷たい木星の離心率は、他の3種類の惑星(<0.3)よりも0～0.932の範囲で広く分布しています。
JWST 二次日食観測から TRAPPIST-1 b の大気の厚さを制約する
| Title |
Constraining_the_Thickness_of_the_Atmosphere_of_TRAPPIST-1_b_from_its_JWST_Secondary_Eclipse_Observation |
| Authors |
Jegug_Ih,_Eliza_M.-R._Kempton,_Emily_A._Whittaker,_Madeline_Lessard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10414 |
最近、岩石系系外惑星からの熱放出の最初のJWST測定が報告されました。TRAPPIST-1bの推定昼側輝度温度15$\μ$mは、この惑星には大気がなく、したがって夜側に熱を循環させる機構がないことと一致している。このレターでは、観測と一致する最大大気の厚さを定量化するために、TRAPPIST-1bの測定された二次日食の深さを一連の自己矛盾のない放射対流平衡モデルからの予測と比較します。表面圧力が0.01bar(0.1bar)を超えるもっともらしい大気(つまり、少なくとも100ppmCO$_2$を含む大気)は、背景の雰囲気の選択。1$\sigma$(3$\sigma$)で最大10bar(100bar)の厚い大気は、その大気中に中赤外波長範囲にわたって強力な吸収体が存在しない場合にのみ許可されますが、このようなシナリオは起こりそうにないと考えられます。さらに、さまざまな組成の裸岩惑星の発光スペクトルをモデル化します。さまざまなケイ酸塩表面が測定された日食深度と1$\sigma$以内で一致し、最もよく適合する灰色のアルベドは$0.02\pm0.11$であることがわかりました。我々は、12.8$\mu$mで計画されている二次日食観測は、TRAPPIST-1bの観測された高い輝度温度を検証するのに役立つが、一貫した大気シナリオと裸岩シナリオをさらに区別する可能性は低いと結論付けています。
ハッブル渦巻き列の質量と色依存性
古典的なハッブル螺旋シーケンスでは、腕の風の強さはバルジのサイズと相関関係があります。より大きな膨らみを持つSa型渦巻銀河も、最もしっかりと巻かれた渦巻を持っています。これに対する例外は長い間知られており、銀河動物園の形態を使用した最近の研究では、体積が限られたサンプルでは強い相関は見られませんでした。この研究ノートでは、銀河動物園サンプルのこの相関に対する銀河の質量と積分色の影響を調査し、より青く低い質量の渦巻は「予想される」相関関係を示していることがわかりましたが、より赤く、および/またはより小さい質量の渦巻きではわずかにマイナスになります。さらに巨大な渦巻銀河。
「ダスト・ジャイアント」: $z=1.38$ の巨大な塵に覆われた銀河における拡張した塊状の星形成
| Title |
"Dust_Giant":_Extended_and_Clumpy_Star-Formation_in_a_Massive_Dusty_Galaxy_at_$z=1.38$ |
| Authors |
Vasily_Kokorev,_Shuowen_Jin,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Georgios_E._Magdis,_Francesco_Valentino,_Minju_M._Lee,_Emanuele_Daddi,_Daizhong_Liu,_Mark_T._Sargent,_Maxime_Trebitsch,_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09709 |
NOEMACO(2-1)線とアルマ望遠鏡870$\mu$m連続体による$z=1.38$の主系列銀河の観測を紹介します。この銀河は当初、サブミリ連続体から得られるガス質量(log$(M_{\rmgas}/M_{\odot})=11.20\pm0.20$)に基づいて「巨大ガス惑星」として選択されました。しかし、CO(2-1)の明るさに由来するガス質量は、その赤方偏移における典型的な星形成銀河と一致する値までガス質量を低下させます(log$(M_{\rmgas}/M_{\odot})=10.84\pm0.03$)。それにもかかわらず、塵と星の質量比は依然としてスケーリング関係を5倍上回っています。私たちは潜在的な物理的状況を調査し、過小評価された星の質量と光学的に厚い塵を考えられる原因として考慮します。更新されたガスと恒星の質量比に基づいて、前者は除外されます。後者は塵の質量の過大評価に寄与する可能性がありますが、観測された物理的像を説明するにはまだ十分ではありません。その代わりに考えられる説明としては、強化されたHI貯留層、CO-ダークH$_2$ガス、異常に高い金属性、または光学的に暗いほこりっぽい汚染物質の存在が挙げられます。870$\mu$mのアルマ望遠鏡データと$HST$/ACSイメージングを組み合わせて使用すると、この銀河の静止系UVでダスト連続体の拡張した形態と塊状の星形成が見つかり、暫定的な$\sim10$kpcF814Wの画像では、銀河の中心と塊を橋渡しする塵のような腕が発見されています。この銀河は、より高い赤方偏移では、いわゆる$HST$暗黒銀河と同様の塵の遮蔽のレベルを示しており、$z>2$では、光学的に暗い/暗い$JWST$色選択に分類されるでしょう。したがって、私たちの天体は$HST$-dark集団のlow-$z$類似体として機能する可能性があります。この銀河は、連続体のみに基づくガス塊に対する警告として機能し、全体像を明らかにするにはより大きなサンプルが必要です。
初期の時代における塵の性質に関する実証的研究
| Title |
An_empirical_study_of_dust_properties_at_the_earliest_epochs |
| Authors |
Joris_Witstok,_Gareth_C._Jones,_Roberto_Maiolino,_Renske_Smit,_and_Raffaella_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09714 |
我々は、宇宙初期($4<z<8$)の17個の銀河のサンプルにおける塵連続体放射の特性について、十分にサンプリングされた遠赤外線(FIR)スペクトルエネルギー分布(SED)を用いて実証的に分析しました。文学。私たちは、近くの星形成銀河、発光赤外銀河(LIRG)、およびクェーサーのサンプルと自己矛盾なく比較することで、結果を文脈に位置づけます。2つの情報源を除いて、宇宙時間にわたる塵の放射率指数に大きな変化は見られず、$z>4$で$\beta_\text{IR}=1.8\pm0.3$という一貫した値が測定されており、有効な放射率が示唆されています。ほとんどの銀河では塵の性質は劇的に変化しません。同等の恒星の質量を持っているにもかかわらず、高赤方偏移銀河は、塵の温度の点でHERUSサンプルのLIRGに似ているか、それよりも極端であることがわかります($T_\text{dust}>40\,\mathrm{K}$)とIR光度($L_\text{IR}>10^{11}\,\mathrm{L_\odot}$)。LIRGとクェーサーはより効率的な、および/または追加の加熱機構を示す高温を示しますが、塵の温度は緩やかに高赤方偏移に向かって変化していることがわかりました。可能な場合は、星の質量推定値と推定された塵の質量を比較します。塵の温度による縮退は、十分に制約されたSEDでのみ緩和できます。ダストの発生量が超新星だけで説明できるケースはほんの半分で、4つの発生源($44\%$)は$M_\text{dust}\約0.01M_*$という非常に楽観的な発生量を大幅に上回っています。我々は、現在の赤外光で明るいサンプルを含む、高赤方偏移銀河のダスト特性の測定における、この明らかな矛盾と潜在的な観測バイアスの考えられる説明について議論します。
再電離中の水素21cm線のパワースペクトルにおける銀河形成モデルの特徴
| Title |
The_signature_of_galaxy_formation_models_in_the_power_spectrum_of_the_hydrogen_21cm_line_during_reionization |
| Authors |
Joseph_S._W._Lewis,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09721 |
中性水素の21cm線の観測は、宇宙の再電離と高赤方偏移の銀河集団に関する私たちの知識に革命を起こそうとしている。ただし、そのような情報を活用するには、堅牢で包括的な理論モデリングが必要です。私たちは、銀河形成に関する既存の3つの宇宙論的流体力学シミュレーション(Illustris、IllustrisTNG、およびEagle)を後処理することにより、21cm信号に対する流体力学および恒星およびAGNフィードバックを含む天体物理学的フィードバックプロセスの非線形効果を研究します。全体として、基礎となる銀河形成モデルが異なるにもかかわらず、3つのシミュレーションは全球の21cmの適正温度とそのパワースペクトルについて同様の予測を返します。固定赤方偏移では、ほとんどの差異は再電離の歴史の差異に起因し、ひいては恒星放射線源の蓄積の差異によって引き起こされます。ただし、天体物理学の影響は、いくつかのユニークな特徴を通じて21cmのパワースペクトルに刻み込まれています。まず、IllustrisとIllustrisTNGの間で小規模($k\geq10\,\rm{Mpc}^{-1}$)の大きな違いが見つかりました。ここでは、超新星フィードバックによって生成された高速の風が密度ピークを和らげ、21cm出力の低下につながっています。TNGで。第二に、イーグルでは中間スケール($k\約0.8\,\rm{Mpc}^{-1}$)でより多くの21cm出力が得られることがわかりました。これは、非常に効果的な恒星フィードバックによって駆動されるイオン化の違いが原因で、星形成の低下につながります。、より古くてより赤い恒星集団、したがって電離光度が低くなります。微妙ではありますが、これらの特徴により、他の再電離観測物と組み合わせて、21cm信号の将来の観測が可能になり、高い赤方偏移での銀河フィードバックの理論モデルを制約できる可能性があります。
ケンタウルス座銀河 (NGC 5128) の暗黒物質ハローが 40 kpc まで平坦化
| Title |
The_flattening_of_dark_matter_halo_of_Centaurus_A_galaxy_(NGC_5128)_out_to_40_kpc |
| Authors |
Tadeja_Ver\v{s}i\v{c},_Marina_Rejkuba,_Magda_Arnaboldi,_Ortwin_Gerhard,_Johanna_Hartke,_Claudia_Pulsoni,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09822 |
宇宙論的シミュレーションは、球面対称から逸脱する暗黒物質の形状を予測します。正確な形状は、シミュレーションの処方と暗黒物質とバリオンの相互作用によって異なります。この特徴は、惑星状星雲や球状星団(GC)で観測できる拡散銀河ハローで最も顕著です。これらのハロートレーサーの運動学的観測は、重力ポテンシャルを生成する質量の固有の三軸形状を裏付けています。NGC5128のハロートレーサーとしてのGCの離散軸対称モデリングを使用して、この近くの巨大な楕円銀河の全体的な質量分布を調査します。私たちのモデリングアプローチは、$c_{200}$、$(M/L)_{\star,B}$、および傾斜を制約します。NGC5128の扁長/三軸ハローを示す予備的な$M_{200}\sim1\times10^{12}$M$_\odot$と平坦化$q_{\mathrm{DM}}\sim1.3$を導出します。。
大マゼラン雲の拡散電離ガス
| Title |
The_Diffuse_Ionized_Gas_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
B._M._Smart,_L._M._Haffner,_K._A._Barger,_D._A._Ciampa,_A._S._Hill,_D._Krishnarao,_and_G._J._Madsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09829 |
大マゼラン雲(LMC)には、星間物質の広範囲にわたる温かい電離成分を追跡する広範囲のH$_{\alpha}$放出ハローがあります。ウィスコンシンH$_{\alpha}$マッパー(WHAM)望遠鏡を使用して、$l,b=(264\deg.5,\,-からLMCの周囲の広範な領域の最初の運動学\ha\調査を提示します。45\deg.5)$から$(295\deg.5,\,-19\deg.5)$、$+150\leqv_{lsr}\leq+390~kms^{-1}$をカバー。イオン化した水素が銀河全体に存在し、検出された中性水素の放出を数度超えて広がっていることがわかりました$(\log{\left(N_{\rmH_{~I}/\rmcm^{-2}}\right)\about18.3})$は現在の調査では21cmで追跡されました。中性ガスの柱密度構造と恒星の見通し深度をガイドとして使用すると、LMCのイオン化成分の上限質量はおよそ$M_\mathrm{ionized}\estimate(0.6-1.8)と推定されます。)\times10^{9}\,\mathrm{M}_{sun}$、これは同じ領域の中性原子ガスの総質量に相当します($M_\mathrm{neutral}\およそ0.75-0.85\)倍10^{9}\,\mathrm{M}_{sun}$)。原子相のみを考慮すると、$M_\mathrm{ionized}/M_\mathrm{ionized+neutral}$は、LMCとその拡張ハロー全体で46\%--68\%であることがわかります。さらに、LMCから$l,b\およそ(285\度,-28\度)$の位置で、リーディングアーム複合体として以前に特定された領域に広がる電離ガス雲が見つかりました。このガスはLMCと同様の視線速度で移動しており、$M_\mathrm{イオン化}/M_\mathrm{イオン化+中性}=$13\%--51\%となります。この研究は、SMCとマゼラン雲の拡張構造に関するこれまでの研究と組み合わせることで、暖かいイオン化ガスがマゼラン系の中性ガスと同じくらい質量があり、動的に重要であることを示唆し続けています。
California-X のハブにおける磁場とフィラメントの断片化
| Title |
Magnetic_Fields_and_Fragmentation_of_Filaments_in_the_Hub_of_California-X |
| Authors |
Eun_Jung_Chung,_Chang_Won_Lee,_Woojin_Kwon,_Mario_Tafalla,_Shinyoung_Kim,_Archana_Soam,_Jungyeon_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09949 |
JCMTSCUBA-2/POL-2とJCMTSCUBA-2/POL-2を用いて、カリフォルニア分子雲のX字型星雲に向けた850$\mu$m偏光と$\rmC^{18}O(3-2)$分子線の観測を発表します。ハープ楽器。850$\μ$mの発光は、観察された領域に規則的な間隔のコアの鎖を持つ2つの細長いフィラメント構造(Fil1とFil2)が含まれていることを示しています。フィラメントの単位長さあたりの質量を測定したところ、Fil1とFil2はそれぞれ熱的に超臨界と亜臨界ですが、非熱乱流を考慮するとどちらも未臨界であることがわかりました。Fil1とFil2のコアの平均投影間隔($\Delta\barS$)は、それぞれ0.13と0.16pcです。$\Delta\barS$は、古典的な円筒断片化モデルで予想される$4\times$フィラメント幅よりも小さいです。プランクによって示された大規模な磁場の配向は、Fil1とFil2の長軸に対して垂直ですが、JCMTの高分解能分極データから得られたフィラメントの磁場配向は乱れていますが、Fil1の磁場配向は長手方向の配向を持つ傾向があります。修正されたDavis-Chandrasekhar-Fermi(DCF)法を使用して、フィラメントの磁場強度($B_{\rmpos}$)を110$\pm$80および90$\pm$60$\mu$Gと推定しました。フィラメントの重力エネルギー、運動エネルギー、磁気エネルギーを計算したところ、磁気エネルギーの割合が両方のフィラメントで60%より大きいことがわかりました。私たちは、Tangetal.が示唆しているように、支配的な磁気エネルギーによってフィラメントが整列したコアに断片化される可能性があり、コア間隔が短くなったのは、フィラメントの傾斜した形状による投影効果、または無視できない影響による可能性があると提案します。、Fil1の場合は縦磁場。
NGC 4418 の埋もれた原子核の中央パーセクにある暖かい分子ガスを基本的な CO Ro 振動吸収で追跡
| Title |
Warm_Molecular_Gas_in_the_Central_Parsecs_of_the_Buried_Nucleus_of_NGC_4418_Traced_with_the_Fundamental_CO_Ro-vibrational_Absorptions |
| Authors |
Youichi_Ohyama,_Shusuke_Onishi,_Takao_Nakagawa,_Kosei_Matsumoto,_Naoki_Isobe,_Mai_Shirahata,_Shunsuke_Baba,_and_Kazushi_Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09959 |
私たちは、$4.67\μ$m付近の基本的な一酸化炭素(CO)の振動吸収の高分解能分光法を初めて使用して、近くの明るい赤外銀河NGC4418の内部埋没核を調査しました。この方法により、この核の熱い内部領域の物理的および運動学的特性を調べることができました。一連の非常に深い(部分的に飽和した)$^{12}$CO吸収線と中程度に深い(光学的に薄い)$^{13}$CO吸収線の両方を検出し、大きなカラム密度($N_\mathrm{H2}=)を推測しました。仮定すると、暖かい($T_\mathrm{ex}\simeq170$K)分子ガスの$5\mu$m光球)の前に(5\pm3)\times10^{23}$cm$^{-2}$が存在します。コンパクトな背景のMIR放射源によって照明された等温面平行スラブ。我々は、暖かいCO吸収体が中央熱源をほぼ覆い、それがガスと塵のコンパクトなシュラウド($d\sim100)の$5\μ$m光球($r=$数個の個所)の周りの内層であるとモデル化しました。$pc)。吸収線の幅($110$kms$^{-1}$)と体系速度からの小さな偏差($<10$kms$^{-1}$)は、暖かく乱流層と一致しています。半径方向のバルクモーションはほとんどありません。
変動ダイナモ飽和における磁気圧力の役割
rmsマッハ数$\mathcal{M}\約0.2、1.1$、$3$の乱流における変動ダイナモの磁気流体力学シミュレーションを使用して、磁気圧力力が超音速の流れにおけるダイナモの飽和において重要な役割を果たすことを示します。第一に、予期されたように、圧力が圧縮に対抗すると、密度と磁場強度の間の逆相関が亜音速流においても増加し、強力だがより稀な磁気構造から生じる逆相関が得られます。超音速の流れでは、より強い圧縮運動により、密度と磁場の強度は正の相関を維持し続けます。ただし、ダイナモが飽和すると、正の相関の程度は減少します。次に、亜音速の流れでは$\nabla\rho$と$\nablaB^{2}$の単位ベクトルが優先的に互いに逆平行であることがわかります。これは、圧縮に対抗する磁気圧力を示しています。この逆平行配列は、ダイナモ飽和時の遷音速および超音速の流れで持続します。ただし、圧縮運動によっても、これらの流れに平行な配列が出現します。最後に、ローレンツ力の成分と磁気エネルギーの成長と散逸のさまざまな源に対して行われる仕事を検討します。亜音速の流れでは力線の伸びの抑制がダイナモの飽和において支配的である一方、超音速の流れでは状況が異なることを示します。磁力線の伸張と圧縮の両方により、最初に磁場が増幅されます。しかし、磁力の圧力が増大すると、磁束のさらなる圧縮が妨げられ、ダイナモの飽和が支配的になります。
銀河の反中心に向かう3つの散開星団の運動学とダイナミクスを調査する
| Title |
Investigating_kinematics_and_dynamics_of_three_open_clusters_towards_Galactic_anti-center |
| Authors |
Geeta_Rangwal,_R._K._S._Yadav,_D._Bisht,_Alok_Durgapal_and_Devesh_P._Sariya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10001 |
我々は、GaiaDR3と地上の望遠鏡からの運動学的データと測光データを組み込むことにより、NGC1193、NGC2355、キング12という3つの散開星団の星団内の運動学と力学を提示します。固有運動データに基づいてクラスターメンバーを選択した後、クラスターの基本パラメーターと構造パラメーターが調査されます。我々は、銀河反中心の方向に太陽から4.45、1.97、3.34kpcの距離にあるクラスターを発見した。クラスターNGC1193の光度関数は平坦ですが、他の2つのクラスターのより暗い端に向かって進んでいます。私たちは、キング12の光度関数の低下を観察しました。3つの星団すべての質量関数の傾きは、サルピーターによって報告された太陽近傍とは異なり、NGC1193とNGC2355はより平坦で、キング12の値はサルピーターの値よりも高くなります。銀河団内の運動学は、キング12の星々が銀河円盤からの潮汐力によって外側に移動していることを示しており、これは銀河系内での銀河団の軌道をプロットすることで確認されました。NGC2355内の星は相対速度が小さくなって移動しており、平均相対運動はゼロです。これは、星団が収縮も蒸発もしていないことを意味します。NGC1193の銀河軌道は、NGC1193が銀河円盤からより遠くを周回しているため、銀河の潮汐力の影響が少ないことを示唆しています。
ライマン $\alpha$ 線の形状の多様性をシミュレートする
| Title |
Simulating_the_diversity_of_shapes_of_the_Lyman-$\alpha$_line |
| Authors |
Jeremy_Blaizot,_Thibault_Garel,_Anne_Verhamme,_Harley_Katz,_Taysun_Kimm,_L\'eo_Michel-Dansac,_Peter_D._Mitchell,_Joakim_Rosdahl,_Maxime_Trebitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10047 |
Ly$\alpha$線は遠方銀河の強力な探査機であり、Ly$\alpha$光子が散乱するガスの流入/流出に関する情報が含まれています。この探査機についての理解を深めるために、低質量($M_*\sim10^9M_\odot$)銀河のズームイン放射流体力学シミュレーションを後処理して、$から300方向の22500の模擬スペクトルを構築します。z=3$から4。驚くべきことに、我々は、1つの銀河が、分光観測されたLy$\alpha$線プロファイルの大きなサンプルの多様性を再現できることを示しました。ほとんどの模擬スペクトルは赤色のピークが優勢な二重ピークプロファイルを示しますが、その形状はピーク速度、ピーク分離、磁束比の点で大きなパラメーター空間をカバーします。この多様性は、ISMおよびCGMスケールでの放射伝達効果に由来し、銀河の傾斜と進化の段階に依存します。赤が優勢な線は、スターバースト後の流出中に正面方向に優先的に発生し、明るいです。逆に、降着相は通常、エッジオン方向に対称な二重ピークを生成し、より暗くなります。$<0.2\timesR_{\rmvir}$での共鳴散乱効果は赤色ピークの広がりと速度シフトの原因ですが、拡張されたCGMはスクリーンとして機能し、観察されるピーク分離に影響を与えます。観測されたLy$\alpha$プロファイルを再現し、その特性を銀河の物理パラメーターと結び付けるシミュレーションの能力は、Ly$\alpha$を使用して銀河の形成と進化を制御するメカニズムを制約するための新しい視点を提供します。特に、我々の研究は、より詳細なLy$\alpha$調査により、流入ガスを追跡する青色が支配的な線の新しい集団を明らかにする可能性があることを示唆しています。
Gaia DR3 と 2MASS からの測光データと天文データを使用した散開星団 NGC 5288 の詳細な研究
| Title |
A_deep_study_of_open_cluster_NGC_5288_using_photometric_and_astrometric_data_from_Gaia_DR3_and_2MASS |
| Authors |
Ritika_Sethi,_D._Bisht,_Geeta_Rangwal,_A._Raj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10099 |
この論文では、2MASSJHKSと最近リリースされたGaiaDR3の天文測光および測光データを使用して、十分に研究されていない散開星団NGC5288を調査します。赤経および赤経の平均固有運動は、それぞれ(-3.840+/-0.230)および(-1.934+/-0.162)mas/年と推定されます。また、色振幅図(CMD)を使用して、星団の年齢と距離を5億1000万+/-190百万円および2.64+/-0.11kpcとして導き出します。また、視差法を使用して距離を2.77+/-0.42kpcとして取得しました。星団方向の星間赤化E(B-V)は、((J-H),(J-K))色対色図を使用して0.45等と決定されます。主系列星の質量関数の傾きは、太陽質量1.0～2.7の質量範囲内で1.39+/-0.29であることがわかりました。これは、不確実性の範囲内でサルピーターの値と一致します。銀河軌道は銀河ポテンシャルモデルを使用して導出され、NGC5288が銀河中心の周りの円形の経路をたどることを示しています。
段階的銀河系外連続体 (T-RECS) シミュレーション II: HI 放射と連続体-HI 相互相関
| Title |
The_Tiered_Radio_Extragalactic_Continuum_(T-RECS)_simulation_II:_HI_emission_and_continuum-HI_cross-correlation |
| Authors |
Anna_Bonaldi,_Philippa_Hartley,_Tommaso_Ronconi,_Gianfranco_De_Zotti,_Matteo_Bonato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10175 |
この論文では、階層型電波銀河系外連続体シミュレーション(T-RECS)を拡張してHI放射を含めます。HIT-RECSモデルは、最新のHI質量関数推定に基づいており、HI質量を総積分HI光束に変換する処方と組み合わされています。さらに、線源のサイズ、形態、回転速度やHI線幅などの運動学をモデル化します。連続体T-RECSモデルが更新され、150MHzで利用可能なより深い数値カウントとの一致が改善されました。星形成銀河(SFG)のモデルも、星形成率(SFR)の最新の指標、つまり赤方偏移ではなく主に星の質量に依存する放射光度関係に従って修正されます。さらに、HI質量をT-RECS電波連続体SFGおよび活動銀河核(AGN)集団に関連付ける処方箋を紹介します。これにより、HIと連続体カタログ間の対応物を有意義に関連付けて、HI$\times$連続体シミュレーション観測を構築する方法が得られます。HIと連続体の両方におけるソースのクラスター化特性は、銀河を宇宙論的シミュレーションの暗黒物質ハローに関連付けることによって再現されます。当社は、疑似カタログのセットと、それらを作成するためのコードを提供します。これは、観測のシミュレーションや、平方キロメートルアレイ(SKA)などの既存および今後の無線設備による無線調査の結果の予測に使用できます。
NIHAOプロジェクトによるパンクロマティック銀河模擬観測
| Title |
Panchromatic_simulated_galaxy_observations_from_the_NIHAO_project |
| Authors |
Nicholas_Faucher,_Michael_R._Blanton,_Andrea_V._Macci\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10232 |
我々は、SEDモデリング技術の検証に適した、流体力学シミュレーションと放射伝達計算を使用して作成された、遠紫外から遠赤外までの銀河スペクトルエネルギー分布(SED)のシミュレーションを紹介します。SEDモデリングは、近くの銀河の観測から星形成の歴史を推測するために不可欠なツールですが、星の個体群、化学濃縮プロセス、および観測に対する塵の非線形で幾何学的依存性の影響についての理解が不完全であるため、困難を伴います。シミュレートされたSEDを使用すると、既知のグラウンドトゥルースを使用して銀河に対するこれらの推論の精度を評価できるようになります。SEDを作成するには、NIHAOスイートからのシミュレートされた銀河と放射伝達コードSKIRTを使用します。私たちは、色分布と近くの宇宙の銀河の軸比への依存性を使用して、さまざまなサブグリッド後処理レシピを探索し、それらを調整して検証します。近くの宇宙の銀河の色を統計的に再現するFUVからFIR測光を行うには、シミュレーションの時間的および空間的解像度の制限を軽減するサブグリッド後処理レシピが必要であることがわかりました。この論文では、サンプル銀河の分解された測光と空間的に統合されたスペクトルを、さまざまな視野角の範囲からそれぞれ公開します。私たちのシミュレーションでは、銀河ごとに減衰則に大きなばらつきがあり、特定の視野角からは塵の減衰と再放射の間のエネルギーバランスが最大3倍まで崩れる可能性があると予測されています。これらの特徴はSEDモデリングの精度に影響を与える可能性があります。。
電波干渉データのスペクトルスタッキング
| Title |
Spectral_Stacking_of_Radio-Interferometric_Data |
| Authors |
Lukas_Neumann,_Jakob_S._den_Brok,_Frank_Bigiel,_Adam_Leroy,_Antonio_Usero,_Ashley_T._Barnes,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Cosima_Eibensteiner,_Malena_Held,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_J\'er\^ome_Pety,_Erik_W._Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10240 |
銀河系外の研究では、ALMAやNOEMAなどの最新世代の(サブ)mm干渉計を使用しても、明るい低JCO遷移を超えた分子線発光のマッピングは依然として困難です。私たちは、HCN(1-0)、HCO+(1-0)、さらには外部銀河のより暗い線などの低強度分子線発光を回収するために文献で使用されているスペクトルスタッキング方法を要約し、テストします。目標は、干渉画像観察に適用した場合のスタッキング技術の機能と限界を研究することです。スペクトルスタッキングの中心的な考え方は、低いS/Nスペクトル線のスペクトルを、より暗い線(CO(1-0)や発光量21cm。次に、これらの整列されたスペクトルをコヒーレントに平均して、潜在的に高いS/Nスペクトルスタックを生成できます。ここでは、実際のCO観測に基づいて、さまざまなS/Nレベルで画像化されたシミュレートされた干渉計および総電力観測を使用します。干渉計データと総パワーデータを組み合わせた場合、スペクトルスタッキング技術により、高いS/N事前分布が検出される領域のほとんどで、低いS/Nレベルであっても積分強度を回復できることがわかります。ただし、低S/N発光の干渉計のみのデータをスタックすると、スタックではより暗い線からの発光が最大50%失われる可能性があります。この分析の重要な結果は、スペクトルスタッキング法により、低S/Nキューブの真の平均ライン強度を回復し、回復されたラインの統計的有意性を正確に測定できることです。この手法の適用を容易にするために、PyStackerと呼ばれるパブリックPythonパッケージを提供します。
銀河円盤内の遠方の星団の調査: 2,000 個の星団とその候補、および矮星銀河 IC10 を検出
| Title |
Survey_for_Distant_Stellar_Aggregates_in_Galactic_Disk:_Detecting_Two_Thousand_Star_Clusters_and_Candidates,_along_with_the_Dwarf_Galaxy_IC10 |
| Authors |
Zhihong_He,_Yangping_Luo,_Kun_Wang,_Anbing_Ren,_Liming_Peng,_Qian_Cui,_Xiaochen_Liu,_Qingquan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10269 |
ガイアからは10^9を超える星のデータがあるにもかかわらず、発見された星団と候補は10^4未満のみです。特に、遠方の星団は、大規模な消滅と遠距離によってもたらされる課題のため、ほとんど識別されません。しかし、ガイアのデータは改善を続けており、より暗い星団のメンバーも野星と区別できるようになりました。この研究では、DBSCANアルゴリズムに基づく星団探索方法を紹介します。私たちは、より暗く、より遠くにある星のクラスターを識別するのにより適したものにするために改良を加えました。既知のガイアベースの星団のメンバー星を削除した後、|b|<10度の天体2086個を特定しました。そのうち1488個は信頼性の高い散開星団で、候補569個、球状星団候補28個、不規則銀河IC101個も含まれています。銀河系の低緯度。IC10の固有運動は水メーザー観測と似ているものの若干異なることが分かり、これはガイアやVLBAとの比較にとって重要な結果となった。さらに、GaiaDR2/EDR3に出現する星団と比較すると、5kpc以上の距離でほぼ3倍の数の新天体が発見されており、その中にはAv>5等以上の天体も数百個含まれています。また、観測限界により検出が困難であった、10億年以上前の古いクラスターをより多く検出できるようになりました。私たちの発見は、遠隔クラスターのサンプルを大幅に拡大し、恒星集合体の研究におけるGaiaDR3データの限界についての理解を深めます。2085クラスターの完全な数値セットは、\url{https://nadc.china-vo.org/res/r101258/}で確認できます。
| Title |
Impact_of_radiative_cooling_on_the_magnetised_geometrically_thin_accretion_disk_around_Kerr_black_hole |
| Authors |
Indu_K._Dihingia,_Yosuke_Mizuno,_Christian_M._Fromm,_and_Ziri_Younsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09698 |
X線連星(XRB)におけるバーストのスペクトル状態遷移は、根底にある円盤の不安定性による質量降着率の上昇によって引き起こされると考えられています。最近の観察では、円盤風の特性がおそらくさまざまなスペクトル状態に関連していることが判明しましたが、その理論的基礎は非常に曖昧です。円盤の風と降着流のダイナミクスとの相関関係を理解するために、異なる降着率と磁場の強さで軸対称の薄い降着円盤の一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションを実行しました。私たちのシミュレーションは、力学と温度特性が降着速度と磁場の強さの両方に依存することを示しました。後に、これらの特性がスペクトル特性に大きく影響することがわかりました。さまざまなシミュレーションモデルの平均コロナ温度を計算しました。これは高エネルギーコンプトン放出と相関しています。私たちのシミュレーションモデルは、平均コロナ温度が降着速度と逆相関しており、降着速度は磁場の強さと相関していることを明らかにしています。また、降着率と磁場の強さが増加するにつれて、円盤風（ブランドフォード・ペイン円盤風）の構造化成分が優勢になることもわかりました。対照的に、降着速度と磁場の強さが減少するにつれて、円盤風の乱流成分($B_{\rmtor}$円盤風)が支配的になります。私たちの結果は、XRBのバースト中の円盤の巻きは、磁場の寄与が時間の経過とともに変化する場合にのみ理解できることを示唆しています（MAXIJ1820+070など）。
活況: GSN 069 の新しい QPE フェーズにより、QPE の静止光度閾値が明らかになる
| Title |
Alive_and_kicking:_A_new_QPE_phase_in_GSN_069_revealing_a_quiescent_luminosity_threshold_for_QPEs |
| Authors |
G._Miniutti,_M._Giustini,_R._Arcodia,_R._D._Saxton,_J._Chakraborty,_A._M._Read,_and_E._Kara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09717 |
X線の準周期的噴火(QPE)は、近くの銀河の核から激しく繰り返される軟X線バーストです。それらの物理的起源はまだほとんど拘束されておらず、これまでにいくつかの理論モデルが提案されています。ここでは、QPEが最初に発見された銀河核であるGSN069の最近のXMMニュートン観測の結果を紹介します。約2年間の空白の後、QPEがGSN069に再出現し、これまでよりもはるかに短い再発時間で区切られた2つの連続したQPEが検出されました。さらに、それらの強度とピーク温度は著しく異なっており、QPE現象学に新たな追加が加えられています。我々は、QPEが円盤からの放出成分に重ね合わされた追加の放出成分、または円盤放出自体の一時的な進化を表すと仮定して、すべてのXMM-Newton観測からのQPEスペクトル特性を研究します。前者のシナリオでは、QPEは、個々のQPEの進化中に2～3倍に拡大する領域からの黒体放射と一致しており、その半径はQPEピーク時の太陽のオーダーと同じです。代替の非加法的シナリオでは、QPEは静止状態のX線放射の6～30分の1の面積を持つ領域から発生し、最小の領域は最も熱く最も明るい噴火に対応します。QPEの再現により、太陽質量100万個のブラックホールのエディントン比0.4程度に相当する静止光度閾値以下でのみ噴火が存在することが明らかになりました。閾値を超えるQPEの消失は、QPEと静止温度の比が高い静止光度で1に近づくことによって引き起こされる可能性が高く、閾値を超えるとQPEの検出が不可能ではないにしても困難になります。QPEの物理的起源について提案されたモデルに関する結果の影響の一部について簡単に説明します。[要約]
単純対流降着流 (SCAF): コンパクト降着体の周囲の高温降着流の $\およそ-1$ の密度スケーリングを説明する
| Title |
Simple_convective_accretion_flows_(SCAFs):_Explaining_the_$\approx-1$_density_scaling_of_hot_accretion_flows_around_compact_accretors |
| Authors |
Wenrui_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09737 |
最近のシミュレーションでは、コンパクトな降着体への高温ガスの降着は、多くの場合、非常に乱流で円盤を持たないことが判明し、傾き$\alpha_\rho\about-1$を持つべき乗則の密度プロファイルを示しています。これらの結果は観測上の制約と一致していますが、放射効率の悪い降着流の既存の自己相似解とは一致しません。私たちは、単純対流降着流(SCAF)と呼ぶ、この新しい種類の降着流の理論を開発しました。私たちは一連の流体力学シミュレーションを使用してSCAFの最小限の例を提供し、主要な流れ特性を説明および予測するための分析理論を開発します。我々は、流れ内の乱流が対流によって局所的に駆動されていることを実証し、対流乱流のおおよその上下対称性と合わせて、半径方向の運動量バランスにより$\alpha_\rho=-1\pm~{\rmsome}が得られると主張します。~0.1ドル。経験的に、$\gamma\about5/3$の断熱流体力学流の場合、$\alpha_\rho\about-0.8$が得られます。結果として得られる降着率(ボンディ降着率に対する相対値)$\dotM/\dotM_{\rmB}\sim(r_{\rmacc}/r_{\rmB})^{0.7}$は一致しますSgrA*、M87*、および風力で供給される多数のSgXBで観測された降着率と非常によく一致しています。また、SCAFの特性は、冷却や磁場などの追加の物理的要素の影響を比較的受けにくいとも主張します。これは、さまざまな天体物理システムのシミュレーション全体での共通の外観を説明しています。
HAWC を使用した銀河ハロー内の暗黒物質の最適化された探索
| Title |
An_optimized_search_for_dark_matter_in_the_galactic_halo_with_HAWC |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Velazquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_E._Belmont-Moreno,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistran,_A._Carraminana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D{\i}az-Velez,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_N._Fraija,_J.A._Garc{\i}a-Gonzalez,_F._Garfias,_M.M._Gonzalez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_A._Iriarte,_V._Joshi,_G.J._Kunde,_J._Lee,_H._Leon_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart{\i}nez-Castro,_J.A._Matthews,_E._Moreno,_M._Mostafa,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_A._Peisker,_E.G._Perez-Perez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonzalez,_H._Salazar,_D._Salazar-Gallegos,_A._Sandoval,_J._Serna-Franco,_R.W._Springer,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Urena-Mena,_L._Villasenor,_X._Wang,_H._Zhou,_C._de_Leon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09861 |
銀河ハローは、間接的な暗黒物質検出の重要なターゲットです。高高度水チェレンコフ(HAWC)観測所は、メキシコ中央部にある高エネルギー(約300GeV～>100TeV)ガンマ線検出器です。HAWCは水チェレンコフ技術によって動作し、2srの広い視野と95%を超えるデューティサイクルの両方を備えているため、高度に拡張された線源の分析に最適です。私たちは、HAWCのこれらの特性と、拡張ソース用に最適化された新しいバックグラウンド推定技術を利用して、銀河ハローの広い領域で暗黒物質信号を調べました。このアプローチにより、質量10～100TeVの間の暗黒物質の消滅と崩壊に対する制約が改善されました。HAWCの視野の空間範囲が広いため、これらの制約は銀河暗黒物質の空間プロファイルの不確実性に対して堅牢です。
飛躍的な相対論的流れと M87 ジェット
パルサーとブラックホールからの相対論的風に対するプラズマ注入効果の支配的な重要性を指摘します。我々は、軽い円筒の外側では、螺旋磁場に沿って滑りながら磁気的に支配された流出が、ギャップ内でペア生成中に流れに刻印された非常に大きなローレンツ因子$\gamma_0\gg1$を伴って実際にほぼ放射状に移動することを実証した。より長い距離$r\geq\gamma_0(c/\Omega)$の場合のみ、MHD加速度$\Gamma\proptor$が引き継ぎます。その結果、ブランドフォード・ズナジェック(BZ)によって引き起こされる流出は、M87でのエッジが明るくなったジェットの観察とは対照的に、背骨が明るくなった画像を生成するでしょう。M87ジェットはBZ駆動ではないと結論付けます。その他の影響としては、(i)M87やCenAのような非ブレーザーAGNeからの放射の変動時間スケールは、BHスピン周期よりもはるかに短い可能性があります。(ii)このモデルは、明らかに非整列のAGNeにおけるブレーザーのような現象を説明します。(iii)ペア生成を伴うパルサーとブラックホールの磁気圏のPICシミュレーションでは、ペアに大きなローレンツ因子を注入する必要があります。これにより、静止時のペア注入と比較した場合、結果として生じる磁気圏と風の内部構造が大幅に変化します。(iv)このモデルは、クラブパルサー風におけるサイクロトロン吸収の問題を解決します。
最近、光子捕獲面の形成だけでは、妨げられないスーパーエディントン（SE）降着を保証するのに十分ではない可能性があることが示された。この発見を踏まえて、今回我々は、中性子星（NS）とブラックホール（BH）を取り囲む光学的に厚いスリムな降着円盤において、持続的かつ妨げられないSE降着が達成できるような条件を導出する。このために、移流支配の流れの自己相似グローバル動径速度表現の半解析的近似を計算します。降着流に対する相対論的ジェットの影響を無視すると、エディントン分数$\dot{m}\gtrsim1.5(\epsilon/0.1)^{3/5}$($\epsilon$は降着効率)が維持されることがわかります。SEの降着は、スピンに関係なく、BHの周囲のスリムな円盤で発生する可能性があります。$\epsilon>0.03$の場合、同じ条件がNSにも当てはまります。表面磁場の存在により、NSの磁気圏で円盤が切断される可能性があり、その結果、効率が低下し、その結果、条件が$\dot{m}>0.013\epsilon^{-19/31}$に変化する可能性があります。我々のアプローチは、降着円盤をホストするNSとBHの周囲では、持続的なSE降着がほぼ常に可能である可能性があることを示唆しています。
BL Lac VER J0521+211 の赤方偏移の抑制
| Title |
Constraining_the_redshift_of_BL_Lac_VER_J0521+211 |
| Authors |
Sarira_Sahu,_B._Medina-Carrillo,_G._S\'anchez-Col\'on,_Subhash_Rajpoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09935 |
BLLac天体VERJ0521+211のいくつかの超高エネルギー(VHE)フレアイベントの観測は、2009年から2014年にかけてVERITASとMAGICの共同研究によって報告されました。この発生源の赤方偏移は不確実であり、いくつかの分析により、その赤方偏移について異なる限界が導き出されています。光強電子モデルの枠組みで、3つの異なる銀河系外背景光(EBL)モデルを使用して、VERJ0521+211の7つの独立したVHEスペクトルを解析し、その赤方偏移の限界値を決定します。光陽電子シナリオが報告された観測結果に非常によく適合していることが観察されています。さらに、光強電子シナリオは、DominguezらのEBLモデルとともに、VERJ0521+211の赤方偏移zに最も制限的な制限を設けていることが観察されます:信頼水準(CL)区間から0.29<=z<=0.312シグマでは、より保守的な0.28<=z<=0.33、3シグマでは。
潮汐破壊現象における一般相対論的スリムディスクに対するスケール高微分の影響
| Title |
Impact_of_scale-height_derivative_on_general_relativistic_slim_disks_in_tidal_disruption_events |
| Authors |
T._Mageshwaran,_Kimitake_Hayasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09970 |
我々は、スーパーエディントン降着が極めて重要な役割を果たす潮汐破壊イベントによって動機付けられた、光学的に厚い移流支配領域における定常状態の一般相対論的（GR）スーパーエディントン降着流の数値モデルを構築する。私たちのモデルは、放射線による角運動量の損失と、GRスリムディスクの基本方程式におけるスケール高さの導関数を考慮に入れています。比較の目的で、放射線による角運動量の損失とスケール高さの導関数を無視する、放射線圧力支配的なGRスリムディスクの新しい解析ソリューションも提供します。スケール高微分値を基本方程式に組み込むことにより、放射圧力が向上することがわかりました。その結果、ディスクの内縁付近の面密度が減少する一方、ディスク温度とスケール高さが上昇し、軟X線波長帯のディスクスペクトルが明るくなります。特に、非常に高い質量降着率はスケール高微分の効果を大幅に高め、円盤全体に影響を与えます。対照的に、放射線駆動角運動量損失を含めても、スケール高微分を含めた場合と比較して、ディスク表面密度と温度にわずかな影響しか与えません。$\dot{M}/\dot{M}_{\rmEdd}\gtrsim2$のスケール高微分により、X線の明るさは大幅に増加します。さらに、回転していないブラックホールの増分は回転しているブラックホールの場合よりも大きく、$\dot{M}/\dot{M}_{\rmEdd}\では1桁の差が生じます。gtrsim100ドル。我々は、スケール高微分値をGRスリムディスクモデルに組み込むことが、ディスク構造とその結果としてのスペクトル、特に軟X線波長帯に影響を与えるため、非常に重要であると結論付けています。
フェルミ LAT で検出された FR-I 電波銀河のビーム効果
| Title |
The_beaming_effect_for_Fermi-LAT-detected_FR-I_radio_galaxies |
| Authors |
Xu-Hong_Ye,_Xiang-Tao_Zeng,_Dan-Yi_Huang,_Zhuang_Zhang,_Zhi-Yuan_Pei,_Jun-Hui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10102 |
ギガ電子ボルト(GeV)電波銀河に関する私たちの知識は、フェルミLAT望遠鏡によって革新され、GeV電波銀河の物理的性質を研究する絶好の機会を提供します。電波パワーと形態に応じて、電波銀河はファナロフ・ライリータイプI電波銀河(FR-Is)とタイプII電波銀河(FR-II)に分類できます。この論文では、FR-IとBLLacertaeオブジェクト(BLLacs)の統合を検討し、Fermi-LATで検出されたFR-Iのビーム効果を議論するためにFR-Iを標準キャンドルと仮定します。我々の主な結論は次のとおりです:(1)30個のFermi-LATで検出されたFR-Iの推定ドップラー係数は$\delta_{\rm{I}}=0.88-7.49$の範囲内です。30個のFR-Iの平均ドップラー係数($<\delta_{\rm{I}}>=2.56\pm0.30$)は、それ($<\delta_{\rm{BL}}>=10.28)より小さい\pm2.03$)は、Fermi-LATで検出された126個のBLLacのうち、FR-Iがより小さいドップラー係数を持つ位置ずれしたBLLacと見なされる統一モデルを裏付けています。(2)光子スペクトル指数$(\logL_{\gamma}-\alpha_{\rm{ph}})$に対する$\gamma$線光度のプロットにおけるFR-Iの異なる領域を提案します。異なるビーム効果を示す場合があります。(3)6TeVFR-Iの平均ドップラー係数は、24の非TeVFR-Iの平均ドップラー係数と類似しています。これは、TeVとGeVの放射の差がフェルミ領域のビーム効果によって引き起こされていないことを意味します。LATで検出されたFR-Iサンプル。
X線偏光分析によって制約されたMCG-05-23-16の高温コロナの形状
| Title |
The_geometry_of_the_hot_corona_in_MCG-05-23-16_constrained_by_X-ray_polarimetry |
| Authors |
D._Tagliacozzo,_A._Marinucci,_F._Ursini,_G._Matt,_S._Bianchi,_L._Baldini,_T._Barnouin,_N._Cavero_Rodriguez,_A._De_Rosa,_L._Di_Gesu,_M._Dovciak,_D._Harper,_A._Ingram,_V._Karas,_D._E._Kim,_H._Krawczynski,_G._Madejski,_F._Marin,_R._Middei,_H._L._Marshall,_F._Muleri,_C._Panagiotou,_P._O._Petrucci,_J._Podgorny,_J._Poutanen,_S._Puccetti,_P._Soffitta,_F._Tombesi,_A._Veledina,_W._Zhang,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_W._H._Baumgartner,_R._Bellazzini,_S._D._Bongiorno,_R._Bonino,_A._Brez,_N._Bucciantini,_F._Capitanio,_S._Castellano,_E._Cavazzuti,_C._T._Chen,_S._Ciprini,_E._Costa,_E._Del_Monte,_N._Di_Lalla,_A._Di_Marco,_I._Donnarumma,_V._Doroshenko,_S._R._Ehlert,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_J._A._Garcia,_S._Gunji,_J._Heyl,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_P._Kaaret,_F._Kislat,_T._Kitaguchi,_J._J._Kolodziejczak,_F._La_Monaca,_L._Latronico,_I._Liodakis,_S._Maldera,_A._Manfreda,_A._P._Marscher,_F._Massaro,_I._Mitsuishi,_T._Mizuno,_M._Negro,_C._Y._Ng,_S._L._O'Dell,_N._Omodei,_C._Oppedisano,_A._Papitto,_G._G._Pavlov,_A._L._Peirson,_M._Perri,_M._Pesce_Rollins,_M._Pilia,_A._Possenti,_B._D._Ramsey,_J._Rankin,_A._Ratheesh,_O._J._Roberts,_R._W._Romani,_C._Sgr\`o,_P._Slane,_G._Spandre,_D._A._Swartz,_T._Tamagawa,_F._Tavecchio,_R._Taverna,_Y._Tawara,_A._F._Tennant,_N._E._Thomas,_A._Trois,_S._S._Tsygankov,_R._Turolla,_J._Vink,_M._C._Weisskopf,_K._Wu,_F._Xie,_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10213 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)を用いて行われた、電波が静かな活動銀河核(AGN)MCG-05-23-16の2回目の観測について報告します。観測は2022年11月6日に開始され、正味観測時間は640ksで、部分的にNuSTAR(86ks)と同時でした。これらのデータを、2022年5月の最初のIXPEポインティング(XMM-NewtonおよびNuSTARと同時)で得られたデータと組み合わせると、2～8keVの偏光度$\Pi$=1.6$\pm$0.7(68%の信頼度で)がわかります。これは上限$\Pi$=3.2パーセント(99パーセントの信頼水準で)に相当します。次に、偏光結果を、さまざまなコロナ形状(球状街灯、円錐、スラブ、ウェッジ)を調査したMONKコードで得られたモンテカルロシミュレーションと比較します。さらに、傾斜角度の許容範囲がジオメトリごとにわかります。分光分析からの最適な傾斜値を考慮すると、ディスク軸に沿った円錐形のコロナは好ましくありません。
膝部の天の川における宇宙線伝播のモデル
我々は、天の川銀河における異方性宇宙線伝播の新しいモデルを提示する。このモデルでは、宇宙線が円盤内の個別の過渡光源から入射され、銀河磁場中を伝播する。私たちのモデルのフレームワークでは、宇宙線スペクトルが膝のエネルギーの周りで時間と空間に依存することを示します。銀河系の任意の場所、特に太陽系の位置にある1つまたはいくつかの近くにある最近の発生源が大きく寄与しています。私たちの銀河系における$\sim$PeV宇宙線の分布は非常に塊状で不均一であるため、より滑らかなGeV宇宙線の分布とは大きく異なることがわかりました。私たちの発見は、非常に高いエネルギーでの銀河ガンマ線とニュートリノの拡散束の計算と将来の解釈に重要な意味を持ちます。
不安定な宇宙線核が銀河円盤の低拡散領域を抑制する
| Title |
Unstable_cosmic-ray_nuclei_constrain_low-diffusion_zones_in_the_Galactic_disk |
| Authors |
Hanno_Jacobs,_Philipp_Mertsch_and_Vo_Hong_Minh_Phan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10337 |
さまざまな銀河ガンマ線源の付近の観測では、宇宙線の拡散率が最大3桁も局所的に抑制されていることが示されています。しかし、これらの低拡散ゾーンが宇宙線輸送の\emph{global}特性に及ぼす影響はほとんど理解されていません。ここで我々は、ホウ素と炭素の比率やベリリウム同位体の相対存在量などの宇宙線核比率は、そのような低拡散ゾーンの充填率に影響を受けやすいため、その測定値を使用して典型的なサイズとサイズを制限することができると主張します。そのような地域の年齢。私たちは、銀河円盤とハローにおける異なる拡散係数$\kappa_{\mathrm{disk}}$と$\kappa_{\mathrm{halo}}$を考慮した宇宙線輸送モデルの慎重なパラメーター研究を実行しました。それぞれ。ベリリウム同位体比に関するAMS-02実験の予備データを利用して、最適値$\kappa_{\mathrm{による円盤内の拡散係数の抑制に対する$3.5\sigma$の優先度を見つけます。ディスク}}/\kappa_{\mathrm{halo}}=0.20^{+0.10}_{-0.06}$。HELIX気球実験からの今後のデータにより、その重要性は$6.8\sigma$まで増加する可能性があると予測しています。粗視化アプローチを採用すると、ディスク内の低拡散ゾーンの充填率が$\sim66\,\%$であれば、このような強力な抑制が実現できることがわかりました。私たちは、拡散が抑制された領域の影響は通常想定されているよりも大きい可能性があり、銀河宇宙線輸送のモデルで考慮されるべきであると結論付けています。
広い波長範囲の高分散スペクトルを回転的に広げるためのシンプルなコード
| Title |
A_Simple_Code_for_Rotational_Broadening_of_Broad_Wavelength_Range_High-Dispersion_Spectra |
| Authors |
Adolfo_S._Carvalho_and_Christopher_M._Johns-Krull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09693 |
星や惑星などの回転体の高分散スペクトルでは、回転が線の広がりに大きく寄与し、場合によってはそれを支配します。高分散スペクトルの広い波長範囲を回転的に広げる簡単な方法を提案します。広がりは急速であり、スペクトル配列の長さに比例して拡大します。広い波長範囲の場合、この方法は一般的な畳み込みベースの拡張よりもはるかに高速です。このメソッドのコード実装は、公開されているリポジトリで提供されます。
LISA のエンドツーエンドのシミュレーションおよび分析パイプライン
| Title |
End-to-end_simulation_and_analysis_pipeline_for_LISA |
| Authors |
Bayle_Jean-Baptiste,_Hartwig_Olaf,_Lilley_Marc,_Hees_Aur\'elien,_Chapman-Bird_Christian,_Woan_Graham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09702 |
将来の宇宙ベースのミリヘルツ重力波検出器LISAによって生成されるデータには、重要な前処理が必要となり、科学の結果に影響を与える可能性があります。このような処理アルゴリズムの実現可能性を実証し、そのパフォーマンスと科学への影響を評価することが重要です。私たちは、最先端のシミュレーションとノイズ低減アルゴリズムを含むエンドツーエンドのパイプラインを構築しています。シミュレーションには、計測チェーン全体の詳細なモデルを含め、機器の性能と処理アルゴリズムに影響を与える主要な機能をキャプチャする必要があります。特に、これらのシミュレーションには、現実的な数値的に最適化された軌道を持つ基準系の適切な相対論的処理が初めて組み込まれています。オンボードクロックとクロック同期測定用のモデル。レーザーのロック、周波数計画、ドップラーシフトを含む、レーザー全体の周波数の適切なモデリング。オンボード処理の改善。これらのシミュレートされたデータを使用して、パイプラインが最も重要なノイズを削減し、同期された観測値を形成できることを示します。検証バイナリから信号を注入することにより、このより現実的な設定で良好なパラメータ推定が得られることを実証し、以前のLISAデータチャレンジの既存の結果を拡張します。
ピラミッド波面センサーの非線形性を軽減する
| Title |
Mitigating_the_Non-Linearities_in_a_Pyramid_Wavefront_Sensor |
| Authors |
Finn_Archinuk,_Rehan_Hafeez,_S\'ebastien_Fabbro,_Hossen_Teimoorinia,_Jean-Pierre_V\'eran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09805 |
ナチュラルガイドスタートの補償光学(AO)システムの場合、ピラミッド波面センサー(PWFS)は、従来のシャックハルトマンに比べて感度を大幅に向上させることができますが、その代償として直線範囲が減少します。線形再構成器を使用する場合、非線形性により波面推定誤差が生じ、AOシステムによって提供される画質に大きな影響を与える可能性があります。ここでは、さまざまな観察条件下でPWFSを通過する波面をシミュレートし、非線形機械学習モデルを使用して線形再構成よりも優れた波面誤差を推定できる可能性を検討します。軽量モデルでも大幅な改善が見られ、このアプローチをさらに調査する必要があることが強調されています。
エアシャワーラジオのシミュレーション -- 私たちが立っている場所と行く場所
大規模な空気シャワーからの電波放射のシミュレーションは、電波検出を成熟した競争力のある技術として確立する上で鍵となってきました。特に、顕微鏡的なモンテカルロシミュレーションは、放出の物理を非常に正確に記述することが証明されており、事実上すべての解析アプローチの中心となります。しかし、非常に傾斜したエアシャワー、クロスメディアシャワー、極端なアンテナ密度、高周波測定などの新しいアプリケーションでは、正確かつ効率的なシミュレーションに対して新たな課題が生じます。既存のシミュレーション手法の最先端をレビューし、さらなる改善が必要な箇所と、それをどのように達成できるかについて説明します。
ピエール・オージェ天文台の電波探知機 -- 現状と期待される性能
| Title |
The_Radio_Detector_of_the_Pierre_Auger_Observatory_--_status_and_expected_performance |
| Authors |
Tim_Huege_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10104 |
ピエール・オージェ天文台で進行中のAugerPrimeアップグレードの一環として、1,660の地表検出ステーションのそれぞれに、30～80MHz帯域の広範な空気シャワーからの無線信号を測定する短い非周期負荷ループアンテナを配備しています。天文台のこの新しい電波検出器を使用すると、$\sim65^\circ$より大きい天頂角を持つ傾斜した空気シャワーの電磁カスケード内のエネルギーを測定することができます。次に、水チェレンコフ検出器は、傾斜した空気シャワーのミュオン成分の実質的に純粋な測定を実行します。したがって、両方を組み合わせることで、アップグレードされた天頂角の質量組成感度が高い天頂角まで拡張され、最高エネルギーでの質量感度測定の空の範囲が拡大すると同時に、確立された天文台の性能をクロスチェックできるようになります。追加の測定技術を備えた検出器。この寄稿では、電波探知機の概念と設計の概要を説明し、その現在の状態と最初に配備された局からの初期結果について報告し、詳細なエンドツーエンドのシミュレーション研究によって予想される性能を示します。
ユークリッドの準備。 XXIX。宇宙船内の水の氷 パート I: 氷の形成と汚染の物理学
| Title |
Euclid_preparation._XXIX._Water_ice_in_spacecraft_part_I:_The_physics_of_ice_formation_and_contamination |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_M._Schirmer_(1),_K._Th\"urmer_(2),_B._Bras_(3),_M._Cropper_(4),_J._Martin-Fleitas_(5),_Y._Goueffon_(6),_R._Kohley_(7),_A._Mora_(8),_M._Portaluppi_(3),_G._D._Racca_(3),_A._D._Short_(3),_S._Szmolka_(3),_L._M._Gaspar_Venancio_(3),_M._Altmann_(9_and_10),_Z._Balog_(9),_U._Bastian_(9),_M._Biermann_(9),_D._Busonero_(11),_C._Fabricius_(12_and_13),_F._Grupp_(14_and_15),_C._Jordi_(12_and_16_and_13),_W._L\"offler_(9),_A._Sagrist\`a_Sell\'es_(9),_N._Aghanim_(17),_A._Amara_(18),_L._Amendola_(19),_M._Baldi_(20_and_21_and_22),_C._Bodendorf_(14),_D._Bonino_(11),_E._Branchini_(23_and_24),_M._Brescia_(25_and_26),_J._Brinchmann_(27),_S._Camera_(28_and_29_and_11),_G._P._Candini_(4),_V._Capobianco_(11),_C._Carbone_(30),_J._Carretero_(31_and_32),_M._Castellano_(33),_S._Cavuoti_(26_and_34),_et_al._(181_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10107 |
分子汚染は宇宙飛行におけるよく知られた問題です。水は最も一般的な汚染物質であり、極低温光学システムのさまざまな特性を変化させます。氷が多すぎると、ユークリッドの校正要件と科学の目標を達成できないことを意味します。その後、Euclidを熱的に除染する必要がありますが、これは長くて危険なプロセスです。凍結した光学系がデータにどのような影響を与えるのか、またいつ除染が必要になるのかを理解する必要があります。これは適切な校正および調査計画を立てるために不可欠ですが、天体物理宇宙調査の文脈での包括的な分析はこれまで行われていませんでした。この論文では、十分に文書化されたガス放出記録を持つ他の宇宙船を検討し、薄い氷の膜の形成をレビューします。Euclidでは、非晶質の氷と結晶質の氷が混在することが予想されます。それらの表面トポグラフィーは、基質と水、および水と水の界面の競合するエネルギーニーズに依存しており、現在の理論では予測することが困難です。走査型トンネル顕微鏡と原子間力顕微鏡の画像を使ってそれを説明します。汚染を推定するための工業用ツールが存在しており、その不確実性を理解する必要があります。拡散係数と昇華係数に関してかなりの知識誤差が見つかり、これらのツールの精度が制限されています。私たちはEuclidで汚染率を計算するための水輸送モデルを開発し、業界の推定値とほぼ一致することがわかりました。宇宙シミュレータでのEuclid飛行ハードウェアのテストでは、汚染信号は検出されませんでした。飛行中の校正観測はさらに高感度になります。私たちは、光学系上の氷の量とユークリッドのデータに対する影響との間の関連性を理解する必要があります。おそらく他の宇宙船は簡単に除染できるため、より深い理解の必要性がなくなっているため、この関連性に関する研究はほとんどありません。2番目の論文では、分光測光データに対する氷の光学系のさまざまな影響を定量化します。
ガンマ線天文学用のコード化されたマスク計測器
コード化されたマスク機器は、過去40年間にわたって高エネルギー天文学で使用されており、将来の硬X線/低ガンマ線望遠鏡の設計は、広い視野にわたって適度な角度分解能を達成する必要がある場合、依然としてこの技術に基づいています。特に、現在盛んになっているタイムドメイン天体物理学の分野に特化した観測に適しています。しかし、これらのシステムは実際には2段階の撮像装置であり、記録される画像は撮像された物体とは大きく異なり、空の画像の再構成においてデータ処理が重要な役割を果たすため、一般の天文学者にはどういうわけか馴染みがありません。ここでは、高エネルギー天文学に適用されるこれらの光学システムの概念、いくつかの有用な公式を含む基本的な再構成方法、およびシステム設計の関数として期待および観測される性能の傾向を紹介します。私たちは歴史的発展を振り返り、宇宙天文学における主要な成功した実装と将来のプロジェクトの関連するいくつかの例の説明とともに、宇宙飛行されたコード化マスク機器を思い出します。
観測宇宙論のための高度なデータ分析: 銀河間媒体の研究への応用
| Title |
Advanced_Data_Analysis_for_Observational_Cosmology:_applications_to_the_study_of_the_Intergalactic_Medium |
| Authors |
Guido_Cupani,_Giorgio_Calderone,_Stefano_Cristiani,_Francesco_Guarneri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10182 |
遠方の光源への視線に沿った吸収特性の分析は、観測宇宙論にとって非常に貴重なツールであり、銀河間/銀河周囲の媒体の物理的および化学的状態についての直接的な洞察を与えます。このような取り組みには、バックグラウンドビーコンとして明るいQSOにアクセスできること、および再現可能な方法で情報を抽出するためのソフトウェアツールが利用できることが必要です。この記事では、QUBRICSプロジェクト内で双方向で得られた最新の結果を紹介します。南半球でこれまで知られていなかった何百ものQSOを検出するために機械学習技術がどのように適用されたか、また最先端のソフトウェアがどのように使用されたかについて説明します。QSFitやAstrocookなどの機能がターゲットの分析に統合され、次の時代の観測に新たな可能性が開かれました。
WISE 赤外線データに基づく深層学習アプリケーション: 星、銀河、クエーサーの分類
| Title |
Deep_Learning_Applications_Based_on_WISE_Infrared_Data:_Classification_of_Stars,_Galaxies_and_Quasars |
| Authors |
Guiyu_Zhao,_Bo_Qiu,_A-Li_Luo,_Xiaoyu_Guo,_Lin_Yao,_Kun_Wang_and_Yuanbo_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10217 |
Wide-fieldInfraredSurveyExplorer(WISE)は、空全体で何億もの発生源を検出しました。ただし、WISE多色空間の縮退と、その2つの最長波長バンドパスの検出レベルが低いため、それらを確実に分類することは大きな課題です。この論文では、深層学習分類ネットワークであるIICnet(赤外線画像分類ネットワーク)は、より正確な分類目標を達成するためにWISE画像からソースを分類するように設計されています。IICnetはWISEソースの特徴抽出に優れた能力を示します。実験により、IICnetの分類結果が他のいくつかの方法よりも優れていることが実証されました。銀河については96.2%、クエーサーについては97.9%、恒星については96.4%の精度が得られ、IICnet分類器の曲線下面積(AUC)は99%以上に達します。さらに、赤外線画像の処理におけるIICnetの優位性は、VGG16、GoogleNet、ResNet34、MobileNet、EfficientNetV2、およびRepVGGとの比較で実証されており、パラメーターが少なく、推論が高速です。上記は、IICnetが赤外線源を分類する効果的な方法であることを証明しています。
暗黒エネルギー分光装置用のクエーサースペクトルテンプレートのパフォーマンス
| Title |
Performance_of_the_Quasar_Spectral_Templates_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
Allyson_Brodzeller,_Kyle_Dawson,_Stephen_Bailey,_Jiaxi_Yu,_A._J._Ross,_A._Bault,_S._Filbert,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_David_M._Alexander,_E._Armengaud,_A._Berti,_D._Brooks,_E._Chaussidon,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_K._Fanning,_V._A._Fawcett,_A._Font-Ribera,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_K._Honscheid,_S._Juneau,_R._Kehoe,_T._Kisner,_Anthony_Kremin,_Ting-Wen_Lan,_M._Landriau,_Michael_E._Levi,_C._Magneville,_Paul_Martini,_Aaron_M._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_N._Palanque-Delabrouille,_W.J._Percival,_F._Prada,_C._Ravoux,_C._Saulder,_M._Siudek,_Gregory_Tarl\'e,_B._A._Weaver,_S._Youles,_Zheng_Zheng,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10426 |
何百万ものクェーサーのスペクトルが暗黒エネルギー分光装置(DESI)によって収集され、既知のクエーサーの数が4倍に増加することになります。DESIが観測する最も高い赤方偏移($z>2.0$)で測定される宇宙論的パラメーターに対する制約を厳しくするには、高精度のクエーサー分類が不可欠です。DESIの1年目のデータリリースでは、クエーサーの識別と赤方偏移推定のためのスペクトルテンプレートを紹介します。クエーサーテンプレートは、SloanDigitalSkySurveyからのスペクトルに基づいてトレーニングされた2つのクエーサー固有スペクトルセットで構成されています。これらのセットは、別々ではあるが重複する赤方偏移範囲にわたって観察されたクェーサーのスペクトル変動を再構築するために特化されており、一緒に$0.05<z<7.0$のDESIクェーサーを識別することができます。新しいクエーサーテンプレートは、壊滅的な故障率、赤方偏移の精度と正確さ、クエーサーの完全性、最終クエーサーサンプルの汚染率に関して、以前のDESIクエーサーテンプレートに比べて大幅な改善を示しています。
ASAS-SN、Gaia、APOGEE による 50,000 個の斑点星の研究から得られた 7 つのクラスの回転変数
| Title |
Seven_Classes_of_Rotational_Variables_From_a_Study_of_50,000_Spotted_Stars_with_ASAS-SN,_Gaia,_and_APOGEE |
| Authors |
Anya_Phillips,_C.S._Kochanek,_Tharindu_Jayasinghe,_Lyra_Cao,_Collin_T._Christy,_D.M._Rowan,_and_Marc_Pinsonneault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09715 |
$\textit{Gaia}$DR3とSDSSAPOGEE調査からの距離、恒星の特性、およびバイナリティーのプローブを使用して、ASAS-SN調査からの$\sim50,000$回転変数の特性を調べます。それらは振幅が大きく、以前に研究された$\textit{Kepler}$回転子よりも広い周期範囲に及びます。我々は、それらが主系列星からなる3つのグループ(MS1、MS2s、MS2b)と巨星からなる4つのグループ(G1/3、G2、G4s、およびG4b)に分かれていることを発見した。MS1星はゆっくりと回転しています(10～30日)。温度範囲が限られた単一星である可能性があります。MS2の星は、クラフトブレイクまでの下部主系列にまたがる、より急速に（数日）回転する単一星です。MS1とMS2の間には明らかな周期ギャップ(または最小値)があり、$\textit{Kepler}$サンプルの低温で見られるものと同様です。MS2b星は、数日周期で潮汐ロックされた連星です。G1/3星は、斑点が多く、潮汐力がロックされたRSCVnで、周期は数十日です。G2星は、明るさが低く、斑点が多く、周期が$\sim10$日の潮汐ロックの亜亜巨星です。G4星はG1/3およびG2と中間の明るさを持ち、自転周期が遅く(100日に近い)、ほぼ確実にすべて合体残骸です。G4b星は、G4と同様の回転周期と明るさを持っていますが、準同期的に回転する連星で構成されています。これらのグループのいずれと、グループごとに作成された測光双星の対照サンプルとの間で、非常に幅広い連星伴星の存在を示す指標に違いは見られません。
GlobULes-V。 UVIT/AstroSat による NGC 362 の恒星集団の研究: 球状星団内のブルーラーカーの検出
| Title |
GlobULeS-V._UVIT/AstroSat_studies_of_stellar_populations_in_NGC_362:_Detection_of_Blue_Lurkers_in_a_Globular_Cluster |
| Authors |
Arvind_K._Dattatrey,_R._K._S._Yadav,_Gourav_Kumawat,_Sharmila_Rani,_Gaurav_Singh,_Annapurni_Subramaniam,_Ravi_S._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09723 |
われわれは、AstroSat紫外線画像望遠鏡(UVIT)を使用して、銀河球状星団NGC362内で低質量および極低質量白色矮星(ELMWD)伴星を持つ4つの青い潜んでいる星を発見したことを報告します。私たちは、UVIT、UVOT、GAIAEDR3、および2.2mESO/MPI望遠鏡からのデータを使用して、FUVで明るいMS星の多波長スペクトルエネルギー分布(SED)を分析しました。2成分SEDモデルのフィッティングにより、低質量WDとELMWDがそれぞれ2つずつ、4つの青い潜伏者の仲間として見つかります。2つの低質量WDの実効温度、半径、光度、質量は(35000,23000)K、(0.04,0.05)Rsun、(1.45,0.22)Lsun、および(0.2,0.2)Msunです。一方、2つのELMWDは(14750,14750)K、(0.09,0.10)Rsun、(0.34,0.40)Lsun、および(0.18,0.18)Msunです。クラスター内の青い潜伏者の位置は、それらが低密度環境におけるケースA/Bの物質移動メカニズムを介して発生したことを示しています。これは、球状星団の伴星として低質量WDとELMWDを持つ青い潜んでいる者の最初の検出です。伴星冷却年齢は400万年未満であり、これはそれらが最近形成されたことを示唆しています。これらのバイナリシステムは、クラスターの最近のコア崩壊が原因で発生した可能性があります。
左のリンギング: ベテルギウスは赤色超巨星の対流爆発、モード切り替え、質量放出の間の関係を明らかにする
| Title |
Left_Ringing:_Betelgeuse_Illuminates_the_Connection_Between_Convective_outbursts,_Mode_switching,_and_Mass_Ejection_in_Red_Supergiants |
| Authors |
Morgan_MacLeod,_Andrea_Antoni,_Caroline_D._Huang,_Andrea_Dupree,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09732 |
最も近い赤色超巨星であるベテルギウスは、2020年初頭に前例のないレベルまで減光しました。この星は、この大減光エピソードから、典型的な約400日の脈動周期が半分になり、約200日の新たな支配期間を伴って出現しました。この減光現象は、表面質量放出によるものと考えられている。この放出では、上昇する物質が星の大気中に衝撃を与え、物質の一部が放出され、星が分子や塵を形成する際に部分的に見えなくなる。この論文では、流体力学シミュレーションを使用して、ベテルギウスの活発な対流エンベロープ、表面質量の放出、およびその後の脈動モードの切り替えの間の関係を明らかにします。星の乱流のエンベロープ内でまれに、しかし自然に生成される異常に熱い対流プルームは、上昇して表面から解放され、表面質量放出となる湧昇を引き起こす可能性があります。また、上昇プルームは星の脈動の位相コヒーレンスを破壊し、より深い層が収縮しても表面は膨張し続けます。これにより、星全体が同期して膨張および収縮する400日の基本振動モードから、放射状の節が逆位相で移動するエンベロープの内部と外部を分離する200日の第1倍音への切り替えが行われます。私たちは、星の対流運動が倍音振動を弱め、ベテルギウスは今後5～10年以内に以前の400日の基本モード振動に戻ると予測しています。ベテルギウスは、その表面が分解され、前例のない詳細な特徴付けにより、大質量星の進化の後期段階における一時的な表面質量放出への扉を開きます。
太陽風の磁気スペクトルに対する球面偏光の影響
| Title |
Effect_of_Spherical_Polarization_on_the_Magnetic_Spectrum_of_the_Solar_Wind |
| Authors |
Corina_Dunn_(1_and_2),_Trevor_Bowen_(1),_Alfred_Mallet_(1),_Samuel_Badman_(3),_Stuart_Bale_(2_and_1)_((1)_Space_Sciences_Laboratory,_University_of_California,_Berkeley,_USA_(2)_Physics_Department,_University_of_California,_Berkeley,_USA_(3)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_Cambridge,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09763 |
太陽風の磁気変動は、球面偏光の大振幅アルフエン波と一致する形で磁場の大きさを一定に維持することがしばしば観察されます。我々は、パーカー太陽探査機によって20$R_\odot$と200$R_\odot$の間で観測された磁気変動の統計的調査を通じて、磁気スペクトル指数に及ぼす球面偏光の影響を調査した。球面偏光からの逸脱、つまり$|\mathbf{B}|$(圧縮ゆらぎ)と1次元不連続性の変化が、乱流ゆらぎのスケーリング挙動に劇的な影響を与えることがわかりました。浅い$k^{-3/2}$スペクトルは一定の磁場強度の三次元構造でのみ観察されることを示し、これを大振幅のAlfv\'en波として識別します。圧縮変動の存在は、$k^{-5/3}$までのスペクトルの急峻化と同時に発生します。変動が不連続性によって支配されている場合、$k^{-2}$に近づくより急峻なべき乗則スケーリングが観察されます。太陽に近い変動は最も球面偏光していることが判明しており、この球面状態が太陽風の発生の基本であることを示唆している。太陽からの距離が増すにつれて、変動は三次元的ではなくなり、より圧縮的になることがわかり、これはアルフヴェの平衡状態の崩壊を示している可能性があります。
コロナ質量放出の移動時間を予測するための物理学主導の機械学習
| Title |
Physics-driven_machine_learning_for_the_prediction_of_coronal_mass_ejections'_travel_times |
| Authors |
Sabrina_Guastavino,_Valentina_Candiani,_Alessandro_Bemporad,_Francesco_Marchetti,_Federico_Benvenuto,_Anna_Maria_Massone,_Roberto_Susino,_Daniele_Telloni,_Silvano_Fineschi,_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10057 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽コロナから太陽圏へのプラズマと磁場の劇的な放出に対応します。CMEは、活動する太陽を特徴付ける物理的メカニズムに関与しているため、科学的に関連性があります。しかし、最近では、CMEは磁気嵐と相関しており、太陽エネルギー粒子の流れの生成を誘発する可能性があるため、宇宙天気への影響で注目を集めています。この宇宙天気のフレームワークにおいて、本論文では、CMEの移動時間の予測に対する物理学主導の人工知能(AI)アプローチを紹介します。このアプローチでは、決定論的な抗力ベースのモデルを利用して、2つのニューラルネットワークのカスケードのトレーニングフェーズを改善します。リモートセンシングと現場データの両方が供給されます。この研究は、AIアーキテクチャで物理情報を使用すると、移動時間予測の精度と堅牢性の両方が大幅に向上することを示しています。
SRFキャビティによる暗黒光子暗黒物質の探索：最初のスキャン結果
| Title |
SRF_Cavity_Searches_for_Dark_Photon_Dark_Matter:_First_Scan_Results |
| Authors |
Zhenxing_Tang,_Bo_Wang,_Yifan_Chen,_Yanjie_Zeng,_Chunlong_Li,_Yuting_Yang,_Liwen_Feng,_Peng_Sha,_Zhenghui_Mi,_Weimin_Pan,_Tianzong_Zhang,_Yirong_Jin,_Jiankui_Hao,_Lin_Lin,_Fang_Wang,_Huamu_Xie,_Senlin_Huang,_Jing_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.09711 |
我々は、新しいデータ解析戦略を使用して暗黒光子暗黒物質のスキャン検索を実行するための、調整可能な超伝導高周波空洞の最初の使用法を紹介します。私たちは、$2$Kの温度の液体ヘリウムに埋め込まれた空洞の共振周波数を機械的に調整し、$1.3$GHzを中心とする$1.37$MHzの周波数範囲にわたって暗い光子の質量をスキャンしました。超伝導高周波空洞の約$10^{10}$という非常に高い品質係数を利用することにより、我々の結果は、除外パラメータ空間のかなりの部分、特に暗い光子と電磁石の間の運動学的混合係数に関して、これまでで最も厳しい制約を示しています。光子$\epsilon$、$\epsilon<2.2\times10^{-16}$の値が得られます。
双曲散乱における自力への周波数領域アプローチ
シュヴァルツシルト時空の固定散乱測地線上のスカラー電荷に作用する自力を計算するための周波数領域法を開発します。既存の周波数領域手法は、制限された軌道に合わせて調整されていますが、いくつかの理由により、ここでは不十分です。散乱問題では連続スペクトルを考慮し、数値的に評価するのが難しいゆっくりと収束する動径積分を扱い、コンパクトにサポートされた場合にのみ機能する「拡張均一解」の標準的な自力法が適用できないことに直面しなければなりません。ソース。これらの問題のそれぞれに順番に取り組み、その後、スカラー場の逆反応による散乱角に対する自力補正を計算する完全な数値実装を示します。当社では、既存の時間領域の結果との比較に基づいたテストだけでなく、さまざまな内部検証テストを実行しています。私たちの手法の利点と残された限界について議論し、今後の研究の方向性を概説します。
現象学者のための重力ポジティブ: 湿地帯のダークゲージボソン
| Title |
Gravitational_Positivity_for_Phenomenologists:_Dark_Gauge_Boson_in_the_Swampland |
| Authors |
Katsuki_Aoki,_Toshifumi_Noumi,_Ryo_Saito,_Sota_Sato,_Satoshi_Shirai,_Junsei_Tokuda,_Masahito_Yamazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10058 |
重力の肯定限界は、量子重力理論内の低エネルギー有効理論に定量的な「湿地」制約を与えます。現象学的モデル構築への応用に興味がある人を対象に、これについて包括的に説明します。限界を導出する実践的なレシピを提示し、現実的なモデルに関連する微妙な点について説明します。例として、ヒッグス/セントケルベルグ機構における大質量ゲージ粒子の散乱の正の限界を研究します。高エネルギーでの重力振幅に関する特定の仮定の下で、下限$m_{V}を取得します。ゲージボソン質量$m_V$上の\gtrsim\Lambda_\mathrm{UV}^2/gM_\mathrm{Pl}$、ここで$g$はゲージ場$M_\mathrm{Pl}$の結合定数ですは換算プランク質量、$\Lambda_\mathrm{UV}$は有効場理論の紫外線カットオフです。この限界は、巨大なゲージボソンを含む新しい物理モデルを強く制約する可能性があります。
$f(R,T)$ 重力下で冷却する白色矮星
最近、Ia型超新星の過剰光と過光の両方の驚くべき観測が明らかになりました。これらの奇妙な観察は、チャンドラセカールの限界を超えることを示唆するだけでなく、冷却速度などの祖先の物理的特性の潜在的な変化を示唆する可能性もあります。これは、今度は、彼らの一時的な評価に影響を与え、これらの興味深い観察に対する説得力のある説明を提供する可能性があります。この精神に基づき、ここでは最も単純なモデル$f(R,T)=R+\lambdaT$を使用して$f(R,T)$重力下での白色矮星の冷却プロセスを調査します。ここで$\lambda$はモデルですパラメータ。我々のモデリングは、白色矮星の冷却タイムスケールがモデルパラメータ$\lambda$と逆の関係を示すことを示唆しており、これは初期条件が同一であれば、重力$f(R,T)$にある白色矮星の方がより速く冷却することを意味します。これは、$f(R,T)$重力の領域では、$\lambda$が増加するにつれて白色矮星のエネルギー放出率が増加することをさらに明らかにします。さらに、白色矮星の光度は$\lambda$にも依存し、$\lambda$の上昇は光度の増幅につながり、その結果、一般相対性理論においてより大きな白色矮星は、白色矮星と同等の光度を示すことができることも報告します。$f(R,T)$重力下にある小型の白色矮星。
超軽量ボソン暗黒物質粒子の質量と Sgr A* の周りの S2 星の動きの境界
| Title |
Bounding_the_mass_of_ultralight_bosonic_Dark_Matter_particles_with_the_motion_of_the_S2_star_around_Sgr_A* |
| Authors |
Riccardo_Della_Monica,_Ivan_de_Martino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10242 |
暗黒物質は、不明ではあるものの、標準的な宇宙論モデルの基本的な構成要素の1つであることは間違いありません。冷たい暗黒物質の最も有望な候補粒子であるWIMPを検出できなかったことは、実際に実行可能な代替粒子の探索への道を開くものであり、質量$\sim10^{-21}$eVの超軽量ボソン粒子は、最も有力な粒子の1つである。励ます。N体シミュレーションは、そのような粒子がビリアル化銀河ハローの最深部でソリトンコアを形成し、それが特徴的な$\sim$kpcド・ブロイスケール上の内部量子圧力によって支えられることを示した。銀河系では、このハロー領域は、超大質量ブラックホールいて座A*の周りを周回するS星によって探査することができ、そのような孤立核の存在を明らかにし、最終的にはボーソン質量$m_\psi$の境界を明らかにすることができる。モンテカルロマルコフ連鎖アルゴリズムを使用して、S2の予測軌道運動を公開データと比較し、ボーソン質量の上限$m_\psi\lesssim3.2\times10^{-19}$eVを95%に設定します。信頼レベル。他の銀河探査機や宇宙論的探査機と組み合わせると、私たちの制約はボソン質量の許容範囲を95%の信頼度で$(2.0\lesssimm_\psi\lesssim32.2)\times10^{-20}$eVに縮小するのに役立ちます。これは、超軽量ボソン暗黒物質の質量の精密測定への道を開きます。
GW170817 からの放射減衰アクシオンに対するマルチメッセンジャーの制約
| Title |
Multimessenger_Constraints_on_Radiatively_Decaying_Axions_from_GW170817 |
| Authors |
Melissa_Diamond,_Damiano_F.G._Fiorillo,_Gustavo_Marques-Tavares,_Irene_Tamborra,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10327 |
2つの中性子星の合体で生成される準安定超大質量中性子星は、$\mathcal{O}(100)$~MeV光子に放射崩壊するアクシオンを大量に生成することができます。これらの光子は、$1\rm\,MeV$より小さい特性温度を持つ火の玉を形成する可能性があります。CALETCGBM、Konus-Wind、およびInsight-HXMT/HEによるGW170817/GRB170817AのX線観測に基づいて、$1$～$400\,\の範囲のアクシオン質量に対するアクシオン-光子結合に関する新しい限界を提示します。rmMeV$。$5\times10^{-11}\,\rmGeV^{-1}$までの結合を除外し、既存の制約を補完し、超えます。私たちのアプローチは、光子に崩壊する弱く相互作用するあらゆる粒子に拡張できます。
