| Title |
Coupled_Multi_Scalar_Field_Dark_Energy |
| Authors |
J._Alberto_V\'azquez,_David_Tamayo,_Gabriela_Garcia-Arroyo,_Isidro_G\'omez-Vargas,_Israel_Quiros,_Anjan_A._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11396 |
この論文の主な目的は、宇宙の暗黒エネルギーの候補としてマルチスカラー場の成分とその観測上の制約を提示することです。我々は二次ポテンシャルを持つ正準クインエッセンス場とファントム場から始めて、現在の宇宙論的観測を満たすためにはより複雑なモデルを念頭に置く必要があることを示します。次に、Quintomモデルと呼ばれる2つのフィールドの組み合わせに対するいくつかの意味を示します。我々は2種類のモデルを考慮します。1つは真髄ポテンシャルとファントムポテンシャルの合計であり、もう1つはフィールド間の相互作用項を含みます。相互作用項によって1つの自由度を追加すると、ダイナミクスが大幅に強化され、$\と比較して$-2\ln\Delta\Like_{\rmmax}=5.13$の適合性が向上する可能性があることがわかりました。ラムダ$CDM。結果として得られる有効な状態方程式は仮想分割線を横切ることができるようになり、場合によっては相互作用値に応じて振動または不連続な動作を示します。スカラー場モデル(クインテッセンス、ファントム、クイントム、相互作用クイントム)のパラメーター制約は、宇宙クロノメーター、超新星Ia、バリオン音響振動データを使用して実行されました。そしてモデルのパフォーマンスを比較するために対数ベイズ係数が計算されました。単一のスカラーフィールドが深刻な問題に直面する可能性があるため、より複雑なモデル、つまり複数のフィールドが必要になる可能性があることを示します。
DarkAI: I. AI を使用した暗黒物質の大規模密度場のマッピング
| Title |
DarkAI:_I._Mapping_the_large-scale_density_field_of_dark_matter_using_AI |
| Authors |
Zitong_Wang,_Feng_Shi,_Xiaohu_Yang,_Qingyang_Li,_Yanming_Liu_and_Xiaoping_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11431 |
私たちは、暗黒物質ハローの赤方偏移空間分布から暗黒物質密度場を再構成する深層学習技術を開発します。私たちはUNetアーキテクチャのニューラルネットワークを実装し、COLA高速シミュレーションを使用してトレーニングに成功しました。これは、ボックスサイズ$500h^{-1}{\rm{に$512^3$粒子を含むN体シミュレーションの近似です。Mpc}}$.結果として得られるUNetモデルを、トレーニングのようなテストサンプルを使用するだけでなく、$1000h^{-1}{のボックスサイズに$6144^3$の粒子を含むJiutianシミュレーションなどの典型的なN体シミュレーションも使用して評価します。\rm{Mpc}}$、および異なる宇宙論を持つELUCIDシミュレーション。3つのシミュレーションの実空間暗黒物質密度場は、$k=0.1$および$0.3~h\mathrmで1\%および10\%レベルで相互相関パワースペクトルをわずかに減少させるだけで、すべて一貫して復元できます。それぞれ{Mpc^{-1}}$です。再構成が赤方偏移空間の歪みの補正に役立ち、トレーニングサンプル({\bfPlanck2018})とテストサンプル({\bfWMAP5})の間の異なる宇宙論の影響を受けないことは明らかです。さらに、速度と潮汐場を回復するためにUNetで再構築された密度場の適用をテストしたところ、線形バイアスモデルに基づく従来のアプローチよりも優れたパフォーマンスを示し、相関勾配で12.2パーセントの改善と21.1パーセントの減少を示しました。予測速度と実際の速度の間のばらつき。その結果、私たちの方法は非常に効率的であり、トレーニングセットを超えた優れたレベルの外挿信頼性を備えています。これにより、豊富な銀河調査データから3次元の基礎となる密度場を決定する最適なソリューションが提供されます。
21cm グローバル信号エミュレータを備えた EDGES および JWST
21cmの全球信号は、最初の天体物理学的物体の特性や、天体物理学および宇宙論的パラメーターを制約できる構造形成プロセスを明らかにするための重要な探査機です。このようなパラメータの情報を抽出するには、統計解析のために21cmのグローバル信号を効率的に評価する必要があります。まず、21cmのグローバル信号を予測するための人工ニューラルネットワークベースのエミュレータを開発しました。これは、大幅に少ない計算コストと高精度で機能します。次に、エミュレータを適用して、公開されているEDGESローバンドデータを使用して、ベイジアン分析に基づくパラメータ推定を実証します。結果は、フォアグラウンドモデル、ノイズの仮定、および解析で使用される周波数範囲の影響を受けやすいことがわかります。ベイジアンの証拠は、高次の多項式関数と強化されたノイズを備えたモデルが好ましいことを示唆しています。また、EDGESの低帯域データから提案されたモデルと、$z=16$における銀河の光度関数の最近のJWST測定からのモデルを比較します。$z\about15$で21cmの吸収線を生成するモデルは、$z=16$で観測された視感度関数の中心値とよく一致していることがわかります。
Photo-zSNthesis: 深層学習による Ia 型超新星の光曲線から赤方偏移推定値への変換
| Title |
Photo-zSNthesis:_Converting_Type_Ia_Supernova_Lightcurves_to_Redshift_Estimates_via_Deep_Learning |
| Authors |
Helen_Qu,_Masao_Sako |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11869 |
今後の測光調査では、分光資源の能力を大幅に上回る数万個のIa型超新星(SNeIa)が発見される予定です。分光情報がない場合にこれらの観測の科学的成果を最大化するには、測光情報のみを使用してSN赤方偏移などの重要なパラメーターを正確に抽出する必要があります。我々は、マルチバンド超新星の光曲線から完全な赤方偏移確率分布を予測するための畳み込みニューラルネットワークベースの手法であるPhoto-zSNthesisを紹介します。これは、シミュレートされたSloanDigitalSkySurvey(SDSS)とVeraC.RubinLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)の両方でテストされました。)データと観測されたSDSSSNe。我々は、シミュレーションと実際の観測の両方において、既存の方法による予測に比べて大幅な改善を示し、また選択効果による課題である赤方偏移に依存するバイアスを最小限に抑えています。マルムキストバイアス。この方法で生成されたPDFは十分に制約されており、測光SNeIaサンプルの宇宙論的制約力を最大化します。
データ駆動型アプローチによる系外惑星の居住可能性の評価: 包括的な文献レビュー
| Title |
Assessing_Exoplanet_Habitability_through_Data-driven_Approaches:_A_Comprehensive_Literature_Review |
| Authors |
Mithil_Sai_Jakka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11204 |
系外惑星の探査と研究は依然として天文学研究の最前線にあり、科学者はこれらの天体が生成する膨大で複雑なデータをナビゲートするための方法論を継続的に革新し洗練することが求められています。この文献のレビューは、この領域内の新たな傾向と進歩を明らかにすることを目的としており、特に系外惑星の検出、分類、視覚化と、ますます重要になっている機械学習と計算モデルの間の相互作用に焦点を当てています。この探求の領域を巡る私たちの旅は、この分野で注意深く選ばれた15冊の独創的な論文の包括的な分析から始まります。これらの論文はそれぞれ系外惑星研究の異なる側面を表しており、集合的にこの分野の現状について多次元の視点を提供します。これらは、天文データの分析と解釈によってもたらされる課題を克服するための機械学習技術の革新的な応用に関する貴重な洞察を提供します。このレビューでは、サポートベクターマシン(SVM)の応用からディープラーニングモデルまで、系外惑星研究で採用されている幅広い機械学習アプローチが要約されています。このレビューはまた、これらの論文内のデータが織りなす物語を解き明かし、この分野の勝利と苦難を詳述することを目指しています。これは、ケプラーやTESSなどの多様なデータセットへの依存度が高まっていること、および系外惑星の検出および分類モデルの精度向上が求められていることを浮き彫りにしています。この物語は、重要なポイントと洞察で終わり、研究の糸口をまとめて、この分野が進む方向についての一貫した全体像を提示します。したがって、この文献レビューは学術的な探求としてだけでなく、私たちの宇宙の近隣を理解する探求における科学的発見と革新の物語としても役立ちます。
複数の粒径による流動不安定性による微惑星形成
キロメートルサイズの微惑星は、さまざまなサイズの小石から形成されます。粒子成長予測から予想される、現実的なピークサイズ分布から始まる流動不安定性の最初のシミュレーションを紹介します。私たちの3D数値シミュレーションは、小石雲の重力崩壊を通じて微惑星を直接形成します。複数の粒径を持つモデルは、空間的に異なるダスト集団を示します。サイズ分布における最小の粒子は、塵の質量の残りの約80%によって形成されるフィラメントや微惑星の形成には関与しません。これは、小惑星や彗星に組み込まれた小石のサイズカットオフを意味します。観察ではこの塵の塊を解決することはできません。しかし、我々は、凝集が光学的深さの影響と組み合わさることでダスト質量の大幅な過小評価を引き起こす可能性があり、流れの不安定性が活発な場合には中程度の光学的深さであっても20%～80%多くのダストが存在することを示した。
ギャップを埋める：重力的に不安定な円盤は巨大ガス惑星の種を形成できるのか？
星周円盤は自己重力の期間が短く、円盤の不安定性の影響を受けやすいと考えられますが、この間に惑星形成の種が蒔かれる可能性があります。円盤の断片化により、広い軌道間隔で大きな巨大ガス惑星が形成される可能性があると長い間議論されてきたが、惑星形成パラダイムにおける円盤の地位は、特に大きな巨大ガス惑星や褐色矮星を形成する傾向によって妨げられている。私たちは代わりに、巨大な惑星の種を形成する可能性のある塵の重力崩壊を通じて、巨大な円盤内で惑星の形成が初期に起こる可能性があることを示唆しています。これは、ガス円盤が重力によって崩壊して巨大ガス前駆体になることを通じて惑星の形成が考慮される、自己重力円盤の通常の図とは異なります。核降着シナリオの場合のように、最初に核が形成され、その後ガスが降着するという意味ではよく知られています。しかし、自己重力円盤内の塵の重力崩壊から$\sim1M_{\oplus}$の種子を形成することにより、従来の成長障壁を克服し、$10^5$年の数倍以内に惑星を形成する可能性が存在します。。小石の降着はセンチメートルサイズの塵の場合に最も効率的ですが、ミリメートルサイズの降着でもミル内に形成される可能性があります。したがって、塵がこれらのサイズまで成長することができれば、非常に若い巨大な円盤内で惑星の種が形成されると、惑星形成の時間スケールが大幅に短縮され、若い円盤で観察されたリングとギャップの構造を説明できる可能性があります。
通過タイミング変動からの惑星 K2-21b および K2-21c の質量導出
| Title |
Mass_Derivation_of_planets_K2-21b_and_K2-21c_from_Transit_Timing_Variations |
| Authors |
Maryame_El_Moutamid,_Kevin_B._Stevenson,_Billy_Quarles,_Nikole_K._Lewis,_Erik_Petigura_Daniel_Fabrycky,_Jacob_L._Bean,_Diana_Dragomir,_Kristin_S._Sotzenvand_Michael_W._Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11359 |
系外惑星の検出にはさまざまな間接的な方法が使用されていますが、最も効果的で正確な方法の1つはトランジット法です。これは、系外惑星が親星の前を通過するときに、特定の星の周期的な減光の明るさを測定します。複数の通過惑星を含む系の場合、惑星間の重力の摂動はそれらの通過時間に影響を与えます。通過時間の違いにより、惑星の質量と軌道離心率を測定することができます。これらのパラメーターは、システムの形成、進化、安定性を推測するのに役立ちます。通過タイミング変動(TTV)を使用して、比較的明るいK7矮星K2-21を周回する2つの惑星の質量と離心率を測定します。これら2つの惑星は測定可能なTTVを示し、公転周期はそれぞれ約9.32日と15.50日、周期比は約1.66で、5:3の平均運動共振に比較的近い値です。K2-21系の内惑星と外惑星は、その質量が1.59^{+0.52}_{-0.44}M_Eと3.88^と推定されており、水素とヘリウムが優勢な大気の存在と一致する性質を持っていることを報告する。{+1.22}_{-1.07}M_Eと密度はそれぞれ0.22^{+0.05}_{-0.04}rho_Eと0.34^{+0.08}_{-0.06}rho_E(M_Eとrho_Eは質量と密度です)それぞれ地球）。私たちの結果は、内惑星は外惑星よりも密度が低いことを示しています。ケプラー105、LTT1445、TOI-175、ケプラー279系など、直感に反する系外惑星系ももう1つあります。
オソス: XXVII。天王星と海王星の間の理論的に安定したケンタウロスの個体数推定
| Title |
OSSOS:_XXVII._Population_Estimates_for_Theoretically_Stable_Centaurs_Between_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Rosemary_C._Dorsey,_Michele_T._Bannister,_Samantha_M._Lawler,_Alex_H._Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11412 |
天王星と海王星の間の理論的に安定したケンタウルス軌道の集団の上限を計算します。これらの小さな天体は、$\sim$24.6auと$\sim$25.6auを中心とする長半径の2つの特定の帯の低離心率、低傾斜軌道上にあります。これらは、以前に発表された数値積分において、異常に長いGyr安定寿命を示し、これは典型的なケンタウロスの寿命よりも桁違いに長い。最近の太陽系調査の範囲と深さが増しているにもかかわらず、そのような天体は見つかっていません。外部太陽系起源探査(OSSOS)探査シミュレータを使用して、完全に特徴付けられた調査のアンサンブルにおけるこれらの天体の検出効率を計算すると、絶対等級$H_{r}\leq10$($95\%$信頼上限)が検出されないままになる可能性があります。今後のレガシー時空調査(LSST)は、黄道面を完全にカバーするため、この固有集団全体を検出できるようになります。もし検出されれば、これらの天体は、動的にアクセス可能な興味深いミッション目標となるだろう。特に、安定したケンタウロスの軌道位相空間といくつかの現代の惑星移動シミュレーションの結果との比較は、これらの天体が本質的に原始的なものに近い可能性があることを示唆しているからである。
アルファ流星の昔と今: 見過ごされていた微小流星体の個体群を発掘する
「$\alpha$-meteoroid」という用語は、特定の動的特性を持つ微小流星体のグループを表すために導入されました。これは、$\beta$-meteoroidsのグループと並んで、第1世代の信頼できる流星体のグループによって識別されました。惑星間空間の現場塵探知機。近年、微妙に、しかし決定的に変更された定義の下で、$\alpha$-meteoroidという用語が再び頻繁に使用されるようになりました。この研究は、この用語の元の意味と新しく確立された意味との間の矛盾に注意を向けさせ、この用語が説明するために使用されていた現在見落とされている助詞のグループに焦点を当てます。私たちは、$\alpha$-流星体という用語に関する過去および現在の関連文献をレビューし、考えられる発生源に関して最初に言及された粒子のダイナミクスを評価し、それらの形成が黄道雲の衝突粉砕の予期された結果であることを示しました。太陽中心距離が短い。元の$\alpha$流星体は本質的に「束縛された$\beta$流星体」であるため、太陽系内部のあらゆるその場塵実験に関連するものとなっている。しかし、用語の意味が変化したため、現代の研究では考慮されていません。この粒子集団の特徴付けは、黄道帯の最も内側の雲の処理を解明する可能性があるため、今後のその場での塵実験の目的となるはずである。$\alpha$-隕石という用語の曖昧さは簡単には解決されないため、今後は細心の注意と明確化が必要です。
彼女の 14 の惑星系: 動径速度と天文法から見た伴質量と構造
| Title |
The_14_Her_Planetary_System:_Companion_Masses_and_Architecture_from_Radial_Velocities_and_Astrometry |
| Authors |
G._F._Benedict,_B._E._McArthur,_E._P._Nelan,_and_J._L._Bean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11753 |
私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の精密誘導センサー、ヒッパルコス、およびK0V星14HerのガイアDR3天文観測と、広範な地上の動径速度データの分析結果を組み合わせて、これまでに知られている2つの摂動軌道と質量を決定します。仲間、14彼女のbとc。ホビー・エバリー望遠鏡と文献から得られた動径速度は、現在25年以上に及びます。これらのデータにより、内側伴星14Herbと長周期外側伴星14Hercの両方について改良されたRV軌道要素が得られます。また、P$/sim$3789dを持つ追加のRV信号の証拠も見つかりました。次に、Hipparcos、HST、Gaiaからの天文計測をRVの結果でモデル化し、システムの視差と固有運動、摂動周期、傾斜、および14Herbおよびcによるサイズを取得します。P_b=1767.6+/-0.2d、摂動長半径{\alpha}_b=1.3+/-0.1mas、傾斜角i_b=36+/-3度、P_c=52160+/-1028d、摂動がわかります。長半径{\alpha}_c=10.3+/-0.7mas、傾斜角i_c=82+/-14度。過去の調査と一致して、Herの14個のb、c軌道は顕著な相互傾斜を示しています。主質量M=0.98+/-0.04Msunと仮定すると、随伴質量M_b=8.5+/-1.0MjupおよびM_c=7.1+/-1.0Mjupが得られます。
太陽型原始星源の化学インベントリの機械学習へのレアアイソトポローグの実装 IRAS 16293-2422
| Title |
Implementation_of_Rare_Isotopologues_into_Machine_Learning_of_the_Chemical_Inventory_of_the_Solar-Type_Protostellar_Source_IRAS_16293-2422 |
| Authors |
Zachary_T.P._Fried,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Alex_N._Byrne,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11193 |
機械学習技術は、TMC-1ダーク分子雲の柱密度をモデル化して予測するために以前に使用されてきました。原始星自体が形成された場所など、星形成の経路にさらに沿った星間源では、その化学的性質が、ほとんど静止した暗雲の化学的性質とは大きく異なることが知られている。そのために、我々は、クラス0原始星連星IRAS16293-2422のソースBで検出された分子のカラム密度に適合するさまざまな機械学習モデルの能力をテストしました。分子特徴ベクトルに同位体組成の単純なエンコーディングを含めることにより、これらのモデルが同位体比をどの程度再現できるか初めて検証します。最後に、IRAS16293-2422Bにおける放射天文学的検出の優れた標的となる可能性のある化学的に関連する分子の予測カラム密度を報告します。
銀河フィードバックプロセスによって駆動される銀河周縁媒体における磁場の方位角異方性
| Title |
Azimuthal_Anisotropy_of_Magnetic_Fields_in_the_Circumgalactic_Medium_Driven_by_Galactic_Feedback_Processes |
| Authors |
Rahul_Ramesh,_Dylan_Nelson,_Volker_Heesen_and_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11214 |
私たちは、IllustrisTNGプロジェクトのTNG50宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを使用して、銀河周縁媒体(CGM)の磁場が重要な角度構造を持っていることを示します。固定距離におけるこの方位角異方性は、銀河のフィードバックプロセスによって駆動され、ハローへの強力な流出を、優先的に銀河の短軸に沿って発生させます。これらのフィードバック駆動の流出は、星間物質からの強力な磁場を取り込み、もともと小規模なダイナモによって増幅された磁場をCGMに引きずり込みます。ビリアル半径では、M$_\star\sim10^{10}\,\rm{M_\odot}$を持つ$z=0$銀河が最も強い異方性($\sim0.35$dex)を示します。この信号は衝突パラメータが減少するにつれて弱くなり、また存在しますが、より低い質量の銀河とより高い質量の銀河ではより弱くなります。シミュレートされたボリュームを通じて模擬ファラデー回転測定(RM)サイトラインを作成すると、角度RMの傾向が最近の観測測定と定性的に一致していることがわかります。私たちは、銀河の周囲の銀河磁場に豊富な構造が存在することを示します。ただし、TNG50は、視線に沿った他の影響の結果として検出を困難にするCGM内の小さなRM振幅を予測します。
乱流の星形成分子雲における確率分布関数のフィッティング
| Title |
Fitting_Probability_Distribution_Functions_in_Turbulent_Star-Forming_Molecular_Clouds |
| Authors |
Avery_Kiihne,_Sabrina_M._Appel,_Blakesley_Burkhart,_Vadim_A._Semenov,_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11218 |
私たちは、星形成分子雲の一連の3Dシミュレーションを、星からのフィードバックと磁場の有無にかかわらず使用して、体積と柱密度の確率分布関数(PDF)に対するさまざまなフィッティング手法の有効性を調査します。最初の方法では、区分的対数正規関数とべき乗則(PL)関数を当てはめて、PLの傾きや遷移密度などのPDFパラメーターを復元します。2番目の方法では、多項式スプライン関数をフィッティングし、スプラインの1次導関数と2次導関数を調べて、PLの傾きと関数遷移密度を決定します。スプラインをフィッティングすることで、データに複数のPL勾配があるかどうかを直接判断できることを示します。最初のPL(対数正規関数とPL関数の間の遷移によって設定される)は、導関数で直接視覚化することもできます。一般に、2つの方法では、体積密度については適度に一致するフィットが得られますが、カラム密度については変化します。これは、おそらく体積密度と比較してカラム密度マップの統計ノイズが増加しているためです。カラム密度勾配から体積密度PL勾配を推定するためのよく知られた変換をテストしたところ、スプライン法の方がより良い一致が得られることがわかりました(\c{hi}2of2.38対\c{hi}2of5.92)。大幅なばらつき。最終的には、ノイズの影響を軽減するために、列密度データに対して両方のフィッティング方法を使用することをお勧めします。
MUSE-ALMA Halos XI: 銀河周縁体中のガスの流れ
| Title |
MUSE-ALMA_Halos_XI:_Gas_flows_in_the_circumgalactic_medium |
| Authors |
Simon_Weng,_C\'eline_P\'eroux,_Arjun_Karki,_Ramona_Augustin,_Varsha_P._Kulkarni,_Aleksandra_Hamanowicz,_Martin_Zwaan,_Elaine_M._Sadler,_Dylan_Nelson,_Matthew_J._Hayes,_Glenn_G._Kacprzak,_Andrew_J._Fox,_Victoria_Bollo,_Benedetta_Casavecchia,_Roland_Szakacs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11219 |
銀河に出入りするガスの流れは、銀河周囲の物質に痕跡を残し、背景のクエーサーに向けた吸収線を使用して研究することができます。私たちは、視線速度+/-500kms^{-1}内に少なくとも1つの銀河に対応するMUSE-ALMAハロー調査から、z=0.2～1.4で27log(N_HI)>18.0HI吸収体を分析します。私たちは、これらの関連銀河の3D運動学フォワードモデリングを実行して、銀河周囲の媒体中の高密度の中性ガスの流れを調べます。VLT/MUSE、HST広帯域イメージング、VLT/UVES、Keck/HIRESの高分解能UVクエーサー分光観測から、関連する銀河の衝突パラメータ、星形成速度、星の質量を吸収体の特性と比較します。我々は、MgIIおよびOVI吸収線に関する以前の研究と同様に、強力なHI吸収体の方位角における二峰性分布のわずかな証拠を発見しました。方位角に対する金属量の明確な依存性はなく、宇宙論的流体力学シミュレーションによって予測される関係を完全にテストするには、より多くの吸収体のサンプルが必要であることが示唆されます。吸収体のケースバイケース研究では、吸収体の10パーセントがガスの降着と一致し、最大30パーセントの微量ガスが流出し、残りの微量ガスが銀河円盤、銀河群内の中質量銀河、および銀河の下にある低質量銀河にあることが明らかになった。MUSE検出限界。私たちの研究結果は、バリオンサイクルが星の形成に必要な高密度の中性ガスに直接影響を与え、銀河の進化に重要な役割を果たしていることを強調しています。
$clustertools$は、星団シミュレーションを分析するためのPythonパッケージです。このパッケージは、特定のモデル星団のスナップショットから読み取られたすべてのデータを保存する$StarCluster$クラスを中心に構築されています。このパッケージには、一般的に使用される$N$-bodyコード、汎用スナップショット、および初期条件を生成するソフトウェアからデータをロードするための関数が含まれています。$clustertools$内のすべての操作と関数は、$StarCluster$上で動作するように設計されています。$clustertools$は、単位変換と座標変換、主要な構造パラメーターと運動学パラメーターの計算、クラスターの軌道と潮汐尾の分析、質量関数、密度プロファイル、速度分散プロファイルなどのクラスターの一般的なプロパティの測定に使用できます。）。$clustertools$は元々星団を念頭に置いて設計されましたが、星の流れや暗黒物質のサブハローなど、他の種類の$N$体系の研究にも使用できます。
極度赤色クエーサー (ERQ) の正確な系統赤方偏移と流出速度
極度赤色クエーサー(ERQ)は、急速な流出と埃っぽい環境による不明瞭な成長を特徴とする、若いクエーサーと銀河の進化の短いエピソードを表していると考えられています。COおよびLy$\alpha$輝線からの新しい赤方偏移測定を使用して、以前の輝線測定からの流出速度をより適切に制限します。我々は82個のERQのサンプルを提示し、分析により、ERQは青色クエーサーよりも大きなCIV青方偏移の発生率が高く、大きな休止等価幅(REW)と小さな線幅を伴うことが確認されました。最も強力な赤方偏移指標を持つERQの12/54(22.22%)に強い青方偏移(>2000kms$^{-1}$)が存在することがわかりました。サンプル中の15個のERQのうち少なくとも4個は、H$\beta$と$-$500から$-$1500kms$^{-1}$の範囲の低電離UV線に青方偏移を持っています。強いCIV青方偏移を持つERQは、CIVREWおよび半値全幅(FWHM)において、同じ速度範囲の典型的な青色クエーサーから実質的にオフセットされています。ERQの平均値はREW=124A、FWHM=5274kms$^{-1}$ですが、青色クエーサーの平均値はREW=24A、FWHM=6973kms$^{-1}$です。ERQにおける流出の極端な性質は、流出に関与するより拡張されたブロードライン領域による大きなCIVREWや独特の翼のないプロファイルなど、他のスペクトル特性のいくつかを説明する可能性があります。ERQの極端な流出特性の物理的理由は不明です。ただし、流出ガスに入射するより大きなエディントン比やよりソフトなイオン化スペクトルを除外することはできません。
z = 7 でのクエーサー光度関数
| Title |
Quasar_Luminosity_Function_at_z_=_7 |
| Authors |
Yoshiki_Matsuoka,_Masafusa_Onoue,_Kazushi_Iwasawa,_Michael_A._Strauss,_Nobunari_Kashikawa,_Takuma_Izumi,_Tohru_Nagao,_Masatoshi_Imanishi,_Masayuki_Akiyama,_John_D._Silverman,_Naoko_Asami,_James_Bosch,_Hisanori_Furusawa,_Tomotsugu_Goto,_James_E._Gunn,_Yuichi_Harikane,_Hiroyuki_Ikeda,_Kohei_Inayoshi,_Rikako_Ishimoto,_Toshihiro_Kawaguchi,_Satoshi_Kikuta,_Kotaro_Kohno,_Yutaka_Komiyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Robert_H._Lupton,_Takeo_Minezaki,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Atsushi_J._Nishizawa,_Masamune_Oguri,_Yoshiaki_Ono,_Taira_Oogi,_Masami_Ouchi,_Paul_A._Price,_Hiroaki_Sameshima,_Naoshi_Sugiyama,_Philip_J._Tait,_Masahiro_Takada,_Ayumi_Takahashi,_Tadafumi_Takata,_Masayuki_Tanaka,_Yoshiki_Toba,_Shiang-Yu_Wang,_Takuji_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11225 |
$6.55<z<7.15$で分光学的に確認された35個のクエーサーで測定した$z=7$でのクエーサー光度関数(LF)を示します。すばる高輝度クエーサー探査(SHELLQs)プロジェクトからの22個のクエーサーのサンプルと、文献にある13個のより明るいクエーサーを組み合わせたものは、$-28<M_を超える前例のない広範囲の静止系紫外線等級をカバーしています。{1450}<-23$。私たちは、ビン化されたLFが、SHELLQクエーサーが存在する暗い端に向かって大幅に平坦になることを発見しました。二重べき乗則モデルへの最尤フィットのブレークの大きさは$M^*_{1450}=-25.60^{+0.40}_{-0.30}$、特性密度は$\Phi^*=1.35^{+0.47}_{-0.30}$Gpc$^{-3}$mag$^{-1}$、および明るい端の傾き$\beta=-3.34^{+0.49}_{-0.57}$、$z\le6$で観測されたように、微光端の傾きが$\alpha=-1.2$に固定された場合。全体的なLFの形状は$z=4$から$7$まで非常に類似したままですが、振幅はより高い赤方偏移に向かって大幅に減少し、$z\ge6$で加速的に減少していることが明らかです。推定電離光子密度$10^{48.2\pm0.1}$s$^{-1}$Mpc$^{-3}$は、銀河間物質を$zに電離し続ける臨界速度の1%未満です=7$であり、したがって、クエーサーは宇宙の再電離に大きく寄与していないことを示しています。
$z \sim 2.5$ における減衰 Ly$\alpha$ 系の銀河周回媒体の金属性と運動学について
| Title |
On_the_Metallicities_and_Kinematics_of_the_Circumgalactic_Media_of_Damped_Ly$\alpha$_Systems_at_$z_\sim_2.5$ |
| Authors |
Stephanie_M._Urbano_Stawinski,_Kate_H._R._Rubin,_J._Xavier_Prochaska,_Joseph_F._Hennawi,_Nicolas_Tejos,_Michele_Fumagalli,_Marc_Rafelski,_Evan_N._Kirby,_Elisabeta_Lusso,_Zachary_Hafen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11232 |
私たちは、クエーサーの近接ペアの中分解能および高分解能分光法を使用して、32個の減衰したLy$\alpha$吸収系(DLA)を取り囲む銀河周縁媒質(CGM)を分析します。各ペアの主クェーサー照準線は、赤方偏移範囲$1.6<z_\text{abs}<3.5$にある介在DLAを調べます。その結果、二次照準線はLy$\alpha$からの吸収と一連の大きな金属線遷移($~\rmOI$、$~\rmCII$、$~\rmCIV$、$~\rmSiII$、および$~\rmSiIV$を含む)のDLAホスト銀河のCGMの横断距離$24\\text{kpc}\leR_\bot\le284~\rmkpc$。CGMサイトラインのLy$\alpha$の分析では、$R_\bot$と$~\rmHI$列密度($N_\text{HI}$)の間に99.8$\%$の信頼度で逆相関があることが示されています。輝く銀河の周囲で観察されるものまで。DLA100kpc内の$N>10^{13}~\rmcm^{-2}$の$~\rmCII$と$~\rmSiIII$の発生率は、測定されたものより$2\sigma$大きいライマンブレイク銀河のCGMにおける(C$_f(N_\text{CII})>0.89$およびC$_f(N_\text{SiIII})=0.75_{-0.17}^{+0.12}$)。無視できる程度のイオン化補正と$N_\text{HI}>10^{18.5}~\rmcm^{-2}$を備えた9つのCGMシステムのイオン比から導出された金属量制約は、かなりの程度のばらつきを示しています(金属量/制限が全体にわたる)範囲$-2.06\lesssim\logZ/Z_{\odot}\lesssim-0.75$)は、これらの環境における金属分布の不均一性を示唆しています。DLAとCGMの視線における$\text{CIV}\lambda1548$の速度幅と低イオン化金属種には強い相関($>2\sigma$)があり、$R_上のホストハローのポテンシャル井戸を追跡していることを示唆しています。\bot\lesssim300$kpcスケール。同時に、$\text{CIV}\lambda1548$の速度重心は、DLAとCGMの見通し線で$\sim50\%$の速度成分に対して$>100~\rmkm\s^{-1}$異なります。しかし、暗黒物質のホストハローが$\ge10^{12}M_\odot$であると仮定すると、脱出速度を超える速度を持つ成分はほとんどありません。
宇宙論的にシミュレートされた矮小銀河での偏長回転を伴うジーンズ力学モデルのテスト
| Title |
Testing_Jeans_dynamical_models_with_prolate_rotation_on_a_cosmologically_simulated_dwarf_galaxy |
| Authors |
Amrit_Sedain_and_Nikolay_Kacharov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11256 |
偏長回転は、銀河の長軸の周りの恒星の大幅な回転によって特徴付けられ、より一般的な偏円回転とは対照的です。偏長回転は大規模な合体によるものと考えられているため、偏長回転系の研究は銀河進化の階層的プロセスをより深く理解するのに役立ちます。このような銀河の力学的研究は、その重力ポテンシャルプロファイル、総質量、暗黒物質の割合を見つけるために重要です。最近、宇宙論的シミュレーションにより、矮星・矮星合体現象の後に長回転する矮小銀河を形成することが可能であることが示された。シミュレーションはまた、異常な扁平回転が長期間続く可能性があることを示しています。この特定の例では、銀河は少なくとも$7.4$\,Gyr(合体イベントからシミュレーションの終了まで)の間、その長軸の周りを回転し続けました。このプロジェクトでは、流体力学的にシミュレートされた扁長回転矮小銀河の模擬観測を使用して、その進化のさまざまな段階をジーンズ力学モデルに適合させます。ジーンズモデルは、大規模な合体現象が起こる前の初期の偏平状態と、シミュレーションされた銀河の後期偏平段階にもうまく適合し、その質量分布、速度分散、および回転プロファイルを復元しました。また、宇宙論的にシミュレートされた銀河と同様の特性を備えた長回転N体シミュレーションも実行しました。この銀河は、短い時間スケールで徐々に角運動量を失います$\sim100$\,Myr。単純なN体シミュレーションではなく、宇宙論的シミュレーションでは長軸回転が持続する理由を理解するには、さらに多くのテストが必要です。
JCMT BISTRO調査：L43の複素磁場の研究
| Title |
The_JCMT_BISTRO_Survey:_Studying_the_Complex_Magnetic_Field_of_L43 |
| Authors |
Derek_Ward-Thompson,_Janik_Karoly,_Kate_Pattle,_David_Berry,_Anthony_Whitworth,_Jason_Kirk,_Pierre_Bastien,_Tao-Chung_Ching,_Simon_Coude,_Jihye_Hwang,_Woojin_Kwon,_Archana_Soam,_Jia-Wei_Wang,_Tetsuo_Hasegawa,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_Doris_Arzoumanian,_Tyler_L._Bourke,_Do-Young_Byun,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Wen_Ping_Chen,_Mike_Chen,_Zhiwei_Chen,_Jungyeon_Cho,_Minho_Choi,_Youngwoo_Choi,_Yunhee_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Eun_Jung_Chung,_Sophia_Dai,_Victor_Debattista,_James_Di_Francesco,_Pham_Ngoc_Diep,_Yasuo_Doi,_Hao-Yuan_Duan,_Yan_Duan,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Jason_Fiege,_Laura_M._Fissel,_Erica_Franzmann,_Per_Friberg,_Rachel_Friesen,_Gary_Fuller,_Ray_Furuya,_Tim_Gledhill,_Sarah_Graves,_Jane_Greaves,_Matt_Griffin,_Qilao_Gu,_Ilseung_Han,_Thiem_Hoang,_Martin_Houde,_Charles_L._H._Hull,_et_al._(104_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11306 |
へびつかい座雲群にあるL43分子雲からの850$\μ$mの偏光ダスト放出の観測を紹介します。データは、BISTRO大規模プログラムの一環として、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡のSCUBA-2/POL-2を使用して取得されました。L43は高密度($N_{\rmH_2}\sim10^{22}$-10$^{23}$cm$^{-2}$)の複雑な分子雲であり、サブミリメートルの明るさの星のないコアと2つの原始星を持っています。ソース。L43が埋め込まれている単離されたフィラメントに沿って進化の勾配があるようで、最も進化したソースはScoOB2関連に最も近いものです。原始星の1つはCOの流出を引き起こし、南東に空洞を形成しました。流出の空洞壁と整列しているように見える磁場が見られ、流出との相互作用が示唆されます。また、星のない主核では最大$\sim$160$\pm$30$\mu$Gの磁場強度があり、より拡散して拡張された核では最大$\sim$90$\pm$40$\mu$Gの磁場強度が存在することもわかりました。領域。これらの磁場の強さはそれぞれ磁気的に超臨界値と亜臨界値を与え、両方ともほぼトランスアルフエン性であることがわかります。また、星のない核のような、密度は高くても暗い天体に対するデータ削減の新しい方法も提案します。
すばる-PFS時代の矮小回転楕円体銀河の質量分布を明らかにする
| Title |
Revealing_mass_distributions_of_dwarf_spheroidal_galaxies_in_the_Subaru-PFS_era |
| Authors |
Kohei_Hayashi,_Laszlo_Dobos,_Carrie_Filion,_Evan_Kirby,_Masashi_Chiba,_Rosemary_F.G._Wyse,_PFS_Galactic_Archaeology_Science_Working_Group |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11309 |
銀河矮小回転楕円体銀河(dSphs)は、暗黒物質(DM)の特性と銀河形成におけるその役割についての貴重な洞察を提供します。それらが非常に近接しているため、分解された星の視線速度の測定が可能になり、DMハローの構造を研究できるようになります。しかし、DM質量プロファイルの決定における不確実性は、DM質量密度と速度分散テンソル異方性の間の縮退により依然として残ります。これを克服するには、大規模な運動学的サンプルと前景の汚染の特定が必要です。1.25deg$^2$と2394ファイバーを備えたPFSとHyperSuprimeCamによる事前イメージングにより、この取り組みは大幅に進歩します。
AGN トーラスダストモデルにおける粒子サイズの役割
| Title |
The_role_of_grain_size_in_AGN_torus_dust_models |
| Authors |
Omaira_Gonz\'alez-Mart\'in,_Cristina_Ramos_Almeida,_Jacopo_Fritz,_Almudena_Alonso-Herrero,_Sebastian_F._H\"onig,_Patrick_F._Roche,_Donaji_Esparza-Arredondo,_Ismael_Garc\'ia-Bernete,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Natalia_Osorio-Clavijo,_Ulises_Reyes-Amador,_Marko_Stalevski,_and_C\'esar_Victoria-Ceballos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11331 |
AGNの核領域からの赤外スペクトルをフィッティングすると、モデルとの比較によりダストの特性、分布、形状に制約を設けることができます。しかし、現在利用可能なモデルはどれも、現在利用可能なAGNの観測を完全に記述していません。あまり調査されていない側面の中で、ここでは塵の粒径の役割に焦点を当てます。私たちは、新しいスペクトルエネルギー分布(SED)ライブラリ(以下、[GoMar23]モデル)をコミュニティに提供します。これは、モデルパラメータとして粒子サイズを含め、最大粒子サイズによってパラメータ化された、以前に開発された2相トーラスモデルに基づいています。Psizeまたは同等の質量加重平均粒径<P>。SKIRTコードを使用して691,200個のSEDを作成しました。最大粒径はPsize=0.01～10.0um(<P>=0.007～3.41um)の範囲内で変化します。この新しいライブラリといくつかの既存のライブラリを、AGNで加熱された塵が支配的なスピッツァー/IRSスペクトルを持つ68個の近くの明るいAGNのサンプルに適合させました。[GoMar23]モデルはスペクトルの85～88%まで適切に再現できることがわかりました。ダスト粒径パラメータにより、これらのスペクトルの最大90%での最終的な適合が大幅に向上します。統計的テストによると、粒子サイズはフィッティング手順で3番目に重要なパラメータです(トーラスのサイズと開き角度の1分の2に次ぐ)。私たちのモデルによる前景の消滅の要件は、純粋に塊状のモデルに比べて低くなります。サンプルの41%では、ダスト粒子の最大サイズがPsize=10um(<P>=3.41um)程度であることが必要であることがわかりました。それにもかかわらず、我々はまた、無視できない一部の天体のスペクトルを再現するには、円盤+風および塊状トーラスモデルが依然として必要であることにも言及し、AGNの赤外線連続体を説明するにはいくつかのダスト幾何学が必要であることを示唆しています。この研究は、AGNの近くでダスト粒子が成長していることの暫定的な証拠を提供します。
複雑な有機分子の星間合成におけるHIの触媒的役割
| Title |
Catalytic_role_of_HI_in_the_interstellar_synthesis_of_complex_organic_molecule |
| Authors |
Shuming_Yang,_Peng_Xie,_Enwei_Liang,_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11409 |
量子化学計算を使用して、中性原子水素(HI)に囲まれた気相星間環境で2つのプリン核酸塩基、アデニンとグアニンを合成する経路をモデル化します。HIは、結合形成、環化、脱水素化、H移動など、有機合成の一連の基本的なプロトン移動プロセスを促進する活性があることがわかっています。HIによって生成される代替経路では反応性電位障壁が大幅に減少し、反応速度の顕著な増加につながりました。また、HIの存在により反応活性化温度が757.8Kから131.5～147.0Kに低下し、一部の反応物質が天文学的に検出されている星形成領域におけるこれらの経路の熱力学的実現可能性が示されました。私たちの発見は、HIが星間有機合成の効果的な触媒として機能する可能性を示唆しています。
コンパクト銀河におけるブラックホールの給餌とフィードバック
{\itMACER}のフレームワークを使用して高解像度の流体力学シミュレーションを実行し、有効半径は小さいが恒星の質量が大きい巨大なコンパクト銀河における超大質量ブラックホール(SMBH)の給餌とフィードバックを調査します。シミュレーション期間は10ギル。この結果を、局所的な楕円銀河でよく見られる、同様の星の質量を持つが、星の密度分布があまり集中していない参照銀河と比較します。約10%の確率で、このコンパクト銀河では数kpc以内で多相ガスが発生しますが、ボンダイ半径以下の内部境界を通る降着流は常に単相であることがわかりました。コンパクト銀河への流入速度は、主に、よりコンパクトな恒星分布によって引き起こされるより高いガス密度により、参照銀河よりも数倍大きくなります。このように高い流入速度により、SMBHの供給とフィードバックが強化され、噴水のような流入-流出構造がより大きくなります。参照銀河と比較すると、このコンパクト銀河での星の形成速度はおよそ2桁高いものの、それでも静止していると考えられるほど十分に低いです。進化期間全体にわたって、コンパクト銀河ではブラックホールの質量が$\sim$50%増加し、参照銀河の$\sim$3%の値よりもはるかに大きくなります。
温度の不均一性が H II 領域の存在量の不一致を引き起こす
| Title |
Temperature_inhomogeneities_cause_the_abundance_discrepancy_in_H_II_regions |
| Authors |
J._Eduardo_M\'endez-Delgado,_C\'esar_Esteban,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_Kathryn_Kreckel_and_Manuel_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11578 |
HII領域は、大規模な星形成が起こった電離星雲であり、宇宙の化学組成を推定するための基本的な基礎となる輝線を豊富に示します。80年以上にわたり、衝突励起線(CEL)から得られる重元素存在量と、より弱い再結合線(RL)から得られる重元素存在量との間に少なくとも2倍の不一致があるため、絶対存在量の決定に疑問が投げかけられてきました。重元素は星間ガスの冷却を制御し、元素合成、星形成、化学進化などのいくつかの現象の理解に不可欠です。この研究では、電離星雲の入手可能な最良の深部光学スペクトルを使用して、この存在量の不一致問題の原因を分析します。私たちは、t2によって定量化された、ガス内の温度の不均一性を支持する一般的な観察証拠を初めて発見しました。HII領域内の温度不均一性は、イオン化度の高いガスにのみ影響を及ぼし、存在量の不一致の問題を引き起こします。この研究は、CELに基づく金属量の決定が、特にJWSThigh-z銀河などの金属量が低い領域では大幅に過小評価される可能性があるため、修正する必要があることを示唆しています。我々は、宇宙時間にわたる宇宙の化学組成を確実に解釈するために重要となる、これらの補正を推定する方法を提示します。
ジメチルアミン CH$_3$NHCH$_3$ の回転トンネルスペクトルと宇宙化学モデリング、および宇宙での探索
| Title |
Rotation-tunneling_spectrum_and_astrochemical_modeling_of_dimethylamine,_CH$_3$NHCH$_3$,_and_searches_for_it_in_space |
| Authors |
H._S._P._M\"uller,_R._T._Garrod,_A._Belloche,_V._M._Rivilla,_K._M._Menten,_I._Jim\'enez-Serra,_J._Mart\'in-Pintado,_F._Lewen,_and_S._Schlemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11656 |
メチルアミンは、長い間、星間物質で検出された唯一の単純なアルキルアミンでした。最近、ビニルアミンとエチルアミンがそれぞれ確実かつ暫定的に検出されたため、ジメチルアミンは宇宙での探索の有望な標的となっています。しかし、その回転スペクトルはこれまで45GHzまでしか知られていません。今回我々は、宇宙でのジメチルアミンの検出を容易にするために、3つの異なる分光計を使用して、76～1091GHzの選択された領域におけるジメチルアミンの回転トンネルスペクトルを調査します。量子数の範囲は$J=61$および$K_a=21$まで拡張され、正確な分光パラメータの広範なセットが得られます。ジメチルアミンの探索には、アタカマ大型ミリ波・サブミリ波アレイを用いて高質量星形成領域いて座B2(N)に向けて実施されたスペクトル線調査ReMoCAと、分子雲G+0.693$のスペクトル線調査を参考にしました。IRAM30mおよびYebes40m電波望遠鏡を使用すると、0.027ドル。我々は、高温分子コアSgrB2(N1S)およびSgrB2(N2b)およびG+0.693$-$0.027に対してジメチルアミンが検出されなかったことを報告します。これは、これらの発生源に対してジメチルアミンがメチルアミンよりも少なくとも14、4.5、および39倍少ないことを意味します。、それぞれ。観測結果は、ガス粒子天体化学モデルからの計算結果と比較されます。モデル化されたメチルアミンとジメチルアミンの比率は、観察された比率と一致します。ただし、モデルではメチルアミンに比べてエチルアミンが多すぎるため、モデル内のすでにかなり低いレベルのジメチルアミンも高すぎる可能性があります。
強力な電波大音量のクエーサーは宇宙の明るい時代の銀河合体によって引き起こされる
| Title |
Powerful_Radio-Loud_Quasars_are_Triggered_by_Galaxy_Mergers_in_the_Cosmic_Bright_Ages |
| Authors |
Peter_Breiding,_Marco_Chiaberge,_Erini_Lambrides,_Eileen_T._Meyer,_S._P._Willner,_Bryan_Hilbert,_Martin_Haas,_George_Miley,_Eric_S._Perlman,_Peter_Barthel,_Christopher_P._O'Dea,_Alessandro_Capetti,_Belinda_Wilkes,_Stefi_A._Baum,_Duccio_F._Macchetto,_Grant_Tremblay,_and_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11804 |
超大質量ブラックホールは銀河核の遍在的な特徴ですが、光降着のエピソード中に観察されるのはごく少数です。これらの活動銀河核(AGN)における燃料供給と点火の開始を引き起こす物理的メカニズムは、多くの銀河とAGNの選択基準についてまだほとんどわかっていません。注目は、大規模な銀河の合併によって銀河の中心に向けて重力でガスを流し込むことによって引き起こされるAGNに集中しており、このシナリオには賛否両論の証拠がある。しかし、いくつかの最近の研究では、現在進行中または最近の主要な銀河合体に電波大音量のAGNが圧倒的に存在していることが判明した。この研究では、主要な銀河合体が宇宙正午(1<z<2)の強力なクェーサーにおける高出力のAGN活動の重要な引き金であるという仮説を検証します。この目的を達成するために、ハッブル宇宙望遠鏡WFC3/IRによるz>13CRの電波がうるさいブロードラインクェーサーと、電波が静かな3つの対応するクエーサーの対照サンプルを比較します。電波が静かなAGNでは合併率がはるかに低いのとは対照的に、ほぼすべての電波がうるさいAGNでは大規模な合併活動の強力な証拠が見つかりました。これらの結果は、大規模な銀河の合体が強力な電波ジェットを打ち上げるための重要な要素であることを示唆しています。電波のうるさいクエーサーの多くが青色であることを考えると、我々の結果は、銀河の合体によって始まった赤色クェーサーのフィードバック期間の後に、青色のクエーサーが静止した最終結果となるという銀河進化モデルの「爆発」パラダイムに対する可能性的な挑戦を提示している。。最後に、これらの異なる高赤方偏移AGNサンプルのブラックホールの質量とホスト銀河の明るさとの間には、局所的な楕円銀河で観察されたものとは一致しない密接な相関関係があることがわかりました。
MUSE AO 分光法により、秒角未満の距離で 5 つのデュアル AGN と 2 つの強力なレンズの QSO が確認される
| Title |
MUSE_AO_spectroscopy_confirms_five_dual_AGNs_and_two_strongly_lensed_QSOs_at_sub-arcsec_separation |
| Authors |
M._Scialpi,_F._Mannucci,_C._Marconcini,_G._Venturi,_E._Pancino,_A._Marconi,_G._Cresci,_F._Belfiore,_A._Amiri,_E._Bertola,_S._Carniani,_C._Cicone,_A._Ciurlo,_M._Ginolfi,_E._Lusso,_A._Marasco,_E._Nardini,_K._Rubinur,_P._Severgnini,_G._Tozzi,_L._Ulivi_and_M._Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11850 |
新しいGaiaMultiPeak(GMP)技術は、サブ秒角の間隔でデュアルおよびレンズAGN候補を適切に選択できることが証明されました。デュアルAGNはまだほとんど検証されていないラムダCDM宇宙論の中心的な予測の1つを表しており、コンパクトなレンズ化クエーサーによりレンズ化銀河の中心領域を調査できるため、両方の集団は重要です。この研究では、GMPで選択された12個のシステムの高空間分解能分光法を紹介します。私たちは、VLTで補償光学支援積分フィールド分光器MUSEを使用して、各システムを分解し、各コンポーネントの性質を研究します。すべてのターゲットは、GMPの選択を裏付ける2つの成分の存在を明らかにしています。我々は、5つのターゲットをデュアルAGNとして分類し、2つをレンズシステムとして、5つを星とAGNの偶然の配列として分類します。0.30インチから0.86インチの間隔を持つこれらのデュアルおよびレンズ付きシステムは、これまでにz>0.3で発見された中で最もコンパクトなシステムの1つです。これは、単一の論文でこれまでに発表された、秒角未満の距離を持つ遠方の二重AGNの最大のサンプルです。
高速ニュートリノフレーバー変換はニュートリノによる爆発を助けることも阻止することもできる
| Title |
Fast_Neutrino_Flavor_Conversions_can_Help_and_Hinder_Neutrino-Driven_Explosions |
| Authors |
Jakob_Ehring_(1,2,3),_Sajad_Abbar_(1),_Hans-Thomas_Janka_(2),_Georg_Raffelt_(1),_Irene_Tamborra_(4)_((1)_MPI_Physik,_(2)_MPI_Astrophysik,_(3)_TUM_Garching,_(4)_Niels_Bohr_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11207 |
高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)からのフィードバックを使用した、軸対称(2D)での核崩壊超新星(CCSNe)の最初のシミュレーションを紹介します。FFCの概略的な処理では、レプトン数保存の制約の下で瞬間的なフレーバーの平衡が仮定されます。FFCが発生すると想定される空間領域を系統的に変化させると、FFCは低質量（太陽質量9～12太陽質量）の前駆体でのSN爆発を促進し、そうでなければより長い時間遅れで爆発するのに対し、FFCは高質量の前駆体の爆発の傾向を弱めることが判明した。（太陽質量約20個分）の祖先。
| Title |
Extragalactic_neutrino_factories |
| Authors |
Sara_Buson,_Andrea_Tramacere,_Lenz_Oswald,_Eleonora_Barbano,_Gaetan_Fichet_de_Clairfontaine,_Leonard_Pfeiffer,_Alessandra_Azzollini,_Vardan_Baghmanyan,_Marco_Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11263 |
高エネルギー宇宙ニュートリノの原因となる天体物理学的発生源を特定することは、長年の課題でした。以前の研究で、我々は、第5回Roma-BZCatカタログのブレーザーと、天の南半球にあるIceCube天文台によって収集された、検出可能な最高エネルギー、つまり>0.1PeVのニュートリノデータとの間の空間相関の証拠を報告しました。統計的有意性は試験後2x10^{-6}のレベルで見られます。この研究では、IceCubeが主に0.1PeV未満のエネルギーに敏感である場合に、同様の相関関係が北半球に存在するかどうかをテストします。試行前のp値5.12x10^{-4}、試行後の確率確率6.79x10^{-3}で、ブレーザーとノーザンニュートリノデータの間に一貫した相関関係があることがわかりました。南側と北側の実験で観察された試行後の確率を組み合わせると、そのような相関関係の真正性について、全体的な試行後の確率確率2.59x10^{-7}が得られます。これは、空間相関が偶然に生じる可能性が非常に低いことを意味します。私たちの研究は、PeVatron銀河系外加速器である可能性が非常に高い52個の天体の全天サブセットを推し進めています。
低光度 GRB によって明らかになった、低赤方偏移イベント レート超過の原因
| Title |
The_origin_of_low-redshift_event_rate_excess_as_revealed_by_the_low-luminosity_GRBs |
| Authors |
X._F._Dong,_Z._B._Zhang,_Q._M._Li,_Y._F._Huang_and_K._Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11380 |
低赤方偏移における長いガンマ線バーストの発生率と星形成率との関係は、特に低赤方偏移端において依然として議論の余地がある。ドンら。は、サンプルが完全であるにもかかわらず、z<1インチの低赤方偏移ではガンマ線バースト速度が常に星形成速度を超えることを確認しました。ただし、低赤方偏移の理由はまだ不明です。一般的に赤方偏移が小さい低輝度バーストを考慮して、3つのSwift長いバーストサンプルを選択し、それらを低輝度バーストと高輝度バーストに分類して、低赤方偏移の過剰が存在するかどうか、および過剰がサンプルサイズによって偏っているかどうかを確認します。そして完成度。光度からの赤方偏移の展開を縮退させるために、ノンパラメトリック法を採用して、各サンプルの2種類のロングバーストのイベントレートを研究します。高光度バースト速度は赤方偏移範囲全体で星形成速度と一致する一方、低光度バーストの事象速度はz<1の低い赤方偏移で星形成速度を超えることがわかります。低赤方偏移の過剰は、星の形成とは関係のない新しい起源を伴う可能性のある低光度バーストによって寄与され、これはサンプルサイズやサンプルの完全性にも依存しません。
降着恒星質量ブラックホールのシミュレーションにおける高温コロナと切頭円盤の出現
| Title |
Emergence_of_hot_corona_and_truncated_disk_in_simulations_of_accreting_stellar_mass_black_holes |
| Authors |
Rodrigo_Nemmen,_Artur_Vemado,_Ivan_Almeida,_Javier_Garcia,_Pedro_Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11429 |
X線連星（XRB）内の恒星質量ブラックホールは、異なるスペクトル特性とタイミング特性を特徴とする異なる状態を示すことが知られており、これは、内端が切り取られた薄い降着円盤と共存する高温コロナの枠組みで理解される。コロナ、薄い円盤の性質と特性、および硬い状態の背後にある力学に関しては、未解決の疑問がいくつかあります。これが私たちに、太陽質量10個のブラックホール上への降着流の2次元流体力学シミュレーションを実行する動機を与えました。我々は、2つの温度のプラズマを考慮し、制動放射、シンクロトロンおよびコントンナイゼーション損失による放射冷却を組み込み、擬似ニュートンポテンシャルを介してシュヴァルツシルト時空を近似します。質量降着率を0.02<=Mdot/Mdot_Edd<=0.35の範囲で変化させました。私たちのシミュレーションは、XRBの硬い状態を説明するために必要な、熱いコロナの中に埋め込まれた、より冷たい切頭された薄い円盤の自然な出現を示しています。Mdotが増加するにつれてコロナが収縮し、薄い円盤の内縁が事象の地平線に近づくことがわかりました。臨界降着率0.02<=Mdot_crit\Mdot_Edd<=0.06では、薄い円盤は完全に消滅します。私たちのシミュレーションがハード状態でのXRB観察とどのように比較されるかについて説明します。
CRAFT FRB の 2 画面スキャッタリング
| Title |
Two-Screen_Scattering_in_CRAFT_FRBs |
| Authors |
Mawson_W._Sammons,_Adam_T._Deller,_Marcin_Glowacki,_Kelly_Gourdji,_C._W._James,_J._Xavier_Prochaska,_Hao_Qiu,_Danica_R._Scott,_R._M._Shannon_and_C._M._Trott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11477 |
時間的広がりは、電波の散乱を引き起こす乱流媒体に関連して、高速無線バースト(FRB)で一般的に観察される特性です。分散と同様に、散乱は、周囲バースト媒体や周囲銀河媒体(CGM)など、FRB発生源への視線に沿った媒体の重要なプローブです。特徴的な散乱時間の測定だけでは、視線に沿った主な散乱媒体の位置を制約するには不十分です。ただし、複数の散乱スクリーンが存在する場合、銀河シンチレーションを利用して強い制約を形成することができます。私たちは、1)既知のホスト銀河と赤方偏移、2)CommensalReal-timeASKAP(AustralianSquareKilometerArrayPathfinder)FastTransient調査科学プロジェクトから得られた、高時間分解能分析を可能にするキャプチャされた電圧データを使用して、10個のFRBの散乱とシンチレーションを定量化します(クラフト）。3つのケースで2つのスクリーンに関する強力な証拠が見つかりました。FRB20190608Bおよび20210320Cについては、それらのソースからそれぞれ約16.7および3000kpc未満の散乱スクリーンの証拠が見つかりました。FRB20201124Aでは、$\およそ$26kpcで散乱スクリーンの証拠が見つかりました。これらの測定値はそれぞれ、ホストISM(星間物質)またはCGMで発生する散乱と一致しています。パルスの広がりが主銀河のISMまたはサーカムバースト環境によって寄与されていると仮定すると、サンプル内の4つのFRBで観測されたシンチレーションが決定的に欠如していることは、既存のモデルが天の川銀河のISMに関連する散乱時間を過大評価している可能性があることを示唆しています。FRB20201124Aで観察された異常に低い散乱に影響します。
高エネルギーの空気シャワーによって誘発される電波パルスの密度と磁気強度の依存性
| Title |
Density_and_magnetic_intensity_dependence_of_radio_pulses_induced_by_energetic_air_showers |
| Authors |
Juan_Ammerman-Yebra,_Jaime_Alvarez-Mu\~niz,_Enrique_Zas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11668 |
私たちは、大気中で高エネルギーのシャワーが発達するときに放出されるコヒーレントパルスの密度と磁場強度の変化の影響を研究しました。この目的のために、磁場によるローレンツ力を考慮して、均質媒体中の電磁シャワーからのコヒーレント無線パルスを計算するプログラムであるZHSの拡張を開発しました。これにより、大気と同様の媒体中で、しかし高度による密度の変化がない空気シャワーからの電波パルスの非常に現実的なシミュレーションを実行することが可能になります。シャワーから遠く離れたチェレンコフ方向の観測者を対象に、密度、屈折率、磁場の強さを独立して変化させる効果を周波数領域で研究した。このアプローチは、シャワーの発達パラメーターの観点から誘導電場のスペクトル挙動を説明するため、特に啓発的です。さらに重要なのは、密度と磁場の強度が変化するときのパルスの複雑なスケーリング特性を明確に表示することです。通常想定されている電界振幅と磁界強度の線形挙動は、磁界の偏向による余分な時間遅延によって破壊される特定の磁界強度に耐えることが示されています。空気の密度が海面に比べて減少するにつれて、パルスのスケーリング特性が得られます。密度を減らして磁場を増加させたときに得られるパルスのスペクトルを関連付ける、非常に正確なスケーリング則が得られます。
CHIME/FRB 強度データの磁束校正
| Title |
Flux_Calibration_of_CHIME/FRB_Intensity_Data |
| Authors |
Bridget_C._Andersen,_Chitrang_Patel,_Charanjot_Brar,_P._J._Boyle,_Emmanuel_Fonseca,_Victoria_M._Kaspi,_Kiyoshi_W._Masui,_Juan_Mena-Parra,_Marcus_Merryfield,_Bradley_W._Meyers,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_Seth_R._Siegel,_Saurabh_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11302 |
高速電波バースト(FRB)は、マイクロ秒からミリ秒の持続時間を持つ明るい電波過渡現象であり、起源は不明の銀河系外です。FRBの謎の中心となるのは、銀河パルサーやマグネターバーストなど、同様の持続時間を持つ他の無線過渡現象の典型的なエネルギーを桁違いに上回る、非常に高い特性エネルギーです。バースト光束とフルエンスを決定するためのFRB検出望遠鏡の校正は、FRB科学にとって極めて重要です。これらの測定により、祖先理論と比較してFRBのエネルギーと輝度分布を研究できるからです。CanadianHydrogenIntensityMappingExperiment(CHIME)は、円筒形設計の電波干渉計です。この設計は高いFRB検出率をもたらしますが、同時にCHIME/FRB磁束校正の課題にもつながります。このペーパーでは、これらの課題の包括的なレビューと、2018年7月25日から2019年7月1日までに検出された536件のイベントで構成される、最初のCHIME/FRBカタログで検出されたバーストを校正するために開発された自動磁束校正ソフトウェアパイプラインについて説明します。CHIME/FRBバーストの局在化には制限があるため、このパイプラインによって生成される磁束とフルエンスの測定値は、制限値が不確実であるため、下限値として解釈するのが最適であることを強調します。
全球21cm実験のノイズパラメータを測定する新しい手法
| Title |
A_new_technique_to_measure_noise_parameters_for_global_21-cm_experiments |
| Authors |
Danny_C._Price,_Cheuk-Yu_Edward_Tong,_Adrian_T._Sutinjo,_Nipanjana_Patra,_Lincoln_J._Greenhill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11479 |
宇宙の夜明けと再電離時代からの21cmの水素線放出を検出する放射計の実験は、正確な絶対校正に依存しています。校正中に、放射計受信機内のアンプによって生成されるノイズを考慮する必要があります。ただし、ノイズ電力はソースインピーダンスによって変化するため、測定するのは困難です。このレターでは、全球21cm実験で使用される低周波受信機に実用的な、受信機システムのノイズパラメータを測定する便利な方法を紹介します。
HEALPix マップ用の GPU 高速ビューア
HEALPixbyG\'orskiet.アル。(2005)は宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データの保存と分析の事実上の標準であり、現在および今後のCMB実験で広く使用されています。LegacyArchiveforMicrowaveBackgroundDataAnalysis(LAMBDA)のほぼすべてのデータセットは、選択形式としてHEALPixを使用しています。データの視覚化は研究において重要な役割を果たしており、HEALPixマップを使用してそれを行うためにいくつかのツールセットが開発されました。最も注目すべきは、オリジナルのFortran機能とPythonとhellpyの統合です。現在のGPUパフォーマンスにより、非常に大きなマップをラップトップやタブレットでリアルタイムに視覚化できるようになりました。ここで説明するHEALPixViewerはmacOS用に開発されており、GPUアクセラレーションを最大限に活用して、非常に大規模なデータセットをリアルタイムで処理します。IntelおよびArm64アーキテクチャ上でネイティブにコンパイルされ、高性能GPU計算にMetalフレームワークを使用します。このプロジェクトの目的は、インタラクティブなデータ探索に必要な労力と、出版品質のマップを作成するための時間のオーバーヘッドを削減することです。KeynoteおよびPowerpointとのドラッグアンドドロップ統合により、プレゼンテーションの作成が簡単になります。メインのコードベースは、現代的で効率的なコンパイル言語であるSwiftで書かれており、高性能コンピューティングの部分は完全にGPUに委任されており、I/O用にcfitsioライブラリとインターフェイスするCのインサートがいくつかあります。グラフィカルユーザーインターフェイスは、Swiftに基づく新しい宣言型UIフレームワークであるSwiftUIで記述されています。ほとんどの一般的な球面投影とカラーマップはすぐにサポートされており、利用可能なソースコードにより、必要に応じてアプリケーションを簡単にカスタマイズしたり、新しい機能を追加したりできます。
恒星衝突系の計算手法
密集した星団は、多くの点で私たちの銀河内および宇宙全体に存在する壮大な自己重力恒星系です。それらは、ほぼすべての銀河中心だけでなく、銀河の円盤や回転楕円体にも生息しています。大質量楕円銀河では核クラスターが超大質量ブラックホールを抱えており、それがホスト銀河全体の進化に影響を与える可能性がある。高密度星団の進化は、恒星集団の老化と単純なニュートン力学によってのみ支配されるわけではありません。粒子数が増加するにつれて、衝突多体システムの独特の重力効果が初期のクラスター進化を支配し始めます。その結果、星の密度が非常に高くなり、星同士が相互作用したり衝突したり、星の進化や連星が力学的進化を変化させたり、ブラックホールが中心に蓄積して合体したりする可能性があり、相対論的効果が重要になる。最近の高解像度イメージングにより、恒星集団、連星分画、コンパクト天体に関するさらに複雑な構造特性が明らかになったほか、依然として物議を醸しているが、中間質量のクラスター内に中間質量ブラックホールが存在することが明らかになった。したがって、高密度星団は、星の進化とニュートン力学および相対論的力学を同時に研究するのに理想的な実験室です。高密度星団の形成と崩壊だけでなく、初期条件の観点からの銀河環境や銀河の進化への影響も考慮する必要があります。このレビューでは、高密度の重力星団をモデル化するための具体的な計算上の課題を扱います。
コロナ質量放出を伴わないタイプ II 太陽電波バースト
| Title |
A_type_II_solar_radio_burst_without_a_coronal_mass_ejection |
| Authors |
D._E._Morosan,_J._Pomoell,_A._Kumari,_E._K._J._Kilpua,_R._Vainio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11545 |
太陽は太陽系で最も強力な爆発である太陽フレアを引き起こしますが、これには磁化プラズマの大規模な噴出、コロナ質量放出(CME)が伴うこともあります。これらのプロセスは、太陽フレアやCMEによる衝撃時の磁気リコネクションプロセスを通じて電子ビームを相対論的エネルギーまで加速することができます。高エネルギーの電子ビームは、プラズマ放出機構を通じて電波バーストを生成することができます。特にCMEショックは、通常、タイプIIの太陽電波バーストに関連しています。ただし、タイプIIバーストは、CMEが存在しない場合に発生するか、またはフレアプロセスに関連している可能性が高いことが示されている場合が数回報告されています。CME噴火が起こらずに衝撃を発生させるタイプIIバーストがどのように形成されるかは現在未解決の問題である。ここでは、CMEが存在しない場合に発生するタイプIIバーストの原因となる物理メカニズムを決定することを目的としています。ナンアイ電波ヘリオグラフからの電波画像と、太陽力学天文台および太陽地球関係天文台の探査機からの観測を組み合わせることで、白色光と時間的な関連性がないと思われるタイプII電波バーストの起源を調査します。-ライトCME。私たちは、Cクラスの太陽フレアに関連する、バンド分割構造を持つ典型的なタイプII電波バーストを特定しました。タイプIIバースト源は、フレア活動領域の上方、極端紫外線画像で観察される乱れたコロナループの前方に位置しています。タイプIIの前にはタイプIII無線バーストも発生しますが、その一部は実際にはJバーストであり、加速された電子ビームがすべて開いた磁力線に沿って逃げるわけではないことを示しています。タイプIIソースは、フレアする活性領域に向かって単一周波数の動きを示します。タイプIIは、コロナを通って伝播する微弱な極紫外線(EUV)フロントの前方に位置します。
TMTSが発見した新しいくじら座ZZの性質と星地震学的解析
| Title |
Properties_and_Asteroseismological_analysis_of_a_new_ZZ_ceti_discovered_by_TMTS |
| Authors |
Jincheng_Guo,_Yanhui_Chen,_Xiaofeng_Wang,_Jie_Lin,_Gaobo_Xi,_Jun_Mo,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_Brink,_Xiao-Yu_Ma,_Weikai_Zong,_Yong_Yang,_Jingkun_Zhao,_Xiangyun_Zeng,_Zhihao_Chen,_Ali_Esamdin,_Fangzhou_Guo,_Abdusamatjan_Iskandar,_Xiaojun_Jiang,_Wenxiong_Li,_Cheng_Liu,_Jianrong_Shi,_Xuan_Song,_Letian_Wang,_Danfeng_Xiang,_Shengyu_Yan,_Jicheng_Zhang,_and_Yonghui_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11585 |
清華大学と馬化騰の測量望遠鏡(TMTS)は、北の空を監視することで急速に進化する過渡状態を発見することを目的としています。TMTSカタログはGaiaEDR3の白色矮星(WD)カタログと相互照合されており、これまでに1,000を超えるWD候補の光度曲線が得られています。その中でも、WDTMTSJ23450729+5813146(以下、J2345)は、興味深い共通ソースの1つです。TMTSからの光度曲線と追跡測光観測に基づいて、967.113秒、973.734秒、881.525秒、843.458秒、806.916秒、および678.273秒の期間が特定されます。さらに、TESS観測は周期が3.39時間を示唆していますが、これは3インチ以内に位置する共移動するM矮星の回転に起因すると考えられます。分光観測は、このWDがTeff=11778+/-617K,loggのDA型であることを示しています。=8.38+/-0.31、質量=0.84+/-0.20Msun、年齢=0.704+/-0.377Gyrs.星地震学的解析により、Teff=12110+/-10K、質量=0.760+/-0.005という全体的な最適解が明らかになりました。Msunはスペクトルフィッティングの結果と一致しており、コア中心の酸素と炭素の存在量はそれぞれ0.73と0.27です。星地震学によって与えられる固有光度から導出される距離は93パーセクであり、これは98パーセクの距離と一致します。ガイアDR3.さらに、運動学的研究は、このWDが厚い円盤星である可能性が高いことを示しています。そのゼロ年齢の主系列質量は3.08ミリ秒と推定され、主系列プラス冷却年齢はおよそ900ミリ秒です。
サパキ: 銀河の O3If* 星は孤立して生まれた可能性がある
| Title |
Sapaki:_Galactic_O3If*_star_possibly_born_in_isolation |
| Authors |
M._S._Zarricueta_Plaza,_A._Roman-Lopes_and_D._Sanmartim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11612 |
背景:天の川銀河の領域で孤立していることが判明した高質量星の研究は、大質量星形成の場合の核降着機構の実現可能性を探るのに役立つ可能性がある。真に孤立した星の存在は、個々の大質量星が孤立して誕生する可能性を効率的に調べる可能性がある。目的:我々は、8.0$\μ$mの高温塵放出によって適切に追跡される、よく発達した巨大な空洞の中心近くに孤立しているように見えるO3If*星WR67a(以下、Sapaki)を観測しました。方法:3800～10500\r{A}ラスカンパナス天文台のマゼランエシェレット(MagE)と。見通し内の合計絶滅数を計算しました。さらに、さまざまな推定量を使用して、その太陽中心距離を制限しました。さらに、そのスペクトルのいくつかの線からその動径速度を測定しました。最後に、ガイアからの固有運動を分析して、暴走状態の可能性を調べました。結果:この星は、クラスの標準的な例との類似性を考慮して、スペクトルタイプO3If*を持つものとして分類されました。さらに、サパキは非常に不明瞭であり、視線消光値$A_{V}=7.87$に達していることがわかりました。太陽中心距離は$d=4-7$kpcの範囲であると推定されました。また、その動径速度は$V_{r}=-34.2\pm15.6$km/sであると推定されました。また、2D運動学のみに基づいて暴走ステータスを破棄することもできます。さらに、ガイアから提供された固有運動と視差を分析したところ、互換性のある測定値を持つ星が他に1つだけ見つかりました。結論:明らかに非暴走状態であり、クラスター化がないことを考えると、サパキは天の川銀河における孤立した大質量星形成の有力な候補であると思われる。
CN と CO の特徴: 中解像度の X-Shooter スペクトルにおける赤色巨星の進化段階の主要な指標
| Title |
CN_and_CO_Features:_Key_Indicators_of_Red_Giant_Evolutionary_Phase_in_Moderate-Resolution_X-Shooter_Spectra |
| Authors |
Kirsten_A._Banks,_Chantel_Y._Y._Ho,_Sarah_L._Martell,_Sven_Buder,_Dennis_Stello,_Sanjib_Sharma,_James_Priest,_Ana\"is_Gonneau,_Keith_Hawkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11620 |
データ駆動型の解析手法は、「ゴールドスタンダード」の小星地震データが利用できない赤色巨星の物理的性質を推測するのに役立ちます。データ駆動型分析による赤色巨星の光学スペクトルと赤外線スペクトルの研究により、振動周波数とそれらの間隔の違いがスペクトルに刻印されていることが明らかになりました。これにより、核ヘリウムが燃えている赤色塊星（RC）と、まだ赤色巨星枝の最初の上昇途中にある星（RGB）を確実に区別することが可能になります。私たちは、中解像度のVLT/Xシューター分光器を使用して、これらの研究を0.33～2.5ミクロンの10倍広い波長範囲に拡張しました。K2ミッションからの星地震データを用いた49個の星の分析により、CN、CO、CHの特徴が確かに赤色巨星の進化段階に関する分光学的情報の主要な担体であることが確認された。我々は、0.33～2.5ミクロンの範囲内でRCをRGBから区別するための215の有益な特徴を報告します。これにより、既存および将来の分光調査で波長領域を最適化し、発光赤色巨星の多種多様な元素存在量と信頼性の高い年齢推定値の両方を提供することが可能になります。
3次元磁束ロープの進化における磁気リコネクションに対するホール効果
| Title |
Hall_effect_on_the_magnetic_reconnections_during_the_evolution_of_a_three-dimensional_magnetic_flux_rope |
| Authors |
Kamlesh_Bora,_Satyam_Agarwal,_Sanjay_Kumar,_Ramit_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11660 |
我々は、初期の3D双極せん断場からの磁気再接続によって生成される3次元(3D)磁束ロープ(MFR)の新しいホール磁気流体力学(HMHD)数値シミュレーションを紹介します。HMHDの進化における磁気再結合をMHDと比較します。どちらのシミュレーションでも、ヌルポイントでの磁気再結合の結果としてMFRが生成されますが、これは現在のシミュレーションでは実現されていません。興味深いことに、HMHDシミュレーションでは進化がより速く、より複雑になっています。3Dヌル(再接続サイト)付近でのねじれた磁力線(MFL)の繰り返しの発生は、MFRのHMHD進化に特有のものです。ホール強制力の影響を受ける再接続サイト周囲の磁力線の動的展開は、それに応じて大規模構造に影響を与えます。
大質量星からの質量損失は、上部のヘルツシュプルング・ラッセル図を通じてその進化において決定的な役割を果たします。定常状態の風を説明する流体力学理論は、ライン駆動風理論(m-CAK)です。この理論から、風の質量損失率と速度プロファイルを導き出すことができ、これらを適切に推定することは、これらの物体のスペクトルからの定量的な分光分析に大きな影響を与えるでしょう。現在、高速解の近似であるいわゆるベータ則がm-CAK流体力学の代わりに広く使用されており、導出された値が1.2より大きいベータである場合、これらの値に対する流体力学的正当化はありません。このレビューは、(1)運動方程式(EoM)の詳細な位相解析、(2)3つの異なる(速い風と2つの遅い)風の解すべてについて数値的にEoMを解く、(3)速度プロファイルの解析的近似を導出する、に焦点を当てています。LambertW関数を介して、(4)低速ソリューションの適用可能性についての議論を示します。
M33の新しいLBV候補
上部のH-Rダイアグラムに存在する多種多様な光星の行動を支配する進化の関係とメカニズムは十分に確立されていません。青色発光変光星(LBV)は特にまれで、天の川銀河とその近くの銀河で確認されているのは数十個だけです。2012年以来、バーバー天文台の発光星調査は、最近LBVのSDoradus噴火と一致する測光的および分光的変化を受けたM33C-4119を含む、M33の100以上の発光ターゲットを監視してきました。
ソーラーオービター/EUI HRIEUVとSPICEが明らかにした、コロナルレインに伴うEUV微細構造と変動性
| Title |
EUV_fine_structure_and_variability_associated_with_coronal_rain_revealed_by_Solar_Orbiter/EUI_HRIEUV_and_SPICE |
| Authors |
P._Antolin,_A._Dolliou,_F._Auch\`ere,_L._P._Chitta,_S._Parenti,_D._Berghmans,_R._Aznar_Cuadrado,_K._Barczynski,_S._Gissot,_L._Harra,_Z._Huang,_M._Janvier,_E._Kraaikamp,_D._M._Long,_S._Mandal,_H._Peter,_L._Rodriguez,_U._Sch\"uhle,_P._J._Smith,_S._K._Solanki,_K._Stegen,_L._Teriaca,_C._Verbeeck,_M._J._West,_A._N._Zhukov,_T._Appourchaux,_G._Aulanier,_E._Buchlin,_F._Delmotte,_J._M._Gilles,_M._Haberreiter,_J.-P._Halain,_K._Heerlein,_J.-F._Hochedez,_M._Gyo,_S._Poedts,_and_P._Rochus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11691 |
コロナ雨は太陽コロナの最も劇的な冷却現象であり、コロナ加熱特性の重要な診断ツールです。加熱以外の太陽コロナの不可解な特徴は、そのEUVフィラメント構造と変動性です。私たちは、コロナ雨の根底にあるTNE-TIシナリオの観察可能な特徴を大小の空間スケールで特定し、それが太陽コロナで果たす役割を理解することを目指しています。私たちは、2022年春の近日点からのEUI/HRIEUVと太陽周回衛星のSPICEからの、前例のない最大240kmの空間解像度でEUVデータセットを使用します。コロナ雨によって生成されるEUV吸収の特徴は、260kmという小さなスケールで検出されます。雨が降ると、すぐ下流で加熱と圧縮が発生し、降下に伴うEUVのわずかな増光につながり、「火の玉」現象が発生します。衝突の直前に、雨の下流で数分間続くフラッシュのようなEUVが最も速い現象で観察されます。彩層に対する雨の影響に対する大気の反応を初めて検出しました。これは、上向きに伝播するリバウンド衝撃とループを部分的に再加熱する流れで構成されています。観測された雨の塊の幅は500+-200kmです。それらは10～150kms^-1の幅広い速度分布を示し、ピークは50kms^-1未満になります。同様の幅の冠状ストランドが、冷たいフィラメント構造と同一空間の同じループに沿って観察され、これをCCTRと解釈します。予想される寒冷化と一致して、雨が降る前に、コロナから彩層温度まで徐々に低温になる線で連続的なループ増光が検出されます。大規模な雨にもかかわらず、AIA171では直角位相ではほとんど検出できず、LOSの影響がコロナル雨の可視性に大きな役割を果たしていることが示されています。それでも、AIA304とSPICEの観測では、HRIEUVが捉えることができる雨はほんの一部であることが明らかになりました。
惑星-円盤-風の相互作用: 原始惑星の磁化された運命
惑星と円盤の相互作用のモデルは、主に2Dおよび3D粘性流体力学シミュレーションに基づいています。降着は古典的に、円盤内の角運動量(AM)の乱流半径方向輸送を特徴付けるアルファパラメーターによって規定されます。この降着シナリオは数年前から疑問視されており、MHD風によるAMの垂直輸送を含む代替パラダイムが提案されています。私たちは、ギャップを開いて子午線の流れを生み出す惑星の能力に焦点を当てながら、そのような文脈で惑星と円盤の相互作用を再考します。ギャップ内の降着、磁場、風のトルク、さらには円盤が惑星に及ぼす重力トルクも調査されます。私たちは、GPUアクセラレーションコードIdefixを使用して、固定円軌道上に惑星を収容する大規模な垂直磁場が通過するガス円盤の高解像度3Dグローバル非理想MHDシミュレーションを実行します。さまざまな惑星の質量と円盤の磁化を考慮します。十分に重い惑星ではギャップの開放が常に起こり、惑星の質量が増加し、初期磁化が減少するとギャップが深くなることがわかりました。我々は、降着がMHD風によって支配されている場合のギャップ開始基準を提案します。我々は、降着が不安定であり、外側円盤の表層から生じ、物質を惑星の極に直接もたらしていることを示した。惑星ギャップは磁場が蓄積する特権的な領域であり、ギャップを通るほぼ音速の降着流につながります。巨大な惑星の場合、風のトルクは深さと幅の両方で非対称なギャップを引き起こし、ギャップの外側の端を徐々に侵食し、外側のリンドブラッドトルクを減少させ、数百回の軌道の後に磁化された円盤内の木星惑星の移動方向を逆転させる可能性があります。。低質量惑星の場合、平均してほぼ正である強く変動する重力トルクが見つかり、これは確率論的な外向きの移動を示しています。
衝撃的な太陽エネルギー粒子イベントにおける元素の存在量
我々は、大きな質量依存性の存在量の増加が頻繁に見られる、衝撃的な太陽エネルギー粒子（SEP）イベントにおけるtrans-Fe元素の存在量の増加に関するモデルを概説し、議論する。これは、第一イオン化ポテンシャル(FIP)効果、つまり、太陽彩層内でイオン化されるFe、Mg、Siなどの元素が中性の元素と比較してコロナ存在量が増加することに関するポンドロモーティブフォースモデルのバリエーションとして生まれます。このようにして、分別領域は彩層内に配置され、太陽エンベロープに接続されるため、冠状分別サイトでは問題となる可能性のある膨大な存在量変動が発生します。質量非依存性FIP分別が質量依存性衝撃的SEP分別になる背後にある主なメカニズムは、彩層における音波の抑制です。分別を引き起こすポンデロモーティブ力は、ねじれアルフベン波によるものに違いないが、このアルフベン波は、せん断波よりも低速モードへの結合がはるかに弱く、光球対流に由来する上向き伝播音響波は、アルフベン波が存在する彩層で高速モードに効果的にモード変換されるに違いない。音速は等しく、その後全反射します。さらに、衝動性SEPの原因と考えられる環境の観測と、実際の太陽がこれらの条件をどの程度満たすかについて議論します。
ガイアから見たオリオンAの星形成の制約
私たちは、ベイジアンの枠組み内で、前主系列集団の測光調査から星形成の歴史を推測するための統計的手法を開発します。私たちの手順には、等級を限定した調査での減光によるバイアスの補正と、個々の減光測定による星のサブセットからの分布の使用が含まれます。未解決のバイナリに対しては適度な修正も行います。私たちは、オリオンA分子雲のガイア測光を使用して、私たちの方法を集団のサンプルに適用します。2つの十分に確立された進化の軌跡を使用すると、私たちのサンプルは絶滅により最年少年齢では不完全であるにもかかわらず、オリオン座Aでは星形成が約0.3万年から5万年の間で比較的一定の速度で進行していることがわかりました。星形成の複数の時期を示唆する他の研究もある。強い磁場の影響を考慮しようとした一連のトラックでも同様の結果が得られます。また、特に磁気進化の軌跡を使用して、重水素が燃える主系列に沿って最初に出現する低質量星から生じるであろう、十分に制約された「出生系統」の証拠も見つからない。私たちの手法はガイアデータを扱うために開発されましたが、星形成領域の他の測光調査の分析にも役立つ可能性があります。
| Title |
Searching_for_Scalar_Ultralight_Dark_Matter_with_Optical_Fibers |
| Authors |
J._Manley_and_R._Stump_and_R._Petery_and_and_S._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11205 |
私たちは光ファイバーをスカラー超軽量暗黒物質(UDM)の検出器として考え、$10^{-17}-10^{-13}$eV/$の範囲の粒子質量を持つスカラーUDMを探索するためにファイバーベースの干渉計を使用することを提案します。c^2$$\left(10^{-3}-10\text{Hz}\right)$。提案された検出器は中実コアと中空コアファイバーで構成されており、微細構造定数$\alpha$のスカラーUDM誘起変調によるファイバーの屈折率の相対振動に敏感です。我々は、検出器アレイや極低温冷却を実装することで、提案されている光ファイバーベースのスカラーUDM探索がパラメータ空間の新しい領域に到達する可能性があると予測しています。このような探索は、粒子質量範囲$7\times10^{-17}～2\times10^{-14にわたる以前のDM探索を超える感度で、暗黒物質の太陽ハローを探査するのに特に適しています。}$eV/$c^2$。
エスケープ/キャプチャコーンに基づく光子球の一般化
漸近的に平坦な時空において、将来のヌル無限に到達するヌル測地線を念頭に置き、光子球の一般化として「ダーク・ホライズン」という新しい概念を提案する。それらは、単位時間的なベクトル場に対する光子のエスケープ/キャプチャコーンの構造に関して定義されます。より具体的には、光子の放出方向の集合を表す２つの球を考慮すると、ダークホライズンは、それぞれ捕獲錐体と脱出錐体に半球がぎりぎり含まれる位置に位置する。我々は、ミンコフスキー時空には両方とも存在しないが、特定の条件下でブラックホールのある時空には存在することを示した。私たちは、球対称時空におけるダークホライズンの一般的な特性を導き出し、ヴァイディア時空とカー時空におけるダークホライズンの位置を明示的に計算します。
宇宙論的相関関係者のリーディングループ
インフレーションによる宇宙論的相関関係子はツリーレベルで生成されることが多いため、ループの寄与は摂動による小さな補正に限定されます。ここでは、そうでないシナリオについて説明します。最近、任意の質量の任意の数のスカラー場について、質量のないスカラーのパリティ奇数トライスペクトルは、ユニタリ性と初期状態の選択により正確なスケール不変性の限界内で消滅する必要があることが示されました。UV発散を慎重に処理することで、1ループの寄与が消失せず、したがって先行していることがわかります。驚くべきことに、1ループパリティ奇数トライスペクトルは単に運動学の有理関数であり、単一クロックインフレーションを含む一連のモデルで明示的に計算されます。ループ寄与はパリティ奇数セクターの主要な項ですが、2つの観測値の計測ノイズと体系が異なる場合を除き、そのS/N比は通常、対応するツリーレベルのパリティ偶数トライスペクトルの信号対ノイズ比によって上から制限されます。。さらに、相関器を計算するときに正確にキャンセルされる波動関数への一連のループ寄与を特定し、より一般的な現象を示唆しています。
証拠ネットワーク: 高速で償却されたニューラル ベイジアン モデル比較のための単純な損失
| Title |
Evidence_Networks:_simple_losses_for_fast,_amortized,_neural_Bayesian_model_comparison |
| Authors |
Niall_Jeffrey,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11241 |
EvidenceNetworksは、最先端の手法(例:ネストされたサンプリング)が失敗した場合や、尤度や事前確率が扱いにくい場合や不明な場合でも、ベイジアンモデルの比較を可能にします。ベイジアンモデルの比較、つまりベイズ係数または証拠比の計算は、最適化問題としてキャストできます。最適分類のベイズ解釈はよく知られていますが、ここでは視点を変えて、ベイズ因子の便利な関数を直接推定する高速で償却されたニューラル推定器をもたらす損失関数のクラスを示します。これにより、個々のモデルの確率の推定に伴う数値の不正確さが軽減されます。漏洩パリティ奇乗(l-POP)変換を導入し、新しい「l-POP-指数関数」損失関数を導き出します。さまざまなモデルでデータ確率のニューラル密度推定を調査し、それがエビデンスネットワークよりも精度とスケーラビリティに劣ることを示します。複数の実世界および合成の例は、証拠ネットワークがパラメーター空間の次元に明示的に依存せず、事後確率密度関数の複雑さに合わせて緩やかにスケールすることを示しています。このシンプルかつ強力なアプローチは、モデル推論タスクに広範な影響を及ぼします。EvidenceNetworksの実世界データへの応用として、ダークエネルギー調査の重力レンズデータを使用して2つのモデルのベイズ係数を計算します。陰的推論設定におけるモデルの比較と評価の他の関連する問題への私たちの方法の適用について簡単に説明します。
最小限の予熱
振動するインフレトン場は、インフレーションの終わりにハッブルパラメータの小振幅振動を引き起こします。これらのハッブルパラメータによって引き起こされる振動は、インフレトンに直接結合していない場合でも、すべての光フィールドのパラメトリック粒子生成を引き起こします。ここでは、この効果の結果として、インフレーション後の軽いスカラー場(標準模型ヒッグス場など)での粒子の生成を研究します。私たちの解析により、インフレトン凝縮から粒子励起へのエネルギー伝達効率に関するモデルに依存しない下限が得られます。
極端なレンズ作用はブラックホール信号の分光時間相関を誘発する
| Title |
Extreme_lensing_induces_spectro-temporal_correlations_in_black-hole_signals |
| Authors |
Shahar_Hadar,_Sreehari_Harikesh,_Doron_Chelouche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11247 |
電磁ブラックホール観測の急速な進歩は、理論的な課題を提示しています。それは、極限重力レンズの普遍的な兆候を確率的な天体物理信号からどのように抽出できるかということです。この動機により、ここでは画像の位置、時間、周波数にわたる特定の強度変動の2点相関関数を考慮します。フォトンリングを構成する強く偏向された光線の寄与は、単純な幾何学的統計発光モデルによって照射されたカーブラックホールについて解析的に計算されます。その後、画像全体を統合して、未解決のソースに関連する分光時間相関関数を生成します。最後に、いくつかの観測面について説明し、現在および今後のミッションでの探知可能性の予備評価を提供します。
微細構造定数の変化に対する巨視的物理システムの感度を工学的に制御する
| Title |
Engineering_the_sensitivity_of_macroscopic_physical_systems_to_variations_in_the_fine-structure_constant |
| Authors |
Beata_Zjawin,_Marcin_Bober,_Roman_Ciury{\l}o,_Daniel_Lisak,_Micha{\l}_Zawada,_Piotr_Wcis{\l}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11264 |
微細構造定数$\alpha$の変化を探索することを目的とした実験は、原子やイオンなどの微視的な束縛系の遷移や光空洞の共鳴の分光法に基づいています。$\alpha$の変動に対するこれらのシステムの感度は通常1程度であり、特定のシステムに対して固定されています。重原子、高度に荷電したイオン、核遷移については、相対論的効果と量子状態の有利な配置の恩恵を受けることで感度を高めることができます。この記事では、巨視的な物理システムの感度係数を制御するための新しい方法を提案します。$\alpha$に対して調整可能な感度を備えた光キャビティの具体的な概念について説明します。これらの系は、$\alpha$の変動に対する巨視的系の感度に関するこれまでの研究とは質的に異なる特性を示します。この研究では、感度は固定されており、基本的に1のオーダーに制限されていることがわかっています。この記事で提案した特定の光キャビティ配置で達成可能な実験上の制約は、$\alpha$の変動に関する現在の最良の制約をまだ超えていませんが、この研究は物理学の基本定数の変動を探索するための新しいアプローチを開発する道を開きます。
単一フィールドのインフレに対する大規模な $|\eta|$ アプローチ
原始ブラックホールを生成できるインフレーションの単一フィールドモデルは、通常、標準的な摂動的なスローロール体制からの大幅な逸脱を必要とします。実際、これらのシナリオの多くでは、スローロールパラメーター$|\eta|$のサイズは、インフレ展開の短い段階で1よりも大きくなります。これらの系の解析的制御を開発するために、大きな$|\eta|$の限界を探索し、摂動展開に使用される$1/|\eta|$を小さい量に昇格させます。式は単純化され、曲率変動の2点関数と3点関数の解析式が得られます。これは、原始ブラックホールを生成する現実的なインフレーションモデルに見られる特徴の一部を共有します。このフレームワークでワンループ補正を研究します。制御可能なサイズの対数増強赤外線寄与を残して、紫外線発散を利用可能なパラメータに吸収するための基準を議論します。
LISAでの宇宙ひもバースト
| Title |
Cosmic_string_bursts_in_LISA |
| Authors |
Pierre_Auclair,_Stanislav_Babak,_Hippolyte_Quelquejay_Leclere,_Dani\`ele_A.Steer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11653 |
宇宙ストリングカスプは、重力波検出器で探索できる、短命の直線偏向重力波バーストの発生源です。最新のLISA構成と運用上の前提条件を使用して、これらのバーストを検出するLISAの機能を評価します。このような短いバーストについては、LISAが「凍結」しているとみなせること、つまりLISAの軌道運動を無視できることを検証します。宇宙ひもループのネットワークの2つのモデルを検討し、LISAが1-を検出できるはずであると推定します。弦の張力$G\mu\およそ10^{-11}-10^{-10.5}$と検出しきい値$\rm{SNR}\ge20$を仮定すると、年間3回のバースト。これらのバーストが検出されない場合、制約が発生します。両方のモデルの弦の張力は$G\mu\lesssim10^{-11}$です。
擬似ゴールドストーン暗黒物質の $SO(10)$ モデルにおけるひもで囲まれた壁からの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_walls_bounded_by_strings_in_$SO(10)$_model_of_pseudo-Goldstone_dark_matter |
| Authors |
Rinku_Maji,_Wan-Il_Park,_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11775 |
$SO(10)$($Spin(10)$)に基づいた擬似ゴールドストーンボソン暗黒物質(pGDM)粒子のシナリオで弦壁構造によって生成される重力波スペクトルを調査します。この暗黒物質候補は、126次元と16次元のヒッグス場に存在する標準モデル(SM)シングレットの線形結合です。ヒッグス$126$-プレット真空期待値(VEV)$\left<126_H\right>$は、$SO(10の中心)$\mathbb{Z}_4$の$\mathbb{Z}_2$部分群をそのまま残します。)$。とりわけ、これにより、弦張力$\mu\sim\left<126_H\right>^2$を持つトポロジー的に安定した宇宙弦が得られます。その後の$16$-pletVEV$\left<16_H\right>$による大幅に低いスケールでの$\mathbb{Z}_2$の(自発的)破壊により、以前に生成された文字列によって境界付けられたドメイン壁が出現します。$10^{-15}$と$10^{-9}$の間で変化する$G\mu$値の重力波スペクトルを表示します($\left<126_H\right>\sim10^{11}$-$10^{14}$GeV)、$\left<16_H\right>\sim0.1$-$10^3$TeV範囲($G$はニュートン定数を示します)。これらの予測は、ここで示すように、さまざまな方法でテストできます。LISA、ET、CEなどを含む(提案された)実験。
