AbacusSummit を使用した現代の赤方偏移と弱いレンズ調査の合成光錐カタログ
| Title |
Synthetic_light_cone_catalogues_of_modern_redshift_and_weak_lensing_surveys_with_AbacusSummit |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Sihan_Yuan,_Chris_Blake,_Daniel_J._Eisenstein,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Ni_Putu_Audita_Emas,_Jaime_E._Forero-Romero,_Cristhian_Garcia-Quintero,_Mustapha_Ishak,_Shahab_Joudaki,_Eric_Jullo,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Alex_Krolewski,_Martin_Landriau,_Johannes_Ulf_Lange,_Marc_Manera,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Anna_Porredon,_Graziano_Rossi,_Rossana_Ruggeri,_Christopher_Saulder,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Enia_Xhakaj,_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11935 |
銀河クラスタリングや弱いレンズ効果など、さまざまな宇宙論的探査機を共同解析すると、原始宇宙、暗黒エネルギー、暗黒物質の性質について貴重な洞察が得られる可能性があります。ただし、広範囲のスケールと赤方偏移をカバーする忠実度の高い理論モデルの開発は必要な足がかりです。ここでは、$N$-bodyシミュレーションスイートAbacusSummitを使用してBorn近似で生成された光円錐上の公開高解像度弱レンズマップと、初期データリリース小規模に合わせて調整された付属の弱レンズモックカタログを紹介します。暗黒エネルギー分光装置(DESI)のクラスタリング測定。このリリースで利用できるのは、$z=0.15$から2.45($\Deltaz=0.05$)の範囲のソース赤方偏移における宇宙シアー、偏向角、および収束場のマップと、CMB収束マップ($z\約1090$)です。25の${\ttBase}$解像度シミュレーションのそれぞれについて($L_{\rmbox}=2000\,h^{-1}{\rmMpc}$,$N_{\rmpart}=6912^3$)と2つの${\tthuge}$シミュレーション($L_{\rmbox}=7500\,h^{-1}{\rmMpc}$、$N_{\rmpart}=基準となるアバカスサミット宇宙論での8640^3$)($Planck$2018)。各マップのピクセル解像度は0.21arcminで、HEALPiX$N_{\rmside}$の16384に相当します。${\ttBase}$シミュレーションの空の範囲は、$z\約0.8$(減少する)までの八分円です。$z\約2.4$で約1800度$^2$)、${\tthuge}$シミュレーションでは$z\約2.2$まで全天をカバーします。モックレンズソースカタログは、Kilo-DegreeSurvey、DarkEnergySurvey、およびHyper-SuprimeCamの弱いレンズデータセットのアンサンブルプロパティに一致するようにサンプリングされます。作成されたモックカタログは、銀河クラスタリング多重極、銀河シアー、シアーシアーなどのさまざまなクラスタリングおよびレンズ統計の理論的予測に対して検証され、優れた一致を示しています。
ハッブル定数: 歴史的考察
銀河が互いに離れて飛行していることが発見されてから100年間、天文学者たちはどれくらいの速度で飛行しているかを調べ続けてきました。ハッブル定数H0によって特徴付けられる膨張は、重力相互作用によって引き起こされる特有の速度によって局所的に混乱するため、観測者は大きな赤方偏移で正確な距離を取得する必要があります。私たちの銀河系のすぐ近くにあるため、星の視差によって正確な距離を測定できます。恒星の視差の近距離領域から速度異常のない遠距離領域まで適用できる銀河距離を取得するための優れた方法はありません。頼りになるのは、ドメインが重複する複数の方法を含む距離ラダーです。このプロジェクトは順調に進んでおり、満足のいく手順とリンクが特定され、必要な距離範囲にわたってテストされています。距離ラダーからのH0の最適値は73～75km/s/Mpcの範囲にあります。一方、宇宙マイクロ波背景放射の変動のパワースペクトルから入手可能な詳細な情報と、遠方の超新星測定からの暗黒エネルギーの存在に有利な制約とを組み合わせて、H0=67.4～1%であるという正確な予測があります。距離ラダーの結果が示すように、ハッブル定数が70km/s/Mpcをはるかに上回っていると最終的に判断された場合、素粒子物理学の標準モデルに基づいた現在推奨されているLambdaCDM宇宙論モデルは不完全である可能性があります。近い将来、距離ラダー観測によるハッブル定数の値が1%の精度で厳密に定義されるだろうという楽観的な理由があります。
銀河窓関数が宇宙論的パラメータ推定に及ぼす影響について
| Title |
On_the_impact_of_the_galaxy_window_function_on_cosmological_parameter_estimation |
| Authors |
Tanveer_Karim,_Mehdi_Rezaie,_Sukhdeep_Singh,_Daniel_Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11956 |
銀河の赤方偏移調査における系統的な重要な情報源の1つは、銀河の窓関数の推定から得られます。これまで、銀河窓関数の推定における不確実性がパラメータ推論に及ぼす影響は適切に研究されていませんでした。この論文では、銀河の窓関数の推定における不確実性とバイアスが、シミュレーションベースのアプローチを使用した現在および次世代の銀河調査で顕著になることを示します。DESILegacyImagingSurveysとプランクCMBレンズマップからの相互相関する輝線銀河の具体的なケーススタディを用いて、窓関数のモデル化に対するニューラルネットワークベースの回帰アプローチが線形回帰ベースのモデルと比較して優れていることを示します。。さらに、銀河過密度推定量の定義が、観測されたパワースペクトルの全体的な信号対雑音比に影響を与える可能性があることを示します。最後に、窓関数から来る付加的なバイアスが推論されたパラメーターのモードに大幅なバイアスを与え、精度を低下させる可能性があることを示します。したがって、宇宙論的な実験を行うには、窓関数を注意深く理解することが不可欠です。
AIによる超解像宇宙論シミュレーションⅢ：時間進化
| Title |
AI-assisted_super-resolution_cosmological_simulations_III:_Time_evolution |
| Authors |
Xiaowen_Zhang,_Patrick_Lachance,_Yueying_Ni,_Yin_Li,_Rupert_A.C._Croft,_Tiziana_Di_Matteo,_Simeon_Bird,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12222 |
この研究では、最近開発した超解像(SR)モデルを宇宙論的シミュレーション用に拡張し、完全に時間の一貫した粒子の位相空間分布の進化表現を生成します。私たちはスタイルベースの制約付き敵対的生成ネットワーク(Style-GAN)を採用しており、宇宙時間の変化がネットワークへの入力スタイルパラメーターとなります。物質のパワースペクトルとハローの質量関数は、学習済みの赤方偏移範囲全体($10\lez\le0$)にわたる高解像度N体シミュレーションの結果とよく一致します。さらに、ハローマージャツリーを構築することにより、SRモデルの時間的一貫性を評価します。私たちは、木の枝に沿った祖先、子孫、集団の成長を調べます。すべての統計指標は、低解像度の入力に基づいて満足のいく高解像度シミュレーションを生成するSRモデルの能力を示しています。
非最小曲率シナリオにおける PBH 形成のための曲率摂動の増大を再検討
| Title |
Growth_of_curvature_perturbations_for_PBH_formation_in_non-minimal_curvaton_scenario_revisited |
| Authors |
Chao_Chen,_Anish_Ghoshal,_Zygmunt_Lalak,_Yudong_Luo,_Abhishek_Naskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12325 |
非自明でない場計量$\lambda(\phi)$($\phi$はインフレトン場)を使用した非最小曲率シナリオにおける曲率摂動の増大を再検討し、曲率の不均一な開始による効果を組み込みます。アクシオンのようなポテンシャルの観点からの振動。場の計量$\lambda(\phi)$は、曲面場の摂動$\delta\chi$の強化において中心的な役割を果たし、$\の形状に応じて正または負のいずれかになる効果的な摩擦項として機能します。lambda(\phi)$、つまり一次導関数$\lambda_{,\phi}$です。私たちの分析により、条件$\eta_\text{eff}\equiv-2\sqrt{2\epsilon}M_\text{Pl}{\lambda_{,\phi}が成立した場合に$\delta\chi$がスーパーホライズン成長することが明らかになりました。\over\lambda}<-3$が満たされます。これは、超低速ロールインフレーションの状況における曲率摂動の増幅に関与するメカニズムに類似しています。つまり、成長モードが曲率摂動を支配します。ケーススタディとして、$\lambda(\phi)$のガウスディップの影響を調べ、インフレーションダイナミクスの分析的側面と数値的側面の両方について徹底的な調査を行います。我々の発見は、インフレーション中の曲面摂動の挙動は、$\lambda(\phi)$の落ち込みの深さだけによって決まるわけではないことを示しています。むしろ、くぼみの形状も重要な役割を果たしており、これまで文献では強調されていなかった特徴です。$\delta\mathcal{N}$形式主義を利用して、最終曲率パワースペクトルと非線形パラメーター$f_\text{NL}$の両方に対する解析式を、不均一な曲率振動。さらに、結果として生じる原始ブラックホールの存在量とスカラー誘起重力波が計算され、PBHの観測窓が提供されます。
銀河質量集合体 (GAMA): ハロー質量の関数としてのグループ HI 質量
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_The_group_HI_mass_as_a_function_of_halo_mass |
| Authors |
Ajay_Dev,_Simon_P._Driver,_Martin_Meyer,_Sambit_Roychowdhury,_Jonghwan_Rhee,_Adam_R._H._Stevens,_Claudia_del_P._Lagos,_Joss_Bland-Hawthorn,_Barbara_Catinella,_A._M._Hopkins,_Jonathan_Loveday,_Danail_Obreschkow,_Steven_Phillipps,_Aaron_S._G._Robotham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12750 |
私たちは、銀河質量集合体(GAMA)調査から光学的に選択されたグループの位置におけるAreciboLegacyFastALFA調査のHIデータを使用して、原子水素(HI)とハロー質量の関係(HIHM)を決定します。37個のGAMAグループに対して直接HI検出を行います。345グループのHIグループスペクトルスタッキングを使用して、$10^{11}-10^{14.7}\text{M}_\odot$のハロー質量範囲にわたるハロー質量の関数としてグループHI含有量を研究します。また、エディントンバイアスに関して結果を修正します。グループHIの質量は一般に、ハロー質量の関数として、$10^{11.6}\text{M}_\odot$のハロー質量の$1.3\%$から$10^{13.7}の$0.4\%$まで増加することがわかります。\text{M}_\odot$で、高質量端に向かって平坦化する兆候が見られます。光学調査限界、グループカタログ、およびハロー質量推定方法の違いにもかかわらず、我々の結果は以前のグループHIスタッキング研究と一致しています。私たちの結果は、SHARKおよびIllustrisTNGによる模擬観察とも一致しています。
畳み込みニューラル ネットワークを使用した成長率 $f\sigma_8$ の非線形性のない予測
宇宙の大規模構造の成長率$f\sigma_8(z)$は、一般相対性理論からの逸脱をテストするために使用できる重力の重要な動的プローブです。ただし、銀河調査で宇宙論的観測からこの重要な量を抽出するには、2つの重要な仮定を行う必要があります:i)基準宇宙論モデル(通常は宇宙論的定数と冷たい暗黒物質($\Lambda$CDM)モデルとみなされる)ii)特に非線形スケールでの、H$\alpha$エミッターから観測されたパワースペクトルのモデリング。文献で使用されているほとんどのモデルはせいぜい現象論的であるため、これは特に危険です。この研究では、キホーテN体シミュレーションで訓練された畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、$f\sigma_8(z)$を直接、非線形部分のモデルを仮定せずに予測する新しいアプローチを提案します。これにより、前述の2番目の仮定が回避されます。CNNからの$f\sigma_8$の値の予測は基準値とよく一致していますが、理想的な基準を仮定すると、誤差は従来の楽観的なフィッシャー行列アプローチの誤差の次数単位以内に収まっていることがわかります。Quijoteシミュレーションの仕様に合わせた調査を行います。したがって、CNN再構成は、成長率を抽出するときに小規模なスケールでの非線形性の理論的モデリングを回避するための実行可能な代替手段であることがわかります。
Pantheon+ および SH0ES サンプルにおける SnIa 絶対等級の等方性について
半球比較法を使用して、さまざまな赤方偏移/距離ビンにおけるPantheon+およびSH0ESサンプルのSnIa絶対等級の等方性をテストします。各ビンで特定された異方性のレベルを、対応する等方化データのモンテカルロシミュレーションと比較して、根底にある等方性宇宙論のコンテキストでそのような異方性のレベルの頻度を推定します。すべてのビンで特定された異方性のレベルが、モンテカルロ等方性のシミュレートされたサンプルと一致していることがわかります。ただし、Pantheon+とSH0ESの両方の実際のサンプルでは、$40Mpc$未満の距離で異方性レベルの急激な変化が発生していることがわかります。Pantheon+サンプルでは、赤方偏移ビン$[0.005,0.01]$が、考慮された他の5つの赤方偏移ビンよりも著しく異方性が高いことがわかります。SH0ESサンプルでは、約$30Mpc$を超える距離で異方性レベルが急激に低下していることがわかります。これらの異方性遷移は、モンテカルロ等方性シミュレーションデータでは比較的まれで、SH0ESシミュレーションデータの$2\%$とPantheon+等方性シミュレーションサンプルの約$7\%$で発生します。この効果は、別個の物理学または系統学の$30Mpc$バブルの中で中心から外れた観察者の経験と一致します。
多様な宇宙背景における CDM と大質量ニュートリノの連成摂動の再考
| Title |
Revisiting_coupled_CDM-massive_neutrino_perturbations_in_diverse_cosmological_backgrounds |
| Authors |
Sourav_Pal,_Rickmoy_Samanta,_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12830 |
巨大ニュートリノは、ニュートリノの自由流れの長さ以下のスケールで構造の成長に特徴的な抑制を引き起こすことがよく知られています。この抑制を詳細に理解することは、私たちが突入しようとしている高精度宇宙論の時代には不可欠であり、これによりニュートリノの総質量をより適切に制約し、おそらく(その先の)-$\Lambda$CDM宇宙論モデルを調査できるようになります。通常のN体シミュレーションやボルツマンソルバーの代わりに、この記事では線形スケールで2流体フレームワークを検討します。このフレームワークでは、ニュートリノ流体の摂動が、対象となる赤方偏移で重力を介してCDM(+バリオン)流体に結合されます。ニュートリノの質量分率$f_\nu$を摂動パラメーターとして扱うと、$\Lambda$CDMバックグラウンドでの赤方偏移依存のニュートリノフリーストリーミング長を持つ系に対する完全な解析的解が見つかります。摂動的なスケール依存の解は、$f_{\nu}$のすべての次数に有効な2流体方程式の数値解とよく一致することが示され、また、{\texttt{CLASS}}からの結果とも一致します。良い精度。我々はさらにフレームワークを一般化して、さまざまに進化するダークエネルギーのバックグラウンドを組み込み、抑制におけるサブパーセントレベルの違いを発見しました。これらはすべて、BOSSのような調査の観測の不確実性の範囲内にあります。また、今後のミッションに関連した現在の分析の見通しについても簡単に説明します。
モデルに依存しない質量限界は、ニュートリノ質量スケールの現在の宇宙論的測定の堅牢性を評価します。高多重極と低多重極の間の一貫性このようなスケールを測定する宇宙マイクロ波背景背景観測は、現在のデータの制約力をさらに評価します。ここでは、アタカマ宇宙論望遠鏡(ACT)のデータリリース4またはSPT-3Gからの南極望遠鏡の偏光測定を利用して、ニュートリノの質量と存在量に関する最新の限界を導き出し、さまざまな非極小背景宇宙論を想定し、彼ら。最も制約的な限界と限界化された限界はどちらも、プランクデータで見つかった限界と競合します。ダークエネルギーの典型的なシナリオでは$\summ_\nu<0.139$eVおよび$N_{\textrm{eff}}=2.82\pm0.25$が得られます。、どちらも$95\%$CLです。これらの限界は、十分に動機付けられた多数の基準モデルを無視した後、$\summ_\nu<0.20$eVおよび$N_{\textrm{eff}}=2.79^{+0.30}_{-0.28}$に変換されます。私たちの発見は、宇宙論的なニュートリノの質量制約の強度と信頼性の両方を再評価します。
| Title |
Clustering_of_Primordial_Black_Holes_from_QCD_Axion_Bubbles |
| Authors |
Kentaro_Kasai,_Masahiro_Kawasaki,_Naoya_Kitajima,_Kai_Murai,_Shunsuke_Neda,_Fuminobu_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13023 |
arXiv:2006.13137のLIGO/Virgoイベントまたは超大質量ブラックホール(SMBH)の種を説明するために提案されたモデルで生成された原始ブラックホール(PBH)とアクシオンミニクラスターのクラスター化を研究します。このモデルは、PBHとアクシオンミニクラスターのクラスター化による大きな等曲率摂動を予測することがわかり、そこからモデルパラメーターに対する厳しい制約が得られます。具体的には、SMBHのシードを説明する可能性があるアクシオン崩壊定数$f_a=10^{16}~\mathrm{GeV}$の場合、暗黒物質中のPBH分率は$f_\mathrm{PBH}\lesssim7となるはずです。\times10^{-10}$。PBHの質量が降着により$\mathcal{O}(10)$倍以上増加すると仮定すると、これは観測されたSMBHの存在量と一致します。一方、LIGO/おとめ座で検出された質量のPBHを生成するのに必要な$f_a=10^{17}~\mathrm{GeV}$の場合、PBHの割合は$f_\mathrm{PBH}\lesssim6\timesとなるはずです。10^{-8}$は、LIGO/Virgoイベントを説明するには小さすぎる可能性がありますが、クラスタリングが存在する場合の合併率の計算には重大な不確実性があります。
| Title |
Orbital_Decay_of_Hot_Jupiters_due_to_Weakly_Nonlinear_Tidal_Dissipation |
| Authors |
Nevin_N._Weinberg,_Niyousha_Davachi,_Reed_Essick,_Hang_Yu,_Phil_Arras,_Brent_Belland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11974 |
私たちは、Essick&Weinberg(2016)の計算をさまざまな非太陽型主星に拡張し、潮汐駆動$g$モードの非線形減衰による高温木星の主星における潮汐散逸を研究しています。このプロセスは惑星の軌道の減衰を引き起こし、ホットジュピターの進化と運命に潜在的に重要な結果をもたらします。これまでの研究では、線形散逸過程のみを説明するか、共鳴励起一次モードが恒星の中心に近づくにつれて強い非線形になり壊れると仮定していました。しかし、ホットジュピターシステムの大部分は、一次モードが壊れず、代わりに3モード相互作用を通じて一連の二次モードを励起する弱非線形領域にあります。我々はこれらの非線形相互作用をシミュレートし、質量が$0.5M_\odot\leM_\star\le2.0M_\odot$、年齢が初期主系列から亜巨星相までの範囲の星の正味モード散逸を計算します。$M_\star\lesssim1.0M_\odot$のほぼすべての年齢の星の場合、軌道周期$P_{\rmorb}\lesssim1の軌道減衰時間は$\lesssim100\textrm{Myr}$であることがわかります。\textrm{日}$。$M_\star\gtrsim1.2M_\odot$の場合、軌道減衰時間は亜巨大分岐でのみ短くなり、$P_{\rmorb}\lesssim2の場合は$\lesssim10\textrm{Myr}$になります。\textrm{days}$となり、配送時間に大幅なずれが生じます。我々はこれらの結果を既知のホットジュピター系との関連で議論し、通過タイミング測定による軌道減衰検出の見通しを検討する。
原始的か二次的か？アルマ望遠鏡によるデブリディスクガスのモデルのテスト
| Title |
Primordial_or_Secondary?_Testing_models_of_debris_disk_gas_with_ALMA |
| Authors |
Gianni_Cataldi,_Yuri_Aikawa,_Kazunari_Iwasaki,_Sebastian_Marino,_Alexis_Brandeker,_Antonio_Hales,_Thomas_Henning,_Aya_E._Higuchi,_A._Meredith_Hughes,_Markus_Janson,_Quentin_Kral,_Luca_Matr\`a,_Attila_Csaba_Mo\'or,_G\"oran_Olofsson,_Seth_Redfield_and_Aki_Roberge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12093 |
デブリ円盤内のガスの起源と発生はまだよくわかっていません。彗星物質または原始起源からの二次ガス生成が提案されている。これまでのところ、観測は主にCOに集中しており、利用可能なC観測はわずかしかありません。私たちはデブリディスクガスのCおよびCO含有量の概要を作成し、それを最先端のモデルのテストに使用します。我々は、14個のデブリ円盤のサンプルに対して、ハーシェルからのCIIデータによって補完された、COおよびCI放出の新しいアーカイブされたアルマ望遠鏡観測を使用します。これにより、ALMAによるCOとCIの両方の測定値を含むディスクの数が10個拡張されます。HD21997、HD121191、HD121617の3つの円盤に対するCI放出の新しい検出結果を示します。単純な円盤モデルを使用してガス質量とカラム密度を導き出します。現在の最先端の二次ガス生成モデルは、デブリディスクガスの中性炭素含有量を過剰予測していることがわかりました。これは二次起源を排除するものではありませんが、モデルに追加のC除去プロセスが必要であることを示している可能性があります。あるいは、ガスは定常状態の衝突カスケードではなく、過渡的な現象で生成される可能性があります。また、結果を単純化された熱化学モデルと比較することにより、原始ガスの起源をテストします。これにより有望な結果が得られますが、結論に達するまでにはさらに詳細な作業が必要です。私たちの研究は、CとCOのデータの組み合わせがデブリディスクガスの理解を進めるための強力なツールであることを実証しています。
月着陸船の噴出物による月周回宇宙船の損傷
| Title |
The_Damage_to_Lunar_Orbiting_Spacecraft_Caused_by_the_Ejecta_of_Lunar_Landers |
| Authors |
Philip_T._Metzger,_James_G._Mantovani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12234 |
この原稿は、月着陸船の土壌侵食モデルと軌道モデルを解析し、月の近傍を周回する宇宙船にどの程度の被害が生じるかを計算します。土壌浸食モデルには、基本的な物理学の理解にギャップがあるため、かなりの不確実性があります。約40トンの着陸船の結果は、月周回ゲートウェイが1平方メートルあたり数千から数万の粒子の影響を受けるが、粒子のサイズが非常に小さく、衝突速度が低いため、損傷は軽微であることを示しています。しかし、月低軌道にある宇宙船がたまたま噴出物シートを通過すると、1平方メートルあたり数億回の衝撃で広範囲の損傷を受けることになる。それらは小さいとはいえ、超高速状態にあり、宇宙船の露出したガラスは損傷を受けるだろう。表面の4%以上に剥離が見られます。
原始惑星系円盤の内部領域の温度構造を調べる
| Title |
Probing_the_Temperature_Structure_of_the_Inner_Region_of_a_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Takahiro_Ueda,_Satoshi_Okuzumi,_Akimasa_Kataoka_and_Mario_Flock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12598 |
円盤の降着によって引き起こされる中央面の加熱は、特に惑星が形成される内側の円盤中央面での円盤の温度を決定する上で重要な役割を果たします。しかし、降着加熱の効率は観測によって十分に制約されていません。ミッドプレーンの加熱を考慮して、CWタウの周りのクラスII円盤の2次元モデルを構築します。このモデルは、角度分解能0.1秒角で、バンド4、6、7、8でのアルマ望遠鏡連続塵観測と比較されます。観測された輝度温度は$\lesssim$10auでは波長にほとんど依存しません。塵の最大サイズ$a_{\rmmax}$が$\lesssim100~{\rm\mum}$の場合、降着加熱の効率に関係なく、モデルによって予測される輝度温度が観測値を超えることがわかります。観測された低い輝度温度は、ミリメートル散乱が強度を低下させる場合に説明できます。ディスクがパッシブの場合、$a_{\rmmax}$は$\sim150~{\rm\mum}$または$\gtrsim$some${\rmcm}$のいずれかである必要があります。特に$a_{\rmmax}\lesssim300~{\rm\mum}$の場合、降着加熱により輝度温度が大幅に上昇するため、$a_{\rmmax}$が$\sim300~{\rmのいずれかである必要があります。\mum}$または$\gtrsim$少数の${\rmcm}$。ミッドプレーンの温度は、モデルによって異なりますが、観測された輝度温度より$\sim$1.5～3倍高くなることが予想されます。塵の沈降は、アクティブな円盤内のミリメートル放射の原因となる塵の温度を効果的に上昇させるため、$300~{\rm\mum}$サイズの塵を含むモデルは、強い乱気流が存在しない場合の輝度温度を過大予測します。多孔質ダスト（気孔率0.9）は降着加熱をより効率的にするため、降着加熱を何らかの形で低減する必要があります。将来のより長い波長とより高い角分解能の観測は、内部原始惑星系円盤の加熱メカニズムを抑制するのに役立つでしょう。
JWST MIRI 観測の前兆としてのスピッツァー IRS のタイタン観測
| Title |
Spitzer_IRS_Observations_of_Titan_as_a_Precursor_to_JWST_MIRI_Observations |
| Authors |
Brandon_Park_Coy,_Conor_A._Nixon,_Naomi_Rowe-Gurney,_Richard_Achterberg,_Nicholas_A._Lombardo,_Leigh_N._Fletcher,_Patrick_Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13234 |
この研究では、スピッツァー宇宙望遠鏡($2004-2009$)からのタイタンの赤外線スペクトルを初めて提示します。データは、短波長低分解能チャネル(SL、$5.13-14.29\mathrm{\mum}、R\sim60-127$)と短波長高分解能チャネル(SH、$9.89-19.51\mathrm{\mu)の両方からのものです。m},R\sim600$)はCH$_{4}$、C$_{2}$H$_{2}$、C$_{2}$H$_{4}$、の排出量を示します。C$_{2}$H$_{6}$、C$_{3}$H$_{4}$、C$_{3}$H$_{6}$、C$_{3}$H$_{8}$、C$_{4}$H$_{2}$、HCN、HC$_{3}$N、CO$_{2}$。スピッツァーからタイタンについて得られた結果を、同じ期間のカッシーニ複合赤外分光計(CIRS)の結果と比較します。ここでは、SHチャネルによって観測されたものの、次の影響を受ける$16.35-19.35\mathrm{\mum}$の波長範囲に焦点を当てます。CIRS観測ではノイズレベルが高くなります。SHデータを使用して、以前の研究では欠落していた$16.67-17.54\mathrm{\mum}$範囲の推定ヘイズ消光断面積を提供します。私たちは、16.39と$17.35\mathrm{\mum}$の2つの顕著な発光特徴を含む、$16.35-19.35\mathrm{\mum}$波長範囲のスペクトル特徴を特定することで結論付けます。これらは、今後のJamesWebbSpaceを通じてさらに分析される可能性があります。中赤外装置による望遠鏡サイクル1の観測($5.0-28.3\mathrm{\mum},R\sim1500-3500$)。また、C$_{60}$などの候補微量種やC$_{3}$H$_{6}$などの検出された微量種を含む、分子バンドの現在の分光学的知識におけるギャップに焦点を当て、対処できる可能性があります。理論的研究と実験室研究による。
| Title |
The_growth_of_the_gargantuan_black_holes_powering_high-redshift_quasars_and_their_impact_on_the_formation_of_early_galaxies_and_protoclusters |
| Authors |
Jake_S._Bennett,_Debora_Sijacki,_Tiago_Costa,_Nicolas_Laporte_and_Callum_Witten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11932 |
高赤方偏移クエーサー($z\gtrsim6$)は、推定される質量が大きいブラックホール(BH)によって駆動されており、宇宙初期におけるBHの急速な成長を示唆しています。最も極端な例では、$\sim\!の質量が推測されます。$z=7.5$および$\sim\!での10^9\,$M$_\odot$$z=6.3$で10^{10}\,$M$_\odot$。ガス降着によるこのような劇的な成長は、クェーサー母銀河とその周囲への多量のエネルギー投入につながる可能性が高いが、そのような天体の影響についての理論的予測は現在ほとんど存在しない。我々の基準となるFABLEモデルでは最も明るいクエーサーを再現できない、大規模な高赤方偏移原始星団のズームインシミュレーションを示します。早期播種や穏やかなスーパーエディントン付加など、初期のBH成長を促進するためにこのモデルを修正すると、このような「巨大な」BHを形成できます。この新しいモデルを使用すると、シミュレートされたホスト塵の質量と星の形成速度は、超光度クエーサーからの既存のJWSTおよびALMAデータとよく一致します。クエーサーは成長するにつれて隠されることが多く、静止フレームUVでクエーサーを高確率で検出するには強力な放出フィードバックが必要であることがわかりました。クエーサーによって駆動される高速かつ高エネルギーの風は、金属を豊富に含むガスを放出し、ビリアル半径の2倍に及ぶ銀河周縁体(CGM)の重大な金属汚染を引き起こします。中心ガスの密度と圧力が低下するにつれて、模擬X線やスニャエフ・ゼルドヴィッチマップではCGMからの信号が弱くなっていることがわかり、その検出は、Lynxなどの提案されている機器、そして潜在的には現在アルマ望遠鏡でさえも、クェーサーのフィードバックを抑制する可能性があります。
銀河面とマゼラン雲における LSST 探査戦略
| Title |
LSST_Survey_Strategy_in_the_Galactic_Plane_and_Magellanic_Clouds |
| Authors |
R.A._Street,_X._Li,_S._Khakpash,_E._Bellm,_L._Girardi,_L._Jones,_N.S._Abrams,_Y._Tsapras,_M.P.G._Hundertmark,_E._Bachelet,_P._Gandhi,_P._Szkody,_W.I._Clarkson,_R._Szabo,_L._Prisinzano,_R._Bonito,_D.A.H._Buckley,_J.P._Marais,_R._Di_Stefano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11988 |
銀河科学には、若い恒星天体からX線連星まで、天の川とマゼラン雲の研究における幅広い主題が含まれます。これらの個体群をマッピングし、個体群内の過渡現象を調査することは、ベラC.ルービン天文台の時空遺産調査(LSST)の主要な科学目標の1つです。初期の調査戦略では、銀河面領域への訪問は比較的少数でしたが、検討中の最近の戦略では、科学的関心の高い選択された領域内でのより高い頻度での調査が想定されています。銀河科学の範囲は、どの戦略が最も高い科学的利益をもたらすかを評価する際に課題を抱えています。ここでは、タイムスケールで定義された変動カテゴリーを使用して、銀河科学のさまざまなトピックに対する関心領域内で提供される観測のリズムに基づいて、ルービン調査戦略シミュレーションを評価するように設計された指標を示します。また、各フィルターで得られた暴露の割合を、さまざまな科学目標に対して推奨される暴露の割合と比較します。Baseline_v2.xシミュレーションでは、10日以上のタイムスケールでの変動を確実に検出するのに十分な高い頻度で優先度の高い領域の観測が提供されることがわかりました。より短い時間スケールで変動、特に過渡現象を適切に特徴付けるには、追跡観察が必要になる場合があります。検討したすべての科学ケースの関心領域を組み合わせて、銀河面とマゼラン雲の最も優先度の高い領域を特定します。これらの洗練された調査フットプリントを今後のシミュレーションで使用して、ローリングケイデンスシナリオを調査し、さまざまなバンドパスでの観測シーケンスを最適化することをお勧めします。
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡を使って外部銀河の球状星団恒星流のギャップを検出できる可能性
| Title |
Prospects_for_Detecting_Gaps_in_Globular_Cluster_Stellar_Streams_in_External_Galaxies_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Christian_Aganze,_Sarah_Pearson,_Tjitske_Starkenburg,_Gabriella_Contardo,_Kathryn_V._Johnston,_Kiyan_Tavangar,_Adrian_M._Price-Whelan_and_Adam_J._Burgasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12045 |
星流は、主銀河の周りを回る衛星銀河や球状星団の潮汐破壊によって形成されます。球状星団の流れは、薄い（動的に冷たい）ため、低質量のサブハローからの摂動に敏感であるため、特に興味深いものです。サブハローの質量関数は暗黒物質の組成に応じて異なるため、これらのギャップは暗黒物質モデルに独自の制約を与える可能性があります。ただし、現在のサンプルは天の川に限られています。広い視野、深い撮像感度、高い角解像度を備えた、近々登場予定の{\itNancyGraceRomanSpaceTelescope}({\itRoman})。観測されるストリームとギャップの数を大幅に増やすまたとない機会が得られます。この論文は、M31および分解された星を持つ他の近くの銀河の流れの隙間を検出するための最初の探査を示しています。私たちは、パロマー5のような流れにおけるギャップの形成をシミュレートし、M31の背景の星と前景の天の川星域とともにこれらのギャップの模擬観測を生成します。私たちは、目視検査とギャップ検出ツール{\itFindTheGap}を使用して、10~Mpcまでのギャップを検出する{\itRoman}の能力を評価します。我々は、質量$\geq5\times10^6${\Msun}のサブハローから生成されるストリーム内の$\約1.5$~kpcのギャップは、1000秒の露光で2--3~Mpcの体積内で検出可能であると結論付けています。-1〜時間。このボリュームには、$\約$200個の銀河が含まれています。外部銀河の流れのギャップの大量のサンプルは、恒星の流れのギャップ特性の統計解析の新時代を切り開き、暗黒物質モデルの制約に役立ちます。
低質量銀河の銀河周縁媒質における熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果の検出 -- 自己相似性とバリオン充足性の驚くべきパターン
| Title |
Detection_of_thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_in_the_circumgalactic_medium_of_low-mass_galaxies_--_a_surprising_pattern_in_self-similarity_and_baryon_sufficiency |
| Authors |
Sanskriti_Das,_Yi-Kuan_Chiang,_Smita_Mathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12353 |
$\rmM_\star$=$\rm10^{9.8-11.3}M_\odot$を持つ641,923個の銀河の銀河周縁媒体(CGM)における熱スニヤエフ・ゼルドヴィッチ(tSZ)効果の測定について報告します。$z<$0.5では、tSZ効果の探査が以前の研究と比較して低質量銀河に押し広げられます。$WISE$と$SuperCosmos$の銀河カタログを、$Atacama$$Cosmology$$Telescope$と$Planck$の結合データから得られたCompton-$y$マップと相互相関させます。私たちは、データ解析方法(宇宙赤外線背景と銀河塵の補正、銀河団と電波源のマスキング、スタッキング、開口測光)だけでなく、モデリング(ビームスミアリング、「2ハロー」項、ゼロポイントオフセット)。一般化されたNFWプロファイルに対して$\rmM_\star$=$\rm10^{10.6-11.3}M_\odot$銀河のCGM内の熱圧力を制約し、$\rmM_\star$の上限を提供しました。=$\rm10^{9.8-10.6}M_\odot$銀河。$\rmM_{500}$(実験的な$\rmM_\star$-$\rmM_{200}$関係と集中係数から得られる)と$\rm\tildeY^{sph}_の関係{R500}$(R$_{500}$内の熱エネルギーの尺度)は、高質量ハローで以前に報告されている自己相似性および自己相似性からの偏差よりも$>$2$\sigma$急勾配です。CGMが$\rmM_{200}$から導出されるビリアル温度にあると仮定して、銀河のバリオン率$f_b$を計算します。$f_b$は質量とともに非単調な傾向を示し、$\rmM_\star$=$\rm10^{10.9-11.2}M_\odot$銀河がバリオンとして十分である。
| Title |
A_small_and_vigorous_black_hole_in_the_early_Universe |
| Authors |
Roberto_Maiolino,_Jan_Scholtz,_Joris_Witstok,_Stefano_Carniani,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_de_Graaff,_Hannah_Uebler,_Sandro_Tacchella,_Emma_Curtis-Lake,_Santiago_Arribas,_Andrew_Bunker,_St\'ephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Tobias_J._Looser,_Michael_V._Maseda,_Tim_Rawle,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Chris_J._Willott,_Eiichi_Egami,_Daniel_Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Brant_Robertson,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_William_M._Baker,_Kristan_Boyett,_Christa_DeCoursey,_Andrew_C._Fabian,_Jakob_M._Helton,_Zhiyuan_Ji,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Nicolas_Laporte,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Lester_Sandles,_Irene_Shivaei_and_Fengwu_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12492 |
数十億の太陽質量を超えるブラックホールは、宇宙が誕生してから1ギル未満だった赤方偏移6〜7.5で発見されている。このような初期の時代にすでに存在していた超大質量ブラックホールの存在は理論モデルにとって困難であり、異なるシナリオを区別することが初期の時代におけるその前駆体の探索を促しました。ここで我々は、z=10.6の非常に明るい銀河であるGN-z11のJWST-NIRSpecスペクトル(JADES調査による)の広範な解析を発表し、高電離[NeIV]$\lambda$2423遷移と半-$\rm10^{10}~cm^{-3}$を超えるガス密度を追跡する禁断の星雲線。活動銀河核のブロードライン領域(AGN)に典型的です。これらのスペクトルの特徴は、GN-z11が星の形成に加えて、降着ブラックホールも存在していることを示しています。極端な恒星集団からの寄与を除外するわけではありませんが、ウォルフ・ライエ星だけではスペクトル特性の多くを説明することはできません。このスペクトルはまた、深く青方偏移したCIV$\lambda$1549の吸収谷を明らかにし、$\sim800-1000$km/sの速度で流出を追跡しており、これはスターバースト銀河で通常観察されるよりも高いため、おそらくAGNによって駆動されていると考えられます。局所的なビリアルスケーリング関係を仮定すると、ブラックホールの質量$\rm\log{(M_{BH}/M_{\odot})}=6.2\pm0.3$が導き出され、エディントンレートの約5倍で降着します。スーパー・エディントン降着はおそらく一時的なものですが、それが以前の$\sim100$Myrで発生していた場合、ブラックホールはz$\sim$12-15の恒星質量シードからも発生した可能性があります。最後に、私たちの発見がGN-z11の高い光度を自然に説明し、その例外的に高い窒素存在量の説明も提供できることを議論します。
z > 9 で JWST を使用する SMBH を見つけて驚くでしょうか?
| Title |
Are_we_surprised_to_find_SMBHs_with_JWST_at_z_>_9? |
| Authors |
Raffaella_Schneider,_Rosa_Valiante,_Alessandro_Trinca,_Luca_Graziani,_and_Marta_Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12504 |
JWSTによるz>4での新しい活動銀河核(AGN)の最近の発見は、宇宙の夜明けのブラックホール(BH)の状況に革命をもたらし、10^6から10^7Msunの質量を持つBHが降着していることを初めて明らかにしました。現在までに、最も遠いものはz=8.7のCEERS-1019とz=10.6のGNz11に存在します。z>4で10個を超える、新たに発見されたhigh-zAGNの割合が高いことを考えると、それらがz=5-11銀河の核で見つかったことに本当に驚かれるのだろうか?推定された特性を使用して、その起源を追跡することはできますか?この研究では、宇宙考古学ツール(CAT)を使用して、エディントン限定(EL)およびスーパーエディントン(SE)BH降着シナリオを考慮して、4<z<11BHとそのホスト銀河の特性を予測します。-z>4AGNと銀河の形成と進化の解析モデル。次に、CEERS-1019およびGNz11で推定されるBH特性を表すCAT合成候補の透過スペクトルエネルギー分布を計算します。high-zJWSTで検出されたAGNの推定輝度は、BHが効率的に成長する軽い種子と重い種子から派生するSEモデルによってよりよく再現されることがわかりました。逆に、ホスト銀河の恒星質量はELモデルでよりよく一致しており、JWSTサーベイJADESとCEERSで検出可能なすべての星系は、重いBHシードの子孫であると考えられます。私たちの研究は、z=10.6のGNz11とz=8.7のCEERS-1019に類似したシステム間の進化的つながりを示唆しており、GNz11の中心点源がスーパーエディントン(lambda_Edd=2-3)降着によって電力供給されている可能性があるという解釈を裏付けています。質量が1.510^6MsunのBHですが、CEERS-1019は、サブエディントン(lambda_Edd=0.45-1)に降着し、主銀河からの放射を伴う、M_{BH}=10^7Msunのより大質量のBHを抱えています。。
銀河NGC 3628の核スターバースト: 電波超長基線干渉法とX線研究
我々は、スターバースト銀河NGC3628の超長電波干渉法(VLBI)とX線研究を紹介します。1.5GHzでのVLBI観測により、銀河の中心$\sim$250パーセク領域に7つのコンパクト(0.7$～$7パーセク)の電波源が明らかになりました。NGC3628。その形態、高い電波輝度温度($10^5-10^7$K)、および急峻な電波スペクトルに基づいて、これら7つのソースのどれも活動銀河核(AGN)と関連付けることはできません。代わりに、それらは超新星残骸(SNR)として識別でき、そのうちの3つは部分的な殻と一致しているように見えます。特に、そのうちの1つ(W2)は初期の電波超新星である可能性が高く、標準的な初期質量関数を仮定した場合、NGC3628の星形成速度と一致しているようです。VLBI観測は、NGC3628の電波源の直径の最初の正確な測定値を提供し、検出されたSNRを含めることによって、十分に制約された電波表面輝度と直径($\Sigma-D$)の相関を当てはめることができます。さらに、将来のVLBI観測では、検出されたSNRの拡大速度を測定することができます。電波VLBI研究に加えて、NGC3628のチャンドラおよびXMM-ニュートンスペクトルも分析しました。スペクトルフィッティングは、SNR活動が観測されたX線放射を十分に説明できることを示しています。チャンドラX線画像とともに、X線放射がSN活動によって引き起こされる銀河規模の流出によって維持されている可能性が高いことも明らかになりました。これらの結果は、SNによって引き起こされる活動がNGC3628での電波とX線の放出の両方の生成に重要な役割を果たしているという強力な証拠を提供し、さらに銀河NGC3628がスターバーストの初期段階にあることを示唆しています。
銀河暗黒物質ハローの角運動量スケーリング関係に対するバリオンの無視できる影響
| Title |
Negligible_Effects_of_Baryons_on_the_Angular_Momentum_Scaling_Relations_of_Galactic_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
S._Michael_Fall_and_Vicente_Rodriguez-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12556 |
バリオンのない宇宙論的シミュレーションでは、銀河暗黒物質ハローの比角運動量$j_{\rmh}$と質量$M_{\rmh}$との関係は確立された形式$j_{\rmh}\になります。プロプトM_{\rmh}^{2/3}$。これは、銀河の恒星部分の特定の角運動量$j_{\ast}$と質量$M_{\ast}$との間の類似関係を理解するための出発点として常に採用され、しばしば相対的に再表現されます。保持率$f_j=j_{\ast}/j_{\rmh}$および$f_M=M_{\ast}/M_{\rmh}$を通じて、対応するハロープロパティに変換します。ここで重要な注意点は、採用された$j_{\rmh}\proptoM_{\rmh}^{2/3}$関係は原理的には暗黒物質上のバリオンの重力逆反応によって変更される可能性があるということです(DM）。私たちは、バリオンを含むIllustrisTNG100およびTNG50シミュレーションの$j_{\rmh}$-$M_{\rmh}$関係を、バリオンを含まない対応物(DM)と比較することで、この可能性をテストしました。-実行のみ)。すべての場合において、質量と赤方偏移の範囲にわたって$\alpha\about2/3$を持つ$j_{\rmh}\proptoM_{\rmh}^{\alpha}$という形式のスケーリング関係が見つかります。$M_{\rmh}\geq10^{10}\、M_{\odot}$、$0\leqz\leq2$をここで学習しました。$\alpha$の値は、同じ赤方偏移での完全物理実行とDMのみの実行で実質的に同一です。$j_{\rmh}$-$M_{\rmh}$関係に対するバリオンの検出可能な唯一の影響は、正規化がわずかに高く、$z=0$では12%-15%、$では5%です。z=2$。これは、DMのみのシミュレーションに基づく$f_j$の既存の推定値が同様の量だけ下方調整される必要があることを意味します。最後に、この研究が銀河形成の研究に与える影響について簡単に説明します。
APEX/LAsMA $^{12}$CO と $^{13}$CO (3-2) G333 巨大分子雲複合体の高分解能観測 : I.
ハブフィラメント系における重力加速の証拠
| Title |
High-resolution_APEX/LAsMA_$^{12}$CO_and_$^{13}$CO_(3-2)_observation_of_the_G333_giant_molecular_cloud_complex_:_I._Evidence_for_gravitational_acceleration_in_hub-filament_systems |
| Authors |
J._W._Zhou,_F._Wyrowski,_S._Neupane,_J._S._Urquhart,_N._J._Evans_II,_E._V\'azquez-Semadeni,_K._M._Menten,_Y._Gong_and_T._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12573 |
ハブフィラメント系は、大質量星や星団の誕生のゆりかごであることが示唆されています。FILFINDERアルゴリズムを13CO(3-2)ラインの統合強度マップに適用してG333複合体のフィラメントを特定し、モーメントマップからフィラメント骨格に沿った速度と強度を抽出します。フィラメントに沿って明らかな速度と密度の変動が見られ、強度ピークの周囲の速度勾配を当てはめることができます。LAsMAデータとALMAデータに当てはめられた速度勾配は、ATOMSサーベイにおけるALMA観測がカバーするスケールにわたって互いに一致しています。スケールに伴う速度勾配の変化は、PPV空間の速度場の「漏斗」構造を示し、大きなスケールから小さなスケールまで滑らかに連続的に増加する速度勾配を示し、したがって重力加速度と一致します。1pcスケールに対応する典型的な速度勾配は、~1.6km/s/pcです。自由落下を仮定すると、運動学的質量は約1190M$_\odot$の1pc以内と推定されます。これは、ATLASGAL調査における典型的な塊の質量と一致します。私たちは、観測された加速度と密集したハブへの自由落下によって予測された加速度の比較から、重力加速度の直接的な証拠を見つけます。大規模スケールでは、分子雲の階層構造と大規模から小規模なスケールへのガス流入と一致して、流入がより大規模な構造によって引き起こされている可能性があることがわかりました。異なるスケールのハブフィラメント構造は、異なるスケールの重力中心の結合を通じて、調査された最大のスケールまで広がる階層システムに組織化される可能性があります。我々は、PPV空間の「漏斗」構造が分子雲の重力崩壊運動の効果的なプローブとなり得ると主張する。大規模なガス流入は重力によって引き起こされており、G333複合体の分子雲が地球規模の重力崩壊状態にある可能性があることを示唆している。
活動銀河核の細線領域の新しい光イオン化モデル
| Title |
A_New_Photoionization_Model_of_the_Narrow_Line_Region_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Peixin_Zhu,_Lisa_J._Kewley,_and_Ralph_S._Sutherland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12670 |
活動銀河核(AGN)の細線領域(NLR)の光イオン化モデルは、数十年にわたって研究されてきました。公開されているモデルの多くは、単純な線形スケーリングの存在量関係、塵のない仮定、均一なAGN放射場、および1つの特定の光イオン化コードの使用に制限されており、広範なAGN観測について満足のいく予測を提供することが制限されています。ここでは、包括的な調査を通じて、存在量のスケーリング関係、塵の混入、AGN放射フィールド、およびさまざまな光イオン化コードCLOUDYとMAPPINGSの選択が、強いUV、光学、および赤外線輝線の強度の予測にどのような影響を与えるかを示します。最新の非線形存在量セットと光イオン化コードMAPPINGSVを使用して構築された塵枯渇放射圧支配AGNモデルが、広範囲の波長にわたるAGN観測と一致していることがわかりました。また、光学波長およびUV波長における新しい可能性のあるHII-AGN分離図も評価します。
球状星団 M4 のとらえどころのない暗い中心塊
| Title |
An_elusive_dark_central_mass_in_the_globular_cluster_M4 |
| Authors |
Eduardo_Vitral,_Mattia_Libralato,_Kyle_Kremer,_Gary_A._Mamon,_Andrea_Bellini,_Luigi_R._Bedin,_Jay_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12702 |
近くの球状星団の最近の研究では、その核内に明らかに広範囲に分布している過剰な暗黒質量が発見されており、シミュレーションによると、この質量の大部分は、核が崩壊した星団内の白色矮星（それぞれ恒星質量ブラックホール）で構成されていることが示されています。より平らなコアを備えています)。内部恒星密度の中間の傾きを使用して、最も近い球状星団M4の質量異方性モデリングを実行します。私たちは、GaiaEDR3とハッブル宇宙望遠鏡による観測からの固有運動データを使用します。ベイジアンジーンズモデリングを使用して質量プロファイルを抽出し、現実的なモックデータとの適合を確認します。私たちの解析では、クラスターの中心部での等方性運動と、その周辺部での接線方向の運動($\beta\about-0.4$$\pm$$0.1$)が返されました。また、約$800\pm300\,$M$_{\odot}$の暗い中心質量も確実に測定しますが、中間質量ブラックホール(IMBH)などの点状の光源と区別することはできません。、または範囲$\約0.016\,\rmpc\simeq3300\,AU$の恒星残骸の暗黒集団。しかし、高速の星を星団の中心から取り除くと、同じ質量超過が見つかりますが、より拡張されます($\sim0.034\、\rm{pc}\約7000\、\rmAU$)。我々はM4のモンテカルロ$N$体モデルを使用して2番目の結果を解釈し、我々の過剰質量は、残骸の暗黒集団と自信を持って関連付けられるほど十分に拡張されていないことを発見した。最後に、これら2つのシナリオ(つまり、IMBH対残骸)の実現可能性について議論し、M4コアの複雑なダイナミクスをより良く理解するのに役立つ可能性のある新しい観察を提案します。
SFDM および CDM におけるハローの形成と進化: 流体アプローチからの新たな洞察
| Title |
Halo_formation_and_evolution_in_SFDM_and_CDM:_new_insights_from_the_fluid_approach |
| Authors |
Horst_Foidl,_Tanja_Rindler-Daller,_Werner_Zeilinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12982 |
（要約）我々は、強力な反発性の2粒子自己相互作用（SI）が含まれるトーマス・フェルミ領域、別名「SFDM-TF」におけるスカラー場暗黒物質（SFDM）宇宙論におけるハローの形成と進化のシミュレーションを紹介します。、CDMの貴重な代替手段であり、その「カスプコア」問題を解決する可能性があります。一般に、SFDMは量子流体のように動作します。以前の文献では、SFDM-TFの2つの流体近似と、ハロー形成のシミュレーションが示されています。これらの結果は以前の予想を裏付けており、ほぼ一致していますが、矛盾も報告されています。したがって、CDMと同様に流体近似の両方を適用して、SFDM-TFモデルに対して専用の3D宇宙論シミュレーションを実行します。私たちの結果は、以前の研究と非常によく一致しており、異なるシミュレーション設定の結果として報告された不一致を説明できるという点で、それらを拡張しています。いくつかの興味深い詳細が見つかりました。SFDM-TFとCDMハローの進化は2段階のプロセスに従います。初期段階では、中心の密度プロファイルは$(n=1.5)$ポリトロープコアに近くなり、両方の暗黒物質に共通する「有効な」速度分散圧力$P_{\sigma}$によって支配されるモデル。続いて、CDMハローの場合、コアは中央尖に移行します。SFDM-TFハローでは、SIによる追加の圧力$P_\text{SI}$が進化の第2段階を決定し、そこでは中央領域がほぼ$(n=1)$-ポリトロープコアに密接に従う。等温エンベロープ、つまり郊外はCDMに似ています。また、ほぼ等温のハローエンベロープのサイズは背景宇宙の膨張の影響を受けるため、新たな効果、すなわちポリトロープコアとエンベロープの両方の後期膨張にも遭遇します。したがって、バリオンからのフィードバックがなくても、$\sim100$pcの初期の原始コアは$\gtrsim1$kpcのより大きなコアに進化する可能性があります。
NGC 1068 の水メガメーザーの高感度観測: 正確な天文計測と詳細な運動学
| Title |
High_Sensitivity_Observations_of_the_Water_Megamasers_of_NGC_1068:_Precise_Astrometry_and_Detailed_Kinematics |
| Authors |
Jack_F._Gallimore_and_C._M._Violette_Impellizzeri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13097 |
我々は、NGC1068の水メガメーザーの高感度アレイ観測を紹介します。我々は、円盤メーザーと核連続電波源S1との関連を確認する0.3質量精度の絶対天文法を取得しました。新しい観測により、円盤メーザーの2つの新しい青方偏移グループが明らかになりました。また、短い干渉ベースラインで22GHz連続波も検出します。ディスクメーザーの位置-速度図は、メーザースポットの非軸対称分布と一致する曲線を示しています。この曲線はおそらく、約5度の一定のピッチ角を持つスパイラルアームの結果です。ディスクの運動学はケプラー回転と低い乱流速度と一致しています。推定される中心質量は1,700万太陽質量です。円盤の安定性に関する議論に基づくと、分子円盤の質量はおよそ太陽質量11万個です。ディスクメーザーはさらにフィラメント状構造に分解され、秩序ある磁場がメーザーディスクを貫通していることを示唆しています。部分的にイオン化した分子ガスの乱流に耐えるためには、磁場の強度は1.6mGより大きくなければなりません。分子ディスクには明らかな非対称性があることに注目しました。これは、位置がずれている内部降着ディスクによる異方性加熱によって説明される可能性があります。新しい観測では、円盤メーザーの北にあるより暗いジェットメーザーも検出されました。ジェットメーザーの分布と運動学は、分子ガスのリングの拡大と一致しています。
望ましい HII 領域の密度バイアスと温度関係
| Title |
Density_biases_and_temperature_relations_for_DESIRED_HII_regions |
| Authors |
J._E._M\'endez-Delgado,_C._Esteban,_J._Garc\'ia-Rojas,_K._Z._Arellano-C\'ordova,_K._Kreckel,_V._G\'omez-Llanos,_O._V._Egorov,_M._Peimbert_and_M._Orte-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13136 |
我々は、DEepSpectraofIonizedREgionsDatabase(DESIRED)の分析に基づいた最初の研究を紹介します。これは、HII領域およびその他の光電離星雲の190個の高信号対雑音比光学スペクトルを編集したもので、主に8～10メートルの望遠鏡で観測され、$\sim$29380の輝線が含まれています。[SII]$\lambda6731/\lambda6716$および/または[OII]$\lambda3726/\lambda3729$が唯一の場合、物体の電子密度--$n_{\rme}$--が過小評価されることがわかります。密度インジケーターが利用可能です。これは、密度の不均一性が存在する場合のインジケーターの非線形密度依存性によって発生します。銀河系外HII領域における平均過小評価は$\sim300$cm$^{-3}$であり、$T_{\rme}$([OII])と$T_{\rme}$([SII])と$T_{\rme}$([NII])の比較。[OII]$\lambda\lambda7319+20+30+31/\lambda\lambda3726+29$と[SII]$\lambda\lambda4069+76/\lambda\lambda6716+31$は密度に対する感度が高いため、高密度の塊の存在の診断により適しています。$T_{\rme}$([NII])が採用された場合、密度の過小評価は光スペクトルから導出されるイオン存在量にわずかな影響を及ぼし、オーロラ[SII]および/の場合は最大$\sim$0.1dexに制限されます。または[OII]ラインが使用されます。しかし、これらの密度効果は、局所的な星形成領域でJWSTによって観察されるような赤外線微細構造線の解析にとって重要であり、イオン存在量が大幅に過小評価されていることを意味します。$T_{\rme}$([OIII])、$T_{\rme}$([ArIII])、$T_{\rme}$([SIII])、$T_{の間の温度関係を示します。\rme}$([NII])銀河系外HII領域。$T_{\rme}$のより急速な増加により、$T_{\rme}$([OIII])-$T_{\rme}$([NII])の間の非線形依存性が確認されます。([OIII])より低い金属量で。
MeerKAT Fornax 調査 -- II.窩座銀河団の矮小銀河からの HI の急速な除去
| Title |
The_MeerKAT_Fornax_Survey_--_II._The_rapid_removal_of_HI_from_dwarf_galaxies_in_the_Fornax_cluster |
| Authors |
D._Kleiner,_P._Serra,_F._M._Maccagni,_M._A._Raj,_W._J._G._de_Blok,_G._I._G._J\'ozsa,_P._Kamphuis,_R._Kraan-Korteweg,_F._Loi,_A._Loni,_S._I._Loubser,_D._Cs._Moln\'ar,_T._A._Oosterloo,_R._Peletier_and_D._J._Pisano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13163 |
我々は、Fornax銀河団の中心~2.5x4deg$^2$に位置する矮小銀河のMeerKATFornaxSurvey原子状水素(HI)観測を紹介します。この研究で提示されたHI画像は、空間分解能に関して25kms$^{-1}$にわたって2.7～50x10$^{18}$cm$^{-2}$の$3\sigma$カラム密度感度を持っています。4～1kpcの間。線幅50kms$^{-1}$、距離20MpcのMHI=5x10$^{5}$Msun3$\sigma$点源を検出することができました。私たちのフィールドの304頭の矮星のうち17頭でHIが検出されました。36頭の後期型矮星(LTD)のうち14頭と、268頭の初期型矮星(ETD)のうち3頭です。HIで検出されたLTDは、星団に加わったばかりであり、最初の降下段階にあると考えられます。なぜなら、それらは大きな中心半径に位置しており、フィールド内の青色の星形成LTDと同等のMHIと固定光度での平均恒星表面輝度を備えているからです。HIで検出されたETDは、LTDよりも長くクラスター内に存在しており、近くのHIからの最近の合併または付加を通じてHIを取得した可能性があります。HIで検出されたLTDのうち8つは、不規則または非対称のHI放射と、乱れたまたは偏った恒星の放射を示しています。ラム圧力によってHIが形成される明らかなケースが2つあり、LTDではクラスターの中心に最も近い側に圧縮されたHIが表示され、片側のスターのない尾部がクラスターの中心から離れる方向を向いています。HIが検出された矮星は最も巨大なポテンシャルを回避しており、これは大質量銀河がHIの除去に積極的な役割を果たしているのと一致しています。クラスター内のHIストリッピングのタイムスケールを定量化するための単純なおもちゃのモデルを作成します。MHI=10$^{8}$Msunドワーフが約2億4,000万年以内に剥ぎ取られることがわかりました。このモデルは我々の観察と一致しており、低質量のLTDは1回の遭遇でHIが直接剥ぎ取られ、より質量の大きなLTDはHIを完全に剥ぎ取るために長時間または複数回の遭遇が必要となるため、乱れたHI形態を保持する可能性があります。
おうし座分子雲のパノラマビュー I. ガス放出と 3D ダストが明らかにする雲のダイナミクス
| Title |
A_panoptic_view_of_the_Taurus_molecular_cloud_I._The_cloud_dynamics_revealed_by_gas_emission_and_3D_dust |
| Authors |
J._D._Soler_and_C._Zucker,_J._E._G._Peek,_M._Heyer,_P._F._Goldsmith,_S._C._O._Glover,_S._Molinari,_R._S._Klessen,_P._Hennebelle,_L._Testi,_T._Colman,_M._Benedettini,_D._Elia,_C._Mininni,_S._Pezzuto,_E._Schisano,_A._Traficante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13180 |
我々は、おうし座分子雲(MC)に向けた星の消滅観測から得られた星間塵の3次元(3D)分布と、波長21cmの中性原子水素(HI)放出および一酸化炭素との関係についての研究を発表します。$J=1\rightarrow0$遷移における^{12}$COおよび$^{13}$CO排出量。方向勾配ヒストグラム(HOG)法を使用して、ダスト密度(3Dダスト)の3D再構成における形態とガストレーサーの放出の分布を照合しました。HOG解析の結果は、距離と動径速度の関係を示すマップになります。3DダストとHI放射の間のHOG比較は、おうし座の距離では形態学的一致があるが、ダスト密度とHI放射の間には逆相関があることを示しており、これにより、おうし座MC内のかなりの量のコールドHIが明らかになりました。3D塵と$^{12}$COの間のHOGは、おうし座MC内のガスの収束運動と一致する半径方向の速度と距離のパターンを明らかにし、雲の近い側はより高い速度で動き、遠い側は動く側は低速で移動します。この流れの収束は、局所バブルとペルタウ殻の相互作用によって引き起こされる大規模なガス圧縮によって引き起こされる可能性が高く、おうし座は2つのバブル表面の交点に位置します。
天の川球状星団の若いパルサーと白色矮星の合体およびM81高速電波バーストとの接続
| Title |
Connecting_the_Young_Pulsars_in_Milky_Way_Globular_Clusters_with_White_Dwarf_Mergers_and_the_M81_Fast_Radio_Burst |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Jim_Fuller,_Anthony_L._Piro,_Scott_M._Ransom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11933 |
天の川球状星団内で明らかに若い4つの電波パルサーが検出されたことは、大質量星の進化に伴う標準的な中性子星形成シナリオと一致させるのが難しい。ここでは、核崩壊を起こした動的に古い星団内での白色矮星の合体による若いパルサーの形成について議論します。磁性白色矮星の観察された特性に基づいて、白色矮星の合体によって形成された中性子星は、およそ$10-100\,$msの自転周期とおよそ$10^{11}-10^{13}\の磁場で誕生すると主張します。$G.これらの中性子星が磁気双極子放射によってスピンダウンすると、天の川銀河団内で観測された4つの若いパルサーが自然に再現されます。$N$体クラスターのシミュレーションから推定された速度、およびこれらの若いパルサーで観察されたバイナリティー、ホストクラスターの特性、およびクラスターのオフセットは、白色矮星の合体起源をさらに示唆しています。これらの若いパルサーは、M81の球状星団で最近観察されたバーストに似た高速電波バーストを発生させることができる中性子星の子孫である可能性があります。
高分解能時間分解分光法および磁束分解能分光法による細線セイファート 1 銀河 Mrk 1044 の超高速アウトフローの制約
| Title |
Constraints_on_the_ultra-fast_outflows_in_the_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_Mrk_1044_from_high-resolution_time-_and_flux-resolved_spectroscopy |
| Authors |
Yerong_Xu,_Ciro_Pinto,_Daniele_Rogantini,_Stefano_Bianchi,_Matteo_Guainazzi,_Erin_Kara,_Chichuan_Jin,_Giancarlo_CUsumano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11966 |
超高速アウトフロー(UFO)は多数の活動銀河核(AGN)で明らかにされており、ホスト銀河に対するAGNフィードバックの有望な候補とみなされています。UFOの性質と発射メカニズムはまだ完全には理解されていません。今回我々は、高度に降着する細線セイファート1(NLS1)銀河Mrk1044の4回のXMMニュートン観測に対して時間分解X線分光法と光束分解X線分光法を実行し、ソース光度に対する流出特性の依存性を研究しました。Mrk1044のUFOは線源の変動に素早く反応し、その速度はX線束とともに増加することがわかり、高密度($10^{9}-4.5\times10^{12}\,\mathrm{cm}^{-3}$)と放射駆動によるアウトフローで、ブラックホールから$98-6600\,R_\mathrm{g}$の距離内の領域から発射されます。UFOの運動エネルギーは控えめに推定され($L_\mathrm{UFO}\sim4.4\%L_\mathrm{Edd}$)、母銀河の進化に影響を与える理論的基準に達しています。また、Mrk1044のスペクトルでは、大規模な領域からの輝線が$2700～4500$km/sの青方偏移を持っていることもわかりましたが、これはAGNではほとんど観察されません。他のソースと比較することにより、輝線の青方偏移とソース降着率との相関関係を提案します。これは将来のサンプル研究によって検証できます。
遅い時間の光度曲線を使用した、剥離されたエンベロープ超新星の噴出質量の推定
| Title |
Estimating_Ejecta_Masses_of_Stripped_Envelope_Supernovae_Using_Late-Time_Light_Curves |
| Authors |
Annastasia_Haynie_and_Anthony_L._Piro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12005 |
ストリップエンベロープ超新星(SESNe)は、スペクトル内に水素(SN~IIb、SN~Ib)とヘリウム(SN~Ic)が欠乏している核崩壊超新星のサブクラスです。それらの祖先は、恒星風と近接連星伴星との相互作用の組み合わせによってこの物質を剥ぎ取られた可能性が高いが、各サブタイプがカバーする噴出物の正確な質量範囲と、それがゼロ年代の主系列祖先質量とどのように関連しているかはまだ不明である。半解析モデリングと数値シミュレーションを組み合わせて、ボロメータ光曲線のさまざまな段階を通じてSESN前駆体の特性をどのように制限できるかを議論します。光度曲線の立ち上がり時間は、放射性ニッケルの混合の強さとヘリウムの再結合の処理によって強く影響されることがわかりました。これらは事象ごとに異なる可能性があり、単純なモデリング手法では考慮されないことが多く、上昇から推測される噴出物の質量に大きな不確実性が生じます。これを動機として、我々はガンマ線漏れによって決定される遅い時間の傾きに焦点を当てます。一連の数値モデルを使用して、噴出物の質量、爆発エネルギー、ガンマ線脱出時間$T_0$の関係を校正します。我々が提供するフィッティング関数をSESNeのボロメータ光度曲線に適用すると、約20%の不確実性を持つ噴出物質量が得られるはずです。現在および今後の調査から得られたSESNeの大規模なサンプルを利用して、私たちの方法を利用して、始原星の多様性と起源をより深く理解することができます。
キロノバ放出における軽相対論的アウトフローのセル内粒子シミュレーション
| Title |
Particle_In_Cell_Simulations_of_Mildly_Relativistic_Outflows_in_Kilonova_Emissions |
| Authors |
Mohira_Rassel,_Patrick_Kilian,_Vito_Aberham,_Felix_Spanier,_Nicole_Lloyd-Ronning,_Chris_L._Fryer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12008 |
中性子星の合体からの電磁放射は複数の成分で構成されています。ディスク動力のジェットからのシンクロトロン放射と、合体噴出物(さまざまな源によって動力源)からの熱放射は、最も研究されている発生源の1つです。合体噴出物の低質量と高速により、衝突のない衝撃からの放射が臨界状態となり、合体噴出物からのシンクロトロン放射が観測信号の3番目の成分を構成する条件が急速に発達します。このプロジェクトの目的は、中性子星合体の潮汐噴出物が外部媒質に衝撃を与えるときに予想される、軽相対論的衝撃の場合の衝撃の発生、磁場の発生、粒子の加速を調べることです。LANLのVPIC(ベクトル粒子インセル)コードを使用して、このような穏やかな相対論的で衝突のない弱磁化プラズマのシミュレーションを実行し、結果として生じる磁場と粒子エネルギースペクトルを計算しました。さまざまなプラズマ条件の影響を示すとともに、VPICで異なる陽子と電子の質量比を使用することの妥当性を調査します。私たちの結果は、中性子星合体の重力波検出に相当する電磁波の後期の観測に影響を及ぼします。
円筒せん断ボックス内の MHD II: MRI 乱流における断続的なバーストと下部構造
境界処理を変更した非成層円筒せん断ボックス内で弱い垂直磁場を用いて理想磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行することにより、磁気回転不安定性によって励起されるMHD乱流を調査します。円筒シミュレーションは、通常のデカルトせん断ボックスでのシミュレーションと比較して磁気活動の非常に大きな時間的変動を示しますが、時間平均磁場強度は円筒セットアップとデカルトセットアップで同等です。「三角形のダイアグラム」を使用して磁気エネルギーの進化を説明する用語を詳細に分析すると、驚くべきことに、円筒シミュレーションでは、磁場の増幅と断続的な磁気バーストのトリガーにおける差動回転による、トロイダル磁場の圧縮が予想外にも巻線と同じくらい重要であることが明らかになりました。、デカルトシミュレーションでは見られません。圧縮性増幅の重要性は、曲率が小さい円筒シミュレーションにも当てはまります。ほぼデカルト座標のせん断ボックスシミュレーションにおける磁場の展開は、正確なデカルト座標の対応物における磁場の展開とは根本的に異なります。通常のデカルトせん断ボックスモデルでは考慮できない周転円周波数の半径方向の勾配$\kappa$が、この根本的な違いの原因です。$\kappa$の空間変動のさらなる結果として、狭い高密度（低）密度で弱い（強い）場の局所構造が継続的かつ遍在的に形成されます。これらのリングギャップ構造の種は、圧縮効果によって生成され、その後増幅され、「粘性タイプ」の不安定性に関してわずかに不安定な条件下で維持されます。
ガンマ線バーストのライトカーブを再構築するための確率論的アプローチ
| Title |
A_Stochastic_Approach_To_Reconstruct_Gamma_Ray_Burst_Lightcurves |
| Authors |
Maria_G._Dainotti,_Ritwik_Sharma,_Aditya_Narendra,_Delina_Levine,_Enrico_Rinaldi,_Agnieszka_Pollo,_Gopal_Bhatta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12126 |
ガンマ線バースト(GRB)は、高い赤方偏移(z=9.4)で観測され、宇宙論の研究や人口III星の調査に不可欠です。これらの研究に取り組むには、変数の不確実性が小さいという要件を備えた、関連するGRB変数間の相関関係が必要です。したがって、GRBライトカーブ(LC)を十分にカバーする必要があります。ただし、LC内のギャップはGRB特性の正確な決定を妨げ、多くの場合避けられません。したがって、GRBLCを広範に分類することは依然としてハードルとなっています。「確率的再構成」を使用してLCギャップに対処します。この手法では、2つの既存のモデル(Willingale2007、W07およびBrokenPowerLaw、BPL)を観測されたLCに適合させ、元のデータからの磁束残差の分布を使用してデータを生成します。一時的なギャップを埋めるために。また、ガウス過程によるモデルに依存しないLC再構成も示します。10%のノイズでは、プラトーの終了時間の不確実性、それに対応するフラックス、プラトー後の時間的減衰指数は、平均して、W07ではそれぞれ33.3%、35.03%、43.32%、W07では33.3%減少します。BPLでは%、30.78%、43.9%。BPLではプラトーの傾きが14.76%減少します。ガウスプロセス手法を使用した後、W07モデルとBPLモデルの両方で、すべてのモデルパラメーターの不確実性が減少する同様の傾向が見られます。これらの改善は、宇宙論における標準キャンドルとしてのGRBの応用、理論モデルの調査、将来の機械学習分析によるGRBの赤方偏移の推論にとって不可欠です。
PSR J0837$-$2454に関連する超新星残骸候補の周囲で拡張された$\gamma$線放出を発見
| Title |
Discovery_of_an_Extended_$\gamma$-ray_Emission_around_the_Supernova_Remnant_Candidate_associated_with_PSR_J0837$-$2454 |
| Authors |
Pengfei_Zhang_and_Yuliang_Xin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12189 |
若いパルサーPSR~J0837--2454の周囲に、超新星残骸(SNR)候補である低表面輝度の拡散放射が最近発見されたことをきっかけに、我々は、\emph{フェルミ}ガンマ線宇宙望遠鏡。2008年8月から2022年11月まで。2Dガウス空間テンプレートを使用して、$\sim1^{\の68\%の閉じ込め半径を持つ大幅に拡張された$\gamma$線放出を検出しました。circ}.8$、これは$\sim12\sigma$信頼レベルでの新しいSNR候補と空間的に一致します。0.1-500.0GeVのエネルギー範囲で得られた拡張$\gamma$線放射のスペクトルは、$\sim$1GeVで顕著なスペクトル曲率を示し、対数放物線のスペクトル形状を示します。SNR、パルサー風星雲、パルサーハローなどのいくつかのシナリオが、拡張$\gamma$線放射の潜在的な起源として議論されており、我々のモデルフィッティング結果はSNRシナリオに適しています。
測地線モデルは、XTE J1807-294 で観測された X 線準周期振動の周波数に準拠しています。
| Title |
Geodesic_model_complience_with_the_frequencies_of_the_observed_X-ray_quasi-period_oscillations_of_XTE_J1807-294 |
| Authors |
Radostina_Tasheva_and_Ivan_Stefanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12198 |
降着ミリ秒パルサーXTEJ1807-294のX線スペクトルで観察された準周期的脈動のデータを調査することで、その主要パラメーターである質量と角運動量についていくつかの結論を下すことができます。7つの異なる測地線モデル、つまりRP、RP1、RP2、TP、TP1、WD、TDが、中心中性子星の特性を記述する能力を評価するために適用されます。
| Title |
Extreme_Variability_in_a_Long_Duration_Gamma-ray_Burst_Associated_with_a_Kilonova |
| Authors |
P._Veres,_P._N._Bhat,_E._Burns,_R._Hamburg,_N._Fraija,_D._Kocevski,_R._Preece,_S._Poolakkil,_N._Christensen,_M._A._Bizouard,_T._Dal_Canton,_S._Bala,_E._Bissaldi,_M._S._Briggs,_W._Cleveland,_A._Goldstein,_B._A._Hristov,_C._M._Hui,_S._Lesage,_B._Mailyan,_O._J._Roberts,_C._A._Wilson-Hodge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12262 |
最近発見された長時間ガンマ線バーストによるキロノバGRB211211Aは、時間情報のみに基づく分類スキームに疑問を投げかけています。GRB211211Aのガンマ線特性は、短いGRBと長いGRBの両方の中で際立った極端な現象を明らかにします。GRB211211Aの光曲線に非常に短い変動(数ミリ秒)が見つかり、アウトフローのローレンツ因子は~1000と推定されます。コンパクトな合併から生じる同様の長いGRBを識別する際の短いバリエーションの関連性について説明します。私たちの調査結果は、将来の重力波追跡キャンペーンでは、持続時間の長いGRBの一部を強力な重力波の対応物として扱う必要があることを示しています。
MAXI J1820+070 における準周期振動の Hilbert-Huang 変換解析
| Title |
Hilbert-Huang_Transform_analysis_of_quasi-periodic_oscillations_in_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Wei_Yu,_Qing-Cui_Bu,_Zi-Xu_Yang,_He-Xin_Liu,_Liang_Zhang,_Yue_Huang,_Deng-Ke_Zhou,_Jin-Lu_Qu,_Shuang-Nan_Zhang,_Shu_Zhang,_Li-Ming_Song,_Shu-Mei_Jia,_Xiang_Ma,_Lian_Tao,_Ming-Yu_Ge,_Qing-Zhong_Liu,_and_Jing-Zhi_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12317 |
我々は、ブラックホールX線連星MAXIJ1820+070で観測された低周波準周期振動(LFQPO)の進化の、ヒルベルト・ファン変換(HHT)に基づく時間周波数解析を紹介します。経験的モード分解(EMD)法を通じて、QPOコンポーネントの光曲線を分解し、異なるエネルギーバンドの光子間の固有の位相遅れを測定します。QPOの位相遅れは負である(低エネルギーの光子は高エネルギーの光子より遅れている)一方で、遅れの絶対値はエネルギーとともに増加することがわかります。QPOの光度曲線にヒルベルト変換を適用することで、QPOの瞬間的な周波数と振幅をさらに抽出します。これらの結果をフーリエ解析の結果と比較すると、QPOピークの広がりは主に周波数変調によって引き起こされていることがわかります。さらなる分析を通じて、これらの変調は広帯域騒音と共通の物理的起源を共有している可能性があり、ジェットの内部衝撃モデルによって十分に説明できることがわかりました。
一般相対論的放射 MHD シミュレーションによる ULX パルサー Swift J0243.6+6124 からの熱放射のモデリング
| Title |
Modeling_of_Thermal_Emission_from_ULX_Pulsar_Swift_J0243.6+6124_with_General_Relativistic_Radiation_MHD_simulations |
| Authors |
Akihiro_Inoue,_Ken_Ohsuga,_Hiroyuki_R._Takahashi_and_Yuta_Asahina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12373 |
X線脈動を示す銀河超高輝度X線源(ULX)、SwiftJ0243.6+をモデル化するために、双極子磁場を持つ中性子星の周りのスーパーエディントン降着流の一般相対論的放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行します。6124。私たちのシミュレーションでは、磁極近くの降着柱、磁気圏の外側の降着円盤、円盤からの流出を示しています。$\sim10^7$Kで観察された熱放出と一致する、実質的に光学的に厚いアウトフローは、質量降着率がエディントン速度よりもはるかに高い場合に生成されることが明らかになりました$\dot{M}_{\rmEdd}$であり、磁気圏の半径は球状化半径よりも小さいです。報告されているスピン周期($9.8~{\rms}$)とスピンアップ速度($\dot{P}=-2.22\times10)に矛盾することなく黒体半径($\sim100-500$km)を説明するには^{-8}~{\rms~s^{-1}}$)、質量降着率$(200-1200)\dot{M}_{\rmEdd}$が必要です。熱放射は、$-2.22\times10^{-8}~{\rms~s^{-1}}$と$-1.75\times10^{の$\dot{P}$の2つの観測で検出されたため、-8}~{\rms~s^{-1}}$ですが、別の$\dot{P}=-6.8\times10^{-9}~{\rms~s^{-1}にはありません}$、スウィフトJ0243.6+6124の中性子星の表面磁場の強さは、$3\times10^{11}~{\rmG}$と$4\times10^{12}~{\rmの間であると推定されています。G}$。この限られた範囲の磁場強度から、熱放射が現れるときの降着率は$(200-500)\dot{M}_{\rmEdd}$となり、$(60-100)\dot{M}_検出されない場合は{\rmEdd}$。我々の結果は、2017年から2018年のスウィフトJ0243.6+6124の巨大バーストにおけるスーパーエディントン相は、磁化された中性子星上への高度にスーパーエディントン降着流によって動かされているという仮説を裏付けるものである。
フェルミ大域望遠鏡データによる小型太陽系天体からのガンマ線放出の制約
| Title |
Constraints_on_the_gamma-ray_emission_from_Small_Solar_System_Bodies_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope_data |
| Authors |
S._De_Gaetano,_L._Di_Venere,_F._Gargano,_F._Loparco,_L._Lorusso,_M._N._Mazziotta,_G._Panzarini,_R._Pillera_and_D._Serini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12436 |
既知のすべての小型太陽系天体の直径は数メートルから数千キロメートルです。太陽系天体の衝突進化に基づいて、直径$\sim2$mまでの小惑星が多数存在すると考えられています。すべての太陽系天体と同様、小天体も、その表面に衝突する高エネルギー宇宙線の相互作用によって生成される、高エネルギーのガンマ線の受動的な発生源となる可能性があります。既知の小惑星の大部分は火星と木星の間の軌道(メインベルトとして知られる領域)にあるため、それらは黄道面に近い拡散発光を生成すると予想されます。この研究では、フェルミ衛星に搭載された広域望遠鏡によって収集されたデータを使用して、黄道から来るガンマ線の放出を研究しました。我々は、その結果をソースレベルでのガンマ線強度（ソフトウェアFLUKAで計算）のシミュレーションに適合させて、小型太陽系天体の人口を制限しました。最後に、私たちは小惑星のサイズの分布を記述するモデルを提案し、LATデータを使用してこのモデルから予想されるガンマ線放出を制限し、ひいてはモデル自体にも制限を加えました。
急速に成長する超大質量ブラックホールIZw1の小規模ジェットを明らかにする
| Title |
Unveiling_the_small-scale_jets_in_the_rapidly_growing_supermassive_black_hole_IZw1 |
| Authors |
Xiaolong_Yang,_Su_Yao,_Luigi_C._Gallo,_Jun_Yang,_Luis_C._Ho,_Minfeng_Gu,_Willem_A._Baan,_Jiri_Svoboda,_Ran_Wang,_Xiang_Liu,_Xiaoyu_Hong,_Xue-Bing_Wu,_Wei_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12525 |
ニア・エディントンまたはスーパー・エディントン速度でのブラックホールの降着は、ブラックホールの成長を促進する最も強力なエピソードであり、いくつかのタイプの天体で機能する可能性があります。しかし、そのような状態での降着とジェットとディスクの結合の物理学は依然として不明瞭である。その主な理由は、関連するジェットが、ジェットの放出が非常に弱いか、あるいはおそらくは一時的な性質であるため、容易に検出できないためである。電波活動が実証されている近/スーパー・エディントン系はほんのわずかで、スーパー・エディントンの活動銀河核(AGN)(および超高輝度X線源)にジェットがあるかどうか、またその性質は何なのかは不明のままです。この不足は主に、ジェットの起源と、星形成活動、光電離ガス、降着円盤風、コロナ活動などの他の起源との間の複雑な電波混合によるものです。この研究では、高度に降着する狭線セイファートIシステムIZw1内のジェットを調査するために、高解像度の超長基線干渉計(VLBI)観測を実施しました。私たちの観測では、高い電波輝度温度、電波形態、スペクトル指数分布に基づいて、1.5GHzと5GHzの両方で小規模なジェット(線形サイズ$\sim45$パーセク)を明らかにすることに成功しました。興味深いことに、フラットスペクトル電波コアの欠如と節のあるジェット構造は、IZw1での一時的な放出を示唆しており、これは標準的な非常に高い状態にある銀河X線連星の放出プロセスに似ています。AGNIZw1の高い降着率とジェット特性は、極限状態におけるAGN/XRBの類似性を裏付ける可能性があります。
中間質量ブラックホール: 降着と放出のプロセスの統一モデルを探索するために不可欠な集団
| Title |
Intermediate-Mass_Black_Holes:_The_Essential_Population_to_Explore_the_Unified_Model_for_Accretion_and_Ejection_Processes |
| Authors |
Xiaolong_Yang,_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12527 |
私たちはIMBHからの電波とX線の放出を研究し、降着と放出のプロセスの統一モデルを探索します。IMBH(候補)がホストする銀河の無線帯域調査では、そのうちのごく一部($\sim$0.6\%)だけが無線帯域でアクティブであることが示されています。さらに、非常に長いベースライン干渉計の観測により、IMBHのパーセクスケールの電波放射が明らかになり、その結果、活発に放出されている物体の割合がさらに低下し（電波放射は宿主以外のIMBHによって生成される）、これは進化における長い静止状態と一致しています。IMBHのサイクル。電波を放出するIMBHのほとんど(75%、つまり、最近のミニ調査によると4つのサンプルのうち3つ)は電波遺物と関連しており、一時的な放出段階からの二重の電波塊の証拠もあります。IMBHの電波放射とそれに対応する核X線放射を考慮すると、ブラックホール活動の普遍的な基本面関係(FMP)が確認されます。さらに、状態遷移は、FMPのXRBとIMBHのいくつかのケースを比較することによって推測できます。つまり、放射光度と発光領域の両方が、これらの状態遷移に沿って進化します。これらの痕跡と証拠は、恒星の質量から超大質量ブラックホールに至るあらゆる種類の降着システム間の類似性を示唆しており、統合された降着と放出の物理学を示唆しています。統一モデルを検証するために、流出規模（排出力に相当）と中央エンジンの質量との相関関係を調査します。これは、最大規模の流出$\hat{LS}_\mathrm{out}$が降雨体$M_\mathrm{core}$の質量とのべき乗則相関に従うことを示しています。つまり$\log{\hat{LS}_\mathrm{out}}=(0.73\pm0.01)\log{M_\mathrm{core}}-(3.34\pm0.10)$。結論として、この研究は、噴出（および降着）プロセスがスケール不変として動作し、その力が降着体の質量によって制御されるという主張を支持する証拠を提供します。
明るいタイプ Iax SN 2018cni と暗いタイプ Iax SN 2020kyg の観測特性
| Title |
Observational_properties_of_a_bright_type_Iax_SN_2018cni_and_a_faint_type_Iax_SN_2020kyg |
| Authors |
Mridweeka_Singh,_Devendra._K._Sahu,_Raya_Dastidar,_Barnabas_Barna,_Kuntal_Misra,_Anjasha_Gangopadhyay,_D._Andrew_Howell,_Saurabh_W._Jha,_Hyobin_Im,_Kirsty_Taggart,_Jennifer_Andrews,_Daichi_Hiramatsu,_Rishabh_Singh_Teja,_Craig_Pellegrino,_Ryan_J._Foley,_Arti_Joshi,_G._C._Anupama,_K._Azalee_Bostroem,_Jamison_Burke,_Yssavo_Camacho-Neves,_Anirban_Dutta,_Lindsey_A._Kwok,_Curtis_McCully,_Yen-Chen_Pan,_Matt_Siebert,_Shubham_Srivastav,_Tamas_Szalai,_Jonathan_J._Swift,_Grace_Yang,_Henry_Zhou,_Nico_DiLullo,_and_Jackson_Scheer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12713 |
2つのタイプIaxSNe2018cniと2020kygの光学測光および分光分析を紹介します。SN2018cniは明るいタイプのIaxSN(M$_{V,peak}$=$-$17.81$\pm$0.21等)、一方SN2020kyg(M$_{V,peak}$=$-$14.52$\pm$0.21等)）はかすかなものです。SNe2018cniと2020kygの$^{56}$Niの質量はそれぞれ0.07と0.002M${_\odot}$、噴出物の質量は0.48と0.14M${_\odot}$と導出されました。$R/r$-バンドの明るいタイプと暗いタイプのIaxSNeを組み合わせて研究すると、明るい天体ほど立ち上がり時間が長くなる傾向があることが明らかになりました。しかし、ピーク光度と減光率との相関関係から、明るいタイプのIaxSNeと暗いタイプのIaxSNeが異なる挙動を示すことがわかります。標準的な爆燃モデルとの比較は、SN2018cniがCO白色矮星の爆燃と一致しているのに対し、SN2020kygの特性はハイブリッドCONe白色矮星の爆燃によってよりよく説明できることを示唆しています。両方のSNeのスペクトル特徴は、質量分率が異なる類似の化学種の存在を示しています。我々のスペクトルモデリングは、両方のSNeの外層での成層と混合された内部噴出物を示しています。
地上ベースのガンマ線天文学で天の川銀河の高エネルギーフロンティアを探索：PeVatron と銀河宇宙線の起源の探求
| Title |
Exploring_the_high_energy_frontiers_of_the_Milky_Way_with_ground-based_gamma-ray_astronomy:_PeVatrons_and_the_quest_for_the_origin_of_Galactic_cosmic-rays |
| Authors |
E.O._Ang\"uner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12729 |
宇宙線(CR)は、あらゆる方向から等方的に地球に到達し、大気と相互作用する荷電粒子です。$\sim$3PeVエネルギーにおけるCRスペクトルに見られるスペクトルニー特徴の存在は、「銀河PeVatron」として知られる銀河内の天体物理的物体が粒子をPeVエネルギーまで加速できることの証拠です。科学者たちは銀河CRの起源を特定しようとしており、中立メッセンジャーを通じて銀河PeVatronの署名を探してきました。地上の$\gamma$線天文学の最近の進歩により、100TeVを超えるエネルギーを放出する12の銀河源が発見され、かに星雲と白鳥座領域の方向からのPeV光子の初めての検出さえも行われました。これらの画期的な発見は、超高エネルギー(UHE、E$>$100TeV)$\gamma$線天文学の分野を切り開き、銀河系の高エネルギーフロンティアを探索し、PeVatron源を探し、放出するのに役立ちます。CRの起源に関する100年来の問題に光を当てます。この総説記事は、地上の$\gamma$線観測を使用した銀河PeVatron探索の現状と潜在的な将来の方向性の概要を提供します。
アーカイブ ZTF での急速に進化する過渡現象に関するパブリック アラート
| Title |
Rapidly_Evolving_Transients_in_Archival_ZTF_Public_Alerts |
| Authors |
Wenxiong_Li,_Iair_Arcavi,_Ehud_Nakar,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_WeiKang_Zheng,_Marco_C._Lam,_Ido_Keinan,_Se\'an_J._Brennan,_Noi_Shitrit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12974 |
私たちは、2018年5月から2021年12月までの間に、明確に定義された基準に基づいて、急速に進化する過渡現象(RET)の候補者を対象に、アーカイブされたZwickyTransientFacilityの公開調査を検索します。検索により、19件の正真正銘のRET候補が得られました。これは、年間$\sim5.2$イベントの発見率に相当します。銀河の緯度を$20^\circ$カットしても、19のイベントのうち8つ($\sim42$%)が銀河のもので、その中にはGW170817キロノバ(KN)の光曲線形状によく似た光曲線形状を持つものも含まれます。追加イベントはM31の新星です。19のイベントのうち4つ($\sim21$%)は銀河系外RETであることが確認されており(1つはここで初めて確認されました)、追加の6つのイベントの起源は特定できません。GW170817KNに似た銀河系外事象は見つからず、そこからGW170817に似たKNの体積率の上限$R\le$2400Gpc$^{-3}$yr$^{-1}が得られます。$(信頼度95%)。これらの結果は、特に重力波やガンマ線バーストのトリガーとは関係なくキロノバを探索する場合、一時的な警報ストリームでのRET探索に対する汚染物質の定量化に使用できます。
セイファート 1 銀河 IC 4329A の X 線偏光
| Title |
The_X-ray_polarisation_of_the_Seyfert_1_galaxy_IC_4329A |
| Authors |
A._Ingram,_M._Ewing,_A._Marinucci,_D._Tagliacozzo,_D._J._Rosario,_A._Veledina,_D._E._Kim,_F._Marin,_S._Bianchi,_J._Poutanen,_G._Matt,_H._L._Marshall,_F._Ursini,_A._De_Rosa,_P-O._Petrucci,_G._Madejski,_T._Barnouin,_L._Di_Gesu,_M._Dovvciak,_V._E._Gianolli,_H._Krawczynski,_V._Loktev,_R._Middei,_J._Podgorny,_S._Puccetti,_A._Ratheesh,_P._Soffitta,_F._Tombesi,_S._R._Ehlert,_F._Massaro,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_L._Baldini,_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,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_J._A._Garcia,_S._Gunji,_J._Heyl,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_P._Kaaret,_V._Karas,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13028 |
明るいセイファート銀河IC4329AのX線分光偏光分析を紹介します。ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)は、XMM-Newton(約60ks)およびNuSTAR(約80ks)露光によってサポートされ、約500ksの線源を観測しました。2.97シグマの信頼度で2～8keV帯域の偏光を検出します。偏光度は$3.3\pm1.1$パーセント、偏光角度は$78\pm10$度であると報告しています(誤差は1シグマの信頼度です)。X線の偏光は、部分的には電波位置角度の不確実性が大きいためではあるものの、電波ジェットと一致しています。3つの天文台からのスペクトルを共同でフィッティングして、相対論的反射成分の存在を制限しました。これから、内側の円盤に対する傾斜角(99パーセントの信頼度で<39度)と円盤の内側の半径(99パーセントの信頼度で<11重力半径)に関する制約が得られますが、実際にはモデリング体系により次の制約が追加されることに注意してください。引用された統計誤差に。私たちの分光偏光モデリングは、2～8keVの偏光がX線コロナから直接観察される発光によって支配されていることと一致しますが、反射成分の偏光は完全に制約されていないことを示しています。ビューアの傾きと偏光度に関する制約は、暫定的に、より高度に偏光した放射を生成する、より非対称で流出する可能性があるコロナルジオメトリを優先しますが、コロナルジオメトリは3シグマレベルでは制限されません。
巨大パルスを使用した星間物質のインパルス応答の測定
| Title |
Using_Giant_Pulses_to_Measure_the_Impulse_Response_of_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
Nikhil_Mahajan_and_Marten_H._van_Kerkwijk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13274 |
PSRB1937+21が放出するジャイアントパルスは、明るく本質的に衝動的なバーストです。したがって、ジャイアントパルスから観測された信号は、ノイズは多いものの、イオン化された星間物質からのインパルス応答の直接的な測定値である。この事実を利用して、PSRB1937+21の2つの観測結果のベースバンドデータから13,025個の巨大パルスを直接検出します。巨大パルス信号を使用して、スパース近似法で時変インパルス応答をモデル化します。この手法では、各遅延の時間依存性がフーリエ成分に分解され、遅延と差分ドップラーシフトの関数として波場が構築されます。結果として得られる波動場は予想通りの放物線状であり、その中にいくつかの拡散構造があることがわかり、視線に沿って複数の散乱位置が存在することを示唆しています。また、パルサーの回転周期の1.5倍を超える約2.4ミリ秒の遅延でエコーも検出されます。このエコーは、2つの観測の間に、幾何学から予想される軌道に沿って移動します。波動場の構造は、システムの完全なモデルを作成するには十分にまばらではないため、このモデルは、シンチレーション時間程度より大きいギャップ全体では予測できません。それにもかかわらず、その範囲内では、インパルス応答のパワーの約75%が再現されますが、この部分は主に観測値の信号対雑音比によって制限されます。さらに、モデルのインパルス応答を使用したデコンボリューションによって、観測された信号から固有のパルサー放射を正常に復元できることを示します。
連星系における Ia 型超新星爆発: レビュー
SNeIaは天体物理学と宇宙論の分野で重要な役割を果たしています。SNeIaは連星系のWDの熱核爆発から生じるということは広く受け入れられています。しかし、SNIa前駆細胞の性質とその爆発メカニズムの基本的な側面については合意がありません。これは、これらの重要な天体物理学的天体に対する私たちの理解に根本的な欠陥をもたらします。SNeIaの多様性と、提案されている前駆体モデルと爆発メカニズムについて概説します。我々は、速度と遅延時間、爆発前の伴星、噴出物と伴星の相互作用、初期の過剰放出、CSM相互作用による初期の電波/X線放射、生き残った仲間、後期のスペクトルと測光、偏光信号、SNR特性など。理論側と観測側の両方からの努力にもかかわらず、WDがどのようにして爆発的なレベルに達するのかという疑問が残りました。状態とどの前駆系がSNeIaを生成する可能性がより高いかは不明のままです。SNeIaのすべての観測特徴と完全な多様性を一貫して説明できる単一の公開モデルはありません。これは、すべてのSNeIaが同じ起源に由来する場合、新しい祖先パラダイムまたは現在のモデルの改良が必要であることを示している可能性があります。別のシナリオは、さまざまな前駆体チャネルと爆発メカニズムがSNeIaに寄与するというものです。今後10年で、JWST、Gaia、ZTFとの進行中のキャンペーン、およびLSSTとSKAとの今後の大規模なプロジェクトにより、個々のSNeIaについて前例のない詳細な研究を行うだけでなく、SNeIaのさまざまなサブクラスについての体系的な調査も実施できるようになります。スネイア。これにより、SNeIaの理論と観察が十分に進歩し、その起源と爆発メカニズムについてのより深い理解が得られるでしょう。
遠隔検知された発光のクラスター分析を使用した、小規模な都市中心部の夜間屋外照明の特性評価
| Title |
Characterisation_of_night-time_outdoor_lighting_in_small_urban_centres_using_cluster_analysis_of_remotely_sensed_light_emissions |
| Authors |
M\'aximo_Bustamante-Calabria,_Susana_Mart\'in-Ruiz,_Alejandro_S\'anchez_de_Miguel,_J._L._Ortiz,_J._M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12009 |
光害が生態系に悪影響を及ぼすという証拠は年々増加しています。その監視と研究には、放出源の特定、特徴付け、制御が必要です。これは、照明対象の場所の外側に光が漏れてしまう屋外照明を備えた都市中心部のケースです。汚染物質（夜間の人工光）の量と性質は、使用されるランプとその配置によって異なります。青色光の割合が大きいほど散乱効果が大きいことを意味するため、これは重要です。この研究では、結果を公共照明インベントリと比較し、その妥当性を検証するために、2012年と2021年の国際宇宙ステーション(ISS)画像を使用して、グラナダ県(スペイン)北部の100の都市中心部の排出量を分析しました。これらのデータは、夜間の照明放射を特徴付けるために使用されます。推論およびクラスター分析技術を使用して、照明インベントリ分析の結果と一致して、排出量が全体的に増加し、その色が青に向かって変化していることを確認しました。私たちは、ISS画像を使用して人工発光とその原因となる照明を特徴付けることが可能であると結論付けましたが、それでもデータとその収集方法には多くの固有の問題があり、結果を慎重に解釈する必要があります。。
パルサー タイミング アレイのシングル パルサー解析におけるギブス サンプリングの機能の探索
| Title |
Exploring_the_Capabilities_of_Gibbs_Sampling_in_Single-pulsar_Analyses_of_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Nima_Laal,_William_G_Lamb,_Joseph_D._Romano,_Xavier_Siemens,_Stephen_R._Taylor,_Rutger_van_Haasteren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12285 |
単一パルサー解析の場合のレッドノイズパワースペクトル密度、レッドノイズフーリエ係数、およびホワイトノイズパラメーターを回復する際のギブズサンプリングの使用を検討し、NANOGrav11年データセットを使用してその有効性を示します。単一パルサー解析では、ギブズサンプリングノイズモデリング(GM)が現在の標準的なベイズ手法(SM)よりも優れており、計算効率と忠実度が大幅に高いモデルパラメーター事後モデルが得られることがわかりました。さらに、GMの出力にはフーリエ係数の事後係数が含まれており、現在のSM実装には存在しないパルサーのタイミング残差の根底にあるレッドノイズプロセスを特徴付けるために使用できます。シミュレーションを通じて、このような係数が重力波によって生成されるパルサーペア間の空間相互相関の全体的な形状を回復する可能性があることを実証します。
チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)は、地上の非常に高エネルギーのガンマ線天文学のための次世代施設です。CTAOは公開天文台として運営されます。北半球と南半球に2つのサイトを備えたチェレンコフ望遠鏡アレイCTAは、全天をカバーし、現在の機器よりも感度が1桁向上し、20GeVから300TeVまでの広いガンマ線エネルギーをカバーします。CTAは、さまざまなエネルギー範囲をカバーするように最適化された3種類の望遠鏡で構成される望遠鏡アレイを使用します。最低エネルギーをカバーする大型望遠鏡は、過渡状態を追跡するための高速旋回機能を提供します。主要科学プロジェクト(KSP)は、運用開始から最初の10年間にCTAO観測プログラムの重要な部分を形成するために開発され、主要なターゲットの調査や詳細な観測などのレガシーデータセットを提供します。
埃っぽいディスクによって隠されたトランジェント
| Title |
Transients_Obscured_by_Dusty_Disks |
| Authors |
C._S._Kochanek_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11936 |
塵の吸収は、ある種の一時的な出来事を生き延びた星を視界から隠すための多くの状況で呼び出されます。過渡現象で形成された塵は星から遠ざかる方向に膨張しており、球状モデルでは、遅い時点での高い光学的深さによって暗示される質量とエネルギーのバジェットにより、そのようなモデルは維持できなくなります。塵を円盤やトーラスに集中させると、原理的には、より少ない質量を使用して赤道観測者から発生源を隠すことができるため、この問題を遅らせることができます。しかし、さまざまな赤道ダスト濃度での軸対称ダスト放射線伝達モデルを使用すると、これを実際に達成するのは非常に困難であることがわかります。赤道観測者への光学フォトンの散乱を避けるために、極光学深度は低いか高い必要があります。発光の大部分は、JWSTで容易に観察できる波長に留まり、赤道（視覚）光学深度1000であっても、赤道の明るさは等方性発光と比較して最大で2分の1まで減少します。光源を隠すのは特に困難です。これは、10ミクロン付近の吸収特性により、放出がその特性のちょうど青方向、8ミクロン付近に集中することがよくあるためです。
新星後の V1315 Aql の低状態
小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS)とツヴィッキー過渡施設(ZTF)のデータを使用して、SWセックススターV1315Aqlが2023年の初めに低状態に入ったことを発見しました。私の知る限り、このような出来事はこれが初めてです。この天体は1948年に遡る観測で発見されて以来、この天体は新星殻で有名であり、新星爆発は500～1200年前に起こったと推定されていますが、歴史的記録には新星噴火の直接の検出は存在しません。現在の低い状態は、おそらく新星照射された二次核からの物質移動速度が経年的に減少するために生じたものと考えられる。現在の低い状態は、過去に発光降着円盤によって妨げられてきた二次星を詳細に研究する機会を提供するだろう。また、古典新星LVVulの最近の光度曲線も提供します。これは、新星噴火から50年後の高状態と低状態を示しています。
PSP太陽風観測を用いたコロナ磁場および惑星間磁場外挿の評価
PSP近日点付近の太陽風観測を制約条件として、さまざまなPFSSモデル手法のパラメータを調査しました。ソース表面高さ$R_\mathrm{SS}=2\,Rs$の場合の惑星間磁場の外挿は、$R_\mathrm{SS}=2.5\,Rs$の場合よりも優れていることがわかります。HMIとGONGマグネトグラムは、磁場変動のシミュレーションにおいて同様のパフォーマンスを示しますが、前者は強度の再構成においてわずかに有利であるように見えますが、後者はより疎なグリッドに適応します。ポテンシャル場の固有値問題を構築する有限差分法は、解析的手法と同様の精度を達成し、計算効率を大幅に向上させることができます。MHDモデリングは、磁場予測ではあまりうまく機能しませんが、太陽と地球の空間に関する豊富な情報を提供できます。
S-PLUS における金属に乏しい星の化学力学的性質と年齢
| Title |
Chemodynamical_Properties_and_Ages_of_Metal-Poor_Stars_in_S-PLUS |
| Authors |
Felipe_Almeida-Fernandes,_Vinicius_Placco,_Helio_Rocha-Pinto,_Marcelo_Borges_Fernandes,_Guilherme_Limberg,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Jo\~ao_A._S._Amarante,_H\'elio_Perottoni,_Roderik_Overzier,_William_Schoenell,_Tiago_Ribeiro,_Antonio_Kanaan,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12326 |
金属の少ない星は、宇宙の化学進化の初期段階を理解する鍵となります。南方測光局所宇宙調査(S-PLUS)などの新しいマルチフィルター調査により、金属量の少ない星を選択する能力が大幅に進歩しました。この研究では、S-PLUSデータリリース3から選択された522個のメタルプア候補の化学力学的特性と年齢を分析します。これらの星の約92%がメタルプアであることが確認されました([Fe/H]$\leq-1$)は、以前の中解像度分光法に基づいています。私たちは、GaiaDataRelease3の天文法を使用して、241個の星を含むサブサンプルの動的特性を計算しました。星の年齢は、この研究で形式化されたベイズ等時法によって推定されます。我々は、これらの金属含有量の少ない候補の金属量分布を、全速度、動的特性、年代の異なるサブグループに分けて分析します。私たちの結果は、S-PLUSでのメタルプア候補の選択を最適化するためのさらなる制限を提案するために使用されます。提案された天文選択($\mathrm{parallax}>0.85$mas)は、極度に金属に乏しい星の最も高い割合を返すものです(16.3%が[Fe/H]$\leq-3$を持っています)。組み合わせた選択では、非常に金属に乏しい星の最も高い割合が得られます(91.0%が[Fe/H]$\leq-2$を持っています)。一方、動的選択(離心率>0.35および円板率<0.75)は、金属に乏しい星をターゲットにするのに適しています。(99.5%が[Fe/H]$\leq-1$を持っています)。S-PLUS測光選択のみを使用すると、$-$3、$-$2、$-$1未満の金属量に対してそれぞれ15.6%、88.5%、98.3%の選択率を達成できます。また、S-PLUSを使用して、ガイアソーセージ/エンケラドゥス、セコイア、タムノス、ヘルミ流などのハロー下部構造内の金属の少ない星をターゲットにすることが可能であることも示します。
地球の磁気鞘における無衝突減衰によって変調される圧縮性磁気流体力学乱流：観測結果は理論と一致
| Title |
Compressible_Magnetohydrodynamic_Turbulence_Modulated_by_Collisionless_Damping_in_Earth's_Magnetosheath:_Observation_Matches_Theory |
| Authors |
Siqi_Zhao,_Huirong_Yan,_Terry_Z._Liu,_Ka_Ho_Yuen,_Mijie_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12507 |
この手紙では、4台のクラスター宇宙船を使用して、地球の磁気鞘内の磁気流体力学(MHD)乱流カスケードにおける実質的な無衝突減衰(CD)変調の最初の観測証拠を提供します。プラズマ乱流は主に、大規模な強制と小規模な減衰によって形成されます。改良された圧縮性MHD分解アルゴリズムに基づく我々の観察は、CDが圧縮性MHDモードの強いピッチ角依存性によりその異方性を強化することを示しています。低速モードの波数分布は、Alfv\'enモードと比較して、CD変調下では背景磁場($\mathbf{B_0}$)に対してより垂直に引き伸ばされます。対照的に、高速モードは、より重大なCD変調の影響を受けます。高速モードは、CDトランケーションスケールを超えるとスケールに依存しないわずかな異方性を示し、波数がCDトランケーションスケールを下回るにつれて異方性が増加します。結果として、CDは全圧縮モードの相対エネルギー分率に影響を与えます。私たちの発見は、圧縮性MHD乱流カスケードとその結果としての波数ベクトル空間におけるエネルギー異方性を切り詰める際のCDの機能を理解する上で重要な一歩を踏み出しました。
341 個の主星の光度と半径を回復することによるマルチバンド (G、GBP、GRP、B、V、および TESS) の標準的なボロメトリック補正のテスト
主系列ボロメータ補正(BC)と標準的なBC-Teff関係は、公開されている物理パラメータと209個の切り離された二重線日食連星のSEDモデルからの光比を使用して、TESS波長に対して生成されます。今回および以前の5バンド(ジョンソンB、V、ガイアG、GBP、GRP)の標準BC-Teff関係は、最も正確な341個の単一主星(MS281個、亜巨星40個、巨星19個)の光度(L)を回復することによってテストされます。1つのPMS)。測光の回復されたLは、公開されたRおよびTeffからのLと比較されます。この混合サンプルでは、非常に高い相関($R^2$=0.9983)が得られます。回復されたLと計算されたLの誤差ヒストグラムは、それぞれ2パーセントと4パーセントでピークを示します。回収されたLと公開されたTeff}は、主星の標準Rを予測するために$L=4\piR^2\sigmaTeff^4$で使用されました。すべての光度クラスの予測されたRと公表されたRの比較は、巨星と亜巨星に関連する無視できるオフセットで成功していることがわかります。予測されたRエラーのピークは2パーセントで見つかり、これは公表されているRエラーのピークと同等です。したがって、主系列のBC-Teff関係は、任意の光度クラスの単一星のLとRの両方を予測する際に使用できますが、これは、すべての光度クラスのBC-Teff関係が同じであることを意味するわけではありません。$m_{Bol}=\xi+BC_\xi$であるため、星のBCよりも見かけの等級$\xi$によって制限されます。
WR 138 の軌道運動を再考する
| Title |
Revisiting_the_orbital_motion_of_WR_138 |
| Authors |
Gregor_Rauw_(1),_Ya\"el_Naz\'e_(1,2),_Eric_Gosset_(1,2)_((1)_Liege_University,_Belgium,_(2)_FNRS,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12779 |
WR138の光学スペクトルは、WN6o星に典型的な輝線と、高速回転するOB星からの吸収線を示します。大量の分光データを使用して、高電離窒素線の動径速度に基づいてWN60星の新しい軌道解を確立します。WN6o星が0.16という比較的低い離心率で4.3年の軌道上を移動していることを示します。OB星の動径速度にはかなりのばらつきが見られます。HeI吸収線の速度の最良の推定値は、質量比$m_{\rmWN6o}/m_{\rmOB}=0.53\pm0.09$となります。2つの星のスペクトルを解き、OB星の投影回転速度$v\,\sin{i}=350\pm10$kms$^{-1}$を導き出します。WR138のガイア視差と組み合わせた最良の軌道パラメータは、伴星の以前の干渉検出と矛盾しており、この検出に偏りがあるか、WR138が実際には三重系であることを示唆しています。
IRC +10216 I の星周包絡線における [C I] および [C II] 放射。 [C I] 放射の観測データと NLTE モデリング
| Title |
[C_I]_and_[C_II]_emission_in_the_circumstellar_envelope_of_IRC_+10216_I._Observational_data_and_NLTE_modeling_of_the_[C_I]_emission |
| Authors |
Manali_Jeste,_Helmut_Wiesemeyer,_Karl_M._Menten,_Friedrich_Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13143 |
目的:現在の研究は、光化学の理解を促進するために、エンベロープ全体にわたる炭素原子(C0)の分布を記述することを目的としています。さらに、星に向かう[CII]放射の観測についても簡単に説明します。方法:星から最大78インチの投影距離で[CI]$\mathrm{^3P_1}\rightarrow\mathrm{^3P_0}$微細構造線のスペクトルを取得します。線プロファイルは、両方の直接フィッティングによって特徴付けられます。また、[CI]トリプレットの観察された直線をモデル化することによって、ガウス成分の検出を報告します。$\mathrm{^2P_{3/2}}\rightarrow\mathrm{^2P_{1/2}}$の検出も報告します。C+微細構造シングレットの中心位置、星から32インチのライン。結果:IRC+10216からの[CI]放射の全体像は、より限定的な以前の研究と一致します。観測された線のプロファイルとモデル化された線のプロファイルが満足のいく一致を示し、星からの1本のビームを超えて現れる体系速度での発光は、C0が薄い殻の中に位置しているという可能性を排除します。COの結合エネルギーがC0のイオン化閾値よりも0.1eVしか下回らないことを考えると、星からの投影距離$\sim10^{17}$cm(距離を採用)を超える視線からは観測可能な[CII]放射が存在しないことになります。130pc）は、外部FUV放射場で予想されるように、C0の大部分がCOとC+の間に位置するシナリオと矛盾しません。この予想は、C0殻がさらに外側に位置し、星から中間のスカイプレーン距離にある[CI]線のプロファイルを再現できないモデルによっても裏付けられます。文献から採用した光化学モデルを、$\mathrm{H}_2$密度に関して一定のCO0存在量という単純化した仮定と比較し、$\simに位置する[CI]発光殻の内側境界を制約します。星から10^{16}$cm。
太陽の大規模磁場に対する異常な活動領域の影響
| Title |
Impact_of_Anomalous_Active_Regions_on_the_Large-scale_Magnetic_Field_of_the_Sun |
| Authors |
Shaonwita_Pal,_Prantika_Bhowmik,_Sushant_S._Mahajan,_Dibyendu_Nandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13145 |
太陽周期の振幅における摂動の主な原因の1つは、ヘイルの極性の法則とジョイの傾斜角の法則に従わない異常な活動領域の出現であると考えられています。極磁場に不釣り合いな影響を与える高い磁束を含む異常な領域は、「不正領域」と呼ばれることがあります。この研究では、表面磁束輸送モデルを利用して、太陽表面上の異常な活性領域の出現による大規模な双極子モーメントの蓄積を解析します。これらの活動領域は全黒点数のほんの一部を占めますが、磁気双極子モーメントの蓄積とその後の太陽周期の振幅に大きな影響を与える可能性があります。私たちの数値シミュレーションは、太陽周期に対する「アンチジョイ」領域の影響が「アンチヘイル」領域の影響と同様であることを示しています。また、異常領域の出現時間、出現緯度、相対数、磁束分布が大規模な磁場ダイナミクスにさまざまな形で影響を与えることもわかりました。私たちは、数値研究の結果が、太陽の双極子モーメントの進化を説明するための代数的（解析的）アプローチと一致していることを証明します。私たちの結果は、バブコック・レイトンダイナモ機構の枠組みの中で、異常な活動領域が太陽の大規模な双極子モーメントの増大とその反転タイミングをどのように調節するのかを理解するのに関連している。バブコック・レイトンダイナモ機構は現在、太陽周期変動の主な原因であると考えられている。
りゅうこつ座イータ星: 散逸オカルターは拡張された構造である
| Title |
Eta_Carinae:_the_dissipating_occulter_is_an_extended_structure |
| Authors |
Theodore_R._Gull,_Henrik_Hartman,_Mairan_Teodoro,_D._John_Hillier,_Michael_F._Corcoran,_Augusto_Damineli,_Kenji_Hamaguchi,_Thomas_Madura,_Anthony_F._J._Moffat,_Patrick_Morris,_Noel_D._Richardson,_Ian_R._Stevens,_Gerd_Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13216 |
以前のりゅうこつ座イータ星のSTISロングスリット観測では、私たちの視線に沿った星のスペクトルと隣接する星雲のスペクトルの両方で多数の吸収特徴が確認されました。二次星のペリアストロン通過によって電離性FUV放射線場が減少すると、吸収の特徴は一時的に強くなりました。その後、LOS内の塵の多い構造の消散により、\ecの見かけの大きさが長期的に増加し、電離性紫外線が増加し、前景のホムンクルス全体に広がる複数の速度で分離された殻からの吸収が消失しました。ローブ。私たちは、HST/STIS分光画像と、公開されている赤外線および電波観測を組み合わせて、この介在する塵の多い構造の位置を特定します。速度と空間情報は、オカルターがりゅうこつ座イータ座の前方約1000天文単位にあることを示しています。ホムンクルスは、塵のような部分的に電離した噴出物で構成される一時的な構造物であり、現在の連星系からの容赦ない電離放射線の雨と風によって、散逸とISMとの混合によって最終的に消滅します。この進化する複合体は、人間の時間スケールで変化する天体物理学実験室を提供し続けています。
蒸発と凝縮の繰り返しによるフィラメントのウィンク
観察により、H$\alpha$線の翼の画像にいくつかのフィラメントが周期的に現れたり消えたりすることが示されています。これまでのところ、これらの「ウィンクするフィラメント」をモデル化する試みは行われていません。蒸発-凝縮のメカニズムは、ソーラーフィラメントの形成を説明するために広く使用されています。ここで我々は、アーケードのセットアップにおける多次元の蒸発と凝縮がどのように常に磁気トポロジーの伸長を引き起こすかを初めて実証します。私たちは、周期的な蒸発、つまり凝縮中のこの磁気伸縮によってウィンクするフィラメントが再現できるかどうかを確認することを目的としています。オープンソースコードMPI-AMRVACを使用して、四極構成に基づいた2D磁気流体力学シミュレーションを実行しました。蒸発-凝縮プロセスを調整する定期的な局所加熱が、フィラメントの形成前、形成中、形成後に課されました。合成H$\alpha$と304\r{A}の画像は、結果を観察結果と比較するために作成されました。私たちは、円盤上の太陽フィラメント形成のシミュレーションにおいてフィラメントのウインク現象に初めて気づきましたが、これは観測結果とよく一致していました。通常、ウインクの周期は、衝撃的加熱の周期とは異なります。強制発振器モデルはこの違いを説明し、結果とよく一致します。磁気伸縮現象の詳細を調べるためにパラメータ調査も行われます。加熱が強いほど、または加熱が起こる層が高いほど、ウインク効果がより顕著に現れることがわかりました。
ヒッグス共鳴における暗黒物質
| Title |
Dark_matter_at_the_Higgs_resonance |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro,_Chiara_Arina,_Nicolao_Fornengo,_Jan_Heisig,_Daniele_Massaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11937 |
一重項スカラーヒッグスポータルモデルは、宇宙における暗黒物質の最も単純な説明の1つを提供します。そのヒッグス共鳴領域$m_\text{DM}\estimatem_h/2$は、遺物密度測定と直接検出の制約の間の緊張を調和させることができるため、特に注目を集めています。興味深いことに、この領域はフェルミ-LAT$\gamma$線の銀河中心過剰の説明としても好まれています。私たちは、銀河中心と矮小回転楕円体銀河からの$\gamma$線データを使用してこのモデルの詳細な研究を実行し、それらを互換性のある過剰を示すAMS-02実験からの宇宙線反陽子データと組み合わせます。遺物密度の計算では、共鳴消滅に関連する初期の速度論的デカップリングの影響を考慮します。このモデルは、暗黒物質候補が観測された遺物密度のすべてまたは準優勢な部分を構成する場合に、天体物理データへの優れた適合を提供します。これらのシナリオを調査するために、将来の直接検出と衝突型加速器実験の予測を示します。
| Title |
Running_into_QCD_axion_phenomenology |
| Authors |
Luca_Di_Luzio,_Maurizio_Giannotti,_Federico_Mescia,_Enrico_Nardi,_Shohei_Okawa,_Gioacchino_Piazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11958 |
私たちは繰り込み群効果がQCDアクシオン現象学に及ぼす影響を研究します。DFSZモデルに焦点を当てて、アクシオン結合に対するランニング効果の関連性は、ペッセイ・クイン対称の下で荷電されたより重いヒッグス二重項が積分されるスケールに決定的に依存すると主張します。我々は、これらの効果が天体物理学的および宇宙論的な限界、およびIAXOやXENONnTなどのヘリオスコープ実験の感度に及ぼす影響を研究し、2つのヒッグス二重線が地球と同じくらい軽いままである最も保守的な場合でも、影響がかなり大きくなる可能性があることを示しています。TeVスケール。ヘビースカラーの質量スケールの関数として繰り込み群方程式の数値解を正確に当てはめる簡単な解析式を提供します。
新しい真空のほこりっぽい暗黒物質の泡が地球で停止し、3.5 keVのX線を放射
| Title |
Dusty_Dark_Matter_Bubbles_of_a_New_Vacuum_stopped_in_Earth_and_Radiating_3.5_keV_X-rays |
| Authors |
Holger_Bech_Nielsen_and_Colin_D._Froggatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12291 |
私たちは、暗黒物質がどのようなものであるかについての提案、つまり暗黒物質は本質的に通常の物質から構築された巨視的な物体で構成されているという提案に向けて研究を続けています。新しい物理学の唯一の要素は、真空にはいくつかのタイプまたは段階が存在する必要があるということです。そして、暗黒物質の粒子は、高圧下で通常の物質、たとえばダイヤモンドで満たされた新しいタイプの真空の泡であり、その泡全体が、銀河系外空間または銀河内空間にある塵を形成する可能性のある物質によって汚染されていると考えられています。塵は次元3よりも低い構造を持ち、原子の長い鎖である可能性があります。私たちは、モデルで必要な真空と、クォーク質量を軸としたコロンビアプロットで明らかになった（二次？）転移との間の相転移を特定するための推測を開始します。小さなクォーク質量の隅では、温度が上昇すると真の相転移が起こりますが、この領域の外側では、温度が変化しても真の相転移は起こらず、クロスオーバーのみが起こります。
準周期振動を伴う回転自己双対ブラックホールの制約
| Title |
Constraints_on_rotating_self-dual_black_hole_with_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
Cheng_Liu,_Haiguang_Xu,_Hoongwah_Siew,_Tao_Zhu,_Qiang_Wu,_Yuanyuan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12323 |
ループ量子重力(LQG)の印象的な特徴は、ビッグバンとブラックホールの特異点の両方をエレガントに解決できることです。Newman-Janisアルゴリズムを使用することにより、規則的かつ効果的な回転自己双対ブラックホール(SDBH)計量を構築できます。これは、LQG幾何学の量子効果から高分子関数$P$でカー幾何学を変更します。この論文では、5つのX線連星からのX線準周期振動(QPO)の周波数特性に対するその影響を調査し、それを相対論的理論内の軌道、ペリアストロン歳差運動、節点歳差運動周波数の既存の結果と対比します。歳差運動モデル。モンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)シミュレーションを適用して、X線QPOに対するLQGの影響の可能性を調べます。LQGからの回転自己双対幾何学に対する最良の制約結果は、X線バイナリGROJ1655-40のQPOから得られることがわかりました。これは、$8.6\times10^{未満の高分子関数$P$の上限を確立します。95\%の信頼水準では-4}$。この限界により、LQGのポリマーパラメーター$\delta$が0.24になるという制限が生じます。
磁化ブラックホール付近の荷電粒子の運動: 地平線に近い近似
| Title |
Charged_Particle_Motion_Near_a_Magnetized_Black_Hole:_A_Near-Horizon_Approximation |
| Authors |
Noah_P._Baker_and_Valeri_P._Frolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12591 |
この論文では、磁化されたブラックホールの事象の地平線近くの荷電粒子の軌道を調査します。均一磁場$B$に浸された質量$M$の静的ブラックホールの場合、無次元パラメーター$b=eBGM/(mc^4)$が円軌道の半径を制御し、最も内側の安定な円の位置を決定します。軌道(ISCO)、ここで$m$と$e$は粒子の質量と電荷です。パラメーター$b$の値が大きい場合、ISCO半径は重力半径に非常に近くなる可能性があります。我々は、適切に構築された「地平線近似」を使用することで、そのような軌道の特性を効果的かつ簡単に見つけることができることを実証します。特に、有効ポテンシャル(軌道の位置を決定する)は、磁場の再スケーリングの下で不変の形式で書き込むことができ、その結果、この意味で普遍的であることを示します。また、地平線近似では、粒子軌道がミンコフスキー時空の静止世界線であることも示します。この特性を使用して、粒子自体によって放射される電磁場の結果として生じる、地平線からの粒子軌道の距離のゆっくりとした変化を記述する方程式を解きます。これにより、粒子がISCOに到達し、最終的にブラックホールに落ち込むまでの寿命を評価することができます。
宇宙線で増強された膨らんだ暗黒物質の直接検出
高エネルギー宇宙線によって増強された光相対論的暗黒物質（DM）の場合、核子との散乱断面積は運動量移動に敏感に依存し、そのような依存性は散乱のメディエーターによって引き起こされます。あるサイズの膨らんだDM粒子の場合、運動量伝達依存性はDM半径効果からも発生する可能性があります。これらすべての運動量伝達の依存性を考慮する必要があります。このノートでは、光メディエーターを備えた単純化されたモデルについて、宇宙線で増強されたパフィーDMの直接検出限界を研究します。比較のために、まず宇宙線で増強された点状DMの直接検出限界を再導出します。パラメーターのさまざまな平面で限界を表示すると、宇宙線で強化されたふくらんだDMの限界が点状のDMよりも強いことがわかります。
中性子星の核内でのスクリーニング条件について
中性子星の核におけるスクリーニング条件は、波数$q\ll\lambda^{-1}$における超伝導陽子と電子$\mathbf{v}_p=\mathbf{u}_e$の速度が等しいとして定式化されています($\lambda$はロンドンの深さ)であり、磁束管を通過する電子流間の力を導き出すために使用されており、天体物理学に応用されています。電流-電流応答を計算すると、$\mathbf{v}_p\neq\mathbf{u}_e$for$l^{-1}<q\ll\lambda^{-1}$($l$は、典型的な現実的なパラメータにおける電子の平均自由行程です。したがって、中性子星の中心にある電子と磁束管の間の運動量交換は未解決の問題のままです。
この論文では、アインシュタイン立方重力(ECG)の枠組み内でブランドフォード・ズナジェク(BZ)過程を調査します。分割モノポール構成を使用してBZプロセスを分析的に研究するために、高次曲率項の小さな結合定数での先行次数を考慮して、小さなスピンで最大3次オーダーまでゆっくり回転するECGのブラックホールを構築します。ブラックホールの周囲の磁気圏の解を導出することで、スピンの相対次数2次までのBZパワーを決定します。BZパワーは、カーブラックホールと比較して結合定数によって変更されます。ECGにおけるBZプロセスの一般的な性質は、スピンの主要次数では変化しませんが、結合定数はスピンの2番目の相対次数で変更を導入します。したがって、急速に回転するブラックホールのBZパワーを調べることによって、より高次の微分重力から一般相対性理論を識別できることが実現可能であると予想されます。
最初のブラック ホール光子リングの干渉形状の予測
| Title |
Prediction_for_the_interferometric_shape_of_the_first_black_hole_photon_ring |
| Authors |
Alejandro_C\'ardenas-Avenda\~no,_Alexandru_Lupsasca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.12956 |
ブラックホールの画像は理論的には(穏やかな天体物理学的仮定の下で)、根底にある時空幾何学に関する情報を伝えるレンズ付きの「フォトンリング」のスタックを表示すると予測されます。精力的な努力にもかかわらず、これまでのところそのようなリングは観測的に解決されていません。しかし現在、超大質量ブラックホールM87*とSgrA*の最初(そしておそらく2番目)の光子リングをターゲットとした宇宙ミッションの計画が活発に進行中です。この研究では、さまざまな天体物理学的プロファイルに囲まれたカーブラックホールの時間平均画像における干渉光子リングの特徴を研究します。我々は、最も簡単にアクセスできる最初の光子リングに焦点を当てます。この光子リングは、後続のリングよりも幅と直径の比が大きく、その結果、その画像には明確に定義された直径がありません。それにもかかわらず、我々は、カー計量が臨界曲線を追跡する特定の関数形式を予測する、可視空間における正確な角度依存直径を許容することを示します。私たちは、この干渉リングの直径の測定がほとんどの天体物理学的プロファイルで可能であることを発見し、最初のフォトンリングの近い将来の観測による強磁場一般相対性理論の精密テストへの道を開きます。
宇宙船の神経誘導と制御における最適性の原則
| Title |
Optimality_Principles_in_Spacecraft_Neural_Guidance_and_Control |
| Authors |
Dario_Izzo,_Emmanuel_Blazquez,_Robin_Ferede,_Sebastien_Origer,_Christophe_De_Wagter,_Guido_C.H.E._de_Croon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13078 |
太陽系探査を目的とした宇宙船やドローンは、搭載リソースを賢く利用することがミッションの成否にとって極めて重要な条件で動作するように設計されています。したがって、感覚運動動作は、多くの場合、最適制御理論の統合ツールを利用して、各タスクに割り当てられた高レベルの定量化可能な最適性原理から導出されます。計画された行動は地上で導出され、管制官がアップロードされた誘導プロファイルを追跡する任務を負う船上に転送されます。ここで我々は、エンドツーエンドのニューラルガイダンスおよび制御アーキテクチャ(ここではG&CNetsと呼ぶ)により、これらの最適性原則に基づいて動作する負担をオンボードで転送できると主張します。このようにして、センサー情報がリアルタイムで最適な計画に変換され、ミッションの自律性と堅牢性が向上します。我々は、ニューラルモデルによる最適性原則の学習の成功を強調しながら、惑星間移動、着陸、および近接操作のシミュレーションにおけるこのようなニューラルアーキテクチャのトレーニングで得られた主な結果について議論します。次に、これらのアーキテクチャを実際のロボットプラットフォームでテストするための理想的なジム環境としてドローンレースを提案します。これにより、将来の宇宙探査ミッションでの活用の信頼性が高まります。ドローンレースは、宇宙船ミッションと同様に、限られた搭載計算能力と、求められる最適性原理から生じる同様の制御構造の両方を共有しますが、さまざまなレベルの不確実性とモデル化されていない影響も伴います。さらに、リソースが極度に制限されているドローン上でのG&CNetsの成功は、宇宙と地上の両方で、より幅広い種類のロボットシステムの手の届く範囲内でリアルタイムの最適な制御を実現する可能性を示しています。
密度と圧力が不均一な球面対称ニュートン宇宙を拡張するための完全に非線形の重力不安定性
| Title |
Fully_nonlinear_gravitational_instabilities_for_expanding_spherical_symmetric_Newtonian_universes_with_inhomogeneous_density_and_pressure |
| Authors |
Chao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13211 |
ノーベル賞受賞者P.J.E.Peebles[24]は、宇宙論における物質の大規模クラスタリングを研究することの重要性と困難さを強調しました。非線形重力不安定性は、宇宙や恒星系における物質のクラスター化と非線形構造の形成を理解する上で中心的な役割を果たします。しかし、この不安定性の非線形解析については、圧力のない特定の正確な解決策と数値的および現象学的アプローチを除いて、厳密な結果はありません。Rendall[26]とMukhanov[21]は両方とも、有効圧力による非線形重力不安定性によってもたらされる課題を強調しています。これは、1902年にニュートン宇宙で線形化されたジーンズ不安定性が発生して以来、1世紀以上にわたって天体物理学における長年の未解決の問題でした。この論文は、膨張するニュートン宇宙をモデル化するオイラー・ポジション系の重力不安定性の完全な非線形解析に貢献します。不均一な密度と圧力。密度コントラスト$\varrho$の指数関数的または有限時間増加の爆発を決定できます。これは、天体物理学で観察される非線形構造の成長速度が、古典的なジーンズ不安定性によって示唆される速度よりもかなり速いことを説明している可能性があります。これは、有効圧力による非線形ジーンズ不安定性の最初の厳密な結果であり、この方法は簡潔で堅牢であると考えられます。
