分類メトリックは SN Ia の宇宙論的制約力の適切な代用となるでしょうか?
| Title |
Are_classification_metrics_good_proxies_for_SN_Ia_cosmological_constraining_power? |
| Authors |
Alex_I._Malz,_Mi_Dai,_Kara_A._Ponder,_Emille_E.O._Ishida,_Santiago_Gonzalez-Gaitain,_Rupesh_Durgesh,_Alberto_Krone-Martins,_Rafael_S._de_Souza,_Noble_Kennamer,_Sreevarsha_Sreejith,_Lluis_Galbany,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration_(DESC),_The_Cosmostatistics_Initiative_(COIN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14421 |
背景:超新星Ia(SNIa)の宇宙論的解析に使用する分類器を選択する場合、宇宙論的拘束力の尺度ではなく、分類性能の指標、つまり測光的に分類されたSNIaサンプル内の汚染に基づいて決定を下すのが一般的です。。前者が後者の適切な代理である場合、この実践により、解析パイプラインの設計者は完全な宇宙論予測の計算コストを節約できます。目的:この研究は、分類メトリクスが宇宙論メトリクスの適切な代用であるという仮定をテストします。方法:個々の汚染物質クラスの汚染率を制御して測光SNIa宇宙論サンプルをエミュレートし、一連の分類指標に基づいてそれぞれを評価します。次に、2つの一般的な分析アプローチに基づいてすべてのサンプルから宇宙論的パラメーター制約を導き出し、結果として得られる宇宙論的パラメーター推定に対する各汚染物質クラスによる汚染の影響を定量化します。結果:宇宙論の指標は汚染率と汚染集団のクラスの両方に敏感であるのに対し、分類指標は後者の影響を受けにくいことが観察されました。結論:したがって、宇宙論的解析設計の決定において分類ベースの指標にのみ依存することは推奨しません。代わりに、宇宙論的パラメータ制約力のメトリクスを使用して最適化することをお勧めします。
SH0ES 銀河系外セファイド振幅の系統的混合バイアスに対する制約の再評価
| Title |
Reassessing_the_Constraints_from_SH0ES_Extragalactic_Cepheid_Amplitudes_on_Systematic_Blending_Bias |
| Authors |
Amir_Sharon,_Doron_Kushnir,_Wenlong_Yuan,_Lucas_Macri,_Adam_Riess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14435 |
SH0ESコラボレーションのハッブル定数の決定は、ハッブル張力として知られる\textit{Planck}値との$\mathord{\sim}5\sigma$の差にあります。銀河系外セファイドで測定されたハッブル定数の精度は、堅牢な星群の背景推定に依存します。リースら。2020(R20)は、説明できない体系的な混合バイアス$\gamma=-0.029\pm0.037\,\rm{mag}$を抑制するために、銀河系外とMWセファイドの光度曲線の振幅を比較しましたが、これでは必要な$\gammaを説明できません。=0.24\pm0.05\,\rm{mag}$、ハッブル張力を解決します。Riessらによるさらなるチェック。2022は、ブレンディングの可能性がクラウディング補正のサイズに関連していない可能性があることを示しています。R20解析を繰り返しますが、次のような主な違いがあります。1.より長い周期を持つMWセファイドの数は最小限であるため、銀河系外とMWセファイドの比較を$P\lesssim50\,\rm{d}$周期に限定します。2.公開データを使用して、標準通過帯域におけるMWセファイドの振幅比を再校正します。3.NGC5584とNGC4258のセファイドの振幅を2つのHSTフィルター(F555WとF350LP)で再測定し、振幅比$A^{555}/A^{350}$に対する経験的制約を改善します。フィルター変換により、$\gamma$を決定する際に、R20には含まれない$\mathord{\about}0.04\,\rm{mag}$の不確実性が導入されることがわかります。最終的な推定値$\gamma=0.013\pm0.057\,\rm{mag}$は、R20によって導出された値と一致していますが、誤差は若干大きく、最適値は$\mathordによってシフトされます。{\約}0.04\,\rm{mag}$。この混雑テストで得られた$\gamma$はゼロと一致していますが、(求積法で)折り畳むと、\textit{Planck}との整列からは$\mathord{\about}3.0\sigma$離れています。将来の観測、特にJWSTを使用した観測により、$\gamma$のより適切な校正が可能になるでしょう。
柔軟なモーダルベースを備えた高解像度 CMB バイスペクトル推定器
| Title |
High-resolution_CMB_bispectrum_estimator_with_flexible_modal_basis |
| Authors |
Wuhyun_Sohn,_James_R._Fergusson,_E._P._S._Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14646 |
原始非ガウス性のCMBバイスペクトル推定のための新しい独立したパイプラインを提示し、Planck2018の温度と偏光データに基づいて対象のバイスペクトル形状を制約するための公開コードをリリースします。この推定器は、計算の複雑さの増加を犠牲にして、従来のKSW推定器とモーダル推定器の長所を組み合わせていますが、集中的なアルゴリズムと実装の最適化によって管理可能になっています。また、新しい求積則によるテトラピド(バイスペクトルが定義される領域)上の数値積分における方法論的な進歩についても詳しく説明します。パイプラインは内部とPlanckの両方で検証されています。概念実証の例として、固定振動周波数を持つターゲット基底を使用して、従来の解析では到達できなかったいくつかの高度に振動するモデルを制約しましたが、これらの形状の原始的な非ガウス性についての重要な証拠は見つかりませんでした。この作業で開発された方法論とコードは、感度の顕著な向上が期待される将来の調査に直接適用できます。
投影質量マップからの銀河団質量バイアス: 300 個の NIKA2 LPSZ 双晶サンプル
| Title |
Galaxy_cluster_mass_bias_from_projected_mass_maps:_The_Three_Hundred-NIKA2_LPSZ_twin_samples |
| Authors |
M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_E._Artis,_W._Cui,_D._de_Andres,_F._De_Luca,_M._De_Petris,_A._Ferragamo,_C._Giocoli,_C._Hanser,_F._Mayet,_M._Meneghetti,_A._Moyer,_A._Paliwal,_L._Perotto,_E._Rasia,_and_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14862 |
観測からの銀河団の質量の決定は体系的な不確実性の影響を受けます。機器および観察の系統的効果による誤差を超えて、この研究では、モデル化の仮定によって導入されたバイアスを調査します。特に、球状質量密度モデルを使用した収束マップから銀河団の質量を再構成することを検討します。TheThreeHundredシミュレーションを利用して、NIKA2Sunyaev-Zel'dovichLargeProgramサンプルと同じ赤方偏移と質量範囲のクラスターを選択します:$3\leqM_{500}/10^{14}\mathrm{M}_{\odot}\leq10$と$0.5\leqz\leq0.9$です。私たちは、スケーリング関係に単一クラスターの質量推定値を使用するときに考慮すべきさまざまなモデリングと固有の不確実性を研究します。クラスターの方向とフィットのために考慮された半径範囲が質量バイアスに重要な影響を与えることを確認します。予測の影響により、質量推定値に$10\%$から$14\%$程度の不確実性が加わります。また、球状質量モデルを使用した場合の質量バイアスにおけるクラスター間の散乱は、クラスターの真の質量の$20\%$未満であることもわかりました。
超小型ミニハロの観測によるナノヘルツ重力波源の識別
| Title |
Distinguishing_nanohertz_gravitational_wave_sources_through_the_observations_of_ultracompact_minihalos |
| Authors |
Jing_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15100 |
パルサータイミングアレイによって観察される共通スペクトルプロセスは、初期宇宙のさまざまな発生源に由来する確率的重力波背景として解釈されます。重力波の発生に加えて、一次相転移中の気泡衝突や音波、宇宙ひも、磁壁、凝縮物の断片化、インフレーションによる原始曲率摂動などの発生源によってエネルギー密度の摂動も生じることがわかりました。これらの摂動は、大量の超コンパクトなミニハローの形成につながる可能性があります。現時点では、異なるモデルを区別するには観測精度が不十分です。そして、現在および将来の超小型ミニハローの天体物理学的観測は、ナノヘルツおよび$\mu$Hz帯域の重力波源を区別し、制限するのに役立つ可能性があります。
スーパーホライズン等曲率変動が緊張を緩和
| Title |
Superhorizon_isocurvature_fluctuations_relax_tensions |
| Authors |
Alessandra_Fumagalli,_Yodovina_Pi\v{s}kur,_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15238 |
私たちは、今日の宇宙論データに存在する緊張を緩和する可能性を秘めた新しいクラスのモデルを紹介します。我々は、超地平線スケール、つまり現在観測可能な低赤方偏移宇宙($\gtrsim1\,$Gpc)のスケールよりも大きく、同時に最大スケールよりも小さいスケールで音の地平線スケールの変化を仮定します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)($\lesssim10\,$Gpc)によって探査されます。このシナリオでは、CMBピークはプランクデータの好みに応じて自然に平滑化され、同時に低赤方偏移バリオン音響振動キャリブレーションがCMBから部分的に分離されます。例としてバリオン分率のスーパーホライズン変動を取り上げ、近似モデリングを使用すると、関連する拡張パラメーター$10を使用して自由度を1つ増やすため、最適なプランクパワースペクトルモデル$\Delta\chi^2\sim6$が改善されることがわかります。^3\sigma_b=2.12\pm0.50$、これは宇宙全体のバリオン分率に約$10\%$の変動があることを意味します。同時に、$S_8$は約1シグマ低下し、弱いレンズ調査による緊張が緩和されます。このモデルでは$H_0$が約1シグマ増加しますが、これは$\Lambda$CDMのハッブル張力を説明するには不十分です。低赤方偏移BAOのパワーが緩和されているため、Planck2018データ、eBOSSBAOデータ、およびRiessらの距離ラダーのハッブルパラメーター決定の組み合わせにより、自由暗エネルギー状態方程式を備えたモデルに満足のいく適合が得られることがわかります。しかしながら、このような当てはめは、2-3シグマでのファントムダークエネルギー状態方程式$w<-1$を支持します。
インフレの可能性を分類するための独自のアプローチ
インフレーション宇宙論は、初期宇宙の急速な膨張を引き起こす物理学の理解において大きな進歩を遂げました。ただし、多様な潜在的な形状を持つ多くのインフレーションモデルには、分析、比較、分類の課題があります。この論文では、この問題に取り組むための新しいアプローチを提案します。私たちは、単一フィールドか複数フィールドかにかかわらず、すべてのインフレポテンシャルを網羅する一般的なポテンシャル公式を単一の数学的枠組みに導入します。この公式は、潜在的な関数に基づいてインフレモデルを体系的に分類するための統一されたフレームワークを確立します。スタロビンスキーポテンシャルやバレーハイブリッドインフレーションモデルなどのよく知られたインフレモデルをうまく再現することで、一般的なポテンシャルの式の有効性を示します。さらに、提案された式を使用して、スローロールパラメータやパワースペクトルを含む一般的なインフレーションパラメータを導出します。私たちのアプローチは、さまざまなインフレーションシナリオを分類および研究するための多用途ツールを提供し、インフレーション宇宙論の分野におけるさまざまなモデルの分析と比較を簡素化します。
宇宙電波双極子: 新旧の電波調査に関するベイズ推定器
| Title |
The_cosmic_radio_dipole:_Bayesian_estimators_on_new_and_old_radio_surveys |
| Authors |
J._D._Wagenveld,_H-R._Kl\"ockner,_and_D._J._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15335 |
宇宙電波双極子は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)で見られる双極子に類似した、電波源の数の異方性です。大規模な電波探査の発信源数の測定では、電波双極子の方向はCMB双極子と一般に一致しているが、振幅には張力があることが示されています。これらの観測は、真の異方性が宇宙原理の仮定を打ち破り、これらの仮定に基づいて構築された最も一般的な宇宙論モデルを無効にすることで、この矛盾の原因について興味深い謎を提示します。我々は、宇宙電波双極子を決定するための新しいベイズ推定量のセットを提示し、その結果をRapidASKAPContinuumSurvey(RACS)およびNRAOVLASkySurvey(NVSS)の電波調査で一般的に使用される方法と比較します。さらに、ベイジアン推定器を適応させて、このような大規模な無線調査に影響を与えることが知られている系統的効果を考慮し、ローカルノイズフロアやアレイ構成などの情報をパラメータ推定に直接組み込んでいます。これらの推定器の機能強化により、パラメーター推定に使用されるソースの量を大幅に増やすことができ、宇宙電波双極子の推定に対して、以前にNVSSおよびRACSで達成されていたものよりも厳しい制約が得られます。複数のカタログを同時に処理できるように推定器をさらに拡張し、NVSSとRACSの両方を使用した複合パラメータ推定を実現します。結果は、方向に関してはCMB双極子と完全に一致する双極子推定ですが、振幅は3倍大きく、重要度は4.8$\sigma$です。この新しい双極子の測定は、電波源としては前例のないレベルの精度で行われ、これに匹敵するのは赤外線クエーサーを使用した最近の結果だけです。
さまざまな角度から見たインフレの可能性: 複数のCMBミッションからのモデルの互換性
| Title |
Inflationary_Potential_as_seen_from_Different_Angles:_Model_Compatibility_from_Multiple_CMB_Missions |
| Authors |
William_Giar\`e,_Supriya_Pan,_Eleonora_Di_Valentino,_Weiqiang_Yang,_Jaume_de_Haro,_Alessandro_Melchiorri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15378 |
WMAP、プランク、そして最近ではアタカマ宇宙論望遠鏡(ACT)などの独立した天文ミッションによって観測された宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度と偏光異方性は、宇宙論の理論とモデルを正確に制約し、宇宙論を確立する上で重要な役割を果たしています。インフレーションは、初期宇宙の物理学を説明するために最も広く受け入れられている理論です。しかし、Bモード偏光の決定的な検出の欠如と、さまざまなCMB実験間の矛盾の出現により、観察されたデータを最もよく説明するインフレーションモデルの正確な予測を決定する際に課題が生じています。この研究では、プランクとACTによって発表された最新のCMB観測結果、BICEPコラボレーションからのBモード偏光データおよび測定結果を踏まえて、4つのよく知られたインフレの可能性を分析することで、この困難をさらに調査し、ケーススタディを実施します。BOSSDR12およびeBOSSDR16からのバリオン音響振動(BAO)と赤方偏移空間歪み(RSD)のデータ。我々は、Starobisnkyや$\alpha$アトラクターなどの最も典型的なモデルが、特にBモード偏光データと組み合わせた場合、ACT小規模CMB測定と一致しないことを示します。一方、これらのポテンシャルは、より大きな角度スケールでのプランク測定と完全に一致します。この二分法により、利用可能なすべてのCMB観察に基づいて、一般的に好ましい選択肢として考えられる単一のモデルまたはモデルのグループを特定することが困難になります。
宇宙論的観測から物理理論を制約する主要な方法は、物質トレーサの角度クラスタリング統計の予測をテストすることです。この技術は、次世代の大規模画像調査でますます中心となるでしょう。このクラスタリングの解釈には、投影カーネル、つまりソースの赤方偏移分布の知識が必要であり、一般的な仮定はオブジェクトの等方性赤方偏移分布です。ただし、測光の変動と残存する観測上の非理想性により、調査対象範囲全体にわたってカーネルの変動が予想されます。我々は異方性射影の形式主義を開発し、重要な側面を解明するいくつかの限定的なケースを提示します。角度2点統計の一般的なクラスに対する赤方偏移分布の異方性の影響を定量化します。特に、銀河クラスタリングや宇宙シアーなどの自己相関にパワーを加えるモード結合効果を特定し、特定の相互相関からそれを除去します。投影異方性が主に大スケールである場合、モード結合は赤方偏移の関数としてのその分散に依存します。さらに、多くの場合、信号と同様の形状になります。対照的に、選択関数が異方性である場と、CMBレンズなど、そのような変化を持たない別の場との相互相関は、これらの影響を受けません。私たちは、銀河クラスタリング、銀河間レンズ効果、宇宙シアー、CMBレンズ効果との相互相関など、一般形式主義のいくつかの特殊なケースを明示的に議論し、バイアスを計算するコードを公開します。
アルマ望遠鏡円盤における惑星誘起ギャップとリングのモデル化: 面内放射拡散の役割
| Title |
Modeling_planet-induced_gaps_and_rings_in_ALMA_disks:_the_role_of_in-plane_radiative_diffusion |
| Authors |
Alexandros_Ziampras,_Richard_P._Nelson,_Roman_R._Rafikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14415 |
アルマ望遠鏡による塵連続放出中の原始惑星系円盤の観察では、さまざまな環状構造が明らかになりました。このような特徴の存在を埋め込まれた惑星に帰するというのは一般的なシナリオであり、流体力学モデルを使用した研究によって裏付けられています。最近の研究では、放射冷却が惑星駆動の螺旋密度波の角運動量伝達能力に大きく影響し、最終的に惑星が円盤に刻むことのできるリングやギャップの数、位置、深さを決定することがわかった。しかし、放射線輸送は局所的な熱緩和によってのみ扱われており、ディスク面に沿った放射線拡散は考慮されていません。局所冷却処方を用いた惑星と円盤の相互作用に関するこれまでの最先端モデルと、垂直方向の冷却と円盤面内の放射拡散を含む新しいモデルを比較し、円盤の応答がディスク熱力学のこれら2つの処理を比較すると、誘導スパイラル波は大きく異なる可能性があります。私たちはアルマ望遠鏡システムの合成放出マップを追跡調査し、私たちの新しいモデルが文献に記載されている観測結果を局所冷却モデルよりもよく再現していることを示しました。私たちは、惑星と円盤の相互作用シナリオを使用してアルマ望遠鏡観測を解釈する際に、放射線輸送の適切な処理がパラメータ空間を制約する鍵となると結論付けています。
系外惑星のスピン軌道結合の挙動について
| Title |
On_the_behavior_of_spin-orbit_connection_of_exoplanets |
| Authors |
Bruno_L._Canto_Martins,_Yuri_S._Messias,_Maria_I._Arruda_Gon\c{c}alves,_Izan_C._Le\~ao,_Roseane_L._Gomes,_Lorenza_F._Barraza,_Dasaev_O._Fontinele,_and_Jos\'e_R._De_Medeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14455 |
星と惑星の相互作用は、とりわけ、軌道を円形化し、星と惑星の回転を揃え、星の回転を軌道運動と同期させることにより、惑星の軌道構成において重要な役割を果たします。これは、非常に大きな質量比を持つ連星系として図式化できる、最も内側の巨大惑星に特に当てはまります。スピン軌道同期が得られた例はいくつかあるものの、それらの系における同期体制に関する人口統計学的研究はまだ行われていない。ここでは、最も内側の惑星の伴星を持つ1,055個の星のサンプルを使用して、星と惑星の同期体制の3つの観測軌跡の存在を示します。そのうちの2つは、準同期および超同期の星惑星システムの支配的な部分を持ち、3つ目は潜在的に同期したシステムの人口の少ない領域です。周期が40日を超える同期星・惑星系はまだ検出されていません。この風景は、ほとんどが同期している日食連星系とは異なります。私たちは、超同期状態の星-惑星系に属する安定した非同期回転状態にある惑星が、居住可能性にとって最も好ましい条件を提供していることを示唆しています。
$\beta$ ピクトリスの周りに歪んだデブリ円盤が形成
最近確認された離心軌道巨大惑星$\beta$Piccを踏まえて、この系における歪んだ破片円盤の形成と進化を再考します。$\beta$Piccは$\beta$Picbの内側にあり、デブリ円盤は両方の惑星の外側にあります。これまでの$N$-bodyシミュレーションでは、$\beta$Picbがデブリ円盤の傾斜を励起する役割を果たしていることが示されています。流体力学シミュレーションを使用して、惑星と位置がずれている原始惑星系ガス円盤をモデル化します。ガス円盤は、観測された円盤サイズであっても、惑星からの顕著な長期にわたる傾斜励起を示さないことがわかりました。惑星によって励起された歪みは、ガス円盤の寿命よりもはるかに短い時間スケールで円盤全体に伝播します。したがって、デブリディスクで観察される歪みは、ガスディスクが飛散した後に生じたものに違いありません。解析的な永年理論の計算により、2つの永年共鳴が$\beta$Picbの外部にあり、$\sim20\,\rmau$と$\sim25\,\rmau$に位置することを示しました。これは、これらの永年共鳴が観測結果と一致する半径で$\beta$Picデブリ円盤の内縁を形作ることを示す、私の$N$体シミュレーションと一致します。
再電離時代の極貧星複合体：JWSTでPopulation III星に迫る
| Title |
An_extremely_metal_poor_star_complex_in_the_reionization_era:_Approaching_Population_III_stars_with_JWST |
| Authors |
E._Vanzella,_F._Loiacono,_P._Bergamini,_U._Mestric,_M._Castellano,_P._Rosati,_M._Meneghetti,_C._Grillo,_F._Calura,_M._Mignoli,_M._Bradac,_A._Adamo,_G._Rihtarsic,_M._Dickinson,_M._Gronke,_A._Zanella,_F._Annibali,_C._Willott,_M._Messa,_E._Sani,_A._Acebron,_A._Bolamperti,_A._Comastri,_R._Gilli,_K._I._Caputi,_M._Ricotti,_C._Gruppioni,_S._Ravindranath,_A._Mercurio,_V._Strait,_N._Martis,_R._Pascale,_G._B._Caminha,_M._Annunziatella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14413 |
我々は、レンズ補正された恒星質量~<10^4Msun、絶対光度M_UV>-11.2(m_UV>35.6)、赤方偏移6.639+/-0.004で確認。この系は、ハッブルフロンティアフィールド銀河団MACSJ0416の臨界線をまたぐことによって強く増幅されます(\mu>~100)。恒星連続体は現在、ハッブル、JWST/NIRCam、NIRISSイメージングでは検出されていませんが、ライマン線とバルマー線の弧状の形状、Lya、Hg、Hb、Haは、信号対雑音比SNR=のNIRSpecIFSで検出されます。5～13と大きな等価幅(>300～2000A)、SNR~4で著しく弱い[OIII]4959-5007を示します。LAP1は、大きな電離光子生成効率、log(\xi_{ion}[erg~Hz)を示します。^{-1}])>26。金属性指数R23=([OIII]4959-5007+[OII]3727)/Hb~<0.74およびR3=([OIII]5007/Hb)=0.55+/-0.14から、酸素存在量12+logを導き出します。(O/H)~<6.3。興味深いことに、Haの発光は、[OIII]が検出されないミラーサブコンポーネントでも測定され、この領域(12+log(O/H)でその場での星形成が進行中の場合、金属性のさらに厳しい上限が提供されます)<6、またはZ<0.002Zsun)。サブコンポーネントの正式な恒星の質量限界は、~10^{3}Msunまたは-10より暗いM_UVに相当します。あるいは、このような金属を含まない純粋な線発光領域は、近くの星型錯体からの横方向に逃げる電離放射線によって誘発された、蛍光を発するHIガス領域の最初のケースである可能性がある。このような小さな領域に大きな等価幅の水素線が存在し、金属線が欠乏しているため、LAP1は再電離時代に現在知られている中で最も金属の少ない星形成領域であり、孤立した原始的な星が存在する可能性がある有望な場所となっている。
J0332-3557: z~3.8 の重力レンズ銀河の包括的な金属性分析
| Title |
J0332-3557:_A_comprehensive_metallicity_analysis_of_a_z~3.8_gravitationally_lensed_galaxy |
| Authors |
Annalisa_Citro,_Danielle_A._Berg,_Dawn_K._Erb,_Matthew_W._Auger,_George_D._Becker,_Bethan_L._James_and_Evan_D._Skillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14414 |
我々は、UV/光学HST測光法と、1倍に拡大された重力レンズ銀河J0332-3557のレストフレームVLT-FORS2紫外線およびVLT-XSHOOTER光学スペクトルを分析することにより、z~4における最も包括的な金属性研究の1つを提供します。20.オーロラOIII]{\lambda}1666線の5{\sigma}検出により、ターゲットのガス金属量の直接推定値を導き出すことができます。Zgas=12+log(O/H)=8.26+/-0.06であることがわかり、これはガス分率と流出金属負荷係数の両方がz~0からz~4まで増加したことと一致します。J0332は最も多くの金属を含んでいます。C/O比が測定されたz>3.6の、豊富な個々の銀河。低いlog(C/O)=-1.02+/-0.2が得られ、これはJ0332が主に大質量星によって駆動されるISM炭素濃縮の初期段階にあることを示唆しています。C/Oが低いということは、J0332が星形成効率が低く、酸素の収量が高く、バースト持続時間が長いという特徴があることも示しています。EW[CIII]1906,9は~3{\AA}と低いことがわかります。低いEW[CIII]1906,9の主な要因は、より高いガス金属度と低いC/Oです。J0332は、サイズが1kpcの1つの拡散領域と2つのよりコンパクトな領域によって特徴付けられます。炭素排出のほとんどが緻密な結び目から発生していることがわかりました。
MIRI と NIRSpec の $z=5-9$ にある非常に赤い銀河: 塵に覆われた銀河か、それとも隠れた AGN か?
| Title |
Extremely_red_galaxies_at_$z=5-9$_with_MIRI_and_NIRSpec:_dusty_galaxies_or_obscured_AGNs? |
| Authors |
Guillermo_Barro,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Dale_D._Kocevski,_Elizabeth_J._McGrath,_Jonathan_R._Trump,_Raymond_C._Simons,_Rachel_S._Somerville,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Michaela_B._Bagley,_Nikko_J._Cleri,_Luca_Costantin,_Kelcey_Davis,_Mark_Dickinson,_Steve_L._Finkelstein,_Mauro_Giavalisco,_Carlos_Gomez-Guijarro,_Nimish_P._Hathi,_Michaela_Hirschmann,_Hollis_B._Akins,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Ray_A._Lucas,_Casey_Papovich,_Lise-Marie_Seille,_Sandro_Tacchella,_Stephen_M._Wilkins,_Alexander_de_la_Vega,_Guang_Yang,_Jorge_A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14418 |
私たちは、JWSTによって最近発見された極赤色天体(ERO)の新しい集団を、NIRCamの色F277W$-$F444W$>1.5$magに基づいて研究します。CEERSフィールドでF444W$<28$magと$5<z<7$の間の測光赤方偏移を持ち、中央値$z=6.9^{+1.0}_{-1.6}$を持つ37個のEROが見つかりました。驚くべきことに、これらのEROは、赤色の長波長色にもかかわらず、青色の短波長色(F150W$-$F200W$\sim$0mag)を持ち、レストフレーム光学系に赤色の急な傾斜と青色の二峰性SEDを示しています。、レストフレームUVの平らな斜面。さらに、これらすべてのEROは、すべてのNIRCam帯域における未解決の点状の音源です。私たちは、恒星集団モデルとAGNテンプレートを使用したMIRIおよびNIRSpec観測により、そのうち8つのスペクトルエネルギー分布を解析しました。塵に覆われた銀河や隠れたAGNも同様に良好なSED適合を提供することがわかりましたが、星の特性は異なります。つまり、大質量で塵に覆われた銀河、logM/M_sun$\sim$10およびA$_{\rmV}\gtrsim3$mag、または低質量とオブスキュレーション、ログM/M_sun$\sim$7.5およびA$_{\rmV}\sim0$mag、オブスキュレーションQSOをホストします。SEDモデリングはどちらのシナリオにも有利ではありませんが、未解決のサイズはAGNをより示唆します。いずれかのEROにログM/M_sun$\gtrsim10.5$があることが確認された場合、$z>7$でのJWST以前の番号密度が最大$\sim$60倍増加します。同様に、それらがL$_{\rmbol}>10^{46-47}$ergs$^{-1}$範囲の明るさを持つOSOである場合、その数は明るい青色のQSOの数を超えます。二桁の大きさ。中赤外波長でのさらなる測光は、これらのEROにおける赤色連続発光の本当の性質を明らかにし、この不可解な集団を銀河進化の正しい文脈に位置づけることになるでしょう。
ウェーブレット位相高調波を用いたハーシェル観測における宇宙赤外線背景背景からの塵放出の分離
| Title |
Separation_of_dust_emission_from_the_Cosmic_Infrared_Background_in_Herschel_observations_with_Wavelet_Phase_Harmonics |
| Authors |
Constant_Auclair,_Erwan_Allys,_Fran\c{c}ois_Boulanger,_Matthieu_B\'ethermin,_Athanasia_Gkogkou,_Guilaine_Lagache,_Antoine_Marchal,_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard_and_Pablo_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14419 |
高銀河緯度における低輝度の塵の放出は、星間物質(ISM)の構造形成における物理プロセス間の相互作用を研究する上で、また、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の前景として塵の放出を統計的に特徴付ける上で興味深いものです。。この分野の研究の進歩は、塵の放出を宇宙赤外線背景（CIB）から分離することが困難であるために妨げられてきました。我々は、塵とCIBが空上での異なる構造に基づいて効果的に分離できることを実証し、その分離を使用して、CIBが出力の点で重要な要素である角度スケールでの拡散塵放出の構造を特徴付けます。HerschelSPIRE観測を使用して統計成分分離を実行するために、散乱変換統計であるウェーブレット位相高調波(WPH)を使用します。この成分分離は、非ガウス特性をレバーアームとして使用して観測データからのみ行われ、単一の250ミクロン周波数で行われます。模擬データで検証するこの方法により、星間塵の非ガウス統計と、基本的にCIB汚染のない出力ダストマップにアクセスできるようになります。私たちの統計モデリングは、ハーシェルが観察した最小スケールに至るまで拡散ISMの非ガウス構造を特徴付けます。波数2arcmin$^{-1}$までの塵のパワースペクトルのべき乗則形状を復元します。ここで、塵の信号は総パワーの2パーセントを表します。出力されたダストマップは、CIB異方性によって隠されていた最小スケールでの一貫した構造を明らかにします。これは、過去の研究を参照して議論する拡散ISMにおける構造の形成に関する新しい観察の視点を開きます。非ガウス統計を用いることで、単一周波数のみの観測データから統計的に分離することに成功しました。
Cloud Atlas: 銀河の嵐のような多相の風景をナビゲートする
銀河は、相互に依存するプロセスの複雑なネットワークを構成し、それらが共に進化を制御します。その中心となるのは、依然として不完全に理解されている多数のフィードバックチャネルです。未解決の問題の1つは、銀河の形成と進化に重要な役割を果たす銀河風の多相性質の理解とモデル化です。我々は、クラスター化超新星駆動アウトフローを用いた三次元磁気流体力学的トールボックス星間物質パッチシミュレーションの結果を提示する。スーパーバブルの発生中に星間物質が断片化すると、冷たい雲の集団を伴う熱い流出が発生します。私たちは、これらの雲の起源と特性の分析とモデル化に焦点を当てています。それらの存在は大規模な乱流を引き起こし、それが複雑な雲の形態を引き起こします。雲のサイズはべき乗則分布によってよく説明され、質量増加率は乱流放射混合層理論を使用してモデル化できます。乱流は雲内で大きな圧力をサポートしますが、磁場は小さな役割しか果たしません。私たちは、理想化された小規模シミュレーションから得られた物理的洞察と分析スケーリングの多くは、より大規模でより現実的な磁化乱流にうまく変換できるため、地球規模の銀河モデルにそれらを含める必要はあるが困難を伴う道を開くと結論付けています。
銀河ハローの熱安定性と静水圧安定性に対する宇宙線の影響
| Title |
The_Impact_of_Cosmic_Rays_on_Thermal_and_Hydrostatic_Stability_in_Galactic_Halos |
| Authors |
Tsun_Hin_Navin_Tsung,_S._Peng_Oh,_Chad_Bustard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14432 |
私たちは、宇宙線(CR)が銀河周囲(CGM)ガスの熱的安定性と静水圧的安定性にどのように影響するかを、CRストリーミングと拡散の両方を使ったシミュレーションで調査します。以前の解析研究によれば、局所的な熱不安定性はCR駆動のエントロピーモード伝播によって抑制できます。ただし、CRがバックグラウンドガスを過熱する前に、これが機能するのは狭いパラメータ領域のみです。熱不安定性による質量のドロップアウトによりバックグラウンド密度が低下し、したがってプラズマ$\beta\equivP_g/P_B$が低下するため、CGMは全体的に不安定になります。冷たいディスクと熱いハローの境界面では、密度の急激な低下によりアルフベンの速度とCR勾配が上昇し、拡散輸送からストリーミング輸送への移行が促進されます。CR力と加熱が強化される一方で、相殺される重力と放射冷却が弱まり、結果として静水圧平衡と熱平衡の両方が失われます。下部$\beta$ハローでは、CR加熱により、速度$v\propto(t_\mathrm{heat}/t_\mathrm{ff})^{-1}$の高温の単相拡散風が発生します。この速度は、$t_\mathrm{heat}/t_\mathrm{ff}\lesssim0.4$の場合の脱出速度。より高い$\beta$ハローでは、CR力が冷たくて濃密な噴水の流れと大きな乱流を伴う多相風を引き起こします。これらの流れは、弱い横方向B場によるCRの「トラップ」によりCRが支配的であり、最も高い質量負荷係数を持っています。したがって、局所的な熱不安定性により、CRからの熱入力または運動量入力のいずれかが支配的な場所で風や噴水の流れが発生する可能性があります。
NGC 1097 の核リングに燃料を供給
| Title |
Fuelling_the_nuclear_ring_of_NGC_1097 |
| Authors |
Mattia_C._Sormani,_Ashley_T._Barnes,_Jiayi_Sun,_Sophia_K._Stuber,_Eva_Schinnerer,_Eric_Emsellem,_Adam_K._Leroy,_Simon_C.O._Glover,_Jonathan_D._Henshaw,_Sharon_E._Meidt,_Justus_Neumann,_Miguel_Querejeta,_Thomas_G._Williams,_Frank_Bigiel,_Cosima_Eibensteiner,_Francesca_Fragkoudi,_Rebecca_C._Levy,_Kathryn_Grasha,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Nadine_Neumayer,_Francesca_Pinna,_Erik_W._Rosolowsky,_Rowan_J._Smith,_Yu-Hsuan_Teng,_Robin_G._Tress,_Elizabeth_J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14437 |
銀河バーは、銀河の中心に向かって冷たいガスの流入を引き起こす可能性があります。ガス輸送は主に、いわゆる棒状の「ダストレーン」を通じて起こり、これはまるで2本の巨大な銀河の川のように、kpcスケールの銀河円盤と数百pcスケールの核環を接続している。このガスがリングに入ると、星形成活動、銀河の流出、中心部の超大質量ブラックホールを促進することができます。したがって、質量流入速度の測定は、銀河核の質量/エネルギー収支と進化を理解するために重要です。この研究では、PHANGS-ALMA探査からのCOデータキューブと単純な幾何学的手法を使用して、棒銀河NGC~1097の核環への棒駆動質量流入速度を測定します。この方法では、バーレーンのガス速度がバーと共回転するフレームのレーンと平行であると仮定し、バーパターンの速度が一定であれば、十分に感度が高く分解された位置-位置-速度図から流入速度を導き出すことができます。そして銀河の向きもわかっています。4,000万時間の期間にわたって平均した流入率$\dot{M}=(3.0\pm2.1)\,\rmM_\odot\,yr^{-1}$がわかります。これはの係数で変化します。$\sim$10Myrのタイムスケールで数回。流入の大部分は、現在${\rmSFR}\simeq~1.8$-$2\rmM_\odot\,yr^{-1}$の速度で起こっているリング内での星形成によって消費されるようです。これは、流入が時間の関数としてリング内の星形成速度を因果的に制御していることを示唆している。
初期宇宙における一時的な過冷却?球状星団形成からの手がかり
天の川球状星団に複数の恒星世代が存在するというだけでも、各世代が星の形成を止めることができず、代わりに数百万年間妨げられずに存続したことを示しています。この証拠は、形成中の球状星団内での星形成の長期段階が主張されており、その間、星のフィードバックは実質的に無効であり、発生期の球状星団は周囲から処理されたガスを降着させ、それを連続する恒星世代に効率的に変換することができた。このような遅れたフィードバックは、ほとんどの大質量星の核の崩壊がエネルギー的な超新星爆発を引き起こすことができず、むしろブラックホールの形成に直接つながることに起因すると主張されています。したがって、球状星団は、若いスターバーストにおけるフィードバックの欠如の具体的な現象学的例を提供しており、これは、JWSTの観測によって明らかになったように、z=9-16における紫外光銀河の予想外の豊富さを説明するために広く提唱されてきた選択肢である。この論文は、球状星団と高赤方偏移研究の相乗協力のこの機会に注目を集めることが目的です。
高赤方偏移および低赤方偏移における極めて広範囲の He\2 放出: NGC 3125-A1 および CDFS131717 における VMS の支配的な役割
| Title |
Extreme_broad_He\2_emission_at_high_and_low_redshifts:_the_dominant_role_of_VMS_in_NGC_3125-A1_and_CDFS131717 |
| Authors |
Aida_Wofford,_Andr\'es_Sixtos,_Stephane_Charlot,_Gustavo_Bruzual,_Fergus_Cullen,_Thomas_M._Stanton,_Svea_Hern\'andez,_Linda_J._Smith,_Matthew_Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14563 |
NGC3125のスーパー星団(SSC)A1(3.1E5Msun)には、世界最強(EW=4.6+/-0.5Ang)の幅広(FWHM=1131+\-40km/s)HeII1640輝線の1つがあります。近くの宇宙に存在し、極端なHeIIエミッターの観測結果をz=2～3の赤方偏移まで解釈するための重要なテンプレートを構成します。我々は、A1のCosmicOriginsSpectrograph(COS)観測を使用して、星雲放射によるHeIIラインの重大な汚染がなく、このラインがISMラインと比較して121+/-17km/sだけ赤方偏移していることを示しました。A1のCOSG130M+G160M観測を、最近の連星BPASSおよび最大300Msunの超大質量星(VMS)を備えた単星シャーロット&ブルーズアル(C&B)の単純星集団(SSP)モデルと比較します。BPASSモデルがA1のHeII放射を再現できない理由を提案します。一方、Z=0.008、年齢=2.2Myr、およびエディントン限界に近いVMSを持つC&Bモデルは、HeII放出に優れた適合を提供し、CIII1175、NV1238、1241、およびCIV1548にかなりよく適合します。我々は、OV1371の線プロファイルの予測を提示し、この線が銀河の若年層とVMSの重要な追跡子を構成していることを示しています。最後に、CDFS131717におけるVMSの存在について議論します。CDFS131717は、z=3.071に位置する高度に星を形成する低金属量の銀河であり、OV吸収と強力で広範囲なHeII放出が暫定的に検出されています。これらの特徴はまれであり、銀河内に短命のVMSが存在することを示唆しています。私たちの結果は、恒星風の理論の最新の発展の影響と、モデルでVMSを考慮することの重要性を示しています。
VERTICO VI: おとめ座銀河団の低温ガスの非対称性
| Title |
VERTICO_VI:_Cold-gas_asymmetries_in_Virgo_cluster_galaxies |
| Authors |
Ian_D._Roberts_and_Toby_Brown_and_Nikki_Zabel_and_Christine_D._Wilson_and_Aeree_Chung_and_Laura_C._Parker_and_Dhruv_Bisaria_and_Alessandro_Boselli_and_Barbara_Catinella_and_Ryan_Chown_and_Luca_Cortese_and_Timothy_A._Davis_and_Sara_Ellison_and_Maria_Jesus_Jimenez-Donaire_and_Bumhyun_Lee_and_Rory_Smith_and_Kristine_Spekkens_and_Adam_R.H._Stevens_and_Mallory_Thorp_and_Vincente_Villanueva_and_Adam_B._Watts_and_Charlotte_Welker_and_Hyein_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14823 |
我々は、分解CO(2-1)（分子状水素、H2を追跡）と、VirgoEnvironmentTracedInCO（VERTICO）およびVLAImagingofVirgoinAtomicGas（VIVA）からのHI観測と、分解されたCO(2-1)を使用して、おとめ座銀河団内の冷たいガスの分布を解析します。調査。理論的な観点からは、銀河団内の環境プロセスは、比較的高密度の分子ガス成分と比較して、拡散原子ガスに対してより強い影響を及ぼし、これらの環境摂動により、星団銀河内の冷たい星間物質が圧縮され、星形成の促進につながる可能性があると予想されています。。この研究では、おとめ座銀河団内の星形成衛星銀河に関するこれらの予測を観測的にテストします。私たちは、おとめ座銀河サンプルをHI正常銀河、HI尾部銀河、およびHI切断クラスに分割し、当然のことながら、HI尾部銀河が最大の量的HI非対称性を持つことを示しました。また、非クラスター銀河の対照サンプルと比較したところ、おとめ座銀河のHI非対称性は平均して対照より40+/-10パーセント大きいことがわかりました。H2非対称性の点では、対照銀河、HI正常銀河、HI尾部銀河、およびHI切頭銀河間の分離は少なく、平均すると、おとめ座銀河のH2非対称性は、おとめ座銀河よりわずか(20+/-10パーセント)大きいだけです。コントロールサンプル。サンプル全体にわたるHIとH2の非対称性の間には弱い相関関係が見られますが、環境摂動の影響を強く受けている特定の銀河ではより強い相関関係が見られます。最後に、観察された尾の方向に従って、HI-tailed乙女座銀河の円盤を前半分と後半分に分割します。円盤の前半分に過剰な分子ガス質量の証拠が見つかりました。この前半部分の過剰な分子ガスは、星形成速度の過剰を伴い、平均して、空乏化時間は変化しない。
ワラビーパイロット調査: 高速ラジオバーストのホスト銀河のHI
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_HI_in_the_host_galaxy_of_a_Fast_Radio_Burst |
| Authors |
M._Glowacki,_K._Lee-Waddell,_A._T._Deller,_N._Deg,_A._C._Gordon,_J._A._Grundy,_L._Marnoch,_A._X._Shen,_S._D._Ryder,_R._M._Shannon,_O._I._Wong,_H._D\'enes,_B._S._Koribalski,_C._Murugeshan,_J._Rhee,_T._Westmeier,_S._Bhandari,_A._Bosma,_B._W._Holwerda,_J._X._Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14863 |
我々は、ASKAPによる高速電波バースト(FRB)FRB20211127Iの共生検出と、FRBホスト銀河WALLABYJ131913-185018(以下、W13-18)における中性水素(HI)放出の検出について報告する。CRAFT調査チームとWALLABY調査チームとのこの協力は、天の川銀河を除いて、HIで検出された5番目の最も遠いFRBホスト銀河をマークします。W13-18のHI質量は$M_{\rmHI}$=6.5$\times$10$^{9}$M$_{\odot}$であり、HIと恒星の質量比は2.17であり、1.4GHzの磁束密度1.3mJyの連続電波源と一致します。W13-18のHI全球スペクトルは非対称であるように見えますが、HI観測のS/Nは低く、銀河自体はそれほど乱れていないように見えます。これらの特性は、これまでに他のFRBホストで検出されたHI放射の初期の文献と比較されます。この文献では、HIの全体的なスペクトルが強く非対称であるか、HI強度マップの分布が明らかに乱れていました。W13-18は、以前のFRBホスト銀河の例よりもHI分布の非対称性が大幅に低いかどうかを判断するのに十分なS/Nを欠いています。しかし、HIや主銀河の光学像には、星形成のバーストを刺激し、したがって大質量星やそのコンパクトな残骸に関連する推定FRB前駆体の生成を刺激するような大きな相互作用の強い兆候はありません。
星間物質におけるグリコロニトリルの気相形成
| Title |
Gas-phase_formation_of_glycolonitrile_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Luis_Guerrero-Mendez,_Anxo_Lema-Saavedra,_Elena_Jimenez,_Antonio_Fernandez-Ramos,_Emilio_Martinez-Nunez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14899 |
当社の自動反応発見プログラムAutoMeKinは、星間物質(ISM)の低温下の気相におけるグリコロニトリル(HOCH$_{2}$CN)の形成を調査するために利用されています。提案された経路の実現可能性は、反応物のエネルギーを超える障壁がないことと、ISMで提案された前駆体の利用可能性に依存します。これらの基準に基づいて、いくつかのラジカル-ラジカル反応およびラジカル-分子反応が、ISMにおける実行可能な形成経路として特定されています。ラジカル-ラジカル反応の中で、ラジカルのエネルギーと単一ステップでグリコロニトリルを生成する能力を考慮すると、OH+CH$_{2}$CNが最も適切であると考えられます。しかし、我々の分析によると、この反応ではイソシアン化水素(HNC)とホルムアルデヒド(CH$_{2}$O)が生成され、その速度係数は(7.3-11.5)$\times$10$^{-10}$cm$の範囲であることが明らかになりました。^3$分子$^{-1}$s$^{-1}$は10～150Kの温度範囲で観察されます。ISMにおけるイソシアン化水素の過剰量が依然として説明されていないことを考えると、この発見は特に興味深いものです。研究されたラジカル-分子反応の中で、最も有望なものはOH+CH$_{2}$CNHであり、(0.3-6.6)$\times$10$^{-10の範囲の速度係数でグリコロニトリルと原子状水素を生成します。10〜150Kの温度範囲内で、}$cm$^3$分子$^{-1}$s$^{-1}$。私たちの計算は、ISMの過酷な条件下ではイソシアン化水素とグリコロニトリルの両方の生成が効率的であることを示しています。
アルマ望遠鏡による塵に覆われた銀河の不偏調査
| Title |
Unbiased_surveys_of_dust-enshrouded_galaxies_using_ALMA |
| Authors |
K._Kohno,_S._Fujimoto,_A._Tsujita,_V._Kokorev,_G._Brammer,_G._E._Magdis,_F._Valentino,_N._Laporte,_Fengwu_Sun,_E._Egami,_F._E._Bauer,_A._Guerrero,_N._Nagar,_K._I._Caputi,_G._B._Caminha,_J.-B._Jolly,_K._K._Knudsen,_R._Uematsu,_Y._Ueda,_M._Oguri,_A._Zitrin,_M._Ouchi,_Y._Ono,_J._Gonzalez-Lopez,_J._Richard,_I._Smail,_D._Coe,_M._Postman,_L._Bradley,_A._M._Koekemoer,_A._M._Munoz_Arancibia,_M._Dessauges-Zavadsky,_D._Espada,_H._Umehata,_B._Hatsukade,_F._Egusa,_K._Shimasaku,_K._Matsui-Morokuma,_W.-H._Wang,_T._Wang,_Y._Ao,_A._J._Baker,_Minju_M._Lee,_C._del_P._Lagos,_D._H._Hughes_and_ALCS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15126 |
アルマ望遠鏡レンズクラスター調査(ALCS)は、重力レンズの助けを借りて、本質的に暗い連続線源と線放射体を発見し、特徴付けることに特化した96時間の大規模プログラムです。33個のクラスターフィールドはすべて、CLASH、ハッブルフロンティアフィールド、ハーシェルとチャンドラもカバーするRELICSを含むHST/スピッツァーの財務プログラムから選択されました。調査された空の総面積は$\sim$133arcmin$^2$に達し、深さは1.2mmで$\sim$60$\mu$Jybeam$^{-1}$(1$\sigma$)となり、141の観測結果が得られます。事前予測の支援により、連続体ソースと追加の39個のソースを確実にブラインド検出します。科学的動機、調査計画、分光追跡観測の状況、$\sim$7$\mu$Jyまでのカウントダウンを示します。JWSTとの相乗効果についても説明します。
セイファート銀河NGC7172の分子ガスリングで作用するAGNフィードバック
| Title |
AGN_feedback_in_action_in_the_molecular_gas_ring_of_the_Seyfert_galaxy_NGC7172 |
| Authors |
A._Alonso-Herrero,_S._Garcia-Burillo,_M._Pereira-Santaella,_T._Shimizu,_F._Combes,_E._K._S._Hicks,_R._Davies,_C._Ramos_Almeida,_I._Garcia-Bernete,_S._F._Hoenig,_N._A._Levenson,_C._Packham,_E._Bellocchi,_L._K._Hunt,_M._Imanishi,_C._Ricci,_P._Roche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15143 |
CO(3-2)遷移と854ミクロン連続体の0.06～0.3インチの解像度での新しいALMA観測と、NGC7172の新しいVLT/SINFONI観測を紹介します。これは明るい(ボロメータ光度~10^44erg/s)銀河活動・トーラス・流出調査(GATOS)に属するセイファート銀河。CO(3-2)の観測により、半径約3-4"~540-720の高度に傾斜した低温分子ガスリングの存在が明らかになりました。pc、これはおそらく推定恒星棒の内部リンドブラッド共鳴に関連していると考えられます。VLT/SINFONI[SiVI]1.96ミクロンと2.12ミクロンのH2、およびALMACO(3-2)速度場には非円形運動があります。恒星の速度場を差し引いた後、AGNの南に数百km/sの[SiVI]青方偏移速度が検出されました。彼らは、銀河面の外側に流出するイオン化ガスを追跡し、投影距離が約200pcに達していることを追跡します。運動学的短軸に沿ったCO(3-2)位置速度図は、最大~150km/sの観測速度を持つ非円形運動を示しています。これらが銀河の円盤内で起こっていると仮定すると、観測された速度の兆候は、分子ガスの輪が回転しているだけでなく、流出もしていることを示唆しています。我々は、リングからの統合低温分子ガス質量流出速度が約40Msun/年であると導き出しました。854ミクロンのマップを使用して、8x10^5Msunのガス質量を持つ半径32pcのトーラスを解決しました。これらのトーラス特性は、GATOSサンプル内の他のセイファート銀河と似ています。他の明るさの低いセイファート銀河と比較した場合、核周囲領域に比べて核トーラス領域の低温分子ガス濃度が減少していることを測定しました。我々は、NGC7172におけるAGNフィードバックの影響は、AGN風および/または中程度の光度のラジオジェットによって引き起こされる可能性が高く、大規模な流出分子ガスリングとそれに伴う核領域における分子ガスの再分布として見られると結論付けています。
冷たい暗雲TMC-1における芳香族分子C6H5CNの空間分布
| Title |
The_spatial_distribution_of_an_aromatic_molecule,_C6H5CN,_in_the_cold_dark_cloud_TMC-1 |
| Authors |
J._Cernicharo,_B._Tercero,_N._Marcelino,_M._Agundez,_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15315 |
イエベス40m電波望遠鏡を用いてQバンド(31.13～49.53GHz)で得られたTMC-1の高感度2Dライン調査を紹介します。これらの地図は、20秒角の空間サンプリングによるQUIJOTEライン測量の位置を中心とする320秒角x320秒角の領域をカバーしています。240秒角x240秒角をカバーする領域では、より長い積分時間が使用され、帯域全体で2～4mKの均一な感度が示されています。我々はこの研究で、ベンゾニトリル(C6H5CN)の空間的広がりの最初の決定を提示します。これは、シアノポリインの空間的広がりにかなりよく従うものの、ラジカルCnHおよびCnNの空間的広がりとは大きく異なります。私たちは、TMC-1の芳香族種は、雲の最も密度の高いゾーンにある小さな種が関与する化学反応から形成されると決定的に結論付けています。
MUSE eXtremely Deep Fieldの背景銀河スペクトルで検出された $z\estimate4$ 銀河周辺の大規模な過剰HI吸収
| Title |
Large-scale_excess_HI_absorption_around_$z\approx4$_galaxies_detected_in_a_background_galaxy_spectrum_in_the_MUSE_eXtremely_Deep_Field |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_Christopher_Golling,_Ruari_Mackenzie,_Gabriele_Pezzulli,_Simon_Lilly,_Joop_Schaye,_Roland_Bacon,_Haruka_Kusakabe,_Tanya_Urrutia,_Leindert_Boogaard,_Jarle_Brinchmann,_Michael_V._Maseda,_Thibault_Garel,_Nicolas_F._Bouch\'e,_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15346 |
銀河と銀河間物質(IGM)の関係を観測的にマッピングすることは、宇宙再電離の研究にとって重要な関心事です。拡散水素ガスは、明るい背景のクエーサーのスペクトルにおけるHIライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)吸収で典型的に観察されています。しかし、クエーサーは赤方偏移が大きくなるとますます稀になり、近くに離れた視線を探査することはめったにないため、これらの測定を背景銀河に拡張することが重要です。ここでは、MUSEeXtremelyDeepFieldの深積分場分光法を使用して、$z=4.77$の背景銀河への吸収における$z\およそ4$でのLy$\alpha$透過の測定を実証します。HI透過は、同様の赤方偏移における独立したクエーサー視線と一致します。密度場の追跡子である微光銀河(半径8分角以内の$z=4.0-4.7$の間で500)の多数の分光赤方偏移を利用して、Ly$\alpha$透過率が銀河密度と逆相関していることを示す。つまり、Ly$\alpha$フォレスト内の透明な領域は、$z\estimate4$の密度の低い領域をマークします。大規模なクラスタリングにより、銀河は宇宙平均を上回る4cMpc/hに達する過剰なHI吸収に囲まれています。また、Ly$\alpha$線のピークからの赤方偏移は、通常、全身の赤方偏移から+170km/sオフセットされることもわかります。この研究は、結果を$z\およそ2-3$からより高い赤方偏移まで拡張し、初期宇宙におけるIGMのイオン化構造と大規模密度場を同時に測定するための深積分場分光法の威力を実証する。
バルジ化石断片 Terzan 5 の化学濃縮履歴のモデル化
| Title |
Modeling_the_chemical_enrichment_history_of_the_Bulge_Fossil_Fragment_Terzan_5 |
| Authors |
Donatella_Romano,_Francesco_R._Ferraro,_Livia_Origlia,_Simon_Portegies_Zwart,_Barbara_Lanzoni,_Chiara_Crociati,_Davide_Massari,_Emanuele_Dalessandro,_Alessio_Mucciarelli,_R._Michael_Rich,_Francesco_Calura,_Francesca_Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15355 |
テルザン5は、銀河系の内側に位置する、かなり覆われた恒星系です。それは恒星の遺物であり、天の川バルジの集合の複雑な歴史を証明するバルジ化石の破片であると仮定されています。この論文では、このクラスターの化学的性質がバルジの原始構成要素の残骸である形成シナリオに適合するかどうかを評価するために、Terzan5の推定前駆細胞のセットの化学濃縮を追跡します。テルザン5号の巨星の光赤外分光法から導出された[Fe/H]の関数としての金属量分布関数と、さまざまな元素と鉄の存在比の推移を、この星団が2つの主要な星形成を経験したと仮定することで説明できます。バーストは長い静止段階によって区切られます。さらに、Terzan5で最も金属が豊富な星は中程度にHeが強化されており、星団内のHe存在量が大きく広がっていると予測されます(Y=0.26～0.335)。現在の観測結果は、テルザン5が現在の質量より約1桁大きい原始的な、またはわずかに金属が豊富なガス塊から発生したという形成シナリオに適合すると結論付けています。ガスと星の喪失は、現在のようなTerzan5の形成に大きな役割を果たしました。最年少の恒星集団の鉄含有量は、Ia型超新星(主な鉄工場)を引き起こす白色矮星が、天の川によって及ぼされる強い潮汐力によって剥ぎ取られるのではなく、星団の中心に向かって沈んでいくのであれば、よりよく説明される。外側の領域。
| Title |
Type_Ia_Supernovae_Induced_by_Primordial_Black_Holes_from_Dark_First-Order_Phase_Transition |
| Authors |
Pin-Jung_Chen_and_Po-Yan_Tseng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14399 |
質量$10^{-15}\leqM_{\rmPBH}/M_{\odot}\leq10^{-10}$の原始ブラックホール(PBH)は現在、マイクロレンズとブラックホールの両方の感度を超えています(BH)蒸着法。新しいシナリオが提案されています:質量$10^{-14}\leqM_{\rmPBH}/M_{\odot}\leq10^{-11}$のPBHが白色矮星(WD)を通過するとき炭素と酸素が増加すると、反応性媒体内にボンダイ・ホイル・リトルトン(BHL)が降着して衝撃波が発生し、WDコア内で直接爆発点火が発生し、熱核超新星(SNeIa)が発生します。この研究の目的は、PBH仮説と観測データ間のSNIaイベント発生率を比較することにより、PBHと暗黒物質(DM)の存在割合$f_{\rmPBH}$に制約を課すことです。1未満のPBH分率の場合、観測されたイベント発生率はPBH質量領域$7.6\times10^{-13}\leqM_{\rmPBH}/M_{\odot}\leq6.1\times10^{-を優先することがわかりました。12}$、ナバロ・フレンク・ホワイト(NFW)プロファイルの下。一方、前述のPBHの質量と存在量は、$\mathcal{O}({\rmMeV})$エネルギースケールと関連するダークセクターにおける宇宙論的一次相転移(FOPT)を介して効率的に生成でき、したがって$10^{-6}$Hzから$10^{-5}$Hzのピーク周波数までの確率的重力波(GW)の相補信号であり、将来の$\mu$AresGW干渉計によって探査することが可能です。
1 keV 未満の拡散 X 線背景に対する点源の寄与と、銀河周縁媒体の理解に対するその影響
| Title |
Point_source_contribution_to_the_Diffuse_X-ray_Background_below_1_keV_and_its_effect_on_our_understanding_of_the_circum-galactic_medium |
| Authors |
Sicong_Huang,_Nico_Cappelluti,_Massimiliano_Galeazzi,_Anjali_Gupta,_Wenhao_Liu,_Eugenio_Ursino,_Tomykkutty_J._Velliyedathu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14484 |
私たちは、ローカルホットバブル（LHB）、太陽風力交換（SWCX）、銀河ハロー、そして通常は未解決の点源（銀河とAGN）を含む、拡散X線背景（DXB）のさまざまな構成要素のスペクトル特徴を研究しました。4MsXMM-Newton調査とChandra4MsSourceCatalogを使用して、チャンドラディープフィールドサウス(CDFS)の方向を調べます。この論文では、さまざまな成分が1keV未満のDXBにどのように寄与するかを示す結果を紹介します。特に、3/4keV(全天平均値~3$\times10^{-3}$cm$^{-6}$pc)での放出の~6%が、通常関連していることがわかりました。銀河ハロー(GH)と銀河周回媒体(CGM)を伴う現象は、実際には、通常は未解決の銀河からの放射によるものです。これがGHとCGMの理解、そして失われたCGMバリオンの理解に与える影響について議論します。
| Title |
GRB_201015A_and_the_nature_of_low-luminosity_soft_gamma-ray_bursts |
| Authors |
M._Patel,_B._P._Gompertz,_P._T._O'Brien,_G._P._Lamb,_R._L._C._Starling,_P._A_Evans,_L._Amati,_A._J._Levan,_M._Nicholl,_J._Lyman,_K._Ackley,_M._J._Dyer,_K._Ulaczyk,_D._Steeghs,_D._K._Galloway,_V._S._Dhillon,_G._Ramsay,_K._Noysena,_R._Kotak,_R._P._Breton,_L._K._Nuttall,_E._Palle,_D._Pollacco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14491 |
GRB201015Aは、$T_{\rm90}=9.8\pm3.5$s(GRBからの光子の90\%が検出される時間間隔)を持つ、特異的に低輝度のスペクトル的に柔らかいガンマ線バースト(GRB)です。関連する超新星(Ic型またはIc-BL型である可能性が高い)。GRB201015Aの等方性エネルギー$E_{\gamma,\rmiso}=1.75^{+0.60}_{-0.53}\times10^{50}$erg、光子指数$\Gamma=3.00^{+0.50}_{-0.42}$(15-150keV)。これは、$E_{\gamma,\rmiso}$と長いGRBに続くスペクトルピークエネルギー$E_{\rmp}$との間の相関関係であるAmati関係に従います。$\Gamma$、硬度比HR=$0.47\pm0.24$、および低$E_{\rmp}$に基づいて非常に柔らかいように見えるため、これらの特性を共有する他のGRBと比較しました。これらの現象は、衝撃のブレイクアウト、平行度が不十分なジェット、軸外の観察によって説明できます。X線、光学、および電波で撮影された残光の追跡観察により、X線では$t=(2.61\pm1.27)\times10^4$sから$t=まで驚くほど遅い平坦化が明らかになりました。1.67^{+1.14}_{-0.65}\times10^6$s。データをシンクロトロン放出を記述する閉包関係に当てはめると、電子スペクトル指数が$p=2.42^{+0.44}_{-0.30}$であることがわかり、係数$q=0.24^による後期エネルギー注入の証拠が得られました。{+0.24}_{-0.18}$。ジェットの半開き角度の下限($\theta_{j}\ge16^{\circ}$)は、ジェットの破損が検出されないことから推定されます。2023年にSVOMとEinsteinProbeが発売されると、このようなより多くの低光度イベントの検出が可能になり、さまざまなGRBの全体像が得られるはずです。
遷移ミリ秒パルサーPSR J1023+0038の高値と安値の背後での物質放出
| Title |
Matter_ejections_behind_the_highs_and_lows_of_the_transitional_millisecond_pulsar_PSR_J1023+0038 |
| Authors |
M._C._Baglio,_F._Coti_Zelati,_S._Campana,_G._Busquet,_P._D'Avanzo,_S._Giarratana,_M._Giroletti,_F._Ambrosino,_S._Crespi,_A._Miraval_Zanon,_X._Hou,_D._Li,_J._Li,_P._Wang,_D._M._Russell,_D._F._Torres,_K._Alabarta,_P._Casella,_S._Covino,_D._M._Bramich,_D._de_Martino,_M._M\'endez,_S._E._Motta,_A._Papitto,_P._Saikia,_F._Vincentelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14509 |
遷移ミリ秒パルサーは、低質量X線連星を連星系のミリ秒電波パルサーに結び付ける新しい種類のソースです。これらのパルサーは、電波パルサー状態と活動的な低輝度X線ディスク状態を繰り返します。活動状態の間、これらの光源は2つの異なる発光モード(高および低)を示し、予測不能に、突然、そして絶え間なく切り替わります。X線から光学的な脈動は、高モード中にのみ観察されます。この不可解な動作の根本的な理由については、依然として解明されていません。この論文は、電波からX線までをカバーする、移行パルサーのプロトタイプであるPSRJ1023+0038に対してこれまでに実施された最も広範な多波長キャンペーンの結果を示します。このキャンペーンは2021年6月に2晩にわたって実施され、XMM-Newton、HST、VLT/FORS2（旋光モード）、ALMA、VLA、FASTを含む12台の異なる望遠鏡と機器が参加しました。両方の放出モードの広帯域スペクトルエネルギー分布をモデル化することにより、モード切り替えが降着円盤の最も内側の領域の変化によって引き起こされることを示します。これらの変化は、アルマ望遠鏡による高モードから低モードへの切り替え時に少なくとも1つの短時間のミリ波フレアが検出されたことで証明されているように、コンパクトなジェットの上部で発生する離散質量放出の放出を引き起こします。その後のパルサーの再覆いにより、モード切り替えの背後にあるシナリオが完了します。
星のスピン歳差運動によって駆動されるBe/X線連星の超軌道周期
超軌道周期は多くのBe/X線連星の光学的光度曲線で観察されていますが、その起源は依然としてややとらえどころのないままです。我々は、Be星の自転軸の歳差運動が、特に軌道周期の短い連星の場合、超軌道周期を駆動する可能性があることを示唆しています。我々は、公転周期が短く($P_{\rmorb}=16.6\,\rmday$)、離心率が高い($e_{\rmb}=0.72$)Be/X線連星A0538-66を考慮します。超軌道周期は$421\、\rmday$です。まず、自転軸の歳差運動のタイムスケールが観測された超軌道周期の約2倍であることを示します。次に、流体力学シミュレーションを使用して、Be星の減少円盤が歳差運動するBe星の赤道に固定されたままであることができることを示します。中性子星のペリアストロン通過ごとに、物質が降着して中性子星の周りの円盤になります。中性子星円盤は、Be星円盤と同じタイムスケールで節点運動するため、両方の円盤が観測された超軌道周期に寄与する可能性があります。より幅が広く偏心の少ない連星系の場合、Beスターディスクはより大きな半径範囲を持つことができ、ディスクの反りや破損の結果としてより複雑な挙動が予想されます。
PSR J1757$-$1854 二重中性子星系の運動学的、相対論的、進化的特性に対する新たな制約
| Title |
New_constraints_on_the_kinematic,_relativistic_and_evolutionary_properties_of_the_PSR_J1757$-$1854_double_neutron_star_system |
| Authors |
A._D._Cameron,_M._Bailes,_D._J._Champion,_P._C._C._Freire,_M._Kramer,_M._A._McLaughlin,_C._Ng,_A._Possenti,_A._Ridolfi,_T._M._Tauris,_H._M._Wahl,_N._Wex |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14733 |
PSRJ1757$-$1854は、銀河系で知られている最も相対論的な二重中性子星連星系の1つで、公転周期$P_\text{b}=4.4\,\text{hr}$と軌道離心率$eを持ちます。=0.61ドル。そのため、相対論的重力の実験を行うための優れた研究所となることが約束されています。我々は、この可能性を活用するために設計された、100メートルのグリーンバンク電波望遠鏡と64メートルのパークス電波望遠鏡による6年間のキャンペーンの結果を紹介します。我々は、PSRJ1757$-$1854のプロファイル形態と分極の経年変化を特定し、測地歳差運動の存在を確認し、一般相対性理論と一致する幾何学解を表示するという制約を可能にしました。また、パルサーの固有運動、ポストケプラーパラメータ、コンポーネント質量の新しい制約を含む、PSRJ1757$-$1854のタイミングも更新します。PSRJ1757$-$1854によって提供される重力の放射テストは、パルサーの距離が未知であるため、基本的に精度が0.3パーセントに制限されていると結論付けます。伴中性子星からの脈動の探索についても説明されていますが、結果は否定的でした。我々は、この系の進化の歴史の最新の評価を提供し、2番目の前駆体超新星に続く$w\ge280\,\text{kms}^{-1}$という大きなキック速度の強力な裏付けを発見した。最後に、PSRJ1757$-$1854が重力の新しい相対論的テストを提供する可能性を再評価します。我々は、レンズ・ティリング歳差運動に関連する投影半径長軸($\dot{x}$)の変化の3-$\sigma$制約は2031年までに予想されると結論付けています。早ければ2026年に相対論的軌道変形パラメータ$\delta_\theta$の$\sigma$測定。
ラストール重力内の PSR J0952-0607 の半径に対する等角音速制約の影響
幾何学と物質の間の非最小結合は、音速の共形限界$0\leqc_s^2\leqc^2と一致する、巨大でコンパクトな星\citep{Elhanafy:2022kjl}のモデルを提供できることが示されています。/3$、コア密度は核飽和密度の数倍に近づきます。物質源としての異方性流体の存在下でのクロリ・バルアポテンシャルを使用して、ラストールの重力場方程式に等角音速の上限制約を課し、これまでに観測された中で最も重いパルサーPSRJ0952\textendash{0607}の半径を推定します。。測定された質量$M=2.35\pm0.17\,M_\odot$に対して、モデルによって推定される半径$R=14.087\pm1.0186$~kmが得られます。Rastall重力とEoSを使用したMITバッグモデルの間の可能性のある接続を、半径方向に$p_r(\rho)\aboutc_s^2\left(\rho-\rho_\text{s}\right)$で調査します。$c_s=c/\sqrt{3}$および表面密度$\rho_\text{s}$は核飽和密度$\rho_\text{nuc}=2.7\times10^{14}$~gよりわずかに高い/cm$^3$。対応するmass\textendash{radius}図は、半径の推定値および68\%C.L.での他のパルサーの天体物理学的観測と一致しています。
観測されたガンマ線バースト(GRB)の持続時間の二峰性分布により、2つの異なる前駆体が生じました。コンパクトな星合体、短いGRB(SGRB)の場合は2つの中性子星(NS)、またはNSとブラックホール(BH)のいずれかであり、長いGRB(LGRB)の場合はいわゆる崩壊星です。したがって、LGRBの形成速度(FR)は宇宙星形成速度(SFR)と同様である一方、SGRBの形成速度はSFRに比べて遅れることが予想されます。一部のLGRBが母銀河の星形成領域内およびその周囲に局在し、一部のSGRBがそのような領域から離れていることは、この予想を裏付けています。SGRBのもう1つの特徴は、重力波(GW)発生源およびキロノバとの関連性です。しかし、Efron-Petrosianノンパラメトリック法を使用した長バーストと短バーストのFRのいくつかの独立した調査では、LGRBFRが低レッドシフトでSFRより大幅に大きく、SGRBのFRに類似していることが示されました。さらに、低赤方偏移の長いGRB211211Aとキロノバの関連性が最近発見され、その崩壊星の起源について疑問が生じています。この手紙では、これらの結果をレビューし、低赤方偏移LGRBも前駆体としてコンパクトな星の合体を持ち、GW源とキロノバの予想される割合を大幅に増加させる可能性があることを示します。
| Title |
Gravitational_wave_signatures_from_the_phase-transition-induced_collapse_of_a_magnetized_neutron_star |
| Authors |
Anson_Ka_Long_Yip,_Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15181 |
強力な磁場により、中性子星は検出可能な電磁波信号および重力波信号の潜在的な発生源となります。したがって、これらの磁場を推測することは、中性子星の放出を理解するために重要です。しかし、直接的な観測証拠が不足しているため、内部磁場の構成は依然として不明瞭なままです。今回、我々は、磁化された中性子星の相転移誘起崩壊からの重力波を検出することによって、内部磁場の強さと中性子星の組成を直接拘束できることを初めて示した。この崩壊現象を動的にシミュレートすることで、重力波形の支配的なピークが基本$l=0$準放射状$F$モードと基本$l=2$四重極$^2f$モードであることがまずわかります。次に、最大重力波振幅$|h|_\mathrm{max}$が、内部トロイダル磁場の最大磁場強度$\mathcal{B}_\mathrm{max}$とともに、最大静止状態まで増加することを示します。跳ね返り時の質量密度$\rho_\mathrm{max,b}$は、$\mathcal{B}_\mathrm{max}$の増加により減少します。次に、我々は、以前の研究で見出された基本モードの磁気抑制が、相転移による崩壊後に形成された混成星に対して依然として有効であることを実証した。最後に、2つの基本モード$f_{^2f}/f_{F}$間の周波数比を測定することで、$\mathcal{B}_\mathrm{max}$と物質のバリオン質量分率を推測できることを示します。結果として生じる混成星の混合相$M_\mathrm{mp}/M_{0}$。したがって、$\mathcal{B}_\mathrm{max}$と$M_\mathrm{mp}/M_{0}$を例にとると、この研究は、中性子星の内部の多くの情報が同様に抽出できることを実証しました。星の振動モード。
降着パルサーGX 301-2のX線偏光測定
| Title |
X-ray_polarimetry_of_the_accreting_pulsar_GX_301-2 |
| Authors |
Valery_F._Suleimanov,_Sofia_V._Forsblom,_Sergey_S._Tsygankov,_Juri_Poutanen,_Victor_Doroshenko,_Rosalia_Doroshenko,_Fiamma_Capitanio,_Alessandro_Di_Marco,_Denis_Gonz\'alez-Caniulef,_Jeremy_Heyl,_Fabio_La_Monaca,_Alexander_A._Lutovinov,_Sergey_V._Molkov,_Christian_Malacaria,_Alexander_A._Mushtukov,_Andrey_E._Shtykovsky,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_et_al._(62_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15309 |
降着X線パルサー(XRP)の位相およびエネルギー分解偏光測定により、その放出のさまざまな理論モデルをテストできるほか、放出領域の形状を決定する手段も提供されます。ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によるXRPGX301-2の観測結果を紹介します。GX301-2は、知られている中で最長のスピン期間の1つである~680秒の永続的XRPです。巨大な超巨大伴星レイ977は、強力な恒星風を介して中性子星に質量を供給します。偏光度(PD)の上限は2.3%(99%信頼水準)で、分光偏光分析を使用した位相平均データでは顕著な偏光は検出されません。位相分解分光偏光分析を使用すると、9つの位相ビンのうち2つで偏光が有意に検出され(99%c.l.以上)、3つのビンで限界検出が得られ、PDの範囲は~3%～~10%です。偏光角は約0度から約160度までの非常に広い範囲で変化します。回転ベクトルモデルを使用して、位相ビニング解析と非ビニング解析の両方を使用してパルサージオメトリの制約を取得し、優れた一致が得られます。最後に、GX301-2で観察された低い分極の考えられる理由について説明します。
denmarf: マスクされた自己回帰フローを使用した密度推定用の Python パッケージ
マスクされた自己回帰フロー(MAF)は、最先端のノンパラメトリック密度推定技術です。これは、一連の全単射変換を使用して、単純な基本確率分布を近似したい複雑なターゲット分布にマッピングできるという考え(正規化フローとして知られている)に基づいています。denmarfパッケージは、研究者がアプリケーションで密度推定にMAFを簡単に使用して、データセットの基礎となる分布の確率密度を評価し、CPU上でデータから新しいサンプルを生成できるように、Pythonでscikit-learnのようなインターフェイスを提供します。またはGPUの場合は、「fromdenmarfimportDensityEstimate;de=DensityEstimate().fit(X)」のように単純です。このパッケージは、有界分布のフィッティングを容易にするロジスティック変換も実装します。
| Title |
AutoSourceID-FeatureExtractor._Optical_images_analysis_using_a_Two-Step_MVE_Network_for_feature_estimation_and_uncertainty_characterization |
| Authors |
F._Stoppa,_R._Ruiz_de_Austri,_P._Vreeswijk,_S._Bhattacharyya,_S._Caron,_S._Bloemen,_G._Zaharijas,_G._Principe,_V._Vodeb,_E._Cator,_and_G._Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14495 |
目的。天文学では、機械学習は音源の位置特定、分類、異常検出、セグメンテーションなどのさまざまなタスクで成功を収めていることが実証されています。ただし、機能の回帰は依然として改善の余地がある領域です。以前に開発されたコードASID-Lまたは他の外部カタログによって提供される音源のおおよその位置を考慮して、シングルバンド画像の切り出しから音源の特徴とその不確実性を正確に推定できるネットワークを設計することを目指しています。方法。ここで紹介するアルゴリズム、AutoSourceID-FeatureExtractor(ASID-FE)は、局所的なソースの周囲の32x32ピクセルのシングルバンドカットアウトを使用して、光束、サブピクセル中心座標、およびそれらの不確実性を推定します。ASID-FEは、TS-MVEと呼ばれるもの、つまり2段階平均分散推定アプローチを採用して、最初に特徴を推定し、次に追加情報を必要とせずにその不確実性を推定します。点像分布関数(PSF)。結果。MeerLICHT望遠鏡からの合成画像でトレーニングされたASID-FEが、SourceExtractorのような同様のコードに関してより正確な特徴を予測できること、および2段階の方法が、同様の方法と比較してより適切に動作する適切に調整された不確実性を推定できることを示します。シンプルなMVEネットワークのディープアンサンブルを使用します。最後に、MeerLICHT望遠鏡とZwickyTransientsFacility(ZTF)からの実画像でモデルを評価し、その転移学習能力をテストします。
BASS2000 データベースの Solex 観測、コラボレーション PRO-AM
| Title |
Solex_observations_for_the_BASS2000_database,_a_collaboration_PRO-AM |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe,_Florence_Cornu,_Isabelle_Bual\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14804 |
彩層と光球の体系的な観測は、115年前にムードン天文台でDeslandres分光日光計によって始まりました。10太陽周期以上にわたるCaIIKおよびH$\alpha$の100,000枚を超える単色画像の優れたコレクションが、BASS2000太陽データベースによって国際社会に提案されています。私たちは2023年に、毎日、そして1日に数回画像を記録するために、クリスチャン・ビルによって設計されたコンパクトで高品質の分光日光計であるソーラー・エクスプローラー（SOLEX）を使用して、プロとアマチュアの天文学者との間の「PRO-AM」コラボレーションを開始しました。、各地に数十の観測所があるため。この文書は科学的目的を要約し、観測ネットワークへの参加を希望するアマチュアに実践的かつ技術的な情報を提供します。
SATech-01衛星に搭載された天文学用ロブスターアイイメージャー
| Title |
The_Lobster_Eye_Imager_for_Astronomy_Onboard_the_SATech-01_Satellite |
| Authors |
Z.X._Ling,_X.J._Sun,_C._Zhang,_S.L._Sun,_G._Jin,_S.N._Zhang,_X.F._Zhang,_J.B._Chang,_F.S._Chen,_Y.F._Chen,_Z.W._Cheng,_W._Fu,_Y.X._Han,_H._Li,_J.F._Li,_Y._Li,_Z.D._Li,_P.R._Liu,_Y.H._Lv,_X.H._Ma,_Y.J._Tang,_C.B._Wang,_R.J._Xie,_Y.L._Xue,_A.L._Yan,_Q._Zhang,_C.Y._Bao,_H.B._Cai,_H.Q._Cheng,_C.Z._Cui,_Y.F._Dai,_D.W._Fan,_H.B._Hu,_J.W._Hu,_M.H._Huang,_Z.Q._Jia,_C.C._Jin,_D.Y._Li,_J.Q._Li,_H.Y._Liu,_M.J._Liu,_Y._Liu,_H.W._Pan,_Y.L._Qiu,_M._Sugizaki,_H._Sun,_W.X._Wang,_Y.L._Wang,_Q.Y._Wu,_X.P._Xu,_Y.F._Xu,_H.N._Yang,_X._Yang,_B._Zhang,_M._Zhang,_W.D._Zhang,_Z._Zhang,_D.H._Zhao,_X.Q._Cong,_B.W._Jiang,_L.H._Li,_X.B._Qiu,_J.N._Sun,_D.T._Su,_J._Wang,_C._Wu,_Z._Xu,_X.M._Yang,_S.K._Zhang,_Z._Zhang,_N._Zhang,_Y.F._Zhu,_H.Y._Ban,_X.Z._Bi,_Z.M._Cai,_W._Chen,_X._Chen,_Y.H._Chen,_Y._Cui,_X.L._Duan,_Z.G_Feng,_et_al._(45_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14895 |
アインシュタイン探査機（EP）ミッションの広視野X線望遠鏡のパスファインダーである天文学用ロブスターアイイメージャー（LEIA）は、2022年7月27日に中国科学院の衛星SATech-01に搭載されて打ち上げに成功した。この論文では、LEIA機器の設計と地上試験の結果を紹介します。最先端のマイクロポア光学(MPO)を使用して、346平方度(18.6度*18.6度)の広い視野(FoV)のX線イメージャを実現します。36個のMPOチップで構成される光学アセンブリは、入射X線光子の焦点を合わせるために使用され、それぞれ6cm*6cmの4つの大型相補型金属酸化膜半導体(CMOS)センサーが焦点面検出器として使用されます。この機器の角度分解能は点広がり関数の中心焦点で4～8分角(FWHM)、視野内のほぼすべての方向で1keVでの有効面積は2～3cm2です。軟X線の検出通過帯域は0.5～4keV、感度は1,000秒観測で2～3×10-11ergs-1cm-2（約ミニカニ1個分）です。LEIAの総重量は56kg、出力は85Wです。この衛星の設計寿命は2年で、95分の軌道周期で500kmの太陽同期軌道で動作します。LEIAは、新しい集束結像光学系とX線観察用CMOSセンサーの両方の技術を飛行中に検証し、機器パラメータの動作設定を最適化することで、将来のミッションへの道を切り開いています。さらに、LEIAは、有効な観測時間が限られているにもかかわらず、科学観測を実行して新しい過渡現象を発見し、軟X線帯域の既知の発生源を監視することができます。
II型超新星SN2023ixfの前駆体が検出された可能性
星の進化理論は、星の超新星としての爆発的な死への複数の経路を予測しています。よく研究されている超新星の前駆体の位置を特定して特徴付けることは、理論を制約し、前駆体の検出を改善するための将来の調査を正当化および設計するために重要です。今回我々は、ハッブル宇宙望遠鏡による、銀河M101内でこれまでに発見された中で最も近い銀河系外超新星のうちの1つであるSN2023ixfの爆発前の偶然のイメージングを報告する。極めて赤い色と絶対等級M(F814W)=-5.42+/-0.06magは、その祖先が赤色超巨星であったことを示唆しており、恒星の進化の等時性との比較から質量が約12M_Sunであることを示唆しています。
塵からナノダストへ: 衝突風連星からの星周塵の解決 Wolf-Rayet (WR) 140
| Title |
From_Dust_to_Nanodust:_Resolving_Circumstellar_Dust_from_the_Colliding-Wind_Binary_Wolf-Rayet_(WR)_140 |
| Authors |
Ryan_M._Lau,_Jason_Wang,_Matthew_J._Hankins,_Thayne_Currie,_Vincent_Deo,_Izumi_Endo,_Olivier_Guyon,_Yinuo_Han,_Anthony_P._Jones,_Nemanja_Jovanovic,_Julien_Lozi,_Anthony_F._J._Moffat,_Takashi_Onaka,_Garreth_Ruane,_Andreas_A._C._Sander,_Samaporn_Tinyanont,_Peter_G._Tuthill,_Gerd_Weigelt,_Peredur_M._Williams,_and_Sebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14557 |
ウルフ・ライエ(WR)140は典型的な周期的な塵を形成する衝突風連星であり、炭素が豊富なWR(WC)星と、公転周期7.93年、軌道離心率0.9の伴星O星をホストしています。過去数十年にわたって、連星軌道に関連し、ペリアストロン通過の時期近くに発生する、WR140からの複数のダスト形成エピソードが観察されてきました。予測可能な塵形成エピソードを考慮すると、WR140は、大規模な連星系の周囲の過酷な環境における塵の形成と進化を調査するための理想的な天体物理学実験室を提供します。この論文では、2020年6月から9月の間に撮影された、すばる/SCExAO+CHARIS、Keck/NIRC2+PyWFS、およびすばる/COMICSによる、星周塵を分解するWR140の近赤外(IR)分光および画像観測を紹介します。この放出は、2016年12月の最新の塵形成エピソードに関連しています。WR140の分解された星周塵放出のスペクトルエネルギー分布(SED)分析により、近くにホット($T_\mathrm{d}\sim1000$K)の存在が明らかになりました。$300-500${\AA}サイズのダスト粒子で構成される、これまでに知られているより低温の($T_\mathrm{d}\sim500$K)中赤外ダスト成分と同一空間にあるIRダスト成分。我々は、高温の近赤外塵の放出はナノサイズ（「ナノダスト」）の粒子の存在によるものと考えており、それらは粒子間の衝突、または強い放射線場の放射トルクによるより大きな粒子サイズの集団の回転破壊によって形成されたことを示唆しています。中央バイナリから。最後に、我々は、星間物質における炭素質ナノダストの初期の供給源を示す可能性がある、風が衝突するWC連星の周囲でのナノダスト形成の天体物理学的意味について推測する。
太陽圏モデリングにおける数値手法と傾きリミッターの効果の調査
| Title |
Exploring_the_effects_of_numerical_methods_and_slope_limiters_in_heliospheric_modeling |
| Authors |
Tinatin_Baratashvili,_Christine_Verbeke,_Rony_Keppens,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14905 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽表面に近い大規模な噴火であり、プラズマが高速で宇宙空間に放出されます。地球に向けられると、地球の磁場に干渉し、強力な地理効果嵐を引き起こします。潜在的な損害を軽減するために、予測ツールが実装されています。最近、オープンソースフレームワークMPI-AMRVACをコアMHDソルバーとして利用する、新しい太陽圏モデリングツールIcarusが実装されました。この新しいモデルは、適応メッシュ改良や段階的な放射状グリッド拡張などの高度な技術を利用して、太陽風と惑星間CMEの進化の3DMHDシミュレーションを効率的に実行します。シミュレーションに適用される数値手法は、シミュレーション結果とモデルの効率に大きな影響を与える可能性があります。この研究では、フラックスで使用されるエッジベースの変数を再構成するための、数値スキームとスロープリミッターのさまざまな組み合わせの効果が考慮されます。MPI-AMRVACで利用可能な数値スキーム(TVDLF、HLL、HLLC、およびスロープリミッター'woodward'、'minmod'、'vanleer'、および'koren')から頻繁に利用される組み合わせを調査します。分析の目的で、私たちは1つの特定の太陽風配置を選択し、赤道面の1天文単位での変数への影響を研究しました。目標は、宇宙気象科学者による日常使用においてモデルが信頼できるものとなるように、正確な結果を迅速かつ堅牢な方法で生成するための最適な組み合わせを見つけることです。結論として、これら2つの基準で評価された最良の結果は、TVDLFスキームと「woodward」リミッターの組み合わせです。
| Title |
The_First_AGILE_Solar_Flare_Catalog |
| Authors |
Alessandro_Ursi,_Nicol\`o_Parmiggiani,_Mauro_Messerotti,_Alberto_Pellizzoni,_Carlotta_Pittori,_Francesco_Longo,_Francesco_Verrecchia,_Andrea_Argan,_Andrea_Bulgarelli,_Marco_Tavani,_Patrizio_Tempesta,_Fabio_D'Amico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14957 |
我々は、2007年5月1日から2022年8月31日まで、80～200keVのエネルギー範囲で搭載された反同時計数システムによって検出された太陽フレアのAstrorivelatoreGammaadImmaginiLEggero(AGILE)観測を報告します。15年以上にわたり、AGILEは太陽起源と一致する5,003件のX線、分単位で持続する過渡現象を検出しました。これらのトランジェントと静止運用環境衛星(GOES)の公式太陽フレアデータベースとの相互相関により、そのうちの3572個に強度クラス(つまり、B、C、M、またはX)を関連付けることができました。そして強度パラメータ。AGILEデータは、第23周期の最終段階、第24周期全体、および現在の第25周期の始まりをカバーする太陽活動を明確に明らかにしました。私たちの結果を高エネルギー領域で運用されている他の宇宙ミッションと比較するために、RHESSIとフェルミガンマ線バーストモニターによって報告された太陽フレアの公開リストも分析しました。このカタログは、GOES公式データセットに含まれていない1424件のイベントを報告しており、統計的な比較の結果、低強度で短期間の太陽フレアと一致します。この研究は、硬X線範囲で検出された太陽フレアのさらなるデータセットを提供することに加えて、次の2つの主な特徴を指摘することを可能にしました。それは、軟X線に関して、高エネルギー領域での崩壊段階のより長い持続性です。また、フレアの最大値は硬Ｘ線に比べて軟Ｘ線の方が早く到達する傾向がある。これらの両方の側面は、太陽大気中の電子の2相加速メカニズムをサポートしています。
太陽付近 I. GJ 745 AB のムドワーフの完全な X 線個体数調査: 10 個のサンプル内のコロナホール星
| Title |
Complete_X-ray_census_of_Mdwarfs_in_the_solar_Neighborhood_I._GJ_745_AB:_Coronal-hole_Stars_in_the_10_pc_Sample |
| Authors |
M._Caramazza,_B._Stelzer,_E._Magaudda,_St._Raetz,_M._G\"udel,_S._Orlando,_K._Poppenh\"ager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14971 |
私たちは、冠内に存在する活動レベルの全範囲を調査し、それによって外部大気の状態を理解するために、体積が限られたM型矮星のサンプルにおけるX線放射の体系的な研究に着手しました。そしてそれらが星周環境に及ぼす影響の可能性。私たちは、太陽から10パーセク以内にあるガイア天体の最近のカタログで、M0からM4までのスペクトル型を持つすべての星を特定し、このサンプルのX線測定を系統的に検索します。この目的を達成するために、私たちはアーカイブデータ(ROSAT、XMM-Newton、およびロシアのスペクトルレントゲンガンマミッションに搭載されたイメージングテレスコープアレイ(eROSITA)を使用したレントゲンサーベイからのデータ)と、私たち自身の専用のXMM-Newton観測の両方を使用します。M型矮星コロナの特性を推論するために、観測されたX線放出レベルの範囲を、コロナホール、背景コロナ、活動領域、活動領域のコアなどのさまざまなタイプの磁気構造から太陽が放射する磁束と比較します。。私たちのプロジェクトの現在の状態では、10%のM矮星サンプルの90%以上がX線で観察されており、GJ745Aだけが検出されていません。logLx[erg/s]<25.4の上限光束とlogFX,SURF[erg/cm^2/s]<3.6GJ745AのX線表面束により、X線の下限が定義されます。M矮星の発光レベル。仲間のGJ745B、GJ745Aとともに、この星は、FX,SURFの範囲内に位置するこの完全な体積サンプルの中で、最も暗い太陽コロナ構造であるコロナホールに対応する唯一の星です。GJ745Bの超低いX線放射レベル(logLx[erg/s]=25.6およびlogFX,SURF[erg/cm^2/s]=3.8)は完全にフレア活動によるものであり、次のことを示しています。そのコロナはコロナホールによって支配されていますが、少なくとも1つの磁気的に活性な構造が存在し、星の全体のX線輝度とコロナ温度を決定します。
磁束ロープの非放射状噴出によって駆動される非定型高原状極紫外線後期太陽フレア
| Title |
An_Atypical_Plateau-like_Extreme-ultraviolet_Late-phase_Solar_Flare_Driven_by_the_Non-radial_Eruption_of_a_Magnetic_Flux_Rope |
| Authors |
Yuehong_Chen,_Yu_Dai_and_Mingde_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14980 |
極紫外(EUV)波長での最近の観測では、一部の太陽フレアにおけるEUV後期段階が明らかになりました。これは、対応する主放射の数十分から数時間後に発生する暖かいコロナ放射(約3MK)の2番目のピークによって特徴付けられます。フレアピーク。私たちは、2011年9月7日に活動領域(AR)11283から発生したX1.8クラスの太陽フレアにおける非典型的なプラトー状EUV後期フェーズの物理的起源を明らかにすることを目的としています。まず、EUV変動を使用してプラトー状後期フェーズの特徴を明らかにします。太陽力学天文台(SDO)に搭載された実験(EVE)フルディスク統合放射照度観測と大気イメージングアセンブリ(AIA)の空間分解イメージング観測。次に、非線形自由磁場(NLFFF)外挿を実行し、そこからフィラメントを収容する磁束ロープ(MFR)が明らかになります。MFRの噴火は、目視検査とスペクトルフィッティングを通じて、空の平面(POS)と視線に沿った(LOS)の両方で追跡されます。最後に、差動放出測定(DEM)解析を実行して、後期ループの熱力学を調査します。MFRは、ファンスパイン磁気構造からの非放射状噴出を示しています。MFRの噴出とその上にあるアーケードとの相互作用は複数の磁気再接続を引き起こし、これが後期ループのさまざまなグループの生成の原因となります。その後、後期位相ループは長時間続く冷却段階に入り、応答温度が低下するAIA通過帯域に順次現れます。長さが異なるため、後期ループの異なるグループは異なる冷却速度で冷却され、その結果、それらの暖かいコロナ放射ピークが時間的に互いに分離されます。すべての後期位相ループからの放射を組み合わせると、細長いプラトー状の後期位相が形成されます。
若い散開星団トランプラー37における8つのPMS星の長期的な$BVR_{c}I_{c}$測光変動の研究
| Title |
Study_of_the_long-term_$BVR_{c}I_{c}$_photometric_variability_of_eight_PMS_stars_in_the_young_open_cluster_Trumpler_37 |
| Authors |
Sunay_Ibryamov,_Gabriela_Zidarova,_Evgeni_Semkov,_Stoyanka_Peneva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15050 |
この論文は、2008年6月から2022年10月までに収集された8個の前主系列星についての長期$BV(RI)_{c}$測光CCD観測の結果を報告する。これらの星は若い散開星団トランプラー37に位置しており、GMセファイの分野で。観測データは、私たちの研究からのすべての星が、若い星に典型的な、全光学通過帯域の変動を示していることを示しています。この論文では、星の測光動作とその変動の考えられる理由について説明し、議論します。そのうちの2つの物体について、光の変化に周期性があることが特定されました。
円盤の向こう側：ソーラーオービターに搭載された極端紫外線撮像装置のEUVコロナグラフィー観測
| Title |
Beyond_the_disk:_EUV_coronagraphic_observations_of_the_Extreme_Ultraviolet_Imager_on_board_Solar_Orbiter |
| Authors |
Auch\`ere,_F.,_Berghmans,_D.,_Dumesnil,_C.,_Halain,_J.-P.,_Mercier,_R.,_Rochus,_P.,_Delmotte,_F.,_Fran\c{c}ois,_S.,_Hermans,_A.,_Hervier,_V.,_Kraaikamp,_E.,_Meltchakov,_E.,_Morinaud,_G.,_Philippon,_A.,_Smith,_P._J.,_Stegen,_K.,_Verbeeck,_C.,_Zhang,_X._Y.,_Andretta,_V.,_Abbo,_L.,_Buchlin,_E.,_Frassati,_F.,_Gissot,_S.,_Gyo,_M.,_Harra,_L.,_Jerse,_G.,_Landini,_F.,_Mierla,_M.,_Nicula,_B.,_Parenti,_S.,_Renotte,_E.,_Romoli,_M.,_Russano,_G.,_Sasso,_C.,_Sch\"uhle,_U.,_Schmutz,_W.,_Soubri\'e,_E.,_Susino,_R.,_Teriaca,_L.,_West,_M.,_Zhukov,_A._N |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15308 |
2Rを超える太陽コロナの観測のほとんどは、コロナグラフからの広帯域可視光画像で構成されています。関連する診断は主に運動学と電子数密度の導出で構成されます。輝線の特性の測定は、コロナプラズマの重要な追加診断（温度、速度、存在量など）を提供する可能性がありますが、これらの観察は比較的まれです。可視波長では、これらの高さでの観測は皆既日食に限定されます。VUV範囲では、UVCSの先駆的な結果以来、追加の観測はほとんど達成されていません。ソーラーオービターミッションに搭載されたEUI望遠鏡のフルサンイメージャー(FSI)チャネルの目的の1つは、以下の温度領域における太陽大気の形態とダイナミクスの非常に広視野なEUV診断を提供することです。下部遷移領域とコロナに典型的なものです。FSIは、17.4nmと30.4nmを中心とするEUVスペクトルの2つの狭帯域で観測を実行します。これらの帯域は、それぞれ、FeIX/Xの線(1MK付近のコロナ内で形成される)とHeIIの共鳴線(生成される)によって支配されます。下部遷移領域では約80kK)。以前のEUVイメージャとは異なり、FSIには、機器迷光の量を最小限に抑えるために光路に挿入できる可動オカルトディスクが含まれています。FSIは、FOVの端(7~Rs)まで17.4nmで信号を検出します。これは、以前に可能であったよりも約2倍離れています。LASCOおよびMetisコロナグラフによる観測との比較により、以前の日食および宇宙ベースの観測に基づいて記録されているように、広帯域可視光とEUV放射の間に形態学的類似点と相違点が存在することが確認されます。FSIの非常に広視野な観測は、将来の専用機器への道を切り開いています。
| Title |
How_Macroscopic_Limits_on_Neutron_Star_Baryon_Loss_Yield_Microscopic_Limits_on_Non-Standard-Model_Baryon_Decay |
| Authors |
Jeffrey_M._Berryman,_Susan_Gardner,_Mohammadreza_Zakeri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.13377 |
私たちは、連星パルサー周期の異常延長によるバリオン損失限界を顕微鏡的にどのように解釈して、中性子星内のバリオン数違反の素粒子物理学に特定の制約を与えることができるかを研究します。私たちは、ダークバリオンプロセスによる異常なバリオン消失の可能性と、生成されたダークセクター粒子がバリオン数違反の影響に対する星の反応に影響を与えるほど生き残らないシナリオに焦点を当てています。これが発生する可能性のある条件と、その他の重要な仮定を具体化します。次に、相対論的平均場理論の手法を使用して、中性子星の中心にある高密度の核媒質における粒子過程の解析に移ります。媒質内の影響と巨視的バリオン数違反の限界に関する研究を利用して、真空中でのバリオン数違反プロセスの限界を抽出し、さまざまな状態方程式についてそれらを決定します。最後に、ダークセクターを利用したバリオジェネシスのモデルに対する結果の影響を指摘します。
太陽核反応によって生成される隠れたベクトルの地上での検出
| Title |
Terrestrial_detection_of_hidden_vectors_produced_by_solar_nuclear_reactions |
| Authors |
Francesco_D'Eramo,_Giuseppe_Lucente,_Newton_Nath,_Seokhoon_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14420 |
太陽核反応では、標準模型を超えるとらえどころのないサブMeV粒子が生成される場合があり、それ以上の相互作用なしに太陽内部から逃げ出すことがあります。この研究は、巨大なスピン1粒子に焦点を当てています。我々は、一般的な理論的枠組みを構築し、光子に関係する2つの重要な混合源を特定します。これらは、隠れたセクターと目に見えるセクター間の通信を促進します。光子との動的混合と、熱電子ループによるプラズマ誘起混合です。どちらの場合も、太陽陽子間陽子連鎖の第2段階に焦点を当て、$p(d,^3{\rmHe})\gamma^\prime$核によって生成される単色5.49MeV隠れベクトルのフラックスを評価します。反応。次に、コンプトンのような散乱と崩壊による地上での検出を調査します。入射光束は偏光しており、横ベクトルと縦ベクトルのコンプトン様散乱の断面積を評価します。最後に、今後の江門地下ニュートリノ観測所(JUNO)実験の感度を調査することで、このフレームワークを具体的なケースに適用します。ベクトル質量が電子質量の2倍を超えると、JUNOは速度論的混合シナリオの未知のパラメーター空間領域にアクセスすることがわかりました。
| Title |
Predicting_the_baryon_asymmetry_with_degenerate_right-handed_neutrinos |
| Authors |
S._Sandner,_P._Hernandez,_J._Lopez-Pavon_and_N._Rius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14427 |
電弱相転移を超えて縮退する2つの一重項マヨラナフェルミオンによる標準模型の拡張におけるバリオン非対称性の生成を検討します。このモデルは、電弱スケール以下の重い一重項の質量について、ニュートリノの質量と観察された物質と反物質の非対称性を説明できます。モデル内の唯一の物理的CP違反位相は、PMNS混合行列内の位相、つまり、軽いニュートリノ観測物に入るディラック位相とマヨラナ位相です。CPフレーバー不変量の観点からバリオン非対称性の正確な解析的近似を提示し、ニュートリノ観測量との相関を導き出します。我々は、ニュートリノ振動におけるCP破れの測定と、重い中性レプトンと電子、ミューオン、タウのフレーバーとの混合が、実験室測定から物質と反物質の非対称性を突き止めるのに十分であることを実証する。
重力によって生成されるスカラー暗黒物質への新たな扉
| Title |
A_New_Window_into_Gravitationally_Produced_Scalar_Dark_Matter |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Mathias_Pierre,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14446 |
インフレーションの終わりにハッブルパラメータ未満の質量を持つ純粋に重力によって生成される暗黒物質の従来のシナリオは、等曲率パワースペクトルに対する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の制約と緊張関係にあります。私たちは、スカラー暗黒物質場と重力の間の非最小結合を使用した、より一般的なシナリオを探索します。これにより、最小結合予測と比較して、大幅に軽いスカラー暗黒物質質量が可能になります。遺物存在量、等曲率、ライマン$\alpha$、ビッグバン元素合成(BBN)制約を課すことにより、これらのモデルの実行可能なパラメーター空間を示します。私たちの発見は、非最小結合の存在によりパラメーター空間が拡大し、$2\times10^{-4}\,\rm{eV}$の暗黒物質質量下限が得られることを示しています。
多点計測による宇宙プラズマ乱流における三次元エネルギー伝達
| Title |
Three-dimensional_energy_transfer_in_space_plasma_turbulence_from_multipoint_measurement |
| Authors |
Francesco_Pecora,_Sergio_Servidio,_Yan_Yang,_William_H._Matthaeus,_Alexandros_Chasapis,_Antonella_Greco,_Daniel_J._Gershman,_Barbara_L._Giles,_and_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14520 |
地球の磁気鞘で収集された磁気圏マルチスケール(MMS)ミッションデータに適用された新しいマルチ宇宙船技術により、乱流宇宙プラズマにおける完全なヤグロム方程式を解くエネルギーカスケードレートの評価が可能になります。この方法は、(i)本質的に3次元であるという点で既存のアプローチと異なります。(ii)単一のデータストリームから統計的に有意な数の推定値を提供します。(iii)乱流プラズマ内のエネルギー流束を直接視覚化することができます。この新しい技術は、最終的にはプラズマ内の乱流プロセスの現実的かつ包括的な画像を提供するでしょう。
相対論的流体力学の物理的制約を保持するエルミート WENO スキームへの応用による、原始変数を回復するための収束が証明されているニュートン・ラフソン法
| Title |
Provably_convergent_Newton-Raphson_methods_for_recovering_primitive_variables_with_applications_to_physical-constraint-preserving_Hermite_WENO_schemes_for_relativistic_hydrodynamics |
| Authors |
Chaoyi_Cai,_Jianxian_Qiu,_Kailiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14805 |
相対論的流体力学(RHD)方程式には、原始変数に関する3つの重要な固有の物理的制約があります。それは、圧力と密度の正の値、および管腔下の流体速度です。ただし、数値シミュレーションはこれらの制約に違反し、非物理的な結果が生じたり、シミュレーションが失敗したりする可能性があります。相対論的効果により、保存変数を使用してプリミティブ変数を明示的に再定式化できないため、真に物理的制約保持(PCP)スキームを設計することは非常に困難です。この論文では、保存的変数から原始変数をロバストに復元するための3つの効率的なニュートン-ラフソン(NR)法を提案します。重要なのは、これらのNR手法が常に収束し、PCPであること、つまりNR反復を通じて物理的制約が維持されることを厳密に証明していることです。これらの堅牢なNR手法の発見とそのPCP収束解析は、非常に重要で技術的なものです。応用として、提案したNR手法を適用して、RHD方程式を解くためのPCP有限体積エルミート重み付き本質的非振動(HWENO)スキームを設計します。当社のPCPHWENOスキームには、高次HWENO再構築、PCPリミッター、および強力な安定性を維持する時間離散化が組み込まれています。凸分解技術を使用して完全離散スキームのPCP特性を厳密に証明します。さらに、大規模なRHD問題のシミュレーションにおけるHWENOスキームのパフォーマンスを向上させるために、再スケーリングされた固有ベクトルとスケール不変の非線形重みを使用した特性分解を提案します。提案されたPCPHWENOスキームの堅牢性、精度、高分解能を実証し、NR手法の効率を検証するために、いくつかの要求の厳しい数値テストが実施されます。
理想的な MHD 方程式のための新しい離散発散のない正の値を保持する高次有限体積法
| Title |
A_new_discretely_divergence-free_positivity-preserving_high-order_finite_volume_method_for_ideal_MHD_equations |
| Authors |
Shengrong_Ding,_Kailiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14820 |
この論文は、理想的な磁気流体力学(MHD)のための新しい効率的な高次有限体積法を提案し、解析します。際立った特徴として、この方法は、磁場に対する離散発散フリー(DDF)制約と、密度、圧力、内部エネルギーの正の性を保証する正の保存(PP)特性を同時に保存します。DDF条件を強制するために、近似多項式を使用せずに、セルインターフェイスで再構成された点の値をDDF空間に投影する新しい離散投影アプローチを設計します。この投影法は効率が高く、実装が簡単で、通常、再構成でポイント値のみを返す標準的な高次有限体積WENO法に特に適しています。さらに、理想的なMHDシステムの証明可能なPPスキームを構築するための新しい有限体積フレームワークも開発します。このフレームワークは、離散射影技術、Godunov-Powellソース項への適切な近似、および単純なPPリミッターで構成されています。提案された有限体積法のPP特性の厳密な分析を提供し、DDF条件とソース項への適切な近似により、PP特性に対する磁気発散項の影響が排除されることを示します。内部エネルギー関数の非線形性と、DDFとPPの特性間の複雑な関係により、解析は困難です。これらの課題に対処するために、最近開発された幾何学的準線形化アプローチが採用されており、非線形制約を線形制約のファミリーに変換します。最後に、いくつかのベンチマークと要求の厳しい数値例を通じて、提案された方法の有効性を検証します。結果は、提案された方法が堅牢、正確、および非常に効果的であることを示し、提案されたDDF投影およびPP技術の重要性を裏付けています。
散逸の本質とその宇宙論的意味
指数形式で表されるスカラー場のラグランジアンに乗法散逸項を追加することにより、クインテッセンス型スカラー場宇宙論モデルの一般化を検討します。一般化された散逸クライン・ゴードン方程式は、共変形式の変分原理から得られます。散逸スカラー場のエネルギー運動量テンソルも散逸ラグランジアンから得られます。散逸スカラー場の存在下での一般化フリードマン方程式は、特定の形式の散逸に対して得られます。散逸指数は、ハッブル関数とスカラー場の散逸特性を記述する関数の積の時間積分として表されます。。散逸関数とスカラー場ポテンシャルのさまざまな選択に対応するいくつかの宇宙論モデルが詳細に検討されます。基本的な宇宙論的パラメーター(ハッブル関数、減速パラメーターなど)の発展は、解析的手法と数値的手法の両方を使用して調査されます。ハッブル関数の観測データとの比較、および標準$\Lambda$CDMパラダイムの予測との比較も、各散逸スカラー場モデルについて示されています。大きな時間制限では、モデルは、スカラー場に関連する散逸効果によって引き起こされる実効負圧を伴う、加速する宇宙を記述します。スカラー場のポテンシャルが存在しない場合でも、速度項が拡大進化を支配する加速膨張も可能です。散逸スカラー場モデルは、試行錯誤法によって得られたモデルの自由パラメータを使用して、観測データをよく記述します。得られた結果は、散逸スカラー場モデルが最近の宇宙論的観測データを説明するための効果的な力学的可能性を提供することを示しています。
Sgr A* と M87* の観測された影におけるアインシュタイン・マクスウェルのダイラトン・アクシオン重力の痕跡
| Title |
Imprints_of_Einstein-Maxwell_dilaton-axion_gravity_in_the_observed_shadows_of_Sgr_A*_and_M87* |
| Authors |
Siddharth_Kumar_Sahoo,_Neeraj_Yadav_and_Indrani_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14870 |
アインシュタインマクスウェルディラトンアクシオン(EMDA)重力は、弦理論の特徴を調査するためのシンプルなフレームワークを提供します。EMDA重力で生じるアクシオン場とディラトン場は、インフレーション宇宙論と宇宙の後期加速に取り組む上で重要な意味を持ちます。したがって、天体物理学的観測を説明する際にそのようなモデルの意味を探ることは有益です。この研究では、イベントホライゾンテレスコープ(EHT)の共同研究によって放出されたブラックホール(M87*およびSgrA*)の観察された影を説明する際のEMDA重力の役割を調査します。Kerr-Sen計量は、EMDA重力の正確な、静止した、軸対称のブラックホール解を表します。このようなブラックホールは、公理場から得られる角運動量$a$と、弦のコンパクト化から生じる膨張電荷$r_2$によって特徴付けられます。私たちは、ブラックホールの影の形状とサイズの変更におけるスピンとダイラトン電荷の役割を研究します。より大きなダイラトン電荷を持つブラックホールはより小さな影を落とすことに注目します。我々は、M87*とSgrA*のEHT観測に対処する際に、このような結果がどのような影響を与えるかを調査します。私たちの分析では、M87*の影がカーのシナリオを優先していることが明らかになりました。ただし、影の直径の10%オフセットを考慮すると、1-$\sigma$内では$0.1\lesssimr_2\lesssim0.3$が観察的に有利です。一方、SgrA*の影は、その影の中心値がゼロ以外のディラトン料金$0.1\lesssimr_2\lesssim0.4$によってよりよく説明できるため、カー・センシナリオを優先しています。ただし、1-$\sigma$間隔を考慮すると、カーシナリオが含まれます。結果の意味について議論します。
痕跡異常を伴う半古典重力における回転ブラックホールの光の輪と影
| Title |
Light_rings_and_shadows_of_rotating_black_holes_in_the_semiclassical_gravity_with_trace_anomaly |
| Authors |
Zhenyu_Zhang,_Yehui_Hou,_Minyong_Guo,_Bin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.14924 |
フェルナンデスによる最近の研究[arXiv:2305.10382]では、タイプAの痕跡異常を伴う半古典重力で正確な定常かつ軸対称の解が発見され、カーブラックホールの量子補正バージョンとして特定されました。この発見は、非円形時空を観察する刺激的な研究の機会をもたらします。この研究では、このブラックホールソリューションの光のリングと影を調査します。私たちの調査により、順行と逆行の通常の光リングが存在し、その半径が結合パラメータ$\alpha$とともに単調増加することが明らかになりました。また、$\alpha$が負の場合、量子補正されたブラックホールの影の領域はカーブラックホールの影の領域よりも小さくなりますが、$\alpha$が正の場合、その領域はより大きくなることも観察されます。さらに、ほぼ極端なブラックホールのNHEKlineは、$\alpha$がゼロより大きい場合には消えますが、負の$\alpha$の場合は、たとえスピンがそれほど高くなくても現れます。$\alpha$がゼロより小さい場合、$|\alpha|$が比較的大きい場合、このような線は中央部分で沈みます。
LIGO/Virgo/KAGRA の 3 回目の観測データを使用した連続重力波探索の最近の結果
先進的なLIGO、Virgo、KAGRAの3回目の観測では、さまざまな準単色で持続的な重力波信号に対する前例のない感度がもたらされました。連続波を使用すると、標準的な非対称に回転する中性子星の存在だけでなく、さまざまな形態の暗黒物質も調査できるため、比較的単純な信号モデルを使用することの広範な天体物理学的意味がわかります。私は、LIGO/Virgo/KAGRAコラボレーションの内外でO3で実行された多数の連続波探索から得られた主要な結果について説明し、それがマルチメッセンジャー物理学にどれほど影響を与えたかを示します。
| Title |
The_comoving_curvature_perturbation_in_Jordan_and_Einstein_frames |
| Authors |
Jos\'e_Jaime_Terente_D\'iaz_and_Mindaugas_Kar\v{c}iauskas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15326 |
重力の$F(\phi)R$モデルの文脈では、均一場スライス上の曲率摂動の等角不変性はすでにいくつかの出版物で実証されています。この研究では、有効流体と共運動する超曲面上で定義される曲率摂動の共形不変性を研究します。各等角系の共動曲率摂動を導出し、両方を関連付けます。このゲージ不変曲率摂動の共形不変性は常に成立するとは限らず、スーパーホライズンおよびサブホライズンスケールでの解析はインフレーションのスローロール領域で実行されることが示されています。共動曲率摂動はスーパーホライズンスケールでは共形的に不変であるが、サブホライズン領域では同じと結論付けることができないことがわかりました。
