JWSTフロンティア時代の冷温暗黒物質におけるハロー集合
JWSTミッションは、$z>10$における銀河の質量関数を調査中です。このとき、おそらく、矮銀河規模のパワースペクトルカットオフの存在によるハローの組み立ての遅延により、銀河の数が銀河の数と比べて大幅に抑制される可能性があります。冷たい暗黒物質（CDM）の期待。CDMと暖かい暗黒物質(WDM)のN体シミュレーションを利用して、これらのモデル間のハロー崩壊時間の差が$z=0$子孫ハロー質量にどのように比例するかを調査します。崩壊は最も大きなハローから最初に始まり、CDMとWDMハローの間の崩壊時間の遅れは子孫の質量と反比例することを示します。したがって、現在の矮小銀河のみが$z=10$におけるCDMとWDMの集合履歴に何らかの違いを示していると推論され、したがってJWSTが私たちの宇宙がCDMによってより適切に記述されているかどうかを決定する可能性は低いことを示した以前の研究を裏付けるものである。有利なレンズ研究のない宇宙論またはWDM宇宙論。
最古の天体物理学の時代からのハッブル張力の不一致
| Title |
Inconsistencies_on_the_Hubble_tension_from_the_ages_of_the_oldest_astrophysical_objects |
| Authors |
Andr\'e_A._Costa,_Zelin_Ren,_Zhixiang_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01234 |
最近のさまざまな宇宙論的測定により、ハッブル定数$H_0$の値に緊張が見られることが示されました。$\Lambda$CDMモデルを仮定すると、プランク衛星ミッションは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の異方性からハッブル定数が$H_0=67.4\pm0.5\,\rm{km\,s^{-1}であると推測しました。\,Mpc^{-1}}$。一方で、セファイド変光星や超新星Ia型(SNIa)を使用した測定などの低赤方偏移測定では、かなり大きな値が得られています。たとえば、Riessら。は$H_0=73.04\pm1.04\,\rm{km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}}$を報告しましたが、これはプランク観測からの予測とは$5\sigma$違います。この緊張は今日の宇宙論における大きな問題ですが、それが体系的な効果によるものなのか、それとも新しい物理学によるものなのかはまだ明らかではありません。したがって、この問題を解明するには、ハッブル定数を推論するための新しい方法の使用が不可欠です。この論文では、最古の天体物理的天体(OAO)の年齢を使用してハッブル張力を調査することについて説明します。このデータは追加情報を提供しますが、この方法では人為的に緊張を導入することもできることを示します。
質量が変化するベクトルボソンの位置ずれのメカニズム
宇宙全体にわたる一貫したフィールドは、宇宙の暗黒領域を研究する上で魅力的な図です。場の均一性を達成するためにインフレーションに依存する位置ずれメカニズムは、このようなコヒーレントな暗黒物質を生成する一般的なメカニズムです。それにもかかわらず、スカラー場の場合とは異なり、ベクトルボソン場は、そのエネルギー密度が宇宙膨張中のスケールファクターによって指数関数的に抑制されるため、影響を受けます。ベクトル場がスカラー場から質量を取得し、その値が桁違いに増加すると、抑制が補償され、そのずれにより現在の宇宙でかなりの量のエネルギー密度を持つコヒーレントなベクトルボソンが生成される可能性があることを示します。。クインエッセンスはそのようなスカラーフィールドになる可能性があります。
| Title |
Lensing_reconstruction_from_the_cosmic_microwave_background_polarization_with_machine_learning |
| Authors |
Ye-Peng_Yan,_Guo-Jian_Wang,_Si-Yu_Li,_Yang-Jie_Yan,_Jun-Qing_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01516 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のレンズ効果は、宇宙内の物質の分布を研究するための強力なツールです。現在、レンズポテンシャルを再構築するために広く使用されている二次推定器(EQ)法は、次世代CMB実験からの低ノイズレベルの偏光データにとっては最適ではないことが知られています。再構成のパフォーマンスを向上させるために、最尤推定器や機械学習アルゴリズムなどの他の方法が開発されています。この研究では、CMBレンズ収束場を再構成するための、ResidualDenseLocalFeatureU-net(RDLFUnet)と呼ばれる深層畳み込みニューラルネットワークモデルを紹介します。さまざまなノイズレベルでレンズ付きCMBデータをシミュレートしてネットワークモデルをトレーニングおよびテストすることにより、$5\mu$K-arcmin未満のノイズレベルの場合、RDLFUnetは入力重力ポテンシャルをより高い信号対雑音比で回復できることがわかりました。以前の深層学習と従来のQE手法をほぼ全体の観測スケールで利用できます。
CONCERTO: [C II ] 輝線のパワースペクトルの抽出
| Title |
CONCERTO:_Extracting_the_power_spectrum_of_the_[C_II_]_emission_line |
| Authors |
M._Van_Cuyck,_N._Ponthieu,_G._Lagache,_A._Beelen,_M._B\'ethermin,_A._Gkogkou,_M._Aravena,_A._Benoit,_J._Bounmy,_M._Calvo,_A._Catalano,_F.X._D\'esert,_F.-X._Dup\'e,_A._Fasano,_A._Ferrara,_J._Goupy,_C._Hoarau,_W._Hu,_J.-C_Lambert,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_J._Marpaud,_G._Mellema,_A._Monfardini,_A._Pallottini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01568 |
CONCERTOは、$z>5.2$をターゲットに[CII]線強度マッピング調査を実行する最初の実験です。[CII]パワースペクトルを測定すると、再電離中および再電離後の星形成の歴史における塵の多い星形成銀河の役割を研究することができます。この測定の主な障害は、明るい前景による汚染です。シミュレートされた赤外線ダスティ銀河系外空を使用した模擬観測で[CII]信号を取得する能力を評価します。銀河からの塵の連続放出を扱う2つの方法、標準PCA方法とarPLS方法を比較しました。ライン侵入者の場合、この戦略は外部カタログを使用して低赤方偏移銀河をマスキングすることに依存しています。私たちはCOまたは古典的なCO代理星の観測を行っていないため、COSMOS恒星質量カタログに依存しました。マスクされたデータのパワースペクトルを測定するために、PofKEstimatoRを適用し、LIMデータでのその使用について説明しました。arPLSメソッドは、z=7での[CII]のサブドミナントレベルまでの連続バックグラウンドの70倍以上の低減を達成します。PCAを使用する場合、この係数はわずか0.7です。マスキングにより、ライン汚染のパワー振幅は$2\times10^2Jy^2/sr$まで低下します。この残留レベルは、かすかな未検出の発生源によって支配されます。[CII]モデルの場合、z=5.2で検出が行われ、電力比[CII]/(残留侵入者)=$62\pm32$となり、22%のエリア調査損失が発生します。ただし、z=7では、[CII]/(残りの侵入者)$=2.0\pm1.4$になります。SIDES-Uchuuによってカバーされる広い領域のおかげで、z=5.2～7の場合、ライン残差のパワー振幅が12～15%変化することがわかります。パワースペクトルを介して高赤方偏移で[CII]を検出するために実行した、銀河系外の前景除去のエンドツーエンドのシミュレーションを紹介します。我々は、塵連続体の放出が[CII]LIMの制限的な前景ではないことを示す。残留COと[CI]により、z>7での[CII]パワースペクトルの測定能力が制限されます。
非正準ヒッグスインフレ
ヒッグスインフレーションにおけるCMB観測を満たすために必要な非最小結合定数$\xi$の大きな値はユニタリティに違反します。この研究では、DBI形式の非正準運動項を使用してヒッグスインフレーションを研究し、$\xi$を削減できるかどうかを調べます。インフレーション力学を研究するために、アクションをアインシュタイン枠に変換します。アインシュタイン枠では、ヒッグスが非標準的な運動項と修正されたポテンシャルによって重力に最小限に結合されます。分析にはヒッグス自己結合定数$\lambda=0.14$を選択します。スカラーパワースペクトルの振幅に関するプランク制約を満たすには、$\xi$の値を$10^{3}-10^{4}$から$\mathcal{O}(10)$に減らすことができることがわかります。ただし、このモデルは、正準運動項を使用したヒッグスインフレーションと比較して、より大きなテンソル対スカラー比$r$を生成します。また、Planck-2018のスカラースペクトルインデックス$n_s$とテンソル対スカラー比$r$の結合制約と、PlanckとBICEP3の$r$の境界を満たすには、$\xi$の値は次のようにする必要があることもわかります。$10^4$程度。
IDCAMB: CAMB における相互作用するダーク エネルギー宇宙論の実装
相互作用ダークエネルギー(IDE)シナリオは、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論の自然かつ重要な拡張です。私たちは、IDEモデルの背景方程式と摂動方程式を解くために、公開されているアインシュタインボルツマンソルバーCAMBへのパッチとして、IDECAMBと呼ばれる完全な数値ルーチンを開発します。IDCAMBソルバーは、5つの無料関数を備えたパラメータ化モデルを採用することにより、広く研究されているIDEモデルに統一インターフェイスを提供します。これら5つの関数を構成することにより、結合五核(CQ)モデルと結合流体(CF)モデルをパラメータ化に簡単にマッピングできます。大規模な不安定性の可能性を回避するために、パラメーター化されたポストフリードマン(PPF)アプローチを使用してCFモデルの摂動発展を処理します。形式が特定のIDEモデルに依存する以前に確立されたPPFアプローチと比較して、この作業のPPFアプローチはモデルに依存しないため、使いやすくなっています。IDCAMBパッケージを使用して特定のCQモデルを制約します。フィッティング結果はPlanckCollaborationによって得られたものと一致しており、パッケージの有効性が確認されています。
| Title |
Robustness_of_Baryon_Acoustic_Oscillations_Measurements_with_Photometric_Redshift_Uncertainties |
| Authors |
Keitaro_Ishikawa,_Tomomi_Sunayama,_Atsushi_J._Nishizawa,_Hironao_Miyatake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01696 |
我々は、さまざまなサイズの測光赤方偏移(photo-$z$)の不確かさを持つ模擬銀河カタログを使用して、測光銀河サンプルを用いたバリオン音響振動(BAO)測定の堅牢性を調査します。まず、photo-$z$の不確実性について完全な知識があると仮定して、BAO測定の堅牢性を調査します。BAOシフトパラメータ$\alpha$は、銀河の数密度が高い限り$z=0.251$、$0.617$、$1.03$のさまざまなサイズの測光赤方偏移不確実性に対して公平な方法で制約できることがわかりました。銀河サンプルがまばらであると、共分散行列の計算に追加のノイズが発生し、$\alpha$に対する制約に偏りが生じる可能性があります。次に、フィッティングモデルで不正確な測光赤方偏移の不確実性が仮定されているシナリオを調査し、photo-$z$の不確実性を過小評価すると$\alpha$の制約力の低下につながることがわかりました。さらに、spec-$z$サンプルとphoto-$z$サンプル間の相互相関信号によるBAO測定を調査します。BAO制約は不偏であり、photo-$z$サンプルの自己相関信号よりわずかに厳しいことがわかります。また、LSSTのような共分散を仮定して$\Omega_{\rmm0}$の制約力を定量化し、95\%の信頼水準が$\sigma(\Omega_{\rmm0})\sim0.03$-であることがわかります。$0.05$は、それぞれ1\%～3\%の写真$z$の不確実性に対応します。最後に、測光赤方偏移の歪度が$\alpha$の制約にバイアスをかけることができるかどうかを調べ、ガウスphoto-$z$の不確実性を仮定したフィッティングモデルを使用した場合でも、$\alpha$の制約にバイアスがかからないことを確認します。
| Title |
A_New_Galaxy_Cluster_Merger_Capable_of_Probing_Dark_Matter:_Abell_56 |
| Authors |
David_Wittman_(1),_Rodrigo_Stancioli_(1),_Kyle_Finner_(2),_Faik_Bouhrik_(3),_Reinout_van_Weeren_(4),_Andrea_Botteon_(5)_((1)_University_of_California,_Davis,_(2)_IPAC,_California_Institute_of_Technology,_(3)_California_Northstate_University,_(4)_Leiden_Observatory,_(5)_INAF_-_IRA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01715 |
我々は、redMaPPer光学クラスターカタログの検索を通じて、BCG間の距離が535kpcであると予測される、連星銀河クラスターの合体を発見したことを報告します。アーカイブXMM-ニュートン分光イメージングでは、BCG間のガスピークが明らかになり、最近の周縁通過が示唆されます。私たちは銀河赤方偏移調査を実施して、2つのサブクラスター間の視線速度の差($153\pm281$km/s)を定量化します。我々は、アーカイブHST/ACSイメージングからの弱いレンズ質量マップを提示し、$M_{200}=4.5\pm0.8\times10^{14}$と$2.8\pm0.7\times10^{14}$M$_の質量を明らかにしました。\odot$はそれぞれ南と北の銀河部分クラスターに関連付けられています。また、長さ420kpcの拡張放射を明らかにする深いGMRT650MHzデータも提示します。これはAGN尾部である可能性がありますが、潜在的に無線遺物の候補でもあります。我々は、宇宙論的n体シミュレーションを利用してアナログ系を見つけました。これは、この系が中心からかなり早く(6000万から27100万年)後に観察され、サブクラスター分離ベクトルが天体の平面の22$^\circ$以内にあることを意味します。空に近いため、暗黒物質散乱断面積の推定に適しています。$\sigma_{\rmDM}=1.1\pm0.6$cm$^2$/gが見つかり、この系のさらなる研究が興味深いほど厳しい制約をサポートできる可能性があることを示唆しています。
スキッパーCCDを使用したSNOLABのDAMICのスペクトル過剰の確認
| Title |
Confirmation_of_the_spectral_excess_in_DAMIC_at_SNOLAB_with_skipper_CCDs |
| Authors |
A._Aguilar-Arevalo,_I._Arnquist,_N._Avalos,_L._Barak,_D._Baxter,_X._Bertou,_I.M._Bloch,_A.M._Botti,_M._Cababie,_G._Cancelo,_N._Castell\'o-Mor,_B.A._Cervantes-Vergara,_A.E._Chavarria,_J._Cortabitarte-Guti\'errez,_M._Crisler,_J._Cuevas-Zepeda,_A._Dastgheibi-Fard,_C._De_Dominicis,_O._Deligny,_A._Drlica-Wagner,_J._Duarte-Campderros,_J.C._D'Olivo,_R._Essig,_E._Estrada,_J._Estrada,_E._Etzion,_F._Favela-Perez,_N._Gadola,_R._Ga\"ior,_S.E._Holland,_T._Hossbach,_L._Iddir,_B._Kilminster,_Y._Korn,_A._Lantero-Barreda,_I._Lawson,_S._Lee,_A._Letessier-Selvon,_P._Loaiza,_A._Lopez-Virto,_S._Luoma,_E._Marrufo-Villalpando,_K.J._McGuire,_G.F._Moroni,_S._Munagavalasa,_D._Norcini,_A._Orly,_G._Papadopoulos,_S._Paul,_S.E._Perez,_A._Piers,_P._Privitera,_P._Robmann,_D._Rodrigues,_N.A._Saffold,_S._Scorza,_M._Settimo,_A._Singal,_R._Smida,_M._Sofo-Haro,_L._Stefanazzi,_K._Stifter,_J._Tiffenberg,_M._Traina,_S._Uemura,_I._Vila,_R._Vilar,_T._Volansky,_G._Warot,_R._Yajur,_T-T._Yu,_J-P._Zopounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01717 |
SNOLABのDAMIC(CCDにおけるダークマター)セットアップに導入された、それぞれ24メガピクセルとスキッパー読み出しを備えた2つの電荷結合素子(CCD)の3.1kg日のターゲット露光の結果を示します。以前の検出器と比較してピクセル読み出しノイズが10分の1に減少したため、予想されるバックグラウンドを超えて以前に観察された低エネルギーのバルクイベントの過剰集団を調査できます。我々は、CCD上の表面背景を拒否するように設計された深度基準化を通じて、以前の解析の支配的な系統的不確実性に対処します。測定されたバルクイオン化スペクトルは、kg-日あたり${\sim}7$イベントの特性率と${\simの電子等価エネルギーを備えたCCDターゲット内の低エネルギーイベントの過剰集団の存在をより重要に確認します。}80~$eV、その起源は不明のままです。
模擬の月と火星の環境におけるロケットのクレーター
NASAは月への帰還を計画しており、おそらく月の前哨基地が形成されているため、同じ場所に繰り返し着陸する必要があるだろう。ロケットのプルームと月面や火星の表面との相互作用を理解することは、安全に着陸し、着陸地点の周囲のハードウェアを保護するために最も重要です。この研究では、月面と火星の表面へのプルームの衝突を調査することを目的とした3つの小規模な実験の結果について報告します。すなわち、手持ち式洗掘穴観察(HOOSH)、手持ち式月模倣体の安息角測定(HARMLuS)、および火星建築チーム研究(MATS)です。。最初の2つの実験は、2回の出撃の減重力飛行中に実行されました。HOOSHは、クレーターの形成を重力レベル(月と火星の重力)の関数として調査するように設計されました。HARMLuSは、月と火星の重力における破壊角(安息角に関連する)を測定するように設計されました。どちらの実験でも、特に重力の減少に起因する粒状材料のヒステリシス挙動を示す複雑な結果が得られました。MATS実験は、クレーター形成の粒状力学に対するレゴリス圧縮の影響を調査するために設計されました。一般に、粒度力学は重力加速よりも圧縮のはるかに強力な関数です。クレーターの形成は、重力が低下すると大幅に促進されます(結果として、より大きなクレーターが生成されます)。月の模擬物の破壊角は、重力加速度が減少するにつれて増加し、月の重力下での一部の圧縮では場合によっては無限大になります。圧縮が増加すると破壊角も増加します。圧縮はクレーター形成の時間的発展に一定の役割を果たしますが、漸近挙動はほとんど影響を受けません。
月面用土壌試験装置
私たちは、月の土壌模擬材および類似土壌への適用性について、いくつかの現地地盤工学試験装置を研究してきました。それらの性能は、表土のある振動台上での振動による圧縮状態を注意深く制御して調製された月模擬体JSC-1A、NU-LHT-2M、およびCHENOBIでの一連のテストで評価されました。一般に、どの機器も低凝集性の摩擦土壌には適していませんが、シャーベーン試験機の改良版を使用すると、いくつかの重要な土壌パラメータを抽出できることがわかりました。この改良された機器は、宇宙飛行士やロボット着陸機による月面での使用に役立つ可能性があります。また、JSC-1Aは、おそらくその粒子の形状がより丸いため、他の月の土壌模擬物質のように機械的に挙動しないこともわかりました。さらに、我々は、月に類似した場所で非常に月に似ていることが確認された土壌物質BP-1を研究しました。この材料は月の土壌と同様の自然な粒度分布を持ち、おそらくJSC-1Aよりも優れていることがわかりました。我々は、BP-1が高忠実度の月模擬衛星NU-LHT-2MおよびCHENOBIと非常によく似た挙動をすることを発見しました。
サーベイヤーIIIの粉塵堆積物の謎のさらなる分析
1969年末にサーベイヤーIII宇宙船の近くに着陸したアポロ12号の月着陸船(LM)は、月の表面と相互作用するロケットエンジンからのプルーム噴出物の予測物理学の主要な実験的検証であり続けています。これは、アポロ12号の宇宙飛行士によるサーベイヤーIIIカメラハウジングの帰還によって可能となり、LMプルームによって堆積した塵の組成の詳細な分析が可能になりました。カメラハウジングの最初の分析後、LMプルームは堆積した塵よりも多くの塵を除去する傾向があることがすぐにわかりました。本研究では、カメラハウジングからのクーポンが再検査されました。さらに、各アポロ計画の着陸ビデオに記録されたプルーム効果が、可能性のある手がかりとして研究されてきました。SurveyorIIIのダスト観測を説明するために、いくつかの考えられるシナリオが提案されています。これらには、昼夜ターミネーターの周期的な通過の結果としての、月の表面からの塵の静電浮遊が含まれます。アポロ12号LMが降下軌道上で飛行する際に吹き飛ばされた塵。ダーシーの法則に基づいて、サーベイヤーIIIロケットノズルによって土壌に押し込まれたガスによって月面から放出される塵。サーベイヤーの着陸中の粉塵の機械的な動き。入手可能なデータや理論に基づいて絶対的な答えは不可能かもしれませんが、提案されている各メカニズムの実現可能性を推定するためにさまざまな計算モデルが使用されています。次に、複数のメカニズムを組み合わせて観察と一致する結果を生み出すシナリオについて説明します。
一次元回折限界コロナグラフの実験的検証
| Title |
Experimental_Verification_of_a_One-Dimensional_Diffraction-Limit_Coronagraph |
| Authors |
Satoshi_Itoh,_Taro_Matsuo,_Shunsuke_Ota,_Kensuke_Hara,_Yuji_Ikeda,_Reiki_Kojima,_Toru_Yamada,_and_Takahiro_Sumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01225 |
コロナグラフの実験検証を行いました。その結果、惑星の点像分布関数が存在する焦点領域において、コロナグラフシステムは星-惑星系の生のコントラストを少なくとも$1\times10^{-5}$軽減することが確認されました。$\lambda/D$星と惑星の分離。さらに、検証済みのコロナグラフは、セットアップのソース角度分離が1$\lambda/D$である場合、軸外点広がり関数の形状を維持します。直線偏光子の低次波面誤差とゼロ以外の消光比が、現在確認されているコントラストに影響を与える可能性があります。$\lambda/D$未満の分離源によって生成される軸外点像分布関数の鋭さは、ファイバーベースの系外惑星観測に有望です。シングルモードファイバーとの結合効率は、角度分離が3--4$\times10^{-1}\lambda/D$より大きい場合、50%を超えます。サブ$\lambda/D$で分離されたソースの場合、出力点広がり関数のピーク位置(ガウスフィッティングで取得)はソースの角度位置とは異なります。光源の角度分離が$0.1\lambda/D$から$1.0\lambda/D$まで変化するにつれて、ピーク位置は約$0.8\lambda/D$から$1.0\lambda/D$に移動しました。ファイバー結合効率を含む軸外スループット(焦点面マスクなしの場合)は、1-$\lambda/D$分離光源では約40%、0.5-$\lambda/D$分離光源では10%です(瞳開口幅とリオ絞り幅の比の係数を除く）、ここでは直線偏光の注入を仮定しました。さらに、このコロナグラフは空の線上の点源を除去できるため、連星系の系外惑星の高コントラスト画像化への応用も期待されています。
星団内の破片円盤に対する惑星の影響 I: 50 天文単位の木星
デブリ円盤は系外惑星系ではよく見られるものかもしれないが、デブリ円盤と惑星が共存する系はほんのわずかしか知られていない。惑星と周囲の恒星集団は、デブリ円盤の進化に大きな影響を与える可能性があります。今回我々は、星団に埋め込まれた星の周囲のデブリ構造の動的進化を研究し、惑星の存在がそのような構造の進化にどのような影響を与えるかを解明することを目的としている。NBODY6++GPUとREBOUNDを組み合わせて、星団(N=8000;Rh=0.78pc)の惑星系のN体シミュレーションを100ミリの期間にわたって実行します。このシミュレーションでは、100個の太陽型星に200個のテスト粒子が割り当てられます。。シミュレーションは、50天文単位の木星質量惑星がある場合とない場合で実行されます。私たちは、この惑星が試験粒子を不安定にし、その進化を加速させることを発見しました。惑星は、近くの共鳴軌道でほとんどの粒子を排出します。惑星が存在する場合、残りの試験粒子は小さな傾斜を維持する傾向があり、逆行軌道を取得する試験粒子は少なくなります。星団の脱出速度よりも小さい速度で脱出する試験粒子のほとんどは、惑星系の寒い領域または惑星に近い領域から発生します。星団内の惑星系内の3つの領域を特定します:(i)破片の粒子がほとんど残らない惑星のプライベート領域(40～60天文単位)、(ii)粒子が惑星の影響を受ける惑星の到達範囲(0～400天文単位)、および(iii)惑星系の領域。最終的に外部に逃げるほとんどの粒子(0～700天文単位)。
重力信号を最大化する 67P/チュリュモフ・ゲラシメンコを周回する群れの軌道最適化
| Title |
Trajectory_Optimisation_of_a_Swarm_Orbiting_67P/Churyumov-Gerasimenko_Maximising_Gravitational_Signal |
| Authors |
Rasmus_Mar{\aa}k_and_Emmanuel_Blazquez_and_Pablo_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01602 |
不規則な形をした小惑星や彗星の重力場の適切なモデリングは、宇宙船がこれらの天体を訪問したり通過したりする際に不可欠ではあるが、困難な部分です。正確な密度表現は、安全で効率的な軌道を設計するためにそれに大きく依存する近接ミッションに重要な情報を提供します。この研究では、彗星67P/チュリュモフゲラシメンコの周囲の仮想ミッションにおいて、宇宙船群を使用して測定された重力信号を最大化する方法を探ります。宇宙船の軌道は進化的最適化アプローチによって同時に伝播され、全体的な信号リターンを最大化します。伝播は、67Pの詳細なメッシュを使用したオープンソースの多面体重力モデルに基づいており、彗星の恒星回転が考慮されています。1機と4機の宇宙船を使用したミッションシナリオでのパフォーマンスを比較します。結果は、群れが一定のミッション期間中に単一の宇宙船のほぼ2倍のカバー範囲を達成したことを示しています。ただし、単一の宇宙船に対して最適化すると、より効果的な軌道が得られます。全体として、この研究は、この複雑な重力環境で一連の軌道を効率的に設計し、群れのシナリオで測定された信号とリスクのバランスをとるためのテストベッドとして機能します。コードベースと結果はhttps://github.com/rasmusmarak/TOSSで公開されています。
熱い木星の重元素のその場濃縮
背景:短周期巨大惑星の半径と質量の測定により、これらの惑星の多くが大量の重元素を含んでいることが明らかになり、巨大惑星の起源についての従来の核降着モデルの予想とは著しく対照的である。目的:巨大惑星の重元素濃縮について提案されている説明は、最も濃縮された惑星を説明するには不十分です。私たちは、推定される濃縮の全容を説明できる追加のプロセスを探します。方法:解析的推定を使用して、巨大惑星の近くの小石と塵のダイナミクスを再検討します。私たちの結果は粘性アルファディスクの枠組みで得られていますが、磁化された風における角運動量の除去によって駆動されるディスクの場合についても説明します。結果:巨大な惑星が恒星から遠く離れている場合、塵や小石は惑星によって引き起こされた隙間の外縁にある圧力隆起の中に閉じ込められます。代わりに、惑星が円盤の内側部分(r<<2au)に到達すると、塵がガスとともに隙間に侵入します。塵の半径方向への移動が他の障壁によってさらに妨げられない場合、塵/ガス比は一桁以上高めることができます。したがって、暴走ガスの降着を起こしている高温の惑星は、大量の塵を飲み込む可能性があります。結論:外側円盤の巨大惑星によって降着されたガスは塵が非常に少ないのに対し、高温惑星によって降着されたガスは塵が非常に多い可能性があります。したがって、ホットジュピターの大気の大部分がその場で降着すると仮定すると、大量の塵も同様に降着する可能性があります。我々は、このプロセスと小石の降着とを区別する。小石の降着は、スーパーアースであっても小さなステロセントリック半径では効果がない。円盤のさらに外側にある巨大惑星は、その隙間を横切る小石や塵の流れに対して非常に効果的な障壁となっています。
反動する超大質量ブラックホール候補 Mrk 1018 の VLBI 固有運動解析
| Title |
A_VLBI_Proper_Motion_Analysis_of_the_Recoiling_Supermassive_Black_Hole_Candidate_Mrk_1018 |
| Authors |
Gregory_Walsh,_Sarah_Burke-Spolaor,_T._Joseph_W._Lazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01036 |
Mrk1018は、40年間にわたってスペクトルタイプ1.9とタイプ1の間を振動してきた、近くにある外観が変化するAGNです。最近、反跳超大質量ブラックホール(rSMBH)シナリオが、このAGNで観察されるスペクトルと磁束の変動性を説明するために提案されました。rSMBHの検出は、SMBHバイナリが結合するプロセスと、rSMBHがフィードバックメカニズムを通じて銀河環境にどのような影響を与えるかを理解するために重要です。しかし、rSMBHの決定的な同定は、今日までとらえどころのないままです。この論文では、Mrk1018の6.5年間にわたる多周波数超長ベースラインアレイ(VLBA)モニタリングの分析を紹介します。電波放射は2.4pcまでコンパクトで、長さ全体にわたって磁束密度とスペクトルの変動が見られることがわかりました。私たちのキャンペーンの典型的なフラットスペクトル無線コアです。赤方偏移で-36.4$\pm$8.6$\mu$asyr$^{-1}$(4.2$\sigma$)、または$0.10c\pm0.02c$で無線コアのRAの固有運動が観察されます。12月には顕著な固有運動は見つかりません(31.3$\pm$25.1$\mu$asyr$^{-1}$)。rSMBHを含め、適切な動きを駆動する考えられる物理的メカニズムについて説明します。私たちは、VLBI無線コアで観測された見かけの速度はrSMBH速度の理論的予測と一致するには高すぎること、また固有運動は未解決の流出ジェット成分によって支配されている可能性が最も高いと結論付けています。今後の観測により、Mrk1018の本当の性質が明らかになる可能性があります。しかし、私たちの観測では、それが真のrSMBHであることを確認することはできません。
IGM から降着した雲は、低赤方偏移円盤銀河の星形成に栄養を与えることができない
| Title |
Clouds_accreting_from_the_IGM_are_not_able_to_feed_the_star_formation_of_low-redshift_disc_galaxies |
| Authors |
Andrea_Afruni,_Gabriele_Pezzulli,_Filippo_Fraternali_and_Asger_Gr{\o}nnow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01038 |
銀河ハローは銀河間物質(IGM)からの降着物質であり、この降着の一部は冷たい($T\sim10^4$K)ガスの形態であると予想されています。このプロセスの特徴は、低赤方偏移銀河の環銀河媒質(CGM)における大量の雲の検出にある可能性があります。しかし、この物質が銀河に降着して星の形成に寄与できるのか、それとも蒸発してCGMの高温相(コロナ、$T\sim10^6$K)になるのかはまだわかっていない。この研究では、3D高解像度流体力学シミュレーションを通じて、IGMから降着し、低赤方偏移円盤銀河を取り囲んでいると考えられているものと同様の高温コロナを通過する冷たいCGM雲の進化を調査します。暗黒物質ハロー、等方性熱伝導、放射冷却、イオン化するUVバックグラウンドによる重力の影響が含まれます。ハロー質量、コロナ質量、雲の初期速度、熱伝導の強さなどのパラメーターのさまざまな値を調査しました。私たちのすべてのシミュレーションで、雲は銀河のビリアル半径の半分を超える距離でその質量の大部分を失い、中心銀河に到達する前にコロナに完全に溶解することがわかりました。今回の結果は、$10^{11.9}\M_{\odot}$以上の質量を持つハロー内の$z\sim0$星形成銀河では、IGMからの冷降着が星形成に寄与できないことを示しています。このことは、現在の大質量星形成銀河は、熱いコロナの自発的冷却または誘導冷却によってのみ星形成を維持できることを示唆しています。
遠い宇宙におけるクエーサーとホストの関係の探査としての AGN による強力な重力レンズ
| Title |
Strong_gravitational_lensing_by_AGNs_as_a_probe_of_the_quasar-host_relations_in_the_distant_Universe |
| Authors |
Martin_Millon,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Aymeric_Galan,_Dominique_Sluse,_Xuheng_Ding,_Malte_Tewes_and_S._G._Djorgovski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01042 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の質量と、そのホスト銀河の光度、恒星の質量、および速度分散の間に見られる緊密な相関関係は、多くの場合、それらの共進化の兆候として解釈されます。赤方偏移全体にわたるこれらの相関を研究することにより、クエーサーとそのホスト銀河がたどる進化の経路についての強力な洞察が得られます。ブラックホールの質量はシングルエポックのスペクトルから入手できますが、クェーサーが主銀河を大きく超えるため、主銀河の質量を測定するのは困難です。今回我々は、強力な重力レンズ効果を利用して局所宇宙を超えてクェーサーとホストの関係を調査する新しい手法を提案する。これにより、どちらも縮退しやすい恒星集団モデルや速度分散測定の使用を克服することができる。私たちは、クエーサーによる強いレンズ作用の既知の3つのケースのうちの1つを詳細に研究し、そのホストの質量を正確に測定し、総レンズ質量$\log_{10}(M_{\rmTot,h}/M_{\odot})=10.27^{+0.06}_{-0.07}~$アインシュタイン半径1.2kpc内。レンズ測定は他のどの代替技術よりも正確で、ローカルの$M_{BH}$-$M_{\star,h}$スケーリング関係と互換性があります。このようなクエーサー銀河またはクエーサー-クエーサーレンズシステムのサンプルは、EuclidおよびRubin-LSSTを使用すると数百に達するはずであり、統計的に有意なサンプルサイズでこのような方法を適用できるようになります。
超音速プロジェクト:暗黒物質のない初期星団における星形成
| Title |
The_Supersonic_Project:_Star_Formation_in_Early_Star_Clusters_without_Dark_Matter |
| Authors |
William_Lake,_Smadar_Naoz,_Federico_Marinacci,_Blakesley_Burkhart,_Mark_Vogelsberger,_Claire_E._Williams,_Yeou_S._Chiou,_Gen_Chiaki,_Yurina_Nakazato,_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01047 |
球状星団(GC)の形成メカニズムは、天文学者によって長い間議論されてきました。最近、再結合時のバリオンと暗黒物質の超音速相対運動により初期宇宙で形成された超音速誘起ガス天体(SIGO)が初期球状星団の前駆体である可能性があると提案されました。GCになるためには、SIGOは暗黒物質ハローの外側で形成されるにもかかわらず、比較的効率的に星を形成しなければなりません。私たちは、前述のバリオンと暗黒物質の相対運動、原始ガス雲における分子状水素の冷却、および明示的な星形成を含む宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、SIGOにおける星形成の可能性を調査します。私たちは、SIGOが実際に星を形成し、このプロセスを通じて形成された初期の星団が、短い時間スケール(数百ミール)で暗黒物質のハローによって降着されることを発見しました。したがって、SIGOは、現在の多くのGCと同様に、これらのハロー内で無傷の下部構造として見つかる可能性があります。この結果から、SIGOは宇宙初期の球状星団と同様の性質を持つ星団を形成する能力があると結論付け、今後のJWST調査によるその検出可能性について議論します。
FAST によって検出された低出力無線 AGN の HI 吸収
我々は、口径500メートルの球面電波望遠鏡（FAST）によるパイロットHI吸収調査において、低出力放射性銀河核（AGN）に向かう3つのHI吸収体を発見したことを報告する。過去の研究と比較して、FAST観測では$\sim$0.4dexだけ低い電波出力が調査され、与えられた赤方偏移でこれらの最も弱い吸収体が検出されました。電波出力に沿ったソースのガス特性と運動学を比較することで、AGNと周囲の星間物質(ISM)との相互作用を調査することを目指しています。同様の赤方偏移で明るい光源と比較して、我々の観察は、$\text{log}(P_{\text{1.4GHz}}/\text{WHz}^{-1})=21.8-23.7$。$\text{log}(P_{\text{1.4GHz}}/\text{WHz}^{-1})<23$の低電力ソースの検出率は$\sim$$6.7\と低くなります。%$。サンプルが不完全であるため、これらの検出率は下限値を示す場合があります。より広範囲の線源の選択と、より低い赤方偏移でのHI放射による希釈は、HI吸収線の検出率の低下に寄与する可能性があります。これらの検出された吸収体は、以前の観察と一致して比較的狭い線幅と同等のカラム密度を示します。1つの吸収体は大きな速度オフセットを持つ対称プロファイルを持っていますが、他の2つは複数の成分に分解できる非対称プロファイルを示しており、ガスの起源と運動学のさまざまな可能性を示唆しています。これらのHI吸収体は、回転円盤、ガス流出、銀河ガス雲、AGNへのガス燃料供給、およびジェットとISMの相互作用との関連性を持っている可能性があり、今後の体系的な調査と空間分解観測によってさらに調査される予定です。
ERGO-ML: 積分場分光マップから銀河に降着した星の割合を推測するための堅牢な機械学習モデルに向けて
| Title |
ERGO-ML:_Towards_a_robust_machine_learning_model_for_inferring_the_fraction_of_accreted_stars_in_galaxies_from_integral-field_spectroscopic_maps |
| Authors |
Eirini_Angeloudi,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Marc_Huertas-Company,_Regina_Sarmiento,_Annalisa_Pillepich,_Daniel_Walo-Mart\'in_and_Lukas_Eisert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01056 |
銀河の恒星質量に対する合体の寄与を定量化することは、宇宙時間にわたる銀河集合のメカニズムを制約するための鍵となります。しかし、観測可能な銀河の特性と合体の歴史の間のマッピングは自明ではありません。宇宙論的な銀河シミュレーションが、私たちが校正に使用できる唯一のツールです。私たちは、機械学習を使用して、さまざまな観測対象（統合され空間分解されたもの）とさまざまな銀河形成モデル（IllustrisTNGおよびEAGLE）に対する、近くの銀河のその場外の恒星の質量分率のシミュレーションベースの推論のロバスト性を研究します。固定シミュレーションでは、考慮された星の質量全体にわたる2D積分場分光マップ(積分量)からの誤差$\sim5$パーセント(10パーセント)を伴いながら、降着星の割合を非常に高い精度で推定できることがわかりました。範囲。別のシミュレーションでテストすると、バイアス(>5%)と散乱の2倍の増加が導入され、個別の銀河形成モデルに対する一般化が欠けていることが明らかになりました。興味深いことに、中央銀河領域の恒星の質量と運動学マップのみをトレーニングに使用すると、このバイアスが除去され、トレーニングとは無関係に、どちらのシミュレーションでも散乱が15パーセント未満で、生息域外の恒星の質量分率が回復できることが分かりました。セットの由来。これにより、同様の視野(FOV)をカバーし、数万の近くの銀河の空間分解スペクトルを含む、MaNGAなどの既存の積分フィールドユニット調査から銀河の降着履歴を確実に推論する可能性への扉が開かれます。
銀河中心フィラメントの人口: 位置角度分布は、銀河面に沿ったSgr A*からの度スケールの平行流出を明らかにする
| Title |
The_Population_of_the_Galactic_Center_Filaments:_Position_Angle_Distribution_Reveal_a_Degree-scale_Collimated_Outflow_from_Sgr_A*_along_the_Galactic_Plane |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_R._G._Arendt,_M._Wardle_and_I._Heywood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01071 |
我々は、長さ$L>66''$および$<66''$の銀河中心フィラメントの位置角(PA)の分布と、PAの関数としての長さの分布を調べました。フィラメントの二峰性PA分布、無線フィラメントの長短集団が見つかりました。私たちのPA研究は、銀河面の近くにPAを持つ短いフィラメントの明確な集団の証拠を示しています。主に熱的に短い無線フィラメント($<66''$)には、$60^\circ<\rmPA<120^\circ$以内の銀河面近くにPAが集中しています。注目すべきことに、短いフィラメントPAは$l<0^\circ$で銀河の中心に対して放射状であり、SgrA*に向かう方向に伸びている。より小さなスケールでは、顕著なSgrEHII複合体G358.7-0.0は、短いフィラメントがほぼ放射状に分布していることの鮮やかな例を提供します。二峰性PA分布は、2つの異なるフィラメント集団の異なる起源を示唆しています。我々は、短フィラメント集団の整列はフィラメントの内部圧力を超えるSgrA*からの度スケールの流出によるラム圧力の結果生じ、それらが銀河面に沿って整列すると主張する。ラム圧力は300pcの距離で2$\times10^6\,$cm$^{-3}\,$Kと推定され、双円錐形の質量流出速度$10^{-4}$\msol\,yrが必要となります。$^{-1}$の開き角度は$\sim40^\circ$です。この流出は、磁化フィラメントを銀河面に沿って整列させるだけでなく、埋め込まれた、または部分的に埋め込まれた雲に関連する熱物質も加速します。これにより、流出年齢として$\sim$6Myrが推定されます。
核星団の定常状態解におけるエネルギー束と粒子束
| Title |
Energy_Flux_and_Particle_Flux_in_Steady-State_Solutions_of_Nuclear_Star_Clusters |
| Authors |
Barak_Rom,_Itai_Linial,_Re'em_Sari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01091 |
私たちは、超大質量ブラックホールを囲む核星団における二体相互作用の影響を調べます。BahcallとWolf(1976)の粒子束計算と同様に、エネルギー束を評価します。べき乗則定常状態解には2つのタイプがあることを示します。1つはエネルギー束がゼロで粒子束が一定で、もう1つはエネルギー束が一定で粒子束がゼロです。したがって、我々は、降着する超大質量ブラックホールの場合に対応する粒子束ゼロの解が、一定のエネルギー束を必要とすることによって得られることを証明する。したがって、この解決策は、詳細な計算の必要性を回避し、単純な次元解析によって導き出すことができます。最後に、一定のエネルギー束に対して粒子束がゼロであるというこの特性、およびその逆の特性は、超大質量ブラックホールのケプラーポテンシャルに特有のものではなく、$\phi\proptor^{-の形式の中心ポテンシャルに当てはまることを示します。\ベータ}$。
SNR VRO 42.05.01 の FAST 偏波マッピング
我々は、口径500メートルの球状電波望遠鏡(FAST)を使用して、VRO42.05.01超新星残骸の偏光データキューブを1240MHzで取得しました。3次元ファラデー合成をFASTデータに適用して、ファラデー深さスペクトルを導き出します。ピークファラデー深度マップは、残骸の「翼」セクションに沿って広がる、〜60radm-2の強化された前景RMの広い領域を示しており、これは-20km/sの大規模なHI砲弾と一致します。97radm-2および55radm-2のRMを持つ「翼」領域内の2つの脱分極パッチは、HIシェル内の2つのHI構造と一致します。カナダ銀河面探査(CGPS)の1420MHzフルスケール偏波データに当てはめたファラデースクリーンモデルは、SNRの前に0.7～0.8d_{SNR}の距離があり、そこに強化された規則的な磁場があることが明らかになりました。高度に蓄積された磁場は、-20km/sのHIシェルが古い進化したSNRに由来する可能性があることを示しています。
NGC1068の核外H$_2$Oメーザーと高密度分子ガス
| Title |
Off-nuclear_H$_2$O_maser_and_dense_molecular_gas_in_NGC1068 |
| Authors |
Yoshiaki_Hagiwara,_Willem_A._Baan,_Masatoshi_Imanishi,_and_Philip_Diamond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01396 |
高密度分子ガスの高解像度スペクトル線観測の結果は、タイプ2セイファート銀河NGC1068の核領域に向けて表示されます。22GHzH$_2$Oメーザーのマーリン観測は、銀河の電波核の北東約0.3インチに位置する電波ジェット成分における既知の核外メーザー放射を画像化するために行われました。高い角度分解能のアルマ望遠鏡観測は空間的に分解されました。この領域でのHCNとHCO$^{+}$の分子ガス放出は、核外メーザースポットがリング状の分子ガス構造とほぼ重なっていることが分かり、進化する衝撃のような構造をたどっていることがわかります。HCOの積分磁束比は、ラジオジェットと核周囲媒体の間の相互作用によってエネルギーを与えられます。動的なジェットとISMの相互作用は、核外メーザーの特徴の重心速度の35年間にわたる系統的なシフトによってさらに裏付けられます。成分Cの$^{+}$線発光特徴は、運動温度T$_{k}$$\gtrsim$300KとH$_2$密度$\gtrsim$10$^6$cm$^{-を示唆していますこのジェットとISMの相互作用領域におけるメーザー作用の診断は、核外H$_2$Oメーザー放出を主催する銀河の例となる。
現実的なモック X 線カタログからの Simba シミュレーションにおける Halo スケーリング関係と静水圧質量バイアス
| Title |
Halo_Scaling_Relations_and_Hydrostatic_Mass_Bias_in_the_Simba_Simulation_From_Realistic_Mock_X-ray_Catalogues |
| Authors |
Fred_Jennings,_Romeel_Dav\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01397 |
私たちは、大質量ハローの流体力学シミュレーションのためのX線ハローの模擬観測と解析(MOXHA)のための新しいエンドツーエンドパイプラインを提示し、それを使用して、Simba宇宙論的流体力学シミュレーションにおけるX線スケーリング関係と静水圧質量バイアスを調査します。$M_{500}\sim10^{13-15}M_\odot$のハローの場合。MOXHAは、既存のyTベースのソフトウェアパッケージを結合し、大規模またはズームシミュレーションボックスから模擬X線ハローデータを生成するためのエンドツーエンドパイプラインを提供する新しい機能を追加します。SimbaのMOXHA由来のハロー特性を発光加重された対応物と比較し、模擬Athena観測における系統的な質量バイアスを予測します。全体として、推定される静水圧質量は、実際のSimba値と比較して低く偏っていることがわかります。単純な質量重み付けの場合、$b_\text{MW}=0.15^{+0.15}_{-0.14}$($16-84\%$の範囲)が得られますが、放出重み付けではこれが$b_\text{LW}=0.30^{+0.19}_{-0.10}$。質量加重値に対するバイアス値が大きいのは、分光温度と発光加重温度が質量加重温度より系統的に低く偏っているためであると考えられます。完全なMOXHAパイプラインは、$R_{500}$での排出加重静水質量を適切に回収し、$b_\text{X}=0.33^{+0.28}_{-0.34}$を生成します。MOXHA由来のハローX線スケーリングは、観察されたスケーリング関係と非常によく一致しており、低質量グループが含まれると$L_\text{X}-M_{500}$、$M_{500}-T_の勾配が大幅に急勾配になります。\text{X}$および$L_\text{X}-T_\text{X}$関係。これは、Simbaフィードバックモデルが低質量ハローに強い影響を及ぼし、貧しいグループを強力に避難させながらも、観測を再現するのに十分なガスを保持していることを示しています。ハロー全体のガス排出で予想されるように、$R_{500}$で測定された類似のスケーリング関係にも同様の傾向が見られます。
超拡散銀河 (SMUDG) の体系的な測定。 V. 完全な SMUDG カタログと超拡散銀河の性質
| Title |
Systematically_Measuring_Ultra-Diffuse_Galaxies_(SMUDGes)._V._The_Complete_SMUDGes_Catalog_and_the_Nature_of_Ultra-Diffuse_Galaxies |
| Authors |
Dennis_Zaritsky,_Richard_Donnerstein,_Arjun_Dey,_Ananthan_Karunakaran,_Jennifer_Kadowaki,_Donghyeon_J._Khim,_Kristine_Spekkens,_and_Huanian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01524 |
我々は、DR9LegacySurvey画像の検索から得た超拡散銀河(UDG)候補(7070個の天体)の完全なカタログを提示します。これには、それぞれ1529個と1436個の銀河の距離と総質量の推定値が含まれており、詳細に説明しています。推定距離を含むサンプルから、20,000平方度にわたる585個のUDG($\mu_{0,g}\ge24$magarcsec$^{-2}$および$r_e\ge1.5$kpc)のサンプルを取得します。さまざまな環境での空の様子。サンプル内のUDGは$10^{10}\lesssim$M$_h$/M$_\odot\lesssim10^{11.5}$に限定されており、平均して星が1.5～7個不足していると結論付けます。同じ総質量を持つ銀河の一般集団に適用されます。この係数は、銀河のサイズと質量が増加するにつれて増加し、UDGの総質量がM$_h=10^{11}$M$_\odot$を超えて増加すると、$\sim$10の係数まで増加します。この要因がUDGの大規模環境に依存しているという証拠は見つかりません。
銀河 M81 (NGC 3031) の多波長バルジ ディスク分解。 I. 形態学
この論文では、初期型渦巻銀河M81の形態のパンクロマティック調査を報告します。GALEX、Swift、SDSS、WIYN、2MASS、WISE、Spitzerで取得したFUVからNIRまでの合計20波長帯のM81画像に対してバルジディスク分解を実行します。これにより、バルジとディスクのセルシック指数、有効半径、位置角度、軸比などの形態パラメータがすべての波長帯で導出され、M81の形態学的K補正の定量化が可能になり、バルジの画像を再現することが可能になります。そして銀河内の任意の波長帯の円盤。波長の関数としての形態は、Sersic指数と有効半径の変化する傾きの傾向として現れます。その変化は、UV(光学)帯域で急峻で、光学-NIR帯域で浅くなります。位置角度と軸比は、少なくとも光学-近赤外帯域では一定に保たれます。バルジのSersic指数は、光学バンドとNIRバンドでは約4～5に達しますが、UVバンドでは約1に低下することは注目に値します。この違いは、光学望遠鏡でレストフレームUVチャネルを通して銀河が観察される場合、古典的なバルジが、高赤方偏移での疑似バルジまたはバルジなしと誤認される可能性があるという警告をもたらします。このシリーズの次の研究では、バルジとディスクの空間分解能SEDをそれぞれ研究し、それによって、サブシステムから構成される銀河の恒星集団の特性と星の形成/消光の歴史を調査することが計画されています。
| Title |
HYPERION._Merger_and_outflow_in_the_most_luminous_$z>6$_quasar |
| Authors |
R._Tripodi,_J._Scholtz,_R._Maiolino,_S._Fujimoto,_S._Carniani,_J._D._Silverman,_C._Feruglio,_M._Ginolfi,_L._Zappacosta,_T._Costa,_G._C._Jones,_E._Piconcelli,_M._Bischetti,_F._Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01644 |
我々は、z$>$6で最も明るいQSOである$z\simeq6.3$のSDSSJ0100+2802に向かう253GHzおよび99GHzの[CII]158$\mu$m輝線と連続体のアルマ望遠鏡の深部観測を紹介します。これは、$z\sim6-7.5$の明るいQSOのHYPERIONサンプルに属します。観測(バンド3では2.2$''$分解能、バンド6では0.9$''$分解能)は、QSO周囲の拡張放射を検出するために最適化されています。[CII]と連続体の両方で、クェーサーから最大20kpcのスケールに広がり、節の多い形態を持つ、合体して潮汐力が乱れた伴星を検出しました。新しく検出された伴星について、塵の質量は$M_{\rm塵}=(0.6-4.3)\times10^7\\rmM_\odot$と推定され、SFRは$[43-402]\の範囲になります。\rmM_\odot$、これはQSOのSFRと非常に類似しており、中性ガスの質量$M_{\rmHI}=3.3\times10^9\\rmM_{\odot}$であることを示唆しています。QSOとその伴星は両方ともガスが豊富で、主要な合体はブーストされた星形成の起源にある可能性があります。この接近合体伴星はJWSTによる深部画像観測では検出されず、特に光学的に明るいクエーサーの近くで塵に隠れた発生源を検出するアルマ望遠鏡の有効性を裏付けている。また、QSOの電波ジェットと一致する[CII]スペクトルで幅広い青方偏移成分も検出しました。これは、これがそのような高い赤方偏移での電波ジェットによる流出の最初の検出である可能性があることを示唆しています。質量流出率は$\dot{M}_{\rmout}=(115-269)\\rmM_\odot\yr^{-1}$の範囲で推定されます。流出エネルギーは、より低い赤方偏移で他のQSOホストで見られるイオン化流出のエネルギーと同様であり、運動量負荷係数が低いことから、この流出は銀河全体からガスを除去するのにあまり効果的ではないことが示唆されています。これらの結果は、再電離時代のQSOとその環境の研究における深層中解像度アルマ望遠鏡観測の重要性を強調しています。
SOFIA/HAWC+ 遠赤外線偏光大面積 CMZ 探査 (暖炉) 調査 I: パイロット プログラムの一般的な結果
| Title |
SOFIA/HAWC+_far-infrared_polarimetric_large_area_CMZ_exploration_(fireplace)_survey_I:_General_results_from_the_pilot_program |
| Authors |
Natalie_O._Butterfield,_David_T._Chuss,_Jordan_A._Guerra,_Mark_R._Morris,_Dylan_Pare,_Edward_J._Wollack,_C._Darren_Dowell,_Matthew_J._Hankins,_Javad_Siah,_Johannes_Staguhn_and_Ellen_Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01681 |
遠赤外線偏光大面積CMZ探査(FIREPLACE)調査の最初のデータリリース(DR1)を紹介します。この調査は、SOFIA望遠鏡(解像度19.6インチ、0.7ピース)を備えたHAWC+機器の214ミクロン帯域を使用して行われました。この最初のデータリリースでは、銀河中心の中央分子帯の約0.5度の領域をカバーする塵の偏光観測を紹介します。(CMZ),SgrB2複合体を中心とし、分数偏光および合計強度それぞれ3と200で最小の信号対雑音比を実現する標準SOFIAカットを適用した後、約25,000個のナイキストサンプリング偏光擬似ベクトルを検出しました。磁場の配向は磁場の方向に二峰性の分布があることを示唆しており、この二峰性の分布は、銀河面に平行および垂直な方向の磁場方向の分布が強化されていることを示しており、ポロディアル成分とトロディアル成分を含むCMZ磁場構成を示唆しています。私たちの調査に含まれる個々の雲(つまり、SgrB2、SgrB2-NW、SgrB2-Halo、SgrB1、Clouds-E/F)の詳細な分析では、これらの雲が214で1～10%の分極偏光値を持つことを示しています。-ミクロン、放出のほとんどの値は5%未満です。これらの雲のいくつか(つまり、SgrB2、Clouds-E/F)は、雲の中心に向かうにつれて比較的低い偏光分数値を示し、密度の低い周辺に向かうにつれて分極分極値が高くなります。また、コンパクトなHII領域に向かってより高い分極分極も観測されており、これはこれらの発生源を囲む塵の粒子配列が強化されていることを示している可能性があります。
小型から巨大な H II 領域の乱流
| Title |
Turbulence_in_compact_to_giant_H_II_regions |
| Authors |
J._Garc\'ia-V\'azquez_(1),_William_J._Henney_(2)_and_H._O._Casta\~neda_(1)_((1)_ESFM-IPN,_Mexico,_(2)_IRyA-UNAM,_Morelia,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01703 |
空の平面上の動径速度の変動は、輝線領域の乱流のダイナミクスを研究するための強力なツールです。私たちは、天の川銀河や他の局所銀河群に位置する、サイズと明るさが2桁にわたる9つのHII領域の多様なサンプルに対して、Hアルファ速度場の体系的な統計解析を実施しました。速度変動の2次空間構造関数に単純なモデルを当てはめることにより、速度分散、相関長、べき乗則の傾きという3つの基本パラメータを抽出します。私たちは、ノイズ、大気の観測、有限のマップサイズなどの観測限界を考慮して、各地域におけるこれらのパラメーターの信頼性の限界を決定します。空面速度分散は、特に乱流が亜音速である低光度領域の場合、線幅よりも乱流の動きを診断するのに適していることがわかっています。速度変動の相関長は常にHII領域の直径のおよそ2%であることがわかり、乱流が比較的小さなスケールで発生していることを示唆しています。おそらく投影平滑化の相殺効果により、亜音速乱流から超音速乱流への移行における構造関数の急峻化の証拠は見つかりません。イオン化密度の変動は、最も高い光度の光源以外の乱流の作用では説明できないほど大きすぎます。相関長よりも大きなスケールではさまざまな挙動が見られますが、最大スケールでの均一性の証拠を示す情報源は少数です。
速度せん断を有する相対論的アウトフローにおける光子散乱：高エネルギーべき乗則スペクトルの新しい生成メカニズム
| Title |
Photon_scattering_in_a_relativistic_outflow_having_velocity_shear:_a_novel_mechanism_of_generation_for_high_energy_power-law_spectra |
| Authors |
Mukesh_Kumar_Vyas,_Asaf_Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01020 |
我々は、速度せん断を伴う銀河系外ジェットが、ジェットのせん断層内で散乱する光子に対してフェルミのような加速過程を引き起こすことを示す。このような光子はエネルギーを獲得して、高エネルギーべき乗則を生成します。高エネルギーにおけるこれらのべき乗則スペクトルは、ガンマ線バースト(GRB)などのいくつかの銀河系外天体で頻繁に観察されます。GRBにモデルを実装して、取得した光子インデックスの範囲が観測値の範囲内に十分に収まることを示します。解析結果は、モンテカルロ手法に従った数値シミュレーションで確認されます。
| Title |
Environmental_Dependence_of_Type_Ia_Supernovae_in_Low-Redshift_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Conor_Larison,_Saurabh_W._Jha,_Lindsey_A._Kwok,_Yssavo_Camacho-Neves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01088 |
我々は、X線で選択された近く(z<0.1)の銀河団にある102個のIa型超新星(SNeIa)の解析結果を発表します。これはこれまでで最大のそのようなサンプルであり、主にZTFとATLASからのアーカイブデータに基づいています。SNeIaを、クラスター中心の$r_{500}$内に投影される内部クラスターサンプルと、$r_{500}$と$2\,r_{500}$の間に投影される外部クラスターサンプルに分割します。これらを、静止銀河と星形成母体銀河の両方の同様の赤方偏移におけるSNeIaのフィールドサンプルと比較します。SALT3の光度曲線への適合に基づいて、内側のクラスターSNeIaには外側のクラスターまたは場の静止サンプルよりも高速進化する天体の割合が高いことがわかります(SALT3$x_1<-1$)。これは、ホスト銀河のみに基づく既知の相関関係を超えて、本質的に異なるSNeIa集団が内部クラスター環境で発生していることを意味します。私たちの星団サンプルは、星形成銀河($\lesssim)のSNeIaのほんの一部に過ぎず、内部星団天体を支配する急速に進化する成分を含む強い二峰性$x_1$分布を示しています。10%）。サンプル間の色(SALT3$c$)分布の変動に関する強力な証拠は見られず、SNIa標準化パラメータとハッブル残差にはわずかな違いしか見つかりません。私たちは、恒星集団の年齢が観察された分布を左右し、最も古い集団がほぼ独占的に急速に進化するSNeIaを生成していることを示唆しています。
ツヴィッキー過渡施設で長く上昇する II 型超新星 局所宇宙の調査
| Title |
Long-rising_Type_II_Supernovae_in_the_Zwicky_Transient_Facility_Census_of_the_Local_Universe |
| Authors |
Tawny_Sit,_Mansi_M._Kasliwal,_Anastasios_Tzanidakis,_Kishalay_De,_Christoffer_Fremling,_Jesper_Sollerman,_Avishay_Gal-Yam,_Adam_A._Miller,_Scott_Adams,_Robert_Aloisi,_Igor_Andreoni,_Matthew_Chu,_David_Cook,_Kaustav_Kashyap_Das,_Alison_Dugas,_Steven_L._Groom,_Anna_Y._Q._Ho,_Viraj_Karambelkar,_James_D._Neill,_Frank_J._Masci,_Michael_S._Medford,_Josiah_Purdum,_Yashvi_Sharma,_Roger_Smith,_Robert_Stein,_Lin_Yan,_Yuhan_Yao,_Chaoran_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01109 |
SN1987Aは、青色超巨星から発生した、水素が豊富な珍しい核崩壊超新星でした。同様の青色超巨星の爆発は依然として小規模な出来事であり、ピークに至るまでの長い上昇が大きな特徴です。ツヴィッキー過渡現象施設(ZTF)のローカル宇宙調査(CLU)実験は、CLU銀河カタログから銀河内で発生する過渡状態の分光学的に完全なサンプルを構築することを目的としています。2018年6月から2021年12月までの3年半の間に、体積を制限したCLU実験から13個の長時間上昇（40日以上）のタイプII超新星を特定した。これは、これまで知られていたこれらのイベントの数の約2倍である。我々は、これら13のイベントの測光データと分光学データを提示し、-15.6から-17.5等級の範囲のピークrバンド絶対等級と、9つのイベントでBaII線の暫定的な検出を見つけました。事象のCLUサンプルを使用して、長期上昇するII型超新星発生率$1.37^{+0.26}_{-0.30}\times10^{-6}$Mpc$^{-3}$yr$^{-を導き出します。1}$,$\およそ$$1.4%は核崩壊超新星発生率の合計の1.4%。これは、大規模で体系的な、体積を制限した実験から推定された、これらのイベントの最初の体積率です。
高速青色光過渡現象 AT2022tsd からの前例のない X 線放出
| Title |
Unprecedented_X-ray_Emission_from_the_Fast_Blue_Optical_Transient_AT2022tsd |
| Authors |
D._J._Matthews,_R._Margutti,_B._D._Metzger,_D._Milisavljevic,_G._Migliori,_T._Laskar,_D._Brethauer,_E._Berger,_R._Chornock,_M._Drout,_E._Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01114 |
発見以来$\deltat_{rest}=23-116$dレストフレームの時間範囲におけるAT2022tsdのX線モニタリングキャンペーンを示します。$\deltat_{rest}\about$23dでの初期の0.3～10keVのX線輝度$L_x\about10^{44}$ergs$^{-1}$では、AT2022tsdが最も明るいですこれまでのFBOTは、最も明るいGRBに匹敵します。スペクトル進化に関する統計的証拠は見つかりません。平均的なX線スペクトルは、最適な光子指数$\Gamma=1.89^{+0.09}_{-0.08}$と3$\sigma$での限界証拠を備えた吸収された単純なべき乗則スペクトルモデルによってよく記述されます。固有吸収の信頼水準$NH_{int}\about4\times10^{19}$cm$^{-2}$。X線の光曲線の挙動は、$\alpha\estimate-2$と重ね合わされたX線変動を伴うべき乗則減衰$L_x\proptot^{\alpha}$として、または折れ線強度として解釈できます。-AT2018cowなどの他のFBOTで観察されるように、ブレイク後の減衰が急峻になる法則。これらの結果をTDEの降着モデルおよびGRB残光モデルと簡単に比較します。
構造化ジェットにおける偏光の数値シミュレーション: GRB 170817 残光への応用
| Title |
Numerical_simulations_of_polarization_in_structured_jets:_application_to_GRB_170817_afterglow |
| Authors |
Rogelio_Medina_Covarrubias,_Fabio_De_Colle,_Gerardo_Urrutia_and_Felipe_Vargas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01136 |
軸上観測者と軸外観測者の両方について、ガンマ線バーストの残光段階中の直線偏光を計算します。相対論的ジェットの減速の数値シミュレーションを使用し、数値シミュレーションの結果を後処理することで偏光を計算します。私たちのシミュレーションでは、衝撃速度に平行な磁場成分に加えて、衝撃面内でカオスな磁場も考慮します。軸上の観測者に対して計算された直線偏光は以前の解析推定と一致していますが、シミュレーションで正確に処理される横方向の膨張が、軸外の観測者の直線偏光を決定する上で重要な役割を果たすことがわかりました。我々の結果は、軸外の観察者によって見られる軸外直線偏光が、以前の分析研究によって推定された2つのピークとは対照的に、単一のピークを示すことを示しています。最大偏光度は観測角度$\theta_{\rmobs}=0.4$radで40\%であり、観測角度が増加するにつれて減少します。これは、観測角度が大きくなると偏光が増加するという解析モデルの予測とは逆です。角度。GRB170817Aの244日後に得られた直線偏光の上限12\%から、衝撃後の磁場と一致する異方性係数$B_\parallel/B_\perp=0.5-0.9$も推測されます。乱気流によって増幅される。
細線セイファート 1、PG 1448+273 における降着円盤風の急速な変動
| Title |
Rapid_Variability_of_the_accretion_disk_wind_in_the_narrow_line_Seyfert_1,_PG_1448+273 |
| Authors |
James_Reeves,_Valentina_Braito,_Delphine_Porquet,_Marco_Laurenti,_Andrew_Lobban,_Gabriele_Matzeu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01151 |
PG1448+273は、近く($z=0.0645$)にある、明るい細い線のセイファート1銀河で、おそらくエディントン限界近くに降着します。2017年のPG1448+273のXMMニュートン観測では、その青方偏移した鉄K吸収プロファイルを通して見られるように、流出速度が約$0.1c$の超高速流出の存在が明らかになりました。ここでは、2022年にXMM-Newtonと連携して実施された、PG1448+273の最初のNuSTAR観測が紹介されており、その超高速流出の顕著な変動性が示されています。NuSTAR観測の最後の60ksでは、平均計数率は2分の1であり、超高速流出のより高速な成分が終端速度$0.26\pm0.04c$で検出されました。これは、PG1448+273全体がより低いX線束で観察された2017年に最初に検出された流出成分よりも大幅に速く、これは2017年と2022年のエポックの間で風の運動出力が桁違いに増加したことを意味します。さらに、2022年の超高速流出の急速な変動は、10ksまでのタイムスケールで、PG1448+273の非常に不均一な円盤風を通して観察していることを示唆しています。そこでは、より密度の高い風の塊の通過が、風塊の増加の原因となる可能性があります。NuSTAR観測の最後の60ksにおける掩蔽。
FAST HI吸収観測により示されるPSR B0458+46の距離
| Title |
Distance_of_PSR_B0458+46_indicated_by_FAST_HI_absorption_observations |
| Authors |
W._C._Jing,_J._L._Han,_Tao_Hong,_Chen_Wang,_X._Y._Gao,_L._G._Hou,_D._J._Zhou,_J._Xu_and_Z._L._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01246 |
パルサーB0458+46の距離は約1.3$~$kpcで、近くの超新星残骸であるSNRHB9(G160.9+2.6)に関連すると考えられていました。口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)を用いてPSRB0458+46の中性水素(HI)吸収スペクトルを観測し、動径速度$V_{\rmLSR}={-の2つの吸収線を検出しました。7.7}~{\rmkm~s}^{-1}$と$-28.1~{\rmkm~s^{-1}}$。反中心領域の系統的な流れを修正する修正係数を備えた銀河回転曲線に基づいて、より遠い吸収雲の運動学的距離を導出します。$2.7^{+0.9}_{-0.8}$kpcに位置することがわかります。ペルセウス腕のすぐ向こうにあります。また、吸収雲の速度と、以下によって明確に定義されたペルセウス座およびアウターアームのHI放射との比較に基づいて、吸収雲の直接距離推定$2.3_{-0.7}^{+1.1}$kpcも得られます。最近測定した視差トレーサー。その結果、PSRB0458+46はペルセウス腕の向こう側に位置し、下限距離は2.7kpcであるため、SNRHB9とは関連しないと結論付けます。距離が2倍になったことは、銀河のすぐ外にある熱電子が不足しており、現在のモデルが予測するよりも密度がはるかに低いことを示しています。さらに、このパルサーの方向に新しい高速度のHI雲が検出されました。
高速無線バーストの幾何学的包絡線
目的。高速電波バースト（FRB）が、滑らかな流線の束の局所領域を超相対論的に移動する物質によって生成されると仮定して、固有の放射とは無関係に、時間と周波数におけるバーストの形態と偏光に幾何学によって適用される制約を研究します。プロセス。方法。問題を流線の方向と曲率の局所的特性の観点からのみ表現します。これにより、一般的な結果を任意のジオメトリにキャストできるようになります。このフレームワークを、パルサーとマグネター磁気圏からインスピレーションを得た2つの幾何形状、つまり双極子の極冠領域と追加のトロイダル要素を備えた磁気双極子に適用することによって説明します。結果。ジオメトリは、周波数対時間平面(動的スペクトル)のエンベロープ内でバーストが発生するように制限します。このエンベロープは、スペクトル占有と周波数ドリフト(バースト間および個々のバースト内の両方)を特に特徴づけます。固有の放出プロセスのいくつかの基本プロパティを指定することによって、バーストをシミュレートする方法を説明します。特に、一回限りのバーストの典型的な特性は、スピン周期が1秒を超える星によって極冠構造で生成される一方、繰り返し発生源からのバーストは、追加の強力なトロイダル成分と1秒未満の速度でより適切に説明できることを示します。スピン期。結論。我々は、バースト形態と、そのスピン周期や磁気圏特性などのソースの特性との間の関係は、幾何学的考察に基づいて少なくとも定性的に確立できることを提案する。私たちの結果は、リピータがより若く、高度にねじれた磁気圏を備えたより高速なマグネターであるモデルに有利です。
IGR J16320-4751 および IGR J16479-4514 における X 線変動性と硬 X 線スペクトル特性の NuSTAR 調査
NuSTAR観測を使用した2つの高質量X線バイナリ線源の包括的なタイミングとスペクトルの研究から得られた結果を紹介します。これら2つの線源、IGRJ16320-4751およびIGRJ16479-4514はINTEGRALによって発見され、今回の研究で初めて硬X線帯域(10keV以上)で特性評価されました。これらのソースでは、平均光度が10$^{36}$~erg~s$^{-1}$を超える強力なX線フレアの発生が観察されています。私たちの分析により、これらのフレアは準球状降着領域で一貫して記述できることが明らかになりました。IGRJ16479-4514のNuSTAR観測における最初のフレアの軌道位相は、他の望遠鏡によって検出されたこの源の以前のフレアの軌道位相($\phi=0.35$)と一致します。このフレアは、共回転相互作用領域(CIR)の存在によるものではなく、中性子星のペリアストロン通過の結果として発生すると結論付けています。さらに、IGRJ16320-4751のエネルギー分解パルスプロファイル解析から、軟X線と比較して硬X線のパルス割合が低いことがわかります。いくつかの標準スペクトルモデルコンポーネントを使用して、これら2つの線源の硬X線スペクトルパラメーターを示します。どちらのターゲットでもサイクロトロン吸収の特徴は検出されません。2つの間接的な方法を使用して、IGRJ16320-4751のNSの表面磁場強度の推定値を提供します。最後に、オフフレアセグメントと比較してフレアセグメント中のスペクトル硬化を観察します。これは、フレアセグメント中にコンプトン化がより効果的であることを示しています。
ペバトロン試験統計を使用して膝までの宇宙線の銀河加速器を検索する
| Title |
Search_for_the_Galactic_accelerators_of_Cosmic-Rays_up_to_the_Knee_with_the_Pevatron_Test_Statistic |
| Authors |
E.O._Ang\"uner,_G._Spengler,_E._Amato,_S._Casanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01484 |
ペバトロン検定統計量(PTS)は$\gamma$線天文台からのデータに適用され、CRスペクトルの膝あたりのエネルギーでの宇宙線(CR)の起源を検定します。いくつかの発生源がハドロン放出モデル内で分析されます。RXJ1713.7$-$3946、VelaJr.、およびHESSJ1745$-$290について以前に得られた結果は、PTSの概念、信頼性、および利点を実証することが確認されています。ソースRXJ1713.7$-$3946およびVelaJr.がペバトロンであることは、$5\sigma$を超える重要性を持って除外されますが、HESSJ1745$-$290をペバトロンとして除外すると、$4\sigma$を超える強い兆候が見つかります。ペバトロン探索のための高角度分解能観測による光源の混乱を解決することの重要性は、SNRG106.3+2.7とブーメラン星雲を含む領域のPTSを使用して実証されます。銀河中心の周囲の$\gamma$線の拡散放射や未確認の$\gamma$線源LHAASOJ2108$+$5157、HESSJ1702$については、この領域からペバトロン関連に関して統計的に有意な結論を引き出すことはできませんでした。-$420AおよびMGROJ1908$+$06。MGROJ1908+06とSNRG106.3+2.7の尾部領域からの$\gamma$線放射全体がハドロンであると仮定すると、基礎となる陽子スペクトルが350$-を超えて広がるために$3\sigma$を超える統計的指標が見つかります。べき乗則として$400TeV。この結果は、これらの発生源が陽子とヘリウムのペバトロンであり、加速された粒子が地球で観測される陽子とヘリウムのスペクトルの一部に寄与していることを示している可能性があります。
BlackHoleCam -- 射手座 A* を周回するパルサーを使った一般相対性理論のテスト
| Title |
BlackHoleCam_--_Testing_general_relativity_with_pulsars_orbiting_Sagittarius_A* |
| Authors |
Ralph_P._Eatough,_Gregory_Desvignes,_Kuo_Liu,_Robert_S._Wharton,_Aristedis_Noutsos,_Pablo_Torne,_Ramesh_Karuppusamy,_Lijing_Shao,_Michael_Kramer,_Heino_Falcke,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01496 |
BlackHoleCamは、欧州研究評議会シナジー助成金によって資金提供されたプロジェクトで、電波イメージング、パルサー観測、恒星天文測定、一般相対論的磁気流体力学モデルを組み合わせて、近くの超大質量ブラックホールの完全な天体物理学的記述を構築します。BlackHoleCamの科学者は、EventHorizonTelescopeConsortiumの積極的なパートナーです。この講演では、射手座A*を周回するパルサーを一般相対性理論のテストに使用すること、そのような源を検出する現在の困難さ、銀河中心マグネターPSRJ1745-2900からの最近の結果、そしてBlackHoleCamがどのようにして射手座A*で未発見のパルサーを探索することを目指しているかについて説明します。銀河中心。
カニパルサーの電波視差: 巨大パルスで校正された初の VLBI 測定
| Title |
The_Radio_Parallax_of_the_Crab_Pulsar:_A_First_VLBI_Measurement_Calibrated_with_Giant_Pulses |
| Authors |
Rebecca_Lin,_Marten_H._van_Kerkwijk,_Franz_Kirsten,_Ue-Li_Pen_and_Adam_T._Deller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01617 |
ヨーロッパのVLBIネットワークによる4つの観測結果を使用して、クラブパルサーの最初の正確な電波視差を測定します。かに星雲のすぐ外側に2つのインビーム銀河系外光源が見つかり、そのうち1つはデータの背景基準光源として使用できるほど明るいです。私たちは、クラブパルサーのジャイアントパルスを使用してフリンジとバンドパスのキャリブレーションソリューションを決定しました。これにより、画像の感度と信頼性が大幅に向上し、パルサーと背景光源の間の正確な位置オフセットを決定できるようになりました。これらのオフセットから、視差$\pi=0.53\pm0.06\rm{\;mas}$と固有運動$(\mu_{\alpha},\mu_{\delta})=(-11.34を決定します。\pm0.06,2.65\pm0.14)\rm{\;mas\;yr^{-1}}$、距離$d=1.90^{+0.22}_{-0.18}\rm{\;kpc}$、横速度$v_{\perp}=104^{+13}_{-11}\rm{\;km\;s^{-1}}$。これらの結果はガイア3の測定結果と一致しており、さらなるVLBI観測によりはるかに正確な天文測定の可能性が開かれます。
MWA-II による全球 21 cm 信号の測定: 月反射無線周波数干渉の特性評価の改善
| Title |
Measuring_the_global_21-cm_signal_with_the_MWA-II:_improved_characterisation_of_lunar-reflected_radio_frequency_interference |
| Authors |
Himanshu_Tiwari,_Benjamin_McKinley,_Cathryn_M._Trott_and_Nithyanandan_Thyagarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01013 |
電波干渉計は、前景の空に対する熱ブロックとしての月を研究することで、宇宙の夜明け(CD)と再電離時代(EoR)からの空の平均信号を検出できる可能性があります。最初のステップは、CD-EoR科学にとって重要なFM帯域$\約88～110$MHzを著しく汚染する、月からの地球ベースのRFI反射(アースシャイン)を軽減することです。私たちは、3日間の観測夜にわたるアースシャインの性質を理解するために、$72～180$MHzのMWAフェーズIデータを$40$kHzの解像度で分析しました。月からの地球照成分を補正するために2つのアプローチを採用しました。最初の方法では、データからの2つの成分の磁束密度を使用して地照りを軽減しました。2番目の方法では、FMカタログに基づいてシミュレートされた磁束密度を使用して地照りを軽減しました。これらの方法を使用して、月によって隠された空のパッチの予想される銀河前景温度を回復することができました。私たちは、月の熱温度が3つの時代を通じて一定であると仮定して、銀河の前景と月の固有温度$(T_{\rmMoon})$の共同解析を実行しました。$T_{\rmMoon}$は、最初の方法と2番目の方法を使用して、それぞれ$184.40\pm{2.65}\rm~K$と$173.77\pm{2.48}\rm~K$であることがわかりました。銀河スペクトル指数$(\alpha)$の適合値は、全球天空モデルと比較した場合、不確実性レベル$5\%$以内であることが判明しました。私たちの以前の研究と比較して、これらの結果は銀河のスペクトル指数と月の固有温度に対する制約を改善しました。また、地球照の影響が少ない適切な観測時間を見つけるために、2023年11月から12月にかけてMWAで地球照をシミュレーションしました。このような時間枠は、MWAを使用したCD-EoRの将来の観測をスケジュールするために使用できます。
深層学習による電波源のセグメンテーションと分類
| Title |
Radio_Sources_Segmentation_and_Classification_with_Deep_Learning |
| Authors |
Baoqiang_Lao,_Sumit_Jaiswal,_Zhen_Zhao,_Leping_Lin,_Junyi_Wang,_Xiaohui_Sun,_Shengli_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01426 |
最新の大規模電波連続体調査は感度と分解能が高く、これまで検出できなかった拡張放射および拡散放射を解決できます。これは、拡張放射源の検出と形態学的分類に大きな課題をもたらします。HeTu-v2は、マスク領域ベースの畳み込みニューラルネットワーク(MaskR-CNN)とTransformerブロックの組み合わせネットワークを使用して、高品質の電波源のセグメンテーションと分類を実現する深層学習ベースの電波源検出器です。線源は、コンパクトまたは点状線源(CS)、ファナロフ・ライリータイプI(FRI)、ファナロフ・ライリータイプII(FRII)、ヘッドテール(HT)、およびコアジェット(CJ)の5つのカテゴリに分類されます。ソース。HeTu-v2は、21センチメートル(FIRST)のラジオ空の微かな画像からのデータを使用してトレーニングされ、検証されています。HeTu-v2は平均精度($AP_{\rm@50:5:95}$)77.8%という高い精度を備えていることがわかりました。これは、HeTu-v1よりも15.6ポイント、11.3ポイント高く、それぞれオリジナルマスクR-CNN。我々は、HeTu-v2を使用してFIRST形態学カタログ(FIRST-HeTu)を作成しました。これには、835,435の情報源が含まれており、FIRST調査の最新の2014年のデータリリースと比較して、完全性98.6%、精度最大98.5%を達成しています。HeTu-v2は、天空モデルの構築、電波コンポーネントの関連付け、電波銀河の分類などの他の天文タスクにも使用できます。
抽出されたソースとフィラメントのガウス サイズデコンボリューションの不正確さとバイアス
| Title |
Inaccuracies_and_biases_of_the_Gaussian_size_deconvolution_for_extracted_sources_and_filaments |
| Authors |
Alexander_Men'shchikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01563 |
単純なガウスサイズデコンボリューション法は、既存の望遠鏡の不十分な角度分解能によって引き起こされる観察画像のぼやけを除去するために日常的に使用され、それによって抽出された光源とフィラメントの物理的サイズを推定します。サイズデコンボリューション法は、望遠鏡のビームと同様に構造物がガウス形状である場合に機能すると予想されます。この研究では、高密度のコアとフィラメントを表す、ガウス形状とべき乗則形状を持つ球形および円筒形のオブジェクトのモデル画像を使用します。画像は、モデルのさまざまな程度の解像度を調査するために、広範囲の角度解像度に畳み込まれます。単純化された平坦、凸面、および凹面の背景が画像に追加され、その後、構造のフットプリント全体にわたる平面の背景が差し引かれ、サイズが測定されてデコンボリューションされます。バックグラウンドの減算が不正確な場合、構造は完全に非ガウスプロファイルになります。構造が未解決または部分的に解決されている場合、デコンボリューションされた半値サイズは最大20倍まで大幅に過小評価または過大評価される可能性があります。解決された構造の場合、誤差は係数~2以内ですが、一部のべき乗則モデルでは最大~6の係数が表示されます。サイズデコンボリューション法は、未解像の構造には適用できません。臨界ボナー・エバート球を含むガウス状の構造が少なくとも部分的に解像されている場合にのみ使用できます。この方法は、浅いプロファイルのべき乗則構造には適用できないと考えられます。この研究により、さまざまなジオメトリの畳み込みの微妙な特性も明らかになります。異なるカーネルをコンボリューションすると、同じプロファイルを持つ球状オブジェクトと円筒状フィラメントは異なる幅と形状になります。非ガウスPSFを使用して望遠鏡で撮影されたフィラメントは、たとえ分解されていても、実際の構造よりもかなり浅く見える可能性があります。
恒星大気中での 3D NLTE 放射伝達のための不規則グリッド
コンテクスト。3次元非局所熱力学的平衡(NLTE)放射伝達計算は、恒星大気の詳細なスペクトル解析のための基本的なツールですが、膨大な量のコンピューター能力を必要とします。これにより、より広範な応用が妨げられます。目的。私たちは、恒星大気中での3D不規則グリッドの使用に関する最初の調査に着手します。特に、深度の最適化が1Dでの実行時間の高速化につながるのと同じように、不規則なグリッドを使用して3DNLTE問題を高速化できるかどうかをテストすることを目的としています。方法。3D放射線-磁気流体力学Bifrostシミュレーションからさまざまな分布をサンプリングし、3Dボロノイ図に基づいて不規則なグリッドを作成しました。私たちは3D不規則グリッド上の放射線を解く方法を開発し、$\Lambda$反復と統計的平衡を使用した単純なNLTEソルバーを実装しました。私たちはこれを単純化された水素様原子に適用し、不規則グリッド法の収束特性と精度を研究しました。参考のために、これらを通常のグリッド上の標準的な短特性ソルバーと比較しました。結果。不規則なグリッドでの放射に対する私たちの方法は、規則的なグリッドからの方法と同様の結果をもたらし、局所的な熱力学的平衡における連続体強度については、不規則なグリッド内の約10倍少ない点でほぼ同じ結果を得ることが可能であることがわかりました。不規則グリッドはNLTE問題に対して良好な結果をもたらす可能性がありますが、通常のグリッドよりも反復ごとに4倍の時間がかかり、ほぼ同じ反復数で収束します。これにより、特に効率が悪くなります。したがって、私たちの処方は改善にはつながりません。また、正確な結果を得るには不規則なグリッドの設計が重要であることもわかり、幅広い高さにわたって適切に機能する不規則なグリッドを設計するのは簡単ではないことがわかりました。
スピッツァー赤外分光器で観察した超低温矮星 -- III.若い L ドワーフの大気中の塵の粒子はより重い
| Title |
Ultracool_Dwarfs_Observed_with_the_Spitzer_Infrared_Spectrograph_--_III._Dust_Grains_in_Young_L_Dwarf_Atmospheres_Are_Heavier |
| Authors |
Genaro_Su\'arez_(1,2)_and_Stanimir_Metchev_(2)_((1)_American_Museum_of_Natural_History,_(2)_The_University_of_Western_Ontario) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01119 |
スピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線分光器から得られた野外超低温矮星のアーカイブされたすべての5～14ミクロンのスペクトルの分析により、8～11ミクロン領域のケイ酸塩による吸収がほとんどのL型(1300K～2200K)で見られることが示されました。）小人。この吸収は、L矮星の大気中のケイ酸塩が豊富な雲によって引き起こされ、L4～L6のスペクトルタイプで最も強くなります。ここでは、低($\lesssim$10$^{4.5}$cms$^{-2}$)のL3～L7矮星の中間赤外ケイ酸塩吸収特性の平均を比較します。\高($\gtrsim)$10$^5$cms$^{-2}$)表面重力。我々は、ケイ酸塩の吸収特性が表面重力に敏感であり、若い中期L矮星と古い中期L矮星のダスト凝縮物の粒径と組成の違いを示していることを発見した。低重力中期L矮星の平均ケイ酸塩吸収プロファイルは、$\sim$1ミクロンサイズの非晶質鉄とマグネシウムを含む輝石(Mg$_x$Fe$_{1-x}$SiO$_3$)の予想と一致する穀類。高重力中度L矮星は、より小さく($\lesssim$0.1$\mu$m)、より揮発性の高い非晶質エンスタタイト(MgSiO$_3$)またはSiO粒子によってよく表されるケイ酸塩吸収を持っています。これは、超低温大気中での粉塵凝縮物の重力依存性沈降を示す初めての直接的な分光学的証拠である。これは、低重力大気中での沈降効率の低下に関する理論的予想を裏付け、またその塵埃の増加を個別に確認します。
SOHO/SWANからの星間中性Hの流れ方向
| Title |
The_flow_direction_of_interstellar_neutral_H_from_SOHO/SWAN |
| Authors |
M._Bzowski,_M.A._Kubiak,_M._Strumik,_I._Kowalska-Leszczynska,_C._Porowski,_E._Quemerais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01135 |
星間中性水素は、磁化された外側太陽鞘で起こる分裂により、若干異なる2つの方向から一次集団と二次集団の混合物として太陽圏に流入します。太陽圏内部で観察される星間中性ヘリウムの流入方向と、星間中性ヘリウムの乱れのない流れの方向は、軸対称性から太陽圏の歪みの幾何学的形状を理解する上で重要である。また、SOHO/SWANによって現在実行され、近い将来にはIMAP/GLOWSによって実行されるような太陽光の観測に基づく太陽風の構造のリモートセンシング研究を促進するためにも必要です。これまで、星間水素の流れ方向を測定する唯一の手段は太陽光の分光観測でした。ここでは、ヘリオグローの長期にわたる測光観測に基づいてこのパラメータを決定する新しい方法を提案します。この方法は純粋に幾何学的な考慮事項に基づいており、モデルや測定値の絶対的な校正には依存しません。この方法をSOHO/SWAN実験で得られたヘリオグローの天空図に適用し、星間水素の平均流経度を導き出します。$253.1\degr\pm2.8\degr$が得られ、これは分光観測に基づいて以前に得られた結果と完全に一致しています。
球状星団の金属性とRRリラ光度曲線が解けるまでの距離
| Title |
Globular_cluster_metallicities_and_distances_from_disentangling_their_RR_Lyrae_light_curves |
| Authors |
Armando_Arellano_Ferro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01175 |
39個の球状星団のサンプルの平均水平枝絶対等級と鉄存在量を示します。これらの量は、RRこと座星団メンバーの光線曲線のフーリエ分解に基づいて、前例のない均一な方法で計算されました。光度校正のゼロ点について説明します。測光的に導出された金属量と距離は、[Fe/H]の分光測定や、{\slガイア}および{\slハッブル宇宙望遠鏡}のデータを使用して得られた正確な距離と非常によく比較できます。$M_V$--[Fe/H]関係を正しく評価するために、RRab星とRRc星の結果を区別する必要性について議論します。RRab星の場合、その関係は非線形であり、水平分岐構造が重要な役割を果たします。RRc星の場合、関係は線形かつ緊密なままであり、傾きは非常に浅いです。したがって、RRc星は、親クラスターの距離を示すより適切な指標であると考えられます。過去20年間にわたって実行された体系的な時系列CCDイメージングにより、球状星団のサンプル内の330個の変数を発見して分類することができました。
共生新星CN Chaの理論光度曲線モデル -- 3年間の光学平坦ピーク
CNChaは、3年間にわたる光学的に平坦なピークとその後の急速な衰退を特徴とする、ゆっくりとした共生新星です。静水圧近似に基づいてCNChaの理論的な光度曲線を提示し、Z=0.004の低金属存在量での白色矮星(WD)の質量を$\sim0.6~M_\odot$と推定します。この種の平坦なピーク新星は、鋭い光学ピークを持つ古典的な新星と、その進化が遅すぎて人間の時間スケールでは新星爆発として認識できない非常に遅い新星との間の境界天体です。理論的には、低質量WDには静的な風と光学的に厚い風という2種類の新星包絡線解が存在します($\lesssim0.7~M_\odot$)。このような新星爆発は、最初は静水圧的な方法で始まり、その後、新星エンベロープ内の伴星による摂動により、光学的に厚い風の進化に変化する可能性があります。複数のピークは、遷移の緩和プロセスを反映しています。CNChaは、伴星がはるか外側に位置し、CNChaの新星包絡線を乱さないため、CNChaのような長く続く平坦なピーク新星とV723Casのような複数のピークを持つ新星との違いについての私たちの説明を裏付けています。
高空間解像度シミュレーションから大気情報を推定する機能の研究
| Title |
A_study_of_the_capabilities_for_inferring_atmospheric_information_from_high-spatial-resolution_simulations |
| Authors |
C._Quintero_Noda,_E._Khomenko,_M._Collados,_B._Ruiz_Cobo,_R._Gafeira,_N._Vitas,_M._Rempel,_R._J._Campbell,_A._Pastor_Yabar,_H._Uitenbroek,_D._Orozco_Su\'arez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01422 |
この研究では、4mクラスの望遠鏡DKISTおよびESTによる将来の観測で得られる空間分解能を再現する現実的な数値磁気流体シミュレーションから大気情報を推定する際に達成できる精度を研究します。まず、SIRコードと630nmでのFeI遷移を使用して多重反転構成を研究し、広範囲の高さで入力と推定される大気の間のわずかな差を取得します。また、反転精度がストークスプロファイルのノイズレベルにどのように依存するかを調べます。結果は、反転ピクセルの大部分が強く磁化された領域に由来する場合、ノイズに関する制限がほとんどなく、$I_c$の1$\times10^{-3}$までのノイズ振幅に対して良好な結果が得られることを示しています。。同時に、支配的な磁気構造が弱く、ノイズの抑制がより要求される観測では状況が異なります。さらに、ノイズレベルが$I_c$の1$\times10^{-4}$程度の場合、適合の精度はノイズなしで得られた精度とほぼ同じであることがわかります。したがって、観測者が磁場ベクトルの結果の信頼できる解釈を求める場合は、ノイズ値を$I_c$の5$\times10^{-4}$以下にすることを目指すことをお勧めします。私たちは、最適化された偏光キャリブレーションと主鏡の広い集光領域のおかげで、これらのノイズレベルは次世代の4mクラスの望遠鏡で達成可能であると予想しています。
300 MeV を超える SEP イベントを予測: SPARX を高エネルギーまで拡張
太陽エネルギー粒子(SEP)の予測は、宇宙天気研究の重要な分野です。陽子エネルギー<100MeVでのSEPイベントの特性を予測する予測モデルが多数存在します。これらのモデルの1つは、フレアが検出されてから数分以内に>10MeVおよび>60MeVの磁束プロファイルを計算する物理ベースの予測ツールであるSPARXシステムです。この研究では、300MeVを超えるSEPイベントを予測するためのSPARXの拡張であるSPARX-Hについて説明します。SPARX-Hは、3つの高エネルギーチャネルにおける流束を最大数百MeVまで予測します。SEPのピークフラックスと関連する太陽フレアのピーク強度の間の相関は、高エネルギーでは弱いことが見られますが、イベント中の場の極性に基づいてイベントがグループ化されると改善されます。この新しい高エネルギー予測ツールの初期結果をここに示し、高エネルギー予測の応用について説明します。さらに、SPARXの新しい高エネルギーバージョンは、一連の歴史的なSEPイベントでテストされています。SPARX-Hは、多くの大規模なSEPイベントが発生する傾向にある、十分に接続された領域に発生源の位置があるイベントからのピークフラックスを予測する場合に最高のパフォーマンスを発揮することがわかります。
新しく発見された6つの化学的に特異な星の表面組成。 HgMn 星 $\mu$ Lep および $\beta$ Scl と表面的に正常な
B 星 $\nu$ Cap との比較
| Title |
The_surface_composition_of_six_newly_discovered_chemically_peculiar_stars._Comparison_to_the_HgMn_stars_$\mu$_Lep_and_$\beta$_Scl_and_the_superficially_normal_B_star_$\nu$_Cap |
| Authors |
Richard_Monier,_E._Niemczura,_D.W._Kurtz,_S._Rappaport,_D.M._Bowman,_Simon_J._Murphy,_Yveline_Lebreton,_Remko_Stuik,_Morgan_Deal,_Thibault_Merle,_Tolgahan_K{\i}l{\i}\c{c}o\u{g}lu,_Marwan_Gebran,_Ewen_Le_Ster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01601 |
私たちは、明るく、主に南方で、ゆっくり回転する後期B星、HD~1279(B8III)、HD~99803(B9V)、HD~123445(B9V)、HD~147550(B9V)、HD~の詳細な存在量研究について報告します。171961(B8III)とHD~202671(B5II/III)は、これまで通常の星として報告されています。これらを2つの古典的なHgMn星$\mu$Lepおよび$\beta$Scl、および表面的に正常な星である$\nu$Capと比較します。6つの星のスペクトルでは、3984\AA\線の\ion{Hg}{2}線がはっきりと見られ、P、Ti、Mn、Fe、Ga、Sr、Y、Zrの多数の線が見えます。強力な吸収体。これらの物体の新たに取得したスペクトルとアーカイブされたスペクトルを、選択した非ブレンドラインの合成スペクトルのグリッドと比較すると、P、Ti、Cr、Mn、Sr、Y、Zr、Ba、Pt、Hgが多量に過剰であり、He、Mgが過少であることが明らかになります。、ＳｃおよびＮｉ。調査された6つの星の実効温度、表面重力、低い投影回転速度、および特異な存在量パターンは、それらが新しい化学的に特異な星、ほとんどが新しいHgMn星であることを示しており、そのように再分類されています。これらの星の進化の状態が推測され、その年齢と質量が推定されています。2つの最も重い天体、HD~1279とHD~202671は、最近主系列から離れて進化した可能性があり、他の星は主系列天体です。HD~99803Aはかすかな日食を伴う鋭い線の入ったHgMn星です。TESSとMASCARA測光から、軌道周期$P_{\rmorb}=26.12022\pm0.00004$\,dを決定します。
$^{12}\rm{C}\left({\alpha},{\gamma}\right)^{16}\!\rm{O}$ の反応率が
$^{56}{\ に与える影響対不安定性超新星における rm Ni}$ 元素合成
| Title |
Impacts_of_the_$^{12}\rm{C}\left({\alpha},{\gamma}\right)^{16}\!\rm{O}$_reaction_rate_on_$^{56}{\rm_Ni}$_nucleosynthesis_in_pair-instability_supernovae |
| Authors |
Hiroki_Kawashimo,_Ryo_Sawada,_Yudai_Suwa,_Takashi_J._Moriya,_Ataru_Tanikawa,_Nozomu_Tominaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01682 |
核反応、特に$^{12}\rm{C}\left({\alpha},{\gamma}\right)^{16}\!\rm{O}$の進化を理解する鍵となります。この速度は、対不安定性超新星(PISNe)によるブラックホール(BH)の質量分布の下端と上端に大きな影響を与えることが知られています。しかし、これらの反応速度は十分に決定されていません。$\texttt{MESA}$恒星の進化コードを使用して、$^{12}\rm{C}\left({\alpha},{\gamma}\right)^{16}における不確実性の影響を調査します。初期質量の高分解能を考慮して元素合成と爆発エネルギーに焦点を当てた、PISN爆発の\!\rm{O}$レート。私たちの研究結果は、合成された放射性ニッケル($^{56}{\rmNi}$)の質量と爆発エネルギーが$^{12}\rm{C}\left({\alpha},{\gamma)とともに増加することを示しています。}\right)^{16}\!\rm{O}$は、高質量エッジ領域を除いて、同じ初期質量に対するレートです。高いレート($\texttt{STARLIB}$標準値の約2倍)では、ニッケルの最大生産量は70$M_\odot$を下回りますが、低いレート(標準値の約半分)ではニッケルの最大生産量は増加します。83.7$M_\odot$まで。これらの結果は、炭素の燃焼が恒星が膨張を開始する時期を決定することにより、PISNeにおいて重要な役割を果たしていることを強調しています。膨張の開始はヘリウムの光崩壊による崩壊と競合し、爆発を引き起こす可能性のある最大質量は$^{12}\rm{C}\left({\alpha},{\gamma}\right)によって決まります。^{16}\!\rm{O}$の反応率。
「重力閉じ込めは暗黒物質のない平坦な銀河回転曲線を維持するのか？」についてのコメント
参考文献の方法と結論についてコメントします。[1]、「重力閉じ込めは暗黒物質のない平坦な銀河回転曲線を維持するのか?」この記事は、一般相対性理論による非摂動補正が銀河の回転曲線にとって重要であるかどうかを調査するために2つの方法を使用し、重要ではないと結論付けています。これは、そのような修正が大きいと判断した一連の記事[2-4]と矛盾します。私たちはここで参考文献とコメントします。[1]は、[2-4]で研究された特定のメカニズムを除外することが知られている近似を使用しているため、参考文献の発見をテストしていません。[2-4]。
| Title |
Getting_the_most_on_supernova_axions |
| Authors |
Alessandro_Lella,_Pierluca_Carenza,_Giampaolo_Co',_Giuseppe_Lucente,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi,_Thomas_Rauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01048 |
核子と結合したアクシオン様粒子（ALP）が超新星（SN）の核から大量に放出される可能性がある。我々は、フリーストリーミングALPに関する既存の限界を、ALPが核物質と非常に強く相互作用してSNコアに捕捉される場合に拡張する。強く相互作用するALPについては、SN1987Aの時点でカミオカンデIIニュートリノ検出器にALP誘発シグナルが存在しなかったことから限界を拡張しました。さまざまな引数を組み合わせると、SNeはALP質量$m_{a}\lesssim1$MeVのアクシオン核子結合$g_{aN}\gtrsim10^{-9}$の値を除外することがわかります。注目すべきことに、標準QCDアクシオンモデルの場合、SN境界は$m_{a}\gtrsim10^{-2}$eVのすべての値を除外します。この結果は、現在および将来の宇宙論的調査でアクシオン信号を検出する可能性を妨げます。
プラズマにおける高次相空間密度モーメントにおけるエネルギー変換の定量化
| Title |
Quantifying_Energy_Conversion_in_Higher_Order_Phase_Space_Density_Moments_in_Plasmas |
| Authors |
Paul_A._Cassak,_M._Hasan_Barbhuiya,_Haoming_Liang,_and_Matthew_R._Argall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01106 |
弱い衝突および無衝突のプラズマは通常、局所熱力学的平衡(LTE)からは程遠いため、そのようなシステムにおけるエネルギー変換を理解することは最前線の研究課題です。標準的なアプローチは、内部(熱)エネルギーと密度の変化を調査することですが、これでは、位相空間密度の高次モーメントを変化させるエネルギー変換が省略されます。この研究では、LTE以外のシステムの位相空間密度のすべての高次モーメントに関連するエネルギー変換を第一原理に基づいて計算します。無衝突磁気リコネクションのセル内粒子シミュレーションにより、高次モーメントに関連するエネルギー変換が局所的に重要になる可能性があることが明らかになりました。この結果は、太陽圏、惑星、天体物理学的プラズマにおける再結合、乱流、衝撃、波動粒子相互作用など、数多くのプラズマ環境で役立つ可能性があります。
一般相対性理論における計量摂動は、通常、スカラー、ベクトル、テンソルの3つの異なるクラスに分類されます。多くの場合、これらのモードは分離可能です。つまり、モードごとに独立した運動方程式を満たします。しかし、本論文では、どのようなゲージ条件が選択されたとしても、多くの場合、テンソルモードとスカラーモードは分離できないと主張します。これらのモードのいずれかの伝播は、他のモードに依存します。このような混合を実現する現実的な例を示します。
複合ヒッグス模型における宇宙論的相転移
| Title |
Cosmological_Phase_Transitions_in_Composite_Higgs_Models |
| Authors |
Kohei_Fujikura,_Yuichiro_Nakai,_Ryosuke_Sato,_Yaoduo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01305 |
我々は、四次元漸近自由ゲージ場理論からなるさまざまな複合ヒッグス模型における宇宙論的相転移を研究します。各モデルは、標準モデルヒッグス場を擬似南部ゴールドストーン粒子として実現する大域対称性の自発的破れに関連する閉じ込め-脱閉じ込め転移および相転移を引き起こす可能性があります。普遍性の議論に基づいて、$\epsilon$展開手法を利用して計算される、有限温度における対応する線形シグマモデルの繰り込み群の流れを研究することにより、大域的対称性の破れに関連する相転移の順序を議論します。ワンループ順で。私たちの分析は、一部の複合ヒッグスモデルが現象学的に興味深い一次相転移に対応していることを示しています。また、$Sp(2N_c)$ゲージ理論に基づいて、UV完成複合ヒッグスモデルにおける閉じ込めと解放の遷移を調査します。$Sp(2N_c)$の基本表現において、$Sp(2N_c)$ゲージ場の自由度が物質場の自由度よりもはるかに大きい場合、一次相転移が有利であることがわかります。閉じ込め-脱閉じ込め遷移によって生成される重力波信号と、将来の観測でのその検出可能性についてコメントします。私たちの議論は、格子シミュレーションを使用した複合ヒッグスモデルにおける相転移のさらなる研究の動機付けとなります。
チベット高原東端における大気境界層の高さの変動
| Title |
Variation_of_the_Atmospheric_Boundary_Layer_Height_at_the_Eastern_Edge_of_the_Tibetan_Plateau |
| Authors |
Jing_Liu,_Xiaofan_Tang,_Junji_Xia,_Fengrong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01358 |
この論文は、2021年2月から5月と8月から11月にチベット高原の東斜面にある大高高度大気シャワー観測所（LHAASO）でマルチチャンネルマイクロ波放射計によって観測された高時間的および空間的分解能の温度プロファイルデータを利用しました。2021年全体のERA5再解析データ製品を使用して、大気境界層高さ(ABLH)の日次、月次、および季節変動を研究します。結果は以下の通りである:(1)晴れた日のABLHは山と谷のある明らかな変動を示した。ABLHは日の出後の表面温度の上昇とともに上昇を続け、通常は午後18時頃に最大値に達し、その後日没まで急速に低下しました。(2)4月の平均ABLHは約1200mで最も高かったが、11月には約600mにすぎなかった。ABLHは日中は大きく変動したが、夜間は400m付近で安定した。ERA5から得られたABLHの結果は全体的にわずかに小さかったですが、マイクロ波放射計では一貫した変化傾向がありました。(3)ABLHの最大値は春に出現し、夏、秋と続き、冬が最も低く、いずれも14:00～15:00頃にピークに達した。これらの結果は、チベット高原の東斜面にあるABLHを理解する上で非常に重要であり、LHAASO望遠鏡の光子数の絶対校正や大気監視計画の参考となるとともに、既存の観測データの信頼性と正確性を評価する上で参考となる。再解析データセット。
原始スペクトル導出のための量子重力インフレーションにおける時空変動の非線形進化の研究
| Title |
Study_of_Nonlinear_Evolution_of_Spacetime_Fluctuations_in_Quantum_Gravity_Inflation_for_Deriving_Primordial_Spectrum |
| Authors |
Ken-ji_Hamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.01384 |
私たちは、特別な共形不変性によって表される背景の自由度を漸近的に示す、繰り込み可能な量子重力におけるインフレーション解の周りの重力の量子ゆらぎの進化を研究します。インフレーションはプランクスケールで発火し、約$10^{17}$GeVの動的スケールで時空相転移が起こるまで続きます。インフレーション中に、最初は大きなスケール不変の変動が、小さなCMB異方性によって示唆される適切な大きさまで振幅が減少することを示すことができます。本研究の目的は、相転移点におけるゆらぎのスペクトル、すなわち原始スペクトルを導出することです。ゆらぎの非線形発展方程式系は、量子重力有効作用から導出されます。実行結合定数は、平均場近似の精神に従って、時間依存の平均によって表されます。本論文では、共形モードの指数関数など、これまでの研究では扱われていなかった、依然として大きな振幅を伴うインフレーションの初期段階に寄与するさまざまな非線形項を決定し、検討します。さらに、その効果を具体的に検証するために、共運動運動量空間における各項の最も寄与する部分を抽出する簡略化を行って発展方程式を数値的に解きました。結果は、それらが、同じ移動するプランクスケールを超えた広い範囲にわたって初期スケールの不変性を維持するように機能することを示しています。これは正確な原始スペクトルの導出に向けた挑戦であり、将来的には宇宙論に生じた緊張の解決につながることが期待されます。
原始ブラックホールの蒸発は、ダークセクターと標準模型の間の非重力相互作用に依存することなく、有望な暗黒物質生成メカニズムを提供します。「大きな」超次元(LED)の理論では、量子重力の真のスケール$M_*$は、プランクスケールよりもはるかに低い可能性があり、エネルギー粒子の衝突が可能となり、原始プラズマ内に微細なブラックホールが生成されます。$T\gtrsim100$GeVという低い温度。さらに、LEDはブラックホールの質量、半径、温度の関係を変更し、初期の宇宙では微視的なブラックホールが巨視的なサイズに成長することを可能にします。この研究では、LEDブラックホールによるダークマター生成の3つのシナリオを研究します。1)最終的に蒸発する前に巨視的サイズまで成長する遅延蒸発ブラックホール(DEBH)、2)すぐに蒸発する瞬間蒸発ブラックホール(IEBH)、3)プランケオンとして知られる質量$M_*$の安定したブラックホール遺物。与えられた再加熱温度$T_\mathrm{RH}$において、DEBHはIEBHやプランクオンよりも暗黒物質の生成量が大幅に少ないことを示します。IEBHは、再加熱スケールが$10^{-2}\leqT_\mathrm{RH}/M_*\leq10^{-1}$の範囲にある限り、観測された量の暗黒物質の遺物を生成できます。結果として生じる暗黒物質の平均速度を計算し、すべての暗黒物質質量$m_{dm}\gtrsim10^{-4}$GeVにとって十分に冷たいことを示します。このメカニズムは、$10^4\,\mathrm{GeV}\leqM_*\leqM_{Pl}$の範囲の量子重力のあらゆるスケールおよび任意の数のLEDに対して実行可能です。
ファズボール プログラムの観察の機会
私たちは、ひも理論、特に「ファズボール」パラダイムが、強重力観測の現象学にどのようにすでに有意義な貢献をしてきたか、また今後どのように貢献できるかを議論します。このプログラムでは、近い将来に関連する研究の方向性を概説し、弦理論とファズボールが現象学にもたらす独自の視点を強調します。
