| Title |
Stochastic_dynamics_of_multi-waterfall_hybrid_inflation_and_formation_of_primordial_black_holes |
| Authors |
Yuichiro_Tada_and_Masaki_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07324 |
我々は、高度なアルゴリズムを使用してウォーターフォールフィールドの確率力学を追跡することにより、複数のウォーターフォールフィールドを備えたハイブリッドインフレーションモデルにより、天体物理学的サイズの原始ブラックホール(PBH)が形成される可能性があることを示します。これは、インフレトンポテンシャルが調整されない限り、密度摂動の波長が通常、天体物理スケールのPBHを形成するには短すぎる(またはそうでなければPBHが過剰に生成され、モデルが除外される)単一のウォーターフォールフィールドの場合とは対照的です。特に、瞬時再加熱の場合にウォーターフォールフィールドの数が約5であれば、$10^{20}\,{\rmg}$程度の質量を持つPBHがハイブリッドインフレーション後に他の宇宙論的観測と一貫して形成できることを実証します。観測可能な重力波は、大きな曲率摂動の二次効果や、ウォーターフォール相転移後に形成されるテクスチャや全体的な欠陥のダイナミクスから生成されます。
再結合後の宇宙におけるアクシオンストリングの存在は、ハイパーライトアクシオン様粒子の電磁気との結合を介したアクシオンストリング誘起複屈折現象を通じて、宇宙マイクロ波背景放射の偏光パターンに痕跡を残す可能性がある。空全体で、偏光回転角は、アクシオンストリングループの「影」として生じる鋭い境界を持つ均一な領域のパッチワークを表示すると予想されます。したがって、このような複屈折スカイマップの統計は必然的に非ガウスになります。この記事では、$4$ポイントと$3$ポイントの相関関数に対応する尖度とバイスペクトルという2つの手法を使用して、アクシオンストリング誘起複屈折の非ガウス性を定量化します。将来、異方性複屈折が検出された場合、その非ガウス特性の測定は、一般に、さまざまな新しい物理ソース間の識別を容易にするでしょう。また、特にアクシオンストリングの文脈では、アクシオンと光子の結合とアクシオン光子の結合の間の縮退を解くのに役立つでしょう。文字列ネットワークのプロパティ。
クエーサー光曲線の変分勾配は距離の指標ではありません
クエーサー光曲線の時間差商、つまり\emph{変動傾き}を絶対等級に対してプロットすると、変分傾き方向に$\sim0.16$dexまたは$\sim0.5$dexという強い正の相関関係が存在します。絶対大きさの方向に。この発見は、変分傾きと光度の関係が距離指標として使用できるという示唆につながりました。しかし、私はこの関係がほぼ完全に光度との自己相関から説明できることを示します。自己相関成分を適切に考慮した後、この関係は光度に$\sim1.5$dexの真の散乱を持ち、クエーサー変動振幅の確立された相関と一致します。この大きな散乱を考慮すると、変動の傾きまたは変動の振幅と光度との相関は、それ自体ではクェーサーの距離指標として適切ではありません。
準地平線崩壊原始ブラックホール合体からの確率的重力波背景の異方性について
| Title |
On_the_Anisotropy_of_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_from_Sub-Horizon-Collapsed_Primordial_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Stefano_Profumo_and_Fengwei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07454 |
私たちは、初期宇宙の準地平線領域の崩壊によって形成された原始ブラックホール(PBH)の合体から生じる確率的重力波背景(SGWB)の特性を研究しています。モデルに依存しないアプローチを採用し、パッチが重力で崩壊し始めるときの摂動モードの波長の割合$f_H$を地平線半径の単位でパラメータ化します。等曲率摂動と球対称密度摂動の単色スペクトルを仮定して、さまざまな周波数、PBH質量、および地平線サイズ分率での等方性SGWBエネルギー密度と角パワースペクトルを調査します。サブホライズン形成の重要な影響は、PBHの質量関数と地層の赤方偏移の変化であり、これが重力波(GW)観測物に影響を与えます。我々は、サブホライズンPBHの形成が一般に等方性SGWBエネルギー密度と絶対角パワースペクトルを強化することを発見しました。ただし、$f_H$の減少に伴う両方の量の準単調増加は、バイナリPBHのチャープ質量が観測頻度によって決定される質量閾値に達すると停止します。等方性SGWBエネルギー密度スペクトルは、対応するカットオフ周波数を超えると大幅に低下します。
銀河パワースペクトルにおける局所原始非ガウス性のインフレーション後の汚染
| Title |
Post-inflationary_Contamination_of_Local_Primordial_Non-Gaussianity_in_Galaxy_Power_Spectra |
| Authors |
Charuhas_Shiveshwarkar,_Thejs_Brinckmann,_Marilena_Loverde,_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07517 |
銀河密度コントラストのスケール依存バイアスは、大規模構造の観測から局所的な原始非ガウス性($f_{\rmNL}^{\text{local}}$)を制約する際に抽出される重要な信号です。このようにして得られた制約は、銀河のパワースペクトルにおける地平線スケールの特徴はもっぱら原始的な物理メカニズムによるものであるという仮定に基づいています。しかし、インフレ後の影響は、地平線スケールのスケール依存の偏りとして現れる銀河数密度の変調を引き起こす可能性があります。私たちは、このようなスケール依存バイアスの2つの原因、つまり光の遺物の自由流れと電離放射線のバックグラウンドでの変動が、局所的な原始非ガウス性の精密測定に及ぼす影響を調査します$f_{\rmNL}^{\text{local}}$は銀河のパワースペクトル測定から得られます。$\sigma(f_{\rmNL}^{\rmlocal})\lesssim1$に達するテストケースサーベイとしてSPHERExサーベイを使用し、自由ストリーミング粒子によって引き起こされるスケール依存のバイアスを無視すると、負のバイアスが発生する可能性があることを示します。$\sim0.1-0.3\sigma$による$f_{\rmNL}^{\rmlocal}$の推定値。電離放射線の変動の影響を無視すると、$f_{\rmNL}^{\rmlocal}$の推定値が$\sim1\sigma$だけ負に偏る可能性があります。バイアスの範囲は、ニュートリノ質量の値と電離放射線の影響のモデル化だけでなく、線源の母集団と解析で使用されるスケールの範囲によって異なります。これらのスケール依存の偏りの原因が分析に含まれている場合、$f_{\rmNL}^{\rmlocal}$の予測には偏りはありませんが、劣化します。
JWST によって観測された初期銀河はプランクの CMB 偏光測定と一致しませんか?
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による最近の観測により、約$z\sim10$の赤方偏移で$M\ge10^{10.5}M_{\odot}$の質量を持つかなりの密度の巨大銀河が存在するという驚くべき発見がもたらされました。。これは、およそ$\rho_*\sim10^6M_{\odot}Mpc^{-3}$の星の質量密度に相当します。銀河形成に関して保守的な仮定を立てているにもかかわらず、この発見は、プランク衛星からのCMB異方性の観測によって支持されている標準的な$\Lambda$CDM宇宙論と互換性がない可能性があります。この論文では、$\Lambda$CDMフレームワーク内のプランクの結果との実質的な矛盾を確認します。バリオンを星に変換する効率の値を$\epsilon=0.2$と仮定すると、実際に$\Lambda$CDMモデルが$99.7\%$信頼水準(C.L.)を超えると除外されることがわかります。$\epsilon\sim0.1$ではさらに重要な除外が見つかり、$\epsilon=0.32$ではより良好な一致が得られますが、$95\%$を超えるとまだ緊張状態にあります。すでに文献で議論されているように、この緊張は、JWST測定の体系化または新しい物理学のいずれかによって生じる可能性があります。ここで、最後の努力として、プランクによって得られた大きな角スケール偏光を無視することで、物質クラスタリングパラメータ$\sigma_8$のかなり大きな値が可能になり、プランクとJWSTの間のより良い一致につながる可能性があることを指摘します。$\Lambda$CDMフレームワーク。興味深いことに、プランク温度のみのデータとJWST観測と互換性のあるモデルは、$68\%$C.L.でのより高いハッブル定数$H_0=69.0\pm1.1$km/s/Mpcを支持しており、SNに基づく観測とよりよく一致しています。Ia光度距離。
大流体銀河形成シミュレーションにおける効率的な再電離
| Title |
Efficient_Reionization_in_a_Large_Hydrodynamic_Galaxy_Formation_Simulation |
| Authors |
James_E._Davies,_Simeon_Bird,_Simon_Mutch,_Yueying_Ni,_Yu_Feng,_Rupert_Croft,_Tiziana_Di_Matteo,_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07861 |
シミュレーションされた再電離時代(EoR)のトポロジーと統計の精度は、観測と物理プロセスの間の関係を引き出すために不可欠です。完全な放射伝達モデルは最も正確な再電離モデルを生成しますが、計算コストが非常に高く、大規模な宇宙論的シミュレーションには実行できません。代わりに、大規模なシミュレーションには、初期密度フィールドを介して事前計算されるか、フィードバック効果が無視される後処理されたEoRモデルが含まれることがよくあります。エクスカーションセット再電離アルゴリズムを含む、再電離$20>z>5.5$のAstridエポックの再シミュレーションであるAstrid-ESを紹介します。Astrid-ESは、計算時間に大きな影響を与えることなく、より正確な再イオン化履歴を生成します。このモデルは、シミュレーションで生成された星粒子を直接利用してEoR履歴を計算し、再電離後にガス粒子を加熱するUVバックグラウンドを含んでいます。Astrid-ESの再電離トポロジーと統計を、以前に採用されたパラメトリック再電離モデルと比較したところ、Astrid-ESでは電離領域が銀河とより相関しており、21cmパワースペクトルは大規模パワーの増加を示していることがわかりました。HII領域のサイズとその中の最も明るい銀河のUV光度との関係を計算します。オーバーラップフェーズの前に、標準を使用した$\mathrm{log}(R)=-0.314M_\mathrm{UV}-2.550\mathrm{log}(1+z)+7.408$のべき乗則適合が見つかります。すべての質量ビンにわたる偏差$\sigma_R<0.15\mathrm{dex}$。また、再電離中のハローの特性も調べ、シミュレーションにおけるハローの特性は再電離の赤方偏移と相関しているものの、再電離自体には大きな影響を受けていないことがわかりました。
トルクの揺れ -- 地球規模の円盤と惑星の相互作用の堅牢な特徴
| Title |
Torque_wiggles_--_a_robust_feature_of_the_global_disc-planet_interaction |
| Authors |
Nicolas_P._Cimerman,_Roman_R._Rafikov,_Ryan_Miranda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07341 |
惑星と原始惑星系円盤の間の重力結合は、惑星の移動やギャップ形成などの多くの重要な現象の原因となっています。このカップリングの重要な定量的特性は、励起トルク密度、つまり惑星の重力によってディスクに与えられるトルク(単位半径あたり)です。最近のグローバルシミュレーションと線形計算により、外側ディスクのトルク密度のグローバルな半径方向分布における低振幅の準周期振動の複雑なパターンが発見されました。これをトルクウィグルと呼びます。今回我々は、トルクの揺れが地球規模の円盤と惑星の相互作用の堅牢な結果であり、円盤パラメータや熱力学的仮定（$\beta$-冷却を含む）の変動にもかかわらず存在することを示す。それらは、円盤内を自由に伝播する惑星駆動の密度波と惑星のポテンシャルの結合から生じます。私たちは、外側円盤内の惑星駆動密度波の近似的自己相似性に基づいて、この現象の分析理論を開発しました。私たちはこれを線形計算とシミュレーションと併用して、(a)くねくねの半径方向の周期性が惑星駆動の密度波(円盤内での巻きつき)の全体的な形状によって決定されること、および(b)鋭い特徴によって決定されることを示しました。トルク密度分布は、惑星の後流が星と惑星の線を交差する半径での異なる方位角(フーリエ)トルク寄与の強め合う干渉から生じます。線形領域では、トルクの揺れは弱い影響を表し、合計(統合)トルクにわずか数パーセントしか影響しません。ただし、摂動子の軌道の周りにギャップ(またはキャビティ)が形成される非線形領域では、その重要性が高まるはずです。
移動中の系外衛星からの斜めのリング：半径が拡大した長周期系外惑星の起源の可能性
| Title |
Oblique_rings_from_migrating_exomoons:_A_possible_origin_for_long-period_exoplanets_with_enlarged_radii |
| Authors |
Melaine_Saillenfest,_Sophia_Sulis,_Paul_Charpentier,_Alexandre_Santerne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07348 |
コンテクスト。成熟系におけるいくつかの長周期系外惑星の密度が極めて低いことは、まだ説明されていません。HIP41378fはこのカテゴリーの典型です。このような惑星は実際には通常の密度を持っているが、ほぼ正面から観察されるリングに囲まれており、膨らんだ惑星の通過深さを模倣している可能性があると提案されています。これは、惑星の赤道がその軌道面に対してほぼ垂直であることを意味しており、これは巨大ガス惑星の形成過程と矛盾している。しかし、太陽系の惑星に関して言えば、ギガ年にわたる進化の後、月の潮汐移動により、自然にリングを持つ非常に傾いた惑星が生じる可能性があることが示されています。目的。系外衛星は巨大な系外惑星の周囲に遍在すると予想されているため、このメカニズムが観測されたいくつかの系外惑星の異常な半径の原因である可能性があります。PLATOミッションの将来の発見に備えて、特定の系外惑星に対するこのメカニズムの妥当性をチェックするための簡単な方法を紹介します。方法。解析公式は、惑星の関連する歳差運動高調波の確率密度関数を与えます。それぞれの高調波について、単純な基準によって月の質量と、メカニズムの動作に必要なその他の特性が設定されます。結果。我々はこの方法論をHIP41378fに適用し、観測された構成を再現するには、仮説上の元の月は月と惑星の質量比が1e-4の数倍（つまり、我々の地球の質量とほぼ同じ）を持っていたはずであることを示した。月）、ギガ年のタイムスケールで惑星の半径数個分の距離を移動してきました。これらの大きさは、ガス状の系外惑星の周囲に存在すると予想される衛星の特性と一致します。結論。我々は、かつての衛星の移動が、提案されているHIP41378fのリングと傾斜の実行可能な形成経路であると結論づけた。この例は、リング仮説を強化し、他のターゲットへの適用を動機付けます。
金星の大気の化学と雲の特徴は金星の生命と互換性がある
金星は地球の姉妹惑星で、同様の質量と密度を持っていますが、人が住めないほど高温の表面、地球の表面のどこよりも水分活性が50〜100倍低い大気、そして濃硫酸でできていると考えられている雲があります。これらの特徴は、金星で生命が見つかる可能性は限りなく低いことを暗示していると解釈されており、何人かの著者は金星の雲を「居住不可能」と表現しており、したがって、そこに生命の痕跡があるのは非生物的か人工的なものに違いないと主張している。この記事では、金星の多くの特徴は地球生命がそこに生息する可能性を排除できるが、地球上の生命の物理的原理について私たちが知っていることに基づいて、すべての生命の可能性を排除するものはないと主張します。具体的には、エネルギーが豊富に存在すること、水を保持し、バイオマスを構築するために水素原子を捕捉するためのエネルギー必要量が過剰ではないこと、硫酸に対する防御手段が考えられ、地球上での先例があること、そして生命が硫酸の代わりに濃硫酸を溶媒として使用するという推測的な可能性があることである。水が残っている。金属の供給は限られている可能性が高く、放射線環境は良好です。雲は、将来の宇宙生物学に焦点を当てた宇宙ミッションで大気への影響から容易に検出できる可能性のあるバイオマスをサポートすることができます。私たちは金星で生命が発見される可能性は推測の域を出ないと考えていますが、その可能性がないわけではありません。このような非地球環境で生命を発見することで得られる科学的利益は、生命が存在する場合にそれを検出できるように観測とミッションをどのように設計すべきかを検討することを正当化します。
塵とガス状の白色矮星の破片の円盤の中を漂う微惑星: タイプ I、II、III のような移動
| Title |
Planetesimals_drifting_through_dusty_and_gaseous_white_dwarf_debris_discs:_Types_I,_II_and_III-like_migration |
| Authors |
Dimitri_Veras,_Shigeru_Ida,_Evgeni_Grishin,_Scott_J._Kenyon,_Benjamin_C._Bromley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07380 |
白色矮星を周回する60以上の既知の惑星破片円盤と、これらの星系での複数の小惑星の検出は、円盤内に埋め込まれた微惑星の移動特性に関する研究の動機となっています。ここで我々は、（前）主系列の原始惑星系円盤、デブリ円盤、環系に共通する移動体制のいずれかが、白色矮星円盤において活発かつ重要である可能性があるかどうかを判断する。私たちは塵が支配的な領域とガスが支配的な領域の両方を調査し、タイプIとタイプIIの移動、およびそれらの粒子状円盤類似体が白色矮星円盤に関連するには遅すぎることを定量的に証明します。しかし、我々は、粒子円盤のタイプIIIの移動の類似物が、小惑星または月によって生成された($>10^{18}$kg)白色矮星円盤の塵の多い領域で急速である可能性があることを発見した。半径は、その存続期間内にディスク全体に移動する可能性があります。この結果は、$1R_{\odot}$の内側と外側の両方のディスク境界の広範囲にわたって当てはまり、ディスクの質量が大きくなると移動が発生する確率が増加します。
高速回転する地球近傍小惑星 2016 GE1 の低い表面熱慣性
約100メートルより小さい小惑星は非常に速く回転することが観察されており、その周期は臨界限界である2.2時間よりもはるかに短いことがよくあります。これらの超高速回転子の一部は、ヤルコフスキー効果によって引き起こされる非常に大きな長半径ドリフトを達成することもでき、ヤルコフスキー効果は内部および表面の物理的特性によって決定されます。私たちは、超高速で回転する地球近傍小惑星2016GE1について考えます。この天体はわずか34秒で回転し、天文測定から大きなヤルコフスキー効果が確認されました。ここでは、この極端な物体の表面の熱慣性を制限することを目的としています。私たちは、最近開発された統計的手法を使用して、地球近傍小惑星の熱特性を決定しました。この方法は、観察されたヤルコフスキー効果とモデル化されたヤルコフスキー効果の比較に基づいており、熱伝導率(慣性)はモンテカルロ法によって決定されます。ヤルコフスキー効果モデルのパラメータは、不確実性が無視できる場合は固定され、測定された場合は誤差のガウス分布でモデル化され、未知の場合は地球近傍小惑星の集団の一般的特性から推定されます。十分に確立された軌道決定手順を使用して、2016GE1に対するヤルコフスキー効果を決定し、顕著な長半径ドリフト率を検証しました。統計的手法を使用して、この長半径ドリフト率は100Jm$^{-2}$K$^{-1}$s$^{-1/未満の低い熱慣性値によってのみ説明できることを示しました。2}$:つまり、モデル結果の確率密度関数の90\%は100Jm$^{-2}$K$^{-1}$s$^{-1/2より小さい値に含まれます。}$。我々は、非常に低い値について2つの可能な解釈を提案します。それは、高い多孔率または表面の亀裂、または表面上の微細なレゴリスの薄い層です。どちらの場合もこれは予想外に見えるが、熱慣性が低く、超高速で回転する小惑星のサブクラスの可能性が開かれる。
| Title |
Identification_of_a_4.3_billion_year_old_asteroid_family_and_planetesimal_population_in_the_Inner_Main_Belt |
| Authors |
Salvatore_Ferrone,_Marco_Delbo,_Chrysa_Avdellidou,_Rogerio_Deienno,_Robert_Melikyan,_Kevin_Walsh,_Alessandro_Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07725 |
メインベルトの内側にある既知の動的小惑星群の再評価を行った後、推定年齢が$4.3\pm1.7$億年と新たに発見された古代の小惑星群を報告します。さらに、太陽系の惑星形成時代から生き残った小惑星である微惑星の最も包括的なリストを報告します。
私たちは、太陽重力レンズ(SGL)の確立された特性を利用して、現実的な観測シナリオを検討します。SGL観測キャンペーンの対象となる可能性がある実際の系外惑星は静止していません。それらの外観は、日周回転と主星の周りの軌道運動による照明の変化の結果として変化します。SGLの性質上、1台の望遠鏡によるイメージングは、一度に1ピクセルのペースで実行され、ピクセルごとの積分時間がかなり長くなります。したがって、現実的なサイズの望遠鏡でターゲット惑星の単一のスナップショットを撮影することは不可能です。代わりに、惑星の表面は、SGLの点広がり関数と惑星の力学によって引き起こされる時間的変化の複合効果を反転することによって再構築されなければなりません。地球を代役として使用して、力学システムをシミュレートし、許容可能な品質の地形画像を回復することにより、このアプローチの実際的な実現可能性を実証します。力学に起因する系外惑星の時間的変動はさらなる課題となっていますが、そのような力学が存在する場合でも、系外惑星イメージングにSGLを使用することは依然として実現可能です。
Technosignature としての人工表面からの鏡面反射
系外惑星の直接撮影により、反射光で惑星を直接観察できるようになります。このようなシナリオでは、最終的には、地球外文明によって作られた人工構造物の存在を探るために惑星表面をスキャンする可能性が可能になるかもしれない。メガストラクチャーと呼ばれる惑星規模の構造の検出可能性は、これまでに調査されてきました。この研究では、対応する構造からの主星の光の鏡面反射を検索することによって、系外惑星表面上のはるかに小さなスケールの構造を検出できることを示します。惑星が回転すると、これらの反射は惑星の回転光度曲線の上に乗った光学的過渡現象として現れることがあります。鏡面反射の指向性の性質により、反射信号は非常に強く、惑星の総表面積のわずか数ppm(百万分の一)をカバーする表面の惑星光束に匹敵します。惑星をその軌道の周りで追跡することにより、惑星表面をスキャンして、惑星表面の数ppmより大きなサイズをカバーするそのような構造を見つけることができるはずです。提案された方法は、系外惑星の直接イメージングの時代における地球外知性体の探索に役立ちます。
土星は、多数の衛星と印象的な環を含むダイナミックに豊かなシステムを持っています。土星の輪が土星そのものよりもずっと若いかどうかは、長い間未解決の疑問であった。最近では、いくつかの衛星については若い年齢が提案されています。レアとタイタンの高速軌道進化の最近の検出は、おそらく土星の対流エンベロープ内の慣性波の励起による、高度に周波数に依存する土星の潮汐反応を強く示唆しています。今回我々は、慣性波にロックした共鳴では土星系の力学的構造やエンケラドゥスの現在の潮汐加熱を説明できないことを示す。一方で、観測結果とモデル化結果の両方が、このシステムが平衡潮流下での進化と一致していないことを示しています。私たちは、このシステムのアーキテクチャは、離散共鳴モードと結合した比較的高い「バックグラウンド」潮汐応答によって最もよく説明できると提案します。この見解では、土星の潮汐モードと真の長期共鳴ロック状態にあるのはタイタンだけである可能性がある。レアは現在、モードに固定されるのではなく、モードを通過する際に急速な潮汐進化の一時的な期間を経験している可能性が最も高いです。エンケラドゥスが潮汐の速い進化の一時的な期間を経たと仮定すると、ディオネとの現在の共鳴を再現し、他の力学的制約を満たすことができます。さらに、観測によってすでに判明しているように、テチスに対する土星の長期的な潮汐反応は、周波数に依存しない潮汐から予想されるよりも弱いに違いないと結論付けています。
周連円盤の観察的特徴 I: 運動学
| Title |
Observational_Signatures_of_Circumbinary_Discs_I:_Kinematics |
| Authors |
Josh_Calcino,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte,_Himanshi_Garg,_Brodie_J._Norfolk,_Valentin_Christiaens,_Hui_Li,_Richard_Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07909 |
我々は、モンテカルロ放射伝達で後処理した周連系円盤の3D流体力学シミュレーションに基づいて、原始惑星系円盤の連系性質を主張するのに役立つ5つの形態学的および運動学的基準を提示します。我々は、周回円盤は、i)中央空洞、ii)中央空洞の内側と外側両方の螺旋腕、iii)等速度曲線の非局所的な摂動、iv)最大速度の線間の非対称性によって識別できることを発見しました。青と赤にシフトした翼の、およびv)青と赤にシフトした翼の領域間の非対称。我々は、原始惑星系円盤が周連系円盤である可能性が高いかどうかを示すために、形態学的基準と組み合わせて使用できる最後の2つの基準に対する定量的な指標を提供します。
ガスが豊富な銀河合体におけるスピン駆動 AGN ジェットのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_spin-driven_AGN_jets_in_gas-rich_galaxy_mergers |
| Authors |
Rosie_Y._Talbot,_Debora_Sijacki,_Martin_A._Bourne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07316 |
この研究では、流体力学シミュレーションを使用して、2つの孤立したガス豊富な銀河の大規模な合体の進行と結果に対するAGNジェットの動的フィードバックの影響を調査します。我々は、移動メッシュコードAREPOを使用して、最初の通過から最終的な合体までの合体の進行を追跡するシミュレーションを提示します。これは、$\alpha$-discとスピン駆動ジェットの形でのフィードバック。ジェットが大規模な多相流出を引き起こし、大量の冷たいガスを100kpcを超える距離まで、$\sim2500\,{\rmkm\,s^{-1}}に達する速度で放出していることがわかりました。$。減速し、冷却されて銀河に戻ってくる流出中のガスは、ブラックホールに豊富な燃料源を提供する可能性があり、ジェットが著しく位置をずれるような激しいジェット活動のエピソードを引き起こす可能性があります。AGNジェットの存在は、星の構成要素の成長に影響を与えます。星形成は合体中常に適度に抑制され、銀河の最終合体中に達成される星形成速度のピークは1分の1に減少します。シム2ドル。このようなシミュレーションの解析は、LISA、Athena、SKAなどの次世代観測施設によって可能となるデュアル無線AGNのマルチメッセンジャー調査の正確な予測を行う上で中心的な役割を果たします。
UNCOVER: JWST と ALMA による 3
| Title |
UNCOVER:_Candidate_Red_Active_Galactic_Nuclei_at_3 |
| Authors |
Ivo_Labbe,_Jenny_E._Greene,_Rachel_Bezanson,_Seiji_Fujimoto,_Lukas_J._Furtak,_Andy_D._Goulding,_Jorryt_Matthee,_Rohan_P._Naidu,_Pascal_A._Oesch,_Hakim_Atek,_Gabriel_Brammer,_Iryna_Chemerynska,_Dan_Coe,_Sam_E._Cutler,_Pratika_Dayal,_Robert_Feldmann,_Marijn_Franx,_Karl_Glazebrook,_Joel_Leja,_Danilo_Marchesini,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Erica_J._Nelson,_Richard_Pan,_Casey_Papovich,_Sedona_H._Price,_Katherine_A._Suess,_Bingjie_Wang,_Katherine_E._Whitaker,_Christina_C._Williams,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07320 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、$z>5$銀河とその活発に降着するブラックホールに関する私たちの知識に革命をもたらしています。JWSTサイクル1財務プログラムUltradeepNIRSpecとNIRCamObserVationsを使用して、レンズ領域Abell2744の再電離時代(UNCOVER)の前に、$3<z_{\rm{phot}}<にある小さな赤い点のサンプルの特定を報告します。7$には、高度に赤くなった降着超大質量ブラックホールが含まれている可能性があります。F444W$<27.7$magへのNIRCamのみの選択を使用すると、$\sim45$arcmin$^{2}$フィールド上でF115W$-$F200W$\sim0$(または$\beta_{\rmUV}\sim-2.0$for$f_{\lambda}\propto\lambda^\beta$)、赤はF200W$-$F444W=$1-4$($\beta_{\rmopt}\sim)+2.0$)、中心コンポーネントのような点光源によって支配されています。アルマ望遠鏡の1.2mmの範囲をカバーする20個の発生源のうち、個別に検出されるものや、スタックで検出されるものはありません。サンプルの大部分について、SEDはJWST+ALMA観測に適合し、NIRCamの赤い色とALMA1.2mmの非検出を再現するために、不明瞭な星形成よりも高温の塵を含むモデルを優先します。コンパクトな塵の多い星の形成を除外することはできませんが、非常に小さなサイズ(倍率補正後$\langler_e\rangle\およそ50$pc)、赤い静止枠の光学的傾斜、および熱い塵の組み合わせは、赤くなった広範囲の星によって説明できる可能性があります。-ラインの活動銀河核(AGN)。私たちのターゲットは$M_{\rm1450}\約-14\\、{\rmto}-18$等級と微光ですが、推定されるボロメータ光度は$L_{\rmbol}=10^{43}-10^{46}$erg/sは、その隠された性質を反映しています。今後のUNCOVER分光法で候補がAGNであると確認されれば、同じ固有ボロメトリー光度でUV発光AGNよりも少なくとも10倍多く、赤く発光するAGNが豊富に存在することがわかります。
$z \sim$ 1.7 における 30 kpc の銀河流出を解剖する
| Title |
Dissecting_a_30_kpc_galactic_outflow_at_$z_\sim$_1.7 |
| Authors |
Ahmed_Shaban,_Rongmon_Bordoloi,_John_Chisholm,_Jane_R._Rigby,_Soniya_Sharma,_Keren_Sharon,_Nicolas_Tejos,_Matthew_B._Bayliss,_L._Felipe_Barrientos,_Sebastian_Lopez,_C\'edric_Ledoux,_Michael_G._Gladders,_Michael_K._Florian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07328 |
我々は、VLT/MUSEIFU観測を使用した$z\約1.703$の重力レンズ銀河RCS0327内の冷たい銀河流出の空間分解測定を提示します。私たちは、同じ銀河の画像面内の15の異なる領域で、青方偏移したMgIIとFeIIの吸収線によって追跡される冷たい流出ガスを調べます。銀河内で5～7kpc離れた異なる物理領域は、異なる速度($V_{out}\sim$$-161$～$-240$kms$^{-1}$)と質量で流出を引き起こします。流出率($\dot{M}_{out}\sim$183～527$M_{\odot}\yr^{-1}$)。同じ銀河の異なる領域からの流出速度は80kms$^{-1}$変化しており、これは局所宇宙のスターバースト銀河の大規模なサンプルで見られる変動に匹敵する。RCS0327の多重レンズ画像を使用して、同じ星形成領域を異なる空間スケール(0.5kpc$^2$-25kpc$^2$)で調べたところ、流出速度が$\sim$$-120$の間で変化することがわかりました。$-242$kms$^{-1}$、質量流出率は$\sim$37～254$M_{\odot}\yr^{-1}$の間で変化します。この銀河の流出運動量束は、個々の領域の星形成によってもたらされる運動量束の$\geq$100%であり、流出エネルギー束は星形成によってもたらされる総エネルギー束の$\about$10%です。これらの推定値は、RCS0327の流出がエネルギーによって引き起こされていることを示唆しています。この研究は、銀河の進化の文脈において、主銀河の局所的な恒星の特性の変動によるアウトフロー特性の小規模な変動の重要性を示しています。
Cosmic Sands II: 高磁束塵温度の予測と測定における課題
| Title |
Cosmic_Sands_II:_Challenges_in_Predicting_and_Measuring_High-z_Dust_Temperatures |
| Authors |
Sidney_Lower,_Desika_Narayanan,_Chia-Yu_Hu,_and_George_C._Privon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07338 |
JWSTとALMAによる高誘電率銀河発見の現在の時代において、CosmicDawnの多様な銀河の恒星集団とISM状態を研究する私たちの能力は急速に向上しました。同時に、これらの観測を解釈するには、銀河形成プロセスと物理的特性のモデリングにおける現在の限界を理解する必要性が重要です。ここでは、流体力学シミュレーションから銀河のスペクトル特性を順方向にモデル化するという文脈と、遠赤外線塵放出の模擬観測から銀河の物理的特性を逆方向にモデル化するという両方の観点から、銀河塵の温度をモデル化する際の課題を研究します。特にサンプル内の最も重い物体の場合、遠赤外線ダストの光学的深さを考慮しないと、SEDモデリングから得られるダストの特性が大きく偏る可能性があることがわかりました。初期の星や構造形成の塊状の性質によって引き起こされる赤外線放射の異方性は、銀河SEDから測定される赤外線光度や見かけの塵の温度などの量における配向角の偏りをもたらします。私たちは、流体力学シミュレーションと観測の両方から推論される結論は同様に、現在の高インピーダンス塵測定の有用性を制限する可能性がある独特で微妙な不確実性の影響を受けやすいことに注意します。
ダークマター・ハロー合体の歴史を含む最初の星と銀河の地球規模の半解析モデル
| Title |
A_Global_Semi-Analytic_Model_of_the_First_Stars_and_Galaxies_Including_Dark_Matter_Halo_Merger_Histories |
| Authors |
Colton_R._Feathers,_Eli_Visbal,_Mihir_Kulkarni,_Ryan_Hazlett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07371 |
我々は、高赤方偏移($z{>}15$)の集団III(PopIII)と金属が豊富な星形成の歴史を調査するための、最初の星と銀河の新しい自己矛盾のない半解析モデルを提示します。私たちのモデルには、モンテカルロ結合ツリーで生成された暗黒物質ハローの詳細な結合履歴が含まれています。我々は、バリオン暗黒物質の流動速度、ライマン・ウェルナー（LW）フィードバック、分子状水素の自己遮蔽を同時に含む最近の流体力学的宇宙論的シミュレーションから、PopIII星形成の最小ハロー質量を校正した。結果として得られる星形成速度密度(SFRD)は、以前のシミュレーションに基づく校正と比較して劇的に増加していることがわかります(たとえば、PopIIISFRDは$z{\gtrsim}22.5$で2桁以上高くなっています)。この臨界質量におけるハローからハローへの散乱の影響を評価すると、それが$z{>}15$でPopIII恒星質量密度を${\sim}1.5$倍増加させることがわかりました。さらに、以前に文献で採用されていたハロー集合と星形成に対するさまざまな半解析的/解析的処方の影響を評価します。たとえば、存在量マッチングによって計算された滑らかなハロー成長を仮定したモデルは、基準モデルパラメーターのマージャーツリーモデルと同様のSFRDを予測しますが、強いLWフィードバックの場合にはPopIIISFRDを過小評価する可能性があることがわかりました。最後に、シミュレーションボックスよりも大きな空間スケールでの密度変動の欠如による数値シミュレーションでの星形成全体の減少を定量化するため、およびシミュレーションボックスよりも大きな空間スケールでのSFRDの空間変動を決定するために、モデルを使用して宇宙のサブボリュームをシミュレートします。ハローの存在量と合併の歴史の多様性。
渦巻銀河の中性水素ガスのランダムな運動の非対称性
| Title |
Asymmetries_in_random_motions_of_neutral_Hydrogen_gas_in_spiral_galaxies |
| Authors |
P._Adamczyk,_P._Amram,_L._Chemin,_B._Epinat,_J._Braine,_F._Combes,_W._G._J._de_Blok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07374 |
（要約）。最近、三角銀河(M33)の中性水素ガスのランダムな運動が、銀河の短軸に沿った両対称の摂動を示すことが示され、投影効果を示唆しています。近くの円盤の速度分散の摂動がM33の摂動に匹敵するかどうかを調査するために、サンプルは、HI近傍銀河サーベイとウェスターボルクHI渦巻銀河および不規則銀河のサーベイからの32銀河に拡張されました。私たちは、ビームスミア効果を補正した高解像度HI速度分散マップをフーリエ変換して、ディスク面内の速度の非対称性を研究し、フーリエ高調波の振幅と位相角を測定します。1次、2次、4次の強い摂動が見つかりました。最も強い非対称性は二対称性であり、これは主に螺旋腕の存在と関連しています。一次の非対称性は一般にディスクの長軸の近くに配向され、二次および四次の非対称性はディスクの長軸と短軸の間の中間方向に沿って優先的に配向されます。これらの結果は、強い投影効果がHI速度分散マップを形成することの証拠です。体系的な配向の最も可能性の高い原因は、円盤内の平面方向の1つに沿ってより強力なストリーミング運動の投影による速度の異方性です。さらに、HI速度分散における非対称の体系的な位相角は、傾斜した速度楕円体から生じる可能性があります。HIガスの半径方向速度と接線方向速度の間の相関関係がより多く発生すると予想されます。私たちの方法論は、ストリーミング運動の支配的な方向を制限するための強力なツールであり、したがって観測によって精査された角度スケールでは事実上異方性であるHIガスの速度楕円体の形状を制限します。
高質量星形成領域における励起された水酸基の流出 G34.26+0.15
| Title |
Excited_Hydroxyl_Outflow_in_the_High-Mass_Star-Forming_Region_G34.26+0.15 |
| Authors |
W._S._Tan,_(1,2),_E._D._Araya_(1,3),_C._Rigg_(4),_P._Hofner_(3,5),_S._Kurtz_(6),_H._Linz_(7),_and_V._Rosero_(5)_((1)_Physics_Department,_Western_Illinois_University,_Macomb,_IL,_USA,_(2)_National_University_of_Singapore,_21_Lower_Kent_Ridge_Rd,_Singapore_119077,_(3)_New_Mexico_Institute_of_Mining_and_Technology,_Physics_Department,_Socorro,_NM,_USA,_(4)_Southeastern_High_School,_90_W_Green_St,_Augusta,_IL,_USA,_(5)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro,_NM,_USA,_(6)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Antig._Carr._a_P\'atzcuaro_8701,_58089,_Morelia,_Michoac\'an,_M\'exico,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_K\"onigstuhl_17,_69117,_Heidelberg,_Germany.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07394 |
G34.26+0.15は、高質量星形成の領域であり、高温分子核、超コンパクトHII領域、典型的な彗星の超コンパクトHII領域など、進化のさまざまな段階にある幅広い若い恒星天体が含まれています。私たちのグループによる以前の高感度シングルディッシュ観測では、この領域で幅広い6035MHzOH吸収が検出されました。この線は、分子ガスの膨張を示す顕著な青方偏移の非対称性を示しました。我々は、吸収を画像化し、その領域内のさまざまな星形成サイトに関するその起源を調べるために行われた、6035MHzOH線の高感度カールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)観測を紹介します。さらに、VLAによる6030MHzOH吸収の検出と、アレシボ望遠鏡で得られた4.7GHzおよび6.0GHzOHラインのさらなる観測について報告します。6030MHzOHラインは、6035MHzOHラインと非常によく似た吸収プロファイルを示します。我々は、6035MHzOH線吸収領域が$\sim2$"スケールでは空間的に未分解であり、広範な無線再結合線放射を示す彗星HII領域の明るいイオン化コアの1つと一致していることを発見しました。シナリオについて議論します。ここで、OH吸収は、超小型HII領域によって裏返しにイオン化されているポールオン分子流出の残骸を追跡しています。
観測された低質量銀河 HI の運動学と CDM 予測の間のギャップを埋める
| Title |
Closing_the_Gap_between_Observed_Low-Mass_Galaxy_HI_Kinematics_and_CDM_Predictions |
| Authors |
Amy_Sardone,_Annika_H._G._Peter,_Alyson_M._Brooks,_Jane_Kaczmarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07417 |
標準宇宙論モデル($\Lambda$CDM)を小規模でテストすることは困難です。低質量暗黒物質ハローに生息する銀河は、小スケールでの銀河の観測特性(低質量、低速度)を低質量暗黒物質ハローに結び付けることで、暗黒物質モデルの理想的なテストベッドとなります。しかし、観測されたこれらの銀河の運動学は、それらをホストすると予測されている暗黒物質ハローの運動学と一致しておらず、銀河とハローのつながりの低質量端についての理解を曖昧にしています。私たちは、矮銀河の運動学と低質量ハローの関係をより良く理解するために、矮銀河の宇宙論的シミュレーションと組み合わせて、高スペクトル分解能での低質量銀河の深層HI観測を使用します。具体的には、HI線幅を使用して暗黒物質ハローの最大速度と直接比較し、より深く測定するたびに、$\Lambda$CDMでの観測された運動学と予測された運動学の間の予想される1対1の関係に近づくことがわかります。また、バリオンの質量も測定し、これらをバリオンのタリー・フィッシャー関係式(BTFR)に置きます。繰り返しますが、私たちの最も深い測定は、この関係の低質量端の理論的予測に近づき、ピークの50\%および20\%で測定された線幅に基づく同様の測定よりも大幅に改善されています。私たちのデータはまた、低質量銀河の$\Lambda$CDMの流体力学シミュレーションによって予測されるBTFRのロールオーバーを示唆しています。
初期の成長超大質量ブラックホールがバーと箱状/ピーナッツバルジを強化
| Title |
Early_Growing_Supermassive_Black_Holes_Strengthen_Bars_and_Boxy/Peanut_Bulges |
| Authors |
Vance_Wheeler,_Monica_Valluri,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Shashank_Dattathri,_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07424 |
N体シミュレーションを使用して、恒星棒の形成前または形成中の超大質量ブラックホール(SMBH)の成長の影響を調査します。SMBHの最終質量と成長速度を固定したまま、バーが成長する前または成長中にSMBHを導入した場合、SMBHがバーの振幅の減少を引き起こさないことを示します。むしろ強化される場合がほとんどです。さらに、初期に成長するSMBHは常に、座屈振幅を減少させるか、座屈を遅らせるか、あるいはその両方を引き起こします。この座屈の弱体化は、名目上のブラックホールの影響範囲をはるかに超えた半径での円盤の垂直速度分散の増加によって引き起こされます。かなりの確率論性と初期条件に対する感度が高いことがわかりましたが、SMBHがバーの振幅の減少を引き起こす唯一のケースは、バーが定常状態に達した後にSMBHが導入された場合です。この場合、バーの強度の低下は、小さな周囲半径を持つバーを支持する軌道の散乱の結果であるという以前の発見を確認します。内側の円盤を半径方向と垂直方向の両方で加熱することにより、初期に成長するSMBHは内部リンドブラッド共鳴(ILR)と垂直方向のILRによって捕捉できる星の割合を増加させ、それによって棒と箱状のピーナッツ形の膨らみの両方を強化します。星粒子の軌道周波数解析を使用して、SMBHが早期に導入され、その周囲にバーが形成されると、SMBHなしでバーが形成される場合とは異なり、バーには規則的なバーをサポートする軌道の異なる族が存在することが示されました。
EDGE-CALIFA 調査: 空間分解された 13CO(1-0) の観測と、kpc スケールでの近くの銀河の
12CO(1-0)/13CO(1-0) の変動
| Title |
The_EDGE-CALIFA_Survey:_Spatially_Resolved_13CO(1-0)_Observations_and_Variations_in_12CO(1-0)/13CO(1-0)_in_Nearby_Galaxies_on_kpc_Scales |
| Authors |
Yixian_Cao,_Tony_Wong,_Alberto_D._Bolatto,_Adam_Leroy,_Erik_W._Rosolowsky,_Dyas_Utomo,_Sebastian_Sanchez,_Jorge_Barrera-Ballesteros,_Rebecca_Levy,_Dario_Colombo,_Leo_Blitz,_Stuart_Vogel,_Johannes_Puschnig,_Vicente_Villanueva,_and_Monica_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07640 |
EDGE-CALIFA調査の13CO(1-0)観測結果を紹介します。EDGE-CALIFA調査は、典型的な空間解像度1.5kpcでの126個の近くの銀河のマッピング調査です。事前に検出された12CO(1-0)放出を使用して、銀河全体にわたる積分線束を介して41の銀河で13CO(1-0)を検出し、分解された合成ビームの積分線強度を介して30の銀河で13CO(1-0)を検出します。CO観測と光学IFU分光法を組み込んで、線比R12/13と星および電離ガスの特性を体系的に比較します。より高いR12/13値は、相互作用していない銀河よりも相互作用する銀河で見られます。全球R12/13は赤外色F60/F100でわずかに増加しますが、形態、星の質量、銀河サイズなどの他の主銀河の特性には鈍感であるように見えます。また、スペクトルスタッキングによる13CO(1-0)の非検出を考慮して、銀河中心半径0.4r25(約6kpc)までのサンプルの環状平均R12/13プロファイルも示します。R12/13の半径方向のプロファイルは、サンプル全体で非常に平坦です。銀河中心距離が0.2r25以内では、方位平均R12/13は星形成速度とともに増加します。しかし、スピアマンの順位相関テストでは、方位平均されたR12/13は、一般に、特に銀河中心から0.2r25を超えると他のガスや星の特性と強い相関関係がないことが示されています。私たちの調査結果は、銀河ディスク内の複雑な環境では、R12/13がISMプロパティの高感度のトレーサーではないことを示唆しています。銀河の相互作用やバーの存在などの力学的な擾乱もR12/13に全体的な影響を及ぼし、R12/13の変動の解釈をさらに複雑にします。
マルチエポック機械学習 2: シミュレーションにおける銀河特性の物理的要因の特定
| Title |
Multi-Epoch_Machine_Learning_2:_Identifying_physical_drivers_of_galaxy_properties_in_simulations |
| Authors |
Robert_McGibbon,_Sadegh_Khochfar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07728 |
新しい機械学習手法を使用して、さまざまなシミュレーションおよび単一のシミュレーション内のさまざまな環境における銀河特性の構築を調査します。この研究の目的は、シミュレーション内で銀河特性の物理的要因を特定する際のこのアプローチの威力を示すことです。機械学習モデルの特徴重要度の値を調べることにより、星の質量がさまざまな時点での他の銀河およびハローのプロパティの値にどのように依存するかを比較します。IllustrisTNGでモデルをトレーニングすることにより、宇宙の高密度領域では星が低密度領域よりも早い時期に星が生成されることがわかりました。この手法は、Illustris、EAGLE、CAMELSのシミュレーションにも適用されます。EAGLEとIllustrisTNGでは同様の方法で恒星の質量が構築されるが、元のIllustrisでは大きく異なることがわかり、サブグリッドモデルの物理学が流体力学の手法の選択よりも重要であることを示唆しています。これらの違いは、超新星フィードバックの効率によって引き起こされます。CAMELSシミュレーションに主成分分析を適用すると、ハローの重力ポテンシャルの重要性に関連する成分と、銀河の形成時間を表す別の成分を特定することができます。私たちは、銀河風の速度が、単位星形成あたりの総エネルギーよりも重要なサブグリッドパラメータであることを発見しました。最後に、Simbaブラックホールフィードバックモデルは、IllustrisTNGブラックホールフィードバックモデルよりも銀河形成に大きな影響を与えていることがわかりました。
NGC 1052-DF2 の潮汐形成に対する動的摩擦の影響
通常の矮小衛星銀河が、巨大なハローを周回している間に繰り返し強い潮汐力を受けると、暗黒物質欠乏銀河(DMDG)に変化する可能性があります。NGC1052-DF2は、この潮汐シナリオによって形成される可能性があることが、N体シミュレーションによって示されています。しかし、動摩擦は文献では無視されています。自己無撞着な完全なN体シミュレーションを実行して、地層シナリオに対する動摩擦の影響を調査し、動摩擦のないシナリオと比較します。私たちは、動的な摩擦が衛星の軌道の劇的な減衰を引き起こすことを発見しました。これにより、公転周期が短くなり、衛星の質量はより急速に減少します。その結果、動摩擦の影響を受けた衛星銀河は$\約7-8$GyrでDMDGとなり、動摩擦のないシミュレーションより$\約2-3$Gyr早くDMDGになります。私たちのシミュレーションにおける球状星団(GC)の分布はDF2の分布と完全には一致していませんが、現在の観測には依然として大きな不確実性があります。私たちの結果は、DF2がハッブル時間内でより円形の軌道によって形成される可能性があり、DMDGがこの潮汐シナリオによってこれまで考えられていたよりも頻繁に形成される可能性があることを意味します。
アルマ望遠鏡によるオリオン・プランク銀河冷塊の調査 (ALMASOP): 連続体の「リボン」と複雑な流出を伴う形成中の四重星系
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_A_forming_quadruple_system_with_continuum_`ribbons'_and_intricate_outflows |
| Authors |
Qiu-yi_Luo,_Tie_Liu,_Aaron_T._Lee,_Stella_S._R._Offner,_James_di_Francesco,_Doug_Johnstone,_Mika_Juvela,_Paul_F._Goldsmith,_Sheng-Li_Qin,_Xiaofeng_Mai,_Xun-chuan_Liu,_Patricio_Sanhueza,_Feng-Wei_Xu,_Ken'ichi_Tatematsu,_Somnath_Dutta,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Shanghuo_Li,_Aiyuan_Yang,_Sheng-Yuan_Liu,_Chin-Fei_Lee,_Naomi_Hirano,_Chang_Won_Lee,_Dipen_Sahu,_Hsien_Shang,_Shih-Ying_Hsu,_Leonardo_Bronfman,_Woojin_Kwon,_M._G._Rawlings,_David_Eden,_Xing_Lu,_Qi-lao_Gu,_Zhiyuan_Ren,_D_Ward-Thompson,_and_Zhi-Qiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07839 |
低質量星形成の最もよく理解されていない側面の1つは、多重星系がどのように形成されるかです。今回我々は、オリオンB分子雲内で形成中の四重原始星系G206.93-16.61E2に対するアタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）バンド6の観測結果を紹介する。アルマ望遠鏡の1.3mm連続放射により、4つのコンパクトな天体が明らかになり、そのうち2つはクラスIの若い恒星天体(YSO)であり、他の2つは星前段階にあると考えられます。1.3mmの連続放射では、4つの天体に接続された3つの非対称のリボン状構造も示されており、その長さは$\sim$500auから$\sim$2200auの範囲にあります。私たちのデータを磁気流体力学（MHD）シミュレーションと比較することにより、これらのリボンが降着流を追跡し、メンバー原始星をつなぐガスブリッジとしても機能することが示唆されました。さらに、アルマ望遠鏡のJ=2-1ライン発光は、ポールオンで観察した流出空洞を示唆する円弧状構造を持つG206.93-16.61E2に関連する複雑な分子流出を明らかにします。
JWST/NIRCamおよびNIRSpecデータで特定された画像化および分光学的特徴による$z\sim 6-9$での銀河流出の統計
| Title |
Statistics_for_Galaxy_Outflows_at_$z\sim_6-9$_with_Imaging_and_Spectroscopic_Signatures_Identified_with_JWST/NIRCam_and_NIRSpec_Data |
| Authors |
Yechi_Zhang,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuichi_Harikane,_Yuki_Isobe,_Yi_Xu,_Yoshiaki_Ono,_and_Hiroya_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07940 |
空間的に広がったガス放出とブロードラインによって示される$z\sim6-9$銀河の流出の統計を提示します。JWSTCEERS、GLASS、EROデータの$z\sim6-9$に分光学的に確認された合計61個の銀河から、[O{\sciii}]+H$\beta$電離ガス放出を持つ銀河が5個見つかった。NIRCamブロードバンド(ラインオン/オフバンド)画像の減算によって構築された輝線画像に基づいて、kpcスケールの恒星の成分を大幅に超えて拡張されました。低$z$銀河と比較すると、$z\sim6-9$の空間的に広がったガスを持つ銀河の割合5/61は、$z\sim0-1$の銀河よりも一桁高い。、これは、高い赤方偏移での頻繁な大規模合併によって引き起こされるイベントによって説明できます。また、$z\sim6-9$の30個の銀河の中解像度および高解像度のNIRSpecスペクトルを調査し、その中に幅の広い($140-800$~km~s$^{-1}$)線を持つ5つの銀河を特定しました。[O{\sciii}]禁断の線の放出、銀河流出を示唆。$z=6.38$にある1つの銀河は、空間的に広がったガス放出とブロードラインの両方を示していますが、空間的に広がったガス放出やブロードラインを持つ銀河はいずれもライン診断またはタイプ1のいずれかでAGNの明確な兆候を示していません。AGNラインの広がり($>1000$~km~s$^{-1}$)、これは主に恒星のフィードバックによって引き起こされる流出を示唆しています。空間的に広がったガス放出やブロードラインを伴う銀河、または伴わない銀河の存在は、これらの銀河が高赤方偏移での銀河流出の初期、後期、後の段階にある銀河であることを示唆している可能性があり、そのような銀河の比較的大きな部分は、より長い期間と長い期間を示しています。/または宇宙初期のより頻繁な流出。
PeVatron候補パルサー風星雲「トンボ」の硬X線観測と多波長研究
| Title |
Hard_X-ray_observation_and_multiwavelength_study_of_the_PeVatron_candidate_pulsar_wind_nebula_"Dragonfly" |
| Authors |
Jooyun_Woo_(1),_Hongjun_An_(2),_Joseph_D._Gelfand_(3),_Charles_J._Hailey_(1),_Kaya_Mori_(1),_Reshmi_Mukherjee_(4),_Samar_Safi-Harb_(5),_Tea_Temim_(6)_((1)_Columbia_Astrophysics_Laboratory,_(2)_Chungbuk_National_University,_(3)_NYU_Abu_Dhabi,_(4)_Barnard_College,_(5)_University_of_Manitoba,_(6)_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07347 |
私たちは、高エネルギーPWNeのNuSTAR観測キャンペーンの一環として、パルサー風星雲G75.2+0.1（「トンボ」）のPeVatronの性質を研究しました。トンボは、最大光子エネルギーが0.27PeVであるLHAASOJ2018+3651と空間的に一致します。NuSTARを用いて3$-$20keVでスペクトル切れのないコンパクトな(半径1')トンボ内部星雲を検出した。内部星雲とアーカイブのチャンドラ観測およびXMMニュートン観測を組み合わせた解析により、$\Gamma=1.49\pm0.03$のべき乗則スペクトルが得られます。シンクロトロンバーンオフは、より高いエネルギーでのNuSTAR星雲の収縮から観察され、そこから3.5kpcで24$\mu$Gの内部星雲の磁場が推測されます。アーカイブXMMデータと13年分のフェルミLATデータの分析により、2$-$6keV($\Gamma=1.82\pm0.03$)で拡張された(~10')外側星雲の検出と不検出が確認されました。それぞれGeV星雲の。VLA、XMM、HAWCデータを使用して、トンボの多波長スペクトルエネルギー分布をレプトニックPeVatronとしてモデル化しました。私たちのモデルからの最大注入粒子エネルギー1.4PeVは、DragonflyがPeVatronである可能性が高いことを示唆しています。外側星雲の低磁場(2.7$\mu$G)と、ホスト超新星残骸の逆衝撃(4年前)との最近の相互作用に関する我々のモデル予測は、PeVatronPWNeの共通の特徴と一致しています。その高度に非対称な形態の起源、パルサーの固有運動、PWN-SNR相互作用、および音源距離については、電波、X線、ガンマ線観測を使用した多波長研究を含む、将来のさらなる調査が必要となるだろう。
パスタ構造を持つ中性子星のせん断モードと界面モード
我々は、相対論的カウリング近似を用いて、パスタ構造を持つ中性子星の地殻弾性の存在により励起されるせん断モードと界面モードを注意深く調べます。せん断モードは、少なくとも数キロヘルツまでは円柱状空孔核と球状空孔核の存在に依存しないが、界面モードは円柱状空孔核と球状空孔核の存在に強く依存することが判明した。さらに、界面モード周波数に星の質量を乗算し、せん断モード周波数に恒星の半径を乗算した経験的な関係も発見しました。これらの関係は、地殻の状態方程式を選択すると、中性子星内部の高密度領域の剛性とはほぼ無関係に、星の緻密さの関数として表現されます。したがって、中性子星からせん断モードと界面モードを同時に観測すると、地球実験から得られた地殻剛性の制約を利用して中性子星の質量と半径を抽出できる可能性があります。
ベラパルサーの時代を分析する
| Title |
Analysing_the_time_period_of_Vela_pulsar |
| Authors |
Shreyan_Goswami,_Hershini_Gadaria,_Sreejita_Das,_Midhun_Goutham,_Kamlesh_N._Pathak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07561 |
このプロジェクトでは、パルサー天文学の基本的な理解を実装して、ベラパルサーの期間を計算しました。私たちがパルサーを選択したのは、それが高エネルギーのガンマ線の空で最も明るい天体であるという事実に基づいています。電圧信号のみで構成される単純化されたデータセットにより、予備的な試みが可能な限り正確になります。この観測は、ウーティにある円筒放物面望遠鏡を通じて326.5MHzで行われました。周波数が高いほど、パルスの到着時間の遅延が大幅に少なくなり、計算がさらに正確になります。すでに広く研究されている天体であるため、私たちは発見を比較し、必要な修正を加える機会を与えてくれます。
2 回繰り返される高速無線バーストの時間的に変化するエネルギーと待ち時間の統計
| Title |
The_temporally_evolving_energy_and_waiting_time_statistics_of_two_repeating_fast_radio_bursts |
| Authors |
Yu_Sang,_Hai-Nan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07585 |
私たちは、FAST望遠鏡で観測された高速電波バースト(FRB)の2つの非常に大きなサンプル(FRB20121102AとFRB20201124A)に基づいて、エネルギーと待ち時間の統計的特性を研究しました。曲げべき乗則(BPL)モデル、しきい値べき乗則(TPL)モデル、およびバンド関数を使用してエネルギーの分布を適合させ、BPLモデルと指数関数(EXP)モデルを使用して待機時間の分布を適合させます。単一のモデルでは、エネルギーまたは待ち時間の分布を全範囲にうまく適合させることができないことがわかります。起こり得る時間的進化を調査するために、観察セッションに従って完全なサンプルをいくつかのサブサンプルに分割します。すべてのサブサンプルのエネルギー分布はBPLモデルとTPLモデルの両方によく適合し、すべてのサブサンプルの待ち時間の分布はBPLモデルとEXPモデルの両方によく適合できることがわかります。重要なのは、エネルギーの分布に関して、すべてのサブサンプルのBPLインデックス$\beta$はほぼ不変ですが、中央値パラメーター$x_b$は大きく変化します。待ち時間の分布でも同様の状況が起こります。さらに、待ち時間の分布については、EXPモデルの出現率パラメータ$\lambda$が大きく変化します。これらの特徴は、FRBの繰り返しには共通の放出メカニズムが存在する可能性があることを示していますが、バーストエネルギーと発生率は時間的に進化しています。
| Title |
R-process_beta-decay_neutrino_flux_from_binary_neutron_star_merger_and_collapsar |
| Authors |
Yu_An,_Meng-Ru_Wu,_Gang_Guo,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Shih-Jie_Huang_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07659 |
この研究では、ガンマ線バースト(GRB)を発生させることができる2つの天体物理学的サイト、すなわち有望な連星中性子星合体(BNSM)と崩壊星における$r$過程原子核の$\beta$崩壊による反ニュートリノ生成を調査する。重元素元素合成の部位。$\beta$崩壊$\bar\nu_e$エネルギースペクトルを計算するための簡略化された方法を採用し、それぞれ4つの$Y_e$分布セットを持つ$r$プロセスシミュレーションの2つの代表的な熱力学軌跡を考慮します。$\bar\nu_e$スペクトルの時間発展は、近似質量流出率に基づいて、BNSMと崩壊体流出の動的噴出物と円盤風の両方について導出されます。私たちの結果は、$\bar\nu_e$の平均エネルギーが約3～9MeVであり、最大20MeVの高エネルギーテールがあることを示しています。$\bar\nu_e$フラックスの進化は主に流出期間によって決まるため、BNSMの$\mathcal{O}(10)$~sおよび$\mathcal{O}(100)$~sでは大きいままになる可能性があります。とコラプサー、それぞれ。40~Mpcでの単一の合体または崩壊体の場合、$\bar\nu_e$フラックスは$\mathcal{O}(10-100)$~cm$^{-2}$~s$^{-1}$になります。、ハイパーカミオカンデの検出範囲が最大$0.1-1$~Mpcであることを示しています。また、拡散$\bar\nu_e$背景への寄与も推定します。私たちの結果は、BNSMからのフラックスは通常の核崩壊超新星からのフラックスよりもおよそ4～5桁低いものの、崩壊星からのフラックスが全拡散$\bar\nu_e$に無視できない割合で寄与する可能性があることを示唆しています。エネルギー$\lesssim1$~MeVでの磁束、大きな不確実性は、$r$プロセスをホストできる未知の崩壊星の割合に依存します。
GRB 221009Aの「ペアエコー」のフェルミ/LAT観測による銀河間磁場の制約
銀河間物質における非常に高エネルギーのガンマ線の相互作用からの遅延「ペアエコー」信号は、銀河間磁場(IGMF)の検出に使用できます。フェルミ/LAT望遠鏡のデータとLHAASO天文台の測定を組み合わせて、ガンマ線バーストGRB221009Aの視線に沿ったIGMFの存在を確認しました。Fermi/LAT測定値と、マルチTeVLHAASO検出によって設定されたペアエコーフラックスの予想レベルを比較し、相関長$l$が1より大きいIGMFの下限$10^{-19}$Gを導き出します。Mpc、相関長が短い場合は$l^{-1/2}$として改善されます。これは、以前に活動銀河核の観察から得られた、大規模構造の空隙におけるIGMFの下限の存在の独立した検証を提供する。
連続転送アルゴリズムを使用したスペクトル構造による高速無線バーストの検出
| Title |
Detecting_Fast_Radio_Bursts_with_Spectral_Structure_using_the_Continuous_Forward_Algorithm |
| Authors |
Pravir_Kumar,_Barak_Zackay,_Casey_J._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07914 |
既存の検索アルゴリズムではスペクトル形状が考慮されておらず、検出されない可能性があるため、周波数依存の強度を持つ高速無線バースト(FRB)を検出することは依然として課題です。我々は、スペクトル形状情報を組み込むことによってFRB信号検出の感度を向上させる、カルマン検出器と呼ぶ新しい検出統計量を提案します。検出統計は、最適なマッチドフィルターに基づいており、非相関帯域幅を考慮して、ランダムウォーク確率分布によって重み付けされ、考えられるすべての強度関数を周辺化します。以前に検出されたFRBの分析では、カルマンスコアが、重要なスペクトル構造を持つバーストに対して同等でありながら独立した情報源を提供し、感度の向上は0～200%程度で、中央値の向上は20%であることが実証されました。また、FRB20201124Aからの既存のデータにカルマン検出器を適用し、以前は見逃されていた2つの新しいリピートバーストを検出しました。さらに、最初の統合ベースの検出アルゴリズムからの重要度の低いソフトトリガーを採用することによる、リアルタイム調査の実用的な実装を提案します。カルマン検出器は、FRB検出能力を大幅に強化し、これらの謎めいた天体物理現象のスペクトル特性について新たな洞察を可能にする可能性を秘めています。
SN~2023ixf の最初の週の高分解能分光法: 非対称星周物質を飲み込む
| Title |
High_resolution_spectroscopy_of_SN~2023ixf's_first_week:_Engulfing_the_Asymmetric_Circumstellar_Material |
| Authors |
Nathan_Smith,_Jeniveve_Pearson,_David_J._Sand,_Ilya_Ilyin,_K._Azalee_Bostroem,_Griffin_Hosseinzadeh,_Manisha_Shrestha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07964 |
我々は、LBTでPEPSIを使用して発見後最初の1週間ほどの間、毎晩取得したM101のSN~2023ixfの一連の高分解能エシェルスペクトルを紹介します。これらのスペクトルにおけるNaID吸収は、M101の平均赤方偏移と比較して$E(B-V)$=0.031~magの赤化と$+$7~km~s$^{-1}$の全身速度を示している。HeII4686、CIV5801,5811、H$\alpha$、NIV7109,7123など、CSMから放出される強い輝線の強度と形状に劇的な変化が見られます。一般に、これらの細い線は広がって中間の幅の線になり、その後数日以内にスペクトルから消えます。これは、約20～30AU(または$\la$10$^{14.7}$cm)の高密度CSMの範囲が限られていることを示しています。）。H$\alpha$は、掃引されたCSMの衝撃後の殻で生じる700〜1300kms$^{-1}$でP~Cyg吸収を伴う中間幅の輝線としてスペクトル内に約1週間存続する。初期の狭い輝線は青方偏移しており、衝撃前のCSMで約115kms$^{-1}$の膨張速度を示しているが、より高い電離線ではさらに幅広い発光を示している。これは赤色超巨星の通常の風よりも速く、前駆体からの噴火による質量損失またはCSMの放射加速の何らかのモードを示唆している。狭い青方偏光吸収がないことは、CSMの大部分が私たちの視線に沿っていないことを示唆しています。これと他のいくつかの手がかりは、SN~2023ixfのCSMが大幅に非球面であることを示しています。非対称CSMがSN光球に飲み込まれるため、CSMラインが数日後に消えることがわかりました。
| Title |
The_ALMA_Interferometric_Pipeline_Heuristics |
| Authors |
Todd_R._Hunter,_Remy_Indebetouw,_Crystal_L._Brogan,_Kristin_Berry,_Chin-Shin_Chang,_Harold_Francke,_Vincent_C._Geers,_Laura_G\'omez,_John_E._Hibbard,_Elizabeth_M._Humphreys,_Brian_R._Kent,_Amanda_A._Kepley,_Devaky_Kunneriath,_Andrew_Lipnicky,_Ryan_A._Loomis,_Brian_S._Mason,_Joseph_S._Masters,_Luke_T._Maud,_Dirk_Muders,_Jose_Sabater,_Kanako_Sugimoto,_L\'aszl\'o_Sz\H{u}cs,_Eugene_Vasiliev,_Liza_Videla,_Eric_Villard,_Stewart_J._Williams,_Rui_Xue,_and_Ilsang_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07420 |
アルマ望遠鏡サイクル9の時点で、アルマ望遠鏡データ処理パイプラインで開発および展開された校正およびイメージングヒューリスティックについて説明します。パイプラインソフトウェアフレームワークはPythonで書かれており、各データ削減ステージは共通ツールによって提供されるタスクとツールキット機能の上に階層化されています。天文学ソフトウェアアプリケーションパッケージ。このフレームワークは、科学データの品質保証、観測モードのコミッショニング、ユーザーの再処理など、天文台運用のためのさまざまなタスクをサポートします。さまざまなステージとヒューリスティックを介して、ALMAおよびNRO45m単一ディッシュデータとともにALMAおよびVLA干渉計データをサポートします。パイプラインは、キャリブレーションテーブル、キャリブレーション済みの測定セット、クリーンな画像の作成に加えて、天文台によるデータ品質保証の検証やユーザーによるデータの内容の検査のための主要なインターフェイスとして機能するWebLogを作成します。2014年にアルマ望遠鏡運用局がパイプラインを採用して以来、ヒューリスティックは毎年の開発サイクルを通じて改良され、アルマ望遠鏡の各観測サイクルの開始に合わせた新しいパイプラインのリリースで最高潮に達しました。初期開発は基本的なキャリブレーションとフラグ設定ヒューリスティック(サイクル2～3)に重点を置き、続いてイメージングヒューリスティック(サイクル4～5)、並列処理によるフラグ設定とイメージングヒューリスティックの改良(サイクル6～7)、モーメント差分解析の追加を行いました。連続チャネル識別の改善(2020リリース)、スペクトル繰り込みステージの追加(サイクル8)、および低SNRキャリブレーションヒューリスティックの改善(サイクル9)。最近の2つのサイクルでは、ALMAデータセットの97%がパイプラインで校正および画像化され、長期的な自動再現性が確保されました。最後に、自己校正、マルチ構成イメージング、完全な偏光データの校正とイメージングなど、将来の追加計画について簡単に説明します。
2.5 メートル幅フィールドサーベイ望遠鏡 (WFST) の科学
| Title |
Sciences_for_The_2.5-meter_Wide_Field_Survey_Telescope_(WFST) |
| Authors |
WFST_Collaboration:_Tinggui_Wang,_Guilin_Liu,_Zhenyi_Cai,_Jinjun_Gen,_Min_Fang,_Haoning_He,_Ji-an_Jiang,_Ning_Jiang,_Xu_Kong,_Bin_Li,_Ye_Li,_Wentao_Luo,_Zhizheng_Pan,_Xuefeng_Wu,_Ji_Yang,_Jiming_Yu,_Xianzhong_Zheng,_Qingfeng_Zhu,_Yi-Fu_Cai,_YuanYuan_Chen,_Zhiwei_Chen,_Zigao_Dai,_Lulu_Fan,_Yizhong_Fan,_Wenjuan_Fang,_Zhicheng_He,_Lei_Hu,_Maokai_Hu,_Zhiping_Jin,_Zhibo_Jiang,_Guoliang_Li,_Fan_Li,_Xuzhi_Li,_Runduo_Liang,_Zheyu_Lin,_Qingzhong_Liu,_Wenhao_Liu,_Zhengyan_Liu,_Wei_Liu,_Yao_Liu,_Zheng_Lou,_Han_Qu,_Zhenfeng_Sheng,_Jianchun_Shi,_Yiping_Shu,_Zhenbo_Su,_Tianrui_Sun,_Hongchi_Wang,_Huiyuan_Wang,_Jian_Wang,_Junxian_Wang,_Daming_Wei,_Junjie_Wei,_Yongquan_Xue,_Jingzhi_Yan,_Chao_Yang,_Ye_Yuan,_Yefei_Yuan,_Hongxin_Zhang,_Miaomiao_Zhang,_Haibin_Zhao,_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07590 |
WideFieldSurveyTelescope(WFST)は、中国科学技術大学と紫山天文台が共同で建設中の測光測量専用施設です。直径2.5mの主鏡とアクティブ光学系、主焦点面に0.73GpixのモザイクCCDカメラを搭載し、視野6.5平方度の高画質な撮像を実現します。WFSTの冷湖観測地への設置は2023年夏に予定されており、その後3か月以内に運用が開始される予定です。WFSTは、深部高ケイデンス測量(DHS)および広視野測量(WFS)プログラムで、4つの光学バンド(u、g、r、i)で毎時/毎日から半週間に一度のペースで北の空をスキャンします。それぞれ。WFSは、測光夜間に4つのバンドで公称30秒露光すると、それぞれAB等級で22.27、23.32、22.84、22.31の深さに達し、低Z宇宙の膨大な量の過渡現象を体系的に探索できるようになります。銀河系および銀河系外の天体の変動性を調査します。DHSを介したuバンドおよびgバンドでの23等および24等の深さの90年代の夜間露光は、第2/第3世代によって検出される重力波イベントの電磁対応物を含む、高感度が求められるエネルギー過渡現象の探査を促進するユニークな機会を提供します。GW検出器、爆発から数時間以内の超新星、潮汐破壊現象、赤方偏移1を超えた高速光学過渡現象などを観測します。一方、最終的な6年間の追加画像は、WFSで約25.5等、またはさらにはgに達すると予想されています。DHSでは1.5等ほど深くなり、銀河系および銀河系外科学全般にとって重要な価値を持つことになる。WFSTの均一性の高いレガシー測量は、南の空を監視するLSSTの測量を補完する不可欠な機能としても機能します。
GHz の光子速度での IACT での星の直径測定の準備における光強度干渉計の実験室テスト
| Title |
Optical_intensity_interferometry_lab_tests_in_preparation_of_stellar_diameter_measurements_at_IACTs_at_GHz_photon_rates |
| Authors |
Andreas_Zmija,_Naomi_Vogel,_Gisela_Anton,_Dmitry_Malyshev,_Thilo_Michel,_Adrian_Zink,_Stefan_Funk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07747 |
天文強度干渉法では、電磁波の振幅を相関させるのではなく、個々の望遠鏡で光子束を測定し、それらを相関させることにより、線源の形状を定量的に測定できます。これにより、大きな望遠鏡の基線と高い角度解像度の実現が簡素化されます。$\gamma$線誘起空気シャワーの光放射を検出することを目的とした画像化大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、妥当な信号対雑音比で光の強度相関を実行するための優れた候補である。検出されるコヒーレンス時間は、測定の光帯域幅に応じて$10^{-12}$から$10^{-15}$~秒のスケールであり、検出システムが安定して正確に動作することが求められます。私たちは、IACTに適用可能な強度干渉計セットアップを開発しました。このセットアップは、光電子増倍管からの光電流を測定し、それらをオフラインで相関させ、望遠鏡によって提供される非常に大きな光子速度を処理できるように設計されています。キセノンランプを使用して星の光をシミュレートし、さまざまな程度の時間的および空間的コヒーレンスで測定した研究室での測定結果を示します。測定値を定量的に理解することを目的として、必要な校正手順が説明されています。$5\,$フェムト秒(信号対バックグラウンド比$5\cdot10^{-7}$に対応)と$110\,$フェムト秒(信号対バックグラウンド比$10^{-5}$)の間の測定されたコヒーレンス時間は次のとおりです。予想とよく一致しており、相関関係のノイズレベルも同様で、$30\,$分から$1\,$時間の間の測定後には$6\cdot10^{-8}$に達しました。
深部広視野天体画像における偏りのない背景モデリングのレシピ
| Title |
A_Recipe_for_Unbiased_Background_Modeling_in_Deep_Wide-Field_Astronomical_Images |
| Authors |
Qing_Liu,_Roberto_G._Abraham,_Peter_G._Martin,_William_P._Bowman,_Pieter_van_Dokkum,_Steven_R._Janssens,_Seery_Chen,_Michael_A._Keim,_Deborah_Lokhorst,_Imad_Pasha,_Zili_Shen,_Jielai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07922 |
偏りのない空の背景モデリングは、深い広視野画像の解析には不可欠ですが、低表面輝度の天文学では依然として大きな課題です。従来の画像処理アルゴリズムは、多くの場合、人工的に平らな背景を生成し、天体物理学的に意味のある構造を消去するように設計されています。この論文では、背景の空の正確な表現を保存する広視野の天文データを生成するために組み合わせることができる3つのアイデアを紹介します。(1)全天の赤外線/サブミリデータを使用して、大規模な時間的誤差を除去する。銀河巻雲からの散乱光はそのままにしながら、コンポーネントを変更します。この仮定では、(a)小規模なスケールでは下にある背景のパワーがほとんどなく、(b)フィールド内の銀河の巻雲は大規模なスケールでは光学的に薄いです。(2)広角点像分布関数における異常に目立つ翼によって汚染されたフレームの打ち切り。(3)局所的な背景の一貫性を制御する画像スタッキングに空間共分散を組み込む。私たちは、DragonflyTelephotoArrayで取得したデータセットの例を使用してこれらの手法を実証しますが、これらの一般的な手法は、次期ベラルービン望遠鏡からのものを含む、他の広視野画像調査から得られたデータの空モデルを改善するために適用されることが期待されています。
大マゼラン雲における黄色超巨星と赤色超巨星後の進化
| Title |
Yellow_Supergiants_and_Post-Red_Supergiant_Evolution_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Roberta_M._Humphreys,_Terry_J._Jones,_John_C._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07336 |
II-P型SNeの赤色超巨星(RSG)の前駆体の質量の上限が約18Msunであるという経験的証拠は、最も明るく、最も質量の大きいRSGの運命について疑問を投げかけている。これらの星は進化してより高温の星としての寿命を終えるか、直接ブラックホールに崩壊する可能性があります。黄色超巨星は、多くの星周塵が広範囲に存在し、質量損失が大きいため、RSG後の進化の優れた候補です。我々は、FYPSの2つを含む、星周塵を伴うLMC内に6つの高光度黄色超巨星(YSG)を特定しました(Dornetal,2022)。SED、質量損失、質量損失率について説明します。追加の3つのFYPSと合わせて、これら9つの星は、10^5Lsunを超えるYSGの約1/3に相当します。我々は、他のYSGとは異なり、表面脈動と星周塵を伴う高光度YSGが、LMCにおけるRSG後の進化の候補であると結論付けています。
超光度の高い Ia 型超新星の前駆体
Ia型超新星(SNeIa)の最近の観測により、「超チャンドラセカール」SNeIa(SCSNeIa)のサブクラスが発見されました。その高い光度と低い噴出速度は、これらが次のような質量を持つ白色矮星(WD)の爆発に由来することを示唆しています。チャンドラセカールの質量制限を超えています。これらの爆発の前兆を説明するために、「磁化されたWD」モデルや「WD合併」モデルなど、さまざまなモデルが提案されています。これらのモデルの堅牢性をテストするために、これらのモデルを初期条件として使用してWD爆発の1D数値パラメータ調査を実行します。流体力学コードCastroを使用して爆発を追跡し、放射線輸送コードSuperNuを使用してモデルの光度曲線とスペクトルを作成します。両方のクラスのモデルが光度曲線の幅と明るさの関係に関するSCSNeIa観察の範囲内に収まる一方で、WDマージャーモデルのみが観察された低い噴出速度を再現することがわかりました。合体モデルの光度曲線は、磁化モデルよりも測光的に観測値に似ています。これを踏まえて、WD合体モデルでは再現できない最も明るいSCSNeIa観測の考えられる説明について議論します。この研究は、将来のSCSNeIa観測と高次元数値モデルの基礎を提供します。
パルサー観測による太陽圏モデリングアルゴリズムの検証 II: EUHFORIA によるシミュレーション
| Title |
Validation_of_heliospheric_modeling_algorithms_through_pulsar_observations_II:_simulations_with_EUHFORIA |
| Authors |
G._M._Shaifullah,_J._Magdalenic,_C._Tiburzi,_I._Jebaraj,_E._Samara,_P._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07450 |
宇宙天気の研究と予報では、太陽風のダイナミクスとその進化をかなり正確に再構築できる磁気流体力学(MHD)シミュレーションを採用しています。ただし、すべてのMHDシミュレーションは入力データによって制限され、モデル化された太陽風特性はさまざまな種類の観測で検証する必要があります。現場観測の大部分は地球の近くで行われるため、特に太陽に近い太陽風特性の場合、これは非常に困難です。これが、太陽風プラズマ特性を推定するためのすべての代替方法が非常に重要である理由です。この研究では、パルサーの低無線周波数観測を利用して、視線に沿った総電子量を調べます。初めて、パルサーからの密度推定値と3DMHDモデリングコードからの予測を比較しました。欧州太陽圏予報情報資産(EUHFORIA)。EUHFORIAとパルサー観測によって得られた、特定の視線に沿った太陽風の密度には非常に良い相関関係があることがわかりました。また、パルサー観測がモデルの検証だけでなく、その限界を理解するのにも非常に役立つことを示します。
パルサー観測による太陽圏モデリングアルゴリズムの検証 I: 惑星間シンチレーションベースのトモグラフィー
| Title |
Validation_of_heliospheric_modeling_algorithms_through_pulsar_observations_I:_Interplanetary_scintillation-based_tomography |
| Authors |
C._Tiburzi,_B._V._Jackson,_L._Cota,_G._M._Shaifullah,_R._A._Fallows,_M._Tokumaru,_P._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07451 |
惑星間シンチレーション(IPS)研究に基づく太陽風3次元再構成トモグラフィーは、宇宙天気予測モデルの基本情報を提供し、太陽圏柱密度を決定する可能性を与えます。ここでは、パルサーの長期観測から得られた太陽風柱密度の時系列と、UCSDIPSトモグラフィーによって提供された太陽風再構成を比較します。この研究は、この測定を提供するためのこれらの技術の完全に独立した比較と検証を表しており、宇宙天気解析アプリケーションでの両方の使用に対する信頼を強化します。
LAMOST J2043+3413 -- 期間ギャップにおける高速ディスク歳差運動 SW Sextans 候補
| Title |
LAMOST_J2043+3413_--_a_Fast_Disk_Precession_SW_Sextans_Candidate_in_Period_Gap |
| Authors |
Xin_Li,_Xiaofeng_Wang,_Jiren_Liu,_Jincheng_Guo,_Ziping_Zhang,_Yongkang_Sun,_Xuan_Song_and_Cheng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07529 |
我々は、ガイアGバンド等級の新星様、南西セクタンス型、大変動変数(CV)候補、LAMOSTJ204305.95+341340.6(以下、J2043+3413)の追跡測光観測と時系列解析を発表します。距離は15.30、距離は990pcで、LAMOSTスペクトルから特定されました。測光データは、清華NAOC0.8m望遠鏡(TNT)、TESS、ZTF、およびASAS-SNを使用して収集されました。TESS光度曲線は、それぞれ軌道周期と超軌道(歳差運動)周期に対応する、2.587(8)時間と1.09(5)日の2つの顕著な周期の存在を明らかにしています。2020年に取得されたTNTデータは、1426秒の準周期振動の可能性を示しています。歳差運動周期は、同様の軌道周期を持つCVの歳差運動周期よりも約3倍短く、降着円盤が異常に速く歳差運動していることを示しています。ZTFデータは、MJD58979で$\sim0.4$magの急激な低下を示していることがわかります。日食の断続的な挙動から、J2043+3413はV795Herと同様のCVの中間傾斜系であると推測されます。も期間ギャップに位置します。
TESSとGaiaによる銀河円盤内の超低振幅セファイド候補のテスト
| Title |
Testing_Ultra-low_Amplitude_Cepheid_Candidates_in_the_Galactic_Disk_by_TESS_and_Gaia |
| Authors |
D\'ora_Tarczay-Neh\'ez_and_L\'aszl\'o_Moln\'ar_and_Attila_B\'odi_and_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07627 |
超低振幅(ULA)およびストレンジモードのセファイドは、古典的な不安定性帯の近くまたはその端にある脈動する変光星であると考えられています。これまでに、そのような変光星の候補が大マゼラン雲と天の川の両方で数十個発見されています。この現在の研究では、Szab\'oetal.によって特定された、天の川銀河にある6つのULAセファイド候補を研究しました。(2009)CoRoTと2MASSデータを使用。周期-明るさと色-等級図におけるそれらの位置を特定するために、GaiaDR3の視差と各星の明るさのデータを使用して、赤化のない絶対等級と距離を計算しました。さらに、CoRoTおよびTESS測定に基づいて光変化のフーリエパラメーター(周期や振幅など)を計算し、6つ星のうち4つについての長期位相シフトを確立しました。結果に基づいて、6つのULAセファイド候補はいずれも脈動変光星ではなく、むしろセファイドよりも青いか暗い、回転誘起変光星(回転斑点変光星と$\alpha^2$~CanumVenaticorum変光星)であると結論付けた。だろう。
明るい共通エンベロープの形成にはジェットが必要
私は、中間光度光学過渡現象(ILOT)に電力を供給するための3つのエネルギー源を相互に比較し、観測結果と比較し、ライトカーブが急速に上昇する明るいILOTに電力を供給できるのはジェットだけであると結論付けました。私は、主系列二次星が主巨星との共通包絡線進化（CEE）に入るときに発射するジェットの力を表す式を提示します。この式には、主星の表面のケプラー軌道周期、その外殻の総質量、および質量の比が含まれます。主星のエンベロープ内で副星が励起する衝撃では、ILOTの光曲線の明るいピークを説明できないこと、またジェットによる動力供給は、約10日以内に急速に上昇するピークを説明するのにはるかに優れていることを示します。ILOTの光曲線は、放出された質量の再結合エネルギーよりも優れています。私は、ジェットがりゅうこつ座イータ大噴火（発光可変大噴火）と発光赤色新星（LRNe）V838月とV1309さそり座を引き起こしたというこれまでの主張を強化します。したがって、私は、さそり座V1309の噴出物(星雲)が10～20年以内に双極性であることが観察されるだろうと予測します。私の主な結論は、CEE形成時にILOT(LRNe)の立ち上がり時間が短く、明るいピークに電力を供給できるのはジェットのみであるということです。
対流恒星ダイナモシミュレーションからゼーマン・ドップラー画像まで
| Title |
From_convective_stellar_dynamo_simulations_to_Zeeman-Doppler_images |
| Authors |
Thomas_Hackman,_Oleg_Kochukhov,_Mariangela_Viviani,_J\"orn_Warnecke,_Maarit_J._Korpi-Lagg,_Jyri_J._Lehtinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07838 |
ゼーマンドップラーイメージング(ZDI)は、高解像度分光旋光観測から後期型星の表面磁場を再構築するために使用されます。結果は通常、場の強度に加えて、場のトポロジーの特性、つまりポロイダリティとトロイダル性、軸対称と非軸対称の観点から説明されます。私たちは、シミュレートされたデータにZDI法を適用したときに、これらの特性がどの程度よく保存されるかをテストしたいと考えています。つまり、場のトポロジーがどの程度正確に保存され、星のパラメーターが再構築にどの程度影響するかをテストしたいと考えています。私たちは直接数値MHDシミュレーションから得られた公開された磁場データを使用します。これらの回転速度は可変であるため、Sunに似たセットアップのさまざまなレベルの活動を表します。ZDI再構成は球面調和関数展開に基づいています。元の値と再構成された画像の値を比較することにより、磁場のさまざまな特性の観点から表面磁場を再構成できるかどうかを研究します。主要な大規模な特徴はかなりよく回復されていますが、回復された磁場の強さは元の入力のほんの一部です。再構成の品質は、データの品質と明確な相関関係を示します。さらに、恒星のパラメータと場の特性の間には、いくつかの誤った依存関係が存在します。私たちの研究により、ZDIの限界がいくつか明らかになりました。第1に、逆の極性を持つ小さな構造が反転でぼやけるため、回復された電界強度は一般に「実際の」値よりも低くなります。第二に、軸対称性が過大評価されています。ポロイダリティとトロイダリティの比較がより良好に回復されます。再構築は、磁場が強く、回転速度が速いほど効果的に機能します。それでも、ZDI法は、データのS/N比が高く、回転位相のカバレッジが良好であれば、磁場が弱く、回転が遅い場合でも、驚くほどうまく機能します。
ラグランジュ トップ: Liouville による積分可能性と解析ソリューションの例
ラグランジュトップのオイラーポアソン方程式は、運動学的制約を伴う変分問題に基づいて導出されます。これらの方程式のハミルトニアン構造は、最近の研究arXiv:2302.12423で提示された中間形式を使用して確立されます。運動方程式の一般的な解法は、4つの楕円積分の計算に帰着します。初等関数に関するいくつかの解決策が提示されています。章動のない歳差運動の場合には、自転速度と歳差運動速度の間に驚くほど豊かな関係があり、詳細に議論されています。
共形異常と重力対の生成
我々は、共形場の理論における背景場の粒子対生成速度密度$\Gamma$は共形異常によって決定され、$\Gamma=(\pi/2)\としてエネルギー運動量テンソルの異常な軌跡に関連すると主張します。トレースが正の場合はlangleT^\mu_{\\mu}\rangle$(そうでない場合は$\Gamma=0$)。この式は、最近提案された新しい蒸発メカニズムを介して、事象の地平線が存在しない場合に静的重力場によって生成される(おそらく非ホーキング)放射線を完全に再現します。私たちの関係はまた、質量のない(スカラーおよびスピノール)量子電気力学における1ループのシュウィンガー対の生成を正確に記述します。また、色磁性凝縮物の形成に向けたグルーニック真空のサヴィディ不安定性も正確に示しています。光子とニュートリノのペアの生成についても説明します。
三重交差の肯定限界、質量依存性、宇宙論的スカラー: ホーンデスキ理論と DHOST
| Title |
Triple_crossing_positivity_bounds,_mass_dependence_and_cosmological_scalars:_Horndeski_theory_and_DHOST |
| Authors |
Hao_Xu_and_Shuang-Yong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06639 |
スカラーは宇宙論において、後期の宇宙加速などの新しい現象をモデル化するために広く使用されています。これらは、ホーンデスキ理論/一般化ガリレオンなどを含む、高度な非線形相互作用を伴う有効場の理論です。これらの宇宙論的EFTを制約するために、最新の完全に交差する対称的な正の境界を使用します。これらの正の境界は、因果関係や単一性などの場の量子理論の基本原理に基づいており、EFT係数を上下の両方から制約することができます。まず、完全に交差する対称境界の質量依存性をマッピングし、非ゼロの質量が一般に正の領域を拡大することを発見します。EFT構築の微調整により、実行可能な領域が大幅に減少する可能性があり、場合によっては不安定になる可能性があることを示します。次に、Horndeskiクラス以降のいくつかのモデルにポジティブ境界を適用し、モデルパラメーターを使用してすぐに使用できる境界を明示的にリストし、これらのモデルへの影響について説明します。新しい陽性限界は、これらのモデルの一部を厳しく制限することが判明しており、陽性では質量がパラメトリックにEFTのカットオフに近いことが必要であり、事実上除外されます。例としては、大質量ガリレオン、オリジナルのビヨンドホーンデスキモデル、および重力の単一速度とほぼ一定のニュートン結合を使用したDHOST理論が含まれます。また、大質量ガリレオンの正領域は観測上の制約と緊張しているように見えますが、$(\partial\phi)^4$修正モデルの方が現象学的にはより適応的です。
H$_{2}$O + H$_{2}$O 衝突における回転状態間遷移のレート係数の温度依存性の改善
| Title |
Improved_temperature_dependence_of_rate_coefficients_for_rotational_state-to-state_transitions_in_H$_{2}$O_+_H$_{2}$O_collisions |
| Authors |
Bikramaditya_Mandal_and_Dmitri_Babikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07287 |
目的:H$_{2}$O+H$_{2}$O衝突における回転状態間遷移の温度依存速度係数の改良されたデータベースを提示します。このデータベースには、H$_{2}$O(最大$j=7$)の下位$para$-状態間の231個の遷移と、下位$ortho$-状態間の210個の遷移が含まれており、彗星および惑星のアプリケーションに使用できます。方法:微視的な可逆性の原理を自動的に満たす励起および急冷プロセスの速度係数を生成することを可能にする新しい一般的な方法が開発および適用され、また、以下の方法により低衝突エネルギーの範囲をカバーするのに役立ちます。プロセス閾値と計算されたデータポイントの間の断面の補間。結果:$150<T<600$Kの中間温度の範囲では、新しい速度係数は以前に報告された係数とよく一致しますが、より高い温度、$600<T<1000$Kでは、新しく修正された温度であることがわかります。依存することをお勧めします。低温範囲、$5<T<150$Kは、プロセス閾値までの前述の断面の補間によってカバーされます。
後期アトラクターと宇宙加速
我々は、初期条件とは無関係に、スケーリング宇宙論が多場多指数ポテンシャルの必然的な後期アトラクターとなる条件を証明します。このようなスケーリング宇宙論の利点は、フィールドとスケールファクターの時間依存性が分析的に既知であるため、遅い時間の観測量を正確に決定できることです。参考文献の以前の結果を拡張します。arXiv:hep-th/2303.03418、ここでは宇宙論的解の後期の挙動を分析的に特徴付けるプログラムを続けます。私たちの結果は、近似に依存せずに導出され、高次元または弦理論の起源などのポテンシャルのソースに関するいかなる仮定にも基づいていないという点で一般的です。宇宙加速度の凸包基準など、解析結果から得られるモデルに依存しない多くの特徴を指摘します。超弦理論に適用すると、後期の宇宙論的解に関する私たちの分析的知識により、加速する宇宙を記述できるポテンシャルと記述できないポテンシャルを選び出し、いくつかの推測されるスワンプランド基準を定量的にテストすることができます。
全球$U(1)_{B-L}$対称性の破れからの宇宙ひも重力波がIシーソースケール型の探査機として観測される
| Title |
Cosmic_string_gravitational_waves_from_global_$U(1)_{B-L}$_symmetry_breaking_as_a_probe_of_the_type_I_seesaw_scale |
| Authors |
Bowen_Fu,_Anish_Ghoshal_and_Steve_King |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07334 |
タイプIシーソーモデルでは、右巻きニュートリノは通常超重く、標準的なレプトジェネシスによるバリオン非対称性の生成と一致します。宇宙論的起源の原始重力波は、他の方法ではアクセスできないであろう大規模な物理学を調査するための新しい窓を提供します。I型シーソーモデルの{\emglobal}$U(1)_{B-L}$拡張を考慮することで、ニュートリノの質量と全球の宇宙ひもネットワークの力学から生じる原始重力波との関係を探ります。具体的な例として、LittlestSeesawモデルのグローバル$U(1)_{B-L}$拡張を研究し、必然的なGW信号が検出可能であれば、ニュートリノ振動データと成功したレプトジェネシスを収容できるパラメーター空間を探索することを示します。理論の摂動性などの理論的制約を尊重しながら。偏光と暗輻射によるCMB制約を含めると、最適領域を含むモデルのパラメーター空間の大きな領域が残り、近い将来、LISAやETなどのGW検出器で調査できるようになります。一般に、GW検出器は、摂動性を仮定すると$2.5\times10^{14}$GeV以上の最も重い右旋ニュートリノ質量を持つ高スケールIシーソーモデルをテストでき、摂動性を仮定すると$7\times10^{13}$GeVを超える最も重い右巻きニュートリノと$U(1)_{B-L}$破壊スカラーの間の結合は1未満であることがわかります。
原始元素の存在量の測定は、宇宙の初期の熱史に関する重要な調査結果を提供し、ビッグバン後の$\sim1\,{\rms}$という早い段階で宇宙の膨張率と組成を制限することを可能にします。。これまでは、そのような主張の根拠となる経験的な情報は基本的にありませんでした。この論文では、暗黒物質を構成する粒子を検出しただけでなく、その質量と消滅断面積を妥当な精度で測定した将来を想像します。軽元素の存在量と同様に、このシナリオの暗黒物質の存在量は、標準的な熱遺物では$T_f\で発生する暗黒物質の凍結時の宇宙の膨張率と組成を研究し、制約するために使用できます。sim20/m_{\chi}$、$t\sim4\times10^{-10}\,{\rms}\times({\rmTeV}/m_{\chi})^2$に相当、ビッグバン元素合成の開始より何桁も前のことです。例として、我々は、そのような測定を、エキゾチックな形の放射線や物質、超軽量スカラー、または重力の変更を特徴とするシナリオを制約するためにどのように使用できるかを検討します。それぞれのシナリオは、暗黒物質よりも暗黒物質によってはるかに強力に探査される可能性があります。軽元素が豊富。
地球の内核における超イオン状態の起源
地球の内核(IC)は、その挙動と特性に大きな影響を与える揮発性元素の貯蔵庫として機能します。最近の研究では、高圧高温条件下では氷や鉄の水素化物で超イオン性が観察できることが示唆されており、これは惑星の内部についての新たな理解を提供するものである。この研究では、IC圧力条件下でエレクトライドの形成が水素化鉄の超イオン状態を駆動することを実証しました。エレクトライドは鉄格子を安定化し、揮発性物質の拡散経路を提供します。格子安定性と超イオン性の間の結合は、100GPa付近で引き起こされ、より高い圧力で強化されます。エレクトライド駆動の超イオン性は、他の岩石惑星核の揮発性物質にも一般化できます。これらの発見は、岩石惑星の核形成と進化のメカニズムについての新たな洞察を提供します。
極点でのヒッグス・インフレ
我々は、プランクスケール以下の摂動的なユニタリティが構築によって保証され、インフレの成功した予測が適応される、ヒッグスインフレーションの新しい可能性を提案します。ヒッグス場の共形重力結合により、膨張中にジョーダン系で有効プランク質量がゼロに近づき、アインシュタイン系のヒッグス運動項の極に対応します。ジョーダンフレームの有効理論においてヒッグスポテンシャルが共形極で消滅することを要求し、ヒッグスインフレーションの成功を確実に予測します。ヒッグス極インフレーションの具体的な実現は、ヒッグスインフレーションの一般的な状態方程式を使用した再加熱プロセスによって特定できることを示します。単純なヒッグス極インフレーションの一般的な極展開への拡張、標準モデルの実行ヒッグス4次結合、および一重項スカラー場によるその拡張、ヒッグス極インフレーションの超重力埋め込みを示します。
すでに1970年代に発表された天体物理ブラックホールに関する基礎研究で、ルフィニと共同研究者らは、強力な重力場の影響と電磁場の影響の間の複雑な相互作用の潜在的な重要性を明らかにしました。ブラックホールの事象の地平面に近づくと、磁気力線と電気力線が歪み、純粋な電気真空系であっても引きずられるようになります。さらに、プラズマ効果は天体物理学的に現実的な環境では必然的に発生するため、異なる電荷をもつ粒子が互いに分離し、加速されてブラックホールから離れるか、ブラックホール上に降着し、ブラックホールの正味の電荷に寄与する可能性があります。原理の点から見ると、電磁場は重力源として機能し、時空の形状に影響を与える可能性があるため、超強力な磁場の場合は特に興味深いものです。短いお祝いのメモとして、磁化された回転ブラックホールを記述する相互結合アインシュタインマクスウェル方程式の正確な(漸近的に非平坦な)解の枠組み内で回転と電荷の側面を再検討します。
