高赤方偏移銀河のUV視感度関数(UVLF)は、最初の銀河の形成と進化を理解するために不可欠なものとなっています。しかし、UVLFは銀河の存在量のみを測定するため、銀河の平均光度とその確率性の間に縮退が生じます。今回我々は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)とローマンによる今後のクラスタリング測定によって、赤方偏移$z\gtrsim10$であってもこの縮退を打ち破ることができることを示します。まず、$z\sim4-6$における銀河バイアスの現在のすばるハイパー・シュプリーム・カム(HSC)測定が、低い確率性を備えた比較的緊密なハロー銀河結合を示していることを示します。次に、$z\gtrsim10$でJWSTによって観測されたより大きなUVLFは、平均UV放射の増加または確率性の向上のいずれかで説明できることを示します。ただし、これら2つのモデルは異なる銀河の偏りを予測しており、JWSTとRomanの調査では区別できる可能性があります。したがって、銀河クラスター測定は、最初の銀河とその暗黒物質ハローとの関係について重要な洞察を提供し、JWSTの初年度に明らかになった$z\gtrsim10$銀河の存在量増加の根本原因を特定することになるだろう。オペレーション。
あらゆる重力理論における宇宙論的探査機に赤外線感度が存在しない条件
| Title |
Conditions_for_the_Absence_of_Infrared_Sensitivity_in_Cosmological_Probes_in_Any_Gravity_Theories |
| Authors |
Matteo_Magi_and_Jaiyul_Yoo_(Zurich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09406 |
大規模な調査により、銀河クラスタリング、弱い重力レンズ、光度距離、宇宙マイクロ波背景異方性などの宇宙論的プローブを構築することができます。これらの宇宙論的プローブのゲージ不変記述は、宇宙論的プローブに多数の相対論的効果が存在することを明らかにしており、初期条件における長波長の変動に対して敏感である(または発散することさえある)。標準の$\Lambda$CDMモデルでは、アインシュタイン方程式が使用されると、相対論的寄与間の微妙な相殺により、この赤外線感度は存在しません。ここで、一般相対性理論にコミットすることなく、宇宙論的探査機に赤外線感度が存在しないための最も一般的な条件を導き出します。一般相対性理論を超えた重力理論に対する結果の意味について議論します。
銀河と楕円率の相関からバリオン音響振動の証拠
| Title |
Evidence_for_baryon_acoustic_oscillations_from_galaxy-ellipticity_correlations |
| Authors |
Kun_Xu,_Y.P._Jing,_Gong-Bo_Zhao,_Antonio_J._Cuesta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09407 |
銀河やクエーサーのクラスタリングにおけるバリオン音響振動(BAO)の特徴は、宇宙論における距離測定の「標準定規」を提供します。この研究では、銀河内のBAOディップ特徴の$2\sim3\sigma$信号を報告します。バリオン振動分光探査(BOSS)CMASSの分光サンプルを使用した密度楕円率(GI)相互相関関数と、精密な銀河形状測定のためのディープDESIレガシー画像探査との組み合わせ。線形アライメントモデル。モデリングの詳細に応じて、距離$D_V/r_{\mathrm{d}}$を赤方偏移$0.57$に制限し、精度$3\sim5\%$にします。GI測定により、距離の不確実性が軽減されます銀河間(GG)相関から得られた測定に$\sim10\%$による測定を加えたものです。さらに重要なのは、将来の大規模で深い銀河の調査では、独立したGI測定がBAO研究の系統性を整理するのに役立ちます。
NANOGrav はダークセクターの相転移を観察しますか?
| Title |
Does_NANOGrav_observe_a_dark_sector_phase_transition? |
| Authors |
Torsten_Bringmann,_Paul_Frederik_Depta,_Thomas_Konstandin,_Kai_Schmidt-Hoberg,_Carlo_Tasillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09411 |
MeVスケールの温度での一次宇宙論的相転移からの重力波は、おそらくNANOGrav共同研究によって報告された一般的な赤色スペクトルの最も刺激的な説明となるでしょう。これは特に、これが宇宙を超えた物理学の直接的な証拠となるためです。スタンダードモデル。今回我々は、そのような解釈がビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射に由来する放出エネルギーの制約と一致するかどうかの詳細な分析を実行する。我々は、完全に人里離れたダークセクターにおける相転移は、超大質量ブラックホール連星に関する推定上の重力波信号のより従来的な天体物理学的説明に関して非常に不利であることを発見した。一方で、ニュートリノのデカップリングが起こる前に、その後減衰するダークセクターの相転移は、データを説明する興味深い可能性として残っています。モデル構築の観点から見ると、このようなオプションは、現在の衝突型加速器や天体物理学的制約を回避できるほど十分に小さい可視セクターとのカップリングでは容易に満たされます。観測された共通の赤色スペクトルがnHzの重力波背景であることが確認されれば、最終的にそのような解釈を裏付ける可能性がある最初の兆候は、信号のスペクトルの傾きである可能性があります。実際、現在のデータはすでに、主要な天体物理学の説明から予想されるものよりも柔らかいスペクトルが非常にわずかに好まれることを示しています。
大規模構造の等曲率の探索: EFTofLSS を使用した Euclid と MegaMapper の予測
| Title |
Search_for_Isocurvature_with_Large-scale_Structure:_A_Forecast_for_Euclid_and_MegaMapper_using_EFTofLSS |
| Authors |
Daniel_J._H._Chung,_Moritz_M\"unchmeyer,_and_Sai_Chaitanya_Tadepalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09456 |
青色のパワースペクトルによる等曲率摂動は、より短い長さのスケールをより正確に調査する将来の大規模構造観察の自然なターゲットの1つです。青色の等曲率摂動を検出する能力について、EuclidおよびMegaMapper(MM)実験のフィッシャー予測を示します。EFTofLSSで理論的予測を構築し、過密度の4次でのバイアス展開フォーマリズムを構築します。これにより、1つのループ次数でパワースペクトルを計算し、ツリーレベルでバイスペクトルを計算できるようになり、さらに、共分散を決定するための主要な次数の理論誤差を含めることができます。Euclidは、大きなスペクトル指数に対して既存のプランク制約と比較して等曲率スペクトル振幅に関して少なくとも数倍の改善をもたらすと期待されるのに対し、MMは広範囲のスペクトルに対して約1～1.5桁の改善をもたらすことが期待されることがわかりました。スペクトルインデックス。ラプラシアンバイアスとUVに敏感な裸の音速パラメーターによる主要なパラメトリック縮退など、青色の等曲率シナリオに特有の特徴が見つかりました。
温暖な自然インフレーションによる重力波の誘発
我々は、温暖な自然膨張中にテンソル変動の誘起スペクトルによって生成される重力波のスペクトルを解析します。私たちのこれまでの研究では、温暖な自然インフレーションの時代が、原始ブラックホールの形で宇宙論的に関連のある暗黒物質の生成につながる可能性があることが実証されています。今回我々は、暗黒物質の生成を解決するモデルが、パルサーのタイミングとビッグバン元素合成による現在の制約を満たす宇宙重力波背景にも寄与していることを示す。さらに重要なことは、この重力波背景は、次世代の宇宙ベースおよび地上ベースの重力波干渉計で観測できる可能性があることです。
銀河団の本質的な配列と投影効果の影響
| Title |
The_Intrinsic_Alignment_of_Galaxy_Clusters_and_Impact_of_Projection_Effects |
| Authors |
Jingjing_Shi,_Tomomi_Sunayama,_Toshiki_Kurita,_Masahiro_Takada,_Sunao_Sugiyama,_Rachel_Mandelbaum,_Hironao_Miyatake,_Surhud_More,_Takahiro_Nishimichi,_Harry_Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09661 |
銀河団は宇宙で最も重い天体であり、大規模な構造と最も強い整合性を示します。ただし、大規模な構造物からの投影効果により、部材の誤認識が発生する可能性があります。私たちは、銀河団モックカタログを使用して、銀河団の固有配列の測定に対する投影効果の影響を研究しました。私たちの研究結果は、投影効果が銀河団の大規模な固有の整列信号の減少をもたらし、$r_p\sim1h^{-1}/Mpc$でバンプを生成することを示しました。これは侵入者やメンバー銀河の見逃しによるものである可能性が最も高いです。この信号の減少は、SDSSredMaPPerクラスターカタログ内の明るい中心銀河とクラスターの間で観測された同様の配列強度を説明しています。投影効果とクラスター固有のアライメント信号は結合しており、クラスターは欠落メンバーの割合が低いか、インターローパーの割合が高く、投影された形状でより高いアライメント信号を示します。私たちは、今後の研究でこれらの発見を使用して、銀河団宇宙論に対する投影効果の影響を決定することを目指しています。
インフレ中の閉じ込められた真空泡の形成と PBH シナリオへの影響
| Title |
Formation_of_trapped_vacuum_bubbles_during_inflation,_and_consequences_for_PBH_scenarios |
| Authors |
Albert_Escriv\`a,_Vicente_Atal,_Jaume_Garriga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09990 |
原始ブラックホール(PBH)形成に関するある種のインフレシナリオには、ポテンシャルの傾きに小さな障壁が含まれています。そこではインフレトンが減速し、原始摂動の増強が発生します。さらに、バックグラウンド溶液は非常に遅い速度で障壁を乗り越え、大きな後方量子ゆらぎにより、特定の領域が障壁をオーバーシュートするのを防ぐことができます。これにより、フィールドがバリアの後ろに閉じ込められたままになる局所的なバブルが発生します。したがって、このようなモデルでは、PBH生成のための2つの異なるチャネル、つまり標準断熱密度摂動チャネルと気泡チャネルが存在します。ここでは、初期条件、臨界振幅、および気泡の膨張の問題に対処しながら、気泡形成の数値シミュレーションを実行します。さらに、場の変動の初期振幅による気泡の同時移動サイズのスケーリング挙動を調査します。小規模から中程度の非ガウス性$f_{\rmNL}\lesssim2.6$の場合、真空泡の形成の閾値は以前の分析推定値arXiv:1908.11357と$5\%$程度の精度で一致することがわかりました。また、2つのチャネルの質量分布が異なり、PBH質量の範囲がわずかに広くなることも示します。バブルチャネルは$f_{\rmNL}$が小さい場合は準優勢であり、$f_{\rmNL}\gtrsim2.6$になると優勢になります。バブルチャネル内のPBHの質量は、インフレーション終了時のバブル周囲の断熱過密度によって決定されることがわかりました。注目すべきことに、この過密度のプロファイルはタイプIIであることが判明しました。これは、標準のタイプIと比較してタイプIIの過剰密度が優勢である可能性があることを示す最初の明確な例を表しています。また、ローカルタイプの非ガウス性を持つモデル(ここで検討したモデルなど)では、代替チャネルの発生がユニタリティーの考慮事項から容易に推測できるという事実についてもコメントします。
銀河団内の磁場を明らかにするシンクロトロン強度勾配
| Title |
Synchrotron_Intensity_Gradient_Revealing_Magnetic_Fields_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Yue_Hu,_C._Stuardi,_A._Lazarian,_G._Brunetti,_A._Bonafede,_Ka_Wai_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10011 |
磁場と銀河団内の物質との動的相互作用は、銀河団内媒体の物理的特性と進化に寄与します。しかし、クラスター磁場の起源と特性に関する現在の理解は、観測上の課題によって依然として制限されています。この記事では、革新的なシンクロトロン強度勾配技術と、JVLAとMeerKATによる高解像度電波観測。我々は、シンクロトロン強度勾配から得られる電波遺物の磁場配向が、シンクロトロン偏光で得られる磁場配向と非常に良く一致していることを実証した。最も重要なことは、シンクロトロン強度勾配はクラスター中央領域のファラデー脱分極によって制限されず、RXCJ1314.4-2515とエル・ゴルドの電波ハロー内の磁場のマッピングを可能にすることです。我々は、電波ハロー内の磁場が合体主軸に沿った優先的な方向を示し、より高い角度分解能で乱流構造を示すことを発見した。この結果は、物質の運動によって撹拌され増幅されるクラスター合体における乱流磁場を予測する数値シミュレーションからの予想と一致しています。
NEOMOD: 地球近傍天体の新しい軌道分布モデル
| Title |
NEOMOD:_A_New_Orbital_Distribution_Model_for_Near_Earth_Objects |
| Authors |
David_Nesvorny,_Rogerio_Deienno,_William_F._Bottke,_Robert_Jedicke,_Shantanu_Naidu,_Steven_R._Chesley,_Paul_W._Chodas,_Mikael_Granvik,_David_Vokrouhlicky,_Miroslav_Broz,_Alessandro_Morbidelli,_Eric_Christensen,_Bryce_T._Bolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09521 |
地球近傍天体(NEO)は、地球型惑星領域の近くまたはその領域内に軌道を持つ小天体の一時的な集団です。これらは、小惑星と彗星の力学サイクルの中間段階を表しており、それぞれの発生源領域（メインベルトと海王星横断散乱円盤）からの除去から始まり、天体が惑星に衝突し、太陽付近で崩壊することで終わります。あるいは太陽系から弾き出される。ここでは、主要なベルト源からの小惑星軌道を数値的に統合し、CatalinaSkySurveyの観測結果を校正することによって、NEOの新しい軌道モデルを開発します。この結果は、$\nu_6$および3:1共鳴を伴うメインベルトのサイズ依存のサンプリングが、絶対等級$H=15$および$\simeq80$\%のNEOの$\simeq30$\%を生成することを意味します。$H=25$のNEO。したがって、大きいNEOと小さいNEOは異なる軌道分布を持ちます。$H<18$体の3:1共鳴への推定フラックスは、共鳴近くのメインベルト小惑星が最大のヤルコフスキー速度($\simeq2\times10^{-4)で共鳴に向かってドリフトする場合にのみ維持されます。直径$D=1$km、長半径$a=2.5$~auの場合、}$auMyr$^{-1}$)。これは、$a<2.5$~auの場合は傾き$\theta\simeq0^\circ$、$a>2.5$~auの場合は$\theta\simeq180^\circ$であることを意味しており、どちらも共鳴のすぐ近くにあります(他の共鳴にも同じことが当てはまります）。以前の研究で発見された、太陽近くの小惑星のサイズ依存の破壊を確認します。興味のある研究者は、公開されているNEOMODシミュレーターを使用して、モデルからNEOのユーザー定義サンプルを生成できます。
天王星と海王星を探査する大気探査機による化学組成と同位体組成の測定
| Title |
Chemical_and_Isotopic_Composition_Measurements_on_Atmospheric_Probes_Exploring_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Audrey_Vorburger,_Peter_Wurz,_Hunter_Waite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09645 |
これまでのところ、2つの氷の巨人、天王星と海王星のどちらに対しても指定されたミッションは存在しません。これらの惑星に関して私たちが収集する情報のほとんどは、リモートセンシングから得られます。近年、NASAとESAは天王星と海王星への将来のミッションの計画を開始しており、両機関とも周回衛星と大気探査機に焦点を当てています。リモートセンシングによって提供される情報は間違いなく非常に貴重ですが、惑星大気のリモートセンシングにはいくつかの欠点もありますが、そのほとんどは質量分析計によって克服できます。したがって、これまでに発表されたほとんどの研究では、大気探査機でのその場での組成測定には質量分析計実験が好まれている科学機器です。質量分析測定は、独自の科学データ、つまり同位体、元素、分子存在量を含む大気の化学組成の高感度かつ定量的な測定を提供します。このレビュー論文では、大気プローブに関連する質量分析の技術的側面を紹介します。これには、質量分析計を構成する個々のコンポーネントと、これらのコンポーネントごとに考えられる実装の選択肢が含まれます。次に、惑星大気を調査する目的で宇宙に送られた質量分析計の概要を説明し、その遺産が天王星と海王星の探査機に特に関連する3つの機器について詳しく説明します。この論文の主要部分では、大気探査を目的とした質量分析の現在の最先端技術について説明します。最後に、選択した種の測定フェーズとそれに関連する期待される精度を含む、考えられる降下プローブの実装を詳細に示します。
摂動された初期軌道の決定
摂動軌道力学下でのロバストな初期軌道決定(IOD)のためのアルゴリズムを提示します。テイラー多項式の代数で定義されたマップ反転手法を活用することにより、このツールは、IOD問題に対する高精度の解を返すだけでなく、真の軌道状態が存在するはずの前述の解の有効範囲を推定することもできます。次に、IODルーチンの最上位で自動ドメイン分割が使用され、状態推定の多項式表現によって導入されるローカル切り捨て誤差が事前定義されたしきい値未満に留まり、指定された精度要件を満たすことが保証されます。このアルゴリズムは、利用可能な測定値とセンサーのノイズに関するさまざまな制約を考慮して、距離レーダー、ドップラー専用レーダー、光学望遠鏡という3種類の地上センサーに適合しています。ケプラーベースのIODソリューションに関するパフォーマンスの向上は、地球低軌道にある追跡対象のサブセットに対する大規模な数値シミュレーションで最終的に実証されています。
exoKuiper ベルトの垂直方向の厚さを投影解除して拘束する
| Title |
Deprojecting_and_constraining_the_vertical_thickness_of_exoKuiper_belts |
| Authors |
James_Terrill,_Sebastian_Marino,_Richard_A._Booth,_Yinuo_Han,_Jeff_Jennings_and_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09715 |
デブリ円盤の垂直構造と放射状構造を拘束することは、その形成、進化、ダイナミクスを理解するために重要です。半径方向構造と垂直構造の両方を測定するには、ディスクを十分に傾ける必要があります。ただし、ディスクがエッジオンに近すぎる場合、その放射を投影解除することは簡単ではなくなります。この論文では、星周円盤の半径方向の輝度プロファイルを抽出するノンパラメトリックツールであるフランケンシュタインを使用して、光学的に薄く軸対称である限り、任意の傾斜での発光を投影解除できる方法を示します。さらに、光学的に薄い円盤の垂直方向の厚さ($H(r)$)を考慮してフランケンシュタインを拡張し、事後確率分布をサンプリングし、関数形式(例:定数$h=H/)を仮定することで、どのように制約できるかを示します。r$)、ラジアルプロファイルをノンパラメトリックにフィッティングします。私たちはこの新しい方法を使用して、アルマ望遠鏡によって観測された16個の高度に傾斜したデブリ円盤の半径方向および垂直方向の構造を決定しました。$0.020\pm0.002$(AUMic)から$0.20\pm0.03$(HD110058)までの幅広い垂直アスペクト比$h$が見つかり、これはパラメトリックモデルと一致しています。幅の広いディスクがさらに撹拌された場合に予想されるように、$h$とディスクの部分幅の間に暫定的な相関関係が見つかりました。円盤が自己撹拌すると仮定すると、最も薄い円盤には少なくとも500kmの大きさの微惑星が存在する必要があります。最も厚い円盤には惑星の存在が必要となる可能性があります。また、HD61005の動径分布における潜在的なギャップを含む、以前に推定された新しい動径構造も復元します。最後に、フランケンシュタインの新しい拡張機能により、半径の関数として$h$がどのように変化するかを制限することもできます。これをくじら座49番星でテストしました。$h$が定数であることと一致していることがわかります。
TOI-908: G 型星を通過する海王星の砂漠の端にある惑星
| Title |
TOI-908:_a_planet_at_the_edge_of_the_Neptune_desert_transiting_a_G-type_star |
| Authors |
Faith_Hawthorn,_Daniel_Bayliss,_David_J._Armstrong,_Jorge_Fern\'andez_Fern\'andez,_Ares_Osborn,_S\'ergio_G._Sousa,_Vardan_Adibekyan,_Jeanne_Davoult,_Karen_A._Collins,_Yann_Alibert,_Susana_C._C._Barros,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Matteo_Brogi,_David_R._Ciardi,_Tansu_Daylan,_Elisa_Delgado_Mena,_Olivier_D._S._Demangeon,_Rodrigo_F._D\'iaz,_Tianjun_Gan,_Keith_Horne,_Sergio_Hoyer,_Alan_M._Levine,_Jorge_Lillo-Box,_Louise_D._Nielsen,_Hugh_P._Osborn,_George_R._Ricker,_Jos\'e_Rodrigues,_Nuno_C._Santos,_Richard_P._Schwarz,_Sara_Seager,_Juan_Serrano_Bell,_Avi_Shporer,_Chris_Stockdale,_Paul_A._Str{\o}m,_Peter_Tenenbaum,_St\'ephane_Udry,_Peter_J._Wheatley,_Joshua_N._Winn,_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09758 |
我々は、TESSセクター1、12、13、27、28、39からのデータを使用して、TOI-908を通過する系外惑星(TIC-350153977)の発見を紹介します。TOI-908はT=10.7等のG矮星($T_{eff)}$=5626$\pm$61K)質量0.950$\pm$0.010$M_{\odot}$、半径1.028$\pm$0.030$R_{\odot}$の太陽に似た星。惑星TOI-908bは、3.18日の軌道にある3.18$\pm$0.16$R_{\oplus}$の惑星です。HARPSによる動径速度測定により、TOI-908bの質量は約16.1$\pm$4.1$M_{\oplus}$であり、その結果、バルク惑星密度は2.7+0.2-0.4gcm-3であることが判明した。TOI-908bは、海王星砂漠として知られるパラメーター空間の人口がまばらな地域にあります。この惑星は、主星からのX線と極紫外線放射による重大な光蒸発を経験する前に、土星の亜惑星としてその生涯を始めた可能性が高く、今後も蒸発を続けて、残留外殻質量のかなりの部分を失う可能性が高い。
共鳴の第 2 基本モデルにおけるカオス拡散の半解析的推定。地球の測位衛星への応用
| Title |
Semi-analytical_estimates_for_the_chaotic_diffusion_in_the_Second_Fundamental_Model_of_Resonance._Application_to_Earth's_navigation_satellites |
| Authors |
Edoardo_Legnaro,_Christos_Efthymiopoulos,_Maria_Harsoula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09847 |
私たちは、「第2基本モデル」(SFM)に属する共鳴の分離線のような確率層によって駆動される系におけるカオス拡散速度の半解析的推定値を取得する際の、メルニコフ理論とランダウ・テラー理論の適用可能性について議論します\cite{ヘンラード1983秒}。ワイエルシュトラスの楕円関数に関するSFMの解析解から派生して、確率的メルニコフモデルとランダウテラーモデルを導入し、アンサンブルのゆっくりとした進化をもたらす時系列で観察される無相関の「ジャンプ」のシーケンスとして局所的にカオス拡散を近似できるようにします。システムの断熱作用の空間内の軌道。このようなジャンプは、ホモクリニックループごとに1つのステップで発生します。メルニコフとランダウ・テラーの近似理論によって、ジャンプのサイズの確率分布の半解析的な決定がどのように達成されるかを示します。ホモクリニックループごとに必要な平均時間も計算すると、そのようなシステムにおけるカオス拡散係数の推定値が得られます。具体的な例として、SFMタイプの、いわゆる$2g+h$月太陽共鳴のカオス層内での小さな物体(地球航行衛星や宇宙ゴミなど)の長期拡散について言及します。ハミルトニアンの適切な正規形縮小後、これらのオブジェクトの拡散速度の推定値を計算します。これは数値実験の結果とよく比較されます。
緑の谷は、積極的に星を形成する青い雲から受動的に進化する赤い系列に移行している銀河の集団を表しています。緑の谷銀河の特性を研究することは、この遷移を引き起こす正確なメカニズムとプロセスを理解するために非常に重要です。緑の谷には、広く受け入れられている定義がありません。緑の谷の境界は、多くの場合、主観的で研究によって異なる経験的な線によって決定されます。エントロピーしきい値処理を使用して、色と星の質量平面における緑の谷の明確な定義を提示します。まず、クラス内分散を最小化し、クラス間分散を最大化する色のしきい値に基づいて、銀河集団を青い雲と赤いシーケンスに分割します。私たちの方法では、領域の総エントロピーを最大化することによって、青い雲の平均色と赤いシーケンスの間の領域を3つの部分に分割します。多数の独立した恒星の質量ビンで分析を繰り返し、色質量図の緑の谷の境界を定義します。私たちの方法は、緑の谷の堅牢かつ自然な定義を提供します。
銀河円盤の形成 I: なぜ天の川円盤は異常に早く形成されたのでしょうか?
| Title |
Formation_of_Galactic_Disks_I:_Why_did_the_Milky_Way's_Disk_Form_Unusually_Early? |
| Authors |
Vadim_A._Semenov,_Charlie_Conroy,_Vedant_Chandra,_Lars_Hernquist,_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09398 |
近くの星の分光学的および天文調査から得られた最近の結果は、私たちの天の川銀河(MW)の恒星円盤が、その進化の最初の数十億年以内というかなり初期に形成されたことを示唆しています。宇宙論的ズームインシミュレーションにおける円盤形成の化学運動学的特徴は、これらのデータと緊張関係にあるようであり、シミュレーションではMWのような円盤形成が遅れることを示唆している。私たちは、宇宙体積シミュレーションTNG50からのMW様銀河の代表的なサンプルを使用して、銀河円盤の形成を調査します。私たちは、平均してMW質量の円盤が実際に地元のデータが示唆するよりも遅く形成されることを発見しました。しかし、その形成時間と金属量にはかなりのばらつきがあり、MW質量銀河の$\sim$10%はMWと同様に早期に円盤を形成します。したがって、MWは異常ですが、MW質量の円盤銀河の全体的な集団と一致しています。直接的なMW類似体は、その質量の大部分が早期、つまり$\gtrsim10$Gyr前に集合し、その後の破壊的合体による影響を受けません。さらに、これらの銀河は、ISMの金属量が急速に増加する初期の濃縮段階で円盤を形成しますが、初期形成円盤の$\sim$25%だけが円盤形成開始時のMWと同じくらい金属に乏しいものです。/H]$\約-1.0$。対照的に、MW質量銀河のほとんどは、すでに濃縮された物質から円盤を形成するか、銀河円盤形成の痕跡を後の時代とより高い金属量にリセットする後期の破壊的合体を経験します。最後に、初期の円盤形成により、赤方偏移ゼロで回転的に支持された恒星円盤がより支配的に形成されることも示します。
井戸が枯れるとき: $\boldsymbol z \gtrsim 1$ における大規模クラスターにおける環境消失のモデル化
| Title |
When_the_Well_Runs_Dry:_Modeling_Environmental_Quenching_in_Massive_Clusters_at_$\boldsymbol_z_\gtrsim_1$ |
| Authors |
Devontae_C._Baxter,_Michael_C._Cooper,_Michael_L._Balogh,_Gregory_H._Rudnick,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Alexis_Finoguenov,_Ben_Forrest,_Adam_Muzzin,_Andrew_Reeves,_Florian_Sarron,_Benedetta_Vulcani,_Gillian_Wilson,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09404 |
私たちは、MCMCフレームワークを使用して$z\gtrsim1$の大規模クラスターにおける衛星消光のモデルを調査します。$R_{\rmquench}$(消光が始まるホスト中心の半径)と$\tau_{という2つの主要なパラメーターに焦点を当てます。\rmquench}$(衛星が$R_{\rmquench}$を通過した後に消光するまでのタイムスケール)。MCMC分析では、$R_{\rmquench}$の1次元事後確率分布の2つの極大値が約$0.25$と$1.0~R_{\rm{200}}$にあることが示されています。$\tau_{\rmquench}$-$R_{\rmquench}$パラメータ空間で4つの異なる解を分析し、そのほぼすべてでGOGREEN調査の観察データと一致する静止画分が得られ、これらの解が異なるものを表すかどうかを調査します。消光経路を調べた結果、それらが「飢餓」シナリオと「コア消失」シナリオに分離できることがわかりました。飢餓経路は、中間$z$での全低温ガス(H$_{2}$+H${\scriptsize\rmI}$)の枯渇タイムスケールとほぼ一致するクエンチタイムスケールによって特徴付けられますが、炉心クエンチは比較的高い視線速度を持つ衛星によって、星団の内部領域($\lt0.30~R_{\rm{200}}$)に到達した後、短い時間スケール($\sim0.25$Gyr)で消光します。最後に、GOGREEN調査で観測された遷移銀河の特性を比較することで、これらの解間の縮退を解消します。$z\sim1$における遷移銀河の投影された位相空間分布と相対的な存在量と一致するのは「飢餓」経路のみであると結論付けます。ただし、ラム圧力が二次的な焼入れメカニズムとして寄与する可能性があることは認めています。
ローマンの高緯度広域測量を低表面輝度天文学に最適化
| Title |
Optimizing_Roman's_High_Latitude_Wide_Area_Survey_for_Low_Surface_Brightness_Astronomy |
| Authors |
Mireia_Montes_(IAC),_Francesca_Annibali_(INAF-Bologna),_Michele_Bellazzini_(INAF-Bologna),_Alejandro_S._Borlaff_(NASA_Ames),_Sarah_Brough_(UNSW),_Fernando_Buitrago_(U._Valladolid),_Nushkia_Chamba_(The_OKC/Stockholm_U.),_Chris_Collins_(LJMU),_Ian_Dell'Antonio_(Brown_U.),_Ivanna_Escala_(Carnegie_Obs/_Princeton_U.),_Anthony_H._Gonzalez_(U._Florida),_Benne_Holwerda_(U._Louisville),_Sugata_Kaviraj_(U._Hertsfordshire),_Johan_Knapen_(IAC),_Anton_Koekemoer_(STScI),_Seppo_Laine_(Caltech/IPAC),_Pamela_Marcum_(NASA_Ames),_Garreth_Martin_(KASI/_U.Arizona),_David_Martinez-Delgado_(IAA),_Chris_Mihos_(CWRU),_Massimo_Ricotti_(U._Maryland),_Ignacio_Trujillo_(IAC),_Aaron_E._Watkins_(U._Hertsfordshire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09414 |
光学/近赤外観測天文学に残された最後のフロンティアの1つは、低表面輝度領域(LSB、Vバンド表面輝度、$\mu_V>$27ABmag/arcsec$^2$)です。これらは非常に低い星の表面密度にある構造であり、レガシーサーベイなどの現在の広視野調査でもほとんど見ることができません。この領域の研究は、低質量銀河における星形成、銀河と銀河団の階層的集合、暗黒物質の性質の理解に変革をもたらすことが期待されます。したがって、矮銀河や銀河の周囲や銀河団内の恒星ハローなど、最も暗い銀河系外の光源を検出するには、$\mu_V$=30ABmag/arcsec$^2$を超える深さに到達することが不可欠です。高緯度広域調査は、$\sim$2000平方度の領域にわたって、IRの前例のない深さでLSB宇宙を統計的に研究するユニークな機会を提供します。高い空間分解能により光源の混乱が最小限に抑えられ、近くのLSB銀河や球状星団内の星の識別など、LSB構造の偏りのない特性評価が可能になります。さらに、ローマンと他の今後の深部画像観測天文台(ルービンなど)を組み合わせることで、測光赤方偏移を導き出し、LSB天体の恒星集団を推測するための複数波長のカバーが提供されます。
暗い中性媒体は（ほとんどが）分子状の水素です
我々は、銀河反中心に向かって見られる33の銀河外連続体源に向けたHCO+と他の分子のアルマ望遠鏡基底状態吸収プロファイルを取得し、N(H2)=N(HCO+)/3x10^{-9}を導き出しました。新たにHCO+が検出された方向において、J=1-0のCO放出をIRAM30mで観測しました。HCO+の吸収は33の新しい方向のうち28で検出され、その28方向のうち19に沿ってCO排出が検出されました。検出可能なHCO+が存在しない5つの視線では、平均EBVとN(DNM)が3分の1低くなります。EBVでビン化すると、N(H2)とN(DNM)は強い相関があり、EBV〜0.05～1等の観測範囲にわたって50～100倍変化しますが、N(HI)は2～3倍しか変化しません。平均すると、N(DNM)とN(H2)はよく一致しており、HCO+吸収を検出すると、以前に推定されたDNMを超えるH2がほとんどまたはまったく追加されません。2N(H2)<N(DNM)/2がHI放出の飽和を示すケースが5つあります。\WCO>1K-\kmsの見通し線の場合、CO-H2変換係数N(H2)/\WCO\=2-3x10^{20}\pcc/K-\kmsは、分解された雲の研究から得られたものよりも高くなります。ガンマ線。私たちの研究では、平均H2割合が約1/3の主に原子ガスをサンプリングしましたが、DNMはほぼ完全に分子です。COは、排出量が強い場合にはH2トレーサーとしての役割を果たしますが、大規模なCO調査は、典型的な値N(DNM)=2-6x10^{20}\pccに関連付けられたH2カラムの影響を受けません。$\gamma$線研究からの\XCO\値の低下は、部分的には定義と使用法が異なることに起因します。\WCO\\ge1K-\kms\のサイトラインは、HCO+で検出されたH2の2/3を表し、H2の90%を検出するには、レベル\WCO\~0.2-0.3K-\kmsでCOを検出する必要があります。紙を見てください
IC 5063 の物理的条件と冠状線領域の拡張
| Title |
Physical_Conditions_and_Extension_of_the_Coronal_Line_Region_in_IC_5063 |
| Authors |
M._A._Fonseca-Faria,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_M._Contini,_L._G._Dahmer-Hahn,_R._Morganti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09570 |
私たちは、VLT/MUSE積分場分光法を用いて、セイフェルト2銀河IC-5063の電離した気相と高度に電離した気相を研究しています。私たちの分析により、コロナ線[\ion{Fe}{vii}]~$\lambda$6087および[\ion{Fe}{x}]~$\lambda$6375によって追跡される高電離ガスの流出を検出することができました。両方の放出が拡張されることがわかります。前者は核からそれぞれ北西と南東で1.2kpcと700kpcまでです。後者は核の北西700%に達します。[\ion{Fe}{x}]の放出が活動銀河核の中心エンジンからこのような距離で観測されたのはこれが初めてである。[\ion{Fe}{vii}]~$\lambda$6087の発光は核でピークに達し、北西と南東の電波ローブの位置に2つの二次ピークがあります。ガスの運動学は複雑で、コロナ放射はラジオジェットに沿った分割線プロファイルと数百km~s$^{-1}$の線幅を示している。銀河の系速度を超える最大600km~s$^{-1}$の速度変化が、電波ローブの非常に近くのジェット伝播に沿って発見されている。広がったコロナガスは、20000~Kに達する温度と$>10^2$~cm$^{-3}$という電子密度を特徴としており、より大きな値はより大きな乱流の領域に関連付けられており、おそらくコロナの通過によるものと考えられます。ラジオジェット。この仮説は、中央エンジンと衝撃の効果を組み合わせた光イオン化モデルによって裏付けられています。私たちの研究は、拡張コロナ放射と電波ジェットとの強い関係を強調しており、前者は後者を適切に追跡しており、IC~5063の場合、銀河円盤の非常に近くを伝播しています。
MAGPI 調査: 過去 5 ギヤの銀河の総内部質量分布に対する環境の影響
| Title |
The_MAGPI_Survey:_Impact_of_environment_on_the_total_internal_mass_distribution_of_galaxies_in_the_last_5_Gyr |
| Authors |
Caro_Derkenne,_Richard_M._McDermid,_Adriano_Poci,_J._Trevor_Mendel,_Francesco_D'Eugenio,_Seyoung_Jeon,_Rhea-Silvia_Remus,_Sabine_Bellstedt,_Andrew_J._Battisti,_Joss_Bland-Hawthorn,_Anna_Ferre-Mateu,_Caroline_Foster,_K._E._Harborne,_Claudia_D.P._Lagos,_Yingjie_Peng,_Piyush_Sharda,_Gauri_Sharma,_Sarah_Sweet,_Kim-Vy_H._Tran,_Lucas_M._Valenzuela,_Sam_Vaughan,_Emily_Wisnioski,_and_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09630 |
私たちは、積分場分光法による中世銀河特性(MAGPI)調査を使用して、銀河の内部質量分布に対する環境の影響を調査します。我々は、2D分解恒星運動学を使用して、ルックバック時間$3-4$Gyrに相当する、平均赤方偏移$z\sim0.3$の銀河のジーンズ力学モデルを構築します。各銀河の内部質量分布は、結合質量密度勾配$\gamma$(バリオン$+$暗黒物質)によってパラメータ化されます。これは、半径に対する密度の対数変化です。低密度から中密度環境の28個の銀河のMAGPIサンプルを使用し、$\のルックバック時間に相当する赤方偏移範囲$0.29<z<0.55$の高密度フロンティアフィールドクラスター内の銀河から得られた密度勾配と比較します。SIM5$ギル。MAGPIサンプルの密度勾配の中央値$\gamma=-2.22\pm0.05$が見つかりました。これは、フロンティアフィールドの勾配中央値($\gamma=-2.01\pm0.04$)よりも大幅に急勾配であり、クラスター銀河がMAGPI銀河ほど質量分布の中心に集中していない。また、サンプルはMAGPIと同様の環境範囲を調査しているため、Atlas3Dの$z\sim0$における銀河の密度勾配の分布とも比較します。Atlas3Dの合計傾き中央値は$\gamma=-2.25\pm0.02$で、MAGPI中央値と一致しています。私たちの結果は、環境が銀河の内部質量分布に役割を果たしており、最後の3～4回転では傾きの変化がないことを示しています。これらの結果は、宇宙論的シミュレーションの予測と一致しています。
X 線空洞のダイナミクスとプランク・スニャエフ・ゼルドヴィッチ (SZ) の選択されたクラスターにおけるガス沈殿におけるその役割
| Title |
X-ray_Cavity_Dynamics_and_their_Role_in_the_Gas_Precipitation_in_Planck_Sunyaev-Zeldovich_(SZ)_Selected_Clusters |
| Authors |
V._Olivares,_Y._Su,_W._Forman,_M._Gaspari,_F._Andrade-Santos,_P._Salome,_P._Nulsen,_A._Edge,_F._Combes,_and_C._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09829 |
私たちは、チャンドラ観測を使用して、プランク・スニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)サンプルからの近く(z<0.35)の銀河団における活動銀河核(AGN)フィードバックを研究します。このほぼ公平に質量選択されたサンプルには、緩和されたクラスターと乱れたクラスターの両方が含まれており、AGNフィードバックサイクル全体を反映している可能性があります。緩和したクラスターは空洞パワーと冷却光度の1対1の関係によく従うのに対し、乱されたクラスターは与えられた冷却光度に対してより高い空洞パワーを示し、おそらく冷却効率とフィードバック効率の違いを反映していることがわかりました。乱れたクラスターは、緩和したクラスターと比較すると非対称な空洞を含むこともわかり、空洞の分布と形態に対するクラスター内媒質(ICM)の天候の影響を示唆しています。乱れたクラスターは緩和したクラスターよりも空洞の数が少ないということはなく、空洞を破壊するのが難しいことを示唆しています。したがって、複数の空洞は、AGNの再発の自然な結果です。以前の研究と同様に、中心冷却時間tcoolが短く、中心エントロピー値K0が低いクラスターには、ICM冷却と沈殿と一致する、温イオン化(10000K)または冷分子(<100K)ガスが含まれていることを確認しました。カオス寒冷降着（CCA）シナリオ。私たちは、18のクラスターで利用可能なアーカイブMUSE観測を分析しました。11/18のケースでは、投影された光線放射フィラメントはキャビティの縁の下または周囲に位置しているように見えます。これは、AGNフィードバックが乱流または揚力を強化する可能性が高く、暖かいフィラメントの形成に重要な役割を果たしていることを示しています。残りのケース（7/18）では、クラスターに空洞がないか、フィラメントと空洞の関連性が曖昧であり、別の乱流駆動メカニズム（スロッシング/マージ）または物理的な時間遅延が関与していることを示唆しています。
天の川銀河の双子の探索: 厳密な基準としての放射状存在量分布
| Title |
Searching_for_Milky_Way_twins:_Radial_abundance_distribution_as_a_strict_criterion |
| Authors |
Pilyugin_L.S.,_Tautvaisiene_G.,_Lara-Lopez_M.A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09854 |
約500個の銀河サンプルの中から天の川に似た銀河を探します。候補銀河について考慮した特徴は、恒星質量M_star、光学半径R_25、回転速度V_rot、中心酸素存在量(O/H)_0、光学半径での存在量(O/H)_R25です。銀河のR_25とM_starの値が天の川銀河の値に近ければ、その銀河は天の川構造類似体(sMWA)と呼ばれました。銀河の特定の半径における酸素の存在量は、その領域の進化によって定義され、次に我々は、2つの銀河における(O/H)_0と(O/H)_R25の類似性がそれらの進化の類似性を示唆していると仮定しました。銀河内の(O/H)_0と(O/H)_R25の値が天の川銀河の値に近かった場合、その銀河は進化的天の川類似体(eMWA)と呼ばれました。銀河が同時にeMWAとsMWAである場合、その銀河は天の川銀河の双子とみなされます。(O/H)_0-(O/H)_R25ダイアグラム上の天の川の位置は、天の川銀河内の(O/H)_R25がかなり大きく変動しているという意味で、一般的な傾向から大きく逸脱していることがわかります。同様の(O/H)_0の他の銀河よりも低い。天の川銀河のこの特徴は、その（化学的）進化が典型的ではないことを証明しています。我々は、同時にsMWAとeMWAであるため、天の川銀河の双子と考えられる4つの銀河(NGC~3521、NGC~4651、NGC~2903、およびMaNGA銀河M-8341-09101)を特定しました。これまでの研究では、天の川銀河に似た銀河は、構造的および形態学的特徴を利用して選択されていました。つまり、sMWAが選択されていました。中心と光学半径の存在量（進化の特徴）が、本物の天の川銀河の双子を選択するためのより厳格な基準となることがわかりました。
銀河生態系における宇宙線プロセス
銀河の進化は重要なテーマであり、正しい全体像を確立するには、私たちの物理的理解が完全である必要があります。これには、フィードバックの徹底的な処理が含まれます。熱機械的および放射フィードバックの影響は広く考慮されていますが、宇宙線(CR)も銀河生態系における強力なエネルギー伝達体です。したがって、CRがフィードバックエージェントとして機能する能力を解明することは、銀河を制御するプロセスの理解を進めるために不可欠です。CRの効果はまだ十分に理解されておらず、銀河構造の階層全体で動作する複雑なマルチチャネルフィードバックメカニズムは、重大な技術的課題を引き起こしています。このレビューでは、分子雲の規模から銀河周囲の媒体に至るまで、銀河におけるCRの役割を調査します。それらの相互作用プロセス、銀河の進化に対するそれらの影響、およびそれらの観察可能な痕跡の概要が提供され、銀河生態系の熱および流体力学的構成を変更するそれらの能力について議論されます。CRプロセスの理解とその署名の解釈における最近の進歩を紹介し、技術的な課題と未解決の疑問がどこに残っているかを強調します。今後の機会でこれらにどのように対処できるかについて話し合います。
21 cm チャネル マップにおける縞模様の性質: 速度コースティクス
| Title |
Nature_of_Striation_in_21_cm_Channel_Maps:_Velocity_Caustics |
| Authors |
Yue_Hu,_A._Lazarian,_D._Alina,_D._Pogosyan,_Ka_Wai_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10005 |
銀河磁場を伴う薄い中性水素(HI)分光チャネルにおける縞模様の強度構造の整列が観察されています。ただし、これらの縞模様の起源と性質についてはまだ議論の余地があります。いくつかの研究では、この縞模様は、乱流速度場の役割、つまり、チャネルの強度分布の形成における速度コースティクス効果を考慮せずに、実際の冷密度フィラメントのみから生じることが示唆されています。チャネルマップにおける縞模様の形成における密度と速度の相対的な寄与を決定するために、現実的な磁化多相HIを表すシミュレーションで得られたチャネルマップの合成観察を分析します。チャネルマップの厚さを変更し、速度分解アルゴリズムを適用して速度と密度の寄与を分離します。並行して、GALFAHIの観測結果を分析し、結果を比較します。私たちの分析では、細いチャネルは速度の寄与が支配的であり、速度コースティクスが主にHI縞を生成することが示されています。我々は、速度コースティクスがアンシャープマスクされたHI構造と遠赤外線放射との間に相関関係を引き起こす可能性があることを示します。我々は、細い速度チャネルにおけるローリングハフ変換(RHT)によって明らかになった線形HIファイバーが速度コースティクスに由来することを実証します。チャネルマップの厚さが増加するにつれて、チャネルマップの変動に対する密度の相対的な寄与も増加します。その結果、より多くのRHT検出繊維が磁場に対して垂直になる傾向があります。逆に、磁場との整列は細いチャネルで最も顕著です。速度チャネル勾配(VChGs)アプローチと同様に、RHTは薄いチャネルマップでの速度コースティクスの解析を通じて磁場を追跡すると結論付けています。
部分的にイオン化した媒体における MHD 乱流の減衰
| Title |
Damping_of_MHD_Turbulence_in_A_Partially_Ionized_Medium |
| Authors |
Yue_Hu,_Siyao_Xu,_Lev_Arzamasskiy,_James_M._Stone,_A._Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10010 |
星間物質中のイオンと中性物質は、磁気流体力学(MHD)乱流の力学において重要な役割を果たしていますが、研究は困難です。この研究では、AthenaKコードで生成された3D二流体シミュレーションを使用して、MHD乱流の減衰を調査します。具体的には、二流体乱流の密度、速度、磁場の統計を調べます。私たちの結果は、イオンと中性物質が強く結合している場合、速度統計が単一流体MHD乱流の速度統計に似ていることを示しています。ただし、中性子がイオンから分離し始めると、中性子とイオンの両方の乱流が減衰し、コルモゴロフ型乱流と比較して急峻な運動エネルギースペクトルが生じます。私たちは、中性物質における乱流の減衰は、イオン化率とアルフエン速度の局所的な変動によって引き起こされる、イオンとの局所的な結合によるものであると考えています。中性イオンのデカップリングスケールは固定されておらず、値の範囲に及びます。中性子がイオンから完全に分離した後、中性子はコルモゴロフ型の運動エネルギースペクトルを持ちますが、イオンのスペクトルは急峻なままです。イオンと中性イオンの結合が弱い場合、密度は異なる可能性がありますが、速度統計は同様のままであり、速度よりも密度が中性イオンのデカップリングに対してより敏感であることがわかります。イオンの密度構造はフィラメント状ですが、中性イオンの密度構造は塊状です。対数質量密度の確率分布関数を使用すると、中性イオンとイオンが弱く結合しているときにイオンの密度変動が増大する可能性があることがわかります。中性イオンの衝突によるMHD乱流の減衰により、磁場スペクトルが急峻になる可能性があることを確認しました。
最も明るい AGN は、局所宇宙で検出された恒星質量ブラックホール連星合体の大部分を生成しない
| Title |
The_most_luminous_AGN_do_not_produce_the_majority_of_the_detected_stellar-mass_black_hole_binary_mergers_in_the_local_Universe |
| Authors |
Niccol\`o_Veronesi,_Elena_Maria_Rossi,_Sjoert_van_Velzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09415 |
重力波(GW)の検出数が増加しているにもかかわらず、連星ブラックホール(BBH)合体の天体物理学的起源は依然として解明されていません。BBHの有望な形成経路は、活動銀河核(AGN)に動力を供給する超大質量ブラックホールの周囲の降着円盤の内部にあります。この論文では、観測されたGWイベントとAGNの間の空間相関を初めてテストします。この目的を達成するために、$10^{45.5}{\rmerg\s}^{-1}$($10^{46}\,{\rm)を超える光度を持つ1,412(242)AGNのすべての空のカタログを組み立てます。erg\,s}^{-1}$)、Milliquasカタログバージョン7.7bの$z\leq0.3$の分光赤方偏移。これらのAGNは、LIGO干渉計とVirgo干渉計が3回目の観測中に同じ赤方偏移範囲で観測したBBH合体の局在体積と相互照合されます。検出された合体の一部は$10^{45.5}\,{\rmerg\,s}^{-1}$($10^{46}\,{\rmerg\,s)より明るいAGNに由来していることがわかりました。}^{-1}$)は、95%の信頼性レベルで$0.74$($0.33$)を超えることはできません。私たちの上限は、最も明るいAGNのBBH合体生成効率が限られていることを意味しますが、ほとんどまたはすべてのGWイベントは依然として低輝度のAGNから発生する可能性があります。あるいは、恒星質量のBBHを合体させるためのAGN形成経路は、実際には局所宇宙において全体的に準優勢である可能性があります。私たちの知る限り、私たちの制約は、観測されたBBH合体に対するAGNチャネルの部分的な寄与に関する最初の観測上の制約です。
| Title |
Bound_Debris_Expulsion_from_Neutron_Star_Merger_Remnants |
| Authors |
Yossef_Zenati,_Julian_H.Krolik,_Leonardo_R.Werneck,_Ariadna_Murguia-Berthier,_Zachariah_B.Etienne,_Scott_C.Noble,_and_Tsvi_Piran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09464 |
多くの研究により、中性子星の合体により、星の質量の一部が、結果として生じる大質量中性子星またはブラックホールを囲む拘束軌道に残ることがわかっています。この塊は$r-$プロセス元素合成の場であり、キロノバに寄与する風を発生させることができます。しかし、その質量や初期構造を決定する力学については比較的ほとんど知られていません。ここでは、円盤質量の起源から始めて、これらの疑問を調査し始めます。トレーサ粒子と数値シミュレーションからの離散流体データを使用して、デブリが中性子星のどこから来たのか、デブリが中性子星の内部から逃げるためにたどる経路、その軌道特性が変化した時間と場所を特定します。隣接する流体要素の要素とは異なり、最終的には合体した中性子星の中に残ります。
II型In超新星性質の環境依存性
| Title |
Environmental_dependence_of_Type_IIn_supernova_properties |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Lluis_Galbany,_Cristina_Jimenez-Palau,_Joseph_P._Anderson,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Sebastian_F._Sanchez,_Joseph_D._Lyman,_Thallis_Pessi,_Jose_L._Prieto,_Christopher_S._Kochanek,_Subo_Dong,_Ping_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09647 |
IIn型超新星は、星の爆発が高密度の水素に富んだ星周物質に囲まれたときに発生します。高密度の星周物質は、爆発の直前にその祖先からの極度の質量損失によって形成された可能性があります。IIn型超新星前駆体の性質と、高密度の星周物質を形成する質量減少メカニズムはまだ不明です。この研究では、IIn型超新星の性質とその局所環境の間に相関関係があるかどうかを調査します。私たちは、超新星と環境特性の両方を推定できるように、よく観察された光曲線とホスト銀河積分場分光データを備えたIIn型超新星を使用します。私たちは、ピーク光度がより高いIIn型超新星は、金属性が低い環境や恒星集団が若い環境で発生する傾向があることを発見しました。IIn型超新星の周囲の星周物質の密度は金属性と有意な相関がないため、IIn型超新星の周囲の高密度の星周物質を形成する質量損失メカニズムは金属性の影響を受けにくい可能性があります。
GX~339--4のX線データによる通常のブラックホールのテスト
通常のブラックホールは、一般相対性理論とほとんどの重力理論のブラックホールを悩ませる時空特異点の存在の問題を解決するために提案された特異点のないブラックホール時空です。この研究では、Mazza、Franzin\&Liberatiによって最近提案された正則ブラックホールを考慮し、以前の研究を拡張して正則化パラメータ$l$に対するより厳しい観測制約を取得します。私たちは、2015年の爆発時のGX~339--4の銀河ブラックホールの\textit{NuSTAR}と\textit{Swift}の同時観測を研究しています。\textit{NuSTAR}データの品質は非常に優れており、スペクトルは光源の強い熱成分と顕著な相対論的にぼやけた反射特徴の両方が存在します。これにより、熱スペクトルと反射特徴の同時解析から正則化パラメータ$l$を測定できるようになります。私たちの分析から、$l/M<0.39$(90\%CL)という制約が見つかりました。これは、X線と重力波のデータから推定された以前の制約よりも強力です。
白色矮星パルサー eRASSU J191213.9-441044 の X 線特性
| Title |
X-ray_properties_of_the_white_dwarf_pulsar_eRASSU_J191213.9-441044 |
| Authors |
Axel_Schwope,_T.R.Marsh,_Annie_Standke,_Ingrid_Pelisoli,_Stephen_Potter,_David_Buckley,_James_Munday,_and_Vik_Dhillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09732 |
新しく発見された脈動白色矮星eRASSUJ191213.9-441044のレントゲンガンマスペクトルとeROSITA(SRG/eROSITA)およびXMM-NewtonによるX線観測を報告します。新しい源は、fX(0.2-2.3keV)=3.3e-13ergcm-2s-1の磁束レベルでの最初のeROSITA全天調査中に発見され、G=17.1恒星のガイアと空間的に一致することが判明しました。-237個の距離にあるソース。その後の3回のeROSITA全天調査中に磁束は約fX=1e-13ergcm-2s-1まで低下し、2022年9月に実施された専用のXMM-Newton観測中はこの低いレベルに留まりました。XMM-Newtonでは、脈動が発生します。周期319秒のX線と紫外線の波長が時間的に同時に発生することが発見され、eRASSUJ191213.9-441044が2番目の白色矮星パルサーとしての性質を確認しました。X線およびUVパルスは、広範な光パルスに対応します。XMM-Newton/ULTRACAMの同時観測中に時折発生する狭い光パルスには、対応するX線がありません。ほぼ正弦波状のX線信号の軌道変動は、パルス率が約28%、軌道位相での最大放射が約0.25であることが観察されました。紫外光曲線は二値位相0.45付近でピークに達します。X線スペクトルは、べき乗則スペクトルと平均X線輝度Lx(0.2-10keV)=1.4e30ergs-1の熱成分の合計で表すことができます。スペクトル特性と変動特性は、典型的な天体ARScoの場合とは対照的に、何らかの残留降着を示している可能性があります。
球状星団 NGC 5024 における新しいパルサーの発見とタイミング解析: FAST からの新しい観測
| Title |
Discovery_and_Timing_analysis_of_new_pulsars_in_globular_cluster_NGC_5024:_new_observations_from_FAST |
| Authors |
Yujie_Lian,_Zhichen_Pan,_Haiyan_Zhang,_Paulo_C._C._Freire,_Shuo_Cao,_Lei_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09741 |
NGC5024(M53)は、既知のパルサーを持つ最も遠い球状星団(GC)です。この研究では、新しいバイナリミリ秒パルサーPSRJ1312+1810E(M53E)の発見を報告し、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)からの22回の観測に基づいて、M53BからM53Eまでの新しいタイミングソリューションを提示します。これらの発見とタイミング作業は、FASTの高感度の恩恵を受けています。M53Cは、この遠方の球状星団で知られている唯一の孤立したミリ秒パルサーであり、自転周期が12.53ミリ秒で、自転周期微分値が$5.26\times10^{-20}\,\rms\であることがわかりました。s^{-1}$。我々の結果から、M53B、D、Eの公転周期はそれぞれ47.7、5.8、2.4日であることが明らかになった。伴星はそれぞれ質量が0.25、0.27、0.18${\rmM}_\odot$であり、白色矮星である可能性が高い。それらが拡張オブジェクトである場合、パルサーを覆い隠すことはありません。0.3～8keVの帯域のアーカイブ$Chandra$画像では、これらのミリ秒パルサーに対応するX線は見つかりません。このパルサー集団の特徴は、M53の低い恒星密度から予想されるように、銀河円盤内のミリ秒パルサーの集団と似ています。
SN 2023emq: フラッシュ電離したイブン超新星と考えられる
| Title |
SN_2023emq:_a_probable_flash-ionised_Ibn_supernova |
| Authors |
M._Pursiainen,_G._Leloudas,_S._Schulze,_P._Charalampopoulos,_C._R._Angus,_J.P._Anderson,_F._Bauer,_T.-W._Chen,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_C._Inserra,_T._E._M\"uller-Bravo,_M._Nicholl,_S._J._Smartt,_L._Tartaglia,_P._Wiseman,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09804 |
SN2023emqは、当初は希少なIcn型超新星(SN)として分類され、最大光の周囲でHおよびHeを含まない星周媒質(CSM)と相互作用する、急速に進化する過渡現象です。その後の分光法により、細いHeラインが明確に出現していることが明らかになり、SN2023emqはより一般的なIbn型クラスに確実に分類されました。測光的には、SN2023emqは、そのクラスに関係なく、極端な初期減衰(Ibn/IcnSNeの>90%より速い)や+20日での0.18mag/dから0.05mag/dへの減衰率の急激な推移など、いくつかの珍しい特性を持っています。。ボロメータ光度曲線は、高速相互作用するSNの予想どおり、0.31M_Sunの噴出物と0.13M_SunのCSM、0.009M_SunのニッケルとのCSM相互作用としてモデル化できます。さらに、+8.7日での広帯域偏光測定(P=0.55+/-0.30%)は、高い球面対称性と一致しています。遷移的なIcn/IbnSNの発見は前例のないものであり、死の直前に前駆体が被った質量損失の性質について貴重な洞察を与えることになるでしょうが、分類スペクトルの輝線は一般的に見られるフラッシュイオン化の特徴であるという解釈を支持します。爆発後の最初の数日間、若いSNeで。ただし、特徴の1つ(5700{\AA})は、少数のフラッシュイオン化Ibn型SNeよりもSN2023emqの方が顕著に顕著であり、その点でSNはIcnSNeにより似ており、おそらく2つの性質の連続性を示唆しています。クラス。
100GeVエネルギーでのマイクロレンズによるブレーザーB0218+357のガンマ線源のサイズの測定
重力レンズクェーサーにおけるマイクロレンズ効果の観察は、活動銀河核の構造を、源活動に動力を供給する超大質量ブラックホールのサイズに至るまでの距離スケールで研究するために使用できる。私たちは、非常に高エネルギーのガンマ線帯域にある重力レンズ化ブレーザーB0218+357からの信号におけるマイクロレンズ現象を探索します。私たちは、2014年のエネルギー源の明るいフレアの観測を、フェルミ/LATおよびMAGIC望遠鏡を使用して0.1～100GeVのエネルギー範囲で組み合わせました。重力レンズによる光源の2つの画像からの時間遅延された先頭信号と後続信号を使用して、フレアの瞬間の倍率を測定します。線源サイズに応じた最大倍率のスケーリングを使用して、0.1～100GeVのエネルギー範囲全体でガンマ線放出領域のサイズを制限します。Fermi/LATとMAGICデータの比較から導出された超高エネルギー帯域での倍率は$\mu_{VHE}=36^{+40}_{-26}$であり、無線での倍率よりも大幅に大きくなります。バンド。これは、ソース画像の1つがフレアの瞬間にマイクロレンズの影響を強く受けていることを示唆しています。マイクロレンズ効果がレンズ銀河内の恒星質量物体によって生成されると仮定すると、$E>100$GeVバンドの発光領域のサイズを$\mathrm{R_{VHE}=2.2^{+27}に制約します。_{-1.7}\times10^{13}~cm}$。マイクロレンズ光源のスペクトルがフレアの瞬間に異常に硬かったことに注目し、この硬化はエネルギー依存のマイクロレンズ効果によるものである可能性があると推測しています。この解釈は、研究対象の0.1～100GeVのエネルギー範囲では、エネルギーとともに線源のサイズが減少することを示唆しています。
恒星・質量コンパクト連星合体による重力波背景における天体物理学的不確実性
| Title |
Astrophysical_Uncertainties_in_the_Gravitational-Wave_Background_from_Stellar-Mass_Compact_Binary_Mergers |
| Authors |
Leonard_Lehoucq,_Irina_Dvorkin,_Rahul_Srinivasan,_Clement_Pellouin,_Astrid_Lamberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09861 |
私たちは、LIGO/乙女座/カグラとLISAの周波数範囲で連星ブラックホール（BBH）と連星中性子星（BNS）の合体によって生成される確率的重力波背景（SGWB）を調査します。私たちは、測定されたローカル合併率に合わせて調整された3つの分析モデルを開発し、COSMICコードに基づく3つの人口合成モデルでそれらを補完します。BBHの質量分布の影響、始原星の金属性の影響、星形成とコンパクト連星合体の間の時間遅延分布に焦点を当てて、不確実性について議論します。また、連星の進化における不確実性が背景に及ぼす影響も調査します。BBHの場合、分析モデルは$\Omega_{GW}$を$[4.10^{-10}-1.10^{-9}]$(25Hz)および$[1.10^{-12}-4.10^の範囲で予測します。{-12}]$(3mHz)、および$[2.10^{-10}-2.10^{-9}]$(25Hz)と$[7.10^{-13}-7.10^{-12}の間]$(3mHz)集団合成モデル用。このバックグラウンドは、LIGO/Virgo/KagraO4の実行中には検出されそうにありませんが、LISAでは検出できる可能性があります。我々は、4年間の観察期間中にLISAによって個別に検出できるBBHの合併は約10件で、BNSの合併はないと予測しています。私たちの研究は、コンパクト連星の母集団と天体物理学SGWBの不確実性の主な原因について新たな洞察を提供します。
フェルミと CTA 時代の改良された光学深さを使用した $\gamma$ 線の減衰からのハッブル定数の新しい導出
| Title |
A_new_derivation_of_the_Hubble_constant_from_$\gamma$-ray_attenuation_using_improved_optical_depths_for_the_Fermi_and_CTA_era |
| Authors |
A._Dom\'inguez_(UC_Madrid_&_IPARCOS),_{\O}stergaard_Kirkeberg_(DARK),_R._Wojtak_(DARK),_A._Saldana-Lopez_(U._Geneva),_A._Desai,_J._R._Primack,_J._Finke,_M._Ajello,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_V._S._Paliya,_D._Hartmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09878 |
我々は、ハッブル宇宙望遠鏡宇宙集合体近赤外線深部銀河系外レガシーサーベイ（HST/CANDELS）の多波長銀河データから構築された、最近公開された銀河系外背景光（EBL）モデルからの$\gamma$線光学深度の計算を紹介します。CANDELSは、銀河内の恒星と塵の放出に関する最も深く、最も完全な観測の1つを収集します。このモデルにより、遠赤外ピークを含む$z\sim6$までの進化するEBLスペクトルエネルギー分布の堅牢な導出が得られました。したがって、このモデルから導出される光学的深さは、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡によって検出されるような高赤方偏移源から来る$\gamma$線光子の減衰を決定するのに役立ちます。そして、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイによって近くの発生源から検出されるマルチTeV光子についても同様です。これらの新たに計算された光学的深さから、宇宙$\gamma$線の地平線を導き出し、またEBLの不確実性の影響の評価を含む宇宙の膨張率と物質含有量も測定します。$\Omega_{m}=0.32$を固定すると$H_{0}=61.9$$^{+2.9}_{-2.4}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$となります。、$H_{0}=65.6$$^{+5.6}_{-5.0}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$\Omega_{m}=0.19\pmこれら2つのパラメータを同時に探索する場合は0.07$。
SRG/ART-XC とチャンドラによって検出されたウェスターランド 2 号からの X 線放射: TeV レプトンの放射の探索
| Title |
X-ray_emission_from_Westerlund_2_detected_by_SRG/ART-XC_and_Chandra:_search_for_radiation_of_TeV_leptons |
| Authors |
A._M._Bykov,_Yu._A._Uvarov,_M._E._Kalyashova,_D._V._Badmaev,_I._Yu._Lapshov,_A._A._Lutovinov,_I._A._Mereminskiy,_A._N._Semena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09960 |
私たちは、スペクトル・レントゲン・ガンマ(SRG)天文台に搭載されたミハイル・パブリンスキーART-XC望遠鏡を使用して、チャンドラのアーカイブデータとともに分析した、若いコンパクトな大質量星団ウェスタールンド2の現在の観測結果を紹介します。一般に、ウェスタールンド2は高エネルギーのガンマ線を含む電磁スペクトル全体にわたって検出され、この天体内で最大数十TeVのエネルギーまで宇宙線が加速していることが明らかになりました。ART-XCによるウェスタールンド2の検出により、ウェスタールンド2のコア付近の0.4～20keV範囲のいくつかの選択された領域からの拡散放射の高分解能チャンドラ観測と併せてスペクトル解析を行うことができました。ウェスタールンド2のX線スペクトルを数keV以上に適合させるには、非熱べき乗則放射成分、または温度$\sim$5keVの高温プラズマのいずれかが必要です。ウェスタールンド2におけるプラズマ流の磁気流体力学モデルでは、システム内の電子温度が大幅に低いことが示されており、したがって非熱成分の存在が確かに好ましいことがわかります。粒子加速の動力学モデルは、非熱成分が、線源からのTeV光子の検出に従ってウェスタールンド2で生成されたマルチTeV電子および陽電子のシンクロトロン放射に由来する可能性があることを実証しました。しかし、穏やかに相対論的な電子の逆コンプトン放射は、非熱放射も説明できる可能性があります。
| Title |
Deep_learning_of_quasar_lightcurves_in_the_LSST_era |
| Authors |
Andjelka_B._Kovacevic,_Dragana_Ilic,_Luka_C._Popovic,_Nikola_Andric_Mitrovic,_Mladen_Nikolic,_Marina_S._Pavlovic,_Iva_Cvorovic_Hajdinjak,_Miljan_Knezevic,_Djordje_V._Savic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09357 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)から予想されるように、クェーサーの大量のデータにおける総観(マルチバンドおよびマルチエポック)の光度曲線の解析には、深層学習技術が必要です。このフォローアップ研究では、LSST活動銀河核科学協力データチャレンジデータベース内のクエーサーの大規模データを解析するための多段階アプローチに組み込まれた条件付きニューラルプロセス(CNP)のアップグレードバージョンを導入しました。我々は、非常に低い変動性$\sim0.03$を持つ283個のクエーサーのuバンド光曲線の層別セットのケーススタディを紹介します。このサンプルでは、CNPの平均二乗誤差は$\sim5\%$($\sim0.5$mag)であることがわかります。興味深いことに、同様のレベルの変動のほかに、個々の光度曲線がフレアのような特徴を示す兆候があります。予備的な構造関数分析によると、これらの出来事は、5～10ドル年というより大きな時間スケールのマイクロレンズ現象に関連している可能性があります。
過去 20 年間に実施された超長基線干渉計セッションから決定された K バンド (24 GHz) 天の基準座標系
| Title |
The_K-band_(24_GHz)_Celestial_Reference_Frame_determined_from_Very_Long_Baseline_Interferometry_sessions_conducted_over_the_past_20_years |
| Authors |
Hana_Krasna,_David_Gordon,_Aletha_de_Witt_and_Christopher_S._Jacobs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09747 |
国際天体基準系(ICRF3)の3番目の実現は2018年8月に採用され、8.4GHz、24GHz、32GHzの3つの周波数での銀河系外天体の位置が含まれています。この論文では、2022年6月までのデータを含む、Kバンド(24GHz)での超長基線干渉計測定から推定された天体基準系を示します。データセットは2002年5月に開始され、現在、2002年5月に実行された120以上の24時間観測セッションで構成されています。過去20年。ICRF3の発表以来、過去4年間の追加の観測により天体基準系の維持が可能となり、200を超える追加の電波源により基準系の拡張が確実になりました。提示されたソリューションの研究は、天文カタログ間の体系的な違いを理解し、より良い次のICRFソリューションに向けて前進するのに役立ちます。2人のアナリストが計算したKバンド解(VIE-K-2022bおよびUSNO-K-2022April05)を2つの独立したソフトウェアパッケージ(VieVSおよびCalc/Solve)と比較し、解戦略の違いについて説明します。ベクトル球面調和関数を使用して系統的な違いを評価し、最も顕著な違いの理由を説明します。
大規模な階層的三重星の主な進化経路
これまでの恒星の個体群研究は主に単星および連星の進化に焦点を当ててきた。最近の観測では、特に大質量星では、三重以上の多重星系が一般的であることが示されています。三体力学効果の導入は、個々の恒星系の進化に影響を与える可能性があり、したがって恒星の進化の産物である天体物理学的ソースの予測速度に影響を与える可能性があります。私たちは、大規模な階層的な三重星系の主な進化経路を制約し、その系の進化に対する3番目の星の影響を定量化することを目的としています。私たちは、恒星の進化と三重系の永年進化を組み合わせたTRESコードを使用して三重星の進化のシミュレーションを実行することで、大規模な三重星の個体群をモデル化し、不確実な初期条件の変動下でこれらのシミュレーションの予測がどの程度ロバストであるかを調査します。大質量三重星間では相互作用が一般的であることがわかりました。大多数の系(65-77%)は、内部連星で物質移動の段階を経験し、多くの場合未進化のドナー星を伴います。これは、物質移動の頻度が低く（基準モデルでは67\%ではなく52.3\%）、ドナーは通常、主系列後の星である孤立した連星進化とは大きく異なります。動的安定性の初期制約と、第3の物体によって駆動される偏心振動により、物質移動などの相互作用の発生が促進されます。形成時の動的安定性の要件により、許容される軌道特性に非常に厳しい制約が課され、これらの初期条件に依存する三重進化の不確実性が軽減されます。相互作用しない三重体の進化中に三体力学を無視すると、より強い離心率振動を伴う三重コンパクト天体系が生じ、そのような系におけるコンパクト天体の合体率が過剰に予測される可能性があります。
ベテルギウスは初めて空を眺めた時から人々を魅了してきました。ここでは、崩壊と爆発の運命にある巨大な赤色超巨星としてのベテルギウスの理解につながる観察と理論の現代的な要約を紹介します。地球からわずか約200パーセクの距離にあるベテルギウスは、空間的に分解することができますが、その距離の不確実性は依然として、より深い理解を妨げる重大な障害となっています。ベテルギウスの表面は、測定された物理的特性のほとんどに影響を与える深い対流渦が表面に発生するため、複雑な構造で裂けています。現在の推定では、ベテルギウスが異常に速く回転していることが示されており、これは単星の進化モデルでは説明できない性質であるため、赤道自転速度の決定は重要である。ベテルギウスも比較的高速で宇宙空間を移動しており、これはおそらく誕生星団内の他の星との集団的な相互作用を介してブーストを受けたことを示しています。星の運動方向の弓衝撃やその他の構造は、それが星周および星間物質の組織に影響を与えたことを示唆しています。ベテルギウスはさまざまな時間スケールで明るさが変化し、200日、400日、2000日が顕著です。ベテルギウスは連星系で誕生した可能性が高く、高い空間速度と見かけの回転が連星の進化に関係していると考えられています。1つの可能性は、ベテルギウスが共通のエンベロープ進化を経て、大規模な初発核との最終的な合体で最高潮に達したということです。このような合併モデルは、異常な回転速度を説明するために呼び出されました。ベテルギウスは2020年に大減光を起こし、広く注目を集めました。説明は、地表上の大きな冷たい斑点と、地表を覆い隠した塵の雲の放出に焦点を当てている。私たちはこれから起こる爆発の性質をスケッチし、さらなる研究の展望について話し合います。
日食バイナリについての再議論。論文 XIII。 F型ツインシステムITカシオペア
ITCasは、周期3.90日、離心率0.089の軌道上にある2つのF3V星を含む、分離された日食連星系です。光度曲線は、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)の3つのセクターの観測から入手でき、広範な動径速度測定値がLacyetal(1997)によって発表されています。JKTEBOPコードを使用してこれらのデータをモデル化し、システムの物理的特性を決定します。質量は1.324+/-0.009および1.322+/-0.008Msun、半径は1.555+/-0.004および1.551+/-0.005Rsunであることがわかります。2つの星は不確実性の範囲内では同一であり、主食と副食の深さも区別できません。Lacyらの有効温度6740+/-105Kを使用します。(両方の星について)システムまでの距離は505.5+/-8.3pcであり、GaiaDR3視差からの515.0+/-4.4pcの値とよく一致します。星の特性は、太陽の化学組成と年齢2Gyrの理論的予測と一致しています。TESS測光では脈動は見られません。
SONG と TESS から見た $\gamma$ セファイ A の太陽に似た振動
| Title |
Solar-like_oscillations_in_$\gamma$_Cephei_A_as_seen_through_SONG_and_TESS |
| Authors |
E._Knudstrup,_M._N._Lund,_M._Fredslund_Andersen,_J._L._R{\o}rsted,_F._P\'erez_Hern\'andez,_F._Grundahl,_P._L._Pall\'e,_D._Stello,_T._R._White,_H._Kjeldsen,_M._Vrard,_M._L._Winther,_R._Handberg,_and_S._Sim\'on-D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09769 |
質量や半径などの基本的な恒星のパラメータは、星自体を理解する際にも、恒星がホストする可能性のある系外惑星の特性を導き出す際にも、天文学において最も重要な構成要素の一部です。太陽のような振動の星地震学により、これらのパラメータを高精度で決定することができます。私たちは、広い軌道上に巨大な惑星を抱えている赤色巨星の枝星$\gamma$CepAの太陽に似た振動を調べます。私たちは、SONGネットワークからの地上の動径速度とNASATESSミッションからの宇宙測光の両方を利用してこれを行いました。動径速度と測光観測から結合パワースペクトルを作成し、それを星地震解析で使用して個々の周波数を抽出しました。複数のラジアルモードと四重極モード、および複数の混合双極子モードが明確に識別されます。これらの周波数を分光的および天文的制約とともに使用して星をモデル化したところ、質量$1.27^{+0.05}_{-0.07}$M$_\odot$、半径$4.74^{+0.07}_であることが分かりました。{-0.08}$R$_\odot$、年齢は$5.7^{+0.8}_{-0.9}$Gyr。次に、$\gamma$CepAの質量とSONG動径速度を使用して、$\gamma$CepBと$\gamma$CepAbの質量$0.328^{+0.009}_{-0.012}$M$_を導き出しました。それぞれ\odot$と$6.6^{+2.3}_{-2.8}$M$_{\rmJup}$です。
白色矮星の冷却シーケンスを通じてM37の延長主シーケンスターンオフの起源を探る
| Title |
Exploring_the_origin_of_the_extended_main_sequence_turn_off_in_M37_through_the_white_dwarf_cooling_sequence |
| Authors |
M._Griggio_(1_and_2),_M._Salaris_(3_and_4),_D._Nardiello_(2_and_5),_L._R._Bedin_(2),_S._Cassisi_(4_and_6),_J._Anderson_(7)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Ferrara,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(3)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Abruzzo,_(5)_Aix_Marseille_Univ,_LAM,_(6)_INFN_-_Sezione_di_Pisa,_(7)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09845 |
私たちは、カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡からの新しい観測結果を使用して、散開星団M37の白色矮星の冷却シーケンスを研究します。M37星団は、主系列のターンオフが長く続き、最近の測光分析によれば、初期状態の広がりも示しています。化学組成。1999年に同じ望遠鏡で収集された最初のエポックを利用することで、g~26(ガイア限界より約~6等級暗い)程度の暗い光源の固有運動を計算することができ、星団のメンバーを星団から分離することができました。フィールドスター。これにより、冷却シーケンスの終わり（g~23.5）に達したM37の白色矮星個体群のサンプルを単離することができました。ここで作成された地図帳と視野内の情報源の校正されたカタログは、補足的なオンライン資料として公開されています。最後に、白色矮星の光度関数と理論モデルとの徹底的な比較を提示します。これにより、星団の色等級図に見られる長期にわたる消灯の主な原因として、年齢拡大シナリオを除外することができました。
ゴーストインフレーションによるスカラー誘起重力波
スケール不変を仮定し、パワースペクトルとトライスペクトルの両方による寄与を考慮して、ゴーストインフレーション理論におけるスカラー誘起重力波エネルギー密度を計算します。後者については、2つのパリティ違反4次演算子に加えて、共動曲率摂動の主要な3次および4次結合を考慮します。パリティ偶数の場合、トライスペクトル誘起信号の相対的な重要性が摂動性の要件によって抑制されることがわかり、最近提唱されたノーゴー定理が強化されます。パリティ奇数信号は、やはり小さいはずですが、ガウス寄与で非縮退であり、原理的にはパリティ偶数非ガウス部分に匹敵する可能性があるため、ゴーストインフレーションシナリオのプローブとして機能する可能性があります。インフレーション中の物理学に違反するパリティ。
| Title |
Stability_analysis_of_warm_quintessential_dark_energy_model |
| Authors |
Suratna_Das,_Saddam_Hussain,_Debottam_Nandi,_Rudnei_O._Ramos_and_Renato_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09369 |
原始初期の温暖なインフレーションと後期の暗黒セクターでの散逸的相互作用を実現する散逸的典型的インフレーションのモデルに対して動的システム解析が実行されます。この構造では、一般化された指数関数的なポテンシャルを利用して、加速された拡張の両方の段階を実現します。遅い時間における動的システムの挙動に焦点が当てられ、解析結果と数値結果の両方によって分析が例示されます。得られた結果は、このモデルが典型的なインフレーションモデルとして実行可能であり、安定した解が得られることを示しています。
インフレーション後の粒子ダークマターの生成: ヒルトップとコールマン・ワインバーグのインフレーション
| Title |
Post-inflationary_production_of_particle_Dark_Matter:_Hilltop_and_Coleman-Weinberg_inflation |
| Authors |
Anish_Ghoshal,_Maxim_Yu._Khlopov,_Zygmunt_Lalak,_Shiladitya_Porey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09409 |
私たちは、インフレ後の再加熱時代における非熱性暗黒物質(DM)$\chi$の生成を調査します。インフレーションについては、2つのスローロールシングルフィールドインフレーションシナリオ、つまりヒルトップ(GH)インフレーションの一般化バージョンと、インフレトンと曲率スカラー間の非最小結合を伴うコールマンワインバーグ(NM-CW)インフレーションを考慮します。各インフレーションモデルの宇宙マイクロ波背景放射（CMBR）データからの現在の制約に準拠する一連のベンチマーク値を使用して、暗黒物質粒子の質量$m_\chi$とインフレトンと$の結合を含むパラメータ空間を調査しました。\chi$、$y_\chi$。これらのベンチマークでは、テンソル対スカラー比$r$は、GHの場合は$2.69\times10^{-6}$、NM-CWインフレーションの場合は$3\times10^{-3}$まで小さくなる可能性があることがわかります。どちらも、Planck2018+BICEP3+KeckArray2018データセットのスカラースペクトルインデックス対$r$平面上の$1-\sigma$等高線の内側に収まっており、将来の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測によってテスト可能です。シモンズ天文台。CMBやその他の宇宙論的限界を満たし、現在の宇宙の冷暗黒物質の総密度をうまく説明するために、インフレトン崩壊から$\chi$を生成するには、$y_\chi$がこの範囲${\calO}内にあるはずであることがわかります。どちらのインフレシナリオでも\left(10^{-8}\right)\gtrsimy_\chi\gtrsim{\calO}\left(10^{-17}\right)$となります。また、同じインフレシナリオであっても、再加熱温度対$m_\chi$平面の許容パラメータ空間は、スカラースペクトルインデックス、テンソル対スカラー比、インフレのエネルギースケールなどのインフレパラメータによって変化することも示します。
ストリング軸軸シナリオでは、多数の光(サブMeV)軸子のホーキング放射により、軽い原始ブラックホールがスピンアップする可能性があります。我々は、これがブラックホールの進化中に重いアクシオンに関連する超放射不安定性を引き起こす可能性があることを示し、超放射と蒸発の連成ダイナミクスを研究する。特に、現在のブラックホールの質量スピン分布は、与えられた重アクシオン質量について、超放射雲が形成される値を下回るブラックホール質量の超放射閾値条件に従うはずであることが判明した。さらに、超放射雲内の重アクシオンが光子対に崩壊すると、ブラックホールの発光スペクトルに特徴的な線が生じ、電磁ホーキング放射に重ね合わされる可能性があることを示した。
グルーボール暗黒物質、正確には
私たちは、$N=\{3,4,5\}$に焦点を当て、閉じ込められたダーク$SU(N)$ゲージ理論から、安定したスカラーグルーボールとしての暗黒物質の潜在的な組成をさらに深く掘り下げます。さまざまなゲージグループおよび暗黒グルーオンガスの熱化シナリオに対するグルーボールの遺物の存在量を予測するために、格子シミュレーションと一致して強結合力学を説明する熱有効理論を採用します。私たちの方法論を以前の研究と比較したところ、私たちのアプローチがより包括的で信頼できることがわかりました。この結果は有望であり、相転移スケール$20~{\rmMeV}\lesssim\Lambda\lesssim10^{10}~{\rmGeV}$の多くの制約のないシナリオにおいて、グルーボールが暗黒物質の全体を説明できることを示しています。したがって、将来の刺激的な研究の可能性が開かれます。
銀河ハローにおける MeV ダークマターの消滅に対する JUNO の感度
| Title |
JUNO_sensitivity_to_the_annihilation_of_MeV_dark_matter_in_the_galactic_halo |
| Authors |
JUNO_Collaboration:_Angel_Abusleme,_Thomas_Adam,_Shakeel_Ahmad,_Rizwan_Ahmed,_Sebastiano_Aiello,_Muhammad_Akram,_Abid_Aleem,_Tsagkarakis_Alexandros,_Fengpeng_An,_Qi_An,_Giuseppe_Andronico,_Nikolay_Anfimov,_Vito_Antonelli,_Tatiana_Antoshkina,_Burin_Asavapibhop,_Jo\~ao_Pedro_Athayde_Marcondes_de_Andr\'e,_Didier_Auguste,_Weidong_Bai,_Nikita_Balashov,_Wander_Baldini,_Andrea_Barresi,_Davide_Basilico,_Eric_Baussan,_Marco_Bellato,_Antonio_Bergnoli,_Daniel_Bick,_Thilo_Birkenfeld,_Sylvie_Blin,_David_Blum,_Simon_Blyth,_Anastasia_Bolshakova,_Mathieu_Bongrand,_Cl\'ement_Bordereau,_Dominique_Breton,_Augusto_Brigatti,_Riccardo_Brugnera,_Riccardo_Bruno,_Antonio_Budano,_Jose_Busto,_Ilya_Butorov,_Anatael_Cabrera,_Barbara_Caccianiga,_Hao_Cai,_Xiao_Cai,_Yanke_Cai,_Zhiyan_Cai,_Riccardo_Callegari,_Antonio_Cammi,_et_al._(557_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09567 |
我々は、消滅から生じる反電子ニュートリノの逆ベータ崩壊反応の検出を介して、銀河ハローにおけるMeV暗黒物質の消滅に対するJUNOの感度について議論します。私たちは、原子炉ニュートリノ、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド、大気ニュートリノの荷電電流と中性電流の相互作用、ミューオン誘発高速中性子および宇宙生成同位体からのバックグラウンドなど、署名の考えられるバックグラウンドを研究します。上記のバックグラウンドを抑制するために、フィデューシャルボリュームカット、パルス形状識別、ミュオン拒否が適用されます。10年間の曝露における熱平均された暗黒物質消滅速度に対するJUNOの感度は、スーパーカミオカンデによって設定された現在の最良限界よりも大幅に優れており、ハイパーカミオカンデによって予想される感度に匹敵することが示されている。
回転する超固体の不具合
| Title |
Glitches_in_rotating_supersolids |
| Authors |
Elena_Poli,_Thomas_Bland,_Samuel_J._M._White,_Manfred_J._Mark,_Francesca_Ferlaino,_Silvia_Trabucco,_Massimo_Mannarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.09698 |
中性子星のスピンアップ現象であるグリッチは、核未満密度での核物質の特性を明らかにするため、最も興味深いものです。私たちは、中性子星と超固体相の磁性双極子ガスとの類似性を利用して、グリッチメカニズムを数値的に調査します。回転する中性子星では、多くの超流動渦が内部からピンを外し、角運動量を星の表面に伝達するときにグリッチが発生すると考えられています。超固体のアナロジーでは、低密度液滴間領域に固定されていた渦が突然固定を解くときにグリッチが発生することを示します。これらの超固体グリッチは、中性子星のグリッチと顕著な類似点を示します。これらは、急速なスピンアップと、それに続く定常状態への緩和による長いグリッチ後のスピンダウンを特徴としています。双極子超固体は、グリッチ中の渦と結晶のダイナミクスの両方をテストする前例のない可能性を提供します。ここでは、超固体の品質に対するグリッチの依存性を調査し、超固体から固体への遷移における強い抑制を発見します。これは、中性子星のさまざまな半径方向の深さに起因するグリッチを研究するためのツールを提供します。私たちの理論を中性子星観測と比較してベンチマークすることで、私たちの研究は地球からの恒星の量子シミュレーションに新たな道を開くでしょう。
軌道サーバーは火星全域のエッジ コンピューティングを提供できますか?
人類が火星に着陸、探索、定住するには、火星の端にあるローカルのコンピューティングリソースが必要になります。このような資源を火星に着陸させることは、費用のかかる取り組みです。その代わりに、この論文では、低地球軌道エッジコンピューティングの概念を火星エッジコンピューティングにどのように適用できるかを説明します。これにより、火星向けのコンピューティングリソースの立ち上げコストが削減されると同時に、火星全体のネットワーキングとコンピューティングカバレッジが提供される可能性があります。私たちは、考えられる火星コンステレーションを提案し、アプリケーションについて議論し、実現可能性を分析し、将来の研究のための研究上の疑問を提起します。
k-インフレーションのハミルトン・ヤコビ形式主義
ハミルトン・ヤコビのアプローチに基づいて、一種のk-インフレーションを検討します。スカラーパワースペクトル、テンソル対スカラー比、ハッブルパラメーターがkフィールドのべき乗関数である場合のスカラースペクトルインデックスなどのさまざまな観測値を計算します。モデルのパラメーターはプランクデータで制約され、ポテンシャルの具体的な形式が表示されます。結果は、モデルが観測値とよく一致する可能性があることを示しています。
