暗黒物質の自己相互作用のプローブとしての異方性強力レンズ
| Title |
Anisotropic_strong_lensing_as_a_probe_of_dark_matter_self-interactions |
| Authors |
Birendra_Dhanasingham,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Charlie_Mace,_Annika_H._G._Peter,_Andrew_Benson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10109 |
銀河スケールの強力なレンズシステムは、銀河以下のスケールで暗黒物質の基礎となる物理学を探索するための独自の技術を提供することが示されています。以前は、強力なレンズ系における個々のハローを検出して研究することに多くの注意が払われていました。サブハローに加えて、視線ハローもレンズ付き画像の小さな摂動に大きく寄与します。以前の研究で、我々は、これらの視線ハローが独特の異方性の特徴を刻み込み、それによって有効収束場の二点相関関数において検出可能な非ゼロパリティ偶数四重極モーメントを生じさせることを実証した。この研究では、これらの視線ハローが、2点関数のパリティ奇数四重極モーメントを持つ有効偏向場の非ゼロカール成分も生成することを示します。これらの多重極モーメントは、見通し線のハローを暗黒物質の下部構造から統計的に分離する能力を持っています。この論文では、中心密度の進化と暗黒物質ハローの豊富さの観点から、暖かい暗黒物質と自己相互作用する暗黒物質の存在下でこれらの多重極モーメントがどのように進化するかを調べます。重要なのは、これらの異なる多極子モーメントが、暗黒物質の自己相互作用断面積の振幅と速度依存性の両方に対して絶妙な感度を示すことを示すことです。私たちのアプローチは、広範囲の相対速度にわたって暗黒物質の自己相互作用を調査するための強力なレンズ観察への扉を開きます。
$\Lambda$ を使わない f(Q) 宇宙論のテスト
私たちは、暗黒エネルギー成分を必要とせずに、現在の宇宙の加速膨張を説明できる対称遠隔重力モデルを研究します。私たちは、動的システム解析技術を利用してこのモデルを調査し、実行可能な宇宙論を持つパラメータ空間の領域を特定し、Ia型超新星(SnIa)や宇宙マイクロ波背景背景(CMB)データを使用して制約し、標準サイレン(SS)を使用して予測を行います。イベント。このモデルは$\Lambda$CDMに関して不利であり、今後の標準サイレンイベントがモデルの実行可能性をテストする上で決定的なものになる可能性があると結論付けています。
| Title |
Accretion_of_Self-interacting_Scalar_Field_Dark_Matter_Onto_a_Reissner-Nordstr\"{o}m_Black_Hole |
| Authors |
Yuri_Ravanal,_Gabriel_G\'omez,_Norman_Cruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10204 |
自己相互作用するスカラー場ダークマターは、ファジーダークマターとして知られるフリーケースの拡張として見ることができます。一方、イベント・ホライゾン・テレスコープ（EHT）との共同研究によって提供される現在の想像上のブラックホール（BH）の観測では、BHがある程度の電荷を保持している可能性を排除できません。これらの側面と、BH観測への重力痕跡を通じてDMを検出できる可能性を動機として、この論文では、自己相互作用するスカラー場の暗黒物質の降着に関する以前の研究を荷電BHの場合に拡張します。私たちの解析は球対称の流れの仮定に基づいており、試験流体の近似を採用しています。具体的には、エネルギー束に対する電荷の影響を調査するために、解析的および数値的アプローチを実行します。すべての解析式は、シュヴァルツシルト座標で最初から導出されます。この分析から、質量降着率の効率は最大許容電荷の$\sim20\%$まで低下することがわかります。EHTの偏光データから推測されるM87$^{\star}$の質量降着率を考慮すると、主な結果として、保守的な限界$\lambda_4>(1.49-10.2)(m/1\rm{eV})^4$。この推論は、DMによって引き起こされる質量降着率がバリオン成分と比較して準支配的なままであることを保証する単純な基準に基づいています。
| Title |
Effective_cosmic_density_field_reconstruction_with_convolutional_neural_network |
| Authors |
Xinyi_Chen,_Fangzhou_Zhu,_Sasha_Gaines_and_Nikhil_Padmanabhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10538 |
従来の再構成アルゴリズムを畳み込みニューラルネットワーク(CNN)で強化する宇宙密度場再構成法を提案します。Shallue$\&$Aisenstein(2022)に従って、私たちの方法の重要なコンポーネントは、$\textit{reconstructed}$密度フィールドをニューラルネットワークへの入力として使用することです。我々は、これらの再構成アイデアのパフォーマンスが、入力再構成アルゴリズム、再構成パラメータ、密度場のショットノイズ、および方法の堅牢性にどのように依存するかを調査することで、この以前の研究を拡張しました。8層CNNを構築し、Quijote一連のシミュレーションから計算された再構成された密度フィールドを使用してネットワークをトレーニングします。再構築された密度フィールドは、標準アルゴリズムと新しい反復アルゴリズムの両方によって生成されます。$z=0$の実空間では、再構成された場は$90\%$であり、$k\sim0.5h{\rmMpc}^{-1}$まで真の初期密度と相関しており、大幅な改善であることがわかります。$k\sim0.2h{\rmMpc}^{-1}$以上が入力再構成アルゴリズムによって達成されます。小さなスケールでの赤方偏移空間の歪みの除去の改善など、赤方偏移空間でも同様の改善が見られます。また、この方法が宇宙論の変化に対して堅牢であることもわかりました。さらに、CNNは、さまざまな再構成アルゴリズムと再構成パラメーターの選択による差異の多くを除去します。ただし、ショットノイズが増加すると有効性が低下するため、このようなアプローチが高密度サンプルに最適であることが示唆されます。この研究は、線形スケールを超えた密度フィールドの追加情報と、従来の分析アプローチを機械学習技術で補完する能力に焦点を当てています。
超軽量スカラー暗黒物質(DM)の圧力振動は、局所的な重力ポテンシャルの振動を引き起こす可能性があります。パルサーのパルス信号の時間依存周波数シフトと同様に、局所的な重力ポテンシャルの振動は、銀河白色矮星からの準単色の重力波(GW)信号の時間依存周波数シフト(または周波数変調)を引き起こす可能性があります。WD)バイナリ。この効果を検出可能にするために、いくつかの銀河のWD連星がDMのエネルギー密度が地球の位置よりも約8桁高いDM塊/サブハローに位置すると仮定します。フィッシャー情報行列に目を向けると、質量$m=1.67\times10^{-23}-4.31\times10^{-23}[{\rmeV}/の超軽量スカラーDMによって引き起こされる増幅されたGW周波数変調がわかります。c^2]$はLISAで検出できます。
量子補正を犠牲にして CNB 支援 EDE モデルを保存しますか?
\cite{Sakstein:2019fmf,CarrilloGonzalez:2020oac}で示唆されているように、特定の質量変化ニュートリノモデルの枠組みにEDEの一致時間スケールを動的に導入することができます。ニュートリノのバックグラウンドは非相対論的領域に入ります。ただし、ニュートリノの質量が小さいため、このモデルはEDE密度の適切な量を予測しません。2つのループの寄与が確実に小さく保たれると同時に、ゼロ点エネルギーの式に入るスカラー場の有効質量(有効ポテンシャルの最小値）は、EDEの必要量を説明するのに十分です。残念ながら、答えは肯定的ではありません。
Euclid: 分光および測光一次プローブからの f(R) 宇宙論に対する制約
| Title |
Euclid:_Constraints_on_f(R)_cosmologies_from_the_spectroscopic_and_photometric_primary_probes |
| Authors |
S.Casas_(1),_V.F.Cardone_(2,3),_D.Sapone_(4),_N.Frusciante_(5),_F.Pace_(6,7,8),_G.Parimbelli_(9,10,11,12),_M.Archidiacono_(13,14),_K.Koyama_(15),_I.Tutusaus_(16,17,18,19),_S.Camera_(6,7,8),_M.Martinelli_(2,3),_V.Pettorino_(20),_Z.Sakr_(21,16,22),_L.Lombriser_(17),_A.Silvestri_(23),_M.Pietroni_(24,25),_F.Vernizzi_(26),_M.Kunz_(17),_T.Kitching_(27),_A.Pourtsidou_(28,29),_F.Lacasa_(17,30),_C.Carbone_(31),_J.Garcia-Bellido_(32),_N.Aghanim_(30),_B.Altieri_(33),_A.Amara_(15),_N.Auricchio_(34),_M.Baldi_(35,34,36),_C.Bodendorf_(37),_E.Branchini_(38,39),_M.Brescia_(5,40),_J.Brinchmann_(41),_V.Capobianco_(8),_J.Carretero_(42,43),_M.Castellano_(2),_S.Cavuoti_(40,44),_A.Cimatti_(45),_R.Cledassou_(46,47),_G.Congedo_(28),_C.J.Conselice_(48),_L.Conversi_(49,33),_Y.Copin_(50),_L.Corcione_(8),_F.Courbin_(51),_et_al._(85_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11053 |
$\textit{Euclid}$は、分光赤方偏移、銀河の角度クラスタリング、弱いレンズ宇宙シアー、およびこれら最後の2つの測光観測値の相互相関を含む強力なデータの編集を提供します。この研究では、最近発表された$\textit{Euclid}$予測をHu-Sawicki$f(R)$宇宙論モデルに拡張します。これは、スケールに依存した普遍的な修正重力を導入するヒルベルト・アインシュタイン作用の一般的な拡張です。道。私たちの目的は、将来の$\textit{Euclid}$データが理論の追加パラメータ$f_{R0}$を、現在の観測でまだ許容される範囲内でどの程度抑制できるかを推定することです。分光プローブでは、バリオン音響振動と赤方偏移空間歪みに関連する項における摂動の成長のスケール依存性について現象学的アプローチを使用します。測光観測量については、$f(R)$モデルによって引き起こされる非線形物質パワースペクトルの変化を捉えるフィッティング式を使用します。楽観的な設定で、基準値が$f_{R0}=5\times10^{-6}$の場合、$\textit{Euclid}$だけで追加パラメータ$\を制約できることがわかります。分光学的銀河クラスタリングのみを使用して、$3\%$レベルでf_{R0}$を記録します。$1.4\%$レベルでは、測光プローブを単独で組み合わせて使用します。$1\%$レベルでは、分光観測と測光観測を組み合わせて使用します。この最後の制約は、モデルパラメーター$f_{R0}=5\times10^{-6}$の$1\sigma$レベルでの$6\times10^{-7}$程度の誤差に対応します。$f_{R0}=5\times10^{-5}$および$f_{R0}=5\times10^{-7}$の予測制約も報告し、楽観的なシナリオでは$\textit{Euclid}$は、3$\sigma$以上でこれらのモデルを$\Lambda\mathrm{CDM}$と区別できるようになります。(要約)
CoLFI: ニューラル密度推定器を使用した宇宙論的尤度フリーの推論
| Title |
CoLFI:_Cosmological_Likelihood-free_Inference_with_Neural_Density_Estimators |
| Authors |
Guo-Jian_Wang,_Cheng_Cheng,_Yin-Zhe_Ma,_Jun-Qing_Xia,_Amare_Abebe,_Aroonkumar_Beesham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11102 |
以前の研究(Wangetal.2020,2022)では、人工ニューラルネットワーク(ANN)と混合密度ネットワーク(MDN)を使用して宇宙論的パラメーターを推定することを提案しました。この研究では、混合ニューラルネットワーク(MNN)と呼ばれる、ANNとMDN手法の欠点を克服できる、ANNとMDNを組み合わせてパラメータ推定を実現する改良された手法を提案します。さらに、トレーニングセットの生成のために超楕円体でのサンプリングパラメータを提案します。これにより、パラメータ推定がより効率的になります。$\mathcal{O}(10^2)$順シミュレーションサンプルを使用すると、忠実度の高い事後分布を取得できます。さらに、MNN、ANN、MDNの利点を取り入れ、幅広い科学分野の複雑なモデルのパラメータ推定に適したパラメータ推定用コードネーム「CoLFI」を開発しています。CoLFIは、特に尤度関数が扱いにくい場合や宇宙論的モデルが複雑でリソースを消費する場合に、パラメータ推定のためのより効率的な方法を提供します。モデルによって生成されたサンプルを使用して条件付き確率密度$p(\boldsymbol\theta|\boldsymbol{d})$を学習でき、事後分布$p(\boldsymbol\theta|\boldsymbol{d}_0)$を学習できます。与えられた観測データ$\boldsymbol{d}_0$に対して得られた値。宇宙マイクロ波背景放射とIa型超新星のパワースペクトルを用いてMNNをテストしたところ、マルコフ連鎖モンテカルロ法とほぼ同じ結果が得られました。数値的な違いは$\mathcal{O}(10^{-2}\sigma)$のレベルでのみ存在します。この方法は、より高次元のデータに拡張できます。
KiDS-1000: 改善された宇宙シア測定による宇宙論
| Title |
KiDS-1000:_Cosmology_with_improved_cosmic_shear_measurements |
| Authors |
Shun-Sheng_Li,_Henk_Hoekstra,_Konrad_Kuijken,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Lance_Miller,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Angus_H._Wright,_Arun_Kannawadi,_Robert_Reischke,_HuanYuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11124 |
キロ度測量(KiDS-1000)からの4回目のデータリリースの宇宙せん断解析から導出された、洗練された宇宙論的パラメーター制約を提示します。私たちの改良は、\textit{lens}fitコードの更新バージョンを使用した強化された銀河形状測定と、新しく開発された一連のマルチバンド画像シミュレーションによって実現された改良されたシアーキャリブレーションによって推進されています。さらに、共同ダークエネルギー調査3年目とKiDS-1000宇宙せん断解析による宇宙論的推論の最近の進歩も取り入れています。空間的に平坦な標準宇宙モデルを仮定すると、$S_8\equiv\sigma_8(\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.5}=0.776_{-0.027-0.003}^{+0.029+0.002}$を制約します。2番目の不確実性セットは、せん断キャリブレーション内の体系的な不確実性を説明します。これらの体系的な不確実性は、画像シミュレーションにおける現実性からのわずかな逸脱と、銀河サンプルの形態に対するせん断測定アルゴリズムの感度に起因します。これらの変化にもかかわらず、私たちの結果は以前のKiDS研究や他の弱いレンズ調査と一致しており、$S_8$の\textit{Planck}宇宙マイクロ波背景制約による${\sim}2.3\sigma$レベルの緊張が見出されます。
CosmicFlows-4 測定のバルクフロー推定器の評価
10年以上にわたり、私たちの局所領域における銀河のバルクフロー運動がラムダ-CDMモデルと一致しているのか、それとも緊張しているのかについて、文献では矛盾した主張がなされてきました。さまざまな体系がバルクフロー測定に影響を与えることは文献で明らかですが、使用される推定器の体系は広く調査されていません。この作業では、カイザー最尤推定量(MLE)と最小分散推定量(MVE)を含む4つのバルクフロー推定量のバリアントのパフォーマンスを、モックデータでパフォーマンスをテストすることによって徹底的に評価します。以前の結果と一致して、これらの推定量は一般に不偏なバルクフローを提供しますが、これらの推定量の精度は調査形状と強く相関している可能性があることがわかりました。推定量に小さなバイアスが存在し、それがバルク流量の過小評価につながる可能性がありますが、これは非線形の特異な運動の存在が原因であると考えられます。これらの推定量から得られるバルクフローに割り当てられる不確実性も通常は過小評価されており、これがLambda-CDMモデルによる張力レベルの過大評価につながります。これらのメソッドを現実的なモックでテストした後、CosmicFlows-4データのバルクフローを推定して、不確実性が適切に考慮されていることを確認します。MLEを使用すると、深さ$49\,\mathrm{Mpc}h^{-1}$でのバルク流量振幅$408\pm165\mathrm{kms}^{-1}$がわかり、以下と合理的に一致します。ラムダCDM。しかし、より有効な深さでバルクフローを推定できるMVEを使用すると、深さ$173\,\mathrm{Mpc}hでの振幅$428\pm108\mathrm{kms}^{-1}$がわかります。^{-1}$は、より大きな$\chi^2$を取得できる確率が0.11%しかないため、モデルと緊張関係にあります。これらの測定値はどちらも、バルクフローがグレートアトラクター領域に向かっていることを示しており、バルクフローの張力を解決するにはさらに多くのデータが必要になる可能性があります。
磁場による原始密度の摂動
原始磁場が存在する場合、宇宙バリオン密度、ひいては全物質密度に対する摂動は、磁気流体力によって引き起こされる可能性があります。これらの密度摂動のパワースペクトルは1996年に初めて提供されましたが、導出の詳細についてはあまり説明がなく、この計算に関してはその間に混乱が生じてきました。この短いメモでは、現代の慣例を使用してこのパワースペクトルを再導出し、簡略化した結果を提供し、文献内の矛盾の一部を特定します。
測光機能を備えた宇宙クロノメーター: $H(z)$ への新たな道
| Title |
Cosmic_Chronometers_with_Photometry:_a_new_path_to_$H(z)$ |
| Authors |
Raul_Jimenez,_Michele_Moresco,_Licia_Verde,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11425 |
測光データからのハッブルパラメータ$H(z)$の原理証明決定を提示し、$H(0.75)の実効赤方偏移$z=0.75$($0.65<z<0.85$)での決定を取得します。=105.0\pm7.9(stat)\pm7.3(sys)$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、7.5\%統計的および7\%系統的(10\%統計的および系統的)求積法で結合された体系的）精度。これは宇宙論モデルに依存しない方法で得られますが、関連する赤方偏移範囲における線形の年齢と赤方偏移の関係を仮定すると、$H(z)$がゆっくりと変化すると考えられる限り、任意の宇宙論を制約するために使用できます。赤方偏移以上。特に、私たちは、よく研究された140個の天体の分光サンプルでトレーニングされたニューラルネットワークを{\ttCOSMOS2015}調査に適用して、19,000個のほぼ受動的に進化する銀河のセットを構築し、年齢と赤方偏移の関係を構築しました。ハッブルパラメーターは、年齢と赤方偏移の関係の赤色エンベロープの導関数によって与えられます。$\lesssim10$\%の精度で測光からハッブルパラメータが決定されたのはこれが初めてです。$H(z)$の正確な決定は、ハッブル張力を解明するのに役立つ可能性があります。この研究は、測光によって不確実性がわずか2分の1に減少するだけで、張力について新たな視点が得られる可能性があることを示しています。
複数のせん断推定値からの本質的な調整: ステージ IV のデータと予測への最初の適用
| Title |
Intrinsic_alignment_from_multiple_shear_estimates:_A_first_application_to_data_and_forecasts_for_Stage_IV |
| Authors |
Charlie_M._B._MacMahon_and_C._Danielle_Leonard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11428 |
緩和策がなければ、銀河の固有配列(IA)は、精密な弱いレンズ調査による不偏の宇宙論的パラメータ制約の達成に重大な脅威をもたらします。今回我々は、銀河間レンズ効果に対するIAの寄与のスケール依存性を抽出する方法を初めてデータに適用する。この方法は、銀河半径に対して異なる感度を持つシアー推定器によって測定される配列信号の差を利用するものである。ダークエネルギー調査の1年目のデータとせん断推定器METCALIBRATIONおよびIM3SHAPEを使用すると、系統的な不確実性が信号を支配しており、IAの検出は不可能であることがわかります。特に、乗算バイアスのキャリブレーションにおける不確実性は、重大な課題を引き起こします。これに基づいて、ルービン天文台のレガシー時空測量(LSST)データへのこの方法の適用を予測します。測定共分散内の残差乗法バイアスを考慮するスキームを開発し、IAを検出し、その1ハロースケール依存性を制約するための1対のシアー推定器の要件を予測します。LSST1年目では、$1\sigmaを確保するには、せん断推定器のIA振幅に少なくとも$40\%$の差があり、形状ノイズのピアソン相関係数が少なくとも$\rho=0.50$である必要があることがわかりました。$1$を超える信号対雑音比を持つIAの$検出とその1ハロースケール依存性の制約。10年目では、$1\sigma$の検出と制約は、アライメント振幅の$20\%$の差と$\rho=0.50$に対して可能になります。
重力波信号に対するマイクロレンズの影響の探求: バイアス、集団特性、検出の見通し
| Title |
Exploring_the_Impact_of_Microlensing_on_Gravitational_Wave_Signals:_Biases,_Population_Characteristics,_and_Prospects_for_Detection |
| Authors |
Anuj_Mishra,_Ashish_Kumar_Meena,_Anupreeta_More,_Sukanta_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11479 |
この研究では、LIGO$-$Virgo感度帯域における重力波(GW)信号に対するマイクロレンズの影響を調査します。孤立点レンズによって引き起こされるマイクロレンズ。(赤方偏移した)質量の範囲は$M_\mathrm{Lz}\in(1,10^5){\rmM}_\odot$で、衝撃パラメータ$y\in(0.01,~5)$では、レンズなしの対応物と最大$\sim30\%$の不一致が生じる可能性があります。$y<1$の場合、光度距離と強い逆相関があり、検出範囲と信号対雑音比(SNR)が向上します。最も影響を受ける固有パラメータである面内スピン成分を使用して、推定されたソースパラメータのバイアスが評価されます。光度距離は過小評価されることがよくありますが、空の位置特定とトリガー時間はほとんど十分に回復されます。孤立点レンズによるマイクロレンズ信号の母集団の研究では、主に次のことが明らかになります。(i)検索中にレンズなしのテンプレートを使用すると、潜在的に識別可能なマイクロレンズ信号の一部の損失($20\%$～$30\%$)が発生します。(ii)観測された$y$の分布は、特に$y\lesssim0.1$の場合、低い値($y\lesssim1$)では確率が高いという概念に疑問を投げかけます。(iii)母集団のベイズ因子分析は、$M_\mathrm{Lz}-y$パラメーター空間内の特定の領域がマイクロレンズとして検出され、正確に識別される可能性が高いことを示しています。特に、以前のマイクロレンズ検索で特定された最も説得力のある候補GW200208_130117のマイクロレンズパラメータは、前述のより高い確率領域の1シグマ範囲内に収まります。一般的なSNR値ではマイクロレンズ効果が小さいため、$M_\mathrm{Lz}<100~$M$_\odot$からマイクロレンズシグネチャを特定することは依然として困難です。さらに、マイクロレンズの集団からのマイクロレンズが、特に事後オーバーラップ解析において、GWイベントのペアにおける強いレンズシグネチャの検出にどのように影響するかについても調べました。
岩石の惑星か水の世界か？低密度溶岩世界の大気の観測可能性
| Title |
Rocky_planet_or_water_world?_Observability_of_low-density_lava_world_atmospheres |
| Authors |
Anjali_A._A._Piette,_Peter_Gao,_Kara_Brugman,_Anat_Shahar,_Tim_Lichtenberg,_Francesca_Miozzi_and_Peter_Driscoll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10100 |
スーパーアースのかさ密度は広範囲にわたっており、太陽系で見られるものを超えた内部状態の多様性を示しています。特に、低密度スーパーアースの新興集団は、揮発性物質が豊富な内部によって説明される可能性があります。これらの中でも、低密度の溶岩世界は、その表面が蒸発するのに十分な日中の気温があり、その内部組成を調査し、揮発性物質の存在をテストするユニークな機会を提供します。この研究では、低密度の溶岩世界の大気観測可能性を調査します。私たちは、放射対流モデルを使用して、これらの惑星の大気構造と発光スペクトルを調査します。その際、高い可観測性メトリクスと$\sim$1900～2800Kにわたる恒星以下の温度を備えた3つのケーススタディ(HD86226c、HD3167b、および55Cnce)に焦点を当てます。。これらの惑星の内部組成が揮発性物質とケイ酸塩物質の混合である可能性を考慮して、揮発性物質と岩石蒸気が混合した一連の大気組成を考慮します。これには、さまざまな揮発性画分と3つの揮発性組成物が含まれます:水に富んだもの(100%H$_2$O)、CO$_2$を含む水(80%H$_2$O+20%CO$_2$)、乾燥したOリッチシナリオ(67%O$_2$+33%CO$_2$)。H$_2$O、CO$_2$、SiO、SiO$_2$によるスペクトル特徴が、日中の温度、揮発分、揮発成分に応じて、発光または吸収のいずれかの特徴として赤外発光スペクトルに存在することがわかりました。さらに、3つのケーススタディのそれぞれについてJWST二次日食観測をシミュレーションし、$\sim$5という少ない日食でH$_2$Oおよび/またはCO$_2$を検出できることがわかりました。これらの大気中の揮発性物質を検出できれば、スーパーアース人口の間に揮発性物質が豊富な内部が存在するという重要な独立した証拠が得られるだろう。
系外オールト雲彗星による白色矮星の汚染について
白色矮星(WD)の大部分は、残存惑星系からの降着物質によって生成される金属汚染された大気を持っています。降着した破片の組成は、太陽系の岩石天体の組成とほぼ似ています。長周期彗星(LPC)に似た組成を持つ揮発性物質が豊富なデブリは、ほとんど観察されません。私たちは、この揮発性物質の不足と、惑星を形成する恒星の大部分の周囲で系外オールト雲(XOC)が発生するという前提を調和させようと試みています。我々は、太陽系におけるLPCの到達に関する「ロスコーン」理論を適用して、XOCから彗星の降着速度を解析的に推定します。私たちは、恒星の進化後期におけるXOCの動的進化を調査します。数値シミュレーションを使用して、$\sim$1km/sのWDネイタルキックを与える異方性恒星の質量損失後にXOC天体の1～30パーセントが拘束されたままであることを示します。また、生き残った彗星の分布関数も特徴付けます。WDを周回する生き残った惑星は、恒星によるXOC彗星の降着を防ぐことができます。惑星から与えられるエネルギーキックが彗星の軌道結合エネルギーを超える場合、惑星の「動的障壁」は彗星の降着を防ぐのに効果的です。ロスコーン理論を修正することで、惑星がWDの降着率を減少させる量を計算します。我々は、汚染されたWDにおける揮発性物質が豊富なデブリの不足は、10〜100天文単位のスケールの巨大惑星の目に見えない個体群が、飛来するLPCに対する障壁として機能していることによって引き起こされていると示唆する。最後に、古い、冷たいWDのハビタブルゾーン内の惑星に供給される揮発性物質の量を制限します。
岩石系系外惑星TRAPPIST-1 cには厚い二酸化炭素大気は存在しない
| Title |
No_thick_carbon_dioxide_atmosphere_on_the_rocky_exoplanet_TRAPPIST-1_c |
| Authors |
Sebastian_Zieba,_Laura_Kreidberg,_Elsa_Ducrot,_Micha\"el_Gillon,_Caroline_Morley,_Laura_Schaefer,_Patrick_Tamburo,_Daniel_D._B._Koll,_Xintong_Lyu,_Lorena_Acu\~na,_Eric_Agol,_Aishwarya_R._Iyer,_Renyu_Hu,_Andrew_P._Lincowski,_Victoria_S._Meadows,_Franck_Selsis,_Emeline_Bolmont,_Avi_M._Mandell,_Gabrielle_Suissa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10150 |
7つの岩石惑星が近くの準星TRAPPIST-1の周りを周回しており、太陽系外の小惑星の大気を探すまたとない機会を提供しています(Gillonetal.,2017)。最近のJWSTの打ち上げのおかげで、二酸化炭素(CO2)などの考えられる大気成分が検出可能になりました(Morleyetal.,2017,Lincowskietal.,2018}。最も内側の惑星TRAPPIST-1bの最近のJWST観測では、次のことが示されました。それはおそらく大気中にCO2を含まない裸の岩石である(Greeneetal.,2023).ここでは、JWSTの中赤外線装置(MIRI)を使用したTRAPPIST-1cの昼側からの熱放射の検出を報告します。15ミクロン。惑星から星への磁束比はfp/fs=421+/-94ppm(100万分の1)であり、これは推定日中輝度温度380+/-31Kに相当します。この高い日中温度は不利です。地球上のCO2が豊富な厚い大気データは、表面圧力が10bar(10ppmCO2を含む)から0.1bar(純粋なCO2)の範囲の雲のないO2/CO2混合物を除外します。酸性雲も2.6シグマの信頼度で不利であり、より薄い大気や裸の岩の表面は、私たちが測定した惑星から星へのフラックス比と一致しています。TRAPPIST-1cにはCO2に富んだ厚い大気が存在しないことは、地球の海の9.5+7.5-2.3個分未満の水しかなく、比較的揮発性が乏しい形成履歴を示唆しています。系内のすべての惑星が同じ方法で形成された場合、これは、系内の潜在的に居住可能な惑星の揮発性物質の貯蔵庫が限られていることを示します。
ADEPT 抗力変調エアロキャプチャー: 将来のタイタン探査への応用
カッシーニ・ホイヘンスのミッションは、タイタンに対する私たちの理解を、かすかなベールに包まれた月から、まったく異なる化学物質や温度にもかかわらず、風、降雨、浸食などの地球の物理的プロセスが地形を形成する、驚くほど地球に似た場所へと変えました。ニューフロンティアのコスト上限内に収まる単一元素ミッションであるドラゴンフライは、2034年にタイタンに到着し、地表の有機物質の現場調査を行う予定です。ただし、詳細な調査は短距離飛行範囲内の地域に限定される。タイタンの地球の地形、気候、高層大気の化学についての理解における大きなギャップは、タイタンの周囲を周回する探査機からのみ調査することができ、将来の周回探査機のミッションによって解決される必要がある。軌道を達成するという課題のため、過去のタイタン周回船のコンセプトはニューフロンティアのコスト上限を超えていました。本研究では、ニューフロンティアに適合するタイタンオービターに対する抗力変調エアロキャプチャーの使用を検討しています。この研究は、それぞれがニューフロンティアのコスト上限内に収まるトンボのような着陸船とタイタン周回機を組み合わせることで、どのようにして旗艦級ミッションに匹敵する科学データを提供できるかを示している。
| Title |
A_re-analysis_of_equilibrium_chemistry_in_five_hot_Jupiters |
| Authors |
Emilie_Panek,_Jean-Philippe_Beaulieu,_Pierre_Drossart,_Olivia_Venot,_Quentin_Changeat,_Ahmed_Al-Refaie_and_Am\'elie_Gressier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10873 |
化学と化学組成を研究することは、惑星系の形成史に戻るための基本です。私たちはここで、その組成と大気中で起こる化学メカニズムをより良く決定するために、5つの標的をもう一度調べることを提案します。我々は、複数の機器を組み合わせ、ベイジアン検索手法を使用して、5つのホットジュピターの再分析を提示します。シミュレートされた大気中に存在する分子のさまざまな組み合わせ、さまざまな化学タイプ、およびさまざまな雲のパラメータ化を比較します。HD209458bの大気中に検出されたNaとKが、存在する場合には恒星線によって汚染されている可能性があると疑問視する最近の研究の結果として、我々は、これらのアルカリ種の存在を誤って解釈することによる他の回収パラメーターへの影響を研究しています。HST上のWFC3のグリズムG102およびG141からの空間スキャン観察を使用し、$\sim$0.8から$\sim$1.7ミクロンの波長範囲をカバーします。これらのデータは、公開されているIraclisパイプラインを使用して分析されます。データセットにSTIS観測を追加して、波長範囲を$\sim$0.4ミクロンから$\sim$1.7ミクロンに拡大しました。次に、ネストされたサンプリングアルゴリズムを使用して、オープンソースTauRExでベイジアン検索分析を実行しました。私たちは、NaとKを含めることが大気からの分子の回収に及ぼす影響を調査します。私たちのデータの再分析とベイズ検索は以前の研究と一致していますが、取得されたパラメータには小さな違いがあることがわかりました。結局のところ、NaとKは惑星大気の性質に大きな影響を与えません。したがって、ここでは、自由に変化する分子存在量と平衡化学を考慮した、新しい最適モデルを提示します。この作業は、垂直混合や光化学などの不平衡効果を考慮した、より洗練された化学表現を将来追加するための準備です。
天体物理環境における生命の誕生・死亡・移動モデル
| Title |
A_Birth-Death-Migration_Model_for_Life_in_Astrophysical_Environments |
| Authors |
Manasvi_Lingam,_Claudio_Grimaldi,_Amedeo_Balbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10899 |
天体物理環境における生命が存在する世界の数を評価するには、生物発生(誕生)、絶滅(死)、生命の移動(移住)の絡み合ったプロセスを考慮する必要があります。私たちは、この3つのメカニズムを組み込んだ数学的モデルを構築し、それに応じて生物圏のある世界の数に関する確率分布関数とその他の統計的特性(平均など)を導き出します。私たちは、生物の移動成功率が生物圏の絶滅率よりも高い場合、特定の天体物理環境が最終的に生命で飽和する可能性があることを示します。利用可能なデータに基づいて、我々はこの基準が星形成星団(そしておそらく最適な状況下では銀河バルジ)で満たされる可能性があることを示唆しており、それによってそのような領域が生命の生息と検出に有望な居住地を構成する可能性があることを示しています。
離心軌道にある地球に似た系外惑星では水の損失が増加
| Title |
Higher_Water_Loss_on_Earth-like_Exoplanets_in_Eccentric_Orbits |
| Authors |
Binghan_Liu_(1),_Dan_Marsh_(1_and_2),_Catherine_Walsh_(1),_Gregory_Cooke_(1)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leeds,_UK,_(2)_National_Center_for_Atmospheric_Research,_Boulder,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10958 |
地球型系外惑星の気候は、主星の種類、軌道配置、大気と地表の特徴によって制御されます。多くの岩石系系外惑星は太陽系よりも離心率が高く、質量$<10\mathrm{M}_{\oplus}$の惑星の約18%は$e>0.1$です。このような大きな離心率が、そのような惑星の大気、気候、および潜在的な居住可能性に及ぼす影響は、十分に解明されていません。私たちは、最先端の完全結合地球システムモデルであるWACCM6を使用して、地球に似た2つの惑星の気候をシミュレートします。1つは円軌道($e=0$)上にあり、もう1つは同じ平均日射量の離心軌道($e=0.4$)上にあります。居住性にとって液体の水が重要であることを考慮して、大気中の水の存在量と損失に対する離心率の影響を定量化します。離心軌道における非対称な温度応答により、成層圏における水蒸気混合比($>20$ppmv)は円軌道($\sim4$ppmv)の約5倍になります。これにより、円形の場合と比較して、大気中の水素損失率と海洋損失率の両方が最大$\sim3$倍増加します。PlanetarySpectrumGeneratorを使用して、両方の場合の理想的な透過スペクトルをシミュレートします。$e=0.4$スペクトルの場合、円形の場合よりも水の吸収の特徴がすべての波長で強いことがわかります。したがって、非常に離心率の高い地球に似た系外惑星は、大気中の水蒸気の存在を確認するため、またはその他の方法で将来の透過分光観測の主要なターゲットになる可能性があります。
巨大惑星間の力学的不安定性はほぼ遍在していると考えられており、最終的には1つ以上の惑星が星間空間に放出されます。ここでは、銀河の潮汐場からのトルクを考慮しながら、力学的不安定性のN体シミュレーションを実行します。私たちは、そうでなければ放出されるはずだった惑星の一部が、代わりにオールト雲彗星の軌道に似た非常に広い軌道に捕らえられていることがわかりました。放出された惑星のうち捕捉される割合は、初期の惑星の質量分布に応じて1～10%の範囲になります。局所的な銀河密度は、捕捉効率と捕捉された惑星の軌道半径にわずかな影響を与えます。オールトの雲惑星の大部分は、ギルの時間スケールで存続します。系外惑星の人口統計を考慮すると、200～3000個の星に1個の星にオールトの雲惑星が存在する可能性があると推定されています。主星の誕生星団や、通過する恒星からの惑星の剥離の影響を受けるほど早い時期に起こる不安定性を考慮していないため、この値は過大評価である可能性が高い。太陽系の力学的不安定性が誕生星団の崩壊後に起こった場合、氷の巨人が太陽のオールトの雲に捕らえられた可能性は約7%あります。
ふたご座流星流の形成、構造、および検出可能性
ふたご座流星流は、地球上で最も激しい流星群の1つを生成します。この流れは、進行中の彗星活動によって形成されるほとんどの流れとは異なり、その母天体が小惑星(3200)ファエトンであると理解されているという点で珍しい流れです。最近まで、この流れに関する私たちの主な理解は、ふたご座流星群の地球ベースの測定から得られていました。しかし、パーカー太陽探査機(PSP)探査機は、近日点に近い流れの中心近くを通過し、このユニークな流れをより深く理解するための新しいプラットフォームを提供します。ここでは、ふたご座流星流の動的モデルを作成し、その総密度を地球ベースの測定値に合わせて補正し、このモデルをPSPによる太陽近くの塵環境の最近の観測と比較します。考察した形成メカニズムから、流星流の中心は主に母天体の軌道の内側にあることがわかり、流星流内の粒子の半径は$\gtrsim$10$\mu$mであると予想されます。フェトンの軌道と相対的な流れの位置のデータモデル比較は、彗星の形成とは対照的に、壊滅的な形成シナリオとより一致しています。最後に、PSPは流れの中心の非常に近くを通過しますが、ふたご座流星体によって予想される衝突速度はPSPによって観測される衝突速度よりも桁違いに低いため、現場で検出することはできません。同様に、今後のDESTINY+ミッションでは、フェートン(3200)から遠く離れたかなりの量のふたご座流星群粒子を検出できないと予想しています。
GOES-16 と CloudSat からのデータを使用した雲タイプのラベル付きデータセット
| Title |
A_labeled_dataset_of_cloud_types_using_data_from_GOES-16_and_CloudSat |
| Authors |
Paula_V._Romero_Jure_and_Sergio_Masuelli_and_Juan_Bautista_Cabral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11159 |
この論文では、GOES-16静止衛星に搭載されたAdvancedBaselineImager(ABI)からの91個のマルチバンド雲水水分積フルディスク(MCMIPF)と、時間的および空間的に対応する91個のCLDCLASSプロダクトで構成されるデータセットの開発について説明します。CloudSat極衛星。これらの製品は日中のもので、2019年1月と2月に相当し、両方の衛星からの製品が南米上空で同じ場所に配置できるように選択されました。CLDCLASSプロダクトは、軌道の各ステップで観測された雲のタイプを提供し、GOES-16マルチバンド画像には、これらのデータと同じ場所に配置できるピクセルが含まれています。私たちは、マルチバンド画像から観察された雲の種類でラベル付けされたピクセルを提供するテーブルの形式で積を返すアルゴリズムを開発しました。この特定の構造に準拠したラベル付きデータは、教師あり学習を実行するのに非常に役立ちます。これは、Goroohらの研究に基づいて単純な線形人工ニューラルネットワークをトレーニングすることによって裏付けられました。(2020)、特に深い対流雲の分類において良好な結果が得られました。
小惑星衝突の可能性への最初の対応としての発見と物理的特徴付け: 2023 DZ2 の場合
| Title |
Discovery_and_physical_characterization_as_the_first_response_to_a_potential_asteroid_collision:_The_case_of_2023_DZ2 |
| Authors |
Marcel_M._Popescu,_O._V\u{a}duvescu,_Julia_de_Le\'on,_C._de_la_Fuente_Marcos,_R._de_la_Fuente_Marcos,_M._O._St\u{a}nescu,_M._R._Alarcon,_M._Serra_Ricart,_J._Licandro,_D._Berte\c{s}teanu,_M._Predatu,_L._Curelaru,_F._Barwell,_K._Jhass,_C._Boldea,_A._Aznar_Mac\'ias,_L._Hudin,_B._A._Dumitru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11347 |
衝突体に進化する可能性のある地球近傍小惑星（NEA）は、詳細な脅威評価研究が必要です。影響を与える可能性のあるものの早期の物理的特徴付けは、影響緩和計画の最適化に役立つ可能性があります。NEA2023~DZ$_{2}$を最初に検出したのは、2023年2月27日でした。その後、地球との最小軌道交差距離(MOID)が0.00005~auであることと、短期(2026年)の衝突体となる初期確率が異常に高いことが判明した。私たちは、潜在的な影響の影響を軽減するための重要な対応の一例として、2023~DZ$_{2}$の動的かつ物理的な特性評価を迅速かつ一貫して実行することを目指しています。当社は、さまざまな方法(観測/計算)と技術(複数の機器による分光/測光)を活用し、データを統合して迅速かつ堅牢な脅威評価を実行する、多面的なアプローチを使用しています。}2023年の可視反射率スペクトル~DZ$_{2}$はX型小惑星の値と一致します。2つの異なる夜に得られたこの天体の光度曲線は、回転周期$P$=6.2743$\pm$0.0005分、振幅$A$=0.57$\pm$0.14~magを与えます。そのMOIDは既知の中で最も小さいものですが、2023~DZ$_{2}$は長期にわたる共鳴に近い挙動の結果、予見可能な将来に地球に影響を与えることはないことが確認されています。私たちの調査によると、異種データの調整された観察と解釈により、仮想影響要因が特定された場合に、発見から脅威評価までの堅牢なアプローチが提供されることがわかりました。私たちは、潜在的な影響者の発表から数日以内に重要な情報を入手できることを証明しました。
系外惑星内部の取り出し: 大気存在量からの核質量と金属量
| Title |
Exoplanet_Interior_Retrievals:_core_masses_and_metallicities_from_atmospheric_abundances |
| Authors |
Sanne_Bloot,_Yamila_Miguel,_Micha\"el_Bazot,_and_Saburo_Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11354 |
系外惑星の内部における金属の質量と分布は、その形成と進化の過程を制約するために不可欠です。それにもかかわらず、質量と半径しか測定されていないため、系外惑星の内部構造の決定は退化しており、これまで惑星の金属性を導き出すためには、単純化された仮定が主に使用されてきました。この研究では、系外惑星の内部構造を取得する可能性を探るために、木星で最近使用された最先端の内部コードとベイジアンフレームワークに基づく方法を紹介します。質量、半径、平衡温度、および測定された大気金属量を使用して、惑星バルク金属量と核質量を取得します。太陽系の巨大惑星に関する結果と惑星形成の最近の発展に続いて、我々は2つの内部構造モデルを実装しました。1つは均質なエンベロープを持ち、もう1つは不均質なエンベロープを持ちます。私たちの方法は、最初にテスト惑星を使用して評価され、次にJWST以前の時代の大気金属量が観測された37個の巨大系外惑星のサンプルに適用されます。現在のデータではどちらの内部構造モデルも好ましいものではありませんが、どちらの場合も大気測定を通じて、核質量などの惑星の内部特性に関する情報を得ることが可能です。太陽系の巨大惑星に関する最近の結果と一致して、最新の金属質量分率を提示します。
カンラン石とスピネルの実験的位相関数と直線分極度曲線、およびバーバリアン分極挙動の起源
| Title |
Experimental_phase_function_and_degree_of_linear_polarization_curve_of_olivine_and_spinel_and_the_origin_of_the_Barbarian_polarization_behavior |
| Authors |
E._Frattin,_J._Martikainen,_O._Mu\~noz,_J._C._G\'omez-Mart\'in,_T._Jardiel,_A._Cellino,_G._Libourel,_K._Muinonen,_M._Peiteado,_P._Tanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11358 |
私たちは、バーバリアン小惑星によって反射された太陽光の偏光曲線について実験的に可能な説明を探ります。それらの独特の分極曲線は約30度の大きな反転角を特徴とし、これはカルシウム-アルミニウム含有物に埋め込まれたFeO含有スピネルの存在に関連している可能性があります。この仮説を検証するために、Mgに富んだかんらん石とスピネルの6つのサンプルの位相関数と直線偏光度を測定しました。各材料について、ミリメートルサイズの粒子と、マイクロメートルサイズ範囲のサイズ分布を持つ2つの粉末サンプルの光散乱特性を分析しました。3つのスピネルサンプルは、約24～30度に位置する反転位相角を持つ、明確に定義された負の分極分岐を示しています。対照的に、カンラン石サンプルの場合、反転角は粒子サイズに大きく依存し、サイズが大きくなると小さくなる傾向があります。我々は、カンラン石とスピネルのミリメートルサンプル間の分極曲線の明らかな違いを説明できる可能性のある巨視的幾何学的形状を特定しました。バーバラ小惑星の後方散乱付近での偏光挙動は、ランダムな配向のスピネルmmサイズのサンプルの偏光挙動と似ていますが、この類似性の一部は、組成ではなく結晶の再帰反射に起因する可能性があります。これは、バーバリアンズ組成を代表するCV3状隕石のいくつかの成分を個別にテストし、これらの物体の偏光挙動への寄与を解きほぐすことを目的とした進行中の実験プロジェクトの一部です。
火星のK-Ar等時性年代測定の分析能力：火星の隕石の鉱物組成からの評価
| Title |
Analytical_capability_of_K-Ar_isochron_dating_on_Mars:_assessment_from_mineral_compositions_of_Martian_meteorites |
| Authors |
Hikaru_Hyuga,_Yuichiro_Cho,_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11370 |
開発中のその場カリウム-アルゴン(K-Ar)年代測定装置の多くは、レーザーアブレーションを使用して岩石上の数百umの局所分析を実行します。レーザー誘起破壊分光法(LIBS)と希ガス質量分析法(MS)を組み合わせて、同じ岩石の複数のスポット分析を実行し、K-Ar等時線を取得します。等時線上のデータ点の範囲と誤差によって、年代測定の精度と精度が決まります。等時線上のデータの範囲は、レーザースポットサイズと対象岩石内の鉱物サイズの関係によって決まります。レーザースポットサイズが小さくなると、測定されるK濃度の範囲が広がりますが、Arの抽出量が減少し、測定精度が低下します。このトレードオフのため、最高の年代測定精度をもたらす最適なレーザースポットサイズは、その中間のどこかになります。火星の岩石の鉱物組成と空間分布によって、この最適なスポットサイズが決まります。しかし、火星の岩石の鉱物組成を考慮した最適なレーザースポットサイズを検討するための広範な研究は行われていません。したがって、火星の現場年代測定においてLIBS-MS法がどの程度正確であるかは不明でした。本研究では、火星の岩石の年代測定精度をLIBS-MS法により定量化し、その精度を達成するために必要な機器条件を決定します。年代測定の精度は、3つの火星の隕石の電子プローブ微量分析によって得られた火星の岩石の鉱物組成を反映する等時線をシミュレーションすることによって定量的に評価されました。私たちの結果は、レーザースポットサイズを250umに縮小し、KおよびAr濃度の測定精度を10%に向上させることで、2億の年代測定精度を達成できることを示しています。現在開発中のLIBS-MS装置に必要な年代測定精度を達成するために必要な装置条件を決定しました。
移動する惑星 II に続くガス圧力バンプでの微惑星形成。粉塵の成長による影響
微惑星の形成は依然として謎に満ちています。微惑星を形成する方法の1つは、原始惑星系円盤にガス圧力バンプを引き起こすことです。前回の論文では、惑星が内側に向かって移動するにつれて、惑星の移動によって生じるガス圧力バンプに積もった塵が円盤の広い領域に不安定性を流し、微惑星を形成するという新しいシナリオを提案しました。この研究では、塵の地球規模の時間発展を考慮し、シナリオにおける微惑星形成の詳細な条件と結果を調査します。我々は、粒子の相互衝突や半径方向のドリフトと拡散による粒子の成長を追跡できる、1Dグリッドの単一サイズのダスト進化モデルを使用します。私たちは、埋め込まれた移動惑星によって摂動されたガス円盤内の塵のピーク質量と表面密度の半径方向分布の時間発展を計算し、塵が微惑星形成の条件を満たすかどうかを調べます。乱流の強さが$10^{-4}\leq\alpha\leq10^{-3}$の場合、微惑星は雪線と惑星が小石分離質量に達する位置との間の帯状の領域で形成されることがわかりました。、これは観測値とほぼ一致しています。ストリーミングの不安定性または相互衝突の形成メカニズムは、ストリーミングの不安定性のタイムスケールによって異なります。微惑星の総質量も$\alpha$に依存し、惑星核が最初に存在し、ガスの降着によって成長する場合、約$30-100~M_{\rmE}$になりますが、惑星の核が成長するにつれて減少します。惑星核の形成はその後です。また、微惑星の表面密度と総質量の簡単な近似式も提供し、総質量は塵の質量に強く依存することがわかりました。我々は、惑星によって形成されるガス圧力バンプでの塵の堆積とその内部への移動の組み合わせによって、微惑星が帯状の領域で形成されることを示した。
スターバースト銀河の磁場。 I. 銀河円盤内の熱分極と流出の特定と特徴付け
| Title |
The_magnetic_fields_of_starburst_galaxies._I._Identification_and_characterization_of_the_thermal_polarization_in_the_galactic_disk_and_outflow |
| Authors |
Enrique_Lopez-Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10099 |
磁気的に整列したダスト粒子による遠赤外線の偏光放射は、スターバースト銀河の銀河流出の低温相における磁場(Bフィールド)の優れた追跡装置です。我々は、公開されている$53$-$890$$を使用して、$5$pc-$1.5$kpc解像度での近くの3つの($3.5$-$17.2$Mpc)スターバースト(M82、NGC253、およびNGC2146)のBフィールドの包括的な研究を発表します。SOFIA/HAWC+、JCMT/POL-2、ALMAによるイメージング偏波観測。銀河全体の偏光スペクトルエネルギー分布(SED)は、塵の温度が$T_{\rm{d,outflow}}^{\rm{PI}}\sim45$であるアウトフローの偏光SEDによって支配されていることがわかります。Kと$\beta_{\rm{outflow}}^{\rm{PI}}\sim2.3$の放射指数。ディスクは$T_{\rm{d,disk}}^{\rm{PI}}=[24,31]$Kと$\beta_{\rm{disk}}^{\rm{PIが低いという特徴があります。}}\sim1$。私たちは、全SEDの代わりに偏光SEDを使用することで、円盤支配銀河とアウトフロー支配銀河をよりよく区別できることを示します。円盤とアウトフローの$53$-$850$$\mu$mの偏光スペクトルを計算し、拡散ISMのダストモデルが円盤のほぼ一定の偏光スペクトル$\langleP_{\rm{disk}を再現できることを発見しました。\rangle=1.2\pm0.5$%。不均一な雲の塵モデルと2つの温度成分は、流出の分極スペクトル($53$$\mu$mでの$2$-$4$%、$850$$\mu$mでの$\sim1$%、最小値は$89$～$154$$\mu$m以内です）。我々は、流出中の分極したダスト粒子は、総フラックスからのものよりも高いダスト温度と放射率を有するダスト集団から生じていると結論付けた。流出のB場は$89$-$214$$\mu$m以内で$\sim4$kpcの高さに達する最大の広がりを持ち、全磁束より平坦な偏光束を持ちます。星形成速度の増加に伴って、銀河周囲の物質に浸透するB場の広がりも増加します。
アベル 1795 の郊外: 星団内媒体中のガス塊の調査
| Title |
The_Outskirts_of_Abell_1795:_Probing_Gas_Clumping_in_the_Intra-Cluster_Medium |
| Authors |
Orsolya_E._Kov\'acs,_Zhenlin_Zhu,_Norbert_Werner,_Aurora_Simionescu,_\'Akos_Bogd\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10101 |
銀河団の外側では、銀河団内と銀河団周囲の媒体間の複雑な相互作用が行われています。クラスターの進化中に、落下する基礎構造からラム圧によって剥ぎ取られたガスの塊によりガス分布の均一性が崩れ、大きな半径での観測バイアスが生じる可能性があります。しかし、ガス凝集の寄与を評価するには観測上の課題があり、クラスター周辺のバックグラウンドが支配的な領域での堅牢なX線測定が必要です。この研究の目的は、場の発生源とアベル1795銀河団の拡散放射から微弱なガス塊を分離し、観察された表面の明るさと熱力学的プロファイルに対するそれらの影響を調査することです。私たちは、アベル1795の郊外の深部チャンドラACIS-I観測に対して、方位角を完全にカバーする$\sim1.5r_{200}$までの範囲にわたる画像解析を実行しました。拡散放射の適応的にビン化された画像から$0.7-2.0$keVの表面輝度分布を構築し、$>2\sigma$外れ値としての塊を探しました。塊候補の分類は、チャンドラおよびSDSSデータに基づいて行われました。Chandra点源リストの利点を活用して、複数の点源と塊候補除去アプローチを使用して、関連するSuzakuXISデータからクラスター内媒体の熱力学的プロファイルを$r_{200}$に抽出しました。私たちは、Abell1795フィールドで24個の塊候補を特定しました。そのほとんどは、固有のガス塊ではなく、AGN、銀河、銀河団や銀河群などの背景天体に関連している可能性があります。これらの光源は、クラスター発光の表面の明るさと熱力学的プロファイルに最小限の影響を与えました。塊の候補を補正した後でも、測定されたエントロピープロファイルは純粋な重力崩壊から逸脱しており、潜在的な電子イオンの非平衡や非熱圧力のサポートなど、周辺部で複雑な物理学が作用していることを示唆しています。
NGC 4258 と CATs アルゴリズムの複数のフィールドを利用した赤色巨星の枝の先端の標準化された輝度
| Title |
Standardized_Luminosity_of_the_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_utilizing_Multiple_Fields_in_NGC_4258_and_the_CATs_Algorithm |
| Authors |
Siyang_Li,_Adam_G._Riess,_Dan_Scolnic,_Gagandeep_S._Anand,_Jiaxi_Wu,_Stefano_Casertano,_Wenlong_Yuan,_Rachael_Beaton,_Richard_I._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10103 |
赤色巨星の枝の先端は、Ia型超新星(SNIa)ホストに到達する距離のはしごを校正するための明るい標準キャンドルを提供します。しかし、最近の研究では、ホスト内の星の個体群や位置が異なると、先端の測定値が$\sim$0.1等レベルで変化し、それが距離ラダーに沿った不一致につながる可能性があることが明らかになりました。私たちは、メーザーホストNGC4258の周りの11のハッブル宇宙望遠鏡フィールドを使用した先端の校正を追求します。これは、コントラスト比によって先端の測定値を標準化することで、SNIaホストと一致します。我々は、0.3等の全範囲と0.1等の分散を示す$F814W$バンド先端を発見した。HI柱密度と0.04$\pm$0.03mag/cm$^{-2}$までの見かけの先端との間に相関関係は見られなかった。先端とコントラストの関係(TCR)を検索し、$-0.015\pm0.008$mag/$R$のNGC4258フィールド内のTCRを測定します($R$はコントラスト比)。この値は、GHOSTSサンプルで最初に発見されたTCR(Wuetal.2022)の$-0.023\pm0.005$mag/Rと一致しています。これらの測定値を組み合わせると、グローバルTCRは$-0.021\pm0.004$mag/Rであり、校正値は$M_I^{TRGB}=-4.025\pm0.035-(R-4)\times0.021$magであることがわかります。また、恒星モデルを使用して、[Fe/H]が$-2.0$～$-0.7$、年齢が3Gyr～12Gyrの単一年齢と金属度の恒星の個体群をシミュレートし、ここで見つかった全球のTCRを$\の係数で再構築します。sim$2。この作業は、$H_0$を測定するために、近くのSNIaホストの先端測定とコンパニオン解析で結合されます。
フィラメント状ダストの分極と中性水素構造の形態
| Title |
Filamentary_Dust_Polarization_and_the_Morphology_of_Neutral_Hydrogen_Structures |
| Authors |
George_Halal_(1,2),_Susan_E._Clark_(1,2,3),_Ari_Cukierman_(1,2,3,4),_Dominic_Beck_(1,2,3),_Chao-Lin_Kuo_(1,2,3)_((1)_Stanford_University,_(2)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology,_(3)_SLAC_National_Accelerator_Laboratory,_(4)_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10107 |
中性水素(HI)放出のフィラメント構造は星間磁場とよく一致しているため、HI放出形態を使用して、偏極熱ダスト放出の測定と強く相関するテンプレートを構築できます。私たちは、フィラメント形態の定量化がこの相関関係にどのような影響を与えるかを調査します。球面調和畳み込みを使用したローリングハフ変換(RHT)の新しい実装を導入します。これにより、球面上のフィラメント構造の効率的な定量化が可能になります。この球面RHTアルゴリズムをヘッセ行列ベースの方法とともに使用して、HIベースの偏光テンプレートを構築します。文献内の同様の実装と比較して各アルゴリズムの改善点を議論し、その出力を比較します。球状RHTを使用してフィラメント形態のパラメータ空間を探索することにより、磁場構造をモデル化するための最も有益なHI構造は、最も薄い分解されたフィラメントであることがわかります。このため、より高解像度のHI観測では$B$モードの塵偏極との相関に$\sim10\%$の増強が見られます。我々は、フィラメントが局所的に磁場に沿って整列しているという仮定の下でも、特定の星間形態がパリティ違反の特徴、つまりゼロ以外の$TB$や$EB$を生成する可能性があることを実証しました。最後に、星間塵フィラメントからの$B$モードは、互いに関するフィラメントのトポロジーと相対的な偏光強度によって主に影響を受けるのに対し、$E$モードは個々のフィラメントの形状に主に敏感であることを示します。
スザクとチャンドラの観測でアベル133周辺を調査
| Title |
Investigating_the_outskirts_of_Abell_133_with_Suzaku_and_Chandra_observations |
| Authors |
Zhenlin_Zhu,_Orsolya_E._Kov\'acs,_Aurora_Simionescu_and_Norbert_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10110 |
過去の観測やシミュレーションでは、銀河団の外側に向かってガスの分布がますます不均一になることが予測されているが、そのようなガスの凝集の正確な性質はまだよくわかっていない。エイベル133号の郊外は、2.4ミリ秒の超深部チャンドラ照射と8つのアーカイブされたすざく指向による深部X線観測の恩恵を受けており、クラスター内物質の凝集を研究するユニークな実験室となっています。特に、真のICMの不均一性を表す可能性のある塊の候補を特定することを目的として、重要な塊の候補を検索しました。凝集が熱力学プロファイルにどのような偏りを与えるかをさらに理解するために、凝集候補を含む測定値と除外した測定値を比較しました。私たちは、チャンドラとスザクによるアベル133号の観測を共同で分析しました。チャンドラ画像に基づいて少なくとも2$\sigma$の有意性を持つクラスター候補を選択し、DESILegacyImagingSurveysクラスターカタログとCFHTの情報を使用してそれらの起源をさらに議論しました。Rバンド画像。私たちは、基礎となる点源と塊の分布に対して異なる補正を加えて複数回のすざくスペクトル解析を実行し、結果として得られた熱力学的プロファイルを比較しました。Chandraを使用して16個の塊の候補を検出しました。そのほとんどは、本質的な不均一性ではなく、背景のクラスターまたは銀河として識別されました。解決された塊の修正後でも、郊外に近づくエントロピープロファイルは依然として平坦化しており、自己相似進化から予想されるべき乗則モデルから逸脱しています。これは、未解決の塊やその他の複雑な物理現象が郊外でのエントロピーの平坦化に寄与しているはずであることを意味します。
最近の星形成が上回っているため、高周波銀河の星の質量の正確な測定が妨げられている
| Title |
Outshining_by_Recent_Star_Formation_Prevents_the_Accurate_Measurement_of_High-z_Galaxy_Stellar_Masses |
| Authors |
Desika_Narayanan,_Sidney_Lower,_Paul_Torrey,_Gabriel_Brammer,_Weiguang_Cui,_Romeel_Dave,_Kartheik_Iyer,_Qi_Li,_Christopher_Lovell,_Laura_Sales,_Daniel_P._Stark,_Federico_Marinacci,_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10118 |
このレターでは、ビッグバン後の最初の10億年間に形成された銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング技術による銀河恒星の質量の推論には、星形成履歴（SFH）情報の損失により根本的な不確実性が伴うことを実証します。銀河の統合されたスペクトルにおける星形成のまさに最初のエピソード。この初期の星形成は、高赤方偏移系の星の総質量に大きく寄与する可能性がありますが、検出時に進行中の星形成は初期のバーストからの残留光を上回り、正確な星の質量の決定を妨げます。その結果、星の質量には桁違いの不確実性が予想されます。私たちは、宇宙論的な文脈における銀河形成の直接数値シミュレーションを通じて、この潜在的な問題を実証します。詳細には、星形成履歴のバースト性のかなりの範囲にわたる、大きく異なる恒星フィードバックモデルを使用した2つの宇宙論的シミュレーションを実行します。3D塵放射伝達計算により、z=7におけるこれらのモデル銀河の模擬SEDを計算し、ProspectorSEDフィッティングソフトウェアを使用してこれらのSEDを後方フィッティングします。z>7銀河で見つかった恒星質量の不確実性は、宇宙初期の星形成をモデル化する前に、新しい技術や星形成の歴史の開発の動機となります。
若い恒星によって探査された大マゼラン雲の星形成の性質
| Title |
Properties_of_star_formation_of_the_Large_Magellanic_Cloud_as_probed_by_young_stellar_objects |
| Authors |
Takuma_Kokusho,_Hiroki_Torii,_Hidehiro_Kaneda,_Yasuo_Fukui,_Kengo_Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10258 |
私たちは、銀河の星形成の性質を調べるために、大マゼラン雲(LMC)内の若い恒星天体(YSO)の進化段階と星質量の体系的な研究を行っています。YSOサンプルには4825の情報源があり、LMC内のYSOを特定した以前の研究を組み合わせて構築されています。光学波長から赤外波長までのYSOのスペクトルエネルギー分布は、恒星、多環芳香族炭化水素、および塵の放出からなるモデルに適合されました。私たちは、このようにして導き出された恒星と塵の明るさの比を利用して、光源の進化段階を研究します。より若いYSOは、恒星と塵の光度比が低いと予想されます。私たちは、YSOのほとんどが銀河全体の星間ガスと関連していることを発見しました。これは、より若いほどガスの量が多く、より最近の星形成がより大量の星間物質(ISM)と関連していることを示唆しています。N157は、LMCの星形成活動領域間で星と塵の光度比がより高いことを示唆しており、N157における最近の星形成が進化の後期にある可能性があることを示唆しています。また、超巨星殻（SGS）では星の質量関数がボトムヘビーになる傾向があることもわかり、SGSによるガス圧縮は大質量星形成を引き起こすほどのISMの圧縮には効果がない可能性があることを示している。衝突するSGS間の界面に関連すると考えられるYSOと、単一SGSとの界面に関連すると考えられるYSOの間で星の質量関数に大きな差はなく、SGS間の衝突によるガス圧縮も大質量星の形成には効果がない可能性があることが示唆されています。
トレーサー粒子による分子雲の崩壊: パート II、崩壊の歴史
| Title |
Collapsing_molecular_clouds_with_tracer_particles:_Part_II,_Collapse_Histories |
| Authors |
David_C._Collins,_Dan_K._Le,_Luz_L._Jimenez_Vela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10320 |
星形成の完全な理論を開発するには、基本的に2つのことを知る必要があります。それは、何が崩壊するのか、そしてそれにどれくらい時間がかかるのかということです。これはシリーズの2番目の論文で、ガスの塊が崩壊するまでにかかる時間と、それが受けるプロセスを調査します。私たちは、分子雲の崩壊のシミュレーションに擬似ラグランジュトレーサ粒子を埋め込み、密な結び目で終わる粒子を特定し、ガスの崩壊履歴を調べます。私たちは、ほぼ普遍的な、巡航してから崩壊するという挙動を発見しました。私たちは、崩壊する直前の気体$t_{\rm{sing}}$を特定し、それがどのようにして高密度に移行するかを調べます。崩壊までの時間は$0.25t_{\rm{ff}}$からシミュレーションの終了$\sim1t_{\rm{ff}}$までの間で均一に分布しており、崩壊期間は普遍的に短いことがわかります。,$\Deltat\sim0.1t_{\rm{ff}}$。各コアの崩壊は暴力的な緩和に似たプロセスによって起こり、$0.1t_{\rm{ff}}$で位置エネルギーと運動エネルギーの高速な再配列が起こり、その後ウイルス化されたオブジェクトが残ることがわかりました。崩壊を4つの段階で説明します。コレクション、ハードニング、シンギュラリティ、モッシュ。低密度ガスを中程度の密度に収集します。硬化により、運動エネルギーと重力エネルギーが準均等に分配されます。特異点は自由落下崩壊であり、$\sim0.1t_{\rm{ff}}$でビリアル化されたオブジェクトが形成されます。モッシュには、崩壊中のサブクランプと近くのコアの潮汐力学が含まれます。この研究では、主に孤立した塊に焦点を当てます。この新しいレンズを使用すると、崩壊の詳細を観察できます。
高質量星形成ハブフィラメント系へのマルチスケールで動的質量降着の直接観測証拠
| Title |
Direct_observational_evidence_of_the_multi-scale,_dynamical_mass_accretion_toward_a_high-mass_star_forming_hub-filament_system |
| Authors |
Dongting_Yang,_Hong-Li_Liu,_Anandmayee_Tej,_Tie_Liu,_Patricio_Sanhueza,_Sheng-Li_Qin,_Xing_Lu,_Ke_Wang,_Sirong_Pan,_Feng-Wei_Xu,_Enrique_Vazquez-Semadeni,_Shanghuo_Li,_Gilberto_C._Gomez,_Aina_Palau,_Guido_Garay,_Paul_F._Goldsmith,_Mika_Juvela,_Anindya_Saha,_Leonardo_Bronfman,_Chang_Won_Lee,_Kenichi_Tatematsu,_Lokesh_Dewangan,_Jianwen_Zhou,_Yong_Zhang,_Amelia_Stutz,_Chakali_Eswaraiah,_L._Viktor_Toth,_Isabelle_Ristorcelli,_Xianjin_Shen,_Anxu_Luo,_James_O._Chibueze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10332 |
大質量星形成とハブフィラメント系（HFS）が複雑に関連しているという証拠が増えている。フィラメントに沿ったガスの運動学と中央ハブでの高質量星形成は、新世代の全球階層型高質量星形成モデルとよく一致しています。この論文では、典型的なHFS雲G310.142+0.758(以下、G310)の観測研究を紹介します。これは、雲のスケールからフィラメントを介して、ハブで形成中の原始星への質量流入の明白な証拠を明らかにします。モデルの予測。さまざまな空間スケールをカバーする、ATOMSおよびMALT90調査からの連続体および分子線データが使用されます。3本のフィラメント(総質量$5.7\pm1.1\times10^3~M_{\odot}$)が中心ハブ領域に向かって収束していることが確認され、そこでは高質量星形成のいくつかの道標が観察されています。ハブ領域には、中央に巨大なコアを収容する巨大な塊($1280\pm260~M_{\odot}$)が含まれています。さらに、5つの流出ローブが中央の巨大なコアと関連付けられており、クラスターの形成を示唆しています。観測された雲からコアスケールまでの大規模で滑らかで一貫した速度勾配と、中央の塊状塊とコアに見られる降下運動の痕跡は、ほぼ連続的なマルチスケールの質量降着/移動プロセスを明らかに明らかにします。すべてのスケールにわたって同様の質量降下率$\sim10^{-3}~M_{\odot}~yr^{-1}$で、G310HFS雲の中心形成高質量原始星に栄養を与えます。。
ハーシェルによる [CII] 観測から明らかになった、局所矮小銀河における星形成による流出
| Title |
Star-formation_driven_outflows_in_local_dwarf_galaxies_as_revealed_from_[CII]_observations_by_Herschel |
| Authors |
Michael_Romano,_Ambra_Nanni,_Darko_Donevski,_Michele_Ginolfi,_Gareth_C._Jones,_Irene_Shivaei,_Junais,_Dragan_Salak,_Prasad_Sawant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10433 |
私たちは、矮星銀河調査から抽出された29個の局所矮銀河のサンプルにおける星形成によって引き起こされるアウトフローの物理的特性を特徴付けます。我々は、Herschel/PACSアーカイブデータを利用して、個々の[CII]158umスペクトルの翼とその積層線プロファイルで原子流出の痕跡を検索します。11個の発生源の高速尾部で明らかに過剰な放出が見つかりました。これは、それらのスペクトルのモデリングにおける追加の広範なコンポーネントで説明できます。残りの物体は、平均的な積み上げスペクトルでまだ検出できる、より弱いアウトフローのホストである可能性があります。どちらの場合も、我々は原子質量流出速度を推定し、その速度は銀河の星形成速度と同等となり、質量負荷係数が1のオーダーであることを示唆しています。個別に検出された11個の銀河すべての流出速度は、暗黒物質ハローの脱出速度よりも大きく(またはそれと一致し)、平均して40%のガスが銀河間物質(IGM)に流出します。ほとんどの源では、流出による枯渇の時間スケールは、星形成によるガス消費によるものよりも短く、数億年から数十億年の範囲です。超新星(SN)によって注入されたエネルギー間の最大20%の結合効率を考慮すると、エネルギー駆動のシナリオも除外されませんが、私たちの流出は、ダスト粒子上の若い恒星集団の放射圧力によって生成される運動量駆動の風とほぼ一致しています。そして星間物質。私たちの研究結果は、銀河流出が矮銀河の銀河周縁媒体を金属で富化し、平均して無視できない量のガスをIGMにもたらすことができるため、矮銀河の星形成の歴史を制御できることを示唆しています。私たちの発見は、矮小銀河の進化を形成する物理的プロセスを記述しようとする化学進化モデルの調整に適しています。
アルマ望遠鏡は、z = 4.274 の逆説的な低質量の超塵に満ちた銀河内に安定した回転ガス円盤を明らかにする
| Title |
ALMA_reveals_a_stable_rotating_gas_disk_in_a_paradoxical_low-mass,_ultra-dusty_galaxy_at_z_=_4.274 |
| Authors |
Alexandra_Pope,_Jed_McKinney,_Patrick_Kamieneski,_Andrew_Battisti,_Itziar_Aretxaga,_Gabriel_Brammer,_Jose_M._Diego,_David_H._Hughes,_Erica_Keller,_Danilo_Marchesini,_Andrew_Mizener,_Alfredo_Montana,_Eric_Murphy,_Katherine_E._Whitaker,_Grant_Wilson,_and_Min_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10450 |
フロンティア・フィールド星団MACSJ0717.5+3745の背後にある多重画像銀河であるAz9における[CII]と連続塵のアルマ望遠鏡による検出を報告します。明るい[CII]輝線は、z=4.274の分光赤方偏移をもたらします。この強いレンズ（μ=7+/-1）銀河の固有恒星質量はわずか2e9Msunで、総星形成速度は26Msun/年です（その約80%は塵に覆われています）。公開されている倍率マップを使用して、線源面の[CII]放射を再構成すると、V/sigma=5.3の安定した回転主体の円盤が明らかになります。これは、同様に高赤方偏移、低質量のシミュレーションから予測される値よりも2倍高いです銀河。光源面では、[CII]円盤の光の半分の半径は1.8kpcで、塵とともに、星の光のピークから1.4kpcだけ空間的にオフセットされています。Az9には[CII]が欠損していません。L[CII]/LIR=0.0027は、局所的で高赤方偏移の通常の星形成銀河と一致します。塵に覆われた星形成は高質量銀河で優勢であると予想されているが、ビッグバン後の1.4ギルの低質量円盤銀河におけるこのような大量の塵とガスの貯蔵庫は、初期の銀河進化に関する私たちのイメージに疑問を投げかけている。さらに、このような低質量の塵銀河の蔓延は、JWSTによる最も赤方偏移のドロップアウト銀河の選択に重要な意味を持ちます。Az9は、塵連続体および[CII]で検出されるz>4の最も低い恒星質量銀河の1つであり、星間物質における初期の塵の濃縮を研究するのに優れた実験室です。
銀河と質量集合体 (GAMA): 恒星と動的質量の関係 I. 恒星の質量推定の精度の制約
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_Stellar-to-Dynamical_Mass_Relation_I._Constraining_the_Precision_of_Stellar_Mass_Estimates |
| Authors |
M._Burak_Dogruel_and_Edward_N._Taylor_and_Michelle_Cluver_and_Francesco_D'Eugenio_and_Anna_de_Graaff_and_Matthew_Colless_and_Alessandro_Sonnenfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10693 |
この実証研究では、局所宇宙の銀河について、スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングによる恒星集団合成(SPS)による恒星の質量$(M_\star)$推定値の系統的不確実性を定量化することを目的としている。恒星の質量に関するSEDに依存しないチェックとしての動的質量$(M_\text{dyn})$推定器。まず、銀河特性の高次元空間の統計モデルを構築します。サイズ$(R_e)$、速度分散$(\sigma_e)$、表面輝度$(I_e)$、質量対光比$(M_\star/L)$、残り枠の色、S\'ersicIndex$(n)$と動的質量$(M_\text{dyn})$;選択効果と共変誤差を考慮します。私たちは銀河の性質間の相関関係を解きほぐし、$M_\star/M_\text{dyn}$の変動が$\sigma_e$、S\'ersic指数、色によって引き起こされることを発見しました。これらのパラメータを使用して、SEDに依存しない$M_\star$推定器$\hat{M}_\star$を調整します。$M_\star-\hat{M}_\star$の関係のランダムな散乱は、静止銀河と星形成銀河でそれぞれ$0.108\text{dex}$と$0.147\text{dex}$であることがわかります。最後に、SPSパラメーター(塵、年齢、金属性、星形成速度)とスペクトル指数(H$\alpha$、H$\delta$、$D_n4000)$の関数として残差を検査します。静止銀河の場合、散乱の$\sim65\%$はSPSパラメータの不確実性によって説明でき、塵と年齢が最大の不確実性の原因となります。星形成銀河の場合、年齢と金属量が主な要因ですが、SPSパラメーターは散乱の$\sim13\%$のみを占めます。これらの結果から、静止銀河と星形成銀河についてはそれぞれ$0.055\text{dex}$と$0.122\text{dex}$のモデル化されていない散乱が残ります。これは、単純なSPSモデリングによって達成できる$M_\star$の精度に対する保守的な制限として解釈できます。
近隣銀河におけるX線選択AGNの発生率と星形成速度の関係
| Title |
The_relationship_between_the_incidence_of_X-ray_selected_AGN_in_nearby_galaxies_and_star-formation_rate |
| Authors |
Keir_L._Birchall,_M.G._Watson,_J._Aird,_R.L.C._Starling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10868 |
我々は、局所的な($z<0.35$)銀河集団内に存在するX線選択されたAGNサンプルの同定と分析を発表する。22,079個のMPA-JHU(SDSSDR8に基づく)銀河の親サンプルから、AGNに由来すると考えられる中心の過剰なX線放射(3XMM-DR7から)を持つ917個の銀河を特定しました。私たちは主銀河の星形成速度を測定し、星形成の主な順序に対する相対的な位置に基づいて星形成中または静止中に分類しました。BPT選択を使用すると、X線で選択されたサンプルの72%のみがAGNとして識別されました。この技術は静止状態のホストではあまり効果がなく、X線AGNの50%しか識別できません。また、これらのAGNに動力を与えているブラックホールの成長率を、その比降着率($\propto\mathrm{L_X/M_*}$)の観点から計算したところ、静止銀河は平均して恒星よりも低い速度で降着していることがわかりました。銀河を形成しています。最後に、観測バイアスを補正し、降着率の関数として確率分布を構築できるように、3XMMの感度関数を測定しました。AGNは、星形成速度の全範囲($\log_{10}\mathrm{SFR/M_\odot\yr^{-1}}=-3\\mathrm{to}\2$)の銀河で発見されました。星形成銀河と静止銀河の両方。星形成銀河では、同等の恒星質量と赤方偏移をもつ静止銀河と比較して、AGNの発生率が2倍（有意性3.5$\sigma$）増加していましたが、静止銀河がホストとなっているAGNのかなりの集団も見つかりました。
相互作用する孤立した環境における渦巻銀河のバルジとディスクの進化に関する研究
| Title |
A_study_of_the_evolution_of_bulges_and_disks_of_spiral_galaxies_in_interacting_and_isolated_environments |
| Authors |
Ankit_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11045 |
銀河は通常、重力によって相互作用するグループやクラスターに存在します。これらの相互作用は銀河の内部ダイナミクスに影響を与えます。この論文では、渦巻銀河のバルジとディスクの進化に対するフライバイ相互作用と暗黒物質分布の影響を研究しました。天の川質量銀河のバルジ、円盤、渦巻腕に対するフライバイ相互作用の影響を理解するために、古典的なバルジと箱状/ピーナッツ擬似バルジを持つ円盤銀河をシミュレートし、1/10と1/5でフライバイ相互作用を実行しました。質量銀河。主要な銀河の測光的および運動学的なバルジディスク分解を使用して、フライバイ相互作用中にディスクが短くなり厚くなることを示しました。古典的な膨らみはそのまま残ります。ただし、擬似バルジは動的に熱くなります。潮汐によって引き起こされるスパイラルアームは、過渡的な密度波です。それらは中心周囲を通過した直後に形成され、2つの段階で減衰します。最初の早巻きとその後のゆっくりとした巻き。私たちは、この渦巻きが天の川で見られる波のような垂直方向の呼吸運動の主な推進力であることを示しました。潮汐相互作用は呼吸運動を直接誘発しません。別の研究では、扁平暗黒物質ハローがバーの形成を遅らせるため、バーの座屈も遅れるが、プロベートハローは複数の座屈を促進することを示しました。複数の座屈により、長形ハローの箱状/ピーナッツ状の膨らみは最大の厚さを示します。SDSS銀河を使用して、擬似バルジは古典的なバルジと比較して拡散しており、低質量銀河で一般的に見られることを発見しました。ローカルボリュームでは、バルジ支配銀河であっても擬似バルジが古典バルジを克服するため、ローカルボリュームの$75\%$以上が回転支配です。最後に、イラストリスTNG50のバルジのない銀河は金属が少なく、バルジのある銀河に比べて比角運動量が高く、重粒子対暗黒物質の質量比の下限に位置することを示しました。
| Title |
Hidden_Cooling_Flows_in_Clusters_of_Galaxies_III:_Accretion_onto_the_Central_Black_Hole |
| Authors |
A._C._Fabian,_J.S._Sanders,_G.J._Ferland,_B.R._McNamara,_C._Pinto_and_S.A._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11077 |
最近、我々は、11個の銀河団、1個の群銀河、2個の楕円銀河の中心部にある最も明るい銀河のX線スペクトルから、隠れ冷却流(HCF)を発見しました。ここでは、8つのクラスター、3つのグループ、3つの楕円体、および1つのレッドナゲットで構成されるさらに15の天体におけるそのようなフローを報告します。質量冷却速度は、楕円形クラスターでは約1Msun/年、グループでは2～20Msun/年、規則的なクラスターでは20～100Msun/年です。レッドナゲットMRK1216のHCFは10Msun/年です。私たちは冷却されたガスの運命を検討し、その一部がどのようにして中心ブラックホールに降着するかを調査します。このガスは非常に冷たく、光出力がほとんどなく、丸ごと飲み込まれる前に低質量星や小さな天体に断片化した可能性が高い。このようなシナリオが正しく、年間数Msunで動作する場合、そのような天体は低赤方偏移の宇宙で最も急速に成長するブラックホールをホストする可能性があります。初期の銀河とブラックホールの成長に対するHCFの関連性について簡単に説明します。
ALPACA: 密集した銀河環境から出現する金属吸収線の新しい半解析モデル
| Title |
ALPACA:_A_New_Semi-Analytic_Model_for_Metal_Absorption_Lines_Emerging_from_Clumpy_Galactic_Environments |
| Authors |
Zhihui_Li,_Max_Gronke_and_Charles_Steidel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11089 |
我々は、塊状の銀河環境であるALPACAから現れる金属吸収線をモデル化するための新しい半解析的形式主義を提示します。我々は、「ダウン・ザ・バレル」（DTB）金属吸収線プロファイルと、クランプの運動学、クランプの体積充填率、クランプ数密度プロファイルとクランプイオンカラム密度。ALPACAを使用して、$z\sim$3ライマンブレイク銀河のサンプルの積層DTBCII$\lambda$1334スペクトルとEW対s銀河のモデルを共同でモデル化しました。$z\sim$2個の星形成銀河と銀河のペアのサンプルの$b$プロファイル。ALPACAは2つのデータセットを同時に再現することに成功し、最良適合では低い凝集体積充填率($\sim3\times10^{-3}$)が優先されます。塊の半径方向速度は、最大速度$\sim400\,\rmkm\,s^{-1}$と速度分散$\sigma_{\rmcl}の急速に加速された流出の重ね合わせです。\sim\,120\rmkm\,s^{-1}$。ジョイントモデリングは、特定の速度で観察される吸収が、かなり広範囲の半径に分布する塊によって寄与されているという物理的シナリオを明らかにします。また、一般に採用されているソボレフ近似は、せいぜい、体積が充填されていない塊状媒体中で塊が急速に加速される狭い範囲の半径内でしか適用できないこともわかりました。最後に、塊の半径方向速度プロファイルはジョイントモデリングによって完全には制約されていない可能性があり、空間分解能Ly$\alpha$放出モデリングが縮退を打破するのに役立つ可能性があることがわかりました。
複合バルジ -- IV. IFU データにおけるガス流入の特徴の検出: NGC 1097 におけるイオン化ガス運動学の MUSE ビュー
| Title |
Composite_Bulges_--_IV._Detecting_Signatures_of_Gas_Inflows_in_the_IFU_data:_The_MUSE_View_of_Ionized_Gas_Kinematics_in_NGC_1097 |
| Authors |
Tutku_Kolcu,_Witold_Maciejewski,_Dimitri_A._Gadotti,_Francesca_Fragkoudi,_Peter_Erwin,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Justus_Neumann,_Glenn_Van_de_Ven,_Camila_de_S\'a-Freitas,_Steven_Longmore,_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11091 |
私たちは、棒渦巻銀河NGC1097のVLT/MUSE積分場分光データを使用して、銀河の中心にガス流入を引き起こす可能性のある拡張コヒーレント衝撃を探索するために使用できる技術を探索します。このような衝撃は、ガス運動学マップではコヒーレントな速度ジャンプとして現れるはずですが、この外観は、速度値の不正確な抽出によって歪められ、全球の回転流や恒星の流出などの局所的な摂動によって支配される可能性があります。輝線フィッティングに複数の成分を含めます。これにより、抽出された速度値が補正され、AGN流出に関連する放射が明らかになります。我々は、取り付けられた平坦な円盤の円速度を減算することによって大域的な回転流を除去すると、円盤の内部が歪んでいたり、ガスが円盤の中心の周りを移動している場合に、残留速度の衝撃の痕跡を不明瞭にするアーティファクトが生成される可能性があることを示します。細長い（非円形）軌道。代替案として、H$\alpha$と[NII]$\lambda$6583のLOSVDモーメントの差を調べるモデルに依存しない方法を提案します。この新しい方法は、核螺旋モデルと一致して、NGC1097の核環から内側の領域に連続的な衝撃が存在することを明らかにすることに成功した。
| Title |
The_universal_power_spectrum_of_Quasars_in_optical_wavelengths:_Break_timescale_scales_directly_with_both_black_hole_mass_and_accretion_rate |
| Authors |
P._Arevalo,_E._Churazov,_P._Lira,_P._Sanchez-Saez,_S._Bernal,_L._Hernandez-Garcia,_E._Lopez-Navas_and_P._Patel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11099 |
目的:ブラックホールの質量と降着速度に対する特性タイムスケールt_bなどの変動特性の依存性を確立し、発光のレストフレーム波長を制御する。方法:ZwickyTransientFacilityアーカイブから4770個の天体のgバンド光度曲線を選択しました。選択されたすべての天体は、0.6<z<0.7という狭い赤方偏移ビンに分類されますが、エディントン単位(REdd)およびブラックホール質量(M)の広範囲の降着率をカバーします。これらのパラメータに従ってこれらのオブジェクトを26のビンにグループ化し、低解像度のgバンド変動パワースペクトルを計算し、タイムスケールt_bでのブレークを特徴とする単純な解析モデルでパワースペクトルを近似しました。結果:t_bのMへの既知の依存性に加えて、t_bのREddへの明確な依存性が見つかりました。私たちの近似では、$t_b\proptoM^{0.65-0.55}REdd^{0.35-0.3}$です。ここで、範囲は指数内のは、さまざまなパワースペクトルモデルの最適パラメータに対応します。この質量依存性は、他の研究で見られたものよりわずかに急勾配です。t_bをISCOの軌道タイムスケールt_ISCOにスケールすると、およそ$t_b/t_{ISCO}\propto(REdd/M)^{0.35}$になります。標準のシンディスクモデル$(REdd/M)\proptoT_{max}^4$では、T_maxは最大ディスク温度であるため、t_b/t_ISCOはディスクの最大温度にほぼ比例して小さい値になるように見えます。力。t_bの観測値は、(観測者フレームの)gバンドで発光する円盤領域の軽量平均半径での軌道時間スケールの約10倍です。MとREddによるブレイク周波数のスケーリングの違いは、たとえ単一のレストフレーム波長であっても、変動パワースペクトルの形状がクェーサーの光度だけの関数ではないことを示しています。最後に、最もよく適合するモデルには、-2.5または-3の区切りを超える傾きがあります。減衰ランダムウォークモデルと同様に、傾きが-2の場合、データの適合度は大幅に低下します。
星形成領域におけるジーンズの不安定性基準に対する潮汐力の影響
| Title |
The_effect_of_tidal_forces_on_the_Jeans_instability_criterion_in_star-forming_regions |
| Authors |
Rafael_Zavala-Molina,_Javier_Ballesteros-Paredes,_Adriana_Gazol,_and_Aina_Palau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11106 |
最近の研究では、IMFを説明するために原始星が降着できる質量を潮汐力によって決定する潮汐スクリーニングシナリオのアイデアが提案されています。このシナリオでは、重力的に不安定な破片が星形成塊のガス貯蔵庫をめぐって競合します。この寄稿では、以前にJogによって提案されたように、ジーンズ線形不安定性解析に外部重力ポテンシャルの作用を適切に含めることを提案します。私たちは、発生する潮汐力が圧縮性である場合、外部重力ポテンシャルによって摂動が崩壊するのに必要な臨界質量を減少させ、破壊的な場合には臨界質量を増加させることができることを発見しました。私たちの分析処理は、(a)新しい質量と長さの崩壊条件を提供します。(b)観察者が観察した断片が崩壊する可能性があるかどうかを確認するための簡単な方程式。(c)崩壊によって引き起こされる乱流が観察されたレベルの断片化を引き起こす可能性があるかどうかを計算するための簡単な方程式。私たちの結果は、同じような質量と密度を持つエンベロープが与えられた場合、より平らなエンベロープの方がより急なエンベロープよりも多くの星を生成するはずであることを示唆しています。密度プロファイルがべき乗則である場合、これら2つの領域を分離する対応するべき乗則インデックスは約1.5になるはずです。私たちは最終的に、以前の研究の18個の巨大な星形成コア内で特定された160個の断片に形式主義を適用しました。私たちは、潮汐を考慮すると、サンプルの49%が重力的に不安定である可能性があり、崩壊の瞬間に作用する乱流がこれらのコアの断片化を引き起こした可能性は低いことを発見しました。代わりに、これらの断片は、親コアが実質的に平らになった初期に形成されているはずです。
| Title |
Observations_and_chemical_modeling_of_the_isotopologues_of_formaldehyde_and_the_cations_of_formyl_and_protonated_formaldehyde_in_the_hot_molecular_core_G331.512-0.103 |
| Authors |
Edgar_Mendoza,_Miguel_Carvajal,_Manuel_Merello,_Leonardo_Bronfman,_and_Heloisa_M._Boechat-Roberty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11146 |
星間低温ガス中でのホルムアルデヒド(H$_2$CO)の化学反応は、複雑な有機分子の形成を説明するために不可欠である可能性があります。この点に関しては、巨大で高エネルギーの原始星天体G331はまだ未探索であるため、H$_2$COとホルミルカチオン(HCO$^+$)の同位体ポログ、およびプロトン化ホルムアルデヒド(H$_2$COH$^+$)は、スペクトル窓$\sim$159-356~GHzでのAPEX観測を通じて得られます。私たちは、LTE解析と非LTE解析を組み合わせた観測的および理論的手法を使用して、分子ガスの物理的特性を導き出しました。ホルムアルデヒドは、H$_2$CO、H$_2^{13}$CO、HDCO、およびH$_2$C$^{18}$Oの35行によって特性評価されました。ホルミルカチオンは、HCO$^+$、H$^{13}$CO$^+$、HC$^{18}$O$^+$、HC$^{17}$O$の8ラインで検出されました。^+$。重水素はHDCOによって明確に検出されましたが、DCO$^+$は検出されないままでした。H$_2$COH$^+$は3つのクリーンラインから検出されました。放射分析によると、ホルムアルデヒドは広範囲の温度($T\sim$20-90K)のバルクガス中に埋め込まれているようですが、HCO$^+$とH$_2$COH$^+$は主により冷たいガス($T\lesssim$30K)に関連しています。H$_2$CO+HCO$^+\rightarrow$H$_2$COH$^+$+COという反応は、3つの種のバランスにとって重要です。Nautilusガスグレインコードを使用して、H$_2$に対する分子存在量の推移を予測しました。この値は、時間スケール$\sim$10$^3$年で、G331の観測値と一致しました:[H$_2$CO]=(0.2-2)$\times$10$^{-8}$、[HCO$^+$]=(0.5-4)$\times$10$^{-9}$および[H$_2$COH$^+$]=(0.2-2)$\times$10$^{-10}$。H$_2$CO、HCO$^+$、H$_2$COH$^+$の分子進化に基づいて、G331の若い寿命について仮説を立てました。これは、巨大な原始星の活性ガス粒子化学と一致します。オブジェクト。
メートルおよびデカメートルの波長で選択された銀河系外電波源の「スペクトル指数と磁束密度の関係」
| Title |
The_'spectral_index-flux_density_relation'_for_extragalactic_radio_sources_selected_at_metre_and_decametre_wavelengths |
| Authors |
Pratik_Dabhade_and_Gopal-Krishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11205 |
我々は、最近リリースされた340MHzおよび54MHzでの高感度VLA/LOFAR大面積サーベイを1.4GHzNVSSと組み合わせて使用し、「スペクトルインデックス-磁束密度の関係」($\alpha$-S)を正確に決定します。銀河系外の電波源はメートル波長とデカメートル波長で選択され、後者は初めてです。この新しく決定された$\alpha$-S$_{\rm340~MHz}$の関係は、S付近で発生する最も急峻な値(ピーク)から始まり、より低い磁束密度に向かって$\alpha_{\rm中央値}$が徐々に平坦化することを示しています。$_{\rm340~MHz}$$\sim$1-2Jy.これにより、1980年代以来文献内で存在していた論争が解決されました。$\alpha$-S$_{\rm54~MHz}$の関係も、磁束密度の減少に伴ってスペクトル指数が平坦化していることを示していますが、この関係は340MHzで見られるものよりも大幅に緩やかで、ピークがそれほど鋭くありません。。考えられる違いの理由としては、54MHzサンプルには、$\alpha_{54}^{1400}<$-1.3を持つ非常に急峻なスペクトルソースが($\sim$20%レベルで)明らかに強く/顕著に存在していることが考えられます。、そのほとんどはおそらく銀河団に関連しています。
| Title |
Deep_HI_Mapping_of_Stephan's_Quintet_and_Its_Neighborhood |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Cong_Kevin_Xu,_P._N._Appleton,_P.-A._Duc,_N.-Y._Tang,_Y.S._Dai,_J.-S._Huang,_U._Lisenfeld,_F._Renaud,_Chuan_He,_and_Hai-Cheng_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11231 |
我々は、有名な銀河群ステファンの五重奏団（SQ）を中心とした領域で、19口径500メートルの口径球面望遠鏡（FAST）を用いて、原子状水素（HI）21cm線放射のディープマッピング観測を実施した。ビームレシーバー。最終的なデータキューブは、角度分解能$4で、20kms$^{-1}$チャネルあたり$5\sigma=2.1\times10^{17}$cm$^{-2}$のHI列密度感度に達します。'.0$。SQのグループ内媒質の郊外におけるHI放射の大きな拡散特徴の発見は、以前の論文で報告されました(Xuetal.2022)。今回我々は、FAST観測の高感度と広い天空範囲を利用して、SQの総HI放射といくつかの近隣銀河の検出に関する新しい研究を紹介する。HIの総質量$M_{\rmHI}=3.48\pm0.35\times10^{10}\;SQではM_\odot$が検出され、これは文献に記載されている以前の測定値よりも大幅に高くなります。これは、以前の主張に反して、SQはHI欠損ではないことを示しています。過剰なHIガスは主に6200～6400kms$^{-1}$と6800～7000kms$^{-1}$の速度範囲で見られるが、これまでの観測よりも感度が低い観測では検出されなかった。。我々の結果は、コンパクトなグループにおける「失われたHI」が、イオン化ガスではなく低密度拡散中性ガスに隠されている可能性があることを示唆している。
宇宙紫外線バリオン調査 (CUBS) VI: $z\約 1$ の銀河周囲の冷たい媒体の物理的性質を銀河に結び付ける
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey_(CUBS)_VI:_Connecting_Physical_Properties_of_the_Cool_Circumgalactic_Medium_to_Galaxies_at_$z\approx_1$ |
| Authors |
Zhijie_Qu,_Hsiao-Wen_Chen,_Gwen_C._Rudie,_Sean_D._Johnson,_Fakhri_S._Zahedy,_David_DePalma,_Erin_Boettcher,_Sebastiano_Cantalupo,_Mandy_C._Chen,_Kathy_L._Cooksey,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Sebastian_Lopez,_Joop_Schaye_and_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11274 |
この論文は、CUBSプログラムから$z\estimate1$にある19個のユニークな銀河と銀河グループの新しいサンプルを提示します。これはCUBSz1サンプルとして指定されます。このCUBSz1サンプルでは、9個の銀河または銀河群が吸収特徴を示していますが、10個の系は検出可能な吸収を持たず、2-$\sigma$の上限はlog$N$(HeI)/cm$^{-2}\lesssim13.5です。$とlog$N$(OV)/cm$^{-2}\lesssim13.3$。銀河の過密度、近隣すべての星の総質量と重力ポテンシャル、局所的な電離源の存在などの銀河の環境特性が、観測されたCGMの吸収特性に大きな影響を与えることがわかっています。具体的には、大質量銀河や過密領域にある銀河では、吸収の発生率が高くなります。同時に、銀河グループで観察されたCGM吸収特性は、最も重い銀河や質量加重特性によってではなく、QSO視線に最も近い銀河によって左右されるように見えます。すべてのグループメンバーの合計$-\psi/G=\sumM_{{\rmhalo}}/d_{{\rmproj}}$として定義される総投影重力ポテンシャル$\psi$を導入し、銀河全体の環境。この投影された重力ポテンシャルは、各視線で検出された最大密度と直線的に相関しており、より深い重力ポテンシャル井戸に閉じ込められている高圧ガスと一致しています。さらに、冷たいガス密度の半径方向のプロファイルは、熱いハローと圧力のバランスが取れており、内側領域から外側に向かって全体的に減少していることがわかりました。最後に、近くの銀河からの電離束により$N$(HI)/$N$(HeI)比が上昇する可能性があり、これにより電離放射線場に寄与している可能性のある局所放射線源を独自に診断できることに注目しました。
| Title |
The_spin_axes_of_globular_clusters_and_correlations_with_gamma-ray_emission |
| Authors |
Ciaran_A._J._O'Hare,_Alberto_Krone-Martins,_Celine_Boehm,_Roland_M._Crocker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11276 |
顕著な程度の固体回転を有することが確認されている天の川球状星団の数が増えています。いくつかのクラスターでは、恒星の固有運動と動径速度の組み合わせにより、3次元の自転軸を抽出することができます。この論文では、これらのスピン軸の方向を検討し、それらがクラスターの他の特性(軌道と原点に関係する全体的な特性、またはクラスターの構成に関連する内部特性)と相関しているかどうかを尋ねます。球状星団の回転軸、化学力学的グループ、およびそれらの軌道極の間の整列の可能性について議論します。また、測定されたガンマ線放射率と視線に対する球状星団のスピンの傾きとの間に、これまで確認されていなかった負の相関があることも指摘しました。この相関関係が他の波長には存在しないことを考えると、それがサンプリングバイアスだけによるものであると断定することはできません。相関関係がより多くのデータによる精査に耐えられる場合、それは球状星団内の異方性ガンマ線放出源を示している可能性があります。我々は、ある程度のスピン軌道配列を持って動的に形成されたミリ秒パルサーの集団から生じるこのような異方性の妥当性について議論します。
彗星小球 L328、L323、L331 の周囲の磁場
| Title |
The_magnetic_fields_around_the_cometary_globules,_L328,_L323_and_L331 |
| Authors |
Siddharth_Kumar,_Archana_Soam,_Nirupam_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11445 |
この研究は、背景星のRバンド偏光測定を使用して、LDN323、LDN328、LDN331という3つの彗星(頭尾形態を持つ)小球の複合体における磁場の幾何学構造を示しています。これらの観測は、この地域の大規模な磁場の形態を研究するためにプランク天空調査と組み合わせられました。対象星の距離はガイアのカタログから採用しました。星の距離による偏光度および偏光位置角度の変化を解析した。フィールドの幾何学形状は、特定の場所では多少のランダム性を伴いますが、ほとんどの場合、彗星の雲の形状に従っていることがわかります。雲の形態と磁場の方向の間の相関関係を研究するために、相対方向ヒストグラム分析の修正版が使用されました。
銀河流出の進化における AGN と星形成のフィードバック
| Title |
AGN_and_Star_Formation_feedback_in_the_evolution_of_galaxy_outflows |
| Authors |
William_E._Clavijo-Boh\'orquez,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino,_Claudio_Melioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11494 |
私たちは、活発な星形成(SF)とAGN風の両方が存在する中心1kpcスケールの銀河におけるフィードバックプロセスを調査するために3D-MHDシミュレーションを実施しました。私たちのシミュレーションでは、SFの進化によって乱流で塊状の星間物質が自然に生成されました。私たちは、AGNの風力デューティサイクルが流出の進化を形作る上で重要な役割を果たしていることを発見しました。このサイクルは、アクティブなフェーズ、残存フェーズ、および非アクティブなフェーズで構成され、最大150万時間続きます。星形成率(SFR)が大きくなり、AGN風力発電が小さくなるにつれて、サイクルの継続時間は長くなります(光度logL=42～44エルグ/秒、SFR=1～1000太陽質量/年でテストされます。SFに関するフィードバックは、正であるかどうかにかかわらず)AGNの流出開口角度、パワー、活動の段階、初期SFRなどのさまざまな要因によって異なりますが、AGN風の通過により、その周囲のリング内のSFが強化され、ULIRGで観察される構造に似ています。また、SFRが高いほど、星間物質とAGN風との混合が促進され、その結果、体積充填率が約0.02～0.12で、観測されたものと同等の速度を持つ、より多くのより冷たくて密度の高い構造が生成されます。セイファートやライナーでは、ULIRGで観察されたものより小さい.質量をキロパーセクの距離に輸送するAGN風の効率は、SFRの増加とともに減少する.質量損失率は、進化の最初の200万年以内に年間50から250太陽質量の範囲に及ぶ、これは近くのセイファートとULIRGで観察された割合と一致します。
フェイスオン円盤銀河の高解像度消滅マッピング技術
| Title |
A_high-resolution_extinction_mapping_technique_for_face-on_disc_galaxies |
| Authors |
Helena_Faustino_Vieira,_Ana_Duarte-Cabral,_Timothy_A._Davis,_Nicolas_Peretto,_Matthew_W._L._Smith,_Miguel_Querejeta,_Dario_Colombo,_Michael_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11508 |
我々は、近くの銀河全体のパーセクスケールのガス表面密度マップを取得できる新しい塵消滅技術を提案します。この方法では、平滑化され再構成された恒星分布に対して、光学バンド内の塵の減衰をピクセルごとに測定します。視線に沿った前景光の寄与は、塵が正面銀河の中心面に近い層に存在すると仮定して、塵放出観測を使用して校正されます。ここでは、概念実証としてこの手法をM51(NGC5194)に適用し、0.14インチ(5pc)の解像度を取得します。ダスト(およびガス)の表面密度マップは、独立したダストおよびCOベースのマップと一致しています。低解像度での研究.表面密度の推定値と他の研究との間の不一致は主に塵モデルの選択(つまり、異なる塵吸収係数)に起因していることがわかりました.同じ塵の不透明度の法則を仮定すると、私たちの技術は一貫した表面密度を生成しますこの塵消滅技術は、近くの銀河の円盤全体をカバーする研究のために、前例のない解像度でのガス表面密度マップを提供します。結果として得られる高解像度の空間情報は、大規模な銀河の影響をより詳細に調査する可能性を開きます。パーセクスケールでの星間物質のスケールダイナミクス（および星のフィードバックメカニズム）、そしてその結果として近くの銀河での星形成。
銀河輝線領域分類に対する機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_Galactic_Emission-Line_Region_Classification |
| Authors |
Carter_Lee_Rhea,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Ismael_Moumen,_Simon_Prunet,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Kathryn_Grasha,_Carmelle_Roberts,_Christophe_Morisset,_Grazyna_Stasinska,_Natalia_Vale-Asari,_Justine_Giroux,_Anna_McLeod,_Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Junfeng_Wang,_Joe_Lyman,_Laurent_Chemin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11545 |
輝線比の診断図は、銀河系外発光領域を分類するために広く使用されてきました。ただし、定義が異なるため、これらの診断は互いに矛盾することがあります。この研究では、特定の輝線の比率から輝線領域を体系的に分類するための教師あり機械学習技術の適用可能性を研究します。\texttt{cloudy}を使用した光イオン化モデルのグリッドと衝撃モデルからの情報が含まれるMillionMexicanModelデータベースを使用して、3つの主要な診断比に対する輝線束のトレーニングセットとテストセットを開発します。セットは、古典的な\hii{}領域、惑星状星雲、超新星残骸の3つの分類に基づいて作成されています。SITELLEとMUSEの両方の計測器のバンドパスに存在する3つの主要なライン比を考慮して、領域を上記で定義した3つのクラスのいずれかに分類するようにニューラルネットワークをトレーニングします。$/H$\beta$,[{\scN\,ii}]$\lambda6583$/H$\alpha$,([{\scS\,ii}]$\lambda6717$+[{\scS\,ii}]$\lambda6731$)/H$\alpha$。また、分類に利用可能な場合、[{\scO\,ii}]$\lambda3726,3729$/[{\scO\,iii}]$\lambda5007$ライン比率を追加した場合の影響もテストしました。惑星状星雲の分類を改善するために最大光度制限が導入されました。さらに、このネットワークは、M33の顕著な領域のSITELLE観測にも適用されます。ネットワークが成功する場所と、場合によっては失敗する理由について説明します。私たちの結果は、銀河系外放射領域を分類するためのツールとして機械学習を使用するためのフレームワークを提供します。より包括的なトレーニングセットを構築し、この方法を追加の観察制約に適応させるには、さらなる作業が必要です。
ダスト分極のEモードとBモードから磁場の強さを求める
超音速磁気流体力学(MHD)乱流の数値シミュレーションを実行し、ダスト分極から生じるEモードとBモードのフーリエパワースペクトルを計算します。私たちは、小さな空間スケールでのEモードとBモードのスペクトルの比(別名E/Bパワー非対称性)に細心の注意を払っています。この比率は平均磁場の強さに依存することがわかりました。平均磁場が強いほど、比率は小さくなります。より正確に言うと、この比率は、$1\lesssimM_Aの範囲にある場合、二乗平均平方根速度を平均磁場の速度で割ったAlfv\'enマッハ数$M_A$に比例します。\lesssim30$。この結果は、E/B出力の非対称性を使用して、超音速および超アルフビエニックMHD乱流における平均磁場の強度を制限できることを意味します。
私たちの銀河系の化学力学モデル
私たちの銀河の化学力学モデルは、StarHorseカタログとgaiaDR3のデータで補足されたAPOGEE調査のDR17のデータに適合しています。動的には、モデルは暗黒物質と6つの恒星の構成要素とガス円盤のアクションベースの分布関数によって定義されます。モデルのコンポーネントによって同時に生成される重力ポテンシャルは、作用空間内の銀河の化学組成を調べるために使用されます。観測データはおそらく、星が居住する活動空間のすべての部分をカバーしています。圧倒的多数の星は角運動量J_\phi>0を持ち、銀河円盤で誕生したことを意味します。高アルファ星は、J_\phi\laJ_\phi(太陽)によってはっきりと境界付けられた領域で優勢です。化学的には、このモデルは、各恒星の成分に、作用の線形関数である平均値を中心とする([Fe/H],[Mg/Fe])空間内のガウス分布を与えることによって定義されます。モデルの47の動的パラメーターと70の化学パラメーターは、72の3次元速度空間と30の2次元化学空間でモデルに与えられたデータの尤度を最大化するように選択されています。円周速度は、R=4\kpcの237\kmsからR=20\kpcの218\kmsまで着実に低下します。暗黒物質は太陽の半径方向の力の半分に寄与しており、局所密度は0.011\msun\pc^{-3}で、暗黒物質には24.5\msun\pc^{-2}、暗黒物質には26.5\msun\pc^{-2があります。}平面から1.1\kpc以内の星。
ローマ宇宙望遠鏡による超大質量暗黒星の検出可能性
| Title |
Detectability_of_Supermassive_Dark_Stars_with_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Saiyang_Zhang,_Cosmin_Ilie,_and_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11606 |
赤方偏移$z\sim10-20$で宇宙に形成された最初の明るい天体は、主に水素とヘリウムでできているが、暗黒物質を動力源とする暗黒星であった可能性があります。この研究では、ローマ宇宙望遠鏡による超大質量暗黒星(SMDS)の検出可能性を調査します。RSTは、$z\simeq14$までの赤方偏移でSMDSを検出できるようになります。重力レンズ係数が$\mu\sim100$の場合、RSTは$\sim10^6の$z\sim12$で$\sim10^4M_{\odot}$ほど小さいSMDSを見つけることができます。$sの露出。SMDSを、同様の赤方偏移で金属性ゼロの星を含む初期の銀河と区別するために、それらのスペクトル、RSTバンドの測光、色指数、画像形態を比較します。RSTだけでは、限られた場合にのみ区別が可能です。SMDSは、$M\gtrsim10^5M_{\odot}$による「断熱収縮」(DMが重力のみによって星に引き込まれる)によって形成され、$\mu\によってレンズ化されます。gtrsim30$は、最初の銀河の特徴とは異なる測光特徴を持っています。「暗黒物質捕捉」によって形成されたSMDSの場合、そのスペクトルは多くの銀河のスペクトルに縮退しており、星雲発光はほとんどまたはまったくありません。したがって、RSTだけを使用した場合、それらを最初の銀河と区別する唯一の方法は、画像形態、つまり点天体(SMDS)と拡張天体(十分に拡大された銀河)を介することになります。しかし、同じ物体をJWST分光法でさらに調べると、SMDS検出の「決定打」となるのはHeII$\lambda$1640吸収線です。RSTはこの回線を見つけるのに必要な波長帯域($z_{\rmemi}\gtrsim10$の場合)をカバーしていませんが、JWSTはカバーしています。したがって、SMDSを識別する際に2つの検出器を一緒に使用できます。SMDSの検出が確認されれば、暗黒物質を動力源とする新しいタイプの星であるという証拠が得られるでしょう。さらに、このような大質量星は、$z\gtrsim6$で観測される非常に明るいクエーサーに動力を供給する超大質量ブラックホールの自然の祖先である可能性もあります。
神経天体物理風モデル
熱い超新星によって引き起こされる銀河風のバルク運動学と熱力学は、巻き上げられる冷たい雲の量と非球形の平行流の形状の両方に大きく依存します。ただし、関数形式が不明なことが多く、結合された非線形流れ方程式には特異点が含まれるため、これらの物理を正確にパラメーター化することは困難です。私たちは、支配的な結合常微分方程式(ODE)に個々の項として埋め込まれたディープニューラルネットワークが、真の関数構造に関する事前知識がなくても、教師あり学習タスクとしてこれらの物理の両方を確実に発見できることを示します。明示的に解かれた3つの保存変数ではなく、マッハ数に基づいて損失関数を最適化し、発散に近い解に対してペナルティ項を適用します。同じニューラルネットワークアーキテクチャが、隠れた質量負荷と表面積の拡大率の両方を学習するために使用されます。この研究は、非線形逆問題に対する機構的な解釈可能性を備えた有望な発見ツールとしてのニューラルODEの実現可能性をさらに強調しています。
この論文では、解析手法を使用して二重中性子星(NS)システム進化の最終段階を研究します。コンポーネントの初期質量に応じて、この進化はマージシナリオのフレームワークまたはNSストリッピングモデルのいずれかで発生する可能性があります。以前の計算と比較したこの研究の主な新しい要素は、大質量成分の降着スピンアップを説明することです。この影響により、ストリッピング機構における物質の安定した物質移動の持続時間が大幅に短縮されます。ニュートン近似の枠組み内で、マージシナリオとストリッピングシナリオの間の質量境界を決定します。この境界は系の総質量とNS状態方程式の特定の形式に弱く依存し、主に成分の初期質量比によって決定されることが示されています。この剥離シナリオはM2/M1<0.8で実現されるため、NS-NS合体連星とそれに伴う短いガンマ線バーストからの、私たちに近い重力波現象の集団に大きく寄与するはずです。それにもかかわらず、得られた値は、相対論的効果、起こり得る非保存的な物質移動などを考慮して、さらに明確にする必要があります。
連星中性子星の合体における高速ニュートリノフレーバー変換の全体的特徴
連星中性子星合体(BNSM)は、高速ニュートリノフレーバー変換(FFC)が鮮やかに発生する環境を提供し、ニュートリノ放射場の大幅な変化を引き起こす可能性があります。このレターでは、空間軸対称における一般相対論的量子運動ニュートリノ輸送シミュレーションにより、FFCのグローバルな特徴を調査します。私たちの結果は、ニュートリノの全球移流がFFCダイナミクスにおいて重要な役割を果たしていることを示唆しています。フレーバー変換は初期段階では遍在的に発生しますが、後期段階では狭い領域でのみ活性化する可能性があります。この領域には、電子ニュートリノレプトン数(ELN)が重レプトン数(XLN)に等しい表面に対応するELN-XLNゼロ表面(EXZS)が含まれます。EXZSは静止しているのではなく、全球移流の時間スケールで動的に進化します。また、ニュートリノがEXZSを通過するときにフレーバー交換が起こり、その結果、EXZSの両側で質的に異なるニュートリノ放射場が生じることもわかりました。我々の結果は、EXZSがBNSMのFFCを特徴付ける重要な成分の1つであることを示唆しています。
大質量星ポストコモンエンベロープ周連円盤の長期進化と高速発光過渡現象の環境
| Title |
Long-Term_Evolution_of_Massive-Star_Post-Common_Envelope_Circumbinary_Disks_and_the_Environments_of_Fast_Luminous_Transients |
| Authors |
Semih_Tuna,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10111 |
大質量星のエンベロープが、軌道を周回するコンパクト（ブラックホール[BH]や中性子星[NS]など）伴星との共通エンベロープ(CE)相互作用中に完全に除去されない場合、残留結合物質は最終的に冷却され、遠心力によって結合した物質が形成されます。ストリップされたHeコアを含むバイナリの周りにサポートされているディスク。我々は、連星系との質量と角運動量の交換、Heコアによる照射加熱、光蒸発による風の質量損失を考慮した、CE後の周連星系円盤（CBD）の長期進化に関する時間依存の高さ統合モデルを提示する。CBDの質量の大部分は、約10^{4}〜10^{5}年の時間スケールで外側への粘性拡散と風による散布に先立って降着し、約10^{4}〜10^{5}年の時間スケールで二成分分離に大きな変化を引き起こす。元の封筒の質量の%。CBDの寿命が、伴星への2回目の物質移動エピソードが発生する可能性があるHeコアの熱(および潜在的には核)タイムスケールに匹敵する限り、CBDの存在はこの重要な段階の安定性に影響を与える可能性があります。。BH/NSによるHeコアの破壊は、環境と一致して、高密度ガス状CBD(<~10^{15}cm)とその風(>~10^{16}cm)へのエネルギー爆発の噴出をもたらすでしょう。AT2018cowのような明るい青色の光過渡現象。コア崩壊を起こした進化したHeコアがまだCBDに埋め込まれている場合、Ibn/Icn型超新星が生成される可能性があります。ローマ宇宙望遠鏡では、風に覆われた数千の塵っぽい大質量星CBDが銀河系外の明るい赤外線源として検出できる可能性があります。CBDを供給されたBH/NSによって駆動されるシンクロトロン電波星雲は、これらのシステムに付随する可能性があります。
レガシーサーベイで探査されたアンドロメダ銀河の XMM-Newton ビュー (New-ANGELS) I: X 線源カタログ
| Title |
An_XMM-Newton_View_of_the_ANdromeda_Galaxy_as_Explored_in_a_Legacy_Survey_(New-ANGELS)_I:_the_X-ray_Source_Catalogue |
| Authors |
Rui_Huang,_Jiang-Tao_Li,_Wei_Cui,_Joel_N._Bregman,_Xiang-Dong_Li,_Gabriele_Ponti,_Zhijie_Qu,_Q._Daniel_Wang,_and_Yi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10113 |
M31円盤内のX線個体群とX線放射を研究することを目的とした、M31周囲の$\sim7.2\rm~deg^2$領域のXMMニュートン調査であるNew-ANGELSプログラムを紹介します。M31の内側のハローには最大30kpcの高温ガスが存在します。この最初の論文では、検出された4506個のX線源のカタログを報告し、それらを相互識別または大まかに分類することを試みます。前景に352個の単星、M31に関連する35個の球状星団と27個の超新星残骸、さらに背景に62個のAGN、59個の銀河、および1個の銀河団が確認されました。私たちは、236個の前景星と17個のスーパーソフト光源を、X線の色に基づいて独自に分類します。X線バイナリ(83個のLMXB、1個のHMXB)は、X線の色とX線の変動に基づいて分類されます。残りのX線源は、S/Nが低すぎてX線の色を計算できないか、独自の分類を持たないため、未分類とみなされます。X線源カタログはオンラインで公開されています。このカタログに基づくX線源の集団と未解決のX線放出におけるX線源の寄与に関する研究は、関連論文として発表される予定です。
Insight-HXMT による拡散 X 線背景の測定
| Title |
Insight-HXMT_Measurements_of_the_Diffuse_X-ray_Background |
| Authors |
Rui_Huang,_Wei_Cui,_Jin-Yuan_Liao,_Shuo_Zhang,_Si-Fan_Wang,_Jing_Jin,_Xue_Feng_Lu,_Cheng-Cheng_Guo,_Yuan_You,_Gang_Li,_Juan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10114 |
Insight-HXMT衛星に搭載された低エネルギー検出器(LE)と高エネルギー検出器(HE)で測定した、1.5～120keVの拡散X線背景(DXRB)のX線スペクトルを示します。「空白の空」の観察に基づいています。LEは1～15keV、HEは20～250keVの公称エネルギー範囲をカバーしますが、校正の問題とデータ品質により、この作業のエネルギー範囲は狭められました。LEバックグラウンドは「ブラインド」検出器モジュールで直接測定されましたが、HEバックグラウンドは地球掩蔽データから得られました。LEデータのみを使用すると、測定されたDXRBスペクトルはべき乗則で十分に説明できます。ただし、LEデータとHEデータを一緒にフィッティングする場合は、30keVを超える測定値を考慮してスペクトルカットオフをモデルに導入する必要があります。カットオフべき乗則を使用して結合スペクトルをモデル化すると、最適な光子インデックスは1.40、正規化$9.57$~$\rmph~cm^{-2}~s^{-1}~keV^{-1}になります。~sr^{-1}$(1keVで)、カットオフエネルギー55keV、地球アルベドと大気放射(HEバンドで顕著)の影響を補正した後。最適カットオフ電力則に基づいて、DXRBのスペクトルエネルギー分布(SED)を導き出しました。SEDの形状は公開されている測定値とほぼ一致していますが、HEAO-1の結果を除き、全体的な正規化は量の違いにより低くなり、HEAO-1の結果はそれとよく一致しています。
SN~2023ixfにおける初期の分光法と高密度星周媒質相互作用
| Title |
Early_Spectroscopy_and_Dense_Circumstellar_Medium_Interaction_in_SN~2023ixf |
| Authors |
K._Azalee_Bostroem,_Jeniveve_Pearson,_Manisha_Shrestha,_David_J._Sand,_Stefano_Valenti,_Saurabh_W._Jha,_Jennifer_E._Andrews,_Nathan_Smith,_Giacomo_Terreran,_Elizabeth_Green,_Yize_Dong,_Michael_Lundquist,_Joshua_Haislip,_Emily_T._Hoang,_Griffin_Hosseinzadeh,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Vladimir_Kouprianov,_Emmy_Paraskeva,_Nicolas_E._Meza_Retamal,_Daniel_E._Reichart,_Iair_Arcavi,_Alceste_Z._Bonanos,_Michael_W._Coughlin,_Joseph_Farah,_Suzanne_Hawley,_Leslie_Hebb,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Takashi_Iijima,_Ilya_Ilyin,_Curtis_McCully,_Sean_Moran,_Brett_M._Morris,_Alessandra_C._Mura,_Megan_Newsome,_Maria_Th._Pabst,_Paolo_Ochner,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Andrea_Pastorello,_Craig_Pellegrino,_Aravind_P._Ravi,_Andrea_Reguitti,_Laura_Salo,_Jozsef_Vinko,_J._C._Wheeler,_G._Grant_Williams,_Samuel_Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10119 |
爆発後1.18日から14日までの亜夜のケイデンススペクトルで見られたSN~2023ixfの光学分光学的進化を紹介します。私たちは、高電離放出の特徴、すなわち始原星の周囲の物質との相互作用の痕跡を特定しました。これは、最初の7日間で消え、同じ夜に観察されたスペクトル間の急速な進化を伴います。存在する輝線とその相対的な強度を、初期相互作用のある他の超新星の輝線と比較し、最初のスペクトルではSN~2020pniおよびSN~2017ahn、後のエポックではSN~2014Gとほぼ一致することがわかりました。私たちの観察を物理的に解釈するために、文献にある赤色超巨星の前駆体の周囲に閉じ込められた高密度の星周物質を含むCMFGENモデルと比較します。最初のいくつかのスペクトルで観察される混合\NC{}輝線とその後の急速な消失を再現するモデルはほとんどなく、これがユニークな診断となっていることがわかりました。最良のモデルから、質量損失率は$10^{-3}-10^{-2}$\mlunit{}であることが分かりました。これは、定常風の場合、特に赤色超巨星の場合の質量損失率をはるかに超えています。検出された前駆体の初期質量範囲内。ただし、これらの質量減少率は、初期の星周相互作用を伴う他の超新星について推定される速度と同様です。狭い発光特徴が消失するときの位相を使用して、星周物質の外側高密度半径$R_\mathrm{CSM,out}\sim5\times10^{14}~\mathrm{cm}$と平均星周物質密度を計算します。$\rho=5.6\times10^{-14}~\mathrm{g\,cm^{-3}}$。これは、ピーク\Halpha{}放出束$R_\text{CSM,out}\gtrsim9\times10^{13}~\mathrm{cm}から計算した星周物質の外半径の下限と一致しています。$。
SN 2018gj: 継続的に青方偏移した H アルファ放射を示す短いプラトーの II 型超新星
| Title |
SN_2018gj:_A_Short-plateau_Type_II_Supernova_with_Persistent_Blue-shifted_H-alpha_Emission |
| Authors |
Rishabh_Singh_Teja,_Avinash_Singh,_D.K._Sahu,_G.C._Anupama,_Brajesh_Kumar,_Tatsuya_Nakaoka,_Koji_S_Kawabata,_Masayuki_Yamanaka,_Takey_Ali,_and_Miho_Kawabata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10136 |
我々は、主銀河NGC6217の郊外で発生したIIP型超新星SN2018gjの広範なパンクロマティック測光(UV、光学、NIR)および低解像度光学分光範囲を提示します。Vバンド光度曲線から、プラトーの長さは約70±2日であると推定されており、十分にサンプリングされた非常に少数の短いプラトー超新星(SNe)の中に位置します。Vバンドのピーク絶対等級Mv<-17.0+-0.1magで、タイプIISNeの光度分布の中央に位置します。色の進化は、プラトーから星雲相への初期の移行によるV-R色の進化における初期のエルボ状の特徴を除いて、他のタイプIISNeに典型的です。膨張光球法を使用して、SN2018gjまでの距離の独立した推定値を提示します。我々は、スペクトルの進化がタイプIISNeの典型であることを報告します。しかし、星雲相後期まで輝線の持続的な青色シフトが見られますが、これはタイプIISNeでは通常観察されません。爆発による放射性ニッケル(56Ni)の収量は、0.026+-0.007Msolと推定されました。我々は、半解析モデリング、星雲スペクトル、および1次元流体力学モデリングから、可能性のある祖先星はゼロ年齢主系列質量<13Msolの赤色超巨星であると推測しました。シミュレーションされた流体力学モデルの光度曲線では、初期の光ボロメータ光度曲線を再現するには、追加の放射線源が必要でした。これは、星周物質(CSM)との相互作用である可能性があります。
アレシボ 327 MHz ドリフトスキャン調査によるミリ秒パルサーの発見とタイミング
| Title |
Discovery_and_Timing_of_Millisecond_Pulsars_with_the_Arecibo_327_MHz_Drift-Scan_Survey |
| Authors |
Evan_F._Lewis,_Timothy_E._E._Olszanski,_Julia_S._Deneva,_Paulo_C._C._Freire,_Maura_A._McLaughlin,_Kevin_Stovall,_Manjari_Bagchi,_Jose_G._Martinez,_Benetge_B._P._Perera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10156 |
アレシボ327MHzドリフトスキャンパルサー調査で発見された4つのミリ秒パルサー(MSP)の発見とタイミングソリューションを紹介します。これらのパルサーのうち3つは連星系にあり、セアカゴケ(PSRJ2055+1545)、クロゴケグモ(PSRJ1630+3550)、および中性子星と白色矮星の連星(PSRJ2116+1345)で構成されています。4番目のMSP、PSRJ2212+2450は分離されています。各パルサーの複数年のタイミングソリューションと、さまざまな無線周波数にわたる偏波特性を示します。これらのシステムからの放射について多波長探索を実行し、GaiaDR3でPSRJ2055+1545の光学的対応物を発見し、Fermi-LAT望遠鏡でPSRJ2116+1345のガンマ線対応物を見つけました。PSRJ2055+1545はフェルミ線源と非常に近い位置にあるにもかかわらず、おそらくこの系の軌道変動が大きいため、ガンマ線の脈動を検出できません。この研究では、この調査によって発見された、軌道周期が1日より短い最初の2つの連星を紹介します。まだ検索されていない調査データの40%からさらに多くのデータが見つかると期待しています。
ブレーザー PKS 1510-089 の複数波長の時間変動
| Title |
Multi-wavelength_temporal_variability_of_the_blazar_PKS_1510-089 |
| Authors |
Q._Yuan,_Pankaj_Kushwaha,_Alok_C._Gupta,_Ashutosh_Tripathi,_Paul_J._Wiita,_M._Zhang,_X._Liu,_Anne_Lahteenmaki,_Merja_Tornikoski,_Joni_Tammi,_Venkatessh_Ramakrishnan,_L._Cui,_X._Wang,_M._F._Gu,_Cosimo_Bambi,_A._E._Volvach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10248 |
私たちは、宇宙ベースのフェルミ大域望遠鏡（ガンマ線）、SMARTSおよびスチュワード天文台の光学および近距離望遠鏡によって観測されたFSRQ1510-089の長期マルチバンド光曲線について、相関および周期性探索解析を実行します。2008年から2018年にかけて、メツァホビ電波天文台の赤外線(NIR)と13.7m電波望遠鏡の観測を行いました。z変換離散相関関数法を適用して、これらのマルチバンド光度曲線間の相関と考えられるタイムラグを研究しました。すべての波長のペアの中で、ガンマ線対光学/NIRおよび光学対NIRの相関はゼロの時間遅れを示します。ただし、ガンマ線と光学/近赤外放射の両方が電波放射に先行します。一般化ロム・スカーグルピリオドグラム、加重ウェーブレットZ変換、およびREDFIT技術を使用して、未解決のコア発光が支配的な37GHzの光曲線を調査し、全体の長さが与えられているにもかかわらず、約1540日の準周期の証拠をもたらします。データセットが重要であるとは主張できません。また、光学/NIRの色の変動も調査し、この光源が、低光束状態であっても、時間の経過とともに単純に明るくなると赤くなるという単純な挙動を示すことがわかりました。
GECAMによる地上ガンマ線フラッシュと地上電子線の初観測結果
| Title |
The_First_GECAM_Observation_Results_on_Terrestrial_Gamma-ray_Flashes_and_Terrestrial_Electron_Beams |
| Authors |
Y._Zhao,_J._C._Liu,_S._L._Xiong,_W._C._Xue,_Q._B._Yi,_G._P._Lu,_W._Xu,_F._C._Lyu,_J._C._Sun,_W._X._Peng,_C._Zheng,_Y._Q._Zhang,_C._Cai,_S._Xiao,_S._L._Xie,_C._W._Wang,_W._J._Tan,_Z._H._An,_G._Chen,_Y._Q._Du,_Y._Huang,_M._Gao,_K._Gong,_D._Y._Guo,_J._J._He,_B._Li,_G._Li,_X._Q._Li,_X._B._Li,_J._Y._Liao,_J._Liang,_X._H._Liang,_Y._Q._Liu,_X._Ma,_R._Qiao,_L._M._Song,_X._Y._Song,_X._L._Sun,_J._Wang,_J._Z._Wang,_P._Wang,_X._Y._Wen,_H._Wu,_Y._B._Xu,_S._Yang,_B._X._Zhang,_D._L._Zhang,_F._Zhang,_P._Zhang,_H._M._Zhang,_Z._Zhang,_X._Y._Zhao,_S._J._Zheng,_K._K._Zhang,_X._B._Han,_H._Y._Wu,_T._Hu,_H._Geng,_H._B._Zhang,_F._J._Lu,_S._N._Zhang,_H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10255 |
重力波高エネルギー電磁対応全天モニター(GECAM)は、地上ガンマ線フラッシュ(TGF)や地上電子ビーム(TEB)などの高エネルギー過渡現象の監視に特化した宇宙搭載機器です。GECAMにTGF/TEB検索アルゴリズムを実装しました。これにより、$\sim$9か月の有効観測期間中に147個の明るいTGF、2個の典型的なTEB、および2個の特別なTEB様イベントが識別されます。我々は、ガンマ線検出器と荷電粒子検出器を使用して、GECAMがTGFとTEBを効果的に識別および区別し、それらの時間特性とスペクトル特性を詳細に測定できることを示します。東アジア地域ではGECAMとGLD360の間で$\sim$80\%という非常に高いTGF-雷結合率が得られた。
SN 2023ixfの遠紫外から近赤外での観測：複雑な星周物質に巻き込まれた高エネルギー爆発
| Title |
Far-Ultraviolet_to_Near-Infrared_Observations_of_SN_2023ixf:_A_high_energy_explosion_engulfed_in_complex_circumstellar_material |
| Authors |
Rishabh_Singh_Teja,_Avinash_Singh,_Anirban_Dutta,_Judhajeet_Basu,_G.C._Anupama,_D.K._Sahu,_Vishwajeet_Swain,_Tatsuya_Nakaoka,_Utkarsh_Pathak,_Varun_Bhalerao,_Sudhanshu_Barway,_Harsh_Kumar,_Nayana_A.J.,_Ryo_Imazawa,_Brajesh_Kumar,_and_Koji_S_Kawabata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10284 |
我々は、過去25年間に最も近い水素に富んだ核崩壊超新星SN~2023ixfの、遠紫外(FUV)から近赤外(NIR)領域にわたる初期段階のパンクロマティック測光および分光学的範囲を示します。閉じ込められた高密度星周物質(CSM)による初期の「フラッシュ」特徴が光学スペクトルで観察されます。私たちは、紫外スペクトルにおける高電離吸収線FeII、MgIIを非常に早くから観測しています。また、約16日から始まるスペクトルにHアルファの複数のピークを持つ発光プロファイルが観察されており、これはSN噴出物と、内半径が約75天文単位、外半径が既に存在する殻状CSMとの相互作用が進行していることを示している。〜140AU。貝殻の形をしたCSMは、標準的な赤色超巨星の風を仮定すると、爆発の約35～65年前に質量損失が増大した結果である可能性があります。放射伝達スペクトル合成コードTARDISを使用した、9～12日間のFUV、NUV、および光学スペクトルのスペクトルモデリングは、超新星噴出物が太陽存在量よりも大きい前駆元素組成によってよく表現される可能性があることを示しています。タイプIISNeの初期光度曲線モデルに基づいて、~7+-3e14~cm(~45AU)に限定された近くの高密度CSMは、~1e-(3.0+-0.5)Msol/の増大した質量損失の結果であると推測します。爆発の20年前。
非定常電磁場の存在下での相対論的無衝突プラズマの運動平衡
| Title |
Kinetic_equilibria_of_relativistic_collisionless_plasmas_in_the_presence_of_non-stationary_electromagnetic_fields |
| Authors |
Claudio_Cremaschini,_Massimo_Tessarotto_and_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10435 |
時間的に変化し、空間的に不均一な電磁場の存在下での相対論的プラズマの動力学的記述は、天体物理学とプラズマ物理学の両方において基本的な理論的問題です。これは特に、強力な放射線源の存在下での衝突のない強力な磁化プラズマの処理を指します。この論文では、この問題を、ヴラソフ・マクスウェル平衡に対する共変ジャイロキネティック治療の枠組みで調査します。空間対称系で発生する新しい種類の運動平衡の存在が指摘されています。これらの平衡は、不均一な背景電磁場と湾曲した時空の存在下で存在することが示されています。非相対論的極限では、この特徴により、明示的に時間に依存する電磁場の発生により粒子エネルギーが保存されないプラズマであっても、速度平衡を決定することができる。最後に、外部または内部で生成される可能性のある微小な対称摂動の場合に適用される絶対安定性基準が確立されます。
時間依存の拡散衝撃加速度の数値モデリング
| Title |
Numerical_Modeling_of_Time_Dependent_Diffusive_Shock_Acceleration |
| Authors |
Sophie_Aerdker,_Lukas_Merten,_Julia_Becker_Tjus,_Dominik_Walter,_Frederic_Effenberger,_Horst_Fichtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10802 |
潜在的な銀河風終結衝撃（GWTS）における宇宙線（CR）の再加速を動機として、時間依存の拡散衝撃加速度（DSA）の数値モデルを提示します。宇宙線伝播フレームワークCRPropa3.2の確率微分方程式ソルバー(DiffusionSDE)を2つの変更を加えて使用します。重要度サンプリングモジュールは、シミュレーション時間を短く保つことで高エネルギーでの統計を改善するために導入されています。適応時間ステップはDiffusionSDEモジュールに実装されています。これにより、正しい衝撃スペクトルを取得するために重要な時間と拡散ステップの制約を効率的に満たすことができます。1次元平面衝撃におけるスペクトルの時間発展は、エネルギー非依存拡散とエネルギー依存拡散の両方についてグリッドベースのソルバーVLUGR3によって得られた解に対して検証されます。我々は、CRの入射スペクトルが再加速されたスペクトルよりも硬い場合、事前に加速された粒子の注入により運動量のべき乗則スペクトルが崩れる可能性があることを示します。注入されたスペクトルがより急峻な場合、衝撃スペクトルがすべてのエネルギーで支配的になります。最後に、球対称衝撃、渦巻銀河磁場、異方性拡散を考慮して、開発したモデルをGWTSに適用します。衝撃時の時間依存スペクトルは、さらなる研究の基礎としてモデル化されます。
非常に断続的な周期電波源の発見
| Title |
Discovery_of_an_Extremely_Intermittent_Periodic_Radio_Source |
| Authors |
M._P._Surnis,_K._M._Rajwade,_B._W._Stappers,_G.Younes,_M._C._Bezuidenhout,_M._Caleb,_L._N._Driessen,_F._Jankowski,_M._Malenta,_V._Morello,_S._Sanidas,_E._Barr,_M._Kramer,_R._Fender_and_P._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10817 |
我々は、自転周期が10.4秒と比較的長い、非常に断続的な電波パルサーPSRJ1710-3452を偶然発見したことを報告します。この物体は、ほぼ3年間にわたる66回の観測エポックのうちの1回だけで、97個の明るい電波パルスの検出によって発見されました。明るいパルスにより、電波イメージングによって発生源の位置を0.5インチの精度で特定することができました。スウィフトX線望遠鏡で発生源の位置を観察しましたが、重大なX線放射は検出されませんでした。この物体のエネルギーバーストまたは複数周波数の対応物です。検出の孤立した時期は表面磁場強度の計算を妨げますが、単一パルスの長い周期と微細構造は、電波の大きなマグネターの放射に似ています。確かにマグネターですが、それは銀河の比較的高い緯度(2.9度)に位置しており、銀河系で知られている最も古く、最も断続的なマグネターの1つである可能性があります。この天体の非常に短い活動ウィンドウは独特であり、次の方向を向いている可能性があります。まだ検出されていない、長期かつ過渡的な電波を放出する中性子星の集団。
相対論的 MHD ジェットの粒子 I: 粒子の加速に対するジェットダイナミクスの影響
| Title |
Particles_in_Relativistic_MHD_Jets_I:_Effects_of_Jet_Dynamics_on_Particle_Acceleration |
| Authors |
Ravi_Pratap_Dubey,_Christian_Fendt,_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10902 |
(超大質量)ブラックホールからの相対論的ジェットは、通常、高度に相対論的な電子によって引き起こされる非熱放射として観察されます。ここでは、3次元(特殊)相対論的磁気流体力学とこれらのジェットにおける粒子加速の間の相互関係を研究します。拡散衝撃加速によって加速されたラグランジュ粒子をジェットに注入し、シンクロトロンおよび逆コンプトン過程によってエネルギーを放射します。私たちは、さまざまな噴射ノズルがジェットの動力学、伝播、および相対論的粒子のスペクトルエネルギー分布に及ぼす影響を調査します。定常ジェット、可変ジェット、歳差ジェットを噴射する3つの異なる噴射ノズルを検討します。これらのジェットは、実質的に異なる力学で進化し、異なるレベルの乱流と衝撃構造を引き起こします。定常ジェットは、ジェット軸に沿った内部逆流(ジェット内のジェット)との正面衝突によって生じる、強い定常的な衝撃特徴を示します。この衝撃は、最大数十TeVまでの電子の粒子加速が高効率に行われる場所を表しており、ジェットノットとして放出で見えるはずです。全体として、粒子の加速には衝撃の強さよりも衝撃の総数の方が重要であることがわかりました。歳差運動ジェットは、電子を数百TeVに達する高エネルギーまで加速するのに最も効率的であり、べき乗則指数は2.3～3.1の範囲になります。粒子加速に関するジェットや同伴物質などのさまざまな流出コンポーネントを比較します。歳差運動ノズルの場合、混入物質内の粒子の加速はジェット流内と同じくらい効率的です。これは、歳差運動によって引き起こされる乱流のレベルが高くなるためです。
LS 5039 の高解像度シミュレーション
コンテクスト。LS-5039システムにおける恒星とパルサーの風相互作用の高解像度相対論的流体力学モデルの解析を紹介します。目的。3つの軌道期間をカバーする高解像度シミュレーションを使用して、特に短期的な変動と軌道間の変動に焦点を当てて乱気流の影響を分析します。方法。私たちのモデルは、パルサー風によるシナリオを想定したLS-5039システムにおける風の相互作用の相対論的流体力学記述を使用します。対応する連立方程式は、有限体積コードCronosを使用して解決されます。複数の連続するタイムステップの結果から、このシステムの粒子加速にも関連する統計量を計算します。結果。私たちのシミュレーションでは、パルサー風終端を含む風衝突領域(WCR)に関連するこれまでに観察された衝撃構造が、軌道運動によって動的に影響を受けていることがわかりました。私たちの高解像度シミュレーションでは、WCRで引き起こされた不安定性に起因する高い乱流レベルが見つかりました。これらの不安定性は、特にアパストロンの周囲およびその後で、いくつかの力学量の強い変動を引き起こします。これらの変動は、粒子の輸送、さらには特に関連する非熱放射の放出に影響を与えると予想されます。重要な例として、以前の研究で相対論的ビームによってガンマ線の放出が増強されることが判明した領域は、短時間スケールと軌道時間スケールの両方でサイズに大きな変動が見られる。結論。大規模な計算領域を高い空間分解能とともに使用することにより、星とパルサーと風の相互作用における変動の詳細な研究が可能になりました。この結果は、このシステムからの非熱放射に対する影響の可能性を示しており、今後の出版物で専用のシミュレーションを使用して分析される予定です。
中性子星における強く変化するX線偏光の発見低質量X線バイナリートランジェントXTE J1701$-$462
| Title |
Discovery_of_strongly_variable_X-ray_polarization_in_the_neutron_star_low-mass_X-ray_binary_transient_XTE_J1701$-$462 |
| Authors |
Massimo_Cocchi,_Andrea_Gnarini,_Sergio_Fabiani,_Francesco_Ursini,_Juri_Poutanen,_Fiamma_Capitanio,_Anna_Bobrikova,_Ruben_Farinelli,_Adamantia_Paizis,_Lara_Sidoli,_Alexandra_Veledina,_Stefano_Bianchi,_Alessandro_Di_Marco,_Adam_Ingram,_Jari_J._E._Kajava,_Fabio_La_Monaca,_Giorgio_Matt,_Christian_Malacaria,_Romana_Miku\v{s}incov\'a,_John_Rankin,_Silvia_Zane,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monta,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10965 |
最初の爆発から約16年を経て、過渡中性子星低質量X線連星XTEJ1701$-$462は2022年9月に再び点灯し、専用の観測プログラムによるX線偏光特性の最初の研究が可能になりました。イメージングX線偏光計エクスプローラー(IXPE)。XTEJ1701$-$462の偏光解析研究は、弱磁化中性子星の降着、特にコンパクトな天体に近い高温の内部領域の物理学と幾何学的形状についての理解を向上させると期待されています。2つのトリガーされた観測のIXPEデータは、色-色図のZトラックに沿ってソースを追跡し、時間分解分光法および偏光分析技術を使用して分析されました。2022年9月29日の最初のポインティングでは、平均2～8keVの偏光度4.6$\pm$0.4\%が測定され、これはこのクラスの線源でこれまでに見つかった最高値でした。逆に、10日後の2回目のポインティングでは$\sim$0.6\%の平均度しか得られませんでした。旋光信号は、境界層(BL)の放射と内部降着円盤からの反射に関連する高エネルギー黒体成分に厳密に関連しているようで、その強度は6.1\%および1.2\%($>95\)です。%$有意)2つの測定では、それぞれ3～4keV以上でした。可変偏光信号は明らかにXTEJ1701$-$462のスペクトル特性に関連しており、ソースがZトラックの水平ブランチにあるときに最も強くなり、通常のブランチで最も弱くなります。これらのIXPEの結果は、Z線源の物理モデルと形状に対する新たな重要な観察上の制約を提供します。ここでは、これらの発生源間に強く変動する偏光が存在する考えられる理由について説明します。
SRG/eROSITA によるベラ超新星残骸からの熱および非熱 X 線放射の詳細な観察
| Title |
A_detailed_look_at_the_thermal_and_non-thermal_X-ray_emission_from_the_Vela_supernova_remnant_with_SRG/eROSITA |
| Authors |
Martin_G._F._Mayer,_Werner_Becker,_Peter_Predehl,_Manami_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10975 |
目的。私たちの目標は、ベラ超新星残骸(SNR)に関連する高温噴出物と衝撃星間物質(ISM)、およびその中心パルサーによって周囲物質に注入される相対論的電子の特性評価です。これを達成するために、最初の4回の全天調査中にSRG/eROSITAによって取得されたVelaのX線データセットを分析します。方法。マルチバンドイメージングとは別に、多成分スペクトルモデルを使用して500を超える独立した領域の空間分解X線分光法を実行することにより、観察された熱放射と非熱放射に影響を与える物理パラメータの定量的なビューが得られます。結果。イメージングにより、ベラSNRのX線放射は、0.6keV以下で支配的な殻状構造、中エネルギーで明らかになる放射状の外向きの特徴、およびパルサー風星雲(PWN)など、形態学的に異なる少なくとも3つの成分で構成されていることが実証されています。1.4keVを超えるハード放出を支配します。私たちの分光法により、X線吸収柱密度の高度に構造化された分布が明らかになり、興味深いことに吸光測定と逆相関しているように見えます。殻の内側と外側に複数の噴出物の塊の証拠が見つかり、その中には酸素に比べてネオンとマグネシウムの超太陽濃度が非常に高いことがわかります。これには明るい榴散弾Dが含まれており、新しいデータに基づいて、柔らかい船首衝撃で衝撃を受けたISMをその頂点にある熱い噴出物の豊富な塊から分離しました。最後に、PWNからのシンクロトロン放射の分布が非常に広く、滑らかに減少していることを発見しました。これはパルサーから最大14pcまで広がり、X線の総光度はパルサーのスピンの$1.5\times10^{-3}$です。ダウンパワー。この拡張された放出は、ISMレベルの磁場における相対論的な電子集団を追跡している可能性が高く、それには逆コンプトン放射によって駆動されるTeV対応物の存在が必要です。
恒星の潮汐破壊率と大質量ブラックホールおよびそのホスト銀河の特性との相関
| Title |
The_correlations_of_stellar_tidal_disruption_rates_with_properties_of_massive_black_holes_and_their_host_galaxies |
| Authors |
Yunfeng_Chen,_Qingjuan_Yu,_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10996 |
星は、潮汐破壊現象(TDE)として破壊されるか、銀河中心の巨大ブラックホール(MBH)に十分近づくと、それらに全体として飲み込まれる可能性があります。本研究では、このような恒星の消費率とMBH質量$M_{\rmbh}$および主銀河質量密度分布$\alpha$の内側の傾きの両方との相関を調査する。MBHの周囲のべき乗則恒星質量密度分布を含む簡略化された解析べき乗則モデルを導入し、非球形銀河ポテンシャルにおける恒星軌道角運動量の進化に対する二体緩和と恒星軌道歳差運動の寄与を分離します。この単純化されたモデルから導出された恒星消費率は、MBH周囲の恒星の分布とダイナミクスをより現実的に扱って得られた数値結果とよく一致しており、TDE率を推定する効率的な方法を提供します。$M_{\rmbh}$および$\alpha$と恒星の消費率の相関関係の起源は、この解析モデルがMBH/ホスト銀河の特性に依存していることと、恒星の角運動量進化メカニズムの分離によって説明されます。。私たちは、二体緩和による恒星の消費率と$\alpha$との間の強い正の相関関係が、いくつかのまれなE+A/ポストスターバースト銀河で見られるTDEの過剰表現に対する1つの解釈を提供すると提案します。巨星のTDE率が太陽型恒星のTDE率に至るまで高いことが分かりました。TDEを介してMBHとそのホスト銀河の人口統計を取得するには、恒星の消費率の相関関係の起源を理解する必要があります。
超大質量バイナリブラックホールのパルサータイミングアレイ検出: 検出された共通プロセス信号とそれ以降からの影響
| Title |
Pulsar_timing_array_detections_of_supermassive_binary_black_holes:_implications_from_the_detected_common_process_signal_and_beyond |
| Authors |
Yunfeng_Chen,_Qingjuan_Yu,_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10997 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、個々のBBHからの重力波だけでなく、超大質量連星ブラックホール(BBH)からの確率的重力波背景(GWB)も検出できると期待されています。最近、いくつかのPTAから共通のプロセス信号が報告されました。この論文では、現在のPTA観察によるBBH集団モデルの制約を調査し、現在/将来のPTAによるGWBと個々のBBHの両方の検出をさらに研究します。BBH集団モデルの重要な要素であるMBHとホスト銀河のスケーリング関係は、赤方偏移によって大幅に進化するか、経験値よりも高い正規化$\sim0.86-1.1$dexを持つ必要があることがわかります。GWBは共通プロセス信号と同じです。どちらの場合も、個々のBBHの推定検出確率は、現在のPTAによる確実な検出には小さすぎます。制約されたスケーリング関係または経験的な関係のいずれかをBBH個体群モデルに組み込むことにより、500メートル口径の球面電波望遠鏡に基づくPTAによってGWBが信号対雑音比$\gtrsim3$で検出される可能性があると推定されます。(CPTA)と$\sim2-3$(または$\sim6-11$)年間の観測後の平方キロメートル配列(SKAPTA)(共通プロセス信号と同じ(またはそれよりも一桁小さい)場合)。CPTAおよびSKAPTAによる個々のBBHの検出時間は、GWB検出の時間に近いです。我々は、BBH集団モデルが、将来のPTAによって検出されるBBHの数と特性分布によって強く制約される可能性があることを示します。
AMS02が観測した宇宙線太陽変調の「ヒステリシス効果」について
AMS02共同研究は最近、2011年から2020年までの約10年間に取得された宇宙線陽子、ヘリウム原子核、電子のスペクトルの高精度な毎日の測定結果を発表した。明確な27日間隔で平均された陽電子スペクトルも公開された。AMS02の共同作業では、陽子とヘリウム原子核、または陽子と電子のフラックスを比較して観察されるいくつかの興味深い「ヒステリシス」効果が示されました。この研究では、これらの効果の起源の問題に取り組みます。太陽圏での伝播によって生じるスペクトルの歪みは、反対の符号の電荷を持つ粒子では大きく異なり（この効果はすでに十分に確立されています）、太陽極大期における太陽磁場の極性反転の前後で挙動が異なることがわかりました。これにより、22年の太陽周期に従うp/e比較のヒステリシス効果が生じます。一方、同じ符号の電荷を持つ粒子は、ほぼ等しい変調を受けます。ヘリウムと陽子の比較で観察されたヒステリシス効果は、2つの粒子が異なる形状の星間スペクトルを持ち、太陽圏での伝播によって生成されるほぼ等しいスペクトルの歪みが、次のような剛性依存性を持っているという事実の結果として理解できます。時間の関数。これらのヒステリシス効果は、実際、単一粒子タイプのスペクトルの形状の時間依存性を研究することで観察でき、CMEなどの大規模な太陽活動イベントと相関するヒステリシス曲線に短時間ループ状の構造も生成します。これらの効果を含む日射変調の説明は、単純な力場近似(FFA)モデルを超えたものでなければなりません。観測結果を適切に説明する、FFAモデルの最小限の2パラメーターの一般化が示されています。
ASAS-SN I からの超新星発生率と光度関数: 2014--2017 Type Ia SNe とそのサブタイプ
| Title |
Supernova_Rates_and_Luminosity_Functions_from_ASAS-SN_I:_2014--2017_Type_Ia_SNe_and_Their_Sub-Types |
| Authors |
D._D._Desai,_C._S._Kochanek,_B._J._Shappee,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_T._W.-S._Holoien,_T._A._Thompson,_C._Ashall,_J._F._Beacom,_A._Do,_S._Dong,_J._L._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11100 |
$V$バンド全天超新星自動探査(ASAS-SN)カタログから、UTC2014年1月26日から2014年1月26日までの発見日からUTC2017年12月29日。私たちの標準サンプルは、$m_{V,\mathrm{peak}}<17$等級、銀河緯度$|b|>15^{\circ}$の404SNeIaで構成されています。私たちの結果は、サンプルサイズが大きく分光学的完全性が高いため、以前の研究よりも統計的に正確であり、体系的により堅牢です。ASAS-SN光度曲線におけるSNeIaの検出をシミュレートすることにより、見かけの等級と絶対等級の両方に基づいて完全性補正を行います。$R_{\mathrm{tot}}=2.28^{+0.20}_{-0.20}\,\times10^{4}\,\mathrm{yr}^のすべてのサブタイプの合計体積率を求めます。{-1}\,\mathrm{Gpc}^{-3}\,h^{3}_{70}$、$M_{V,\mathrm{peak}}<-16.5$mag($R_{\mathrm{tot}}=1.91^{+0.12}_{-0.12}\,\times10^{4}\,\mathrm{yr}^{-1}\,\mathrm{Gpc}^{-3}\,h^{3}_{70}$($M_{V,\mathrm{peak}}<-17.5$mag)、サンプルの赤方偏移中央値、$z_{\mathrm{med}}=0.024$。これは、以前の研究で見つかった局所体積率と一致しています($1\sigma$)。また、サンプル全体とSNeIaのサブタイプの明度関数(LF)を初めてコンパイルしました。複数のSNを持つ主なサブタイプには、Ia-91bg、Ia-91T、Ia-CSM、およびIa-03fgが含まれ、合計レートは$R_{\mathrm{Ia-91bg}}=1.4^{+0.5}_になります。{-0.5}\times10^{3}\,\mathrm{yr}^{-1}\,\mathrm{Gpc}^{-3}\,h^{3}_{70}$,$R_{\mathrm{Ia-91T}}=8.5^{+1.6}_{-1.7}\times10^{2}\,\mathrm{yr}^{-1}\,\mathrm{Gpc}^{-3}\,h^{3}_{70}$,$R_{\mathrm{Ia-CSM}}=10^{+7}_{-7}\,\mathrm{年}^{-1}\,\mathrm{Gpc}^{-3}\,h^{3}_{70}$、および$R_{\mathrm{Ia-03fg}}=30^{+20}_{-20}\それぞれ、\mathrm{yr}^{-1}\、\mathrm{Gpc}^{-3}\、h^{3}_{70}$。$V$バンドとZTF$r$バンドLFの間のシフトに基づいて、平均宿主絶滅は$E(V-r)\約0.2$magと推定されます。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が捉えた近赤外線画像からULXを初めて垣間見る
| Title |
The_First_Glimpse_of_ULXs_Through_the_Near-Infrared_Images_Captured_by_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Sinan_Allak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11163 |
この研究は、NGC1672の8つの超高輝度X線源(ULX)に相当する近赤外線(NIR)の特性を示しています。ソースカタログでは、4つのULXについて固有のNIR対応物が決定され、残りの4つのULXについては天文誤差半径0.38秒角以内の複数の潜在的なNIR対応物が決定されました。2つのULX（ULX-5とULX-8）のドナー候補の可能なシナリオは、それらが赤色超巨星（SRG）または赤色巨星（RG）のいずれかである可能性があり、ULX-4の対応物がAGNまたは星団である可能性があることを示唆しています。最高値のF200W($-$12mag)まで。NIRCam画像の十分な解像度のおかげで、過去の研究で観察されたULXの点状および/または明るいNIR対応物のほとんどは混合光源である可能性が高いため、それらの多くは十分な赤色を持っていない可能性が高くなります。RSGが持つことができる色。JWSTによって提供される感度と解像度の大幅な向上は、ULXドナーの曖昧な性質に関する新たな視点につながり、ULXの対応物に関する以前の赤外線研究の大幅な再評価を必要とします。この研究は、NIR対応物の見かけの等級が光学対応物と同様に暗く見えることを示しています($<$18等)。さらに、この研究は、ULXのユニークなNIR対応物が、可能性のあるドナー星の性質を制限するためのJWST近赤外分光器(NIRSpec)観測の理想的な候補であることを示しています。
大質量星の周りの風に吹かれた泡の進化とその中の高温ガスについて -- 風泡はエネルギーを節約しない
| Title |
On_the_Evolution_of,_and_Hot_Gas_in,_Wind-Blown_Bubbles_around_Massive_Stars_--_Wind_Bubbles_Are_Not_Energy-Conserving |
| Authors |
Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11192 |
大質量星の周囲の風に吹かれた泡(WBB)の構造と進化は、主に風に吹かれた泡のエネルギー保存モデルを使用して研究されてきました。このモデルは進化の一般的な特性を説明するのに役立ちますが、観測された風の明るさとこの定式化を使用して導出された明るさとの間の矛盾など、いくつかの問題が残っています。主な問題点としては、モデルと比較してX線温度とX線輝度が低いことが挙げられます。この論文では、風に吹かれた泡の公開された電離ガス力学シミュレーションを使用して、大質量星の周りのWBBの進化、動力学、運動学を再調査します。我々は、気泡内にさまざまな不安定性や乱流が存在するため、WBBが効率的に冷却できることを示します。WBBの拡張は、エネルギーを節約するソリューションではなく、運動量を保存するソリューションとより一致しています。これは、観察された風の泡の力学および運動学とよく比較されます。バブルの冷却にもかかわらず、衝撃風の温度は観測値まで低下しません。我々は、X線放射は主に、10$^6$Kをわずかに超える温度の熱衝撃風領域内の塊とフィラメントから発生すると主張する。プラズマの残りの部分は、より少ない程度に寄与する可能性がある。
永年過程によって引き起こされるジェットAGNの巨大ブラックホール、高い降着率、非傾斜ジェットフィードバック
| Title |
The_massive_black_holes,_high_accretion_rates,_and_non-tilted_jet_feedback,_of_jetted_AGN_triggered_by_secular_processes |
| Authors |
Chandra_B._Singh_and_David_Garofalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11243 |
ジェット噴射された活動銀河核(AGN)も渦巻銀河に存在するということは、現在では十分に確立されています。このような天体が電波大音量のAGNサブクラスにどのように適合するかについての私たちの理解は、過去10年間にフォスキーニらによって、渦巻き状のブラックホールの質量が小さい傾向にあるため、渦巻き状のジェットは電波銀河やクエーサーのジェットよりも弱いという点で説明されてきました。。しかし、最近のデータは、私たちが説明する異なる状況を示している可能性があります。楕円形の強力なジェット型AGNとは異なり、我々はモデルの観点から、その力と母銀河への影響の両方を制限する原因となる渦巻き状のジェットの特徴を説明します。永年過程によって引き起こされるAGNは、M87のような低赤方偏移の赤と死の電波銀河につながる合体誘発楕円体のジェットAGNフィードバックメカニズムの重要な要素であるジェットの再配向を生成できません。その結果、渦巻き状にジェットされたAGNは、電波銀河やクエーサーと比較して、パラメーター空間の別の部分に存在する傾向があります。ジェットの再配向が存在せず、ジェットのフェーズが比較的短いため、スパイラル状のジェットAGNは、他のジェットAGNサブクラスよりも無線静かなAGNまたはジェットレスAGNと比較して最も優れています。
日食AMXP Swift J1749.4-2807からの熱核核I型X線バーストとバースト振動
| Title |
Thermonuclear_Type-I_X-ray_Bursts_and_Burst_Oscillations_from_the_Eclipsing_AMXP_Swift_J1749.4-2807 |
| Authors |
A._C._Albayati,_P._Bult,_D._Altamirano,_J._Chenevez,_S._Guillot,_T._G\"uver,_G._K._Jaisawal,_C._Malacaria,_G._C._Mancuso,_A._Marino,_M._Ng,_A._Sanna,_T._E._Strohmayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11440 |
SwiftJ1749.4-2807は、既知の唯一の日食降着ミリ秒X線パルサーです。この論文では、2021年の爆発中にNICERによって観測された7つの熱核(タイプI)X線バーストについて報告します。最初の6つのバーストはゆっくりとした上昇と長い減衰を示し、H/He混合燃料を示しますが、最後のバーストは速い上昇と減衰を示し、Heリッチ燃料を示唆します。バーストの時間分解分光法により、典型的な現象（つまり、バースト上昇時の黒体温度の上昇と減衰時の着実な低下）が明らかになりましたが、変数$N_\mathrm{H}$が必要でした。バースト中の$N_\mathrm{H}$の値は、各バースト前の持続放出の当てはめで見つかった値の約2倍であることがわかりました。我々は、この吸収の変化をバーストディスク相互作用の証拠として解釈し、これは系の高い傾斜によって観察されます。各バースト中のバースト振動を探索し、最初のバーストで中性子星の既知のスピン周波数(517.92Hz)で信号を検出しました。SwiftJ1749.4-2807でバースト発振が検出されたのはこれが初めてである。さらに、各X線バーストが持続計数率の上昇に基づいて発生することもわかりました。我々は、バーストの結合データと十分な統計（つまり、この現象の最も明確な例）に対して時間分解分光法を実行し、黒体パラメーターがバーストの開始に近づくほど高温に変化することを発見しました。これは、mHzQPOで見られるものと同様の、異常にわずかに安定した燃焼プロセスの結果であると解釈します。
中性子星の超強力電磁場の粒子運動：放射線反応の影響
| Title |
Particle_motion_in_neutron_stars_ultra-strong_electromagnetic_field:_the_influence_of_radiation_reaction |
| Authors |
Ivan_Tomczak,_J\'er\^ome_P\'etri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11482 |
中性子星は、超相対論的エネルギーを持つ粒子を生成する効率的な加速器であることが知られています。副産物として、電波波長からガンマ線までの光子も大量に放出します。中性子星近くの粒子加速シミュレーションに関する以前の研究のフォローアップとして、この論文では、磁気圏に注入されたテスト粒子に対する放射線反応の影響について議論します。したがって、重力だけでなく電磁場を介した粒子間の相互作用も無視します。ローレンツ力のみにより、電子は$\gamma=10^{14}$までのローレンツ因子に、陽子は$\gamma=10^{10.7}$までのローレンツ因子に到達しますが、放射線反応が有効になると、電子は最高のエネルギーに到達することがわかりました。$\gamma=10^{10.5}$まで、陽子は$\gamma=10^{8.3}$まで。磁気圏内では放射線反応のフィードバックが支配的であるため、後者の値はより現実的です。さらに、予想通り、中性子星の周囲の位置に関して、または逆の電荷と質量比~$q/m$の粒子に関して、北半球と南半球の間で対称的な挙動が強調されています。したがって、すべての可能性の概要を把握するために、幾何学的パラメーターの完全なセットをシミュレートすることは役に立ちません。磁気双極子モーメントの傾斜の影響の研究では、放射線反応のスイッチが入っているかどうかに関係なく、同様の挙動が示されています。傾斜角が増加すると(電子の場合は減少して)、陽子(電子はそれぞれ)が中性子星の表面に衝突することは少なくなりますが、回転の場合は中性子星の表面に衝突します。回転軸と磁軸が揃っていない場合は、すべての陽子が中性子星に衝突し、すべての電子が表面に衝突します。同様に、粒子の数やローレンツ因子に応じて、粒子は好ましい方向で中性子星から放出される可能性があることが依然としてわかります。
ブレーザーS2 0109+22から$\sim$600日の$\gamma$線準周期変調の可能性を検出
| Title |
The_detection_of_possible_$\gamma$-ray_quasi-periodic_modulation_with_$\sim$600_days_from_the_blazar_S2_0109+22 |
| Authors |
Haoyang_Zhang,_Fan_Wu_and_Benzhong_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11579 |
この研究では、フェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)によるブレーザーS20109+22の2008年から2023年までの長期ガンマ線データを分析しました。ブレーザーの準周期振動(QPO)は調査に役立ちました。内部の超大質量ブラックホールの物理的特性、変動の性質、および根底にある放射メカニズム。QPO信号の検索には、加重ウェーブレットZ変換、ロム・スカーグルピリオドグラム、REDFIT、位相折り畳み光曲線解析という4つの異なる方法を採用しました。私たちの分析により、2013年11月から2023年1月まで$\sim$600日の周期で、有意水準3.5$\sigma$でQPO動作の可能性があることが特定されました。このQPO信号は、5.6サイクルに相当する$\sim$9年間持続しました。これは、以前に無線で観測された$\sim$657日の周期とよく一致していました。私たちはこの現象を、連星ブラックホール系における降着モデルと灯台効果に基づいて説明しました。
電波天文学における GSM タワーの影響
電波天文学は、電磁スペクトルの電波範囲内の天体からの電波放射を調べる天文学の専門分野です。技術の進歩により電波望遠鏡の感度がますます高まっているため、電波天文学者は人為的な電波干渉の影響を軽減するという大きな課題に直面しています。私たちの研究では、確率論的根拠を備えた多次元フレームワークアプローチを利用して、全地球移動通信システム(GSM)信号が電波天文学データに及ぼす影響を詳しく調査しました。私たちは、MeerKATを囲む近くの町の携帯電話基地局の位置と、高確率で無線周波数干渉(RFI)が発生する可能性との間に関連性があることを発見しました。ただし、68%の信頼水準では、時刻とRFI発生の間に統計的に有意な関連性は見つかりませんでした。
音によるスペクトルの検査: 概念実証とデータキューブの拡張
| Title |
Inspecting_spectra_with_sound:_proof-of-concept_&_extension_to_datacubes |
| Authors |
James_W._Trayford,_C.M._Harrison,_R.C._Hinz,_M._Kavanagh_Blatt,_S._Dougherty_and_A._Girdhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10126 |
我々は、直接的な音声表現（「スペクトル聴覚」）を介して、音を使用して銀河スペクトルを検査する新しいアプローチを提案します。私たちは、視覚的なアプローチを補完する(または代用する)ものとしてのこれの可能性について説明します。私たちは、音声表現のみを使用して、強い輝線を持つ30個の光学銀河スペクトルを評価する58人の回答者を調査しました。スペクトルから測定されたさまざまな量(信号対雑音比、輝線幅、磁束比)に焦点を当てた3つのテストを通じて、ユーザーの評価が測定された量とよく相関していることがわかりました。これは、スペクトル聴覚を聞くことから物理的情報を独立して収集できることを示しています。これらの音響化を評価する際には、文脈の重要性に注意します。どの順序で例を聞くかが反応に影響を与える可能性があります。最後に、この有望なパイロット研究で使用された方法をスペクトルデータキューブに適用します。私たちは、オーディフィケーションにより、複雑な空間分解されたスペクトルデータを効率的に探索できることを提案します。
RoSETZ: Roman Survey of the Earth Transit Zone -- ハビタブルゾーン系外惑星の SETI 最適化調査
| Title |
RoSETZ:_Roman_Survey_of_the_Earth_Transit_Zone_--_a_SETI-optimized_survey_for_habitable-zone_exoplanets |
| Authors |
Eamonn_Kerins,_Supachai_Awiphan,_Kathryn_Edmondson,_Michael_Garrett,_Jacob_Haqq-Misra,_Rene_Heller,_Macy_Huston,_David_Kipping,_Ravi_Kopparapu,_Danny_C._Price,_Andrew_Siemion,_Siddhant_Sharma_Evan_L._Sneed,_Hector_Socas-Navarro,_Robert_F._Wilson,_Jason_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10202 |
ナンシー・グレースのローマ宇宙望遠鏡（ローマ）科学に関するこの白書では、地球通過ゾーン内に位置する星のハビタブルゾーン（HZ）内の岩石惑星の通過探索である、地球通過ゾーンのローマ調査（RoSETZ）を提案します。(ETZ)。ETZは、地球外知的生命体(SETI)の探索に特別な関心を持っています。ETZ内の惑星の観測者は、地球を通過惑星として見ることができます。RoSETZは、ローマ銀河バルジ時間領域調査(GBTDS)を、他のGBTDSフィールドから$\sim5$~度離れた場所に追加のフィールドとして拡張します。私たちのシミュレーションでは、RoSETZだけで、K型およびM型ホストの周りに地球サイズのHZ惑星を120～630個発見できることが示されており、その範囲はさまざまな調査設計の仮定を反映しています。これらの収量は、現在知られている数値の5～20倍です。このようなサンプルは、地球サイズのHZ惑星の出現である「イータ地球」($\eta_{\oplus}$)についての私たちの知識を変えることになり、最適化された方法で選択された系外惑星の最初のカタログとなるでしょう。MutualDetectabilitytargetted-SETI戦略に従っています。既存のGBTDS設計と並行して対応できる場合は、GBTDSの期間中観察されるRoSETZ-Max設計を優先します。そうでない場合、たとえそれに割り当てられた時間が他の分野への時間割り当てから来なければならなかったとしても、2つのGBTDSシーズンを占めるスリム化されたRoSETZ-Lite設計は、GBTDS系外惑星全体の収量に大きな影響を与えないことを示します。私たちは、RoSETZを他のGBTDSフィールドから角度的に分離することで、マイクロレンズとトランジットデータセットの両方の系外惑星人口統計モデリングを妨げる系統的な不確実性の自己校正が可能になると主張します。RoSETZデータを使用して可能な他の科学には、小さな太陽系天体の研究や高解像度の3D絶滅マッピングなどがあります。
ESA Euclid による連携観測による NASA Roman GBTDS 系外惑星科学の拡大
| Title |
Magnifying_NASA_Roman_GBTDS_exoplanet_science_with_coordinated_observations_by_ESA_Euclid |
| Authors |
Eamonn_Kerins,_Etienne_Bachelet,_Jean-Philippe_Beaulieu,_Valerio_Bozza,_Iain_McDonald,_Matthew_Penny,_Clement_Ranc,_Jason_Rhodes,_Maria_Rosa_Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10210 |
ESAユークリッドのミッションは、2023年7月1日に打ち上げられる予定です。この白書では、銀河バルジ時間領域サーベイ(GBTDS)エリアのユークリッド観測が、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡(ローマン)による系外惑星科学の成果をどのように劇的に向上させることができるかについて説明します。打ち上げ直後に実施されたローマGBTDSフィールドの初期ユークリッド事前イメージング調査は、ローマ系外惑星マイクロレンズの適切な運動の決定を改善し、系外惑星の質量測定において最大$\sim5$の改善率をもたらす可能性があります。ユークリッドのミッションを拡張すれば、ユークリッドとローマンによるGBTDSの持続的同時観測の可能性も可能になり、ローマンだけでは達成不可能な科学を含む、ローマの系外惑星科学のいくつかの分野で大きな成果が得られるだろう。これらには、個々の候補者の真の性質を確立するための精密な質量測定を含む、自由浮遊惑星の包括的な人口統計調査が含まれます。エクソムーンの検出、確認および質量測定。ユークリッドとローマンが共同で検出した束縛型系外惑星の大量サンプルに対する視差と有限光源サイズ効果による直接的な系外惑星質量測定。ローマンが検出する通過惑星の大量サンプルに対する偽陽性の識別が強化されました。NASAとESAに対する私たちの主な推奨事項は、両方のミッションが調整されたキャンペーンを最も効果的に実施できる方法を検討できる共同研究グループをできるだけ早く開始することです。また、GBTDSのスケジュール設定の柔軟性も奨励します。
超高速レーザー刻印で製造された天文JバンドおよびHバンド用の6望遠鏡一体型光学ビームコンバイナーの実用的なデモンストレーション
| Title |
Practical_demonstration_of_a_six-telescope_integrated_optics_beam_combiner_for_the_astronomical_J-_and_H-band_manufactured_with_ultrafast_laser_inscription |
| Authors |
Aline_N._Dinkelaker,_Sebastian_Smarzyk,_Abani_S._Nayak,_Simone_Piacentini,_Giacomo_Corrielli,_Roberto_Osellame,_Ettore_Pedretti,_Martin_M._Roth,_Kalaga_Madhav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10575 |
私たちは、超高速レーザー刻印(ULI)技術を使用した恒星干渉法用の6つの望遠鏡を備えた近赤外離散ビームコンバイナー(DBC)を構築し、その特性を評価しました。3Dビームコンバイナは、ホウケイ酸ガラスで製造されたエバネッセント結合導波路で構成され、スループットは約56%です。2つの設計タイプのデバイスは、天文学的なJバンドとHバンドにわたって特徴付けられます。15個の非冗長ペアの組み合わせを使用して、2入力マイケルソン干渉計セットアップを使用してビームコンバイナーの可視性対ピクセルマトリックス(V2PM)の要素を設定します。2種類のデバイスでは最適な波長が異なるため、複雑な可視性は波長に依存すると考えられます。ファンイン領域を含む設計では、1328nmと1380nmでの特性評価のために、ベースライン平均の平均視程振幅1.05と相対精度2.9%と3.8%がそれぞれ抽出されます。Hバンドでも動作可能で、1520nmでの相対精度は4.8%です。広帯域特性評価は分散効果の影響を受けますが、1350nmのJバンドでは単色対応物と同様の性能結果が得られます。
Roman CCS ホワイトペーパー: 球状星団をホストするフィールドを銀河バルジ時間領域調査に追加
| Title |
Roman_CCS_White_Paper:_Adding_Fields_Hosting_Globular_Clusters_To_The_Galactic_Bulge_Time_Domain_Survey |
| Authors |
Samuel_K._Grunblatt,_Robert_F._Wilson,_Andrew_Winter,_B._Scott_Gaudi,_Daniel_Huber,_Daniel_A._Yahalomi,_Andrea_Bellini,_Zachary_R._Claytor,_Jorge_Martinez_Palomera,_Thomas_Barclay,_Guangwei_Fu,_Adrian_Price-Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10647 |
これまでに複数回の探索が行われたにもかかわらず、球状星団内で通過する惑星はまだ確認されていません。これは、いくつかの要因の組み合わせによるものと考えられています。ほとんどの球状星団の金属量が低いことは、太陽近傍と比較して、ほとんどの球状星団では恒星あたりの惑星形成物質が大幅に少ないことを示唆しており、動的相互作用の可能性が高いことも影響を与える可能性があります。球状星団について利用できるデータは限られています。しかし、通過する惑星は散開星団で確認されており、より大規模な星団の中に単に検出されなかった惑星が存在する可能性があるか、より大規模な星団が惑星の形成を阻害している可能性があることを示しています。銀河バルジ時間領域調査の公称フットプリントから2度未満の距離にある2つの球状星団NGC6522とNGC6528は、銀河バルジ時間領域調査中にローマの望遠鏡で同時に観測できます。これらのクラスターは質量(1-2x10$^5$太陽質量)と年齢(12Gyr)において同等ですが、平均金属量が大幅に異なるのが特徴です。NGC6522の平均[Fe/H]$\sim$-1.3、一方、NGC6528の平均[Fe/H]$\sim$は-0.1です。これらの星団の1シーズンの時間領域観測でトランジット惑星が検出されなかった場合、これは、金属性を考慮した後でも、野星と球状星団の間で惑星の発生に3-$\sigma$以上の有意差があることを示し、これが強化される可能性がある金属に富む球状星団をホストする別の近くの領域の同様の観測と、>5-$\sigma$の有意性が得られます。さらに、NGC6522とNGC6528の時間領域観測では、両方の星団の変光星を検出し、星の変動性とバイナリーフラクションと金属性および星団環境との関係をテストするとともに、系外惑星の収量が星の密度と星からの距離に依存することをテストします。銀河のミッドプレーン。
補償光学システムの解析モデリング: 影響関数の役割
| Title |
Analytical_modelling_of_adaptive_optics_systems:_Role_of_the_influence_function |
| Authors |
Anthony_Berdeu_(LESIA),_Michel_Tallon_(CRAL),_\'Eric_Thi\'ebaut_(CRAL),_Maud_Langlois_(CRAL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10803 |
コンテクスト。補償光学(AO)は現在、天文学で一般的に導入されているツールです。AOによって可能になる大気の乱流のリアルタイム補正により、望遠鏡は点像分布関数(PSF)の中核となる回折限界に近い性能を発揮できるようになります。他の要因の中でも、AO補正されたPSFは、入射波面の波形に適合する波面補正器(WFC)(通常は変形可能なミラー)の能力に依存します。目的。この研究では、WFCによって導入されたこの誤差、いわゆるフィッティング誤差に焦点を当てます。現在まで、解析モデルはWFCカットオフ周波数のみに依存しており、AO補正されたPSFに対するWFC影響関数形状の影響を研究するための唯一のソリューションはモンテカルロシミュレーションです。影響関数の形状を考慮した解析モデルの開発を目指します。方法。まず、フィッティング誤差構造関数の一般的な分析モデルを取得します。追加の仮説を使用して、AO補正されたパワースペクトル密度の分析モデルを導き出します。これら2つの解析ソリューションは、さまざまな理想的なプロファイル(ピストン、ピラミッド、ガウス)でのモンテカルロシミュレーションおよび実際のハードウェア(ALPAOのDM192)と比較されます。結果。私たちの分析予測は、モンテカルロシミュレーションと非常によく一致していることを示しています。画像平面において、補正の深さ、およびAO補正領域と残りの乱流ハローの間の遷移プロファイルがWFCの影響関数に依存することを示します。また、AO補正の定常性について一般に想定されている仮説が実際には満たされていないことも示します。結論。フィッティング誤差はAOシステムの本質的な最適限界であるため、私たちの分析モデルでは、他の誤差が同等になるコンテキストを通じて、高コントラストイメージングにおいてWFCによって制限される極端なAOシステムの理論的限界を評価することができます。
電荷結合素子内の太い宇宙線の軌跡
| Title |
Fat_cosmic_ray_tracks_in_charge-coupled_devices |
| Authors |
Theodore_A._Grosson,_Andrei_Nomerotski,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11235 |
宇宙線は高層大気からの粒子であり、望遠鏡のCCDからの画像に明るい点や軌跡を残すことがよくあります。私たちは、ベラC.ルービン天文台やすばる望遠鏡からの画像に見られる、いわゆる「太い」宇宙線を調査します。これらの軌道は、一般的な宇宙線軌道よりもはるかに幅が広く明るいため、科学画像のデータを覆い隠す可能性が高くなります。これらの飛跡の起源を理解することで、それらが空のデータに干渉しないことをより確実にすることができます。これらの飛跡の原因となる粒子とその理由の両方を特定するために、これらの飛跡の特性をシミュレートされた理論モデルと比較します。私たちは、これらの飛跡の起源は宇宙線陽子であると提案します。陽子は、速度が遅いため、通常の宇宙線よりもはるかに多くの電荷をCCDに蓄積します。生成された電荷は、検出器を通過する間に互いに反発し、その結果、通常のトラックよりもはるかに広いトラックで。
次世代太陽物理学ミッションのための光通信を可能にするインフラストラクチャ戦略
| Title |
Infrastructure_Strategy_to_Enable_Optical_Communications_for_Next-Generation_Heliophysics_Missions |
| Authors |
Marta_Shelton,_Hongbo_Li,_Daniel_Motto,_Antti_Pulkkinen,_Errol_Summerlin,_Doug_Rabin,_Ryan_Rogalin,_Abraham_Douglas,_Stephen_Lichten,_Mark_Storm,_Brian_Mathason,_Amir_Caspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11280 |
フロンティアを拡大し、目に見える進歩を達成するために、ハイパースペクトルイメージャなどの機器の解像度、視野、スペクトル解像度と範囲が向上し、データ量が劇的に増加します。150万km離れた太陽と地球のL1/L2点から1天文単位のL4/L5ハロー軌道、惑星探査機の場合は数天文単位に至るまで、より長距離からデータを返す必要性がますます高まっています。光通信は資源の競争を大幅に軽減し、1日あたりのパス数を大幅に減らしたり、全体のパスを短くしたりすることで、個々のミッションからはるかに大きな変革的な科学成果をもたらし、より小規模な地上ネットワーク内で複数のそのようなミッションをサポートする能力を可能にします。光通信はまた、優れたパフォーマンスを提供し、SwarmおよびDSMの衛星間リンク(ISL)の範囲を2,000から10,000kmに拡大します。最後に、タイムリーな宇宙気象警報（遅延15分を目標）を保証する唯一の方法は、MEOまたはGEO軌道での宇宙中継を利用することであり、これには光通信も含まれる戦略です。
敵対的プロンプトと大規模言語モデルの力を利用して天文学における堅牢な仮説を生成する
| Title |
Harnessing_the_Power_of_Adversarial_Prompting_and_Large_Language_Models_for_Robust_Hypothesis_Generation_in_Astronomy |
| Authors |
Ioana_Ciuc\u{a},_Yuan-Sen_Ting,_Sandor_Kruk,_Kartheik_Iyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11648 |
この研究は、天文学における大規模言語モデル(LLM)、特にGPT-4の応用を調査します。私たちはコンテキスト内プロンプトを採用し、NASA天体物理データシステムから最大1,000件の論文をモデルに提供し、モデルを分野固有の文献に浸すことでパフォーマンスがどの程度向上するかを調査します。私たちの調査結果は、コンテキスト内のプロンプトを使用すると仮説生成が大幅に向上することを示しており、その利点は敵対的なプロンプトによってさらに強調されます。私たちは、敵対的プロンプトによってGPT-4が膨大な知識ベースから重要な詳細を抽出して意味のある仮説を生成し、天文学における科学研究にLLMを採用する革新的な一歩を示す方法を示します。
太陽型食連星 KIC 4832197: 構成要素の物理的特性と固有の変動性
| Title |
Solar-type_eclipsing_binary_KIC_4832197:_Physical_properties_and_intrinsic_variability_of_the_components |
| Authors |
Orkun_\"Ozdarcan,_Hasan_Ali_Dal,_Ezgi_Yolda\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10384 |
太陽型日食連星系KIC\,4832197の光学分光法と宇宙測光の包括的な解析を紹介します。このシステムは、質量$M_{1}=1.16\pm0.12~M_{\odot}$、$M_{2}=1.07\pm0.10~M_{\odot}$、および半径は$R_{1}=1.26\pm0.04~R_{\odot}$、$R_{2}=1.03\pm0.03~R_{\odot}$です。$Log~T_{eff}-Log~L/L_{\odot}$平面上のコンポーネントの位置は、システムの年齢が$2.8\pm0.8~Gyr$であることを示唆しています。日食以外の明るさを経時的に検査すると、波状の変動パターンが明らかになり、その振幅と形状は数日単位で急速に変化します。この変動を周波数分析すると、振幅スペクトルに2つの顕著なピークが生じ、これらはコンポーネント上のスポットの回転変調として解釈されます。両方のスポットが同じコンポーネント上にあると仮定すると、差動回転係数の下限は$k=0.12$として計算されます。これは、太陽の値$k_{\odot}=0.189$と比較して弱いです。
V445 パピス -- 千の新星よりも埃っぽい
| Title |
V445_Puppis_--_Dustier_than_a_Thousand_Novae |
| Authors |
D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Lab,_India),_A._Evans_(Keele_Univ.,_UK),_C._E._Woodward_(MN_Inst._for_Astrophysics,_Univ._Minnesota),_S._Starrfield_(Arizona_State_Univ.),_K._Y._L._Su_(Univ._Arizona),_N._M._Ashok_(Physical_Research_Lab,_India),_R._M._Wagner_(Ohio_State_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10565 |
唯一知られている銀河ヘリウム新星であるV445パピスは、ヘリウム豊富なドナーからの白色矮星(WD)降着物質を含む単一縮退チャネルにおける超新星(SN)理論を検証するためのユニークなテストベッドです。WD上のヘリウムシェルの質量の推定は、WDがSN爆発を起こすかどうかを決定するために重要です。これに関連して、この研究は、2000年11月のV445Pupの噴火における塵と噴出物の質量を推定します。爆発の後、この星は塵の包みの中に閉じ込められた。赤外線データを使用した塵のスペクトルエネルギー分布(SED)の分析は、V445Pupが少なくとも$10^{-3}$の太陽質量の塵を生成したことを示しており、これは古典新星や再発新星としては前例のないものだ。SEDは、105+/-10Kの冷たい塵成分、質量(1.9+/-0.8)$\times10^{-3}$の太陽質量、および255+/-10Kの暖かい塵成分の組み合わせによって説明できます。/-10K、質量(2.2+/-1.2)$\times10^{-5}$太陽質量。ガス対塵の質量比を10～100の範囲で控えめに選択すると、噴出物の質量は0.01～0.1太陽質量になります。このような高い質量範囲は、ある種の二重爆発サブチャンドラセカール超新星形式で予測されているように、なぜV445Pupがタイプ1aSNとして爆発しなかったのかという疑問を引き起こします。我々は、V445Pupの性質を再検討し、潜在的なSN前駆体としてのその役割について議論します。
おうし座T星の円盤構造のトレーサーとしてのCa II線: カメレオンI領域
| Title |
The_Ca_II_lines_as_tracers_of_disk_structure_in_T_Tauri_Stars:_The_Chamaeleon_I_region |
| Authors |
Marbely_Micolta_(1),_Nuria_Calvet_(1),_Thanawuth_Thanathibodee_(2),_Gladis_Magris_C._(3),_Mar\'ia_Jos\'e_Colmenares_(1_and_3),_Jes\'us_V._D\'iaz_(4),_Jairo_Alzate-Trujillo_(5)_((1)_University_of_Michigan,_(2)_Boston_University,_(3)_Centro_de_Investigaciones_de_Astronom\'ia_"Francisco_J._Duarte"_CIDA,_(4)_Western_Michigan_University,_(5)_Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10643 |
我々は、カメレオンI星形成領域にある古典的おうし座T星のサンプルにおけるCaIIKおよびIRトリプレット線の研究を発表します。私たちはサンプル中の星のXシュータースペクトルを研究し、これらの星のいくつかではCaII線がH線束と質量降着率から予想されるよりもはるかに弱いことを発見しました。CaIIK線は特徴的な磁気圏降着線のプロファイルを持ち、磁気圏の流れは内部円盤から直接供給されるため、円盤内で発生するプロセスによる減少の観点からCa欠乏を解釈します。この仮説を検証するために、CaIIK線のフラックスを使用して粗い枯渇指標を定義し、それがディスクの特性と相関していることを示します。特に、スピッツァー/IRSスペクトルから抽出された指標を使用すると、サンプルのすべての移行ディスクと移行前ディスクが消耗を示しており、これは惑星によって作られた圧力バンプや惑星自体の中に耐火物が捕捉されていることと一致しています。サンプル中にはCaが枯渇した完全な円盤が見つかり、これは高度な塵の進化の兆候も示しています。磁気圏降着モデルを適用して、明らかなCaの枯渇を示す星のバルマー線とCaII線のフラックスを当てはめ、太陽の約17%の内部円盤におけるCaの存在量を導き出します。
堅牢な距離と金属性の指標としてのダブルモード RR こと座星の使用
| Title |
The_use_of_double-mode_RR_Lyrae_stars_as_robust_distance_and_metallicity_indicators |
| Authors |
Xiaodian_Chen_(NAOC),_Jianxing_Zhang,_Shu_Wang,_and_Licai_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10708 |
RRこと座星は、球状星団、矮小銀河、銀河などの古い恒星集団の主要な距離指標の1つです。通常、基本モードのRRLyr星は距離測定に使用されますが、その精度は、光学帯域と赤外線帯域の両方で、絶対等級が金属性に依存することによって大きく制限されます。今回我々は、低解像度スペクトルと同じくらい正確に金属量を予測できる、ダブルモードRRLyr星の周期-(周期比)-金属量関係の発見を報告する。理論的および観測的証拠を用いて、ダブルモードRRLyr星の周期と光度の関係は金属量の影響を受けないことを提案します。大マゼラン雲の距離とガイアの視差を組み合わせて、周期と光度の関係のゼロ点を誤差0.022等に校正します。これは、最良の場合、ダブルモードRRLyr星は銀河の距離を1.0の精度で固定できることを意味します。%。4つの球状星団と2つの矮小銀河については、ダブルモードRRLyr星を使用して、それぞれ2～3%と1～2%の距離精度で距離を取得します。中国宇宙ステーション望遠鏡やベラC.ルービン天文台などの将来の望遠鏡では、ダブルモードRRLyr星が近距離宇宙における独立した距離のはしごとして確立されるでしょう。
星状斑点は大気の金属量に測定可能な変動を引き起こす
星の大気パラメータと化学物質存在量を正確に測定するには、高品質のスペクトルを取得することが重要です。星のグループの詳細な化学存在量を分析することは、元素合成、銀河の化学物質の濃縮、星の進化をより深く理解するのに役立ちます。この研究では、星の斑点が星の推測される金属性に影響を与える可能性があるかどうか、また影響がある場合、その影響が最も強い場所はどこであるかを調査しました。これを調査するために、太陽よりも若い主系列星のサンプルの星点を含む合成赤外スペクトルを作成しました。次に、スポットを考慮したモデルとそうでないモデルの2つのモデルをデータに適用しました。これから、スポットのあるスペクトルをスポットのないモデルにフィッティングするときに導入されるバイアスと、このバイアスがさまざまなパラメーターによってどのように変化するかを判断できます。私たちの研究結果は、特にスポットカバレージのレベルが高い星の場合、スポットスペクトルを非スポットモデルに当てはめると、推定される金属量に最大0.05dexのばらつきが生じる可能性があることを明らかにしました。この偏りは、原子の拡散、放射浮遊、非局所的な熱力学的平衡など、他の関連する効果と大きさが似ています。また、その影響は若い星で最も顕著であり、年齢とともに減少することもわかりました。これらの結果は、星の斑点が、分光分析では現在説明されていない金属量の体系的な不確実性を導入する可能性があることを示唆しています。これにより、若い星の個体群レベルの研究や存在量の差異分析に対する科学的推論が制限される可能性があります。
M101 の SN 2023ixf 祖先: I. 赤外線変動
| Title |
The_SN_2023ixf_Progenitor_in_M101:_I._Infrared_Variability |
| Authors |
Monika_D._Soraisam,_Tam\'as_Szalai,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Jennifer_E._Andrews,_Sundar_Srinivasan,_Sang-Hyun_Chun,_Thomas_Matheson,_Peter_Scicluna,_Diego_A._Vasquez-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10783 |
観測証拠は、SN2023ixfの前駆体が赤色超巨星(RSG)であることを示しています。前駆体候補は、RSGが通常大量に放出する波長(>0.6ミクロン)のアーカイブ画像で検出されています。この天体は赤外線(IR)において明らかに変化します。我々は、約19年間にわたる爆発前の中赤外(3.6および4.5ミクロン)スピッツァーと地上の近赤外(JHK)アーカイブデータを共同で使用して変動性を特徴付けます。IR光曲線は、RMS振幅が0.2～0.4magの範囲で顕著な変動を示し、波長が短くなるにつれて変動が大きくなります。より高密度にサンプリングされたスピッツァーデータの堅牢な期間分析から、1091+/-71日の期間が測定されました。我々は、ガウス過程モデリングを使用して、この周期性が近赤外光曲線にも存在することを実証し、したがって、他のRSGでも見られる脈動不安定性である可能性が高い共通の物理的起源を示しています。文献からRSGの周期と光度の関係を使用して、RSGのスペクトルタイプがMであると仮定して、5.2～5.5dexの範囲のlog(L/L_sun)に対応するM_K=-11.58+/-0.12magの値を導き出します。始祖候補。これにより、消光や距離の不確実性の影響を受けずに、光度を独立して推定できます。これらのアーカイブ観察の期間中に、祖先候補が塵による質量減少の増大を受けたと仮定し、経験的な期間光度に基づく質量減少の処方を使用すると、約(2-4)x10^の質量減少率が得られます。-4M_sun/年上記の光度を星の進化モデルと比較すると、前駆体候補の初期質量は20+/-4M_sunであると推定され、これはこれまでに検出されたタイプIISNの最も質量のある前駆体の1つとなります。
遅い太陽風におけるコロナ加熱速度
| Title |
Coronal_Heating_Rate_in_the_Slow_Solar_Wind |
| Authors |
Daniele_Telloni,_Marco_Romoli,_Marco_Velli,_Gary_P._Zank,_Laxman_Adhikari,_Cooper_Downs,_Aleksandr_Burtovoi,_Roberto_Susino,_Daniele_Spadaro,_Lingling_Zhao,_Alessandro_Liberatore,_Chen_Shi,_Yara_De_Leo,_Lucia_Abbo,_Federica_Frassati,_Giovanna_Jerse,_Federico_Landini,_Gianalfredo_Nicolini,_Maurizio_Pancrazzi,_Giuliana_Russano,_Clementina_Sasso,_Vincenzo_Andretta,_Vania_Da_Deppo,_Silvano_Fineschi,_Catia_Grimani,_Petr_Heinzel,_John_D._Moses,_Giampiero_Naletto,_Marco_Stangalini,_Luca_Teriaca,_Michela_Uslenghi,_Arkadiusz_Berlicki,_Roberto_Bruno,_Gerardo_Capobianco,_Giuseppe_E._Capuano,_Chiara_Casini,_Marta_Casti,_Paolo_Chioetto,_Alain_J._Corso,_Raffaella_D'Amicis,_Michele_Fabi,_Fabio_Frassetto,_Marina_Giarrusso,_Silvio_Giordano,_Salvo_L._Guglielmino,_Enrico_Magli,_Giuseppe_Massone,_Mauro_Messerotti,_Giuseppe_Nistic\`o,_Maria_G._Pelizzo,_Fabio_Reale,_Paolo_Romano,_Udo_Sch\"uhle,_Sami_K._Solanki,_Thomas_Straus,_Rita_Ventura,_Cosimo_A._Volpicelli,_Luca_Zangrilli,_Gaetano_Zimbardo,_Paola_Zuppella,_Stuart_D._Bale,_and_Justin_C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10819 |
この手紙は、ゆっくりと拡大する太陽コロナにおける加熱速度の最初の観測推定値を報告します。この解析は、太陽オービター/メティスとパーカーソーラープローブの機器をそれぞれ使用して、同じコロナプラズマ体積の遠隔と局所の同時観測を利用し、基本的な太陽風の磁気流体力学方程式に依存しています。予想通り、コロナ流の加熱と加速をもたらすエネルギー散逸のほとんどは、今回の研究で調査された高さよりもはるかに太陽に近い場所で発生するため、エネルギー損失は太陽風エネルギー束のごく一部です。太陽半径6.3～13.3。超音速風に与えられたエネルギーは、観察されたわずかな残留風の加速を説明し、プラズマを非断熱状態に維持するために使用されます。Wetzel-Kramers-Brillouin限界で導出されたように、現在のエネルギー伝達率推定値は下限を提供し、これはコロナ加熱とその後の太陽風の加速の乱流ベースのモデル化を洗練するのに非常に役立ちます。
7つの2+2二重食四重星系を検出
| Title |
Detection_of_seven_2+2_doubly_eclipsing_quadruple_systems |
| Authors |
P._Zasche,_Z._Henzl,_M._Masek,_R._Uhlar,_J._Kara,_J._Merc,_H._Kucakova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10849 |
この研究では、7つの恒星系からなる不均一なグループを初めて研究します。距離やスペクトルの種類が異なるにもかかわらず、それらはすべて2+2アーキテクチャの四重星系の非常にまれなグループに属しており、内側のペアの両方に食連星が含まれています。これらのシステムは次のとおりです:ASASSN-VJ102911.57-522413.6(内部期間0.57272日および3.79027日)、V1037Her(0.78758および5.80348日)、WISEJ181904.2+241243(0.36713および0.41942日)、V2894Cyg(2.57434および1.30579)日）、NSVS5725040（1.79368日と0.76794日）、WISEJ210230.8+610816（1.84324日と0.57159日）、ZTFJ220518.78+592642.1（2.79572日と3.34615日）。それらの外側の相互周期は、それぞれ9.3、25.4、18.7、27.5、2.6、2.2、および14.0年です。これらの外側の周期性は、これらのシステムの測光観測をより長い時間スパンで行い、ETV(食タイミング変動)を介して両方の内側ペアの周期変化を分析することによって導出されました。これらの研究されたシステムのほとんどは、光曲線の適切なモデリングによって証明されるように、分離されています。そのうちのいくつかは、後尾運動を伴う顕著な離心軌道を示します(V2894CygやNSVS5725040など)。さらに分光追跡観測を行えば、構成星のパラメータのより良い特徴付けが可能になるだけでなく（例えば、NSVS5725040）、相互軌道上の実数倍体としてのシステムの干渉計による検出も可能になるでしょう（例えば、V1037Her）。3:2の平均運動共鳴に近い非常に興味深い過剰系は、より高温の初期スペクトル型の星でのみ見られます。
B[e]超巨星と黄色超巨星の高密度分子環境
| Title |
Dense_Molecular_Environments_of_B[e]_Supergiants_and_Yellow_Hypergiants |
| Authors |
Michaela_Kraus,_Michalis_Kourniotis,_Maria_Laura_Arias,_Andrea_F._Torres,_Dieter_H._Nickeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10911 |
大質量星は、進化の後期段階で大量の質量を放出します。私たちは、星周殻や円盤に埋め込まれていることが知られているB[e]超巨星（B[e]SG）や黄色超巨星（YHG）の暖かい分子環境内の物理的状態を解明することを目指しています。大マゼラン雲からの2つのB[e]SGと4つの銀河YHGのKバンドスペクトルを示します。B[e]SGLHA120-S12およびLHA120-S134から検出されたCOバンドの発光は、これらの星が安定して回転する分子環に囲まれていることを示唆しています。YHGのスペクトルはかなり多様な外観を示します。オブジェクト6CasおよびV509Casには分子的特徴がまったくありません。星[FMR2006]15は発光中に青方にシフトしたCOバンドを示しますが、これは極オンに近い方向の双極性流出の可能性によって説明される可能性があります。対照的に、HD179821では、吸収において青方にシフトしたCOバンドが示されています。星自体は外大気中で分子を形成するには熱すぎるが、最近爆発を起こした可能性があると我々は提案する。私たちは、星自体が（おそらく）膨張するガス殻の後退部分をまだブロックしている可能性があるため、現時点では放出された物質の接近部分しか見ることができないと推測しています。
基本ソーセージモードの識別子としてのジャイロシンクロトロン放射の変調深さ
| Title |
Modulation_depth_of_the_gyrosynchrotron_emission_as_identifier_of_fundamental_sausage_modes |
| Authors |
M._C\'ecere,_A._Costa,_T._Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11095 |
私たちは、ジャイロシンクロトロン(GS)放射の強度、変調深度、平均変調深さを、高速ソーセージモードでの周波数と視線(LOS)の関数として研究します。彩層を考慮し、典型的なフレアプラズマパラメータを使用して直線コロナループの2.5DMHD理想方程式を解くことにより、エネルギーによる衝撃的および一般的な摂動を考慮して、さまざまな無線周波数およびさまざまな空間分解能での密度とGS放射のウェーブレット変換を解析します。マイクロフレアの範囲内です。GS放射放射に対して実行されたウェーブレット解析は、使用されたすべての初期エネルギー摂動に対して、3秒の第一高調波モードを伴う7秒の高速基本ソーセージモードが発生したことを示しました。高空間解像度(中央ピクセル統合)と低空間解像度(ループ全体の統合)の両方で、無線周波数が大きくなるほど、変調深度も大きくなります。ただし、高解像度と低解像度の統合では、ループ軸に対するLOS角度が大きくなると、それぞれ変調深さが大きくなり、変調深さが小さくなるという点が異なります。マイクロフレアエネルギー程度の瞬間的なエネルギー蓄積によってトリガーされる高速MHDモードは、太陽現象で観察されるような電波放射における深い強度変調深度を再現することができます。Reznikova、Antolin、およびVanDoorsselaere(2014)によって線形および強制振動について得られたGS放射の傾向は、彩層とソーセージモードが衝撃によって引き起こされる場所を考慮して、より一般的な状況を分析するときにも存在します。非線形摂動の場合、見つかった挙動は、他の準周期的な脈動特徴に関するソーセージモードの存在の観察識別子として使用できるようです。このことから、有限振幅ソーセージモードには、観測された深い変調深さを生成する可能性があることが推測できます。
前主系列円盤の磁気活性化降着バースト
| Title |
Magnetically-activated_accretion_outbursts_of_pre-main_sequence_discs |
| Authors |
Jacob_Cleaver,_Lee_Hartmann,_Jaehan_Bae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11098 |
私たちは、原始惑星系円盤における磁気回転不安定性(MRI)の誘発が、観察された降着爆発の広範な多様性を説明できるかどうかを調査します。我々は、短命で比較的低い降着率のイベントはおそらく内部円盤での誘発に起因し、最小質量太陽星雲に匹敵するかそれ以下の低い表面密度で発生する可能性があり、したがって、MRIの誘発によって引き起こされる可能性は非常に低いことを示します。重力の不安定性。$\alpha$-粘性アプローチを使用して時間依存の降着円盤モデルを開発し、観測値と比較する光度曲線を計算します。私たちのモデリングは、他の推定と一致して、Gaia17bpiで見られる赤外線バーストと光バースト間の遅延時間は、MRI活性領域における$\alpha\sim0.1$のアウトサイドイン伝播で説明できることを示しています。内部円盤のバーストでは、赤外線と光学の光曲線の間に数年の時間遅れが見られる一方、我々のモデルは、大きなFUOriのようなバーストは光学バーストよりも数十年前に赤外線前駆体を示す可能性があることを示しています。このような前駆体を検出できれば、中心星が急速な降着物質に圧倒される前に解析できるだけでなく、バーストの物理学を抑制することも可能になるかもしれない。私たちの結果は、光学調査に加えて、若い恒星天体の近赤外線モニタリングの重要性を強調しています。さらに、我々の発見は、観測結果を最大限に活用するには、より洗練された三次元の非理想的な磁気流体力学シミュレーションの必要性を強調しています。
GSEP カタログに基づく SEP イベントとその可能性のある前兆現象の分析
太陽エネルギー粒子(SEP)イベントは、宇宙天気の最も重要な側面の1つです。彼らの予測は、フレアやコロナ質量放出(CME)などの発生源の太陽爆発を含むさまざまな要因に依存します。静止太陽エネルギー粒子(GSEP)イベントカタログは、太陽周期22、23、24のこの取り組みに向けた広範なデータセットとして開発されました。現在の研究では、GSEPデータセットをレビューし、拡張しています。(1)E>10MeVチャネルで0.5～10pfuの陽子増強を持つ「弱い」SEPイベントを追加すること、(2)関連する太陽源噴火情報を改善すること。フレアの大きさ、位置、立ち上がり時間、CMEの速度と幅などの時空間特性を分析し、議論します。これらのパラメータとピーク陽子束およびイベントフルエンスの相関関係を確認します。私たちの研究は、SEPイベント予測のための機械学習(ML)モデルの最適なパフォーマンスに向けた機能の重要性を理解することにも焦点を当てています。ランダムフォレスト(RF)、極度勾配ブースティング(XGBoost)、ロジスティック回帰(LR)、およびサポートベクターマシン(SVM)分類器をバイナリ分類スキーマに実装します。最良のモデルの評価に基づいて、SEPイベントの発生を予測するにはフレアとCMEパラメータの両方が必須であることがわかりました。この研究は、堅牢なML手法を使用したSEPイベント予測に関するさらなる取り組みの基礎となります。
核崩壊超新星における $\gamma$ 過程の元素合成。 I. 大質量星における $\gamma$ プロセス収率の新しい分析
| Title |
The_$\gamma$-process_nucleosynthesis_in_core-collapse_supernovae._I._A_novel_analysis_of_$\gamma$-process_yields_in_massive_stars |
| Authors |
L._Roberti,_M._Pignatari,_A._Psaltis,_A._Sieverding,_P._Mohr,_Zs._F\"ul\"op,_M._Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11409 |
核崩壊超新星における$\gamma$過程の元素合成は、鉄以外の中性子欠乏同位体を合成する実現可能な過程として一般に受け入れられている。しかし、理論と観測の間には決定的な矛盾が依然として存在している。大質量星からの$\gamma$過程収量の平均生成量は銀河の化学進化計算で太陽分布を再現するには低すぎるし、MoとRu同位体の収量は他の$\gamma$過程核の収量よりもさらに10倍低い。太陽金属量における初期質量15、20、25M$_{\odot}$の文献で発表されている5セットの核崩壊超新星モデルで$\gamma$過程を調査します。さまざまなモデルの$\gamma$プロセスの過剰生産係数を比較しました。核物理学入力の考えられる影響を強調するために、太陽の値と比較して、質量が互いに近い2つの同位体の23の比率も考慮しました。さらに、$\gamma$過程の追加部位としての超新星前駆体におけるC-O殻合体の寄与を調べた。私たちの分析は、$\gamma$プロセス統合収率と同位体比の両方に、異なるモデル間に大きなばらつきが存在することを示しています。太陽の値と一致する比率は10個だけでした。他のすべての比率は、考慮されたすべてのモデルセットの太陽の値と少なくとも3倍異なります。C-O殻合体内の$\gamma$プロセスは、$\rmA>100$の中間および重陽子に富む同位体を含む同位体比に主に影響を与える。
双極子混合モードの周波数分割の非対称性: 深磁場のトポロジーの窓
| Title |
Asymmetries_of_frequency_splittings_of_dipolar_mixed_modes:_a_window_on_the_topology_of_deep_magnetic_fields |
| Authors |
St\'ephane_Mathis_and_Lisa_Bugnet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11587 |
宇宙星地震学は、星の内部構造と力学に関する私たちの知識に革命をもたらしています。赤色巨星の中心部にある強い磁場の痕跡が最近発見され、画期的な進歩が進んでいます。このような検出の重要な特徴は、観察された双極子混合重力音響モードの周波数分割にこれらの磁場が引き起こす非対称性です。私たちは、観察された双極子混合モードの周波数分割の非対称性が深磁場の幾何学的特性を制約する能力を調査します。私たちは、量子力学で使用される強力な解析的ラカ・ウィグナー代数を使用して、双極子混合振動モードと現実的なさまざまな化石磁場のトポロジーとの幾何学的結合を特徴付け、それらの周波数に誘発される摂動を計算します。まず、斜め磁気双極子の場合、回転軸と磁気軸の間の角度の関数として非対称性の正確な分析式を提供します。その値は、この角度の直接の尺度を提供します。次に、軸対称の双極子フィールドと四極子の場の組み合わせを考慮して、各成分の相対的な強度と符号を解明するために非対称性がどのように盲目であるかを示します。最後に、特定の多重極の場合、負の非対称性が非軸対称トポロジーの特徴であることを示します。したがって、双極子混合モードの非対称性は、化石深層磁場の幾何学的トポロジーに関する重要な、しかし部分的な情報を提供します。したがって、星地震の制約は、より可能性の高い安定した大規模幾何形状を予測することを目的とした分光偏光観測や数値シミュレーションと組み合わせる必要があります。
周期カットオフ下でのユニークな低質量比接触食連星系
| Title |
A_Unique_Low-Mass_Ratio_Contact_Eclipsing_Binary_System_under_the_Period_Cut-Off |
| Authors |
A._Papageorgiou,_P.-E._Christopoulou,_E._Lalounta,_C._E._Ferreira_Lopes,_M._Catelan,_A._J._Drake,_P._Xantzios,_I._Alikakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11607 |
我々は、接触バイナリ（CB）周期制限以下の周期を持つ初の低質量比（LMR）接触バイナリシステムであるCRTSJ163819.6+03485のマルチバンド測光分析を紹介する。質量比と周期の前例のない組み合わせにより、このシステムは食連星(EB)研究にとってユニークなものとなっています。新しいマルチバンド測光観測を使用し、質量比-傾斜面での詳細なスキャンとPIKAIA遺伝的アルゴリズムオプティマイザーを使用して、このユニークなトータルEBシステムのパラメータ空間を調査しました。パラメータ空間のマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングを通じて、相対的な物理パラメータと対応する不確実性の最適なセットが採用されました。結果として得られる系の質量比は$q=0.16\pm0.01$となります。絶対パラメータは、経験的な質量と光の関係を採用することによって導出されました。また、新しい観測と大規模な天文調査からのアーカイブ測光光度曲線を使用して周期の変化も調査され、予備的な解決策で低質量三次伴星の存在の可能性が明らかになりました。システムの起源と進化の状態は、分離バイナリ形成シナリオを通じて調査されます。
太陽に似た星の磁気活動の進化: I. ケプラー観測から導き出された S_ph と年齢の関係
| Title |
Magnetic_activity_evolution_of_solar-like_stars:_I._S_ph-Age_relation_derived_from_Kepler_observations |
| Authors |
Savita_Mathur,_Zachary_R._Claytor,_Angela_R._G._Santos,_Rafael_A._Garc\'ia,_Louis_Amard,_Lisa_Bugnet,_Enrico_Corsaro,_Alfio_Bonanno,_Sylvain_N._Breton,_Diego_Godoy-Rivera,_Marc_H._Pinsonneault,_Jennifer_van_Saders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11657 |
太陽に似た星の年齢は、系外惑星の特性評価や銀河考古学などの多くの研究の中心となってきました。年齢は通常、星の進化モデルから計算されますが、自転や磁気活動など、他の星の性質と年齢を結びつける関係も調査されています。55,232の自転周期の大規模なカタログ$P_{\rmrot}$と、ケプラーデータからの測光磁気活動指数$S_{\rmph}$を使用して、このような磁気ジャイロ年代関係を調べる機会があります。。恒星の年齢は、角運動量進化の処理を含む2つの恒星進化コードを使用して取得されます。したがって、古典的な大気パラメータに加えて$P_{\rmrot}$が入力として使用されます。私たちは、分光観測による3つのサブサンプル、太陽類似体、後期F型およびG型矮星、K型矮星について、星の年齢を予測する2つの異なる方法を調査します。まずベイジアン解析を実行して、$S_{\rmph}$と1～5Gyrの年齢、およびその他の星の特性との関係を導き出します。後期FおよびG矮星、およびK矮星では、多変量回帰では$P_{\rmrot}$と$S_{\rmph}$のモデルが支持され、中央値の差はそれぞれ0.1%と0.2%です。また、ランダムフォレストアルゴリズムを使用した機械学習技術を適用して、同じ入力パラメーターのセットで14Gyrまでの年齢を予測します。F、G、K後期の矮星を合わせた場合、予測年齢は平均してモデル年齢の5.3%以内であり、$P_{\rmrot}$を含めると3.1%に改善されます。これらは、特に現在および将来の宇宙ミッションにおいて、測光観測による太陽に似た星の年齢推定を迅速に行う上で非常に有望な結果です。
それほど速くもなく、それほど激しくもなく、ただ磁気を帯びているだけです
WD0810-353は、太陽の周囲の20%の体積内にある白色矮星です。ガイアの天文距離と固有運動、およびガイア分光法から得られた動径速度を使用して、この星は約30キロ以内に太陽系の1pc以内を通過すると予測されています。ただし、WD0810-353は30MG程度の強度の磁場をホストすることも示されています。したがって、そのスペクトルは、同様の実効温度を持つ通常のDA星のスペクトルとは異なります。私たちは、ハルファ星の周りの星の新しい偏光スペクトルを取得して分析しました。私たちの分析によると、この星の目に見える表面には、磁場の強度が異なり（それぞれ約30MGと約45MG）、極性が反対の2つの領域が示されています。スペクトルは4年間にわたって変化しません。これは、星の自転周期が数十年以上であるか、あるいは磁場が自転軸に関して対称であることを意味します。磁気シフトと分裂を考慮に入れると、星の動径速度の推定値(+83+/-140km/s)が得られます。私たちは、GaiaDR3分光法から推定された精度と主張される値(-373.7+/-8.2km/s)の両方を拒否し、太陽系とWD0810-353の間に接近遭遇はおそらく存在しないと結論付けます。また、この星が超高速暴走星であり、Ia型超新星爆発の生き残りであるという考えも否定します。それは、非常に強力で複雑な磁場を持つ太陽付近の恒星の残骸です。
模擬放射恒星層におけるテイラー・スプルートダイナモ
| Title |
Tayler-Spruit_dynamos_in_simulated_radiative_stellar_layers |
| Authors |
Ludovic_Petitdemange,_Florence_Marcotte,_Christophe_Gissinger_and_Florentin_Daniel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11711 |
テイラー・スプルートダイナモ機構は、放射恒星層で角運動量を輸送するもっともらしい機構として20年前に提案されました。そのトリガー条件と飽和メカニズムを理解するには、直接的な数値シミュレーションが依然として必要です。本研究は、Tayler-Spruitダイナモサイクルの最初の数値シミュレーションを報告した(Petitdemangeetal.2023)のフォローアップです。ここでは、特にダイナモソリューションに対する層化の影響を評価するために、調査されたパラメーター空間を拡張します。また、(Spruit2002)で行われた理論的仮定の数値的検証も示します。これは、星の進化コードに実装された角運動量輸送の古典的な処方を導き出すのに役立ちます。簡略化された放射層は、球殻内で安定に成層され、差動回転する磁化流体の力学を考慮することによって数値的にモデル化されます。当社のシミュレーションでは、半球ソリューションを含む、流れパラメーターに応じてさまざまな磁場のトポロジーと振幅が表示されます。ここで報告されたTayler-Spruitダイナモは、Spruitのヒューリスティック予測に従い、磁気栄養平衡を満たし、角運動量の効率的な乱流輸送を達成することが判明した。
I型X線バーストモデリングの改善のための $^{27}$P の質量測定
| Title |
Mass_Measurement_of_$^{27}$P_for_Improved_Type-I_X-ray_Burst_Modeling |
| Authors |
I._T._Yandow,_A._Abdullah-Smoot,_G._Bollen,_A._Hamaker,_C._R._Nicoloff,_D._Puentes,_M._Redshaw,_K._Gulyuz,_Z._Meisel,_W.-J._Ong,_R._Ringle,_R._Sandler,_S._Schwarz,_C._S._Sumithrarachchi,_A._A._Valverde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10163 |
光度曲線は、タイプIX線バーストの主な観察対象です。計算によるX線バーストモデルは、シミュレーションと観察された光度曲線を一致させる必要があります。シミュレートされた曲線の誤差のほとんどは、$rp$プロセスの反応速度の不確実性から生じますが、これは$rp$プロセス経路における中性子欠損同位体の精密質量測定によって低減できます。$^{27}$Pの正確な原子質量測定を実行し、この新しい測定を使用して既存のタイプIX線バーストモデルを更新し、改善された光度曲線を生成します。$^{27}$Pの原子質量を決定するために、高精度ペニングトラップ質量分析法が使用されました。次に、恒星天体物理学実験モジュール(MESA)を使用して、1Dマルチゾーンモデルを使用してX線バーストをシミュレートし、更新された光度曲線を生成しました。$^{27}$Pの質量過剰は-670.7$\pm$0.6keVと測定され、AME2020で報告された質量よりも14倍の精度が向上しました。$^{26}$Si($p,\gamma$)$^{27}$Pおよび逆光崩壊反応速度は、$^{27}の新しい高精度質量測定に基づいてより高い精度で決定されました。$PおよびMESAライトカーブは、これらのレートを使用して生成されます。$^{27}$Pの質量の変化は、影響を最大化するように調整されたバースターシステムであっても、XRB光度曲線に最小限の影響しか与えないようです。$^{27}$Pの質量は、X線バースト光度曲線において重要な役割を果たしません。より高度なモデルは、より正確な結果を提供するだけでなく、多くの場合、質的に異なる結果を提供することを理解することが重要です。この結果により、個々のX線バースト観測から恒星のパラメータを抽出できるようになるまでに一歩近づきました。さらに、等重多重項質量方程式(IMME)は$A=27、T=3/2$カルテットに対して検証されていますが、これは理論的に予測された小さな3次項を含め、$Tの更新された励起エネルギーを利用した後にのみ検証されています。=3/2$$^{27}$Siの等重アナログ状態。
$f(R,T)$ 修正重力がパルサー HerX1 の質量と半径に与える影響
中性子星内部組成探査機(NICER)による最近の発見により、物質と幾何学の間の潜在的な結合と、その結果として生じる物理的影響を調査する機会が開かれました。ミリ秒パルサーは、そのようなテストを実施し、これらの現象を調べるための理想的な対象として機能します。修正重力の場の方程式$f(R,T)=R+\alpha\,T$を球対称時空に適用します。ここで、$R$はリッチスカラー、$\alpha$は次元パラメータ、$T$はジオメトリの問題です。3つの方程式からなる微分方程式の出力系には5つの未知関数が存在します。系を閉じるために、異方性と動径計量ポテンシャル$g_{rr}$について明示的な仮定を立てます。次に、出力の微分方程式を解き、エネルギー運動量テンソルの成分、つまり密度、半径方向、接線方向の圧力の明示的な形式を導き出します。
戦後最初のラプラタ物理学研究所: 若者への科学の適格な伝達
| Title |
The_Institute_of_Physics_of_La_Plata_in_the_first_post-war_period:_the_qualified_transmission_of_sciences_to_young_people |
| Authors |
Alejandro_Gangui,_Eduardo_L._Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10342 |
20世紀の最初の10年間に、1905年に設立されたラプラタ国立大学は、設備の整った近代的な物理学研究所を創設しました。この論文では、この取り組みがアルゼンチンの中等および大学レベルでの物理教育の近代化に与えた影響を研究します。私たちは、当時の研究所の最も代表的な卒業生の2人、ラモンG.ロワイヤルテとエンリケローデルパルンボに焦点を当て、彼らの最も重要な教育的業績と彼らが受けた世間の評価を分析します。これらの作品は、20世紀前半の物理科学分野における国民教育レベルの向上に対する物理学研究所の貢献の一例です。
カーター定数による無衝突N体系における異方性運動平衡生成機構
| Title |
Carter-constant_induced_mechanism_for_generation_of_anisotropic_kinetic_equilibria_in_collisionless_N-body_systems |
| Authors |
Claudio_Cremaschini_and_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10434 |
衝突のないN体系における非等方性相対論的運動平衡を生成するための新しい固有相対論的運動機構を指摘した。この理論は、共変ヴラソフ統計的記述の枠組みで開発されています。新しい効果は、キリングテンソルの存在を示す規定の背景の湾曲時空における中性単粒子ダイナミクスの保存則によって課される制約に基づいています。実例として、粒子の測地線運動に対するいわゆるカーター定数を許容するカー時空の特定のケースを考慮します。平衡速度分布関数(KDF)の一般的な関数形式が決定され、ガウス様分布に関する明示的な実現が提供されます。カーター定数により、これらの平衡KDFは単一粒子4速度成分に関して異方性の位相空間関数依存性を示し、対応する非等方性連続流体場を引き起こすことが示されています。これらの系に関連する平衡応力エネルギーテンソルの定性的特性について、関連する温度異方性効果の発生に特に重点を置いて議論します。この理論は、特に恒星の質量や銀河中心のブラックホールの周囲の暗黒物質ハローの統計的特性など、天体物理学への応用が可能です。
宇宙ベースの重力波検出器の源としてのバイナリコンパクト天体のポストケプラー波形モデルとその意味
| Title |
Post-Keplerian_waveform_model_for_binary_compact_object_as_sources_of_space-based_gravitational_wave_detector_and_its_implications |
| Authors |
Li-Fang_Li_and_Zhoujian_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10445 |
バイナリコンパクト天体は、将来の宇宙ベースの重力波検出器にとって重要な情報源の一つとなるでしょう。このような連星コンパクト天体には、恒星大質量連星ブラックホール、連星中性子星、連星白色矮星、およびこれらのコンパクト天体の混合物が含まれる。比較的低い周波数に関しては、連星の2つの物体間の重力相互作用は弱いです。一般相対性理論のポストニュートン近似は有効です。文献におけるこのようなバイナリの波形モデルに関する以前の研究では、2つのオブジェクト間の詳細な複雑な物質のダイナミクスを含む特定の状況のダイナミクスが考慮されています。ここでは別の考え方をとります。パルサーのタイミング検出に使われる手法を採用しています。重力理論や詳細な複雑な物質力学の場合、連星の運動は常にポストケプラー拡張として説明できます。そしてポストケプラー重力波形モデルは縮小されるでしょう。物体の質量、スピン、物質の状態方程式パラメータ、一般相対論を超えた力学パラメータの代わりに、ポストケプラー波形モデルに含まれるパラメータは、ケプラー軌道要素とその断熱変化です。LISA、Taiji、Tianqinを含む現在計画中の宇宙ベースの重力波検出器に関して、関係する波形モデルパラメーターを適切に決定できることがわかりました。その結果、バイナリの詳細な問題のダイナミクスを研究することができます。純粋に重力相互作用を伴うバイナリの場合、重力理論は適切に制約できます。
SMBHの成長によるCosmic GREA
一般相対論的エントロピー加速(GREA)は、宇宙の後期加速膨張や銀河の形成や宇宙の大規模構造など、一般相対性理論の文脈で複数の平衡から外れた現象を研究するための一般的な枠組みを提供します。。ここでは、大質量ブラックホールへの質量降着の影響を研究します。私たちは、降着によって質量が大幅に増加する超大質量ブラックホール(SMBH)の集団がエントロピー加速の源として機能し、現在の宇宙加速の重要な部分を構成している可能性があることを発見しました。
最小限に修正された重力タイプ II における球面スカラー崩壊
| Title |
Spherical_scalar_collapse_in_a_type-II_minimally_modified_gravity |
| Authors |
Atabak_Fathe_Jalali,_Paul_Martens,_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10672 |
我々は、VCDMと呼ばれるタイプIIの最小限に修正された重力理論の枠組みで、質量のないスカラー場の球対称の重力崩壊を調査します。この理論は、いわゆる瞬間(またはシャドウ)モードによって補足された2つのローカル物理自由度のみを伝播します。標準的なミンコフスキー時間スライスで漸近的に平坦な時空を課すことにより、瞬間モードを統合することができます。その結果、運動方程式は、スライスを最大にした一般相対性理論(GR)のものに帰着します。ただし、GRとは異なり、VCDMには4D微分同相不変性がないため、理論で優先される時間スライスを変更することはできません。次に、システムを数値的に進化させて、ブラックホールが形成されるかどうか、またどのように形成されるかを確認します。初期のスカラープロファイルの振幅が小さい場合、その崩壊によってブラックホール、特異点、または時間スライスの破綻が発生しないことがわかります。しかしながら、振幅が十分に大きい場合、崩壊は確かに有限時間内に見かけの地平線の形成をもたらす。その後、地平線の外側の解は静的構成、つまり有限で時間に依存しない経過関数を備えたシュヴァルツシルト幾何学によって記述されます。一方、地平線の内側では、数値結果は、経過関数がゼロに向かって減少し続けるため、中央特異点には決して到達しないことを示しています。これは、地平線内部の物理を記述する理論のUV完成の必要性を意味します。それでも、VCDMは、そのようなUV完成に関する知識がなくても、ブラックホールの地平線の外側の宇宙の全時間進化を完全に記述することができると結論付けることができます。
2HDM+S暗黒物質の多周波プローブ
追加のスカラー(2HDM$+S$)を備えた2ヒッグスダブレットモデルは、大型ハドロン衝突型加速器(LHC)での実験1と2にわたって存続し、重要性が増大したいくつかの異常を説明するために提案されたモデルです。これに加えて、2HDM+$S$は、$S$ボソンを介して標準模型に結合する潜在的な暗黒物質(DM)候補も提供します。これまでのところ、このモデルを間接的な手段で制約することは困難でした。ここでは、この興味深いDMモデルを制約する近くの球状星団であるオメガケンタウリの可能性を探ります。このような構造は一般にDMに欠けていると考えられていますが、この銀河団は実際には潮汐によって剥ぎ取られた矮小銀河の残骸であるという議論がなされています。このようなシナリオでは、DMの内容が重要になります。その近さと組み合わせると、これは強力な間接的な暗黒物質シグナルの可能性を示唆していると考えられます。私たちは、Fermi-LATガンマ線データとMeerKAT望遠鏡感度の両方を使用して、2HDM+$S$シナリオにおける弱相互作用大質量粒子(WIMP)に対する間接的な制約源としてのオメガケンタウリの現在の状態と全体的な消滅を決定します。チャンネル。
| Title |
Gravitational_Wave_Probes_on_Self-Interacting_Dark_Matter_Surrounding_an_Intermediate_Mass_Black_Hole |
| Authors |
Kenji_Kadota,_Jeong_Han_Kim,_Pyungwon_Ko,_Xing-Yu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.10828 |
ブラックホールの周囲にある暗黒物質の過剰密度の存在は、連星系の進化に影響を与える可能性があります。ブラックホール連星から放出される重力波信号は、ブラックホール近くの暗黒物質環境を調査するための有望な手段を提供します。暗黒物質の高密度領域は重力波形の位相ずれを引き起こす可能性があり、これはレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)などの今後の実験で検出できる可能性があります。ブラックホールの周囲の暗黒物質密度プロファイルは、暗黒物質モデルによって異なる場合があります。私たちの研究では、ブラックホール連星から放出される重力波信号に対する超軽量の自己相互作用スカラー暗黒物質（SIDM）の影響を特に調査しています。衝突のない暗黒物質とは対照的に、ブラックホールを取り囲むSIDMの際立った特徴は、ソリトンコアの形成です。フィッシャー行列解析を実行して、ソリトンのサイズと、将来のLISAのような重力波実験で探索できる対応するSIDMパラメーター空間を推定します。
ディラトン誘起のオープン量子ダイナミクス
現代の宇宙論では、スクリーニング機構を備えたスカラー場が、暗黒エネルギーや暗黒物質などの現象の説明としてよく使用されます。さまざまなモデルの中で、ポリアコフ・ダムール機構によって選別された環境依存の拡張は、最も制約の少ないモデルの1つです。縮小密度行列を直接計算するために最近開発された経路積分ツールを使用して、ダイラトンの変動を含む環境との相互作用によって誘発される、別の実スカラー場によってモデル化されたプローブの開いた量子力学を研究します。主な効果として、プローブの単一進化に対する補正を抽出します。これは周波数シフトとして観察できます。スカラープローブが物質波干渉法における冷原子を大まかに近似すると仮定すると、実験的に異なる2つの設定で予測された周波数シフトを比較すると、ディラトンパラメーター空間の大部分が除外される可能性があることがわかります。
量子コンピューティングの最近の進歩と天体物理学用の新しい検出器技術の開発により、高利得、広帯域、量子制限された増幅器の必要性が高まっています。反転NbTiNマイクロストリップとアモルファスシリコン誘電体を使用した純粋な進行波パラメトリックアンプ(TWPA)を紹介します。分散エンジニアリングにより、広範囲の周波数にわたって三波混合増幅の位相整合を図りながら、$50~\Omega$のインピーダンス整合を実現し、望ましくないパラメトリックプロセスを抑制することができます。その結果、20dBゲインと20mKでの量子制限ノイズ性能で動作する広帯域アンプが得られます。アンプが位相に敏感な単一周波数では、8dBの真空ノイズ圧縮をさらに実証します。
動的に形成されたバイナリからの個々の LIGO-Virgo-KAGRA 観測の生成と形成チャネルの分類
| Title |
Classifying_the_generation_and_formation_channels_of_individual_LIGO-Virgo-KAGRA_observations_from_dynamically_formed_binaries |
| Authors |
Andrea_Antonelli,_Konstantinos_Kritos,_Ken_K._Y._Ng,_Roberto_Cotesta,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11088 |
重力波天文学における2つの重要な疑問に取り組みます。ブラックホール連星合体につながる天体物理学的形成シナリオは何ですか?合体するブラックホールの一部は、前世代の合体を通じて階層的に形成されたのでしょうか?ラプスターコードとランダムフォレストアルゴリズムからの高速生成の天体物理シミュレーションを活用して、イベントごとに動的に形成されるBHの最も可能性の高い生成および形成シナリオを正確に分類するパイプラインを開発します。私たちは、力学的起源を示唆する特徴を備えた4つの合体イベント、つまり大総質量イベントGW190521、GW190412(大きな質量の非対称性を伴う)、および有効スピンが軌道角運動量と反整合する2つのイベント(GW191109およびGW200225)でフレームワークをテストします。私たちが検討するモデル内で、これらのイベントが動的に形成されると仮定すると、GW190521の構成要素ブラックホールの1つが、高い確率($\gtrsim85\%$)で以前の合体から形成されたことがわかります。GW190521、GW191109、およびGW200225は三体相互作用による形成と互換性がありますが、GW190412の最も可能性の高い形成チャネルは二体捕捉です。また、GW191109には97$\%$の確率で第一世代ブラックホールのみが含まれているという可能性も除外されます。私たちのパイプラインは、より包括的な連星形成シミュレーションのセットでトレーニングされると、個々のGW観測の進化経路を特定するのに役立つ可能性があります。
低エネルギー大気ニュートリノの特徴的な核痕跡
精密な研究を進めるには、ニュートリノ混合の新しいプローブが必要です。有望な方向性の1つは、低エネルギー大気ニュートリノ(数百MeV以下)の検出によるもので、これに対するさまざまな短期実験の感度は大幅に向上するでしょう。今回我々は、中性電流チャネルと荷電電流チャネルの両方において、排他的なニュートリノと炭素の相互作用（バックグラウンドが低い検出可能な核崩壊信号につながるもの）の特徴的な核サインを通じて、これらのニュートリノを調べることに焦点を当てます。ここで、中性電流のサインは15.11MeVの線であり、充電電流のサインは遅延減衰と2回または3回一致しています。私たちは、大規模液体シンチレーター検出器である江門地下ニュートリノ観測所(JUNO)でそのような事象を特定する見通しを計算します。5年間の曝露により、約16回の中性電流イベント(すべての種類)と約16回の帯電電流イベント(ほとんどが$\nu_e+\bar{\nu}_e$によるもの、一部は$\nu_\mu+\によるもの)が発生します。bar{\nu}_\mu$)であるため、それぞれのレートにはおよそ25\%の不確実性があります。私たちの結果は、JUNOが100MeV未満の大気ニュートリノを初めて測定できる可能性を示しています。また、炭素やその他のターゲットの特徴的な核痕跡をさらに特定するという目標を含む、低エネルギー大気ニュートリノの複数の検出器による研究に向けた一歩でもあります。
オタマジャクシが重要な場合: インフレーションにおける観客ヒッグスのワンループ補正
| Title |
When_tadpoles_matter:_One-loop_corrections_for_spectator_Higgs_in_inflation |
| Authors |
Dra\v{z}en_Glavan,_Tomislav_Prokopec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11162 |
べき乗則インフレーションにおけるスペクテーターアーベルヒッグスモデルの古典的なアトラクター領域を考慮し、その進化に対する1ループ補正を計算します。計算には、次元正則化とユニタリゲージのプロパゲータを利用します。スカラー凝縮とエネルギー運動量テンソルの両方に対する修正は、長期にわたる紫外線の寄与を示し、スカラーのポテンシャルの低下を遅くし、古典的なアトラクターから遠ざける傾向があります。U(1)電荷がスカラー自己結合よりはるかに大きい場合、これらの補正は抑制する必要はありません。これは平面空間ですでに見られます。さらに、遅い時間では、長期にわたる修正により必然的に摂動的なループの拡張が無効になります。我々は、後期の経年補正がくり込み群によって捕捉されることを発見し、これにより、摂動性の崩壊を超えてそれらを再開する可能性が開かれる。
エキゾチックなコンパクトオブジェクトからの不正なエコー
エキゾチックなコンパクト天体を含む連星系は、合体後に重力波(GW)のバーストを繰り返し放出する可能性があります。このようなGWエコーは新しい物理学の明確な兆候を提供するでしょうが、それらの検索では説得力のある検出は得られていません。ここで我々は、ブラックホールを模倣した物体を通る伝播時間が長いため、GWイベントとそのエコーの間の典型的な時間遅延は一般に予想されるよりもはるかに大きいと主張する。時間遅延を計算するための簡単なレシピといくつかの例を提供します。これらの時間遅延は数十億年に及ぶ可能性があり、その結果、GWイベントと相関せず、現在の制約をすべて回避する不正エコーが発生します。それらは、個々のエコーまたはGWバーストを検索することによってのみ検出可能です。
$\Lambda(t)$ モデルにおける宇宙論的地平線における熱力学量の進化
平坦なフリードマン-ロバートソン-ウォーカー(FRW)宇宙の地平線は、デ・ジッター宇宙とは異なり、ハッブルパラメータ$H$とハッブル半径$r_{H}$が時間とともに変化する場合、動的であると考えられます。動的地平線上の熱力学を明らかにするために、平坦なFRW宇宙の地平線上の動的こだま-ヘイワード温度とベケンシュタイン-ホーキングエントロピーの発展を、時間変化と同様の$\Lambda(t)$モデルで調べます。$\Lambda(t)$宇宙論。$\Lambda(t)$モデルには、$H^{\alpha}$($\alpha$は自由変数)に比例するべき乗則項と、以前のモデルを拡張した状態方程式パラメータ$w$の両方が含まれています。分析[物理学。Rev.D100、123545(2019)(arXiv:1911.08306)]。現在のモデルを使用して、$\alpha<2$を設定して、物質が支配する宇宙($w=0$)と放射線が支配する宇宙($w=1/3$)を調べます。どちらの宇宙もド・ジッター宇宙に近づき、最終段階でエントロピーの最大化を満たす傾向があります。いくつかのパラメータ(ベケンシュタイン-ホーキングエントロピーなど)の発展は、$w=0$と$w=1/3$の両方で類似していますが、動的温度$T_{H}$は異なります。特に、$H$と$r_{H}$は時間とともに変化しますが、$w=1/3$、$\alpha=1$の場合、$T_{H}$は一定であることがわかります。このケースを議論するために、定数$T_{H}$に必要な特定の条件を調べます。現在のモデルに特定の条件を適用すると、あたかも動的地平線が熱浴に接しているかのように、一定の$T_{H}$で宇宙を記述することができる宇宙論モデルが得られます。宇宙の緩和過程についても議論します。
シュワルツシルトブラックホールを伴う連星のパルサーに対する完全一般相対性理論に基づく光の曲がり現象の研究
| Title |
A_study_of_the_light_bending_phenomenon_under_full_general_relativity_for_a_pulsar_in_a_binary_with_a_Schwarzschild_black_hole |
| Authors |
Jyotijwal_Debnath,_Manjari_Bagchi,_Avishek_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11431 |
恒星質量ブラックホールを伴星とする連星における電波パルサーの信号の曲げ遅延の値は、伴星近くのシュワルツキッド時空を考慮した完全な一般相対論的枠組み内で正確に計算された。軌道傾斜角と軌道位相の両方が$90^{\circ}$に近い場合を除き、結果は既存の近似解析式と一致します。このような場合、近似解析式は曲げ遅延の値を過小評価します。一方、ダブルパルサーのようなシステムでは、傾斜角が90度に非常に近い場合を除き、これらの式は軌道位相全体にわたって有効です。パルサーとブラックホールの連星の場合、屈曲現象によってパルスプロファイルの強度も増加し、場合によっては小さな低強度のテールが発生する可能性があります。
新しい種類の天体地球物理観測所としてのチベットジュニパーの生きた森
| Title |
A_living_forest_of_Tibetan_Juniper_trees_as_a_new_kind_of_astro-geophysical_observatory |
| Authors |
Courtillot_Vincent,_Boul\'e_Jean-Baptiste,_Le_Mou\"el_Jean-Louis,_Gibert_Dominique,_Zuddas_Pierpaolo,_Maineult_Alexis,_G\`eze_Marc_and_Lopes_Fernando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11450 |
太陽の周りを回る地球の軌道は、月と太陽、さらには4つの巨大な惑星によって加えられるトルクによって乱されます。これらは、千年にわたるミランコビサイクルとして知られる、地表での日射量の変動を引き起こします。この概念は、木の成長に関連する数年から数世紀という短い時間スケールに拡張されました。この論文は、長寿命のチベットジュニパー林の樹木年代学的研究の結果に関するiSSAに焦点を当てています。これから、樹木の成長率の中央値曲線を決定し、iSSAによって分析されます。3.3年から1000年以上までの豊富な(擬似)周期セットを取得し、黒点や日長の時系列で見つかった特定のスペクトルシグネチャと比較します。私たちは、西暦357年から2000年の期間をほぼ完全にカバーする単一のツリーからの記録について詳しく説明します。90年グライスベルグ、22年、30年の構成要素が非常に顕著です。オールト、ウルフ、スピオラー、マウンダー、ダルトンの気候の極値はすべて、グライスバーグサイクルの極値に非常に正確に対応しています。よく知られている中世の最適気候、小氷河期、現代の最適気候はすべて、主に気候変動によって強制されているようです。グライスベルグサイクルの包絡線。グライスベルグサイクルは500～600年の周期で強く変調されています。データ内の小さなギャップ近くのノードは、中世の最適気候に非常に近いです。地球のさまざまな場所での観測は、次のことを支持しています。ミランコビッチの数学的気候理論により、地球の自転軸の傾きと太陽の日射量の変化を通じて、気候変動と日の長さを関連付けることができるのと同じように、次のセットを提案するのは合理的です。チベットの年輪成長率で証明される擬似周期は、短期間のミランコヴィ周期に単純に対応しており、ドゥラン森林は継続的な地球物理観測所の有力な候補と考えられるかもしれない。
| Title |
A_Hunt_for_Magnetic_Signatures_of_Hidden-Photon_and_Axion_Dark_Matter_in_the_Wilderness |
| Authors |
Ibrahim_A._Sulai,_Saarik_Kalia,_Ariel_Arza,_Itay_M._Bloch,_Eduardo_Castro_Mu\~noz,_Christopher_Fabian,_Michael_A._Fedderke,_Madison_Forseth,_Brian_Garthwaite,_Peter_W._Graham,_Will_Griffith,_Erik_Helgren,_Andres_Interiano-Alvarado,_Brittany_Karki,_Abaz_Kryemadhi,_Andre_Li,_Ehsanullah_Nikfar,_Jason_E._Stalnaker,_Yicheng_Wang,_Derek_F._Jackson_Kimball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11575 |
地球は、超軽量ボソン暗黒物質(アクシオンと隠された光子)を、その表面全体に特徴的なパターンを持つ振動磁場に変換するトランスデューサーとして機能します。ここでは、非相互作用粒子探索実験ハント(SNIPEHunt)という専用の実験の最初の結果について説明します。この実験は、相対的に磁力計のネットワークを使用して相関測定を実行することで、このような暗黒物質誘発磁場パターンを検出することを目的としています。静かな磁気環境（人為的な磁気ノイズから遠く離れた荒野）。私たちの実験では、0.5～5.0Hzの範囲のコンプトン周波数で隠れ光子とアクシオン暗黒物質を記述するパラメーター空間を制約します。隠れ光子暗黒物質の速度混合パラメーターの限界は、この周波数範囲におけるこれまでの最良の実験限界を表しています。
| Title |
Cosmological_coupling_of_nonsingular_black_holes |
| Authors |
M._Cadoni,_A._P._Sanna,_M._Pitzalis,_B._Banerjee,_R._Murgia,_N._Hazra,_M._Branchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11588 |
私たちは、一般相対性理論(GR)の枠組みで、ブラックホール(BH)が特異点のない天体であれば、大規模な宇宙力学と結合することを示します。スケールファクター$a$の関数としてのBH質量($M_{\rmBH}$)の増加に対する主な寄与は曲率項に由来しており、$M_{\rmBH}\proptoが得られることがわかります。a^k$、$k=1$。我々は、このような線形スケーリングが球対称のオブジェクトに対して普遍的であり、通常のBHの場合にはこれが唯一の寄与であることを示します。非特異的な水平なしコンパクトオブジェクトの場合は、代わりに追加のサブリーディングモデル依存項を取得します。我々は、GR非特異BH/地平線のないコンパクト天体は、宇宙論的に結合しているものの、暗黒エネルギーの源である可能性は低いと結論付けています。赤方偏移$z=0.8-0.9$における楕円銀河サンプル中の超大質量BHの質量増加の赤方偏移依存性を分析することにより、天体物理データを用いた予測をテストします。また、理論的予測と、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で得られた高赤方偏移BH質量測定値とを比較します。$k=1$はJWSTの結果と$2\sigma$内で互換性がありますが、$z=0.8-0.9$の楕円銀河からのデータは$k>1$の値を支持することがわかります。この問題を解決するには、より大きな質量と赤方偏移の範囲をカバーするBHの新しいサンプルと、より正確なBH質量測定が必要です。
ここでは、大質量重力の枠組みにおける熱力学の一般化第二法則(GSL)を研究します。これを行うために、物質のみで満たされ、見かけの地平線に囲まれたFRW宇宙を考えます。さらに、一般化大規模重力(GMG)とdeSitter上のdRGT大規模重力を含む2つのモデルを考慮します。両方のモデルについて、最初に背景宇宙論の力学を研究し、次にGSLの妥当性を調査します。モデルパラメーターの選択された値については、GSLが尊重されると結論付けます。
非極小物質相互作用を伴う一般相対性理論と物質型修正重力理論の等価性
| Title |
Equivalence_of_matter-type_modified_gravity_theories_to_general_relativity_with_nonminimal_matter_interaction |
| Authors |
\"Ozg\"ur_Akarsu,_Mariam_Bouhmadi-L\'opez,_Nihan_Kat{\i}rc{\i},_Elham_Nazari,_Mahmood_Roshan,_N._Merve_Uzun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11717 |
$f(\mathcal{L}_{\rmm})$、$f(g_{\mu\nu}T^{\mu\nu})$、$f(T_などの重力モデルが次のことを示します。{\mu\nu}T^{\mu\nu})$、物質のラグランジュ密度$\mathcal{L}に物質関連項のみを追加することで、通常のアインシュタイン-ヒルベルト作用における物質源の導入を変更します。_{\rmm}$は、非最小相互作用を伴う一般相対性理論と同等です。再定義$\mathcal{L}_{\rmm}+f\rightarrow\mathcal{L}_{\rmm}^{\rmtot}$を通じて、これらのモデルは正確にGRですが、通常の物質場$T_{\mu\nu}$とそれに付随するパートナー、つまり変更フィールド$T_{\mu\nu}^{\rmmod}$は最小限以外の相互作用を行います。つまり、$\nabla^{\mu}T_{\mu\nu}=-Q_{\nu}=-\nabla^{\mu}T_{\mu\nu}^{\rmmod}$です。$Q_{\nu}$は、エネルギー伝達の速度を制御する相互作用カーネルです。私たちは、エネルギー運動量二乗重力という特定のモデルに焦点を当てます。ここで、通常の物質場$T_{\mu\nu}$は、付随するエネルギー運動量二乗場$T_{\mu\nu}^{\rmをもたらします。emsf}$とそれらの間の非最小相互作用。文献にある通常の現象論的な非最小相互作用モデルと比較して、EMSFは$f$関数の単純な形式であっても共変定式化を持つより複雑な相互作用カーネルを生成します。我々は、いくつかの異なる側面を通じてEMSFについて詳しく説明します:冷たい暗黒物質や相対論的種などのソースとそれらに付随するEMSFの相互作用から誘発されるDE成分、非正準スカラー場などを模倣する相互作用するDE-DMモデル、またはホイル型塵以外の流体に拡張された定常状態の宇宙モデルを生成する創造場と、修正された一般化チャプリジンガスの模倣体。また、$\mathcal{L}_{\rmm}$の2番目の計量変動や、$g_{\mu\nu}T^{\mu\nu}のようなスカラーを含むモデルの適切な計算も示します。\,,R_{\mu\nu}T^{\mu\nu}$と$G_{\mu\nu}T^{\mu\nu}$。
