オフセットがないことに関する大騒ぎ -- 異常な複数の画像構成と、多平面の強力なレンズ Abell 3827
における光と質量の間のモデル駆動の変位を特徴付ける
| Title |
Much_ado_about_no_offset_--_Characterising_the_anomalous_multiple-image_configuration_and_the_model-driven_displacement_between_light_and_mass_in_the_multi-plane_strong_lens_Abell_3827 |
| Authors |
Joyce_Lin,_Jenny_Wagner,_and_Richard_E._Griffiths |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11779 |
アベル3827は、$z_\mathrm{s}=1.24$にある青色渦巻銀河の高解像度の複数画像構成を引き起こす、中心部での乾式合体を伴うユニークな銀河団です。$z_\mathrm{d}=0.099$付近で合体する4つの銀河の表面輝度プロファイルは、画像の数を明確に特定し、画像全体で対応する小規模な特徴を見つけることを複雑にします。発光物質と暗黒物質の間のオフセットに関する必然的な論争は決して解決されておらず、この複数の画像構成を説明するには、相補的なプローブとシミュレーションからの境界と緊張関係にある暗黒物質の特性が必要であるように思われました。私たちは、すべての画像にわたる可能性のある特徴の一致と、再構成された質量密度分布への影響を体系的に研究することで、これらの問題を解決します。グローバルレンズモデルを課すことなく、これらの特徴マッチングによって直接制約されるローカルレンズ特性から、それらのいずれも標準的な単一レンズ平面レンズ処理から予想されるローカル特性と一致しておらず、また、それらはレンズ内の光の分布によって引き起こされるものではないと結論付けます。集まる。相補的な分光データを検査することで、これらの結果はすべてデータの不十分な拘束力に由来しており、エキゾチックな形態の暗黒物質や改変された重力ではなく、厚いレンズを示唆しているようであることを示します。厚いレンズの仮説がフォローアップの多面レンズモデリングで裏付けられるのであれば、A3827は暗黒物質の分布において完全な3次元の縮退を患っていることになります。なぜなら、単一のレンズ面におけるせん断とスケーリングの組み合わせは次のように表すこともできるからです。複数のレンズ面によって引き起こされる効果的なせん断と回転。
| Title |
Strong_gravitational_lensing_as_a_probe_of_dark_matter |
| Authors |
S._Vegetti,_S._Birrer,_G._Despali,_C._D._Fassnacht,_D._Gilman,_Y._Hezaveh,_L._Perreault_Levasseur,_J._P._McKean,_D._M._Powell,_C._M._O'Riordan,_G._Vernardos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11781 |
強力な重力レンズ銀河内およびその視線に沿った暗黒物質構造は、レンズ光源の複数の画像に重力痕跡を残します。したがって、強力な重力レンズは、亜銀河規模の物質構造のバリオン含有量に依存しない方法で、さまざまな暗黒物質モデルの重要なテストを提供します。この章では、銀河規模の強力な重力レンズ観測が暗黒物質の物理的性質にどのように敏感であるかを説明します。この分野の歴史的な視点を提供し、その現状をレビューします。近い将来、さまざまな暗黒物質モデルの厳密で堅牢なテストを実現できるようになる、データ、系統誤差の処理、理論的予測の観点からの課題と進歩について議論します。次世代の天空測量の出現により、既知の強力な重力レンズシステムの数は数桁増加すると予想されます。高解像度の追跡観測と組み合わせることで、これらのデータは、強力な重力レンズ効果によって暗黒物質の特性を制限する重要な機会を提供するでしょう。
パリティ違反ユニバースの署名
パリティ違反の宇宙はどのようなものになるでしょうか?私たちは、新しい$N$-bodyシミュレーションスイートQUIJOTE-Oddを使用して、宇宙後期のミラー非対称性の数値的および理論的研究を発表します。これらはパリティ違反の初期条件を特徴としており、架空の原始トライスペクトルに対する単純なアンザッツを介して注入され、非線形領域に発展しました。実現平均パワースペクトル、バイスペクトル、ハロー質量関数、および物質PDFは、回転および並進の不変性から生じると主張する非線形領域の奥深くまで、初期条件の変更の影響を受けないことがわかりました。対照的に、物質のパリティ奇数トライスペクトル(新しい推定器を使用して測定)は、原始トライスペクトルの振幅を設定するパリティ違反パラメーター$p_{\rmNL}$に比例する明確な特徴を示します。さらに、ハローの角運動量に興味深い特徴が見つかり、原始トライスペクトルは、$p_{\rmNL}$に比例して、角運動量と平滑化された速度場の間にゼロ以外の相関関係を引き起こします。当社のシミュレーションスイートは、将来の分析を容易にするために公開されています。
物質が支配した時代に形成された回転する原始ブラックホール
| Title |
Spinning_primordial_black_holes_formed_during_a_matter-dominated_era |
| Authors |
Eloy_de_Jong,_Josu_C._Aurrekoetxea,_Eugene_A._Lim,_Tiago_Fran\c{c}a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11810 |
私たちは、初期の物質支配時代における回転する原始ブラックホールの形成を研究しています。非線形3+1D一般相対論的シミュレーションを使用して、プロセスにおける質量と角運動量の伝達効率を計算します。これは$\mathcal{O}(10\%)$と$\mathcal{O}であることがわかります。それぞれ(5\%)$です。我々は、シードPBHがバックグラウンドから非回転物質を蓄積し、無次元スピンを減少させるため、その後の進化が重要であることを示す。物質の時代が短くない限り、最終的な無次元スピンは無視できると主張します。
ハッブルフロンティア場から推測される再電離時の星形成効率
| Title |
The_Star_Formation_Efficiency_During_Reionization_as_Inferred_from_the_Hubble_Frontier_Fields |
| Authors |
Jackson_Sipple_and_Adam_Lidz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12087 |
前景レンズ群の背後にあるハッブルフロンティア領域における最近の紫外光度関数(UVLF)分析は、現場よりも最大5等級暗い$z\sim5-9$UVLFの微光端の推定を確定するのに役立った。これらの測定は、宇宙の再電離における低光度銀河の役割に関する貴重な情報を提供し、JWST観測の期待値を調整するのに役立ちます。ハッブルからのレンズ付きデータと以前のUVLFデータに半経験的モデルを当てはめました。この当てはめは再電離中の平均星形成効率(SFE)を制約し、レンズ付きUVLF測定では$M\sim2\times10^9{\rmM}_\odot$ほど小さいハロー質量スケールを調べます。ハロー質量を伴うSFEの暗黙の傾向は、$M\gtrsim10^{10}{\rmM}_\odot$での以前の推論からの外挿とほぼ一致していますが、結合データはより浅いSFEを好みます。ただし、この優先度は、レンズ測定における体系的な不確実性の影響を受けます。$z\sim6$付近では、$\sim10^{11}-10^{12}{\rmM}_\odot$の間の$\sim20\%$でSFEがピークに達していることがわかります。私たちの最良適合モデルは、電離光子の脱出率が$f_{\rmesc}\sim10-20\%$である場合、電子散乱光学深さのPlanck2018の決定、および最新の再電離履歴測定と一致します。共同UVLFは、$z\sim8$での電離光子の予算のほぼ$80\%$を占めます。最後に、$z\gtrsim11$における最近のJWSTUVLF推定値は、ハッブルデータによって示唆された赤方偏移の進化から大きく逸脱する必要があることを示します。
超スローロールガリレオンインフレーションによる原始的な非ガウス性
| Title |
Primordial_non-Gaussianity_from_ultra_slow-roll_Galileon_inflation |
| Authors |
Sayantan_Choudhury,_Ahaskar_Karde,_Sudhakar_Panda,_M._Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12334 |
我々は、ガリレオンインフレーションの枠組みにおける低速ロール（SR）から超低速ロール（USR）への遷移中の大きな原始非ガウス性の生成に関する詳細な研究を紹介します。$\Delta{\itN}_{\rmUSR}\sim2$e-foldsの期間持続するUSRフェーズの急激な遷移により、非次数のガウス振幅:$|f_{\rmNL}|SRIでは\sim{\itO}(10^{-2})$、USRでは$-5<f_{\rmNL}<5$、$-2<f_{\rmNL}<2$はSRIIフェーズで。その結果、$|f_{\rmNL}|の累積平均値を達成することができます。\sim{\itO}(1)$.これは、我々の結果がSRIの絞り込み制限においてのみマルダセナのノーゴー定理を厳密に満たす一方で、USRフェーズとSRIIフェーズの両方では同じ条件に厳密に違反することを意味します。ガリレオン理論の非繰り込み定理は、大規模な非ガウス性を伴う大質量原始ブラックホールの生成に関する結果を裏付けるのに役立ちます。これは、低スケールで固定された遷移波数の特定の位置に依存することが示されています。
Euclid: 分光および測光の一次プローブによる重力のスケールに依存しない線形変更の制約
| Title |
Euclid:_Constraining_linearly_scale-independent_modifications_of_gravity_with_the_spectroscopic_and_photometric_primary_probes |
| Authors |
N._Frusciante,_F._Pace,_V.F._Cardone,_S._Casas,_I._Tutusaus,_M._Ballardini,_E._Bellini,_G._Benevento,_B._Bose,_P._Valageas,_N._Bartolo,_P._Brax,_P._G._Ferreira,_F._Finelli,_K._Koyama,_L._Legrand,_L._Lombriser,_D._Paoletti,_M._Pietroni,_A._Rozas-Fern\'andez,_Z._Sakr,_A._Silvestri,_F._Vernizzi,_H.A._Winther,_N._Aghanim,_L._Amendola,_N._Auricchio,_R._Azzollini,_M._Baldi,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_J._Dinis,_F._Dubath,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_S._Galeotta,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_L._Guzzo,_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12368 |
将来のユークリッド宇宙衛星ミッションは、宇宙規模で一般相対性理論の修正を制限する貴重な機会を提供するでしょう。私たちは、より小さな非線形スケールでのさまざまなテスト可能なタイプの導関数スクリーニング機構を特徴としながら、線形スケールでは摂動のスケールに依存しない成長によって特徴付けられる修正重力モデルに焦点を当てます。我々は、3つの特定のモデル、すなわち、Jordan-Brans-Dicke(JBD)、Dvali-Gabadadze-Porrati(nDGP)重力の正規枝、および$k$-mouflage(KM)重力を考慮します。我々は、宇宙論的パラメータとモデルの追加パラメータについて、それぞれ$\omega_{\rmBD}$、$\Omega_{\rmrc}$、$\epsilon_{2というEuclidによる分光および測光一次探査からの予測を提供します。,0}$、一般相対性理論からの逸脱を定量化します。この分析により、これらの修正された重力モデルの宇宙論に関する知識が向上します。予測分析には、弱いレンズ(WL)に適用されるフィッシャーマトリックス手法が使用されます。フォトメトリック銀河クラスタリング(GC$_{ph}$);分光銀河クラスタリング(GC$_{sp}$)とGC$_{ph}$とWL間の相互相関(XC)。Euclid測量仕様では、非線形スケールの制約力を評価するために、$\ell$と$k$の異なるカットを特徴とする3つのシナリオを定義します。各モデルについて、対応するモデルパラメーターの2つの基準値を考慮します。68.3\%信頼区間の楽観的な設定では、Euclidだけを使用すると、次の相対誤差の割合が見つかります:$\log_{10}{\omega_{\rmBD}}$の場合、基準値$\omega_{\rmBD}=800$、GC$_{sp}$のみを使用した場合35%、GC$_{ph}$+WL+XCを使用した場合3.6%、GC$_{ph}$+WL+XC+GCを使用した場合3.3%$_{sp}$;$\log_{10}{\Omega_{\rmrc}}$の場合、基準値$\Omega_{\rmrc}=0.25$を使用すると、それぞれ90%、20%、17%になります。最後に、$\epsilon_{2,0}=-0.04$の場合、それぞれ5%、0.15%、0.14%になります。(要約)
| Title |
Tracking_the_Multifield_Dynamics_with_Cosmological_Data:_A_Monte_Carlo_approach |
| Authors |
William_Giar\`e,_Mariaveronica_De_Angelis,_Carsten_van_de_Bruck,_Eleonora_Di_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12414 |
我々は、多数のスカラー場$\phi^K$が重力と最小限に結合し、自明ではない計量$G_{IJ}(\ファイ^K)$。私たちのアルゴリズムは3つの主要な部分で構成されています。まず、インフレーション期間全体を通して場方程式を解き、スカラー摂動のスペクトル、原始重力波、等曲率モードなどの観測可能な量の予測を導き出します。また、スーパーホライズンスケールでの断熱モードと等曲率モードの挙動、およびホライズンクロス後のスカラーモードへのエントロピーの転移を追跡するために、伝達行列形式を組み込んでいます。次に、アルゴリズムをボルツマン積分器コードとインターフェースして、宇宙マイクロ波背景異方性や偏光角パワースペクトルを含む、その後の完全な宇宙論を計算します。最後に、大量のパラメータ空間を効率的に探索し、理論的予測が観測値と一致するサブ領域を特定できる新しいサンプリングアルゴリズムを開発します。このようにして、フィールドの初期条件とモデルの自由パラメーターをサンプリングすることで、マルチフィールドシナリオのモンテカルロ分析が可能になります。特定のモデルを分析し、その自由パラメーターに対する制約を導き出すことで、アプローチのすべての機能をテストします。私たちの方法論は、複数分野のインフレーションを研究するための強力なフレームワークを提供し、この分野の将来の研究に新たな道を開きます。
高温の原始星のエンベロープ内で遍在する炭素粒子が破壊される証拠
| Title |
Evidence_for_ubiquitous_carbon_grain_destruction_in_hot_protostellar_envelopes |
| Authors |
P._Nazari,_B._Tabone,_M._L._R._van_'t_Hoff,_J._K._J{\o}rgensen,_E._F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11778 |
地球は太陽と比較して炭素と窒素が最大${\sim}4$桁不足しています。高温惑星形成領域における（炭素と窒素が豊富な）耐火性有機物の破壊により、この欠陥が説明される可能性がある。これらの粒子が耐火性の彗星組成であると仮定すると、それらの破壊により、高温ガス中の酸素が豊富な氷からこれらの分子が最初に形成および昇華した後、高温ガス中の窒素含有酸素に乏しい分子が強化されます($\gtrsim300$K)。${\sim}150$K)。アルマ望遠鏡による$37$大質量原始星の観測により、酸素含有分子(CH$_3$OHとHNCO)が系統的にその高温成分の増強を示さないことがわかりました。対照的に、窒素を含有し、酸素の少ない分子(CH$_3$CNおよびC$_2$H$_3$CN)は、その高温成分の因子${\sim}5$の増強を体系的に示し、追加の高温ガス中でこれらの分子が生成されます。熱励起条件のみを仮定すると、これらの結果は、彗星の組成と一致する、耐火性有機物の破壊の兆候として解釈されます。この破壊は、高温ガス中のC/OおよびN/Oが温ガスよりも高いことを意味しますが、これらの比率の正確な値は、効果的に破壊される粒子の割合によって異なります。この割合は、ここで示した豊富な微量炭素、窒素、酸素キャリアからC/OとN/Oを制限する将来の化学モデルによって見つけることができます。
金星が誕生しつつある？超低温M準惑星LP 890-9 cのJWST観測による予測
| Title |
A_Venus_in_the_Making?_Predictions_for_JWST_Observations_of_the_Ultracool_M-Dwarf_planet_LP_890-9_c |
| Authors |
Jonathan_Gomez_Barrientos,_Lisa_Kaltenegger,_and_Ryan_J._MacDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11826 |
最近発見された通過中のスーパーアースLP890-9cは、大気の特性評価に最適な岩石系系外惑星の1つである可能性があります。ハビタブルゾーンの内縁で超低温のM型矮星を周回するLP890-9cは、ハビタブルゾーンの内縁にある岩石惑星の気候を研究する新たな機会を提供する。LP890-9cの5つの潜在的な大気に対する模擬JWST透過スペクトルを使用して分子の検出可能性を調査します。私たちは、小規模な3トランジットJWSTプログラムが、完全な温室暴走シナリオのH2Oの証拠を(3$\sigma$の信頼度で)推測できることを発見しました。あるいは、高高度の終端雲のない金星に似たCO2主体の大気は、8回の通過で識別できます。ただし、これらの予測は、雲や隠れていない星点の影響によって複雑になる可能性があります。それにもかかわらず、LP890-9cのJWST観測は重要な洞察を提供し、ハビタブルゾーンの内縁にある岩石惑星のモデルを区別できる可能性があります。
水銀上のクロム：メッセンジャー X 線分光計の新たな結果と、最も内側の惑星の地球化学的進化への影響
| Title |
Chromium_on_Mercury:_New_results_from_the_MESSENGER_X-Ray_Spectrometer_and_implications_for_the_innermost_planet's_geochemical_evolution |
| Authors |
Larry_R._Nittler_and_Asmaa_Boujibar_and_Ellen_Crapster-Pregont_and_Elizabeth_A._Frank_and_Timothy_J._McCoy_and_Francis_M._McCubbin_and_Richard_D._Starr_and_Audrey_Vorburger_and_Shoshana_Z._Weider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11859 |
最も内側の惑星である水星は、主にメッセンジャーのミッションデータから決定された表面の鉄、硫黄、ケイ素の存在量に基づいて、高度に還元された条件下で形成されました。微量元素Crは独立した酸素気圧計として機能する可能性がありますが、水星に関しては非常に限られたCrデータしかこれまでに報告されていません。私たちは、探査機の軌道ミッション全体にわたるメッセンジャーX線分光計のデータに基づいて、水星表面全体のCr/Siの存在量を報告します。不均一なCr/Si比は、カロリス盆地の0.0015から高マグネシウム領域の0.0054までの範囲にあり、南半球の平均値は0.0008(約200ppmのCrに相当)です。Cr/Siの絶対値には少なくとも30%の系統的な不確実性がありますが、相対的な変動はより堅牢です。実験的なCr分配データと惑星分化モデリングを組み合わせることで、水星がバルクコンドライトCr/Alで形成された場合、Crは惑星の核に存在し、分化はIW-6.5からIWの範囲のlogfO2で起こったに違いないことがわかります。内部に硫化物が存在しない場合は-2.5、コアとマントルの境界にFeS層がある場合はIW-5.5からIW-2の範囲です。水星の内部にMg-Caに富む硫化物が多く含まれるモデルは、fO2が上昇するとMg-Caに富む硫化物が不安定になるため、中程度の還元条件(IW-5.5からIW-4)により適合します。これらの結果は、水星がIW-5.5より低いlogfO2で分化した場合、核上部のFeS層の形態であろうと、マントル内のMg-Caに富む硫化物の形態であろうと、硫化物の存在はありそうもないことを示しています。
準拡散過程としての水星の混沌とした永年進化
| Title |
Mercury's_chaotic_secular_evolution_as_a_subdiffusive_process |
| Authors |
Dorian_S._Abbot_and_Robert_J._Webber_and_David_M._Hernandez_and_Sam_Hadden_and_Jonathan_Weare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11870 |
水星の軌道が不安定になり、金星または太陽と衝突する可能性があります。カオス的な進化により、$g_1$がほぼ一定の値の$g_5$まで減少し、共振が生じる可能性があります。これまでの研究では$g_1$の変動を確率拡散として近似しており、これにより永年モデルと$N$体モデルの水星不安定統計を10~Gyrより長いタイムスケールで再現できるモデルが得られた。ここで、太陽系の残りの寿命である5ギル未満のタイムスケールでは、拡散モデルが水星不安定確率を3～10,000倍過小予測することを示します。これは、$g_1$が拡散モデルが示唆するよりも短い時間スケールで大きな変動を示すためです。短いタイムスケールでの変動をより適切にモデル化するために、$g_1$の特定の値を超える二次バネポテンシャルを含む$g_1$の新しい準拡散モデルを構築します。これをソフト上限境界と呼びます。部分拡散は拡散と似ていますが、短いタイムスケールではより大きな変位を示し、長いタイムスケールではより小さな変位を示します。$N$-bodyシミュレーションにおける$g_1$軌道の短時間挙動に基づいてモデルパラメータを選択し、1-40~Gyrの水星不安定性統計を再現できる調整されたモデルを導き出します。この研究は、惑星力学におけるいくつかの疑問を引き起こします:なぜ部分拡散は標準拡散よりも$g_1$の変化によく近似するのでしょうか?$g_1$のソフト上限条件が適切な近似であるのはなぜですか?$g_1$には上限があるのに、$g_5$に達するのを妨げる下限がないのはなぜですか?
ハイスループット量子化学: 系外惑星大気中の未知のスペクトル特徴の背後にある分子候補の探索を強化
| Title |
High-throughput_Quantum_Chemistry:_Empowering_the_Search_for_Molecular_Candidates_behind_Unknown_Spectral_Signatures_in_Exoplanetary_Atmospheres |
| Authors |
Juan_C._Zapata_Trujillo,_Maria_M._Pettyjohn,_and_Laura_K._McKemmish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11988 |
惑星外大気中の分子の同定は、高解像度の分子分光データが利用できるからこそ可能になります。しかし、その集中的で時間のかかる生成プロセスのため、現在、高解像度の分光データを利用できる分子は100個程度しかなく、新しい分子の検出は限られています。ここでは、ルーチンの量子化学計算(つまり、中央誤差10cm-1のB97-1/def2-TZVPDモデル化学を使用したスケーリングされた高調波周波数計算)を使用して、2743年の近似振動スペクトルデータを迅速に生成するための補完的な高スループットアプローチを紹介します。これらのデータは、生物学的に最も重要な元素C、H、N、O、P、Sから作られています。これらのデータは、決定的な分子検出を可能にするほど正確ではなく、高解像度データの必要性に取って代わるものではありませんが、強力な応用が可能です。未知のスペクトル特徴の原因となる潜在的な分子候補を特定する際に。我々は、WASP-39bの大気スペクトルの4.1ミクロン(2439cm-1)の特徴に対するこの応用を検討し、このスペクトル線の原因となる可能性のある代替分子種をSO2とともに列挙します。このビッグデータ編集のさらなる応用には、非常に低い存在量でも検出できる可能性が高い強力な吸収特性を持つ分子の特定や、振動周波数の機械学習予測のためのトレーニングセットも含まれます。分子分光法による系外惑星大気の特徴付けは、惑星の物理化学的プロセスと生命の存在の可能性を理解するために不可欠です。私たちの急速に生成された量子化学ビッグデータセットは、出現するより珍しい分子の可能な初期同定への指示を与えることにより、この理解をサポートする上で重要な役割を果たすでしょう。
全球高解像度モデリングによる潮汐ロック岩石惑星上の雲の挙動
| Title |
Cloud_Behaviour_on_Tidally_Locked_Rocky_Planets_from_Global_High-resolution_Modeling |
| Authors |
Jun_Yang,_Yixiao_Zhang,_Zuntao_Fu,_Mingyu_Yan,_Xinyi_Song,_Mengyu_Wei,_Jiachen_Liu,_Feng_Ding,_Zhihong_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12186 |
対流と雲の挙動を解明することは、惑星系外気候を理解する上での最大の課題の1つです。現場観察が不足していることを考慮すると、最も好ましいアプローチの1つは、雲解決モデルまたは雲許容モデル(CPM)を使用することです。ここでは、低質量星の周りを周回する1対1の潮汐ロックされた岩石惑星の雲状況を研究するために、高い空間解像度(4$\times$4kmグリッド)と明示的な対流を備えた準大域領域でのCPMシミュレーションを提示します。星以下の領域は深い対流雲で覆われており、星束の増加に伴って雲のアルベドが増加することを示します。CPMは、経験的な対流と雲のパラメーター化を使用した以前の大循環モデル(GCM)シミュレーションに比べて、比較的低い雲液体水濃度、より小さい雲範囲、より低い雲アルベド、およびより深いH2Oスペクトル特徴を生成します。さらに、平均境界層風の方向とほぼ平行に配向された下層の雲の長い帯である雲の通りがCPMに現れ、局所レベルでのエネルギーバランスと表面降水量に大きな影響を与えます。
RX J1604.3-213010 の遷移ディスクの定量偏光測定
| Title |
Quantitative_polarimetry_for_the_transition_disk_in_RX_J1604.3-213010 |
| Authors |
Jie_Ma,_Hans_Martin_Schmid,_Christian_Tschudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12329 |
RXJ1604の明るいディスクは非常にシンプルな軸対称構造を備えており、正確な偏光測定のベンチマークオブジェクトとして最適です。ESOアーカイブのRXJ1604のアーカイブデータを使用し、星間偏光も考慮して機器効果の偏光信号を注意深く補正しました。固有偏光強度${\hat{Q}}_{\varphi}(r)/I_{\star}$の正確なラジアルディスクプロファイルを導出し、波長依存性により異なるバンドの異なるプロファイルピーク半径を測定します。ほこりの不透明度。ディスク積分偏光は、Rバンドでは$\hat{Q}_{\varphi}/I_{\star}=0.92\pm0.04\%$、Jバンドでは$1.51\pm0.11\%$であり、赤色はディスクの偏光反射率を表します。Jバンドにおける円盤の強度は$I_{\rmdisk}/I_{\star}=3.9\pm0.5\%$、分極分極は$\hat{p}_{\varphi}=38です。Jバンドの場合は\pm4\%$、Hバンドの場合は$42\pm2\%$です。RXJ1604のIR過剰と比較すると、見かけのディスクアルベドは約$\Lambda_{I}\およそ0.16\pm0.08$になります。また、Rバンドデータに見られる前述の影は、キャリブレーションエラーの影響を受けている可能性が高いこともわかりました。遷移円盤のダスト散乱モデルを使用して、散乱アルベド$\omega\約0.5$、散乱非対称性$g\約0.5$、および散乱偏光$p_{\rmmax}\約0.7$の近似Jバンド値を導出します。ほこり。偏光反射率の正のRからJバンドの色は、散乱幾何学形状が異なる色で非常に類似していると予想されるため、主に塵パラメータの波長依存性の結果です。この研究は、ダストの物理的性質を強く制約するダスト散乱パラメータを決定するための、星周円盤RXJ1604の正確な偏光測定の可能性を実証しています。
潜在温度の移流による WASP-76b の放射 GCM モデルにおける半径膨張の証拠
| Title |
Evidence_of_Radius_Inflation_in_Radiative_GCM_Models_of_WASP-76b_due_to_the_Advection_of_Potential_Temperature |
| Authors |
Felix_Sainsbury-Martinez,_Pascal_Tremblin,_Aaron_David_Schneider,_Ludmila_Carone,_Isabelle_Baraffe,_Gilles_Chabrier,_Christiane_Helling,_Leen_Decin,_Uffe_Gr{\aa}e_J{\o}rgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12352 |
観測されたホットジュピターの半径と標準的な「放射対流」モデルの間の矛盾を理解することは、系外惑星コミュニティで依然として激しく議論されているトピックです。このギャップを埋めるために提案され、最近精査されるようになったメカニズムの1つは、照射された外部大気から内部深部への温位の垂直移流であり、照射されていない深部の大気を加熱し、内部断熱層を暖め、その結果、半径の膨張が発生します。具体的には、灰色ではない3DのGCMを使用してWASP-76bの大気を調査した最近の研究では、モデルには半径の膨張がなく、したがって垂直方向のエンタルピー移流が存在しないことが示唆されました。ここでは、これらのモデルと関連するモデルの追加解析を実行し、1Dモデルと比較した垂直エンタルピー輸送とその結果としての深部大気の加熱の明示的な解析に焦点を当てます。私たちの結果は、初期化に関連した進化の後、ここで検討したすべてのWASP-76bモデルが顕著な垂直方向のエンタルピー輸送を示し、標準的な1Dモデルと比較して深部大気を大幅に加熱することを示しています。さらに、長い時間スケール(したがって定常状態に近い)モデルを木星のような内部構造モデルと比較すると、強い半径のインフレーションだけでなく、モデルの半径$1.98\mathrm{R_{J}も示唆されます。}$、観測値($1.83\pm0.06\mathrm{R_{J}}$)と比較できる可能性があります。したがって、我々は、垂直移流の正確な強度が以下のようなモデルパラメータに敏感であるという条件付きではあるが、潜在温度の垂直移流だけでWASP-76bと潜在的に照射された他の巨大ガス惑星の半径の膨張を説明するのに十分であると結論付ける。深部大気抵抗の影響。
離散力学モデルを使用したNGC 5128の暗黒物質ハローの調査
| Title |
Investigating_the_Dark_Matter_Halo_of_NGC_5128_using_a_Discrete_Dynamical_Model |
| Authors |
Antoine_Dumont,_Anil_C._Seth,_Jay_Strader,_David_J._Sand,_Karina_Voggel,_Allison_K._Hughes,_Denija_Crnojevi\'c,_Duncan_A._Forbes,_Mario_Mateo_and_Sarah_Pearson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11786 |
NGC5128は、最も近い接近可能な初期型大質量銀河として、代表的な楕円銀河の暗黒物質ハローパラメーターを測定する素晴らしい機会を提供します。ここでは、大半径のトレーサーの豊富な新しい観測データセットを利用して、NGC5128の動的モデリングを実行します。このとき、離散軸対称異方性ジーンズ手法を使用し、1800個近くの惑星状星雲、球状星団、および矮小衛星銀河からなるトレーサー集団を合計します。銀河中心からの投影距離$\sim250$kpc。標準的なNFWハローは、ビリアル平衡から外れているように見える惑星状星雲のサブセットを除いて、ほぼすべてのデータに優れた適合を提供することがわかりました。最適な暗黒物質ハローのビリアル質量は${\rmM}_{vir}=4.4^{+2.4}_{-1.4}\times10^{12}{\rmM}_{\odot}です。$、NGC5128は恒星の平均質量、ハロー質量と球状星団質量、ハロー質量関係より下にあるようであり、どちらもハロービリアル質量が${\rmM}_{vir}\sim10^に近いと予測されます。{13}{\rmM}_{\odot}$。推定されるNFWウイルス濃度は$c_{vir}=5.6^{+2.4}_{-1.6}$で、公表されている$c_{vir}$--${から予測される$c_{vir}\sim9$よりも名目上低いです。\rmM}_{vir}$関係ですが、シミュレーションで見つかった$\sim30\%$の範囲内にあります。最適な暗黒物質ハローは、有効半径1では総質量の$\sim10\%$のみを構成しますが、有効半径5では$\sim50\%$を構成します。導出されたハローパラメーターは、考慮されるトレーサー集団、トレーサーの異方性、およびシステムの傾きの合理的な変動の影響を比較的受けません。私たちの分析は、近くの銀河の包括的な力学モデリングの価値と、モデルの堅牢性のクロスチェックを可能にする複数のトレーサーの使用の重要性を強調しています。
天の川銀河に似た銀河の銀河冠: ガス降着における恒星のフィードバックの役割
| Title |
Galactic_coronae_in_Milky_Way-like_galaxies:_the_role_of_stellar_feedback_in_gas_accretion |
| Authors |
Filippo_Barbani,_Raffaele_Pascale,_Federico_Marinacci,_Laura_V._Sales,_Mark_Vogelsberger,_Paul_Torrey,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11791 |
天の川銀河のような星形成銀河は、その進化において基本的な役割を果たす、ウイルス温度の熱いガス状のハロー、いわゆる銀河コロナに囲まれています。円盤とコロナの間の相互作用は、円盤上へのコロナガスの降着に直接的な影響を及ぼし、銀河の進化に大きな影響を与えることが示されています。この研究では、天の川のような星形成銀河の円盤とコロナの間のガス循環を研究します。私たちは、観測によって動機付けられた銀河コロナを含む、天の川のような銀河の高解像度流体力学N体シミュレーションを使用します。その際、明示的星間媒体(ISM)および恒星フィードバックモデルであるSMUGGLEを、移動メッシュコードArepoと組み合わせて使用します。私たちは、銀河コロナ内のガスの貯蔵庫が星の形成を維持していることを発見しました。コロナから降着したガスは、新しい星を形成するための主な燃料であり、銀河円盤内の冷たいガスの質量をほぼ一定レベルに維持するのに役立っています。恒星フィードバックは、最終的に円盤上に再付着するさまざまなガス相を放出することにより、円盤とコロナ(いわゆる銀河噴水)の間にガス循環を生成します。コロナガスの降着は、円盤とコロナの境界面で銀河の噴水と混合することによって促進され、高温コロナの冷却を促進する中温ガスの形成を引き起こします。私たちは、このプロセスが正のフィードバック機構として機能し、銀河へのコロナガスの降着速度を増加させることを発見しました。
電波 AGN フィードバックの宇宙的進化: モデルとデータの対峙
| Title |
Cosmic_evolution_of_radio-AGN_feedback:_confronting_models_with_data |
| Authors |
R._Kondapally,_P._N._Best,_M._Raouf,_N._L._Thomas,_R._Dav\'e,_S._S._Shabala,_H._J._A._R\"ottgering,_M._J._Hardcastle,_M._Bonato,_R._K._Cochrane,_K._Ma{\l}ek,_L._K._Morabito,_I._Prandoni,_D._J._B._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11795 |
無線モードフィードバックは、銀河の形成と進化のモデルにおける重要な要素であり、局所宇宙で観測された巨大銀河の特性を再現するために必要です。我々は、9485個の電波過剰AGNのサンプルを使用して、$z\sim2.5$への電波AGNフィードバックの宇宙進化を研究します。進化する電波視度関数と電波視度のスケーリング関係を組み合わせて、AGNジェットの運動出力を推定し、運動視度密度$\Omega_{\rm{kin}}$(つまり、体積平均加熱出力)の宇宙進化を導き出します。。すべての電波AGNと比較して、低励起電波銀河(LERG)が$z\sim2.5$までのフィードバック活動を支配しており、これらの集団は両方とも$\Omega_{\rm{kin}}\の一定の加熱出力を示します。$0.5<z<2.5$の範囲で、約4-5\times10^{32}\,\rm{W\,Mpc^{-3}}$です。私たちの観察を半解析シミュレーションおよび流体力学シミュレーションからの予測と比較します。これは、絶対的な正規化は異なりますが、$\Omega_{\rm{kin}}$で観察された進化とほぼ一致しています。Semi-AnalyticGalaxyEvolution(SAGE)モデルとの比較は、電波AGNが放射冷却損失を相殺するのに十分な加熱を提供する可能性を示唆しており、自己調整されたAGNフィードバックサイクルの証拠を提供します。宇宙時間にわたる運動光度密度を積分して、宇宙の歴史を通じてAGNジェットから出力される運動エネルギー密度を$\sim10^{50}\,\rm{J\,Mpc^{-3}}$として取得します。AGN風と比較すると、AGNジェットからの運動エネルギー密度が$z\lesssim2$のエネルギー収支を支配します。これは、AGNジェットが宇宙の歴史のほとんどにわたってAGNフィードバック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。
JADES: 3 < z < 9 にわたる低質量銀河における銀河流出の発生率と特性
| Title |
JADES:_The_incidence_rate_and_properties_of_galactic_outflows_in_low-mass_galaxies_across_3_ |
| Authors |
Stefano_Carniani,_Giacomo_Venturi,_Eleonora_Parlanti,_Anna_de_Graaff,_Roberto_Maiolino,_Santiago_Arribas,_Nina_Bonaventura,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Daniel_J._Eisenstein,_Giovanna_Giardino,_Ryan_Hausen,_Nimisha_Kumari,_Michael_V._Maseda,_Erica_Nelson,_Michele_Perna,_Hans-Walter_Rix,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Lester_Sandles,_Jan_Scholtz,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Christina_C._Williams,_Chris_Willott,_and_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11801 |
超深度宇宙望遠鏡で観測された$10^7$M$_{\odot}$と$10^9$M$_{\odot}$の間の恒星質量を持つ52個の銀河のサンプルにおける電離ガス流出の発生率と特性を調査します。JWST先端銀河系外探査(JADES)の一部としてのJWST/NIRSpecMSA分光法。高スペクトル分解能(R2700)のNIRSpec観測により、$z>3$の低質量銀河の静止系光学星雲線におけるアウトフローの痕跡を初めて特定することができた。広い成分によって追跡されるイオン化流出の発生率は、輝線の強度に応じて約25-40$\%$です。入射率が低いのは、感度限界と、流出が等方性ではなく開口角度が限られており、これが視線に向けられている場合にのみ検出されるという事実の両方による可能性があります。流出の証拠は、星の質量と星形成速度とともにわずかに増加します。流出するイオン化ガスの速度の中央値と質量負荷係数(すなわち、質量流出速度と星形成速度の比)は500kms$^{-1}$、$\eta=2.1^{+2.5}_{それぞれ-1.6}$。これらは、局所的な矮小銀河で観察される典型的な値よりそれぞれ2倍と100倍高いです。これらの流出は銀河の重力の可能性から逃れることができ、銀河周囲の媒体と、場合によっては銀河間媒体を豊かにすることができます。私たちの結果は、流出が宇宙の最初の2回転以内の低質量銀河における星形成活動に大きな影響を与える可能性があることを示しています。
JWST 時代の HII 領域スケールでの不明瞭な星形成のトレーサーとしての中赤外線放射の校正
| Title |
Calibrating_mid-infrared_emission_as_a_tracer_of_obscured_star_formation_on_HII-region_scales_in_the_era_of_JWST |
| Authors |
Francesco_Belfiore,_Adam_K._Leroy,_Thomas_G._Williams,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_J\'er\'emy_Chastenet,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Cosima_Eibensteiner,_Eric_Emsellem,_Simon_C._O._Glover,_Brent_Groves,_Hamid_Hassani,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Lukas_Neumann,_Justus_Neumann,_Miguel_Querejeta,_Erik_Rosolowsky,_Patricia_Sanchez-Blazquez,_Karin_Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Jiayi_Sun,_Jessica_Sutter,_and_Elizabeth_J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11811 |
雲スケールでの星形成活動の測定は、銀河における分子雲、星形成、星のフィードバックサイクルの物理学を明らかにするための基礎となります。小さな塵粒子や多環芳香族炭化水素(PAH)からの赤外線(IR)放射は、星形成の不明瞭な要素を追跡するために広く使用されています。しかし、これらの放出の特徴と塵の減衰との関係は、古い恒星集団からの塵の加熱と、加熱源に関する不確実な塵の幾何学的形状の複合効果によって複雑になります。PHANGS--JWST調査の一部としてNIRCamとMIRIで取得した画像を使用して、21$\rm\mum$での粉塵放出と、3.3、7.7、10、および11.3$でのPAHトレースバンドでの放出を校正します。\rm\mum$は、不明瞭な星形成の追跡者として機能します。私たちは、近くの星形成銀河16個にわたって光学的に選択された$\sim$16,000個のHII領域を分析し、バルマー減分から測定される塵の減衰に対するそれらのIR放射のベンチマークを行います。$a_{IR}$を比例係数として、観測されたH$\alpha$放射とIR放射に比例する項の合計として、消光補正されたH$\alpha$フラックスをモデル化します。定数$a_{IR}$は、消光補正されたH$\alpha$推定値をもたらします。これは、考慮したすべてのバンドに対して$\sim$0.1dexの散乱を伴うBalmerデクリメントで得られた推定値と一致します。これらのバンドの中で、21$\rm\mum$放射が塵の減衰の最良の追跡子であることが実証されています。これらの環境ではPAHトレースバンドの21$\rm\mum$に対する比率が減少し、PAH分子の破壊を示すため、PAHトレースバンドは明るいHII領域の補正を過小評価します。より暗いHII領域では、すべてのバンドが拡散赤外線背景による汚染の増加に悩まされます。
線香花火の球状星団の年齢と金属性
強力にレンズ化された銀河のJWST観測により、スパークラーは重力で束縛された球状星団(GC)候補の集団を明らかにしました。さまざまな分析の結果、年代はほぼ同じであるものの、金属質が大きく異なることが判明し、このような集団の形成につながった集合の歴史に疑問を投げかけています。このレターでは、GCの物理的特性に合わせて特別に調整されたコードMCMAMEを使用して、文献で入手可能な2つの測光セットを再分析します。両方のデータセットからの年代と金属量は1$\sigma$の不確実性の範囲内で一貫していることがわかります。重要なGCのグループは古く、金属が乏しいものであると一致しています([Fe/H]$\sim-1.7$)。このグループの年齢は収束していないため、これらのグループは決定的に1ギルよりも古く、宇宙の年齢と同じくらい古い可能性があると結論付けられます。残りのGCは年齢が若く、金属性が広がっています。スパークラー内のGCの年齢と金属量の分布は、ローカルグループの銀河で同様の遡及時間に観察されたものと一致しています。E-MOSAICSシミュレーションによる予測と比較すると、SparklerGC集団は、赤方偏移$z=0で$10^9$M$_{\odot}$の数倍の大規模システムになる可能性がある銀河の自己濃縮の歴史をたどっていることが確認されます。$
M31で新たに発見されたヴォルフ・ライエ星
局所銀河群の進化した大質量星集団は一般によく理解されていると考えられています。しかし、最近の研究では、M31のヴォルフ・ライエ(WR)含有量が過小評価されている可能性があることが示唆されています。そこで私たちは、M31で新しいWRを探索し、ほぼ10年前に終了した前回のWR調査の完全性を再検討するためのパイロットプロジェクトを開始しました。私たちの改良された画像データと分光学的追跡調査により、M31の3つの小さなフィールドにわたって19の新しいWRが確認されました。これらの新たに発見されたWRは、本来の明るさではなく、赤みがわずかに増加しているため、一般に以前に知られていたサンプルよりも暗くなります。これらの発見から、M31にはさらに約60のWRが発見されていないと推定されます。ただし、WNタイプ(窒素が豊富)のWRとWCタイプ(炭素が豊富な)WRの全体的な比率は、M31WRセンサスへの最新の追加でも変更されていません。私たちはこのパイロットWR調査をM31の残りの地域も含めるように拡張する過程にあり、より完全な母集団については将来の作業で詳しく説明される予定です。
超音速ガス流下での初代星団の形成 ― I. 巨大な金属を含まないガス雲の形態
| Title |
Formation_of_first_star_clusters_under_the_supersonic_gas_flow_--_I._Morphology_of_the_massive_metal-free_gas_cloud |
| Authors |
Shingo_Hirano_(1),_Youcheng_Shen_(1),_Sho_Nishijima_(1),_Yusuke_Sakai_(1),_Hideyuki_Umeda_(1)_((1)_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11992 |
私たちは、宇宙再結合時代の暗黒物質に対する初期の超音速ガス流による最初の星形成の$42$のシミュレーションを実行しました。初期の流動速度の増加により、ハローの形成が遅れ、ハローの質量が増加し、重力で収縮するガス雲の質量が増加しました。より大規模なガス雲の場合、収縮中の温度低下率、言い換えれば構造の非対称性がより顕著になります。収縮前後の最大ガス温度比と最小ガス温度比が約10を超えると、ガス雲の非対称構造が優勢になり、複数の高密度ガス雲への断片化が引き起こされます。私たちは、最初の高密度コア形成後10^5$年後までシミュレーションを続け、大規模な星形成ガス雲の最終的な運命を調べました。調査された$42$モデルの中で、合計質量が約$2254\,M_\odot$である最大4つの高密度ガス雲が同時に形成されることがわかりました。ホストハロー内のガス質量は、初流速度の増加とともに増加しますが、高密度コアの質量は大きく変化しません。二乗平均平方根で正規化した初流速度の場合、星形成効率は$\epsilon_{\rmIII}\sim10^{-2}$から$10^{-4}$まで1桁以上減少します。値は0から3まで増加します。
青色の傾斜したパワースペクトルを伴う原始密度変動からの初期構造形成 -- II.高赤方偏移銀河
| Title |
Early_Structure_Formation_from_Primordial_Density_Fluctuations_with_a_Blue,_Tilted_Power_Spectrum_--_II._High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Shingo_Hirano_(1)_and_Naoki_Yoshida_(1)_((1)_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11993 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による最初の一連の観測では、高赤方偏移で予想外に豊富に輝く銀河が発見され、一般的な銀河形成モデルに重大な課題を投げかけている可能性があります。$P(k)\proptok^{m_{\rms}}$($m_{\rms}>1$)で与えられる青色の傾斜パワースペクトル(BTPS)を使用して、宇宙論モデルにおける初期構造形成を研究します。小さな長さのスケールで。私たちは一連の宇宙論的$N$体シミュレーションを実行し、星の形成効率に関する単純化された仮定の下で、暗黒物質ハローと銀河の存在量を導き出します。小規模出力の強化により、$z>7$では非線形構造が急速に形成され、$10^{10}\,M_\odot$を超える恒星質量を持つ銀河は$z=9$までに形成される可能性がある。頻繁な合体のため、銀河や銀河群の構造は全体的に塊状に見えます。BTPSモデルは$z=7-9$で観測された恒星の質量密度を再現するため、銀河形成理論と最近のJWST観測の間で主張されている緊張を緩和する。現在の宇宙の大規模構造は、小規模なパワースペクトルの変更による影響をほとんど受けません。最後に、BTPSモデルにおける最初の星と初期の超大質量ブラックホールの形成について説明します。
生物学的ホモキラリティを引き起こす星間ライマン $\alpha$ 放射線の高い円偏光の生成
| Title |
Generation_of_high_circular_polarization_of_interstellar_Lyman_$\alpha$_radiation_triggering_biological_homochirality |
| Authors |
Hajime_Fukushima,_Hidenobu_Yajima,_Masayuki_Umemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12101 |
地球上の生体分子のホモキラリティは、生命の起源に関する長年の謎です。円偏光の紫外線(UV)は、星間物質中の生体分子の鏡像異性体過剰を誘発し、地球上のホモキラリティーを引き起こす可能性があります。星間塵の多いスラブにおける複数の散乱過程を伴う3次元放射線伝達シミュレーションを実行することにより、ライマン$\alpha$($\lambda=0.1216~{\rm\mum}$)における紫外線の円偏光(CP)の生成を研究します。近赤外線(NIR、$\lambda=2.14~{\rm\mum}$)の波長でも同様です。私たちのシミュレーションは、波長や視野角に関係なく、CPの分布が対称的な四重極パターンを示すことを示しています。整列した粒子からなるダストスラブからの散乱光のCP度は、MRNサイズ分布を持つ偏球粒子の場合、近赤外波長でLy$\alpha$の場合$\sim15$パーセント、$\sim3$パーセントです。Ly$\alpha$のCP度は、視野角に関係なく、NIRのCP度とよく相関しており、$\sim5$倍高いことが分かりました。したがって、近赤外CPが検出される部位では、Ly$\alpha$の高いCPが期待される。私たちは、このような円偏光したLy$\alpha$が宇宙で生体分子の鏡像体過剰を引き起こす可能性があることを示唆しています。
M17 内の衝撃およびイオン化ガスの空間分布と運動学
大質量星は分子雲の中で形成され、主系列に進化するときにHII領域を生成します。HII領域の拡大は、付近での星形成を抑制したり促進したりする可能性があります。M17HII領域は、無星の源と原始星の源を含む多くの巨大な塊の近くにある巨大な彗星のHII領域です。これは、以前に形成された大質量星からのフィードバックが近くの星形成環境に及ぼす影響を研究するのに適した目標です。SiO2-1、HCO$^+$1-0、H$^{13}$CO$^+$1-0、HC$_3$N10-9、およびH41$\alpha$線の観測が実行されます。周囲に巨大な塊の候補があるM17HII領域に向かって。観測では、M17HII領域を取り囲む広範囲に衝撃を受けたガスが検出されました。これはおそらく、膨張するイオン化ガスと周囲の中性媒体との衝突に由来すると考えられます。衝撃波と高密度ガスの中心速度は似ていますが、衝撃波と高密度ガスの追跡線が重なる領域でいくつかの巨大な塊が見つかります。このことは、塊状塊の一部がHII領域の殻に位置しており、殻内に蓄積された中性物質から形成されている可能性があることを示唆しています。さらに、M17HII領域に向けた観測と彗星HII領域のシミュレーションを比較することにより、HII領域の出生分子雲に対して超音速で移動する1つ以上の重質量星の存在が推測されます。
大質量星のない塊候補における衝撃の起源
星形成領域では衝撃が多く、星形成に関係していることが多い。銀河内の100個の星なし塊候補(SCC)に対する以前の観察では、衝撃に関連する34個のSCCのサンプルが特定されました。この研究では、SiO2-1、3-2、HC$_3$N10-9、HCO$^+$1-0、H$^{13}$CO$^+$1のマッピング観測を実行します。IRAM30メートル電波望遠鏡を使用してSCCの衝撃の起源を研究することにより、-0とH41$\alpha$が検出された震源のうち9つに向かって直線状になります。3つの発生源（BGPS3110、3114、および3118）の衝撃は、SCC内部の星形成活動によってではなく、膨張するイオン化ガスと周囲の分子ガスの間の衝突によって生成されることがわかりました。一方、他の6つの震源におけるショックは、SCCの星形成活動に関連しています。原始星からの流出の痕跡は、BGPS4029、4472、5064に向かう分子線にはっきりと示されています。私たちの結果を同じ領域で行われた以前のアルマ望遠鏡観測と比較すると、BGPS3686と5114のショックも原始星の活動によるものである可能性が高いです。。BGPS5243のショックの起源はまだ不明ですが、SiOスペクトルのいくつかの特徴は原始星の活動の存在を示唆しています。
光解離領域 S255、S257、NGC7538、および S140 の近赤外視野
| Title |
Near_infrared_view_on_the_photodissociation_regions_S255,_S257,_NGC7538_and_S140 |
| Authors |
M._S._Kirsanova,_A._M._Tatarnikov,_P._A._Boley,_D._S._Wiebe,_N._A._Maslennikova,_A._A._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12264 |
我々は、Br-ガンマ、H2、[FeII]線を中心とした狭帯域フィルターを使用して、S255、S257、S140、NGC7358、およびOrion~Bar光解離領域（PDR）の2ミクロンでの測光観察を実行しました。連続体減算用の狭帯域Kcontフィルターと広帯域Hフィルター。観測は、SAIコーカサス山天文台の2.5メートル望遠鏡と近赤外線カメラおよび分光器ASTRONIRCAMを使用して行われました。NGC7538のイオン化ガスのBr-ガンマ画像と[FeII]画像でいくつかの高密度のアーク状構造が見つかり、H2放出を通して見える拡張シェルとアークが見つかりました。NGC7538では、Hイオン化フロントとH2解離フロントが融合しています。S255とS257では、HII領域からのBr-ガンマ放射とPDRからの明るいH2放射のみが検出されました。Hイオン化フロントとH2解離フロントの間の投影距離は約100mです。0.3～0.4pcですが、これは均一媒体のモデルを使用して説明することはできません。おそらく、これらのPDR内のイオン化した中性ガスは塊状になっています。NGC7538、S255、S257、およびS140PDRのHからH2への移行は緩やかであり、鋭い境界はありません。この結論は、塊状の媒体であるという示唆も裏付けています。
X 線吸収で外部銀河の熱い銀河周縁体を探査 II: $z\約 0.225$ の明るい渦巻銀河
| Title |
Probing_the_hot_circumgalactic_medium_of_external_galaxies_in_X-ray_absorption_II:_a_luminous_spiral_galaxy_at_$z\approx_0.225$ |
| Authors |
Smita_Mathur,_Sanskriti_Das,_Anjali_Gupta,_and_Yair_Krongold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12284 |
環銀河媒質(CGM)は渦巻銀河の最も重いバリオン成分であり、衝撃は$\rmL^{\star}$銀河の場合約$10^6$Kに加熱されます。天の川銀河のCGMは、X線吸収線分光法によってよく特徴付けられています。しかし、明るい背景光源が不足しているため、外部銀河のCGMを調査するのは困難です。以前、私たちは広範囲のOVI吸収を道しるべとして使用して、X線で1つの銀河のCGMを検出することに成功しました。今回我々は、1.2Msのチャンドラ観測を用いて、$z\およそ0.225$の渦巻銀河の赤方偏移におけるOVII$K\alpha$吸収線の検出について報告する。これは確実な検出であり、高温ガスの存在を明確に示しています。高温相の質量は、UVで検出される低温相の質量より少なくとも1桁大きいです。この銀河の中心からの高温ガス$116h^{-1}$kpcの存在は、天の川銀河の拡張CGMの存在に信憑性を与えます。古いデータセットのスタッキング解析を使用して、この視界内で暖かく熱い銀河間物質からのOVII吸収が検出されたという報告があります。私たちは、吸収線は$z\about0.225$銀河のCGMからのものであると主張します。
| Title |
RomAndromeda:_The_Roman_Survey_of_the_Andromeda_Halo |
| Authors |
Arjun_Dey,_Joan_Najita,_Carrie_Filion,_Jiwon_Jesse_Han,_Sarah_Pearson,_Rosemary_Wyse,_Adrien_C._R._Thob,_Borja_Anguiano,_Miranda_Apfel,_Magda_Arnaboldi,_Eric_F._Bell,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Gurtina_Besla,_Aparajito_Bhattacharya,_Souradeep_Bhattacharya,_Vedant_Chandra,_Yumi_Choi,_Michelle_L._M._Collins,_Emily_C._Cunningham,_Julianne_J._Dalcanton,_Ivanna_Escala,_Hayden_R._Foote,_Annette_M._N._Ferguson,_Benjamin_J._Gibson,_Oleg_Y._Gnedin,_Puragra_Guhathakurta,_Keith_Hawkins,_Danny_Horta,_Rodrigo_Ibata,_Nitya_Kallivayalil,_Eric_W._Koch,_Sergey_Koposov,_Geraint_F._Lewis,_Lucas_Macri,_Kevin_A._McKinnon,_David_L._Nidever,_Knut_A.G._Olsen,_Ekta_Patel,_Michael_S._Petersen,_Andreea_Petric,_Adrian_M._Price-Whelan,_R._Michael_Rich,_Alexander_H._Riley,_Abhijit_Saha,_Robyn_E._Sanderson,_Sanjib_Sharma,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12302 |
私たちの最も近い大きな隣人であるアンドロメダ銀河は、銀河の形成と、天の川銀河に似た銀河における暗黒物質の分布と下部構造の特性を調査するためのユニークな実験室を提供します。ここでは、最初の2エポック($\Deltat\約5$年)、500平方度をカバーするアンドロメダのハロー全体の2バンドローマ測量を提案します。これにより、ハロー内のほぼすべての赤色巨星が検出されます(F146、F062でそれぞれ26.5、26.1AB等級の10$\sigma$検出)、F146より明るいすべての星について$\sim$25マイクロ秒/年(つまり$\sim$90km/s)までの固有運動が得られます。23.6$ABmag(つまり、アンドロメダのハローの赤い塊の星に到達)。この調査により、アンドロメダハロー内のすべての衛星とコンパクトな基礎構造の高忠実度の固有運動が（平均化を通じて）得られ、化学力学空間におけるクラスターの統計的検索が可能になります。延長ミッション中に3番目のエポックを追加すると、これらの固有運動は$\simt^{-1.5}$改善され、$\およそ11$km/sになりますが、これにはローマ作戦1年目に最初のエポックを取得する必要があります。地上の望遠鏡による現在進行中の差し迫った分光活動と組み合わせて、このローマの調査は、アンドロメダハローの$>100,000ドルを超える星の完全な3次元空間運動を生み出す可能性を秘めています。球状星団全体とその矮小銀河衛星集団のほとんど。また、アンドロメダ座の高速星を特定し、この集団を形成するプロセスに関する独自の情報を提供します。これらのデータは、私たち以外の銀河の移民の歴史、ハローの形成、そしてその下にある暗黒物質の足場を研究するユニークな機会を提供します。
Arp\,220でのOHメガメイザー放出: 残りのストーリー
合体銀河Arp220のOHメガメイザー発光が、多元素無線リンク干渉計ネットワーク(MERLIN)とヨーロッパVLBIネットワーク(EVN)で再観測されました。2つの原子核におけるOH線発光のイメージング結果は、以前の観察と一致していることが判明し、原子核の周囲にさらに拡張した発光構造が確認された。2つの原子核の周囲に分布する発光成分に関する詳細な情報は、中間(40マス)の空間分解能で連結されたMERLINとEVNデータベースを使用して取得されました。連続体イメージングでは、比較的コンパクトな西核とより拡張した東核に加えて、2つの核の下とその向こうに伸びる連続体隆起が示されています。スペクトル線イメージングでは、両方の核で拡張された発光領域が、コンパクトな成分と西核の北と南にある追加のより弱い成分とともに示されています。スペクトル線分析は、支配的なOH線発光が、核領域全体を飲み込む大規模な分子構造の一部である前景分子物質に由来することを示している。コンパクトなOH成分は、ほぼ真横にある2つの核内の星形成領域を表しており、東と西の系の速度を5,425km/sと5,360km/sとして定義します。東と西の前景マテリアルの速度は100km/s低く、5314km/sと5254km/sです。これらの発光結果は、背景の連続体と星形成領域の線発光が、2つの核領域から発生するFIR放射場によって励起される前景のメーザー物質によって増幅されるというメーザー増幅シナリオを裏付けるものである。
ローマ宇宙望遠鏡による天の川円盤と恒星ハローに属する M-L-T-Y 矮星の検出と特性評価
| Title |
Detection_and_characterization_of_M-L-T-Y_dwarfs_belonging_to_the_Milky_Way_Disks_and_Stellar_Halo_with_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Benne_Holwerda_(University_of_Louisville),_Nor_Pirzkal_(STSCI),_Adam_Burgasser_(UCSD),_Chih-Chun_Hsu_(Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA),_Northwestern_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12363 |
天の川銀河には、低質量星、褐色矮星、浮遊惑星がいくつありますか?そして、それらは私たちの銀河系にどのように分布しているのでしょうか?高赤方偏移観測による天の川銀河侵入者の最近の研究により、これらの冷たい星からなる厚さ150～300pcの円盤があり、扁平星のハローの中にM型矮星の7%が含まれていることが明らかになった。ローマ宇宙望遠鏡による高緯度探査を使用して、銀河の超低温矮星(スペクトルクラスM、L、T、Y)を検索し、これらの低緯度における天の川銀河円盤の3D構造と温度と化学進化を正確にモデル化できます。-質量（亜）恒星天体。機械学習技術を使用すると、HSTグリズムおよび測光データに対して正確なタイピングが機能することが示されています。このようなアプローチはローマン測光にも適用でき、2つのサブタイプ内で正確な測光タイピングを生成します。高緯度探査は、M型、L型、T/Y型矮星の天の川構造要素(薄い円盤と厚い円盤とハロー)をモデル化するのに十分な統計力を提供します。このアプローチには、スケール長、スケール高さ、密度、さらには天の川銀河の矮星の円盤に対する太陽の相対位置を制限できるという利点があります。各褐色矮星の合計数は、銀河全体の初期質量関数(IMF)の低質量端、低質量恒星および準星天体の形成履歴、およびその割合の両方を初めて推測するために使用できます。ハロー内の低質量星の数であり、冷たい暗黒物質の構造形成理論を検証できる統計です。
Redshift 1.78 での超新星 H0pe ホスト銀河の分光分析
| Title |
Spectroscopy_of_the_Supernova_H0pe_Host_Galaxy_at_Redshift_1.78 |
| Authors |
M._Polletta,_M._Nonino,_B._Frye,_A._Gargiulo,_S._Bisogni,_N._Garuda,_D._Thompson,_M._Lehnert,_M._Pascale,_S._P._Willner,_P._Kamieneski,_R._Leimbach,_C._Cheng,_D._Coe,_S._H._Cohen,_C._J._Conselice,_L._Dai,_J._Diego,_H._Dole,_S._P._Driver,_J._C._J._D'Silva,_A._Fontana,_N._Foo,_L._J._Furtak,_N._A._Grogin,_K._Harrington,_N._P._Hathi,_R._A._Jansen,_P._Kelly,_A._M._Koekemoer,_C._Mancini,_M._A._Marshall,_J._D._R._Pierel,_N._Pirzkal,_A._Robotham,_M._J._Rutkowski,_R._E._Ryan,_Jr.,_J._M._Snigula,_J._Summers,_S._Tompkins,_C._N._A._Willmer,_R._A._Windhorst,_H._Yan,_M._S._Yun,_A._Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12385 |
超新星(SN)H0peは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の「再電離とレンズ科学のための主要銀河系外領域」(PEARLS)JWSTの一部として撮影された銀河団PLCKG165.7+67.0のNIRCam画像で新しい過渡現象として発見されました。2023年3月30日のGTOプログラム(#1176)(AstroNote2023-96;Fryeetal.2023)。この過渡現象は、背景銀河に関連するコンパクトな源であり、銀河団の強力な重力レンズによって引き伸ばされ、三重に像化されます。この論文は、\JWST\観測の2週間後に大型双眼望遠鏡(LBT)赤外線実用カメラ(LUCI)のロングスリットモードで取得した2つの銀河の画像の950～1370nm観測者フレームのスペクトルを報告します。個々の平均スペクトルは、[OII]ダブレットと、赤方偏移z=1.783+/-0.002でのBalmerおよび4000オングストロームのブレイクを示しています。スペクトルエネルギー分布のCIGALE最適モデルは、SNH0peの母銀河が大質量(倍率約7で補正するとMstar~6x10^10Msun)であり、中間年齢(~2Gyr)の恒星集団が優勢で、中程度の絶滅を伴うことを示しています。、倍率補正後の星形成速度は約13Msun/年であり、星形成の主な順序を下回っていることと一致しています。これらの特性は、H0peがタイプIaSNである可能性があることを示唆しています。JWST(JWST-DD-4446;研究代表者:B.Frye)によって最近行われたSNH0peとそのホストの追加観測により、SNの分類を決定し、この研究で分析された銀河との関連性を確認することができます。
観測された天の川{\alpha}元素の存在量二峰性を再現するシミュレーションで巨大塊の進化を探る
| Title |
Exploring_the_Evolution_of_Massive_Clumps_in_Simulations_that_Reproduce_the_Observed_Milky_Way_{\alpha}-element_Abundance_Bimodality |
| Authors |
Bethany_R._Garver,_David_L._Nidever,_Victor_P._Debattista,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Tigran_Khachaturyants |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12388 |
天の川銀河の恒星円盤には、薄い部分と厚い部分の両方があります。薄い円盤は主に$\alpha$元素の量が少ない若い星($\lesssim$8Gyr)で構成されていますが、厚い円盤には$\の量が多い古い星($\gtrsim$8--12Gyr)が主に含まれています。α$が豊富で、中間の金属量で最も顕著な$\alpha$-bimodalityを引き起こします。この二峰性の説明として提案されているのは、塊状の星形成のエピソードである。つまり、高$\alpha$星は天の川銀河の進化の最初の数回転に現れる巨大な塊として形成されるのに対し、低$\alpha$星は銀河系の進化全体にわたって形成される。ディスクとより長い期間にわたって。塊の進化をより深く理解するために、$\alpha$存在量の二峰性を再現する2つの塊状天の川シミュレーションで塊とその構成星を追跡します。1つは10%、もう1つは超新星フィードバック効率が20%です。私たちは、これらの塊が化学空間([O/Fe]--[Fe/H])内でたどる経路、ならびにそれらの質量、星形成速度(SFR)、形成位置、寿命、および合体履歴を調査します。フィードバックが低いシミュレーションの塊は平均してより長く持続し、いくつかは数百ミリ持続します。一部の塊は高$\alpha$に達しませんが、平均して達する塊は、そうでない塊よりもSFRが高く、寿命が長く、質量が大きく、銀河中心に近い形で形成されていました。高$\alpha$に達する塊のほとんどは他の塊と合体し、最終的には銀河の中心に螺旋を描きますが、途中で星を放出して厚い円盤構成要素の大部分を形成します。
球状星団 M4 のエキゾチカ、チャンドラ、HST、VLA と研究
| Title |
Exotica_in_the_Globular_Cluster_M4,_Studied_with_Chandra,_HST,_and_the_VLA |
| Authors |
Phyllis_M._Lugger,_Haldan_N._Cohn,_Craig_O._Heinke,_Jiaqi_Zhao,_Yue_Zhao_and_Jay_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11770 |
ハッブル紫外球状星団探査(HUGS)と追加のHSTアーカイブデータを使用して、球状星団M4(NGC6121)内の低輝度チャンドラX線源に光学的に相当するものの探索を実行しました。また、VLAによって検出された電波源に相当する光学またはX線も探しました。私たちは、チャンドラ光源に確実に対応する光学的対応物を24個新たに発見し、以前に特定された16個を含む合計40個を発見しました。新たに確認された24個のうち、18個は恒星コロナX線源(活動連星、AB)であり、その大部分はV-I色倍率図の連星列に沿って位置しており、一般にH-α過剰を示しています。以前に検出された激変変数(CV、CX4)の確認に加えて、確信のある新しいCV(CX76)と2つの候補(CX81およびCX101)を特定します。1つのMSPはM4(CX12)で知られており、別の強力な候補が示唆されています(CX1)。私たちは、白色矮星に対応するものと思われるVLA20など、光学的および無線源の中から考えられるMSP候補をいくつか特定します。準亜巨視の対応物と平坦な電波スペクトルを持つ1つのX線源(CX8、VLA31)は特に謎に満ちています。X線源の放射状分布は、平均質量が約1.2～1.5Msunの緩和された集団であることを示唆しています。M4のAB、MSP、およびCVの数を他のクラスターと比較すると、ABの数はクラスターの質量(原始集団)に比例し、MSPは恒星遭遇率(動的に形成された集団)に比例する一方、CVは原始的および動的の両方で生成されるようであることが示されています。。
流れの軸対称を仮定し、回転軸の周りの渦の運動を無視して、スピンダウンする中性子星における中性子超流体渦の運動を研究します。渦列は、最初は直線的であったとしても、星がスピンダウンするにつれてすぐに大幅に変形することがわかりました。渦はマグヌス力によって外側に押し流され、渦が固定されている内部地殻の領域に蓄積され、渦配列の大幅な曲がりを伴います。恒星が約20Hz(ベラパルサーの自転速度の2倍)以下の回転速度まで回転すると、マグナス力とピン止め力によって渦列が徐々に圧縮され、球殻に続く高密度のシートになります。場合によっては、渦列はそれ自体で曲がって再結合し、大きな角運動量を持つ超流動「川」を含む1つまたは複数の渦輪の円環を形成します。渦シートは、内部地殻の底部近くに形成される可能性があります。核パスタの。
伴星が生き残った非対称二重縮退Ia型超新星爆発
| Title |
An_Asymmetric_Double-Degenerate_Type_Ia_Supernova_Explosion_with_a_Surviving_Companion_Star |
| Authors |
Matthew_R._Siebert,_Ryan_J._Foley,_Yossef_Zenati,_Georgios_Dimitriadis,_Grace_Yang,_Kyle_W._Davis,_Kirsty_Taggart,_C\'esar_Rojas-Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11788 |
我々は、光度曲線の初期の隆起を伴うIa型超新星(SNIa)であるSN2020hvfの星雲分光法を紹介します。SN2020hvfは、炭素を豊富に含む高光度の「03fg様」SNeIaと多くの分光学的および測光的類似点を共有しています。明るさのピークから$>$240日後、[CaII]$\lambda\lambda$7291,7324からの明確な発光が検出されますが、これは通常のSNeIaでは決して観察されず、特異なサブクラスでのみ見られます。SN2020hvfは、7300A付近で[FeII]、[NiII]、[CaII]の単一対称速度成分では説明できない「のこぎり歯状」発光プロファイルを示し、非対称爆発を示しています。広い[CaII]放出は、1,220kms$^{-1}$オフセットされた2つの速度成分によって最もよくモデル化され、これは、軌道速度によって分離された、前駆系の各星に関連する噴出物によって引き起こされる可能性がある。SNIaで初めて狭い(${\rmFWHM}=180\pm40$kms$^{-1}$)[CaII]放出を特定し、これは生存者からの風と関連付けられます。膨れ上がった仲間の星。同様の狭い[CaII]発光を検出するのに必要な十分な分解能と信号対雑音比を備えた公表されたスペクトルはほとんどありませんが、我々は他の03fg様SNeIaでも同様のラインプロファイルを検出しました。[CaII]の極めて狭い速度幅は、別の方法では遅い時期にSNeIaxでのみ観察されています。この現象には二重縮退した「スーパーチャンドラセカール」質量始原系が存在した可能性が高いため、単一の白色矮星（WD）が完全に破壊され、生き残った伴星WDからの風が観測された狭い発光を生み出していると考えられます。このユニークな前駆細胞と爆発のシナリオが03fg様SNeIaの多様性を説明できるかどうかは不明であり、複数の前駆細胞チャネルがこのサブクラスに寄与している可能性を示しています。
| Title |
Microquasar_Cyg_X-3_--_a_unique_jet-wind_neutrino_factory? |
| Authors |
Karri_I._I._Koljonen,_Konstancja_Satalecka,_Elina_J._Lindfors,_and_Ioannis_Liodakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11804 |
天体物理学ニュートリノの起源は、今日最も議論されているトピックの1つです。おそらく、ニュートリノ対応物の最も確実な証拠は、強く平行化された流出またはジェットに関連する活動銀河核内の超大質量ブラックホールから得られ、粒子を相対論的エネルギーまで加速し、ハドロン相互作用を通じてニュートリノを生成することができます。同様の流出は、中性子星や非縮退伴星からの恒星質量ブラックホール降着物質からなるX線連星、つまり「マイクロクエーサー」からも見られる。場合によっては、これらのシステムは粒子をGeVエネルギーまで加速でき、ジェット内の効率的な加速メカニズムを意味します。マイクロクエーサージェットにおけるニュートリノ生成は、適切な条件とハドロン粒子集団があれば期待できます。マイクロクエーサーCygX-3は、強い恒星風を伴うウルフ・ライエ伴星をホストするユニークな短軌道周期X線連星です。高密度の恒星風と相対論的ジェットとの相互作用により、粒子の衝突が起こり、その後、高エネルギーのガンマ線が発生し、ニュートリノが放出される可能性があります。ここでは、IceCubeニュートリノ観測所の10年分のニュートリノ候補サンプルを使用して、CygX-3との空間的関連性が最も高い事象が、短命の高エネルギーガンマ線フレア期間中に発生することを発見し、天体物理学的性質の可能性を示しています。これらの出来事。
謎の PeVatron 候補 LHAASO J2108+5157 におけるガンマ線分子標的の証拠
| Title |
Evidence_for_a_gamma-ray_molecular_target_in_the_enigmatic_PeVatron_candidate_LHAASO_J2108+5157 |
| Authors |
E._de_la_Fuente,_I._Toledano-Ju\'arez,_K._Kawata,_M._A._Trinidad,_M._Yamagishi,_S._Takekawa,_D._Tafoya,_M._Ohnishi,_A._Nishimura,_S._Kato,_T.Sako,_M._Takita,_H._Sano,_and_R._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11921 |
PeVatronの放射(ハドロンまたはレプトニック)の性質を決定するには、それが発生する環境の物理パラメーターを特徴付けることが不可欠です。前例のない高い角度分解能(17$^{\prime\prime}$)$^{12,13}$CO($J$=1$)を使用して、分子ガスとPeVatron候補LHAASOJ2108+5157の関連を明確に確認しました。\rightarrow$0)野辺山45m電波望遠鏡による観測。$^{12,13}$CO($J$=1$\rightarrow$0)線の観測からその物理パラメータを決定することにより、PeVatron候補LHAASOJ2108+5157の近くにある分子雲の特徴を明らかにしました。クラウドまでの距離の最新の推定値を使用することで、より信頼性の高い結果を得ることができます。分子放射は、空間相関を探索し、ガンマ線放射の可能性のあるハドロン（$\pi^0$崩壊）起源をテストするために、2GeVを超えるエネルギーでFermi-LATで得られた過剰なガンマ線画像と比較されます。我々は、CO放出の空間分布の形態がフェルミ-LAT過剰ガンマ線の形態と驚くほど類似していることを発見した。私たちの観測結果とアーカイブの21cmHI線データを組み合わせることで、ターゲット分子雲の核子(HI+H$_2$)数密度は、測定された分子雲の場合、133.0$\pm$45.0cm$^{-3}$であることが判明した。1.6$\pm$0.1kpcの距離での角度サイズは0.55$\pm$0.02$^\circ$です。結果として得られる雲の総質量はM(HI+H$_2$)=7.5$\pm$2.9$\times$10$^3$M$_{\odot}$となります。ハドロンシナリオの下では、700$\pm$300TeVのカットオフでW$_p$=4.3$\pm$1.5$\times$10$^{46}$ergの陽子の総エネルギーが得られます。-PeVガンマ線放出。我々は、LHAASOJ2107+5157付近の分子雲を、未知のPeVatronからの宇宙線が$\pi^0$崩壊を介して観測されたガンマ線放射を生成する主なターゲットとして特定した。
| Title |
The_X-ray_Point_Source_Population_Hosted_by_Globular_Clusters_in_the_Elliptical_Galaxy_NGC_4261 |
| Authors |
Sneha_Nair,_Kristen_Dage,_Daryl_Haggard,_Arunav_Kundu,_Richard_M._Plotkin,_Katherine_L._Rhode,_Stephen_E._Zepf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11948 |
チャンドラX線天文台のアーカイブデータとハッブル宇宙望遠鏡の球状星団カタログを利用して、楕円銀河NGC4261の低質量X線連星集団の時間領域特性を調査します。研究によると、62個の光源が光学視野内にあり、そのうち33%が光学クラスターの対応物と位置合わせされています。球状星団と一致する20個のX線源が見つかりました。2つは以前に発見された超高輝度X線源(ULX)で、18は$L_X<10^{39}$ergs$^{-1}$の低質量X線連星(GCLMXB)です。ULXは、非常に明るいX線連星の異種クラス($L_X>10^{39}$ergs$^{-1}$)および球状星団(GCULX)内に位置するULXであり、ブラックホールの指標である可能性があります。これらの異常に明るいX線源を特定し、その光学的特性を測定することは、重力波源の祖先に貴重な制約を与えることができます。私たちは、これらの源の観測結果を、以前に研究された他の5つの初期型銀河からの20個のGCULXと比較し、NGC4261のGCULXは同様の色と明るさを持ち、距離の点でサンプルの残りの部分から大きく逸脱していないことを発見しました。銀河の中心またはX線の明るさ。NGC4261のGCULX集団と低質量X線バイナリー(GCLMXB)集団は両方とも長期変動を示します。前者は球状星団から発生する高速電波バーストに影響を与える可能性があり、後者はGCLMXBX線視度関数の低質量端に追加の散乱を導入する可能性があります。
Mrk 841 で捉えられた連続体の減光：軟 X 線過剰の性質に関する新たな手がかり
我々は、Mrk841のスペクトルエネルギー分布(SED)の顕著な変化について報告し、活動銀河核(AGN)における軟X線の過剰放出がどのように生成されるかについて新たな洞察を提供します。セイファート1銀河のサンプルを迅速に監視したことにより、Mrk841でX線スペクトル硬化現象が発生していることがわかりました。これにより、この現象を研究するために2022年にXMM-Newton、NuSTAR、HSTの観測が開始されました。他のAGNでのこのような現象に関する私たちの以前の調査では、それらが遮蔽風によって引き起こされることが示されていました。ただし、Mrk841のイベントには異なるスペクトル特性と起源があります。暗くなったのは軟X線の過剰成分であることがわかります。重要なことに、これは光学/UV連続体の同様の減少を伴い、軟X線の過剰との関連を示唆しています。対照的に、X線のべき乗則と反射成分には比較的小さな変化が見られます。我々のSEDモデリングは、過剰な軟X線が、温コンプトン化によって生成された光/UVディスク放射の高エネルギー拡張であることを示唆しています。2022年に円盤の温度が低下したことがわかり、観測されたSEDの減光を説明できます。次に、Mrk841のUVおよびX線の変動をさらに解読するために、15年にわたって取得されたSwiftデータを調べました。X線スペクトル硬度の変動とUV連続体の変動の間に有意な関係が見つかり、ここでもまた示唆されています。ソフト・エクストラとディスク放射が連動しているということ。これは、ソフトな過剰が温間コンプトン化によって生成される場合、容易に説明できます。
磁気圏の雷雨や粒子の雨滴からのパルサー電波放射
| Title |
Pulsar_radio_emission_from_thunderstorms_and_raindrops_of_particles_in_the_magnetosphere |
| Authors |
X._Chen_(Naoc),_Y._Yan_(Naoc),_J._L._Han_(Naoc),_C._Wang_(Naoc),_P._F._Wang_(Naoc),_W._C._Jing_(Naoc),_K._J._Lee_(Pku),_B._Zhang_(Ulv),_R._X._Xu_(Pku),_T._Wang_(Naoc),_Z._L._Yang_(Naoc),_W._Q._Su_(Naoc),_N._N._Cai_(Naoc),_W._Y._Wang_(Ucas),_G._J._Qiao_(Pku),_J._Xu_(Naoc),_D._J._Zhou_(Naoc) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12017 |
パルサーは回転すると無線信号を放射します。ただし、古いパルサーの中には、一定期間放射を停止する場合があります。根底にあるメカニズムは依然として不明ですが、ゼロ化段階中の磁気圏は、放出測定がないため調査が困難です。今回我々は、パルサーB2111+46の通常のヌリング状態で500メートル口径球状電波望遠鏡（FAST）を介して検出された散発的な弱く狭い矮星パルスの検出と正確な偏光測定を報告する。さらなる分析により、それらの偏光角は通常のパルスの平均偏光角曲線に従っていることが示され、2つの発光状態で発光領域の磁場構造に変化がないことを示唆しています。通常の個々のパルスの電波放射は、規則的に形成されたギャップでの大量の放電によって生成される粒子の雷雨によって放射されますが、矮小パルスは、この臨死パルサーの脆弱なギャップでのペア生成によって生成される粒子の1つまたは数個の雨滴によって生成されます。
4FGL J1844.4-0306: 超新星残骸 G29.37+0.1 からの高エネルギー放出と思われる
| Title |
4FGL_J1844.4-0306:_high-energy_emission_likely_from_the_supernova_remnant_G29.37+0.1 |
| Authors |
D._Zheng_(1),_Z._Wang_(1,2),_X._Zhang_(3),_Y._Chen_(4),_Y._Xing_(2)_(1._Yunnan_University,_2._Shanghai_Astronomical_Observatory,_3._Nanjing_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12134 |
超高エネルギー(VHE)観測により、私たちの銀河系に約100TeVの発生源があることが明らかになり、そのうちのかなりの部分がその起源を解明するために調査中です。そのうちの1つであるHESS~J1844$-$030についての研究を報告します。それは超新星残骸(SNR)候補G29.37+0.1と関連している可能性があることがわかり、ラジオおよびX線の周波数での発生源領域の詳細な研究により、このSNRはパルサー風星雲(PWN)を含む複合的なものであることが示唆されています。）若いパルサー候補を搭載しています。GeV線源4FGL~J1844.4$-$0306も位置一致性の高い領域に位置しているため、{\itフェルミガンマ線に搭載された大面積望遠鏡で得られた$\gamma$線データを解析します。宇宙望遠鏡}。GeV$\gamma$線の放出が拡張されていることが判明し、対数放物線関数で記述されます。得られたスペクトルは、VHEソースHESSJ1844$-$030のスペクトルに接続できます。特性と多周波数研究から得られた特性を考慮して、2つの\gr\線源が関連していると考えて$\gamma$線放射の起源を議論します。私たちのモデリングは、TeV部分はハドロン起源(SNRから)またはレプトン起源(推定PWNから)のいずれかを持ち、GeV部分はハドロン過程から生じることを示しています。したがって、4FGL~J1844.4$-$0306がG29.37+0.1に相当するGeVである可能性が高いと結論付けます。
4 つのパルサーの 2 つの発光状態に対する独特の偏光特性
| Title |
Distinct_polarization_properties_for_two_emission_states_of_four_pulsars |
| Authors |
Yi_Yan_(NAOC),_P._F._Wang_(NAOC)_and_J._L._Han_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12163 |
4つのパルサー、PSRJ1838+1523、J1901+0510、J1909+0007、およびJ1929+1844は、高感度のFAST観測から、明るく弱い発光状態を示すことがわかりました。新しいFAST観測では、2つの状態の偏光特性が測定され、偏光プロファイル、直線偏光の割合、偏光位置角度曲線、および円偏光の割合が2つの発光状態で部分的または完全に異なることが明らかになりました。注目すべきことに、PSRJ1838+1523は偏光位置角度曲線の傾きが大きく異なります。PSRJ1901+0510は、明るい状態よりも弱い状態でのプロファイルが広く、直線偏光が高くなります。PSRJ1909+0007には、2つのモードに対して非常に異なる偏光角曲線があります。一方、PSRJ1929+1844の場合、明るい状態では中心プロファイル成分が周波数とともに変化し、円偏光の感覚は2つのモードで逆になります。2つの発光状態の異なる偏光特性は、パルサー磁気圏の物理プロセスと発光条件についての貴重な洞察を提供します。
Amati(2002)により、低エネルギースペクトル指数とガンマ線バースト(GRB)の赤方偏移の間に負の相関が存在することが判明しました。その後、Geng(2013)とGruber(2014)によって確認されましたが、サンプルサイズが大幅に拡大された場合、相関関係は非常に分散していることもわかりました。この研究では、相関関係をさらに調べるために、さらに大きなガンマ線バーストのサンプルを2つ作成しました。私たちのサンプルの1つはSwift衛星によって検出された316個のGRBで構成され、もう1つはフェルミ衛星によって検出された80個のGRBで構成されています。Swiftサンプルの2つのパラメーター間に相関はありませんが、Fermiサンプルには弱い負の相関が存在することがわかります。ピーク光束におけるスペクトルインデックスを考慮すると、相関関係はさらに顕著になります。スウィフトのサンプルに相関が存在しないのは、スウィフトのエネルギー応答が非常に狭く、低エネルギーのスペクトル指数を十分正確に測定できなかったことが原因である可能性があると主張されています。さらに大規模なGRBサンプルに基づくさらなる研究が求められています。
原始磁石におけるテイラー・スプルートダイナモの数値シミュレーション
テイラー・スプルートダイナモは、恒星の進化における角運動量輸送を説明するために提案されている最も有望な機構の1つです。超新星フォールバックによってスピンアップされた原始中性子星におけるその発展は、マグネターと呼ばれる非常に磁化された中性子星の形成を説明するシナリオとしても提唱されている。三次元の直接数値シミュレーションを使用して、原中性子星の内部を、外側の球が内側の球よりも速く回転する安定した成層球状クエット流としてモデル化します。我々は、テイラー不安定性によって駆動される2つの未臨界ダイナモブランチの存在を報告します。それらは、赤道対称性(双極性または半球状)と磁場のスケーリングによって異なり、これは(それぞれフラーとスプルイットによる)異なる理論的予測と一致しています。双極子分岐の磁気双極子は、マグネターの観測上の制約と一致する強度に達することが判明した。
HESS J1731-347 コンパクト オブジェクトの性質は何ですか?
| Title |
What_is_the_nature_of_the_HESS_J1731-347_compact_object? |
| Authors |
Violetta_Sagun,_Edoardo_Giangrandi,_Tim_Dietrich,_Oleksii_Ivanytskyi,_Rodrigo_Negreiros,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12326 |
今後の解析でさらに確認されると、HESSJ1731-347の半径と質量の測定値は$M=0.77^{+0.20}_{-0.17}~M_{\odot}$および$R=10.4^{+0.86}_でした。{-0.78}~\rmkm$は、これまでに検出された中で最も軽く、最も小さいコンパクトな天体の1つになります。これはその性質について多くの疑問を引き起こし、そのような測定を説明するためのさまざまな理論への扉を開きます。この記事では、Doroshenkoらの情報を使用します。(2022)HESSJ1731-347が観測された中で最も軽い中性子星(NS)であるストレンジスター(SS)の1つである可能性を調査するために、中性子星のマルチメッセンジャー観測と質量、半径、表面温度を調査しました。初期の脱閉じ込め相転移を伴うハイブリッド星(HS)、または暗黒物質(DM)が混合した中性子星です。核物質とクォーク物質は、クォーク物質のペアリングギャップの自己矛盾のない計算を使用して、現実的な状態方程式(EoS)内でモデル化されます。熱進化と質量半径制約の共同解析を実行することにより、HESSJ1731-347は1$\sigma$信頼水準内で、ソフトEoSおよび奇妙な現象を伴う中性子星のシナリオと一致するという証拠が見つかりました。そして、強力なクォーク対と暗黒物質が混合された中性子星による初期の脱閉じ込め相転移を伴うハイブリッド星です。
オンボード処理および時間遅延干渉法による LISA のレーザーノイズ残留
| Title |
Laser_noise_residuals_in_LISA_from_onboard_processing_and_time-delay_interferometry |
| Authors |
Martin_Staab,_Marc_Lilley,_Jean-Baptiste_Bayle,_Olaf_Hartwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11774 |
時間遅延干渉法(TDI)は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の地上データ処理パイプラインにおける重要なステップです。これにより、圧倒的なレーザーノイズが低減され、重力波の検出が可能になります。そうは言っても、TDIのパフォーマンスを制限するいくつかのレーザーノイズ結合が確認されています。まず、サンプリングレートを数十MHzから数Hzまで間引くために使用されるオンボード処理では、観測帯域へのレーザーノイズパワーの折り込みを軽減するために、アンチエイリアシングフィルターを慎重に設計する必要があります。さらに、これらのフィルターの平坦度は、屈曲フィルター結合の影響を制限するために重要です。第2に、TDIで適用される後処理遅延は測距誤差と補間誤差の影響を受けます。これらの影響はすべて文献に部分的に記載されています。この論文では、統一されたフレームワークでそれらを提示し、エイリアシングされたレーザーノイズと補間誤差の結合についてより完全に説明します。さらに、最終的なTDI出力におけるレーザーノイズ残留に対するレーザーロックの影響について初めて説明します。導出した解析PSDモデルの妥当性を検証するために、LISAInstrumentを使用して数値シミュレーションを実行し、PyTDIを使用して第2世代のTDI変数を計算します。6つの独立したレーザーとロックされたレーザー(ロック構成N1～12)を備えたセットアップを検討します。レーザーロックは、6つの独立したレーザーの場合と比較してPSDのわずかな変調を引き起こす6つのレーザー間の相関を導入し、TDI組み合わせのレーザーノイズ残留に確かに影響を与えることがわかりました。これは、レーザーノイズ残留に関するさらなる研究では、正確な結果を得るためにさまざまなロック構成を考慮する必要があることを意味します。
高太陽活動研究の継続
| Title |
Sustaining_high-solar-activity_research |
| Authors |
Albert_Y._Shih,_Amir_Caspi,_Jessie_Duncan,_Lindsay_Glesener,_Silvina_E._Guidoni,_Katharine_K._Reeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11776 |
大規模な太陽フレアやCMEの多波長研究など、活発な太陽活動の観測を必要とする研究活動は、太陽物理学の他の分野では比類のない程度まで11年の太陽周期と闘わなければなりません。各太陽極小期の前後の「休閑」年は、次の主要な太陽観測所を建設するのに最適な時間枠となる可能性がありますが、それに対応する資金調達の機会と先行する技術開発は、戦略的にタイミングを計る必要があります。それでも、ソフトマネーに関する科学者にとって、他のより一貫したテーマに切り替えるのではなく、継続的な研究努力を続けることは困難な場合があります。太陽周期25の最大値は、高い太陽活動を対象とした米国主導の主要なミッションが欠如しているため、特に懸念されており、この分野の専門知識の大幅な減少につながる可能性があります。私たちは、極大期の間の研究コミュニティを維持しながら、各太陽極大期に最適な科学収益を保証するミッションと分析の戦略的プログラムの開発を推奨します。
コロナにおける衝撃的エネルギー放出の基礎
| Title |
Fundamentals_of_impulsive_energy_release_in_the_corona |
| Authors |
Albert_Y._Shih,_Lindsay_Glesener,_S\"am_Krucker,_Silvina_Guidoni,_Steven_Christe,_Katharine_K._Reeves,_Szymon_Gburek,_Amir_Caspi,_Meriem_Alaoui,_Joel_Allred,_Marina_Battaglia,_Wayne_Baumgartner,_Brian_Dennis,_James_Drake,_Keith_Goetz,_Leon_Golub,_Iain_Hannah,_Laura_Hayes,_Gordon_Holman,_Andrew_Inglis,_Jack_Ireland,_Graham_Kerr,_James_Klimchuk,_David_McKenzie,_Christopher_S._Moore,_Sophie_Musset,_Jeffrey_Reep,_Daniel_Ryan,_Pascal_Saint-Hilaire,_Sabrina_Savage,_Daniel_B._Seaton,_Marek_St\k{e}\'slicki,_Thomas_N._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11777 |
コロナにおける衝撃的エネルギー放出についての理解を大幅に進めるためには、太陽周期第26期（～2036年）のピーク時にX線、ガンマ線、EUVの観測を調整し、相互に最適化することが不可欠です。未解決の質問には次のものが含まれます:宇宙気象現象の物理的起源は何ですか?太陽では粒子はどのように加速されるのでしょうか?衝動的に放出されたエネルギーは太陽大気中をどのように輸送されるのでしょうか?太陽コロナはどのように加熱されるのでしょうか？磁気リコネクション、粒子加速、プラズマ加熱、磁化プラズマにおけるエネルギー輸送など、太陽爆発現象の誘発、駆動、維持に関わるプロセスの多くは、宇宙全体の現象においても重要な役割を果たしています。この一連の観測は、単一の主力ミッションを通じて、または事前計画があれば主要なミッションの組み合わせを通じて達成できます（たとえば、以前に提案されたFIERCEミッションのコンセプト）。
NANCY: 次世代全天近赤外線コミュニティ調査
| Title |
NANCY:_Next-generation_All-sky_Near-infrared_Community_surveY |
| Authors |
Jiwon_Jesse_Han,_Arjun_Dey,_Adrian_M._Price-Whelan,_Joan_Najita,_Edward_F._Schlafly,_Andrew_Saydjari,_Risa_H._Wechsler,_Ana_Bonaca,_David_J_Schlegel,_Charlie_Conroy,_Anand_Raichoor,_Alex_Drlica-Wagner,_Juna_A._Kollmeier,_Sergey_E._Koposov,_Gurtina_Besla,_Hans-Walter_Rix,_Alyssa_Goodman,_Douglas_Finkbeiner,_Abhijeet_Anand,_Matthew_Ashby,_Benedict_Bahr-Kalus,_Rachel_Beaton,_Jayashree_Behera,_Eric_F._Bell,_Eric_C_Bellm,_Segev_BenZvi,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Simon_Birrer,_Michael_R._Blanton,_Jamie_Bock,_Floor_Broekgaarden,_Dillon_Brout,_Warren_Brown,_Anthony_G.A._Brown,_Esra_Bulbul,_Rodrigo_Calderon,_Jeffrey_L_Carlin,_Andreia_Carrillo,_Francisco_Javier_Castander,_Priyanka_Chakraborty,_Vedant_Chandra,_Yi-Kuan_Chiang,_Yumi_Choi,_Susan_E._Clark,_William_I._Clarkson,_Andrew_Cooper,_Brendan_Crill,_et_al._(162_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11784 |
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡は、前例のない全天、高空間解像度、マルチエポック赤外線マップを天文コミュニティに提供することができます。この機会は、空全体をカバーする広範な分光法とイメージングを同時に提供する地上および宇宙ベースの調査(Rubin/LSST、Euclid、UNIONS、SPHEREx、DESI、SDSS-V、GALAH、4MOST、WEAVE、MOONS、PFS、UVEX、NEOSurveyorなど）。Romanは、空全体にわたって均一な高空間解像度(約0.1秒角)の画像処理を独自に提供することができ、これらの短期および将来の調査すべての科学の範囲と精度を大幅に拡大します。このイメージングは他の調査を強化するだけでなく、まったく新しい科学の促進にもつながります。ローマンは、2つの時代にわたって全天を画像化することで、天の川銀河全体の星の適切な動きを測定し、ガイアよりも100倍暗い銀河の端まで探査することができます。ここで私たちはNANCYを提案します。これは、宇宙に関する現在および今後の無数の研究に利益をもたらす高価値のレガシーデータセットを作成する、完全に公開された全天調査です。NANCYは、Romanの可能性を純粋に表現したものです。できるだけ多くの光子を収集する広い赤外線帯域で、高い空間解像度で空全体を画像化します。進行中の天文調査の大部分は、調査の焦点が近くの星、天の川、近距離宇宙論、またはより広い宇宙のいずれであっても、NANCYの観測を分析に組み込むことで恩恵を受けるでしょう。
| Title |
Einstein_beams_and_the_diffractive_aspect_of_gravitationally-lensed_light |
| Authors |
Valeria_Rodriguez-Fajardo,_Thao_P._Nguyen,_Kiyan_S._Hocek,_Jacob_M._Freedman_and_Enrique_J._Galvez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11852 |
宇宙物質によってレンズ化された光の研究により、天体物理学の問題について多くの情報が得られました。観察は、光の光線ベースの記述に続いて、幾何光学を使用して説明されます。偏向後、レンズ光は干渉しますが、重力レンズのこの回折的側面を観察することは、光源の有限なサイズや完全に近い位置合わせの欠如によって引き起こされるコヒーレンシーの問題により不可能でした。この記事では、コヒーレントレーザー光の電気光学的偏向を介して実験室でレンズ条件を再現することにより、重力レンズの波動効果を観察したことについて報告します。レンズ光は、レンズ対象物の対称性と構造に依存する規則性、コースティクス、強度の色変調を含むビームを生成します。また、天体物理学的観測と比較できる、以前および新しい幾何光学レンズの状況を観測することもできました。このプラットフォームは、数値/解析シミュレーションをテストしたり、他の方法では取得が難しいレンズ状況のアナログシミュレーションを実行したりするのに役立つツールとなる可能性があります。私たちは、実験室用レンズビームが長距離、低膨張、自己修復特性を備えた新しいクラスのビームを構成し、非天体物理学用途に新たな可能性を開くことを発見しました。
ディープラーニングによるマルチフレームブラインドデコンボリューションの高速化
| Title |
Accelerating_Multiframe_Blind_Deconvolution_via_Deep_Learning |
| Authors |
A._Asensio_Ramos,_S._Esteban_Pozuelo,_C._Kuckein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12078 |
地上での太陽画像復元は、非線形最適化技術を含む計算コストのかかる手順です。大気の乱流の存在により、個々の画像に摂動が生じ、ブラインドデコンボリューション手法を適用する必要が生じます。これらの技術は、大気と摂動のない物体の瞬間的な状態を同時に推測するために使用される多数の短い露光フレームの観察に依存しています。私たちは最近、このプロセスを加速するために機械学習の使用を検討し、有望な結果をもたらしました。私たちはこの以前の研究を基にして、より良いモデルにつながるいくつかの興味深い改善を提案します。同様に、アルゴリズムの展開に基づいて復元を高速化する新しい方法を提案します。この方法では、画像復元問題は、いくつかの小さなニューラルネットワークによって展開および加速される勾配降下法によって解決されます。ニューラルネットワークの役割は、各反復ステップで解の推定を修正することです。モデルは、厳選されたデータセットを使用して、少数の固定ステップで最適化を実行するようにトレーニングされます。私たちの調査結果は、どちらの方法でも標準の最適化手順と比較して復元時間が大幅に短縮されることを示しています。さらに、3つの異なる機器からの観察画像を使用して、これらのモデルを教師なしの方法でトレーニングできることを示します。驚くべきことに、新しいデータセットに適用すると、強力な一般化機能も発揮します。さらなる研究とコラボレーションを促進するために、私たちはトレーニング済みのモデルを、対応するトレーニングおよび評価コード、トレーニングデータセットとともに科学コミュニティにオープンに提供します。
マルチスペクトルデータを統計モデルおよび深層学習モデルと組み合わせて、高コントラストでの直接イメージングにおける系外惑星検出を向上させます。
| Title |
Combining_multi-spectral_data_with_statistical_and_deep-learning_models_for_improved_exoplanet_detection_in_direct_imaging_at_high_contrast |
| Authors |
Olivier_Flasseur,_Th\'eo_Bodrito,_Julien_Mairal,_Jean_Ponce,_Maud_Langlois,_Anne-Marie_Lagrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12266 |
直接イメージングによる系外惑星の検出は困難な作業です。対象となる天体からの微弱な信号は、主星によって引き起こされる空間的に構造化された迷惑成分の下に埋もれてしまいます。系外惑星の信号は、いくつかの観測結果と専用の検出アルゴリズムを組み合わせた場合にのみ識別できます。既存の方法のほとんどとは対照的に、我々は迷惑物質の空間的、時間的、スペクトル的特性のモデルを観察から直接学習することを提案します。前処理ステップでは、それらの相関関係の統計モデルがローカルに構築され、データが中心化されて白色化されて、定常性と信号対雑音比(SNR)の両方が向上します。次に、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)が教師あり形式でトレーニングされ、前処理された画像内の合成ソースの残留シグネチャが検出されます。私たちの方法は、現場の標準的なアプローチよりも精度と再現率の間でより良いトレードオフをもたらします。また、統計的フレームワークのみに基づいた最先端のアルゴリズムよりも優れたパフォーマンスを発揮します。さらに、スペクトルダイバーシティの活用により、時空間データのみから構築された同様のモデルと比較してパフォーマンスが向上します。
| Title |
Learning_the_galaxy-environment_connection_with_graph_neural_networks |
| Authors |
John_F._Wu_and_Christian_Kragh_Jespersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12327 |
銀河は、そのホストである暗黒物質のハローと共進化します。宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して校正された銀河とハローの関係のモデルは、暗黒物質ハローカタログに銀河を追加するために使用できます。我々は、メッセージパッシンググラフニューラルネットワーク（GNN）を使用して、暗黒物質サブハロー特性からバリオン特性を推論するための新しい方法を提案します。IllustrisTNG300-1流体力学シミュレーションからのサブハローカタログデータでトレーニングした後、GNNはホストと隣接するサブハローの位置、運動学、質量、および最大円速度から星の質量を推測できます。GNNは2次元投影のサブハロー特性から星の質量をロバストに推定することもできることがわかりました。他の方法は通常、銀河とハローの関係を個別にモデル化しますが、当社のGNNは銀河環境からの情報を組み込んでおり、より正確な星の質量推論につながります。
CRESU-SIS実験に関する解説：均一超音速流反応炉への懸念
| Title |
Commentary_Regarding_the_CRESU-SIS_Experiment:_Concerns_About_the_Uniform_Supersonic_Flow_Reactor |
| Authors |
Olivier_Durif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12349 |
この解説は、フランスのレンヌ物理研究所で行われたCRESU-SIS実験から報告された結果の異常について取り上げています。この実験装置は、均一な超音速流反応器を使用して、極低温での気相におけるイオン分子の反応速度を研究することに特化しています。この機器を使用して実施された最新の研究を再解釈すると、中性反応物の注入時に流量密度が劇的に減少することが強く示唆されています。特に、これらの懸念は、均一超音速流動反応器を使用して実施された反応速度論実験の大部分について報告された結果に広く見られる拡散効果に関連している可能性があります。この解説の証拠はこれまでに発表された結果の多くに疑問を投げかけているため、均一超音速流における低温化学反応速度論の分野の科学界は、これらの強調された異常を認識し、理解することで大きな利益を得るでしょう。
超大質量星と対不安定超新星: 低金属性のための質量損失フレームワーク
| Title |
Very_Massive_Stars_and_Pair-Instability_Supernovae:_Mass-loss_Framework_for_low_Metallicity |
| Authors |
Gautham_N._Sabhahit,_Jorick_S._Vink,_Andreas_A.C._Sander,_and_Erin_R._Higgins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11785 |
局所宇宙では最大200～300$M_\odot$の超大質量星(VMS)が発見されています。質量がほとんど失われない場合、中間質量ブラックホールまたは対不安定超新星(PISNe)が生成されます。これまで、VMSモデラーは光学的に薄い風から質量損失対金属性($Z$)の指数を外挿してきました。その結果、VMSが光学的に厚い風を開発するにつれて、$Z$において非現実的に高くなる可能性のあるPISNしきい値の範囲が得られました。我々は、VinkとGr'afener(2012)の遷移質量損失率を利用して、吸収が支配的なO型スペクトルから発光への形態学的遷移を特徴付けるOf/WNh(「スラッシュ」)星の質量損失率を正確に予測します。-支配的なWNhスペクトル.私たちは、光学的に薄い風が強化された風に移行する風効率フレームワークを開発し、個々の星が分解できない高赤方偏移でのVMS進化を研究できるようにします.$Z_\odot/2$をカバーするMESAグリッドを提示します$Z_\odot/100$まで遷移より上のVMSは、より低い光度に向かって進化し、冷たい超巨星相をスキップしますが、水素燃焼の終わりに直接純粋なHe星を形成します。遷移より下では、VMSはより低温の発光青色変数(LBV)として進化します。このYHG/LBV領域での強風は、光度の退化と組み合わされて、質量の減少によって風の質量損失が増加する質量損失の暴走を引き起こします。質量損失の暴走により、$Z_\odot/20$という、通常想定されているよりも一桁低い閾値を示しています。LBVの質量損失に関する将来の研究はPISN閾値に影響を与える可能性がありますが、私たちの枠組みはPISN閾値と銀河化学進化モデルに関する最終的な答えを確立するために重要です。
大質量星星地震学からの恒星の進化の校正点
| Title |
A_calibration_point_for_stellar_evolution_from_massive_star_asteroseismology |
| Authors |
Siemen_Burssens,_Dominic_M._Bowman,_Mathias_Michielsen,_Sergio_Sim\'on-D\'iaz,_Conny_Aerts,_Vincent_Vanlaer,_Gareth_Banyard,_Nicolas_Nardetto,_Richard_H._D._Townsend,_Gerald_Handler,_Joey_S._G._Mombarg,_Roland_Vanderspek,_George_Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11798 |
大質量星は、超新星、中性子星、ブラックホールの祖先です。水素コアの燃焼段階では、対流コアがその進化の主な推進力となりますが、コア質量の推論は制約のない境界混合プロセスの影響を受けます。さらに、キャリブレーションされていない輸送メカニズムは、強力なエンベロープの混合や半径方向の回転差を引き起こす可能性があります。観察上の制約がないため、輸送メカニズムの効率を確認することは困難です。今回我々は対流核質量を推定し、星地震学、TESS測光法、高精度を用いて、超新星前駆体である$12.0^{+1.5}_{-1.5}$太陽質量水素燃焼星HD192575の非剛体動径回転を堅牢に実証する。-分解能分光法、およびガイア天文法。対流コアの質量($M_{\rmcc}=2.9^{+0.5}_{-0.8}$太陽質量)を推定すると、コアは、条件に応じて星のエンベロープより1.4～6.3倍の速度で回転していることがわかります。回転せん断層の位置。私たちの結果は、宇宙ベースの測光による星地震学を使用して、大質量星の確実な推定核質量を提供します。HD192575は、内部の回転と混合プロセス、ひいては大質量星の内部の角運動量輸送機構を研究するためのユニークなアンカーポイントです。
白色矮星母体を用いた恒星風および恒星下の風の測定
白色矮星は活動的な惑星系によって汚染されていることが知られているが、低質量の伴星からの風の降着についてはほとんど注目されていない。白色矮星による恒星風や準星風の捕獲は、未進化の星や褐色矮星からの質量損失率を評価できる天文学者が利用できる数少ない方法の1つであり、それらの化学組成を抽出する既知の唯一の方法です。この研究では、近接軌道を周回するL型褐色矮星伴星を持つ4つの白色矮星が、星以下風の降着に制限を設けるために研究されており、1件の検出例があり、極度に非太陽存在量である$m_{\rmNa}/m_{\rmCa}>900$。質量損失率と上限は白色矮星の降着と結びついており、風の捉え方に関する限定的なケースに基づいており、すべての元素間の太陽の割合で現れる、近いM矮星の伴星による風汚染の既知のケースと比較されている。検出されました。ボンダイ・ホイル流に捕らえられた風の場合、質量損失限界$\dotM\lesssim5\times10^{-17}$M$_\odot$yr$^{-1}$が3つのL矮星に対して確立されます。一方、宿主を汚染するM型矮星では、$10^{-13}-10^{-16}$M$_\odot$yr$^{-1}$の範囲の風が見られる。後者は、Lyを使用して近くの孤立したM矮星について得られた$\dotM\sim10^{-13}-10^{-15}$M$_\odot$yr$^{-1}$推定値とよく比較されます。$\alpha$で天体圏を調査します。これらの結果は、白色矮星が高感度の恒星および準恒星風検出器であることを実証しており、実際に捕らえられた風の流れについてさらなる研究が必要である。
Y型矮星の最初のJWSTスペクトルエネルギー分布
| Title |
The_First_JWST_Spectral_Energy_Distribution_of_a_Y_dwarf |
| Authors |
Samuel_Beiler,_Michael_Cushing,_Davy_Kirkpatrick,_Adam_Schneider,_Sagnick_Mukherjee,_Mark_Marley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11807 |
我々は、Y矮星の最初のJWSTスペクトルエネルギー分布を提示します。Y0矮星WISEJ035934.06$-$540154.6のこのスペクトルエネルギー分布は、1$-$12$\mu$mの低解像度($\lambda$/$\Delta\lambda$$\sim$100)分光法と15、18、21$\mu$mの3つの測光点。このスペクトルは、H$_2$O、CH$_4$、CO、CO$_2$、NH$_3$の多数の基本波、倍音、および組み合わせの回転振動バンドを示しており、これまで未確認だったNHの$\nu_3$バンドも含まれています。3$\mu$mで$_3$。21$\mu$mを超える波長で出現する光束を考慮するためにレイリージーンズの尾を使用して、$1.523\pm0.090\times10^{20}$Wの光度を測定します。半経験的な有効値を決定します。放射光度と進化モデルを使用して半径を推定すると、気温は$467^{+16}_{-18}$Kと推定されます。最後に、スペクトルと測光を大気モデルのグリッドと比較し、$T_{\mathrm{eff}}$=450K、log$g$=3.25[cms$^{-2}$]、[M/H]=$-0.3$。しかし、表面重力が低いということは、質量が1$M_{\rm{Jup}}$という極めて低いことと、年齢が2000万年という非常に若いことを意味しており、後者は体積を制限した低温褐色矮星のサンプルのシミュレーションと矛盾する。
原始惑星系円盤の歪みと破壊の条件について
最近の観察では、原始惑星系円盤では位置ずれやその他の面外構造が一般的であることが示されています。これらの多くは、円盤に対して傾いた軌道を持つ中央のホストバイナリにリンクされています。我々は、これらのパラメータと原始惑星系円盤に適したワープ伝播の波状領域における円盤形態との間の関連性をより深く理解するために、さまざまなパラメータを使用して位置ずれした周連星円盤のシミュレーションを提示します。シミュレーションにより、質量比$\mu$と円盤連星傾斜角$i$が小さすぎない限り、原始惑星系円盤では円盤の引き裂きが起こり得ることが確認されました。ここで示したシミュレーションの場合、これは$\mu>0.1$および$i\gtrsim40^\circ$に対応します。非常に偏心したバイナリの場合、位置ずれが小さいディスクでもティアリングが発生する可能性があります。既存の理論的予測は、破壊が起こると予想できる円盤の半径方向の範囲の推定値を提供します。しかし、ディスクの特性と、破損が現れる周回ディスク内の半径との間には単純な関係があるとは思えず、さらに、ディスクが破損する半径はそれぞれの場合に時間の関数として変化する可能性があります。観察結果の解釈に対する結果の意味について議論し、将来的に位置ずれしたディスクをモデル化する際のいくつかの考慮事項を提案します。
IRAS 00450+7401 と北極赤星型星の中間赤外線フェード/バースト サイクル
| Title |
IRAS_00450+7401_and_the_mid-infrared_fade/burst_cycle_of_R_Coronae_Borealis-type_stars |
| Authors |
William_A._Burris,_Carl_Melis,_Allen_W._Shafter,_Georgia_V._Panopoulou,_Edward_L._Wright,_and_John_Della_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11945 |
我々は、Rコロナエ・ボレアリス型(RCorBor)星IRAS00450+7401の光学および赤外線イメージングと分光法を紹介します。光学スペクトルは、HdC5以降の水素欠乏炭素星スペクトルサブクラスを有するクールRCorBorシステムとしての分類をさらに裏付けています。中赤外分光法では、他のRCorBor星に見られる典型的な約8umの「こぶ」が明らかになり、他の特徴は見られません。現代のスペクトルエネルギー分布は、Tdust>600Kの高温塵からの明るい放射を示しています。過去の赤外線データは、長期的な退色傾向と組み合わせて、一般的に塵の色温度が低温であることを明らかにしていますが、光束レベルと温度の間に識別できる相関関係はありません。IRAS、AKARI、WISEのデータで見つかった最も中赤外の変光星であるRCorBor星を調査すると、同様の減光傾向、エポック間の磁束密度の最大10倍の変化を示すバースト、および黒体に適合した塵の色温度が明らかになります。IRAS00450+7401などの一部のRCorBor星は、中間赤外線でフェード/バーストサイクルを受けるように見えますが、時間的範囲に大きなギャップがあるため、中間赤外線の変動と星周の好ましい時間スケールを最終的に特定することができません。粉塵の温度が変化します。
| Title |
Time-Dependent_Dynamics_of_the_Corona |
| Authors |
Emily_I._Mason,_Roberto_Lionello,_Cooper_Downs,_Jon_A._Linker,_Ronald_M._Caplan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11956 |
このレターでは、従来の線で結ばれた定常状態の磁気流体力学モデルと、全球コロナの完全に時間依存の新しい熱力学的磁気流体力学シミュレーションとの間の最初の全体的な比較を提示します。このマップは、ロッキード進化表面磁束同化モデルを使用して、太陽極小期付近のおおよその場の分布と大きさに合わせて縮尺され、太陽の全回転にわたる磁束の出現と表面の流れが組み込まれ、回転差と子午線の流れが含まれます。各タイムステップでは、新しい磁場入力境界条件を使用してプラズマの前の状態が進化します。この方法は、太陽上の絶え間ない光球運動を厳密に模倣しているため、定常状態モデルに比べて大幅に改善されていることがわかりました。磁気エネルギーレベルは時間依存モデルの方が高く、コロナホールは定常状態モデルよりも次のエッジに沿って進化します。フォワードモデル化された排出マップで示されているように、コロナ変化は、時間に依存した運転により、より長い時間スケールで進化します。活動的な太陽と静かな太陽のシナリオ、太陽風の形成、および潜在的な磁場源表面の計算などの広く使用されている定常状態の仮定への影響について説明します。
VLT+MUSE を使用した ASAS-SN コア崩壊超新星環境の特性評価: I. サンプルの選択、局所環境の分析、光度曲線特性との相関
| Title |
A_characterization_of_ASAS-SN_core-collapse_supernova_environments_with_VLT+MUSE:_I._Sample_selection,_analysis_of_local_environments,_and_correlations_with_light_curve_properties |
| Authors |
Thallis_Pessi,_Jose_L._Prieto,_Joseph_P._Anderson,_Llu\'is_Galbany,_Joseph_D._Lyman,_Christopher_Kochanek,_Subo_Dong,_Francisco_Forster,_Raul_Gonz\'alez-D\'iaz,_Santiago_Gonzalez-Gaitan,_Claudia_P._Guti\'errez,_Thomas_W.-S._Holoien,_Philip_A._James,_Cristina_Jim\'enez-Palau,_Evelyn_J._Johnston,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Fabi\'an_Rosales-Ortega,_Sebastian_F._S\'anchez,_Steve_Schulze,_Benjamin_Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11961 |
核崩壊超新星(CCSN)環境の分析は、大質量星のライフサイクルに関する重要な情報を提供し、これらの強力な爆発の前駆体の特性を制限することができます。VLTのMUSE装置は、CCSNeの大規模なサンプルの前駆体の詳細なローカル環境制約を可能にします。ASAS-SN調査からの均質なSNサンプルを使用することで、CCSN環境のバイアスを最小限に抑えた統計分析を実行できるようになりました。私たちは、2014年から2018年の間にASAS-SN調査によって検出または発見された112個のCCSNeをホストする、MUSEによって観測された111個の銀河を分析します。銀河の大部分は、AMUSING調査によって観察されました。ここでは、SN位置の周囲の環境を分析し、さまざまなCCSNタイプ間の特性とその光度曲線を比較します。私たちは、恒星集団合成とスペクトルフィッティング技術を使用して、各銀河内で検出されたすべてのHII領域の物理パラメーター(星形成率(SFR)、H$\alpha$等価幅(EW)、酸素存在量、消滅など)を導き出しました。ストリップドエンベロープ(SE)SNeは、SNeIIやSNeIIn/IbnよりもSFR中央値、H$\alpha$EW、酸素存在量が高い環境で発生することがわかりました。SNeIIとIInの分布は非常に似ており、これらのイベントが同様の環境で爆発的に発生したことを示しています。SESNeの場合、SNeIcはSNeIbよりもSFR中央値、H$\alpha$EW、および酸素存在量が高くなります。SNeIIbは、SNeIbと同様のSFRとH$\alpha$EWを持ち、SNeIcと同様の酸素存在量を持つ環境を持っています。また、SNeIIの最大値以降の減少率$s$はH$\alpha$EWと相関し、SESNeの光度と$\Deltam_{15}$パラメータは酸素存在量Hと相関することも示します。$\alpha$EWおよびSFRはそれぞれの環境で。これは、これらのイベントの爆発メカニズムと環境特性との関連を示唆しています。
核崩壊超新星の発生に対する金属量の依存性
| Title |
A_metallicity_dependence_on_the_occurrence_of_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Thallis_Pessi,_Joseph_P._Anderson,_Joseph_D._Lyman,_Jose_L._Prieto,_Llu\'is_Galbany,_Christopher_S._Kochanek,_Sebastian_F._S\'anchez_and_Hanindyo_Kuncarayakti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11962 |
核崩壊超新星(CCSNe)は、初期質量$\gtrsim8$M$_\odot$を持つ大質量星の爆発死によって引き起こされると広く受け入れられています。しかし、前駆細胞の特性（質量、金属性、多重度、回転など）が結果として生じるCCSN集団にどのように現れるかについては、比較的よく理解されていません。ここでは、VLTでMUSEを使用した積分場分光法で母銀河が観察された、ASAS-SN調査から得られた、近隣のCCSNeのバイアスが最小限に抑えられたサンプルを紹介します。このデータセットにより、ホスト銀河全体にわたる全球的な星形成特性の文脈内でCCSNeの爆発現場を分析することができます。我々は、CCSN爆発サイトの酸素存在量分布が、ホスト銀河内のHII領域全体の存在量分布よりも低い値にオフセットされていることを示します。さらに、低金属量のホスト銀河のサブサンプル内では、CCSNeが酸素存在量に関して星形成を公平に追跡する一方、高金属量のホスト銀河のサブサンプルでは、酸素存在量の低い星で優先的に発生することを示します。領域を形成しています。我々は、単位星形成当たりの酸素存在量の関数としてCCSNeの発生を推定し、存在量が増加するにつれて大きく減少することを示した。CCSN生成に対するこれほど強く定量化された金属量の依存性は、これまでに示されたことがありません。最後に、我々の結果の考えられる説明について議論し、これらのそれぞれがCCSNeと大規模星の進化の理解に強い意味を持つことを示します。
X線連星系の光学部品星の性質
我々は合計4,058個のX線連星を収集し、そのうち339個の星にはガイアとLAMOSTからの光学伴星の3つの大気パラメータがあり、264個の星には恒星の進化モデルを使用して決定された光学伴星の質量と半径が含まれていました。各パラメータの信頼性について徹底的に議論を行いました。統計分析により、光学部品の質量、半径、使用年数に顕著な二峰性分布があることが明らかになりました。私たちの発見は、X線連星の新しい定量的分類基準の提案につながりました。この分類では、1つのタイプは高質量、高温、若いものとして分類され、もう1つのタイプは低質量、低温、古いものとして分類され、高質量X線連星(HMXB)に対応します。と低質量X線バイナリ(LMXB)です。分割線は11,500K、1.7$M_{\odot}$、0.14Gyrで確立されました。3つのパラメータの分類結果は、90%のケースで互いに一致し、80%のケースで以前の分類と一致しました。2つのタイプのパラメーターには、明確に定義された境界と明確なパターンがあることがわかりました。私たちの調査結果に基づいて、温度が分類に最適なパラメータであると考えられます。したがって、X線連星は高温X線連星(HTXB)と低温X線連星(LTXB)に分類されるべきであると提案します。この分類は実際にはより便利であり、物理学とよく一致すると信じています。
ストリップエンベロープ超新星の星雲相スペクトル進化のモデル化。 100 日から 450 日までの新しいグリッド
| Title |
Modeling_of_the_nebular-phase_spectral_evolution_of_stripped-envelope_supernovae._New_grids_from_100_to_450_days |
| Authors |
Luc_Dessart,_D._John_Hillier,_S._E._Woosley,_and_Hanindyo_Kuncarayakti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12092 |
He星の爆発による星雲相Ibc型超新星(SNe)のマルチエポック1次元非局所熱力学的平衡放射伝達計算の拡張グリッドを提示します。Dessart+21と比較して、100日から約450日までのスペクトル進化を研究し、風の質量損失なしで進化した祖先を使用してモデルセットを強化します。同じ最終的なpreSN質量を持つモデルは同様の収量を持ち、本質的に同じ創発スペクトルを生成します。したがって、不確実な前駆細胞の質量損失履歴により、初期の主配列質量の推論が損なわれます。この欠点はタイプIIbSNeには影響しません。ただし、異なるpreSN質量を持つ1Dモデルは、[NII]6548-6583、[OI]6300-6364、[CaII]7291-7323、[NiIII]7378、および5500A以下のFeIIラインの森。下部質量端では、噴出物はHeに富み、100℃でHeI、NII、CaII、FeIIラインを通り、450℃ではNIIとFeIIが支配的になります。He巨人に関連するこれらのモデルは、通常強いNII放射を欠く、観測されたSNeIbと矛盾します。代わりに、それらはSNeIbn、または伴星による追加の剥離により超剥離されたSNeIcにつながる可能性があります。対照的に、より高いpreSN質量の場合、噴出物は徐々にHeが少なくなり、OI、CaII、FeIIラインを経て100日で冷却され、450日ではOIとCaIIが優勢になります。組成の違いではなく、不均一、非球面、大規模な混合が、中間のpreSN質量でのSNのタイプを決定すると考えられます。凝集、混合の変化、および球対称からの逸脱はスペクトルの多様性を増加させますが、さらなる縮退も引き起こします。スペクトルモデリングからのより堅牢な予測には、物理的に一貫した3D爆発モデル[要約]によって通知される初期条件に細心の注意を払う必要があります。
既知の中で最も深く、最も長い減光現象を起こした巨星、ガイア17bppの発見
| Title |
Discovery_of_Gaia17bpp,_a_Giant_Star_with_the_Deepest_and_Longest_Known_Dimming_Event |
| Authors |
Anastasios_Tzanidakis,_James_R._A._Davenport,_Eric_C._Bellm,_Yuankun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12409 |
私たちは、$\sim$4.5等級の深い単一の大振幅減光イベントが6.5年以上続いた星であるGaia17bpp/2MASSJ19372316+1759029の偶然の発見を報告します。光学から赤外へのスペクトルエネルギー分布(SED)を使用して、主星を実効温度$T_{\text{eff}}$=3,850K、半径R=58R$_の冷たい巨大なM0-III星に制約します。{\odot}$。SEDフィッティングに基づいて、1.5M${\odot}$と3.7M${\odot}$における主星の質量の二峰性事後分布を得ました。過去66年間の測光範囲内で、この深さと継続時間の重大な減光イベントは他に光学光度曲線で確認されていません。ガウスプロセスを使用して、高次ガウスモデルを光学およびIR光曲線に当てはめ、調光イベントが光学からIRまで適度な非対称性を示すと結論付けました。減光現象の最小値では、(W$_{1}$-W$_{2}$)の色は、減光現象の外側の主星と比較して$\sim$0.2等級だけ青かった。入口と出口の色は、浅い赤みのプロファイルを示します。私たちは、減光現象の主な原因は、主巨星を通過する光学的に厚い大きな円盤の存在による可能性が高いことを示唆しています。恒星を通過する偏平円盤の単色通過モデルをフィッティングすることにより、速度0.005kmsec$^{-1}$、半径$\sim$1.4AUの低速で移動する円盤との良好な一致が見出された。私たちは、Gaia17bppがぎょしゃ座イプシロン星系に似た希少な連星集団に属し、光学的に厚い破片円盤に覆われた二次星から構成されていると提案します。
| Title |
Evolution_of_Tau-Neutrino_Lepton_Number_in_Protoneutron_Stars_due_to_Active-Sterile_Neutrino_Mixing |
| Authors |
Anupam_Ray,_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.08209 |
$\nu_{\tau}$($\bar\nu_{\tau}$)と不稔種$\nu_s$($\bar\nu_s$)の真空質量による混合のおおよその処理を示します。核崩壊超新星で生成される原中性子星の$\sim$10$^2$-10$^3$keV$^2$の差の二乗。共鳴フレーバー変換と衝突の両方による無菌ニュートリノの生成を含めて、無菌ニュートリノの脱出と拡散の両方による$\nu_{\tau}$レプトン数の進化を追跡します。私たちのアプローチは、以前の研究で議論された関連プロセスの合理的な処理を提供し、関連する物理学を解明するという教育的目的に役立ちます。また、無菌ニュートリノとのフレーバー混合が原中性子星の進化にどのような影響を与えるかをより正確に研究するために必要な改良点についても説明します。
非等方性運動平衡における無衝突粒子の構成によるカー計量の拡大効果
| Title |
Magnification_effect_of_Kerr_metric_by_configurations_of_collisionless_particles_in_non-isotropic_kinetic_equilibria |
| Authors |
Claudio_Cremaschini_and_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11741 |
カー計量の背景にある相対論的無衝突中性粒子で構成される試験流体は、対応する応力エネルギーテンソルが圧力と温度の異方性を示す非等方性平衡配置を生成すると予想されます。これは、キリングテンソル対称性によって単一粒子のダイナミクスに課せられた制約の結果として発生し、連続体システムを記述する運動分布関数の独特の非マクスウェル関数形式につながります。この結果に基づいて、この論文では、回転ブラックホールの場を周回する中性物質の衝突のないN体系によるカー類似計量の生成について報告します。結果は、分析摂動処理の観点からアインシュタイン方程式を解くことによって、共変動力学理論の枠組みで得られます。これにより、重力場は、カー解と自己場補正によって記述される所定の背景計量テンソルとして分解されます。後者は、平衡状態にある非荷電流体によって生成され、ソース項として非等方性応力エネルギーテンソルを持つ線形化されたアインシュタイン方程式を満たします。結果として得られる自己計量はやはりカー型であり、背景計量テンソルとその定性的特徴の拡大のメカニズムを提供することが示されています。
平衡トロイダル構造における非理想磁化流体の動圧テンソルのポリトロープ表現
| Title |
Polytropic_representation_of_the_kinetic_pressure_tensor_of_non-ideal_magnetized_fluids_in_equilibrium_toroidal_structures |
| Authors |
Claudio_Cremaschini,_Ji\v{r}\'i_Kov\'a\v{r},_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik_and_Massimo_Tessarotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11742 |
非理想流体は一般に非等方性圧力テンソルの発生を受けやすく、その動的特性および熱力学的特性を特徴付けるにはその決定が基本となります。これには、どの連続流体場が得られるかという観点から、適切な微視的および統計的速度論的アプローチによって提供される理論的枠組みの実装が必要です。この論文では、外部重力場で平衡トロイダル構造を形成する非相対論的磁化流体の場合を考察します。速度論的分布関数の解析解は明示的に構築され、マクスウェル平衡周りのチャップマン・エンスコッグ展開で表されます。このようにして、非等方性圧力の生成に関与するさまざまな物理メカニズムが特定され、位相空間の対称性と磁場によって単一粒子および集団粒子のダイナミクスに課せられる運動学的制約に関連していることが証明されます。主な成果として、異方性の各ソースに対応する動圧テンソルのポリトロープ表現の妥当性が確立され、それによって方向圧力は流体密度に対する特定のべき乗関数依存性を示します。降着円盤環境における流体プラズマ特性の理解に対するこの解の天体物理学的関連性について議論します。
磁化された天体物理プラズマにおける空間的に非対称な運動平衡の共変定式化
| Title |
Covariant_formulation_of_spatially_non-symmetric_kinetic_equilibria_in_magnetized_astrophysical_plasmas |
| Authors |
Claudio_Cremaschini,_Massimo_Tessarotto_and_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11743 |
コンパクトな物体の周囲に存在し、強い重力場と電磁場の影響を受ける天体物理学的プラズマは、相対論的体制を引き起こすと考えられています。理論的および観測的証拠は、このタイプの磁化プラズマは衝突がなく、（例えば、遠くの観察者、座標、時間に関して）長時間持続することができる一方で、明確に定義された空間的対称性の欠如を特徴とする幾何学的構造を示すことを示唆しています。この論文では、そのような構成がある種の運動学的平衡に対応できるかどうかという問題が提起されます。この問題は、不変式の方法に依存する共変ウラソフ統計的記述の枠組みにおける理論的観点から扱われます。この目的のために、ジャイロ運動理論の系統的な共変変分定式化が開発され、これは背景場に対称条件を必要とせずに成立します。その結果、相対論的粒子磁気モーメントの漸近表現が、適切に定義された不変級数展開パラメータ(摂動表現)の観点から、その形式的厳密解から得られます。このような基礎に基づいて、空間的に非対称な運動平衡が実際に決定できることが示され、その例はガウス状分布によって提供される。応用例として、非消失平衡流体4流れの発生に関連する物理メカニズムが研究されています。
トルマン・エーレンフェスト効果の動力学的定式化: シュヴァルツシルト時空とカー時空における非理想流体
| Title |
Kinetic_formulation_of_Tolman-Ehrenfest_effect:_Non-ideal_fluids_in_Schwarzschild_and_Kerr_space-times |
| Authors |
Claudio_Cremaschini,_Ji\v{r}\'i_Kov\'a\v{r},_Zden\v{e}k_Stuchl\'ik_and_Massimo_Tessarotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11744 |
湾曲した時空において定常配置を形成する熱平衡における非荷電流体の温度プロファイルを規定するトールマン・エーレンフェスト効果の元の熱力学的定式化のレビューが提案されています。相対論的運動理論に基づいた統計的記述が実装されています。これに関連して、トルマン・エーレンフェストの関係は、マクスウェル運動平衡にある衝突のない非荷電粒子のシュヴァルツシルト時空で生じます。ただし、非理想流体、つまり非マクスウェル分布を処理すると、その統計的温度が非等方性になり、テンソル圧力が生じるため、結果は大幅に変化します。これは、分布関数の位相空間異方性に関連しており、対角および非対角計量テンソルの両方で発生し、それぞれシュワルツシルト計量とカー計量によって例示されます。結果として、これらのシステムでは、等方性スカラー温度に関してトールマン・エーレンフェスト関係を定義することができないことが示されています。新しいソリューションの定性的特性について説明します。
相対論的ジェットにおける非理想的な血漿流体の非等方性動圧テンソルのポリトロープ表現
非理想流体は圧力異方性効果の発生による影響を受ける可能性が高く、相対論的系を理解するにはエネルギー-運動量テンソルの知識が必要です。この論文では、平衡状態にある磁化ジェットプラズマの場合を考察し、構成粒子の微視的な速度と連続流体の流れの両方を相対論的なものとして扱う。共変統計的速度論的アプローチに基づく理論的枠組みが実装されており、これにより、単一粒子および位相空間の速度論的制約の適切な処理が可能になり、最終的には物理的観測物に関連するシステム連続体流体場の計算が可能になります。速度分布関数(KDF)のガウス類似の解が構築され、温度異方性の生成に関与する物理的メカニズムが磁気モーメントの保存によって特定されます。次に、同じKDFのChapman-Enskog表現が、平衡等方性Juttner分布の周りの展開に関して得られます。これにより、流体4の流れと応力エネルギーテンソルの解析計算が可能になり、その結果、対応する動圧テンソルが非等方性であることの証明が可能になります。注目すべき結果として、摂動的な非等方性圧力の寄与に対するポリトロープ表現の妥当性が確立され、それによって方向性圧力は流体密度に対する特定のべき乗関数依存性を示します。
暗黒物質の存在下での双曲遭遇による重力放射線
| Title |
Gravitational_Radiation_from_hyperbolic_encounters_in_the_presence_of_dark_matter |
| Authors |
Abhishek_Chowdhuri,_Rishabh_Kumar_Singh,_Kaushik_Kangsabanik,_Arpan_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11787 |
この研究では、双曲線通過中に重力放射を受ける連星を調べます。このような双曲線現象は、将来の検出器における重力波の信頼できる発生源となる可能性があります。私たちは、動的摩擦の影響も考慮して、暗黒物質の存在下でのこのような事象からの重力放射線束を体系的に計算します。また、暗黒物質スパイクによるポテンシャルと動的摩擦効果を摂動項として扱うことにより、軌道パラメータの変化を通じてバイナリダイナミクスを調査します。対応する接触要素からのバイナリに対するそのような媒体の影響についての洞察は、そのようなイベントのバイナリのダイナミクスを研究する道を開きます。
重力波データにおけるコンパクトなバイナリ合体を検出するための堅牢で信頼性の高い深層学習アプローチに向けて
| Title |
Towards_a_robust_and_reliable_deep_learning_approach_for_detection_of_compact_binary_mergers_in_gravitational_wave_data |
| Authors |
Shreejit_Jadhav,_Mihir_Shrivastava,_Sanjit_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.11797 |
一般化された信号およびノイズモデルを学習するディープラーニング(DL)アプローチの機能は、GPUでの高速推論と組み合わせることで、速度、パラメーター空間範囲、および検索感度の点で重力波(GW)検索を強化する上で大きな期待を集めています。ただし、DLモデルの不透明な性質により、その信頼性が著しく損なわれます。この作業では、DLモデルを段階的に綿密に開発し、その堅牢性と信頼性の向上に努めます。まず、データ内の「チャープ」信号特徴の視覚的な強度をより適切に反映する新しいメトリクスを導出することで、トレーニングデータの純度を維持する際の問題に対処します。変分自動エンコーダ(VAE)を通じて得られた縮小された滑らかな表現を使用して、コンパクトバイナリコアレッセンス(CBC)信号を検索するための分類器を構築します。実際のLIGOデータに対するテストでは、モデルの優れたパフォーマンスが示されています。しかし、敵対的攻撃を通じてモデルの堅牢性を調査したところ、その単純な障害モードが特定され、そのようなモデルが依然として非常に脆弱である可能性があることが強調されました。堅牢性を実現するための最初のステップとして、敵対的生成ネットワーク(GAN)を含む新しいフレームワークでモデルを再トレーニングします。トレーニングの過程で、モデルは敵によって特定された主な障害モードを排除する方法を学習します。絶対的な堅牢性を達成することは事実上不可能ですが、モデル内のさまざまなレイヤーで抽出された特徴の疎性や縮退の低減など、このようなトレーニングを通じて得られるいくつかの根本的な改善を実証します。実際のLIGOデータの比較推論を通じて、パフォーマンスの点で実質的にゼロコストで規定の堅牢性が達成されることを示します。約8.8日分のLIGOデータの直接検索を通じて、GWTC-2.1から2つの重要なCBCイベント、GW190519_153544およびGW190521_074359を回収し、検索感度を報告します。
「ワイル幾何学効果としての暗黒物質」へのコメント
このメモでは、P.Burikham、T.Harko、K.Pimsamarn、S.Shahidiによる最近の試みについてコメントします。Rev.D{\bf107},064008(2023)]は、[Eur.物理学。J.C{\bf82}、23(2022)]。著者らによって発見された静的で球対称な解は、ベクトル非計量性を伴うワイル幾何学理論の仮定の解ではなく、代わりに勾配非計量性を伴うワイル可積分時空上のよく知られた等角結合スカラー理論の解であることを示す。さらに、見つかった解決策は、基礎となる理論のゲージ対称性を尊重していません。
DarkSide-50による光暗黒物質探索
DarkSide-50二相液体アルゴン時間投影チャンバーを使用した光暗黒物質粒子相互作用の探索から得られた最新の結果を紹介します。イオン化信号のみに基づくこの解析は、$[1.2,3.6]$GeV/c$^2$質量範囲におけるスピン非依存性のWIMP-核子相互作用の既存の限界を改善する。反跳する原子からの追加のイオン化信号の原因となるミグダル効果を仮定することにより、感度は40MeV/c$^2$まで拡張される。最後に、暗黒物質粒子と最終状態の電子、つまりWIMP、銀河アクシオン、暗黒光子、無菌ニュートリノの相互作用に新しい制約を設定しました。
我々は、弱い場拡張や光速度の制限過程を用いることなく、ニュートン重力の方程式から時空の流れに直交する葉状構造内の非回転ダスト連続体の一般相対性理論の方程式を得る、あるいはその逆を行う戦略を提案する。時間パラメータ化のローレンツ署名を考慮した場合、ニュートン方程式をラグランジュ枠で記述し、ベクトル勾配の積分可能性を緩和することで、3+1形式のアインシュタイン方程式と同一の方程式を得るのに十分であると主張します。私たちはその影響について議論し、得られた対応をより一般的な時空に拡張する方法についての見通しを提供します。
補助場を伴う重力理論と標準模型との非互換性
| Title |
Incompatibility_of_gravity_theories_with_auxiliary_fields_with_the_Standard_Model |
| Authors |
Giulia_Ventagli,_Paolo_Pani,_Thomas_P._Sotiriou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12350 |
補助場を伴う重力理論は、新しい自由度の導入を避けながらラブロックの定理を回避できるため、特に興味深いものです。このタイプの理論では、修正されたアインシュタイン方程式に応力エネルギーテンソルの導関数が導入されます。場の方程式のこの特異な構造は、星の表面に時空の特異点を引き起こすことが示されました。ここでは、補助場を伴う重力理論を悩ませるさらに別の問題に焦点を当てます。我々は、そのような理論は、理論のパラメーターを厳しく制限しない限り、標準モデルに逸脱をもたらし、大規模なスケールで重要な現象学を生み出すことを妨げることを示します。最初に、arXiv:astro-ph/0308111で以前に得られた結果を明確にするために、Palatini$f({\calR})$重力の特定のケースを検討します。我々は、物質場が標準モデルの場方程式を満たしていることを示します。この方程式は、ツリーレベルでのみ局所系で一般相対性理論によって予測されるものに帰着しますが、摂動理論の高次では、物質場は、特定の$f({\calR})$モデルを検討します。最後に、これが、表面特異点の出現の原因となる同じ項に接続された補助場を伴う理論に影響を及ぼす、より一般的な問題であることを示します。
| Title |
Best-case_scenarios_for_neutrino_capture_experiments |
| Authors |
Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Josef_Pradler,_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12366 |
宇宙ニュートリノ背景が直接発見されれば、ホットビッグバン宇宙論によって予測された遺物残留放射線の探索は終結することになる。最近、KATRIN実験により、$\eta\lesssim10^{11}$における宇宙論的予測平均値に関して、局所遺物ニュートリノ過密度に制限が設けられました。レット牧師。129、011806(2022)]。この研究では、まず、そのような$\eta$の値がどの程度考えられるかを調べます。私たちは、無謀な仮定の下でも、$\eta\gtrsim10^4$の宇宙起源は手の届かないところにあるように見えることを示します(新しい力の下で束縛された物体が形成されるという注意を伴います)が、低エネルギーの仮説的な局所源が存在することを発見しました。ニュートリノは$\eta\sim10^{11}$を達成する可能性があります。第二に、そのような値を考慮すると、KATRINやその他のニュートリノ捕捉実験における実験の特徴が、これまでの想定に反して変化することを指摘します。私たちの結果はモデルに依存せず、パウリの除外原理のみを仮定しているため、最大限に適応します。C$\nu$B検出の探求における断続的な物理ターゲットとして、考えられるソースが存在する$\eta\sim10^4$に対する実験的感度を特定します。このような過密度に対する縮退フェルミガスの影響を解決するには、10meVのエネルギー分解能が必要です。
