ボーグキューブシミュレーションを用いたクラスター内ガスのバリオンペーストの最適化と品質評価
| Title |
Optimization_and_Quality_Assessment_of_Baryon_Pasting_for_Intracluster_Gas_using_the_Borg_Cube_Simulation |
| Authors |
F._K\'eruzor\'e,_L._E._Bleem,_M._Buehlmann,_J.D._Emberson,_N._Frontiere,_S._Habib,_K._Heitmann,_P._Larsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13807 |
大容量の重力のみのシミュレーションから生成された合成データセットは、宇宙論的解析の校正における重要なツールです。それらの創造には、多くの場合、暗黒物質フィールドからのバリオン観測物質の正確な推論が必要です。私たちは、重力のみのシミュレーションに基づいて3次元ガスの熱力学特性を正確に推定する際のバリオン貼り付けアルゴリズムの有効性を調査します。私たちは、同一の初期条件から始まる一対のシミュレーションであるBorgCubeを使用します。一方の実行は重力のみのシミュレーションとして進化し、もう一方の実行には非放射流体力学が組み込まれています。両方のシミュレーションでハローを一致させると、個々のハローベースでガスの特性を比較できます。この比較解析により、両方の実行でガス特性が最もよく一致するモデルパラメーターを適合させることができます。これらのパラメータの赤方偏移の変化を捉えるために、$z=0$から$2$までの5つの異なる赤方偏移ステップで分析を実行します。調査したアルゴリズムは、重力のみのシミュレーションからの情報のみを利用して、$zまでのクラスタースケールのオブジェクトについて、約20%のばらつきはあるものの、クラスター内ガスの圧力と密度の中央値を再現する際に数パーセントの精度を達成していることがわかりました。=2ドル。積分コンプトンパラメーターとクラスター質量($Y_{500c}|M_{500c}$)の間のスケーリング関係を測定し、バリオン貼り付けの不正確さが流体力学シミュレーションで測定された固有散乱に追加されるのは5%未満であることがわかります。最適な値とその赤方偏移の進化を提供し、この研究を拡張するために行われる今後の調査について説明します。
この論文では、宇宙論的赤方偏移ドリフトの線形摂動を計算します。我々の式はゲージ不変であることを明示し、線形摂動理論内の赤方偏移ドリフト摂動のパワースペクトルと銀河数との相関を計算します。私たちの調査結果は、摂動が小さく、固有の速度と加速度の項が支配的であり、赤方偏移ドリフトの完全な摂動表現をモデル化する際に無視できないことを示しています。また、銀河数の変動との相互相関が影響の検出可能性を高め、摂動影響を背景の宇宙論的赤方偏移ドリフト信号から分離するのに役立つ可能性があることもわかりました。
スケール依存の重力相転移の再構築
この研究では、線形摂動アインシュタイン方程式の修正をスケール依存にすることにより、重力相転移(GPT)とその一般化に関する初期の現象論的モデルを拡張します。これらの修正は、一般相対性理論(GR)におけるパラメーター$\mu(z,k)$および$\gamma(z,k)$の値からの偏差として特徴付けられます。修正された$\mu(z,k)$と$\gamma(z,k)$のスケールに依存する振幅と、標準的な宇宙論的パラメーターとともに相転移を定義するパラメーターが、さまざまなデータの組み合わせによって測定されます。摂動パラメータから、データによって最もよく検出可能な摂動のパターンを表す重力固有モードを構築します。これらのパラメータではGRからの大きな逸脱は検出されません。ただし、新しい自由度によって生成されるより大きなパラメーター空間により、$\Lambda$CDMで緊張状態にあるさまざまなデータセットの調整が可能になります。特に、プランクによって測定された宇宙マイクロ波背景放射の異方性と、局所的なハッブル測定と一致するバリオン音響振動のさまざまな測定から$H_0=71.9\pm9.2$が得られます。また、ダークエネルギー調査とプランクの測定値間の$\sigma_8$緊張が$1\sigma$未満に減少していることもわかります。
強いレンズ重力波の検出に対するマイクロレンズバイアス
重力波(GW)現象の数が増加する中、歴史的初のSLGW検出に近づく中、強レンズ重力波(SLGW)現象を特定することは、天体物理学において最も重要です。現在、SLGW信号を識別する重要な方法の1つは、2つのGW間のパラメータの重複を評価することです。ただし、強いレンズ銀河内の星やサブハローなどの離散物質の分布により、SLGW波形に波動光学(WO)効果が刻まれる可能性があります。これらの周波数依存のインプリントはパラメータ推定にバイアスをもたらし、SLGWの識別に影響を与えます。この研究では、強いレンズ銀河に埋め込まれた恒星のマイクロレンズ場の影響を評価します。我々の発見は、WO効果により、ペアごとのさまざまな誤警報確率(${\rmFAP}_{\rmper~pair}$)に対して、SLGWの検出効率が$5\%\sim50\%$低下することを示しています。具体的には、${\rmFAP}_{\rmper~pair}$が$10^{-5}$になると、検出効率は$\sim10\%$から$\sim5\%$に低下します。その結果、マイクロレンズ場の存在により、強力なレンズ候補の半分が失われる可能性があります。さらに、マイクロレンズWO効果により、固有パラメータ、特にチャープ質量と質量比に顕著な偏りが生じます。ただし、外部パラメータにはわずかな影響を与えます。すべてのパラメータを考慮すると、イベントの$\sim30\%$は$1\sigma$のパラメータバイアスを示し、$\sim12\%$は$2\sigma$のパラメータバイアスを示し、$\sim5\%$は$3\を示します。sigma$パラメータのバイアス。
プランク PR4 データの強度と偏光における半球パワー非対称性
| Title |
Hemispherical_Power_Asymmetry_in_intensity_and_polarization_for_Planck_PR4_data |
| Authors |
C._Gimeno-Amo,_R._B._Barreiro,_E._Mat\'inez-Gonz\'alez_and_A._Marcos-Caballero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14880 |
宇宙論の標準モデルの基礎の1つは統計的等方性であり、これは、特に宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の研究を通じてテストできます。ただし、大規模な半球パワーの非対称性は、WMAPとプランクのデータについてさまざまな研究によって報告されています。温度の統計的有意性は3${\sigma}$を超えており、局所パワースペクトルの方向依存性、つまり${\Lambda}$CDMモデルを超える特徴を示唆しています。プランクデータ(PR3)の3回目のリリースでは、Eモード偏光マップを含む新しい解析が実行され、重要度が中程度の非対称性が見つかりました。この研究では、最新のプランク処理パイプライン(PR4)の強度マップと偏光マップの非対称解析を実行します。PR3で得られた結果と同様の結果が得られますが、Eモードの局所分散ダイポールの振幅の有意性がわずかに低く(Sevem法の場合は2.8%)、考慮されているマスクでの有意な変動が得られます。さらに、非対称軸間のT-Eアライメントの可能性のヒントが$\sim$5%のレベルで見つかります。分析では、Eモードを正確に再構築するために、代替修復アプローチを実装しました。半球度数非対称性の形で統計的等方性からの逸脱が存在する可能性について、より確実な結論に達するには、将来のLiteBIRD実験から予想されるような、より高感度の全天CMB偏光データが必要です。
Hycean Worlds の化学的状態
伝統的に、系外惑星での生命の探索は、主に岩石の多い系外惑星に焦点が当てられてきました。ハイシーアン世界は、地球規模の海と水素を豊富に含む大気を持つ、居住可能な海王星以下の惑星の一種です。可能なサイズと温度の範囲が広いため、ハビタブルゾーンが広くなり、トランジット分光法を使用した発見と大気の特徴付けの高い可能性が得られます。十数個のハイセアン惑星の候補がM矮星の近くを通過していることがすでに知られており、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による大気特性評価の有望なターゲットとなっています。この研究では、(a)現在の大気の原始的な分子組成、および(b)海洋における生命の起源と維持に必要な生体必須元素の目録に焦点を当て、標準的なハイシア世界の考えられる化学的条件を調査します。さまざまな条件の光化学的および速度論的モデリングに基づいて、化学進化の可能性と、現在観察可能な大気の組成について議論します。特に、原始条件が低下した場合、初期の大気進化は、前生物化学のための重要な原料を提供する可能性のある有機分子が豊富な段階を通過します。私たちは、岩石の表面や海洋が厚い氷のマントルによって岩石の核から分離されていることによる風化の欠如が困難であることを考慮して、生体必須金属を海洋に輸送する方法を研究しています。内部構造モデリングによる海洋の深さと、初期の地球の海洋の元素推定に基づいて、そのような惑星における生体必須金属の要件を推定します。衝突履歴と大気堆積物に関するもっともらしい仮定については要件が満たされ、他の定常状態の情報源によって補完できることがわかりました。ハイシア世界の大気の特徴づけに関する観測の見通しについて議論します。
埋め込まれた惑星と HD 169142 ディスク内のコンパクト $^{12}$CO および $^{13}$CO 対応物を追跡する SO および SiS 放出
| Title |
SO_and_SiS_Emission_Tracing_an_Embedded_Planet_and_Compact_$^{12}$CO_and_$^{13}$CO_Counterparts_in_the_HD_169142_Disk |
| Authors |
Charles_J._Law,_Alice_S._Booth,_Karin_I._\"Oberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13710 |
惑星は若い星の周りに塵やガスを多く含む円盤の形で形成されますが、同時に、惑星の形成プロセスによって円盤自体の物理的および化学的構造が変化します。埋め込まれた惑星は円盤を局所的に加熱し、揮発性物質が豊富な氷を昇華させたり、極端な場合には衝撃を引き起こして塵粒子からSiなどの重原子を飛散させます。これにより、分子ガスの観測で検出可能な化学的非対称性が生じるはずです。HD169142円盤の高角度分解能ALMAアーカイブデータを使用して、${\sim}$2の位置と一致するコンパクトなSOJ=8$_8$-7$_7$とSiSJ=19-18の発光を特定しました。M$_{\rm{Jup}}$惑星は、${\およそ}$38auのガスが枯渇した環状ダストギャップ内にある、局所的なケプラー近赤外特徴として見られます。SiS放出は方位角円弧に沿って位置しており、既知の$^{12}$CO運動学的過剰と同様の形態を持っています。これは、原始惑星系円盤内でのSiS放出の暫定的な検出は初めてであり、原始惑星系円盤が気相SiSを生成するのに十分な強い衝撃を与えていることを示唆しています。また、惑星の位置と一致するコンパクト$^{12}$COおよび$^{13}$COJ=3-2放出の発見も報告します。総合すると、惑星主導の流出は、観察された化学的非対称性の特性を最もよく説明します。また、${\およそ}$24auの明るく方位角非対称なSOリングも解決します。このSO放出のほとんどは氷の昇華に由来しますが、その非対称分布は、位置のずれた内部円盤または惑星と円盤の相互作用によって引き起こされる方位角温度の変動を意味します。全体として、HD169142円盤は巨大惑星形成に関連するいくつかの異なる化学的特徴を示しており、原始惑星系円盤における惑星関連の化学的非対称性の将来の探索のための強力なテンプレートを提供します。
F 後期から K VI 初期までの古い星の活動時系列。系外惑星の質量特性と動径速度の検出可能性
| Title |
Activity_time_series_of_old_stars_from_late_F_to_early_K_VI._Exoplanet_mass_characterisation_and_detectability_in_radial_velocity |
| Authors |
Nad\`ege_Meunier,_Romain_Pous,_Sophia_Sulis,_David_Mary,_Anne-Marie_Lagrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14015 |
星の変動は、さまざまなタイムスケールでの動径速度に影響を与えるため、この技術に基づく系外惑星の検出可能性と質量決定に影響を与えます。地球に似た惑星を検出するためのRV技術の現在の限界を明らかにするには、体系的な研究を実施する必要があります。この論文の目的は、PLATOによって検出されたトランジットのRV追跡から目標とする10%の質量不確実性が達成できるかどうかを調査し、さまざまなスペクトルタイプに対する地球に似た惑星の検出可能性を分析および定量化することです。私たちは、複雑な磁気活動パターンや流れなどの星の変動につながるさまざまな現象を再現する現実的な合成時系列の大規模なデータセットに基づいてブラインドテストを実施し、F6からK4星と幅広い活動レベルをカバーしました。G2星のハビタブルゾーンにある1M地球の10%の質量不確かさは、恒星の活動の通常の補正を改良したものや、長期間(10年間)の十分にサンプリングされた観測であっても、達成できません。このレベルは、3MEarthを超える質量またはK4星単独で到達できます。補正方法とモデルが惑星信号に影響を与えないと仮定して、この10%レベルに到達するために必要なRV残差の最大分散を定量化します。他のいくつかの方法がテストされましたが、この限られたパフォーマンスを大幅に改善することはできませんでした。同様に、ハビタブルゾーン内のそのような低質量惑星は、同様の補正では検出できません。ブラインドテストでは、1M地球の検出率が非常に低くなり、誤検知のレベルが非常に高くなります。質量の不確実性10%という目標を達成したり、RVでそのような惑星を検出したりするには、恒星の活動を補正するための活動指標に基づく方法に関する非常に重要かつ新しい改善をあらゆるタイムスケールで考案する必要があります。活動指標との相関関係に基づく方法では十分とは言えません。
USG 20140108 火球の星間起源説について
USG20140108火球の星間起源に関する証拠の批判的なレビューが示されています。独立したデータが利用可能なUSGの火球速度を調べると、前者は高速で重大な不確実性(10～15km/s)があり、放射精度が非常に変動し、平均誤差が10度を超えることがわかります。観測された光曲線に適合するアブレーションモデルは、低速を仮定した場合にのみ、正常な軟骨性インパクターに対して可能です。USG20140108火球の高速性と低い破片高さに匹敵するには、鉄製ではない、抗力が低く空気力学的な形状が高い高密度/強度の物体が必要です。USG20140108の異常な特性の最も簡単な説明は、特に速度が大幅に過大評価されているということだと考えられます。
非ゼロ相対速度による溶融ケイ酸塩小球体と周囲水蒸気間の酸素同位体交換：コンドリュール形成環境への影響
| Title |
Oxygen_Isotope_Exchange_Between_Molten_Silicate_Spherules_and_Ambient_Water_Vapor_with_Nonzero_Relative_Velocity:_Implication_for_Chondrule_Formation_Environment |
| Authors |
Sota_Arakawa,_Daiki_Yamamoto,_Takayuki_Ushikubo,_Hiroaki_Kaneko,_Hidekazu_Tanaka,_Shigenobu_Hirose,_Taishi_Nakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14413 |
コンドリュールの酸素同位体組成は、コンドリュール形成の環境とその空間的および時間的変動を反映します。ここでは、有限の相対速度での溶融ケイ酸塩球体と周囲の水蒸気の間の酸素同位体交換反応の理論モデルを紹介します。私たちは、ゼロ以外の相対速度で移動する周囲蒸気との同位体交換によって引き起こされる質量依存分別という新しい現象を発見しました。また、酸素同位体組成の観点から、コンドリュール形成のもっともらしい条件についても議論しました。私たちの発見は、コンドリュールが結晶化するとき、コンドリュールと周囲の蒸気の間の相対速度が数100m/sよりも低くなるであろうことを示しています。
半径の谷を通過するスーパーアースと HD 307842 の周囲の外惑星候補
| Title |
A_Transiting_Super-Earth_in_the_Radius_Valley_and_An_Outer_Planet_Candidate_Around_HD_307842 |
| Authors |
Xinyan_Hua,_Sharon_Xuesong_Wang,_Johanna_K._Teske,_Tianjun_Gan,_Avi_Shporer,_George_Zhou,_Keivan_G._Stassun,_Markus_Rabus,_Steve_B._Howell,_Carl_Ziegler,_Jack_J._Lissauer,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Eric_B._Ting,_Karen_A._Collins,_Andrew_W._Mann,_Wei_Zhu,_Su_Wang,_R._Paul_Butler,_Jeffrey_D._Crane,_Stephen_A._Shectman,_Luke_G._Bouma,_Cesar_Briceno,_Diana_Dragomir,_William_Fong,_Nicholas_Law,_Jennifer_V._Medina,_Samuel_N._Quinn,_George_R._Ricker,_Richard_P._Schwarz,_Sara_Seager,_Ramotholo_Sefako,_Chris_Stockdale,_Roland_Vanderspek,_Joel_Villasenor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14655 |
私たちは、TESSによって発見された、中G星HD307842(TOI-784)を周回する通過スーパーアース惑星の確認を報告します。惑星の周期は2.8日で、動径速度(RV)測定により、質量は9.67+0.83/-0.82[地球質量]に制限されます。また、おそらく非通過である可能性が高い外側の軌道上に追加の惑星候補が発見されたことも報告します。惑星候補の可能な周期は約20～63日で、対応するRV半振幅の範囲は3.2～5.4m/s、最小質量は12.6～31.1[地球質量]と予想されます。通過する惑星(惑星b)の半径は1.93+0.11/-0.09[地球半径]で、平均密度は7.4+1.4/-1.2g/cm^3となり、TOI-784bが地球惑星である可能性が高いことを示唆しています。岩石惑星ですが、半径は海王星以下と同等です。われわれは、TOI-784bが半径対日射面のいわゆる「半径の谷」の下端に位置していることを発見し、これは光蒸発または炉心動力による質量損失の予測と一致している。TESSデータでは、惑星候補の有意な通過信号は明らかにされなかったが、我々の分析では、惑星bと惑星候補の軌道傾斜角がそれぞれ88.60+0.84/-0.86度、≦88.3-89.2度であることが示された。2番目の天体の周期と質量を決定し、この系で追加の惑星を探すには、さらにRV観測が必要です。
巨大ガス惑星の質量について: 土星は失敗した巨大ガス惑星ですか?
太陽系内外の巨大惑星の形成史は未だに不明である。私たちは、暴走ガスの降着は地球の約100Mの質量でのみ開始され、この質量は巨大ガス惑星、つまりその組成が水素とヘリウムで占められる惑星への移行に対応していることを示唆しています。暴走降着を遅い時間（数ミリ）およびより高い質量に遅らせることは、妨害するのに十分なエネルギーを提供する効率的な重元素降着の中間段階（〜10^-5M_Earth/年の速度）の結果である可能性が高い急速なガスの付着。これは、土星が暴走ガス降着に達したことがなく、「失敗した巨大惑星」であることを示唆している可能性がある。土星の質量の上にある巨大ガス惑星への移行は、木星と土星のバルク金属量と内部構造の違いを自然に説明します。巨大ガス惑星への移行質量は、惑星の正確な形成履歴と誕生環境に強く依存しますが、それらは私たちの太陽系にとってまだ十分に制約されていません。巨大な系外惑星に関しては、土星の質量を超える惑星への暴走ガスの付着を遅らせることで、観測された系外惑星の質量と半径の関係の変化や中間質量の系外惑星の高い金属量を説明できる可能性がある。
大規模な若い連星 W3 IRS 5 における水吸収線の高分解能 SOFIA/EXES 分光分析
| Title |
High-resolution_SOFIA/EXES_Spectroscopy_of_Water_Absorption_Lines_in_the_Massive_Young_Binary_W3_IRS_5 |
| Authors |
Jialu_Li,_Adwin_Boogert,_Andrew_G._Bar,_Curtis_DeWitt,_Maisie_Rashman,_David_Neufeld,_Nick_Indriolo,_Yvonne_Pendleton,_Edward_Montiel,_Matt_Richter,_J._E._Chiar,_and_Alexander_G._G._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13798 |
この論文では、NASAの高解像度モード($R\sim$50,000)のEXES分光計を使用した、若い大質量連星W3~IRS~5に対する中間赤外(5-8~$\mu$m)分光法を紹介します。成層圏赤外線天文学観測所(SOFIA)。多くの($\sim$180)$\nu_2$=1--0および($\sim$90)$\nu_2$=2-1の吸収振動遷移が識別されます。ガウスフィッティングと回転ダイアグラム解析を通じて、500Kを超える2つの高温成分と190Kの1つの高温成分が特定されます。各成分は、運動学的および温度特性を通じて、IRTF/iSHELL観測($R$=88,100)で特定されたCO成分に関連付けられています。回転図の大きな散乱からわかるように、不透明度の効果は重要であり、2つの成長曲線解析を採用し、その結果、列密度は$\sim10^{19}$cm$^{-2}$になります。ある分析では、モデルは前景スラブを想定しています。もう1つは、垂直方向に外側に向かって温度が低下する星周円盤を想定しています。必要な幾何学的制約が少ないため、ディスクモデルが好まれますが、このモデルは内部の熱源が不明であるため課題に直面しています。COからH$_2$Oへの関係に基づいて、視線に沿った化学物質存在量について議論します。高温ガスでは、COに閉じ込められていない酸素はすべて水の中に存在します。冷たいガス中では酸素がかなり不足していることが観察され、潜在的なキャリアは固体の氷中の有機物である可能性があることが示唆されています。
多波長測光可変性による外観の変化する AGN の選択の改善
| Title |
Improving_the_selection_of_changing-look_AGNs_through_multi-wavelength_photometric_variability |
| Authors |
E._L\'opez-Navas,_P._S\'anchez-S\'aez,_P._Ar\'evalo,_S._Bernal,_M._J._Graham,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_D._Homan,_M._Krumpe,_G._Lamer,_P._Lira,_M.L._Mart\'inez-Aldama,_A._Merloni,_S._R\'ios,_M._Salvato,_D._Stern_and_D._Tub\'in-Arenas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13808 |
我々は、分光学的にタイプ2に分類された活動銀河核(AGN)のサンプルにおけるタイプ1の光学変動を探索することによって発見された30個の外観変化(CL)候補の第2エポック光学スペクトルを提示します。ランダムフォレストベースの光度曲線を使用します。分類器と分光学的追跡調査により、候補者の50%がCLに該当することが確認されました。この選択方法を改善し、未確認のCL候補の性質をより深く理解するために、光学、中赤外(MIR)、X線データを含む多波長変動分析を実行し、結果を比較します。この研究で確認されたCLと未確認のCL。私たちは、未確認のCLのほとんどが、主銀河の寄与によって支配される弱いタイプ1と一致しており、より弱い光学的およびMIR変動を示していることを発見しました。反対に、確認されたCLはより強い光変動を示し、時間の経過とともに中赤外光束と色W1～W2が長期(5年から10年)増加します。0.2～2.3keV帯域では、SRG/eROSITA検出が利用可能な11CLのうち少なくとも4つが、アーカイブの上限と比較してフラックスを増加させています。これらの共通の特徴により、候補リストから最も有望なCLを選択することができ、CLサンプルと同様の多波長測光特性を持つ9つの光源が得られます。光学およびMIR光度曲線を使用した機械学習アルゴリズムの使用は、将来の大規模調査でCLを特定するのに非常に役立ちます。
高密度の雲核におけるマルチスケールの降着と大質量星の形成遅延
| Title |
Multi-scale_accretion_in_dense_cloud_cores_and_the_delayed_formation_of_massive_stars |
| Authors |
Enrique_V\'azquez-Semadeni,_Gilberto_C._G\'omez,_Alejandro_Gonz\'alez-Samaniego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13846 |
大質量星の形成メカニズムは、依然として天体物理学における主要な未解決問題の1つであり、特に、最も重い星の質量と、それらが形成される核の質量との関係が重要である。大きな分子雲の形成と進化の数値シミュレーションでは、その中で高密度の核と星が自己矛盾なく形成され、一般に核の質量は時間の経過とともに増加し、最も重い星は（数秒ずつ）遅れて出現する傾向があることが示されています。数Myrまで）は、低質量星よりも優れています。今回我々は、恒星だけでなく核への降着を組み込んだモデルを提示する。このモデルでは、いかなる形の支持も伴わない「重力チョーキング」メカニズムによって核の質量が増加する。このプロセスは純粋に重力起源のものであり、核に降着した質量の一部が中心星に転送されるのではなく、そこで停滞します。したがって、核と星の質量の同時の質量成長を計算することができます。さらに、光電離放射線がコアへの降着流を克服できるようになる前に、許容される最も重い星の質量を推定します。このモデルは、ガス溜まりと恒星の質量の同時成長、雲規模の数値シミュレーションで観察された大質量星の形成の遅れ、大質量星を形成するためには巨大で高密度の核が必要であることの概念実証を構成します。また、私たちのモデルは、大質量星が核内で形成され始めるまでに、多数の低質量星が形成されることを示唆しています。すでに結成されていると予想される。
極めて可変的なクエーサーの残響マッピングからブロードライン領域の2成分構造の起源を探る
| Title |
Probing_the_origin_of_the_two-component_structure_of_broad_line_region_by_reverberation_mapping_of_an_extremely_variable_quasar |
| Authors |
Shumpei_Nagoshi,_Fumihide_Iwamuro,_Satoshi_Yamada,_Yoshihiro_Ueda,_Yuto_Oikawa,_Masaaki_Otsuka,_Keisuke_Isogai,_Shin_Mineshige |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13930 |
ブロードライン領域(BLR)、ダストトーラス、ナローライン領域などのクエーサーの統一モデルの構成要素の物理的起源は未解明です。それらについてさらに学ぶために、状態変化クェーサー(変化する外観クェーサーとも呼ばれる)の研究に焦点を当てます。これは、状態遷移に伴う構造変化を観察する機会を提供するためです。これにより、各クエーサー構造の起源についての洞察が得られます。私たちは、最も変化しやすい状態変化クエーサーの1つであるSDSSJ125809.31+351943.0の中心核構造と、それが状態遷移の前後でどのように変化するかを理解することを目的としました。BLRの構造を調査し、ブラックホールの質量を測定するために、光分光法による残響マッピングを実行しました。残響マッピングの結果は、$10^{9.46^{+0.15}_{-0.19}}\rm{M_\odot}$のブラックホール質量の状態遷移の前後でエディントン比が0.01の値を超えたことを示しています。。さらに、降着円盤の構造の違いを調べるために、状態遷移の前後で光学スペクトル指数とX線スペクトル指数($\alpha_{\rm{ox}}$)を比較しました。$\alpha_{\rm{ox}}$とエディントン比のこれらの変動は、X線連星系で見られる状態遷移と同様に動作することが判明しました。また、ダストトーラスのサイズを推定するために、中赤外光と光学的光度曲線の間のタイムラグも測定しました。BLRとダストトーラスについて取得したすべての情報から、ダストトーラスの近くに位置する2つの異なる回転/流入BLR成分の存在を確認しました。これらは、おそらく異なるプロセスによって生成され、BLRの起源となります。
私たちの天の川銀河の珍しい統合された金属性プロファイル
| Title |
Unusual_integrated_metallicity_profile_of_our_Milky_Way |
| Authors |
Jianhui_Lian_(Yunnan_Uni./SWIFAR,_MPIA),_Maria_Bergemann_(MPIA),_Annalisa_Pillepich_(MPIA),_Gail_Zasowski_(University_of_Utah),_Richard_R._Lane_(Universidad_Bernardo_O'Higgins) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14100 |
銀河の重元素存在量プロファイルは、銀河の成長と集合の歴史に厳しい制約を課します。赤方偏移の小さい銀河は、一般にガスと星に負の金属度勾配があります。このような勾配は、銀河の裏返し形成の自然な現れであると考えられています。天の川銀河は現在、時間的に分解された化学存在量を測定できる唯一の渦巻銀河であるため、金属度勾配の起源や銀河の成長履歴との相関関係について独自の洞察が可能になります。しかし、これまで、これらのユニークな存在量プロファイルは、一般的な銀河集団とシームレスに比較するために必要な統合光測定に変換されていませんでした。今回我々は、銀河系の軽量で統合された恒星の金属性プロファイルの最初の測定結果を報告する。天の川銀河の統合金属量プロファイルは、銀河中心半径7kpcの内側で緩やかな正の勾配、外側で急な負の勾配を持つ「$\wedge$」型の壊れた金属量プロファイルを持っていることがわかりました。この金属量プロファイルは、MaNGA調査で観察され、TNG50宇宙論シミュレーションでシミュレーションされた天の川質量星形成銀河と比較すると、異常に見えます。TNG50でシミュレートされた銀河の分析は、天の川銀河の正の内部勾配が裏返しの消光プロセスによるものである可能性があることを示唆しています。しかし、外側円盤の急な負の勾配をシミュレーションで説明するのは困難です。私たちの結果は、天の川銀河がその質量の金属量分布に関して典型的な渦巻銀河ではない可能性を示唆しており、したがってさまざまな銀河濃縮プロセスについての洞察を提供します。
Weisfeiler-Lehman グラフ カーネル法: 弱い化学タグ付けへの新しいアプローチ
星の化学的特徴は、星団の形成に関する貴重な洞察を提供します。この研究では、Weisfeiler-Lehman(WL)グラフカーネルを利用して、15次元の元素存在量空間を調べました。正規化流を使用して化学分布をシミュレーションすることにより、アルゴリズムの有効性が確認されました。この結果は、さまざまなクラスター質量関数と相関する元素存在量点群内のパターンを識別するための、ガウス過程回帰と組み合わせたWLアルゴリズムの機能を強調しています。特に、WLアルゴリズムはディープセットやグラフ畳み込みニューラルネットワークと比較して優れた解釈可能性、有効性、堅牢性を示し、グラフニューラルネットワークと比較して少なくとも2桁削減される大幅に少ないシミュレーション(O(10))で最適なトレーニングを可能にします。。
空間分解分光法から推測される初期型銀河の星形成の起源
| Title |
The_Origin_of_Star_Formation_in_Early-type_Galaxies_Inferred_from_Spatially_Resolved_Spectroscopy |
| Authors |
Yun_Hee_Lee,_Ho_Seong_Hwang_Narae_Hwang,_Jong_Chul_Lee,_and_Ki-Beom_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14283 |
私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)のAPOにあるMappingNearbyGalaxies(MaNGA)からの空間分解分光データを使用して、現在星形成が行われている初期型銀河における星形成活動の起源を調査します。我々はまず、SDSSサンプルから星形成初期型銀河を特定します。これらの銀河は、形態学的には初期型ですが、光学スペクトルでは現在の星形成活動を示しています。次に、星形成活動と形態の異なる組み合わせを持つ比較サンプルを構築します。これには、星形成後期型銀河、静止初期型銀河、静止後期型銀河が含まれます。光学スペクトルの解析により、星形成初期型銀河には2つの特徴的な星形成エピソードがあることが明らかになりました。これは後期型銀河に似ていますが、単一の星形成エピソードを持つ静止初期型銀河とは異なります。星形成初期型銀河には、星の数、ガスと塵の含有量、質量、環境など、星形成後期型銀河と共通の特性があります。しかし、空間分解分光法から導出された星形成初期型銀河の物理的性質は、星形成初期型銀河内のガスが星よりも濃縮されているという点で、星形成後期型銀河の物理的性質とは異なります。そして、運動学的に星と位置がずれていることがよくあります。星形成初期型銀河の年齢勾配も、星形成後期型銀河の年齢勾配とは異なります。私たちの発見は、星形成初期型銀河における現在の星形成は、銀河合体や宇宙網からの降着ガスなどの外部起源を持つことを示唆しています。
$z>2$ クエーサーの Ly$\alpha$ 星雲の光度と面積の関係
| Title |
The_luminosity-area_relation_of_$z>2$_quasars'_Ly$\alpha$_nebulae |
| Authors |
Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Aura_Obreja,_Tiago_Costa,_Emanuele_P._Farina_and_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14334 |
冷たい($T\sim10^4$~K)ガスは、拡張されたLy$\alpha$放出によって追跡されるように、$z>2$クェーサーの周囲でよく観察されます。これらの大規模な星雲は、通常、形態学的差異に関する情報を抑制する円形平均表面輝度プロファイルを使用して研究されます。ここでは、78$z\sim2-3$クェーサーの周囲にあるLy$\alpha$星雲を再検討し、共通の赤方偏移補正された表面輝度閾値を使用して、その面積と非対称性の新しい推定値を取得します。${{\rmlog}(L_{\rmLy\alpha}^{\rmNeb})=a_1log({\rmArea^{Neb})+a_0}}の形式の光度と面積の関係を見つけます。$。ほとんどの星雲は対称的で明るく、最も偏った星雲は最も暗く、あまり広がりません。巨大なライマン・アルファ星雲は、活発な伴星雲の存在により非対称となっているが、この傾向の例外である。$z\sim6$クエーサーの星雲を再現できるシミュレーションを使用することで、観測された関係が赤方偏移によって変化しないことを示します。最後に、関係を推進する考えられるメカニズムと、それらを制限するために必要な今後の作業について説明します。
蓄積された HI ガスによる初期型矮銀河 LEDA 1915372 における星形成活動の若返り
| Title |
Rejuvenating_Star_Formation_Activity_in_an_Early-type_Dwarf_Galaxy,_LEDA_1915372,_with_Accreted_HI_Gas |
| Authors |
Sanjaya_Paudel,_Suk-Jin_Yoon,_Omkar_Bait,_Chandreyee_Sengupta,_Woong-Bae_G._Zee,_Daya_Nidhi_Chhatkuli,_Binod_Adhikari,_and_Binil_Aryal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14456 |
私たちは、初期型矮小銀河(dE)LEDA1915372が近くの星形成矮小銀河MRK0689からのガスを降着させ、中心での星形成活動を活性化させているという珍しい天体物理現象を報告します。LEDA1915372とMRK0689はどちらも、それぞれ$M_{r}$=$-$16.99magと$-$16.78magという同様の明るさを持っています。それらは、空からの投影距離20.27kpc(3次元では最大70kpc)離れた小グループ環境に位置し、相対視線動径速度は6km/sです。巨大メートル波電波望遠鏡による21cmの放射の観測は、中性水素(HI)の形態と運動学の観点から、ペアの矮小銀河間の相互作用の強力な証拠を提供します。特に、HIマップは、2つの銀河がガス橋によって明確に接続されており、LEDA1915372とMRK0689の両方のガス成分が共通の回転方向を共有していることを明らかにしています。また、HI発光ピークがLEDA1915372からその光学的な青いプルームに向かって逸脱していることもわかり、現在進行中の中心星形成の潮汐起源が示唆されています。私たちの発見は、青色コアdEの形成への新しい道を提供します。
B335 の CD に向けたエピソード的な降下?
| Title |
Episodic_infall_towards_a_compact_disk_in_B335? |
| Authors |
Per_Bjerkeli,_Jon_P._Ramsey,_Daniel_Harsono,_Adele_Plunkett,_Zhi-Yun_Li,_Matthijs_H._D.,_van_der_Wiel,_Hannah_Calcutt,_Jes_K._J{\o}rgensen,_and_Lars_E._Kristensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14531 |
B335のこれまでの観測では、HCO$^+$、HCN、COなどのさまざまな分子系統で継続的な降下が起こっている証拠が示されています。~12auを超えるスケールで回転的に支持された円盤の確認された観測はありません。B335における流出の存在は、円盤も存在するか形成されているはずであることを示唆しています。原始星の進化と円盤形成の初期段階を制限するために、私たちはガスが内側に落ちる領域をマッピングし、その運動学を観察的に制限することを目指しています。さらに、B335の円盤状構造のサイズと向きに強力な制限を設けることを目指しています。私たちはアルマ望遠鏡からの高角度分解能$^{13}$COデータを使用し、それをより短い基線のアーカイブデータと組み合わせて、B335の降下物の高忠実度画像を生成します。また、B335のすぐ近くの塵の分布を研究するために、高角度分解能のバンド6連続体データのイメージングを再検討します。連続放射は、北から東に5度の位置角を持つ楕円構造(10x7au)を示しており、B335で円盤が形成されているという予想と一致しています。降水速度の地図($^{13}$CO排出量から推定)は、主に北と南からの非対称な降水の証拠を示しています。原始星に近づくと、落下速度が自由落下速度を超えているように見えます。3D放射伝達モデルでは、落下領域内で落下速度を変化させることができ、観察された運動学を説明できます。データは、B335で円盤が形成され始めており、ガスがその円盤に向かって落下していることを示唆しています。ただし、この若い原始星の周りに回転的に支持された円盤の存在を確認するには、円盤自体に向かう運動学的に分解された線データが必要です。測定された高い落下速度は磁気ブレーキのシナリオと容易に一致せず、領域内での落下速度の変化を可能にする圧力勾配が存在することを示唆しています。
| Title |
Hydrodynamic_simulations_of_the_Disk_of_Gas_Around_Supermassive_black_holes_(HDGAS)_-I;_Molecular_Gas_Dynamics |
| Authors |
Mojtaba_Raouf,_Serena_Viti,_S._Garc\'ia-Burillo,_Alexander_J._Richings,_Joop_schaye,_Ashley_Bemis,_Folkert_S.J._Nobels,_Matteo_Guainazzi,_Ko-Yun_Huang,_Matthieu_Schaller,_Violette_Impellizzeri,_Jon_Holdship |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14573 |
活動銀河核(AGN)からの機械的フィードバックの影響を受ける典型的なAGN支配銀河の核周円盤(CND)内の星間物質(ISM)の流体力学シミュレーションを示します。シミュレーションはCHIMES非平衡化学ネットワークと結合され、放射冷却とAGN加熱を処理します。焦点は、AGN流出がISMに結合され、観測対象のセイファート2銀河によって制限される中央の100pcスケールに置かれます。AGNフィードバックモデルは、さまざまな風速と質量負荷係数を使用して実装されています。分子輝線を取得するために、放射伝達コードを使用してシミュレーションスナップショットを後処理します。私たちは、AGNが含まれると、超大質量ブラックホール(SMBH)を囲む塊状で密な領域でのCOの形成が促進されることを発見しました。CNDのCO(1-0)強度マップ($<$6Myr)は、NGC1068の観測結果とよく一致しているようで、風速5000$\rmkm/s$と高質量のモデルに最もよく一致しています。-負荷係数。私たちは、CO線放出の運動学マップの分析を通じて、NGC1068内の見かけの逆回転ガス円盤についての競合する説明を識別しようと試みます。機械的なAGNフィードバックは、風の運動量とエネルギー負荷を通じて、SMBHの周囲のさまざまなCND半径にわたる位置角度の整列安定性を説明できる可能性があることを示唆します。風速により、長期間にわたり円盤の位置が100%単位でずれます。位置速度図は、AGNなしのモデルで予測されたケプラー回転曲線とほぼ一致していますが、AGNモデルはより大きなばらつきを示し、NGC1068の観測とよく一致しています。
ALMA-IMF VII -- 完全なスペクトル ライン キューブの初リリース: DCN J=(3-2) によって追跡されたコア運動学
| Title |
ALMA-IMF_VII_--_First_release_of_the_full_spectral_line_cubes:Core_kinematics_traced_by_DCN_J=(3-2) |
| Authors |
N._Cunningham,_A._Ginsburg,_R._Galv\'an-Madrid,_F._Motte,_T._Csengeri,_A._M._Stutz,_M._Fern\'andez-L\'opez,_R._H._\'Alvarez-Guti\'errez,_M._Armante,_T._Baug,_M._Bonfand,_S._Bontemps,_J._Braine,_N._Brouillet,_G._Busquet,_D._J._D\'iaz-Gonz\'alez,_J._Di_Francesco,_A._Gusdorf,_F._Herpin,_H._Liu,_A._L\'opez-Sepulcre,_F._Louvet,_X._Lu,_L._Maud,_T._Nony,_F._A._Olguin,_Y._Pouteau,_R._Rivera-Soto,_N._A._Sandoval-Garrido,_P._Sanhueza,_K._Tatematsu,_A._P._M._Towner,_and_M._Valeille-Manet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14710 |
ALMA-IMFは、進化の初期段階にわたって選ばれた15個の原始星団の核質量関数(CMF)を測定するように設計されたアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)大規模プログラムです。さらに、CMFの運動学、化学、ガスの流入、降着、動力学の影響を理解することを目的としています。ここでは、2つのALMA12mアレイ構成の組み合わせから生成されたALMA-IMFラインデータキューブ(DR1)の最初のリリースを紹介します。データには12のスペクトルウィンドウが含まれており、そのうち8つは1.3mm、4つは3mmです。ALMA-IMFの広いスペクトル範囲(フィールドあたり約6.7GHzの帯域幅範囲)には、豊富な単純な原子、分子、イオン化、および複雑な有機分子線が含まれます。アルマ望遠鏡によって行われたラインキューブのキャリブレーションと、その後に実行されたキャリブレーションとイメージングについて説明します。校正パラメータの選択と洗浄パラメータの最適化について説明し、ALMAアーカイブパイプラインと比較して追加処理の有用性と必要性を実証します。これらのデータの科学的可能性を実証するために、DCN(3-2)ラインの最初の分析を紹介します。DCNは多様な形態と複雑な速度構造を追跡しており、進化した領域ではより糸状で広範囲に広がる傾向があり、若いおよび中期段階の原始星団ではよりコンパクトであることがわかりました。さらに、15個の原始星団にわたる595個の連続体コアに関連するガスのトレーサーとしてDCN(3-2)放出を使用し、サンプル内のコアの全身速度と線幅の最初の推定値を提供しました。我々は、DCN(3-2)が若い原始星団や中間段階の原始星団よりも進化した領域のコアの高い割合で検出され、より進化した原始星団のコア集団のより完全なトレーサーである可能性が高いことを発見しました。ALMA-IMF大規模プログラム用の完全なALMA12mアレイキューブは、このDR1リリースで提供されます。
模擬天の川質量銀河の円盤上へのガス降着の時間的進化
| Title |
The_temporal_evolution_of_gas_accretion_onto_the_discs_of_simulated_Milky_Way-mass_galaxies |
| Authors |
F._G._Iza_(1_and_2_and_3),_S._E._Nuza_(1_and_3),_C._Scannapieco_(2_and_3)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio_(IAFE),_(2)_Departamento_de_F\'isica,_Universidad_de_Buenos_Aires_(DF/UBA),_(3)_Consejo_Nacional_de_Investigaciones_Cient\'ificas_y_T\'ecnicas,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14760 |
構造形成の標準モデルでは、宇宙の原始質量分布の不均一性の結果として発達する暗黒物質ハローの中心に銀河が形成されます。その後、銀河は、銀河間物質から生じるガス状物質の継続的な降着によって、拡散した形で、および他の系との衝突によって成長します。激しい成長の初期期間の後、ガスは回転で支持された構造に落ち着き、そこで星が誕生し、恒星円盤が生まれます。円盤上へのガス状物質の付着は、その力学的および形態学的特性を変化させ、円盤内にガス流を生成する可能性があるため、その進化において基本的な役割を果たします。この研究では、円盤銀河の一連の宇宙論的磁気流体力学シミュレーションであるぎょしゃ座プロジェクトからの30の銀河を使用して、流入および流出流束に焦点を当ててガス降着速度の時間依存性を研究します。
明るい赤外線銀河における合体による金属の少ないガスの流入: 質量と金属量の関係を深く掘り下げる
| Title |
Merger-driven_infall_of_metal-poor_gas_in_luminous_infrared_galaxies:_a_deep_dive_beneath_the_mass-metallicity_relation |
| Authors |
Borja_P\'erez-D\'iaz,_Enrique_P\'erez-Montero,_Juan_A._Fern\'andez-Ontiveros,_Jos\'e_M._V\'ilchez,_Ricardo_Amor\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14843 |
重元素の蓄積と星の質量集合は、銀河の形成と進化における基本的なプロセスです。それらは観察やシミュレーションを通じて広範に研究されてきましたが、ガスの付着や流出など、これらのプロセスを支配する重要な要素は完全には理解されていません。これは特に、明るく大質量な銀河に当てはまります。これらの銀河は通常、大規模な流出や銀河相互作用によって引き起こされる大規模なガスの降着という形で強いフィードバックを受けます。77個の明るい赤外(IR)銀河のサンプルについて、星雲IR線に基づく新しい診断を使用して化学存在量を導き出します。これにより、これらの天体の塵に覆われた媒体を通して覗き見ることができ、不明瞭な金属を存在量の決定に含めることができます。光学ベースの研究とは対照的に、私たちの分析では、ほとんどの明るい赤外銀河が質量と金属量の関係に近いままであることが明らかになりました。それにもかかわらず、合体後期の極端な星形成率($>60$M$_{\odot}$yr$^{-1}$)を持つ4つの銀河は、12+log(O/H)という大きく低下した金属量を示しています。$\sim7.7$--$8.1$と太陽のようなN/O比は、化学組成に影響を与えるガス混合プロセスを示します。この証拠は、合体後期の短期間に金属に乏しいガスが大量に流入し、最終的には急速な濃縮が続いたという作用を示唆している。これらの結果は、主系列銀河に通常適用される古典的なガス平衡シナリオに疑問を投げかけ、明るい赤外銀河における化学物質の濃縮と星の質量の成長が異なるプロセスによって制御されていることを示唆している。
CO微量の低金属量矮星銀河における分子ガス分布とCOからH2への変換係数
| Title |
Molecular_gas_distribution_and_CO-to-H2_conversion_factors_in_CO-faint_low-metallicity_dwarf_galaxies |
| Authors |
L._Ramambason,_V._Lebouteiller,_S._C._Madden,_F._Galliano,_C._T._Richardson,_A._Saintonge,_I._De_Looze,_M._Chevance,_N._P._Abel,_S._Hernandez,_J._Braine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14881 |
金属含有量の低い矮銀河では、局所的なサンプルで激しい星形成が観察されているにもかかわらず、COの放出がまったくないか、ほとんど見られないことがよくあります。シミュレーションと解析された観測の両方から、低金属量銀河内の分子ガスは、COによって追跡されず、かなりの量のより拡散したガスに囲まれた小さな高密度の塊の中に存在する可能性があることが示されています。CO明るい星とCO暗いH2星の相対的重要性の制約-形成リザーバーは、低金属度で星形成がどのように進行するかを理解するために重要です。私たちは古典的に使用される単一成分の放射伝達モデルをテストし、その結果を、さまざまな物理的特性を持つ雲の不均一な分布を模倣し、ますます複雑な星間ガスの構造を仮定して得られた結果と比較しました。私たちは、それぞれが特定の物理パラメータのセットを持ついくつかのガス成分の組み合わせとして星間物質の代表的なモデルを計算します。分子雲の密度、イオン化パラメータ、深さのべき乗則分布を仮定した物理的動機モデルを導入します。我々は、低金属量銀河に主にCOからなる暗黒分子の貯蔵庫が存在することを確認した。予測される総H2質量は、CO(1-0)よりも[CII]158umによって最もよく追跡され、程度は低いですが[CI]609umによって追跡されます。COからH2への変換係数と金属量の関係を調べたところ、ガスのさまざまな形状を考慮すると、その分散が大幅に増加することがわかりました。[CII]/COと逆相関する凝集性パラメーターを定義し、COからH2への変換係数と金属量の関係の分散を説明します。私たちは、塊性の高い低金属量の銀河では、COからH2への変換係数が銀河の値と同じくらい低い可能性があることを発見しました。私たちは、分子ガスの塊性が、COからH2への変換係数など、幾何学的に敏感な量の変動を理解するための重要なパラメーターであることを特定しました。
QuarkNet宇宙線検出器の角度変化からのミュオン束の解析
| Title |
An_Analysis_of_Muon_Flux_from_Angle_Variation_of_the_QuarkNet_Cosmic_Ray_Detector |
| Authors |
Ricco_Venterea_and_Urbas_Ekka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13689 |
我々は、QuarkNet宇宙線検出器(QNCRD)を使用した最初の宇宙線ミューオン磁束角度変動実験の1つを紹介します。まず、QNCRDとそのキャリブレーションについて説明します。主な焦点は、天頂からの角度の関数としてミュオン束の減少を定量化することです。QNCRDのカウンターの角度は、約1か月間、0度から90度の範囲で$3.1$日ごとに平均15度ずつ増加しました。結果は、検出器の角度が天頂から増加するにつれてミュオン束が減少することを示し、これは以前の研究と一致しました。モデル$I(\theta)=I_0cos(\theta)^n$に基づく磁束の推定値は、$\theta<75$度の指数値$n=1.39\pm0.01$であり、値が過小評価されています。他の文献では。これらの発見により、完全に正確ではないものの、研究期間と機器の感度を考慮した$n$の値の妥当な推定値が得られました。私たちの結果はQNCRDの精度を制限し、将来の長期実験の情報源となります。この研究はまた、高校の教室で科学実験を実施し、科学へのアクセスを向上させる実現可能性を実証しています。
| Title |
Ab-Initio_General-Relativistic_Neutrino-Radiation_Hydrodynamics_Simulations_of_Long-Lived_Neutron_Star_Merger_Remnants_to_Neutrino_Cooling_Timescales |
| Authors |
David_Radice_and_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13709 |
私たちは、冷却時間スケールの一部に及ぶ長寿命の中性子星合体残骸について、初の3D非経験一般相対論的ニュートリノ放射流体力学を実行します。私たちは、重力波支配段階（${\sim}20\{\rmms}$postmerger）の後、ニュートリノ冷却が支配的なエネルギー損失メカニズムになることを発見しました。初期には、電子フレーバーニュートリノの光度が反電子フレーバーニュートリノの光度よりも優勢となり、その結果、残骸の外層の電子部分が長期的に増加します。ただし、合併後は2つの明るさが${\sim}20{-}40\{\rmms}$同等になります。反電子ニュートリノの高密度ガスが、残骸の外核で${\sim}10^{14.5}\{\rmg}\{\rmcm}^{-3}$の密度で形成されます。温度ホットスポット。ニュートリノは、この領域のレプトン数の${\sim}10\%$を占めます。負の半径方向の温度勾配にもかかわらず、半径方向のエントロピー勾配は正のままであり、残存物は対流のルドゥ基準に従って安定に層化されています。巨大な降着円盤は、星同士の衝突界面から絞り出された物質から形成されます。円盤は系の角運動量の大部分を担っており、残骸の大質量中性子星が安定して剛体回転する構成が可能な領域内で準定常平衡に落ち着くことができます。残りの部分は差動回転していますが、磁気回転の不安定性に対しては安定しています。より長い時間スケールで動作する他のMHDメカニズムが、回転差の除去に関与している可能性があります。したがって、我々の結果は、残存大質量中性子星が核崩壊超新星で形成された陽中性子星とは質的に異なることを示している。
爆発後3.3年後の超光度超新星2017ensからの発光電波放射
| Title |
Luminous_Radio_Emission_from_the_Superluminous_Supernova_2017ens_at_3.3_years_after_explosion |
| Authors |
Raffaella_Margutti,_J._S._Bright,_D._J._Matthews,_D._L._Coppejans,_K._D._Alexander,_E._Berger,_M._Bietenholz,_R._Chornock,_L._DeMarchi,_M._R._Drout,_T._Eftekhari,_W._V._Jacobson-Galan,_T._Laskar,_D._Milisavljevic,_K._Murase,_M._Nicholl,_C._M._B._Omand,_M._Stroh,_G._Terreran,_A._Z._VanderLey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13730 |
我々は、超光度超新星(SLSN)2017ensの複数年にわたる電波キャンペーンの結果を紹介します。これにより、爆発後$\sim$3.3年の年齢で、これまでで最も早いSLSNの電波検出が得られました。SN2017ensは進化の最初の$\sim$300\,dでは無線周波数では検出されませんでしたが、$L_{\nu}\およそ10^{28}\,\rm{erg\,s^{-1}\に達しました。cm^{-2}}$$\nu\sim6$GHz、爆発後$\sim1250$日。超新星衝撃と星周媒質(CSM)との相互作用からの放射光の文脈で電波観測を解釈すると、実効質量損失率は$\およそ10^{-4}\,\rm{M_{\odotであると推測されます。爆発現場から$r\sim10^{17}$cm、風速$v_w=50-60\,\rm{km\,s^{-1の場合、}yr^{-1}}$}}$は光学スペクトルから測定されます。これらの発見は、Chenetal.,2018によって報告された爆発後のSN2017ensの水素に乏しい$\sim190$dから水素に富んだ$\sim190$への分光学的変態と一致している。したがって、SN2017ensは、爆発する水素に乏しい巨大な前駆体のサンプルへの追加である。水素エンベロープを失った直後。$\sim0.5\,\rm{M_{\odot}}$までのCSM質量と、二元相互作用における射出点の低速速度(共通包絡線展開とその後の包絡線の形)を示唆する推定星周密度放出)核崩壊に先立つ$\lesssim500$年におけるSLSNeの恒星前駆体の進化の形成に役割を果たした。
Insight-HXMT および NICER を使用した新しいブラック ホール候補 MAXI J1803-298 のタイミング解析
| Title |
Timing_Analysis_of_a_New_Black_Hole_Candidate_MAXI_J1803-298_with_Insight-HXMT_and_NICER |
| Authors |
Haifan_Zhu,_Xiao_Chen,_Wei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13993 |
\textit{Insight-}HXMTおよび\textit{NICER}望遠鏡から得られたデータを使用して、ブラックホール候補であるMAXIJ1803$-$298の2021年の爆発時のタイミング解析結果を紹介します。私たちの分析により、ソースは低/ハード状態からハード中間状態への状態遷移を経て、その後ソフト中間状態を経て、最終的に高/ソフト状態に到達することが明らかになりました。私たちは準周期振動(QPO)を探索し、バーストの特性を研究しました。バーストの開始時、ソースはハード状態にあり、多くのタイプCQPOが\textit{Insight-}HXMTデータに見られ、これらのQPOの周波数は$\sim0.16$から$2.6$Hzに増加しました。。タイプCQPOの実効値と周波数の関係を分析した結果、周波数の転換点が示されました。また、位相遅れと周波数およびエネルギーの関係を分析し、以前の研究と一致して、発生源は高い傾斜角を持っている可能性が高いと推定しました。タイプCQPOで観察されたrmsと位相遅れの特徴は、レンズ・ティリング歳差運動モデルによって説明できますが、代替案もまだ実行可能です。タイプBQPOの遅延スペクトルは、他の多くのソースと同様の「\textit{U字型}」パターンを示し、タイプBQPOのrmsはエネルギーが上昇するにつれて増加します。この現象は二重コロナモデルで説明できる。
Insight-HXMTで観測された2021年のアウトバースト中のGX 339-4の準周期振動
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_in_GX_339-4_during_the_2021_Outburst_observed_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Y._J._Jin,_W._Wang,_X._Chen,_P._F._Tian,_Q._Liu,_P._Zhang,_H._J._Wu,_N._Sai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13994 |
2021年のGX339$-$4の新たなバーストは、硬X線変調望遠鏡(\textit{Insight}-HXMT)によって監視されました。2021年2月から3月までの\textit{Insight}-HXMTのデータを使用して、この新しいバーストのX線タイミング分析を行います。計数率、硬度強度図(HID)、および出力密度スペクトル(PDS)の結果に基づいて、線源が低硬質状態(LHS)から硬質中間状態(HIMS)へのスペクトル遷移を示すことを確認します。LHSからHIMSへの移行中に、PDSで低周波準周期発振(LFQPO)が検出されます。これらのQPOはすべてタイプCQPOであり、重心周波数はLHSでは$0.1～0.6$Hz、HIMSでは$1～3$Hzの周波数範囲に変化することがわかりました。50keVを超えるQPOの特徴は、\textit{Insight}-HXMTによってこのブラックホールで初めて報告されました。QPOrmsは時間の経過とともに安定しますが、$\sim10$keVを超える高エネルギーではエネルギーとともに減少します。また、タイプCQPOの位相遅れは、バーストの初期段階ではゼロに近いですが、バーストが進行するにつれて正になり、$50-100$keVで$\sim$0.6-1.2radのハードラグがあることもわかります。。高エネルギー帯域における位相遅れの影響と、それらの観察を説明する可能性のある物理的メカニズムについても説明します。
クライン・仁科相対論的磁気リコネクションの動力学シミュレーションとガンマ線サイン
| Title |
Kinetic_simulations_and_gamma-ray_signatures_of_Klein-Nishina_relativistic_magnetic_reconnection |
| Authors |
J._Mehlhaff,_G._Werner,_B._Cerutti,_D._Uzdensky,_M._Begelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14261 |
ブラックホールや中性子星の環境は、多くの場合、強力な磁場と低周波放射線の強烈な浴に浸された無衝突プラズマで構成されます。このような状況では、相対論的磁気リコネクションが磁場のエネルギーを利用して、高密度の光子背景を散乱する逆コンプトン（IC）によって急速に冷却される高エネルギー粒子を加速することができます。明るいガンマ線源で粒子エネルギーが最高に達すると、IC散乱がクライン-仁科領域に迷い込む可能性があります。ここで、コンプトン化された光子は、放射線バックグラウンドとのペア生成閾値を超え、そのため、そのエネルギーが新鮮な電子陽電子ペアとして再結合プラズマに戻される可能性がある。このようなクライン-仁科リコネクションの観察可能な痕跡を確実に特徴付けるために、本研究では、クライン-仁科物理学とペア生成物理学を組み合わせたペアプラズマ相対論的リコネクションの第一原理粒子細胞シミュレーションを提示します。シミュレーションでは、クライン・仁科再接続と、低エネルギーのトムソンIC冷却のみに結合した再接続(ペア生成なし)の観察可能な兆候の間に大きな違いがあることが示されています。後者の体制は、より明るいときはより強いという強い挙動を示します。前者には、全体の明るさに依存しない安定したスペクトル形状が含まれます。このスペクトル安定性はフラットスペクトル電波クェーサー(FSRQ)のGeV高状態を彷彿とさせ、クライン・仁科放射物理がFSRQで動作するという証拠を提供します。シミュレートされたクライン-仁科リコネクションペアの収量は、低次数から次数1までの範囲に及び、単一の支配パラメータにおける指数関数的なスケーリング則に従います。このパラメータをここで検討した範囲を超えて押し上げると、大量のペア作成体制が生じる可能性があります。FSRQに加えて、降着ブラックホールX線連星、M87$^*$磁気圏、およびガンマ線連星への潜在的な応用についても議論します。
連星系ブラックホールの質量分布の自然な説明としての失敗した超新星
| Title |
Failed_supernovae_as_a_natural_explanation_for_the_binary_black_hole_mass_distribution |
| Authors |
Paul_Disberg_and_Gijs_Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14332 |
より多くの重力波源が検出されるほど、バイナリブラックホール(BBH)の質量分布がより良く知られるようになります。この恒星の墓地には、分布を二峰性にする見かけの質量ギャップなど、いくつかの特徴が見られます。観察されたチャープ質量分布は、三峰性であるように見えます。私たちは、特に質量ギャップが成功した超新星と失敗した超新星(SNe)の違いによって引き起こされるという仮説を立てて、観測された星の進化による質量分布をどの程度説明できるかを調査することを目的としています。我々は、恒星進化シミュレーションの文献に基づいて、初期質量を残存質量に関連付け、ブラックホールアイランドを含み、二峰性残存分布を生成する仮説的な残存関数を提示します。さらに、故障したSNeの影響を検出するために、観察されたタイプIISN率を調べます。最後に、バイナリ進化の単純化された推定を使用して、レムナント関数から得られるレムナント分布を決定し、それを観測値と比較します。SNeが失敗するとタイプIISN率が約25%低下することがわかりましたが、SN調査から推定されたSN率はこれを確認できるほど正確ではありません。さらに、レムナント関数に基づく推定では、個々の質量およびチャープ質量の観察された分布の一般的な形状と一致する質量分布が生成されます。私たちの研究に基づいて、失敗したSNeメカニズムとブラックホールアイランドの存在は、個々のBBH質量分布とチャープ質量分布を説明するための自然な仮説であると結論付けています。ただし、より確実な結論を得るには、より詳細なシミュレーションが必要です。
スウィフト深部銀河面探査 (DGPS) フェーズ I カタログ
| Title |
The_Swift_Deep_Galactic_Plane_Survey_(DGPS)_Phase-I_Catalog |
| Authors |
B._O'Connor,_C._Kouveliotou,_P._A._Evans,_N._Gorgone,_A._J._van_Kooten,_S._Gagnon,_H._Yang,_M._G._Baring,_E._Bellm,_P._Beniamini,_J._Brink,_D._A._H._Buckley,_S._B._Cenko,_O._D._Egbo,_E._Gogus,_J._Granot,_C._Hailey,_J._Hare,_F._Harrison,_D._Hartmann,_A._J._van_der_Horst,_D._Huppenkothen,_L._Kaper,_O._Kargaltsev,_J._A._Kennea,_K._Mukai,_P._O._Slane,_D._Stern,_E._Troja,_Z._Wadiasingh,_R._A._M._J._Wijers,_P._Woudt,_and_G._Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14354 |
\textit{Swift}深層銀河面調査は、経度$10$\,$<$\,$|間の銀河面の40度$^{2}$をカバーする380個のタイル状の地点で構成される\textit{Swift}の主要プロジェクトです。l|$\,$<$\,$30$度および緯度$|b|$\,$<$\,$0.5$度各ポインティングには$5$ksのエクスポージャがあり、調査対象範囲全体に合計1.9Msが広がります。フェーズI観測は2017年3月から2021年5月まで実施されました。調査は深さ$L_X$\,$>$\,$10^{34}$ergs$^{-1}$から縁まで完了しました。銀河。調査の主な目標は、幅広い発見空間をカバーしながら、新しいX線源と過渡現象の豊富なサンプルを生成することです。ここでは、調査戦略を紹介し、フェーズIの観測中に検出された発生源のカタログを示します。合計928個のX線源が特定され、そのうち348個はX線カタログに固有のものです。私たちはカタログ内の情報源の特徴を報告し、DGPSチームによって新たに分類および公開された情報源を強調します。
相互作用する超新星残骸: チェレンコフ望遠鏡アレイの個体群モデル
この論文で発表された研究は、相互作用超新星残骸(iSNR)に焦点を当てています。iSNRは、SNRと大規模な分子雲の相互作用から放射線が発生するガンマ線放出SNRの一種です。現時点では、16のiSNRのみが知られています。この研究が行われるまでは、これらの情報源に関する集団調査は行われていませんでした。ここでは、銀河内のiSNR系の数と、そのうちのいくつが次世代の{\gamma}線装置によって検出可能になるかを予測するために使用できる、銀河系のiSNR集団のモデルを提案します。iSNRは、粒子加速研究にとって特に興味深いものです。なぜなら、これらの物体は高エネルギーまで陽子が加速される場所であることが証明されているからです。さらに、高エネルギー$\gamma$線の放出は、高エネルギーのレプトンまたはイオンの存在を正確に特定し、加速粒子の加速効率と最大エネルギーを制限するのに役立ちます。彼女が提示したモデルは、{の完全なカタログの作成を通じてのみ達成可能でした。\gamma}線(GeVとTeVの両方)超新星残骸は、各超新星残骸について文献で入手可能な物理情報とスペクトル情報を収集します。合成集団のシミュレーションと分析により、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)が銀河面の調査で検出された相互作用系の数を再現できることが判明しました。
修正重力理論における相対論的降着流の研究
| Title |
Study_of_relativistic_accretion_flow_in_the_modified_theory_of_gravity |
| Authors |
Akhil_Uniyal,_Sayan_Chakrabarti,_Santabrata_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14434 |
修正重力理論の枠組みで、相対論的、非粘性、低角運動量、移流降着流の特性を提示します。アインシュタイン方程式の漸近的に平坦な真空解を十分に模倣する$f(R)$重力モデルを採用します。ここで$R$はスカラー曲率です。これにより、降着流を記述する支配方程式を解き、入力パラメータ、つまりエネルギー(${\calE}$)、角運動量($\lambda$)、重力パラメータの観点から遷音速の全球降着解を取得します。($A$)重力の効果を決定します。臨界点分析を実行すると、入力パラメーターに応じて、流れに単一または複数の臨界点が含まれる可能性があることがわかります。さらに、修正重力における降着解を取得する際の入力パラメータの役割を調べ、重力パラメータ($A$)が降着解の全体的な特性を制御することを観察しました。複数の臨界点を持つ降着解を許容する$\lambda-{\calE}$平面内のパラメーター空間の有効領域を分離し、この種の解が広範囲の流れパラメーターに対して形成され続けることを観察します。パラメータ空間の変更を調べたところ、$A$の減少とともに徐々に縮小し、最終的に$A=-2.34$で消滅することがわかりました。最後に、制動放射過程を考慮して円盤の明るさ($L$)を計算し、内側臨界点を通過する全球降着解が外側臨界点解と比較してより明るいことを発見しました。
M101のSN 2023ixfからの低エネルギーニュートリノと高エネルギーニュートリノ
| Title |
Low_and_High_Energy_Neutrinos_from_SN_2023ixf_in_M101 |
| Authors |
Dafne_Guetta,_Aurora_Langella,_Silvia_Gagliardini_and_Massimo_Della_Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14717 |
M101の超新星(SN)2023ixfは、過去10年間に観測された中で最も接近したSN爆発です。したがって、SNイジェクタに動力を供給する際のジェットの役割を研究するのに適したテストベッドです。この目的を達成するために、私たちは、ジェットとSN爆発で生成される強力な放射線場の相互作用中に高エネルギーニュートリノが生成され、最終的にはIceCubeニュートリノ望遠鏡で観測される可能性があるという考えを探求しました。このようなニュートリノが検出されないことにより、ジェットを生成する星の崩壊の割合やニュートリノ生成の理論モデルの両方が大幅に制約されてきました。最後に、スーパーカミオカンデ実験とハイパーカミオカンデ実験を用いてSN2023ixfからの低エネルギーニュートリノを検出する可能性を調査し、どちらの場合も閾値以下の推定値を得た。
構造化ガンマ線バーストジェットからの軸外 MeV および超高エネルギーガンマ線放出
| Title |
Off-axis_MeV_and_very-high-energy_gamma-ray_emissions_from_structured_gamma-ray_burst_jets |
| Authors |
\v{Z}eljka_Bo\v{s}njak,_B._Theodore_Zhang,_Kohta_Murase,_Kunihito_Ioka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14729 |
ガンマ線バースト(GRB)ジェットからのTeVエネルギー付近の超高エネルギー(VHE)光子は、マルチメッセンジャー時代に重要な役割を果たし、事象のかなりの部分がジェットの軸外で観測されます。たとえ放出半径が同じであっても、異なるエネルギーの光子（特にMeVとTeVの光子）が軸外観測者の異なる放出ゾーンから到着することを示します。発光領域の位置は、表面輝度のジェット構造に依存し、その構造は一般に、主に電子陽電子対の生成によるVHE光子の減衰により、異なるエネルギーで異なります。この軸外ゾーンシフト効果は、通常の1ゾーン近似を正当化せず、GRB持続時間に匹敵するVHE光子の時間遅延も生成します。これは、チェレンコフ望遠鏡アレイなどによる将来のVHE観測にとって重要です。
3.6m DOT 用 4K$\times$4K CCD イメージャ: 最近のアップグレードと結果
| Title |
4K$\times$4K_CCD_Imager_for_the_3.6m_DOT:_Recent_up-gradations_and_results |
| Authors |
S._B._Pandey,_Amit_Kumar,_B._K._Reddy,_S._Yadav,_N._Nanjappa,_Amar_Aryan,_Rahul_Gupta,_Neelam_Panwar,_and_R._K._S._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13698 |
4K$\times$4KCCDイメージャーは、3.6mデヴァスタール光学望遠鏡用の最初の照明機器であり、2015年から2016年にかけて、多くの銀河および銀河系外の源の広帯域画像観測を行っています。CCDイメージャの機能は、世界中の他の同様の施設から期待される、適切に校正されたマルチバンド深測光結果を使用したいくつかの出版物を通じて最近実証されています。この記事では、イメージャーを改善するために行われた最近のアップグレードのいくつかを要約します。つまり、新しいフィルターホイールケーシングの取り付け、迷光バッフルの交換、より赤いフィルターでの縞模様の補正について説明します。WR星を含む銀河に埋め込まれた微光点源や、表面輝度の低い銀河団の観測などの新しい科学への取り組みについても議論します。
Cosmic Explorer: NSF MPSAC ngGW 分科会への提出
| Title |
Cosmic_Explorer:_A_Submission_to_the_NSF_MPSAC_ngGW_Subcommittee |
| Authors |
Matthew_Evans,_Alessandra_Corsi,_Chaitanya_Afle,_Alena_Ananyeva,_K.G._Arun,_Stefan_Ballmer,_Ananya_Bandopadhyay,_Lisa_Barsotti,_Masha_Baryakhtar,_Edo_Berger,_Emanuele_Berti,_Sylvia_Biscoveanu,_Ssohrab_Borhanian,_Floor_Broekgaarden,_Duncan_A._Brown,_Craig_Cahillane,_Lorna_Campbell,_Hsin-Yu_Chen,_Kathryne_J._Daniel,_Arnab_Dhani,_Jennifer_C._Driggers,_Anamaria_Effler,_Robert_Eisenstein,_Stephen_Fairhurst,_Jon_Feicht,_Peter_Fritschel,_Paul_Fulda,_Ish_Gupta,_Evan_D._Hall,_Giles_Hammond,_Otto_A._Hannuksela,_Hannah_Hansen,_Carl-Johan_Haster,_Keisi_Kacanja,_Brittany_Kamai,_Rahul_Kashyap,_Joey_Shapiro_Key,_Sanika_Khadkikar,_Antonios_Kontos,_Kevin_Kuns,_Michael_Landry,_Philippe_Landry,_Brian_Lantz,_Tjonnie_G._F._Li,_Geoffrey_Lovelace,_Vuk_Mandic,_Georgia_L._Mansell,_Denys_Martynov,_Lee_McCuller,_Andrew_L._Miller,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13745 |
重力波天文学は、人類の宇宙観に革命をもたらしました。これは、他の分野では成し得ない観測によって引き起こされた革命です。このホワイトペーパーでは、国立科学財団による数十年にわたる投資に基づいて構築され、今後数十年にわたって発見を推進する天文台、コズミックエクスプローラーについて説明します。天文学における主要な発見は、感度の向上、精度の向上、新しい観測窓の開拓という3つの関連する改善によって推進されます。CosmicExplorerは3つすべてを保証しており、LIGOよりも桁違いに優れた感度を提供します。コズミック・エクスプローラーは、開発中にLIGOによって実証された技術を使用して、重力波のフロンティアを観測可能な宇宙のほぼ端まで押し上げることになる。新しい施設だけが提供できる前例のない感度により、コズミック・エクスプローラーは、特に重力波は電磁観測と相乗効果があり、電磁観測では探査できない宇宙の領域に到達できるため、まだ予想できない発見をもたらすでしょう。CosmicExplorerを使用すると、科学者は宇宙を実験室として使用して、物理法則をテストし、物質の性質を研究できます。コズミック・エクスプローラーのおかげで、米国は重力波科学と次世代天文台の国際ネットワークにおいて主導的な役割を果たし続けることができる。コズミック・エクスプローラーは、その並外れた発見の可能性により、天文学、物理学、宇宙論にわたる革新的な観測を提供します。これには、宇宙時間全体にわたるブラックホールと中性子星、マルチメッセンジャー天体物理学と高密度物質のダイナミクス、極限天体物理学の新しいプローブ、基礎物理学と精度が含まれます。宇宙論、暗黒物質、初期宇宙。
ローマンとルービンおよび他の主要施設の調査戦略を調整することにより、科学の利益を最大化する
| Title |
Maximizing_science_return_by_coordinating_the_survey_strategies_of_Roman_with_Rubin,_and_other_major_facilities |
| Authors |
R.A._Street,_S._Gough-Kelly,_C._Lam,_A._Varela,_M._Makler,_E._Bachelet,_J.R._Lu,_N._Abrams,_A._Pusack,_S._Terry,_R._Di~Stefano,_Y._Tsapras,_M.P.G._Hundertmark,_R.J.J._Grand,_T._Daylan,_J._Sobeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13792 |
[要約]ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡は、$\sim$2025から今後10年間にわたって運用されるいくつかの主力調査施設のうちの1つとなります。ローマンが提供する深近赤外イメージングは、同時に動作する他の測量望遠鏡、特に異なる波長やメッセンジャー、または異なる時間間隔でデータを提供できる望遠鏡の機能を高度に補完するものになります。データ収集が慎重に計画され、適切な共同データ分析のために慎重な計画が立てられていれば、複数の施設からのデータを組み合わせることで、重要な天体物理学的洞察が得られる可能性があります。この白書では、ローマによる銀河バルジの観測とベラ・C・ルービン天文台の観測を調整することによって可能になる広範な科学について議論します。具体的には、系外惑星、恒星系、および恒星の残骸によって引き起こされるレンズ現象に関するローマンの特徴付けが、ルービンからのデータによってどのように強化されるかについて議論します。同じデータは、星の特性を決定したり、惑星系外通過を区別したりするのにも非常に有利です。これにより、天の川銀河のバルジとバー全体にわたるRR~Lyraeの周期と色と光度の関係をより正確に測定できるようになり、銀河の構造とダイナミクスを調査できるようになります。しかし、私たちはこれが可能性を最大限に引き出すサンプルにすぎないことを強調し、これらの主要プロジェクト間の共同作業としてより完全な研究が行われることを主張します。調査対象範囲やフィルターの選択に関して、RGBTDSの確立された科学要件を超える変更は提案しないことに注意してください。
光害は急増している
Kybaらが実証したように、夜間の人工光は急速に増加している汚染物質です。(1)過去12年間の市民科学者による数万件の観察を分析することによって研究します。この研究では、最も暗い星が消えつつあり、人工光による空の背景が年に10パーセント増加することによって徐々に隠されていることが判明した。この増加は、古い技術のランプを徐々に置き換えている白色LEDの青色ピークを検出器が認識できないため、現在運用されている全地球規模の衛星では検出することが困難です。これは、将来の進化を研究し制御するには、可視光線における夜間マルチバンド機能を備えた衛星の必要性を示しています。さらに重要なことは、人工常夜灯による文化的、科学的、エネルギー的、環境的、健康への悪影響をすべて回避するために、光害の増加傾向を強力に逆転させることが極めて急務であるということです。
ディープラーニングベースのデコンボリューションによる干渉無線過渡再構成
| Title |
Deep_learning-based_deconvolution_for_interferometric_radio_transient_reconstruction |
| Authors |
Benjamin_Naoto_Chiche,_Julien_N._Girard,_Joana_Frontera-Pons,_Arnaud_Woiselle,_Jean-Luc_Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13909 |
電波天文学は現在、次期平方キロメートルアレイ(SKA)に備えて新しい大型地上電波望遠鏡が稼動しており、活況を呈しています。LOFAR、MeerKAT/SKA、ASKAP/SKA、および将来のSKA-LOWなどの機能は、時間と周波数における驚異的な感度、角度分解能の向上、および処理が必要な高速データストリームをもたらします。これらにより、データ内で検出または見逃される可能性のある、本質的に揮発性の無線トランジェントの高度な研究が可能になります。これらの過渡現象は、電子の高エネルギー加速のマーカーであり、幅広い時間スケールで現れます。通常、時系列解析の動的分光法で研究されるため、大規模な干渉データセットでそのようなソースを検索する動機があります。これには、効率的で堅牢な信号再構成アルゴリズムが必要です。データの時間依存性を正しく説明するために、再構成問題に時間依存性を追加することで、古典的な画像デコンボリューション逆問題を改善します。次に、データと機器応答の空間的および時間的モデリングの両方を実行できる2つの新しいニューラルネットワークアーキテクチャを紹介します。次に、点源分布の代表的な時間依存画像立方体とMeerKATの現実的な望遠鏡の方向をシミュレートして、トレーニング、検証、テストデータセットを構築するためのおもちゃのモデルを生成します。最後に、テストデータに基づいて、提案された方法とフレームごとに適用された古典的な画像デコンボリューションアルゴリズムCLEANのソースプロファイル再構成パフォーマンスを評価します。データフレーム内のノイズレベルが増加している場合、提案された方法は、CLEANによるフレームごとのイメージングと比較して、高いレベルの堅牢性を示します。デコンボリューションされたイメージキューブにより、復元された時間プロファイルの忠実度が3倍向上し、背景のノイズ除去が2倍向上します。
等しい厚さのフリンジに基づく分割ミラーのエッジセンサー
同相および共焦点検出は、大口径分割鏡望遠鏡にとって重要な技術の1つです。この論文では、等しい厚さのフリンジに基づく新しいエッジセンサーが開発され、インターフェログラムから各セグメントの相対的なピストン、傾斜、先端エラーを検出できます。多くの地上設置の視野が限られた分割ミラー望遠鏡に対する共焦点需要に基づいて、そのような原理に基づくエッジセンサーのプロトタイプが構築され、研究室の屋内分割ミラー実験システムに適用されます。大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡の共焦点要件に従って、分割ミラーシステムの共焦点エラー検出のために多くのシミュレーションと実験が実行されます。実験結果は、共焦点精度が0.02rmsよりも優れており、ほとんどの大型または超大型の分割ミラー天体望遠鏡の共焦点要件を満たすことができることを示しています。
ビッグサイエンスと科学教育: 真のパートナーシップに向けたステップ
大規模な科学プロジェクトや施設は、教育対象者をより適切に特定し、サービスを提供できるよう努めるため、より自己中心的な基準枠組みに移行する可能性があります。これにより、科学教育の取り組みは全般的により生産的となり、地元の学校への奉仕もより効果的になるでしょう。地域の教育ニーズに対する意識を高めることで、彼らは科学教育システムにおける役割においてより良い管理者およびパートナーとなるでしょう。彼らはまた、地域コミュニティや文化コミュニティにとって、より価値があり信頼できる隣人となるでしょう。私たちは、大規模な科学組織が予算とスタッフの時間の割り当てを編成し、地域の科学教育への貢献において組織の効果を大幅に高めるための実用的な方法を提案します。
O4 実行に備えた Virgo 株 h(t) 再構成、オンライン ノイズ サブトラクション、および早期警告パイプの継続的な改善
| Title |
On-going_improvements_in_the_Virgo_strain_h(t)_reconstruction,_online_noise_subtraction_and_early-warning_pipe_in_preparation_for_the_O4_run |
| Authors |
Monica_Seglar-Arroyo_(the_Virgo_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14751 |
この寄稿では、AdvancedVirgo+の観測実行O4に備えてひずみh(t)再構成の改善点を概説します。これらの改善の主な目的は、高精度のh(t)を提供し、この量に関する不確実性を数パーセントに減らすことです。まず、ひずみ信号h(t)の再構成がVirgoでどのように実行されるか、干渉計とそのキャリブレーションへのリンクについて説明します。干渉計とミラーの光学応答を監視する方法を強調します。再構成されたh(t)ひずみのバイアスを修正する方法について説明します。h(t)にも存在する相関ノイズ目撃チャネルにうまく対処するために開発された、新しいオンライン線形ノイズ減算方法を紹介します。低遅延h(t)株再構築のステータスを提供します。これは、合併前の早期警告アラートの遅延を短縮することを主な目的としています。
三次元核崩壊超新星シミュレーションにおけるニュートリノ駆動の風
この論文では、コードFornaxを使用して実行された、前例のない長時間にわたる12回の3D核崩壊超新星シミュレーションで発生するニュートリノ駆動の風を分析します。12のモデルは、太陽質量9～60のZAMS質量を持つ前駆体をカバーしています。私たちのすべてのモデルで、周囲の噴出物の少なくとも2倍の速さの遷音速流出が見られ、一般的に乱流と回転をするPNS表面大気から発生します。異方性の早期フォールバックがある場合でも、風は3Dシミュレーションの一般的な特徴であることがわかりました。私たちは、3D風の基本的な力学特性が、より単純な1Dモデルを使用して過去に推論されたものと定性的に同様に動作することを発見しましたが、発生した風の形状は変形し、非常に非球面になり、環境によって誘導される可能性があります。それほど質量の小さい前駆体の風の熱特性は、1D定常解をほぼ再現していますが、より質量の大きい前駆体では、非球面フォールバックにより大幅に逸脱します。風における$Y_e$の時間発展は確率論的であり、中性子が豊富な段階が存在する可能性があります。どのモデルでも強いr過程は見られませんが、弱いr過程が生成される可能性があり、一部のモデルでは$^{90}$Zrまでの同位体が合成されます。最後に、統合された風力成分には太陽質量のせいぜい数パーセントしか存在しない一方、風自体によって運ばれるエネルギーは総爆発エネルギーの10～20%にもなる可能性があることがわかりました。
輸送係数と荷電粒子の統計量の関係
これまでの研究では、フォッカー・プランク方程式から、無数の空間導関数項$T_n=\kappa_{nz}\partial^n{F}/\partial{z^n}$を含む一般空間輸送方程式が導出されました。$n=1,2,3,\cdots$で導出されました。一般方程式の複雑さのため、天体物理学の研究では、拡散方程式、超拡散方程式、準拡散輸送方程式など、有限の空間導関数項を含むいくつかの簡略化方程式が使用されてきました。1次、2次、3次、4次、5次までの空間微分項を列挙し、それぞれの輸送係数式を導出する。輸送係数のほとんどは、対応する統計量によって決定されることがわかります。さらに、よく知られている統計量である歪度$\mathcal{S}$と尖度$\mathcal{K}$は、いくつかの輸送係数によって決定されることがわかります。この結果は、荷電粒子の平行輸送プロセスを研究するために、この論文で見つかった比較的新しいものを多く含む統計量によって決定されるさまざまな輸送係数を使用するのに役立ちます。
若い星団Mon R2の時系列測光と多波長特性評価
| Title |
Time_series_photometry_and_multi-wavelength_characterisation_of_the_young_stellar_cluster_Mon_R2 |
| Authors |
Santiago_Orcajo,_Lucas_A._Cieza_and_Roberto_Gamen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14025 |
ラスクンブレス天文台全球望遠鏡ネットワーク(LCOGT)を使用して、若い星団MonR2のマルチエポック測光を取得しました。私たちは$26'x26'$の視野内で13等から23等の$i$バンドを持つ6000以上の天体を監視してきました。各星について、23日間の時間枠をカバーする$\sim1500$の測光点を収集しました。これらのデータに基づいて、我々は136個の星の回転変調を測定し、14個の食連星候補を含む約90個の追加変数を特定しました。さらに、光度測定の高散乱をもつ他の298個の変数も見つかりました。さらに、LCOGTによる星団の$r$バンドおよびH${\alpha}$狭帯域測光と、GMOS-Geminiによる229個の星の低分解能光分光測定を行った。私たちは、主系列星($<1$M$_{sun}$)のほとんどが低質量である、H$\alpha$またはIR過剰を持つ周期星と天体からの\textit{Gaia}データを使用しました。クラスター内の距離($825\pm51$pc)と平均固有運動($\mu_{\alpha}cos(\delta)=-2.75$masyr$^{-1}$と$\mu_メンバーの{\delta}=1.15$masyr$^{-1}$)。これにより、\textit{Gaia}データを使用して追加のMonR2メンバー候補を特定できるようになります。また、LCOGTソースからのPan-STARRS測光を使用して、より正確なH-Rダイアグラムを構築し、そこから星団の平均年齢を推定し、M7からM9のGMOSスペクトルタイプを持つ11個の分光褐色矮星を含む他の可能性のあるメンバーを特定しました。最後に、メンバーリストと\textit{Spitzer}の赤外線測光を組み合わせて、円盤を持つ星の出現率と、それらが星の回転に及ぼす影響を調査しました。
変動する黒点数は非マルコフ減衰確率過程を示す
| Title |
Fluctuating_Sunspot_Numbers_Exhibit_A_Non-Markovian_Damped_Stochastic_Process |
| Authors |
Reynan_L._Toledo,_Reinabelle_Reyes,_and_Christopher_C._Bernido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14151 |
黒点の数の増減は、太陽力学に関する多くの研究において重要な役割を果たしています。太陽の磁気擾乱によって生じる黒点の数の変化は、約11年の太陽周期を定義するのに役立っていますが、これは現在まで完全には理解されていません。私たちは、黒点数の変動を、記憶パラメーター{\mu}と減衰パラメーター\b{eta}によって特徴付けられる変調されたブラウン運動としてモデル化します。黒点数の理論的平均二乗偏差と経験的平均二乗偏差を一致させることにより、太陽周期ごとの{\mu}と\b{eta}の値が決定されます。これにより、黒点のデータセットに厳密に一致する確率密度関数(PDF)の正確な形式を取得できます。この新しい黒点番号のPDFは、いくつかの洞察を得ることができる記憶動作を示します。特に、{\mu}の値は、連続する黒点の数が長時間にわたり負の相関があることを示しています。一方、\b{eta}の値は、ある太陽周期から別の太陽周期までの時系列として見ると、値が増加する傾向を示しており、太陽活動の低下を示唆している可能性があります。
HD 180347 の高精度測光および高解像度分光特性評価
| Title |
High-precision_photometric_and_high-resolution_spectroscopic_characterisation_of_HD_180347 |
| Authors |
Otto_Trust,_Lyudmila_Mashonkina,_Edward_Jurua,_Peter_De_Cat,_Vadim_Tsymbal,_and_Santosh_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14154 |
HD180347の高精度宇宙ベース測光および高解像度分光観測の解析について報告します。トランジット系外惑星探査衛星(TESS)のセクター14、15、および26からの高品質光度曲線が使用されました。光度曲線とフーリエ変換の目視検査により、低周波信号(1d$^{-1}$未満)のみが検出されました。ウェーブレット、自己相関、複合スペクトル解析を使用した結果、HD180347は約4.1$\pm$0.2日の周期を持つ回転変数として分類されました。TESSの観測限界を参考にすると脈動は検出されませんでした。分光分析には、高効率かつ高解像度のメルカトル分光器(エルメス)で収集されたデータを使用しました。私たちはこの星のスペクトルの種類を決定し、実効温度、表面重力、投影される回転速度、微小乱流速度、動径速度などの大気パラメータを取得しました。詳細な化学物質存在量分析を実行しました。LTEの存在量は25の化学元素から得られました。化学的特異性の特性評価に重要なCa、Sc、Sr、Zr、Baを含む13種類については、非局所熱力学平衡(NLTE)存在量も示します。NLTEにより、導き出される存在量の精度が向上し、HD180347では太陽存在量と比較してCaとScが枯渇している一方、Srを超える重元素は0.7dex以上強化されていることが確認されました。スペクトルクラスと元素存在量パターンに基づいて、この星をAm(kA1hA8mA8)として分類します。
周期と輝度の関係を使用した SRc $\alpha$ Ori のベンチマークについて
準規則パルセーターと赤色超巨星$\alpha$Oriのベンチマーク解析を実施しました。昨年の2020年の減光エピソードでは、私たちの観測結果には、宇宙望遠鏡SMEIで照合されたビン化された測定値が含まれています。\textit{P}\textsubscript{LSP}=2350$\pm$10dの長い二次周期と\textit{P}\textsubscript{0}=415d$\pm$30dの基本パルスを報告します。関心。一方で、\textit{P}\textsubscript{1}=185dの最初の倍音成分も検出しました。これは、この新しく取得されたパルスに対する現在の文献の見解を裏付けています。$~$2.20$\pm$0.10$\mu$mで、キャリブレーションに従って、いくつかのカタログと調査から近赤外\textit{K}バンドの測光測定値を取得しました。私たちに割り当てられた固有の色は、既存の文献の両極端の中間に位置します。同様に、\textit{E}\textsubscript{\textit{(B-V)}}=0.340の加重過剰カラーインデックスを達成し、\textit{R}\textsubscript{\textitの\textit{K}減衰係数を使用しました。{K}}=0.382は\textit{A}\textsubscript{\textit{K}}=0.130の消滅をもたらします。線形性と以前の文献から新たに導出された距離を使用して、すべての\textit{K}バンド測光から減光を差し引くことにより、私たちの努力の結果はlog(\textit{L}/\textit{L}\textsubscript{\(\odot\)})=5.00$\pm$$0.15_{(-0.45)}^{(+0.48)}$($\alpha$Oriの場合)。これにより、期間と輝度の関係を使用して結合された既存のレポートのデータと並行してベンチマークスキームを実行できるようになりました。この結果、最適な結果はlog(\textit{L}/\textit{L}\textsubscript{\(\odot\)})=7.26$\pm$0.10xlog\textit{P}+(-14.10$\pm$0.25)、$\alpha$Oriが現在の脈動傾向によって引き起こされる下限18\textit{M}\textsubscript{\(\odot\)}領域に位置する可能性があることを明らかにします。
再接続によるフレアエネルギー放出における磁気シアの役割
| Title |
The_Role_of_Magnetic_Shear_in_Reconnection-Driven_Flare_Energy_Release |
| Authors |
J._Qiu,_M._Alaoui,_S._K._Antiochos,_J._T._Dahlin,_M._Swisdak,_J._F._Drake,_A._Robison,_C._R._DeVore,_V._M._Uritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14419 |
太陽力学天文台の大気イメージングアセンブリとラマティ高エネルギー太陽分光イメージャーからの観測を使用して、SOL20141218T21:40でリコネクション後のフレアループ（PRFL）のせん断の新しい測定値を提示し、磁気リコネクションとフレアに関するその進化を研究します。放出。2つの準平行なリボンが磁極反転線(PIL)に隣接して形成され、時間の経過とともに最初はPILに平行に広がり、次にほとんどが垂直方向に広がります。我々は、リボンの進化から磁気リコネクション率を測定し、さらに極紫外通過帯域で観察される多数のPRFLのせん断角($\lesssim$1MK)を測定します。初めて、せん断角の測定は、結果の相互検証を可能にするいくつかの相補的な技術を使用して実行されます。このフレアでは、硬X線放射が急激に増加する前に総再接続率が大幅に向上し、せん断中央値は60$^\circ$-70$^\circ$から20$^\circ$に減少します。10分の時間スケールで。せん断変調された総再接続率と非熱電子束の間に相関関係があることがわかりました。これらの結果は、これまでの観察研究で示唆され、数値モデルで再現された強から弱へのせん断変化を裏付けるものであり、また、このフレアでは、再結合が最初の10分間に高エネルギーの非熱電子を効率的に生成しないことを裏付けるものである。強く剪断されたPRFLが形成されます。我々は、再接続による効率的な粒子加速には中間のせん断角$\le40^\circ$が必要であると結論付け、理論的解釈を提案します。
ショットグラスⅡ。 $\omega$ ケンタウリと NGC 6752 の中心にある青い水平枝星の MUSE 分光法
| Title |
SHOTGLAS_II._MUSE_spectroscopy_of_blue_horizontal_branch_stars_in_the_core_of_$\omega$_Centauri_and_NGC_6752 |
| Authors |
M._Latour,_S._H\"ammerich,_M._Dorsch,_U._Heber,_T.-O._Husser,_S._Kamann,_S._Dreizler,_and_J._Brinchmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14549 |
この研究では、GC$\omega$CenとNGC6752のHB星の特性を特徴付けます。私たちは、専用のモデル大気と、ハイブリッドLTE/NLTEモデリング手法を使用して計算された合成スペクトルグリッドを使用して、HB星のMUSEスペクトルをより高温に適合させます。両方のクラスターで8000Kを超えています。スペクトルの当てはめにより、星の実効温度、表面重力、ヘリウム存在量の推定値が得られます。モデルグリッドはさらに、星のスペクトルエネルギー分布(SED)を意味するHST等級を適合させるために使用されます。SEDフィットから、サンプル内の星の平均赤み、半径、光度、質量を導き出します。サンプル内の星について我々が導き出した大気と星の特性は、理論的な期待とよく一致しています。特に、$\sim$15000Kよりも温度が低い星は、ヘリウム法線モデルの半径、log$g$、光度に関する理論的予測にきちんと従っています。$\omega$Cenでは、これらのより低温のHB星の大部分は、$Y>$0.35のヘリウムが豊富な集団から起源することはできないことを示します。より高温の星の特性(半径と光度)は依然として理論的予想とかなり一致していますが、個々の測定値には大きなばらつきがあります。我々は、Gジャンプの位置と金属量とヘリウム存在量の変化という3つの異なる診断を使用して、11～11.5kKのテフの恒星大気における拡散の始まりを特定します。私たちのサンプルには測光変光星として知られる2つの星が含まれており、1つは正真正銘の極端なHB天体であることが確認されていますが、もう1つは青いはぐれ星です。最後に、文献で報告されているものとは異なり、両方の星団の星の特性に大きな違いは見つかりません。私たちは、GCでのHB星のMUSEスペクトルとHST測光を組み合わせた分析方法が、星の特性を特徴付けるための強力なツールであることを示しました。
長時間の高エネルギーガンマ線放出と太陽エネルギー粒子との統計的関係
| Title |
Statistical_Relationship_Between_Long-duration_High-Energy_Gamma-Ray_Emission_and_Solar_Energetic_Particles |
| Authors |
Alessandro_Bruno_and_Georgia_A._de_Nolfo_and_James_M._Ryan_and_Ian_G._Richardson_and_Silvia_Dalla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14671 |
大規模な太陽噴火は、100MeVをはるかに超える長時間にわたるガンマ線の放出を伴うことがよくあります。この現象は、太陽大気と相互作用する高エネルギーイオンによって引き起こされることが知られていますが、根底にある支配的な加速プロセスについては依然として議論の余地があります。潜在的なメカニズムとしては、大きなコロナループ内に閉じ込められた粒子の連続加速や、コロナ質量放出（CME）による衝撃での加速とその後の太陽への逆伝播が含まれます。後者のシナリオのテストとして、これまでの研究では、高エネルギーのガンマ線を生成する推定粒子数と、その場で測定された太陽エネルギー粒子（SEP）の数との関係が調査されてきました。ただし、入手可能な観測値には大きな制限があるため、これらの推定値は必然的に多くの仮定に依存します。ガンマ線放出起源の理論をより適切に制約するために、計算の不確実性と、それらがこれら2つの陽子集団の比較にどのように影響するかを再調査します。ガンマ線フレア、SEP現象、惑星間散乱モデリングに関連する保守的な仮定を考慮しても、それらの統計的関係はわずか/中程度の有意性しかないことを示します。ただし、相関のレベルは興味深いものではありますが、因果関係の有無を決定する決定的な証拠は得られません。この調査の主な結果は、ガンマ線観測を説明するのに必要な衝撃加速陽子の割合が、分析された14件の噴火のうち6件で>20～40%であるということです。このような高い値は、2%未満の逆降水を予測する現在のCME衝撃起源モデルに反証しており、したがって、計算された高エネルギーSEPの数は、測定されたガンマ線放射を維持するには大幅に不十分であると思われる。
若い星団における$Gaia$ BH1のダイナミックな形成
| Title |
Dynamical_formation_of_$Gaia$_BH1_in_a_young_star_cluster |
| Authors |
Sara_Rastello,_Giuliano_Iorio,_Michela_Mapelli,_Manuel_Arca-Sedda,_Ugo_N._Di_Carlo,_Gast\'on_J._Escobar,_Stefano_Torniamenti,_Tomer_Shenar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14679 |
$Gaia$データから検出された最初の静止ブラックホール(BH)である$Gaia$BH1は、ほとんどの二星進化モデルに課題をもたらします。現在の質量比は$\およそ{0.1}$で、その公転周期は長すぎるようです。ポスト共通エンベロープシステムには長すぎますが、相互作用しないバイナリシステムには短すぎます。ここでは、$Gaia$BH1が若い星団(YSC)内での動的相互作用を通じて形成されたという仮説を探ります。私たちは、太陽金属度における初期質量$3\times{}10^2-3\times{}10^4$M$_\odot$のYSC内で形成されるBH主系列(MS)バイナリの特性を次の方法で研究します。$3.5\times{}10^4$の直接$N$-bodyシミュレーションとバイナリ集団合成を組み合わせたもの。比較のために、動的モデルで使用されているのと同じ連星集団合成コードを使用して、孤立した連星のサンプルも実行します。我々は、動的交換を介して形成されるBH-MS系が、$Gaia$BH1の主な軌道特性(周期、離心率、質量)に対応する領域に存在していることを発見した。対照的に、私たちの孤立した連星系のどれも$Gaia$BH1の軌道周期とMS質量と一致しません。私たちの最も適合する$Gaia$BH1のようなシステムは、BH前駆星が核崩壊を起こす前に、BH前駆星との動的交換と衝突を繰り返すことによって形成されます。YSCは$Gaia$BH1のようなシステムを形成する上で、孤立した二進化進化よりも少なくとも2桁効率的である。
異方性双曲線インフレーション
双曲線インフレーションは、マルチフィールドモデルのスローロールインフレーションの拡張です。ゲージ場を追加して双曲線インフレーションを拡張し、スローロールインフレーション、双曲線インフレーション、異方性スローロールインフレーション、異方性双曲線インフレーションの4種類のアトラクター解を見つけます。動的システム法による安定性解析を行います。また、異方性スローロールインフレーションと異方性双曲線インフレーションの間の解の遷移挙動も研究します。我々の結果は、標準的なスローロールインフレーションの不安定化が、マルチスカラーゲージフィールドのインフレーションシナリオで遍在的に発生することを示しています。
超軽量暗黒物質太陽ハローの一般的な形成メカニズム
| Title |
A_Generic_Formation_Mechanism_of_Ultralight_Dark_Matter_Solar_Halos |
| Authors |
Dmitry_Budker,_Joshua_Eby,_Marco_Gorghetto,_Minyuan_Jiang,_Gilad_Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.12477 |
まだ発見されていない光ボソンは、私たちの宇宙の暗黒物質（DM）のすべてまたは一部を構成している可能性があり、（弱い）自己相互作用があると予想されています。我々は、四次の自己相互作用が一般に、太陽を含む星のような外部重力ポテンシャルによる周囲のハローからの暗黒物質の捕獲を引き起こすことを示す。これは、その後、そのような外部ポテンシャルによってサポートされる、重力原子に似た暗黒物質結合状態の形成につながります（たとえば、私たちの太陽の周りの太陽ハロー）。それらの成長は、入ってくるDM波のドブロイ波長$\lambda_{\rmdB}$間の比率$\xi_{\rmfoc}\equiv\lambda_{\rmdB}/R_\star$によって支配されます。基底状態$R_\star$の半径。$\xi_{\rmfoc}\lesssim1$の場合、重力原子は、粒子の捕捉と逆(ストリッピング)プロセスのバランスがとれた(過小な)定常状態まで成長します。$\xi_{\rmfoc}\gtrsim1$の場合、重大な重力集束効果により、銀河のDMハローから重力原子への質量の指数関数的な蓄積が引き起こされます。たとえば、$10^{-14}$eV程度の質量と$10^{7}$から$10^8$GeVの間の崩壊定数を持つ暗黒物質アクシオンは、これにより、地球の位置での局所的なDM密度が、標準的なハローモデルで予想される値よりも$\mathcal{O}(10^4)$倍大きくなります。魅力的な自己相互作用の場合、重力原子は形成後に高密度で不安定になり、崩壊につながります。これには相対論的ボソン(「ボーセノバ」)の放出が伴うと考えられます。
未確認の空中現象。可変オブジェクトの観測
NASAは研究チームに未確認航空現象(UAP)の研究を依頼しました。ウクライナのNASの主要天文台は、UAPの独立した研究を実施しています。サンディエゴの研究チームもUAPの研究を実施することを決定した。既知の自然現象として科学的に特定できない事象の観察により、UAPの存在が確立されました。しかし、その性質は依然として不明である。UAPの観測には、キエフに設置された流星観測所を使用しました。また、サンディエゴで最新のスマートフォン技術を使用してUAPを検出する新しい方法論も紹介します。新しいタイプのUAPを発見したことをお知らせします。
家族全員: インフレとダークエネルギーの典型的な関係
ダークエネルギーとインフレーションの統一力学モデルが提示され、その中で両方の現象は、QCDゲージのインスタントンによってポテンシャルが誘導される、自発的に破れたグローバルな$U(1)_A$の対称性の本質であるアクシオンのような場によって駆動される。インフレーション用のグループ$SU(3)_c$と、ダークエネルギー用の新しい強く相互作用するゲージグループ$SU(2)_Z$です。$SU(3)_c$と$SU(2)_Z$が統一ゲージグループ$SU(5)_Z$、{\emIschyr$\acute{o}$sUnificationTheory}、または{\emIUT}、これは自然発生的に$SU(3)_c\timesSU(2)_Z\timesU(1)_X$に分解されます。$SU(5)_Z$表現を賢明に選択すると、$SU(3)_c$と$SU(2)_Z$の結合が$\Lambda_{QCD}\sim200\mev$と$\Lambda_Zで強くなります。それぞれ\sim10^{-3}eV$です。このモデルは、LHCなどの衝突型加速器で探索できる$SU(2)_Z$量子数を運ぶ粒子を予測し、その結果、実験室でのダークエネルギーとおそらくインフレーションの性質を間接的に明らかにする可能性があります。さらに、モデルのフェルミオンスペクトルには、暗黒物質の可能性のある候補が含まれています。
高密度恒星物質におけるファンデルワールスヘキアクアオークの化学ポテンシャル
| Title |
The_van_der_Waals_Hexaquark_Chemical_Potential_in_Dense_Stellar_Matter |
| Authors |
Keith_Andrew,_Eric_V._Steinfelds,_Kristopher_A._Andrew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13733 |
我々は、クォーク含有量ヘキサクォーク(uuddss)として知られる6クォークのカラー一重項、ストレンジネスS=-2の粒子について、QCDに基づくファンデルワールス(VDW)相変化モデルの化学ポテンシャルを調査します。ヘキアクアクォークは、短距離相関によって示される内部構造を持っている可能性があり、その相互作用によって化学ポテンシャルの大きさが変化する非色一重項ダイクォークおよびトライクォーク構造が可能になります。多成分VDW状態方程式(EoS)では、クォーク間粒子相互作用項はQCD色因子に敏感であり、これらの項の組み合わせにより、化学ポテンシャルへのそれぞれの寄与に対して異なる相互作用強度が与えられます。これにより、カラー一重項状態では臨界温度が163MeV近くになり、さまざまなダイクォークおよびトライクォーク状態ではこれより数十MeV低くなります。VDW化学ポテンシャルは数密度にも敏感であり、スピノーダル極値を示す化学ポテンシャル等温線が生じますが、これも内部ヘキアクアクォーク配置に依存します。これらの極値は、臨界点付近の混合状態の準安定領域を決定します。我々は、この化学ポテンシャルを化学ポテンシャルを修正したTOV方程式とともに使用して、ベータ平衡にある低温コンパクト恒星コアにおけるヘキアクアオーク形成の特性を調査します。PSR09043+10やGW190814などの高質量コンパクト恒星からの観測と一致するヘキアクアオーク層の閾値と最大質量値の変化が見つかりました。一般に、VDW-TOVモデルはより高い安定性を持っていることがわかりました。質量と半径は1340MeVの化学ポテンシャルに束縛され、緻密性はC～0.2です。
有限要素モデリングによる LIGO のようなサスペンションの共振周波数の特定
| Title |
Identification_of_Resonant_Frequencies_in_LIGO-like_Suspension_with_Finite-Element_Modeling |
| Authors |
Orion_Sauter,_Ninad_Bhagwat,_John_Conklin,_D.B._Tanner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13755 |
AdvancedLIGO(aLIGO)へのアップグレードに続いて、検出器サスペンションの周波数応答特性の測定が行われました。ほとんどの共振周波数はファイバー振動モードなどの単純な機械モデルで特定できましたが、一部は説明できませんでした。四重振り子サスペンションの有限要素モデルを使用して、これらの周波数を検索して特定します。これらの応答周波数をモデル化することで、将来の重力波検出器の設計において、応答周波数の振幅を低減したり、周波数を変更したり、応答周波数を除去したりする方法を提案できます。
| Title |
Coleman-Weinberg_dynamics_of_ultralight_scalar_dark_matter_and_GeV-scale_right-handed_neutrinos |
| Authors |
Clara_Murgui,_Ryan_Plestid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13799 |
3つの一重項フェルミオンと1つの一重項実数スカラー場による標準モデルの拡張を検討します。スカラーは超軽量の暗黒物質候補であり、その存在量はヒッグスポータルから動的に誘発される位置ずれによって設定されます。私たちは、コールマン・ワインバーグ・ポテンシャルが暗黒物質遺物の存在量を固定し、右旋ニュートリノの質量規模を予測するパラメーター空間に焦点を当てます。モデルは$10~{\rm{\mu}eV}\lesssimm_{\phi}\lesssim10~{\rmmeV}$の範囲のスカラー質量を好み、軽いスカラーの直接検索によってテストできます(例:第5力テスト)、または実験室実験で右巻きニュートリノを検索することによって。
高密度QCDにおける複数の相転移がコンパクト星に及ぼす影響
このレビューでは、高密度QCDの物理学におけるいくつかの最近の発展を取り上げ、コンパクトな星の天体物理学的発現に対する複数の相転移の影響に重点を置きます。$\beta$平衡における対相関クォーク物質は、スピン不均衡な冷原子やアイソスピン非対称核物質と同じ普遍性クラス内にあると推測されており、これは空間対称性が破れ、三臨界状態にある相の出現を暗示しています。（リフシッツ）と指摘する。音速$c_{\rmconf.}=1/\sqrtの等角流体を追加することにより、音速一定のパラメータ化内で高密度クォーク物質の2相EoSを拡張する状態方程式(EoS)を構築します。{3}$は密度$\ge10n_{\rmsat}$で、$n_{\rmsat}$は飽和密度です。この入力を使用して、質量半径図に静的な球対称のコンパクトなハイブリッド星を構築し、双子や三つ子などの特徴を回復し、共形流体への移行がこの図の軌道のスパイラルインにつながることを示します。螺旋上の星は、古典的には放射状振動に対して不安定であるが、それらの界面におけるクォーク相と核電子相の間の変換タイムスケールが振動周期よりも大きい場合には、安定化することができる。最後に、高温のギャップのある2フレーバー相から低温のギャップのない2フレーバー相への移行がハイブリッド星の熱進化に及ぼす影響をレビューします。
修正重力下における開放系の不可逆幾何熱力学
| Title |
Irreversible_Geometrothermodynamics_of_Open_Systems_in_Modified_Gravity |
| Authors |
Miguel_A._S._Pinto,_Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13912 |
この研究では、開放系の不可逆熱力学の形式主義と、修正重力下での重力生成粒子生成の可能性を探ります。より具体的には、$f(R,T)$重力のスカラーテンソル表現を考慮します。この表現では、非最小曲率と物質の結合により物質のエネルギーと運動量のテンソルが保存されません。開放系の不可逆熱力学の文脈では、このエネルギー-運動量テンソルの非保存は、重力セクターから物質セクターへのエネルギーの不可逆的な流れとして解釈でき、一般に粒子の生成を引き起こす可能性があります。粒子の生成速度、生成圧力、エントロピーと温度の変化の式を取得して議論します。スカラーテンソル$f(R,T)$重力の修正場方程式とともに適用すると、開放系の熱力学は、粒子の生成速度と圧力が考慮される$\Lambda$CDM宇宙論パラダイムの一般化につながります。効果的には、宇宙論的な流体エネルギー-運動量テンソルの構成要素として機能します。したがって、一般に、これら2つの量が消滅しない修正重力理論は、宇宙を満たす宇宙流体における粒子生成の巨視的現象学的記述を提供し、また、空の状態から始まり徐々に物質を構築する宇宙論モデルの可能性にもつながります。そしてエントロピー。
重いバリオンを含むコンパクトな星の普遍的な関係
| Title |
Universal_relations_for_compact_stars_with_heavy_baryons |
| Authors |
Jia_Jie_Li_(Southwest_U.),_Armen_Sedrakian_(FIAS_Frankfurt_and_Wroclaw_U.),_Fridolin_Weber_(San_Diego_State_U._and_CASS,_San_Diego) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14190 |
共変密度汎関数理論から導き出され、地上実験と天体物理学的観測、特にNICER実験推論によって制約された一連のハドロン状態方程式は、高密度で重いバリオンを含むコンパクト星の全球的性質間の普遍的関係を調査するために使用されます。。慣性モーメント$(I)$、潮汐変形能($\Lambda$)、スピン誘起四重極モーメント($Q$)を結び付ける普遍的な$I$-Love-$Q$関係の妥当性を確認します。孤立した非回転星。さらに、一様にゆっくりと回転する星の慣性モーメント、緻密性$(C)$、四重極モーメントを結び付ける$I$-$C$-$Q$関係の妥当性を確認し、これらの関係の妥当性を次のように拡張します。シーケンスを最大限に回転させます。次に、最大回転している恒星と静止しているコンパクト星の積分パラメータ間の関係を調べます。この普遍性は、ハイペロンと$\Delta$自由度を含む状態方程式と組成に対して持続することが示されています。しかし、重いバリオンが含まれる場合、大域的性質の表現における被積分関数の放射状プロファイルは「こぶ」を示しますが、核星には存在せず、その場合プロファイルは滑らかです。普遍的な関係に入る係数を決定します。星を含む超音速および$\Delta$共鳴の場合。
標準模型におけるダイフリード異常によるヒルトップインフレーション -- アクシオン暗黒物質の等曲率問題の解決策
| Title |
Hill-top_inflation_from_Dai-Freed_anomaly_in_the_standard_model_--_A_solution_to_the_iso-curvature_problem_of_the_axion_dark_matter |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14579 |
3つの右巻きニュートリノを含む標準モデル(SM)の離散対称$Z_4$にはダイフリード異常がありません。この$Z_4$対称性を動機として、既知のすべての制約と観察と一致するトポロジカルインフレーションモデルを構築しました。ただし、前回の研究では特定のインフレトンの可能性を仮定しました。この論文では、離散$Z_4$ゲージ対称性によって可能になるより一般的な形式でインフレトンポテンシャルを拡張し、一貫したヒルトップインフレーションが実現されることを示します。ハッブルパラメータ$H_\mathrm{inf}$が$\simeq10^{9}$GeVよりも小さくなり、アクシオン暗黒物質の等曲率変動が十分に抑制されることがわかりました。さらに、スペクトルインデックスの実行は$dn_s/\lnk\simeq0.0018$まで大きくなる可能性があり、これは将来のCMB観測でテストされます。この離散$Z_4$がSMに作用するため、インフレトンは右巻きニュートリノのペアと結合することができ、そのため再加熱温度は$\sim10^{10}$GeVと高くなり、宇宙バリオンの非対称性を自然に生成することができます。熱レプトジェネシス。
中性子星の内部のストレンジネスを直接探る探査としての潮汐加熱
| Title |
Tidal_heating_as_a_direct_probe_of_Strangeness_inside_Neutron_stars |
| Authors |
Suprovo_Ghosh,_Bikram_Keshari_Pradhan,_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14737 |
中性子星（NS）の核は核飽和密度の数倍の密度に達しており、ハイペロンなどのエキゾチックな粒子を含むストレンジネスを含む可能性があります。連星の吸気の間、NS物質内部の粘性プロセスは伴星によって引き起こされる潮汐エネルギーを減衰させ、これを熱エネルギーに変換して星を加熱する可能性がある。我々は、ハイペロンが関与する非レプトン性の弱い相互作用に由来するバルク粘度が、$10^6-10^9$Kの関連温度範囲およびより重い質量のNSの標準中性子物質せん断粘度よりも数桁高いことを実証します($M\geq1.6M_{\odot}$)は、その核にかなりの割合のハイペロンを含んでおり、最終的な合体の前に、体積粘度によって星が$0.1-1$MeVまで加熱される可能性があります。この「潮汐加熱」プロセスは、成分の質量に応じて、重力波(GW)信号に$10^{-3}-0.5$radの正味位相シフトを導入し、現在および将来世代のGW検出器を使用して検出できる可能性があります。。このような検出は、NSコア内部のハイペロンの存在を直接確認するものであり、極限状態での高密度物質の研究にとって大きな意味を持つ。
ハッブル緊張に対抗するファブフォー宇宙撮影
| Title |
Fab-Four_cosmography_to_tackle_the_Hubble_tension |
| Authors |
Celia_Escamilla-Rivera,_Jos\'e_Mar\'ia_de_Albornoz-Caratozzolo_and_Sebasti\'an_N\'ajera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14855 |
フリードマン-レマ\^イトレ-ロバートソン-ウォーカーの背景におけるファブフォー重力理論のコンテキストで、この研究では、ゼロ曲率固定点に焦点を当てた特定の自己調整フィルターソリューションを研究するためにコスモグラフィーアプローチを使用します。$H_0$張力を研究します。このスキームでは、方程式は宇宙の進化を、放射線のような膨張、物質のような膨張、後期加速などの特定のシナリオに制限します。さらに、ファブ4理論の宇宙像シリーズを構築して、言及したすべてのシナリオの運動学パラメーターをハッブル定数$H_0$および減速パラメーター$q_0$として取得します。最後に、結果を比較して、自己調整フィルターを通じてファブ4理論の自由パラメーターに関する特定の要件を考慮することで、$H_0$の現在の不一致を軽減できることがわかります。
ナノヘルツ領域の原始重力波とPTAデータ ― GW逆問題の解決に向けて
| Title |
Primordial_gravitational_waves_in_the_nano-Hertz_regime_and_PTA_data_--_towards_solving_the_GW_inverse_problem |
| Authors |
Eric_Madge,_Enrico_Morgante,_Cristina_Puchades_Ib\'a\~nez,_Nicklas_Ramberg,_Wolfram_Ratzinger,_Sebastian_Schenk,_Pedro_Schwaller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14856 |
近年、いくつかのパルサータイミングアレイの共同研究により、ナノヘルツ周波数における確率的重力波背景の最初のヒントが報告されました。ここでは、この信号が原始的な確率的重力波背景の生成につながる新しい物理学から来ている可能性について詳しく説明します。我々は、宇宙論的相転移、磁壁ネットワーク、宇宙ひも、アクシオン力学、または大きなスカラー変動によって発生する重力波のベンチマークとして機能できる、単純だが具体的な一連のモデルを提案します。これらのモデルは、パルサーのタイミングデータと宇宙論的な制約に直面します。モデルあたりの自由パラメーターの数が限られているため、パラメーター空間の実行可能な領域を特定でき、モデルの特定と識別に役立つ将来の天体物理学テストや実験室テストの予測も行うことができます。
