初期物質支配による重力加熱のシミュレーション
ビッグバン元素合成以前の初期物質支配時代（EMDE）の宇宙論では、EMDE中に小規模な物質摂動の増大が促進され、ハローが形成され始めるずっと前にマイクロハローの形成が引き起こされます。さまざまなモデルでは、EMDE自体中にハローが形成されることもあります。これらのハローはEMDEの終わりに消散し、重力で加熱された暗黒物質を放出し、それによって物質のパワースペクトルにフリーストリーミングカットオフを刻み込むことになる。私たちは、EMDE中およびEMDE後のハローの形成と蒸発に関する初の宇宙論的$N$体シミュレーションを実施しました。これらのシナリオでは、EMDE後のフリーストリーミングカットオフが線形物質のパワースペクトルから正確に予測できることを示します。無料ストリーミングはEMDEによる密度摂動の増加の多くを消去できますが、我々はその結果を使用して、EMDE後のハローの(再)形成が、赤方偏移$\sim1000$よりも前に進行することを示します。初期形成のマイクロハローはEMDEの重要な観測的特徴であり、重力加熱の影響に関する我々の処方により、より広範囲のパラメータをカバーするEMDEシナリオの観測状況と見通しの研究が可能になる。
この手紙は、天の川銀河とアンドロメダ銀河に焦点を当てて、連星銀河から宇宙定数$\Lambda$を制約する方法を開発します。$\Lambda$を使用して二体問題の解析的解を提供し、ケプラー周期と$T_\Lambda=2\pi/(c\sqrt{\Lambda})\約63.2$のGyr制御の比率が成り立つことを示します。宇宙定数からの影響の重要性。アンドロメダ-天の川軌道の周期は$\sim20$Gyrであるため、暗黒エネルギーを考慮する必要があります。天の川銀河とアンドロメダ銀河の現在の最良の質量推定値を使用すると、局所群力学のみに基づく宇宙定数の値は、プランクによって得られた値の$5.44$倍より低いことがわかります。将来の天文測定では、宇宙定数の限界を$\left(1.67\pm0.79\right)\Lambda_{\rmPL}$に減らすことができます。私たちの結果は、以前とは非常に異なるスケールにわたる$\Lambda$の制約の見通しを提供します。LocalGroupは、重力の代替理論をテストするためのまったく新しいプラットフォームも提供します。メガパーセクスケールにわたる重力のスカラーテンソル理論の限界を導出することで、これを説明します。
ハッブル定常張力における暗黒放射の役割について
$N_{\rmeff}$でパラメータ化された暗黒放射は、ハッブル定数($H_0$)の張力を緩和する可能性のある治療法として文献で何度も検討されてきました。ここでは、主に$H_0$に焦点を当てて、さまざまな宇宙論的観測物におけるこのような極度の暗い放射成分の影響を検討します。$N_{\rmeff}$の値が大きいほど、自動的にハッブル定数の値が大きいことを意味し、このような単純なシナリオでまともな解決策が得られると素朴に期待するかもしれませんが、より精緻なモデルが必要です。光無菌ニュートリノまたはニュートリノ非対称性は、最も経済的な(ツリーレベルの)質量のない暗黒放射線シナリオに対する一次補正の1つです。ただし、$H_0$問題の解決において完全に満足のいくものではありません。ここでは、二次補正に特別な注意を払います。自由ではないストリーミングの性質を示す新しい暗黒放射の自由度を伴ういくつかの相互作用シナリオは、ハッブル定数張力を解決するための非常に満足のいく代替宇宙論です。自己相互作用する無菌ニュートリノおよび/またはマジョロンを備えたモデルは、両方とも標準モデル粒子を超えて十分に動機付けられており、評価に沿って議論されます。
ローマの広域データで銀河の距離を豊富に収集
| Title |
Gathering_Galaxy_Distances_in_Abundance_with_Roman_Wide-Area_Data |
| Authors |
John_P._Blakeslee,_Michele_Cantiello,_Michael_J._Hudson,_Laura_Ferrarese,_Nandini_Hazra,_Joseph_B._Jensen,_Eric_W._Peng,_Gabriella_Raimondo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15170 |
銀河系外の距離スケールは、天体物理学と宇宙論の理解の基礎です。近年、近赤外で適用される表面輝度変動（SBF）法は、銀河距離の測定に特に強力であることが証明されており、最初はHSTが使用され、現在は赤色の先端から直接方法を校正する新しいJWSTプログラムが使用されています。巨大なブランチ(TRGB)。しかし、これまでのところ、宇宙からの距離は一度に1つまたは2つずつゆっくりと収集されています。ローマ宇宙望遠鏡を使用すると、何千もの銀河から数百MpcまでのSBF距離を均一に高品質で測定することができます。これらのデータが宇宙論や銀河の研究に与える影響は、フィルターの選択、露出深度、(特に)空の範囲など、調査の詳細によって異なります。4つのフィルターとグリズムによるベースラインHLWAS調査では有用なデータが得られますが、その影響は比較的狭い領域によって限定されます。より最適なアプローチは、最も効率的な通過帯域(F146)に集中し、ハッブルフローまでの良好な品質の距離を測定するのに十分な露光時間を採用し、合計時間の制約内で空の範囲を最大化します。同じエリアでのグリズム観測により、小型の光源の赤方偏移とスペクトルエネルギー分布に関する必要な情報が得られますが、より大きな天体の色は低解像度の調査から取得できます。提案された計画により、近くにある何千もの銀河の物理的特性の正確な決定、統計誤差が無視できるハッブル定数$H_0$の独立した測定、および$S_8{\,=\,}\sigma_8(\Omega_mに対する競合制約)が可能になります。/0.3)^{0.5}$。結果として得られるデータセットは、天体物理学や宇宙論の幅広い研究にとって驚異的なリソースとなるでしょう。
マルチバンド測光情報を用いた宇宙倍率による弱レンズ再構成法
| Title |
A_method_of_weak_lensing_reconstruction_through_cosmic_magnification_with_multi-band_photometry_information |
| Authors |
Ruijie_Ma,_Pengjie_Zhang,_Yu_Yu,_Jian_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15177 |
弱い重力レンズは、観測された銀河数密度分布に磁束依存性の変動を引き起こします。この宇宙倍率（倍率バイアス）効果は原理的には、宇宙シアーやCMBレンズに代わるレンズ再構成を可能にします。しかし、固有の銀河クラスタリングが信号を圧倒してしまうため、その応用が妨げられてきました。マルチバンド測光空間における銀河クラスタリングの主成分分析によって見つかったスケーリング関係を通じて、固有の銀河クラスタリングを抑制し、レンズ収束マップを再構築するための最小分散線形推定器を設計します。CosmoDC2銀河モックとCosmicGrowthシミュレーションを組み合わせて、$ugrizY$測光バンドを使用したLSSTのような銀河調査についてこの提案をテストします。スケーリング関係は多極子$\ell<10^3$で見事に維持され、$\ell\sim3000$までかなり良好なままです。線形推定器は、銀河固有のクラスタリングを$\sim10^2$の係数で効率的に抑制します。photo-z範囲$0.8<z_\kappa<1.2$の銀河の場合、再構成された収束マップは$\ell<10^2$で$\ell$モードごとに宇宙分散が制限され、ショットノイズは$\ell>で制限されます。=200ドル。銀河の宇宙シアーとの相互相関により、$S/N>=200$を達成できる可能性があります。宇宙シアー銀河の震源赤方偏移$z_\gamma<z_\kappa$の場合、系統誤差は調査されたすべてのスケールで無視できます($\ell<3000$)。$z_\gamma\geqz_\kappa$の場合、残存する固有銀河クラスタリングによって引き起こされる系統誤差は無視できなくなります。$\ell>10^3$での正確な測定に必要な残留固有銀河クラスタリングの可能性を軽減する方法について議論します。この研究はさらに、弱いレンズ宇宙論を強化するための宇宙倍率によるレンズ測定の可能性を実証しています。
コスモグローブ: 尤度近似を使用しないエンドツーエンドの CMB 宇宙論パラメータ推定に向けて
| Title |
Cosmoglobe:_Towards_end-to-end_CMB_cosmological_parameter_estimation_without_likelihood_approximations |
| Authors |
J._R._Eskilt,_K._Lee,_D._J._Watts,_V._Anshul,_R._Aurlien,_A._Basyrov,_M._Bersanelli,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_K._S._F._Fornazier,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_E._Gjerl{\o}w,_L._T._Hergt,_H._T._Ihle,_J._G._S._Lunde,_A._Marins,_S._K._Nerval,_S._Paradiso,_F._Rahman,_M._San,_N.-O._Stutzer,_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15511 |
Racineらによって提案された宇宙論的パラメータ推定アルゴリズムのサポートを実装します。(2016)Commanderでその計算効率とコストを定量化します。PlanckLFI70GHzと同様の準現実的なシミュレーションの場合、1つのサンプルを生成するための計算コストは約60CPU時間であり、典型的なマルコフ連鎖相関長は$\sim$100サンプルであることがわかります。独立したサンプルあたりの正味実効コストは$\sim$6,000CPU時間です。これに対し、CosmoglobeDataRelease1のPlanckLFIおよびWMAPのすべての低レベル処理コストは812CPU時間です。したがって、技術的にはすでに実行可能ですが、現状では、将来の作業は、たとえばマルチグリッドのプリコンディショナーや導関数ベースのマルコフ連鎖サンプリングスキームを通じて、過剰な実行時間を回避するために、独立したサンプルあたりの実効コストを少なくとも1桁削減することを目指す必要があります。この研究は、尤度近似を行わない高精度CMB実験における、エンドツーエンドの誤差伝播による真のベイズ宇宙論的パラメータ推定の計算実行可能性を実証していますが、完全な実稼働レベルの解析の準備が整う前に追加の最適化が必要であることも強調しています。
CAIタイプの溶融物とグロスサイト、メリライト、ハイボナイト、カンラン石の間の微量元素の分配
| Title |
Trace_Element_Partitioning_between_CAI-Type_Melts_and_Grossite,_Melilite,_Hibonite,_and_Olivine |
| Authors |
Gokce_Ustunisik,_Denton_S._Ebel,_David_Walker,_Roger_L._Nielsen,_Marina_E._Gemma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15001 |
我々は、多数の軽質（LE）、高濃度の液体について、鉱物融液分配係数（Di）と、グロスサイト、メリライト、ハイボナイト、かんらん石、およびCa、Al含有物（CAI）タイプの液体間の組成および/または温度依存性を決定しました。電界強度(HFSE)、大イオンリソフィル(LILE)、希土類(REE)元素(Li、Be、B、Sr、Zr、Nb、Ba、La、Ce、Eu、Dy、Ho、Yb、Hf、Taなど)、Th。一連の等温結晶化実験は、グラファイトカプセル内で5kbarの圧力およびIW+1で実施されました。出発組成は、CIダストが豊富なシステムでの凝縮中の計算および実験的に確認された相関係に基づいて選択されました(EbelandGrossman、2000;Ebel、2006;Ustunisiketal.、2014)。溶融物とゲーレナイト、ハイボナイト、グロスサイトの間の分配係数は、火成岩CAIの微量元素収支が輝石に加えてこれら3つの主要なAl含有相によって制御されていることを示しています。一般に、LE、LILE、REE、およびHFSEの分配係数(質量による)は、Di(ゲーレナイト溶融物)>Di(ハイボナイト溶融物)>Di(グロサイト溶融物)の順に減少します。結果は、同じ温度(約1500℃)で異なる溶融組成ではDi(ゲーレナイト溶融物)が2～3倍変化することを示唆しています。以前の研究と比べて溶融物AlとCaが増加すると、特にLaとCeに関して、Di(ゲーレナイト溶融物)の適合性が増加し、さらにDi(ヒボナイト溶融物)の適合性も増加します。カンラン石分配実験により、ある温度範囲でのDi(オリビン-メルト)が低いため、CAIの微量元素バジェットに対するカンラン石の寄与が小さい一方、D-Eu、Yb(オリビン-メルト)はTと酸素の変化に敏感であることが確認されました。逃亡性。CAIタイプのシステムにおける分割の予測モデルの開発には、より多くの実験データと、5ミクロン未満の結晶の単相分析を取得できる分析機器の使用が必要です。
天体物理環境における岩石物質の凝縮
高温での岩石形成元素の揮発性に依存した分別は、原始惑星系円盤における最古の固体形成中の初期かつ広範なプロセスである。平衡凝縮計算により、推定バルク化学条件、圧力条件、温度条件下でガスと共存する鉱物相と液相の正体と組成を予測できます。このような結果のグラフ調査が、太陽光および非太陽光発電システムのバルク組成について示されています。隕石コンドリュール、Ca-Alに富んだ介在物、マトリックス、その他の成分が形成された局所領域では、さまざまな程度で化学平衡に近づいた。隕石内包物については、初期の繰り返しの気体と固体の循環と均質化、それに続く塵の多い領域での階層的な降着が考えられています。不平衡化学効果はすべての温度で一般的であるようですが、耐火性の低い隕石成分ではますますその傾向が強くなっています。これらのプロセスの指標である高温固溶体をより適切にモデル化するための作業が必要です。
LkCa 15 の体系的なマルチエポックモニタリング: 太陽系スケールの動的ダスト構造
| Title |
Systematic_Multi-Epoch_Monitoring_of_LkCa_15:_Dynamic_Dust_Structures_on_Solar-System_Scales |
| Authors |
Steph_Sallum,_Josh_Eisner,_Andy_Skemer,_and_Ruth_Murray-Clay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15069 |
我々は、遷移円盤をホストする若い太陽類似体であるLkCa15の最も高い角度分解能の赤外線モニタリングを紹介します。この系は、ミリメートルから光学までの直接イメージング研究の対象となっており、複数の原始惑星系円盤リングと、赤外線連続体で検出された3つの周回原始惑星候補(そのうちの1つはH$\alphaで同時に観測されました)が明らかになりました。$)。私たちは、2014年から2020年にかけて高角度分解能の赤外線イメージングを使用して、これらの赤外線信号を体系的に監視し、その物理的起源を特定しました。より長い時間のベースライン画像には伴星に期待される一貫した軌道運動が欠けているため、3つの自発光原始惑星は赤外線源の位置の進化を説明できないことがわかった。ただし、データは依然として、静的な散乱光ディスクモデルでは再現できない時間変化する形態を強く好みます。マルチエポック観測は、$\sim20$AUで円盤の前方散乱面を通って移動する複雑で動的下部構造の存在、または、より接近した物質による急速に変化する影の存在を示唆しています。私たちは、1つの候補の以前のH$\alpha$検出がこのシナリオと矛盾するかどうかを調査し、その過程で、前方散乱光の近くで検出されたH$\alpha$過剰に対する分析的な信号対雑音ペナルティを開発します。これらの新しいノイズの考慮の下では、H$\alpha$の検出は前方散乱と大きく矛盾しないため、動的LkCa15ディスクは赤外線データとH$\alpha$データの両方について自然な説明になります。
TOI-2084 b と TOI-4184 b: M 矮星の周りの 2 つの新しい亜海王星
| Title |
TOI-2084_b_and_TOI-4184_b:_two_new_sub-Neptunes_around_M_dwarf_stars |
| Authors |
K._Barkaoui,_M._Timmermans,_A._Soubkiou,_B.V._Rackham,_A._J._Burgasser,_J._Chouqar,_F.J._Pozuelos,_K.A._Collins,_S.B._Howell,_R._Simcoe,_C._Melis,_K.G._Stassun,_J._Tregloan-Reed,_M._Cointepas,_M._Gillon,_X._Bonfils,_E._Furlan,_C.L._Gnilka,_J.M._Almenara,_R._Alonso,_Z._Benkhaldoun,_M._Bonavita,_F._Bouchy,_A._Burdanov,_P._Chinchilla,_F._Davoudi,_L._Delrez,_O._Demangeon,_M._Dominik,_B.-O._Demory,_J._de_Wit,_G._Dransfield,_E._Ducrot,_A._Fukui,_T._C._Hinse,_M.J._Hooton,_E._Jehin,_J._M._Jenkins,_U._G._J{\o}rgensen,_D._W._Latham,_L._Garcia,_S._Carrazco-Gaxiola,_M._Ghachoui,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M.N._G\"unther,_J._McCormac,_F._Murgas,_C._A._Murray,_N._Narita,_P._Niraula,_P._P._Pedersen,_D._Queloz,_R._Rebolo-L\'opez,_G._Ricker,_L._Sabin,_S._Sajadian,_N._Schanche,_R._P._Schwarz,_S._Seager,_D._Sebastian,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15095 |
我々は、M矮星の近くを周回する2つのTESS系外惑星、TOI-2084bとTOI-4184bの発見と検証を紹介します。私たちは、シェーン/カストおよびマゼラン/ファイアからのスペクトル、SED(スペクトルエネルギー分布)解析、および恒星の進化モデルを組み合わせることによって、主星の特徴を明らかにしました。さらに、惑星の解釈をサポートするために、ジェミニ-サウス/ゾロ＆-ノース/アロペケの高解像度イメージング、アーカイブ科学画像、および統計的検証パッケージを使用しました。私たちは、各システムの恒星および惑星の物理パラメータを導き出すために、TESSおよび地上施設からのマルチカラー測光データのグローバル分析を実行しました。TOI-2084bとTOI-4184bは、それぞれ半径Rp=2.47+/-0.13R_EarthとRp=2.43+/-0.21R_Earthの海王星以下の大きさの惑星であることがわかります。TOI-2084bは6.08日ごとに主星の周りを一周し、平衡温度はT_eq=527+/-8K、日射量はS_p=12.8+/-0.8S_Earthです。その主星は、距離114pc、実効温度T_eff=3550+/-50KのスペクトルM2.0+/-0.5の矮星であり、投影間隔1400の位置に広く共運動するM8伴星を持っています。ああ。TOI-4184bはM5.0+/-0.5型の矮星(Kmag=11.87)の周りを4.9日ごとに周回し、平衡温度T_eq=412+/-8K、照射量S_p=4.8+/-0.4です。S_地球。TOI-4184は、距離69pc、実効温度T_eff=3225+/-75Kの金属貧星([Fe/H]=-0.27+/-0.09dex)です。両方の惑星は端に位置しています。半径周期面における木星亜砂漠の様子。主星の小さなサイズと大きな赤外線輝度の組み合わせにより、これらの新しい惑星は、JWSTによる将来の大気探査の有望なターゲットとなっています。
ヘラクレス星99個の惑星円盤における極周回軌道と惑星形成の動的安定性
| Title |
Dynamical_Stability_of_Polar_Circumbinary_Orbits_and_Planet-Formation_in_Planetary_Disc_of_99_Herculis |
| Authors |
Ying_Wang,_Wei_Sun,_Ji-lin_Zhou,_Ming_Yang,_and_Fu-yao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15140 |
極環デブリ円盤の可能性があり、その力学は外側階層制限三体問題で記述できるが、99ヘルキュリスで検出された。極軌道上の試験粒子が${10^7}$バイナリ周期内で安定を維持できる最小半径に関する経験式は、バイナリ離心率$e_{1}\in\left[{0,0.8}\right)$とバイナリ$\lambda\in\left[{0.1,1}\right]$の質量比、ここで$\lambda=m_0/m_1$(${m_0}$および${m_1}$は2つの連星の質量を表します)。極惑星円盤は、周連系同一平面円盤や単一主星の周囲の標準円盤と比較して、統計的降着効率が最も低く、微惑星（半径1～10km）間の衝突の衝突頻度が中程度です。周連星円盤(極性構成と共面構成の両方)での衝突時間スケールは$10^7$年より長く、ガス円盤の散逸時間スケールを超えています。確率論的シミュレーションは、連続した衝突によって微惑星が成長することはできないことを示しており、これがヘルキュリス99番星で観察されたデブリ円盤の形成を説明できる可能性がある。
組み込みディスク (eDisk) における初期の惑星形成。 I. プログラムの概要と最初の成果
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)._I._Overview_of_the_Program_and_First_Results |
| Authors |
Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Shigehisa_Takakuwa,_Patrick_Sheehan,_Yuri_Aikawa,_Zhi-Yun_Li,_Leslie_W._Looney,_Jonathan_P._Willians,_Yusuke_Aso,_Rajeeb_Sharma,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Yoshihide_Yamato,_Jeong-Eun_Lee,_Kengo_Tomida,_Hsi-Wei_Yen,_Frankie_J_Encalada,_Christian_Flores,_Sacha_Gavino,_Miyu_Kido,_Ilseung_Han,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Suchitra_Narayanan,_Nguyen_Thi_Phuong,_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Travis_J._Thieme,_Merel_L._R._van_'t_Hoff,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Patrick_M._Koch,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Adele_Plunkett,_Kazuya_Saigo,_Shingo_Hirano,_Ka_Ho_Lam,_and_Shoji_Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15406 |
アタカマ大型ミリ波・サブミリ波アレイ（アルマ望遠鏡）を用いて実施された大規模プログラム「組み込みディスクによる初期惑星形成（eDisk）」の概要を紹介します。おうし座T星の周囲の原始惑星系円盤の下部構造、特にリングやギャップが遍在的に検出されていることから、少なくとも一部の惑星形成が星形成の埋め込まれた段階ですでに始まっている可能性が高まっている。惑星形成がいつどのように始まるかを正確に解明するために、このプログラムは、1.3mmの連続体観測を通じて、近く($<$200個)の星形成領域にある12個のクラス0および7つのクラスI原始星の周りの円盤内の下部構造の検索に焦点を当てています。$\sim7$au(0.04インチ)の解像度。最初の結果は、連続体放射は主にサンプル原始星の周りのダストディスクから発生し、クラスIIディスクとは著しく対照的に、リングや渦巻きなどの特徴的な下部構造が比較的少ないことを示しています。この劇的な違いは、系が原始星からクラスII源に進化するときに円盤内で下部構造が急速に発達すること、あるいは連続体発光の高い光学的深さが内部構造を覆い隠している可能性があることを示唆している可能性がある。原始星の周りのケプラー円盤の状態を調べ、重要な物理パラメータ、特に中心の原始星の動的質量を提供します。eDiskプログラムの背景、サンプルの選択とアルマ望遠鏡による観測、データ削減について説明し、代表的な初見結果も強調します。
埋め込みディスク (eDisk) での初期惑星形成 III: クラス 0 原始星 L1527 IRS に向かうサブミリ連続体と分子線放射の初の高解像度ビュー
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)_III:_A_first_high-resolution_view_of_sub-mm_continuum_and_molecular_line_emission_toward_the_Class_0_protostar_L1527_IRS |
| Authors |
Merel_L.R._van_'t_Hoff,_John_J._Tobin,_Zhi-Yun_Li,_Nagayoshi_Ohashi,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Yuri_Aikawa,_Yusuke_Aso,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Sacha_Gavino,_Ilseung_Han,_Patrick_M._Koch,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Leslie_W._Looney,_Suchitra_Narayanan,_Adele_Plunkett,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Patrick_D._Sheehan,_Shigehisa_Takakuwa,_Travis_J._Thieme,_Jonathan_P._Williams,_Shih-Ping_Lai,_Nguyen_Thi_Phuong,_and_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15407 |
若い埋め込まれた円盤の物理的および化学的状態を研究することは、惑星形成の初期条件を制約するために重要です。ここでは、クラス0原始星L1527IRSに向けたアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)による$\sim$0.06インチ(8天文単位)の解像度での塵連続体と$\sim$0.17インチ(24天文単位)の解像度での分子線放射の観測を紹介します。大規模プログラムeDisk(組み込みディスクにおける初期の惑星形成)から。連続体の放出は下部構造がなく滑らかですが、以前に観察されたように、円盤の長軸と短軸の両方に沿って非対称です。検出された$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O、H$_2$CO、c-C$_3$H$_2$、SO、SiO、DCNのライン原始星系のさまざまな構成要素を追跡し、$^{12}$COで円盤風が見える可能性があります。$^{13}$COの輝度温度とH$_2$COライン比は、円盤がCO凍結するには暖かすぎることを裏付けており、雪線はエンベロープ内の$\sim$350auに位置しています。どちらの分子も、ディスクとエンベロープの界面付近での温度上昇の潜在的な証拠を示しています。SOは、以前に示唆されたようにディスクとエンベロープの界面ではなく、主にディスク表面や流出キャビティの壁などのUV照射領域で発生すると思われます。最後に、短軸に沿った連続体の非対称性は、大規模(100インチまたは14,000au)の流出から得られた傾きと一致していますが、分子ジェットとエンベロープ発光に基づくものとは反対であり、システムの位置ずれを示唆しています。、これらの結果は、若い円盤の物理的および化学的環境を特徴付けるために、複数の遷移における複数の分子種を観察することの重要性を強調しています。
組み込みディスク (eDisk) における初期の惑星形成。 IV.クラスI原始星L1489 IRSの周囲の円盤のリング状で歪んだ構造
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)._IV._The_Ringed_and_Warped_Structure_of_the_Disk_around_the_Class_I_Protostar_L1489_IRS |
| Authors |
Yoshihide_Yamato,_Yuri_Aikawa,_Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Shigehisa_Takakuwa,_Yusuke_Aso,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Christian_Flores,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Shingo_Hirano,_Ilseung_Han,_Miyu_Kido,_Patrick_M._Koch,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Zhi-Yun_Li,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Leslie_W._Looney,_Shoji_Mori,_Suchitra_Narayanan,_Nguyen_Thi_Phuong,_Kazuya_Saigo,_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Travis_J._Thieme,_Kengo_Tomida,_Merel_L._R._van_'t_Hoff,_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15408 |
若い埋め込まれた円盤の物理的および化学的構造を制約することは、惑星形成の初期段階を理解するために重要です。組み込みディスクにおける初期惑星形成アタカマ大規模ミリ波/サブミリ波アレイ大規模プログラムの一環として、高い空間解像度($\sim$0$.\!\!^{\prime\prime}$1または$\sim$15au)を提示します。1.3mm連続体と$^{13}$CO$J=$2-1、C$^{18}$O$J=$2-1、SO$J_N=$$6_5$-$5_4の観測$クラスI原始星L1489IRSの周囲の円盤に向かう分子線。連続発光は、中心原始星から56天文単位の位置にリング状の構造を示し、$\sim$300天文単位を超えて広がる希薄で光学的に薄い発光を示します。$^{13}$CO放出は温かい円盤表面を追跡し、C$^{18}$O放出は円盤のミッドプレーン付近から発生します。C$^{18}$Oの放射状発光ピークとダストリングの一致は、ガス状円盤のギャップリング構造も示唆している可能性がある。SO放出は非常に複雑な分布を示しており、$\lesssim$30auのコンパクトで顕著な成分が含まれており、これは熱昇華したSO分子に由来すると考えられます。コンパクトなSO放出はまた、塵円盤の長軸に対してわずかに($\sim15^\circ$)傾いた方向に沿った速度勾配を示しており、これは$\周りの歪みに加えて内部の歪み円盤と解釈されます。前作で提案されたSIM$200au。これらの歪んだ構造は、傾いた軌道を持つ惑星や伴星、あるいはガスの流入時の角運動量軸の緩やかな変化によって形成される可能性があります。
組み込みディスク (eDisk) における初期の惑星形成。 II.エッジオン クラス I ディスク IRAS 04302+2247
の限られたダストの沈降と顕著な雪面
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)._II._Limited_Dust_Settling_and_Prominent_Snow_Surfaces_in_the_Edge-on_Class_I_Disk_IRAS_04302+2247 |
| Authors |
Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Zhi-Yun_Li,_John_J._Tobin,_Nagayoshi_Ohashi,_Jes_Kristian_J{\o}rgensen,_Leslie_W._Looney,_Yusuke_Aso,_Shigehisa_Takakuwa,_Yuri_Aikawa,_Merel_L._R._van_'t_Hoff,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Frankie_J._Encalada,_Christian_Flores,_Sacha_Gavino,_Ilseung_Han,_Miyu_Kido,_Patrick_M._Koch,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Nguyen_Thi_Phuong,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Rajeeb_Sharma,_Patrick_Sheehan,_Travis_J._Thieme,_Jonathan_P._Williams,_Yoshihide_Yamato,_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15423 |
周囲の塵の円盤は光学的に見ることができるが、クラスII原始星は垂直方向に薄いことがわかっているが、塵がいつ、どのようにして中央面に定着するかは不明である。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)の大規模プログラム「埋め込み円盤における初期惑星形成」の一環として、私たちは、「バタフライスター」とも呼ばれる、エッジオンの埋め込まれたクラスI原始星IRAS04302+2247を分析します。0.05インチ(8.au)の分解能では、1.3mmの連続体は短軸に沿って非対称を示し、これは光学的に厚いディスクと幾何学的に厚いディスクをほぼ真横から見た証拠です。リングやギャップの証拠はありません。これは、放射状基礎構造の欠如、または非常に傾斜していて光学的に厚い視野が原因である可能性があります。0.1インチ(16~au)の解像度で、$^{12}$CO$J$=2--1,$^{13の2D雪面、つまり凍結と昇華の間の境界領域を解決します。}$CO$J$=2--1,C$^{18}$O$J$=2--1,$H_{2}$CO$J$=$3_{0,3}$--$2_{0,2}$、およびSO$J$=$6_{5}$--$5_{4}$を計算し、COミッドプレーンのスノーラインを$\sim130$auに制約します。C$^{18}$Oを使用した$1.6\pm0.4M_{\odot}$の原始星。RADMC-3Dを使用したフォワードレイトレーシングにより、ダストスケールの高さは半径で$\sim6$auであることがわかりました。この結果は、このクラスI源のダストがまだ垂直方向に大きく沈降していないことを示唆しています。
組み込みディスク (eDisk) における初期の惑星形成。 VII. CB 68 のクラス 0 原始星 IRAS 16544-1604
のケプラー円盤、円盤基礎構造、および降着ストリーマー
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)._VII._Keplerian_Disk,_Disk_Substructure,_and_Accretion_Streamers_in_the_Class_0_Protostar_IRAS_16544-1604_in_CB_68 |
| Authors |
Miyu_Kido,_Shigehisa_Takakuwa,_Kazuya_Saigo,_Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Jes_K,_J{\o}rgensen,_Yuri_Aikawa,_Yusuke_Aso,_Frankie_J._Encalada,_Christian_Flores,_Sacha_Gavino,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Ilseung_Han,_Shingo_Hirano,_Patrick_M._Koch,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Zhi-Yun_Li,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Leslie_W.Looney,_Shoji_Mori,_Suchitra_Narayanan,_Adele_L._Plunkett,_Nguyen_Thi_Phuong,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Alejandro_Santamar\^ia-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Patrick_Sheehan,_Travis_J._Thieme,_Kengo_Tomida,_Merel_L.R._van't_Hoff,_Jonathan_P._Williams,_Yoshihide_Yamato,_and_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15443 |
アルマ望遠鏡大型プログラム「埋め込み円盤による初期惑星形成(eDisk)」による、CB68のクラス0原始星IRAS16544-1604の観測結果を紹介します。アルマ望遠鏡の観測は、$\sim$5auの角度分解能で1.3mmの連続体と線を対象としています。この連続体画像からは、半径$\sim$30auの塵を含んだ原始星円盤がほぼ真正面から観察され、長軸と短軸の両方に沿って非対称な構造が明らかになりました。短軸に沿った非対称性はダストフレアの影響として解釈できますが、長軸に沿った非対称性は実際の非軸対称構造に由来します。C$^{18}$Oイメージキューブは、$\sim$0.14$M_{\odot}$中心原始星の周りのケプラー回転パターンに従う円盤内のガスを明確に示しています。さらに、北東、北北西、北西から円盤につながるガスの$\sim$1500auスケールのストリーマ状の特徴や、$^{12}$CO(2-1)排出量。北東ストリーマーの見かけ上の着地点では、SO(6$_5$-5$_4$)とSiO(5-4)の放出が検出されました。NEストリーマの空間的および速度構造は、保存された比角運動量を持つ自由落下ガスとして解釈でき、ストリーマの先端でのSOおよびSiO放出の検出は、降着衝撃の存在を示唆します。私たちのeDisk観測により、CB68のクラス0原始星は、降着ストリーマーとアウトフローに関連したフレア状の非軸対称構造を持つケプラー回転円盤を持っていることが明らかになりました。
2010 XC$_{15}$ の測光と偏光測定: E 型地球近傍小惑星ペアの観測による確認
| Title |
Photometry_and_Polarimetry_of_2010_XC$_{15}$:_Observational_Confirmation_of_E-type_Near-Earth_Asteroid_Pair |
| Authors |
Jin_Beniyama,_Shigeyuki_Sako,_Katsuhito_Ohtsuka,_Tomohiko_Sekiguchi,_Masateru_Ishiguro,_Daisuke_Kuroda,_Seitaro_Urakawa,_Fumi_Yoshida,_Asami_Takumi,_Natsuho_Maeda,_Jun_Takahashi,_Seiko_Takagi,_Hiroaki_Saito,_Tatsuya_Nakaoka,_Tomoki_Saito,_Tomohiro_Ohshima,_Ryo_Imazawa,_Masato_Kagitani,_Satoshi_Takita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15506 |
連星やペアなどの小惑星系は、小型太陽系天体の物理的性質と力学的履歴を示しています。数多くの観察研究や理論研究が行われてきましたが、小惑星ペアの形成メカニズム、特に地球近傍小惑星(NEA)ペアの形成メカニズムはまだ不明です。私たちは、その表面特性を調査するために、2022年12月に小型NEA2010XC$_{15}$の一連の光学測光および偏光観測を実施しました。2010XC$_{15}$の回転周期はおそらく数時間から数十時間で、2010XC$_{15}$のカラーインデックスは$g-r=0.435\pm0.008$、$r-i=0.158\として導出されます。Pan-STARRSシステムではpm0.017$、$r-z=0.186\pm0.009$。2010年XC$_{15}$の直線偏光度は、位相角58$^{\circ}$から114$^{\circ}$の範囲で数パーセントである。我々は、測光特性と偏光特性に基づいて、2010XC$_{15}$が希少なEタイプNEAであることを発見しました。物理的性質だけでなく力学的積分の類似性とEタイプNEAの希少性を考慮して、2010XC$_{15}$と1998WT$_{24}$は共通の起源であると仮定します(つまり、小惑星ペア）。これら2つのNEAは、これまでに確認された6番目のNEAペアであり、おそらく回転分裂によって形成された最初のEタイプNEAペアです。2010XC$_{15}$と1998WT$_{24}$の母体は、$\nu_6$共鳴またはハンガリー地域を通ってメインベルトから輸送されたと推測されます。
HERBAL モデル: 銀河球状星団集団に対する階層的変数誤差ベイズ対数正規ハードル モデル
| Title |
The_HERBAL_model:_A_hierarchical_errors-in-variables_Bayesian_lognormal_hurdle_model_for_galactic_globular_cluster_populations |
| Authors |
Samantha_C._Berek,_Gwendolyn_M._Eadie,_Joshua_S._Speagle,_William_E._Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14945 |
天の川銀河サイズ以上の銀河では、銀河星の質量は銀河の球状星団(GC)集団のサイズに単調に関係していることが知られています。しかし、矮小銀河では関係があいまいになり、銀河質量が小さい場合にはGC集団サイズが減少するという証拠がいくつかあります。より小さな矮星にはGCがない可能性が高く、これらのゼロを線形モデルに簡単に組み込むことはできません。我々は、矮小銀河とそのGC集団の間の関係を表すために、階層型変数誤差ベイジアンログノルムハードル(HERBAL)モデルを導入し、それを光度範囲の範囲が最大である局所群銀河のサンプルに適用します。この二峰性モデルは、矮小銀河の2つの集団(GCを持つ銀河と持たない銀河)を正確に表します。私たちのモデルは、測定の不確実性、光度から恒星の質量への変換の不確実性、固有散乱など、すべての不確実性を徹底的に考慮します。ベイジアンモデルの階層的な性質により、モデル内の光度データから銀河の質量と個々の質量対光の比を推定することもできます。銀河の50%には$\log_{10}(M_*)=6.996$の恒星質量で球状星団が存在すると予想され、GC集団の予想質量は最小の銀河に至るまで線形のままであることがわかりました。私たちの階層モデルは、天の川銀河の星の質量の正確な推定値を復元します。仮定した誤差モデルの下では、$0.59_{-0.21}^{+0.30}$(95%信頼区間)というゼロ以外の固有散乱が見つかり、これは将来のモデルで考慮される必要があります。
ローマンの銀河バルジ時間領域探査を使用した相対天文法による重力波検出
| Title |
Gravitational_Wave_Detection_with_Relative_Astrometry_using_Roman's_Galactic_Bulge_Time_Domain_Survey |
| Authors |
Kris_Pardo,_Tzu-Ching_Chang,_Olivier_Dor\'e_and_Yijun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14968 |
重力波(GW)は、宇宙を観測する新しい手段です。これまでのところ、私たちはそれらを約10～100Hzの範囲で観測していますが、ナノヘルツ領域でもすぐに検出できるかもしれないというヒントがあります。周波数スペクトル全体でGWにアクセスするための複数の取り組みが進行中です。ただし、周波数空間の一部は現在、計画されている、または将来の天文台によってカバーされていません。測光調査は、相対天文測定を通じて、LISAとパルサータイミングアレイ(PTA)の間のスペクトルのマイクロヘルツギャップを埋めることができます。PTA測定と同様に、これらの天文測定は、地球の重力波によって生成される相関する時空の歪みに依存しており、これにより、空上でコヒーレントで見かけの星の位置変化が引き起こされます。画像調査でマイクロヘルツGWを検出するには、高い相対天文精度、多数の観測星、および高い露光頻度の組み合わせが必要です。ローマン氏が提案した中心的なコミュニティ調査である銀河バルジ時間領域調査(RGBTDS)には、これらすべての要素が含まれることになります。RGBTDSは、$7.7\times10^{-8}$Hzから$5.6\times10^{-4}$Hzの範囲の周波数のGWに敏感であり、超大質量ブラックホールバイナリとその波形に対する独自のGW観測ウィンドウが開かれます。進化。調査への小さな変更により、GWに対するローマンの感度が向上し、PTAが最近SNR$\sim$70で示唆したGWバックグラウンドシグナルを観察できるようになる可能性があることに注目します。
ここに小規模の電波ジェットは存在しない: VLBA を使用した NGC 1068 の電波連続体構造のマルチエポック観測
| Title |
No_Small_Scale_Radio_Jets_Here:_Multi-Epoch_Observations_of_Radio_Continuum_Structures_in_NGC_1068_with_the_VLBA |
| Authors |
Travis_C._Fischer,_Megan_C._Johnson,_Nathan_J._Secrest,_D._Michael_Crenshaw,_and_Steven_B._Kraemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15047 |
我々は、1997年4月26日に行われた同様のVLBA観測と比較するために、近くの明るいセイファート2銀河NGC1068の最近の超長基線アレイ(VLBA)5GHz電波観測を紹介します。両方の時代にわたる発光領域の位置を相互相関させることにより、この系の空間分解された核外電波ノットが準相対論的な横速度（v<0.1c）を持つことを発見しました。私たちは、観測された結び目の発生源と、電波放射がこのシステムの中央約150個の追加のガス相にどのように関係しているかについて議論します。私たちは、観測された放出の最も可能性の高い説明は、AGN風とホスト環境の間の相互作用を介して衝撃を受けたホスト媒体によって形成されるシンクロトロン放射であると提案します。
CLASSY VIII: ローカルの高$z$類似体におけるUV ISM診断によるイオン化源の探索
| Title |
CLASSY_VIII:_Exploring_the_Source_of_Ionization_with_UV_ISM_diagnostics_in_local_High-$z$_Analogs |
| Authors |
Matilde_Mingozzi,_Bethan_L._James,_Danielle_Berg,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Adele_Plat,_Claudia_Scarlata,_Alessandra_Aloisi,_Ricardo_O._Amor\'in,_Jarle_Brinchmann,_St\'ephane_Charlot,_John_Chisholm,_Anna_Feltre,_Simon_Gazagnes,_Matthew_Hayes,_Timothy_Heckman,_Svea_Hernandez,_Lisa_J._Kewley,_Nimisha_Kumari,_Claus_Leitherer,_Crystal_L._Martin,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Swara_Ravindranath,_Jane_R._Rigby,_Peter_Senchyna,_Evan_D._Skillman,_Yuma_Sugahara,_Stephen_M._Wilkins,_Aida_Wofford,_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15062 |
現在のJWST時代では、静止系UVスペクトルは、星間物質(ISM)と再電離時代(EoR,$z>6$)の最初の銀河の星の性質についての理解を高める上で重要な役割を果たしています。ここでは、主なイオン化源（つまり、星形成、SF、活動銀河核、AGN、衝撃）に敏感なよく知られ信頼できる光学図を、文献で提案されている対応するUV光学図、いわゆる「UV-BPT」と比較します。図''-HSTCOSLegacyArchiveSpectroscopeSurveY(CLASSY)を使用します。これは、45個の局所的な星形成銀河に関する最大の高品質、高解像度、広波長範囲の遠紫外スペクトルアトラスです。特に、最先端の光イオン化と衝撃モデル、そして初めて測定されたISMと星の特性(ガスなど)を考慮して、CLASSYUVライン比がさまざまなUV診断プロットのどこに位置するかを調査します。-相の金属性、イオン化パラメータ、炭素の存在量、星の年齢)。CIII]$\lambda\lambda$1907,9HeII$\lambda1640$とOIII]$\lambda$1666の組み合わせが、太陽以下の金属量でSF、衝撃、AGNを分離する強力なツールとなり得ることがわかりました。また、OIII]$\lambda$1666を使用しない代替図でも、いくつかの注意点はあるもののSF軌跡を定義できることも確認します。CIV$\lambda\lambda$1548,51を含む図は、このダブレットプロファイルの複雑さを考慮して注意して使用する必要があります。最後に、低い気相金属量(12+log(O/H)$\lesssim8.3$)と高いイオン化パラメーター(log($U)でのみ見えるUV輝線を検出するために必要なISM条件を詳しく説明する議論を紹介します。$)$\gtrsim-2.5$)環境。全体として、CLASSYとUVツールキットは、JWSTが現在明らかにしている最古の銀河のスペクトルを解釈する上で極めて重要です。
原始星における偶発的な降着 -- オリオン座分子雲の分子ジェットに関するアルマ望遠鏡調査
| Title |
Episodic_Accretion_in_Protostars_--_An_ALMA_Survey_of_Molecular_Jets_in_the_Orion_Molecular_Cloud |
| Authors |
Somnath_Dutta,_Chin-Fei_Lee,_Doug_Johnstone,_Jeong-Eun_Lee,_Naomi_Hirano,_James_Di_Francesco,_Anthony_Moraghan,_Tie_Liu,_Dipen_Sahu,_Sheng-Yuan_Liu,_Kenichi_Tatematsu,_Chang_Won_Lee,_Shanghuo_Li,_David_Eden,_Mika_Juvela,_Leonardo_Bronfman,_Shih-Ying_Hsu,_Kee-Tae_Kim,_Woojin_Kwon,_Patricio_Sanhueza,_Jesus_Alejandro_Lopez-Vazquez,_Qiuyi_Luo_and_Hee-Weon_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15346 |
原始星のアウトフローとジェットは、質量降着段階におけるほぼ遍在的な特徴であり、恒星の降着、複合有機分子(COM)形成、惑星形成の歴史をコード化しています。断続的なジェットは、円盤を介した断続的な降着に関連している可能性があります。この重要性にもかかわらず、高感度かつ高解像度の観測による統計的に有意な原始星のサンプルに関する研究は不足しています。偶発的な降着メカニズムと偶発的な現象の年代を調査するために、アルマ望遠鏡によるCO、SiO、および1.3mmの連続放射の観測により、原始星を含む42のフィールドを調査しました。我々は21のフィールドでSiO放出を検出し、そこでは19の発生源が高量のSiOを含む確認済みの分子ジェットを駆動しています。ジェットの速度、質量損失率、質量降着率、および降着現象の期間は、ジェットの駆動力（例：ボロメータ光度、エンベロープ質量）に依存することがわかっています。次に、速度と質量損失率は周囲のエンベロープ質量と正の相関があり、原始星の周囲に高い質量が存在すると噴出降着活動が増加することが示唆されます。サンプルの放出イベントの平均周期は20$-$175年であると決定され、これは原始星の周囲に広がる$\sim$2$-$25\,auの範囲の摂動ゾーンに関連している可能性があります。また、平均放出期間はエンベロープ質量と逆相関しており、高い降着率はより頻繁な放出イベントを引き起こす可能性があります。観察された噴出/噴出の期間は、CH$_3$OHのような最も単純なCOMの凍結時間スケールよりもはるかに短く、突発的な現象が主に雪線の内部および周囲の氷とガスのバランスを維持していることを示唆しています。
この研究では、十分に研究されていない散開星団バークレー6の構造的および基本的な天体物理学的パラメーターが計算されます。クラスターの分析は、Gaiaの3回目の測光、分光、天文データリリース(GaiaDR3)を使用して実行されます。星団領域の方向に位置する星の帰属確率は、その天文データを考慮して計算されます。したがって、Berkeley6の119個の物理メンバーを特定しました。クラスターの色の過剰、距離、年齢は、色強度図上で同時に決定されます。私たちは、最も可能性の高いメンバー星を考慮して太陽金属度PARSEC等時線を色等級図に当てはめ、$E(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})$の色超過を0.918$\pm$0.145等として取得しました。クラスターの距離と年齢は、それぞれ$d=2625\pm337$pcと$t=350\pm50$Myrとして求められます。
大マゼラン雲で進行中の潮汐捕獲: 巨大な球状星団 NGC 1835 によって捕獲された低質量星団 KMK88-10?
| Title |
An_ongoing_tidal_capture_in_the_Large_Magellanic_Cloud:_the_low-mass_star_cluster_KMK88-10_captured_by_the_massive_globular_cluster_NGC_1835? |
| Authors |
Camilla_Giusti,_Mario_Cadelano,_Francesco_R._Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Silvia_Leanza,_Cristina_Pallanca,_Enrico_Vesperini,_Emanuele_Dalessandro_and_Alessio_Mucciarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15397 |
大マゼラン雲の古い球状星団の動的進化を特徴付けることを目的としたプロジェクトの一環として、私たちは大質量星団NGC1835の深部HST/WFC3画像を確保しました。取得された画像の視野では、投影された位置で、星団から約2分角離れたところに、小さな恒星系KMK88-10が検出されました。この観測により、この星団についてこれまでに得られた最も深い色等級図が得られ、この星団に年齢600～1000ミルの若い恒星集団が存在することが明らかになりました。クラスター表面の輝度プロファイルは、コア半径rc=4arcsec(0.97pc)、半質量半径rhm=12arcsec(2.9pc)、および打ち切りに対応する濃度パラメーターc~1.3を備えたKingモデルによってうまく再現されています。半径rt～81秒角(19.5個)。また、その積分絶対等級(MV=-0.71)と総質量(M~80-160Msun)も導き出しました。この分析から明らかになった最も興味深い特徴は、KMK88-10がNGC1835の方向に伸長した構造を示し、2つのシステム間に潮汐橋の存在を示唆するクラスター内過密度を示していることです。もし確認されれば、これは巨大な球状体による小さな星団の潮汐捕獲の最初の証拠となる。
北極支脈のH\α\失神について
北極スパー(NPS)におけるH$\alpha$と電波連続体強度の比は$\lesssim50$であると測定され、これは典型的な殻型の古い超新星残骸で観察される値よりも2桁小さい(SNR)、シグナスループ、S147、$\sim10^4$。非常に低い}H$\alpha$対電波強度比はGC爆発モデルに有利です。これは、高温および低温での巨大な衝撃波を仮定します。-密度局所超新星(e)残骸モデル上の、水素再結合率が低い銀河ハロー。
宇宙時間を超えた銀河規模の二重超大質量ブラックホールの発見と特性評価
| Title |
Discovery_and_Characterization_of_Galactic-scale_Dual_Supermassive_Black_Holes_Across_Cosmic_Time |
| Authors |
Yue_Shen,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Yu-Ching_Chen,_Arran_Gross,_Melanie_Habouzit,_Hsiang-Chih_Hwang,_Yuzo_Ishikawa,_Jun-Yao_Li,_Xin_Liu,_Chiara_M._F._Mingarelli,_D._Porquet,_Aaron_Stemo,_Ming-Yang_Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15527 |
階層構造形成パラダイムは、銀河の合体における超大質量ブラックホールのペアの形成を予測します。SMBHペアの両方(または1つ)のメンバーが不明瞭でないAGNである場合、システムはデュアル(またはオフセット)AGNとして識別できます。これらのAGNペアの存在量を分離、赤方偏移、およびホストの特性の関数として定量化することは、銀河形成の広範な文脈におけるSMBH形成とAGN燃料供給を理解するために重要です。Romanによる高緯度広域サーベイは、感度、空間分解能、エリア、NIR波長範囲という前例のない組み合わせを備えており、SMBHペアの銀河規模の環境の研究に革命をもたらすでしょう。このホワイトペーパーは、広範囲の赤方偏移(1<z<7)と光度(Lbol>1E42erg)にわたる銀河スケール(つまり、数十kpc未満)までのSMBHペアの発見と特性評価に関する科学的機会と技術的要件を要約しています。/s)。
星の豊かさと銀河進化調査 (SAGES) -- -- I. 概要と最初のデータ公開 (DR1)
| Title |
The_Stellar_Abundances_and_Galactic_Evolution_Survey_(SAGES)_--_--_I._General_Description_and_the_First_Data_Release_(DR1) |
| Authors |
Zhou_Fan,_Gang_Zhao,_Wei_Wang,_Jie_Zheng,_Jingkun_Zhao,_Chun_Li,_Yuqin_Chen,_Haibo_Yuan,_Haining_Li,_Kefeng_Tan,_Yihan_Song,_Fang_Zuo,_Yang_Huang,_Ali_Luo,_Ali_Esamdin,_Lu_Ma,_Bin_Li,_Nan_Song,_Frank_Grupp,_Haibin_Zhao,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Otabek_A._Burkhonov,_Guojie_Feng,_Chunhai_Bai,_Xuan_Zhang,_Hubiao_Niu,_Alisher_S._Khodjaev,_Bakhodir_M._Khafizov,_Ildar_M._Asfandiyarov,_Asadulla_M._Shaymanov,_Rivkat_G._Karimov,_Qudratillo_Yuldashev,_Hao_Lu,_Getu_Zhaori,_Renquan_Hong,_Longfei_Hu,_Yujuan_Liu,_Zhijian_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15611 |
北天の星の存在量と銀河進化調査(SAGES)は、低解像度の光学スペクトルに匹敵する精度で信頼性の高い恒星のパラメータを提供することを目的として、特別に設計されたマルチバンド測光調査です。この実験は、スチュワード天文台の口径2.3メートルのボク望遠鏡と他の3台の望遠鏡で行われました。$u_s$および$v_s$通過帯域での観測により、合計36,092フレームを超える画像が生成され、$\sim9960$度$^2$の空の領域をカバーしました。2つのバンドのすべての観測フィールドの測量完了度の中央値は、それぞれ$u_{\rms}=20.4$等、$v_s=20.3$等ですが、信号対雑音比(S/N)の限界等級は次のとおりです。)100のうち、$u_s\sim17$magと$v_s\sim18$magが対応します。私たちはカタログをパノラマ測量望遠鏡および迅速応答システム(Pan-STARRS1、PS1)カタログの最初のデータリリース1(DR1)と結合し、それぞれの観測点で少なくとも1つの測光測定値を持つ合計48,553,987の光源を取得しました。SAGES$u_s$と$v_s$およびPS1$grizy$通過帯域。これはSAGESのDR1であり、この論文でリリースされる予定です。$gri$点光源測光とPS1の測光を比較したところ、同じバンドのPS1とSAGESの差に$\sim2$%のRMS散乱が見られました。SAGESの内部測光精度は$\sim1$%程度であると推定されました。ガイアミッションのDR1との比較に基づくと、天文精度は$0^{\prime\prime}.2$よりも優れています。このペーパーでは、最終的なエンドユーザーデータベースについても説明し、いくつかの科学アプリケーションを提供します。
AT2017gfo で 760 nm の白星白星輝線を発見: キロノバ光球におけるイットリウムの同定
| Title |
Discovery_of_a_760_nm_P_Cygni_line_in_AT2017gfo:_Identification_of_yttrium_in_the_kilonova_photosphere |
| Authors |
Albert_Sneppen_and_Darach_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14942 |
中性子星の合体は、急速な中性子捕獲元素の主要な宇宙論的供給源であると考えられている。中性子星の合体に関連するキロ新星は、これまでのところ、明確に同定されたスペクトル痕跡を1つだけ生成しています。それは、光過渡現象AT2017gfoのスペクトルの約1$\μ$mにあるSr$^+$の白鳥座P線です。このような白鳥座白星線は、合体噴出物の元素組成だけでなく、爆発の速度、形状、存在量の層別についても重要な情報を提供する可能性があるため、重要です。この論文では、爆発の数日後に出現するAT2017gfoのスペクトル内に、$\lambda\およそ760\,$nmに位置する、これまで認識されていなかった白鳥座P線の証拠を示します。この特徴は、Y$^+$の4d$^2$-4d5p遷移によってよく再現されており、加重平均波長は約760〜770nmであり、最も顕著な線は788.19nmであることがわかります。観察された線はSr$^+$特徴よりも弱いですが、新しい線の速度成層はSr$^+$からの制約と同様に噴出物の膨張率に独立した制約を提供します。
ブラックホールと中性子星の合体における軽相対論的アウトフローからの数時間にわたる近紫外/光放射
| Title |
Hourslong_Near-UV/Optical_Emission_from_Mildly_Relativistic_Outflows_in_Black_Hole-Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Danat_Issa,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy,_Francois_Foucart,_Daniel_Kasen,_Rosalba_Perna,_Eliot_Quataert,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14946 |
現在進行中のLIGO-おとめ座-KAGRA観測計画O4は、GW170817のような連星中性子星（BNS）合体や待望のマルチメッセンジャーブラックホール-中性子星の初検出など、新たなマルチメッセンジャー事象を発見する機会を提供する（BH-NS）を合併。BNS合体は、穏やかな相対論的流出による初期の光放射を示すと予測されていましたが、BH-NS合体噴出物が同様の信号が出現する条件を提供するかどうかは不明のままです。我々は、BH-NS合体における穏やかな相対論的流出からの初期の近紫外/光放射の最初のモデリングを提示します。最適な連星の特性、$q=2$の質量比、および高速回転するBHを採用し、数値相対論および一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを利用して、併合前から相同展開までの連星の進化を追跡します。我々は、M1ニュートリノ輸送GRMHDシミュレーションを使用して、流出における不透明度の分布を一貫して推定し、ジェット動力による繭冷却放出によって出現し、初期にキロノバ放出を上回る明るい近紫外/光信号を発見しました。信号は合併後数時間で$-14$から$-15$の絶対値でピークに達しますが、これは第一原理に基づくジェット機の打ち上げを考慮していない以前の推定よりも長くなります。2024年後半までに、ルービン天文台は信号の進化全体を追跡したり、距離$\gtrsim1$Gpcまでのピークを検出したりできるようになります。2026年に、ULTRASATは数分以内に全天調査を実施し、$\sim200$Mpc以内でこれらのイベントのいくつかを検出する予定です。より高い質量比またはより低いBHスピンを伴うBH-NS合体は、より短くてより弱い信号を生成するであろう。
ブラックホールと中性子星の合体による数秒間の相対論的ジェットの大規模進化
| Title |
Large-scale_Evolution_of_Seconds-long_Relativistic_Jets_from_Black_Hole-Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Danat_Issa,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Matthew_Liska,_Francois_Foucart,_Alexander_Tchekhovskoy,_Brian_D._Metzger,_Eliot_Quataert,_Rosalba_Perna,_Daniel_Kasen,_Matthew_D._Duez,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheeli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14947 |
我々は、ブラックホールと中性子星(BH-NS)の合体前から$r\gtrsim10^{11}\,{\rmcm}$までの合体の進化を追跡する最初の数値シミュレーションを発表する。質量比$q=2$の合体後に形成される円盤は、巨大な円盤風($3-5\times10^{-2}\,M_\odot$)を吹き出します。我々は、合併後のさまざまな磁気配置を導入し、初期のポロイダル場が合併直後のジェット発射につながることを発見しました。ジェットは、ディスクが磁気的に停止する(MAD)まで、大規模なBH磁束の定常性により一定の出力を維持します。MADでは、ジェットの出力は$L_j\simt^{-2}$のように低下します。すべてのジェットは、典型的なショートガンマ線バースト（sGRB）と比較して、降着率が高い場合の急速なMAD活性化による過度の明るさ、または遅延したMAD活性化による過度の継続時間のいずれかを必然的に示します。これは、GRB211211Aなどの長いsGRBに対する自然な説明を提供しますが、同時に、二星合体におけるジェット形成の理解に対する根本的な課題も提起します。考えられる意味の1つは、典型的なsGRBジェットを発射するには、より高い二成分質量比または適度なBHスピンが必要であるということです。トロイダル磁場を持つ結合後のディスクの場合、ダイナモプロセスはジェットの発射を遅らせ、ジェットが数秒後にディスクの風から抜け出すようにします。初期磁化$\sigma_0>100$のsGRBジェットが$r>10^{10}\,{\rmcm}$で顕著な磁化($\sigma\gg1$)を保持していることを初めて示し、重要性を強調します。即時放出における磁気プロセスの変化。ジェットと風の相互作用は、高エネルギーの繭を膨張させることによってべき乗則の角エネルギー分布をもたらし、その放出は関連論文で研究されています。
アルマ望遠鏡による、電波銀河の西側ホットスポットに関連するサブミリ波放射の検出 Pictor A
| Title |
ALMA_ACA_detection_of_submillimeter_emission_associated_with_the_west_hot_spot_of_the_radio_galaxy_Pictor_A |
| Authors |
Naoki_Isobe,_Hiroshi_Nagai,_Motoki_Kino,_Shunsuke_Baba,_Takao_Nakagawa,_Yuji_Sunada,_Makoto_Tashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14950 |
ハーシェル天文台で電波銀河ピクターAの西のホットスポットから検出された過剰な遠赤外線を調査するために、バンド8のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイのアタカマコンパクトアレイ(ACA)を用いてサブミリ波測光が行われた。基準周波数は405GHzです。ホットスポットの電波ピークでサブミリ波の発生源が発見された。線源の405GHzの磁束密度$80.7\pm3.1$mJyはシンクロトロン電波スペクトルの外挿と一致するため、過剰な遠赤外線はACA帯域では大きな寄与を示さないことが示唆されています。対照的に、無線およびACAデータによって厳密に制限されたべき乗則スペクトルを減算すると、ハーシェル帯域の超過の重要性が十分に確認されます。ACAの視野内では拡散サブミリ波放射は検出されないため、超過分は西のホットスポット自体に起因すると考えられます。Herschelデータに基づく以前の推定値と比較すると、遠赤外線超過の相対的な寄与は$\sim1.5$の係数で減少します。遠赤外線帯域以下の超過のスペクトルは、拡散衝撃加速度のスペクトルよりも硬いと判断されます。これは、過剰がホットスポット内の下部構造内の磁気乱流によって発生するという以前の解釈を強化します。ACAデータは、ホットスポットに関連する過剰な無線構造と拡散無線構造の磁場強度を評価するために利用されます。
NuSTARを用いた最近発見されたBe/X線パルサーMAXI J0655-013の研究
私たちは、2022年の\emph{NuSTAR}観測を使用して、最近発見されたBe/X線パルサーMAXIJ0655--013を研究します。この論文は、信号源のタイミングとスペクトル特性に関する最初の詳細な研究です。パルサーのパルスプロファイルはエネルギーによって変化します。パルス部分はエネルギーとともに単調増加することがわかります。2つの\emph{NuSTAR}観測の間に、$\sim$-1.23sd$^{-1}$という大きなスピンアップ速度が観測されています。これは、観測中にパルサーに大きなスピンアップトルクが作用したためである可能性があります。爆発。このような大きなスピンアップ率は、バースト中のX線パルサーで初めて観察されます。自転周期の時間変化を利用して連星系の軌道パラメータを求めることができ、その軌道周期が$\sim$27.9dであることがわかりました。2回目の\emph{NuSTAR}観測は低光度状態($L_{X}\sim$3.9$\times$10$^{34}$\unilum)で行われます。このような低光度状態におけるパルサーの脈動を検出しました。このような低光度状態では、パルサーMAXIJ0655--013が冷たい円盤から降着している可能性があります。
ウェーブレット解析を活動銀河核と準周期的噴火のX線光度曲線に適用
| Title |
Applying_wavelet_analysis_to_the_X-ray_light_curves_of_active_galactic_nuclei_and_quasi-periodic_eruptions |
| Authors |
Akshay_Ghosh,_L._C._Gallo,_A._G._Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14972 |
この研究では、活動銀河核(AGN)と準周期噴火源(QPE)のX線タイミング解析へのウェーブレット変換の適用を検討します。定常データと非定常データに対するウェーブレット解析の有効性をテストするために、いくつかのシナリオがシミュレートされます。パワースペクトル密度(PSD)の傾きと周期信号の性質が、ウェーブレットパワースペクトルの重要な特徴を識別する能力に影響を与える可能性があることがわかりました。一般に、弱い一時的な特徴が識別できるため、ウェーブレットスペクトルはAGN光曲線を調べる際の重要なツールになります。私たちは、アーク120、IRAS13224-3809、REJ1034+396、およびQPEGSN069の4つの固有の天体に対してウェーブレット解析を実行しました。REJ1034+396のよく知られた準周期振動(QPO)は、ウェーブレットパワースペクトル。IRAS13224-3809では、フレア中に、以前に検出された残響信号と一致する周波数で重大な過渡特性が現れます。最後に、QPEGSN069のウェーブレットパワースペクトルは、恒星質量X線連星における高周波QPOと一致する、発振周波数で3:2の比率を示す4つの持続信号を明らかに示していますが、これが次のことである可能性を排除することはできません。計算の産物。
高$\beta$媒体における宇宙線のミラー加速
弱圧縮性の高$\beta$媒体では、ピッチ角散乱と、異方性Alfv\'{e}nおよび磁気流体力学(MHD)乱流の低速モードによる宇宙線(CR)の散乱加速は非効率的です。磁気圧縮からのエネルギーを利用して粒子を効率的に加速するには、粒子の捕捉やピッチ角の等方化を引き起こすことなく、粒子を効果的に空間に閉じ込めることができる拡散機構が必要です。LazarianandXu(2021)で最近特定されたMHD乱流におけるミラー拡散は、上記の条件をすべて満たしており、磁気圧縮/膨張との確率的非共鳴相互作用を介してCRを効率的に加速するための有望な拡散メカニズムとして機能することがわかりました。結果として生じるミラー加速は低速モード渦によって支配され、その寿命はCRのミラー拡散時間に匹敵します。その結果、ミラー加速の加速時間はCRの空間拡散係数に依存しないことがわかりました。ミラー加速は、弱圧縮性/非圧縮性媒質における粒子加速に新たな命を吹き込み、高$\beta$クラスター内媒質におけるCR再加速の研究に重要な意味を持ちます。
| Title |
An_observational_upper_limit_on_the_rate_of_gamma-ray_bursts_with_neutron_star-black_hole_merger_progenitors |
| Authors |
Sylvia_Biscoveanu,_Eric_Burns,_Philippe_Landry,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14974 |
1つの中性子星と1つのブラックホールからなるコンパクト天体連星合体(NSBH)は、ガンマ線バーストの有望な前駆体であると長い間考えられてきましたが、その中心エンジンは依然として十分に理解されていません。人口レベルのNSBHの質量とスピンの分布に対する重力波の制約を使用すると、地球におけるガンマ線バーストの量は最大$20~\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$であることがわかります。ローカルユニバースにはNSBH祖先が存在する可能性があります。
ローマ高緯度時間領域調査におけるLISA前駆体としての大規模ブラックホール連星
| Title |
Massive_Black_Hole_Binaries_as_LISA_Precursors_in_the_Roman_High_Latitude_Time_Domain_Survey |
| Authors |
Zolt\'an_Haiman,_Chengcheng_Xin,_Tamara_Bogdanovi\'c,_Pau_Amaro_Seoane,_Matteo_Bonetti,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Maria_Charisi,_Monica_Colpi,_Jordy_Davelaar,_Alessandra_De_Rosa,_Daniel_J._D'Orazio,_Kate_Futrowsky,_Poshak_Gandhi,_Alister_W._Graham,_Jenny_E._Greene,_Melanie_Habouzit,_Daryl_Haggard,_Kelly_Holley-Bockelmann,_Xin_Liu,_Alberto_Mangiagli,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Sean_McGee,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Rodrigo_Nemmen,_Antonella_Palmese,_Delphine_Porquet,_Alberto_Sesana,_Aaron_Stemo,_Alejandro_Torres-Orjuela,_Jonathan_Zrake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14990 |
$\sim10^{5-6}$の微光活動銀河核(AGN)を赤方偏移$z\約6$まで観測できる能力を持つローマンは、$10^{4-6}\の集団を明らかにする準備ができています。{\rmM_\odot}$ブラックホールは、活発な銀河形成の時代に発生します。これらのAGNのサブセットの光度曲線を測定し、周期性を調べることで、ローマン氏は、5～12日の公転周期を持つ数百個の大質量ブラックホール連星(MBHB)を特定することができます。これらは大量の重力放射線を放出し、10ドルのタイムスケールで必然的に合体します。{3～5}ドル年。合併後の最後の数か月間、そのような連星は、2030年代半ばに打ち上げられる予定のESA/NASA共同重力波ミッションであるレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)で観測可能である。したがって、RomanはLISA前駆体を発見し、LISA源集団に対して独自に堅牢な制約を提供し、LISA合体のホスト銀河の特定を支援し、大規模ブラックホール連星によるマルチメッセンジャー天体物理学の可能性を解き放つことができます。
キロノバ AT2017gfo のスペクトルのモデル化 -- II: 光球時代を超えて
| Title |
Modelling_the_spectra_of_the_kilonova_AT2017gfo_--_II:_Beyond_the_photospheric_epochs |
| Authors |
J._H._Gillanders,_S._A._Sim,_S._J._Smartt,_S._Goriely_and_A._Bauswein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15055 |
連星中性子星の合体は、高速中性子捕獲(rプロセス)元素元素合成の最初に確認された部位です。キロノバAT2017gfoは、分光学的に観測された中性子星合体の唯一の電磁対応物です。AT2017gfoのスペクトル全体(合体から+10.4日まで)を分析し、7つの発光のような特徴を特定します。顕著な1.08umの特徴は、P-Cygniプロファイルから純粋な発光まで進化するSrII近赤外三重項によって説明できることを確認しました。[SrII]ダブレットの予想される強度を計算し、それが存在しない場合には高度に凝集した噴出物が必要であることを示します。1.58および2.07umの近赤外線の特徴は3日後に現れ、スペクトルが進化するにつれてより顕著になります。これらを光学的に厚いP-Cygniプロファイルとして、あるいは純粋な発光特徴(FWHM=35600+/-6600km/s)としてモデル化し、後者の解釈を支持します。強力な2.07um放射特徴のプロファイルは、2.059umと2.135umを中心とする2本の線で最もよく再現されます。スペクトル内のすべての顕著な特徴について候補イオンを検索します。LaIII、CeIII、GdIII、RaII、およびAcIの強力で許可された遷移は、発光特徴の有力な候補です。これらの特徴のいずれかが本質的に弱い禁制遷移によって生成される場合、3つのrプロセスピークにわたる候補イオンが強調表示されます。2番目のrプロセスのピーク要素TeとIは、複数の特徴と一致する可能性があります。私たちは、より詳細かつ定量的な原子線遷移データの必要性を強調します。
小型 2 バンド UV 測光ミッションによる科学 I: ミッションの説明と恒星の過渡現象の追跡観測
| Title |
Science_with_a_small_two-band_UV-photometry_mission_I:_Mission_description_and_follow-up_observations_of_stellar_transients |
| Authors |
N._Werner,_J._\v{R}\'ipa,_C._Th\"one,_F._M\"unz,_P._Kurf\"urst,_M._Jel\'inek,_F._Hroch,_J._Ben\'a\v{c}ek,_M._Topinka,_G._Lukes-Gerakopoulos,_M._Zaja\v{c}ek,_M._Labaj,_M._Pri\v{s}egen,_J._Krti\v{c}ka,_J._Merc,_A._P\'al,_O._Pejcha,_V._D\'aniel,_J._Jon,_R._\v{S}o\v{s}ovi\v{c}ka,_J._Grome\v{s},_J._V\'aclav\'ik,_L._Steiger,_J._Segi\v{n}\'ak,_E._Behar,_S._Tarem,_J.Salh,_O._Reich,_S._Ben-Ami,_M._F._Barschke,_D._Berge,_A._Tohuvavohu,_S._Sivanandam,_M._Bulla,_S._Popov,_Hsiang-Kuang_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15080 |
これは、適度に高速な再指向機能と研究中のリアルタイム警報通信システムを備えた約100kgの小型衛星に搭載された紫外(UV)宇宙望遠鏡を使った科学を紹介する3つの論文からなる論文群の最初の論文である。チェコの国家宇宙ミッションのために。クイック紫外線キロノバ測量機-QUVIKと呼ばれるこのミッションは、重力波天文台と将来の広視野多波長測量の発見の可能性を高めるための重要なフォローアップ機能を提供します。このミッションの主な目的は、異なる爆発シナリオを区別するために、中性子星の合体によって生じるキロノバの紫外線輝度の変化を測定することです。このミッションは、紫外線過渡天文学衛星ULTRASATを補完するように設計されており、近紫外帯と遠紫外帯の両方における他の過渡現象に対する独自の追跡機能も提供します。トランジェントの観測の合間に、衛星はこの論文集に記載されている他の天体をターゲットにします。これは、小型で比較的手頃な価格の専用の紫外空間望遠鏡が天体物理学の多くの分野に変革をもたらす可能性があることを示しています。
小型 2 バンド UV 測光による科学ミッション III: 活動銀河核と核過渡現象
| Title |
Science_with_a_small_two-band_UV-photometry_mission_III:_Active_Galactic_Nuclei_and_nuclear_transients |
| Authors |
M._Zaja\v{c}ek,_B._Czerny,_V._K._Jaiswal,_M._\v{S}tolc,_V._Karas,_D._R._Pasham,_M._\'Sniegowska,_V._Witzany,_P._Sukov\'a,_F._M\"unz,_N._Werner,_J._\v{R}\'ipa,_J._Merc,_M._Labaj,_P._Kurf\"urst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15082 |
このレビュー(小型2バンドUV測光ミッションに焦点を当てたシリーズの3回目)では、降着超大質量ブラックホール(SMBH;質量範囲$\sim10^)の研究における小型UV2バンド測光ミッションの可能性を評価します。6$-$10^{10}\,M_{\odot}$)。私たちは以下の観測概念に焦点を当てています:(i)遠紫外、近紫外、およびその他の波長帯（X線と(ii)(部分的な)潮汐破壊現象や反復的な核過渡現象を含む核過渡現象、(iii)見た目の変化するAGN、降着円盤の中空やギャップ、低光度AGN、銀河核内の中間質量ブラックホール(IMBH;質量範囲$\sim10^2$-$10^5\,M_{\odot}$)の候補。潮汐破壊現象(TDE)の場合、UV放射の起源に関するさまざまなシナリオを区別するために、高頻度のUVモニタリングが重要です。小型の2バンドUV宇宙望遠鏡は、反復的な部分TDEやジェットTDEなどのまれな過渡現象の近紫外および遠紫外の連続体変動に関する情報も提供します。また、ギャッピー円盤を伴うAGN、断続的な降着を伴う低光度の活動銀河核、中間質量ブラックホールが関与する可能性があるSMBH連星など、非標準的な降着流を伴う源を研究および分析する可能性についても議論します。
二次元行列カスケード方程式による大気レプトンフラックス
大気中のレプトン束は、多くの素粒子や天体粒子の物理実験において重要な役割を果たします。ニュートリノ振動測定のためのニュートリノ信号とミューオン背景、または天体物理学的ニュートリノ探索のための大気背景の確立において。行列カスケード方程式(MCEq)コードは、非常に低い計算コストで粒子の生成、相互作用、崩壊に関する連成微分方程式系を解くことにより、大気レプトンフラックスをモデル化するために使用される数値ツールです。以前は、MCEqフレームワークは、高エネルギー(0(10GeV)以上)でのニュートリノおよびミューオンのフラックスに適した近似である空気シャワーの縦方向の発達のみに対応していました。しかし、より低いエネルギーでの大気レプトン角度分布を正確に計算するには、ハドロンカスケードの横方向成分が重要になり、3次元の計算スキームが必要になります。我々は、計算の複雑さを低く抑えながら、空気シャワーの縦方向と角度の進化を組み合わせた効率的な数値的アプローチである「2DMCEq」を紹介します。「2DMCEq」の精度は、標準モンテカルロコードCORSIKAとのベンチマーク比較によって確認されます。この研究は、大気ニュートリノ束の効率的な三次元計算への道を切り開きます。
SN 2023ixf の星周物質の爆発前の発泡ゾーン
私は、核崩壊超新星(CCSN)SN2023ixfの前駆体の周りにあるコンパクトで高密度の星周物質(CSM)を説明するための発泡ゾーンモデルを提示します。発泡ゾーンは、星の脈動と包絡対流によって数十天文単位の距離まで持ち上げられた後、元に戻る、束縛された高密度の塊で構成されています。密集した塊はコンパクトなCSM質量の大部分を提供し、通常の(逃げる)風と一緒に存在します。約0.01Moを含む約30天文単位以内のコンパクトなCSMの場合、各塊の密度は同じ半径での通常の風の密度の3000倍を超え、塊の総体積充填率は数パーセントであると大まかに推定しています。。この塊は、爆発後の最初の数日間はCCSN光球のほんの一部しか覆っていない可能性があり、これは強くて狭い吸収線が存在しないことを説明しています。この長寿命の発泡ゾーンは、SN2023ixf爆発以前の数年間の爆発やその前駆体の大振幅脈動の証拠がないことと一致しており、数年間にわたる高い質量損失率というCSMシナリオの代替となる。風。
eXtreme Gradient Boosting を使用した不確実タイプの \emph{Fermi}-LAT ブレーザー候補の分類
| Title |
Classification_of_the_\emph{Fermi}-LAT_Blazar_Candidates_of_Uncertain_type_using_eXtreme_Gradient_Boosting |
| Authors |
A._Tolamatti,_K._K._Singh,_K._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15393 |
機械学習ベースのアプローチは、観測天文学におけるさまざまな調査からの膨大な高品質データが利用できるため、天体物理学研究における発生源分類を含む多くのアプリケーションにとって非常に強力なツールとして浮上しています。\emph{フェルミ}衛星に搭載された広域望遠鏡(\emph{フェルミ}-LAT)は、10年にわたる調査により、空に6,500個以上の高エネルギーガンマ線源を発見しました。\emph{フェルミ}-LATによって観測された情報源のかなりの部分は、関連付けられていないか、\emph{不確実なタイプのブレイザー候補}(BCU)として識別されています。私たちは、X線対応物が\の95$\%$不確実性領域内で利用可能な4FGLカタログの112BCUのサンプルの中からブレーザーサブクラスを特定する教師あり機械学習アルゴリズムである、エクストリームグラディエントブースティング(XGBoost)の可能性を探ります。emph{フェルミ}-LAT観測。分類には、文献で報告されている赤方偏移測定とともに、IR、光学、UV、X線、$\gamma$線の波長帯における多波長観測からの情報を使用しました。112個の不確実なタイプのブレーザーのうち、62個はBLLacertae天体(BLLacs)として分類され、6個はフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)として分類されています。これは、文献で報告されているマルチパーセプトロンニューラルネットワークに基づく分類と比較して、大幅な改善が見られることを示しています。私たちの研究では、\emph{XGBoost}分類器を使用してブレザーのサブクラスを識別する場合、ガンマ線スペクトルインデックスとIRカラーインデックスが最も重要な特徴であることが示唆されています。また、分類BCU候補における赤方偏移の重要性についても調査します。
準普遍的なジェットシナリオにおける短いガンマ線バーストの集団
| Title |
The_short_gamma-ray_burst_population_in_a_quasi-universal_jet_scenario |
| Authors |
O._S._Salafia,_M._E._Ravasio,_G._Ghirlanda,_I._Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15488 |
我々は、ジェットが軸上のピーク即発放出光度$L_c$において異なる可能性があるが、普遍的な角光度プロファイル$を共有する「準普遍ジェット」シナリオの下での短ガンマ線バースト(SGRB)集団のモデルを説明します。視野角$\theta_v$の関数として\ell(\theta_v)=L(\theta_v)/L_c$となります。このモデルは、重力波(GW)個体群解析にヒントを得たベイジアン階層的アプローチを通じて、観測された3つのSGRBサンプルに同時に適合されます。16個のSwift/BATSGRBのフラックス完全サンプルもGBMで検出され、赤方偏移が測定されました。そして、連星中性子星(BNS)合体対応物を含むSGRBのサンプル。現時点ではGRB~170817Aのみが含まれます。結果は、軸上のピーク光度が半開口角$\theta_c=2.1_{-1.4}^{+2.4}$deg(基準「フルサンプル」分析からの90\%信頼できる間隔)を持つ狭いジェットコアを支持します。最小光度$L_c^\star=5_{-2}^{を$A=3.2_{-0.4}^{+0.7}$上回る$p(L_c)\proptoL_c^{-A}$として分布する+11}\times10^{51}$ergs$^{-1}$。$\theta_v>\theta_c$の場合、明るさはべき乗則$\ell\propto\theta_v^{-\alpha_L}$として$\alpha_L=4.7_{-1.4}^{+1.2}$でスケールされます。休憩の証拠。このモデルは、$L$とピーク光子エネルギー$E_p$の間に固有の「ヨネトク」相関を示唆していますが、その傾きは見かけの傾きより幾分浅い$E_p\proptoL^{0.4\pm0.2}$であり、正規化は次のようになります。選択効果により、より大きい$E_p$に向かってオフセットされます。SGRBの暗示的な局所速度密度は、Gpc$^{3}$年あたり約100から数千のイベントの間であり、GW観測から推測されるBNS合併速度密度と一致している。このモデルに基づいて、O4観測期間中に高度GW検出器ネットワークとフェルミ/GBMによって年間0.2～1.3回のGW+SGRB共同検出が行われると予測します。
エネルギー分布を介して繰り返し高速無線バーストと非繰り返し高速無線バーストを接続する
| Title |
Connecting_repeating_and_non-repeating_fast_radio_bursts_via_their_energy_distributions |
| Authors |
F._Kirsten_(Chalmers),_O._Ould-Boukattine_(ASTRON),_W._Herrmann_(Astropeiler_Stockert),_M._Gawronski_(NCU,_Torun),_J._Hessels_(University_of_Amsterdam,_ASTRON),_W._Lu_(UC_Berkeley),_M._Snelders_(ASTRON),_P._Chawla_(University_of_Amsterdam),_J._Yang_(Chalmers),_R._Blaauw_(ASTRON),_K._Nimmo_(MIT),_W._Puchalska_(NCU,_Torun),_P._Wolak_(NCU,_Torun),_R._van_Ruiten_(University_of_Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15505 |
高速電波バースト(FRB)は、銀河系外の距離から地球に届く、非常に高エネルギーのミリ秒持続の電波フラッシュです。大まかに言うと、FRBは反復または(一見)非反復として分類できます。ただし、この2つのタイプが共通の物理的起源を共有しており、活動率が異なるだけであるかどうかはまだ不明です。ここで我々は、$25-32\mathrm{-m}$クラスの電波望遠鏡4台を使用して、$2000~\mathrm{hr}$以上で1つの超活動性反復波源FRB20201124Aを標的とした前例のない観測キャンペーンについて報告します。合計で46ドルの高エネルギーバーストを検出しました。これは、より大型の電波望遠鏡を使用したこれまでの低エネルギーバーストの観測を考慮すると、予想をはるかに上回っています。我々は、非反復FRB集団の分布に似た高エネルギーバースト分布を発見し、明らかに非反復FRB源が単に反復源からの最もまれなバーストである可能性を示唆しています。また、FRB20201124Aが全天FRBレートにどのように大きく寄与しているか、また、非常に高い赤方偏移でも同様のソースがどのように観測可能であるかについても説明します。
ニュートリノ一致の潮汐破壊現象による電磁カスケード放出
潮汐擾乱現象（TDE）と高エネルギー天体物理ニュートリノとの潜在的な関連性は、宇宙線の加速を示唆しています。これらの加速された粒子は、ニュートリノ生成に関連するプロセスによって、keVからGeVのエネルギーにわたる電磁(EM)カスケードを開始します。時間依存の輸送方程式を数値的に解くことによって電磁カスケードとニュートリノ放出をモデル化し、X線および$\gamma$線帯におけるAT2019dsgとAT2019fdrへの影響について議論する。\emph{Fermi}からの$\gamma$線制約が放射線ゾーンのサイズと注入陽子の最大エネルギーを制限できること、および追跡調査で対応する予想されるニュートリノイベント数が次のように制限されることを示します。約0.1未満。$p\gamma$相互作用の効率に応じて、X線および$\gamma$線信号は、光紫外(OUV)の光度のピーク、またはニュートリノ生成の時間に近いと予想されます。
継続的なリズムでのローマ銀河バルジ調査
| Title |
The_continuous_cadence_Roman_Galactic_Bulge_survey |
| Authors |
Thomas_Kupfer,_Camilla_Danielski,_Poshak_Gandhi,_Thomas_J._Maccarone,_Gijs_Nelemans,_Valeriya_Korol,_Liliana_Rivera_Sandoval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14956 |
公転周期が1時間未満の銀河連星は、mHz領域の強力な重力波源であり、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)に最適です。これらのバイナリのうち少なくとも数百、おそらく最大で1,000個は、電磁波帯で十分に明るいと予測されており、電磁波帯と重力帯の両方で検出できるため、統計的に有意なサンプルに対してマルチメッセンジャー研究を行うことができます。理論によれば、これらのソースの多くは銀河面、特に銀河バルジ領域に位置すると予測されています。これらの緊密なバイナリの一部は、恒星以下の三次系をホストする可能性があります。この白書では、ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡のユニークな観測能力を利用して、数十の新しい強力なLISA重力源と、コンパクトな白い周囲の系外惑星候補を発見して研究する、銀河バルジ時間領域調査の観測戦略を提案します。矮星連星や、フレア星、小型パルセーター、回転子などの他の短周期変数。
ローマ銀河バルジの時間領域調査のための科学的発見空間
ローマンの科学的成果を最大化するには、ローマンが地上に対して開いた科学的発見空間、すなわち、広い軌道にある惑星(logs>0.4)、最小の質量比惑星(logq<-4.5)、および自由浮遊惑星候補(特にthetaE<1uasの惑星)。ただし、その力を活用するには、そのような惑星を検出するだけでなく、統計分析に使用できるようにそれらを十分に特徴付ける必要があります。特に、3つのカテゴリすべてからの信号はすべて、惑星の質量比q、間隔s、および光源のサイズrho(thetaEの測定とホストの質量の制約に使用される)のあいまいさにつながる可能性のある光度曲線の縮退を起こしやすいです。。バインドされた惑星には、惑星ではなく2番目の光源を含むモデルで縮退した光度曲線が含まれる場合もあります。ローマ銀河バルジ時間領域調査を設計する上で最も差し迫った必要性は、惑星の摂動がどの程度適切に特徴付けられるかを調査するために、広い軌道と小さな惑星の摂動の詳細なシミュレーションを行うことです。これらの調査と関連する貿易研究は、新しいパラメーター空間を活用するRomanの能力を最大限に高めるために実行する必要があります。
磁気ベクトルポテンシャルの時間発展の新しい実装は、積分形式の誘導方程式を考慮することによって、平滑化された粒子磁気流体力学に対して得られます。ガリレオの不変性は、適切なゲージの選択によって実現されます。この新しい離散化は、3D構成でOrszag-TangMHD渦を使用してテストされます。対応する保守的な運動方程式が導出されますが、連続体極限におけるMHD方程式を解くことはできません。テストは代わりにハイブリッドアプローチを使用して実行され、ベクトルポテンシャルの代わりに磁場に基づく運動方程式が使用されます。テスト結果には、Price(2010)の定式化と同じ数値の不安定性が発生します。私たちは、この新しい処方は実行不可能であると結論付けています。
集束光学系 X 線太陽撮像装置 (FOXSI)
| Title |
The_Focusing_Optics_X-ray_Solar_Imager_(FOXSI) |
| Authors |
Steven_Christe,_Meriem_Alaoui,_Joel_Allred,_Marina_Battaglia,_Wayne_Baumgartner,_Juan_Camilo_Buitrago-Casas,_Amir_Caspi,_Bin_Chen,_Thomas_Chen,_Brian_Dennis,_James_Drake,_Lindsay_Glesener,_Iain_Hannah,_Laura_A._Hayes,_Hugh_Hudson,_Andrew_Inglis,_Jack_Ireland,_James_Klimchuk,_Adam_Kowalski,_S\"am_Krucker,_Anna_Maria_Massone,_Sophie_Musset,_Michele_Piana,_Daniel_Ryan,_Albert_Y._Shih,_Astrid_Veronig,_Nicole_Vilmer,_Alexander_Warmuth,_Stephen_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15071 |
FOXSIは、太陽フレア観測用に最適化された直接結像型の硬X線(HXR)望遠鏡です。制動放射を介して太陽コロナのエネルギー放出サイト内およびその近くの高温プラズマと高エネルギー電子を検出し、空間構造と粒子エネルギー分布の両方を測定します。これは、以前に利用可能であったものよりも2桁高速なイメージング分光法を提供し、これまでアクセスできなかった物理的に関連するタイムスケール（<1秒）を調査して、太陽の応用（例：惑星磁気圏、フレアなど）をはるかに超えた重要性を持つエネルギー放出と効率的な粒子加速の基本的な問題に対処します。星、降着円盤）。FOXSIは、電子がエネルギーの大部分を失う明るい彩層X線放射だけでなく、電子がコロナ内で加速され磁力線に沿って伝播する際の電子からの同時放射も測定します。FOXSIは、以前の機器では近くの明るい特徴によって盲目にされていた希薄なコロナの高層からの放射を検出し、エネルギー、空間、時間の進化に伴って加速された電子と最も高温のプラズマを完全に特徴づけて、衝撃的なエネルギー放出がどのように導くのかという謎を解明します。地球の宇宙天気の主な要因である太陽の噴火と、それらの噴火がどのようにエネルギーを与えられ、進化するかについて。
ULTRASAT 宇宙ミッション用の CMOS イメージセンサーに対する総電離線量の影響
| Title |
Total_Ionizing_Dose_Effects_on_CMOS_Image_Sensor_for_the_ULTRASAT_Space_Mission |
| Authors |
Vlad_D._Berlea_and_Steven_Worm_and_Nirmal_Kaipachery_and_Shrinivasrao_R._Kulkarni_and_Shashank_Kumar_and_Merlin_F._Barschke_and_David_Berge_and_Adi_Birman_and_Shay_Alfassi_and_Amos_Fenigstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15307 |
ULTRASAT(ULtravioletTRansientAstronomySATellite)は、近紫外スペクトルで深い時間分解調査を実行する広角宇宙望遠鏡です。ULTRASATはワイツマン科学研究所とイスラエル宇宙機関が主導する宇宙ミッションで、2025年に打ち上げられる予定です。このカメラには裏面照射型のステッチピクセルセンサーが実装されています。このピクセルは、ピッチが$9.5$$\mum$のデュアルコンバージョンゲイン4Tアーキテクチャを備えており、TowerSemiconductorによって$180$$nm$プロセスで製造されています。最終的なセンサーがテストに利用可能になる前に、Towerが提供したテストセンサーを使用して、ピクセルの放射線耐性に関する最初の洞察が得られました。ULTRASATミッションの放射線によるセンサー劣化の主な原因の1つは、総電離線量(TID)です。テストセンサーのTID測定は、ヘルムホルツツェントラムベルリンのCo-60ガンマ線源とCERNのCC-60施設を使用して実行され、予備的な結果が示されています。
CMD での機械学習のための Quadtree 機能
ベラ・C・ルービン天文台のような今後の施設は、銀河の端やその先までの数千の星団の非常に深い測光を提供することになるが、それには星団の特性評価などのタスクを実行できる自動分析用の適切なツールが必要となる。色振幅図(CMD)の分析を通じて。後者は本質的にN次元空間の点群であり、次元数は使用される測光バンドに対応します。これに関連して、表形式のデータに適した機械学習手法は、CMDにすぐには適用できません。これは、特定のCMDに含まれる星の数が可変であり、順列の等分散性が必要であるためです。人間の監視を必要とするアドホックな操作を導入せずにこの問題に対処するために、ここでは、色振幅平面の反復分割による四分木のような構造によってCMDを要約し、固定数を抽出する新しいCMD特徴付け手順を紹介します。任意のCMDから関連するサブ領域の意味のある特徴を抽出します。現在のアプローチは測光ノイズや汚染に対して堅牢であり、特徴の単純な線形回帰により、相互検証で0.33dex(0.16dex)のばらつきのある距離係数(金属性)が予測されることが示されています。
最短周期スパイダーパルサーシステムM71Eの光学的識別
M71Eは、Panらによって発見された既知の最も短い公転周期P=53.3分を持つスパイダーパルサー(つまり、緊密な連星伴星を持つミリ秒パルサー)です。（2023年）。彼らが好む進化モデルは、それが2つのタイプのクモパルサーの間の橋渡しとなること、つまり、それが「セアカゴケ」の子孫であり、「クロゴケグモ」になることを示唆しています。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)のアーカイブ画像データを使用して、その仲間であるCOM-M71Eの最初の光学的識別を報告します。HSTとパルサーのタイミング座標はよく一致しています(~10マス以内)。M71Eが球状星団M71に関連している場合、COM-M71Eの測定された明るさ(m_F606W~25.3)は、Panらの予想とほぼ一致します。(2023)が推奨する、剥ぎ取られたドワーフの仲間の二値進化モデル。
コロナルフラックスロープの自動識別と追跡 -- パート I: フットポイントとフラックス
| Title |
The_Automatic_Identification_and_Tracking_of_Coronal_Flux_Ropes_--_Part_I:_Footpoints_and_Fluxes |
| Authors |
Andreas_Wagner,_Emilia_K._J._Kilpua,_Ranadeep_Sarkar,_Daniel_J._Price,_Anshu_Kumari,_Farhad_Daei,_Jens_Pomoell,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15019 |
太陽から噴出するフラックスロープの初期段階の進化を調査することは、その安定性がどのように失われるか、また宇宙天気の影響を受けるかというメカニズムを理解するために重要です。私たちの目的は、噴出する太陽フラックスロープの初期ダイナミクスを追跡するための効率的なスキームを開発し、そのアルゴリズムを使用してその初期段階の特性を分析することです。このアルゴリズムは、活動領域AR12473で発生した噴火のデータ駆動型シミュレーションでテストされます。私たちは、モデル化された磁束ロープのフットポイントの動きと磁束の変化を調査し、211$\unicode{x212B}$チャネルと1600$\unicode{x212B}$チャネルにおける太陽力学天文台の大気イメージングアセンブリからの観測データと比較します。解析を実行するには、時間依存のデータ駆動型磁気摩擦モデル(TMFM)を使用します。また、別のモデリング実行も実行します。そこでは、シミュレーションドメイン内で磁束ロープが上昇する途中でTMFMの駆動を停止し、代わりにゼロベータ磁気流体力学(MHD)アプローチを使用して進化させます。開発されたアルゴリズムは、シミュレーションドメインを通じてフラックスロープとその上昇を抽出することに成功しました。モデル化された磁束ロープフットポイントの動きは、TMFMと緩和MHD実行の両方で同様の傾向を示していることがわかりました。噴火が進行するにつれて、フットポイントはそれぞれの中心位置から遠ざかり、正極性のフットポイント領域はより動的な挙動を示します。紫外線増光と極端紫外線減光は、ダイナミクスの点でモデルとよく一致しています。モデリング結果によると、フラックスロープ内のトロイダル磁束は最初に増加し、その後減少します。私たちの観測分析では、トロイダル磁束の下降段階を捉えています。結論として、抽出アルゴリズムにより、フラックスロープの初期ダイナミクスを効果的に研究し、フットポイントの動きやトロイダル磁束などの重要な特性の一部を導き出すことができます。
ウォリック・ボールは、星地震学の過去、現在、未来の文脈で最近の発見をいくつか紹介します。
小型2バンド紫外測光ミッションによる科学 II: 星と星系の観測
| Title |
Science_with_a_small_two-band_UV-photometry_mission_II:_Observations_of_stars_and_stellar_systems |
| Authors |
J._Krti\v{c}ka,_J._Ben\'a\v{c}ek,_J._Budaj,_D._Kor\v{c}\'akov\'a,_A._P\'al,_M._Piecka,_M._Zejda,_V._Bak{\i}\c{s},_M._Bro\v{z},_Hsiang-Kuang_Chang,_N._Faltov\'a,_R._G\'alis,_D._Jadlovsk\'y,_J._Jan\'ik,_J._K\'ara,_J._Kol\'a\v{r},_I._Krti\v{c}kov\'a,_J._Kub\'at,_B._Kub\'atov\'a,_P._Kurf\"urst,_M._Labaj,_J._Merc,_Z._Mikul\'a\v{s}ek,_F._M\"unz,_E._Paunzen,_M._Pri\v{s}egen,_T._Ramezani,_T._Rievajov\'a,_J._\v{R}\'ipa,_L._Schmidtobreick,_M._Skarka,_G._Sz\'asz,_W._Weiss,_N._Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15081 |
小型の2バンドUV測光衛星ミッションが、恒星物理学、星の磁気圏、連星、星団、星間物質、系外惑星の分野に及ぼす影響について概説します。さまざまな種類の星や星系の具体例について、帯域通過、精度、リズム、ミッション期間などの特定のミッションパラメータの観点から、そのような衛星ミッションの特定の要件について説明します。私たちは、このようなミッションが、光のほとんどを紫外線で放射する熱い星だけでなく、紫外線がその活動を追跡する冷たい星についても重要なデータを提供する可能性があることを示します。恒星の活動のレベルは居住可能性に影響を与えるため、これは、たとえば系外惑星の研究にとって重要です。2バンドUVミッションの主な資産は時間領域天文学にありますが、散開星団の例は、そのようなミッションが恒星集団の研究にとっても重要であることを証明しています。星間塵の特性は、光学情報と赤外情報を紫外での観測と組み合わせるときに最もよく調べられます。塵が紫外線を効率的に吸収することはよく知られています。したがって、このようなUVミッションを使用して、さまざまな塵っぽい天体による十分に熱い星の日食を検出し、円盤、環、雲、崩壊中の系外惑星や系外小惑星を研究するためにどのように使用できるかを概説します。さらに、紫外線は中性子星の冷却を研究するために使用でき、中性子星の内部の物質の極端な状態に関する情報を提供したり、それらの表面の加熱スポットをマッピングするために使用したりできます。
マルコフ連鎖モンテカルロ最適化をダイソンの Visual Double Star に適用
| Title |
Markov_Chain_Monte_Carlo_Optimization_applied_to_Dyson's_Visual_Double_Stars |
| Authors |
Isabella_Soh_Xiao_Si,_Michael_D._Rhodes,_Edwin_Budding,_Timothy_Banks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15100 |
軌道パラメータの推定は、100年前に第9代天文学者ロイヤルフランクダイソン卿によってカタログ化された25の視覚連星系の天文データに対してベイジアン最適化手法を使用して行われました。この方法の利点は、最適化されたパラメーターに対して信頼性が高く、偏りのない不確実性の推定値が得られることです。現在の研究とダイソンの間の短期間（100年未満）のシステムについては合理的な一致が見られ、さらに1世紀のデータを含めることにより長期間のシステムについては優れた推定値が得られます。視差測定を含めることにより、システムの動的質量が表示されます。
弱い衝撃的狭帯域の静かな太陽光放射を検出し、その形態を特徴付けるための教師なし機械学習ベースのアルゴリズム
| Title |
An_unsupervised_machine_learning_based_algorithm_for_detecting_Weak_Impulsive_Narrowband_Quiet_Sun_Emissions_and_characterizing_their_morphology |
| Authors |
Shabbir_Bawaji,_Ujjaini_Alam,_Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi,_Ayan_Biswas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15104 |
太陽コロナは非常にダイナミックです。観測能力が飛躍的に向上するたびに、複雑な動的プロセスの予期せぬ発見が伴います。ますます高感度になった機器により、ますます弱いエネルギー論で事象を調査できるようになりました。低周波電波太陽イメージング能力の最近の飛躍により、新しいクラスの放出、すなわち弱い衝撃的狭帯域静かな太陽光放出\citep[WINQSEs;][]{mondal2020}の発見につながりました。それらはコロナナノフレアの電波痕跡であると仮説が立てられており、長年にわたるコロナ加熱問題に潜在的に関係している可能性がある。この発見の重要性を考慮して、この研究は複数の独立した研究によって追跡調査されてきました。これらには、複数のデータセット内のWINQSEの検出、独立した検出技術とソフトウェアパイプラインの使用、他の波長での対応するWINQSEの検索が含まれます。この研究は、WINQSEの形態学的特性の調査に焦点を当てており、以前の研究でWINQSEの検出に使用された方法論も改良しています。WINQSEを検出し、その形態に基づいて分類し、2Dガウスを使用して分離されたものをモデル化する機械学習ベースのアルゴリズムを紹介します。複数のデータセットをこのアルゴリズムに適用して、その真実性をテストします。興味深いことに、WINQSEは本質的にコンパクトなソースから発生すると予想されていたにもかかわらず、我々の観察では解決される傾向があります。私たちは、この角度の広がりはコロナ散乱によって生じると提案します。したがって、WINQSEは、これまで不可能であった、静かな太陽領域におけるコロナ散乱(ひいてはコロナ乱流)の遍在的で常に存在する診断を提供できます。
V960 Mon システムの多波長進化のモデル化
| Title |
Modeling_the_Multiwavelength_Evolution_of_the_V960_Mon_System |
| Authors |
Adolfo_S._Carvalho,_Lynne_A._Hillenbrand,_Franz-Josef_Hambsch,_Shawn_Dvorak,_Michael_Sitko,_Ray_W._Russell,_Victoria_Hammond,_Michael_Connelley,_Michael_C.B._Ashley,_and_Matthew_J._Hankins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15107 |
私たちは、8年間にわたる利用可能な多波長測光時系列を使用し、中分散分光測光のいくつかのエポックによって補完され、FUOri天体V960Monの爆発以来の進化を研究します。我々は、発生源のフェージングは、降着率の減少と円盤内部半径の増加の組み合わせから生じる内部円盤の温度の低下によってよく説明できることを発見した。私たちは、マルチバンド測光(この論文)と高解像度のスペクトル線(関連論文)で観測された変動を生成する円盤大気モデルを使用してシステムをモデル化します。
12 の潜在的な合併候補コンタクト バイナリ システムの研究
| Title |
A_Study_of_Twelve_Potential_Merger_Candidate_Contact_Binary_Systems |
| Authors |
Surjit_S._Wadhwa,_Bojan_Arbutina,_Nick_F.H._Tothill,_Miroslav_D._Filipovic,_Ain_Y._De_Horta,_Jelena_Petrovic_and_Gojko_Djurasevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15190 |
これまで十分に研究されていなかった12個の接触連星系の測光観察と分析が紹介されています。すべて皆既日食を示し、質量比は0.072～0.15の範囲で非常に低くなります。また、いずれも理論上の軌道不安定性の範囲内の質量比を持つ軌道不安定性の特性を示しています。重大なオコンネル効果を示すものはありませんが、少なくとも9つの系には、彩層および磁気活動の増加を示す他の指標があります。
T8 Dwarf WISE J062309.94-045624.6 からの周期的電波放射
| Title |
Periodic_Radio_Emission_from_the_T8_Dwarf_WISE_J062309.94-045624.6 |
| Authors |
Kovi_Rose,_Joshua_Pritchard,_Tara_Murphy,_Manisha_Caleb,_Dougal_Dobie,_Laura_Driessen,_Stefan_W._Duchesne,_David_L._Kaplan,_Emil_Lenc,_and_Ziteng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15219 |
我々は、T8褐色矮星WISEJ062309.94-045624.6からの0.9GHzと2.0GHzの間の回転変調された円偏光電波放射の検出を報告します。私たちは、オーストラリアのSKAパスファインダーを使用して、RapidASKAPContinuumSurveyからの1.36ドルGHzの画像データから、この高い固有運動をもつ超低温矮星を検出しました。WISEJ062309.94-045624.6の時間と周波数の平均ストークスI磁束密度は$4.17\pm0.41$mJybeam$^{-1}$、絶対円偏光率は$66.3\pm9.0\%であることが観察されました。$を計算し、比放射光度$L_{\nu}\sim10^{14.8}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$を計算しました。オーストラリアン・テレスコープ・コンパクト・アレイとMeerKATによる追跡観測で、我々は複数のピークを持つパルス構造を特定し、動的スペクトルを使用して矮星の磁場の下限を$B>0.71$kGとし、$P=1.912を測定した。\pm0.005$hの周期性は、回転変調によるものであると結論付けられました。私たちが測定した光度と周期は、電波波長で観察された他の超低温矮星のものに匹敵します。これは、ペースを上げて感度を向上させた将来のメガヘルツからギガヘルツへの探査によって、同様の矮星またはそれ以降のタイプの矮星が検出される可能性が高いことを意味します。私たちがWISEJ062309.94-045624.6を検出したことにより、この矮星は電波放射を発生することが観測された最も低温で最新のタイプの星となります。
太陽物理学における機械学習
太陽物理学における機械学習の応用は、太陽の大気中で起こる複雑なプロセスについての理解を大幅に高める可能性があります。ディープラーニングなどの技術を使用することで、私たちは太陽観測からの大量のデータを分析し、従来の方法では明らかでなかったパターンや傾向を特定できるようになりました。これは、地球環境に大きな影響を与える可能性がある太陽フレアのような爆発的現象についての理解を深めるのに役立ちます。地球上の危険な出来事を予測することは、テクノロジー社会にとって非常に重要になります。機械学習は、データをより深く掘り下げて、それらを説明するためのより複雑なモデルを提案できるようにすることで、太陽自体の内部の仕組みについての理解を向上させることもできます。さらに、機械学習の使用は太陽データの分析を自動化し、手作業の必要性を減らし、この分野の研究の効率を高めるのに役立ちます。
LAMOSTの単線高温準準星の質量分布
| Title |
Mass_distribution_for_single-lined_hot_subdwarf_stars_in_LAMOST |
| Authors |
Zhenxin_Lei,_Ruijie_He,_Peter_Nemeth,_Xuan_Zou,_Huaping_Xiao,_Yong_Yang,_Jingkun_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15342 |
LAMOSTで特定された664個の単線高温亜矮星の質量は、スペクトルエネルギー分布(SED)からの合成フラックスと仮想天文台サービスからの観測フラックスを比較することによって計算されました。質量分布を研究するために、視差精度に従ってサンプル全体から3つのグループの高温亜矮星が選択されました。Heの乏しいsdB/sdOB星は、0.1から1.0$\mathrm{M}_{\odot}$の広い質量分布を示し、0.46$\rm{M}_{\odot付近に鋭い質量ピークがあることがわかりました。}$、これは正規バイナリモデル予測と一致します。Heが豊富なsdB/sdOB/sdO星は、Heが少ないsdB/sdOB星よりもはるかに平坦な質量分布を示し、質量ピークは約0.42$\mathrm{M}_{\odot}$です。観測された質量分布をさまざまな形成シナリオの予測と比較することにより、我々は、2つのヘリウム白色矮星(He-WD)とHe-WD+主系列(MS)合体を含む連星合体チャネルが唯一の主要な形成であることはできないと結論付けた。Heに富む高温亜矮星のチャネル、およびIa型超新星(SNeIa)からの生き残った伴星などの他の形成チャネルも、特に質量が0.44$\mathrm未満のHeに富む高温亜矮星の場合、この特別な集団の生成に影響を与える可能性があります。{M}_{\odot}$。Heの少ないsdO星も、0.18$\mathrm{M}_{\odot}$に目立たないピーク質量を持ち、より平坦な質量分布を示します。He-poorsdB/sdOB星とsdO星との間の同様の質量-$\DeltaRV_\mathrm{max}$の分布は、He-poorsdO星がHe-poorsdB/sdOB星のその後の進化段階である可能性があるというシナリオを裏付けています。
系外惑星GJ 436b周辺の宇宙天気
| Title |
The_space_weather_around_the_exoplanet_GJ_436b |
| Authors |
S._Bellotti,_R._Fares,_A._A._Vidotto,_J._Morin,_P._Petit,_G._A._J._Hussain,_V._Bourrier,_J.F._Donati,_C._Moutou,_E._Hebrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15391 |
惑星が組み込まれている宇宙環境は主に主星に依存し、惑星大気の進化に影響を与えます。静かなM矮星GJ436は、熱い海王星に接近しています。この海王星は、高エネルギーの恒星照射により大気中から逃げ出した水素原子の彗星のような尾部を特徴とすることが知られています。このような星と惑星の相互作用を理解することは、惑星の形成と進化の理論、特に「海王星の砂漠」としても知られる3d公転周期以下の海王星サイズの惑星の希少性にさらに光を当てるために不可欠である。私たちは、GJ436の周囲の恒星環境を特徴付けることを目的としていましたが、それには恒星の磁場の正確な知識が必要でした。後者は、円偏光スペクトルの時系列にトモグラフィー反転を適用することで大規模な磁場の形状を復元できるため、分光偏光測定で効率的に研究されます。私たちは、2016年にNarvalと光学領域で収集した分光旋光データを使用して縦磁場を計算し、ロム・スカーグルピリオドグラムとガウス過程回帰分析によってその周期内容を調べ、最後にゼーマン・ドップラー法によって大規模な磁場構成を再構築しました。イメージング。我々は、平均経度磁場が-12G、星の自転周期がガウス過程モデルを使用して46.6日、ゼーマン・ドップラー画像を使用して40.1日であることを発見しました。どちらも文献と一致しています。Lomb-Scargle解析では、有意な周期性は明らかになりませんでした。再構成された大規模な磁場は、主にポロイダル、双極子、軸対称で、平均強度は16Gです。これは、同様のスペクトル型と回転速度を持つ他の星で見られる磁気トポロジーと一致しています。
UVIT 散開星団研究。 X. NGC 6791 のポスト物質移動システムの豊富なコレクション
| Title |
UVIT_Open_Cluster_Study._X._Rich_Collection_of_Post_Mass_Transfer_Systems_in_NGC_6791 |
| Authors |
Vikrant_V._Jadhav_(Uni._Bonn),_Annapurni_Subramaniam_(IIA)_and_Ram_Sagar_(IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15396 |
NGC6791は、天の川銀河の中で最も豊富な古い散開星団の1つです。銀河面の上の位置とその数密度から、散開銀河団と球状星団の間の興味深い中間点となっています。私たちは、近紫外フィルターと遠紫外フィルターの\textit{AstroSat}/UVIT画像を使用してNGC6791の紫外明るい集団を検出し、青色漂着星(BSS)などの既知の物質移動後のシステムを特徴付けることを目指しています。多波長スペクトルエネルギー分布分析を使用して、二値性、相互作用、または星の活動を示唆する大きなUVフラックスを持つ20のメンバーを特定しました（1180の検出のうち91のクラスターメンバーのうち）。我々は、5つのホットサブドワーフ(sdA/sdB)を含む62の孤立したクラスターメンバーを特徴付けました。さらに、他のクラスターメンバーと一緒に隠れていた10個のsdA/sdB/超低質量白色矮星(ELM)タイプの候補も検出されました。さらに、質量降着の歴史を持つ主系列星であるブルーラーカーの候補4つを発見したことを報告します。我々は、この星団には、連星進化の副産物であるsdBs、sdAs、ELM白色矮星などのさまざまな恒星の（以前の）残骸があることを報告する。上記は、主配列から水平分岐後までの進化段階全体で見られる物質移動後のバイナリである可能性があります。したがって、この動的に古い散開星団はユニークであり、動的研究の理想的なテストベッドとなります。
SkyMapper による大マゼラン雲内の極度に金属の少ない星探し
| Title |
The_SkyMapper_search_for_extremely_metal-poor_stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
W._S._Oh,_T._Nordlander,_G._S._Da_Costa,_M._S._Bessell,_A._D._Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15492 |
我々は、大マゼラン雲内の極度に金属に乏しい（EMP）星の探索結果を発表します。これにより、最初の星の特性や、矮星の星形成の初期段階で一般的な形成条件に関する重要な情報が得られる可能性があります。銀河。私たちの検索では、SkyMapper測光を利用し、視差と固有運動のカット(Gaiaから)、色等級のカット(赤色巨星分岐領域の選択による)、そして最後に金属性に敏感なカットを使用しました。ANU2.3m望遠鏡/WiFeS分光器を使用して測光候補サンプルの低解像度スペクトルを取得し、そこから[Fe/H]$\leq$-2.75を持つ7つの星が特定され、そのうちの2つは[Fe/H]を持っていました。$\leq$-3。CaIIトリプレットラインから導出された動径速度は、サンプル内の候補の大部分についてLMCの外側回転曲線と厳密に一致します。したがって、私たちのターゲットは、6D位相空間情報（座標、分光測光距離、固有運動、動径速度）に基づいてLMCの確実なメンバーであり、この銀河でこれまでに発見された中で最も金属の少ない星を構成しています。
大質量星形成領域 S255IR の最も鮮明な観察。噴出源 NIRS3 での近赤外線補償光学イメージング
| Title |
The_sharpest_view_on_the_high-mass_star-forming_region_S255IR._Near-InfraRed_Adaptive_Optics_Imaging_on_the_Outbursting_Source_NIRS3 |
| Authors |
R._Fedriani,_A._Caratti_o_Garatti,_R._Cesaroni,_J._C._Tan,_B._Stecklum,_L._Moscadelli,_M._Koutoulaki,_G._Cosentino,_and_M._Whittle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15542 |
大質量星は、その形成の初期から生涯の終わりまで周囲に影響を与えます。しかし、その形成についてはほとんど知られていません。一時的な降着は重要な役割を果たしている可能性がありますが、これらの現象の観測は少数の巨大な原始星についてのみ報告されています。私たちは、最近原始星NIRS3が降着バーストを起こした大質量星形成領域S255IRからのバースト現象を調査することを目的としています。私たちは測光と周囲の形態の両方でこの光源の進化を追跡します。方法:K$_{\rms}$広帯域フィルターとH$_2$およびBr$\gamma$狭帯域フィルターの大型双眼望遠鏡を使用して、S255IR中央領域で近赤外補償光学観測を実行します。角度分解能は$\sim0\farcs06$で、回折限界に近いです。私たちは、NIRS3から北東に新たな近赤外線ノットを発見しました。これは、最後の降着バースト中に放出され、バースト後の追跡調査の一環として電波状態で観察されたジェットノットであると解釈されます。このノットの平均接線速度$450\pm50\,\mathrm{km\,s^{-1}}$を測定します。私たちは、ジェット衝撃放出を追跡するH$_2$と、降着活動と中心の巨大な原始星からの紫外線放射の組み合わせからの散乱光を追跡するBr$\gamma$から連続体を差し引いた画像を解析します。NIRS3の位置で磁束の大幅な減少が観察され、K=13.48\,magは歴史的シリーズの絶対最小値です。私たちの観察は、初期の無線追跡調査で見られたように、一時的な降着の後に近赤外線での一時的な放出反応が続くというシナリオを強く示唆しています。30年にわたる$\sim2\,\mu{\rmm}$の測光は、NIRS3が1980年代後半に別の爆発を起こした可能性を示唆しており、近赤外線でそのような証拠が観測された最初の大質量原始星でした。
ICME の伝播に対する太陽活動の影響: 活動の最小および最大における水力、磁気および中央値の ICME のシミュレーション
| Title |
Impact_of_the_solar_activity_on_the_propagation_of_ICMEs:_Simulations_of_hydro,_magnetic_and_median_ICMEs_at_minimum_and_maximum_of_activity |
| Authors |
Barbara_Perri,_Brigitte_Schmieder,_Pascal_D\'emoulin,_Stefaan_Poedts,_Florian_Regnault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15560 |
太陽圏における惑星間コロナ質量放出(ICME)の伝播は、ICMEの内部構造や周囲の太陽風や磁場との相互作用に関連する多くの物理現象の影響を受けます。太陽磁場は11年のダイナモサイクルによって変調されるため、私たちの目標は、理論的な探索研究を実行して、典型的な最小および最大活動バックグラウンドにおけるICMEの伝播の違いを評価することです。観測と数値シミュレーションの両方を使用して、代表CMEの中央値を0.1~auに定義し、スフェロマックモデルを使用してそれを記述します。太陽圏伝播装置であるEuropeanHeliosphericFORecastingInformationAsset(EUHFORIA)を使用して、2つの異なる背景の風環境に同じICMEを注入します。次に、磁化されていないCMEと比較して、環境とCMEの内部構造が地球へのICMEの伝播にどのような影響を与えるかを研究します。活動が最小限の場合、黄道周囲の太陽圏の構造によりICMEの速度が低下し、噴出物の極部分に遅れが生じます。ICMEが高速である場合、この遅延はより重要になります。活動が最大になると、南側のコロナホールが北方向への偏向を引き起こします。このようなケースでは、常に活動が最大のICMEが最初に到着しますが、活動が最小のICMEの方が実際には地理効果が高いことがわかります。ICMEのヘリシティサインも重要なパラメーターですが、磁気プロファイルと最大8時間の到達時間に影響を与えるため、最小限の活動にすぎません。
TESS と K2 による M67 の青いはぐれ星の測光変動
| Title |
Photometric_variability_of_blue_straggler_stars_in_M67_with_TESS_and_K2 |
| Authors |
Nagaraj_Vernekar,_Annapurni_Subramaniam,_Vikrant_V._Jadhav_and_Dominic_M._Bowman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15606 |
青色漂着星(BSS)は、連星の物質移動または合体によって形成されます。M67でBSSの仲間である白色矮星(WD)が最近検出されたことは、形成の物質移動経路を示唆しました。分光連星であることが知られているM67の5つのBSSに近いものを探すために、K2とTESSデータからの光度曲線を研究しました。PHOEBEを使用して光度曲線を分析し、仲間の特性を推定します。WOCS1007では変動が検出され、光度曲線は楕円体の変動によって支配されています。光度曲線と動径速度の測定を使用して、その公転周期は4.212$\pm$0.041dおよび$e$=0.206$\pm$002であると推定されます。伴星の質量は0.22$\pm$0.05M$_{\odot}$、半径0.078$\pm$0.027R$_{\odot}$と推定され、Tを持つ低質量WDであることが確認されます。$_{\rmeff}$=14300$\pm$1100K。BSSの推定質量1.95$\pm$0.26M$_{\odot}$は、等時線から推定された質量と類似しています。WOCS1007のBSSは$\delta$脊椎の脈動を示していますが、わずかに変形しており、効率的な物質移動によって形成されたと考えられます。WOCS4003の光度曲線は楕円体変化を伴うかすめ日食を示していますが、推定されたパラメータは決定的ではありません。周期0.44日とは別に、周期1.1日の小さな食が見つかり、コンパクトな三重系が示唆されました。WOCS4003、WOCS5005、およびWOCS1025の場合、食や脈動は検出されず、これらのBSSには傾きの高い短周期内部連星が存在しないことが確認されます。
ランダムな宇宙における生命に関するシアマの議論: リンゴとオレンジの区別
デニス・シアマは、生命の存在は多くの量、基本定数に依存するため、ランダムな宇宙では生命が存在する可能性は非常に低いはずだと主張しました。しかし、これらの定数についての十分な知識がなければ、彼の議論は「知的に設計された」ように見える宇宙を暗示しています。
暗黒物質の完全な非経験的全電子計算 - 系統的不確実性の評価による結晶内の電子散乱
| Title |
Fully_ab-initio_all-electron_calculation_of_dark_matter--electron_scattering_in_crystals_with_evaluation_of_systematic_uncertainties |
| Authors |
Cyrus_E._Dreyer,_Rouven_Essig,_Marivi_Fernandez-Serra,_Aman_Singal,_Cheng_Zhen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14944 |
原子中心ガウス基底関数セットを使用して、暗黒物質、つまり\textit{ab-initio}全電子レベルでの電子散乱に対するターゲット物質の応答を計算します。全電子効果により、従来の平面波を使用した計算と比較して、暗黒物質から電子への高運動量移動$q\gtrsim\mathcal{O}\left({10\\alpham_e}\right)$における材料応答が強化されます。QEDarkで使用されるメソッドを含むメソッド。これにより、特に重いメディエーターを介して散乱する場合、エネルギー移動$E\gtrsim10$~eVでの予想イベント率が向上します。私たちは、基底関数の選択、交換相関関数、ブロック和の単位セルの数、$\mathbf{k}$-mesh、および非常に高い運動量の伝達で散乱します。当社はシリコンとゲルマニウムを中心とした最先端の結晶フォームファクターを提供します。私たちのコードと結果は、QuantumChemistryDark(「QCDark」)と呼ばれる新しいツールとして公開されています。
我々は、伝播する大規模なベクトル場が二次曲率不変量から生じる重力理論を構築します。非線形ラグランジュ解析とハミルトニアン解析で証明されているように、アインシュタインカルタン公式とねじれの部分抑制により、ゴーストや強結合の問題が確実に存在しません。一般相対性理論を伝播ねじれベクトルで拡張することで、私たちの理論はアインシュタイン・プロカモデルの純粋な重力起源を提供し、そのパラメーター空間を制約します。現象学の展望として、フェルミオン暗黒物質の重力生成について議論します。
偏心した極端な質量比インスピレーションによる天体物理環境の探査
| Title |
Probing_astrophysical_environment_with_eccentric_extreme_mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Mostafizur_Rahman,_Shailesh_Kumar,_Arpan_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.14971 |
重力波とブラックホールの発見により、重力波天文学の新時代が始まり、宇宙の極限環境における重力と天体物理学の基礎となる特徴を調査できるようになりました。この記事では、ヘルンクイスト密度分布によって支配される暗黒物質のハローに浸された球面対称の静的ブラックホールを主天体とする、極端な質量比の吸気システムを使用したそのような研究の1つを調査します。主星の周りを周回する恒星質量天体の離心赤道軌道運動を考慮し、測定可能な効果を計算します。私たちは、生成された重力波束における暗黒物質の質量とハロー半径の挙動、および離心率と半緯度直腸などの離心軌道パラメーターの進化を調べます。さらに、重力波ディフェーズの推定値を提供し、そのような天体物理環境の観測見通しにおける低周波検出器の重要な役割を発見します。
暗黒物質が小さなスケールで強く凝集する宇宙論は、まだその塊にさらされていない地上の検出器にとっては不利です。私は、ヘクトメートル以下の塊が白色矮星の核（炭素と酸素）と中性子星の海洋（炭素）の原子核に散乱し、それぞれIa型のような超新星とX線スーパーバーストを引き起こすことによって熱核暴走を引き起こす可能性があることを示した。私は2つのシナリオを検討します。本質的にマイクロハローである「ダーククラスター」と、爆発を引き起こすためのエネルギー源となる長距離の湯川バリオン相互作用を伴う本質的に巨視的な複合体である「長距離ダークナゲット」です。私は、プランク質量と小惑星質量の間の重さの暗黒星団と、40桁にわたるより広い質量範囲にわたる長距離暗黒ナゲットを拘束します。これらの制限は、中性子星、宇宙線、先史時代の鉱物における暗黒塊の散乱相互作用について、私が2109.04582で共同提案した研究を大いに補完するものです。
タイトル理論が定式化される。これは、フェルミディラック分布の量子コヒーレントな変形を伴い、ニュートリノ振動に新たな光を当てます。これにより、核崩壊超新星や中性子星合体のモデル化にニュートリノ混合を組み込むことが可能になるかもしれない。
ノイズの多い混合物で目的の信号を回復するための統計的成分分離
| Title |
Statistical_Component_Separation_for_Targeted_Signal_Recovery_in_Noisy_Mixtures |
| Authors |
Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_Michael_Eickenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15012 |
与えられた信号の特定の特性のみに興味がある場合、加算混合物から信号を分離することは、不必要に難しい問題になる可能性があります。この研究では、ノイズの多い混合物からターゲット信号の事前定義された統計記述子のセットを回復することに焦点を当てた、より単純な「統計成分分離」問題に取り組みます。ノイズプロセスのサンプルへのアクセスを想定して、ノイズサンプルによって破損した解候補の統計を、観察された混合物の統計と一致させるために考案された方法を調査します。まず、分析的に扱いやすい計算を含む簡単な例を使用して、このメソッドの動作を分析します。次に、1)ウェーブレットベースの記述子、2)天体物理学およびImageNetデータに関するConvNetベースの記述子を使用して、画像ノイズ除去コンテキストに適用します。1)の場合、ほとんどの状況において、私たちの方法が標準的なノイズ除去方法よりもターゲットデータの記述子をより適切に復元できることを示します。さらに、この目的のために構築されていないにもかかわらず、完全な信号再構成におけるピーク信号対雑音比の点で驚くほど優れた性能を発揮します。比較すると、表現2)は画像のノイズ除去にはあまり適していないように見えます。最後に、最初の方法に新しい観点を与え、特定の状況下で画像のノイズ除去に有望な結果をもたらす拡散段階的アルゴリズムを導入することによってこの方法を拡張します。
一般化エントロピー宇宙論におけるインフレーションから再加熱までのホログラフィック実現
| Title |
Holographic_realization_from_inflation_to_reheating_in_generalized_entropic_cosmology |
| Authors |
Sergei_D._Odintsov,_Simone_D'Onofrio,_Tanmoy_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15225 |
さまざまなエントロピー関数(ツァリスエントロピー、R\'{e}nyiエントロピー、バローエントロピー、シャルマミッタルエントロピー、カニアダキスエントロピー、ループ量子重力エントロピーなど)に対する宇宙論的な関心が高まっていることにより、当然のことながら重要な疑問が生じます。「これまでに提案されているすべての既知のエントロピーを1つの傘の中に収めることができる一般化されたエントロピーは存在するのでしょうか?」この精神に基づいて、最近、パラメーターの適切な制限に対して、さまざまな既知のエントロピーに還元する4つのパラメーターの一般化エントロピーが定式化されました。このような4つのパラメータの一般化エントロピー($S_\mathrm{g}$で象徴される)に基づいて、本論文では、エントロピー宇宙論の文脈で、宇宙の初期段階、特にインフレーションから再加熱までの進化を考察します。エネルギー密度はインフレトンとして機能します。エントロピーエネルギーが、早期のインフレ段階をうまく推進し、正常に終了することが判明しました。さらに、観察可能な指標の理論的期待は、エントロピーパラメーターの適切な範囲についての最近のプランクデータと一致します。インフレーションが終了した後、宇宙は再加熱段階に入り、エントロピーエネルギーは一定の減衰率で相対論的粒子に減衰します。実際、$S_\mathrm{g}$内のエントロピーパラメーターの存在により、ハッブルパラメーターは、インフレーション中の準デシッター段階から、一定のEoSパラメーターによって支配される再加熱段階中のべき乗則段階まで継続的に進化することが保証されます。。したがって、再加熱現象を調査し、インフレーション要件と再加熱要件の両方からエントロピーパラメータをスキャンします。我々はさらに、一般化されたエントロピーの現在の文脈における瞬間的な再加熱の可能性にも取り組みます。
典型的な $\alpha$ アトラクター インフレーション: 動的システム分析
空間的に平坦なFLRW時空における単一のスカラー場、放射線、物質による典型的な$\alpha$アトラクターインフレーションの方程式は、コンパクトな状態空間上の規則的な力学系に再キャストされます。これにより、これらのモデルの解空間の完全な記述が可能になります。インフレーションアトラクター解は、deSitter固定点の不安定な中心多様体に対応することが示され、Pad\'e近似を含む、この解に対するスローロール系近似と力学系近似の間の接続について説明します。また、動的システム特性を使用して、本質進化のための初期データを体系的に取得するための新しい方法も紹介します。特に、この方法は、インフレーションのためのインフレーションアトラクターソリューションを彷彿とさせる役割を果たす、不安定な基本アトラクター部分多様体を備えた放射支配的な固定点の線が存在することを利用します。
ダイナミックな薄いシェルによって分割されたゆっくりと回転する時空のマッチング
我々は、ダルモワ・イスラエル薄殻フォーマリズム内で、その境界が動的である場合の、中立時空と漸近的に平坦でゆっくりと回転する時空（回転パラメーターの2次まで）の一致を調査します。これは、ブラックホールや中性子星などの一般相対論的系においていくつかの重要な応用例を示しています。私たちは主に、平衡状態でゆっくりと回転する薄いシェルの安定性の側面と、一致するゆっくりと回転する時空を分割する超曲面上の表面自由度、たとえば表面エネルギー密度や表面張力に焦点を当てます。球面対称の場合の摂動に対する安定性は、自動的に低速回転の場合の安定性を意味することを示します。さらに、平衡状態にある薄いシェルを通してゆっくりと回転するカー時空を一致させると、シュワルツシルトの対応物と比較して表面自由度が減少する可能性があり、これはエネルギー条件が弱まる可能性があることを示します。ゆっくりと回転する時空の一致におけるフレームドラッグの側面についても簡単に説明します。
過冷却後の宇宙における小場インフレーションの動的実現
コールマン・ワインバーグ(CW)タイプのスモールフィールドインフレーション(SFI)では、初期のインフレトンフィールド値を真の真空値から離れるように正確に調整する必要があります。我々は、この問題を解決するために、動的トラップメカニズムを提案します。ほぼスケール不変のCWポテンシャルによって引き起こされる超過冷却は、量子スケール異常によって支配的に生成される真の真空から遠く離れた偽の真空でインフレトンをトラップし、インフレトンを許容します。古典的な明示的なスケール破壊効果により、スローロールダウンを動的に開始します。具体的には、成功したCW-SFIモデルを採用し、提案されたメカニズムがインフレパラメーターの観察された限界と一貫して機能することを示します。したがって、提案された新しいメカニズムは、小規模フィールドのインフレーションモデルを開発するための新しい洞察を提供します。
バブルトロン
相対論的な泡壁を伴う宇宙論的な一次相転移(PT)では、一般に粒子の高エネルギー殻が壁の内側と外側に形成されます。さまざまなバブルからのシェルは、PTまたはインフレーションスケールよりもはるかに大きなエネルギーとかなりの速度で衝突し、「バブルトロン」を実現します。応用として、MeVから$10^{16までのPT$v_\varphi$のスケールについて、U(1)ゲージPTでの砲弾衝突から生成できる暗黒物質の最大質量$M_{DM}$を計算します。}$GeV。たとえば、$v_\varphi\sim10^{-2}/10^3/10^8$に対して$M_{DM}\sim10^6/10^{11}/10^{15}$GeVが見つかります。GeV。PTから供給された重力波信号は、パルサータイミングアレイをPeVスケールとリンクし、LISAをZeVスケールとリンクし、アインシュタイン望遠鏡をグランドユニファイドとリンクします。
GINGERプロジェクトの状況
サニャック効果に基づいた大型フレームのリングレーザージャイロスコープは、恒星に対する角速度を測定するための最高感度の機器です。GINGER(相対性理論におけるジャイロスコープ)プロジェクトは、地球にしっかりと接続された3つの大次元リングレーザージャイロスコープのアレイの構築を予見しています。GINGERは、地球の自転速度について$10^{-9}$以上の感度が得られれば、重力セクターにおける一般相対性理論の効果とローレンツ破れを測定できる可能性を秘めている。このアレイは地殻に取り付けられているため、地球物理学的調査に有用なデータも提供します。この目的のために、現在、グランサッソ地下地球物理学(UGSS)と呼ばれる複数コンポーネントの観測所の一部として建設中です。感度は、この機器が基礎科学に適切であるかを判断するための重要なポイントです。GINGERINOと呼ばれるリングレーザープロトタイプで得られた感度測定の最新の進歩は、GINGERが地球の自転速度の$10^{11}$の1分の1のレベルに達するはずであることを示しています。
| Title |
Probing_internal_dissipative_processes_of_neutron_stars_with_gravitational_waves_during_the_inspiral_of_neutron_star_binaries |
| Authors |
Justin_L._Ripley_and_Abhishek_Hegade_K._R._and_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15633 |
私たちは、平衡から外れた散逸効果が、インスピレーションを与える中性子星の動力学に及ぼす影響を研究します。我々は、散逸プロセス（星内部の有効流体粘度からのプロセスなど）をモデル化するには、中性子の吸気段階で放出される重力波の位相を変更する新しい潮汐変形パラメータ、つまり散逸潮汐変形パラメータを導入する必要があることを発見した。スターバイナリ。我々は、散逸性潮汐変形能が準円形連星の場合の重力波位相をポストニュートン次数の4で補正することを示します。この補正は、潮汐変形能の場合と同様に、恒星のコンパクト性による有限サイズの大幅な強化を受けます。さらに、補正は対数周波数依存の寄与を含むため、やはり4PN次数で入力される合体時間とともに縮退しません。単純なフィッシャー解析を使用して、散逸潮汐変形能の物理的に許容される値は、放出された重力波の位相の測定によって（電気型、四極子）潮汐変形能とほぼ同じ程度に制約される可能性があることを示します。最後に、潮汐変形能自体に対して平衡から外れて散逸的な補正が存在しないことを示します。我々は、中性子星連星の吸気後期の重力波位相測定で制約できる関連する潮汐変形パラメータが少なくとも2つあると結論づけた。1つは星の断熱潮汐応答を特徴づけるもので、もう1つは先行星潮汐応答を特徴付けるものである。秩序が平衡から外れ、消散的な潮汐反応。これらの発見は、重力波による中性子星の内部の散逸過程を調査するための窓を開きます。
磁気複屈折環境における双極子源からの光角運動量の放射
| Title |
Radiation_of_Optical_Angular_Momentum_from_a_Dipole_Source_in_a_Magneto-birefringent_Environment |
| Authors |
R._Le_Fournis_and_B.A._Van_Tiggelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.15639 |
私たちは、中心に非偏光源を備えた均一磁場下での双極子ガスによる光角運動量の放射を調査します。角運動量の保存は、角運動量の放射によって発生源と周囲環境の両方にトルクが生じることを意味します。さらに、放射角運動量に対するスピンと軌道の寄与を研究します。
