標準キャンドルとしてのクエーサー IV.円盤とコロナの関係を示す X 線および UV 指標の分析
| Title |
Quasars_as_Standard_Candles_IV._Analysis_of_the_X-ray_and_UV_indicators_of_the_disc-corona_relation |
| Authors |
Matilde_Signorini,_Guido_Risaliti,_Elisabeta_Lusso,_Emanuele_Nardini,_Giada_Bargiacchi,_Andrea_Sacchi,_and_Bartolomeo_Trefoloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16438 |
背景:2500Aと2keVでのクエーサーの単色光度間の非線形関係は、観測されたすべての赤方偏移と光度に当てはまり、クエーサーの距離を導き出し、クェーサーのハッブル図を構築するために使用されてきました。X線およびUVインジケーターの選択はこれまである程度恣意的であり、通常は測光データに依存していました。目的:より正確な距離推定値を取得し、距離指標としてのX線とUVの関係の信頼性を確認するために、関係の分散が最小となるX線とUVのプロキシを決定したいと考えています。方法:SDSS光学スペクトルとXMM-ニュートンX線偶然の観測を用いて$\sim$1800クエーサーのサンプルの完全なUV分光分析を実行しました。X線では、赤方偏移z$>$1.9ですべてのサンプルオブジェクトのスペクトルを分析しましたが、より低い赤方偏移では測光測定に依存しました。以前の研究で行ったように、光度の代わりに光束を使用して、小さな赤方偏移ビンの関係を分析しました。結果:1keVと2500Aの単色光束が、通常利用可能なものの中で、それぞれ最高のX線とUV連続体インジケーターであることを示します。また、軟X線とMgii2800A線束の間に密接な関係があり、X線とUVの関係がMgii線の幅にわずかに依存することもわかりました。結論:私たちの分析は、互いにより緊密に関連している物理量は、$\sim$1keVの軟X線束とライマン限界の青方向の電離UV束であることを示唆しています。ただし、測光データから推定される2keVおよび2500Aでの「通常の」単色束は、ほぼ同等の厳密なX線とUVの関係を提供し、クエーサーの距離を導き出すために使用できます。分光指標を使用して得られたハッブル図は、測光データに基づいて以前の論文で提示されたものと完全に一致しています。
遺物ニュートリノ存在量と異方性に対する局所構造の影響
| Title |
Influence_of_local_structure_on_relic_neutrino_abundances_and_anisotropies |
| Authors |
Fabian_Zimmer,_Camila_A._Correa,_Shin'ichiro_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16444 |
天の川銀河と銀河系外構造の重力ポテンシャルは、宇宙ニュートリノ背景(CNB)の伝播に影響を与える可能性があります。PTOLEMYなどの将来のCNB天文台にとって特に興味深いのは、地球上のCNB数密度です。この研究では、遺物ニュートリノが局所的な重力環境中を移動する際の軌道をマッピングするシミュレーションフレームワークを開発しました。ポテンシャルは、最先端の宇宙論的N体シミュレーションで見つかった暗黒物質のハローに基づいており、以前に使用されていた解析モデルよりも微妙で現実的な入力が得られます。私たちは、複雑な暗黒物質の分布とその動的な進化が、以前の分析方法では説明できなかった形でCNBの存在量と異方性に影響を与えていることを発見しました。重要なのは、これらの宇宙論的シミュレーションには、さまざまな重力地形をモデル化するために使用される天の川のようなハローの複数のインスタンスが含まれていることです。その結果、主にこれらの個々のハローの質量の違いに起因すると考えられるCNB数密度の変動に気づきました。$0.01$から$0.3$eVのニュートリノ質量については、$1+\mathcal{O}(10^{-3})$から$1+\mathcal{O}(1)$の範囲内のクラスタリング係数に注目します。さらに、ハロー内の根底にある暗黒物質分布の非対称な性質により、全天異方性マップ内に過密な領域だけでなく、興味深いことに過小な領域が生じます。重力クラスタリングは、これらのマップの角パワースペクトルに大きな影響を与えているようで、原始変動による予測と並べると、$\ell=3$の多重極を超える小さなスケールで桁違いに大きなパワーをもたらします。私たちは、私たちの結果が遺物ニュートリノクラスタリングに関する理解をどのように再構築するのか、そしてこれがPTOLEMYなどの将来のCNB天文台の観測可能性にどのような影響を与える可能性があるかを議論します。
| Title |
Exploring_resonantly_produced_mixed_sterile_neutrino_dark_matter_models |
| Authors |
Emma_L._Horner,_Francisco_Mungia_Wulftange,_Isabella_A._Ianora,_and_Chad_T._Kishimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16532 |
銀河と星団の積み重ねられたスペクトルにある未確認の3.55keVX線線は、それが無菌ニュートリノ暗黒物質の崩壊に由来するという興味深い可能性を提起しています。この研究では、冷たい暗黒物質とレプトン数駆動の活性ニュートリノから無菌ニュートリノへの変換によって生成されるより暖かい無菌ニュートリノ暗黒物質を組み合わせた混合無菌ニュートリノ暗黒物質モデルを探索します。我々は、活性-無菌混合および初期ニュートリノレプトン数に対する無菌ニュートリノスペクトルの感度を分析します。さらに、衛星銀河のホストサイトとして形成されるサブハローの数を推定して、これらのモデルの実行可能性を評価します。
速度再構築におけるバイアス: 局所宇宙の成長率と膨張測定への影響の調査
局所的な銀河固有の速度場は周囲の大規模構造の分布から再構成することができ、宇宙の成長と膨張の測定を校正する上で重要な役割を果たします。この論文では、宇宙論的推論における統計的および系統的誤差に対するこれらの速度再構成の確率論の影響を調査します。測定速度と理論速度の間に単純な統計モデルを導入し、その項を線形理論から校正して、モデル速度の偏りを導き出します。次に、対数正規実現を使用して、宇宙流モデルを使用して構造の成長速度を測定するときのこのバイアスの潜在的な影響を調査し、電磁対応物を使用した重力波標準サイレンのホスト銀河からの膨張速度測定を鮮明にします。私たちの例示的な研究には完全に現実的な観測効果が含まれていませんが、いくつかのシナリオではこれらの補正が重要であり、標準的な予測と比較してハッブル定数の決定に測定可能な改善がもたらされることを示しています。
クェーサーの単色X線とUV光度の間の非線形関係は、高Zクエーサーを宇宙論的テスト用の標準キャンドルとして使用できる可能性をもたらします。この論文では、赤方偏移6までの1598個のクエーサーの高品質カタログを使用して、最も議論されている平坦で均一に膨張する宇宙論モデルである$R_h$=ctと$\Lambda$CDM宇宙論モデルを比較します。クエーサーサンプルは主にXMM-NewtonとSloanDigitalSkySurvey(SDSS)からのものです。最終結果は、Akaike情報量基準では$R_h$=ctよりも$\Lambda$CDMが優先され、相対確率は86.30%対13.70%になります。
| Title |
Bayesian_inference_methodology_for_Primordial_Power_Spectrum_reconstructions_from_Large_Scale_Structure |
| Authors |
G._Mart\'inez-Somonte,_A._Marcos-Caballero,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16866 |
ベイジアン推論と入れ子サンプリングを使用して、大規模構造(LSS)データから原始パワースペクトル$P_{\mathcal{R}}(k)$を再構成するノンパラメトリック手法を開発します。この方法の性能は、低$z$(ELG)と高$z$(QSO)という2つの異なる天体カタログのクラスタリングのシミュレーションに適用し、2つの異なる測光誤差を考慮することによって研究されます。これらのオブジェクトクラスタリングは、インフレーションモデルによって動機付けられた原始パワースペクトルのさまざまなテンプレートから導出されます。標準モデルのべき乗則は、2つのパラメーター$A_s$と$n_s$によって特徴付けられます。ローカルフィーチャテンプレート。そしてグローバル振動テンプレート。私たちの再構成手法には、対数$\{k,P_{\mathcal{R}}(k)\}$平面で$N$ノットをサンプリングすることが含まれます。原始的特徴の兆候の再構成を調べるために2つの統計検定を使用します。証拠を比較するグローバル検定と、べき乗則モデルと$N$モデルにわたる周辺化された確率の間の仮説検定の検出力を定量化する新しいローカル検定です。この方法は、検討したすべてのシナリオで優れたパフォーマンスを示します。特に、テストではSMの機能は検出されませんでした。この方法では、低$z$または高$z$の赤方偏移ビンを組み合わせて、考慮されたすべての特徴について$\およそ2\%$のレベルでパワースペクトル偏差を検出できます。異なる赤方偏移ビン、測光エラー、特徴振幅、検出レベルを使用した他のシナリオについても説明します。さらに、SloanDigitalSkySurveyLuminousRedGalaxyDataRelease4(SDSSLRG04)の実データへの最初のアプリケーションも含めており、原始べき乗則からの逸脱は優先されません。この方法は柔軟でモデルに依存せず、既存および将来のLSSカタログへの適用に適しています。
宇宙定数の問題や、さまざまな観測から推測される宇宙論モデルパラメータ間の緊張など、標準宇宙論に対する理論的および観測的課題は、新しい物理学の開発と探索の動機となります。標準モデルを超える冒険をするためのそれほど過激ではないアプローチは、その基礎となる理論的枠組みを単純に数学的に再定式化することです。物理的な測定値には影響を与えずに、これらの問題の再解釈や解決策を提供することができます。この精神に基づいて、ここではメートル変換が実行され、宇宙をさまざまな幾何学形状にキャストします。特に興味深いのは、ミンコフスキー空間における宇宙論の定式化です。このフレームは、空間の拡大、空間の曲率、小規模な不均一性や異方性ではなく、時空にわたる質量、長さ、時間スケールの変化を示します。あるいは、これは基本定数の進化として解釈される場合もあります。この再構成された宇宙像の応用として、宇宙定数の自然性が再検査され、暗黒物質、暗黒エネルギー、インフレーション、バリオ発生などの幾何学的起源の有望な候補が探索されます。これによりすぐに観察されるのは、ミンコフスキー系には宇宙定数の問題が明らかに存在しないということです。この形式主義は、共形不均一性の新しい観察可能な兆候を特定するためにも適用されます。これらの兆候は、ハッブル定数、物質変動の振幅、および宇宙マイクロ波背景異方性の重力レンズ振幅における観測張力の同時解決策として提案されています。これらは、遠方の銀河団への赤方偏移を強め、重力レンズ効果から推測される銀河団質量が運動学的または力学的に推測される質量を超える質量バイアスを導入することが判明した。
初期の暗黒エネルギーからの確率的重力波背景
私たちは初期ダークエネルギー(EDE)モデルからの確率的重力波背景の生成を研究しています。これは、ストリングアクシオンまたは$\alpha$-attractorモデルに基づく典型的なEDEポテンシャルで容易に起こる、スカラー場の変動の共鳴増幅によって引き起こされます。重力波背景の結果として得られるスペクトルは、3D格子シミュレーションを実行することによって計算されます。特に、あるクラスの一般化$\alpha$-アトラクターEDEモデルでは、フェムトHz周波数範囲付近にピークを持つタキオニック不安定性を介して、かなりの量の重力波が生成される可能性があることを示します。このような重力波を予測するモデルは、宇宙マイクロ波背景放射観測によって制約を受ける可能性があります。
パルサータイミングアレイ実験により検出された確率的重力波背景信号のインフレ解釈
| Title |
Inflationary_interpretation_of_the_stochastic_gravitational_wave_background_signal_detected_by_pulsar_timing_array_experiments |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16912 |
さまざまなパルサータイミングアレイ(PTA)実験(NANOGrav、EPTA、PPTA、CPTA、InPTAからのデータを含む)では、ごく最近、最新のデータセットに過剰な赤色の共通スペクトル信号の証拠が報告されており、パルサー間の相関はヘリングスダウンパターンに従っています。確率的重力波背景(SGWB)の起源を指します。NANOGrav信号の具体性に焦点を当てて(すべての信号が相互によく一致していることを前提として)、それがインフレーション的なSGWB説明をサポートしているかどうかを検査し、そのような解釈にはスペクトルインデックス$n_T\を持つ非常に青いテンソルスペクトルが必要であることがわかりました。simeq1.8\pm0.3$ですが、ビッグバン元素合成の限界では、$T_{\rmrh}\lesssim10\,{\rmGeV}$という非常に低い再加熱スケールが必要です。不可能ではありませんが、PTAシグナルのインフレ起源はかろうじて支持可能です。十分に動機付けられたインフレモデル内では、そのような青い傾斜を達成するのは困難ですが、達成するモデルは、観測によって除外されるかなりの非ガウス性を予測する傾向があります。興味深いことに、高熱モデルはスペクトル指数$n_T=2$のSGWBを自然に予測しますが、その振幅はPTA実験で検出された信号を説明できないほど抑制されています。最後に、NANOGrav信号の固有ノイズ振幅とスペクトル指数の結合事後分布に対する二変量ガウス近似の明示的な式を提供します。これにより、同様の解析をさまざまな理論信号に拡張することが容易になります。
NANOGrav 15 年データを考慮した SMBH バイナリからの重力波
| Title |
Gravitational_Waves_from_SMBH_Binaries_in_Light_of_the_NANOGrav_15-Year_Data |
| Authors |
John_Ellis,_Malcolm_Fairbairn,_Gert_H\"utsi,_Juhan_Raidal,_Juan_Urrutia,_Ville_Vaskonen_and_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17021 |
NANOGravコラボレーションは最近、彼らや他のパルサータイミングアレイ(PTA)によって以前に観測されていた共通スペクトル過程におけるヘリングスダウンズ角度相関の形で、nHz重力波(GW)の証拠を発表しました。私たちは、これらのGWが総質量$\gtrsim10^9\,M_{\odot}$の連星超大質量ブラックホール(SMBH)に由来する可能性を分析します。GW信号のスペクトル指数は95%CLで、GW発光のみによる連星進化の予測値とは異なり、ガス、星、暗黒物質との動的摩擦などの環境影響が影響している可能性があるという$>3\sigma$の証拠が見つかりました。二進進化に影響を与える。私たちは、そのような環境影響の必要な大きさとスペクトルを推定し、より高い周波数でのGWの測定に対するそれらの考えられる影響についてコメントします。
宇宙のトポロジー。パート II。固有モード、相関行列、および配向可能なユークリッド多様体の検出可能性
| Title |
Cosmic_topology._Part_II._Eigenmodes,_correlation_matrices,_and_detectability_of_orientable_Euclidean_manifolds |
| Authors |
Johannes_R._Eskilt,_Yashar_Akrami,_Stefano_Anselmi,_Craig_J._Copi,_Andrew_H._Jaffe,_Arthur_Kosowsky,_Deyan_P._Mihaylov,_Glenn_D._Starkman,_Andrius_Tamosiunas,_James_B._Mertens,_Pip_Petersen,_Samanta_Saha,_Quinn_Taylor,_\"Ozen\c{c}_G\"ung\"or_(COMPACT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17112 |
宇宙が自明ではない空間トポロジーを持っている場合、観測対象は空間多様体のパラメーターと観測者の位置と方向の両方に依存します。無限のユークリッド空間では、ほとんどの宇宙論的観測量は、原始スカラー曲率摂動のフーリエモードの振幅から生じます。トポロジカル境界条件は、フーリエモードの完全なセットを、スカラーラプラシアンの固有モードとして選択されたフーリエモードの特定の線形結合に置き換えます。方向付け可能なユークリッド多様体における固有モードの公式を、多様なパラメータと観察者の位置の全範囲で、以前の処理を一般化します。原始スカラー曲率固有モードの振幅が独立した確率変数であるという仮定の下で、各トポロジーについて、(スカラー曲率に線形に関連するスカラー場の)フーリエモード振幅の相関行列と、次の球面調和係数の相関行列を取得します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度など、球体上でサンプリングされたフィールド。観測されたCMB空の宇宙分散を考慮して、これらの相関関係の検出可能性を評価します。最も近いクローンまでの距離がCMBの最後の散乱面の直径の約1.2倍未満であるトポロジーでは、CMBの宇宙分散ノイズよりも大きな相関信号が得られることがわかりました。これは、宇宙のトポロジーがCMBの大角度異常の説明である場合、最も近いクローンまでの距離は最後の散乱面の直径よりもそれほど大きくないことを意味します。私たちは、トポロジー情報は、最終的には大規模な構造調査から入手できるように、3次元データでよりよく保存される可能性が高いと主張します。
パルサータイミングアレイにおける宇宙論的重力波における QCD クロスオーバーの足跡
| Title |
Footprints_of_the_QCD_Crossover_on_Cosmological_Gravitational_Waves_at_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Davide_Racco_and_Fabrizio_Rompineve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17136 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、おそらく初期宇宙に起源を持つnHz周波数の確率的重力波(GW)バックグラウンドの証拠を報告しました。$T\gtrsim1$GeV付近の温度で発生したGW信号の低周波(因果関係)テールのスペクトル形状が、強い相互作用の閉じ込め(QCD)によって顕著に影響を受けることを示します。これは、対応する相互作用数の急激な減少に起因します。相対論的な種の。最新のInternationalPTAデータセットのベイジアン分析により、以前は因果関係の尾部に使用されていた3次べき乗則スペクトルに関する適合性が大幅に向上していることが明らかになりました。NANOGrav15年および欧州PTAデータリリース2の結果との比較は、GWに対する標準モデルの影響を含めることが、モデルの選択に潜在的に決定的な影響を与える可能性があることを示唆しています。
NANOGrav の 15 年間のデータを踏まえて宇宙超弦を再考する
| Title |
Cosmic_Superstrings_Revisited_in_Light_of_NANOGrav_15-Year_Data |
| Authors |
John_Ellis,_Marek_Lewicki,_Chunshan_Lin_and_Ville_Vaskonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17147 |
NANOGravの15年間のパルサータイミングデータに基づいて宇宙超弦モデルを解析します。弦の張力$G\mu\sim10^{-12}-10^{-11}$と弦の相互交換確率$p\sim10^{-3}-10^{-1に対して良好な適合が見つかりました。}$。標準的なビッグバン宇宙論が68%CLで、10～100Hzの範囲の確率的重力波背景(SGWB)における現在のLIGO/Virgo/KAGRA(LVK)の上限と互換性があると仮定した、より高い周波数への外挿。超文字列パラメータ空間の大部分は、設計パラメータを使用してLVKにアクセス可能ですが、物質が支配する宇宙論的膨張の期間によってはアクセスできなくなる可能性があります。ただし、この場合でも、宇宙超弦によるSGWBは、ET、AION-km、AEDGE、LISA、ナンシーローマン望遠鏡、GAIA、SKAによって検出可能です。一定期間のインフレーションによって、PTA周波数を超えるスーパーストリングSGWBが抑制される可能性もありますが、これらの検出器によって再び検出可能になります。NANOGravデータの超弦解釈は、これらの修正された宇宙論的シナリオにおいて確実にテスト可能であると結論付けています。
パルサータイミングアレイと原始ブラックホールによる最近の重力波観測：非ガウス性の重要性
| Title |
The_recent_gravitational_wave_observation_by_pulsar_timing_arrays_and_primordial_black_holes:_the_importance_of_non-gaussianities |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Antonio_Junior_Iovino,_Ville_Vaskonen,_Hardi_Veermae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17149 |
複数のパルサータイミングアレイ実験（NANOGrav、EPTA、PPTA、CPTA）による最近発表されたデータは、ヘリングス・ダウンズ角度相関の証拠を示し、観測された確率的共通スペクトルが確率的重力波背景として解釈できることを示しています。この手紙では、この信号が高振幅の原始曲率摂動によって引き起こされた重力波から生じたものであるかどうかを研究します。このような大きな摂動は、かなりの量の原始ブラックホール(PBH)の生成を伴う可能性があります。曲面や変曲点モデルなどのいくつかのシナリオに典型的な非ガウス性を含めることにより、PBH存在量の既存の分析を改善します。われわれは、PBHの過剰生成による最も制約的なNANOGrav15年データの唯一の説明として、スカラー誘起重力波のガウスシナリオが2{\sigma}以上に不利であることを示します。これにより、単一フィールドの3{\sigma}を超えるインフレに依存するほとんどの説明が除外されます。ただし、この緊張は、非ガウシアナイトがPBH存在量を抑制するモデル、たとえば、rdecが大きい曲面モデルや負のfNLを持つモデルでは軽減できます。逆に言えば、現在のNANOGravデータは、恒星の質量範囲におけるPBHの存在量を制約するものではありません。
超大質量ブラックホール連星は、パルサータイミングアレイによって測定される重力波の発生源です。この確率的背景の周波数スペクトルは、その振幅よりも正確に予測されます。私たちは、暗黒物質の摩擦は、それが測定されるnHz周波数付近のスペクトルを抑制することができ、これにより暗黒物質密度の堅牢かつ有意な限界を導き出すことができ、それがひいては銀河中心からの間接的な検出信号を制御すると主張する。重力波の正確なスペクトルはDM密度プロファイルの断層撮影に変換され、DM消滅やドブロイ波長などの特徴的なDM密度プロファイルを誘発するDM粒子物理効果を調査できる可能性があります。
惑星形成円盤の降着は星の存在量にどのような影響を与えるのでしょうか?
| Title |
How_does_accretion_of_planet-forming_disks_influence_stellar_abundances? |
| Authors |
Le\'on-Alexander_H\"uhn,_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16461 |
ミリメートルサイズのダスト粒子は、ガスの速度を桁違いに超える半径方向の速度を経験します。降着円盤の粘性進化は、中心星の対流エンベロープに円盤物質を追加し、その元素存在量[X/H]に影響を与えます。同時に、エンベロープの質量は時間の経過とともに縮小し、存在量の変化の速度が増幅されます。したがって、星の元素存在量は、円盤降着の組成とタイミングを変える円盤プロセスの影響を受けやすい。ディスク移流拡散方程式を統合した数値1D対数放射シミュレーションを実行し、蒸発フロントにおける化学種の相転移を考慮します。これらは、粒子の成長が顕著な場合、$\Delta\mathrm{[X/H]}\sim5\times10^{-2}$の最初の200万年以内に耐火物存在量のピークがあることを明らかにしますが、その後の降着により以前の耐火物存在量は減少します。寿命の長いディスクでは増加します。惑星の形成は、ギャップを開き、その結果内側に漂流する小石をブロックすることによって、蒸発フロントが惑星の軌道内にある塵種の量を減らすことができます。私たちは、木星が存在する太陽原始惑星系円盤の降着により、太陽の元素存在量がその生涯を通じて${\sim}10^{-2}$変化したと予想しています。これらの考慮事項は、HD106515ワイドバイナリシステムにも適用されます。$\Delta\mathrm{[X/H]}$の測定値は、HD106515Aの周囲に観測された巨大惑星が含まれており、HD106515Bの円盤が微惑星をより効率的に形成した場合のシミュレーションの結果と合理的に一致していることがわかりました。惑星が水の氷の線の内側に形成された場合のシミュレーションは、観測と一致するのに有利です。円盤の降着による恒星の存在量の一般的な変化は小さいものの、電流感度で検出可能であり、ここで提示した方法が惑星形成経路を制限するために使用できることを示しています。
AstroSat UVIT による系外惑星アプリケーション向けの低質量星の UV スペクトル特性評価: HIP 23309 のケーススタディ
| Title |
UV_Spectral_Characterization_of_Low-Mass_Stars_With_AstroSat_UVIT_for_Exoplanet_Applications:_The_Case_Study_of_HIP_23309 |
| Authors |
Sukrit_Ranjan,_Prasanta_K._Nayak,_J._Sebastian_Pineda,_Mayank_Narang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16470 |
岩石の多い系外惑星の大気を特徴付けることは系外惑星科学の重要な目標ですが、そのような観測を解釈するには主星からの惑星への恒星紫外線照射事件を理解する必要があります。恒星のUVは大気脱出、光化学、惑星の居住可能性を媒介しており、岩石系系外惑星の観測は主星のUVSEDとの関連でのみ理解できます。特に重要なのは、観測的には良好だが十分に理解されていない低質量M型矮星からのSEDであり、今後10～20年間の岩石惑星の大気特性評価の唯一の妥当なターゲットである。この研究では、低質量星のUVSEDの特性評価におけるAstroSatUVITの有用性を探ります。UVITのFUV格子とNUV格子における近くのM0星HIP23309の観察を紹介します。私たちのFUVスペクトルは同時期のHSTデータと一致しており、NUVスペクトルは軌道間で安定していることから、UVITが低質量星のSEDの特性評価に有効なツールであることが示唆されています。私たちは、測定したスペクトルをHIP23309を周回する仮想の岩石惑星の光化学と居住可能性のシミュレーションに適用し、M型矮星系外惑星ホストのUVSEDを導出する際のUVITの有用性と限界を解明します。私たちの研究は、UVITが系外主星の特性評価においてHSTを補完するツールであることを検証し、INSISTのような後継ミッションにも影響を及ぼします。
テス・ケック調査。 16. 8 つのシステムで 12 個の惑星の質量測定
| Title |
The_TESS-Keck_Survey._XVI._Mass_Measurements_for_12_Planets_in_Eight_Systems |
| Authors |
Joseph_M._Akana_Murphy,_Natalie_M._Batalha,_Nicholas_Scarsdale,_Howard_Isaacson,_David_R._Ciardi,_Erica_J._Gonzales,_Steven_Giacalone,_Joseph_D._Twicken,_Anne_Dattilo,_Tara_Fetherolf,_Ryan_A._Rubenzahl,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Corey_Beard,_Ashley_Chontos,_Fei_Dai,_Malena_Rice,_Judah_Van_Zandt,_Jack_Lubin,_Sarah_Blunt,_Alex_S._Polanski,_Aida_Behmard,_Paul_A._Dalba,_Michelle_L._Hill,_Lee_J._Rosenthal,_Casey_L._Brinkman,_Andrew_W._Mayo,_Emma_V._Turtelboom,_Isabel_Angelo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Mason_G._MacDougall,_Daria_Pidhorodetska,_Dakotah_Tyler,_Molly_R._Kosiarek,_Rae_Holcomb,_Emma_M._Louden,_Lea_A._Hirsch,_Jay_Anderson,_Jeff_A._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16587 |
JWSTの配備の成功と予想外に高い燃料埋蔵量により、近くを明るく通過する亜海王星の質量の測定は、透過分光法によって小型系外惑星の大気を特徴づける際のボトルネックになるだろう。TESS-Keck調査は、慎重に精選されたターゲットリストと2年以上にわたるAPF-LevyおよびKeck-HIRESドップラーモニタリングを使用して、この圧力の軽減に取り組んでいます。ここでは、JWSTによる大気追跡に特に適した8つの系における11個の通過惑星の質量測定結果を紹介します。また、中程度の離心軌道上にある温帯超木星質量惑星の発見と確認についても報告します。1つの亜巨星を含む8つの主星のサンプルは、初期Kから後期Fのスペクトルタイプに及びます($T_\mathrm{eff}=$5200--6200K)。私たちは、共同測光および動径速度モデリングフレームワークを使用して惑星パラメータを均質に導き出し、惑星の可能なバルク組成について議論し、大気特性評価の見通しについてコメントします。
超地球と冷たい木星の相関関係の金属性の次元
惑星系における近いスーパーアースと遠く離れた冷たい木星との相関関係は、それらの形成と進化に重要な意味を持っています。これまでのいくつかの発見とは対照的に、ボノモらによって行われた最近の研究は、超地球系では冷たい木星の伴星の出現が過剰ではないことを示唆している。ここで我々は、この不一致はシンプソンのパラドックスとして見ることができ、スーパーアースとコールドジュピターの関係の金属量依存性を考慮すると解決されることを示す。共通の特徴は、内部スーパーアース伴星を伴ったほぼすべての冷たい木星の検出が、金属が豊富な星の周囲で見つかっていることです。超太陽金属量を持つ太陽に似たホストに焦点を当て、内部のスーパーアースの存在を条件とした冷たい木星の頻度は$39_{-11}^{+12}\%$であるのに対し、冷たい木星の頻度は$39_{-11}^{+12}\%$であることを示します。同じ金属量範囲にある木星は$20\%$以下です。したがって、近くにあるスーパーアースと遠くにある冷たい木星の発生は、金属が豊富なホストの周囲で相関しているように見えます。サンプルサイズが限られていることと、冷たい木星の出現率がはるかに低いため、金属の少ない母星を持つ恒星では、2つのタイプの惑星間の関係は不明のままですが、2つの間の相関関係を除外することはできません。
惑星移動における波動干渉: アクティブゾーン強制によって修正されるデッドゾーントルク
| Title |
On_wave_interference_in_planet_migration:_dead_zone_torques_modified_by_active_zone_forcing |
| Authors |
R._O._Chametla,_O._Chrenko,_W._Lyra,_N._J._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16843 |
私たちは、原始惑星系円盤のデッドゾーンでの惑星の移動を調査します。デッドゾーンでは、活動ゾーンの乱流と、デッドゾーンとアクティブゾーンの間の移行時に発生するロスビー波不安定性（RWI）によって内側に伝播する一連の渦巻き波が存在します。。FARGO3Dコードを使用して、デッドゾーンの外縁で渦の形成を引き起こす静電気抵抗プロファイルの弱い勾配を使用して、ガス円盤のグローバル3D非成層磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行します。ロスビー渦が発達すると、デッドゾーンの螺旋波が出現し、波の干渉によって埋め込まれた移動惑星と相互作用し、それが惑星の移動を著しく変化させることが判明した。内部への移動は、惑星の質量に応じて速くなります。これは、主に、惑星の外側(内側)渦巻き腕の間の建設的(破壊的)干渉と、一連の要素による馬蹄領域の力学の破壊によるものです。背景のスパイラル波が内側に伝播します。強めの波の干渉により、より負のリンドブラッド差動トルクが生成され、必然的に内側への移動が生じます。最後に、デッドゾーンに埋め込まれた大質量惑星の場合、渦巻き波が$\alpha$円盤の場合よりも非対称で広く深い隙間を作り出し、惑星の外縁での渦の形成を防ぐことができることがわかりました。ギャップ。後者では、標準のタイプII移行と比較して、移行が速くなったり、遅くなったりする可能性があります。
惑星と円盤の相互作用の影響を評価する方法として PDS 70 円盤内のガス分布を制限する
| Title |
Constraining_the_gas_distribution_in_the_PDS_70_disk_as_a_method_to_assess_the_effect_of_planet-disk_interactions |
| Authors |
B._Portilla-Revelo,_I._Kamp,_S._Facchini,_E._F._van_Dishoeck,_C._Law,_Ch._Rab,_J._Bae,_M._Benisty,_K._\"Oberg,_and_R._Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16850 |
埋め込まれた惑星は、いくつかの原始惑星系円盤で観察されるギャップや空洞などの下部構造の原因である可能性があります。したがって、連続体およびインライン発光で観察される下部構造は、系内の惑星の存在と、それらが出生円盤とどのように相互作用するかについての情報をコード化します。恒星PDS70の周りの移行前の円盤は、塵が枯渇したギャップ内で撮影された2つの若い惑星の最初の例であり、おそらくそれら自身によって削られたものと考えられます。私たちは、PDS70円盤内のガスと塵の成分の空間分布を決定することを目的としています。結果として得られるプロファイルで観察される軸対称の部分構造は、惑星と円盤の相互作用の文脈で解釈されます。我々は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)バンド6の3つのCO同位体ポローグとPDS70に向かう連続体のサブセットを説明するために、軸対称円盤の熱化学順モデルを開発しました。推定されたガスと塵の分布を組み合わせると、このモデルは、最初の$130$au内で2桁にわたる、円盤全体にわたる可変のガス対塵比プロファイルをもたらし、外側の円盤に向かって段階的な勾配を示します。これは、惑星によって駆動される最大圧力の存在と一致します。-ディスクの相互作用。$75$auのピークガス密度に対して、惑星PDS70cの位置では${\sim}19$のガス密度低下係数が見つかりました。この値を惑星と円盤の相互作用の流体力学に関する文献結果と組み合わせると、このガスギャップ深さが赤外線観測からの独立した惑星質量推定値と一致していることがわかります。私たちの発見は、両方の惑星の重力摂動により、共通のギャップでガスの撹拌プロセスが起こっていることを示しています。
火星の熱帯に近い氷の安定性の再評価
| Title |
A_Reappraisal_of_Near-Tropical_Ice_Stability_on_Mars |
| Authors |
L.Lange,_F.Forget,_M.Vincendon,_A.Spiga,_E.Vos,_O.Aharonson,_E.Millour,_R.Vandemeulebrouck,_A.Bierjon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16987 |
2つの議論は、火星の30\textdegree~より低い緯度に地下水の氷が存在することを示唆しています。まず、極に面した斜面にCO2の霜が存在しないことは、地下の氷の存在によって説明されます。第二に、モデルは、地下の氷がこれらの斜面の下で安定している可能性があることを示唆しました。新しい傾斜微気候モデルを使用して、これらの議論を再検討します。私たちのモデルは、緯度30{\deg}未満では、上空の空気が周囲の暖かい平地によって加熱されるため、斜面が以前の推定よりも暖かいことを示しています。この追加の熱により、ほとんどの斜面でCO2と地下水の氷の形成が防止されます。南緯30{\deg}より高い温度では、私たちのモデルは地下水氷の存在を示唆しています。まばらな場合（粉塵の多い急な斜面）には、地下の氷が南緯25{\deg}まで存在する可能性があります。仮説上の不安定な氷堆積物は私たちのモデルでは除外できませんが、私たちの結果は、人類の探査が考慮されている+-30{\deg}緯度範囲では、水氷がこれまで考えられていたよりも稀であることを示唆しています。
JWSTは、カイパーベルトの物体の表面にはCO2とCOが一般的であり、見かけの表面被覆率は水の氷よりもさらに高いことを示しましたが、バルク組成では水の氷の方がはるかに豊富であると予想されます。完全なミー散乱理論を使用して、CO2の4.26ミクロンv1バンド周辺の高い存在量と異常なスペクトル挙動が、約1～2ミクロンのCO2粒子の数ミクロンの厚さの層で覆われた表面によって説明できることを示します。COはカイパーベルト内の温度では不安定であるため、COはより安定した種に閉じ込められる必要があります。ハイドレートクラスレートまたは非晶質水の氷は、太陽系外縁の氷の捕捉機構としてしばしば引き合いに出されますが、COハイドレートクラスレートまたは非晶質氷の捕捉について予想される吸収線のスペクトルシフトは見られず、H2Oの存在量も同様ではないようです。CO吸収線の深さを説明するには十分な高さです。代わりに、COはCO2の照射によって生成され、このプロセス中にCO2粒子に捕捉されると考えられます。COが埋め込まれたCO2の薄い表面層の存在は、これらの中型カイパーベルト天体の表面の外観を駆動する主要なプロセスとして、内部からCO2を引き起こす揮発性微分化を示唆していますが、その小さな粒径と深さを制御するメカニズムは、表層は不明瞭なままです。
この研究論文は、小惑星軌道を分類するための動径基底関数(RBF)サポートベクターマシン(SVM)の実装に焦点を当てています。小惑星は重要な天体であり、その軌道は太陽系のダイナミクスを理解する上で重要な役割を果たします。国際天文学連合は、さまざまな機械学習技術を実験するための遊び場を提供するデータアーカイブを維持しています。この研究では、小惑星を分類するためのRBFSVMアルゴリズムの適用を検討します。結果は、RBFSVMアルゴリズムがデータセットに優れた効率と精度を提供することを示しています。また、RBFSVMアルゴリズムのパフォーマンスに対するさまざまなパラメーターの影響を分析し、最適なパラメーター設定を提示します。私たちの研究は、小惑星軌道を分類するために機械学習技術を使用することの重要性と、この点におけるRBFSVMアルゴリズムの有効性を強調しています。
銀河の局所体積と物質均一性の制約から見る宇宙論的な星形成史
| Title |
The_cosmological_star_formation_history_from_the_Local_Volume_of_galaxies_and_constraints_on_the_matter_homogeneity |
| Authors |
Moritz_Haslbauer_(Bonn),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Tereza_Jerabkova_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16436 |
リリー・マダウプロットは、宇宙時間にわたる共移動星形成速度密度(SFRD)を示すことにより、宇宙の宇宙星形成の歴史として一般に解釈されます。したがって、リリー・マドープロットは、星形成履歴(SFH)だけでなく、銀河の数密度にも影響されます。近隣銀河のカタログを評価し、遅延$\tau$およびべき乗則SFHモデルに基づいてローカルボリューム(LV)に位置する銀河のSFHを再構成します。$M_{*}\gtrsim10^{10}\,\rm{M_{\odot}}$の恒星質量を持つ銀河は通常、SFRが最初に増加し、その後指数関数的に減少するという遅延$\tau$モデルに従って進化します。一方、それほど重くない星形成銀河の大部分は、ほぼ一定または増加するSFHを持っています。LVの宇宙SFRD進化を推定すると、局所銀河のSFHがリリー-マダウプロットと一致しないことが明らかになります。LVのSFRDは、$z=1.86$のリリー・マダウピークを$2.16\pm0.32$(遅延$\tau$)および$5.90\の係数で過小評価している$z\lesssim3$の赤方偏移で大幅に低くなります。pm0.88$(べき乗則モデル)。$M_{*}\geq10^{10}\,\rm{M_{\odot}}$を持つ銀河の遅延$\tau$モデルと、それほど質量のない銀河のべき乗則モデルを仮定すると、SFRDは次のようになります。$z=1.86$で測定した値よりも$2.22\pm0.33$低くなります。局所的なSFRDと地球規模のSFRDの進化の間の矛盾は、宇宙論的な意味を持ちます。リリー・マダウプロットは宇宙論的物質場にも制約を与えるため、LV銀河のSFHがほぼ一定であることは、$z=1.86$でのリリー・マダウプロットのピークが$\およそ~5$の痕跡であることを示唆している可能性があります。Gpcスケールの不均一性。
銀河合併で選択された4つの中赤外デュアルAGN候補のNuSTAR観測
| Title |
NuSTAR_Observations_of_Four_Mid-IR_Selected_Dual_AGN_Candidates_in_Galaxy_Mergers |
| Authors |
Ryan_W._Pfeifle,_Kimberly_Weaver,_Shobita_Satyapal,_Claudio_Ricci,_Nathan_J._Secrest,_Mario_Gliozzi,_Laura_Blecha,_Barry_Rothberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16437 |
銀河の合体は宇宙の遍在的な現象であり、「ボトムアップ」の質量蓄積と銀河進化の宇宙論的パラダイムの自然な結果を表しています。AGN降着活動のピークは、主要な合併では$\lesssim10$kpcの核分離で発生することが一般に受け入れられています。ここでは、各システムの見通し線に沿ったカラム密度をより適切に制限するために、中赤外の事前に選択されたデュアルAGN候補のサブサンプルに対する新しいNuSTARおよびXMM-Newtonの観測結果を紹介します。XMM-NewtonおよびNuSTARイメージングでは、1つのデュアルAGN候補J0841+0101のみが単一の未解決の信号源として検出されますが、残りの3つのデュアルAGN候補J0122+0100、J1221+1137、およびJ1306+0735は検出されません。NuSTARで検出。これらの非検出が遮蔽のみによるものである場合、これらのシステムはlog($N_{\rm{H}}/\rm{cm}^{-2}$)$\geq$の列密度によって吸収されることと一致します。24.9、24.8、および24.6。これらは、これらの合流システムで以前に推定されたカラム密度とほぼ一致しています。J0841+0101の場合、0.3～30keVスペクトルの分析により、見通し線の柱密度が$N_{\rm{H}}\gtrsim10^{24}$cm$^{-2}であることが明らかになりました。これは、このシステムについて以前に報告されたカラム密度よりも大幅に大きく、より高い信号対雑音比のXMM-ニュートンスペクトルと、NuSTARを介した$>10$keVエネルギーへのアクセスの重要性を示しています。J0841+0101が本当にデュアルAGNをホストしているかどうかは不明ですが、これらの結果は、後期段階の合併におけるAGNで予想される高度に不明瞭な柱と一致しています。
塵に覆われた銀河の IR コンパクトさは星形成と塵の性質を z~0-2 に設定する
| Title |
The_IR_Compactness_of_Dusty_Galaxies_Set_Star-formation_and_Dust_Properties_at_z~0-2 |
| Authors |
Jed_McKinney_(UT,_UMass),_Alexandra_Pope_(UMass),_Allison_Kirkpatrick_(UKansas),_Lee_Armus_(IPAC),_Tanio_Diaz-Santos_(FORTH,_UCyprus),_Carlos_Gomez-Guijarro_(UP-Saclay),_Maximilien_Franco_(UT),_David_Elbaz_(UP-Saclay),_Christopher_C._Hayward_(CCA),_Hanae_Inami_(Hiroshima_U.),_Gergo_Popping_(ESO),_and_Mengyuan_Xiao_(UP-Saclay,_Nanjing_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16441 |
ガス、塵、星の表面密度は、高解像度の遠赤外線/サブミリ観測が登場するまで、歴史的に塵に覆われた銀河を評価することが困難であった星形成の物理学への窓を提供します。赤外線(IR)の表面密度と塵の特性との関係を研究するために、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)アーカイブを利用して、それに基づいて選択された15$z\sim2$IR選択銀河における冷たい塵の放出の程度を測定した。スピッツァーから中赤外分光法を利用できること。私たちは中赤外スペクトルを使用して、星形成による塵の加熱と活動銀河核(AGN)の間の相対的なバランスを制約し、多環芳香族炭化水素(PAH)からの放射を測定します。ガスの光電加熱。一般に、高い赤外表面密度での塵に覆われた星形成は、低赤方偏移と高赤方偏移で同様の特性を示すことがわかります。つまり、局所的に明るい赤外銀河は、高$z$銀河と同等のPAH光度対全塵質量比を持っています。、そして$z\sim0-2$での星形成は、我々の高$-z$銀河のサンプルが局所的に明るい赤外銀河よりも主系列に近いという事実にもかかわらず、高赤外表面密度でより効率的である。高い星形成効率は、遠赤外線の微細構造線で観察される欠陥を思い出させるPAH/IR光度比の低下と同時に発生します。高い星形成表面密度によって生じるガスと塵の状態の変化は、星形成効率の向上に役立つ可能性があります。これは、宇宙正午の塵に覆われた銀河の星形成とガス体積密度を調和させるために必要な高効率の説明に役立つ可能性がある。
LDN 1642 の高緯度地域の巻雲、半透明および不透明な塵の光と色
| Title |
Light_and_colour_of_cirrus,_translucent_and_opaque_dust_in_the_high-latitude_area_of_LDN_1642 |
| Authors |
K._Mattila_(1),_P._V\"ais\"anen_(2_and_3),_K._Lehtinen_(1),_L._Haikala_(4)_and_M._Haas_(5)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_(2)_South_African_Astronomical_Observatory,_Cape_Town,_(3)_Southern_African_Large_Telescope,_Cape_Town,_(4)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_Ciencias_Planetarias,_Universidad_de_Atacama,_Copiapo,_(5)_Astronomisches_Institut,_Ruhr-Universit\"at_Bochum) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16467 |
我々は、暗黒星雲LDN1642の高銀河緯度領域の5色表面測光研究を実施した。3500～5500Åの範囲にわたる拡散、半透明、不透明な塵の散乱光特性が示されている。遠赤外絶対測光200umでは、精度が向上し、消光までのゼロ点が提供されます。散乱光の強度は、特徴的な方法で塵柱密度に依存します。つまり、光学的に薄い塵の場合、強度は最初に直線的に増加し、次に飽和値に変わります。さらに大きな消滅では、強度はゆっくりと減少します。飽和強度最大値の$A_V$値は、3500Aでの$A_V\about$1.5magから5500Aでの$\sim3$magまで、体系的にシフトします。強度曲線は、散乱光の色の動作。強度のピークでは、色は積分された星の光の色と一致しますが、ピークの低カラム密度側ではより青くなり、高カラム密度側ではより赤くなります。これらの色の変化は、消光の波長依存性の直接的な結果です。我々は、LDN1642地域の色を他の関連する観測研究と比較しました。高緯度の拡散/半透明雲、広視野の巻雲塵、高緯度の拡散/半透明の雲、広帯域の巻雲などです。そして外部照明されたAGBスターエンベロープ。銀河系外の低表面輝度源にとって、巻雲は望ましくない前景の汚染物質です。巻雲の色の結果は、明らかに銀河や銀河団、星団に関連する拡散プルームや流れが局所的な巻雲構造である可能性が高い場合を区別するのに役立ちます。キーワード:ISM:塵、絶滅--ISM:雲、個々のLDN1642--銀河:太陽近傍--天文機器、方法および技術:方法--物理データおよびプロセス:散乱
XQR-30: 42 z>6 クエーサーのブラック ホールの質量と降着速度
| Title |
XQR-30:_Black_Hole_Masses_and_Accretion_Rates_of_42_z>6_Quasars |
| Authors |
C._Mazzucchelli,_M._Bischetti,_V._D'Odorico,_C._Feruglio,_J.-T._Schindler,_M._Onoue,_E._Ba\~nados,_G._D._Becker,_F._Bian,_S._Carniani,_R._Decarli,_A.-C._Eilers,_E._P._Farina,_S._Gallerani,_S._Lai,_R._A._Meyer,_S._Rojas-Ruiz,_S._Satyavolu,_B._P._Venemans,_F._Wang,_J._Yang_and_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16474 |
我々は、拡大されたESOラージプログラムXQR-30で取得された、高い信号対雑音比のVLT/X-Shooterスペクトルを使用して、z>6の42個の発光クエーサーのボロメトリー光度、ブラックホール質量、およびエディントン比を提示します。特に、レストフレーム3000Aからの放射光度、文献からの放射光補正を使用した輝度、およびCIV1549AとMgII2798Aの輝線の周囲のスペクトル領域をモデル化することによるブラックホールの質量を、スケーリング関係を調整して導き出します。ローカルな宇宙。両方の輝線から得られるブラックホールの質量が同じ範囲内にあり、測定値の散乱がスケーリング関係からの予想と一致していることがわかります。MgII由来の質量は~(0.8-12)x10^9Msunであり、由来されたエディントン比は~0.13～1.73の範囲内で、平均(中央値)は0.84(0.72)です。この研究と文献からのz>5.8のクエーサーの全サンプルと、ボロメトリーの光度分布が一致したz~1.5のサンプルを比較することにより、高赤方偏移のクェーサーでは、わずかに多く降着する質量ブラックホールがわずかに少なくなることがわかります。最近の文献研究と一致して、2つのサンプルの平均エディントン比の差は約0.27で、低zの場合よりも急速に変化しました。
天の川質量銀河の FIRE 宇宙論シミュレーションによる合成ガイア DR3 調査
| Title |
Synthetic_Gaia_DR3_surveys_from_the_FIRE_cosmological_simulations_of_Milky-Way-mass_galaxies |
| Authors |
Tri_Nguyen,_Xiaowei_Ou,_Nondh_Panithanpaisal,_Nora_Shipp,_Lina_Necib,_Robyn_Sanderson,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16475 |
ガイアの3回目のデータリリース(DR3)では、星の動径速度測定の数が5倍に増加し、視差と固有運動の測定が大幅に改善されました。モデルのテストとガイアDR3の解釈を求める研究を支援するために、Fire-2宇宙論シミュレーションのラッテスイートの3つの天の川質量銀河の3つの太陽位置に基づいた9つのガイア合成サーベイを紹介します。これらの合成サーベイは、GaiaDR3の選択関数、動径速度測定、および測光と一致し、以前SandersonらのGaiaDR2リリースと一致させるために使用されていたコードベースAnankeを適応させています。2020.総合調査は一般公開されており、http://ananke.hub.yt/でご覧いただけます。アナンケの以前のリリースと同様に、これらの調査は宇宙論的シミュレーションに基づいているため、非平衡力学効果をモデル化することができ、ガイアDR3のテストと解釈に役立つツールとなっています。
Hestia シミュレーションにおける局所群ガスと銀河の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_Local_Group_gas_and_galaxies_in_the_Hestia_simulations |
| Authors |
Luis_Biaus,_Sebasti\'an_E._Nuza_and_Cecilia_Scannapieco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16500 |
局所銀河群(LG)は、天の川銀河(MW)とアンドロメダ銀河(M31)という2つの巨大な渦巻銀河と、いくつかの小さな銀河で構成されています。MWとM31は約$-109\,$km\,s$^{-1}$の半径速度で互いに接近しています。観測証拠は、LG内にガスと銀河の全体的な落下運動があり、その2つの主要メンバーの力学によって支配されていることを示唆しています。私たちの観点から見ると、銀河の回転が取り除かれると、この流れは空に速度双極子パターンを刻み込みます。私たちは、{\scHestia}(高解像度環境シミュレーション・オブ・ザ・イミディエイト・エリア)コラボレーションによって実行された一連の高解像度シミュレーションを使用して、LGのガスと銀河の運動学的特性を調査します。私たちのシミュレーションには、LGのような領域を囲む正しい宇宙像が含まれています。私たちは、ローカル、銀河、LGの標準の残りの参照フレームから天空図を構築します。私たちの調査結果は、MWとM31の相対動径速度が観測値。これらの結果は、ガスと銀河がLG重心に向かって流れ、観測された速度双極子を生成するというシナリオを支持します。
ソウル大学 AGN モニタリング プロジェクト IV: 6 つの AGN の H$\alpha$ 残響マッピングと H$\alpha$ サイズと光度の関係
| Title |
The_Seoul_National_University_AGN_Monitoring_Project_IV:_H$\alpha$_reverberation_mapping_of_6_AGNs_and_the_H$\alpha$_Size-Luminosity_Relation |
| Authors |
Hojin_Cho,_Jong-Hak_Woo,_Shu_Wang,_Donghoon_Son,_Jaejin_Shin,_Suvendu_Rakshit,_Aaron_J._Barth,_Vardha_N._Bennert,_Elena_Gallo,_Edmund_Hodges-Kluck,_Tommaso_Treu,_Hyun-Jin_Bae,_Wanjin_Cho,_Adi_Foord,_Jaehyuk_Geum,_Yashashree_Jadhav,_Yiseul_Jeon,_Kyle_M._Kabasares,_Daeun_Kang,_Wonseok_Kang,_Changseok_Kim,_Donghwa_Kim,_Minjin_Kim,_Taewoo_Kim,_Huynh_Anh_N._Le,_Matthew_A._Malkan,_Amit_Kumar_Mandal,_Daeseong_Park,_Songyoun_Park,_Hyun-il_Sung,_Vivian_U,_Peter_R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16683 |
ブロードライン領域(BLR)のサイズと明るさの関係は、活動銀河核(AGN)内のブラックホールの質量を推定する上で最も重要です。従来、H$\beta$BLRのサイズは5100\Å{}での光連続体の光度から推定されることがよくありましたが、H$\alpha$BLRのサイズとその光度との相関にはそれほど制約がありません。6年間の測光および分光モニタリングデータを提供するソウル大学AGNモニタリングプロジェクト(SAMP)の一環として、6つの高輝度AGNのH$\alpha$ラグの測定結果を紹介します。文献からの42個のAGNの測定値と組み合わせて、広範なH$\alpha$および5100\Å{}連続光度に対するH$\alpha$BLRのサイズと光度の関係を導き出します。関係の傾きはそれぞれ$0.61\pm0.04$と$0.59\pm0.04$であることがわかり、これは\hb{}のサイズと明るさの関係と一致しています。さらに、5100オングストローム{}の連続光度と7桁にわたる広範なH$\alpha$光度の間に線形関係があることがわかりました。これらの結果を使用して、H$\alpha$の広い輝線に基づく新しいビリアル質量推定量を提案します。文献のスケーリング関係に基づく以前の質量推定値は、$10^未満の質量では最大0.7dex過大推定されていることがわかります。7$~M$_{\odot}$。
射手座流の先導腕にある動的に特徴的な恒星集団
我々は、いて座(Sgr)流の前腕(LA)と後腕(TA)、およびSgr矮小銀河コア(SC)について、赤色巨星の枝、主系列、および大規模な分光調査データから得られたRRこと座星。LA、TA、SC間の化学的性質の違いは、最近の研究と概ね一致しており、Sgr矮星の前駆体で確立された放射状の金属量勾配と、それに続くSgr前駆体の外側部分からの優先的な恒星剥離によって理解できます。注目すべき発見の1つは、LAにはTAやSCよりも離心率の低い星(e<0.4)の割合が比較的大きいことです。TAとSCは非常に類似した分布を示します。矮小銀河から剥ぎ取られた潮汐尾がその前駆銀河の軌道特性を維持していることを考慮すると、LAの電子分布はTAおよびSCの電子分布と同様になるはずであると予想されます。したがって、LAの電子ディストリビューションの異なる動作は特に興味深いものです。Vasilievらの分析に続いて、我々は、大マゼラン雲(LMC)の重力による天の川銀河の時間依存の摂動を導入することにより、異なる電子分布を説明しようと試み、その結果、角運動量の大幅な進化がもたらされました。LAスターの一部を使用してlow-eスターを生成します。さらに、高い離心率（e>0.6）を持つRRこと座星から、SCから遠く離れたTA星もLMCからの擾乱の影響を受けることが確認されました。
ボイド内の銀河はゆっくりと星を組み立てます
| Title |
Galaxies_in_voids_assemble_their_stars_slowly |
| Authors |
J._Dom\'inguez-G\'omez,_I._P\'erez,_T._Ruiz-Lara,_R._F._Peletier,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_U._Lisenfeld,_J._Falc\'on-Barroso,_M._Alc\'azar-Laynez,_M._Argudo-Fern\'andez,_G._Bl\'azquez-Calero,_H._Courtois,_S._Duarte_Puertas,_D._Espada,_E._Florido,_R._Garc\'ia-Benito,_A._Jim\'enez,_K._Kreckel,_M._Rela\~no,_L._S\'anchez-Menguiano,_T._van_der_Hulst,_R._van_de_Weygaert,_S._Verley_and_A._Zurita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16818 |
宇宙の銀河は、高密度のクラスター、細長いフィラメント、シート状の壁、ボイドと呼ばれる密度の低い領域など、さまざまな大規模環境を特徴とするクモの巣状の構造で分布しています。空隙の密度が低いことは、銀河の特性に影響を与えると予想されます。実際、これまでの研究では、ボイド内の銀河は平均して青く、質量が小さく、密度の高い大規模環境にある銀河に比べて形態が遅く、現在の星形成速度が高いことが示されています。しかし、空洞銀河の星形成履歴(SFH)がフィラメント、壁、星団の星形成履歴と大きく異なることは観測的に証明されたことはありません。今回我々は、ボイド銀河のSFHが、より密度の高い大規模環境にある銀河よりも平均して遅いことを示す。また、すべての環境に2つの主要なSFHタイプが存在することもわかりました。「短期スケール」銀河は、初期には大規模な環境の影響を受けず、生涯の後半にのみ影響を受けます。「長期スケール」の銀河は、環境と星の質量の影響を継続的に受けています。どちらのタイプも、空隙ではフィラメント、壁、クラスターよりもゆっくりと進化しました。
ハブフィラメント系における重力崩壊と降着流 G323.46-0.08
| Title |
Gravitational_collapse_and_accretion_flows_in_the_hub_filament_system_G323.46-0.08 |
| Authors |
Yingxiu_Ma,_Jianjun_Zhou,_Jarken_Esimbek,_Willem_Baan,_Dalei_Li,_Xindi_Tang,_Yuxin_He,_Weiguang_Ji,_Dongdong_Zhou,_Gang_Wu,_Kadirya_Tursun,_and_Toktarkhan_Komesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16875 |
我々は、SEDIGISM13CO調査からのアーカイブ分子線データと、GLIMPSE、MIPS、およびHi-GAL調査からの赤外線データに基づいて、ハブフィラメントシステムG323.46-0.08を研究しました。G323.46-0.08は、中央の高質量塊AGAL323.459-0.079に向かって収束する、F-north、F-west、およびF-southの3つのフィラメントで構成されています。F-westとF-southのパート1は、それぞれ0.28kms-1pc-1と0.44kms-1pc-1という明確な大規模な速度勾配を示しています。彼らは物質をAGAL323.459-0.079に流し込んでいるようだ。最小降着率は1216MMyr-1と推定されました。特徴的なV字型がPVダイアグラムのAGAL323.459-0.079の周囲に現れ、重力崩壊下で加速されたガス運動を追跡します。これはモデルフィッティング結果によっても裏付けられています。3つのフィラメントはすべて超臨界状態にあり、断片化して多くの高密度の塊になっています。PVダイアグラムの最も密度の高い塊の近くのシーソーパターンは、塊に向かってフィラメントに沿って質量降着も発生することを示唆しています。我々の結果は、フィラメント状降着流が、中心の高質量塊AGAL323.459-0.079を形成し、その中で起こる星形成活動を推進するのに必要な物質を供給する重要な機構であるらしいことを示している。
天の川の歴史: 宇宙時間にわたる星形成、宇宙線、金属性、および星の力学の進化
| Title |
The_History_of_The_Milky_Way:_The_Evolution_of_Star_Formation,_Cosmic_Rays,_Metallicity,_and_Stellar_Dynamics_over_Cosmic_Time |
| Authors |
Jiro_Shimoda,_Shu-ichiro_Inutsuka,_and_Masahiro_Nagashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16887 |
私たちは、星の形成、宇宙線、金属性、星の力学、銀河系の流出と流入をモデル化することにより、宇宙時間にわたる天の川銀河(MW)の長期進化を研究し、銀河の進化に関するさまざまな洞察を取得します。質量降着は、冷たい暗黒物質の宇宙論的$N$体シミュレーションの結果によってモデル化されます。観測された銀河X線散乱放出(GDXE)と銀河風を引き起こす可能性のある条件との間の一貫性を考慮すると、星の形成速度は円盤の質量降着速度の約半分であることがわかりました。私たちのモデルは、星の形成速度、宇宙線、金属、現在のMWの回転曲線の量を同時に再現します。このモデルの最も重要な予測は、$\sim10^{-2}$cm$^{-3}$の可能性のある数密度を持つ未確認の降着流が存在し、GDXEの一部が高温の拡散流から発生するということです。超新星爆発のエネルギーの約10％を消費して形成されるプラズマ。後者は、将来のX線ミッションの科学的事例です。XRISM、アテナなど。また、マルチメッセンジャー天文学の観点から、惑星形成と外部銀河の観測に対する我々の結果のさらなる意味についても議論します。
熱い塵に覆われた銀河の周囲のライマンブレイク銀河の過密さ WISE J224607.56$-$052634.9
| Title |
An_Overdensity_of_Lyman_Break_Galaxies_Around_the_Hot_Dust-Obscured_Galaxy_WISE_J224607.56$-$052634.9 |
| Authors |
Dejene_Zewdie_(UDP),_Roberto_J._Assef,_Chiara_Mazzucchelli,_Manuel_Aravena,_Andrew_W._Blain,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Hyunsung_D._Jun,_Daniel_Stern,_Chao-Wei_Tsai,_"and"_Jingwen_W._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17163 |
我々は、既知の中で最も明るい高温塵に覆われた銀河(HotDOG)である$z=4.601$のWISEJ224607.56$-$052634.9(W2246$-$0526)の周囲にあるライマンブレーク銀河(LBG)候補の特定を、深い\を使用して報告します。GeminiMulti-ObjectSpectrographSouth(GMOS-S)からのtextit{r}、\textit{i}、および\textit{z}バンドのイメージング。我々は、LBGの表面密度を使用してW2246$-$0526のMpcスケール環境を調査し、その豊かさと進化の状態を特徴付けます。私たちは、すばる深層フィールドとすばるXMM-ニュートン深層フィールドで\cite{2004VOuchi}と\cite{2006Yoda}によって開発された選択基準を使用して、W2246$-$0526付近のLBG候補を特定します。使用したフィルター間の差を調べると、それぞれ37個と55個のLBG候補が見つかりました。これらの研究の$z$バンド深さと一致すると、これは現場で予想されるLBGの表面密度の$\delta=5.8^{+2.4}_{-1.9}$倍に相当します。興味深いことに、ホットドッグ自体も、確認された近傍銀河も、どちらのLBG選択基準も満たしておらず、多数の伴銀河が欠けている可能性があることを示唆しています。私たちの分析によると、平均より高いIGM光学深度または中程度に高い塵の遮蔽を持つものだけが見つかる可能性が高いことが示されています。LBG候補の数密度はW2246$-$0526付近に集中していないことから、原始銀河団の進化の初期段階であるか、HotDOGが最も大質量の銀河ではない可能性があるか、あるいはHotDOGがIGMの透明度に影響を与えている可能性があることが示唆されています。その近くにあります。W2246$-$0526付近の過密度は、他のHotDOGの周囲で見られる過密度に匹敵し、同様の赤方偏移で電波銀河や発光クエーサーで通常見られるものよりも若干高くなります。
化石グループの起源 XIII.パラダイムシフト: 化石群は古代宇宙の遺物ではなく、孤立した構造物として扱われる
| Title |
Fossil_group_origins_XIII._A_paradigm_shift:_fossil_groups_as_isolated_structures_rather_than_relics_of_the_ancient_Universe |
| Authors |
S._Zarattini,_J._A._L._Aguerri,_P._Tarrio,_and_E._M._Corsini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17166 |
この研究では、非化石系のサンプルの周囲の大規模構造を研究し、その結果を、マグニチュードギャップを使用して選択された本物の化石系のサンプルに関する以前の発見と比較します。赤方偏移範囲$0.05\lez\le0.7$の銀河のカタログから得られる、各星系から最も近いフィラメントと交差点までの距離を計算します。次に、大きさのギャップのさまざまなビンについて、平均距離とフィラメントと交差までの累積距離の分布を推定します。フィラメントまでの平均距離は、化石系では$(3.0\pm0.8)$$R_{200}$であるのに対し、非化石系では$(1.1\pm0.1)\,R_{200}$であることがわかります。同様に、交差点までの平均距離は非化石系よりも化石系の方が長く、それぞれ$(16.3\pm3.2)$と$(8.9\pm1.1)\,R_{200}$の値になります。さらに、交差点までの距離の累積分布は、化石システムと非化石システムの間で統計的に異なります。マグニチュードギャップを使用して選択された化石系は、平均して、非化石系よりも宇宙の網からより孤立しているように見えます。マグニチュードギャップへの依存性は見られません（つまり、非化石系はマグニチュードギャップとは無関係に同様に動作し、化石のみが宇宙の網からより大きな平均距離で発見されます）。この結果は、化石系の形成シナリオを裏付けるものであり、その特異な位置により、宇宙網からの落下銀河の欠如が、すべての巨大な衛星と中心銀河との合体による等級ギャップの形成に有利に働くというものである。数値シミュレーションとの比較は、マグニチュードギャップを使用して選択された化石システムが古代宇宙の古い化石ではなく、交差の存在の影響を受けない宇宙網の領域に位置するシステムであることを示唆しています。
閾値以下の情報によるガンマ線点線源カタログの深化
| Title |
Deepening_gamma-ray_point-source_catalogues_with_sub-threshold_information |
| Authors |
Aurelio_Amerio_and_Francesca_Calore_and_Pasquale_Dario_Serpico_and_Bryan_Zaldivar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16483 |
我々は、高緯度の$\gamma$線源のフェルミLATカタログを公称閾値以下に拡張するための新しい統計的手法を提案します。これを行うために、我々は$\gamma$線の空への深層学習手法の適用による、閾値以下の線源の差分線源数分布の最近の決定に依存しています。合成空のアンサンブルをシミュレートすることにより、テスト統計量が比較的低い空のピクセルが光源によるものである可能性を定量的に評価します。この結果は、新しい$\gamma$線源のマルチメッセンジャーおよびマルチ波長同定に向けた取り組みに役立つだけでなく、相互相関解析などの統計的応用にも特に有利であると期待されます。
ゆっくり回転するBe X線連星MAXI J0655-013における降着スピンアップと強力な磁場
| Title |
Accretion_spin-up_and_a_strong_magnetic_field_in_the_slow-spinning_Be_X-ray_binary_MAXI_J0655-013 |
| Authors |
Sean_N._Pike,_Mutsumi_Sugizaki,_Jakob_van_den_Eijnden,_Benjamin_Coughenour,_Amruta_D._Jaodand,_Tatehiro_Mihara,_Sara_E._Motta,_Hitoshi_Negoro,_Aarran_W._Shaw,_Megumi_Shidatsu,_John_A._Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16489 |
BeX線連星MAXIJ0655-013のバースト時のMAXIおよびNuSTAR観測を紹介します。NuSTARはバーストの初期に一度源を観測し、そのときスペクトル分析により、ボロメータ(0.1～100keV)の非吸収源の光度$L_{\mathrm{bol}}=5.6\times10^{36}\mathrm{erg\が得られました。,s^{-1}}$、そして54日後に2回目、その時までに明るさは$L_{\mathrm{bol}}=4\times10^{34}\,\mathrm{erg\,まで低下しました。最初に劇的な増加を受けた後はs^{-1}}$になります。NuSTARデータのタイミング解析により、最初の観測では中性子星のスピン周期が$1129.09\pm0.04$sだったが、2回目の観測時には$1085\pm1$sに減少しており、宇宙全体での降着によるスピンアップを示していることが明らかになった。暴発。さらに、最初のNuSTAR観測中に、第2高調波の特徴を示す重心周波数$\nu_0=89\pm1$mHzの準周期振動を観測しました。MAXIおよびNuSTARデータをFermi/GBMによって報告されたパルス周期測定と組み合わせることで、MAXI光曲線における見かけのフレア挙動は、大きなパルス部分を持つパルスプロファイルの不均一なサンプリングによって導入されたアーティファクトであることを示すことができます。。最後に、$44$keVでの暫定的なサイクロトロン共鳴散乱特徴、降着円盤の内縁でのQPO生成、および中性子の相互作用によるスピンアップという3つの独立した方法によって中性子星表面の磁場強度を推定します。降着物質を伴う星の磁場。これらのそれぞれは、大幅に異なる値になります。各方式の長所と短所について議論し、MAXIJ0655-013は$B_{s}>10^{13}$Gという高い表面磁場強度を持つ可能性が高いと推測します。
ガンマ線バーストプロンプトフェーズにおける偏光角の回転$-$\uppercase\expandafter{\romannumeral2}。パラメータの影響
| Title |
Rotation_of_Polarization_Angle_in_Gamma-Ray_Burst_Prompt_Phase$-$\uppercase\expandafter{\romannumeral2}._The_Influence_of_The_Parameters |
| Authors |
Hao-Bing_Wang_and_Mi-Xiang_Lan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16618 |
光度曲線とエネルギースペクトルに加えて、ガンマ線バースト(GRB)即発放出の研究には偏光も重要です。偏光角(PA)が時間とともに回転すると、時間積分された偏光度の偏光解消が生じます。しかし、これまで研究されることはほとんどありませんでした。ここでは、放出領域内の大規模な秩序整列磁場を備えた磁気リコネクションモデルを使用して、PAの回転に対する主要なパラメーターの影響を研究します。ジェットの半開き角$\theta_{j}$、観測角$\theta_{V}$、バルクローレンツ因子$\Gamma$がすべてPAの回転に大きな影響を与えることがわかりました。固定$\theta_{j}\Gamma_{0}$値($\Gamma_{0}$は$\Gamma$の正規化係数)の場合、具体的な$\theta_{j}$と$\Gamma_{0}$値、$T_{90}$($\triangle$PA)内のPA回転は、$q\equiv\theta_{V}/\theta_{j}$値に対してほぼ変化しません。$\theta_{j}\Gamma_{0}$の値が増加するにつれて、$\triangle$PA$>10^{\circ}$の$q$範囲は小さくなります。$\triangle$PA$\thicksim90^{\circ}$による最も重要なPA回転は、$\theta_{j}\Gamma_{0}\thicksim100$と$1.1\leqq\leq1.2$のときに発生します。トップハットジェットの場合、$T_{90}$内のPA回転の観測は、わずかに軸から外れた観測を意味します。
時間（エネルギー）に伴う偏光角（PA）の回転により、時間積分（エネルギー積分）偏光が解消される可能性があります。ただし、いつ、どのように回転するかはわかりません。ここでは、磁気リコネクションモデルを考慮して、分極、特にGRBプロンプト放出のPA回転を調査します。大規模な秩序整列磁場構成の場合、軸外観測ではPAが時間(エネルギー)とともに進化することがわかります。私たちの研究は、PAの回転は、（平均化される前の）発光領域の「観察された形状」の変化によるものであることを示しています。時間分解PA観測を使用して、モデルをGRB170101AおよびGRB170114Aの単一パルスバーストに適用します。GRB170101Aの暴力的なPAバリエーションを解釈できることがわかりました。モデルは、GRB170114Aにおける2回の$90^{\circ}$PAの変化を予測できませんでした。詳細なモデルを検討する必要があります。
南方連星X線源のスペクトルエネルギー分布
| Title |
Spectral_Energy_Distributions_of_Southern_Binary_X-Ray_Sources |
| Authors |
John_M._Dickey,_S.D._Vrtilek,_Michael_McCollough,_Bram_Boroson,_John_A._Tomsick,_Charles_Bailyn,_Jay_M._Blanchard,_Charlotte_Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16663 |
X線バイナリの急速な変動により、電磁スペクトル全体の活動に関連する広範囲のX線状態が生成されます。すべてのタイプをさまざまな状態に含めるのに十分な大きさのソースのサンプルを研究し、磁束密度の変動を示す周波数の全範囲をカバーすることは特に困難です。多数の望遠鏡による同時観測が必要です。このプロジェクトでは、5x10^9Hz～10^19Hzの電磁スペクトルにわたる7台の望遠鏡で48個のX線バイナリを監視します。これには、地上の無線、赤外線、光学天文台と、1台の宇宙船に搭載された5台の機器が含まれます。-週間の期間。最も広範な検出が行われる20個の線源について、スペクトルエネルギー分布とそれに対応するX線の色強度図を作成します。私たちの観察は、さまざまなクラスに対して提案されている予想される動作のいくつかのモデルと一致しています。パルサーや環礁の発信源からの顕著な電波放射は検出されませんが、垂直または水平分岐のZ発信源と、ブラックホールからの電波放射は検出されます。高/ソフト、低/ハード、静止状態。調査データは、さまざまなクラスのソースからの動作を予測するより詳細なモデルに有用な制約を提供します。
パルサータイミングアレイによって検出されたナノヘルツの確率的重力波背景の起源としてのミラーQCD相転移
| Title |
Mirror_QCD_phase_transition_as_the_origin_of_the_nanohertz_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_detected_by_the_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Lei_Zu,_Chi_Zhang,_Yao-Yu_Li,_Yu-Chao_Gu,_Yue-Lin_Sming_Tsai_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16769 |
いくつかの共同研究による最近の独立した発表では、パルサータイミングアレイ(PTA)を通じて検出された確率的重力波背景(SGWB)の強力な証拠が示されました。この研究では、初期宇宙の暗黒量子色力学（dQCD）時代、特にミラーツインヒッグスダークセクターモデルの枠組み内で起こる一次相転移の意味を調査します。私たちの分析は、この相転移に由来する識別可能なSGWB信号を示しており、これはPTAによって得られた測定値を説明することができます。注目すべきことに、SGWB信号を説明するミラーツインヒッグスモデル内のパラメータ空間の重要な部分は、宇宙論における$H_0$と$S_8$の両方の測定における既存の張力も効果的に解決します。この興味深い相関関係は、これら3つの現象の共通の起源の可能性を示唆しています。さらに、パラメータ領域$0.2<\DeltaN_{\rmeff}<0.5$では、ミラー暗黒物質成分が暗黒物質総存在量の$30\%$未満を構成しており、現在のすべての宇宙論的観測とPTA測定に対応できます。
短い GRB 集団と GRB 170817A によるジェット構造の関節拘束
最も近いGRB170817Aは、軸外で観測された残光放射を使用して、この短いガンマ線バースト(SGRB)のジェットの角構造を調査する機会を提供しました。残光に制約されたジェット構造がGRB170817Aの即時発光の明るさと一致できるかどうかが研究されています。さらに、GRB170817Aを含むすべてのSGRBが同じ爆発機構とジェット構造を持っていると仮定することで、SGRB集団のフラックスとレッドシュフィット分布の計算に異なるジェット構造を適用し、スウィフトとフェルミの観測分布と比較します。ソース。その結果、単一ガウス構造は基本的に排除できるが、べき乗則モデルと2ガウスモデルは原理的に存続できることがわかります。
電波ブレーザーは、個々の高エネルギーニュートリノ現象と、低エネルギーニュートリノデータから構築された確率天空図の過剰の両方に関連付けられています。しかし、これらの発生源でニュートリノが生成される正確なメカニズムはまだ不明です。今回我々は、これまで明るい電波ブレーザーと関連付けられていた200TeVを超えるエネルギーを持つIceCubeニュートリノは、ブレーザーを持たないニュートリノと比較して、より低エネルギーの現象のフレアを伴う可能性が大幅に高いことを実証した。エネルギー事象の誤差領域内に位置するブレーザーのパーセクスケールの核電波束は、IceCubeによって報告された日スケールの低エネルギーニュートリノフレアの同時発生の可能性と強い相関があります。確率相関の確率は3.6*10^{-4}です。これは、ニュートリノとブレーザーの関係を新たな独立した方法で確認し、天体物理学ニュートリノの起源を理解するための貴重な手がかりを提供します。
相対論的磁化ジェットの線形安定性解析
線形領域における天体物理ジェットの安定性は、さまざまな不安定性の成長率を見つけるための方法論を提示することによって調査されます。円筒形の軸対称定常ジェットに摂動を与え、相対論的な理想磁気流体力学(MHD)方程式を線形化し、適切な境界条件を条件として積分する必要がある微分方程式を導き出すことで摂動の固有モードの発展を解析します。分散関係。また、WKBJ近似を適用し、さらに、対称軸に沿って体積速度が一定の摂動されていないジェットに対応するいくつかのサブケースにおける解析解を与えます。
相対論的ペアビームの進化: 実験室および TeV 天体物理学への影響
| Title |
Evolution_of_Relativistic_Pair_Beams:_Implications_for_Laboratory_and_TeV_Astrophysics |
| Authors |
Marvin_Beck,_Oindrila_Ghosh,_Florian_Gr\"uner,_Martin_Pohl,_Carl_B._Schroeder,_G\"unter_Sigl,_Ryan_D._Stark,_Benno_Zeitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16839 |
TeVブレーザービームからのカスケードの欠落は、集合的なプラズマ効果がエネルギー損失に重要な役割を果たしている可能性があることを示しています。最新の加速器を使用した実験室実験では、このような高エネルギーのペアビームの進化を模倣することが可能です。ビームの運命は、不安定モードによるエネルギー損失と、運動量空間での拡散によるペアビームのエネルギー的な広がりという2つの異なるプロセスによって支配されます。私たちは、ドリフト項と拡散項がそれぞれこれらの現象をコンパクトな形で記述するフォッカー・プランクのアプローチを使用して、この進化を説明します。我々は、成長速度が反応性である一般的な狭いガウスペアビームの不安定なビームプラズマシステムの完全な進化を追跡するための粒子内セルシミュレーションを提示します。我々は、フォッカー・プランク方程式の解析的および数値的解と一致して、不安定性がペアビームのエネルギー的な広がりをもたらし、線形相における不安定性の増大を遅らせることを示す。実験室実験では、運動量分布の変化は不安定性のフィードバックとして容易に測定できますが、天体物理学のシナリオにおける拡散広がりの結果は、ペアビームの開き角の増加に変換できます。
パルサータイミングアレイ解析後の天体物理学的ニュートリノ振動
| Title |
Astrophysical_neutrino_oscillations_after_pulsar_timing_array_analyses |
| Authors |
Gaetano_Lambiase,_Leonardo_Mastrototaro,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16977 |
ニュートリノフレーバー振動のパターンは、重力波背景(GWB)から生じるようなノイズの多い摂動の影響によって変化する可能性があります。GWBと一致する確率過程は、北米ナノヘルツ重力波観測所(NANOGrav)、欧州パルサータイミングアレイ(EPTA)、パークスパルサータイミングアレイ(PPTA)、チャイニーズパルサータイミングアレイ(CPTA)のコラボレーション。私たちは、PTA共同研究によって報告されたGWBの影響下でのニュートリノフレーバー振動の変化を調査し、そのような効果がどのように近い将来のニュートリノ検出器で潜在的に明らかになり、nHz以下のGWBの異なるモデルの識別に役立つ可能性があるかについて議論します。周波数範囲。
ヤクーツク宇宙望遠鏡とピエール・オージェ天文台でのミュオン測定の直接比較
| Title |
A_Direct_Comparison_of_Muon_Measurements_at_the_Yakutsk_Array_and_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
A.V._Glushkov,_A.V._Sabourov,_L.T._Ksenofontov,_K.G._Lebedev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17039 |
ここでは、ピエール・オージェ天文台とヤクーツクアレイで得られた、天頂角$\theta\le45^{\circ}$と$10^{17}$eV以上のエネルギーを持つ広範囲の空気シャワー中のミュオンの直接測定の結果を考察します。どちらの実験でも、ミュー粒子は$\およそ1.0\times\sec\theta$GeVエネルギー閾値の地下シンチレーション検出器で記録されました。測定された密度値は、QGSJet-II.04ハドロン相互作用モデルの枠組み内で計算された理論的予測と比較されました。それらは係数$1.53\pm0.13$(stat)によって異なります。この差は、オージェ実験におけるミュオン密度の1.22倍の過大評価と、一次エネルギーの1.25倍の過小評価によるものであることを示します。
| Title |
Cross_section_for_supernova_axion_observation_in_neutrino_water_Cherenkov_detectors |
| Authors |
Pierluca_Carenza,_Giampaolo_Co',_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Lella,_Giuseppe_Lucente,_Alessandro_Mirizzi,_Thomas_Rauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17055 |
核子と結合したアクシオンは、核崩壊超新星(SNe)から大量に放出される可能性があります。アクシオンと核子の結合が十分に強い場合、アクシオンはバーストとしてSNから放出され、地球に到達し、水チェレンコフ検出器内の酸素原子核を励起する可能性があります(${}^{16}{\rmO}+a\{}^{16}{\rmO}^{*}$)まで。このプロセスの後に励起状態の放射減衰(${}^{16}{\rmO}^*\rightarrow{}^{16}{\rmO}+\gamma$)が続き、大型地下ニュートリノチェレンコフ検出器で銀河SNからのアクシオンを直接検出する戦略。この可能性を動機として、自己無撞着な連続体ランダム位相近似を使用して得られるアクシオン-酸素断面積の最新の計算を提示します。酸素原子核の脱励起がガンマ線、中性子、陽子、$\alpha$-粒子に分岐する割合を計算します。これらの結果は、カミオカンデIIのSN1987Aからのアクシオンの検出可能性を再検討するために使用されます。
ステルス BeXRB システム Swift J0549.7-6812 からのまれな爆発
| Title |
A_rare_outburst_from_the_stealthy_BeXRB_system_Swift_J0549.7-6812 |
| Authors |
M.J._Coe_(Southampton),_J.A._Kennea_(PSU),_I.M._Monageng_(UCT),_D.A.H._Buckley_(SAAO),_A._Udalski_(Warsaw),_P.A._Evans_(Leicester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17098 |
SwiftJ0549.7-6812は、6秒のパルス周期を示す大マゼラン雲(LMC)内のBe/X線連星系(BeXRB)です。多くのそのようなシステムと同様に、変動するX線放射は、質量供与体であるBe星の根底にある挙動によって引き起こされると考えられています。この論文では、8x10^37erg/sの光度に達したこの系からの既知の最も明るいバーストのX線観測について報告します。これらの観測は、同時期の光学測光観測、最初に報告された光スペクトル、およびOGLEとGAIAからの数年間の履歴データによって裏付けられています。後者は、バイナリ周期が46.1日であることを強く示唆しています。すべての観測データは、SwiftJ0549.7-6812が、その時間の大部分をX線静止状態に費やすか、完全にスイッチがオフになるシステムであることを示しています。これは、時折の観測ではそれや多くの同様のシステムを簡単に見逃してしまう可能性があり、その結果、LMCの膨大な星の進化の数が過小評価される可能性があることを示唆しています。
ナノヘルツ重力波とハッブル張力の共通解としての原始磁場
| Title |
Primordial_magnetic_field_as_a_common_solution_of_nanohertz_gravitational_waves_and_Hubble_tension |
| Authors |
Yaoyu_Li,_Chi_Zhang,_Ziwei_Wang,_Mingyang_Cui,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17124 |
星間および銀河間磁場の起源はほとんど不明であり、初期宇宙の相転移などによって生成される原始磁場（PMF）は、これらの磁場の種を提供すると期待されています。PMFは初期の宇宙の進化に影響を与え、一連の現象を引き起こします。この研究では、PMFによって引き起こされる乱流が、NANOGrav、PPTA、EPTA、CPTAなどのいくつかのパルサータイミングアレイによって報告されるナノヘルツ(nHz)重力波を引き起こす可能性があることを示します。nHzの重力波データを使用して、特性磁場強度($B_{\rmch}^*\sim\mathcal{O}(1)~\rm{\muG}$)とコヒーレント長に関する制約を取得します。PMFのスケール($\ell_{\rmch}^*\sim\mathcal{O}(1)~\rm{pc}$)、生成温度をほぼQCD温度($\sim100$MeV)と仮定。さらに、再結合時代に進化するPMFはバリオン密度の不均一性を引き起こし、イオン化プロセスを変化させる可能性があります。これにより、当然のことながら、初期測定と後期測定の間のハッブルパラメータ$H_0$と物質凝集パラメータ$S_8$の張力が緩和されます。PMF生成の時代から組換えの時代までの$B_{\rmch}\sim\ell_{\rmch}^{-\alpha}$の進化形を仮定すると、$0.91<\alpha<1.08であることがわかります。$(95\%信頼できる領域)。
| Title |
Dark_Matter_Spike_surrounding_Supermassive_Black_Holes_Binary_and_the_nanohertz_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Zhao-Qiang_Shen,_Guan-Wen_Yuan,_Yi-Ying_Wang,_Yuan-Zhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17143 |
最近、NANOGrav、PPTA、EPTA、CPTAの共同研究により、確率的重力波背景(SGWB)の存在を示す説得力のある証拠が報告されました。この推定される重力波背景の振幅とスペクトルは、超大質量ブラックホール連星の集団から発生する信号の天体物理学的予測と密接に一致しています。これらの発見を踏まえて、私たちは、重力波の波形に影響を与え、SGWBを変調する可能性がある、巨大ブラックホールの周囲にある暗黒物質スパイクを検出する可能性を探ります。我々は、GW放射線と暗黒物質スパイクの動的摩擦の複合効果によって引き起こされるSMBHバイナリ進化が、SGWBのnHz周波数範囲内で検出可能な発現を示すことを実証する。
宇宙ひもループと豊富な高赤方偏移の巨大銀河からのナノヘルツの確率的重力波背景
| Title |
The_nanohertz_stochastic_gravitational-wave_background_from_cosmic_string_Loops_and_the_abundant_high_redshift_massive_galaxies |
| Authors |
Ziwei_Wang,_Lei_Lei,_Hao_Jiao,_Lei_Feng,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17150 |
ごく最近、パルサータイミングアレイ(PTA)の実験により、ナノヘルツの確率的重力波背景(SGWB)の存在に関する強力な証拠が報告されました。この研究では、宇宙ひもループが$G\mu\sim2\times10^{-12}$とループ数密度$N\sim10^{4}$でナノヘルツSGWBデータを説明できることを示します。。宇宙ひもループの存在も、高い赤方偏移で大質量銀河の数密度を効果的に高める可能性がありますが、SGWBデータとJWST観測の両方を自己矛盾なく解釈するための合理的なパラメータ空間は見つかりません。これは、この研究で採用されたモデルの拡張、またはこれら2つの現象の異なる物理的起源を意味します。
PyCBC パイプラインを適応させて、LISA の巨大ブラック ホール連星から重力波の特性を見つけて推測する
| Title |
Adapting_the_PyCBC_pipeline_to_find_and_infer_the_properties_of_gravitational_waves_from_massive_black_hole_binaries_in_LISA |
| Authors |
Connor_R._Weaving,_Laura_K._Nuttall,_Ian_W._Harry,_Shichao_Wu_and_Alexander_Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16429 |
2030年代半ばに打ち上げ予定のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、大質量ブラックホール連星（MBHB）の合体からの重力波（GW）を観測すると期待されている。これらの信号は、ブラックホールの質量に応じて数日から数か月持続する可能性があり、高い赤方偏移まで高い信号対雑音比(SNR)で観測されることが期待されています。PyCBCソフトウェアパッケージを適合させて、テンプレートバンクの検索とMBHBからのGWの推論を可能にしました。このパイプラインは、シミュレートされた機器LISAノイズにMBHBと数千の銀河バイナリ(GB)が含まれるLISAデータチャレンジ(LDC)のチャレンジ2a(「サングリア」)でテストされます。私たちの検索では、最適な信号対雑音比が$98\%$を超える6つのMBHB信号をすべて特定しました。後続のパラメーター推論ステップでは、$90\%$信頼区間内の質量と回転が回復されます。空の位置パラメータには、復元される8つの高尤度モードがありますが、多くの場合、事後分析では不正確な空モードが優先されます。GBの追加により、注入された値から質量とスピンのパラメーター回復にバイアスがかかり、MBHBのパラメーターを推定する前にGB信号のパラメーターを同時にフィッティングするグローバルフィットパイプラインの必要性が強化されることが観察されています。
可能な限りシンプルですが、これ以上シンプルではありません: Galaxy SED フィッティングのためのニューラル ネット
エミュレーターのパフォーマンスの最適化
| Title |
As_Simple_as_Possible_but_No_Simpler:_Optimizing_the_Performance_of_Neural_Net_Emulators_for_Galaxy_SED_Fitting |
| Authors |
Elijah_P._Mathews,_Joel_Leja,_Joshua_S._Speagle,_Benjamin_D._Johnson,_Justus_Gibson,_Erica_J._Nelson,_Katherine_A._Suess,_Sandro_Tacchella,_Katherine_E._Whitaker,_Bingjie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16442 |
人工ニューラルネットワークエミュレーターは、パラメーター推論などのために銀河スペクトルエネルギー分布(SED)を迅速に生成する非常に計算効率の高い方法であることが実証されています。非常に柔軟で高速な数学的構造を使用して、入力銀河パラメータと出力観測量の間の自明ではない関係を学習できます。ただし、その予測は不完全であり、磁束予測の小さな誤差により、回復されたパラメータに大きな差が生じる可能性があります。この研究では、エミュレータの実行時間、不確実性、相関誤差、および正確な事後分布を回復する能力の間の関係を調査します。エミュレータは、星の質量、星の金属性、星形成率、星の年齢の事後中央値で$25\!-\!40\%$の精度で、従来の適合に対して一貫した結果を復元できることを示します。エミュレーションの不確実性はエミュレータの幅$N$に応じて$\proptoN^{-1}$にスケールされるのに対し、実行時間は$\proptoN^2$にスケールされるため、実行時間とエミュレーションの不確実性の間には固有のトレードオフが生じることがわかりました。また、観測上の不確実性よりも小さい不確実性を持つエミュレータは、致命的な外れ値を大幅に増加させることなく、ほとんどのパラメータについて正確な事後分布を回復できることもわかりました。さらに、小規模なアーキテクチャでは、重大な相関関係を持つ磁束残差が生成され、色の危険な系統的誤差が生じる可能性があることを実証します。最後に、トレーニングセットを生成するために選択された分布が、まれなオブジェクトを正確に適合させるエミュレータの能力に大きな影響を与える可能性があることを示します。エミュレータに最適なアーキテクチャとトレーニングセットを選択すると、近い将来の大規模銀河調査に適合するための計算要件が最小限に抑えられます。
高精度天文計測による新しいコンパクト天体バイナリ集団 (Roman White Paper)
| Title |
New_Compact_Object_Binary_Populations_with_Precision_Astrometry_(Roman_White_Paper) |
| Authors |
P._Gandhi,_C._Dashwood_Brown,_Y._Zhao_(Univ._Southampton),_K._El-Badry_(Harvard_CfA),_T.J._Maccarone_(Texas_Tech),_C._Knigge_(Southampton),_J._Anderson_(STScI),_M._Middleton_(Southampton),_J.C.A._Miller-Jones_(ICRAR,_Curtin_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16479 |
コンパクト天体連星（非縮退恒星の周りを周回するブラックホールまたは中性子星）は、極度の重力物理学と降着物理学の最良の探査機の一部であることに加えて、後期大質量星の進化を理解するための鍵となります。Gaiaは、これらのシステムの天文研究への扉を開き、幾何学的距離測定、運動学的推定、および連星軌道要素の測定を通じてこれまで知られていなかった新しいシステムを発見する機能を可能にしました。特に不可解なのは、進化の歴史を説明するのが難しい、広い軌道（〜AU以上）で新たに発見された巨大なブラックホールです。このような連星の天文同定はガイアにとって困難であり、現在知られているそのような例は2つだけです。ローマン氏の膨大な把握力、優れた感度、鋭いPSF、および制御された調査戦略は、この分野でゲームチェンジャーとなる可能性があり、ガイアよりも数等級深いコンパクトな天体連星の天文研究を拡張します。私たちは、マイクロレンズ銀河バルジ時間領域調査を使用して、新しい広軌道ブラックホールコンパクト天体バイナリを特定し、その蔓延とその空間分布を決定し、バイナリ個体群研究における新しいパラメータ空間を開くことを提案します。
StarUnLink: 恒星のスペクトル調査における通信衛星からの信号の特定と軽減
| Title |
StarUnLink:_identifying_and_mitigating_signals_from_communications_satellites_in_stellar_spectral_surveys |
| Authors |
Spencer_Bialek,_Sara_Lucatello,_Sebastien_Fabbro,_Kwang_Moo_Yi,_Kim_Venn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16485 |
今後の大規模な分光空調査に対する比較的新しい懸念は、低軌道衛星からの汚染の影響です。これらの衛星のうち数十万機が今後数年間に打ち上げが許可されており、場合によっては、広視野のマルチファイバー分光器を使用すると、スペクトルの最大数パーセントが汚染される可能性があると推定されています。この論文では、多段階のアプローチを使用して、WEAVEのような恒星スペクトル調査における衛星汚染の影響を特定して最小限に抑えることの実用性と限界を評価します。私たちは、衛星（つまり、太陽に似た）スペクトルで人為的に汚染した星のスペクトルの同定、恒星のパラメータと化学存在量の回復、ソース分離を試みるために、一連の畳み込みネットワークベースのアーキテクチャを開発しています。私たちの結果は、低解像度スペクトルでは80%、高解像度スペクトルでは96%の精度レベルで、すべての汚染源の67%にフラグを立てることができることを示しています。さらに、スペクトルから汚染を除去し、$<$1%の再構成誤差できれいなスペクトルを復元することができます。トレーニングセットへの拡張として汚染を含めるか、スペクトルから汚染を除去することによって、恒星パラメータの予測誤差が最大2～3分の1に減少し、前者の場合は全体的にパフォーマンスが向上します。提示された方法は、WEAVE恒星分光調査やその他の同様の調査における汚染されたスペクトルの恒星パラメーターを改善するために実装できる、いくつかの機械学習軽減戦略を示しています。
Astreaks: 背景星を追跡した NEO の天文測定
| Title |
Astreaks:_Astrometry_of_NEOs_with_trailed_background_stars |
| Authors |
Kritti_Sharma,_Harsh_Kumar,_Harsh_Choudhary,_Varun_Bhalerao,_Vishwajeet_Swain,_Bryce_Bolin,_G.C._Anupama,_Sudhanshu_Barway,_Simran_Joharle_and_Vedant_Shenoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16519 |
高速移動する地球近傍天体(NEO)の検出と正確な天文計測は、後続コミュニティにとっての課題でした。見かけの動きが速いため、恒星画像に縞模様が生じ、望遠鏡の限界等級と天文精度に影響を与えます。追跡損失を軽減するために広く採用されている技術は、ストリーキングを背景の基準星に転送する非恒星追跡です。しかし、既存の公的に入手可能な天文計測ソフトウェアには、そのような細長い星を検出するように構成されたものはありません。非恒星データにおけるNEOの正確な天文計測を取得するためのストリーキング源検出アルゴリズムAstreaksを紹介します。GROWTH-IndiaTelescopeの2つの機器セットアップを使用して、115個のNEOの371枚の非恒星追跡画像でAstreaksの天文精度を検証します。観測されたNEOは[15,22]の範囲のVバンド等級を持ち、固有運動は最大140$^{\prime\prime}$/minであったため、6.5$^\prime$(582ピクセル）をデータに含めます。私たちの方法では、すべての画像に対して100%の成功率で天文測定ソリューションが得られました。観測マイナス計算(O-C)残差の標準偏差は0.52$^{\prime\prime}$で、O-C残差は<2$^{\prime\prime}$(<1$^{\prime\prime}$)は測定値の98.4%(84.4%)でした。2つの機器セットアップの$\sim$0.3$^{\prime\prime}$と$\sim$0.7$^{\prime\prime}$のピクセルスケールを考えると、これらはかなり顕著です。これは、当社のモジュール式で完全に自動化されたアルゴリズムが、ターゲットの非恒星追跡を可能にすることで、天文精度を損なうことなく望遠鏡システムの限界等級を向上させるのに役立つことを示しています。これは、NEOフォローアップコミュニティが、次世代NEO調査の加速された発見率と感度の向上に対処するのに役立ちます。Astreaksは、オープンソースライセンスに基づいてコミュニティに提供されています。
多重化ファイバーシステムの迅速な FRD 決定 -- I. 準近接場モデルとその不確実性
| Title |
Rapid_FRD_determination_for_multiplexed_fibre_systems_--_I._The_quasi-near_field_model_and_its_uncertainties |
| Authors |
Weimin_Sun,_Xudong_Chen,_Jiabin_Wang,_Hang_Jiang,_Anzhi_Wang,_Qi_Yan,_Zhenyu_Ma,_Shengjia_Wang,_Tao_Geng,_Yue_Zhong,_Zhongquan_Qu,_and_Yunxiang_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16752 |
ファイバーの焦点比劣化(FRD)は、光損失を最小限に抑えるために天文機器で制御する重要な要素です。天文機器の進歩に伴い、多数のファイバーを統合することが一般的になりました。しかし、多重化ファイバーシステムにおけるFRDの決定は、困難で時間のかかる作業となっています。ファイバーアレイ太陽光学望遠鏡用統合フィールドユニット(FASOT-IFU)は、単一ユニット内で最も高密度に配置されたファイバーベースのIFUを表します。スリット端のV溝にはファイバが密に詰め込まれているため、出力スポットが隣接するファイバと重なりやすいため、FRDの測定は特に困難です。この論文では、IFUや複数物体観測システムなどの高度に多重化されたファイバシステムでの迅速なFRD測定を可能にする、準近接場モデルに基づく新しい方法を提案します。この方法に関連する原理と不確実性が調査されます。この方法の有効性は、この方法をFASOT-IFUのFRDの決定に適用することによって実証され、達成されたFRD性能はFASOT-IFUの許容可能な要件を満たしており、出力焦点比は主に5.0～7.0の範囲内に収まります。結果は、提案された方法が、複数のファイバのFRDを高精度(F比で0.35未満の誤差)で同時に迅速に測定できることなど、いくつかの利点があることを示しています。さらに、この方法はFRD以外にも、スループット、スクランブル、スペクトル分析などの広範な測定の可能性を示します。
ダクシャミッションによるガンマ線バースト偏光測定の展望
| Title |
Prospects_of_measuring_Gamma-ray_Burst_Polarisation_with_the_Daksha_mission |
| Authors |
Suman_Bala,_Sujay_Mate,_Advait_Mehla,_Parth_Sastry,_N._P._S._Mithun,_Sourav_Palit,_Mehul_Vijay_Chanda,_Divita_Saraogi,_C._S._Vaishnava,_Gaurav_Waratkar,_Varun_Bhalerao,_Dipankar_Bhattacharya,_Shriharsh_Tendulkar,_Santosh_Vadawale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16781 |
提案されているダクシャのミッションは、重力波現象やガンマ線バースト（GRB）の電磁波現象などの高エネルギー過渡現象を検出して特徴付けるための、一対の高感度宇宙望遠鏡で構成されています。Dakshaは、スペクトルおよびタイミング解析に加えて、これらの過渡現象の偏光研究も行うことができ、高エネルギー放射を支配するソースの形状と物理プロセスを理解するために重要なデータを提供します。各ダクシャ衛星には、視野コリメーションなしで準半球構成に配置された340個のピクセル化カドミウム亜鉛テルライド(CZT)検出器が搭載されます(オープン検出器)。これらのCZT検出器は100～400keVのエネルギー範囲で優れた偏光計であり、その偏光測定能力はAstroSatに搭載されたカドミウム亜鉛テルライドイメージャ(CZTI)によって実証されています。ここでは、Dakshaの硬X線偏光測定機能を実証し、広範なシミュレーションを使用して偏光測定感度(最小検出可能偏光:MDPに関して)を推定します。ダクシャは$10^{-4}$ergcm$^2$(10--1000keV)のフルエンス閾値に対して~$30\%$のMDPを持つことがわかります。この感度により、GRBが高度に分極している場合、ダクシャは年間約5個のGRBの分極を測定できると推定されます。
天体光学望遠鏡の知性の現状と今後の展望
| Title |
Intelligence_of_Astronomical_Optical_Telescope:_Present_Status_and_Future_Perspectives |
| Authors |
Tianzhu_Hu,_Kang_Huang,_Jingyi_Cai,_Xiushan_Pang,_Yonghui_Hou,_Yong_Zhang,_Huaiqing_Wang,_Xiangqun_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16834 |
人工知能テクノロジーは天文学で広く使用されており、新しい人工知能テクノロジーとその応用シナリオが絶えず登場しています。天文学における人工知能技術の応用を検討する論文は数多くあります。しかし、関連する論文では望遠鏡インテリジェンスについて個別に言及されることはほとんどなく、これらの論文から望遠鏡インテリジェンスの開発状況や研究のホットスポットを理解することは困難です。この論文は、人工知能技術の開発の歴史と望遠鏡の重要な技術の困難を組み合わせ、望遠鏡インテリジェンスの開発と研究のホットスポットを包括的に紹介し、望遠鏡インテリジェンスのさまざまな研究方向について統計分析を実施し、研究方向のメリットを定義します。あらゆる種類の研究の方向性が評価され、各望遠鏡の知能の研究傾向が指摘されます。最後に,人工知能技術の利点と望遠鏡の開発動向に従って,望遠鏡インテリジェンスの将来の研究ホットスポットを与えた。
NAUTILUS: 深層学習を使用してベイズ重要度を高めるネストされたサンプリング
深層学習を使用したベイジアン事後推定および証拠推定のための重要度ネストサンプリング(INS)手法の効率を高める新しいアプローチを紹介します。バニラネストサンプリング(NS)やマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アルゴリズムなどの棄却ベースのサンプリング手法とは異なり、重要度サンプリング手法では事後推定と証拠推定にすべての尤度評価を使用できます。ただし、重要度を効率的にサンプリングするには、事後分布を厳密に模倣した提案分布が必要です。このタスクを達成するために、ニューラルネットワーク回帰を介してINSとディープラーニングを組み合わせる方法を示します。また、ベイジアン事後推定および証拠推定のためのこの手法のリファレンスオープンソースPython実装であるNAUTILUSも紹介します。太陽系外惑星検出、銀河SEDフィッティング、宇宙論におけるさまざまな困難な合成問題と現実世界のアプリケーションについて、EMCEE、DYNESTY、ULTRANEST、POCOMCなどの一般的なNSおよびMCMCパッケージとNAUTILUSを比較します。すべてのアプリケーションにおいて、NAUTILUSのサンプリング効率は他のすべてのサンプラーよりも大幅に高く、多くの場合1桁以上も高くなります。同時に、NAUTILUSは非常に正確な結果を提供し、テストされた他のすべてのサンプラーよりも必要な尤度評価が少なくなります。また、NAUTILUSは尤度の次元に関して優れたスケーリングを持ち、多くのCPUに対して容易に並列化できることも示します。
近赤外波長における古典パルセータの周期-輝度-金属性の関係
セファイド星やこと座RR変光星のような古典的な脈動星は、近赤外線の波長で明確に定義された周期と光度の関係を示します。恒星の標準キャンドルとして広く使用されているにもかかわらず、これらの脈動変数の周期と光度の関係、ひいては距離測定における潜在的なバイアスに対する金属性の影響はよく理解されていません。我々は、近赤外波長における古典的パルセータの周期-輝度-金属性関係の正確かつ正確な金属性係数を決定するための継続的な取り組みを紹介します。セファイドの場合、金属量係数を経験的に決定し、理論モデルの予測との差異を調整するには、広範囲の金属量の測光光度曲線と高解像度スペクトルの均質なサンプルを取得することが重要です。RRこと座変光星については、広範囲の金属量をカバーするホスト球状星団を使用して、近赤外波長での最も正確な金属量係数を決定しました。これは、水平分岐進化および星の脈動モデルの予測とよく一致しています。
| Title |
The_Occurrence_Rate_of_Quiescent_Radio_Emission_for_Ultracool_Dwarfs_using_a_Generalized_Semi-Analytical_Bayesian_Framework |
| Authors |
Melodie_M._Kao_and_Evgenya_L._Shkolnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16460 |
我々は、天体物理的物体における定常放出（または吸収）の発生率を計算するための一般化された分析ベイジアンフレームワークを提示します。概念実証として、このフレームワークを超低温($\leq$M7)矮星の非フレア静止電波放射に適用します。シミュレーションを使用して、私たちのフレームワークは、想定された光度分布モデルの試行とシミュレートされた発生率のアンサンブルにわたって平均した場合、サンプルサイズ10～100個のオブジェクトに対してシミュレートされた電波発生率を1～5%以内に回復することを示します。対照的に、既存の検出率研究では、感度限界のため、シミュレートされた検出率が51～66%過小予測される可能性があります。82個の超低温M矮星、74個のL矮星、および23個のT/Y矮星のサンプルに関する入手可能な文献結果をすべて使用すると、最尤の静止電波発生率は$15^{+4}_{-4}$-であることがわかります。$20^{+6}_{-5}$%(想定する事前の明るさに応じて)。各スペクトルタイプを比較すると、M個の矮星の出現率は$17^{+9}_{-7}$～$25^{+13}_{-10}$%、$10^{+5}_{-4であることがわかります。Lドワーフの場合は}$-$13^{+7}_{-5}$%、T/の場合は$23^{+11}_{-9}$-$29^{+13}_{-11}$%Y小人。我々は潜在的な選択効果を除外し、年齢および/または回転が、M矮星およびT/Y矮星と比較してL矮星の静止電波発生率が抑制されている可能性があるという暫定的な証拠を説明できるのではないかと推測しています。最後に、発生率フレームワークを利用して、観察された発生率傾向に寄与する可能性のある物理現象を慎重に評価する方法について説明します。
進化した星のリチウム存在量の桁違いのばらつきは、長い間謎であった。希薄な信号、あいまいな進化状態、未知の質量により、予想されるリチウム信号をマッピングすることと、異常にリチウムを多く含む星を説明することの両方が困難になっています。我々はここで、星地震学的に特徴づけられた一連の進化した星を用いて、赤色巨星の基本的なリチウム存在量は質量に依存しており、より高い質量の星はより高い「通常の」リチウム存在量を有し、高度にリチウムが強化された星は0.8または1.8M$_の周りに集まっている可能性があることを示す。\odot$。我々は、リチウムの増強と高速回転がしばしば一致することを示した以前の研究を確認するが、表面回転、内部回転、または動径差回転のいずれであっても、リチウム存在量と回転速度との間の実際の相関関係は弱いことを発見した。私たちのデータは、ほとんどのリチウム豊富な巨人が核ヘリウム燃焼段階にあるというこれまでの主張を裏付けています。また、最高のリチウム存在量と異常な炭素対窒素比との間に暫定的な相関関係があることにも注目します。これは二元相互作用を示唆していますが、リチウムの豊富さと二元性の指標との間には単純な相関関係は見つかりません。
近赤外および光学分光法からの FS CMa システム MWC 645 への新たな洞察
| Title |
New_Insight_into_the_FS_CMa_System_MWC_645_from_Near-Infrared_and_Optical_Spectroscopy |
| Authors |
Andrea_F._Torres,_Mar\'ia_L._Arias,_Michaela_Kraus,_Lorena_V._Mercanti,_T\~onis_Eenm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16536 |
B[e]現象は、同様の物理的条件を備えたガス状および塵状の星周エンベロープに囲まれた不均一な星群によって現れます。これらの星の中で、FSCMaタイプの天体は連星系であると疑われており、その周囲に大量の物質があることを説明できる物質移動プロセスを経験しているか、経験している可能性があります。私たちは、活発な物質移動プロセスを受けている可能性がある最近確認された連星、MWC645の知識に貢献することを目指しています。私たちは、近赤外および光学スペクトルを提示し、原子および分子のスペクトル特徴を特定し、線プロファイルのさまざまな定量的特性を導き出します。公開されている測光データに基づいて、光度曲線の周期性を探索し、スペクトルエネルギー分布をモデル化します。1.62$\μ$mと2.3$\μ$mの吸収におけるCOの分子バンドを初めて検出しました。低温バイナリコンポーネントの有効温度の上限を導き出します。我々は、H$\alpha$放出の増強と、質量放出現象または質量損失の増加に関連する可能性のある光学的輝度の減少との間に相関関係を発見した。変数の消滅による明るさの変化の原因となる可能性のあるエンベロープの全体的な特性を概説し、考えられるさまざまなシナリオについて簡単に推測します。
共通エンベロープ二値相互作用におけるダストの形成 -- I: ボーエン近似を使用した 3D シミュレーション
| Title |
Dust_Formation_in_Common_Envelope_Binary_Interaction_--_I:_3D_Simulations_Using_the_Bowen_Approximation |
| Authors |
Miguel_Gonz\'alez-Bol\'ivar,_Luis_C._Berm\'udez-Bustamante,_Orsola_De_Marco,_Lionel_Siess,_Daniel_J._Price_and_Mansi_Kasliwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16609 |
我々は、結果として生じるダスト駆動加速を調査するために、ボーエンの近似を使用して共通包絡線バイナリ相互作用の3D平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行し、ダストの不透明度を計算しました。我々は2種類の連星をシミュレーションした。1.7$M_{\odot}$熱脈動する漸近巨大分枝星と0.6$M_{\odot}$伴星である。理想気体と表形式の状態方程式の両方を使用してシミュレーションを実行しました。後者ではエンベロープの再結合エネルギーを考慮しました。私たちは、塵によって引き起こされる風によって非結合ガスが比較的わずかに増加し、その影響は表形式の状態方程式シミュレーションやより大規模な一次ガスの場合には小さいことがわかりました。表にまとめられた状態方程式からの結果がより信頼できると信じる場合、塵の加速は、わずかに引き伸ばされた形態のみで包絡線の拡大に寄与します。2つのモデルの外側エンベロープのボーエン不透明度は、遅い時点では十分に大きいため、吸入後の物体の光球は、塵の不透明度を考慮しない場合と比較して約10倍大きくなります。したがって、塵が含まれる場合、過渡現象の出現の予測は大幅に変化します。
赤色巨星連星系ガンマレオニスAとレオニスBの分光比較研究
ガンマ〜獅子座は、K0III(A)とG7III(B)巨人からなる長周期視覚連星系であり、その周囲に惑星が発見されて以来、より明るいAに特に関心が集まっています。両方の成分の詳細な分光学的比較研究は（例えば、化学存在量に対する惑星形成の影響を調査するために）価値があるが、利用可能な研究のほとんどがAに偏る傾向があるため、そのような研究はほとんど試みられていないように思われる。この状況を考慮すると、AとBの物理的特性とその差異は、それらの恒星のパラメーター、進化の状態、および表面の化学組成を確立するために、高分散スペクトルに基づいて調査されました。以下の結果が得られた。(1)AとBの質量はそれぞれ約1.7Msunと約1.6Msunと導出され、どちらもHe点火後の赤色塊状巨人の段階にあると考えられます。Aの周りの惑星の質量もm*sin(i)=10.7M_Jupiter(約20%増加)として修正されました。(2)これらは、薄円盤集団に属する太陽以下の金属量([Fe/H]~-0.4)の通常の巨人です。(3)AとBは中程度のC欠乏とN富化を示しており、これは標準的な星の進化理論からの予測と一致します。(4)26の元素の化学存在量は、両方の成分で<~0.1dex以内で実質的に同じです。これは、表面化学がAの惑星の存在によってそれほど影響を受けないことを意味します。
太陽の噴出ジェットによって駆動されるタイプ II 電波バースト
| Title |
A_Type_II_Radio_Burst_Driven_by_a_Blowout_Jet_on_the_Sun |
| Authors |
Zhenyong_Hou,_Hui_Tian,_Wei_Su,_Maria_S._Madjarska,_Hechao_Chen,_Ruisheng_Zheng,_Xianyong_Bai,_and_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16725 |
タイプIIの電波バーストは、多くの場合、太陽からのコロナ質量放出(CME)によって引き起こされるコロナショックに関連しています。ここでは、C4.5クラスのフレアと噴出ジェットに関連するが、CMEは存在しないタイプII電波バーストのケーススタディを実施します。噴出ジェットは、異なる特性温度を持つ極紫外(EUV)通過帯域内の太陽円盤中心近くで観察されます。その進化には、初期段階と速度560km/sの放出段階が含まれます。ジェットフロントの前方では、EUV波が初期段階では403km/sの予測速度で伝播します。II型電波バーストの発生源領域の移動速度は641km/sと推定されており、これはコロナ密度勾配に対する衝撃速度に相当します。EUV波とタイプII電波バーストはブローアウトジェットの噴出と密接に関連しており、どちらもブローアウトジェットの噴出によって引き起こされるコロナショックの現れである可能性が高いことを示唆しています。タイプII無線バーストは、CMEに関連するものよりも低い位置で開始される可能性があります。電波バーストとEUV波の速度を組み合わせると、757km/sの修正衝撃速度が得られます。アルフベンマッハ数は1.09～1.18の範囲にあり、衝撃速度が局所的なアルフベン速度より10%～20%大きいことを意味します。
回転変調を示す 214 個の A 星と F 星の未解決のロスビー モードと重力モード
| Title |
Unresolved_Rossby_and_gravity_modes_in_214_A_and_F_stars_showing_rotational_modulation |
| Authors |
Andreea_I._Henriksen_(1),_Victoria_Antoci_(1),_Hideyuki_Saio_(2),_Frank_Grundahl_(3),_Hans_Kjeldsen_(3),_Timothy_Van_Reeth_(4),_Dominic_M._Bowman_(4),_P\'eter_I._P\'apics_(4),_Peter_De_Cat_(5),_Joachim_Kr\"uger_(6_and_7),_M._Fredslund_Andersen_(3),_P._L._Pall\'e_(8_and_9)_((1)_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_Elektrovej,_Kgs._Lyngby,_Denmark,_(2)_Astronomical_Institute,_Graduate_School_of_Science,_Tohoku_University,_Sendai,_Japan,_(3)_Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University,_Aarhus_C,_Denmark,_(4)_Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Leuven,_Belgium,_(5)_Royal_Observatory_of_Belgium,_Brussels,_Belgium,_(6)_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Southern_Queensland,_Toowoomba,_Australia,_(7)_Astronomical_Observatory_Institute,_Faculty_of_Physics,_A.Mickiewicz_University,_Poznan,_Poland,_(8)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(9)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16766 |
ここでは、\textit{Kepler}によって観測された214個のA型およびF型星のアンサンブル研究を報告します。これは、ロスビーモード(r~modes)によって説明される、いわゆる\textit{ハンプとスパイク}の周期信号を示しています。\textit{こぶ}--磁気星点または過安定対流(OsC)モード--\textit{スパイク}--それぞれ。未解決のハンプ特徴に閉じ込められたパワーを決定し、スパイクよりも高い周波数で常に発生する追加の重力モード(gモード)ハンプを見つけます。さらに、28個の恒星についてはFIES、SONG、およびHERMESスペクトルから投影回転速度を導き出し、89個の恒星については恒星傾斜角を導き出します。我々は、rモードとgモードのスパイク振幅とパワーの間に強い相関関係を発見しました。これは、両方のタイプの振動が星点またはOsCモードのいずれかによって機械的に励起されることを示唆しています。我々の分析は、$m=1$rモードのこぶのパワーがより高い星は、より高い方位次数($m$=2、3、または4)でもこぶを示す可能性が高いことを示唆しています。興味深いことに、gモードこぶを示す星はすべて、たて座$\delta$不安定性帯の観察された赤い端よりも熱く、より明るく、外層の磁場または対流のいずれかが重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。
未解決の天文連星の相対軌道、暦、および個々の質量を計算するアルゴリズム
| Title |
An_algorithm_to_calculate_the_relative_orbit,_ephemeris,_and_individual_masses_of_unresolved_astrometric_binaries |
| Authors |
Xabier_Perez-Couto,_Jose_Docobo,_Pedro_Campo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16867 |
最近のGaiaDataRelease3では、80万を超えるバイナリシステムのカタログが公開され、その半数に軌道ソリューションが提供されています。それらのほとんどは未解決の天文連星であるため、個々の恒星の質量など、分光学的な追加データとともに相対軌道からのみ導き出すことができるいくつかの天体物理学的パラメーターは不明のままであり、主星、m1、および幅広天体の質量のみが不明のままです。メインシーケンスバイナリのセカンダリコンパニオンの間隔[m2_lower,m2_upper]が導出されています。両方の成分の正しい値を取得するために、この論文では、利用可能なすべてのGaiaデータを使用して、特定の主系列または亜巨天文連星の2つの最も可能性の高い相対軌道と等級の差を推定する独立した解析アルゴリズムについて説明します。その後、考えられる両方の解決策が、m1、m2_lower、およびm2_upperと一致するものに制限されます。さらに、各連星の個々の質量の正確な値だけでなく、その成分を分解するのに必要な望遠鏡のサイズも推定します。私たちのアルゴリズムのワークフローと、そのアプリケーションから派生した10万を超える個々の質量、スペクトルタイプ、実効温度を含むESMORGA(軌道暦、恒星質量、およびGAiaの相対軌道ビット)カタログも紹介されています。
非常に若いホットコリノ、HOPS 373SW の複雑な有機分子
| Title |
Complex_Organic_Molecules_in_a_Very_Young_Hot_Corino,_HOPS_373SW |
| Authors |
Jeong-Eun_Lee,_Giseon_Baek,_Seokho_Lee,_Jae-Hong_Jeong,_Chul-Hwan_Kim,_Yuri_Aikawa,_Gregory_J._Herczeg,_Doug_Johnstone,_and_John_J._Tobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16959 |
アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)を使用してHOPS373SWで検出された複合有機分子(COM)のスペクトルを紹介します。HOPS373SWは、1500天文単位の距離を持つ原始星連星の構成要素であり、JCMTトランジェントモニタリング調査により、サブミリ波での明るさが約30%程度増加する変光原始星であることが発見されました。HOPS373SWの約345GHzでのアルマ望遠鏡ターゲット(ToO)観測により、メタノールの強い重水素化を伴う非常に若い化学的特性が明らかになりました。塵連続体の不透明度は、線源の中心に向かって非常に高く、0.03秒角以内からの線の放射を覆い隠します。もう1つのバイナリ成分であるHOPS373NEは、我々の観察ではC17Oでのみ検出され、寒くて静かな環境であることを示唆しています。HOPS373SWのCH3OHに対するCOMの存在量を、噴火円盤天体であるV883Oriおよび他の高温コリノの存在量と比較し、エンベロープから円盤までの化学進化を実証します。他の高温コリノと比較して、HOPS373SWには一重、二重、三重重水素化メタノール(CH2DOH、CHD2OH、CD3OH)が豊富に存在し、CH3CNが少ないことは、HOPS373SWが高温コリノ段階の非常に初期の進化段階にあることを示唆しています。HOPS373SWで検出されたCOMはごく最近粒子表面から昇華されたものであるため、HOPS373SWは昇華前の低温の星前相におけるCOMの表面化学を研究する有望な場所です。
アーカイブ GALEX データと gPhoton2 パイプラインを使用した NUV M ドワーフ フレアの調査
| Title |
A_Census_of_NUV_M-Dwarf_Flares_Using_Archival_GALEX_Data_and_the_gPhoton2_Pipeline |
| Authors |
Param_Rekhi_(1),_Sagi_Ben-Ami_(1),_Volker_Perdelwitz_(1),_Yossi_Shvartzvald_(1)_((1)_Weizmann_Institute_of_Science,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17045 |
M型矮星は、ハビタブルゾーン系外惑星の一般的な恒星ホストです。NUV放射は、そのような惑星の大気や表面の状態に深刻な影響を与える可能性があるため、NUVフレア活動の特性評価は居住可能性を決定する上で重要な側面となります。私たちは、GALEXおよびXMM-Newton望遠鏡からのアーカイブデータを使用して、NUVにおけるM矮星のフレア活動を研究します。GALEXの観測は、これまででNUVにおけるM型矮星の最も広範なデータセットを形成しており、新しいgPhoton2パイプラインによりこのデータの活用が可能になっています。専用のアルゴリズムを実行して、パイプラインで生成されたライトカーブ内のフレアを検出し、$\sim10^{34}$ergsのエネルギーを持つ、NUVバンドパス内でこれまでに観察された最もエネルギーの高いフレアのいくつかを見つけます。GALEXデータを使用して、NUV内のM0からM6までの星のフレア頻度分布を、同等の継続時間で最大$10^5$s、エネルギーで$10^{34}$ergsまで制約します。これは、これまでのUVでの研究よりも桁違いです。我々は、M2以降の恒星のNUV光度とフレア率の複合効果が、それらの星を周回するハビタブルゾーン系外惑星での生物発生にとって十分であると推定しています。これに対抗するものとして、高周波の高エネルギー紫外線フレアとそれに伴うコロナ質量放出がオゾン層の形成を抑制し、殺菌レベルの表面紫外線放射により複雑な地球に似た生命体の発生を阻止する可能性があると我々は推測している。また、2026年に打ち上げられる広視野のNUV望遠鏡であるULTRASATによる将来のM矮星の観測のためのフレームワークも提供します。
中質量星の前主系列進化中の化石場の生き残り
| Title |
Survival_of_fossil_fields_during_the_pre-main_sequence_evolution_of_intermediate-mass_stars |
| Authors |
Dominik_R.G._Schleicher_and_Juan_Pablo_Hidalgo_and_Daniele_Galli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17131 |
化学的に特異なAp星とBp星は、$200$~Gから$30$~kGの範囲の強力で大規模な磁場をホストしており、これが化石磁場の起源であると考えられています。私たちは、完全対流モデル、放射原始星への移行を含むモデル、放射核を持つモデルを考慮して、星形成過程におけるそのような化石場の進化と中間星の前主系列進化を評価します。また、化石場と核ダイナモの間の相互作用の影響も調べます。現在の観測上の制約と組み合わせた分析計算および半分析計算を採用しています。完全対流モデルの場合、対流による磁場の減衰が乱流抵抗率の現実的なパラメーターに対して非常に効率的であることが期待できることを示します。観察された磁場の強度と密度の関係、および両極性拡散による磁束損失の予想量に基づくと、十分に強い磁場によって対流を抑制できる可能性は低いと思われます。一方、対流コアから放射コアへの移行は、臨界質量の存在とともに、かなりの量の磁束が存続することを非常に自然に説明できる可能性があります。場合によっては、化石磁場とコアダイナモの相互作用がさらに表面磁場構造の変化を引き起こす可能性があることを示します。将来的には、原始星の構造への影響も含め、中間質量原始星の形成中に降着速度が時間の関数としてどのように変化するかをより詳細に理解することが重要になるだろう。後者は、放射星における大規模磁場の予想される個体数に関する定量的予測を導き出すことさえ可能にするかもしれない。
スーパーラディアンス: アクシオンカップリングとプラズマ効果
| Title |
Superradiance:_Axionic_Couplings_and_Plasma_Effects |
| Authors |
Thomas_F.M._Spieksma,_Enrico_Cannizzaro,_Taishi_Ikeda,_Vitor_Cardoso,_Yifan_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16447 |
回転するブラックホールは、そのエネルギーのかなりの部分を超放射を介して超軽量ボソンフィールドに伝達し、それらを共回転構造または「雲」に凝縮します。このメカニズムは、ブラックホールを、非常に弱い相互作用を持つボソンの強力な粒子検出器に変えます。その可能性を最大限に探求するには、プラズマの存在下でのこのような粒子とマクスウェル場との間の結合を理解する必要があります。この研究では、数値相対性理論を使用してこれらの結合を研究します。まず、ブラックホールの背景で進化するアクシオンとマクスウェルの結合システムに焦点を当てます。雲の成長と同時に起こるアクシオン結合を考慮することによって、新しい段階が出現することを初めて観察します。それは、一定の電磁波束が超放射によって供給される定常状態であり、それについて正確な分析結果が得られます。見積り。さらに、プラズマの存在下での電磁気的不安定性の存在はアクシオン結合によって完全に制御されていることを示します。高密度プラズマであっても、結合が十分に高いと不安定が引き起こされます。
地球と宇宙の量子センサーによるボーセノバエの検出
| Title |
Detection_of_Bosenovae_with_Quantum_Sensors_on_Earth_and_in_Space |
| Authors |
Jason_Arakawa,_Joshua_Eby,_Marianna_S._Safronova,_Volodymyr_Takhistov,_and_Muhammad_H._Zaheer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16468 |
広範な理論では、質量$10^{-22}~\textrm{eV}<m_{\phi}<1~\textrm{eV}$の粒子を含む超軽量暗黒物質(ULDM)の蓄積により、ボソン星として知られる長寿命の結合状態の形成。ULDMが自己相互作用を示すと、ボセノバ爆発で崩壊するボソン星から相対論的ボソンによって運ばれる驚異的なエネルギーの爆発が放出されます。私たちは、光子、電子、グルーオンと結合したULDMなどのスカラー粒子の相対論的バーストの放出の一時的な痕跡を検出するための地上および宇宙ベースの実験の潜在的な到達範囲を広範囲に調査し、幅広い動機付けられた理論を捕捉します。緩和ULDMのシナリオについては、核時計や宇宙ベースの干渉計などの今後の実験や技術が、他の方法では研究が困難なULDM結合質量パラメータ空間の桁違いを高感度に調査できることを実証します。一時的なボセノバイベントの兆候。私たちの分析は、相対論的スカラー粒子放出のさまざまなシナリオに容易に拡張できます。
原子グラジオメーターは、約$10^{-2}$Hzから$10^3$Hzの間の周波数で振動するスカラー超軽量暗黒物質(ULDM)候補の強力な広帯域プローブとして登場しました。$\sim1$Hzより高い周波数のULDM信号は、原子グラジオメーターの予想されるナイキスト周波数を超えるため、信号の折り返しやスペクトル歪みなどのエイリアシングや関連現象の影響を受けます。スーパーナイキストULDM信号の発見を容易にするために、この研究では、堅牢な尤度ベースのフレームワークを使用して、パラメーターの再構成に対するこれらの効果の影響を調査します。実験的な周波数分解能がULDM信号線幅よりも大きい限り、ULDMパラメータの正確な再構成が達成できることを実証します。特に、サンプリング周波数の整数倍だけ周波数が異なるULDM候補が同じエイリアス周波数で識別されるため、発見分析ではパラメータ空間内の離散アイランドが回復されます。私たちの研究は、暗黒物質の直接検出の文脈におけるエイリアシングの最初の包括的な調査を表しており、原子グラジオメーターを使用した強化されたULDM検出戦略への道を開きます。
相対論的静水圧構造方程式と解析的多層恒星モデル
古典的な恒星構造方程式の相対論的拡張が研究されています。重力質量の勾配方程式を備えたトールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ（TOV）方程式は、トールマン温度のそれを追加することによって微分方程式の閉集合として完成できることが指摘されており、その集合は相対論的静水圧方程式として提案されています。構造方程式。相対論的ポアソン方程式と曲がった時空における定常状態の熱伝導方程式の正確な形式を導き出します。粒子数が保存された電流をもつ粒子の理想気体に適用すると、太陽表面などのニュートン対流帯では熱容量比がほぼ1になるという強力な予測が得られます。定常状態の熱伝導方程式はシステム内で正確に解かれ、熱力学的観測量はべき乗則の挙動を示します。これは、このシステムが恒星コロナの新しいモデルである可能性と、非恒星コロナを使用して得られた以前のモデルの欠陥である可能性を示唆しています。相対論的恒星構造方程式。別の理想気体との混合により、多層構造が恒星モデルに生成され、古典的な恒星構造方程式が再現され、輝く星の解析的な多層構造が適切な近似で明らかになります。
STVG 理論における重力放射光とペンローズ過程
| Title |
Gravitational_synchrotron_radiation_and_Penrose_process_in_STVG_theory |
| Authors |
Bobur_Turimov,_Husan_Alibekov,_Pulat_Tadjimuratov_and_Ahmadjon_Abdujabbarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.16704 |
この論文では、Scalar-Tensor-Vector-Gravity(STVG)として知られるMOdifiedGravity(MOG)における重力シンクロトロン質量粒子の類似物とペンローズ過程を調査しました。カー-MOGブラックホールの周囲の重力場の調査により、このブラックホールは地平線が広く強い重力場を持ち、STVGの効果によりカーブラックホールよりも速く回転できることが分かりました。我々は、Kerr-MOGブラックホールの周囲の質量粒子の円運動におけるSTVGの影響を研究し、質量質量粒子の最内安定円軌道(ISCO)について議論しました。STVGは回転ブラックホールからのエネルギー抽出において重要な役割を果たしており、ペンローズ過程によればエネルギー効率は$100\%$以上であることが示されています。さらに、カー-MOGブラックホールの周りを周回する巨大粒子によって生成される重力放射光類似物を調査しました。恒星ブラックホール(SBH)と超大質量ブラックホール(SMBH)の連星系からの重力放射線の強度が示されています。
ナノヘルツ重力波が示唆する自己相互作用暗黒物質
自己相互作用暗黒物質(SIDM)パラダイムは、小規模構造問題を説明する際に冷たい暗黒物質モデルが直面する課題に対する潜在的な解決策を提供します。このパラダイムには、通常、MeV程度の質量を持つ粒子によって媒介されるDM粒子間の自己相互作用が組み込まれています。NANOGrav、EPTA、PPTA、CPTAの共同研究によるナノヘルツ重力波の最近の証拠は、MeVスケールの温度で一次相転移(FOPT)が起こることを示しています。これら2つのスケール間の近接性を考慮すると、SIDMモデルのメディエーター質量は、パルサー時間配列データによって示されるFOPTによって駆動される$U(1)'$対称性の自発的破れに由来すると仮定します。したがって、これら2つのスケールの配列は、同じ基礎となる物理学によって深く結びついていると考えられています。パラメーター空間の包括的な調査を通じて、SIDMが好む実行可能な領域を特定し、同時にパルサータイミングアレイデータの説明を提供します。
パルサータイミングアレイデータとJWST観測におけるアクシオン様粒子のフットプリント
| Title |
Footprints_of_Axion-Like_Particle_in_Pulsar_Timing_Array_Data_and_JWST_Observations |
| Authors |
Shu-Yuan_Guo,_Maxim_Khlopov,_Xuewen_Liu,_Lei_Wu,_Yongcheng_Wu,_Bin_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17022 |
つい最近、パルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究により、確率的重力波背景(SGWB)の証拠が独自に報告されました。これにより、初期宇宙における不均一性の原始的な種の形成が明らかになる可能性があります。PTAデータから推定されたSGWBパラメーターを使用すると、アクシオン様粒子(ALP)のドメイン壁から原始ブラックホール(PBH)クラスターを予測できます。これらの原始種子は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって示された初期の活動銀河核(AGN)形成に対する自然な解決策を提供することができます。さらに、ALPの質量も次の空洞実験の範囲内に$m_a\sim10^{-15}-10^{-14}$eVと制約されています。
共食い段階にある自己相互作用する禁断のダークマター
典型的な禁断の暗黒物質(DM)の場合、正確な遺物密度は、ゼロ温度で消滅する速度論的に禁じられたDMの消滅によってもっぱら決定されます。隠れセクターにDMと、より重いが不安定なスカラーメディエーターを含むモデルを提示します。温度が$\simm_{\rmDM}$を下回ると、目に見えるセクターから熱的に切り離されたこの隠れたセクターは共食い段階(化学ポテンシャルがゼロ)に入り、その間にDM密度が外部のエネルギーで枯渇します。-スカラーメディエーターの平衡崩壊。そのため、メディエーターに対する禁止されたDMの消滅によって説明される凍結プロセスは、SM浴とは異なる温度で進行します。数十MeVの範囲の質量を持つDM候補は、正しい遺物密度とかなりの2対2の自己相互作用をもたらし、小さな構造の問題に適合します。NA62ビームダンプ実験の将来の感度は、関連するスカラーメディエーターのパラメーター空間を調べることができます。
光カルーザ・クライン共鳴からのパルサー タイミング アレイの確率的背景
| Title |
Pulsar_Timing_Array_Stochastic_Background_from_light_Kaluza-Klein_resonances |
| Authors |
Eugenio_Megias,_Germano_Nardini,_Mariano_Quiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17071 |
私たちは、パルサータイミングアレイ(PTA)でnHz周波数で最近観察された確率的重力背景の説明として、ワープ外次元枠組みの可能性を調査します。私たちの分析により、PTAデータは、標準模型に弱結合したMeV-GeVスケールの放射線によって引き起こされる一次相転移によって効果的に対応できることが明らかになりました。驚くべきことに、この結果は、歪んだ異次元埋め込みの具体的な詳細に関係なく、依然として堅牢であり、自然の具体的な異次元記述の開発を目的とした将来の調査の基礎を提供します。また、既存の埋め込みの多くは、それらの放射子と重力子の現象論がMeV-GeVスケールの放射子と衝突するため、実行不可能であることも示します。可能な解決策として、光の放射子、重力子、およびその後の光の共鳴が衝突器の境界および重力テストと一致する、複数のブレーンを含む有望な解決策をスケッチします。
暗黒共形相転移からの NANOGrav 信号
| Title |
NANOGrav_Signal_from_a_Dark_Conformal_Phase_Transition |
| Authors |
Kohei_Fujikura,_Sudhakantha_Girmohanta,_Yuichiro_Nakai_and_Motoo_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17086 |
私たちは、ほぼ共形のダークセクターの閉じ込められた一次相転移が、報告されている確率的重力波背景のNANOGrav信号を生成する可能性を探ります。可視の標準モデル(SM)セクターとダークセクターは、温度が異なるように最初は熱的に切り離されています。ほぼ共形の相転移は、共形セクターに結合した新しい暗いヤン・ミルズ場によって生成されるダイラトン(または5Dホログラフィック透視図における放射子)の浅いポテンシャルによって説明されます。可視セクターと重力的にのみ接続されているダークセクターの場合、NANOGrav信号は$\DeltaN_{\rmeff}$制約に矛盾することなく相転移と超大質量ブラックホールバイナリからの寄与によって説明されます。ダイラトンとダークグルーボールは相転移後に生成される可能性がありますが、それらはすぐに暗黒放射に崩壊します。これはハッブル張力の改善に役立ち、将来のCMB-S4実験でテストされる可能性があります。あるいは、相転移後に可視セクターに減衰する暗い等角セクターの場合、$\DeltaN_{\rmeff}$制約は適用されず、相転移だけでNANOGrav信号を説明できます。
異方性上流圧力による垂直無衝突衝撃に対する磁場強度の関数としての密度ジャンプ
| Title |
Density_jump_as_a_function_of_magnetic_field_strength_for_perpendicular_collisionless_shocks_with_anisotropic_upstream_pressure |
| Authors |
Antoine_Bret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17093 |
衝撃波は天体物理環境では一般的です。多くの場合、それらは衝突しません。これは、平均自由行程がシステムの寸法よりもはるかに大きい設定で発生することを意味します。まさにこの理由により、磁気流体力学(MHD)はそのような衝撃に対処する能力を備えていません。それは、衝突がない場合には温度等方性が保証されていないにもかかわらず、二成分衝突、つまり温度等方性を想定しているためです。ここでは、異方性の上流圧力による垂直衝撃に対処できるモデルを解きます。MHD保存方程式の系は、流れに垂直な温度が衝撃波面の交差点で保存されると仮定して閉じられます。強い衝撃音速限界では、上流の異方性に関係なく、上流が等方性の垂直衝撃の挙動が取得されます。一般的に言えば、上流のパラメータに応じて、MHDではアクセスできないさまざまな動作が見つかります。この研究は、平行ショックの場合を扱ったMNRAS520,6083-6090(2023)の姉妹論文とみなすことができます。本件との相違点と類似点について論じた。
超軽量アクシオン粒子のヒントとしてのナノヘルツ確率的重力波背景
| Title |
Nano-Hertz_stochastic_gravitational_wave_background_as_hints_of_ultralight_axion_particles |
| Authors |
Jing_Yang,_Ning_Xie,_Fa_Peng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17113 |
最近、ヘリングスダウンズの相関関係は、NANOGrav、ヨーロッパPTA、パークスPTA、中国PTAなどのさまざまなパルサータイミングアレイ(PTA)コラボレーションによって観察されています。天の川銀河内の最も正確なパルサーのPTAによるこれらの実験研究は、私たちの宇宙の確率的重力波背景についての最初の確かな証拠を示しています。私たちは、宇宙に存在するカーブラックホールとその周囲の超放射過程からのアクシオン雲で構成される重力原子のエネルギー準位遷移からの重力波を調査することにより、新発見の超軽量アクシオン解釈を研究します。この新しい観測により、$10^{-21}\sim10^{-20}$~eVの範囲の超軽量アクシオン質量のアクシオン解釈が可能になることを示します。
区分線形関数を使用した PTA データ内の重力波バーストの検索
| Title |
Searching_for_gravitational_wave_burst_in_PTA_data_with_piecewise_linear_functions |
| Authors |
Heling_Deng,_Bence_B\'ecsy,_Xavier_Siemens,_Neil_J._Cornish_and_Dustin_R._Madison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17130 |
ナノヘルツ周波数帯内の過渡重力波（別名重力波バースト）は、超大質量ブラックホールの遭遇、宇宙ひものキンクやカスプ、その他のまだ知られていない物理過程など、さまざまな天体物理現象によって発生する可能性があります。ミリ秒パルサーから放出される電波パルスは、通過する重力波によって摂動される可能性があるため、パルサータイミング配列における摂動の相関関係を使用して、持続時間$\mathcal{O}(1\text{-}10)ドル年。我々は、パルサータイミングアレイデータの解析のための完全ベイジアンフレームワークを提案します。このフレームワークでは、バースト波形は一般に区分直線によってモデル化され、尤度内の波形パラメータは解析的に統合できます。その結果、わずか3つのパラメータ(パルサーの固有ノイズと背景ノイズを記述するパラメータに加えて)を使用して、{バースト信号}の存在と空の位置を効率的に検索することができます。信号が存在する場合、それ以上のベイズ推定を行わずに波形の後部を見つけることができます。確率的重力波背景と2つの超大質量ブラックホールの放物線状の遭遇によって生成されたバースト信号を含むシミュレートされたデータセットを分析することによって、このモデルを実証します。
| Title |
Nanohertz_Gravitational_Waves_from_Axion_Domain_Walls_Coupled_to_QCD |
| Authors |
Naoya_Kitajima,_Junseok_Lee,_Kai_Murai,_Fuminobu_Takahashi,_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17146 |
我々は、ナノヘルツ領域における確率重力波の存在を示唆する最近報告されたNANOGrav、EPTA、PPTA、CPTAデータがQCDと結合したアクシオンドメイン壁によって説明できることを示す。このシナリオでは、QCDの非摂動効果により、QCD相転移付近で磁壁に温度依存のバイアスが生成され、磁壁が即座に崩壊します。私たちは、バイアスの温度依存性を考慮したアクシオン磁壁の専用格子シミュレーションを実行し、磁壁消滅プロセス中に放出される重力波を推定します。また、加速器を使ったアクシオン探索の将来の見通しや、原始ブラックホールの形成と検出の可能性についても議論します。
QCD 崩壊した磁壁: QCD 相転移と重力波分光法
| Title |
QCD-Collapsed_Domain_Walls:_QCD_Phase_Transition_and_Gravitational_Wave_Spectroscopy |
| Authors |
Yang_Bai,_Ting-Kuo_Chen,_and_Mrunal_Korwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.17160 |
QCDのもとで異常な離散対称性の場合、宇宙初期に自発的な破壊によって生成された磁壁は、QCDインスタントン効果によって自然に消滅する可能性があります。壁の消滅によって生成される重力波の振幅と周波数は、離散対称性の破れのスケールとQCDスケールの両方によって決まります。パルサータイミングアレイ実験によって観測されたナノヘルツの確率的重力波の証拠は、磁壁の説明を仮定すると、離散対称性の破れのスケールが約100TeVであることを示唆している。消滅温度は約100MeVですが、これは当然QCD相転移温度より低い可能性があります。有効な大きなQCD$\theta$角度を持ついくつかの領域内のQCD相転移は一次転移である可能性があることを指摘します。$\theta$と温度の状態図を導出するために、3つのクォークフレーバーを持つ現象論的な線形シグマモデルを採用します。NANOGrav、EPTA、PPTA、CPTAの結果の磁壁の説明は、一次QCD相転移を示唆しており、より高い周波数での追加の重力波が予測されます。磁壁の初期形成も一次プロセスである場合、このクラスの磁壁モデルは、ナノヘルツから100Hzまでの10桁を超える周波数を伴う興味深い重力波分光法を予測します。
