私たちは、初期宇宙における重力波発生の新しいメカニズムを紹介します。インフレーション中のライトスペクテーターのスカラーフィールドは、確率的効果により青に傾いたパワースペクトルを取得する可能性があります。我々は、この効果が、大きな宇宙スケールで観察されたわずかに赤く傾いた曲率摂動（インフレトンゆらぎによって誘発される）を維持しながら、小さなスケールで大きな曲率摂動（観客場の変動によって誘発される）を引き起こす可能性があることを示します。強化された暗黒物質下部構造などの他の観測兆候とともに、大きな曲率摂動は確率的重力波背景(SGWB)を引き起こす可能性があります。私たちのシナリオで予測されるSGWBの強さ$\Omega_{\rmGW}h^2\simeq10^{-20}-10^{-15}$は、$10^{-の間で動作する将来の検出器で観測できます。5}$Hzと10Hz。新たに報告されたNANOGrav観測に対応するために、同じクラスの観客モデルを考慮できることに注意してください。同時に、ここで検討した単純なベンチマークを超えて、ミスアラインメントの寄与も重要となる体制を検討する必要があります。
アタカマ宇宙望遠鏡: 空の 3 分の 1 にわたる高解像度のコンポーネント分離マップ
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_High-resolution_component-separated_maps_across_one-third_of_the_sky |
| Authors |
William_R._Coulton,_Mathew_S._Madhavacheril,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_J._Colin_Hill,_Irene_Abril-Cabezas,_Peter_A._R._Ade,_Simone_Aiola,_Tommy_Alford,_Mandana_Amiri,_Stefania_Amodeo,_Rui_An,_Zachary_Atkins,_Jason_E._Austermann,_Nicholas_Battaglia,_Elia_Stefano_Battistelli,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_Benjamin_Beringue,_Tanay_Bhandarkar,_Emily_Biermann,_Boris_Bolliet,_J_Richard_Bond,_Hongbo_Cai,_Erminia_Calabrese,_Victoria_Calafut,_Valentina_Capalbo,_Felipe_Carrero,_Grace_E._Chesmore,_Hsiao-mei_Cho,_Steve_K._Choi,_Susan_E._Clark,_Rodrigo_C\'ordova_Rosado,_Nicholas_F._Cothard,_Kevin_Coughlin,_Kevin_T._Crowley,_Mark_J._Devlin,_Simon_Dicker,_Peter_Doze,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Valentina_Fanfani,_Max_Fankhanel,_Gerrit_Farren,_Simone_Ferraro,_Rodrigo_Freundt,_et_al._(107_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01258 |
ミリ波天の観測には、黒体宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、銀河放射、熱スニャエフ・ゼルドビッチ(tSZ)効果によるコンプトン$y$歪みなど、多くの信号に関する貴重な情報が含まれています。宇宙論的および天体物理学的な疑問について新たな洞察を引き出すには、多くの場合、複数の波長の観測を組み合わせて1つの成分をスペクトル的に分離する必要があります。この研究では、新しい分角分解能のコンプトン$y$マップを提示します。これは、視線方向に積分された電子圧力と、CMBの強度およびEモード偏光のマップを3分の1にわたって追跡します。上空（約13,000平方〜度）。これらは、およそ93、148、225GHzの周波数のアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)データリリース4および6からのデータと、30GHzの間の周波数の\textit{Planck}衛星からのデータの共同分析を通じて生成されます。および545GHz。銀河汚染を効率的に抑制し、ACT機器ノイズの空間変動を考慮できるようにする、ニーレットフレームに実装された内部線形結合パイプラインの詳細な検証を紹介します。これらのマップは、ノイズレベルと解像度において、既存の\textit{Planck}コンポーネント分離マップに比べて大幅な進歩をもたらし、クラスターおよび銀河の天体物理学の研究、宇宙速度場の推論、原始非磁性理論などの多くの科学目標を可能にします。-ガウス性探索、およびCMBの重力レンズ再構成。
斑状運動スニヤエフ・ゼルドビッチ信号からの再電離と銀河の特性の推定
| Title |
Inferring_reionization_and_galaxy_properties_from_the_patchy_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_signal |
| Authors |
Ivan_Nikoli\'c,_Andrei_Mesinger,_Yuxiang_Qin,_Ad\'elie_Gorce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01265 |
斑状の速度論的スニヤエフ・ゼルドビッチ(kSZ)信号は、再イオン化の時期(EoR)のタイミングと形態を調べるための不可欠なプローブです。最近の観察では、信号対雑音比(S/N)の測定値が低いことが報告されており、近い将来にはS/Nが大幅に向上すると予想されています。この研究では、kSZ信号からEoRについて何が分かるかを定量化します。銀河の特性をサンプリングし、kSZの順モデルと他のEoRおよび銀河観測を尤度で使用することにより、ベイズ推論を実行します。南極望遠鏡によって得られた最近のkSZ測定値を含む($\mathcal{D}_{3000}^{\rm{pkSZ}}=1.1_{-0.7}^{+1.1}\mu$K$^2$)事後分布をより速く、より遅い再電離モデルを優先してシフトし、結果としてCMBまでの光学的深さの値が低くなります:$\tau_e=0.052_{-0.008}^{+0.009}$、信頼度は68$\%$間隔（C.I.）。EoRとUV視度関数を組み合わせた観測結果は、ハロー質量に強く依存せず、典型的な電離エスケープ率が$0.04_{-0.03}^{+0.05}$(95$\%$C.I.)であることも示唆しています。後方からの斑状のkSZパワーが再電離の一般的に使用されるパラメーターにどのように依存するかを示します。特定の中間点と期間において、EoR形態は後方の斑状kSZパワーに数パーセントの影響しか与えません。ただし、現在の低S/Nで斑状のkSZ測定から厳しい制約を得るには、補完的な高$z$観測を利用できるようにする物理モデルが必要です。将来的に斑状のkSZが高S/Nで検出されると、EoRのタイミングに関する現在の不確実性が$\sim$2-3倍減少するはずです。
赤方偏移空間における2点相関関数の解析式を導出します。(i)非線形です。(ii)全天で有効です。つまり、遠距離観測者の制限は想定されていません。(iii)不均一な選択関数による倍率と進化バイアスの影響を説明できます。(iv)観測は過去の光円錐上で行われるため、当然不等時間相関が得られるという事実を尊重します。私たちのモデルは、広角領域でのストリーミングモデルの正確な処理に基づいています。この一般的な領域内で、赤方偏移空間相関関数は本質的に、実空間対応関数の幾何平均によって決定されることがわかります。我々は、サブリーディングオーダーまで正確な銀河過密度の線形式が、我々の非線形フレームワークから復元できることを示す。この研究は、広角効果、選択効果、および非線形性が同様に重要であると予想される、小さな分離および低い赤方偏移における相関関数の奇数多極のモデリングに特に関連しています。
電磁波による重力波(GW)の検出により、標準サイレン法による初のハッブル定数$H_0$測定が可能となった。現在の制約は、LIGO/Virgo/KAGRA(LVK)の$\sim20-80\%$の連星ブラックホール(BBH)合体が活動銀河核(AGN)円盤内で発生することを示唆しています。いくつかのBBH合体とフレアリングAGNとの関連の可能性についての主張は、BBHとAGNを使用した宇宙論的解析が有望である可能性があることを示唆しています。私たちは、一意の主銀河の識別を必要とせずに、背景のフレアリングAGNの存在を考慮する方法を通じて標準的なサイレン解析を探索し、それを現実的なGWシミュレーションに適用します。フレアを誘発するLVKBBHの割合に応じて、$\sim2$年または$で$\sim3.5-7\%$($\sim2.5-5\%$)の精度で$H_0$を制約すると予想されます。体系的なBBH追跡検索が実行されると仮定した場合、設計(A+)感度でのLVKの\sim160$イベント($\sim1$年または$500$イベント)。より制限的な$\Omega_{\rmm}$の事前設定と、少なくとも$20\%$のBBHが検出可能なフレアを生成すると仮定すると、2以降の$H_0$で$3\%$($2\%$)の精度に達する可能性があります(1)設計(A+)感度でのLVKの年。また、完全なAGNカタログと1年間のLVK実行により、タイムクリティカルな追跡観測を必要とせずに$\sim5-10\%$の精度が可能であることも示します。
Axions 用レーザー干渉検出器 (LIDA) の最初の結果
| Title |
First_results_of_the_Laser-Interferometric_Detector_for_Axions_(LIDA) |
| Authors |
Joscha_Heinze_and_Alex_Gill_and_Artemiy_Dmitriev_and_Jiri_Smetana_and_Tiangliang_Yan_and_Vincent_Boyer_and_Denis_Martynov_and_Matthew_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01365 |
我々は、銀河ハロー内のアクシオンおよびアクシオン様粒子の新しい種類の直接検出器の動作原理と最初の観測実行を紹介します。私たちの実験は、アクシオン場によって引き起こされる直線偏光レーザー光の偏光回転に敏感であり、科学データを収集するこの種の最初の検出器です。アクシオン質量範囲1.97～2.01neVにおけるアクシオン-光子結合強度に対する現在のピーク感度$1.44\times10^{-10}$GeV$^{-1}$(95%信頼水準)について議論します。たとえば、超対称大統一理論によって動機付けられています。また、前例のない光連続波強度での高精細な真空空洞内で生じる効果についても報告します。私たちの検出器はすでに測定帯域内で最も感度の高い直接探索に属しており、最初の結果は$10^{-8}$eVから$10^{-16}$までの質量範囲における現在の感度限界を超える道を切り開きます。量子増強レーザー干渉法によるeV。
| Title |
Scrutinizing_the_Primordial_Black_Holes_Interpretation_of_PTA_Gravitational_Waves_and_JWST_Early_Galaxies |
| Authors |
Yann_Gouttenoire,_Sokratis_Trifinopoulos,_Georgios_Valogiannis_and_Miguel_Vanvlasselaer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01457 |
最近の観測により、初期宇宙に関する2つのユニークな洞察が得られました。1つはNANOGrav実験とパルサータイミングアレイ(PTA)実験によって検出された低周波数の確率的重力波背景の存在、もう1つはNANOGrav実験とパルサータイミングアレイ(PTA)実験によって検出された、異常に巨大な銀河候補の出現です。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)。この手紙では、両方の観測が共通の起源、つまり$10^{6}~M_{\odot}$と$10^{13}~M_{\の間の質量範囲にある原始ブラックホール(PBH)がある可能性を考察します。わかりません}$。超重いPBHは、JWST極端銀河を説明できる加速銀河形成の種として機能しますが、PTA信号として特定される可能性がある重力波を発生させる連星合体を形成することもできます。解析は、ハッブル宇宙望遠鏡で観測された銀河のいわゆる紫外光度関数によって課される新しい限界を含む、PBHパラメーター空間の関連領域に対する制約を考慮して実行されます。我々は、PBHの二元結合とPBHのポアソン気体に関するPTAとJWSTの解釈はそれぞれ強く除外されると結論付けています。
MOND 理論と MOG 理論と $\kappa$ モデルの比較研究: 銀河団への応用
| Title |
A_comparative_study_of_MOND_and_MOG_theories_versus_the$\kappa$-model:_An_application_to_galaxy_clusters |
| Authors |
Gianni_Pascoli_(UPJV) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01555 |
宇宙のあらゆるスケールでさまざまな天体に含まれる暗黒物質(DM)の含有量を最小限に抑えるために、多くのモデルが提案されています。最も広く知られているモデルは、MODifiedNewtonianDynamics(MOND)です。MONDは、1983年にMordehaiMilgrominによって初めて出版されました(Milgrom、1983;2015;レビューについては、BanikandZhao、2022も参照)。2番目の同時モデルは修正重力(MOG)で、これは一般相対性理論の共変スカラーテンソルベクトル(STVG)拡張です(Moffat,2006;2020)。他の理論も存在しますが、膨大な天体リストに広く適用されていません(MannheimandKazanas,1989;CapozzielloandDeLaunchis,2012;O'BrienandMoss,2015;Verlinde,2017)。$\kappa$モデルと呼ばれる、非常に初歩的な現象学的考察に基づいた新しいモデルが、最近天体物理学の分野で提案されました。このモデルは、銀河の力学に関して暗黒物質の存在を大幅に最小限に抑えることができることを示しています(Pascoli、2022a、b)。$\kappa$-モデルは、MONDから派生した一般的な理論群に属します。この一連の理論の下では、観測を説明するために物理学の非常に不確実性の高い暗黒物質分野を開発する必要はありません。
SKA時代の高速電波バーストによる宇宙論
| Title |
Cosmology_with_fast_radio_bursts_in_the_era_of_SKA |
| Authors |
Ji-Guo_Zhang,_Ze-Wei_Zhao,_Yichao_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Di_Li,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01605 |
我々は、ダークエネルギー、ハッブル定数、バリオン密度の問題に焦点を当て、近日登場予定の平方キロメートルアレイ（SKA）からの高速電波バースト（FRB）を用いた宇宙論パラメータ推定の予測を提示する。10年間のSKA観測から$10^5$と$10^6$の局在FRBをシミュレーションしたところ、(i)$10^6$FRBデータのみを使用すると、CMB+よりも優れた暗黒エネルギー状態方程式パラメータを厳密に制限できることがわかりました。BAO+SNは、暗黒エネルギーを探索するための単一の宇宙論的探査機を提供します。(ii)FRBデータとアインシュタイン望遠鏡による10年間の観測による重力波標準サイレンデータを組み合わせると、ハッブル定数をパーセント以下のレベルに抑えることができ、強力な低赤方偏移プローブとして機能します。(iii)$10^6$FRBデータを使用すると、バリオン密度$\Omega_{\rmb}h$を$\sim0.1\%$の精度に制限できます。私たちの結果は、SKA時代のFRBが正確な宇宙論的測定を提供して、暗黒エネルギーと行方不明のバリオン問題の両方に光を当て、ハッブル張力の解決に役立つことを示しています。
宇宙論的な QCD 相転移を考慮したナノヘルツ重力波背景の原始摂動への変換
| Title |
Translating_nano-Hertz_gravitational_wave_background_into_primordial_perturbations_taking_account_of_the_cosmological_QCD_phase_transition |
| Authors |
Katsuya_T._Abe_and_Yuichiro_Tada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01653 |
ナノヘルツの確率的重力波(GW)バックグラウンドの証拠は、複数のパルサータイミングアレイの共同研究によって報告されています。起源の有力な候補は超大質量ブラックホール連星からの天体物理学的なものであるが、原始曲率摂動によって誘発されるGWを含む代替モデルは、推定されるGWスペクトルを説明できる可能性がある。偶然にも、宇宙論的な量子色力学(QCD)の相転移中に、ナノヘルツ範囲がハッブルスケールと一致します。QCD相転移の影響により、ナノヘルツ周波数範囲内で誘導されたGWのスペクトルが変化する可能性があるため、注意深い分析が必要になります。QCD相転移を考慮して、原始曲率摂動のべき乗則パワースペクトルによって誘起されるGWを推定します。次に、NANOGravデータの意味を原始曲率摂動のパワースペクトルの制約に変換します。これは、QCD効果を無視すると正しい解釈を見逃す可能性があることを示唆しています。また、振幅とスケール依存性のフィッティング式も導き出し、将来の実験で制約を更新するのに役立ちます。
CMB Delensing でハッブル緊張に対処するモデルの制約を改善する
ハッブルテンションは現代宇宙論のよく知られた問題であり、低赤方偏移観測を通じて見つかったハッブル定数$H_0$と初期宇宙観測を利用した$\Lambda$CDMモデルから導出された推論における明らかな不一致を指します。$\Lambda$CDMに対するいくつかの拡張機能は、初期宇宙の新しい成分やダイナミクスを伴うハッブル張力に対処するために提案されています。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)マップに対する重力レンズの影響を逆転させると、パワースペクトルにより鋭い音響ピークが生成され、宇宙論的パラメーターに対するより厳しい制約が可能になります。私たちは、ハッブル張力を解決することを目的とした$\Lambda$CDMモデルの拡張で使用されるパラメーターの制約(変化する基本定数、初期のダークエネルギーからの寄与、自己相互作用するダークなど)を改善するためのCMBデレンズの有効性を調査します。放射線）。フィッシャー予測を使用して、このレンズ解除手順の有無にかかわらず、予想される制約を予測します。CMBデレンズにより、実行可能なモデルの$H_0$に対する制約が$\sim$20%改善され、低ノイズ領域で全体的にパラメータに対する制約が大幅に改善されることを示します。
測光 DESI の明るい赤色銀河の大規模クラスタリングから得られる局所的な原始非ガウス性
| Title |
Local_primordial_non-Gaussianity_from_the_large-scale_clustering_of_photometric_DESI_luminous_red_galaxies |
| Authors |
Mehdi_Rezaie,_Ashley_J._Ross,_Hee-Jong_Seo,_Hui_Kong,_Anna_Porredon,_Lado_Samushia,_Edmond_Chaussidon,_Alex_Krolewski,_Arnaud_de_Mattia,_Florian_Beutler,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Shadab_Alam,_Santiago_Avila,_Benedict_Bahr-Kalus,_Jose_Bermejo-Climent,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Michael_Levi,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_Eva-Maria_Mueller,_Adam_Myers,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Christophe_Y\`eche,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01753 |
我々は、暗黒エネルギー分光器(DESI)イメージング調査から得られた、輝く赤い銀河の角度クラスタリングを使用して、局所的な原始非ガウス性パラメーターfNLを制約します。私たちのサンプルは1,200万を超えるターゲットで構成され、空の14,000平方度をカバーし、赤方偏移は0.2<z<1.35の範囲にあります。私たちは、銀河の消滅、調査深度、天文学的観測が系統誤差の主な原因であることを特定し、線形回帰と人工ニューラルネットワークを採用して、大規模な非宇宙論的な過剰なクラスタリングを軽減します。私たちの手法は、fNLとシステマティクスを使用した場合と使用しない場合の対数正規シミュレーションに対してテストされ、残りのシステマティクスを削減する際のニューラルネットワーク処理の優れたパフォーマンスを示しています。普遍性関係を仮定すると、fNL$=47^{+14(+29)}_{-11(-22)}$が68\%(95\%)の信頼度で得られます。イメージングマップのフルセットに対する回帰など、より積極的な処理を行うと、最尤値はfNL$\sim50$にわずかにシフトし、大規模なクラスタリング情報が削除されるためfNLの不確実性が増加します。取得した制約の一貫性を示す一連のロバスト性テスト(イメージング、偏角、または使用されるスケールのカットなど)を適用します。系統的影響を軽減するための広範な努力にもかかわらず、私たちの測定では、99.9%の信頼水準でfNL>0が示されています。この結果は、消光テンプレートのローエル体系に関連する校正エラーや不確実性などの予期せぬ体系に起因する可能性があるため、懸念を引き起こします。あるいは、宇宙マイクロ波背景スケールには影響を与えずに、大規模構造の周囲に重大な非ガウス性を引き起こす、スケール依存のfNLモデルを示唆する可能性もあります。私たちの結果は、DESI分光サンプルを使用したfNLのさらなる研究を促進し、3Dクラスタリングモードを含めることでイメージング系統を分離するのに役立つはずです。
| Title |
Primordial_black_holes_from_second_order_density_perturbations_as_probes_of_the_small-scale_primordial_power_spectrum |
| Authors |
Yu-Ting_Kuang,_Jing-Zhi_Zhou,_Zhe_Chang,_Xukun_Zhang,_and_Qing-Hua_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02067 |
小規模なガウスおよび局所型の非ガウス原始曲率摂動によって引き起こされる二次エネルギー密度摂動$\delta^{(2)}$を調査します。原始ブラックホールの相対存在量は、総エネルギー密度摂動の確率密度関数$\delta_r=\delta^{(1)}+\frac{1}{2}\delta^{(2)}の観点から計算されます。$。二次密度摂動の効果は、原始曲率摂動の小規模パワースペクトルの上限を1～2桁大幅に減少させます。対数正規原始パワースペクトルの場合、その振幅$A_{\zeta}$は約$A_{\zeta}\sim3\times10^{-3}$に制約されます。$f_{\mathrm{NL}}=10$の局所型非ガウス性の場合、$A_{\zeta}$の上限は約$2.5\times10^{-4}$です。
モデルに依存しないスペクトルとバイスペクトルによる宇宙論の精度と精度の向上
| Title |
Improving_precision_and_accuracy_in_cosmology_with_model-independent_spectrum_and_bispectrum |
| Authors |
Luca_Amendola,_Marco_Marinucci,_Massimo_Pietroni,_Miguel_Quartin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02117 |
最近、モデルに依存しないアプローチで大規模構造データを解析するための新しく有望な手段が開発されました。このアプローチでは、線形パワースペクトル形状が、特定の宇宙論的モデルを仮定するのではなく、自由に変化する多数の波長帯でパラメータ化されます。この方法をFreePowerと呼びます。ここでは、フィッシャー行列アプローチを使用して、1ループパワースペクトルの場合のこの方法の精度が、ツリーレベルのバイスペクトルを含めることで大幅に向上することを示します。また、（通常のアインシュタイン・デシッター近似のような）特定のモデルで有効な進化方程式の代わりに、その構造が対称性によって完全に決定される摂動理論カーネルを採用することによっても同様に精度を向上できることを示します。主な結果は、ユークリッド調査を使用すると、$z\in[0.6,\,2.0]$。最下位の$z$binの一般的な誤差は、約1\%($H$の場合)、0.5--1\%($D$の場合)、および1--3\%($f$の場合)です。一般摂動理論の使用により、初めて、宇宙論的摂動の非線形核に対する制約、つまり線形成長因子を超えた制約を研究することが可能になり、それらが10--20\%レベルで調査できることが示されました。スペクトルとバイスペクトルの組み合わせは、線形次数と二次次数の両方で摂動パラメータを制限するのに特に効果的であることがわかりました。
パルサータイミングアレイ信号と原始ブラックホールの起源としてのインフレーション中のアクシオンゲージダイナミクス
| Title |
Axion-Gauge_Dynamics_During_Inflation_as_the_Origin_of_Pulsar_Timing_Array_Signals_and_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Caner_Unal,_Alexandros_Papageorgiou,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02322 |
我々は、パルサータイミングアレイ（PTA）観測から最近発表された確率的重力波背景（SGWB）の信号が、新しい物理学に起因するものであれば、インフレーション中のアクシオンゲージダイナミクスによる原始GW生成と互換性があることを実証する。より具体的には、アクシオン$U(1)$モデルは、信号を説明するのに十分な粒子生成をもたらし、同時に太陽質量未満の原始ブラックホール(PBH)の一部を信号として供給する可能性があることを我々は発見した。さらに、GWセクターにはパリティ違反があるため、このモデルは将来の具体的なターゲットとしてキラルGW探索を示唆しています。さらに、axion-$SU(2)$結合シグネチャを分析し、低逆反応領域ではPTA証拠を生成できず、PBH制約に違反することがわかりました。
パルサータイミングアレイデータの宇宙背景解釈
| Title |
Cosmological_Background_Interpretation_of_Pulsar_Timing_Array_Data |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Mauro_Pieroni,_Angelo_Ricciardone,_Peera_Simakachorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02399 |
パルサータイミングアレイ(PTA)観測によって検出された信号の、宇宙起源の重力波背景(GWB)としての解釈について議論します。NANOGrav15年データとEPTA-DR2新しいデータセットを組み合わせて、超大質量ブラックホールバイナリ(SMBHB)からの背景と、インフレーション、宇宙(超)弦、一次相転移、ガウスおよび非ガウスラージスカラーからの宇宙論的信号と対峙させます。変動と可聴アクシオン。我々は、ガウススカラーに起因する信号、および程度は低いものの可聴アクシオンおよび宇宙の超弦信号がSMBHBよりもよく適合することを発見しました。ただし、これらの結果はモデリングの仮定に依存するため、確実な結論に達するにはさらなるデータと分析が必要です。信号源とは無関係に、データは宇宙論的信号のパラメーター空間を強く制約します。たとえば、$|f_{nl}|としてPTAスケールでの原始非ガウス性の上限を68\%CLに設定します。\lesssim4.9$、可聴アクシオンの質量と減衰定数の下限は$m_a\gtrsim8.0\cdot10^{-11}$meVおよび$f_a\gtrsim1.3\cdot10^{18}$GeVです。
Ia 型超新星の絶対等級の張力
この研究は、宇宙の膨張率を表す宇宙論の重要な指標であるハッブル定数($H_0$)の張力を解明することを目的としています。プランク衛星ミッションやSH0ES共同研究などの独立した測定から得られた矛盾した結果は、代替宇宙論モデルの探索への関心を引き起こしました。SH0ESによる解析を任意の宇宙像モデルに拡張し、標準的なフラット$\Lambda$CDMモデル($73.14\pm1.10$km/s/Mpc)のみを仮定する競合的な局所$H_0$決定と、次のモデルのみを仮定する別の$H_0$決定を取得します。FLRWメトリクス($74.56\pm1.61$km/s/Mpc)。この研究はまた、宇宙論的推論における超新星等級の校正($M_B$)の重要性を強調し、超新星がCMBとBAOの観測、または宇宙距離のはしごの最初の2段のいずれかによって校正される場合の$M_B$の緊張を強調している。この矛盾は、関与する物理学とは無関係に、ハッブル流を変更し、CMBと一致する健全な地平線距離を維持するだけのモデルでは、$H_0$の初期と後期の測定値間の矛盾を説明できないことを示唆しています。
| Title |
Constraints_on_cosmologically_coupled_black_holes_from_gravitational_wave_observations_and_minimal_formation_mass |
| Authors |
Luca_Amendola,_Davi_C._Rodrigues,_Sumit_Kumar,_Miguel_Quartin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02474 |
私たちは、LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)によって検出されたブラックホール(BH)が宇宙論的に結合し、宇宙論的スケール係数の$k$乗に比例して質量が成長し、暗黒エネルギーとしても機能する可能性がある可能性をテストします。ソース。このアプローチは、宇宙論的背景に埋め込まれ、おそらく特異点のないカーBHの拡張として提案されました。私たちの分析では、暗黒エネルギーとの接続の有無にかかわらず、これらの宇宙論的に結合したBHをテストします。恒星の前駆体を持つBHの最小質量が$2M_\odot$であると仮定すると、観測されたBHのうち少なくとも1つがこの閾値を下回る初期質量を持つ確率を推定し、それによって仮説が反証されます。私たちは、確信を持って検出された72の重力波イベントの一次$m_1$または二次$m_2$BHのいずれかを考慮し、2つの異なるアプローチを採用します。最初の方法では、観測された事象から確率を直接導出し、$m_1$または$の2.6$\sigma$および3.05$\sigma$のレベルで$k=3$シナリオの張力を取得します。それぞれm_2$件。2番目のアプローチでは、観測バイアスを考慮したLVKべき乗則プラスピーク(PLPP)質量分布を仮定し、3.7$\sigma$と$4.0\sigma$のレベルの張力を見つけます。それぞれ$m_1$と$m_2$の質量。これらの限界は、より低い$k$値またはより高速なBHマージ(つまり、より短い遅延時間$t_{\rmd}$)を許可することによって緩和できることを示します。特に$m_1$ベースの結果は次の2$\sigma$上限になります:直接アプローチの場合は$k\leq2.4$、PLLPアプローチの場合は$k\leq1.7$です。$k=0.5$(重力波の文脈で以前に研究された値)については、関連する制約は見つからず、最小BH質量が$\sim4M_\odot$に増加することさえあります。最後に、将来の観測によってこれらの境界が急速に強化されるはずであることを示します。
拡張原始惑星系塵円盤を説明するための膨張円盤段階
微惑星形成を理解することは、惑星形成を理解するための重要な第一歩です。これらの最初の固体の分布により、惑星の胚が成長できる場所が決定されます。私たちは、考えられる原始惑星系円盤の形成と太陽系の進化モデルのパラメータ空間を理解しようとしています。太陽系の適切な原始惑星系円盤シナリオは、少なくとも次の3つの基準を満たしている必要があります。1)拡張ダスト円盤(少なくとも45天文単位)。2)少なくとも2つの異なる場所での微惑星の形成。3）高温の凝縮物（つまり、カルシウムアルミニウムに富む包有物、CAI）の外側円盤への輸送。私たちは、ディスクの粘性、ディスクへの物質の侵入の時間スケール、物質がディスクに堆積する距離、およびダスト粒子の断片化の閾値の影響を研究するために、大きなパラメーター空間を探索します。初期ディスク粘度が大きく($\alpha>0.05$)、落下時間スケールが比較的短く($T_{infall}<100-200$kyr)、遠心半径が小さい($R_C\sim0.4$)というシナリオが考えられます。~au;物質が円盤に落下する距離)により、太陽系の良好な原始惑星系円盤の基準を満たす円盤が得られます。初期粘度が高く、落下時間スケールが短いため、ディスクの急速な初期膨張が発生します。これをディスクの膨張段階と呼びます。さらに、温度に依存する断片化の閾値は、冷たい氷の粒子がより簡単に壊れることを模倣しており、その結果、円盤がより大きく、より重いものになります。その結果、微惑星は「岩石」よりも「氷」が多くなります。このようなシナリオは、小さな地球型惑星と巨大な惑星核を持つ私たちの太陽系にもより適しています。最後に、$R_C$が大きいシナリオではCAIを外側円盤に輸送できず、円盤内の2か所で微惑星が生成されないことがわかりました。
偏心デブリ円盤の形態 II: 狭い偏心円盤の重なり合う軌道による表面輝度の変化
| Title |
Eccentric_debris_disc_morphologies_II:_Surface_brightness_variations_from_overlapping_orbits_in_narrow_eccentric_discs |
| Authors |
Joshua_B._Lovell_and_Elliot_M._Lynch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01262 |
我々は、HD53143の円盤の最近のアルマ望遠鏡画像を基に、デブリ円盤の高解像度ミリ波長観測に大きな自由離心率と強制離心率が及ぼす影響を調査する「偏心デブリ円盤形態学」シリーズの論文IIを発表する。この研究では、自由離心率の影響を調査し、円盤の部分幅と観察分解能を変化させることによって、狭い離心円盤の範囲について、軌道の重なりにより、アポセンターに1つまたは2つの半径方向のピークを持つダスト放出分布が生じることを示します。またはペリセンター。最も狭いディスクには2つの放射状ピークが含まれますが、最も広いディスクには1つの放射状ピークのみが含まれます。固定離心率の場合、分数ディスク幅が増加すると、これらのピークが最初にアポセンターで融合し(アポセンターグローが生成され)、次にペリセンターで融合します(ペリセンターグローが生成されます)。したがって、私たちの研究は、一定の自由離心率と強制離心率を持つモデルにおけるアポセンター/ペリセンターグローがミリメートル波長での幅と分解能の両方に依存する可能性があることを実証し、アポセンター/ペリセンターグローが純粋に波長に依存するという古典的な主張に異議を唱えます。我々は、基礎となるデブリディスクの離心率分布の競合する解釈を区別できる将来の高解像度観測について議論します。
Aerocapture: 1980 年から 2023 年までの歴史的レビューと書誌データ分析
Aerocaptureは、大気抵抗を利用して宇宙船を減速し、惑星間軌道からほぼ燃料を使わずに軌道投入を実現する技術です。本研究では、この分野の歴史的レビューと、1980年から2023年までの文献の書誌データ分析を実行します。データは、この分野の進化、研究の現状、および継続的な発展への道筋についての洞察を提供します。データは、出版物の増加とそれに続く停滞期のパターンを明らかにしており、それがおよそ10年に1回繰り返されます。火星は最も研究されている目的地ですが、天王星は最も研究されていません。2013年以前は、NASAセンターが最も多くの出版物を発行し、この分野で最も引用されていました。しかし、過去10年間の出版物の大半は学術機関が作成しました。出版物に関しては引き続き米国が首位であり、次に中国が続く。JournalofSpacecraftandRocketsは、数と引用の両方の点で主要な出版物情報源です。NASAが主要な資金源であり、中国国立自然科学財団がそれに続きます。提案されている低コストの地球飛行による航空捕獲実証は、将来の科学ミッションのリスクを大幅に軽減します。
長寿命放射性核種の崩壊、壊滅的衝突または再表面衝突の後に放出されるデブリ円盤内の二次ガス
| Title |
Secondary_gas_in_debris_discs_released_following_the_decay_of_long-lived_radioactive_nuclides,_catastrophic_or_resurfacing_collisions |
| Authors |
Amy_Bonsor,_Mark_C._Wyatt,_Sebastian_Marino,_Bj\"orn_J._R._Davidsson_and_Quentin_Kral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01574 |
太陽以外の星を周回する微惑星のカイパー状のベルトは、衝突で生成される小さな塵の熱放出から最もよく検出されます。ガス、特にCOからの放出は、これらの微惑星の彗星の性質を強調しています。今回我々は、これらのベルト内の彗星状天体からのガス放出のモデルを提示する。これは、熱物理学的進化、特に長寿命放射性核種の崩壊と、壊滅的で穏やかな再表面衝突を含む衝突進化の両方によるものである。我々は、非壊滅的な衝突や熱の発生がCOガスの放出の大半を占める場合、ガスの放出速度は粉塵の放出速度に比例しないことを示します。この場合、彗星の組成を推測する際には注意が必要です。非壊滅的衝突は、微惑星帯の特性に応じて、壊滅的衝突よりも早い時期にガス生成を支配します。私たちは、大きな（10～100秒km）微惑星が存在する場合、若い（50Myr未満）惑星系の周囲のCOガス源として、長寿命放射性核種の崩壊を決定的に含む彗星の熱進化の重要性を強調します。
内部円盤の水の富化に対する塵の発生とトラップの影響
| Title |
The_Effect_of_Dust_Evolution_and_Traps_on_Inner_Disk_Water_Enrichment |
| Authors |
Anusha_Kalyaan,_Paola_Pinilla,_Sebastiaan_Krijt,_Andrea_Banzatti,_Giovanni_Rosotti,_Gijs_D._Mulders,_Michiel_Lambrechts,_Feng_Long,_Gregory_J._Herczeg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01789 |
原始惑星系円盤の下部構造は、小石の半径方向の分布を形作るダストトラップとして機能する可能性があります。円盤内の隙間の存在は、小石の通過を妨げることにより、小石の降着による内惑星の形成に重要な、内部円盤への小石の輸送に重大な影響を与える可能性があります。このプロセスは、揮発性物質(H$_2$Oなど)の配送と、水雪線領域(数天文以内)内でのそれらの存在量にも影響を与える可能性があります。この研究では、外側のガス円盤内のギャップの存在が内側の円盤の水蒸気濃縮にどのような影響を与えるかを理解することを目的としています。以前の研究に基づいて、我々は、ダストトラップに敏感で、積雪線に達すると昇華によって氷の内容を失う、進化する氷を含む漂流塵集団を考慮した、揮発性物質を含むマルチマイヤー円盤進化モデルを採用しています。我々は、内側円盤内の蒸気の存在量は、断片化速度(v$_{\rmf}$)と乱流によって強く影響されることを発見しました。これらの影響は、小石の輸送による蒸気の濃縮が存在する場合、その強さと持続時間を制御します。一般に、低から中程度の乱気流($\alpha$$\le$1$\times$10$^{-3}$)を持つ円盤の場合、およびv$_{\rmf}$の範囲の半径方向の位置では、ギャップの深さ（特に最も内側のギャップの深さ）は、濃縮度を大きく変える可能性があります。浅い内部ギャップは、追加の深い外部ギャップが存在するにもかかわらず、その向こう側から材料が継続的に漏れる可能性があります。最終的に、現実的なv$_{\rmf}$($\le$10ms$^{-1}$)にとって、小石と揮発性物質の制御においては、雪線を超える微惑星の形成よりもギャップの存在が重要であることがわかりました。インナーディスクへの配送。
温室効果ガスの補充に対する温帯地球型系外惑星と地球の気候動態の類似した反応
| Title |
Analogous_response_of_temperate_terrestrial_exoplanets_and_Earth's_climate_dynamics_to_greenhouse_gas_supplement |
| Authors |
Assaf_Hochman,_Thaddeus_D._Komacek,_Paolo_De_Luca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01983 |
JWSTの出現により、人類は岩石の多い系外惑星の大気の特徴を明らかにする段階に近づいています。これらの天文観測は、居住可能性を制限する系外惑星の大気を理解する動機を私たちに与えます。私たちは、ExoCAMとCMIP6モデルのシミュレーションを解析することにより、地球に似た系外惑星であるTRAPPIST-1eの大気と地球自体に温室効果ガスの補給が及ぼす影響を研究しています。私たちは、非照射地域（夜側と極地）におけるCO2補給と増幅された温暖化の間に類似の関係があることを発見しました。そのような空間的不均一性は、重大な地球循環の変化をもたらします。力学システムのフレームワークは、大気の垂直力学についてのさらなる洞察を提供します。実際、我々は、CO2を添加すると地表付近の一時的安定性が増加し、低圧での安定性が低下することを実証しました。地球とTRAPPIST-1eはまったく異なる気候状態をとりますが、気候変動と温室効果ガスの補給の間の相対的な反応は共通しています。
スターダストトラック全体の三次元解析から推定したオリジナルインパクターの性質
| Title |
Properties_of_Original_Impactors_Estimated_from_Three-Dimensional_Analysis_of_Whole_Stardust_Tracks |
| Authors |
Michael_Greenberg,_Denton_S._Ebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02014 |
スターダスト計画では、秒速6.1kmでワイルド2彗星の粒子をエアロゲル内に捕捉しました。私たちは、エアロゲル中の彗星の軌跡全体の高解像度三次元イメージングと蛍光X線マッピングを実行しました。レーザー走査型共焦点顕微鏡を使用したトラック構造の調査結果を紹介します。これには、トラックの体積、入口穴のサイズ、断面プロファイルの測定が含まれます。トラックパラメータを測定するためのさまざまな方法を比較します。我々は、シンクロトロンベースの蛍光X線と、測定された軌道特性から導き出される元の衝突体の質量および体積の推定値を組み合わせて、超高速粒子アブレーション速度を識別するための方法論を実証します。最後に、測定したパラメーターを使用して、元のインパクターのサイズと揮発物質の体積を再構成するための大まかな枠組みを提示します。この研究の大部分は、軌道全体の彗星粒子の非破壊分析と同定、そして最終的にはスターダスト衝突体全体のサイズ、形状、空隙率、化学組成の再構築への応用を直接支援するものです。
コンドルールの起源: 行列とコンドルールの相補性による制約
| Title |
The_Origin_of_Chondrules:_Constraints_from_Matrix-Chondrule_Complementarity |
| Authors |
Herbert_Palme,_Dominik_C._Hezel,_Denton_S._Ebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02017 |
宇宙化学における主要な未解決問題の1つは、コンドリュール(一度溶けると直径0.2～2mmの球状のケイ酸塩の液滴)の起源です。コンドリュールは原始的な隕石の必須の構成要素であり、おそらく地球型惑星を含む初期の太陽系のすべての物質の必須の構成要素です。その起源については数多くの仮説が提案されています。多くの炭素質コンドライトは、ほぼ同量のコンドリュールと細粒マトリックスで構成されています。最近のデータでは、太陽存在比を持つバルク炭素質コンドライトと比較して、炭素質コンドライトのマトリックスのSi/MgおよびFe/Mg比が高いことが確認されています。コンドリュールは逆の特徴、つまり低いSi/Mg比とFe/Mg比を持っています。一部の炭素質コンドライトでは、コンドリュールのAl/Ti比が低く、マトリックスは逆の特徴を持ち、バルクはコンドライト質です。これらの相補的関係は、炭素質コンドライトの親小惑星では進化し得ないことが詳細に示されている。それらは事前付加プロセスを反映しています。コンドリュールとマトリックスは両方とも、単一の太陽のような貯留層から形成されたに違いありません。コンドリュール形成モデルの相補性の結果について議論します。コンドリュールとマトリックスの独立した起源および/またはランダムな混合は除外できます。したがって、相補性はコンドリュール形成のすべての天体物理学的・宇宙化学的モデルにとって強い制約となります。コンドリュールとマトリックスは単一の貯留層から形成されますが、コンドリュール-マトリックス系は酸素やその他のガス成分の追加にさらされていました。
隕石中のSr同位体異常から推定される初期太陽系におけるs、r、p過程核種の分布
| Title |
Distribution_of_s-,_r-,_and_p-process_nuclides_in_the_early_Solar_System_inferred_from_Sr_isotope_anomalies_in_meteorites |
| Authors |
Jonas_M._Schneider,_Christoph_Burkhardt,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02219 |
隕石の元素合成同位体異常により、非炭素質(NC)隕石貯留層と炭素質(CC)隕石貯留層の区別が可能になり、相関する同位体異常が両方の貯留層に存在することが示されます。しかし、これらの異常が円盤内の太陽前塵の熱処理を反映しているのか、それとも太陽系の親分子雲から受け継いだ原始的な不均一性であるのかについては議論が行われている。ここでは、新しい高精度84Sr同位体データを使用して、NC隕石、火星、地球と月が同じ84Sr同位体組成によって特徴付けられていることを示します。この太陽系内部のストロンチウム84の均質性は、他の元素について観察されたNC隕石間のよく分解され相関した同位体異常とは対照的であり、おそらく84ストロンチウム84の過剰と欠乏につながる相関したs過程および(r過程、p過程)の不均一性を反映していると考えられます。互いに打ち消し合う同程度の大きさ。同じ理由で、NC隕石とCC隕石の間には明確に解明された84Srの違いはありません。これは、一部の炭素質コンドライトでは、CC貯留層の特徴的な84Sr過剰が、sプロセスの変動に起因する84Sr不足によって相殺されるためです。それにもかかわらず、ほとんどの炭素質コンドライトは84Srの過剰を示し、これはこれらのサンプルにおける耐火性介在物の混合とより顕著なSプロセスの不均一性を反映しています。まとめると、この研究の84Srデータによって明らかになったs過程核種、(r過程、p過程)核種の相関変動は、これらの同位体異常の起源が太陽前太陽ダスト粒子の処理のみによるものであることを否定しますが、同位体的に異なる核種の原始的な混合を示しています。太陽系の同位体不均一性を生み出す主要なプロセスとしての塵の貯留。
HAT-P-1b 大気中で動的に駆動される全球雲形成の微物理のモデリング
| Title |
Modelling_dynamically_driven_global_cloud_formation_microphysics_in_the_HAT-P-1b_atmosphere |
| Authors |
Elspeth_K._H._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02268 |
系外惑星大気中の雲粒子の形成と地球規模の分布に関する洞察は、JWST時代に入っても引き続き取り組むべき重要な問題です。微小物理的な雲のプロセスと大気のフィードバックメカニズムを3Dで理解することは、系外惑星探査者にとって困難な見通しであることが証明されています。3Dシミュレーションでこれらのモデルを結合する際の大きな計算負荷に対処するために、私たちは系外惑星大気用のオープンソースの軽量で効率的な微物理雲モデルを開発しました。「ミニクラウド」は、現代の大循環モデル(GCM)やその他の時間依存シミュレーションと結合できる、系外惑星凝縮雲の微物理ベースの雲モデルです。ミニクラウドをExo-FMSGCMに結合し、主要なJWSTターゲットであるHotJupiterHAT-P-1bを雲形成モジュールのテストケースとして使用します。ミニクラウドとの1000日以上の統合後の結果は、大気の動的特性と温度特性に密接に関連する雲の特性を備えた複雑な3D雲構造を示しています。現在の通過スペクトルと発光スペクトルのデータは、公称シミュレーションと比較して雲粒子数密度が減少した状態で最もよく適合しており、シミュレーションされたJWSTNIRISSSOSSスペクトルは、大気を詳細に特徴付けるための有望な見通しを示しています。全体として、私たちの研究は、第一原理3D系外惑星雲形成の微小物理モデリングにおける新たな小さな一歩です。粒子の数密度を適切に観察されるレベルまで低減するには、現在のモデルには含まれていない凝集などの追加の物理学が必要であることを提案します。
ローマの宇宙正午における強力なレンズの [O III] 放射体: 星団の複雑なスケールでの極端な輝線銀河の特徴付け (100 個)
| Title |
Strongly_lensed_[O_III]_emitters_at_Cosmic_Noon_with_Roman:_Characterizing_extreme_emission_line_galaxies_on_star_cluster_complex_scales_(100_pc) |
| Authors |
Keunho_J._Kim_(UCincinnati),_Matthew_B._Bayliss_(UCincinnati),_H{\aa}kon_Dahle_(UOslo),_Taylor_Hutchison_(NASA_GSFC),_Keren_Sharon_(UMichigan),_Guillaume_Mahler_(Durham_U),_M._Riley_Owens_(UCincinnati),_James_E._Rhoads_(NASA_GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01247 |
極端輝線銀河(EELG)は、宇宙の再電離の主な原因と考えられており、大質量星の天体物理学を研究するための貴重な実験室です。ローマンの高緯度広域調査(HLWAS)では、宇宙正午(1<z<2.8)に多くの強力な重力レンズの[OIII]放射体が発見されることが強く期待されています。ローマンイメージングとグリズム分光法だけでも、これらの強力なレンズ系を同時に確認し、その星間物質(ISM)と星の特性を小規模($\lesssim$100pc)で調べることができます。さらに、これらの観測は、発見されたレンズ付き[OIII]エミッターの特性（例えば、大質量星や電離放射線の漏れの可能性）の空間的に分解された多波長分析における地上および宇宙ベースの追跡観測と相乗効果を発揮します。個々の星団複合体の規模で。これらの極端な輝線銀河の小規模(~100個)ISMと星の特性を研究するために、レンズ付き[OIII]放射体を独自にサンプリングして、宇宙の再電離を支配する大質量星とISMの重要な物理学の詳細を研究できるのはローマンだけです。。
ReveaLLAGN 0: ソンブレロと NGC 1052 の JWST MIRI データの初見
| Title |
ReveaLLAGN_0:_First_Look_at_JWST_MIRI_data_of_Sombrero_and_NGC_1052 |
| Authors |
K._Goold_(1),_A._Seth_(1),_M._Molina_(1),_D._Ohlson_(1),_J._C._Runnoe_(2),_T._Boeker_(3),_T._A._Davis_(4),_A._Dumont_(5),_M._Eracleous_(6),_J._A._Fern\'andez-Ontiveros_(7),_E._Gallo_(8),_A._D._Goulding_(9),_J._E._Greene_(9),_L._C._Ho_(10),_S._B._Markoff_(11),_N._Neumayer_(5),_R._Plotkin_(12),_A._Prieto_(13),_S._Satyapal_(14),_G._Van_De_Ven_(15),_J._L._Walsh_(16),_F._Yuan_(17),_A._Feldmeier-Krause_(5),_K._G\"ultekin_(8),_S._Hoenig_(18),_A._Kirkpatrick_(19),_N._L\"utzgendorf_(3),_A._E._Reines_(20),_J._Strader_(21),_J._R._Trump_(22),_K._T._Voggel_(23)_(_(1)_U_of_Utah,_(2)_Vanderbilt_U,_(3)_ESA/_STScI,_(4)_Cardiff_U,_(5)_MPIA,_(6)_Penn_State_U,_(7)_INAF-IAPS,_(8)_U_of_Michigan,_(9)_Princeton,_(10)_Peking_U,_(11)_U_of_Amsterdam,_(12)_U_of_Nevada,_(13)_IAC,_(14)_George_Mason_U,_(15)_U_of_Vienna,_(16)_TAMU,_(17)_CAS,_(18)_U_of_Southampton,_(19)_University_of_Kansas,_(20)_Montana_State_U,_(21)_Michigan_State_U,_(22)_U_of_Connecticut,_(23)_U_of_Strasbourg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01252 |
我々は、近隣の7つのLLAGNを対象としたJWST調査である、低光度活動銀河核の解明(ReveaLLAGN)調査からの最初の結果を紹介します。私たちは、中赤外観測装置(MIRI)の中解像度分光器(MRS)によるNGC1052とソンブレロ(NGC4594/M104)の核の2つの観測に焦点を当てます。また、これらのデータを、より高輝度のAGNであるNGC7319の公開JWSTデータと比較します。JWSTは、私たちの調査で最も暗いターゲットであるソンブレロでもAGN成分を明確に分解します。AGN成分は非常に赤いスペクトルを持っています。NGC1052とソンブレロの両方の輝線幅はイオン化ポテンシャルの増加とともに増加し、イオン化ポテンシャルが50eVを超える線ではFWHM>1000km/sになることがわかりました。これらの線も両方のLLAGNで大幅に青方偏移しています。NGC7319の高イオン化ポテンシャル線は、広い幅も顕著なブルーシフトも示しません。ソンブレロのより低いイオン化ポテンシャルの輝線の多くは、秒速1000kmを超えて伸びる顕著な青い翼を示しています。これらの特徴と両方の銀河の輝線マップは、ジェットの方向に沿った流出と一致しています。ソンブレロは、これまで中赤外で測定された中で最も低い輝度の高イオン化ポテンシャル線([NeV]および[OIV])を持っていますが、これらの線の相対強度は、より高い輝度のAGNと一致しています。一方、[NeV]の発光は、高輝度AGNの[NeIII}]および[NeII]ラインに比べてはるかに弱いです。これらの初期結果は、JWSTがLLAGNの物理的性質を特定し研究する上で大きな期待を持っていることを示しています。
尖った暗黒物質が支配するハローは、核のある星の質量分布を保持できるでしょうか?
| Title |
Can_cuspy_dark_matter_dominated_halos_hold_cored_stellar_mass_distributions? |
| Authors |
Jorge_Sanchez_Almeida_(1_and_2),_Angel_R._Plastino_(3),_Ignacio_Trujillo_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Spain,_(2)_Astrophysics_Department,_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_CeBio_y_Departamento_de_Ciencias_Basicas,_Universidad_Nacional_del_Noroeste_de_la_Prov._de_Buenos_Aires,_UNNOBA,_CONICET,_Junin,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01256 |
現在の一致宇宙論モデルによれば、暗黒物質(DM)粒子は衝突がなく、一般には観察されない中心カスプを持つ自己重力構造を生成します。観測された密度は中央のプラトーまたはコアに向かう傾向があり、DM上のバリオンの重力フィードバックを通じて宇宙論モデル内で説明されます。このメカニズムは、銀河恒星の質量が減少すると非効率になり、低質量領域(Mstar<<10**6Msun)ではバリオンによって提供されるエネルギーがカスプをコアに変えるのに不十分になります。したがって、これらの銀河にコアが存在する場合、それらはDMの衝突のない性質からの逸脱を反映している必要があります。これらの暗い銀河のDM質量分布を測定することは非常に困難ですが、恒星の質量分布は深部測光によって特徴付けることができます。ここでは、恒星の質量分布のみを使用して、基礎となるDM分布を制約する方法を提供します。いわゆるエディントン反転法を使用すると、位相空間での(非物理的な)負の分布関数を必要とする恒星分布とDMポテンシャルのペアを破棄することができます。特に、速度分布が等方性でシステムが球対称である場合、有核星の密度プロファイルは、無衝突DMから期待されるナバロ・フレンク・ホワイト(NFW)ポテンシャルと互換性がありません。ケースバイケースの分析を通じて、これらの仮定を緩和して、異方性速度分布や正確なコアを持たないシステムを考慮することができます。一般に、半径方向に偏った軌道を持つ恒星の分布は、NFWのようなポテンシャルと一致させることが難しく、バリオン分布のコアはDM分布のコアを必要とする傾向があります。
X線微量熱量計を使用した銀河周縁体における恒星の痕跡とAGNフィードバックのマッピング
| Title |
Mapping_the_imprints_of_stellar_and_AGN_feedback_in_the_circumgalactic_medium_with_X-ray_microcalorimeters |
| Authors |
Gerrit_Schellenberger,_\'Akos_Bogd\'an,_John_A._ZuHone,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Nhut_Truong,_Ildar_Khabibullin,_Fred_Jennings,_Annalisa_Pillepich,_Joseph_Burchett,_Christopher_Carr,_Priyanka_Chakraborty,_Robert_Crain,_William_Forman,_Christine_Jones,_Caroline_A._Kilbourne,_Ralph_P._Kraft,_Maxim_Markevitch,_Daisuke_Nagai,_Dylan_Nelson,_Anna_Ogorzalek,_Scott_Randall,_Arnab_Sarkar,_Joop_Schaye,_Sylvain_Veilleux,_Mark_Vogelsberger,_Q._Daniel_Wang_and_Irina_Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01259 |
Astro2020DecadalSurveyでは、銀河周縁媒体(CGM、銀河の周囲のガス状プラズマ)のマッピングが重要な目的として特定されました。私たちは、将来の大規模な捕捉X線マイクロ熱量計を使用して、近くの銀河ハロー内およびその周囲のCGMを特徴付ける可能性を探ります。私たちは流体力学シミュレーション(EAGLE、IllustrisTNG、Simba)から現実的な模擬観測を作成し、銀河の形成と進化における未解決の問題に対処する幅広い測定の可能性を実証します。模擬観測に背景と前景のすべての成分を含めることで、X線CCDなどの現在の機器ではこれらの測定を実行することが不可能であり、明るい天の川からのかすかなCGM放射を区別できるのはマイクロ熱量計だけである理由がわかります。(MW)前景輝線。OVII、OVIII、またはFeXVII輝線を使用すると、MW質量の個々のハローは、平均してR500付近の大きな半径まで追跡でき、より大きな銀河の場合はR200まで追跡できることがわかりました。さらに、個々のハローの輝線比が半径方向の温度構造を明らかにできることを示します。下部構造の測定により、方位角の変化を銀河のフィードバックモードに関連付けることが可能であることが示されています。私たちは、個々の銀河ハローのスペクトルフィッティングから温度、速度、存在比マップを構築する能力を実証します。これにより、回転の特徴、AGNの爆発、濃縮が明らかになります。
近くの模擬円盤銀河の熱線とX線を放出する環銀河媒体における視線速度場の特性
| Title |
Properties_of_the_Line-of-Sight_Velocity_Field_in_the_Hot_and_X-ray_Emitting_Circumgalactic_Medium_of_Nearby_Simulated_Disk_Galaxies |
| Authors |
J._A._ZuHone_(1),_G._Schellenberger_(1),_A._Ogorzalek_(2,3),_B._D._Oppenheimer_(4),_J._Stern_(5),_A._Bogdan_(1),_N._Truong_(2,6,7),_M._Markevitch_(2),_A._Pillepich_(7),_D._Nelson_(8),_J._N._Burchett_(9),_I._Khabibullin_(10,11,12),_C._A._Kilbourne_(2),_R._P._Kraft_(1),_P._E._J._Nulsen_(1,13),_S._Veilleux_(3),_M._Vogelsberger_(14),_Q._D._Wang_(15),_I._Zhuravleva_(16)_((1)_CfA,_(2)_NASA/GSFC,_(3)_U._Maryland-College_Park,_(4)_U._Colorado,_(5)_Tel_Aviv_University,_(6)_U._Maryland-Baltimore_County,_(7)_MPIA,_(8)_U._Heidelberg,_(9)_New_Mexico_State_University,_(10)_Ludwig-Maximilians-Universitat_Munich,_(11)_Space_Research_Institute_(IKI),_(12)_MPA,_(13)_University_of_Western_Australia,_(14)_MIT,_(15)_U._Massachusetts-Amherst,_(16)_U._Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01269 |
銀河の周囲銀河媒体の高温のX線放射相は、バリオンの貯蔵庫であると考えられており、そこからガスが中心銀河に流れ込み、そこにAGNや星からのフィードバックによって質量、運動量、エネルギー、金属が注入されます。これらの効果は高温ガスの速度場を形成し、ドップラーシフトと輝線の広がりを介してX線IFUで観察できます。この研究では、合成観測を用いたTNG50シミュレーションから、天の川質量円盤銀河の高温銀河周媒体のガス運動学を解析し、将来の機器がこの速度構造をどのように調査できるかを決定します。高温相は、多くの場合、フィードバックプロセスによって駆動される円盤からの外向きの流出、銀河面近くの半径方向の流入、および回転によって特徴付けられるが、他の場合には速度場がより無秩序で乱流であることが判明した。$\sim$1eVのスペクトル分解能により、空上の銀河の向きに応じて、高速かつ高温の流出($\sim$200-500kms$^{-1}$)を測定できます。高温相の回転速度($\sim$100-200kms$^{-1}$)は、エッジオン銀河のラインシフトを使用して測定でき、低温のガス相の回転速度より遅いですが、星の回転速度に似ています。速度。対照的に、遅い流入($\sim$50-100kms$^{-1}$)は、これらの他の成分を使用した投影で測定することが困難です。測定された速度は、どの輝線が使用されたかに影響されることがわかりました。これらの流れを測定することは、これらの銀河内のガスがどのように形成され、進化するかについての理論を制約するのに役立ちます。
アイガーIV: 高$z$銀河の冷涼な10$^4$Kの銀河周囲環境は、驚くほど効率的なIGM濃縮を明らかにする
| Title |
EIGER_IV:_The_cool_10$^4$K_circumgalactic_environment_of_high-$z$_galaxies_reveals_remarkably_efficient_IGM_enrichment |
| Authors |
Rongmon_Bordoloi,_Robert_A._Simcoe,_Jorryt_Matthee,_Daichi_Kashino,_Ruari_Mackenzie,_Simon_J._Lilly,_Anna-Christina_Eilers,_Bin_Liu,_David_DePalma,_Minghao_Yue_and_Rohan_P._Naidu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01273 |
我々は、クエーサーJ0100+2802への視線の周りの深いJWST/NIRCamスリットレスグリズム分光法を使用して、$2.3<z<6.3$銀河29の周りの冷たい拡散ガスの新しい観測を報告する。銀河の恒星の質量範囲は$7.1\leq\logM_{*}/M_{sun}\leq10.7$、星形成速度は$-0.1<\log\です。SFR/M_{sun}yr^{-1}\;<2.3ドル。クエーサーの視線から300kpc以内に7つのMgII吸収系の銀河が見つかりました。MgIIの放射状吸収プロファイルは半径とともに急激に減少し、吸収のほとんどは母銀河の2-3$R_{200}$まで広がっています。7つのMgII吸収系のうち6つは、$\logM_{*}/M_{sun}>$9の銀河の周囲で検出されます。MgII吸収運動学は、絶対速度の中央値が135km/s、標準偏差が85km/sである母銀河の系統赤方偏移からシフトされています。高い運動学的なオフセットと大きな半径方向の分離($R>1.3R_{200}$)は、7つのMgII吸収系のうち5つが重力的に銀河に束縛されていないことを示唆している。対照的に、$z<1$にあるほとんどの冷たい銀河周縁媒質は重力によって束縛されている。この研究で結合していないMgIIガスの発生率が高いことは、再電離の終わりに向かって、銀河ハローが顕著な不平衡状態にあり、銀河間物質を濃縮するのに非常に効率的であることを示唆しています。$z\sim$4.22と4.5で2つの最も強いMgII吸収系が検出され、前者は合体銀河系に関連し、後者は運動学的に接近した3つの銀河に関連している。これらの銀河はどちらも局所的な銀河過密度の中に存在しており、$z>4$の2つの「プロトグループ」に低温MgII吸収が存在することを示している。
フライバイ銀河と複数のブラックホールの遭遇により、星形成の線状航跡が生成される
| Title |
Fly-by_galaxy_encounters_with_multiple_black_holes_produce_star-forming_linear_wakes |
| Authors |
Nianyi_Chen,_Patrick_LaChance,_Yueying_Ni,_Tiziana_Di_Matteo,_Rupert_Croft,_Priyamvada_Natarajan_and_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01276 |
私たちは、vanDokkumらによって最近発見されたもののような、シミュレートされた星形成の線状伴流を探します。(2023)宇宙流体力学シミュレーションASTRIDで。ASTRIDの暴走ブラックホールの中には、星を形成する明確な航跡を生成できるものはありません。一方、典型的にはコンパクトな銀河(中央にブラックホールがある)と星形成銀河(2つのブラックホールがある)が関与するフライバイ遭遇では、重要な特性(長さと直線性、最近の星形成)の多くが驚くほどよく再現されます。、等）観察された星形成の線状特徴。このようなシステムではこの機能が約100Myr持続するため、まれなイベントになると我々は予測しています。この地物には、部分的に剥ぎ取られた銀河($M_{\rmgal}=10^9\sim10^{10}M_\odot$)とデュアルBHシステム($M_{\rmBH}=10^5\)が含まれています。sim10^7\,M_\odot$)の最も明るい結び目です。このようなシステムでは、結び目内のAGNからのX線放射が検出可能である必要があります。最初のフライバイから$100\sim200\,{\rmMyrs}$後、銀河は合体し、(まだ)活発に星形成を行っている初期型質量の残骸にトリプルブラックホールシステムを残します$\sim5\10^{10}\,M_\odot$を掛けます。JWSTの追跡観測は、明るい結び目を構成する古い恒星集団を検出できる可能性があるため、これらの線状の特徴の性質を明らかにする鍵となる可能性があります。したがって、そのような検出の確認は、フライバイ遭遇と大規模なBH航跡を区別して、そのような特徴の起源を明らかにするのに役立つ可能性があります。
熱い銀河周縁体からのX線金属線放射：超大質量ブラックホールのフィードバックの影響を探る
| Title |
X-ray_metal_line_emission_from_the_hot_circumgalactic_medium:_probing_the_effects_of_supermassive_black_hole_feedback |
| Authors |
Nhut_Truong,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_\'Akos_Bogd\'an,_Gerrit_Schellenberger,_Priyanka_Chakraborty,_William_R._Forman,_Ralph_Kraft,_Maxim_Markevitch,_Anna_Ogorzalek,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Arnab_Sarkar,_Sylvain_Veilleux,_Mark_Vogelsberger,_Q._Daniel_Wan,_Norbert_Werner,_Irina_Zhuravleva,_and_John_Zuhone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01277 |
私たちは、最先端の宇宙論的銀河シミュレーションから、X方向の輝線を通した熱い銀河周縁媒体(CGM、${\rm[0.1-1]R_{200c}}$)の空間分布の予測を導き出します。光線ソフトバンド($[0.3-1.3]$keV)。特に、IllustrisTNG、EAGLE、SIMBAを比較し、$z=0$の恒星質量$10^{10-11.6}\,\MSUN$を持つ銀河に焦点を当てます。3つのシミュレーションモデルは、銀河質量の関数として、OVII(f)、OVIII、FeXVIIなどのイオン化金属からの顕著な輝線の大きく異なる表面輝度半径方向プロファイルを返します。同様に、3つのシミュレーションは、銀河の恒星面に対する線放射のさまざまな方位分布を予測しており、IllustrisTNGは、動径範囲${\gtrsim0.3-0.5\,R_{200c}}$でのCGM物理特性の最も強い角度変調を予測しています。。この異方性信号は高エネルギー線でより顕著になり、X線eROSITAのような泡として現れることがあります。恒星と超大質量ブラックホール(SMBH)のフィードバックのモデルは異なるにもかかわらず、3つのシミュレーションは一貫して、天の川銀河とアンドロメダの質量範囲における星形成銀河と静止銀河の間の二分法を予測しており、前者は後者よりもX線の明るさが異なります。これは、星形成の抑制に関与するSMBHによる流出の兆候です。最後に、広い視野を備えたマイクロ熱量計ベースのX線ミッションコンセプトを使用して、これらの予測をテストする可能性を探ります。このようなミッションでは、軟X線線放射を介して拡張ホットCGMを調査し、線比の測定から温度を含むCGMの物理的特性を決定し、CGMに対するSMBHフィードバックの効率と影響に重大な制約を与えることになります。。
進化初期段階における分子雲階層構造の金属量依存性
| Title |
Metallicity_Dependence_of_Molecular_Cloud_Hierarchical_Structure_at_Early_Evolutionary_Stages |
| Authors |
Masato_I.N._Kobayashi,_Kazunari_Iwasaki,_Kengo_Tomida,_Tsuyoshi_Inoue,_Kazuyuki_Omukai,_Kazuki_Tokuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01278 |
HIガスからの分子雲の形成は、星形成への第一歩です。その金属量への依存性は、宇宙の歴史を通じて星の形成を決定する上で重要な役割を果たします。詳細な化学ネットワークを使用したこれまでの理論的研究では、1ゾーン崩壊バックグラウンドの下での熱平衡状態および/または熱進化が計算されています。しかし、実際の分子雲の形成には超音速の流れが伴うため、雲内部の乱流・密度構造を三次元で解析することが依然として重要です。ここでは、太陽(1.0Zsun)から0.2Zsun環境の金属量範囲で平均磁場1uGの温中性媒体(WNM)の20kms^-1の収束流の磁気流体力学シミュレーションを実行します。冷却中性媒体(CNM)の凝集塊は、より効率的な冷却により金属性が高く、より速く形成されます。一方、それらの質量関数は金属量に関係なく、一般に3回の冷却時間でm^-1.7に比例するdn/dmに従います。それらの総乱流パワーも、通常、ソレノイドモードでの80パーセントを含むコルモゴロフスペクトルを示しますが、CNMボリュームのみがラーソンの法則への移行を示しています。冷却時間の単位で同時に測定されたこれらの類似性は、WNM単独から直接分子雲を形成するには、1.0～0.2Zsunの範囲の金属濃度が低い環境ではより長い物理時間を必要とすることを示唆しています。大/小マゼラン雲(LMC/SMC)で観察される分子雲の急速な形成とその後のおそらく1000万年以内の大質量星の形成を説明するには、HIガスには純粋なWNMの代わりにCNMがすでに含まれています。
風とジェット: 理想化された銀河群と銀河団のシミュレーションにおけるブラック ホール フィードバック モードの比較
| Title |
Winds_versus_jets:_a_comparison_between_black_hole_feedback_modes_in_simulations_of_idealized_galaxy_groups_and_clusters |
| Authors |
Filip_Hu\v{s}ko_(1),_Cedric_G._Lacey_(1),_Joop_Schaye_(2),_Folkert_S._J._Nobels_(2),_Matthieu_Schaller_(2,_3)_((1)_ICC,_Durham_University,_(2)_Leiden_Observatory,_(3)_Lorentz_Institute_for_Theoretical_Physics,_Leiden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01409 |
SWIFTシミュレーションコードを使用して、理想化された銀河グループおよびクラスターにおけるさまざまな形式の活動銀河核(AGN)フィードバックを研究します。まず、ブラックホール(BH)のスピン進化の物理的動機に基づくモデルと、熱等方性フィードバック(エネルギー駆動の風の効果を表す)およびそれらが異なる降着速度で発射する平行運動ジェットの数値的実装を提示します。私たちは、動的ジェットフィードバックが熱等方性フィードバックよりも最も明るい銀河団銀河(BCG)での星形成を抑制するのに効率的であり、同時に銀河団内媒質(ICM)に低温の核を生成することを発見しました。両方のタイプのAGNフィードバックを備えたハイブリッドモデルは、最もクールなコアを備えながら、中程度のスター形成率をもたらします。次に、フィードバック効率とジェットの方向を固定することによってAGNフィードバックの簡略化された実装を検討し、同じ一般的な結論が成り立つことがわかります。等方性の場合とジェットの場合の両方で、フィードバックのエネルギー学(キック速度と加熱温度)、固定効率、エネルギーの種類(運動対熱)を変化させます。等方性の場合は、これらの変動の影響をほとんど受けません。特に、運動等方性フィードバック(IllustrisTNGなどで使用)の効果が熱対応物(EAGLEなどで使用)と同様であることを強調します。一方、効率的にクエンチするには、ジェットフィードバックが動的である必要があります。また、効率だけでなく、フィードバックイベントごとのエネルギーの選択(ジェット速度)にもはるかに敏感であることもわかりました。前者は、宇宙論的シミュレーションではジェット速度を慎重に選択する必要があることを示し、後者はBHスピン進化モデルの使用を動機付けます。
宇宙論的シミュレーションを使用して、中心円盤銀河の磁場と力学的質量を調和させる
| Title |
Reconciling_the_magnetic_field_in_central_disc_galaxies_with_the_dynamical_mass_using_the_cosmological_simulations |
| Authors |
Mohammad_Hosseinirad,_Fatemeh_Tabatabaei,_Mojtaba_Raouf,_Mahmood_Roshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01431 |
宇宙にはさまざまなスケールの磁場が浸透していますが、簡単にするために、ほとんどの宇宙論的シミュレーションでは磁場は無視されています。この論文では、前例のない解像度の磁場を組み込んだ大宇宙銀河形成シミュレーションであるTNG50を使用します。私たちは、磁場と銀河のさまざまな特性(総質量、恒星質量、ガス質量、円周速度、大きさ、星の形成速度など)との相関関係を研究します。我々は、相対的に孤立した銀河の円盤に浸透する平均磁場とその円速度との間に線形相関があることを発見した。さらに、このサンプルでは、円盤内の平均磁場が$\overline{B}\simM_{\mathrm{tot,\,R_{\star}}}^{0.2}のように総質量と相関していることが観察されました。$。また、風によって駆動されるブラックホールのフィードバックが活発な巨大銀河は、このフィードバックモードによって磁場が大幅に減少するため、この傾向に従わないこともわかりました。磁場と星形成速度の相関関係は、円周速度よりもわずかに弱いことを示します。さらに、上記のサンプルの磁場成分を、クラスターのない相互作用しない近くの銀河の編集された観測サンプルと比較します。観測結果と同様に、シミュレーションでも秩序磁場と回転曲線の平坦部分の円速度との結合が見られますが、観測とは反対に、シミュレーションでは秩序成分が支配的です。
SDSS-IV MaNGA: 拡散面外銀河媒質のイオン化源
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Ionization_sources_of_diffuse_extra-planar_galactic_medium |
| Authors |
Vera_K._Postnikova_and_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01544 |
私たちは、星の質量、\Ha\の光度、および特定の星形成速度に応じて、銀河のさまざまな高度にある拡散ガスの電離源を探索します。SDSS-IVデータリリースDR16のMaNGAデータを、3MdBデータベースによって提供される光イオン化および衝撃イオン化モデルとともに使用します。私たちのサンプルは239個のエッジオン銀河で構成されているため、結果は統計的に価値があります。私たちはスペクトルスタッキングの助けを借りて、非常に高い銀河高度に到達します。私たちは、若いOB星と高温低質量進化星(HOLMES)の組み合わせにおけるガス光イオン化モデルが、すべてのタイプの銀河のガスイオン化状態を診断図上で記述することを実証します。それにもかかわらず、衝撃波は、受動的な星形成を伴う大質量銀河におけるガスのイオン化に寄与する可能性がある。我々は、HOLMESによる電離の役割が増加する一方で、OB星からの電離束の割合と電離パラメータが高度に応じて減少するという一般的な傾向を観察しました。これらのタイプの電離源からの寄与における最大の違いは、特定の星形成速度および銀河の恒星質量と相関しています。HOLMESは、受動的な星形成を伴う大質量銀河の主要なガスイオン化源であるのに対し、OB星は、活発な星形成を伴う低質量銀河におけるガスイオン化を支配します。
TMC-1でH$_2$CCCH$^+$を発見
| Title |
Discovery_of_H$_2$CCCH$^+$_in_TMC-1 |
| Authors |
W._G._D._P._Silva,_J._Cernicharo,_S._Schlemmer,_N._Marcelino,_J.-C._Loison,_M._Ag\'undez,_D._Gupta,_V._Wakelam,_S._Thorwirth,_C._Cabezas,_B._Tercero,_J._L._Dom\'enech,_R._Fuentetaja,_W.-J._Kim,_P._de_Vicente,_and_O._Asvany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01733 |
新しい実験室法に基づいて、分子イオンH$_2$CCCH$^+$の14mm波線が高分解能で測定され、この非対称ローターの分光定数が高精度で決定された。Yebes40m電波望遠鏡とIRAM30m電波望遠鏡を使用して、低温高密度核TMC-1に向かうH$_2$CCCH$^+$の4本の線を検出しました。高レベルのabinitio計算から得られた約0.55デバイの双極子モーメントにより、カラム密度は5.4$\pm$1$\times$10$^{11}$cm$^{-2}$および1.6$\と導き出されます。オルト種とパラ種のそれぞれpm$0.5$\times$10$^{11}$cm$^{-2}$、および存在比N(H$_2$CCC)/N(H$_2$CCCH$^+$)=2.8$\pm$0.7。H$_2$CCCH$^+$の化学は、H$_2$CCCH$^+$の形成に関わる反応の最新の化学ネットワークを使用してモデル化されています。モデルの予測と観測の間に合理的な一致が見出され、TMC-1のC$_3$含有種の化学についての新たな洞察が得られました。
MOKA3D: 3D ガス運動学モデリングへの革新的なアプローチ。 I. AGN イオン化流出への応用
| Title |
MOKA3D:_An_innovative_approach_to_3D_gas_kinematic_modelling._I._Application_to_AGN_ionized_outflows |
| Authors |
C._Marconcini,_A._Marconi,_G._Cresci,_G._Venturi,_L._Ulivi,_F._Mannucci,_F._Belfiore,_G._Tozzi,_M._Ginolfi,_A._Marasco,_S._Carniani,_A._Amiri,_E._Di_Teodoro,_M._Scialpi,_N._Tomicic,_M._Mingozzi,_M._Brazzini,_B._Moreschini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01854 |
活動銀河核(AGN)のフィードバックプロセスを研究するには、回転するガスや恒星の円盤、流出、流入、ジェットなどの複数の運動学的コンポーネントを特徴付ける必要があります。観測された特性を銀河進化およびフィードバックモデルの理論的予測と比較し、相互作用と星間物質(ISM)へのエネルギー注入率を評価するには、通常、単純化された運動学モデルに依存します。これらのモデルには、投影効果、ビームスミアリング、発光媒体の表面輝度分布が考慮されていないことが多いため、いくつかの制限があります。ここでは、積分場分光観測から3Dガス運動学をモデル化する革新的なアプローチであるMOKA3Dを紹介します。この最初の論文では、AGNイオン化流出の場合への応用について議論します。AGNで観察された塊状の放出と明らかに不規則な運動学は、既存の運動学モデルではほんのわずかしか説明されていません。以前の研究とは異なり、私たちのモデルはガスの表面輝度分布を仮定していませんが、放出雲の3D分布を再構築し、空間的に分解された流出の物理的特性（質量など）の正確な推定値を提供することにより、観測結果から輝度分布を導き出す新しい手順を利用しています。速度、運動エネルギー)。例として、VLTでMUSEを使用して観測され、MAGNUMサーベイから選択された3つの近くのセイファートII銀河にこの手法を適用することで、この手法の機能を実証します。これは、観測された複雑な運動学的特徴が、一定の動径速度場と雲の密集した分布。
球状クラスター システムのプロパティとホスト Galaxy 環境の比較
| Title |
Comparing_Globular_Cluster_System_Properties_with_Host_Galaxy_Environment |
| Authors |
Kate_Hartman,_William_E._Harris,_John_P._Blakeslee,_Chung-Pei_Ma,_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01863 |
我々は、15個の巨大な楕円銀河のサンプルの内部ハローの球状星団(GC)システムの光学(F475X)バンドと近赤外(F110W)バンドでのハッブル宇宙望遠鏡の測光を紹介します。ターゲットは、ボリュームを制限した大規模調査から選択され、人口のまばらなグループから密集したクラスターのBCGまで、さまざまな環境をサンプリングするために選択されます。また、シミュレートされたGCを使用して、(F475X～F110W)の色とクラスターの金属性[M/H]の間の関係の定量的モデルも提示します。このような銀河のGC個体群の多くは降着によって構築されるため、GCシステムの金属量分布は銀河環境によって変化すると予想される可能性があります。測光を使用して、サンプル内の各銀河の完全性を補正した金属量分布を作成し、各ヒストグラムに二重ガウス曲線を当てはめて、標準的な赤と青の2つの部分母集団をモデル化します。最後に、GC金属量分布の特性は銀河環境と相関しています。我々は、青色部分とn番目に最近隣の表面密度との間の弱いながらも一貫した相関関係を除いて、GCS特性とホスト銀河の環境特性との間に相関関係がほとんどないことを発見した。この結果は、GCSの系統的特性が、少なくともハローの内側から中ほどの領域において、今日見られる環境特性よりも、初期の地域環境によってより強く影響されることを示唆しています。
EMU/POSSUM 銀河パイロットフィールドにおける電波超新星残骸と候補超新星残骸のカタログ
| Title |
A_Catalogue_of_Radio_Supernova_Remnants_and_Candidate_Supernova_Remnants_in_the_EMU/POSSUM_Galactic_Pilot_Field |
| Authors |
Brianna_D._Ball,_Roland_Kothes,_Erik_Rosolowsky,_Jennifer_West,_Werner_Becker,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_B.M._Gaensler,_Andrew_M._Hopkins,_B\"arbel_Koribalski,_Tom_Landecker,_Denis_Leahy,_Joshua_Marvil,_Xiaohui_Sun,_Filomena_Bufano,_Ettore_Carretti,_Adriano_Ingallinera,_Cameron_L._Van_Eck,_and_Tony_Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01948 |
私たちは、EMU/POSSUM調査のパイロット観測からのデータを使用して、「超新星残骸(SNR)の欠落問題」、つまり観測された銀河のSNRの数と存在すると推定される数の間の矛盾を研究します。宇宙進化地図(EMU)と宇宙磁気偏光天空測量(POSSUM)は、オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)を使用して実施される電波空測量です。我々は、銀河共同パイロットフィールドにおける既知の7つのSNRの特性について報告します。おおよその経度と緯度は323$^\circ\leq$l$\leq$330$^\circ$および-4$^\circ\です。leq$b$\leq$2$^\circ$をそれぞれ計算し、21個のSNR候補を特定します。これらのうち、4つは以前にSNR候補として特定され、3つは以前に単一のSNRとしてリストされ、13は以前に研究されておらず、1つは赤外線で研究されました。これらは、EMU/POSSUMを使用した銀河のSNR候補の最初の発見であり、確認されれば、この分野のSNR密度は4倍に増加します。私たちのSNR候補を既知の銀河のSNR母集団と比較することで、多くのこれらの光源は、角の大きさが小さいこと、および/または表面の明るさが低いことにより、以前の調査では見逃された可能性があります。この分野には、地域の背景や他の無線ソースとの混同によって設定された制限により、検出されないままになっているSNRがあるのではないかと考えられます。この論文の結果は、完全なEMU/POSSUM調査が行方不明の銀河系SNR人口をさらに明らかにする可能性を示しています。
老化図による老化と消光 II: 銀河の物理的特性評価
| Title |
Ageing_and_Quenching_through_the_ageing_diagram_II:_physical_characterization_of_galaxies |
| Authors |
Pablo_Corcho-Caballero,_Yago_Ascasibar,_Luca_Cortese,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_\'Angel_L\'opez-S\'anchez,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Tayyaba_Zafar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02024 |
星形成系を急速に静止状態に変える消光メカニズムと銀河集団の特性との関係は、依然として解明が困難である。この研究では、星形成の歴史のさまざまな段階におけるMaNGA銀河とSAMI銀河の物理的特性を調査します。具体的には、最近の消光(Quenched)の痕跡--$\rmH(\alpha)$の吸収と低い$D_n(4000)$--を持つ銀河を、残りの星形成が低く活動的な集団(引退した銀河)と比較します。と老化、それぞれ）。分析は、星の総質量、光の半半径、速度分散比、金属性、環境などの特性の観点から実行されます。我々は、老化集団が、多様な物理的性質を持つ銀河、特に後期型系の異種混合から構成されていることを発見した。以前は老化系または消失系であった引退した銀河は、低密度環境と高密度環境の両方で見つかった初期型の高質量銀河によって支配されています。最も重要なことは、最近消光した銀河は、老化した類似銀河よりも金属量が高く、コンパクトな低質量衛星系の集団と一致していることがわかったことです。私たちは、これが環境プロセス（ラム圧力など）によって引き起こされるスターバースト段階を経た後にクエンチされることと矛盾しないと主張します。しかし、内部プロセスによって消光された可能性のある領域中心銀河の無視できない部分も検出されました。この研究は、銀河の進化を促進するメカニズムを制約するには、古い（引退した）銀河と最近消滅した銀河を区別することが重要であり、そのため、異なるタイムスケールにわたる特定の星形成速度の少なくとも2つの推定値が必要であることを強調しています。
ACA CO($J=2-1$) 最も近い渦巻銀河 M33 のマッピング。 I. 分子雲の初期結果と同定
| Title |
ACA_CO($J=2-1$)_Mapping_of_the_Nearest_Spiral_Galaxy_M33._I._Initial_Results_and_Identification_of_Molecular_Clouds |
| Authors |
Kazuyuki_Muraoka,_Ayu_Konishi,_Hiroshi_Kondo,_Rie_E._Miura,_Tomoka_Tosaki,_Sachiko_Onodera,_Nario_Kuno,_Masato_I._N._Kobayashi,_Kisetsu_Tsuge,_Hidetoshi_Sano,_Naoya_Kitano,_Shinji_Fujita,_Atsushi_Nishimura,_Toshikazu_Onishi,_Kazuya_Saigo,_Rin_I._Yamada,_Fumika_Demachi,_Kengo_Tachihara,_Yasuo_Fukui,_Akiko_Kawamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02039 |
$^{12}$CO($J=2-1$)、$^{13}$CO($J=2-1$)、およびCにおけるALMA-ACA7m配列観測の結果を紹介します。局所群渦巻銀河M33の分子ガス円盤に向かう$^{18}$O($J=2-1$)線放射(角度分解能7''.31$\times$6''.50)(30個$\times$26個)。ACA7m配列$^{12}$CO($J=2-1$)データとIRAM30mデータを組み合わせて、拡散分子ガス成分からの放射を補正しました。ACA+IRAMを組み合わせた$^{12}$CO($J=2-1$)マップは、M33円盤上の雲スケールの分子ガス構造を明確に示しています。ACA+IRAM$^{12}$CO($J=2-1$)立方体データに基づいて、$10^3$$M_{\odot}$から$10^6までの質量範囲を持つ848個の分子雲をカタログ化しました。$$M_{\odot}$。高質量の雲($\geq10^5M_{\odot}$)は渦巻き腕領域の$8\mu$mの明るい光源と関連する傾向があり、一方、低質量の雲($<10^)5M_{\odot}$)は、このような$8\mu$mの明るい光源から離れて腕間領域に存在する傾向があります。私たちは、カタログ化された雲とIRAM30m望遠鏡で49pc解像度で観測されたGMCを比較しました(IRAMGMC:Corbellietal.2017)。その結果、小さなIRAMGMCはACA+でも単一の分子雲として識別される可能性が高いことがわかりました。IRAMCOデータは、大規模なIRAMGMCを複数のACA+IRAMクラウドに解決できます。大きなIRAMGMCの速度分散は、内部の雲速度の広がりよりも、GMC内の小さな雲間の視線速度差によって主に支配されます。
OH 119 $\mu$m 観測で明らかになった再電離期クエーサー J2054-0005 の分子流出
| Title |
Molecular_outflow_in_the_reionization-epoch_quasar_J2054-0005_revealed_by_OH_119_$\mu$m_observations |
| Authors |
Dragan_Salak,_Takuya_Hashimoto,_Akio_K._Inoue,_Tom_J._L._C._Bakx,_Darko_Donevski,_Yuma_Sugahara,_Yoichi_Tamura,_Nario_Kuno,_Yusuke_Miyamoto,_Seiji_Fujimoto,_Suphakorn_Suphapolthaworn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02104 |
分子の流出は、高赤方偏移における銀河の進化において重要な役割を果たすと期待されています。再電離期における星形成に対するアウトフローの影響を研究するために、$z=6.04$の発光クエーサーであるJ2054-0005に向けてOH119$\mu$mの高感度アルマ望遠鏡観測を行った。OH線が検出され、幅広い青方偏移した吸収成分と適合できるP-Cygniプロファイルを示し、流出の明白な証拠とほぼ体速での発光成分を提供します。平均流出速度と最終流出速度は$v_\mathrm{out}\およそ670~\mathrm{km~s}^{-1}$と$1500~\mathrm{km~s}^{-1}$と推定されます。それぞれ、このクェーサーにおける分子の流出は、再電離の時代で最も速いものの1つとなっています。$z>6$のクエーサーで初めてOH線がかろうじて解像され、アウトフローが中央の2kpc領域に広がっていることが明らかになった。質量流出速度は星形成速度($\dot{M}_\mathrm{out}/\mathrm{SFR}\sim1$)に匹敵し、急速な($\sim10^7~\mathrm{yr}$)を示します。)星形成の消失。$4<z<6.4$の星形成銀河とクエーサーのサンプルにおける質量流出率は、散乱は大きいものの、全赤外光度とほぼ線形の相関を示します。流出速度が速いため、流出する分子ガスの大部分($\sim50\%$まで)がホスト銀河から銀河間物質に逃げられる可能性があります。
ヴィンテルガタン-GM: 合体は、MW 型銀河の衛星集団にどのような影響を与えるのでしょうか?
| Title |
VINTERGATAN-GM:_How_do_mergers_affect_the_satellite_populations_of_MW-like_galaxies? |
| Authors |
Gandhali_D._Joshi,_Andrew_Pontzen,_Oscar_Agertz,_Martin_P._Rey,_Justin_Read,_Florent_Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02206 |
私たちは、天の川質量系のズームイン流体力学シミュレーションの新しい\textsc{vintergatan-gm}スイートを使用して、銀河の合体の歴史がその衛星系に及ぼす影響を調査します。このスイートは、$z\約2$合併の標的「遺伝子改変」(GM)による同じハローの5つの実現をシミュレートしますが、結果として$z=0$で同じハロー質量が得られます。衛星星の質量関数の違いは、$z\約2$の合体後2.25～4.25ギル続くことがわかりました。具体的には、小規模な合体を起こしたハローには、大規模な合体シナリオよりも最大60%多くの衛星が存在します。しかし、$z=0$によって、衛星星の質量関数におけるこれらの違いは消去されました。合併直後に見られる衛星数の違いは、大規模な合併のタイミング、中央システムと合併システムの質量と衛星人口、その後の小規模な合併の歴史など、いくつかの要因によって引き起こされます。この結果は、固定時刻ではなく、固定恒星質量で測定した場合に持続しており、ホストの最近の合体履歴が、その衛星個体群から動的特性を再構成する際の重要な散乱源となる可能性があることを示唆しています。
アルマ望遠鏡による3mmバンドの画像線探査に基づく、NGC 1068の活動銀河核を取り囲む核周囲領域の分子量
| Title |
Molecular_Abundance_of_the_Circumnuclear_Region_Surrounding_an_Active_Galactic_Nucleus_in_NGC_1068_based_on_Imaging_Line_Survey_in_the_3-mm_Band_with_ALMA |
| Authors |
Taku_Nakajima,_Shuro_Takano,_Tomoka_Tosaki,_Akio_Taniguchi,_Nanase_Harada,_Toshiki_Saito,_Masatoshi_Imanishi,_Yuri_Nishimura,_Takuma_Izumi,_Yoichi_Tamura,_Kotaro_Kohno,_and_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02320 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで撮影された観測に基づいて、活動銀河核(AGN)を持つ最も近い銀河の1つであるNGC1068に焦点を当てた3mm帯域(85～114GHz)でのイメージング分子線調査を紹介します。(アルマ望遠鏡)。核周円盤(CND)とスターバーストリング(SBR)の両方を含む、中央の約3kpc領域で23の分子遷移の分布が60および350pcの解像度で得られます。検出されたすべての分子のカラム密度と相対存在量は、CNDとSBRの局所的な熱力学的平衡の仮定に基づいて推定されます。次に、観察スケールに対応する分子存在量に対するAGNの物理的および化学的影響について議論します。H13CN、SiO、HCN、およびH13CO+がSBRと比較してCNDに豊富に含まれていることを発見しました。対照的に、13COはSBRに豊富に含まれます。N(HCN)/N(HCO+)、N(HCN)/N(CN)、およびその他の分子分布の計算されたカラム密度比に基づいて、CND内のHCNの増加は高温によるものである可能性があると結論付けます。強い衝撃から生じる環境。これはSiOの放出によって追跡されます。さらに、CND中のCNの存在量は、強い放射線の影響を受けた領域におけるモデル計算の期待値よりも大幅に低いことがわかりました。AGNから予想される強力なX線照射は、機械的フィードバックよりもCND内の分子存在量に与える影響が比較的小さいです。
COSMOS-DASH フィールドの H バンドにおける銀河形態の分類: 組み合わせベースの機械学習クラスタリング モード
| Title |
The_Classification_of_Galaxy_Morphology_in_H-band_of_COSMOS-DASH_Field:_a_combination-based_machine_learning_clustering_mode |
| Authors |
Yao_Dai,_Jun_Xu,_Jie_Song,_Guanwen_Fang,_Chichun_Zhou,_Shu_Ba,_Yizhou_Gu,_Zesen_Lin,_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02335 |
以前に開発した銀河形態分類のための2段階スキームを適用することにより、COSMOS-DASH分野で選択されたHバンドの大質量銀河の銀河形態のカタログを提示します。これには、恒星質量$M_{\star}>10を持つ17292個の銀河が含まれます。^{10}~M_{\odot}$、$0.5<z<2.5$。この分類スキームは、2つの機械学習ステップを組み合わせて、銀河の完全な形態分類を提供するように設計されています。まず、教師なし機械学習手法(つまり、バギングベースのマルチクラスタリング)を使用して銀河を5つのカテゴリに分類します:球状(SPH)、初期型円盤(ETD)、後期型円盤(LTD)、不規則型(IRR)、未分類（UNC）。このステップでは、約48\%の銀河(8258/17292)が正常にクラスター化されます。残りのサンプルについては、教師あり機械学習手法(つまり、GoogLeNet)を採用してそれらを分類し、その際、前のステップで適切に分類された銀河がトレーニングセットとして取得されます。その結果、サンプル全体の形態分類結果が得られます。t-SNEテストは、サンプル内の銀河が十分に集合できることを示しています。また、これらの銀河のパラメトリックおよびノンパラメトリック形態も測定します。対応する定義と一致して、S\'rsicインデックスはIRRからSPHに増加し、有効半径はIRRからSPHに減少することがわかります。さまざまなカテゴリの銀河が$G$--$M_{20}$空間に個別に分布しています。銀河形態の他の特徴的な記述とのこのような一貫性は、私たちの分類結果の信頼性を実証し、さらなる銀河研究のための基本カタログとして使用できることを保証します。
非対称 II 型超新星 SN 2023ixf の初期分光偏光測定
| Title |
Early-time_Spectropolarimetry_of_the_Asymmetric_Type_II_Supernova_SN_2023ixf |
| Authors |
Sergiy_S._Vasylyev,_Yi_Yang,_Alexei_V._Filippenko,_Kishore_Patra,_Thomas_G._Brink,_Lifan_Wang,_Ryan_Chornock,_Rafaella_Margutti,_Elinor_L._Gates,_Adam_J._Burgasser,_Preethi_R._Karpoor,_Natalie_LeBaron,_Emma_Softich,_Christopher_A._Theissen,_Eli_Wiston,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01268 |
爆発後$\sim$2日から15日までのII型超新星(SN)2023ixfの分光偏光測定の6つのエポックを紹介します。偏光測定は、リック天文台のシェーン3m望遠鏡にあるKastダブル分光器を使用して取得されました。これは、SNでこれまでに捕らえられた最も初期の観測結果を表しています。+1.4日目と+2.5日目には$p_{\text{cont}}\約1$%の高い連続分極が観察され、その後+3.5日目には0.5%に低下し、+14.5日目までそのレベルが持続しました。注目すべきことに、この変化は高度にイオン化された「フラッシュ」特徴の消失と時間的に一致しています。連続体偏光の減少は、連続体全体で見られる偏光位置角($PA$)の$\sim70^\circ$回転を伴います。分極の初期の進化は、高電離種(HeII、CIV、NIII)に関連する輝線の消失の前後で見られるように、電子散乱大気の異なる幾何学的構成を示している可能性があります。SN爆発の直前に増加した質量損失によって生成されました。+2.5日から+4.5日にかけての偏光と$PA$の急速な変化は、SN噴出物が高密度の非対称星周物質(CSM)から出現する時期であると解釈します。連続体偏光と$PA$の時間的発展は、CSMと比較して異なる幾何学形状を示す非球面SN爆発と一致しています。ショックイオン化段階中のSN2023ixfの迅速追跡分光偏光測定により、爆発に至る例外的に非対称な質量損失プロセスが明らかになりました。
磁気回転不安定性による乱流における平均場ダイナモと角運動量輸送の統合的処理
| Title |
A_unified_treatment_of_mean-field_dynamo_and_angular-momentum_transport_in_magnetorotational_instability-driven_turbulence |
| Authors |
Tushar_Mondal,_Pallavi_Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01281 |
磁気回転不安定性(MRI)による乱流とダイナモ現象は、直接統計シミュレーションを使用して解析されます。私たちのアプローチは、大規模ダイナモと降着円盤内の角運動量輸送の伝統的に分離されていた問題を組み合わせた統一平均場モデルを開発することから始まります。このモデルは、二次キュムラントまでを捉える階層的な一連の方程式で構成され、統計的閉近似を使用して3点相関関係をモデル化します。せん断、回転、平均場に関連付けられた相関関係子、および非線形項を通じて、応力テンソルのさまざまな要素(マクスウェル、レイノルズ、およびファラデー)を接続する相互作用の網に焦点を当てます。私たちは、MRI乱流の発生と維持に重要な主要な相互作用を特定します。MRI駆動システムの一般的な平均場モデルにより、不均一性や異方性を含めた起電力の自己矛盾のない構築が可能になります。大規模磁場ダイナモの領域内で、我々は、それぞれ半径方向磁場と垂直磁場の生成に関与する2つの重要な機構、つまり回転せん断電流効果と回転せん断渦度効果を特定しました。これらのダイナモ効果のそれぞれに関連する輸送係数の明示的な(非摂動的な)形式を提供します。注目すべきことに、これらのメカニズムはどちらも、MRI乱流内に本質的に存在する大規模な渦度ダイナモに依存しています。
過去20年間、XMM-NewtonやChandraなどの主要なX線宇宙天文台のおかげで、X線宇宙に関する知識が急速に増加しました。これら2つの宇宙天文台に搭載されたX線回折格子分光計がなければ、発見のかなりの部分は不可能だったでしょう。次世代（回折型および非回折型）高分解能X線分光計による新時代の始まりの背景として、回折格子分光計の物理原理を簡単に概説します。この章では、軟X線帯域で高品質の高分解能スペクトルを提供するXMM-Newtonに搭載された反射格子分光計に焦点を当てます。その性能と優れた校正品質により、天体物理学の幅広い分野で画期的な進歩が可能になりました。新しい学習者のために、RGSイメージング、タイミング、スペクトルデータを削減する方法を説明します。
動的相互作用によって生成される恒星連星ブラックホール合体における強いレンズ重力波の発生率
| Title |
Event_Rate_of_Strongly_Lensed_Gravitational_Waves_of_Stellar_Binary_Black_Hole_Mergers_Produced_by_Dynamical_Interactions |
| Authors |
Zhiwei_Chen_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01427 |
恒星連星ブラックホール(sBBH)の合体から放出される重力波は、間に存在する銀河によって重力レンズ効果を受け、将来の地上設置の検出器によって検出される可能性があります。大質量連星（EMBSチャネル）の進化に由来するレンズ化sBBHの検出率の推定には、多大な労力が費やされてきました。しかし、高密度の星団（動的チャネル）における動的相互作用によって生成されるsBBHも、私たちの宇宙では支配的である可能性があり、それらの固有の物理的特性の分布、特に質量と赤方偏移の分布は、大質量星によって生成されるものとは大きく異なる可能性があります。この論文では、モンテカルロシミュレーションによって動的チャネルを介して生成されたレンズ付きsBBHのイベントレートを調査しました。その数値は、アインシュタイン望遠鏡の場合$16_{-12}^{+4.7}$$\rmyr^{-1}$です。$24_{-17}^{+6.8}$$\rmyr^{-1}$はCosmicExplorerの場合で、その中央値はEMBSチャネルから発信されたsBBHのレートの約$\sim2$倍です（によって校正）動的およびEMBSチャネルに対して推定されたローカルマージレート密度、つまり$\sim14_{-10}^{+4.0}$および$19_{-3.0}^{+42}\rmGpc^{-3}それぞれyr^{-1}$)。したがって、レンズ化されたsBBHイベントの予測数と観察数を統計的に比較することにより、EMBSチャネルと動的チャネルの両方の割合を制約することができます。
恒星フレアにおける X 線/H$\alpha$ のスケーリング関係
RSCVn型の2つの連星系からの軟X線(SXR)とH$\mathrm{\alpha}$輝線による3つの大きな恒星フレアの同時観測の結果について報告します。フレア中にX線で放出されたエネルギーとH$\mathrm{\alpha}$の放出は、$10^{36}$--$10^{38}$と$10^{35}$--$10^{37でした。}$erg、それぞれ。これは一連の観測を、$10^{35}$ergを超えるエネルギーを持つ恒星フレアの最初に成功した同時X線/H$\mathrm{\alpha}$観測としてレンダリングします。ただし、H$\mathrm{\alpha}$の観測範囲は$10^{35}$ergを超えるエネルギーの恒星フレアです。H$\mathrm{\alpha}$観測の範囲は限られており、フレアの減衰段階の$\sim$10\%が$e$折り畳み時間であり、SXR観測の範囲は完全でした。得られた物理パラメータと太陽および恒星のフレアに関する文献のパラメータを組み合わせると、$10^{29のフレアエネルギー範囲におけるX線の放出エネルギーとH$\mathrm{\alpha}$放出との間に良好な比例関係が得られました。}$--$10^{38}$そうですね。H$\mathrm{\alpha}$線とボロメトリックX線放射の比は$\sim$0.1で、後者は観測されたSXR放射を0.1～100keV帯の放射に変換することによって推定されました。最適な薄型サーマルモデル。また、フレアの減衰段階におけるSXRとH$\mathrm{\alpha}$の光度曲線の$e$-foldingtimeが、$1$--$10^4$~の時間範囲で一致していることもわかりました。s.最もエネルギーの高い太陽フレアよりも6桁大きいエネルギーを持つ非常に大きな恒星フレアであっても、太陽フレアやはるかにエネルギーの低い恒星フレアと同じスケーリング関係に従います。この事実は、太陽フレアと恒星フレアの既知の物理学に基づいてそれらの物理パラメータを推定できることを示唆しています。
パルサーと過渡現象のための GMRT 高解像度南天サーベイ -- VI: PSR J1244-4708 のヌリング、位置特定、タイミングの発見
| Title |
The_GMRT_High_Resolution_Southern_Sky_Survey_for_pulsars_and_transients_--_VI:_Discovery_of_nulling,_localisation_and_timing_of_PSR_J1244-4708 |
| Authors |
Shubham_Singh,_Jayanta_Roy,_Shyam_Sunder,_Bhaswati_Bhattacharyya,_and_Sanjay_Kudale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01477 |
既知の個体群の多くのパルサーはヌリングを示します。これは、電波放射の突然の停止とその後の回復によって特徴付けられます。この研究では、GHRSSで発見されたパルサーJ1244-4708の位置、タイミング、放出特性を示します。さらに、このパルサーは60%に近いヌリング率でヌリングを示していることがわかりました。準周期性は、2つのタイムスケールでのこのパルサーからのヌリングにも見られます。uGMRTによるバンド3(300～500MHz)とバンド4(550～750MHz)での同時観測を使用して、このパルサーにおけるヌリングの広帯域特性を実証します。また、単一パルス探索、高速折り畳みアルゴリズム(FFA)ベースの探索、ヌリングパルサーを探索するための高速フーリエ変換(FFT)ベースの探索など、さまざまな探索アプローチの効率の比較も示します。我々は、FFAサーチが極端なヌリングパルサーの検出に有利であることを実証しました。このことは、GMRTを使用したヌリングパルサーの複数のエポック観測でも確認されています。
巨大な星は強力な風を吹き、最終的には超新星として爆発します。そうすることで、星周媒質にエネルギーと運動量が注入され、星周媒質は星から押しのけられて積み重なって、高密度で膨張するガスの殻を形成します。多くの大質量星が束縛されたクラスターまたは連合としてグループ化されている場合、その効果はより大きくなります。周囲媒質に対する恒星のフィードバックの結果として、クラスターの周囲に大きな空洞が形成されます。それらはスーパーバブルと呼ばれ、乱流および超音速のガス運動の存在によって特徴付けられます。このため、星団は粒子の加速にとって理想的な環境となり、観測される銀河宇宙線の強度に寄与する可能性があります。
PKS 1510-089 の一次発光領域の消失
| Title |
The_vanishing_of_the_primary_emission_region_in_PKS_1510-089 |
| Authors |
F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_J._Aschersleben,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_J._Barnard,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernloehr,_B._Bi,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Boettcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_J._Borowska,_M._Bouyahiaoui,_F._Bradascio,_M._Breuhaus,_R._Brose,_A._M._Brown,_F._Brun,_B._Bruno,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_S._Caroff,_S._Casanova,_R._Cecil,_J._Celic,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_J._Chibueze,_O._Chibueze,_G._Cotter,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I.D._Davids,_A._Djannati-Atai,_A._Dmytriiev,_V._Doroshenko,_K._Egberts,_S._Einecke,_J.-P._Ernenwein,_S._Fegan,_G._Fontaine,_M._Fuessling,_S._Funk,_S._Gabici,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_P._Goswami,_G._Grolleron,_L._Haerer,_W._Hofmann,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_et_al._(94_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01692 |
2021年7月に、PKS1510-089は高エネルギーガンマ線(10倍)および光学(5倍)帯域で大幅な光束低下を示し、2022年を通じてこの低い状態が維持されました。光源内の光が消失し、その結果、降着円盤とブロードライン領域の定常光束によって光スペクトルが完全に説明されるようになりました。前述のバンドとは異なり、非常に高エネルギーのガンマ線とX線の束は、年ごとに大幅な束の低下を示しませんでした。これは、定常状態の非常に高エネルギーのガンマ線およびX線束が、高エネルギーのガンマ線および光学ジェット束の消失部分とは異なる発光領域から発生していることを示唆しています。後者の成分は、ジェットが視線から離れるか、ブラックホールに近いジェットの光子生成効率が大幅に低下することによって消失した。どちらの変化も、高解像度の電波画像で確認できるようになる可能性があります。
GRB のホストの LoTSS の検索: LOFAR を使用した低周波数での銀河 - ガンマ線バーストの一致の検索
| Title |
Finding_LoTSS_of_hosts_for_GRBs:_a_search_for_galaxy_-_gamma-ray_burst_coincidences_at_low_frequencies_with_LOFAR |
| Authors |
R._A._J._Eyles-Ferris,_R._L._C._Starling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01731 |
LOFARTwo-MetreSkySurvey(LoTSS)は、低周波数でのソースの特性を調査するための非常に貴重な新しいツールであり、この体制における銀河集団の研究の扉を開くのに役立ちました。この研究では、ガンマ線バースト(GRB)の主銀河の探索を実行します。LoTSSのデータリリース2のソースの相対密度を使用して、チャンスアラインメントの確率$P_{\rmチャンス}$を定義し、$P_{\rmチャンス}$を満たす17個のGRBに対応する18個のソースを見つけます。1%未満の基準。私たちは、LOFARデータと、電波スペクトル指数、星形成速度の推定値、活動銀河核の放出による寄与などの広帯域情報の両方を使用して、これらの電波源の性質と特性を調べます。電波放射が星形成によって支配されていると仮定すると、私たちのソースは、両方の星形成と比較して、高い星形成率($10^1$-$10^3$$M_{\odot}$yr$^{-1}$)を示していることがわかります。フィールド銀河サンプルとコア崩壊超新星ホストのサンプル、および推定ホストの大部分は超光度赤外線銀河(ULIRG)分類と一致しています。分析の結果、LoTSSDR2調査で、可能性の高い8つのGRBホスト候補の最終サンプルを定義しました。
AT2023fhn (フィンチ): ホスト銀河から大きくオフセットされた明るい青色の光過渡現象
| Title |
AT2023fhn_(the_Finch):_a_Luminous_Fast_Blue_Optical_Transient_at_a_large_offset_from_its_host_galaxy |
| Authors |
A._A._Chrimes,_P._G._Jonker,_A._J._Levan,_D._L._Coppejans,_N._Gaspari,_B._P._Gompertz,_P._J._Groot,_D._B._Malesani,_A._Mummery,_E._R._Stanway_and_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01771 |
LuminousFastBlueOpticalTransients(LFBOT)-典型的な例はAT2018cow-は、その起源がよく理解されていないまれな種類のイベントです。それらは、急速な進化、初期の特徴のない青いスペクトル、明るいX線と電波放射によって特徴付けられます。これまでのところ、LFBOTは星形成母銀河からの小さな投影オフセットでのみ発見されています。ハッブル宇宙望遠鏡、ジェミニ、チャンドラ、および新しいLFBOT、AT2023fhnの超大型アレイの観測を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡のデータは、最も近い2つの銀河からの大きなオフセット(光の半値半径3.5を超える)を明らかにしており、どちらも赤方偏移は0.24です。AT2023fhnの孤立した環境は、これまでの現象とはまったく対照的で、ほとんどのLFBOT前駆モデルで説明するのが難しく、クラスとしてのLFBOTの均一性に疑問を投げかけています。
ブラックホール候補の二値性の制約: Gaia BH1 と Gaia BH2 の概念実証研究
| Title |
Constraining_the_binarity_of_black_hole_candidates:_a_proof-of-concept_study_of_Gaia_BH1_and_Gaia_BH2 |
| Authors |
Toshinori_Hayashi,_Yasushi_Suto,_Alessandro_A._Trani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01793 |
ほぼ100個の連星ブラックホール(BBH)が、合体時に重力波信号を発して発見されています。したがって、より広い間隔を持つはるかに豊富なBBHが宇宙、さらには私たちの銀河内でさえも検出されずに残っていると予想するのは極めて自然です。スターBHバイナリ候補が実際に単一のBHではなく内部BBHをホストする可能性を検討します。現在利用可能な2つのターゲット、GaiaBH1とGaiaBH2のバイナリティーを制約する詳細な実現可能性調査を紹介します。具体的には、星-BBH三重系における三次星の3種類の動径速度(RV)変調を調べます。内部BBHによって誘導される短期RV変調、節歳差運動によって誘導される長期RV変調、およびフォン・ツァイペル・コーザイ・リドフ振動によって誘導される長期RV変調。近似解析モデルと組み合わせた直接三体シミュレーションにより、ガイアBH1システムは、隠れた内部BBHが存在する場合、その観察可能な痕跡を示す可能性があることが明らかになりました。ここで検討する方法論は非常に一般的であり、将来のスターBHバイナリ候補に直接的な方法ですぐに適用できることが期待されます。
ルービン天文台の潮汐破壊事象に対する調査戦略の実績
潮汐破壊現象(TDE)はまれな過渡現象であり、静止銀河内の超大質量ブラックホールを調査するための有望なツールと考えられています。$\約60$の既知のTDEの大部分は、過去20年間の時間領域調査で発見されています。現在、年間約10ドルのTDEが発見されており、ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)によってこの数はさらに増えるでしょう。この研究では、TDEの特定におけるパフォーマンスを考慮してLSST調査戦略を評価します。TDEはその色、特に$u$バンドに基づいて測光的に識別できると想定しており、光度曲線のピークを検出して物理量を導き出すことができれば科学的に有用となるでしょう。これを達成するために必要なルービン光度曲線の要件を定義します(色を測定するための異なる帯域でのピーク前、ピーク後の検出)。次に、モデルのライトカーブをオペレーションシミュレーターに挿入し、いくつかの戦略の要件を満たすTDEの割合を計算します。ベースライン戦略の下では、シミュレートされたTDEの$\約1.5$\%が検出基準を満たしますが、$u$バンドの観測により多くの時間が費やされると、この数は増加することがわかります。TDEの測光識別のための理想的な観察戦略は、より長い$u$バンド露光を行うことであり、これにより$u$バンド訪問の回数が少なくなるという犠牲を払うべきではありません。より青いバンドでの観察時間の増加、異なるフィルターでの夜間訪問、およびより高品質の光度曲線につながる頻繁なサンプリングを伴う戦略に重点を置いたフィルター分布が推奨されます。TDE科学に利益をもたらすこれらの戦略は、他の科学事例に大きな影響を与えないことがわかりました。
共生 X 線バイナリの K2 および TESS 観察: GX 1+4 および IGR J16194-2810
| Title |
K2_&_TESS_observations_of_symbiotic_X-ray_binaries:_GX_1+4_and_IGR_J16194-2810 |
| Authors |
G._J._M._Luna_(CONICET-Universidad_Nacional_de_Hurlingham,_Av._Gdor._Vergara_2222,_Villa_Tesei,_Buenos_Aires,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01873 |
私は、2016年、2019年、2021年に撮影された共生X線バイナリGX1+4とIGRJ16194-2810のK2データとTESSデータを分析しました。GX1+4は、1160日の軌道で赤色巨星伴星から降着するパルサーで構成されています。1984年以来、パルサーは$\dot{P}$=-0.1177(3)mHZ/年という継続的なスピンダウン速度を示しています。K2ミッションで観測された平均値180.426(1)秒でのスピン周期の検出を報告し、スピン周期が$\sim$1.61$\times$10$^{-7の割合で増加し続けることを確認します。}$秒/秒。Swift/BATで観察されたK2線と硬X線は、光が再処理されたX線放射から生じると提案した他の著者の意見と一致して、連動して変化しました。IGRJ16194-2810の場合、X線と光学分光法は、M2III赤色巨星伴星から降着する中性子星から発生すると解釈されています。その公転周期は不明ですが、ここでは中性子星の回転周期と解釈される242.837分の周期の変調を検出したことを報告します。したがって、IGRJ16194-2810は、スピン周期が光学波長で検出される2番目の共生X線バイナリです。しかし、この周期は、2019年のセクター12のTESS観測中にのみ検出されました。2021年のセクター39の観測中にこの変調が検出されなかったことは、おそらく軌道変調、つまり軌道の低い傾斜に関連していると考えられます。
軸に沿った速度がゼロの相対論的ジェットの内部構造について
本研究は、ジェット軸におけるプラズマ流の速度が消滅するという条件下での相対論的ジェットの内部構造の解析に専念する。軸における問題の定式化における一見根本的な違いにもかかわらず、このような相対論的ジェットの内部構造の重要な特性は、軸に沿った非ゼロ速度の場合と同じままであることが示されています。どちらの場合も、十分に低い周囲圧力では、軸の近くに高密度のコアが現れ、その半径は軽い円柱のサイズに近くなります。
膝エネルギー領域における宇宙線の広範囲な空気シャワーにおける二次成分の性質
宇宙線スペクトルの膝部分は、銀河の宇宙線源によって加速された最大エネルギー、または銀河が宇宙線を結合する能力の限界を反映しています。個々のエネルギースペクトルの測定は、膝の原因を確認するための重要なツールです。膝のエネルギー領域における宇宙線の広範囲にわたる空気シャワーは、CORSIKAソフトウェアによってシミュレートされます。さまざまな二次成分のエネルギー分解能と一次核の識別能力が研究されています。膝周囲のエネルギーに電磁粒子を使用することによるエネルギー再構成は、他の二次粒子を使用するよりも優れています。分解能は陽子の場合は10～19パーセント、鉄の場合は4～8パーセントです。初生原子核の識別能力の場合、ミューオンの密度の識別性は低エネルギー（約100TeV）と高エネルギー（約10PeV）の両方で最高であり、電子とガンマ線の横方向分布の形状の識別性は良好です。低エネルギーでは中性子密度の識別性が良く、高エネルギーでは中性子密度の識別が良好です。EPOS-LHCとQGSJet-II-04ハドロンモデルによってシミュレートされた二次粒子の横方向分布の違いも研究されています。この研究の結果は、エネルギー再構成中に二次成分と検出器の種類を選択し、膝領域の宇宙線の一次核を特定するための重要な情報を提供する可能性があります。
MeerKATイメージングでトゥカナエ47個の新たなパルサー候補を発見
球状星団47Tucanae(47Tuc)のMeerKATイメージングにより、既知の20個のミリ秒パルサー(MSP)の位置で1.28GHzの連続放射が明らかになりました。私たちは、時系列とスペクトルイメージングを使用してMSPの画像領域の特性を調査し、これまで知られていなかった関心のあるソースを検索します。MSPは、一般的なバックグラウンド電波源集団と比較して、時間的およびスペクトル特性においてさまざまな違いを示します。時間変動はパルサーごとに大きく異なり、15分のタイムスケールでランダムに変化するものもありますが、時間のタイムスケールで10倍を超える係数で一貫して変化するものもあります。スペクトルに適合する典型的なべき乗則の誤差は、MSPを識別するための強力なパラメータとして現れます。この挙動は、MSPへの視線に沿った回折シンチレーション条件の違いによるものと考えられます。1つのMSPは、食連星系の軌道による変調と一致する暫定的な周期的変動を示します。1つの電波源は、クラスター内のMSP集団の分光時間的特性によく似ており、その位置を新しいMSPの候補として報告するか、あるいは、まだ正確な位置が得られていない6つのMSPのうち1つの干渉法による位置特定を報告します。タイミングソリューション。
コンパクト天体合体における重中性子捕獲元素の JWST 検出
| Title |
JWST_detection_of_heavy_neutron_capture_elements_in_a_compact_object_merger |
| Authors |
A._Levan,_B._P._Gompertz,_O._S._Salafia,_M._Bulla,_E._Burns,_K._Hotokezaka,_L._Izzo,_G._P._Lamb,_D._B._Malesani,_S._R._Oates,_M._E._Ravasio,_A._Rouco_Escorial,_B._Schneider,_N._Sarin,_S._Schulze,_N._R._Tanvir,_K._Ackley,_G._Anderson,_G._B._Brammer,_L._Christensen,_V._S._Dhillon,_P._A._Evans,_M._Fausnaugh,_W.-F._Fong,_A._S._Fruchter,_C._Fryer,_J._P._U._Fynbo,_N._Gaspari,_K._E._Heintz,_J._Hjorth,_J._A._Kennea,_M._R._Kennedy,_T._Laskar,_G._Leloudas,_I._Mandel,_A._Martin-Carrillo,_B._D._Metzger,_M._Nicholl,_A._Nugent,_J._T._Palmerio,_G._Pugliese,_J._Rastinejad,_L._Rhodes,_A._Rossi,_S._J._Smartt,_H._F._Stevance,_A._Tohuvavohu,_A._van_der_Horst,_S._D._Vergani,_D._Watson,_T._Barclay,_K._Bhirombhakdi,_E._Breedt,_A._A._Breeveld,_A._J._Brown,_S._Campana,_A._A._Chrimes,_P._D'Avanzo,_V._D'Elia,_M._De_Pasquale,_M._J._Dyer,_D._K._Galloway,_J._A._Garbutt,_M._J._Green,_D._H._Hartmann,_P._Jakobsson,_P._Kerry,_D._Langeroodi,_J._K._Leung,_S._P._Littlefair,_J._Munday,_P._O'Brien,_S._G._Parsons,_I._Pelisoli,_A._Saccardi,_D._I._Sahman,_R._Salvaterra,_B._Sbarufatti,_D._Steeghs,_G._Tagliaferri,_C._C._Th\"one,_A._de_Ugarte_Postigo,_D._A._Kann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02098 |
中性子星やブラックホールなどの連星コンパクト天体の合体は、ガンマ線バースト（GRB）の始祖、高周波重力波の発生源、重元素のおそらく生成場所など、天体物理学のいくつかの分野で中心的な関心を集めている。迅速な中性子捕獲による元素合成(rプロセス)。これらの重元素には、トリウム、ヨウ素、金など、地球物理学的、生物学的、文化的に非常に重要なものが含まれます。ここでは、非常に明るいガンマ線バーストGRB230307Aの観測結果を紹介します。我々は、GRB230307Aが小型天体合体に関連する長時間ガンマ線バーストのクラスに属し、重力波合体GW170817に関連するAT2017gfoに類似したキロノバを含んでいることを示す。私たちは、バーストから29日後と61日後に、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の中赤外(中IR)イメージングと分光法を取得しました。分光法では、テルル(原子量A=130)と解釈される2.15ミクロンの輝線と、ランタニドの生成により中赤外で光のほとんどを放出する非常に赤い光源が示されています。これらの観察は、GRBでの元素合成が広い原子量範囲にわたってr過程元素を生成し、宇宙全体の重元素元素合成において中心的な役割を果たすことができることを示しています。
中性子星の連星合体による高速電波バーストの発生率
| Title |
Event_Rate_of_Fast_Radio_Burst_from_Binary_Neutron-star_Mergers |
| Authors |
Zhi-Lin_Chen,_Rui-Chong_Hu,_Da-Bin_Lin,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02111 |
連星中性子星(BNS)合体の吸気段階中に、周期構造を持つ1回限りの高速電波バースト(FRB)が生成される可能性があることが提案されています。本稿では、この種のFRBのイベント率を研究します。このシナリオでは、まず、周期構造を持つ2つのワンオフFRB(つまり、FRB~20191221AとFRB~20210213A)の特性を、高速磁気音波が電波放射の原因であると仮定して調査します。これらのバーストの光度と周期については、磁場強度$B\gtrsim10^{12}\,{\rmGs}$のマージ前BNSが必要であることがわかります。これは、私たちの銀河で観測されているほとんどのBNSの磁場と比較すると比較的高く、そのうちの磁場はおよそ$10^{9}\,{\rmGs}$です。私たちの銀河で観測されたBNSは合体を受けていない連星であるため、BNS合体由来のFRBの信用イベント率は、BNSシステムとその磁場の両方の進化を考慮することによって推定される必要があります。個体群の合成とNSの減衰磁場の採用に基づいて、最終的な磁場と比較したBNS合併のイベント率を推定します。急速に結合したBNSは高い磁化で結合する傾向があり、BNS結合によるFRBの発生率、つまり両方のNSの磁場が$10^{12}\,{\rmより高いBNS結合の発生率が高いことがわかりました。Gs}$は、赤方偏移$z<1$の$\sim8\times10^{4}\,\rm{yr}^{-1}$(合計BNSマージの$19\%$)です。
3HWC J0631+107/LHAASO J0631+1040: パルサー J0631+1036 によって駆動される TeV ハロー?
| Title |
3HWC_J0631+107/LHAASO_J0631+1040:_a_TeV_halo_powered_by_the_pulsar_J0631+1036? |
| Authors |
Dong_Zheng,_Zhongxiang_Wang_(1),_Yi_Xing_(2)_(1._Yunnan_University,_2._Shanghai_Astronomical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02125 |
PSR~J0631+1036は、近くにあるジェミンガパルサーと同様の性質を持つ中年期のパルサーです。$\gamma$線で明るく、TeV線源3HWCJ0631+107(LHAASOJ0631+1040)に関連する可能性がある唯一の線源として注目されています。TeV線源の性質を理解するために、私たちは、{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡}に搭載された大面積望遠鏡(LAT)で線源領域に対して得られたGeV$\gamma$線データを分析します。タイミング解析からこの領域からパルサーの放射を取り除くことができ、その領域はTeV源に対応するGeV$\gamma$線の放射の可能性がなく、かなりクリーンであることがわかりました。このパルサーをゲミンガと比較し、TeV源のスペクトル特徴を考慮することにより、これはパルサーによって駆動されたTeVハローである可能性が高いと主張します。
熱核超新星における初期の過剰放出の原因として考えられる星周相互作用
| Title |
Possible_Circumstellar_Interaction_Origin_of_the_Early_Excess_Emission_in_Thermonuclear_Supernovae |
| Authors |
Maokai_Hu,_Lifan_Wang,_Xiaofeng_Wang,_and_Lingzhi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02186 |
Ia型超新星(SNeIa)は、炭素と酸素を含む白色矮星(WD)が関与する連星系における熱核爆発から発生します。WDが質量を獲得する経路では、星周物質(CSM)が生成される可能性があります。爆発後数時間から数日以内にSNeIaを観察すると、前駆体システムに関連するCSMの性質についての洞察が得られます。この論文では、SNeIaの初期マルチバンド光度曲線に対する噴出物とCSMの相互作用の影響を調査するためのCSMモデルを提案します。前駆体システムの質量損失履歴を変化させることにより、噴出物-CSM相互作用モデルを適用して、初期過剰の8つのSNeIaの光学および紫外(UV)測光データを適合させます。私たちのサンプル中のSNeIaの測光データは、iPTF14atgのUVバンド光曲線を除いてCSMモデルとよく一致しており、その初期の過剰は噴出物とCSMの相互作用によるものではない可能性があることを示しています。一方、CSM相互作用は、衝撃を受けたガス中の相対論的電子からシンクロトロン放射を発生させることができ、電波観測をCSMの特徴的な探査にします。私たちのモデルに基づく電波の明るさは、より高い無線周波数(例:~250GHz)では、爆発後数日以内にのみ無線信号の確実な検出が可能であることを示唆しています。より低い周波数（たとえば、〜1.5GHz）では、検出は困難です。これらのモデルは、SNeIaの前駆体システムに関する未解決の疑問の多くに対処するには、爆発から数日後のSNeIaのUV、光学、および電波観測を含むマルチメッセンジャーアプローチが必要であるという結論に導きます。
反復する高速無線バーストに対する統計的特性とレンズ効果 FRB 180916.J0158+65
| Title |
Statistical_properties_and_lensing_effect_on_the_repeating_fast_radio_burst_FRB_180916.J0158+65 |
| Authors |
Yu-Bin_Wang,_Abdusattar_Kurban,_Xia_Zhou,_Yun-Wei_Yu,_and_Na_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02230 |
FRB180916.J0158+65は、周期($16.35~\rmdays$)とアクティブウィンドウ($5.0~\rmdays$)を持つよく知られた反復高速無線バーストです。FRB180916.J0158+65のバーストの分散対策と待ち時間の統計結果を公開します。さまざまな周波数での分散測定が二峰性分布を示していることがわかります。二峰性分布の左側のモードのピーキング分散尺度は周波数とともに増加しますが、右側のモードは逆になります。待ち時間も二峰性の分布を示しており、ピークは0.05622秒と1612.91266秒です。ピーキング時間は、前後のバーストのいずれかのバーストの特性とは無関係です。統計結果を考えられる理論モデルと比較することにより、FRB180916.J0158+65は伝播経路でプラズマレンズ効果を受けていることが示唆されます。さらに、この線源は、高質量X線連星の中の高度に磁化された中性子星から発生した可能性があります。
磁場は、小規模ダイナモによる最初の巨大ブラックホールの形成中、および重力崩壊中に発生する強い降着衝撃の存在下で効率的に増幅されると期待されています。ここでは、原子冷却ハローにおける重力崩壊の高解像度宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを分析し、特に磁気ブレーキと角運動量輸送の効果に関する磁場の動的役割を調査します。最初の増幅の後、磁場が角運動量の輸送に寄与し、純粋な流体力学シミュレーションと比較して角運動量の輸送が減少することがわかりました。ただし、磁気トルクとレイノルズトルクは角運動量の内向き移流を完全に補償するわけではなく、$\sim1$~Myrのタイムスケールにわたって蓄積されます。さらに、ジーンズの分析では、磁気圧力が$0.1～10$~pcの規模での断片化の抑制に大きく寄与していることが示されています。したがって、全体として、磁場の存在は角運動量の輸送を助け、巨大な物体の形成に有利になります。
宇宙が沸騰する音が聞こえたでしょうか？完全な流体速度プロファイルと NANOGrav の 15 年データを使用した解析
| Title |
Did_we_hear_the_sound_of_the_Universe_boiling?_Analysis_using_the_full_fluid_velocity_profiles_and_NANOGrav_15-year_data |
| Authors |
Tathagata_Ghosh,_Anish_Ghoshal,_Huai-Ke_Guo,_Fazlollah_Hajkarim,_Stephen_F_King,_Kuver_Sinha,_Xin_Wang,_and_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02259 |
この論文では、複数のパルサータイミングアレイグループによって観測された重力波スペクトルの説明として全速度プロファイルが考慮される、宇宙の相転移から生じる音波を解析します。文献で使用されている壊れべき乗則とは異なり、このシナリオでは、ピーク後のべき乗則は相転移の巨視的特性に依存するため、パルサータイミングアレイ(PTA)データとのより適切な適合が可能になります。最良の適合を、通常の壊れべき乗則を使用して得られた適合と比較すると、当然のことながら、全速度プロファイルを利用した重力波(GW)スペクトルにより良好な適合が見つかります。次に、CMB実験を使用して最適な点と相補的なプローブを生成できるモデルについて説明し、DUNE、IceCUBE-Gen2、ニュートリノレス二重ベータ崩壊、FASERnuなどのLHCの前方物理施設での光粒子の検索を行います。
| Title |
Probing_neutrino_production_in_blazars_by_millimeter_VLBI |
| Authors |
Y._Y._Kovalev,_A._V._Plavin,_A._B._Pushkarev,_S._V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02267 |
ニュートリノ観測所の進歩は、マルチメッセンジャー天文学の急増を引き起こしました。ブレーザー間の複数のニュートリノ関連が報告されていますが、ニュートリノ生成サイトはその中心（サブ）パーセク内に位置しています。しかし、それらのプロセスの性質に関しては多くの疑問が残っています。次世代イベントホライゾンテレスコープ(ngEHT)は、その高い周波数と分解能で降着円盤領域とパーセク規模のジェットの両方を調査できるため、これらの研究に独自の位置を占めています。これにより、2つの領域を結び付け、ブレーザーでの陽子加速とニュートリノ生成を解明する新たな機会が開かれます。ngEHTの観察戦略を概説し、ngEHTがブレーザーのマルチメッセンジャー研究にどのように貢献できるかを強調します。
| Title |
Bayesian_evidence_for_spectral_lag_transition_due_to_Lorentz_Invariance_Violation_for_32_Fermi/GBM_Gamma-ray_Bursts |
| Authors |
Vibhavasu_Pasumarti,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02296 |
私たちは、フェルミ/GBMによって検出された32個の長いGRBのスペクトル遅れデータを使用します。これは最近Liuetal(2022)で照合され、ベイジアンモデル選択を使用したローレンツ不変性違反(LIV)の検索を実行します。我々は、2つの異なるパラメトリック関数を使用して、固有放射のみの帰無仮説をモデル化します。それは、滑らかな壊れべき乗則モデル(SBPL)(Liuらで提案)と、これまで文献で広く使用されてきた単純なべき乗則モデルです。帰無仮説としてSBPLモデルを使用すると、線形LIVの決定的な証拠を示すGRBは3つだけであり、二次LIVの決定的な証拠を示すのはそのうちの1つだけであることがわかります。単純なべき乗則モデルを帰無仮説として使用すると、線形LIVと二次LIVの決定的な証拠を示すGRBがそれぞれ15個と16個あることがわかります。最後に、SBPLモデルを適用してGRB1606025Bの固有放射をモデル化すると、LIVの証拠(単純なべき乗則モデルを使用して以前に報告された)が消えます。これは、スペクトルラグを使用してLIVの証拠を探索する際に、固有放射を適切にモデル化することの重要性を強調しています。
FRB 20121102A からのマイクロ秒持続バースト
| Title |
Microsecond-duration_bursts_from_FRB_20121102A |
| Authors |
M.P._Snelders,_K._Nimmo,_J.W.T._Hessels,_Z._Bensellam,_L.P._Zwaan,_P._Chawla,_O.S._Ould-Boukattine,_F._Kirsten,_J.T._Faber,_V._Gajjar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02303 |
高速無線バースト(FRB)は銀河系外の過渡現象であり、通常の継続時間はミリ秒です。ただし、FRBは幅広いタイムスケールで変動することが示されており、マイクロ秒未満のサブバーストを示すものもあれば、合計で最大数秒続くものもあります。さまざまなタイムスケールでFRBを調査することは、その放出の物理学、それらを効果的に検出する方法、および天体物理探査機としての有用性を最大化する方法を理解するために重要です。FRB20121102Aは、最初に知られている繰り返しFRB源です。ここで、FRB20121102Aが、他のすべての既知のFRBよりも合計持続時間が10倍以上短い、孤立したマイクロ秒持続バーストを生成できることを示します。これらのマイクロバーストの旋光特性は、より長く持続するバーストの偏光特性に似ており、持続時間の1,000倍にわたるFRBを生成する共通の放出メカニズムを示唆しています。さらに、この研究は、時間分解能が不十分なために現在の広視野FRB探索が欠落している超高速無線バーストの集団が存在することを示しています。
NGC 1068 のハドロン成分のもつれを解く
最近、近くのセイファート/スターバースト銀河NGC1068の方向にあるIceCubeによる高エネルギーニュートリノの検出は、電波の静かな活動銀河核が宇宙線イオンを加速できることを示唆しています。専用のマルチメッセンジャー分析は、これらの高エネルギーイオンと周囲のガスまたは光子との相互作用が、GeV-TeVガンマ線に対して非常に不透明な銀河の領域で起こることを示唆しています。そうしないと、GeV-TeV放出が{\itFermi}-LATおよびMAGICによって提供される既存の制約に違反することになります。光学的深度が高い条件は、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)付近で実現されています。同時に、{\itFermi}-大面積望遠鏡(LAT)によって検出されたGeV放射は、銀河の持続的な星形成活動に関連している可能性があります。この研究では、14年間の{\itFermi}-LAT観測を使用して、NGC1068の20\,MeV-1\,TeVスペクトルを導出します。スターバーストハドロン成分が$\sim$500\,MeVを超えるNGC1068の放出の原因であることがわかりました。ただし、このエネルギーを下回ると追加のコンポーネントが必要になります。20-500MeVの範囲では、{\itFermi}-LATデータは、中央SMBH付近のハドロン放出{ガスまたは光子と相互作用する非熱イオンによって開始される}と一致しています。これは、隠れた宇宙線加速器を発見するためのMeVバンドの重要性を強調しています。
国際 LOFAR 望遠鏡による M 51 のサブアーク秒解像度イメージング
| Title |
Sub-arcsecond_resolution_imaging_of_M_51_with_the_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
Deepika_Venkattu,_Peter_Lundqvist,_Miguel_P\'erez-Torres,_Leah_Morabito,_Javier_Mold\'on,_John_Conway,_Poonam_Chandra_and_Cyril_Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02365 |
我々は、ビームサイズ0.436インチx0.366インチ、rms46$\mu$Jyの近くの銀河M51の国際LOFAR望遠鏡のサブアーク秒解像度の画像を提示します。私たちはこの画像をヨーロッパのVLBIネットワークによるM51の研究と比較し、この銀河の超新星について議論します。これらの超新星はこれらの低い無線周波数ではまだ探査されていません。ILT画像ではSN2011dhの磁束密度が0.97mJyであることがわかります。これは、国際観測点を含まない同じデータセットを使用した6インチ解像度のLOFARTwometreSkySurveyによって報告された磁束密度よりも約5倍小さいです。この違いは明らかです。近くの銀河にあるコンパクトな天体の磁束密度測定値を確実に取得するには、LOFAR国際ベースラインが必要です。SN2011dhのLOFAR磁束密度測定は、超新星の電波光度曲線をフィッティングし、始原星の質量損失率を制限することに直接変換されます。同じ銀河内にある他の2つの超新星、SN1994IとSN2005csの観測により、電波波長での両方の超新星進化に限界が設定されています。また、活動銀河核が検出されたM51の中心からの電波放射についても議論します。我々は、LoTSSでは検出されないが、ILTの磁束密度による高質量X線連星の検出を含む、他のいくつかのソースについて議論します。頻度の高いカタログとよく一致するイメージ。
マルチメッセンジャー観測が加速源周囲の宇宙線相互作用をサポート
| Title |
Multi-messenger_observations_support_cosmic_ray_interactions_surrounding_acceleration_sources |
| Authors |
Dong-Xu_Sun,_Pei-Pei_Zhang,_Yi-Qing_Guo,_Wei_Liu,_and_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02372 |
宇宙線のエネルギースペクトルの観測により、複雑な構造が明らかになってきました。特に、$\sim200$GVを超えるホウ素と炭素の比率およびホウ素と酸素の比率におけるスペクトル硬化が、AMS-02およびDAMPEの実験によって明らかになりました。二次対一次比率の硬化を説明する1つのシナリオは、発生源の周囲で新たに加速された粒子の核分裂です。この研究では、LHAASOによる銀河拡散ガンマ線とIceCubeによるニュートリノの新しい観測に基づいて、このシナリオをさらに研究します。私たちは、宇宙線核、拡散超高エネルギーガンマ線、ニュートリノの銀河成分のスペクトルが、線源周囲の平均閉じ込め時間と相互作用時間が$\sim0.25$Myrであると仮定すると、同時に説明できることを発見しました。したがって、これらのマルチメッセンジャーデータは、伝播中の従来の線源以外の線源周囲の銀河宇宙線の無視できない坪量の証拠を提供します。
パルサー タイミング アレイ用の重力波源
| Title |
Gravitational_wave_sources_for_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Ligong_Bian,_Shuailiang_Ge,_Jing_Shu,_Bo_Wang,_Xing-Yu_Yang,_Junchao_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02376 |
ごく最近、CPTA、EPTA、NANOGravを含むいくつかのパルサータイミングアレイの共同研究が等方性確率重力波背景(SGWB)の探索結果を報告し、それぞれがSGWBの肯定的な証拠を発見しました。この研究では、EPTA、PPTA、およびNANOGravのヘリングス・ダウンズ相関フリースペクトル過程を、超大質量ブラックホール連星合体または初期宇宙に起源を持つさまざまな確率的SGWB源の結果として解釈することの信頼性を評価しました。-次の相転移、宇宙ひも、磁壁、および大振幅の曲率摂動。私たちの観察によれば、ベイジアン分析に基づくと、現在の新しいデータセットは特定のSGWBソースを強く好むわけではありません。
PSR J0026-1955: 進化的サブパルスのドリフトと無効化の興味深い事例
| Title |
PSR_J0026-1955:_A_curious_case_of_evolutionary_subpulse_drifting_and_nulling |
| Authors |
Parul_Janagal,_Samuel_J._McSweeney,_Manoneeta_Chakraborty,_N._D._Ramesh_Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02393 |
PSRJ0026-1955は、最近マーチソン広視野アレイ(MWA)によって独自に発見されました。パルサーは、パルサーからの電波放射がメインパルスプロファイル内のスピン位相でドリフトしているように見えるサブパルスドリフトと、放射が一時的に停止するヌリングを示します。パルサーは、ドリフトモード間の急速な変化と、モード内でのドリフトレートの緩やかな進化を示すため、ドリフトレートの進化の興味深い事例を示しています。ここでは、アップグレードされた巨大メーター波電波望遠鏡(uGMRT)による300～500MHzでのJ0026-1955の観測から得られた新しい分析と結果を報告します。2つの異なるサブパルスドリフトモード、AとBを特定します。モードAは、ドリフトレートの進化挙動に応じてA0、A1、およびA2にサブ分類されます。さらに、パルサーは短いヌルと長いヌルを示し、全体のヌル率は約58%と推定され、これは以前に報告された値よりも低くなります。私たちの結果は、ヌルにわたるサブパルスメモリと、モードA2の後にヌルが続くことが多い場合の一貫した動作の証拠も示しています。我々は、J0026-1955のドリフト速度変調を調査し、観察されたドリフト挙動を説明する2つの異なるモデルを提案しました。極ギャップスクリーニングの変化、またはスパーク構成のゆっくりとした緩和のいずれかが、ドリフト率の進化を促進する可能性があることを示唆しています。J0026-1955は、サブパルスのドリフト、ヌリング、モード変更、およびドリフトレートの進化を示すパルサーのまれなサブセットに属します。したがって、これはカルーセルモデルの理想的なテストベッドであり、パルサー放射の物理学の複雑さを解明するのに最適です。
中性子星降着柱における磁気不透明度の動的効果
| Title |
Dynamical_Effects_of_Magnetic_Opacity_in_Neutron_Star_Accretion_Columns |
| Authors |
Xin_Sheng,_Lizhong_Zhang,_Omer_Blaes,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02410 |
我々は、磁場における古典的な電子散乱を説明する温度依存性の偏光平均ロッセランド平均不透明度を含む、デカルト幾何学における超臨界中性子星降着柱の相対論的放射磁気流体力学シミュレーションを提示する。以前の純粋なトムソン散乱シミュレーションと同様に、降着衝撃の垂直振動と水平に伝播するエントロピー波(光子バブル)がすべてのシミュレーションに存在します。ただし、高磁場$\gtrsim10^{12}$~Gでは、磁気不透明度によって柱の全体的な構造と力学に大きな違いが生じます。降着速度が固定されている場合、磁場強度を増加させると、柱内の全体的な不透明度が大きくなるにもかかわらず、降着柱が短くなります。さらに、柱の垂直振動振幅が減少します。高磁場での降着速度を増加させると、柱の高さが回復します。ただし、これらの場の強度では、温度とともに不透明度が増加する領域にあるため、新たな遅い不安定性が発生します。この不安定性により、柱の平均高さと振動振幅の両方が$\sim10$~msの時間スケールで大幅に増加します。我々は、これらの結果について物理的な説明を提供し、振動によって引き起こされるファンビームとペンシルビームの混合放出パターンなど、観察されたこれらの柱の特性に対する影響について議論します。
超光度 SN2019szu における前駆体プラトーと最大前 [O II] 発光: 脈動ペア不安定性候補
| Title |
A_Precursor_Plateau_and_Pre-Maximum_[O_II]_Emission_in_the_Superluminous_SN2019szu:_A_Pulsational_Pair-Instability_Candidate |
| Authors |
Aysha_Aamer,_Matt_Nicholl,_Anders_Jerkstrand,_Sebastian_Gomez,_Samantha_R._Oates,_Stephen_J._Smartt,_Shubham_Srivastav,_Giorgos_Leloudas,_Joseph_P._Anderson,_Edo_Berger,_Thomas_de_Boer,_Kenneth_Chambers,_Ting-Wan_Chen,_Llu\'is_Galbany,_Hua_Gao,_Benjamin_P._Gompertz,_Maider_Gonz\'alez-Ba\~nuelos,_Mariusz_Gromadzki,_Claudia_P._Guti\'errez,_Cosimo_Inserra,_Thomas_B._Lowe,_Eugene_A._Magnier,_Paolo_A._Mazzali,_Thomas_Moore,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Miika_Pursiainen,_Armin_Rest,_Steve_Schulze,_Ken_W._Smith,_Jacco_H._Terwel,_Richard_Wainscoat,_David_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02487 |
我々は、$z=0.213$のI型超光度超新星であるSN2019szuに関する詳細な研究を発表し、ユニークな測光特性と分光特性を示した。Pan-STARRSとZTFの強制測光では、$\sim$40日間続く爆発前のプラトーが示されています。時間の経過とともに光球温度の低下を示す他のSLSNeとは異なり、光学色は、最初の70日間で$\sim$15000\,Kから$\sim$20000\,Kへの明らかな温度上昇を示します。これはおそらく、追加の擬似連続体によって引き起こされたものと考えられます。スペクトル。注目すべきことに、スペクトルは光度曲線の上昇段階でも禁制輝線を示しており、見かけ上コンパクトな光球とは矛盾しています。この初期の特徴が[OII]$\lambda\lambda$7320,7330であることを示します。また、[OIII]$\lambda\lambda$4959、5007、および[OIII]$\lambda$4363の証拠がこの線の識別をさらに強化していることもわかります。星雲放出のモデルと比較すると、密度$\sim10^{-15}の酸素が豊富な物質の$\sim$0.25\,M$_{\odot}$を使用して酸素線の流束と比率を再現できることがわかります。\,\rm{g\,cm}^{-3}$。低密度は星周起源を示唆しているが、輝線の早期の発生には、この物質が前駆体プラトーのタイミングと一致して、終末爆発前の最後の数か月以内に放出されたことが必要である。爆発に近い密度の高い物質との相互作用により、青方向に$\sim$5500\,$\Angstrom$の疑似連続体が生成された可能性があります。我々は、このイベントがこれまでのところ脈動対不安定性放出の最良の候補の1つであることを示唆している。初期のパルスは禁断輝線に必要な低密度物質を提供し、放出された物質の最終シェル間の衝突が前爆発を生成する。高原。
TaiJi-1 の軌道上重心の校正
Taijiプログラムは、低周波数帯の重力波の検出を目的とした宇宙ミッションです。Taiji-1はTaijiPrograminSpaceの最初の技術実証衛星であり、重力基準センサー(GRS)がその主要な科学ペイロードの1つとして機能します。加速度計を正確に測定するには、角加速度や勾配によって引き起こされる測定の外乱を避けるために、GRSのテスト質量中心を衛星の重心に正確に配置する必要があります。設置や測定の誤差、飛行中の燃料消費、その他の要因により、試験質量中心と衛星の質量中心(COM)の間のオフセットが大きくなり、衛星の測定精度が低下する可能性があります。加速度計。したがって、衛星の寿命期間中、重心調整機構によってオフセットを推定し、必要な範囲内に制御する必要があります。この論文では、カイ二乗検定を利用して外れ値を除去しながら、オフセットを推定するための、拡張カルマンフィルターとRauch-Tung-StriebelSmootherを組み合わせた新しい方法を紹介します。さらに、COMのオフセットを推定するためのクロスチェックとして、非線形最小二乗推定アルゴリズムが採用されています。2つの方法では一貫した結果が得られることが示されており、オフセットは$dx\およそ$$-$$0.19$mm、$dy\約0.64$mm、$dz\およそ$$-$$0.82$mmと推定されます。結果は、COM校正後にGRSのノイズレベルが大幅に改善されたことを示しており、これは将来のTaijiプログラムに大いに役立つでしょう。
回転半波長板による CMB 偏波信号復調
| Title |
CMB_Polarisation_Signal_Demodulation_with_a_Rotating_Half-Wave_Plate |
| Authors |
Mariam_Rashid,_Michael_L._Brown_and_Daniel_B._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01860 |
今後行われるいくつかの著名な宇宙マイクロ波背景偏光実験では、連続回転半波長板(CRHWP)が使用される予定である。その主な目的は、比較的大きな角度スケールでの機器の系統的影響を軽減することである。重力波はピークに達すると予想されています。CRHWPを使用するには、データ処理の初期段階で時間順に並べられたデータを復調する必要があります。標準的なアプローチは、既知の偏波変調周波数を使用して偏波信号を「ロックイン」し、フーリエ技術を使用してデータ内の残りの不要な成分をフィルタリングして除去することです。ただし、あまり研究されていない代替オプションは、復調をマップ作成ステップに直接組み込むことです。シミュレーションを使用して、これら2つのアプローチのパフォーマンスを比較し、どちらが$B$モード信号回復に最も効果的かを判断します。複数の実験シナリオで2つの手法をテストしたところ、調査した多重極範囲全体にわたってロックイン手法が最も優れたパフォーマンスを発揮することがわかりました。ただし、最大の角度スケール($\ell<100$)の回復については、ロックインアプローチとマップ作成アプローチの間で信号の回復に本質的な違いは見られず、後者のアプローチに基づく並列解析が有効であることを示唆しています。CRHWPを使用した原始的な$B$モード実験の強力な整合性チェックを表すことができます。また、復調前に実装された検出器の差分ステップの影響も調査し、ほとんどのシナリオでは差分が使用されるかどうかに違いがないことがわかりました。ただし、検出器を個別に分析すると、複数の検出器からの情報が結合される時点で、分析パイプラインの後の段階に移動できます。これは、CRHWPによって緩和されない機器の系統的影響に対処するための代替オプションを示します。
高度な薄膜作製によるミリ波無反射フィルター
| Title |
Millimeter-Wave_Reflectionless_Filters_Using_Advanced_Thin-Film_Fabrication |
| Authors |
Matthew_Morgan_and_Seng_Loo_and_Tod_Boyd_and_Miho_Hunter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01914 |
高度な薄膜製造プロセスを使用したミリ波集中素子無反射フィルターの開発について報告します。すべての周波数で50{\Ω}のインピーダンス整合を達成できる以前に実証された回路トポロジーに基づいて、これらの回路は、2{\μ}mを超えるフィーチャサイズと、SiN金属-絶縁体-金属(MIM)コンデンサ、ブリッジ、TaN薄膜抵抗器(TFR)などの統合要素。
純粋な固体インデンと水氷中の固体インデンの赤外スペクトル。 TMC-1 で観察された IR 吸収の意味
| Title |
Infrared_spectra_of_solid_indene_pure_and_in_water_ice._Implications_for_observed_IR_absorptions_in_TMC-1 |
| Authors |
Bel\'en_Mat\'e,_Isabel_Tanarro,_Vicente_Tim\'on,_Jos\'e_Cernicharo_and_Victor_J._Herrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02082 |
4000-500cm$^{-1}$(2.5-20ミクロン)の実験的および理論的赤外スペクトル、およびインデンの2つの固相(非晶質と結晶)の赤外帯域強度が初めて得られた。サンプルは、低温表面上での高真空条件下での蒸着によって生成されました。IRスペクトルの計算には密度汎関数理論が採用されました。以前の情報が不足しているため、計算されたIRスペクトルと実験的なIRスペクトルの比較に基づいて、インデンの理論上の結晶相については単斜晶系の対称性が示唆されています。計算に基づいて、主なインデンのIR吸収が割り当てられます。10Kでの非晶質固体水中で高度に希釈されたインデン混合物の赤外スペクトルも提供され、インデンのスペクトルが水の氷環境によってあまり変化しないことを証明しています。これらのデータは、JWSTを用いた天体物理環境における固相中の本種の探索に役立つことが期待されます。この研究で得られたバンド強度を使用し、簡単な文献モデルを適用すると、インデンはエリアス16号について最近報告された3.3ミクロンの弱い吸収特徴の強度の最大でも2～5パーセントを表す可能性があることがわかります。1.5-0.6)TMC-1の氷マントル中のインデンは10$^{16}$cm$^{-2}$と推定される。およそに相当します。(2-0.8)宇宙炭素10$^{-2}$。これはおそらく単一の小さな炭化水素としては多すぎるでしょう。
POLAR-2用プラスチックシンチレーターバーへの陽子線照射
| Title |
Proton_irradiation_of_plastic_scintillator_bars_for_POLAR-2 |
| Authors |
Slawomir_Mianowski,_Nicolas_De_Angelis,_Kamil_Brylew,_Johannes_Hulsman,_Tomasz_Kowalski,_Sebastian_Kusyk,_Zuzanna_Mianowska,_Jerzy_Mietelski,_Dominik_Rybka,_Jan_Swakon,_Damian_Wrobel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02128 |
プラスチックシンチレーターベースのコンプトン偏光計であるPOLAR-2は現在開発中で、2025年に中国宇宙ステーションへの打ち上げが計画されています。これは、高精度の偏光測定を実行することにより、ガンマ線バーストの理解に新たな光を当てることを目的としています。それらの即時放出の。この機器は、平均高度383km、傾斜角42{\deg}を周回する予定であり、宇宙線や太陽現象からの背景放射線の影響を受けることになります。この研究では、POLAR-2の候補として選ばれたEljenTechnologyのプラスチックシンチレーションバーEJ-200およびEJ-248Mの性能を宇宙のような条件下でテストしました。どちらのタイプのシンチレータも、58MeVの陽子を1.89Gy(POLAR-2の宇宙滞在約13年に相当)から18.7Gyまでの数回の線量で照射しましたが、これはPOLAR-2の予想寿命をはるかに超えています。光収率、発光および吸収スペクトル、および陽子照射による活性化分析の観点から表されるそれぞれの特性について説明します。シンチレーターの活性化分析では、このプロセスの典型的なガンマ線エネルギー線が511keVである$\beta^+$崩壊が主に寄与していることが示された。
近赤外線の感度を高めたCCD261-84検出器をベースにした天体カメラ
| Title |
Astronomical_Camera_Based_on_a_CCD261-84_Detector_with_Increased_Sensitivity_in_the_Near-Infrared |
| Authors |
Irina_Afanasieva,_Valery_Murzin,_Valery_Ardilanov,_Nikolai_Ivaschenko,_Maksim_Pritychenko,_Alexei_Moiseev,_Elena_Shablovinskaya_and_Eugene_Malygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02190 |
ここでは、非常に厚い200mkmの基板を備えた大型CCD261-84検出器に基づく天体カメラシステムの設計、実装、および動作原理について説明します。CCDにはDINACON-Vコントローラーを採用し、高性能・低ノイズを実現しました。CCDシステムの測光特性を示します。フラットフィールド画像の空間自己相関分析を実行して、横方向電荷広がりに対する基板電圧の依存性を明らかにしました。露光時間を最適に選択するための分散指数の調査について説明します。以前の検出器と比較して縞のパターンの研究が行われました。CCD261-84の縞の振幅は、前世代の検出器と比較して大幅に低かった。SCORPIO-2マルチモードフォーカルレデューサーを備えたロシアの6m望遠鏡でのイメージングとスペクトル観測に新しいカメラを使用した結果について考察します。開発されたCCDカメラシステムにより、800～1000のスペクトル範囲で感度を大幅に向上させることができます。
Starlink 衛星からの意図しない電磁放射が 110 ～ 188 MHz の LOFAR で検出される
| Title |
Unintended_electromagnetic_radiation_from_Starlink_satellites_detected_with_LOFAR_between_110_and_188_MHz |
| Authors |
F._Di_Vruno,_B.Winkel,_C._G._Bassa,_G._I._G._J\'ozsa,_M._A._Brentjens,_A._Jessner,_S._Garrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02316 |
LOFAR電波望遠鏡によるSpaceXStarlink星座に属する68個の衛星の観測について報告します。スターリンク衛星に関連する放射線は、110～188MHzの観測周波数で検出されました。観測された帯域幅全体をカバーする広帯域特性と、125、135、143.05、150、および175MHzの周波数での狭帯域(帯域幅<12.2kHz)放射の組み合わせが観測されました。狭帯域と広帯域の両方の機能の存在と特性は、異なる軌道高度にある衛星間で異なります。143.05MHzでの狭帯域の検出は、フランスのGRAVES宇宙監視レーダーからのレーダー信号の反射に起因すると考えられますが、他の周波数での広帯域および狭帯域の信号特性は、この放射がスターリンクに固有のものであることを示唆しています。観測されたStarlink衛星68個のうち47個でそれが見られます。スペクトルパワー束密度は、広帯域放射の場合は0.1～10Jy、一部の狭帯域放射の場合は10～500Jyまで変化することが観察されました。これは、最大49dB[uV/m]の電界強度に相当します(測定値)。衛星から10mの距離、測定帯域幅は120kHz)。さらに、国際電気通信連合(ITU)によって電波天文学に割り当てられた1つの周波数帯域について、スターリンクフェーズ1コンステレーション全体および他の衛星コンステレーションの等価電力束密度シミュレーションを示します。これらを使用して、各衛星群がその帯域での意図された放出の規制制限に準拠するために必要な最大放射線レベルを計算します。ただし、これらの制限は、放射が意図的でない場合、つまり、無線通信またはその他の目的で意図的に放射された信号から生じたものではない場合には適用されません。(短縮)
ChromaStar+ モデリング スイートと VALD ライン リスト
VALD原子線リストを組み込んだChroma+大気、スペクトル、通過光線曲線モデリングスイートのバージョン2023-02-04(ISO)を紹介します。以前のバージョンでははるかに小さいNIST行リストが使用されていたため、これは大きな改善です。NISTラインリストは、ラインの不透明度の完全性よりもスピードを必要とするプロジェクト向けに、Chroma+で引き続き利用できます。マルチCPUマシン上でslurmワークロードマネージャーの「配列ジョブ」機能を活用し、Javaバージョンのコード(ChromaStarServer(CSS))を使用してVALDラインリストを使用してブロードバンド高解像度スペクトルを迅速に計算する手順について説明します。はるかに大きな線リストを含めることで、後期型星の青いバンドを覆う多くの弱い線をより完全に考慮できるようになり、太陽のスペクトルエネルギー分布に適合させるために必要な追加のアドホックな連続不透明度の量を減らすことができました。(SED)。線の不透明度が追加されたことで、スペクトル合成手順に微妙なバグがあり、残りの青い線の翼の不透明度が短波長で蓄積する原因となっていたことが明らかになりました。我々は、観測された太陽SEDと、太陽と標準星のアークトゥルスとベガの観測された修正された高解像度可視帯域スペクトルへの最新の適合を示します。また、セントメアリーズ大学(SMU)の全自動バークガフニー天文台(BGO)を紹介し、合成スペクトルを学生が利用できるグリズム分光器で得られた低解像度スペクトルと比較します。完全に自動化されたBGO、分光器、およびBGOスペクトル低減手順については、関連文書で詳しく説明されています。すべてのコードは、OpenStarswwwサイト(www.ap.smu.ca/OpenStars)から入手できます。
3 は魔法の数字です -- SN 2021hpr とその兄弟を使用した NGC 3147 の距離測定
| Title |
Three_is_the_magic_number_--_distance_measurement_of_NGC_3147_using_SN_2021hpr_and_its_siblings |
| Authors |
Barnabas_Barna,_Andrea_P._Nagy,_Zsofia_Bora,_Donat_R._Czavalinga,_Reka_Konyves-Toth,_Tamas_Szalai,_Peter_Szekely,_Szanna_Zsiros,_Dominik_Banhidi,_Barna_I._Biro,_Istvan_Csanyi,_Levente_Kriskovics,_Andras_Pal,_Zsofia_M._Szabo,_Robert_Szakats,_Krisztian_Vida,_Zsofia_Bodola,_and_Jozsef_Vinko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01290 |
近くの渦巻銀河NGC3147は、過去数十年間に3つのIa型超新星(SNeIa)を発生させ、熱心な追跡観測の対象となってきました。データの同時分析は、さまざまな光度曲線フィッティング方法と距離推定をテストするためのユニークな機会を提供します。SN2021hprの詳細な光学追跡により、NGC3147までの以前の距離推定を修正し、広く使用されている光曲線フィッティングアルゴリズムを相互に比較することができます。SN2021hprの利用可能なデータと新たに公開されたデータを組み合わせると、その物理的特性もより高い精度で推定できます。我々は、SN2021hprの新しいBVgrizおよびSwift測光を提示および分析して、その一般的な物理的特性を制約します。その兄弟であるSNe1997bqおよび2008fvとともに、SALTコードによって与えられるこれら3つのSNeの個々の距離推定値を相互比較し、MLCS2k2メソッドからの結果との一貫性もチェックします。SN2021hprの初期のスペクトルシリーズは、爆発特性を検証し、外側噴出物の化学分布を制約するために、放射スペクトルコードTARDISにも適合します。3つのSNeの距離推定を組み合わせた後、そのホスト銀河であるNGC3127までの平均距離は42.5$\pm$1.0Mpcとなり、これは最新のLCフィッターであるSALT3とBayeSNによって推定された距離と一致します。。SN~2021hprは、その祖先である白色矮星から$\sim1.12\pm0.28$M$_\odot$を放出し、$\sim0.44\pm0.14$M$_\を合成したBranch-normalTypeIaSNであることが確認されました。放射性$^{56}$Niのodot$。
衝撃を受けた本影彩層の磁場変動
| Title |
Magnetic_field_fluctuations_in_the_shocked_umbral_chromosphere |
| Authors |
T._Felipe,_S._J._Gonz\'alez_Manrique,_C._R._Sangeetha,_A._Asensio_Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01313 |
いくつかの研究が本影衝撃波に関連する磁場の変動を報告している。私たちは本影彩層における磁場変動の性質と起源を研究することを目指しています。一連の分光旋光計の時間的観測は、GREGOR望遠鏡で取得されました。彩層と光球の条件は、HAZEL2を使用したHeI10830\AA\トリプレットとSiI10827\AA\線の同時反転から導かれました。振動は、ウェーブレット解析と、SDO/AIAおよびIRISで取得されたUV観測からのコンテキスト情報を使用して解釈されます。彩層磁場は、黒点本影で強い変動を示し、磁場のピーク強度は最大2900Gに達します。磁場と速度本影の振動は強いコヒーレンスを示し、磁場は速度変動で検出される衝撃波面よりも遅れます。これは、両方のパラメータの変動の共通の原因を示していますが、光球と彩層の速度の間の位相シフトの分析は上向きの波の伝播と一致しています。これらの結果は、推定される強い磁場変動が、衝撃波面後の高光球層に敏感な磁場に対するHeI10830\AA\線の応答高さの変化によって引き起こされることを示唆しています。EUVデータに見られるコロナ活動は、推測される変動に何らかの影響を与える可能性がありますが、EUVイベントが発生する前に検出されるため、磁場振動の主な要因ではありません。HeI10830\AA\トリプレットで測定される彩層磁場の変動は、線の不透明度の変化によって発生します。遅い磁気音響波によって発生した衝撃の後、磁場に対する線の応答は上部の光球まで下方にシフトする可能性があります。これは、見通し磁場強度の著しく大きな変動として見られます。
PM 1-322: 新しい変光惑星状星雲
| Title |
PM_1-322:_new_variable_planetary_nebula |
| Authors |
E._Paunzen,_K._Bernhard,_J._Budaj,_F.-J._Hambsch,_S._H\"ummerich,_D._Jones,_and_J._Krticka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01331 |
惑星状星雲(PNe)のスペクトルは、強い禁制輝線と、多くの場合、赤外線(IR)の過剰によって特徴付けられます。いくつかのPNeは塵による遮蔽現象を示したり、長周期連星を保持したりします。漸近後の巨大枝星、共生星、またはB[e]星の中には、同様の特徴を備えているものがある可能性があります。最近では、白色矮星を覆う塵雲も検出されました。我々は、上記のオブジェクトのクラスと互換性のある署名を持つ、非常に特異な変動パターンを持つオブジェクトの発見を報告します。オブジェクトはZTFJ201451.59+120353.4で、PM1-322で識別されます。この物体はツヴィッキー一時施設のアーカイブデータで発見され、過去の観測と新たに得られた測光観測と分光観測を用いて調査された。ZTFrとgデータは、2022年に発生した約半年にわたる深さ1等級の日食のような現象を示しています。星の変動パターンはさらに、光学領域でのいくつかの減光現象によって特徴付けられます。赤色領域とIR領域が同時に明るくなります。それとは別に、2つの高速噴火のようなイベントがZTFrデータに記録されました。WISEのアーカイブデータは、6年または12年の期間にわたる可能性のある長期的な変動を示しています。追跡時系列測光により、約1時間のタイムスケールで振幅約0.1等の確率的短期変動が明らかになりました。スペクトルエネルギー分布はIR放射によって支配されます。私たちの高分解能分光法では、高度に電離した種からの強力な禁制輝線と、2007年に得られた初期のスペクトルで見られるものとは大きく異なる、ハルファの対称的な二重ピーク発光が示されています。いくつかの説明シナリオが提示されています。私たちの最も可能性の高い解釈は、私たちの目標物体には、ガス状の塵に覆われた円盤に囲まれた熱い中心星、拡張星雲、そして伴星が含まれている可能性があるというものです。
Gaia DR3 を使用した新しい白色矮星と散開星団の関連性の解明
コンテキスト:散開星団(OC)は、既知の距離、絶滅、総年齢を持つ白色矮星(WD)の均質なサンプルを提供します。\textit{\textit{Gaia}}の前例のない天文精度により、多くの新しいOC-WDペアを識別できるようになります。親OCとの関連でWDを研究することにより、WD前駆体の特性を決定し、初期-最終質量関係(IFMR)を研究することが可能になります。目的:私たちは、太陽付近のOCの潜在的な新しいWDメンバーを見つけることを目指しています。OCメンバーの視差の分析により、OC距離を高精度で決定することができ、それによりWDの質量と冷却年齢を計算し、IFMRを制約することが可能になります。方法:密度ベースの機械学習クラスタリングアルゴリズム\texttt{HDBSCAN}を使用して、近くのOCの新しい潜在的なWDメンバーを検索しました。クラスタリング分析は、空の位置、固有運動、視差などの5つの天文次元と、クラスタリング分析で位置情報が考慮されない3次元で適用されました。特定された候補OCWDは、測光基準と推定ホストOCの特性を使用してさらにフィルタリングされました。WDの質量と冷却年齢は、利用可能なすべての\textit{\textit{Gaia}}、Pan-STARRS、SDSS、およびGALEX測光法を使用した測光法によって計算されました。WD前駆細胞の質量は、宿主OCの年齢と金属量を使用して決定されました。結果:合計63個のOCWD候補が回収され、そのうち27個はすでに文献で知られています。重要なOCメンバーシップ確率を持つ36の新規WDの特性評価を提供します。そのうちの6つは、関係が非線形の動作を示すように見えるIFMRの比較的制約のないセクションに分類されます。広く採用されているWD前駆体の質量制限にわずかでも近づくような、巨大な前駆体に由来するWDを特定することはできませんでした。(要約)
マウナロア太陽天文台のK-コロナグラフが記録したコロナ質量放出の構造
| Title |
The_Structure_of_Coronal_Mass_Ejections_Recorded_by_the_K-Coronagraph_at_Mauna_Loa_Solar_Observatory |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Leping_Li,_Zhenjun_Zhou,_Lidong_Xia,_Xin_Cheng,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01398 |
以前の調査研究では、コロナ質量放出(CME)は白色光コロナグラフでさまざまな構造を示す可能性があり、それらの$\sim$30\%は高コロナで典型的な3部構成の特徴(例:2--6$R_)を有することが報告されています。\odot$)、これはCMEの典型的な構造とみなされています。CMEは磁束ロープ(MFR)の噴出によって生じることは広く受け入れられており、MFRの噴出によって3つの部分の構造を容易に理解できます。以前の研究で、CMEの$\sim$30\%だけが3部構成の特徴を持っている理由に答えることは興味深く、重要です。ここでは、K-コロナグラフ(1.05--3$R_\odot$)の視野(FOV)でCME構造の合成を実行します。2013年9月から2022年11月までに合計369個のCMEが観測されました。AIA、K-コロナグラフ、LASCO/C2の共同観測を通じてCMEを1つずつ検査した結果、以下の基準に従って71のイベントが見つかりました。1)四肢イベント。2)通常のCME、つまり角度幅$\geq$30$^{\circ}$;3)K-コロナグラフは噴火の初期段階を捉えた。71個のCMEのすべて(またはいくつかのあいまいなイベントを考慮すると90\%以上)がK-コロナグラフのFOVで3部構成の特徴を示しますが、C2FOV(2--6$R_\odot$)。私たちの研究では、正常なCMEの90～100%と30～40%が、それぞれ低コロナと高コロナの3部分構造を持っていることが初めて示され、これは多くのCMEが3部分構造を失う可能性があることを示しています。一部の機能は初期の進化時に採用されており、（すべてではないにしても）ほとんどのCMEがMFR構造を持っていることを強く支持しています。
第3世代小型X線太陽分光計による太陽軟X線放射照度測定の初結果
| Title |
First_Results_for_Solar_Soft_X-ray_Irradiance_Measurements_from_the_Third_Generation_Miniature_X-Ray_Solar_Spectrometer |
| Authors |
Thomas_N._Woods,_Bennet_Schwab,_Robert_Sewell,_Anant_Kumar_Telikicherla_Kandala,_James_Paul_Mason,_Amir_Caspi,_Thomas_Eden,_Amal_Chandran,_Phillip_C._Chamberlin,_Andrew_R._Jones,_Richard_Kohnert,_Christopher_S._Moore,_Stanley_C._Solomon,_Harry_Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01440 |
3世代の小型X線太陽分光計(MinXSS)は、「静止太陽、活動領域、太陽フレア中の軟X線(SXR)放出のエネルギー分布を調査する」という目標を掲げ、小型衛星で飛行してきました。地球の電離層と熱圏への影響をモデル化するためです。」主な科学機器はAmptekX123X線分光計で、MinXSS実験の世代ごとに改良されてきました。この第3世代MinXSS-3は、前世代のものよりも高いエネルギー分解能とより大きな有効面積を備えており、デュアルゾーン開口X線太陽分光計(DAXSS)としても知られています。2022年2月14日にINSPIRESat-1衛星で打ち上げられ、INSPIRESat-1は6か月にわたる主要ミッションを無事に完了しました。INSPIRESat-1は夜明けから夕暮れまでの太陽同期軌道(SSO)上にあるため、これまでのミッションのほとんどで太陽を24時間カバーしています。太陽周期25(SC-25)の上昇がDAXSSによって観測されました。この論文では、INSPIRESat-1DAXSSの太陽SXR観測を紹介し、ここでの科学的結果を、太陽掩蔽実験と2022年4月24日の複数のフレアに焦点を当てます。フレアの重要な結果の1つは、元素存在量の減少がフレアの衝撃段階で最も大きくなるということです。したがって、コロナループに暖かいプラズマを注入するフレア中の彩層蒸発の重要な役割を強調しています。さらに、これらの結果は、彩層の蒸発量がフレアの温度と強度に関連していることを示唆しています。
BU Canis Miniris -- 最もコンパクトな既知の平面二重日食四連星系
| Title |
BU_Canis_Minoris_--_the_Most_Compact_Known_Flat_Doubly_Eclipsing_Quadruple_System |
| Authors |
Theodor_Pribulla,_Tam\'as_Borkovits,_Rahul_Jayaraman,_Saul_Rappaport,_Tibor_Mitnyan,_Petr_Zasche,_Richard_Kom\v{z}\'ik,_Andr\'as_P\'al,_Robert_Uhla\v{r},_Martin_Ma\v{s}ek,_Zbyn\v{e}k_Henzl,_Imre_Barna_B\'ir\'o,_Istv\'an_Cs\'anyi,_Remko_Stuik,_Martti_H._Kristiansen,_Hans_M._Schwengeler,_Robert_Gagliano,_Thomas_L._Jacobs,_Mark_Omohundro,_Veselin_Kostov,_Brian_P._Powell,_Ivan_A._Terentev,_Andrew_Vanderburg,_Daryll_LaCourse,_Joseph_E._Rodriguez,_G\'asp\'ar_Bakos,_Zolt\'an_Csubry,_Joel_Hartman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01521 |
我々は、2+2四重星系BUCMiが現在知られている中で最もコンパクトな四重星系であり、外側周期がわずか121日という非常に短いことを発見しました。これまでの記録保持者はTIC219006972(Kostovetal.2023)で、期間は168日でした。BUCMiの4倍の性質はVolkovらによって確立されました。（2021年）だが、外側の期間を6.6年と誤認していた。BUCMiには2つの食連星(EB)が含まれており、それぞれの周期は3日に近く、実質的な離心率は約0.22です。4つの星はすべて、約0.1太陽質量から2.4太陽質量の範囲内にあります。両方の連星は、外側軌道周期が短いため、約30年というかなり短い後尾周期で動的に駆動される後尾運動を示します。121日の外側周期は、他のバイナリによって各EBの食タイミング変動(ETV)曲線にこの周期が刻印される動的摂動と、スペクトルの集合における複雑な線プロファイルのモデル化の両方から見つかります。3つの軌道面はすべて1度以内で相互に並んでいますが、系全体の傾斜角は83.5度近くであることがわかりました。私たちは、複雑な分光光力学解析を利用して、この系の興味深い恒星および軌道パラメーターをすべて計算し、表にまとめます。最後に、数年のタイムスケールで予期せぬ力学的摂動も見つかり、その起源を探ります。この後者の効果はVolkovらによって誤解されました。(2021)そして、外側の期間はここで確立した121日ではなく6.6年であるという結論に導きました。
ガイアはFUor型星Gaia21elvの減光を警告した
| Title |
The_Gaia_alerted_fading_of_the_FUor-type_star_Gaia21elv |
| Authors |
Zs\'ofia_Nagy,_Sunkyung_Park,_P\'eter_\'Abrah\'am,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_M\'aria_Kun,_Micha{\l}_Siwak,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o,_M\'at\'e_Szil\'agyi,_Eleonora_Fiorellino,_Teresa_Giannini,_Jae-Joon_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_G\'abor_Marton,_L\'aszl\'o_Szabados,_Fabrizio_Vitali,_Jan_Andrzejewski,_Mariusz_Gromadzki,_Simon_Hodgkin,_Maja_Jab{\l}o\'nska,_Rene_A._Mendez,_Jaroslav_Merc,_Olga_Michniewicz,_Przemys{\l}aw_J._Miko{\l}ajczyk,_Uliana_Pylypenko,_Milena_Ratajczak,_{\L}ukasz_Wyrzykowski,_Michal_Zejmo,_Pawe{\l}_Zieli\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01629 |
FUオリオン座天体(FUor)は、数十年から1世紀に及ぶ爆発を示す若い噴火星です。爆発の持続期間と、そのような発生源が約20個しか知られていないという事実により、爆発の終わりに関する情報は限られています。今回我々は、数十年に渡ってバーストを続けた若い恒星天体であるガイア21elvの追跡測光と分光分析を分析する。最近、一桁以上減光したため、ガイア科学警報として報告されました。光源の減光を研究し、FUorsに特徴的な痕跡を探すために、GeminiSouth/IGRINSを使用して追跡近赤外(NIR)スペクトルを取得し、VLT/X-SHOOTERを使用して光学スペクトルとNIRスペクトルの両方を取得しました。両方の時代のスペクトルは、三角形の$H$バンド連続体、吸収線が支配的なスペクトル、白鳥座Pプロファイルなど、典型的なFUorの特徴を示しています。典型的なFUorサインに加えて、[OI]、[FeII]、および[SII]が検出され、ジェットまたは円盤風の存在が示唆されました。スペクトルエネルギー分布を降着円盤モデルに当てはめると、最も明るい状態と最も暗い状態の間で降着率が減少することが示唆されます。2021年の源の急速な減光は、星周消滅の増加によって支配された可能性が最も高くなります。ここで紹介される分光法は、Gaia21elvが古典的なFUorであることを裏付けており、Gaia科学警報の中で発見されたそのような天体は3番目です。
CLASP2宇宙実験の近紫外Fe II線の磁場情報
| Title |
Magnetic_field_information_in_the_near-ultraviolet_Fe_II_lines_of_the_CLASP2_space_experiment |
| Authors |
David_Afonso_Delgado,_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01641 |
我々は、CLASP2宇宙実験の279.3〜280.7nmのスペクトル範囲のFeII線のゼーマン効果によって誘起される円偏光信号と、太陽磁場を推測するためのそれらの適合性を理論的に調査します。この目的を達成するために、我々は包括的なFeII原子モデルを使用して、FeIIスペクトル線の形成領域とMgスペクトル線の形成領域を比較しながら、太陽大気の半経験的モデルにおける偏光放射の生成と伝達の問題を解決します。IIhとkおよびMnI共鳴線。これらは同じ近紫外（near-UV）スペクトル領域に存在し、活動領域プラージュの太陽彩層のいくつかの層を通る磁場の縦方向成分($B_{\rmL}$)のマッピングを可能にしました。私たちは合成強度プロファイルをIRISおよびCLASP2ミッションの観測結果と比較し、これらのFeIIスペクトル線を特徴付けるのに私たちのモデル原子が適切であることを証明しました。CLASP2の観測では、279.79nmと280.66nmに大きな円偏光信号を持つ2つのFeIIスペクトル線が示されています。我々は、プラージュ大気中の$B_{\rmL}$を推定するために、これらのFeII線のストークス$I$と$V$プロファイルに適用した弱場近似(WFA)の適切性を実証する。我々は、CLASP2の近紫外スペクトル領域により、活動領域プラージュの光球上部から彩層上部までの$B_{\rmL}$を決定できると結論付けた。
プリメインシーケンスのスター
この論文は、星の進化の初期段階にあるプレ主系列(PMS)星の研究の結果を示しています。これらの若い恒星はまだ形成過程にあり、それらが放出するエネルギーは重力収縮によってのみ生成されます。主な結果は、ロジェン国立天文台の望遠鏡、および海外の同僚と協力して得られたアーカイブ写真観測とスペクトル観測を使用して得られました。私たちの結果は、PMS星の測光とスペクトルの変動を研究することによって得られます。私たちの主な目標は、星形成のプロセス、星周円盤の形成、星周環境の構造、星と円盤系の相互作用を研究することです。私たちの研究結果は65の科学論文として発表され、300回以上引用されています。PMS星の測光およびスペクトルの変動性は、星形成プロセスをモデル化する上で非常に重要です。一方で、測光変動は、若い天体が急速な変動と多くの場合大きな振幅を特徴とするため、簡単に検出することができます。一方、星はグループを形成し、物理的に同じ幾何学的空間に位置しており、進化のほぼ同じ段階にあるいくつかの可変天体を同時に観測することができます。異なる年齢の星系を比較することは、星の進化の段階を追跡するために使用できます。
ケプラー場における星のフレア特性を利用した、活動と金属性との関連性のさらなる証拠
| Title |
Further_evidence_of_the_link_between_activity_and_metallicity_using_the_flaring_properties_of_stars_in_the_Kepler_field |
| Authors |
Victor_See,_Julia_Roquette,_Louis_Amard_and_Sean_Matt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01688 |
低質量星の磁気活動レベルは、星の物理的特性の関数として変化することが知られています。多くの研究は、星の質量と回転の両方が磁気活動レベルを決定する重要なパラメーターであることを示しています。対照的に、星の化学組成が磁気活動に及ぼす影響は、比較的ほとんど注目されていません。従来のアクティビティプロキシのデータセット。X線放射やカルシウム放射は、統計的に意味のある方法で金属量の傾向を調べるのに十分な量ではありません。最近の研究では、金属性の役割を調査するための磁気活動の代用として測光変動振幅が使用されています。これは、星の大きなサンプルについては比較的簡単に測定できるためです。これらの研究では、磁気活性と金属性が正の相関があることがわかりました。この研究では、ケプラー場における星のフレア特性を研究することにより、活動と金属性の関係をさらに調査します。測光変動と同様に、一定の質量と自転周期において、より金属が豊富な星ではフレア活動がより強いことがわかります。この結果は、磁場の発生が金属性と相関していることを示す証拠をさらに増やしています。
太陽の彼方へ: II.若い太陽 {\iota} Horologii の恒星磁気を光球からコロナまで探査
| Title |
Far_beyond_the_Sun:_II._Probing_the_stellar_magnetism_of_the_young_Sun_{\iota}_Horologii_from_the_photosphere_to_its_corona |
| Authors |
E._M._Amazo-G\'omez,_J._D._Alvarado-G\'omez,_K._Poppenhaeger,_G._A._J._Hussain,_B._E._Wood,_J._J._Drake,_J.-D._do_Nascimento_Jr.,_F._Anthony,_J._Sanz-Forcada,_B._Stelzer,_J._F._Donati,_F._Del_Sordo,_M._Damasso,_S._Redfield,_P._C._K\"onig,_G._H\'ebrard,_P._A._Miles-P\'aez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01744 |
若い太陽に似た恒星$\iota$-Horologiiの恒星の活動と変動性を調査するために、包括的な多波長キャンペーンが実施されました。ESO3.6m望遠鏡で超安定な分光偏光計/速度計HARPSを使用して、システムの長期分光偏光測定モニタリングの結果を示します。さらに、NASAトランジット系外惑星調査衛星(TESS)からの高精度測光と、NASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡(HST)のSTIS装置を使用した遠紫外スペクトル領域および近紫外スペクトル領域での観測も含めました。高品質のデータセットにより、星の自転周期の堅牢な特徴付けが可能になるだけでなく、さまざまな分光活動や測光活動のプロキシを使用して変動性を調べることができます。TESSライトカーブのパワースペクトル(GPS)の勾配を分析することにより、白斑対スポットドライバー比($\rmS_{fac}/S_{spot}$)を0.510$\pm$0.023に制限しました。これは、次のことを示しています。観測期間中、星の表面はスポット優勢です。私たちは、GPS法から得られた光球の活動特性と、同時分光旋光データからゼーマンドップラーイメージング(ZDI)を使用して得られた星の磁場マップと初めて比較しました。さまざまな恒星活動のプロキシを使用すると、観測された変動をより完全に解釈できます。たとえば、HST遷移線診断CIVおよびCIIIで発光の増強が観察され、フレアイベントを示唆しています。HSTデータと同時に取得されたTESSデータの分析から、放出が増加した正確な瞬間の測光変動を調査し、光球からコロナまで星を探りながら、さまざまな観測対象間の相関関係を導き出します。
浅層レーダー装置による火星周回軌道からの太陽電波バースト現象の観測
| Title |
Observation_of_solar_radio_burst_events_from_Mars_orbit_with_the_Shallow_Radar_instrument |
| Authors |
Christopher_Gerekos,_Gregor_Steinbr\"ugge,_Immanuel_Jebaraj,_Andreas_Casillas,_Elena_Donini,_Beatriz_S\'anchez-Cano,_Mark_Lester,_Jasmina_Magdaleni\'c,_Sean_Peters,_Andrew_Romero-Wolf,_Donald_Blankenship |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01747 |
フレアやコロナ質量放出などの太陽爆発の複数の宇宙船と複数の波長の観測は、これらの現象の背後にある複雑なプロセスを理解するために不可欠です。無線周波数スペクトルにおける太陽バースト現象の研究は、地上の電波望遠鏡と、STEREOやWindなどの専用の太陽物理学ミッションからのデータにほぼ独占的に依存してきました。火星の惑星レーダー測深機であるマーズ・リコネッサンス・オービター（MRO）シャロー・レーダー（SHARAD）機器からの既存データを再分析したところ、少なくとも1つの専用太陽探査ミッションによる相関観測により、38件の太陽電波バースト・イベントを検出した。時間方向と周波数方向の両方における装置の非常に高い分解能、その帯域幅、および太陽系内の位置により、SHARADは太陽物理学に多大な貢献をすることができます。それは、バースト発生の現場および関連する高速電子ビームの伝播経路に沿ったプラズマプロセスに関する情報を提供することができる。このレターでは、STEREOとWindを基準として使用し、相関観測の統計分析を通じて、タイプIII太陽電波バーストに対するこの機器の感度を特徴付けます。私たちは、取得幾何学的観点からSARADが太陽バーストを観測できる条件を確立し、太陽電波観測所としての使用の基礎を築きます。また、1AUを超える高解像度でのタイプIII特性時間の最初の解析も紹介します。スケーリング則も、落下時間を除いて、地球上で見つかった結果と同等です。不一致を解決するには、バーストの基本波成分と高調波成分をより明確に区別する必要がある場合があります。
MeerKAT 太陽観測による太陽の最初の画像: 太陽物理学の新たなフロンティアを開く
| Title |
First_Image_of_the_Sun_with_MeerKAT_Solar_Observations:_Opening_a_New_Frontier_in_Solar_Physics |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik,_Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi,_James_O._Chibueze,_N._E._Engelbrecht,_R._D._Strauss,_Eduard_P._Kontar,_Gert_J._J._Botha,_Ruhann_Steyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01895 |
太陽電波放射は、他の方法では単純にアクセスできない、太陽コロナのさまざまな物理パラメータを推定するためのいくつかのユニークな診断を提供します。しかし、電波の波長で広範囲の角度スケールにわたる非常に動的な太陽コロナ放射を画像化することは非常に困難です。GHz周波数では、MeerKAT電波望遠鏡はおそらく現時点で世界的に最も適した機器であり、高忠実度の分光スナップショット太陽画像を提供できます。ここでは、Lバンド(856～1711MHz)でのMeerKATによる観測を使用して作成された太陽の最初の画像を紹介します。この研究は、MeerKAT周波数でのシミュレートされた電波画像との比較を通じて、MeerKAT太陽画像の忠実度の高さを実証します。観察された画像は、シミュレートされた画像と非常に良好な形態学的類似性を示します。シミュレートされた電波マップと観測されたMeerKAT電波画像の詳細な比較により、MeerKAT画像には観測帯域の高周波数で重大な磁束密度の欠落があることが示されていますが、これは推定して補正できる可能性があります。MeerKATによる太陽観測が開始されれば、多くの新しい研究が可能になるだけでなく、大きな発見の可能性を秘めた広大な未踏の位相空間への扉が開かれると私たちは信じています。
3つの連星ミリ秒パルサーの光学スペクトル観測
| Title |
Optical_spectral_observations_of_three_binary_millisecond_pulsars |
| Authors |
A._V._Bobakov,_A._V._Karpova,_S._V._Zharikov,_A._Yu._Kirichenko,_Yu._A._Shibanov,_D._A._Zyuzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02167 |
我々は、グラン・テレスコピオ・カナリアスで得られた3つの連星ミリ秒パルサー、PSRJ0621$+$2514、J2317$+$1439、およびJ2302$+$4442の恒星の光分光分析の結果を紹介する。J0621$+$2514伴星のスペクトルは、青い連続体と顕著なバルマー吸収線を示しています。後者はJ2317$+$1439伴星のスペクトルでも分解され、両方がDA型白色矮星であることを示しています。J2302$+$4442伴星にはスペクトルの特徴は検出されませんが、その広帯域の大きさと連続体発光のスペクトル形状は、これもDA型白色矮星であることを示唆しています。スペクトル解析に基づいて、J0621$+$2514とJ2317$+$1439の伴星は比較的高温で、実効温度は$T_{\rmeff}$$=$8600$\pm$200と9600$\pm$2000~であると結論付けています。J2302$+$4442のコンパニオンは大幅に温度が低く、$T_{\rmeff}$$<$6000~Kです。また、J0621$+$2514までの距離は1.1$\pm$0.3kpcと推定され、その伴星とJ2317$+$1439の伴星はHe核白色矮星であり、その冷却年齢に$\lesssim$2Gyrという制約があると主張した。
太陽風のマイクロストリームの形成と進化のモデル化: コロナプルームからアルフブの速度スパイクの伝播まで
| Title |
Modelling_the_formation_and_evolution_of_solar_wind_microstreams:_from_coronal_plumes_to_propagating_Alfv\'enic_velocity_spikes |
| Authors |
Bahaeddine_Gannouni,_Victor_R\'eville,_Alexis_Rouillard_and_K\'evin_Dalmasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02210 |
私たちは、数時間続く太陽風の速度と温度の増大として定義されるマイクロストリームと呼ばれる太陽風のメソスケール構造の起源を調査します。それらは最初にヘリオスとユリシーズの太陽風データで明確に検出され、現在ではパーカー太陽探査機と太陽周回機によって測定された「若い」太陽風の中に遍在しています。これらの最近のデータは、マイクロストリームが速度スパイクや磁気スイッチバックの形で大量のアルフエン摂動を輸送していることを明らかにしています。この研究では、コロナと太陽風の非常に高解像度の2.5MHDモデルを使用して、既存の周囲コロナと相互作用する磁気双極子の出現と、太陽風中を伝播するマイクロストリームとなるジェットの生成をシミュレートします。私たちの高解像度シミュレーションは、リコネクション領域で発生し、ジェットとともに太陽風に放出されるプラズマを生成するティアリングモード不安定性を捉えるのに十分な高いルンドクイスト数に達しています。私たちの領域はコロナ下部から20Rsまで広がっており、これにより、私たちは、プラズマIDの形成プロセスと、それらがAlfvの速度スパイクに進化する過程を追跡します。約19分の特徴的な周期で速度スパイクが発生し、数時間続く摂動された太陽風の流れが得られます。我々は、パーカー・ソーラー・プローブによって原始的な太陽風中で測定されたマイクロストリームのいくつかの特性、すなわち、太陽風に放出された重畳された約100km/sの速度スパイクとともに、ストリーム通過中の約100km/sの風速の増加を取得します。。
2022 年 4 月 2 日の太陽周回衛星の最初の近日点での M クラスのフレアとフィラメントの噴火を複数の探査機が検出
| Title |
A_multiple_spacecraft_detection_of_the_2_April_2022_M-class_flare_and_filament_eruption_during_the_first_close_Solar_Orbiter_perihelion |
| Authors |
M._Janvier,_S._Mzerguat,_P._R._Young,_\'E._Buchlin,_A._Manou,_G._Pelouze,_D._M._Long,_L._Green,_A._Warmuth,_F._Schuller,_P._D\'emoulin,_D._Calchetti,_F._Kahil,_L._Bellot_Rubio,_S._Parenti,_S._Baccar,_K._Barczynski,_L._K._Harra,_L._A._Hayes,_W._T._Thompson,_D._M\"uller,_D._Baker,_S._Yardley,_D._Berghmans,_C._Verbeeck,_P.J._Smith,_H._Peter,_R._Aznar_Cuadrado,_S._Musset,_D._H._Brooks,_L._Rodriguez,_F._Auch\`ere,_M._Carlsson,_A._Fludra,_D._Hassler,_D._Williams,_M._Caldwell,_T._Fredvik,_A._Giunta,_T._Grundy,_S._Guest,_E._Kraaikamp,_S._Leeks,_J._Plowman,_W._Schmutz,_U._Sch\"uhle,_S.D._Sidher,_L._Teriaca,_S._K._Solanki,_J._C._del_Toro_Iniesta,_J._Woch,_A._Gandorfer,_J._Hirzberger,_D._Orozco_Suarez,_T._Appourchaux,_G._Valori,_J._Sinjan,_K._Albert,_R._Volkmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02396 |
ソーラー・オービター・ミッションは、2022年春に最初のリモートセンシング観測窓を完成させました。2022年2月4日、Mクラスのフレアとそれに続くフィラメントの噴出が、ミッションに搭載された計器といくつかの天文台の両方から観察されました。地球の軌道。観察された特徴の複雑さは、3Dの標準フレアモデルによって与えられる予測と比較されます。私たちは、EUVイメージングから分光法や磁場測定までを含むマルチビューデータセットからの観測結果を使用します。これらのデータは、IRIS、SDO、Hinode、およびソーラーオービターのいくつかの機器から取得されます。SDO/HMIとソーラーオービターPHI/HRTから得られた情報は、フィラメントの下に現れる寄生極性がフラックスロープを不安定な状態にする原因であることを示しています。磁束ロープが噴出すると、「ひので/EIS」は、フレアのピークに先立って、磁束ロープの北側の脚にある遷移領域と冠状線の青方偏移した発光を捕捉します。SolarOrbiterSPICEは領域全体を捕捉し、フィラメント噴出のドップラー診断を補完します。フレアリボンとループの複雑なセットの形成と進化の解析により、寄生的に出現する双極子がフレア領域の進化において重要な役割を果たしていることが示されています。分析されたデータは全体的に標準フレアモデルと一致していますが、現在の特定の磁気配置は、動作中のプロセスを完全に理解するには、近くの出現などの周囲の磁気活動を考慮する必要があることを示しています。このフィラメントの噴出は、分光装置によってさまざまな角度から初めてカバーされ、フレアの前および最中に存在する多重熱構造の前例のない診断を提供します。この噴火イベントのデータセットは、ソーラーオービターミッションと連携した観測の能力を示しています。
太陽円盤センターにおける大気重力波の多高さ観測
大気重力波(AGW)は、乱流対流によって生成され、太陽大気全体に斜めに伝播する低周波の浮力駆動波です。彼らが提案している太陽下層大気へのエネルギーの寄与と大気パラメータ（磁場や放射減衰など）に対する感度は、診断の可能性を強調しています。私たちは、干渉二次元分光計(IBIS)と太陽力学天文台(SDO)からの多波長データを使用して、静かな太陽円盤中心領域近くのAGWを調査します。これらの観測は、音響重力波スペクトル全体に存在する複雑な波の挙動を示しています。同時に観測された線心ドップラー速度と強度変動に対するフーリエスペクトル解析と局所ヘリ地震学技術を使用して、AGWの垂直特性と水平特性の両方を研究します。垂直な群速度と位相速度で伝播するAGWは、下層全体にわたって予想される時間的および空間的スケールで検出されます。太陽の大気。また、速度と強度の診断組み合わせの間で、これまで観察されていなかったさまざまな位相差分布も見つかりました。時間距離分析により、AGWは平均群速度4.5km$^{-1}$で移動することが示されているが、これは高周波AGWが信号を支配していることを示唆する簡単なシミュレーションでは部分的にしか説明されていない。中央磁場(4.2G)の分析は、伝播するAGWが静かな太陽の光球磁場によって大きな影響を受けないことを示唆しています。私たちの結果は、複数の高さでの観察の重要性と、この観察された行動を適切に特徴付けるための将来の研究の必要性を示しています。
高温コロナループにおける 2 つの遅波減衰モデルのベイジアン証拠
| Title |
Bayesian_evidence_for_two_slow-wave_damping_models_in_hot_coronal_loops |
| Authors |
I._Arregui,_D._Y._Kolotkov,_V._M._Nakariakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02439 |
我々は、高温コロナループにおける遅い磁気音響波の減衰を説明する際に、場に整列した熱伝導のみに基づくモデルと、熱不均衡も含むもう1つのモデルの2つのモデルを支持する証拠を計算した。私たちの分析は、2つの減衰モデルの周辺尤度およびベイズ係数の計算に基づいています。我々は、一連の高温コロナルループにおいてSOHO/SUMERを用いて測定した、低速モード期間と減衰時間との間の明らかな関係を説明する上で、それらのメリットを定量化した。結果は、サンプルの大部分に熱不均衡があり、熱伝導のみがより妥当であるループの集団が少数であるというモデルに有利な証拠を示しています。徐波減衰の2つの異なる領域の明らかな可能性は、ホストの活性領域のループおよび/または光球の動力学の違いによるものであれば、コロナ加熱メカニズムを明らかにするのに役立つ可能性があります。
静かな太陽の光球におけるポインティング フラックスの定量化
| Title |
Quantifying_Poynting_flux_in_the_Quiet_Sun_Photosphere |
| Authors |
Dennis_Tilipman,_Maria_Kazachenko,_Benoit_Tremblay,_Ivan_Milic,_Valentin_Martinez_Pillet,_and_Matthias_Rempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02445 |
ポインティング磁束は磁気エネルギーの磁束であり、太陽大気中の彩層およびコロナ加熱の原因となります。これは電場と磁場の外積として定義され、理想的なMHD条件では磁場とプラズマ速度で表すことができます。ポインティングフラックスは活動領域とプラージュについて計算されていますが、静かな太陽(QS)でのポインティングフラックスの推定は、解像度効果と偏光ノイズのため依然として困難です。ただし、今後のDKIST機能により、これらの推定はこれまで以上に実現可能になります。ここでは、Sunrise/IMaX観測とMURaMシミュレーションにおけるQSポインティングフラックスを研究します。観測値から横速度を推定するための2つの方法、FLCTとニューラルネットワークベースの方法DeepVelを検討し、小規模QSフローのコンテキストではDeepVelがより適切な方法であることを示します。ポインティング磁束推定に対する方位角の曖昧さの影響を調査し、方位角の曖昧さを解消するための新しい方法について説明します。最後に、電場を取得するために2つの方法を使用します。最初の方法は理想的なオームの法則に依存するのに対し、2番目の方法は最先端の誘導電界反転法PDFISSです。得られたポインティングフラックス値を彩層およびコロナのエネルギー損失の理論的推定値と比較し、ポインティングフラックス推定値の一部が損失と一致するのに十分であることを発見しました。MURaMシミュレーションを使用して、光球のポインティングフラックスが光の深さに応じて大きく変化すること、および考慮されていないせん断項の寄与によりポインティングフラックスが過小評価される観測バイアスがあることを示します。
高エネルギー嵐粒子イベントにおける粒子強度の東西非対称性
| Title |
The_East-West_Asymmetry_of_Particle_Intensity_in_Energetic_Storm_Particle_Events |
| Authors |
Zheyi_Ding,_Gang_Li,_Adolfo_Santa_Fe_Due\~nas,_Robert_W._Ebert,_Nicolas_Wijsen,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02458 |
私たちは、改良された太陽圏粒子加速および輸送(iPATH)モデルを使用して、高エネルギー嵐粒子(ESP)イベントにおけるピーク強度の東西非対称性を調べます。我々は、噴射効率がコロナ質量放出衝撃波の先端の東でピークに達し、そこで衝撃波が準平行形状を示すことを発見した。東側面のピーク強度は一般に西側面のピーク強度よりも大きく、注入効率と正の相関があることを示します。また、イオンのエネルギーに敏感に依存する重イオンのこの非対称性も調べます。モデリング結果と1auでのESPイベントの測定値を比較すると、合理的な一致が示されています。我々は、注入効率がESPイベントのピーク強度の東西非対称性を引き起こす主な要因である可能性があることを示唆しています。さらに、最大粒子エネルギーの電荷対質量(Q/A)依存性は、重イオンのこの非対称性に影響します。
| Title |
First_observation_of_neutral_bremsstrahlung_electroluminescence_in_liquid_argon |
| Authors |
A._Buzulutskov,_E._Frolov,_E._Borisova,_V._Nosov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.08084 |
中性制動放射(NBrS)効果による希ガス中のエレクトロルミネッセンス(EL)の追加メカニズムが最近発見され、NBrSELは希液体中にも存在するはずであるという予測につながりました。貴液体中のNBrSELの厳密な理論は、Cohen-LeknerおよびAtrazhevアプローチの枠組みに基づいて開発されました。この研究では、この予測を確認します。ガス電子増倍管(GEM)および厚いGEM(THGEM)構造を使用して、90kV/cmに達する電場で液体Ar中で可視域ELが初めて観察されました。ELの絶対光収率が測定され、電子原子散乱の運動量伝達断面積(エネルギー伝達断面積の代わりに)がNBrS断面積の計算に使用されるという条件で、理論とよく一致することがわかりました。
小規模領域の温室気候における断続的な大洪水の誘発における垂直放射冷却コントラストの重要な役割
| Title |
Critical_role_of_vertical_radiative_cooling_contrast_in_triggering_episodic_deluges_in_small-domain_hothouse_climates |
| Authors |
Xinyi_Song,_Dorian_S._Abbot,_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01219 |
SeeleyとWordsworth(2021)は、小領域の雲分解シミュレーションで、極度の高温気候($\ge$320K)における降水パターンが準定常から組織化された一時的な大洪水へと変化し、大雨の突発的な発生と数回の降水が交互に起こることを示しました。乾燥した日々。彼らは、太陽放射の水蒸気吸収の増加が、対流圏下部の正味の放射加熱につながる、この移行のメカニズムを提案しました。この加熱により、対流圏下部の対流が抑制され、乾燥段階中に対流圏上部から境界層が切り離され、対流圏下部の湿った静エネルギーが放電して大洪水が発生するまで蓄積されるようになります。私たちは極夜で雲分解シミュレーションを実行し、同じ遷移が起こることを示し、そのメカニズムの何らかの修正が必要であることを示唆しています。対流圏上部の放射冷却の大きさが約2倍である限り、対流圏下部の放射加熱速度が負であっても、一時的な大洪水が発生する可能性があることを示した。偶発的な大洪水状況では、平均降水量は大気柱のエネルギー収支から推測でき、その期間は下層大気を冷却するための放射と再蒸発の時間から予測できることがわかりました。
極端な質量比インスパイラルの指数関数的収束シミュレーションに向けて: 特異ソース項を使用したスカラー トイコルスキー方程式の時間領域ソルバー
| Title |
Towards_exponentially-convergent_simulations_of_extreme-mass-ratio_inspirals:_A_time-domain_solver_for_the_scalar_Teukolsky_equation_with_singular_source_terms |
| Authors |
Manas_Vishal,_Scott_E._Field,_Katherine_Rink,_Sigal_Gottlieb,_Gaurav_Khanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01349 |
極端な質量比の霊源からの重力波信号は、宇宙ベースの重力波検出器の重要なターゲットです。これらのシステムは通常、分布的に強制されたトイコルスキー方程式としてモデル化され、小さいブラックホールはディラックデルタ分布として扱われます。時間領域ソルバーは、ディラック分布を近似する正則化アプローチを使用することが多く、これにより小さな長さスケールが導入されることが多く、特に小さなブラックホール付近では系統誤差の原因となります。カー時空上で展開するスカラー場を記述する、分布的に強制されたトイコルスキー方程式を解くためのマルチドメイン不連続ガラーキン法について説明します。ディラックデルタを処理するには、解を球面調和関数で拡張し、ソースのトイコルスキー方程式を1次の1次元対称双曲系として再キャストします。これにより、ディラックデルタを正しく考慮するためのメソッドの数値フラックスを導き出すことができます。その結果、私たちの方法は、発生源の位置であってもグローバルなスペクトル精度を達成します。近距離場を将来のヌル無限大に接続するには、双曲面層法を使用します。これにより、外側の境界条件を提供し、遠距離場の波形に直接アクセスできるようになります。厳密な解に対する収束テスト、円軌道のエネルギー光度、将来のゼロ無限大でのスキームの超収束特性、およびスカラー場の後期のテール挙動など、私たちの方法をテストするいくつかの数値実験を文書化します。また、一次リダクション変数の異なる選択から生じる2つのシステムを比較し、特定の選択が実際には数値的に問題があることを発見しました。ここで開発された方法は、球面調和モード用に正則化手順が開発されており、ディラックデルタの位置で高精度が必要な重力自力効果を計算する場合に有益である可能性があります。
TPa 圧力および eV 温度に対する酸化マグネシウムの正確な状態方程式と B1-B2 相境界を目指して
| Title |
Toward_an_accurate_equation_of_state_and_B1-B2_phase_boundary_for_magnesium_oxide_to_TPa_pressures_and_eV_temperatures |
| Authors |
Shuai_Zhang,_Reetam_Paul,_S._X._Hu,_and_Miguel_A._Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01359 |
補助場量子モンテカルロ法を適用することにより、酸化マグネシウム(MgO)の状態方程式(EOS)と1TPaまでのB1-B2相転移を計算します。結果は、低圧で利用可能な実験データと一致しており、密度汎関数理論の計算におけるさまざまな交換相関汎関数のパフォーマンスのベンチマークに使用されます。私たちは、PBEsolが交換相関汎関数にとって最適な選択肢であると判断し、広範なフォノンおよび量子分子動力学計算を実行して熱EOSを取得します。私たちの結果は、ゼロから10,500KまでのMgOのEOSおよびB1-B2相境界の予備的な参考資料となります。
地理空間における磁気リコネクションによる粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_by_magnetic_reconnection_in_geospace |
| Authors |
Mitsuo_Oka,_Joachim_Birn,_Jan_Egedal,_Fan_Guo,_Robert_E._Ergun,_Drew_L._Turner,_Yuri_Khotyaintsev,_Kyoung-Joo_Hwang,_Ian_J._Cohen_and_James_F._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01376 |
宇宙、太陽、天体物理学のプラズマ環境における爆発的なエネルギー放出現象中に、粒子は非常に高い非熱エネルギーまで加速されます。磁気リコネクションが地球の磁気圏の力学において重要な役割を果たしていることが確立されている一方で、磁気リコネクションが非熱エネルギーへの粒子の加速をどのようにさらに説明できるかは依然として不明である。ここでは、地球の磁気圏における磁気リコネクションによる粒子加速の理解における最近の進歩をレビューします。解像度の向上により、最近の宇宙船ミッションでは、拡散領域、分離線、ジェット、磁性島（磁束ロープ）、双極化フロントなどのさまざまな構造における粒子加速の詳細な研究が可能になりました。粒子運動の誘導中心近似に関して、多くの研究がフェルミ効果とベータトロン効果だけでなく平行電場の相対的な重要性について議論してきました。しかし、粒子の加速メカニズムを完全に理解し、太陽や天体物理学のプラズマ環境における粒子の加速とさらに比較するには、エネルギー分配や乱流の正確な役割などをさらに調査する必要があります。
宇宙搭載ネットワークによる異方性確率的重力波背景に対する感度
| Title |
Sensitivity_to_anisotropic_stochastic_gravitational-wave_background_with_space-borne_networks |
| Authors |
Zheng-Cheng_Liang,_Zhi-Yuan_Li,_En-Kun_Li,_Jian-dong_Zhang,_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01541 |
この論文では、低周波近似に依存せずに、異方性確率重力波背景(SGWB)に対する宇宙搭載検出器の検出能力を調査します。検出性能を評価するために、べき乗則積分感度(PLIS)曲線を計算します。我々の結果は、単極子($l=0$)、四極子($l=2$)、および十六極子($l=4$)を超える多極子モーメントを単一の検出器で検出する能力には限界があることを示しています。ただし、複数の検出器を組み合わせると、複数の指向方向の存在と検出器間の分離により、他の多重極モーメントの検出能力が大幅に向上します。たとえば、双極子($l=1$)を考慮する場合、TianQinとTianQinII、およびLISAとTianQinを組み合わせると、単一のTianQinと単一のLISAを使用した場合と比較して、検出感度がそれぞれ2～3桁大幅に向上します。
ICRC2023 Proceedings: シュヴァルツシルト背景時空における $l=0,1$ モード摂動のゲージ不変処理の提案
| Title |
ICRC2023_Proceedings:_Proposal_of_a_gauge-invariant_treatment_of_$l=0,1$-mode_perturbations_on_the_Schwarzschild_background_spacetime |
| Authors |
Kouji_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01587 |
一般的な背景時空に関するゲージ不変摂動理論は2003年から発展しており、線形計量摂動に対する「ゼロモード問題」がこの理論の本質的な問題として提案されました。シュヴァルツシルト背景時空の摂動理論では、$l=0,1$モードが上記の「ゼロモード」に対応し、これらのモードのゲージ不変の扱いは、シュヴァルツシルト背景時空の摂動理論における有名な重要な問題です。シュヴァルツシルトの背景時空。この状況のため、これらの$l=0,1$モード摂動に対するゲージ不変の処理が提案されています。このゲージ不変処理を通じて、一般的な物質場を使用したこれらのモードの線形化されたアインシュタイン方程式の解が導出されます。真空の場合、カー時空の一意性定理の線形化バージョンはゲージ不変の方法で確認されます。その意味で、我々の提案は合理的である。
高速回転するクォーク星の完全一般相対論的シミュレーション: 振動モードと普遍的関係
| Title |
Fully_general_relativistic_simulations_of_rapidly_rotating_quark_stars:_Oscillation_modes_and_universal_relations |
| Authors |
Kenneth_Chen_and_Lap-Ming_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01598 |
ストレンジクォーク星(QS)の数値シミュレーションは、星の表面に強い密度の不連続があるため、困難です。この論文では、高速回転QSの成功したシミュレーションを報告し、完全一般相対論でその振動モードを研究します。数値相対性理論コード\texttt{EinsteinToolkit}の上に構築して、表面の密度不連続性を処理するために、正性を保持するリーマンソルバーと塵のような大気を実装します。ケプラー限界に近い回転QSの安定した進化を実行し、その振動モードを抽出することにより、数値手法の堅牢性を実証します。私たちは四極$l=|m|=2$$f$モードに焦点を当て、それらが回転中性子星(NS)について最近提案された普遍的な関係を依然として満たせるかどうかを研究します。提案された3つの関係のうち2つは、QSをローテーションすることによっても満たされることがわかります。残りの壊れた関係については、無次元スピンパラメーター$j$を呼び出すことによってNSとQSデータを統合する新しい関係を提案します。回転QSの経年不安定の始まりも、$f$モード周波数を分析することによって研究されます。NSについて以前に見つかった結果と同じように、中心エネルギー密度が一定の系列の場合、星の角速度$\Omega\およそ3.4\sigma_0$になると、QSはチャンドラセカール・フリードマン・シュッツ不安定性まで不安定になることがわかります。sigma_0$は、対応する非回転構成のモード周波数です。粘性による不安定性については、中心エネルギー密度が一定でバリオン質量が一定の両方の系列で$j\約0.881$になるとQSが不安定になることがわかりました。$j$のこのような高い値は、ケプラー限界に達する前にNSを現実的に回転させても達成できません。
長距離小型マイケルソン干渉計の非線形性
| Title |
Nonlinearities_in_Long-Range_Compact_Michelson_Interferometers |
| Authors |
Jiri_Smetana,_Chiara_Di_Fronzo,_Anthony_Amorosi_and_Denis_Martynov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01721 |
コンパクトなマイケルソン干渉計は、現代の重力波検出器で使用されているような地震計やサスペンションシステムの読み取りにおいて、既存の変位センサーを置き換えるのに適しています。ここでは、深い周波数変調の原理で動作する、SmarActによって構築されたカスタマイズされた小型変位センサーの以前の調査を継続します。この文書の焦点は、このデバイスの線形性にあります。センサー内で発生する非線形性の3つの主な原因、つまり残留楕円率、リサージュ図形の固有の歪み、および復調アルゴリズムによって課せられる速度制限を超えることによって引き起こされる歪みを示します。非線形ノイズを最大化して読み出しパワースペクトルの領域を支配するように設計された実験デモンストレーションを通じて理論モデルを検証します。最後に、AdvancedLIGOサスペンションの読み出しに実装された場合にこれらの非線形性が与える可能性のある影響をシミュレーションし、ノイズの非線形性が主要なサブ\SI{10}{\Hz}周波数帯域全体で支配的ではないことを示します。
モノトーン 3 次 B スプライン
係数に単調性制約を備えた3次Bスプラインを使用して単調曲線をフィッティングする方法を提案します。この制約を強制するさまざまな方法を検討し、その理論的および経験的特性を分析します。スプラインフィッティング問題を解決するための2つのアルゴリズムを提案します。1つは標準の最適化手法を使用し、もう1つは多層パーセプトロン(MLP)ジェネレーターをトレーニングしてさまざまな設定や摂動の下で解を近似するものです。ジェネレーターのアプローチは、ブートストラップを使用して信頼帯を構築する場合など、問題を繰り返し解決する必要がある場合に、フィッティングプロセスを高速化できます。ノイズレベルが変化するいくつかの単調曲線について、単調性制約を使用しないいくつかの既存の方法に対してこの方法を評価します。特に高ノイズのシナリオでは、私たちの方法が他の方法よりも優れていることを示します。また、私たちの方法は、天体物理学における星形成中の偏光ホール現象の解析にも適用されます。ソースコードは\texttt{\url{https://github.com/szcf-weiya/MonotoneSplines.jl}}からアクセスできます。
インフレーション中に生成される巨大粒子は、原始変動の相関関数のソフトリミットに特定の痕跡を残します。壊れた時間変換のゴールドストーン粒子が音速の低下を獲得し、デ・シッターブーストが強く壊れたことを示唆するとき、我々は、宇宙論的低速コライダー信号と呼ばれる、インフレーション中の新しい物理を検出するための新しい発見チャネルを導入します。この信号は、宇宙論的相関子のマイルドソフト運動学的構成にある特有の共鳴を特徴とし、重粒子の存在を示し、その位置によりその質量を再構築することができます。我々は、この共鳴が、重磁場が事実上非動的になる非局所単一磁場有効磁場理論の観点から理解できることを示す。この理論は、ゴールドストーン粒子の完全な力学を正確に記述し、従来の宇宙衝突型衝突器信号につながる非摂動的な粒子生成とは異なるすべてのマルチフィールド物理効果を捉えています。したがって、この理論は、宇宙論的相関関係者に対する大規模な場の痕跡を研究する体系的で扱いやすい方法を提供します。我々は、スカラーバイスペクトルにおける低速コライダー現象学の徹底的な研究を実施し、特に弱い混合を超えて、新しい形状を持つ大きな非ガウス性が生成できることを示しました。また、将来の宇宙探査用に低速コライダーテンプレートも提供します。
複合ハイブリッドインフレーション: Dilaton と Waterfall Pions
我々は、ダイラトンとパイオンを含む有効なキラルラグランジアンの観点から、インフレーションが複合場の理論に由来する可能性を調査します。理論のウォーキングダイナミクスは特定の方法でポテンシャルを制限し、パイオンを含む演算子の異常な次元が重要な役割を果たします。異常次元の現実的な値については、パイオンがウォーターフォールフィールドとして機能する、ダイラトン-インフレトンを介して発生するハイブリッドインフレーションが成功していることがわかります。複合性の一貫性はモデルを強く制約し、プランクスケールの単位で膨張スケール$f_\chi\sim\mathcal{O}(1)$、インフレスケール$H_\text{inf}\sim10^{10}を予測します。$GeV、パイオンスケールは約$10^{14}$GeVです。この理論の考えられる現象学的結果についてさらに議論します。
長寿命の粒子と静かな太陽
太陽内部の核反応ネットワークは効率的なMeV物理工場であり、ダークセクターモデルに一般的な長寿命粒子を生成できます。この研究では、バックグラウンドが低いMeV領域で静かな太陽を観測する衛星機器、主にRHESSI分光計の感度を検討します。われわれは、QuietSunの観測が、長寿命粒子の崩壊長が太陽の半径よりも長く、太陽と地球間の距離よりも短いパラメータ空間の領域において強力で補完的なプローブを提供することを発見しました。私たちは、ニュートリノと結合した重い中性レプトンや鏡面対称性からの高品質のアクシオンに関する最近のモデル構築研究との関連についてコメントします。
正確な解決策に照らしたスタロビンスキーインフレとそのスピンオフ
この論文では、$f(R,\phi)$重力で正確な宇宙論的解を得るために使用される方法を実証するために、修正重力で正確な宇宙論的解を得る一般的な方法について議論します。ここで、宇宙の特定の進化が与えられた場合、同じ構造を使用して、その進化を与える重力の異なるモデルを取得できることを示します。さらに、宇宙定数が無視できるスタロビンスキー作用の正確なインフレーション解が得られます。この分析は、スタロビンスキーインフレをより深く理解するのに役立ちます。私たちの分析により、スタロビンスキーインフレのパラメータ値と予測を改良することができました。また、スカラー場や宇宙定数が存在しない場合には、スタロビンスキー作用からの跳ね返りに対するノーゴー定理が存在するという観察も行っています。
階層三重系からの重力波との一般相対論的スピン軌道結合の探査
| Title |
Probing_general_relativistic_spin-orbit_coupling_with_gravitational_waves_from_hierarchical_triple_systems |
| Authors |
Marius_A._Oancea,_Richard_Stiskalek,_Miguel_Zumalac\'arregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01903 |
不均質な媒体内を伝播する波束は、内部自由度と外部自由度の間の結合を経験し、その結果、スピン依存の軌道をたどります。これらはスピンホール効果として知られており、光学および物性物理学でよく知られています。同様に、重力スピンホール効果は、湾曲した時空上の重力波の伝播に影響を与えると予想されます。この一般相対論的設定では、時空の曲率が半導体の不純物または光学媒体の不均一性として作用し、周波数および偏光に依存した波束の伝播を引き起こします。この手紙では、恒星質量連星がより大質量のブラックホールの近くで合体する階層的三重ブラックホールシステムで生成される強磁場レンズ重力波に対するこの効果を研究します。私たちは、重力スピンホール効果が重力波形をどのように変化させるかを計算し、実験観測への可能性を示します。もし検出された場合、これらの影響は天体物理学や一般相対性理論のテストに重大な影響を与えるでしょう。
高エネルギー粒子の衝突器としてのブラックホール
Banados-Silk-West(BSW)プロセスによれば、回転するブラックホールは、粒子の1つに特定の角運動量が存在する限り、任意に高い質量中心エネルギー(CME)を達成できる粒子衝突器として機能します。この議論では、カーブラックホールとシュワルツシルトブラックホールの両方が極域における高エネルギー粒子の潜在的な発生源として機能する可能性があることを実証します。
平面ニュートン重力系内を周回するダンベルの相対平衡
宇宙では、どの2つの物体も重力を共有します。空の空間で互いに近接すると、それらの動きはニュートン重力によってモデル化できます。ニュートンは、2つの物体が無限に小さいときの軌道、いわゆる二体問題を発見しました。完全二体問題と呼ばれる、物体の形状やサイズが異なる一般的な状況は未解決のままです。完全な二体問題の近似に対する相対平衡(RE)とその安定性を見つけます。各体は平面に制限され、質量のないロッド(ダンベル)で接続された2つの点質量で構成されます。特に、物体が同一直線上、垂直、または台形に配置された対称REが見つかります。ダンベルの質量がペアごとに等しい場合、対称REから分岐する非対称REが見つかります。そして、共線的なREのみが(十分に大きな半径に対して)非線形/エネルギー的安定性を持っていることがわかりますが、垂直および台形構成には線形安定性の半径方向の間隔があることもわかります。また、ダンベルボディおよび平面軌道上の任意の数の平面剛体のREの位置に関する幾何学的制限も提供します(Conleyの垂直二等分線定理の拡張)。
ビームダンプおよび固定ターゲット実験での暗黒物質探索用の Spin-1 サーマルターゲット
| Title |
Spin-1_Thermal_Targets_for_Dark_Matter_Searches_at_Beam_Dump_and_Fixed_Target_Experiments |
| Authors |
Riccardo_Catena_and_Taylor_R._Gray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02207 |
ビームダンプおよび固定ターゲット実験における暗黒物質探索の現在のフレームワークは、複素スカラー、非弾性スカラー、擬似ディラック、そして最後にマヨラナDMモデルの4つのベンチマークモデルに依存しています。このアプローチはこれまでのところ、入手可能なデータの解釈には成功していますが、DMがスピン1粒子でできている可能性をアプリオリに排除します。この制限は理論的にも実験的にも正当化されません。この研究では、サブGeVDMモデルの現在の状況を、簡略化されたモデルのファミリー(1つのDM候補と1つのメディエーター、つまりダークフォトンを含む)と紫外完全モデルを含むスピン1DMのモデルセットに拡張します。DMがスピン1の強く相互作用する大質量粒子である非アーベルゲージ群に基づいています。これらの各モデルについて、DM遺物の密度、ビームダンプ実験で予想される信号イベントの数、初期宇宙の熱浴と銀河間媒体でのエネルギー注入速度、および前方プロセスのヘリシティ振幅を計算します。ユニタリー限界の対象となります。次に、これらの予測を、プランク、CMB調査、IGM温度観測、LSND、MiniBooNE、NA64、およびBaBarからの実験結果、およびLDMXおよびBelleIIからの入手可能な予測と比較します。この比較を通じて、この研究で考慮したモデルのパラメータ空間内で、DMが同時に熱的に生成され、現在の観測と互換性があり、BelleIIとLDMXで到達可能な領域を特定します。単純化されたモデルは現在のビームダンプ実験とユニタリティ限界によって強く制約されているため、LDMXデータ取得の最初の段階で最終的に調査されることがわかりました。また、この研究で調査されたSIMPモデルは、観測されたDM存在量を予測し、現在の観測と互換性があり、パラメーター空間の広い領域でLDMXで到達可能な範囲内にあることもわかりました。
ネーター対称性から相互作用する本質宇宙論: 理論的予測と観測データの比較
| Title |
Interacting_quintessence_cosmology_from_Noether_symmetries:_comparing_theoretical_predictions_with_observational_data |
| Authors |
Ester_Piedipalumbo,_Stefano_Vignolo,_Pasquale_Feola,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02355 |
スカラーテンソル重力の枠組みの中で、スカラー場が暗黒物質と相互作用する非平坦相互作用の本質宇宙論を考察します。このようなスカラーフィールドは、標準またはファントムの場合があります。ネーター対称アプローチを使用して、宇宙論的方程式の一般的な正確な解を取得し、スカラー場の自己相互作用ポテンシャルを選択します。発見された解は宇宙の加速膨張を再現でき、SNeIaパンテオンデータ、ガンマ線バーストハッブル図、ハッブルパラメーターの直接測定などの観測データセットと互換性があることが判明しました。
IceCube による NGC 1068 観測によるニュートリノの自己相互作用の制約
活動銀河NGC1068は、アイスキューブニュートリノ観測所によって最近、10年間で約79の事象に関連する、既知の最初の定常状態の銀河系外ニュートリノ点源として同定されました。IceCubeデータを使用して、1～10MeVの質量を持つスカラー粒子によって媒介される可能性のあるニュートリノの自己相互作用に制限を設けます。フレーバー固有の$\nu_{\tau}$自己インタラクションは既存の公開限界を超えて制約されるが、フレーバー普遍的な自己インタラクションはそうではないことがわかりました。
