多極ベースの固有アライメント推定器による調査データの能力の向上
| Title |
Increasing_the_power_of_survey_data_with_multipole-based_intrinsic_alignment_estimators |
| Authors |
Sukhdeep_Singh,_Ali_Shakir,_Yesukhei_Jagvaral,_Rachel_Mandelbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02545 |
銀河の形状が大規模な密度場と一貫して整列していることは長い間知られていました。この効果を特徴付けることは、弱い重力レンズ効果、つまり視線に沿った物質の過密度による遠くの銀河からの光の偏向の測定を解釈するために不可欠です。なぜなら、この効果は、宇宙論的モデルの観点から解釈したいと考えているコヒーレントな銀河配列を生み出すからです。高品質の形状と赤方偏移測定を備えた銀河サンプルを使用した既存の固有配列の直接測定では、通常、十分に理解されているものの次善の投影推定量が使用されており、それらの推定量を理論モデルと比較する際にデータ内の情報が十分に活用されていません。銀河固有の配列を直接測定するための、相関関数またはパワースペクトルの多極展開に基づいた、より最適な推定器を実証します。最低次の多極子を単独で使用した場合でも、追加のモデリングを複雑にすることなく、シミュレートされたデータと実際のデータを使用して推論されたモデルパラメーターの重要性が高まることを示します。この推定器をSloanDigitalSky調査の固有アライメントの測定に適用し、固有アライメントモデルへのパラメーターフィットの精度が$\sim$2倍向上し、一貫した結果が得られることを実証しました。この結果は、機能的には調査領域を4倍にするのと同等ですが、それに伴うコストはかかりません。したがって、分光銀河サンプルを使用した現在および将来の固有配列測定でこの新しい推定器を使用する価値が実証されています。
| Title |
Influence_of_Primordial_Black_Holes_on_Cosmic_Reionization_through_Semi-Analytical_Modelling |
| Authors |
Krish_Jhurani_and_Pranav_Gunhal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02677 |
この研究は、堅牢な半解析モデルを使用して、宇宙の再電離に対する原始ブラックホール(PBH)の影響に取り組んでいます。このモデルは、対数正規PBH質量関数を支点として、宇宙論、PBH物理学、および放射伝達をカプセル化しています。平均PBH質量は30太陽質量に設定され、PBH内の暗黒物質の割合($f_{PBH}$)は変化します。また、PBHの影響下での宇宙の再電離を包括的に描写するために、標準的な薄円盤降着モデルと1次元放射伝達コードも採用しています。我々の主な発見により、PBHの質量とイオン化効率の間には反比例の関係があることが明らかになりました。たとえば、平均PBH質量が10太陽質量で$f_{PBH}$が0.1の場合、結果として得られるイオン化効率は約0.25ですが、平均PBH質量が50太陽質量では0.15に低下します。しかし、$f_{PBH}$が1に近づくと、大きなPBH(太陽質量100倍の平均質量)であっても0.2に近いイオン化効率を達成できます。イオン化履歴は、平均PBH質量が10太陽質量、$f_{PBH}$が0.01の場合、急速なイオン化がz=12.5+0.5/z=12.5-0.5で始まり、z=9+0.5/z=で終了することを示しています。9-0.5。逆に、PBH質量が100太陽質量で$f_{PBH}$が0.01と大きい場合、再電離は後でz=10.8+0.4/z=10.8-0.4で始まります。我々の二点相関関数解析により、$f_{PBH}$が0.01の場合、z=7.5+0.5/z=7.5-0.5で初期サイズ約10Mpcのイオン化気泡が形成され、次の条件によって20Mpcに拡大することが明らかになりました。再イオン化の終わり。$f_{PBH}$が0.1の場合、より大きな気泡が形成され、約15Mpcから始まり、再イオン化の終わりまでに30Mpcに達します。結論として、PBHは宇宙の再電離に大きな影響を及ぼし、PBHの質量と暗黒物質へのPBHの寄与がこの影響を調節します。
超大質量連星ブラックホールから干渉銀河によって放射されるナノヘルツ重力波の回折レンズ効果
| Title |
Diffractive_lensing_of_nano-Hertz_gravitational_waves_emitted_from_supermassive_binary_black_holes_by_intervening_galaxies |
| Authors |
Hao_Ma,_Youjun_Lu,_Zhiwei_Chen,_Yunfeng_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02742 |
パルサータイミングアレイ(PTA)実験では、個々のインスピレーションを与える超大質量連星ブラックホール(SMBBH)から放出されるナノヘルツ重力波(GW)を検出できると期待されています。これらのSMBBHのごく一部からのGW信号は、介在する銀河によって回折レンズ効果を受けている可能性があります。この論文では、レンズ付きSMBBHからの連続GW信号に対する回折レンズ効果を調査し、中国PTA(CPTA)やスクエアキロメートルアレイ(SKA)PTAなどのPTAによって検出可能なそのような信号の数を推定します。レンズ効果のあるGW信号の振幅は$\sim1.01-1.14$($16\%-84\%$の範囲)の係数でしか増幅されず、信号の位相はレンズ効果により多少シフトする可能性があることがわかりました。これは、幾何光学におけるコンパクトなバイナリの合体からの強力にレンズされた高周波GW信号とは大きく異なります。今後のPTA実験によって個々のSMBBHから検出されたすべてのナノヘルツGW信号のうち$\sim0.01\%$は前景銀河によってレンズ化されると推定されます(つまり、CPTAでは最大$\sim106$、最大$\sim289$)SKA-PTA用）。ただし、レンズ効果のあるナノヘルツGW信号は、PTA観測だけではレンズ効果のない信号と区別するのが困難です。さらに、ホスト銀河または活動銀河核の電磁検出を介して、SMBBHからのレンズ化されたナノヘルツGW信号を識別する可能性について議論します。
全球 21 cm 実験前景でのホット ホライズンのモデリング
| Title |
Modelling_a_Hot_Horizon_in_Global_21_cm_Experimental_Foregrounds |
| Authors |
Joe_H._N._Pattison,_Dominic_J._Anstey,_Eloy_de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02908 |
宇宙の水素からの21cmの信号は、初期宇宙の最も有益な探査機の1つです。この信号が検出されれば、最初の星、暗黒物質の性質、初期の構造形成に関する重要な情報が明らかになるでしょう。私たちは、地球規模の21cm実験において、この信号の回復に対する放射および反射、または「ホット」地平線の影響を調査します。物理的に動機づけられた前景モデルを使用して空の平均21cm信号を復元するには、放射計の周囲の地平線を正確に記述する必要があることが実証されています。ホライズンを考慮しないと、注入された信号よりも1桁大きい残差で信号が回復され、ホライズンを考慮した場合よりもログベイジアンの証拠がほぼ1600低くなることを示します。信号回復は、地平線を記述する際の土壌温度と反射係数の不正確な値に敏感であり、反射率の10%の誤差でも、特定のフィットのRMSEが2倍増加することが示されています。また、ベイジアン推論を使用してこれらのパラメーターを適合させることで、過剰適合や非検出の特徴付けを誤ることなく、これらの問題を軽減できることも示します。さらに、信号回復は空への地平線投影の測定誤差に影響されやすいが、物理的予想を超えた事前分布で土壌温度と反射係数をフィッティングすることで、これらの問題を解決できることを示します。拡張された事前範囲を使用すると、地平線の高さが最大20%誤測定された場合でも信号を確実に回復でき、このフィッティングを実行しないモデルのRMSEが9分の1に減少することを示します。
重力のスカラーテンソル理論におけるガリレオン項の宇宙論的効果を研究します。考慮されているスカラーテンソル理論のサブセットは、非最小結合$F(\sigma)R$、任意の符号$Z(\partial\sigma)^2$($Z=\pm1$)を持つ運動項によって特徴付けられます。、潜在的な$V(\sigma)$、およびガリレオン項$G_3(\sigma,(\partial\sigma)^2)\square\sigma$。修正されたダイナミクスに加えて、ガリレオン項は、モデルをヴァインシュタイン半径内の一般相対性理論の予測と潜在的に一致させるためのスクリーニングメカニズムを提供します。ガリレオン項のおかげで、負の運動項($Z=-1$)を持つ分岐における安定性条件、つまりゴースト不安定性とラプラシアン不安定性は、パラメーター空間の大部分にわたって満たされます。背景の進化と線形摂動を数値的に解き、プランクからの宇宙マイクロ波背景背景（CMB）データ、BOSSからのバリオン音響振動（BAO）測定、および超新星のさまざまな組み合わせに対するガリレオン項の存在下での宇宙論的パラメータの制約を導き出します。パンテオンのコンピレーションより。ガリレオン項が、研究されたすべてのケースのダイナミクスを変えることがわかりました。標準的な運動項($Z=1$)の場合、プランクデータとBAOデータの編集により、ガリレオン項が小さな値に制約され、スクリーニングが非常に非効率になることがわかりました。負の運動項($Z=-1$)の場合、ガリレオン項と非ゼロポテンシャルは、物理的に実行可能な理論領域での効率的なスクリーニングにつながります。今日のハッブル定数の値により、両者の間の緊張が緩和されます。CMBとローカルの決定。消滅ポテンシャルの場合、$Z=-1$の場合と宇宙の後期加速を引き起こすガリレオン項はプランクデータによって除外されます。
私たちは、超流動暗黒物質(SFDM)粒子のガス中を移動する宇宙ひもを考察し、それが暗黒物質の分布にどのような影響を与えるかを分析します。我々は2つの異なるケースを検討します。1つ目は、宇宙ひもが既に凝縮された領域を通過する場合と、2つ目はまだ凝縮されていない領域を通過する場合です。前者では、ひもが超流体に弱い衝撃を引き起こし、ボース・アインシュタイン凝縮（BEC）が存続します。後者では、より大きな密度の後流がストリングの後ろに形成され、どのような条件下で後流のビリアライズされた領域にBECが形成されるかを研究します。DM粒子の熱化と後流内でのドブロイ波長の重なりを必要とすることにより、典型的なSFDMモデルと互換性のある10eV程度の暗黒物質粒子の質量の上限が得られます。
バリオンの非対称性はインフレーション前の大きな初期値によって説明できるでしょうか?
宇宙のバリオン非対称性は、宇宙マイクロ波背景観測によってすでに除外されている相関バリオン等曲率摂動を必然的に予測するため、インフレーション前の大きな初期値では説明できないことを示します。同様の議論は一般に、暗黒物質のいくつかのモデルにも適用できます。
強い非ガウス摂動を伴う曲面シナリオからの原始ブラック ホール
| Title |
Primordial_black_holes_from_a_curvaton_scenario_with_strongly_non-Gaussian_perturbations |
| Authors |
Andrew_D._Gow,_Tays_Miranda,_Sami_Nurmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03078 |
$\langle\chi\rangle=0$のインフレーション中にカーバトンがド・ジッター平衡にあると仮定して、二次曲バトンポテンシャルをもつインフレトンとカーバトンの混合シナリオにおける原始ブラックホール(PBH)の生成を調べます。この設定では、曲率による曲率摂動は非常に非ガウス的であり、主要なガウス項を含みません。$m^2/H^2\gtrsim0.3$の場合、CMBスケールでの原始摂動のスペクトルに対する曲率の寄与は無視できる程度に保たれますが、小さなスケールでは曲率がPBHの原因となる可能性があることを示します。特に、小惑星の質量範囲$10^{-16}M_{\odot}\lesssimM\lesssim10^{-10}M_{\odot}$のPBHは、存在量が$f_{\rmPBH}=1に達します。$は、インフレーションハッブルスケール$H\gtrsim10^{12}$GeVと、電弱遷移の少し前からQCD遷移付近までの窓内で曲線減衰が発生するときに生成されます。
NANOGrav が注目の新初期暗黒エネルギーとニュートリノ質量の起源と出会う
| Title |
NANOGrav_meets_Hot_New_Early_Dark_Energy_and_the_origin_of_neutrino_mass |
| Authors |
Juan_S._Cruz,_Florian_Niedermann_and_Martin_S._Sloth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03091 |
最近、NANOGravの観測結果は、GeVスケールのダークセクターにおける一次相転移を示していると推測されています[1]。ここで我々は、NewEarlyDarkEnergy(NEDE)相転移のそのような高エネルギー兄弟がHotNewEarlyDarkEnergyモデル(HotNEDE)[2,3]ですでに予測されていた可能性があることを示します。そこでは、NEDEの相転移は逆シーソー機構によるニュートリノ質量生成の兆候であると主張されました。具体的には、エネルギー注入を通じてハッブル張力を解決し、逆シーソー混合行列にマヨラナ質量エントリを生成するという2つの目的を果たします。さらに、通常のNEDE相転移には、対応するUVが伴い、右手ニュートリノの逆シーソー質量行列に重いディラック質量エントリが生成されます。ここでは、最近のNANOGrav観測を考慮して、ホットNEDEモデルのUV相転移がGeVスケールで起こり得るかどうかを調査します。
二次および三次のスカラー誘起重力波に対する BBN、CMB、および PTA データセットの共同の影響
| Title |
Joint_implications_of_BBN,_CMB,_and_PTA_Datasets_for_Scalar-Induced_Gravitational_Waves_of_Second_and_Third_orders |
| Authors |
Qing-Hua_Zhu,_Zhi-Chao_Zhao,_Sai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03095 |
パルサータイミングアレイの最近のデータリリースからの重力波背景の証拠がスカラー誘起重力波（SIGW）として解釈されると仮定して、我々は、PTA、大きな重力波の組み合わせを共同分析することにより、2次と3次の重力波を同時に研究します。バン元素合成(BBN)および宇宙マイクロ波背景背景(CMB)データセット。原始曲率スペクトル振幅$0.014<A_\zeta<0.058$とスペクトルピーク周波数$10^{-7.4}\\mathrm{Hz}<f_\ast<10^{-6.4}\\mathrm{Hz}$を取得します。95\%の信頼水準で、原始ブラックホール(PBH)の質量範囲$10^{-4.3}M_\odot<m_{\mathrm{pbh}}<10^{-2.3}M_\odot$を示します。さらに、$A_\zeta\gtrsim0.06$の場合、3次の重力波が2次の重力波よりも積分エネルギー密度に大きく寄与することがわかりました。さらに、将来のPTAプロジェクトは上記の結果をテストするだけでなく、宇宙の起源と進化、特にインフレーションを探求する強力な能力を備えていると予想されます。
表面の明るさの変動
表面輝度変動(SBF)法は、初期型銀河までの距離を決定するための強力なツールです。この方法では、銀河の表面輝度分布の固有の分散を測定し、約5%の精度で銀河の距離を決定します。ここでは、SBF技術の背後にある数学的形式主義、その校正、および測定の実行方法の実際性について説明します。私たちは、方法に影響を与えるさまざまな不確実性の原因を検討し、注意深い観察とデータ分析を通じてそれらをどのように最小化または制御できるかを検討します。SBF技術はすでに多数の銀河に適用され、ハッブルレマ定数$H_0$の正確な制約を導き出すために使用されています。承認されたJWSTプログラムは、赤色巨星枝先端(TRGB)距離を使用して確実なゼロ点校正を確立することにより、体系的な不確実性を大幅に低減します。既存の結果を要約し、$H_0$に対する現在の制約を改善するためのSBF法の優れた可能性について説明します。
パルサータイミングアレイにおける確率信号の宇宙論的解釈
| Title |
Cosmological_Interpretation_for_the_Stochastic_Signal_in_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Yu-Mei_Wu,_Zu-Cheng_Chen,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03141 |
最近、パルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究により、重力波背景と一致する確率的信号の存在に関する有力な証拠が提供されました。このレターでは、NANOGrav、PPTA、EPTAの共同研究による最新のデータセットを組み合わせて、一次相転移、磁壁、宇宙ひもから検出された信号の宇宙論的解釈を個別に調査します。一次相転移と宇宙ひもは、べき乗則スペクトルを特徴とする超大質量ブラックホール連星(SMBHB)と比較して同等の解釈を与えることができるが、磁壁モデルはSMBHBモデルと比較してベイズ因子が強く不利であることがわかりました。0.009です。さらに、パラメータ空間の制約は次のことを示しています。1)電弱スケール未満の温度での強い相転移が優先され、気泡衝突がエネルギースペクトルに主に寄与します。2)宇宙ひも張力は$90\%$信頼区間で$G\mu\in[1.46,15.3]\times10^{-12}$であり、小さな再結合確率$p<6.68\times10^{-2}$は$95\%$の信頼水準で優先されます。これは、(超)文字列理論の文字列が古典的なフィールド文字列よりも強く優先されることを意味します。
影がある場所: ニュートリノ空の異方性の再構築
| Title |
Where_shadows_lie:_reconstruction_of_anisotropies_in_the_neutrino_sky |
| Authors |
Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Adrian_Jenkins,_Baojiu_Li,_Silvia_Pascoli,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03191 |
宇宙ニュートリノ背景(CNB)は豊富な情報をコード化していますが、まだ直接観測されていません。検出の見通しを決定し、その情報内容を研究するために、天の川銀河の200Mpc/h内の物質の3次元分布から局所遺物ニュートリノの位相空間分布を再構成します。私たちの分析は、制約付き実現シミュレーションと2M++銀河カタログのフォワードモデリングに依存しています。我々は、視線に沿った巨大な構造によるニュートリノの捕捉と偏向により、ニュートリノの角度分布が投影物質密度と逆相関していることを発見した。トリチウム捕獲実験に関連して、ニュートリノの局所的な数密度に対する大規模構造の重力クラスタリング効果は、0.1eV未満のニュートリノ質量については天の川のそれよりも重要であることがわかりました。それにもかかわらず、遺物ニュートリノの密度は宇宙平均に近く、（0.01、0.05、0.1）eVの質量については平均（-0.3％、+7％、+27％）を超える抑制または増加があると予測しています。。これは、PTOLEMYのようなトリチウム捕獲実験の事象発生率がわずかに増加するにすぎないことを意味します。また、CNBとCMBの静止フレームは0.01eVニュートリノでは一致しますが、ニュートリノの速度は0.05eVを超える質量では著しく乱れることも予測します。質量に関係なく、ニュートリノ双極子と黄道面の間の角度が小さいことがわかり、これは体積速度の年間変動が最大に近いことを示唆しています。この論文とともに、6つの異なるニュートリノ質量に対する100を超えるシミュレーションで構成されるシミュレーションデータを公開します。
磁気星-惑星相互作用による系外惑星の探索: 電波放射に関する幾何学的考察
| Title |
Hunting_for_exoplanets_via_magnetic_star-planet_interactions:_geometrical_considerations_for_radio_emission |
| Authors |
Robert_D._Kavanagh_and_Harish_K._Vedantham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02555 |
最近の低周波電波観測は、近くにあるM型矮星の一部が未検出の近接惑星と磁気的に相互作用し、電子サイクロトロンメーザー(ECM)の不安定性を介して放出に電力を供給している可能性があることを示唆している。このようなシナリオが確認されれば、M型矮星の周囲に接近した惑星の存在が明らかになる可能性があるが、これらの惑星は通常、他の方法では検出するのが難しい。ECM放射はビーム状であり、一般に、基礎となるシステムのジオメトリに応じて短いウィンドウでのみ表示されます。このため、特定の軌道位相、または特定の幾何学的構成を持つシステムからの検出が優先される可能性があります。この作業では、これら2つのアイデアを調査するために幾何学的モデルを開発します。私たちのモデルは、磁気星と惑星の相互作用を特徴付ける一連の重要なパラメーターに基づいて、時間の関数として誘導放出の可視性を生成します。私たちのモデルを利用すると、放出が現れる軌道位相は基礎となるパラメーターに大きく依存しており、木星とイオの相互作用で見られるように、一般に軌道内の直交点には現れないことがわかりました。次に、システムの幾何学的形状に関する非有益な事前分布を使用して、ターゲットを絞っていない電波調査が、ほぼ正面軌道にある惑星を含むシステムからの放射の検出に偏っていることを示します。通過中の系外惑星は依然として検出できる可能性がありますが、ほぼ正面軌道にあるものよりも見られる可能性は低くなります。私たちのフォワードモデルは、系外惑星系の電波観測を解釈して適切にスケジュールするためだけでなく、観測からシステムの幾何学形状を反転するための強力なツールとして機能します。
大気光蒸発による惑星の進化 II: ボイルオフと XUV 駆動の脱出を組み合わせることによる半径の谷の傾斜の適合
| Title |
Planetary_evolution_with_atmospheric_photoevaporation_II:_Fitting_the_slope_of_the_radius_valley_by_combining_boil-off_and_XUV-driven_escape |
| Authors |
Lukas_Affolter,_Christoph_Mordasini,_Apurva_V._Oza,_Daria_Kubyshkina,_Luca_Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02566 |
ケプラー衛星は、大気脱出モデルが蒸発谷として予測していた海王星以下とスーパーアースの間のギャップを明らかにした。私たちは、単純なXUV駆動のエネルギー制限(ELIM)脱出モデルの結果と直接流体力学(HYDRO)モデルの結果を対比しようとしています。XUVによる脱出に加えて、後者にはボイルオフ方式も含まれます。私たちは2つのモデルを内部構造モデルに結合し、ギル上での惑星の時間的進化を追跡します。2つのモデルの母集団全体にわたる影響を確認するために、まず初期条件で長方形のグリッドを使用します。次に、ケプラー惑星に由来する初期条件についても谷の傾斜を研究します。長方形グリッドの場合、軌道周期に対する谷のべき乗則の傾きは、ELIMモデルとHYDROモデルでそれぞれ-0.18と-0.11であることがわかります。ケプラー惑星から導出された初期条件の場合、結果は同様です(-0.16と-0.10)。ELIMモデルで見つかった傾きは観測されたものよりも急ですが、HYDROモデルの傾きは観測値とよく一致しています。傾きが浅くなる理由は、ELIMモデルが失敗する2つの領域によって引き起こされます。1つ目は、低恒星日射量での膨らんだ惑星です。彼らにとって、ボイルオフは質量損失の大半を占めます。ただし、ELIMモデルにはボイルオフが存在しないため、HYDROに比べて脱出が過小評価されます。第二に、高XUV照射時の巨大でコンパクトな惑星。これらの場合、ELIMモデルでは無視されている熱伝導による冷却のため、ELIM近似はHYDROの場合に比べて脱出を過大評価します。2つの効果が協調して作用し、HYDROモデルでは観測結果とよく一致する谷のより浅い傾斜が得られます。私たちは、ボイルオフと冷却機構のより現実的な処理を含む脱出モデルにより、最も重要な制約の1つである谷の傾斜を再現できると結論付けています。
DiskMINT: CO アイソトポローグを使用してディスク質量を推定するツール
COは原始惑星系円盤に最も豊富に存在する分子の1つであり、その同位体からの光学的に薄い発光が多くの原始惑星系円盤で検出されています。しかし、過去のいくつかの研究では、比較的少ないCO同位体放出量を再現するには、非常に低い円盤質量またはCOの大幅な減少が必要であると主張しています。ここでは、PythonコードDiskMINTを紹介します。このコードには、熱圧力勾配、同位体選択化学、および粒子表面でのCOの$\mathrm{CO_2}$氷への変換の両方と一致するガス密度と温度の構造が含まれています。このコードは、自己矛盾のないディスク構造を生成します。ガスディスク分布は、複数の粒径を持つスペクトルエネルギー分布(SED)由来のダストディスク構造から取得されます。私たちはDiskMINTを使用して、RU~Lupの円盤を研究します。RU~Lupは高度降着星であり、その円盤のガス質量は$\sim1.5\times10^{-3}\,M_\odot$のみであると以前に推定されていました。-$\sim4$のダスト質量比。長波長の連続体発光に最適なモデルは、$\mathrm{C^{18}O}$の全光度、および$\mathrm{C^{18}O}$の速度と動径強度プロファイルを説明できます。となり、$\sim1.2\times10^{-2}\,M_\odot$という気体質量が得られます。これは、以前の結果よりも1桁大きくなります。IR-SEDとよりよく一致するパラメトリックガウス垂直分布を持つ円盤モデルも、同様に高いガス質量$\sim2.1\times10^{-2}\,M_\odot$を使用して上記の観測量を説明できます。Ruaudらの結論を確認します。(2022)光学的に細い$\mathrm{C^{18}O}$回転線は円盤質量の合理的な推定値を提供し、したがってガス円盤トレーサーとして使用できることがわかりました。
HST/WFC3 光度曲線は、M 矮星を通過する最も近い系外惑星が地球であることを確認します
| Title |
HST/WFC3_Light_Curve_Confirms_the_Closest_Exoplanet_to_Transit_an_M_Dwarf_is_Terrestrial |
| Authors |
Emily_K_Pass,_Jennifer_G_Winters,_David_Charbonneau,_Aurelia_Balkanski,_Nikole_Lewis,_Maura_Lally,_Jacob_L_Bean,_Ryan_Cloutier,_Jason_D_Eastman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02970 |
系外惑星LTT1445Acに関するこれまでの研究では、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からの光度曲線は、かすめ形状と非かすめ形状の両方と一致すると結論づけられました。その結果、惑星の半径、ひいては密度は不明のままでした。このあいまいさを解決するために、我々は、空間スキャンモードのWFC3/UVISイメージングを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の6つの探査機軌道でLTT1445システムを観測しました。これには、LTT1445Acの部分的な通過が1つ含まれます。この画像化により、LTT1445システムの3つの星のそれぞれの分解された光度曲線が生成されます。我々は、惑星がLTT1445Aを通過し、LTT1445CがTESS光度曲線に見られる回転変調の発生源であることを確認し、TESSデータの希釈係数の推定値を改良します。TESSとHSTの観測に対してジョイントフィットを実行し、97%の信頼度でLTT1445Acの通過がかすんでいないことを発見しました。惑星の半径は1.10$_{-0.07}^{+0.10}$R$_\oplus$と測定されます。以前の動径速度観測と組み合わせると、我々の分析により、惑星質量$1.36\pm0.19$M$_\oplus$と惑星密度5.6$_{-1.5}^{+1.7}$gcm$^{-が得られました。3}ドル。LTT1445Acは、より高い衛星配置ではあるものの、質量と半径の点では地球と類似しているため、将来の大気研究にとって興味深いターゲットです。
HD 189733 b における流体力学的大気の脱出: ハッブル宇宙望遠鏡で測定された炭素と水素の特徴
| Title |
Hydrodynamic_atmospheric_escape_in_HD_189733_b:_Signatures_of_carbon_and_hydrogen_measured_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Leonardo_A._Dos_Santos,_Antonio_Garc\'ia_Mun\~oz,_David_K._Sing,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Munazza_K._Alam,_Vincent_Bourrier,_David_Ehrenreich,_Gregory_W._Henry,_Alain_Lecavelier_des_Etangs,_Thomas_Mikal-Evans,_Nikolay_K._Nikolov,_Jorge_Sanz-Forcada,_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03058 |
これまで最もよく研究されている系外惑星の1つであるHD189733bは、大気、内部、主星、環境を特徴付けることを目的とした多くの観測と理論モデルを備えた典型的な高温木星として際立っています。私たちはここで、ハッブル宇宙望遠鏡とその独自の紫外線機能を使用して、HD189733bで大気脱出の痕跡を観察する広範なキャンペーンの結果について報告します。我々は、2017年6月から7月の時代に、単一イオン化炭素(CII、$5.2\%\pm1.4\%$)と中性水素(HI)の暫定的だが再現可能な輸送中吸収を発見しました。吸収は以前の観察と一致しています。我々は、等温パーカー風定式化を使用して、HD189733bの流体力学的流出をモデル化し、観測によって精査された高度で逃げるC原子核とO原子核の観測を解釈します。我々の順方向モデルは、HD189733bの流出は$\sim2$R$_\mathrm{p}$の高度内ではほとんど中性であり、その点を超えると単一イオン化することを示しています。133.57nmで測定されたCIIの輸送中吸収は、太陽のC存在量と流出温度は$12\,100$Kです。輸送中の限界中性酸素(OI)吸収が見つかりましたが、モデルが予測する輸送深度は測定の不確実性のサイズにのみ匹敵します。観測されたライマン$\alpha$の通過深度と流体力学モデルの比較は、この惑星の外気圏が太陽より少なくとも1桁強い恒星風と相互作用していることを示唆している。
孤立した銀河の AMIGA サンプル。 XIV.超深度光学イメージングによるディスクの破損と相互作用
| Title |
The_AMIGA_sample_of_isolated_galaxies._XIV._Disc_breaks_and_interactions_through_ultra-deep_optical_imaging |
| Authors |
P._M._S\'anchez-Alarc\'on,_J._Rom\'an,_J._H._Knapen,_L._Verdes-Montenegro,_S._Comer\'on,_R._M._Rich,_J._E._Beckman,_M._Argudo-Fern\'andez,_P._Ram\'irez-Moreta,_J._Blasco,_E._Unda-Sanzana,_J._Garrido,_and_S._S\'anchez-Exposito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02527 |
銀河進化の標準的な宇宙論モデルでは、銀河の形成において合体と相互作用が基本的な役割を果たします。したがって、現在孤立している銀河は興味深いものであり、銀河の構造に影響を与える内部プロセスと外部プロセスを区別することができます。しかし、現在の観測限界により、低質量または低輝度領域では重要な情報が不明瞭になる可能性があります。私たちは、孤立銀河のAMIGAカタログのサブサンプルの光学イメージングを使用して、これらの銀河の構造に対するさまざまな要因の影響を調査します。私たちは、ディスクの破壊の種類を、分離の程度と、低表面輝度領域でのみ検出可能な潮流やプルームなどの相互作用指標の存在の関数として研究します。我々は、25個の孤立した銀河のサンプルの深部光学イメージングを紹介します。慎重なデータ処理と分析技術により、達成された表面輝度限界は、10年間のLSSTcoaddで得られる輝度限界に匹敵します。銀河巻雲の存在が残りの5つの銀河の相互作用の特徴付けにおいて強力な制限要因であることを考慮すると、私たちのイメージングの極度の深さにより、20の銀河の相互作用の特徴を研究することができます。サンプル中の8個(40%)の銀河で、これまで報告されていない相互作用の特徴が検出されました。指数関数的円盤(タイプI)を示す銀河9個(36%)、下向きに曲がる(タイプII)プロファイルを持つ銀河14個(56%)、および上向きに曲がる(タイプIII)プロファイルを持つ銀河は2個(8%)のみを特定しました。孤立した銀河は、フィールド銀河やクラスター銀河よりもはるかに純粋な指数関数的な円盤を持ち、上向きに曲がる表面輝度プロファイルが少なくなります。私たちは、大規模な合体が上向きに曲がるプロファイルを生成する一方で、星形成の閾値がおそらく下向きに曲がるプロファイルを形成することを示唆しています。低い星形成率でゆっくりと進化する摂動のない銀河は、観察された孤立銀河におけるタイプI円盤の高い割合を引き起こす可能性があります。
階層的宇宙における球状星団の起源について
我々は、球状星団(GC)の形成と銀河ハロー内での動的進化の処理と、銀河形成の最先端の半解析シミュレーションを組み合わせた、球状星団(GC)の形成プロセスのエンドツーエンドの説明を提示します。私たちのアプローチにより、環境の影響や銀河の集合履歴を研究するための精緻な統計を取得できると同時に、星団物理学のパラメータ空間を非常に効率的に探索することが可能になります。銀河合体中の効率的なクラスター破壊と銀河ポテンシャル内のGCの動的摩擦モデルの両方を含む私たちの参照モデルは、GCの総質量と親ハローの質量の間で観察された相関を正確に再現します。線形性からの逸脱は、ハロー質量が低い場合に予測されますが、これは形態学的タイプへの強い依存性によって引き起こされます。バルジ支配銀河は、同様の恒星質量を持つ後期タイプの銀河よりも大きなGCをホストする傾向があります。違いの重要性は考慮した最低ハロー質量での分解能に影響される可能性がありますが、これは私たちのモデルの確実な予測であり、円盤からハローへのクラスターの移動が銀河の合併によって引き起こされるという仮定の自然な結果を表しています。私たちのモデルでは、銀河系の低質量端で観測されたGCの質量分布を再現するために、GC半径の環境依存性が必要です。GC質量$>10^6\,{\rmM}_\odot$では、動的摩擦の過剰な処理により、モデルはGCが観測よりも少ないと予測します。銀河系GCについて測定された金属量の分布は、観察されたよりも体系的に若いGCを予測しているにもかかわらず、私たちのモデルによってよく再現されています。私たちは、これが銀河系の星の形成が異常に早いことの証拠をさらに追加すると主張します。
すばるによる低光度クエーサー (SHELLQ) の High-$z$ 探査。 XVIII. $z\sim6$ のクエーサーの暗黒物質ヘイロー質量
| Title |
Subaru_High-$z$_Exploration_of_Low-Luminosity_Quasars_(SHELLQs)._XVIII._The_Dark_Matter_Halo_Mass_of_Quasars_at_$z\sim6$ |
| Authors |
Junya_Arita,_Nobunari_Kashikawa,_Yoshiki_Matsuoka,_Wanqiu_He,_Kei_Ito,_Yongming_Liang,_Rikako_Ishimoto,_Takehiro_Yoshioka,_Yoshihiro_Takeda,_Kazushi_Iwasawa,_Masafusa_Onoue,_Yoshiki_Toba,_Masatoshi_Imanishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02531 |
我々は、107個のクェーサーのクラスタリング解析に基づいた$z\sim6$におけるクェーサーの暗黒物質ハロー(DMH)質量測定を初めて発表します。分光学的に同定されたクエーサーは、$891\,\mathrm{deg^2}$にわたるHSC-SSPの広い層から均一に抽出されます。クラスタリングの強度は、投影相関関数、角度相関関数、赤方偏移空間相関関数の3つの異なる自己相関関数によって評価します。$z\sim6$におけるクエーサーのDMH質量は、バイアスパラメーター$b=を使用して$5.0_{-4.0}^{+7.4}\times10^{12}\,h^{-1}M_\odot$として評価されます。投影相関関数によると、20.8\pm8.7$。他の2つの推定量はこれらの値と一致していますが、それぞれの不確実性は大きいです。クェーサーのDMH質量は宇宙時間を通じて$\sim10^{12.5}\,h^{-1}M_\odot$でほぼ一定であることがわかり、クエーサーが常に活性化される特徴的なDMH質量が存在することを示唆しています。その結果、クエーサーは$z\sim6$で最も大規模なハローに現れますが、それ以降はそれほど極端ではないハローに現れます。DMHの質量は$10^{13}\,h^{-1}M_\odot$の上限を超えていないようです。これは、ほとんどのクエーサーが$M_\mathrm{halo}<10^{のDMHに存在することを示唆しています。宇宙時間のほとんどにわたって13}\,h^{-1}M_\odot$です。赤方偏移によるバイアスの大幅な増加を裏付ける結果は、$z\sim6$での非効率的なAGNフィードバックによるバイアス進化モデルと一致しています。デューティサイクル($f_\mathrm{duty}$)は、ある質量間隔のDMHがクェーサーをホストできると仮定すると、$0.019\pm0.008$と推定されます。恒星の平均質量は、恒星とハローの質量比から$M_*=6.5_{-5.2}^{+9.6}\times10^{10}\,h^{-1}M_\odot$として評価されます。[CII]の観察結果と一致していることがわかります。
塵の減衰、塵の含有量、星形成銀河の形状
| Title |
Dust_attenuation,_dust_content_and_geometry_of_star-forming_galaxies |
| Authors |
Junkai_Zhang,_Stijn_Wuyts,_Sam_E._Cutler,_Lamiya_A._Mowla,_Gabriel_B._Brammer,_Ivelina_G._Momcheva,_Katherine_E._Whitaker,_Pieter_van_Dokkum,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Erica_J._Nelson,_Patricia_Schady,_Carolin_Villforth,_David_Wake_and_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02568 |
我々は、塵の減衰と投影軸比の同時分布を、銀河サイズと表面輝度プロファイル情報とともに分析し、0<z<2.5での星形成銀河内の塵の含有量と星/塵の形状に関する教訓を推測します。そのために、KiDS+VIKING+HSC-SSPからの大規模な観測データセットを利用し、HST調査のCANDELSと3D-DASHを使用して分析を赤方偏移z=2.5まで拡張します。我々は、塵の減衰のレベルと傾斜依存性を含む前述の分布を再現することを目的として、ランダムな視野角で観察された理想化された銀河の一連のスカート放射伝達モデルを構築しました。同程度の滑らかな星と塵の幾何学的形状を仮定すると、減衰に基づく塵の質量推定値は、特により高い赤方偏移において、遠赤外線観測からの制約と矛盾することがわかりました。我々は、紫外から近赤外および遠赤外の制約が、より高い赤方偏移にある銀河および/または非常にコンパクトなダストコアに対してより塊状のダスト幾何学を呼び出すことによって調整できることを実証します。我々は、星を形成する銀河、特に質量の大きい銀河内で空間的に変化する塵柱から生じる、半光半径と半質量半径の間の波長と赤方偏移に依存する大きな違いの意味について議論する。
セクスタンス矮小回転楕円体銀河の大半径の星の存在量解析
| Title |
Abundance_Analysis_of_Stars_at_Large_Radius_in_the_Sextans_Dwarf_Spheroidal_Galaxy |
| Authors |
Ian_U._Roederer,_Andrew_B._Pace,_Vinicius_M._Placco,_Nelson_Caldwell,_Sergey_E._Koposov,_Mario_Mateo,_Edward_W._Olszewski,_Matthew_G._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02585 |
我々は、セクスタンス矮小回転楕円体銀河の大きな半径（光の半分の半径の3.5～10.7倍）に位置する5つの星について、恒星のパラメーターと30個の元素の化学存在量を示します。私たちは固有運動、動径速度、金属量を使用してこれらの星を選択し、マゼラン稲盛で収集された高解像度光学スペクトルを使用して、それらが-3.34<=[Fe/H]<=-2.64の金属の少ない六分星のメンバーであることを確認しました。京セラエシェル分光器。5つ星のうち4つは通常のC存在量(-0.34<=[C/Fe]<=+0.36)、アルファ元素Mg、Si、Ca、Tiの穏やかな強化([α/Fe]=+0.12+/-0.03)、顕著な量のNa、Al、K、Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni、Znが含まれています。私たちは、六分座の星間でこれまで知られていなかった3つの化学的特徴を特定しました。1つの星は、C、N、O、Na、Mg、Si、Kが多量に過剰([X/Fe]>+1.2)し、重元素が大幅に欠乏しています([Sr/Fe]=-2.37+/-0.25)。、[Ba/Fe]=-1.45+/-0.20、[Eu/Fe]<+0.05)、中性子捕獲元素の増強のない、炭素増強された金属が乏しい星のクラスのメンバーとして確立されました。3つの星はEuの適度な増強(+0.17<=[Eu/Fe]<=+0.70)を示し、12の中性子捕捉元素間の存在比はrプロセス元素合成を示しています。別の星は、より重い元素と比較してSrが高度に強化されています([Sr/Ba]=+1.21+/-0.25)。これらの化学的特徴はすべて、大質量の低金属度の星またはその最終状態に起因すると考えられます。我々の結果は、六分儀の大きな半径にある星に関する初めての結果であり、これらの星が超淡い矮星銀河で見られるような化学的に不均質な領域で形成されたことを示している。
SimSpin v2.5.1 -- 観測調査と比較するための合成スペクトル IFU キューブの構築
| Title |
SimSpin_v2.5.1_--_Constructing_synthetic_spectral_IFU_cubes_for_comparison_with_observational_surveys |
| Authors |
K._E._Harborne,_A._Serene,_E._J._A._Davies,_C._Derkenne,_S._Vaughan,_A._I._Burdon,_C._del_P._Lagos,_R._McDermid,_S._O'Toole,_C._Power,_A._S._G._Robotham,_G._Santucci_and_R._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02618 |
この研究では、一貫した再現可能な方法でシミュレートされた銀河の模擬積分場分光器(IFS)観測を構築するための方法論と対応するコードベースを紹介します。このような方法は、観測結果と理論結果の連携と比較を改善し、銀河の運動学が時間の経過とともにどのように進化するかについての理解を加速するために必要です。このコードSimSpinは、Rで書かれたオープンソースパッケージですが、任意のコーディング言語でコードを操作できるAPIインターフェイスも備えています。ドキュメントと個々の例は、オンラインリポジトリに接続されているオープンソースWebサイトで見つけることができます。SimSpinは、SAMIやMAGPIを含む国際的なIFSコラボレーションによってすでに利用されており、さまざまな宇宙論的流体力学シミュレーションから同等のデータセットを生成しています。
遠隔ロボット天文台による 3 年間にわたる Mrk 876 の連続残響マッピング
| Title |
Continuum_Reverberation_Mapping_of_Mrk_876_Over_Three_Years_With_Remote_Robotic_Observatories |
| Authors |
Jake_A._Miller,_Edward_M._Cackett,_Michael_R._Goad,_Keith_Horne,_Aaron_J._Barth,_Encarni_Romero-Colmenero,_Michael_Fausnaugh,_Jonathan_Gelbord,_Kirk_T._Korista,_Hermine_Landt,_Tommaso_Treu_and_Hartmut_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02630 |
連続体残響マッピングは、活動銀河核(AGN)内の光連続体発光領域のサイズスケールを調査します。ロボット天文台を用いた光学における3年間にわたる多波長測光モニタリングを通じて、私たちはMrk-876で連続体残響マッピングを実行しました。すべての波長帯は大きな振幅変動を示し、よく相関しています。光度曲線のゆっくりとした変化により、相互相関関数(CCF)が大幅に広がり、バンド間ラグを確実に回復するためにトレンド除去が必要になります。3つの手法(CCF、JAVELIN、PyROA)を使用して一貫したバンド間ラグを測定し、$u$から$z$までのラグは約13日です。これらの遅れは、円盤の自己重力半径の予想半径である12日よりも長くなります。薄ディスク理論から予想されるように、遅れは$\lambda^{4/3}$にほぼ従う波長とともに増加しますが、他のAGNでも観察されているように、遅れの正規化は予想よりも約3倍長くなります。$i$バンドの遅れは超過を示しており、これは変動するH$\alpha$ブロードライン放射によるものと考えられます。磁束-磁束解析では、円盤で予想される$f_\nu\propto\lambda^{-1/3}$に従う変動スペクトルと、強力な変動H$を示す$i$バンド内の過剰を示しています。その帯域の\alpha$放射。
角運動量の探求 - EAGLE および IllustrisTNG との原子ガス含有量の関係
| Title |
Exploring_the_Angular_Momentum_-_Atomic_Gas_Content_Connection_with_EAGLE_and_IllustrisTNG |
| Authors |
Jennifer_A._Hardwick,_Luca_Cortese,_Danail_Obreschkow,_Claudia_Lagos,_Adam_R._H._Stevens,_Barbara_Catinella,_and_Lilian_Garrett-Smithson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02722 |
私たちは、EAGLE(銀河の進化と集合とその環境)およびIllustrisTNG(次世代)宇宙論シミュレーションを使用して、バリオンの比角運動量(j)、バリオンの質量(M)、および原子ガスの割合($f_{\rm{atm}}$)近くの銀河の平面。EAGLEとTNGの間には優れた一致が見られ、両方とも0.01を超えるガス分率についてxGASS(eXtendedGALEXAreciboSDSSSurvey)で得られた結果ともよく一致しています。これは、xGASSと単純な分析ディスク安定性議論からの予測の間で以前に確認された不一致がEAGLEとTNGにも当てはまることを意味します。ガスの割合が低い場合(現在観測によって制約されていない領域)、両方のシミュレーションは平面から逸脱しますが、それでも互いに良好な一致を維持します。低ガス分率での分解能限界によってもたらされる課題にもかかわらず、我々の発見は、ガス欠乏領域における角運動量とガス分率との間に潜在的な断絶があることを示唆しており、ガス欠乏銀河のすべてが比角運動量が低いわけではないことを示唆している。
風と共に去りぬ：銀河中心における高速分子雲の生存
| Title |
Not_gone_with_the_Wind:_Survival_of_High-Velocity_Molecular_Clouds_in_the_Galactic_center |
| Authors |
Mengfei_Zhang,_Miao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02778 |
銀河中心の高速原子雲は、その謎めいた形成過程により大きな注目を集めており、この領域でのスターバーストや超大質量ブラックホールの活動と潜在的に関連している。さらに、高速分子雲(HVMC)の発見は、より高密度で質量が大きいため、さらに大きな謎を提示します。HVMCが銀河中心の強力な活動によって加速された場合、そのような高速度に達する前に破壊されると予想されます。この現象を明らかにするために、私たちは3次元数値シミュレーションを実行して、銀河中心でのスターバースト中のHVMCの起源と流体力学的進化を調査しました。私たちは、磁場の存在が銀河風の中の分子雲(MC)に効果的な保護と加速をもたらしていることを発見しました。その結果、MCは、観察されたHVMCの特性と一致して、約200km/sの速度で約1kpcの緯度に達することができます。広いパラメータ空間にわたる我々の発見の一貫性は、HVMCが銀河中心のスターバースト環境に実際に耐えることができるという結論を裏付けており、HVMCの生存メカニズムに関する貴重な洞察を提供します。
ProFuse を使用して現在のバルジ、円盤、回転楕円体の宇宙の星形成史を解明する
| Title |
Resolving_cosmic_star_formation_histories_of_present-day_bulges,_disks,_and_spheroids_with_ProFuse |
| Authors |
Sabine_Bellstedt,_Aaron_S._G._Robotham,_Simon_P._Driver,_Claudia_del_P._Lagos,_Luke_J._M._Davies,_and_Robin_H._W._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02788 |
我々は、純粋なイメージングデータのスペクトルと空間の同時フィッティングを使用して、複数の波長にわたる光の2D分布をモデル化する新しい技術であるProFuseを使用して、銀河構成要素の星形成の歴史を初めて観察します。我々は、銀河を構造的/形態学的に分類するための多くの方法を提示し、これらのスキーム間の類似点と不一致を示します。最もパフォーマンスの高いスキームを特定するのではなく、分類の広がりを利用して結果の不確実性を定量化します。私たちは、銀河質量集合体(GAMA)調査からの約7,000個の銀河のサンプルを使用してProFuseを使用して法医学的に導き出された宇宙星形成史(CSFH)を研究しています。注目すべきことに、私たちの方法（ProFuse）と従来のSEDフィッティング（ProSpect）の両方によって回収された法医学的CSFHは、過去8Gyrにわたって相互に正確に一致しているだけでなく、ProSpectを使用して測定された現場CSFHとも一致しています。さらに、回転楕円体、バルジ、ディスクからの寄与によってCSFHを分離します。現在の星の形成の大部分(70%)は円盤集団で行われていますが、宇宙の正午(8～12ギル前)に形成された星の50%は現在、回転楕円体に存在し、現在は回転楕円体に存在していることを示しています。バルジは主に宇宙初期に形成された星で構成されており、その半分の星はすでに約12ギヤ前に形成されています。
アルマ望遠鏡による複数ラインの分子研究で、AGN ホスト銀河とスターバースト銀河における衝撃の化学的痕跡を追跡
| Title |
Tracing_the_chemical_footprint_of_shocks_in_AGN-host_and_starburst_galaxies_with_ALMA_multi-line_molecular_studies |
| Authors |
Ko-Yun_Huang_and_Serena_Viti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02812 |
さまざまな分子とその遷移に関連する臨界密度の範囲が広いこと、および化学反応が星間媒体(ISM)に依存することを考慮すると、複数ラインの分子観察は、星間媒体(ISM)における物理化学プロセスを体系的に研究するための理想的なツールです。システムのエネルギーバジェット。最近、典型的な衝撃トレーサーであるSiO、HNCO、CH3OHの高い空間分解能が、近くにある2つの銀河、NGC1068(AGNホスト銀河)の衝撃を受けた可能性のある領域で研究されています(Huangetal.,Astron.Astrophys.,2022)、666、A102;Huangetal.、準備中）およびNGC253（スターバースト銀河）（K.-Y.Huangetal.、arXiv、2023、プレプリント、arXiv:2303.12685、DOI:10.48550/arXiv.2303.12685）。この論文は、これら2つの際立って異なる銀河の比較研究に捧げられ、その目的は、それらのエネルギー学の違いを決定し、異なる種類の銀河における大規模な衝撃を理解することです。
SMACS0723 銀河団内の棒状銀河集団の JWST ビュー
| Title |
The_JWST_view_of_the_barred_galaxy_population_in_the_SMACS0723_galaxy_cluster |
| Authors |
Jairo_M\'endez-Abreu,_Luca_Costantin_and_Sandor_Kruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02898 |
棒状銀河集団の宇宙進化は、銀河の長期進化と回転支配円盤の定着に関する重要な情報を提供します。JWST望遠鏡に搭載されたNIRCam装置で得られた早期放出観測を使用して、z=0.39のSMACSJ0723.37323(SMACS0723)銀河団のバー部分を研究します。近くの銀河サンプルですでに見つかっているように、SMACS0723の棒分率の分布は銀河恒星の光度/質量の強い関数であることがわかります。おとめ座やかみの座などの局所銀河団との類推により、低質量銀河の3つの銀河団間で同様の分布が明らかになります(log(M_star/M_sun)\leq9.5)。野外環境における局所銀河のサンプルとの比較は、SMACS0723星団(したがって、おとめ座とかみの座)のこの低質量領域では、野外に関してバーが著しく欠如していることを示しています。高質量(log(M_star/M_sun)\geq10.25)では、SMACS0723の銀河は、かみの座の銀河よりもわずかに低いバーの割合を示します。私たちの結果は、クラスター環境が質量に依存してバーの形成に影響を与えるというシナリオを裏付けています。高質量では、SMACS0723と局所領域銀河の両方に関して、局所銀河団の棒状部分(コマ)の緩やかな増加は、おそらく棒状形成を引き起こすクラスター環境の弱い影響を示唆しています。一方、低質量銀河は3つのクラスターで同じバー分率(異なる赤方偏移)を示し、z=0でのフィールド銀河と比べて大幅な低下を示しているため、次のことが示唆されます。i)低質量銀河のバー分率銀河団内の銀河は最後の4ギルの間進化していない、およびii)銀河団内に存在する低質量銀河ではバーの形成が著しく抑制されています(要約)。
レンズクェーサー Q 0957+561 の構造を解明 Ⅲ．ブロードライン領域のサイズに関する制約
| Title |
Revealing_the_structure_of_the_lensed_quasar_Q_0957+561_III._Constraints_on_the_size_of_the_broad-line_region |
| Authors |
C._Fian,_J._A._Mu\~noz,_E._Mediavilla,_J._Jim\'enez-Vicente,_V._Motta,_D._Chelouche,_A._Wurzer,_A._Hanslmeier,_K._Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02914 |
私たちの目的は、さまざまなレストフレーム紫外ブロード輝線(BEL)に対するマイクロレンズの影響を分析することによって、二重レンズのクエーサーQ0957+561のブロードライン領域(BLR)のサイズ、運動学、および幾何学的形状を調べることです。。私たちは、1999年4月から2017年1月までに撮影された複数の分光観測を通じて、CIV、CIII]、およびMgII輝線に対する固有の変動とマイクロレンズの影響を調査します。画像間の長い遅延があるため、ベイジアンアプローチを使用してブロードラインウィングを放出する領域のサイズを推定します。クェーサーQ0957+561のレンズ画像間のマイクロレンズ振幅の研究により、3つの著名なBELCIV、CIII]、およびMgIIを放出する領域のサイズが異なることが明らかになりました。微分マイクロレンズの強度は、高電離線CIVが$R_{1/2}\gtrsim16.0$lt-daysの光の半半径を持つBLRのコンパクトな内部領域から生じていることを示しています。BLRの全体的なサイズの制限であり、このシステムのrバンド連続体を放射する領域のサイズに匹敵します。準禁制線CIII]では、$R_{1/2}\gtrsim44$lt-daysというやや大きなサイズが得られます。マイクロレンズは、光の半分の半径が$R_{1/2}\gtrsim50$lt-daysの領域から放出される低電離線MgIIに弱い影響を与えます。これらの発見は、BEL領域が異なる幾何学形状と運動学を持っている可能性があり、より拡張された領域は球面対称であり、最もコンパクトな領域は非球形であり、運動は平面に限定される可能性が高いことを示唆しています。
z=1.5 から z=4.0 までのクエーサーの静止系 UV 輝線特性に赤方偏移の進展はない
| Title |
No_redshift_evolution_in_the_rest-frame_UV_emission_line_properties_of_quasars_from_z=1.5_to_z=4.0 |
| Authors |
Matthew_Stepney,_Manda_Banerji,_Paul_C._Hewett,_Matthew_J._Temple,_Amy_L._Rankine,_James_H._Matthews_and_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02962 |
SloanDigitalSkySurveyDR16Qカタログにある2,531個の高赤方偏移(3.5<z<4.0)クエーサーのレストフレームUVスペクトルを分析します。以前の研究と組み合わせて、赤方偏移範囲全体(1.5<z<4.0)にわたるレストフレームUVラインプロパティの赤方偏移の変化を研究します。UV輝線特性の全範囲にわたる高い信号対雑音比のテンプレートスペクトルを採用する相互相関アルゴリズムを使用して、z>3.5での系統的赤方偏移の推定値を改善します。次に、CIVおよびHeII輝線特性の変化を赤方偏移で定量化します。宇宙論的赤方偏移に伴うCIV青方偏移の増加は、高い赤方偏移で観察されるクエーサーのより高い光度によって完全に説明できます。HeIIEWとCIVの青方偏移の間で、1.5<z<2.65と3.5<z<4.0の両方でほぼ同様の傾向が得られました。これは、青方偏移がクエーサーのスペクトルエネルギー密度(SED)に系統的に依存しており、進化が存在しないことを示唆しています。赤方偏移範囲1.5<z<4.0にわたるSED。CIVの青方偏移は、1.5<z<4.0サンプル全体でL/LEdd>0.2およびMbh>10^9Moの場合に最も高くなります。静止フレームのUV輝線特性の進化を調査する手段としてサンプルの輝度を一致させることは、サンプルがMbh-L/LEdd平面でも一致する場合にのみ実行可能であることがわかりました。z>6のクエーサーは平均して質量が小さく、1.5<z<4.0の光度が一致するクエーサーよりもエディントンスケール降着率が高く、これが観測されたUVライン特性の進化を説明できる可能性があります。
天の川銀河の主要な周期-光度-関係校正器: セファイド星団とリラ座星団 物理的基礎、校正、および応用
| Title |
Primary_Period-Luminosity-Relation_Calibrators_in_the_Milky_Way:_Cepheids_and_RR_Lyrae_Physical_basis,_Calibration,_and_Applications |
| Authors |
Martin_Groenewegen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03033 |
この招待されたレビューでは、古典的なセファイド星とRRこと座星の周期と光度の関係の校正と応用について議論します。ヒッパルコスの結果から始まり、ヒッパルコス時代以降の発展について説明する簡単な紹介の後、GaiaDataRelease3データを使用した最近の結果に焦点を当てます。最新の周期と光度の関係の概要、散開星団内のセファイドに関する議論、およびいくつかの新しい結果を紹介します。また、赤化の影響と、ヴェーゼンハイト指数の使用は実際には赤化の問題の処理を単純化しすぎていることについても説明します。
オメガ・ケンタウリの潮汐破片、教師なし機械学習で発見
| Title |
Tidal_debris_from_Omega_Centauri_discovered_with_unsupervised_machine_learning |
| Authors |
Kris_Youakim,_Karin_Lind,_and_Iryna_Kushniruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03035 |
天の川銀河と落下する衛星の間の重力相互作用は、銀河系の形成と進化に関する豊富な情報を提供します。この論文では、近くの星団オメガケンタウリ($\omega\,\mathrm{Cen}$)の潮汐によって剥ぎ取られた新しい候補星を特定するために、GALAHDR3とGaiaeDR3データセットの高次元性を調査します。私たちは化学パラメータ空間と力学パラメータ空間の両方を同時に調査し、ハロー場星による汚染が高い領域で主星団本体から空間的に離れた星団候補を特定します。最も注目すべきは、クラスターの本体から$50^{\circ}$以上離れたハロー内に$\omega\,\mathrm{Cen}$の候補が散在していることです。軌道特性のような$\omega\,\mathrm{Cen}$で生成されたシミュレートされた星流のグリッドを使用して、これらの候補の上空分布をモデルと比較します。この結果は、$\omega\,\mathrm{Cen}$の初期質量が現在の質量と同様であれば、降着時間の下限をt$_{\mathrm{acc}}に設定できることを示唆しています。>7ドル前。あるいは、$\omega\,\mathrm{Cen}$が準銀河の残存核である場合に予想されるように、初期の恒星の質量が大幅に大きかった場合、降着時間をt$_{\mathrmに制限することができます。{acc}}>4$ギル前。総合すると、これらの結果は、$\omega\,\mathrm{Cen}$が崩壊した矮小銀河の残存核であるというシナリオと一致します。
HETDEX パブリック ソース カタログ 1 -- 50K ライマン アルファ エミッターのスタッキング
| Title |
HETDEX_Public_Source_Catalog_1_--_Stacking_50K_Lyman_Alpha_Emitters |
| Authors |
Dustin_Davis,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_William_P._Bowman,_Barbara_Garcia_Castanheira,_John_Chisholm,_Robin_Ciardullo,_Maximilian_Fabricius,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Eric_Gawiser,_Gary_J._Hill,_Ulrich_Hopp,_Lindsay_R._House,_Donghui_Jeong,_Wolfram_Kollatschny,_Eiichiro_Komatsu,_Chenxu_Liu,_Maja_Lujan_Niemeyer,_Alberto_Saldana-Lopez,_Shun_Saito,_Donald_P._Schneider,_Jan_Snigula,_Sarah_Tuttle,_Laurel_H._Weiss,_Lutz_Wisotzki,_Gregory_Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03096 |
HETDEX調査の最初の公開データリリースであるHETDEXPublicSourceCatalog1(MentuchCooperetal.2023)で見つかった$1.9<z<3.5$ライマンアルファエミッター(LAE)のアンサンブルプロパティについて説明します。低解像度($R\sim$800)スペクトルを積み重ねると、信号対雑音比が大幅に増加し、ノイズによって隠されていたスペクトルの特徴が明らかになり、積み重ねられたスペクトルがセットの平均的なメンバーを表していることがわかります。磁束が制限され、Ly$\alpha$信号対雑音比が制限された50KHETDEXLAEのスタックは、アンサンブルの重み付け「平均」$z\sim2.6$LAEが青色であることを示します(UV連続体の傾き$\sim-2.4$E(B-V)$<0.1$)、中程度に明るい(M$_{\text{UV}}\sim-19.7$)、強いLy$\alpha$放出を持つ星形成銀河(log$L_{Ly\alpha}$$\sim$42.8および$W_{\lambda}$(Ly$\alpha$)$\sim$114\AA)、および電離放射線の重大な漏洩の可能性があります。レストフレームのUV光は、若いメタルプアによって支配されています。平均年齢が5〜15ミル、金属量が0.2〜0.3Z$_{\odot}$の恒星集団。
| Title |
Searches_for_dark_matter_decay_with_ultra-high-energy_neutrinos_endure_backgrounds |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Victor_Valera,_Mauricio_Bustamante,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02538 |
現在計画中の次世代超高エネルギー(UHE)ニュートリノ望遠鏡は、$10^7$~GeVを超えるエネルギーを持つ重い暗黒物質(DM)のUHEニュートリノへの崩壊を調べる可能性があります。しかし、この可能性は、DM起源ではなく、DMの特徴を隠すのに十分な大きさと思われる、宇宙起源または天体物理学的発生源からのUHEニュートリノの未知のバックグラウンドの存在によって悪化する可能性があります。我々は、検出されたイベントの角度分布とエネルギー分布を活用することで、そのような背景に対して将来のDM減衰の探索を保護できることを示します。私たちは、計画中のIceCube-Gen2ニュートリノ望遠鏡でのUHEニュートリノの電波検出に焦点を当てており、これを最先端の詳細でモデル化しています。我々は、大きなバックグラウンドが存在するにもかかわらず、そのサイズや形状に関する事前知識がなくても、UHEニュートリノへのDM崩壊の発見の可能性、DMの質量と寿命の測定、およびDM寿命の限界についての有望な見通しを報告する。
SN~2023ixf の静止始祖からの爆発前爆発の包括的な光学的探索
| Title |
A_comprehensive_optical_search_for_pre-explosion_outbursts_from_the_quiescent_progenitor_of_SN~2023ixf |
| Authors |
Yize_Dong,_David_J._Sand,_Stefano_Valenti,_K._Azalee_Bostroem,_Jennifer_E._Andrews,_Griffin_Hosseinzadeh,_Emily_Hoang,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Michael_Lundquist,_Nicolas_E._Meza_Retamal,_Jeniveve_Pearson,_Manisha_Shrestha,_Joshua_Haislip,_Vladimir_Kouprianov,_Daniel_E._Reichart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02539 |
DLT40、ZTF、およびATLAS調査からのデータを使用して、SN~2023ixfの位置での光前駆体発光の包括的な検索を実行します。現在のデータセットを前駆体爆発の流体力学モデルの光度曲線と比較すると、爆発から5年以内に重大な爆発が起こる確率は低く、起こり得る前駆体爆発中に放出される星周物質(CSM)は$\よりも小さい可能性が高いことがわかります。sim$0.015\msun.おもちゃのモデルのセットと比較することにより、前兆バーストがあった場合、$M_{r}\simeq-9$mag以下の典型的な明るさの場合、持続時間は$\sim$100日よりも短かったはずであることがわかります。$M_{r}\simeq-8$magでは200日を超えます。もっと明るくて長い爆発が発見されていただろう。通常のII型SN~2020tlf($M_{r}\simeq-11.5$)で観察されるような前駆体活動は、SN~2023ixfでは除外できます。初期のフラッシュ分光法やその他の研究によって推定された高密度のCSMが1つまたは複数の前駆体の爆発に関連している場合、私たちの観察は、そのような爆発は弱く、数日から数か月しか続かないはずであること、またはそれが5年以上前に発生したことを示しています爆発へ。あるいは、高密度で閉じ込められたCSMは、単一の赤色超巨星(RSG)前駆体からの噴火による質量損失によるものではない可能性があります。総合すると、SN~2023ixfとSN~2020tlfの結果は、一部の正常なII型SNeの周囲に推測される高密度CSMの背後に複数の物理メカニズムがある可能性があることを示しています。
2 番目のボローニャ カタログ ソースの多波長環境
| Title |
The_Multi-Wavelength_Environment_of_Second_Bologna_Catalog_Sources |
| Authors |
A._Paggi,_F._Massaro,_H._Pe\~na-Herazo,_V._Missaglia,_A._Jimenez-Gallardo,_F._Ricci,_S._Ettori,_G._Giovannini,_F._Govoni,_R._D._Baldi,_B._Mingo,_M._Murgia,_E._Liuzzo_and_F._Galati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02541 |
我々は、強力な電波源の第2ボローニャカタログ(B2CAT)のチャンドラクールターゲット(CCT)調査の最初の結果を発表します。この調査は、これらの線源の周囲の広範囲にわたるX線放出を調査することを目的としています。B2CATCCT調査で観察された最初の33個の線源について、イメージングとスペクトルX線解析の両方を実行してマルチバンドチャンドラ画像を生成し、それらを電波観測と比較しました。X線における拡張放射の存在を評価するために、表面束プロファイルを抽出し、シミュレートされたACIS点広がり関数と比較しました。28の線源についてX線核放出を検出しました。さらに、無線ホットスポットまたはジェットノットに起因するX線束の増加した8つの領域と、おそらくX線空洞に関連する束の減少した領域を検出しました。15個の核についてX線スペクトル分析を行ったところ、そのうち4個で銀河の値よりも大幅に大きい固有吸収が見つかりました。我々は5つの線源で顕著な拡張X線放射を検出し、それらのスペクトルをガス温度$\sim2\text{keV}$の熱モデルに当てはめました。B2.10742+31の場合、周囲の高温ガスは低輝度の銀河団のICMと互換性がありますが、高度に妨害されたWATB2.32254+35の周囲のX線拡散放射は、ICMと同様の輝度を特徴とします。比較的明るい銀河群の温度ですが、その温度は低光度の銀河団の温度と似ています。これらの結果は、電波源からのX線放出の特性を調査するための、短いチャンドラスナップショット観測と組み合わせた低周波電波選択の威力を強調しています。
大変動変数は LISA の重力波源の重要な集団である
| Title |
Cataclysmic_variables_are_a_key_population_of_gravitational_wave_sources_for_LISA |
| Authors |
S._Scaringi_(1),_K._Breivik_(2),_T.B._Littenberg_(3),_C._Knigge_(4),_P.J._Groot_(5,6,7),_M._Veresvarska_(1)_((1)_Durham_University,_(2)_Flatiron_Institute,_(3)_Marshall_Space_Flight_Center,_(4)_University_of_Southampton,_(5)_Radboud_University,_(6)_SAAO,_(7)_University_of_Cape_Town) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02553 |
銀河系の大変動変量(CV)からの重力波(GW)信号はまだ慎重に評価されていません。ここでは、これらの信号を推定し、LISAに対するその重要性を評価します。まず、少なくとも3つの既知のシステムが、LISAの運用開始から最初の4年以内に個別に解決できる十分な強度の信号を生成すると予想されることがわかりました。第二に、CVはLISA銀河のバイナリ背景に大きく寄与し、関連する周波数帯域でのミッションの感度を制限します。第三に、CV最小軌道周期に対応する周波数で未解決のGWバックグラウンドのスパイクを予測します。この過剰なノイズは、この特性周波数付近の他のシステムの検出に影響を与える可能性があります。第4に、$P_{\rm{min}}\sim80~\mathrm{min}$に関連付けられた過剰ノイズスパイクの振幅と位置を使用して、相補的かつ単純なGWでCV空間密度と周期バウンス位置を測定できることに注意します。電磁信号から選択されたサンプルを悩ませるバイアスおよび選択効果と比較したバイアス。私たちの結果は、銀河系のCV集団を個々のGW発生源および背景雑音発生源の両方としてLISAミッション計画に明示的に含める必要性と、GW放射を通じてCV集団を特徴付けるという興味深い見通しを強調している。
| Title |
Viscous_hydrodynamic_evolution_of_neutron_star_merger_accretion_disks:_a_code_comparison |
| Authors |
Rodrigo_Fern\'andez,_Oliver_Just,_Zewei_Xiong,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02554 |
中性子星の合体後に形成される降着円盤は、合体による噴出物の総量、ひいてはキロノバや各事象の$r$過程収量に重要な寄与をする。これらの円盤の軸対称粘性流体力学シミュレーションは、ニュートリノの吸収による熱質量の放出と、ニュートリノの冷却が収まった後の移流段階での熱質量放出を捉えることができるため、MHDの進化と比較した円盤放出量の合計に下限を与える可能性が高い。ここでは、過去10年間にわたってこの問題に関して広く使用されてきた2つの粘性流体力学コード、ALCARとFLASHの比較を示します。中心にブラックホールがある代表的な設定を選択し、粘性とニュートリノ輸送の処理を変更します。ほとんどの量で全体的に良好な一致($\sim10\%$レベル)が見られます。平均流出速度は重核の結合エネルギーの扱いに敏感であり、他の量よりも大きな変動を示します。私たちは、同じ核ネットワークを使用して両方のコードからの軌跡を後処理し、コードの違いが元素合成収率、加熱速度、キロノバ光度曲線に及ぼす影響を調査します。後者については、キロノバ光度曲線生成のための空間存在量分布を再構築する際に、トレーサー粒子の数を変えることの影響も評価します。
AT2022aedm と楕円銀河における新しいクラスの明るい急速冷却過渡現象
| Title |
AT2022aedm_and_a_new_class_of_luminous,_fast-cooling_transients_in_elliptical_galaxies |
| Authors |
M._Nicholl,_S._Srivastav,_M._D._Fulton,_S._Gomez,_M._E._Huber,_S._R._Oates,_P._Ramsden,_L._Rhodes,_S._J._Smartt,_K._W._Smith,_A._Aamer,_J._P._Anderson,_F._E._Bauer,_E._Berger,_T._de_Boer,_K._C._Chambers,_P._Charalampopoulos,_T.-W._Chen,_R._P._Fender,_M._Fraser,_H._Gao,_D._A._Green,_L._Galbany,_B._P._Gompertz,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_D._A._Howell,_C._Inserra,_P._G._Jonker,_M._Kopsacheili,_T._B._Lowe,_E._A._Magnier,_S._L._McGee,_T._Moore,_T._E._M\"uller-Bravo,_T._Pessi,_M._Pursiainen,_A._Rest,_E._J._Ridley,_B._J._Shappee,_X._Sheng,_G._P._Smith,_M._A._Tucker,_J._Vink\'o,_R._J._Wainscoat,_P._Wiseman,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02556 |
我々は、小惑星地球衝突最終警戒調査（ATLAS）によって検出された、注目に値する急速に進化する光過渡現象AT2022aedmの発見と広範な追跡調査を紹介します。AT2022aedmはATLAS$o$帯で$9\pm1$日の上昇時間を示し、$M_g\約-22$等級の発光ピークに達しました。次の15日間に$g$帯で2等級減光した。これらのタイムスケールは、明るさが極端であるにもかかわらず、他の急速に進化する過渡状態と一致しています。最も驚くべきことに、ホスト銀河は巨大な楕円形であり、現在の星の形成は無視できる程度です。X線と電波による観測では、相対論的なAT2018牛のような爆発は否定されている。爆発後の最初の数日間のスペクトルは、若い核崩壊超新星に似た短命のHeII放射を示しましたが、明らかな広い超新星特徴は発達しませんでした。その後のスペクトルでは、急速に冷却する連続体と、おそらく$v\約2700$kms$^{-1}$の風で生じた狭い青方偏移した吸収線のみが示された。我々は、明るさ、時間スケール、色の進化、そしてほとんど特徴のないスペクトルにおいて類似点を共有するさらに2つの過渡現象（特にDogieとAT2020bot）を文献から特定し、これらが新しい種類の過渡現象、すなわち発光急速冷却器を構成する可能性があると提案する。(LFC)。3つのイベントはすべて、核から$\sim4-10$kpcのオフセットにある受動銀河で発生し、大質量星や大質量ブラックホールを含む前駆体モデルにとって課題となっていました。光度曲線とスペクトルはショックブレイクアウト発光と一致しているように見えますが、通常、このメカニズムは核崩壊超新星に関連しています。恒星と恒星質量ブラックホールの遭遇は、有望な別の説明を提供する可能性がある。
XMM-Newton観測を用いたホットICM速度構造関数の測定
| Title |
Measuring_the_hot_ICM_velocity_structure_function_using_XMM-Newton_observations |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_R._Mohapatra,_C._Federrath,_J._S._Sanders,_A._Liu,_S._A._Walker_and_C._Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02576 |
クラスター内媒質(ICM)内のガス速度は、ライン放射の基準として機器のCuKaを使用する、新しいXMM-NewtonEPIC-pnエネルギースケール校正を適用することで測定できることが示されています。この技術を使用して、AGNフィードバックと重力井戸(乙女座とケンタウルス座)および緩和井戸(へびつかい座)内のプラズマのスロッシングを伴うクラスターのICMの速度分布を測定しました。これらのシステムのホットICMの運動学の詳細な研究を紹介します。まず、速度マップから速度確率分布関数(PDF)を計算します。すべての情報源について、PDFは正規分布に従っており、へびつかい座の場合には多峰性分布のヒントがあることがわかります。次に、スケールによる変動とICM内の乱流の性質を研究するために、すべての発生源の速度構造関数(VSF)を計算します。我々は、おとめ座星団の乱流駆動スケールが10〜20kpcであることを測定したが、へびつかい座星団のVSFは、そのような空間スケールではICMと強力な活動銀河核（AGN）との間に強い相互作用が存在しないことを反映している。前者については、ジェットの活動サイクルよりも長い散逸時間を計算したため、平衡に達するには乱流よりも効率的な加熱プロセスが必要であることがわかります。X線天体観測からの直接速度測定を使用して高温ICMのVSFが計算されたのはこれが初めてである。
Radio WISSH: 宇宙で最も明るいクエーサーをチューニング
| Title |
Radio_WISSH:_tuning_on_the_most_luminous_quasars_in_the_Universe |
| Authors |
Gabriele_Bruni,_Javier_Mold\'on,_Enrico_Piconcelli,_Francesca_Panessa,_Miguel_P\'erez-Torres,_Manuela_Bischetti,_Chiara_Feruglio,_Giustina_Vietri,_Cristian_Vignali,_Luca_Zappacosta_and_Ivano_Saccheo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02634 |
過去数年間に、WISSHクェーサープロジェクトによって得られた結果は、高赤方偏移における超発光($L_{bol}>10^{47}$erg/s)クェーサーの特徴的なマルチバンド特性に関する新たな全体像を提供しました。(z$\sim$2-4)は、宇宙の正午にこれらの強力な情報源から活動する銀河核、風、星間物質の間の興味深い関係を明らかにします。2022年以降、私たちはWISSHの無線特性について系統的かつ統計的に有意なVLA研究を実施しています。我々は次の目的で高解像度VLA観測を実施しました。1)これらの天体の広帯域スペクトル形状から若い電波源を特定する。2)未調査の高赤方偏移/高光度領域をサンプリングし、ラジオの音量が大きい/ラジオが静かな二分法に対する進化の可能性のある影響を追跡します。3)観測された風/流出特性に対する配向の影響を定量化します。
連星中性子星の合体によるレンズ重力波現象からの電磁対応物の検出について
| Title |
On_the_detection_of_the_electromagnetic_counterparts_from_lensed_gravitational_wave_events_by_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Hao_Ma,_Youjun_Lu,_Xiao_Guo,_Siqi_Zhang,_Qingbo_Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02756 |
将来の地上設置型重力波（GW）検出器、すなわちアインシュタイン望遠鏡（ET）や宇宙探査機（CE）は、相当数のレンズ付き連星中性子星（BNS）合体を検出すると期待されており、これは探査のためのユニークなツールを提供する可能性がある。宇宙学。この論文では、単純なキロノバ、残光、およびレンズモデルを使用して、将来のGW検出器とEM望遠鏡によるこれらのレンズ付きBNS合体からの光学/赤外線電磁（EM）対応物（キロノバ/残光）の検出可能性を調査します。ETとCEは、年間$\sim5.32^{+26.1}_{-5.10}$と$67.3^{+332}_{-64.7}$のレンズ化されたBNS合併を検出すると予想されています。これらすべての合体に関連する電磁波対応物は、限界等級$m_{\textrm{lim}}\gtrsim27$のHバンドの全天調査によって検出可能であることがわかりますが、検出可能な部分は$\lesssim0です。$m_{\textrm{lim}}\lesssim24$の場合、g/zバンドでは.4\%$。一般に、同じ$m_{\textrm{lim}}$の光学/UVバンドよりも赤外バンドを採用してレンズ付きEM対応物を検索する方が効率的です。ベラ・C・ルービン天文台、中国宇宙ステーション望遠鏡、ユークリッドなどの将来の望遠鏡は、レンズ付きBNS合体を1つだけ搭載したEM対応物でもほとんど検出できません。ローマン宇宙望遠鏡(RST)とジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、そのような現象を年に数回以上検出する能力を持っています。さらに、レンズ付き画像ペア間の時間遅延と分離は通常、数分から数か月、$0.1$から$1$\,arcsecの範囲にあり、ほとんどのレンズ付きBNSマージのGW画像とEM画像の両方が次の方法で十分に解決できることを示唆しています。時間領域のCE/ETだけでなく、空間的なRST/JWSTもサポートします。
ホイル状態の脱励起が $\n p$ プロセス元素合成と銀河の化学進化に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Hoyle_state_de-excitation_on_$\nu_p$-process_nucleosynthesis_and_Galactic_chemical_evolution |
| Authors |
Hirokazu_Sasaki,_Yuta_Yamazaki,_Toshitaka_Kajino,_Grant_J._Mathews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02785 |
高温高密度プラズマ中の非弾性散乱によって引き起こされる$^{12}$Cのホイル状態の粒子誘起ハドロン脱励起は、トリプルアルファ反応速度を高めることができる。これは、核崩壊超新星によるニュートリノ駆動の風内での重い原子核の生成を妨げ、太陽系存在量における$p$原子核の起源として陽子に富んだニュートリノ駆動の風が寄与しているかという疑問を提起する。ここでは、$^{92,94}\mathrm{Mo}$と$^{96,98}\mathrm{Ru}の生成に関連する陽子豊富なニュートリノ駆動風における$\nup$プロセス元素合成を研究します。$このような粒子誘起の脱励起を考慮すると、私たちは、中性子非弾性散乱によって引き起こされるトリプルアルファ反応速度の向上が$\nup$過程にほとんど影響を及ぼさない一方、陽子散乱は陽子に富んだニュートリノ駆動の低温風における元素合成に寄与することを示しました。これに伴うトリプルアルファ反応速度の向上により、通常の核崩壊超新星の風モデルでは$^{92,94}\mathrm{Mo}$と$^{96,98}\mathrm{Ru}$の生成が減少します。一方、高エネルギーの超新星風モデルでは、これらの$p$原子核の存在量が増加します。したがって、核崩壊超新星と超新星からの両方の寄与を考慮して、$^{92,94}\mathrm{Mo}$と$^{96,98}\mathrm{Ru}$の銀河の化学進化を計算します。超新星$\nup$過程が$^{92,94}\mathrm{Mo}$と$^{96,98}\mathrm{Ru}$の計算された太陽同位体分率を強化し、粒子誘起ホイル状態の脱励起に関係なく、$p$核のGCEに大きな影響を与える。
FRB121102 からの繰り返し FRB の機械学習分類
| Title |
Machine_Learning_Classification_of_Repeating_FRBs_from_FRB121102 |
| Authors |
Bjorn_Jasper_R._Raquel,_Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Bo_Han_Chen,_Yuri_Uno,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Seong_Jin_Kim,_and_Simon_C.-C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02811 |
高速無線バースト(FRB)は、無線波長におけるミリ秒単位のタイムスケールの謎のバーストです。現在、繰り返しFRBの起源を理解する上で非常に重要である、物理学の違いに基づく繰り返しFRBの分類についてはほとんど理解されていません。最近の文献では、特定のパラメーターを使用してFRBを分類し、これらのFRBサブタイプの考えられる物理的メカニズムまたは特性について推論を引き出すことに焦点を当てています。この研究では、口径500メートルの球面望遠鏡(FAST)で検出されたFRB121102からの、公開されている1652個の反復FRBを使用し、教師なし機械学習モデルでそれらを研究しました。モデルのハイパーパラメータを微調整することにより、文献で示唆されている2つのクラスター(「古典的」と「非定型」)ではなく、FRB121102のバーストから4つのクラスターの兆候があることがわかりました。ここで、「非定型」クラスターは、異なる特徴を持つ3つのサブクラスターにさらに分類できます。私たちの調査結果は、私たちの研究が文献の結果と一致する結果をもたらしただけでなく、私たちの研究がこれらのクラスターを作成するためにより多くの物理パラメータを使用したため、得られたクラスタリング結果がより包括的であることを示しています。全体として、我々の方法と分析は、FRB121102の繰り返しFRBをクラスター化する際に、より包括的なアプローチを生み出しました。
ブラックホールX線連星における過渡ジェットとその空洞の形成と進化
我々は、ブラックホールX線連星における一時的/一時的ジェットの起源を説明するモデルを提案する。このモデルでは、それらは平行で強い磁化されたジェットから、平行ではない広い流出への遷移によって引き起こされる。この変化は、一定の磁束での降着速度の増加により降着流が磁気的にチョークされた状態を離れるときに発生します。形成された強力なジェットはその後、その基部から分離し、個別の噴出として伝播します。コリメートされていない流出は相対論的プラズマを生成し、ブラックホールの周囲を満たし、低密度空洞の形成に寄与します。空洞内の圧力は周囲の星間物質(ISM)と平衡状態にありますが、その慣性はISMの慣性よりも桁違いに小さいです。これは、プラズマが噴出物を効率的に減速できないことを意味しており、ほとんどの観測結果が説明されています。場合によっては観察される空洞内での適度な減速は、空洞とISMの間に広い移行ゾーンを形成する雲やフィラメントの存在によるものである可能性があります。
銀河面からの TeV-PeV 放射の起源の分解: マルチメッセンジャー観測の意味
| Title |
Decomposing_the_Origin_of_TeV-PeV_Emission_from_the_Galactic_Plane:_Implications_of_Multi-messenger_Observations |
| Authors |
Ke_Fang,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02905 |
高エネルギーニュートリノと$\gamma$線の放出が銀河面から観測されており、それらは個々の発生源および/または拡散宇宙線から来ている可能性があります。ハドロン相互作用におけるニュートリノと$\gamma$線の間のマルチメッセンジャー結合を通じて、これら2つの成分の寄与を評価します。我々は、4FGL、HGPS、3HWC、1LHAASOを含む$\gamma$線カタログと、チベットAS$\gamma$とLHAASOによる銀河拡散放射の測定を使用して、銀河面からのニュートリノ放出の最大束を導き出します。モデルテンプレートに応じて、パルサー、パルサー風星雲、TeVハローなどの有望なレプトニックソースを除外すると、拡散放射は分解されたソースの合計よりも明るいことがわかります。私たちの結果は、IceCubeCollaborationによって観測された銀河ニュートリノ放射が、銀河の拡散放射または未分解の$\gamma$線源によって支配されている可能性があることを示しています。天の川銀河の発生源を正確に解きほぐし、放射を拡散させるためには、今後のニュートリノ望遠鏡の観測と南半球での空気シャワー$\gamma$線実験が必要である。
SKAによるシャワー長測定による宇宙線の質量組成の把握
| Title |
Constraining_the_cosmic-ray_mass_composition_by_measuring_the_shower_length_with_SKA |
| Authors |
S._Buitink,_A._Corstanje,_J._Bhavani,_M._Desmet,_H._Falcke,_B.M._Hare,_J.R._H\"orandel,_T._Huege,_N._Karasthatis,_G._K._Krampah,_P._Mitra,_K._Mulrey,_A._Nelles,_K._Nivedita,_H._Pandya,_J._P._Rachen,_O._Scholten,_S._Thoudam,_G._Trinh,_S._ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02907 |
現行世代のエアシャワー無線アレイは、シャワー最大大気深さXmaxを高精度で再構築できることを実証しました。これらの実験は現在、銀河系から銀河系外の宇宙線源への移行が予想されるエネルギー範囲における質量組成の研究に貢献しています。しかし、データの明確な解釈にはまだ程遠いです。ここでは、無線測定を使用して、シャワーの長さLを再構成することにより、質量組成に対する新しいタイプの制約を導き出すことを提案します。平方キロメートルアレイの低周波部分は、1平方内に約60,000個のアンテナという非常に高いアンテナ密度を持ちます。キロメートルに達しており、空気シャワーの高解像度研究には最適な場所です。この寄稿では、Lを再構成できることの影響と、SKAが宇宙線科学にもたらすことができる独自の貢献について説明します。
大規模な空気シャワーからの電波放射に対するテンプレート合成アプローチ
| Title |
Template_synthesis_approach_for_radio_emission_from_extensive_air_showers |
| Authors |
Mitja_Desmet,_Stijn_Buitink,_Tim_Huege,_David_Butler,_Ralph_Engel_and_Olaf_Scholten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02939 |
宇宙線空気シャワーの電波検出技術は、過去20年間で新たな関心を集めています。無線実験は非常にコスト効率よく導入できますが、データの分析に必要なモンテカルロシミュレーションには計算コストがかかります。ここでは、シミュレーションで広範囲の空気シャワーからの電波放射を合成する新しい方法を紹介します。これは、オリジンシャワーと呼ばれる単一の微視的なモンテカルロシミュレーションを使用して、異なる縦方向進化、一次粒子の種類、エネルギーを持つターゲットシャワーからの電波放射を生成するハイブリッドアプローチです。この方法では、シャワーパラメータのみに依存する半分析関係を使用して、シミュレートされたアンテナで無線信号を変換します。この方法を$10^{17}\;の範囲のエネルギーを持つ垂直空気シャワーに適用します。\text{eV}$から$10^{19}\;\text{eV}$を実行し、2つの周波数帯域、つまり広い[20,500]MHz帯域とより狭い[30,80]MHz帯域でのCoREASシミュレーションと結果を比較します。信号に含まれる最大振幅とエネルギーフルエンスを使用して合成品質を評価します。品質は主に、オリジンシャワーとターゲットシャワーの間の\textXmax\の差に依存することがわかります。線形バイアス補正を適用した後、テンプレート合成の精度が広い周波数範囲で10%を超えることがわかりました。制限された[30、80]MHz範囲では、精度は5%より優れています。テンプレート合成アプローチは、考慮されていない固有のシャワー変動によって制限されると推測します。
非常に明るい GRB 230307A の発光前駆体
| Title |
A_luminous_precursor_in_the_extremely_bright_GRB_230307A |
| Authors |
S._Dichiara,_D._Tsang,_E._Troja,_D._Neill,_J._P._Norris,_and_Y._H._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02996 |
GRB230307Aは、観測されたガンマ線フルエンス$\gtrsim$3$\times$10$^{-3}$ergcm$^{-2}$(10--1000keV)の非常に明るい長時間持続GRBです。GRB221009Aのみ。持続期間が長いにもかかわらず、キロノバに関連している可能性があり、GRB211211Aの場合に似ています。GRB211211Aと同様に、GRB230307Aの即時ガンマ線放出には3つのフェーズが区別されます。主な持続時間の長い、スペクトル的にハードなバースト。一時的に伸びたスペクトル的に柔らかい尾。我々は、最初のソフトパルスをメインバーストへの明るい前駆体として解釈し、その特性をコンパクトなバイナリーマージからの前駆体のモデルと比較します。GRB230307Aの明るさを説明するには、マグネターのような($\gtrsim10^{15}$G)磁場が前駆中性子星によって保持されなければならないことがわかりました。あるいは、合体後のシナリオでは、発光前駆体は高速回転する大質量中性子星の形成を示している可能性があります。
星の接近遭遇 - 単一星とのブラックホール連星
| Title |
Close_Encounters_of_Star_-_Black_Hole_Binaries_with_Single_Stars |
| Authors |
Taeho_Ryu,_Selma_de_Mink,_Rob_Farmer,_Ruediger_Pakmor,_Rosalba_Perna,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03097 |
連星と他の天体との多体動的相互作用は、星団の進化の主な駆動メカニズムの1つです。したがって、一般的に使用されている点粒子近似を超えて三体相互作用を理解することが重要です。この目的を達成するために、私たちはここで、移動メッシュ流体力学コードを使用して、最終結果とその長期的な進化と観測特性の特定に焦点を当てて、星-ブラックホール(BH)連星と単一星の間の三体遭遇の流体力学を調査します。アレポ。このタイプの遭遇は、星の破壊、恒星の衝突、元の連星の弱い摂動、連星メンバーの交換、および三重星の形成という5つのタイプの結果を生み出します。2つの決定的なパラメータは、最初の最接近でどの2つの物体が接触するかを決定する二値位相角と、暴力的相互作用と非暴力的相互作用の境界を設定する衝撃パラメータです。衝突パラメータが連星の長半径よりも小さい場合、BHと到来する星が最初に出会ったときに潮汐力の乱れや星とBHの衝突が頻繁に発生しますが、2つの星は、代わりに2つの星が最初に出会ったときにほとんど合体します。どちらの場合も、BHは降着円盤からスーパーエディントン速度で降着し、観察できるほど明るいフレアを生成する可能性があります。恒星の衝突生成物は、BHとバイナリを形成するか、BHに結合しないままになります。衝突すると、合体した星は、同じ年齢で同じ質量の主系列星よりも熱く、大きくなります。恒星の衝突生成物は、熱平衡状態を回復した後でも、孤立した場合、巨大化するまで主系列星よりも高温で明るいままとなる。
知らないことはあなたを傷つける可能性があります: 重力波個体群分析における天体物理モデルの使用と悪用
| Title |
What_You_Don't_Know_Can_Hurt_You:_Use_and_Abuse_of_Astrophysical_Models_in_Gravitational-wave_Population_Analyses |
| Authors |
April_Qiu_Cheng,_Michael_Zevin,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03129 |
重力波天体物理学の目標の1つは、連星ブラックホール(BBH)の形成チャネルの数と特性を推測することです。そのためには、さまざまなモデルをデータに接続できなければなりません。私たちは、集団合成に基づいたモデルを使用した分析の利点と潜在的な問題を調査します。Zevinらと同様に、BBHの5つの可能な形成チャネルを検討します。(2021b)。まず、GWTC-3カタログでZevinらの主張を確認します。(2021b)GWTC-2カタログで発見されました。つまり、データは、単一チャネルで形成される観察されたBBHの全体と一致しません。次に、シミュレートされた検出を使用して、予想されるBBH検出数の範囲内で、カタログサイズが$50$から$250$に増加するにつれて、分岐比の推定における不確実性が$\sim1.7$の係数まで縮小できることを示します。LIGO-Virgo-KAGRAの4回目の観測で。最後に、このタイプの分析には重大なバイアスが発生する傾向があることを示します。すべての信号源が単一のチャネルから発生する宇宙をシミュレートすることにより、ベイズ事前分布の影響により、1つのチャネルがすべての信号を生成すると結論付けることが困難になる可能性があることを示します。さらに、5つのチャネルすべてが寄与するが、分析ではチャネルのサブセットのみが使用されるユニバースをシミュレートすることにより、$250$の検出で分岐比の偏りが$\sim50\%$ほど大きくなる可能性があることを示します。これは、強力にモデル化された天体物理学的部分母集団に基づく解析結果を解釈する際には注意が必要であることを示唆しています。
II 型超新星 2023ixf の発見から最初の 1 か月まで: 爆発前の最後の年に大量かつ変動する質量損失
| Title |
From_Discovery_to_the_First_Month_of_the_Type_II_Supernova_2023ixf:_High_and_Variable_Mass_Loss_in_the_Final_Year_Before_Explosion |
| Authors |
Daichi_Hiramatsu,_Daichi_Tsuna,_Edo_Berger,_Koichi_Itagaki,_Jared_A._Goldberg,_Sebastian_Gomez,_Kishalay_De,_Griffin_Hosseinzadeh,_K._Azalee_Bostroem,_Peter_J._Brown,_Iair_Arcavi,_Allyson_Bieryla,_Peter_K._Blanchard,_Gilbert_A._Esquerdo,_Joseph_Farah,_D._Andrew_Howell,_Tatsuya_Matsumoto,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Jaehyon_Rhee,_Giacomo_Terreran,_J\'ozsef_Vink\'o,_J._Craig_Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03165 |
我々は、過去数十年間で最も接近した核崩壊SNeの一つであるM101でのII型超新星（SN）2023ixfの発見と、その進化の最初の1か月における追跡測光および分光観測を紹介する。光度曲線は、急速な上昇（$\約5$日）から光度ピーク（$M_V\約-18$等）と平坦部（$M_V\約-17.6$日）が滑らかで$30$日まで続くことを特徴としています。$\約0.03$magday$^{-1}$の下落率。上昇期では$U-V$色が青方向への進化を示し、プラトー相では赤方向への進化が続きます。水素、ヘリウム、炭素、窒素の顕著なフラッシュ特徴が、最初の光から$\約5$日後までスペクトルを支配し、最初の$\約2$日でより高いイオン化状態に遷移します。$U-V$の色とフラッシュイオン化の状態は両方とも温度の上昇を示唆しており、高密度星周物質(CSM)内部での遅れたショックブレイクアウトを示しています。CSM相互作用のタイムスケールから、そのコンパクトな半径範囲は$\sim(3-7)\times10^{14}$cmと推定されます。次に、爆発直前の連続的および噴火による質量損失シナリオの両方に基づいて数値光曲線モデルを構築します。継続的な質量損失シナリオの場合、爆発前の最後の$2～1$年における$0.1～1.0$$M_\odot{\rmyr}^{-1}$の範囲の質量損失履歴を推測します。爆発に向けて$\sim0.7-0.4$年で質量損失が$0.01-0.1$$M_\odot{\rmyr}^{-1}$減少する可能性があります。噴火による質量損失シナリオでは、爆発の約1年前にエンベロープの$0.3-1$$M_\odot$を放出する噴火を支持します。これにより、継続シナリオと同様の質量と範囲のCSMが得られます。我々は、これまでに前駆体候補とSN2023ixfに関して得られた利用可能な多波長制約が可変CSMモデルに与える影響について議論する。
極端なコロナ線放出銀河の長期追跡観測
| Title |
Long-term_follow-up_observations_of_extreme_coronal_line_emitting_galaxies |
| Authors |
Peter_Clark,_Or_Graur,_Joseph_Callow,_Jessica_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Joseph_P._Anderson,_Edo_Berger,_Thomas_Brink,_David_Brooks,_Ting-Wan_Chen,_Todd_Claybaugh,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Alexei_Filippenko,_Jamie_Forero-Romero,_Sebastian_Gomez,_Mariusz_Gromadzki,_Klaus_Honscheid,_Cosimo_Inserra,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Lydia_Makrygianni,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Matt_Nicholl,_Jundan_Nie,_Francesca_Onori,_Antonella_Palmese,_Claire_Poppett,_Thomas_Reynolds,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_A._Weaver,_Thomas_Wevers,_David_R._Young,_WeiKang_Zheng,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03182 |
我々は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)で特定された極端冠状線放出銀河(ECLE)の既知のサンプルの新しい分光学的および測光的追跡観測を紹介します。これらの新しいデータにより、ECLEサンプルの観察は、最初のSDSS検出から20年間にわたることになりました。我々は、7つの天体のうち5つで鉄冠状線の痕跡が再発していないことを確認し、潮汐破壊現象(TDE)の過渡光エコーとしてのそれらの同定をさらに裏付けています。光学帯域でのこれらの天体の測光観察では、全体的な進化はほとんど見られません。対照的に、中赤外（MIR）観測では、継続的な長期的な減少が示されています。残りの2つの天体は、初期の追跡スペクトルで冠状線が存続していることを考慮すると、TDE関連ではなく、異常に強い冠状線を持つ活動銀河核(AGN)として分類されていました。私たちのスペクトルは、強力で変化のない冠状線の特徴とAGNのようなMIRの色と挙動の存在を示し続けており、この分類を確認します。我々は、新しく発見されたECLEのおそらく起源を区別するのを助けるために、ECLEの両方のサブタイプのスペクトルテンプレートを構築した。私たちは、そのような天体の特性と進化をより適切に抑制するために、より高い頻度でより迅速な追跡観察の必要性を強調します。また、ECLE、TDE、および重大なMIR変動を持つその他の特定された過渡現象の間の関係についても説明します。
ローマの CCS ホワイトペーパー: ローマの高緯度時間領域調査で発見された Ia 型超新星の測定
| Title |
Roman_CCS_White_Paper:_Measuring_Type_Ia_Supernovae_Discovered_in_the_Roman_High_Latitude_Time_Domain_Survey |
| Authors |
Rebekah_Hounsell,_Dan_Scolnic,_Dillon_Brout,_Benjamin_Rose,_Ori_Fox,_Masao_Sako,_Phillip_Macias,_Bhavin_Joshi,_Susana_Desutua,_David_Rubin,_Stefano_Casertano,_Saul_Perlmutter,_Greg_Aldering,_Kaisey_Mandel,_Megan_Sosey,_Nao_Suzuki,_Russell_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02670 |
私たちは、高緯度時間領域調査の一環として、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡を使用してIa型超新星を測定するという宇宙科学の事例を動機付けています。前述した科学の要件とベースラインの調査戦略について説明します。まだ最適化する必要があるさまざまな領域について説明し、これらのトピックを詳細に検討している他のホワイトペーパーを参照します。全体として、ベースラインのケースでは、SNeIaを使用してz=0.1からz>2までのダークエネルギーの精緻な測定が可能になるはずであり、さらなる最適化はこの一世代に一度の実験を強化するだけであるはずです。
デヴァスタール天文台への道、ARIES
約50年の歳月をかけて設立されたデヴァスタール天文台は、インドのウッタラーカンド州ナイニータル地区のデヴァブミのヒマラヤ中央部にあります。アリヤバッタ観測科学研究所(ARIES)によって運営および維持されており、その場所は広範な現地調査の後に選択されました。デヴァスタールでの大気のシーイングと消滅に関する最初の測定は、1997年から2001年にかけて実施されました。2010年以来、口径1.3m、3.6m、4mの3台の光学望遠鏡がデヴァスタールに設置されることに成功しました。これらの望遠鏡で撮影された光学および近赤外線の観測は、天体観測におけるデヴァスタール天文台の世界的な競争力を証明しています。この記事は、1996年頃から始まった、天文台設立を目的としたタタ基礎研究所との協力関係を記録しています。これらの施設を使用してこれまでに得られた主な科学成果の概要も示します。
地上ガンマ線天文学は、宇宙線物理学を研究するための強力なツールであり、宇宙の最も極端な天体物理学加速器で行われている高エネルギープロセスの診断を提供します。地上のガンマ線検出器は、多くの実験技術を適用して、約30GeVから数PeVまでの広いエネルギー範囲にわたって一次ガンマ線によって誘発される空気シャワーの生成物を測定します。これらは、空気シャワーによって引き起こされる大気中のチェレンコフ光の測定、または地上レベルでのシャワーの二次粒子の直接検出に基づいています。最近の高感度の地上ガンマ線検出器の開発のおかげで、実装のさまざまな段階で新たな実験提案の動機となる重要な科学的結果が明らかになってきています。この章では、この分野での将来の実験に対する現時点での期待を示します。
2つの白色矮星で双極子彩層を発見
この論文は、バルマー輝線を持つ2つの冷却磁性白色矮星における双極子表面スポットのULTRACAM発見を報告します。一方、3番目のシステムは、プロトタイプGD356と同様の単一スポットを示します。光度曲線は、単純な円形の等温暗点でモデル化されています。、最小角半径が20度の比較的大きな領域が得られます。2つの光度曲線極小値を持つ星の場合、二重スポットは高い傾斜角(または共緯度)で観察される可能性がありますが、同一の対蹠点スポットでは、明瞭な極小深度と光度曲線極大値の位相の両方を同時に再現することはできません。ここで報告されたマルチバンド測光変動の振幅はすべて、プロトタイプのGD356で観察された振幅よりも数倍大きいです。それにもかかわらず、入手可能なデータのあるすべてのDAHe星は、相関比で青に向かって増加する光度曲線振幅を持っているように見えます。この挙動は、磁場の強さと回転速度の多様性を考慮すると、スペクトル特性が著しく類似しており、より短い波長でより高いコントラストを生成するクールスポットと一致しています。これらの発見は、一部の磁性白色矮星は冷却する際に固有彩層を生成し、観測された温度逆転の原因となる外部要因はないという解釈を裏付けるものである。DAHe星の分光時系列データは、さらなる特性評価にとって最も重要であり、適切にサンプリングされたデータを取得し、波長シフト、等価幅、分光偏光測定を考慮することが重要です。
詳細な平衡と動的潮汐: 散開星団の循環と同期への影響
| Title |
Detailed_equilibrium_and_dynamical_tides:_impact_on_circularization_and_synchronization_in_open_clusters |
| Authors |
Giovanni_M._Mirouh,_David_D._Hendriks,_Sophie_Dykes,_Maxwell_Moe,_Robert_G._Izzard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02678 |
連星は化学的に特異な物体に進化し、銀河の重元素濃縮の主な推進力となっています。進化の過程で、それらは潮汐などの相互作用を受けて軌道を円形化し、星の回転を同期させ、個々のシステムと星の個体群の両方に影響を与えます。Zahnの潮汐理論とMESA主系列モデルグリッドを使用して、支配パラメーター$\lambda_{lm}$と$E_2$を導出し、それらを恒星集団コードBINARY_Cの新しいMINTライブラリに実装します。当社のMINT平衡潮汐は、遍在するBSE処方よりも2～5倍効率的ですが、放射潮汐効率は経年とともに急激に低下します。また、バイアス補正された観測値に基づいて正確な初期分布を実装します。私たちは、8つの散開星団の円周化と同期に対する潮汐と初期軌道パラメータ分布の影響を評価し、ブートストラップ法による合成集団と観測結果を比較します。通常、両方の計算が0.5$\sigma$以内に収まるため、潮汐処方を変更しても統計的に有意な改善が得られないことがわかりました。初期分布、特に$\log_{10}(P/{\rmd})\約0.8、e\約0.05$のシステムの原始濃度は、人為的に潮汐力を増加させた場合でも統計を支配します。これは、主系列における潮汐の非効率性を裏付けており、$e-\log_{10}(P/{\rmd})$分布のみを使用して潮汐効率パラメータを制約するのは困難または不可能であることを示しています。軌道の同期は、潮汐相互作用のより顕著な年齢依存の特徴を伝えます。M35では、MINTの計算でBSEの2倍の同期回転子が見つかりました。この潮汐効率の尺度は、軌道パラメータと星のスピンの測定を組み合わせて検証できます。
急速に回転する金属が豊富な前駆体からの対不安定超新星
この論文では、化学的均一進化(CHE)を起こす金属富化対不安定性超新星(PISNe)モデルを再検討します。複数のモデルを計算することで、PIISNeの質量範囲、PIISNeからの$^{56}$Niの質量、および小マゼラン雲(SMC)および小マゼラン雲(SMC)と一致する金属量のCHE-PISNeモデルの質量損失履歴を明らかにすることを目的としている。大マゼラン雲(LMC)。初速度$v_{\rmi}/v_{\rmk}$=0.1の場合、これらのモデルはCHEを受け、より低い質量範囲($M_{\rmi}\sim110-170M_\odot$)は、よりゆっくりと回転するモデルの場合よりも優れています。興味深いことに、10$M_\odot$を超える$^{56}$Ni質量を持つ明るいPISNeは、$M_{\rmi}\sim140-170M_\odot$という比較的小さな質量範囲で発生します。CHE-PISNeのもう1つの注目すべき特徴は、後期の質量損失率が大きいことです。したがって、CSM相互作用は光度曲線で観察できる可能性があります。$v_{\rmi}/v_{\rmk}$=0.2モデルによって生成されたO-rich(TypeIc)CHE-PISNeの例もいくつか示します。我々は、これらのモデルがO-richCSMとの相互作用、つまり最近発見されたPISN候補であるSN2018ibbの観察された特性と一致する挙動を示すと期待しています。最後に、スーパーキロノバの候補とみなされる十分な角運動量を持つ崩壊$v_{\rmi}/v_{\rmk}$=0.2モデルを提示します。
大きなミルオールドディスクは、気相の CO や炭素が大幅に枯渇していない
| Title |
Large_Myr-old_Disks_are_Not_Severely_Depleted_of_gas-phase_CO_or_carbon |
| Authors |
Ilaria_Pascucci,_Bennett_N._Skinner,_Dingshan_Deng,_Maxime_Ruaud,_Uma_Gorti,_Kamber_R._Schwarz,_Edwige_Chapillon,_Miguel_Vioque,_James_Miley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02704 |
$\sim1-3$Myr-oldLupus星形成領域内の大きなTタウリ円盤(ガス半径$\gtrsim200$au)に向かう492GHzでの[CI]放射のACA探索を紹介します。IMLupのALMA12-mアーカイブデータと組み合わせると、10ソース中6ソースでの[CI]検出が報告され、Tタウリ円盤に対する既知の検出が2倍になります。また、4つのケプラー双峰プロファイルを特定し、[CI]フラックスが$^{13}$CO、C$^{18}$O、および$^{12}$CO(2-1)フラックスと相関することを示します。同様に、後者の遷移から測定されたガスディスクの外半径も同様です。これらの発見は、炭素原子が円盤表面を追跡するという予想と一致しています。さらに、狼瘡と文献サンプルの炭素線および二酸化炭素線の輝度を、[CI]検出とRuaudらの自己無撞着ディスク熱化学モデルからの予測と比較します。（2022年）。これらのモデルは、ISM炭素および酸素元素存在量を入力パラメーターとして採用します。Sz98付近の円盤を除いて、これらのモデルは、最小質量太陽星雲と同等以上のガス質量とガス対塵の質量比$\geq10$で、利用可能なすべての線の明るさと上限を再現することがわかります。したがって、大きなMyr古い円盤の大部分は、ガス、CO、または炭素が大幅に枯渇していないという単純な予想に一致すると結論付けます。
GWAC-F30とTESSによるAD Leoのフレアの測光観測
活動的なM型矮星ADLeoをGWAC-F30による測光で146時間観察し、TESSによる同星の528時間の測光データも解析した。GWAC-F30とTESSからはそれぞれ合計9個と70個のフレアが検出されました。フレアの継続時間、振幅、エネルギーが計算されます。3つのプロパティとFFDの分布が示されています。同じフレアのエネルギー範囲内では、今回の研究と以前の研究で得られたしし座ADのFFDは基本的に一致しており、この星の磁気活動が数十年前と比べて大きく変わっていないことを示唆しています。M型星の平均FFDと比較すると、しし座ADのFFDは2倍高く、その磁気活動がM型の平均レベルよりも活発であることを示しています。TESS光度曲線に基づいて、ADLeoの自転周期は2.21${+0.01\choose-0.01}$dayと計算され、以前の研究で得られた結果を裏付けています。TESSからの最も高エネルギーのフレアの減衰段階中に、我々はQPPを特定し、しし座AD期の現在の最長周期である26.5分の振動周期を決定した。これは、この星のフレア中に長い周期的な物理過程が存在したことを示唆している。
LAMOST DR5からの銀河反中心領域のヘルビッグAe/Be星の分光研究
| Title |
Spectroscopic_study_of_Herbig_Ae/Be_stars_in_the_Galactic_Anti-center_region_from_LAMOST_DR5 |
| Authors |
S.Nidhi,_Blesson_Mathew,_B._Shridharan,_R._Arun,_R._Anusha,_and_Sreeja_S._Kartha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02917 |
私たちは、大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡(LAMOST)調査プログラムからの分光データを使用して、銀河の反中心方向にある119個のハービッグAe/Be星のサンプルを研究します。Balmer系列およびPaschen系列に属する水素の輝線、およびFeII、OI、CaII三重項などの種の金属線が特定されます。H$\alpha$とFeII5169\r{A}の発光強度の間には適度な相関が観察されており、FeII線とH$\alpha$の成分の1つが共通の発光領域を持っている可能性があることが示唆されています。私たちは、スペクトル内に存在する拡散星間バンドを使用してHAeBe星の減光を補正する手法を検討しました。これらのHAeBe星の年齢や質量などの恒星パラメータを推定したところ、それぞれ0.1～10Myrと1.5～10$M_{\odot}$の範囲にあることが判明した。HAeBe星の銀河反中心方向への質量降着率は$\dot{M}_{acc}$$\propto$$M_{*}^{3.12^{+0.21}_の関係に従うことが分かりました。{-0.34}}$、これは銀河の他の領域にあるHAeBe星について導出された関係と同様です。HAeBe星の質量降着率は、これまでの研究と一致して、年齢とともに$\dot{M}_{acc}\proptot^{-1.1\pm0.2}$という関数形式を持つことがわかりました。
| Title |
Ground_Based_Support_of_the_Space_Mission_Parker_Performed_with_Ukrainian_Low_Frequency_Radio_Telescopes |
| Authors |
Vladimir_Dorovskyy,_Valentin_Melnik_and_Anatolii_Brazhenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03016 |
この研究の目的は、ウクライナ製の大型デカメートル電波望遠鏡を使用した宇宙ミッション、主にPSPに対する地上支援の有効性を実証することです。この研究のもう1つの目標は、地上の電波望遠鏡の校正データを使用して、宇宙船に搭載された放射計の相互校正を実行することです。太陽コロナの遠隔診断の最も一般的な方法の1つは、太陽中心高度の異なる太陽コロナ内に位置する電波放射の研究です。共同地球観測技術は、PSP探査機が太陽に最大限接近する間に、可能な限り広い周波数帯域で個々の事象を同時に観測し、それらを解析することで構成されています。同時に、共通の周波数帯域での観測を車載無線受信機の校正に使用することが提案されています。宇宙地球共同観測を計画する方法が実証されています。UTR2、URAN2電波望遠鏡、およびPSP探査機のデータを使用して、2020年6月9日に同時に観測されたバーストの動的スペクトルと偏光スペクトルが取得されました。個々のバーストの識別と比較が実行されました。周波数帯域0.5～32MHzのバーストの共通の動的スペクトルが取得されました。周波数帯域10～18MHzにおけるFIELDSPSPモジュールのHFR受信機の相互校正は、地上電波望遠鏡の校正データを使用して行われました。ウクライナの大型電波望遠鏡によるPSPミッションの地上支援の有効性が示されています。共同観測の例が示され、FIELDPSPモジュール受信機の相互校正方法が実証されます。太陽宇宙ミッションに対するさらなる地上支援の見通しが示される
黒点周期振幅の極めて正確な予測子
黒点周期12～21の最初の2年間における黒点と白色光白斑の面積比は、1878年から1980年までのそれらの周期のピーク振幅と著しくよく相関しています(BrownandEvans,1980)。王立グリニッジ天文台の黄斑領域測定プログラムは1976年に中止されたため、この発見はその後の周期振幅の予測には使用できませんでした。私たちは、マイケルソンドップラーイメージャー(MDI)と太陽圏磁気イメージャー(HMI)からの連続画像を使用して、次のことを示します。密接な関係はサイクル24にも当てはまり、現在のサイクル25の振幅は約185と予測されます。
青く輝く変数 AF および $\&$ R 127 の不安定性と爆発の研究
| Title |
Study_of_instabilities_and_outbursts_in_luminous_blue_variables_AF_And_$\&$_R_127 |
| Authors |
Abhay_Pratap_Yadav,_Sugyan_Parida,_Yogesh_Chandra_Joshi_and_Santosh_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03050 |
発光青色変光星(LBV)は、エディントン限界に近く進化した大質量星であり、非定常な質量損失率を持つ明確な分光学的および測光的変動を伴います。これらの星は、静止期から爆発期にかけて表面温度にかなりの変化を示します。不規則な変動と不安定な質量減少率の原因は正しく理解されていません。ここでは、静止期と爆発期における2つのLBVAFAndおよびR127の線形安定性解析の結果を示します。検討中のLBVのモデルではいくつかのモードが不安定であることに注意してください。モード相互作用は、両方のLBVモデルのモーダル図で頻繁に発生します。AFAndの場合、温度が15000K未満のモデルでは不安定性の数が増加します。見つかった不安定性は、観察された不規則な変動や表面噴火と関連している可能性があります。ベルゴ・インド天文学・天体物理学ネットワーク(BINA)の観測施設は、検討中のLBVの分光および測光挙動を研究するのに非常に有益です。
ADITYA L1に搭載された可視輝線コロナグラフのデータ処理
| Title |
Data_processing_of_Visible_Emission_Line_Coronagraph_Onboard_ADITYA_L1 |
| Authors |
Muthu_Priyal,_Jagdev_Singh,_B._Raghavendra_Prasad,_Chavali_Sumana,_Varun_Kumar,_Shalabh_Mishra,_S.N._Venkata,_G._Sindhuja,_K._Sasikumar_Raja,_Amit_Kumar,_Sanal_krishnan,_Bhavana_S._Hegde,_D._Utkarsha,_Natarajan_Venkatasubramanian,_Pawankumar_Somasundram,_S._Nagabhushana,_PU._Kamath,_S._Kathiravan,_T._Vishnu_Mani,_Suresh_Basavaraju,_Rajkumar_Chavan,_P._Vemareddy,_B._Ravindra,_S.P._Rajaguru,_K._Nagaraju,_Wageesh_Mishra,_Jayant_Joshi,_Tanmoy_Samanta,_Piyali_Chatterjee,_C._Kathiravan,_R._Ramesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03173 |
ADITYA-L1は、L1点の周りのハロー軌道から太陽とその大気を観測するインド初の専用ミッションです。可視輝線コロナグラフ(VELC)は、太陽のコロナを観測するためのAditya-L1に搭載される主要なペイロードです。VELCは、太陽縁(1.05Ro)に近い、広い波長帯域の観測要件を満たす内部オカルト反射型コロナグラフとして設計されています。連続体での太陽コロナの画像と3つの輝線5303{\AA}[Fexiv]、7892{\AA}[Fexi]、および10747[Fexiii]のスペクトルが高頻度で取得され、ソフトウェアアルゴリズムを使用して自動的に分析されます。観察の妥当な部分は総観モードで行われ、それらは分析され、結果が一般に利用できるようにする必要があります。この手順には、機器と検出器の校正、画像のフィット形式への変換、機器効果に対する画像とスペクトルの補正、画像の位置合わせなどが含まれます。次に、連続画像を使用してエネルギー事象の発生を検出するための画像処理アルゴリズムを開発します。また、輝線観測を用いて太陽コロナの温度や速度構造などの物理パラメータを導き出します。ここでは、CMEの発生を検出し、分光データを分析するための検出器の校正とソフトウェアアルゴリズムの開発について説明します。
LIGO を使用した Pati-Salam モデルの改ざん
我々は、LIGOからの既存の重力波データが、標準モデルを大統一理論に組み込むことを可能にする、十分に動機付けられたパティ・サラムモデルにすでに制約を課していることを実証します。これらのモデルでは初めて、相転移が完了することを要求することでパラメーター空間を制約し、結果として生じる制約はLIGOデータからの制限と競合します。どちらの制約もLHC制約を補完するものであり、コライダーで調査できるよりもはるかに重いシナリオを除外できます。最後に、将来のLIGOの実行と計画されているアインシュタイン望遠鏡の結果によって、パラメーター空間に設定する制限が大幅に増加することを示します。
最近、ブラックホールによるミニボソン星の貫通が研究され、潮汐捕獲と「重力原子」の発見が報告されました(arXiv:2206.00021[gr-qc])。この研究に基づいて、我々は六方ソリトンポテンシャルを含めることによって研究を拡張し、ブラックホールによるソリトンボソン星の貫通を調査します。注目すべきことに、ソリトンボソン星はより高いコンパクトさに達する可能性があり、これによってこの文脈における力学が変化する可能性があると予想されるかもしれない。私たちの発見は、たとえブラックホールのサイズがテスト粒子の限界に近づいたとしても、孤独ボソン星は極端な潮汐捕獲プロセスによりブラックホールに容易に捕獲されることを示唆しています。ブラックホールの初期質量と速度に関係なく、我々の結果は、ボーソン星物質の85%以上が降着したことを示しています。したがって、自己相互作用はシステムの定性的な動作を変更しません。
卓上からビッグバンまで: 真空の初期状態からのアナログ真空減衰
| Title |
From_the_tabletop_to_the_Big_Bang:_Analogue_vacuum_decay_from_vacuum_initial_conditions |
| Authors |
Alexander_C._Jenkins,_Jonathan_Braden,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_Matthew_C._Johnson,_and_Silke_Weinfurtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02549 |
超低温の原子ガスは相対論的真空崩壊を模倣する相転移を起こすことができるため、卓上実験で宇宙初期の物理学を実証的にテストすることができます。私たちは、古典的な運動方程式のこれまでの解析を超えて、冷原子の擬似真空における量子ゆらぎを研究することで、これらのアナログ系の物理学を研究します。我々は、この真空状態の変動スペクトルが、古典的な類推が成り立つ領域における通常の相対論的結果と一致することを示し、これらの系が真空崩壊を研究するのに適していることのさらなる証拠を提供する。一連の半古典格子シミュレーションを使用して、1D同核カリウム41混合物におけるこのアナログ真空状態からの気泡核生成をシミュレーションし、インスタントン予測との定性的な一致を発見しました。我々は、減衰速度を効率的にスキャンするための処方を含む、現在の実験能力で真空減衰を研究できるようにするこのシステムの現実的なパラメータを特定し、この設定が温度$Tでの(熱ではなく)量子減衰領域を調査することを示します。\lesssim10\,\mathrm{nK}$。私たちの結果は、今後の冷原子実験を非摂動的な初期宇宙物理学の新たな探査として使用するための基礎を築くのに役立ちます。
電磁気学と反作用に対する量子重力補正
この論文では、摂動的な一般相対性理論を有効場の理論として使用して、量子重力が電磁気学とその逆反応に及ぼす影響を検証します。私たちの解析では、マクスウェル方程式を量子補正して、電磁気に対する量子重力の影響を記述する、ゲージに依存しない実数と因果関係の有効場方程式を取得します。さらに、量子重力が大質量スカラーと電磁気の間に6次元結合を引き起こす摂動メカニズムを提示します。重力セクターに対する電磁気の影響を調査するために、スカラーインフレトンによってサポートされる任意の宇宙背景上の大質量光子のローレンツゲージ伝播器の正確な次元制御されたフーリエモード和を導出します。これにより、光子によって誘発される有効ポテンシャルを計算することができます。最後に、時間依存質量に対して同様のフーリエモード合計を使用して、インフレトン0モードに対する有効な力と再加熱に対するその影響を研究します。
レイリー・ベナード対流の超解像研究のための物理学に基づいた機械学習ネットワークの拡張
| Title |
Extending_a_Physics-Informed_Machine_Learning_Network_for_Superresolution_Studies_of_Rayleigh-B\'enard_Convection |
| Authors |
Diane_M._Salim,_Blakesley_Burkhart_and_David_Sondak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02674 |
天体物理学的乱流の理解を進める上での顕著なボトルネックは、数値シミュレーションの解像度が限られていることです。これにより、慣性範囲でスケールを完全にサンプリングすることができなくなります。機械学習(ML)技術は、画像解析と数値シミュレーション(つまり、超解像度)の両方で解像度の向上が期待できることが実証されています。ここでは、乱流システムの超解像研究のために、「MeshFreeFlowNet」と呼ばれる物理制約付き畳み込みニューラルネットワーク(CNN)MLモデルを採用し、さらに開発します。MeshFreeFlowNetCNNは、シミュレーション画像と評価されたPDEの両方でトレーニングされるため、高感度になります。特定の流体システムの基礎となる物理学を解明します。特に、Dedalusコードで生成された2D乱流レイリーベナード対流(RBC)の超解像フレームワークを生成することを目指しています。MeshFreeFlowNetアーキテクチャを変更して、シミュレーション偏微分方程式と境界条件。トレーニングセットには、Ra=10^6-10^{10}の完全に開発された乱流サンプリングレイリー数(Ra)が含まれています。直接Dedalusシミュレーションパワースペクトルを比較することで、学習されたシミュレーションの成功を評価します。予測されたCNN出力パワースペクトルです。グラウンドトゥルースと予測されたパワースペクトルの慣性範囲スケーリングの両方を理論的予測と比較します。ネットワークは、慣性範囲の傾斜を含む大規模な情報を回復する際に、ここで調査したすべてのRaで良好に機能することがわかります。私たちの更新されたアーキテクチャは層流および乱流に対して良好に機能しますが、流れがより乱流状態に移行するにつれて、より小規模なスケールでの結果が大幅に向上することがわかりました。これは、層流と比較して、乱流系ではさまざまな長さスケールで多様な構造が存在するためと考えられます。また、超解像予測は慣性範囲よりも小さいスケールで散逸しすぎることもわかりました。
重力波過渡現象のカタログに対する半解析的感度推定
私は、定常ガウスノイズにおける整合フィルターの応答を解析することにより、重力波探索の感度を調査しています。特に、私は、検出器のネットワークに対して定義された統計の応答だけでなく、合体フェーズおよび/またはテンプレートバンクにわたって最大化された観察されたフィルター応答の分布を分析的にモデル化する能力に焦点を当てています。定常ガウスノイズを仮定して導出された半解析的感度推定値は、完全に定常でも完全ガウスでもない実際のノイズを処理する実際の検索から得られた感度推定値と比較されます。半解析的推定値は、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションの3回目の観測実行における実際の検索感度を高い忠実度で再現できることがわかりました。また、計算速度の向上(絶望的な信号対雑音比の削減)を選択し、投影された検出器感度を使用して4回目の観測実行を予測する方法についても説明します。
Palatini $F(R,X)$: インフレアトラクターの新しいフレームワーク
Palatini$F(R)$重力は、漸近的に平坦なインフレトンポテンシャルを実現するための強力なツールであることが証明されました。残念ながら、それは必然的に、スローロール領域からのシステムの進化を危険にさらす可能性のあるアインシュタイン系の高次のインフレトン運動項を暗示します。$F(R-X)$重力($X$はインフレトン運動項)が問題を解決することを証明します。さらに、$F$が二次関数である場合、そのような選択は、すでによく知られている多項式$\alpha$アトラクターを一般化する新しいクラスのインフレーションアトラクターである分数アトラクターに簡単につながります。
HESS J1731-347 の超小型低質量中性子星の相対論的平均場モデル
| Title |
Relativistic_mean_field_model_for_ultra-compact_low_mass_neutron_star_of_HESS_J1731-347 |
| Authors |
Sebastian_Kubis,_W{\l}odzimierz_W\'ojcik,_David_Alvarez_Castillo,_Noemi_Zabari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.02979 |
物体HESSJ1731-347の最近の観測は、非常に軽くて非常にコンパクトな中性子星の存在が、高密度物質の一般的に使用される状態方程式にとっての課題であることを示唆しています。この研究では、等ベクトル中間子と等スカラー中間子の間の中間子交差項を強化した相対論的平均場モデルを提示します。このような相互作用は特に対称エネルギーの挙動を支配し、コンパクトな星の半径が小さい原因となります。提案されたモデルは、対称エネルギー勾配に関する最近の制約と、PSRJ0030+0451およびPSRJ0740+6620パルサーのNICER測定、およびGW170817イベントとそれに関連する電磁波から導かれた最先端のコンパクト星の制約を満たしています。対応品AT2017gfo/GRB170817A。
カー・ニューマン・MOG ブラックホールが磁気リコネクションに与える影響
| Title |
A_Kerr-Newman-MOG_black_hole's_impact_on_the_magnetic_reconnection |
| Authors |
Sanjar_Shaymatov,_Mirzabek_Alloqulov,_Bobomurat_Ahmedov,_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03012 |
この論文では、ブラックホールの電荷とMOGパラメータの複合効果を調べることにより、急速に回転するカー-ニューマン-MOGブラックホールからのエネルギー抽出の磁気リコネクションプロセスを研究します。エネルギー抽出と電力のエネルギー効率を調査します。ブラックホール重力を強化するために物理的に現れるMOGパラメータ$\alpha$の引力重力電荷に基づいて、MOGパラメータとブラックホール電荷の複合効果がますます重要な役割を果たし、それに応じて高いエネルギー効率と磁気リコネクションによるエネルギー抽出のための電力。さらに、磁気リコネクションとBlandford-Znajek(BZ)機構のパワーを比較することにより、高速磁気リコネクション下でのエネルギー抽出率を推定する研究を行っています。ブラックホールの電荷とMOGパラメータの複合効果の結果として、エネルギー抽出率が増加することを示します。これは、磁気リコネクションがBZよりも大幅に効率的であることを示唆しています。実際、磁気リコネクションは、プラズマ加速のためのブラックホールの周りの磁力線のねじれによる磁場エネルギーによって促進されます。そのため、MOGパラメータは、磁場の再構成を大きく変える可能性があるさらに高速なスピンを引き起こします。フレームのドラッグ効果。これは、磁気リコネクションを通じてエネルギー抽出が強力に強化される方法であり、したがって、ブラックホール電荷とMOGパラメータの複合効果の下で、カー・ニューマン・MOGブラックホールのエネルギー抽出は、カーブラックホールよりも驚くほど効率的になります。
ホーンデスキ重力における毛深いブラックホールの周りの準周期振動
| Title |
Quasiperiodic_oscillations_around_hairy_black_holes_in_Horndeski_gravity |
| Authors |
Javlon_Rayimbaev,_Konstantinos_F._Dialektopoulos,_Furkat_Sarikulov_and_Ahmadjon_Abdujabbarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03019 |
観測を使用して重力理論とそのパラメータをテストすることは、相対論的天体物理学における重要な問題です。これに関連して、我々は、準周期振動(QPO)の天体物理学的応用とともに、ホルデスキ重力における非回転ヘアリーブラックホール(BH)の時空における試験粒子の運動とその調和振動を調査します。相対論的歳差運動、歪んだ円盤モデル、および3つの異なるサブモデルにおけるホーンデスキパラメーター$q$のさまざまな値について、最も内側の安定な円軌道から無限大までの軌道で発生する可能性のあるツインピークQPOの上限および下限周波数の可能な値を示します。遊星共鳴モデルのモデル。また、パラメーター$q$のさまざまな値に関して、QPO軌道の挙動と最内安定円軌道(ISCO)に対するそれらの位置も研究します。{ホーンデスキパラメーターの臨界値では、ISCO半径は純粋なシュワルツシルトの場合にある$6M$かかることがわかります。}最後に、マイクロクエーサーGRS1915+105とXTE1550-564の中心BHの質量制約を取得します。GR制限と、上記のQPOモデルのフレーム内のHorndeskiパラメーターの可能な値での値。相対論的歳差運動(RP)および周転円共鳴(ER4)QPOモデルの枠組みにおけるBHの周りの、上部周波数と下部周波数の比が3:2であるツインピークQPOの軌道の解析により、軌道がISCOの近くに位置することが示されました。。QPO軌道とISCOの間の距離は、観測誤差よりも小さくなることが得られます。
非最小結合観客スカラー場によるインフレーション中の粒子生成
| Title |
Particle_production_during_Inflation_with_a_non-minimally_coupled_spectator_scalar_field |
| Authors |
Zhe_Yu,_Chengjie_Fu,_Zong-Kuan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03120 |
インフレトンとリッチスカラーの両方に結合された観客スカラー場$\chi$を使用してインフレーションモデルを研究します。$\xiR\chi^2$で示される$\chi$場と重力の間の相互作用は、$\chi$場の特定のモードのタキオニック不安定性を引き起こす可能性があります。その結果、$\chi$場の摂動が増幅され、重力波(GW)源として機能します。$\chi$場の反作用を考慮する場合、インフレが早期に終了しないように、結合パラメーター$\xi$に上限を課す必要があります。この場合、$\chi$粒子の生成によりインフレトンの進化が突然減速し、その結果、特定のスケールでの曲率摂動のパワースペクトルに独特の振動構造が生じることがわかりました。さらに、$\chi$場によって誘発されるGW信号は、ピークスケール付近で原始GWよりも顕著であり、GWの全体的なエネルギースペクトルに顕著な隆起をもたらします。
パルサー タイミング アレイを使用したインフレーション後のアクシオンの制約
$U(1)$対称性の自発的破れによる宇宙論的インフレーション後にアクシオン様粒子(ALP)を生成するモデルも、宇宙ひもネットワークを生成します。これらのアクシオン弦は、宇宙史全体を通じて重力波の放出によってエネルギーを失い、周波数が数十年にわたる重力波の確率的背景を生成します。したがって、アクシオン崩壊定数とアクシオン質量を、重力波スペクトルの制限や、暗黒物質量や暗黒放射線との互換性から制約することができます。私たちは、パルサータイミングアレイ(PTA)からの最新のNANOGravデータを分析することで、そのような制限を導き出します。この限界は、ALP質量$m_a\lesssim10^{-10}$eVの暗放射線に対するわずかに強い$N_{\rmeff}$限界と互換性があります。一方、$m_a\gtrsim0.1$GeVおよび$N_{\rmDW}\neq1$の重いALPの場合、ドメイン壁の支配的な寄与により、パラメータ空間の新しい領域をPTAデータによって調べることができます。重力波の背景。
SPHを用いた修正重力理論における白色矮星の潮汐破壊
| Title |
Tidal_disruption_of_white_dwarfs_in_a_modified_gravity_theory_with_SPH |
| Authors |
Debojyoti_Garain,_Pritam_Banerjee,_Shaswata_Chowdhury,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03142 |
一般相対性理論への修正による低エネルギーの痕跡は、星の内部の圧力平衡方程式でよく見られます。これらの修正は、そのような方程式に決定的に依存する恒星天体物理学における観測効果を使用して、天体物理現象を介したテストに適用できます。そのような影響の1つは、ブラックホールの近くにある星の潮汐の乱れです。この論文では、平滑化された粒子流体力学でモデル化された数値スキームを使用して、内部物理を変える修正重力理論の低エネルギー限界において、中間質量ブラックホールによる白色矮星のクラスの潮汐破壊をリアルタイムで研究します。白色矮星、すなわちエディントンに影響を与えたボーン・インフェルド理論です。一般相対性理論のこの単一パラメータの拡張では、白色矮星の質量と半径の関係および潮汐破壊半径は修正された重力パラメータに依存し、これらは一般相対性理論への修正の効果を捉えています。これらを組み込んだ数値シミュレーションは、これらのシナリオにおける一般相対性理論からの逸脱が観測的に重要である可能性があることを示しており、したがってデータと対比する必要があります。特に、この理論では、観測的に関連する物理量、つまり、潮汐キック速度と残骸コアの軌道偏差、および潮汐デブリのフォールバック率を研究し、それらを一般相対性理論のニュートン限界と比較します。また、修正重力理論と恒星の自転を伴う理論との定性的な違いについてもコメントします。
ミューニック暗黒勢力に対する超新星制限
核崩壊超新星の間に形成される原中性子星は、かなりの数のミューオンを含む高温で高密度の環境です。これらがおよそ100MeVまでの質量を持つ新たな長寿命粒子と相互作用すると、後者が生成されて恒星プラズマから脱出し、SN1987Aの観測によって制限される過剰なエネルギー損失を引き起こす可能性がある。この記事では、新しい大質量ベクトルボソンを介してレプトンに結合する明るい暗いフェルミ粒子の放出を計算し、その結果として得られる一般パラメータ空間の制約を決定します。これらの制限をダークフェルミオンを使用したゲージ化$L_\mu-L_\tau$モデルに適用し、SN1987A制約が今後の実験で対象となるパラメータ空間のかなりの部分を除外することを示します。また、暗黒フェルミオンをミューオン、電子、またはニュートリノに結合する一般的な効果的な4フェルミオン演算子にも分析を拡張します。SN1987Aの冷却は$\sim7$TeVまでの新しい物理スケールを探査していることがわかりました。これは、実験室での実験による現在の限界よりも1桁大きい値です。
| Title |
Spherically_symmetric_elastic_bodies_in_general_relativity |
| Authors |
Artur_Alho,_Jos\'e_Nat\'ario,_Paolo_Pani,_Guilherme_Raposo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03146 |
このレビューの目的は、球面対称下での自己重力弾性体の問題について新たな視点を提示することです。これは、論文[Phys.Rev.D105、044025(2022)]、[Phys.Rev.D106、L041502(2022)]、および[arXiv:2306.16584[gr-qc]]では、一般相対性理論における球対称弾性体の新しい定義を導入し、それを適用して、放射状弾性体を含む存在と物理的実行可能性を調査しました。静的な自己重力弾性ボールの安定性。私たちは、ポリトロープ、線形、アフィンの状態方程式をもつ流体を一般化する弾性材料に焦点を当て、均一性やその結果として生じるTOV方程式のスケール不変性など、エネルギー密度関数の対称性について議論します。物理的に許容可能な初期データの不変特性を導入することにより、質量-半径-緻密性図を数値的に構築し、安定した物理的に許容可能な弾性ボールの最大の緻密性について推測します。
静止した軸対称のワームホール形状の周囲の赤道面における周転円振動数
| Title |
Epicyclic_frequencies_in_the_equatorial_plane_around_stationary_and_axially_symmetric_wormhole_geometries |
| Authors |
Vittorio_De_Falco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03151 |
周転円周波数は通常、X線連星で観測され、コンパクトな物体の周囲の強力な重力場を調査するための強力な天体物理学的手段を構成します。一般的な静止した軸対称のワームホールの周囲の赤道面でそれらを考慮します。まず、ワームホールの存在を検索し、カーブラックホールと区別します。ワームホールに関する観測データが利用可能になったら、関連するメトリクスを再構築する戦略を提示します。最後に、私たちのアプローチの意味について議論し、起こり得る将来の展望を概説します。
比較可能な質量領域における数値相対性理論(NR)と点粒子ブラックホール摂動理論(ppBHPT)の間の相互作用を調査します。具体的には、この領域内でppBHPT波形をNR波形に効果的に一致させる手段として、Islamらによって以前に導入された$\alpha$-$\beta$スケーリング手法を再評価します。$q=3$の質量比について、公開されているロングNRデータを利用します($q:=m_1/m_2$は連星の質量比を表し、m_1とm_2はそれぞれ一次ブラックホールと二次ブラックホールの質量を示します))、バイナリ進化の最後の$\sim65$軌道サイクルを包含し、そのようなスケーリングの適用範囲を調べます。インスパイラルの初期段階であっても、スケーリング技術が依然として効果的であることが観察されています。さらに、$\alpha$パラメーターと$\beta$パラメーターの時間的変化について解説し、それらが定数値として近似できるかどうかについて説明します。その結果、$\alpha$-$\beta$スケーリングを軌道周波数の関数として導出し、それが周波数依存の補正と同等であることを実証します。さらに、$q=3$でのポストニュートン波形と再スケーリングされたppBHPT波形の簡単な比較を提供し、それらの有効性の領域についてコメントします。最後に、PNを使用して$\alpha$-$\beta$校正パラメータを取得し、それでもNRと一致する再スケーリングされたppBHPT波形を提供する可能性を検討します。
磁壁からの重力波で高温対称性の破れを探る
対称性は高温で破れ、その後低温で回復することがあります。これがいわゆる\emph{高温対称性の破れ}です。これは、大規模な電弱バリオ発生メカニズムなどのいくつかの理論によく登場します。この論文では、磁壁消滅による重力波(GW)による高温$\mathbb{Z}_2$の対称性の破れを調査します。まず、$\mathbb{Z}_2$対称性を持つスカラーと、5次元演算子を通じてスカラーと相互作用するいくつかの一重項フェルミオンを導入します。これにより、高温ではスカラーポテンシャルがゼロ以外の最小値を持つ可能性があります。初期段階では、ハッブル分数が大きいため、スカラーは対称位相に固定されます。スカラー熱質量がハッブルパラメーターに匹敵するようになると、急速にポテンシャルの最小値まで低下する可能性があります。すると、$\mathbb{Z}_2$の対称性が自然に破れ、磁壁が形成されます。温度が下がると、$\mathbb{Z}_2$の対称性が回復します。$\mathcal{O}(10^{9})~\rmGeV$で磁壁が形成されると、磁壁の消滅によって生成されるGWがBBO、CE、ETによって観測されることが期待されることがわかりました。さらに、このシナリオとNANOGrav信号の関係についても説明します。
超スローロールインフレーションとパルサータイミングアレイ観測からの誘導重力波
パルサータイミングアレイ(PTA)の観測によって最近検出された確率的重力波背景(SGWB)は、宇宙論的な起源を持っている可能性があります。この研究では、超低速ロールの中間段階を含む単一フィールドインフレーションのモデルを検討します。PBH境界による曲率摂動のピークの振幅を固定して、USR中に強化された曲率摂動から誘導される重力波(GW)を計算します。誘導されたGWのスペクトルは、USRフェーズから最終アトラクターフェーズへの移行の鋭さ、およびUSR期間の持続時間に依存します。このモデルは現在のPTAデータに対応できますが、将来の観測によってテストできる、より高い周波数範囲での誘発されたGWについての重要な予測を持っています。
スプリットマジョロンモデルは NANOGrav 信号に直面します
NANOGrav15年データセットからの重力波バックグラウンドの証拠に照らして、データと標準の間の現在の緊張を解決するために必要な貢献を生み出すことができる、標準モデルの新しい物理拡張としてスプリットマジョロンモデルを再検討します。インスピレーションを与える超大質量ブラックホール大規模バイナリの観点からの解釈。分割マジョロンモデルでは、シーソー右手ニュートリノは、電弱スケールより上で発生する複素スカラー場の強い一次相転移における大域$U(1)_{B-L}$の自発的対称性破れからマヨラナ質量を獲得します。最終的な真空期待値は、ニュートリノ分離後に発生する低スケールの相転移を受ける2番目の複素スカラー場に結合します。このような結合は、この2番目の低スケール1次相転移の強度を強化し、NANOGrav15yr信号に寄与するかなりの原始重力波背景を生成する可能性があります。さらに、軽いニュートリノの自由な流れの長さは、結果として生じるマジョロン背景との相互作用によって抑制することができ、これにより既存の宇宙論的緊張が穏やかに改善され、モデルに完全に独立した動機が提供されます。
