| Title |
Probing_the_two-body_decaying_dark_matter_scenario_with_weak_lensing_and_the_cosmic_microwave_background |
| Authors |
Jozef_Bucko_and_Sambit_K._Giri_and_Aurel_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03222 |
崩壊する暗黒物質(DDM)シナリオは、弱いレンズ効果(WL)と宇宙マイクロ波背景背景(CMB)測定の間のよく知られたクラスタリング($S_8$)張力を解決できる可能性があるため、最近再び注目を集めています。この論文では、元のダークマター(DM)粒子が崩壊して質量のない娘粒子と重い娘粒子になるという、確立されたモデルを調査します。後者は、崩壊過程中に速度キックを獲得し、その結果、WLせん断観測で観測可能なスケールで物質のパワースペクトルが抑制されます。我々は、固有の配列とバリオンのフィードバックプロセスを含む、この二体崩壊暗黒物質($\Lambda$DDM)シナリオの最初の完全な非線形WL解析を実行します。したがって、KiDS-1000データからの宇宙せん断バンドパワースペクトルをプランクからの温度および偏光データと組み合わせて使用し、$\Lambda$DDMモデルを制約します。我々は、特に低質量分割の場合、以前の結果よりも大幅に強力な減衰速度と質量分割パラメータに関する新しい制限を報告します。$S_8$張力も調査し、$\Lambda$CDMの場合と比較して$\Lambda$DDMでは0.3$\sigma$のわずかな改善が見られるだけでした。この改善はシフトによって引き起こされるのではなく、追加の自由モデルパラメーターによって引き起こされる後部輪郭のわずかな膨張によって引き起こされます。したがって、2体$\Lambda$DDMモデルは$S_8$張力に対する説得力のある解決策を提供しないと結論付けます。非線形$\Lambda$DDMパワースペクトルをモデル化するエミュレーターは、https://github.com/jbucko/DMemuで公開されているコードDMemuの一部として公開されています。
LSST 時代の銀河バイアス: 摂動バイアスの拡張
| Title |
Galaxy_bias_in_the_era_of_LSST:_perturbative_bias_expansions |
| Authors |
Andrina_Nicola_(AIfA_Bonn),_Boryana_Hadzhiyska_(Berkeley),_Nathan_Findlay_(Portsmouth),_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia_(Oxford),_David_Alonso_(Oxford),_An\v{z}e_Slosar_(BNL),_Zhiyuan_Guo_(Duke),_Nickolas_Kokron_(Stanford),_Ra\'ul_Angulo_(DIPC),_Alejandro_Aviles_(ININ),_Jonathan_Blazek_(Northeastern),_Jo_Dunkley_(Princeton),_Bhuvnesh_Jain_(UPenn),_Marcos_Pellejero_(DIPC),_James_Sullivan_(Berkeley),_Christopher_W._Walter_(Duke),_Matteo_Zennaro_(Oxford)_(for_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03226 |
今後の画像調査により、小規模での銀河クラスタリングの高い信号対雑音測定が可能になります。この研究では、LSSTバイアスチャレンジの結果を紹介します。その目的は、LSSTY10データのコンテキストでさまざまな非線形銀河バイアスモデルのパフォーマンスを比較することです。具体的には、ラグランジュ摂動理論(LPT)とオイラーPT(EPT)という2つの摂動アプローチを、ハイブリッド有効場理論(HEFT)の2つの変形と比較します。これらのモデルの基準となる実装には、次のようなバイアス展開の2次までの項が含まれています。非局所的なバイアスとポアソン確率論からの逸脱。私たちは、さまざまなシミュレートされた銀河サンプルを検討し、LSST-Y10のような銀河クラスタリング、銀河間銀河レンズ、および宇宙シアーの断層撮影結合解析でバイアスモデルのパフォーマンスをテストします。HEFT法とLPTおよびEPTの両方を物質パワースペクトルの非摂動予測と組み合わせることで、少なくとも最大スケール$k_{\mathrm{max}}=0.4\;までの宇宙論的パラメーターに不偏制約を与えることがわかりました。アセンブリバイアスが存在する場合でも、考慮されたすべてのサンプルに対して\mathrm{Mpc}^{-1}$が適用されます。HEFTの場合、フィッティング精度を損なうことなくバイアスモデルの複雑さを軽減できることがわかりましたが、摂動モデルの場合は一般にそうではありません。検討したすべてのケースで非ポアソン確率性の有意な検出が見つかり、私たちの分析は、小規模銀河クラスタリングが宇宙論的パラメーターではなく銀河の偏りに対する制約を主に改善するという証拠を示しています。したがって、これらの結果は、現在の非線形バイアスモデルに関連する体系的な不確実性が、今後の測光調査の断層撮影解析における他の誤差要因と比べて支配的である可能性が高いことを示唆しており、これは、これらの高信号対雑音データを使用した将来の銀河クラスタリング解析にとって良い前兆となります。。[要約]
NANOGrav 15 年データに照らした単一フィールド インフレーション: 非バンチ デイビス初期条件による青色傾斜テンソル スペクトルの典型的な解釈
| Title |
Single_field_inflation_in_the_light_of_NANOGrav_15-year_Data:_Quintessential_interpretation_of_blue_tilted_tensor_spectrum_through_Non-Bunch_Davies_initial_condition |
| Authors |
Sayantan_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03249 |
この研究では、最近観測された重力波(GW)のNANOGracv15年信号を説明するために、正準単一フィールドスローロールインフレーションに対する青傾斜テンソルパワースペクトルを持つ典型的な解釈を提示します。非バンチデイビス初期条件を使用して、スカラーモードとテンソルモードの観点から宇宙論的摂動理論の完全な半古典的記述を定式化します。好ましい範囲$1.2<n_t<2.5$内の青の傾き($n_t$)の存在は、新たに導出された一貫性関係の観点から説明できることがわかりました。さらに、非バンチデイビス初期条件を使用して、サブプランク領域$|\Delta\phi|\llM_{\rmpl}$における有効場理論の要件を検証する新しい場の偏位公式を計算します。CMB観測からのテンソル対スカラー比の許容値$r<0.06$。私たちの研究では、この結果がバンチデイビスの初期条件から元々導出されたよく知られているリス限界に違反しているため、この結果をアンチリス限界と呼びます。さらに、GWのスペクトル密度と周波数に関連する存在量の挙動を研究しました。これにより、周波数領域内で$10^{-9}{\rmHz}<f<10^{-7}{\rmであることがわかります。解析から得られた結果はNANOGracvの15年間の信号と完全に一致しています。また、GWスペクトルの挙動は、ピボットスケール波数$k_*に対応する低周波数$f_*\sim7.7\times10^{-17}{\rmHz}$でCMB制約を満たすことがわかりました。\sim0.05{\rmMpc}^{-1}$。最後に、周波数領域$10^{-7}{\rmHz}<f<1{\rmHz}$内でのGWスペクトルの急激な下降挙動は、比較的高い周波数領域でも同様に私たちの理論を検証します。
非ガウス初期条件による銀河形成の流体力学シミュレーション
| Title |
Hydrodynamical_simulations_of_galaxy_formation_with_non-Gaussian_initial_conditions |
| Authors |
Cl\'ement_Stahl,_Yohan_Dubois,_Benoit_Famaey,_Oliver_Hahn,_Rodrigo_Ibata,_Katarina_Kraljic,_Thomas_Montandon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03300 |
Mpcスケールでの重要な局所原始非ガウス性を伴う構造形成の無衝突シミュレーションにより、負の$f_{\rmNL}$パラメータを持つ低密度に有利な非ガウス尾部が銀河サイズの暗黒物質の合体履歴を大きく変える可能性があることが示された。マターハローは通常、バニラ$\Lambda$CDMよりも遅く組み立てられます。さらに、このような小規模な負の$f_{\rmNL}$は、宇宙論的な$S_8$張力に興味深い結果をもたらす可能性があります。ここでは、{\scRAMSES}コードを使用した、30Mpc/$h$のボックス内での銀河形成の新しい流体力学シミュレーションで、無衝突シミュレーションに関する以前の研究を補完します。特に、すべてのフィードバック処方がその他の点では同一であり、小さなスケールで負の$f_{\rmNL}\sim-1000$を使用したシミュレーションでは、バニラ$\Lambda$CDMよりも少し遅れて銀河が形成されることを示します。バニラの場合よりも円盤運動学を使用してシミュレートされた銀河を形成します。したがって、このような小規模な原初の非ガウス性は、宇宙論と銀河形成における緊張を同時に緩和するのに役立つ可能性があります。これらの傾向を統計的に確認し、観測結果をさらに詳しく調査するには、小規模スケールでの流体力学シミュレーションを、スケール依存の非ガウス分布を備えた大規模なボックスシミュレーションで補完する必要があります。
| Title |
Machine_learning_unveils_the_linear_matter_power_spectrum_of_modified_gravity |
| Authors |
J._Bayron_Orjuela-Quintana,_Savvas_Nesseris_and_Domenico_Sapone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03643 |
物質パワースペクトル$P(k)$は、観測宇宙論と理論宇宙論を結び付ける主要な量の1つです。固定赤方偏移の場合、これはボルツマンソルバーによって数値的に非常に効率的に計算できますが、解析的な記述が常に望ましいです。ただし、$P(k)$の正確なフィッティング関数は一致モデルでのみ使用できます。今後の調査によって宇宙論モデルのパラメータ空間がさらに制約されることを考慮すると、代替モデルを検討する際に$P(k)$を解析的に定式化することも興味深いです。ここでは、機械学習手法の1つである遺伝的アルゴリズムを使用して、重力の変更によって影響を受ける可能性のあるいくつかの影響を考慮して$P(k)$のパラメトリック関数を見つけます。修正重力の$P(k)$の式は、ボルツマンソルバークラスの修正バージョンを介して取得された数値データと比較した場合、平均精度が約1～2%であることを示しており、したがって、次の目標精度を考慮すると、競合する定式化となります。今後の調査。
赤方偏移空間における偏りのあるトレーサーの最適な輸送再構成
| Title |
Optimal_Transport_Reconstruction_of_Biased_Tracers_in_Redshift_Space |
| Authors |
Farnik_Nikakhtar,_Nikhil_Padmanabhan,_Bruno_L\'evy,_Ravi_K._Sheth,_Roya_Mohayaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03671 |
最近の研究では、宇宙論的な情報を得るために、偏ったトレーサーの初期のラグランジュ位置をその位置から後で正確に再構成することの利点が強調されています。重み付き半離散最適輸送アルゴリズムは、背景宇宙論に関する最小限の情報で、遅い時間の位置が既知であれば、必要な精度を達成できます。アルゴリズムのパフォーマンスは、偏ったトレーサーの質量を知ることに依存し、これらのトレーサーに関連付けられていない残りの質量の分布をどのようにモデル化するかに依存します。残りの質量の単純なモデルにより、初期ラグランジュ位置が正確に取得されることを実証します。これは、ペア統計とボイド確率関数を使用して定量化されます。これは、入力位置が赤方偏移空間歪みの影響を受ける場合にも当てはまります。最も洗練されたモデルは、トレーサーの質量と、失われた質量の量とクラスター化が既知であると想定しています。この方法はトレーサーの質量の現実的な誤差に対して堅牢であり、欠落した質量のモデルがますます粗雑になってもそのままであることを示します。
観測データセットを考慮した結合 Quintessence スカラー場モデル
| Title |
Coupled_Quintessence_scalar_field_model_in_light_of_observational_datasets |
| Authors |
Trupti_Patil,_Ruchika,_Sukanta_Panda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03740 |
私たちは、時間とともに変化する相互作用項を使用して、十分に理論的に動機づけられた相互作用ダークエネルギースカラー場モデルの詳細な分析を行います。CMB、BAO、Ia型超新星からの現在の宇宙論データセット、宇宙クロノメーターからの$H(z)$測定、メガメイザーからの角直径測定、成長測定、および局所SH0ES測定を使用して、暗黒エネルギー成分が宇宙論的なものとは異なる作用をする可能性があることを発見しました。初期の時点では一定です。観測データはまた、遅い時間における暗黒エネルギーと暗黒物質の間の小さな相互作用を否定するものではありません。これらすべてのデータセットを組み合わせて使用すると、$H_0$の値はSH0ESの結果とよく一致しますが、プランクの結果とは3.5$\sigma$の緊張があります。また、AIC分析とBIC分析も行ったところ、宇宙論データは$\Lambda$CDMよりも結合クインテッセンスモデルを好むことがわかりましたが、自由度ごとのカイ2乗検定では後者が好まれます。
DBIインフレーションにおける音速共鳴の反作用効果
ディラック・ボーン・インフェルド（DBI）インフレーションにおける原始ブラックホール形成に対する音速共鳴（SSR）機構からの増強された小規模スカラー摂動の逆反応効果を調べます。摂動領域内では、背景ダイナミクスに対する摂動の逆反応効果は、摂動セクターを統合した後の効果的なアクションによって説明できます。SSRを組み込んだ特定のDBIインフレーションモデルの有効場理論から始めて、二次レベルでスカラー摂動を統合することによって1ループの有効アクションを取得します。この1ループの有効作用から導出された有効フリードマン方程式を使用して、逆反応を伴うハッブルパラメーターと、この背景に関する有効摂動ダイナミクスも解きます。私たちの数値的発見により、実行可能なパラメーター空間では、逆反応効果によりハッブルパラメーターに対する相対補正が約$10^{-6}$になるのに対し、スローロールパラメーターに対する相対補正は$-0.4の間で変動する可能性があることが明らかになりました。$と$0.1$を経て、徐々に$10^{-6}$に収束します。さらに、我々の結果は、SSRの音速に対する反作用の影響により、曲率パワースペクトルの共振ピークがわずかに減少するが、これは無視できる程度であり、SSRのメカニズムを損なうものではないことを示しています。
粒状層内でのガス拡散のシミュレーションと実験
| Title |
Simulation_and_experiment_of_gas_diffusion_in_a_granular_bed |
| Authors |
Carsten_G\"uttler,_Martin_Rose,_Holger_Sierks,_Wolfgang_Macher,_Stephan_Zivithal,_J\"urgen_Blum,_Sunny_Laddha,_Bastian_Gundlach,_G\"unter_Kargl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03514 |
多孔質材料を通したガスの拡散は、彗星の活動の根底にある物理プロセスを理解するために重要です。私たちは実験と数値モデリングを通じて単分散球の充填層を通る希薄ガスの拡散(クヌーセン領域)を研究し、拡散係数の絶対値を提供し、それを公開されている解析モデルと比較します。実験は、精密なスチールビーズ、単純な形状、小さな境界効果と効率的な計算の間のサンプルサイズのトレードオフを使用することにより、数値シミュレーションと直接比較できるように設計されています。直接比較するために、拡散係数は直接シミュレーションモンテカルロ(DSMC)シミュレーションで決定され、実験との良好な一致が得られます。このモデルはさらに、実験では研究できない微視的なスケールで使用され、ガス分子の平均経路とその分布を決定し、それを分析モデルと比較します。サンプル特性(粒子サイズ、空隙率)およびガス特性(分子量、温度)によるスケーリングは、分析モデルと一致します。これらから予測されたように、結果はサンプルの空隙率に非常に敏感であり、空隙率$\varepsilon$に線形に依存するねじれ度$q(\varepsilon)$が解析モデルと実験やシミュレーションをうまく調和させることができることがわかります。分子の平均経路は文献に記載されているものに近いですが、その分布は経路長が小さい場合の予想から外れています。提供された拡散係数とスケーリング則は、理想化された彗星物質の熱物理モデルに直接適用できます。
流体太陽系外惑星の慣性モーメントと $k_2$ Love 数の関係
| Title |
Relationship_between_the_moment_of_inertia_and_the_$k_2$_Love_number_of_fluid_extra-solar_planets |
| Authors |
Anastasia_Consorzi,_Daniele_Melini_and_Giorgio_Spada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03583 |
背景:流体巨大太陽系外惑星の潮汐および回転変形は、その通過光度曲線に影響を与え、今後数年間で$k_2$Love数が観測可能になる可能性があります。したがって、深部での質量集中に対する$k_2$の感度を研究することにより、ガス状太陽系外惑星の内部構造に新たな制約を与えることが期待される。目的:流体の安定した層状太陽系外惑星の平均極慣性モーメント$N$とその$k_2$愛数との関係を調査し、少なくともいくつかの特定の範囲について有効な解析関係を取得することを目的としています。モデルパラメータ。また、$k_2$の観測が利用可能になった後に$N$を制約するのに役立つ一般的な近似関係も求めます。方法:2層の流体の太陽系外惑星について、モデルパラメーターの特定の値について、解析手法によって$N$と$k_2$の関係を調査します。また、2層モデルのすべての可能な範囲にわたって有効な近似関係も調査します。より複雑な惑星構造は、半解析的プロパゲーター技術によって研究されます。結果:$N$と$k_2$の間に一意の関係を確立できません。しかし、私たちの数値実験は、複雑でランダムに層状になった安定した惑星構造に対して有効な「経験則」を推測できることを示しています。このルールは、特定の$k_2$に対する$N$の値の上限を確実に定義し、インデックス1のポリトロープの解析結果および木星の潮汐平衡の現実的な非回転モデルと一致します。
低質量銀河にある古い球状星団は重力の修正を反証しますか?
| Title |
Do_old_globular_clusters_in_low_mass_galaxies_disprove_modified_gravity? |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Hongsheng_Zhao,_Benoit_Famaey,_Srikanth_T._Nagesh,_Fran\c{c}oise_Combes,_Oliver_M\"uller,_Michael_Hilker,_Pavel_Kroupa,_Rodrigo_Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03202 |
「暗黒物質対修正重力」という論争が大きな話題となっている。動的摩擦を使用して2つの選択肢を区別できることが提案されました。解析計算によると、重力が修正された低質量銀河の球状星団(GC)は、ニュートン重力と暗黒物質を備えた同等の系よりもはるかに強い動的摩擦を受けることが示されています。その結果、修正重力では、低質量銀河の古いGCはすでに銀河の中心に定住しているはずです。これは観察されていません。ここでは、MOND型(修正ニュートン力学)重力を用いた自己矛盾のないシミュレーションによって解析結果を検証する取り組みについて報告します。解析計算では考慮されていなかったコア失速メカニズムにより、GCが超拡散銀河の中心に定着することが妨げられます。ガスが豊富な天体である孤立した矮小銀河の場合、超新星爆発によりGCの沈降が妨げられます。
H$\alpha$ 矮小銀河 NGC 4214 のスーパーバブルと超新星残骸の運動学
私たちは、高解像度ファブリーペロー干渉法観測を使用して矮銀河NGC4214の電離ガス運動学を分析し、H$\alpha$,[SII]$\lambda$6717$\r{A}$の一連の狭帯域画像を提示しました。[NII]$\lambda$6584$\r{A}$および[OIII]$\lambda$5007$\r{A}$輝線。H$\alpha$輝線の高解像度ファブリー・ペロー観測により、銀河の速度場、速度分散$\sigma$、および回転曲線を導き出すことができました。また、我々は、複合体NGC4214-IおよびNGC4214-IIの3次元運動学マップを初めて提示し、2つの新しい超気泡のイオン化ガスの運動学と、この銀河で以前に検出された超新星残骸の運動学を分析しました。他の著者は、電波、光学、X線放射に関する研究を行っています。私たちは、超気泡と超新星残骸の速度プロファイルに適合する膨張速度を計算し、それぞれの物理パラメーターを取得しました。スーパーバブルの膨張速度は約50kms$^{-1}$、動的年齢は約$\sim$2Myr、風の明るさL$_W$は約9X10$^{38}$ergs$^であることがわかりました。{-1}$はおそらくOB協会の大物スターによって生産されました。超新星残骸の場合、その膨張速度は$\sim$48から$\sim$80kms$^{-1}$で、年齢は約10$^{4}$年、運動エネルギーは約10$^{51}である。$ergは進化の放射段階にあると仮定します。
宇宙論的な文脈における衛星飛行機上の銀河合体の痕跡
| Title |
The_imprint_of_galaxy_mergers_on_satellite_planes_in_a_cosmological_context |
| Authors |
Kosuke_Jamie_Kanehisa,_Marcel_S._Pawlowski,_Oliver_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03218 |
ローカルボリュームでは、矮小衛星銀河の平らで運動学的に相関のある平面が観察されています。母銀河の合体中に衛星が飛び出すことが、これらの特異な構造の形成メカニズムとして示唆されている。私たちは、流体力学シミュレーションのIllustrisTNGスイートを使用して、完全な宇宙論的文脈で初めて、現在の衛星システムに対する大規模な合併の影響を統計的に調査しました。質量比が1/3を超える合併は、通常、観測目的の衛星の位相空間相関に無視できるほどの影響を与えるか、悪影響を及ぼします。シミュレートされた衛星分布の拡張性により、高い角運動量の合体であっても衛星を外側に飛ばすのは非効率的です。さらに、合併の可能性のある痕跡は、合併後の衛星の降着によって部分的に洗い流される一方、合併の開始以来、合併するハローに結合していた衛星は破壊され、質量が剥奪されるため、現時点での最も質量の大きい衛星の分布に対する合併の影響が最小限に抑えられます。2～5Gyr後の衛星。システムの最後の合体期間全体を通して、サンプルをそのホストに結合した衛星に限定すると、それらの位相空間相関には特に改善は見られませんでした。その代わりに、そのような参加衛星は合体中および合体後に半径方向の分布が縮小し、その結果絶対面高さが小さくなります(ただし、軸比は同等)。全体として、統計サンプルでは、主要な合併は相関面を形成していないようです。角運動量を衛星分布に効率的に伝達する合体は、それらの位相空間相関をわずかに高めることができますが、私たちの局所宇宙で観察されるような高度に平坦で軌道的に一貫した構成を形成することはできません。
初期銀河における確率的星形成: JWST への影響
高赤方偏移銀河の星形成速度(SFR)は、競合する物理過程により時間変動すると予想されます。このような確率的変動は銀河の明るさを高める可能性があり、おそらくJWSTによって$z\gtrsim10$で見られた過剰な存在を説明できるかもしれません。私たちは、そのような変動の振幅と時間スケールを定量化し、物理的プロセスを駆動する主要な要因を特定することを目指しています。スイートであるSERRAから、星の質量$5\times10^{6}\lesssimM_\star/{\rmM}_\odot\lesssim5\times10^{10}$を持つ245個の$z=7.7$銀河を選択します。高解像度の放射線流体力学宇宙論シミュレーション。平均SFRトレンド$\langle{\rmSFR}\rangle$をフィッティングした後、時間依存の変動$\delta(t)\equiv\log[\rmSFR/\langle{\rmSFR}\各システムのrangle]$を計算し、ピリオドグラム解析を実行して周期性変調を検索します。$\delta(t)$はゼロ平均ガウス分布であり、標準偏差$\sigma_\delta\simeq0.24$(UVの大きさs.d.$\sigma_{\rmUV}\simeq0.61$に相当)で分布していることがわかります。)$M_\star$から独立しています。ただし、変調のタイムスケールは星の質量とともに増加します:$t_\delta\sim(9,50,100)\,\rmMyr$for$M_\star\sim(0.1,1,5)\times10^9\,それぞれ{\rmM}_\odot$です。これらのタイムスケールは、それぞれ低質量系、中間質量系、および高質量系で支配的な(i)光蒸発、(ii)超新星爆発、および(iii)宇宙論的降着というさまざまなプロセスによってSFRに刻み込まれます。予測されたSFRの変動は、必要な$z\gtrsim10$UV視度関数のブーストを考慮できません。超初期の星系の光度の向上を説明するには、放射線による流出による塵の除去などの他のプロセスを引き合いに出さなければなりません。
TurMoL of Survival: 雲と風の相互作用のための統一された生存基準
| Title |
TuRMoiL_of_Survival:_A_Unified_Survival_Criterion_for_Cloud-Wind_Interactions |
| Authors |
Matthew_W._Abruzzo,_Drummond_B._Fielding,_Greg_L._Bryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03228 |
雲と風の相互作用は、多くの天体物理学における長寿命混相流において重要な役割を果たします。この相互作用が主に流体力学と放射冷却によって媒介される場合、雲の存続は、雲と風の相互作用の進化を決定する時間スケール(動的時間スケール$\tau_{\rm)の比較という観点から表現できます。dyn}$)と関連する冷却タイムスケール$\tau_{\rmCool}$。以前に提案された生存基準は、生き残る最小の雲のサイズに関して大きな要因で一致しない可能性があり、$\tau_{\rmCool}$と(程度は低いですが)$\tau_{\rmdyn}の選択の両方で異なります。$。ここで、以前に提案された経験式と一致するが、単純な物理原理に基づいた新しい基準を提示します。重要な洞察は、熱風が雲によって移流されるよりも速く熱風からのガスを混合して冷却することができれば、雲が成長できるということです。以前の基準は$\tau_{\rmdyn}$を雲の破砕タイムスケールに関連付けていましたが、私たちの新しい基準はそれを高温相流体要素の特徴的な雲通過タイムスケールに関連付け、せん断層の研究とより物理的に一致させます。私たちはこの洞察を予測式に発展させ、${\sim}10^4\、{\rmK}$、熱い超音速風の圧力閉じ込め雲の流体力学ENZO-Eシミュレーションで検証し、特に高音域を探索します。風と雲の密度のコントラスト。意見の相違が最も顕著です。最後に、主にシミュレーション条件と冷却特性の選択の違いによって以前の基準間の矛盾がどのようにして生じたかを説明し、それらをどのように調整できるかについて説明します。
$0.5
| Title |
Stellar_Half-Mass_Radii_of_$0.5 |
| Authors |
Arjen_van_der_Wel,_Marco_Martorano,_Boris_Haussler,_Kalina_V._Nedkova,_Tim_B._Miller,_Gabriel_B._Brammer,_Glenn_van_de_Ven,_Joel_Leja,_Rachel_S._Bezanson,_Adam_Muzzin,_Danilo_Marchesini,_Anna_de_Graaff,_Mariska_Kriek,_Eric_F._Bell,_Marijn_Franx |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03264 |
CEERSJWST/NIRCamイメージングを使用して、赤方偏移範囲$0.5<z<2.3$にある$>$500$M_\star>10^{10}~M_\odot$銀河の静止フレーム近赤外光プロファイルを測定します。結果として得られる静止系の1.5-2$\mu$mの半光半径($R_{\rm{NIR}}$)を、CANDELSの多色光プロファイルから導出された恒星の半質量半径(\rmass)と比較します。HSTイメージング。以前の研究と一般的に一致して、$R_{\rm{NIR}}$と\rmass~はレストフレームの光学半光半径$R_{\rm{opt}よりも最大40\%~小さいことがわかります。}$。$R_{\rm{NIR}}$と\rmass~の一致は素晴らしく、静止銀河では$z=2$まで、恒星では$z=1.5$までの系統的オフセット($<$0.03dex)は無視できます。-銀河の形成。また、プロファイルを逆投影して、星の質量の50\%を含む球の半径\rmassdを推定します。$0.5<z<1.5$における銀河の$R-M_\star$分布を示し、$R_{\rm{opt}}$、\rmass~、\rmassdを比較します。$R_{\rm{opt}}$と比較して\rmass~と\rmassd~の傾きはかなり平坦ですが、これは主に大質量星形成銀河のサイズの下方へのシフトによるものですが、\rmass~と\rmassd~はそうではありません。著しく異なる傾向を示しています。最後に、間にある大質量($M_\star>10^{11}~M_\odot$)の静止銀河の急速なサイズ進化($R\propto(1+z)^{-1.7\pm0.1}$)を示します。$z=0.5$と$z=2.3$、再度$R_{\rm{opt}}$、\rmass~、\rmassdを比較します。我々は、レストフレーム光学光プロファイル解析に基づいて過去20年間に確立されたサイズ進化の物語の主な原則が、レストフレーム近赤外でのJWST/NIRCam観測の時代にも依然として維持されていると結論付けています。
近くの銀河で新しいB[e]超巨星と明るい青色変数の候補を発見
| Title |
Discovering_new_B[e]_supergiants_and_candidate_Luminous_Blue_Variables_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Grigoris_Maravelias,_Stephan_de_Wit,_Alceste_Z._Bonanos,_Frank_Tramper,_Gonzalo_Munoz-Sanchez,_Evangelia_Christodoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03320 |
質量損失は、星の進化を決定する重要なパラメータの1つです。過去数十年にわたって私たちは進歩を遂げてきたにもかかわらず、観測から得られた値を理論的な予測と一致させることはまだできていません。さらに悪いことに、B[e]超巨星（B[e]SG）やルミナスブルー変光星（LBV）などの特定の段階では、一時的な活動やバースト活動によってかなりの質量が失われます。これにより、周囲に塵の形成を可能にするさまざまな構造が生じ、これらの物体が明るい赤外線源になります。ASSESSプロジェクトは、多数の低温および高温の天体(B[e]SG/LBVなど)を調べることにより、大質量星の進化における一時的な質量の役割を明らかにすることを目的としています。このため、私たちは、近くの27の銀河にある$\sim$1000個の選択されたIR源の分光データを取得する大規模な観測キャンペーンを開始しました。このプロジェクトでは、7つのB[e]超巨星(候補1つ)と4つの発光青色変光星の特定に成功し、そのうち6つと2つはそれぞれ新発見です。報告されるオブジェクトの性質をより適切に制限するために、分光学的、測光的、および光度曲線の情報を使用しました。特に、0.14Z$_{\odot}$という低い金属環境でのB[e]SGの存在に注目します。
銀河進化シミュレーションにおける水素分子依存性の星形成モデル
| Title |
A_model_for_molecular_hydrogen-dependent_star_formation_in_simulations_of_galaxy_evolution |
| Authors |
Ezequiel_Lozano,_Cecilia_Scannapieco,_Sebastian_E._Nuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03341 |
星の形成は、関連する化学的およびエネルギーのフィードバックとともに、銀河の進化における最も重要なプロセスの1つです。銀河における星形成活動は、星の質量、形態、化学濃縮レベルなどの基本的な特性の多くを定義し、影響を与えます。宇宙論的流体力学シミュレーションにおける星形成の単純なモデルは、さまざまなタイプの銀河の星形成速度(SFR)レベルと形状を再現することに成功していることが示されています。しかし、高解像度シミュレーションとより詳細な観測の出現により、より洗練された星形成モデルが必要になっています。特に、星の形成と原子相および分子相のガスの量との関係をより深く理解するために。この研究では、流体力学シミュレーションのコンテキストで機能するように最近開発された新しい星形成モデルを、天の川質量銀河のSFRの研究に適用します。新しい実装では、ガスの化学存在量との依存性の可能性も考慮して、原子材料からの分子状水素の形成について説明します。これにより、ガス雲のSFRが原子および/または分子の気相によって決定されるさまざまな星形成モデルを実装し、その予測を最近の観測結果と比較することが可能になります。
マゼラン雲の化学 DNA --II. SMC 球状星団 NGC 121、NGC 339、NGC 419 の高分解能分光法
| Title |
The_chemical_DNA_of_the_Magellanic_Clouds_--II._High-resolution_spectroscopy_of_the_SMC_globular_clusters_NGC_121,_NGC_339_and_NGC_419 |
| Authors |
A._Mucciarelli,_A._Minelli,_C._Lardo,_D._Massari,_M._Bellazzini,_D._Romano,_L._Origlia,_F._R._Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03470 |
小マゼラン雲(SMC)は、幅広い年齢層にわたる球状星団(GC)の豊富なシステムのホストです。SMCクラスターの化学組成は、化学進化研究にとって重要であるにもかかわらず、まだほとんど理解されていません。今回我々は、NGC121(10.5Gyr)、NGC339(6Gyr)、NGC419(1.4Gyr)という3つの異なる星団における進化した巨人に関する最初の詳細な化学研究を提供します。結果は、超大型望遠鏡のFLAMESで得られた高解像度スペクトルに基づいています。これらの星団の化学的指紋はSMC野星のものとよく似ており、天の川銀河と比較したSMCの化学的濃縮の歴史を裏付けています。[Fe/H]とは無関係に、3つのクラスターすべてで観測されたほぼ太陽スケールの[α/Fe]は、SMCの星形成効率が低いことを示しています。天の川銀河の対応するものと比較すると、主に大質量星によって生成される元素は著しく過小評価されています。特に、若い星団NGC419の[Zn/Fe]が非常に低いことは、過去2回転の間に超新星が比較的わずかしか寄与していないことを示しています。3つのGCは、年代に関係なく、高い[Eu/Fe]値を示します。これは、SMCでのr過程元素の生成が1.5ギラ前までは非常に効率的であり、その濃縮時間スケールはIa型超新星によるものと同等であったことを示唆しています。最古のSMC天体NGC121の特性を、ガイアとエンケラドゥスの合体現象に関連する現場の天の川銀河団や降着星団の特性と比較すると、SMCはすでにガイアとエンケラドゥスと同じ金属性を獲得していましたが、NGC121の年齢では[Fe/H]比が低くなりました。これは、初期のSMCとガイア-エンケラドゥスでは化学濃縮の歴史が異なっており、SMCはおそらく初期の時代においてガイア-エンケラドゥスよりも質量が低かったことを示唆しています。
宇宙の夜明けにおける人口III星の形成チャネル
| Title |
Formation_Channels_for_Population_III_Stars_at_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Lilia_Correa_Magnus,_Britton_D._Smith,_Sadegh_Khochfar,_Brian_W._O'Shea,_John_H._Wise,_Michael_L._Norman,_Matthew_J._Turk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03521 |
我々は、コズミック・ドーンにおける原始星形成ミニハロー集団の共進化に関する研究を紹介する。この研究では、近くのミニハローが自身の星形成を行うのに十分な分子状水素を形成する能力に対する、個々の集団III星が及ぼす影響に焦点を当てます。放射線がない場合、崩壊と星形成を引き起こすために必要な最小ハロー質量は10^5Msunであり、2つの星が形成された後は10^6Msunに増加することがわかります。私たちは、ハローの質量と、近くの星からの放射線によって破壊された後、ハローが分子ガスを回復するのに必要な時間との間に反比例の関係があることを発見しました。また、非常に高い解像度を利用して、星形成ミニハロのガス含有量に対する大規模および小規模の合併の影響を調査します。超新星噴出物のフォールバックについてのこれまでの主張に反して、ポップIII星を宿した後に避難したミニハローは主に、乱れていないハローとの合体を通じてガスを回収していることがわかった。私たちは、最近真空になったハローとガスが豊富なハローとの間の興味深いタイプの大合体を特定し、これらの「乾燥した」合体は、赤方偏移の低い対応するもののように星の形成を抑制するのではなく、星の形成を加速することを発見しました。これは、合流するハローの1つにガスが少ない性質があり、その結果、温度や乱流が大幅に上昇せず、代わりに中心密度と静水圧の急速な増加が引き起こされたためであると考えられます。これは、PopIIIスターの新しい形成経路を構成し、主要なガス源としての主要な合併を確立し、したがってこの時代における主要な合併の役割を再定義します。
金属の少ない恒星集団の化学力学を探る
金属の乏しい星は、銀河の形成と進化を研究するための鍵となります。銀河を構築した初期の合体の証拠は、星の存在量、運動学、軌道パラメータの分布に残っています。これらの合併から生じるいくつかの下部構造が文献で暫定的に特定されています。私たちは、金属の少ない星の化学力学特性の全体的な分析を行っています。私たちの目的は、パラメータ空間のさまざまな領域で降着星の兆候とその場での星の兆候を特定し、それらの相違点と類似点を調査することです。我々は、GALAH調査のDR3から、[Fe/H]$\leq$-0.8の金属に乏しい約6600個の星のサンプルを選択しました。私たちは教師なし機械学習を使用して、星の特性を追加で事前にカットすることなく、2つの正規化された軌道作用と[Fe/H]および[Mg/Fe]で構成されるパラメーター空間で星を分離しました。私たちはハロー星を4つの主要なグループに分けました。すべてのグループで、かなりの割合の現場汚染(ISC)が見られます。これらのグループの降着星は、非常に逆行軌道を持つ星のグループを除いて、非常によく似た化学的性質を持っています。これは、現在のサンプルにおける降着星の主な発生源がせいぜい2つであることを示しており、主なものはガイア・エンケラドゥス(GE)に関連し、もう1つはタムノスおよび/またはセコイアに関連している可能性があります。GEの星は金属量が低い場合はr過程が豊富ですが、金属量が増加するとs過程の寄与が現れます。[Fe/H]の関数としての[Eu/Mg]の平坦な傾向は、核崩壊超新星だけがGEのrプロセス要素に寄与したことを示唆しています。低金属量領域で降着星をより適切に特徴付けるには、高精度の存在量と化学進化モデルからの指針が必要です。降着星のサンプル中のISCが過小評価されている可能性があります。これは、元のシステムの特性を推定する試みに重要な結果をもたらす可能性があります。
巨大な分子の塊の中で核スケールでの大質量星形成の証拠を探す
| Title |
Looking_for_evidence_of_high-mass_star_formation_at_core_scale_in_a_massive_molecular_clump |
| Authors |
M._E._Ortega,_N._C._Martinez,_S._Paron,_A._Marinelli,_N._L._Isequilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03644 |
我々は、拡張された緑色の物体EGO338.92+0.55(b)を内包する巨大な塊AGALG338.9188+0.5494に対する断片化と星形成活動の包括的な物理的および化学的研究を紹介します。巨大な塊の中に埋め込まれたEGOの存在は、塊のスケールで高質量の星の形成が起こっていることを示唆しています。この研究の主な目的は、そのような大質量星形成の証拠を、核の規模で見つけることです。アルマ望遠鏡データベースからバンド6と7で得られた連続体と線のmm観測を使用して、巨大な塊の下部構造を研究します。データの角度分解能は約0.5インチで、4.4kpcの距離にある約0.01pc($\sim$2000au)の構造を分解できます。340GHzでの連続放射は、分子の塊がC1からC5までラベル付けされた5つのコアに断片化されていることを明らかにします。$^{12}$COJ=3--2の発光は、そのうちの3つに関連する分子流出の存在を示しています。CH$_3$CNとCH$_3$CCHの放出の分析は、C1の温度がそれぞれ約340°Kと72°Kであることを示唆しており、シアン化メチルがメチルアセチレンよりも原始星に近いガス層をたどることを示している。得られたコアC1の質量は3～10M$_{\odot}$の範囲です。我々は、発見されたコアC1から生じる分子流出が4.5$\μ$mの拡張放出の主な原因であることを発見した。このような分子流出の平均質量とエネルギーはそれぞれ約0.5M$_{\odot}$~と$10^{46}$~ergであり、10M$_{\odot}$が最も可能性が高いことを示唆しています。コアC1の質量値。さらに、この領域にはいくつかの複雑な分子種が化学的に非常に豊富に含まれていることもわかりました。特に、CN放出の分析から、そのようなラジカルが分子の流出、より正確にはそのような流出によって刻まれたキャビティ壁の境界を間接的に追跡しているという強力な証拠を発見しました。
3つの大質量原始星におけるメタノールメーザー放出のミリ秒構造と変動性
| Title |
Milliarcsecond_structure_and_variability_of_methanol_maser_emission_in_three_high-mass_protostars |
| Authors |
A_Aberfelds,_A_Bartkiewicz,_M_Szymczak,_J_\v{S}teinbergs,_G_Surcis,_A_Kobak,_M_Durjasz,_I_Shmeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03663 |
{6.7GHzメタノールメーザーの変動研究は、大質量星形成領域の物理的状態の理解を向上させる有用な方法となっています。}{イルベン望遠鏡を使用した単一ディッシュ監視に基づいて、我々は3つのディッシュを選択しました。空の位置が近いソース。}{ヨーロッパ超長基線干渉計ネットワークを使用してそれらを画像化し、VLBIアーカイブで利用可能なデータを検索して、それらの構造の詳細な変化と単一のメーザースポットの変動を追跡しました。}{3つのターゲットはすべて、いくつかのメーザーグループを示しています。雲粒の典型的なサイズは3.5\,masで、その大部分は0.22\kms\,mas$^{-1}$程度の速度勾配を持つ線形またはアーチ状の構造を示します。クラウドレットとソース全体の形態は7～15年の時間スケールで著しく安定しており、メーザーのポンピング速度の変化による変動のシナリオを裏付けています。}
球体の崩壊/膨張問題の局所モデル
球状の流れは天体物理学の古典的な問題であり、通常は地球規模の観点から研究されます。しかし、降着円盤と同様に、局所的な観点から研究する方が容易な不安定性や小規模な現象が多数存在すると考えられます。この目的のために、降着円盤、惑星、恒星の研究で広く使用されてきたせん断ボックス、$\beta$面、および拡張ボックスモデルの精神に基づいて、球状に収縮/膨張するガス雲の局所モデルを開発します。それぞれ風が吹く。ローカルモデルは、時間変化するアスペクト比を持つ空間的に均一な周期的なボックスと、ボックスの座標をグローバル問題の物理座標に関連付けるスケール係数(FRW/ニュートン宇宙論のスケール係数に類似)で構成されます。局所モデルによって示される多くの対称性と保存則を導き出します。これらの一部は、時間依存幾何学によって修正された周期ボックスの対称性を反映していますが、他のものはグローバル問題の対称性の局所的な類似物です。ボックス内のエネルギー、密度、渦度も、一般的に崩壊（/膨張）の結果として増加（/減少）します。我々は、角運動量保存の結果として増大する均一密度帯状流の局所的類似物を含む、多くの非線形解を導き出します。私たちのモデルはTenerani\&Velliの加速膨張ボックスモデルと密接に関連しており、Robertson\&Goldreichが検討した等方性モデルの拡張です。
バグパイプとプロスペクターを使用した分光測光モデリングによる 0.6 < z < 1 の巨大銀河の星形成史の調査
| Title |
A_census_of_star_formation_histories_of_massive_galaxies_at_0.6_ |
| Authors |
Yasha_Kaushal,_Angelos_Nersesian,_Rachel_Bezanson,_Arjen_van_der_Wel,_Joel_Leja,_Adam_Carnall,_Stefano_Zibetti,_Gourav_Khullar,_Marijn_Franx,_Adam_Muzzin,_Anna_De_Graff,_Camilla_Pacifici,_Katherine_E._Whitaker,_Eric_F._Bell,_Marco_Martorano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03725 |
我々は、大規模初期銀河天体物理学センサス(LEGA-C)の分光調査から$\sim3000$の大質量銀河(log($\mathrm{M_*/M_{\odot}}$)>10.5)の個々の星形成史を紹介します。$\sim$70億年のルックバック時間を計算し、0.6<$z$<1.0における$\sim$1800個の星形成銀河と$\sim$1200個の静止銀河の20時間の深さの統合スペクトルを活用して人口傾向を定量化します。現在の古い大質量銀河とは対照的に、この時代のすべての銀河には年齢3ギル未満の星が含まれており、宇宙正午以前の星形成の前世代の回復が促進されています。私たちは、パラメトリックおよびノンパラメトリックのベイジアンSPSモデリングツールであるバグパイプとプロスペクターを使用して分光光度分析を実行し、この質量完全サンプルの星形成履歴の中央値を制約し、個体群の傾向を特徴付けます。$t_{50}$と$t_{90}$として定量化すると、後期の恒星の質量増加について一貫した状況が得られます。これは、銀河が恒星全体の50\%と90\%を形成した宇宙の年齢に相当します。ただし、2つのモデルのセットは最も初期の形成時点(例:$t_{10}$)では一致しません。私たちの結果は、局所宇宙と同様に、恒星の質量と恒星の速度分散の両方の傾向を明らかにしました。より浅いポテンシャル井戸を持つ低質量銀河は、高質量銀河に比べて、宇宙の歴史の後半で恒星質量が成長します。局所的な静止銀河とは異なり、後期の星形成期間の中央値($\tau_{SF,late}$=$t_{90}$-$t_{50}$)は恒星の質量に一貫して依存しません。この国勢調査は、より遠い宇宙の将来の深層分光測光研究のベンチマークを設定します。
NASAエイムズPAH赤外分光器が提供するデータ、モデル、ツールを利用して、炭素原子の平均数の関数としての多環芳香族炭化水素(PAH)バンド強度比の依存性を調べ、PAHサイズのトレーサーとしての有効性を評価します。データベース。これを達成するために、サイズ分布に従って、異なるイオン化分率のPAHの混合物からのスペクトルを使用しました。私たちの研究は、以前の発見と一致し、3.3${\mu}$mPAHバンドを含むバンド比が、小規模から中規模のPAHに最適なPAHサイズトレーサーを提供することを示しています。さらに、15-20${\mu}$mPAH特徴(I$_{\Sigma_{15-20}}$)と6.2または7.7${\muの合計を含む帯域比が得られることがわかりました。}$mバンドは、小規模から中規模のPAHの場合、提示されたモデルと同様のPAHサイズ分布にあるオブジェクトのPAHサイズの優れたトレーサーとしても機能します。さまざまなPAHサイズ分布の場合、I$_{6.2}$/I$_{\Sigma_{15-20}}$比率にスケーリング係数を適用すると、小規模から中規模のPAHのサイズを推定できます。ソース内の人口。I$_{6.2}$/I$_{\Sigma_{15-20}}$およびI$_{7.7}$/I$_{\Sigma_{15-20}}$比率の採用は次のとおりです。JWST観測に対する特に関心は$\sim$5-28${\mu}$mMIRI(-MRS)の範囲に限定されています。
| Title |
Single-event_likelihood_of_star_cluster_properties_with_LIGO-Virgo-Kagra_binary_black_hole_observations |
| Authors |
Ken_K._Y._Ng,_Konstantinos_Kritos,_Andrea_Antonelli,_Roberto_Cotesta,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03227 |
重力波で観察される連星ブラックホール合体の集団と天体物理シミュレーションは、さまざまな天体物理学のシナリオにおける前駆体の特性と連星形成メカニズムを理解するのに役立ちます。ここでは星団のダイナミックな形成に焦点を当てます。私たちは、第3の重力波過渡カタログ(GWTC-3)と星団のダイナミクスをシミュレートする高速コードであるRapsterを使用して、個々の観測から星団の特性の単一イベント尤度を構築できることを示します。主成分の質量スペクトルは星団の質量とともに増加するため、連星ブラックホール合体で測定された一次質量は測定された星団質量と相関があることがわかりました。この傾向は2つの物理的メカニズムによって引き起こされる可能性があります:(i)$\gtrsim10^6~M_{\odotのクラスター質量に対して$\sim40~M_{\odot}$を超える主質量を持つ階層マージのより効率的な生成}$、および(ii)より大規模な第一世代バイナリの抑制。これは、排出されたバイナリが$\lesssim10^5~M_{\odot}$のクラスター質量のルックバック時間内にマージされないために発生します。ここで提示した形式主義は、複数の形成チャネルが関与するより現実的なシナリオで二元祖先細胞の集団特性を推論するために一般化できます。
銀河中心パルサーの回転測定変動
| Title |
Rotation_measure_variations_in_Galactic_Centre_pulsars |
| Authors |
F._Abbate,_A._Noutsos,_G._Desvignes,_R._S._Wharton,_P._Torne,_M._Kramer,_R._P._Eatough,_R._Karuppusamy,_K._Liu,_L._Shao_and_J._Wongphechauxsorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03230 |
私たちは、銀河系に近い中央分子帯（CMZ）に位置するパルサーJ1746$-$2849、J1746$-$2850、J1746$-$2856、およびJ1745$-$2912のエフェルスバーグ100m望遠鏡を使用した観測キャンペーンの結果を報告します。回転測定(RM)の変動を研究するために中心に置きます。PSRJ1746$-$2850のRM値が$-12234\pm181$radm$^{-2}$であることを初めて報告します。このパルサーは、数ヶ月から数年にわたって$300-400$radm$^{-2}$というRMの大きな変動を示しており、これは強力に磁化された環境を示唆しています。PSRJ1746$-$2850のRMの構造関数解析により、等方性乱流の予想値に匹敵する$1.87_{-0.3}^{+0.4}$という急峻なべき乗則指数が明らかになった。このパルサーは、数ヶ月続いたイベントで$\sim50$pccm$^{-3}$という大きな分散測度(DM)変動を示し、RMは$\sim200$radm$^{-2増加しました。}$。角度分離が小さいにもかかわらず、PSRJ1746$-$2849とPSRJ1746$-$2850のRMに大きな差があることは、CMZ内に少なくとも70$\mu$Gの磁場が存在することを明らかにしており、CMZ内での分極の欠如を説明できます。地域のラジオ映像。これらの結果は、CMZ内の磁場の理解に貢献し、これらのパルサーのRM挙動と一部の高速無線バースト(FRB)の類似性を示しています。
回転する 25 M$_{\odot}$ ポップ III スターの進化と最終運命
| Title |
Evolution_and_Final_Fates_of_a_Rotating_25_M$_{\odot}$_Pop_III_star |
| Authors |
Amar_Aryan,_Shashi_Bhushan_Pandey,_Rahul_Gupta,_Sugriva_Nath_Tiwari,_and_Amit_Kumar_Ror |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03234 |
この論文では、ゼロ年齢主系列(ZAMS)でそれぞれ25M$_{\odot}$の質量を持つ2つの回転集団III(PopIII)星モデルの1次元恒星の進化を紹介します。ゆっくりと回転するモデルの初期角回転速度は、臨界角回転速度の10パーセントです。対照的に、高速回転モデルの初期回転角速度は臨界角回転速度の70%です。回転強化された混合の影響として、主系列段階の後に表面に向かって大量のCNO元素が堆積するため、急速に回転するモデルは膨大な質量損失を受けることがわかりました。また、これらのモデルが爆発して核崩壊超新星(CCSNe)になるときのシミュレートされた光度曲線も表示します。
| Title |
Gravitational_Waves_from_Binary_Neutron_Star_Mergers_with_a_Spectral_Equation_of_State |
| Authors |
Alexander_Knight,_Francois_Foucart,_Matthew_D._Duez,_Mike_Boyle,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03250 |
連星中性子星系の数値シミュレーションでは、高密度中性子星物質の状態方程式は、シミュレーションの物理的現実性と数値精度の両方を決定する重要な要素です。シミュレーションで使用される一部の状態方程式は、ポリトロープ状態方程式など、圧力/密度関係関数において$C^2$またはより滑らかですが、半径を範囲内に保ちながら異なる質量の星や残骸をモデル化する柔軟性を備えていない可能性があります。既知の天体物理的制約。表形式または区分ポリトロープなどの他の状態方程式は、追加の物理学や既知の制約内で複数の星の質量と半径をモデル化するのに十分な柔軟性を備えている可能性がありますが、それほど滑らかではないため、追加の数値誤差が発生します。この論文では、現在のポリトロープ状態方程式よりも大きな柔軟性を可能にする十分な自由パラメーターを備えたスペクトル拡張を使用し、表形式または部分的な状態方程式と比較して数値誤差を減らすのに十分な滑らかさを備えた、最近開発された状態方程式族を研究します。賢明なポリトロープ状態方程式。共通のチャープ質量を使用し、2つの異なるスペクトル状態方程式を使用し、複数の数値分解能で3つの質量比でシミュレーションを実行します。これらのシミュレーションから生成された重力波を評価し、解像度と状態方程式の間の位相誤差、および解析モデルと比較します。シミュレーションから、$\Delta\tilde{\Lambda}=55$より大きい無次元加重潮汐変形能差を持つ連星についての合体時の位相差は、これらの状態方程式のSpECコードによって捕捉できると推定されます。
IceCubeは最近、近くの活動銀河NGC1068から$\sim1-10\,{\rmTeV}$ニュートリノが検出されたことを報告しました。この源からTeVスケールの放射がないことは、これらのニュートリノが高密度の銀河で生成されたことを示唆しています。NGC1068の超大質量ブラックホールを取り囲むコロナ。この論文では、ペア生成、パイオン生成、シンクロトロン、逆コンプトン散乱のプロセスを含む、この線源の物理モデルを紹介します。また、NGC1068の方向からのフェルミLATデータの新しい分析を実行し、この線源からのガンマ線放射は非常に柔らかいが、$\sim1\,{\rmGeV}$以下のエネルギーでは明るいことがわかりました。私たちのモデルは、フェルミLAT観測と一致するガンマ線スペクトルを予測できますが、それはこの活動銀河核(AGN)のコロナ内の磁場が非常に高い場合、つまり$B\gtrsim6\,{\rmである場合に限られます。kg}$。観測されたニュートリノ放出を説明するには、この線源は、その固有のX線光度に匹敵する総出力で陽子を加速する必要があります。これに関連して、IceCubeの有望なターゲットとして特定されている2つの追加の近くの活動銀河、NGC4151とNGC3079について検討します。
降着ブラックホールが巨大なウルフ・ライエ伴星からの発光を歪め、曲げる -- IC10 X-1 のケーススタディ
| Title |
Accreting_Black_Holes_Skewing_and_Bending_the_Optical_Emission_from_Massive_Wolf-Rayet_Companions_--_A_Case_Study_of_IC10_X-1 |
| Authors |
Sayantan_Bhattacharya,_Dimitris_M._Christodoulou,_Andre-Nicolas_Chene,_Silas_G._T._Laycock,_Breanna_A._Binder_and_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03281 |
我々は、ブラックホールと高質量X線連星IC10X-1のウォルフ・ライエ（WR）星のスペクトルにおけるHeii4686輝線の統計解析を提示する。この線は目に見えて歪んでいて、三次モーメント(歪度)は連星の軌道位相によって変化します。我々は、ノイズの多い連続体のかろうじて上にあるこのような弱い/かすかな特徴を抽出する新しい方法について説明します。これらの特徴のモーメントを使用して、これらの歪んだ線を軌道位相の関数として2つの対称ガウスプロファイルに分解することができました。このような連星系における風と降着流の相互作用の複雑な性質により、この分解の天体物理学的意味は重要です。これまでの研究では、恒星の動径速度曲線とX線食に0.25の位相の遅れがあることがすでに示されており、これはHeii放出体が恒星の風の中にあり、したがって恒星の公転運動を追跡していない可能性があることを示している。この研究の結果はさらに、2つの別々の発光領域が存在することを示唆しています。1つはWR星の影にある恒星風の中に、もう1つはブラックホールの外側の降着円盤に影響を与える降着流中にあります。また、観察された歪んだHeiiラインは、対応する2つの時間依存ガウス発光プロファイルを重ね合わせることで再現できます。
深層シノプティックアレイサイエンス：初のFRBとホスト銀河カタログ
| Title |
Deep_Synoptic_Array_Science:_First_FRB_and_Host_Galaxy_Catalog |
| Authors |
C._J._Law,_K._Sharma,_V._Ravi,_G._Chen,_M._Catha,_L._Connor,_J._T._Faber,_G._Hallinan,_C._Harnach,_G._Hellbourg,_R._Hobbs,_D._Hodge,_M._Hodges,_J._W._Lamb,_P._Rasmussen,_M._B._Sherman,_J._Shi,_D._Simard,_R._Squillace,_S._Weinreb,_D._P._Woody,_N._Yadlapalli_(Caltech,_Owens_Valley_Radio_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03344 |
高速電波バースト(FRB)は、宇宙論的な距離でも検出できるほど明るい、強力かつ神秘的な新しい種類の過渡現象です。FRBをホスト銀河に関連付けることにより、遠方の宇宙ガスの正確なプローブとしてFRBを使用することに加えて、FRB起源モデルをテストする固有のおよび環境特性を測定することができます。110アンテナのディープシノプティックアレイ(DSA-110)は、FRBの検出と位置特定を同時に行う速度を最大化するように構築された無線干渉計です。ここでは、DSA-110によって発見されたFRBとホスト銀河の最初のサンプルを紹介します。この11個のFRBのサンプルは、局所FRBのこれまでで最大の均一サンプルであり、Pan-STARRS1による光学イメージングとパロマー天文台とケック天文台での追跡分光法で特定されたホスト銀河との関連に基づいて選択されています。これらのFRBの繰り返しは観察されておらず、その無線特性(分散、時間散乱、エネルギー)は既知の非繰り返しFRB集団のそれに似ています。FRBホストについて以前に確認されているように、ほとんどのホスト銀河では星形成が進行しています。これまでの研究とは対照的に、新しいサンプルの大部分（11個中4個）は10$^{11}$\M$_{\odot}$よりも質量が大きく、ほとんどの星形成速度は1億年以上上昇していた。彼らの過去。この主銀河サンプル全体にわたる星形成履歴の分布は、遅延時間の分布が$\sim100$\,Myrから$\sim10$\,Gyrまでと広いことを示しています。これには、コンパクト天体の二星進化など、古い恒星集団に関連する1つ以上の祖先形成チャネルの存在が必要です。
熱複合超新星残骸の分子環境 G352.7$-$0.1
| Title |
Molecular_environment_of_the_thermal_composite_supernova_remnant_G352.7$-$0.1 |
| Authors |
Qian-Qian_Zhang,_Ping_Zhou,_Yang_Chen,_Xiao_Zhang,_Wen-Juan_Zhong,_Xin_Zhou,_Zhi-Yu_Zhang,_Jacco_Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03369 |
銀河超新星残骸(SNR)は、超新星とその星間環境へのフィードバックの理解において重要な役割を果たしています。SNRG352.7$-$0.1は、熱複合材の形態と二重リング構造が特別です。アタカマパスファインダー実験望遠鏡を用いて、$^{12}$COおよび$^{13}$CO$J=2$-1ラインでG352.7$-$0.1に向かう分光マッピングを行いました。広い$^{12}$CO線が$\sim-50$-$-30$kms$^{-1}$の局所標準静止速度範囲で北東のリングで見つかり、次のことを示唆しています。残骸は$\sim-51$kms$^{-1}$で分子雲(MC)と相互作用しています。したがって、このSNRには$\sim10.5$kpcの距離を採用します。視線に沿った衝撃を受けたガスの運動量と運動エネルギーは$\sim10^2{\rmM_{sun}}$kms$^{-1}$と$\sim10^{46}$と推定されます。それぞれエルグ。また、残骸の周囲に拡大する構造も見つかりました。これは、おそらく始祖星の風に吹かれた泡に関連していると考えられます。エネルギー範囲0.1～500GeVのFermi-LATデータから、G352.7$～$0.1に相当するガンマ線は見つかりません。
乱流 $\alpha$ 効果を介して磁場によって促進される 3D でのニュートリノ駆動の大規模恒星爆発
| Title |
Neutrino-driven_massive_stellar_explosions_in_3D_fostered_by_magnetic_fields_via_turbulent_$\alpha$-effect |
| Authors |
Jin_Matsumoto,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03400 |
私たちは、三次元シミュレーションを通じて、高度に磁化された前駆体の核崩壊超新星に対する磁場増幅の影響を調査します。回転モデルを考慮することにより、ゲイン領域における磁場の指数関数的な増加と衝撃復活の開始との間に強い相関関係があり、非回転モデルと比較してより速く開始されることが観察されました。ダイナモ過程における$\alpha$効果の結果として、平均磁場が指数関数的に増幅されることを強調します。これは、利得領域内の乱流の速度論的ヘリシティの増加とともに効率的に機能します。我々の発見は、平均磁場の大幅な増幅が、特に極付近で局所的に強い乱流磁場の発達をもたらし、それによってニュートリノ加熱による衝撃の復活を促進することを示している。
FASTAによるパルサー発見の見通し
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)は、既知の銀河パルサー個体数の20%に相当する650個以上の新しいパルサーを発見しました。この論文では、計画されている電波望遠鏡アレイ、つまり6台の「FAST型」望遠鏡で構成されるFASTアレイ(FASTA)によるパルサー探査の見通しを推定します。このような高感度の電波望遠鏡アレイは、銀河系の奥深くや近くの銀河のパルサー集団を探査する強力な機器となるでしょう。さまざまな銀河パルサー個体群モデルと機器パラメーターの組み合わせを使用して、FASTAパルサー発見の見通しをシミュレートします。FASTAが数万のカノニカルパルサーと数千をはるかに超えるミリ秒パルサーを検出できることがわかりました。また、FASTAを使用して近くの渦巻銀河M31からのパルサーを探索した場合の潜在的な収量も推定し、おそらく約100個の新しい電波パルサーが発見されることがわかりました。
ExHaLe-jet: 拡張ハドロレプトン放射コードを使用したブレーザージェットのモデル化
| Title |
ExHaLe-jet:_Modeling_blazar_jets_with_an_extended_hadro-leptonic_radiation_code |
| Authors |
Michael_Zacharias,_Anita_Reimer,_Catherine_Boisson,_Andreas_Zech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03454 |
ブレーザーはすべての電磁波長にわたって放射します。いわゆる1ゾーンモデルは静止状態とフレア状態の両方を適切に記述していますが、電波放射を説明できず、APLibraeなどのより複雑なデータセットでは失敗します。ジェットによって放射される電磁スペクトル全体を一貫して記述するためには、拡張放射モデルが必要です。特に、拡張されたジェットの動力学的記述は、粒子種の時間的および空間的進化と完全な電磁出力を提供することができます。ここでは、新しく開発されたハドロレプトニック拡張ジェットコードExHaLe-jetの初期結果を紹介します。陽子はエネルギーを失うまでに電子よりもはるかに長い時間がかかるため、電子よりもはるかに長距離にエネルギーを輸送できるため、ジェット内のエネルギー輸送に不可欠です。さらに、陽子はパイオンとベーテ・ハイトラー対の生成を通じて追加の対の注入を誘発します。これは、ニュートリノを生成しながらも優勢なレプトン放射信号を説明できます。この講演では、レプトン優勢SEDソリューションとハドロン優勢SEDソリューションの違い、SEDの形状、ジェット流に沿った進化、およびジェット出力について説明します。また、降着円盤やBLRなどの外部光子場の重要な役割にも焦点を当てます。
宇宙線工場として星団を探査
星団(SC)は銀河の基本的な構成要素であり、宇宙で最も研究されている天体の1つです。十数個の若いSCを用いたさまざまな実験によって検出された最近の拡散$\gamma$線放出の関連性は、粒子を少なくとも最大数百TeVまで加速できる何らかの過程の存在を示唆している。この博士号では、この論文では、粒子が星団風終結ショックで加速されるという仮定の下で、若い大質量星団(YMSC)が宇宙線を生成する能力を調査します。研究は3つの部分に分かれています。まず、CygnusOB2の特定のケースに焦点を当てます。クラスター近傍での粒子伝播の異なるモデルを仮定して、観測された$\gamma$線放出(純粋ハドロンシナリオで)をモデル化します。私たちは、はくちょう座OB2によって加速された粒子が、非常に高いエネルギーでの$\gamma$線スペクトルと放射状形態の両方を説明できることを発見しました。2番目の部分では、銀河YMSCの未解決の集団によって予想される拡散$\gamma$線放射を計算します。この目的のために、ローカルSCの特性に基づいてYMSCの合成集団を構築します。純粋なハドロン放出の仮定の下で、我々はYMSCが数TeVで観察される拡散$\gamma$線放出に大きく寄与する可能性があることを発見した。研究の最後の部分は、SCによって生成されたCRが、SCに近い分子雲のイオン化速度に及ぼす影響を理解することに専念しています。私たちは、摂動のない星間物質に位置する雲では、イオン化率が期待値と大きく異なる可能性があることを発見しました。電離率の測定値と$\gamma$線観測を組み合わせることで、星団付近での粒子の拡散を抑制できることを示した。
X線連星におけるスピンと軌道角運動量の間の明らかな正の関係
X線連星(XRB)におけるブラックホール(BH)の現在の角運動量(AM)の起源はまだ不明であり、BHの誕生および/または成長に関連しています。ここで、BHXRBで測定されたスピンパラメーター$a_{*}$を収集し、$\sim$0.17と0.83を中心とする見かけの二峰性分布を見つけます。中性子星(NS)低質量X線連星(LMXB)、ロシュローブオーバーフロー(RLOF)BHXRB、風などの異なるXRBカテゴリを組み合わせることで、スピンパラメーターと軌道周期/軌道間隔の間に正の関係があることがわかりました。-供給されたBHXRB。異なるXRBシステムを組み合わせることで、コンパクト星のAMと連星軌道に相関があると考えられます。これらの正の関係は、降着プロセスがこれらの多様なXRBシステムにおけるコンパクト星をスピンアップさせる共通のメカニズムであることを示唆しています。低スピンBHXRBと高スピンBHXRBは異なる進化と降着履歴を経験する可能性があり、これはBHスピンパラメータの二峰性分布に対応すると推測されます。低スピンBH($a_{*}<0.3$)は、低レベル降着によってコンパクト星がスピンアップされるNSLMXBと高スピンBH($a_{*}>0.5$)に似ています。$)は短期間の超臨界降着($\gg\dot{M}_\mathrm{Edd}$)期間を経験し、その間にBHスピンが劇的に増加しました。
| Title |
Examining_Neutrino-Matter_Interactions_in_the_Cassiopeia_A_Supernova |
| Authors |
Toshiki_Sato,_Takashi_Yoshida,_Hideyuki_Umeda,_John_P._Hughes,_Keiichi_Maeda,_Shigehiro_Nagataki,_Brian_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03606 |
ニュートリノと恒星物質との相互作用は、大質量星の爆発の基礎となると広く信じられています。しかし、この重要なプロセスを観察的に確認することは依然として困難です。私たちは、超新星残骸カシオペアAのX線観測を使用してそれを検証する新しい方法を提案します。ニュートリノが相互作用すると予想される超新星最深部で生成された可能性のある鉄に富む噴出物の元素組成により、次のことが可能になります。ニュートリノ相互作用の存在を調べることができます。ここで、ニュートリノ元素合成プロセス($\nu$-および$\nu$p-プロセス)なしで生成されるMnの量は、測定したMn/Fe質量比(0.14--0.67\)を説明するには小さすぎることを示します。%)。この結果は、カシオペアA超新星における重要なニュートリノ相互作用の動作を裏付けています。観測されたMn/Fe質量比が超新星最内部領域での生成を純粋に反映しているのであれば、これは個々の超新星におけるニュートリノと物質の相互作用の初めての確実な確認となるでしょう。さらに、Mn/Feの質量比が超新星ニュートリノのパラメーター(つまり、ニュートリノの全光度、ニュートリノ温度)を制約する可能性があることを示します。将来の空間分解能で高分解能のX線分光法により、カシオペアAだけでなく他の残骸の元素組成の特徴を通じてニュートリノ超新星天体物理学の詳細を調査できるようになります。
PSR J2021+4026とベラパルサーの状態変化の調査
| Title |
An_Investigation_of_state_changes_of_PSR_J2021+4026_and_Vela_pulsar |
| Authors |
H.-H._Wang,_J.Takata,_L.C.-C._Lin,_P.-H._T._Tam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03661 |
私たちは、2つの明るいガンマ線パルサーPSR~J2021+4026とVelaの高エネルギー放出活動を調査します。PSR~J2021+4026では、ガンマ線束とスピンダウン速度の状態変化が観測されています。PSR~J2021+4026のガンマ線束とタイミング挙動の長期的変化は、MJD~58910付近で新たなガンマ線束が回復し、MJD~59500付近で束が減少することを示唆していることを報告する。このエポックの間、滞在時間、ガンマ線束の差、およびスピンダウン速度は、同じ状態における前のエポックよりも小さくなります。準周期的な状態変化の待ち時間スケールは、ベラパルサーのグリッチイベントの待ち時間スケールと似ています。ベラパルサーの場合、2016年のグリッチの後、電波パルスのクエンチは$\sim0.2$~sのタイムスケールで発生しており、グリッチは磁気圏の構造を乱す可能性があります。それにもかかわらず、何年にもわたる$Fermi$-LATデータを使用してもガンマ線放出特性の長期変化の証拠は見つからず、したがって磁気圏の長期構造変化もありませんでした。また、15年分の$Fermi$-LATデータを用いて100~GeVを超える光子の探索も行ったが、何も見つからなかった。我々の結果は、ガンマ線放出の状態変化とグリッチイベントとの関係についての追加情報を提供します。
クォークモデルとラジアル振動: HESS J1731-347 コンパクトオブジェクトの状態方程式の解読
| Title |
Quark_Models_and_Radial_Oscillations:_Decoding_the_HESS_J1731-347_Compact_Object's_Equation_of_State |
| Authors |
Ishfaq_Ahmad_Rather,_Grigoris_Panotopoulos,_and_Il\'idio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03703 |
私たちは、さまざまなクォークモデル、つまりvBagモデルとCFLモデルのさまざまなパラメータセットでの状態方程式の解析を通じてストレンジスターの特異な性質を調査し、超新星内の興味深い中心コンパクト天体（CCO）を支配する状態方程式の理解に焦点を当てています。残骸HESSJ1731-347、質量と半径$M=0.77^{+0.20}_{-0.17}M_{\odot}$および$R=10.4^{+0.86}_{-0.78}$km、それぞれ。さらに、2つのモデルの半径方向の振動を比較して、HESSJ1731-347小型物体の最大質量における周波数を決定します。放射状振動の周波数は、考慮された4つのEoSごとに計算されます。合計すると、これらのEoSごとに10個の最も低い動径周波数が計算されています。これらの側面を掘り下げることで、奇妙な星と、観測されたHESSJ1731-347の質量と半径の関係との関係についての理解を深めることを目指しています。
連星中性子星合体残骸におけるハイペロンの指標としての熱挙動
| Title |
Thermal_behavior_as_indicator_for_hyperons_in_binary_neutron_star_merger_remnants |
| Authors |
Sebastian_Blacker,_Hristijan_Kochankovski,_Andreas_Bauswein,_Angels_Ramos,_Laura_Tolos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03710 |
私たちは、中性子星合体におけるハイペロンの初めての包括的な研究を提供し、その具体的な影響を定量化します。我々は、二元併合の残骸における純粋原子核モデルと区別できる特徴としての超音速状態方程式(EoSs)の熱挙動について議論する。温度が有限であるとハイペロンの生成が促進され、高度に縮退した核子の数が減るため圧力が低下します。この結果、純粋な核電子EoSモデルと比較して、合併後の支配的な重力波周波数が最大$\sim150$~Hzまで特徴的に増加します。私たちの比較アプローチにより、この効果をハイペロンの発生に直接結び付けることができます。この特徴は一般に弱いですが、冷中性子星のEoSと恒星パラメータが十分によく決定されていれば、原理的には測定可能です。純粋な核電子と超音速のEoSの質量と半径の関係は区別できない可能性があり、中性子星におけるハイペロンの存在を推測するという全体的な課題を考慮すると、これらの発見は、高音速の超音速自由度に関する未解決の疑問に答えるための新しい道として重要です。-密度の問題。
拡張パス強度相関を使用した天文計測
強度干渉法(空間的に分離された光の強度の相関関係)は、歴史的に精密な光学天体観測のための重要なツールでした。しかし、視野が非常に狭いため、その範囲は非常に明るい発光領域の形態の研究、主に近くの熱い星の角直径の決定に限定されてきました。我々は、検出器の光学系に調整可能な経路拡張機能を追加することを提案します。これにより、広く離れた光源に対して一次干渉縞が生成され、角度分解能よりパラメトリックに大きい最大光源分離が可能になります。この拡張パス強度相関器(EPIC)は、単一光子検出器と分光格子の進歩によって強化され、数秒角の視野でマイクロ秒角レベルの精度での地上天文測定を可能にします。EPICは、表面輝度の高い光源での高精度の差分天文計測を必要とする天体物理学および宇宙論的な観測に革命をもたらす可能性を秘めています。我々は、EPICを使用して、太陽に似た星の周りの地球に似た惑星の天文のぐらつきを数十パーセクから数百パーセクで検出する方法を概説し、EPICのより広い視野により、強度干渉計の威力が広範囲の天文に拡大されることを期待しています。アプリケーション。
ローマ銀河バルジ時間領域調査による星地震学
| Title |
Asteroseismology_with_the_Roman_Galactic_Bulge_Time-Domain_Survey |
| Authors |
Daniel_Huber,_Marc_Pinsonneault,_Paul_Beck,_Timothy_R._Bedding,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sylvain_N._Breton,_Lisa_Bugnet,_William_J._Chaplin,_Rafael_A._Garcia,_Samuel_K._Grunblatt,_Joyce_A._Guzik,_Saskia_Hekker,_Steven_D._Kawaler,_Stephane_Mathis,_Savita_Mathur,_Travis_Metcalfe,_Benoit_Mosser,_Melissa_K._Ness,_Anthony_L._Piro,_Aldo_Serenelli,_Sanjib_Sharma,_David_R._Soderblom,_Keivan_G._Stassun,_Dennis_Stello,_Jamie_Tayar,_Gerard_T._van_Belle,_Joel_C._Zinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03237 |
アステ地震学は恒星の天体物理学を変革しました。赤色巨星星地震学はその代表的な例であり、振動周期と振幅は時間領域の宇宙ベースの望遠鏡で容易に検出可能です。これらの振動は、多数の星の質量、年齢、半径を推測するために使用でき、銀河内の恒星の数に独自の制約を与えます。ローマ銀河バルジ時間領域調査(GBTDS)の周期、期間、空間分解能は星地震学に適しており、これまでのミッションでは研究されていなかった重要な集団を調査することになります。私たちは、Romanによる星地震学の可能性を実現するための重要な要件として測光精度を特定します。飽和星については15分ごとに1mmeg以上の精度があれば、銀河のバルジにある赤い塊状の星集団の検出が可能になります。調査効率が予想よりも優れている場合、測光精度を向上させるために同じフィールドを繰り返し観測するか、飽和星の測光精度が1mmegよりも優れている場合には、追加のフィールドをカバーして恒星集団の到達範囲を拡大することを主張します。アステロース地震学はミッション中の観測のタイミングに比較的影響を受けず、主要な赤色塊ターゲットは、どのフィールドでも70日間の1回のキャンペーンで観測できます。補完的な星の特徴付け、特にガイア星系に関連した天文計測もまた、星地震学の診断能力を劇的に拡大するでしょう。また、トランジットとマイクロレンズを使用したローマGBTDS系外惑星科学との相乗効果にも焦点を当てます。
レンズ・イン・ザ・ブルー II: 弱い重力レンズに対する成層圏気球の感度の推定
| Title |
Lensing_in_the_Blue_II:_Estimating_the_Sensitivity_of_Stratospheric_Balloons_to_Weak_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Jacqueline_E._McCleary,_Spencer_W._Everett,_Mohamed_M._Shaaban,_Ajay_S._Gill,_Georgios_N._Vassilakis,_Eric_M._Huff,_Richard_J._Massey,_Steven_J._Benton,_Anthony_M._Brown,_Paul_Clark,_Bradley_Holder,_Aurelien_A._Fraisse,_Mathilde_Jauzac,_William_C._Jones,_David_Lagattuta,_Jason_S.-Y._Leung,_Lun_Li,_Thuy_Vy_T._Luu,_Johanna_M._Nagy,_C._Barth_Netterfield,_Emaad_Paracha,_Susan_F._Redmond,_Jason_D._Rhodes,_J\''urgen_Schmoll,_Ellen_Sirks,_and_Sut_Ieng_Tam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03295 |
超圧力気球搭載画像望遠鏡(SuperBIT)は、成層圏の宇宙のような条件を利用するように設計された、回折限界、広視野、0.5m、近赤外線から近紫外までの天文台です。SuperBITの2023年の科学飛行では、重力レンズ分析のための銀河団の深く青色のイメージングが提供されます。準備として、PSF特性評価、形状測定、せん断キャリブレーションのための最新のアルゴリズムを備えた弱いレンズ測定パイプラインを開発しました。私たちはパイプラインを検証し、SuperBITの近紫外および青色バンドパスでの銀河団観測をシミュレートして、SuperBIT調査のプロパティを予測します。SuperBITの3つの最も青いフィルターでの観測の撮像深度、銀河数(ソース)密度、赤方偏移分布を予測します。レンズのサンプル選択の効果も考慮されます。3時間の上空積分で、SuperBITはb=26等の深さと、1平方分あたり40個の銀河を超える総光源密度を達成できることがわかりました。レンズ解析カタログ選択を適用しても、赤方偏移の中央値がz=1.1で、1平方分あたり25～30個の銀河のbバンド光源密度が見つかります。私たちの分析により、青色における弱い重力レンズ測定に対するSuperBITの能力が確認されました。
ディープラーニングベースの電波銀河分類のためのモデルローカル解釈ルーチン
| Title |
A_model_local_interpretation_routine_for_deep_learning_based_radio_galaxy_classification |
| Authors |
Hongming_Tang,_Shiyu_Yue,_Zijun_Wang,_Jizhe_Lai,_Leyao_Wei,_Yan_Luo,_Chuni_Liang,_Jiani_Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03453 |
電波銀河の形態分類は、大規模電波連続体調査のためのソースカタログを作成する際の重要なステップの1つです。最近の研究の多くは、深層学習アルゴリズム(つまり、畳み込みニューラルネットワーク)を使用して調査画像データから発信源の電波形態を分類しようとしましたが、ほとんどの場合、モデルの堅牢性に重点を置いていました。電波天文学者と同じようにモデルが予測を行うかどうかは不明です。この研究では、最先端の説明可能な人工知能(XAI)技術であるローカル解釈可能なモデルに依存しない説明(LIME)を使用して、モデルの予測動作を説明し、概念実証の方法で仮説を検証しました。以下では、\textbf{LIME}が一般的にどのように機能するか、またこの手法を使用した電波銀河分類モデルの予測の説明に\textbf{LIME}がどのように役立つかについての初期の結果について説明します。
1,153 個のケプラー赤色巨星の分星の星地震モデリング: 重力モードの周期間隔と光度制約による恒星のパラメーターの改善
| Title |
Asteroseismic_Modeling_of_1,153_Kepler_Red_Giant_Branch_Stars:_Improved_Stellar_Parameters_with_Gravity-Mode_Period_Spacings_and_Luminosity_Constraints |
| Authors |
Yingxiang_Wang,_Tanda_Li,_Shaolan_Bi,_Timothy_R._Bedding,_Yaguang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03397 |
この論文は、星地震モデリングを用いて決定された1,153個のケプラー赤色巨星分枝星の推定恒星パラメーターを報告します。私たちは、動径モードの振動周波数、重力モードの周期間隔、ガイアの光度、分光データを使用して、これらの星の特徴を明らかにします。以前の研究と比較して、我々は、観測された2つの追加の制約、すなわち重力モードの周期間隔と光度によって、基本的な恒星のパラメータの精度が大幅に向上することを発見した。典型的な不確実性は、質量で2.9%、年齢で11%、半径で1.0%、表面重力で0.0039dex、ヘリウム核質量で0.5%であり、これは赤色の最もよく特徴付けられた大きなサンプルとなっています。現在までに入手可能な巨大な星。これらの赤色巨星の特徴付けが改善されたので、地震スケーリング関係を再調整し、赤色巨星ブランチの表面項を研究します。表面項は表面重力と実効温度に依存するが、金属性とは有意な相関がないことを確認した。
近連星系の修正された質量と視差: HD39438
| Title |
Modified_masses_and_parallaxes_of_close_binary_system:_HD39438 |
| Authors |
Suhail_Masda,_Z._T._Yousef,_Mashhoor_Al-Wardat,_and_Awni_Al-Khasawneh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03613 |
我々は、近接視覚連星系の詳細な基本的な恒星パラメータを提示します。HD39438初めて。私たちは、連星系および多重星系(BMSS)の解析にAl-Wardatの手法を使用しました。この方法では、Kuruczの平面平行モデル大気を実装して、システムの両方のコンポーネントの合成スペクトルエネルギー分布を構築します。次に、分光分析の結果と測光分析を組み合わせて、それらを観測結果と比較して、組み合わせたシステムに最適な合成スペクトルエネルギー分布を構築します。分析により、システムの個々のコンポーネントの正確な基本パラメータが得られます。H-Rダイアグラム上のHD39438の構成要素の位置、進化と等時線の軌跡に基づいて、このシステムは、構成要素AとBの質量がそれぞれ1.24太陽質量と0.98太陽質量の主系列星に属し、年齢が高いことがわかりました。両方のコンポーネントに対して1.995Gyr。HD39438の主な結果は、16.689+-0.03masと推定される新しい動的視差です。
食する南西六分儀星の18個の公転周期の変化に関する長期研究
SW性星は、食新星に似た大変動変星の非公式のサブクラスです。過去17年間にHS0728+6738(V482Cam)、SWSex、DWUMa、HS0129+2933(TTTri)、V1315Aql、PXAnd、HS0455+8315、HS0220について測定された934件の新しい日食時刻を報告します。+0603、BPLyn、BHLyn、LXSer、UUAqr、V1776Cyg、RWTri、1RXSJ064434.5+334451、ACCnc、V363Aur、およびBTMon。場合によっては何十年も遡って公表されている日食時刻と組み合わせると、これらの連星系が軌道周期の増加、減少、場合によっては振動などのさまざまな挙動を示すことがわかります。それにもかかわらず、これらの観察の期間はまだ十分長くなく、彼らの長期的な行動について信頼できる定量的な記述を行うことができません。これらの長期的な傾向に加えて、2017年と2018年にそれぞれSWSexとRWTriの公転周期の急速かつ異常な減少も観察されました。
TESSによる高振幅$\delta$たて星の脈動解析
この研究では、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)によって観測された83個の高振幅たて座$\delta$星について脈動解析が行われた。結果は、これらのHADSのうち49個がシングルモード脈動を示し、そのうち27個が放射状ダブルモード脈動を示していることを示しています(そのうち22個は基本波と第1倍音モードで脈動し、そのうち5個は第1倍音モードと第2倍音モードで脈動します)。、そのうち7つは放射状トリプルモード脈動を示します(そのうち3つは新たに確認されたトリプルモードHADS)。基本周期のヒストグラムと、基本周期と第1倍音周期の比率は二峰性構造を示しており、これはこの特定の位相における星の進化によって引き起こされた可能性があります。放射状トリプルモードHADSのほとんどは、基本振幅が41～54mmagiであり、そのうちの50%は、基本振幅と第1倍音脈動モードの振幅が同様です。これらすべてのヒントは、より多くのHADSサンプルを用いた観測だけでなく、星の進化と脈動を適切に処理した理論モデルでもさらに確認する必要があります。
夜空の明るい青い面: 明るく熱い (プレ) 白色矮星の分光調査
| Title |
The_bright_blue_side_of_the_night_sky:_Spectroscopic_survey_of_bright_and_hot_(pre-)_white_dwarfs |
| Authors |
Nicole_Reindl,_Ramazan_Islami,_Klaus_Werner,_S._O._Kepler,_Max_Pritzkuleit,_Harry_Dawson,_Matti_Dorsch,_Alina_Istrate,_Ingrid_Pelisoli,_Stephan_Geier,_Murat_Uzundag,_Judith_Provencal_and_Stephen_Justham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03721 |
我々は、68個の新しい明るい($G=13.5-17.2$等)および青色(前)白色矮星(WD)の分光分析による確認について報告します。この発見により、$G=16$magよりも明るい既知の最も熱い($T_{\mathrm{eff}}\geq60$kK)WDの数をほぼ2倍にすることができました。既知の超高励起(UHE)WDの数を20%増加させ、照射された低質量コンパニオンを持つ1つのDAWD、1つのDAO、およびそれらの変換中の可能性が高い1つのDOAWDから構成される1つの明確な近接連星系を発見しました。純粋なDAWDになる段階、希少な裸のO(H)スター1つ、$T_{\mathrm{eff}}$がおそらく100kKを超える2つのDAと2つのDAOWD、3つの新しいDOZWD、およびターゲットの3つ(おそらく)惑星状星雲の中心星です。非局所熱力学的平衡モデルを使用して、これらの星の大気パラメータを導き出し、スペクトルエネルギー分布を当てはめることによって、それらの半径、光度、および重力質量を導き出しました。さらに、キールおよびヘルツシュプルング-ラッセル図(HRD)でそれらの質量を導き出しました。キール、HRD、重力質量が一致するのは半分の場合のみであることがわかります。これは予期せぬことではなく、これは金属の不透明性、おそらくは成層大気、および視差ゼロ点決定の起こり得る不確実性が無視されたためであると考えられます。さらに、アーカイブデータを使用してターゲットの測光変動の検索を実行したところ、ターゲットの26%が変動していることがわかりました。これには15個の新しい変光星が含まれていますが、そのうちの1つだけが明らかに照射効果系です。驚くべきことに、変光星の大部分は非正弦波の光曲線形状を示しており、これは近接連星系の観点から説明される可能性は低い。私たちは、(UHEだけでなく)すべてのWDのかなりの部分が、WDの冷却段階に入るときにスポットを発生すると提案します。私たちは、これが弱い磁場の発生とおそらく拡散に関連している可能性があることを示唆しています。
一般的な状態方程式による回転中性子星の最大質量と扁平率について
| Title |
On_the_maximum_mass_and_oblateness_of_rotating_neutron_stars_with_generic_equations_of_state |
| Authors |
Carlo_Musolino,_Christian_Ecker,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03225 |
最近、中性子星の物質の一般状態方程式(EOS)の構築に多大な努力が注がれています。これらのアプローチの利点は、中性子星の内部構造と全体的な特性に関するモデルに依存しない情報を提供できることです。$10^6$を超える汎用EOSを利用して、低速回転から質量放出限界までの幅広い回転速度における中性子星の性質の準普遍的な関係の妥当性を評価します。このようにして、回転する星と回転しない星の間の準普遍的な最大質量比を前例のない精度で決定することができ、表面の偏平率、つまり極半径と赤道の固有半径の間の比に関する新しい関係の存在を明らかにすることができます。私たちの発見が新しい連星中性子星合体の差し迫った検出に及ぼす影響と、その結果を非回転中性子星の最大質量に新しくより厳しい制限を設定するためにどのように使用できるか、またモデル化を改善するためにどのように使用できるかについて議論します。回転する星の表面から放出されるX線。
ブラックホール残骸の代替モデルを極端な質量比まで拡張する
| Title |
Extending_black-hole_remnant_surrogate_models_to_extreme_mass_ratios |
| Authors |
Matteo_Boschini,_Davide_Gerosa,_Vijay_Varma,_Cristobal_Armaza,_Michael_Boyle,_Marceline_S._Bonilla,_Andrea_Ceja,_Yitian_Chen,_Nils_Deppe,_Matthew_Giesler,_Lawrence_E._Kidder,_Guillermo_Lara,_Oliver_Long,_Sizheng_Ma,_Keefe_Mitman,_Peter_James_Nee,_Harald_P._Pfeiffer,_Antoni_Ramos-Buades,_Mark_A._Scheel,_Nils_L._Vu,_and_Jooheon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03435 |
ブラックホール合体波形と残骸の両方に対する数値相対性代理モデルが、重力波天文学における重要なツールとして浮上しました。非常に正確な予測を生成しますが、その適用可能性は、数値相対性シミュレーションが利用可能で計算的に実行可能なパラメーター空間の領域に限定されます。特に、これは極端な質量比を除外します。我々は、特に合体後のブラックホール残骸の質量とスピンを対象として、既存および将来の数値相対性代理モデルの有効性をテスト粒子の限界に向けて拡張するための機械学習アプローチを提案します。私たちのモデルは、同等の質量での数値相対性シミュレーションと極端な質量比での分析予測の両方でトレーニングされています。ガウス過程回帰モデルNRSur7dq4Remnantを拡張し、相互検証によってそのパフォーマンスを検証し、追加の数値相対性理論の実行に対してその精度をテストします。NRSur7dq4EmriRemnantと呼ばれる私たちのフィットは、既存のレムナントモデルと同等以上の精度に達し、任意の質量比に対する堅牢な予測を提供します。
高エネルギー天体粒子物理学を使用した、特殊相対性理論を超えた可能性のある信号の探査
| Title |
Exploration_of_possible_signals_beyond_special_relativity_using_high-energy_astroparticle_physics |
| Authors |
Maykoll_A._Reyes_Hung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03462 |
素粒子物理学の標準モデルと一般相対性理論を統合するには、重力の量子記述が必要になる可能性があり、これは非常に高いエネルギーでの時空の概念を変えることになります。この論文では、高エネルギー天体粒子の伝播を利用して、特殊相対性理論を超えた新しい物理学の痕跡の可能性を探ります。この目的のために、ローレンツ不変性を超える2つの方法、ローレンツ不変性の破れ(ローレンツ不変性の破れまたはLIV、またはその変形(二重特殊相対性理論またはDSR))が提示され、それらの概念的および現象学的違いが強調されます。LIVの研究については、,この研究は、天体物理学的起源と宇宙線起源(伝播中の宇宙線と背景放射線との相互作用から)の両方から、地球上で予想されるニュートリノ束の変化の予測に焦点を当てています。DSRの研究では、代わりに検索に焦点を当てます。無質量粒子の飛行時間の異常(時間遅れ)と、地球上で予想されるガンマ線束の研究について得られた結果は、達成可能なエネルギーにおいて、量子重力現象論への窓として天体粒子観測を使用できる可能性を示しています。現在および/または非常に近い将来。
$H_0$ と $S_8$ の緊張に対する解決策としての新しい初期ダーク エネルギー
新しい初期ダークエネルギーは、物質と放射の等価性を中心とした高速トリガーの相転移で減衰する新しい段階のダークエネルギーを導入します。トリガーメカニズムの存在により、他の初期のダークエネルギーモデルとは区別されます。ここでは、NewEarlyDarkEnergyが$\Lambda$CDMを拡張するためのシンプルで自然なフレームワークを提供すると同時に、その小さな親戚である$S_8$緊張と並んで$H_0$緊張を解決する道筋も提供すると主張します。顕微鏡レベルでは、トリガーが超光スカラー場またはダークセクター温度のいずれかによって与えられる可能性について議論します。どちらの場合も、$\mathrm{eV}$-massスカラー場の偽から真の最小値への遷移を促します。さらに、同じ相転移がニュートリノ質量を生成する動的なプロセスを引き起こす可能性があると主張します。
現在および将来の大型地下検出器で超新星ニュートリノによって増強された明るい暗黒物質からの残光の特徴
| Title |
Signatures_of_afterglows_from_light_dark_matter_boosted_by_supernova_neutrinos_in_current_and_future_large_underground_detectors |
| Authors |
Yen-Hsun_Lin,_Tsung-Han_Tsai,_Guey-Lin_Lin,_Henry_Tsz-King_Wong,_Meng-Ru_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03522 |
超新星ニュートリノブースト暗黒物質(SN$\nu$BDM)とその残光効果は、標準モデル(bSM)を超えた物理学の有望な兆候であることが示されています。SN$\nu$BDMの時間発展機能により、おそらくDM質量$m_\chi$の直接推論が可能になり、感度が向上して大幅なバックグラウンド抑制がもたらされます。この論文は以前の研究を拡張し、銀河内の任意の場所で発生する超新星に対するSN$\nu$BDMフラックスを計算するための一般的な枠組みを提供します。ゲージボソンがDMと第2世代および第3世代のレプトンの両方に結合するbSM$U(1)_{L_\mu-L_\tau}$モデルを考慮します。これにより、DM-$\nu$とDMの両方が可能になります。-$e$の相互作用。SN$\nu$BDMの時間的プロファイル、角度分布、エネルギースペクトルの詳細な分析が実行されます。$m_\chi$の抽出を可能にするSN$\nu$BDMの固有の署名と、基礎となるインタラクションタイプの情報を含む詳細な特徴について説明します。スーパーカミオカンデ、ハイパーカミオカンデ、および次の銀河SNによって引き起こされるBDMイベントのDUNE検出からの上記の新しい物理モデルの予想感度が導出され、既存の限界と比較されます。
SN1987Aとニュートリノの非放射崩壊
SN1987Aに関連して、真空中でのニュートリノの非放射二体崩壊を調査します。完全な$3\nu$崩壊フレームワークで、カミオカンデII、IMB、バクサンによって観測されたSN1987Aの24個のニュートリノイベントの詳細な尤度分析を実行します。我々は、正常ニュートリノ質量秩序と反転ニュートリノ質量秩序の両方、および強く階層的で準縮退したニュートリノ質量パターンの可能性を考慮します。尤度分析の結果は、感度が低すぎるため、通常の質量順序付けの場合には限界を導出できないことを示しています。逆に、逆質量順序の場合、68で限界$\tau/m\ge2.4\times10^{5}$s/eV($1.2\times10^{5}$)s/eVが得られます。$\%$(90$\%$)質量固有状態$\nu_2$および$\nu_1$の寿命対質量比のCL。
NANOGrav 15 年データセットを ALP 誘発不安定性によって生成された初期宇宙重力波として解釈する際の課題
| Title |
Challenges_in_Interpreting_the_NANOGrav_15-Year_Data_Set_as_Early_Universe_Gravitational_Waves_Produced_by_ALP_Induced_Instability |
| Authors |
Michael_Geller,_Subhajit_Ghosh,_Sida_Lu_and_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03724 |
この論文では、NANOGravパルサータイミングアレイで最近観測された確率的重力波背景の可能性のある初期宇宙源について研究します。その原因は、重力波の既知の発生源であるアクシオン様粒子(ALP)によって引き起こされるダークゲージ場内のタキオン不安定性です。NANOGrav12.5年データセットを使用した以前の解析と比較して、現在の15年データセットは比較的大きなアクシオン質量と減衰定数を持つパラメーター空間を優先していることがわかりました。この有利なパラメータ空間は、$\DeltaN_{\rmeff}$とALP暗黒物質の過剰生成によって大きく制約されます。2番目の問題を回避する潜在的なメカニズムはありますが、$\DeltaN_{\rmeff}$制約を回避することは依然として非常に困難です。特に、重力波の大きさがゲージボソンの暗黒放射に対して大幅に抑制されていることを発見しました。これは、NANOGrav観測をうまく説明するには、宇宙論的制約に違反する大量の追加の暗黒放射が必要であることを意味します。
離心二星合体からの重力波のスウォームインテリジェント探索
粒子群の最適化に基づいて、コンパクトなバイナリ合併のための偏心探索を実装します。軌道離心率は、連星合体の形成シナリオを理解するための貴重な情報であり、電磁的な対応物を見つける上で極めて重要な役割を果たす可能性があります。現在のモデル化された検索は、事前に計算されたテンプレートバンクに依存していますが、これは計算コストが高く、検索パラメーター空間の次元を拡張するのに抵抗があります。一方、粒子群最適化は、任意次元のパラメーター空間を探索しながらテンプレートポイントを動的に選択する単純なアルゴリズムを提供します。スピン整列した偏心二星合体からのシミュレーション信号を使用した広範な評価を通じて、探索が離心率とスピンの両方の影響を捉える際に顕著な自律性を示すことを発見しました。私たちの探索パイプラインについて説明し、重力波過渡現象カタログからのいくつかの合体候補を再検討します。
