リッチ・リヒーティング・リローデッド
ハッブル誘起相転移は、最小限に結合されていない観客場を含むインフレーションの非振動モデルにおいて爆発的な粒子の生成を可能にする、自然な自発的対称性破れメカニズムです。この研究では、タキオニックなリッチ加熱機構としてのこのタイプの遷移の包括的な特性評価を実行し、これまでの文献の結果を大幅に拡張します。$\mathcal{O}(100)$3+1次元古典格子シミュレーションを実行することで、2つの例示的なシナリオのパラメーター空間を調査し、プロセスの主なタイムスケールを数値的に決定します。これらの結果に基づいて、加熱プロセスの効率、放射線支配の開始時の温度、および平坦性を解決するために必要な膨張の最小e倍数を決定するための実用的なアプローチを提供する一連のパラメトリック方程式を定式化します。特定の典型的なインフレシナリオにおける地平線の問題。これらのパラメトリック方程式により、追加の格子シミュレーションの必要性がなくなり、これらの重要な量を評価するための便利で効率的な方法が提供されます。
超深層フロンティアフィールドとレガシー観測を超えて (バッファロー): Abell 370 の高解像度の強レンズと弱レンズのビュー
| Title |
Beyond_the_Ultra-deep_Frontier_Fields_And_Legacy_Observations_(BUFFALO):_a_high-resolution_strong_+_weak-lensing_view_of_Abell_370 |
| Authors |
Anna_Niemiec,_Mathilde_Jauzac,_Dominique_Eckert,_David_Lagattuta,_Keren_Sharon,_Anton_M._Koekemoer,_Keiichi_Umetsu,_Ana_Acebron,_Jose_M._Diego,_David_Harvey,_Eric_Jullo,_Vasily_Kokorev,_Marceau_Limousin,_Guillaume_Mahler,_Priyamvada_Natarajan,_Mario_Nonino,_Juan_D._Remolina,_Charles_Steinhardt,_Sut-Ieng_Tam_and_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03778 |
HSTの財務プログラムBUFFALOは、6つのハッブルフロンティアフィールド銀河団の拡張広視野イメージングを提供します。ここでは、z=0.375にある大規模なクラスターであるAbell370の強レンズと弱レンズを組み合わせた解析を紹介します。6arcminx6arcminBUFFALOの視野内で再構成された総投影質量分布から、クラスターコアの外側の大質量下部構造の分布を取得し、それぞれの質量$\sim5\timesを持つ合計7つの候補の存在を報告します。10^{13}M_{\odot}$。レンズ効果から得られた総質量分布と多波長データを組み合わせて、各下部構造候補の物理的重要性を評価し、7つの下部構造候補のうち5つは信頼できると思われ、Abell370の質量分布は北に沿って広がっていると結論付けました。-西と南東の方向。この発見は以前の研究とほぼ一致していますが、私たちの詳細な空間再構成は、クラスター中心の大きな半径での複雑な質量分布に対する新たな洞察を提供します。我々は、クラスターコアのモデルに対する拡張質量再構成の影響を調査し、特に、モデルで予測されたクラスターコア間の低い二乗平均平方根分離を得るために必要な重要な外部せん断成分の存在を物理的に説明しようと試みます。クラスターコア内の複数の画像の位置を観測しました。下部構造は外部せん断の振幅の半分までしか対応できず、より物理的に動機付けられた質量成分で完全に置き換えるにはさらなる努力が必要であることを示唆しています。使用されているすべてのレンズデータとさまざまなレンズモデルへのパブリックアクセスを提供します。
暗黒物質と宇宙加熱の歴史を同時に探る21cmの森
| Title |
The_21-cm_forest_as_a_simultaneous_probe_of_dark_matter_and_cosmic_heating_history |
| Authors |
Yue_Shao,_Yidong_Xu,_Yougang_Wang,_Wenxiu_Yang,_Ran_Li,_Xin_Zhang,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04130 |
介在構造内の水素原子の超微細構造線によって引き起こされる、高赤方偏移の背景放射線源のスペクトルにおける吸収特徴は、総称して21cmフォレストとして知られています。これらは、再電離の時代における小規模構造のユニークなプローブを提供し、小規模構造形成を支配すると考えられている暗黒物質(DM)の特性を制約するために使用できます。ただし、信号は、ウォームDMモデルで縮退する加熱プロセスによって簡単に抑制されます。ここでは、21cmの森の一次元パワースペクトルを使用して、DM粒子の質量と宇宙の加熱履歴の両方を調査する方法を提案します。1次元パワースペクトル測定はDMモデルの縮退を打ち破るだけでなく、感度も向上し、プローブを実際に実行可能にします。今後開発される平方キロメートルアレイで21cmの森林観測を行うことで、DM粒子の質量と初期宇宙の加熱レベルの両方を同時に決定できる可能性があり、DMと最初の銀河の性質に光が当てられます。
弱い重力レンズ調査の最近の観測は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の予測と比較して、宇宙がより滑らかであることを示しています。これは、$\sigma_8$張力または$S_8$張力として知られています。ここで、$\sigma_8$は、半径$8h^{-1}\mathrm{Mpc}$の球面上で平均化された現在の二乗平均平方根物質の変動を表します。$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}$。このレターでは、曲面型DBI(s-DBI)モデルと呼ばれる、一般的なディラック・ボーン・インフェルド(DBI)ラグランジアンの一種を調査します。線形次数までは、Planck2018のCMBと低赤方偏移プローブ(WLおよびGC)を使用したs-DBIモデルの制約により、$S_8=0.7685_{-0.0066}^{+0.0077}$が得られることがわかりました。それぞれ$S_8=0.766_{-0.0376}^{+0.0471}$であり、これらは自己矛盾がないだけでなく、ほとんどの低赤方偏移プローブから得られる値とも一致します。さらに、このモデルの非線形効果を探索するための見通しを提供します。これは、小規模なコールドダークマターによる他の問題を解決するのに役立つ可能性があります。
分数重力における暗黒物質 II: 銀河団におけるテスト
| Title |
Dark_Matter_in_Fractional_Gravity_II:_Tests_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Francesco_Benetti,_Andrea_Lapi,_Giovanni_Gandolfi,_Balakrishna_S._Haridasu,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04655 |
[要約]最近、Benettietal.(Astrophys.J.2023,949,65)、我々は、銀河内の暗黒物質(DM)成分が分数重力の原因となっている可能性があることを示唆しました。このような枠組みでは、DM成分が存在しますが、その密度分布に関連する重力ポテンシャルは、非局所効果を記述することを目的とした分数導関数を含む修正ポアソン方程式によって決定されます。Benettietal.では、分数重力が円盤支配銀河、特に矮星の運動学を再現するのに非常にうまく機能することを示しました。また、分数効果の強さは、より大規模なシステムに近づくにつれて弱まる傾向があるという予備的な証拠もあります。ここでは、銀河団の分数重力をテストすることを目的としています。その目的は2つあります。(i)独立した健全性チェックを実行して、そのような大きくて巨大な構造を正確に記述できるかどうか。(ii)異なるDM質量を持つシステムにおけるその強さの明確な傾向を導き出す。この目的のために、分数重力における静水圧平衡方程式を導き出し、クラスター内媒体(ICM)の密度と圧力の分布を順モデル化します。次に、X-COP銀河団サンプルのベイジアン解析を実行し、個々のクラスターと積層クラスターの分数重力パラメーターに対する制約を推測します。分数重力は、X-COPサンプルのICMプロファイルのモデル化において非常にうまく機能することがわかりました。また、より大規模な系に向かうにつれて分数重力の影響が弱くなることを確認し、矮小銀河から大質量星団まで、DM質量で6桁にわたる分数重力パラメータの全体的なスケーリングを導き出します。このような全体的な傾向は、分数重力が標準的なDMパラダイムの小規模な問題を大幅に軽減できる一方、大規模な宇宙規模では依然として成功を収めることができることを意味します。
私たちは、摂動的な順モデリングが従来の解析と比較して宇宙論的パラメーターをどの程度うまく制約できるかを研究します。摂動理論では、小さなノイズの限界内で場レベルの事後分布を解析的に計算できるという事実を利用します。非線形発展に関連する唯一のパラメータが非線形スケールである理想的なケースでは、この事後分布の情報内容は同じ摂動次数で計算された$n$点相関関数と同じであると主張します。現実の世界では他のパラメータが重要になる可能性があり、長波長と短波長の変動の非線形相互作用により影響が増大する可能性があり、信号が劣化したり共分散行列が増加したりする可能性があります。これらの強化を制御するいくつかの異なるパラメータを特定し、線形パワースペクトルの形状によってはパラメータが大きくなる可能性があることを示します。$\Lambda$CDMのような宇宙論ではその効果が劇的ではないとしても、これは標準的な解析における制約の劣化につながります。前述の長短結合はフィールドレベルの推論に影響を与えず、最適な状態を保ちます。最後に、これらの例で摂動事後計算が、完全な順モデリングよりも実際に実装するのが簡単でありながら、宇宙論的パラメータにほぼ最適な制約をもたらす新しい推定量をどのように動機づけるかを示します。
局在性の高い高速電波バーストからの宇宙像
| Title |
Cosmography_from_well-localized_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
J\'eferson_A._S._Fortunato,_Wiliam_S._Hip\'olito-Ricaldi,_Marcelo_V._dos_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04711 |
高速電波バースト(FRB)は、宇宙論的距離で発生するミリ秒持続パルスであり、赤方偏移による分散測度(DM)の進化により、著名な宇宙論的プローブとして浮上しました。この研究では、宇宙の進化を記述するモデルに依存しないアプローチであるコスモグラフィーを使用して、DM-z関係の宇宙図的拡張を導入します。銀河間媒体とホストの寄与に関する2つの異なるモデルを23のよく局在化したFRBのサンプルに当てはめることにより、運動学パラメータ$q_0=-0.59\substack{+0.20を推定します。
JWSTは、小石の漂流と一致して、コンパクトディスクの雪線近くに過剰な冷水を明らかにした
| Title |
JWST_reveals_excess_cool_water_near_the_snowline_in_compact_disks,_consistent_with_pebble_drift |
| Authors |
Andrea_Banzatti,_Klaus_M._Pontoppidan,_John_Carr,_Evan_Jellison,_Ilaria_Pascucci,_Joan_Najita,_Carlos_E._Munoz-Romero,_Karin_I._Oberg,_Anusha_Kalyaan,_Paola_Pinilla,_Sebastiaan_Krijt,_Feng_Long,_Michiel_Lambrechts,_Giovanni_Rosotti,_Gregory_J._Herczeg,_Colette_Salyk,_Ke_Zhang,_Nick_Ballering,_Michael_R._Meyer,_Simon_Bruderer,_and_the_JDISCS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03846 |
スピッツァーIRSで観測された若い原始惑星系円盤からの水の中赤外スペクトルのこれまでの解析では、水の光度とアルマ望遠鏡で観測されたミリメートル塵円盤の半径との間に逆相関があることが判明した。この傾向は、40年前の太陽系の性質を説明するために使用された、円盤内部の水分濃縮の基本的なプロセスの証拠であることが示唆され、氷の小石が外部円盤から内部に漂流し、雪線を越えた後に昇華するという。しかし、IRSの水スペクトルのこれまでの分析は、スペクトル分解能が低く、線が混ざり合っていたため、非常に不確実でした。我々は、雪線内部の水蒸気が小石の漂流によって制御されるというシナリオをテストするために選択された、複数の半径方向ギャップを持つ小型のディスクと大型のディスクの4つのディスクの新しいJWST-MIRIスペクトルを提示します。MIRI-MRSのより高いスペクトル分解能により、900Kから10,000Kまでの上準位エネルギーを追跡する、個々の線を分離する水のスペクトルが得られます。これらのスペクトルは、大型円盤と比較して、コンパクト円盤の低エネルギー線における過剰放射を明らかに示しています。、$T\約$170-400Kと同等の放出半径$R_{\rm{eq}}\約$1-10auのより低温の成分の存在が確立されています。我々は冷水の放出を雪線付近の氷の昇華と蒸気の拡散と解釈し、コンパクトディスク内に氷の小石のより高い内部への質量流束が実際に存在することを示唆している。このプロセスを観察することで、JWSTを使用して円盤内部の惑星形成化学を研究するための複数の刺激的な展望が開かれます。
MWC 758 の渦巻きアームを駆動する巨大原始惑星の直接画像と分光
| Title |
Direct_images_and_spectroscopy_of_a_giant_protoplanet_driving_spiral_arms_in_MWC_758 |
| Authors |
Kevin_Wagner,_Jordan_Stone,_Andrew_Skemer,_Steve_Ertel,_Ruobing_Dong,_D\'aniel_Apai,_Eckhart_Spalding,_Jarron_Leisenring,_Michael_Sitko,_Kaitlin_Kratter,_Travis_Barman,_Mark_Marley,_Brittany_Miles,_Anthony_Boccaletti,_Korash_Assani,_Ammar_Bayyari,_Taichi_Uyama,_Charles_E._Woodward,_Phil_Hinz,_Zackery_Briesemeister,_Kellen_Lawson,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Eric_Pantin,_Ray_W._Russell,_Michael_Skrutskie,_and_John_Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04021 |
若い巨大惑星は非常に暗いため、原始惑星系円盤の渦巻き腕の背後にある駆動力を理解することは依然として課題です。MWC758には、外部の巨大惑星によって駆動されることが示唆されている、二本の腕を持つ螺旋パターンを持つこのような原始惑星系円盤が存在します。我々は、より短い波長での過去の観測よりも赤い（つまり、より冷たい、またはより減衰した）惑星に対して独特の感度を持つ新しい熱赤外線観測を提示します。私たちは、星から推定約100天文単位の距離にある巨大な原始惑星MWC758cを検出しました。MWC758cのスペクトルは、円盤の残りの部分とは異なり、低レベルの消滅(AV<30)のTeff=500+/-100Kの惑星大気、またはより高いレベルの高温の天体からの放射と一致しています。絶滅の。どちらのシナリオも、螺旋アームの駆動を担う伴星の予測された特性と一致しています。MWC758cは、原始惑星系円盤の渦状腕が冷たい巨大惑星、または光の放出が大きく減衰した惑星によって引き起こされる可能性があるという証拠を提供します。MWC758cは、知られている中で最も若い巨大惑星の1つとして、また最も低温および/または最も減衰した惑星の1つとして際立っています。さらに、MWC758cは、原始惑星系円盤が存在する系内で最初に観測された惑星の1つです。
火星の周りの航空操縦に摂動積分を適用してコストを計算する
| Title |
Applying_the_perturbative_integral_in_aeromaneuvers_around_Mars_to_calculate_the_cost |
| Authors |
Jhonathan_O._Murcia_Pi\~neros,_Ant\^onio_F._Bertachini_de_Almeida_Prado,_Walter_Abrah\~ao_dos_Santos,_Rodolpho_Vilhena_de_Moraes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04275 |
摂動積分法は、小惑星の周囲および太太陽の影響下での宇宙船の軌道における特定の時間間隔中の外力の寄与を定量化するために適用されました。ただし、この方法は、エアロキャプチャーやエアロブレーキングにおける抗力の寄与を定量化するためには使用されていません。このため、空気重力を利用した操縦中にこの方法を適用するために火星が選択されました。ソーラーセイルまたは軌道離脱装置をシミュレートする、0.0～20.0m2/kgの範囲で変化する面積対質量比の抗力装置を利用して、いくつかの軌道が分析されます。数学モデルは、制限された三体問題に基づいています。この操縦を使用すると、燃料消費量に基づいた高価な操縦を置き換えて、軌道内のエネルギーの変化を取得することが可能になります。操縦の効果を観察するために、順行軌道と逆行軌道に対して異なる値の周心速度と高度が選択されました。この研究のイノベーションは、積分法を適用して航空重力操作のデルタVを定量化し、操作のコストを従来の宇宙推進方法と比較することです。結果により、捕捉する条件を備えた軌道を特定することができ、摂動マップは速度変動を示します。
実験室模擬流星を用いた流星体の有機化合物のマーカーとしてのCN放出の解析
| Title |
Analysis_of_CN_emission_as_a_marker_of_organic_compounds_in_meteoroids_using_laboratory_simulated_meteors |
| Authors |
Adriana_Pisar\v{c}\'ikov\'a,_Pavol_Matlovi\v{c},_Juraj_T\'oth,_Stefan_Loehle,_Ludovic_Ferri\`ere,_David_Leiser,_Felix_Grigat,_J\'er\'emie_Vaubaillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04428 |
地球の大気圏に侵入した小さな太陽系天体の破片は、おそらく初期地球への有機化合物の重要な貢献者であった可能性があります。流星からのシアノラジカル(CN)放出は、流星体の有機化合物の最も適切なマーカーの1つである可能性があると考えられていますが、流星のスペクトルでの検出はこれまでのところ成功していません。流星観測におけるCN放射を特定し、そのスペクトル特徴を使用して到来する小惑星流星の組成を特徴付ける能力を向上させることを目的として、我々は、通常の炭素質流星を含む22個の実験室で模擬された流星の高解像度スペクトルからのCN放射の詳細な分析を提示します。、エンスタタイトコンドライトのほか、多種多様なアコンドライト(つまり、ユレイライト、オーブライト、月、火星、ハワードダイト、ユークライト、ダイオジェナイト)、メソシデライト、鉄隕石などがあります。我々は、さまざまなクラスの小惑星流星類似体からのCN放出の変化、その相関関係、および他の主要な流星成分と比較した時間変化について説明します。我々は、ほとんどの普通のコンドライトがCNの兆候を示さない一方で、CNが炭素質および炭素豊富な隕石の診断スペクトル特徴として使用できることを実証します。私たちの結果は、CNとHの放出の間に強い相関があることを指摘し、両方の揮発性の特徴が流星体の中に存在する有機物と水分子の含有量を追跡するのに適していることを示唆しています。低解像度の流星観測への応用については、CNバンドピークと近くのFeI-4線の相対強度比を測定することにより、アブレーションの初期段階や炭素に富む材料の場合にCNを最もよく認識できることを実証しました。
多波長観測とシミュレーションによる発光AGNの影響の確立
| Title |
Establishing_the_impact_of_luminous_AGN_with_multi-wavelength_observations_and_simulations |
| Authors |
C.M._Harrison_(Newcastle_University),_A._Girdhar_and_S.R._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03770 |
宇宙論的シミュレーションでは、活動銀河核(AGN)から星間媒質(ISM)と銀河周縁媒質(CGM)へのエネルギー注入がなければ、現実的な銀河集団を再現できません。「AGNフィードバック」と呼ばれるプロセス。その結果、観測研究では、発光AGNがそのホスト銀河に影響を与えるという証拠を探している。ここで、この作品の一部をレビューします。多段階のAGN流出は一般的であり、重大な影響を与える可能性のあるものもあります。さらに、複数のフィードバックチャネルを同時に観察できます。たとえば、「電波が静かな」クエーサーからの電波ジェットは、ISMスケールで乱流を注入し、CGMスケールの分子ガスを置き換えることができます。ただし、比較可能な予測が存在しないため、フィードバックの可能性を推測するためにアウトフローをシミュレーション(例:運動結合効率)と比較する場合は注意が必要です。さらに、AGNはガスが豊富な星形成銀河に生息しているため、フィードバックの証拠が限られていると主張する研究もあります。ただし、シミュレーションでは、分子ガスや星の形成に対する瞬間的な地球規模の影響は予測できません。影響は複数のエピソードにわたって累積されることが予想されます。
極度に金属に乏しい DLA に向けて: 最も金属に乏しい DLA の化学を最初の星に結び付ける
現在知られている中で最もメタルプアな減衰ライマンアルファ(DLA)システムの新しいKeck/HIRESデータを紹介します。アクセス可能な最強のFeII特徴をターゲットにすることで、[Fe/H]存在量決定の上限を~1dex改善し、[Fe/H]<-3.66(2シグマ)が見つかりました。また、この系の奇数原子番号元素の相対存在量の最初の上限[Al/H]<-3.82(2シグマ)も提供します。したがって、我々の分析は、このz_abs=3.07DLAが最も金属が少ないDLAであるだけでなく、現在知られている最も鉄が少ないDLAであることを確認します。私たちは、このDLAの化学的性質を確率的化学濃縮モデルと組み合わせて使用し、その濃縮履歴を調査します。このDLAは、複数の集団III星ではなく、個々の集団III前駆体の収量によって最もよくモデル化されることがわかりました。次に、他の遺物環境、特に近くの超微光矮星内の星との比較を行います。私たちは、うしかい座I内に、ここで紹介したDLAと同様の化学的性質を持つ星を特定しました。これは、この星が同様の性質を持つガス雲の中で誕生した可能性があることを示唆しています。赤方偏移z_abs=3.07(つまり、ビッグバンから約2年後)にある極度に金属の少ないDLAは、宇宙初期で最も汚染の少ない環境の1つに存在している可能性があります。
逆行ディスクの偏心バイナリ
最近の数値流体力学ツールにより、順行周連星系円盤から降着する連星系の詳細な検査が可能になり、連星系円盤相互作用や円盤主導の軌道進化に関する現在の理解が再構築されました。我々は、逆行性周連星系円盤から降着する等質量偏心連星体の初の全領域グリッドベースの流体力学シミュレーションを発表する。私たちは、$e=0.0$から$e=0.8$にわたる連星の離心率を継続的に研究し、連星の軌道応答、円盤の形態、および観測特性に対する逆行性降着の影響を調査します。我々は、あらゆる離心率において、逆行性降着が連星の長半径を縮小させ、その離心率を増大させ、以前に同定された高度に離心した合体の可能性につながることを発見した。過去の研究やモデルとは対照的に、質量と運動量の物理的な付加とは対照的に、重力が連星の軌道進化を支配していることが観察されました。逆行性降着変動も順行解とは大きく異なります。顕著なことに、$e>0.55$の連星は、これまで同定されていなかった、ユニークな2周期の二重ピークの降着痕跡を明らかにします。さらに、線形理論の予測に従って、大きな離心率での逆行性リンドブラッド共鳴の出現の証拠も発見しました。私たちの結果は、逆行降着の可能性があるいくつかの天体物理連星では、順行円盤よりも数倍速い軌道減衰の要因が発生し、その離心率が順行解から見出される限界を超えて大きくなる可能性があることを示唆しています。このような影響は、いくつかの若い恒星の連星の急速な内向き移動、非常に離心率の高いLISA合体の検出、および重力波背景の低周波端での暫定的に観察されたターンオーバーにつながる可能性がある。
HSC-SSP 調査による測光銀河の銀河と暗黒物質の関係: 銀河間レンズ効果とハロー モデル
| Title |
Galaxy-dark_matter_connection_of_photometric_galaxies_from_the_HSC-SSP_Survey:_Galaxy-galaxy_lensing_and_the_halo_model |
| Authors |
Navin_Chaurasiya,_Surhud_More,_Shogo_Ishikawa,_Shogo_Masaki,_Daichi_Kashino,_Teppei_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03915 |
私たちは、すばるHyperSuprime-Cam(HSC)探査による銀河の恒星質量と、それらの暗黒物質ハロー質量および$[0.3,0.8]$間の赤方偏移の2つのビンにおけるその進化との間の関係を推測します。HSC調査による1年目の形状カタログからのバックグラウンドソースを使用した、銀河の弱いレンズ信号の測定値を使用します。$8.6\leq\log[M_*/(h^{-2}{M_\odot})]\leq11.2$の範囲のさまざまなしきい値で恒星質量の銀河をビン化し、測定するソース銀河の選択に厳格なカットを使用します。弱いレンズ信号。弱いレンズ信号のこれらの測定値を、ハロー占有分布フレームワーク内の銀河の豊富さとともにモデル化します。中心銀河$M_{\rmmin}$と$\sigma_{\logM}$のハロー占有パラメータに関する制約を取得します。これは、各しきい値サンプルの中心銀河が占有の半分に達するハロー質量に対応します。衛星銀河の占有を記述するパラメータとともに、それぞれの散乱を表します。存在量と弱いレンズ効果の測定は、$M_{\rmmin}$平面と$\sigma_{\logM}$平面で異なる縮退方向を個別に制約するため、これらのパラメーターの縮退が解消されます。我々は、弱いレンズ測定が平均中心ハロー質量$\langleM_{\rmcen}\rangle$を最もよく制限できることを示します。私たちの測定値を、これらの銀河の存在量とクラスタリング、およびサブハロー存在量の一致測定を使用して取得した測定値と比較し、定性的な一致を示します。銀河と暗黒物質の関係は、この研究で調査した赤方偏移ビン間で大きく変わらないことがわかりました。レンズ銀河の測光赤方偏移における不確実性は、銀河の真の根底にある恒星質量とハロー質量の関係と宇宙時代にわたるその進化を理解するには、さらなる努力が必要であることを意味しています。
銀河と星団の質量不一致問題の再構成: ビリアル平衡とその他のエネルギーの考慮事項の結果
| Title |
Reframing_the_Galaxy_and_Cluster_Mass_Discrepancy_Problem:_A_Consequence_of_Virial_Equilibrium_and_Other_Energy_Considerations |
| Authors |
Jeffrey_M._La_Fortune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03975 |
銀河と銀河団は、バリオンとシステムダイナミクスの間で厳密で堅牢な物理的スケーリング関係を示します。そのような現象の1つは、LCDMとMONDが占める2つの主要なソリューションスペースとの質量の不一致です。ここでは、スカラービリアル定理の適用のみに基づいて、この不可解な問題に対する別の解決策を提案します。これらの動的に平衡化された系について、明らかにニュートン法則に違反してバルク構造の動力学を変更するために利用できる十分なビビリ誘導運動エネルギーが存在することを我々は実証した。我々は、これらの熱力学的準平衡システムの長期生存性を最もよく保証する好ましい動的構成を表すユビキタスなバリオニック・タリー・フィッシャー関係を提案します。我々は、経験的証拠に基づいた総質量推定値を、小型の矮小銀河から巨大銀河団に至るまでのNFW暗黒物質ハローフィットから得られた推定値と比較する。
LSST AGN データチャレンジ: 選択方法
| Title |
The_LSST_AGN_Data_Challenge:_Selection_methods |
| Authors |
{\DJ}or{\dj}e_V._Savi\'c,_Isidora_Jankov,_Weixiang_Yu,_Vincenzo_Petrecca,_Matthew_J._Temple,_Qingling_Ni,_Raphael_Shirley,_Andjelka_B._Kovacevic,_Mladen_Nikolic,_Dragana_Ilic,_Luka_C._Popovic,_Maurizio_Paolillo,_Swayamtrupta_Panda,_Aleksandra_Ciprijanovic_and_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04072 |
ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)の開発には、プロジェクトの運用前段階で行われているさまざまなLSST科学協力(SC)によって調整された一連のデータチャレンジ(DC)が含まれています。AGNScienceCollaborationDataChallenge(AGNSCDC)は、予想されるLSSTAGNデータの部分的なプロトタイプであり、LSSTのような大規模調査におけるAGNの選択と特性評価のための機械学習アプローチを検証することを目的としています。AGNSC-DCは、精度、堅牢性、拡張性に重点を置いて2021年に参加しました。トレーニングとブラインドデータセットは、SloanDigitalSkySurveyStripe82領域とXMM-NewtonLargeScaleStructureSurvey領域のデータを使用して、将来のLSSTリリースカタログを模倣するように構築されました。データ特徴は、変動特徴と画像が追加され、天文計測、測光、色、形態、赤方偏移、およびクラスラベルに分割されました。従来の手法と機械学習手法の両方を使用して、DCに提出された4つのソリューションの結果を示します。私たちは、ソースを星、銀河、または星として分類/クラスタリングする問題に適用した場合の、教師あり(サポートベクターマシン、ランダムフォレスト、極度勾配ブースティング、人工ニューラルネットワーク、畳み込みニューラルネットワーク)モデルと教師なし(ディープエンベディングクラスタリング)モデルのパフォーマンスを体系的にテストします。AGN。教師ありモデルでは分類精度97.5%、教師なしモデルではクラスタリング精度96.0%、盲検データセットの従来のアプローチでは95.0%を取得しました。変動特徴により、トレーニングされたモデルの精度が大幅に向上し、異なるバンド間の相関分析により、クエーサー候補の高速かつ安価な一次選択が可能になることがわかりました。
星間氷上での CO2 生成のパズルを解く。 CO + OH -> CO2 + H 反応の量子化学的および速度論的研究
| Title |
Cracking_the_Puzzle_of_CO2_Formation_on_Interstellar_Ices._Quantum_Chemical_and_Kinetic_Study_of_the_CO_+_OH_->_CO2_+_H_Reaction |
| Authors |
Germ\'an_Molpeceres,_Joan_Enrique-Romero,_Yuri_Aikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04088 |
CO2は星間氷の主要成分の1つです。最近の観察では、CO2は無極（H2Oが少ない）氷よりも極（H2Oが多い）氷の方が豊富に存在することが示されています。CO2氷の形成は主に、障壁を持つCOとOHの間の反応に起因します。高精度の量子化学計算を用いて、H2OおよびCOクラスター上の気相における標記反応のポテンシャルエネルギー面の定常点を解析した。ミクロカノニカル遷移状態理論は、ISM条件下での反応効率の診断ツールとして使用されました。非熱プロセスとエネルギー散逸を含むさまざまなシナリオを考慮して、氷の化学反応速度論をシミュレーションします。CO+OH反応は、非常に安定した中間体HOCOラジカルを介して進行します。H2Oクラスターでは、この中間体の形成は効率的ですが、CO2形成につながるその後の反応は効率的ではありません。逆に、COクラスター上でのHOCOの形成は、外部からのエネルギー入力がなければ非効率的です。したがって、H2Oクラスター上でもCOクラスター上でも、表題の反応だけではCO2氷を形成することはできません。豊富な実験文献によって実証されているように、極地の氷では、CO+OH->HOCO、続いてHOCO+H->CO2+H2を介してCO2氷の形成が可能です。無極性の氷では、HOCOの生成には外部エネルギーが必要となるため、CO2生成の効率は低くなります。私たちの発見はJWSTの観察と一致しています。低温OHラジカルを使用したさらなる実験研究が奨励されています。
キロ度調査における恒星人口カタログに向けて: 恒星のレシピが星の質量と星形成率に及ぼす影響
| Title |
Toward_a_stellar_population_catalog_in_the_Kilo_Degree_Survey:_the_impact_of_stellar_recipes_on_stellar_masses_and_star_formation_rates |
| Authors |
Linghua_Xie,_Nicola_R._Napolitano,_Xiaotong_Guo,_Crescenzo_Tortora,_Haicheng_Feng,_Antonios_Katsianis,_Rui_Li,_Sirui_Wu,_Mario_Radovich,_Leslie_K._Hunt,_Yang_Wang,_Lin_Tang,_Baitian_Tang,_Zhiqi_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04120 |
キロ度測量(KiDS)は現在、光学($ugri$)と近赤外線(NIR、$ZYHJK_S$)を組み合わせて1000$\rmdeg^2$を超える領域にわたって測光が一致する唯一の天空測量です。これは、同じKiDSフットプリントをカバーするVISTAキロ度赤外線銀河(VIKING)調査のNIRデータを組み込むことによって得られます。したがって、KiDS多波長測光は、堅牢な測光恒星質量($M_*$)と星形成速度(SFR)推定値を返す恒星集団モデルの能力をテストするためのユニークなデータセットを表します。ここでは、KiDSデータリリース4から$ugriZYJHK_s$の「ガウス化」等級を所有する銀河の分光サンプルを使用します。以下を使用して、9バンド測光からのスペクトルエネルギー分布を当てはめます。1)3つの異なる一般的なライブラリ恒星{集団}テンプレート、2)シングルバースト、単純かつ遅延した指数関数的星形成履歴モデル、および3)年齢と金属量に関する広範囲の事前分布。テンプレートフィッティングコードとして、LePhareとCIGALEという2つの一般的なソフトウェアを使用します。私たちは、テンプレート、星形成レシピ、コードのさまざまな組み合わせから星の質量と星形成速度の分散を調査し、これらの推定値の安定性を評価し、次期KiDSに含まれる「堅牢な」中央量を定義します。データのリリース。科学的検証テストとして、低赤方偏移($z<0.5$)の銀河サンプルの質量関数、星形成速度関数、およびSFR-$M_*$関係を導出しました。その結果、以前の結果と優れた一致が得られました。文献データ。赤方偏移$0.01<z<0.9$の$\sim290\,000$銀河を含む最終カタログが公開されています。
ELAIS-N1 場で質量選択された $\rm{0.1\leq\,\textit{z}\,\leq\,1.5}$ 銀河の星形成履歴
| Title |
Star_formation_history_of_$\rm{0.1\leq\,\textit{z}\,\leq\,1.5}$_mass-selected_galaxies_in_the_ELAIS-N1_Field |
| Authors |
E.F._Ocran,_M._Vaccari,_J.M._Stil,_A.R._Taylor,_C.H._Ishwara-Chandra,_Jae-Woo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04152 |
ELAIS-N1から610MHzでGMRTデータを積み重ねることにより、\textit{K}バンドで選択された銀河の特定の星形成率を測定します。$\rm{0.1\leq\,\textit{z}\,\leq\,1.5}$と$\rm{10^{8.5}<\,{\textit{M}にわたるSFGのサンプルを特定します。_{\star}}/{\textit{M}_{\odot}}<10^{12.4}}$。詳細なLoTSS多波長カタログから取得した多波長診断の組み合わせを使用します。ノイズと混乱の限界を下回る銀河の性質を調査するために、電波マップ内の磁束密度を測定し、電波SFRを推定します。私たちのサンプルに含まれる巨大銀河のsSFRは最も低く、これは以前の研究と一致しています。さまざまな集団について、sSFRと質量の関係は赤方偏移とともに急勾配になり、平均傾きは$\rm{\langle\beta_{All}\rangle\,=\,-0.49\pm0.01}$であることがわかります。サンプル全体、およびSFGの$\rm{\langle\beta_{SFG}\rangle\,=\,-0.42\pm0.02}$。私たちの結果は、銀河集団が「ダウンサイジング」を起こし、それによって大質量銀河のほとんどが低質量銀河よりも早く、より早く星を形成することを示しています。どちらの集団も、現在の時代に向けてsSFRが大幅に減少しています。赤方偏移によるsSFRの進化は、べき乗則$\rm{(1\,+\,\textit{z})^\textit{n}}$によって最もよく説明されます。ここで、$\rm{\langle\textit{n}すべての銀河の場合は_{ALL}\rangle\sim4.94\pm0.53}$、SFGの場合は$\rm{\langle\textit{n}_{SFG}\rangle\sim3.51\pm0.52}$。測定したsSFRを文献の結果と比較すると、\textit{sSFR-M$_{\star}$}面で一般的な一致が見つかりました。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡時代の H$_2$ の衝撃励起
| Title |
Shock_excitation_of_H$_2$_in_the_James_Webb_Space_Telescope_era |
| Authors |
L.E._Kristensen,_B._Godard,_P._Guillard,_A._Gusdorf,_G._Pineau_des_Forets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04178 |
(要約)H2は宇宙で最も豊富な分子です。エネルギー準位の間隔が広いため、衝撃領域などのT>100Kの暖かいガス中で主に点灯し、JWST観測の重要なターゲットの1つです。これらには、原始星からの流出から、スターバースト銀河やAGNに至るまでの衝撃が含まれます。衝撃モデルはH2放出をシミュレートできます。我々は、このようなモデルを使用してH2励起を調査し、どのパラメータ空間にわたってH2放出で明確な特徴が生成されるかをテストすることを目的としています。我々は、パリ・ダーラム衝撃コードを使用して、14,000の面平行定常衝撃モデルの広範なグリッド上でシミュレーションされたH2放出を提示します。その大部分は外部のUV放射場にさらされています。グリッドは、衝撃前密度、衝撃速度、横磁場強度、紫外線放射磁場強度、宇宙線イオン化率、およびPAH存在量の6つの入力パラメータをサンプリングします。温度、密度、幅などの物理量が、H2積分線強度とともに抽出されています。スケーリング係数bによって設定される横磁場の強度は、H2の励起において重要な役割を果たします。bの値が低い場合(<~0.3、Jタイプの衝撃)、H2励起は振動励起線によって支配されます。より高い値(b>~1、Cタイプの衝撃)では、太陽近傍に匹敵する(またはそれよりも低い)外部放射場を持つ衝撃のスペクトルは回転線が支配的になります。b>=1の衝撃は、近くの物体に対してJWSTを使用して空間的に解決できます。入力運動エネルギー束が増加すると、H2の励起と積分強度も同様に増加します。外部UV場は主に、特に入力放射線エネルギーが入力運動エネルギー束に匹敵する衝撃の場合、励起を増加させる働きをします。これらの結果は、入力運動エネルギー束のエネルギー的再処理とその結果として生じるH2ライン放出の概要を提供します。
高赤方偏移の極端な N 放出体：超大質量星や球状星団、あるいは活動中のブラック ホールの形成の兆候?
| Title |
Extreme_N-emitters_at_high-redshift:_signatures_of_supermassive_stars_and_globular_cluster_or_black_hole_formation_in_action? |
| Authors |
R._Marques-Chaves,_D._Schaerer,_A._Kuruvanthodi,_D._Korber,_N._Prantzos,_C._Charbonnel,_A._Weibel,_Y._I._Izotov,_M._Messa,_G._Brammer,_M._Dessauges-Zavadsky,_P._Oesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04234 |
[要約]CEERSからのJWST/NIRSpec観測を使用して、z=8.6782にある極度のN放出体CEERS-1019が、強いNIVおよびNIII放出を示していることを発見しました。観察された残りのUV線と光線から、星からの光イオン化と互換性があると結論付け、Hに対するC、N、O、Neの正確な存在量を決定し、高い超太陽比log(N/O)=を見つけます。-0.18+/-0.11、通常のlog(C/O)=-0.75+/-0.11、log(Ne/O)=-0.63+/-0.07(金属度が低い場合、12+log(O/H))=7.70+/-0.18。文献から他のN-エミッターも分析します。すべてが大幅に向上したN/O比を示し、そのうち2つは正常なC/O比を示します。C/Oが強化された銀河(リンクスアークとMrk996)を説明するには、WR星からの大規模な星放出が必要です。一方、「コンベアベルトモデル」の超大質量星（>1000Msun、SMS）は、球状星団（GC）を説明するために提唱され、高いN/OとC/Oの小さな変化を予測しており、CEERS-1019、サンバーストクラスター、SMACS2031、およびGN-z11。化学物質の存在量、考えられる濃縮シナリオ、コンパクトさ、高いISM密度に基づいて、CEERS-1019、SMACS2031、およびサンバーストクラスターにはプロトGCが含まれている可能性があると考えられます。最後に、SMSによって濃縮された一部のN放出物質も中間質量ブラックホールを形成した可能性があることを提案し、これがGN-z11に当てはまる可能性があることを示唆します。私たちの観察と分析は、一部のN放出体とプロトGC形成との間に示唆された関連性を補強しており、これは経験的証拠と定量的モデルの両方によって裏付けられています。さらに、この観測は、初期宇宙(z>8)およびz~2-3に超大質量星が存在する可能性のある証拠を提供します。私たちの分析はまた、AGNをホストしている可能性のあるGN-z11のような天体も含め、N放出体の起源と性質が多様であることを示唆しています。
いて座A*とその近くの超大質量ブラックホールの降着率と放射効率を経験的関係を用いて推定：降着モデルへの示唆
| Title |
Accretion_rates_and_radiative_efficiencies_of_Sagittarius_A*_and_nearby_supermassive_black_holes_estimated_using_empirical_relations:_Implications_for_accretion_models |
| Authors |
Yash_Aggarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04294 |
私たちの銀河とその近くの銀河メシエ87、NGC3115、NGC1600、白鳥座Aのブラックホールのボンダイ降着率は、チャンドラまたはその他の観測を使用して決定または制約されています。しかし、ボンダイ半径からの質量がどのくらいの量が各ブラックホールに到達し、どのくらい降着するのかは不明のままです。私たちは、十分にテストされた2つの経験的関係を使用して、各ブラックホールの降着率と放射効率を決定します。1つはブラックホールの降着率をその質量と赤方偏移に関連付け、もう1つは放射効率をエディントン比と赤方偏移に関連付けます。射手座A*の降着率は年間~0.00002太陽質量、放射効率は~0.9、NGC1600の降着率は年間~0.09太陽質量、放射効率~0.68となります。残りの値はこれらの両極端の間の値になります。各ブラックホールへの導出された質量流入速度(降着速度ではない)は、報告されているボンダイ降着速度と基本的に一致します。したがって、結果はADIOSモデルとCDAFモデルを裏付けませんが、ブラックホールの観測された光度に反映されない散逸エネルギーがADAFモデルのように移流されるかどうかは不明のままです。さらに、現在のモデルの予想に反して、導出された放射効率は桁違いに高く、降着率が低下し、BHが老化するにつれて放射効率も増加します。降着率の経験的定式化をボンダイ降着に関連付ける物理的根拠が見つかりました。
分光学を超えて。 II. SAGES DR1 および Gaia DR3 からの北の空の 2,000 万を超える星の恒星パラメータ
| Title |
Beyond_spectroscopy._II._Stellar_parameters_for_over_twenty_million_stars_in_the_northern_sky_from_SAGES_DR1_and_Gaia_DR3 |
| Authors |
Yang_Huang,_Timothy_C._Beers,_Hai-Bo_Yuan,_Ke-Feng_Tan,_Wei_Wang,_Jie_Zheng,_Chun_Li,_Young_Sun_Lee,_Hai-Ning_Li,_Jing-Kun_Zhao,_Xiang-Xiang_Xue,_Yu-Juan_Liu,_Hua-Wei_Zhang,_Xue-Ang_Sun,_Ji_Li,_Hong-Rui_Gu,_Christian_Wolf,_Christopher_A._Onken,_Ji-Feng_Liu,_Zhou_Fan,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04469 |
私たちは、このシリーズの最初の論文で開発された方法論を使用して、StellarAbundancesからの星の色に基づいて、約2,600万個の恒星について、実効温度、金属性、光度分類、距離、恒星年齢を含む恒星のパラメータの正確な測光推定値を提示します。銀河進化調査(SAGES)DR1とGaiaEDR3。SAGESによる恒星のパラメータに敏感な$uv$フィルターの最適設計により、SkyMapperSouthernSurvey(SMSS)での以前の結果と同様に、$-3.5$までの測光金属量推定値を決定することができ、500万個のメタルプア(MP;[Fe/H]$\le-1.0$)星と100万個近くの非常にメタルプア(VMP;[Fe/H]$\le-2.0$)星。一般的な精度は、[Fe/H]$>-1.0$の矮星と巨星では約$0.1$dex、[Fe/H]$<-1.0の矮星/巨星では0.15～0.25/0.3～0.4dexです。$。Gaiaからの正確な視差測定と恒星の色を使用して、実効温度、光度分類、距離、恒星の年齢がサンプル恒星についてさらに導き出されます。SAGESからの北の空に設定されたこの巨大なデータは、SMSSからの南の空の同様のデータと合わせて、天の川、特にその形成と進化についての理解を大きく前進させるでしょう。
星間雲における分子陰イオンの豊富さと励起
| Title |
The_abundance_and_excitation_of_molecular_anions_in_interstellar_clouds |
| Authors |
M._Agundez,_N._Marcelino,_B._Tercero,_I._Jimenez-Serra,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04487 |
私たちは、イエベス40m望遠鏡とIRAM30m望遠鏡を使用して、冷たい密雲TMC-1CP、Lupus-1A、L1527、L483、L1495B、およびL1544に向かって分子アニオンを新たに観測したことを報告します。Lupus-1AではC3N-とC5N-、L483ではC4H-とC6H-を初めて検出しました。さらに、6つの標的ソースに対するC6H-、TMC-1CP、Lupus-1A、およびL1527に対するC4H-、TMC-1CPにおけるC8H-およびC3N-の新しい系統を報告します。励起計算によると、電波望遠鏡が利用できる陰イオンの線は、陰イオンのサイズが大きくなるにつれてサブサーマル励起から熱化まで進み、熱化からの逸脱の度合いはH2体積密度と線周波数に依存します。私たちは、ラジカルC6Hで利用可能な衝突率係数ではさまざまな観察事実を説明できないことに気づきました。これは、この種の衝突データを再検討することを推奨します。ここで紹介した観測結果は、文献からの観測データとともに、星間陰イオンの励起をモデル化し、その存在量を制限するために使用されます。一般に、ここで導出されたアニオン対中性比は、入手可能な場合は文献値と50%以内(最大2倍)で一致します。ただし、C4H-/C4H比は除きます。C4H-/C4H比は、規格の改訂により大きな差異が示されています。C4Hの双極子モーメント。一連の陰イオン対中性存在比から、2つの結論を導き出すことができます。第一に、理論的根拠から予想されるように、C6H-/C6H比は、H2密度の増加に伴って増加する暫定的な傾向を示します。そして第二に、分子サイズが大きくなるほど、陰イオン対中性の比率が高くなることに議論の余地はなく、これは放射電子付着に基づく形成メカニズムを裏付けています。それにもかかわらず、中型サイズの種C4HおよびC3Nへの電子結合の計算された速度係数は、おそらくそれぞれ1桁以上高すぎ、低すぎます。
核周囲電離クラスターの物理的性質。 I. NGC 7742
この研究は、IFS観測を使用して、フェースオンスパイラルNGC7742のリング内のCNSFRの物理的特性を導き出すことを目的としています。私たちは、小規模な合体イベントで発生した可能性のある銀河の環に存在するHII領域に電力を供給する88個の個別の電離クラスターを選択しました。HII領域の場合、ライマン連続体光子の放出率は0.025から1.510$^{51}$の間であり、これらの領域が星団によって電離されていることを示しています。それらの電子密度、イオン化パラメーター、充填率、およびイオン化水素質量は、同様の地域の他の研究で見つかった値と一致する値を示し、硫黄によって追跡される金属存在量は太陽の0.25～2.4倍であることが判明し、ほとんどの地域でその値が示されています。太陽の少し下。電離クラスターの等価温度は比較的低く、40000K未満であり、これは得られた高い元素存在量と一致します。この星団の若い恒星集団には、それぞれ年齢約5Maと300Maの電離集団と非電離集団が寄与しています。基礎となる非電離集団の寄与を補正した電離クラスターの質量は、平均値が3.5$\times$10$^4$M$_{\odot}$であることが判明し、これは電離ガスの質量に匹敵します。補正された測光質量の約20\%。
BUFFALO 調査フィールドの一貫した HST、K バンド、およびスピッツァー測光カタログを組み合わせた
| Title |
Self-consistent_Combined_HST,_K-band,_and_Spitzer_Photometric_Catalogs_of_the_BUFFALO_Survey_Fields |
| Authors |
Amanda_Pagul,_F._Javier_S\'anchez,_Iary_Davidzon,_Anton_M._Koekemoer,_Hakim_Atek,_Renyue_Cen,_Lukas_J._Furtak,_Mathilde_Jauzac,_Guillaume_Mahler,_Bahram_Mobasher,_Mireia_Montes,_Mario_Nonino,_Keren_Sharon,_Charles_L._Steinhardt_and_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04635 |
この原稿では、バッファロー調査のデータを使用した新しい天文情報源カタログを紹介します。これらのカタログには、合計240acmin^2にわたる6つのバッファロー星団(Abell370、Abell2744、AbellS1063、MACS0416、MACS0717、MACS1149)内の100,000を超える天文源に関する詳細情報が含まれています。カタログには、F275W、F336W、F435W、F606W、F814W、F105W、F125W、F140W、F160WHSTバンド、Keck-NIRC2/VLT-HAWKIKsバンド、IRACチャンネル1でのこれらの天体の位置と強制測光測定が含まれています。2バンド。さらに、Abell370のF475W、F625W、およびF110Wバンドでの測光測定も含まれています。このカタログには、LePhareを使用したテンプレートフィッティングによって計算された測光赤方偏移推定値も含まれています。分光基準と比較すると、異常値の割合は9.2%、散乱、正規化中央値絶対偏差(NMAD)は0.062となりました。カタログはコミュニティで使用できるように公開されています。
ガラの出生半径にわたる円盤星の個々の存在量分布
| Title |
The_individual_abundance_distributions_of_disc_stars_across_birth_radii_in_GALAH |
| Authors |
Kaile_Wang,_Andreia_Carrillo,_Melissa_K._Ness,_Tobias_Buck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04724 |
天の川銀河円盤内の個々の存在量は、星の誕生特性（例、年齢、誕生半径（$R_{\rmBirth}$））を記録し、時間の経過に伴う星形成環境の多様性を捉えています。([Fe/H],[$\alpha$/Fe])と$R_{\rmBirth}$の間に解析的な関係があると仮定して、元素C、O、Mgの個々の存在量[X/Fe]の分布を調べます。天の川銀河の星の場合、Si、Ca($\alpha$)、Al(奇数-z)、Mn(鉄のピーク)、Y、Ba(中性子捕獲)。私たちは、これらの要素がディスク全体の環境をどのように区別するかを理解したいと考えています。太陽近傍の$\sim59,000$GALAH星のシミュレーションからの予想に基づいて、[$\alpha$/Fe]平面と[Fe/H]平面の$R_{\rm誕生}$の軌跡を割り当てます($R\sim7-9$kpc)には推定年齢も含まれています。$R_{\rm誕生}$に対する私たちの形式主義は、年長の星($\sim$10年)は平均値が小さい$R_{\rm誕生}$分布を持っていることを示しています(つまり、$\bar{R}_{\mbox){birth}}$$\sim5\pm0.8$kpc）と若いスター（$\sim6$Gyrs;$\bar{R}_{\mbox{birth}}$$\sim10\pm1.5$kpc）との比較)、特定の[Fe/H]に対して、インサイドアウト成長と一致します。$\alpha$-、odd-z、および鉄ピーク元素の存在量は$R_{\rmBirth}$の関数として減少しますが、中性子捕獲量は増加します。私たちが測定した$R_{\rm誕生}$-[Fe/H]勾配は、現在の勾配(-0.067dex/kpc対-0.058dex/kpc)と比較して急勾配であり、これは$R_{にも当てはまることがわかります。\rm誕生}$-[X/Fe]勾配。これらの結果は、(i)星の誕生半径とその元素存在量を関連付ける実現可能性を示し、(ii)$R_{\rm誕生}$全体の存在量の勾配は現在の半径にわたる勾配よりも急であり、(iii)観測結果を提供します。流体力学シミュレーションからの元素存在量分布の予想との比較。
DESI から JWST CEERS への赤方偏移銀河: 形態の定量化におけるバイアスと不確実性の修正
| Title |
Redshifting_galaxies_from_DESI_to_JWST_CEERS:_Correction_of_biases_and_uncertainties_in_quantifying_morphology |
| Authors |
Si-Yue_Yu,_Cheng_Cheng,_Yue_Pan,_Fengwu_Sun,_and_Yang_A._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04753 |
JWSTを使用すると、これまでにない詳細な高赤方偏移銀河の観測が可能になりました。ただし、潜在的なバイアスと不確実性により、その形態を正確に定量化することは依然として不確実です。この問題に対処するために、$10^{9.75-11.25}M_{\odot}$の質量範囲を持つ1816個の近くのDESI銀河のサンプルを使用して、$0.75\leqzに位置する同じ質量の銀河の人工画像を計算しました。\leq3$であり、CEERSの静止フレーム光波長で観測されます。ペトロシアン半径($R_p$)、半光半径($R_{50}$)、非対称性($A$)、濃度($C$)、軸比($)の測定に対する宇宙論的赤方偏移の影響を分析しました。q$)、およびS\'ersicインデックス($n$)。結果は、ノンパラメトリック手法を使用して計算された$R_p$と$R_{50}$はPSF平滑化によりわずかに過大評価されているのに対し、$R_{50}$、$q$、$n$はモデルフィッティングを通じて取得されたことを示しています。重大な偏りは見られません。より正確なノイズ効果除去手順を組み込むことで、$A$の計算を改善します。PSFの非対称性により、本質的に対称な銀河の$A$は若干過大評価されています。しかし、本質的に非対称な銀河の場合、PSF平滑化が優勢で$A$が過小評価され、その影響は固有$A$が高くなるほど、または解像度が低いほど顕著になります。さらに、PSF平滑化は$C$の過小評価にもつながります。これは、固有の$C$が高い銀河や解像度が低い銀河で特に顕著です。これらのバイアスと関連する統計的不確実性を補正するために、$R_p/$FWHMとして定義される解像度レベルに基づいた関数を開発しました。これらの補正を適用して、シミュレートされたCEERS画像のバイアス補正された形態を測定したところ、導出された量が固有の値とよく一致していることがわかりました。ただし、$A$は例外であり、$R_pが大きい角度の銀河に対してのみロバストです。/{\rmFWHM}\geq5$。
高速電波バーストホスト銀河の X 線センサス: AGN と X 線対応銀河の制約
| Title |
An_X-ray_Census_of_Fast_Radio_Burst_Host_Galaxies:_Constraints_on_AGN_and_X-ray_Counterparts |
| Authors |
T._Eftekhari,_W._Fong,_A._C._Gordon,_N._Sridhar,_C._D._Kilpatrick,_S._Bhandari,_A._T._Deller,_Y._Dong,_A._Rouco_Escorial,_K._E._Heintz,_J._Leja,_B._Margalit,_B._D._Metzger,_A._B._Pearlman,_J._X._Prochaska,_S._D._Ryder,_P._Scholz,_R._M._Shannon,_N._Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03766 |
我々は、AGNとX線対応銀河のこれまでで最も詳細な探索を行うために、高速電波バースト(FRB)ホスト銀河の最初のX線センサスを発表します。私たちのサンプルには、明確なホスト関連と既存の深層チャンドラ観測を持つ7つのよく局在化されたFRBが含まれており、これには新しい観測結果を提示する2つのイベントが含まれます。我々は、2つのFRBホスト銀河において、その中心と一致するX線放射の存在に基づいて、発光体の検出を含むAGNの証拠を発見した($L_X\about5\times10^{42}\\rmerg\s^{-1}$)FRB20190608Bの母核にあるX線源。SMBH質量は$\rmM_{\rmBH}\sim10^{8}\M_{\odot}$と推定されます。エディントン比$L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}\約0.02$、セイファート銀河の幾何学的に薄い円盤の特徴。また、24の高度に安全なFRBホスト(初めての10ホストを含む)の星雲輝線フラックスを報告し、BPT図上での配置を評価し、FRBホストが基礎となる銀河集団を追跡していることを発見しました。さらに、これまでの発見とは異なり、FRBを繰り返す宿主は星形成遺伝子座に限定されていないことも判明した。最後に、超高輝度X線源(ULX)のコンテキストでFRBに対応するX線に関連する制約を設け、FRBの既存のX線制限により$L_X\gtrsim10^{40}より明るいULXが除外されることがわかりました。\\rmerg\s^{-1}$。CHIME/FRBカタログと既存のULXカタログを活用して、空間的に一致するULX-FRBペアを検索します。銀河NGC2633内に、反復するFRB20180908Bと空間的に一致し、$\rmDM_{host}$の寄与が$150\\rmであると仮定すると、DMから推定される赤方偏移が銀河の距離に匹敵する2つのULXを特定します。pc\cm^{-3}$。
中型望遠鏡による光学キロノバの観察を最適化する
| Title |
Optimising_the_observation_of_optical_kilonovae_with_medium_size_telescopes |
| Authors |
A._E._Camisasca,_I._A._Steele,_M._Bulla,_C._Guidorzi,_M._Shrestha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04031 |
さまざまなキロノバのモデルと観測を区別できるように、分角精度で位置特定されたキロノバの追跡において、中型（2mクラス）の光学望遠鏡を使用した観測戦略（リズム、露光時間、フィルターの選択）の最適化を検討します。角度。効率的な観測計画を作成するために、さまざまなキロノバモデルのモンテカルロ放射伝達コードPOSSISを使用して、さまざまな視野角と距離の関数として得られた合成光度曲線を利用しました。合成光度曲線に適切なフォトンカウンティングノイズを追加することにより、同じ総露光時間が8時間で、異なる時間窓(0.5、1、2、4時間)を持ち、それぞれ$i$、$を持つ4つの代替シーケンスを分析しました。r$フィルターと$u$フィルターを使用して、モデルパラメーターが正しく識別される可能性を最大化する観察シーケンスを決定します。$u$フィルターやカラーカーブの使用を避けることをお勧めします。また、距離の誤差が$\le$2%の場合、0.5、1、2時間の時間枠シーケンスは同等であることがわかりました。そのため、1日のリズムがあるため、2時間のものを使用することをお勧めします。簡単に実現できます。音源の距離が不明な場合は、0.5時間の時間ウィンドウシーケンスが推奨されます。
IceCube 拡散ニュートリノ束の AGN 源の検索
| Title |
A_Search_for_AGN_sources_of_the_IceCube_Diffuse_Neutrino_Flux |
| Authors |
K._McDonough,_K._Hughes,_D._Smith,_A._G._Vieregg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04194 |
IceCube天文台によって測定された拡散天体物理学ニュートリノ束の起源は、ほとんど不明のままです。NGC1068とTXS0506+056は潜在的なニュートリノ発生源として特定されていますが、ニュートリノの拡散束にはまだ特定されていない追加の発生源があるはずです。ここでは、一般に入手可能なIceCubeデータセットを使用して、IceCubeのニュートリノイベントとFermiおよびMOJAVEソースカタログの間の潜在的な相関関係を調査します。私たちは空間依存、エネルギー依存、時間依存の3つの別々の探索を実行しましたが、NGC1068以外には統計的に重要な発生源は見つかりませんでした。IceCubeのニュートリノ束の13%しか全天のブレーザーから発生していないことがわかりました。次に、エネルギー依存の尤度解析を使用すると、ブレーザーから発生するニュートリノの制限は北半球では9%に減少します。最後に、統計的に有意な時間フレアソースが見つからなかった後、MOJAVEラジオカタログの個々のソースに制限を設定しました。
GRS 1915+105の低光度の「隠された」相のマルチミッションビュー
GRS1915+105は、2019年5月以来「不明瞭な」相で観測されており、散発的な再増光によって介入されながら、安定した低いX線輝度を示しています。この研究では、AstroSat(SXT:$0.5-8$keV;LAXPC:$3-60$keV)、NICERを使用して、2019年から2021年$の期間におけるソースのスペクトルおよびタイミング特性の包括的かつ広帯域解析を実行します。($0.5-12$keV)、およびNuSTAR($3-60$keV)の観測。スペクトル分析により、観測期間を通じて非常に変動性の高い不明瞭物質(N$_{H_{1}}\sim~10^{22}-10^{24}$原子cm$^{-2}$)の存在が明らかになりました。ソースはほとんどの場合、Low/Hard状態で検出され、スペクトルはComptonized成分($\Gamma\sim1.16-1.79$、kT$_{e}\sim2-31$keV)によって記述されます。光源スペクトルの急峻化($\Gamma\sim2.5$)は、再増光の上昇中にスペクトルが軟化していることを示しています。中性のFe-K$\alpha$、Fe-XXVK$\alpha$、Fe-XXVIK$\alpha$、Ni-XXVIIIK$\alpha$に対応するさまざまな発光線と吸収線が同等の幅で検出されました。70eV$-$3.5keVの間で変化します。吸収プラズマの柱密度は、距離$\leq2\times$10$^{10}$cmで$10^{16}-10^{18}$原子cm$^{-2}$の間で変化しました。興味深いことに、この光源は再増光段階中に比較的低い光度($\sim$0.01L$_{Edd}$)でさまざまな変動クラス($\rho、\lambda、\delta、\chi$)を示すことも見られます。さまざまな変動クラスがQPOの特徴を示します($\nu_{QPO}$:20～180mHz、rms$_{QPO}$:7.5%～16%)。光源は、最大光度{(L$_{bol}$)}$\sim$0.01L$_{Edd}$(再増光段階)と最小L$_{bol}$0.004L$を示しました。期間中は_{Edd}$(沈黙フェーズ)。我々は、この低光度の「隠された」段階におけるブラックホールの周囲の考えられる円盤のダイナミクスについて議論します。
MGMR3Dによるエアシャワーパラメータの再構築
| Title |
Reconstructing_Air_Shower_Parameters_with_MGMR3D |
| Authors |
P._Mitra,_O._Scholten,_T._N._G._Trinh,_S._Buitink,_J._Bhavani,_A._Corstanje,_M._Desmet,_H._Falcke,_B._M._Hare,_J._R._H\"orandel,_T._Huege,_N._Karastathis,_G._K._Krampah,_K._Mulrey,_A._Nelles,_H._Pandya,_S._Thoudam,_K._D._de_Vries,_S._ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04242 |
宇宙線粒子カスケードからの電波放射の測定は、質量組成などの粒子カスケードの特性を決定するための非常に効率的な方法であることが証明されています。測定された電波放射から宇宙線物理パラメータを抽出するには、空気シャワーからの電波放射を効率的にモデリングすることが重要です。MGMR3Dは、パラメータ化されたシャワー電流密度の完全な無線フットプリント、つまり強度、偏波、パルス形状を計算する高速半解析コードであり、特定の無線データに適合するカイ二乗最適化に使用できます。モンテカルロ法に比べて何桁も高速です。MGMR3Dとモンテカルロシミュレーションの詳細な比較研究を提供します。パラメータ化を改善すると、シャワーの最大値$\Xmax$は、シャワーの入射天頂角への依存性が小さく、非常に強い一致を示すことがわかりました。MGMR3Dで観察されるもう1つの興味深い特徴は、$\Xmax$に加えて縦方向のプロファイルの形状に対する感度です。これは、通常とは異なる長手方向プロファイルを有するシャワーによって生成される識別可能な電波フットプリントを調査することによって達成されます。さらに、MGMR3Dを用いてLOFARデータのシャワーパラメータを再構成し、$\Xmax$分解能22g/cm$^2$とエネルギー分解能19\%を得た結果を初めて示した。
AT 2023clx: 近くの星形成銀河 NGC 3799 で発見された、最も暗く最も近い光潮汐擾乱イベント
| Title |
AT_2023clx:_the_Faintest_and_Closest_Optical_Tidal_Disruption_Event_Discovered_in_Nearby_Star-forming_Galaxy_NGC_3799 |
| Authors |
Jiazheng_Zhu,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Shifeng_Huang,_Zheyu_Lin,_Yibo_Wang_and_Jian-Guo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04297 |
私たちは、近くの星形成銀河NGC3799で微弱な光潮汐破壊現象(TDE)を発見したことを報告します。TDEの同定は、銀河核での位置、つまりt^-5/3で減少する光度曲線に基づいています。約12,000Kのほぼ一定の黒体温度と幅広い(約15,000kms^-1)バルマー線と特徴的なHe~II4686A放射を伴う青色の連続体。AT2023clxの光度曲線は、gバンドの絶対等級-17.16等でピークに達し、黒体ボロメータ光度の最大値は4.56*10^42ergs^-1で、これまでに発見された中で最も暗いTDEとなっています。赤方偏移が0.01107で、対応する光度距離が47.8Mpcであり、これまでに発見された光学TDEの中で最も近いものでもあります。さらに、AT2023clxのSwift/XRT観測の解析により、0.3～10keVの範囲で9.53*10^39ergs^-1という非常に厳しい3シグマ上限が得られました。AT2023clxは、AT2020weyなどの他のごく少数の微光TDEと合わせて、より高い赤方偏移でまだ発見されていない微光TDEがおそらく多数存在することを証明しており、これは視感度関数(LF)の予測と一致しています。レガシー時空間探査(LSST)や広視野探査望遠鏡(WFST)など、今後のより深い光学時間領域探査では、さらに低い光度でより多くのTDEが発見され、低光度のより正確な制約が可能になります。LFの終わり。
銀河面からの高エネルギーニュートリノの観測
| Title |
Observation_of_high-energy_neutrinos_from_the_Galactic_plane |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_S._W._Barwick,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_et_al._(325_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04427 |
地球の大気に継続的に影響を与える高エネルギーの宇宙線、つまり原子核の起源は、1世紀以上謎のままでした。星間磁場の偏向により、天の川からの宇宙線はランダムな方向から地球に到達します。しかし、宇宙線は線源近くや伝播中に物質と相互作用し、高エネルギーのニュートリノを生成します。IceCubeニュートリノ観測所からの10年間のデータに適用された機械学習技術を使用して、ニュートリノ放出を探索します。拡散放出モデルを背景のみの仮説と比較することにより、銀河面からのニュートリノ放出を有意水準4.5$\sigma$で特定しました。この信号は銀河面からのモデル化された拡散放射と一致していますが、未解決の点光源の集団から発生している可能性もあります。
EXO 1846-031 の長い静止後の複数ピーク爆発中の降着流特性
| Title |
Accretion_Flow_Properties_of_EXO_1846-031_During_its_Multi-Peaked_Outburst_After_Long_Quiescence |
| Authors |
Sujoy_Kumar_Nath,_Dipak_Debnath,_Kaushik_Chatterjee,_Riya_Bhowmick,_Hsiang-Kuang_Chang_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04522 |
私たちは、約34年間の静止状態を経て、2019年に爆発を起こしたブラックホール候補EXO1846-031の最近の爆発を研究します。私たちは、Swift/XRT、MAXI/GSC、NICER/XTI、NuSTAR/FPMの衛星/機器からのアーカイブデータを使用して、バースト中の発生源のスペクトル特性と時間特性の進化を研究します。アウトバーストの低エネルギーX線束には複数のピークが見られ、マルチピークアウトバーストとなります。進化するタイプC準周期振動(QPO)は、ハード、ハード中間、およびソフト中間状態のNICERデータで観察されます。物理的な2成分移流(TCAF)モデルを使用して、複数の衛星計器の結合スペクトルを分析します。TCAFモデルによれば、降着物質はケプラー部分とサブケプラー部分に分けられ、異なるスペクトル状態で観測されるスペクトルの変動は、総降着速度におけるこれら2種類の降着物質のさまざまな寄与から生じます。スペクトル解析から得られた降着速度と降着流のその他の特性の変化を研究し、爆発流束の複数のピークが堆積物からの2種類の降着物質の不連続な供給と異なる半径方向速度からどのように生じるかを示します。半径。NICERスペクトルのハード状態と中間状態で$\sim6.6$keVのFe輝線を検出しました。TCAFモデルによるスペクトル解析から、ブラックホールの推定質量は$12.43^{+0.14}_{-0.03}~M_\odot$であると決定されました。また、ケプラー質量降着率とサブケプラー質量降着率のピークの差から、このバーストにおける発生源の粘性時間スケールを$\sim8$日と推定しました。
強力に磁化されたスーパーエディントン降着円盤を用いたブラックホールのジェットフィードバックとスピン進化のレシピ
| Title |
Recipes_for_Jet_Feedback_and_Spin_Evolution_of_Black_Holes_with_Strongly-Magnetized_Super-Eddington_Accretion_Disks |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Ramesh_Narayan,_and_Brandon_Curd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04621 |
磁気的に停止した円盤を介して、強力に磁化されたプラズマの円盤から降着する回転ブラックホールは、ブラックホールの回転エネルギーによって動力を与えられる効率的な電磁ジェットを生成することが知られています。我々は、サブエディントン降着率からスーパーエディントン降着率の範囲をカバーする、磁気的に停止した系の一般相対論的放射磁気流体力学シミュレーションを提示する。これらのシミュレーションの数値結果を使用して、降着ブラックホールの磁化、ジェット効率、スピンの進化をスピンと降着速度の関数として記述する式を開発します。エディントン付近に降着したブラックホールは、ジェットによる角運動量の損失により軽度のスピンダウンを経験し、エディントン限界での平衡スピンは1.0ではなく0.8になります。エディントン上空で降着率が増加するにつれて、スピンダウン効果は徐々に強くなり、最終的には非放射シミュレーションに基づく以前の予測に収束します。特に、スピンの進化は、非常にスーパーなエディントン系をブラックホールのスピンをゼロに近づけるように駆動します。この手紙で開発された公式は、ブラックホールを含む銀河および宇宙規模のシミュレーションに適用できる可能性があります。磁気的に停止した円盤降着が超大質量ブラックホールの間で一般的であるならば、今回の結果は、活動的な銀河核のフィードバックと宇宙論的なスピンの進化に広範な意味を持つことになる。
AstroSat観測を使用したGRS 1915+105のQPO周波数とスペクトルパラメータ間の相関
| Title |
Correlations_between_QPO_frequencies_and_spectral_parameters_of_GRS_1915+105_using_AstroSat_observations |
| Authors |
Ruchika_Dhaka,_Ranjeev_Misra,_JS_Yadav,_Pankaj_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04622 |
この研究では、準周期発振(QPO)周波数と、予測された相対論的動的周波数(つまり、音の交差時間）を切り捨てた半径で測定します。AstroSatに搭載されたLAXPCおよびSXT機器の広帯域データを使用しました。スペクトルフィッティングにより、降着速度は$\sim0.1$から$\sim5.0\times10^{18}$gm/sまで変化し、切断された半径はほぼ最大回転するブラックホールの最後の安定軌道$\から変化することがわかります。sim$1.2～$\sim$19重力半径。この広い範囲では、CタイプQPO(2～6Hz)の周波数は相対論的動的周波数モデルによって予測された傾向に従います。興味深いことに、$\sim$70Hzの高周波QPOも同じ傾向に従います。これは、より一般的に観察されるCタイプQPOと同じメカニズムで、最も内側の安定した円軌道から発生していることを示唆しています。定性的な傾向は予測どおりですが、データと理論の間には量的な乖離があり、これらの乖離の考えられる理由について議論します。
2023 年のパルサー タイミング アレイ データセットの解析を通じて重力子の質量境界を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Graviton_Mass_Bounds_through_Analysis_of_2023_Pulsar_Timing_Array_Datasets |
| Authors |
Sai_Wang,_Zhi-Chao_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04680 |
ヘリングダウン相関の強力な証拠が、2023年半ばにいくつかのパルサータイミングアレイ共同研究によって報告されました。この研究では、NANOGrav15からのオーバーラップルダクション関数の観測データを分析することにより、最先端の重力子の質量境界を研究します。-年のデータリリースとCPTAの最初のデータリリース。データ分析では、重力子の質量の上限を95\%の信頼水準、つまりNANOGravおよび$m_{g}\の$m_{g}\lesssim0.43\times10^{-23}\mathrm{eV}$に設定します。CPTAの場合はlesssim0.57\times10^{-23}\mathrm{eV}$。さらに、超軽量テンソル暗黒物質のシナリオに対するこれらの結果の影響についても議論します。
放射性ニュートリノ検出器における PeV エネルギーにおける大気ミュオン
| Title |
Atmospheric_muons_at_PeV_energies_in_radio_neutrino_detectors |
| Authors |
Lilly_Pyras,_Christian_Glaser,_Steffen_Hallmann,_Anna_Nelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04736 |
ニュートリノ相互作用から生じる電波放射を検出しようとする実験は、すぐに検出が可能な感度に達するでしょう。RNO-Gや将来のIceCube-Gen2のような実験は、既存の実験よりも1桁以上多くの実効体積を対象としているため、まれなバックグラウンドについての新たな詳細な研究が必要です。この論文では、高エネルギー大気ミュオンのエネルギー損失による潜在的なバックグラウンドを研究します。ハドロン相互作用モデルにおける実験測定とモデリングが限られているため、予想される事象発生率は大きな不確実性の影響を受けます。ここでは、さまざまなモデルや機器パラメータに対するレート予測とその不確実性を推定します。また、親空気シャワーの検出など、緩和に向けた考えられるルートも研究し、10PeVを超えるエネルギーでの即時ミュオン束の最初の測定を行うために何が必要かを示します。
ブラックホールからの電磁信号を髪の毛で抑制する
| Title |
Constraining_Electromagnetic_Signals_from_Black_Holes_with_Hair |
| Authors |
Nicole_R._Crumpler_(William_H._Miller_III_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Johns_Hopkins_University_Baltimore,_MD_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04737 |
我々は、バイナリーブラックホール合体中に電磁放射を直接発生させることができる広範なクラスの「毛深い」ブラックホールモデルを制約します。この信号はブラックホールの質量($M$)と放射線として放出されるその質量の割合($\epsilon$)によって特徴付けられるため、一般的でモデルに依存しません。シュウィンガー限界を超える場エネルギー密度の場合、このメカニズムによりペア生成が引き起こされ、ガンマ線バーストが生成されます。重力波現象とガンマ線観測を相互参照することにより、$\epsilon<10^{-5}-10^{-4}$の上限を$10-50$$M_\odot$ブラックホールに設定します。ブラックホールの質量。私たちは、GW150914に続くガンマ線バーストの弱い検出について議論し、この現象が$\epsilon\sim10^{-7}-10^{-6}の「毛深い」ブラックホールからの直接の急速な電磁放射と一致することを示します。$。シュウィンガー限界を下回ると、周囲の荷電粒子は強い電磁場によって光速近くまで急速に加速されます。$10^{-20}$から$10^{-7}$までの1～50個の$M_\odot$ブラックホールと$\epsilon$の場合、典型的な陽子エネルギーは$\sim20$GeV～20TeVと電子エネルギーです。$\sim0.01-10$GeVです。これらのエネルギーでは、宇宙線陽子と電子は天の川銀河の背景磁場に急速に拡散し、それらを生成する点源を特定することが困難になります。全体として、このエネルギーの低い領域で$\epsilon$を制約することは困難になり、将来の制約では「毛深い」ブラックホールの特定のモデルを考慮する必要があるかもしれません。
| Title |
Accelerating_global_parameter_estimation_of_gravitational_waves_from_Galactic_binaries_using_a_genetic_algorithm_and_GPUs |
| Authors |
Stefan_H._Strub,_Luigi_Ferraioli,_C\'edric_Schmelzbach,_Simon_C._St\"ahler,_and_Domenico_Giardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03763 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、数百万の銀河連星が支配するミリヘルツ周波数帯の重力波を測定することを目的とした計画された宇宙ベースの重力波望遠鏡です。これらのバイナリの中には、目立って抽出できるほど大きな信号を生成するものもありますが、そのほとんどは混乱の前景に紛れてしまいます。LISAによって記録された全周波数帯域を分析して、できるだけ多くの銀河バイナリを抽出し、各信号のベイジアン事後分布を取得する現在の方法は、計算コストが高くなります。複数の重なり合う信号を含むデータから、周波数帯域全体にわたって銀河バイナリに最適なソリューションの抽出を加速する新しいアプローチを導入します。さらに、これらの最適なソリューションを使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ法のバーンイン段階を省略し、GPUアクセラレーションによる信号シミュレーションを最大限に活用し、ラップトップグレードで信号あたり2秒で事後分布を計算できるようにしました。GPU。
大型衛星群とその VGOS 運用への潜在的な影響
大きなLEO衛星コンステレーション(またはいわゆるメガコンステレーション)は、一部の無線周波数帯域で空の見え方を大きく変えるでしょう。VGOS望遠鏡の場合、これらの星座が運用に与える潜在的な影響、受信機が非線形動作に陥るリスクは何か、衛星が存在するのと同じ周波数で観測した場合に望遠鏡が受け取る追加電力はどのくらいかを理解することが重要です。送信中。この研究では、これらの新しい星座のうち3つ(完全に展開されているように見える)について説明し、2つのVGOS望遠鏡(オンサラとウェッツェル)を考慮した特定の研究の結果を要約しています。
宇宙X線背景放射を正確に測定する
拡散宇宙X線背景(CXB)の合成モデルは、それが個別の発生源、主に活動銀河核(AGN)に分解できることを示唆しています。CXBを正確に測定することは、近くの宇宙のAGN個体群を研究するためのユニークなプローブを提供します。現在の硬X線装置には、時間に依存するバックグラウンドと相互校正の問題があります。結果として、CXB正規化の測定には$\sim$15%程度の不確実性があります。この論文では、さまざまなプラットフォームで動作できるCXB検出器の概念とシミュレーションされたパフォーマンスを紹介します。16UCubeSatミッションを宇宙で2年以上実行すると、このような検出器は$\sim$1%の不確実性でCXB正規化を測定できます。
調査規模の発見ベースの研究プロセス: 天文調査データのオーダーメイドの可視化環境の評価
| Title |
Survey-scale_discovery-based_research_processes:_Evaluating_a_bespoke_visualisation_environment_for_astronomical_survey_data |
| Authors |
C.J._Fluke,_D._Vohl,_V.A._Kilborn,_and_C._Murugeshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04357 |
次世代の天文調査では、現在標準のデスクトップディスプレイ環境の使用に依存している人間中心の視覚化と分析のワークフローに当然のことながら課題が生じます。データの準備と分析の大部分は自動化されたパイプラインによって処理されますが、知識発見の重要なステップは依然として、さまざまなレベルの人間による解釈を通じてのみ達成できます。調査内の情報源の数が増えると、情報源ごとに完了する必要がある反復的な視覚化プロセスを修正および簡素化する必要があります。ソースごとの品質管理、候補の拒否、形態学的分類などのタスクはすべて単一命令複数データ(SIMD)作業パターンを共有するため、並列ソリューションに適しています。代表的な例として銀河系外の中性水素(HI)調査を選択し、システムパフォーマンスベンチマークと情報視覚化分野のビジュアルデータと推論(VDAR)手法を使用して、オーダーメイドの比較視覚化環境、つまり、83メガピクセルのスウィンバーンディスカバリーウォール。既存のHI調査からのスペクトルキューブデータを使用したベンチマークを通じて、一度に180個の3次元(3D)データキューブのテクスチャベースのボリュームレンダリングを介してインタラクティブな比較視覚化を実行できます。スペクトルキューブの構成をロードする時間はボクセルの数に比例し、180個のキューブ(8.4ギガボクセルまたは34ギガバイト)の独立したサンプルはそれぞれ5分以内にロードされます。並列比較検査は、現在デスクトップで実行されているSIMDスタイルの視覚タスクを完了するのにかかる時間を少なくとも2桁短縮できる生産的で時間を節約できる手法であり、労働集約的なデスクトップベースのワークフローをレンダリングできる可能性があることを示します。廃止。
HST-ULLYSES 調査における若い星の周りの H2 の放射状分布と励起
| Title |
The_Radial_Distribution_and_Excitation_of_H2_around_Young_Stars_in_the_HST-ULLYSES_Survey |
| Authors |
Kevin_France,_Nicole_Arulanantham,_Erin_Maloney,_P._Wilson_Cauley,_P._Abraham,_Juan_M._Alcala,_Justyn_Campbell-White,_Eleonora_Fiorellino,_Gregory_J._Herczeg,_Brunella_Nisini,_and_Miguel_Vioque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03780 |
原始惑星系円盤の内側10天文単位におけるガスの空間分布と発生は、惑星形成の初期条件を推定するための基礎となります。内側円盤の分光観察から導き出される最も重要な制約には、主要な気相成分の半径方向分布、内側円盤の塵の発生に伴ってガスの特性がどのように変化するか、化学存在量と励起条件が高濃度の物質によってどのように影響されるかなどが挙げられます。中心星からのエネルギー放射。$HST$/ULLYSESプログラムの一部として得られた内部円盤水素分子(H$_{2}$)の動径分布、励起、進化の調査結果を紹介します。我々は、ULLYSESDR5リリースの71(63個の蓄積)プレメイン系列系の遠紫外分光法を分析し、H$_{2}$輝線、H$_{2}$解離連続体発光、および主要な光化学/UV放射を引き起こす円盤の進化(Ly$\alpha$、UV連続体、およびCIV)。H$_{2}$輝線の幅を使用して、ほとんどの蛍光H$_{2}$が親星から0.1～1.4天文単位の範囲で発生していることを示し、平均放射半径と降着との正の相関を示します。明るさとダストディスクの質量。H$_{2}$解離放出と、降着に支配されるLy$\alpha$の光度および円盤内部の塵の除去との間に強い相関関係があることを発見し、内部3auの水分子が曝露されて解離する様子を描いた。時間の経過とともに内部円盤の不透明度が低下するにつれて、強いLy$\alpha$が放出される。
オーバーシュートを伴う白色矮星モデルにおける 12C({\alpha}, {\gamma})16O 反応速度の地震学的特徴
| Title |
Seismic_Signatures_of_the_12C({\alpha},_{\gamma})16O_Reaction_Rate_in_White_Dwarf_Models_with_Overshooting |
| Authors |
Morgan_T._Chidester,_F.X._Timmes,_Ebraheem_Farag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03965 |
オーバーシュートと12C({\alpha},{\gamma})16Oの反応速度が可変白色矮星モデルに及ぼす複合効果を考察します。炭素-酸素白色矮星モデルは、進化にオーバーシュートが含まれている場合、現在の実験的な12C({\alpha},{\gamma})16O反応速度確率分布関数の脈動サインを生成し続けることがわかりました。これらの特徴は、典型的な$\simeq$\,0.6\,\Msun\白色矮星モデルの$\simeq$\,0.2\,\Msun\を含む共鳴マントル領域が、白色矮星。私たちの特定のモデルは、12C({\alpha},{\gamma})16O反応速度確率分布関数を信号化する2つの潜在的な低次断熱gモード$g_2$と$g_6$を示します。どちらのgモード署名も、$g_2$と$g_6$に対して、それぞれ$\DeltaP/P=0.44\%$と$\DeltaP/P=1.33\%$の平均相対周期シフトを引き起こします。$g_6$はトラップモードであり、$g_2$周期の特徴は12C({\alpha},{\gamma})16O反応速度に反比例することがわかります。$g_6$周期シグネチャは通常、遅い反応速度と速い反応速度を区別し、最大相対周期シフトは$\DeltaP/P=3.45\%$です。我々は、炭素-酸素白色矮星からの低次のgモード周期は、進化にオーバーシュートが含まれている場合でも12C({\alpha},{\gamma})16O反応速度確率分布関数の実行可能なプローブとして機能する可能性があると結論付けています。
NARITの小型望遠鏡による星地震学用分光装置
| Title |
Spectroscopic_Devices_for_Asteroseismology_With_Small_Telescopes_in_NARIT |
| Authors |
Somsawat_Rattanasoon,_Eugene_Semenko,_David_Mkrtichian_and_Saran_Poshyachinda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03985 |
タイ国立天文研究所(NARIT)は、世界中に設置された小型望遠鏡の多様なネットワークを持っています。これらの望遠鏡は教育および研究目的に使用され、主に直接画像化および測光用のCCD検出器を備えています。可能な応用分野を拡張するために、いくつかの望遠鏡にはShelyakから市販されている中解像度分光器eShelが取り付けられました。これらの装置により、NARITの研究者は恒星分光のための多用途ツールを手に入れました。ここでは、利用可能な機器の現状とアップグレードの可能な方法について説明し、高速回転星の天体地震学的研究で達成された結果を簡単に紹介します。
活動と自転周期の間の導出され確立された経験的関係を使用した、短い星の活動周期の予測
| Title |
Prediction_of_short_stellar_activity_cycles_using_derived_and_established_empirical_relations_between_activity_and_rotation_periods |
| Authors |
A._k._Althukair,_D._Tsiklauri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04038 |
私たちの以前の研究では、スーパーフレアの発生率の統計的性質を研究するためにケプラーデータ全体を使用してG型矮星に焦点を当て、さまざまなタイプの星でスーパーフレアを検索しました。この研究では、星の回転周期によって統計がどのように変化するかについても考慮されており、それを決定する必要がありました。このような新しいデータを副産物として用いて、自転周期が1日未満($P_{\rmrot}<1$d)であるF型およびG型主系列星のケプラーIDを138個発見した。一方で、これまでの研究により、F型星とG型星では活動周期が短いことが明らかになり、調査された問題は、これらの星において短期間の活動周期が一般的な現象であるかどうかでした。一方で、星の活動周期と自転周期との間の経験的な関係を確立する広範な研究が存在する。この研究では、$P_{\rmrot}<1$dで利用可能なすべてのケプラーデータをコンパイルし、$P_{\rmcyc}$と$P_{\rmrotの間のもっともらしい確立された経験的関係を導き出します。}$は、非常に短い$5.13\leqP_{\rmcyc}\leq38.14$dのケースの予測を表形式で提供することを目的としています。その結果、我々はテストのために、この研究で見つかったケプラーIDについて、星の活動の監視プログラム（活動関連の彩層発光S指数など）または同様の手段を使用して$P_{\rmcyc}$を測定するよう他の人たちに勧めます。$P_{\rmcyc}$と$P_{\rmrot}$の間の導出および/または確立された経験的関係。また、将来の宇宙ミッションデータに適用されるフレア検出アルゴリズムを使用して、非常に短い$P_{\rmcyc}$を測定するための代替方法も提案します。
上部主系列星の対流核境界の自己矛盾のないモデルに向けて
| Title |
Towards_a_self-consistent_model_of_the_convective_core_boundary_in_upper-main-sequence_stars |
| Authors |
R._Andrassy,_G._Leidi,_J._Higl,_P._V._F._Edelmann,_F._R._N._Schneider,_F._K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04068 |
中質量星や大質量主系列星の対流核は、標準的な星の進化モデルが予測するよりもかなり大きいという強力な観測証拠がある。しかし、どのような物理的プロセスがこの現象を引き起こすのか、また恒星の対流境界層の範囲や成層をどのように予測するのかは不明である。対流浸透は熱時間スケールのプロセスであり、主系列のゆっくりとした進化中に特に関連すると考えられます。私たちは、低マッハ数のSeven-LeagueHydro(SLH)コードを使用して、2.5Dおよび3Dジオメトリでこのプロセスを研究します。$15$M$_\odot$の年齢ゼロ主系列星の化学的に均一なモデルから始めて、$10^3$から$10^までの範囲で同じ係数で光度を増加させ、不透明度を減少させた一連のシミュレーションを構築します。6ドル。熱平衡に達した後、すべてのモデルで明確な浸透層が表示されます。その厚さは時間の経過とともに統計的に一定になり、グリッドの細分化により収束することが示されています。光度が低下すると、浸透層はほぼ断熱状態になり、放射成層への急激な移行が起こります。この構造は、星の進化計算でよく使用される断熱ステップオーバーシュートモデルに対応します。透過層の厚さは、光度が低下するにつれてゆっくりと減少します。3Dデータを初期の恒星モデルの実際の明るさに外挿する方法に応じて、圧力スケールの高さで$0.09$から$0.44$の範囲の侵入距離が得られます。これは観測と広く互換性があります。
LAMOSTとGALAHで観測したFGK矮星の時代：酸素増強を考える
| Title |
Age_of_FGK_Dwarfs_Observed_with_LAMOST_and_GALAH:_Considering_the_Oxygen_Enhancement |
| Authors |
Tiancheng_Sun,_Zhishuai_Ge,_Xunzhou_Chen,_Shaolan_Bi,_Tanda_Li,_Xianfei_Zhang,_Yaguang_Li,_Yaqian_Wu,_Sarah_A._Bird,_Ferguson_J._W.,_Jianzhao_Zhou,_Lifei_Ye,_Liu_Long,_and_Jinghua_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04086 |
酸素存在量の変化は、モデリングで推定される年齢に影響を与える可能性があります。この研究は、観測された酸素量を考慮して矮星の年齢を推定することを目的としています。67,503個のLAMOST型と4,006個のGALAHFGK型矮星を特徴付けるために、独立したモデル入力として酸素存在量を考慮した恒星モデルのグリッドを構築しました。一般的に使用される$\alpha$強化モデルで決定された年齢と比較すると、観測された酸素存在量を考慮すると、平均で$\sim$9%の差があることがわかります。2種類のモデル間の年齢の差は[Fe/H]と[O/$\alpha$]に相関しており、[Fe/H]$\lesssim$-0.6dexの星では比較的顕著です。一般に、[O/$\alpha$]を0.2dex変化させると、金属豊富な(-0.2$<$[Fe/H]$<$0.2)星の年齢推定値が$\sim$10%変化し、相対的に金属が多くなります。-悪い(-1$<$[Fe/H]$<$-0.2)星は$\sim$15%です。[Fe/H]$<$dexと[O/$\alpha$]$\sim$-0.2dexの低O星のうち、多くは$\geq$10%の端数の年齢差を持ち、さらには最大27%。[O/$\alpha$]$\sim$0.4dexの高O星の年齢差は、[Fe/H]$\lesssim$-0.6dexでは最大-33%～-42%に達します。また、これらの星の化学的性質も分析します。ラモストとガラからの星では、年齢とともに[Fe/H]が7.5～9Gyrから5～6.5Gyrに減少する傾向が見られます。これらの星の[O/Fe]は、年齢が下がるにつれて7.5～9Gyrから3～4Gyrに増加し、若い人口ほどOが豊富であることを示しています。
SPar: 経験的恒星ライブラリを使用したマルチバンド測光からの恒星パラメータの推定
| Title |
SPar:_estimating_stellar_parameters_from_multi-band_photometries_with_empirical_stellar_libraries |
| Authors |
Mingxu_Sun,_Bingqiu_Chen,_Helong_Guo,_He_Zhao,_Ming_Yang,_and_Wenyuan_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04117 |
現代の大規模測光調査により、数十億の星のマルチバンド測光が可能になりました。実効温度(\teff)や金属量(\feh)、絶対等級($M_{G}$)、距離($d$)、赤化値(\ebr)などの恒星大気パラメータを決定することは、研究の基本です。銀河の恒星の集団、構造、運動学、化学。この研究では、ガイア視差、LAMOST大気パラメータ、およびいくつかの測光調査から得られた光学から近赤外測光を含むデータセットから、星のパラメータをマルチバンド測光にマッピングする経験的な恒星ライブラリを構築しました。恒星ライブラリに基づいて、マルチバンド恒星に適合する新しいアルゴリズムSPar(\textbf{S}tellar\textbf{P}arametersfrommultib\textbf{a}ndphotomet\textbf{r}y)を開発しました。測光を行って、個々の星の星パラメータ(\teff、\feh、$M_G$、$d$、\ebr)を導き出します。このアルゴリズムは、SMSS調査から選択された星のサンプルのマルチバンド測光測定に適用されます。このサンプルには、分光調査から得られた恒星のパラメータが含まれています。私たちのアルゴリズムによるマルチバンド測光から導き出された恒星のパラメータは、分光調査から得られたパラメータとよく一致しています。私たちの結果と文献値の典型的な違いは、\teffの場合は170\,K、\fehの場合は0.23\,dex、$M_G$の場合は0.13\,mag、\ebrの場合は0.05\,magです。このアルゴリズムは堅牢かつ効果的であることが証明されており、メフィスト測量やCSST測量などの将来の大規模測光測量のデータに適用される予定です。
クロゴケグモとセアカゴケは、パルサーの高エネルギー光度$L_{\rmirr}$によって照射され、徐々に消失する低質量の伴星を伴うバイナリーミリ秒パルサーです。これらの連星は主に磁気ブレーキによって進化し、これにより軌道角運動量が抽出され、伴星がロッシュローブから溢れ出るように押し出される。ここでは、恒星の進化コードMESAを使用して、放射線照射が伴星の構造をどのように変化させるかを調べます。$L_{\rmirr}$が強いと、完全に対流する星がほぼ完全に放射する程度に対流が阻害されます。対流速度を計算し、ダイナモ機構を仮定することによって、このような強く照射された伴星($L_{\rmirr}\gtrsim3\,{\rmL}_\odot$)の薄い対流エンベロープが、はるかに弱い磁気を生成することがわかりました。これまで考えられていた以上のフィールド-二進化の停止。私たちの改良された磁気ブレーキモデルにより、最も観察されているクロゴケグモとセアカゴケの仲間が主系列星の残骸であると説明できます。また、私たちのモデル($L_{\rmirr}$を使用)を、主系列段階の終わり近くでロッシュローブから溢れ出る進化した仲間にも適用します。このような仲間の進化の軌跡は分岐しており、最も短い周期系（重力波源となる可能性がある）と最も長い周期系（共通のパルサーと白色矮星の連星系の祖先である）を説明している。さまざまなクロゴケグモの構造と進化の軌跡は、対流層のサイズと放射対流境界の存在に対する磁気ブレーキの依存性を調整するために利用される可能性があり、これは単星だけでなく他の連星にも影響を及ぼします。大変動変光星とAMCanumVenaticorum星。
多宇宙探査機ミッションにおける太陽エネルギー粒子測定のレビューと展望
太陽エネルギー粒子（SEP）の空間分布に関する最も初期の証拠は、太陽上のさまざまな経度の発生源からの現象を比較しましたが、初期のパイオニアは、磁場で閉じ込められた「貯留層」全体にわたって等しいSEP強度の広い領域の最初の証拠を、後期後半に提供しました。そのイベント。自己生成波とSEPを加速する衝撃波周囲のトラップ構造の重要性に関するより詳細な測定値は、特に2機のボイジャー宇宙船も通過した年に、ヘリオスミッションとIMP8から得られた。太陽の周りを効果的に包み込む、太陽周期の中で最も広い数十のSEPイベントの範囲が、ガウス分布に適合する3点強度を備えた広く離れたSTEREO探査機によって明らかになった。最も広範なSEP現象の元素存在量は、冠状元素の平均存在量に有利であり、非常に高エネルギーの局地的現象であっても、衝撃のシード集団を支配することが多い重元素で強化された「衝撃的超熱」イオンの証拠はほとんどありません。ただし、2つまたは3つの点を含む分布を定義するのは困難です。SEPの物理学を進歩させるには、SEPの分布を磁場や加速衝撃の基礎構造から解きほぐすために、6機の探査機によってマッピングされた範囲をヘリオス時代のより狭い間隔に戻す必要があるかもしれない。
共生連星EGアンドロメダエの軌道面における密度の非対称性と風速
| Title |
Density_asymmetry_and_wind_velocities_in_the_orbital_plane_of_the_symbiotic_binary_EG_Andromedae |
| Authors |
N._Shagatova,_A._Skopal,_E._Kundra,_R._Kom\v{z}\'ik,_S._Yu._Shugarov,_T._Pribulla,_and_V._Krushevska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04423 |
コンテクスト。コロナや大規模な脈動を持たない塵のない後期型巨人は、標準的な質量減少メカニズムが効率的に適用できる条件を満たしていない天体を表します。彼らの風の駆動メカニズムはまだ不明です。目的。この研究の主な目的は、S型共生星EGの赤色巨星(RG)大気の深さと吸収物質の動径速度を一致させることです。方法。私たちは分光観測から10本のFeI吸収線の流束と動径速度を約30,000の分解能で測定しました。選択した軌道位相において、すべての重要な拡大メカニズムを含む拡大プロファイルをモデル化しました。結果。5151～6469Aで選択されたFeI吸収線は、その中心から半径距離~1.03RG半径の位置で始まります。対応する半径方向速度は通常~1km/sで、これはRG風の終端速度の数パーセントに相当します。恒星大気の狭い層における数km/sの動径速度の高い散乱は、地表近くの風の質量流の複雑な性質を示しています。平均回転速度11km/sは、ドナー星の回転が風を軌道面に向けて集中させる観測に寄与している可能性があることを示唆しています。吸収する中性物質が幾何学的に巨人の反対側からより広がっているにもかかわらず、吸収された磁束の軌道変動は、バイナリ成分の間の領域で風の柱密度が最も高いことを示しています。軌道面領域におけるこの風密度の非対称性は、伴星白色矮星による重力集束に起因すると考えられる。結論。私たちの結果は、重力集束と回転集束の両方が、観測された軌道面に向かう赤外星の風の増強に寄与しており、それが恒星風による物質移動を非常に効率的にしていることを示唆している。
LAMOST-MRSスペクトルにおける衛星汚染の可能性の分析
| Title |
Analysis_of_the_possible_satellite_contamination_in_LAMOST-MRS_spectra |
| Authors |
Mikhail_Kovalev,_Olivier_R._Hainaut,_Xuefei_Chen,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04505 |
LAMOSTデータリリース10(DR10)の1つの時間領域フィールドからの中解像度サーベイ(MRS)スペクトルを使用した、偽陽性二重線分光バイナリ候補(SB2)の検出を紹介します。これらすべての連星の二次成分には、ほぼゼロの動径速度と太陽のようなスペクトル線があります。これは満月に照らされた半透明の雲からの光である可能性が高い。しかし、この汚染の一部は、2022年初頭に打ち上げられた低軌道人工衛星の表面から反射された太陽光によって引き起こされている可能性があるとも考えられます。私たちは、アーカイブされた軌道データを使用して、考えられる汚染物質の候補をいくつか見つけました。私たちは、将来の観察のためにそのような汚染のリスクを軽減するための対策と、アーカイブされたものからそれを見つける方法を提案します。
非常に金属に乏しい星の化学存在量分析のための 1D 非 LTE 補正
| Title |
1D_non-LTE_corrections_for_chemical_abundance_analyses_of_very_metal-poor_stars |
| Authors |
L._Mashonkina,_Yu._Pakhomov,_T._Sitnova,_A._Smogorzhevskii,_P._Jablonka,_V._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04523 |
非常に金属に乏しい（VMP、[Fe/H]<-2）星の詳細な化学存在量は、第一星、初期の星形成、銀河の化学的濃縮をより深く理解するために重要です。現在進行中および今後行われる大規模な高解像度分光調査では、慎重に分析する必要がある豊富な資料が提供されます。VMP星の場合、その元素存在量は非局所熱力学的平衡(非LTE=NLTE)線形成に基づいて導出される必要があります。これは、大気中の金属存在量が少なく、電子数密度が低いため、LTEからの離脱に好ましい物理的条件が生じるためです。銀河考古学の研究では、化学物質の存在量を均一に決定する必要があります。この目的のために、NaI、MgI、CaI、CaII、TiII、FeI、ZnI、ZnII、SrII、およびBaIIラインの1D-NLTE存在量補正のグリッドを提示します。銀河考古学の研究に使用されます。大気パラメータの範囲は、さまざまな進化段階のVMP星を表し、4000～6500Kの実効温度、logg=0.5～logg=5.0の表面重力、および金属度$-5.0\le$[Fe/H]$をカバーします。\le-2.0$。データは公開されており、オンラインでグリッド内を補間するツールを提供しています。
非同期に回転するドナーによるマスストリームの軌道
連星における物質移動相互作用は、降着円盤の形成、系からの質量損失、降着体のスピンアップを引き起こす可能性があります。物質移動流の軌道と、それが降着体に直接衝突するか、それとも降着円盤を形成するかを決定するには、数値シミュレーションが必要です。物質移動の流れはほぼ弾道的であり、そのような軌道に基づく解析的近似は、詳細な星の進化コードだけでなく、多くのバイナリ個体群合成コードでも使用されています。私たちは二元集団合成を使用して、物質移動が起こる条件を調査します。次に、縮約三体方程式を解き、システムの質量比、ドナーの同期性、および初流速度が変化するシステムの流れの中の粒子の軌道を計算します。我々の結果は、同期ドナーからよりもサブ同期ドナーからの物質移動の際に、平均してより多くの質量とより多くの時間が費やされることを示しています。さらに、低い初流速度では、ドナーの非同期回転が、特に超同期ドナーの場合、広範囲の質量比にわたって自己降着を引き起こすことを発見しました。ストリームは、パラメータ空間の狭い領域で(自己)交差し、ドナー上への降着と降着体への降着の間を移行します。初期の流れの速度が増加すると、流れが降着器に降着するパラメーター空間の領域が大きくなりますが、より多くの（自己）交差も生じます。最接近の半径は一般に増加しますが、これらの軌道が最接近の半径で運ぶ特定の角運動量の範囲は広くなります。私たちの結果は一般に公開されます。
冷たい主系列星の風の性質の数値化
| Title |
Numerical_quantification_of_the_wind_properties_of_cool_main_sequence_stars |
| Authors |
Judy_Chebly,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez,_Katja_Poppenh\"ager,_Cecilia_Garraffo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04615 |
冷たい星が進化するにつれて、その回転進化に影響を与える磁化された恒星風により質量と角運動量が失われます。この変化は、その活動の変化から、周回惑星の大気への影響まで、幅広い影響を及ぼします。それらの重要性にもかかわらず、冷たい恒星の中の恒星風の特性を制約する観測は非常に限られています。したがって、数値シミュレーションは、これらの風の構造と特性を理解するための貴重な方法を提供します。この研究では、観測された大規模な磁場分布によって駆動される最先端の3DMHDコードを使用して、21個の冷たい主系列星(F型からM矮星まで)の磁化された風をシミュレートします。私たちは、ソリューションの定性的および定量的な特性評価を実行し、運転条件(スペクトルの種類、回転、磁場の強さなど)とその結果として生じる恒星の風のパラメーター(アルフエンの表面サイズ、質量損失率、角運動量損失率、恒星風速）。私たちはモデルを冷たい星における恒星風に関する現在の観測知識と比較し、ロスビー数の関数としての質量損失率の挙動を調査します。さらに、私たちの3Dモデルは、サンプル内のすべての星の古典的なハビタブルゾーン(HZ)全体を網羅しています。これにより、HZの両端での恒星の風の動圧を提供し、スペクトルの種類と軌道傾斜角にわたるこのパラメーターの変化を分析することができます。ここで提示された結果は、恒星風と磁気圏の相互作用や、イオン脱出プロセスを介した恒星風による惑星大気の浸食に関する将来の研究に役立つ可能性がある。
内部太陽風における磁場スペクトル指数の変化の基礎となる特性
| Title |
Properties_underlying_the_variation_of_the_magnetic_field_spectral_index_in_the_inner_solar_wind |
| Authors |
J._R._McIntyre,_C._H._K._Chen,_A._Larosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04682 |
パーカー太陽探査機(PSP)ミッションの軌道1から11のデータを使用して、磁場のスペクトル指数が太陽中心距離の範囲にわたって測定されました。以前に観察された、太陽から遠い$-5/3$の値と太陽に近い$-3/2$の値の間の遷移が回復し、その遷移は$50\,R_{\odot}$付近で発生しました。そして太陽に近づくと指数は$-3/2$で飽和します。距離に関する指数の変動を、おそらく遷移の原因と思われる太陽風の他のパラメータへの依存性から分離するために、統計分析が実行されました。これには、クロスヘリシティ、残留エネルギー、乱流年齢、磁気変動の大きさが含まれます。考慮されたすべてのパラメーターの中で、クロスヘリシティが原因となる根本的な変数の最も有力な候補であることが判明しました。速度スペクトル指数も測定され、測定されたクロスヘリシティの値の範囲にわたって$-3/2$と一致していることが判明しました。バランスの取れた乱気流と比較した、不均衡な乱気流の理論上の異なる動作を含め、インデックスの動作について考えられる説明が議論されます。
ピークサイドローブレベルを低減する非周期アレイアンテナのスケーラブルな配置方法
| Title |
A_Scalable_Arrangement_Method_for_Aperiodic_Array_Antennas_to_Reduce_Peak_Sidelobe_Level |
| Authors |
Jiao_Zhang,_Hongtao_Zhang,_Xuelei_Chen,_Fengquan_Wu,_Yufeng_Liu,_Wenmei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01710 |
ピークサイドローブレベル低減(PSLR)は、アレイアンテナの放射性能を直接決定する大規模アレイアンテナのアプリケーションにおいて重要です。我々は、サブアレイレベルの非周期アレイのPSLRを研究し、均一要素を有する転位サブアレイ(DSUE)、ランダム要素を有する均一サブアレイ(USRE)、ランダム要素を有する転位サブアレイ(DSRE)の3つのアレイ構造を提案する。サブアレイの転位位置と要素のランダムな位置を最適化するために、改良されたBatアルゴリズム(IBA)が適用されます。これら3つのアレイ構造間のPSLR効果を比較するために、小型から大型まで3つのサイズのアレイアンテナを例として取り上げ、それらの冗長性とピークサイドローブレベル(PSLL)をシミュレーションおよび計算します。結果は,サブアレイの転位距離,走査角度,および適用可能な周波数を分析することにより,DSREが最適なアレイ構造であることを示した。提案された設計方法は汎用的でスケーラブルな方法であり、大規模な非周期的アレイアンテナの設計に大きな応用価値があります。
カイラル有効場理論計算によって制約される対称エネルギーと中性子星の特性
| Title |
Symmetry_energy_and_neutron_star_properties_constrained_by_chiral_effective_field_theory_calculations |
| Authors |
Yeunhwan_Lim,_Achim_Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04063 |
私たちは、高密度での大きな変動を可能にする新しいエネルギー密度汎関数を使用した、さまざまなカイラル有効場理論計算からの制約に基づくベイジアン解析を使用して、核対称エネルギーと中性子星の特性を調査します。高密度での制約は、GW170817とNICERの観測から含まれています。特に、両方のNICER解析が状態方程式のフレームワークに組み込まれた場合、対称エネルギーと中性子星の特性について非常に類似した事後結果が得られることを示します。事後分布を使用して、対称エネルギーと傾きパラメーター、さらには陽子率、音速、中性子星の中心密度の結果が得られます。さらに、中性子星の半径と中性子星の圧力および音速との相関関係を調査します。対称エネルギー$S_v$、傾きパラメータ$L$、および1.4\,$M_\odot$中性子星$R_{1.4}$の95\%の信頼範囲は、$S_v=(30.6-33.9)です。)$\,MeV、$L=(43.7-70.0)$\,MeV、および$R_{1.4}=(11.6-13.2)$\,km。陽子部分に関する私たちの分析は、より大きな中性子星やより重い中性子星は、直接ウルカ過程を介して急速に冷却される可能性が高いことを示しています。状態方程式の枠組み内では、中性子星の最大質量$M_{\rmmax}>2.1\,M_\odot$は、音速が等角限界を超える必要があることを示しています。
PTA 信号の一次相転移の解釈により太陽質量ブラック ホールが生成される
我々は、NANOGrav15yrおよびIPTADR2パルサータイミング残差のベイジアン解析を実行し、最近検出された確率的重力波背景(SGWB)が、宇宙論的一次相転移中のバブルダイナミクスによって生成されるSGWBと互換性があることを示します。タイミングデータは、相転移がQCD閉じ込め温度付近で発生し、完了速度が遅いことを示唆しています。このシナリオは、当然のことながら、太陽質量による原始ブラックホール(PBH)の豊富な生成につながる可能性があります。これらのPBHは、現在および最新の重力波検出器LIGO-Virgo-Kagra、アインシュタイン望遠鏡、CosmicExplorer、GAIAによる天文測定および21cmサーベイによって検出できる可能性があります。
パルサー タイミング アレイによる原始曲率パワー スペクトルの制約
NANOGrav、PPTA、EPTA、CPTAによって検出された確率信号は、スカラー誘起重力波によって説明できます。確率信号に最もよく適合するスカラー誘起重力波モデルを決定するために、原始曲率摂動のパワースペクトルに対して単一ピークと二重ピークの両方のパラメーター化を使用します。ここで、単一ピークのシナリオには$\delta$が含まれます。-関数、ボックス、対数正規、および壊れべき乗則モデルがあり、二重ピークのシナリオは二重対数正規形式で記述されます。ベイズ推論を使用すると、これらのモデルの$\log$(ベイズ因子)が$\ln\mathcal{B}<1$であるため、二重ピークモデルよりも単一ピークシナリオの賛成または反対の重要な証拠がないことがわかります。。したがって、パルサータイミングアレイの現在の感度では、原始曲率摂動のパワースペクトルのさまざまな形状を区別することはできません。
LISA を使用した HM Cancri 様バイナリの長期的な GW 期の進化の追跡
最近、2つのグループが、超小型連星カンクリ星の長期にわたるX線および光学データから、その軌道周波数の二次微分値を測定しました。宇宙重力波(GW)検出器LISAは、$\sim10^4$銀河連星とその二次周波数導関数を検出する予定であり、LISAの興味深い観測対象となるでしょう。ここでは、これらの多数のバイナリの理想的な参照システムとして、HMCancriのGW信号解析を予測します。LISAは、公称動作期間$T\sim4$yrでは、報告されているこのバイナリの2次周波数導関数に対して十分な測定精度を実現できない可能性が高いことがわかりました。ただし、時間基準への依存性が強いため、LISAの運用期間を延長したり、他のミッション（太地や天秦など）と順番に組み合わせたりすることで、精度は大幅に向上します。
私たちは、素粒子物理学の標準モデルの非標準相互作用(NSI)拡張が太陽ニュートリノのフレーバー振動に及ぼす影響を調査します。このNSIモデルは、光子と混合する$Z^\prime$粒子を通じて$U_{Z^\prime}(1)$ゲージ対称性を導入し、ユニークなカップリングを介して活性ニュートリノと物質場の間に中性電流を生成します。そしてダウンクォーク。相互作用は、$Z^\prime$ボソンの質量$m_{Z^\prime}$と結合定数$g_{Z^\prime}$に関連する単一のパラメーター$\zeta_o$によって定義されます。特に、このモデルはコヒーレント弾性ニュートリノ核散乱実験の限界を緩和し、ミューオンの異常な磁気双極子モーメントの実験値に適合します。この研究では、太陽ニュートリノ測定と最新の標準太陽モデルを使用してニュートリノフレーバー振動を評価し、$\zeta_o$の制約を評価します。私たちの研究は、$\zeta_o$が$-0.7$と$0.002$の間にある場合、NSIモデルが現在の太陽ニュートリノデータと一致することを示しています。これらのモデルの$\chi^2_{\nu}$値は、標準のニュートリノフレーバー振動モデル($\chi^2_{\nu}$3.12)と同等以上です。最良のNSIモデルの$\zeta_o$値は-0.2、$\chi^2_{\nu}$は2.96です。ダーウィン実験からの追加データを分析に含めることで、$\zeta_o$値の範囲が$-0.7$から$0.002$まで、さらに$-0.5$から$-0.002$まで絞り込まれます。これらの結果は、ニュートリノフレーバー振動の一般的な標準モデルと比較した場合、NSIモデルが太陽ニュートリノデータと同等以上の適合を達成することを考えると、新たな相互作用が存在する可能性を示唆しています。
測地線ライトコーンゲージの数値カウントのシンプルかつ正確な定式化
| Title |
A_Simple,_Exact_Formulation_of_Number_Counts_in_the_Geodesic-Light-Cone_Gauge |
| Authors |
G._Fanizza,_M._Gasperini_and_G._Marozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04565 |
この記事では、Geodesic-Light-Coneゲージの便利な形式を使用して、数カウント処方のさまざまな定式化を比較します。次に、一般化されたアプリケーションに適した、そのような処方の単純かつ正確で非常に一般的な表現を見つけます。
低質量連星中性子星の合体への応用を伴う数値相対論的コード BAM 内の M1 ニュートリノ輸送
| Title |
M1_neutrino_transport_within_the_numerical-relativistic_code_BAM_with_application_to_low_mass_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Federico_Schianchi,_Henrique_Gieg,_Vsevolod_Nedora,_Anna_Neuweiler,_Maximiliano_Ujevic,_Mattia_Bulla,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04572 |
ニュートリノ相互作用は、連星中性子星の合体プロセスを正確に理解するために不可欠です。この記事では、最近までニュートリノ駆動の相互作用を無視していた、確立された数値相対性理論コードBAMのコードインフラストラクチャを拡張します。実際、以前の研究では核テーブル化された状態方程式の使用とニュートリノ漏洩スキームの採用がすでに許可されていましたが、私たちはニュートリノ移流のための一次多極放射線輸送スキーム(M1)を実装することで前進しています。一連の標準シナリオで実装をテストした後、それを4つの低質量連星系の進化に適用し、噴出物の特性の分析を実行します。また、私たちの新しい噴出物解析インフラストラクチャが、それぞれキロノバ光曲線と元素合成収量の計算のために、コード$\texttt{POSSIS}$と$\texttt{スカイネット}$に数値相対性理論に基づいた入力を提供できることも示します。
NANOGrav スペクトルインデックス $\gamma=3$ 融解ドメイン壁から
| Title |
NANOGrav_spectral_index_$\gamma=3$_from_melting_domain_walls |
| Authors |
E._Babichev,_D._Gorbunov,_S._Ramazanov,_R._Samanta,_A._Vikman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04582 |
宇宙の膨張に伴う張力の赤方偏移によって説明される宇宙のドメイン壁について説明します。これらの融解磁区壁は、最近のNANOGrav15年データで好まれているスペクトル指数$\gamma=3$に対応する低周波スペクトル形状$\Omega_{gw}\proptof^{2}$を持つ重力波(GW)を放出します。。参考文献で提案されている具体的な高エネルギー物理学のシナリオについて説明します。[1,2]これは初期宇宙におけるこのような融解ドメイン壁ネットワークをもたらします。このシナリオには、有望な暗黒物質候補として機能する弱結合スカラー場$\chi$が含まれます。NANOGravデータで観察されたGW特性と一致するモデルのパラメーターを特定します。暗黒物質の質量は$10^{-11}-10^{-12}\,\text{eV}$以下の超明るい範囲に押しやられており、回転するブラックホールの超放射の効果により、計画的な観測を通じてアクセスできます。。
惑星核の動的体制: $\tau$-$\ell$ 図
惑星の核は、回転と磁場の効果が組み合わさった、豊かで複雑な流体力学の中心です。ダイナモ効果によって生成される磁場の強さを支配する平衡、流れの組織と振幅、および密度場の平衡は、数値シミュレーションにおいて目覚ましい進歩が見られたにもかかわらず、依然として議論の余地がある。この論文は、関係するさまざまな物理現象に対する空間スケール$\ell$による時間スケール$\tau$の変動の明示的な考慮に基づいた新しいアプローチを提案します。このようにして構築された$\tau$-$\ell$図は、研究対象の物体のダイナミクスを非常に完全に図的にまとめたものです。これらは、さまざまな可能な動的レジームの有効性の領域を明らかにします。このようにして、地球の核に関していくつかのシナリオが構築され議論され、対流柱の幅と考慮すべき力の平衡に新たな光が当てられます。Aubert[2019]から適応されたQG-MACシナリオは、観察結果を適切に説明しています。金星に目を移すと、「高速回転子」という概念の微妙さと相対性が明らかになります。完全なツールボックスが提供されており、誰でも数値シミュレーション、実験室実験、理論、または自然物体の$\tau$-$\ell$図を構築できます。この記事の補足資料は別のアーカイブNataf_Schaeffer_SupMat.zipとして提供され、関連データはドキュメントNataf_Schaeffer_SupMat.pdfに表示されます。
動的安定性アプローチの文脈における後期宇宙論の実現
| Title |
Realizing_late-time_cosmology_in_the_context_of_Dynamical_Stability_Approach |
| Authors |
Anirban_Chatterjee,_Saddam_Hussain_and_Kaushik_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04633 |
平坦なフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー宇宙における非最小結合相対論的流体と$k$本質スカラー場のシナリオを検証します。ラグランジュレベルに非最小結合項を追加することにより、独立変数に関するラグランジュの変動を研究し、修正されたスカラー場とフリードマン方程式を生成します。2種類のスカラー場のポテンシャルを持つさまざまな種類の相互作用モデルで動的安定性アプローチを使用して、この結合されたフレームワークを探索します。詳細な分析を実施すると、私たちのモデルは安定した遅い時間の宇宙加速を生成できると結論付けることができます。
この研究では、宇宙論における一般化不確定性原理(GUP)の影響を研究します。スカラー場を備えたフリードマン・ロバートソン・ウォーカー(FRW)モデルから始めます。モデルにGUP修正を導入した後、量子ケースと古典ケースを解決します。最後に、GUP修正フリードマン方程式を見つけます。
準安定宇宙ひも
大統一理論(GUT)における対称性の破れのパターンの多くは、宇宙弦を生成します。GUTモノポールのペアが弦のコアに沿って自発的に核生成すると、宇宙弦は最終的に崩壊します。これらのひもは準安定宇宙ひもとして知られており、素粒子物理学と宇宙論に興味深い影響を及ぼします。この記事では、GUTの埋め込みの可能性と、インフレーション、ニュートリノ、重力波(GW)との関係に焦点を当てて、準安定宇宙ひもの現状について議論します。宇宙初期の準安定宇宙ストリングのネットワークによって放出されるGW信号は、特に、低周波数での抑制によって位相的に安定したストリングによって放出される信号とは異なります。したがって、基礎となる対称性の破れのスケールがGUTスケールに近い場合、結果として得られるGWスペクトルは、現在の地上ベースの干渉計だけでなく、LISAなどの将来の宇宙ベースの干渉計でもアクセス可能であり、同時に、最新のパルサータイミングデータセット内の信号。したがって、準安定宇宙ひもは、将来のGW観測によってGUTスケールに近い基礎物理学が解明されるかもしれないという希望を育むものとなる。
放射対称性の破れにおける過冷却：理論の拡張、重力波の検出、および原始ブラックホール
| Title |
Supercooling_in_Radiative_Symmetry_Breaking:_Theory_Extensions,_Gravitational_Wave_Detection_and_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Alberto_Salvio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04694 |
一次相転移は、放射補正によって対称性が主に破れた場合（そして質量が生成された場合）に起こり、観測可能な重力波と原始ブラックホールを生成します。我々は、モデルが指定されれば計算できる少数のパラメーターの観点からこれらの現象を定量的に説明するのに十分な大規模な過冷却に有効な、モデルに依存しないアプローチを提供します。この種の以前に提案されたアプローチの有効性は、ここでより大きな種類の理論に拡張されます。とりわけ、パルサータイミングアレイ（NANOGrav、CPTA、EPTA、PPTA）によって最近検出された重力波の背景に対応するパラメータ空間の領域や、LIGOとVirgoの観測実行によって除外された、または内部のその他の領域を特定します。将来の重力波検出器の到達範囲。さらに、そのような相転移による大きな過剰密度によって生成される原始ブラックホールが暗黒物質の原因となる可能性があるパラメーター空間の領域も発見しました。最後に、このモデルに依存しないアプローチを特定のケースにどのように適用できるかを示します。これには、右巻きニュートリノと放射対称性の破れが起こるゲージ$B-L$による標準モデルの現象学的完成が含まれます。
乱流の小規模太陽磁場における自己相似スケールと異常スケールの共存
| Title |
Coexistence_of_self-similar_and_anomalous_scalings_in_turbulent_small-scale_solar_magnetic_fields |
| Authors |
Gorobets_Andrei_Y.,_Berdyugina_Svetlana_V |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04703 |
我々は、乱流媒質中、特に太陽光球の磁化プラズマにおける磁場束密度の変動において、自己相似スケールと異常スケールが共存する証拠を報告する。慣性範囲における構造関数スケーリング指数は、経路依存の確率的エントロピー生成の符号に従ってグループ化された変動について分析されています。正のエントロピー生成に伴う変動のスケーリング指数は、磁気流体力学的乱流の季節学的線形依存性に従っていることがわかります。負のエントロピー生成に伴う変動の場合、スケーリングは異常です。
ヒッグス三重項モデルのスファレロン
ヒッグス三重項モデル(HTM)は、標準モデル(SM)を1つの複素三重項スカラー(タイプIIシーソーモデルとも呼ばれる)だけ拡張し、非ゼロのニュートリノ質量を説明するための簡単で実行可能な方法を提供します。一方、ゲージ場およびSMヒッグス場への三重項の自明ではない結合は、SMのトポロジカル真空構造、ひいては電弱スファレロンのエネルギーと場の構成に影響を与えると予想される。スファレロンプロセスは、宇宙のバリオンの非対称性を動的に生成する上で重要な役割を果たします。この研究では、ゲージ場とヒッグス場の真空構造を研究し、HTMでの鞍点スファレロン構成を計算します。スファレロンの結合非線形運動方程式はスペクトル法を使用して解かれます。我々は、三重項スカラーを含めることで、原理的にはSMと比較してスファレロンのエネルギーを大幅に変える可能性があることを発見しました。それにもかかわらず、ゼロ温度では、三重項の真空期待値に対する現在の厳しい実験上の制約により、その差は抑制されます。興味深いことに、SMの場合と比較してスファレロンのエネルギーを$30\%$まで高めることができる狭いパラメータ空間がまだ存在することがわかりました。
真空エネルギーを輸送する対称性破壊ポテンシャルにおける非最小結合からの粒子生成
| Title |
Particle_production_from_non-minimal_coupling_in_a_symmetry_breaking_potential_transporting_vacuum_energy |
| Authors |
Alessio_Belfiglio,_Youri_Carloni,_Orlando_Luongo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04739 |
我々は、インフレトン場が時空曲率と非最小に結合しており、インフレトン場が小さいか大きいかを\emph{先験的に}指定することなく、真空エネルギーの対称性破れの可能性によってインフレーションが駆動されるというインフレーションシナリオを提案します。真空エネルギーを分析に組み込むことで、インフレダイナミクスの出現に関連したゼロ以外の潜在的オフセットの影響をさらに調査します。したがって、我々は、自発的な対称性の破れによって引き起こされる転移の結果として、真空エネルギーが粒子に変化する可能性があると提案します。これは、準ド・シッター進化のおかげでインフレーション中に実効的な宇宙定数を生み出す真空エネルギーの相殺を伴い、真空エネルギーの寄与がインフレトン変動によって生成される\emph{幾何学的粒子}として現れる可能性があることを示しており、特に超微粒子に重点を置いています。ハッブルモード。私たちはこれらの粒子を、非極小結合によって強化されたインフレトンと時空幾何学の間の相互作用から生じる\emph{準粒子}として推測します。具体的には、我々は、暗黒物質が純粋な幾何学的な準粒子の寄与から生じることを提案し、対応する暗黒物質候補の質量範囲を定量化します。このシナリオでは、ゼロのポテンシャルオフセットはインフレーションの終わりに裸の宇宙定数をもたらす一方、負のオフセットは完全にキャンセルするために追加の運動学的（または潜在的な）寄与を必要とすることがさらにわかります。この点に関して、オフセットのより適切な選択が必要となるため、大規模なフィールドインフレのシナリオが好ましいと結論付けます。小規模なフィールドのインフレトンは、インフレーションが終了するにつれてニュートン重力定数の重要なスクリーニングにつながるため、私たちの結論は強化されます。
