miniJPAS 調査: AMICO を使用したクラスターと銀河グループの検出
| Title |
The_miniJPAS_survey:_clusters_and_galaxy_groups_detection_with_AMICO |
| Authors |
M._Maturi,_A._Finoguenov,_P._A._A._Lopes,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_R._A._Dupke,_E._S._Cypriano,_E._R._Carrasco,_J.M._Diego,_M._Penna-Lima,_J._M._V\'ilchez,_L._Moscardini,_V._Marra,_S._Bonoli,_J.E._Rodr\'iguez-Mart\'in,_A._Zitrin,_I._M\'arquez,_A._Hern\'an-Caballero,_Y._Jim\'enez-Teja,_R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Benitez,_S._Carneiro,_J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_A._Ederoclite,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr.,_K._Taylor,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o,_and_J.A._Fern\'andez-Ontiveros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06412 |
銀河団のサンプルを使用すると、銀河形成に作用する物理学をより深く理解できるようになり、その質量、位置(クラスター研究用)、赤方偏移がわかれば、宇宙論的モデルを制約することができます。この文脈では、大規模な光学データセットが重要な役割を果たします。私たちは、銀河グループと銀河団の検出と特徴付けにおけるJavalambre-PhysicsoftheAcceleratedUniverseAstrophysicalSurvey(J-PAS)の機能を調査します。JPASパスファインダーカメラで取得し、AEGISフィールドを中心とした同じ深さまでの$1$deg$^2$をカバーし、同じ54の狭帯域と2つの広帯域の近紫外および近距離を使用して得られたminiJPAS調査のデータを分析します。-IRフィルターはJ-PAS調査全体で使用されることが予想されます。私たちは、適応型クラスター天体識別子(AMICO)を使用して、赤方偏移範囲$0.05<z<0.8$で$S/N=2.5$までの銀河のグループとクラスターを検出し、特徴付けます。$\sim10^{13}\,M_{\odot}/h$まで、信号対雑音比がそれぞれ2.5、3.0、3.5より大きい80、30、11個のシステムを検出しました。AMICOから返される信号振幅、本質的な豊かさ、銀河の恒星質量を組み込んだ新しいプロキシについて、チャンドラおよびXMMニュートンX線データに基づいて質量とプロキシのスケーリング関係を導き出します。後者のプロキシは、J-PASフィルターのおかげで可能になり、リッチさに関してばらつきが小さくなります。私たちはサンプルを完全に特徴付けし、AMICOを使用して、分光法に対してテストする検出されたグループに対する銀河の確率的メンバーシップ関連付けを導き出します。さらに、J-PASの狭帯域フィルターが検出時の信号対雑音比で最大100%のゲインと、クラスターの赤方偏移の不確実性がわずか$\sigma_z=0.0037(1+z)$であることを示します。J-PASを広帯域測光調査と分光調査の間に配置します。質量感度、質量プロキシ品質に関するAMICOとJ-PASのパフォーマンス
強力なレンズによる極端な質量比のインスピレーション
このレターでは、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)との関連で、強力レンズ極端質量比吸気管(LEMRI)の検出率とパラメーター推定を調査します。私たちの結果は、LEMRIがLISAの新しい重力波ターゲット信号を構成し、4年間の観測で検出率がゼロから$\sim40$イベントの範囲であること、および赤方偏移$zでLEMRIを明らかにして特徴付けることが可能であることを示しています。\gtrsim1$。最後に、ホスト銀河を特定した1つのLEMRI観測により、ハッブル定数に対するパーセント制約またはそれ以上の制約が得られる可能性があることを示します。
$\mathbb{T}^2$-inflation と NANOGrav の 15 年データからの PBH と GW
| Title |
PBHs_and_GWs_from_$\mathbb{T}^2$-inflation_and_NANOGrav_15-year_data |
| Authors |
Seyed_Ali_Hosseini_Mansoori,_Fereshteh_Felegray,_Alireza_Talebian,_Mohammad_Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06757 |
この論文では、原始ブラックホール(PBH)形成の種となるのに十分な大きさのパワースペクトルを強化する$\mathbb{T}^2$-inflationにおける新しいメカニズムを提案します。これを達成するために、インフレトン場と$\mathbb{T}^2=T_{\mu\nu}T^{\mu\nu}$項の間の結合関数を考慮します。このシナリオ内で形成されるPBHは、部分的または全体的に暗黒物質(DM)の存在量に寄与する可能性があります。さらに、スカラーパワースペクトルの増幅により、二次効果として重大なスカラー誘起重力波(SIGW)が同時に生成されます。さらに、SIGWに関連するエネルギースペクトルは、最近のNANOGravによる15年間の確率的重力波検出と互換性があり、今後の他のGW観測所の感度範囲に入る可能性があります。
| Title |
A_cosmic_microwave_background_search_for_fine-structure_constant_evolution |
| Authors |
Hurum_Tohfa,_Jack_Crump,_Ethan_Baker,_Luke_Hart,_Daniel_Grin,_Madeline_Brosius,_and_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06768 |
素粒子物理学の標準モデルの一部の拡張では、基本結合定数の値は空間と時間で変化します。クエーサーのいくつかの観測は、微細構造定数$\alpha$の時間的および空間的変動を示唆しています。ここでは、ベケンシュタイン・サンドビック・バロー・マゲイジョ(BSBM)モデル(基本電荷$e$の進化を駆動するスカラー場の存在を仮定します)が、クエーサーとプランク衛星の宇宙マイクロ波背景背景(CMB)データに対してテストされます。このモデルでは、$e$の変動は係数$\zeta_{\rmm}/{\omega}$を通じて物質密度と結びついており、これは核子の質量に対する電磁的寄与と、核子の{エネルギー}スケールに関係しています。新しい物理学。ここで行われたシミュレーションは、$\zeta_{m}$への静電気の寄与が完全に遮蔽されているという主張を裏付けるものではありません。BSBM場の展開で使用される他の一般的な近似が適切であることが判明しています。$\alpha$の変化に関するCMBデータの主成分は、質量のない場に対する$\zeta_{\rmm}/{\omega}\lesssim9.3\times10^{-9}$の制約を取得するために使用されます。。シモンズ天文台(SO)のCMB実験の期待を先取りする予測では、SOが$\zeta_{\rmm}/{\omega}\geq2.2\times10^{-9}$の値に敏感であることが示されています。
ディラトンとアクシオン結合の両方が湯川結合で問題となる場合、アクシオ-ディラトン場のスクリーニングを考慮します。我々は、コンパクトな物体の近傍における膨張の遮蔽を分析し、これが無限遠における特別な境界条件が課された場合にのみ起こり得ることを発見した。私たちは、物質と線形結合したときの軸膨張系の宇宙論的力学を研究し、コンパクトな物体の遮蔽を保証する無限遠での特別な境界条件が宇宙論から一般的に現れるものではないことを発見しました。我々は、これらのモデルにおける背景宇宙論と遅い時間の宇宙論的摂動を分析し、バリオン音響振動が物質とダイラトンの結合を自然超重力実現時よりも小さく制約していることを示す。さらに、現在の宇宙のハッブル率は、$H_0$張力を説明するには小さすぎる量ではあるものの、正規化されたプランク値から逸脱する可能性があり、$\Lambda$CDMと比較して構造の成長が一般的に減少していることがわかります。。
CLASH-VLT: MACS J1206.2-0847 質量密度プロファイルの内側の傾き
| Title |
CLASH-VLT:_The_inner_slope_of_the_MACS_J1206.2-0847_mass_density_profile |
| Authors |
A._Biviano,_L._Pizzuti,_A._Mercurio,_B._Sartoris,_P._Rosati,_S._Ettori,_M._Girardi,_C._Grillo,_G.B._Caminha,_M._Nonino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06804 |
宇宙論的ハローの暗黒物質(DM)密度プロファイルの内側の傾きgammaDMは、ハローの重力ポテンシャルに影響を与えるDMおよび/またはバリオン過程の特性に関する情報を伝えます。コールドDM宇宙論シミュレーションでは、内部の急勾配(ガンマDM>~1)が予測されます。この予測を、赤方偏移z=0.44のMACSJ1206.2-0847クラスターでテストします。そのDM密度プロファイルは中心にコアがあると主張されています。VIMOSから得られた、約500個のクラスター銀河の速度分布と最も明るいクラスター銀河(BCG)の速度分散プロファイルを使用して、クラスター中心からビリアル半径(約2Mpc)までの2kpcのクラスターDM密度プロファイルを決定します。@VLTおよびMUSE@VLTデータ。MAMPOSSt法のアップグレード版を使用して、動的平衡のジーンズ方程式を解きます。総質量プロファイルは、DM成分を記述する一般化NFWプロファイルの合計としてモデル化され、密度プロファイルの自由内部傾斜、BCG恒星の質量成分を記述するJaffeプロファイル、およびノンパラメトリックなバリオンプロファイルを考慮しています。これは、残っている銀河の星の質量と、熱い銀河団内のガスの質量の合計を表します。我々の総質量プロファイルは、X線観察と強力なレンズ効果に基づいた独立した測定結果と著しく一致しています。gammaDM=0.7-0.1+0.2(信頼水準68%)であることがわかり、最近のLambdaCDM宇宙論的数値シミュレーションの予測と一致しています。
高速電波バーストと Ia 型超新星からの IGM 内のバリオン質量分率の制約の予測
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Forecasting_constraints_on_the_baryon_mass_fraction_in_the_IGM_from_fast_radio_bursts_and_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Thais_Lemos,_Rodrigo_S._Gon\c{c}alves,_Joel_C._Carvalho,_Jailson_S._Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06911 |
高速無線バースト(FRB)は、無線周波数で高エネルギーかつ持続時間が短い一時的なイベントです。パルスの起源を特定することにより、ホスト銀河の赤方偏移を測定することが可能になります。これは、観測された分散測定($DM$)と組み合わせて、宇宙論的および天体物理学的パラメーターを制約したり、基礎物理学の側面をテストしたりするために使用できます。しかし、いくつかの要因が宇宙論へのFRBの応用を制限しています。(i)宇宙電子密度の空間変動による$DM$の変動のモデル化が現時点では不十分であること。(ii)銀河間物質中のバリオン質量の割合($f_{IGM}$)がいくつかの宇宙論的パラメーターによって縮退しているという事実。(iii)ホスト銀河の寄与($DM_{host}$)に関する限られた現在の知識。この研究では、IGMおよびホスト銀河の寄与におけるバリオン部分を制約するためのFRBのさまざまな赤方偏移分布モデルの影響を調査します。以前の研究\cite{Lemos2023}で開発された宇宙論モデルに依存しない手法を使用して解析を実行し、モンテカルロシミュレーションからのシミュレートされたFRBデータと超新星データを組み合わせます。バーストの原因となる物理的メカニズムはまだ不明であるため、FRBの4つの分布モデル、すなわちガンマ線バースト(GRB)、星形成速度(SFR)、均一および等距離(ED)を仮定します。また、$N=15$、30、100、500ポイントのサンプルと、$DM$、$\delta=0、10、100$pc/cm$^{における電子密度の変動の3つの異なる値を考慮します。3}ドル。私たちの分析は、GRB、SFR、および均一分布モデルが、自由パラメーター$f_{IGM}$および$DM_{host,0}$に対して$2\sigma$以内で一貫した結果を示し、$DM$変動の重要な役割を強調していることを示しています。より正確な測定値が得られます。
最低密度ガス巨人の透過分光法：金属とHAT-P-67bの拡張流出の可能性
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Transmission_spectroscopy_of_the_lowest-density_gas_giant:_metals_and_a_potential_extended_outflow_in_HAT-P-67b |
| Authors |
Aaron_Bello-Arufe,_Heather_A._Knutson,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Michael_M._Zhang,_Samuel_H._C._Cabot,_Alexander_D._Rathcke,_Ana_Ulla,_Shreyas_Vissapragada,_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06356 |
極度に低密度の系外惑星は、透過分光法で大きな信号が期待できるため、大気特性評価の興味深い対象となっています。我々は、現在知られている最も密度の低いガス巨人であるHAT-P-67bの大気の最初の分析を発表します。この膨張した土星質量の系外惑星は、高温ガス巨人と超高温ガス巨人の境界に位置しており、そこでは分子の熱解離が大気組成を支配し始める。私たちは、CARMENESを使用してHAT-P-67bのトランジットを高いスペクトル分解能で観察し、相互相関と尤度マッピングを使用して原子種と分子種を検索しました。さらに、H$\alpha$と準安定ヘリウム線をターゲットにして、大気脱出の可能性を調査しました。CaIIとNaIをそれぞれ13.2$\sigma$と4.6$\sigma$の有意性で検出しました。いくつかの超高温の木星とは異なり、私たちは昼から夜の風を測定しません。CaIIの大きな線の深さは、上層大気がモデルが予測するよりもイオン化している可能性を示唆しています。観測中に、H$\alpha$とヘリウムの三重項に大きな変動が検出されました。これらの信号は、早期の進入と後期の退出を引き起こす広範囲にわたる惑星の流出が存在する可能性を示唆しています。平均透過スペクトルでは、H$\alpha$およびHeI三重項線の$\sim3.8\%$および$\sim4.5\%$レベルでの赤方偏移吸収をそれぞれ測定します。等温パーカー風モデルから、質量損失率$\dot{M}\sim10^{13}~\rm{g/s}$と流出温度$T\sim9900~\rm{を導き出します。K}$。ただし、私たちのデータにはより長いトランジット外ベースラインが欠如しているため、H$\alpha$信号とHe信号の発生源として星の変動を除外するには、追加の観測が必要です。
本論文の目的は、低推力軌道操縦のパラメトリック最適化の数値解析を行うことである。軌道マヌーバは、宇宙船の機能を変更したり摂動の影響を修正したりするために、宇宙船の軌道を変更する必要がある場合に発生します。パラメトリック最適化は、推力が任意の方向を自由に指すことができないが、時間との一次または二次関係など、所定の法則に従わなければならない場合に行われます。
小惑星連星系の偏向に関する研究
小惑星、その組成と軌道の研究は、宇宙探査コミュニティの絶え間ない関心となっています。さらに、地球への影響の可能性を考慮すると、それらは地球上の生命に対する大きな脅威としても認識されています。小惑星人口のかなりの部分（約15%）は、二重または三重の小惑星系の一部であると考えられています。
氷塵層を通したメタンの昇華に関する室内実験と彗星活動への応用
| Title |
Laboratory_experiments_on_the_sublimation_of_methane_through_ice_dust_layers_and_applications_to_cometary_activity |
| Authors |
Carla_Tamai,_Belen_Mate,_Stephanie_Cazaux,_Miguel_Angel_Satorre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06432 |
コンテクスト。彗星は、太陽の周りを周回する氷、塵、岩石でできた小さな天体です。近日点で暖まるときの氷の行動を理解すると、塵の下に隠れている氷の内部と一般的な形態に関する多くの情報が明らかになります。目的。この研究の目標は、熱期間中の水の構造変化と（地殻の代理としての）インデン層の影響に焦点を当てて、非晶質固体水（ASW）を介したCH4の昇華を研究することです。彗星環境をシミュレートするために、管理された実験室環境でこの処理を使用します。方法。CH4とH2Oの存在比が約0.01の氷を30Kで堆積、層状、または共堆積させ、1分あたり1または5Kの勾配で200K(または140K)まで加熱します。結果の分析には質量分析と赤外分光法を使用します。結果。加熱ランプと蒸着の種類に応じて、ASWによるメタンの昇華は変化し、共蒸着構造を考慮すると強度は低くなり、温度は高くなります。2つの温度サイクルを適用すると、2番目のサイクルではCH4の脱離がそれほど激しくなくなります。インデンを氷混合物の上に置くと、その層が厚くなるほどメタンの脱離が遅くなることがわかりました。結論。水の氷の構造変化は、高固有密度から低固有密度への転移、および非晶質から結晶質への転移により、揮発性および超揮発性の脱離を引き起こします。この脱着は、前星雲内に形成された彗星の氷に関するこれまでの理論と一致して、そのような物質が低温で堆積したことを示している。
2018年から2021年までの主要な海王星の特徴のドリフト率
| Title |
Drift_Rates_of_Major_Neptunian_Features_between_2018_and_2021 |
| Authors |
Erandi_Chavez,_Erin_Redwing,_Imke_de_Pater,_Ricardo_Hueso,_Edward_M._Molter,_Michael_H._Wong,_Carlos_Alvarez,_Elinor_Gates,_Katherine_de_Kleer,_Joel_Aycock,_Jason_Mcilroy,_John_Pelletier,_Anthony_Ridenour,_Agust\'in_S\'anchez-Lavega,_Jose_F\'elix_Rojas,_Terry_Stickel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06462 |
ケック天文台とリック天文台による海王星の近赤外線観測とハッブル宇宙望遠鏡をアマチュアデータセットと組み合わせて、2018年から2021年までの海王星の顕著な赤外線で明るい雲の特徴のドリフトレートを計算しました。これらの特徴の寿命は$でした。\sim1$日から$\geq$1か月まで、中緯度の南極近くに位置していました。私たちの観察により、特徴追跡によるドリフト率の決定が可能になりました。これらのドリフト率は、可視波長でのHバンド(1.6$\μm$)、K'バンド(2.1$\μm$)、およびボイジャー2号のデータで追跡された特徴から決定された海王星の大気を記述する3つの帯状風プロファイルと比較されました。F845Mフィルター(845nm)で測定された$-70\deg$付近の特徴は、K'風プロファイルと特に一致していました。南の中緯度には、その寿命が$\geq$1か月である複数の地物が存在しており、これらの緯度が海王星の大気の安定性が高い領域であるという証拠を提供しています。また、HSTF467M(467nm)データを使用して、ボイジャー2号の時代以来海王星で観測された$-60\deg$緯度の暗い周極波を分析しました。近年(2019年から2021年)の変動率は$4.866\pm0.009\deg$/日です。これはKarkoschka(2011)による以前の測定結果と一致しており、これらの年のドリフトレートは$4.858\pm0.022\deg$/dayと予測されています。また、すぐ北に補完的な明るいバンドも得られました。
水の世界はどこにあるのか?: 水の豊富な系外惑星大気の自己矛盾のないモデル
| Title |
Where_are_the_Water_Worlds?:_Self-Consistent_Models_of_Water-Rich_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Eliza_M.-R._Kempton,_Madeline_Lessard,_Matej_Malik,_Leslie_A._Rogers,_Kate_E._Futrowsky,_Jegug_Ih,_Nadejda_Marounina,_Carlos_E._Mu\~noz-Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06508 |
海王星以下の系外惑星が主に水素に富んだ大気を持っているのか、それともその中にH$_2$Oが豊富な「水の世界」の集団が潜んでいるのかはまだ解明されていない。この問題に対処するには、分光観測を予測して解釈し、内部構造計算の上限条件として機能するために、水分が豊富な系外惑星大気のモデリングを改善する必要があります。ここでは、太陽から100%水蒸気までの範囲の水存在量を含む、水素、ヘリウム、水の大気の新しいモデルを紹介します。私たちは、水の自己広がりと非理想的な気体の状態方程式に関する最新の処方を組み込むことにより、高含水大気の以前のモデルを改良しました。私たちのモデルグリッド(https://umd.box.com/v/water-worlds)には、放射対流平衡における温度圧力プロファイルと、それに関連する透過スペクトルおよび熱放射スペクトルが含まれています。私たちのモデルの更新は主に高圧で作用し、大気底の温度に大きな影響を与え、内部構造の計算の精度に影響を与えることがわかりました。高層大気の状態や分光観測物はモデルの更新による影響が少なく、ほとんどの条件下で、熱い木星用に構築された検索コードは水の豊富な惑星でも良好に機能するはずであることがわかりました。さらに、熱放射スペクトルと透過スペクトルの両方における観察上の縮退を定量化します。雲の標準的な縮退と透過スペクトルの平均分子量を復元し、水の少ない（つまり太陽に近い）領域では熱放射スペクトルが互いにより容易に区別できることを発見しました。
バイオシグネチャーのミッションを評価するためのツールとしての情報獲得
| Title |
Information_Gain_as_a_Tool_for_Assessing_Biosignature_Missions |
| Authors |
Benjamin_Fields,_Sohom_Gupta,_McCullen_Sandora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06509 |
私たちは、バイオシグネチャーミッションの価値を定量的に評価する方法として、情報獲得という数学的概念を提案します。これにより、ミッションの価値が設計パラメータ、事前知識、入力仮定にどのように依存するかを簡単に判断できます。このフレームワークの有用性を、環境変数の関数としてのシグナルの発生率の傾向を決定するために必要な最小限のサンプル数と、それにどれだけのコストを割り当てる必要があるかなど、多数の事例に適用することで実証します。オブジェクトの各クラス。偽陽性と偽陰性の相対的な影響、エンセラダスデータへの適用、および2つの信号を組み合わせる最適な方法。太陽系天体に関する現在の知識に適用して、潜伏者やその他の空間的に制限された信号を探索する際の解像度とカバレッジの間の最適なトレードオフ。居住可能境界を推定する最良の方法。ミッションのさまざまな側面に費やす最適な金額。ミッションに追加の計器を含める場合。最適なミッション寿命。そして居住可能性モデルの予測にいつ従うか、いつそれに挑戦するか。それぞれのケースにおいて、ミッションの設計、ミッションの選択、ターゲットの選択を最適化するための具体的で定量的な推奨事項を生成します。
天王星の衛星ティタニアの周囲の長期自然軌道のマッピングと操縦
| Title |
Mapping_and_maneuvering_long-term_natural_orbits_around_Titania,_a_satellite_of_Uranus |
| Authors |
Silvia_Giuliatti_Winter,_Jadilene_Xavier,_Ant\^onio_Bertachini_Prado_and_Andre_Amarante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06570 |
この研究では、天王星最大の衛星であるチタニアの周囲の探査機の長期軌道を取得するために実行された一連の数値シミュレーションの結果を紹介します。また、一部の軌道の寿命を延ばすための軌道操作も提案します。ティタニアの$J_2$と$C_{22}$の重力係数と天王星の重力摂動を考慮します。$J_2$および$C_{22}$値の考えられる誤差による生涯感度の分析は、重回帰モデルを使用して調査されます。偏心率が10-4に等しい場合のシミュレーションが実行され、寿命マップが作成されました。結果は、天王星の擾乱とチタニアの重力係数とのバランスにより、低高度軌道の方が寿命が長いことを示している。この結果は、寿命を延ばすためには近点経度($\omega$)と昇交点経度($\Omega$)の非ゼロ値が不可欠であることも示しています。さらに、結果は、半径1050kmに等しい最終軌道で最も経済的な操縦が行われることを示しており、これはすべての傾斜値で観察されます。
| Title |
Equatorial_Waves_and_Superrotation_in_the_Stratosphere_of_a_Titan_General_Circulation_Model |
| Authors |
Neil_T._Lewis,_Nicholas_A._Lombardo,_Peter_L._Read_and_Juan_M._Lora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06745 |
タイタンの大循環モデルの成層圏における超回転の維持に関連する赤道波の特性を調査します。モデル大気中には、赤道ケルビン波、赤道ロスビー波、混合ロスビー重力波など、さまざまな赤道波が存在します。成層圏上部では、スーパーローテーションの加速が夏至付近で最も強くなり、これは赤道のケルビン波と冬半球の中緯度におけるロスビー型波との相互作用によるものである。この「ロスビー・ケルビン」型の波の存在は、春分点から離れた上部成層圏で時々発生する、背景の帯状風の強い子午線剪断に依存しているようです。成層圏下部では、スーパーローテーションの加速が年間を通じて発生し、赤道付近のロスビー波によって部分的に誘発されますが、これは準地衡気圧不安定性によって生成されるものと考えられます。スーパーローテーションの加速は一般に、平均流の帯状速度に近い位相速度を持つ波によって引き起こされます。その結果、それらはモデルの垂直グリッドスケールに近い短い垂直波長を持ち、そのため適切に表現されない可能性があります。これはTitanGCM間で共通の問題である可能性があり、将来のモデル開発で対処する必要があると考えられます。
TOI 4201 b および TOI 5344 b: M 矮星の周囲を通過する 2 つの巨大惑星の発見と他の 3 つのパラメーターの修正
| Title |
TOI_4201_b_and_TOI_5344_b:_Discovery_of_Two_Transiting_Giant_Planets_Around_M_Dwarf_Stars_and_Revised_Parameters_for_Three_Others |
| Authors |
J._D._Hartman,_G._\'A._Bakos,_Z._Csubry,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_S._Giacalone,_A._Chontos,_N._Narita,_A._Fukui,_J._P._de_Leon,_N._Watanabe,_M._Mori,_T._Kagetani,_I._Fukuda,_Y._Kawai,_M._Ikoma,_E._Palle,_F._Murgas,_E._Esparza-Borges,_H._Parviainen,_L._G._Bouma,_M._Cointepas,_X._Bonfils,_J._M._Almenara,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Howard_M._Relles,_Khalid_Barkaoui,_Richard_P._Schwarz,_Ghachoui_Mourad,_Mathilde_Timmermans,_Georgina_Dransfield,_Artem_Burdanov,_Julien_de_Wit,_Emmanu\"el_Jehin,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Micha\"el_Gillon,_Zouhair_Benkhaldoun,_Keith_Horne,_Ramotholo_Sefako,_A._Jord\'an,_R._Brahm,_V._Suc,_Steve_B._Howell,_E._Furlan,_J._E._Schlieder,_D._Ciardi,_T._Barclay,_I._Crossfield,_C._D._Dressing,_M._Goliguzova,_A._Tatarnikov,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Stephanie_Striegel,_Avi_Shporer,_Andrew_Vanderburg,_Alan_M._Levine,_Veselin_B._Kostov,_David_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06809 |
我々は、M矮星を通過する2つの巨大惑星、TOI4201bとTOI5344bのTESSミッションによる発見を紹介します。また、巨大惑星を通過する他の3つのM矮星、TOI519、TOI3629、TOI3714についても、正確な動径速度測定と更新されたシステムパラメーターを提供します。惑星質量は0.525+-0.064M_J、0.243+-0.020M_J、0.689+-を測定しています。TOI519b、TOI3629b、TOI3714b、TOI4201b、およびTOI5344bについては、それぞれ0.030M_J、2.57+-0.15M_J、および0.412+-0.040M_J。対応する星の質量は、0.372+-0.018M_s、0.635+-0.032M_s、0.522+-0.028M_s、0.625+-0.033M_s、0.612+-0.034M_sです。5つの主星はすべて超太陽金属性を有しており、太陽型恒星の場合と同様に、近接した巨大惑星は金属豊富なM矮星主星の周囲で優先的に見つかるという最近の発見をさらに裏付けるものとなっている。最後に、恒星進化モデルが通過惑星系のフィッティングに直接含まれている場合に、それらのモデルの系統的誤差を説明する手順について説明します。
TOI-4201: 核降着理論を拡張する大規模なトランジット木星をホストする初期の M ドワーフ
| Title |
TOI-4201:_An_Early_M-dwarf_Hosting_a_Massive_Transiting_Jupiter_Stretching_Theories_of_Core-Accretion |
| Authors |
Megan_Delamer,_Shubham_Kanodia,_Caleb_I._Ca\~nas,_Simon_M\"uller,_Ravit_Helled,_Andrea_S.J._Lin,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Arvind_F._Gupta,_Suvrath_Mahadevan,_Johanna_Teske,_R._Paul_Butler,_Samuel_W._Yee,_Jeffrey_D._Crane,_Stephen_Shectman,_David_Osip,_Yuri_Beletsky,_Andrew_Monson,_Jaime_A._Alvarado-Montes,_Chad_F._Bender,_Jiayin_Dong,_Te_Han,_Joe_P._Ninan,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06880 |
TOI-4201bは、トランジット系外惑星探査衛星によって発見された初期M矮星の周りを周回するトランジット木星質量惑星であることが確認されました。地上測光とNEIDとプラネットファインダースペクトログラフからの正確な動径速度を使用して、我々は2.59$^{+0.07}_{-0.06}$M$_{J}$の惑星質量を測定し、これは最も質量のある惑星の1つとなる。M矮星を通過する惑星。この惑星の質量は0.63M$_{\odot}$のホストの$\sim$0.4\%であり、典型的なクラスII円盤に含まれる塵の総質量に匹敵する重元素の質量を持っている可能性があります。TOI-4201bは、原始惑星期における核の降着と円盤の質量収支に関する私たちの理解を拡張し、巨大惑星の形成が円盤の寿命のはるかに早い時期に起こるか、あるいは重力不安定性などの代替メカニズムを通じて起こることを必要とします。
| Title |
The_Kiloparsec_Scale_Influence_of_the_AGN_in_NGC_1068_with_SALT_RSS_Fabry-P\'erot_Spectroscopy |
| Authors |
Raphael_E._Hviding,_Ryan_Hickox,_P._V\"ais\"anen,_Rajin_Ramphul,_Kevin_Hainline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06351 |
私たちは、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)のロバート・ストービー分光器(RSS)を使用して、中心活動銀河核の影響を観察する、近くのセイファートII銀河NGC1068のファブリー・ペロー(FP)イメージングとロングスリット分光法を紹介します。(AGN)キロパーセクスケールでの銀河内の電離ガスに関する研究。SALTRSSFPを使用すると、$\sim$2.6arcmin$^2$の視野にわたってH$\alpha$+[NII]輝線複合体を観察できます。ロングスリット観測と組み合わせることで、近くのII型セイファート銀河を研究するためのFP分光法の有効性を実証し、NGC1068内のキロパーセクスケールの電離ガスを調査します。TYPHOON/漸進積分ステップ法(PrISM)による以前の研究の結果を確認します。NGC1068のキロパーセクスケールのイオン化特徴がAGN光イオン化によって駆動されているという調査結果。私たちは、AGN強度の空間的変化を分析して、キロパーセクスケールのイオン化の特徴の形状と構造の説明を進めます。おもちゃのモデルを使用して、イオン化の特徴は過去$\sim$2000年前の強化されたAGN活動のバーストからの光エコーとして理解できるかもしれないと提案します。
アタカマ宇宙望遠鏡: WISE との相互相関における銀河塵構造と宇宙 PAH 背景
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Galactic_Dust_Structure_and_the_Cosmic_PAH_Background_in_Cross-correlation_with_WISE |
| Authors |
Rodrigo_C\'ordova_Rosado,_Brandon_S._Hensley,_Susan_E._Clark,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Zachary_Atkins,_Elia_Stefano_Battistelli,_Steve_K._Choi,_Jo_Dunkley,_Carlos_Herv\'ias-Caimapo,_Zack_Li,_Thibaut_Louis,_Sigurd_Naess,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_T._Staggs,_Cristian_Vargas,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06352 |
アタカマ宇宙望遠鏡(ACT)による150および220GHzの$1'$分解能の全強度と偏光観測と、広視野赤外線測量探査機(WISE)による15$''$の中赤外測光の間の相互相関分析を紹介します。)空の107個以上の12.5$^\circ\times$12.5$^\circ$パッチ。WISE$\times$ACT$TT$クロスパワースペクトルで30$\sigma$の有意性で空間等方性信号を検出しました。これは、ACT周波数での宇宙赤外線背景と、からの多環芳香族炭化水素(PAH)放射との間の相関関係として解釈されます。WISEの銀河、つまり宇宙PAH背景。天の川銀河内では、銀河塵$TT$スペクトルは一般に、10$^3<\ell<$10$^4$の範囲にわたる$\ell$のべき乗則によってよく記述されていますが、両方の変動の証拠があります。べき乗則インデックスと一部の地域における非べき乗則動作。35の異なる$\sim$100deg$^2$領域のそれぞれにおいて、$>$3$\sigma$で1000$<\ell\lesssim$6000でのWISE全強度とACT$E$モード偏光の間の正の相関を測定します。空の様子は、銀河の密度構造と局所的な磁場との間の整合性が、これらの領域ではサブパーセクの物理的スケールまで持続していることを示唆しています。107領域すべてにわたるこの$\ell$範囲の$TE$振幅の分布は正の値に偏っていますが、$TB$スペクトルにはそのような偏りがあるという証拠はありません。この研究は、これまでの銀河塵$TE$スペクトルの最高値の測定値を構成し、塵放出の高解像度中赤外線測定との相互相関が塵放出の空間統計を制約するための有望なツールであることを示しています。ミリメートル波長で。
平方キロメートルアレイで空を見据える: $0
| Title |
Looking_ahead_to_the_sky_with_the_Square_Kilometre_Array:_simulating_flux_densities_&_resolved_radio_morphologies_of_$0 |
| Authors |
Rosemary_T._Coogan_(1_and_2_and_3),_Mark_T._Sargent_(1_and_4),_Anna_Cibinel_(1),_Isabella_Prandoni_(5),_Anna_Bonaldi_(6),_Emanuele_Daddi_(3),_Maximilien_Franco_(7_and_8)_((1)_Astronomy_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Sussex,_Brighton,_UK,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik_(MPE),_Garching,_Germany,_(3)_CEA,_IRFU,_DAp,_AIM,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_CNRS,_Gif-sur-Yvette,_France,_(4)_International_Space_Science_Institute_(ISSI),_Bern,_Switzerland,_(5)_INAF-Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy,_(6)_SKA_Observatory,_Macclesfield,_UK,_(7)_Centre_for_Astrophysics_Research,_School_of_Physics,_Engineering_and_Computer_Science,_University_of_Hertfordshire,_Hatfield,_UK,_(8)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_TX,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06358 |
SKA-MID探査は、広い領域にわたって高感度で明らかに秒角未満の分解能を達成する電波領域初の探査となり、銀河進化への新たな科学応用の扉を開くことになる。これらの調査の可能性を調査するために、$0に重要な下部構造を含む1723個の実際の銀河のマルチバンドHSTイメージングを使用して構築された、GOODS-Northの$\sim$0.04deg$^{2}$領域のシミュレーションSKA-MID画像を作成しました。<z<2.5$。バンドの提案された深さで画像を作成します。ワイド、ディープ、およびウルトラディープの2つの参照調査(1000度$^{2}$でRMS=1.0$\mu$Jy、0.2$\mu$Jy、0.05$\mu$Jy)、それぞれ10-30deg$^{2}$と1deg$^{2}$)、分解能0.6インチのSKA-MIDの望遠鏡応答を使用します。調査により星の形成速度、つまり星の質量空間を定量化します。銀河の光束密度、半光半径($R_{50}$)、濃度、ジニ(光束の分布)、最も明るいピクセルの2次モーメント($M_{20}$)とSKA応答を使用したシミュレーション前後の非対称性を調べて、深さの関数として入出力テストを実行し、畳み込みとノイズの影響を分離します。Giniと非対称性の回復がより依存していることがわかります。$R_{50}$、濃度、$M_{20}$よりも調査深度に重点を置いています。また、SKA-MIDによる観測前後のパラメーターの相対的なランキングも評価します。$R_{50}$はそのランキングを最も良く維持しますが、非対称性はほとんど回復されません。広い層は、さまざまな環境にわたる星形成の高度な銀河の研究に適しており、一方、超深い層は、SFRを下げるための詳細な形態学的分析を可能にすることが確認されています。
低赤方偏移ライマン $\alpha$ 森林を介した銀河間媒体における AGN と恒星フィードバック効果の探査
| Title |
An_Exploration_of_AGN_and_Stellar_Feedback_Effects_in_the_Intergalactic_Medium_via_the_Low_Redshift_Lyman-$\alpha$_Forest |
| Authors |
Megan_Taylor_Tillman,_Blakesley_Burkhart,_Stephanie_Tonnesen,_Simeon_Bird,_Greg_L._Bryan,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Sultan_Hassan,_Rachel_S._Somerville,_Romeel_Dav\'e,_Federico_Marinacci,_Lars_Hernquist,_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06360 |
私たちは、低赤方偏移ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)~forest($z\lesssim2$)統計における銀河フィードバックの役割と、銀河間物質の熱状態を変える可能性を探ります。CosmologyandAstrophysicswithMachineLearningSimulations(CAMELS)スイートを使用して、IllustrisTNGおよびSimbaサブグリッドモデルのAGNおよび恒星フィードバックモデルのバリエーションを調査します。SimbaのAGNと恒星フィードバックの両方が、Ly$\alpha$森林柱密度分布関数(CDD)とドップラー幅($b$値)分布の設定に役割を果たしていることがわかりました。SimbaAGNジェットフィードバックモードは、拡散IGMにエネルギーを効率的に輸送することができ、CDDの形状と正規化の変化、および$b$値の分布の拡大を引き起こします。我々は、恒星フィードバックが超大質量ブラックホールの成長とフィードバックの制御に重要な役割を果たしていることを発見し、恒星フィードバックとAGNフィードバックを同時に抑制することの重要性を強調している。IllustrisTNGでは、CAMELSで調査されたAGNフィードバックの変動はLy$\alpha$フォレストには影響しませんが、恒星のフィードバックモデルを変化させると微妙な変化が生じます。我々の結果は、低$z$Ly$\alpha$森林が紫外背景(UVB)、恒星およびブラックホールのフィードバックの変化に敏感である可能性があり、特にAGNジェットのフィードバックが熱に強い影響を与える可能性があることを示唆している。IGMの状態。
核外およびデュアル Sub-kpc AGN (VODKA) のバルストロメトリー:
デュアルまたは核外クエーサーおよび小規模ジェットの非常に長いベースライン アレイ検索
| Title |
Varstrometry_for_Off-nucleus_and_Dual_Sub-kpc_AGN_(VODKA):_Very_Long_Baseline_Array_Searches_for_Dual_or_Off-nucleus_Quasars_and_Small-scale_Jets |
| Authors |
Yu-Ching_Chen,_Xin_Liu,_Joseph_Lazio,_Peter_Breiding,_Sarah_Burke-Spolaor,_Hsiang-Chih_Hwang,_Yue_Shen,_Nadia_L._Zakamska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06363 |
二重核外活性超大質量ブラックホールは、階層構造形成パラダイムにおいて一般的であると予想されているが、パーセクスケールでの同定は、厳しい角度分解能要件のため依然として課題である。私たちは、超長基線アレイ(VLBA)を使用して体系的な研究を実施し、23個の放射性明るい候補二重クェーサーおよび非核クェーサーを調べます。ターゲットは、（サブ）キロパーセクスケールで二重または核外クエーサーを識別することを目的として、ガイアの新しい天文計測技術（「ヴァルストロメトリー」）によって選択されます。これらのクェーサーのうち、8つは複数の無線成分、またはVLBAとガイアの位置の間で重大な(>3$\sigma$)位置オフセットを示します。複数の無線コンポーネントを示す3つの候補からの無線放射は、その形態に基づくと小型ジェットから発生している可能性があります。顕著なVLBA-Gaiaオフセットを持つ残りの5つの候補のうち、3つはパーセクスケールの潜在的な二重クエーサーとして特定され、1つはおそらく小規模ジェットに起因すると考えられ、最後の候補の起源は不明のままです。観測されたVLBA-Gaiaオフセットの別の説明を探索します。キロパーセクスケールの光ジェットの証拠も、母銀河からのガイア天文ノイズへの汚染も見つかりませんでした。座標系のずれがオフセットの原因となる可能性は低いです。私たちの研究は、二重クエーサーまたは核外クエーサーの候補を発見する際のヴァルストロメトリー技術の有望性を強調し、これらの興味深い候補を検証し理解するためにさらなる確認と調査の必要性を強調しています。
金属性が sSFR を上回る: 超光度の超新星母銀河環境とその生成における金属性の重要性との関係
| Title |
Metallicity_beats_sSFR:_The_connection_between_superluminous_supernova_host_galaxy_environments_and_the_importance_of_metallicity_for_their_production |
| Authors |
Cressida_Cleland,_Sean_L._McGee,_Matt_Nicholl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06368 |
私たちは、ZTFの高輝度過渡現象調査から採取された33個のI型超光超新星(SLSNe)を分析し、そのホスト銀河の局所環境を調査します。私たちは、SDSSからの銀河の分光サンプルを使用して、ホスト銀河の大規模な環境密度を決定します。SLSNeは通常、星の質量が低く、星形成率が高く、金属量が少ない銀河で見つかることに注目すると、SLSNホストは高密度環境内でもめったに見つからないことがわかります。わずか$3\サブスタック{+9
Magneticum シミュレーションによる銀河団における AGN 活動と星形成の環境依存性
| Title |
Environmental_dependence_of_AGN_activity_and_star_formation_in_galaxy_clusters_from_Magneticum_simulations |
| Authors |
Gregor_Rihtar\v{s}i\v{c},_Veronica_Biffi,_Dunja_Fabjan_and_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06374 |
(要約)星団環境は星団銀河における星形成速度とAGN活動に強い影響を与えます。この研究では、宇宙論的な流体力学シミュレーションを用いて、銀河団とその近傍におけるさまざまな銀河集団の挙動を調査します。box2b(640comovingMpc/$h)から抽出された質量$M_{500}>10^{13}M_\odot$の銀河団の中で、恒星質量$\logM_\ast(M_\odot)>10.15$の銀河を研究しました。$)赤方偏移0.25および0.90での宇宙論的流体力学シミュレーションのMagneticumPathfinderスイート。私たちは、星の質量、最も近い隣接銀河までの距離、星団中心半径、下部構造のメンバーシップ、および大規模な環境が、AGNをホストする銀河の割合、星形成速度、星形成銀河と静止銀河の比率に及ぼす影響を調べました。私たちは、低質量銀河では、AGN活動と星の形成が同様に環境の影響を受け、銀河団の中心に向かって低下することを発見しました。大質量銀河では、影響は異なります。星形成レベルは内部領域で増加し、0.5〜1$R_{500}$の間でピークに達し、中心で急速に低下しますが、AGN活動は内部領域で低下し、中心に向かって$R_{500}$を下回って急速に上昇します-おそらく、恒星の質量の剥離と、その結果としてより大規模なブラックホールを持つ銀河の選択が原因であると考えられます。隣接する銀河団領域の寄与を解きほぐした結果、銀河団郊外の大質量銀河で過剰なAGN活動が存在することがわかりました($\sim3R_{500}$)。また、局所的な密度、下部構造のメンバーシップ、および星の質量が星形成とAGN活動に強い影響を与えることもわかりましたが、それらが観測された半径方向の傾向を完全に説明できないことも確認されました。
多相乱流における磁場: 力学と構造への影響
多相ガスと磁場の両方は、天体物理学において遍在しています。しかし、異なる相の混合に対する磁場の影響はまだほとんど解明されていません。この研究では、乱流放射混合層(TRML)と乱流ボックスシミュレーションの両方を使用して、低温ガスの成長速度、生存、および多相ガスの形態に対する磁場の影響を調べます。我々の発見は、一般に磁場がTRML内の混合を抑制する一方、乱流ボックスのシミュレーションでは成長速度と低温ガスの生存に比較的わずかな差が示されることを示しています。私たちは、磁場の有無に関係なく、同様の乱流特性が同等の混合をもたらすことを実証することによって、これら2つの一見対照的な結果を調和させます。さらに、冷たいガスの塊のサイズ分布は磁場とは無関係であるが、MHDの場合、塊はよりフィラメント状であることがわかりました。合成MgII吸収線は、磁場の有無でこの状況がわずかに異なることを裏付けています。どちらのケースも観察結果とよく一致しています。また、乱流ボックス内の磁場の強さと構造も調べます。私たちは通常、磁束の凍結により冷たい気相中でより高い平均磁場を観察し、乱流環境におけるフラクタルのような磁力線を明らかにします。
気相ダイナミクスを調査するためのツールとしての赤外作用分光法: CH$_3$OH$_{2}^{+}
の反応によって形成されるプロトン化ジメチルエーテル (CH$_3$)$_2$OH$^+$ $ と CH$_3$OH
| Title |
Infrared_action_spectroscopy_as_tool_for_probing_gas-phase_dynamics:_Protonated_Dimethyl_Ether,_(CH$_3$)$_2$OH$^+$,_formed_by_the_reaction_of_CH$_3$OH$_{2}^{+}$_with_CH$_3$OH |
| Authors |
Vincent_Richardson,_Daniel_B._Rap,_Sandra_Br\"unken,_Daniela_Ascenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06460 |
メタノールは、最も豊富に存在する星間複合有機分子(iCOM)の1つであり、ますます複雑になる酸素含有分子を合成するための主要な構成要素となります。プロトン化メタノールとその中性対応物との反応は、水分子の放出とともにプロトン化ジメチルエーテル(CH$_3$)$_2$OH$^+$を生成し、これが合成における重要な反応として提案されている。宇宙のジメチルエーテル。ここでは、(CH$_3$)$_2$OH$^+$反応生成物と[C$_2$H$_9$O$_2$]$^+$中間錯体の気相振動スペクトルです。、異なる圧力および温度条件下で形成された、を示します。赤外実験用に広く調整可能な自由電子レーザーであるFELIXを使用して、$600-1700$cm$^{-1}$の周波数範囲でさまざまなタイプの赤外作用分光法を使用して振動指紋スペクトルを記録し、OPOを使用した測定で補完しました。O-H伸縮領域$3400-3700$cm$^{-1}$をカバーする/OPAシステム。反応生成物としてのプロトン化ジメチルエーテルの形成が分光学的に確認され、この潜在的に関連する宇宙化学イオンの最初の気相振動スペクトルが得られる。
カシオペヤ座OB6会合のW5領域における若い恒星集団の運動学：恒星会合の形成過程への示唆
| Title |
The_kinematics_of_young_stellar_population_in_the_W5_region_of_the_Cassiopeia_OB6_association:_implication_on_the_formation_process_of_stellar_associations |
| Authors |
Beomdu_Lim,_Jongsuk_Hong,_Jinhee_Lee,_Hyeong-Sik_Yun,_Narae_Hwang,_and_Byeong-Gon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06557 |
星形成領域W5は、カシオペア座OB6連合の主要部分です。その内部構造と運動学は、この領域での星形成プロセスのヒントを提供する可能性があります。ここでは、Gaiaデータと動径速度データを使用した、W5の若い星の運動学的研究を紹介します。若手スター２０００人のうち計４９０人がメンバーとして確定した。それらの空間分布は、W5が高度に下部構造化されていることを示しています。K平均法クラスタリングアルゴリズムを使用して、合計8つのグループを識別します。HII気泡の空洞には3つの密なグループがあり、他の5つの疎なグループは気泡の尾根に分布しています。3つの密集したグループはほぼ同じ年齢(500万年)を持ち、拡大のパターンを示しています。その拡大規模は、W5の全体構造を説明できるほど大きくありません。実際、北方の3つのグループは密集グループより300万年若く、これは独立した星形成イベントを示しています。それらのうちの1つのグループだけが、そのメンバーが東の密なグループから遠ざかるにつれて、フィードバック駆動の星形成の兆候を示します。他の2つのグループは自然発生的に形成された可能性があります。一方、南部の2つのグループの特性は、同世代の集団の特性としては理解されていません。それらの起源は、星の動的放出と複数の星の形成によって説明できます。私たちの結果は、W5の下部構造が巨大な分子雲における複数の星形成イベントを通じて形成されたことを示唆しています。
Kepler/K2-Gaia DR3 フィールドで 16 個の散開星団を調査。 I. メンバーシップ、バイナリ、およびローテーション
| Title |
Investigating_16_Open_Clusters_in_the_Kepler/K2-Gaia_DR3_field._I._Membership,_Binary,_and_Rotation |
| Authors |
Liu_Long,_Shanlao_Bi,_Jinhua_Zhang,_Xianfei_Zhang,_Liyun_Zhang,_Zhishuai_Ge,_Tanda_Li,_Xunzhou_Chen,_Yaguang_Li,_Lifei_Ye,_TianCheng_Sun,_and_Jianzhao_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06596 |
GaiaDataRelease3(GaiaDR3)とKepler/K2のデータを使用して、年齢が4から4000万ミールの範囲にある16個の散開星団のカタログを提示します。これには、メンバーシップ、連星系、回転に関する詳細な情報が含まれています。5D位相空間のメンバーシップを評価し、各クラスターの基本パラメーターを推定します。20,160人のメンバーのうち、4,381個の星がバイナリ候補として特定され、49個の星が青色のストラグラースターとして特定されています。バイナリの割合はクラスタごとに異なり、その範囲は9%～44%です。5,467個のメンバーの回転周期を取得し、そのうち4,304個がこの作業で決定されます。回転と年齢と色の関係のベンチマークを確立するために、色と期間の図を作成します。連星の回転の特徴は単星の回転の特徴と似ているが、連星の回転の特徴は回転周期においてより分散していることがわかりました。さらに、色と周期の関係の形態は、さそり座上部については1900万歳の時点ですでに確立されており、さまざまなスペクトルタイプ（つまり、FG型、K型、M型）のいくつかの星は、その後異なるスピンダウン速度を示します。年齢は約1億1000万人。スピンダウンの停止の影響を分析に組み込むことにより、経験的な回転-年齢-色の関係を開発します。これは、700〜4000ミルの年齢と0.5<(G_BP-G_RP)0<の範囲に対応する色で有効です。2.5等
IBEXで観測された星間中性ヘリウムと全球太陽圏モデリングから推定される星間状態
| Title |
Interstellar_Conditions_Deduced_from_Interstellar_Neutral_Helium_Observed_by_IBEX_and_Global_Heliosphere_Modeling |
| Authors |
P._Swaczyna,_M._Bzowski,_J._Heerikhuisen,_M._A._Kubiak,_F._Rahmanifard,_E._J._Zirnstein,_S._A._Fuselier,_A._Galli,_D._J._McComas,_E._M\"obius,_N._A._Schwadron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06694 |
星間境界探査機(IBEX)ミッションに搭載されたIBEX-Lo装置による星間中性(ISN)ヘリウム原子のその場観察は、原始極局星間物質(VLISM)の速度と温度を決定するために使用されます。太陽圏に侵入するISNヘリウム原子(一次集団として知られる)のほとんどは、原始的なVLISMに由来します。一次原子が外側ヘリオシースを通って移動するとき、それらは減速され圧縮されたプラズマ中でHe$^+$イオンと電荷交換を行い、二次集団を形成します。2009年から2020年のISNシーズン中にIBEXによってサンプリングされた240万個を超えるISNヘリウム原子を使用して、その観測結果と太陽圏におけるISNヘリウム輸送のパラメータ化モデルの予測を比較します。我々は、電荷交換と弾性衝突による太陽圏境界でのISNヘリウム原子の濾過を説明します。私たちは、元のVLISMの速度、温度、磁場、組成によって記述される星間条件に対するISNヘリウム束の感度を調べます。これらの影響を考慮すると、導出されたVLISM条件の変化が統計的不確実性を超えるため、ISNヘリウム観測を解釈するには濾過プロセスの包括的なモデリングが重要であることを示します。この解析で見つかった元のVLISMパラメータは、流速(26.6kms$^{-1}$)、黄道座標での流入方向(255.7$^\circ$,5.04$^\circ$)、温度(7350K)です。)、黄道面に対するB-V面の傾き(53.7$^\circ$)。導出された元のVLISMHe$^+$密度は$9.7\times10^3$cm$^{-3}$です。さらに、これらの観測から推定される星間プラズマ密度と磁場の強度の間に強い相関関係があることも示しました。
ツヴィッキー過渡施設と球状星団：最大光時のミラ変数の gr バンド周期と光度の関係と局所銀河への応用
| Title |
Zwicky_Transient_Facility_and_Globular_Clusters:_the_gr-Band_Period-Luminosity_Relations_for_Mira_Variables_at_Maximum_Light_and_Their_Applications_to_Local_Galaxies |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow,_Jia-Yu_Ou,_Anupam_Bhardwaj,_Josiah_Purdum,_Ben_Rusholme_and_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06749 |
7つの球状星団に位置する14個のミラに基づいて、ZwickyTransientFacility(ZTF)から収集された複数年の光曲線データを使用して、大振幅ミラ変数の最大光における最初のgrバンド周期光度(PL)を導き出しました。）。Mirasは赤色変数であるため、ZTF光度曲線のサブセットに色項補正を適用したところ、そのような補正が周期の決定に大きな影響を与えないことがわかりました。私たちは、得られたPL関係を5つの局所銀河(セクスタンス、しし座I、しし座II、NGC6822、IC1613)の既知の銀河系外ミラに適用し、それらのミラベースの距離を決定しました。私たちは、サンプル内の最も遠い2つの銀河(NGC6822とIC1613)の銀河を含む、最大光の周囲の光曲線の一部のみが存在する場合でも、PL関係が短周期(<300日)のミラに適用できることを実証しました。検出。また、長周期の銀河系外ミラは、より長い周期に外挿されたPL関係に従わないことも示しました。したがって、私たちが導き出したPL関係は、ベラ・C・ルービン天文台の時空遺産調査の時代に局所銀河で大量に発見されるであろう短周期ミラスにのみ適用できる。
| Title |
High-energy_electromagnetic,_neutrino,_and_cosmic-ray_emission_by_stellar-mass_black_holes_in_disks_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Shigeo_S._Kimura,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06353 |
一部のセイファート銀河は高エネルギーのガンマ線で検出されますが、ガンマ線の放出のメカニズムと場所は不明です。また、宇宙の高エネルギーニュートリノとMeVガンマ線背景の起源は、発見以来謎のベールに包まれています。私たちは、活動銀河核(AGN)の円盤に埋め込まれた恒星質量BH(sBH)からの放射を、その考えられる発生源として提案します。これらのsBHは、強力な電磁波、ニュートリノ、および宇宙線の放射を生成する可能性があるブランドフォード・ズナジェック機構によりジェットを発射すると予測されています。私たちは、これらの放出が宇宙の高エネルギー粒子の発生源である可能性があるかどうかを調査します。私たちは、ジェットのローレンツ因子($\Gamma_{\rmj}$)が高い場合、ジェットの内部衝撃からの放射が、NGC1068を含む近くの電波の静かなセイファート銀河からのガンマ線を説明できることを発見しました。一方、中程度の$\Gamma_{\rmj}$の場合、放出は$\sim{\rmMeV}$と$\lesssim{\rmPeVにおけるバックグラウンドのガンマ線とニュートリノの強度に大きく寄与する可能性があります。それぞれ}$バンド。さらに、効率的な磁場増幅と宇宙線加速による適度な$\Gamma_{\rmj}$であれば、NGC1068からのニュートリノ放出や超高エネルギー宇宙線を説明することができます。これらの結果は、NGC1068からのニュートリノ束と${\rmMeV}$ガンマ線、ニュートリノ、超高エネルギー宇宙線の背景強度が統一モデルで説明できることを示唆しています。将来のMeVガンマ線衛星は、ニュートリノ放出のシナリオをテストします。
ブラックホール偏光測定 I: 電磁エネルギー抽出の特徴
| Title |
Black_Hole_Polarimetry_I:_A_Signature_of_Electromagnetic_Energy_Extraction |
| Authors |
Andrew_Chael,_Alexandru_Lupsasca,_George_N._Wong,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06372 |
1977年、ブランドフォードとズナジェクは、回転するブラックホールを囲む電磁場がそのスピンエネルギーを収集し、それを楕円銀河M87の中心から発射されるような平行天体物理ジェットの動力源として使用できることを示しました。現在、イベントホライズンテレスコープ(EHT)による干渉観測により、ジェット発射点にある超大質量ブラックホールM87*の高解像度、イベントホライズンスケールの偏光画像が提供されています。これらの偏光画像は、ブラックホールの周囲の電磁場の構造に対する前例のない窓を提供します。この論文では、磁場のヘリシティ(地平線に近い画像の$\angle\beta_2$の符号)を定量化する単純な偏波観測値が、電磁エネルギー束の符号に依存し、したがって直接的な結果が得られることを示します。ブラックホールのエネルギー抽出の探査機。Boyer-Lindquist座標では、軸対称電磁場のポインティング磁束は積$B^\phiB^r$に比例します。旋光観測可能な$\angle\beta_2$も同様に$B^\phi/B^r$の比に依存するため、観測者は地平線に近い環境における電磁エネルギーの流れの方向を実験的に決定することができます。2017年のM87*のEHT観測データは、電磁エネルギーの流出と一致しています。現在計画されているM87*の多周波数観測では、より高いダイナミックレンジと角度分解能が達成されるため、事象の地平線に近い$\angle\beta_2$の測定が可能になるだけでなく、ファラデー回転に対するより適切な制約も得られます。このような観測により、ブラックホールM87*からのエネルギー抽出の決定的なテストが可能になります。
2019 年の爆発中の NuSTAR による銀河ブラックホール候補 Swift J1728.9-3613 の降着特性とスピンの推定
| Title |
Accretion_Properties_and_Estimation_of_Spin_of_Galactic_Black_Hole_Candidate_Swift_J1728.9-3613_with_NuSTAR_during_its_2019_outburst |
| Authors |
Skye_R._Heiland,_Arka_Chatterjee,_Samar_Safi-Harb,_Arghajit_Jana_and_Jeremy_Heyl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06395 |
ブラックホールX線連星(BHXRB)は、ブラックホールへの物質の降着を理解する上で重要な役割を果たします。ここでは、2019年1月のバースト中にSwift/BATとMAXI/GSCによって発見された一時的なBHXRB\source~の探索に焦点を当てます。我々は、その降着特性、長い時間スケールの変動性、およびスピンに関する測定結果を提示します。これらの特性を調べるために、いくつかのNICER観測値とNuSTARからの未調査のデータセット、およびMAXI/GSCからの長期光度曲線を利用します。タイミング解析では、さまざまなエネルギーバンドの光曲線間の相互相関関数の推定値を提供します。私たちのスペクトル解析では、FeK$\alpha$ラインと$>15$keV反射ハンプをモデル化する相対論的反射モデルRelxillのフレーバーを含む、システムのパラメーターを制約するために多数の現象論的モデルを使用します。私たちの分析により、(i)爆発の過程で放出された総エネルギーは$\sim5.2\times10^{44}$~ergsで、これは飲み込まれた火星の質量のおよそ90\%に相当します。(ii)$2-4$keVバンドと$10-20$keVバンドの光度曲線の間に、$8.4\pm1.9$日の連続的な遅れが見つかりました。これは、標準円盤内の物質の粘性流入時間スケールに関連している可能性があります。(iii)スペクトル解析の結果、スピンパラメータは$\sim0.6-0.7$、傾斜角は$\sim45^{\circ}-70^{\circ}$、NuSTAR観測時の降着速度は$であることが判明しました。\sim17\%~L_{\rmEdd}$。
コンパクトオブジェクトバイナリにおける質量依存の固有速度の証拠: ネイタルキックのより良い制約に向けて
| Title |
Evidence_for_mass-dependent_peculiar_velocities_in_compact_object_binaries:_Towards_better_constraints_on_natal_kicks |
| Authors |
Yue_Zhao_(1),_Poshak_Gandhi_(1),_Cordelia_Dashwood_Brown_(1),_Christian_Knigge_(1),_Phil_A._Charles_(1),_Thomas_J._Maccarone_(2),_Pornisara_Nuchvanichakul_(1,_3)_((1)_School_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Southampton,_Highfield,_Southampton_SO17_1BJ,_UK,_(2)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Texas_Tech_University,_Lubbock_TX,_79410-1051,_USA,_(3)_Department_of_Physics_and_Materials_Science,_Faculty_of_Science,_Chiang_Mai_University,_Chiang_Mai,_Thailand_50200) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06430 |
私たちは、低質量および高質量のX線連星、中性子星(NS)またはブラックホール(BH)をホストしている可能性が高い最近報告された連星のいくつか、および連星パルサー(パルサーと非縮退伴星)のカタログを編集しています。)全身動径速度($\gamma$)を測定しました。ガイアと無線固有運動を$\gamma$とともに使用して、銀河軌道を統合し、超新星後(SN後)の3次元固有速度(銀河面での$v_\mathrm{pec}^{z=0}$)を推測します。交差点）;これらの速度には、コンパクトな物体が誕生時に受けた出生時のキックの痕跡が残っています。合計85個のオブジェクトを含むサンプルを使用して、$v_\mathrm{pec}^{z=0}$の全体的な分布をモデル化し、低($\sigma_v\およそ21\,\mathrm)の2成分マクスウェル分布を見つけます。{km~s^{-1}}$)と高速($\sigma_v\およそ107\,\mathrm{km~s^{-1}}$)成分です。連星サブグループの分布をさらに比較すると、高質量ドナー/発光伴星をホストする連星はほとんど$v_\mathrm{pec}^{z=0}\lesssim100\,\mathrm{km~s^{-1}を持っていることが示唆されます。}$、一方、低質量の伴星を含む連星は$\sim400\,\mathrm{km~s^{-1}}$まで広がるより広い分布を示します。また、$v_\mathrm{pec}^{z=0}$とバイナリ総質量($M_\mathrm{tot}$)および軌道周期($P_\mathrm{orb}$)との有意な逆相関も見つかりました。99%以上の信頼性があります。具体的には、私たちの近似は$v_\mathrm{pec}^{z=0}\proptoM_\mathrm{tot}^{-0.5}$と$v_\mathrm{pec}^{z=0}\proptoP_\を示唆しています。mathrm{orb}^{-0.2}$。運動学と考えられるバイアスの観点から、相関関係の解釈の可能性について議論が行われます。このサンプルにより、コンパクトオブジェクトのバイナリ運動学と進化に関する幅広い追跡研究が可能になるはずです。
ホーキング博士が「ブラックホール爆発」と呼んだ、軽いブラックホールの蒸発の最終段階の観察は、量子重力や高エネルギー物理現象だけでなく、新たな自由度の存在についての重要な洞察を提供するだろう。。ここでは、近くの軽い蒸発ブラックホールに予想される観測の特徴と速度を調査、検討、再検討し、広範囲の天文台の感度推定値を再評価して比較します。次に、フェルミ広域望遠鏡とガンマ線バーストモニターからのアーカイブデータからブラックホール爆発候補の検索に焦点を当て、将来起こり得る観測キャンペーンの概要を説明します。
流出型磁圧飽和ディスク
数値シミュレーションから重要であることが判明した磁気圧力と円盤風の両方を組み込んだ解析的ブラックホール降着円盤モデルを構築します。放射線とガスの圧力に加えて、アルフベン速度を局所的なケプラー速度とガス音速に関連付ける飽和磁気圧力が想定されます。質量降着率は、風による質量損失に応じてべき乗則形式を持つと仮定されます。熱的に安定しており、モデルの仮定を満たす、自己矛盾のない解が3セット見つかりました。降着率が高い場合、円盤は幾何学的かつ光学的に厚く、スリムな円盤の解に似ています。比較的低い降着率では、我々のモデルは、幾何学的に薄く光学的に厚い外側の円盤（標準的な円盤と同様）と、幾何学的に厚く光学的に薄い内側の円盤（移流支配降着流またはADAFと同様）からなる降着流を予測します。）。したがって、これは内部ADAFに接続された切頭ディスクに対する自然な解決策であり、いくつかの観察結果を説明するために提案されています。磁気圧力は、ディスク構造の形成において流出よりも重要な役割を果たします。観測された円盤の明るさはエディントン限界の約8倍で飽和する傾向があり、ブラックホールへの超臨界降着がブラックホール質量の推定、または既知のブラックホール質量を持つ標準的なろうそくに使用できることを示唆しています。
この章では、そのミッションを通してX線天文学の歴史を簡単に振り返ります。ロケットや気球に搭載された最初の機器から、最新の複雑な宇宙ミッションに至るまで、時間的な発展をたどります。私たちは、X線宇宙の探査の成功に貢献した多くのミッションや機器に関する詳細な情報と参考文献を読者に提供するつもりです。現在も運用されており、世界中のコミュニティに質の高い観測を提供しているミッションは含まれていません。これらのミッションに関する特定の章は、ハンドブックの専用セクションに含まれています。
JWST MIRI/MRS を使用した SN 1987A の噴出物、リング、ダスト
| Title |
Ejecta,_Rings,_and_Dust_in_SN_1987A_with_JWST_MIRI/MRS |
| Authors |
O._C._Jones,_P._J._Kavanagh,_M._J._Barlow,_T._Temim,_C._Fransson,_J._Larsson,_J._A._D._L._Blommaert,_M._Meixner,_R._M._Lau,_B._Sargent,_P._Bouchet,_J._Hjorth,_G._S._Wright,_A._Coulais,_O._D._Fox,_R._Gastaud,_A._Glasse,_N._Habel,_A._S._Hirschauer,_J._Jaspers,_O._Krause,_Lenki\'c,_O._Nayak,_A._Rest,_T._Tikkanen,_R._Wesson,_L._Colina,_E._F._van_Dishoeck,_M._G\"udel,_Th._Henning,_P.-O._Lagage,_\"Ostlin,_T._P._Ray,_B._Vandenbussche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06692 |
超新星(SN)1987Aは、$\sim$400年間で最も近い超新星です。{\emJWST}MIRI中解像度分光器を使用して、爆発から12,927日後に、噴出物、赤道環(ER)、および外輪を中赤外線で空間分解しました。スペクトルには、噴出物とリングの両方で、線と塵の連続放出が豊富に含まれています。すべての単一イオン化種から見られる幅広い輝線(280-380~km~s$^{-1}$FWHM)は膨張するERに由来し、その特性は衝撃後の高密度冷却ガスと一致する。より狭い輝線(100-170~km~s$^{-1}$FWHM)は、より拡張された低密度成分に由来する種から見られ、その高電離は小胞体を通って進行する衝撃によって、または、元の超新星イベントに関連するUV放射パルス。ER内の東西非対称な塵の放出は、一定の温度で減少し続けており、塵の質量の減少を示しています。ER内の小さな粒子は優先的に破壊され、前駆体からのより大きな粒子はSNからSNRへの移行後に生き残ります。ERは単一セットの光学定数に適合しているため、特徴のない二次的なホットダストコンポーネントの必要性がなくなりました。[Ne~{\scii}]、[Ar~{\scii}]、[Fe~{\scii}]、および[Ni~{\scii}]からのいくつかの幅広い噴出物の輝線が見つかりました。[Fe~{\scii}]~25.99$\mu$mを除いて、これらはすべてリングに近い噴出物から生じており、相互作用によるX線によって励起されている可能性があります。[Fe~{\scii}]~5.34$\mu$m対25.99$\mu$mの線比は、内核の温度がわずか数百Kであることを示しており、${}^{44}$Ti崩壊。
宇宙線の天体物理学に関連する同位体生成断面積の現状と望ましい精度 II．フッ素からシリコンへ (および最新の LiBeB)
| Title |
Current_status_and_desired_accuracy_of_the_isotopic_production_cross-sections_relevant_to_astrophysics_of_cosmic_rays_II._Fluorine_to_Silicon_(and_updated_LiBeB) |
| Authors |
Yoann_G\'enolini,_David_Maurin,_Igor_V._Moskalenko,_and_Michael_Unger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06798 |
現在進行中および最近の過去の実験(ボイジャー、ACE-CRIS、PAMELA、ATIC、CREAM、NUCLEON、AMS-02、CALET、DAMPE)からの高精度宇宙線データが数十MeV/nから数TeVで公開されています。/nエネルギー範囲。これらのデータの天体物理学および暗黒物質の解釈は、核生成断面積の精度によって制限されます。PaperI,PRC98,034611(2018)では、所望の測定によりCRLiからN($Z=3-7$)種に関する現在利用可能なデータを十分に活用できる核反応をランク付けする手順を設定しました。ここでは、これらのランキングをOからSi核($Z=8-14$)まで拡張し、LiBeB種に関する結果も更新します。また、新しい高精度の核データがいかに包括的であるかについても強調します。CERNのSPSで得られるデータは、重要な天体物理量(銀河の拡散係数、ハローサイズ)の決定と暗黒物質の痕跡の間接的な探索にとって大変革となるでしょう。
天の川銀河内部のハローにおけるマルチTeVの暗黒物質密度：スペクトルと力学的制約
| Title |
Multi-TeV_dark_matter_density_in_the_inner_Milky_Way_halo:_spectral_and_dynamical_constraints |
| Authors |
Jaume_Zuriaga-Puig,_Viviana_Gammaldi,_Daniele_Gaggero,_Thomas_Lacroix_and_Miguel_\'Angel_S\'anchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06823 |
私たちは、H.E.S.S.によって観測されたガンマ線束の包括的な研究を開発します。銀河中心（GC）の5つの地域にあります。銀河系の最も内側の$\sim16$pcで観測されたTeVカットオフに対するダークマター(DM)の可能性に関する以前の研究に動機付けられ、我々はDM密度プロファイルを半径$\sim450$までに制限することを目指しています。GCからPCへ。この領域では、宇宙論的シミュレーションと銀河力学の研究は、DMプロファイルの強力な予測を生み出すことができません。概念実証分析により、観測されたガンマ線束と互換性のある、熱マルチTeVWIMPの密度分布の上限を設定しました。結果は、ベンチマークNFWプロファイル($\gamma=1$)に対するGCのDM密度向上の仮説と一致しており、傾き$\gamma\gtrsim1.3$を持つプロファイルを除外することができます。我々はまた、このような増強が超大質量ブラックホールSgrA*に関連するDMスパイクの存在に関連している可能性についても調査します。$\gamma\lesssim0.8$の基礎となる一般化NFWプロファイル上でスパイクが形成される場合、バルジ星によるWIMPの散乱によって平滑化された断熱DMスパイクの存在は、観測されたガンマ線束と一致する可能性があることがわかりました。、スパイクの傾き$\gamma_{sp-star}=1.5$および半径$R_\text{sp-stars}\sim25$-$30$pcに対応します。代わりに、ブラックホールの瞬間的な成長という極端なケースでは、プロファイルは最大$\gamma\sim1.2$、対応する$\gamma_{sp-inst}=1.4$および$R_\text{sp-inst}\sim15$-$25$PC。さらに、S2軌道内に含まれるDMの総質量の分析結果は、スペクトル分析ほど厳密ではありません。私たちの研究は、現行および次期チェレンコフ望遠鏡アレイのような次世代望遠鏡の両方を使用して、磁束感度と角度分解能を向上させてGCをスキャンできる、GC領域の将来の研究を導くことを目的としています。
基礎: スケーラブルな粒子シミュレーションのためのオクツリー構築アルゴリズム
| Title |
Cornerstone:_Octree_Construction_Algorithms_for_Scalable_Particle_Simulations |
| Authors |
Sebastian_Keller,_Aur\'elien_Cavelan,_Rub\'en_Cabezon,_Lucio_Mayer,_Florina_M._Ciorba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06345 |
この論文では、コーナーストーンと呼ばれるオクツリー構築法を紹介します。これは、メッシュフリーの数値シミュレーションにおけるグローバルドメインの分解と粒子間の相互作用を容易にします。私たちの手法は3Dコンピュータグラフィックス用に開発されたアルゴリズムに基づいており、これを分散ハイパフォーマンスコンピューティング(HPC)システムに拡張しています。Cornerstoneは、グローバルおよびローカルに必須のオクツリーを生成し、ツリー階層のすべてのレベルで並行して動作できます。結果として得られるオクツリーは、Barnes-Hutや高速多重極法(FMM)などのN体法におけるさまざまな種類の短距離および長距離相互作用の計算をサポートするのに適しています。CPU実装を提供していますが、Cornerstoneは完全にGPU上で実行される場合があります。これにより、CPUでの実行に比べてツリーの構築が大幅に高速化され、数値的に集中的なタスクのみがGPUにディスパッチされるオフロードアプローチを超えたシミュレーションコード設計の強力な構成要素として機能します。データがGPUメモリのみに存在するため、CornerstoneはCPUとGPU間のデータの移動を排除します。例として、Cornerstoneを使用して、最大8兆個の粒子を含むほぼ完全なLUMI-Gシステム上で実行されるBarnes-Hutツリーコードのローカル必須オクツリーを生成します。
恒星ラベルのギャップを埋める: $\textit{Gaia}$ BP/RP スペクトルの教師なし生成モデル
| Title |
Closing_the_stellar_labels_gap:_An_unsupervised,_generative_model_for_$\textit{Gaia}$_BP/RP_spectra |
| Authors |
Alexander_Laroche,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06378 |
$\textit{Gaia}$DR3で2億2,000万を超えるBP/RPスペクトルが最近リリースされたことにより、ディープラーニングモデルを前例のない数の恒星のスペクトルに極めて低解像度で適用する機会が提供されました。BP/RPデータセットは非常に大規模であるため、これまでの分光調査では、BP/RPパラメーター空間をカバーするのに十分な恒星ラベルを提供できませんでした。我々は、BP/RPスペクトルの教師なしの深い生成モデル、$\textit{scatter}$変分自動エンコーダーを提示します。$(i)$BP/RP係数と$(ii)$固有散乱の両方をモデル化できる非伝統的な変分自動エンコーダを設計します。私たちのモデルは、恒星ラベルを必要とせずにデータ自体から直接BP/RPスペクトル(散乱)を生成するための潜在空間を学習します。私たちのモデルは、教師あり学習が失敗するか実装できないパラメーター空間の領域でBP/RPスペクトルを正確に再現することを実証します。
欧州オープンサイエンスクラウドにおける市民科学
EuropeanOpenScienceCloudは、すべてのデータを検索可能、アクセス可能、相互運用可能、再利用可能にすることを目指しています。EuropeanOpenScienceCloudのユーザーの群を抜いて最大のコミュニティは、科学に関心のある一般の人々です。これらのユーザーは、主題の専門家よりもオープンサイエンスの精選された経験を必要としていますが、それでも、オープンサイエンス、特にクラウドソースのデータマイニング、つまり市民科学において非常に多大な研究貢献を行っています。この短い、非技術的な招待レビューは、特に天体物理学と天体粒子物理学に焦点を当てた、欧州オープンサイエンスクラウドにおける市民科学の応用を紹介します。
ウィルソン山で測定された光球速度は、帯状および扇形の流れがねじれ振動を構成していることを示しています
| Title |
Photospheric_Velocities_Measured_at_Mt._Wilson_Show_Zonal_and_Sectoral_Flows_Compose_the_Torsional_Oscillations |
| Authors |
Roger_K._Ulrich,_Tham_Tran,_John_Boyden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06387 |
ウィルソン山にある高さ150フィートのタワー望遠鏡からの観測値を削減する方法がレビューされ、南北(扇形)および東/西(ゾーン)の速度成分を決定する新しい方法が説明され、適用されます。1983年以前のデータには校正の問題があるため、現時点では1983年から2013年までの観測値のみが表示されています。30年間の観測期間にわたる緯度依存の平均値を差し引いた後、扇形流速と帯状流速の残留偏差はよく同期しており、ねじり振動として広く認識されているものに対応しています。ねじり振動を再現するモデルには、両方の流れコンポーネントを含める必要があります。
太陽の軸対称な大規模な流れ、差動回転、子午線循環は、太陽対流帯における熱対流運動に対する回転の影響によって維持されていると考えられています。これらの大規模な流れは、太陽の地球規模の磁場を維持するために非常に重要です。過去数十年にわたって、太陽の大規模な運動に対する私たちの理解は、観測と理論の両方の努力を通じて大幅に改善されました。ヘリ地震学は太陽内部の流れのトポロジーを制約し、スーパーコンピューターの発達により、回転する球形の対流殻内で自己矛盾なく大規模な流れを生成できるシミュレーションが可能になりました。この章では、最近発見された慣性振動モードに関連するものを含む、太陽対流と太陽内に存在する大規模な流れについての現在の理解を概説します。まだ未解決のいくつかの問題について説明し、これらに対処するために必要な今後の取り組みの概要を示します。
| Title |
Mixed-mode_Ensemble_Asteroseismology_of_Low-Luminosity_Kepler_Red_Giants |
| Authors |
James_S._Kuszlewicz,_Marc_Hon_and_Daniel_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06482 |
双極子モードの漸近周期間隔($\Delta\Pi_1$)、pモードとgモード間の結合係数($q$)、gモードの位相オフセット($\epsilon_g$)、およびケプラー計画による1,074個の低光度赤色巨星の混合モード周波数回転分割($\delta\nu_{\mathrm{rot}}$)。各星から抽出された振動モード周波数を使用して、ベイジアン最適化を適用して、伸長周期スペクトルのパワースペクトルから$\Delta\Pi_1$を推定し、その後の混合モード周波数の順方向モデリングを実行します。私たちの測定により、モード結合係数$q$が星の質量と金属量の両方と有意な逆相関を示し、金属の含有量が非常に少ない星を明らかにできることが示されました。我々は、光度上昇の前までの下部の巨大な分岐に至る$\epsilon_g$の進化を提示しますが、星の質量と金属性に関する$\epsilon_g$または$\delta\nu_{\mathrm{rot}}$に顕著な傾向は見つかりませんでした。私たちのサンプルでは。さらに、Gモードパターンに異常な歪みを示す6つの新たな赤色巨星を特定しました。当社のデータ製品、コード、結果はパブリックリポジトリで提供されます。
テザー切断磁気リコネクションによるトーラス不安定閾値を超える噴出磁束ロープの形成が観察される
| Title |
Formation_of_an_observed_eruptive_flux_rope_above_the_torus_instability_threshold_through_tether-cutting_magnetic_reconnection |
| Authors |
Avijeet_Prasad,_Sanjay_Kumar,_Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_Guillaume_Aulanier,_R._Bhattacharyya_and_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06572 |
噴出する磁束ロープ(MFR)は、太陽フレアの発生に重要な役割を果たします。しかし、複雑なコロナ磁気配置における噴出するMFRの形成と、その後のフレア現象におけるそれらの進化は完全には理解されていない。私たちは、2014年12月18日の21:41UT頃のM6.9フレアの発生時のMFR上昇の形成を理解するために、活動領域NOAA12241のMHDシミュレーションを実行しました。MHDシミュレーションは、フレアの数分前に撮影された活動領域の光球ベクトル磁力図から生成された外挿された非フォースフリー磁場を使用して初期化されました。初期の磁場トポロジでは、極性反転線を囲む既存のせん断されたアーケードが表示されます。シミュレートされた力学は、収束するローレンツ力により、せん断されたアーケード磁力線の反対方向の脚が互いに向かって移動することを示し、その結果、下にあるフレアアーケードとフレアリボンを生成するテザー切断磁気再結合の開始を引き起こします。同時に、フレアアーケード上のMFRが剪断されたアーケード内に発達し、上昇運動を示します。MFRはトーラス不安定領域で形成されていることがわかり、それによってその噴火の性質が説明されます。興味深いことに、ロープの位置と立ち上がりは、EUVチャネルで見られる対応する観察結果とよく一致しています。さらに、シミュレーションのフレアアーケードのフットポイントは、観測されたフレアの平行リボンの位置とよく一致します。提示されたシミュレーションは、フレア開始時のせん断された冠状アーケード内のテザー切断磁気再接続によるMFRの発展を裏付けています。その後、MFRはスリップランニング再接続を通じて極性反転線(PIL)に沿って伸びていることがわかります。MFRの噴火的な性質は、トーラス不安定領域でのMFRの形成と、暴走したテザー切断の再接続の両方に起因すると考えられます。
太陽とインフラロホの観察バンド
太陽彩層は歴史的に、可視光線と紫外光、特にH{\alpha}、Caii、Mgii、Ly{\alpha}のスペクトル線から研究されてきました。最近、宇宙からの長紫外線波長(304、1600、1700{\AA})での観測が追加されました。ただし、彩層は、連続体と線の両方で赤外線(IR)で研究することもできます。定義上、1{\μ}mから1mmに及ぶこのスペクトル帯域に関する研究は稀で最近行われたものであり、その利点はほとんど調査されていません。この研究では、これまでに行われたことをレビューし、地上の機器でどれだけのことができるかを詳しく説明します。アルゼンチンには彩層観察用のユニークな望遠鏡があり、20年以上運用され改修中のものもあれば、最近設置されたものもあれば、まだ開発中のものもあります。このパノラマは非常に心強いものであり、他の地上および宇宙施設との強力な国際協力を期待することができます。
太陽の部分フィラメント噴出における2つの分裂過程の観察：ブレイクアウト再結合の役割
| Title |
Observation_of_two_splitting_processes_in_a_partial_filament_eruption_on_the_sun:_the_role_of_breakout_reconnection |
| Authors |
Zheng_Sun,_Ting_Li,_Hui_Tian,_Yinjun_Hou,_Zhenyong_Hou,_Hechao_Chen,_Xianyong_Bai,_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06895 |
フィラメントの部分的な噴出は頻繁に観察されていますが、フィラメントの分裂につながる物理的メカニズムはまだ完全には理解されていません。この研究では、2つの異なる分裂プロセスを経る部分フィラメント噴出というユニークなイベントを紹介します。最初のプロセスには垂直分割が含まれ、フィラメント内の増光を伴います。これは、フィラメント内の内部磁気再結合によって生じる可能性があります。最初の分割プロセスに続いて、フィラメントは上部と下部に分離されます。その後、上部はコロナ噴流を伴う2回目の分裂を起こします。コロナ磁場の外挿により、フィラメント上の双曲磁束管構造が明らかになり、上の拘束磁場を減少させるブレークアウト再接続の発生が示されます。その結果、フィラメントは不均一な速度で持ち上げられます。高速部分はブレイクアウト電流シートに到達してブローアウトジェットを生成しますが、低速部分は太陽表面に戻り、その結果2回目の分裂が起こります。さらに、フレアリボンに沿って連続的な増光が観察され、滑り再接続プロセスの発生を示唆しています。この研究は、二段階のフィラメント分裂プロセスの明確な観察を初めて提示し、太陽噴火の複雑な力学についての理解を前進させます。
衝突型物理学、直接検出、重力波による暗黒セクターの探査
| Title |
Probing_a_Dark_Sector_with_Collider_Physics,_Direct_Detection,_and_Gravitational_Waves |
| Authors |
Giorgio_Arcadi,_Glauber_C._Dorsch,_Jacinto_P._Neto,_Farinaldo_S._Queiroz,_Y._M._Oviedo-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06376 |
私たちは、初期宇宙における暗黒物質のシナリオを調査する際に、衝突型加速器、直接検出探索、および重力波干渉法の間の相補性を評価します。検討中のモデルには、B-Lゲージ対称性と、暗黒物質候補として機能するベクトル状フェルミオンが含まれています。フェルミ粒子は大きな暗黒物質核子散乱率を引き起こし、Z'場は衝突型加速器で明確なダイレプトン現象を生成します。したがって、直接検出実験と衝突型加速器は、データと一致する正しい遺物密度が見つかるパラメータ空間を厳しく制限します。それにもかかわらず、B-L対称性を破る原因となる新しいスカラーについてはほとんど知られていません。この破壊がTeVスケールの一次相転移を介して発生すると、LISA、DECIGO、およびBBO機器で検出可能なmHz周波数範囲の重力波が発生する可能性があります。スペクトルは、スカラーセクターとゲージ結合の特性に非常に敏感です。我々は、可能性のあるGW検出と、衝突型加速器や直接検出実験からの情報を組み合わせることで、スカラー自己結合を正確に特定し、熱遺物が存在する暗黒物質の質量を絞り込むことができることを示す。
非定常天体物理学的確率的重力波背景: 連星ブラックホールの高赤方偏移集団に対する新たな探査
| Title |
Non-Stationary_Astrophysical_Stochastic_Gravitational-Wave_Background:_A_New_Probe_to_the_High_Redshift_Population_of_Binary_Black_Holes |
| Authors |
Mohit_Raj_Sah_and_Suvodip_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06405 |
天体物理学的確率的重力波背景(SGWB)は、超新星やマグネターなどの他の発生源とともに、他の方法では個々の事象として検出されない、観測可能な宇宙内のコンパクトな連星天体の合体から発生します。個々のGW信号は、長期間にわたって時間変化します。合体するバイナリのチャープ質量に依存する時間スケール。役割を果たすもう1つのタイムスケールは、ソースが繰り返されるタイムスケールであり、これは合併率に依存します。これら2つの効果が組み合わさることにより、観測されたSGWBの時間変換対称性が崩れ、SGWBの信号共分散行列における異なる周波数モード間の相関関係が生じます。さまざまな天体物理学および原始ブラックホールの質量分布と合体率のシミュレーションを使用して計算された、バイナリブラックホール(BBH)合体によるSGWB天空図のアンサンブルを使用して、信号共分散行列の構造がどのように変化するかを示します。信号共分散行列のこの構造により、SGWBのパワースペクトルに加えてソースに関する追加情報がもたらされます。この追加情報を使用することで、設計感度ノイズを含む検出器のLIGO-Virgo-KAGRA(LVK)ネットワークのパワースペクトル推定のみと比較して、性能指数(FoM)が最大2.5倍改善されることを示します。2年間の観察期間付き。データ分析パイプラインのSGWBの共分散に非対角相関を含めることは、LVK周波数帯域だけでなく、より低い周波数(ナノHz、ミリHz、デシベル)のSGWB信号を探索する際に有益です。Hz)、SGWB信号の起源についての洞察を得ることができます。
赤道面における中性粒子によるペンローズ過程の一般的性質について
回転する軸対称ブラックホールの背景を考えます。パーティクル0が、パーティクル0の方向と平行な方向に2つのフラグメント1および2に崩壊するとします。エルゴ領域内で崩壊が発生した場合、パーティクル1と2の両方がパーティクル0と同じ方向に移動することが示されています。3つの粒子すべての転換点で起こると、粒子1と粒子2の両方の角運動量が同じ符号を持つ条件が見つかります。フラグメントの最大エネルギーと最小エネルギーに制約を課すWaldのアプローチと我々のアプローチとの関係を明らかにする。その際、粒子0とすべての粒子質量の特性の観点から結果を表現します。質量間の関係に依存する最大効率の条件を議論した。粒子1と2の角運動量の明示的な表現を見つけます。また、ペンローズ過程が不可能な場合の静的ブラックホールの粒子崩壊についても議論します。静的な場合にはエルゴ領域が存在しないため、静的なブラックホールの崩壊シナリオは、回転する背景の崩壊シナリオとは大きく異なる可能性があります。
ワイル曲率支配による二次重力下でのシュヴァルツシルト ブラック ホールの安定性
| Title |
Stability_of_Schwarzshild_black_holes_in_quadratic_gravity_with_Weyl_curvature_domination |
| Authors |
Antonio_De_Felice,_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06490 |
作用におけるアインシュタイン・ヒルベルト項に加えてワイル二乗曲率の存在下での静的球面対称(SSS)ブラックホール(BH)の線形安定性を研究します。この理論では、ワイル結合定数$\alpha$に関係なく常に正確なシュヴァルツシルトBHが存在し、次数$|\alpha|の結合の特定の範囲では非シュヴァルツシルト解が出現します。\およそr_h^2$($r_h$は地平線の半径)。SSSの背景では、伝播自由度(DOF)が奇数パリティセクターでは3であり、偶数パリティセクターでは4であることを示します。合計7つのDOFの数はミンコフスキーおよび等方性宇宙背景の数と一致するため、ワイル重力は動的摂動の消滅運動項に関連する強い連成問題を引き起こしません。奇数パリティ摂動は少なくとも1つのゴーストモードを持ちますが、3つの動的モードすべての伝播速度は光速です。偶数パリティセクターでは、WKB近似に基づいた解析により、シュワルツシルト解は、少なくとも1つのゴーストモードの出現に加えて、ワイル結合に対するいくつかの動的摂動の動径ラプラシアン不安定性と角度ラプラシアン不安定性の両方が発生する傾向があることが示されています。範囲$|\alpha|\ggr_h^2$。大きな動径および角運動量モードの場合、そのような不安定性の時間スケールは、地平線距離$r_h$を光速で割ったものよりもはるかに短くなります。結合領域$|\alpha|\lesssimr_h^2$では、WKB近似はもはや成立せず、シュヴァルツシルトBH解と非シュヴァルツシルトBH解の両方の安定性を示したい場合は、別の解析を実行する必要があります。この範囲のモデルパラメータ。
純粋なヤン・ミルズ理論からのダークバリオンと宇宙ひもからのそのGW署名
| Title |
Dark_baryon_from_pure_Yang-Mills_theory_and_its_GW_signature_from_cosmic_strings |
| Authors |
Masaki_Yamada_and_Kazuya_Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06586 |
SO($2N$)の純粋なヤン・ミルズ理論は、追加の対称性を明示的に課す必要がなく、暗黒物質(DM)の候補を提供することを指摘します。DM候補は特定のタイプのグルーボールであり、これをバリオン性グルーボールと呼びます。これは、適度に大きな$N$に対して自然に安定しています。この場合、宇宙ひも(または巨視的なカラーフラックスチューブ)の相互交換確率は非常に低く、モデルをテストするための特徴的な重力波信号が得られます。特に、私たちのモデルは、豊富なDMと、NANOGravを含むパルサータイミングアレイ実験で検出された最近報告された重力波信号の両方を同時に説明できます。
国立グランサッソ研究所 (LNGS) 用の移動式中性子分光計の設計
| Title |
Design_of_a_mobile_neutron_spectrometer_for_the_Laboratori_Nazionali_del_Gran_Sasso_(LNGS) |
| Authors |
Melih_Solmaz,_Klaus_Eitel,_Kathrin_Valerius,_Matthias_Balzer,_Alfredo_Ferella,_Francesco_Pompa,_Ulrich_Pirling,_Denis_Tcherniakhovski,_Uwe_Oberlack_and_Sascha_W\"ustling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06660 |
環境中性子は、深部地下研究所で行われる稀な事象の探索（暗黒物質の直接検出やニュートリノを含まない二重ベータ崩壊実験など）のバックグラウンド源です。これらの中性子の圧倒的大部分は、岩石やコンクリートの固有放射能によって洞窟の壁で生成されます。それらの光束とスペクトルは時間と場所に依存します。十分な遮蔽と拒否権のメカニズムを考案し、中性子の影響を受けやすい地下実験の感度を向上させるには、この背景についての正確な知識が必要です。このレポートでは、LNGS地下実験室用の移動式中性子検出器の設計と期待される性能について説明します。この検出器はキャプチャゲート分光法技術に基づいており、基本的にはガドリニウム箔で包まれたプラスチックシンチレーターバーのスタックで構成されています。広範なシミュレーション研究により、検出器がLNGSの低束レベル($\sim$$10^{-6}\,\mathrm{n/cm^2/s}$)で周囲中性子を測定できることが実証されました。周囲のガンマ線束は約5桁大きくなります。
キラル磁気渦不安定性
私たちは、外部磁場にさらされたキラルプラズマにおいて、キラル渦効果が、{\itキラル磁気渦不安定性}と呼ぶ新しいタイプの磁気流体力学的不安定性を誘発する可能性があることを実証します。この不安定性は、磁場と渦磁場の相互発展から生じます。構成粒子のキラリティーをプラズマの交差ヘリシティに移すことにより、磁場の急速な増幅を引き起こす可能性があります。
薄い降着円盤を備えた別の球面対称幾何学のテストとしてのフォトンリング
| Title |
Photon_rings_as_tests_for_alternative_spherically_symmetric_geometries_with_thin_accretion_disks |
| Authors |
Lu\'is_F._Dias_da_Silva,_Francisco_S._N._Lobo,_Gonzalo_J._Olmo,_Diego_Rubiera-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06778 |
M87銀河と天の川銀河(SgrA$^\star$)銀河の中心にある超大質量中心天体のイベントホライズンテレスコープ(EHT)による画像化は、この銀河系の特徴である影と光子のリングを観察するための第一歩となった。降着円盤に囲まれたブラックホールの光学的外観。最近、Vagnozziet.アル。[S.~Vagnozzi,\textit{etal.}arXiv:2205.07787[gr-qc]]は、SgrA$^\star$の影のサイズは、それを囲む明るいリングは、多数の球面対称時空幾何学を拘束します。この研究では、この結果を使用して、薄い降着円盤設定におけるそのような形状の制限されたプールの最初と二番目の光子リングのいくつかの特徴を研究します。後者の発光プロファイルは、ほぼ束縛された軌道のリアプノフ指数を使用してそのような光子リングを特徴付け、光度減衰率との相関を議論するために、Gralla、Lupsasca、およびMarroneによって導入されたファミリーに属する3つの分析サンプルを使用することによって記述されます。1番目と2番目のフォトンリングの間。最後に、非常に長い基線干渉法を使用して、そのようなフォトンリングを代替ブラックホール形状の観察識別子として使用できる可能性について詳しく説明します。
SAMURAIでのRIB実験用シリコントラッカーアレイ
| Title |
Silicon_tracker_array_for_RIB_experiments_at_SAMURAI |
| Authors |
A._I._Stefanescu,_V._Panin,_L._Trache,_T._Motobayashi,_H._Otsu,_A._Saastamoinen,_T._Uesaka,_L._Stuhl,_J._Tanaka,_D._Tudor,_I._C._Stefanescu,_A._E._Spiridon,_K._Yoneda,_H._Baba,_M._Kurokawa,_Y._Togano,_Z._Halasz,_M._Sasano,_S._Ota,_Y._Kubota,_D._S._Ahn,_T._Kobayashi,_Z._Elekes,_N._Fukuda,_H._Takeda,_D._Kim,_E._Takada,_H._Suzuki,_K._Yoshida,_Y._Shimizu,_H._N._Liu,_Y._L._Sun,_T._Isobe,_J._Gibelin,_P._J._Li,_J._Zenihiro,_F._M._Marqu\'es,_M._N._Harakeh,_G._G._Kiss,_A._Kurihara,_M._Yasuda,_T._Nakamura,_S._Park,_Z._Yang,_T._Harada,_M._Nishimura,_H._Sato,_I._S._Hahn,_K._Y._Chae,_J._M._Elson,_L._G._Sobotka,_C._A._Bertulani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06867 |
この研究では、理化学研究所のRIBFのSAMURAI超伝導分光計で陽子に富んだ放射性イオンビームを用いた実験のために開発されたシリコントラッカーシステムについて説明します。このシステムは、天体核物理学にとって興味深い陽子捕獲反応の研究によって動機付けられた反応で同時に生成される相対論的重イオンと陽子の正確な角度再構成と原子番号同定を行うために設計されています。トラッキングアレイの技術的特性と、2つのパイロット実験でのパフォーマンスが詳細に説明されています。このようなシステムが物理的に正当化される理由も示されています。
一般相対性理論(GR)は、ブラックホールのエネルギー抽出メカニズムのテストなど、強重力領域での今後の実験によって差し迫った挑戦を受けることになるでしょう。これを動機として、私たちは修正重力(MOG)シナリオにおける磁気圏モデルとブラックホールジェットの放出を調査します。具体的には、Kerr-MOGバックグラウンドで新しい電力を放出する磁気圏を構築します。この磁気圏は、MOG変形パラメータに自明ではないことが判明しています。これにより、GRの高精度のテストが可能になる可能性があります。さらに、静的なMOGブラックホールの周囲の真空磁場構成に対する完全な解析解セットが明示的に導出され、Heun多項式のみで構成されていることがわかりました。
宇宙の遮蔽長さを超えるスケールでの物質密度の増加の抑制
| Title |
Suppression_of_matter_density_growth_at_scales_exceeding_the_cosmic_screening_length |
| Authors |
Maxim_Eingorn,_Ezgi_Yilmaz,_A._Emrah_Y\"ukselci,_Alexander_Zhuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06920 |
現代宇宙論の主な目的の1つは、宇宙構造の起源と進化をさまざまなスケールで説明することです。このような構造の形成に関与する主な力は重力です。一般相対論的枠組みでは、宇宙スクリーニング長を超えるスケールでは物質密度コントラストが時間の経過とともに増加しないことを示しました。宇宙スクリーニング長は、現時点で重力相互作用が現れる2〜3ギガパーセク程度の宇宙論的スケールに相当します。指数関数的なカットオフ。これは純粋に相対論的な効果です。密度増加の抑制を実証するために、$5.632\,{\rmGpc}/h$の共移動サイズのボックス内でN体シミュレーションを実行し、質量密度コントラストのパワースペクトルを取得しました。我々は、宇宙スクリーニング効果の明確な現れとして、宇宙スクリーニングの長さを超えるスケールでは、それが時間に依存しないことを示しました。
