BOSS ボイドの陰的尤度解析からのニュートリノ質量制約
| Title |
Neutrino_mass_constraint_from_an_Implicit_Likelihood_Analysis_of_BOSS_voids |
| Authors |
Leander_Thiele,_Elena_Massara,_Alice_Pisani,_ChangHoon_Hahn,_David_N._Spergel,_Shirley_Ho,_Benjamin_Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07555 |
銀河の空間分布で特定された宇宙の空隙は、2点統計に補足的な情報を提供します。特に、ニュートリノ質量合計$\summ_\nu$に対する制約は、void統計を含めることで恩恵を受けることが期待されます。$\summ_\nu$を制約する目的で、SDSS-III/BOSSのCMASSNGCサンプルに対して推論を実行します。ボイドサイズ関数、ボイドギャラクシークロスパワースペクトル、およびギャラクシーオートパワースペクトルを利用します。これらの要約統計量から制約を抽出するには、シミュレーションベースのアプローチ、特に暗黙的な尤度推論を使用します。私たちは、表現力豊かなハロー占有分布モデルを使用して、近似的な重力のみの粒子ニュートリノ宇宙論シミュレーションを実行します。kmax=0.15h/Mpcという保守的なスケールカットとプランクにヒントを得たLCDMを使用すると、銀河の自動パワースペクトルと完全なデータベクトルからそれぞれ$\summ_\nu$の上限が0.43と0.35eVであることがわかります。(95%信頼区間)。$\summ_\nu$を下から制限するには、void統計が最も効果的である可能性があるというヒントが観察されます。また、ボイドサイズ関数はポアソン分布であるという通常の仮定を実証します。
タイプ I の電波大音量クエーサーからの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_Type_I_radio-loud_quasars |
| Authors |
L._Huang,_Z._Y._Tu,_N._Chang,_Z._Y._Chang,_and_F._F._Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07592 |
\citet{Huang2022}とSDSS-DR16のその他の一致データをFIRST、XMM-Newton、およびChandraSourceCatalogと組み合わせることにより、紫外光、電波、X線の波長帯をカバーする1192個のタイプIクエーサーの新しいサンプルを取得します。また、Roma-BZCATからのブレーザーの407個のフラットスペクトル電波高出力クエーサー(FSRLQ)のサンプル。これは、マルチバンドの光度相関を調査し、これらのタイプI電波高出力クエーサー(RLQ)の光度距離を測定するために使用できます。）サンプル。X線の光度をUV光または電波の光度の単独の関数として、また結合要素としてパラメーター化することで、電波静かなクエーサー(RQQ)およびRLQのさまざまなグループのX線、UV光、および電波の光度の間の相関関係を確認します。これは、これらの宇宙論的距離を決定するために使用することもできます。ベイジアン情報量基準(BIC)によると、データは、UV光学と電波の明るさとの間に関係があるため、RQQのX線の明るさが電波の明るさと間接的に相関していることを示唆しています。しかし、RLQの場合、X線の明るさは電波の明るさに直接関係しており、X線、光学/UV、および電波の明るさの間の相関は単色明るさの比logRとともに増加します。一方、異なる紫外光パワー則指数${\Gamma_{UV}}$を持つRLQの結果を比較すると、${\Gamma_{UV}}\le1.6$を持つRLQの適合度は次のようになります。より良い。最後に、タイプIRLQとSNIaパンテオンの組み合わせを適用して、密度が定数から逸脱するかどうかに関するダークエネルギーの性質を検証し、統計結果を示します。
リンドラー空間における非ガウス サハ電離方程式
この論文では、Tsallis統計を介してリンドラー空間におけるサハ方程式の非ガウス効果を調査します。円筒形状の系と等価原理を考慮することにより、均一な加速で膨張する部分電離水素プラズマの非ガウスSaha電離方程式を導き出します。私たちは、高温での水素原子の光イオン化と電子陽電子対の生成を調べます。私たちの発見は、非ガウス結合エネルギーが、ボルツマン・ギブズ統計によって予測される線形依存性とは対照的に、重力場に対して二次依存性を示すことを明らかにしました。したがって、光イオン化とペア生成の両方は、ボルツマン-ギブズの枠組みよりも非ガウス環境の強い重力場の領域でより強く抑制されます。最後に、重力場と電子および陽電子の化学ポテンシャルに関する制約が導出されます。
温かい暗黒物質の $N$ 体シミュレーションにおける離散効果について
温かい暗黒物質の宇宙論的$N$体シミュレーションでは、シミュレーションの粒子にランダムな初速度を追加することによって、暗黒物質粒子の熱速度が考慮されることがあります。しかし、$N$体系の粒子は暗黒物質粒子の巨大な集合体を表しており、その平均熱速度はゼロに非常に近い。$N$-bodyシミュレーションで熱速度を追加する手順の正当性の問題を検討し、パワースペクトルに対する熱速度の影響の単純なモデルを構築します。私たちのモデルは、小さな波数でのパワースペクトルの抑制の物理的効果を捉えており、熱速度を追加した数値シミュレーションで観察された、大きな波数での人為的な強化も説明しています。この増加の原因は、ランダムな初期熱速度を追加するときに導入される密度プロファイルの成長速度の乱れです。具体的には、モデルは、特定の波数$k_*$でのシミュレートされたパワースペクトルの挙動の反転を予測し、それを超えると$P(k)\proptok^2$として増加します。私たちの治療は、異なる熱速度分散を持ついくつかの物質成分からなるシステムに一般化されます。また、バルク速度場に関連する離散性の効果を推定し、これらの効果が熱速度の効果よりも支配的になる条件を確立します。
スタロビンスキーのインフレーションモデルにおける宇宙論的観測量の解
| Title |
Solution_for_cosmological_observables_in_the_Starobinsky_model_of_inflation |
| Authors |
Gabriel_German,_Juan_Carlos_Hidalgo,_Luis_E._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08257 |
この論文は、スタロビンスキーのインフレモデルに焦点を当てています。スカラースペクトルインデックス$n_s$、テンソル対スカラー比$r$とその実行、インフレーション、再加熱、放射の$e$倍の数など、さまざまな宇宙論的観測値の解を導き出します。最小限の仮定を置いて。膨張と再加熱を結び付ける方程式を確立します。これはスペクトル指数$n_s$について解くことができます。モデルの整合性関係を使用して、他の観測量、インフレーション$N_k$中の$e$フォールドの数、$N_{re}$を再加熱中の$e$フォールドの数を決定します。再加熱のインフレに対する影響は、再加熱終了時の状態方程式パラメータ$\omega_{re}$を制約することによって調査されます。我々は、スタロビンスキーモデルと原始曲率摂動のパワースペクトルの現在の測定値および原始重力波のスペクトルの現在の限界との間に顕著な一致があることを発見した。
高速電波バーストとSNe Iaからの宇宙論的アプローチを用いたハッブル定数の測定
| Title |
A_Measurement_of_Hubble_Constant_Using_Cosmographic_Approach_from_Fast_Radio_Bursts_and_SNe_Ia |
| Authors |
Jiaze_Gao,_Zhihuan_Zhou,_Minghui_Du,_Rui_Zou,_Jianping_Hu,_Lixin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08285 |
ハッブル定数${H}_0$は宇宙論における重要なパラメーターです。しかし、異なる宇宙観測により${H}_0$の事後結果が変化し、いわゆる${H}_0$緊張が生じています。この問題に対処するには、他のデータセットを使用して${H}_0$を制約することが有益です。この論文では、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）計量に基づく宇宙図的アプローチを介して、銀河間媒体の分散尺度${\rm{DM}}_{\rm{IGM}}(z)$高速無線バースト(FRB)の場合、赤方偏移$z$に関して$\langle{\rm{DM}}_{\rm{IGM}}(z)\rangle$のテイラー展開を取得します。ハッブル定数の結果$H_0=65.5^{+6.4}_{-5.4}$${\rm{km~s^{-1}~Mpc^{-1}}}$$(68$$\%$${\rm{C.L.}})$、宇宙論的減速パラメータ$q_0=-0.50\pm0.20$、および未校正の超新星Ia(SNeIa)18個のローカライズされたFRBと結合されたPantheonデータセットが取得されます。解析手法に対するパラメーター縮退の影響を実証するために、$f_{\rm{IGM}}(z)$の3つの異なる形式と$\Omega_{\rm{b,0の2つの異なる事前分布を使用して結果を比較します。}}$。次に、$H_0$の不確実性は、$f_{\rm{IGM}}(z)$と$\Omega_{\rm{b,0}}$の以前の範囲によって大きく影響されないが、平均値は影響を受けないことがわかります。$H_0$のパラメータ縮退により、値は$f_{\rm{IGM}}(z)$と$\Omega_{\rm{b,0}}$の事前分布の影響を受けます。赤方偏移で進化する$f_{\rm{IGM}}(z)$を使用して、$H_0=69.0^{+6.7}_{-5.7}$${\rm{km~s^{-の制約を取得します。1}~Mpc^{-1}}}$。さらに、模擬分析では、$H_0$の事後推定値が4.6\%の精度で得られ、近い将来の$q_0$と$j_0$についてはより高い精度が得られます。
インフレーション中の強化されたスカラー変動によるワンループ赤外線再散乱
| Title |
One-loop_infrared_rescattering_by_enhanced_scalar_fluctuations_during_inflation |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_Sukannya_Bhattacharya,_Marco_Peloso,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Lukas_T._Witkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08358 |
我々は、ある場の摂動が地平線以下のスケールでの物理的プロセスによってインフレーション中に励起されるたびに、たとえ重力相互作用のみを通してであっても、次のスケールまでの重大な共鳴IRカスケードを不可避的に生成することを示す。その時の地平線（これらのスケールを近赤外と表します）。この効果によって生成される曲率摂動のIRパワーを強化するための一般的な解析ワンループ結果を提供し、共鳴が果たす役割を強調します。次に、励起状態が(i)等曲率場、(ii)曲率摂動自体、(iii)結合されたダイナミクスによって励起状態に駆動される曲率と等曲率の変動の混合物である多くの例を研究します。示されているケースでは、カスケードは線形理論と比較して曲率摂動のパワースペクトルの近赤外部分を大幅に変更しており、この効果が文献で考慮されているさまざまなメカニズム、特に原始的なメカニズムに関連する現象学に影響を与える可能性があることを示しています。ブラックホールと重力波。
SIMPLE: ライン放射用のシンプルな強度マッププロデューサー
我々は、疑似ライン強度マップを迅速にシミュレートするための公開コードである、ライン放射用のシンプル強度マッププロデューサー(SIMPLE)と、観測効果を含む強度マップをモデル化するための分析フレームワークを紹介します。SIMPLEは、銀河を源とするあらゆるスペクトル線に適用できます。SIMPLEコードは、位置と速度を含む銀河の対数正規模擬カタログに基づいており、光度関数に従って光度を割り当てます。選択関数を適用して検出された銀河と検出されなかった銀河を区別した後、コードは強度マップを生成します。強度マップは異方性平滑化、ノイズ、マスク、スカイサブトラクションで修正でき、パワースペクトル多重極を計算します。強度自動パワースペクトルと銀河強度クロスパワースペクトルが実空間での解析推定値とよく一致することを示します。空の減算によって、個々の観測のサイズよりも大きなスケールで強度の自動パワースペクトルとクロスパワースペクトルが抑制されることを導出し、示します。応用例として、ホビー・エバリー望遠鏡の暗黒エネルギー実験(HETDEX)と同様の強度マッピング実験の、Ly$\alpha$放出銀河とLy$\alphaのクロスパワースペクトルに対する感度の予測を行います。$強度。HETDEXは$0.04\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}<k<1\,h\のスケールで高いS/N比で銀河強度クロスパワースペクトルを測定すると予測します,\mathrm{Mpc}^{-1}$。
宇宙論の未来は？ CMB スペクトル歪みの事例
この論文では、CMBエネルギースペクトルの純粋な黒体形状からの逸脱を表すCMBスペクトル歪み(SD)のトピックを扱います。そのため、$\Lambda$CDM内およびそれを超えた宇宙のインフレーション、膨張、熱進化を調査するために使用できます。この豊富な宇宙探査機は現在観測されていないため、将来の観測キャンペーンの理想的な標的となっています。実際、$\Lambda$CDM信号は発見を保証しますが、さまざまな新しい物理学に対する感度は、広大な未知の領域への扉を開きます。これらの考慮事項を踏まえ、この論文は、より広範なコミュニティの関心を呼び起こすことを目的として、教育的かつ実例的な方法でCMBSDのトピックを検討することから始まります。この導入の前提により、SDの分野に対するこの論文の最初の主要な貢献、つまりボルツマンソルバーCLASSとパラメーター推論コードMontePythonでの実装の準備が整えられます。CLASS+MontePythonパイプラインは公開されており、高速で、$\Lambda$CDM内のすべてのSDソースとそれを超える他の多くのソースが含まれており、あらゆる観測セットアップを一貫して説明できます。これらの数値ツールを用いて、この論文の2番目の主な貢献は、いくつかの宇宙論モデルおよびさまざまなミッション設計に対するSDの多用途性と競争力を示すことにあります。とりわけ、この結果は、原始パワースペクトル、原始重力波、非標準暗黒物質特性、原始ブラックホール、原始磁場、ハッブル張力の特徴をカバーしています。最後に、この原稿には、これまでに行われた研究を自然に拡張する(20)のフォローアップのアイデアが掲載されており、CMBSDの分野がまだ開拓されていない可能性がいかに豊富であるかを強調しています。これらの提案がさらなる興味深い開発の推進力となることが期待されています。
パルサータイミングアレイによる音速共鳴に立ち向かう
| Title |
Confronting_sound_speed_resonance_with_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Jia-Heng_Jin,_Zu-Cheng_Chen,_Zhu_Yi,_Zhi-Qiang_You,_Lang_Liu,_and_You_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08687 |
パルサータイミングアレイ(PTA)によって検出される確率的信号は、その物理的起源を理解することに大きな関心を集めています。この信号が、大きすぎる原始密度摂動によって生成された宇宙論的重力波背景であると仮定し、NANOGrav15年データセット、PPTADR3、およびEPTADR2からの結合PTAデータを使用して、振動挙動を伴う音速共鳴効果を調査します。確率的信号は、振動周波数$f_*\in[1.52,4.67]\times10^{-7}$Hzと開始時刻を持つ音速共鳴機構によって発生する誘導重力波によって説明できることがわかりました。振動$|\tau_0|\in[2.17,95.7]\times10^7$s。
DMPP-4: 肉眼恒星を周回する海王星以下の質量惑星の候補
| Title |
DMPP-4:_Candidate_sub-Neptune_mass_planets_orbiting_a_naked-eye_star |
| Authors |
J.R._Barnes,_M.R._Standing,_C.A._Haswell,_D._Staab,_J.P.J._Doherty,_M._Waller-Bridge,_L._Fossati,_M._Soto,_G.Anglada-Escud\'e,_J.Llama,_C._McCune,_F.W._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07530 |
F星近くの非常に明るい($V\sim5.7$)星、DMPP-4(HD184960)の動径速度測定結果を示します。異常に低いCaIIH&K放出は、低活動の主星を周回する惑星からの質量損失を示唆している。$\sim10$ms$^{-1}$振幅の周期的な動径速度変動が、$>4$年のタイムスケールにわたって持続することがわかりました。4つのTESSセクターにおける非同時の測光変動は、活動していない星であるという見方を裏付けていますが、我々は周期的な測光信号を特定し、星の活動に関する分光学的証拠も見つけています。ケプラー信号の数$N_\textrm{p}$を自由パラメーターとして含む事後サンプリングアルゴリズムを使用して、(1)純粋なケプラーモデル(2)線形アクティビティ相関を持つケプラーモデル、(3)をテストおよび比較しました。)ガウス過程を使用したケプラーモデル。1つのケプラー過程と準周期ガウス過程を備えた好ましいモデルは、周期が$P_\textrm{b}=3.4982^{+0.0015}_{-0.0027}$dで、対応する最小質量が$m_\textrmである惑星を示します。{b}\,\textrm{sin}\,i=12.2^{+1.8}_{-1.9}$M$_\oplus$。より長いタイムスケールにわたるさらなる高時間分解能の観測がなければ、$P_\textrm{b}=2.4570^{+0.0026}_{-0.0462}$d、最小質量$を持つ2つの候補惑星を含む純粋なケプラーモデルを決定的に除外することはできません。m_\textrm{b}\,\textrm{sin}\,i=8.0^{+1.1}_{-1.5}$M$_\oplus$および$P_\textrm{c}=5.4196^{+0.6766}_{-0.0030}$dおよび対応する$m_\textrm{b}\,\textrm{sin}\,i=12.2^{+1.4}_{-1.6}$M$_\oplus$の最小質量。候補惑星は、海王星砂漠の下層の領域にあります。継続的な質量損失は、高度に放射線を浴びた惑星、または星系内のまだ検出されていない天体に起因する可能性があります。
離心温木星 TOI-677 b の軌道配置
| Title |
Orbital_alignment_of_the_eccentric_warm_Jupiter_TOI-677_b |
| Authors |
Elyar_Sedaghati_and_Andr\'es_Jord\'an_and_Rafael_Brahm_and_Diego_J._Mu\~noz_and_Cristobal_Petrovich_and_Melissa_J._Hobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07598 |
暖かい木星は、惑星の形成と移動のモデルをテストするための優れた実験室をレイアウトしています。それらが主星から離れると、その軌道の潮汐による再処理が無効になり、惑星形成プロセスから生じる軌道構造が保存されます。測定可能な特性の中でも、恒星の回転軸に対する軌道傾斜角は、近接惑星の起源の背後にある移動メカニズムを理解するための重要な診断として際立っています。観測の限界により、スピン軌道測定の取得はホットジュピター系に大きく偏っています。しかし、近年、高精度分光法により、温暖な木星の領域にかなり入った惑星の傾斜測定が可能になり始めています。この研究では、VLTでESPRESSOを使用した暖かい木星TOI-677bの投影傾斜角のRossiter-McLaughlin(RM)測定を紹介します。TOI-677bは極端な程度の整列($\lambda=0.3\pm1.3$度)を示しており、その著しい離心率($e\約0.45$)を考えると特に不可解です。したがって、TOI-677bは、大きな離心率と低いスピン軌道角を示す、成長を続ける近接巨人のクラスに加わりますが、これは既存のモデルでは予測されない配置です。また、偏心した広い軌道上で外側の褐色矮星伴星の候補が検出されたことも紹介します($e\約0.4$と$P\約13$年)。単純な推定を使用して、この伴星がTOI-677bの異常な軌道の原因である可能性が低いことを示します。したがって、今後の取り組みでは、暖かい木星のRM測定値の取得を優先することが重要です。
円盤の大きさはどのくらいですか -- 原始惑星系円盤のガスのサイズは実際には何を意味するのでしょうか?
| Title |
How_large_is_a_disk_--_what_do_protoplanetary_disk_gas_sizes_really_mean? |
| Authors |
Leon_Trapman,_Giovanni_Rosotti,_Ke_Zhang,_Benoit_Tabone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07600 |
どのようなメカニズムが原始惑星系円盤の進化を促進しているのかは依然として不明である。磁気回転不安定性によって引き起こされる乱流や磁気流体力学的な円盤の風など、主な候補を直接検出することは困難であることが判明しており、これら2つのメカニズムを区別できる最も有望な観測値の1つは円盤サイズの時間変化にとどまっています。しかし、これを成功させるには、観測されたガス円盤のサイズが実際に何を追跡しているかを理解する必要があります。$R_{\rmCO,\90\%}$($^{12}$CO磁束の90%を囲む半径)と、物理ディスクサイズをエンコードする半径$R_c$との関係を研究しました。これら2つのサイズ間の変換に関する簡単な処方箋を提供するためです。熱化学モデルの広範なグリッドに対して、合成観測から$R_{\rmCO,\90\%}$を計算し、この半径で測定されたガス柱密度などの特性を$R_c$などのバルクディスク特性に関連付けます。ディスク質量$M_{\rmdisk}$。$R_{\rmCO,\90\%}$のガス柱密度と円盤質量の間に経験的な相関関係があることがわかりました:$N_{\rmGas}(R_{\rmCO,\90\%})\about3.73\times10^{21}(M_{\rmdisc}/\mathrm{M}_{\odot})^{0.34}\\mathrm{cm}^{-2}$。この相関関係を使用して、$R_c$と$M_{\rmdisc}$のみに依存する$R_{\rmCO,\90\%}$の分析処方を導き出します。狼瘡、スコティッシュフォールド上部、おうし座、およびDSHARPのディスクの$R_c$を導出します。その結果、古い上部スコティッシュフォールド領域のディスクは、若いループス領域とおうし座領域のディスクよりも大幅に小さいことがわかります($\langleR_c\rangle$=4.8au)。($\langleR_c\rangle$=それぞれ19.8および20.9au)。$R_c$のこの一時的な減少は、粘性進化と風による進化の両方の予測に反しますが、スコットランド北部で切頭円盤を有する重大な外部光蒸発の兆候である可能性があります。
隕石中の低 ${}^{26}{\rm Al}/{}^{27}{\rm Al}$ コランダム/ハイボナイト インクルージョンの起源
| Title |
Origin_of_Low-${}^{26}{\rm_Al}/{}^{27}{\rm_Al}$_Corundum/Hibonite_Inclusions_in_Meteorites |
| Authors |
Steven_J._Desch,_Emilie_T._Dunham,_Ashley_K._Herbst,_Cayman_T._Unterborn,_Thomas_G._Sharp,_Maitrayee_Bose,_Prajkta_Mane,_and_Curtis_D._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07750 |
ほとんどの隕石のカルシウム、アルミニウムに富んだ包有物(CAI)は、${}^{26}{\rmAl}/{}^{27}{\rmAl}\約5\times10^{の貯留層から形成されます。-5}$ですが、$({}^{26}{\rmAl}/{}^{27}{\rmAl})_0$を記録する人もおり、${}^{26}{\rmAl}$。これは、原始惑星系円盤への超新星物質の「後期注入」の証拠として解釈されている。代わりに、我々は不均一性を化学的であると解釈し、これらの介在物が耐火相のコランダムまたはハイボナイトと強く関連していることを示しています。私たちはそれらを「低${}^{26}{\rmAl}/{}^{27}{\rmAl}$コランダム/ハイボナイトインクルージョン」（LAACHI）と名付けています。我々は、LAACHI層の詳細な天体物理モデルを提示します。このモデルでは、生きている${}^{26}{\のない、サイズ$0.5～2\、\mu{\rmm}$の太陽前太陽系のコランダム、スピネル、またはハイボナイトの粒子からAlが得られます。rmアル}$;生きている${}^{26}{\rmAl}$は、最近近くにあるヴォルフ・ライエ星や超新星からの、より小さな($<$50nm)前太陽系クロムスピネル粒子に乗って運ばれます。円盤の高温($\約$1350～1425K)領域では、これらの粒子とペロブスカイト粒子が唯一生き残ることになります。これらの負に帯電した粒子は、正に帯電したペロブスカイト粒子を組み込んでも$1-10^3\,\mu{\rmm}$のサイズに成長しますが、小さな負に帯電した${}^{26}{\rmAl}は含まれません。$を含む穀物。粒子の帯電による化学的および同位体の分別は、円盤の高温領域では重要なプロセスでした。私たちのモデルは、サイズ、組成、酸素同位体の特徴、および相関する大きな${}^{48}{\rmCa}$異常と${}^{50}{\rmTi}$異常（太陽前太陽によって運ばれる場合）を説明します。LAACHIのペロブスカイト)、特に均一な正準${}^{26}{\rmAl}/{}^{27を持つ太陽系星雲に${}^{26}{\rmAl}$を組み込まなかった方法について説明します。}{\rmAl}$。高質量の星形成領域での太陽の形成が必要であるにもかかわらず、超新星物質の遅い注入は回避される。
小惑星の偏向に対する運動衝撃と重力摂動
| Title |
kinetic_impact_and_gravitational_perturbations_for_asteroid_deflection |
| Authors |
Bruno_Chagas,_Antonio_F.B._de_A._Prado_and_Othon_C._Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07865 |
小惑星は世界中の研究者の注目を集めています。その化学的および物理的組成は、太陽系の形成に関する重要な情報を与えてくれます。さらに、これらのオブジェクトには貴金属が含まれているため、これらのオブジェクトの一部が採掘されるという仮説が考慮されています。ただし、小惑星の中には地球の軌道に近い軌道を持つものもあります。これらの近くにある物体は、地球に壊滅的なダメージを与えるほど大きいものもあるため、地球上の私たちの生活に危険をもたらす可能性があります。潜在的に危険な小惑星の進路を変えるというテーマに注目していきます。現在、この逸脱には主に2つの形態があります。i)高速の物体と小惑星の衝突。これは宇宙船または小型小惑星の可能性があります。ii)重力「トラクター」の使用。これは、地球に接近する天体の近くに物体(別の小惑星または小惑星の一部)を配置し、この重力干渉によって軌道を偏向させるものです。この研究では、文献で最も一般的に言及されている小惑星偏向モデルである動的衝撃偏向技術における重力摂動の影響を評価します。衝突によって小惑星の運動エネルギーを変化させ、地球に衝突する危険がないよう軌道を十分に変えることを目的としている。
WASP-43b と HD 209458b の日中スペクトルをもう一度見てみましょう: 散乱雲はありますか?
ホットジュピターの昼間の雲の探索は、ホットジュピターの質の高い宇宙ベースの観測の数が限られているため、不利な点がありました。現在までの回収研究では、昼間に灰色の雲の証拠は見つかっていませんが、これらの研究ではいずれも散乱雲の影響を調査していません。この研究では、文献にあるさまざまなスピッツァーデータを考慮して、ホットジュピターWASP-43bの昼側発光スペクトルを再分析します。調査した4つのデータセットのうち2つでは、3.13～3.36$\sigma$の信頼度により、散乱雲を含むモデルを使用した取得が雲のないモデルよりも有利であることがわかりました。他の2つのデータセットでは、雲が散乱している証拠は見つかりません。取得したH$_2$O存在量は、使用したスピッツァーデータに関係なく一貫しており、文献値と一致していることがわかります。ホットジュピターHD209458bについても同じ分析を実行しましたが、以前の研究と一致して、昼の雲の証拠は見つかりませんでした。
1994 年から 2022 年までの近赤外線波長における海王星の進化
| Title |
Evolution_of_Neptune_at_Near-Infrared_Wavelengths_from_1994_through_2022 |
| Authors |
Erandi_Chavez,_Imke_de_Pater,_Erin_Redwing,_Edward_M._Molter,_Michael_T._Roman,_Andrea_Zorzi,_Carlos_Alvarez,_Randy_Campbell,_Katherine_de_Kleer,_Ricardo_Hueso,_Michael_H._Wong,_Elinor_Gates_Paul_David_Lynam,_Ashley_G._Davies,_Joel_Aycock,_Jason_Mcilroy,_John_Pelletier,_Anthony_Ridenour,_Terry_Stickel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08157 |
ケック天文台とリック天文台とハッブル宇宙望遠鏡からのアーカイブ近赤外線観測を使用して、1994年から2022年までの海王星の雲活動の進化を記録します。雲を含んでいた海王星の円盤の割合と、両方の平均明るさを計算します。雲の特徴と、惑星の円盤上の雲のない背景。雲の活動と明るさの最大値は2002年と2015年に、最小値は2007年と2020年に観測されており、後者は特に深いです。2020年の海王星の雲活動の欠如は、中緯度での雲のほぼ完全な喪失と南極での継続的な活動によって特徴付けられます。その結果、近赤外線H(1.6$\mu$m)、K(2.1$\mu$m)、FWCH4P15(893nm)、F953N(955nm)、FWCH4P15における海王星の円盤平均明るさの周期的変動が見られることがわかりました。(965nm)およびF845M(845nm)バンドは、背景のヘイズの変化ではなく、個別の雲の活動によって支配されています。雲の活動と太陽ライマンアルファ(121.56nm)の放射照度の間に明らかな正の相関関係が見られることは、海王星の雲の活動の周期性が太陽の紫外線放射によって引き起こされる光化学的な雲/霞の生成に起因するという理論を裏付けるものです。
ソーラーセイルと自然力を用いたスペースデブリの軌道進化の解析
| Title |
Analysis_of_the_orbital_evolution_of_space_debris_using_a_solar_sail_and_natural_forces |
| Authors |
Jean_Paulo_dos_S._Carvalho,_Rodolpho_Vilhena_de_Moraes,_Antonio_Fernando_Bertachini_de_A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08170 |
この研究では、静止軌道(GEO)上に位置するこれらの天体の軌道進化が分析されます。このことを踏まえると、宇宙環境の浄化にソーラーセイルを利用する可能性が考えられる。デブリの軌道に作用する主な自然環境の摂動が力学で考慮されます。ソーラーセイルに作用するこのような力は、GEO軌道上でこれらの物体の離心率を増大させる可能性があります。何人かの著者が、単一平均モデルを考慮した日射圧力のモデルを提示しています。しかし、文献調査を行ったところ、著者らは地球が太陽の周りを円形で傾斜した軌道で回っていると考えていることがわかりました。SRPモデルに対する私たちの貢献は、他の著者とは異なるアプローチを開発したことにあります。そこでは、太陽を楕円形で傾斜した軌道にあると考えています。これは、離心率が無視できない場合、太陽系内の他の天体にも当てはまります。SRPの表現は2次まで展開されます。1次項は2次項よりもはるかに優れているため、四重極項は無視できることがわかりました。もう1つの貢献は、近地点引数(g)と昇交点の経度(h)の初期条件を特定するアプローチであり、(g,h)平面の一部の値が離心率の増大に寄与します。数値シミュレーションでは、StuffinSpaceサイトから除去されたスペースデブリの実データを考慮します。ソーラーセイルは、化学推進剤とは異なり、クリーンで豊富なエネルギー源である太陽そのものを利用した推進システムにより宇宙環境を浄化し、宇宙探査の持続可能性に貢献します。
| Title |
WASP-193b:_An_extremely_low-density_super-Neptune |
| Authors |
Khalid_Barkaoui,_Francisco_J._Pozuelos,_Coel_Hellier,_Barry_Smalley,_Louise_D._Nielsen,_Caroline_Dorn,_Prajwal_Niraula,_Micha\"el_Gillon,_Julien_de_Wit,_Ravit_Helled,_Simon_M\"uller,_Emmanuel_Jehin,_Brice-Olivier_Demory,_V._Van_Grootel,_Abderahmane_Soubkiou,_Mourad_Ghachoui,_David._R._Anderson,_Zouhair_Benkhaldoun,_Francois_Bouchy,_Artem_Burdanov,_Laetitia_Delrez,_Elsa_Ducrot,_Lionel_Garcia,_Abdelhadi_Jabiri,_Monika_Lendl,_Pierre_F._L._Maxted,_Catriona_A._Murray,_Peter_Pihlmann_Pedersen,_Didier_Queloz,_Daniel_Sebastian,_Oliver_Turner,_Stephane_Udry,_Mathilde_Timmermans,_Amaury_H._M._J._Triaud_and_Richard_G._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08350 |
近くの明るい恒星を通過する巨大ガス惑星は、惑星系の形成と進化のメカニズムを理解するための足掛かりとなります。この論文は、WASP南通過調査によって発見された、この種の系外惑星の特に興味深い新しい標本、WASP-193bを紹介します。この惑星は、6.25日ごとに主系列主星のVmag=12.2F9の周りを一周します。私たちの分析により、WASP-193bの質量はMp=0.139+/-0.029M_Jup、半径Rp=1.464+/-0.058R_Jupであることが判明しました。これは、rhop=0.059+\-0.014g/cmの非常に低い密度に換算されます。^3.この惑星は、0.6mTRAPPIST-South、1.0mSPECULOOS-South望遠鏡、およびTESSミッションによって測光的に確認され、ESO-3.6-m/HARPSおよびEuler-1.2-m/CORALIE分光器によって分光的に確認されました。大きな通過深さ(dF~1.4%)、極度に低い密度、高平衡温度(Teq=1254+/-31K)、および主星の赤外線輝度(等級Kmag=10.7)の組み合わせWASP-193bは、透過分光法による特性評価の最適なターゲットになります(透過分光法測定基準:TSM~600)。1回のJWST通過観測により、大気の性質と惑星の質量について、それぞれ~0.1dexおよび~1%(現在の動径速度データでは~20%)以内で詳細な洞察が得られます。
TNG XLVII の GAPS プログラム: V1298 タウの異常な形成史
| Title |
The_GAPS_program_at_TNG_XLVII:_The_unusual_formation_history_of_V1298_Tau |
| Authors |
D._Turrini,_F._Marzari,_D._Polychroni,_R._Claudi,_S._Desidera,_D._Mesa,_M._Pinamonti,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_M._Damasso,_S._Benatti,_L._Malavolta,_G._Micela,_A._Zinzi,_V._J._S._B\'ejar,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_M._Bonavita,_F._Borsa,_C._del_Burgo,_G._Chauvin,_P._Delorme,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R._Gratton,_J._Hagelberg,_M._Janson,_M._Langlois,_A._F._Lanza,_C._Lazzoni,_N._Lodieu,_A._Maggio,_L._Mancini,_E._Molinari,_M._Molinaro,_F._Murgas,_D._Nardiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08653 |
宇宙および地上での活動による観測データにより、10～30Maの古いV1298タウ星には4つの惑星からなるコンパクトで巨大なシステムが存在することが明らかになった。外側にある2つの巨大な惑星の質量推定値は、その若い年齢にしては予想外に高い密度を示しています。私たちは、これら2つの最も外側の巨大な惑星、V1298タウbとeの形成と、V1298タウの全球構造の現在の動的状態を調査して、この若く特異な太陽系外の歴史を明らかにします。私たちは詳細なN体シミュレーションを実行して、V1298タウbおよびeの密度と、天然の星周円盤内での微惑星の移動および降着との関連を調査します。私たちは、N体シミュレーションと正規化角運動量不足(NAMD)解析を組み合わせて、V1298タウの動的状態を特徴付け、それを系の形成履歴に結び付けます。私たちは、V1298タウの構造と原始星周円盤の広がりを制限する外惑星伴星を探しています。V1298タウbとeの高密度は、それらが主星からかなり離れた場所、おそらくCO$_2$雪線を超えて形成されたことを示唆しています。V1298タウeの公称密度が高いことは、V1298タウeがV1298タウbよりもさらに外側で形成されたことを示唆しています。V1298Tauの現在のアーキテクチャは、共鳴チェーンを特徴としていません。外側の巨大な惑星による惑星間散乱が不安定性の最も可能性の高い原因ですが、SPHEREとGAIAの観測を使用した外側伴星の探索では、2M$_\textrm{J}$よりも重い惑星の存在のみが除外されます。V1298タウの形成に関する最も妥当なシナリオは、この系がコンパクトでありそうなほど巨大な円盤内で誕生した惑星の収束移動と共鳴トラップによって形成されるというものである。V1298タウbおよびeの移動は、その後に動的に励起された原始惑星系円盤を残し、惑星間散乱によって共鳴鎖が切断される条件を作り出します。
巨大惑星形成の化学的痕跡。原始惑星系円盤のC/O比形成における惑星降着の役割
| Title |
Chemical_footprints_of_giant_planet_formation._Role_of_planet_accretion_in_shaping_the_C/O_ratio_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Haochang_Jiang,_Yu_Wang,_Chris_W._Ormel,_Sebastiaan_Krijt,_Ruobing_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08704 |
惑星の誕生の場所である原始惑星系円盤は、連続体発光マップと線発光マップの両方で明るいリングと暗いギャップを特徴とするのが一般的です。降着する惑星は、重力だけでなく、円盤の化学に不可欠な要素である局所的な放射線や元素の存在量を変化させることによって、円盤と相互作用しています。私たちは、巨大惑星の降着が惑星の局所的なガス中に化学的痕跡を残す可能性があり、それがアルマ望遠鏡観測における惑星との分子放出の空間的一致につながる可能性があると提案します。昇華機能を内蔵したAthena++の2D多流体流体力学シミュレーションを通じて、降着惑星がその付近を局所的に加熱し、円盤内にガスギャップを開け、C光化学の条件を作り出すプロセスをシミュレートします。メタンスノーラインの外側に位置する降着惑星は、惑星によって降着される前に、小石からC豊富な有機物を昇華させるのに十分なほど周囲のガスを高温にすることができます。これは円盤の気相C/O比を局所的に上昇させ、アルマ望遠鏡で観測されたC$_2$H線発光リングの潜在的な説明を提供する。特に、我々の発見は、MWC480ディスクについての説明を提供します。MWC480ディスクでは、以前の研究により、連続体ギャップ内のライン発光リングの統計的に有意な空間的一致が特定されました。私たちの発見は、巨大惑星のガス降着とその出生円盤を化学信号を通じて結び付けるという新しい見解を示しています。このモデルは、巨大惑星がその形成化学環境を能動的に形成できることを実証し、原始円盤の化学を惑星に直接マッピングするという従来の理解を超えています。
EPOCHS VII: JWST ERO および PEARLS データにおける高赤方偏移 ($6.5 < z < 12$) AGN 候補の発見
| Title |
EPOCHS_VII:_Discovery_of_high_redshift_($6.5_ |
| Authors |
Ignas_Juod\v{z}balis,_Christopher_J._Conselice,_Maitrayee_Singh,_Nathan_Adams,_Katherine_Ormerod,_Thomas_Harvey,_Duncan_Austin,_Marta_Volonteri,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Rogier_A._Windhorst,_Jordan_C._J._D'Silva,_Anton_M._Koekemoer,_Dan_Coe,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Rafael_Ortiz_III,_Scott_Tompkins,_Christopher_N._A._Willmer,_Haojing_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07535 |
我々は、再電離科学のためのプライム銀河系外領域（PEARLS）調査とジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の早期放出観測（ERO）データの「空白」フィールドから測光的に選択された堅牢な高赤方偏移銀河のサンプルの分析を発表します。高赤方偏移活動銀河核(AGN)の候補を選択することを目的としています。ソースは、AGNSEDテンプレートに最適なソースを特定するためのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティング、AGNモデルと非AGNモデルの相対的なパフォーマンスに基づくさらなる選択を含む3つの選択手順を使用して親サンプルから特定されました。最後に形態学的フィッティングを行ってコンパクトな放出源を特定し、純度重視の手順を実現します。この手順を使用して、$6.5<z<12$で9つのAGN候補のサンプルを特定し、そこから物理的特性を制約するとともに、$5\pm1$\%のこの赤方偏移範囲におけるAGN分率の下限を測定します。。これは、当社が純度に重点を置いていることと、当社のSEDが隠蔽されていないタイプ1AGN用に校正されているため、極端な下限値であるため、これは、AGNがおそらくこの初期の時代では非常に一般的であることを示しています。候補天体のレストフレームUVカラーは、これらの星系が肥満ブラックホール銀河(OBG)、または銀河成分がほとんどないAGNの候補である可能性があることを示唆しています。また、チャンドラおよびVLA調査と重複するフィールドからのサンプル源からの放射も調査し、X線および3GHz無線の検出限界を候補に設定することができます。注目すべきは、$z=11.9$の候補源であり、より青いバンドと比較して最も赤いバンドで突然の形態的変化を示しており、潜在的な合併または異常に強い流出を示しています。
環境の観察可能な尺度からのハロー特性: I. ハローおよびサブハロー質量
| Title |
Halo_Properties_from_Observable_Measures_of_Environment:_I._Halo_and_Subhalo_Masses |
| Authors |
Haley_Bowden,_Peter_Behroozi,_Andrew_Hearin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07549 |
恒星の質量とハローの質量の関係は、シミュレーションと観測の両方において、銀河をそのホストである暗黒物質ハローと結び付けるための強力な基礎を提供します。ローカル環境の密度など、他の観察可能な情報により、特定のハローの特性にさらなる制約が課される可能性があります。この論文では、環境から可能な限り多くの情報を抽出するニューラルネットワークを使用して、暗黒物質ハローとサブハローのピーク質量が観測可能な環境測定値とどのように相関するかをテストします。高質量ハロー(ピーク質量$>10^{12.5}M_{\odot}$)の場合、恒星質量に含まれるハロー質量に関する情報-選択された銀河サンプルは、ハロー中心を囲む$\sim$1Mpc領域に限定されます。。この質量閾値を下回ると、ハロー質量に関する情報のほぼ全体が、隣接する銀河の分布ではなく、銀河自体の恒星質量に含まれます。最もパフォーマンスの高いネットワークの全体的な二乗平均平方根誤差は0.20dexでした。テストデータ内の中央のハローのみに適用した場合、同じネットワークの誤差は0.17dexでした。私たちの発見は、ハロー質量推論の目的では、$k$番目に最も近い隣接セルまでの距離と、固定開口内の隣接セルの数の両方が、局所環境の同様に効果的な測定値であることを示唆しています。
赤方偏移 1 の 2 つの強いレンズの星形成銀河におけるケニカット・シュミットの法則を解決
| Title |
Resolved_Kennicutt-Schmidt_law_in_two_strongly_lensed_star-forming_galaxies_at_redshift_1 |
| Authors |
David_Nagy,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Matteo_Messa,_Johan_Richard,_Jiayi_Sun,_Fran\c{c}oise_Combes,_and_Yannick_Eyholzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07551 |
赤方偏移$z\sim1$にある2つの強いレンズ銀河、コズミックスネークとA521について、星形成速度(SFR)対分子ガス質量($M_\mathrm{mol}$)のスケーリング関係を数百から数千パーセクのスケールで研究します。。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)による消光補正された静止フレームUV観測を使用してSFRを追跡し、アタカマ大型ミリ/サブミリ波アレイによるCO(4--3)線の検出を使用して$M_\mathrm{mol}$を追跡します。(アルマ望遠鏡)。HSTとALMAの観測$0.15-0.2\,''$の同様の角度分解能と$\mu>20$に達する倍率により、$100\,\mathrm{pc}$未満のサイズの銀河の構造を解像することができます。。これらの解像度は、近くの銀河研究の解像度に近いです。これにより、銀河スケールから$\sim100\,\mathrm{pcまで、さまざまな空間スケールでのケニカット-シュミット(KS)則(SFR-$M_\mathrm{mol}$表面密度)を初めて調べることができます。}$は、$z\sim1$の銀河内でスケールします。統合スケールでは、両方の銀河が赤方偏移1～2.5の銀河によって定義されるKS則を満たしていることがわかります。2つの銀河の$200\,\mathrm{pc}$までのサイズのセルで、解決されたKS(rKS)則をテストします。これらの$z\sim1$銀河では、空間スケールが減少するにつれて散乱が大幅に増加するにもかかわらず、この関係が一般的に成り立つことが観察されました。個々の星形成領域と分子雲を中心とする開口部に焦点を当てて、SFRの表面密度と$M_\mathrm{mol}$の間の空間相関のスケール依存性を確認します。星形成領域と分子雲は、宇宙スネークの$\lesssim1\,\mathrm{kpc}$では空間的に無相関になるが、すべての空間スケール($400\,\mathrmから)では無相関に見えると結論付けています。A521では{pc}$から$6\,\mathrm{kpc}$)になります。
2 つのアーカイブ X 線の弱いタイプ 1 クエーサーの XMM ニュートン観測: 観測によって引き起こされる X 線の弱さと変動性
| Title |
XMM-Newton_Observations_of_Two_Archival_X-ray_Weak_Type_1_Quasars:_Obscuration_Induced_X-ray_Weakness_and_Variability |
| Authors |
Zijian_Zhang,_Bin_Luo,_W.N.Brandt,_Pu_Du,_Chen_Hu,_Jian_Huang,_Xingting_Pu,_Jian-Min_Wang_and_Weimin_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07554 |
\hbox{X-ray}の\citet{2020ApJ...900..141P}調査から、未分類タイプの\hbox{X-ray}弱いクエーサーの2つの例の\hbox{XMM-Newton}観測を報告します。チャンドラアーカイブにある弱いクエーサー、SDSSJ083116.62+321329.6($z=1.797$)およびSDSSJ142339.87+042041.1($z=1.702$)。これらは、幅広い吸収線、弱い紫外線(UV)の広い輝線、または赤色の光学/UV連続体を示す\hbox{X-ray}の弱いクエーサーの既知の集団には属しません。代わりに、典型的なクエーサーUVスペクトルとスペクトルエネルギー分布が表示されます。\hbox{XMM-Newton}の観測では、両方のクエーサーは、典型的なクェーサー\hbox{X-ray}スペクトル形状(\hbox{power-law}の光子インデックス$1.99^)を備えた\hbox{X-ray}放射の公称レベルを示しています。{+0.27}_{-0.23}$および$1.86^{+0.15}_{-0.14}$）、チャンドラのアーカイブデータと比較して強い\hbox{X-ray}変動を示します（変動係数$4.0^{+1.6）2keVの磁束密度に換算すると、}_{-1.4}$および$9.0^{+7.4}_{-3.8}$)。同時の光学(レストフレームUV)スペクトルは、アーカイブスペクトルと比較して大きな変動がないことを示しています。長期にわたる光学/UVおよび赤外線の光曲線も実質的な変動を示しません。私たちは、チャンドラのデータで観察された\hbox{X線}の弱さは、降着円盤風に関連している可能性が高い、小規模の塵のない吸収体による\hbox{X線}の遮蔽によるものであると考えています。このような\hbox{X-ray}の弱い/吸収された状態は、典型的なクェーサーではおそらくまれであるため、\hbox{XMM-Newton}の観測では両方のターゲットが\hbox{X-ray}の公称強度状態に回復しました。
Webb's PEARLS: MACS J0416.1-2403 フィールドの過渡現象
| Title |
Webb's_PEARLS:_Transients_in_the_MACS_J0416.1-2403_Field |
| Authors |
Haojing_Yan,_Zhiyuan_Ma,_Bangzheng_Sun,_Lifan_Wang,_Patrick_Kelly,_Jose_M._Diego,_Seth_H._Cohen,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Norman_A._Grogin,_John_F._Beacom,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Dan_Coe,_Madeline_A._Marshall,_Anton_Koekemoer,_Christopher_N._A._Willmer,_Aaron_Robotham,_Jordan_C._J._D'Silva,_Jake_Summers,_Rachana_A._Bhatawdekar,_Cheng_Cheng,_Adi_Zitrin,_S._P._Willner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07579 |
ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、その前例のない感度と空間分解能により、赤外線における時間領域の発見に新たな窓を開きました。ここでは、サイクル1でJWSTNIRCam観測を4エポック(126日以上)受信した唯一の領域での観測結果を報告します。この領域はMACSJ0416.1-2403に向けられたもので、z=0.397にある豊富な銀河団であり、ハッブルフロンティアフィールドの。これらのデータから14個の過渡現象を発見しました。これらの過渡現象のうち12件は、銀河団のレンズコースティクスを横切る3つの銀河(赤方偏移z=0.94、1.01、および2.091)で発生し、これらの過渡現象は重力レンズによって非常に拡大されます。これら12個の過渡現象は、この分野でハッブル宇宙望遠鏡(HST)データに基づいて以前に報告されたもの、つまり高度に拡大された円弧内の個々の星と同様の性質を持っている可能性があります。しかし、これら12個は赤すぎて暗すぎるため、HSTでは見つけることができませんでした。他の2つの過渡現象は、中程度にしか拡大されていない背景銀河(z=2.205と0.7093)に関連しており、おそらく超新星です。これらは、数か月の時間周期で監視した場合、z~2まで積分した平方アーク分あたり0.5の縮小超新星表面密度を示しています。このような高い表面密度は、AB〜28.5等の約3～4ミクロンの探査限界で達成されます。これは、HSTの能力を超えていますが、JWSTでは容易に達成できます。
JWST/CEERS が塵の多い星形成銀河に光を当てる：宇宙の正午におけるバルジの形成、偏り、アウトサイドインクエンチング
| Title |
JWST/CEERS_Sheds_Light_on_Dusty_Star-Forming_Galaxies:_Forming_Bulges,_Lopsidedness_and_Outside-In_Quenching_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Aur\'elien_Le_Bail,_Emanuele_Daddi,_David_Elbaz,_Mark_Dickinson,_Mauro_Giavalisco,_Benjamin_Magnelli,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Boris_S._Kalita,_Anton_M._Koekemoer,_Benne_W._Holwerda,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_Alexander_de_la_Vega,_Antonello_Calabr\`o,_Avishai_Dekel,_Yingjie_Cheng,_Laura_Bisigello,_Maximilien_Franco,_Luca_Costantin,_Ray_A._Lucas,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Shiying_Lu,_Stephen_M._Wilkins,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal_and_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07599 |
私たちは、宇宙進化早期放出科学調査のためにEGSフィールドで取得されたジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡NIRCam画像を使用して、宇宙正午（z~2）でIRによって選択された22個の塵の多い星形成銀河のサンプルの形態と物理的特性を調査します。NIRCam画像の優れた解像度により、これらの銀河を最大4.4μmまで空間的に分解し、塵によって非常に消えてしまった場合でも、そのバルジ/コアを識別することができます。F115W、F200W、F444Wフィルターを使用した赤、緑、青の画像に基づいて、各銀河をいくつかの均一な色の領域に分割し、それぞれのスペクトルエネルギー分布を当てはめ、塵の減衰、星の質量、星の形成速度と年齢を測定します。各領域を星形成領域と静止領域に分類した後、活発な星形成が中心にあるのか、円盤にあるのか、あるいはその両方にあるのかに応じて、銀河を3つのクラスに割り当てます。(i)私たちのDSFGの約70%は、銀河の星形成の最大80%を含むことができるが、星の質量の20～30%しか含まない、コンパクトで塵が軽減された星形成コアを備えており、常に次のようなものに囲まれています。より大きく、減衰が少ない大規模な円盤（青いナゲットなし）。(ii)円盤の64%(27%)は、非対称の低温ガスの降着、大規模な合体、および/または大規模な不安定性により、著しく(強く)偏っています。(iii)銀河の23%は静止円盤に星形成コアが埋め込まれており、アウトサイドインクエンチングを受けており、多くの場合、小規模および大規模な不安定性を引き起こす強い偏りによって促進されています。(iv)いくつかの銀河は、RGBカラーの点で非常に不均一な円盤をホストしています。これらは、不均一な塵の減衰によって引き起こされます。(v)塊状下部構造が静止している、および/または静止領域に存在するという驚くべき証拠を発見しました。この研究は、JWST/NIRCamが遠方の巨大銀河の進化の複雑性の理解に大きな影響を与えていることを示しています。
IRAS 17578-0400 の隠れたコンパクト核内のガスと塵の 5 ～ 12 pc 解像度の ALMA イメージング
| Title |
5-12_pc_resolution_ALMA_imaging_of_gas_and_dust_in_the_obscured_compact_nucleus_of_IRAS_17578-0400 |
| Authors |
Chentao_Yang_(1),_Susanne_Aalto_(1),_Sabine_K\"onig_(1),_Santiago_Del_Palacio_(1),_Mark_Gorski_(1),_Sean_Linden_(2),_Sebastien_Muller_(1),_Kyoko_Onishi_(1),_Mamiko_Sato_(1),_Clare_Wethers_(1)_((1)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Massachusetts_at_Amherst) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07641 |
ここでは、IRAS17578-0400のコンパクトな不明瞭核(CON)の0.02～0.04インチ解像度のALMA観測を紹介します。核内の半径約4pcの塵っぽいトーラスが発見され、アルマ望遠鏡バンド3で通常は平坦なスペクトル指数を示しており、これはおそらく中央の超大質量ブラックホール(SMBH)からのミリメートルのコロナ放出によるものと考えられる。$^{13}$CO(1-0)によって追跡される高密度ガス円盤は半径7pcに広がり、短軸に沿った非対称構造により円盤風によって引き起こされる流出を示唆しています。HCN(3-2)およびHCO$^+$(3-2)線の低速成分によって追跡される平行分子流出(CMO)は、短軸ガス円盤と整列します。HCN(3-2)とHCO$^+$(3-2)の位置速度プロットを調べると、フレア状の高密度ガス円盤が半径$\sim$60pcに広がり、約200kmの速度で落下し回転していることが明らかになりました。それぞれ/秒と300km/秒。力学的中心から約4pcの位置にある遠心障壁は、SMBHの質量が約10$^8$$M_\odot$であることを示唆しており、ミリメートルのコロナ放出推定値と一致している。CMOは、短軸に沿って100pcスケールにわたって200km/sの安定した回転速度を維持します。CMOの予測速度は約80km/sで、傾斜角を80$^\circ$と仮定すると、約$\sim$500km/sに相当します。落下する回転円盤からのガス供給による円盤駆動の平行回転分子流出のこのような運動学構造は、コンパクトで隠された原子核のフィードバックが、核スターバーストの供給と分子ガスの供給の両方につながる分子ガスの運動量伝達によって調節されている可能性が高いことを示している。そして超大質量ブラックホール。
ローマ初期定義天体物理学調査の機会: 銀河ローマ赤外線面調査 (GRIPS)
| Title |
Roman_Early-Definition_Astrophysics_Survey_Opportunity:_Galactic_Roman_Infrared_Plane_Survey_(GRIPS) |
| Authors |
Roberta_Paladini_(Caltech-IPAC),_Catherine_Zucker_(STScI),_Robert_Benjamin_(Univ_Wisconsin-Whitewater),_David_Nataf_(JHU),_Dante_Minniti_(Univ_Andres_Bello),_Gail_Zasowski_(Univ_of_Utah),_Joshua_Peek_(STScI),_Sean_Carey_(Caltech-IPAC),_Lori_Allen_(NOIRLab),_Javier_Alonso-Garcia_(Univ_Antofagasta),_Joao_Alves_(Univ_of_Vienna),_Friederich_Anders_(UNiv_of_Barcelona),_Evangelie_Athanassoula_(LAM),_Timothy_C._Beers_(Univ_of_Notre_Dame),_Jonathan_Bird_(Vanderbilt_Univ),_Joss_Bland-Hwathorn_(Univ_of_Sydney),_Anthony_Brown_(Univ_of_Leiden),_Sven_Buder_(ANU),_Luca_Casagrande_(ANU),_Andrew_Casey_(Monash_Univ),_Santi_Cassisi_(INAF),_Marcio_Catelan_(PUC),_Ranga-Ram_Chary_(Caltech-IPAC),_Andre-Nicolas_Chene_(Gemini_Obs),_David_Ciardi_(Caltech-IPAC),_Fernando_Comeron_(ESO),_Roger_Cohen_(STScI),_Thomas_Dame_(SAO),_et_al._(42_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07642 |
銀河円盤とバルジ/バーの広視野近赤外線調査は、銀河系天文学者のコミュニティの大規模な代表によってサポートされています。ローマン博士は、感度、角度分解能、広い視野の組み合わせにより、銀河面の混雑し高度に消滅した視線を研究できる独自の方法を実現しました。バルジと内部銀河円盤の約1000度2の調査により、約1200億の情報源からなる印象的なデータセットが得られ、銀河系の構造が地図に示されるでしょう。この取り組みは、その後のさまざまな次元(空間、深さ、波長、時代)での拡大を促進することになります。重要なのは、銀河円盤は複雑な環境であり、さまざまな科学目標にはトレードオフが必要となるため、この調査はコミュニティによる早期の定義から恩恵を受けるだろうということです。
DESI の明るい銀河調査における異常値の検出
DESI初期データリリースのBrightGalaxySurvey(BGS)データセット内の外れ値の教師なし検索を紹介します。この解析では、オートエンコーダを利用して銀河スペクトルをコンパクトな赤方偏移不変の潜在空間に圧縮し、正規化フローを利用して確率の低い天体を識別します。最も顕著な外れ値は、不規則または二重ピークの輝線などの特有のスペクトル特徴を示すか、銀河の合体、混合源、およびこれまで知られていなかった広吸収線系を含む稀なクェーサータイプに由来します。BGS外れ値のかなりの部分は、分光学的に銀河として誤分類された星です。DESI天の川調査からのスペクトルでトレーニングされた独自の星モデルを構築することにより、誤分類はDESIパイプラインにおける星の主成分分析に起因する可能性が高いと判断しました。追跡調査を支援するために、すべてのBGSオブジェクトと事前トレーニングされたモデルの完全な確率カタログを公開しています。
横磁場によって貫通されたフィラメント状分子雲間の正面衝突とその後の進化のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_Head-on_Collisions_Between_Filamentary_Molecular_Clouds_Threaded_by_a_Lateral_Magnetic_Field_and_Subsequent_Evolution |
| Authors |
Raiga_Kashiwagi,_Kazunari_Iwasaki,_and_Kohji_Tomisaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07698 |
フィラメント状の分子雲は、生まれたばかりの星が形成される場所と考えられています。特に、ハブ領域（複数のフィラメントが衝突しているように見える場所）は、活発な星形成を示すことがよくあります。フィラメント構造における星形成を理解するために、二次元磁気流体力学シミュレーションを使用して2つのフィラメント間の衝突を調査します。フィラメントのモデルとして、フィラメント軸に垂直なグローバル磁場の下でフィラメントが静磁気平衡状態にあると仮定します。無限の長さの2つの同一のフィラメントを設定し、ゼロインパクトパラメーター(正面衝突)で衝突させました。2つのフィラメントが同じ磁束を共有しながら衝突すると、合体したフィラメントが形成された後の2種類の進化、すなわち暴走する半径方向の崩壊と有限の振幅での安定した振動を発見しました。半径方向の崩壊の条件は衝突速度とは独立しており、静磁場解が存在しない磁気臨界線質量を超える2本のフィラメントの総線質量によって与えられます。放射状の崩壊は自己相似的に進行し、崩壊が進行するにつれてフィラメントのさまざまな初期線質量に関係なく独特の分布が生じます。線の総質量が磁気臨界線の質量よりも小さい場合、結合したフィラメントが振動し、密度分布は静磁場平衡解によってよく適合します。半径方向の崩壊に必要な条件は、地球規模の磁場に垂直な方向の衝突にも当てはまります。
円盤銀河の渦巻き腕とリングにおける星形成領域の規則的な連鎖
1983年にブルース・エルメグリーンとデブラ・エルメグリーンによって初めて発見された、銀河の渦巻き腕に沿った若い恒星群の分布の規則性は、かなり珍しい現象と考えられていた。しかし、渦巻銀河NGC628、NGC895、NGC4321、NGC5474、NGC6946の腕に沿った若い恒星の集団の分布と、渦巻銀河NGC6217の環に沿った若い恒星の集団の分布における空間的規則性に関する最近の研究では、とレンズ状銀河NGC4324は、この空間的(準)規則性や星形成領域の規則的な鎖の存在がかなり一般的な現象であることを明らかにしました。すべての銀河にわたって、特徴的な規則性スケールは350～500pc、またはその倍数です。理論モデルでは、恒星ガス円盤の不安定性の規模が数kpc程度と予測されており、これは観測されているものの数倍大きいことに注意してください。この論文は、2022年11月8～10日にモスクワ州立大学シュテルンベルク天文学研究所のコーカサス山天文台で開催された現代恒星天文学2022会議で発表された報告書の一部に基づいている。
| Title |
Growth_of_Seed_Black_Holes_in_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Rainer_Spurzem,_Francesco_Rizzuto,_Manuel_Arca_Sedda,_Albrecht_Kamlah,_Peter_Berczik,_Qi_Shu,_Ataru_Tanikawa,_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08068 |
高密度星団の進化は、直接高精度N体シミュレーションによって追跡されます。問題は重力N体問題を最初に整理することですが、星は天体物理学によって進化し、より重い星は寿命の終わりにコンパクトな残骸としてブラックホールや中性子星を形成します。大質量星の星の進化の最新情報とブラックホール連星の相対論的処理を含めた後、中間質量ブラックホールの成長を発見し、星団内でいわゆるペア生成超新星（PSN）ギャップにおける連星ブラックホールの合体が起こることを示した。が起こりやすい。このようなブラックホールの合体は、地上に設置された重力波検出器のネットワークであるLIGO-Virgo-KAGRA（LVK）共同研究によって最近観測された。
| Title |
Machine-learning_identified_molecular_fragments_responsible_for_infrared_emission_features_of_polycyclic_aromatic_hydrocarbons |
| Authors |
Zhisen_Meng,_Yong_Zhang,_Enwei_Liang,_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08277 |
機械学習の特徴重要度計算は、中性多環芳香族炭化水素(PAH)の中赤外線および遠赤外線(IR)放射特徴を担う分子部分構造を決定するために使用されます。化学構造の記述子として拡張接続性フィンガープリントを使用して、14,124個のPAHのスペクトルでランダムフォレストモデルをトレーニングし、2.761～1172.745ミクロンの範囲内の各バンドの10,632個の分子フラグメントの重要性を評価します。結果の正確さは、以前に研究された未確認赤外線放射(UIE)バンドと比較することで確認されます。結果は補足データとして利用可能な2つの表にまとめられており、可能性のあるUIEキャリアを評価するための参考として使用できます。窒素含有PAHと超水素化PAHのIR特性について議論することで、表を使用してPAHの構造とスペクトルの関係を調査できることを示します。
ダークエネルギー分光装置から得られた、見た目が変化する活動銀河核。 I.初期データのサンプル
| Title |
Changing-look_Active_Galactic_Nuclei_from_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument._I.Sample_from_the_Early_Data |
| Authors |
Wei-Jian_Guo,_Hu_Zou,_Victoria_Anne_Fawcett,_Rebecca_Canning,_Stephanie_Juneau,_Tamara_M._Davis,_David_M._Alexander,_Linhua_Jiang,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Zhiwei_Pan,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Ma{\l}gorzata_Siudek,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Jipeng_Sui,_Gregory_Tarl\'e,_Zhiming_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08289 |
外観が変化する活動銀河核(CLAGN)は、一般に、非常に長い一時的なタイムスケール(約$100\sim5000$日)に伴う幅広い輝線の出現(ターンオン)または消滅(ターンオフ)によって確認できます。従来の降着円盤モデルで予測されたよりも短い。私たちは、ダークエネルギー分光装置とスローンデジタルスカイサーベイからのスペクトルを相互照合することにより、体系的なCLAGN探索を実行します。以前の研究に従って、$\rm{H}\alpha$、$\rm{H}\beta$、およびMg\,{\scii}の$z\leq0.75$とMg\に基づいてCLAGNを特定します。,{\scii},C\,{\sciii}]、およびC\,{\sciv}$z>0.75$。当社は、目視検査と2$\rm{H}\alpha$、45$\rm{H}\beta$、38Mg\、{\scii}、61C\を含む3つの選択基準に基づいて130CLAGNを提示します。、{\sciii}]、および10C\、{\sciv}CLAGN。20例では2本の幅広い輝線が同時に出現/消失し、3つのAGNでは3本の幅広い輝線が同時に出現しました。また、幅広い輝線の光束変動が大きいものの、強力なブロード成分が残っている91個のCLAGN候補も紹介します。確認されたCLAGNでは、42のケースでさまざまな系統の追加のCL候補の特徴が示されています。この論文では、1)CLAGNのターンオンとターンオフの比率が95:35であることがわかります。2)これまでに発見された最高の赤方偏移CLAGN($z=3.56$)。3)残りのフレームにおける244日から5762日の範囲の移行タイムスケールの上限。4)CLAGNの大部分は、明るいほど青くなる傾向に従います。私たちの結果は、現在のCL国勢調査($30\sim50\%$)を大幅に増加させ、根底にある物理的メカニズムを調査するのに役立つでしょう。
ローブ型電波源のダイナミクスを記述する解析モデルは、平方キロメートルアレイやパスファインダー機器によって観測される数千万の電波源を解釈するために不可欠です。私たちは、歴史的モデルが2つのクラスに分類できることを提案します。これらのクラスでは、電波源の前方への拡張がジェットの運動量束またはローブの内圧のいずれかによって駆動されます。最新世代の分析モデルは、これらの限定的なケースを組み合わせて、より包括的な説明を実現します。私たちは、歴史的モデルの数学的形式主義を拡張して、不均一な環境における発生源の拡大を記述し、異なるモデルクラスを相互に、また流体力学的数値シミュレーションと直接比較します。ローブ型電波源のダイナミクスに対するモデルの仮定の違いによる、予測される観測可能な特性の違いを定量化します。このレビューで分析された歴史的モデルのコードをコミュニティに公開します。
小型電波源の性質: FR0 電波銀河の場合
| Title |
The_nature_of_compact_radio_sources:_the_case_of_FR0_radio_galaxies |
| Authors |
Ranieri_D._Baldi_(INAF-Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08379 |
大音量の小型電波源(CRS)は、銀河の活動核を中心とするジェット構造の形態学的コンパクトさによって特徴付けられます。局所楕円銀河のほとんどは、典型的なクェーサー$\lesssim$10$^{42}\,{\rmerg\,s}^{-1}$よりも核光度が低いCRSをホストしていることが判明しています。最近、LINERのような光スペクトルを持つ低光度CRSは、他の本格的なファナロフ・ライリークラスとは対照的に、kpcスケールで実質的に拡張された電波放射がないことを強調するために、ファナロフ・ライリー(FR)タイプ0と名付けられました。FRIおよびFRII電波銀河。FR0は局所宇宙で最も豊富な種類の電波銀河であり、FRIよりもコア優勢が高く、Mpcスケールの環境が劣悪で、ジェットが小さい(分解できればサブkpcスケール)という特徴があります。ただし、FR0はFRIと同様の宿主および核特性を共有します。パーセク規模のFR0ジェットを考慮するために、FRIで実施されているものとは異なる降着放出パラダイムが呼び出されます。このレビューでは、FR0とその性質、そしてこの状況において次世代の電波望遠鏡が解決できる未解決の問題についての最先端の知識を改訂します。
天の川銀河中の原子状水素：銀河の進化への足がかり
| Title |
Atomic_Hydrogen_in_the_Milky_Way:_A_Stepping_Stone_in_the_Evolution_of_Galaxies |
| Authors |
Naomi_M._McClure-Griffiths,_Snezana_Stanimirovic,_Daniel_R._Rybarczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08464 |
原子状水素(HI)は、天の川銀河の星間物質(ISM)のガス発生サイクルにおける重要な足がかりです。Hiは、星形成前の冷たい分子前状態と、星形成前後の暖かい拡散ISMの両方を追跡します。このレビューでは、新しい高感度のHI吸収および放出調査について説明します。これらの調査は、高い角度分解能およびスペクトル分解能のHi放出データとともに、HIの物理的特性、その構造、および磁場との関連を明らかにしました。HIフェーズの概要を説明し、Hiプロパティが環境にどのように依存するか、その構造がISMのフィードバックについて何を教えてくれるのかについて説明します。主な発見は次のとおりです。-冷たい中性媒体の質量分率は平均$\lesssim40$\%で、平均ガス密度の増加により$A_V$とともに増加します。-コールドディスクは少なくとも$R\sim25$kpcまで拡張されます。-HIの約40%は暖かく、フィードバックイベントに由来する構造特性を備えています。-冷たいHIは高度にフィラメント状ですが、暖かいHIはよりスムーズに分布します。原子ISMの3D構造とHI特性に対する加熱と冷却の影響を解明するために使用できる、将来の観察とシミュレーションの機会を要約します。
散開星団の年齢分布は、天の川円盤の星形成の歴史を解明するための重要な情報です。最近、その古い端の顕著な早期の落下が発見され、私たちの注目を集めました。正確には、天の川星団カタログに含まれる太陽から2.0kpcの円内に位置する1ギルより古い散開星団の集団を、ガイア調査のデータリリース3.0を使用して詳細に分析したところ、そこには、初期のドロップ年齢分布を目撃したものと比較して、わずかに大きい古い散開星団の個体数。しかし、間違いなく統計的に完全なクラスターサンプルを処理し、散開星団の年齢分布関数の古い端を包括的に知ることができるようにするために、さらに注意を払う価値のある側面がまだいくつかあります。このような完全性に影響を与えるいくつかの理由について説明します。その中には、使用されたデータベースの測光深度、散開星団の認識に使用される機械学習技術のパフォーマンス、星団の汚染から星団の色等級図をクリーニングすることなどが含まれます。
銀河の新しい運動学モデル: \emph{Gaia} データ リリース 3 からの恒星速度場の分析
| Title |
A_New_kinematic_model_of_the_Galaxy:_analysis_of_the_stellar_velocity_field_from_\emph{Gaia}_Data_Release_3 |
| Authors |
V._S._Akhmetov,_B._Bucciarelli,_M._Crosta,_M._G._Lattanzi,_A._Spagna,_P._Re_Fiorentin_and_E._Yu._Bannikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08527 |
この研究は、利用可能な最新のGaiaデータに適用された新しいモデルを使用した銀河の運動学的解析の結果を示しています。GaiaDR3データから1,800万個の高光度の星(つまり、若い星団、巨星、亜巨星)について、速度場のテイラー分解を2次まで実行します。私たちは、銀河面内の28,000以上の点について、平均恒星速度の成分とその一次および二次偏導関数(円筒座標を基準としたもの)を決定します。オールト定数A、B、C、Kおよびその他の運動学パラメーターを推定し、それらを銀河中心座標の関数としてマッピングします。見つかった値は、私たちの以前の研究の結果を裏付けており、他の著者が得た値とよく一致しています。さらに、恒星の速度場の2次偏導関数の導入により、銀河の方位速度、動径速度、垂直速度の垂直勾配の値を決定することができます。また、方向を中心に-30$^\circ$<$\theta$<+30$^\circ$の範囲の銀河の方位角を平均することにより、銀河中心距離4kpcから18kpcまでの銀河回転曲線の平均を決定します。銀河の中心--太陽--銀河の反中心。太陽から10kpc以内の座標に関する速度成分とその偏導関数のマップからは複雑な下部構造が明らかになり、銀河の非軸対称の特徴の明確な証拠が得られます。最後に、北半球と南半球の星の速度場の違いの証拠を示します。
LoTSS DR2 からの断続的なジェット活動の 3 サイクルがある巨大な電波銀河
| Title |
A_giant_radio_galaxy_with_three_cycles_of_episodic_jet_activity_from_LoTSS_DR2 |
| Authors |
Kshitij_Chavan,_Pratik_Dabhade,_D.J._Saikia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08553 |
144MHzでのLoTSSDR2の優れた感度と最適な解像度により、ジェット活動の3つの異なるエピソードを持つ巨大な電波銀河(J1225+4011)を発見することができ、この銀河はトリプルダブル電波銀河(TDRG）。ソース全体は投影サイズで最大1.35Mpcまで拡張され、2番目のエピソードは572kpcまで拡張され、内部エピソードは118kpcまで拡張されます。J1225+4011はトリプルダブル無線構造を示す4番目の無線ソースにすぎません。4つのソースはすべて全体のサイズが700kpcを超えており、巨大なものとなっています。また、TDRGJ0929+4146のLoTSS144MHzマップを提示し、その更新されたサイズを報告します。最後に、すべてのTDRGの成長と進化を理解するために、初めてすべてのTDRGの無線特性を要約し、議論しました。私たちの観察は、ジェットの出力が時間の経過とともに減少する可能性があることを示唆しています。
JADES: 環境によって消光された赤方偏移 2.3 の低質量銀河の深層分光法
| Title |
JADES:_deep_spectroscopy_of_a_low-mass_galaxy_at_redshift_2.3_quenched_by_environment |
| Authors |
Lester_Sandles,_Francesco_D'Eugenio,_Jakob_M._Helton,_Roberto_Maiolino,_Kevin_Hainline,_William_M._Baker,_Christina_C._Williams,_Stacey_Alberts,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Emma_Curtis-Lake,_Daniel_J._Eisenstein,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Tobias_J._Looser,_Tim_Rawle,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Christopher_N._A._Willmer_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08633 |
$z=2.34$に星の質量がわずか$M_\star=9.5^{+1.8}_{-1.2}\times10^{8}\mathrm{M}_\の静止銀河の発見を報告します。odot$、深いJWST/NIRSpec分光法に基づいています。これは、これまでに見つかった高赤方偏移で最も質量の小さい静止銀河です。我々はベイジアンアプローチを使用してスペクトルと測光をモデル化し、そのターゲットが0.6Gyrの間静止していて、質量加重平均恒星年齢が0.8～1.7Gyrであることを発見した（体系学が支配的）。この銀河は、環境による消光と一致する、半径を伴う逆色のグラデーションを示します。分光赤方偏移とロバストな（中帯域および広帯域）測光赤方偏移の組み合わせに基づいて、ターゲットの位置近くの銀河の過密度（この赤方偏移における背景レベルより5-$\sigma$高い）を特定します。私たちが強調したいのは、過密な銀河を特にターゲットにしていたなら、主なターゲットは測光だけでは選択されなかっただろうということです。したがって、測光赤方偏移に基づく環境研究は、低質量の静止銀河に対して偏っています。この過密度には、分光学的に確認された3つの巨大な古い銀河($M_\star=8-17\times10^{10}\mathrm{M}_\odot$)が含まれています。これらの進化した系の存在は、以前の研究と一致して、赤方偏移z>2での過密度で銀河の進化が加速されていることを示しています。投影では、私たちのターゲットは、過密度の中心近くに位置するこの過密度(分光赤方偏移z=2.349)の中で最も重い銀河からわずか35pkpc離れたところにあります。これは、低質量銀河が環境によって消光されたことを示唆しており、おそらくこれまでの環境による消光の最も初期の証拠となる。
宇宙でとらえどころのない炭酸（HOCOOH）を発見
| Title |
Discovery_of_the_elusive_carbonic_acid_(HOCOOH)_in_space |
| Authors |
Miguel_Sanz-Novo,_V\'ictor_M._Rivilla,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Laura_Colzi,_Shaoshan_Zeng,_Andr\'es_Meg\'ias,_\'Alvaro_L\'opez-Gallifa,_Antonio_Mart\'inez-Henares,_Sarah_Massalkhi,_Bel\'en_Tercero,_Pablo_de_Vicente,_Sergio_Mart\'in,_David_San_Andr\'es,_Miguel_A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08644 |
最後の星間カルボン酸、酢酸(CH$_3$COOH)の検出から四半世紀を経て、我々は新しい炭酸酸\textit{cis-trans}型(HOCOOH)の発見を報告します。銀河中心分子雲G+0.693-0.027。HOCOOHは、3つの酸素原子を含む最初の星間分子であり、星間物質でこれまでに検出された3番目のカルボン酸でもあります。利用可能な実験室測定値(最大65GHz)は限られていますが、天文データ(75～120GHz)内で直接混合されていない線のペアもいくつか特定され、分光定数のセットをわずかに改善することができました。\textit{cis-trans}HOCOOHのカラム密度$N$=(6.4$\pm$0.4)$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$を導出します。分子H$_2$に対する存在量は4.7$\times$10$^{-11}$。一方、低エネルギー配座異性体\textit{cis-cis}HOCOOHの双極子モーメントは極めて低い(約15分の1の低い)ため、その検出は不可能です。$\leq$1.2$\times$10$^{-9}$のH$_2$に関してその存在量の上限が得られ、これは\textit{cis-cis}HOCOOHが星間領域にかなり豊富に存在する可能性があることを示唆していますただし、電波天体観測ではほとんど検出できません。\textit{cis-cis}/\textit{cis-trans}比$\leq$25を導き出します。これは、\textit{trans-}と\textit{の相対的な安定性と比較して、両方の配座異性体間のエネルギー差が小さいことと一致します。cis}-ギ酸（HCOOH）。最後に、さまざまな天文環境におけるこれらの酸の存在量を比較し、星間物質に含まれる化学物質と、星形成過程で受け継がれる可能性のある太陽系の小天体の化学組成との関係をさらに示唆します。
AGN 円盤移動トラップと重力波集団に対する熱トルクの影響
| Title |
The_Effect_of_Thermal_Torques_on_AGN_Disc_Migration_Traps_and_Gravitational_Wave_Populations |
| Authors |
Evgeni_Grishin,_Shmuel_Gilbaum,_Nicholas_C._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07546 |
活動銀河核(AGN)の降着円盤は、ブラックホール(BH)の形成、成長、合体を促進します。恒星質量BHは、トルクの符号が反転する領域に遭遇しない限り、流体力学的トルクの影響を受けて内側に移動します。これらの移動トラップでは、BHが動的相互作用またはガス支援相互作用を介して蓄積および融合し、高周波LIGO/Virgo/KAGRA(LVK)重力波(GW)源を生成し、さもなければ発生する極端な質量比の吸気の供給を潜在的に遮断します。低周波の{\itLISA}帯域GW。この論文では、特に、自身のミニディスクを通じて降着する、埋め込まれた恒星質量BHに対するAGNの熱応答によって生成される「熱トルク」に焦点を当て、さまざまなタイプの移動トルク間の相互作用を研究します。以前の研究では、タイプIのトルクはそれ自体でマイグレーショントラップを生成できないが、熱トルクは、特に低質量AGNではマイグレーショントラップを生成することが多いことがわかりました。熱トルクによって生成される移動トラップは、これまでに確認されているタイプIトラップよりもはるかに大きな半径($\sim10^{3-5}$重力半径)に存在し、複数の周波数でGW個体群に影響を及ぼします。最後に、AGNディスクが2つの領域に分岐していることを特定しました。移行トラップは臨界AGN光度以下に存在し、それ以上の光度では存在しません。この臨界光度は$\log_{10}L_{\rmAGN}^c=45-0.32\log_{10}{(\alpha/0.01)}$として当てはめられます。ここで$\alpha$はAGNアルファ粘度パラメーターです。この範囲は、LVKGWが高光度AGNと優先的に関連付けられていないという最近の主張と一致します。
IceCube を使用して銀河面におけるニュートリノ放出の拡張源を探索
| Title |
Search_for_Extended_Sources_of_Neutrino_Emission_in_the_Galactic_Plane_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_et_al._(345_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07576 |
拡散ニュートリノ束を抱えている銀河面は、潜在的な宇宙線加速サイトを研究する上で特に興味深い対象です。HAWCとLHAASOによる最近のガンマ線観測により、空間的に拡張された形態を示し、100TeVを超えて継続するエネルギースペクトルを持つ複数の銀河線源の証拠が示されました。このような放出の一部は、加速されたハドロン宇宙線の相互作用によって生成される可能性があり、その結果、これらの領域の近くに過剰な高エネルギーニュートリノがクラスター化されます。荷電電流ミューオンニュートリノ相互作用に起因する軌跡のようなイベントで構成されるIceCubeデータの10年分を使用して、銀河内の拡張ニュートリノ発生源の専用検索を実行します。銀河面で研究されている潜在的な拡張源からの時間積分ニュートリノ放出の証拠は見つかりません。試験後の2.6$\sigma$にある最も重要な位置は、未確認のTeVガンマ線源3HWCJ1951+266と一致する1.7$^\circ$サイズの領域である。銀河内のいくつかの領域からのハドロン放出に対して強い制約を設けています。
強磁場領域における粒子ダイナミクスの新しい放射線反応近似
中性子星の強力な電磁場における粒子の軌道に従うことは、サイクロトロン周波数~$\omega_{\rmB}$と星の回転周波数~$\Omega$との間の大きな比によって禁止される。この巨大なスケールの分離によって暗示される膨大な計算コストのため、これまでのところ、巨視的スケールで現実的な磁場強度を備えた完全な運動シミュレーションは実行されていません。この論文では、強い放射線反応にさらされる粒子速度の新しい式を導き出し、放射線反応限界領域、いわゆるアリストテレスの領域における現在の最先端の式よりも正確になることを目的としています。ランダウ・リフシッツの理論で導出されたように、ローレンツ力が速度ベクトルと必ずしも反対ではない摩擦を含む放射抵抗によって常にかつ即座にバランスが保たれる放射反応領域で粒子の運動方程式を解くことによって、時間スケールの階層を短縮します。近似。縮小されたランダウ・リフシッツ方程式から始めて、局所的な電磁場構成と、場の強度に関連する放射減衰の強度を制御する新しいパラメーターのみに依存する速度の式を見つけます。例として、粒子の運動中に一定のローレンツ係数~$\gamma$を課します。$\gamma\gtrsim10$を満たす超相対論的速度では、強い放射線反応と放射線反応の限界の差が無視できるほどになることがわかりました。新しい速度式は、放射線反応限界近似と同様の精度の結果を生成します。したがって、この新しい方法によって中性子星磁気圏シミュレーションの精度が向上するとは期待できません。放射反応限界は、強力な電磁場の中で超相対論的粒子を追跡するための、シンプルですが正確、堅牢かつ効率的な方法です。
Insight-HXMT によって明らかになった MAXI J1820+070 の断続的な QPO 特性
| Title |
Intermittent_QPO_properties_of_MAXI_J1820+070_revealed_by_Insight-HXMT |
| Authors |
P._Zhang,_R._Soria,_S._Zhang,_L._Ji,_L._D._Kong,_Y._P._Chen,_S._N._Zhang,_Z._Chang,_M._Y._Ge,_J._Li,_G._C._Liu,_Q._Z._Liu,_X._Ma,_J._Q._Peng,_J._L._Qu,_Q._C._Shui,_L._Tao,_H._J._Tian,_P._J._Wang,_J._Z._Yan,_X._Y._Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07709 |
私たちは、ブラックホールX線連星MAXIJ1820+070が2018年の爆発の初期、この系が明るい硬い状態にあったときに観測された低周波準周期振動(QPO)の動的特性を調査しました。この目的のために、硬X線変調望遠鏡Insight-HXMTからの一連の観測を使用し、ウェーブレット分解(加重ウェーブレットZ変換)をX線光曲線に適用します。QPO現象は個々の観測内で断続的であり、振動が強く検出される(二乗平均平方根振幅が大きい)サブ間隔と、振動が弱いか検出されないサブ間隔があることがわかります。個々のQPOセグメントの平均寿命は5発振サイクルで、3シグマテールは最大20サイクルです。QPOが強い場合と弱い/ない場合の間隔では、エネルギースペクトルに実質的な違いはありません。MAXIJ1820+070に対して以前に提案された歳差運動ジェットモデル内で、断続的なQPO強度について考えられる2つの理由について説明します。厳格な歳差運動モデルでは、ディスクのアライメントのタイムスケールが歳差運動のタイムスケールの数倍にすぎない場合、断続的なQPOがコヒーレンスQ~数で発生すると予測されます。あるいは、振動振幅の変化がジェット速度の変化によって引き起こされる可能性があることを提案します。MAXIJ1820+070に対して以前に提案された歳差運動ジェットモデル内で、断続的なQPO強度の考えられる理由について議論します。振動振幅の変化がジェット速度の変化によって引き起こされることを示唆します。私たちは、ずれた歳差運動ジェットのシナリオは、QPOと同位相のコンプトン反射成分の振動を示唆する他の最近の観測結果とも一致すると主張します。
強いレンズの重力波信号からのレンズ質量密度プロファイルの決定
| Title |
Determination_of_Lens_Mass_Density_Profile_from_Strongly-Lensed_Gravitational-Wave_Signals |
| Authors |
Mick_Wright,_Justin_Janquart,_Martin_Hendry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07852 |
重力波の検出を担う干渉計が改良され、感度が向上するにつれて、強いレンズ現象を観測できる確率も高まるだろう。このような検出が行われると、観察からレンズ物体についてできるだけ多くの情報を得ることが重要になります。そのために、この研究では、高速強力レンズ解析パイプラインGOLUMの結果を使用して、強力レンズ重力波信号の異なる質量密度プロファイル間のモデル選択を迅速に実行する方法論を紹介します。私たちは、GOLUMを使用して分析されたレンズ信号のシミュレーション注入をいくつか行うことによって、この方法論の妥当性を判断し、注入の作成に使用されたモデルとそのモデルで使用されたパラメーターを回復しようとします。これらの注入を使用して、安定性に達するおおよその限界である100番目ごとのサンプルを含めて、使用するサンプル数に応じたメソッドの安定性も実証します。シミュレーションの分析に加えて、私たちは重力波イベントのペアGW191230--LGW200104にも方法論を適用します。この2つのイベントは、同様の周波数進化と空の位置を持ち、レンズのペアに期待されるものであり、潜在的なレンズの候補として詳細に分析されました。しかし、全人口と2番目のイベントの不確実性を考慮すると、最終的には破棄されました。事象の非レンズ状態と一致して、事後分布はレンズ注入の場合よりもはるかに広いですが、点質量モデルよりも特異等温球モデルの方が好ましいことがわかります。この研究で開発された方法論は、レンズ質量プロファイルモデル選択ソフトウェアのGravelampsパッケージの一部として利用可能です。
後期型銀河における X 線連星団の関係
| Title |
The_X-ray_Binary-Star_Cluster_Connection_in_Late-Type_Galaxies |
| Authors |
Qiana_Hunt,_Rupali_Chandar,_Elena_Gallo,_Matthew_Floyd,_Thomas_J._Maccarone,_David_A._Thilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07860 |
私たちは、近くにある星形成銀河6個のサンプルを使用して、若い星団と古代の球状星団(GC)の両方における明るいX線連星(XRB)の最大規模の体系的な調査の1つを実施します。完全なCXOX線源カタログと光学PHANGS-HSTクラスターカタログを組み合わせて、親クラスター内またはその近くにある33個のXRBの集団を特定します。私たちは、渦巻銀河内でXRBをホストするGCが、一般的なGC集団よりも明るく、よりコンパクトで、より高密度で、より大質量であるように見えることを発見しました。しかし、これらのXRBホストは優先的により赤く見えたり、より金属が多くなったりするわけではなく、古い銀河のGCで観察される、金属量が増加した低質量X線連星(LMXB)の形成が存在しない可能性を示しています。また、初期型銀河のLMXBと比較すると、スパイラルGCシステムではLMXBの割合が少なく、8～50%、つまりサンプル内の銀河全体の平均で20%しか見つかっていないこともわかりました。XRBと無関係の若いクラスターの間に偶然の重ね合わせが起こる確率は無視できませんが、高質量XRBをホストする可能性が最も高い1000万年未満のクラスターでは、XRBに関連するクラスターの割合が増加することがわかります。クラスターの質量と密度が高くなります。XRBのX線輝度は、約400Myrより若いクラスターではクラスターホストの質量とともに増加するように見えますが、GC内のXRBでは逆の関係が見られます。
NICER および Insight-HXMT 観測による GRS 1915+105 の新しい変動パターン
| Title |
A_new_variability_pattern_in_GRS_1915+105_with_NICER_and_Insight-HXMT_observations |
| Authors |
Zhihong_Shi,_Qingwen_Wu,_Zhen_Yan,_Bing_Lyu,_Hao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07954 |
我々は、2017年から2021年までの長期バースト中のNICERとInsight-HXMTのX線観測に基づいて、GRS1915+105のタイミングとスペクトル特性を調査した。我々は、バーストの上昇段階において、これまでとは異なる新しい種類の変動性を発見した。以前に報告された光度曲線のパターン。class$\psi$と名付けたこの新しい変動パターンは、別のより長い周期パルスに重ねられたいくつかの周期的なミニパルスによって特徴付けられます。パワースペクトル密度(PSD)と段階的フィルター相関(SFC)の分析に基づいて、周期はメインパルスとミニパルスでそれぞれ約$\sim$130秒と$\sim$10秒です。SFCメソッドには重畳された周期成分を見つけるのに有利です。光度が増加するとミニパルスは弱くなるか消滅し、光曲線は古典的なクラス$\kappa$に変化します。クラス$\psi$は、メインパルス中にクラス$\kappa$に比べて低い計数率でより柔らかいスペクトルを示します。新しいクラス$\psi$は、古典的なクラス$\kappa$と比較して、独特のタイミングとスペクトル特性を示します。これは、GRS1915+105のクラス遷移メカニズムを調査するのに役立ちます。
M31における高速合体重力波源の検出の見通し
| Title |
Detection_Prospects_of_Fast-merging_Gravitational_Wave_Sources_in_M31 |
| Authors |
Jian-Guo_He,_Yong_Shao,_Shi-Jie_Gao,_Xiang-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07955 |
天の川銀河内のかなりの数の二重コンパクト天体(DCO)が将来の宇宙ベースの重力波(GW)検出器によって識別できることは広く受け入れられていますが、近くの銀河におけるGW波源の検出に関する体系的な調査はまだ不足しています。。この論文では、ローカルグループ銀河M31のすべてのタイプのDCOのGW源の潜在的な個体数の計算を示します。M31の場合、金属性と星形成速度の進化に年齢依存モデルを使用します。連星進化中の共通包絡線放出効率と超新星爆発メカニズムの仮定を変えることにより、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)で検出できるDCOの特性を予測します。私たちの計算によると、LISAは4年間のミッション中に数個(十数個)のDCOを観測する可能性があります。これらの連星は比較的大きなチャープ質量を持っている一方、白色矮星成分を含むシステムは、4年間のミッション中に検出可能なGWソースの全体集団を支配しているため、ブラックホール成分を含むソースが4年間のミッション中に最初に特定される可能性が高いと予想されます。10年越しのミッション。LISAはM31の非常に緊密な高速合体系のみを検出できます。これは、二重白色矮星の$\sim2$minから二重ブラックホールの$\sim20$~minまでの軌道周期分布のピークに対応します。
Swift、XMM-Newton、およびNuSTAR観測を使用した低降下型AGNのコロナ特性
| Title |
Coronal_Properties_of_Low-Accreting_AGNs_using_Swift,_XMM-Newton_and_NuSTAR_Observations |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Arka_Chatterjee,_Hsiang-Kuang_Chang,_Prantik_Nandi,_Rubinur_K.,_Neeraj_Kumari,_Sachindra_Naik,_Samar_Safi-Harb,_Claudio_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07966 |
私たちは、{\itXMM-Newton}、{\itSwift}、および{\itNuSTAR}のエネルギー範囲での観測を使用して、{\itSwift}/BATで選択された低降下型AGNの広帯域X線スペクトルを研究しました。$0.5-150$~keV。私たちのサンプルは、エディントン比$\lambda_{\rmEdd}<10^{-3}$を持つ30個のAGNで構成されています。スペクトルモデリングから、フォトンインデックス、ホットエレクトロンプラズマ温度、カットオフエネルギー、光学深度などのいくつかのコロナパラメータを抽出しました。さまざまなスペクトルパラメータ間に相関/逆相関が存在するかどうかをテストしました。低降着領域におけるホットエレクトロン温度とカットオフエネルギーの関係は、高降着領域で観察されたものと同様であることが観察されました。エディントン比と光子指数との間に相関関係は観察されませんでした。私たちは、緻密性と温度の関係図を研究し、降着量が極めて少ないAGNの冷却プロセスが複雑であることを発見しました。ジェットの光度は電波束から計算され、$L_{\rmJet}\proptoL_{\rmbol}^{0.7}$としてボロメトリック光度に関連していることが観察され、これは標準のradio-Xと一致します。-光線相関。
銀河尾根からの高エネルギー放射のハドロン的性質
| Title |
Hadronic_nature_of_high-energy_emission_from_the_Galactic_Ridge |
| Authors |
A.Neronov,_D.Semikoz,_J.Aublin,_M.Lamoureux,_A.Kouchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07978 |
我々は、銀河ニュートリノ束成分のIceCube観測が、ANTARES共同研究によって以前に報告された、銀河尾根（銀河経度|l|<30度内の天の川円盤の内側部分）からのニュートリノ検出のヒントを裏付けることを示す。。この確認は、銀河尾根からのマルチTeVバンドの高エネルギー束の大部分が、電子ではなく高エネルギー陽子と原子核の相互作用によって生成されていることを示しています。我々は、ANTARESとIceCubeの両方の測定値が、リッジからのガンマ線放出のFermi-LAT望遠鏡測定値と一致することを示します。10GeVから10TeVまでの広いエネルギー範囲にわたるリッジのマルチメッセンジャー(ニュートリノとガンマ線)スペクトルは、ガンマ~2.5の傾きを持つ陽子のべき乗則分布によって生成されるパイオン崩壊放出のモデルと一致しています。、局所的に観測される宇宙線スペクトルよりも硬い。これは、銀河円盤全体にわたる宇宙線のスペクトルの変動性をマルチメッセンジャーが明確に証明したことを初めて示した。
コンプトン化過程における平面分極: モンテカルロ研究
X線連星(XRB)や活動銀河核(AGN)で観察される高エネルギー放射は直線偏光です。X線の顕著なメカニズムはコンプトン化プロセスです。偏光していない電子を使用したコンプトン散乱における偏光の理論を再検討し、($k\timesk'$)座標(($k\timesk'$)が$z$軸として機能することに注意してください)ここで$k$と$k'$はそれぞれ入射光子運動量と散乱光子の運動量です)を記述したほうが便利です。興味深いことに、固定散乱面の場合、ランダム配向の低エネルギー非偏光入射光子の単一散乱後の偏光度PDは$\sim$0.3です。散乱角$\theta$=0または$\theta\equiv$[0,25$^o$]では、$k'$の変調曲線は$k$と同じPDとPA(偏光角)を示します。、そして$k'$の電気ベクトル($k'_e$)の$k$に垂直な面への投影の分布も同じことを示します(したがって、検出器設計の必須の基準)。単純な球状コロナを考慮したモンテカルロ法を用いてコンプトン化過程における偏光状態を計算します。出射光子のPDを子午面上の$\theta$-angle(または円盤傾斜角$i$)の関数として取得します(つまり、Chandrasekhar1946によって定式化された暗くなる法則)。偏光していない入射光子。エネルギー依存性を調査するために、XRBのハード状態とソフト状態に対応する一般的なスペクトルパラメーターセットを検討します。平均散乱数は次のとおりです。$\langleN_{sc}\rangle$$\sim$1.1PDはエネルギーとPA$\sim$90$^o$($k'_e$はディスク面に平行)から独立しており、$\langleN_{sc}\rangle$$\sim$5PD値は$i$=45$^o$で最大になります。また、結果を5つの情報源に対するIXPEの観察と定性的に比較します。
磁気回転不安定性のレイリーせん断不安定性限界
| Title |
The_Rayleigh_shearing_instability_limit_of_the_magnetorotational_instability |
| Authors |
Konstantinos_Palapanidis_and_Despoina_Pazouli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08155 |
幾何光学近似を使用して、レイリーせん断不安定性と磁気回転不安定性の安定性基準を導き出します。小さな無次元パラメーターを使用して磁場の大きさを調べることにより、各基準が関連するケースを調べます。このパラメータの一次および二次次数を調べると、磁場が十分に小さい構成は磁気回転不安定性の基準ではなく、レイリーせん断不安定性基準によって特徴付けられることがわかります。
| Title |
Gravitational_wave_observation_of_white_dwarf_tidal_stripping |
| Authors |
Chang-Qing_Ye,_Jin-Hong_Chen,_Jian-dong_Zhang,_Hui-Min_Fan,_and_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08231 |
最近発見された準周期噴火として知られる規則的なX線バーストには、潮汐剥離する白色矮星が離心軌道上の銀河中心のブラックホールに吸い込まれることを示唆するモデルが提案されています。このモデルによると、剥離する白色矮星と中心ブラックホールの相互作用によっても重力波信号が放出され、その検出は準周期噴火の形成メカニズムの解明に役立ち、マルチメッセンジャー観測を促進する可能性がある。この論文では、この剥離白色矮星モデルで天秦の重力波観測の予備研究を実行することを目的としています。このタイプの重力波信号で天秦の地平線距離を調査したところ、200Mpcに設定できることがわかりました。また、中心ブラックホール質量が$10^4\sim10^{5.5}M_\odot$以内にある白色矮星モデルのストリッピング光源は、TianQinによって検出される可能性が高いこともわかりました。これらのストリッピング白色矮星モデルソースに対するTianQinのパラメータ推定精度を評価しました。私たちの結果は、最悪の場合でも、TianQinが$10^{-2}$の精度で中心ブラックホールの質量、白色矮星の質量、中心ブラックホールのスピン、軌道の初期離心率を決定できることを示しています。楽観的なケースでは、TianQinは$10^{-7}$の精度で中心ブラックホールの質量と白色矮星の質量を決定し、$10^{-5}$の精度で中心ブラックホールのスピンを決定し、$10^{-8}$の精度の軌道初期離心率。さらに、TianQinは$10^{-1}$の精度で光度距離を決定し、$10^{-2}\sim10$$\rmdeg^2$の精度で空の位置を決定できます。
GRB 221009A の母銀河における光子-アクシオン変換のモデルに向けて
GRB221009Aは、これまで地球上で検出された中で最も明るいガンマ線バーストでした。初期の残光段階では、最大約18TeVの並外れたエネルギーを持つ光子がLHAASOによって観測され、約251TeVの光子のような空気シャワーがカーペット2によって検出されました。これらの高エネルギーのガンマ線は、宇宙背景放射線による対生成のため、遠く離れたGRBから私たちに届くことはほとんどありません。この問題に対する素粒子物理学による解決策はここ数か月で数多く議論されており、最も人気のある解決策の1つは、光子とアクシオン様粒子(ALP)の混合を援用するものです。これが実行可能なシナリオであるかどうかは、視線に沿った磁場に大きく依存しますが、それはあまり知られていません。ここでは、GRB221009Aの主銀河の最近のハッブル宇宙望遠鏡による観測結果を、他の銀河の磁場測定とシミュレーションと組み合わせて使用し、主銀河の磁場のおもちゃのモデルを構築し、磁場の速度を推定します。そこでのフォトン-アキシオン変換。特に、母銀河の例外的なエッジオン配向のおかげで、18TeV光子と251TeV光子の両方について、広範囲のALPパラメータについて、強い混合が自然であるように見えます。
ブラックホールX線連星Swift J1910.2-0546の硬度強度図の時計回りの進化
| Title |
Clockwise_evolution_in_the_hardness-intensity_diagram_of_the_black_hole_X-ray_binary_Swift_J1910.2-0546 |
| Authors |
Payaswini_Saikia,_David_M._Russell,_Saarah_F._Pirbhoy,_M._C._Baglio,_M._Bramich,_Kevin_Alabarta,_Fraser_Lewis_and_Phil_Charles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08407 |
我々は、フォークス望遠鏡とラス・カンブレス天文台（LCO）を使用した、ブラックホール候補X線連星SwiftJ1910.2-0546の2012年の爆発からの光学データの詳細な研究を紹介する。我々は、さまざまなエネルギーバンドにおけるSwiftJ1910.2-0546の特異なスペクトル状態変化を分析し、光およびUV放射が異常なスペクトル状態の進化とどのように相関するかを特徴付けます。光学/X線相関やスペクトルエネルギー分布などのさまざまな診断ツールを使用して、システムの光束に寄与するさまざまな発光プロセスを解きほぐします。SwiftJ1910.2-0546が純粋なハード状態に遷移すると、スペクトル状態遷移中のジェットの開始による光学色の劇的な変化とともに、光源の大幅な増光が見られます。残りのスペクトル状態では、光学/UV放射の大部分はX線が照射されたディスクによって支配されます。私たちの高ケイデンスの光学研究から、推定上の変調を発見しました。この変調がスーパーハンプから生じると仮定すると、スウィフトJ1910.2-0546の公転周期は2.25～2.47時間であることが示唆され、これはこれまでに知られている中で最も短い公転周期のブラックホールX線連星となるでしょう。最後に、線源の状態遷移光度から、線源までの距離は約4.5～20.8kpcである可能性が高いことがわかります。これは、大域的な光学/X線相関における線源の相対的な位置によっても裏付けられます。ブラックホールと中性子星のX線連星の大規模なサンプル。
SRG/ART-XC を使用した超巨大高速 X 線トランジェント IGR 16195-4945 のスペクトルおよび時間解析
| Title |
Spectral_and_temporal_analysis_of_the_Supergiant_Fast_X-ray_Transient_IGR_16195-4945_with_SRG/ART-XC |
| Authors |
Maksat_Satybaldiev,_Ilya_Mereminskiy,_Alexander_Lutovinov,_Dmitri_Karasev,_Andrei_Semena,_Andrey_Shtykovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08450 |
2021年3月3日に実施された超巨大高速X線過渡現象IGRJ16195-4545のSRG/ART-XC観測の解析結果を紹介します。光度曲線には6つの明るいフレアが存在し、硬度に大きな変化はありませんこれらのフレア中に発生します。スペクトルは、$N_H=(12\pm2)\times10^{22}\text{cm}^{-2}$および$\を使用して、強い吸収を示す高エネルギー指数関数的カットオフを備えた吸収べき乗則モデルで記述されます。ガンマ=0.56\pm0.15$、$E_{cut}=13\pm2$keV。光度曲線のベイジアンブロック分解を採用して、観測されたフレアの特性（継続時間、上昇時間、待ち時間、放出エネルギー、フレア前の光度）を測定しました。これは、準球形亜音速降着モデルと一致しています。超巨星の恒星風速は$v_{w}\約500$kms$^{-1}$と推定されている。さらに、このシステムには異常な近赤外変動があることが判明しました。
プラズマフォーカス施設を使用した若い星からのジェットの実験室モデリング
| Title |
Laboratory_modeling_of_jets_from_young_stars_using_plasma_focus_facilities |
| Authors |
V.S._Beskin,_V.I._Krauz,_S.A._Lamzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08491 |
若い星からのジェットを例として使用して、研究室のモデリングがこれらの驚くべき天体の形成と安定性に関与する主要な物理プロセスの理解の進歩をどのように可能にするかをレビューします。この議論は、国立研究センタークルチャトフ研究所のPF-3施設での室内実験におけるジェット放出のモデル化のオプションに焦点を当てています。この実験設定を使用して得られた流れの多くの特性は、若い星からのジェットの主な特徴と一致しています。
TeVで発見された超新星残骸HESS J1534-571のXMM-Newton観測
| Title |
XMM-Newton_observations_of_the_TeV-discovered_supernova_remnant_HESS_J1534-571 |
| Authors |
N._T._Nguyen-Dang,_G._P\"uhlhofer,_M._Sasaki,_A._Bamba,_V._Doroshenko_and_A._Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08656 |
TeVで検出された超新星残骸(SNR)HESSJ1534-571のXMMニュートン観測から得られた結果を報告します。私たちは、$\gamma$線の放出によって明らかになる、SNR内の宇宙線粒子含有量の性質に焦点を当てます。SNRからはX線シンクロトロン放射の痕跡は検出されませんでした。これは、オブジェクトの他の領域からSuzakuで得られた以前の結果と一致しています。XMM-NewtonスペクトルとSuzakuスペクトルの共同モデリングにより、SNR領域からの総X線束の上限$\sim$5.62$\times10^{-13}\\mathrm{erg\cm^{-2}\s^{-1}}$(95%c.l.)、2～10keVのエネルギー帯、想定光子指数2.0の場合。一方で、XMM-Newtonデータには、局所領域からの6.4keVの線状発光特徴の証拠が見つかり、これも初期の「すざく」測定を裏付けています。我々は、観測された$\gamma$線放出の起源との関連でこの発見を議論する。ハドロンシナリオもレプトンシナリオも完全に排除することはできませんが、観測された線の放出は、HESSJ1534-571およびその周囲の高ガス密度領域と低エネルギー($\sim$MeV)の宇宙線陽子との間の相互作用の結果として解釈できます。、したがって、SNRで加速された粒子と関連付けられる可能性があります。
$\texttt{BTSbot}$: Zwicky Transient Facility
の明るい過渡現象の識別を自動化および迅速化するための多入力畳み込みニューラル ネットワーク
| Title |
$\texttt{BTSbot}$:_A_Multi-input_Convolutional_Neural_Network_to_Automate_and_Expedite_Bright_Transient_Identification_for_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Nabeel_Rehemtulla,_Adam_A._Miller,_Michael_W._Coughlin,_Theophile_Jegou_du_Laz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07618 |
BrightTransientSurvey(BTS)は、ZwickyTransientFacility(ZTF)によって発見されたすべての明るい銀河系外過渡現象を分光学的に分類するという使命を達成するための情報源を選択するために、目視検査(「スキャン」)に依存しています。我々は、多入力畳み込みニューラルネットワークである$\texttt{BTSbot}$を紹介します。これは、画像データと抽出された14個の特徴を使用して、個々のZTF検出に明るい一時スコアを提供します。$\texttt{BTSbot}$は、新しい明るい($m\,<18.5\,\mathrm{mag}$)過渡現象候補を自動的に特定して追跡観測を要求することで、スキャンの必要性を排除します。$\texttt{BTSbot}$は、完全性(99%対95%)と識別速度(平均して7.4時間速い)の点でBTSスキャナーを上回っています。
マウナケア分光探検家: 数千の繊維、無限の可能性
マウナケア分光探査機(MSE)は、今後20年間でカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡に代わる大規模多重分光調査施設です。この12.5メートルの望遠鏡は、1.5平方度の視野を備え、低/中解像度(R～3,000、6,000)および0.36～0.90ミクロンで0.36～1.80ミクロンのあらゆる方向で18,000～20,000個の天体ターゲットを観察します。高解像度(R~30,000)で。フィールド内のすべてのファイバーが平行に配置され、両方の解像度モードで同時に全フィールドをカバーします。MSEは、微光宇宙の組成とダイナミクスを明らかにし、個々の星から宇宙の最大規模の構造に至るまで、すべての空間スケールにわたる天体物理学のほぼすべての分野に影響を与えるでしょう。これには、(i)化学を理解するための究極のガイア追跡施設が含まれます。高スペクトル分解能での遠方のハローを含む遠方の天の川のダイナミクス、(ii)宇宙正午における銀河の形成と進化に関する比類のない研究、(iii)ニュートリノ質量の決定、および(iv)洞察の生成銀河密度の高い宇宙の大部分を調査する宇宙論的赤方偏移調査を通じて、インフレーション物理学を解明します。まず、CFHTは、マルチオブジェクトおよびIFU分光機能を提供しながら、MSEテクノロジーの開発を迅速に進めるためのパスファインダー機器を構築します。
星周円盤の天文ハイコントラストイメージング: MUSTARD 逆問題と PCA ベースの手法
| Title |
Astronomical_high-contrast_imaging_of_circumstellar_disks:_MUSTARD_inverse-problem_versus_PCA-based_methods |
| Authors |
S._Juillard,_V._Christiaens,_O._Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08588 |
最近の観察では、若い星の周りの原始惑星系円盤にはさまざまな特徴が埋め込まれている可能性があることが示されています。高コントラスト画像機器によって生成された生の円盤画像は、準静的スペックルの形でゆっくりと変化する残留恒星光によって破損されます。したがって、画像からスペックルを除去し、星周信号を復元するには、画像処理が必要です。しかし、主流の角度差分画像法(ADI)観察技術に依存する現在のアルゴリズムは、幾何学的バイアスによって制限されるため、拡張された円盤の特徴の形態を確実に推論するという大きな課題に直面しています。過去2年間で、このタスク用に4つのアルゴリズムが開発され、そのうちの3つは逆問題(IP)アプローチに基づいています:REXPACO、MAYONNAISE、および\MUSTARD。このプレゼンテーションでは、(i)新しいMUSTARDアルゴリズムを紹介し、(ii)体系的なテストに基づいて他の方法と比較したIPの利点について説明します。
マゼラン雲における古典的セファイドのスペクトルエネルギー分布
(要約)この研究では、文献からの測光データを使用して、142個のLMCと77個のSMC基本モード古典セファイド(CC)のサンプルのスペクトルエネルギー分布(SED)を構築しました。可能な場合、データは平均光を代表するものとして、または光曲線全体にわたって平均化されたものとして取られました。このサンプルは、高解像度(HR)分光法による金属性の測定が行われた星、またはバーデ・ウェッセリンク型の分析で使用された星、またはGaiaDR3で公開された動径速度曲線を持つ星、ワルラーベン測光法を持つ星、またはそれらの星から構築されました。脈動コードによってモデル化された光速度曲線と動径速度曲線。SEDには恒星の光球モデルが当てはめられ、最適な明るさと実効温度が導出されました。LMCでは顕著な赤外線過剰を示す星が1つだけ見つかりましたが、SMCでは見つかりませんでした。これは、IR過剰がマゼラン雲よりもMWセファイドでより顕著である可能性があることを示唆しています。大多数の星では、ヘルツシュプルング・ラッセル図の位置は理論上の不安定性ストリップと一致しています。周期と光度(PL)および周期と半径の関係が導出され、MWにおけるこれらの関係と比較されました。固定勾配の場合、さまざまな測光バンドでのPL関係を考慮する場合に重要な金属性の項が存在するという最近の発見とは対照的に、ボロメータのPL関係のゼロ点は金属性に依存しません。興味深い結果は、磁束加重重力(FWG、重力とTeffから導出される量)、およびその周期と光度との関係に関するものです。両方の関係は、理論、MWの結果、およびCCを含む6つの既知のLMC食連星からの独立した推定値と一致します。ただし、FWG(サンプルの専用HR分光法から決定)は、90%のケースで約0.8dex低すぎます。
7 つの明るい南方大変動星の光学的研究
| Title |
Optical_Studies_of_Seven_Bright_Southern_Cataclysmic_Variable_Stars |
| Authors |
John_R._Thorstensen,_Chase_K._Alvarado-Anderson,_Abigail_D._Burrows,_Rowan_M._Goebel-Bain,_David_C._Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07630 |
私たちは、南アフリカ天文台の1.9mラドクリフ望遠鏡を使用した2週間にわたる1回の観測で収集された、7つの明るい南方大変動星の分光観測結果を報告します。我々は、そのうちの5つ、すなわちATOJ061.1478-31.0634、BMAM-V547、MGAB-V202、NSV4202、およびV1147Cenの軌道周期を決定または明確にするために、場合によっては他のデータと組み合わせて、動径速度時系列を使用しました。BMAM-V547では、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からのデータを使用して、軌道周期を裏付け、正確にします。TESSデータはまた、3.93日付近の測光周期を示しており、降着円盤の歳差運動を示している可能性があります。また、SUUMa型矮新星VarRet2005の動径速度に周期的な変調が見られるが、固有の周期数を特定することはできない。最後に、典型的な発光新星様変光星のASASSN-VJ061528.41-412007.3のスペクトルを示します。
B タイプ バイナリ特性評価プログラム II。 VFTS 291: 最近の物質移動段階から剥ぎ取られた星
| Title |
The_B-type_Binaries_Characterisation_Programme_II._VFTS_291:_A_stripped_star_from_a_recent_mass_transfer_phase |
| Authors |
J._I._Villase\~nor,_D._J._Lennon,_A._Picco,_T._Shenar,_P._Marchant,_N._Langer,_P._L._Dufton,_F._Nardini,_C._J._Evans,_J._Bodensteiner,_S._E._de_Mink,_Y._G\"otberg,_I._Soszy\'nski,_W._D._Taylor,_and_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07766 |
ブラックホールの伴星となる可能性のある大質量連星に関する最近の研究により、これまで観察されたことのない連星の進化段階、つまりごく最近の物質移動のエピソードで形成された、膨張した剥ぎ取られた星が明らかになった。この研究では、同様の候補である、高い半振幅速度($K_1=93.7\pm0.2$)を持つ108d軌道の連星であるVFTS291に焦点を当てます。スペクトルのもつれを解きほぐすことで明らかになった2つの成分のスペクトルの大気解析を、力学的および進化的議論とともに使用して、スペクトルを支配する~1.5-2.5$M_\odot$の細い線の星と、初期のB型主星を発見した。-$13.2\pm1.5$$M_\odot$のシーケンスコンパニオン。この細い線の星が低い質量と高い質量比は、VFTS291が物質移動後のシステムである可能性を示唆しており、この細い線の星は、水素に富んだ外皮を剥ぎ取られて膨らんだ星のように見え、多くの部分を共有している。最近発見された他の剥ぎ取られた星との類似点。我々の結論は詳細なバイナリ進化モデルによって裏付けられており、この系は7dの軌道周期で8.1$M_\odot$の主星と8$M_\odot$の伴星からなる初期構成によってうまく説明できることが示されている。剥ぎ取られた星の表面ヘリウム濃度や伴星の回転速度など、いくつかの不確実性は残っていますが、高分解能分光法が私たちの推定と理論を一致させるのに役立つと期待しています。私たちの研究は、連星相互作用生成物を特定して特徴づけるためのマルチエポック分光調査の重要性を強調し、大質量連星の進化に関連する洞察を提供します。
CD$_3$ODの回転スペクトルの調査とIRAS 16293$-$2422に向けた天文学的探索
| Title |
Investigation_of_the_rotational_spectrum_of_CD$_3$OD_and_an_astronomical_search_toward_IRAS_16293$-$2422 |
| Authors |
V._V._Ilyushin,_H._S._P._M\"uller,_J._K._J{\o}rgensen,_S._Bauerecker,_C._Maul,_R._Porohovoi,_E._A._Alekseev,_O._Dorovskaya,_F._Lewen,_S._Schlemmer,_R._M._Lees |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07801 |
太陽型前星の核と原始星には、大量の重水素化有機分子が存在します。IRAS16293-2422に関するCHD$_2$OHおよびCD$_3$OHに関する最近の発見は、完全に重水素化されたメタノールであるCD$_3$ODも同様に検出できる可能性があることを示唆しています。ただし、CD$_3$ODの検索は、特に分光モデルからの強度情報の欠如によって妨げられます。本研究の目的は、宇宙でのこのアイソトポログの探索を容易にするのに十分な精度を備えた、低地ねじり状態におけるCD$_3$ODの分光モデルを開発することです。私たちは、34GHz～1.1THzの範囲をカバーする2つの分光研究室が関与するCD$_3$ODの新しい測定キャンペーンを実施しました。解析にはrho軸法に基づくねじり回転ハミルトニアンモデルを採用した。結果として得られるモデルは、量子数$J\leq51$および$K_a\leq23$までのCD$_3$ODの基底および第一励起ねじり状態を記述します。我々は、このモデルから、少なくとも1.1THzまで正確で、このメタノール同位体ログのあらゆる種類の電波天文検索に十分な電波天文観測用のラインリストを導き出しました。このラインリストは、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで取得されたIRAS16293$-$2422の原始星干渉線サーベイからのデータ内のCD$_3$ODを検索するために使用されました。主にCD$_3$ODに起因すると考えられるいくつかの放出特徴を発見しましたが、その数はまだ明確な検出を確立するには十分に高くありません。それにもかかわらず、CD$_3$ODカラム密度から導出された2$\times10^{15}$cm$^{-2}$の推定値は、CD$のカラム密度と比較できる上限と見なすことができます。_3$OH、CH$_3$OD、CH$_3$OH。この比較は、IRAS16293-2422に対するCD$_3$ODカラム密度が、多重重水素化された複雑な有機分子で観察された強化されたD/H比と一致していることを示しています。
機械学習で共生星を特定する
| Title |
Identifying_symbiotic_stars_with_machine_learning |
| Authors |
Yongle_Jia,_Sufen_Guo,_Chunhua_Zhu,_Lin_Li,_Mei_Ma_and_Guoliang_Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07993 |
共生星は相互作用する連星系であるため、星の進化、物質移動、降着過程などのさまざまな天文現象を研究するのに貴重です。共生星の発見における最近の進歩にもかかわらず、観察された共生星の数と理論モデルによって予測された数との間には大きな乖離がある。このギャップを埋めるために、この研究では機械学習技術を利用して新しい共生スター候補を効率的に特定しました。3つのアルゴリズム(XGBoost、LightGBM、および決定ツリー)が、共生が確認された198個の星のデータセットに適用され、得られたモデルを使用してLAMOST調査のデータが分析され、11,709個の潜在的な共生星の候補が特定されました。カタログにリストされているこれらの潜在的な共生星の候補のうち、15個のスペクトルがSDSS調査で入手可能です。この15個の候補のうち、V*V603OriとV*GNTauの2個の候補が共生星であることが確認されています。残りの11個の候補は、降着のみの共生星の候補として分類されています。残りの2つの候補のうち、1つはSDSS調査とLAMOST調査の両方で銀河として特定され、もう1つはSDSS調査によりクエーサーとして、LAMOST調査により銀河として特定されました。
太陽の光球磁場の長期変動
太陽磁気周期程度の周期による光球の弱い磁場の変化が調べられた。1978年から2016年までの期間にNSOKittPeakによって作成された光球磁場の概観マップが初期データとして使用されました。弱い磁場を研究するために、総観マップの飽和閾値は5Gに設定されました。変換された総観マップに基づいて、時間-緯度図が構築されました。さらなる分析のために、北極から南極まで緯度の正弦に沿って均等に分布する磁場の18個のプロファイルが図内で選択されました。時間依存性は、21回のキャリントン回転にわたるスライド平滑化によって平均化されました。正弦波関数による平均時間依存性の近似により、弱い磁場において約22年の周期(ヘイル磁気サイクルの周期)の周期成分を区別することが可能になりました。22年変動の緯度への依存性が研究されました。極地付近の磁場におけるよく知られた22年間の変化に加えて、すべての緯度の磁場でも同様の変動が見つかりました。例外は、北半球の緯度$26^\circ$と$33^\circ$と南半球の緯度$26^\circ$でした。これらの中緯度の間隔は、短周期変動が優勢であるという特徴がありました。長期変動の振幅は極から赤道に向かって減少し、変動の周期はほぼ一定のままでした（T=22.3年）。
非 LTE 回線で覆われた大気構造のグリッドと亜矮星の合成スペクトル
| Title |
A_grid_of_Non-LTE_line-blanketed_atmosphere_structures_and_synthetic_spectra_for_subdwarfs |
| Authors |
Thayse_A._Pacheco,_Ronaldo_S._Levenhagen,_Marcos_P._Diaz,_Paula_R._T._Coelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08362 |
我々は、高温高重力準準星の詳細な大気モデルと均質な合成スペクトルのグリッドの最新情報を提示します。高解像度スペクトルと合成測光は、非LTEの広範囲にラインで覆われた大気構造を使用して、1,000\r{A}～10,000\r{A}の波長範囲で計算されました。
TESSとXMM-Newtonで同時に観測されたウルフ359号の太陽に似たX級フレアの解析
| Title |
Analysis_of_Solar-like_X-Class_Flare_on_Wolf_359_Observed_Simultaneously_with_TESS_and_XMM-Newton |
| Authors |
Ma{\l}gorzata_Pietras,_Robert_Falewicz,_Marek_Siarkowski,_Anna_Kepa,_Kamil_Bicz,_and_Pawe{\l}_Pre\'s |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08425 |
我々は、TESSとXMM-Newtonの同時観測に基づいたウルフ359星のフレアの解析を紹介します。Xクラスの太陽フレアに匹敵するエネルギーを持つ恒星フレアがこの星で初めて解析された。研究の主な目的は、恒星フレアでも太陽フレアと同じ物理的プロセスが推進して発生するかどうかを判断することでした。さまざまな直接的および間接的な方法によりフレアクラスを推定することを試みました。フレアのパラメーターとプロファイルを決定するために、さまざまなエネルギー範囲の光曲線とスペクトルが使用されました。XMM-NewtonEPIC-pnX線データから、フレア中の温度と放出量を推定しました。熱力学的タイムスケールとループの半分の長さも2つの異なる方法で決定されました。RGSスペクトルにより、差動放出測定(DEM)分布を計算できるようになりました。取得されたDEM分布には、3MK、7MK、および16～17MKの温度値で3つの成分が含まれています。ヘリウム様三重項の線比の分析により、プラズマの電子密度を決定することができました。Wolf359のフレアループの結果は、GOESおよびRHESSIで観測された太陽フレアの典型的なパラメータと比較されました。これは、恒星フレアで起こるプロセスは太陽フレアで起こるプロセスと似ているという私たちの結論を裏付けています。決定された現象の幾何学的パラメーターは、太陽上で発生する類似物の値と変わりません。
| Title |
Markov_Chain_Monte_Carlo_applied_to_the_Double_Stars_of_Miller_and_Pitman |
| Authors |
Maksym_Ersteniuk,_Timothy_Banks,_Edwin_Budding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08472 |
モデル軌道は、Miller&Pitman(MP)の1922年のカタログに記載されている27個の物理的な二重星に当てはめられています。マルコフ連鎖モンテカルロ法を適用して、軌道パラメータの最適値と関連する不確実性を推定しました。動的質量は、ヒッパルコスとガイアのミッションからの視差を使用して計算されました。これらは国会議員が述べた大衆の意見と強く一致していません。これらのミッションからの視差とMPがリストした視差との間に高い相関関係があることを考えると、これは驚くべきことです。残念ながら、計算はMPによって提供されず、軌道パラメータも提供されません。現在の研究の結果は、ワシントンダブルスターカタログに記載されている軌道パラメータとの比較と同様に、最近の研究とよく一致しており、MCMCモデリングの妥当性が確認されています。
スペクトルモデリングを使用して、星周物質と相互作用する II 型超新星の光曲線縮退を解く
| Title |
Using_spectral_modeling_to_break_light-curve_degeneracies_of_type_II_supernovae_interacting_with_circumstellar_material |
| Authors |
Luc_Dessart_and_W._V._Jacobson-Gal\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08584 |
赤色超巨星の大部分は、爆発時に星周物質（CSM）に包まれているようです。真空中での爆発と比較して、このCSMは初期の輝度上昇と、IIn型超新星(SNe)に典型的な狭い核と電子散乱翼を備えた対称輝線の存在の両方を引き起こします。この研究では、さまざまなCSM構成(つまり、コンパクト、拡張、分離型)について放射流体力学と放射伝達の計算を実行し、結果として生じる噴出物と放射特性を文書化しました。約0.5Msunの高密度でコンパクトで大規模なCSMを持つモデルは、タイプII-PSNeの初期の光度ブーストに匹敵することができますが、タイプIInのようなスペクトルシグネチャ（別名「フラッシュ特徴」）を生成できないことがわかりました。これらは、CSM内の光子の平均自由行程が十分に大きい場合(つまり、密度が十分に低い場合)、光学的に衝撃を受けずに長寿命(つまり1日から1週間)で放射状に広がる放射前駆体を可能にする場合にのみ発生します。厚いCSM。この場合、より大きな放射損失と運動エネルギーの抽出により、CSMの質量がそれほど多くない場合でも光度が向上します。この向上は、分離されたCSMでは遅れます。衝撃が準断熱的に伝わる高CSM密度の不適切な仮定により、CSMの質量とそれに伴う質量損失率が過大評価されます。私たちのシミュレーションは、光学的に厚い衝撃を受けていないCSMが存在する限り、タイプIInのようなスペクトルシグネチャが持続することも示しています。したがって、CSM構造を制約するには、測光だけではなく、光度曲線とスペクトルの組み合わせが必要になります。我々は、所定の総エネルギーに対して、最も速い噴出物質の消失と高密度の殻への質量の蓄積によって証明されるように、CSMの存在によって促進される放射線の過剰が運動エネルギーを犠牲にして生じることを強調します。どちらの効果も、相互作用段階のかなり後にスペクトルから制限できます。
Ia 型超新星における二重爆発の兆候としてのヘリウム
| Title |
Helium_as_a_signature_of_the_double_detonation_in_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
Christine_E._Collins,_Stuart_A._Sim,_Luke._J._Shingles,_Sabrina_Gronow,_Friedrich_K._Roepke,_Ruediger_Pakmor,_Ivo_R._Seitenzahl_and_Markus_Kromer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08660 |
二重爆発は、チャンドラセカール以下の質量の白色矮星の爆発によるIa型超新星を説明するメカニズムとして広く議論されています。このシナリオでは、炭素/酸素白色矮星の表面ヘリウム殻内でヘリウム爆発が点火され、二次炭素爆発が起こります。爆発シミュレーションでは、噴出物中に未燃ヘリウムが大量に存在することが予測されていますが、放射伝達シミュレーションでは、ヘリウムのスペクトル特徴が形成されるかどうかを完全に検討することはできませんでした。これは、ヘリウムが熱プロセスによってスペクトル特徴を形成するほど十分に励起できないが、非熱電子との衝突によって励起される可能性があるためであり、これはほとんどの研究で無視されています。二重爆発爆発モデルのインスタンスに対して完全な非局所熱力学的平衡(非LTE)放射伝達シミュレーションを実行し、高速電子の非熱処理を含めます。爆発後の最初の数日間で最も強く、時間の経過とともに弱くなる明確なHeI{\lambda}10830の特徴が見つかりました。当初、この特徴はMgII{\lambda}10927特徴と混合されていますが、時間の経過とともに分離して、MgII{\lambda}10927特徴の青い翼に対する二次的な特徴を形成します。私たちのシミュレーションを、以前はCIとして特定されていたMgII{\lambda}10927特徴の青い翼と同様の特徴を示したiPTF13ebhの観測と比較します。私たちのシミュレーションは、この特徴の進化とよく一致していることを示し、特定しました。これは高速HeI{\lambda}10830です。これは、HeI{\lambda}10830が二重爆発シナリオの兆候である可能性があることを示唆しています。
シーソーとレプトジェネシスのプローブとしての原始非ガウス性
| Title |
Primordial_non-Gaussianity_as_a_probe_of_seesaw_and_leptogenesis |
| Authors |
Chee_Sheng_Fong,_Anish_Ghoshal,_Abhishek_Naskar,_Moinul_Hossain_Rahat,_Shaikh_Saad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07550 |
我々は、シーソー機構と非熱レプトジェネシスが、マジョロン曲面モデルの文脈における原始非ガウス性を介して調査できる可能性を提示する。全球バリオン($B$)からレプトン($L$)を差し引いた数対称性が$v_{B-L}$スケールで自発的に崩壊することによって無質量の南部-ゴールドストーン粒子として誕生したマジョロンは、新たな閉じ込めと結合すると巨大になる。異常を介したセクター。マジョロンは曲面子として作用し、インフレトンの寄与に依存することなく、観測された赤く傾いた曲率パワースペクトルを生成し、インフレ後の時代におけるマジョロンの崩壊は、レプトジェネシスに関与する右手ニュートリノの非熱集団を生じさせる。このメカニズムの特徴は、シーソーとレプトジェネシスのスケールに自明ではない、観察可能な非ガウス性の生成です。実行可能なパラメータ空間を特定すると、非ガウス性パラメータ$f_{\rmNL}\gtrsim\mathcal{O}(0.1)$が高スケールシーソー($v_{B-L}$at$\mathcal)に対して生成されることがわかります。{O}(10^{14-17})$GeV)とレプトジェネシス($M_1\gtrsim\mathcal{O}(10^6)$GeV)で、後者は最も軽い右旋ニュートリノ質量を表します。局所的な非ガウス性の現在の限界ではパラメーター空間の一部が除外されていますが、残りはCMB-S4、LSST、21cm断層撮影などの将来の実験によって完全に調べることができます。
パーカーは銀河磁場と原始磁場からの任意の電荷を持つ単極子に束縛される
| Title |
Parker_Bounds_on_Monopoles_with_Arbitrary_Charge_from_Galactic_and_Primordial_Magnetic_Fields |
| Authors |
Takeshi_Kobayashi_and_Daniele_Perri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07553 |
我々は、ミニ荷電単極子や磁気ブラックホールを含む、任意の磁荷を持つ磁気単極子のパーカー型境界の包括的な研究を紹介します。私たちは、銀河磁場、種子磁場、および原始磁場の存続に基づいて境界を導き出します。我々は、異なる磁荷をもつ単極子は、異なる天体物理学系によって最もよく制約されることを発見した。ディラック電荷をもつ単極子は種銀河磁場によって強く制約されるのに対し、ミニ荷電単極子は原始磁場によって強く制約され、磁気ブラックホールは暗黒物質の密度によって強く制約される。案件。また、磁場を形成する銀河とクラスターを形成できるかどうかを研究することで、さまざまなタイプの単極子の暗黒物質としての生存可能性も評価します。
標準模型に加えて、真空期待値を取得する一重項複素スカラー場の導入により、適切な暗黒物質(DM)の候補である、宇宙論的に安定した擬南部ゴールドストーン粒子(pNGB)が生じる可能性があります。この研究は、2番目の宇宙論的安定粒子であるフェルミオン一重項を含めることによって、このシナリオを拡張します。pNGBと新しいフェルミ粒子は同時にDM候補とみなすことができ、どちらも2つの非縮退ヒッグス粒子を介してヒッグスポータルを通じて標準模型と相互作用します。我々は、完全に分離する前にpNGBの収量が増加することに特に重点を置き、このシナリオの熱フリーズアウトを調査します(最近\textit{バウンスDM}と呼ばれています)。私たちは衝突型加速器、遺物存在量、直接検出下でモデルをテストし、今日の間接検出観測値に対する収量の跳ね返りの影響を調査します。
修正ヒッグス インフレーションからの NANOGrav 信号と PBH
この研究では、ディップを特徴とする修正ヒッグスポテンシャルを使用した古典的なヒッグスインフレーションモデルを調査します。我々は、曲率摂動の生成、確率的重力波の生成、および原始ブラックホール(PBH)の形成の可能性に対するこの修正の影響を調べます。古典的なモデルとは異なり、修正されたポテンシャルにより、パワースペクトルが強化され、$1.5\times10^{20}$g--$9.72\times10^{32}$gの広い質量範囲内でのPBHの存在が可能になります。私たちは、インフレーション制約と一致し、観測された暗黒物質含有量に大きく寄与する可能性のあるパラメータ空間領域を特定します。さらに、この研究では、得られたパラメータ空間と宇宙論的制約との整合性を調査し、特にNANOGrav実験で観測された重力波信号の過剰を説明する意味について議論しています。全体として、この研究は古典的なヒッグスインフレーションモデルにおける修正ヒッグスポテンシャルの関連性を強調し、PBHの形成、暗黒物質の性質、重力波観測との関連に光を当てています。
異なる結合を持つ共変 $f(Q)$ 重力における宇宙論的制約
最近、共変$f(Q)$重力の宇宙力学が異なるアフィン接続に依存することが示されました。この論文では、SNe+CC+BAO+QSO観測データを用いて2つの特定の$f(Q)$モデルを調査し、共変$f(Q)$重力において宇宙の空間曲率を研究する。アフィン接続を特徴付けるパラメータ$\mathcal{X}$が、有効状態方程式$w_Q$の挙動に大きく影響し、仮想分割線を超えてしまう可能性があることがわかりました。平らな宇宙は、$\Lambda$CDMモデルよりも共変$f(Q)$重力の方が有利である可能性があります。これらの結果は、宇宙のいくつかの慣性効果が宇宙の力学を変化させ、宇宙の幾何学的構造に対する私たちの認識を新たにすることを示唆しています。
確率的重力波の背景: アクシオニック弦壁の死からの誕生
私たちは、ひもの壁ネットワークの最終崩壊から生じる確率的重力波背景(SGWB)の新しい発生源を研究します。$N_{\rmDW}=1$アクシオニック弦壁ネットワークの文脈では、弦によって境界付けられた壁の最終的な崩壊によって重力波(GW)が放出される可能性があります。この発生源は、スケーリング領域の長期的な進化を通じてGW排出量に比べて優勢であるため、通常は無視できるものと考えられます。ただし、場合によっては、ネットワークがインフレによってホライズンの外に追い出され、後で再びホライズンに入る可能性があります。そして、ホライズンに再突入した後のネットワークの最終的な崩壊が主要なGWソースとなるため、無視することはできません。対応するGWスペクトルの計算は、さまざまなパルサータイミングアレイ実験で検出された可能性のあるナノヘルツSGWB信号を説明できる可能性があることを示唆しています。さらに、さまざまなパラメーターを選択すると、結果として得られるGWをさまざまなGW干渉法実験によって調べることができます。
宇宙をイメージするための直径 100 mm の全ガラス製可視メタレンズ
| Title |
All-glass_100_mm_Diameter_Visible_Metalens_for_Imaging_the_Cosmos |
| Authors |
Joon-Suh_Park,_Soon_Wei_Daniel_Lim,_Arman_Amirzhan,_Hyukmo_Kang,_Karlene_Karrfalt,_Daewook_Kim,_Joel_Leger,_Augustine_M._Urbas,_Marcus_Ossiander,_Zhaoyi_Li,_and_Federico_Capasso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08186 |
サブ波長スケールのナノ構造から作られる光学部品であるメタサーフェスは、大面積にわたって精密に設計された膨大な数の要素を製造するというスケーリングの課題により、ミリメートルサイズに制限されてきました。この研究では、深紫外(DUV)を使用して、高速F値(f/1.5、NA=0.32)で可視スペクトルで動作する、187億のナノ構造で構成される直径100mmの全ガラス製メタサーフェスレンズ(メタレンズ)を実証します。投影リソグラフィー。私たちの研究は、リソグラフィーツールの露光領域の制約を克服し、大きなメタサーフェスが商業的に実現可能であることを実証しています。さらに、メタレンズの画像品質に対するさまざまな製造誤差の影響を調査します。そのうちのいくつかは、このような大面積のメタサーフェスに特有のものです。私たちは、可視波長での太陽、月、輝線星雲の直接天文イメージングを実証し、宇宙用途における極端な環境熱変動下でのそのようなメタサーフェスの堅牢性を検証します。
標準モデル ヒッグス膨張を最小限の暗黒物質で補完
| Title |
Standard_Model_Higgs_inflation_supplemented_by_minimal_dark_matter |
| Authors |
Shinsuke_Kawai,_Nobuchika_Okada,_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08375 |
トップクォーク質量$m_t=172.69\pm0.30$GeVの現在の測定値を用いた繰り込み群解析は、標準模型(SM)ヒッグスポテンシャルがエネルギースケール$\sim10^{10}$GeVで不安定になることを示しています。これは、高エネルギーの新しい粒子を示唆していると解釈できるかもしれません。SMヒッグスを理論の唯一のスカラー粒子として残しながら、この不安定性を回避できるSMの最小限の拡張は、SMに適切なフェルミオンを追加することによって得られます。これらのフェルミ粒子は優れた暗黒物質候補であり、このモデルは最小暗黒物質モデルとして知られています。更新されたパラメータ制約と再加熱ダイナミクスの最近の理解を考慮して、最小暗黒物質モデルに基づいたインフレシナリオを再検討します。私たちは、右手系ニュートリノ質量のさまざまな値を使用してモデルを探索し、宇宙論的予測がそのような詳細には影響を受けないことを発見しました。このシナリオのロバストな予測として、宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル指数$n_s=9.672$とテンソル対スカラー比$r=0.0031$を得ました。
絞られた光のサクセスストーリー
光場のスクイーズ状態は1970年代初期に理論的に説明され、1980年代半ばに初めて観察されました。スクイーズ状態の測定された光子数は、同じアンサンブルの他のすべてのスクイーズされた状態の測定された光子数と相関しており、サブポアソン統計が得られます。現在、すべての重力波観測所は、光出力をさらにスケールアップするためのコスト効率の高い代替手段としてスクイーズド光を使用しています。この量子相関のユーザーアプリケーションは、2002年から2010年にかけてスクイーズド光の専用の研究開発によって可能になりました。
約40年前、ニュートリノはいくつかの議論に基づいて暗黒物質粒子として除外されました。ここで私は、位置と運動量の量子不確実性という確立された概念を使用して、ビッグバンの約0.5秒後に起こった原始プラズマからのニュートリノの分離を説明します。このようにして、私はニュートリノに対する主な議論が間違っているか、抜け穴があることを示し、ニュートリノを「熱い」粒子としてではなく、「冷たい」暗黒物質粒子として緊急に再検討する必要があると結論付けています。
超大質量ブラックホールのパラメータを推定するツールとしての EHT 観測量
イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）との共同研究により、超大質量ブラックホール（SMBH）M87*とSgrA*のイベントホライズン規模の画像が公開され、暗い明るさの落ち込み、すなわちブラックホールの影が明らかになった。その形状とサイズがパラメータをエンコードしている可能性がある。SMBHの影であり、その影はカーブラックホールの影と一致しています。これは、ブラックホールのパラメーターを推定し、事象の地平線近くの極端な領域での重力理論をテストするためのもう1つの心強いツールを提供します。我々は、EHT観測値、影の角度直径$d_{sh}$と軸比$\mathcal{D}_A$を使用して、Kerr計量で記述されるSMBHに関連するパラメータを推定する手法を提案します。以前の方法とは異なり、私たちのアプローチはEHT観測量の測定における不確実性を明示的に考慮します。Kerr--Newmanと3つの回転する規則時空をM87*とSgrA*としてモデル化し、私たちの技術を適用して、スピンとともに関連する電荷パラメーターを推定します。私たちの方法は既存の形式と一致しており、より一般的で円形ではない影の形状にも適用できます。EHTオブザーバブルがアクセス可能になったら、他のSMBHにもこの手法を使用できます。将来、EHT観測物のより正確な測定が行われると、M87*やSgrA*のスピン角や傾斜角などのさまざまなSMBHパラメータの推定がより正確になるでしょう。
正確な宇宙論の出現と宇宙の緊張の出現に伴い、私たちは冷たい暗黒物質の単純なモデルを拡張する必要があるかどうか、そうすることで緊張を緩和し、暗黒物質の特性についての理解を向上させることができるかどうかという問題に直面しています。。本研究では、暗黒物質の挙動が$k$のスケールに応じて変化するように、暗黒物質の一般化モデルの1つを調査します。大きなスケール(小さな$k$)では暗黒物質は冷たいですが、小さなスケール(大きな$k$)では暗黒物質は暖かくなります。この動作は、2つの異なるシナリオに対して現象論的にモデル化されています。$S_8$緊張は緩和できるが、$H_0$緊張は過度ではないものの、より穏やかになることを示します。
トポロジカル欠陥と重力レンズを伴うシュワルツシルト・クリンカマーワームホール周囲の試験粒子の測地線運動
| Title |
Geodesics_motion_of_test_particles_around_Schwarzschild-Klinkhamer_wormhole_with_topological_defects_and_gravitational_lensing |
| Authors |
Faizuddin_Ahmed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08503 |
この研究では、シュワルツシルト・クリンカマー(SK)ワームホール時空内での、無質量と質量の両方のテスト粒子の測地線運動を調査します。私たちは特に、システムに対する宇宙ひもの影響を考慮し、実効ポテンシャルを分析し、宇宙ひもパラメータの存在によってヌル測地線および時間類似測地線のパラメータが変化することを観察しています。さらに、ヌル測地線の偏向角を計算し、宇宙ひもがこの角度を変更し、結果のシフトを引き起こすことを示します。さらに、このSKワームホール時空での調査を拡張しますが、グローバルなモノポールが存在します。このシナリオでテスト粒子の測地線運動を調査し、有効ポテンシャルがグローバルモノポールの影響を受けることを発見しました。同様に、ヌル測地線の偏向角を決定し、グローバルモノポールパラメーターによってこの角度が変更されることを示します。最後に、このSKワームホールの枠組み内で宇宙ひもや全球モノポールが関与する時空に関する既知の解決策をいくつか紹介します。
PTA データのスカラー誘起重力波解釈: スカラーゆらぎ伝播速度の役割
| Title |
Scalar-induced_gravitational_wave_interpretation_of_PTA_data:_the_role_of_scalar_fluctuation_propagation_speed |
| Authors |
Shyam_Balaji,_Guillem_Dom\`enech_and_Gabriele_Franciolini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08552 |
パルサータイミングアレイは、nHz周波数付近に重力波背景が存在する証拠を収集しました。重力波背景が大きなガウス原始変動によって引き起こされた場合、太陽質量未満の原始ブラックホールが過剰に生成されることになります。重力波の発生時に、宇宙が標準放射線と同じ状態方程式を持ち、変動の伝播速度が速い正準スカラー場によって支配されていた場合、重力波の背景を原始ブラックホールで説明できることを示します。観察と一致する対応物。最後に、将来の重力波検出器を使用してこのモデルをテストする可能性のある方法について説明します。
4Dワイル異常と量子ブラックホールの内部構造の多様性
| Title |
4D_Weyl_Anomaly_and_Diversity_of_the_Interior_Structure_of_Quantum_Black_Hole |
| Authors |
Pei-Ming_Ho,_Hikaru_Kawai,_Henry_Liao,_Yuki_Yokokura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08569 |
半古典的なアインシュタイン方程式を使用して4D球面対称静的ブラックホールの内部計量を研究し、大きな曲率を持つ一貫した幾何形状のクラスを見つけます。物質フィールドを等角フィールドで近似し、4Dワイル異常の寄与を考慮して、状態に依存しない制約を与えます。これを状態方程式と組み合わせると、内部形状を完全に決定する方程式が得られます。$\hbar$に対して非摂動的な方法で方程式の解空間を探索します。まず、3種類の漸近動作を見つけて、解の一般的な特徴を調べます。次に、物理的条件を課すことによって、ほぼ一般的なクラスの内部幾何学、つまり地平線や特異点のない希薄な構造と密な構造のさまざまな組み合わせが得られます。これは内部構造の多様性を表しています。最後に、そのような内部幾何学の可能なパターンの数がエントロピー面積の法則に対応することを示します。
NANOGrav における超弦理論の特徴
| Title |
Signatures_of_Superstring_theory_in_NANOGrav |
| Authors |
Spyros_Basilakos,_Dimitri_V._Nanopoulos,_Theodoros_Papanikolaou,_Emmanuel_N._Saridakis,_Charalampos_Tzerefos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08601 |
このレターでは、最近リリースされたNANOGravデータから超弦理論の特徴を初めて抽出します。私たちは、スケールのない超重力の枠組みで生成された原始ブラックホール(PBH)集団の重力ポテンシャルによって誘発される原始重力波(GW)スペクトルに焦点を当てています。特に、ウェス・ズミーノ型のスケールのない超重力内での研究では、自然に実現される変曲点インフレポテンシャルが発見され、これは初期の物質支配時代（eMD）を引き起こし、ビッグバン元素合成の前に蒸発する微視的なPBHの形成を引き起こす可能性があります。(BBN)。注目すべきことに、我々は重力波の豊富な生成を取得しており、そのプロファイルは非常に特徴的であり、強い振動パターンを特徴とし、NANOGravデータと強く一致しています。したがって、このような信号は、現在および近い将来のGW観測において、スケールのない超重力理論と超ひも理論の明確な兆候として機能する可能性があります。
数値相対論に基づいた動的捕捉ブラックホールバイナリの実効一体波形に向けて
| Title |
Towards_numerical-relativity_informed_effective-one-body_waveforms_for_dynamical_capture_black_hole_binaries |
| Authors |
Tomas_Andrade,_Juan_Trenado,_Simone_Albanesi,_Rossella_Gamba,_Sebastiano_Bernuzzi,_Alessandro_Nagar,_Juan_Calderon-Bustillo,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Jose_A._Font,_William_Cook,_Boris_Daszuta,_Francesco_Zappa,_and_David_Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08697 |
ブラックホールの動的捕捉は、接近通過中の重力放射線の放出により、高密度の恒星媒体内で起こる可能性があります。このような現象の現象学は準円形連星の現象学とは定性的に異なるため、そのような現象の検出には詳細なモデリングが必要です。このような波形を提供できるモデルはほとんどなく、非準円合体の数値相対性理論(NR)シミュレーションからの情報を含むモデルはありません。この研究では、完全にNR情報に基づいた動的捕獲の効果的1体(EOB)モデルに向けた最初のステップを示します。シングルエンカウントマージとダブルエンカウントマージの14件の新しいシミュレーションを実行し、このデータを使用してTEOBResumS-Dali近似のマージャーリングダウンモデルに情報を与えます。初期エネルギーをバイナリ質量にほぼ固定し、質量を再スケーリングした無次元角運動量を$(0.6,1.1)$の範囲で、質量比を$(1,2.15)$で、整列した無次元スピンを$で変化させます。(-0.5,0.5)$。このモデルは、ベースラインテンプレートを変更することなく、NRを$97%$に一致させ、以前のパフォーマンスを向上させることができることがわかりました。NRがモデルに通知すると、直接の急落に対応する1つの異常値を除いて、これは$99%$に改善されます。情報が与えられていないモデルの結合時の最大EOBNR位相差は$0.15$ラジアンですが、NR情報が導入された後は$0.1$ラジアンに減少します。十分な情報に基づいた動的キャプチャのEOBモデルに向けた手順を概説し、将来の改善について説明します。
