CODEX: 銀河団のスケーリング関係における速度部分構造の役割
| Title |
CODEX:_Role_of_velocity_substructure_in_the_scaling_relations_of_galaxy_clusters |
| Authors |
S._Damsted,_A._Finoguenov,_N._Clerc,_I._Davalgaite,_C.C._Kirkpatrick,_G.A._Mamon,_J._Ider_Chitham,_K._Kiiveri,_J._Comparat,_C._Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08749 |
銀河団を宇宙論的探査機として使用するには、その性質を詳細に理解する必要があります。追跡分光結果に対して分光グループファインダーを実行し、クラスターの動的状態をそれらのスケーリング関係に結び付けることにより、CODEXの分光クラスター識別を更新することを目的としています。redMaPPerメンバーシップに基づいて、再現可能な分光メンバーシップの決定とクリーニング手順を実装し、フォローアップ分光結果に対して分光グループファインダーを実行し、分光的外れ値のメンバーシップをクリーニングしました。我々は、速度下部構造に対してアンダーソン・ダーリングテストを適用し、スケーリング関係に対するその影響を分析しました。また、スケーリング関係に対するX線と光学中心のオフセットの影響もテストしました。少なくとも15個のメンバーを含むクラスターの完全なサンプルについて、リッチネス、X線の明るさ、および速度分散の間のスケーリング関係について報告します。速度サブ構造を持つクラスターは、特定の濃度に対して速度分散が強化されており、散乱が2.5倍大きいという特徴があります。X線と光学の中心に強いオフセットがあるクラスターは、下部構造を持つクラスターと同等のスケーリング関係を持ちます。我々は、低濃度銀河団と高濃度銀河団のスケーリング関係のパラメータに一貫性があることを実証しました。赤方偏移によってクラスターを分割すると、すべてのスケーリング関係で赤方偏移による散乱が減少することがわかります。高い散乱が観察される赤方偏移範囲を$z<0.15$に局所化しました。これは散乱に関する文献結果と一致しています。高光度クラスターと低光度クラスターの両方で散乱の増加が$z<0.15$であることに注目し、冷却とその結果として生じる活動銀河核フィードバックの両方がこの散乱の根本にあることを示唆しています。要約。
大量のニュートリノは、固体物質の主成分である暗黒物質ハローを含む大規模な構造形成に影響を与えると予想されています。ハローがニュートリノによってどのような影響を受けるかは極めて重要かつ興味深いものであり、重要な特徴としての角運動量(AM)は、この問題に統計的な観点を提供します。共進化するニュートリノ粒子を使用したTianNuN体の宇宙論的シミュレーションからハローを調査すると、いくつかの具体的な結論が得られます。まず、同じハローをニュートリノありとなしで比較すると、ニュートリノなしの場合とは対照的に、ハローの89.71%以上がハロー係数が小さく、71.06%以上が粒子質量低減(PMR)AM係数が小さく、95.44\%以上の方向の変化は$0.65^\circ$未満です。さらに、PMR弾性率の相対的な変動は、低質量ハローでより顕著になります。次に、密集領域または疎領域のハローのPMR係数を調べるために、ボックス全体を大きな立方体に分割し、単一立方体の小さな球状セル内でハローを検索します。2レベルの分割から、より密度の高い立方体では、大質量ニュートリノによるPMR係数の変動がより大幅に減少することがわかりました。この違いは、ニュートリノがコンパクトな領域でハローの弾性率に大きな影響を与えることを示唆しています。巨大ニュートリノがある場合、ほとんどのハロー(86.60\%)はニュートリノがない場合よりも質量が小さくなります。
| Title |
Hybrid-bias_and_displacement_emulators_for_field-level_modelling_of_galaxy_clustering_in_real_and_redshift_space |
| Authors |
Marcos_Pellejero_Ibanez,_Raul_E._Angulo,_Drew_Jamieson,_and_Yin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09134 |
最近、ハイブリッドバイアス拡張が、宇宙における銀河の分布方法をモデル化するための強力なアプローチとして浮上しました。同様に、機械学習と$N$-bodyシミュレーションの進歩により、フィールドレベルのエミュレータが最近可能になりました。この論文では、両方の技術を組み合わせて、実空間および赤方偏移空間における銀河のクラスタリングのためのフィールドレベルのモデルを提供できるかどうかを検討します。具体的には、ここではフィールドレベルのエミュレータが$2^{\rmnd}$次のハイブリッドバイアス展開のすべての演算子を正確に予測できることを実証します。実空間および赤方偏移空間で達成される精度は、非線形物質のパワースペクトルで得られる精度と同様です。これは、$k\sim0.6h^{-1}$MpcまでのBOSSおよびユークリッド類似銀河サンプルのパワースペクトルの精度がおよそ1-2\%になることに相当します。驚くべきことに、この組み合わせたアプローチは、フィールドレベルの銀河統計の正確な予測も提供します。これらすべての有望な結果にもかかわらず、さらなる改善が必要な領域がいくつか見つかりました。したがって、この作業は、今後の大規模構造調査をより完全に活用するために必要な開発のロードマップとして機能します。
銀河系の大きな集団から得られる宇宙論 - 銀河系の強力な重力レンズ
| Title |
Cosmology_from_Large_Populations_of_Galaxy-Galaxy_Strong_Gravitational_Lenses |
| Authors |
Tian_Li,_Thomas_E._Collett,_Coleman_M._Krawczyk,_Wolfgang_Enzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09271 |
我々は、多数の銀河間スケールの強力な重力レンズシステムを用いた宇宙論的パラメータの測定の実現可能性に関する予測分析を提示する。将来の広域調査では、10,000を超える強力なレンズ系の特性が発見され、測定されることが期待されています。私たちは、アインシュタインの半径測定値とすべてのレンズの恒星の動的質量推定値を組み合わせることにより、レンズの母集団と宇宙論的パラメータを同時に制約できる階層モデルを開発します。レンズ密度プロファイルと恒星軌道異方性を無視すると、$w$は10,000個の銀河間レンズ系で$0.11$の精度に制約できることがわかり、これは既存の単一プローブ制約よりも優れています。161個の既存のレンズでメソッドをテストし、$w=-0.96\pm0.46$を見つけました。また、集団の平均水晶体密度プロファイルにおける赤方偏移の進化の系統的な可能性を軽減する方法も示します。
標準宇宙論におけるキラルプラズマ不安定性からの重力波の遺物
| Title |
Relic_Gravitational_Waves_from_the_Chiral_Plasma_Instability_in_the_Standard_Cosmological_Model |
| Authors |
Axel_Brandenburg,_Emma_Clarke,_Tina_Kahniashvili,_Andrew_J._Long,_Guotong_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09385 |
原始プラズマでは、電弱対称性の破れのスケールを超える温度で、キラル非対称性の存在により、キラルプラズマの不安定性現象を通じてヘリカル超磁場の発生が誘発されると予想されます。これは、高い導電率と低い粘性により磁気流体力学的乱流を引き起こし、確率的分極重力波背景として今日宇宙に生き残っている重力波の発生源となります。この記事では、このシナリオが標準模型の物理学のみに依存していること、したがって、観察可能な特徴、つまり遺物磁場と重力背景が、初期キラル非対称性を制御する単一のパラメーターに関連付けられていることを示します。私たちは磁場と重力波のスペクトルを推定し、これらの推定値を3D数値シミュレーションで検証します。
銀河団における磁場増幅に対する圧力異方性による運動不安定性の影響
| Title |
The_effect_of_pressure-anisotropy-driven_kinetic_instabilities_on_magnetic_field_amplification_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Y._Rappaz,_J._Schober |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09451 |
クラスター内媒体(ICM)は、銀河団内の低密度拡散磁化プラズマであり、ビリアル温度は最大10^8Kに達します。これらの条件下では、プラズマは弱い衝突であるため、銀河団に対して異方性の圧力テンソルを持ちます。磁場の局所的な方向。これにより、磁場の増幅を変化させる非常に高速なラーモアスケールの圧力異方性駆動の運動学的不安定性が引き起こされます。私たちは、典型的な大質量銀河団の進化中の、運動学的不安定性の影響を含む乱流小規模ダイナモによる磁場の増幅を研究します。この研究の具体的な目的は、ダイナモが赤方偏移z=0で乱流速度場と等分配になるまで磁場を増幅し始める必要がある赤方偏移の限界を確立することです。修正GALFORMアルゴリズムで生成されたマージツリーのさまざまな血漿量の1D放射状プロファイルを実装しました。乱流は暗黒物質ハローの連続的な合体によって引き起こされると仮定し、運動学的不安定性の影響を含む、3つの異なる磁化領域における磁場に対するレイノルズ数Re_eff依存性の効果的なモデルを構築します。磁場の成長率は、さまざまなRe_effモデルに対して計算されます。このモデルでは、赤方偏移が大きいほど磁場の成長率が高くなります。考慮したすべてのシナリオで、z=0で等分配に到達するには、赤方偏移z_start=1.5以上で磁場の増幅を開始する必要があります。乱流強制スケールが系統的に小さい場合、およびRe_effモデルが最も高い場合、等分配に達するまでの時間は大幅に短くなる可能性があります。マージャーツリーは、弱い衝突プラズマにおける磁場の進化を研究するための有用なツールであり、将来の電波望遠鏡で観測できる可能性があるダイナモのさまざまな段階を制約するためにも使用できる可能性があります。
飛躍を遂げる I: サーベイ マスクとシステマティクスを使用した宇宙シアーから再構成されたレンズ コンバージェンス PDF のモデリング
| Title |
Making_the_leap_I:_Modelling_the_reconstructed_lensing_convergence_PDF_from_cosmic_shear_with_survey_masks_and_systematics |
| Authors |
Alexandre_Barthelemy,_Anik_Halder,_Zhengyangguang_Gong_and_Cora_Uhlemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09468 |
ここ数年、宇宙の大規模構造の統計に関する有望な理論的枠組み、つまり、軽度の非線形領域における弱いレンズの1点統計をモデル化するための大偏差理論(LDT)が開発されました。この一連の論文の目的は、この理論的ツールを使用して実際のデータ分析を実行するための手順を飛躍的に説明することです。LDTフレームワークに基づいて構築されたこの研究(論文I)では、ダークエネルギー調査の第3回データリリースの現実的なマスクの下で再構築されたカイザースクワイアズ収束場の確率分布関数(PDF)を正確にモデル化する方法を実証します。(DES)。また、固有のアライメント、シアーバイアス、フォト$z$エラー、バリオンフィードバックによる弱いレンズ体系と高次レンズ補正を、再構成された収束PDFのモデリングにどのように組み込むことができるかについても紹介します。今後の研究(論文II)では、私たちの方法を実際のデータに適用する前に必要な最後のステップである、シミュレートされた尤度分析を通じてモデリングの堅牢性を実証します。
低質量星を周回する居住可能な惑星における CO/O$_2$ の暴走の再評価
| Title |
A_Re-Appraisal_of_CO/O$_2$_Runaway_on_Habitable_Planets_Orbiting_Low-Mass_Stars |
| Authors |
Sukrit_Ranjan,_Edward_W._Schwieterman,_Michaela_Leung,_Chester_E._Harman,_Renyu_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08752 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使って、M型矮星を周回する温帯地球型系外惑星の大気組成をスペクトル的に特徴付ける取り組みが現在進行中です。このような探索の主要な分子ターゲットには、生命の潜在的な指標となるO$_2$やCOが含まれます。最近、CO$_2$の光分解により、CO$_2$が豊富な居住可能なM型準惑星の大気中で、豊富な($\gtrsim0.1$バール)非生物的なO$_2$とCOが生成され、強力な大気が構成されていることが提案されました。O$_2$はバイオシグネチャーとして偽陽性であり、表面生物学の診断としてCOを使用する取り組みはさらに複雑になります。重要なことに、これは、現在JWSTで観測されているTRAPPIST-1eとTRAPPIST-1fが、もし居住可能であれば、非生物的に豊富なO$_2$とCOを蓄積するであろうことを示唆している。ここでは、マルチモデルアプローチを使用して、M型矮星を周回する惑星上の光化学O$_2$とCOの蓄積を再調査します。我々は、光化学的O$_2$が居住可能なCO$_2$に富んだM型準惑星上で微量ガスとして残っていることを示す。以前の予測では、大気モデルのトップが低すぎて正確に分解できなかったため、豊富なO$_2$とCOが予測されていた。このような世界では、異常に高いCO$_2$の光分解がピークに達します。私たちの研究は、バイオシグネチャーガスとしてのO$_2$の主張を強化し、光化学的なO$_2$生成の診断としてのCOの重要性を確認します。しかし、特にO$_2$の光化学生成物O$_3$については、観測的に関連のある偽陽性の可能性が残っており、O$_2$とO$_3$がM型準惑星のバイオシグネチャーガスであることを確信を持って理解するにはさらなる研究が必要である。
| Title |
Tidal_excitation_of_the_obliquity_of_Earth-like_planets_in_the_habitable_zone_of_M-dwarf_stars |
| Authors |
Ema_F._S._Valente,_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08770 |
接近した惑星は親星との強い潮汐相互作用を受けて、その自転と軌道が変化します。二体問題では、潮汐進化の最終段階は、自転周期と公転周期の同期、および惑星の自転軸を軌道の法線に合わせる(惑星の傾斜度がゼロになる)ことです。軌道離心率もゼロに減衰しますが、はるかに長い時間スケールにわたって、システムの寿命を超える可能性があります。離心率がゼロでない場合、回転速度がスピン軌道共鳴に閉じ込められ、同期状態への発展が遅れる可能性があります。ここで我々は、一部のスピン軌道共鳴での捕捉が傾斜角をゼロに減衰させるのではなく、高い値に励起する可能性があることを示します。システムのパラメータに応じて、地球の寿命全体にわたって60～80度の傾斜を維持できます。この予期せぬ挙動は、温帯環境を維持し、生命にとってより好ましい条件を維持するのに役立つ可能性があるため、M型矮星のハビタブルゾーンにある地球に似た惑星にとって特に重要である。
埋め込み円盤 (eDisk) における初期の惑星形成 V: Ced110 IRS4 システムにおける星周円盤の環状下部構造の可能性
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)_V:_Possible_Annular_Substructure_in_a_Circumstellar_Disk_in_the_Ced110_IRS4_System |
| Authors |
Jinshi_Sai,_Hsi-Wei_Yen,_Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Shigehisa_Takakuwa,_Kazuya_Saigo,_Yusuke_Aso,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Patrick_M._Koch,_Yuri_Aikawa,_Christian_Flores,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Ilseung_Han,_Miyu_Kido,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Zhi-Yun_Li,_Leslie_W._Looney,_Shoji_Mori,_Nguyen_Thi_Phuong,_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Travis_J._Thieme,_Kengo_Tomida,_and_Jonathan_P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08952 |
私たちは、アルマ望遠鏡の大規模プログラムの一環として、クラス0/I原始星系Ced110IRS4を$0.05''$($\sim$10au)の角度分解能で観測しました。組み込みディスク(eDisk)における初期の惑星形成。1.3mmの塵連続体の放出は、Ced110IRS4が$\sim$250auの予測分離を備えた連星系であることを明らかにしています。それぞれCed110IRS4AとIRS4Bと名付けられた主な発生源とその伴星に関連する連続放射は円盤状の形状を示し、おそらく原始星の周囲の塵の円盤から発生していると考えられます。Ced110IRS4Aの連続放射は$\sim$110au($\sim0.6''$)の半径を持ち、その長軸に沿って非対称な凹凸を示します。二次元強度分布モデルから実証されているように、バンプは連続体発光における半径$\sim$40au($\sim0.2''$)の浅いリング状構造として解釈できます。C$^{18}$O線と$^{13}$CO$J=2$-1線の回転曲線解析により、Ced110IRS4Aの半径120天文単位以内にケプラー円盤が存在することが明らかになりました。塵連続体の放出は円盤から発生するとの解釈。ダスト連続体放出におけるリング状の構造は、埋め込まれたディスクの表面密度における環状の下部構造の可能性を示している可能性がありますが、光学的に厚い連続体放出による明らかな構造である可能性は排除できません。
暴走インフレを起こしている熱い土星のヘリウムの大きく変動する先頭尾部
| Title |
A_Large_and_Variable_Leading_Tail_of_Helium_in_a_Hot_Saturn_Undergoing_Runaway_Inflation |
| Authors |
Michael_Gully-Santiago,_Caroline_V._Morley,_Jessica_Luna,_Morgan_MacLeod,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Aishwarya_Ganesh,_Quang_H._Tran,_Zhoujian_Zhang,_Brendan_P._Bowler,_William_D._Cochran,_Daniel_M._Krolikowski,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Andrew_Vanderburg,_Joseph_A._Zalesky,_Gregory_R._Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08959 |
大気圏外への脱出は系外惑星の運命を左右し、質量半径と日射量の分布全体にわたって変化をもたらす質量損失の統計的証拠が刻印されています。ここでは、高度に放射線を受け、低重力で膨張した高温土星HAT-P-67bのトランジット分光法を紹介します。ハビタブルゾーン惑星ファインダー（HPF）スペクトルは、10833オングストロームのヘリウム三重項の最大10%の吸収深さの検出を示しています。39夜にわたる13.8時間の上空積分により、惑星軌道全体がサンプリングされ、大きな先行尾部で最大130惑星半径までの通過に先立つ過剰なヘリウム吸収が明らかになりました。この構成は、ヘリウム線プロファイルで見られるドップラー速度構造と一致する、脱出物質がその小さなロッシュローブから溢れ出て、ガスの大部分が恒星ではなく惑星の静止枠に移流するものとして理解できます。顕著な先頭尾部は、昼側/夜側の強い非対称性を伴う昼側の質量減少の直接的な証拠として機能します。星と惑星の風の相互作用と一致して、線のプロファイルには通過ごとの変動が見られます。我々は1Dパーカー風モデルを使用して質量損失率を推定し、$2\times10^{13}$g/s程度の値を求めますが、F主星の未知のXUV束による不確実性は大きくなります。HAT-P-67bの大きな質量損失は、膨張した高温土星の貴重な例を表しています。この高温土星は、大気が急速に蒸発すると予測されているため、まれであることが最近特定された惑星の種類です。暴走蒸発の2つの物理メカニズム、オーム散逸とXUV照射を対比し、後者をわずかに支持します。
CNEOS データベースにリストされている火球は 1I/'オウムアムアから生じた可能性がありますか?
1I/'オウムアムアの現象は、星間天体(ISO)クラスの天体を天文辞典に導入しました。これらの天体は、明らかに太陽系から放物線状に脱出するのに必要な速度を超える地心速度を持ち、したがって太陽系外起源のものです。現時点での流行のトピックは、一部のISOが地球に衝突し、そこで火球(流星の火球)として観測される可能性があるということです。たとえば、NASA-JPLCNEOS(CenterforNearEarthObjectStudies)データベース(CNEOS2014-01-08)に記載されている流星は星間流星であったという主張があり、さらにデータベースから星間起源を持つさらに4つの流星が提案されています。この論文は、このカタログからのさらに別の流星、CNEOS2017-10-09(南アメリカのボリビア上空で観測)の起源は、「オウムアムア」に関連していた可能性があるため、星間であったと仮定しています。この天体に関する利用可能な直接速度データはないが、その観測時間はオウムアムアから放出され、地球の軌道位置と交差する天体の予想到着時間に対応していることに注意してください。
超高密度、超短周期の地球下GJ 367 bの会社：11.5日と34日にさらに2つの低質量惑星を発見
| Title |
Company_for_the_ultra-high_density,_ultra-short_period_sub-Earth_GJ_367_b:_discovery_of_two_additional_low-mass_planets_at_11.5_and_34_days |
| Authors |
Elisa_Goffo,_Davide_Gandolfi,_Jo_Ann_Egger,_Alexander_J._Mustill,_Simon_H._Albrecht,_Teruyuki_Hirano,_Oleg_Kochukhov,_Nicola_Astudillo-Defru,_Oscar_Barragan,_Luisa_M._Serrano,_Artie_P._Hatzes,_Yann_Alibert,_Eike_Guenther,_Fei_Dai,_Kristine_W._F._Lam,_Szil\'ard_Csizmadia,_Alexis_M._S._Smith,_Luca_Fossati,_Rafael_Luque,_Florian_Rodler,_Mark_L._Winther,_Jakob_L._R{\o}rsted,_Javier_Alarcon,_Xavier_Bonfils,_William_D._Cochran,_Hans_J._Deeg,_Jon_M._Jenkins,_Judith_Korth,_John_H._Livingston,_Annabella_Meech,_Felipe_Murgas,_Jaume_Orell-Miquel,_Hannah_L._M._Osborne,_Enric_Palle,_Carina_M._Persson,_Seth_Redfield,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Roland_Vanderspek,_Vincent_Van_Eylen,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09181 |
GJ367は、明るい(V$\約$10.2)M1V星で、7.7時間の軌道上を通過する超短周期の地下地球をホストしていることが最近発見されました。惑星の質量と半径を改善し、惑星系の内部構造を明らかにすることを目的として、私たちはHARPS分光器を使用して集中的な動径速度追跡キャンペーンを実施しました--約3年間のベースラインにわたって371件の高精度測定値を収集しました--そして、私たちのドップラー測定とセクター35と36からの新しいTESS観測を組み合わせました。GJ367bの質量は$M_\mathrm{b}$=0.633$\pm$0.050M$_{\oplus}$であることがわかりました。$R_\mathrm{b}$の半径=0.699$\pm$0.024R$_{\oplus}$、それぞれ8%と3.4%の精度に相当します。これは、惑星のかさ密度$\rho_\mathrm{b}$=10.2$\pm$1.3gcm$^{-3}$、つまり地球の密度より85%高いことを意味します。我々は、公転周期$\sim$11.5と34日、最小質量$M_\mathrm{c}\sin{i_\mathrm{c}}$=4.13$\を持つ2つの非通過低質量伴星がさらに存在することを明らかにしました。pm$0.36M$_{\oplus}$と$M_\mathrm{d}\sin{i_\mathrm{d}}$=6.03$\pm$0.49M$_{\oplus}$は、それぞれ次のようになります。3:1の平均運動の相似性に近い。GJ367bは、高密度惑星の小さなクラス、つまり超水星のクラスに加わり、これまでに知られている中で最も密度の高い超短周期の小さな惑星です。正確な質量と半径の推定のおかげで、GJ367bの潜在的な内部組成と構造を調査し、質量分率0.91$^{+0.07}_{-0.23}の鉄心を持っていると予想されることがわかりました。$。この鉄の核がどのように形成され、どのようにしてこのような高密度に達するのかはまだ明らかではなく、このような小さな超高密度惑星の形成経路の可能性について議論されています。
マインド。 JWST/MIRI が見た、Sz 98 の円盤全体にわたる豊富な水とさまざまな C/O
| Title |
MINDS._Abundant_water_and_varying_C/O_across_the_disk_of_Sz_98_as_seen_by_JWST/MIRI |
| Authors |
Danny_Gasman,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Sierra_L._Grant,_Milou_Temmink,_Beno\^it_Tabone,_Thomas_Henning,_Inga_Kamp,_Manuel_G\"udel,_Pierre-Olivier_Lagage,_Giulia_Perotti,_Valentin_Christiaens,_Matthias_Samland,_Aditya_M._Arabhavi,_Ioannis_Argyriou,_Alain_Abergel,_Olivier_Absil,_David_Barrado,_Anthony_Boccaletti,_Jeroen_Bouwman,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Vincent_Geers,_Adrian_M._Glauser,_Rodrigo_Guadarrama,_Hyerin_Jang,_Jayatee_Kanwar,_Fred_Lahuis,_Maria_Morales-Calder\'on,_Michael_Mueller,_Cyrine_Nehm\'e,_G\"oran_Olofsson,_Eric_Pantin,_Nicole_Pawellek,_Tom_P._Ray,_Donna_Rodgers-Lee,_Silvia_Scheithauer,_J\"urgen_Schreiber,_Kamber_Schwarz,_Bart_Vandenbussche,_Marissa_Vlasblom,_L._B._F._M._Waters,_Gillian_Wright,_Luis_Colina,_Thomas_R._Greve,_G\"oran_\"Ostlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09301 |
JWSTに搭載されたMIRI/MRSを使用すると、原始惑星系円盤の内部領域を調査することができます。ここでは、古典的なおうし座T星Sz98の周りの円盤を調べます。この円盤には、コンパクトな核を持つ、ミリメートル単位の異常に大きなダスト円盤があります。私たちは、回転振動放出と純粋な回転放出の両方を通じてH$_2$O放出に焦点を当てます。さらに、我々の化学的発見を、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）観測によって外側円盤について得られたものと比較します。スペクトル内の分子の特徴をモデル化するために、連続体が差し引かれ、LTEスラブモデルがフィッティングされました。スペクトルは、異なる励起条件のH$_2$O線に対応する異なる波長領域に分割され、スラブモデルのフィッティングは領域ごとに個別に実行されました。発光層内のCO、H$_2$O、OH、CO$_2$、HCNを確実に検出します。同位体置換反応H$^{18}_2$Oは検出されません。さらに、C$_2$H$_2$を含む他の有機物は検出されません。これは、外側のディスクとは対照的に、C/O比が1を大幅に下回っている可能性があることを示しています。H$_2$O放出は、徐々に変化する励起温度と放出半径によって証明されるように、大きな半径方向のディスク表面領域をたどります。OHとCO$_2$の排出は比較的弱いです。H$_2$Oはあまり光解離していないと考えられます。恒星の放射に対する自己遮蔽、または小さな塵粒子からの紫外線遮蔽のいずれかによるものです。同定されたさまざまな分子特徴の相対発光強度は、Sz98の内側円盤のH$_2$OのUV遮蔽を示しており、その上部にはOHの薄い層がある。有機分子の大部分は塵の連続体の下に隠れているか、存在しません。一般に、推定された組成は、アルマ望遠鏡で見つかった外側円盤のガスのC/O比が1よりも大きいのとは対照的に、内側円盤の太陽以下のC/O比(<0.5)を示しています。
VISCACHA 調査 -- VIII.小マゼラン雲西ハロー星団の化学進化史
| Title |
The_VISCACHA_survey_--_VIII._Chemical_evolution_history_of_Small_Magellanic_Cloud_West_Halo_cluster |
| Authors |
S._Saroon,_B._Dias,_T._Tsujimotto,_M.C._Parisi,_F._Maia,_L._Kerber,_K._Bekki,_D._Minniti,_R.A.P._Oliveira,_P._Westera,_O._J._K._Santrich,_E._Bica,_D._Sanmartim,_B._C._Quint,_L._Fraga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08709 |
小マゼラン雲(SMC)の化学進化の歴史は、数十年にわたって議論されてきました。SMCの化学進化を理解する上での課題は、非常に遅い星形成速度(SFR)と、SMCと大マゼラン雲の間の複数の相互作用によって引き起こされるバースト、SMCクラスターの顕著な(~0.5dex)金属量分散に関連しています。約7.5Gyrよりも若い人口、そして観察されたSMCの年齢と金属量の関係を通じて非常に異なる経路をたどる複数の化学進化モデル。これらのプロセスが複雑であったことは疑いの余地がありません。したがって、SMCの化学進化をよりよく理解するには、段階的な戦略が必要です。私たちは、SMCを空の領域に分割するための既存の枠組みを採用しました。そして、この研究では、最も古く、最も金属に乏しい恒星集団を含み、SMCから遠ざかりつつある西ハローに焦点を当てます。マゼラン橋に関して反対の動き。この領域をよく表すために、すべての西ハロークラスターの約60%を含むサンプルを提示し、約6ギヤ前に0.5dexの金属度の低下を示す、厳密な分散を伴う明確な年齢と金属度の関係を特定しました。私たちは化学進化モデルを実行し、この金属量の低下を説明する考えられるシナリオについて議論しました。最も可能性が高いのは、イベント後にSFRを加速する大規模な合併です。すべての領域のクラスターを組み合わせたSMCのAMRには同じ金属度の低下が見られないため、この合併は、SMC内の非効率な内部ガス混合および異なるSMC領域の異なるSFRと組み合わせる必要があります。SMCの化学力学の歴史をよりよく理解するために、シナリオを説明しようとします。
SCOTCH -- 秘密の光学的に厚いコンパクト HII を検索
| Title |
SCOTCH_--_Search_for_Clandestine_Optically_Thick_Compact_HIIs |
| Authors |
A._L._Patel,_J._S._Urquhart,_A._Y._Yang,_T._J._T_Moore,_K._M._Menten,_M._A._Thompson,_M._G._Hoare,_T._Irabor,_S._L._Breen,_M._D._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08719 |
この段階の高質量星形成は短命でまれであるため、この研究では、アーカイブされた高周波連続体データを使用して超コンパクトHII領域の探索を拡大し、それらが出現する条件を決定します。私たちは、メタノールメーザーに向けて取得された23GHzの連続データを使用します。これは、非常に若い埋め込まれた大質量原始星にとって優れた道しるべです。我々は、HCHII領域の候補を特定するために、高周波で光学的に厚い無線源を探索しました。データは、メタノールマルチビーム(MMB)調査によって特定された141個のメタノールメーザーを含む128のフィールドをカバーしています。私たちは68個の高周波電波源を検出し、その性質を判断するために多波長分析を実施しました。これにより、49個のHII領域が特定され、そのうち47個は高密度の塊の中に埋め込まれており、そのうち14個には5GHz無線対応物がありません。私たちは、急峻な正のスペクトル指数を持つ電波源と一致する13のメタノールメーザーサイトを特定しました。これらの大部分は中間赤外線では検出されず、文献では原始星天体または若い恒星天体として分類されているため、HCHII領域の適切な候補であると考えられますが、これらを確認するにはさらなる研究とより高解像度のデータが必要です。候補者たち。
ガイアによる射手座川の化学地図作成
| Title |
Chemical_Cartography_of_the_Sagittarius_Stream_with_Gaia |
| Authors |
Emily_C._Cunningham,_Jason_A.S._Hunt,_Adrian_M._Price-Whelan,_Kathryn_V._Johnston,_Melissa_K._Ness,_Yuxi_(Lucy)_Lu,_Ivanna_Escala,_and_Ioana_A._Stelea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08730 |
いて座(Sgr)矮小銀河につながる星の流れは、銀河系でマッピングされた中で最も大規模な潮の流れであり、天の川銀河の外側の星暈の主な原因となっています。我々は、ガイアBP/RPスペクトルから推定された金属量を持つ34,240個の赤色巨星枝星を使用して、Sgrストリームの金属量マップを提示します。このサンプルは、化学存在量が桁違いに多いSgr川のメンバーの以前のサンプルよりも大きいです。Sgr川の座標$(\Lambda,B)$に対する金属量の勾配を測定し、これまで観測されていなかった川の緯度座標$B$に対する金属量の勾配を強調します。$\nabla\mathrm{[M/H]}=-2.48\pm0.08\times10^{-2}$dex/degが川の流れの上にあることが分かります($B>B_0$ここで、$B_0=1.5$degはSgr残骸の緯度)と、ストリームトラックの下$\nabla\mathrm{[M/H]}=-2.02\pm0.08\times10^{-2}$dex/deg($B<B_0$)。Sgr流の調整されたN体シミュレーションに金属量勾配をペイントすることにより、流れで観察された金属量が、Sgr矮小銀河の$\sim-0.1$から$-0.2$の初期放射状金属量勾配と一致していることがわかります。dex/kpcは、局所群矮小銀河で観察された金属度勾配の範囲内に十分に収まっています。私たちの結果は、Sgrストリームの祖先である矮小銀河の内部構造に対する新しい観測上の制約を提供します。新しい大規模なデータセットをカスタマイズされたシミュレーションと組み合わせて活用することで、天の川銀河の破壊された矮星の現在の特性を初期状態に結び付けることができます。
Euclid の準備は未定。銀河間強力レンズ現象を特定するための畳み込みニューラル ネットワークの特性評価
| Title |
Euclid_Preparation_TBD._Characterization_of_convolutional_neural_networks_for_the_identification_of_galaxy-galaxy_strong_lensing_events |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_L._Leuzzi_(1_and_2),_M._Meneghetti_(2_and_3),_G._Angora_(4_and_5),_R._B._Metcalf_(1),_L._Moscardini_(1_and_2_and_3),_P._Rosati_(4_and_2),_P._Bergamini_(6_and_2),_F._Calura_(2),_B._Cl\'ement_(7),_R._Gavazzi_(8_and_9),_F._Gentile_(10_and_2),_M._Lochner_(11_and_12),_C._Grillo_(6_and_13),_G._Vernardos_(14),_N._Aghanim_(15),_A._Amara_(16),_L._Amendola_(17),_S._Andreon_(18),_N._Auricchio_(2),_S._Bardelli_(2),_C._Bodendorf_(19),_D._Bonino_(20),_E._Branchini_(21_and_22),_M._Brescia_(23_and_5),_J._Brinchmann_(24),_S._Camera_(25_and_26_and_20),_V._Capobianco_(20),_C._Carbone_(13),_J._Carretero_(27_and_28),_S._Casas_(29),_M._Castellano_(30),_S._Cavuoti_(5_and_31),_A._Cimatti_(32),_R._Cledassou_(33_and_34),_G._Congedo_(35),_C._J._Conselice_(36),_L._Conversi_(37_and_38),_Y._Copin_(39),_et_al._(180_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08736 |
今後の画像調査により、既知の銀河規模の強力なレンズの数が数桁増加する可能性があります。これを実現するには、数千万個の銀河の画像を検査して、潜在的な候補を特定する必要があります。これに関連して、深層学習技術は大規模なデータセット内のパターンを見つけるのに特に適しており、特に畳み込みニューラルネットワーク(CNN)は大量の画像を効率的に処理できます。私たちは、形態学的特徴に基づいて強力なレンズシステムを分類する際の3つのネットワークアーキテクチャのパフォーマンスを評価し、比較します。私たちは、ESAミッション\Euclidで計画された広範な調査で予想されるものと同様の特性を備えた40,000の模擬画像のデータセットのさまざまなサブサンプルでモデルをトレーニングおよびテストし、徐々に淡いレンズのより大きな部分を含めます。また、シングルバンド画像とマルチバンド画像で同じトレーニングを繰り返すことにより、レンズ銀河と源銀河の間の色の違いに関する情報を追加することの重要性も評価します。私たちのモデルは、3つのアーキテクチャのパフォーマンスに大きな違いがなく、$\gtrsim90\%$の精度と完全性で透明なレンズのサンプルを検出します。それにもかかわらず、より暗い円弧を持つレンズをトレーニングセットに含めると、3つのモデルのパフォーマンスが低下し、モデルに応じて$\sim0.87$から$\sim0.75$の精度値が得られます。私たちの分析により、銀河スケールの強力なレンズの識別へのCNNの応用の可能性が確認されました。色の情報を追加しても現在の分析では大幅な改善が得られず、精度が$\sim0.89$から$\simの範囲であるため、淡いレンズを検出するには、別のクラスのレンズを使用した特別なトレーニングが必要になる可能性があることを提案します。異なるモデルの場合は0.78ドル。
天の川のハローの外側にある2つの超微光矮星、しし座Mとしし座Kの発見と特徴付け
| Title |
Discovery_and_Characterization_of_Two_Ultra_Faint-Dwarfs_Outside_the_Halo_of_the_Milky_Way:_Leo_M_and_Leo_K |
| Authors |
Kristen_B._W._McQuinn,_Yao-Yuan_Mao,_Roger_E._Cohen,_David_Shih,_Matthew_R._Buckley,_and_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08738 |
私たちは、天の川銀河のハローの外側にある2つの超暗い矮銀河、しし座Mとしし座Kを発見したことを報告します。ハッブル宇宙望遠鏡による分解された星の画像化を使用して、各システムの古い主系列のターンオフに達する色等級図を作成し、(i)銀河の構造パラメーターに適合します。(ii)水平枝星の明るさを使用してそれらの距離を測定します。(iii)積分等級と星の質量を推定する。(iv)星形成の歴史を再構築する。ローカルグループ内の位置に基づくと、どちらの銀河も現在天の川銀河の衛星ではありませんが、しし座Kは低質量銀河しし座Tから約22kpcの位置にあり、これら2つの星系は過去に相互作用を持っていた可能性があります。しし座Mとしし座Kの星の質量は1.5+/-0.2x10^4Msunと1.0+/-0.2x10^4Msunで、10.9(+1.8/-0.6)Gyrと12.6(+0.2/-)でクエンチされました。5.8)それぞれGyr前。これらの銀河がMWの衛星ではないことを考えると、それらが環境処理によって消光された可能性は低い。むしろ、そのような低質量と早期消光の時間スケールは、再電離と恒星のフィードバックの組み合わせが宇宙初期の星の形成を停止させるというシナリオと一致しています。
SILCC-Zoom で磁化分子雲の構造を解明: シート、フィラメント、断片化
| Title |
Unravelling_the_structure_of_magnetised_molecular_clouds_with_SILCC-Zoom:_sheets,_filaments_and_fragmentation |
| Authors |
S._Ganguly,_S._Walch,_D._Seifried,_S._D._Clarke_and_M._Weis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08746 |
磁場が分子雲(MC)の断片化や緻密な構造の形成にどの程度影響するかは未解決の問題です。SILCC-Zoomシミュレーションを使用した雲の断片化の数値研究を紹介します。これらのシミュレーションは、層状銀河円盤の数百パーセクサイズの領域におけるMCの自己一貫した形成を追跡します。これには、磁場、自己重力、超新星による乱流、および非平衡化学ネットワークが含まれます。MCの進化における磁場の役割を識別するために、最大0.1パーセクの分解能で、5つは磁場あり、2つは磁場なしの7つの模擬雲を研究します。樹状図を使用して、雲内に形成される階層構造を特定します。全体として、磁化された雲は拡散エンベロープ内により多くの質量を持ち、その数密度は1-100cm$^{-3}$である。最近の観測でも見つかったように、7つの雲のうち6つが最も大きなスケールでシート状であり、内部にフィラメント状の構造が埋め込まれており、これは気泡によるMC形成メカニズムと一致していることがわかりました。流体力学シミュレーションでは、より小さなスケールでもシート状の構造が生成される傾向にありますが、磁場の存在によりフィラメントの形成が促進されます。雲のエネルギー学を分析すると、磁場は密度の低い、ほとんどが原子構造（通常$\sim100-1000$~cm$^{-3}$まで）では動的に重要であるのに対し、より高密度で潜在的には星であることがわかります。-形成される構造は、自己重力と乱流によってエネルギー的に支配されます。さらに、磁気表面項を計算し、それが一般的に閉じ込められており、一部の原子構造が磁気的に結合していることさえ示します。一般に、磁場は雲の進化と断片化を$\sim$1百万時間遅らせます。
確率論の復活: SMBH バイナリ離心率の不確実性は避けられない
| Title |
Reviving_stochasticity:_uncertainty_in_SMBH_binary_eccentricity_is_unavoidable |
| Authors |
Alexander_Rawlings,_Matias_Mannerkoski,_Peter_H._Johansson,_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08756 |
私たちは、GADGET-4高速多重極重力ソルバーとSMBH周りの正確な正則化積分およびポストニュートン補正を組み合わせたKETJUコードを用いた$N$-bodyシミュレーションで、等質量銀河合体の超大質量ブラックホール(SMBH)連星離心率を研究します。現実的な離心率の高い銀河合体軌道を用いたシミュレーションでは、連星離心率は、SMBH同士が結合連星を形成する前の最後の、ほぼ放射状の接近遭遇時のSMBH軌道における偏向角の非線形関数であることが判明しました。偏向角とバイナリ離心率の間のこのマッピングは、銀河あたり$1\times10^5-8\times10^6$粒子の解像度範囲にわたるシミュレーションでは、明らかな解像度依存性はありません。このマッピングは、解析ポテンシャルを備えた単純なモデルを使用して捕捉されており、滑らかな非対称恒星の背景ポテンシャルとSMBHに作用する動的摩擦の間の相互作用によって駆動されていることを示しています。このマッピングの非線形性により、特定の合体構成では、合体軌道におけるパーセクスケールの小さな変動により、バイナリ離心率が$e=0$と$e=1$の間のほぼ全範囲で変動する可能性があります。理想的なシミュレーションでは、このような変動は有限の解像度の影響によって引き起こされ、バイナリ離心率の収束は解像度の増加とともに達成できます。しかし、実際の銀河では、合体軌道を乱す核ガスや基礎構造などの他のメカニズムが、連星の離心率を実質的にランダムにするのに十分なほど重要である可能性があります。私たちの結果は、これらの実質的にランダムな離心の分布は、中程度の解像度のシミュレーションでも研究できることを示しています。
JADES における初期の星形成銀河の UV 連続体の傾き
| Title |
The_UV_Continuum_Slopes_of_Early_Star-Forming_Galaxies_in_JADES |
| Authors |
Michael_W._Topping,_Daniel_P._Stark,_Ryan_Endsley,_Lily_Whitler,_Kevin_Hainline,_Benjamin_D._Johnson,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_Zuyi_Chen,_Stacey_Alberts,_William_M._Baker,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_Christa_DeCoursey,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Zhiyuan_Ji,_Roberto_Maiolino,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08835 |
残りのUV連続体のべき乗則の傾き($f_{\lambda}\propto\lambda^{\beta}$)は、初期の星形成銀河の重要な指標であり、星の集団と星の数を知る唯一の窓の1つを提供します。$z>10$銀河の物理的条件。限られたサンプルサイズでの以前の研究を拡張し、JADESのディープイメージングを利用して、見かけの等級が$m_{\rmF200W}=26-31$で紫外線中央値を示す179個の$z>9$銀河のUV傾斜を調査しました。$\beta=-2.4$の傾き。$z=5-9$銀河の統計サンプルと比較すると、すべての$\rm~M_{UV}$で残りのUV色がより青くなる傾向が見られます。最も紫外光度の高い$z>9$銀河は、赤方偏移が低い銀河よりも著しく青く、最初の$500~$Myrには中程度に赤い銀河が不足していることを示しています。さらに初期の時点では、$z>11$銀河集団は非常に青いUV勾配を示しており、塵による減衰が非常に低いことを意味しています。我々は$\beta<-2.8$を持つ44個の銀河の堅牢なサンプルを特定しました。これらの銀河は、再現するために密度有界HII領域のモデルと$0.51$の電離光子脱出率の中央値を必要とするSEDを持っています。静止光学色は、このサンプルの輝線が典型的な銀河(中央値$m_{\rmF356W}-m_{\)よりも弱いことを示唆しています(中央値$m_{\rmF356W}-m_{\rmF444W}=0.19$mag)。rmF444W}=0.39$mag)、推定された脱出率と一致します。このサンプルは星の質量が比較的低く(中央値$\log(M/M_{\odot})=7.5$)、比星形成速度(中央値$=79\rm/Gyr$)が完全なサンプルのほぼ2倍です。(中央値$=44\rm/Gyr$)、これは、星形成が最近好転している星系でより一般的であることを示唆しています。我々は、星形成の停止が極度に青いUV色のモデリングに代替ソリューションを提供し、これらの銀河の静止光放射を明確に予測できることを実証します。これらの物理的な画像を区別するには、将来の分光法が必要になるでしょう。
MOND N 体シミュレーションにおける等価ニュートン系の構造。密度プロファイルとコアカスプ問題
| Title |
Structure_of_the_equivalent_Newtonian_systems_in_MOND_N-body_simulations._Density_profiles_and_the_core-cusp_problem |
| Authors |
Federico_Re,_Pierfrancesco_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08865 |
等価ニュートン系(ENS)の概念を利用した修正ニュートン力学(MOND)パラダイムの文脈で、$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)シナリオのコアカスプ問題を調査します。MONDの粒子メッシュ$N-$bodyシミュレーションを使用して、低温散逸を伴わない崩壊やより小さな下部構造の合体を介した銀河形成のプロセスを調査します。シミュレーションの最終状態から、関連するENSを復元し、それらの暗黒物質ハローの特性を研究します。シミュレーション結果を、$\gamma-$modelsファミリーを使用した単純な分析推定値と比較します。ほとんどの球状低温崩壊のENSの暗黒物質密度は、特に初期ビリアル比の最低値では、顕著に核のある構造をしていることがわかりました。塊状の初期条件を持つ一部のシミュレーションの最終状態は、より複雑なプロファイルを持ち、一部のENSは、対数密度の勾配が常に1よりも浅い、適度なカスプを示します。これらの結果は、観測されたほとんどの銀河には中心銀河が存在しないという事実を示しているようです。DMカスプは、$\Lambda$CDMの理論的および数値的議論から期待されるものとは異なりますが、MONDian記述では完全に一致します。
大規模なコンパクト銀河の起源: IllustrisTNG からの教訓
| Title |
The_Origin_of_Massive_Compact_Galaxies:_Lessons_from_IllustrisTNG |
| Authors |
F._S._Lohmann,_A._Schnorr-M\"uller,_M._Trevisan,_T._V._Ricci,_K._Slodkowski_Clerici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08911 |
IllustrisTNG宇宙論シミュレーションでz=0大質量コンパクト銀河(MCG)の形成と進化を調査します。観測結果と同様に、MCGは主に古く(年齢の中央値$\sim10.8$Gyr)、超太陽金属量(中央値$\logZ/Z_{\odot}\sim0.35$)を持ち、$\であることがわかりました。alpha$強化(中央値$[\alpha/Fe]\sim0.25$)。ただし、年齢分布はより若い年齢層まで広がっており、$\sim7$Gyrほどの若いMCGもいくつかあります。一般に、MCGは早期に質量を集めて低角運動量ガスを蓄積し、そのサイズがはるかにゆっくりと成長する一方で質量を大幅に増加させます。MCGのごく一部は別の進化経路をたどり、圧縮イベントを経て、サイズが40%以上縮小します。低角運動量ガスの降着によりSMBHの成長が促進され、MCGはSMBH質量の閾値$\logM_\mathrm{BH}\sim10^{8.5}M_\odot$に達します-このとき、運動性AGNフィードバックが作動してSMBHの成長が抑制されます。銀河-非小型銀河よりも古い。MCGを、実効速度分散が一致する中央サイズの静止銀河のサンプルと比較すると、それらの降着履歴が大きく異なることがわかります。中央サイズの静止銀河の37%と比較して、MCGの71%は消光後に合体しません。さらに、これらの銀河集団を過去に遡って追跡すると、大きさの中央値の静止銀河の少なくとも3分の1にはコンパクトな前駆銀河が存在しないことがわかり、乾燥合体と前駆銀河のバイアス効果の両方が運動学と星の集団特性の違いの原因であることが強調されます。MCGと中央サイズの静止銀河の数。
バルジと恒星の総質量の比と $\Lambda$CDM の張力にある矮小銀河の数の間には相関関係があるのでしょうか?
| Title |
Is_the_correlation_between_the_bulge-to-total_stellar_mass_ratio_and_the_number_of_dwarf_galaxies_in_tension_with_$\Lambda$CDM? |
| Authors |
Oliver_M\"uller_and_Ethan_Crosby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09015 |
これまでの結果は、銀河のバルジのサイズとその矮小銀河衛星の数の間に相関関係が存在することを示唆しています。これは、そのような相関関係が見つからなかった半分析的な暗黒物質のみのシミュレーションとの比較に基づいた宇宙論の標準モデルと矛盾していることが判明しました。この研究では、ボリューム完全なELVES矮小銀河カタログを使用してこれらの研究を拡張し、以前の研究と比較してシステムの数を4倍に増やしました。それぞれの巨大銀河について、バルジと総バリオン質量(B/T)の比を計算し、それを250kpc(N$_{250}$)以内で周囲を囲む矮小銀河の数の関数として計算します。ELVESカタログにある29の銀河系について、B/TとN$_{250}$の間に線形関係があり、これは以前のデータと一致しています。ただし、ホスト銀河の特定の恒星質量について、この関係は主にその形態によって決まり、初期型銀河は後期型銀河よりも大きなB/T比と大きなN$_{250}$を持ちます。Illustris-TNG100で渦巻銀河を調査することで、シミュレーションにバリオンを含めることでミレニアムIIに基づいた結果が変わるかどうかをテストしました。暗黒物質のみのシミュレーションとは対照的に、B/TとN$_{250}$の間に相関関係が見つかり、宇宙論の標準モデルが相関関係を予測していることを示しています。したがって、衛星の数と星の総質量に対するバルジの間の経験的な関係は、必ずしも$\Lambda$CDMと緊張関係にあるわけではありません。
全く異なる線幅を持つ幅広いバルマー輝線を持つ AGN のバイナリ ブラック ホール システムの候補
| Title |
A_candidate_of_binary_black_hole_system_in_AGN_with_broad_Balmer_emission_lines_having_quite_different_line_widths |
| Authors |
XueGuang_Zhang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09041 |
原稿では、ブロードなバルマー輝線のさまざまな特性を通じて、サブPCバイナリブラックホール(BBH)システムの候補がSDSSJ1257+2023で報告されています。ホスト銀河の寄与を差し引いた後、ガウス関数を適用してSDSSJ1257+2023の輝線を測定すると、先頭線幅(二次モーメント)760${\rmkm/s}$はブロードH$\beta$の0.69倍になります。ブロードH$\alpha$の線幅1100${\rmkm/s}$は、クェーサーにおけるブロードH$\beta$とブロードH$\alpha$の通常の線幅比1.1とは大きく異なります。SDSSJ1257+2023の広範なH$\alpha$の非常に広範な成分は、輝線の測定に適用されるさまざまなモデル関数を通じて、Fテスト手法を通じて$5\sigma$より高い信頼水準で確認できます。異なる線幅を持つ幅広いバルマー輝線は、中央の2つの独立したBLRに異なる遮蔽を備えたBBHシステムによって自然に説明できます。一方、ZTF光曲線と、正弦波関数でよく記述された対応する位相折り畳まれた光曲線を通じて、BBHシステムが期待する光QPOは約1000日の周期で検出でき、一般化ロム・スカーグルピリオドグラムによって$3\sigma$より高い信頼水準で確認されます。また、CARプロセスでシミュレートされた光度曲線を通じて、ZTF光度曲線の持続時間は短いにもかかわらず、固有のAGN活動からではなくSDSSJ1257+2023の光QPOをサポートすると$2\sigma$より高い信頼水準を決定できます。さらに、過度に単純化されたBBH系のシミュレーション結果を通じて、ブロードH$\alpha$からブロードH$\beta$までの磁束比が約4の通常のクエーサーにおけるBBHシステムの兆候としての異なるブロードバルマー線の研究が、近い将来に行われる可能性がある。
シアノビニルラジカル H2CCCN の実験室および天文学的発見
| Title |
Laboratory_and_astronomical_discovery_of_the_cyanovinyl_radical_H2CCCN |
| Authors |
C._Cabezas,_J._Tang,_M._Ag\'undez,_K._Seiki,_Y._Sumiyoshi,_Y._Ohshima,_B._Tercero,_N._Marcelino,_R._Fuentetaja,_P._de_Vicente,_Y._Endo,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09127 |
我々は、α-シアノビニルラジカル(H2CCCN)を実験室および星間で初めて検出したことを報告する。この種は、シアン化ビニル、CH2CHCN、Neの混合ガスの放電によって実験室で生成され、その回転スペクトルは、周波数領域8で動作するBalle-Flygare狭帯域型フーリエ変換マイクロ波分光計を使用して特性評価されました。-40GHz。観測されたスペクトルは、大振幅の反転運動に由来する、地表振動状態の2つのねじれサブレベル(0+と0-)間のトンネル分裂による複雑な構造を示しています。さらに、2つの同等の水素原子核が存在するため、オルトH2CCCNとパラH2CCCNを区別する必要があります。最小二乗分析により、観測された遷移周波数が約100の標準偏差で再現されます。3kHz。実験室の予測を使用すると、このラジカルは、イエベス40メートル望遠鏡とQUIJOTEライン調査を使用して冷たい暗い雲TMC-1内で検出されます。いくつかの超微細成分で構成される404-303および505-404の回転遷移が31.0-50.4GHzの範囲で観察されました。6Kの回転温度を採用すると、オルト-H2CCCNとパラ-H2CCCNについてそれぞれ(1.4+/-0.2)e11cm-2と(1.1+/-0.2)e11cm-2のカラム密度が得られます。C+CH3CN反応、そしておそらくN+CH2CCH反応も、TMC-1におけるH2CCCNへの最も可能性の高い経路として浮上します。
kpcスケールによる電波星形成相関の解読 III．渦巻銀河の電波的に暗い領域と明るい領域
| Title |
Deciphering_the_radio-star_formation_correlation_on_kpc-scales_III._Radio-dim_and_bright_regions_in_spiral_galaxies |
| Authors |
B._Vollmer_(1),_M._Soida_(2),_R._Beck_(3),_J.D.P._Kenney_(4)_((1)_Universite_de_Strasbourg,_CNRS,_Observatoire_Astronomique_de_Strasbourg,_France,_(2)_Astronomical_Observatory,_Jagiellonian_University,_Krakow,_Poland,_(3)_Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(4)_Yale_University_Astronomy_Department,_New_Haven,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09154 |
21個のおとめ座銀河団と、近くの2つの渦巻銀河NGC6946とM51について、単位面積あたりの分解された星形成率と非熱的連続電波放射との関係が研究されました。結果の解釈と理解のために、星の形成、2D宇宙線(CR)伝播、およびシンクロトロン放射の物理学が含まれる3Dモデルを使用しました。単位面積当たりの星形成速度とシンクロトロン放射とその散乱放射性の明るい領域と暗い領域との間の線形相関に基づいて、渦巻銀河のサンプルについて堅牢に定義することができます。我々は、NGC6946のような摂動のない対称渦巻銀河の放射性明るい領域の物理的原因としてCR拡散またはストリーミングを特定しました。私たちは、いくつかの銀河における放射性明るい領域の考えられる原因が、重力潮汐(M51)または銀河風(NGC4532)またはラム圧力ストリッピング(NGC4330およびNGC4522)を介したCR輸送であることを特定しました。NGC4298、NGC4535、NGC4567の3つの銀河は全体的に電波が暗いです。我々のシンクロトロン放出円盤のモデルに基づいて、電波が暗い銀河全体の磁場は、磁気エネルギー密度と乱流エネルギー密度の等分配によって予想されるよりも大幅に低いことが示唆されます。明るい放射領域は、偏光連続電波放射の非対称の尾根と一致することが多く、偏光連続電波放射と電波/SFR比の間に、中程度ではあるものの明確な相関関係があることがわかりました。星間物質(ISM)の圧縮またはせん断運動が銀河円盤内に存在する場合、放射性明るい領域は、一般に観察される偏光連続放射の非対称隆起と関連付けられており、相互作用診断に有用なツールとなります。私たちの結果に基づいて、渦巻銀河における星形成、CR電子、磁場の間の相互作用のシナリオを提案します。
低イオン化鉄リッチブロード吸収線クエーサー SDSS J1652+2650: 励起された FeII および準安定 HeI から放出されるガスの物理的条件
| Title |
Low-ionization_iron-rich_Broad_Absorption-Line_Quasar_SDSS_J1652+2650:_Physical_conditions_in_the_ejected_gas_from_excited_FeII_and_metastable_HeI |
| Authors |
Balashev_S.A.,_Ledoux_C.,_Noterdaeme_P.,_Boiss\'e_P.,_Krogager_J._K.,_L\'opez_S._and_Telikova_K.N |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09273 |
我々は、高分解能VLT/UVES分光法と、クエーサーSDSSJ165252.67+265001.96に対する独自のブロード吸収線システムの詳細な分析を紹介します。この系は、FeIIおよびMnIIの基底状態および励起エネルギー準位、およびHeIの準安定2^3S励起状態からの低イオン化金属吸収線を示します。吸収体の拡張運動学には、速度を持つ3つの主要な塊が含まれます。[OII]発光から導出されたクエーサー発光赤方偏移$z=0.3509\pm0.0003$からの-5680、-4550、および-1770kms$^{-1}$のオフセット。各塊は、背景連続体ソースを適度に部分的に覆っていることを示しています。$C_f\about[0.53;0.24;0.81ドル。活動銀河核(AGN)からの雲の距離、雲の密度、温度、典型的なサイズを制限するために使用する、ガス内で作用する励起メカニズムについて説明します。数密度は$n_{\rmH}\sim10^4\rmcm^{-3}$、温度は$T_e\sim10^4\rm\,K$であり、縦方向の雲粒サイズは$\gtrsim0.01$パソコン。HeI$^{*}$の曇った光イオン化モデルは、これも中性相とイオン化相の間の界面で生成され、FeIIに由来する数密度を仮定して、イオン化パラメーターを$\logU\simに制約します。-3ドル。これは、AGNから数100pcの距離に相当します。我々は、これらの結果を関連する吸収線システムのより一般的な文脈で議論し、FeLoBALと最近同定された分子量が豊富な固有吸収体との関連性を提案します。FeLoBALの重要なサンプルの研究は、たとえそれ自体がまれであっても、高解像度分光追跡調査と組み合わせた大規模な専用調査のおかげで間もなく可能になるでしょう。
ラジオ空で最も明るい (そして最も暗い) ソース
電波観測により、中心の超大質量ブラックホールにガスが降着している銀河である活動銀河核(AGN)を広範囲に特定することができます。これらの発生源を複数の無線周波数で観測することで、ブラックホールの降着活動のより完全な全体像を構築することができます。この完全性は、電波がこれらの発信源への視線に沿った塵の影響を受けないことによって支えられていますが、電磁スペクトルの光学部分の波についてはそうは言えません。(したがって、塵による遮蔽は、光学観測を使用して選択されたAGNサンプルの偏りにつながります。)南の空で最も明るい2,000個の電波源を徹底的に編集[したがって、平方キロメートルアレイ(SKA)とその前駆体に特に関連性があります]/pathfindertelescopes]は、151MHzで選択されたGLEAM4-Jy(G4Jy)サンプルであり、サブセットはMeerKATおよびオーストラリアテレスコープコンパクトアレイ(ATCA)で追跡されています。一方、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)の光学分光法は、MeerKAT国際GHz段階的銀河系外探査(MIGHTEE)調査において、G4Jy源と電波微光AGNの両方について、重要な赤方偏移情報を導き出すために使用されています。これらの微光源における電波放射の起源は、AGN/電波天文学コミュニティ内で大きな議論の対象となっています。
小規模磁場は太陽ガンマ線放射の形成に重要
| Title |
Small-Scale_Magnetic_Fields_are_Critical_to_Shaping_Solar_Gamma-Ray_Emission |
| Authors |
Jung-Tsung_Li_and_John_F._Beacom_and_Spencer_Griffith_and_Annika_H._G._Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08728 |
太陽は、ハドロン宇宙線と太陽ガスとの相互作用により明るいガンマ線源です。入射宇宙線が出射ガンマ線を生成するには、一般にまず太陽磁場によって反射される必要があることが知られていますが、理論モデルはまだ観測されたスペクトルを再現していません。ガンマ線の生成に関連する主要な要素を捉えた太陽磁場の簡略化されたモデルを紹介します。これらは、ネットワーク要素を表すフラックスチューブと粒子間シートを表すフラックスシートです。チューブとシートはどちらも$100~{\rmkm}$程度の水平サイズを持ち、宇宙線が反射され、ガンマ線が生成される場所として機能します。ガンマ線データと一致するように調整されていないにもかかわらず、私たちのモデルは$\text{1--200}~{\rmGeV}$のFermi-LATデータで見られるハードスペクトルと、HAWCによって$10^3~{\rmGeV}$付近で観測されたかなり柔らかいスペクトル。低エネルギー($\lesssim10~{\rmGeV}$)のガンマ線は主にネットワーク要素で生成され、高エネルギー($\gtrsim{\rmsome}\times10~{\rmGeV})で生成されることを示します。$)粒子間シート内のガンマ線。特に、HAWCによって観測されたスペクトルの軟化は、有限サイズの粒子間シートによる$\sim10^4~{\rmGeV}$宇宙線の捕捉と反射の効果が限られていることに起因します。私たちの研究は、太陽大気中の宇宙線輸送を理解するために重要であり、静かな光球における小規模な磁場に関する洞察につながるでしょう。
100 個の 2D 軸対称核崩壊超新星シミュレーションのニュートリノ署名
| Title |
Neutrino_Signatures_of_One_Hundred_2D_Axisymmetric_Core-Collapse_Supernova_Simulations |
| Authors |
David_Vartanyan,_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08735 |
この論文では、前例のない大規模な核崩壊超新星(CCSN)ニュートリノ放出モデルの公開データリリースを紹介します。このモデルは、バウンス後5秒以内に展開された100の詳細な2D軸対称放射線流体力学シミュレーションで構成されています。そして、広範囲にわたる大質量星の祖先にも及びます。この論文の動機は、物理的および数値的に均一なベンチマークデータセットを広範なニュートリノ検出コミュニティに提供し、一生に一度の可能性が高い銀河超新星バースト現象に備えた地下施設の特徴付けと最適化に役立てることです。このリリースにより、私たちは1)国際的な実験およびモデリングコミュニティが次の銀河核崩壊超新星に関する物理情報の取得をより効率的に最適化できるよう支援すること、2)関心のある実験者の間で核崩壊理論とモデリングの理解を促進すること、および3)より広範な超新星ニュートリノコミュニティのさらなる統合を支援する。
SN 2023ixf の星周相互作用によるガンマ線および高エネルギーニュートリノ束に対する新たな制約
| Title |
New_constraints_on_the_gamma-ray_and_high_energy_neutrino_fluxes_from_the_circumstellar_interaction_of_SN_2023ixf |
| Authors |
Prantik_Sarmah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08744 |
最近観測された超新星SN2023ixfは、最も近くで観測されたII型SNeの1つであり、高密度の星周物質(CSM)の存在が明らかになりました。SN噴出物とこの高密度CSMとの相互作用により、衝撃加速を通じてPeVエネルギーの高エネルギー陽子が生成される可能性があります。これらの加速された陽子は、CSMと衝突(非弾性$pp$衝突)し、高エネルギーのガンマ線やニュートリノなどの二次生成物を生成する可能性があります。ただし、このイベントでは、Fermi-LATとIceCubeによってガンマ線とニュートリノは検出されませんでした。実際、フェルミLATは$100$~MeVを超えるガンマ線束の上限を$2.6\times10^{-11}~\rmerg~cm^{-2}~s^{-1}に設定しています。$。一方、IceCubeのミューニュートリノ束の上限は$7.3\times10^{-2}~\rmGeV~cm^{-2}$です。これらの実験的制約と観測から得られた衝撃CSM特性を使用して、ガンマ線の新しい上限($10^{-11}~\rmerg~cm^{-2}~s^{-1}$)を取得します。SN2023ixfからのニュートリノ($10^{-3}~\rmGeV~cm^{-2}$)フラックスは、$pp$相互作用チャネルを介して生成されます。ガンマ線束がフェルミLATの上限と一致していることがわかりましたが、ニュートリノ束はIceCubeの上限より約2$オーダー小さいことがわかりました。私たちは、今後の検出器、CTA、IceCube-Gen2を使用して、将来のSN2023のようなイベントからのこのような二次信号の検出見通しをさらに分析し、$7$Mpc以内に何らかのイベントが発生した場合、大きな発見の可能性があることがわかりました。
Bjet_MCMC: ブレーザーのブロードバンド SED に自動的に適合する新しいツール
ブレーザーのさまざまな活動状態を研究し、分類し、その放出を引き起こす可能性のある潜在的な物理プロセスを特定するには、現在、多波長観測が標準となっています。広帯域放出モデルは、放出シナリオをテストし、磁場強度、ドップラー係数、放出ゾーンの粒子分布の形状などの物理量に値を設定するための避けられないツールとなりました。ここで、ブレーザーの広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)を自動的に適合できる新しいツールBjet_MCMCの初公開リリースを発表します。完全なコードはGitHubで入手でき、超大質量ブラックホール(降着円盤とブロードライン領域)の熱環境からの外部逆コンプトンプロセスの有無にかかわらず、レプトニックシンクロトロンセルフコンプトンモデル(SSC)をテストできます。コードは、ユーザーフレンドリーで計算効率が高いように設計されています。これには、C++で書かれたコアと完全に並列化されたSEDフィッティングメソッドが含まれています。BjetのオリジナルのマルチSSCゾーンモデルもGitHubで入手できますが、現時点ではMCMCフィッティングプロセスには含まれていません。Bjet_MCMCの特長、性能、効果、ユーザーからのアドバイスを紹介します。
遠方の観測者に対するブラックホール降着円盤からの反射 X 線放射のスペクトルと偏光特性: 街灯柱モデル
| Title |
Spectral_and_polarization_properties_of_reflected_X-ray_emission_from_black-hole_accretion_discs_for_a_distant_observer:_the_lamp-post_model |
| Authors |
Jakub_Podgorn\'y,_Michal_Dov\v{c}iak,_Ren\'e_Goosmann,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Giorgio_Matt,_Agata_R\'o\.za\'nska,_Vladim\'ir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08819 |
X線偏光測定装置の復活は、コンパクトな降着源に関する私たちの知識に大きな影響を与えるでしょう。ブラックホールのスピン、円盤の傾きと方向、コロナの形状とサイズなど、活動銀河核(AGN)またはX線連星系(XRB)の内部降着領域の特性は、偏光測定により並行して研究できます。よく知られているX線分光法やタイミング技術などです。この研究では、降着円盤からの偏光反射放射を含む、遠方の観測者に対する街灯柱コロナルモデルにおけるX線の新しい分光偏光計による数値推定を提供します。ローカルディスク反射は、コードTITANおよびSTOKESを使用してシミュレートされ、可変ディスクイオン化およびコンプトン多重散乱のモンテカルロ処理が含まれています。十分にテストされたKYパッケージに基づいた相対論的コードKYNSTOKESを導入します。これは、ブラックホール近くの放射線に対するすべての相対論的影響を考慮し、戻り放射線は別として、偏光コロナ放射の可能性を追加します。我々は、さまざまな地球規模システムパラメータについて空間無限大でのスペクトル、偏光度、偏光角を研究し、解析的な局所反射計算を使用した場合の無限遠での違いを実証します。我々は、無線静かなAGNの最も有利かつ現実的な構成では、硬X線の反射成分が25%偏光し、総放射が9%偏光になる可能性があると新たに予測しています。したがって、相対論的円盤反射は、X線偏光観測の解釈にとって依然として重要です。
明るくハードな状態は MAD にはなりません
我々は、ブラックホールX線連星(BHXRB)の明るく硬い状態が磁気的に停止した降着円盤(MAD)と必ずしも関連付けられない理由について、直接的な議論を提示します。それは3つの核となる前提に依存しています。1)タイプCの準周期振動(QPO)は、傾斜した内部の熱い流れのレンズ・ティリング(LT)歳差運動によって最もよく説明される。2)タイプCQPOと同じかそれより低い周波数で光学および赤外線(IR)QPOが観測されたことは、ジェットもこれらのシステム内で歳差運動する必要があることを示唆しています。3)MADの数値シミュレーションは、MADの強力な磁場が円盤とブラックホールの位置合わせを促進し、それによってLT歳差運動を抑制することを示しています。3つの前提条件がすべて当てはまる場合、少なくともタイプCQPOとともに光およびIRQPOが観察されるときは常に、これらのシステムがMAD状態になることはあり得ません。さらに議論を拡張すると、タイプCQPOが常にLT歳差運動に関連付けられている場合、このタイミング特徴が見られるときはいつでもMADが除外され、これにより、BHXRBが発光状態、ハード状態、およびハード中間状態にあるときにほぼすべてのBHXRBがカバーされます。
超新星残骸カシオペア座 A からの核脱励起線放出の新たな推定
| Title |
New_estimation_of_the_nuclear_de-excitation_line_emission_from_the_supernova_remnant_Cassiopeia_A |
| Authors |
Bing_Liu,_Rui-zhi_Yang,_Xin-yu_He,_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08967 |
MeV核脱励起線は、相互作用する物質のスペクトル情報と元素情報の両方を含む、低エネルギー宇宙線(CR)を研究するためのユニークなツールとして機能します。この論文では、若い超新星残骸カシオペアAから考えられる核の脱励起線を推定しました。さまざまなCRスペクトル形状と相互作用物質を考慮すると、残骸からの強い細い線放射の予測フラックスはモデルに大きく依存し、範囲が広いことがわかりました。約$1\times10^{-10}\,{\rm\,cm^{-2}\,s^{-1}}$から$1\times10^{-6}\,{\rm\,cm4.44MeVの狭い線の場合は^{-2}\,s^{-1}}$、約$4\times10^{-11}\,{\rm\,cm^{-2}\,s^{6.13MeVのナローラインでは、それぞれ-1}}$から$2\times10^{-7}{\rm\,cm^{-2}\,s^{-1}}$です。新しい推定に基づいて、機器応答関数のさまざまな仮定の下で、MeV拡散銀河背景に対するこれらの線放射の検出確率についても議論しました。
Insight-HXMT と NICER による 2021 年の爆発からの 4U 1543-47 のスピン測定: 高輝度での降着円盤モデルのテスト
| Title |
Spin_measurement_of_4U_1543-47_with_Insight-HXMT_and_NICER_from_its_2021_outburst:_A_test_of_accretion_disk_models_at_high_luminosities |
| Authors |
E._S._Yorgancioglu,_Q._C._Bu,_A._Santangelo,_L._Tao,_S._W._Davis,_A._Vahdat,_L._D._Kong,_S._Piraino,_M._Zhou,_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08973 |
4U1543--47は、天の川銀河に位置する数少ない既知のブラックホール候補の1つで、2021年に非常に明るい爆発を起こし、モニターオブオールの観測によると総額$\sim$9のカニに達しました。skyImage(MAXI)、エディントン光度の2倍を超えます。4U1543--47の前例のない明るいバーストは、高い光度と降着速度での降着円盤モデルの挙動をテストするユニークな機会を提供します。さらに、4U1543--47の以前のスピン測定が互いにほとんど一致していないことを考慮して、高い降着速度でソースのスピンを制限する可能性を探ります。Insight-HXMTで観測された爆発全体にわたる発生源のスペクトルの進化を測定し、ディスク$の2つの異なる値について、シンディスクモデルkerrbb2とエディントン限界までのスリムディスクモデルSlimbhの両方の動作を比較します。\alpha$-粘度。さらに、これら2つのモデルの動作を考慮して、連続体フィッティングでスピンを測定するのに最も適した2つの「ゴールデン」エポックを特定します。
より低い質量ギャップでの重力波観測は階層的な三重起源を支持するのでしょうか?
| Title |
Do_gravitational_wave_observations_in_the_lower_mass_gap_favor_a_hierarchical_triple_origin? |
| Authors |
V._Gayathri,_I._Bartos,_S._Rosswog,_M.C._Miller,_D._Veske,_W._Lu,_S._Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09097 |
銀河連星におけるコンパクト天体の観測により、いわゆる低質量ギャップ$\sim2.2-5$M$_\odot$における質量不足の暫定的な証拠が得られました。それにもかかわらず、そのような天体が2つ、LIGOとVirgoからの重力波データで発見されました。注目すべきことに、合体中の両方の二次粒子の推定質量GW190814($m_2=2.59^{+0.08}_{-0.09}$M$_\odot$)とGW200210_092254($m_2=2.83^{+0.47}_{-)0.42}$M$_\odot$)は、観測された銀河連星中性子星系の総質量$\sim2.6$M$_\odot$に近くなります。2つのバイナリのより大規模なコンポーネントも同様の質量を持っています。ここで、GW190814とGW200210_092254の軽い成分の中性子星の合体起源が$M^{-2.3}$(ベイズ因子$\mathcal{B}\sim5$)および一様($\mathcal{B}\sim14$)下部質量ギャップの質量分布。また、GW190814とGW200210_092254のより重い成分の質量間の類似性の統計的有意性を調べ、GW200210_092254の質量がGW190814の事後質量から引き出されるモデルが好ましいことがわかります($\mathcal{B}\sim18$)を、重力波イベントで検出されたブラックホールの全体的な質量分布からその質量を導き出すモデルに変換します。これは、GW190814とGW200210_092254における一次質量と二次質量の共通の起源を示唆しています。
IceCube望遠鏡で観測されたTeV-PeV天体物理ニュートリノの起源は不明です。それらが天体物理源の陽子と光子の相互作用で生成された場合、そのスペクトルは隆起のような特徴を示す可能性があります。私たちは、7.5年間の高エネルギー開始イベント(HESE)でそのような特徴を探索し、今後の望遠鏡で期待されるより大きなデータサンプルを使用して、そのような探索の威力を予測します。現在のデータでは、隆起のような特徴の証拠は示されていないため、光陽子素ニュートリノ源の候補集団を制限することができます。近い将来の予測では、厳しい制約やバンプ状の特徴の決定的な発見の有望な可能性が示されています。私たちの結果は、高エネルギー天体物理ニュートリノの起源についての新たな洞察を提供し、点源探索からの結果を補完します。
大マゼラン雲でマグネター候補X線パルサーを発見
| Title |
Discovery_of_a_magnetar_candidate_X-ray_pulsar_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
M._Imbrogno,_G._L._Israel,_G._A._Rodr\'iguez_Castillo,_D._A._H._Buckley,_F._Coti_Zelati,_N._Rea,_I._M._Monageng,_P._Casella,_L._Stella,_F._Haberl,_P._Esposito,_F._Tombesi,_A._De_Luca,_A._Tiengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09224 |
XMM-Newtonアーカイブ内の新しいX線パルセーターを体系的に検索している間に、高振幅($PF\simeq86\%$)周期($P\simeq7.25\,\mathrm{s}$)変調を発見しました。大マゼラン雲(LMC)のこれまで分類されていなかった線源である4XMMJ045626.3-694723(以下、J0456)のX線束。変調の周期は、回転する中性子星(NS)を強く示唆しています。この発生源は、2018年から2022年の6回の観測のうち1回でのみ検出されました。$\Gamma\simeq1.9$の光子の傾きを持つ吸収べき乗則スペクトルモデルに基づいて、0.3～10keVの光度$L_\mathrm{X}\simeq2.7\times10^{34}$ergcmを導き出します。50kpcの距離では$^{-2}$s$^{-1}$。J0456のX線特性は、Be-star伴星を伴う大質量X線連星系にホストされている可変LMCX線パルサーの特性と一致しません。X線不確実性領域に一致する唯一の光学物体のSALT分光観測に基づくと、J0456が、まだ観測されていない進化系星である後期型(G8-K3)星から降着したNSであることを完全に排除することはできない。MCでの結果。我々は、ソースの特性がマグネターの特性とよりよく一致していることを示します。したがって、J0456は、LMCにおいてSGR0526-66に次いで2番目に知られているマグネターである可能性があります。
$\textit{AstroSat}$ を使用したブレーザー Mrk 421 と 1ES 1959+650 の相関する短期スケールの硬軟 X 線変動
| Title |
Correlated_Short-Timescale_Hard-Soft_X-ray_Variability_of_the_Blazars_Mrk_421_and_1ES_1959+650_using_$\textit{AstroSat}$ |
| Authors |
Susmita_Das,_Ritaban_Chatterjee_(Presidency_University,_Kolkata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09336 |
私たちは、2016年から2019年の間に、観測された2つのTeVブレーザーMrk421と1ES1959+650の、軟X線（0.7ドルから7ドルkeV）と硬X線（7ドルから20ドルkeV）のX線光度曲線を、合計8エポックで同時に研究しました。AstroSatに搭載されたSXTおよびLAXPC計器。光曲線の長さは$45～450$ksで、高い信号対雑音比で$600～800$秒という短い時間ビンでサンプリングできます。ブレーザーは、すべての時代において明るいときほど困難な傾向を示します。離散相互相関関数は、硬X線と軟X線の変動が強い相関があることを示しています。タイムラグは一部のエポックではゼロと一致し、残りのエポックでは数時間のハードまたはソフトラグを示します。ブレーザー放出のレプトニックモデルでは、ソフトラグは低エネルギー電子の放射冷却が遅いことが原因である可能性があり、ハードラグは硬X線帯で放出される高エネルギー電子が徐々に加速することによって引き起こされる可能性があります。上記のシナリオとドップラー係数($\delta$)の値が$10-20$であると仮定すると、ハードラグとソフトラグを使用して磁場を$\sim0.1$ガウス、加速度パラメーターを次のように推定できます。発光領域では$\sim10^4$になります。AstroSatからの高い時間分解能($\sim$分から数時間)の光度曲線が利用できるため、錯覚加速度パラメータの値を推定することができ、これによりブレーザージェットの粒子加速の理論に厳しい制約が与えられます。
狭帯域無線SETIにおける星間シンチレーションの検出について
| Title |
On_Detecting_Interstellar_Scintillation_in_Narrowband_Radio_SETI |
| Authors |
Bryan_Brzycki,_Andrew_P._V._Siemion,_Imke_de_Pater,_James_M._Cordes,_Vishal_Gajjar,_Brian_Lacki,_Sofia_Sheikh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08793 |
これまで、無線テクノシグネチャの検索では、テクノシグネチャ候補と人為的無線周波数干渉(RFI)との間の主な識別要素として、空の位置に焦点が当てられてきました。この研究では、星間物質(ISM)の乱流電離プラズマから生じる強度シンチレーションの存在と性質を特定することにより、テクノシグネチャーを検索する可能性を調査します。過去の研究では、星間散乱がどのようにして狭帯域無線信号の検出可能性を高めたり、低下させたりするのかについて詳しく説明してきました。我々は、NE2001銀河自由電子密度モデルを使用して、狭帯域信号検索が敏感に反応するシンチレーションのタイムスケールを推定し、検出された信号内の強い強度のシンチレーションを実際に検出する方法について議論します。提案された方法論を使用してロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡(GBT)のRFI環境をさらに分析し、テクノシグネチャ候補のフィルターとしてシンチレーションを使用する実現可能性についてコメントします。
機械主導の重力波対応物発見
| Title |
Machine-directed_gravitational-wave_counterpart_discovery |
| Authors |
Niharika_Sravan_(1,2),_Matthew_J._Graham_(2),_Michael_W._Coughlin_(3),_Tomas_Ahumada_(2),_Shreya_Anand_(2)_((1)_Department_of_Physics,_Drexel_University,_Philadelphia,_PA_19104,_USA,_(2)_Division_of_Physics,_Mathematics,_and_Astronomy,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA_91125,_USA,_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Minnesota,_Minneapolis,_Minnesota_55455,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09213 |
電磁波と重力波の共同観測は、各メッセンジャーでのサイロ観測では到達できない極度の重力を持つ物体と周囲の環境の物理学を明らかにします。しかし、対応するものの迅速かつ微弱な性質のため、そのような検出は依然として困難です。発見と推論のプロトコルは依然として、調査アラートストリームを手動で検査し、限られたフォローアップリソースの最適な使用法を直観的に判断する人間の専門家に依存しています。最適な追跡プログラムの戦略を立てるには、(i)不完全な情報にもかかわらず全体的な目標を最大化し、(ii)検出器/観察条件によってもたらされる確率論に対して堅牢である、進化する光度曲線データを考慮した適応的な逐次意思決定が必要です。強化学習(RL)アプローチにより、エージェントは物理学/検出器のダイナミクスと、指定された目的を最大化する行動ポリシーを経験を通じて暗黙的に学習できます。キロノバ追跡問題に対するこのようなアプローチの有用性を実証するために、いくつかの汚染物質過渡光度曲線の間で真のキロノバの追跡測光を最大化するという目標に向けておもちゃのRLエージェントをトレーニングします。エージェントがオンラインで学習するシミュレートされた環境では、ランダムな戦略と比較して3倍高い精度が達成されます。ただし、人間のエージェントはこの値を最大2倍上回ります。これは、おそらく、仮説関数(状態アクション特徴において線形であるQ)が最適な動作ポリシーを十分に表現していないためと考えられます。より複雑なエージェントは、人間の専門家と同等かそれを超えるパフォーマンスを発揮できる可能性があります。このようなエージェントは、機械主導のソフトウェアインフラストラクチャが次世代の検出器に効率的に対応し、科学推論を実行し、高価な追跡観測を最適に計画するための道を、スケーラブルかつ実証可能なパフォーマンス保証とともに切り開く可能性があります。
NUTRIG: GRAND の自律無線トリガーに向けて
ニュートリノ検出用巨大無線アレイ(GRAND)などの大規模無線表面アレイの主要な課題の1つは、大規模な空気シャワーによって誘発される無線信号に対する自律的なオンライントリガーの要件です。NUTRIGプロジェクトは、GRANDのコンテキストにおける純粋で効率的かつスケーラブルなトリガーの開発の基礎を築きます。この目的のために、4つの検出ユニットからなるGRANDプロトタイプセットアップがフランスのナン\cayに配備されており、現在この自律トリガーの配備のための主要なテスト施設として機能しています。この研究では、GRAND@Nan\cayセットアップの詳細な説明と、現場で収集されたバックグラウンドデータの最初の分析が提供されます。実験室条件での信号回復の初期テストも紹介されています。最後に、NUTRIGをGRANDProto300などのより大きなパスファインダーアレイに拡張するための近い将来の計画の概要が説明されています。
条件付き正規化フローの新しい応用: 回転年代学による恒星年齢推定
| Title |
A_Novel_Application_of_Conditional_Normalizing_Flows:_Stellar_Age_Inference_with_Gyrochronology |
| Authors |
Phil_Van-Lane_(1),_Joshua_S._Speagle_(2_and_1_and_3_and_4),_Stephanie_Douglas_(5)_((1)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Canada,_(2)_Department_of_Statistical_Sciences,_University_of_Toronto,_Canada,_(3)_Dunlap_Institute_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Canada,_(4)_Data_Sciences_Institute,_University_of_Toronto,_Canada,_(5)_Department_of_Physics,_Lafayette_College,_United_States) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08753 |
星の年齢は進化モデルの重要な構成要素ですが、低質量の主系列星について測定するのは困難です。この体制における未開発の解決策は、確率的機械学習手法をジャイロクロノロジーに応用することです。ジャイロクロノロジーは、これらの星に適した恒星の年代測定技術です。正確な分析用回転年代モデルの開発は困難であることがわかっていますが、今回我々は条件付き正規化フローを散開星団からの測光データに適用し、データ駆動型のアプローチにより他の標準的な手法と同等の精度で回転年代を制約できることを実証します。ベイジアンフレームワークのコンテキストでフローの結果を評価し、推定された年齢が文献値を十分に復元していることを示します。この研究は、回転年代学的恒星年代測定の適用可能性を広げる確率論的データ駆動型ソリューションの可能性を実証しています。
| Title |
Red_Supergiant_Candidates_for_Multimessenger_Monitoring_of_the_Next_Galactic_Supernova |
| Authors |
Sarah_Healy,_Shunsaku_Horiuchi,_Marta_Colomer_Molla,_Dan_Milisavljevic,_Jeff_Tseng,_Faith_Bergin,_Kathryn_Weil,_and_Masaomi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08785 |
私たちは、天の川銀河の可能性の高い赤色超巨星(RSG)598個と可能性の高い79個の赤色超巨星(RSG)のカタログを作成しました。これは、これまでの銀河系のRSG候補の最大のリストに相当します。GaiaDR3、2MASS測光、3D銀河ダストマップで測定した距離を照合して、明るく輝く後期型星を取得しました。星のボロメータ光度と実効温度を決定し、ジュネーブの恒星の進化軌跡と比較して、可能性の高いRSG候補を決定し、同じ光度-温度空間における銀河AGBのカタログを使用して汚染を定量化しました。多星系のメンバーシップ、変動性、暴走としての分類など、RSGの共通または興味深い特性の詳細を追加します。将来の核崩壊超新星(SN)前駆体となる可能性があるものとして、私たちは、ポインティングを自動化するために作られた超新星早期警報システム(SNEWS)コインシデンスネットワークに情報を提供するカタログの能力を研究し、ニュートリノによって可能になる3D位置推定については、その数が次のとおりであることを示しました。前駆体候補の数を大幅に減らすことができ、前駆体の爆発前や核崩壊超新星の初期段階を観察する能力が向上します。
Gaia21bty: FUor スペクトルを示す EXor ライトカーブ
| Title |
Gaia21bty:_An_EXor_lightcurve_exhibiting_an_FUor_spectrum |
| Authors |
Micha{\l}_Siwak,_Lynne_A._Hillenbrand,_\'Agnes_K\'osp\'al,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Teresa_Giannini,_Kishalay_De,_Attila_Mo\'or,_M\'at\'e_Szil\'agyi,_Jan_Jan\'ik,_Chris_Koen,_Sunkyung_Park,_Zs\'ofia_Nagy,_Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_Eleonora_Fiorellino,_G\'abor_Marton,_M\'aria_Kun,_Philip_W._Lucas,_Andrzej_Udalski,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08802 |
前主系列星であるガイア21btyは、これまで光度曲線に非周期的な低下を示していたが、2020年10月から2021年2月までの数カ月間に$\DeltaG\およそ2.9$等の大幅な増光を経験した。ガイア光度曲線は、この星が約$4-6$か月間ほぼ最大の明るさを保ち、その後2年間にわたってゆっくりと減光し始め、少なくとも3つの$\sim$1等級の突然の再増光現象が重なっていることを示しています。最大値の振幅と継続時間はEXorに典型的なものですが、最大値で得られる光学スペクトルと近赤外スペクトルはFUorに典型的な特徴によって支配されています。最大時の降着円盤のモデル化により、円盤の光度は43L$_{\odot}$であり、質量降着率は$2.5\times10^{-5}$M$_{\odot}$yr$^であることが示されています。{-1}$。これは、距離の大きな不確実性($1.7_{-0.4}^{+0.8}$kpc)を考慮しても、FUorの典型的な値です。私たちのマルチカラー測光データは、これらの変化が長く不連続な遮蔽イベントによって引き起こされた可能性があることを示唆しているため、急速な明るさの低下、再増光、およびその他の爆発後の光の変化の原因を理解するには、さらなる監視が必要です。私たちは、FUorの爆発が不透明なスクリーンの背後で継続している間、この爆発が視線内で大規模で不均一な塵の凝縮を引き起こし、そのような現象を引き起こしたのではないかと推測しています。
SDSS J183131.63+420220.2: ER UMa タイプの動作と長時間の停止を示す AM CVn スター
SDSSJ183131.63+420220.2はAMCVn型の激変変数です。小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS)とツヴィッキー過渡施設(ZTF)のデータを使用したところ、この天体は実際にはヘリウム矮新星であり、長期間(約6年間)(2017年から2022年まで)停止していたことがわかりました。この天体は現在(2023年)、スーパーサイクルが20～30日、デューティサイクルが0.5を超える大きなERUMaタイプの状態にあります。この天体は、ERUMa型とZCam型の特徴を持つAMCVn星の中で2番目に知られている星です。静止期の持続時間がヘリウム矮新星の中で際立っている。これらの観察は、SDSSJ183131.63+420220.2の降着円盤が熱安定性に非常に近いことを示しています。ZTFデータで0.01602343(1)dの周期を検出しました。これは軌道周期である可能性があります。MGAB-V240の場合と組み合わせると、AMCVn星の円盤の熱安定性の限界は、公転周期0.0158～0.0160d付近にあると考えられます。
孤立した DAe 白色矮星の新興の謎めいたスペクトル クラス
| Title |
An_emerging_and_enigmatic_spectral_class_of_isolated_DAe_white_dwarfs |
| Authors |
Abbigail_K._Elms,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Boris_T._G\"ansicke,_Andrew_Swan,_Carl_Melis,_Antoine_B\'edard,_Christopher_J._Manser,_James_Munday,_J._J._Hermes,_Erik_Dennihy,_Atsuko_Nitta,_Ben_Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09186 |
最近発見された2つの白色矮星、WDJ041246.84$+$754942.26とWDJ165335.21$-$100116.33は、新興DAHeクラスの星と同様のH$\alpha$およびH$\beta$バルマー線発光を示しますが、興味深いことにまだ発見されていません。検出可能な磁場を持つこと。これらの白色矮星にはスペクトル型DAeが割り当てられます。私たちは、新しい時間領域分光観測と、TESSとZTFからの最新の測光時系列データの分析を使用して、2つの既知のDAe星の詳細な追跡調査を紹介します。両方の星の磁場強度の上限を$B<0.05$MGとして測定します。DAe白色矮星は測光的および分光的変動を示し、WDJ041246.84$+$754942.26の場合、H$\alpha$およびH$\beta$発光コアの強度は、スピンにわたる測光的変動と逆位相で変化します。これは、DAHe星で見られるのと同じ位相関係です。DAe白色矮星は、DAHe星とともにガイア・ヘルツシュプルング・ラッセル図の一領域に密集している。私たちは、DAe白色矮星で観察される特徴を説明できる非磁性および磁気メカニズムに関する現在の理論を議論しますが、これらの星の起源を明確に決定するには追加のデータが必要です。
AタイプのメタリックラインスターIWペルセイは表面に不均一な化学異常を持っていますか?
IWPerは周期0.92dの単線分光連星であり、特定元素の異常な線強度を示すA型金属線(Am)星であることが知られています。以前、Kim(1980)は、CaII3934、SrII4215、およびScII4320線(Am異常を特徴付ける重要なキー線)の等価幅が回転位相に応じて周期的変化を示し、表面の化学的特異性が示唆されていると報告しました。均一ではなく、かなり斑点のある分布ですが、これまでのところ再確認の試みは行われていないようです。この発見の妥当性を確認するために、スペクトルフィッティング技術を使用して、さまざまな相をカバーするIWPerの10個の高分散スペクトルをこれらの線について分析し、Ca、Sr、Scの存在量と対応する等価幅を決定しました。しかし、そのような位相依存の線強度変動の確固たる証拠は見つからないことが判明し、少なくとも我々の観察期間に関しては、IWPerの表面に重大な化学的不均一性が存在する可能性は低いことを示唆しています。2010年12月）。一方、6130-6180A領域から生じるO、Si、Ca、Ba、Feの豊富さは、IWPerがその回転速度(~100km/s)が既存の限界に近いにもかかわらず、明確なAm星であることを裏付けています。現象です。
偏平性の結果としての恒星の熱風
回転する恒星における最低次の力の平衡は、重力、圧力、遠心力の間のものです(ここでは「GPR」平衡と呼びます)。GPRバランスは、星の偏平率と非球面の熱異常の両方を決定します。ここで微妙な点を強調します。恒星熱風バランスは単純にGPRバランスのカールであり、恒星熱風は扁平率の傾圧成分と見なされるべきです。したがって、熱風は非球面熱異常の一部のみを決定し、これには斜傾寄与と順圧寄与の両方があります。ここでは、圧力座標を使用して、熱風を含む完全な扁平率を扱います。我々は一般化された恒星熱風方程式を導き出し、それが成り立つパラメータ領域を特定します。太陽の場合、扁平率を考慮しないと、理論上の非球面温度異常の計算が矛盾する結果になります。ここで新しい計算を提供すると、熱風による気圧斜位の異常は順圧異常の約3～60分の1であり、太陽地震学的には測定できない可能性があることがわかります。測定が可能であれば、太陽のタコクリンの深さを追跡する新しい方法が得られる可能性があります。
冷たいクォーク物質の状態方程式を $O(\alpha_s^3 \ln \alpha_s)$ に
| Title |
Equation_of_state_of_cold_quark_matter_to_$O(\alpha_s^3_\ln_\alpha_s)$ |
| Authors |
Tyler_Gorda,_Risto_Paatelainen,_Saga_S\"appi,_Kaapo_Sepp\"anen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08734 |
高密度のゼロ温度クォーク物質の状態方程式(EOS)を正確に理解することは、中性子星のコア内の高密度の強く相互作用する物質の挙動を制約する上で重要な役割を果たします。このレターでは、我々は低温クォーク物質のEOSの弱結合膨張を研究し、次から次へと動的にスクリーニングされた長波長のグルーニックセクターからの完全なゲージ不変寄与を導き出す。強結合定数$\alpha_s$の先頭順序(N3LO)。これにより、EOSの結果が$O(\alpha_s^3\ln\alpha_s)$レベルに上昇し、N3LOの非スクリーニングセクターからの未知の定数が1つだけ残り、2003年の高温の対応物と同等になります。これは、これは、高温および密度からゼロ温度までのハードサーマルループ制限内で、次の次数のグルーオン自己エネルギーを一般化することによって達成されます。N3LOでこれらのスクリーニングされたグルオン寄与を含めると、本質的に繰り込みスケール依存性がなく、著しくよく収束したEOSが得られることがわかりました。最後に、N3LOで残りのスクリーニングされていない寄与のベイズ推定を実行し、この次数のコールドクォーク物質の完全なEOSが、低次の結果よりも顕著に改善された収束を示す可能性があることを発見しました。
任意の高次導関数による可逆変形変換
可逆変形変換は、ゴーストのないスカラーテンソル理論を探索するための有用なツールとして機能します。この論文では、スカラー場の任意の高次共変導関数を含む可逆変形変換の一般化を構築します。その結果、これまで以上にゴーストのないスカラーテンソル理論のより一般的なクラスが得られます。特に、我々の一般化は、ユニタリーゲージに望ましくない余分な自由度を導入することなく、物質場をこれらの理論に一貫して結合できるようなものです。
非線形モード結合と駆動磁化せん断流乱流のエネルギー学
| Title |
Nonlinear_mode_coupling_and_energetics_of_driven_magnetized_shear-flow_turbulence |
| Authors |
B._Tripathi,_A.E._Fraser,_P.W._Terry,_E.G._Zweibel,_M.J._Pueschel,_E.H._Anders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08895 |
二次元（$2$D）磁化ケルビン・ヘルムホルツ不安定性乱流の飽和を包括的に理解するために、エネルギー伝達解析は、理想の線形固有モードの非線形結合を使用することにより、スケール間の従来の相互作用から固有モード相互作用を含むように拡張されます。不安定。運動エネルギーと磁気エネルギーは両方とも小さなスケールまでカスケードしますが、ゆらぎスペクトル内の不安定モードによって蓄積された乱流エネルギーのかなりの部分が、不安定スケールでの共役安定モードに経路変更されることが示されています。それらは、開始時に順方向カスケードからエネルギーを除去します。残りのカスケードエネルギーフラックスは、大規模な安定モードによって決定され、小規模では指数関数的に減衰することが示されています。広く使用されている不安定性と飽和の仮定に基づいて、大規模な安定モードに結合するものを除くすべての非線形相互作用を保持することによって、不安定性の一般的な準線形モデルがテストされます。これらの複雑な相互作用は、新しい技術を使用して磁気流体力学方程式から解析的に除去されます。観測点としては、$2$Dのよく知られた合体ではなく、爆発的な大規模な渦の分離、乱流レベルとスペクトルエネルギーフラックスの劇的な向上、小規模な散逸長さスケールの減少が挙げられます。これらは、不安定性の飽和における安定モードの重要な役割を示しています。固有モード拡張エネルギー移動解析に基づいて、核融合プラズマおよび天体物理プラズマに対して考えられる低次乱流モデルが提案されています。
ヨハンセンブラックホール(BH)は、3つの運動定数(エネルギー、角運動量、カーター定数)を許容する一般的な回転BHであり、質量とスピン以外の4つの偏差パラメーターによって特徴付けられます。毛髪定理。スピンの影響だけでなく、BHシャドウに対する偏差パラメータの影響も研究します。M87*とSgrA*のシャドウ境界を使用することにより、初めて、の偏差パラメータが制限されます。詳細な結果はスピン$a$と傾斜角$\theta_0$に依存します。$a=0.2$および$\theta_0=15^{\circ}$と仮定すると、偏差パラメータ$\alpha_{13}$は、M87*観測の$\sim$[-3.5,6]および[-3]内に収まります。、0.5]SgrA*観察の場合。また、遠隔観測者が光線追跡法で観察したページソーンの薄い降着円盤に囲まれたヨハンセンBHの画像も示し、降着円盤画像の変形に対する偏差パラメータの影響について議論します。今後はより高感度な観測が可能となります。
ウラン同位体の核分裂後の特性: ランジュバン力学とハウザー・フェシュバッハ統計モデルを用いたハイブリッド法
| Title |
Post-fission_properties_of_uranium_isotopes:_a_hybrid_method_with_Langevin_dynamics_and_the_Hauser-Feshbach_statistical_model |
| Authors |
Shyoya_Tanaka,_Nobuya_Nishimura,_Futoshi_Minato,_Yoshihiro_Aritomo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.08971 |
背景:核分裂を正確に理解することは、実験的および理論的な核物理学、天体物理学、および産業応用にとって非常に重要です。ただし、複雑なため、完全な物理力学は未解決です。目的:この研究では、ランジュバン法とハウザー・フェシュバッハ統計モデルに基づく動的核分裂計算を組み合わせて、動的核分裂プロセスとその後の即発中性子放出を記述する新しい方法を提案します。方法:2つの方法は普遍的な電荷分布とエネルギー保存内で滑らかに接続されており、即時中性子放出を含む一連の核分裂ダイナミクスと核分裂後の段階を計算できます。結果:特定のモデルパラメータセットを使用して、${}^{236}$Uの中性子誘起核分裂における実験的な初核分裂収量、総運動エネルギー、独立核分裂収量、および即時中性子放出を再現することに成功しました。${\rmn}+{}^{235}{\rmU}$の複核。これまでの実験で観察された殻の性質などの特徴の物理的メカニズムを解明します。さらに、中性子が非常に豊富な2つのウラン同位体、つまり${}^{250}$Uと${}^{255}$Uに計算を適用します。これらは実験的には確認されていませんが、rプロセス元素合成にとって重要です。。理論的結果は、${}^{250}$Uは非対称な複数ピークの核分裂収量分布を示す一方、中性子が豊富な${}^{255}$Uは対称的な核分裂により単一のピークを有することを示しています。私たちの方法は、中性子放出後フラグメントを予測します。${}^{250}$Uは、${}^{255}$Uよりも強い中性子放射率を示します。結論:私たちの枠組みは実験での再現性が高く、中性子豊富なウランの核分裂では核分裂変数の分布に応じて核分裂後に放出される中性子の数が大きく異なることを示しています。
| Title |
Effects_of_Symmetry_Energy_on_the_Equation_of_State_for_Hybrid_Neutron_Stars |
| Authors |
Parada_T._P._Hutauruk,_Hana_Gil,_Seung-il_Nam,_Chang_Ho_Hyun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09038 |
この論文では、クォークとハドロンの混成星の可能な配置の特性を含む、コンパクト星におけるハドロンとクォークの相転移に対する対称エネルギーの影響が、エネルギー密度汎関数(EDF)の枠組みで研究されています。)モデルと、シュウィンガーの共変固有時間正則化(PTR)スキームを利用したフレーバーSU(2)南部-ジョナ-ラシニオ(NJL)モデル。この{理論的設定}では、EDFモデルから得られた対称エネルギーのさまざまな値に対するハドロン物質の状態方程式(EoS)を使用してハドロン物質と、さまざまな反発力を持つ{フレーバー}SU(2)NJLモデルを記述します。-ベクトル相互作用強度は、クォーク物質を記述するために使用されます。次に、トールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ方程式を解くことによって、さまざまなベクトル相互作用と核対称エネルギーに対するハイブリッド星配置の質量半径特性で得られたEoSを観察します。相転移が起こる臨界密度は、対称性エネルギーとベクトル結合$G_v$の強さに応じて、密度(3.6--6.7)$\rho_0$にわたって変化することがわかります。中性子星(NS)の最大質量は$G_v$の影響を受けます。斥力がない場合、NSの最大質量は$1.5M_\odot$程度ですが、ベクトル結合定数が{attractive}スカラー結合定数の約半分になると、$2.0M_\odot$より大きくなります。驚くべきことに、クォーク物質の存在はNSの正準質量($1.4M_\odot$)に影響を与えないため、NSの正準質量を観察することで、高密度でのハドロン物質のEoSに独自の制約を与えることができます。
超軽量ボソン場と暗黒物質に対する宇宙ベースの重力波干渉計の感度
| Title |
Sensitivity_of_Space-based_Gravitational-Wave_Interferometers_to_Ultralight_Bosonic_Fields_and_Dark_Matter |
| Authors |
Jiang-Chuan_Yu,_Yue-Hui_Yao,_Yong_Tang_and_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09197 |
超軽量ボソン場(ULBF)は、素粒子物理学の標準モデルを超えたさまざまな理論によって予測されており、冷たい暗黒物質の有力な候補です。物理実験や天文学実験でULBFを探索することへの関心が高まっています。この論文では、計画されているいくつかの宇宙ベースの重力波干渉計の超軽量スカラー場およびベクトル場に対する感度を調査します。圧倒的なレーザー周波数ノイズを抑制するために時間遅延干渉法(TDI)を使用して、スカラー場とベクトル場に対するさまざまなTDIの組み合わせの平均伝達関数を導出し、ボソニック場の速度の影響を推定します。我々は、LISA、Taiji、TianQinの感度曲線を取得し、ULBFを暗黒物質として示しながら、ULBFと標準モデル粒子の間の結合に関する予測される制約を調査します。
アクシオン暗黒物質、アクシバースで明示的にペッセイ・クイン対称性が破れた
要求される高品質のPeccei-Quinn(PQ)対称性は、複数のQCDアクシオンモデルの自然な結果となり得ることが示されています。アクシバースでは、QCDアクシオンとアクシオン様粒子(ALP)の間の仮説上の質量混合が発生する可能性があり、これはレベルクロッシングと呼ばれる興味深い現象につながります。この論文では、初期宇宙における明示的なPQ対称性の破れを伴う1つのQCDアクシオンと1つのALPの間の質量混合を調査します。このシナリオで踏切が発生したときのアクシオンの力学とその宇宙論的進化が詳細に研究されています。次に、アクシオン暗黒物質(DM)の豊富さに注目します。レベルクロス用のいくつかの典型的なパラメータセットを使用すると、混合中に明示的なPQ対称破れ項が存在する場合、アクシオンDMの総存在量はALPによって支配され、大幅に抑制されることがわかります。
Nd III の低地構造のスペクトルとエネルギー準位
| Title |
The_Spectrum_and_Energy_Levels_of_the_Low-lying_Configurations_of_Nd_III |
| Authors |
Milan_Ding,_Juliet_C._Pickering,_Alexander_N._Ryabtsev,_Edward_Y._Kononov,_Tatiana_Ryabchikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09282 |
ネオジム(Nd、Z=60)の発光スペクトルは、ペニング放電ランプとホローカソード放電ランプを使用し、分解時のフーリエ変換分光法により11500～54000cm$^{-1}$(8695～1852\r{A})の範囲で記録した。波数測定の精度は数10$^{-3}$cm$^{-1}$でした。Nd真空スライディングスパークと恒星のスペクトルの回折格子分光法を使用して、線とエネルギーレベルの識別を支援しました。ペニングランプスペクトルからの二重イオン化ネオジム(NdIII)の433の遷移の分類により、4f$^4$、4f$^3$5d、4f$^3$6s、およびNdIIIの4f$^3$6p配置、そのうち105個が初めて実験的に確立された。以前に公表された40のNdIIIレベルのうち、1が改訂され、39が確認されました。新しいNdIII原子構造計算は、新しく確立されたレベルによってパラメーター化されたCowanコードを使用して行われました。これらの結果は、NdIIIの将来の半経験的原子構造計算のベンチマークおよび改善を行うだけでなく、キロ新星や化学的に特異な星の存在量分析や、これらの星における脈動波伝播の研究など、NdIIIのより信頼性の高い天体物理学的応用も可能にするでしょう。。
核崩壊超新星および重イオン衝突条件下での EoS に対する四中性子の影響
| Title |
Influence_of_the_tetraneutron_on_the_EoS_under_core-collapse_supernovae_and_heavy-ion_collisions_conditions |
| Authors |
Helena_Pais,_Conrado_Albertus,_M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09418 |
最近、エネルギー$E_{4n}=2.37\pm0.38\rm{(stat)}\pm0.44\rm{(sys)}$MeV、幅$\の4つの中性子(四中性子)の共鳴状態が発生しました。Gamma=1.75\pm0.22\rm{(stat)}\pm0.30\rm{(sys)}$MeVが報告されました。この研究では、このようなエキゾチックな状態を含めることが、核崩壊超新星や中性子星合体などの天体物理学的サイトだけでなく、重イオン衝突でも形成される他の軽クラスターの生成量に及ぼす影響を分析します。この目的のために、我々は相対論的平均場形式を使用し、中間子へのクラスターの結合と結合エネルギーシフトを介した二重の方法で媒質内効果を考慮し、低密度を計算します。有限温度および固定陽子率における核物質の状態方程式。陽子と中性子のガス中に浸された5つの光クラスター、重陽子、三重子、ヘリウム、$\alpha$粒子、$^6$Heを考慮し、四中性子の有無にかかわらず、それらの存在量と化学平衡定数を計算します。また、四中性子の関連エネルギーがそのような結果にどのような影響を与えるかについても分析します。私たちは、低温で中性子が豊富な系が四中性子の存在によって最も影響を受け、中性子星がその形成に最適な環境となっていることがわかりました。さらに、強く非対称な物質中にその存在があると、陽子と$\alpha$粒子の割合が大幅に増加する可能性がある。これは、2つの中性子星の合体による降着円盤の溶解に影響を与える可能性があります。
活動銀河核(AGN)、NGC1068およびTXS0506+056からの高エネルギーニュートリノの最近の観測は、宇宙線(CR)が中心の超大質量ブラックホールの近くで加速され、高エネルギーの陽子と電子が冷却される可能性があることを示唆しています。周囲の光子やガスとの相互作用を介して効率的に作用します。中心ブラックホール付近では暗黒物質密度が大幅に増加する可能性があり、CRは主に周囲の暗黒物質粒子による散乱によりエネルギーを失う可能性があります。我々は、暗黒物質-陽子散乱および暗黒物質-電子散乱の新しいプローブとして、AGNにおけるCR冷却を提案します。もっともらしい天体物理学的仮定の下では、サブGeV暗黒物質に対する我々の制約は、これまでに導き出された中で最も強力なものになる可能性がある。熱光暗黒物質モデルが好むパラメータ空間の一部は、AGNの現在のマルチメッセンジャー観測によってすでに調査されている可能性があります。
