COSINUS検出器プロトタイプによる深層暗黒物質探索
| Title |
Deep-underground_dark_matter_search_with_a_COSINUS_detector_prototype |
| Authors |
The_COSINUS_Collaboration:_G._Angloher,_M._R._Bharadwaj,_I._Dafinei,_N._Di_Marco,_L._Einfalt,_F._Ferroni,_S._Fichtinger,_A._Filipponi,_T._Frank,_M._Friedl,_A._Fuss,_Z._Ge,_M._Heikinheimo,_M._N._Hughes,_K._Huitu,_M._Kellermann,_R._Maji,_M._Mancuso,_L._Pagnanini,_F._Petricca,_S._Pirro,_F._Proebst,_G._Profeta,_A._Puiu,_F._Reindl,_K._Schaeffner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_C._Schwertner,_K._Shera,_M._Stahlberg,_A._Stendahl,_M._Stukel,_C._Tresca,_F._Wagner,_S._Yue,_V._Zema,_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11139 |
信号読み出しに量子センサーを使用したヨウ化ナトリウム(NaI)ベースの極低温シンチレーション熱量計は、DAMA/LIBRA暗黒物質実験によって検出される年次変調信号のモデルに依存しないテストに向けて有望な最初の結果を示しました。COSINUSの共同研究は、イベントごとの粒子識別を可能にする遷移エッジセンサー（TES）に基づくフォノンと光のデュアルチャネル読み出しを使用した初の地上測定について以前に報告している。このレターでは、新しいremoTESスキームを介して読み取られたNaI極低温熱量計の最初の地下測定について概説します。改良されたシリコン光検出器設計を備えた3.67gNaI吸収体が、イタリアのLaboratoriNazionalidelGranSassoで操作されました。核反動に対する$e^-$/$\gamma$-イベントの識別力の大幅な向上が観察され、核反動ベースライン分解能は5倍向上し、$\sigma$=441eVを達成した。さらに、わずか11.6gdの曝露で$\mathcal{O}$(pb)の感度を達成する、スピンに依存しない暗黒物質核子弾性散乱断面積の限界を提示します。
BBN 中の電子陽電子プラズマ: 減衰動的スクリーニング
| Title |
Electron-positron_plasma_in_BBN:_damped-dynamic_screening |
| Authors |
Christopher_Grayson_(UArizona),_Cheng_Tao_Yang_(UArizona),_Martin_Formanek_(ELI-Beamlines),_and_Johann_Rafelski_(UArizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11264 |
私たちは、ビッグバン元素合成(BBN)中に存在する非常に高密度の$e^-e^+\gamma$プラズマを詳細に特徴付け、それが\lq\lq不純物、{\iti.e.\/}、空間的に分散した陽子、熱運動を受ける軽い原子核によってどのように電磁的に摂動されるかを調査します。核間電磁遮蔽ポテンシャルは、電磁場源の動的な動きとプラズマ成分の散乱による減衰効果を考慮した線形応答アプローチを使用して(解析的に)取得されます。線形応答法の限界について議論し、原始宇宙におけるBBN反応率を改善するために必要な追加の研究を提案します。荷電ダスト粒子間のポテンシャルを記述する私たちの理論的手法は、惑星および宇宙のダストプラズマに関するこれまでの研究と一致しており、標準的な宇宙論モデルの結果の解釈に重大な影響を与える可能性があります。
JWST を使用してダーク エネルギーの状態方程式を探索する
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の観測により、$7.4\lesssimz\lesssim9.1$の恒星質量$M_*\gtrsim10^{10}M_\odot$を持ついくつかの銀河が明らかになりました。これらの注目すべき発見は、星の質量密度が予想外に高いことを示しており、$\Lambda\rmCDM$モデルの予測と矛盾しています。銀河形成の形成における暗黒エネルギーの役割を調べるために、動的暗黒エネルギーモデルの1つであるシュヴァリエ-ポラースキー-リンダー(CPL)パラメーター化を採用します。この枠組み内でさまざまな星形成効率を考慮することにより、私たちの分析は、今日観測されている一定の摂動振幅を仮定すると、宇宙における暗黒エネルギーの割合の増加は、より高い赤方偏移でのより大質量の銀河の形成に対応することを示しています。さらに、CPLパラメータを入念に選択することにより、信頼水準$95\%$での星形成効率$\epsilon\gtrsim0.05$でJWST観測を説明することに成功しました。これらの興味深い結果は、高赤方偏移の巨大銀河を分析することで暗黒エネルギーの性質を明らかにできるという有望な見通しを示しています。
すばる Hyper Suprime-Cam Year 3 の弱いレンズ質量マップで特定された谷の視線構造
| Title |
Line-of-sight_structure_of_troughs_identified_in_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Year_3_weak_lensing_mass_maps |
| Authors |
Takumi_Shimasue,_Ken_Osato,_Masamune_Oguri,_Rhythm_Shimakawa,_Atsushi_J._Nishizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11407 |
弱いレンズ質量マッピング解析を実行して、質量マップの極小値として定義される谷を特定します。弱いレンズプローブは視線に沿って物質を投影するため、これらの谷は視線に沿って投影される単一の空隙または複数の空隙によって生成される可能性があります。弱いレンズ効果の谷の起源を精査するために、$433.48\,\mathrm{deg}^2$をカバーする最新のスバルHyperSuprime-Cam(HSC)の3年目の弱いレンズ効果データから選択された谷の視線構造を系統的に調査します。HSCデータで構築された曲面天質量マップから、信号対雑音比が$5.7$より高い15個の谷を特定し、2つの銀河サンプル(HSCによって観測された測光的発光銀河とバリオン振動分光サーベイによって検出された分光銀河)の赤方偏移分布を利用して、それらの視線密度構造に対処します。谷による弱いレンズ信号のほとんどは視線に沿って並んだ複数の空隙によって説明されますが、15個の谷のうち2つはredshift$\sim0.3$で単一の空隙から発生している可能性があることがわかります。単一の空隙の解釈は、我々の三次元質量マッピング分析と一致しているようです。私たちは、単一の空隙が球形ではなく、視線方向に沿って非常に細長い場合、単一の空隙が谷で観察された弱いレンズ信号を実際に再現できると主張します。
銀河の形成時期の直接的な痕跡
私たちは、大規模構造を用いて銀河の形成時間を直接測定できることを示します。特に、銀河の大規模な分布は、銀河が観測された時間よりも前の狭い期間に形成されるのか、それとも宇宙年齢程度の時間スケールで形成されるのかに敏感であることを示します。その過程で、銀河密度の最も一般的なバイアス展開の摂動項に対する単純な再帰関係を導出し、これにより、有名な暗黒物質の再帰関係を一般的なトレーサーに完全に拡張します。
QE を超えた CMB レンズ質量マップからのクラスター プロファイル
銀河団は宇宙最大の崩壊構造であり、宇宙進化の性質についての貴重な洞察を提供します。クラスターの質量の正確な校正は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)変動に関する重力レンズ信号を抽出することによって取得できます。ここでは、パラメーターフリーの最大事後(MAP)CMBレンズ再構成法によってクラスタースケールで達成されたパフォーマンスを拡張してテストします。これは、CMBレンズ質量マップとパワースペクトル推定のより広範なコンテキストにおいて最適であることが示されています。クラスターレンズの状況では、他の大規模構造のレンズ信号が追加のノイズ源として機能します。ここでは、各クラスターの周囲のCMB変動をレンズ解除することによって、このノイズの分散が期待どおりに減少することを示します。また、信号の強い非ガウス性によって引き起こされる、この領域における温度二次推定器のよく知られたバイアスが、スケールをカットすることなくほぼ完全に軽減されることも示します。統計的に言えば、最適かつブラインドレンズ質量マップの再構成であるMAP推定器は、クラスターの質量を校正するための有望なツールです。
漸近巨大枝星からの惑星系の同位体濃縮
| Title |
Isotopic_enrichment_of_planetary_systems_from_Asymptotic_Giant_Branch_stars |
| Authors |
Richard_J._Parker_(1)_and_Christina_Schoettler_(2)_((1)_University_of_Sheffield,_UK,_(2)_Imperial_College_London,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11147 |
短寿命の放射性同位体、特に26-Alと60-Feは地球の内部加熱に寄与すると考えられていますが、太陽系には星間物質と比べてはるかに豊富に存在します。最古の太陽系天体にそれらの崩壊生成物が存在することは、太陽を形成した星形成イベントのほぼ直後にそれらが太陽の原始惑星系円盤に含まれていることを主張しています。太陽系への到達に関しては、通常、大質量星の1つ以上の核崩壊超新星が関与するさまざまなシナリオが提案されています。別のシナリオには、若い太陽が進化した漸近巨大枝(AGB)星に遭遇することが含まれます。これまで、進化した古い星と主系列前の若い星が遭遇する確率は低いと推定されていたため、AGBは太陽系の実行可能な濃縮シナリオとして無視されていました。我々は、ガイアデータで星形成領域NGC2264にインターロッピングするAGB星を発見したことを報告し、進化した古い星が若い形成中の惑星系に遭遇する可能性があることを実証した。私たちはシミュレーションを使用して、AGBからの26-Alと60-Feの収量と、それらが惑星の長期的な地球物理的加熱に与える影響を計算しました。その結果、これらが太陽系について以前に計算された範囲内に十分収まることがわかりました。
ギャップコントラストを使用した原始惑星系円盤の乱流の抑制: DSHARP サンプルへの応用
| Title |
Constraining_turbulence_in_protoplanetary_discs_using_the_gap_contrast:_an_application_to_the_DSHARP_sample |
| Authors |
E._Pizzati,_G._P._Rosotti,_B._Tabone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11150 |
原始惑星系円盤内のガス乱流の強さを制限することは、ガスの降着と惑星形成の物理学に関連する未解決の問題です。この研究では、DSHARPプログラムで観測された6つの円盤の塵成分の垂直分布を間接的に測定することで、その円盤の乱流の量を測定しました。投影効果により長軸と短軸に沿って観察されるギャップコントラストの違いを利用し、ダストスケール高さの異なる値に対してこれらの特徴を再現する放射伝達モデルを構築します。(a)データとよりよく一致するスケールの高さは一般的に低く($100$AUの半径距離で$\lesssim4$AU)、ほとんどすべての場合において、正確な値に上限を設定することしかできないことがわかります。これらの結論は、(平均ストークス数を$\about10^{-2}$と仮定して)$\alpha_{\rmSS}\lesssim10^{-3}-10^{-4}$という低乱流レベルを意味します。(b)DSHARPサンプルから我々が検討した他の9つのシステムについては、我々の方法はディスクの垂直構造に重大な制約を与えません。これは、これらのディスクの傾斜が低いか、ギャップが十分に深くないためであると結論付けています。私たちの分析に基づいて、特定のディスクが垂直スケールの高さの測定に適しているかどうかを評価するための経験的な基準を提供します。
原始惑星系円盤のすべての隙間に惑星が存在するのでしょうか?
原始惑星系円盤で観察される円盤の下部構造は、円盤とその中に埋め込まれた形成中の惑星との間の相互作用に由来するという仮定に従って、我々は、これらの推定上の惑星が現在観察されている巨大な系外惑星の祖先を表す可能性があるかどうかをテストすることを目的としています。最初に3つ、4つ、5つ、または7つの惑星を想定してN体シミュレーションを実行しました。私たちのモデルには、小石とガスの降着、移動、離心率と傾斜の減衰、円盤と惑星の相互作用、円盤の進化が含まれています。私たちは、原始惑星系円盤の隙間が観察されている位置に惑星を配置し、数百万のガス円盤進化を含む100万時間システムを進化させ、同時に$\alpha$粘度の3つの値をテストしました。最初に3つと4つの惑星を持つ惑星系の場合、成長中の惑星のほとんどがRVの検出限界である5AUを超えて存在し、そのうちのほんの一部だけが内部領域に移動することがわかります。また、これらの系の最終離心率が小さすぎて、観測された巨大惑星の人口と一致しないこともわかりました。最初は5つまたは7つの惑星で構成されていたシステムは、約40Kyrドルの積分時間が経過すると不安定になります。これは、すべての隙間に惑星が存在できるわけではないことを明確に示しています。シミュレーションの一般的な結果(偏心率が低すぎる)は、ディスクの粘性や表面密度とは無関係です。さらなる観測により、未検出の広軌道巨人集団の存在が確認されるか、あるいはそのような未検出集団の存在を除外して、隙間に隠れている惑星の数をさらに制限することができる可能性がある。
微惑星周円盤の方位パターン
惑星を伴う星周微惑星円盤における方位角共鳴パターンの形成方法を考察します。私たちの分析的推定と大規模な数値実験は、最初は惑星との低次平均運動共鳴ゾーンに存在していた円盤粒子が、最終的には潜在的に観察可能な方位角パターンに集中する可能性があることを示しています。構造化のプロセスは迅速で、通常は惑星の公転周期が約100回かかります。共鳴位置を保持する粒子の相対数は、質量パラメーター$\mu$(摂動惑星と親星の質量の比)が減少するにつれて増加しますが、星や惑星への粒子の降着や、非常に細長い双曲軌道への移行により、粒子集団のかなりの部分が常に円盤から除去されることがわかりました。方位角的に構造化された円盤の予想される電波画像が構築されます。検討したモデルでは、2:1および3:2の共鳴に関連する方位角パターンが最も明確に現れています。1:2および2:3共鳴の観察上の兆候も可能です。
天体物理学的非晶質分子氷の熱挙動
| Title |
Thermal_Behavior_of_Astrophysical_Amorphous_Molecular_Ices |
| Authors |
Murthy_S._Gudipati,_Benjamin_Fleury,_Robert_Wagner,_Bryana_L._Henderson,_Kathrin_Altwegg,_Martin_Rubin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11275 |
氷は、星間分子雲から原始惑星系円盤、進化した太陽系に至るまで、天体物理環境の主要な構成要素です。これらの環境には氷と複雑な有機物も共存しており、原始の氷が40億年前に地球に生命の分子をもたらし、それが地球上の生命の起源を引き起こした可能性があると考えられている。氷と有機物の起源から進化した惑星システムの一部になるまでの過程を理解するには、JWSTなどの高い空間分解能とスペクトル分解能の望遠鏡を、これらの天体物理環境で起こるプロセスについてのより深い洞察を提供する室内実験研究で補完することが重要です。私たちの研究室での研究は、この知識を提供することを目的としています。この記事では、分子氷混合物がさまざまな温度でどのように挙動するか、そしてこの情報が原始惑星系円盤や彗星からの観測データを解釈するのにどのように重要であるかについて、質量分析と赤外分光分析を同時に行った研究を紹介します。私たちは、非晶質から結晶質の水への氷の変化が、CO2などの捕捉された揮発性物質のガス放出と、混合分子氷中の純粋な分子氷ドメインのガス放出を区別する最も重要な現象であることを発見しました。結晶質の水の氷は、他の揮発性物質のほんの一部（<5%）しか捕らえていないことがわかっており、たとえ結晶質の氷がその後放射線誘起非晶質化を受けたとしても、天体物理学および惑星環境における氷粒の組成は、氷が非晶質相にあるか結晶質相に変化したかに応じて異なるはずであることを示している。水の氷の結晶化は、太陽系だけでなく天文環境の多くの氷にとって重要な差別化要因です。
彗星のペア C/1844 Y1 および C/2019 Y4 の断片化と歴史
私は、遺伝的に関連した長周期彗星のペアであるC/1844Y1(大彗星)とC/2019Y4(ATLAS)が示す異常な特徴に注目を集めています。最も広範囲に取り上げられている問題は、後者のオブジェクト自体が数千年前の断片であるものの断片化と崩壊です。小惑星センターが認識したC/2019Y4の4つの破片A、B、C、Dのうち、Bが主要な質量であり、4月初旬まで検出されなかったことを確認します。2020年の彗星の分裂は、核凝縮が突然急速に明るくなり始めた1月22日付近のBとAの分離から始まったと考えられている。1月下旬から4月上旬にかけては、フラグメントAのみが観測されました。残りの断片CとDは、おそらく3月中旬にAから分離しましたが、これらも検出されたのは4月になってからでした。新しい断片Eは3日間に観察されたと考えられています。さらに、C/1844Y1の軌道周期と反尾の問題、および遺伝的に関連した長周期彗星のグループ/ペアの中でのこのペアの極端な位置についても取り上げられています。
将来の科学ミッションで小型の二次ペイロードを火星に打ち上げることができることは、航空捕獲などの惑星探査のための高度な技術をデモンストレーションするための刺激的な機会を提供します。長年にわたり、航空捕獲技術のデモンストレーションミッションがいくつか提案されてきましたが、いずれも実現できず、科学ミッションで使用するにはリスクと費用が高すぎると見なされ、この技術は休眠状態に陥っていました。本研究は、二次ペイロードとしての低コストの火星航空捕捉実証コンセプトを提案しており、将来の低コスト小型惑星間周回衛星ミッションへの道を開く可能性がある。提案されたミッションは、低コストのミッションを実現するために、MarCO宇宙船のミッションアーキテクチャと飛行ハードウェアを大幅に活用しています。35kgの技術実証機は、将来の火星ミッションでESPAの二次ペイロードとして打ち上げられ、一次宇宙船の分離後すぐに上段から展開される予定だ。その後、この車両は独立して火星へ巡航し、そこで航空捕捉を実行し、6UMarCO伝統のCubeSatを200x2000kmの軌道に投入します。ミッションアーキテクチャには多くのコスト削減アプローチが組み込まれており、コスト上限は3,000万以内に収まると推定されており、そのうち1,000万は技術開発とリスク軽減に割り当てられます。
太陽から 0.7 天文単位の距離にある C/2020 F3 彗星 (NEOWISE) の低い NH$_{3}$/H$_{2}$O 比
| Title |
Low_NH$_{3}$/H$_{2}$O_ratio_in_comet_C/2020_F3_(NEOWISE)_at_0.7_au_from_the_Sun |
| Authors |
Maria_N._Drozdovskaya,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_Jacques_Crovisier,_Brett_A._McGuire,_Nicolas_Biver,_Steven_B._Charnley,_Martin_A._Cordiner,_Stefanie_N._Milam,_Cyrielle_Opitom,_and_Anthony_J._Remijan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11486 |
1P/ハレー彗星や67P/C-G彗星を含むいくつかの彗星では、窒素元素含有量が太陽よりも低いことが、揮発性物質と耐火性物質の独立した現場測定により実証されている。最近発見された67P/C-Gの半耐火性アンモニウム塩は、彗星に存在しない窒素貯蔵庫であると考えられています。彗星の塵粒子からのアンモニウム塩の熱脱離により、それらはアンモニアと対応する酸に分解されます。NH$_{3}$/H$_{2}$O比は、地心距離が減少するにつれて増加すると予想されており、これは近赤外線観測で証拠が示されています。NH$_{3}$は核発生源として予想されていたよりも広範囲に及ぶと主張されています。ここでの目的は、2020年7月の通過中にC/2020F3彗星(NEOWISE)のNH$_{3}$/H$_{2}$O比を制限することです。C/2020F3彗星(NEOWISE)からのOH放出はNRTで2か月間監視され、2020年7月24日と8月11日にGBTで観測されました。2020年7月24日のOH観測と同時に、NH$_{3}$の超微細線がGBTのターゲットになりました。GBTとNRTの同時観測により、2020年7月24日の$\left(5.96\pm0.10\right)\times10^{4}$kmでのOH消光半径を決定することができました。これは、$Q(\text{OH})$を正確に導き出すために重要です。C/2020F3(NEOWISE)は、近日点の1日前に$Q(\text{H}_{2}\text{O})\about2\times10^{30}$molecs$^{-1}$を持った非常に活動的な彗星でした。$Q_{\text{NH}_{3}}/Q_{\text{H}_{2}\text{O}}$の$3\sigma$の上限は、太陽から$0.7$auで$<0.29\%$です。得られたNH$_{3}$/H$_{2}$O比は、そのような太陽中心距離での他の彗星の測定値よりも数分の1低い値です。NH$_{3}$の存在量は、昏睡状態にある水分の少ない塵の量に応じて、時間の経過とともに大きく変化する可能性があります。持ち上げられた塵は加熱され、断片化され、過熱される可能性があります。これにより、アンモニウム塩が存在する場合、熱により急速に崩壊し、NH$_{3}$/H$_{2}$O比が変化する可能性があります。
HD 212729 を周回する 2 つの海王星質量惑星の TESS による発見と特性評価
| Title |
Discovery_and_characterisation_of_two_Neptune-mass_planets_orbiting_HD_212729_with_TESS |
| Authors |
David_J._Armstrong,_Ares_Osborn,_Vardan_Adibekyan,_Elisa_Delgado-Mena,_Saeed_Hojjatpanah,_Steve_B._Howell,_Sergio_Hoyer,_Henrik_Knierim,_S\'ergio_G._Sousa,_Keivan_G._Stassun,_Dimitri_Veras,_David_R._Anderson,_Daniel_Bayliss,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Christopher_J._Burke,_Jessie_L._Christiansen,_Xavier_Dumusque,_Marcelo_Aron_Fetzner_Keniger,_Andreas_Hadjigeorghiou,_Faith_Hawthorn,_Ravit_Helled,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_Jorge_Lillo-Box,_Louise_D._Nielsen,_Hugh_P._Osborn,_Jos\'e_Rodrigues,_David_Rodriguez,_Nuno_C._Santos,_Sara_Seager,_Paul_A._Str{\o}m,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Stephane_Udry,_Peter_J._Wheatley,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11566 |
私たちは、HD212729(TOI\,1052、TIC317060587)の周りを周回する2つの系外惑星、セクター1と13でTESSによって観測されたV=9.51の$T_{\rmeff}=6146$K星を発見したことを報告します。1つの系外惑星TOI-1052bは海王星質量であり、星を通過しており、追加の惑星TOI-1も発見されました。052cは動径速度で観察されますが、通過は見られません。私たちは、HARPSからの正確な動径速度観測を使用してTOI-1052bの惑星の性質を確認し、RVと測光の共同解析でそのパラメーターを決定しました。TOI-1052bの半径は$2.87^{+0.29}_{-0.24}$R$_{\oplus}$、質量は$16.9\pm1.7$M$_{\oplus}$、公転周期は9.14日です。TOI-1052cはTESSデータにトランジットを示さず、最小質量は$34.3^{+4.1}_{-3.7}$M$_{\oplus}$、公転周期は35.8日で、4:1平均運動共鳴のすぐ内側に位置します。どちらの惑星も、惑星bの離心率は$0.18^{+0.09}_{-0.07}$、惑星cの離心率は$0.24^{+0.09}_{-0.08}$で、比較的大きいもののわずかに有意な離心率によって最も良く適合します。私たちは、惑星の力学解析と内部構造モデルを実行し、恒星のパラメーターと化学存在量を導き出します。TOI-1052bの平均密度は$3.9^{+1.7}_{-1.3}$gcm$^{-3}$であり、海王星と同様の内部構造と一致しています。ガイアDR3では近くの星がTOI-1052と同じ距離と固有運動で、空の投影間隔が約1500AUで観測されており、これは潜在的に広い連星系となっています。
SPIRou による惑星系の特徴付け: M 準惑星探索調査と多惑星系 GJ 876 および GJ 1148
| Title |
Characterizing_planetary_systems_with_SPIRou:_M-dwarf_planet-search_survey_and_the_multiplanet_systems_GJ_876_and_GJ_1148 |
| Authors |
C._Moutou,_X._Delfosse,_A.C._Petit,_J.-F._Donati,_E._Artigau,_P._Fouque,_A._Carmona,_M._Ould-Elhkim,_L._Arnold,_N.J._Cook,_C._Cadieux,_S._Bellotti,_I._Boisse,_F._Bouchy,_P._Charpentier,_P._Cortes-Zuleta,_R._Doyon,_G._Hebrard,_E._Martioli,_J._Morin,_and_T._Vandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11569 |
SPIRouは近赤外分光偏光計および高精度速度計です。SPIRouLegacySurveyは2019年2月から2022年6月までデータを収集し、その時間の半分は、近くの冷たい恒星の周囲にある系外惑星のブラインド検索に費やされました。この論文の目的は、このプログラムとその特性の概要を紹介し、SPIRouによる新たな訪問を含む2つの多惑星系の動径速度(RV)データを再検討することです。SPIRouデータから、効率的な地光補正とラインごとの測定技術を使用して正確なRVを抽出でき、ゼーマンドップラーイメージング法を使用して偏光スペクトルの収集から星の磁場を再構成できます。太陽近傍でのブラインドサーチの恒星サンプル、観測戦略、RVノイズ推定、色の挙動、および明るいM矮星に対するSPIRouRV測定の電流制限について説明します。さらに、2.5年にわたるSPIRouデータにより、既知の多惑星系GJ~876およびGJ~1148を再検討することができます。GJ~876については、4つの惑星を含む新しい力学解析は以前のモデルと一致しており、この系がラプラス共鳴の深部にあり、おそらくカオスであることを確認しています。連続する2つの観測季節にわたるGJ~876の大規模磁気地図が得られ、極強度30Gの支配的な双極子場が示されており、これは周期1.94~dの内惑星が埋め込まれている磁気環境を定義している。GJ~1148については、既知の2惑星モデルを改良します。
CRIRES+によるWASP-43bの昼間大気の取得
| Title |
Retrieval_of_the_dayside_atmosphere_of_WASP-43b_with_CRIRES+ |
| Authors |
F._Lesjak,_L._Nortmann,_F._Yan,_D._Cont,_A._Reiners,_N._Piskunov,_A._Hatzes,_L._Boldt-Christmas,_S._Czesla,_U._Heiter,_O._Kochukhov,_A._Lavail,_E._Nagel,_A._D._Rains,_M._Rengel,_F._Rodler,_U._Seemann,_D._Shulyak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11627 |
熱い木星の大気のC/O比を正確に推定することは、惑星の形成と移動、さらには雲の形成と全体的な大気の組成を理解するための有望な道筋となります。高温木星WASP-43bの大気は、HSTとスピッツァーによる低解像度観測を使用して広範に分析されてきたが、これらの以前の観測では、COやCH$_{4}$などの主要な炭素含有種の顕著なスペクトル特徴をホストするKバンドはカバーされていなかった。その結果、C/O比に対する正確な制約を確立する能力は限られていました。さらに、この惑星は、大気の力学に関する洞察を提供できるような高いスペクトル分解能で研究されていません。この研究では、新しいCRIRES$^+$分光器を使用して、WASP-43bの最初の高解像度昼側スペクトルを提示します。Kバンドで惑星を観測することにより、COの存在を検出することに成功し、相互相関法を用いてH$_2$Oの存在の証拠を提供しました。この発見は、WASP-43bの大気中のCOを初めて直接検出したことを意味します。さらに、ベイジアン検索フレームワークをデータに適用することにより、温度圧力プロファイル、COとH$_2$Oの存在量、および超太陽C/O比0.78を取得しました。私たちの発見は、WASP-43bの大気の特徴も明らかにしました。昼側には雲層の証拠は見つかりませんでしたが、風速$\sim$5kms$^{-1}$のジェットに対応する赤道超回転を示す線の広がりを回収しました。これは、この惑星に関する以前の順方向モデルと低解像度の大気検索の結果と一致しました。
銀河周縁媒体にズームイン: GIBLE 宇宙論シミュレーションによる小規模ガス構造の解明
| Title |
Zooming_in_on_the_circumgalactic_medium:_resolving_small-scale_gas_structure_with_the_GIBLE_cosmological_simulations |
| Authors |
Rahul_Ramesh_and_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11143 |
私たちは、銀河周縁媒質(CGM)内のガスを超高数値解像度で優先的にシミュレーションする一連の宇宙論的ズームインシミュレーションであるプロジェクトGIBLE(GasIsBetterresoLvedaroundgalaxiEs)を紹介します。最初のサンプルは8つの銀河で構成されており、すべてTNG50シミュレーションから$z=0$にある天の川に似た銀河として選択されました。IllustrisTNGと同じ銀河形成モデルと移動メッシュコードAREPOを使用して、TNG50-2($m_{\rm{gas}}$$\sim$$8\times10^5{\rmM}_{\odot}$)と同等の解像度を維持しながら、これら8つの銀河のそれぞれを再シミュレーションします。ただし、これらの銀河の周囲のCGM内のガスをより細かく分解するために、スーパーラグランジュ改良スキームを使用します。最高分解能の実行では、512倍優れた質量分解能が達成されます($\sim$$10^3{\rmM}_{\odot}$)。これは、$0.15~R_{\rm{200,c}}$での空間解像度の中央値$\sim$$75$pcに相当し、距離が増加するにつれて粗くなり、ビリアル半径では$\sim$$700$pcになります。我々は、多相CGMガスのいくつかの観測トレーサー(HI、MgII、CIV、OVII)のカバー率を予測します。次に、解像度の向上が小規模構造に及ぼす影響を研究します。最小の冷たく高密度のガス雲の量は解像度の向上とともに増加し続けていますが、巨大な雲の数はよく収束しています。最後に、速度構造関数と密度場の自己相関関数を使用して小規模構造を定量化し、それらの解像度依存性を評価します。GIBLE宇宙論的流体力学シミュレーションを使用すると、計算効率の高い方法で解像度を向上させることができ、それによって主要なCGMガス特性と観測量のサブセットの数値収束を達成できます。
化学時計とそのタイムゾーン: [s/Mg] を理解する - 出生半径と年齢の関係
| Title |
Chemical_clocks_and_their_time_zones:_understanding_the_[s/Mg]--age_relation_with_birth_radii |
| Authors |
Bridget_Ratcliffe,_Ivan_Minchev,_Gabriele_Cescutti,_Emanuele_Spitoni,_Henrik_J\"onsson,_Friedrich_Anders,_Anna_Queiroz,_Matthias_Steinmetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11159 |
$\alpha$元素([s/$\alpha$])に対するsプロセスの相対的な濃縮は年齢と関連しており、天の川銀河の化学進化を探る上で潜在的に有用な手段を提供します。ただし、年齢と[s/$\alpha$]の関係は普遍的ではなく、金属量と銀河内の現在の位置に依存します。この研究では、出生半径($\rm\text{R}_\text{birth}$)にわたってこれらの化学時計トレーサーを調べ、変数間の固有の傾向を回復します。$\rm\text{R}_\text{birth}$を導出し、[Ce/Mg]、[Ba/Mg]、および[Y/Mg]を使用して、36,652個のAPOGEEDR17赤色巨星と24,467個のGALAHDR3主系列ターンオフおよび亜巨星分枝円盤星の[s/$\alpha$]--age--$\rm\text{R}_\text{birth}$の関係を調べます。私たちは、年齢と[s/Mg]の関係が天の川銀河の誕生場所に強く依存しており、内側の円盤で生まれた星は最も弱い相関関係を持っていることを発見しました。これは、銀河の最初は弱い負の[s/Mg]放射状勾配が、時間の経過とともに正で急勾配になることと一致しています。我々は、化学時計の非普遍的な関係が、時間の経過に伴う$\rm\text{R}_\text{birth}$の基本的な傾向によって引き起こされることを示し、太陽に似た星で得られる厳密な年齢--[s/Mg]関係は、特定の年齢における同様の$\rm\text{R}_\text{birth}$によるものであることを示唆します。私たちの結果は銀河化学進化モデルと関連付けられており、データに基づいた元素合成収率の必要性が実証されています。
フィラメントの断片化: 密度勾配が端部主導の崩壊を抑制します
| Title |
Filament_fragmentation:_Density_gradients_suppress_end_dominated_collapse |
| Authors |
Elena_Hoemann,_Stefan_Heigl_and_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11162 |
星形成の始まりは、星間物質中のフィラメントの崩壊によって決まります。理論的な観点から見ると、孤立した円筒状フィラメントはエッジ効果によってコアを形成します。フィラメントの自己重力により、両端の加速度が大きく増加すると物質が堆積し、崩壊してコアになります。ただし、この効果はほとんど観察されません。ほとんどの理論モデルでは、フィラメントの端での急激な密度カットオフが考慮されていますが、より滑らかな移行がより現実的であり、フィラメントの端での加速も減少します。完全に回避できるわけではないものの、密度勾配によってエッジ効果が大幅に遅くなる可能性があることを示します。ただし、これにより、フィラメント内の摂動がエッジよりも速く成長する可能性があります。タイムスケールが等しい臨界密度勾配を決定し、それがフィラメント半径の数倍程度であることがわかります。したがって、フィラメントの端での密度勾配は断片化にとって重要なパラメーターであり、観察されたエッジ効果のケースの割合が低いことは、勾配が浅いことによって自然に説明できる可能性があります。
HI で大規模な低表面輝度銀河の検索: HyperLeda と UGC からのサンプル
| Title |
Searching_in_HI_for_Massive_Low_Surface_Brightness_Galaxies:_Samples_from_HyperLeda_and_the_UGC |
| Authors |
K._O'Neil,_Stephan_E._Schneider,_W._van_Driel,_G._Liu,_T._Joseph,_A._C._Schwortz,_and_Z._Butcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11202 |
光学特性が巨大である可能性を示す2つのサンプルから、合計350個のユニークな銀河で21cmHI線の放射が検索されました。1つ目は、形態学的タイプがSb以降でHyperLedaデータベースから選択された241個の低表面輝度(LSB)銀河で構成され、2つ目は、UGCからの形態学的タイプがSd-m以降の119個のLSB銀河で構成されています。350個のユニークな銀河のうち、239個はナンカイ電波望遠鏡で、161個はグリーンバンク望遠鏡で、66個はアレシボ望遠鏡で観察されました。合計295個(84.3%)が検出され、そのうち253個(72.3%)は望遠鏡のビーム内の他の銀河によって汚染されていないように見えます。最後に、検出された汚染されていない銀河の合計のうち、少なくとも31個はH$_0$=70km/s/Mpcの場合、総HI質量$\ge$10$^{10}$M$_{sol}$を持つ大質量LSB銀河であると考えられます。この定義を拡張して、(単なるガスではなく)総質量が大きい銀河、つまり傾き補正されたHI線幅W$_{50}$,cor>500km/sを持つ銀河も含めると、大質量LSB銀河の総数は41になります。測定された全球銀河のさまざまな特性、特に平均表面輝度と銀河質量の間には明らかな傾向はありません。
II 型超新星の分光偏光測定 (I) サンプル、観測データと星間偏光
| Title |
Spectropolarimetry_of_Type_II_supernovae_(I)_Sample,_observational_data_and_interstellar_polarization |
| Authors |
T._Nagao,_S._Mattila,_R._Kotak_and_H._Kuncarayakti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11455 |
私たちは、水素が豊富な核崩壊超新星(Type~IISNe)の偏光スペクトルを調査します。SNeからの偏波信号には、固有のSN偏波と星間偏波(ISP)という2つの独立した成分が含まれています。これらの成分から、SN爆発の幾何学形状と、その母銀河または天の川銀河内の塵の特性を研究することができます。この最初の論文では、新しく改良された方法を使用して、よく観察されている11のType~IISNeのISPコンポーネントの特性を調査します。解析の結果、これら11個のSNeのうち10個が偏光度$\lesssim1.0$\%の定常ISP成分を示し、1個のSNはゼロISPと一致したことがわかりました。波長依存性に関しては、SN~2001dh(およびおそらくSN~2012aw)は、おそらくそれぞれの母銀河の星間塵に由来する非天の川銀河ISPを示しました。それらの偏光極大値は短波長に位置していました($\lesssim4000$~\AA)。同様の結果が、高度に発赤したSNeについても以前に得られています。私たちのサンプルに含まれるSNeの大部分は、ISPコンポーネントの波長依存性の不確実性が大きすぎて、さらに検討することができませんでした。私たちの研究は、この方法をより大きなSNサンプルに適用することにより、SN偏光のISP成分をさらに調査することで、外部銀河の星間塵の特性を研究する新たな機会を提供できることを示しています。
MEGACUBES を使用した MaNGA 銀河の恒星集団とガス励起のマッピング。 AGN と対照サンプルの結果
| Title |
Mapping_the_stellar_population_and_gas_excitation_of_MaNGA_galaxies_with_MEGACUBES._Results_for_AGN_versus_control_sample |
| Authors |
Rog\'erio_Riffel,_Nicolas_D._Mallmann,_Sandro_B._Rembold,_Gabriele_S._Ilha,_Rogemar_A._Riffel,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Daniel_Ruschel-Dutra,_Alexandre_Vazdekis,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Jaderson_S._Schimoia,_Cristina_Ramos_Almeida,_Luiz_N._da_Costa,_Glauber_C._Vila-Verde,_Lara_Gatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11474 |
$\sim$10,000個のMaNGAデータキューブに対するspaxelごとの恒星集団の適合を示します。私たちは、MEGACUBESとして指定された複数の拡張フィットファイルを提供します。このファイルには、いくつかの特性のマップと、各スパセルに提供される輝線プロファイルが含まれます。すべてのMEGACUBEは、Webインターフェイス(https://manga.linea.org.br/またはhttp://www.if.ufrgs.br/~riffel/software/megacubes/)を通じて利用できます。また、最終的な活動銀河核(AGN)サンプルと、AGNホスト銀河の特性に一致するコントロールサンプルも定義しました。我々は、これらのAGNの恒星集団と空間分解輝線診断図を分析し、それらを対照銀河サンプルと比較しました。若年層($t\leq$56Myr)と中年層(100Myr$\leqt\leq$2Gyr)の相対的な割合は、AGNと対照の両方で主に正の勾配を示していることがわかりました。中年齢の恒星集団の相対的な割合は、対照サンプルと比較した場合、AGN宿主の方が高く、この差は[OIII]光度が高いAGNではさらに大きくなります。私たちはこれを、これらのより明るい光源では余分なガスが利用可能であるという事実と、それが中世の星からの質量損失に起因する可能性が最も高いという事実に起因すると考えています。空間的に分解された診断図は、AGNの放射が銀河の内側0.5$R_e$(有効半径)領域に集中していることを明らかにし、AGNの分類が開口部に依存し、適切な活動分類のためには輝線比をH$\alpha$相当幅と合わせて考慮する必要があることを示している。ガス励起のより包括的なマッピングを生成する複合「BPT+WHAN」図を提示します。
星間物質で最初に検出されたグリシン異性体: グリコールアミド (NH$_2$C(O)CH$_2$OH)
| Title |
First_glycine_isomer_detected_in_the_interstellar_medium:_glycolamide_(NH$_2$C(O)CH$_2$OH) |
| Authors |
V\'ictor_M._Rivilla,_Miguel_Sanz-Novo,_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\'ies,_Miguel_A._Requena-Torres,_and_Jos\'e_Luis_Alonso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11507 |
私たちは、星間物質中でC$_2$H$_5$O$_2$N異性体である$syn$-グリコールアミド(NH$_2$C(O)CH$_2$OH)を初めて検出したことを報告します。Yebes40m望遠鏡とIRAM30m望遠鏡を使用してG+0.693-0.027分子雲に向けて実施された超深部スペクトル調査のサブmKレベルでの絶妙な感度により、この種の複数の遷移を明確に識別することができました。カラム密度は(7.4$\pm$0.7)$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$と計算されました。これは、H$_2$に対する分子存在量が5.5$\times$10$^{-11}$であることを意味します。グリコールアミドの高エネルギー$anti$配座異性体やグリシンの2つの配座異性体など、他のC$_2$H$_5$O$_2$N異性体は検出されませんでした。グリシンの存在量から導かれた上限は、このアミノ酸がISMにおける異性体のグリコールアミドよりも確実に少ないことを示しています。C$_2$H$_5$O$_2$N異性体の存在量は熱力学的平衡の観点から説明できないため、化学反応速度論を援用する必要があります。グリシンの存在量が少ないことは驚くべきことではないかもしれませんが、他の化合物（アルコール、アルデヒド、アミンなど）と比較してISM中の酸の存在量が相対的に少ないことを考えると、いくつかの化学経路がその異性体グリコールアミドの形成に有利に働く可能性があります。これは、塵粒子の表面でのラジカル-ラジカル反応によって形成される可能性があります。これらのラジカルの存在量は、G+0.693-0.027で予想されるような、宇宙線によって誘発される強い紫外線場の影響を受ける環境では大幅に増加する可能性があります。したがって、この分子雲に対する最近のいくつかの分子検出が示すように、化学的複雑さが増大する炭素、酸素、窒素を含む新種を発見するための最良のターゲットとして際立っています。
超新星フィードバックが質量金属量関係に及ぼす影響
金属性は、銀河の形成と進化を強く制約する基本的な物理的特性です。銀河内の星の形成は超新星爆発から放出されるエネルギーによって抑制され、金属の生成によって促進されることがあります。この超新星フィードバックの影響を理解するために、熱的、運動学的、確率的、機械的形態でエネルギーを放出する4つの異なるフィードバック方法を、自己矛盾のない宇宙論的化学力学シミュレーションに比較します。他の不確実性を最小限に抑えるために、観測された天の川銀河の星の元素存在量を再現できる最新の元素合成収率を使用します。それぞれの方法で、星と気相の金属量の進化を銀河の質量の関数、つまり質量と金属量の関係として予測します。次に、機械的フィードバックが赤方偏移$z\sim3$までの多くの観測値に最もよく一致することがわかりますが、予測される気相金属量は$z\ge1$で観測された値よりも高いように見えます。フィードバックモデリングは、ジェームズウェブ宇宙望遠鏡による遠方の銀河の金属性や、現在および将来の分光調査による大規模なサンプルの金属性によってさらに制約される可能性があります。
宇宙時間にわたる AGN の死滅: X 線で選択された AGN の UVJ 図
| Title |
AGN's_Deadness_Over_Cosmic_Time:_UVJ_Diagrams_of_X-Ray-Selected_AGN |
| Authors |
Rachel_Cionitti,_Brandon_Coleman,_Allison_Kirkpatrick,_Greg_Troiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11612 |
活動銀河核(AGN)は、大質量銀河の中心に超大質量ブラックホールを激しく降着させています。これらの天体は銀河自体の空間範囲をほとんど占めませんが、広範囲に影響を及ぼし、銀河の星の形成に影響を与え、おそらく銀河が「赤く枯れる」までの寿命に影響を与えると考えられています。典型的な銀河は、宇宙時間の経過とともに、「赤色と消滅」、または青色と星形成の二峰性分布に分離する傾向があることを示しています。私たちは、活動銀河が同様の方法で宇宙時間の経過とともに進化するかどうか、そしてこれによってAGNとホスト銀河の間の関係の複雑さについて何かを明らかにできるかどうかを調べます。Stripe82Xサーベイを使用して、z=0～2.5にわたる3940X線AGNを特定し、各銀河のレストフレームUVJカラーを測定します。UVJカラーダイアグラム内の位置に基づいて、AGNを星形成中または静止中に分類します。我々は、星形成銀河と静止銀河のAGNの間に明確な二峰性分布がないことを発見しました。さらに、最も明るいX線源は星形成領域に存在する傾向があり、これは中央エンジンの活動と星形成速度の増加との間の相関関係を示している可能性があります。
8 GHz と 15 GHz の VLBA で撮影したらせん構造から明らかになった M87 のジェットの特性
| Title |
Properties_of_the_jet_in_M87_revealed_by_its_helical_structure_imaged_with_the_VLBA_at_8_and_15_GHz |
| Authors |
A._S._Nikonov_(MPIFR,_ASC_LPI),_Y._Y._Kovalev_(MPIFR,_ASC_LPI,_MIPT),_E._V._Kravchenko_(MIPT,_ASC_LPI),_I._N._Pashchenko_(ASC_LPI),_A._P._Lobanov_(MPIFR,_MIPT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11660 |
銀河M87のジェットの8GHzおよび15GHzでの全軌道高解像度電波観測を紹介します。これらの観測は、超長基線アレイ(VLBA)、超大型アレイ(VLA)の1つのアンテナ、およびエッフェルスベルク100m望遠鏡を使用して、2009年5月に連続3日間にわたって行われました。私たちが生成した画像は20,000:1を超えるダイナミックレンジを持ち、線形スケールを約100シュヴァルツシルト半径まで分解し、四肢が明るくなったジェットとかすかな急峻なスペクトルのカウンタージェットを明らかにしています。ジェット対カウンタージェットの解析を実行しました。これは、流れの物理パラメーターの推定に役立ちました。ジェットの豊富な内部構造は3本のらせん状の糸によって支配されており、おそらくマッハ数約20、エンタルピー比約0.3の超音速流で発生するケルビンヘルムホルツ(KH)不安定性によって生成されます。我々は、CLEANイメージングのバイアス補正された8～15GHzのスペクトルインデックス画像を生成します。これは、螺旋ねじ山の交差領域におけるスペクトルの平坦化を示しています。これは、観測されたジェットの内部構造のKH起源をさらに裏付けています。コアから約20ミリ秒の距離でジェット内の偏光放射を検出し、ジェットの横方向の勾配に従うファラデー回転を見つけます。ファラデー回転補正を偏光位置角度に適用すると、位置角度がジェット軸からの距離の関数として変化することがわかり、これはヘリカル磁場の存在を示唆しています。
MUSE-ALMA Haloes IX: ガスが豊富な銀河の形態と星の性質
| Title |
MUSE-ALMA_Haloes_IX:_Morphologies_and_Stellar_Properties_of_Gas-rich_Galaxies |
| Authors |
Arjun_Karki,_Varsha_P._Kulkarni,_Simon_Weng,_C\'eline_P\'eroux,_Ramona_Augustin,_Matthew_Hayes,_Mohammadreza_Ayromlou,_Glenn_G._Kacprzak,_J._Christopher_Howk,_Roland_Szakacs,_Anne_Klitsch,_Aleksandra_Hamanowicz,_Alejandra_Fresco,_Martin_A._Zwaan,_Andrew_D._Biggs,_Andrew_J._Fox,_Susan_Kassin,_Harald_Kuntschner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11721 |
銀河が銀河周縁媒体(CGM)とどのように相互作用するかを理解するには、銀河の形態学的特性と星の特性がCGM特性とどのように相関しているかを判断する必要があります。我々は、HSTおよびVLTMUSE観測で検出され、HI柱密度$N_{\rmHI}$$>$$10^{18}$$\rmcm^{-2}で$0.2\lesssimz\lesssim1.4$にある強い介在クエーサー吸収体の赤方偏移の$\pm$500kms$^{-1}$以内にあると判断された、よく画像化された66個の銀河の分析を報告します。$。GALFITを使用して決定されたこれらの銀河の幾何学的特性(セルシック指数、有効半径、軸比、および位置角度)を示します。これらの特性を星形成率(SFR、H$\alpha$または[OII]光度を使用して推定)および星の質量($M_{*}$スペクトルエネルギー分布の当てはめから推定)とともに使用して、さまざまな恒星とCGMの特性間の相関を調べます。我々の主な発見は以下のとおりである：（1）SFRは$M_{*}$とよく相関しており、吸収選択銀河のほとんどは地球集団の星形成主系列（SFMS）と一致している。(2)より大規模な対応する吸収体は、より中心に集中し、サイズが大きくなります。(3)銀河の大きさと正規化された衝突パラメータは$N_{\rmHI}$と負の相関があり、これはより小さな銀河、そして銀河中心に近いほど$N_{\rmHI}$の吸収が大きくなることと一致しています。(4)吸収および放出金属量は$M_{*}$およびsSFRと相関しており、過去の星形成が低く、現在のガス消費速度が速い銀河では金属の乏しい吸収体が発生していることを示唆している。(5)吸収選択銀河のSFR表面密度は、局所銀河のKennicutt-Schmidt関係式で予測されるよりも高く、吸収選択銀河の星形成効率が高いことを示唆しています。
連星中性子星(NS)合体イベントGW170817/GRB170817A/キロノバAT2017gfoのマルチメッセンジャー観測によって明らかになった豊富な情報は、このガンマ線バースト(GRB)の即時放出のモデルに相容れない制約を課しているようです。2つのNSの合体とGRBのトリガーと即時放出の熱尾部との間に観測された時間遅延は、これらのモデルで同時に再現することはほとんどできません。我々は、合体残骸はNS（少なくとも1秒の大部分の間続く）であるべきであり、この困難は、NSから放出される高エネルギーニュートリノの吸収と円盤内での有効な粘性物質の出現の遅れによる降着円盤の形成の遅れによって軽減できると主張する。さらに、NSから放出されるニュートリノのエネルギー蓄積の影響についての考察を拡張します。NSがGRB170817Aと同様の距離と持続時間を持つGRBの中心天体である場合、降着終了後にNSによって膨張した熱泡の熱放射が検出可能である可能性があります。私たちのシナリオが検証された場合、初期のNSの冷却を調査することは興味深いでしょう。
摂動的 QCD は中性子星について実際に何を言いたいのでしょうか
中性子星に対する摂動QCD(PQCD)計算の影響が注意深く検査されています。バリオン化学ポテンシャル$\mu_B\sim2.4$GeVを超えるPQCD計算は、広範囲の中性子星の状態方程式(EOS)を除外できる可能性を示していますが、この種の制約はトールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ(TOV)限界付近の最も大質量な中性子星にのみ影響を及ぼし、たとえ観測がトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ(TOV)限界に近い場合でも、中性子星EOSの限界は現在または将来の天体物理学的観測によるものと直交します。TOV制限が設けられています。最も制限的なシナリオを想定すると、PQCDの考慮事項では、重い中性子星に関連する高い$\mu_B$での音速2乗$C_s$の低い値が優先されますが、半径と潮汐変形能力の予測はすべての質量についてほとんど変化しません。中性子星の内部の音の最大二乗速度が約$C_{s,\mathrm{max}}\sim0.5$を超えない場合、またはPQCDとのマッチングが$\mu_B\simeq2.9$GeV以上で実行される場合、このような考慮事項は意味がありません。さらに、現在のPQCD予測に伴う不確実性が大きいため、現時点では中性子星EOSに意味のある限界を設定することは不可能です。興味深いことに、$\mu_B\simeq2.4$GeV付近の圧力に関するPQCD予測が精密化され、低いことが判明した場合($\lesssim1.5$GeV/fm$^3$)、柔らかい中性子星内核EOSの証拠は、中性子星密度を超えた非摂動物理学によって支配される強い相互作用相の存在を示すことになるでしょう。
周期的 1D ボックスにおける高速ニュートリノフレーバー変換のための近似漸近分布の評価
| Title |
Evaluating_approximate_asymptotic_distributions_for_fast_neutrino_flavor_conversions_in_a_periodic_1D_box |
| Authors |
Zewei_Xiong_and_Meng-Ru_Wu_and_Sajad_Abbar_and_Soumya_Bhattacharyya_and_Manu_George_and_Chun-Yu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11129 |
ニュートリノの高速フレーバー変換（FFC）は一般に、核崩壊超新星や連星中性子星合体残骸に存在し、フレーバー組成を大きく変化させ、ダイナミクスや元素合成プロセスに影響を与える可能性があります。最近、FFCの理解を深め、流体力学モデリングにおけるFFCの実用化を目的として、異なる初期条件または境界条件を持つシステムに対するFFCの漸近結果を近似的に説明または予測するためのいくつかの分析処方が提案されました。この研究では、周期境界条件を備えた1次元ボックスでの数値シミュレーションを使用して、ランダムにサンプリングされた数千の初期角度分布の調査で、FFCの漸近生存確率分布を取得します。また、FFC後の角度分布の連続性を保証する改良された処方も提案します。これらすべての処方を数値調査結果と詳細に比較および評価します。調査データセットは、現実的な流体力学シミュレーションに適用できるより効果的な方法の探索と設計を促すために一般公開されています。
ガンマ線パルサーの第 3 回フェルミ大域望遠鏡カタログ
| Title |
The_Third_Fermi_Large_Area_Telescope_Catalog_of_Gamma-ray_Pulsars |
| Authors |
David_A._Smith,_Philippe_Bruel,_Colin_J._Clark,_Lucas_Guillemot,_Matthew_T._Kerr,_Paul_Ray,_Soheila_Abdollahi,_Marco_Ajello,_Luca_Baldini,_Jean_Ballet,_Matthew_Baring,_Cees_Bassa,_Josefa_Becerra_Gonzalez,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandra_Berretta,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Elisabetta_Bissaldi,_Raffaella_Bonino,_Eugenio_Bottacini,_Johan_Bregeon,_Marta_Burgay,_Toby_Burnett,_Rob_Cameron,_Fernando_Camilo,_Regina_Caputo,_Patrizia_Caraveo,_Elisabetta_Cavazzuti,_Graziano_Chiaro,_Stefano_Ciprini,_Ismael_Cognard,_Paolo_Cristarella_Orestano,_Milena_Crnogorcevic,_Alessandro_Cuoco,_Sara_Cutini,_Filippo_D'Ammando,_Alessandro_de_Angelis,_Salvatore_De_Gaetano,_Raniere_de_Menezes,_Francesco_de_Palma,_Megan_DeCesar,_Julia_Deneva,_Niccola_Di_Lalla,_Leonardo_Di_Venere,_Feraol_Fana_Dirirsa,_Alberto_Dominguez,_Denis_Dumora,_et_al._(114_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11132 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡の大面積望遠鏡(LAT)からのGeVデータで見つかった294個のパルサーを紹介します。LAT源の深層電波探査で発見された別の33ミリ秒パルサー(MSP)は、位相接続された回転暦が達成されれば脈動を明らかにする可能性があります。LAT線源と同じ場所に設置されたさらに12の光学および/またはX線バイナリシステムにも、ガンマ線MSPが存在する可能性があります。したがって、このカタログには、フェルミ以前に知られていた$\leq11$と比較して、既知のすべてのパルサーの10%に相当する、およそ340個のガンマ線パルサーとその候補が報告されています。ガンマ線パルサーの半分は若い。これらのうち、電波で検出されない半分は、若い電波大音量のパルサーよりも広い銀河緯度分布を持っています。残りはMSPで、そのうち6つは無線で検出されません。全体として、>235は、パルスプロファイル、エネルギースペクトル、またはその両方に適合するのに50MeV以上で十分明るいです。一般的な2つのピークを持つプロファイルの場合、磁極交差に最も近いガンマ線のピークは、一般により柔らかいスペクトルを持ちます。スペクトルエネルギー分布は、スピンダウンパワー$\dotE$が$10^{33}$ergs$^{-1}$付近で観測された最小値まで減少するにつれて狭くなる傾向があり、単一エネルギー電子からのシンクロトロン放射の形状に近づきます。距離が利用可能な場合には、ガンマ線の輝度を計算します。私たちの全天ガンマ線感度マップは集団合成に役立ちます。電子カタログ版では、ガンマ線パルサー暦、特性、およびモデリング結果と比較するためのガイドとなる適合結果が提供されます。
Mrk 335 の X 線/UVOIR 周波数分解時間差解析により、降着円盤の再処理が明らかになった
| Title |
X-ray/UVOIR_Frequency-resolved_Time_Lag_Analysis_of_Mrk_335_Reveals_Accretion_Disk_Reprocessing |
| Authors |
Collin_Lewin,_Erin_Kara,_Edward_M._Cackett,_Dan_Wilkins,_Christos_Panagiotou,_Javier_A._Garcia,_Jonathan_Gelbord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11145 |
UVおよび光連続体の残響マッピングは、降着円盤と内側のブロードライン領域を調査するのに強力です。しかし、X線、UV、光学における最近の残響マッピングキャンペーンでは、標準的なディスク再処理画像から予想される遅延よりも一貫して長い遅延が見つかっています。最近、これまでで最大の不一致がMrk335で報告されており、UV/光の遅延が予想よりも最大12倍長くなっています。ここでは、不規則なサンプリングを考慮してガウス過程を使用して、Mrk335の周波数分解タイムラグ解析を実行します。初めて、フーリエ周波数分解ラグを、元のライトカーブとトレンド除去されたライトカーブの両方に適用された一般的な内挿相互相関関数(ICCF)メソッドを使用して計算されたラグと直接比較しました。短時間スケールの変動に焦点を合わせた場合、予想されるディスク残響遅れがフーリエ遅れによって回復されることを示します。これは、長い時間スケールでは別の変動成分が存在することを示唆しています。この別個の成分が降着円盤を越えた別の領域からの残響としてモデル化される場合、中心ブラックホールからおよそ15光日のサイズスケールが制約されます。これは、H$\beta$残響遅れから推測されるブロードライン領域のサイズと一致します。また、軟X線の遅れに関する暫定的な証拠も見つかりました。これは、硬X線コロナと、2keV以下の軟X線スペクトルを支配する遠方の光電離ガスとの間の光の移動時間の遅れによるものである可能性があると考えられます。
超大質量ブラックホール連星からのLISAバンドにおける極端な質量比インスピレーションの集団の強化
| Title |
The_Enhanced_Population_of_Extreme_Mass-Ratio_Inspirals_in_the_LISA_Band_from_Supermassive_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Smadar_Naoz_and_Zoltan_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11149 |
極端質量比インスピラル(EMRI)は、恒星質量ブラックホール(BH)が超大質量ブラックホール(SMBH)と合体するときに発生します。このような現象からの重力波放射は、将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)やその他のmHz検出器によって検出可能になると期待されています。最近、SMBH連星系のEMRI速度は、総質量が同じ単一のSMBHの周囲のEMRI速度よりも桁違いに高いことが示唆されました。ここで我々は、この高いレートが単一の赤方偏移で数千のSMBH-BHソースを生成できることを示します。我々は、LISAが4年間のミッション存続期間内に、SNR>=8を超える信号対雑音比を持つこれらのEMRIを数百個検出する可能性があると予測しています。残りの閾値以下の発生源は、LISAの感度レベルをおよそ1桁上回る大きな混乱ノイズの原因となります。最後に、個別に検出可能なシステムと、閾値以下のEMRIからのバックグラウンドノイズを使用して、低赤方偏移宇宙におけるSMBHバイナリフラクションを制限できることを提案します。
パルサーのスピンダウン、パルサーのタイミング、重力波における$r$モードの役割
| Title |
The_Role_of_$r$-Modes_in_Pulsar_Spindown,_Pulsar_Timing_and_Gravitational_Waves |
| Authors |
Varenya_Upadhyaya,_Xiyuan_Li,_Xiyang_Zhang,_S._R._Valluri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11270 |
パルサーは高速回転する中性子星であり、重力放射や磁気放射、粒子の加速、質量損失プロセスなどのさまざまなプロセスを介して回転エネルギーを失います。この損失は、回転周波数自体の関数として周波数の変化率を測定するスピンダウン方程式によって定量化できます。パルサーのスピンダウンを調査し、周波数の7次までのスピンダウン方程式を検討します。この7次の項は、$r$モードによるパルサー内の電流型四重極によって引き起こされる重力放射によるエネルギー損失を説明します。$r$モードによる回転周波数を導出し、Lambert関数の観点から解を求めます。また、スピンダウン方程式から周期の解析的正確な解を提示し、これをクラブパルサーについて数値的に検証します。この分析は、3G地上および宇宙ベースの重力波検出器による連続重力波の検出に関連します。
| Title |
A_Comprehensive_Investigation_of_Gamma-Ray_Burst_Afterglows_Detected_by_TESS |
| Authors |
Hugh_Roxburgh_and_Ryan_Ridden-Harper_and_Zachary_G._Lane_and_Armin_Rest_and_Lancia_Hubley_and_Rebekah_Hounsell_and_Qinan_Wang_and_Sebastian_Gomez_and_Muryel_Guolo_and_Sofia_Rest_and_Sophie_von_Coelln |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11294 |
ガンマ線バーストは、電磁スペクトル全体で観察できる残光を生成し、その祖先の性質についての洞察を得ることができます。残光を観測するほとんどの望遠鏡はトリガー情報に迅速に反応するように設計されていますが、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)は30分から200秒の周期で空の一部を継続的に監視します。これにより、TESSはGRBの光学的残光を偶然に観察できるようになります。我々は、TESSreduceパッケージで縮小されたアーカイブTESSデータ内の既知のGRBの残光について最初の大規模な検索を実行し、報告されたバースト時間と時間的に一致する11個の候補信号を検出しました。我々は、これらのうち3つを、これまでTESSによって検出されたことが知られていなかった可能性の高いGRB残光として分類します。そのうちの1つは、ガンマ線座標ネットワークで他の残光検出が報告されていません。5人の候補者を暫定的として分類し、残りは可能性が低いと分類します。afterglowpyパッケージを使用して、候補となる各光度曲線をガウスモデルとトップハットモデルでモデル化し、バーストパラメーターを推定します。これらの適合を実行するには、爆発と残光の開始の間に$740\pm690\,$sの平均遅延時間が必要であることがわかりました。高いケイデンスと広い視野により、TESSはGRBの位置を特定するための強力な機器となり、他のバックアップ測光が不可能な場合に残光を観察できる可能性があります。
ローレンツ不変性の破れを伴う銀河間電磁カスケードの数値シミュレーションについて
| Title |
On_Numerical_Simulations_of_Intergalactic_Electromagnetic_Cascades_with_Lorentz_Invariance_Violation |
| Authors |
Andrey_Saveliev,_Rafael_Alves_Batista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11421 |
ローレンツ不変性破れ(LIV)は、高エネルギーでローレンツ対称性が破れ、粒子のダイナミクスや相互作用に影響を与える可能性があるという提案された現象です。私たちは、CRPropaフレームワークを使用した数値シミュレーションを使用して、ガンマ線誘起電磁カスケードにおけるLIVを調査し、特に対生成と逆コンプトン散乱を受けるカスケード電子と光子にLIVがどのような影響を与えるかを研究します。既存の理論モデルと比較したシミュレーション結果の詳細な分析により、LIVがカスケードの両方の成分、光子と電子の挙動を大幅に変更することができ、その結果、高エネルギーガンマ線観測で観察できる測定フラックスの特定の兆候が得られることが明らかになりました。これらの洞察は、LIVの継続的な研究とLIV効果を組み込んだ理論モデルの開発にとって重要です。
MAXI J1535-571 および H 1743-322 における準周期振動の動的原点のテスト
| Title |
Testing_the_dynamic_origin_of_Quasi-periodic_Oscillations_in_MAXI_J1535-571_and_H_1743-322 |
| Authors |
Divya_Rawat,_Nazma_Husain,_and_Ranjeev_Misra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11460 |
我々は、2つのブラックホールX線バイナリ源、MAXIJ1535$-$571とH1743$-$322の硬質状態および硬質中間状態における分光時間特性を調査します。MAXIJ1535$～$571については、特にタイプC準周期振動(QPO)の発生に焦点を当てて、Swift/XRT、NuSTAR、およびNICERの観測を分析します。H1743$-$322に関しては、NICERとAstroSatのマルチエポック観測を分析し、重心周波数が0.1～0.6Hzの範囲にあるタイプCQPOを特定しました。どちらのソースでも、スペクトルを相対論的切頭円板とべき乗則成分でフィッティングしました。MAXIJ1535$-$571では、追加の相対論的に汚れた鉄の線も観察されます。時間解析とスペクトル解析を通じて、QPO重心周波数と、降着率や内部円盤半径などのスペクトルパラメータを推定します。タイプCQPOの起源を相対論的な歳差運動周波数と動的周波数(つまり、音の通過時間$\frac{r}{c_s(r)}$の逆数)としてテストします。QPO周波数の降着率と内部円盤半径の両方への依存性は、動的周波数としてQPO原点に有利に働きます。これらの結果の意味について議論します。
2021 年の RS Oph バーストを NICER で X 線で監視
| Title |
The_RS_Oph_outburst_of_2021_monitored_in_X-rays_with_NICER |
| Authors |
Marina_Orio,_Keith_Gendreau,_Morgan_Giese,_Gerardo_Juna_M._Luna,_Jozef_Magdolen,_Tod_E._Strohmayer,_Andy_E._Zhang,_Diego_Altamirano,_Andrej_Dobrotka,_Teruaki_Enoto,_Elizabeth_C._Ferrara,_Richard_Ignace,_Sebastian_heinz,_Craig_Markwardt,_Joy_S._Nichols,_Micahel_L._Parker,_Dheerajay_R._Pasham,_Songpeng_Pei,_Pragati_Pradhan,_Ron_Remillard,_James_F._Steiner_and_Francesco_Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11485 |
共生回帰新星RSOphの2021年の爆発は、光学極大の翌日から88日目まで、中性子星内部組成探査ミッション(NICER)によって0.2～12keVの範囲で監視され、爆発の発達に関する前例のない詳細なビューが得られました。超軟X線相に先行するX線束は光学的最大値からほぼ5日後にピークに達し、21～25日間は衝撃を受けた噴出物のみから発生しました。放射は熱的でした。最初の5日間は非衝突電離平衡モデルのみがスペクトルに適合し、平衡への移行は6日目から12日目の間に起こりました。NICER範囲で測定されたピークX線束と60MeV～500GeV範囲のフェルミで測定されたピークX線束の比は約0.1で、H.E.S.S.で測定されたピークフラックスとの比は約0.1でした。250GeV～2.5TeVの範囲では約100でした。中心の超軟X線源(SSS)、すなわち殻水素燃焼白色矮星(WD)は、最初は短いフレアで4週間目に見えるようになりました。流束の大幅な増加は41日目に発生しましたが、SSS流束は変動したままでした。SSSフェーズでは、約35秒ごとの準周期的な振動が常に観察され、振幅と周期ドリフトが変動し、最終的には減少するように見えました。SSSは、質量>1M(太陽)のWDの特性を備えています。熱核の燃焼は75日目の直後に停止し、2006年の爆発よりも早くなりました。新星物理学への影響について議論します。
磁場中の荷電粒子と宇宙線輸送
宇宙磁場における荷電粒子の輸送理論は、私たちの近所から超新星、銀河団、遠く離れた活動銀河に至るまで、宇宙における非熱現象の研究のまさに中心にあります。粒子がどのようにして非熱エネルギーにエネルギーを与えられるのかを理解すること、また、粒子の発生源から観測者または宇宙の別の場所までの動きを説明することは非常に重要です。ここでは、理論の重要な基本的な側面を要約し、現在開発中の理論的枠組みのいくつかのトピックについて説明します。また、銀河内の粒子の加速と伝播に対する輸送理論の簡単な応用についても説明します。
コンパクトな星団から逃れる宇宙線 H、He、およびより重い原子核のさまざまなスペクトル
| Title |
Different_spectra_of_cosmic_ray_H,_He_and_heavier_nuclei_escaping_compact_star_clusters |
| Authors |
Pasquale_Blasi_(GSSI)_and_Giovanni_Morlino_(INAF/Arcetri) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11663 |
コンパクト星団の終結衝撃における宇宙線加速は、主にそのような天体物理源のいくつかからのガンマ線放射の検出により、最近大きな注目を集めている。今回我々は、衝撃終了時の原子核の加速に焦点を当て、特に衝撃の下流における陽子のエネルギー損失と原子核の破砕反応が果たす役割を調査する。クラスター風によって掘削された空洞内の平均ガス密度をかなり一般的に選択した場合、He原子核のスペクトルは水素のスペクトルより体系的に硬いことを示します。これは、観察されたまだ説明されていない不一致硬化現象と定性的に一致しているように見えます。また、より重い原子核の破砕反応は非常に激しいため、スペクトルが非常に硬くなり、正規化が低くなりやすいこともわかりました。これは、星団から逃れた重い原子核が地球の宇宙線のスペクトルに大きな寄与をする可能性が低いことを意味します。
PG 1553+113 二元仮説の制約: 新しい 22 年間の解釈
| Title |
Constraining_the_PG_1553+113_binary_hypothesis:_interpreting_a_new,_22-year_period |
| Authors |
Sagar_Adhikari,_Pablo_Penil,_John_Ryan_Westernacher-Schneider,_Alberto_Dominguez,_Marco_Ajello,_Sara_Buson,_Alba_Rico,_Jonathan_Zrake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11696 |
PG1553+113は、$\sim\!の証拠を示す有名なブレザーです。電波、光学、X線、$\gamma$線の帯域における2.2$年の準周期振動。我々は、100年間の観測をカバーするその歴史的な光学光度曲線において、$21.8\pm4.7$年という新たなより長い振動の証拠を提示する。単独では、この$\sim\!look-other効果を考慮すると、22$年の期間には$1.9\sigma$の統計的有意性があります。ただし、$2.2$年期間と$22$年期間の両方がノイズから生じる確率は、$\sim0.02\%$($3.5\sigma$)です。22年振動の次のピークは、2025年7月頃に起こるはずです。これら2つの期間の間に$\sim\,$10:1の関係が、もっともらしい超大質量ブラックホールバイナリモデルで生じる可能性があることがわかりました。PG1553+113の2つの期間についての我々の解釈は、バイナリエンジンの質量比$\gtrsim0.2$、離心率$\lesssim0.1$を持ち、特徴的なアスペクト比$\sim0.03$の円盤から降着することを示唆しています。推定上の超大質量ブラックホール連星はnHzの重力波を放射しているが、その振幅は予測可能なパルサータイミングアレイで検出するには$\sim10-100$倍低すぎる。
カー重力と 4 次元アインシュタイン・ガウス・ボンネット重力で新たに形成された回転ブラック ホールに向かう塵の重力崩壊
| Title |
The_gravitational_collapse_of_the_dust_toward_the_newly_formed_rotating_black_holes_in_Kerr_and_4-D_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravities |
| Authors |
Orhan_Donmez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11725 |
新たに形成されたブラックホールに向かう塵粒子の重力崩壊の研究は、ブラックホールの合体から生じる重力波の観測を受けて人気が高まっている。この論文では、一般重力およびアインシュタインガウスボンネット重力の枠組みに相対論的流体力学を組み込んだ数値コードを使用して、ブラックホールに向かう塵の破片の降下をモデル化することに焦点を当てます。我々は、観察された曲率効果に対するブラックホールの回転パラメータαやEGB結合定数アルファなどのさまざまなパラメータの影響を調査します。どちらのパラメータも、ブラックホールの周囲に形成される降着円盤のダイナミクスに大きな影響を与えます。さらに、重力崩壊プロセスを2つの異なるシナリオで説明します。また、質量降着率がこれら2つのパラメータによって大きく影響されることも観察されています。ブラックホールに向かって質量が増加する速度は、ブラックホールの成長と進化の軌跡に直接影響します。
銀河画像の確率的デコンボリューションのための拡散モデル
| Title |
Diffusion_Models_for_Probabilistic_Deconvolution_of_Galaxy_Images |
| Authors |
Zhiwei_Xue,_Yuhang_Li,_Yash_Patel,_Jeffrey_Regier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11122 |
望遠鏡は、特定の点像分布関数(PSF)を使用して画像をキャプチャします。PSF畳み込みは可逆変換ではないため、PSFデコンボリューションとして知られる問題である、より鮮明なPSFがあれば画像がどのように見えるかを推測することは不適切です。深い生成モデルは、PSFデコンボリューションにとって魅力的です。なぜなら、PSFとコンボリューションされた場合に観測値を生成した可能性のある候補画像の事後分布を推論できるからです。ただし、VAEやGANなどの古典的な深層生成モデルでは、サンプルの多様性が不十分であることがよくあります。代替案として、銀河画像のPSFデコンボリューションのための分類器を使用しない条件付き拡散モデルを提案します。我々は、この拡散モデルが、条件付きVAEと比較して、可能なデコンボリューションのより多様性を捉えていることを実証します。
コンプトンペア (ComPair) 気球搭載ガンマ線望遠鏡用 CsI 熱量計の開発
| Title |
Development_of_a_CsI_Calorimeter_for_the_Compton-Pair_(ComPair)_Balloon-Borne_Gamma-Ray_Telescope |
| Authors |
Daniel_Shy,_Richard_S._Woolf,_Clio_C._Sleator,_Eric_A._Wulf,_Mary_Johnson-Rambert,_Emily_Kong,_J._Mitch_Davis,_Thomas_J._Caligiure,_J._Eric_Grove,_and_Bernard_F._Phlips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11177 |
観測上のガンマ線MeVギャップを埋めるために、天体物理学への関心が高まっています。そこで、我々は、ComPairとして知られる気球ベースのコンプトンおよびペア製造望遠鏡のサブシステムとして、CsI:Tl熱量計のプロトタイプを開発しました。ComPairは、MeV範囲のガンマ線望遠鏡の技術デモンストレーターであり、両面シリコン検出器、仮想フリッシュグリッドCdZnTe、CsI熱量計、プラスチックベースの反一致検出器の4つのサブシステムで構成されています。プロトタイプのCsI熱量計は30個のCsIログで構成されており、それぞれの形状は$1.67\times1.67\times10\\mathrm{cm^3}$です。丸太は、各層で方向が交互になるように6個並べてホドスコピックに配置されます。各ログの解像度は$662\\mathrm{keV}$で約$8\%$半値全幅(FWHM)で、動的エネルギー範囲は約$250\\mathrm{keV}-30\\mathrm{MeV}$です。SensLJシリーズSiPMの$2\times2$アレイはログの両端を読み取り、IDEASROSSPADで読み取られた信号との相互作用の深さとエネルギー蓄積を推定します。また、Arduinoを利用して、完全な望遠鏡を構成する他のComPairサブシステムと同期します。この研究では、熱量計の開発と性能、熱および真空条件でのテスト、および$2-25\\mathrm{MeV}$単一エネルギーのガンマ線ビームによる照射の結果を紹介します。CsI熱量計は、2023年の夏に気球実験としてComPairに搭載されて飛行する予定です。
飛行中の JWST による 1 年間の波面センシング: サイクル 1 の望遠鏡の監視とメンテナンスの概要
| Title |
A_Year_of_Wavefront_Sensing_with_JWST_in_Flight:_Cycle_1_Telescope_Monitoring_and_Maintenance_Summary |
| Authors |
Charles-Philippe_Lajoie,_Matthew_Lallo,_Marcio_Mel\'endez,_Nicolas_Flagey,_Randal_Telfer,_Thomas_M._Comeau,_Bernard_A._Kulp,_Tracy_Beck,_Gregory_R._Brady,_and_Marshall_D._Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11179 |
科学サイクル1全体でJWSTが測定した望遠鏡の性能を要約します。通常、セグメントの位置合わせの安定性は2日ごとの測定間の10ナノメートルRMSよりも優れており、非常に安定した点広がり関数につながります。冷却後に構造が徐々に平衡化するにつれて、セグメントの「傾斜イベント」の頻度は大幅に減少し、より大きな傾斜イベントは完全に停止しました。1～2か月ごとのミラー補正により、望遠鏡の波面誤差が70nmRMS未満に維持されるようになりました。サイクル1中に観察された微小隕石の衝突は、飛行前の予測と一致して、科学のパフォーマンスにほとんど影響を与えませんでした。JWSTがサイクル2を開始すると、その光学性能と安定性は、試運転終了時に報告された性能と同等か、ある意味ではそれよりも優れています。
エネルギーダイナミックレンジを拡張するデュアルゲインSiPMボードの開発
| Title |
Development_of_Dual-Gain_SiPM_Boards_for_Extending_the_Energy_Dynamic_Range |
| Authors |
Daniel_Shy,_Richard_S._Woolf,_Eric_A._Wulf,_Clio_C._Sleator,_Mary_Johnson-Rambert,_W._Neil_Johnson,_J._Eric_Grove,_and_Bernard_F._Phlips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11283 |
数百keVから数百MeVの範囲のガンマ線による天体観測は、現在最も探査されていないエネルギー範囲に相当します。このいわゆるMeVギャップに対処するために、私たちは市販の（COTS）SiPMとフロントエンドを使用して、より大規模なガンマ線ミッションコンセプトのサブシステムとして機能するプロトタイプのCsI:Tl熱量計装置を設計および構築しました。開発中に、エネルギー応答に重大な非線形性があることが観察されました。さらに、COTS読み出しを使用すると、熱量計は望遠鏡に必要な4桁のエネルギー範囲をカバーできませんでした。そこで、当社は、読み出しの動的エネルギー範囲を拡大するために別々に読み出される2つのSiPM種を利用するデュアルゲインシリコン光電子増倍管(SiPM)ボードを開発しました。この研究では、アクティブ領域($3\times3\\mathrm{mm}^2$および$1\times1\\mathrm{mm}^2$)およびさまざまなマイクロセルサイズ($10$、$20$、および$35\\mu\mathrm{m}$)に関するSiPMの応答を調査します。私たちは、両方のSiPM種に対して$35\\mu\mathrm{m}$マイクロセルを利用するデュアルゲインSiPMを使用して$3\times3\times6\\mathrm{cm}^3$CsI:Tlチャンクを読み取り、高エネルギーのガンマ線と陽子線でテストしたときにその概念を実証しました。また、高エネルギー陽子に対する$17\times17\times100\\mathrm{mm}^3$CsIバーの応答も研究しました。COTSの読み出しにより、デュアルゲインプロトタイプのエネルギー範囲は$0.25～400\\mathrm{MeV}$であり、2つのSiPM種は約$2.5～30\\mathrm{MeV}$の範囲で重なっていると推定されます。この開発は、ガンマ線天体物理学に応用できる将来のシンチレーターベースの高エネルギー熱量計の概念を実証することを目的としています。
狭帯域無線 SETI における持続的 RFI の解決策: マルチビーム点光源スキャン戦略
| Title |
A_solution_to_persistent_RFI_in_narrowband_radio_SETI:_The_MultiBeam_Point-source_Scanning_strategy |
| Authors |
Bo-Lun_Huang_and_Zhen-Zhao_Tao_and_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11368 |
21世紀の狭帯域無線による地球外知的探査(SETI)は、無線周波数干渉(RFI)に深刻な影響を受けており、その結果、多数の誤検知が発生しており、これが宇宙からのメッセージをまだ受信していない主な理由である可能性があります。そこで我々は、狭帯域無線SETIでRFIを識別する方法に革命をもたらし、現在の状況に対する優れた解決策を提供するために、マルチビーム点源走査（MBPS）と呼ばれる新しい観測戦略を提案します。MBPS戦略は、望遠鏡のさまざまなビームでターゲットの星を順次スキャンするシンプルかつ強力な方法で、相互検証のために時間領域でリアルタイムの参照を作成し、これまでの試みでは決して達成できなかったレベルの確実性で、長期持続するすべてのRFIを潜在的に識別します。FAST望遠鏡によるTRAPPIST-1の観測中にMBPS戦略を適用することにより、MBPS戦略によって導入された確かな基準を使用して、16,645個の受信信号すべてをRFIとして識別することに成功しました。したがって、我々は、本物の銀河の挨拶の最初の発見にさらに近づける有望なツールとしてMBPS戦略を紹介します。
衛星の特性評価に適用される機能接続理論とネルダー・ミード最適化手法
| Title |
Theory_of_Functional_Connections_and_Nelder-Mead_optimization_methods_applied_in_satellite_characterization |
| Authors |
Allan_Kardec_de_Almeida_Junior,_Safwan_Aljbaae,_Timoth\'ee_Vaillant,_Jhonathan_M._Pi\~neros,_Bruno_Coelho,_Domingos_Barbosa,_Miguel_Bergano,_Jo\~ao_Pandeirada,_Francisco_C._Carvalho,_Leonardo_B._T._Santos,_Antonio_F._B._A._Prado,_Anna_Guerman,_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11592 |
巨大星座の構築に伴う人工物の人口の増加は、すべての宇宙船や宇宙インフラ（宇宙天文台を含む）に対する潜在的な危険を増大させるだけでなく、何よりも天文学と暗い空に深刻な脅威をもたらします。この個体群の監視には衛星の正確な特性評価が必要ですが、これは最適化手法を使用して位置、速度、光度曲線などの観測データを分析することを含む困難な作業です。この研究では、衛星のダイナミクスに関連するパラメータを決定するための2つの最適化手順の適用を提案および分析します。1つは機能接続理論(TFC)に基づくもので、もう1つはネルダー・ミードのヒューリスティック最適化アルゴリズムに基づくものです。TFCは線形関数補間を実行して、問題の制約を関数に埋め込みます。この論文では、この関数を使用して衛星の観測データをその力学方程式に解析的に埋め込むことを提案します。その後、どの解も必ず観測データを満たします。本研究で提案する2番目の手順は、目的関数の勾配を必要としないNealder-Meadアルゴリズムを代替解として利用します。各メソッドの精度、効率、および初期推定への依存性が調査、分析され、いくつかの動的モデルについて比較されます。これらの方法は、利用可能な観測データから衛星の物理パラメータを取得したり、宇宙や天文台での追跡監視活動に貢献するスペースデブリの特性評価に使用できます。
月の裏側無線アレイ: 予備的な現地調査
宇宙の構造の起源と進化は暗黒時代に研究される可能性があります。30<z<80の間で高度に赤方偏移したHI信号は、この時代に観測された唯一の信号です。人間の電波干渉と電離層の影響により、地球ベースの電波天文学は30MHzを超える周波数に制限されています。コンパクトな急峻なスペクトル源、パルサー、太陽活動からの研究によって低周波窓を観察するために、200kmの基線の月の裏側電波干渉計がよく議論されてきました。本論文は、月の裏側の山々に数少ない、潜在的な裏側クレーターの予備的な現地調査を実施する。LROLOLAデータに基づいて、8つの遠方サイトの解像度200mの地形図が作成され、そこから傾斜と粗さの地図が導出されました。最適なサイトを決定するために、性能指数が作成されました。3つのサイトが有望であると特定されています。天文学のためにこれらの場所を保護する必要があります。
太陽大気中でのH${\epsilon}$の形成
| Title |
Formation_of_H${\epsilon}$_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
K._Krikova_(1_and_2),_T._M._D._Pereira_(1_and_2),_L._H._M._Rouppe_van_der_Voort_(1_and_2)_((1)_Rosseland_Centre_for_Solar_Physics,_University_of_Oslo,_Oslo,_Norway,_(2)_Institute_of_Theoretical_Astrophysics,_University_of_Oslo,_Oslo,_Norway) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11131 |
目的。私たちは、静かな太陽の中でヘプシロンがどのように形成されるかを理解することを目指しています。特に、その源の機能と消滅を設定する特定の物理的メカニズム、さまざまな太陽構造でそれがどのように形成されるか、そしてなぜそれが時々放出で観察されるのかを検討します。方法。非平衡水素イオン化を考慮した3D放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションをBifrostコードで実行して使用しました。ヘプシロンおよびCaIIHスペクトルを合成するために、非平衡水素イオン化を考慮に入れるように修正されたRHコードを利用しました。H${\epsilon}$ソース関数内の主要な項を決定するために、ソース関数のマルチレベル記述を採用しました。合成スペクトルとシミュレーションを使用して、相対的な線吸収または放射への寄与関数を研究し、それをさまざまな場所の大気量と比較しました。結果。私たちのマルチレベルソース関数の記述は、H${\epsilon}$ソース関数がインターロックによって支配されており、支配的なインターロック遷移は基底レベルを介して行われ、ライマン級数を介してH${\epsilon}$の上位レベルに存在することを示唆しています。これにより、H${\epsilon}$ソース関数は部分的に温度の影響を受けやすくなります。H${\epsilon}$の絶滅はライマン${\alpha}$によって設定されます。場合によっては、この温度依存性により、加熱を示すH${\epsilon}$放出が発生します。高解像度の観測により、H${\epsilon}$は単なる弱い吸収線ではないことが明らかになりました。H${\epsilon}$が放出される領域は、エラーマン爆弾など、太陽大気下層での小規模な加熱現象を検出するのに特に興味深いものです。したがって、H${\epsilon}$は、太陽大気中の加熱の研究にとって重要な新しい診断ツールとなる可能性があり、同時に観測された場合、CaIIHの診断可能性が高まります。
隠れた巨大白色矮星の集団: 2 つの発見された K+WD 連星
| Title |
A_hidden_population_of_massive_white_dwarfs:_two_spotted_K+WD_binaries |
| Authors |
D._M._Rowan,_T._Jayasinghe,_M._A._Tucker,_C._Y._Lam,_Todd_A._Thompson,_C._S._Kochanek,_N._S._Abrams,_B._J._Fulton,_I._Ilyin,_H._Isaacson,_J._Lu,_D._V._Martin,_B._Nicholson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11146 |
大質量($\gtrsim0.8~M_\odot$)の白色矮星の識別と特性評価は、その低光度のせいで部分的には困難です。ここでは、K矮星原色と光学的に暗い伴星を含む2つの単線分光連星の候補、GaiaDR34014708864481651840と5811237403155163520を紹介します。どちらも$P\sim0.45$日の公転周期を持ち、回転変動、楕円体変調、および高振幅の動径速度変動を示します。トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からの光度曲線、地上の分光器からの動径速度、スペクトルエネルギー分布を使用して、これらの連星を特徴付け、目に見えない伴星の性質を記述します。私たちは、両方の系が巨大な白色矮星伴星と一致していることを発見しました。単純な楕円体変数とは異なり、スタースポットはTESSセクター間で光度曲線の形態を変化させます。私たちは、PHOEBEバイナリ光度曲線モデルを使用して軌道傾斜角を制約しようと試みていますが、斑点星の光度曲線の縮退により、正確な決定が妨げられています。最後に、GaiaDR3とTESSを使用して類似のオブジェクトを検索し、最近主張されたコンパクトオブジェクトバイナリのコンテキストでこれらのシステムについてコメントします。
散開星団星で観察されるAPOGEE 12C/13C比を用いた赤色巨星の非正準混合の研究
| Title |
An_Investigation_of_Non-Canonical_Mixing_in_Red_Giant_Stars_Using_APOGEE_12C/13C_Ratios_Observed_in_Open_Cluster_Stars |
| Authors |
Caroline_McCormick,_Steven_R._Majewski,_Verne_V._Smith,_Christian_R._Hayes,_Katia_Cunha,_Thomas_Masseron,_Achim_Weiss,_Matthew_Shetrone,_Andr\'es_Almeida,_Peter_M._Frinchaboy,_Domingo_An\'ibal_Garc\'ia-Hern\'andez,_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11191 |
標準的な星の進化理論では、低質量の赤色巨星の分枝(RGB)星の表面の化学種の存在量はあまり予測できません。観測では、赤色巨星エンベロープ内のp-p鎖とCNOサイクル生成物の増強が示されており、これはこれらの星の表面に内部燃焼生成物をもたらす非正準混合の存在を示唆している。12C/13C比は、この混合を調査するために使用される高感度の存在量指標です。私たちは、(1)RGBに沿って12C/13Cがどのように変化するか、(2)さまざまな年齢と質量の星で12C/13Cがどのように変化するかを調べることによって、追加のRGB混合を調査します。私たちのサンプルは、SloanDigitalSkySurveyのAPOGEEDR17からの15の散開星団に広がる43個の赤色巨星で構成されており、APOGEEスペクトルから得られた信頼性の高い12C/13C比を持っています。私たちは、これらの12C/13C比を精査し、進化と年齢/質量の関数として、恒星の進化の標準混合モデルおよびRGB熱塩混合と恒星の回転の処方を含むモデルと比較しました。観察結果は標準的な混合モデルから逸脱していることがわかり、追加の混合が必要であることを示唆しています。さらに、存在量パターンの一部は熱塩モデルから逸脱しており、これらの違いが不完全な観察によるものなのか、モデルに固有の問題なのか、余分な混合の原因についての私たちの仮定によるものなのか、あるいはこれらの要因の組み合わせによるものなのかは不明です。それにもかかわらず、私たちの年齢/質量範囲にわたる表面存在量は標準モデルから明らかに逸脱しており、低質量星におけるRGB追加混合の普遍的なメカニズムの概念と一致しています。
TESS と LAMOST に基づくおうし座 T おうし星の質量降着、スペクトル、測光特性
| Title |
Mass-accretion,_spectral,_and_photometric_properties_of_T_Tauri_stars_in_Taurus_based_on_TESS_and_LAMOST |
| Authors |
Chia-Lung_Lin,_Wing-Huen_Ip,_Yao_Hsiao,_Tzu-Hueng_Chang,_Yi-han_Song,_and_A-Li_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11207 |
我々は、LAMOSTとTESSデータを使用した16個の古典的なTタウル星の分析を紹介し、スペクトル特性、測光変動、および質量降着率を調査しました。16個の星はすべてH$\alpha$線で発光を示し、そこから平均質量降着率$1.76\times10^{-9}~M_{\odot}yr^{-1}$が導出されます。そのうちの2つの星、DLタウとハロ6-13は、TESS、ASAS-SN、および/またはZTFの調査で同時に大量降着バーストを示しています。これらの観測に基づいて、DLタウとハロ6-13の質量降着速度は、TESS観測中にそれぞれ$2.5\times10^{-8}~M_{\odot}yr^{-1}$と$2\times10^{-10}~M_{\odot}yr^{-1}$の最大値に達することがわかります。これらの星の中から13個のフレアが検出されました。フレアの頻度分布は、CTTSのフレア活動が高エネルギーの強力なフレアによって支配されているだけでなく、太陽型や若い低質量星のフレア活動よりもはるかに活発であることを示しています。文献で報告されている変動クラスを比較することにより、ストキャスティクス(S)からバースティング(B)へ、または準周期対称(QPS)から準周期ディッピング(QPD)へなど、CTTSの異なる変動クラス間の移行タイムスケールが1.6年から4年の範囲である可能性があることがわかります。排出指標から得られる傾斜と質量降着率との間に有意な相関関係は観察されません。これは、内側のディスクの特性が外側のディスクの特性よりも重要である可能性があることを示唆しています。最後に、文献と比較して、非対称計量「M」とコールドディスク傾斜の間に比較的有意な正の相関関係があることがわかります。周期性メトリック「Q」値と傾きの間には弱い負の相関関係も見つかりました。
静かな太陽の下での小規模噴火によるミニコロナ減光の観測
| Title |
Observations_of_Mini_Coronal_Dimmings_Caused_by_Small-scale_Eruptions_in_the_Quiet_Sun |
| Authors |
Rui_Wang,_Ying_D._Liu,_Xiaowei_Zhao,_and_Huidong_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11406 |
小規模噴火は、コロナ加熱、太陽エネルギー粒子（SEP）の生成、太陽風の大量発生源において重要な役割を果たす可能性がある。しかし、それらはあまり観察されておらず、その特徴、分布、起源は不明のままです。ここでは、最近打ち上げられたソーラーオービター宇宙船によって、小さなコロナル減光が捉えられました。観測結果は、ミニフィラメントの噴出が減光をもたらし、約$(1.65\pm0.54)\times10^{13}$gの質量を奪うことを示しており、これもSEPイベントの発生源と同様の特徴を示しています。放出される磁気自由エネルギーは$\sim10^{27}$erg程度です。我々の結果は、拘束力が弱いと、ミニフィラメントに関連付けられたフラックスロープがトーラス不安定領域に入りやすいことを示唆しています。我々は、低高度の背景磁場からの弱い磁気制約が静かな太陽の噴火の一般的な条件である可能性があり、これがコロナ物質とエネルギーを下部コロナから中部、さらには上部コロナに輸送するメカニズムを提供する可能性があることを議論します。
LAMOST中解像度分光サーベイで観測されたF型、G型、K型星のH$\alpha$彩層活動
| Title |
H$\alpha$_chromospheric_activity_of_F-,_G-,_and_K-type_stars_observed_by_the_LAMOST_Medium-Resolution_Spectroscopic_Survey |
| Authors |
Han_He,_Weitao_Zhang,_Haotong_Zhang,_Song_Wang,_Ali_Luo,_Jun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11431 |
LAMOST中解像度分光サーブで観測されたF型、G型、K型星について、恒星大気パラメータ(実効温度$T_\mathrm{eff}$、表面重力$\log\,g$、金属度$\mathrm{[Fe/H]}$)および主系列/巨大カテゴリーに関する恒星の彩層活動度$\mathrm{H}\alpha$の分布が調べられます。y(MRS)。LAMOSTDR8からの合計329,294個のMRSスペクトルが分析に利用されます。$\mathrm{H}\alpha$活動指数($I_{\mathrm{H}{\alpha}}$)と$\mathrm{H}\alpha$$R$-index($R_{\mathrm{H}{\alpha}}$)がMRSスペクトルに対して評価されます。$R_{\mathrm{H}{\alpha}}$指数データに基づいて、個々の恒星パラメーターと$T_\mathrm{eff}$--$\log\,g$および$T_\mathrm{eff}$--$\mathrm{[Fe/H]}$パラメーター空間における$\mathrm{H}\alpha$彩層活動度分布が分析されます。(1)主系列サンプルの場合、$T_\mathrm{eff}$の$R_{\mathrm{H}{\alpha}}$分布は、約6200Kで最小値を持つお椀型の下部包絡線、約5600Kで最大値を持つ丘型の中間包絡線、およびより高温の星から低温の星へ増加し続ける上部包絡線を持っています。(2)巨大なサンプルの場合、$R_{\mathrm{H}{\alpha}}$分布の中間および上部の包絡線は、最初に$T_\mathrm{eff}$の減少とともに増加し、その後約4300Kでより低い活動レベルに低下し、星の進化のさまざまな段階でのさまざまな活動特性を明らかにします。(3)主系列サンプルと巨大サンプルの両方について、金属量を伴う$R_{\mathrm{H}{\alpha}}$分布の上包絡線は、約$-1.0$より大きい$\mathrm{[Fe/H]}$を持つ星ほど高く、金属量が最も低い星は高い$\mathrm{H}\alpha$指数をほとんど示さない。分析されたLAMOSTMRSスペクトルの$\mathrm{H}\alpha$活動指数のデータセットがこの論文とともに提供されます。
系外主星の年齢分布: GAIA DR3 からの化学年齢と運動学年齢の推定
| Title |
Age_distribution_of_exoplanet_host_stars:_Chemical_and_Kinematics_age_proxies_from_GAIA_DR3 |
| Authors |
C._Swastik,_Ravinder_K._Banyal,_Mayank_Narang,_Athira_Unni,_Bihan_Banerjee,_P._Manoj,_and_T._Sivarani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11442 |
GAIAの宇宙ミッションは、天の川銀河内外の10億個以上の星やその他の天体に関する均一で均質かつ正確なデータセットを提供することにより、天文学に多くの重要な影響を与えています。系外惑星科学は、GAIAから得られる前例のない精度の恒星パラメーターから大きな恩恵を受けてきました。この研究では、最新のガイアDR3からの測光、天文測定、分光データを組み合わせて、パラメーターが均一に決定されている星をホストする2611個の系外惑星の大規模なサンプルの運動学的および化学的年齢の代理を調べます。GAIAに搭載された動径速度分光計(RVS)からの分光データを使用して、巨大な惑星をホストする星は、小さな惑星をホストする星と比較して金属が豊富で$\alpha$が少ないことを示します。サンプルの運動学的分析により、小さな惑星を含む恒星系と巨大な惑星を含む恒星系では、銀河の空間速度と年齢を示す軌道パラメーターの重要な側面が異なることが明らかになった。銀河軌道パラメータには、$Z_{max}$については0.06kpc、離心率については0.03kpcという統計的に有意な差があることがわかりました。さらに、MIST-MESA等時線モデルを使用してサンプルの星の年齢を推定しました。惑星を宿す恒星の年齢とその代用値は、巨大惑星系の宿主が小さな惑星を宿す星の人口と比べて若いことを示している。これらの年齢傾向は、銀河の化学進化と核降着プロセスによる巨大惑星の形成とも一致しています。
M 矮星のサンプルにおける H$\alpha$ および H$\beta$ 放出の短期変動の調査
| Title |
Exploring_the_short-term_variability_of_H$\alpha$_and_H$\beta$_emissions_in_a_sample_of_M_dwarfs |
| Authors |
Vipin_Kumar,_A._S._Rajpurohit,_Mudit_K._Srivastava,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado_and_A._B._A._Queiroz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11574 |
活動的なM矮星の変動の時間スケールは、それらのさまざまな物理的パラメーターに関連している可能性があります。したがって、これらの物体の物理学を解読するには、そのような変動を理解することが重要です。この研究では、H$\alpha$/H$\beta$放出の変動性を研究するために、83M矮星(M0-M6.5)の低解像度($\sim$5.7\AA)分光モニタリングを実行しました。時間の経過とともに$\sim$0.7～2.3時間の範囲で、$\sim$3～10分のペースで進行します。スペクトル全体のシーケンスを探索するために、文献からの別の43個の後期M型矮星(M3.5～M8.5)のサンプルのデータも含まれています。サンプル内の53個のオブジェクト($\sim$64\%)は、H$\alpha$に統計的に有意な短期変動を示しています。そのうち38件のこの変動は、フレア現象に関連している可能性が最も高いことを示します。初期のM矮星は、より高い活動強度(L$_{H\alpha}$/L$_{bol}$\&L$_{H\beta}$/L$_{bol}$)を示しているにもかかわらず、変動が少なく、M0～M4型では$\sim$10$^{-3.8}$付近で飽和していることがわかりました。TESSおよびケプラー/K2ミッションからのアーカイブ測光光度曲線を使用して、派生した彩層発光(\haおよび\hb発光)の変動性が、その回転位相に関して妥当な体系について調査されます。変動指標は、回転周期が短い($<$2日)後期型M矮星(M5～M8.5)で変動が大きいことを明らかに示しています。44の情報源について、StarHorseプロジェクトを使用して年齢が推定され、変動性との相関関係の可能性が調査されました。これらの動作の考えられる原因と影響について説明します。
遷移段階にある大質量星のBCD分光測光法
| Title |
BCD_spectrophotometry_for_massive_stars_in_transition_phases |
| Authors |
Y._J._Aidelman,_M._Borges_Fernandes,_L._S._Cidale,_A._Smith_Castelli,_M._L._Arias,_J._Zorec,_M._Kraus,_A._Torres,_T._B._Souza,_and_Y._R._Cochetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11576 |
コンテクスト。B[e]現象や青色発光変光星(LBV)を示す星など、遷移段階にある星は、強力で、しばしば不規則な質量放出現象を起こします。したがって、星の進化モデルにおけるこれらの段階の予測は、不可能ではないにしても、非常に困難です。その結果、それらの有効温度、明るさ、さらにはその本当の性質さえも完全にはわかっていません。目的。これらのタイプの天体の恒星パラメータを導出する適切な手順は、バルマー不連続性の分析に基づいたBCD分光光度分類システムを使用することです。BCDパラメータ({\lambda}_1,D)は、星間消滅や星周の寄与とは独立しています。方法。B[e]現象とLBVを使用して14個の星の低解像度スペクトルを取得しました。BCD法を使用して、恒星パラメータと物理パラメータを導き出しました。この研究は、JHKカラー-カラー図によって提供される情報で補完されました。結果。BCDシステムは、星ごとに、基本パラメータと、明るさや距離などの関連量の完全なセットを提供します。プレメイン系列HAe/B[e]としてHKOri、HD323771、HD52721、FSCMa型としてAS202、HD85567、sgB[e]星としてHD62623を確認した。我々は、Hen3-847、CD-245721、およびHD53367を若いB[e]スターまたはFSCMaタイプの候補として分類し、HD58647をわずかに進化したB[e]スターとして分類しました。さらに、Hen3-1398はsgB[e]であり、MWC877、CPD-592854およびLHA120-S65はLBV候補です。後者の2つのLBVの恒星パラメータが初めて決定されました。結論。私たちの結果は、BCDシステムが、遷移段階にあるB型星の恒星のパラメーターと物理的特性を導き出すための非常に価値のあるツールであることを強調しています。この方法を近赤外色対色図と組み合わせると、塵円盤を持つ輝線星の進化段階を決定または確認できます。
太陽周期の増大段階を通じた太陽探査機 Metis コロナグラフの粒子監視能力 25
| Title |
Particle_monitoring_capability_of_the_Solar_Orbiter_Metis_coronagraph_through_the_increasing_phase_of_solar_cycle_25 |
| Authors |
Catia_Grimani,_Vincenzo_Andretta,_Ester_Antonucci,_Paolo_Chioetto,_Vania_Da_Deppo,_Michele_Fabi,_Samuel_Gissot,_Giovanna_Jerse,_Mauro_Messerotti,_Giampiero_Naletto,_Mauruzio_Pancrazzi,_Andrea_Persici,_Christina_Plainaki,_Marco_Romoli,_Federico_Sabbatini,_Daniele_Spadaro,_Marco_Stangalini,_Daniele_Telloni,_Luca_Teriaca,_Michela_Uslenghi,_Mattia_Villani,_Lucia_Abbo,_Aleksandr_Burtovoi,_Federica_Frassati,_Federico_Landini,_Giana_Nicolini,_Giuliana_Russano,_Clementina_Sasso,_Roberto_Susino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11598 |
コンテクスト。数十MeVを超えるエネルギーを持つ銀河宇宙線(GCR)と太陽粒子は、宇宙ミッションに搭載された宇宙船や機器を透過します。SolarOrbiterMetisコロナグラフは、可視光(VL)と紫外光(UV)の両方で太陽コロナを観察することを目的としています。コロナのメティス画像では粒子の軌跡が観察されます。宇宙線が通過したVL画像ピクセルを検出するアルゴリズムがMetis処理電子機器に実装されています。UV画像内の粒子トラックを分離するプロセスは非常に困難であることが判明しているため、このアルゴリズムは当初VL機器に対してのみ有効でした。目的。私たちは、銀河および太陽起源の粒子全体がメティスのコロナグラフ画像に及ぼす影響を研究します。ソーラーオービターミッションの打ち上げ後の太陽活動の増加が宇宙船内での二次粒子生成に及ぼす影響について議論します。方法。私たちは、MetisVLCMOSセンサー内で交差または相互作用するGCRのモンテカルロシミュレーションを、2020年と2022年に収集された観測結果と比較しました。また、さまざまな強度の太陽エネルギー粒子イベントがMetis画像に与える影響も評価しました。結果。コロナのMetisVL画像のピクセルの発火における豊富で稀な宇宙線の役割を研究することで、画像から宇宙線の飛跡を除去するために適用されたアルゴリズムの効率を推定することができ、太陽周回機の運用の最初の2年間に機器の性能が変化していないことを実証することができます。この研究の結果は、ソーラーオービター装置の深い充電と、メティスやSTIXやEUIなどの他の装置の画像を横切るエネルギー粒子の大きさのオーダーを推定するために使用できます。
MOND/暗黒物質論争に関する方法論的考察
| Title |
Methodological_Reflections_on_the_MOND/Dark_Matter_Debate |
| Authors |
Patrick_M._Duerr_(Hebrew_University_and_Oxford_University),_William_J._Wolf_(Oxford_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13026 |
この論文は、宇宙論的標準模型の暗黒物質公準と、標準(ニュートンおよび一般相対論的)重力理論を修正する競合する提案、いわゆる修正ニュートン力学(MOND)およびその後の拡張をめぐる議論で生じた主要な方法論的疑問を再検討します。宇宙論的正統性に対するこのような一見根本的な挑戦についてどう考えるべきでしょうか?私たちの論文の最初の部分では、20世紀の主要な科学哲学者（ポパー、クーン、ラカトス、ラウダン）の主要なアイデアのレンズを通してモンド理論を評価し、それによって関連するモンド関連文献によく見られるこれらのアイデアの広範な誤解と誤用を正します。科学界に普及しているより直観的な判断を正確かつ体系化したこれらの古典的な方法論的枠組みはいずれも、MONDとその後継者に対して有利な評決をもたらしていない。MOND関連の文献におけるこれらの理論の支持者の一部による主張とは対照的である。それぞれの理論の評価はほとんどひどいものです。これらの洞察に基づいて、論文の第2部では、モンディアン理論に対する最も一般的な不満、つまりその場限り性について焦点を当てています。私たちは、アドホック性の最近の一貫主義モデルが、この批判の根底にある、しかしあまりにもしばしば不十分に表現されている直感をどのように捉え、肉付けしているかを実証します。モンディアンの理論は確かに非常に場当たり的であることがわかります。理論的または経験的事実の背景知識とうまく首尾一貫していません。実際、宇宙論的標準モデルの暗黒物質仮説との補完的な比較が示すように、アドホック性に関しては、モンディアン理論は宇宙論的標準モデルよりも劣っています。
| Title |
Scale_invariant_Einstein-Cartan_gravity_and_flat_space_conformal_symmetry |
| Authors |
Georgios_K._Karananas,_Mikhail_Shaposhnikov,_Sebastian_Zell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11151 |
我々は、スカラー物質場を伴うスケール不変のアインシュタイン・カルタン重力が、プランク質量のオーダーのエネルギーまでの平面空間粒子理論の近似等角不変性をもたらす条件を発見した。最小限の設定では、これらのモデルには、標準モデルと重力子の場に加えて、追加の粒子が1つだけ含まれています。それは質量のない膨張子です。このタイプの理論は、プランク尺度までの自己完成への道を切り開き、重力計量理論における最も単純なヒッグス・インフレーション・シナリオに近い、かなり普遍的なインフレ予測につながる可能性があります。
レプトクォークへの $\nu$ 窓?
今後登場するニュートリノ望遠鏡は、超高エネルギー($E_\nu=10^7$-$10^{10}$GeV)でのニュートリノと物質の相互作用への新たな窓と、標準模型の予測からの逸脱を検出する可能性を約束します。この論文では、動機付けされたレプトクォークモデルのニュートリノ核子断面積の強化に関する以前の予測を更新し、最新のニュートリノ物理限界を示し、最新のLHCペア生成とドレル・ヤンデータ、およびフレーバー制約（その一部は以前は見逃されていた）を分析します。次世代のニュートリノ実験では最高エネルギーを探査しているにもかかわらず、衝突型加速器の探索に匹敵するには十分ではないことがわかりました。
準正規モード（不安定）と強力な宇宙検閲
最近の研究では、準正規モードがスペクトル不安定性、つまりブラックホールの実効ポテンシャルが微小な摂動によって変化したときに複素平面内でスペクトルが不均衡に移動するブラックホールの脆弱性を抱えていることが示されている。同様の結果が、最近重力物理学に導入された擬似スペクトルの数学的概念でも見られました。薄い降着円盤や物質殻の追加などの環境効果は、ブラックホール摂動の有効ポテンシャルに現れる二次隆起を引き起こします。実効ポテンシャルに対する環境の寄与が小さいにもかかわらず、その存在は基本的な準正規モードを完全に不安定にする可能性があり、ブラックホール分光法に潜在的に影響を与える可能性があります。ここでは、光子球から十分離れた小さなバンプを追加したテストスカラーフィールドの可能性を考慮することにより、シュヴァルツシルトブラックホール、ライスナーノルドストオムデジッターブラックホールのこのような現象の包括的な分析を実行します。すべての場合において、光子球、複雑なスカラー準正規モードについては定性的に同様の不安定化パターンが見られ、スペクトルの異なるファミリーに属する支配的なスカラー、純粋虚数モード、ド・シッター・モードおよび極値に近いモードについては驚くべきスペクトル安定性が見出されます。ライスナー・ノルドストラ・オム・デ・ジッターブラックホールについては、強力な宇宙検閲の妥当性を再評価し、小さな宇宙定数に対する支配的なド・ジッターモードと極値に近いモードのスペクトル安定性と、十分に大きな宇宙定数に対する後期リングダウン信号を支配する光子球モードの非効果的な移行の組み合わせにより、実効ポテンシャルに現実的なバンプを追加してもその違反を防ぐことができないことがわかりました。
完全にハッキング可能なアマチュア無線望遠鏡 (CHART) プロジェクト
| Title |
The_Completely_Hackable_Amateur_Radio_Telescope_(CHART)_Project |
| Authors |
Lindsay_M._Berkhout,_Adam_P._Beardsley,_Daniel_C._Jacobs,_Raven_Braithwaite,_Bryanna_Gutierrez-Coatney,_Arib_Islam,_Ahlea_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11173 |
私たちは、完全にハッキング可能なアマチュア無線望遠鏡(CHART)を紹介します。このプロジェクトは、高校生や教師にアクセス可能な電波天文学実験を提供しながら、学部生に実践的な無線計測と設計体験を提供するプロジェクトです。ここでは、コストと構築の単純さに関して最適化された、天の川からの21cmの放射を検出できるシステムについて説明します。ソフトウェア、ドキュメント、チュートリアルはすべて完全にオープンソースであり、ユーザーエクスペリエンスを向上させ、コミュニティへの参加を促進します。最先端の調査と比較するいくつかの観察結果を使用して設計を実証します。このシステムは、農村環境と都市環境の両方で銀河の21cmの放射を検出することが示されています。
私たちは、広範囲の恒星質量にわたる恒星の核内で生成される二光子結合を利用して、アクシオンの詳細なエネルギースペクトルを計算します。私たちは主系列星に焦点を当て、MESAからの星の内部プロファイルに基づいて計算を行っています。付録にはその単純な近似値が記載されています。得られた恒星のアクシオンスペクトルを、星の形成史と恒星の初期質量関数の最近のモデルと組み合わせることで、宇宙のすべての星が供給する拡散アクシオン背景の特性を推定することができます。この恒星のアクシオン背景とその崩壊光子のフラックスは、異なるスペクトルと空間プロファイルに基づいて太陽と初期宇宙から予想されるものよりも優勢ですが、原理的には解きほぐすことができます。
「いて座A*のイベントホライゾン望遠鏡画像からの重力理論と基礎物理学の地平線スケールのテスト」へのコメント
Vagnozzietal.射手座A*までの距離とその質量パラメータが他の観測から推定されたという仮定の下で、射手座A*の影の観測からの光子球による時空の追加パラメータを制約しました。彼らは、追加パラメータ$\lambda$を持つDamour-Solodukhinワームホールは漸近的に平坦な時空ではないと主張し、Damour-Solodukhinワームホールのパラメータ$\lambda$に最初の堅牢な観測制約を与えたと主張しました。しかし、彼らは、(A)ダムール・ソロドゥヒンワームホールの時空は漸近的に平坦であること、(B)ダムール・ソロドゥヒンワームホールの喉部が$\lambda>\sqrt{2}/2$の有効な光子球として機能していること、(C)通常の質量パラメータだけでなくパラメータ$\lambda$もダムール・ソロドゥヒンワームホールの質量に寄与しているという事実を見落としていました。見落とし(C)のため、パラメータ$\lambda$に対する制約が無効であることがわかります。これは、彼らの方法が次の方法に対応しているためです。パラメータ$\lambda$の値が質量パラメータの決定に強く影響するにもかかわらず、$\lambda=0$という仮定の下で他の観測値から質量パラメータを推定し、その後、質量パラメータの値を使用して$\lambda$を影の観測から拘束しました。$\lambda=0$を仮定せずに、影の観測やその他の観測から質量パラメータと$\lambda$を制約する必要があると結論付けます。
パルサータイミングアレイ観測を踏まえた、暗黒物質の凍結に関連する磁壁の崩壊からのナノヘルツ重力波
| Title |
Nano-Hertz_gravitational_waves_from_collapsing_domain_walls_associated_with_freeze-in_dark_matter_in_light_of_pulsar_timing_array_observations |
| Authors |
Zhao_Zhang,_Chengfeng_Cai,_Yu-Hang_Su,_Shiyu_Wang,_Zhao-Huan_Yu,_Hong-Hao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11495 |
nHz周波数帯域における確率的重力波背景の証拠が、NANOGrav、EPTA、CPTA、PPTAの4つのパルサータイミングアレイの共同研究によって最近報告されました。それは、宇宙初期の磁壁の崩壊からの重力波によって解釈できます。我々は、このような磁壁はスカラー場理論における$Z_2$対称性の自発的破れから生じると仮定しており、磁壁を不安定にするためには小さな$Z_2$違反ポテンシャルが必要である。我々は、この$Z_2$違反ポテンシャルは、スカラー場とフェルミオン場の間の弱い湯川結合によって放射的に誘起され、凍結機構を介した暗黒物質生成にも関与していると提案する。パルサータイミングアレイデータと観測された暗黒物質遺物の密度を組み合わせると、モデルパラメーターを小さな範囲に絞り込むことができることがわかります。
電荷拡散に対する多成分イスラエル・スチュワート・マクスウェル理論の安定性
バックグラウンドまたは動的電磁場の有無にかかわらず、拡散非粘性多成分イスラエル・スチュワート流体力学の安定性基準を取得します。私たちの解析は最大エントロピー原理に基づいており、回転平衡、荷電平衡、背景重力場の平衡など、あらゆる熱力学的平衡に関して有効な安定条件を提供します。我々は、情報電流の電磁気的な部分が安定しており、構造的に因果関係があることを証明するため、イスラエル・スチュワートの流体力学の理論に見出された安定性の基準は、自動的に磁気流体力学の同様の定式化に拡張されます。
| Title |
Primordial_black_holes_as_dark_matter:_Interferometric_tests_of_phase_transition_origin |
| Authors |
Iason_Baldes_and_Mar\'ia_Olalla_Olea-Romacho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11639 |
我々は、$f_{\rmpbh}=1$の観測的に許容される質量窓内で、一次相転移における後期核生成パッチから形成される原始ブラックホールが、今後の重力波干渉計がバブル衝突から生じる大きな確率的背景を観測することを示唆していることを示した。例として、古典的なスケール不変$B-L$モデルを使用します。このモデルでは、右手ニュートリノがニュートリノ質量とレプトジェネシスを説明し、暗黒物質は原始ブラックホールで構成されます。しかし、重力波に関する結論は、そのような後期の核形成パッチから来るブラックホールについては独立してモデルを保持すると予想されます。
ナノヘルツの確率的重力波背景信号を使用した新しい重力テスト
| Title |
Novel_tests_of_gravity_using_nano-Hertz_stochastic_gravitational-wave_background_signals |
| Authors |
Enrico_Cannizzaro,_Gabriele_Franciolini_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11665 |
スローモーション領域で一般相対性理論を修正する重力理論は、ナノヘルツ帯の超大質量ブラックホール連星からの確率的重力波背景~(SGWB)に非摂動的な補正を導入することができ、一方、高相対論的領域では摂動的なままであり、現在のポストニュートン~(PN)制約を満たします。我々は、そのような理論をSGWBスペクトルの修正された傾きにマッピングするモデルに依存しない形式主義を提示し、検出されたSGWBが超大質量バイナリから生じていると解釈される場合、負のPN補正（特に-2PN）が最近のパルサータイミングアレイデータの緊張を緩和できることを示します。予備的であるにもかかわらず、現在のデータはすでに強力な制約力を持っています。たとえば、赤方偏移$z=[0.1\div1]$に対して、時変ニュートン定数を少なくとも$\dot{G}/G\lesssim10^{-5}\text{yr}^{-1}$のレベルで、理論に新しい(保守的な)上限を設定しています。また、NANOGravデータは、低周波数での支配的な-2PNまたは-3PN修正と高周波数での標準的な一般相対性理論スケーリングの間を補間する壊れべき乗則によって最適に適合することも示します。それにもかかわらず、修正された重力の説明は、二値離心率、環境影響、信号の非天体物理的起源に直面し、統計的不確実性に対して精査される必要があります。これらの新しい重力テストは、すべてのパルサータイミングアレイ機能を組み合わせて、より多くのデータを収集する際に、間もなくより厳格になるでしょう。
数値宇宙論のための平均曲率流法
数値宇宙論のための平均曲率流れ法を提供し、不均一なインフレーションの場合にそれをテストします。結果は、（概念実証の方法で）この方法が、異なる時期に異なる領域がインフレから抜け出すことから生じる大きな不均一性さえも処理できることを示しています。
