銀河団の光学的特徴に対する三軸性の影響の定量化に向けて: 弱いレンズ作用と銀河分布
| Title |
Towards_Quantifying_the_Impact_of_Triaxiality_on_Optical_Signatures_of_Galaxy_Clusters:_Weak_Lensing_and_Galaxy_Distributions |
| Authors |
Shenming_Fu,_Yuanyuan_Zhang,_Camille_Avestruz,_Ruben_Coronel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11835 |
我々は、光学測定における銀河団中心から40Mpcまで広がる放射状プロファイルに対する三軸性の影響の観測証拠を提示する。私たちは、ダークエネルギー調査(DES)とダークエネルギーカメラレガシー調査(DECaLS)の公開データリリースから得られた、数千のほぼ緩和した銀河団のサンプルから積層プロファイル分析を実行します。中心銀河の楕円方位角度を銀河団の方位の代用として使用し、空の平面上の中心銀河の長軸または短軸に沿って抽出された、クラスターの弱いレンズ効果と過剰な銀河密度の軸に沿ったプロファイルを測定します。私たちの測定では、正規化された軸に合わせたプロファイル間の半径ビンごとの$\gtrsim2-3\sigma$の差が示されています。各軸に合わせたプロファイルと方位角で平均したプロファイル(長軸/短軸に沿った$\sim\pm10-20\%$)の間のプロファイルの差はクラスター($\sim0.4$Mpc)内に現れ、大規模構造領域($\sim10-20$Mpc)に広がります。差の大きさは、クラスターの豊富さや赤方偏移には比較的鈍感であるようで、銀河の過密度よりも弱いレンズ表面の質量密度の方がさらに広がっています。将来的には、この測定は他の観測データセットやシミュレーションデータセットに簡単に適用でき、三軸性に関連するクラスター質量モデリングの体系的な情報を得ることができます。私たちは、ベラC.ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)など、近日中に行われる広域深部調査により、クラスターの3軸性の光学的特徴の定量化が改善されると期待しています。
ペアワイズ kSZ 信号抽出効率と光学的深度推定
| Title |
Pairwise_kSZ_signal_extraction_efficacy_and_optical_depth_estimation |
| Authors |
Yulin_Gong,_Rachel_Bean,_Patricio_A._Gallardo,_Eve_M._Vavagiakis,_Nicholas_Battaglia,_Michael_Niemack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11894 |
信号の不偏推定値の回復と関連する光学的深さの推論における、ペアワイズkSZ測定を使用した運動学的なSunyaev-Zel'dovich信号抽出パイプラインの有効性を判断します。視線に沿ったクラスターの同時整列の影響、バリオンクラスターのモデリング、拡散ガスの存在、計器ビームの畳み込みとノイズを考慮します。我々は、開口測光法と整合フィルターという2つの相補的なアプローチを使用して、クラスターkSZ信号と関連する光学深さの不偏推定値を回復できることを示します。開口測光には、輪帯内の信号の減算を考慮した補正係数が必要ですが、整合フィルタには信号テンプレートプロファイルの調整が必要です。これらの両方がシミュレートされた調査データから校正できることを示します。光学的深さの推定値は、積層熱SZ測定から推定されたものとも一致します。私たちはこのアプローチを、公開されているアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)データに適用します。ここで開発された技術は、ACT、サイモンズ天文台、CCAT、CMB-S4による今後のkSZ測定とDESI、ユークリッド、ローマンによる分光銀河調査を活用して、暗黒エネルギー、重力、ニュートリノ質量の宇宙論的特性を制約する有望な方法を提供します。
有効な暗黒エネルギーで振動のない実行可能な $f(R)$ 重力モデル
この研究では、特定の実行可能な$f(R)$重力モデルを再パラメータ化して$\Lambda$CDMモデルの摂動として表現することを提案します。検討中の$f(R)$重力モデルには、提案されたモデルが$\Lambda$CDMにどれだけ近づけるかを制御する2つのパラメーター$b$と$n$が含まれており、任意の近接を可能にします。さらに、Hu-Sawicki(HS)モデルがこの再パラメータ化されたモデルの限定的なケースであることが示されています。既存の文献に従って、膨張率$H(z)$の解析的近似も導出します。これは、この解析的近似と偏差パラメータ$b$の現実的な値の赤方偏移の広い範囲にわたる数値解との間に優れた一致を示しています。モデルパラメータの値を適切に選択することで、宇宙論的パラメータ$w_{\rm{DE}}$、$w_{\rm{eff}}$、$\Omega_{\rm{DE}}$、$H(z)$とステートファインダ量$q$、$j$、$s$、$Om(z)$をプロットします。それらの現在値($z=0$における)は、Planck2018の観測結果および$\Lambda$CDMモデルによって予測された値と一致していることがわかります。調べた宇宙論パラメータとステートファインダーパラメータは、高い赤方偏移で特異かつ非物理的な解をもたらす可能性がある、実効暗エネルギーの顕著な振動を示さないことに注意することが重要です。この異常な動作は、$H(z)$の近似解析解を利用することで回避されています。さらに、導入された$f(R)$重力モデル内での物質密度摂動の発展の詳細な解析を実行します。結果は、この実行可能な$f(R)$重力モデルがバックグラウンドレベルでは$\Lambda$CDMモデルと実質的に区別できないことを示しています。
宇宙論的相転移における一般相対論的バブルの成長
私たちは完全な一般相対論的枠組みを使用して、初期宇宙の一次相転移における安定相のバブルの平坦なフリードマン・レマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙への自己相似膨張を研究します。両方の相の単純な線形常圧状態方程式と、無視できる幅の相境界の極限内で、ミンコフスキー空間の類似の解と定性的に類似しているが、際立った特徴を備えた自己相似解が存在することがわかります。希薄化波はバブルの中心まで広がりますが、バブルの中心近くの空間セクションは負の曲率を持ちます。重力の影響により、気泡の周囲の流体の運動エネルギーが再分配され、運動エネルギーの割合が大幅に変化する可能性があります。重力解の運動エネルギー部分は、類似のミンコフスキー解よりも$\mathcal{O}(1)$ほど増強され、高速爆発の場合には$\mathcal{O}(10)$ほど大きな係数で抑制されます。泡の中心における負の空間曲率の量は、ミンコフスキー解におけるエネルギー密度摂動の考慮に基づく素朴な予想と同程度であり、重力爆燃の方が負の曲率が低く、爆発の方が負の曲率が大きい。気泡のサイズが宇宙論的なハッブル半径と同程度になると、一般相対論的効果が重力波パワースペクトルの正確な計算に重大な影響を及ぼし、流体せん断応力による一次生成に影響を与え、スカラー摂動による二次生成を誘発する可能性があると我々は推測している。
| Title |
Cosmological_Tensions_and_the_Transitional_Planck_Mass_Model |
| Authors |
Joshua_A_Kable,_Giampaolo_Benevento,_Graeme_E_Addison,_Charles_L_Bennett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12174 |
このフォローアップ解析では、最新バージョンのEFTCAMBを使用して遷移プランク質量(TPM)修正重力モデルに対する以前の制約を更新し、プランクCMBレンズ、BAO、SNeIa、局所測定からの$H_0$とともにSPTおよびプランク異方性データを使用して新しい制約を提供します。プランク質量の大きな変化は、SPTとプランクの両方にとって好ましくない、小規模な出力の大幅な抑制につながることがわかりました。SPTTE-EEデータのみを使用すると、この出力の抑制は、スカラー指数の$n_s=1.003\pm0.016$への上方シフトによって補償でき、結果として$H_0=71.94^{+0.86}_{-0.85}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$とプランク質量の$\sim7\%$シフトが生じます。PlanckTT$\ell\leq650$とPlanckTE-EEデータを含めると、$H_0=70.65\pm0.66$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の$2\sigma$でシフトが$<5\%$に制限されます。以前の$H_0$を除くと、SPTとプランクのデータはプランク質量のシフトを$2\sigma$で$<3\%$に制限し、最適値は$0.04\%$で、$\Lambda$CDM制限と一致します。この場合、$H_0=69.09^{+0.69}_{-0.68}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$ですが、これは後期宇宙のスカラー場の力学によって部分的に上昇します。これは、高い$\ell$PlanckTTデータが除外される場合に$H_0$のより高い値を優先するEDEモデルとは異なります。さらに、BOSSDR12からのRSDデータと、DESY1からの宇宙シアー、銀河間レンズ効果、および銀河クラスタリングデータを使用してTPMを制約し、どちらも再結合に近い不利な遷移が見出されますが、それ以前のプランク質量遷移は許可されています。
超軽量ベクトル暗黒物質によって変形されたヘリングス・ダウンズ曲線
パルサータイミングアレイ(PTA)は、ナノヘルツ周波数で重力波(GW)を検出する方法を提供します。GWを確実に検出するには、観測データがヘリングス-ダウンズの角度相関を示さなければなりません。PTAが超軽量の暗黒物質を探査できることも知られています。この論文では、超軽量暗黒物質によるヘリングス・ダウンズ角度相関の汚染の可能性を考察します。私たちは、超軽量ベクトル暗黒物質がヘリングス・ダウン相関曲線の変形を引き起こす可能性があることを発見しました。したがって、ヘリングス・ダウン相関曲線には、スピンを伴う超軽量暗黒物質に関する情報が含まれている可能性があります。
初期の JWST 観測を踏まえた暗黒エネルギー: 負の宇宙定数の場合?
| Title |
Dark_energy_in_light_of_the_early_JWST_observations:_case_for_a_negative_cosmological_constant? |
| Authors |
Shahnawaz_A._Adil,_Upala_Mukhopadhyay,_Anjan_A._Sen,_Sunny_Vagnozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12763 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の初期のデータは、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論に収めるのが難しい、非常に高い赤方偏移にある非常に巨大な銀河の驚くほど豊富な集団の存在を明らかにしました。私たちは、JWSTの観測結果がダークエネルギー(DE)分野におけるより複雑なダイナミクスを示している可能性があるかどうかを調査します。ひも理論における反ド・ジッター真空の遍在性に動機付けられ、DEセクターが負の宇宙定数(nCC)と、その上に正のエネルギー密度を持つ進化成分で構成され、その状態方程式が幻の分裂を通過できるというひもにヒントを得たシナリオを検討します。我々は、そのようなシナリオが$\Lambda$CDMと比較して構造の成長を劇的に変えることができ、力学的成分が過去の真髄様の状態から今日の幻の状態に進化する場合、そうでなければ不可解なJWST観測に対応できることを示します。特に、nCC(進化する成分にはより高い密度が必要です)の存在が、予測される累積共移動恒星質量密度を高める上で重要な役割を果たすことを示します。私たちの研究は、ひもの影響を受けた成分を含む宇宙論モデルや新しい基礎物理学の探査において、豊富な高$z$銀河の観測が持つ巨大な可能性を強化するものです。
21 cm 宇宙論 II のパワースペクトル推定に対するビーム変動の影響: HERA の前景系統学の緩和
| Title |
The_Impact_of_Beam_Variations_on_Power_Spectrum_Estimation_for_21_cm_Cosmology_II:_Mitigation_of_Foreground_Systematics_for_HERA |
| Authors |
Honggeun_Kim,_Nicholas_S._Kern,_Jacqueline_N._Hewitt,_Bang_D._Nhan,_Joshua_S._Dillon,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Scott_B._C._Dynes,_Nivedita_Mahesh,_Nicolas_Fagnoni,_and_David_R._DeBoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12826 |
z>6で21cmの宇宙論的信号を検出する際の1つの重要な課題は、宇宙論的信号を前景放射から分離することです。これは、フォアグラウンドが低遅延モードに限定されているのに対し、宇宙論的信号は高遅延モードに広がる可能性があるパワースペクトル空間で調べることができます。ただし、キャリブレーション誤差がある場合、ゲイン誤差の色度がパワースペクトル推定値に伝播し、宇宙論的検出のモードが汚染されます。HydrogenEpochofReionizationArray(HERA)は、測定の冗長性を使用した高精度の校正スキームを採用しています。この研究では、HERAの14メートルのパラボラディッシュエレメントに対するフィードオフセットから生じる非冗長性によって引き起こされるゲインエラーに焦点を当て、3つの異なる方法(キャリブレーションのための基線長の制限、アンテナゲインの平滑化、およびキャリブレーション前の時間フィルターの適用)を使用して色ゲインエラーを軽減する方法を調査します。通常のHERA動作条件下で達成可能なレベルである並進/傾斜動作の2cm/2度の摂動では、ベースラインカットと時間フィルタリングの組み合わせにより、非冗長性によるスプリアスゲイン特性が大幅に低減され、パワースペクトルがきれいな前景のない領域を回復することが示されます。この緩和手法は大きな送り動作でも機能することがわかりましたが、安定したキャリブレーションプロセスを維持するには、送り位置を平行移動動作では2cm、ディッシュの頂点に対する傾斜オフセットでは2度に制限する必要があります。
SN Zwicky と iPTF16geu を考慮したレンズ付き Ia 型超新星
| Title |
Lensed_type_Ia_supernovae_in_light_of_SN_Zwicky_and_iPTF16geu |
| Authors |
Ana_Sainz_de_Murieta,_Thomas_E._Collett,_Mark_R._Magee,_Luke_Weisenbach,_Coleman_M._Krawczyk_and_Wolgang_Enzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12881 |
強力な重力レンズ超新星(glSNe)は、宇宙の膨張率を測定するための強力な探査機ですが、非常にまれなものでもあります。現在までに、銀河によって強くレンズされた複数の画像を持つglSNeは2つだけ発見されていますが、それらの時間遅延が短いため、宇宙写真には適していません。私たちは、レンズ付き超新星の現実的なカタログをシミュレートし、さまざまな調査で検出可能なシステムの母集団の特徴を研究します。私たちのシミュレーションは、浅い調査（ZwickyTransientFacility;ZTFなど）におけるglSNeの特性は、高い倍率の必要性によって決定され、短い時間遅延と低い画像分離を備えた4つの画像のシステムに有利であることを示しています。この画像はiPTF16geuとSN~Zwickyの特性と一致していますが、より深い調査で見つかった集団を代表するものではなく、強いレンズ効果がかかっている宇宙の体積によって制限されています。LegacySurveyofSpaceandTime(LSST)のシミュレーションでは、gLSNeはより長い時間遅延とより大きな角度分離を示しています。LSSTのこれらのシステムのうち、35\%では、10\%以上の精度で時間遅延測定が可能です。10年間の調査で、LSSTは$\約$180のシステムを見つけることができるはずで、そのうち60はLSSTglSNeによる$\約1.5\%$の精度$H_0$測定を可能にする宇宙撮影に適しています。
初期宇宙で形成された原始ブラックホール(PBH)連星は、LIGO-おとめ座-KAGRA共同研究で観測された合体現象に寄与している可能性があります。さらに、推定された合体率は、暗黒物質(DM)内の質量$m\sim10\,M_{\odot}$を持つPBHの割合を$f_{PBH}\lesssim10^{-3}$に制約します。この制約は、PBHバイナリの形成後、マージまでそれらが破壊されないか、パラメータが乱されないことを前提としています。しかし、PBH自体は、PBH間の相互作用が活発に起こる初期のDM構造の形成に寄与します。これは、バイナリの寿命がハッブル時間$t_H$よりも長くなるような方法でバイナリが摂動される可能性があるという事実につながります。この研究では、PBHの初期空間ポアソン分布が高赤方偏移$z\gtrsim10$での構造形成に及ぼす影響を考察します。次に、PBH相互作用およびDM粒子との相互作用によるこのようなハローの進化を調査します。私たちは、初期のハローが宇宙の年齢よりもはるかに短いタイムスケールで進化することを示します。さらに、PBH$f_{PBH}<1$の部分では、DM粒子に対するPBHの動的摩擦によりハローの内部動力学が大幅に加速されます。その結果、このような構造では連星のかなりの部分が摂動され、質量$m\sim10\,M_{\odot}$のPBHに対する重力波の制約は$f_{PBH}\sim0.1$まで弱まる可能性があります。
宇宙の互いに素な領域間の相互情報量の時間発展
私たちは、膨張する宇宙の、空間的には離れているが何気なくつながっている領域の質量分布間の相互情報量の時間発展を研究します。相互情報量の進化は主に、密度摂動の膨張と成長のダイナミクスに依存する構成エントロピーレートによって決定されます。2つの領域の分布間の結合エントロピーは、そのような進化において無視できるほどの役割しか果たしません。相互情報量は、物質が支配する宇宙では時間とともに減少しますが、$\Lambda$が支配する宇宙では一定のままです。$\Lambda$CDMモデルと他のいくつかのダークエネルギーモデルは、相互情報量の最小値を予測し、それを超えるとダークエネルギーが宇宙のダイナミクスを支配します。相互情報は、暗黒エネルギーと宇宙の加速膨張とのより深いつながりがある可能性があります。
移動するメッシュ上の非理想的な磁気流体力学 I: オーミック拡散と両極性拡散
| Title |
Non-ideal_magnetohydrodynamics_on_a_moving_mesh_I:_Ohmic_and_ambipolar_diffusion |
| Authors |
Oliver_Zier_and_Volker_Springel_and_Alexander_C._Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11814 |
特に低温で高密度の領域では、理想磁気流体力学(MHD)の仮定が崩れる可能性があり、オーム拡散や両極拡散、ホール効果などの1次の非理想項が重要になります。この研究では、最初の2つの抵抗項に対する新しい数値スキームを提案します。これは、界面ごとの最小二乗フィッティングに基づく新しい勾配推定手法と組み合わせた単一流体近似を使用して、移動メッシュコードAREPOに実装します。磁気ピークの拡散、磁気Cショックの構造、アルフエン波の減衰などのさまざまなテスト計算を通じて、最先端のコードATHENA++に匹敵する精度を達成できることを示しました。このスキームを磁気回転不安定性の線形成長に適用し、解析的な成長率との良好な一致を発見しました。一定の磁気拡散による磁化雲の崩壊をシミュレーションすることにより、新しいスキームが大きな密度コントラストに対しても安定していることを示します。したがって、移動メッシュ法のラグランジュ的性質のおかげで、新しいスキームは、崩壊する原始星雲の高密度コアの高解像度を達成する必要がある将来の用途に非常に適しています。今後の研究では、このスキームをホール効果に拡張する予定です。
小石降着時のスピン伝達に対する静止惑星大気の影響
| Title |
The_influence_of_a_static_planetary_atmosphere_on_spin_transfer_during_pebble_accretion |
| Authors |
M._J._Yzer,_R._G._Visser,_C._Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11847 |
私たちは、静的な大気の極端な場合において、大気が小石の軌道と小石の降着中に惑星表面に蓄積するスピンに及ぼす影響を研究します。私たちは、惑星、中心星、原始惑星系円盤からのガスを含む平面的な全球系における小石の運動方程式を数値積分します。次に、惑星の周囲に断熱大気が置かれ、惑星の表面に蓄積されたスピンが測定されます。これらのシミュレーションは、星までのさまざまな距離、ストークス数、惑星の質量について評価されます。ガスへの小石のフィードバックは考慮されていません。私たちは、静的な大気が小石の角運動量の一部を吸収し、小石の軌道を円形にすることによって、惑星の表面が受けるスピンを弱めていることがわかりました。これにより、大気のない一部の3D小石降着シミュレーションで予測される過剰なスピン値を防ぐことができます。地球の質量が0.5よりも大きい惑星の場合、静止大気がすべての角運動量を吸収し、表面に回転が残りません。かなりの量の角運動量が内部および中間大気($<0.3$ボンダイ半径)に蓄えられています。大気と円盤のモデルに応じて、このスピンは大気の再利用によって円盤に運ばれるか、表面と大気の間の抗力によって惑星に運ばれる可能性があります。大気中のスピン移動を定量化するには、さらなる研究が必要です。
星間天体の不確実性の進化と高速フライバイ配信および必要なデルタ V への影響
| Title |
Interstellar_Object_Uncertainty_Evolution_and_Effect_on_Fast_Flyby_Delivery_and_Required_Delta-V |
| Authors |
Declan_Mages,_Davide_Farnocchia,_Benjamin_Donitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11887 |
星間天体(ISO)は、他の星系から太陽系を通って移動できる小さな天体です。私たちの太陽系にそれらが存在する場合、これらの天体の特性と起源、さらには星系間での物質の他家受粉の可能性を研究する機会となります。現在の推進技術では、これらの物体とランデブーすることはおそらく不可能であるため、最大の科学的利益は迅速な応答のフライバイと衝突体から得られます。ただし、ISOへの軌道は実現可能かもしれませんが、潜在的に高い軌道暦の不確実性と高速双曲軌道により、航行には重大な課題が生じます。この論文では、地上の天文台と接近する宇宙船からの測定によって導出される、到達可能な合成ISOの不確実性を時間の関数としてモデル化することにより、これらの課題を評価します。これらの不確実性から、高速フライバイ宇宙船のISOへの最終的な配信精度と、ナビゲーションに必要な統計的なデルタvを導き出します。これら2つの課題により、ナビゲーションに必要な統計デルタvが数百メートル/秒、さらにはキロメートル/秒に達し、配信精度が数百キロメートルに低下し、自律ナビゲーションが要件となる可能性があることがわかりました。
天林ミッション: 居住可能な世界と宇宙を探索するための 6 メートル UV/光/赤外線宇宙望遠鏡
| Title |
The_Tianlin_Mission:_a_6m_UV/Opt/IR_space_telescope_to_explore_the_habitable_worlds_and_the_universe |
| Authors |
Wei_Wang,_Meng_Zhai,_Gang_Zhao,_Shen_Wang,_Jifeng_Liu,_Jin_Chang,_Xuejun_Zhang,_Jihong_Dong,_Boqian_Xu,_Frank_Grupp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12013 |
[要約]TESS、PLATO、Earth2.0を含む現在および将来の宇宙惑星探査ミッションでは、100を超える居住可能な地球型岩石惑星を含む数千の中小型惑星がトランジット技術を介して検出されることが期待されている。これらの地球型惑星、特に広い軌道を持つ低温の惑星の詳細な研究を行うために、系外惑星コミュニティはさまざまな追跡ミッションを提案しています。現在提案されているESAミッションARIELは、主に透過分光法を使用して、温暖なスーパーアースに至るまでの惑星の特性評価を行うことができます。Astro2020DecadalSurveyで提案されているNASAの6mUV/Opt/NIRミッションは、居住可能な岩石惑星にまでさらに取り組む可能性があり、2045年頃に打ち上げられると予想されている。一方、中国はTianlin（UV/Opt/NIR大口径宇宙望遠鏡）という名前の6m級宇宙望遠鏡のコンセプト研究に資金を提供しており、今後10～15年以内に運用を開始し、5年以上持続することを目指している。天林の主な目的は、近くの恒星の周囲のハビタブルゾーン（HZ）にある岩石惑星の発見と特性評価、そして主に直接イメージング法を使用して潜在的なバイオシグネチャーを探索することである。系外惑星の形成と進化についての理解を強化するために、中程度から高解像度での透過分光分析と発光分光分析が系外惑星の集団に対しても実施される予定である。また、宇宙網と初期銀河の詳細な研究も実施し、暗黒物質と暗黒エネルギーの性質を制約する予定です。予備的なシミュレーション結果に基づいて、主な科学的動機と主な技術的考慮事項を簡単に説明します。私たちは、高コントラストクロノグラフを備えた6mを超える主鏡直径を備えたモノリシック軸外宇宙望遠鏡が、太陽に似た恒星の周囲にあるハビタブルゾーンの地球に似た惑星の大気中の水を識別できることを発見した。
| Title |
Water_in_the_terrestrial_planet-forming_zone_of_the_PDS_70_disk |
| Authors |
G._Perotti,_V._Christiaens,_Th._Henning,_B._Tabone,_L._B._F._M._Waters,_I._Kamp,_G._Olofsson,_S._L._Grant,_D._Gasman,_J._Bouwman,_M._Samland,_R._Franceschi,_E.F._van_Dishoeck,_K._Schwarz,_M._G\"udel,_P.-O.Lagage,_T.P._Ray,_B._Vandenbussche,_A._Abergel,_O._Absil,_A._M._Arabhavi,_I._Argyriou,_D._Barrado,_A._Boccaletti,_A._Caratti_o_Garatti,_V._Geers,_A._M._Glauser,_K._Justannont,_F._Lahuis,_M._Mueller,_C._Nehm\'e,_E._Pantin,_S._Scheithauer,_C._Waelkens,_R._Guadarrama,_H._Jang,_J._Kanwar,_M._Morales-Calder\'on,_N._Pawellek,_D._Rodgers-Lee,_J._Schreiber,_L._Colina,_T._R._Greve,_G._\"Ostlin_and_G._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12040 |
地球型および海王星未満の惑星は、原始惑星系円盤の内側($<10~$AU)領域で形成されると予想されています。水はその形成に重要な役割を果たしていますが、水分子がその場で形成されるのか、それとも円盤の外側から運ばれるのかはまだ不明です。これまでのところ、スピッツァー宇宙望遠鏡の観測では、原始惑星の存在を直接確認した最初のシステムであるPDS70と同様、塵が枯渇した内部円盤の水の光度の上限しか提供されていない。今回我々は、円盤の内側と外側を隔てる大きな（$\sim54~$AU）惑星が刻んだギャップを収容する円盤内の水を探すベンチマークターゲットであるPDS70のJWST観測を報告する。私たちの発見は、PDS70の内側の円盤に水があることを示しています。これは、その中に形成される可能性のある地球型惑星が水の貯留層にアクセスできることを意味します。水蒸気のカラム密度は、O、H$_2$、および/またはOHが関与する反応シーケンスによるその場生成と、水の自己遮蔽による生存を示唆しています。これは、UV光解離に敏感な別の分子であるCO$_2$放出の存在によっても裏付けられています。塵の遮蔽、および外側の円盤からのガスと小さな塵の両方の補充も、水の貯留を維持する役割を果たしている可能性があります。私たちの観察では、中赤外スペクトルエネルギー分布の強い変動性も明らかになり、円盤内部の幾何学的形状の変化が示唆されています。
PLATOが検出できる惑星の数を推定する
| Title |
Estimating_the_number_of_planets_that_PLATO_can_detect |
| Authors |
F._Matuszewski,_N._Nettelmann,_J._Cabrera,_A._B\"orner,_and_H._Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12163 |
PLATOミッションは2026年に打ち上げられる予定です。この研究は、PLATOが検出できる系外惑星の数を、惑星の大きさと周期、星の明るさ、観測戦略のオプションの関数として推定することを目的としています。これらの推定値からの逸脱は、惑星の真の出現率の情報となり、惑星形成モデルを制約するのに役立ちます。この目的のために、統計的アプローチを採用したPlanetYieldforPLATO推定器(PYPE)を開発しました。惑星形成モデルと、ケプラーデータのさまざまな検索および精査パイプラインからの所定の出現率を適用します。全天のPLATO恒星入力カタログ(PIC)の一部を使用して、PLATOによって観測される恒星のサンプルを推定します。PLATOの検出効率は、本文で詳しく説明されているさまざまな仮定に基づいて計算されます。ここで示した結果は主に、現在のベースライン観察期間である4年間を考慮したものです。予想されるPLATO惑星の収量は最初の1年間で急速に増加し、2年後には飽和し始めることがわかりました。公称(2+2)4年間のミッションでは、想定される惑星の出現率に応じて、約数千から数万の惑星が生成される可能性があります。私たちは、地球サイズ（0.8～1.25RE）の惑星が少なくとも500個あると推定しており、そのうち約12個はG星の周囲の250～500日の周期ビンに存在すると考えられます。検出された惑星の3分の1は、RV追跡観測に十分明るい(V$\leq11$)星の周囲にあることがわかりました。3年間の長期観測に続いて2か月の短期観測を6回(3+1年)行うと、2年間の長期観測を2回行う(2+2年)よりもおよそ2倍の数の惑星が得られることがわかりました。前者の戦略は短周期惑星によって支配されますが、後者の戦略はハビタブルゾーン内の地球を検出するためにより有益です。
月から地球-月系の$L_2$ハロー軌道への最適な移動
| Title |
Optimal_transfers_from_Moon_to_$L_2$_halo_orbit_of_the_Earth-Moon_system |
| Authors |
L._B._T._Santos,_Allan_Kardec_de_Almeida_Jr,_P._A._Sousa-Silva,_M._O._Terra,_D._M._Sanchez,_S._Aljbaae_A._F._B._A._Prado,_F._Monteiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12353 |
この論文では、単一操作を適用し、到着時の双曲パーキング解の安定不変多様体を利用することにより、月の周りのパーキング軌道から地球-月系の$L_2$周りのハロー軌道への移行の最適解を求めます。そのために、月の周りのパーキング解（すなわち、そのケプラー要素）の軌道特性と、到着ハロー軌道の安定多様体によって導かれる伝達軌道の特性の両方を変数として考慮した最適化問題を提案します。この問題は、円形制限三体問題の地球-月系の枠組み内で、単一のマニューバ移動を実行するための$\DeltaV$のコストを最小限に抑えることを目的とした非線形計画法(NLP)によって解決されます。低い$\DeltaV$と適切な飛行時間の結果は、Cubesatのこの種の転送の実現可能性を示しています。
遊牧世界の追跡: 新しいクラスの深宇宙ミッション
| Title |
Chasing_Nomadic_Worlds:_A_New_Class_of_Deep_Space_Missions |
| Authors |
Manasvi_Lingam_and_Andreas_M._Hein_and_T._Marshall_Eubanks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12411 |
遊牧世界、つまりどの星にも重力で束縛されていない物体は、惑星科学と宇宙生物学にとって非常に興味深いものです。それらは、マイクロレンズ調査と最近の星間微惑星の発見に由来する制約により、最近注目を集めています。この論文では、半径$100\,\mathrm{km}\lesssimR\lesssim10^4\,\mathrm{km}$の遊牧世界の蔓延を大まかに推定します。累積数密度$n_>\left(>R\right)$は、$n_>\proptoR^{-3}$で与えられるヒューリスティックなべき乗則に従っているように見えます。したがって、小さな天体は、おそらく大きな岩石遊牧惑星よりもはるかに多く、統計的には内部太陽系に比較的近いメンバーを含む可能性が高くなります。私たちの結果は、地球を中心とし、プロキシマ・ケンタウリに外接する球体積に数十から数百の惑星サイズの遊牧世界が存在する可能性があり、したがって、恒星に結合しているどの惑星よりも近い星間目標を構成している可能性があることを示唆しています。私たちは初めて、深宇宙ミッションを通じてこれらの無限の物体を探索する実現可能性を体系的に分析しました。私たちは、どのような近未来の推進システムがあれば、年間50ドルの飛行時間スケールで半径$>R$の遊牧世界に到達できるようになるかを調査します。$R\sim100$kmの物体は、電気セイル、レーザー電気推進、ソーラーセイルなどの複数の推進方法の範囲内にあります。対照的に、$R\gtrsim1000$kmの遊牧民の世界にはレーザー帆(そしておそらくは核融合)でアクセスできるため、深宇宙探査の巨大な可能性が強調されています。
ディモルフォスボルダーの群れ
DART探査機が小惑星ディモルフォスに衝突した際の噴出物を調べるために撮影された深層ハッブル宇宙望遠鏡の画像を紹介します。画像からは、大量の岩が同時に動く様子が明らかになり、その最大のものは直径約7m(幾何学的アルベド0.15と推定)です。37個の岩の測定では、平均スカイプレーン速度分散が0.30+/-0.03m/sであり、ディディモス/ディモルフォス連星系からの重力脱出速度0.24m/sよりわずかに大きいだけです。岩の総質量5e6kg(密度2200kg/m3と仮定)は、ディモルフォスの質量の約0.1パーセントに相当し、岩は合わせてDART宇宙船の衝突によってもたらされる運動エネルギーの約3e-5を運びます。岩のスカイプレーンの分布は非対称であり、おそらく瓦礫の山と思われる不均質な物体への衝突と一致しています。ディディモスの表面の岩の数は、観察された岩の群れがディモルフォスの表面のわずか2%(たとえば、直径約50mの衝突点にある円形のクレーター)から放出された可能性があることを示しています。大きくてゆっくりと動く岩は、今後のESAHERAミッションによって現場で調査される潜在的なターゲットです。
原始惑星の巨大衝突現象: 正面衝突による大気浸食のエネルギー論
地球から海王星までの範囲の質量と地球よりも大きな半径を持つ系外惑星が観測によって多数発見されています。これらの惑星は、大気の質量分率の多様性を反映して、1%から30%の範囲の質量分率の大気を持っています。このような多様性は、形成過程や進化の違いによって生じると考えられています。ここでは、惑星形成の後期段階で大気の損失を引き起こす、惑星への巨大な正面衝突について考えます。平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行して、初期大気質量分率が10%～30%である若いスーパーアースの衝突による大気損失を研究します。脱出する大気の運動エネルギーは、運動衝撃エネルギーと合体した核から放出される自己重力エネルギーの合計にほぼ比例することがわかりました。運動衝撃エネルギーと逃げる大気質量との関係を導き出します。岩石惑星形成の一般的なシナリオの最終段階では、同等の質量の惑星の巨大衝突イベントが必要です。私たちは、衝突が同等の質量との正面衝突である場合、大気の重大な損失をもたらすことを示しました。この後者の事実は、実質的な大気を持つ岩石惑星の形成シナリオに制約を与えます。
原始惑星 PDS 70 b のラグランジュ領域 L5 内での暫定的な共軌道サブミリ波放射
| Title |
Tentative_co-orbital_submillimeter_emission_within_the_Lagrangian_region_L5_of_the_protoplanet_PDS_70_b |
| Authors |
Olga_Balsalobre-Ruza,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Jorge_Lillo-Box,_Nuria_Hu\'elamo,_\'Alvaro_Ribas,_Myriam_Benisty,_Jaehan_Bae,_Stefano_Facchini,_Richard_Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12811 |
背景:高空間分解能のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)データにより、原始惑星系円盤の大量の下部構造が明らかになりました。それらの特徴のいくつかは、埋め込まれた惑星の形成を追跡すると考えられています。一例は、共軌道ラグランジュ領域$L_4$/$L_5$に蓄積したガスと塵であり、これらは近年暫定的に検出されており、トロヤ天体形成の原始物質である可能性がある。目的:この研究はTROYプロジェクトの一部であり、その最終目標は、系外トロヤ天体の確実な証拠を発見し、系外惑星分野におけるそれらの影響を研究することです。ここでは、形成中の唯一確認された惑星系である象徴的なシステムPDS70を検査することで、これらの天体の形成の初期段階に焦点を当てます。方法：我々は、検出された2つの巨大ガス原始惑星、PDS70bおよびcのラグランジュ領域における発光を探すための独立したイメージングプロセスを実行することにより、PDS70からのアーカイブ高角解像度バンド7アルマ望遠鏡観測を再分析した。次に、惑星の位置から方位角で$\pm$60$^{\circ}$で定義される$L_4$/$L_5$の位置の周囲の領域で軌道経路を投影し、放出の特徴を視覚的に検査しました。結果:PDS70bの$L_{5}$領域の位置で$\sim$4-$\sigma$レベル(クリーニング効果から補正した場合は$\sim$6-$\sigma$)の発光が確認された。この放出は、0.03～2M$_{Moon}$の範囲の塵の質量に相当し、この重力井戸に蓄積される可能性があります。結論:私たちが報告する共軌道ダストトラップの暫定的な検出には、追加の観測を確認する必要があります。私たちは、早ければ2026年2月にも同じ感度と角度分解能で再度観測することで、PDS70bと$L_5$に関連すると考えられる塵の共軌道運動を検出できると予測しています。
JWSTが明らかにした原始惑星系円盤の多様な化学
| Title |
The_diverse_chemistry_of_protoplanetary_disks_as_revealed_by_JWST |
| Authors |
Ewine_F._van_Dishoeck,_S._Grant,_B._Tabone,_M._van_Gelder,_L._Francis,_L._Tychoniec,_G._Bettoni,_A.M._Arabhavi,_D._Gasman,_P._Nazari,_M._Vlasblom,_P._Kavanagh,_V._Christiaens,_P._Klaassen,_H._Beuther,_Th._Henning,_and_I._Kamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11817 |
原始星(JOYS)と円盤(MINDS)に関するJWST-MIRI時間保証プログラムの初期の結果が示されています。MIRI分光計の感度、スペクトルおよび空間分解能が向上したおかげで、円盤内の惑星形成帯の化学物質インベントリを、星の質量範囲と年齢にわたって前例のない詳細さで調査できるようになりました。ここでは、低質量星の周りの4つと非常に若い高質量星の周りの1つの円盤の5つの円盤のデータが示されています。中赤外スペクトルはいくつかの類似点を示していますが、大きな多様性も示しています。つまり、CO2が豊富な発生源もあれば、H2OまたはC2H2が豊富な発生源もあります。非常に低質量の星の周りの1つの円盤では、C2H2の爆発的な放出が、炭素粒子が浸食され昇華する「すす」ラインの証拠を提供し、ジアセチレン（C4H2）やベンゼン（C6H6）さえも検出される豊富な炭化水素化学をもたらします（Taboneetal.2023）。総合すると、これらのデータは、円盤全体の物理的構造(温度、雪線、空洞やダストトラップの存在)と密接に関係しており、場合によってはCO2/H2O存在量の変化や、1を超える高いC/O比をもたらす可能性がある、活動的な内部円盤の気相化学反応を示しています。最終的には、この円盤化学の多様性は、系外惑星の化学組成の多様性にも反映されるでしょう。
ランダム フォレストを使用した Ly{\alpha} 放射体候補の特定: CANDELS 調査の銀河から学ぶ
| Title |
Identifying_Ly{\alpha}_emitter_candidates_with_Random_Forest:_learning_from_galaxies_in_CANDELS_survey |
| Authors |
L._Napolitano,_L._Pentericci,_A._Calabr\`o,_P._Santini,_M._Castellano,_P._Cassata,_J._P._U._Fynbo,_I._Jung,_D._Kashino,_S._Mascia_and_M._Mignoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11818 |
銀河をライマンアルファ放射体にする物理的プロセスは、過去25年間にわたって広範囲に研究されてきました。しかし、銀河の物理的および形態的特性とLy$\alpha$輝線の強度との相関関係については、依然として議論が続いている。そこで、GOODS-S、UDS、COSMOS領域からの赤方偏移範囲$2\leqz\leq7.9$にある1578個の銀河のサンプルについて、静止系Ly$\alpha$相当幅と星の質量、星形成率、塵の赤化、金属性、年齢、半光長半径、S\'ersic指数、射影軸比との相関関係を調べた。データセット内のLy$\alpha$放出体(LAE)の大規模なサンプルから、LAEは通常、恒星の質量$\leq10^9\text{M}_{\odot}$、星形成率$\leq10^{0.5}\text{M}_{\odot}/\text{yr}$、$E(B-V)\leq0.2$および半分を示す一般的な主系列星形成銀河であることがわかります。光長半径$\leq1\text{kpc}$。これらの発見に基づいて、Ly$\alpha$放出体である可能性が最も高い銀河を選択するために、ランダムフォレスト(つまり、機械学習分類子)に基づく新しい方法を開発しました。赤方偏移範囲$z\in[2.5,4.5]$内の母集団に適用すると、分類器は$(80\pm2)\%$の精度と$(73\pm4)\%$の精度を保持します。より高い赤方偏移($z\in[4.5,6]$)では、$73\%$の精度と$80\%$の精度が得られます。これらの結果は、将来の大規模分光調査の計画に使用できる情報に基づいた予測を行うことで、LAEの大規模サンプルを収集する際の現在の制限を克服できることを強調しています。
事象の地平線スケールとしての NIR フレアの偏光測定と天文測定、Sgr A* の質量の動的プローブ
| Title |
Polarimetry_and_Astrometry_of_NIR_Flares_as_Event_Horizon_Scale,_Dynamical_Probes_for_the_Mass_of_Sgr_A* |
| Authors |
The_GRAVITY_Collaboration:_R._Abuter,_N._Aimar,_P._Amaro_Seoane,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_V._Cardoso,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_H._Feuchtgruber,_G._Finger,_N.M._F\"orster_Schreiber,_A._Foschi,_P._Garcia,_F._Gao,_Z._Gelles,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Hartl,_X._Haubois,_F._Haussmann,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_F._Mang,_N._More,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_D._C._Ribeiro,_M._Sadun_Bordoni,_S._Scheithauer,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11821 |
我々は、ESOの超大型望遠鏡干渉計(VLTI)の近赤外線干渉計GRAVITYで取得した、SgrA*からのフレアの新しい天文計測および偏光計測観測を紹介します。これにより、十分にカバーされた天文計測フレアの合計サンプルは4つ、偏計測フレアのサンプルは6つになり、2つのフレアについては両方の領域で良好なカバー率が得られます。すべての天文フレアは、約1時間の周期で空の平面内で時計回りの動きを示し、偏光ベクトルは同時に1つの完全なループだけ回転します。フレアの見かけの類似性を考慮して、光度曲線とEHTで測定された形状に強いドップラーブースティングピークがないことを考慮して、共通の適合を示します。私たちの結果は、2018年のモデルと一致しており、大幅に強化されています。a)分極周期と約9重力半径の測定されたフレア半径($9R_g\約1.5R_{ISCO}$、最も内側の安定な円軌道)の組み合わせが、最も内側の降着帯のホットスポットのケプラー軌道運動と一致していることがわかりました。フレアの半径内の質量は$4.297\times10^6\と一致します。\text{M}_\odot$は数千$R_g$の恒星軌道から測定されました。したがって、この発見とSgrA*のミリメートルの影の直径は、単一のブラックホールモデルを裏付けています。さらに、b)磁場構成は主にポロイダル(垂直)であり、ドップラーブースティングが検出されないことと、天文ループごとに1つの偏光ループが観察されるという事実によって示されるように、フレアの軌道面は空の平面に対して適度な傾斜を持っています。さらに、c)空の位置角と必要な磁場の強さの両方から、最近のシミュレーションと一致して、降着流は、SgrA*から1～5秒角の時計回りの恒星円盤にある巨大な若い星の風によって促進され、制御されていることが示唆されます。
コンパクトな銀河群における銀河の進化 I: 多波長アプローチによる移行銀河集団の解明
| Title |
Galaxy_evolution_in_compact_groups_I:_Revealing_a_transitional_galaxy_population_through_a_multiwavelength_approach |
| Authors |
Gissel_P._Montaguth,_Sergio_Torres-Flores,_Antonela_Monachesi,_Facundo_A._G\'omez,_Ciria_Lima-Dias,_Arianna_Cortesi,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Eduardo_Telles,_Swayamtrupta_Panda,_Marco_Grossi,_Paulo_A._A._Lopes,_Jose_A._Hernandez-Jimenez,_Antonio_Kanaan,_Tiago_Ribeiro,_William_Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11825 |
コンパクトな銀河群(CG)には、主に銀河間相互作用の産物である形態的乱れのあるメンバーが表示されるため、高密度環境で銀河の進化を研究するのに理想的なシステムとなります。この環境が銀河の特性にどのような影響を与えるかを理解するために、ストライプ82領域の340個のCGのサンプル(合計1083個の銀河)と、対照サンプルとして2281個の野外銀河のサンプルを選択しました。S-PLUSデータを使用して複数波長の形態学的フィッティングプロセスを実行することにより、rバンドのS\'ersic指数と色(u-r)を使用して、サンプルを初期型(ETG)、後期型(LTG)、および遷移銀河に分割します。有効半径-サーシック指数の平面内に二峰性の分布が見つかり、CGでは、より小さく、よりコンパクトな銀河からなる二次「特異な」銀河集団が見つかりますが、これは対照サンプルでは観察されません。これは、CGで銀河が形態変化を起こしていることを示しています。さらに、LTGとETGの両方の環境を比較すると、特定の星形成率(sSFR)の分布に有意な統計的差異が見つかりました。また、CGでは対照サンプルよりも消光銀河の割合が高く、sSFR中央値が低いこともわかり、銀河の種類に関係なく、星形成の停止に有利な環境効果が存在することを示唆しています。私たちの結果は、CGが形態学的および物理的な変換を促進するという概念を裏付けており、銀河の前処理の理想的なシステムとしての可能性を強調しています。
BPT を超えて: SAMI Galaxy Survey を使用してテストされた、電源を分類するための新しい多次元診断図
| Title |
Beyond_BPT:_A_New_Multi-Dimensional_Diagnostic_Diagram_for_Classifying_Power_Sources_Tested_Using_the_SAMI_Galaxy_Survey |
| Authors |
Victor_Johnston,_Anne_Medling,_Brent_Groves,_Lisa_Kewley,_Luca_Cortese,_Scott_Croom,_\'Angel_L\'opez-S\'anchez,_Henry_Zovaro,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_Bryant,_Jon_Lawrence,_Matt_Owers,_Samuel_Richards,_Jesse_van_de_Sande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11831 |
銀河内の星雲放出の電離源を特定する現在の方法は、単ファイバー分光法の時代に向けて明確に定義されていますが、一部の銀河で複雑で重複する電離源を区別するのは依然として困難です。積分場分光法の出現により、これらの以前の分類スキームの限界がより明らかになりました。我々は、銀河内のスパセルごとに輝線比と速度分散を比較する多次元診断図を使用して、分解された銀河スペクトル内の電離源を区別するための新しい方法を提案します。この新しい方法は、z$<$0.12に3068個の銀河が含まれるSAMIGalaxySurveyDataRelease3を使用してテストされています。私たちの結果は、SAMIDR3公開データと一緒に利用できるイオン化マップとしてリリースされます。私たちの方法は、標準的な一連の輝線診断よりも多様なイオン化源を考慮しています。輝線比診断のみを使用して特定された316個の銀河と比較して、私たちの改良された方法を使用すると、非星形成電離が大きく寄与している1433個の銀河が見つかりました。これらの銀河の中で、H2領域、AGN、またはショックによる標準的な電離と一致しない独特の特徴をもつ886個の銀河をさらに特定しました。これらの銀河は質量や形態の種類が広範囲に及び、サンプルで使用された銀河のかなりの部分を占めています。私たちの改訂された方法では、輝線診断だけでは銀河内のガスをイオン化する複数の方法を適切に区別できないことが示されました。
| Title |
Cosmological_baryon_spread_and_impact_on_matter_clustering_in_CAMELS |
| Authors |
Matthew_Gebhardt_(1),_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar_(1,2),_Josh_Borrow_(3,4),_Shy_Genel_(2,5),_Francisco_Villaescusa-Navarro_(2,6),_Yueying_Ni_(7,8),_Christopher_Lovell_(9,10),_Daisuke_Nagai_(11),_Romeel_Dav\'e_(12,13,14),_Federico_Marinacci_(15),_Mark_Vogelsberger_(3,16),_and_Lars_Hernquist_(7),_((1)_University_of_Connecticut,_(2)_Flatiron_institute,_(3)_MIT,_(4)_Durham_University,_(5)_Columbia_University,_(6)_Princeton_University,_(7)_Harvard-Smithsonian_Center,_(8)_Carnegie_Mellon_University,_(9)_University_of_Portsmouth,_(10)_University_of_Hertfordshire,_(11)_Yale_University,_(12)_University_of_Edinburgh,_(13)_University_of_the_Western_Cape,_(14)_South_African_Astronomical_Observatories,_(15)_Universit\'a_di_Bologna,_(16)_MIT_AI_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11832 |
私たちは、MachinELearningSimulations(CAMELS)プロジェクトによる宇宙論および天体物理学による数千の最先端のシミュレーションを使用して、バリオンの宇宙論的広がりを、初期の隣接する暗黒物質分布と比較して定量化します。我々は、暗黒物質粒子が、そのホストである暗黒物質のハローに匹敵する空間スケールでのカオス的な重力力学によって、初期の隣接する分布と比較して拡散することを示す。対照的に、流体力学シミュレーションにおけるガスは、超新星(SNe)と活動銀河核(AGN)からのフィードバックにより、最初に隣接する暗黒物質からさらに遠くまで広がります。大規模なバリオンの広がりは、モデルの実装の詳細に非常に敏感であることを示します。基準\textsc{SIMBA}モデルは、IllustrisTNGモデルと\textsc{ASTRID}モデルの$\sim$10\%と比較して、バリオン$>$1\,Mpcの$\sim$40\%を分散させます。AGN駆動の流出の効率を高めるとバリオンの拡散が大幅に増加しますが、SNe駆動の風の強さが増加すると、恒星とAGNのフィードバックの非線形結合により拡散が減少する可能性があります。我々は流体力学シミュレーションとペア$N$体シミュレーションの間で全物質のパワースペクトルを比較し、バリオン拡散計量が宇宙論的および天体物理学的パラメータ、初期条件、銀河形成モデルの変動にわたる物質クラスタリングに対するフィードバックのグローバルな影響を広く捉えていることを実証する。シンボリック回帰を使用して、波数($k$)と最大$k\sim10\,h$\,Mpc$^{-1}$までのバリオン拡散の関数としてフィードバックによるパワーの抑制を再現する関数を見つけ、銀河形成物理実装の変動に対して堅牢なモデルを開発するという課題を強調しました。
クラッシュ・オブ・タイタンズ: 銀河団レッドシーケンスにおけるクラスター合併の影響
| Title |
Clash_of_Titans:_The_Impact_of_Cluster_Mergers_in_the_Galaxy_Cluster_Red_Sequence |
| Authors |
Franklin_Ald\'as,_Alfredo_Zenteno,_Facundo_G\'omez,_Daniel_Hernandez-Lang,_Eleazar_R._Carrasco,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez,_J._L._Nilo_Castell\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11837 |
銀河団の合体は宇宙で最もエネルギーに満ちた出来事の一部であり、銀河の進化を研究するためのユニークな環境を提供します。$0.11<z<0.88$の赤方偏移範囲でダークエネルギーカメラで観察された84個の合体および緩和SPT銀河団候補のサンプルを使用して、銀河集団に対するクラスター合体の影響を特徴付ける色等級図を作成します。サンプルをリラックス状態と乱れ状態に分け、$z=0.55$の2つの赤方偏移ビンに分けました。high-zクラスターとlow-zクラスターを比較すると、クラスターの動的状態とは無関係に、high-zサンプルには青い銀河が多く含まれていることがわかります。高Zビンでは、赤色シーケンスで乱れたクラスターがより大きな散乱を示し、緩和したクラスターと比較してより広い分布と青い銀河が過剰であることがわかります。一方、低Zビンでは、緩和したクラスターと乱れたクラスターが完全に一致していることがわかります。我々の結果は、$z<0.55$銀河にある大規模なクラスターハローが別の構造の衛星、つまりクラスターの外側で消光される一方、$z\geq0.55$では消光がその場プロセスによって支配されるというシナリオを支持している。
高質量負荷の熱い銀河風はフィラメント形成を冷却するには不安定である
| Title |
Highly-mass-loaded_hot_galactic_winds_are_unstable_to_cool_filament_formation |
| Authors |
Dustin_D._Nguyen,_Todd_A._Thompson,_Evan_E._Schneider,_Ashley_P._Tarrant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11930 |
冷たい雲が熱い超音速の銀河風によってラム圧で加速されると、雲の一部が流体力学的不安定性によって切り刻まれ、熱い流れに組み込まれる可能性があります。最近の一次元定常状態計算では、冷たい雲の巻き込みが高温ガスのバルク熱力学、運動学、観測特性にどのように直接影響するかを示しています。特に、質量負荷は熱い流れを減速させ、そのエントロピーを変化させます。ここでは、摂動解析と3次元時間依存放射流体力学シミュレーションの両方を使用して、質量負荷がかかった平面および球形の高温超音速流れの安定性を調査します。流れが亜音速になるほど十分に減速しない限り、質量負荷は広範囲のパラメーターにわたって安定しており、流れが亜音速になるまで十分に減速しない限り、1D時間定常解析ソリューションが3D時間依存計算を正確に再現することを示します。質量負荷の値が高くなると、流れは音速点に達して熱的に不安定になり、急速に冷却して細長い緻密な彗星のフィラメントを形成します。私たちは、音速点に到達するために必要な質量負荷パラメーターとこれらのフィラメントの放射形成を調査します。特定の近似については、単純な分析基準を導き出すことができます。一般に、初期質量流出速度と同様の質量負荷速度が必要です。この意味で、スターバースト超風で観察されるように、熱い流れによる小さな冷たい雲の破壊は、最終的には高速で冷たいフィラメントを自発的に生成する可能性があります。最後に、フィラメントの運動学が質量負荷関数の傾きに敏感であることがわかりました。質量負荷が長距離にわたる場合、フィラメントは周囲の風よりも速く移動しますが、質量負荷が急激である場合、フィラメントは周囲よりも遅く移動します。
銀河極の塵散乱放射線
私たちは、銀河極の遠紫外(FUV:1536\AA)と近紫外(NUV:2316\AA)の拡散背景をモデル化しました。背景は、銀河系外光と拡散背景へのその他の寄与を表すオフセットを持つ単一散乱ダストモデルを使用して適切に適合されます。NGP($b>70^{\circ}$)では0.35--0.40(FUV)と0.11--0.19、SGP($b<70^{\circ}$)では0.46--0.56(FUV)と0.31--0.33(NUV)のダストアルベドが見つかりました。アルベドの違いは、ダストからダストへの変化を反映している可能性があります。空または塵の分布におけるガス比。NGPではFUVとNUVで、それぞれ273--286光子と553--581光子cm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$\AA$^{-1}$のゼロ赤化でのオフセットが見つかり、SGPでも同様の値が得られます。
PTA の検出: LISA の大規模ブラックホール合体への影響
| Title |
The_PTA_detections:_implications_for_LISA_massive_black_hole_mergers |
| Authors |
Enrico_Barausse,_Kallol_Dey,_Marco_Crisostomi,_Akshay_Panayada,_Sylvain_Marsat,_Soumen_Basak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12245 |
最近、パルサータイミングアレイ(PTA)実験によってnHz帯の重力波の確率的背景が検出されたことで、質量$\sim10^8$-$10^9M_\odot$を持つ大質量ブラックホール連星の形成と進化に新たな光が当てられました。PTAデータは、そのような連星の集団が銀河系ホストの合体後に効率的に合体し、以前に予想されていたよりわずかに大きな質量を示していることと一致しています。この重大な発見には、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)がターゲットとする、より小さい($\sim10^5$-$10^7M_\odot$)の巨大ブラックホール連星を検出する可能性を調査することが求められています。PTAの結果に基づいて調整された大質量ブラックホール連星の形成と進化に半解析モデルを使用することで、LISAがミッション期間中に少なくとも十数、最大で数千のブラックホール連星を観測することが判明した。$z=6$でクエーサーの光度関数をかろうじて再現するモデルを除外すると、最小検出数は$\sim70$に増加します。また、高次モードや現実的な機器応答を含む最先端の波形を使用してLISAのパラメーター推定機能を評価し、検出されたシステムの質量、空の位置、距離がそれぞれ1%、10平方度、10%以内に推定されることがわかりました。
速度分散 $\sigma_{\rm aper}$ 10,000 個の MaNGA 銀河の積分場恒星運動学からの銀河特性の関数としての開口補正
| Title |
Velocity_Dispersion_$\sigma_{\rm_aper}$_Aperture_Corrections_as_a_Function_of_Galaxy_Properties_from_Integral-field_Stellar_Kinematics_of_10,000_MaNGA_Galaxies |
| Authors |
Kai_Zhu,_Ran_Li,_Xiaoyue_Cao,_Shengdong_Lu,_Michele_Cappellari,_Shude_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12251 |
$\sigma_{\rme}^2$で示される有効半径内の恒星の速度の2次モーメントは、銀河の特性とその質量分布についての洞察を提供するため、銀河研究において重要な量です。ただし、大規模な分光調査では通常$\sigma_{\rme}$を直接測定せず、代わりに固定ファイバー開口内の恒星の速度の2次モーメントである$\sigma_{\rmaper}$を提供します。この論文では、アパッチポイント天文台(SDSS-MaNG)の約10,000個のスローンデジタルスカイサーベイマッピングの近くの銀河から抽出された空間分解恒星の運動学を使用して、$\sigma_{\rmaper}/\sigma_{\rme}=(R_{\rmaper}/R_{\rme})^{\alpha}$で与えられる経験的な開口補正式を導出します。A)積分フィールドユニットの観測。私たちの解析により、$\alpha$が$r$バンドの絶対等級$M_{\rmr}$、$g-i$の色、およびSersic指数$n_{\rmSer}$に強く依存していることが明らかになりました。$\alpha$の値は、Sersic指数が高く、より明るく赤い銀河ほど低くなります。我々の結果は、初期型銀河に関する以前の文献から得られた開口補正を、中間のSersic指数を持つ銀河の開口補正を予測するために適用できないことを示しています。$-18>M_{\rmr}>-24$、$0.4<g-i<1.6$、$0<n_{\rmSer}<8$の範囲のパラメーターを使用して、さまざまな銀河タイプの$\alpha$値のルックアップテーブルを提供します。ルックアップテーブルから補正係数を取得するためのPythonスクリプトが提供されています。
惑星を主催する恒星の太陽近傍の化学進化
| Title |
The_chemical_evolution_of_the_solar_neighbourhood_for_planet-hosting_stars |
| Authors |
Marco_Pignatari,_Thomas_C._L._Trueman,_Kate_A._Womack,_Brad_K._Gibson,_Benoit_C\^ot\'e,_Diego_Turrini,_Christopher_Sneden,_Stephen_J._Mojzsis,_Richard_J._Stancliffe,_Paul_Fong,_Thomas_V._Lawson,_James_D._Keegans,_Kate_Pilkington,_Jean-Claude_Passy,_Timothy_C._Beers,_Maria_Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12330 |
惑星系の形成に関する理論的な物理化学モデルは、太陽の組成、太陽近傍の星の組成、および恒星系の推定「原始的な」組成のデータの品質に依存します。炭素、酸素、シリコンなどの最も豊富に存在する金属であっても、太陽から数百パーセク以内にある元素の実効散乱と観測上の不確実性については、依然として議論の余地がある。ここでは、恒星の生成と、岩石(C、O、Mg、Si)およびガス/氷の巨大惑星(C、N、O、S)の形成を支える重要な元素の化学進化を分析します。私たちは、太陽近傍の198個の銀河化学進化(GCE)モデルを計算し、さまざまな恒星生成量のセット、GCEに寄与する大質量星の質量上限($M_{\rmup}$)、および鉄峰元素の大部分を放出しない大質量星の前駆体からの超新星(微光超新星)の影響を分析します。星の収量の異なるセットによって生成されるGCE変動を考慮しても、天の川円盤内の星について報告されている観察された元素の分散は再現されません。とりわけ、スーパーソーラーの[Mg/Si]比、サブソーラー[S/N]の観察範囲、および[S/Si]の最大0.5dexの分散は、私たちのモデルに課題を与えます。$M_{\rmup}$の変化による影響は、採用される超新星生成量によって異なります。したがって、観測結果はM$_{\rmup}$のパラメータ化に制約を与えません。GCE計算に微光超新星モデルの影響を含めると、天の川円盤内の元素比は最大0.1～0.2dex変化します。この変更により、観測結果がよりよく再現されます。
銀河-ハロー配列の物理的理解に向けて
| Title |
Towards_Physical_Understanding_of_Galaxy-Halo_Alignment |
| Authors |
Kun_Xu_(SJTU,_Durham),_Y.P._Jing_(SJTU,_TDLI)_and_Donghai_Zhao_(SHAO,_SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12334 |
TNG300-1流体力学シミュレーションを使用して、銀河とハローの方向の配列を調査します。私たちの分析により、2Dミスアラインメント角度$\theta_{\rm{2D}}$の分布は、さまざまな赤方偏移と銀河/ハロー特性にわたる{\textit{one}}のみの自由パラメーターを使用した切り捨てシフト指数関数(TSE)分布によって適切に記述できることが明らかになりました。銀河の銀河楕円率(GI)相関は、得られた$\theta_{\rm{2D}}$分布でハローの方向を摂動させることによって再現できるが、$\theta_{\rm{2D}}$と他の要因の間の説明されていない結合から生じる可能性のある小さな偏り($<3^{\circ}$)のみが存在することを示します。2Dと3Dのずれ角$\theta_{\rm{2D}}$と$\theta_{\rm{3D}}$は両方とも、生息域外恒星の質量分率$F_{\rm{acc}}$、ハロー質量$M_{\rm{vir}}$、恒星の質量$M_{*}$とともに減少する一方で、円盤対恒星の総質量分率$F_{\rm{disk}とともに増加することがわかりました。}$と赤方偏移。これらの依存関係は、BOSS銀河サンプルに基づく最近の観測研究とよく一致しています。私たちの結果は、$F_{\rm{acc}}$が銀河とハローの配列を決定する重要な要素であることを示唆しています。銀河を$F_{\rm{acc}}$でグループ化すると、3つの主軸すべてについて$\theta_{\rm{3D}}$の$M_{\rm{vir}}$への依存性がほぼなくなり、赤方偏移への依存性も軽減されます。$\theta_{\rm{2D}}$では、$F_{\rm{acc}}$を制御した後でも、$\theta_{\rm{3D}}$よりも顕著な赤方偏移依存性が見つかりました。これは、銀河とハローの形状の進化に起因すると考えられます。私たちの発見は、観測研究のための貴重なモデルを提示し、銀河とハローの配列についての理解を深めます。
JWSTで見たNGC 7469の核周囲領域におけるAGNとスターバースト活動の相互作用
| Title |
The_Interaction_between_AGN_and_Starburst_Activity_in_the_Circumnuclear_Region_of_NGC_7469_as_Viewed_with_JWST |
| Authors |
Lulu_Zhang_(1_and_2),_Luis_C._Ho_(1_and_2)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12347 |
JWSTのMIRI/MRSによる積分場ユニット観測から得られた中間赤外線診断と、アルマ望遠鏡によるCO(1-0)放出観測から得られた冷分子ガス情報を組み合わせて、セイファート1銀河NGC7469の中心$\sim$1.5kpc$\times$1.3kpc領域内の星形成速度と効率を$\sim$100pcスケールで調査します。活動核は、温かい分子ガスの温度を上昇させ、サブkpcスケールでイオン化ガスの流出を引き起こし、小さな塵粒子を選択的に破壊することによって、そのすぐ近くに顕著な痕跡を残します。それにもかかわらず、これらの影響は、冷たい核周囲媒体やその星形成能力には比較的ほとんど影響を与えません。NGC7469における星形成のほとんどは、塊状のスターバーストリングに限定されていますが、星形成効率は、活動核の影響を最も受ける核領域でも依然として非常に高いままです。
弱く磁化された乱流混合層のシミュレーション
放射乱流混合層は、多相天体物理学系の相境界に広範囲に形成されると予想されます。この本質的に小規模な構造は、隣接する相間の質量、運動量、エネルギー交換を直接制御するため、動的に非常に重要です。流体力学的乱流混合層に関するこれまでの研究では、銀河周縁媒体の状況における低温相と高温相間の相互作用が明らかになり、熱い銀河風を通って移動する冷たい雲の運命についての重要な洞察が得られました。しかし、磁場の役割はほとんど研究されていません。私たちは、弱いから中程度の背景磁場の存在下で、このような混合層の一連の3D磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行します。我々は、場の増幅により、比較的弱い背景磁場であっても、混合層内の表面の明るさと高温ガスの流入速度を大幅に低下させる可能性があることを発見しました。この減少は、磁気圧力によるサポートと乱流混合の直接抑制の組み合わせによるものであり、その両方が相構造を変化させます。私たちの結果は熱伝導にほとんど依存せず、分解能に収束しており、多相系における低温ガスの生存に関する洞察を提供します。
| Title |
Crossing_the_Rubicon_of_Reionization_with_z~5_QSOs |
| Authors |
A._Grazian,_K._Boutsia,_E._Giallongo,_S._Cristiani,_F._Fontanot,_M._Bischetti,_A._Bongiorno,_G._Calderone,_G._Cupani,_V._D'Odorico,_C._Feruglio,_F._Fiore,_F._Guarneri,_M._Porru,_I._Saccheo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12421 |
宇宙論における重要な未解決の問題の1つは、z~5.2で宇宙論的な水素再電離を完了した源の性質です。High-z原始銀河は再電離の主な推進力であると長い間考えられてきましたが、high-zAGNは小さな役割を果たしています。ただし、このシナリオを確認するには、再電離の時期に近いアクティブなSMBHによって生成される光イオン化率を測定することが基本です。high-zQSOの分光学的に完全な観測が果たす極めて重要な役割を考慮して、この論文では、RUBICON(明るい宇宙核による宇宙の再電離)調査の最初の結果を紹介します。これは、HyperSuprime-Camスバル戦略調査からの正規のz~5QSO候補のカラー選択サンプルで構成されています。QSO候補は、SEDフィッティングに基づく測光赤方偏移と分光赤方偏移の両方によって検証されており、4.5<z_spec<5.2にあることが確認されています。したがって、QSOの比較的大きな空間密度(Phi~1.4x10^-8cMpc^-3)がz~5およびM1450~-27で確認され、z=4からz=5までのAGN光度関数の純粋な密度進化と一致し、0.25dexという穏やかな密度進化率を示します。これは、AGNが宇宙の再電離において無視できない役割を果たす可能性があることを示しています。再電離のルビコンを越えた。
分子雲の崩壊乱流: フィラメントネットワークと星の形成にどのような影響を与えるのでしょうか?
| Title |
Decaying_turbulence_in_molecular_clouds:_how_does_it_affect_filament_networks_and_star_formation? |
| Authors |
Jiten_Dhandha,_Zoe_Faes,_Rowan_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12428 |
分子雲内で星を形成するためのガスの断片化は、本質的に星内部の乱流と関連しています。これらの内部の動きは雲の誕生時に設定され、銀河環境や雲の進化とともに変化する可能性があります。この論文では、$10^4\mathrm{M}_{\odot}$分子雲の進化におけるさまざまな減衰乱流モード(混合、圧縮、ソレノイド)とビリアル比の役割を調査するために、移動メッシュコードAREPOを使用した15個の高解像度分子雲シミュレーションの新しいスイートを紹介します。拡散領域は初期の乱流モードの強い遺物を維持しているのに対し、初期の重力ポテンシャルが高密度領域を支配していることがわかりました。したがって、ソレノイドシードモデルでは、フィラメント状の形態をもつ拡散雲と、過剰な褐色矮星の塊の破片が生成されます。圧縮シードモデルは、他のシミュレーションと比較して、星形成の早期開始、クラスターのような形態、およびオーバーバウンド雲とともに降着率が高くなります。DisPerSEを使用して識別され、FIESTAと呼ばれるこの研究で開発および公開されている新しいPythonツールキットを通じて分析されたフィラメントでは、初期乱流モード間の長さ、質量、密度に明確な傾向は見られません。ただし、オーバーバウンド雲はより多くのフィラメントを生成するため、フィラメントの質量が増加します。フィラメントが収束することによって形成されるハブは、ハブを接続するフィラメントの数に関係なく、驚くほど類似した質量分布を有し、星形成に有利であることが判明した。
DESI-253.2534+26.8843: VLT/MUSE で分光学的に確認され、GIGA レンズでモデル化された新しいアインシュタイン交差
| Title |
DESI-253.2534+26.8843:_A_New_Einstein_Cross_Spectroscopically_Confirmed_with_VLT/MUSE_and_Modeled_with_GIGA-Lens |
| Authors |
Aleksandar_Cikota,_Ivonne_Toro_Bertolla,_Xiaosheng_Huang,_Saul_Baltasar,_Nicolas_Ratier-Werbin,_William_Sheu,_Christopher_Storfer,_Nao_Suzuki,_David_J._Schlegel,_Regis_Cartier,_Simon_Torres,_Stefan_Cikota,_Eric_Jullo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12470 |
重力レンズは、銀河の質量プロファイルの決定や宇宙論的パラメーターの制約など、天体物理学と宇宙論に対する独自の洞察を提供します。我々は、ダークエネルギー分光装置(DESI)LegacyImagingSurveysデータで発見された強力なレンズシステムDESI-253.2534+26.8843の分光的確認とレンズモデリングを紹介します。この星系は、アインシュタイン十字パターンを形成する4つの青いイメージに囲まれた巨大な楕円銀河で構成されています。私たちは、ESOの超大型望遠鏡(VLT)のマルチユニット分光探査機(MUSE)を使用してこのシステムの分光観測を取得し、そのレンズ特性を確認しました。楕円銀河であるメインレンズの赤方偏移は$z_{L1}=0.636\pm0.001$ですが、背景のソース画像のスペクトルは典型的なスターバースト銀河で、赤方偏移は$z_s=2.597\pm0.001$です。さらに、レンズ画像の1つで、$z_{L2}=0.386$の赤方偏移を持つ、かすかな銀河前景を特定しました。GIGA-Lensモデリングコードを使用してこのシステムを特徴付け、メインレンズのアインシュタイン半径を$\theta_{E}=2.520{''}_{-0.031}^{+0.032}$と決定しました。これは$\sigma$=379$\pm$2kms$^{-1}$の速度分散に相当します。私たちの研究は、この珍しい種類の強力なレンズ系のカタログの増加に貢献し、これらの系の特性を理解する際の分光積分フィールドユニット観察と高度なモデリング技術の有効性を実証しています。
一般的な形成シナリオと $\Lambda$CDM モデルとの一貫性を使用した JWST 高赤方偏移銀河のモデル化
| Title |
Modeling_the_JWST_high-redshift_galaxies_with_a_general_formation_scenario_and_the_consistency_with_the_$\Lambda$CDM_model |
| Authors |
Yi-Ying_Wang,_Lei_Lei,_Guan-Wen_Yuan,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12487 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の初期の観測結果は、標準的な宇宙論の枠組みを超えた2つの痕跡を示唆しています。1つは、$z=7.5\sim9.1$における異常に高い星の質量とその密度であり、もう1つは、$z\ge10$における予想外の豊富な紫外(UV)明るい銀河です。それにもかかわらず、両方の証拠はまだ統計的に堅牢ではありません。この研究では、これらの高赤方偏移銀河候補の一般的な形成モデルに基づいて静止フレームUV光度関数(LF)を構築します。これは、UVLFが常に恒星形成効率(SFE)、初期質量関数(IMF)、塵の減衰、および銀河の進化に重要な要素の情報を保持しているためです。分光観測によって大質量銀河候補を更新し、SFEのパラメータ空間を探索することにより、$7.5\sim9.1$の赤方偏移範囲内の累積恒星質量密度を合理的に説明でき、異常な特性を示す銀河は1つだけです。また、赤方偏移の増加に伴うSFEの潜在的な非単調傾向も明らかにします。より高い赤方偏移($z\sim13$)では、明るいUVLFは、人口III星の非ダスト減衰またはトップヘビーIMFによく適合できます。人口IIIの星形シナリオでは、$z\sim9$でのSFEの下落の可能性も自然に説明できます。
構造分解による模擬銀河の円盤、バルジ、ハロー内光の特定
| Title |
Identifying_the_disc,_bulge,_and_intra-halo_light_of_simulated_galaxies_through_structural_decomposition |
| Authors |
Katy_L._Proctor,_Claudia_del_P._Lagos,_Aaron_D._Ludlow,_Aaron_S._G._Robotham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12584 |
混合ガウスモデル(GMM)を恒星粒子の運動学に適用することにより、3つの宇宙論的流体力学シミュレーションで特定された銀河の構造分解を実行します。私たちは、ホストの暗黒物質ハローのビリアル質量が$M_{200}=10^{11}$--$10^{15}\,{\rmM_\odot}$の範囲にある銀河の、結果として得られるディスク、バルジ、およびハロー内光(IHL)成分を研究します。私たちの分解技術は、質量分率$f_{\rmdisc}$が共通の代替形態指標と強い相関がある銀河円盤を分離します。たとえば、$f_{\rmdisc}$は、共回転する星の運動エネルギーの割合である$\kappa_{{\rmco}}$にほぼ等しくなります。しかし、私たちの研究の主な目的は、一貫した方法で広い質量範囲にわたって銀河のIHLを特徴づけ、銀河恒星のハローのスケールからクラスター内の光に至るまでその特性を分析することです。私たちの結果は、IHL部分$f_{\rmIHL}$にはかなりの散乱があり、銀河の形態と強く相関していることを示唆しています。恒星の質量が固定されている場合、円盤銀河のIHLは通常、回転楕円体のIHLよりも古く、質量が小さいのです。$M_{200}\約10^{13}\,{\rmM_\odot}$を超えると、かなりのばらつきはあるものの、平均すると$f_{\rmIHL}\約0.45$であることがわかります。IHLが銀河の恒星質量を支配する遷移半径は、$M_{200}\lesssim10^{12.8}\,{\rmM_\odot}$の場合、およそ$30\,{\rmkpc}$ですが、質量が大きくなるにつれて大きく増加します。しかし、私たちは、動的に定義されたIHLフラクションを再現する代替IHL定義が、その場外の恒星部分に基づくものであろうと、球面開口部の外側の恒星質量に基づくものであろうと、存在しないことを発見しました。
ガイアによる連星系のコンパクト伴星の天文質量測定
| Title |
Astrometric_mass_measurement_of_compact_companions_in_binary_systems_with_Gaia |
| Authors |
Yilun_Wang,_Shilong_Liao,_Nicola_Giacobbo,_Aleksandra_Olejak,_Jian_Gao,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12645 |
目に見えない主星と明るい副星を備えた連星系の場合、副次星の天文変動を利用して主星を研究することができます。Gaiaでは、光伴星(以下、BH/NS-LC)を伴うブラックホールや中性子星の質量を測定することができます。私たちの目的は、BH/NS-LCの質量を測定する際のGaiaの能力を予測する方法を提供することです。また、Gaiaを使用して解決可能なBH/NS-LCの数を推定することも試みました。我々は、擬似ガイア観測の現実的なマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを使用して、BH/NS-LCの主星の質量測定の不確実性と二次天文軌道の観測可能な変数との関係を取得しました。さらに、MOBSEコードを使用して、結合された天の川モデルで銀河BH/NS-LCサンプルを進化させました。我々の関係をこのサンプルに適用して、可溶なBH/NS-LCの数を推定します。私たちは、質量の不確かさとバイナリパラメータの間に良好な関係を導き出しました。周期P、傾斜i、離心率e、黄道緯度$\beta$が質量測定に与える定量的な影響を初めて示します。私たちの結果は、$48^{+7}_{-7}$BH-LCと$102^{+11}_{10}$NS-LCが5年間のガイアミッション中に解決可能であることを示唆しています。また、ガイア可溶性BH/NS-LCの距離と見かけの大きさの分布も示します。この溶解可能なサンプルは、追加の分光データまたは長期にわたるガイアミッションによって増加するでしょう。質量の不確かさの関係は、Gaiaによって観測されたBH/NS-LCの将来のシミュレーションに使用される可能性があります。可溶性BH/NS-LCの予測は、銀河BH/NS-LCサンプルの生成プロセスに影響されるだけでなく、不確実性関係にも影響されます。特に、$[P,e,i,\beta]$などのパラメータの関係は、Gaiaによって観測される将来のBH/NS-LCサンプルの統計結果における選択効果を補正するのに非常に役立ちます。
TESS によって観測された 4 年間の Ia 型超新星: 初期の光曲線形状と伴星相互作用モデルの制約
| Title |
Four_years_of_Type_Ia_Supernovae_Observed_by_TESS:_Early_Time_Light_Curve_Shapes_and_Constraints_on_Companion_Interaction_Models |
| Authors |
M._M._Fausnaugh,_P._J._Valleley,_M._A._Tucker,_C._S._Kochanek,_B._J._Shappee,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_Manan_Agarwal,_Tansu_Daylan,_Rahul_Jayaraman,_Rebekah_Hounsell,_and_Daniel_Muthukrishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11815 |
TESSミッションの最初の4年間で得られた307個のIa型超新星(SN)の光度曲線を紹介します。このサンプルを使用して、初期光度曲線の形状を特徴付け、最初の光からピークまでの立ち上がり時間を測定し、伴星の相互作用を検索します。シミュレーションを使用して、初期の光曲線形状の偏りを避けるために光曲線にはピークの$<$10%のノイズが必要であることを示し、定量的分析を74の光曲線に制限します。初期光度曲線の平均べき乗則指数$t^{\beta_1}$は1.83$\pm$0.57、ピークまでの平均上昇時間は15.7$\pm$3.5日であることがわかります。また、基礎となる母集団分布を推定し、平均$\beta_1=2.29$、幅0.34、および1.0未満の値まで伸びる裾を持つガウス成分を見つけます。モデル比較手法を使用して、コンパニオン相互作用の存在をテストします。文献の最近の結果とは対照的に、データではコンパニオン相互作用のあるモデルとないモデルを区別することはほとんどできないため、早期の時間磁束超過の検出を主張する場合には注意が必要であることがわかりました。それにもかかわらず、暫定的にコンパニオン相互作用モデルの追加を好む3つの高品質SNライトカーブが見つかりましたが、統計的証拠は堅牢ではありません。また、曲線べき乗則モデルへのコンパニオン相互作用モデルの追加を嫌う2つのSNeも見つかりました。74個のSNeを総合して、個々のライトカーブでコンパニオンを隠す可能性がある配向効果を制御するコンパニオンシグネチャの存在に関する3$\sigma$の上限を計算します。私たちの結果は、ロシュローブ半径$>$31R$_{\odot}$(信頼水準99.9%)を持つ仲間を含む共通祖先系を除外し、ロシュローブ半径$>$10R$_{\odot}$(信頼水準95%)を持つ仲間を不支持にします。最後に、単一縮退前駆体システムの固有部分に対する結果の意味について説明します。
重力波によって発見された最も重いブラックホールは、現在の標準的な恒星モデルでは説明するのが難しい質量を持っています。この不一致は、観察されたブラックホール自体が以前の合併の産物である一連の階層的な合併によるものである可能性があります。ここでは、連星におけるブラックホールの質量とスピンに基づいて、前世代のブラックホールの質量とスピンを推定する方法を紹介します。合体GW190521を調べると、合体残骸のスピンと一致するブラックホールのスピンを仮定すると、情報のない事前の結果と比較すると、再構成された祖先のスピンが変化することがわかります。同時に、ブラックホールのスピンが含まれていても、祖先ブラックホールの質量分布には大きな影響を与えません。
新しい IP J174517.0-3213 の WD 質量の制限
| Title |
Constraining_WD_mass_of_a_new_IP_J174517.0-3213 |
| Authors |
Benjamin_Vermette,_Ciro_Salcedo,_Kaya_Mori,_Julian_Gerber,_Kyung_Duk_Yoon,_Gabriel_Bridges,_Charles_J._Hailey,_Frank_Haberl,_Jaesub_Hong,_Jonathan_Grindlay,_Gabriele_Ponti,_Gavin_Ramsay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11910 |
我々は、614秒周期の銀河X線源CXOGBSJ174517.0-321356(J1745)の広帯域解析を報告します。チャンドラは銀河バルジの方向に源を発見しました。Gong(2022)は、J1745が質量約1$M_{\odot}$の中間極星(IP)、または超小型X線連星(UCXB)であると提案しました。XMM-NewtonスペクトルとNuSTARスペクトルを一緒にフィッティングすることにより、UCXB起源を除外します。我々は、IP特性、特にWD質量を決定するために、有限磁気圏半径、衝撃前領域からのX線吸収、WD表面からの反射を考慮した物理的に現実的なモデルを開発しました。WD質量測定の系統誤差を評価するために、不確実な発生源距離(d=3-8kpc)と部分降着面積(f=0.001-0.025)に基づいて、広範囲の特定降着速度($\dot{m}$=0.6～44g\cm$^2$\s)を考慮します。私たちのモデルは、X線反射モデルに適合した降着柱の高さを適切に実装し、（未観測の）軟X線黒体およびサイクロトロン冷却放出による過小評価された質量降着率を考慮しています。最小降着率$\dot{m}$=0.6g\cm$^2$\sは、最も近い震源距離と最大f値に相当し、WD質量$(0.92\pm0.08)M_{\odot}$を生み出すことがわかりました。しかし、降着率が$\dot{m}$>~3g\cm$^2$\sの場合、WD質量は$(0.81\pm0.06)M_{\odot}$と確実に測定され、$\dot{m}$とはほぼ独立しています。導出されたWD質量範囲は、近くのIPの平均WD質量と一致します。WDと降着円盤の間のスピン平衡を仮定すると、WD磁場をB>~7MGに制限し、これが高度に磁化されたIPである可能性があることを示しました。私たちの解析は、サイクロトロン冷却、有限磁気圏半径、降着柱高さの効果を統合することにより、IPのWD質量とB場を制約するための最も包括的な方法論を提示します。
教師あり機械学習を使用した Fermi LAT AGN 分類
| Title |
Fermi_LAT_AGN_classification_using_supervised_machine_learning |
| Authors |
Nathaniel_Cooper_(1),_Maria_Giovanna_Dainotti_(2,3,4),_Aditya_Narendra_(5,6),_Ioannis_Liodakis_(7),_Malgorzata_Bogdan_(8,9)e-mail:_n.j.cooper137@gmail.com_((1)_United_States_Merchant_Marine_Academy,_Kings_Point,_NY,_USA_(2)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Mitaka,_Japan_(3)_Space_Science_Institute,_4750_Walnut_St,_Suite_205,_Boulder,_CO,80301,_USA_(4)_School_of_Physical_Sciences,_The_Graduate_University_for_Advanced_Studies,_Shonankokusaimura,_Hayama,_Miura_District,_Kanagawa_240-0193,_Japan_(5)_Astronomical_Observatory_of_Jagiellonian_University,_Krakow,_Poland_(6)_Jagiellonian_University,_Doctoral_School_of_Exact_and_Natural_Sciences,_Krakow,_Poland_(7)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_Finland_(8)_Department_of_Mathematics,_University_of_Wroclaw,_Poland_(9)_Department_of_Statistics,_Lund_University,_Sweden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11945 |
活動銀河核(AGN)の分類は、特に弱い輝線スペクトルによって識別されるBLLac天体(BLL)にとっては困難です。分類の問題に対処するために、第4のフェルミカタログ、データリリース3のデータを使用します。データが欠落していると、AGNを分類するための機械学習の使用が妨げられます。以前の論文では、連鎖方程式による多重代入(MICE)の代入が欠損値の推定に役立つことがわかりました。多くのAGNには赤方偏移が欠落しており、エネルギーが最も高いため、MICEとK最近傍(kNN)アルゴリズムによるデータ補完を使用して、これらの欠落している変数を埋めます。次に、ロジスティック回帰、サポートベクター分類器、ランダムフォレスト、レンジャーランダムフォレスト、多変量適応回帰スプライン(MARS)、ベイジアン回帰、極端勾配ブースティングなどのいくつかの分類アルゴリズムを含むアンサンブル手法であるSuperLearnerを使用して、AGNをBLLまたはフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)に分類します。MARS回帰とランダムフォレストアルゴリズムを使用したSuperLearnerモデルの精度は、kNNの代入データに対して91.1%、MICEの代入データに対して91.2%であることがわかりました。さらに、kNNから入力されたSuperLearnerモデルは、1519個の未分類ブレーザーのうち892個がBLLであり、627個がフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)であると予測します。一方、MICEから入力されたSuperLearnerモデルは、未分類セット内の890個のBLLと629個のFSRQを予測します。したがって、両方の代入手法が効率的かつ高精度で機能し、我々の手法がAGNコミュニティおよび一般に天体物理学コミュニティにおける新しい分類手法としてSuperLearnerを使用する道を導くと結論付けることができます。
半世紀にわたるPSR J0738-4042の回転特性と電波放射特性
| Title |
Rotational_and_radio_emission_properties_of_PSR_J0738-4042_over_half_a_century |
| Authors |
M._E._Lower,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_P._R._Brook,_M._Bailes,_S._Buchner,_A._T._Deller,_L._Dunn,_C._Flynn,_M._Kerr,_R._N._Manchester,_A._Mandlik,_L._S._Oswald,_A._Parthasarathy,_R._M._Shannon,_C._Sobey,_P._Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11953 |
我々は、1972年から2023年の間にディープ・スペース・ネットワーク、ハルテビーズフック、パークス（ムリヤン）、モロングロ天文台で行われた観測を組み合わせて、PSRJ0738$-$4042の回転特性と放射特性の包括的な研究を発表する。パルサーのタイミングは、以前に報告された2005年9月と2015年12月に発生したプロファイル/スピンダウンイベントによって動機付けられており、その結果、異常に大きなブレーキが発生した。$n=23300\pm1800$のインデックス。ガウス過程回帰フレームワークを使用して、パルサーのスピンダウン速度($\dot{\nu}$)とプロファイル形状の進化のための連続モデルを開発します。パルスプロファイルの変化は、無線観測の周波数と偏波に関係なく類似していることがわかりました。小規模な違いは、視線に沿った星間物質の変化と、磁気圏の電波放射高さの周波数依存の変化に起因すると考えられます。拡張データセットでは、新たな相関スピンダウンイベントやプロファイルイベントは確認されませんでした。しかし、1981年から1988年までのアーカイブプロファイルの先端における明るい発光成分の消失は、$\dot{\nu}$の実質的な変化と関連していないことがわかりました。これは、このパルサーにおける以前のプロファイル/スピンダウンイベントからの顕著な逸脱を示しています。私たちは、これらの観測が物理モデルにもたらす課題について議論し、パルサーと落下する小惑星の間の相互作用、または長い周期性を持つ磁気圏の状態切り替えの一形態がもっともらしい説明であると結論づけています。
NLS1 銀河の放射駆動された塊状 X 線吸収体 IRAS 13224-3809
活動銀河核の最近の放射線磁気流体力学シミュレーションでは、円盤風の存在が予測されており、中心ブラックホールから遠く離れたところで不安定になり、断片化した塊に変わる可能性がある。これらの内側の風と外側の塊は、それぞれ超高速流出(UFO)と部分吸収体として観察される可能性があります。しかし、スペクトルの特徴と変動が複雑であるため、その起源を観測的に拘束することは困難です。このような塊状吸収体やその他の成分の縮退を解決するために、部分的に吸収されたスペクトルと非吸収されたスペクトルの比から可変吸収パラメーターを推定し、複雑な非可変スペクトルの特徴をキャンセルする新しい「スペクトル比モデルフィッティング」技術を開発しました。この手法を、2016年に\xmmが$\sim$1.5Msで観測した細線セイファート1銀河\irasに適用しました。その結果、ソフトスペクトル変動の主な原因は、UFOの流出速度($\sim$0.2--0.3$c$)と類似した弱電離塊状吸収体の部分被覆率の変化によって引き起こされることがわかりました。さらに、塊状吸収体とUFOの速度はX線束とともに同様に増加し、UVが支配的な連続体束の変化と一致しています。また、塊の被覆率とUFO吸収線の等価幅との間に顕著な相関関係があることも発見しました。これは、見通し内での流出が増加すると、UFOがより顕著になり、部分的な吸収が増加することを示しています。これらの発見は、塊状吸収体とUFOが同じ起源を持ち、同じUV支配的な連続放射線によって駆動されていることを強く示唆しています。
チャンドラを伴う M87 ジェットからの X 線熱放出
新しい校正データを使用して、電波銀河M87のジェットからの熱放出が、チャンドラによる約700ksのアーカイブデータで研究されます。原子核、HST-1、ノットDのX線エネルギースペクトルはべき乗則によく適合します。しかし、結び目Aについては、べき乗則モデルは高い有意性で棄却され、X線エネルギースペクトルはべき乗則と0.2keVのapecモデルおよび金属存在量0.00の組み合わせモデルによく適合します。節Aからの熱放出が確認される。
バイナリ ビジョン: 反復密度推定によるマージ ブラック ホールのバイナリ質量分布
重力波(GW)放射によって検出された連星ブラックホール(BBH)系は、多くの未知と不確実性を伴い、最近開かれた天体物理学のフロンティアです。地層チャネルと環境を推論するには、できる限り少ない仮定でバイナリ分布を正確に再構成することが望ましい。しかし、ほとんどの個体群解析では、二元質量比$q$のべき乗則を仮定したり、一次質量に関係なく普遍的な$q$分布を仮定したりしています。カーネル密度推定(KDE)ベースの方法を使用すると、そのような仮定を省略して、結合バイナリ質量分布を直接推定できます。我々は、この完全なBBH質量分布を推定するために自己一貫性のある反復法を導入し、以前の調査と一致する一次質量の極大値と、べき乗則と$q$の定数関数の両方に矛盾する部分的に独立した構造を持つ二次質量分布を見つけます。これまでのほとんどの調査よりも、ほぼ等しい質量のバイナリに対する優先度が低いことがわかりました。代わりに、二次質量には一次質量よりわずかに低い値の独自の「スペクトル線」があり、~$10M_\odot$ピーク付近で一次質量と二次質量の間に逆相関が観察されます。
理想的な E/IMRI と実際の E/IMRI システム : LISA で観察可能なシグネチャ
| Title |
Ideal_E/IMRI_vs_Real_E/IMRI_system_:_Observable_signature_in_LISA |
| Authors |
Sangita_Chatterjee,_Soumen_Mondal_and_Prasad_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12144 |
実際の極/中間質量比吸気系(E/IMRI)には、中心の超大質量ブラックホールと同じくらいの質量になる可能性がある大きな降着円盤が含まれている可能性があります。したがって、その理想的なモデルとは対照的に、実際のE/IMRIシステムには3番目の重要なコンポーネントである降着円盤が含まれています。私たちは、提案されたLISA観測を通じて、放出されたGWプロファイルとその検出可能性に対するこれらの円盤の影響を研究します。我々は、AGN周囲の降着流を記述する潜在的な候補である遷音速降着流の場合に、Kerr背景(Gair&Glampedakis2006;Barausse&Rezzolla2008)における半相対論的形式主義を使用します。ディスクの流体力学的抵抗によりコンパニオンの動きが変化し、その結果、放射される波の振幅と位相が変化します。私たちは、これらの変化は、検出器から3GPc以内に存在するEMRIと、$\dot{M}=1\dot{M}_{Edd}$程度の主ブラックホールの降着率について、LISAによる過去数年間の(場合によっては6か月という短期間の)観測を通じて検出可能であることを発見しました。これらのパラメーター値の選択は、実際のシステムと一致しています。抗力効果、したがって放出されたGWの検出可能性は、円盤の流体力学モデルに影響されます。したがって、このような観察は、降着流の性質を特定し、降着物理学のさまざまなパラダイムを検証するのに役立ちます。
空気シャワーニュートリノ望遠鏡におけるグラショー共鳴の発見の可能性
IceCubeなどの氷中または水中チェレンコフニュートリノ望遠鏡は、$W$ボソンの生成から生じる$E^{}_{\rm\nu}=6.3~{\rmPeV}$付近の隆起を探索することにより、グラショー共鳴の測定に威力を発揮することがすでに証明されています。今後数十年間で、タウニュートリノ望遠鏡としても知られる、大規模な空気シャワーで宇宙のタウニュートリノを観測する提案が数多く行われます。認識されているように、空気シャワー望遠鏡は原理的に、チャネル$W\to\tau\nu^{}_{\tau}$を介したグラショー共鳴とそれに続く空気中でのタウ減衰に敏感です。しかし、徹底的な数値解析により、これらの望遠鏡が共鳴を捕捉する際のいくつかの制限を特定しました。超高エネルギーニュートリノが主に中間子崩壊から生成される場合、$500~{\rmkm^2}$程度の幾何学的領域を持つTAMBOのようなかなり高度な提案では、$\overline{\nu}^{}_{e}$によって誘発されるグラショー共鳴を固有の$\nu^{}_{\tau}/\overline{\nu}^{}_{\tから区別することが統計的に困難になります。au}$の背景。IceCubeによって測定された磁束パラメータを入力として考慮すると、発見の重要性は$1\sigma$程度に過ぎません。それにもかかわらず、PeVニュートリノが主に中性子崩壊に由来する場合、重要性は$90\%$に改善されますが、中性子崩壊はサブドミナントニュートリノ発生源にすぎないと考えられています。新しい物理学の存在によっても、その重要性が高まる可能性があります。氷中望遠鏡や水中望遠鏡と比較すると、グラショー共鳴探索の課題はいくつかの要因に起因します。(i)減衰$W\to\tau\nu^{}_{\tau}$の分岐比$11\%$が抑制されている。(ii)娘ニュートリノが$W$崩壊からエネルギーの$\langley\rangle\sim75\%$を奪うため、スミアリング効果と受け入れの減少。(iii)共鳴に伴う地球スキミングニュートリノの大きな減衰効果。
マグネター付近の強力なGHz波の減衰と高速無線バーストの起源
マグネターの近くで放出されたGHz無線バーストが半径$r=10^7$-$10^9$cmの磁気圏をどのように伝播するかを調査します。磁気赤道の近くを伝播するバーストは、光度$L\gg10^{40}$erg/sを持っている場合、磁気流体力学(MHD)波として動作します。波は各振動でプラズマ衝撃を発生させ、$r\sim3\times10^8L_{42}^{-1/4}$cmで消散します。$L$が低い、または伝播方向が磁軸に近いGHz波はMHDに従いません。代わりに、それらは個々の粒子と相互作用するため、動力学的記述が必要になります。運動学的相互作用は、波のエネルギーを犠牲にして粒子をローレンツ因子$10^4$-$10^5$まで急速に加速し、これもまた波の強い減衰をもたらします。MHDまたは運動の波の伝播のいずれの領域でも、磁気圏はGHzバーストを吸収し、吸収されたエネルギーをX線で再放射する枕として機能します。私たちは、内部磁気圏に閉じ込められたGHz源は、実質的にすべての関連する光度および視野角で外部磁気圏によってブロックされると結論付けました。この結果は、観測された高速無線バースト(FRB)の発生源を制約します。私たちは、観測されたFRBは強力な流出を噴出する磁気圏の爆発に由来すると主張します。
膝エネルギー範囲におけるエアシャワーの縦方向の発達に関する研究
地上宇宙線実験では、主に大気シャワー（EAS）で生成される二次粒子の縦方向および横方向の分布を測定することによって宇宙線を検出します。膝エネルギー領域における宇宙線のEASは、CORSIKAソフトウェアを介してシミュレートされます。EASにおける電子、ミュー粒子、チェレンコフ光の縦方向の発達を理解するために、異なるエネルギー、組成、天頂角を使用したいくつかのシミュレーションサンプルが実行されました。提示されたすべての結果は、標高4400mの観測面を想定して得られました。電子とチェレンコフ光の間の縦方向の発達の違いが研究され、チェレンコフ光からの電子のシャワー最大値の再構成不確実性は、1PeVを超える原子核について10-15g/cm$^2$と推定された。エネルギー測定の性能と縦方向の発達に基づく組成識別能力を研究し、横方向の分布からのそれと比較した。シャワーの最大値における深さ当たりの電子数は、シャワーごとの変動が最も小さいことがわかりましたが、適切な天頂角を使用した場合、観測レベルで測定された電子密度のシャワーごとの変動はそれに非常に近かったです。電子のシャワー極大値のシャワーごとの変動は、陽子の場合は50-55g/cm$^2$、鉄の場合は20-25g/cm$^2$であるが、観測レベルで測定されるミュオン密度からの原子核間の組成識別能力は、縦方向発達からのシャワー極大の変動よりもはるかに優れている。縦方向の発達と横方向の分布のハドロンモデルの依存性についても議論されました。
| Title |
Efficient_numerical_methods_for_Anisotropic_Diffusion_of_Galactic_Cosmic_Rays |
| Authors |
Pranab_J._Deka,_Ralf_Kissmann,_and_Lukas_Einkemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12276 |
異方性拡散は、銀河、太陽圏全体での宇宙線の拡散、および宇宙線と銀河の磁場との相互作用を理解する上で不可欠です。この拡散項は、宇宙線輸送方程式の非常に硬い性質に寄与しています。時間依存の宇宙線輸送の数値シミュレーションを実行するには、大きなステップサイズを取得できるため、CFL束縛の陽的積分器よりも陰的積分器(つまり、クランクニコルソン(CN))が伝統的に好まれてきました。移流および時間独立および時間依存源の存在下で線形異方性拡散方程式を処理するための指数関数的方法を提案します。これらの方法を使用すると、さらに大きなステップサイズを使用できるため、高精度のソリューションを生成しながらシミュレーションを大幅に高速化できます。以降の作業では、ピカードコードでこれらの指数関数ソルバーを使用して異方性宇宙線拡散を研究し、継続的な運動量の損失や再加速などの追加の物理プロセスを検討します。
銀河の拡散 TeV-PeV 放射の起源について: LHAASO と IceCube からの洞察
| Title |
On_the_Origin_of_Galactic_Diffuse_TeV-PeV_Emission:_Insight_from_LHAASO_and_IceCube |
| Authors |
Kai_Yan,_Ruo-Yu_Liu,_Rui_Zhang,_Chao-Ming_Li,_Qiang_Yuan,_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12363 |
高エネルギーの拡散ガンマ線放出とニュートリノ放出は、宇宙線(CR)と星間物質(ISM)の間のハドロン核相互作用によって生成され、銀河面から発生すると予想されています。したがって、これらの拡散放射の測定は、銀河系CRの起源と性質に関する重要な手がかりを提供するでしょう。LHAASOとIceCubeのそれぞれの銀河ガンマ線とニュートリノの拡散放射に関する最新の観測を比較すると、マルチTeVエネルギーでの拡散ガンマ線放射にはレプトニック成分のかなりの寄与が含まれていることが示唆されます。銀河系の中年期のパルサーによって供給されるガンマ線ハローを、銀河内の磁場構成と星間放射場を考慮してモデル化することにより、パルサーハローの集合的な寄与が、CR-ISM相互作用からの予測束に対する測定された拡散ガンマ線放出の過剰を説明できることを実証しました。結果として得られる銀河経度に沿った1次元プロファイルも観測結果と一致しています。
ターゲット光子のべき乗則分布を上方散乱することによって生成される逆コンプトンスペクトルの特性について
| Title |
On_the_properties_of_inverse_Compton_spectra_generated_by_up-scattering_a_power-law_distribution_of_target_photons |
| Authors |
Dmitry_Khangulyan,_Felix_Aharonian,_Andrew_M._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12467 |
相対論的電子は多くの天体物理源において不可欠な要素であり、その放射は高エネルギーバンドを支配する可能性があります。逆コンプトン(IC)放射は、これらのバンドで最も重要な役割を果たす放射メカニズムです。全断面積や微分断面積などのICの基本特性は長い間研究されてきました。ICの発光の特性は、放出される電子の分布だけでなく、ターゲットの光子の特性にも大きく依存します。これは、ターゲット光子が広範囲の放射線成分から供給される場合の発生源の現象学的研究を複雑にします。ターゲット光子のべき乗則分布上の電子のべき乗則分布によって生成されるIC発光のスペクトル特性を研究します。得られたスペクトルをべき乗則の崩れ分布で近似し、物理的に動機付けられたスペクトルの切れ目が最大3つ存在する可能性があることを示します。ターゲット光子のスペクトルが十分に低いエネルギーまで広がっている場合、$\varepsilon_{\mathrm{min}}<m_e^2c^4/E_{\mathrm{max}}$($m_e$と$c$はそれぞれ電子の質量と光の速度です。$\varepsilon_{\mathrm{min}}$と$E_{\mathrm{max}}$はターゲット光子の最小/最大エネルギーです)と電子)、ICコンポーネントの高エネルギー部分は、$E_{\mathrm{max}}$に近い突然のカットオフを持つトムソン領域に典型的なスペクトル勾配を持ちます。クライン・仁科体制に典型的なスペクトルは$m_e^2c^4/\varepsilon_{\mathrm{min}}$より上に形成されます。ターゲット光子のスペクトルに冷却ブレーク、つまり$\varepsilon_{\mathrm{br}}$での光子指数の$0.5$の変化がある場合、クライン-仁科体制への移行は、$m_e^2c^4/\varepsilon_{\mathrm{br}}$での光子指数の$0.5$の中間変化を経て進行します。
ガンマ線バースト光曲線における時間対称および並進構造
| Title |
The_Temporal_Symmetrical_and_Translational_Structure_in_Gamma-Ray_Burst_Light_Curves |
| Authors |
Dong-Jie_Liu,_Yuan-Chuan_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12483 |
ガンマ線バースト(GRB)の光度曲線には、膨大な情報が隠されています。CGRO/BATSEデータに基づいて、Hakkila(2021)は、GRBの大部分が、時間的に対称な残差構造、つまり高速に変化する成分のミラー特徴と重ね合わされた滑らかな単一ピーク成分によって特徴付けられることを発見しました。この研究では、同じデータとフェルミ/GBMデータに対して同様の分析を実行します。ほとんどのGRBにはこの対称的な高速変化コンポーネントがあるという同様の結論が得られました。さらに、滑らかな成分を特徴付けるために代替モデルを選択し、残差、つまり高速成分を特定するために3パラメーターモデルを使用しました。いくつかの基準に基づいて226個のBATSEGRBを選択し、高速コンポーネントの時間対称機能と時間変換機能をチェックしたところ、その比率がおよそ1:1であることがわかりました。私たちは、両方の特徴が放出された砲弾の構造に由来する可能性があると提案します。将来のSKAは砲弾の衝突による初期の電波放射を観測できるかもしれない。
フェルミ大域望遠鏡第 4 ソース カタログ データ リリース 4 (4FGL-DR4)
| Title |
Fermi_Large_Area_Telescope_Fourth_Source_Catalog_Data_Release_4_(4FGL-DR4) |
| Authors |
J._Ballet,_P._Bruel,_T.H._Burnett,_B._Lott_and_The_Fermi-LAT_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12546 |
我々は、ガンマ線源の第4番目のFermi-LATカタログの増分バージョン(4FGL-DR4、データリリース4用)を提示します。50MeVから1TeVのエネルギー範囲における最初の14年間の科学データに基づいており、4FGL-DR3カタログが12年間のデータに対して行ったのと同じ分析方法を使用していますが、いくつかの改良点のみが含まれています。スペクトルパラメーター、スペクトルエネルギー分布、光度曲線、および関連性がすべての光源に対して更新されます。4つの新しい拡張ソースを追加し、2つの既存のソースを変更します。6658個の4FGL-DR3ソースのうち、14個を削除し、10個のローカリゼーションを変更しました。26個は新たに関連付けられ、2個の関連付けが変更されました。546個の点光源を追加し、そのうち8個は特定されていると考えられ、228個は他の波長での妥当な対応物を持っています。ほとんどは検出閾値をわずかに上回っており、14個は検出閾値を下回る一時的な光源であり、近くの光源の光度曲線に影響を与える可能性があります。
GRB 221009A: フェルミ GBM 観測による即発放出段階中の隠された残光の解明
最近、LHAASOは史上最も明るいGRB221009Aの検出を報告し、TeV残光の早期開始を明らかにしました。しかし、他の波長ではそのような早い時間に残光が放出されたという証拠はありません。今回我々は、フェルミガンマ線バーストモニター（GBM）観測による即発放出段階中の隠れた残光成分の発見を報告する。我々は、2つのプロンプト放出パルス（つまり、$T_{0}+[300-328]\rm~s$と$T_{0}+[338-378]\rm~s$の間隔、$T_0$はGBMトリガー時間）のディップ中にGBMによって測定されたGRB221009AのX線/$\gamma$線放出のスペクトルの進化を分析します。ディップのスペクトルがバンド関数からべき乗則関数に遷移し、即時発光から残光への遷移を示していることがわかります。$\simT_{0}+660\rm~s$以降、スペクトルはべき乗則関数でよく記述され、残光が支配的になります。注目すべきことに、ディップでの基礎となる残光発光は$\simT_{0}+660\rm~s$後の残光と滑らかにつながっています。GBMによって測定された残光放射全体は、べき乗則関数$F\simt^{-0.95\pm0.05}$によって当てはめることができます。ここで$t$は、$T^*=T_0+226~{\rms}$での最初のメインパルスからの時間であり、LHAASOによって測定されたTeV残光減衰と一致します。このべき乗則減衰の開始時間は、GRB221009Aの残光ピークが$T_{0}+300\rm~s$よりも早いはずであることを示しています。また、初期の残光光度曲線におけるジェットブレークの存在の可能性もテストし、ジェットブレークモデルと単一べき乗則減衰モデルの両方がGBMデータと一致することを発見しました。推定されるジェットブレイク時間はGBM観測の終了に非常に近いため、GBMデータだけでは2つのモデルを区別することはできません。
ブラックホールX線連星MAXI J1820+070におけるタイプCからタイプBへの移行中の可変コロナの準周期振動
| Title |
A_variable_corona_during_the_transition_from_type-C_to_type-B_quasi-periodic_oscillations_in_the_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Ruican_Ma,_Mariano_Mendez,_Federico_Garcia,_Na_Sai,_Liang_Zhang,_Yuexin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12728 |
我々は、C型からB型の準周期振動(QPO)への遷移中のブラックホールX線連星MAXIJ1820+070の中性子星内部組成探査装置(NICER)観測を分析します。約2keV未満では、タイプBQPOの場合、rms振幅が低く、位相遅れの大きさがタイプCQPOよりも大きいことがわかります。そのエネルギーを超えると、タイプBとタイプCのQPOのrmsスペクトルと位相遅れスペクトルは同じであると一致します。遷移中のコロナの形状を研究するために、時間依存コンプトン化モデルvkompthを使用して、ソースの時間平均スペクトルとQPOのrmsおよび位相遅れスペクトルのジョイントフィットを実行します。データは、物理的に接続された小さいコロナと大きいコロナで構成されるモデルによく適合できることがわかります。大小のコロナのサイズは、タイプCQPOフェーズ中に徐々に増加しますが、タイプBQPOへの移行時に急激に減少します。同時に、ディスクの内半径はQPO遷移時に内側に移動します。QPO遷移の前後に離散ジェット放出が起こることを示す同時電波観測と組み合わせると、タイプCQPO段階で降着円盤の上にある~10^{4}km(~800Rg)から~10^{5}km(~8000Rg)まで水平に広がるコロナが、タイプBQPOフェーズ中に~10^{4}km(~800Rg)にわたって広がる垂直ジェット状のコロナに変化すると提案します。
Keck Planet Imager および Characterizer を使用したシングルモード ファイバーによるオンスカイ スペックル ヌリング
| Title |
On-sky_speckle_nulling_through_a_single-mode_fiber_with_the_Keck_Planet_Imager_and_Characterizer |
| Authors |
Yinzi_Xin,_Jerry_W._Xuan,_Dimitri_Mawet,_Jason_Wangc,_Garreth_Ruane,_Daniel_Echeverri,_Nemanja_Jovanovic,_Clarissa_Do'O,_Michael_Fitzgerald,_Katelyn_Horstman,_Chih-Chun_Hsu,_Joshua_Liberman,_Ronald_A._Lopez,_Caprice_L._Phillips,_Bin_B._Ren,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Ben_Sappey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11893 |
KeckPlanetImagerandCharacterizer(KPIC)は、KeckII望遠鏡にある機器で、直接画像化された系外惑星や準星伴星の高解像度分光法を可能にします。KPICは、シングルモードファイバーを使用して補償光学システムをKeckの近赤外分光計(NIRSPEC)に接続します。ただし、小さな距離でのKPICの感度は、ファイバーへの星の光の漏れによって制限されます。スペックルヌリングでは、可変形ミラーを使用して星の光をそれ自体で破壊的に干渉します。これは通常、焦点面画像検出器上の星の信号を低減するために使用される技術です。我々は、NIRSPECを使用して、科学データとしても機能しながら、準リアルタイムの波面制御のためにスペックル位相を測定する露光を収集する、KPICを使用した光ファイバーを介したスペックルヌリングの初の上空デモンストレーションを紹介します。少なくとも5回の露光を使用して、測定と補正を繰り返します。Kバンドの2.0{\lambda}/Dの空間分離で、空に漏れる星の光が目標のスペクトル次数で2.6から2.8倍減少することを示します。これは、従来のKPIC観測と比較して、所定のSNRに到達するために必要な露光時間が2.6～2.8減少すると推定されることに相当します。スペックルヌリングのパフォーマンスは、スペックル位相の不安定性によって制限されます。ループが開くと、ヌル深度は単一位相測定のタイムスケールで2倍低下し、達成できる抑制が制限されます。今後の作業には、より高速でより深いヌルを実現できる可能性がある勾配降下法を検討することが含まれます。その間、この研究で実証されたスペックルヌリングアルゴリズムを使用して、星の漏れを減らし、科学観測の信号対雑音比を改善することができます。
NEID による極めて正確な半径方向速度を実現する安定したファイバー照明
| Title |
Stable_fiber-illumination_for_extremely_precise_radial_velocities_with_NEID |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Andrea_S._J._Lin,_Emily_Lubar,_Samuel_Halverson,_Suvrath_Mahadevan,_Chad_F._Bender,_Sarah_E._Logsdon,_Lawrence_W._Ramsey,_Joe_P._Ninan,_Gudmundur_Stefansson,_Andrew_Monson,_Christian_Schwab,_Arpita_Roy,_Leonardo_A._Paredes,_Eli_Golub,_Jesus_Higuera,_Jessica_Klusmeyer,_William_McBride,_Cullen_Blake,_Scott_A._Diddams,_Fabien_Grise,_Arvind_F._Gupta,_Fred_Hearty,_Michael_W._McElwain,_Jayadev_Rajagopal,_Paul_Robertson,_and_Ryan_Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12403 |
NEIDは、米国アリゾナ州キットピーク国立天文台のWIYN3.5m望遠鏡で最近運用された高解像度赤色光学精密動径速度(RV)分光器です。NEIDは非常に安定した環境制御システムを備えており、2つの観測モードで380～930nmの波長範囲に及びます。1つは最大のRV精度を実現するR$\sim$112,000の高解像度(HR)モード、もう1つは暗いターゲットを対象とするR$\sim$72,000の高効率(HE)モードです。この原稿では、機器、露出計、校正システム、望遠鏡ファイバーを含むNEIDの光ファイバーフィードのコンポーネントの詳細な説明を示します。光ファイバーフィードの多くの部分は、校正不可能なRVエラーを引き起こす可能性があり、安定した波長基準光源を使用しても補正できません。これらのエラーがファイバーフィードとスクランブルシステムのパフォーマンス要件にどのように直接影響するかを示します。各コンポーネントの設計、組み立て、テストについて詳しく説明します。27$\textrm{cm~s}^{-1}$のシングルビジット機器精度要件に基づいてボトムアップから設計および構築され、各NEIDサブシステムからの誤差寄与に細心の注意が払われました。最後に、照明の安定性をテストするために機器の試運転中に実行される実験室および上空でのテストを含め、太陽型恒星の周囲の真の地球双子を探索するために必要な機器の安定性を達成するための道のりについて説明します。
| Title |
Testing_General_Relativity_with_Black_Hole_X-Ray_Data_and_ABHModels |
| Authors |
Cosimo_Bambi,_Askar_B._Abdikamalov,_Honghui_Liu,_Shafqat_Riaz,_Swarnim_Shashank,_Menglei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12755 |
過去10年間で、ブラックホール観測による強磁場領域で一般相対性理論をテストする能力が大幅に進歩しました。10年前、一般相対性理論は、強磁場体制ではほとんどまったく探索されていませんでした。現在、私たちは恒星質量ブラックホールの合体を示す重力波データ、超大質量ブラックホールSgrA$^*$とM87$^*$の電波画像、そしてX線連星の恒星質量ブラックホールと活動銀河核内の超大質量ブラックホールの高品質X線データを持っています。この原稿では、ブラックホールX線データを使用して一般相対性理論をテストする現在の取り組みをレビューし、ABHModelで利用可能な公開コードの詳細な説明を提供します。
中国北西部の GRANDProto300 の 13 アンテナ設定からのデータを初めて見る
| Title |
First_look_at_data_from_the_13-antenna_setup_of_GRANDProto300_in_northwest_China |
| Authors |
Peng-Xiong_Ma,_Bo-Hao_Duan,_Xin_Xu,_Ke-Wen_Zhang,_Kai-Kai_Duan,_Shen_Wang,_Yi_Zhang_and_Peng-Fei_Zhang_(for_the_GRAND_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12769 |
ニュートリノ検出用巨大電波アレイ(GRAND)は、100PeVを超える超高エネルギーニュートリノ、宇宙線、ガンマ線の観測を想定した観測施設です。GRANDは、世界中に配備されたサブアレイに分割された200,000個の無線アンテナのアレイを使用して、大気中の超高エネルギー粒子の相互作用によって引き起こされる広範囲の空気シャワーによって放射される無線信号をターゲットにします。GRANDProto13(GP13)は、GRAND実験の検出原理を検証するGRANDProto300の前駆体として、2023年2月に中国の甘粛省に配備された13アンテナの実証機アレイです。その目標は、現場に存在する無線バックグラウンドを測定し、検出ユニットの設計を検証し、エアシャワー用の自律無線トリガーを開発することです。GP13とその動作について説明し、騒音モニタリングに関する暫定的な結果を示します。
CMB-S4 用の自由曲面 3 ミラー非点収差大口径望遠鏡と受信光学系
| Title |
Freeform_three-mirror_anastigmatic_large-aperture_telescope_and_receiver_optics_for_CMB-S4 |
| Authors |
Patricio_A._Gallardo,_Roberto_Puddu,_Kathleen_Harrington,_Bradford_Benson,_John_Carlstrom,_Simon_R._Dicker,_Nick_Emerson,_Jon_E._Gudmundsson,_Michele_Limon,_Jeff_McMahon,_Johanna_M._Nagy,_Tyler_Natoli,_Michael_D._Niemack,_Stephen_Padin,_John_Ruhl,_Sara_M._Simon,_the_CMB-S4_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12931 |
次世代の地上宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測所であるCMB-S4は、ミリメートル波長でのCMBの詳細な地図を提供し、宇宙の起源と進化についての理解を劇的に前進させます。CMB-S4は、数十万個の検出器を備えた大口径および小口径の望遠鏡を配備し、ミリメートル波長で分角および度の分解能でCMBを観測します。インフレーション科学は、ミリメートル波長で広い視野を観察できる分角分解能での深部レンズ除去調査から恩恵を受けています。この種の調査は、角度分解能調査を補完するものとして機能します。デレンズ調査では、焦点面全体の周波数帯域ごとにカメラをほぼ均一に配置する必要があります。我々は、CMB-S4のレンズ除去調査のニーズを満たす、大スループットの大口径(直径5メートル)自由曲面3ミラー非点収差望遠鏡と、分角分解能でのCMB観察用の85台のカメラアレイを紹介します。この3ミラー望遠鏡とカメラの詳細な処方が提供され、期待される光学性能と機械的公差を示す一連の数値計算が提供されます。
超大質量くじら座ZZ星の一般相対論的脈動
| Title |
General_relativistic_pulsations_of_ultra-massive_ZZ_Ceti_stars |
| Authors |
Alejandro_H._C\'orsico,_S._Reece_Boston,_Leandro_G._Althaus,_Mukremin_Kilic,_S._O._Kepler,_Mar\'ia_E._Camisassa,_and_Santiago_Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11834 |
超大質量白色矮星は、{\itGaia}宇宙ミッションなどの調査のおかげで、現在かなりの割合で発見されています。これらの高密度でコンパクトな恒星の残骸は、Ia型超新星爆発において主要な役割を果たしている可能性があります。天体地震学を通じて超大質量白色矮星の内部を探査することが可能です。最も重い白色矮星の場合、一般相対性理論はその構造と脈動に大きな影響を与える可能性があります。この研究では、非常に高質量のくじら座ZZ星の断熱重力($g$)モード周期スペクトルに対する一般相対性理論の影響を評価することを目的として、水素が豊富な大気と$1.29$から$1.369M_{\odot}$の範囲の質量を持つ相対論的超大質量ONeコア白色矮星モデルを用いた相対論的脈動計算の結果を提示する。脈動解析に相対論的カウリング近似を採用すると、相対論的場合の臨界浮力(Brunt-V\"ais\"al\"a)と音響(ラム)周波数がニュートンの場合に比べて大きいことがわかります。これは、相対論的な白色矮星モデルの半径が小さく、恒星の質量が固定されている場合の重力が大きいためです。また、$g$モード周期は相対論的な場合の方が短いことがわかります。ニュートン計算よりも大きく、最大質量モデル($1.369M_{\odot}$)とくじら座ZZ不安定性ストリップに典型的な実効温度では、最大$\sim50$\%の相対差があります。したがって、$\sim1.29M_{\odot}$より大きい質量を持つ白色矮星の構造、進化、脈動に対する一般相対性理論の影響は、星地震学的計算では無視できません。超大質量ZZくじら座星の分析。
青く輝く変光星AFGL 2298の豊かな分子環境
| Title |
The_rich_molecular_environment_of_the_luminous_blue_variable_star_AFGL_2298 |
| Authors |
J._R._Rizzo_(1_and_2),_C._Bordiu_(3),_C._Buemi_(3),_P._Leto_(3),_A._Ingallinera_(3),_F._Bufano_(3),_G._Umana_(3),_L._Cerrigone_(4),_and_C._Trigilio_(3)_((1)_ISDEFE,_(2)_Centro_de_Astrobiologia_-_CSIC/INTA,_(3)_INAF_-_Catania,_(4)_ALMA_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11851 |
私たちは、AFGL2298の分子環境を調査しました。AFGL2298は、過去数10^4aにおける複数の質量減少イベントのヒントを持つ高度に構造化された星周環境をホストする、不明瞭な銀河発光変光星(LBV)です。IRAM30m電波望遠鏡を使用して行われた1mmおよび3mmでのAFGL2298のスペクトル線観測を紹介します。さらに、AFGL2298の周囲でいくつかの炭素および窒素を含む種(CO、13CO、C18O、C17O、HCO+、HCN、HNC、H13CO+、CN、N_2H+、およびC_2H)が検出されたことを報告します。さらに、銀河の背景から明らかに目立つ3つの速度成分を特定しました。形態、運動学、質量、同位体比と存在割合の比較研究により、これらの成分のうちの2つ(36km/sと70km/s)が恒星の起源を持つことが示唆されました。もう1つの成分(秒速46km)は、打ち上げられた星間物質を追跡する可能性が最も高く、おそらく光子が支配的な領域も存在します。AFGL2298の周囲の星周分子ガスの最初のインベントリが提供されました。この結果は、赤外線星雲が形成されたイベントよりも前に発生した、以前の質量減少イベントの仮説と一致します。噴出された恒星物質や巻き上げられたガスの存在を示す化学的な兆候があります。これらの発見は、銀河全体の化学進化に大きな影響を与える、このクラスの進化した大質量星の質量減少の歴史をより深く理解するのに役立つでしょう。
UKIRT 半球調査による $\約 $1000 の L、T、Y 矮星の天文測定と測光
| Title |
Astrometry_and_Photometry_for_$\approx$1000_L,_T,_and_Y_Dwarfs_from_the_UKIRT_Hemisphere_Survey |
| Authors |
Adam_C._Schneider,_Jeffrey_A._Munn,_Frederick_J._Vrba,_Justice_Bruursema,_Scott_E._Dahm,_Stephen_J._Williams,_Michael_C._Liu,_Bryan_N._Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11882 |
UKIRTHemisphereSurvey(UHS)の一部として観測された、Mより後のスペクトルタイプを持つ966個の既知の天体の位置、固有運動、および近赤外測光を示します。UHSの測光と天文測定をGaiaDR3、Pan-STARRSDR2、CatWISE2020からの情報で強化して、このサンプルの均一な測光と天文測定のデータベースを作成します。UHSのマルチエポック調査戦略により、ほとんどの音源の固有運動を決定することができ、固有運動の不確実性の中央値は$\sim$3.6masyr$^{-1}$です。当社のUHS固有動作の測定値は、一般的にGaiaDR3、Pan-STARRS、およびCatWISE2020の測定結果とよく一致しており、UHSの固有動作は通常、CatWISE2020およびPan-STARRSの測定値よりも正確ですが、GaiaDR3の測定値よりも正確です。私たちは、このサンプルの406個のメンバーについて公開されているスペクトルを厳密に分析し、$\sim$100のオブジェクトについて更新された近赤外線スペクトルタイプを提供します。代表的な色をスペクトルタイプの関数として決定し、UHS$J$-および$K$バンド測光の絶対等級とスペクトルタイプの関係を提供します。新たに決定された固有運動を使用して、大きな接線速度を持つ天体、広く離れた共同移動仲間、近くの若い連合の潜在的なメンバーなど、いくつかの対象天体を強調表示します。
太陽周期 24 の地表増強イベント中の粒子の加速と放出に対するコロナ磁場構成の影響
| Title |
Effects_of_Coronal_Magnetic_Field_Configuration_on_Particle_Acceleration_and_Release_during_the_Ground_Level_Enhancement_Events_in_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Wenlong_Liu,_Xiangliang_Kong,_Fan_Guo,_Lulu_Zhao,_Shiwei_Feng,_Feiyu_Yu,_Zelong_Jiang,_Yao_Chen,_and_Joe_Giacalone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12191 |
地上レベル増強（GLE）は、宇宙天気において特に重要な極端太陽エネルギー粒子（SEP）現象です。太陽周期24では、2012年5月17日(GLE71)と2017年9月10日(GLE72)に、さまざまな最新の機器によって2つのGLEが記録されました。ここでは、粒子の加速と放出に対する活性領域近くの大規模な磁場配置の影響に焦点を当てて、2つの事象の比較解析を行います。活性領域は両方とも西縁の近くに位置していますが、その場で測定されたSEP強度とエネルギースペクトルの時間的変化は、初期段階で異なる挙動を示します。ポテンシャル場モデルを組み合わせることで、GLE71ではCMEがストリーマベルトの下で発生しているのに対し、GLE72ではストリーマベルトの端近くで発生していることがわかります。我々は、多視点からのほぼ同時のコロナグラフ画像に基づく楕円体モデルでCMEショックフロントを再構成し、GLE発症時の3Dショック形状をさらに導出します。最も高いエネルギーの粒子は主に、衝撃波とストリーマの相互作用領域、つまり、準垂直の衝撃波形状と閉じた磁場の閉じ込めにより、おそらくGLE71の衝撃波の先端とGLE72の東側面で加速されます。その後、衝撃がストリーマカスプ領域を通って移動するときに、それらは地球近傍探査機に接続する力線に放出されます。これは、コロナ内の磁気構造、特にショックストリーマー相互作用が、この2つの現象における最高エネルギー粒子の加速と放出に重要な役割を果たした可能性があることを示唆しています。
磁気星のカタログと統計解析
| Title |
A_catalogue_and_statistical_analysis_for_magnetic_stars |
| Authors |
Abdurepqet_Rustem,_Guoliang_Lv,_Jinzhong_Liu,_Chunhua_Zhu,_Yu_Zhang,_Dongxiang_Shen,_Yuhao_Zhang,_Xiaolong_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12315 |
磁場は星の構造と進化において重要です。私たちは、1784個の既知の磁気星の包括的なカタログを提供します。これらには、他の重要な情報の中でも特に、その識別名、HD番号、正確な位置、スペクトルの種類、平均二次有効磁場が詳しく記載されています。このグループは、177個のO型星、551個のB型星、520個のA型星、91個のF型星、53個のG型星、61個のK型星、31個のM型星、およびスペクトル分類が未確定の追加の300個の星で構成されています。私たちの分析では、これらの磁気星の統計的特性を調べます。同じスペクトルタイプのすべての磁気星の相対積分分布関数と個数分布関数は、平均化された二次有効磁場の指数関数を使用して効果的に近似できます。この分析ではさらに、A型星とB型星が最も強い平均磁場を持っていることが明らかになり、それらの星は磁場の検出が容易であることを示しています。
ハイブリッド デルタ Sct-ガンマ Dor スター CoRoT-102314644 の周波数解析
| Title |
Frequencies_analysis_of_the_hybrid_delta_Sct-gamma_Dor_star_CoRoT-102314644 |
| Authors |
Julieta_S\'anchez_Arias,_Orlagh_Louise_Creevey,_Eric_Chapellier,_Bernard_Pichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12318 |
宇宙ミッションでの観測は、大気ノイズの影響がなく、途切れることのないデータセットがあるため、多くの科学分野で大きな進歩をもたらしてきました。星地震学の文脈では、地上からは観測できない小さな振幅の多くの振動周波数を検出できるため、これは非常に有益です。この成功の一例は、多数のハイブリッドデルタSct-ガンマドール星が発見されたことである。これらの星は、観測可能なレベルまで同時に励起される放射状および非放射状のpモードとgモードを備えており、星の外部層と核に近い層の両方を調べることができます。ハイブリッドデルタSct-ガンマDor星CoRoTID102314644の光度曲線を分析し、その周波数スペクトルを特徴付けます。1日あたり[0.32～3.66]サイクル(c/d)の範囲の29のガンマDorタイプ周波数と、平均周期間隔がDeltaPi=1612秒の一連の6等間隔周期を検出しました。デルタSctドメインでは、8.63～24.73c/dの範囲にある38の周波数と、周波数p_1=11.39c/dを中心とする5連符を発見し、可能性のある回転周期3.06dを導き出しました。この天体の周波数分析は、星の表面に斑点が存在することを示唆していますが、それでも連星系の可能性を無視することはできませんでした。外部制約を伴う周波数データの初期モデリングにより、天体物理学的パラメーターを改良することができ、質量が約1.75太陽質量、半径が2.48太陽半径、年齢が12億4,100万年であることがわかりました。観測された周期間隔、pモード5つ子、考えられる回転周期、および個々の周波数の解析は、A-F型星におけるさまざまな輸送現象を理解するための重要な入力制約を提供します。
磁気侵食がコロナ質量の高速放出の抗力に基づく運動学にどのような影響を与えるか
| Title |
How_Magnetic_Erosion_Affects_the_Drag-Based_Kinematics_of_Fast_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Sotiris_Stamkos,_Spiros_Patsourakos,_Angelos_Vourlidas,_Ioannis_A._Daglis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12370 |
コロナ質量放出（CME）と磁化された太陽風の間の動的相互作用の理解を進めるために、周囲の太陽風よりも速く移動するCMEに作用するよく知られた空気抵抗力に対する磁気浸食の影響を調査します。特に、CMEの質量と磁束を保存するCMEの基本的な物理パラメーターの経験的な関係を生成することから始めます。さらに、可変質量システムを研究することにより、運動方程式に対する仮想質量の影響を調べます。次に、CMEに作用する抗力でCME磁束と外殻質量の一部を侵食するCME伝播への磁気リコネクションを実装し、CMEの1AUへの到達時間と速度に対する影響を決定します。磁気浸食の強さに応じて、磁気構造の先端は、浸食されていない場合と比較して、最大$\およそ$3時間遅れて地球近傍空間に到達する可能性があります。したがって、磁気浸食は、高速CMEの伝播と1天文単位への到達予測に重大な影響を与える可能性があります。最後に、このモデリングは、侵食されたCMEは大幅な質量減少を経験する可能性があることを示しています。コロナではそのような減少は観察されないため、侵食の開始距離はコロナグラフの視野を超えている可能性があります(つまり、30$\mathrm{R_{\odot}}$)。
セファイド進化と脈動モデリングにおける課題
セファイドは、天の川の周囲や近くの銀河までの距離を決定するための標準的なろうそくとして長い間使用されてきました。セファイドを使用したハッブル定数の決定と、宇宙マイクロ波背景放射または赤色巨星の枝の先端に対する校正を使用したハッブル定数の決定には、依然として矛盾が残っています。したがって、セファイドの周期と光度の関係を精緻化することは、引き続き活発な研究課題となっています。セファイドは、星の物理学をテストするための重要な実験室でもあります。この論文では、セファイドの進化と脈動モデリングにおける未解決の疑問を検討します。私たちは、脈動特性と連星軌道力学から決定されたセファイドの質量と、星の進化モデルを使用して決定されたセファイドの質量との間の矛盾を調べます。回転、対流のオーバーシュート、質量損失を含めることによって矛盾を解決する試みを検討します。核反応速度の不確実性がセファイドの進化に及ぼす影響と、ヘルツシュプルング-ラッセル図の青いループの範囲を検討します。太陽や他のタイプの変光星の発見を踏まえて提案された恒星不透明度の修正がセファイド星に与える影響を考察します。1次元のオープンソースMESA恒星進化コードとMESA放射状恒星脈動(RSP)非線形流体力学コードを適用して、セファイドモデルの入力物理学の変化を調査します。セファイドに適用される2次元および3次元の恒星モデリングの進歩について触れます。セファイドのモデルが観測に対してテストされているその他の分野には、以下が含まれます。セファイドの脈動不安定性ストリップのエッジの予測。周期変化率と不安定性ストリップ横断への影響を予測する。非放射状脈動モードである可能性のある周期および振幅変調と周期性を説明する。X線、紫外線、電波の波長におけるセファイドの観測から何が学べるかを発見します。また、NASATESS測光によるセファイド光度曲線の例もいくつか示します。
CHASEが観測した太陽白色光フレアのスペクトル観測とモデル化
| Title |
Spectral_Observations_and_Modeling_of_a_Solar_White-light_Flare_Observed_by_CHASE |
| Authors |
De-Chao_Song,_Jun_Tian,_Y._Li,_M._D._Ding,_Yang_Su,_Sijie_Yu,_Jie_Hong,_Ye_Qiu,_Shihao_Rao,_Xiaofeng_Liu,_Qiao_Li,_Xingyao_Chen,_Chuan_Li,_and_Cheng_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12641 |
太陽の白色光フレアの加熱メカニズムは依然として不明である。我々は、中国の\ha\SolarExplorer(CHASE)によって観測された2022年10月2日(SOL2022-10-02T20:25)のX1.0白色光フレアを紹介します。これは、シーフリー条件で太陽円盤全体の可視光の2次元スペクトルを提供します。フレアは6569.2\AAの光球\fe\線で$\sim$40\%の顕著な増強を示し、近くの連続体も$\sim$40\%の最大増強を示します。太陽力学観測所(SDO)に搭載されたヘリオ地震・磁気イメージャ(HMI)からの6173\AA\の\fe\線付近の連続体については、$\sim$20\%まで強化されています。白色光カーネルでは、6569.2\AA\の\fe\線はまだ吸収状態にある対称ガウスプロファイルを持ち、6562.8\AA\のH$\alpha$線は中央の反転と赤または青の非対称を伴う非常に幅広い発光プロファイルを示します。白色光カーネルは、拡張オーエンズバレー太陽電池アレイ（EOVSA）によって観測されたマイクロ波フットポイント源と共空間であり、白色光放射の時間プロファイルは、フェルミ上のガンマ線バーストモニター（GBM）からの30keVを超える硬X線放射の時間プロファイルと一致します。これらの事実は、白色光の発光が非熱電子ビームに定性的に関連していることを示しています。また、フェルミ/GBMによる硬X線観測によって制約された電子ビームパラメーターを使用して放射流体力学シミュレーションも実行します。この結果は、白色光の強化は、純粋な電子ビーム加熱とその誘発された放射逆暖では十分に説明できず、アルフベン波などの追加の加熱源が必要である可能性があることを明らかにしました。
食連星系におけるたてがみデルタ変光星の発見 II.南部TESSフィールド探索
| Title |
Discovery_of_Delta_Scuti_variables_in_eclipsing_binary_systems_II.Southern_TESS_field_search |
| Authors |
F._Kahraman_Alicavus,_G.C._Coban,_E._Celik,_D.S._Dogan,_O._Ekinci_and_F._Alicavus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12726 |
食連星系(EB)には脈動する星が存在するため、星の内部構造と進化を調査できるため、これらの天体は重要なものとなっています。たて座デルタ変光星などのEBでは、さまざまなタイプの脈動星が見つかる可能性があります。EBのたて座デルタ星は数十年前から知られており、そのような系の数の増加は脈動構造を理解する上で重要です。したがって、この研究では、EBの新しいたて座デルタ星を発見するために、南部のTESSフィールドで研究が実行されました。3つのステップを考慮して、分離および半分離EBを検索するアルゴリズムを作成しました。フーリエスペクトルにおける軌道周期(P$_{orb}$)の高調波、光度曲線の歪み、および\textsc{UPSILON}プログラムの分類。これらのステップのうち2つでシステムがEBとして分類された場合、アルゴリズムもそのシステムをEBとして識別します。フラックスが他のシステムによって汚染されているかどうかを確認するために、ターゲットのTESSピクセルファイルも分析されました。汚染は見つかりませんでした。EBによる脈動の有無を目視検査により調査しました。脊椎デルタ型の振動を確認するために、光度曲線からバイナリ変動が除去され、残差が分析されました。その結果、EBで42の脊椎デルタ候補を特定しました。システムのP$_{orb}$、$L$、およびM$_{V}$が計算されました。H-Rダイアグラム上のそれらの位置と既知の軌道脈動周期の関係が分析されました。また、ターゲットを調査して、それらの中に軌道周期による周波数変調が見られるかどうかを調べ、潮汐方向に傾いたパルセータの候補の1つを発見しました。
L1551 IRS 5 および L1551 NE ジェットの高解像度無線研究
| Title |
A_high-resolution_radio_study_of_the_L1551_IRS_5_and_L1551_NE_jets |
| Authors |
A._Feeney-Johansson,_S._J._D._Purser,_T._P._Ray,_C._Carrasco-Gonz\'alez,_A._Rodr\'iguez-Kamenetzky,_J._Eisl\"offel,_J._Lim,_R._Galv\'an-Madrid,_S._Lizano,_L._F._Rodr\'iguez,_H._Shang,_P._Ho,_M._Hoare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12746 |
e-MERLINとVLAによる観測とアルマ望遠鏡のアーカイブデータを併用することで、2つのバイナリYSO、L1551IRS5とL1551NEの高解像度電波画像が得られます。この画像は5～336GHzの広範囲の周波数をカバーし、電波ジェットからの放射をわずか~15auのスケールで分解します。これらの観測を以前の時代の観測と比較することにより、これらの発生源のジェットからの自由放出には高度のばらつきがあることが示されています。特に、L1551IRS5の北側成分は、磁束密度が約5倍という顕著な低下を示しており、この源の自由放出がほぼ消滅したことを示唆しています。ソースのスペクトルをフィッティングすることにより、ジェットのイオン化質量損失率が導出され、約20年のタイムスケールで最大約6倍の大幅な変動があることが示されています。放射伝達モデリングを使用して、イオン化された高密度ジェットの内部領域の研究に役立つ、L1551IRS5の南側成分のジェットのモデル画像も取得しました。この結果は、非常に小さな最内領域から発射されたX風モデルを支持します。
2 つの中間極性の予備的なタイミング解析: UU Col と Swift J0939.7-3224
| Title |
A_preliminary_timing_analysis_of_two_intermediate_polars:_UU_Col_and_Swift_J0939.7-3224 |
| Authors |
Nikita_Rawat,_J._C._Pandey,_Arti_Joshi,_Srinivas_M_Rao,_and_Micha\"el_De_Becker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12962 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの長期高ケイデンス連続測光の助けを借りて、光学帯域で確認された中間極UUColと可能性のある中間極SwiftJ0939.7-3224の予備的なタイミング解析を紹介します。UUColについては、以前に報告された軌道周期と自転周期をそれぞれ3.464$\pm$0.005時間と863.74$\pm$0.08秒に修正します。ビート周波数の第2高調波を使用すると、ビート周期は$\sim$928sと推定されます。これらの発見は、UUColが円盤供給優勢の円盤オーバーフロー降着体であることを示しています。J0939については、自転周期を2671.8$\pm$0.8秒として確立し、暫定的に提案された軌道周期を8.49$\pm$0.03時間として修正します。J0939にビート周波数が存在しないことは、J0939が純粋な円盤供給降着体である可能性があることを意味します。ただし、この発生源のX線研究は、その本当の性質を理解するのに役立ちます。
| Title |
Observational_Signatures_of_Modified_Bardeen_Black_Hole:_Shadow_and_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Niyaz_Uddin_Molla,_Amna_Ali_and_Ujjal_Debnath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11798 |
この論文は、影と強力なレンズ観察を介してバーディーンブラックホールによって修正された観察痕跡の研究に専念しています。修正されたバーディーンブラックホールパラメーターq、g、およびパラメーター$\mu$がブラックホールの影の半径に及ぼす影響が数値的およびグラフ的に調査されました。最近、EHT共同研究により超大質量ブラックホール$M87^*$と$SgrA^*$の画像と影が観測されました。影の角直径は$M87^*$では$\theta_d=42\pm3$、$SgrA^*$では$\theta_d=51.8\pm2.3$です。gの固定値に対する修正ブラックホールパラメーターqと$\mu$は、$M87^*$と$SgrA^*$の角影直径に対するEHTコラボレーションデータによって制約されています。修正バーディーンブラックホールのパラメーター$\mu$と$q$の制約範囲は、$M87^*$に対して$-0.89\leq\mu/8M^2\leq0.4$と$0\leq|q|\leq0.185$であることが観察されています。$SgrA^*$の場合は$-1.38\leq\mu/8M^2\leq0.1$と$0\leq|q|\leq0.058$となり、固定値$g/2M=0.2$が維持されます。超大質量ブラックホール$M87^*$および$SgrA^*$として、ブラックホールの質量Mに加えて追加パラメーター$\mu$,$g$および$q$を使用して修正されたバーディーンブラックホール。そして、それが天体物理学的ブラックホールの有力な候補であることが観察されています。さらに、変形バーディーンブラックホールの強磁場限界における重力レンズ効果が数値的にもグラフ的にも調査され、シュワルツシルト($\mu=\&q=0$)や通常のバーディーン($\mu=0$)ブラックホールなどの他の通常の天体物理ブラックホールと比較されました。
最近の研究により、パルサーの極冠領域における非定常対プラズマ放電を介してアクシオンが効率的に生成されることが示された。ここで、アクシオン質量$10^{-9}\,{\rmeV}\lesssimm_a\lesssim10^{-4}\,\rmeV$の場合、供給源となるアクシオン集団のかなりの部分が重力によって中性子星に閉じ込められることを指摘します。これらのアクシオンは天体物理学の時間スケールにわたって蓄積し、それによって星の周りに密な「アクシオン雲」を形成します。$\mathcal{O}(10^{22})\,{\rmGeV\,cm^{-3}}$に達し、潜在的にそれを超える密度を持つこのような雲の存在は、広範囲のパラメーター空間にわたる一般的な予想であると主張します。アクシオン質量$m_a\gtrsim10^{-7}\、\rmeV$の場合、エネルギーは主に共鳴アクシオン光子混合を介してアクシオン雲から放射され、各パルサーの電波スペクトル内の鋭い線(アクシオン質量に位置し、パーセント準位の幅を持つ)や、磁気圏の電荷密度の再構成から生じる過渡現象など、多くの特徴的な兆候が生成されます。。これらの系における体系的な不確実性についてのより深い理解が必要である一方で、私たちの現在の推定では、既存の電波望遠鏡がアクシオンと光子の結合に対する感度を一桁以上改善できる可能性があることを示唆しています。
3D メディアと天体物理プラズマにおけるアクシオン光子変換
アクシオンは今や暗黒物質の主な候補となっており、その間接的な天体物理学的特徴を理解することが最も重要です。この鍵となるのは、磁化された天体物理プラズマ内のアクシオンからの光子の生成です。1Dにおけるアクシオンと光子の混合の単純な公式は数十年前にスケッチされていましたが、最近、任意の3Dプラズマにおけるこのプロセスのロバストな計算に新たな関心が集まっています。これらの計算は、とりわけ、中性子星におけるアクシオン暗黒物質変換による電波生成を理解するために不可欠であり、現在の望遠鏡による間接的なアクシオン暗黒物質検出や、SKAなどによる将来の探索につながる可能性があります。この論文では、磁化プラズマにおける関連する輸送方程式を導出します。これらの方程式は、アクシオンから光子への共鳴変換による、任意の3D媒体内での光子の生成と伝播の両方を記述します。また、それらは光子の屈折を完全に組み込んでおり、推測されるディフェーズ現象の証拠は見つかりません。私たちの結果には、以前の計算を悩ませていた発散はなく、私たちの運動理論の説明は、レイトレーシングと生成メカニズムの間の直接のつながりを提供します。これらの結果は、近年のアクシオンの間接探索に関する主要な未解決の問題の1つ、つまり、任意の3Dプラズマ中のアクシオンからの光子生成速度をどのように計算するかという解決に向けた重要な一歩を示しています。
| Title |
Using_Axion_Miniclusters_to_Disentangle_the_Axion-photon_Coupling_and_the_Dark_Matter_Density |
| Authors |
Virgile_Dandoy,_Joerg_Jaeckel_and_Valentina_Montoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11871 |
暗黒物質の直接(および間接)検出実験では、通常、結合力と暗黒物質密度の特定の組み合わせしか決定できません。これは、アクシオンと光子の結合の二乗と暗黒物質密度の組み合わせである$g^{2}_{a\gamma\gamma}\rho_{\rmDM}$の積に敏感なアクシオンハロスコープにも当てはまります。このメモでは、幸運な場合に、適切なサイズのいわゆるアクシオンミニクラスターと交差したときに、ハロスコープで利用できるスペクトル情報を利用して、ミニクラスターの重力ポテンシャルを決定できることを示します。これを使用して、ミニクラスターの結合と密度を個別に測定できます。
GravAD パイプラインの進歩: テンプレートの削減とブラック ホール検出用のシミュレートされた信号のテスト
| Title |
Advancements_in_the_GravAD_Pipeline:_Template_Reduction_and_Testing_Simulated_Signals_for_Black_Hole_Detection |
| Authors |
William_E._Doyle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11891 |
このペーパーでは、重力波検出用のPythonベースのシステムであるGravADパイプラインの大幅な改善を紹介します。これらの進歩により、波形テンプレートの複雑さとLIGO検出器の感度の向上に対処できます。シミュレートされた信号を統合し、最適化技術を利用することにより、GravADはGWデータの処理におけるパフォーマンス、効率、および精度の向上を示します。注目すべき進歩には、必要なテンプレートの削減が含まれ、より効率的な検出につながり、さらなる研究のために計算リソースが解放されます。このパイプラインは、リソースを最適化するための適応型終了手順も適用し、GWの検出速度と精度を向上させます。この論文では、特に計算リソースの有限性を考慮すると、重力波データ解析における堅牢で効率的なツールの重要性を強調しています。ripplePythonライブラリ機能への依存などのシステム制限を認識し、波形生成と微分における将来の機能強化を提案します。
GW190521 のリングダウン: 歳差解釈による複数の準正規モードのヒント
| Title |
The_Ringdown_of_GW190521:_Hints_of_Multiple_Quasinormal_Modes_with_a_Precessional_Interpretation |
| Authors |
Harrison_Siegel,_Maximiliano_Isi,_Will_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.11975 |
GW190521は、LIGO-Virgoカタログに記載されている持続時間の短い低周波数の重力波信号です。この信号はリングダウンと一致しており、おそらく中間質量連星ブラックホール合体の一部の吸入合体とも一致している。GW190521のリングダウンにおける準正規モードスペクトルの以前のモデルでは、多くの吸入結合リングダウン波形の残留質量とスピンの推定値と完全には一致していないことがわかりました。私たち自身の分析では、角度${l=2}$、${m=1}$、${l=m=2}$の基本準正規モードの両方を含むリングダウンモデルが、ほとんどのインスパイラルマージャーリングダウン波形、特に数値相対性理論のサロゲートNRSur7dq4と完全に一致することがわかりました。また、高周波のサブドミナントモードに関するCapanoらの発見に基づいて、${l=3}$、${m=2}$基本準正規モードをフィットに含めることに対するいくつかのサポートも見つかりました。我々は、歳差運動を${l\neqm}$準正規モードの励起に結び付けるGW190521リングダウンモデルの解釈を提案しますが、離心率やその他の解釈を除外するわけではありません。
| Title |
Light_Sterile_Neutrinos_in_the_Early_Universe:_Effects_of_Altered_Dispersion_Relations_and_a_coupling_to_Axion-Like_Dark_Matter |
| Authors |
Dominik_Hellmann_and_Heinrich_P\"as |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12118 |
私たちは、分散関係(ADR)が変化し、超軽量のアクシオンのようなスカラー場と結合した軽い無菌ニュートリノの宇宙論的影響を研究します。特に、追加の軽いフェルミオン自由度および原始元素合成への影響を研究します。ADRはハミルトニアンの新しい潜在項をもたらしますが、スカラー場との結合により、時間に依存する有効質量の寄与が生じます。ニュートリノ密度行列の量子運動方程式(QKE)を解き、特定のパラメーター領域では、新しい物理効果の両方が、抑制された無菌ニュートリノ種の集団と、元素合成で正確に観察されるヘリウム量を個別に生み出すことができることを発見しました。両方の効果を組み合わせると、一方の効果のみを特徴とするモデルに適用される実験限界によって除外されるパラメーター空間の新しいパッチが開きます。
TianQinとLISAのネットワーク下の恒星質量連星ブラックホールのパラメータ推定
| Title |
Parameter_Estimation_of_Stellar_Mass_Binary_Black_Holes_under_the_Network_of_TianQin_and_LISA |
| Authors |
Xiangyu_Lyu,_En-Kun_Li,_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12244 |
TianQin、LISA、およびTianQin+LISAによる恒星の質量バイナリブラックホールの特性を推測するためのベイジアンパラメーター推定の進歩を紹介します。2つの典型的な恒星質量ブラックホール連星系、GW150914とGW190521が基準源として選択されます。この研究では、これらのシステムのパラメータを推測するTianQinの機能を確立し、最初にTianQinのデータ分析に完全な周波数応答を適用します。パラメータ推定結果を取得し、それらの相関関係を説明します。また、TianQin+LISAは、TianQinおよびLISAの個別の観測と比較して、パラメータ推定精度をわずかに向上させ、$1\sigma$領域を狭めることができることもわかりました。最後に、連星が非ゼロ成分のスピンを持ち、特に質量、合体時間、空の位置に大きな導出が現れる場合に、スピンの影響を考慮することの重要性を示します。
| Title |
Generalised_description_of_Neutron_Star_matter_with_nucleonic_Relativistic_Density_Functional |
| Authors |
Prasanta_Char,_Chiranjib_Mondal,_Francesca_Gulminelli,_Micaela_Oertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12364 |
この研究では、密度依存結合を伴う相対論的密度汎関数に基づいて、核物質に対するメタモデリング手法を提案します。アイソスカラーセクターとアイソベクターセクターの両方の結合に対して同一の密度依存性が使用されます。モデルの結合パラメータを変化させて、飽和時の経験的な核物質パラメータの不確実性を捉えます。次に、ゼロ温度で$\beta$-平衡状態にあるクラスター化物質と一様物質の両方に対して一貫した方法で統一状態方程式の大規模集合を構築します。最後に、中性子星の性質を計算し、ベイジアンの枠組み内で天体物理観測との整合性を確認します。使用されたさまざまな天体物理データの中で、GW170817現象による潮汐変形能に対する制約が、本研究で調査されたさまざまな中性子星特性の事後分布で最も厳しいことが判明しました。我々は、中性子星物質の組成にかなりの変動をもたらす、高密度物質に対するアイソベクトル非圧縮性($K_{sym}$)の影響を詳細に実証する。現代の核物理学や中性子星天体物理学のさまざまな制約を満たす$K_{sym}$の極値を持ついくつかの選択されたモデルが、コミュニティで使用できるように\textsc{CompOSE}\cite{Typel:2013rza}データベースにアップロードされます。
パルサー タイミング アレイを考慮したヘビー QCD Axion モデル
最近、パルサータイミングアレイ(PTA)実験により、ナノヘルツ範囲の周波数帯域における確率的重力波(GW)バックグラウンドの観測が報告されました。我々は、このような信号が、十分に動機付けられた重い（可視の）QCDアクシオンモデル内の宇宙論的な一次相転移（PT）から発生する可能性があることを示します。シナリオのTeVスケールでのPeccei-Quinn対称性の破れを考慮すると、モデルのパラメーター空間で過冷却PTが見つかり、GeVスケールの再加熱温度でPTが延長されます。
準平行無衝突衝撃における熱流束の重要性
| Title |
The_Importance_of_Heat_Flux_in_Quasi-Parallel_Collisionless_Shocks |
| Authors |
Colby_C._Haggerty,_Damiano_Caprioli,_Paul_A._Cassak,_M._Hasan_Barbhuiya,_Lynn_Wilson_III,_Drew_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12423 |
無衝突プラズマショックは、多くの宇宙および天体物理システムに共通の特徴であり、高エネルギー粒子と非熱放射の発生源であり、衝撃エネルギーの20%もの多くを非熱粒子に導きます。これらの非熱粒子の生成と加速については広く研究されていますが、これらの粒子が衝撃流体力学にどのようにフィードバックされるかは十分に扱われていません。この研究は、自己生成された非熱粒子集団が無衝突の準平行衝撃の性質に及ぼす影響を示す、自己一貫性のあるセル内ハイブリッド粒子シミュレーションの結果を示しています。これらは、衝撃の上流で顕著な熱流束密度に寄与します。衝撃の下流にある非熱粒子は上流領域に漏れ、衝撃からエネルギーを奪います。これにより、圧縮率が増加し、衝撃が遅くなり、より低いマッハ数の衝撃に対する非熱集団のスペクトル指数が平坦化されます。私たちはこれを、この効果を含むランキン・ユゴニオジャンプ条件の修正理論に組み込み、シミュレーションとの優れた一致を示しました。この結果は、コロナ質量放出の到着時間の予測の不正確さや、星団内衝撃の矛盾する電波とX線観測など、幅広いシステムにおける予測と観測の間の矛盾を説明できる可能性がある。衝撃の展開を正確に予測するには、これらの影響を流体モデリングに含める必要がある可能性があります。
高速およびフーリエ: 周波数領域における極端な質量比の吸気波形
| Title |
Fast_and_Fourier:_Extreme_Mass_Ratio_Inspiral_Waveforms_in_the_Frequency_Domain |
| Authors |
Lorenzo_Speri,_Michael_L._Katz,_Alvin_J._K._Chua,_Scott_A._Hughes,_Niels_Warburton,_Jonathan_E._Thompson,_Christian_E._A._Chapman-Bird,_Jonathan_R._Gair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12585 |
ExtremeMassRatioInspirals(EMRI)は、将来の宇宙ベースの重力波干渉計の重要な情報源の1つです。EMRI重力波の測定では、その発生源の特性をパーセント以下の精度で決定できると期待されています。ただし、信号の継続時間が長く、高調波成分が多いため、波形の生成は困難です。ここでは、グラフィックス処理装置(GPU)または中央処理装置(CPU)で使用する、周波数領域での最初のすぐに使用できるシュワルツシルト偏心EMRI波形実装を紹介します。全体的な波形実装を示し、時間領域実装に対する周波数領域波形の精度とパフォーマンスをテストします。GPUでは、巨大なブラックホールの質量$\geq2\times10^6\,{\rmM_\odot}$と初期離心率$e_0>0.2$を考慮すると、周波数領域の波形の生成には中央値$0.044$秒かかり、時間領域の波形の2倍の速度で計算されます。CPUでは、波形評価時間の中央値は$5$秒で、周波数ドメインでは時間ドメインよりも5倍高速です。スパーサー周波数アレイを使用すると、波形生成をさらに高速化し、最大$0.3$秒に達します。これにより、CPU上で完全相対論的波形を使用してEMRIパラメータ推論を初めて実行できるようになります。より広範なソース特性（特にブラックホールのスピンと一般的な軌道幾何学）を包含する将来のEMRIモデルでは、大幅に多くの高調波が必要になります。周波数領域モデルは、これらの天体物理学的に現実的で重要な信号にとって不可欠な解析ツールとなります。
DAMPE実験における宇宙線核のスペクトル測定に対するBGO消光効果
| Title |
BGO_quenching_effect_on_spectral_measurements_of_cosmic-ray_nuclei_in_DAMPE_experiment |
| Authors |
Zhan-Fang_Chen,_Chuan_Yue,_Wei_Jiang,_Ming-Yang_Cui,_Qiang_Yuan,_Ying_Wang,_Cong_Zhao,_Yi-Feng_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12629 |
ダークマター粒子探査機(DAMPE)は、高エネルギーの宇宙線と$\gamma$線を測定するために設計された衛星搭載の検出器です。DAMPEの重要なサブ検出器として、酸化ビスマスゲルマニウム(BGO)イメージング熱量計を利用して粒子エネルギーを高分解能で測定します。消光効果として知られる、大きなイオン化エネルギーの蓄積に対するBGOの非線形蛍光応答は、宇宙線原子核のエネルギー測定値を過小評価する結果になります。この論文では、DAMPEの実験データから得られたBGO消光因子を特徴付けるためにさまざまなモデルが使用されます。検出器シミュレーションプロセスに適切な消光モデルを適用して、さまざまな原子核の調整されたエネルギー応答を調査し、2つの異なるシミュレーションソフトウェア、つまりGEANT4とFLUKAに基づいて結果を比較します。BGO消光効果により、$\sim$10GeV/nの炭素(鉄)および1TeV/nを超える$<1\%$で測定エネルギーがそれぞれ約$2.5\%$($5.7\%$)減少します。したがって、BGO消光効果の補正は、宇宙線原子核の低エネルギー束測定の増加につながります。
最近の天体物理観測は短距離相関ファンデルワールス型モデルで再現されたのでしょうか?
| Title |
Recent_astrophysical_observations_reproduced_by_a_short-range_correlated_van_der_Waals-type_model? |
| Authors |
E._H._Rodrigues,_M._Dutra,_and_O._Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12817 |
短距離相関(SRC)の効果を含めることにより、ファンデルワールス型モデルの改善を実行します。核子間相互作用の引力部分と反発部分は密度依存関数であると仮定し、具体的には後者にはカルナハン・スターリング(CS)法を、前者にはクラウジウス(C)実在気体モデルの構造を再現するための適切な表現を採用した。CCS-SRCモデルと名付けられた結果のモデルのパラメータ化は、$K_0=(240\pm20)$MeVの範囲内の非圧縮性値に対して、対称核物質の高密度領域での流れ制約を再現できることが示されている。恒星物質の文脈では、我々の発見は、CCS-SRCモデルが最近の天体物理学的観測データ、すなわち、GW170817およびGW190425イベントに関連する重力波データ、およびNASAの中性子星内部組成探査機(NICER)ミッションから得られた質量半径等高線および無次元潮汐変形可能領域および値とよく一致していることを指摘している。さらに、モデルの対称エネルギー勾配の値($L_0$)は、この量について見つかった最近の範囲と一致しており、更新されたリード半径実験(PREX-2)の共同作業によって報告された結果と一致していると主張されています。この場合、$L_0$のより高い値が優先されますが、逆のシナリオではモデルと天体物理データ間の同時互換性は許可されません。
ミグダル効果によるDM核子散乱からの電子反動の日周変動
ハロー暗黒物質(DM)粒子は、DM直接検出実験の地下検出器に到達する前に、地球内部の原子核からの散乱によりエネルギーを失う可能性があります。この地球の遮蔽効果は、地球の自己回転により、地下で観察されるDM誘発反動現象の発生率の日周変動を引き起こす可能性があります。DM電子散乱からの電子反動信号の場合、現在の実験上の制約は非常に厳しく、ハローDMでは日周変調が観察できません。我々は、新しいタイプの日周変調効果、つまりミグダル効果を介したDM核子散乱によって誘発される電子反動信号の日周変調を提案します。我々は、地球遮蔽効果のシミュレーションを改善したPandaX-IIおよびPandaX-4TのS2のみのデータを使用して、サブGeVDMのミグダル効果によるDM核子散乱断面積に対してこれまでで最も厳しい制約を設定しました。更新された制約に基づいて、ミグダル効果によって引き起こされる電子イベントの日周変調が低エネルギー領域でも依然として顕著である可能性があり、近い将来にはPandaX-4Tなどの実験によって調査できる可能性があることを示します。
重力波観測用6軸地震計の設計と感度
| Title |
Design_and_sensitivity_of_a_6-axis_seismometer_for_gravitational_wave_observatories |
| Authors |
Leonid_Prokhorov,_Sam_Cooper,_Amit_Singh_Ubhi,_Conor_Mow-Lowry,_John_Bryant,_Artemiy_Dmitriev,_Chiara_Di_Fronzo,_Christopher_J._Collins,_Alex_Gill,_Alexandra_Mitchell,_Joscha_Heinze,_Jiri_Smetana,_Tianliang_Yan,_Alan_V._Cumming,_Giles_Hammond,_and_Denis_Martynov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12891 |
単一の石英ガラス繊維によって吊り下げられた質量からなる6軸地震計の設計、制御システム、および騒音解析について説明します。私たちは、テーブルに対する質量運動の読み取りにカスタムメイドのコンパクトなマイケルソン干渉計を利用し、角自由度において既存の商用地震計の感度を1桁以上克服することに成功しました。私たちは、LIGO、Virgo、KAGRAなどの重力波天文台向けのセンサーを開発し、中質量ブラックホールの観測、デューティサイクルの増加、発生源の位置特定の改善に役立てています。当社の制御システムとその達成された感度により、このセンサーは、半古典重力のテスト、ボソン暗黒物質の探索、カシミール力の研究など、他の基礎的な物理実験に適しています。
典型的なインフレーションからの重力波背景 (NANOGrav)
典型的なインフレーションのパラダイムにおける大きなスカラー変動による誘導重力波の生成プロセスを調査します。さまざまなパラメーターのセットに対してムハノフ・佐々木方程式を数値的に解き、パワースペクトルを取得します。我々は、このフレームワークで生成された誘導重力波信号が、モデルパラメーターの選択された値のNANOGravデータの領域内に収まることを示します。我々は、効果がLISAやその他の利用可能な感度に関連する高周波領域にシフトするパラメーター空間の許容領域が存在することを示します。
平面散逸スピン軌道問題における多重安定性とギブズエントロピー
この研究では、複数の周期的および準周期的アトラクターの共存や、対応する引力盆地の複雑さなど、散逸スピン軌道問題の動的特性を数値的に調査し、視覚的に説明します。私たちのモデルは、傾斜度ゼロの固定ケプラー軌道で惑星(恒星)を周回する三軸衛星(惑星)によって構成されています。衛星の回転角速度に比例する散逸潮汐トルクが衛星に作用していると想定されます。このシステムには非常に豊富な保守的な動的シナリオがあるため、使用される方法論を特徴付けるおもちゃのモデルとしてHyperionを使用し、後で月と水星に方法論を適用します。我々の結果は、引力盆地がどのような場合でも軌道離心率に応じて変化する複雑な構造を持っている可能性があり、ギブズのエントロピーが位相空間内で1つの盆地が他の盆地よりもどの程度支配的であるかを示す良い尺度であることを示しています。
