時代を超越したタイミングに関する議論
| Title |
The_Timeless_Timing_Argument |
| Authors |
Till_Sawala_(1_and_2),_Jorge_Penarrubia_(3),_Shihong_Liao_(1),_and_Peter_H._Johansson_(1)_((1)_University_of_Helsinki,_(2)_University_of_Durham,_(3)_University_of_Edinburgh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13732 |
タイミング議論は、二体系が自己重力軌道上で進化したという仮定の下で、二体系の運動を、有限の年齢で膨張する宇宙におけるその質量と結びつける。これは、測定された運動学から未知の質量を推測するために、現在の天の川銀河系M31系に一般的に適用されています。宇宙時間にわたるタイミング引数を調査するために、宇宙シミュレーションからの一連のローカルグループの類似物を使用します。ハロー自体の質量が一桁以上増加したにもかかわらず、推定質量の中央値は過去12ギルにわたってほぼ一定のままであることがわかりました。対照的に、タイミング引数の値と、MW-M31の間隔に等しい半径の球内の質量との間に、より近い、ほぼ時間不変の一致が見つかり、これをシステムの総質量として特定します。我々は、タイミング議論とハロー質量の合計との間の比較的近い現在の一致は、根本的な関係を反映しておらず、単にMWとM31がローカル質量のほとんど(すべてではない)を含んでいるという事実を反映しているだけであると結論付けます。グループ制。
Everpresent $\Lambda$ の側面 (II): 現在のモデルの宇宙論的テスト
| Title |
Aspects_of_Everpresent_$\Lambda$_(II):_Cosmological_Tests_of_Current_Models |
| Authors |
Santanu_Das,_Arad_Nasiri,_and_Yasaman_K._Yazdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13743 |
この論文は、因果集合理論と単モジュール重力を動機とする確率的ダークエネルギーモデルであるEverpresent$\Lambda$を調査し、2つの重要な観測データセットである超新星Ia(SNIa)と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データと対峙させます。このモデルの重要な特徴は、$\Lambda$が時間の経過とともに変動し、その変動の大きさが平均して、特定の時代の支配的なエネルギー密度(放射線であれ物質であれ)程度であることです。特に、モデル1として知られるEverpresent$\Lambda$の現象学的実装に焦点を当てます。Everpresent$\Lambda$の実現におけるランダムな変動はシード番号を使用して生成され、シードのごく一部についてはモデル1が可能であることがわかります。$\Lambda$CDMよりもSNIaデータによく適合する実現を生成します。これらの実現とより一般的な挙動を区別する特徴をさらに調査し、「良好な」実現は低い赤方偏移($z<1.5$)での変動が比較的小さく、物質密度を厳密に追跡していないことがわかります。モデル1は、CMBデータの記述において$\Lambda$CDMを改善するのに苦労していますが、arXiv:1703.06265で示唆されているように、最後の散乱面近くの$\Lambda$の値を抑制することにより、最適適合度が大幅に向上していることがわかります。モデルの$\chi^2$値は$\Lambda$CDMの値よりもはるかに大きいですが、よりモデルに依存しない方法でCMB制約による暗エネルギー密度の許容変動も研究します。いくつかの初期のダークエネルギー提案に沿って、いくつかの変動(特に再結合前)が可能であり、実際に$\Lambda$CDMの改善につながり、ハッブル張力を低下させることができることがわかりました。好ましい変動は、現在のEverpresent$\Lambda$モデルで典型的なものよりも規模が小さいです。
HYMALAIA: 固有のアライメントのためのハイブリッド ラグランジアン モデル
| Title |
HYMALAIA:_A_Hybrid_Lagrangian_Model_for_Intrinsic_Alignments |
| Authors |
Francisco_Maion,_Raul_E._Angulo,_Thomas_Bakx,_Nora_Elisa_Chisari,_Toshiki_Kurita,_Marcos_Pellejero-Ib\'a\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13754 |
銀河の固有の配列は、弱いレンズ測定をモデル化するための重要な要素であり、潜在的に貴重な宇宙論的および天体物理学的信号です。この論文では、偏ったトレーサーの固有のアライメントを予測する新しいモデルであるHYMALAIAを紹介します。HYMALAIAは、物体のラグランジュ形状の統計の摂動的展開に基づいており、$N$-bodyシミュレーションから得られた完全に非線形の変位場を使用してオイラー空間に移流されます。我々は、HYMALAIAがハロー形状相関器と物質形状相関器の単極子と四重極を一貫して記述することができ、自由パラメータの数を増やすことなく、非線形モデルなどの摂動論的にインスピレーションを得た他のモデルよりも正確に記述できることを実証します。アライメント（NLA）モデルと潮汐アライメント潮汐トルク（TATT）モデルです。
視線に沿った相関関係に関する情報を保持することにより、投影されたランダムフィールドの角度パワースペクトルを評価するためのフラットスカイ近似を再検討します。広く重なり合う放射状ウィンドウ関数を使用すると、これらの視線相関は抑制され、リンバー近似では無視されます。ただし、相関関係を維持することは、狭いウィンドウ関数または不等時間スペクトルにとって重要ですが、関係する被積分関数の振動性が高いため、計算に重大な困難が生じます。3DパワースペクトルのFFTlog展開を使用して、平面近似における見通し内波モードの積分を解析的に扱います。これにより、効率的な計算手法が実現され、フルスカイアプローチと比較して大幅な改善が見られます。私たちはその結果を銀河クラスタリング(赤方偏移空間歪みの有無にかかわらず)、CMBレンズ、および銀河レンズ観測に適用します。クラスタリングについては、大きなスケール(パーセントレベルの一致)および中間または小さなスケール(サブパーセントの一致)で全天の結果との優れた一致が見られ、広いウィンドウ関数と狭いウィンドウ関数の両方でリンバー近似のパフォーマンスを劇的に上回っています。そして不平等な時間の場合。レンズの場合、たとえ大規模なスケールであっても、重力ポテンシャルの3Dラプラシアン(正確な角度ラプラシアンではなく)を投影することによって、収束の角パワースペクトルが非常によく近似できることを全天に示します。この近似をフラットスカイ技術と組み合わせることで、あらゆるスケールでのCMBレンズ角度パワースペクトルの効率的かつ正確な評価が可能になります。
密度摂動の凹凸のあるパワースペクトルのテストとしての高$z$銀河の過剰
| Title |
Excess_of_high-$z$_galaxies_as_a_test_for_bumpy_power_spectrum_of_density_perturbations |
| Authors |
M.V._Tkachev,_S.V._Pilipenko,_E.V._Mikheeva,_V.N._Lukash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13774 |
サブMpcスケールでほぼガウスバンプを持つ修飾物質パワースペクトルは、複雑なインフレーションの結果である可能性があります。異なる振幅$A$と位置$k_0$を持つ5つのスペクトルを考慮し、$z>8$の立方体$(5Mpc/h)^3$でN体シミュレーションを実行して、ハロー質量関数とその進化を明らかにします。赤方偏移。私たちは、ST式がそのような種類の物質スペクトルの適切な近似を提供することを発見しました。検討されているモデルでは、暗黒物質ハローの形成が$\Lambda$CDMよりもはるかに早く始まり、その結果、より早期の星形成と銀河の核活動が引き起こされる可能性があります。$z=0$では、ハロー質量関数は標準$\Lambda$CDMとほとんど区別できないため、でこぼこしたスペクトルを持つモデルは、高赤方偏移でのみ明るい光源の数が過剰であることによって観察で識別できます。
DES 3 年目の弱い重力レンズ データによる高次統計に対する音源クラスタリングの重大な影響の検出
| Title |
Detection_of_the_significant_impact_of_source_clustering_on_higher-order_statistics_with_DES_Year_3_weak_gravitational_lensing_data |
| Authors |
M._Gatti,_N._Jeffrey,_L._Whiteway,_V._Ajani,_T._Kacprzak,_D._Z\"urcher,_C._Chang,_B._Jain,_J._Blazek,_E._Krause,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._Becker,_G._Bernstein,_A._Campos,_R._Chen,_A._Choi,_C._Davis,_J._Derose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Ferte,_D._Gruen,_R._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_N._Kuropatkin,_P._F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_J._Prat,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_C._Sanchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._Troxel,_I._Tutusaus,_T._N._Varga,_B._Yanny,_B._Yin,_Y._Zhang,_J._Zuntz,_S._S._Allam,_O._Alves,_M._Aguena,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_R._Cawthon,_L._N._da_Costa,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13860 |
私たちは、弱い重力レンズデータの高次の要約統計量に対する源銀河のクラスタリングの影響を実証し、測定します。シミュレーションされたデータを、基礎となる密度場を追跡する、または追跡しない銀河と比較することにより、この効果が、特定の解析選択における一般的な高次統計の測定の不確実性を超える可能性があることを示します。ソースクラスタリングの効果は、小規模なスケールや、低赤方偏移サンプルと高赤方偏移サンプルの組み合わせに適用される統計の場合に大きくなり、高赤方偏移では減少します。さまざまな弱いレンズ観測値への影響を評価し、3次モーメントとウェーブレット位相高調波がピークカウント統計よりも大きな影響を受けることを発見しました。DarkEnergySurveyYear3のデータを使用して、ソースクラスタリングがない場合のnullテストを構築し、3番目の値を使用して$p=4\times10^{-3}$(2.6$\sigma$)の$p$値を見つけます。ウェーブレット位相高調波を使用してモーメントと$p=3\times10^{-11}$(6.5$\sigma$)を順序付けします。宇宙論的推論に対するソースクラスタリングの影響は、モデルに含めることも、\textit{アドホック}手順(スケールカットなど)を通じて最小限に抑えることもできます。既存のDESY3宇宙論的解析(マップモーメントとピークを使用)で採用された手順が、この影響を無視できる程度にするのに十分であることを検証します。ソースクラスタリングを考慮しないと、高次の重力レンズ統計からの宇宙論的推論に大きな影響を与える可能性があります。高次のN点関数、ウェーブレットモーメントの観測量(位相高調波と散乱変換を含む)、ディープラーニングまたは弱いレンズマップのフィールドレベルの要約統計量。ソースクラスタリングの影響を最小限に抑え、ソースクラスタリングの効果をフォワードモデル化されたモックデータに組み込むためのレシピを提供します。
| Title |
Probing_the_Consistency_of_Cosmological_Contours_for_Supernova_Cosmology |
| Authors |
P._Armstrong_(1),_H._Qu_(2),_D._Brout_(3),_T._M._Davis_(4),_R._Kessler_(5,_6)A._G._Kim_(7),_C._Lidman_(1,_8),_M._Sako_(2),_B._E._Tucker_(1,_9,_10)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13862 |
宇宙論的調査の規模が大きくなるにつれて、解析も複雑になります。この複雑さにより、多くの場合、基礎となる原理を導き出すことが困難になるため、分析結果が一貫していて合理的であることを確認するために統計的に厳密なテストが必要になります。これは、正確な不確実性が不可欠である、ダークエネルギー調査や今後の時空間のレガシー調査で使用されるようなマルチプローブ宇宙論的解析において特に重要です。この論文では、これらの解析で生成された等高線の一貫性をテストするための統計的に厳密な方法を紹介し、この方法をダークエネルギー調査によるIa型超新星宇宙論に使用されるピピン宇宙論パイプラインに適用します。この整合性チェックを実行するために、広範なシミュレーションを利用して信頼区間を計算する頻度主義の方法論であるネイマン構造を利用します。真のネイマン構造は、超新星宇宙論にとって計算コストが高すぎるため、はるかに少ないシミュレーションでネイマン構造を近似する方法を開発しました。シミュレートされたデータセットでは、ピピンパイプラインによって報告された68%等高線と、近似ネイマン構築によって生成された68%信頼領域の差異は、入力宇宙論付近では1パーセント未満であることがわかりました。入力宇宙論の最大差は$\Omega_{M}$で0.05、$w$で0.07です。この発散は宇宙論的張力の解析に最も影響を及ぼしますが、超新星と宇宙マイクロ波背景放射などの他の横断的な宇宙論的探査機を組み合わせると、その影響は軽減されます。
DESI モック チャレンジ: FastPM シミュレーションに基づいた DESI 銀河カタログの構築
| Title |
DESI_Mock_Challenge:_Constructing_DESI_galaxy_catalogues_based_on_FastPM_simulations |
| Authors |
Andrei_Variu,_Shadab_Alam,_Cheng_Zhao,_Chia-Hsun_Chuang,_Yu_Yu,_Daniel_Forero-S\'anchez,_Zhejie_Ding,_Jean-Paul_Kneib,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Mariana_Vargas_Magana,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14197 |
暗黒エネルギー分光器(DESI)などの大規模な分光調査と合わせて、大規模構造研究の精度、ひいては宇宙論的パラメーターの制約が急速に向上しています。したがって、現実的なシミュレーションと堅牢な共分散行列を構築する必要があります。\textsc{FastPM}シミュレーションにHalo占有分布(HOD)モデルを適用することで銀河カタログを構築し、結果として得られる銀河クラスタリングが高解像度の$N$-bodyシミュレーションを再現します。解像度とハローファインダーは参照シミュレーションとは異なりますが、参照銀河の2点クラスタリング測定(単極子と四重極)を、DESI年1年の輝線銀河サンプルで要求される精度まで、非線形スケールまで再現します。つまり、$k<0.5\,h\mathrm{Mpc}$または$s>10\,\mathrm{Mpc}/h$です。さらに、結果として得られる\textsc{FastPM}銀河クラスタリング(単極子と四極子)に基づいて共分散行列を計算します。フーリエ共役に対するフィッティングの効果を初めて研究します[例:パワースペクトル]対応するフーリエの共分散行列[例:相関関数]。単純なクラスタリングモデルの2つのパラメーターの不確実性を推定し、異なる共分散行列で最大20パーセントの変動が観察されました。それにもかかわらず、研究されたほとんどのスケールでは、散乱は2～10パーセントです。その結果、現在のパイプラインを使用すると、$N$-bodyシミュレーションのクラスタリングを正確に再現でき、結果として得られる共分散行列は、HODフィッティングシナリオに対する堅牢な不確実性推定を提供します。私たちは、私たちの方法論が今後のDESIデータ分析や他の研究への拡張に役立つことを期待しています。
宇宙遺物に対するレンズ効果 $\&$ の緊張について
ニュートリノや、QCDアクシオンなどの追加の仮想的な光熱遺物に関する宇宙論的限界は、現在最も制限的なものの1つです。これらの制限は主に宇宙マイクロ波背景温度の異方性に依存します。それにもかかわらず、熱遺物の最大の宇宙論的痕跡の1つは、非相対論的期間の前に自由にストリーミングする挙動による、重力レンズ上の痕跡です。私たちは、主にアタカマ宇宙望遠鏡から最近公開されたレンズデータに基づいて、単独で、またはプランク衛星からのレンズデータと組み合わせて、遅い時間のみのホットレリック質量制約を調査します。さらに、バリオン音響振動測定、暗黒エネルギー調査からのシアー-シアー、銀河-銀河、および銀河-シアー相関関数、Ia型超新星からの距離弾性率測定など、他の局所プローブも考慮します。私たちが見つけた最も厳しい境界は$\summ_\nu<0.43$eVと$m_a<1.1$eVで、どちらも$95\%$CLです。興味深いことに、これらの制限は、たとえば次のような制限よりもはるかに強力です。実験室ニュートリノ質量探索、宇宙論的観測による熱遺物の特性抽出の堅牢性の再評価。さらに、レンズのみのデータを考慮すると、ハッブル定数張力の重要性は大幅に減少しますが、クラスタリングパラメーター$\sigma_8$の論争はまったく存在しません。
Capse.jl: 効率的で自動微分可能な CMB パワー スペクトル エミュレーション
ニューラルネットワークを利用して宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度、偏光、およびレンズ角パワースペクトルを予測する新しいエミュレーターCapse.jlを紹介します。エミュレータは、計画されたCMB-S4調査に関連するすべてのスケールについて、エミュレーションエラーが0.1$\sigma$未満で、わずか数マイクロ秒で予測を計算します。Capse.jlは、CPU上で1時間でトレーニングすることもできます。テストケースとして、Capse.jlを使用してPlanck2018データとACTDR4データを分析します。標準的な解析手法と同じ結果が、3～6桁高い計算効率で得られます。エミュレータの微分可能性を利用して、パスファインダーやハミルトニアンモンテカルロ(HMC)などの勾配ベースの手法を使用して、収束を高速化し、サンプリング効率を向上させます。これらの機能を組み合わせることで、Capse.jlはCMBとその宇宙論への影響を研究するための強力なツールになります。尤度、エミュレータ、分析アルゴリズムの最速の組み合わせを使用すると、プランクTT+TE+EE分析を1秒未満で実行できます。完全な再現性を確保するために、この作業のすべての結果を再現するために必要なコードとデータへのオープンアクセスを提供します。
重力的に不安定な太陽系下金属質の原始惑星系円盤における広軌道巨大惑星の形成
| Title |
Formation_of_a_wide-orbit_giant_planet_in_a_gravitationally_unstable_subsolar-metallicity_protoplanetary_disc |
| Authors |
Ryoki_Matsukoba,_Eduard_I._Vorobyov,_Takashi_Hosokawa,_Manuel_Guedel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13722 |
惑星の直接画像観測により、広軌道（$>10$au）の巨大惑星が太陽系以下の金属質の主星の周囲にも存在し、その形成に金属が豊富な環境を必要としないことが明らかになった。太陽系以下の金属質環境における広軌道巨大惑星の形成メカニズムとして考えられるのは、巨大な原始惑星系円盤の重力による断片化である。ここでは、金属量0.1${\rmZ}_の二次元薄板流体力学シミュレーションにより、円盤の寿命に匹敵する形成後100万年間の円盤の長期的な進化を追跡します。{\odot}$。シミュレーションが終了するまで生き残る巨大な原始惑星が見つかりました。原始惑星は円盤形成後、$\sim$0.5Myrで2つのガス塊の合体によって形成され、その後主星から$\sim$200auの軌道を$\sim$0.5Myrかけて周回します。原始惑星の質量は出生時$\sim$10${\rmM}_{\rmJ}$で、主星からの潮汐効果により徐々に1${\rmM}_{\rmJ}$まで減少します。。この結果は、太陽系下金属性円盤の重力不安定によって形成された原始惑星の最小質量1${\rmM}_{\rmJ}$を示しています。高解像度シミュレーションにおける原始惑星の収縮のおかげで質量損失が減少した原始惑星の質量は、$\sim$10${\rmM}_{\rmJ}$まで増加する可能性があると予想されます。私たちは、円盤の重力による断片化は、太陽以下の金属環境で$\ge1$${\rmM}_{\rmJ}$の質量を持つ広軌道の巨大惑星を形成するための有望な経路であると主張します。
炭酸スーパーアース: 溶岩世界のかさ密度と構造に対するマグマ組成の影響
| Title |
Fizzy_Super-Earths:_Impacts_of_Magma_Composition_on_the_Bulk_Density_and_Structure_of_Lava_Worlds |
| Authors |
Kiersten_M._Boley,_Wendy_R._Panero,_Cayman_T._Unterborn,_Joseph_G._Schulze,_Romy_Rodr{\i}guez_Mart{\i}nez,_Ji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13726 |
溶岩世界は、おそらく部分的に溶けたマントルを持つ主星の周りの軌道に近い、スーパーアースの新興集団である可能性があります。現在までのところ、観測された惑星の特性に対するマグマの影響を扱った研究はほとんどありません。周囲条件では、マグマは固体の岩石よりも密度が低くなります。ただし、圧力が増加すると圧縮性も高くなります。したがって、大規模なマグマオーシャンがかさ密度などの惑星の観測物にどのような影響を与えるかは不明です。熱力学的に自己矛盾のない惑星内部ソフトウェアであるExoPlexを更新し、無水マグマ、含水マグマ(2.2wt\%H_2O)、および炭酸化マグマ(5.2wt\%CO_2)を含めるようにしました。\sim1.5R_{\oplus}および\sim3.2M_{\oplus}より大きいマグマオーシャンを持つ地球に似た惑星は、同等の質量を持つ固体惑星よりも適度に密度が高いことがわかります。私たちのモデルから、マグマオーシャン惑星のマントル構造には3つのクラスが浮かび上がります:(1)マントルマグマオーシャン、(2)表面マグマオーシャン、(3)表面マグマオーシャン、固体岩石層、および基部マグマオーシャンから構成されるもの。基底マグマオーシャンが存在する惑星の種類は、数十億年のタイムスケールで溶解した揮発性物質を隔離する可能性があり、その中で質量4M_{\oplus}の惑星は、地球の現在の海洋よりも130倍以上の質量の水を閉じ込めることができるそして地球の表面と地殻の炭素の1000倍です。
Keck による Mab と Perdita の近赤外線検出
私たちは、ケック天文台のNIRC2装置を使用して、青色で拡散した$\mu$環の発生源と推定される天王星の小さな衛星Mabを初めて近赤外線で検出したことを報告します。この検出は、更新されたシフトアンドスタック手順によって許可され、$\sim$2時間にわたって撮影された23回の個別の露光で検出器を移動する際にMab上で統合できるようになりました。また、非常に低い(0.02$^{\circ}$)観測時の位相角。この位相角では、Mabは1.6$\mu$mで24$\pm$3km$^2$、2.1$\mu$mで$\lesssim$37km$^2$の統合I/Fを持ちます。これらの値をHSTによって導出されたMabの可視反射率と比較すると、Mabはスペクトル的に青色であることがわかります。その(0.5$\mu$m)/(1.6$\mu$m)の色は、パックの値よりもミランダの値と一致しています。したがって、マブは、赤外線の上限に基づく以前の研究と一致して、パックのような表面を持つ半径12kmの天体よりも、ミランダのような表面を持つ半径6kmの天体である可能性が高くなります。パックのような色は2$\sigma$レベルでのみ除外されます。また、Perditaの最初の赤外線測光についても報告し、1.6$\mu$mで31$\pm$3km$^2$の統合I/Fを発見しました。
デブリ円盤のある単一星の周りの惑星の軌道近くの微惑星の長期的な力学に関する広範な数値実験が行われてきました。質量パラメーター$\mu$(惑星と星の質量比)の関数としての微惑星クラスターと惑星カオスゾーンの半径サイズは、カオスゾーンの外側部分と内側部分に分けて高精度に数値的に決定されました。得られた結果は、既存の解析理論(惑星間平均運動共振オーバーラップ基準に基づく)に照らして、またこの問題に対する以前の数値実験アプローチと比較して分析および解釈されています。$\mu$に対するカオスゾーンのサイズの段階的な依存性が周辺共鳴によってどのように決定されるかを示して説明します。
高高度観測による火星の全球カラーモザイク
| Title |
A_global_colour_mosaic_of_Mars_from_high_altitude_observations |
| Authors |
G._G._Michael,_D._Tirsch,_K.-D._Matz,_W._Zuschneid,_E._Hauber,_K._Gwinner,_S._Walter,_R._Jaumann,_T._Roatsch,_F._Postberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14238 |
火星の大気の透明度は常に変化しているため、宇宙船の画像から絶対的な表面の色を決定するのは困難です。低軌道からの個々の高解像度画像は地質の数多くの印象的な色の詳細を明らかにしますが、大気中の塵の散乱によって引き起こされる画像間の色の変動は容易に大きくなる可能性があります。したがって、連続した大規模モザイクの構築には、散乱の影響を抑制する戦略が必要であり、通常はハイパスフィルタリングの一種であり、その寸法を超える距離にわたって色変化情報を伝達する能力が制限されます。単一の画像。ここでは、MarsExpress高解像度ステレオカメラ1,2(HRSC)を使用した専用の高高度観測キャンペーンを利用し、新しい反復手法を適用して世界的に自己一貫性のあるカラーモデルを構築します。このモデルを使用して、長距離の色変動情報を組み込んだ高高度モザイクを色参照できることを実証し、さらにこのモザイクを低軌道からの高解像度画像の色参照に使用できることを示します。個々の画像内部の相対的な色情報のみを使用することで、散乱によってもたらされる絶対的な色の変化の影響が最小限に抑えられ、モデルの反復により画像の境界をまたがる変動を自己矛盾なく再構築できるようになります。結果として得られたモザイクは、火星の表面全体にわたって、これまで見たことのない色の多様性と詳細を明らかにし、組成と密接に関連しています。
OGLE-2019-BLG-0825: 惑星マイクロレンズ現象候補における 5 日間のザララップ効果から生じるソース
システムの制約とバイナリ レンズ パラメーターへの影響
| Title |
OGLE-2019-BLG-0825:_Constraints_on_the_Source_System_and_Effect_on_Binary-lens_Parameters_arising_from_a_Five_Day_Xallarap_Effect_in_a_Candidate_Planetary_Microlensing_Event |
| Authors |
Yuki_K._Satoh,_Naoki_Koshimoto,_David_P._Bennett,_Takahiro_Sumi,_Nicholas_J._Rattenbury,_Daisuke_Suzuki,_Shota_Miyazaki,_Ian_A._Bond,_Andrzej_Udalski,_Andrew_Gould,_Valerio_Bozza,_Martin_Dominik,_Yuki_Hirao,_Iona_Kondo,_Rintaro_Kirikawa,_Ryusei_Hamada,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Katsuki_Fujita,_Tomoya_Ikeno,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Yasushi_Muraki,_Kosuke_Niwa,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Taiga_Toda,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita,_Przemek_Mr\'oz,_Rados{\l}aw_Poleski,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_et_al._(41_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14274 |
マイクロレンズイベントOGLE-2019-BLG-0825の分析を紹介します。このイベントは、予備的なモデリングによって惑星の候補として特定されました。最適な静的バイナリレンズモデルからの有意な残差が存在し、xallarap効果が残差を非常によく近似し、$\chi^2$値を大幅に改善できることがわかりました。一方、xallarap効果をモデルに含めることにより、質量比$q$や分離$s$などのバイナリレンズパラメーターを適切に制約できないことがわかります。ただし、軌道周期や長半径などの源系のパラメーターは、分析したすべてのモデル間で一貫していることもわかりました。したがって、光源システムの特性をレンズシステムの特性よりも適切に制約します。この源系は、$P\sim5$日の周期で褐色矮星によって周回されるG型主系列星で構成されています。この分析は、ザララップ効果が惑星事象におけるバイナリレンズパラメータに影響を与えることを初めて実証したものである。震源系の公転周期が長いイベントやコースティクスへのトランジットを伴うイベントでは、ザララップ効果の有無がレンズパラメータに影響を与えることは一般的ではありませんが、このイベントのような他のケースでは、ザララップ効果がレンズパラメータに影響を与える可能性があります。バイナリレンズパラメータ。
コールド・ジュピターはマルチの端を彫ることができるのか？
複数の近接したスーパーアース/サブ海王星のコンパクトなシステム(「コンパクトマルチ」)は、惑星形成の遍在的な結果です。最近、コンパクトマルチの外縁は、幾何学的バイアスと検出バイアスだけから予想されるよりも小さい軌道周期に位置していることが発見され、外部構造の一部の切断または遷移が示唆されています。ここでは、この「マルチの端」が、システムの外側領域($\gtrsim1$AU)にある遠く離れた巨大惑星によって何らかの部分で説明されるかどうかをテストします。私たちは、仮説上の巨大惑星($\gtrsim0.5\M_{\mathrm{Jup}}$)の摂動惑星の存在下で、観測されたコンパクトマルチの動的安定性を調査します。私たちは、仮説上の摂動惑星がコンパクトなマルチの外縁を動的に彫刻する役割を果たしている場合に、どのようなパラメーターが必要となるかを特定します。「エッジ彫刻」摂動は通常、平均的なコンパクトマルチの場合$P\sim100～500$日の範囲にあり、ほとんどが$P\sim200～300$日の範囲にあります。比較的近い距離にあることを考慮して、仮説的なエッジ彫刻摂動惑星の検出可能性を調査し、それらが通過および動径速度データで容易に検出可能であることを発見しました。観測上の制約と比較したところ、遠く離れた巨大惑星からの動的彫刻がマルチの端に大きく寄与している可能性は低いことがわかりました。しかし、この結論は、将来の研究において、摂動惑星の検出量をより徹底的に分析することによって強化される可能性がある。
銀河バルジに向かう混雑した野原での天文測定
| Title |
Astrometry_in_crowded_fields_towards_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Alonso_Luna_(1,2),_Tommaso_Marchetti_(1),_Marina_Rejkuba_(1)_and_Dante_Minniti_(2,3,4)._((1)_European_Southern_Observatory,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica,_Universidad_Andr\'es_Bello,_(3)_Vatican_Observatory,_(4)_Departamento_de_Fisica,_Universidade_Federal_de_Santa_Catarina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13719 |
銀河バルジに向けた天文測定は、星の密集度が高く、斑点状の消滅によって妨げられています。この影響は、ガイアなどの光学探査では特に深刻です。この研究では、銀河バルジに向かういくつかの混雑したフィールドでハッブル宇宙望遠鏡(HST)で測定されたPMと比較して、光学(GaiaDR3)カタログと近赤外線(VIRAC2)カタログ間の固有運動(PM)の一貫性を評価します。銀河球状星団の中。PMが十分に特性化されていると仮定すると、カタログのペア間の不確実性で正規化されたPMの差は正規分布に従うことが期待されます。正規分布からの偏差がインフレ係数$r$を定義します。PMの不確実性を$r$で乗算すると、Gaia(VIRAC2)PMはHSTPMと$1\sigma$協定を結びます。係数$r$は星の表面密度に依存しており、サンプル内の最も明るい星(G<18)では、Gバンドの等級に強い依存性があります。HSTPMが適切に決定されており、系統誤差がないと仮定すると、GaiaDR3PMの不確実性は、arcmin$^2$あたり200GaiaDR3源が200個未満の場ではr<1.5を持ち、最大で過小評価されることがわかります。1角あたり300を超えるGaiaDR3ソースがあるフィールドでは係数4。$^2$。VIRAC2の最も混雑したフィールドでは、Jバンドの大きさに依存して、PMの不確実性は1.1から1.5倍過小評価されます。すべてのフィールドで、明るい光源ほど$r$値が大きくなります。微光端(G>19)では、$r$は1に近く、これはPMが$1\sigma$内ですでにHST測定値と完全に一致していることを意味します。両方のカタログが共通する混雑したフィールドでは、VIRAC2PMはHSTPMと一致し、不確実性に対するインフレ係数は必要ありません。このような分野におけるVIRAC2の奥深さと完全性を考慮すると、銀河バルジに向けた適切な運動の研究においては、GaiaDR3を補完するのに理想的です。
Pan-STARRS の空間拡張変動を通じて 9 個のレンズクェーサーとクェーサーペアを発見
| Title |
Nine_lensed_quasars_and_quasar_pairs_discovered_through_spatially-extended_variability_in_Pan-STARRS |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Dux,_Cameron_Lemon,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Favio_Neira,_Timo_Anguita,_Aymeric_Galan,_Sam_Kim,_Maren_Hempel,_Angela_Hempel,_R\'egis_Lachaume |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13729 |
我々は、リズムイメージング調査データの差分イメージングを通じて空間的に拡張された測光変動を使用して、強いレンズのクエーサーを見つける方法の概念実証を示します。この方法をPan-STARRSに適用します。まず、WISEからのクエーサーのような赤外色を持つ14107個のガイア多重項の初期選択から始めます。Pan-STARRS調査期間中に空間的に拡張された顕著な変動を示した229人の候補者を特定しました。これらには、20の既知のレンズと、ロングスリット分光法による追跡調査が行われている追加の12の有望な候補が含まれます。このプロセスにより、4つの二重レンズクェーサー、4つの未分類クェーサーペア、および1つの投影されたクェーサーペアが確認されました。星のペア、またはクェーサーと星の投影は3つだけであり、それによる偽陽性率は25%です。レンズの間隔は0.81インチから1.24インチの間で、光源の赤方偏移はz=1.47からz=2.46の間です。未分類のクェーサーペアのうち3つは、分離距離が6.6～9.3kpcの範囲にある有望なデュアルクェーサー候補です。私たちは、この手法が今後のRubin-LSSTでレンズ変数を選択する特に効率的な方法になると期待しています。これは、分光学的追跡に予想される制限を考慮すると非常に重要です。
星間物質に対する宇宙線の影響と天の川銀河類似物質の銀河流出
| Title |
The_impact_of_cosmic_rays_on_the_interstellar_medium_and_galactic_outflows_of_Milky_Way_analogues |
| Authors |
Francisco_Rodr\'iguez_Montero,_Sergio_Martin-Alvarez,_Adrianne_Slyz,_Julien_Devriendt,_Yohan_Dubois,_and_Debora_Sijacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13733 |
過去10年間、宇宙論的シミュレーションにより、ハッブル系列にまたがる現実的で形態学的に多様な銀河を再現することに成功しました。この成功の中心となったのは、より複雑なバリオン物理学をカバーしながら、含まれる少数のフィードバックプロセスの現象学的校正でした。このアプローチでは、そのようなシミュレーションの予測力が低下し、銀河形成についての理解をさらに進めることができなくなります。この根本的な問題に取り組むために、私たちは、天の川銀河のような銀河の宇宙論的ズームインシミュレーションで、星間物質(ISM)に対する宇宙線(CR)と磁場の影響、および流出の放出を調査します。CRを含めると銀河の恒星の質量が高赤方偏移で10倍、宇宙正午で$\sim4$減少し、星の質量とハローの質量比が存在量一致モデルとよく一致することがわかりました。このような減少は、2つの影響によって引き起こされます。i)低温の高密度の星形成ガスの減少、ii)より大きな影響力を持つ低密度で爆発するSNイベントの大部分。SNが注入されたCRは、強化された多相銀河流出を生成します。これは、銀河の周囲の媒体におけるCRの圧力勾配によって加速されます。これらの流出の質量収支は温かいイオン化ガスによって支配されていますが、高い赤方偏移では暖かい中性ガス相と冷たいガス相が大きく寄与します。重要なことに、私たちの研究は、宇宙時間にわたる銀河とその多相流出の将来のJWST観測が、星形成の制御におけるCRの役割を制限する能力を持っていることを示しています。
GMRT アーカイブ原子ガス調査 -- II.後期型スパイラルにわたる質量モデリングと暗黒物質ハロー特性
| Title |
The_GMRT_archive_atomic_gas_survey_--_II._Mass_modelling_and_dark_matter_halo_properties_across_late-type_spirals |
| Authors |
Prerana_Biswas,_Veselina_Kalinova,_Nirupam_Roy,_Narendra_Nath_Patra,_Nadezda_Tyulneva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13738 |
HI21cmデータから銀河の運動学と質量モデリングを研究すると、近くの銀河のバリオン成分と暗黒物質ハローの両方の特性について貴重な洞察が得られます。多くの観測研究にもかかわらず、銀河の質量モデリングはさまざまな制限により依然として困難です。例えば、質量モデリングに関するこれまでの研究のほとんどは、ビームスミアリングや投影効果の影響を受けることが多いHIまたはH$\alpha$分光観測からの二次元速度場から導出された回転曲線に基づいています。ただし、「傾斜リングモデル」を3次元データキューブに当てはめることによって行われる運動学モデリングは、これらの問題の影響を受けません。この研究では、2つの異なる公的に利用可能なパイプラインを使用した、GMRTアーカイブ原子ガス調査(GARCIA)からの11個の銀河のパイロットサンプルの3D運動学モデリングを提示し、比較します。我々は、恒星の寄与については3.6$\μ$mの赤外線データとSDSSrバンドデータ、ガスについてはHI表面密度プロファイル、暗黒物質ハローについてはナバロ・フレンク・ホワイト(NFW)プロファイルを用いて、観測されたHI回転曲線をモデル化した。パラメーター推定にはマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)最適化手法を採用します。さらに、分析を検証するために、M$_{gas}$-M$_{star}$関係、M$_{star}$-M$_{halo}$関係などの重要なスケーリング関係を再検討します。M$_{ガス}$-M$_{ハロー}$関係とバリオニックタリーフィッシャー関係(BTFR)。私たちの分析から得られたスケーリング関係は、文献で報告されているものとほぼ一致しています。近い将来、ガルシアからより多くの銀河サンプルが得られると、これらのスケーリング関係をより詳細に研究できるようになるでしょう。
700,000 SDSS 銀河に対する GALEX UV 測光の改善
| Title |
Improved_GALEX_UV_Photometry_for_700,000_SDSS_Galaxies |
| Authors |
Chandler_Osborne,_Samir_Salim,_Mederic_Boquien,_Mark_Dickinson,_Stephane_Arnouts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13739 |
GalaxyEvolutionExplorer(GALEX)衛星は、最初で唯一の大域紫外線調査を実施しました。これは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)と連携して、低赤方偏移銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)のモデル化とその決定を容易にしました。銀河のさまざまな特性、特に星の形成速度。ただし、GALEX(5インチ)の比較的粗い角解像度により、その画像は光源の混合の影響を受けやすくなり、その結果、遠紫外(FUV)および近紫外(NUV)のパイプライン測光に偏りが生じる可能性がありました。この問題を解決して、モデルフィット測光では、EMphotソフトウェアを使用して、z<0.3の約700,000個のSDSS銀河の強制GALEX測光を取得します。ターゲット銀河と潜在的に汚染されている近隣銀河の位置事前分布はSDSSから取得されました。新しい測光は3つの最適な測光に基づいています。モデルプロファイル:光学的、指数関数的、平坦新しい測光により、元のパイプラインカタログに存在するブレンディングが軽減され、0.2等以上の銀河の16%、1等以上の銀河の2%に影響を及ぼしました。パイプラインNUV等級は次のとおりです。隣接銀河がターゲット銀河よりも明るく、10インチ以内にある場合、または隣接銀河がより暗く、ターゲット銀河から約3インチ以内にある場合、深刻な影響を受けます(1等以上)。新しい測光により、パイプライン測光に影響していた検出器端のバイアスが修正されました。NUVでは最大0.1等。全天画像探査（AIS）、中画像探査（MIS）、深部画像探査（DIS）に対応した、深度ごとのGALEX観測に対応した新しい測光方法をカタログとしてご紹介します。カタログには、調査で同じ銀河を複数検出した場合の総合等級が記載されています。
JWST 早期リリース科学プログラム Q3D の最初の結果: $z=3$ における強力なクェーサー駆動の銀河規模の流出
| Title |
First_results_from_the_JWST_Early_Release_Science_Program_Q3D:_Powerful_quasar-driven_galactic_scale_outflow_at_$z=3$ |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Nadia_L._Zakamska,_Yuzo_Ishikawa,_Swetha_Sankar,_Dominika_Wylezalek,_David_S._N._Rupke,_Sylvain_Veilleux,_Caroline_Bertemes,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Hsiao-Wen_Chen,_Nadiia_Diachenko,_Andy_D._Goulding,_Jenny_E._Greene,_Kevin_N._Hainline,_Fred_Hamann,_Timothy_Heckman,_Sean_D._Johnson,_Hui_Xian_Grace_Lim,_Weizhe_Liu,_Dieter_Lutz,_Nora_Lutzgendorf,_Vincenzo_Mainieri,_Ryan_McCrory,_Grey_Murphree,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Patrick_Ogle,_Eckhard_Sturm,_Lillian_Whitesell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13751 |
クエーサーによって引き起こされる銀河の流出は、巨大銀河の進化の主な推進力です。私たちは、$z=3$非常に赤色で本質的に明るい($L_{\rmbol}\simeq5\times10^{47}$ergs$^{-1}$)における強力な銀河規模の流出の観測を報告します。)JWSTに近赤外分光器(NIRSpec)を搭載したクェーサーSDSSJ1652+1728。静止系光輝線の運動学を解析し、($v_{r}=\pm500$kms$^の速度オフセットを持つクエーサーから$\sim10$kpcまで広がるクエーサー駆動の流出を特定しました。{-1}$)および高速分散(FWHM$=700-2400$kms$^{-1}$)。JWSTは近赤外線における前例のない表面輝度感度を備えているため、極赤色クェーサー(ERQ)の強力な高速流出が母銀河の星間物質(ISM)の広い範囲を包含していることを明確に示しました。光輝線の運動学とダイナミクスを使用して、暖かいイオン化相だけでの質量流出速度は少なくとも$2300\pm1400$$M_{\odot}$yr$^{-1}$であると推定されます。流出と$\sim$1のクエーサー降着円盤との間の運動量磁束比をkpcスケールで測定すると、流出が比較的高い速度($>10^{23}$cm$^{-2})で推進された可能性が高いことがわかります。$)ダスト粒子に対する放射圧力による柱密度環境。クエーサーのボロメトリー光度と0.1$\%$の流出との間の結合効率がわかり、負のクエーサーフィードバックに必要な最小結合効率の理論的予測と一致します。この流出には、クェーサー母銀河の衝撃を受けた領域で観測された乱流を引き起こすのに十分なエネルギーがあり、これがガスが効率的に冷却されるまでの時間を延長することに直接関与している可能性が高い。
| Title |
The_PAU_Survey:_Classifying_low-z_SEDs_using_Machine_Learning_clustering |
| Authors |
A.L._Gonz\'alez-Mor\'an,_P._Arrabal_Haro,_C._Mu\~n\'oz-Tu\~n\'on,_J.M._Rodr\'iguez-Espinosa,_J._S\'anchez-Almeida,_J._Calhau,_E._Gazta\~naga,_F.J._Castander,_P._Renard,_L._Cabayol,_E._Fernandez,_C._Padilla,_J._Garcia-Bellido,_R._Miquel,_J._De_Vicente,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe_and_D._Navarro-Giron\'es |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13840 |
我々は、COSMOS分野における銀河スペクトルエネルギー分布(SED)のPAU調査への教師なし機械学習クラスタリングのアプリケーションを紹介します。クラスタリングアルゴリズムが実装され、データSED内の関連グループを取得するように最適化されています。調査では$0.01<$z$<0.28$で合計5,234のターゲットから12のグループが見つかりました。グループのうち、3,545個の銀河(68%)がSEDで輝線を示しています。これらのグループには、星形成が活発ではない古い銀河1,689個も含まれています。CIGALEを使用して、各グループのすべての銀河にSEDを適合させました。銀河の質量、年齢、比星形成率(sSFR)の範囲は$0.15<$age/Gyr$<11$です。$6<$log(M$_{\star}$/M$_{\odot}$)$<11.26$、および$-14.67<$log(sSFR/年$^{-1}$)$<-8ドル。これらのグループは、その特性が明確に定義されており、明確な輝線を持つ銀河は、楕円形のようなパターンを持つ銀河よりも質量が小さく、若く、sSFRが高くなります。明確な輝線を示す銀河の特性値は、低赤方偏移におけるCOSMOSおよびGOODS-N場のスターバースト銀河に関する文献と一致しています。星形成の主なシーケンス、sSFR対星の質量、およびUVJの図は、異なるグループが異なる領域に分類され、グループ間で一部の重複があることを明確に示しています。私たちの主な結果は、PAU調査によって提供された低解像度(R$\sim$50)測光スペクトルと教師なし分類を組み合わせることで、銀河を分類する優れた方法が提供されるということです。さらに、極端なELGの解析を見つけて、局所宇宙のより低い質量とより低いSFRにまで拡張するのに役立ちます。
共進化 vs. 共存: ブラック ホールとホスト銀河の進化に対する降着モデリングの影響
| Title |
Co-Evolution_vs._Co-existence:_The_Effect_of_Accretion_Modelling_on_the_Evolution_of_Black_Holes_and_Host_Galaxies |
| Authors |
Nadine_H._Soliman,_Andrea_V._Macci\`o,_Marvin_Blank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13863 |
我々は、2つの追加のブラックホール(BH)降着モデル、つまり粘性円盤と重力トルク駆動降着モデルを銀河シミュレーションの数値調査(NIHAO)プロジェクトに追加しました。我々は、一般的に使用されているボンダイ・ホイル降着と比較して、BH質量への依存性が低いことを特徴とするこれらの降着モデルが、BHの質量と銀河の恒星質量との間に共通の進化の軌跡（共存）を自然に作り出すことを示す。フィードバック(FB)を介した直接結合がなくても。FBは実際に銀河の最終的なBHと恒星の質量を制御するために必要ですが、我々の結果は、FBがこれら2つの量の間の宇宙の共進化の主要な推進力ではない可能性があることを示唆しています。これらのモデルでは、共進化は共有される中央のガス供給によって単純に決定されます。逆に、ボンダイ・ホイル降着を使用したシミュレーションでは、初期の恒星質量の成長とそれに続く中心超大質量ブラックホール(SMBH)の指数関数的成長という2段階の進化が示されています。私たちの結果は、BH降着のモデリング(時には見落とされることもあります)がBH進化の極めて重要な部分であり、スケーリング関係がどのように出現し進化するのか、またSMBHと恒星質量が宇宙時間を通じて共存するのか、それとも共進化するのかについての理解を向上させることができることを示しています。。
| Title |
A_fundamental_plane_of_black_hole_accretion_at_millimetre_wavelengths |
| Authors |
Ilaria_Ruffa,_Timothy_A._Davis,_Jacob_S._Elford,_Martin_Bureau,_Michele_Cappellari,_Jindra_Gensior,_Daryl_Haggard,_Satoru_Iguchi,_Federico_Lelli,_Fu-Heng_Liang,_Lijie_Liu,_Marc_Sarzi,_Thomas_G._Williams,_and_Hengyue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13872 |
核の1mmの光度($L_{\rm\nu,mm}$)と$2$～$10の間に密接な相関がある「ブラックホール降着のmm基本面」を発見したので報告する。$~keVX線光度($L_{\rmX,2-10}$)と固有散乱($\sigma_{\)を伴う超大質量ブラックホール(SMBH)の質量($M_{\rmBH}$)rmint}$)の$0.40$dex。この平面は、近くにある48個の銀河のサンプルから見つかっており、そのほとんどは放射効率が悪く、低光度の活動銀河核(LLAGN)です。これらの光源をAGN近くの高輝度(クェーサーのような)サンプルと組み合わせると、平面がまだ維持されていることがわかります。また、$M_{\rmBH}$が$L_{\rm\nu,mm}$と非常に有意なレベルで相関していることもわかりましたが、そのような相関はmm基本面($\sigma_{\rmint)ほど厳密ではありません。}=0.51$デックス)。重要なことは、移流支配降着流（ADAF）とコンパクトジェットの両方のスペクトルエネルギー分布（SED）モデルが、通常クエーサーに関連付けられる標準的なトーラス型の薄い降着円盤モデルでは再現できないこれらの関係の存在を説明できることを示すことである。-AGNのような。ADAFモデルは、小型ジェット機のモデルよりも観察された関係をいくらか良く再現しますが、どちらも完璧な予測を提供するものではありません。したがって、我々の発見は、ADAFやコンパクトな（したがって若い）ジェットのような放射効率の悪い降着プロセスが、低光度と高光度の両方のAGNにおいて重要な役割を果たしている可能性があることを示唆している。このmm基本面は、SMBH質量を(間接的に)推定するための新しい迅速な方法も提供します。
2 つのディスクの物語: APOGEE の最終データリリースによる天の川のマッピング
| Title |
A_Tale_of_Two_Disks:_Mapping_the_Milky_Way_with_the_Final_Data_Release_of_APOGEE |
| Authors |
Julie_Imig,_Cathryn_Price,_Jon_A._Holtzman,_Alexander_Stone-Martinez,_Steven_R._Majewski,_David_H._Weinberg,_Jennifer_A._Johnson,_Carlos_Allende_Prieto,_Rachael_L._Beaton,_Timothy_C._Beers,_Dmitry_Bizyaev,_Michael_R._Blanton,_Joel_R._Brownstein,_Katia_Cunha,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Diane_K._Feuillet,_Sten_Hasselquist,_Christian_R._Hayes,_Henrik_J\"onsson,_Richard_R._Lane,_Jianhui_Lian,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_David_L._Nidever,_Annie_C._Robin,_Matthew_Shetrone,_Verne_Smith,_John_C._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13887 |
我々は、銀河系の66,496個の赤色巨星のサンプルを用いて、金属量([Fe/H])、$\alpha$元素存在量([Mg/Fe])、および星の年齢の分布を示す天の川円盤の新しい地図を提示する。アパッチポイント天文台銀河進化実験(APOGEE)調査の最終データリリース(DR17)。私たちは動径方向と垂直方向の勾配を測定し、年齢と金属量の分布関数を定量化し、低$\alpha$円盤、高$\alpha$円盤、総人口の天の川銀河全体の化学時計の関係を個別に調査します。低$\alpha$円盤は、$-0.06\pm0.001$dexkpc$^{-1}$の負の半径方向金属度勾配を示し、ミッドプレーンから離れるにつれて平坦になります。高$\alpha$円盤は、円盤のほぼすべての場所にわたって金属性と年齢の平坦な放射状の勾配を示しています。年齢と金属量の分布関数は、銀河内部での負の偏りから、大きな半径での正の偏りに移行します。[Mg/Fe]-[Fe/H]面および[Mg/Fe]-年齢関係における重要な二峰性が円盤全体にわたって持続します。年齢推定値には、$\log$(age)に$\sim0.15$の一般的な不確実性があり、追加の系統誤差が生じる可能性があり、このサンプルから導き出される結論に制限が課せられます。それにもかかわらず、これらの結果は銀河進化モデルに対する重大な制約として機能し、どの物理プロセスが天の川円盤の形成に主要な役割を果たしたかを制約します。私たちは、放射状の移動が、太陽近傍や円盤の外側で観察された傾向の多くをどのように予測するかを議論しますが、化学的および年齢的な二峰性を説明するには、複数の降下モデルや合体イベントなど、追加のより劇的な進化の歴史が必要です。銀河系のどこかで。
JWST CEERS フィールドにおける銀河のノンパラメトリック形態の進化 ($z\simeq$0.8-3.0)
| Title |
Evolution_of_Non-parametric_Morphology_of_Galaxies_in_the_JWST_CEERS_Field_at_$z\simeq$0.8-3.0 |
| Authors |
Yao_Yao,_Jie_Song,_Xu_Kong,_Guanwen_Fang,_Hong-Xin_Zhang,_Xinkai_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13975 |
銀河の形態は銀河の特性を説明する最も基本的な方法の1つですが、私たちが観察する形態は波長と空間解像度の影響を受ける可能性があり、異なる赤方偏移で銀河を比較するときに体系的なバイアスが生じる可能性があります。JWSTの光学から近赤外までの広い波長範囲と高解像度のNIRCam装置を利用して、最適化された解析によりCEERS場$z\simeq$0.8-3.0で合計1376個の銀河のノンパラメトリック形態パラメータを測定します。{\tt\stringstatmorph\_csst}というコード。サンプルを3つの赤方偏移間隔に分割し、形態パラメータの波長依存性と赤方偏移依存性を調査します。また、形態学的パラメータに基づいて広く使用されている銀河の種類を分類する方法が、波長と空間解像度にどのように依存するかについても調査します。特に短波長端では、静止フレーム波長($\lambda_{\rmrf}$)に応じてすべての形態学的パラメーターに変動があり、$\lambda_{\rmrf}$が主に次の間の分類に影響を与えることがわかりました。後期型銀河と初期型銀河。$\lambda_{\rmrf}$が増加するにつれて、$G-M_{20}$図上の銀河は平均-0.23$\pm$0.03の傾きで左上に移動します。空間解像度が主に合併の識別に影響を与えることがわかりました。F200W解像度のマージ部分は、F444W解像度のマージ部分よりも$\ga$2倍大きくなる可能性があります。さらに、異なる星の質量を持つ銀河の形態学的パラメータの進化を比較します。研究した赤方偏移範囲内の高質量銀河と低質量銀河(log$M_*\geqslant$10および9$<$log$M_*<$10)の銀河の形態進化には違いがあることがわかりました。さまざまな進化の道。
階層ベイズ推論を用いたNGC 613の中心領域における分子ガスの密度と運動温度の分布
| Title |
Distributions_of_the_Density_and_Kinetic_Temperature_of_the_Molecular_Gas_in_the_Central_Region_of_NGC_613_using_Hierarchical_Bayesian_Inference |
| Authors |
Hiroyuki_Kaneko,_Tomoka_Tosaki,_Kunihiko_Tanaka,_Yusuke_Miyamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14092 |
活動銀河NGC613の中心1.2kpc領域にある分子媒質の物理的および化学的性質の位置-位置-速度(PPV)3乗を、PPV解像度0.$^{\prime\prime}$8$で提示します。\times$0.$^{\prime\prime}$8$\times$10kms$^{-1}$(0.$^{\prime\prime}$8=$\sim$68pc)。アルマ望遠鏡で得られた8本の分子線を使用しました。階層ベイズ推論による非LTE計算を使用して、ガス運動温度($T_\mathrm{kin}$)、分子状水素体積密度($n_\mathrm{H_2}$)、カラム密度($N_)のPPVキューブを構築しました。\mathrm{H_2}$)、および4つの分子($^{12}$C$^{18}$O、HCN、HCO$^+$、およびCS)の存在割合。導出された$n_\mathrm{H_2}$、$N_\mathrm{H_2}$、および$T_\mathrm{kin}$の範囲は10$^{3.21-3.85}$cm$^{-3}$、10$でした。それぞれ^{20.8-22.1}$cm$^{-2}$、10$^{2.33-2.64}$K。階層的ベイジアン推論による非LTE手法の外部銀河への最初の適用では、この銀河に関する以前の研究と比較して互換性のある結果が得られ、他の銀河への適用に対するこの手法の有効性が実証されました。110GHzの連続磁束から得られるガス表面密度$\Sigma_\mathrm{H_2}$（$N_\mathrm{H_2}$から換算）と星形成速度$\Sigma_\mathrm{SFR}$の相関を調べました。マップを作成し、$\Sigma_\mathrm{H_2}$-$\Sigma_\mathrm{SFR}$ダイアグラムで2つの異なるシーケンスを見つけました。星形成環の南西部分領域は、東部分領域よりも$\sim$0.5dex高い星形成効率(SFE;$\Sigma_\mathrm{SFR}/\Sigma_\mathrm{H_2}$)を示しました。しかし、SFE変動の要因としてよく議論される$n_\mathrm{H_2}$には系統的な違いは見られませんでした。我々は、バーのオフセットリッジに沿って顕著なガス供給が見られない南西部のサブ領域における分子ガスの欠乏が、SFEの上昇の原因であることを示唆しています。
小さな合体の成長が進行中: JWST は、0.5 < z < 3 の巨大な静止銀河の周囲に淡い青色の伴星を検出
| Title |
Minor_merger_growth_in_action:_JWST_detects_faint_blue_companions_around_massive_quiescent_galaxies_at_0.5_ |
| Authors |
Katherine_A._Suess,_Christina_C._Williams,_Brant_Robertson,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Erica_Nelson,_Stacey_Alberts,_Kevin_Hainline,_Francesco_DEugenio,_Hannah_Ubler,_Marcia_Rieke,_George_Rieke,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Daniel_J._Eisenstein,_Roberto_Maiolino,_Daniel_P._Stark,_Sandro_Tacchella,_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14209 |
小規模な合体は、巨大な静止銀河の構造進化を促進すると考えられています。ただし、既存のHSTイメージングは主に1:10を超える星の質量比に敏感です。今回、我々は、0.5<z<3にある既知のlogM*/Msun>10.5の静止銀河の35kpc以内に、低質量伴星の大集団が発見されたことを報告します。HSTによって特定されたような大質量伴星はまれですが、JADESのJWSTイメージングでは、平均的な巨大な静止銀河には、恒星の質量比が1:10未満の近くに約5つの伴星が存在することが明らかになりました。恒星の質量比の中央値がわずか1:900であるにもかかわらず、これらの小さな伴星は非常に多数であるため、総質量の少なくとも30%が小規模な合体によって静止銀河に追加されることになります。比較的重い伴星は主銀河と似た色をしますが、質量比が1:10未満の伴星は通常、同様の半径にある主銀河よりも色が青く、質量対光比が低くなります。これらの小さな伴星の降着は、ホスト銀河の色の勾配と恒星集団の特性の進化を促進する可能性があります。我々の結果は、静止銀河の確立された「小規模合体成長」モデルが1:100未満の非常に低い質量比にまで及ぶことを示唆しており、JWSTが大質量銀河の空間分解特性と銀河の空間分解特性の両方を制約する力を実証している。ローカル宇宙を超えた低質量伴星の特性。
Keck Cosmic Web Imager (KCWI) を使用して、z=2.6 のタイプ II クエーサーの周囲にある明るい
Ly$\alpha$ 星雲を利用して、銀河周縁媒体 (CGM) におけるガスのリサイクルを明らかにする
| Title |
Revealing_the_Gas_Recycling_in_the_Circumgalactic_Medium_(CGM)_Utilizing_a_Luminous_Ly$\alpha$_Nebula_Around_a_Type-II_Quasar_at_z=2.6_with_the_Keck_Cosmic_Web_Imager_(KCWI) |
| Authors |
Shiwu_Zhang,_Zheng_Cai,_Dandan_Xu,_Andrea_Afruni,_Yunjing_Wu,_Wuji_Wang,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Mingyu_Li,_Sen_Wang,_Xianzhi_Bi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14224 |
銀河が銀河周縁媒体(CGM)から物質をどのように獲得するかは、銀河の進化における重要な問題です。最近の観察とシミュレーションは、ガスのリサイクルが星形成の重要な手段である可能性があることを示しています。この論文は、z=2.65のタイプIIクエーサーQ1517+0055のKeckCosmicWebImager(KCWI)積分フィールドユニット分光観測を紹介します。これは、$z\およそ2のLy${\alpha}$星雲サンプルのパイロット研究です。$。我々は、Ly$\alpha$1216、HeII1640、およびCIV1549の、それぞれ122kpc、45kpc、および79kpcの予測物理スケールでの拡散放射を明らかにしました。Ly$\alpha$の全光度はL$_{\rmLy\alpha}$=$3.04\pm0.02\times10^{44}$ergs$^{-1}$です。ライン比診断では、HeII/Ly$\alpha$$\およそ$0.08およびCIV/Ly$\alpha$$\およそ$0.28が示されており、再結合や光子ポンピングを含む光イオン化と一致しています。また、関連するHIおよびCIV吸収もスペクトルから特定します。スペクトルをフィッティングすることにより、カラム密度と速度の両方を導き出します。吸収とHeII放出の両方からの速度プロファイルが増加傾向を示していることがわかりました。さらに、放出からの線比診断と吸収からの柱密度比の両方から、冷ガスの金属性が$\geqZ_{\odot}$であることが確認されます。詳細なモデリングと推定から、ガスのリサイクルは、強力な流出のシナリオと比較して、より妥当な解釈となる可能性があります。
KIWICS からの近くの星団にある矮小銀河の X 線源の性質
| Title |
The_nature_of_the_X-ray_sources_in_dwarf_galaxies_in_nearby_clusters_from_the_KIWICS |
| Authors |
\c{S}eyda_\c{S}en,_Ersin_G\"o\u{g}\"u\c{s},_Reynier_F._Peletier,_Nelvy_Choque-Challapa_and_Amirnezam_Amiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14230 |
我々は、測光技術のKapteynIACWEAVEINTClusterSurvey(KIWICS)からの12の銀河団内に位置する矮小銀河(M$_{r}$<-15.5等)のサンプルにおけるX線源の詳細な検索と分析を紹介します。2.5mアイザックニュートン望遠鏡(INT)の広視野カメラ(WFC)を使用した$\textit{r}$と$\textit{g}$の観測。私たちはまず光学データを調査し、あらゆる分野で2720個の矮小銀河を特定し、その特徴を決定しました。すなわち、それらの色、有効半径、および星の質量です。次に、$\textit{Chandra}$データアーカイブを検索して、光学的に検出された矮小銀河のX線対応物を探しました。X線束が1.7$\times10^{-15}$から4.1$\times10^{-14}$ergcm$^{-2}$の範囲にある、合計20個のX線を放出する矮銀河を発見しました。s$^{-1}$とX線光度は2$\times10^{39}$から5.4$\times10^{41}$ergs$^{-1}$まで変化します。私たちの結果は、我々のサンプルに含まれる線源のX線光度が、観測された最も低いレベルであっても、典型的な中性子星のエディントン光度限界よりも大きいことを示しています。このことから、サンプル内でX線を放出している源はブラックホールである可能性が高いと結論付けられます。さらに、ブラックホールと星の質量の間のスケーリング関係を使用してサンプル内のブラックホールの質量を推定し、ブラックホールの質量の範囲を4.6$\times10^{4}$から1.5$\times10まで決定しました。^{6}$M$_\odot$。最後に、X線対光束比とX線束の間の傾向を見つけます。私たちは発見の意味について議論し、矮小銀河の特性を研究する際のX線観測の重要性を強調します。
「ひのとりⅠ」：若返り銀河の性質
| Title |
HINOTORI_I:_The_Nature_of_Rejuvenation_Galaxies |
| Authors |
Takumi_S.Tanaka,_Kazuhiro_Shimasaku,_Sandro_Tacchella,_Makoto_Ando,_Kei_Ito,_Hassen_M._Yesuf,_Suin_Matsui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14235 |
私たちは、静止状態から星形成を再開した銀河である若返り銀河（RG）の性質を解明する「ひのとり」プロジェクトを紹介します。HINOTORIの最初のステップとして、1071個のソースからなる最大のRGサンプルを構築します。これらのRGは、Prospectorスペクトルエネルギー分布フィッティングコードを使用して星形成履歴を再構成することにより、8857個のMaNGA(MappingNearbyGalaxiesatAPO)調査銀河から選択されます。光学スペクトルデータとUVからIRまでの測光データの両方がフィッティングに使用されます。模擬データを使用して、この方法が星の総質量の約0.1%のみを形成する弱い若返りイベントを高い完全性で検出できることを確認します。RGはサンプル全体の約10%を占め、若返り現象は平均してこれらの銀河の恒星の総質量の約0.1%にすぎませんが、今日の宇宙の星形成速度密度の17%に寄与しています。私たちのRGは静止銀河(QG)と同様の質量分布を持っています。しかし、RGの形態はQGよりも円盤状であり、円盤状のQGで若返りが選択的に起こる可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、単一銀河内で複数回の若返りイベントが発生する可能性も示唆しています。銀河進化における若返りのメカニズムと役割を特定するには、積分フィールドユニットデータと電波観測のさらなる空間分解解析とシミュレーションとの比較が必要である。
バーナード5号のフィラメントを超えて原始星鱗に至るガスの流れが検出される
| Title |
Flow_of_gas_detected_from_beyond_the_filaments_to_protostellar_scales_in_Barnard_5 |
| Authors |
M._T._Valdivia-Mena,_J._E._Pineda,_D._M._Segura-Cox,_P._Caselli,_A._Schmiedeke,_S._Choudhury,_S._S._R._Offner,_R._Neri,_A._Goodman,_G._A._Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14337 |
出生核の外側からのガスの流入は、主な降着段階（クラス0）の後に原始星に供給されることが証明されています。これにより、星形成に対する私たちの見方は、非対称な降着（ストリーマー）と環境のより大きな役割を含む図に変わりました。しかし、ストリーマーと星形成領域に広がるフィラメントとの関係は不明です。私たちは、バーナード5(B5)内のフィラメントに向かう物質の流れと、エンベロープから埋め込まれた原始星B5-IRS1の原始星円盤への流入を調査します。私たちの目標は、より大きく密度の高い核スケールから原始星円盤スケールまでの物質の流れを追跡することです。B5のコヒーレンスゾーンをカバーするNOEMAと30m望遠鏡からの新しいHC$_3$N線データを、アルマ望遠鏡のH$_2$COと原始星エンベロープに向かうC$^{18}$Oマップとともに提示します。複数のガウス成分をラインに当てはめて、個々の物理成分を分解します。HC$_3$Nの速度勾配を調査して、化学的に新鮮なガスの流れの方向を決定します。エンベロープスケールでは、クラスタリングアルゴリズムを使用して、H$_2$CO排出内のさまざまな運動学的コンポーネントを解きほぐします。高密度コアスケールでは、HC$_3$NはB5領域からフィラメントに向かって流入を追跡します。HC$_3$Nの速度勾配は、フィラメントスパインへの降着とそれに沿った流れと一致しています。H$_2$CO放出で$\sim2800$auストリーマーを発見しました。これは原始星に対して青方偏移しており、円盤の外側スケールにガスを堆積させています。大きなスケールで最も強い速度勾配は、小さなスケールでのストリーマの位置に向かってカーブしており、両方の流れ間のつながりを示唆しています。私たちの分析は、ガスが高密度の核から原始星に流れる可能性があることを示唆しています。これは、原始星が利用できる質量はその外殻に限定されず、主な降着段階の後に化学的に未処理のガスを受け取ることができることを意味します。
マゼランのパズル: 周縁部の起源
| Title |
The_Magellanic_Puzzle:_origin_of_the_periphery |
| Authors |
Pol_Massana_(1),_David_L._Nidever_(1)_and_Knut_Olsen_(2)_((1)_Montana_State_University,_(2)_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14342 |
この論文では、GaiaDR3の低解像度XPスペクトル、天文測光、測光から得られたパラメーターを使用して、マゼラン雲の金属構造を解析します。LMCとSMCの放射状金属量勾配の定性的挙動は非常に類似しており、どちらも中間の半径で金属量のプラトーがあり、より大きな半径で2番目の金属量のプラトーがあることがわかります。LMCには3$-$7\degrで[Fe/H]$\about$-0.8に最初の金属量プラトーがあり、SMCには3$-$5\で[Fe/H]$\estimate$-1.1に最初の金属量プラトーがあります。度LMCの外側周辺部の金属量は[Fe/H]$\about$-1.0(10$-$18\degr)でほぼ一定ですが、SMCの外側周辺部の金属量は[Fe/H]$\estimate$-1.3です。(6$-$10\度)。$\sim$8\dgrにおけるLMCの金属量の急激な低下と、これら2つの領域における年齢分布の顕著な違いは、LMCに2つの重要な進化段階があったことを示唆しています。さらに、マゼランの周囲の下部構造（おそらくマゼランの破片）は、SMCとの古い相互作用で剥ぎ取られたLMC物質によって大部分が占められていることがわかりました。これは、雲の周囲の破片は質量が小さいため、SMCからほとんど剥がれ落ちたという一般的な考えとは対照的な、新しい状況を示しています。私たちは既知の各下部構造について詳細な分析を実行し、各銀河の金属性と運動に基づいてその潜在的な起源を特定します。
矮星（双子）中性子星 I: GW170817 には 1 つが関与していましたか?
矮中性子星は中性子星の安定した双子ですが、最大質量は中性子星の質量よりも小さいです。それらの存在は、GW170817からの重力波、NICERミッション、およびPREX-II実験から推測される中性子星の大きさに関する一見矛盾する情報との一致をもたらします。それらの独特の特徴は、近い将来に検証されることが期待される豊富で反証可能な予測につながります。もし裏付けられれば、矮中性子星の存在はQCD状態図の理解を大幅に改善し、ダークセクターについての貴重な洞察を提供するでしょう。
DirectFit を使用した最新の氷モデルによる IceCube HESE イベントの方向性を更新しました
| Title |
Updated_directions_of_IceCube_HESE_events_with_the_latest_ice_model_using_DirectFit |
| Authors |
Tianlu_Yuan_and_Dmitry_Chirkin_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13878 |
IceCubeニュートリノ天文台による天体物理学的ニュートリノの最初の証拠は、高エネルギー開始事象(HESE)サンプル、つまり検出器の基準ボリューム内で発生した最高エネルギーのニュートリノ相互作用の選択から得られました。それぞれの出来事は、当時の氷に関する私たちの最善の知識に基づいて再構成され、最新の結果は7.5年分のデータを使用してサンプルの説明として公開されました。それ以来、現場校正データを使用して、氷モデリングにおけるいくつかの大きな改善が行われました。これらには、氷の結晶の複屈折から生じる氷の異方性の顕微鏡的な説明と、検出器全体の氷層の起伏のより完全なマッピングが含まれます。この改善は個々のイベントのより正確な記述に反映され、特にパーティクルシャワーの方向性の再構成に影響を与える可能性があります。ここでは、最新の氷モデルを正確な方法で適用し、DirectFitを使用してIceCubeの高エネルギーイベントを再構築します。この再構成では、各ステップで完全なイベントの再シミュレーションとフォトンの伝播を実行することにより、対象のパラメーターにわたる事後分布をサンプリングします。イベントごとの説明が改善され、集約されたサンプルを使用して以前に公開されたソース検索の更新も得られます。
IceCube イベント再構成を改善するための B スプラインを使用した新しい氷モデルの近似: カスケードとトラックへの適用
| Title |
Approximating_new_ice_models_with_B-splines_for_improved_IceCube_event_reconstruction:_application_to_cascades_and_tracks |
| Authors |
Tianlu_Yuan_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13884 |
IceCubeのイベントシグネチャは複雑で、粒子物理学と氷と検出器の特性の両方によって変調されます。したがって、イベントの再構築には、エネルギーや方向などの物理パラメータに適合する氷の特性と検出器の効果の正確なモデリングが必要です。ここでは、キャリブレーションの改善がどのようにして電磁シャワーの角度分解能の大幅な改善につながるのかを強調します。シャワーは軌道の確率的エネルギー損失のモデル化にも使用されるため、氷モデリングの改善と他の軌道固有の最適化が、高エネルギーミュオンのより意味のある方向尤度空間をどのように導くかをさらに示します。シャワーの角度分解能の中央値は、古いBスプラインモデルに比べて2倍向上しており、ウィルクスの定理を使用してトラックの正確な方向等高線を取得できます。
IceCube ニュートリノ観測所の氷層の起伏のマッピングの改善
| Title |
An_improved_mapping_of_ice_layer_undulations_for_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Dmitry_Chirkin,_Martin_Rongen_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13951 |
機器を備えた南極の氷床の光学特性を正確に理解することは、地理的な南極点下の深氷に配備された5,160個のデジタル光学モジュール(DOM)からなる立方キロメートルのチェレンコフアレイであるIceCubeニュートリノ観測所の性能にとって極めて重要です。我々は、検出器内の深さと横方向の位置の関数として一定の光学特性を持つ層の起伏を記述する、氷の傾きの記述の最新情報を提示します。これまで、傾斜モデリングは、アレイの展開中にレーザーダストロガーによって実行された層序測定のみに基づいていました。ここで、DOMにあるLEDからのキャリブレーションデータを使用して、独立して推定できることを示します。新しい完全体積傾斜モデルは、以前のダスト検層から得られた氷の流れに直交する方向に沿った傾斜の大きさを確認するだけでなく、新たに発見された流れに沿った傾斜成分も含んでいます。
新たに発見されたミリ秒パルサー MAXI J1816-195 で約 2.5 Hz の強力な変調を検出
| Title |
Detection_of_a_strong_~2.5_Hz_modulation_in_the_Newly_Discovered_Millisecond_Pulsar_MAXI_J1816-195 |
| Authors |
P._P._Li,_L._Tao,_L._Zhang,_Q._C._Bu,_J._L._Qu,_L._Ji,_P._J._Wang,_Y._P._Chen,_S._Zhang,_R._C._Ma,_Z._X._Yang,_W._T._Ye,_S._J._Zhao,_Q._C._Zhao,_Y._Huang,_X._Ma,_E._L._Qiao,_S._M._Jia,_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13955 |
MAXIJ181-195は、2022年6月に爆発した新しく発見された降着ミリ秒X線パルサーです。NICERとNuSTAR観測によるタイミング解析を通じて、MAXIJ1816-195の減衰期間中に約2.5Hzで過渡変調が存在することがわかりました。変調はスペクトル硬化と強く相関しており、その分数実効値振幅はエネルギーとともに増加します。これらの結果は、変調が不安定なコロナで発生しやすいことを示唆しています。さらに、熱核バースト中の変調の存在は、それが円盤コロナに由来する可能性があることを示しており、この場合、温度ではなく光学的深さが変調に影響を与える主な要因である可能性が高い。さらに、NICERとNuSTARによって同時に観測されたスペクトルには、6〜7keV付近の相対論的に広がったFe-K線や10〜30keVのエネルギー帯のコンプトンこぶなど、重要な反射特徴が見出されます。内側のディスクの半径は、広帯域スペクトルの反射モデリングに基づいて、Rin=(1.04-1.23)RISCOに制約されます。内側の円盤が磁気圏の半径で切り取られていると仮定すると、磁場の強度は<4.67*10e8Gであると推定されます。
\textit{Swift} 深部銀河面探査によるスウィフト J170800$-$402551.8 の中間極地大変動変数候補としての分類
| Title |
\textit{Swift}_Deep_Galactic_Plane_Survey_Classification_of_Swift_J170800$-$402551.8_as_a_Candidate_Intermediate_Polar_Cataclysmic_Variable |
| Authors |
B._O'Connor,_E._Gogus,_J._Hare,_K._Mukai,_D._Huppenkothen,_J._Brink,_D._A._H._Buckley,_A._Levan,_M._G._Baring,_R._Stewart,_C._Kouveliotou,_P._Woudt,_E._Bellm,_S._B._Cenko,_P._A._Evans,_J._Granot,_C._Hailey,_F._Harrison,_D._Hartmann,_A._J._van_der_Horst,_L._Kaper,_J._A._Kennea,_S._B._Potter,_P._O._Slane,_D._Stern,_R._A._M._J._Wijers,_G._Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13959 |
ここでは、\textit{Swift}J170800$-$402551.8を\textit{Swift}深部銀河面調査(DGPS)の一部として分類することを目的とした多波長キャンペーンの結果を紹介します。\textit{Swift}、\textit{NICER}、\textit{XMM-Newton}、\textit{NuSTAR}、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)によるTargetofOpportunity(ToO)観測を利用しました。-\textit{Gaia}、VPHAS、およびVVVからの波長アーカイブ観測。\textit{XMM-Newton}の観測では、ソースは784秒の周期性を示しています。X線スペクトル(\textit{XMM-Newton}および\textit{NuSTAR})は、温度$kT$\,$\about$\,$30$keVの熱制動放射によって説明できます。位相折り曲げX線ライトカーブは、エネルギーに依存する二重ピークのパルスプロファイルを示します。\textit{Chandra}を使用して発生源の位置を正確に特定し、対応する複数波長を特定して研究できるようにしました。SALTを用いた分光法により、光学的対応物からバルマーH$\alpha$線と潜在的なHeI線が同定された。対応する星（$r$\,$\about$\,$21$ABmag）の暗さは、低質量ドナー星に有利です。これらの基準に基づいて、白色矮星の自転周期が784秒である\textit{Swift}J170800$-$402551.8を中間極地激変変数の候補として分類します。
IceCubeニュートリノ観測所のIceAct望遠鏡による宇宙線組成測定に向けて
| Title |
Towards_a_cosmic_ray_composition_measurement_with_the_IceAct_telescopes_at_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Larissa_Paul_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13965 |
IceCubeニュートリノ観測所には、IceTop検出器を使用した表面上の粒子フットプリントと、深さ1.5km以上の高エネルギーミュオニックシャワーコンポーネントによって宇宙線誘発空気シャワーを同時に測定するユニークな可能性が備わっています。2019年以降、IceActと呼ばれる2台のイメージング空気チェレンコフ望遠鏡が追加され、IceCube検出器の上の大気中の空気シャワーの電磁成分を測定しています。これにより、3つの独立した検出器で空気シャワーのパラメーターを測定できる可能性が広がり、IceCubeデータを使用した質量組成の研究を改善できるようになります。1つのIceActカメラは、六角形のグリッド内の61個のSiPMピクセルで構成されます。各ピクセルの視野は1.5度で、カメラごとに約12度の視野になります。単一の望遠鏡管は直径50cmで、過酷な南極の条件に耐えられるほど頑丈に作られており、約10TeVを超えるエネルギーを持つ宇宙線粒子を検出できます。グラフニューラルネットワーク(GNN)は、IceActデータから空気シャワーのプロパティを決定するようにトレーニングされています。次に、ランダムフォレスト回帰(RF)を使用して組成分析が実行されます。3つの検出器はすべて異なるエネルギーしきい値を持っているため、さまざまな検出器を組み合わせて、IceAct望遠鏡のより低いエネルギーしきい値を利用して、異なる入力でいくつかのRFをトレーニングします。これにより、異なる検出器の組み合わせで組成測定が行われ、重複するエネルギーバンドでの結果のクロスチェックが可能になります。この分析の方法、データ選択のパラメーター、および分析の状況を示します。
IceCube ニュートリノ天文台における IceAct 望遠鏡の 3 年間のパフォーマンス
| Title |
Three-year_performance_of_the_IceAct_telescopes_at_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Lars_Heuermann_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13969 |
IceActは、IceCubeニュートリノ観測所の一部として、氷の表面に設置されたコンパクトなイメージング空気チェレンコフ望遠鏡のアレイです。この望遠鏡は、61個のシリコン光電子増倍管からなるカメラとフレネルレンズベースの光学系を備えており、南極などの過酷な環境条件で動作するように最適化されています。2019年以来、最初の2つの望遠鏡は、IceCubeの表面検出器IceTopの中心で立体的な構成で動作しています。約10TeVのエネルギー閾値と広い視野を備えたIceAct望遠鏡は、現在の宇宙線組成研究を改善する有望な能力を示しています。大気中のチェレンコフ発光を測定することで、宇宙線ではアクセスできないシャワーの発達に関する新しい情報が追加されます。電流検出器。最初のシミュレーションは、単一の望遠鏡の追加情報により、例えば感受性エネルギー範囲における異なる一次粒子種からの磁束寄与間の識別の改善につながることを示しています。過去3年間(2020年から2022年)の望遠鏡の性能と検出器の動作をレビューし、IceActの将来についての展望を示します。
IceCube-Gen2の氷内無線アレイの方向再構築
| Title |
Direction_reconstruction_for_the_in-ice_radio_array_of_IceCube-Gen2 |
| Authors |
Sjoerd_Bouma_and_Anna_Nelles_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13971 |
IceCube-Gen2施設は、IceCubeのエネルギー範囲を超高エネルギーまで拡張します。10PeVを超えるエネルギーを持つニュートリノを検出するための重要なコンポーネントは、多数の氷内無線検出器です。これまでの研究では、フォワードフォールディング技術を使用した方向再構成アルゴリズムが、浅い（$\lesssim20$m）氷中検出器と深い氷中検出器の両方のために開発されており、ARIANNAを使用して宇宙線を再構成するためにも使用することに成功しました。ここでは、グリーンランドの電波ニュートリノ観測所(RNO-G)に関連して最近導入された深氷検出器の再構成アルゴリズムに焦点を当てます。私たちは、アルゴリズムのパフォーマンスに重要な側面と、最近および将来の改善について議論し、それをIceCube-Gen2氷内無線アレイのステーションのパフォーマンスの研究に適用します。角度分解能を取得しますが、これは非常に非対称であることが判明し、これを使用して単一ステーションの構成を最適化します。
$AstroSat$ による中性子星の低質量 X 線連星 GX 340+0 の眺め
| Title |
$AstroSat$_view_of_the_neutron_star_low-mass_X-ray_binary_GX_340+0 |
| Authors |
Yash_Bhargava_(1),_Sudip_Bhattacharyya_(1),_Jeroen_Homan_(2)_and_Mayukh_Pahari_(3)_((1)_TIFR,_Mumbai,_India,_(2)_Eureka_Scientific_Inc,_Oakland_USA,_(3)_IIT_Hyderabad,_Kandi,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13979 |
発光中性子星の低質量X線連星の一種であるZ線源の硬度-強度図における「Z」字型の軌跡に沿ったスペクトルの進化を理解することは、中性子星近くの降着過程を調べるために極めて重要である。。ここでは、$AstroSat$データを使用して、ZソースGX340+0の水平分岐(HB)と垂直分岐(NB)を研究します。HBとNBは2つの異なるタイプのX線強度ディップとして現れ、それらは任意の順序でさまざまな深さで現れる可能性があることがわかりました。ディップとハード・アペックスの$0.8-25$~keVスペクトルは、降着円盤、内部円盤を覆うコンプトン化コロナ、および中性子星の表面からの放射によってモデル化できます。線源がHB上に移動すると、コロナが円盤によって補充されてエネルギーが与えられ、中性子星の表面に到達する円盤物質の量が減少することがわかりました。また、HB/NB中の準周期振動はコロナと強く関連していると結論付け、推定されたコロナの光学的深さの変化を使用して、このタイミング特徴の強度とハードラグの変化を説明します。
| Title |
Sub-second_periodic_radio_oscillations_in_a_microquasar |
| Authors |
Pengfu_Tian,_Ping_Zhang,_Wei_Wang,_Pei_Wang,_Xiaohui_Sun,_Jifeng_Liu,_Bing_Zhang,_Zigao_Dai,_Feng_Yuan,_Shuangnan_Zhang,_Qingzhong_Liu,_Peng_Jiang,_Xuefeng_Wu,_Zheng_Zheng,_Jiashi_Chen,_Di_Li,_Zonghong_Zhu,_Zhichen_Pan,_Hengqian_Gan,_Xiao_Chen,_Na_Sai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14015 |
強力な相対論的ジェットは、あらゆる規模の降着ブラックホールに遍在する特徴の1つです。GRS1915+105は、超光速の電波放射運動によって示されるように、「マイクロクエーサー」と呼ばれる相対論的ジェットを伴う高速回転ブラックホールX線連星であることがよく知られています。過去30年間にわたり持続的なX線活動を示し、X線帯域内で$\sim1-10$Hzと34Hzおよび67Hzの準周期振動を示します。これらの振動は内部の降着円盤で発生する可能性がありますが、他の起源も考慮されています。電波観測では、$\sim20-50$分の周期で準周期的なフレアまたは振動を伴う可変光度曲線が発見されました。ここでは、それぞれ2021年1月と2022年6月に発生した、1.05～1.45GHzの無線帯域で検出された音源からの$\sim$5Hzの過渡周期発振特徴の2つのインスタンスを報告します。円偏光は発振段階でも観察されました。
IceCube のリアルタイム プログラムのより堅牢な再構築手法に向けて
| Title |
Towards_a_more_robust_reconstruction_method_for_IceCube's_real-time_program |
| Authors |
G._Sommani,_C._Lagunas_Gualda,_H._Niederhausen_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14069 |
天体物理学的ニュートリノの発生源は、電磁波の対応物と同時にニュートリノを検出することによって発見できる可能性があります。IceCubeによって生成されるリアルタイムアラートは、この捜索において重要な役割を果たし、さまざまな波長の電磁信号に敏感な機器による追跡観察のトリガーとして機能します。以前の研究では、IceCubeのリアルタイムプログラムで現在使用されている再構成手法の系統的不確実性の処理を調査し、系統的変動に対してより堅牢な新しいアプローチが必要であると結論付けました。ここでは、これらの解析の最先端技術を紹介し、多くの指標の下で改善されたソリューションをもたらす、既存の信頼できる再構成手法の修正について説明します。提案された再構成方法は、現在の方法よりも高速かつ正確で、体系的な不確実性の影響を大幅に軽減します。このシステムは、以前のアルゴリズムよりも確実な角度不確実性の推定を提供し、リアルタイムイベント解析の確実なベンチマークとなります。
プロンプト TeV 放出制限による GRB 221009A のジェット組成の制限
史上最も明るいGRB221009Aの即発放出段階の最近のLHAASO観測では、TeV放出とMeV放出の間の磁束比$F_{\rmTeV}/F_{\rmMeV}\leに厳しい制限が課せられています。2\×10^{-5}$。内部衝撃の枠組みの中で、我々は、GRB221009Aの観測された特徴を再現するシミュレーションで一連の合成バーストを生成することにより、GRB221009Aの内部$\gamma\gamma$吸収を研究した。$\gamma\gamma$の吸収は指数関数的なカットオフにつながるのではなく、以前の研究と一致するべき乗則スペクトルにつながることがわかりました。さらに$\gamma\gamma$吸収による減衰だけではGRB221009Aの磁束限界比を説明できないことがわかり、放射光出力に対する放射光自己コンプトン(SSC)の比率が低いことを示唆しています。これには、SSC束が大幅に抑制されるように、磁場エネルギー密度がシンクロトロン光子のエネルギー密度よりもはるかに大きいことが必要です。これは、GRB221009Aのジェット組成がポインティング磁束主体である可能性が高いことを示しています。
まだ健在: 外観を変えた AGN Mrk 1018 の大幅な爆発
| Title |
Still_alive_and_kicking:_A_significant_outburst_in_changing-look_AGN_Mrk_1018 |
| Authors |
R._Brogan,_M._Krumpe,_D._Homan,_T._Urrutia,_T._Granzer,_B._Husemann,_J._Neumann,_M._Gaspari,_S._P._Vaughan,_S._M._Croom,_F._Combes,_M._P\'erez_Torres,_A._Coil,_R._McElroy,_N._Winkel_and_M._Singha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14139 |
外観が変化する活動銀河核(CL-AGN)は、光学スペクトルの種類を変化させることが観察されています。Mrk1018はユニークです。最初はタイプ1.9セイファート銀河として分類されましたが、タイプ1に移行し、約30年後に最初の分類に戻りました。2020年に大規模な爆発を捉えた高頻度のモニタリングプログラムを紹介します。日焼け止めのせいで、減少のみが観察されました。私たちは、AGN構造の応答を調査するために、爆発の前後にX線、UV、光学、およびIRを研究しました。我々は、AGN寄与のみのu'バンド光曲線を導き出しました。光束は13倍に増加しました。これを他の光学帯域でも確認し、各波長帯域での減衰の形状と速度を決定しました。イベントの前後で、HベータとHアルファの形状が分析されました。爆発前後の2つのXMM-Newton観測も利用されました。爆発は非対称で、上昇は下降よりも速いです。この減少は線形関数によって最もよく当てはまり、潮汐破壊現象が除外されます。光学スペクトルは、約8か月前と17か月後でも変化を示しません。ＵＶ束は爆発後にわずかに増加したが、Ｘ線の一次束は変化していない。ただし、6.4keV鉄線の強度は2倍になっています。観察された光学ピークから13日後に取得されたIRデータは、発光レベルの増加を示しています。超大質量ブラックホールからブロードライン領域とトーラスの内縁までの距離を計算すると、バーストに対する多波長応答、特に、i)変化しないHベータ線とHアルファ線、ii)変化しない主光線を説明できます。X線スペクトル成分、iii)迅速かつ拡張された赤外線応答、およびiv)反射された6.4keV線の増強された放射。この爆発は、固有の降着率の劇的な短期間の変化によるものでした。潜在的な原因としてさまざまなモデルについて説明します。
多成分中性子星殻の破壊特性
私たちは固体中性子星の地殻の破壊特性を研究しています。任意の一定密度の地殻が2種類のイオンで構成され、強く規則正しいクーロン結晶を形成している場合を考えます。このような物質の破壊応力はイオン組成に大きく依存し、通常は1成分の結晶よりも大きいことが示されています。その差は数倍に達する可能性があります。
GRB221009A からのローレンツ不変性違反
大高高度空気シャワー観測所(LHAASO)は、ガンマ線バーストGRB221009Aからの10TeV以上のエネルギーを持つ光子の観測を報告しました。この結果は、特殊相対性理論~(SR)と標準モデル~(SM)の知識と矛盾する可能性があるという提案が提案された。それによると、そのような遠方の物体からの約10TeVの光子は吸収のために厳しく抑制されるはずである銀河系外の背景光による。その結果、この潜在的なパズルを解決するために、ローレンツ不変性破れ~(LIV)を含む多くのメカニズムが提案されています。この研究では、詳細な数値計算を実行し、GRB221009AのLHAASO観測からの光子のLIVを定量的に制約する実現可能性を示します。
パルサー偏光: 部分コヒーレンス モデル
電波パルサーの集団は、パルサー偏波の従来の図では説明できない特定の偏波特性、すなわち、偏波の周波数変化、幾何学的原点の曲線からの直線偏波角の偏差、および円偏波における特徴の存在を示すことが観察されている。我々は、これらの特徴の同時発生を説明し、電波パルサープロファイルにおける円偏光の起源を提供する方法として、部分コヒーレンスモデルを提示します。モデルの数学を説明し、集団レベルと個々のパルサーの特異性の両方で、観察されたこれらの特徴をモデルがどのように説明できるかを実証します。部分コヒーレンスモデルは複雑な偏光挙動を説明できるため、パルサーの形状に関する情報へのアクセスが向上します。パルサー電波の放射と伝播を理解する上で、これが科学的にどのような意味を持つのかについて議論します。
SPROUT: 均一に拡張するデカルト グリッドを使用した移動メッシュ ハイドロ コード
公開されている移動メッシュ流体力学コードSproutを紹介します。Sproutは、拡張するデカルトメッシュ上で理想的な流体力学の方程式を解きます。拡張メッシュは、数値拡散をほとんど行わずに数桁規模の流体流出を追跡できるため、衝撃や微細構造を正確に捕捉できます。バルクフローを正確に追跡すると、一般に長いタイムステップも可能になります。このため、Sproutは、超新星残骸や活動銀河核などの拡大する流出の研究に特に適しています。他の移動メッシュコードと比較して、Sproutの単純なメッシュ構造は、追加の物理やアルゴリズムを実装するのにも便利です。数値スキームの精度とパフォーマンスをテストするために、多くのコードテストが実行されます。
GAN 支援トレーニングによる深層学習ベースの放射干渉イメージング
| Title |
Deep_learning-based_radiointerferometric_imaging_with_GAN-aided_training |
| Authors |
F._Geyer,_K._Schmidt,_J._Kummer,_M._Br\"uggen,_H._W._Edler,_D._Els\"asser,_F._Griese,_A._Poggenpohl,_L._Rustige_and_W._Rhode |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14100 |
無線干渉法では常にフーリエ空間の不完全なカバーが問題となり、それが画像アーティファクトの原因となります。現在の最先端の技術は、不完全な視程データをフーリエ変換することによって画像を作成し、フーリエ空間内の不完全なデータに起因する系統的な影響を除去することです。以前、畳み込みニューラルネットワークに基づく超解像手法がまばらな可視データをどのように再構築できるかを示しました。私たちの以前の研究では、トレーニングデータの現実性が低いという問題がありました。この研究の目的は、現実的な電波源のシミュレーションチェーン全体を構築し、失われた可視性を再構築するための大幅に改善されたニューラルネットワークにつながることです。この方法は、標準的な手法と比較して、速度、自動化、再現性の点で大幅な改善をもたらします。ここでは、電波調査データで訓練された敵対的生成ネットワーク(GAN)を使用して電波銀河の画像を作成することにより、大量の訓練データを生成します。次に、無線干渉計の測定プロセスをシミュレートするために、無線干渉計測定方程式(RIME)を適用しました。私たちのニューラルネットワークが現実的な電波銀河の画像を忠実に再構築できることを示します。再構成された画像は、線源領域、積分磁束密度、ピーク磁束密度、およびマルチスケール構造類似性指数の点で元の画像とよく一致します。最後に、イメージングプロセスの不確実性を推定するためにニューラルネットワークを適応させる方法を示します。
GRANDProto300データ収集ボード自動テストシステム
| Title |
Automatic_test_system_for_the_data_acquisition_board_of_GRANDProto300 |
| Authors |
Yiren_Chen,_Jianhua_Guo_and_Shen_Wang_(for_the_GRAND_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14102 |
ニュートリノ検出用巨大電波アレイ(GRAND)は、大気中の超高エネルギー粒子によって引き起こされる空気シャワーからの電波放射を検出することを目的としています。GRANDProto300はそのパスファインダーアレイで、最初の100個の検出ユニットがすでに製造されています。カスタムデータ収集(DAQ)ボードは、無線信号を受信、処理、送信します。基板設計とそれに適用された機能および性能テストについて報告します。機能テストは、信号の取得と送信、およびフィールドプログラマブルゲートアレイ(FPGA)フィルターアルゴリズムのテストです。パフォーマンステストは、アナログ-デジタル変換とGPS時間精度です。私たちは、将来のGRANDの大型バージョンの構築に必要な量産規模に合わせて、テストを自動化する効率的なシステムを開発しました。
白色矮星の周期スペクトルとモデル構造の関係に関する系統的な研究
| Title |
A_systematic_study_of_the_connection_between_white_dwarf_period_spectra_and_model_structure |
| Authors |
Agnes_Bischoff-Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13796 |
現在までに、脈動変動は約70のDBVと500のDAVから測定されていますが、そのうちのほんの一部のみがアスタリスク解析の対象となっています。白色矮星星地震学にアプローチする1つの方法は、内部構造を仮定してモデルの周期を計算するフォワードモデリングです。観測された周期スペクトルに最もよく一致するモデルを探すために、このようなモデルの多くが計算されます。すべてのオブジェクトに対してすべての可能なパラメータを変更することは、計算で管理できるものではなく、またその必要もありません。私たちは、白色矮星の星地震学で遭遇する脈動スペクトルの種類を代表するものとして選ばれた14個の水素雰囲気白色矮星のサンプルに基づいた体系的な研究に取り組んでいます。これらの白色矮星は炭素と酸素の核でモデル化されています。私たちの目標は、周期スペクトルと、それらが最も敏感に反応するパラメータとの間の関係を描くことです。l=1およびl=2モードの連続シーケンスが存在しない限り、より長い周期モードの存在は一般に質量と実効温度の決定を混乱させることがわかりました。すべての周期スペクトルは、ヘリウムと水素のエンベロープ内の構造に敏感であり、酸素存在量プロファイルの少なくとも一部の特徴に最も敏感です。このような感度は、特定の低放射倍音モードの存在によって、またはより長い周期モードの存在によって達成できます。対流効率は、フィッティング期間が800秒を超える場合にのみ問題になります。この研究の結果は、パラメータ選択に情報を提供し、白色矮星の星地震フィッティングをパイプライン化する道を開くために使用できます。
14 個の新星の軌道周期の変化と標準理論、冬眠モデル、磁気ブレーキ モデルの予測の重大な失敗
| Title |
Orbital_Period_Changes_for_Fourteen_Novae_and_the_Critical_Failures_of_the_Predictions_of_Standard_Theories,_the_Hibernation_Model,_and_the_Magnetic_Braking_Model |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer_(Louisiana_State_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13804 |
新星と大変動変数(CV)の進化は、連星軌道周期の変化によって引き起こされます。さまざまな進化モデルとその物理的メカニズムの直接的かつ重要なテストで、14個の新星噴火にわたる周期の突然の変化($\DeltaP$)を測定し、静止中の定常的な周期の変化($\dot{P})を測定しました。$)20回の噴火間隔。$\DeltaP$の標準理論は質量損失のメカニズムによって支配されており、これは負の値を持つ5つの新星については完全に当てはまらず、USco噴火の$\DeltaP$が1桁変化することを許容できません。噴火から噴火までの規模。すべての$\DeltaP$測定値が降着光度の大幅な低下を引き起こすには桁違いに小さすぎるため、進化の冬眠モデルは反駁され、実際、新星のほぼ半分は負の$\DeltaP$を負の値と反対に持っています。あらゆる休止状態に必要なメカニズム。磁気ブレーキモデルに関しては、13個中9個の新星に必要な$\dot{P}$の予測において、これは何桁も外れています。観測された$\dot{P}$値は、$\pm$10$^{-9}$の範囲にわたって正にも負にもばらつきますが、予測値は$-$10$^{-13}$から$-$10$^{-11}$。この巨大な散乱は標準理論では不可能であり、現在未知のメカニズムが追加されるに違いありません。この新しいメカニズムは、現在の理論で許容されるよりも効果的に100～10000$\倍$大きくなります。全体として、これらの失敗した予測は、新星系には、他のすべての効果を支配する$\DeltaP$と$\dot{P}$の両方について未知の物理メカニズムが存在するに違いないことを示しています。
電流シートの厚さとコロナ加熱への影響
| Title |
The_Thickness_of_Electric_Current_Sheets_and_Implications_for_Coronal_Heating |
| Authors |
James_A._Klimchuk,_James_E._Leake,_Lars_K._S._Daldorff,_Craig_D._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13825 |
電流シートの厚さは、特に高速磁気リコネクションの開始に関連するため、非常に重要です。オンセットは、磁気自由エネルギーが爆発的に放出される前に磁場内にどれだけ蓄積できるかを決定します。これは、太陽コロナの加熱を含め、太陽や宇宙全体の多くの現象に影響を及ぼします。現実的な幾何学形状における平衡電流シートの厚さが有限であるかゼロであるかという問題に多大な努力が払われてきた。単純な力の平衡解析を使用して、ガイドフィールドのない現在のシート(2D)とガイドフィールドの方向に不変のガイドフィールド(2.5D)がある現在のシートが有限の厚さと有限の長さの両方を持っている場合に平衡にならない理由を示します。次に、曲線で結ばれたガイドフィールドの張力が、すべての次元で有限である3Dシートの平衡を促進できる条件を推定します。最後に、ゆっくりとした応力（例えば、コロナ磁場が光球境界駆動を受けるとき）を受けている一部の準静的に進化する電流シートは臨界せん断に達し、その時点で平衡を失い、自然に崩壊し、再結合する可能性があると我々は主張する。臨界せん断は一般に、太陽活動領域の加熱要件と一致します。
極端なSU UMa型矮新星としての共生星T CrB
TCrBは、古典的な新星噴火の間に静止期と活動期を示す共生回帰新星です。これらの活性相の統計的特性は、これまでほとんど研究されていません。そのため、彼らの性質は不明のままでした。今回我々は、活動相の統計的性質を研究し、それらがSUUMa型矮新星で観察されるアウトバーストおよびスーパーアウトバーストと一致することを示す。これらのバーストの再発時間は、同様のシステムの理論的予測と一致しています。さらに、最後の活動期の視覚的およびX線の進化は、スーパーバーストと一致しています。このことは、TCrBが非常に長い公転周期を持つ矮新星であり、SUUMa矮新星と密接に関連していることを示唆しています。最後のスーパーバーストと1946年の新星噴火に先立って報告された活動との類似点は、TCrBでの次の古典的新星噴火が実際にすぐに予想される可能性があることを示唆している可能性があります。
最近のNASATESSミッションでは、利用可能な小惑星地震サンプルが劇的に増加する可能性がありますが、その精度と精度はまだ確認されていません。今日まで、NASAのケプラー計画は、空のごく一部のデータしか入手できないにもかかわらず、星地震サンプルのゴールドスタンダードと考えられてきました。TESSの観測は全天をカバーしており、これまでの研究では158,000個の潜在的な赤色巨星振動子が特定されています。ケプラーデータの星地震スケールに校正されたAPOGEEを使用して、TESSからの地震学が赤色巨星の約90%についてケプラースケールに5%より良好に校正されており、質量、金属量、質量に関してわずかな傾向しかないことを示します。そして表面重力。したがって、我々は、現在のTESS地震探査結果はすでに銀河考古学に利用可能であり、将来の結果は我々の理解を大きく変えるものとなる可能性が高いと結論付けています。
惑星を主催する恒星 GJ 436 の彩層と遷移領域のモデル化
| Title |
Modeling_the_Chromosphere_and_Transition_Region_of_Planet-hosting_Star_GJ_436 |
| Authors |
Dominik_Hintz,_Sarah_Peacock,_Travis_Barman,_Birgit_Fuhrmeister,_Evangelos_Nagel,_Andreas_Schweitzer,_Sandra_V._Jeffers,_Ignasi_Ribas,_Ansgar_Reiners,_Andreas_Quirrenbach,_Pedro_J._Amado,_Victor_J._S._Bejar,_Jose_A._Caballero,_Artie_P._Hatzes,_David_Montes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13857 |
紫外(UV)スペクトル領域で低質量星の観測を行うことを目的とした今後の宇宙ミッションに先立って、紫外(UV)から可視(VIS)および近赤外(NIR)までの大気モデリングを同時に行うことが不可欠になります。拡張スペクトル領域に関する研究は、非常に異なる大気温度領域から生じるスペクトル線の多様性についての全体的な理解を向上させるのに役立ちます。ここでは、接近した高温海王星のホストであるM2.5V星GJ436の彩層と遷移領域を含む大気モデルを調査します。大気モデルは、GJ436の彩層および遷移領域に由来する紫外から可視/近赤外までの観測されたスペクトル特徴によって導かれます。ハッブル宇宙望遠鏡とカラルアルトからの高解像度観測により、エキソリンを含むM矮星の高解像度検索が行われます。近赤外線および光学エシェル分光器(CARMENES)を備えた地球は、調査対象のM矮星の適切なモデルスペクトルを取得するために使用されます。私たちは、低密度大気領域内の物理を近似するために、PHOENIXモデルの計算内で非局所的な熱力学的平衡条件で考慮された原子種の大規模なセットを使用します。非同時観測の全体的な一致を得るには、2つのモデルスペクトルの線形結合を適用する必要があります。その場合、一方はUVラインをよりよく再現し、もう一方はVIS/NIR範囲からのラインをよりよく表現します。これは、観測全体にわたるさまざまなアクティビティ状態を適切に処理するために必要です。
褐色矮星とM矮星のペアにおける潮汐誘発活動の最初の証拠: NLTT 41135/41136 システムのチャンドラ研究
| Title |
The_first_evidence_of_tidally_induced_activity_in_a_brown_dwarf-M_dwarf_pair:_A_Chandra_study_of_the_NLTT_41135/41136_system |
| Authors |
Nikoleta_Ili\'c,_Katja_Poppenhaeger,_Desmond_Dsouza,_Scott_J._Wolk,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Beate_Stelzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14056 |
低質量星の磁気活動は年齢とともに変化します。星の活動レベルを低下させる主なプロセスは、磁化された恒星風による角運動量の損失です。しかし、恒星とその密接な伴星との間の潮汐相互作用などのプロセスにより、ブレーキ効果とその後の活動レベルの低下が遅くなる可能性があります。これまで、褐色矮星のような準星天体が中心星の進化に及ぼす潮汐の影響は定量化されていなかった。ここでは、褐色矮星によって密に軌道を周回されているM矮星であるNLTT41135のX線特性を分析し、それらの間の潮汐相互作用の影響を決定します。NLTT41135は、広範な連星系を形成する同じくM矮星であるその伴星のNLTT41136よりも、X線領域で1桁以上明るいことがわかりました。同世代のM矮星間の典型的な固有活動の散乱を特徴付けるために、XMMニュートン望遠鏡とチャンドラ望遠鏡、およびスペクトル衛星ガンマ衛星に搭載されたeROSITA機器で観測された、幅25Mの矮星連星系の対照サンプルを分析します。NLTT41135/41136システムの違いは、制御システムの固有活動の散乱と比較すると、$3.44\sigma$の異常値です。したがって、観測された活動の不一致に対する最も説得力のある説明は、M型矮星とその褐色矮星の間の潮汐相互作用です。は、恒星と恒星準伴星との間の潮汐相互作用が、期待される恒星の角運動量の進化を適度に変化させる可能性があり、そのため、X線放射など、その年齢を表す標準的な観測値の信頼性が低くなる可能性があることを示しています。
TIC 43152097。NGC 2232 の最初の日食連星
| Title |
TIC_43152097._The_first_eclipsing_binary_in_NGC_2232 |
| Authors |
A._Frasca,_J._Alonso-Santiago,_G._Catanzaro,_A._Bragaglia,_V._D'Orazi,_X._Fu,_A._Vallenari,_G._Andreuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14081 |
我々は、若い（年齢$\simeq$28Myr）散開星団NGC2232のTESS光度曲線の精査中に、低質量皆既食系を発見したことを報告する。この分離されたシステムの追跡調査であるTIC43152097は、文献から意図的に収集された測光と高解像度スペクトルに基づいています。質量中心の動径速度、および二元成分の光球リチウムの存在量から、NGC2232のメンバーであることが確認されます。既存の測光データと分光データを分析することにより、2つの星の軌道要素と基本的な恒星パラメータが得られます。TIC43152097の主成分は後期F型矮星(Teff=6070K)ですが、低質量の副次成分はまだ前主星にある後期K型星(Teff=4130K)になります。シーケンスフェーズ。光速度曲線と動径速度曲線の同時解法によって可能になった半径、質量、有効温度の正確な測定は、Kタイプ成分の半径の膨張を示し、標準的な進化モデルによる予測よりも7～11%大きいことが判明しました。。光球以下の磁場によって引き起こされる対流エネルギー輸送の阻害と、恒星表面のかなりの部分（30～60%）を覆う低温の星黒点による影響の両方を組み込んだ、より洗練されたモデルにより、ヘルツシュプルング・ラッセル銀河の二次成分の位置を再現することが可能になります。および質量半径図。
準球形の質量損失を伴う褐色矮星、SSTc2d J163134.1-240100 の変動
| Title |
Variability_in_SSTc2d_J163134.1-240100,_a_brown_dwarf_with_quasi-spherical_mass_loss |
| Authors |
Aleks_Scholz_(St_Andrews),_Koraljka_Muzic_(Lisbon,_Porto),_Victor_Almendros-Abad_(Lisbon),_Antonella_Natta_(Dublin),_Dary_Ruiz-Rodriguez_(NRAO),_Lucas_Cieza_(Santiago),_Cristina_Rodriguez-Lopez_(Granada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14087 |
我々は、膨張するガス状の殻を特徴とし、準球形の質量損失を受けることが以前に発見された若い褐色矮星SST1624（〜M7スペクトルタイプ、M〜0.05Msol）の変動性の調査について報告する。1～6時間のタイムスケールではばらつきはありません。具体的には、これらのタイムスケールでは、振幅が1%を超える期間の存在を除外します。その範囲内の測光周期は、重水素の燃焼によって駆動される脈動または分裂に近い回転の証拠となるでしょう。しかし、連続した2晩の観察の間では、Kバンドの大きさが3%減少していることがわかります(10シグマの結果)。また、暫定的な期間が6日である日単位のタイムスケールでの3.6ミクロンと4.5ミクロンでのWISEライトカーブの変動、および数年の時間枠にわたる潜在的な長期変動の明確な証拠もあります。日による変動の最もよい説明は、スポットによる回転変調です。これらの結果は、質量損失のメカニズムとして高速回転による遠心風が好ましくないことを示しており、その結果、重水素の燃焼による熱パルスという代替シナリオがより妥当なものとなる。
ソーラーオービターに搭載された極端紫外線イメージャ (EUI) 機器の高解像度 EUV イメージャ
($\textrm{HRI}_\textrm{EUV}$) の初期放射校正キャリブレーション
| Title |
Initial_radiometric_calibration_of_the_High-Resolution_EUV_Imager_($\textrm{HRI}_\textrm{EUV}$)_of_the_Extreme_Ultraviolet_Imager_(EUI)_instrument_onboard_Solar_Orbiter |
| Authors |
S._Gissot,_F._Auch\`ere,_D._Berghmans,_B._Giordanengo,_A._BenMoussa,_J._Rebellato,_L._Harra,_D._Long,_P._Rochus,_U._Sch\"uhle,_R._Aznar_Cuadrado,_F._Delmotte,_C._Dumesnil,_A._Gottwald,_J.-P._Halain,_K._Heerlein,_M.-L._Hellin,_A._Hermans,_L._Jacques,_E._Kraaikamp,_R._Mercier,_P._Rochus,_P._J._Smith,_L._Teriaca_and_C._Verbeeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14182 |
$\textrm{HRI}_\textrm{EUV}$望遠鏡は、校正キャンペーン中の2017年4月に、ドイツの国立計量研究所である物理技術連邦(PTB)の地上で計量光源(MLS)シンクロトロンを使用して校正されました。太陽周回探査機ミッションに搭載された極端紫外線イメージャー(EUI)機器の使用。$\textrm{HRI}_\textrm{EUV}の寿命初期のパフォーマンスを確立するために、飛行前のエンドツーエンドのキャリブレーションとコンポーネントレベル(ミラー多層コーティング、フィルター、検出器)の特性評価結果を使用します。$望遠鏡は、放射分析および望遠鏡の飛行中の劣化の監視の基準として機能します。コンポーネントレベルでの校正作業と機器のエンドツーエンド校正は、PTB/MLSシンクロトロン光源(ドイツ、ベルリン)およびSOLEILシンクロトロンで実行されました。各コンポーネントの光学特性が測定され、その半経験的モデルと比較されます。このプリフライト特性評価は、半経験的モデルのパラメーターを推定するために使用されます。エンドツーエンドの応答は、主な設計性能要件だけでなく、校正測定との比較によって測定および検証されます。望遠鏡のスペクトル応答の半経験的モデルは、飛行前の機器のエンドツーエンド地上校正によって検証されます。$\textrm{HRI}_\textrm{EUV}$は、ピーク効率が1e$^-$.ph$^{-1}$)を超え、検出器ノイズが低い、高効率の太陽EUV望遠鏡であることがわかりました。(約3e-rms)、動作温度での暗電流が低く、低ゲインまたは複合画像モードでのピクセル飽和度が120ke-以上です。地上校正では、適切にモデル化されたスペクトル選択性とスペクトル除去、および迷光が少ないことも確認されています。EUI機器は、信号対雑音比と画像空間解像度の点で最先端のパフォーマンスを実現します。
SPIRouスペクトルからのM矮星の磁場と自転周期
| Title |
Magnetic_fields_&_rotation_periods_of_M_dwarfs_from_SPIRou_spectra |
| Authors |
J.-F._Donati,_L.T._Lehmann,_P.I._Cristofari,_P._Fouqu\'e,_C._Moutou,_P._Charpentier,_M._Ould-Elhkim,_A._Carmona,_X._Delfosse,_E._Artigau,_S.H.P._Alencar,_C._Cadieux,_L._Arnold,_P._Petit,_J._Morin,_T._Forveille,_R._Cloutier,_R._Doyon,_G._H\'ebrard,_and_the_SLS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14190 |
我々は、2019年初頭から2022年半ばまで、SPIRouレガシー調査の枠組みでカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡にSPIRouによって運ばれた、弱活性から中等度に活動的なM矮星43個のサンプルの近赤外分光旋光測定結果を報告します。すべてのサンプル星の縦磁場とその時間的変動を調査するために、このサンプルについて収集された6700個の円偏光スペクトルが使用され、そこから準周期ガウス過程回帰を通じて、縦磁場の周期的変調と長期変動を診断します。43個のサンプル星のうち40個の大規模場を検出し、ベイジアンフレームワークを使用して、各回転周期が検出される信頼レベルを診断して、そのうち38個の信頼できるまたは暫定的な回転周期を推定します。自転周期は、M期初期の矮星の場合は14日から60日以上、M期中期および後期の矮星のほとんどでは70日から200日の範囲であることがわかります(そのうちの1つは最大430日である可能性があります)。また、我々のサンプルのゆっくりと回転する矮星では、検出された大規模磁場の強さが、より高質量でより活動的な星の場合のように、周期やロスビー数が増加しても減少しないこともわかり、これらの磁場が生成されている可能性があることを示唆しています。より速く回転する星とは異なるダイナモ体制を介して。また、ほとんどのサンプル星の大規模な磁場は長い時間スケールで進化し、その一部は星が推定上の磁気周期で進行するにつれて地球規模で符号を切り替えることも示します。
GALEXが明らかにした水素欠乏白色矮星の炭素浚渫の遍在
| Title |
The_ubiquity_of_carbon_dredge-up_in_hydrogen-deficient_white_dwarfs_as_revealed_by_GALEX |
| Authors |
Simon_Blouin,_Mukremin_Kilic,_Antoine_B\'edard,_Pier-Emmanuel_Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14295 |
水素欠乏白色矮星の内部からの炭素の対流浚渫は、冷たいDQ星のスペクトルにおける炭素吸収の特徴の存在を説明するために長い間引用されてきました($T_{\rmeff}<10{,}000\),{\rmK}$)。この輸送プロセスはDQ白色矮星に限定されず、同じ温度範囲内の非DQ水素欠乏白色矮星でも、効率は劣りますが同様に動作するとの仮説が立てられています。この非DQ集団は主にDC白色矮星で構成されており、特徴のない光学スペクトルを示します。しかし、これまでのところ、DC星における遍在的な炭素汚染の直接的な観察証拠は発見されていません。このレターでは、銀河進化探査機(GALEX)からのデータを分析して、$8500\,{\rmK}\leqT_{\rmeff}\leq10のほとんどのDC白色矮星における紫外線炭素線の測光的特徴を明らかにします。{,}500\,{\rmK}$の温度範囲。私たちの結果は、水素欠乏白色矮星の大多数が進化のある時点で炭素の浚渫を経験することを示しています。
太陽スピキュールの生成とライフサイクル
太陽スピキュールのライフサイクルの3段階にわたる生成の物理的メカニズムが研究されています。ステージIでは、z軸に沿った電子とイオンの温度勾配の存在下で、彩層内に局所的に密度こぶが形成されると想定されます。密度構造は熱力${\bfF}_{th}\propto\nablan(x,y,t)\times(\nablaT_e+\nablaT_i)$により垂直方向に加速されます。上向きの加速度の大きさは、温度勾配$\nablaT_j$($j=(e,i)$)の急峻さに依存します。2つの流体プラズマ方程式の正確な時間依存の2次元解析解は、指数関数的に減衰する密度構造がxy平面で作成され、ステップ関数$H(t)$として時間とともに発展すると仮定して提示されます。この密度構造で生じる上向きの加速度$a$は、太陽の下向きの加速度$g_\odot$よりも大きくなります。垂直プラズマ速度は時間のランプ関数$R(t)$であることが判明しますが、密度のソース項はデルタ関数$\delta(t)$に従います。遷移領域(TR)では、温度勾配がより急峻になり、上向きの加速度$g_\odot<<a$の大きさが増加し、密度ハンプがここで費やす時間は短くなります。これはライフサイクルの第2段階です。ステージIIIでは、密度構造はコロナに入り、そこで温度勾配がなくなり、構造はほぼ一定の速度で上向きに移動しますが、負の太陽重力によりゆっくりとゼロに減少します。なぜなら${\bfa}\simeq-{\bfg}_\odot$。スピキュールの高さ$H$と寿命$\tau_l$の推定値は、観測値と一致しています。
| Title |
Euler-Poisson_equations_of_a_dancing_spinning_top,_integrability_and_examples_of_analytical_solutions |
| Authors |
Alexei_A._Deriglazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12201 |
平面上で自由に移動するように拘束された1点を持つ回転体(ダンシングコマ)の方程式は、ラグランジュ変分問題から導出されます。それらは形式的には、架空の重力場に浸された固定点を持つ重体のオイラー・ポアソン方程式のように見えます。このアナロジーを使用して、対称的な重いダンシングトップの場合の分析ソリューションの例を見つけました。それらは、質量中心が支持面上で高さを固定された状態での動きを記述します。ハミルトニアン場の指数関数によるダンシングコマの方程式の一般解を与えた。支持面の反応を考慮した追加の制約は、正準ポアソン構造の修正につながるため、Liouvilleによる可積分性が疑問視されています。
| Title |
Dual-sided_Charge-Coupled_Devices |
| Authors |
Javier_Tiffenberg,_Peizhi_Du,_Daniel_Ega\~na-Ugrinovic,_Rouven_Essig,_Guillermo_Fernandez-Moroni,_Miguel_Sofo_Haro,_Sho_Uemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13723 |
既存の電荷結合素子(CCD)は、イオン化イベントで生成された電子または正孔を検出することによって動作します。我々は、新しいタイプのイメージャであるデュアルサイドCCDを提案します。これは、新しいデュアル埋め込みチャネルアーキテクチャを介してデバイスの反対側の両方の電荷キャリアを収集して測定します。この二重検出戦略により、優れたダークカウント除去と強化されたタイミング機能が提供されることを示します。これらの進歩は、暗黒物質の探索、近赤外/光学分光法、および時間領域のX線天体物理学に幅広い影響を及ぼします。
| Title |
Limiting_Light_Dark_Matter_with_Luminous_Hadronic_Loops |
| Authors |
Joe_Bramante,_Melissa_Diamond,_Christopher_V._Cappiello,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13727 |
暗黒物質は通常、ツリーレベルでは光子と結合しないと想定されています。クォークループを介した光子の消滅は間接検出の探索ではよく考慮されますが、そのようなループレベルの効果は通常、ツリーレベルの暗黒物質核散乱よりも優勢であるため、直接検出では通常無視されます。しかし、暗黒物質が約100MeVより軽い場合、運動量が非常に少ないため、核の反動で検出することはまったく困難です。我々は、低エネルギーのハドロン状態のループが効果的な暗黒物質と光子の結合を生成し、ツリーレベルの暗黒物質と電子の散乱が存在しない場合でも電子による散乱を引き起こすことを示します。光メディエーターの場合、これは有効分数電荷につながり、天体物理学的観測によって非常に強く制限される可能性があります。したがって、現在および今後の暗黒物質-電子散乱の研究では、暗黒物質-陽子相互作用の限界を1MeV以下に設定する可能性がある。
XMM-Newton を使用した弱く相互作用する粒子に対する堅牢な制約
銀河超新星(SN)の爆発中に、大量の弱相互作用粒子(FIP)が生成される可能性があります。この研究では、SNから脱出して電子陽電子対に崩壊し、エキゾチックなレプトン注入を引き起こすMeV範囲の質量を持つ求電子性FIPを分析します。この寄与は既知の成分に加算され、低エネルギー光子背景上での注入粒子の逆コンプトン散乱によって生成される予期せぬ過剰なX線束につながります。FIPの文脈で初めて、XMMニュートンX線測定を使用して、銀河内のSNによって生成される求電子性FIPの最も強力で堅牢な境界を取得しました。
超新星からの求電子性弱く相互作用する粒子のマルチメッセンジャー探索
| Title |
Multimessenger_search_for_electrophilic_feebly_interacting_particles_from_supernovae |
| Authors |
Pedro_De_la_Torre_Luque,_Shyam_Balaji,_Pierluca_Carenza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13731 |
私たちは、超新星(SN)爆発で大量に生成され、星から脱出して電子と陽電子に崩壊する可能性があるMeVスケールの求電子性弱相互作用粒子(FIP)を研究しています。天の川銀河へのこのエキゾチックなレプトンの注入は、光子と宇宙線束の両方に痕跡を残します。具体的には、陽電子はエネルギーを失い、バックグラウンド電子とともにほぼ静止状態で消滅し、$511$keVエネルギーの光子を生成します。さらに、電子と陽電子は制動放射を通じて光子を放射し、逆コンプトン過程を通じて低エネルギーの銀河光子場を上方散乱させ、X線から$\gamma$線のエネルギーまで幅広い放射を生成します。最後に、電子と陽電子は宇宙線実験で直接観測できます。FIP誘発レプトン注入を完全に一般的に説明するために、アクシオン様粒子、暗黒光子、無菌ニュートリノなどの多数のFIPに適用できるモデル独立パラメータ化を使用します。理論的予測を実験データと比較し、革新的なマルチメッセンジャー解析によりFIPと電子の相互作用を強力に制約します。
| Title |
Detection_of_astrophysical_neutrinos_at_prospective_locations_of_dark_matter_detectors |
| Authors |
Yi_Zhuang,_Louis_E._Strigari,_Lei_Jin,_Samiran_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13792 |
私たちは、将来の大規模暗黒物質検出器で、電子と核の両方の反跳を介して太陽と大気のニュートリノ束を検出する可能性を研究します。私たちは特に、いくつかの検出器の設置場所（SURF、SNOlab、GranSasso、CJPL、Kamioka）について検出の見通しがどのように変化するかを調査し、以前の研究で使用された統計的手法を改善します。他の場所よりも低いニュートリノエネルギーを測定できるため、大気ニュートリノ束の最も良好な見通しがSURFの場所にあるのに対し、CJPLではより高いニュートリノエネルギーに限定されているため見通しが最も弱いことがわかります。逆に、拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)の見通しはCJPLで最も優れています。これは主に、この場所では大気ニュートリノ背景が減少しているためです。完全な検出器解像度と効率モデルを含め、太陽束のCNO成分は、すべての場所で$\sim10^3$トン-年の曝露で電子反跳チャネルを介して検出可能です。これらの結果は、高緯度と低緯度の2つの検出器位置を採用する利点を強調しています。
NANOGrav 12.5 年データセット: 重力波メモリの探索
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_Data_Set:_Search_for_Gravitational_Wave_Memory |
| Authors |
Gabriella_Agazie,_Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Bence_B\'ecsy,_Laura_Blecha,_Harsha_Blumer,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Rand_Burnette,_Robin_Case,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_Tyler_Cohen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Dallas_DeGan,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Brendan_Drachler,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Gabriel_E._Freedman,_Nate_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Joseph_Glaser,_Deborah_C._Good,_Kayhan_G\"ultekin,_Jeffrey_S._Hazboun,_Ross_J._Jennings,_Aaron_D._Johnson,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_S._Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_William_G._Lamb,_T._Joseph_W._Lazio,_Natalia_Lewandowska,_Tingting_Liu,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Chung-Pei_Ma,_Dustin_R._Madison,_Alexander_McEwen,_James_W._McKee,_Maura_A._McLaughlin,_Patrick_M._Meyers,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Andrea_Mitridate,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Stella_Koch_Ocker,_Ken_D._Olum,_Timothy_T._Pennucci,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Joseph_D._Romano,_Shashwat_C._Sardesai,_Kai_Schmitz,_Xavier_Siemens,_Joseph_Simon,_Magdalena_S._Siwek,_Sophia_V._Sosa_Fiscella,_Ren\'ee_Spiewak,_Ingrid_H._Stairs,_Daniel_R._Stinebring,_Kevin_Stovall,_Jerry_P._Sun,_Joseph_K._Swiggum,_Jacob_Taylor,_Stephen_R._Taylor,_Jacob_E._Turner,_Caner_Unal,_Michele_Vallisneri,_Sarah_J._Vigeland,_Haley_M._Wahl,_Caitlin_A._Witt,_Olivia_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13797 |
NANOGrav12.5年データセットにおける重力波(GW)メモリのベイジアン検索の結果を紹介します。このデータセットでは、重力波記憶信号に関する説得力のある証拠は見つかりません(ベイズ係数=2.8)。したがって、空の位置とイベントエポックの関数として、GW記憶イベントのひずみ振幅に上限を設定します。これらの上限は、GWメモリ信号に加えて、一般的な空間的に相関のない赤色ノイズの存在を想定した信号モデルを使用して計算されます。空の位置の関数としての中央ひずみの上限は、約$3.3\times10^{-14}$です。また、PSRJ0613$-$0200を中心とする空の位置の関数として、上限にいくつかの違いがあることもわかります。これは、このパルサーにGWメモリと混同される可能性のある過剰なノイズがあることを示唆しています。最後に、バーストエポックの関数としての上限は、後のエポックで改善され続けます。この改善は、パルサータイミングアレイの継続的な成長によるものです。
LIGO/Virgoデータから決定された連星ブラックホールの質量比は小さな誤警報率に限定される
最小誤警報率が$10^{-5}\,{\rmyr}^{-1}$未満の3回目の観測までの連星ブラックホール合体は、2つのブラックホールの質量比が$に従うことを示しています。m_2/m_1=0.723$、$M_{chirp}>18M_{\odot}$の確率は0.00301%、$M_{chirp}$($=(m_1m_2)^{3/5}/(m_1+)m_2)^{1/5}$)は、質量$m_1$と$m_2$($<m_1$)を持つバイナリのチャープ質量と呼ばれます。連星が宇宙の最初の星である集団IIIの星から構成されている場合、$m_2/m_1=0.723$の関係が矛盾しないことを示します。一方、$M_{chirp}<18M_{\odot}$の場合、$m_2/m_1のGW190412を無視すると、質量比は$m_2/m_1=0.601$となり、確率は0.117%になります。\sim0.32$。これは、$M_{chirp}>18M_{\odot}$の起源とは異なることを示唆しています。
世代間計測$B-L$モデルとミューオン$g-2$異常および熱暗黒物質への影響
| Title |
Intergenerational_gauged_$B-L$_model_and_its_implication_to_muon_$g-2$_anomaly_and_thermal_dark_matter |
| Authors |
Nobuchika_Okada_and_Osamu_Seto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14053 |
$i$世代のクォークと$j(\neqi)$世代のレプトンが荷電されるフレーバー依存$U(1)_{B_i-L_j}$モデルを研究します。SMフェルミオンの物質セクターと3世代のRHニュートリノの異常のない条件を解くことによって、$j$番目のRHニュートリノが必ずしも$U(1)_{B_i-L_jの下で帯電しているわけではないことがわかります。}$ゲージは、電荷$-1$と他の世代($i$番目でも$j$番目でもない)のRHニュートリノと対称である可能性があります。異常解消条件の一般的な解として、電荷$-1$RHニュートリノ以外の他の2つのRNニュートリノは電荷が消失せず、ゲージ不変性により安定している可能性があるため、暗黒物質の候補となります(DM))私たちの宇宙では。この結果を$B_3-L_2$モデルに適用し、光熱DMとミューオン$g-2$異常の解決策を検討します。MeVからサブGeVまでのDM質量範囲を持つパラメータ領域を特定し、同時にミューオン$g-2$異常を解決します。また、最新のBorexinoPhase-IIデータを使用して、ゲージ速度混合パラメータの制約も導き出します。
アインシュタイン望遠鏡の重力波検出器のメインアームにおける散乱光の研究
| Title |
Study_of_scattered_light_in_the_main_arms_of_the_Einstein_Telescope_gravitational_wave_detector |
| Authors |
M._Andr\'es-Carcasona,_A._Macquet,_M._Mart\'inez,_Ll._M._Mir,_H._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14104 |
アインシュタイン望遠鏡(ET)重力波検出器のメインアーム内の散乱光によって引き起こされるノイズの推定を示します。高周波干渉計と低周波干渉計の両方のET構成が考慮され、バッフルレイアウトが提案されます。散乱光のレベルとETレーザービームのクリッピング損失は、バッフルの内側の開口部と密接に関係しています。これが、ET設計の重要なパラメータである真空パイプ半径の最小要件にどのように反映されるかについて説明します。ノイズ推定は、数値ツールで補完された分析計算を使用して計算され、計算の入力として使用する多くのベースラインパラメーターに依存します。いくつかの要件が満たされれば、散乱光ノイズはETの性能を損なわない許容レベルに維持できると結論付けています。
放物線状のスクリーンで照らされたブラックホールの画像
| Title |
Image_of_a_black_hole_illuminated_by_a_parabolic_screen |
| Authors |
Elena_V._Mikheeva,_Sergey_V._Repin,_Vladimir_N._Lukash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14228 |
ブラックホールを照明する放物線スクリーンの解析モデルが構築されます。これにより、スクリーンの平面に沿って移動するフォトンに関連するエッジ効果の発生を自然に回避することができます。スクリーンの半径に沿った温度分布は、相対論的円盤(ノビコフ・ソーン円盤)の温度分布に対応します。考慮されているモデルでは、ブラックホールの強い重力レンズ効果を受けた光子が「裏側」から放出されるため、出現するブラックホールの影の構造は、光子源がリモートスクリーンである場合とは大きく異なることが示されています。」という画面が表示されますが、ブラックホールがなければ表示されません。薄型スクリーン近似では、照明スクリーンの対称軸と観察者に向かう方向との間の角度が5、30、60、および80度の場合に、シュワルツシルトブラックホールの影が構築されました。カーブラックホールについては、60度および80度の角度の画像が表示されます。
