暖かく熱い銀河間媒体からの X 線放射の証拠
| Title |
Evidence_of_X-ray_emission_from_the_Warm_Hot_Intergalactic_Medium |
| Authors |
Giulia_Cerini_(1),_Nico_Cappelluti_(1),_Massimiliano_Galeazzi_(1),_Eugenio_Ursino_(2)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Miami,_(2)_Department_of_Physics,_Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14411 |
宇宙は、初期の拡散した均一なガスから、宇宙ウェブとして知られるガス状フィラメントによって接続された空隙と高密度銀河団の両方を含む複雑な構造に進化し、銀河の3D調査によって追跡されました。フィラメント状構造にはバリオン物質のかなりの部分が含まれており、その大部分は中程度に高温のプラズマ、つまり暖かく熱い銀河間媒体の形態であると予測されています。この温度および電離レベルのプラズマは、主に軟X線を放出します。しかし、拡散X線背景に寄与する他の光源の方がはるかに明るいため、フィラメント構造を検出するのは困難であり、現在、フィラメントからの放射の検出報告はほとんどありません。我々は、暖かく熱い銀河間媒体からのX線放出を高信頼レベルで間接的に検出したことを初めて報告する。パワースペクトル解析をXMM-NewtonおよびeROSITAデータに適用することで、以前の研究でモデル化された他のソースからの寄与を分離しました。私たちの結果は数値シミュレーションとよく一致しており、繊維状ガス、銀河、暗黒物質が相互作用し、共進化する宇宙の大規模構造の全体像における重大なギャップを埋めています。
| Title |
Cosmological_neutrino_N-body_simulations_of_dark_matter_halo |
| Authors |
Yu_Chen,_Chang-Zhi_Lu,_Juan_Li,_Siqi_Liu,_Tong-Jie_Zhang_and_Tingting_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14621 |
大質量ニュートリノとその相互作用の研究は、現代の宇宙論の重要な側面です。並列計算とハイパフォーマンスコンピューティングの最近の進歩により、大規模構造(LSS)を正確に制約するための新たな機会が提供されています。この論文では、スーパーコンピューターTianhe-2とTianNuの連携作品上で実行されるCUBEP$^3$Mコードを介して、大質量ニュートリノと冷暗黒物質成分の共進化中のTianNu宇宙論的N体シミュレーションを紹介します。まず、TianNuシミュレーションの科学データから$2.537\times10^7$のダークハローを分析し、その角運動量をニュートリノを含まないTianZeroからの対応するハローと比較し、50Mpc未満のスケールでのニュートリノ注入に対する角運動量係数の依存性を明らかにします。そして約10Mpc。
2023 年頃のダーク エネルギーの状態方程式の状態
| Title |
The_state_of_the_dark_energy_equation_of_state_circa_2023 |
| Authors |
Luis_A._Escamilla,_William_Giar\`e,_Eleonora_Di_Valentino,_Rafael_C._Nunes,_Sunny_Vagnozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14802 |
我々は、ダークエネルギー(DE)の状態方程式(EoS)$w$に対する電流制約の状態を批判的に検討します。私たちの研究は、宇宙論的定数$w=-1$とほぼ一致しているものの、いくつかの独立した探査機がわずかに幻のEoS($w\sim-1.03$)を指しているように見えるという観測によって部分的に動機づけられています。私たちは、プランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データ単独からのファントムDEの明らかな優先性に注目し、その起源を詳細に研究し、広範囲の(物理的および幾何学的)効果に起因すると考えています。この最終コンセンサスデータセット$w=-1.013^{+0.038}_{-0.043}$から推論すると、プランクCMB、バリオン音響振動、Ia型超新星、および宇宙クロノメーターデータの組み合わせが特に信頼できると考えられます。宇宙論的定数値と一致します。全体として、いくつかの散在するヒントにもかかわらず、宇宙定数から遠ざけることを強制する説得力のある証拠は（まだ）見つかりません。
クラスターレンズクエーサーシステムのハッブル定数 SDSS J1004+4112: レンズモデル依存性の調査
現代宇宙論の基本パラメータであるハッブル定数$H_0$は深刻な危機に直面しています。この論文では、銀河団によるクエーサーの強力な重力レンズ効果を用いた時間遅延宇宙像に基づいて、$H_0$を測定するための独立したアプローチを検討します。具体的には、最大画像分離距離14.62$''$の強力なレンズシステムSDSSJ1004+4112に焦点を当てます。これは、5つの複数の画像を持つ銀河団によってレンズされたクエーサーの最初のシステムです。最新の時間遅延測定を組み込んで、16の異なるレンズ質量モデルの組み合わせからレンズモデルの依存性を調査します。ハッブル定数の事後値を合計することで得られる$H_0=67.5^{+14.5}_{-8.9}km/s/Mpc$のハッブル定数の組み合わせ測定により、レンズモデル依存性が実際に大きいことがわかります。16のモデルから同じ重み付けで。興味深いことに、我々の結果は、クエーサー画像の位置誤差に基づく重み付けでは$H_0$制約を大幅に改善しないにもかかわらず、レンズ周囲の摂動の複雑さが増すにつれてハッブル定数の値が減少することを示しています。我々は、16の異なる質量モデルが、レンズ化されたクェーサーのホスト銀河とその銀河団の背後にある他のレンズ化された銀河の大きく異なる形状を予測することを発見しました。これらの形状を最もよく再現する2つの質量モデルを選択することにより、ハッブル定数の制約は$H_0=59.1^{+3.6}_{-3.5}km/s/Mpc$まで大幅に強化されます。私たちの解析では、考えられるすべての質量モデルの不確実性をまだ十分に調査できていないことを警告しますが、私たちの結果は、クラスターレンズクェーサーからハッブル定数に対する厳しい制約を得るには、レンズ銀河の拡張形状など、できるだけ多くの制約を含めることの重要性を強調しています。レンズシステム。
トモグラフィーの $\gamma$ 線相互相関からの暗黒物質と天体物理学への制約
| Title |
Constraints_on_dark_matter_and_astrophysics_from_tomographic_$\gamma$-ray_cross-correlations |
| Authors |
Anya_Paopiamsap,_David_Alonso,_Deaglan_J._Bartlett_and_Maciej_Bilicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14881 |
私たちは、フェルミ大域望遠鏡の12年間のデータ公開から構築された未解決の$\gamma$線背景の地図と、赤方偏移範囲$z\lesssim0.4$の銀河の過密度との間の相互相関を研究します。2MASS測光赤方偏移調査およびWISE-SuperCOSMOS測光調査によって測定されたもの。$8-9\sigma$レベルで信号が検出され、これを天体物理学的$\gamma$線源とWIMP暗黒物質の崩壊と消滅の両方の観点から解釈します。達成された感度により、信号のエネルギーと赤方偏移の依存性を特徴付けることができ、後者が純粋な暗黒物質起源と互換性がないことを示します。したがって、測定結果を使用してWIMP減衰率と消滅断面積に上限を設定し、他の解析で見つかった制約と競合する制約を見つけます。私たちの分析は、任意の天体物理学および素粒子物理学モデルを制約するために使用できるクリーンなモデルに依存しない観測量の抽出に基づいています。この意味で、赤方偏移と静止系エネルギー$\epsilon$の関数として$\gamma$線放射率の測定値を生成し、暗黒物質崩壊に関連するすべてのWIMPパラメータをカプセル化する量$F(\epsilon)$の測定値を生成します。あるいは全滅。私たちはこれらの測定値を、その統計的不確実性の完全な説明とともに一般に公開します。
パルサータイミングアレイを使用して初期宇宙の状態方程式を調べる
パルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究によって最近発表されたデータは、ナノヘルツ領域付近の周波数における重力波背景と一致する確率的信号の存在を裏付ける実質的な証拠を蓄積しました。私たちは、PTA信号がスカラー誘起重力波(SIGW)に由来するという状況を調査します。これは、宇宙の初期段階における状態方程式パラメーター$w$を調べるための貴重なツールとして機能します。NANOGrav15年データセット、PPTADR3、およびEPTADR2からのPTAデータを一緒に考慮すると、$w=0.60^{+0.32}_{-0.39}$(中央値+$90\%$信頼区間)が得られます。これは、SIGWの生成時の凝縮液支配の期間と優先$w$を示しており、均一場のダイナミクスを明らかにしています。また、再加熱温度に上限を課し、$w$の制約により、インフレの可能性とインフレ終結時のダイナミクスに関する貴重な情報が明らかになります。
銀河バイアス繰り込みグループ
大規模構造の有効場理論により、静止系銀河密度場の一貫した摂動バイアス拡張が可能になります。この研究では、有限カットオフスケール$\Lambda$を使用して銀河のバイアスと確率パラメータを繰り込む体系的なアプローチを紹介します。QFTで実行される$\beta$関数と同様に、$\Lambda$を使用して有限スケールのバイアスパラメーターの発展を記述するWilson-Polchinski繰り込み群の微分方程式を導出します。さらに、有限カットオフスキームと、これまで文献で標準として使用されてきた$n$-point関数の繰り込み手順との関係を提供します。現在のEFT解析における繰り込みバイアスの処理におけるいくつかの矛盾も指摘されています。固定カットオフ方式を使用すると、摂動モードによるループ寄与の有限部分を原理的な方法で予測でき、標準的な繰り込み手法では逆項に吸収されます。これにより、フィールドレベルの技術と$n$ポイント関数を使用する場合の両方で、銀河クラスタリングから追加の宇宙論的情報(量は未定)を確実に抽出できるようになると期待されています。
CMB と 21-cm の間の相互相関からの局所的な非ガウス分布
| Title |
Local_non-Gaussianities_from_cross-correlations_between_the_CMB_and_21-cm |
| Authors |
Giorgio_Orlando,_Thomas_Fl\"oss,_P._Daniel_Meerburg,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15046 |
暗黒時代からの21cmの明るさの温度変動($z\simeq30-100$)により、非常に小さなスケール($>0.1\,\mbox{Mpc}^{-1}$)でインフレ時代を調査することが可能になります。）、宇宙マイクロ波背景実験にはアクセスできません。さまざまな赤方偏移スライスから情報を収集できる可能性と組み合わせると、21cmバイスペクトルは原始非ガウス性に関する制約を大幅に改善する可能性があります。しかし、最近の研究では、特にローカルバイスペクトルなどのスクイーズされた構成でピークに達する信号において、予測される制約に大きな影響を与える共分散行列の二次効果ソースの非対角項が示されています。この論文では、局所的な原始非ガウス性に敏感な新しい独立した観測チャネルとして、3点$\langle21-21-\rmCMB\rangle$双スペクトル相互相関を提案します。21cmのバイスペクトルとは対照的に、値$f_{\rmNL}^{\rmloc}\sim1$については二次寄与が原始信号に対して劣勢であり、その結果、非対角項からの影響は無視できることがわかります。共分散行列。CMB$T$モードと$E$モードは、$0.1$MHz周波数と$0.1$弧分角度分解能を備えた理想的な宇宙分散制限21cm実験と相互相関し、$f_{\rmNL}^に達する可能性があると予測しています。{\rmloc}\sim6\times10^{-3}$。この予測は、CMBと21cm実験の間の相互相関が、原始局所非ガウス性に対する前例のない制約に到達する際に、21cm自動スペクトルに代わる実行可能な代替手段となる可能性があることを示唆しています。
沼地からのニュース -- 天体物理学と宇宙論による超弦理論の制約
| Title |
News_from_the_Swampland_--_Constraining_string_theory_with_astrophysics_and_cosmology |
| Authors |
Nils_Sch\"oneberg,_L\'eo_Vacher,_J._D._F._Dias,_Martim_M._C._D._Carvalho,_C._J._A._P._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15060 |
重力と場の量子理論（ひも理論）の統一理論に対する現在の最良の推測は、一貫して量子化された理論の一連の要件であるスワンプランド基準を一般的に予測します。これらの基準の洗練されたバージョンは、宇宙論的観測と穏やかな緊張関係にあることが最近示されました。私たちは、宇宙論からのスワンプランド予想の現在の影響と制約の状況を要約し、さまざまなダークエネルギーの真髄モデルを最近リリースされた宇宙論データセットに適用します。新しいデータでは、緊張を強化する代わりに、湿地帯の基準にもう少し自由度が与えられていることがわかりました。さらに、モジュライフィールドと電磁セクターの相互作用を防ぐための理論的議論がなされていない場合、そのような相互作用に対する非常に厳しい電流制約から新しい微調整議論が生じることを示します。最後に、膨張率データからの沼地基準のモデルに依存しない再構成に関する警告で締めくくります。
WASP-80bの近赤外線昼側スペクトルによるエアロゾルからの反射の調査
| Title |
Probing_reflection_from_aerosols_with_the_near-infrared_dayside_spectrum_of_WASP-80b |
| Authors |
Bob_Jacobs,_Jean-Michel_D\'esert,_Peter_Gao,_Caroline_V._Morley,_Jacob_Arcangeli,_Saugata_Barat,_Mark_S._Marley,_Julianne_I._Moses,_Jonathan_J._Fortney,_Jacob_L._Bean,_Kevin_B._Stevenson,_Vatsal_Panwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14399 |
エアロゾルの存在は、地球規模のエネルギー収支と惑星大気の組成と密接に関係しています。入射光を反射する能力により、エネルギーが大気中へ放出されるのが妨げられ、系外惑星のスペクトルが形成されます。私たちは、大気中のエアロゾルの存在と性質に関する制約を提供するために、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3を使用して、WASP-80bの1つの近赤外線二次日食を観測しました。WASP-80bでは$34\pm10$ppmの広帯域食の深さが検出され、これはこれまでにWFC3で二次食が検出された最も低い平衡温度の惑星となっています。$1.6\sigma$の熱放射だけから予想されるよりも高い惑星フラックスが検出され、これはこの惑星の昼側に反射エアロゾルが存在することを示唆しています。私たちは、WFC3データとスピッツァーデータを組み合わせ、このスペクトルを解釈するためにエアロゾルの有無にかかわらず複数の大気モデルを調査しました。晴れた日中の大気と一致していますが、太陽に近い金属性と、もやよりも日中の雲がわずかに優先されることがわかりました。$10^{-10.7}$gcm$^{-2}$s$^{-1}$を超えるすすヘイズの形成速度と、$10^{-12.0}$gcm$^{を超えるソリンの形成速度は除外します。$3\sigma$で-2}$s$^{-1}$。私たちは同じ大気モデルをこの惑星の以前に公開されたWFC3/スピッツァー透過スペクトルに適用し、弱いヘイズの形成を発見しました。単一のすすヘイズ形成速度は、昼側スペクトルと透過スペクトルの両方に同時に最もよく適合します。ただし、両方のスペクトルのカイ二乗に関して満足のいく適合を同時に提供するモデルはなく、大気のエアロゾル組成における縦方向の非類似性を示していることを強調します。
アルマ望遠鏡のトリプルバンド周波数観測で明らかになった、DG タウ原始星の周囲の滑らかな円盤における塵の濃縮と粒子の成長
| Title |
Dust_enrichment_and_grain_growth_in_a_smooth_disk_around_the_DG_Tau_protostar_revealed_by_ALMA_triple_bands_frequency_observations |
| Authors |
Satoshi_Ohashi,_Munetake_Momose,_Akimasa_Kataoka,_Aya_E_Higuchi,_Takashi_Tsukagoshi,_Takahiro_Ueda,_Claudio_Codella,_Linda_Podio,_Tomoyuki_Hanawa,_Nami_Sakai,_Hiroshi_Kobayashi,_Satoshi_Okuzumi,_and_Hidekazu_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14526 |
原始惑星系円盤内の塵粒子の物理的特性を特徴付けることは、惑星形成プロセスを理解するために重要です。私たちの研究は、1.3mmの塵連続体でタウDGの周りの若い原始惑星系円盤のアルマ高解像度観測を示しています。$\約0.04''$または$\約5$auの空間分解能での観測により、実質的な下部構造のない幾何学的に薄く滑らかな円盤が明らかになり、この円盤が惑星形成の初期状態を保持していることが示唆されました。塵の表面密度、温度、粒子サイズの分布をさらに解析するために、0.87mmおよび3.1mmの塵偏極のアルマ望遠鏡アーカイブデータを組み込んだ、いくつかの塵モデルを使用したマルチバンド解析を実施しました。その結果、塵とガスの質量比を0.01と仮定すると、トゥームレ$Q$パラメータは半径20天文単位で$\lesssim2$であることがわかりました。これは、ディスクを安定させるには、より高い塵対ガスの質量比が必要であることを意味します。粒子サイズはダストモデルによって異なり、DSHARPコンパクトダストの場合、内部領域($r\lesssim20$au)では$\sim400$$\mu$mより小さく、3を超えることがわかりました。外側部分はmmです。放射伝達の計算により、塵のスケールの高さはガスのスケールの高さの少なくとも3分の1よりも低いことが示されています。これらのダストの濃縮度、粒子サイズ、弱い乱流の強さの分布は、流れの不安定性などのメカニズムを通じて微惑星の形成に重大な影響を与える可能性があります。また、ダストサイズ分布の起源について、ダスト凝集におけるCOスノーライン効果と衝突破砕についても議論します。
小石の付着によって形成された岩石の多い海王星: 汚染された外皮からの岩石の雨
原始惑星系円盤内に形成された海王星の亜惑星は、水素ヘリウム(H,He)エンベロープに降着しました。小石の降着によって形成された海王星の惑星形成モデルでは、汚染されたH,Heエンベロープに囲まれた小さな岩石コアが生成され、形成段階の終わりにはほとんどの岩石(ケイ酸塩)が蒸気の状態になります。地球が冷えるにつれて、この蒸気は凝縮して雨として降り注ぐと予想されている。この手紙では、降雨の時間スケールと、それが熱の進化に及ぼす影響を検討します。私たちは、ケイ酸塩の降雨（凝縮と沈降）と対流混合による物質の再分布を考慮して、小石の降着によって形成された地球質量10個の惑星の熱的および構造的進化を計算します。海王星以南の降雨の持続時間はジャイロの時間スケールであり、包絡線の質量によって変化することがわかりました。地球の質量が0.75未満の包絡線を持つ惑星は、1ジャイリ未満で核包絡線構造に降雨しますが、地球の質量が0.75を超える惑星は、包絡線の質量によって変化します。Hの彼は、その外皮の汚染の一部を何十億年も保存します。レインアウトによって放出されるエネルギーは、単純なコアとエンベロープの構造から始まる惑星の半径を膨張させます。このインフレは、標準的なコアエンベロープ構造に基づいて観測された系外惑星のH、He含有量の推定値が高くなりすぎることになります。我々は、系外惑星の国勢調査で、レインアウトが発生する可能性のある多数の惑星を特定しました。彼は最大2倍過大評価されていると言えます。将来、PLATOミッションによる正確な年齢測定により、汚染されたエンベロープで形成された惑星の特定が可能になるかもしれない。
広い軌道上の巨大ガス惑星集団の生存可能性について
広い軌道($\stackrel{>}{_\sim}100$AU)上に巨大惑星が存在することは、惑星形成理論に疑問を投げかけています。核降着シナリオではそれらを形成するのが困難ですが、円盤不安定性モデルでは観測されない過剰なそれらが形成されます。私たちは$N$体シミュレーションを実行し、恒星接近遭遇($\leq1200$AU)が広軌道巨大惑星をホストする系に及ぼす影響と、そのような相互作用が初期の広軌道惑星個体群を混乱させる程度を調査しています。予想どおり、惑星の軌道における相互作用の影響は、高質量で低速の摂動体の方がより強いことがわかりました。たった一度の遭遇により、この広軌道巨大惑星が野外で解放される確率は$\sim17%$で、外側に大きく飛散する確率は$\sim10$%であることが分かりました。SIM6$%の確率で、内側に大きく分散しています。さらに、$\sim21\%$の確率でその離心率がe>0.1に励起され、その後の遭遇で混乱が起こりやすくなります。この結果は、たとえ単一の恒星との遭遇であっても、原始的な広軌道巨大惑星の個体群を破壊する上で重大な影響を与えることを強く示唆している。若い星形成領域ではそのような相互作用がより多く起こると予想されるため、実際にはその効果はさらに顕著になるだろう。われわれは、観測調査によって明らかになった広軌道惑星の出現率の低さは、そのような惑星系が最初は豊富に存在する可能性を排除するものではなく、したがって円盤不安定性モデルがそれらの形成の妥当なシナリオである可能性があると結論づけた。
ラグランジュを使用したバイナリ小惑星環境における境界運動領域の検索
| Title |
Finding_regions_of_bounded_motion_in_binary_asteroid_environment_using_Lagrangian |
| Authors |
Sebastiano_Raffa,_Gianmario_Merisio,_Francesco_Topputo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14943 |
連星小惑星のような摂動の激しい環境での軌道設計は困難です。通常、周期的な解が消滅する現実的な非自律動的モデルを使用する必要があります。この研究では、摂動平面双楕円制限四体問題において制限された動きの領域を見つけるための新しい手法が提案されています。ラグランジュ記述子は、ディディモス連星系(65803)の二次天体であるディモルフォスの周囲の境界運動の領域を見つけるために使用されます。結果は、ラグランジュ記述子が、摂動のない平面双楕円制限四体問題と摂動のある平面双楕円制限四体問題の両方において、位相空間組織化構造を首尾よく明らかにすることを示している。太陽輻射圧がないため、境界運動の領域が視覚的に識別されるため、ディモルフォスの周囲の境界軌道の膨大な選択肢へのアクセスが可能になります。逆に、太陽輻射圧の存在により、大部分の構造物が破壊され、まれな例外を除いて広い領域で不安定な動きが発生します。天力学に適用される他のカオス指標と比較して、ラグランジュ記述子は変分方程式の伝播を避けるため、より便利です。
若いホットネプチューンAUマイクbの周りの大気エスケープの可変検出
| Title |
The_Variable_Detection_of_Atmospheric_Escape_around_the_young,_Hot_Neptune_AU_Mic_b |
| Authors |
Keighley_E._Rockcliffe,_Elisabeth_R._Newton,_Allison_Youngblood,_Girish_M._Duvvuri,_Peter_Plavchan,_Peter_Gao,_Andrew_W._Mann,_Patrick_J._Lowrance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15024 |
光蒸発は、系外惑星の人口動態内のいくつかの特徴を説明できる可能性があります。海王星ほどの大きさの若い系外惑星で観察された大気の脱出は、どのメカニズムがこの進化を推進しているのか、また、どのメカニズムがどのような時期に支配的であるのかについての洞察を提供し、特徴付けることができます。AUMicbはそのような系外惑星の1つで、海王星(地球半径4.19)よりわずかに大きいです。この星は、主系列以前の高度2300万メートルの矮星を8.46日の周期で周回しています。我々は、HST/STISを使用してライマンアルファでAUMicbを2回訪問しました。最初のHST訪問内の1つのフレアが特徴付けられ、惑星通過の探索から除外されました。最初の訪問では検出されなかったことを報告し、その後、2回目の訪問で惑星の前方に逃げる中性水素が検出されたことを報告します。この流出は、惑星の白色光通過の2.5時間前に、星のライマンアルファの青い翼の約30％を吸収した。我々は、最高速度で脱出する物質の柱密度は10^13.96cm^-2であり、主星から秒速61.26km離れて移動していると推定している。AUMicbの大規模な高エネルギー照射により、逃げる中性水素が44分以内に光イオン化され、一時的に観測できなくなる可能性があります。AUMicbの前にある時間変化するライマンアルファ通過は、逃げる物質を先頭の尾に形作るAUMicからの中間の恒星の風の強さによっても説明できるかもしれません。この系の今後のライマンアルファ観測により、ライマンアルファ通過の独特の変動する性質が確認され、特徴づけられることになり、モデリングと組み合わせることで、恒星風と光イオン化の重要性が調整されることになる。
$z=0.308$の豊富な銀河団Abell2744のJWST画像は、UNCOVERチーム(Bezansonetal.2022)によってNIRCAMフィルターでモザイク画像を構築するために使用されました。($F115W$、$F150W$、$F200W$)バンドの非常に深い画像からは、フィールド全体に未解決の点状光源が大量に存在していることが明らかになり、その大部分が球状星団(GC)です。私たちの測光の限界まで、10,000以上のそのような天体が測定され、そのほとんどは5つの最大のA2744銀河のハロー内にありますが、いくつかの衛星銀河の周囲とクラスター内媒体全体のGCも含まれています。それらの明度関数は対数正規形状に従い、データは古典的なGCLFターンオーバーポイントの1等級以内に達します。特にカラーインデックス($F115W-F200W$)は$0.5$magの範囲をカバーしており、予想されるGC金属性の内部拡散を明確に解決しています。推定されたGC質量は現在の銀河より体系的に高く、動的進化の$3.5~$Gyrの初期段階で見られた大規模で正常なGC集団と一致しています。最後に、より青い(より金属が少ない)GCの空間分布は、クラスターの重力レンズマップに似ており、最近の理論的提案と一致しています。
z>7 クエーサーの最初の静止系赤外スペクトル: J1120+0641 の JWST/MRS 観測
| Title |
First_rest-frame_infrared_spectrum_of_a_z>7_quasar:_JWST/MRS_observations_of_J1120+0641 |
| Authors |
Sarah_E._I._Bosman,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Luis_Colina,_Fabian_Walter,_Almudena_Alonso-Herrero,_Martin_J._Ward,_G\"oran_\"Ostlin,_Thomas_R._Greve,_Gillian_Wright,_Arjan_Bik,_Leindert_Boogaard,_Karina_I._Caputi,_Luca_Costantin,_Andreas_Eckart,_Macarena_Garc\'ia-Mar\'in,_Steven_Gillman,_Manuel_G\"udel,_Thomas_Henning,_Jens_Hjorth,_Edoardo_Iani,_Olivier_Ilbert,_Iris_Jermann,_Alvaro_Labiano,_Pierre-Olivier_Lagage,_Danial_Langeroodi,_Florian_Pei{\ss}ker,_Tom_P._Ray,_Pierluigi_Rinaldi,_Martin_Topinka,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Paul_van_der_Werf,_Bart_Vandenbussche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14414 |
我々は、z=7.0848におけるクエーサーJ1120+0641のJWST/MRSスペクトルを提示する。これは、静止系赤外線($0.6<\lambda<3.4\mu$m)における再電離時代のクエーサーの最初の分光観測である。z>7における最初の超大質量ブラックホールの神秘的な高速集合という文脈において、私たちの観測により、ホットトーラスダスト、H$\alpha$輝線、およびパッシェン系列のブロード輝線の検出が初めて可能になりました。z>7のクエーサー内。高温のトーラスダストは$\lambda_{\text{rest}}\simeq1.3\mu$mの連続体放射の上昇として明らかに検出され、黒体温度$T=1413.5^{+5.7}につながります。_{-7.4}千ドル。0<z<6の同様に明るいクエーサーと比較して、J1120+0641の高温塵は温度が若干上昇しています(上位1%)。この温度は6<z<6.5クエーサー(上位25%)の間でより典型的であり、z>6での高温塵の温度の弱い進化を仮定することができます($2\sigma$有意性)。H$\alpha$Balmer線$M_{\text{BH}}=1.52\pm0.17\cdot10^9M_\odot$に基づいてJ1120+0641のブラックホールの質量を測定します。以前の静止紫外MgIIブラックホール質量測定と一致しています。パッシェン系列線に基づくブラックホールの質量も一貫しており、レストフレームUV測定で重大な減光がないことが示されています。幅広のH$\alpha$、Pa-$\alpha$、Pa-$\beta$輝線は、密度log$N_H/\text{cm}^の共通ブロードライン領域(BLR)の起源と一致しています。{-3}\geq12$、電離パラメータ$-7<$log$U<-4$、吸光度E(B-V)$\lesssim0.1$mag。これらのBLRパラメーターは、0<z<4で同様に明るいクエーサーと一致します。全体として、J1120+0641のホットダストトーラスと水素BLR特性は、z=0までの発光クエーサーと比較した場合、顕著な特異性を示さないことがわかりました。したがって、クェーサーの降着構造は、ビッグバンから7億6,000万年も経たないうちに完全に「成熟」したように見えるため、非常に急速に組み立てられたに違いありません。
矮小銀河の会合に対する環境の影響
| Title |
Environmental_effects_on_associations_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
C.Yamila_Yaryura,_Mario_G._Abadi,_Stefan_Gottl\"ober,_Noam_I._Libeskind,_Sof\'ia_A._Cora,_Andr\'es_N._Ruiz,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14420 |
私たちは矮小銀河の会合の特性とそれらの環境への依存性を研究します。矮小銀河連合は、$M_{\star,\rmmax}=10^{9.0}$${\rmM}_{\odot}よりも軽い銀河を矮銀河とみなして、矮銀河だけで構成される拡張系です。\,h^{-1}$。$\Lambda$ColdDarkMatter宇宙論モデルにおける暗黒物質のみのシミュレーションと結合した銀河形成の半解析モデルを使用して、これらの特定のシステムを特定します。環境を分類するために、シミュレーションの暗黒物質粒子分布の潮汐場から固有値を推定します。結合の大部分、つまり3分の2がフィラメント($\sim67$パーセント)に位置し、次に壁($\sim26$パーセント)に位置し、結び目($\sim6$パーセント)とボイド($\sim1$パーセント)。より高密度の環境に位置する結合は、密度の低い環境に位置する結合よりも大幅に高い速度分散を示し、環境がその動的特性において基本的な役割を果たしていることが証明されています。しかし、速度分散と環境の間のこの関係は、重力に束縛されている矮小銀河の関連性を考慮すると消滅することを考えると、系が重力に束縛されているか束縛されていないかにのみ依存します。現在、観測的に検出された矮銀河の関連性は12個未満しか知られていませんが、私たちの結果は、今後の大規模な銀河調査を前にした予測であり、これにより、これらの非常に特殊な系を特定して研究することが可能になります。
天の川銀河の円盤、バルジ、ハローで金属の含有量が非常に少ない（そして古い）星が見つかる可能性について
| Title |
On_the_likelihoods_of_finding_very_metal-poor_(and_old)_stars_in_the_Milky_Way's_disc,_bulge,_and_halo |
| Authors |
Diego_Sotillo-Ramos,_Maria_Bergemann,_Jennifer_K.S._Friske,_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14421 |
最近の観測研究により、銀河円盤とバルジ内に低温運動学を持つ非常に金属の少ない少数の星が発見されました。しかし、その起源は依然として謎に包まれています。TNG50宇宙論シミュレーションから、$z=0$特性(円盤形態、星の質量、局所環境)に基づいて、合計138個の天の川(MW)類似体を選択しました。MWについてより予測的な記述を行うために、銀河内の恒星集団の空間体積範囲を、今後の銀河円盤とバルジの4MOST高解像度調査の対象となる空間体積にさらに制限します。すべての銀河にわたって、非常に金属に乏しい（${\rm[Fe/H]}<-2$）星のうち$\sim$20パーセントが円盤に属しており、一部の類似星は30パーセントに達していることがわかりました。VMP円盤星の約50$\pm$10パーセントは平均して12.5ギヤより古く、$\sim$70$\pm$10パーセントは降着衛星から来ています。VMP星の大部分はハロー($\sim$70)に属しており、年齢の中央値は12ガールです。TNG50宇宙論シミュレーションによる我々の結果は、少数の個々の銀河のシミュレーションによる以前の発見を裏付けており、天の川銀河の恒星円盤には、大部分が元の星ではあるものの、かなりの量の非常に金属に乏しい星、または極めて金属に乏しい星が存在する可能性が非常に高いことを示唆しています。原始銀河円盤が存在するという考えを強化するものであり、その起源はその場で形成される可能性もあります。
K2 小惑星地震年代に伴う天の川銀河の薄い円盤の放射状金属量勾配の進化
| Title |
The_evolution_of_the_Milky_Way's_thin_disc_radial_metallicity_gradient_with_K2_asteroseismic_ages |
| Authors |
Emma_Willett,_Andrea_Miglio,_J._Ted_Mackereth,_Cristina_Chiappini,_Alexander_J._Lyttle,_Yvonne_Elsworth,_Beno\^it_Mosser,_Saniya_Khan,_Friedrich_Anders,_Giada_Casali_and_Valeria_Grisoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14422 |
天の川銀河円盤の放射状金属量分布は、銀河系の形成と進化のモデルにとって重要な観測上の制約です。それは、銀河円盤の化学的濃縮とその中の力学的なプロセス、特に放射状の移動についての私たちの理解を知らせます。私たちは、堅牢な天文、分光、星地震パラメータを持つ赤色巨星のサンプルを使用して、薄い円盤内の誘導半径に応じて金属量がどのように変化するかを調査します。私たちのサンプルには、誘導半径$4$kpc<$R_\mathrm{g}$<$11$kpcの$668$の星と、薄い円盤の歴史全体を$\約25\%$の精度でカバーする星地震年代が含まれています。MCMC解析を使用して、年齢のビンの勾配とその固有の広がりを測定し、階層ベイジアンモデルを構築して、ビンとは独立してこれらのパラメーターの変化を調査します。最年少の星の$\約-0.07$dex/kpcから、$10$Gyrを超える星の$\約-0.04$dex/kpcまで、中間年齢で途切れることなく、勾配が滑らかに進化していることがわかりました。私たちの結果は、CoRoTによる星地震年代に基づく結果と一致しており、$1$Gyrより若い星のセファイド変光星や、$6$Gyrより若い星の散開星団で見つかったものと一致しています。古い恒星では、サンプル中の金属量が星団よりも大幅に低いことがわかり、より金属が豊富な星団に有利な生存バイアスが存在することを示唆しています。また、Chiappini(2009)の化学進化モデルでは、円盤形成の初期段階では金属が不足しすぎることもわかりました。私たちの結果は、薄い円盤の成長と濃縮、および放射状の移動に対する強力な新しい制約を提供し、モデルの条件と物理学の新たなテストを容易にするでしょう。
星団形成に有利な銀河の性質: 統計的見解
| Title |
Galactic_properties_that_favour_star_cluster_formation:_a_statistical_view |
| Authors |
Samantha_C._Berek,_Marta_Reina-Campos,_Gwendolyn_Eadie_and_Alison_Sills |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14423 |
銀河内の星団の有無、およびその母銀河の特性と比較した星団集団の特性は、星団形成、銀河形成、および銀河集合のモデルを検証するための重要な観測値です。この研究では、ベイジアンアプローチを適用して、星形成銀河の若い星団の調査から得られたデータに2つのモデルを適合させます。最初のモデルはロジスティック回帰であり、若い銀河団を持たない銀河を含めることができます。2番目のモデルはハードルモデルで、クラスターのない銀河が含まれ、クラスターシステムの総質量に関する情報も組み込まれています。私たちは2つの予測因子(銀河内の星の形成速度と星の総質量)を調査し、10または100ミルよりも若い星団を調べます。すべての場合において、星形成率が星団をホストする確率と星団系の総質量の両方を予測するより良い予測因子であることがわかりました。私たちは、私たちの結果を古い球状星団の同様のモデルと比較し、おそらく当時の銀河のガス含有量が高かったため、赤方偏移が大きいほど星団の形成がより豊富で効率的だったと結論付けました。
CEERS MIRI イメージング: データ削減と品質評価
| Title |
CEERS_MIRI_Imaging:_Data_Reduction_and_Quality_Assessment |
| Authors |
Guang_Yang,_Casey_Papovich,_Micaela_Bagley,_Henry_Ferguson,_Steven_Finkelstein,_Anton_Koekemoer,_Pablo_P\'erez-Gonz\'alez,_Pablo_Arrabal_Haro,_Laura_Bisigello,_Karina_Caputi,_Yingjie_Cheng,_Luca_Costantin,_Mark_Dickinson,_Adriano_Fontana,_Jonathan_Gardner,_Andrea_Grazian,_Norman_Grogin,_Santosh_Harish,_Benne_Holwerda,_Edoardo_Iani,_Jeyhan_Kartaltepe,_Lisa_Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Dale_Kocevski,_Vasily_Kokorev,_Jennifer_M._Lotz,_Ray_Lucas,_Rafael_Navarro-Carrera,_Laura_Pentericci,_Norbert_Pirzkal,_Swara_Ravindranath,_Pierluigi_Rinaldi,_Lu_Shen,_Rachel_Somerville,_Jonathan_Trump,_Alexander_de_la_Vega,_Stephen_Wilkins,_and_L_Y_Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14509 |
宇宙進化早期放出科学調査(CEERS)は、拡張グロースストリップ銀河系外領域を対象としており、JWST所長の裁量による早期放出科学プログラムの1つです。現在までに、NIRCam/MIRIイメージングとNIRSpec/NIRCam分光露光を含むすべての観測が実行されています。ここでは、8つのポインティングを含むMIRIイメージングについて説明します。そのうちの4つは、より青色の帯域(F560W、F770W)で深いイメージングを提供し、4つはF1000W、F1280W、F1500W、およびF1800Wで連続した波長をカバーし、そのうちの2つはF770WとF2100Wでカバーします。データ、データ品質、データ削減の概要を示します。データ削減は、JWSTキャリブレーションパイプラインに基づいており、天文計測の改善や検出器アーティファクトの除去など、出力品質を向上させるために設計されたカスタム変更と追加手順を組み合わせています。縮小されたモザイクの画像深度を推定し、これらが露出時間計算ツールからの予想とほぼ一致することを示します。明るい光源のMIRIF560WおよびF770Wの光束密度をSpitzer/IRACCh3(5.8$\mu$m)およびCh4(8.0$\mu$m)の測定値と比較したところ、$<の体系的な差異と一致することがわかりました。0.1$マグ。より赤いMIRIバンドについては、銀河星のスペクトルエネルギー分布(SED)を研究することでその品質を評価します。SEDは、偏差$\sim0.03$magで予想されるレイリージーンズの法則と一致しており、MIRIの色が信頼できることを示しています。また、CEERSWebサイト(https://ceers.github.io/)で入手できる、公開されているすべてのデータ製品(イメージおよびソースカタログ)についても説明します。
酸素が支配的な銀河サンプルの化学存在量
私たちは、赤方偏移$z\sim0.001-0.350$に位置する、スローンデジタルスカイサーベイによる85個の酸素支配のコンパクトな銀河のサンプルを分光学的に分析しました。これらの銀河は、等価幅が[OIII]$\lambda$5007(200よりも大きい)と大きいため選択されました。\AA)。これらの銀河は、[OIII]$\lambda$5007輝線が強いため、極端な輝線銀河とみなされる可能性があります。研究対象となったほぼすべての銀河で、ウォルフ・ライエ星の存在に関連するものを含め、高電離線が検出されました。電子温度に基づく直接法を用いて、物理的性質（電子密度と温度）および化学存在量を取得しました。この分析では、T(高)の3つの異なる測定値が得られました。通常のT([OIII])だけでなく、5と3のT([SIII])とT([ArIII])の測定値も得られました。それぞれ銀河の。さらに、T([SIII])の新しい校正を確立しました。可能な場合には、酸素、窒素、硫黄、ネオン、アルゴン、鉄、塩素の存在量を測定し、青色コンパクト矮星、イムズ、グリーンピースなど、他の後期型の低金属量銀河の結果と比較しました。このような詳細な研究から、このサンプルの銀河の大部分はSMCと同様の金属性(約$12+\log(O/H)\およそ8$dex)を持ち、銀河の12%だけがSMCと同様の金属性を持っていると結論付けることができます。金属は非常に乏しく、埋蔵量は$7.7$dex未満です。また、いくつかの化学進化モデルとの比較や、経時的な化学進化についての簡単な議論も考慮されます。
人口III星の外向き移動の起源について
大質量連星やその周連星円盤内のブラックホールの外側への移動はシミュレーションでよく観察されており、これは幅の広いブラックホール連星の形成の鍵となります。PopulationIII(PopIII)星形成の数値シミュレーションを使用して、PopIII連星の角運動量と星とガス円盤の間のトルクを研究し、外側への移動と高い楕円率の起源を理解します。原始星の外側への移動は、星周のミニディスクによって原始星に加えられる重力トルクによって引き起こされます。一方、ミニディスクは、主に周回円盤からのガスの降着によって角運動量を得ることで外側に移動します。角運動量の伝達は、等質量連星が急速に降着する場合に最も効率的ですが、二次質量が小さい場合、または大質量伴星が放射フィードバックを介してガス円盤を蒸発させる場合には弱くなります。我々は、金属を含まない星や金属が乏しい星の形成では、主にその大きな降着速度によって引き起こされる、外側への移動と広い等質量の大質量連星の形成が一般的であると結論づけた。私たちは、金属が豊富な星周円盤のガス温度と降着速度が低いため、より頻繁に内部への移動が起こり、連星分離がより緊密になると予想しています。また、より小さな質量のPopIII原始星/フラグメントの内部への移動も観察されており、シンク粒子の急速な合体と、密接な連星ブラックホールの形成につながる可能性がありますが、シミュレーションの解像度を下回る分離に達します。我々は、PopIIIの分離と楕円率が、合体する中間質量ブラックホールからの重力波信号がPopIII残骸から来ているという解釈に与える影響について議論します。
| Title |
Graph_Theoretical_Analysis_of_local_ultraluminous_infrared_galaxies_and_quasars |
| Authors |
Orestis_Pavlou_and_Ioannis_Michos_and_Vicky_Papadopoulou_Lesta_and_Michalis_Papadopoulos_and_Evangelos_S._Papaefthymiou_and_Andreas_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14746 |
グラフ理論とネットワーク解析ツールを利用して銀河進化を研究するための方法論的枠組みを紹介します。私たちは、グラフ理論解析ツールの適用を通じて、局所超光度赤外銀河(ULIRG)とクェーサーの進化過程、および星形成や活動銀河核(AGN)活動などの基礎となる物理過程を研究します。内部開発されたPythonルーチンを通じて、5～38ミクロンのローカル(z<0.4)ULIRGとクエーサーの中赤外スペクトルを抽出、処理、分析し、類似性に基づいてULIRGを表すノードがグループ化された類似度グラフを生成します。彼らのスペクトルの。さらに、星形成領域や不明瞭な塵の存在の指標として、多環芳香族炭化水素(PAH)の発光やケイ酸塩の深さ吸収の特徴など、中赤外スペクトルから物理的特徴を抽出して比較します。ULIRGの各進化段階の基礎となる物理メカニズム。私たちの分析では、中赤外スペクトルに基づいてローカルULIRGの5つのグループが特定されます。これは、より高いレベルの分類を提供することにより、十分に確立されたフォーク分類図と完全に一致しています。私たちは、グラフクラスタリングアルゴリズムとネットワーク解析ツールが、さまざまな銀河の特性と進化段階の間の直接的または間接的な関係を明らかにするための教師なし学習手法としてどのように利用できるかを実証します。これは、銀河進化における分類のためのこれまでの研究に代わる方法論を提供します。さらに、私たちの方法論では、銀河の進化を研究するための最高のパフォーマンスを発揮するグラフ理論ツールを実証するために、いくつかのグラフクラスタリングアルゴリズムの出力を比較します。
マイクロレンズクェーサーの拡散発光と降着円盤物理学への影響
| Title |
Diffuse_emission_in_microlensed_quasars_and_its_implications_for_accretion-disk_physics |
| Authors |
C._Fian,_D._Chelouche,_S._Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14824 |
私たちは、クェーサーの降着円盤(AD)の予測サイズと、重力マイクロレンズ研究から推定される観測サイズとの間の矛盾を調査します。具体的には、この不一致が現在のADモデルの不備によるものなのか、それとも観測された連続体信号に対する拡散ブロードライン領域(BLR)放射の寄与によって説明できるのかを理解することを目指しています。私たちは、クェーサーの最先端の発光モデルと高解像度マイクロレンズ倍率マップを採用し、それらの倍率分布関数の属性を純粋なシャクラ・スニヤエフ円盤モデルで得られた属性と比較しました。私たちは、レンズクエーサーのサンプルにおける連続体発光領域の光の半分の半径についての、公表されているマイクロレンズ推定値との一致を調べることにより、詳細なモデル予測の妥当性をテストしました。私たちの発見は、データが温度と波長の関係に従わないBLRによって大きく影響されるため、マイクロレンズ研究によって発見された急峻なディスク温度プロファイルが誤りであることを示唆しています。我々は、12個のレンズのサンプルを使用して、連続体信号に対するBLRの単なる寄与が、暗黙のサイズと波長の関係だけでなく、推定された過大評価要因も説明できることを示します。私たちの研究は、レンズクェーサーにおけるADサイズの難題に対する解決策の可能性を示しています。これは、円盤の物理学ではなく、観測された信号の解釈に関連しています。我々の発見は、AD理論と観測の間の緊張を大幅に弱め、降着ブラックホール周囲のこれまで十分に抑制されていなかった拡散BLR放射を調査するための新たな手段をマイクロレンズが提供できることを示唆している。
シミュレートされたアナログ II: モデルと観測値をノンパラメトリックにマッチングするための新しい方法論
| Title |
Simulated_analogues_II:_a_new_methodology_for_non-parametric_matching_of_models_to_observations |
| Authors |
Rami_Al-Belmpeisi_and_Vito_Tuhtan_and_Mikkel_Bregning_Christensen_and_Rajika_L_Kuruwita_and_Troels_Haugb{\o}lle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14924 |
星の形成はマルチスケールの問題であり、観測された原始星系の複雑さを反映できるのは、分子雲スケールのガス流から降着する原始星までのつながりを考慮した全球シミュレーションのみです。星形成領域は超音速乱流によって特徴づけられるため、より大きな環境を考慮したモデルを設計し、観測された星系を詳細に再現することを同時に行うことは不可能です。代わりに、星の目録を統計的に照合することができ、特定の観測値に近似する最も一致するものが見つかります。観測的には、単皿望遠鏡と干渉計の組み合わせにより、原始星の核から内部10天文単位までのあらゆるスケールで最も近い原始星天体を分解できるようになりました。深層学習を使用してシミュレーションと観測を一致させるために、高解像度シミュレーションと後処理方法を使用する、新しいノンパラメトリック手法を紹介します。私たちの目標は、合成画像の大規模なデータセットから、観察に関して最もよく一致する候補のランク付けされたリストへの下位選択を実行することです。これは、乱流環境で形成される連星系や複数の恒星系に特に役立ちます。目的は、そのような比較を行う速度を加速し、厳選した一致からバイアスを除去し、観察された原始星系の生成と進化を促進する根本的な物理プロセスの特定に貢献することです。
シミュレーションに基づく銀河進化の推論: 強いレンズ効果を持つ銀河を用いたケーススタディ
| Title |
Simulation-guided_galaxy_evolution_inference:_A_case_study_with_strong_lensing_galaxies |
| Authors |
Andreas_Filipp,_Yiping_Shu,_Ruediger_Pakmor,_Sherry_H._Suyu,_Xiaosheng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15044 |
銀河の進化を理解すると、構造の形成と成長、暗黒エネルギーと暗黒物質の性質、バリオン物理学など、天体物理学の幅広い側面に対する重要な洞察が得られます。しかし、その長いタイムスケールを考慮すると、個々の銀河の進化過程をリアルタイムで追跡することは不可能です。その結果、銀河進化の解析は主に、通常は基本的かつ粗雑な観測基準に従って同じ集団に由来すると考えられる銀河の集団に基づいてきました。私たちは、宇宙論的シミュレーションに基づいて子孫銀河を特定することにより、個々の銀河の進化を評価する新しい戦略を提案します。概念の実証として、提案された戦略を使用して$z=0.884$におけるターゲットの強いレンズ銀河の総質量分布の進化を調べました。IllustrisTNG300シミュレーションから、ターゲット銀河の類似体として特定された158個の銀河を選択しました。私たちは彼らの子孫を追跡し、赤方偏移で星の質量と大きさが子孫と一致する、観測された強いレンズ銀河を11個発見しました。観察結果とシミュレーション結果について議論しますが、サンプルサイズが小さいために統計的有意性が低いため、最終的な評価は行われません。それにもかかわらず、このテストでは、私たちが提案した戦略が既存のデータとシミュレーションですでに実現可能であることが確認されました。次世代の探査プログラムや宇宙論的シミュレーションの出現により、より強力なレンズシステムや大規模なシミュレーションが利用可能になるため、銀河進化の研究においてさらに重要な役割を果たすことが期待されています。
世界規模の市民科学ネットワークによる II 型超新星 SN 2023ixf の測光
| Title |
Photometry_of_Type_II_Supernova_SN_2023ixf_with_a_Worldwide_Citizen_Science_Network |
| Authors |
Lauren_A._Sgro,_Thomas_M._Esposito,_Guillaume_Blaclard,_Sebastian_Gomez,_Franck_Marchis,_Alexei_V._Filippenko,_Daniel_O'Conner_Peluso,_Stephen_S._Lawrence,_Aad_Verveen,_Andreas_Wagner,_Anouchka_Nardi,_Barbara_Wiart,_Benjamin_Mirwald,_Bill_Christensen,_Bob_Eramia,_Bruce_Parker,_Bruno_Guillet,_Byungki_Kim,_Chelsey_A._Logan,_Christopher_C._M._Kyba,_Christopher_Toulmin,_Claudio_G._Vantaggiato,_Dana_Adhis,_Dave_Gary,_Dave_Goodey,_David_Dickinson,_David_Koster,_Davy_Martin,_Eliud_Bonilla,_Enner_Chung,_Eric_Miny,_Fabrice_Mortecrette,_Fadi_Saibi,_Francois_O._Gagnon,_Fran\c{c}ois_Simard,_Gary_Vacon,_Georges_Simard,_Gerrit_Dreise,_Hiromi_Funakoshi,_Janet_Vacon,_James_Yaniz,_Jean-Charles_Le_Tarnec,_Jean-Marie_Laugier,_Jennifer_L._W._Siders,_Jim_Sweitzer,_Jiri_Dvoracek,_John_Archer,_John_Deitz,_John_K._Bradley,_Keiichi_Fukui,_Kendra_Sibbernsen,_Kevin_Borrot,_Kevin_Cross,_Kevin_Heider,_Koichi_Yamaguchi,_Lea_A._Hirsch,_Liouba_Leroux,_Mario_Billiani,_Markus_Lorber,_Martin_J._Smallen,_Masao_Shimizu,_Masayoshi_Nishimura,_Matthew_Ryno,_Michael_Cunningham,_Michael_Gagnon,_Michael_Primm,_Michael_Rushton,_Michael_Sibbernsen,_Mike_Mitchell,_Neil_Yoblonsky,_Niniane_Leroux,_Olivier_Clerget,_Ozren_Stojanovi\'c,_Patrice_Unique,_Patrick_Huth,_Raymund_John_Ang,_Regis_Santoni,_Robert_Foster,_Roberto_Poggiali,_Ruyi_Xu,_Ryuichi_Kukita,_Sanja_\v{S}\'cepanovi\'c,_Sophie_Saibi,_Stefan_Will,_Stephan_Latour,_Stephen_Haythornthwaite,_Sylvain_Cadieux,_Thoralf_M\"uller,_Tze_Yang_Chung,_Yoshiya_Watanabe,_Yvan_Arnaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14347 |
我々は、M101のタイプIISNである超新星(SN)2023ixfの、最初に知られている検出の2日前から開始された、高度にサンプリングされた測光を紹介します。これらのデータを収集するために、私たちは市民科学者の世界的なUnistellarネットワークに協力を求めました。115台の望遠鏡からのこれら252個の観測は、ショック出現とその後の緩やかな減衰に関連したSNの明るさの上昇を示しています。以前に発表された解析結果と一致して、2023年5月25日21時37分UTCにピーク$M_{V}$=-18.18$\pm$0.09等を測定しました。
| Title |
Identifying_Spin_Properties_of_Evaporating_Black_Holes_through_Asymmetric_Neutrino_and_Photon_Emission |
| Authors |
Yuber_F._Perez-Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14408 |
カーブラックホールは、ブラックホールの回転軸に対して下半球で優先的にニュートリノを非対称パターンで放射しますが、反ニュートリノは主に上半球で生成されます。この非対称放射を利用して、高エネルギー$E_\nu\gtrsim1$TeV、ニュートリノおよび反ニュートリノの検出の可能性を調査し、地球近くで観察されたときの爆発時の蒸発する原始ブラックホールの重要な特性を明らかにします。地球はブラックホールの回転軸に対して特権的な角度を占めているため、非等方性粒子の放出を注意深く考慮することで以前の計算を改良しました。さらに、一次および二次光子スペクトルの角度依存性を調査し、ブラックホールの生涯の最終爆発段階における蒸発ブラックホールの時間発展を評価します。光子事象の数はニュートリノの数を約3桁上回っていますが、初期の角運動量と地球に面しているブラックホールの半球を特定するには、これらの粒子の同時測定が不可欠であることがわかりました。これは、$\lesssim5\times10^{-4}$pcの距離にある太陽系内の蒸発ブラックホールにとって特に重要であり、その生涯の最後の100秒間に観察されます。
TXS 0506+056 (更新された IceCube データ付き)
IceCubeコラボレーションの過去の結果は、ブレーザーTXS0506+056が天体物理学的ニュートリノの潜在的な発生源であることを示唆しています。しかし、それ以来数年間に、天体物理学的ニュートリノ発生源の探索に使用される統計的手法の改善だけでなく、イベントの処理と再構築に対する数多くの更新が行われてきました。これらの改善と追加の長年にわたるデータの組み合わせにより、NGC1068が2番目のニュートリノ発生源候補として特定されました。この講演では、NGC1068の解析に使用された最新の北天データサンプルを使用して、TXS0506+056からの時間依存ニュートリノ放出を再調査します。この更新されたデータサンプルを使用して有意性とフラックスフィットを取得した結果2014年のTXS0506+056「未誘発」ニュートリノフレアについて報告されている
白鳥座 X の状態遷移に伴う X 線偏光の変化--1
私たちは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)観測を使用して、ハードスペクトル状態とソフトスペクトル状態の両方におけるはくちょう座X-1の偏光特性を研究しました。分極度は、ハード状態とソフト状態でそれぞれ$\sim4\%$と$\sim2.6-2.8\%$です。偏光角はジェット軸に沿って観察され、どちらの状態でも同じままです。エネルギー依存性の分析により、エネルギーとともに分極が増加することが明らかになりました。観察された偏光は街灯柱コロナを除外し、コロナ形状がハード状態とソフト状態で同じままであれば、円錐形コロナを優先します。偏光度は、コロナ放射と比較してディスク放射の方が高いことがわかります。コロナ内部でのシード光子の散乱により、偏光が減少する可能性があります。これは、異なるスペクトル状態での異なる偏光を説明できる可能性があります。
宇宙線異方性研究のための IceCube-Gen2 表面配列の感度
宇宙線の起源が銀河系から銀河系外に移行するエネルギーは、宇宙線物理学の主要な未解決問題の1つです。しかし、宇宙線の到来方向の異方性を研究することで、強い制約を得ることができます。宇宙線の異方性に対する感度は、特に統計の問題です。最近、TeVからPeVのエネルギー範囲における宇宙線異方性の測定値が、11年間のデータを使用してIceCubeから更新されました。IceCube-Gen2表面アレイは、既存のIceTop表面アレイよりも約8倍大きい領域をカバーし、それに対応して統計量が増加し、より高感度で宇宙線の異方性を調査できるようになります。この寄稿では、実行されたシミュレーション研究と、IceCube-Gen2表面アレイの宇宙線異方性信号に対する感度の詳細を紹介します。
IceTop と IceCube で検出された大規模な空気シャワー中の TeV ミュオンの多重度
| Title |
Multiplicity_of_TeV_muons_in_extensive_air_showers_detected_with_IceTop_and_IceCube |
| Authors |
Stef_Verpoest_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14689 |
我々は、IceCubeニュートリノ観測所の氷内アレイと同時に表面アレイIceTopによって検出された、ほぼ垂直に広がる広範囲の空気シャワー中の高エネルギーミュオン成分の分析について報告する。同時計数測定では、IceTopで測定された主電磁信号を使用して宇宙線一次エネルギーを推定し、深層氷アレイ内のミュオン束のエネルギー損失を使用してシャワー内のミュオンの数を推定します。500GeVを超えるエネルギー(「TeVミューオン」)。これらのTeVミューオンの平均多重度は、Sibyll2.1、QGSJet-II.04、およびEPOS-LHCの3つの異なるハドロン相互作用モデルを仮定して、2.5PeV～100PeVの宇宙線エネルギーに対して決定されます。検討したすべてのモデルについて、結果はシミュレーションからの期待とよく一致していることがわかります。しかし、高エネルギーミュオンの多重度と他の観測可能物の間には緊張が存在します。最も重要なのは、QGSJet-II.04とEPOS-LHCを使用してIceTopによって測定されたGeVミューオンの密度です。
目に見えないホスト銀河と正確に局所化された高速電波バーストの高分散測定は、高赤方偏移の起源を示唆しています
| Title |
The_unseen_host_galaxy_and_high_dispersion_measure_of_a_precisely-localised_Fast_Radio_Burst_suggests_a_high-redshift_origin |
| Authors |
Lachlan_Marnoch_(1,_2,_3_and_4),_Stuart_D._Ryder_(1_and_3),_Clancy_W._James_(5),_Alexa_C._Gordon_(6),_Mawson_W._Sammons_(5),_J._Xavier_Prochaska_(7,_8_and_9),_Nicolas_Tejos_(10)Adam_T._Deller_(11),_Danica_R._Scott_(5),_Shivani_Bhandari_(2,_12,_13_and_14),_Marcin_Glowacki_(5),_Elizabeth_K._Mahony_(2),_Richard_M._McDermid_(1,_3_and_4),_Elaine_M._Sadler_(15,_2_and_4),_Ryan_M._Shannon_(11),_Hao_Qiu_(16)_((1)_Macquarie_University,_(2)_CSIRO_Space_and_Astronomy,_(3)_Astrophysics_and_Space_Technologies_Research_Centre,_(4)_ASTRO_3D,_(5)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_(6)_Northwestern_University,_(7)_University_of_California,_(8)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe,_(9)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(10)_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Valpara\'iso,_(11)_Swinburne_University_of_Technology,_(12)_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_(13)_Joint_institute_for_VLBI_ERIC,_(14)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_(15)_Sydney_Institute_for_Astronomy,_(16)_SKA_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14702 |
FRB20210912Aは、オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダーによって検出され、秒角未満の精度で位置特定された高速無線バースト(FRB)です。$R=26.7$magおよび$K_\mathrm{s}=24.9の5-$\sigma$限界までの位置特定と光学および赤外線による詳細な追跡調査が高精度で行われたにもかかわらず、このバーストの主銀河は特定されていません。超大型望遠鏡で$mag。正確な電波位置特定と深層光学イメージングの組み合わせにより、ほとんどの場合、主銀河を確実に特定することができ、これは視線が銀河円盤によって隠されない初めてのケースである。このバーストの分散尺度$\mathrm{DM_{FRB}}=1233.696\pm0.006~\mathrm{pc}\\mathrm{cm}^{-3}$により、$zの大きな信号源赤方偏移が可能になります。Macquartの関係によれば>1$。したがって、ホスト銀河は既知のFRBホスト集団と一致しているものの、我々の観測では検出するには遠すぎる可能性があります(最初に繰り返されるFRB源であるFRB20121102Aのようなホストの場合、$z>0.7$)。$\mathrm{DM_{host}}$が大幅に過剰で近くにあるため、既知のFRBホストよりも暗いこと。あるいは、おそらく最も可能性が低いのは、FRBが本当に無敵であるということです。既知のFRBホストの母集団を利用して各シナリオを構成し、それぞれの可能性を検討します。宿主が行方不明であるという事実は、FRB分野に影響を及ぼします。高精度の位置特定と綿密な追跡調査があっても、一部のFRB宿主の検出は困難であり、より遠い宿主ほど発見される可能性は低くなります。これは、高赤方偏移検出が貴重であるFRB宇宙論に影響を及ぼします。
イベント・ホライズン・テレスコープ画像のダークスポットのサイズから明らかになった超大質量ブラックホールM87*とSgrA*のスピン
| Title |
Spins_of_supermassive_black_holes_M87*_and_SgrA*_revealed_from_the_size_of_dark_spots_in_Event_Horizon_Telescope_Images |
| Authors |
Vyacheslav_Ivanovich_Dokuchaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14714 |
私たちは、イベントホライゾンテレスコープ(EHT)との共同研究により提供された超大質量ブラックホールSgrA*およびM87*の画像に含まれるダークスポットを、幾何学的に薄い降着円盤モデルを使用して再構成しました。このモデルでは、ブラックホールは、ブラックホールの事象の地平線のすぐ近くまで、熱い降着物質によって強調表示されます。ブラックホールの事象地平線付近に高温降着物質が存在することは、ブランドフォード・ズナジェック機構によって予測されており、スーパーコンピューターによる最近の一般相対論的MHDシミュレーションによって確認されている。説明されているモデルのブラックホール画像内の暗い点は、イベントホライズングローブの重力レンズ画像です。事象の地平線のレンズ画像は常に、古典的ブラックホールの影の待機位置の内側の天球に投影されますが、M87*とSgrA*の両方の場合において、この影は見ることができません。我々は、SgrA*とM87*のスピンを推定するために、SgrA*とM87*の画像内のダークスポットのサイズ(0.65<a<0.9およびa>0.75)を使用しました。
IceCube で測定された大気ニュートリノ束の季節変動
| Title |
Seasonal_Variations_of_the_Atmospheric_Neutrino_Flux_measured_in_IceCube |
| Authors |
Karolin_Hymon_and_Tim_Ruhe_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14724 |
IceCubeニュートリノ観測所は、高エネルギーの大気ニュートリノを高い統計量で測定します。これらの大気ニュートリノは、主にパイオンとカオンの崩壊によって、大気中での宇宙線相互作用によって生成されます。測定されるニュートリノの速度は、成層圏の季節的な温度変動の影響を受け、粒子のエネルギーとともに増加すると予想されます。この寄稿では、新しいスペクトル展開アプローチであるドルトムントスペクトル推定アルゴリズム(DSEA+)を使用して季節エネルギースペクトルが取得されます。このアルゴリズムでは、125GeVから10TeVまでのエネルギー分布が機械学習アルゴリズムを使用して測定量から推定されます。年間平均フラックスに対する季節スペクトルの違いについては、IceCubeの大気ミューニュートリノデータからの予備結果に基づいて議論されます。
IceCube データによる大気ニュートリノ束の角度依存性
| Title |
Angular_dependence_of_the_atmospheric_neutrino_flux_with_IceCube_data |
| Authors |
Leonora_Kardum_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14728 |
IceCubeニュートリノ天文台は、地理的な南極の氷に埋め込まれた立方キロメートル検出器で、数GeVから最大PeVのエネルギーの粒子を検出することができ、正確なニュートリノスペクトル測定を可能にします。拡散ニュートリノフラックスは、天体物理学的、地球外起源からの3つの要素に再分割できます。従来の、大気宇宙線カスケードにおけるパイオンとカオンの崩壊から。そして、魅惑されたハドロンの崩壊からのまだ検出されていないプロンプト成分。この研究の特に焦点は、アンフォールディング法を使用して大気ニュートリノ束の予測される角度依存性をテストすることです。展開は、モデルに依存しない方法で関連する量から値を決定することを目的とした一連の方法であり、プロセスで行われるいくつかの仮定の影響を排除します。この研究では、ミューニュートリノのエネルギースペクトルを展開し、最高エネルギーにおける低統計領域内で十分なイベント数を確保するために、観測可能な空間をリビニングする新しい手法を採用しています。IceCubeデータから再構成された展開エネルギーと天頂角のスペクトルを示し、結果をモデルの期待値および以前の測定値と比較します。
ロックマンホールでの SRG/eROSITA 調査: X 線源の分類
我々は、ロックマンホール深部調査においてSRG/eROSITA望遠鏡によって検出された点状X線源を分類しました。目標は、ソースを銀河系と銀河系外の天体に分離することでした。この研究では、X線源と光学カタログとの以前の相互照合の結果が使用されています。SRG/eROSITA光源を分類するために、磁束比$F_{x}/F_{o}$と光源の光範囲に関する情報を使用しました。その結果、eROSITAカタログにある6885個のX線源のうち、357個のX線源が銀河系、5929個が銀河系外に分類されました。6885個のうち539個はホストレス、つまり検討中の光学カタログに対応する光学部品が存在しないものとして扱われています。光学測光の信頼性が不十分なため、60件は未分類のままとなっている。銀河系外のソースの精度と再現率は(それぞれ)99.9と98.9%、銀河のソースでは91.6と99.7%です。この分類を使用して、ロックマンホールフィールド内の銀河および銀河外のソースの累積数カウントの曲線を構築しました。このペーパーに付属するコードは、https://github.com/mbelveder/ero-lh-class.gitで入手できます。
長周期電波パルサー GPM J1839$-$10 の性質について: 死線とパルス幅
最近、GLEAM-XJ162759.5$-$523504.3と同様の、別の長周期電波パルサーGPMJ1839$-$10が報告されています。以前は、長周期電波パルサーのエネルギー収支と回転進化が考慮されていました。今回は、中性子星と白色矮星パルサーの死線とパルス幅を調べます。パルス幅は、中性子星と白色矮星パルサーの2番目の基準として含まれます。(1)PSRJ0250+5854やPSRJ0901$-$4046などは通常の電波パルサーであることがわかります。それらはパルス幅が狭く、電波放射死線の近くにあります。(2)2つの長周期電波パルサーGLEAM-XJ162759.5$-$523504.3とGPMJ1839$-$10は、通常の電波パルサーである可能性は低いです。可能なパルス幅は比較的大きいです。そして、それらは$P-\dot{P}$図の基準死亡線のはるか下に位置します。(3)GLEAM-XJ162759.5$-$523504.3およびGPMJ1839$-$10はマグネターまたは白色矮星電波パルサーである可能性があります。現時点では、これら2つの可能性の両方に多くのパラメータと不確実性があります。
銀河面からの高エネルギーニュートリノの観測
| Title |
Observation_of_high-energy_neutrinos_from_the_Galactic_plane |
| Authors |
Stephen_Sclafani,_Mirco_Huennefeld_(for_the_IceCube_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14842 |
IceCubeは天体物理学的ニュートリノの束を発見し、最初のニュートリノ発生源であるTXS0506+056として知られるフレアブレイザーと活動銀河NGC1068の証拠を提示しました。しかし、天体物理学的ニュートリノの束の大部分を担う発生源は依然として解明されていません。私たちの銀河内の仮説的な発生源に加えて、宇宙線が加速サイトで相互作用したり星間物質を伝播したりするときに、高エネルギーニュートリノが生成されます。したがって、銀河面はニュートリノ発生源として長い間仮説が立てられてきました。この寄稿では、ニュートリノ誘発カスケードの深層学習ベースの再構成法の最近の進歩に基づいて構築されたデータセットを利用したニュートリノ源の検索に関する新しい結果が提示されています。この研究は、天の川銀河からの高エネルギーニュートリノの最初の観測を示し、4.5$\sigma$における背景のみの仮説を棄却しました。ニュートリノ信号は、銀河面からの拡散放射と一致しており、発生源集団による放射と組み合わされている可能性があります。
SGR J1935+2154 からの X 線バーストの個別および平均パワー密度スペクトル: 準周期振動の検索と傾き
| Title |
Individual_and_Averaged_Power_Density_Spectra_of_X-ray_bursts_from_SGR_J1935+2154:_Quasiperiodic_Oscillation_Search_and_Slopes |
| Authors |
Shuo_Xiao,_Xiao-Bo_Li,_Wang-Chen_Xue,_Shao-Lin_Xiong,_Shuang-Nan_Zhang,_Wen-Xi_Peng,_Ai-Jun_Dong,_You-Li_Tuo,_Ce_Cai,_Xi-Hong_Luo,_Jiao-Jiao_Yang,_Yue_Wang,_Chao_Zheng,_Yan-Qiu_Zhang,_Jia-Cong_Liu,_Wen-Jun_Tan,_Chen-Wei_Wang,_Ping_Wang,_Cheng-Kui_Li,_Shu-Xu_Yi,_Shi-Jun_Dang,_Lun-Hua_Shang,_Ru-Shuang_Zhao,_Qing-Bo_Ma,_Wei_Xie,_Jian-Chao_Feng,_Bin_Zhang,_Zhen_Zhang,_Ming-Yu_Ge,_Shi-Jie_Zheng,_Li-Ming_Song_and_Qi-Jun_Zhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14884 |
準周期振動(QPO)と出力密度スペクトル(PDS)連続体特性の研究は、まだ幻に包まれているマグネターの発光物理学を明らかにするのに役立ち、また、星地震学を使用して中性子星の内部への窓として役立ちます。この研究では、ベイジアン法を使用して、2014年7月から2022年1月までに{\itInsight}-HXMT、GECAM、およびFermi/GBMによって観測されたSGRJ1935+2154からの数百のX線バーストからQPOを検索します。個々のバーストまたは持続時間ごとにグループ化されたバーストの平均ピリオドグラムでは決定的なQPO信号(有意性$>3\sigma$)は検出されませんでしたが、$\sim$40HzでQPOの可能性を示すいくつかのバーストを特定しました。これは報告されたものと一致しています。FRB200428に関連するX線バーストにおけるPDS連続体の特性を調査し、単純なべき乗則モデルにおけるPDSの傾きの分布が$\sim$2.5に達することを発見しました。これは、他のマグネターと一致していますが、5よりも高い値です。/3ガンマ線バーストでよく見られます。さらに、崩れたべき乗則モデルにおけるブレイク周波数の分布は$\sim$60Hzでピークに達します。最後に、PDSのべき乗則インデックスは、バースト持続時間および最小変動タイムスケールに対して逆相関およびべき乗則依存性があることを報告します。
宇宙論的推論のための学習可能なウェーブレット ニューラル ネットワーク
| Title |
Learnable_wavelet_neural_networks_for_cosmological_inference |
| Authors |
Christian_Pedersen,_Michael_Eickenberg,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14362 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)は、宇宙論的分野から従来の2点統計よりも多くの情報を抽出し、天体物理学的影響を非常にうまく無視できることが示されています。ただし、CNNには大量のトレーニングデータが必要であり、高価な宇宙論的シミュレーションの領域では潜在的に問題があり、ネットワークの解釈が困難です。この研究では、訓練可能なウェーブレットをフィルターとして使用する畳み込みニューラルネットワークの一種である学習可能な散乱変換を、宇宙論的推論と天体物理学的影響に対する周縁化の問題に適用します。散乱変換に基づく2つのモデル(1つはパフォーマンスを重視して構築され、もう1つは解釈可能性を重視して構築)を提示し、CNNとの比較を実行します。散乱アーキテクチャは、トレーニングデータサンプルが小さい場合に、CNNよりも大幅に優れたパフォーマンスを発揮できることがわかりました。さらに、解釈性の高い軽量の散乱ネットワークを紹介します。
AutoSourceID 分類子。空間情報を備えた畳み込みニューラル ネットワークを使用した星と銀河の分類
| Title |
AutoSourceID-Classifier._Star-Galaxy_Classification_using_a_Convolutional_Neural_Network_with_Spatial_Information |
| Authors |
F._Stoppa,_S._Bhattacharyya,_R._Ruiz_de_Austri,_P._Vreeswijk,_S._Caron,_G._Zaharijas,_S._Bloemen,_G._Principe,_D._Malyshev,_V._Vodeb,_P._J._Groot,_E._Cator,_G._Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14456 |
目的。従来の星と銀河の分類手法はカタログからの特徴推定に依存することが多く、このプロセスでは不正確さが生じやすいため、分類の信頼性が損なわれる可能性があります。特定の銀河、特に拡張源として現れていない銀河は、その形状パラメータとフラックスのみが推論を駆動する場合、誤分類される可能性があります。私たちは、天文画像から星や銀河を直接識別するための堅牢で正確な分類ネットワークを作成することを目指しています。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)と発生源の位置に関する追加情報を活用することで、調査内のすべての星と銀河、特に検出限界に近い信号対雑音比(S/N)を持つ星と銀河を正確に分類することを目指しています。方法。ここで開発されたAutoSourceID-Classifier(ASID-C)アルゴリズムは、以前に開発されたASID-Lコードによって生成された32x32ピクセルの単一フィルターバンドソースカットアウトを使用します。ASID-CはCNNを利用して、その強力な特徴学習機能を活用して、これらの切り抜きを星または銀河に区別します。続いて、CNNの出力に対して修正されたPlattScalingキャリブレーションを採用します。この手法により、導出された確率が効果的に校正され、正確で信頼性の高い結果が得られます。結果。MeerLICHT望遠鏡画像でトレーニングされ、DarkEnergyCameraLegacySurvey(DECaLS)形態学的分類を使用してトレーニングされたASID-Cが、SourceExtractorのような同様のコードよりも優れたパフォーマンスを発揮することを示します。ASID-Cは、特に検出限界に近いS/Nを持つソースに対して、正確な天体分類の新たな可能性を開きます。リアルタイムの星銀河分類や過渡現象のホスト識別など、ASID-Cの応用の可能性は、天文学研究への多大な貢献を約束します。
IceCube-Gen2 光モジュール向けの新しい 4 インチ光電子増倍管タイプの性能研究
| Title |
Performance_studies_on_new_4"_photomultiplier_types_intended_for_IceCube-Gen2_optical_modules |
| Authors |
Markus_Dittmer,_Alexander_Kappes_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14589 |
今後のIceCube-Gen2拡張では、新しく開発された光学モジュールには4インチPMTが含まれます。この目的のために、メーカーの浜松ホトニクスとノースナイトビジョンテクノロジーは、IceCube-Gen2科学ケースの要件を満たす新しいPMTモデルを開発しました。仕様には、時間分解能、検出効率、ダークノイズに関する厳しい要件が含まれています。これらのパフォーマンス特性を測定するための取り組みを要約し、両方のPMTモデルがIceCube-Gen2によって設定されたパフォーマンス仕様を満たしていることを示します。両方のPMTモデルに基づくプロトタイプ光モジュールは、現場でテストし、Gen2拡張のベンダーの決定に役立てるために、IceCubeアップグレードとともに導入されます。
| Title |
Polarization_properties_of_X-ray_tubes_used_for_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer_calibration |
| Authors |
Ajay_Ratheesh,_John_Rankin,_Enrico_Costa,_Ettore_Del_Monte,_Alessandro_Di_Marco,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Fabio_Muleri,_Alda_Rubini,_Paolo_Soffitta,_Luca_Baldini,_Massimo_Minuti,_Michele_Pinchera,_Carmelo_Sgr\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14814 |
この研究では、X線管から放出されるX線の偏光特性を測定しました。これは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)に搭載された機器の校正中に使用されました。X線管は、非偏光放射線に対するガスピクセル検出器の応答を校正するための非偏光X線源として使用されます。ただし、特徴的な蛍光輝線が偏光していない場合でも、連続制動放射は加速された電子と放出された光子の形状に基づいて偏光する可能性があります。したがって、制動放射からの偏光X線の寄与を特徴付けることは、将来の測定にとっても興味深いことです。理論的予測から予想されるように、加速された電子が放出された光子と平行である場合、制動放射は偏光されておらず、垂直である場合、偏光はエネルギーとともに増加することがわかります。理論的予測との比較も示します。
| Title |
Parameter_inference_for_coalescing_massive_black_hole_binaries_using_deep_learning |
| Authors |
Wen-Hong_Ruan,_He_Wang,_Chang_Liu,_Zong-Kuan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14844 |
2030年代には、レーザー干渉計スペースアンテナ、Taiji、TianQinなどの複数の宇宙ベースのGW検出器がGW天文学にミリヘルツの窓を開くため、重力波（GW）観測の新時代が幕を開ける。これらの検出器は、さまざまな発生源から発せられる多数のGW信号を検出する準備ができています。GWデータ分析にとって、これらのソースのパラメータを低い計算コストで回復することは困難な作業です。一般に、整合フィルタリング手法では、すべての分解可能なソースに対して広範なパラメータ空間を探索する必要があり、GW波形テンプレートの生成により多大なコストがかかります。この課題を軽減するために、深層学習を使用して大規模ブラックホールバイナリ(MBHB)を合体させるためのパラメーター推論を実行することを試みます。この研究でトレーニングされたモデルは、MBHBの赤方偏移総質量、質量比、合体時間、光度距離の50,000事後サンプルを約20秒で生成する機能を備えています。私たちのモデルは強力なデータ前処理ツールとして機能し、信号対雑音比が100を超えるMBHB信号のパラメーター空間の体積を4桁以上削減します。さらに、このモデルは入力を処理する際に堅牢性を示します。複数のMBHB信号を含むデータ。
太陽噴火現象の次世代の包括的なデータ駆動型モデル
| Title |
Next-Generation_Comprehensive_Data-Driven_Models_of_Solar_Eruptive_Events |
| Authors |
Joel_C._Allred,_Graham_S._Kerr,_Meriem_Alaoui,_Juan_Camilo_Buitrago-Casas,_Amir_Caspi,_Bin_Chen,_Thomas_Y._Chen,_Lindsay_Glesener,_Silvina_E._Guidoni,_Fan_Guo,_Judith_T._Karpen,_Sophie_Musset,_Katharine_K._Reeves,_Albert_Y._Shih |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14946 |
太陽フレアとコロナ質量放出は相互に関連する現象であり、合わせて太陽噴火現象として知られています。これらは宇宙天気の主な推進力であり、その起源を理解することが太陽物理学の主な目標です。このホワイトペーパーでは、太陽噴火現象の次世代のデータ駆動型モデルを構築およびテストするために、観測とモデリングの専門家を結集するために十分なリソースを割り当てることを提唱しています。私たちは、磁場の進化とリコネクションを解決する地球規模の3DMHD、リコネクション排気における粒子加速の小規模シミュレーション、フレアで加速された粒子の太陽下層大気への運動スケール輸送など、包括的なエンドツーエンドモデルの構築に必要な主要コンポーネントを特定します。、フレア加熱に対する太陽大気の放射反応と流体力学反応。このモデリングフレームワークを使用すると、太陽噴火現象がどのようにエネルギーを放出し、粒子を加速し、プラズマを加熱するかに関する長年の疑問を調査できます。太陽フレア物理学における未解決の問題に対処するために、NASAとNSFが十分な研究および分析資金を提供し、大規模な研究者と数値ツールを結集して、私たちが概説するエンドツーエンドのモデリングフレームワークに取り組むことを推奨します。現在の理論とモデリングに特化した資金提供プログラムは比較的小規模で頻度も低いです。資金提供機関は、現代の宇宙物理学が急速な進歩を遂げるためには観測とモデリングの両方を使用する必要があることを認識する必要があります。
ファブリー・ペローベースの酸素探索装置であるFIOSプロトタイプの初のオンスカイ結果
| Title |
First_on-sky_results_of_a_FIOS_prototype,_a_Fabry_Perot_Based_Instrument_for_Oxygen_Searches |
| Authors |
Surangkhana_Rukdee,_Sagi_Ben-Ami,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Andrew_Szentgyorgyi,_David_Charbonneau,_Juliana_Garc\'ia-Mej\'ia,_Johannes_Buchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14947 |
今後登場する超大型望遠鏡(ELT)は、近くの恒星の周囲の地球型惑星の大気中に存在する酸素分子$\mathrm{O_2}$などの潜在的な生体特徴ガスを検出するために必要な収集領域を備えることが期待されています。最も有望な検出方法の1つは透過分光法です。この方法を使用して$\mathrm{O_2}$を検出する能力を最大限に高めるには、地球に似た系外惑星大気の吸収線を完全に分解し、テルルからの信号を解きほぐすために、スペクトル分解能$\mathrm{R}\geq300,000$が必要です。線。現在の高解像度分光器は通常、$\mathrm{R}\sim100,000$のスペクトル解像度を達成します。限られた観察/機器を観察する際の解像度を上げるには、大幅に大型の光学コンポーネントが必要となり、これらの機器はさらに高価になり、製造と組み立てが難しくなります。代わりに、高分解能分光法への新しいアプローチを実証します。高解像度分光器の前に接続する超高スペクトル分解能ブースターを実装しました。この機器は、超微細スペクトルプロファイルを生成する連鎖ファブリーペローアレイに基づいています。実験室のデモンストレーターによる上空の地殻観測を紹介します。構成に応じて、この2アームプロトタイプはR=250,000～350,000の解像度に達します。プロトタイプの動作を注意深くモデル化した後、R=300,000を超えるELTを目的とした8アームアレイ構成のファブリーペロー干渉計(FPI)設計を提案します。新しいFPI分解能ブースターは、既存のR=100,000分光器のフロントエンドに接続して、系外惑星大気研究用のより高い分解能でスペクトルプロファイルを上書きできます。
進化する星の核反応
この章では、星の進化と爆発における重要な核反応を、個々の星の燃焼段階と爆発的燃焼条件を経て説明します。核存在量の組成の変化を追跡するには、関連する核反応速度の知識が必要です。軽い原子核（恒星の燃焼初期段階に入る）の場合、共鳴密度は一般に非常に低く、反応は個々の共鳴によって決定され、実験から最もよく得られます。中程度の質量および重い原子核の場合、レベル密度は通常、統計モデルのアプローチを適用するのに十分です。このため、重要な反応に焦点を当てて、すべての燃焼段階と爆発的燃焼について議論しますが、軽原子核については、M.Wiescher、deBoer&Reifarth(実験核天体物理学)およびP.Descouvement(理論的研究)の章を参照します。低エネルギー核反応)では、軽い原子核の核反応速度を予測するための多くの例、利用された実験方法、理論的アプローチが示されています。十分に高い準位密度を持つ原子核については、安定性や核分裂モードから遠く離れた原子核への適用も含め、核反応断面積と核図全体にわたる熱核発生率の現在の予測に使用される統計モデル手法について議論します。
球状星団 M5 のターンオフ星のリチウム: 原始リチウムの探求
軽元素リチウムは、ビッグバン時の元素合成によって形成されます。その豊富さは、初期宇宙のパラメーターを定義するのに役立ちます。この原始的な値を見つけるには、最古の星におけるLiの存在量を決定する必要があります。これは、Liが恒星内部の核反応によって容易に破壊されるためです。私たちは、13Gyrの古い球状星団M5にある5つの同一の未進化のターンオフ星について、高解像度（約45,000）の分光観測を行った。私たちの分析では、Li存在量の範囲が2倍であることがわかりました。広がりは個別誤差の5倍です。これらの結果を他の5つの球状星団のターンオフ星の結果と比較すると、Liの範囲が同様に広いことが明らかになります。M5のリチウムと他のクラスターはすべてフィールドスターLiプラトーの上に星を持っていますが、原始Liの予測ほど高いものはありません。Liの最大値は、6つのクラスターすべてで同じです。多くの球状星団では複数世代の星が発見されています。それらの後の世代は、リチウムが枯渇したガスから形成されたと予想されています。このような二世以降のスターには李がいないだろう。しかし、6つの星団のうち1つだけが、Li存在量の上限を持つ未進化の星をいくつか持っています。
GWACシステムで観測した白色光スーパーフレアと近隣M7型連星EI~Cncの長期活動
| Title |
White-light_superflare_and_long-term_activity_of_the_nearby_M7_type_binary_EI~Cnc_observed_with_GWAC_system |
| Authors |
Hua-Li_Li,_Jing_Wang,_Li-Ping_Xin,_Jian-Ying_Bai,_Xu-Hui_Han,_Hong-Bo_Cai,_Lei_Huang,_Xiao-Meng_Lu,_Yu-Lei_Qiu,_Chao_Wu,_Guang-Wei_Li,_Jing-Song_Deng,_Da-Wei_Xu,_Yuan-Gui_Yang,_Xiang-Gao_Wang,_En-Wei_Liang,_and_Jian-Yan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14594 |
恒星の白色光フレアは、周囲の系外惑星の大気の物理的および化学的特性に重要な役割を果たしていると考えられています。ここでは、地上広角カメラ(GWAC)とその専用の追跡望遠鏡によって実行された、近くのフレアリングシステムEI~Cncに関する光学監視キャンペーンを報告します。より明るい成分EI~CncAから来るスーパーフレアが検出および観察されました。複雑な減衰光曲線を適切にモデル化するには4つの成分が必要です。$R-$bandにおけるフレアエネルギーの下限は、$3.3\times10^{32}$ergsと推定されます。GWACアーカイブデータからは、合計290時間のフレアがさらに27件検出されました。推定された累積フレア頻度分布は、$10^{30}$と$10^{33}$ergの間のエネルギー範囲にわたって$\beta=-0.50\pm0.03$の傾きを持つ非常に浅いべき乗則関数に従います。M4よりも温度が低い星はスーパーフレア活動が強化される傾向にあります。EI~Cncで特定されたフレアにより、太陽型星の白色光スーパーフレアで以前に確立された$\tau-E$関係を、$\sim10^{30}$ergという低いエネルギーまで拡張することができます。、3次による):$\tau\proptoE^{0.42\pm0.02}$、これはMから太陽型までのタイプの星に共通するフレア機構を示唆し、$B^{1の不変量を意味します。/3}\upsilon_{\rmA}$の白色光フレア。
変光星ASASSN-V j104912.47+274312.7の研究。稀有な特異なRRcスター
| Title |
Study_of_the_variable_star_ASASSN-V_j104912.47+274312.7;_a_rare_peculiar_RRc_star |
| Authors |
M._Correa,_J.M._Vilalta,_J.F._Le_Borgne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14875 |
ASAS-SNデータベースで短周期たて座デルタ星の候補を検索しているときに、私たちは変光星ASASSN-VJ104912.47+274312.7に注目し、追跡するのが興味深いと考えました。これはASAS-SNディスカバリーであり、彼らによってRRcとして分類されます。私たちは2021年に16夜にわたってそれを観察し、その周期を改良することを可能にするいくつかの極大値を得ました。周波数解析の結果、この星はRRc星の小さなサブグループに属し、0.61または0.68の周期比モードを持たず、比が0.96を超える2つの近い周波数を示す特性があると結論付けられました。この挙動は、Netzel&Smolec(2019)がOGLEデータで発見した2つの星と、Smolecらが研究したNGC6362の1つの星に非常に似ています。（2017年）。この大きな周期比は、Netzelらによって、標準的なダブルモードRRc星(Px/Pl=0.61～0.68)への追加モードとしても発見されています。（2023年）。
巨大白色矮星の降着による崩壊による偏心ミリ秒パルサーの形成
| Title |
The_Formation_of_the_Eccentric_Millisecond_Pulsar_by_the_Accretion-induced_Collapse_of_the_Massive_White_Dwarf |
| Authors |
D._Wang_and_B.P._Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14886 |
ミリ秒パルサー(MSP)は、ドナーからの降着物質によってスピンアップを受けた古い中性子星(NS)であると考えられています。一方、銀河領域での偏心ミリ秒パルサー(eMSP)の発見は、円軌道でのみMSP白色矮星(WD)を生成するというシナリオに疑問を投げかけています。これらのeMSPの軌道周期と随伴質量は狭い範囲に位置しているため、それらは同じ起源を持つというのが合理的な仮定です。しかし、その起源を解釈するために多くのモデルが提案されていますが、狭い範囲の公転周期の起源は依然として未解決の問題です。ONeWDの降着誘起崩壊(AIC)はMSP形成の重要な経路であると考えられており、潮汐循環により円軌道でMSPが形成されると予想されていた。ここでは、特定の循環計算を含むバイナリ集団合成によってこのシナリオを再検討しました。私たちの結果は、このシナリオで循環化が不十分なバイナリがeMSPに進化する可能性があることを示しています。不十分な環状化によって必要とされる狭い初期バイナリパラメータは、当然のことながら、軌道周期の狭い範囲を説明することができます。WDのAICプロセスの進化はまだよく理解されていませんが、eMSPの軌道周期の狭い範囲の特性により、進化の物理学に制約が設定される可能性があります。
シミュレートされた類似体 I: 若い原始星連系系の見かけの物理的進化
| Title |
Simulated_Analogues_I:_apparent_and_physical_evolution_of_young_binary_protostellar_systems |
| Authors |
Vito_Tuhtan_and_Rami_Al-Belmpeisi_and_Mikkel_Bregning_Christensen_and_Rajika_L_Kuruwita_and_Troels_Haugb{\o}lle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14923 |
原始星の連星は複雑な環境形態を保持しています。観測は時間のスナップショットを表しており、投影と光学的深さの影響により、観測を解釈する能力が損なわれます。より大きな星形成領域を含む高解像度モデルと注意深く比較することは、駆動する物理プロセスを分離し、時間領域での観測コンテキストを与えるのに役立ちます。私たちはAUスケールの解像度でズームインシミュレーションを実行し、周連星円盤が形成されるまでの進化を初めて追跡しました。私たちは若い星の周りのガスのダイナミクスを調査し、円盤のサイズを抽出します。放射伝達を使用して、連星系の進化的トレーサーを取得します。我々は、恒星前核の遠心半径は、あらゆるスケールでの角運動量輸送のため、結果として生じる円盤サイズの推定値としては不十分であることを発見した。連星の場合、円盤のサイズは連星の軌道によって周期的に調整され、アパストロンに近い半径が大きくなります。ボロメータ温度は、エッジオンビューとフェイスオンビューの間で体系的に異なり、連星軌道と相関する高頻度の時間依存性と、より大きな偶発的な降着イベントに伴う低頻度の時間依存性を示します。これらの振動により、システムの外観がクラス0からクラスIに急速に変化し、短期間ではクラスIIに変化することもあります。初期段階の非常に複雑な構造は、連星軌道自体と同様に、原始星のクラスの古典的な解釈に影響を与えるため、進化段階への直接の変換は慎重に行う必要があり、エンベロープ物質の範囲などの他の進化指標を含める必要があります。
太陽コロナフラックスロープキャビティ内の回転流
オープンソースの\texttt{MPI-AMRVAC}コードを使用して、冠状腔内で系統的に回転するプロミネンスの2.5次元磁気流体力学シミュレーションを紹介します。私たちのシミュレーションは、せん断アーケード磁性構造が浸透した非断熱の重力成層コロナから始まります。フラックスロープ(FR)は、フットポイントの集中およびせん断駆動によって形成され、同時に底部にランダム加熱を適用します。後者は、極性反転線に関して温度分布と密度分布の左右非対称を引き起こします。この非対称性により、FRが形成される前にループに沿って流れが生じ、磁力線が再接続されると正味の回転運動に変換されます。FR内の熱的不安定性が進行すると、その軸の周りの角運動量保存により、熱いコロナと冷たい凝縮プラズマの両方が系統的に回転します。初期回転速度は$60\\mathrm{km\s^{-1}}$を超えています。合成画像は、211と193\AA\で見られる冠状プラズマの同時回転と、304\AAで見られる凝縮を確認します。さらに、暗い空洞の形成は、211および193\AA\画像で明らかです。私たちの数値実験は、いわゆる巨大太陽プロミネンス竜巻の観察に触発されており、非対称FR形成が回転運動を引き起こすのに重要である可能性があることを明らかにしています。冠状腔内で観察された回転運動を再現し、回転するプロミネンスの複雑な力学についての理解を深めます。
水素再結合線放出によって追跡された MWC 349A からの高速ジェットの検出
| Title |
Detection_of_a_High-velocity_Jet_from_MWC_349A_Traced_by_Hydrogen_Recombination_Line_Emission |
| Authors |
Sirina_Prasad,_Qizhou_Zhang,_James_Moran,_Yue_Cao,_Izaskun_Jimen\'ez-Serra,_Jesus_Mart\'in-Pintado,_Antonio_Martinez_Henares,_Alejandro_B\'aez_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15050 |
MWC349Aは、水素無線再結合線(RRL)メーザーを持つことが知られている珍しい星の1つです。明るいメーザー発光により、システムのダイナミクスをミリ秒(マス)の精度で研究することが可能になります。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)によるMWC349Aの1.4mmと0.8mmの連続放射、およびH30$\alpha$RRLとH26$\alpha$RRLの観測結果を紹介します。最大ベースライン16.2kmのC43-10の最も拡張されたアレイ構成を使用して、H30$\alpha$線と1.4mm連続放射を初めて空間分解しました。既知のH30$\alpha$とH26$\alpha$メーザー放出に加えて、LSR速度-12～28kms$^{-1}$のケプラー円盤からのメーザー放出と、速度-12～28kms$^{-1}$のイオン風からの放出-40kms$^{-1}$と28～60kms$^{-1}$の$V_{\mathrm{LSR}}$で、-85から28～60kms$^{-1}$にジェットの証拠が見つかりました。-40kms$^{-1}$、+60～+100kms$^{-1}$。これらのメーザーは、円盤の極軸とほぼ一致する線状構造で発見されます。これらのメーザーが極軸の近くにある場合、その速度は575kms$^{-1}$に達する可能性があり、B\'aezRubioetal(2013)で提案されているように、単一の膨張風だけでは説明できません。）。私たちは、それらが磁気流体力学的風によって発射された可能性が高い高速ジェットから発生していることを示唆しています。ジェットは円盤の回転と同じ方向に回転しているように見えます。これらの放出の詳細な放射伝達モデリングにより、風中のメーザーの起源がさらに解明されるでしょう。
宇宙搭載ネットワークによる異方性確率的重力波背景に対する感度
| Title |
Sensitivity_to_anisotropic_stochastic_gravitational-wave_background_with_space-borne_networks |
| Authors |
Zheng-Cheng_Liang,_Zhi-Yuan_Li,_En-Kun_Li,_Jian-dong_Zhang,_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01541 |
この論文では、低周波近似に依存せずに、異方性確率重力波背景(SGWB)に対する宇宙搭載検出器の検出能力を調査します。検出性能を評価するために、べき乗則積分感度(PLIS)曲線を計算します。我々の結果は、単極子($l=0$)、四極子($l=2$)、および十六極子($l=4$)を超える多極子モーメントを単一の検出器で検出する能力には限界があることを示しています。ただし、複数の検出器を組み合わせると、複数の指向方向の存在と検出器間の分離により、他の多重極モーメントの検出能力が大幅に向上します。たとえば、双極子($l=1$)を考慮する場合、TianQinとTianQinII、およびLISAとTianQinを組み合わせると、単一のTianQinと単一のLISAを使用した場合と比較して、検出感度がそれぞれ2～3桁大幅に向上します。
| Title |
Heavy_neutron_stars_from_light_scalars |
| Authors |
Reuven_Balkin,_Javi_Serra,_Konstantin_Springmann,_Stefan_Stelzl,_Andreas_Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14418 |
私たちは、光スカラー場が核物質の新しい段階を引き起こし、星の景観をどのように変えることができるかを研究しています。核子と結合したスカラーは、有限のバリオン密度で自明ではない期待値を生成する可能性があります。このスカラーの供給により核子の質量が減少し、追加のエネルギー密度と圧力源が提供されます。一般的な条件下では、核物質の新しい基底状態が出現し、星の残骸の構成に顕著な影響を及ぼします。特に、新しい基底状態の中性子星は、QCD状態方程式が現在予測しているよりも大幅に重い可能性があります。また、スカラーのコンプトン波長と同じくらい小さいサイズの混成恒星組成や安定した自己結合天体も発見されています。我々は、このシナリオのいくつかの具体的な実現、すなわち、QCDアクシオンとそのより軽い一般化、および重力のスカラーテンソル修正のクラスと事実上等価な線形または二次結合スカラー場について議論します。最後に、異常な緻密性や半径の不安定性ギャップなど、中性子星の電磁波および重力波観測に関連する現象学的特徴を調査します。
コンパクトな星の中の暗黒物質
白色矮星と中性子星は、暗黒物質の探索における広範囲にわたる多面的な研究室です。超高密度、深いフェルミオン縮退、低温、核子超流動、強力な磁場、高磁場など、コンパクト星のいくつかの例外的な特性を利用する、波状、粒子状、巨視的およびブラックホールの暗黒物質の検出見通しをレビューします。回転規則性と顕著な重力波放射率。この文書で初めて明らかにされた基礎的なトピックには、中性子星のバリオン降着に対する「プロペラ位相」の影響と、暗黒物質捕獲による中性子星の加熱に対するオージェ対とクーパー対の破壊効果の寄与が含まれる。
湾曲した時空では、マクスウェル方程式はミンコフスキー背景で有効な形式で表現でき、計量(重力)の効果が有効な分極と磁化として現れます。電場と磁場(EM)は、観測者のフレーム4ベクトルに依存します。通常のフレーム、座標フレーム、および文献で使用されている他の2つの非共変手法で定義されたフィールドを使用して、一般的な湾曲時空で有効なマクスウェル方程式を導出します。このケースを一般的なフレームで分析することにより、非共変的な方法で定義された電磁場、電荷密度、電流密度が、観測者によって測定された物理的な密度に対応していないことを示します。我々は、均質部分の変更はどの観察者にとっても避けられず、そのような変更は有効な媒体特性として解釈することが難しいことを示します。通常のフレームは、オイラー観測者によって測定されたEMフィールドを与えるため、使用するのに適しています。
超重力下での T モデル ヒッグス インフレーション
我々は、SUSYGUTスケールでU(1)_(B-L)対称性の自発的破れにつながるヒッグス場をインフレトンとして使用する、超重力におけるインフレの単純で自然かつ予測的なTモデルに焦点を当てます。U(1)R対称性によって固定された繰り込み可能な超ポテンシャルと、カーラー多様体SU(2,1)/(SU(2)xU(1))x(SU(2)/Uをパラメータ化するケーラーポテンシャルを使用します。(1))スカラー曲率R_K=-6/N+2/N_0(0<N_0<6)を使用します。スペクトルインデックスnsは現在の中心観測値に近いことがわかり、テンソル対スカラー比rはN<36で増加します。このモデルはMSSMにうまくリンクでき、現象学的データと一貫してmuパラメーターの大きさの説明を提供します。また、1TeV程度の軽さのgravitinoによる非熱レプトジェネシスによるバリオジェネシスも可能になります。
テレパラレルガウスボンネット重力における毛深いブラックホールの特徴
| Title |
Distinctive_Features_of_Hairy_Black_Holes_in_Teleparallel_Gauss-Bonnet_Gravity |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Daniela_D._Doneva,_Ludovic_Ducobu,_Christian_Pfeifer,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14720 |
非最小結合スカラーアインシュタイン-ガウス-ボンネット重力のテレパラレル定式化を調べます。テレパラレル定式化では、重力は曲率ではなくねじれによって記述され、曲率によって表現される通常のガウスボンネット不変量がねじれから構築された2つの別々の不変量に減衰します。その結果、テレパラレル定式化により、時空幾何学とスカラー場の間の非最小結合のより広い可能性が可能になります。私たちのテレパラレル理論では、場方程式の反対称部分をどのように解くかに応じて、球対称の方程式の2つの異なる分岐があり、実数四分子と複素四分子につながります。まず、実際の四分体は事象の地平線における方程式の規則性と両立しないように見えることを示します。これは、リーマンのアインシュタイン・ガウス・ボンネット理論を超えるスカラー化ブラックホール解が存在しない可能性があることを示す兆候です。したがって、私たちは複素四分子に焦点を当てて研究を行います。これは、ねじれがスカラー場のソースとして機能する、スカラー化されたブラックホールの解決策の出現につながります。以前の研究を拡張して、従来の曲率ベースのスカラーアインシュタイン-ガウス-ボンネット重力で集中的に研究されている次数1と2の単項非最小結合を研究します。私たちは、ねじれを含めると、結果として生じるスカラー化されたブラックホールの安定性が変化する可能性があることを発見しました。具体的には、我々の発見は、純粋な曲率定式化では完全に不安定な二次結合の場合、ねじれによって引き起こされる解がパラメーター空間の特定の領域内で安定性を示す可能性があることを示しています。限定的なケースですが、地平線近くに強力なスカラー場を持つが、スカラー電荷が消失しているブラックホールを見つけることもできました。
光子と暗黒光子の動的混合の宇宙論的帰結
| Title |
Cosmological_Consequences_of_Kinetic_Mixing_between_Photon_and_Dark_Photon |
| Authors |
Sung_Mook_Lee,_Dong_Woo_Kang,_Jinn-Ouk_Gong,_Donghui_Jeong,_Dong-Won_Jung,_Seong_Chan_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14798 |
私たちは、宇宙マイクロ波背景光子（CMB）と宇宙複屈折源としての複屈折暗黒光子の間の動力学的混合を研究しています。実際に、暗い光子の複屈折がCMB光子に伝播しますが、結果として生じる複屈折は空全体で均一ではない可能性があることを示します。さらに、私たちの研究は、CMBの2つの基本特性、円偏光とスペクトル歪みの生成において動的混合が果たす重要な役割に光を当てています。
均質な$Z_2$対称スカラー凝縮体の運命
暗黒物質は、$Z_2$対称スカラー場で表される場合、粒子と凝縮物の両方として現れる可能性があります。この論文では、FLRW宇宙の熱プラズマにおける$Z_2$対称スカラー場の振動する均一凝縮体の進化を研究する。我々は、振動振幅が十分に小さいためパラメトリック共振が非効率である摂動領域に焦点を当てます。この摂動体制は必然的に凝縮液崩壊の後期段階を構成し、その運命を決定します。凝縮物、放射線、時空の結合された粗粒運動方程式は、非平衡場の量子理論を使用して第一原理から導出されます。運動方程式に入る関連する微視的な量の解析式を取得し、運動方程式を数値的に解きます。$Z_2$対称凝縮体の減衰率は、振幅依存性または温度依存性のいずれかにより、遅い時間ではハッブルパラメータよりも速く減少するため、常に消失しない遺物の存在量が存在することがわかりました。したがって、ダークマター遺物全体の密度に対する凝縮体の寄与を考慮することは、$Z_2$スカラー一重項ダークマターにとって不可欠です。粒子の通常の熱凍結とは異なり、凝縮レリック密度は初期条件に依存します。初期条件は、摂動領域内にある限り、本研究では任意とみなします。
TDiff in the Dark: 横微分同相写像のもとでスカラー場不変の重力
| Title |
TDiff_in_the_Dark:_Gravity_with_a_scalar_field_invariant_under_transverse_diffeomorphisms |
| Authors |
Dar\'io_Jaramillo-Garrido,_Antonio_L._Maroto,_and_Prado_Mart\'in-Moruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.14861 |
横微分同相写像の下でのみ不変である物質作用を持つ可能性について考察します。この可能性は、弱い等価原理に基づく制限が生じないダークセクターにとって特に興味深いものです。このアイデアを実装するために、距離の決定要因の任意の関数を介して重力に最小限に結合するスカラー場を考慮します。スカラー場のエネルギー運動量テンソルは、その速度ベクトルが時間に似ている場合に完全な流体の形式をとることを示します。我々は、このテンソルの保存を詳細に分析し、運動支配領域におけるこの場のエネルギー密度について独創的な新しい結果を得る。実際、この領域では流体は常に断熱的であり、音速の明示的な表現が得られます。さらに、これらの理論の重力特性に関する洞察を得るために、エネルギー条件の充足を考慮し、自明ではない物理的に合理的な物質が潜在的支配領域における強いエネルギー条件に違反すると結論付けます。一方、特に興味深いシフト対称モデルをいくつか紹介します。これらは、一定の状態方程式モデル(これにより、暗黒物質や暗黒放射をうまく説明できる可能性があります)と、統一された測地線で起こるような、さまざまな重力領域を表すモデル(時間に似た測地線の集束またはデフォーカスの可能性によって特徴付けられます)です。暗黒物質エネルギーモデル。
| Title |
Luminosity_of_accretion_disks_around_rotating_regular_black_holes |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Yergali_Kurmanov,_Orlando_Luongo,_Marco_Muccino,_Aliya_Taukenova,_Ainur_Urazalina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15003 |
我々は、回転する通常のブラックホールの一種の場における薄い降着円盤を考察します。この目的のために、最も内側の安定な円軌道の半径$r_{ISCO}$と、降着円盤が物質を放射線に変換する効率$\eta$を取得し、円盤の発光スペクトルをモデル化します。円盤の放射束、差分光度、分光光度の単純なモデルを検討し、その結果をカーブラックホールの周囲の降着円盤から予想される結果と比較します。注目すべき結果として、私たちの計算から、スピンパラメータ$j$の固定値と小さい値に対して、降着円盤の光度と効率の両方が、降着円盤の輝度と効率の両方が、同じ質量のブラックホールのカー計量。これらの結果は、天体物理学的ブラックホールに対して興味深い意味を持つ可能性があります。
インフレーションおよびアクシオン暗黒物質中のモジュライ安定化における QCD の役割
| Title |
Role_of_QCD_in_moduli_stabilization_during_inflation_and_axion_dark_matter |
| Authors |
Ryuichiro_Kitano,_Motoo_Suzuki,_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.15059 |
初期宇宙におけるアクシオンのダイナミクスの初期条件が無知であるため、私たちは$O(1)$値の初期振幅を考慮するようになり、QCDアクシオンの減衰定数$F_a$が次のような中間スケールであることが望ましいと考えるようになりました。暗黒物質の存在量を説明するには、$10^{12}$GeVとして計算します。初期振幅を設定するためにインフレーション中のアクシオンと弾性力学を考慮することにより、$F_a$が$10^{12}$GeVよりもはるかに大きいという宇宙論的シナリオを探索します。余剰次元の体積弾性率（放射）が主にインフレーション中の弾性率ポテンシャルに対するQCDの寄与によって安定化される場合、弦スケールの減衰定数を持つQCD軸はインフレーション時のハッブルパラメータ付近の質量を獲得することを示します。これは、アクシオンがインフレーション中に$\theta=0$最小値まで転がり、初期振幅がほぼ消失することを意味し、インフレーション量子ゆらぎが現在のアクシオンの数密度の主要な原因となる可能性があります。等曲率摂動の制約が回避されながら、アクシオンが宇宙の冷たい暗黒物質を説明する自然パラメータ領域が見つかりました。アクシオン小クラスターまたはアクシオン星の存在は、すばる-HCSマイクロレンズ現象を説明するものを含む、幅広いパラメーターで予測されています。
