インフレーション中の相転移とパルサータイミングアレイでの重力波信号
| Title |
Phase_transition_during_inflation_and_the_gravitational_wave_signal_at_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Haipeng_An,_Boye_Su,_Hanwen_Tai,_Lian-Tao_Wang,_and_Chen_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00070 |
重力波信号は、初期宇宙の力学への有望な窓を提供します。パルサータイミングアレイ(PTA)からの最近の結果は、そのような新しい物理学を初めて垣間見ることができるかもしれません。特に、他の手段では調査できないインフレ中の新たな詳細を指摘する可能性がある。私たちは、新しい結果が、インフレーション中の一次相転移によって生成される、曲率摂動によって発生する二次重力波から得られる可能性を探ります。相転移プロセスの場理論格子シミュレーションの結果に基づいて、このメカニズムを通じて生成された重力波信号がPTAからの新しい結果を説明できることを示します。信号のスペクトル形状を詳細に分析します。将来の観測では、そのような情報を使用して、ここで考慮されている重力波信号を他の考えられる発生源から区別することができます。
「インフレの証明」へのレクイエム、または非特異的なバウンスにおける変動の源泉
一般的な通念では、CMBスケールでテンソル対スカラー比$r$を測定することは「インフレの証明」であると示唆しています。これは、一般的な予測の1つがスケール不変のテンソルスペクトルであるのに対し、別の予測では$r$が感度よりも桁違いに低いためです。今後の実験。ソース変動を伴う跳ねる宇宙は、この観点に挑戦するスカラー摂動とテンソル摂動の両方のほぼスケール不変のスペクトルを可能にします。過去の研究では、バウンスによって最終予測が変更されないという仮定の下、バウンスまでモデルを分析していました。この作業では、この前提を捨てます。私たちは宇宙の進化と再加熱までのバウンス全体の変動を明確に追跡します。進化は安定しており、ソース変動の存在によってバウンスが破壊されることはありません。バウンスは、テンソルスペクトルを変更せずに、スカラースペクトルを強化します。強化はバウンスの持続時間によって異なります。バウンスが短いほど、強化が大きくなることを意味します。モデルは現在の観測と一致し、今後のCMB実験で観測される可能性のある実行可能なテンソル対スカラー比$r\lesssim10^{-2}$を予測します。したがって、$r$の測定はもはや「インフレの証拠」ではなくなり、ソースバウンスは明確な予測を備えた実行可能なパラダイムとなります。
ハロー統計の収束: スケールフリー シミュレーションを使用した Rockstar と CompaSO のコード比較
| Title |
Convergence_of_halo_statistics:_code_comparison_between_Rockstar_and_CompaSO_using_scale-free_simulations |
| Authors |
Sara_Maleubre,_Daniel_J._Eisenstein,_Lehman_H._Garrison,_Michael_Joyce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00438 |
この研究では、RockstarとCompaSOの間でハローファインダーコードの比較を実行します。Abacusを使用して実行されるスケールフリー宇宙論の大規模な($N=4096^3$まで)シミュレーションを活用することで$N$体シミュレーションの解像度を定量化することを目的とした以前の分析に基づいて、HMF、2PCF、および前述の2つのアルゴリズムで選択されたハロー中心の半径方向ペアごとの平均速度。RockstarとCompaSOの両方について、$1\%$精度レベルでの質量関数と、$2\%$レベルでのペアごとの平均速度(および2PCF)の収束を確立します。小規模および小規模な塊では、Rockstarがより大きな自己相似性を示すことがわかり、また、CompaSOハローのマージツリー後処理がそれらの収束に果たす役割も強調します。最後に、LCDMに直接外挿できる形式で、ハローあたりの最小粒子数として表現される解像度限界を示します。
宇宙の夜明けからの赤方偏移した 21 cm 信号の形態
| Title |
The_morphology_of_the_redshifted_21-cm_signal_from_the_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Raghunath_Ghara,_Satadru_Bag,_Saleem_Zaroubi,_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00548 |
コズミックドーン(CD)からの赤方偏移21cm信号の断層撮影マップの空間変動は、電波背景温度よりも高いガス温度を持つ領域のサイズと分布に決定的に依存します。この記事では、形状診断ツール{\scsurfgen2}を使用して、このような発光領域とその吸収領域の形態学的特徴を研究します。21cm信号のシミュレートされたCD輝度温度キューブを使用すると、発光領域が発光領域の充填率$FF_{\rmemi}\gtrsim0.15$で段階的に浸透することがわかります。吸収領域のパーコレーションは$FF_{\rmabs}\gtrsim0.05$で発生します。最大の発光領域と吸収領域はトポロジー的に複雑で、CDのほとんどの部分で高度にフィラメント状になっています。体積の関数としてのこれらの領域の数密度は、べき乗則の性質を示し、放出領域と吸収領域のべき乗則指数はそれぞれ$\about-2$と$-1.6$になります。全体として、平面性、フィラメント性、および種は、発光領域と吸収領域の両方の体積の増加に伴って増加します。
光蒸発とコアによる質量損失のパラメータ空間をマッピングする
| Title |
Mapping_out_the_parameter_space_for_photoevaporation_and_core-powered_mass-loss |
| Authors |
James_E._Owen_and_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00020 |
太陽系外惑星に近い大気の脱出を理解することは、その進化を解釈する上で重要です。我々は、光蒸発と炉心動力による質量損失が大気脱出を支配するパラメータ空間を計画します。一般に、2つの領域間の遷移は、XUV光子の侵入深さに対するボンダイ半径(つまり、コア出力による流出の音速点)の位置によって決まります。XUVの侵入深さがボンダイ半径内にある場合($R_{XUV}<R_B$)、光蒸発が損失を支配し、XUV放射が流れのより高い位置で吸収される場合($R_B<R_{XUV}$)にはコア出力による質量損失が大きくなります。）。2つの状態の間の移行は、惑星の半径とそのボンダイ半径のほぼ一定の比率で起こり、正確な値は惑星と星の特性に対数的に依存します。一般に、平衡温度が高い低重力惑星では核による質量損失が支配的であり、平衡温度が低い高重力惑星では光蒸発が支配的です。しかし、惑星は進化の過程でこれら2つの質量損失体制の間を移行する可能性があり、コアによる質量損失によりパラメータ空間の重要な領域にわたって光蒸発が「強化」される可能性があります。興味深いことに、核動力による質量損失によって最終的に剥奪される惑星は、これまでに核動力による質量損失しか経験していない可能性が高い。対照的に、光蒸発によって最終的にはぎ取られる惑星は、核による動力による質量損失の初期段階を経験した可能性があります。私たちの結果を観測されたスーパーアース集団に適用すると、太陽系外惑星の半径の谷の最終的な彫刻には光蒸発が関与しているようだが、各機構がH/Heエンベロープの最終的な除去を制御する惑星がかなりの割合で含まれていることが示唆される。
PSGnest を使用した系外惑星の反射光スペクトルのグリッドベースの大気取得
| Title |
Grid-Based_Atmospheric_Retrievals_for_Reflected-Light_Spectra_of_Exoplanets_using_PSGnest |
| Authors |
Nicholas_Susemiehl,_Avi_M._Mandell,_Geronimo_L._Villanueva,_Giuliano_Liuzzi,_Michael_Moore,_Tyler_Baines,_Michael_D._Himes,_and_Adam_J._R._W._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00057 |
太陽系外惑星の反射光を直接観察して大気特性を取得する技術は、順モデル計算によって課せられる計算上の制約により、範囲が制限されることがよくあります。私たちは、正確な結果を維持しながら、検索の実行に必要な時間を大幅に短縮する新しい一連の手法を開発しました。私たちは、パラメータ点の離散セットで評価された、事前に計算された140万の幾何学的アルベドスペクトルのグリッドを構築しました。このグリッドからのスペクトルは、PSGnestと呼ばれる高速かつ効率的なネストされたサンプリングルーチンのモデルを生成するために使用されます。スペクトルグリッドを構築するための事前の時間を超えて、PSGnestを使用して完全な取得を完了するまでの時間は、パーソナルコンピューターを使用した場合、数秒から数分程度かかります。グリッドから中間スペクトルを補間することで生じる誤差を広範に評価したところ、この偏りは他の検索誤差源と比べて重要ではなく、補間スペクトルと真のスペクトルの間の平均決定係数は0.998であることが示されました。私たちはこれらの新しい取得技術を適用して、いくつかの惑星の原型を観測するLuvExタイプのミッションからさまざまな大気およびバルクパラメータを取得するための最適なバンドパス中心を制約します。0.73ミクロンを中心とする20%のバンドパスを使用して行われたスペクトル観測は、信号に必要な時間を超えて観測時間を増やすことなく、$H_2O$と$O_2$の検出を行うための新しい技術と並行して使用できることを示します。-ノイズ比は10。ここで紹介した方法により、将来の天文台が系外惑星を特徴付ける能力を確実に研究できるようになります。
惑星の進化を追跡するためのケプラー発生の統一処理 I: 方法論
| Title |
A_Unified_Treatment_of_Kepler_Occurrence_to_Trace_Planet_Evolution_I:_Methodology |
| Authors |
Anne_Dattilo,_Natalie_M._Batalha,_Steve_Bryson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00103 |
$0.5-16$R$_\oplus$と$1-400$日の惑星のケプラー系外惑星出現率を示します。発生を測定するには、カーネル密度推定器によるノンパラメトリック法を使用し、不確実性の推定にはブートストラップランダムサンプリングを使用します。当社では、検出効率、精査の完全性、天体物理学的および誤警報の信頼性を含む、KeplerDR25カタログからの完全性と信頼性測定の完全な特性評価を使用しています。GaiaDR2からのより正確で均一な恒星の半径も含まれています。これらの最終的なケプラー特性の影響を確認するために、文献からのベンチマーク系外惑星出現率測定を再検討します。私たちは、測定結果を以前の研究と比較して、私たちの方法を検証し、更新された恒星および惑星の特性に対するこれらのベンチマークの依存性を観察します。FGK星の場合、$0.5～16$R$_\oplus$日と$1～400$日の間で、恒星あたり$1.52\pm0.08$の惑星の出現が見つかります。私たちは、半径、軌道周期、星の種類の関数として発生の依存性を調査し、以前の研究と比較し、優れた一致を示しました。FGK星の半径の谷の最小値は$1.78^{+0.14}_{-0.16}$R$_\oplus$であることが測定され、温度が低い星では半径がより小さい値に移動することがわかります。また、$3-4$R$_\oplus$における発生崖の傾斜の新しい測定結果を示し、軌道周期が長くなると崖の傾斜が緩やかになることがわかりました。私たちの方法論により、将来的には惑星の形成と進化の理論モデルを制約できるようになります。
HD 209458b の脱出大気中のヘリウムの質量分別
| Title |
The_Mass_Fractionation_of_Helium_in_the_Escaping_Atmosphere_of_HD_209458b |
| Authors |
Lei_Xing,_Dongdong_Yan,_and_Jianheng_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00283 |
HD209458bおよび他のいくつかの系外惑星における準安定Heの吸収シグナルは、太陽系下のHe/H比を用いた脱出大気モデルによって説明できます。原始大気に少量のヘリウムが存在する場合、ヘリウムの存在量が少ないのは、惑星の形成の結果である可能性があります。しかし、別の可能性は、低いHe/H比が大気中のヘリウムの質量分別プロセスによって引き起こされるということです。水素ヘリウム雰囲気における分別の影響を調査するために、よく知られたオープンソースのMHDコードPLUTOに基づいて、自己無撞着な多流体1D流体力学モデルを開発しました。私たちのシミュレーションは、多流体モデルではより低いHe/H比が自然発生的に生成される可能性があることを示しています。さらに、広いパラメータ空間でHD209458bのHe10830ラインの透過スペクトルをモデル化しました。観測の透過スペクトルは、静かな太陽のX線および極紫外線束の1.80倍の条件に適合できます。一方、ヘリウムと水素の流出フラックスの比$F_{He}/F_{H}$は0.039です。私たちの結果は、ヘリウムと水素の質量分別によって、観測に必要な低いHe/H比を自然に解釈できることを示しています。したがって、HD209458bの脱出大気では、ヘリウムの存在量が太陽の存在量と同程度であっても、大気中のヘリウムの存在量を減らす必要はありません。この研究で提示されたシミュレーションは、脱出する大気中で他の系外惑星でも質量分別が起こる可能性があることを示唆しており、これについてはさらに調査する必要がある。
彗星67Pの塵っぽいコマ中の酸素を含む有機分子：豊富な複素環の最初の証拠
| Title |
Oxygen-bearing_organic_molecules_in_comet_67P's_dusty_coma:_first_evidence_for_abundant_heterocycles |
| Authors |
N._H\"anni,_K._Altwegg,_D._Baklouti,_M._Combi,_S._A._Fuselier,_J._De_Keyser,_D._R._M\"uller,_M._Rubin,_S._F._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00343 |
地球上の生体分子の不可解な複雑さは、星間物質(ISM)における複雑な有機分子の探索を推進しており、隕石や惑星間塵粒子(IDP)から彗星や小惑星に至るまで、地球外有機物の貯蔵庫に関する多くの現場研究の動機となっています。現在までに最もよく研究されている彗星であるチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星(67P)は、欧州宇宙機関のロゼッタ探査機によって2年間にわたって訪問され、同行されてきました。67Pの近日点付近および塵の多い条件下で、搭載された高分解能質量分析計は、この彗星の化学的複雑性を見事に垣間見ることができました。この研究では、Oを含む有機揮発性物質をこれまでにないほど詳細に分析しました。67Pのインベントリーと、ISM、他の彗星、およびマーチソン隕石から抽出された可溶性有機物(SOM)で検出された分子との比較では、種のさまざまな化学グループの(前)生物的関連性も強調します。我々は、地球外に豊富に存在するOを含む複素環（メタノールと比較した存在量は多くの場合10%程度で、相対誤差範囲は30～50%）と、カルボン酸やエステル、アルデヒドなどの他の分子クラスのさまざまな代表物質に関する最初の証拠を報告する。、ケトン、アルコール。純粋な炭化水素と同様に、一部の水素化形態は、脱水素化された対応物よりも優勢であると思われます。興味深い例はテトラヒドロフラン(THF)です。これは、長い間探し求められてきたフランそのものよりも、ISMでの検索の有望な候補となる可能性があるためです。私たちの発見は、宇宙における化学的複雑さの起源を調査するための今後の取り組みをサポートし、導くだけでなく、例えば、実験室での天体物理学的氷類似体の非分岐種と分岐種、および水素化種と脱水素化種の比率の研究を強く奨励します。モデリングによっても。
短波赤外線による月衝突フラッシュ観測の日中への拡張
| Title |
Extending_Lunar_Impact_Flash_Observations_into_the_Daytime_with_Short-Wave_Infrared |
| Authors |
Daniel_Sheward,_Marco_Delbo,_Chrysa_Avdellidou,_Anthony_Cook,_Philippe_Lognonn\'e,_Edhah_Munabari,_Luigi_Zanatta,_Antonio_Mercatali,_Silvano_Delbo,_Paolo_Tanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00510 |
月面衝突フラッシュ(LIF)観測は通常、R、I、またはフィルターなしの光で行われ、観測者の地平線から10{\deg}以上上にある、照度10～60%の月の夜側を対象として、夜間にのみ可能です。これにより、観測できる可能性が大幅に制限されるため、観測される低頻度の高エネルギー衝撃の数が減少します。一般的に使用される波長からJバンド短波赤外線に移行することにより、LIFの最も一般的な温度(2750K)およびこれらの波長での暗い空のスペクトル放射輝度が大きくなり、日中およびより長時間のLIFモニタリングが可能になります。月のイルミネーション段階は現在可能であるよりも長くなります。Ninox640SUカメラとJバンドフィルターを備えた40.0cmf/4.5ニュートン反射鏡を使用して、システムの理論的限界を評価するために、さまざまな時間にいくつかの星と月の夜側を観察しました。次に、方法を検証するために、確認されたLIFを観察する可能性を最大化するために、昼と夜の両方でLIF観察を実行しました。61個の>5{\sigma}イベントが検出され、そのうち33個のLIFイベント候補は誤検知として無視できませんでした。1つのイベントは、マルチフレーム検出と可視光で観察する独立した観察者によって確認されました。このLIFは夜間に観測されましたが、観測された信号を使用して、同様の昼間のイベントの同等の信号対雑音比を計算できます。日光LIF検出の閾値は、Jmag=+3.4+-0.18とJmag=+5.6+-0.18(2750KでそれぞれVmag=+4.5とVmag=+6.7)の間であることがわかりました。これは、LIFを観察する機会がほぼ500%増加したことを意味します。
M 矮星を周回する岩石惑星の地表水の維持におけるマグマオーシャンの役割
M矮星を周回する地球に似た惑星、Mアースは、現在、生命の痕跡を探すのに最適なターゲットです。私たちが知っているように、生命には水が必要です。M型地球の居住可能性は、宇宙への水の損失によって危険にさらされています。若いM型矮星からの高いフラックスにより、居住可能な惑星から3～20個の地球の海洋が失われる可能性があります。私たちは、ハビタブルゾーン内を周回する地球質量の地球型系外惑星の0次元ボックスモデルを開発し、初期の表面マグマオーシャン段階とより長い深層水循環段階における宇宙への水の損失と貯水池間の交換を追跡します。重要な特徴は、温室の暴走と同時に想定される、表面のマグマオーシャンの持続期間です。このタイムスケールは、乾燥した惑星、マントルは乾燥しているが地表水が大量に存在する惑星、マントル内に大量の水分が隔離されている惑星を区別することができる。寿命の長い地表マグマオーシャンは、M型地球が水を保持するのに役立ちます。マグマ中の水の溶解は、ホストM型矮星の水分飽和限界に応じて、ホストM型矮星の最も初期の最も活動的な段階での宇宙への重大な損失に対する障壁となります。マグマ。短命の基底マグマオーシャンは地表の居住性に有益である可能性があるが、長寿命の基底マグマオーシャンは、マントル内に大量の水を隔離して、地表の居住性に悪影響を与える可能性がある。私たちは、マグマオーシャンと深層水の循環によって、後期M型矮星の周りのハビタブルゾーンの内縁にある地球に似た惑星の居住可能な表面状態を維持または回復できることがわかった。これらの惑星は、そうでなければ、以下の量で形成されると乾燥してしまうだろう。${\sim}$10の陸海の水。
スーパーアースかに座 55 番星の内部力学
| Title |
Interior_dynamics_of_super-Earth_55_Cancri_e |
| Authors |
Tobias_G._Meier,_Dan_J._Bower,_Tim_Lichtenberg,_Mark_Hammond,_Paul_J._Tackley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00592 |
超短周期スーパーアースかに座55番星は、測定された半径が地球の半径1.8倍です。これまでの熱位相曲線の観測では、昼側と夜側の温度差が約1000Kであり、最も高温の点が星の下点から$41\pm12$度東にシフトしており、ある程度の熱循環が存在することが示唆されています。昼側（そして場合によっては夜側も）はマグマオーシャンが存在するほど高温です。大気の大循環モデル(GCM)の結果を使用して、表面温度のコントラストを制限します。スーパーアース、特にマグマオーシャンを抱えるほど大きな恒星照射を受けるスーパーアースにおけるマントル対流の勢いと様式については、依然として大きな不確実性が存在する。この研究では、かに座55番星にある潮汐ロックされた溶岩世界のマントル力学を制限することを目的としています。表面温度のコントラストを境界条件として使用し、2Dマントル対流シミュレーションを使用してかに座55座のマントル流れをモデル化し、対流形態がさまざまな気候モデルによってどのような影響を受けるかを調査します。その半球がマグマオーシャンで覆われ、夜側が固体または部分的にのみ溶けたままである場合、大きなスーパープルームが昼側に形成されることがわかりました。冷たい物質は夜側の深部内部に下降しますが、強いダウンウェルは形成されません。場合によっては、スーパープルームもターミネーターに向かって数十度移動します。湧昇が優先的に昼側に起こる対流体制は、その半球での優先的なガス放出につながる可能性があり、それが夜側とは化学的に異なる可能性のある大気種の蓄積につながる可能性があります。
exoEarths の遠隔生体署名識別のためのベイジアン分析 (BARBIE) I: H2O
のコロナグラフィー観測シミュレーションにおけるグリッドベースの入れ子サンプリングの使用
| Title |
Bayesian_Analysis_for_Remote_Biosignature_Identification_on_exoEarths_(BARBIE)_I:_Using_Grid-Based_Nested_Sampling_in_Coronagraphy_Observation_Simulations_for_H2O |
| Authors |
Natasha_Latouf,_Avi_Mandell,_Geronimo_Villanueva,_Michael_Moore,_Nicholas_Susemiehl,_Vincent_Kofman,_Michael_Himes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00648 |
系外惑星の大気中のH2Oの検出は、惑星の居住可能性を決定するための第一歩です。現在、コロナグラフィック設計ではH2Oの検出に使用される観察戦略が制限されており、存在量の制約を最適化するために特定のバンドパスを選択する必要があります。コロナグラフベースの直接イメージングを使用して居住可能な惑星の初期特性評価のための最適な観測戦略を検討するために、信号対雑音比(SNR)と可視波長の25バンドパスにわたる分子存在量の関数としてH2Oの検出可能性を定量化します。範囲(0.5～1ミクロン)。私たちは、豊富さと圧力の範囲にわたる140万の幾何学的アルベドスペクトルで構成される事前に構築されたグリッドを使用し、効率的なネストされたサンプリングルーチンであるPSGnestのために農産物フォワードモデルを補間します。私たちはまず、現代の地球の双子を模倣した大気中でのH2Oの検出可能性をテストし、その後、より広範囲のH2O存在量を調べるために拡張します。各存在量値について、データの実効信号対雑音比(SNR)に基づいて最適な20%バンドパスを制約します。我々は、H2Oの検出可能性に関する調査結果をSNR、波長、および存在量の関数として提示し、これらの結果を将来のコロナグラフ装置の設計を最適化するためにどのように使用するかについて議論します。私たちは、地球の歴史上の推定値の上限にある存在量については、中程度のSNRデータでH2Oを0.74ミクロンまで検出できる波長の特定の点がある一方、0.9ミクロンでは、現代の低SNRデータでも検出可能であることを発見しました。地球上に存在するH2O。
酸素と鉄の交換 I: [O/Fe] -- 銀河の特定の星形成速度の関係
| Title |
Trading_oxygen_for_iron_I:_the_[O/Fe]_--_specific_star_formation_rate_relation_of_galaxies |
| Authors |
Martyna_Chru\'sli\'nska,_Ruediger_Pakmor,_Jorryt_Matthee,_Tadafumi_Matsuno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00023 |
星形成金属量に関する現在の知識は、主に気相酸素存在量の測定に依存しています。このため、鉄の存在量の変動によって引き起こされる星の進化とフィードバックの違いを正確に説明することはできないかもしれません。$\alpha$元素(酸素など)と鉄は、異なる時間スケールで作用する供給源によって生成され、それらの間の関係は単純ではありません。私たちは、[O/Fe]-特異的SFR(sSFR)関係の起源を探索し、化学存在量と銀河形成のタイムスケールを結び付けます。この関係は、宇宙論的シミュレーションと基本的な理論的期待に従って、赤方偏移全体にわたって星形成銀河が続きます。その明らかな普遍性により、すぐに入手できる酸素を豊富な鉄と交換するのに適しています。この関係は、核崩壊とIa型超新星の相対的な鉄生成効率と、後者の遅延時間分布によって決定されます。これは、[O/Fe]-sSFR関係で経験的に制約できる不確実な要素です。我々は、広範囲のsSFRにわたる[O/Fe]-sSFR関係に最初の制約を課すために、観察された鉄存在量の決定を使用して星形成銀河の文献サンプルを編集および均質化します。この関係は、sSFRの減少に伴って[O/Fe]が低くなる方向への明らかな進化と、log(sSFR/yr)>-9を超えると平坦化することを示しています。結果はほぼ予想と一致していますが、モデルに情報を与えるにはより適切な制約が必要です。私たちは古い天の川星から独自に関係を導き出し、再結合線の絶対酸素存在量スケールが星の金属量の測定と組み合わせて使用される限り、両者の間に顕著な一致があることを発見しました。
0.5 $\leq$ z $\leq$ 1 の UVCANDELS における紫外に明るい星形成塊とそのホスト銀河
| Title |
UV-Bright_Star-Forming_Clumps_and_Their_Host_Galaxies_in_UVCANDELS_at_0.5_$\leq$_z_$\leq$_1 |
| Authors |
Alec_Martin_(1),_Yicheng_Guo_(1),_Xin_Wang_(2),_Anton_M._Koekemoer_(3),_Marc_Rafelski_(3_and_4),_Harry_I._Teplitz_(5),_Rogier_A._Windhorst_(6),_Anahita_Alavi_(5),_Norman_A._Grogin_(3),_Laura_Prichard_(3),_Ben_Sunnquist_(3),_Daniel_Ceverino_(7_and_8),_Nima_Chartab_(9),_Christopher_J._Conselice_(10),_Y._Sophia_Dai_(11),_Avishai_Dekel_(12),_Johnathan_P._Gardner_(13),_Eric_Gawiser_(14),_Nimish_P._Hathi_(3),_Matthew_J._Hayes_(15),_Rolf_A._Jansen_(6),_Zhiyuan_Ji_(16),_David_C._Koo_(17_and_18),_Ray_A._Lucas_(3),_Nir_Mandelker_(12),_Vihang_Mehta_(5),_Bahram_Mobasher_(19),_Kalina_V._Nedkova_(4),_Joel_Primack_(20),_Swara_Ravindranath_(3),_Brant_E._Robertson_(18),_Michael_J._Rutkowski_(21),_Zahra_Sattari_(9_and_19),_Emmaris_Soto_(22),_L._Y._Aaron_Yung_(13)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Missouri,_Columbia,_MO,_USA,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences_(UCAS),_Beijing,_China,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_MD,_USA,_(5)_IPAC,_Caltech,_Pasadena,_CA,_USA,_(6)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA,_(7)_Departamento_de_Fisica_Teorica,_Modulo_8,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_Autonoma_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(8)_CIAFF,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_Autonoma_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(9)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_Pasadena,_CA,_USA,_(10)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_Oxford_Road,_Manchester,_UK,_(11)_Chinese_Academy_of_Sciences_South_America_Center_for_Astronomy_(CASSACA),_National_Astronomical_Observatories_(NAOC),_Beijing,_China,_(12)_Racah_Institute_of_Physics,_The_Hebrew_University_of_Jerusalem,_Jerusalem,_Israel,_(13)_Astrophysics_Science_Division,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(14)_Department_of_Physics_and_Astronomy_Rutgers_University_Piscataway,_NJ,_USA,_(15)_Stockholm_University,_Department_of_Astronomy_and_Oskar_Klein_Centre_for_Cosmoparticle_Physics,_AlbaNova_University_Centre,_Stockholm,_Sweden,_(16)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA,_(17)_UCO/Lick_Observatory,_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(18)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(19)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Riverside,_Riverside_CA,_USA,_(20)_Department_of_Physics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(21)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Minnesota_State_University,_Mankato,_MN,_USA,_(22)_Computational_Physics,_Inc.,_Springfield,_VA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00041 |
巨大な星形成塊は星形成銀河(SFG)の顕著な特徴であり、銀河の形成と進化に関する重要な手がかりが含まれています。しかし、銀河団とそのホスト銀河の基本的な人口統計は依然として不確実です。宇宙集合体の紫外線イメージング近赤外線深部銀河系外遺産調査(UVCANDELS)からのHST/WFC3F275W画像を使用して、0.5$\leq$z$\leq$1の銀河内の巨大な星形成塊を検出および分析します。塊が一般的であるとき(宇宙の正午、z$\sim$2)とまれなとき(局所宇宙で)の2つの時代を接続します。静止フレーム1600{\AA}の輝度が最も明るい局所HII領域(M$_{UV}\leq-$16AB)の3倍高い塊サンプルを構築します。私たちのサンプルでは、35$\pm$3$\%$の低質量銀河(log[M$_{*}$/M$_{\odot}$]$<$10)が塊状です(つまり、少なくとも1つの中心から外れた塊)。この分数は、中間(10$\leq$log[M$_{*}$/M$_{\odot})の場合は22$\pm$3$\%$と22$\pm$4$\%$に変わります。$]$\leq$10.5)および高質量(log[M$_{*}$/M$_{\odot}$]$>$10.5)銀河は、以前の研究と一致しています。同様の質量の非塊状SFGと比較した場合、低質量および中質量の塊状SFGはSFRが高く、レストフレームのU-Vカラーがより青くなる傾向がありますが、高質量の塊状SFGは非塊状SFGよりも大きい傾向があります。ただし、塊状のSFGと塊状でないSFGは類似したセルシックインデックスを持ち、基本的な密度プロファイルが類似していることを示しています。さらに、星形成領域の紫外光度が母銀河の物理的特性とどのように相関するかを調査します。平均して、より明るい星形成領域は、より明るく、より小さく、より特異性の高いSFR銀河に存在し、そのホストの銀河中心に近い場所で見つかります。
星に手を伸ばす -- $z=4.76$ のレンズ付き星候補の JWST/NIRSpec 分光法
| Title |
Reaching_for_the_stars_--_JWST/NIRSpec_spectroscopy_of_a_lensed_star_candidate_at_$z=4.76$ |
| Authors |
Lukas_J._Furtak_(1),_Ashish_K._Meena_(1),_Erik_Zackrisson_(2),_Adi_Zitrin_(1),_Gabriel_B._Brammer_(3),_Dan_Coe_(4_and_5),_Jos\'e_M._Diego_(6),_Jan_J._Eldridge_(7),_Yolanda_Jim\'enez-Teja_(8),_Vasily_Kokorev_(9),_Massimo_Ricotti_(10),_Brian_Welch_(11),_Rogier_A._Windhorst_(12),_Abdurro'uf_(4_and_5),_Felipe_Andrade-Santos_(13_and_14),_Rachana_Bhatawdekar_(15),_Larry_D._Bradley_(4),_Tom_Broadhurst_(16_and_17_an_18),_Wenlei_Chen_(19),_Christopher_J._Conselice_(20),_Pratika_Dayal_(9),_Brenda_L._Frye_(21),_Seiji_Fujimoto_(22),_Tiger_Y.-Y._Hsiao_(5),_Patrick_L._Kelly_(19),_Guillaume_Mahler_(23),_Nir_Mandelker_(24),_Colin_Norman_(4_and_5),_Masamune_Oguri_(25),_Norbert_Pirzkal_(4),_Marc_Postman_(4),_Swara_Ravindranath_(4),_Eros_Vanzella_(26),_Stephen_M._Wilkins_(27_and_28)_((1)_Ben-Gurion_University_of_the_Negev,_(2)_Uppsala_University,_(3)_Cosmic_Dawn_Center,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_(5)_The_Johns_Hopkins_University,_(6)_Instituto_de_F\'isica_de_Cantabria,_(7)_University_of_Auckland,_(8)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'Ia,_(9)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_(10)_University_of_Maryland,_(11)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(12)_Arizona_State_University,_(13)_Berklee_College_of_Music,_(14)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_\&_Smithsonian,_(15)_European_Space_Astronomy_Centre,_(16)_University_of_the_Basque_Country,_(17)_Donostia_International_Physics_Center,_(18)_Ikerbasque,_(19)_University_of_Minnesota,_(20)_University_of_Manchester,_(21)_Steward_Observatory,_(22)_The_University_of_Texas_at_Austin,_(23)_Durham_University,_(24)_The_Hebrew_University,_(25)_Chiba_University,_(26)_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_(27)_University_of_Sussex,_(28)_University_of_Malta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00042 |
我々は、強力レンズ(SL)星団MACSJ0647+のJWST/NIRCamイメージングで以前に検出された、$z_{\mathrm{phot}}\simeq4.8$の光度赤方偏移における高倍率の星候補のJWST/NIRSpec観察を提示します。7015($z=0.591$)。分光観測により、$z_{\mathrm{spec}}=4.758\pm0.004$での母アークの赤方偏移を正確に測定することができ、この星のスペクトルはこの赤方偏移に対応する明確なライマンブレイクとバルマーブレイクを示します。スペクトルに当てはめると、表面温度$T_{\mathrm{eff,B}}\simeq15000$KのB型超巨星と、より赤いF型伴星($T_{\mathrm{eff,F)のいずれかが存在することが示唆されます。}}\simeq6250$K)または視線に沿った大幅な塵の減衰($A_V\simeq0.82$)。また、この天体が単一の星ではなく、拡大された若い球状星団である可能性も調査します。我々は、スペクトルが原理的に星団と一致しており、2つの時代間の光束変動の欠如にも対応できることを示します。ただし、カウンターイメージの欠如と、レンズ対称性による物体のサイズの強い上限$r\lesssim0.5$pcは、このシナリオの可能性が若干低いことを示している可能性があります。ただし、完全に除外されているわけではありません。現在のデータ。宇宙がわずか$\sim1.2$Gyrの頃に観測されたスペクトルは、極端なレンズを通して初期の星を研究するJWSTの能力を示しています。
JWSTによる $z\sim6.25$ クエーサーの低質量ホスト銀河の検出
| Title |
Detection_of_the_Low-Stellar_Mass_Host_Galaxy_of_a_$z\sim6.25$_quasar_with_JWST |
| Authors |
Meredith_Stone,_Jianwei_Lyu,_George_H._Rieke,_Stacey_Alberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00047 |
私たちは、近くのPSF星の専用のJWST/NIRCam中バンド観測を使用して、中心点源を除去し、根底にある銀河の発光を明らかにすることで、z~6.25のサブエディントン・クエーサー(M_1450=-24.6)であるJ2239+0207の星の質量を特徴付けます。。バルマーブレイクの長さ方向の2つのバンドで主銀河を検出し、このクェーサーの既存の測定された[CII]動的質量よりも1桁以上小さい、約10^10M_sunの恒星質量が得られました。さらに、JWST/NIRSpecIFU観測を使用してJ2239+0207の中心超大質量ブラックホールの質量を計算し、多くの高赤方偏移クエーサーと同様に、ブラックホールが局所的なM_BH-M*関係によって予測される質量よりも約15倍大きいことが判明しました。ミリ波の線幅によって決定される動的質量を使用します。私たちは、潜在的な選択効果を注意深く検討し、z~6クェーサーを同様に決定された動的質量を持つ局所サンプルと比較した場合でも、高赤方偏移クエーサーの多くが超大質量ブラックホールを持っているように見えることを発見しました。我々は、z~6クェーサーは局所宇宙で観測されたものよりもM_BH-M*関係の広がりが大きい可能性が高いと結論付けています。
乱流起電力をモデル化するための発生源の反復除去
| Title |
Iterative_removal_of_sources_to_model_the_turbulent_electromotive_force |
| Authors |
Abhijit_B._Bendre,_Jennifer_Schober,_Prasun_Dhang,_Kandaswamy_Subramanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00059 |
直接磁気流体力学(MHD)シミュレーションからダイナモテンソルの成分を計算する新しい方法について説明します。私たちの手法は、電波天文学で広く使用されている標準的なH\"ogbomCLEANアルゴリズムの拡張および一般化に依存し、対応する画像に対する最も強いビームの影響を体系的に除去します。この一般化は、反復音源除去(IROS)手法と呼ばれます。ここでは、乱流起電力(EMF)を平均磁場と電流の観点からモデル化するために採用されています。CLEANアルゴリズムと同様に、IROSは平均磁場と電流の時系列をダイナモ係数と畳み込むビームとして扱います。は(クリーン)画像として扱われ、EMF時系列(ダーティ画像)を生成します。この方法を銀河ダイナモのMHDシミュレーションに適用します。これには、テストフィールド法などのダイナモ係数を計算する他の方法を以前に使用しました。回帰法、および特異値分解(SVD)法のローカルおよび非ローカルバージョンで、新しい方法がMHDシミュレーションからダイナモ係数を確実に回復することを示します。また、以前の方法とは異なり、ダイナモ係数の事前分布を反転中に簡単に組み込むことができます。さらに、合成データを使用して、EMFへの付加ノイズのパワーが実際のEMFの2倍である場合でも、ダイナモ係数を決定する際の実行可能な後処理ツールとして機能する可能性があることを実証します。
GOALS-JWST: NIRSpec によって明らかにされた NGC7469 のガスダイナミクスと励起
| Title |
GOALS-JWST:_Gas_Dynamics_and_Excitation_in_NGC7469_revealed_by_NIRSpec |
| Authors |
Marina_Bianchin,_Vivian_U,_Yiqing_Song,_Thomas_S.-Y._Lai,_Raymond_P._Remigio,_Loreto_Barcos-Munoz,_Tanio_Diaz-Santos,_Lee_Armus,_Hanae_Inami,_Kirsten_L._Larson,_Aaron_S._Evans,_Torsten_Boker,_Justin_A._Kader,_Sean_T._Linden,_Vassilis_Charmandaris,_Matthew_A._Malkan,_Jeff_Rich,_Thomas_Bohn,_Anne_M._Medling,_Sabrina_Stierwalt,_Joseph_M._Mazzarella,_David_R._Law,_George_C._Privon,_Susanne_Aalto,_Philip_Appleton,_Michael_J._I._Brown,_Victorine_A._Buiten,_Luke_Finnerty,_Christopher_C._Hayward,_Justin_Howell,_Kazushi_Iwasawa,_Francisca_Kemper,_Jason_Marshall,_Jed_McKinney,_Francisco_Muller-Sanchez,_Eric_J._Murphy,_Paul_P._van_der_Werf,_David_B._Sanders,_and_Jason_Surace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00209 |
我々は、明るい赤外線銀河NGC7469の新しいJWST-NIRSpecIFSデータを紹介します。NGC7469は、高度に電離したガスの流出と顕著な核星形成リングを引き起こすSy1.5核を持つ近く(70.6Mpc)の活動銀河です。JWST機器NIRSpec-IFSの優れた感度と高い空間分解能を使用して、核周囲ガスの励起とダイナミクスにおけるセイファート核の役割を調査します。私たちの分析は、AGN周囲の放射線/衝撃励起分子およびイオン化ISMを追跡する[Feii]、H2、および水素の再結合ラインに焦点を当てています。H2/Br{\gamma}と[Feii]/Pa\b{eta}輝線比によるガス励起を調査し、AGNによる光イオン化が銀河の中心300pc内と小さな領域で支配的であることを発見しました。衝撃加熱されたガスの痕跡が見られる。これらの衝撃加熱された領域は、おそらく小型ラジオジェットに関連していると考えられます。さらに、速度場と速度分散マップは、複雑なガスの運動学を明らかにします。回転が支配的な特徴ですが、Pa{\alpha}速度分散マップの速度残差と螺旋パターンによって追跡されるように、ガス流入と一致する非円形運動も特定します。流入は質量流出速度と一致しており、AGN降着速度よりも2桁高い。コンパクトな核ラジオジェットは、高度にイオン化された流出を駆動するのに十分な出力を備えています。このシナリオは、流入と流出が自己調整的な摂食フィードバックプロセスにあり、ラジオジェットが流出の促進に寄与していることを示唆しています。
コンパクトな楕円銀河の形成経路
コンパクト楕円(cE)銀河は、依然として研究が難しい銀河のクラスです。最近の観察では、単離されたcEと宿主に関連するcEは異なる形成経路を持つことが示唆されており、シミュレーション研究では、異なる経路がcE銀河につながる可能性があることも示されています。しかし、確かな関係は確立されておらず、宇宙論的な文脈における各経路の相対的な寄与は不明のままです。ここでは、SAMI銀河調査から得られたcEの空間分解観測サンプルと、IllustrisTNG宇宙論シミュレーション内の一致する銀河サンプルを組み合わせて、これらの銀河がどのように形成されるかの全体像を確立します。ホスト銀河の近くに位置する観測されたcEは、孤立したcEよりも赤く、小さく、古いように見え、複数の形成経路に関するこれまでの証拠を裏付けています。シミュレーションされたcEを時間を遡って追跡すると、2つの主要な形成経路が見つかります。32$\pm$5%は、より大きな母銀河による渦巻銀河の剥離によって形成され、68$\pm$4%は孤立した環境での恒星の質量の漸進的な蓄積によって形成されました。我々は、異なる環境にあるcEが実際に異なる経路を介して形成されることを確認しており、サンプル中のすべての単離されたcEはその場形成を介して形成されており(つまり、以前の宿主から排出されたものはありません)、宿主の77$\pm$6パーセントは関連するcEは潮汐剥離によって形成されました。それらを形成経路によって分離すると、単離されたcEと宿主関連cEの間で観察された違いを再現することができ、これらの違いが各環境で優勢な異なる形成経路によって完全に説明できることが示されます。
大きな二重尾を持つ合体銀河団 Z8338 の切り離された二重 X 線尾
| Title |
A_detached_double_X-ray_tail_in_the_merging_galaxy_cluster_Z8338_with_a_large_double_tail |
| Authors |
Chong_Ge,_Ming_Sun,_Paul_E._J._Nulsen,_Craig_Sarazin,_Maxim_Markevitch,_Gerrit_Schellenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00328 |
サブハローが銀河団に突入すると、そのガス含有量が銀河団内媒質(ICM)によってラム圧によって奪われ、彗星の尾に変わる可能性があります。我々は、70ksのチャンドラ観測によって明らかになった、単一銀河団Z8338内の2つの素晴らしいX線二重尾の発見を報告します。X線ボロメータ光度$3.9\times10^{42}{\rm\erg\s}^{-1}$の明るい方は、ホストのハローから切り離された切り離された尾であり、少なくとも250kpc伸びています。投影中。切り離された尾部の頭部は低温の核であり、寒冷前線の前端は元の主銀河の核から$\sim$30kpc離れています。切り離されたクールコアの冷却時間は$\sim0.3$Gyrです。分離されたガスの場合、かつて結合した暗黒物質ハローの重力により、レイリー・テイラー(RT)不安定性がさらに高まります。その生存状況から、流体力学的不安定性を抑制するには数$\mu$Gの磁場が必要であることがわかります。尾部のX線温度は、先端の0.9keVから後流領域の1.6keVまで上昇しており、より高温のICMとの乱流混合が示唆されています。より暗い二重X線尾部は、X線の総光度$2.7\times10^{42}{\rm\erg\s}^{-1}$で、サブクラスターの冷たい核から生じているように見えます。Z8338は、進行中の合併中に形成されたと考えられます。この例は、X線冷却コアは移動し、最終的には合体によって破壊される可能性がある一方、移動した冷却コアはある程度の長期間存続できることを示唆しています。
KCWI を使用した J1044+0353 の化学的不均一性と進化の探索
| Title |
Using_KCWI_to_Explore_the_Chemical_Inhomogeneities_and_Evolution_of_J1044+0353 |
| Authors |
Zixuan_Peng,_Crystal_L._Martin,_Pierre_Thibodeaux,_Jichen_Zhang,_Weida_Hu,_Yuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00351 |
J1044+0353は、その低質量、低金属性、高い比星形成速度、および強力な高電離輝線により、高赤方偏移で銀河間物質を電離した若い銀河の局所類似体と考えられています。私たちは積分場分光法を使用して、バルマー発光線と吸収線の等価幅を使用してこの小さな銀河を横切るスターバーストの伝播を追跡し、はるかに若いコンパクトな銀河のおよそ1kpc東にあるスターバースト後の集団(約15～20ミル)を見つけます。スターバースト(約3～4ミル)。直接電子温度法を使用してO/H存在比をマッピングすると、スターバースト領域とポストスターバースト領域の間で同様の金属量(1～3シグマ)が見られますが、後者では約0.3dexという大きなばらつきがあります。また、ドップラーシフトと強い輝線の幅もマッピングします。銀河のサイズの数倍のスケールにわたって、銀河の短軸に平行な速度勾配を発見しました。最も急な勾配(~30$\mathrm{km\s^{-1}\kpc^{-1}}$)は、最も古い恒星連合から生じているように見えます。双円錐領域の線幅と歪みの増加に基づいて、速度勾配を真正面から見た流出であると特定します。この流出とスターバーストを引き起こすのに必要なガス流入が、J1044+0353の化学進化にどのような影響を与えるかを議論します。私たちは、銀河の流出を引き起こしている恒星連合は、最も新しい会合から空間的にオフセットされており、金属が豊富な風による化学進化モデルは、均一な化学進化モデルよりも現実的な流入速度を必要とする、と結論付けています。
有限範囲を持つ自己矛盾のない力学モデル -- III.切り取られたべき乗則球
完全に解析的な力学モデルは通常、無限の広がりを持っていますが、実際の星団、銀河、暗黒物質のハローの広がりは有限です。有限範囲を持つ動的モデルを生成する標準的な方法は、無限範囲を持つモデルを取得し、結合エネルギーに切り捨てを適用することで構成されます。ただし、この方法を使用して、事前に設定された分析質量密度プロファイルを使用してモデルを生成することはできません。一般的なタンジェンシャルカデフォード(TC)軌道構造を持つべき乗則球群の自己無撞着性と動的特性を調査します。密度べき乗則の傾き$\gamma$と中心異方性$\beta_0$を変化させることにより、これらのモデルは密度と異方性プロファイルの広いパラメーター空間をカバーします。さまざまなパラメーターの組み合わせに対して位相空間分布関数を明示的に計算し、束縛軌道のエネルギー分布の観点から結果を解釈します。$\gamma\geqslant2\beta_0$の場合にのみ、切り取られたべき乗則球がTC軌道構造によってサポートされることがわかります。これは、中心密度の傾き異方性の不等式が、このための十分条件であり、必要条件であることを意味します。家族。半径方向および接線方向の速度分散プロファイルなどの構造的および動的特性の閉じた式を提供し、より複雑な数値モデリング結果と比較できます。この研究により、有限範囲と分析的記述を備えた自己矛盾のない動的モデルの利用可能なスイートが大幅に追加されます。
高密度の分子雲における消滅特性を調査することは、星間塵の挙動と観測への影響を理解する上で非常に重要です。この研究では、0.8$\,\mu\rmm$から8$\,\mu\rmm$までの波長範囲にわたってへびつかい座雲の消滅則を包括的に調べました。これを達成するために、UKIDSSGCSとSpitzerc2d調査からそれぞれ得られたNIRとMIRデータを分析しました。一連の色対色図をフィッティングすることにより、7つの通過帯域の色過剰率$E_{J-\lambda}/E_{J-K}$を決定しました。次に、これらの比率を直接変換して、相対消滅法則$A_\lambda/A_K$を導き出しました。私たちの発見は、へびつかい座の雲が以前の研究と一致して、平坦な中赤外減光の特徴を示すことを示しています。さらに、我々の結果は、消光深度に応じた消光則の変化を明らかにし、消光が増加するにつれてNIRバンドからMIRバンドへの平坦な傾向を示しています。特に、私たちの分析では、4つの暗雲(L1712、L1689、L1709、およびL1688)の間でMIRの消滅則に大きな違いがないことが明らかになりました。しかし、暗雲の外側の領域、特にL1688NとL1688Wでは、消光則に明確な変動が観察されました。これらの領域は、スピッツァー/IRACバンドでより低い色過剰率$E_{J-\lambda}/E_{J-K}$を示しました。この観察は、へびつかい座の雲の密集した領域で塵の成長が起こっていることを裏付けるものです。
球状トップハット崩壊モデルに基づく銀河原始銀河団の同定
| Title |
Identification_of_Galaxy_Protoclusters_Based_on_the_Spherical_Top-hat_Collapse_Model |
| Authors |
Jaehyun_Lee,_Changbom_Park,_Juhan_Kim,_Christophe_Pichon,_Brad_K._Gibson,_Jihye_Shin,_Yonghwi_Kim,_Owain_N._Snaith,_Yohan_Dubois,_C._Gareth_Few |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00571 |
私たちは、構造形成理論に基づいて、観測にも直接適用できる、銀河原始銀河団を発見するための新しい方法を提案します。原始銀河団は、その時代におけるビリアル質量$M_{\rmvir}<10^{14}\,M_{\odot}$であるが、$z=0$だけその制限を超える銀河群として定義されます。それらは、現在ビリアル質量が$10^{14}\,M_{\odot}$を超える銀河のグループであるクラスターとは区別されます。これらの定義によれば、特定のエポックではクラスターとプロトクラスターが混在する可能性があります。原始星団が$z=0$で獲得する将来の質量は、球状崩壊モデルを使用して推定されます。原始銀河団の中心は球状崩壊モデルで予測される$z=0$による崩壊臨界過密度を用いて特定され、原始クラスターの物理的サイズは回転半径に対応する過密度によって定義される。この処方を校正し、その性能を実証するために、宇宙論的流体力学シミュレーションHorizonRun5(HR5)を使用します。この研究で提案されたプロトクラスター識別方法は非常に成功していることがわかりました。これを高赤方偏移HR5銀河に適用すると、球面崩壊モデルに従って特定された原始銀河団領域内の質量と$z=0$での銀河団内で見つかる最終的な質量との間に密接な相関があることがわかり、これらの領域は次のようにみなせることがわかります。信頼性の高い本物のプロトクラスターとして。
IceCube を使用して北天のセイファート銀河からの高エネルギーニュートリノ放出を探索
| Title |
Searching_for_High-Energy_Neutrino_Emission_from_Seyfert_Galaxies_in_the_Northern_Sky_with_IceCube |
| Authors |
Theo_Glauch,_Ali_Kheirandish,_Tomas_Kontrimas,_Qinrui_Liu,_Hans_Niederhausen_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00024 |
IceCubeによる最近の活動銀河NGC1068からのTeVニュートリノ放射の検出は、AGNが高エネルギー宇宙ニュートリノ束の総量に多大な貢献をしている可能性があることを示唆しています。NGC1068からTeVガンマ線が存在しないことは、ニュートリノ生成がAGNの最も内側の領域で発生していることを示しています。円盤コロナモデルは、NGC1068が属するAGNのサブクラスであるセイファート銀河におけるニュートリノとkeVX線の間の相関関係を予測します。10年間にわたるIceCubeの通過軌道イベントを使用して、一般的な単一べき乗則のスペクトル仮定と円盤コロナモデルによって予測されるスペクトルの両方を研究することにより、北天の27の追加の発生源からのニュートリノ信号の検索結果を報告します。私たちの結果は、NGC4151とCGCG420-015という2つの発生源に関連するニュートリノの過剰が2.7$\sigma$の有意性で示され、同時に発生源リストからの集合的なニュートリノ放出を制限します。
ブレーザー PG 1553+113 の IXPE と多波長観測により、オーファン光偏光スイングが明らかに
| Title |
IXPE_and_multi-wavelength_observations_of_blazar_PG_1553+113_reveal_an_orphan_optical_polarization_swing |
| Authors |
Riccardo_Middei,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Ioannis_Liodakis,_Laura_Di_Gesu,_Alan_P._Marscher,_Nicole_Rodriguez_Cavero,_Fabrizio_Tavecchio,_Immacolata_Donnarumma,_Marco_Laurenti,_Svetlana_G._Jorstad,_Iv\'an_Agudo,_Herman_L._Marshall,_Luigi_Pacciani,_Dawoon_E._Kim,_Francisco_Jos\'e_Aceituno,_Giacomo_Bonnoli,_V\'ictor_Casanova,_Beatriz_Ag\'is-Gonz\'alez,_Alfredo_Sota,_Carolina_Casadio,_Juan_Escudero,_Ioannis_Myserlis,_Albrecht_Sievers,_Pouya_M._Kouch,_Elina_Lindfors,_Mark_Gurwell,_Garrett_K._Keating,_Ramprasad_Rao,_Sincheol_Kang,_Sang-Sung_Lee,_Sang-Hyun_Kim,_Whee_Yeon_Cheong,_Hyeon-Woo_Jeong,_Emmanouil_Angelakis,_Alexander_Kraus,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00039 |
ブレーザーのスペクトルエネルギー分布の低いエネルギーピークは、一般に、ジェット内の相対論的粒子からのシンクロトロン放射に起因すると考えられています。ジェット放出プロセスに関する合意にもかかわらず、粒子加速メカニズムについては依然として議論が続いています。ここでは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によって観測された高シンクロトロンピークブレーザーであるPG1553+113の最初のX線偏光観測を紹介します。$\psi_X=86^{\circ}\pm8^{\circ}$の電気ベクトル位置角に沿って$(10\pm2)\%$のX線偏光度を検出します。同時に、無線と光の偏光度は$\sim$3の係数で低くなります。IXPEのポインティング中に、PG1553+113の光角が$\sim$17度の速度で約125$^\circ$滑らかな単調回転を起こしたとき、IXPE時代の最初のオーファン光学偏光スイングを観察しました。1日あたり。電波でもX線でも同様の回転の証拠は見つからず、これはX線と発光領域が別個であるか、せいぜい部分的に共空間であることを示唆している。私たちの分光偏光測定の結果は、ブレーザーにおける定常状態のX線放射が衝撃加速されたエネルギー層状電子集団に由来するというさらなる証拠を提供します。
迅速なASKAP連続体調査で検出されたパルサーの特徴付け
| Title |
Characterizing_Pulsars_Detected_in_the_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey |
| Authors |
Akash_Anumarlapudi,_Anna_Ehlke,_Megan_L._Jones,_David_L._Kaplan,_Dougal_Dobie,_Emil_Lenc,_James_K._Leung,_Tara_Murphy,_Joshua_Pritchard,_Adam_J._Stewart,_Rahul_Sengar,_Craig_Anderson,_Julie_Banfield,_George_Heald,_Aidan_W._Hotan,_David_McConnell,_Vanessa_A._Moss,_Wasim_Raja,_and_Matthew_T._Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00100 |
我々は、RapidASKAPContinuumSurvey(RACS)の一環として、888MHzでオーストラリアンSKAPathfinder(ASKAP)望遠鏡で観測された661個の既知のパルサーの検出を紹介します。検出は天文上の偶然によって行われ、サンプルの誤報率は約0.5%であると推定されます。400MHzおよび1400MHzのアーカイブデータを使用して、サンプル内のパルサーのべき乗則スペクトルインデックスを推定したところ、平均スペクトルインデックスが-1.78+/-0.6であることがわかりました。ただし、単一のべき乗則では、観測されたすべてのスペクトルをモデル化するのは不十分であることもわかりました。さまざまな画像調査からの150MHz～3GHzの磁束密度を追加すると、サンプルの最大40%が単純なべき乗則モデルからの逸脱を示していることがわかります。RACSデータからのストークスV測定を使用して、サンプルの9%の円偏光率を測定したところ、平均偏光率が約10%であることがわかりました(検出値と上限値の間で一致しています)。距離から導出された分散測定(DM)を使用して、パルサーの擬似光度を推定しましたが、パルサーの固有の特性との相関関係についての強力な証拠は見つかりませんでした。
光源の中から近くの分解された中性子星の検索
中性子星は、パルサー、X線連星成分、超新星残骸の中心天体、または孤立した熱放出源として識別され、距離が120pcを超えます。母集団の外挿により、その境界内に10$^3$のオブジェクトが存在することが示唆されます。潜在的に、中性子星は現在の機器の感度到達範囲で重力波を継続的に放射する可能性があります。最も近い中性子星を探す「ファイブシーズン」プロジェクトの一環として、近くにある分解された中性子星を探します。熱的に冷却される中性子星とパルサーの予想される束と大きさに基づいて、GaiaDR3の発生源を選択しました。光源の$G$バンド絶対等級は$M_G>16$mag、視差信号対雑音比は2より大きく、色は$G_{BP}-G<0.78$および$G-G_{RP}<0.91です。$magは、スペクトル指数$\alpha_{\nu}<3$の磁束$F_{\nu}\propto\nu^{-\alpha_{\nu}}$のべき乗則エミッター用です。この測光領域は白色矮星の領域と重なり、白色矮星の伴星を持つ連星のほとんどの既知のパルサーと合流します。私たちはガンマ線、X線、紫外線、ラジオ、光学、赤外線のカタログから該当するものを探しました。約2つのX線、15の紫外線、1つの電波の可能性のある対応物、および紫外-光学(～赤外)でべき乗則プロファイルを持つ少なくとも4つの線源が見つかりました。ソースには$G\gtrestimate20$magがあるため、GaiaDR3の単一ソースパラメーターに依存します。私たちは、光天文パラメータ、視覚的伴星、および過剰光束に基づいて、考えられる連星を特定します。一部の放出成分は、熱半径が小さいことを示唆しています。線源の種類、中性子星の含有量、特性についてはさらなる調査が必要です。
NGC 1566 における ULX の包括的な X 線および多波長研究
この論文は、利用可能なアーカイブチャンドラ、スウィフトXRT、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡、およびハッブル宇宙望遠鏡の観測を使用した、NGC1566の3つの超高輝度X線源(ULX)の包括的なX線および多波長研究を紹介します。ULX-1、ULX-2、ULX-3のX線計数率は3桁以上変動することが見られましたが、ULX-3の計数率は長期光度曲線でほぼ1桁変動しました。ULX-1およびULX-2のX線輝度は、超高輝度X線源で見られるように、0.310keVエネルギー帯域で10^40erg/sを超えています。ULX-1の計数率分布における二峰性特徴の存在の明白な証拠は、プロペラ領域の存在を示す可能性があります。ULX-1では、201日の超軌道または軌道周期の候補が検出されました。ULX-1とULX-2の遷移軌跡は、硬度強度図から環礁源のもののように見えますが、ULX-3の遷移軌跡は、ブラックホールで見られるスペクトル遷移である可能性が最も高くなります。正確な天文計算の結果、ULX-1とULX-2については、光学およびNIR(近赤外線)の両方に対応する固有の対応物、および光学およびNIR(近赤外線)の両方に対応する2つの対応物が特定され、一方、ULX-3については、固有の光学対応物が決定されました。ULX-1の提供者の可能性に関するシナリオでは、ULX-1が赤色超巨星か赤色巨星である可能性があることが示されています。ULX-3の光学的対応物の研究結果は、ULX-3が典型的なOB型または青色超巨星であることを示す可能性があります。ULX-2の対応する放出物は、降着円盤の外側領域によって支配されているようです。
25 年間の VLBI データに基づく、クエーサー S5 1928+738 の大規模ジェット上で回転する超大質量ブラックホール連星の特徴
| Title |
Signatures_of_a_spinning_supermassive_black_hole_binary_on_the_mas-scale_jet_of_the_quasar_S5_1928+738_based_on_25_years_of_VLBI_data |
| Authors |
E._Kun,_S._Britzen,_S._Frey,_K._\'E._Gab\'anyi,_L._\'A._Gergely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00153 |
以前の研究で、我々は連星の支配的なブラックホールのスピンをそのジェット特性から初めて特定しました。$1995.96$と$2013.06$の間の$43$エポック中に$15$GHzで撮影されたクエーサーS51928+738の超長基線アレイ(VLBA)観測を分析したところ、内部($<2$mas)の傾斜角の変化が示されました。ジェット対称軸は、周期的寄与と単調寄与に自然に分解されます。前者はケプラー軌道進化によって出現し、後者はジェットを放出するブラックホールのスピン軌道歳差運動の兆候として解釈されます。この論文では、$2013.34$から$2020.89$の間の$29$の追加エポックにわたる新しい$15$GHzVLBA観測を含めることにより、クェーサーS51928+738の解析を再検討します。拡張データセットは、ジェットの磁束密度の変化によってさらに裏付けられる以前の発見を裏付けています。超大質量ブラックホール連星の系の軌道角運動量に関して任意のスピンの向き$\kappa$を扱うことができる強化されたジェット歳差運動モデルを適用することにより、連星の質量比は$\nu=0.21\pm0.04$と推定されます。$\kappa=0$(つまり、スピンの方向が軌道面に垂直な場合)、$\kappa=\pi/2$の場合は$\nu=0.32\pm0.07$(つまり、スピンが軌道内にある場合)飛行機）。スピン歳差運動速度をより正確に推定し、$(-0.05\pm0.02)^\mathrm{o}\mathrm{yr}^{-1}$から$(-0.04\pm0.01)までの不確実性の半分を削減します。)^\mathrm{o}\mathrm{yr}^{-1}$。
IceCube-Gen2 無線検出器の深層学習ベースのイベント再構築
| Title |
Deep_Learning_Based_Event_Reconstruction_for_the_IceCube-Gen2_Radio_Detector |
| Authors |
Nils_Heyer,_Christian_Glaser,_Thorsten_Gl\"usenkamp_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00164 |
南極で計画されているIceCube-Gen2の氷内無線アレイは、EeV範囲の超高エネルギー(UHE)ニュートリノに対して前例のない感度を提供します。ニュートリノのエネルギーと方向を測定する検出器の能力は非常に重要です。この貢献は、ディープニューラルネットワーク(DNN)を使用したハイブリッド無線アレイの両方の検出器コンポーネント(「浅い」および「深い」)について、これらの量の両方をエンドツーエンドで再構築したものを示しています。私たちは、LPM効果によりより複雑になる電子ニュートリノ荷電電流相互作用を含む、すべての事象トポロジーについてニュートリノの方向とエネルギーを正確に予測することができます。これは、電波検出器データの複雑な相関をモデル化するためのDNNの利点を強調しており、それによってニュートリノのエネルギーと方向の測定が可能になります。正規化フローを使用して個々のイベントのPDFを予測する方法について説明します。これにより、再構築されたニュートリノ方向の複雑な非ガウス不確実性等高線のモデル化が可能になります。最後に、この作業を使用して検出器のレイアウトをさらに最適化し、再構築性能を向上させる方法について説明します。
IceCube の高エネルギーニュートリノデータを組み合わせた天体物理学的拡散ニュートリノ束の測定
| Title |
Measurement_of_the_astrophysical_diffuse_neutrino_flux_in_a_combined_fit_of_IceCube's_high_energy_neutrino_data |
| Authors |
Richard_Naab,_Erik_Ganster,_Zelong_Zhang_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00191 |
IceCubeニュートリノ天文台は、天体物理学的起源の拡散ニュートリノ束を発見し、さまざまな検出チャネルでその特性を測定しました。10年以上のデータをもとに、さまざまな検出チャンネルからの複数のデータサンプルを使用して、拡散天体物理ニュートリノスペクトルを組み合わせて適合させます。これは、さまざまなニュートリノイベントシグネチャの補完的な情報を活用します。初めて、信号とバックグラウンド、検出器の応答と対応する体系的な不確実性の一貫したモデリングを使用します。検出器の応答は、私たちのアプローチの中心となる汎用モンテカルロセットを生成するために、シミュレーション中に継続的に変化します。我々は、前例のない精度で拡散天体物理ニュートリノ束特性の測定をもたらす組み合わせフィットを提示します。
Blinkverse: 高速無線バーストのデータベース
| Title |
Blinkverse:_A_Database_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Jiaying_Xu,_Yi_Feng,_Di_Li,_Pei_Wang,_Yongkun_Zhang,_Jintao_Xie,_Huaxi_Chen,_Han_Wang,_Zhixuan_Kang,_Jingjing_Hu,_Yun_Zheng,_Chao-Wei_Tsai,_Xianglei_Chen,_and_Dengke_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00336 |
高速無線バースト(FRB)観測に関する研究の量は劇的に増加しています。FRB個体群の系統的な分析を促進するために、さまざまな天文台からのFRBの中央目録としてデータベースプラットフォーム、Blinkverse(https://blinkverse.alkaidos.cn)を確立し、公開された特性、特にFAST、CHIMEからの動的スペクトルを提供しました。したがって、Blinkverseは、FRBCAT、TNS、およびCHIME/FRBのスーパーセットを形成するだけでなく、以前は利用できなかったものもある、FASTからの何千ものFRB動的スペクトルへの便利なアクセスも提供します。Blinkverseは定期的にメンテナンスされており、将来的には外部ユーザーによって更新されます。FRBのデータエントリは、FRBの位置、フルエンスなど、およびそれらの論理組み合わせによるパラメータ検索を通じて取得できます。インタラクティブな視覚化がプラットフォームに組み込まれています。Blinkverseからダウンロードしたデータに基づいて、FRBのエネルギー分布、周期分析、分類を分析しました。リピータと非リピータのエネルギー分布は互いに異なることがわかります。
相対論的および非相対論的円盤モデルを使用した GRO J1655-40 および LMC X-3 における降着円盤の進化
| Title |
Accretion_Disc_Evolution_in_GRO_J1655-40_and_LMC_X-3_with_Relativistic_and_Non-Relativistic_Disc_Models |
| Authors |
Anastasiya_Yilmaz,_Jiri_Svoboda,_Victoria_Grinberg,_Peter_G._Boorman,_Michal_Bursa,_Michal_Dovciak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00396 |
ブラックホールX線連星は、強い重力ポテンシャルにおける降着現象を研究するのに理想的な環境です。これらの系は劇的な降着状態遷移を起こし、降着円盤の特性とその進化を調べるためにX線スペクトルの分析が使用されます。この研究では、熱放射を記述する非相対論的および相対論的円盤モデルを介して降着円盤の性質を探るために、GROJ1655-40とLMCX-3のRXTEPCA観測によって得られた$\sim$1800スペクトルの体系的な調査を紹介します。ブラックホールX線バイナリで。現象論的マルチカラー円盤モデルDISKBBによるバースト全体にわたる非相対論的モデリングは、相対論的対応物KYNBBと比較して、著しく低く、多くの場合非物理的な円盤内部半径と、それに対応してより高い($\sim$50-60\%)円盤温度をもたらすことを実証します。そしてケルブ。GROJ1655-40について、KERRBBおよびKYNBBを使用して、それぞれ$a_{*}=0.774\pm0.069$および$a_{*}=0.752\pm0.061$の無次元スピンパラメータを取得しました。更新されたブラックホール質量6.98${M_{\odot}}$を使用して、LMCX-3のスピン値$a_{*}=0.098\pm0.063$を報告します。どちらの測定値も以前の研究と一致しています。私たちの結果を使用して、特に円盤が常に最も内側の安定した円軌道で終わると仮定する連続体フィッティング法でスピンを推定する場合、熱放射の首尾一貫したモデリングの重要性を強調します。
内部衝撃によるガンマ線バーストの即時放出 -- 新しい洞察
| Title |
Prompt_Gamma-Ray_Burst_Emission_from_Internal_Shocks_--_New_Insights |
| Authors |
Sk._Minhajur_Rahaman,_Jonathan_Granot,_Paz_Beniamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00403 |
内部衝撃は、ガンマ線バースト(GRB)における$\gamma$線の即時放出を促進する散逸メカニズムの有力な候補です。このシナリオでは、コンパクトな中央ソースがさまざまな速度の超相対論的な流出を生成し、より高速なパーツやシェルがより低速なパーツやシェルと衝突します。衝突のたびに、一対の衝撃が発生します。前方衝撃(FS)は低速の先頭シェルに伝播し、逆方向衝撃(RS)は高速の後続シェルに伝播します。RSのラボフレーム速度は常に小さいですが、RSは通常FSよりも強いため、2つの衝撃領域で異なる状態が生じ、両方とも観測された放射に寄与します。両方からの光学的に薄いシンクロトロン放射（弱いFS+より強いRS）が、パルス形状、$\nu{}F_\nu$ピークフラックスと光子の時間発展などの即時GRB放射の主要な特徴を自然に説明できることを示します。-エネルギーとスペクトル。特に、GRBスペクトルで一般的に観察される2つの特徴を説明できます:(i)準支配的な低エネルギースペクトル成分(多くの場合「光球」のようなものとして解釈されます)、または(ii)二重に壊れたべき乗則徐冷限界に近づく低エネルギースペクトル勾配を持つスペクトル。両方の機能は、物理的条件を微調整することなく、高い全体的な放射効率を維持しながら得ることができます。
スペクトル宇宙線モデルを使用した銀河団シミュレーション -- 「間違った方法」電波遺物
| Title |
Galaxy_Cluster_simulations_with_a_spectral_Cosmic_Ray_model_--_"Wrong_Way"_Radio_Relics |
| Authors |
Ludwig_M._B\"oss,_Ulrich_P._Steinwandel,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00448 |
相対論的電子からの非熱放射は、クラスター内磁場の強さと形態についての洞察を与えるだけでなく、構造形成衝撃の強力なトレーサーを提供します。一方、宇宙線（CR）陽子によって引き起こされる放射は依然として現在の観測に課題を抱えており、したがってクラスター内衝撃における陽子の加速モデルをテストしています。CRの効果を含む大規模シミュレーションは達成が難しく、主に全体のエネルギーバジェットのシミュレーション、またはシミュレーション出力の後処理でのCR集団の追跡に限定されており、陽子または電子のいずれかに対して行われることが多かった。効率的なオンザフライフォッカープランクソルバーを使用して、シミュレーションのすべての解像度要素内でCR陽子と電子の分布を進化させます。このソルバーは、最近のPICシミュレーションの結果に基づいて、クラスター内衝撃時のCR加速、衝撃やMHD乱流による再加速、電子の断熱変化や放射損失を考慮します。このモデルを銀河団のズームシミュレーションに適用します。最近では、銀河団スケールでの小規模な乱流ダイナモの進化を示すために使用されています。これらのシミュレーションでは、電子の場合は運動量が6桁以上の48ビン、陽子の場合は運動量が6桁以上の12ビンのスペクトル分解能を使用します。私たちは、シミュレーションにおける間違った方向の無線遺物が形成されるメカニズムについての予備的な結果を提示します。
14 年間の Fermi-LAT データを使用して銀河団からの崩壊する非常に重い暗黒物質を抑制する
| Title |
Constraining_decaying_very_heavy_dark_matter_from_galaxy_clusters_with_14_year_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Deheng_Song,_Kohta_Murase,_Ali_Kheirandish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00589 |
銀河団は、大量の暗黒物質を含むため、暗黒物質の間接検出の有望なターゲットです。近くの7つの銀河団からの14年分のFermi-LATデータを使用して、$10^3$GeVから$10^{16}$GeVの範囲の質量を持つ崩壊する非常に重い暗黒物質粒子の寿命に関する制約を取得します。私たちはさまざまな崩壊チャネルを考慮し、暗黒物質からの即時ガンマ線や電子/陽電子を計算します。さらに、一次ガンマ線と電子・陽電子によって引き起こされる電磁カスケードを考慮し、銀河団の方向から得られるガンマ線信号を探索します。我々は、暗黒物質ハローのナバロ・フレンク・ホワイトプロファイルを採用し、プロファイル尤度法を使用して暗黒物質の寿命の下限を95%の信頼水準で設定します。私たちの結果は、銀河団の他のガンマ線観測を通じて得られた結果と競合し、崩壊する非常に重い暗黒物質の既存の間接的な探索に補完的な制約を提供します。
| Title |
Heavy_element_nucleosynthesis_associated_with_a_gamma-ray_burst |
| Authors |
James_H._Gillanders,_Eleonora_Troja,_Chris_L._Fryer,_Marko_Ristic,_Brendan_O'Connor,_Christopher_J._Fontes,_Yu-Han_Yang,_Nanae_Domoto,_Salma_Rahmouni,_Masaomi_Tanaka,_Ori_D._Fox,_Simone_Dichiara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00633 |
キロノバエは、天体物理学的過渡現象の新しい種類であり、宇宙における高速中性子捕獲元素合成(rプロセス)が観測的に確認された唯一の場所です。現在までに、分光器で観測された現象は1つだけ(AT2017gfo)、キロノバエはほんの一握りしか検出されていません。AT2017gfoのスペクトルは、鉄より重い元素の形成の証拠を提供しました。ただし、これらのスペクトルは、軽いr過程元素からの放射が観測の大半を占める最初の~10日間に収集されたものです。より重い元素が合成された場合、スペクトル観測が得られている段階を超えて、キロノバの後期進化を形作ると予想されます。ここでは、ガンマ線バーストに続いて急速に赤くなる熱過渡現象GRB230307Aの分光観測を紹介します。初期(2.4日)の光学分光法により、高温(T~6700K)の熱連続体の存在が確認されます。29日までに、この構成要素は膨張し、大幅に冷却されました(T~640K)が、それでも光学的に厚いままであり、高不透明度の噴出物の存在を示しています。我々は、これらの特性がコンパクトな物体の合体によってのみ説明できることを示し、さらに、重ランタニド元素の生成を推測することにつながります。我々は、（吸収と発光の両方において）いくつかのスペクトル特徴を特定し、その原因は新たに合成された重元素によって説明できると考えられる。この出来事は、rプロセス元素合成の分光学的証拠として記録されたのは2例目であり、これほど遅い時期に観察されたのは初めてである。
長いガンマ線バーストの余波で発生したランタニドに富むキロノバ
| Title |
A_lanthanide-rich_kilonova_in_the_aftermath_of_a_long_gamma-ray_burst |
| Authors |
Yu-Han_Yang,_Eleonora_Troja,_Brendan_O'Connor,_Chris_L._Fryer,_Myungshin_Im,_Joe_Durbak,_Gregory_S._H._Paek,_Roberto_Ricci,_Cl\'ecio_R._De_Bom,_James_H._Gillanders,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Zong-Kai_Peng,_Simone_Dichiara,_Geoffrey_Ryan,_Hendrik_van_Eerten,_Zi-Gao_Dai,_Seo-Won_Chang,_Hyeonho_Choi,_Kishalay_De,_Youdong_Hu,_Charles_D._Kilpatrick,_Alexander_Kutyrev,_Mankeun_Jeong,_Chung-Uk_Lee,_Martin_Makler,_Felipe_Navarrete,_Ignacio_P\'erez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00638 |
キロノバエは、2つのコンパクトな天体の合体で合成される、鉄より重い原子核の放射性崩壊によって駆動される、天体物理学的過渡現象のまれな種類です。最初の数日間、キロノバの進化は、加熱速度に寄与する多数の放射性同位体によって支配されます。数週間から数か月のタイムスケールでは、その挙動は噴出物の組成と合体残骸に応じて異なると予測されています。しかし、既知のキロノヴァの最近の観測は欠落しているか、限られています。今回我々は、長時間にわたる異常なガンマ線バーストに続く、準熱スペクトルを持つ明るい赤色の過渡現象の観察を報告する。私たちはこの熱放射をキロノバとして分類し、バースト後最大2か月までその進化を追跡します。最近では、光球半径の後退と急速に減衰するボロメータ光度($L_{\rmbol}\proptot^{-2.7\pm0.4}$)が、冷却に伴うランタニドに富む噴出物の再結合をサポートしている。。
鉄帯のX線吸収線によるBHLMXBの円盤風観測の現状
| Title |
The_current_state_of_disk_wind_observations_in_BHLMXBs_through_X-ray_absorption_lines_in_the_iron_band |
| Authors |
M._Parra,_P.-O._Petrucci,_S._Bianchi,_V._E._Gianolli,_F._Ursini,_G._Ponti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00691 |
ブラックホール低質量X線連星のX線スペクトルにおける青方偏移した吸収線の存在は、風と呼ばれる大規模な流出の証拠である。これらの痕跡は、ほぼ高傾斜系の柔らかい状態でのみ発見され、降着円盤から発生し、これらの系によって示されるバーストパターンの進化と深く絡み合っている赤道放出を示唆しています。新世代のX線分光計の発売後、風の兆候の研究は依然として単一の発生源と爆発にほとんど限定されており、最近の検出の一部は一般的に予想される挙動から逸脱しています。したがって、我々は、既知のブラックホール低質量X線連星候補の公的に利用可能なすべてのXMM-$Newton$-PNおよび$Chandra$-HETG曝露の分析を通じて、鉄バンド吸収線検出の現在の状態を更新する。我々の結果は、以前の研究と一致しており、風の検出はもっぱら傾斜の高い水源でのみ見られ、ほぼ例外的に明るい($L_{X}>0.01L_{Edd}$)の柔らかい($HR<0.8$)状態で見られます。青方偏移値は通常、数100kms$^{-1}$に制限されます。ラインパラメータは、物体と単一の発生源の噴出の間で同様の特性を示しています。20年以上のデータにもかかわらず、単一の噴出時の風の進化を適切に研究するために必要なHIDサンプリングを備えている発生源はほとんどありません。サンプル内のすべての音源の風の兆候とバーストの進化データの詳細を含むオンラインツールを提供します。
| Title |
Signal_Synchronization_Strategies_and_Time_Domain_SETI_with_Gaia_DR3 |
| Authors |
Andy_Nilipour,_James_R._A._Davenport,_Steve_Croft,_Andrew_P._V._Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00066 |
事前の通信を必要とせずに、積極的に送信する地球外文明との信号調整のための時空間技術は、テクノシグネチャの検索を大幅に小さい座標空間に制限することができます。GaiaDataRelease3の変光星カタログを使用して、SETI楕円体と瀬戸氏が提案した2つの関連する信号伝達戦略を調査します。これらはどちらも、顕著な天体物理現象との送信の同期に基づいています。このデータセットには、2014年から2017年までのガイア運用段階の最初の3年間の光度曲線を持つ1,000万個以上の変光星候補が含まれています。4つの異なる歴史的超新星を震源事象として使用すると、サンプル内の星の0.01%未満が、通過時刻とは、利用可能なガイア観測の日付範囲内で、地球上で同期信号を受信すると予想される時刻です。これらの星について、我々は、星の光曲線を通過時に分割することによって変動パラメータの変調を探索するテクノシグネチャ解析のフレームワークを提示します。
`pgmuvi`: 複数波長の天文時系列に対する迅速かつ簡単なガウス過程回帰
| Title |
`pgmuvi`:_Quick_and_easy_Gaussian_Process_Regression_for_multi-wavelength_astronomical_timeseries |
| Authors |
P._Scicluna,_S._Waterval,_D._A._Vasquez-Torres,_S._Srinivasan,_S._Jamal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00132 |
時間領域観測は天文学においてますます重要になっており、特定の天体を研究する唯一の方法であることがよくあります。新しい調査がオンラインになるにつれて時系列データの量は劇的に増加しています。たとえば、ベラルービン天文台は一晩あたり15テラバイトのデータを生成し、そのレガシーサーベイオブスペースアンドタイム(LSST)は5年分のデータを生成すると予想されています。$>10^7$光源のライトカーブ。それぞれが5つのフォトメトリックバンドで構成されます。歴史的に、天文学者はロム・スカーグルピリオドグラムや情報理論的アプローチなどのフーリエベースの手法を研究してきました。しかし、近年では、ガウス過程回帰(GPR)などのベイジアンおよびデータ駆動型のアプローチが注目を集めています。ただし、GPRは計算の複雑さと学習曲線が急峻であるため、その採用は限られています。「pgmuvi」は、最先端のオープンソース機械学習ライブラリを基盤として構築することで、天文学者がマルチバンド時系列のGPRにアクセスできるようにします。そのため、「pgmuvi」はGPRの速度と柔軟性を維持しながら、使いやすくなっています。GPUアクセラレーションとハイパーパラメーター(期間など)のベイジアン推論への簡単なアクセスを提供し、大規模なデータセットに拡張することができます。
ミラーの複屈折とその変動がレーザー干渉式重力波検出器に及ぼす影響について
| Title |
On_the_effects_of_mirror_birefringence_and_its_fluctuations_to_laser_interferometric_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Yuta_Michimura,_Haoyu_Wang,_Francisco_Salces-Carcoba,_Christopher_Wipf,_Aidan_Brooks,_Koji_Arai,_Rana_X_Adhikari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00150 |
結晶材料は、将来のレーザー干渉重力波検出器の熱雑音を低減するためのミラーの基板または高反射コーティングとして有望な候補です。しかし、そのような材料の複屈折は、光損失を引き起こす可能性があるだけでなく、その変動がアームキャビティの反射ビームに余分な位相ノイズを生成するため、重力波検出器の感度を低下させる可能性があります。この論文では、重力波検出器のミラー基板とコーティングにおける複屈折とその変動の影響を解析的に推定します。私たちの計算によると、シリコン基板とAlGaAsコーティングの複屈折変動の要件は、$10^{-8}$rad/$\sqrt{\rmHz}$と$10^{-10}$rad/のオーダーになることがわかります。将来の重力波検出器用に、それぞれ100~Hzで$\sqrt{\rmHz}$を使用します。また、偏光解消による光損失を推定するには、光キャビティ応答を注意深く考慮する必要があることも指摘します。
空に触れる: 望遠鏡の光を触覚振動に伝達するための Arduino の使用
| Title |
Touching_the_Sky:_The_Use_of_Arduino_in_Transferring_Telescopic_Light_to_Haptic_Vibrations |
| Authors |
Ruoning_Lan_(1)_Wanda_Diaz_Merced_(2)_((1)_University_of_Brown_Providence,_RI_(2)_Astroparticle_and_Cosmology_Laboratory_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00657 |
宇宙空間の混沌とした性質と視覚的表示の制限により、情報の視覚的表示をはるかに超えたものや、データ探索中に他の感覚モダリティの統合が求められます。触覚リアルタイムデバイスは、そうでなければ目から逃れることのできない天文現象の検出を強化する可能性があります。ハーバード天文学研究所Orchestar(カラーArduino)から出発し、Adafruitコンポーネントによって構築された触覚モーションにリアルタイムカラーをBluetoothで転送する高感度でシンプルなデバイスの概念実証(PoC)の進行中の作業を紹介します。外部光源からの色の変化に応じて振動をトリガーするために、RGBカラーセンサーとハプティックドライバーをそれぞれ備えた2つのAdafruitnRF52840フェザーエクスプレスを組み立てます。さらに、望遠鏡からの光の吸収を最大限に高めるために、透明な六角形のカバーがカラーセンサーに取り付けられます。このデバイスは、人々が元のデータセットに隠された情報を見て聞いたり感じたりするための翻訳者となることを目指しています。また、太陽コロナ質量放出の質量などの複雑な天体物理量の計算への応用も紹介します。
動径速度による系外惑星検出の統計的手法
系外惑星はさまざまな観測技術で検出できます。中でも、動径速度(RV)には、惑星系の構造を明らかにし、惑星の質量と軌道離心率を測定するという重要な利点があります。RVの観測は、地球の双子の検出と特徴付けにおいて重要な役割を果たす準備ができています。しかし、そのような小さな惑星の検出は、非常に複雑で時間的に相関する機器および天体物理学的確率信号のため、まだ不可能です。さらに、RVモデルの大きなパラメータ空間を徹底的かつ効率的に探索することは困難を伴います。このレビューでは、RVデータ分析を、不均一にサンプリングされた多変量時系列における検出とパラメーター推定の問題として組み立てます。このレビューの目的は2つあります。1つは、RVデータ分析の動機、方法論的な課題、および数値的な課題を非専門家に紹介すること、もう1つは改善の余地がある領域を特定するために既存の高度なアプローチを統合することです。
400個の日食47分二重白色矮星バイナリ
| Title |
An_Eclipsing_47_minute_Double_White_Dwarf_Binary_at_400_pc |
| Authors |
James_Munday,_P.-E._Tremblay,_J._J._Hermes,_Brad_Barlow,_Ingrid_Pelisoli,_T._R._Marsh,_Steven_G._Parsons,_David_Jones,_S._O._Kepler,_Alex_Brown,_S._P._Littlefair,_R._Hegedus,_Andrzej_Baran,_Elm\'e_Breedt,_V._S._Dhillon,_Martin_J._Dyer,_Matthew_J._Green,_Mark_R._Kennedy,_Paul_Kerry,_Isaac_D._Lopez,_Alejandra_D._Romero,_Dave_Sahman,_Hannah_L._Worters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00036 |
我々は、公転周期47.19分の日食二重白色矮星（WD）連星WDJ022558.21-692025.38の発見を紹介する。トランジット系外惑星探査衛星による同定に続き、時系列地上分光法と高速マルチバンドULTRACAM測光により、質量0.40±0.04Msolの一次DAWDと質量0.28±0.02Msolの二次WDを示しました。これもDA型である可能性があります。このシステムは、約400pcの距離で発見された3番目に近い日食二重WD連星となり、mHz周波数範囲での今後の重力波検出器の検出可能な発生源となるでしょう。その軌道減衰は、10年以内に測光的に1%以上の精度で測定できるようになるでしょう。このバイナリの運命は、約4,100万メートルで合体し、おそらく単一の、より大規模なWDを形成することです。
太陽フレアの進化のデータ制約付き 3D モデリング: 加速、輸送、加熱、エネルギー収支
| Title |
Data-constrained_3D_modeling_of_a_solar_flare_evolution:_acceleration,_transport,_heating,_and_energy_budget |
| Authors |
Gregory_D._Fleishman,_Gelu_M._Nita,_and_Galina_G._Motorina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00149 |
太陽フレアは、自由磁気エネルギーの放出と、そのエネルギーの他の形態（運動エネルギー、熱エネルギー、非熱エネルギー）への変換によって引き起こされます。これらのエネルギー成分間の分配とその進化を定量化することは、非熱粒子の加速、輸送、脱出や熱プラズマの加熱と冷却を含む太陽フレア現象を理解するために必要です。リモートセンシング診断の課題は、データが有限の空間解像度で取得され、異なるフレアループが重なり合って一方が他方に投影される場合など、見通し線(LOS)のあいまいさの影響を受けることです。ここでは、GOESクラスC1.5のマルチループSOL2014-02-16T064620太陽フレアのデータ制約付き進化3Dモデルを考案することで、この課題に対処します。具体的には、以前に単一の時間枠で検証された3D磁気モデルを採用し、それをフレアの進化全体をカバーするように拡張しました。時間枠ごとに、モデルから合成された観測量が観測値と一致するなど、モデル内の熱プラズマと非熱電子の分布を調整しました。このようにして進化するモデルが検証されると、モデルの体積にわたって積分することによって、進化するエネルギー成分とその他の関連パラメーターを計算して調査しました。このアプローチにより、LOSのあいまいさがなくなり、重複するループからの寄与を解きほぐすことができます。これにより、電子の加速と輸送、さらには3Dでのフレアプラズマの加熱と冷却の新たな側面が明らかになります。我々は、非熱電子のエネルギー損失とは関係のない、フレアプラズマの実質的な直接加熱の痕跡を発見した。
星は、爆発的な磁気フレアから確率的に変化する降着、周期的な脈動や回転に至るまで、急速に変化する驚くほど多様な挙動を示します。主要なルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)調査では、これらの現象の多くを捉えるには頻度がまばらで不規則すぎるでしょう。私たちはここで、単一の測光バンドで冬の長い夜に30秒間露光する連続シーケンスで、隠れていない星が豊富にある単一の銀河領域を観察するLSSTマイクロサーベイを提案します。その結果、規則的に配置された$\sim1$millionの恒星光曲線(LC)からなる独自のデータセットが得られます。LCは、後期型の恒星フレアだけでなく、短周期連星系や大変動変光星、若い恒星天体、超短周期系外惑星などの他のクラスの包括的なコレクションを構成します。未知の種類の異常な太陽系、銀河系および銀河系外の変数や過渡現象も存在する可能性があります。時系列分析、信号処理、計量経済学の長年の分野からの強力な統計手順を個々のLCに適用できます。変動性を記述する数十の「特徴」を抽出することができ、光曲線のアンサンブルを高度な機械学習クラスタリング手順の対象にすることができます。これにより、同一のリズムのLCから得られる、急速に変化する空のユニークで権威ある客観的な分類法が得られます。このマイクロ調査は、ルービン天文台プログラムの初期に実施するのが最適であり、その結果は、計画された調査の大半を占めるまばらで不規則な周期から変光星の識別と分類を行うための最良のアプローチについて、より広範なコミュニティに情報を提供することができます。
2013 年 5 月 31 日に観測された複素デカメートル タイプ II バーストの空間特性
| Title |
Spatial_properties_of_the_complex_decameter_type_II_burst_observed_on_31_May_2013 |
| Authors |
V.V._Dorovskyy,_V.N._Melnik,_A.A._Konovalenko,_A.I._Brazhenko,_H.O._Rucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00552 |
我々は、2013年5月31日の午後11時頃に放出された、狭い地球方向のCMEに関連する複雑で強力なタイプIIバーストの観測結果を紹介します。観測は、局所干渉計として動作する電波望遠鏡UTR-2によって実行されました。電波放射源の空間パラメータの検出の可能性。URAN-2電波望遠鏡からの偏光データもあります。CMEは、宇宙から誕生した2つのコロナグラフSOHO/LASCO/C2およびSTEREO/COR1-BEHINDによって検出され、STEREO-AHEAD宇宙船ではまったく見えませんでした。関連するタイプIIバーストは、動的スペクトル上でまったく異なる外観を持つ2つの連続した部分で構成されていました。最初のバーストは周波数が狭く、曇った構造を持ち、完全に偏光していませんでしたが、2番目のバーストは豊かなヘリンボーン構造を表し、高度な円偏光を露出しました。イベント全体の両方の部分で、帯域の分割と明確に区別された倍音構造が明らかになります。タイプIIバーストの発生源の位置とサイズは、干渉計ベースの相互相関関数を使用して発見されました。タイプIIバースト要素の発生源は、平均サイズが約15分角であることが判明し、最小のものは10分角にも達します。対応する輝度温度を推定した。ほとんどの場合、これらの温度は$10^{11}$から$10^{12}$Kの間で、最大値は$10^{14}$Kに達しました。発生源の空間変位が測定され、そのタイプの独立した速度がモデル化されました。IIバーストソースが特定されました。
$\Delta$ 共鳴を含むハイペロン星の特性に対するファイと $\sigma^{*}$-中間子の影響
私たちは、ストレンジ中間子($\sigma^*$と$\phi$)を含む相対論的平均場を考慮することによって、中性子星内部の$\Delta$共鳴を研究します。$\sigma^*$と$\phi$は、ハイペロンの臨界密度をより低い密度領域にシフトし、同時に$\Delta$共鳴の閾値をより高い密度領域にシフトします。この点で、$\Delta$の初期の出現が考えられます。共鳴は、核物質のQCD則に基づいて制約される結合パラメータ$x_{\sigma\Delta}$の違いによる超粒子星の分岐の安定性を保証するために極めて重要である。$\Delta$共鳴は低密度領域でより柔らかい状態方程式を生成し、潮汐変形能と半径がGW170817の観測と一致します。新しい自由度の追加は状態方程式の軟化につながるため、${\sigma}$-cutスキームは、${の限定的な減少を仮定するとEOSの軟化を遅らせることができると述べています。${\rho_B}$($\rho_B>\rho_0$)での\sigma}$中間子の強度により、最終的に2$M_{\odot}$より重い$\Delta$共鳴を持つ最大質量中性子星が得られます。
インフレーションオブザーバブルの幾何学: リフト、フロー、等価クラス
アイゼンハートリフトを使用すると、追加の架空のベクトル場を含む、湾曲した場空間多様体における純粋な測地線運動としてポテンシャル内のスカラー場のダイナミクスを定式化できます。インフレーションの文脈で形式主義を利用して、主要なインフレーションのオブザーバブルが、スカラーの時間導関数と時間成分によって広がる二次元隆起場空間多様体の幾何学的特性の観点から表現できることを示します。ベクトル。これにより、特定のポテンシャルやモデルから抽象化して、幾何学的な量の流れのみの観点からインフレーションを記述することが可能になります。私たちの発見は、文献で以前に検討されたいくつかのインフレの例を通じて説明されています。
ネーター対称アプローチ: 基礎と応用。スカラーテンソルガウスボンネット重力の場合
| Title |
The_Noether_Symmetry_Approach:_Foundation_and_applications._The_case_of_scalar-tensor_Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Francesco_Bajardi,_Salvatore_Capozziello,_Tiziana_Di_Salvo,_Francesca_Spinnato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00082 |
保存された量に対応するネーター対称性を選択することによって物理システムのダイナミクスを削減および解決する方法であるネーター対称アプローチの主な特徴をスケッチします。具体的には、対称性を選択するための一般的な正準ラグランジアンのリー導関数の消失条件を考慮します。さらに、処方をネーターベクトルの最初の延長まで拡張します。後者の応用は、時空変換に関連して、無限小生成器$\xi$に一般的な制約を与えることを示すことが可能です。このアプローチは、いくつかのアプリケーションに使用できます。研究の後半では、スカラー場$\phi$とガウス・ボンネット位相項$\mathcal{G}$の間の結合を含む重力理論を検討します。特に、関数$F(\mathcal{G},\phi)$を含む重力作用を研究し、対称性の存在によって実行可能なモデルを選択します。最後に、空間的に平坦な宇宙背景で選択したモデルを評価し、対称性を使用して正確な解決策を見つけます。
宇宙論的重力波背景に対する SZ のような効果
宇宙重力波背景(CGWB)は、初期の宇宙源からの未解決の重力波信号の集合体であり、宇宙学者にとって有望なツールとなっています。重力子は早い段階で宇宙プラズマから切り離されるため、重力子と宇宙の非常に初期に存在した粒子種との間の相互作用を考えることができます。宇宙マイクロ波背景背景(CMB)と同様に、宇宙背景背景での弾性散乱は、そのエネルギー密度スペクトルに小さな歪みを引き起こします。次に、初期宇宙の暗黒物質(DM)に起因するこれらのスピン依存のスペクトル歪みの大きさを定量化します。最後に、原始ブラックホールによる重力散乱によるCGWB上の潜在的に測定可能な歪みの推定値を示します。
ニュートリノ検出用巨大電波アレイ (GRAND) コラボレーション -- 第 38 回国際宇宙線会議 (ICRC 2023) への貢献
| Title |
The_Giant_Radio_Array_for_Neutrino_Detection_(GRAND)_Collaboration_--_Contributions_to_the_38th_International_Cosmic_Ray_Conference_(ICRC_2023) |
| Authors |
GRAND_Collaboration:_Rafael_Alves_Batista,_Aur\'elien_Benoit-L\'evy,_Teresa_Bister,_Mauricio_Bustamante,_Yiren_Chen,_LingMei_Cheng,_Simon_Chiche,_Jean-Marc_Colley,_Pablo_Correa,_Nicoleta_Cucu_Laurenciu,_Zigao_Dai,_Beatriz_de_Errico,_Sijbrand_de_Jong,_Jo\~ao_R._T._de_Mello_Neto,_Krijn_D._de_Vries,_Peter_B._Denton,_Valentin_Deocoene,_Kaikai_Duan,_Bohao_Duan,_Ralph_Engel,_Yizhong_Fan,_Ars\`ene_Ferri\`ere,_QuanBu_Gou,_Junhua_Gu,_Marion_Guelfand,_Jianhua_Guo,_Yiqing_Guo,_Vaidhai_Gupta,_Claire_Gu\'epin,_Lukas_G\"ulzow,_Andreas_Haungs,_Haoning_He,_Eric_Hivon,_Hongbo_Hu,_Xiaoyuan_Huang,_Yan_Huang,_Tim_Huege,_Wen_Jiang,_Ramesh_Koirala,_Kumiko_Kotera,_Jelena_K\"ohler,_Bruno_L._Lago,_Sandra_Le_Coz,_Fran\c{c}ois_Legrand,_Antonios_Leisos,_Rui_Li,_Cheng_Liu,_Ruoyu_Liu,_Wei_Liu,_Pengxiong_Ma,_Oscar_Macias,_et_al._(47_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00120 |
ニュートリノ検出用巨大電波アレイ(GRAND)は、100PeVを超えるエネルギーを持つ宇宙起源の超高エネルギー粒子の観測を想定した施設です。GRANDは、自律型放射線検出ユニットの大きな表面アレイを使用して、大気中または地下での超高エネルギー宇宙線、ガンマ線、ニュートリノの相互作用によって引き起こされる広範囲の空気シャワーからの電波放出を探します。特に、超高エネルギーニュートリノについては、GRANDの将来の最終段階では、おそらくそのフラックスが非常に小さいにもかかわらず、ニュートリノを発見できるほどの感度を持つことを目指しています。現在、中国のGRANDProto300、アルゼンチンのGRAND@Auger、フランスのGRAND@Nancayの3つのプロトタイプGRAND無線アレイが稼働しています。彼らの目標は、無線検出ユニットの設計を現場でテストし、それらが曝露される無線背景を理解し、診断、データ収集、およびデータ分析のためのツールを開発することです。第38回国際宇宙線会議(ICRC2023)への貢献リストでは、現在および将来のGRANDの概要と、GRANDProto300の第1段階であるGRANDProto13によって収集された最初のデータを紹介します。
単一井戸ポテンシャルと対応する $f(R)$ 理論を備えたスカラーテンソル理論におけるコンパクト星
| Title |
Compact_stars_in_scalar-tensor_theories_with_a_single-well_potential_and_the_corresponding_$f(R)$_theory |
| Authors |
Juan_M._Z._Pretel,_Sergio_E._Jor\'as,_Ribamar_R._R._Reis,_Sergio_B._Duarte_and_Jos\'e_D._V._Arba\~nil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00203 |
修正重力理論におけるコンパクト星の巨視的特性は、一般相対論的(GR)の予測とは大きく異なる可能性があります。スカラーテンソル理論の重力の文脈内で、スカラー場$\phi$と結合関数$\Phi(\phi)=\exp[2\phi/\sqrt{3}]$を使用して、静水圧平衡構造を調査します。アインシュタイン枠(EF)で定義された単純なポテンシャル$V(\phi)=\omega\phi^2/2$に対する中性子星の数。EFのスカラー場から、対応するジョーダン系(JF)の$f(R)$重力などの理論も解釈します。質量半径関係、固有質量、および結合エネルギーは、JFのポリトロープ状態方程式(EoS)に対して取得されます。私たちの結果は、$\omega$が小さくなるにつれて最大質量値が大幅に増加する一方、純粋なGRシナリオから遠ざかるにつれて低中心密度領域の半径と質量が減少することを明らかにしました。さらに、結合エネルギーが固有質量の関数としてプロットされるとカスプが形成され、これは不安定性の出現を示します。具体的には、結合エネルギーが最小となる中心密度の値が、$M(\rho_c^J)$曲線上の$dM/d\rho_c^J=0$に正確に対応することがわかります。
ミラー核と恒星の観測物の電荷半径の違いとの相関
| Title |
Correlations_between_charge_radii_differences_of_mirror_nuclei_and_stellar_observables |
| Authors |
P._Bano,_S._P._Pattnaik,_M._Centelles,_X._Vi\~nas,_T._R._Routray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00208 |
ミラー核ペアの電荷半径の違いと中性子の表皮の厚さの間の相関関係は、広い質量領域にわたるいわゆる有限範囲の単純な有効相互作用を使用して研究されています。34Ar-34S、36Ca-36S、38Ca-38Ar、および54Ni-54Feミラーペアの実験不確実性範囲内でこれまでに正確に測定された電荷半径差データは、核対称エネルギーの傾きパラメータの上限を確認するために使用されます。L$\約$100MeV。Lのこの制限値は、1.4M$_\odot$中性子星の半径R$_{1.4}$の1$\sigma$レベルでのNICERPSRJ0740+6620制約の上限と一致することがわかります。NICERR$_{1.4}$データの下限により、Lの下限は$\およそ$70MeVに制限されます。L=70-100MeVの範囲内では、2$\sigma$レベルのGW170817イベントと中性子に関する最近のPREX-2およびCREXデータから抽出された潮汐変形率$\Lambda^{1.4}$制約が適用されます。皮膚の厚さについて議論します。
重力定数の変動は、強い等価原理の崩壊を意味します。一般相対性理論の基礎として、重力定数の変化を研究することで一般相対性理論の妥当性を調べることができます。このような変動は、重力波の生成と伝播の両方に影響を与える可能性があります。この論文では、特に重力波の伝播に対する重力定数の変化の影響に焦点を当てます。我々は、フィエルツ・パウリ作用とミンコフスキー時空周りのアインシュタイン・ヒルベルト作用の摂動に基づく2つの分析方法を採用しており、両方とも同じ重力波方程式を導きます。この方程式を解くことによって、重力定数の変動が重力波の伝播に及ぼす影響がわかります。この結果は、重力波のマクスウェルのような方程式に基づいた以前の研究と一致しています。特に、重力定数の小さな変動により、重力波の先行次数での振幅補正と準先行次数での位相補正が生じることがわかりました。これらの結果は、重力定数の変動を調査するための貴重な洞察を提供し、重力波データ解析に直接適用できます。
磁気双極子と質量四重極を備えたカー・ニューマンのような近似計量
| Title |
An_Approximate_Kerr-Newman-like_Metric_Endowed_with_a_Magnetic_Dipole_and_Mass_Quadrupole |
| Authors |
Francisco_Frutos-Alfaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00270 |
天体物理学応用のためのおおよその全地形時空が提示されます。この計量には、質量、回転、質量四極子、電荷、磁気双極子モーメントという5つの相対論的多極子モーメントがあります。これらすべての時空は、アインシュタイン・マクスウェル場方程式をほぼ満たします。最初の計量は、指定された相対論的多極子からHoenselaers-Perjes法によって生成されます。2番目の計量はカーニューマン計量の摂動であり、天体物理学計算に関連した近似になります。最後の計量は、コンパクトオブジェクトの内部モデルを摂動的に取得するために重要なHartle-Thorne計量の拡張です。これらの時空は、天体物理学的観測からコンパクトな天体の特性を推測するのに関連しています。さらに、これらのメトリクスの数値実装は簡単なので、これらの潜在的な天体物理学的アプリケーションをシミュレートするために多用途に使用できます。
暖かい小さなインフレトンを縮小する
我々は、インフレトンと単一フェルミオン自由度の間の散逸相互作用を通じて、高温領域において暖かいインフレーションがうまく実現できることを示す。ただし、後者の質量がインフレトン場の値の振動関数であることを条件とする。特に、ηスローロールパラメータの結果として生じる大振幅振動にもかかわらず、その影響は平均して、スローロール軌道を可能にするのに十分に抑制されていることを実証します。さらに、これがインフレトン摂動を増幅するパラメトリック共鳴も誘発しますが、これが関連するパラメトリック範囲のCMBスケールに与える影響は無視できることを示します。したがって、「暖かい小さなインフレトン」シナリオは、フェルミオンの自由度が1つ少なくて実現でき、追加の離散交換対称性を課す必要はありません。
私たちは、微分同相写像(Diff)不変性を横微分同相写像(TDiff)にまで分解する重力モデルの宇宙論的意味を研究します。我々は、計量テンソルの導関数の二次項までを含む最も一般的な重力作用から開始し、局所重力テストと一致する唯一の安定した理論としてTDiffモデルを特定します。これらのモデルは追加のスカラー重力子を伝播し、ポストニュートンレベルではGRと区別できませんが、その宇宙論的力学は豊かな現象学を示します。したがって、追加スカラーモードが励起されない場合の解決策としてモデルには標準$\Lambda$CDMが含まれていますが、新しい項によって駆動される異なる宇宙論的進化が可能であることを示します。特に、ソフトDiffブレークの場合、新しい寄与は遅い時間では常に宇宙定数として動作することを示します。追加の寄与が無視できない場合、一般にその進化はダークエネルギーとして動作するか、支配的な背景成分を追跡します。初期条件によっては、宇宙が膨張期から収縮期に進化し、最終的には再び崩壊するという解決策も可能です。
フェルミオン暗黒物質モデルのパラメーターと中性子星の特性の間の堅牢な相関関係の探索: 2 流体の視点
| Title |
Exploring_robust_correlations_between_fermionic_dark_matter_model_parameters_and_neutron_star_properties:_A_two-fluid_perspective |
| Authors |
Prashant_Thakur,_Tuhin_Malik,_Arpan_Das,_T._K._Jha,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00650 |
中性子星の現在の観測特性は、暗黒物質の可能性を決定的に排除していません。この研究では、豊富なEOSセットを使用して、暗黒物質モデルのパラメーターとさまざまな中性子星の特性の間の相関関係を調査することに主に焦点を当てています。私たちは中性子星の性質を計算するために二流体アプローチを採用しています。核物質EOSについては、相対論的平均場モデル(RMF)から派生したいくつかの現実的なEOSを採用しており、それぞれが異なる剛性と組成を示します。並行して、相対論的平均場ラグランジアンで記述される反発相互作用を持つフェルミオン物質を考慮して、暗黒物質EOSを調べます。妥当な範囲のパラメータが注意深くサンプリングされます。興味深いことに、我々の結果は、特に核物質EOSの不確実性を無視した場合、暗黒物質モデルのパラメーターと星の特性の間に有望な相関関係があることを明らかにしています。しかし、原子力分野に不確実性が導入されると相関関係が弱まり、質量、半径、潮汐変形能などの大域的特性のみを使用して特定の暗黒物質モデルを最終的に制約する作業が困難になる可能性があることを示唆しています。特に、暗黒物質が混合した星は中心バリオン密度が高くなる傾向があり、質量の低い星では非核自由度や直接ウルカ過程が可能になる可能性があることがわかった。また、質量は同じだが表面温度が異なる星の検出に関する興味深いヒントもあり、これは暗黒物質の存在を示唆している可能性がある。私たちの堅牢かつ広範なデータセットを使用して、さらに深く掘り下げ、暗黒物質が存在する場合でも、半宇宙的なC-Love関係が損なわれていないことを実証します。
電磁気を運動エネルギーと熱エネルギーに変換
電磁エネルギーの磁気流体力学エネルギーへの変換は、電気伝導率が無視できる値から有限の値に変化するときに発生します。このプロセスは、インフレーションの終わりと放射線支配時代の出現前の初期宇宙の再加熱の時代に関連しています。運動エネルギーと熱エネルギーへの変換は主に電気エネルギーの散逸の結果であり、磁気エネルギーはこのプロセスにおいて二次的な役割しか果たさないことがわかりました。これは、膨張および再加熱中は電気エネルギーが磁気エネルギーよりも優勢であるため、関連する長さスケールが安定する前に、十分に早く導電性が発現すると、かなりの量の電気エネルギーが磁気流体力学エネルギーに変換される可能性があることを意味します。
