エルゴルド銀河団は、妥当な衝突速度について {\Lambda}CDM に挑戦します
| Title |
The_El_Gordo_galaxy_cluster_challenges_{\Lambda}CDM_for_any_plausible_collision_velocity |
| Authors |
E._Asencio,_I._Banik,_P._Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00744 |
エル・ゴルド(ACT-CLJ0102-4915)は、非常に大きくて明るい銀河団の衝突です。以前の研究では、Zhangらの流体力学シミュレーションから公称質量と落下速度の値を仮定した場合、エル・ゴルドは$\Lambda$CDM標準モデルと$6.2\sigma$の張力にあることがわかりました。($M_{200}=3.2\times10^{15}M_{\odot}$と$V_{\textrm{infall}}=2500~\textrm{km~s}^{-1}$それぞれ)。Kimらによる最近の弱いレンズ研究は、エルゴルドの質量が実際には$2.13^{+0.25}_{-0.23}\times10^{15}M_{\odot}$であることが示されました。ここでは、いくつかの$V_{\textrm{infall}}$値を仮定して、新しい質量推定値に対するエルゴルドと$\Lambda$CDMの間の緊張レベルを調査します。緊張を$5\sigma$レベル以下に下げるには、エルゴルドのサブクラスターが$V_{\textrm{infall}}<2300~\textrm{km~s}^{-1}$($バレットクラスターとの結合張力を考慮した場合、V_{\textrm{infall}}<1800~\textrm{km~s}^{-1}$)。私たちの知る限り、これまでに実施されたエルゴルドの流体力学シミュレーションでは、その形態と高さを同時に再現するには$V_{\textrm{infall}}\geq2500~\textrm{km~s}^{-1}$が必要です。X線の明るさと温度。したがって、エル・ゴルドは依然として$\Lambda$CDM宇宙論に重大な挑戦をもたらしていると結論付けます。エル・ゴルドの特性が$V_{\textrm{infall}}$の低下と調和できるかどうかは、相互作用のさまざまな構成を調査する新しい流体力学シミュレーションでテストする必要があります。
| Title |
A_statistical_framework_for_recovering_intensity_mapping_autocorrelations_from_crosscorrelations |
| Authors |
Lisa_McBride_and_Adrian_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00749 |
間もなく、強度マッピング実験により空の広い範囲が調査され、初期宇宙の基礎物質の分布に関する情報が得られるでしょう。結果として得られるマップを使用して、測定されたスペクトル線(HI、[CII]、[OIII]など)に関するパワースペクトルなどの統計情報を復元できます。しかし、21cm自己相関などの正確なパワースペクトル測定は、明るい前景と自明ではない体系の存在によって引き続き課題が発生しています。異なるデータセットを相互相関させることにより、前景の不確実性と相関のない機器体系の両方の影響を軽減できる可能性があります。相互相関は、それ自体の利点に加えて、自己相関情報を回復するために使用することもできます。このような技術は、Beaneetal.で提案されました。(2019)21cmのパワースペクトルを回復しました。その結果を一般化して、対応する自己相関に関する情報を推測するために複数の相互相関信号を組み合わせるための統計的フレームワークを開発します。最初に最小二乗推定量(LSE)フレームワーク内でこれを実行し、いくつかの代替推定量とともに推定量を導出する方法を示します。また、回復された自己相関と関連するモデルパラメーターの事後分布も調査します。特定のノイズ領域と宇宙論的信号モデリングの仮定では、この手順が一連の相互相関から自動スペクトルを回復するのに効果的であることがわかりました。最後に、いくつかの近い将来の線強度マッピング実験のコンテキストでフレームワークを紹介します。
| Title |
Supermassive_Primordial_Black_Holes_From_Inflation |
| Authors |
Dan_Hooper,_Aurora_Ireland,_Gordan_Krnjaic,_Albert_Stebbins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00756 |
宇宙最大の超大質量ブラックホール（SMBH）の起源と進化をめぐっては論争が続いている。この研究では、これらのブラックホールの一部が原始密度摂動の直接的な崩壊から形成された可能性を考察します。原始ブラックホールの質量は崩壊時の宇宙論的地平線のサイズによって制限されるため、これらのSMBHはかなり遅く形成されるはずであり、素朴にCMBのスペクトル歪みの制約と矛盾します。ただし、原始曲率摂動の分布が高度に非ガウス的であれば、そのような制限は回避できます。この研究では、このような劇的な非ガウス性を実現可能なマルチフィールドインフレーションモデル(自己相互作用で補足された曲率モデル)を提示します。さらに、このシナリオで生成できるブラックホールの最大存在量を計算し、これが観察された高赤方偏移SMBHの集団と一致していることがわかりました。この結果は、SMBHの合併と一致する確率的重力波背景に関するNANOGrav実験からの最近の証拠を考慮すると、特にタイムリーです。
$R+R^2$ 重力下におけるヒッグス真空準安定性
実験データは、高い磁場値ではヒッグス電位がより低い基底状態を持つことを示唆しています。その結果、弱電界から真の真空への崩壊は泡の核を生成し、急速に膨張し、私たちの宇宙に悲惨な結果をもたらす可能性があります。スタロビンスキーインフレーション中の真空準安定性の宇宙論的意味に関する私たちの最後の研究[1]の概要は、HEP2023会議で発表されました。[2]で確立されたフレームワークに従って、$R+R^2の実効ヒッグスポテンシャルの専用処理から得られた非最小結合$\xi$に関する最先端の下限を紹介しました。$重力。この考察の影響には、潜在的な不安定化項の生成と、インフレの最後の瞬間におけるバブル核形成の敏感な依存性が含まれていました。この体制では、時空がド・シッターからますます逸脱するため、私たちのアプローチの有効性は限界に達しますが、初期の時点では、永遠のインフレーションを示唆する結果が得られました。
$B$モード信号に対する半波長板による機器偏光の影響: 予測と補正
| Title |
Effect_of_Instrumental_Polarization_with_a_Half-Wave_Plate_on_the_$B$-Mode_Signal:_Prediction_and_Correction |
| Authors |
Guillaume_Patanchon,_Hiroaki_Imada,_Hirokazu_Ishino,_Tomotake_Matsumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00967 |
我々は、テンソル対スカラー比$r$に焦点を当て、将来の衛星ミッションによる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)$B$モード偏光信号の測定に対する強度漏洩を引き起こす半波長板(HWP)の不完全性の影響を評価します。HWPはミュラー形式でモデル化され、係数は方位角依存性により、あらゆる入射角のHWP回転周波数の高調波に分解されます。一般的な形式を使用しますが、バンド平均行列係数は、EM伝播シミュレーションを使用して9層サファイアHWPの例として計算されます。\LB機器構成を使用して、140\,GHzを中心とする帯域で複数検出器観測のシミュレーションを実行します。ストークスパラメータマップ上のアーティファクトのほとんどは、第4高調波$M^{(4f)}_{QI}$と$Mによって誘起される$B$モードの双極子漏れによって生成されることを理論とシミュレーションの両方で示します。^{(4f)}_{UI}$。結果として得られる効果は、スピン2焦点面スキャンのクロスリンクパラメーターと強く関係しています。ミュラー行列係数とストークスパラメータマップのジョイントフィッティングによってIP漏洩を補正する最尤法ベースの方法を開発します。%標準のマップ作成手順を変更することによって。補正後の残留漏れは、ミュラー行列係数の値とは無関係に、$r$に$10^{-7}$程度の追加のノイズ制限不確実性をもたらすことを示します。モノポール信号の影響と、ゲイン変動や検出器の非線形性などの他の系統的影響との潜在的な結合について説明します。
プランクに依存しない CMB データを使用した $n_s-H_0$ スケーリング関係のテスト
ハッブル張力の初期ダークエネルギー(EDE)分解能では、原始スカラー摂動のスペクトル指数$n_s$はスケーリング関係$\deltan_s\simeq0.4\frac{\deltaH_0}{H_0}$に従います。ここで、$H_0$はハッブル定数。ただし、この$n_s-H_0$関係はプランク宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データを含むデータセットに基づいて得られたものである。この論文では、プランクに依存しないCMBデータ、つまりACTとSPT-3GをそれぞれWMAP(+BAO+Pantheon)と組み合わせて、このスケーリング関係を調査します。私たちの結果は、WMAP+SPT-3Gデータセットもこのスケーリング関係に従っていることを示していますが、WMAP+ACTデータセットはより小さい$n_s$を好むようです。これは、EDEが励起される重要な赤方偏移$z_c$が小さいという事実に関連しています。、WMAP+ACTデータセットで好まれる値は低く、再結合時間に近くなります。
一般相対性理論効果による節点リブによる外部粒子の長半径の拘束
| Title |
Constraints_to_the_semimajor_axis_of_outer_particles_with_nodal_librations_by_general_relativity_effects |
| Authors |
Zanardi_Macarena,_de_El\'ia_Gonzalo_Carlos,_Dugaro_Agust\'in,_Coronel_Carla_Florencia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00766 |
一般相対性理論(GR)効果を含む楕円制限三体問題の枠組みで外部粒子の節点リブを研究します。四重極レベルまでの永年相互作用に基づく解析的処理から、系の物体の物理的パラメーターと軌道パラメーターに依存する、外側のテスト粒子の節点の解放領域を定義する方程式を導き出します。これから、単一の恒星構成要素の周りの内惑星の影響下で節点のリブレーションを経験する外側のテスト粒子の長半径をGRがどのように拘束するかを分析します。このような長半径の上限はa2,limと呼ばれ、恒星の質量ms、質量m1、長半径a1、内惑星の離心率e1、外惑星の離心率e2によって決まります。テスト粒子。一方では、私たちの結果は、m1、a1、およびe2が大きくなり、msが小さいほど、a2,limの値が大きくなるということを示しています。一方、固定ms、m1、a1、およびe2の場合、a2,limは、そのような軌道パラメータの大きな値を除いて、e1に強く依存しません。我々は、GRを含む特定のシナリオのN体実験が、本研究で導き出された分析基準と一致する結果を示していることに注目します。さらに、単一の星と内部の惑星質量伴星から構成される実際の系の仮想的な小天体集団の研究は、GR効果がその地球規模のダイナミクスにおいて非常に重要な役割を果たす可能性があることを示しています。
熱い木星の熱抵抗不安定性による磁気流体力学的ねじり振動
熱い木星の大気は、オーミック加熱による導電率の増加により大気温度の暴走を引き起こす、熱抵抗の不安定性の影響を受ける可能性があります。我々は、電気伝導率の温度依存性と時間依存性、および流れに対する磁場の動的逆反応を含む、ホットジュピターの赤道亜星域の単純化された一次元モデルを導入します。このモデルは、以前の1ゾーンモデルを拡張して、大気の放射状構造を含めます。電気伝導度の空間的勾配はアルフエン振動の半径方向のプロファイルを大きく変化させ、磁場の急峻化と下方への輸送を引き起こし、深さでの散逸を強化します。$T_\mathrm{eq}\about1000$--$1200$~Kの範囲の平衡温度と$\about10$--$100$の範囲の磁場で自立振動を引き起こす不安定な解を発見しました。〜G。特定のパラメーターのセットでは、自立振動は狭い範囲の平衡温度で発生し、振動サイクル中に磁気レイノルズ数が大きい値と小さい値の間で切り替わります。この温度ウィンドウの外では、システムは定常状態に達し、磁場の影響は磁気抵抗項として近似できます。私たちの結果は、熱抵抗の不安定性が低温における磁化ホットジュピターの変動の原因である可能性があることを示し、大気力学のモデルに電気伝導率の温度依存性を含めることの重要性を強調しています。
地球と月の周りの最適な楕円軌道の決定
現在の宇宙探査プログラムでは、月に人類が永続的に存在することを求めています。この論文では、地球と月の間のシャトルの周期軌道を考察します。このようなシャトルは、月の前哨基地に物資を運び、地球上で不足している資源を持ち帰るために必要となる。このシャトルを永久的な周期軌道に維持するには、地球近くの近地点から月のすぐ先の遠地点まで楕円軌道に乗せ、再び近地点に戻るスラスターが必要です。この軌道に対する地球、月、太陽の重力の影響が考慮されます。このモデルでは、推力要件と月の$\Delta\,v$要件を最小限に抑える離心率を決定します。シャトル軌道の離心率を最適に配置すると、推力(および燃料)要件が大幅に改善されることを示します。
地球上では、技術の開発には、酸素分圧P(O$_2$)が18\%を超える場合にのみ可能な外気燃焼への容易なアクセスが必要でした。これは、大気中の酸素濃度がかなり高い惑星だけが「高度な」テクノスフェアを開発でき、したがって検出可能なテクノシグネチャを開発できることを示唆しています。
白色矮星を周回する偏心ガス円盤 SDSS J1228+1040
白色矮星への金属汚染は広範囲に及ぶ現象であり、依然として不可解なままである。これらの白色矮星の一部には、ガス状の破片円盤が存在します。その輝線は、汚染物質の物理的特性に対する独特の窓を開き、その起源についての洞察を与えます。ここでは、20年以上継続的に監視されているシステムであるSDSSJ1228+1040を中心としたガス円盤の輝線の運動学をモデル化します。私たちのモデルは、円盤の質量が1つの太陽半径(未知の傾きを法とする)で強くピークに達し、円盤の離心率が円盤の内縁の0.44の値から外縁のほぼ0まで減少することを示しています。この離心率プロファイルは、円盤が全球偏心モードにあり、一般相対性理論とガス圧力の結合力の下で20年の周期で厳密に歳差運動している場合に予想されるものとまったく同じです。ガス円盤には100kmの岩石の質量とほぼ同等の質量が含まれていますが、付随する塵円盤の質量はおそらく微々たるものです。この円盤の離心率は、潮汐の乱れが起源であることを裏付けており、この乱れた天体は数天文単位以内にある火星の質量の微惑星円盤に由来するものであると考えられます。このディスクのより詳細な分析が保証されています。
AGN STORM 2: V. Mrk 817 の CIV ライトカーブの異常な動作
| Title |
AGN_STORM_2:_V._Anomalous_Behavior_of_the_CIV_Light_Curve_in_Mrk_817 |
| Authors |
Y._Homayouni,_Gerard_A._Kriss,_Gisella_De_Rosa,_Rachel_Plesha,_Edward_M._Cackett,_Michael_R._Goad,_Kirk_T._Korista,_Keith_Horne,_Travis_Fischer,_Tim_Waters,_Aaron_J._Barth,_Erin_A._Kara,_Hermine_Landt,_Nahum_Arav,_Benjamin_D._Boizelle,_Misty_C._Bentz,_Michael_S._Brotherton,_Doron_Chelouche,_Elena_Dalla_Bonta,_Maryam_Dehghanian,_Pu_Du,_Gary_J._Ferland,_Carina_Fian,_Jonathan_Gelbord,_Catherine_J._Grier,_Patrick_B._Hall,_Chen_Hu,_Dragana_Ilic,_Michael_D._Joner,_Jelle_Kaastra,_Shai_Kaspi,_Andjelka_B._Kovacevic,_Daniel_Kynoch,_Yan-Rong_Li,_Missagh_Mehdipour,_Jake_A._Miller,_Jake_Mitchell,_John_Montano,_Hagai_Netzer,_Ethan_Partington,_Luka_C._Popovic,_Daniel_Proga,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_David_Sanmartim,_Matthew_R._Siebert,_Tommaso_Treu,_Marianne_Vestergaard,_Jian-Min_Wang,_Martin_J._Ward,_Fatima_Zaidouni,_and_Ying_Zu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00742 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の宇宙起源分光器(COS)を使用した、セイファート1銀河Mrk817の集中的な残響マッピングキャンペーンにより、連続体放射の変動に対するブロードUV輝線の応答に大きな変化があることが明らかになりました。顕著な紫外線輝線の反応は$\sim$60日間の期間にわたって変化し、その結果、14か月の観測キャンペーンを通じて光度曲線のさまざまなセグメントに明らかに異なる時間差が生じます。各輝線にゆっくりと変化するバックグラウンドが含まれる場合、1次元エコーマッピングモデルはこれらの変動に適合します。これらの変化は、Mrk817の固有吸収による影響が最も少なく、隣接する輝線との混合が最も少ない線であるCIV光度曲線でより明らかです。輝線応答が異なる5つの時間ウィンドウを特定し、2～13日の範囲の対応する時間遅延を測定します。これらの時間窓は、これらの同じ間隔中に発生するUVおよびX線の遮蔽の変化に関連している可能性があります。最も短いタイムラグは、遮蔽が減少する期間に発生し、最も長いラグは、遮蔽が増加する期間に発生します。我々は、不明瞭な流出が紫外線ブロードラインを電離連続体から遮蔽していると提案する。原子核から一定範囲の距離にある雲に見られるように、その結果生じる電離連続体のスペクトルエネルギー分布の変化が、線路応答の変化の原因となります。
高赤方偏移原始星団の星の総質量と星形成の追跡
| Title |
Tracing_the_Total_Stellar_Mass_and_Star_Formation_of_High-Redshift_Protoclusters |
| Authors |
Roxana_Popescu,_Alexandra_Pope,_Kyoung-Soo_Lee,_Stacey_Alberts,_Yi-Kuan_Chiang,_Sowon_Lee,_Mark_Brodwin,_Jed_McKinney,_Vandana_Ramakrishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00745 |
現在の銀河団の祖先である原始銀河団は、銀河の進化を研究するための優れた実験室です。原始銀河団の既存の観測は、紫外および/または赤外の波長で検出された構成銀河に限定されているため、これらの若い、ウイルス化前の構造で典型的な銀河がどのように成長するかについての詳細は不明なままである。私たちは、プランク低温源として選択された211個の$z=2-4$原始星団のスタッキング解析を行うことにより、未検出の微光星団からの寄与を含む原始星団内の星の総質量と星形成を測定します。WISE画像とHerschel/SPIRE画像を重ね合わせて、原始星団からの統合光の角度サイズとスペクトルエネルギー分布を測定します。プランク低温源として選択された原始星団のフラックスは、視線侵入者によって汚染される可能性があります。WebSkyシミュレーションを使用して、単一の原始星団がプランク冷熱源のフラックスの平均$33\pm15$%に寄与すると推定します。この補正後、星形成率の合計は$7.3\pm3.2\times10^3\M_{\odot}{\rmyr}^{-1}$、星の合計質量は$4.9\pm2.2\となります。10^{12}\M_{\odot}$を掛けます。我々の結果は、原始銀河団は、分光学的に確認された原始銀河団内の個別に検出された銀河からの寄与の合計よりも、平均して2倍多くの星形成と4倍以上の星の質量を持っていることを示しています。これは、$z=2-4$原始星団内の総フラックスの多くがSPIREの検出限界よりも低い明るさの銀河から来ていることを示唆しています($L_{IR}<3\times10^{12}L_{\odot}$）。最後に、原始クラスターが光の半分の半径2.8フィート(4.2～5.8cMpc)の範囲内に収まっていることがわかり、これはシミュレーションと一致しています。
遠い宇宙の解明: COSMOS-Web の最初の時代における $z\ge9$ 銀河の特徴づけ
| Title |
Unveiling_the_distant_Universe:_Characterizing_$z\ge9$_Galaxies_in_the_first_epoch_of_COSMOS-Web |
| Authors |
Maximilien_Franco,_Hollis_B._Akins,_Caitlin_M._Casey,_Steven_L._Finkelstein,_Marko_Shuntov,_Katherine_Chworowsky,_Andreas_L._Faisst,_Seiji_Fujimoto,_Olivier_Ilbert,_Anton_M._Koekemoer,_Daizhong_Liu,_Christopher_C._Lovell,_Claudia_Maraston,_Henry_Joy_McCracken,_Jed_McKinney,_Brant_E._Robertson,_Micaela_B._Bagley,_Jaclyn_B._Champagne,_Olivia_R._Cooper,_Xuheng_Ding,_Nicole_E._Drakos,_Andrea_Enia,_Steven_Gillman,_Christopher_C._Hayward,_Michaela_Hirschmann,_Vasily_Kokorev,_Clotilde_Laigle,_Arianna_S._Long,_Ghassem_Gozaliasl,_Santosh_Harish,_Shuowen_Jin,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Georgios_Magdis,_Guillaume_Mahler,_Crystal_L._Martin,_R._Michael_Rich,_Benny_Trakhtenbrot,_Bahram_Mobasher,_Louise_Paquereau,_Alvio_Renzini,_Jason_Rhodes,_Kartik_Sheth,_John_D._Silverman,_Martin_Sparre,_Margherita_Talia,_Francesco_Valentino,_Aswin_P._Vijayan,_Stephen_M._Wilkins,_Lilan_Yang,_Jorge_A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00751 |
我々は、4つのNIRCamフィルター(F115W、F150W、F277W、F444W)を通した77角分$^2$にわたる初期COSMOS-WebJWST観測を使用し、MIRI(F770W)との重複を伴う$z\ge9$の15個の銀河候補の同定を報告する。8.7分角$^2$。いくつかの公的に利用可能なSEDフィッティングおよび測光赤方偏移コードを使用してサンプルをフィッティングし、$z=9.3$と$z=10.9$($\langlez\rangle=10.0$)の間の赤方偏移、M$_の間のUV振幅を決定します。{\rmUV}$=$-$21.2および$-$19.5($\langle$M$_{\rmUV}\rangle=-20.2$を使用)およびレストフレームUVスロープ($\langle\beta\rangle=)-2.4ドル）。これらの銀河は、JWSTがこれまでに文献で発見したほとんどの$z\ge9$候補よりも平均して明るく、静止フレームUVでは同様の青色を示します。SEDフィッティングから導出されたレストフレームUVの傾きは青色($\beta\sim$[$-$2.0,$-$2.7])ですが、これらの赤方偏移における他の最近の研究で報告されているような極端に青い値には達しません。この青色は、下部赤方偏移宇宙にある同様に明るい銀河のように、根底にある恒星集団が金属をまだ十分に豊富に含んでいないことを示唆するモデルと一致しています。$\langle\log_{\rm10}($M$_\star/$M$_\odot)\rangle\about8-9$で導出された恒星の質量は、標準の$\Lambda$CDMモデルと張力がありません。そして、そのような紫外発光銀河の体積密度の私たちの測定は、文献$z\sim9-10$に示されている以前に測定された値とよく一致しています。私たちの銀河サンプルはコンパクトではありますが、かなり分解されています。
あなたは食べたものでできている：BreakBRD 銀河の周囲の銀河周回媒体の質量と角運動量は低い
| Title |
You_Are_What_You_Eat:_The_Circumgalactic_Medium_Around_BreakBRD_Galaxies_has_Low_Mass_and_Angular_Momentum |
| Authors |
Stephanie_Tonnesen,_Daniel_DeFelippis,_and_Sarah_Tuttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00757 |
観測されたbreakBRD(「赤い円盤の壊れた膨らみ」)銀河は、特に中心に星形成が集中している対面円盤銀河の近くのサンプルです。これらの銀河には赤い円盤がありますが、D$_n$4000スペクトルで測定されるように、中心に最近星が形成されたことがわかります。索引。Kopenhaferetal.(2020)、TNGシミュレーションでは、breakBRD類似体の同等の集団が同定され、その中で星形成の中心濃度は、銀河の郊外に高密度ガスが存在しないことによって引き起こされる高密度の星形成ガスの中心濃度を反映していることが判明しました。この論文では、中央のBreakBRD類似体の銀河周縁媒質を調べて、拡張ハローガスも同等の恒星質量を持つ比較銀河の周囲のガスとの違いを示すかどうかを判断します。私たちは、これらの銀河集団における銀河の周囲の媒体ガスの質量、比角運動量、および金属量を調べます。我々は、breakBRD銀河の銀河周縁体にはガスが少なく、また、breakBRD銀河周縁体は、同等の恒星質量銀河よりもわずかに濃度が高いことを発見した。さらに、breakBRD銀河の周囲銀河媒質内の角運動量は、恒星の質量に対して低い傾向があり、恒星円盤の角運動量ベクトルに対してより大きなずれが見られることがわかりました。最後に、breakBRD銀河の銀河周縁の中程度の金属量は、星の質量に対して高い傾向があることがわかりました。低いSFRとともに、これらのCGM特性は、中心領域に集中した少量の円盤供給と、銀河間物質からの低金属量ガスの降着の欠如を示していると我々は主張する。
宇宙時間にわたる星形成 (SFACT) 調査。 I. 調査の説明と新しい狭帯域輝線銀河調査の初期結果
| Title |
The_Star_Formation_Across_Cosmic_Time_(SFACT)_Survey._I._Survey_Description_and_Early_Results_from_a_New_Narrow-Band_Emission-Line_Galaxy_Survey |
| Authors |
John_J._Salzer,_David_J._Carr,_Jennifer_Sieben,_Samantha_W._Brunker_and_Alec_S._Hirschauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00826 |
StarFormationAcrossCosmicTime(SFACT)調査を紹介します。SFACTは、WIYN3.5m望遠鏡の広視野イメージャを使用して実行される輝線銀河(ELG)およびQSOの新しい狭帯域調査です。WIYNによって得られる優れた深さと優れた画質のため、私たちは日常的にr=25.0までのELGを検出します。私たちの調査観測は、6590A、6950A、7460Aを中心とする3つのカスタム狭帯域フィルターを使用して行われます。調査の感度により、広範囲にわたって多数の異なる輝線を介して発生源を同時に検出できます。赤方偏移の。SFACTで検出された主な線は、H-alpha(赤方偏移0.144まで)、[OIII]5007(赤方偏移0.500まで)、および[OII]3727(赤方偏移1.015まで)です。この文書では、調査の特性を詳しく説明するとともに、3つのパイロット調査分野の分析によって得られた初期結果を示します。これらのフィールドでは、1.50平方度の領域内に合計533個のELG候補が生成されました(平方度あたり355個のELGの表面密度)。ELG候補のサブセットの追跡スペクトルも表示されます。SFACT調査の重要な特性の1つは、ELGが離散赤方偏移ウィンドウで検出されることです。これにより、星形成集団とAGN集団の特性をz=1以降への赤方偏移の関数として確実に定量化できるようになります。追加の狭帯域フィルターを計画的に取得することで、調査を大幅に高い赤方偏移まで拡張できるようになります。
サブハローの中心密度に関する仮定は、暗黒物質の消滅とレンズ効果の計算に影響しますか?
| Title |
Do_assumptions_about_the_central_density_of_subhaloes_affect_dark_matter_annihilation_and_lensing_calculations? |
| Authors |
Nicole_E._Drakos,_James_E._Taylor,_Andrew_J._Benson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00830 |
尖った暗黒物質サブハローの中心密度が小規模な合体では保存されていることを示唆する証拠が増えている。しかし、シミュレーションから校正されたサブハロー進化の経験的モデルは、多くの場合、中心密度の低下を想定しています。サブハローの経験的モデルは銀河間レンズ研究や暗黒物質消滅の計算に使用されるため、さまざまなサブハローモデルを仮定した場合の結果を調査します。我々は、暗黒物質消滅の計算は想定されるサブハローの質量プロファイルに非常に敏感であり、モデルが異なると個々のハローのJ因子とブースト因子に大きさ以上の違いが生じる可能性があることを発見しました。一方、銀河間レンズ効果で使用されるシアープロファイルとコンバージェンスプロファイルは、想定される初期プロファイル（たとえば、NFW対エイナト）の影響を受けますが、それ以外の点では、元のプロファイルが鋭く切り詰められた単純なモデルによってよく近似されます。私たちは、ハローの最も内側の部分をシミュレーションで解決するのは難しいため、暗黒物質の消滅信号を正確に予測するには、サブハローがどのように進化するかを理論的に理解することが重要であると結論付けています。
近赤外線調査における強いレンズの検出可能性について
| Title |
On_the_detectability_of_strong_lensing_in_near-infrared_surveys |
| Authors |
Philip_Holloway,_Aprajita_Verma,_Philip_J._Marshall,_Anupreeta_More,_Matthias_Tecza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00851 |
我々は、JWSTとVISTAによるものを含む、既存および今後の深近赤外探査の新しいレンズ周波数推定値を提示します。この推定値は、各銀河の完全な測光と形態を説明するJAdesextraGalaxyUltradeepArtificialRealizations(JAGUAR)銀河カタログに基づいています。JAGUARシミュレーションの領域は限られているため、広域調査にはあまり適していませんが、ユークリッドとナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡によって実行された調査への外挿も示します。この方法では、レンズ自体の性質を仮定せず、広範囲のレンズ質量を調査します。レンズと光源は同じカタログから選択され、可視帯域から近赤外線まで分析を拡張します。現実的なシミュレートされたレンズ光源を生成し、SNR>20で検出可能なものを選択した後、可視領域で選択された公開レンズサンプルに対してレンズ周波数の期待値を検証し、それらがほぼ一貫していることを確認します。JWSTはCOSMOS-Webで約65個のレンズシステムを生成でき、そのうち約25%の光源の赤方偏移が4を超えることがわかりました。より深く、より狭いプログラム(例:JADES-Medium)は、より典型的な源銀河(光束と質量)を調査しますが、発見される系は少なくなります(~25)。私たちが調査した調査のうち、55～80パーセントに複数の画像検査が検出可能であることがわかりました。今後のNIR調査では、対応する可視調査で通常検出されるものよりも赤方偏移が高く（JWST）、より塵が多く、より巨大で古いレンズ光源（EuclidNISP）を含む、新しく多様な強力なレンズ系が明らかになると思われます。
星形成に関する地球規模の視点: GLOSTAR 銀河面調査 VIII. Cygnus~X におけるホルムアルデヒドの吸収
| Title |
A_global_view_on_star_formation:_The_GLOSTAR_Galactic_plane_survey_VIII._Formaldehyde_absorption_in_Cygnus~X |
| Authors |
Y._Gong,_G._N._Ortiz-Le\'on,_M._R._Rugel,_K._M._Menten,_A._Brunthaler,_F._Wyrowski,_C._Henkel,_H._Beuther,_S._A._Dzib,_J._S._Urquhart,_A._Y._Yang,_J._D._Pandian,_R._Dokara,_V._S._Veena,_H._Nguyen,_S.-N._X._Medina,_W._D._Cotton,_W._Reich,_B._Winkel,_P._M\"uller,_I._Skretas,_T._Csengeri,_S._Khan,_A._Cheema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00993 |
白鳥座Xは、私たちの銀河系で最も近く、最も活発な大質量星形成領域の1つであり、大質量星形成を研究するのに最適な研究所の1つです。GLOSTAR銀河面調査の一環として、H$_{2}$CO(1$_{1,0}$-1$_{1,1}$)スペクトル線と電波連続体イメージングによる大規模な同時観測を実施しました。カール・G・ジャンスキー超大型アレイとエッフェルスベルク100m電波望遠鏡を使って、$\lambda\sim$6cmの白鳥座X方向を観測しました。私たちのエッフェルスバーグ観測により、Cygnus~Xの$\gtrsim$50pcの空間範囲で広範なH$_{2}$CO(1$_{1,0}$-1$_{1,1}$)の吸収が明らかになりました。初めて。4.4pcの大規模スケールでは、$\gtrsim$1.8$\times10^{22}$~cm$^のH$_{2}$列密度で、局所的な速度勾配と磁場の間の相対的な配向がより平行になる傾向があります。{-2}$。0.17pcというより小さいスケールでは、VLAとエッフェルスバーグを組み合わせたデータにより、3つの明るいH{\scriptsizeII}領域に向かってのみH$_{2}$COが吸収されることが明らかになりました。私たちの観察は、H$_{2}$CO(1$_{1,0}$-1$_{1,1}$)が一般に光学的に薄いことを示しています。運動学的解析は、分子雲が一般に0.17～4.4pcのスケールで超音速運動を示すという主張を裏付けています。私たちは、はくちょう座Xでの拡張吸収特徴の生成において、宇宙マイクロ波背景放射が無視できないほど寄与していることを示しました。私たちの観察は、H$_{2}$CO($1_{1,0}-1_{1,1}$)を示唆しています。)$\gtrsim5\times10^{21}$cm$^{-2}$のH$_{2}$列密度で分子ガスを追跡できます。H$_{2}$に関するオルトH$_{2}$CO分別存在量の平均値は7.0$\times10^{-10}$です。異なる線形スケールでの速度分散を比較すると、顕著なDR21領域の支配的な$-3$kms$^{-1}$速度成分は、0.17-4.4pcのスケールでほぼ同一の速度分散を持ち、これはスケールから逸脱していることを示唆している。古典的な乱気流の予想される挙動。
天の川円盤の観測を用いたシミュレーションにおけるガスメタル混合強度の制約
| Title |
Constraining_gas_metal_mixing_strength_in_simulations_using_observations_of_the_Milky_Way's_disc |
| Authors |
Jorge_Sarrato-Al\'os,_Christopher_Brook_and_Arianna_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01015 |
この研究では、太陽近傍からの観測上の制約と、天の川(MW)状銀河の高解像度の宇宙論的流体力学シミュレーションを比較しながら、星間物質(ISM)内の金属の混合率を調査しています。係数Cで表される混合率は、シミュレーションでは0～0.05の間で変化し、結果として得られるシミュレーション銀河は、若い星団、HII領域、およびMW円盤の中性ガスにおける金属分散の観察と比較されます。0.003125と0.0125の間のCの値は、観測値の範囲に自己矛盾なく一致することがわかり、最良の推定値はC=0.0064$\pm$0.0004です。我々は、若い星、HII領域、中性ガスにおける金属の分散と係数Cの関係がべき乗則で記述できることを実証します。これらの制約された混合率は、太陽近傍で比較的よく混合されたISMを推測しており、非常に不均一なISMを報告したいくつかの最近の観測結果とは異なります。この研究によって示唆される混合の程度は、多くの流体力学シミュレーションでよく使用されるものよりも低いです。私たちの結果は、星間および銀河周囲の媒体中のガスだけでなく、星の金属量分布の研究にも影響を与えます。
分子塊の落下運動の探索。 IV.世界的な流入源のマッピング
| Title |
In_Search_of_Infall_Motion_in_Molecular_Clumps._IV._Mapping_of_the_Global_Infall_Sources |
| Authors |
Yang_Yang,_Xi_Chen,_Zhibo_Jiang,_Zhiwei_Chen,_Shuling_Yu,_Jun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01019 |
ガスの流入を探索するために、IRAM30m望遠鏡を使用して、HCO$^+$(1-0)およびH$^{13}$CO$^+$(1-0)ラインでいくつかのターゲットをマッピングしました。塊の中の証拠。この論文では、13のターゲットのマッピング結果を報告します。これらのターゲットはすべてHCO$^+$排出量を示しており、そのうち10個でH$^{13}$CO$^+$排出量が観測されています。10個のターゲットのHCO$^+$積分強度マップは明確な塊状構造を示し、9個のターゲットはH$^{13}$CO$^+$マップで塊状構造を示します。RADEX放射伝達コードを使用して、H$^{13}$CO$^+$の柱密度を推定し、存在比[H$^{13}$CO$^+$]/[H$_2]を決定します。$]は約10$^{-12}$から10$^{-10}$になります。HCO$^+$ラインプロファイルの非対称性に基づいて、11個のターゲットが青色のプロファイルを示し、6個の凝集塊がグローバルインフォールの証拠を示すことがわかりました。RATRANと2層モデルを使用して、これらの降下源のHCO$^+$ラインプロファイルをフィッティングし、降下速度の空間分布を解析します。これら2つのモデルによって推定される平均降水速度は、それぞれ0.24～1.85kms$^{-1}$と0.28～1.45kms$^{-1}$です。集団降下率は約10$^{-5}$から10$^{-2}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の範囲であり、中規模または高規模の集団が発生したことを示唆しています。ターゲット領域で星が形成されている可能性があります。
低金属量矮銀河NGC 4809/4810における合体誘起星形成
| Title |
Merger-induced_star_formation_in_low-metallicity_dwarf_galaxy_NGC_4809/4810 |
| Authors |
Yulong_Gao,_Qiusheng_Gu,_Guilin_Liu,_Hongxin_Zhang,_Yong_Shi,_Jing_Dou,_Xiangdong_Li,_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01128 |
矮小銀河でスターバーストを引き起こす物理的メカニズムは不明であり、これらの銀河での星形成に対する合体の影響もまだ不明です。私たちは、イオン化ガスの高空間分解能($\sim$70pc)積分場分光器観測を分析することにより、金属の乏しい矮星銀河における合体プロセスが星形成にどのような影響を与えるかを調査します。超大型望遠鏡/マルチユニット分光探査機からのアーカイブデータを使用して、強い輝線の空間分布をマッピングします(例:$\rmH\beta$、$\rmH\alpha$、$\rm[OIII]\lambda5007$、$\rm[NII]\lambda6583$など)近くの合体星形成矮銀河系NGC4809/4810にあります。我々は、2つの銀河の間に散在する約112個の星形成の結び目を特定しました。気相の金属量分布は不均一で、金属に乏しいイオン化ガスと金属に富むイオン化ガスが混合しています。相互作用領域のスター形成ノットは、より低い金属性、最高のスター形成率(SFR)、および分解された主配列関係(rMSR)に対するSFRの比を示します。イオン化ガスは、NGC4809では明らかな北東-南西の速度勾配を示しますが、NGC4810では混合されているように見えます。HII領域の高いウイルスパラメータと星の質量とサイズの関係は、これらの領域が大質量星/星団からの直接輻射圧力によって支配されていることを示しています。持続的に拡大中。NGC4809とNGC4810では、2つの異なる恒星質量表面密度と恒星年齢の関係が見つかり、NGC4810の恒星年齢は系統的にNGC4809よりも若いことがわかりました。私たちの研究は、2つの矮小銀河の合体段階がスターバースト活動を誘発する可能性があることを示唆しています。金属欠乏環境にもかかわらず、相互作用領域。高い比SFRと異なる星の年齢を考慮すると、この相互作用が最初にNGC4809での星形成を引き起こし、その後NGC4810での星形成を推進したと考えられます。
ジェイド。 4
| Title |
JADES._The_diverse_population_of_infant_Black_Holes_at_4 |
| Authors |
Roberto_Maiolino,_Jan_Scholtz,_Emma_Curtis-Lake,_Stefano_Carniani,_William_Baker,_Anna_de_Graaff,_Sandro_Tacchella,_Hannah_\"Ubler,_Francesco_D'Eugenio,_Joris_Witstok,_Mirko_Curti,_Santiago_Arribas,_Andrew_J._Bunker,_St\'ephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Daniel_J._Eisenstein,_Eiichi_Egami,_Zhiyuan_Ji,_Gareth_C._Jones,_Jianwei_Lyu,_Tim_Rawle,_Brant_Robertson,_Wiphu_Rujopakarn,_Michele_Perna,_Fengwu_Sun,_Giacomo_Venturi,_Christina_C._Williams,_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01230 |
我々は、バルマー輝線に見られるようなブロードライン領域の検出を通じて明らかになった、JADES調査における4<z<7の12の新しいAGNを提示する(z=10.6のGN-z11で以前に特定されたAGNに加えて)。JADESの深さと3つの異なるスペクトル分解能の使用により、以前の研究と比較してより低い質量領域を調査することができます。いくつかのケースでは、Halphaの2つの広範な構成要素の証拠が見つかり、これらが合体ブラックホール(BH)の候補である可能性があることが示唆されています。推定されるBH質量は8x10^7Msunから4x10^5Msunまでの範囲にあり、興味深いことに直接崩壊ブラックホールに予想される体制を調べています。推定されるAGNボロメータ光度(~10^44-10^45erg/s)は、ほとんどの場合、降着速度がエディントン速度の0.5倍未満であることを示唆しています。ただし、M_BH~10^6Msunの小さなBHは、エディントンまたはスーパーエディントン速度で増加する傾向があります。z~4-11のこれらのBHは、局所的なM_BH-Mstar関係と比較すると、ホスト銀河の恒星質量に比べて大質量です。しかし、これらの初期のBHは、M_BHと速度分散の間、およびM_BHと動的質量の間の局所的な関係とより一致する傾向があることがわかり、これらがより基本的で普遍的な関係であることを示唆しています。BPT励起診断図では、これらのAGNは星形成銀河が局所的に占める領域に位置しており、ブロードな線が表示されなければ標準的な分類手法では見逃されるであろうことを示唆しています。図上のそれらの位置は、金属が乏しい銀河(Z~0.1-0.2Zsun)にホストされているAGNで予想されるものと一致しています。赤方偏移範囲4<z<6の銀河のうち、L_AGN>10^44erg/sのブロードラインAGNの割合は約10%であり、宇宙の再電離に対するAGNとそのホストの寄与が>であることを示唆しています。10%。
宇宙時間にわたる星形成 (SFACT) 調査。 II.輝線天体の新しい狭帯域調査による最初のカタログ
| Title |
The_Star_Formation_Across_Cosmic_Time_(SFACT)_Survey._II._The_First_Catalog_from_a_New_Narrow-Band_Survey_for_Emission-Line_Objects |
| Authors |
Jennifer_Sieben,_David_J._Carr,_John_J._Salzer,_Alec_S._Hirschauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01292 |
StarFormationAcrossCosmicTime(SFACT)は、広範囲の赤方偏移にわたって微かな輝線銀河とQSOを検出するように設計された新しい狭帯域調査です。ここでは、パイロット研究分野からのSFACT候補者の最初のリストを紹介します。WIYN3.5m望遠鏡を使用すると、優れた深度で良好な画質を実現でき、r=25.0までのELGを定期的に検出できます。調査の限界線束は~1.0x10^16erg/s/cm^2です。SFACTは、H-アルファ、[OIII]5007、および[OII]3727の3つの主要輝線をターゲットとしています。対応する赤方偏移ウィンドウにより、z~0～1のオブジェクトの検出が可能になります。3つのパイロット研究フィールドで1.50平方度をカバーし、合計533個のSFACT候補が検出されました(平方度あたり355個の候補)。これらの候補が効率的かつ主に自動化された方法で選択されるプロセスを詳しく説明し、各光源の正確な座標、広帯域測光、および狭帯域光束を表にまとめます。
太陽から 1.25 kpc までのパーセクスケールの銀河 3D ダストマップ
| Title |
A_Parsec-Scale_Galactic_3D_Dust_Map_out_to_1.25_kpc_from_the_Sun |
| Authors |
Gordian_Edenhofer,_Catherine_Zucker,_Philipp_Frank,_Andrew_K._Saydjari,_Joshua_S._Speagle,_Douglas_Finkbeiner,_Torsten_En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01295 |
星間塵の高解像度3Dマップは、星間物質の構造を形成する基礎的な物理現象を調査したり、塵の影響を受ける天体物理観測の前景補正を行うのに重要です。私たちは、太陽から1.25kpcの距離までの星間塵の消滅の空間分布の新しい3Dマップを構築することを目指しています。私たちは、ガイアのBP/RPスペクトルから得られた5,400万個の近くの星までの距離と消滅の推定を活用します。恒星間の距離と減光情報を用いて、塵の減光の空間分布を推測します。我々は、反復チャートリファインメントと以前の研究で推論された相関カーネルを介して、球座標系のガウス過程で対数ダスト消滅をモデル化します。変分推論法MGVIを使用して、6億6,100万次元の事後分布を調べます。当社の3Dダストマップは、14フィート(Nside=256)の角度解像度を達成しています。69個から1250個までの516個の距離ビンで塵の消滅をサンプリングします。69pcで0.4pcの最大距離解像度、1.25kpcで7pcの最小距離解像度が得られます。私たちの地図は、太陽付近にある何百もの分子雲の内部構造を解明し、星の形成、銀河の構造、若い恒星の集団の研究に広く役立つでしょう。https://doi.org/10.5281/zenodo.8187943からさまざまな座標系でダウンロードでき、公開されているダストマップPythonパッケージを介してクエリすることもできます。
宇宙時間にわたる星形成 (SFACT) 調査。 Ⅲ．輝線天体の初期カタログの分光分析
| Title |
The_Star_Formation_Across_Cosmic_Time_(SFACT)_Survey._III._Spectroscopy_of_the_Initial_Catalog_of_Emission-Line_Objects |
| Authors |
David_J._Carr,_Jennifer_Sieben,_John_J._Salzer,_Samantha_W._Brunker,_and_Bryce_Cousins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01297 |
StarFormationAcrossCosmicTime(SFACT)調査は、離散赤方偏移ウィンドウの広範囲の赤方偏移にわたって輝線銀河(ELG)と準恒星天体(QSO)を検出するように設計された新しい狭帯域調査です。この調査では、WIYN3.5m望遠鏡とHydraマルチファイバーポジショナーを利用して、調査の画像処理部分で特定された銀河の効率的な追跡分光法を実行します。SFACT調査の天体はその強い輝線によって選択されるため、最も暗い光源(r~25)であっても有用なスペクトルを取得することが可能です。ここでは、3つのSFACTパイロット研究フィールドからの分光データを持つ453個の天体を紹介します。そのうち415個はELGであることが確認されています。この論文では、これらのデータを処理および測定するための方法論の概要が説明されており、調査で物体を検出するために使用される3つの主要輝線(H-アルファ、[OIII]5007、および[OII]3727)のそれぞれについてスペクトルの例が表示されます。）。追加のQSOおよび非プライマリ輝線検出のスペクトルも例として示されています。星形成銀河と活動銀河核を区別するために、パイロット研究サンプルの赤方偏移分布が検査され、ELGがさまざまな輝線診断図に配置されます。
M31 の窒素が豊富な SNR: 遅い時間における CSM との SNR インタラクション
私たちは、M31での超新星残骸(SNR)の発見を紹介します。これは、その銀河で知られている他の残骸とは異なります。この限界解像度の天体の大部分をサンプリングしたWB92-26の光学MMTスペクトルでは、[OII]、[NeIII]、HI、[OIII]、[OI]、[NII]、[SII]の強い線が明らかになります。ただし、HIラインは非常に弱く、[NII]ラインは非常に強いです。これらの線には複数の速度成分が見られ、広い翼が$-2000$および$+1500$または$2000$km/sまで伸びています(M31の地心速度は$-300$km/s)。この線は、M31フレームの$-750$km/s、$-50$km/s、および$+800$km/s付近に強いピークまたはショルダーを示しています。[SII]比によって暗示される密度と、X線の明るさ、FUV束、および光学サイズを組み合わせると、光輝線は光イオン化ではなく衝撃波によって生成されると結論付けられます。速度構造を考慮すると、この放出は星周媒体(CSM)での衝撃によるものであることがわかります。このCSMは、CNO処理によってHが減少し、HeとNが豊富になったに違いありません。また、輝線の幅広の翼を説明するには、親星の爆発前に高速度を持っていたに違いありません。CSMシェルの質量は2Msunであると推定され、コア崩壊SNが示唆されます。EtaCarは爆発から数千年後にWB92-26に似た残骸を生成する可能性があります。
1 つですべてに適合: 統合シンクロトロン モデルは FRED 形状のパルスを備えた GRB を説明します
| Title |
One_Fits_All:_A_Unified_Synchrotron_Model_Explains_GRBs_with_FRED-Shaped_Pulses |
| Authors |
Zhen-Yu_Yan,_Jun_Yang,_Xiao-Hong_Zhao,_Yan-Zhi_Meng,_Bin-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00772 |
ガンマ線バースト(GRB)スペクトルの解析は、明確な物理的説明が欠けているバンド関数などの経験的モデルに依存することがよくあります。物理モデルと観測データを結合するこれまでの試みは、モデルが独立した物理パラメータを持つセグメント化されたスペクトルに適合する個々のバースト研究に限定されていました。これらのアプローチでは、一貫した一連の物理的条件によって支配されるべきスペクトルの進化を説明できないことがよくあります。この研究では、単一パルスGRBの選択に一貫した説明を提供するために、放射光モデルを組み込むことによる新しいアプローチを提案します。当社のサンプルは、重複するパルスによる汚染を最小限に抑えるように慎重に選択されており、電子の単一注入イベントなどの統一された物理的条件下でのシンクロトロンモデルの包括的なテストが可能です。減衰する磁場における冷却電子の進化を追跡することにより、私たちのモデルは、観測データとよく一致する一連の時間依存観測スペクトルを予測します。驚くべきことに、単一セットの物理パラメータを使用して、私たちのモデルは各バースト内のすべての時間分解スペクトルを首尾よく適合させます。さらに、私たちのモデルは、スペクトルピーク$E_{\rmp}$や光度曲線の形状など、GRBのいくつかの重要な特徴の進化を正確に予測しており、それらはすべて観測と一致しています。我々の発見は、GRBパルスのスペクトル的および時間的進化は、初期半径約$10^{15}$cmのGRB発光領域の拡大に由来し、基礎的な発光メカニズムはシンクロトロン放射であるという概念を強く支持している。
$\gamma$ 線バイナリにおける硬 X 線における無色急速フレア LS I +61-303
| Title |
Achromatic_rapid_flares_in_hard_X-rays_in_the_$\gamma$-ray_binary_LS_I_+61-303 |
| Authors |
Enzo_A._Saavedra,_Gustavo_E._Romero,_Valenti_Bosch-Ramon,_Elina_Kefala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00784 |
$\gamma$線連星LSI+61303に非常に急速な硬X線変動が存在することを報告します。結果はNuSTARデータを分析することによって得られ、アパストロンの前にks時間スケールで2つの無彩色の強いフレアが示されています。。Swift-BATの軌道X線光度曲線も示され、NuSTARデータがシステム軌道のコンテキストに置かれます。スペクトルと放出領域の推定された物理的状態は、この放射線が相対論的電子からのシンクロトロン放出であり、おそらく衝撃を受けたパルサー風によって生成されたものであることを示しています。無彩色性は、損失が相対論的流れにおける脱出または断熱冷却によって支配されていることを示唆しており、硬X線の全体的な挙動は、放射領域のサイズおよび/または視線に対するその動きの急激な変化によって説明できる可能性があります。、ドップラーブースティングが顕著な効果となる可能性があります。エミッターの急速な変化は、連星内の衝撃の急速な変化、連星の外側で再加速された衝撃を受けたパルサー風の変動、コリオリ衝撃領域の位置とサイズの強い変動など、さまざまな状況の結果である可能性があります。。高エネルギーエミッタの物理的特性をさらに制約するには将来の多波長観測が必要ですが、この研究はすでにLSI+61-303の複雑な力学と放射プロセスについての重要な洞察を提供しています。
CAgNVAS II。 3C 78 のサブキロパーセクジェットの固有運動: 相対論的ジェットの物理的性質に対する新しい制約
| Title |
CAgNVAS_II._Proper_Motions_in_the_sub-kiloparsec_Jet_of_3C_78:_Novel_Constraints_on_the_Physical_Nature_of_Relativistic_Jets |
| Authors |
Agniva_Roychowdhury,_Eileen_T._Meyer,_Markos_Georganopoulos,_Kassidy_Kollmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00842 |
活動銀河核からのジェットは、そのホストと局所環境の進化に役割を果たしていると考えられていますが、詳細な処方箋はジェット自体の理解によって制限されます。ラジオジェットのコンパクトで明るい成分の適切な運動研究を使用して、銀河間物質に蓄積されたエネルギーの量を理解するために必要な、ローレンツ因子に対するモデルに依存しない制約を生成できます。我々は、CAgNVAS(超大規模アレイ研究を用いた活動銀河核の固有運動のカタログ)の一部として、電波銀河3C~78のジェットに関する初期の研究を発表します。その目的は、ジェットプラズマの性質をより大きなものに制限することです($>100$パーセク）スケール。3C~78では、3つの顕著な結び目(A、B、C)が見つかります。結び目Bは管腔下の縦方向の動き($\sim$200pcで$\sim0.6c$)を受け、一方、結び目Cは極端な(見かけ上の)後方への動きを受けます。そして最終的な前進運動($\sim$300pcで$\sim-2.6c$、$0.5c$)。結び目は衝撃であると仮定し、結び目BとCのパターン運動からバルク速度を推測します。大規模ジェットのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化し、物理的に動機づけられた2ゾーンモデルでほとんどの現象を説明できることを観察しました。観測された発光。また、ジェットのプロファイルはパーセクからキロパーセクのスケールまでほぼ円錐形のままであることもわかりました。VLBI研究からのパーセクスケールの速度($\sim0.1c$)とそこから導出されたバルク速度を使用すると、ジェットがパーセクスケールとキロパーセクスケールの間でバルク加速を受けることがわかり、これは円錐形のジェット加速の最初の直接的な証拠を提供します。物質が支配するジェット。
ROTSE-IIIBによる近隣超新星IIP12個の宇宙論的距離測定
| Title |
Cosmological_Distance_Measurement_of_12_Nearby_Supernovae_IIP_with_ROTSE-IIIB |
| Authors |
Govinda_Dhungana,_Robert_Kehoe,_Ryan_Staten,_Jozsef_Vinko,_J._Craig_Wheeler,_Carl_W._Akerlof,_David_Doss,_Farley_V._Farrente,_Coyne_A._Gibson,_James_Lasker,_G._H._Marion,_Shashi_Bhushan_Pandey,_Robert_Quimby,_Eli_Rykoff,_Donald_A._Smith,_Fang_Yuan,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00916 |
ROTSE-IIIb望遠鏡で観測された12個の近く($z<0.06$)のIIP型超新星(SNeIIP)の宇宙論的解析を紹介する。正確な測光を実現するために、ROTSESN測光パイプラインに初めて実装された新しい画像差分技術を紹介します。この方法を使用すると、以前のパイプラインのパフォーマンスと比較して、検出効率が最大20%向上し、SNライトカーブの残留RMS散乱が大幅に減少することがわかりました。私たちは、よく研究されたSNeIIPの公開された光学スペクトルと広帯域測光を使用して、SNeIIP個体群の噴出物速度と光球温度変化の時間モデルを確立します。この研究では、データがSNeIIPの光球相中の単一エポックに限定されている場合でも、他の方法に匹敵する測定値が得られます。完全に縮小されたROTSE測光と光学スペクトルを使用して、これらのモデルをROTSEIIPサンプルの各SNのそれぞれの測光エポックに適用します。これにより、拡張光球法(EPM)を使用して、それぞれのホスト銀河までの距離推定値を取得することが容易になります。次に、これらのEPM距離を使用して宇宙論的パラメーターフィッティングを実行し、そこからハッブル定数が$72.9^{+5.7}_{-4.3}~{\rmkms^{-1}~Mpc^{-1}}$であると測定します。これは、他の独立した手法を使用して導出された標準の$\LambdaCDM$モデル値と一致しています。
IceCube-Gen2の光学アレイと無線アレイの一致率の推定
| Title |
Estimating_the_coincidence_rate_between_the_optical_and_radio_array_of_IceCube-Gen2 |
| Authors |
Felix_Schl\"uter_and_Simona_Toscano_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00961 |
IceCube-Gen2ニュートリノ観測所は、IceCubeの全フレーバーエネルギー範囲をPeVエネルギーを超えて拡張することが提案されています。これは2つの重要なコンポーネントで構成されます:I)IceCubeの天体物理ニュートリノ束の継続を測定し、$\sim\,$100を超えるIceCubeの点源感度を向上させるための拡大された8$\,$km$^3$氷内光学チェレンコフアレイ$\,$TeV;II)表面積が約500$\,$km$^2$の非常に大きな氷内無線アレイ。電波は氷中を1キロメートルの減衰長で伝播するため、まばらな電波アレイを使用することで、膨大な量の氷を計測して、数十PeVを超えるエネルギーのニュートリノを検出するのに十分な感度を達成することができます。光検出器と氷内無線検出器によって測定されるニュートリノ誘発事象のさまざまな信号トポロジー-無線検出器は主にニュートリノ相互作用で生成されるカスケードに敏感であるのに対し、光検出器は長距離のミュオンおよびタウレプトンを高精度で検出できます。精度-高度に補完的な情報が得られます。これらの信号が偶然に検出された場合、ニュートリノのエネルギーと到来方向を高い忠実度で再構築することが可能になります。さらに、イベントが十分なレートで同時に検出された場合、系統的な不確実性を研究し、両方の検出器コンポーネントを相互校正するまたとない機会となります。10年間の運用で予想される偶然の一致率を示します。さらに、同時計数率を高めるために可能な検出器の最適化を分析しました。
NuSTAR による Abell 665 および 2146 の観測: 非熱放射に対する制約
| Title |
NuSTAR_Observations_of_Abell_665_and_2146:_Constraints_on_Non-Thermal_Emission |
| Authors |
Randall_Rojas_Bolivar,_Daniel_Wik,_Ay\c{s}eg\"ul_T\"umer,_Fabio_Gastaldello,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Paul_Nulsen,_Valentina_Vacca,_Grzegorz_Madejski,_Ming_Sun,_Craig_Sarazin,_Jeremy_Sanders,_Damiano_Caprioli,_Brian_Grefenstette,_and_Niels-Jorgen_Westergaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00969 |
RXTEやBeppo-SAXなどの過去のミッションからの観測では、いくつかの大質量銀河団のクラスター内媒質内に硬X線エネルギーでの逆コンプトン(IC)散乱が存在することが示唆されています。その後の数年間、例えば「すざく」、そして現在のNuSTARによる観測では、これらの検出を確認することができませんでした。我々は、Abell665とAbell2146という2つの大規模な銀河団におけるIC放出のNuSTAR硬X線探索について報告します。これら2つの銀河団における全球のICフラックスを制約するために、単一(1T)と2つの2つのモデルの3つのモデルで全球NuSTARスペクトルを当てはめました。-温度(2T)モデル、および1Tプラスべき乗則コンポーネント(T$+$IC)。温度成分は熱ICM放射を特徴付けることを目的としており、べき乗則はIC放射を表します。3～30keVのAbell665と3～20keVのAbell2146のスペクトルは熱放射のみによって最もよく記述され、Abell665の平均地球温度は$kT=(9.15\pm0.1)$keV、$kT=(Abell2146では8.29\pm0.1)$keV。IC磁束を$F_{\rmNT}<0.60\times10^{-12}$ergs$^{-1}$cm$^{-2に制限します。Abell665およびAbell2146の場合、}$および$F_{\rmNT}<0.85\times10^{-12}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$(20-80keV)、それぞれ両方とも90%の信頼水準です。ICの磁束制限をVLAからの1.4GHz拡散無線データと組み合わせると、Abell665とAbellの平均磁場強度の下限を$>$0.14$\mu$Gおよび$>$0.011$\mu$Gに設定します。それぞれ2146。
II 型超新星の分光偏光測定 (II) 超新星固有の偏光と測光・分光特性との関係
| Title |
Spectropolarimetry_of_Type_II_supernovae_(II)_Intrinsic_supernova_polarization_and_its_relations_with_the_photometric/spectroscopic_properties |
| Authors |
T._Nagao,_F.Patat,_A._Cikota,_D._Baade,_S._Mattila,_R._Kotak,_H._Kuncarayakti,_M._Bulla,_B._Ayala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00996 |
超新星(SNe)の爆発プロセスは、その爆発形状に刻印されています。ここでは、15個の水素リッチなコア崩壊SNeの固有分極を研究し、測光特性および分光特性との関係を調査します。私たちのサンプルは、連続体偏光のさまざまな特性を示しています。ほとんどのSNeの偏光度は初期段階では低いですが、光球相の特定の時点で$\sim1$\%度まで突然上昇し、尾部相では一定の偏光角でゆっくりと減少します。ピーク偏光値のタイミングの変動は、爆発形状の多様性を意味します。一部のSNeはヘリウムコアのみに非球面構造を持ちますが、他のSNeでは、これらの構造がヘリウムからの共通軸を備えた外側の水素エンベロープの重要な部分に達しています。コアから水素エンベロープまで。他のSNeは、初期相から高い偏光を示し、光球相の中間あたりで偏光角の変化を示します。これは、噴出物が最外層まで著しく非球面であり、多方向の非球面構造を持っていることを意味します。例外的に、Type~IILSN~2017ahnは、光球相と尾部相の両方で低い偏光を示します。我々の結果は、Type~IIPSNeの分極上昇のタイミングが、その明るさ、速度、生成される放射性Niの量と相関している可能性が高いことを示している。SNeが明るく、噴出速度が速く、$^{56}$Niの質量が大きいほど、より多くの放射性Niを生成できる。拡張非球面爆発ジオメトリ。特に、分極上昇のタイミングと爆発エネルギーとの間には明らかな相関があり、爆発非球面度は爆発エネルギーに比例する。これは、ジェットなどの全球非球面構造の発達が、SN爆発のメカニズムにおける高エネルギーSNを実現する鍵となる可能性があることを示唆しています。
隠された超高輝度 X 線源シグナス X-3 の最も内側のジェット
| Title |
The_innermost_jet_in_the_hidden_ultra-luminous_X-ray_source_Cygnus_X-3 |
| Authors |
Jun_Yang_(1),_Federico_Garc\'ia_(2),_Santiago_del_Palacio_(1),_Ralph_Spencer_(3),_Zsolt_Paragi_(4),_Noel_Castro_Segura_(5),_Biping_Gong_(6),_Hongmin_Cao_(7),_Wen_Chen_(8)_((1)_SEE,_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(2)_Instituto_Argentino_de_Radioastronom\'ia,_Argentina,_(3)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_UK_(4)_JIVE,_The_Netherlands,_(5)_University_of_Southampton,_UK,_(6)_Huazhong_University_of_Science_and_Technology,_China,_(7)_Shangqiu_Normal_University,_China,_(8)_Yunnan_Observatories,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01002 |
シグナスX-3は、ウルフ・ライエ供与星からの降着物質をコンパクトに積んだ大質量X線連星です。最近、イメージングX線偏光測定装置(IXPE)によって、狭い方向(開口角<~32度）ファンネル。IXPE観測の合間に、22GHzのヨーロッパVLBI（超長基線干渉計）ネットワークとNICERX線装置を使用してCygX-3を観測しました。X線漏斗とULXからの潜在的な電波ジェットとの間の考えられる関係を調査するために、私たちは同時多波長データを分析しました。私たちの高解像度VLBI画像は、位置角度が-3.2+/-0.4度で、X線の直線偏光の方向に正確に垂直な細長い構造を明らかにします。CygX-3は2022年11月10日に電波静止状態にあったため、この大規模な構造が最も内側の電波ジェットであると特定されます。この発見は、ラジオジェットが漏斗に沿って漏斗内を伝播することを示しています。さらに、ジェットは横方向にわずかに分解されます。これはおそらく、強い恒星風と連星系の急速な公転運動の結果であると考えられます。
IceCube リアルタイム システムのインフラストラクチャの改善
| Title |
An_improved_infrastructure_for_the_IceCube_realtime_system |
| Authors |
Massimiliano_Lincetto,_Eric_Evans-Jacquez,_Benedikt_Riedel,_David_Schultz,_Tianlu_Yuan_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01031 |
IceCubeリアルタイムアラートシステムは2016年から運用されています。このシステムは、高エネルギーニュートリノイベントに関する即時アラートを天体粒子物理学コミュニティに提供します。ニュートリノの到来方向の局在領域は、NASAのガンマ線座標ネットワーク(GCN)を通じて公開されています。IceCubeリアルタイムシステムは、警報イベントの選択、トポロジと到着方向の再構築、方位不確実性等高線の計算、および公共警報ネットワークを介したイベント情報の配信専用のインフラストラクチャで構成されています。メッセージベースのワークフロー管理システムを使用する専用ソフトウェア(SkyDriver)は、並列化された再構成アルゴリズムへの表現状態転送(REST)インターフェイスを提供します。この寄稿では、ニュートリノイベントの内部処理、SkyDriverインターフェイスへの配信、再構成結果の収集、および人間のデータへの変換を合理化することを目的とした、IceCubeリアルタイムシステムの内部インフラストラクチャの改善について概説します。機械読み取り可能なアラートは、さまざまなアラートネットワークを通じて公的に配布されます。検索可能性、アクセシビリティ、相互運用性、再利用性(FAIR)原則に従ってアラートイベントを長期保存およびカタログ化するためのアプローチについて概説します。
もう少し深く掘り下げる: 3 つの新しいエクストリーム ULX 候補の特徴
| Title |
Digging_a_little_deeper:_characterising_three_new_extreme_ULX_candidates |
| Authors |
T._P._Roberts_(1),_D._J._Walton_(2),_A._D._A._Mackenzie_(1),_M._Heida_(3),_S._Scaringi_(1)_((1)_Durham-CEA,_(2)_Hertfordshire,_(3)_ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01034 |
天体のX線源のカタログを編集する主な動機は、希少なサブクラスの数を増やすことです。この研究では、超高輝度X線源(ULX)の最近のマルチミッションカタログを取り上げ、これまで十分に研究されていない明るい($L_{\rmX}\geq10^{40}\rm~)のULX候補を探します。erg~s^{-1}$)、明るい($f_{\rmX}\geq5\times10^{-13}\rm~erg~cm~s^{-1}$)、アーカイブXMMあり-ニュートンデータ。既知のPULXの大部分が同様の高い輝度に達していることを考えると、この輝度領域は新しい脈動ULX(PULX)を識別するのに理想的である可能性があると推測されます。私たちは基準に一致する3つの情報源を見つけ、アーカイブデータを使用して調査します。我々は、4XMMJ165251.5-591503が明るく可変の銀河光学/IR対応物を所有していることを発見し、それが前景侵入者である可能性が非常に高いと結論付けています。4XMMJ091948.8-121429は、矮小不規則銀河PGC26378に関連する優れたULX候補であるように見えますが、これまでに検出されたのは1件だけであり、データ品質は低いです。最良のデータセットは4XMMJ112054.3+531040に属します。これは、NGC3631のスパイラルアーム内に位置する、中程度に変化し、スペクトル的に硬い($\Gamma\約1.4$)X線源であることがわかります。そのスペクトル硬度は、既知のPULXですが、入手可能なデータの加速脈動検索では脈動は検出されません。他のミッションが同様の研究にオブジェクトを提供するかどうかを議論し、この方法を、優れたPULX候補を特定するために提案された他の方法と比較します。
IceCubeニュートリノ観測所による衝撃相互作用による超新星からの高エネルギーニュートリノの探索
| Title |
Searching_for_high-energy_neutrinos_from_shock-interaction_powered_supernovae_with_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Massimiliano_Lincetto_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01047 |
IceCubeによって発見された天体物理学的ニュートリノ束の発生源は、ほとんどが未解決です。銀河系外核崩壊超新星(CCSNe)は、マルチメッセンジャー源の候補として示唆されています。相互作用による超新星では、衝撃が高密度の星周媒質(CSM)内を伝播し、明るい発光を生成し、粒子を相対論的エネルギーまで加速する可能性があります。衝撃相互作用は、IIn型超新星(スペクトル内の細い線で識別)、水素が豊富な超光度超新星、および水素に乏しい超光度超新星のサブセットの主なエネルギー源であると考えられています。高エネルギーニュートリノの生成は、衝撃波で加速された陽子と冷たいCSM粒子との衝突で発生すると予想されている。ツヴィッキー過渡施設の明るい過渡現象調査から、相互作用による超新星のカタログを選択します。私たちは、発光の時間発展を噴出物とCSMの特性に結び付ける新しいモデリングの取り組みを活用し、各発生源のニュートリノ束の予測を設定できるようにします。この寄稿では、IceCubeニュートリノ観測所を使用した、このCCSNe集団からの高エネルギーニュートリノのスタッキング探索について説明します。
相対論的ジェットにおける光パイオン生成からのニュートリノ放出のビームパターン
| Title |
Beaming_patterns_of_neutrino_emission_from_photo-pion_production_in_relativistic_jets |
| Authors |
Markus_Boettcher_(North-West_University,_Potchefstroom,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01083 |
IceCubeによって検出された天体物理学的超高エネルギーニュートリノ束の一部にブレーザーが関与しているという証拠が増えていることを踏まえて、ブレーザージェットにおける光子イオン相互作用によるニュートリノ生成のモデルが開発されています。ジェットの外部から発生する光子場が、光-パイオン相互作用の標的として、共運動する一次電子シンクロトロン光子場よりも強く支持されるという証拠も増えている。これらの外部光子場は、放出領域の共移動フレーム内で高度に異方性があるように見えますが、現在のモデルは通常、ニュートリノ生成が共移動フレーム内で等方的に起こると考えており、その結果、本質的に等方性のシンクロトロンおよびシンクロトロンと同一のビームパターンが得られます。自己コンプトン放出。この論文では、すべての関連する異方性効果を考慮して、外部光子場との相互作用によって生成されるニュートリノのビームパターンを導き出します。静止した等方性（AGN静止系）の外部光子場での光子イオン生成から生じるニュートリノ放射は、本質的に等方性の放射よりもジェット方向に沿って著しく強くビームされることが示されている。これは、最も多くのビーム源の場合、適切なドップラーブースティングとビーム特性を考慮していない場合、予想されるニュートリノ束が大幅に過小評価されているか、特定のニュートリノ束を生成するためのジェット出力要件が大幅に過大評価されていることを意味します。
IceCube ニュートリノ天文台で撮影された 10 年間のデータから銀河核崩壊超新星を検索
| Title |
Search_for_Galactic_core-collapse_supernovae_in_a_decade_of_data_taken_with_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01172 |
IceCubeニュートリノ天文台は、2007年以来、O(0.5～10)秒間のニュートリノバーストを探すためのデータを継続的に取得しています。銀河核崩壊超新星が光学的に隠されたり、爆発せずにブラックホールに崩壊したりしても、検出可能です。崩壊中に放出されるO(10)MeVニュートリノバーストを介して。私たちは、2008年4月17日から2019年12月31日までの期間をカバーするこのようなイベントの検索について説明します。すべての選択を削減した後の平均データ取得および分析稼働率91.7%を考慮すると、これは10.735年間の継続的なデータ取得に相当します。最も保守的なニュートリノ生成シナリオをテストするために、選択カットは、O-Ne-Mgコアに崩壊する8.8太陽質量前駆体に基づくモデルに最適化されました。爆発する星におけるニュートリノ振動の影響については保守的な仮定がなされた。最終的な選択カットは、天の川銀河内でこのような超新星を検出する確率が99%を超えるように設定されました。ブラインド解析を行った結果、データにはそのようなニュートリノバーストは見つかりませんでした。したがって、90%のC.L.〜25kpcの距離までの核崩壊超新星発生率の上限は0.23回/年と決定された。より遠いマゼラン雲の場合、バースト時間に関する外部情報が利用できない限り、IceCubeで検出できるのはニュートリノ光度の高い超新星だけです。ニュートリノの光度とエネルギースペクトルへの依存性をパラメータ化することで、モデルに依存しない限界を決定しました。
ソフトガンマリピーター SGR 1806-20 の IXPE および XMM-Newton 観測
| Title |
IXPE_and_XMM-Newton_observations_of_the_Soft_Gamma_Repeater_SGR_1806-20 |
| Authors |
Roberto_Turolla,_Roberto_Taverna,_Gian_Luca_Israel,_Fabio_Muleri,_Silvia_Zane,_Matteo_Bachetti,_Jeremy_Heyl,_Alessandro_Di_Marco,_Ephraim_Gau,_Henric_Krawczynski,_Mason_Ng,_Andrea_Possenti,_Juri_Poutanen,_Luca_Baldini,_Giorgio_Matt,_Michela_Negro,_Ivan_Agudo,_Lucio_Angelo_Antonelli,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo'_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_J._Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo'_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Doviak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_Kiyoshi_Hayashida,_et_al._(53_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01238 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による2つの異常X線パルサーの最近の観測により、マグネター源からのX線放射が強く偏光しているという証拠が得られました。ここでは、ソフト{\gamma}リピータSGR1806-20のIXPEとXMM-Newtonの共同観測について報告します。XMM-Newtonデータから導出されたSGR1806-20のスペクトル特性とタイミング特性は、以前の測定結果とほぼ一致しています。しかし、私たちはその発生源が史上最低の持続磁束レベルにあることを発見しました。4～5keVのエネルギー範囲以外では有意な偏光は測定されず、PD=31.6\pm10.5%およびPA=-17.6\pm15度の確率的な検出が得られました。結果として得られる偏光信号は、低エネルギーと高エネルギー(それぞれ2～4keVおよび5～8keV)で得られる上限とともに、凝縮された星の表面からの熱放射が共鳴コンプトン散乱によって再処理される画像と互換性があります。磁気圏、明るいマグネター4U0142+61で提案されたものと同様。
修正されたスカラーポテンシャルを持つ超小型ボソン星を生成する
| Title |
Generating_ultra_compact_boson_stars_with_modified_scalar_potentials |
| Authors |
Sarah_Louisa_Pitz_and_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01254 |
一般的に使用される$\phi^4$解析を超える、異なるスカラーポテンシャルを持つ自己相互作用するボソン星の特性が研究されています。スカラーポテンシャルは、$V\propto\phi^n$形式の指数$n$のさまざまな値に拡張されます。ボソン星の2つの安定メカニズムが導入されています。1つ目は質量項、2つ目は真空項です。これら2つのクラスの状態方程式に対する解析的なスケール不変式を提示します。結果として得られるボソン星の配置の特性は、以前の計算とは大きく異なります。質量半径関係の3つの異なるカテゴリが見つかりました。最初のカテゴリは自己結合星の質量半径曲線に似ており、2番目のカテゴリは中性子星の質量半径曲線に似ており、3番目のカテゴリは標準$\phi^4からのよく知られた一定半径の場合です。$の可能性。最大コンパクト性は、$n\to\infty$に対して漸近的に因果関係の限界$C_\text{max}=0.354$に達する非常に高い値に達する可能性があることを示します。最大のコンパクトさは、標準の$\phi^4$理論については$C_\text{max}=0.16$、ベクトル様相互作用については$C_\text{max}=0.21$という以前に計算された値を超えており、次の値と一致しています。ソリトンボソン星の以前の結果。したがって、$V\propto\phi^n$の形式の単純な修正スカラーポテンシャルによって記述されるボソン星であっても、光子リングが星の半径の外側に位置する超小型ブラックホール模倣体である可能性があります。
神経密度推定による異常銀河スペクトルの高速かつ効率的な特定
| Title |
Fast_and_efficient_identification_of_anomalous_galaxy_spectra_with_neural_density_estimation |
| Authors |
Vanessa_B\"ohm_(1_and_2),_Alex_G._Kim_(2)_and_St\'ephanie_Juneau_(3)_((1)_Berkeley_Center_for_Cosmological_Physics,_UC_Berkeley,_(2)_Lawrence_Berkeley_National_Lab,_(3)_NSF's_NOIRLab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00752 |
現在の大規模な天体物理実験では、前例のない量の豊富で多様なデータが生成されています。このため、高速かつ柔軟な自動データ検査方法に対するニーズが高まっています。深層学習アルゴリズムは、豊富なデータセットの微妙な変化を捕捉して検出することができ、一度トレーニングすればすぐに適用できます。ここでは、教師なしの確率的深層学習フレームワークである確率的オートエンコーダー(PAE)の、SDSS調査からの銀河スペクトル内の特異な天体の検出への適用性を研究します。教師ありアルゴリズムとは異なり、このアルゴリズムは特定の特徴や種類の異常を検出するように訓練されておらず、代わりに訓練データから銀河スペクトルの複雑かつ多様な分布を学習し、学習した分布に関して外れ値を特定します。このアルゴリズムは、異常な特徴を示すスペクトルに一貫して低い確率(より高い異常スコア)を割り当てることがわかりました。たとえば、静止銀河の外れ値の大部分はE+A銀河で、そのスペクトルは古い恒星集団と若い恒星集団の特徴を組み合わせています。その他に特定された異常値には、ライナー、超新星、重なり合う天体などがあります。条件付きモデリングにより、さらに追加情報を組み込むことができます。つまり、特定のスペクトルクラスを考慮してオブジェクトが異常である確率を評価しますが、データ品質の指標や推定赤方偏移などの他の情報も同様に組み込むことができます。コードはhttps://github.com/VMBoehm/Spectra_PAEで公開しています。
次世代エクサスケール インフラストラクチャに向けた MPI + CUDA Gaia AVU-GSR 並列ソルバー
| Title |
The_MPI_+_CUDA_Gaia_AVU-GSR_Parallel_Solver_Toward_Next-generation_Exascale_Infrastructures |
| Authors |
Valentina_Cesare,_Ugo_Becciani,_Alberto_Vecchiato,_Mario_Gilberto_Lattanzi,_Fabio_Pitari,_Marco_Aldinucci,_Beatrice_Bucciarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00778 |
私たちは、このアプリケーションの以前のOpenACC移植を最適化することにより、ESAGaiaミッション用に開発されたAstrometricVerificationUnit-GlobalSphereReconstruction(AVU-GSR)並列ソルバーをCUDAを使用してGPUに移植しました。このコードは、$\sim$$10^8$星の天文パラメータ、ガイア衛星の姿勢と機器設定、およびグローバルパラメータ$\gamma$を[10,100]$\mu$asの精度で見つけることを目的としています。LSQR反復アルゴリズムを使用して連立一次方程式$A\timesx=b$を解くことにより、パラメーター化されたポストニュートン形式主義を計算します。最終的なGaiaデータセットの係数行列$A$は大きく、$\sim$$10^{11}\times10^8$要素があり、疎であり、$\sim$10～100TBのサイズに達します。ビッグデータ分析。妥当な時間スケールで科学的結果を得るために効率的な並列化が必要です。MPI+OpenMPを使用してCPU上で並列化されたオリジナルのAVU-GSRソルバーと比較したCUDAコードの高速化は、システムサイズとリソースの数に応じて増加し、最大$\sim$14倍、OpenACCアプリケーションの>9倍に達します。。この結果は、ノードあたり4つのV100GPUを備えたCINECAクラスターMarconi100上の2つのコードを比較することによって得られます。CUDAとOpenMPコードで計算されたさまざまなサイズの一連のシステムのソリューションが一致していること、およびソリューションが必要な精度を示していることを検証した後、最適なAVU-GSRパイプラインに不可欠なCUDAコードがMarconi100上で運用開始されました。およびその後のGaiaDataリリース。この分析は、このコードと同じ構造に従うアプリケーションのクラスの(プレ)エクサスケールの動作を理解するための最初のステップとなります。今後数か月以内に、このインフラストラクチャへの移植に向けて、ノードごとに4つの次世代A200GPUを備えたCINECAのプレエクサスケールプラットフォームLeonardoでこのコードを実行する予定であり、そこでさらに高いパフォーマンスが得られることが期待されます。
CAgNVAS I. 干渉データのモデルフィッティングと分散、バイアス、相関の推定のための新世代 DIFMAP
| Title |
CAgNVAS_I._A_new_generation_DIFMAP_for_Modelfitting_Interferometric_Data_and_Estimating_Variances,_Biases_and_Correlations |
| Authors |
Agniva_Roychowdhury,_Eileen_T._Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00832 |
我々は、アーカイブと新しいVLA観測を使用して、100パーセクを超えるジェット成分の固有運動を測定することを目的とした、「非常に大規模なアレイ研究による活動銀河核からの銀河系外ジェットの固有運動のカタログ」プログラム(CAgNVAS)を提示します。この目的には、コンポーネントの位置特定において非常に高い精度が必要です。干渉データセットにはノイズが多く、可視平面の最適な範囲が欠けていることが多く、デコンボリューションイメージングの微妙な解釈が不正確になります。真の光源構造の最も正確な記述が必要な場合は、画像面で作業するよりもモデルを複雑な可視性に適合させることが、一般にソリューションとして好まれます。この論文では、CAgNVASプログラム用に開発された干渉閉合量をモデル化およびフィッティングするための$\texttt{DIFMAP}$(\texttt{ngDIFMAP})の新世代バージョンを紹介します。\texttt{ngDIFMAP}は、シミュレーテッドアニーリングに基づくグローバル最適化アルゴリズムを使用します。これにより、特にパラメーターの数が多い場合に、より正確なパラメーター推定が行われます。このパッケージを使用して、視程データから推定されたパラメータに対する振幅誤差と位相誤差の影響、および$u-v$カバレッジの損失を実証します。このパッケージを使用すると、パラメーター間の分散、偏り、相関関係を正確に予測できます。私たちの結果は、特に測定量の誤差を正確に報告することに重点を置き、ノイズの多い干渉データからの情報回復には限界があることを示しています。
人工星を使用したLSSTカメラ焦点面での測光、重心および点像分布関数の測定
| Title |
Photometry,_Centroid_and_Point-Spread_Function_Measurements_in_the_LSST_Camera_Focal_Plane_Using_Artificial_Stars |
| Authors |
Johnny_H._Esteves,_Yousuke_Utsumi,_Adam_Snyder,_Theo_Schutt,_Alex_Broughton,_Bahrudin_Trbalic,_Sidney_Mau,_Andrew_Rasmussen,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Andrew_Bradshaw,_Stuart_Marshall,_Seth_Digel,_James_Chiang,_Marcelle_Soares-Santos,_Aaron_Roodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00919 |
ベラC.ルービン天文台のLSSTカメラのピクセル応答は、人工星のグリッドを使用した実験室測定を使用して特徴付けられています。LSSTCamCCDの小さな異常による、測光、重心、点像分布関数のサイズ、および形状測定誤差への寄与を定量化します。これらの異常の主な原因は、量子効率の変動と、アンプのセグメント化境界および「年輪」、つまりシリコンドーピング濃度の循環変動によって引き起こされるピクセル面積の変動です。私たちはセンサーに投影された人工星を使用してその影響を研究し、結果として生じる測定の不確かさが10年間のLSST調査科学要件を満たしていることを発見しました。さらに、年輪効果はフラットフィールド画像を使用して補正できることを検証します。これは、年輪効果によって引き起こされる天文学的なシフトと形状測定誤差がフラットフィールド信号とよく相関するためです。それにもかかわらず、上空のデータを使用したセンサーの異常研究をさらに進めることで、起こり得る時間的および波長依存的な影響を調査する必要があります。
KM3NeTセントラルロジックボードの組み込みソフトウェア
| Title |
Embedded_Software_of_the_KM3NeT_Central_Logic_Board |
| Authors |
S._Aiello,_A._Albert,_S._Alves_Garre,_Z._Aly,_A._Ambrosone,_F._Ameli,_M._Andre,_E._Androutsou,_M._Anghinolfi,_M._Anguita,_L._Aphecetche,_M._Ardid,_S._Ardid,_H._Atmani,_J._Aublin,_C._Bagatelas,_L._Bailly-Salins,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_B._Baret,_S._Basegmez_du_Pree,_Y._Becherini,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_M._Benhassi,_D._M._Benoit,_E._Berbee,_V._Bertin,_V._van_Beveren,_S._Biagi,_M._Boettcher,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._Bouwhuis,_C._Bozzaa,_R._M._Bozza,_H.Br\^anza\c{s}a,_F._Bretaudeau,_R._Bruijn,_J._Brunner,_R._Bruno,_E._Buisa,_R._Buompane,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_S._Campion,_A._Capone,_F._Carenini,_V._Carretero,_T._Cartraud,_P._Castaldia,_V._Cecchini,_S._Celli,_L._Ceris,_M._Chabab,_M._Chadolia,_A._Chen,_S._Cherubini,_T._Chiarusi,_M._Circella,_R._Cocimano,_J._A._B._Coelho,_A._Coleiro,_R._Coniglione,_et_al._(210_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01032 |
KM3NeTコラボレーションは、地中海の底に2つの深海ニュートリノ望遠鏡を建設し、運用しています。この望遠鏡は、デジタル光学モジュールと呼ばれる耐圧ガラス球内に収容された光電子増倍管の格子で構成され、垂直検出ユニットに配置されています。2つの主な科学的目標は、ニュートリノの質量秩序の決定と、宇宙における高エネルギーニュートリノ源の発見と観察です。ニュートリノは、ニュートリノ相互作用で生じる荷電粒子によって誘発されるチェレンコフ光を介して検出されます。光電子増倍管はチェレンコフ光を電気信号に変換し、電気信号は取得電子機器によって取得され、タイムスタンプが付けられます。各光モジュールには、1ナノ秒の精度で光電子増倍管信号を収集し、タイムスタンプを付けるための取得電子機器が内蔵されています。完成すると、2つの望遠鏡には6,000個以上の光取得ノードが設置され、操作と同期の点で世界で最も複雑なネットワークの1つが完成します。取得ノードで実行される組み込みソフトウェアは、さまざまなハードウェアバージョンおよび機能で動作するフレームワークを提供するように設計されています。ハードウェアは一度動作するとアクセスできなくなるため、組み込みソフトウェアのアーキテクチャが複雑になります。組み込みソフトウェアは、ファームウェアの安全な再構成など、導入されたハードウェアのリモート管理を容易にする一連のツールを提供します。この論文では、KM3NeTニュートリノ望遠鏡の捕捉ノードで実行される組み込みソフトウェアのアーキテクチャと技術、方法、および実装について説明します。
非変調ピラミッド波面センサー: 大気の乱気流を感知して修正するために、なぜ、どのように、いつ使用するのか
| Title |
Non-modulated_pyramid_wavefront_sensor:_Why,_how_and_when_to_use_it_to_sense_and_correct_atmospheric_turbulence |
| Authors |
Guido_Agapito,_Enrico_Pinna,_Simone_Esposito,_Cedric_Ta\"issir_Heritier,_Sylvain_Oberti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01066 |
コンテクスト。大型の地上望遠鏡の天文機器における補償光学システムの普及は急速に増加しており、単一共役補償光学システムの標準ソリューションとして、ピラミッド型波面センサーがシャックハルトマンに取って代わりつつあります。ピラミッド波面センサーは通常、センサーの直線性範囲を広げるためにチップ/チルト変調を使用して使用されますが、センサーの感度が最大化されるため、変調されていないケースは興味深いものです。後者のケースは、大気の乱気流が存在する場合のロバストな動作を妨げる直線性の範囲が減少するため、一般に回避されます。目的。我々は、相互作用行列のモデル誤差を減らすことで、非変調ピラミッド波面センサーの問題の一部を解決することを目指しています。センサーの直線性範囲を拡張することなく、動作条件におけるセンサーの応答を線形化します。方法。部分補正におけるピラミッド波面センサーの応答をモデル化するための新しい校正アプローチを導入します。残留乱流が存在する場合の動作条件が考慮されます。結果。新しいキャリブレーションアプローチを通じて、変調なしのピラミッド波面センサーを使用して大気の乱気流を感知し補正する方法と、この場合が変調された場合よりも望ましい場合をシミュレーションで示します。
チャンドラによる高スペクトル分解能で観測された大質量星からの X 線の調査
| Title |
Survey_of_X-rays_from_Massive_Stars_Observed_at_High_Spectral_Resolution_with_Chandra |
| Authors |
Pragati_Pradhan,_David_P._Huenemoerder,_Richard_Ignace,_Joy_S._Nichols,_and_A.M.T._Pollock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00758 |
観測データと大質量星の物理的パラメータの範囲との間の傾向を特定することは、星風からのX線放射の発生源、構造、進化を完全に理解するのに重要なステップであり、かなりのサンプルサイズと体系的な分析が必要です。分析方法。2022年現在の\emph{チャンドラ}データアーカイブには、\emph{チャンドラ}/HETGSで観測されたO、B、WR星の37個の高解像度スペクトルが含まれており、連続体と輝線のプロファイルに適合するのに十分な品質を備えています。データ分析への体系的なアプローチを使用して、ラインプロファイル(つまり、O、Ne、Mg、Si)の形態学的傾向を調査し、分解されたラインの重心オフセットと波長が、以下に基づいて経験的に定義された3つのグループに分離できることを発見しました。線の広がりと重心のオフセットの量。サンプル星間で広く見られる\ion{Fe}{17}(15.01\AA,17.05\AA)線と\ion{Ne}{10}$\alpha$(12.13\AA)線を使用すると、井戸が見つかります。風終端速度が速くなると、半値全幅(FWHM)が増加するという相関関係のある線形傾向が見られます。強いラインのH-like/He-like総ライン磁束比は、イオン種に応じたスペクトルクラスで異なる傾向を示します。我々のサンプルに含まれる発生源のいくつかは特異な性質を持っており(例えば、磁性星や$\gamma$Cas類似星)、これらの発生源はより規則的な傾向から外れ値として際立っていることがわかります。最後に、私たちのスペクトル分析は、各線源の特定の光度でのX線スペクトルエネルギー分布と、線の識別と束の表の観点から概要が示されています。
$\gamma\,$Doradus およびゆっくり脈動する B 星の対流コアと放射包絡線の間のモード結合係数
| Title |
Mode_coupling_coefficients_between_the_convective_core_and_radiative_envelope_of_$\gamma\,$Doradus_and_slowly_pulsating_B_stars |
| Authors |
Conny_Aerts_and_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00764 |
対流コアの慣性モードとエンベロープの重力慣性モードの間の結合の兆候が、16個の急速に回転する$\gamma\,$Doradus($\gamma\,$Dor)の4年間のケプラー光度曲線で発見されました。出演者。これにより、対流コアの回転周波数の測定値を取得することが可能になります。類似した内部構造と入手可能なデータにもかかわらず、ゆっくり脈動するB(SPB)星の慣性モードはまだ報告されていません。私たちは、モード結合係数$\varepsilon$および$\tilde{\varepsilon}$について最近公開された理論式に相当する数値を提供することを目的としています。これらの係数は、それぞれ、コアとエンベロープの界面における連続および不連続のBrunt-Vの2つのケースを表します。我々は、26個のSPB星と37個のSPB星からなる2つのサンプルの星地震フォワードモデルを使用しました。$\gamma\,$Dor星は、$\varepsilon$の数値を推測します。2つのサンプルの$\varepsilon$の星地震学的に推測された値は、0.0から0.34の間です。一方、$\varepsilon$は、近傍と最も強く相関しています。$\gamma\,$Dor星のコア回転周波数、対流コアの分数半径は、代わりにSPB星に最も緊密な相関関係を提供します。$\varepsilon$は、星が進化するにつれて緩やかに減少することがわかりました。モードに対する星地震結果この結合は理論的解釈を裏付けるものであり、若い高速回転する$\gamma\,$Dor星が、回転する対流コアの慣性モードと放射エンベロープの重力慣性モードの間の結合を受けるのに最も適していることを明らかにした。周期間隔パターンが検出されたパルセータの2.4%では、これまでのところSPB星のいずれにも見られていません。(arXivの制限を満たすために短縮された要約)
恒星振動固有周波数の重み関数を修正
カワラーら。(1985)恒星の振動に関連する固有周波数の変分表現を示しています。これらの式に現れる重み関数の誤植を強調表示して修正し、修正を数値的に検証します。
共通包絡後の連星候補 ASASSN-V J205543.90+240033.5 における恒星振動の証拠
| Title |
Evidence_of_stellar_oscillations_in_the_post-common_envelop_binary_candidate_ASASSN-V_J205543.90+240033.5 |
| Authors |
J.Takata_(HUST),_A.K.H._Kong_(NTHU),_X.F._Wang_(HUST),_F.F._Song,_J._Mao,_X._How_(YNAO),_C.-P._Hu_(NCUE),_L._C.-C._Lin,_K.L._Li_(NCKU),_C.Y._Hui_(CNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00867 |
ASASSN-VJ205543.90+240033.5(ASJ2055)は、ポスト共通エンベロープのバイナリシステムとして考えられます。その光学測光データは、約$0.52$~日の軌道変動と$P_0\sim9.77$~分の高速周期変調を示していますが、その起源は不明です。この{\itLetter}では、高速周期変調の起源として伴星の恒星振動の証拠を報告します。TESS、リバプール望遠鏡、ルーリン1メートル望遠鏡で撮影された測光データを分析します。2022年8月に測定された9.77分の信号の周期は、2021年7月または8月の信号の周期よりも大幅に短く、変化の大きさは$|\triangleP_0|/P_0\sim0.0008(4)$。このような大きな変動は、9.77分の周期的変調の起源としての白色矮星のスピンのシナリオと両立しないでしょう。この高速周期信号は、白色矮星のものではなく、照射された伴星からの発光に関連していると考えられます。広い波長範囲をカバーする既存の測光データを使用して、ASJ2055の高温白色矮星の温度は$T_{eff}\sim80000$~Kであり、振動するM型主系列星を$T_{で加熱していると推定されます。非照射表面ではeff}\sim3500$~Kです。M型主系列星の恒星振動は理論研究では予測されていますが、観測による確認は行われていません。したがって、ASJ2055は、M型主系列星の恒星振動と恒星振動に対する加熱の影響を研究するユニークな実験室になる可能性があります。
高分解能分光法で明らかになったIX Velorumの降着流の構造
| Title |
Structure_of_the_accretion_flow_of_IX_Velorum_as_revealed_by_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Jan_K\'ara,_Linda_Schmidtobreick,_Anna_Francesca_Pala,_Claus_Tappert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01102 |
背景:いくつかの高質量移動激変変数は、系からの流出の証拠を示しており、それが進化において重要な役割を果たす可能性があります。同様の特性を示すために提案されたシステムIXVelを調査します。目的:IXVelシステムの構造、特に降着流と降着円盤の構造を研究します。方法:高解像度時間分解分光法を使用してIXVelのコンポーネントの動径速度曲線を構築し、温度分布マップを推定するために使用するシステムのドップラーマップを計算します。結果:系の分光暦とその公転周期P_orb=0.19392793(3)を改善しました。水素とヘリウムの輝線とボーエンブレンドに基づいてシステムのドップラーマップを構築します。マップには、副星の照射面、降着円盤の外縁、降着円盤の外側に位置しL3に向かう低速成分に対応する特徴が示されています。バルマーラインのドップラーマップを使用してシステムの温度分布マップを構築しました。ドップラーマップで見られる特徴とは別に、温度分布マップは、降着円盤内の輝点の予想位置と円盤の内部を結ぶ高温領域を示しています。結論:ドップラーマップで見つかった低速放射は、降着円盤風と第3ラグランジュ点L3付近に位置する流出領域に由来する放射であると解釈します。これにより、IXVelは、CataclysmicVariablesのRWSexクラスのメンバーになります。
要素の起源に関する観察上の制約。 VI. Gaia-ESO 調査で探る中性子捕獲元素の起源と進化
| Title |
Observational_constraints_on_the_origin_of_the_elements._VI._Origin_and_evolution_of_neutron-capture_elements_as_probed_by_the_Gaia-ESO_survey |
| Authors |
Jianhui_Lian,_Nicholas_Storm,_Guillaume_Guiglion,_Aldo_Serenelli,_Benoit_Cote,_Amanda_I._Karakas,_Nick_Boardman,_and_Maria_Bergemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01111 |
鉄のピークを超えるほとんどの重元素は、中性子捕獲プロセスを介して合成されます。中性子捕獲プロセスの天体物理学的サイトの性質はまだ非常に不明瞭です。この研究では、銀河化学進化(GCE)モデルをGaia-ESOの大規模分光恒星探査からのデータに適用することにより、中性子捕獲過程のサイトにおけるs過程およびr過程元素の化学存在量の観測上の制約を調査します。rプロセスの場合、[Eu/Fe]-[Fe/H]分布は、Euを生成するサイトの遅延時間が短いことを示唆しています。しかし、他の独立した観測（例えば、NS-NS連星）は、長時間遅れた（$>1$Gyr）中性子星合体（NSM）のかなりの部分を示唆しています。NSMを唯一のrプロセスサイトと仮定すると、これら2つの観測制約は1$\sigma$レベルを超えると矛盾します。磁気回転超新星のような短い遅延r過程サイトを含めることで、この不一致を解決できる可能性があります。sプロセスの場合、[Ba/Y]比の弱い金属量依存性が見つかり、これはsプロセスの効率を追跡します。AGB星の最新の収量を使用したGCEモデルは、この金属量依存性を定性的に再現していますが、このモデルはデータと比較して[Ba/Y]比がはるかに高いと予測しています。この不一致は、現在のAGB元素合成モデルにおける低質量AGB星のsプロセス効率が過大評価されている可能性があることを示唆しています。
太陽周期の早期予測の前兆としての極地の上昇率の信頼性を探る
| Title |
Exploring_the_reliability_of_polar_field_rise_rate_as_a_precursor_for_an_early_prediction_of_solar_cycle |
| Authors |
Akash_Biswas,_Bidya_Binay_Karak,_and_Pawan_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01155 |
今後の太陽周期の強さを予測することは、太陽物理学の分野における長年の課題でした。根底にある太陽ダイナモの固有の確率的性質により、太陽周期の強さは広範囲に変化します。これまで、極前駆体法とダイナモシミュレーションは、周期最小時の極場の強度を使用して次の周期の強度を予測するもので、太陽周期24と25の予測に収束をもたらすことで合理的なコンセンサスを得てきました。、極場の上昇率と、サイクル最小値における極場のピークおよび次のサイクルの振幅との観察された相関関係を使用するだけで、信頼性の高い予測をサイクル最小値よりもはるかに早く行うことができることが示されています。この研究では、表面磁束輸送(SFT)シミュレーションを実行して、反ジョイ型および反ヘイル型の異常BMRを含むBMR傾斜特性の確率的変動、および子午線流速の変動に対するこの相関の堅牢性を調査します。観測された相関関係は太陽周期の強力な特徴であるため、太陽周期予測の通常の目印である周期最小値よりもはるかに早い太陽周期の信頼できる予測に利用できることがわかりました。
| Title |
Numerical_modeling_of_thermal_dust_polarization_from_aligned_grains_in_the_envelope_of_evolved_stars_with_updated_POLARIS |
| Authors |
Bao_Truong,_Thiem_Hoang,_Nguyen_Chau_Giang,_Pham_Ngoc_Diep,_Dieu_D._Nguyen,_Nguyen_Bich_Ngoc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01215 |
磁場は、進化した星の外皮の形成と進化に影響を与えると考えられています。磁気的に整列した粒子からの熱ダスト分極は、これらの星周環境における磁場とダストの特性を調査するための強力なツールとなる可能性があります。この論文では、更新されたPOLARISコードに実装された磁気強化放射トルク(MRAT)アライメント理論を使用した、IKタウのエンベロープからの熱塵分極の数値モデリングを示します。強い恒星放射線場のため、ケイ酸塩粒子のRAT整列に必要な最小サイズは$\sim0.005-0.05\,\rm\mum$です。さらに、通常の常磁性粒子は$B\sim10$mG-1Gの強い磁場により$r<500\,\rmau$の内部領域でMRATによって完全な配列を達成し、$\の熱ダスト分極度を生成します。SIM10\,\%$。鉄介在物が埋め込まれた粒子では、分極度を$\sim20-40\%$まで高めることができます。また、磁場の幾何学形状が配列サイズと、空面での投影効果により結果として生じる偏光度に影響を与えることもわかりました。また、偏光した熱ダスト放出のスペクトルも研究し、MRATによる小さな粒子の整列により$\lambda>50\,\rm\mum$に向かう偏光度の増加を発見しました。さらに、RAT(RAT-D)による回転破壊の影響を調査し、RAT-D効果がダスト分極率の減少を引き起こすことを発見しました。最後に、塵の特性を抑制するために、数値結果をSOFIA/HAWC+によって観測された利用可能な偏光データと比較します。これは、粒子が鉄クラスターを埋め込んでいる可能性は低く、わずかに細長い形状をしている可能性があることを示唆しています。私たちのモデリング結果は、AGBエンベロープ内の磁場とダストの特性を理解するために、遠赤外線/サブミリメートル波長でのさらなる観察研究を示唆しています。
さまざまな宇宙論的シナリオに対する相対論的修正ニュートン力学の再構築
| Title |
Reconstruction_of_relativistic_modified_Newtonian_dynamics_for_various_cosmological_scenarios |
| Authors |
Qi-Ming_Fu,_Meng-Ci_He,_Tao-Tao_Sui,_and_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00342 |
この論文では、Friedmann-Lema$\hat{\text{\i}}$tre-Robertson-Walker宇宙論的進化の背景から導出された修正ニュートン力学(RMOND)の新しい相対論的理論のいくつかの明示的な再構成を示します。正の宇宙定数を持つアインシュタイン・ヒルベルト・ラグランジアンは、塵状物質のみで満たされた$\Lambda$冷たい暗黒物質($\Lambda$CDM)宇宙の正確な膨張履歴を正確に再現できる唯一のラグランジアンであることが示されました。そして、RMOND理論のこの拡張履歴を達成する唯一の方法は、物質セクターに追加の自由度を導入することです。さらに、$\Lambda$CDM時代も、RMOND理論の枠組み内で実物質場なしで再現でき、べき乗則とデシッター解の両方によって示される宇宙の進化も取得できることがわかりました。
超軽量ボソンは、超放射エネルギーの抽出により、実質的にブラックホールの近くで成長する可能性があります。その結果、そのようなボソンはプランクスケールに近い場の値に達する可能性があり、ブラックホールがそのような場の強力な変換器となる。スカラー場がニュートリノと結合すると、ニュートリノのパラメトリック生成を引き起こし、その超放射成長を抑制する可能性があります。この飽和段階では、スカラー雲がニュートリノをTeVエネルギースケールまで加速し、大気ニュートリノによって生成される束を超える束を生成する可能性があります。
宇宙のインフレーションから観測可能な原始重力波
インフレーションが原始重力波(GW)の確率的背景をどのように生成すると予想されるかを簡単に説明します。次に、このようなGWが、観察可能なほどのインフレ後の厳しい期間によってどのように強化されるかについて説明します。$\alpha$アトラクターによるハイブリッドインフレーション、またはパラティーニ重力におけるハイパーキネーションの期間の文脈でこの例を紹介します。
機械学習を使用してカメレオン フィフス フォースの実験を最適化する
| Title |
Using_machine_learning_to_optimise_chameleon_fifth_force_experiments |
| Authors |
Chad_Briddon,_Clare_Burrage,_Adam_Moss,_and_Andrius_Tamosiunas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00844 |
カメレオンは、物質と結合し、より高い物質密度の領域で行われる実験からの観測上の制約を弱めるスクリーニング機構を備えた理論化されたスカラー場です。この遮蔽メカニズムの結果の1つは、場によって誘発される力がソース質量の形状(重力とは区別される特性)に依存するということです。したがって、カメレオン力が最大化される最適な形状が存在する必要があります。このような形状により、ソース質量の形状を変更するだけで実験の感度を向上させることができます。この研究では、遺伝的アルゴリズムとカメレオン解析ソフトウェアSELCIEを組み合わせて使用し、理想的な実験環境で1点の力を最適化する形状を見つけます。私たちが使用した方法は簡単にカスタマイズできるため、粒子の軌道や拡張された物体に作用する力を含む、より現実的な実験を最適化するために使用できることに注意してください。遺伝的アルゴリズムによって出力された形状は、より小さいソース質量を好むなどの共通の特徴を備えており、最大の第5の力は、ソースが遮蔽されていないが磁場が存在するような厚さの小さな「傘」のような形状によって生成されることがわかりました。ソース内で最小値に達します。これは、カメレオンのポテンシャル、ソースからの距離、および広範囲のカメレオンパラメータを変更しても、最適な形状のままです。このように形状を最適化することで、原点を中心とした同じ体積と質量の球と比較して、第5の力が$2.45$倍増加できることがわかりました。
光センサーテスト用の柔軟な量子効率測定装置
| Title |
A_flexible_quantum_efficiency_measurement_device_for_photosensors_testing |
| Authors |
P._Migliozzi,_C.M._Mollo,_A._Simonelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00866 |
この論文では、PMT(1～10インチ)からSIPMまでのフォトセンサーの量子効率(QE)を測定するための、2D電動ステージ、広スペクトルキセノンランプ、ビームスプリッターシステム、および2つの校正済みフォトダイオードに基づく新しい量子効率セットアップについて説明します。そしてフォトダイオード。2Dステージでカバーされる広い領域により、マルチチャネル光センサーのマトリックスと直径最大10インチのPMTの量子効率を自動化して研究することができます。このセットアップは、250nm～1100nmの範囲にわたって、10ミクロンの位置決め精度で2次元での波長に対する量子効率の特性評価において高い精度と精度を提供します。このセットアップでは、テスト中の光センサーからの出力電流収量と同期して光の強度を監視します。これにより、測定の精度と再現性が保証されます。電動ステージにより、アクティブ領域に対して光源を正確に位置決めできます。さらに、キセノンランプの発光スペクトルは、ダイナミクスと波長範囲の点で広範囲の照明を提供します。
ガウス・ボンネット項を使用したヒッグス・インフレーション
ガウス・ボネット項によるヒッグス・インフレーションはアインシュタイン枠で研究されます。私たちのモデルは、リッチスカラーとガウスボンネットの組み合わせに結合された2つの結合関数$\Omega^2(\phi)$と$\omega(\phi)$を備えています。$\Omega^2\propto\omega$という特別な関係がシステムをさらに単純化することがわかりました。したがって、私たちは分析研究においてそれを当然のことと考えています。アインシュタイン枠へのワイル変換の結果、新しい相互作用、つまりスカラー場と重力の間の非最小運動結合とスカラー場の微分的自己相互作用の出現に気づきました。アインシュタイン系では、背景の運動方程式と観測可能な量を導出することで、これらの相互作用の宇宙論的意味を調査します。$n_S$対$r$に関する数値結果は、私たちのモデルが広範囲のモデルパラメーター$-1.4\times10^4\lesssim\alpha\equiv\frac{\omega}の観測データと一致していることを示唆しています。{\Omega^2}\lesssim8\times10^3$。$\alpha$の正の値と負の値の両方が許可されます。ただし、$\alpha$はスカラー摂動モードとテンソル摂動モードの伝播速度を変形させ、小さな正のパラメーター空間$0<\alpha\lesssim3\times10^{-7}$のみが以下と一致することが判明しました。ゴースト不安定性を引き起こすことなく、重力波(GW)の伝播速度に対する最近の制約。
| Title |
Axion-like_particles_and_high-energy_gamma_rays:_interconversion_revisited |
| Authors |
Rafael_Alves_Batista,_Cristina_Viviente,_Gaetano_Di_Marco,_Miguel_A._S\'anchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.00935 |
アクシオン様粒子(ALP)は、素粒子物理学から宇宙論までのさまざまな問題を解決するためによく引用される仮想的な存在です。彼らは、とらえどころのない暗黒物質を説明する最も有望な候補の1つです。ALPを検索する方法は、光子に対するALPの影響を利用することです。外部磁場の存在下では、ALPと光子が相互に変換され、測定可能な信号が得られます。この寄稿では、磁化環境におけるALPと光子の相互変換のモンテカルロシミュレーションの結果を紹介します。私たちは、宇宙論的な距離を超えて伝わるTeVエネルギーを持つ高エネルギーのガンマ線に焦点を当てています。ガンマ線によって引き起こされる銀河間の電磁カスケードの完全な処理が含まれています。最後に、現在および将来のALP検索に対する伝播のこの改善された処理の影響について説明します。
LISA による宇宙論的および天体物理学的確率的重力波背景の科学利用に対するノイズ知識の不確実性の影響
| Title |
Impact_of_the_noise_knowledge_uncertainty_for_the_science_exploitation_of_cosmological_and_astrophysical_stochastic_gravitational_wave_background_with_LISA |
| Authors |
Martina_Muratore,_Jonathan_Gair,_Lorenzo_Speri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01056 |
この論文では、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)を使用した確率的重力波背景の特性評価に対する機器ノイズの知識の欠如の影響を調査します。私たちは、恒星起源の連星ブラックホールの合体、原始ブラックホールの生成、非標準的なインフレーション、宇宙流体の相転移中の音波生成から起こり得る背景を表す、モデル化された背景の制約に焦点を当てます。スプラインを使用して、LISA時間遅延干渉法チャネルの自動密度とクロススペクトル密度における一般的なゆっくりと変化する不確実性をモデル化します。このようにノイズ知識の不確実性を許容すると、確率的バックグラウンドを制約する能力が1～2桁低下し、それに応じて信頼性の高い検出に必要なバックグラウンドエネルギー密度が増加することがわかりました。また、この劣化を回避するには、LISAノイズをパーセント未満のレベルで把握する必要があるが、実際には達成できない可能性が高いこともわかりました。
ダークドメインウォールの検出
| Title |
Detecting_Dark_Domain_Walls |
| Authors |
Kate_Clements_and_Benjamin_Elder_and_Lucia_Hackermueller_and_Mark_Fromhold_and_Clare_Burrage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01179 |
二重井戸ポテンシャルと物質の直接結合を伴う光スカラー場は、密度駆動の相転移を起こし、磁壁の形成につながります。このような理論は、暗黒エネルギーや暗黒物質を説明したり、ナノヘルツの重力波背景の起源を説明したりできる可能性がある。実験室実験でそのような磁壁を検出するために使用できる実験について説明し、スカラー場プロファイルを解き、磁壁が試験粒子の運動にどのような影響を与えるかを示します。パラメータ空間の現在制約されていない領域では、磁壁が検出可能な痕跡を残していることがわかりました。
ツァリス宇宙論における$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を緩和する
| Title |
Alleviating_both_$H_0$_and_$\sigma_8$_tensions_in_Tsallis_cosmology |
| Authors |
Spyros_Basilakos,_Andreas_Lymperis,_Maria_Petronikolou,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01200 |
ツァリス宇宙論が$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を同時に緩和できる方法を紹介します。このような修正された宇宙論的シナリオは、重力熱力学予想の適用によって得られますが、標準的なベケンシュタイン・ホーキングエントロピーの代わりに非加法的ツァリスエントロピーを使用します。したがって、標準エントロピーからの逸脱を定量化する新しいツァリス指数$\delta$に依存する追加項を含む、修正されたフリードマン方程式が得られます。我々は、特定の$\delta$の選択に対して、ファントム有効ダークエネルギーを取得できることを示します。これは、$H_0$の緊張を軽減できる十分なメカニズムの1つであることが知られています。さらに、同じパラメータを選択すると、増加した摩擦項と通常よりも小さい実効ニュートン定数が得られ、$\sigma_8$張力も解決されます。これらの特徴は、ツァリス修正宇宙論の重要な利点として機能します。
この論文では、冷たい暗黒物質モデルから逸脱している、暗黒エネルギーが支配する宇宙に対するストリングスワンプランド基準の意味について議論します。特に、2つのモデルを検討しました。そのうちの1つは1つのパラメーターモデルであり、2つ目は偏差のダイナミクスを明らかにするために作成されています。分析は、ガウス過程(GP)と$H(z)$膨張率データ(差分年齢法から推定された$30$ポイントのサンプルと放射状BAO法から得られた$10$ポイントのサンプル)の使用を通じて得られました。）。私たちは、暗黒物質が冷たいモデルの場合と同様に、湿地基準との緊張が依然として存続することを学びました。分析では、前述の$40$ポイント$H(z)$データに加えて、プランクとハッブルのミッションによって報告された$H_{0}$の最新値を使用して、$H_{0}$張力問題の考えられる解決策を明らかにしました。。最後に、ニュートリノの生成数に関する制約が得られ、今後議論される興味深い結果が明らかになりました。これと関連するさまざまな疑問については、今後の論文で議論する予定です。
ブラックホール周囲のプラズマへの応用によるマクロ粒子のモーメント追跡とその座標変換
| Title |
Moment_tracking_and_their_coordinate_transformations_for_macroparticles_with_an_application_to_plasmas_around_black_holes |
| Authors |
Alexander_Warwick,_Jonathan_Gratus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01276 |
セル内パーティクルコードは通常、粒子の大きなグループを1つのマクロ粒子として表します。これらのコードは計算効率が高いですが、マクロ粒子の内部構造に関する情報が失われます。これらのコードの精度を向上させるために、この研究では、マクロ粒子を追跡するだけでなく、マクロ粒子の瞬間も追跡する方法を提示します。これらの瞬間を追跡するために必要な方程式は知られていますが、空間座標と時間座標が混在する瞬間の座標変換は、瞬間を表す標準的な方法を使用して計算することはできません。これらの座標変換は、優先座標系が存在しない天体物理プラズマでは重要です。この研究では、シュワルツ分布の言語を使用してモーメントの座標変換を計算します。モーメント追跡方程式と座標変換方程式は両方とも、シュワルツシルト座標とクラスカル・セーケレス座標の両方で、ブラックホールの周りの円軌道における非荷電粒子の運動をモデル化することによってテストされます。数値テストにより、モーメントの追跡における誤差は小さく、二次関数的にスケールされることが示されています。この誤差は高次モーメントを含めることで改善できます。これらの瞬間を利用して電荷をグリッドに戻す適切な方法を選択することにより、完全な粒子インセルコードを開発できます。
一般相対性理論(GR)は多くの天文学的テストに合格しましたが、その大部分でGR予測は弱い重力場近似でテストされています。約50年前、影は純粋に理論的な概念としてJ.バーディーンによって導入されましたが、観測および計算設備の大幅な進歩により、この理論的予測は確認され、SgrAに超大質量ブラックホールが存在するという最も確実な議論となっています。*およびM87*を取得しました。
