銀河団の横速度からのペアワイズおよびクロスペアワイズ y 型偏光運動スニヤエフ・ゼルドビッチ効果
| Title |
The_pairwise_and_cross-pairwise_y-type_polarised_kinetic_Sunyaev_Zeldovich_effect_from_transverse_velocity_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Aritra_Kumar_Gon_and_Rishi_Khatri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01730 |
我々は、銀河団の横方向の固有速度から生じるペアワイズおよびクロスペアワイズ分極運動スニヤエフ・ゼルドビッチ(pkSZ)効果を研究するための新しい理論的枠組みを開発した。pkSZ効果は固有速度が2次であり、y型成分と黒体成分に分解できるスペクトルを持ちますが、非偏光線形kSZ効果は黒体成分のみを持ちます。したがって、pkSZ効果の検出可能性は、調査の感度と周波数チャネルの数のみに依存し、他の一次および二次CMB異方性には依存しません。私たちは、クラスターと他のクラスターのペアリングや、分光銀河調査からの銀河とクラスターのクロスペアリングを考慮します。ペアごとのpkSZ信号は、ペア内の空間分離の関数です。私たちは、ペアワイズpkSZ効果の推定器を開発して比較し、eROSITAやCMB-S4などの調査から予想される数十万のクラスターで構成されるクラスターカタログを使用してペアワイズシグナルの検出可能性を研究します。我々は、いくつかの$\mathrm{10億}$銀河を含む大規模なオーバーラップ分光調査からの銀河とクラスターをクロスペアリングすることで、CMB-S4でペアごとのpkSZ効果を検出できることがわかりました。したがって、ペアワイズpkSZ効果は、今後数十年間で宇宙の大規模構造への新たな窓を開くでしょう。
GRBのレンズ視差を用いた原始ブラックホール存在量制約の実現可能性について
| Title |
On_the_feasibility_of_primordial_black_hole_abundance_constraints_using_lensing_parallax_of_GRBs |
| Authors |
Priyanka_Gawade,_Surhud_More,_Varun_Bhalerao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01775 |
原始ブラックホールは、宇宙初期にインフレーション中の原始密度変動の過密度によって形成された可能性があり、暗黒物質の潜在的な候補である。私たちは、質量範囲$[10^{-15内の未踏の窓にある原始ブラックホールの豊富さを調べるために、ガンマ線バーストのレンズ視差の使用を検討します。これにより、2つの異なる有利な点から異なる光束が観察されます。}-10^{-11}]M_\odot$。光源特性の分布と現実的な検出器感度を使用して、GRBのレンズ効果の検出可能性のための光学的深さを導き出します。我々は、地球低軌道上で計画されているインドの双衛星ミッション「ダクシャ」がこの実験を実施する能力についてコメントする。2つのダクシャ衛星が同時に10,000個のGRBを観測し、暗黒物質全体が$[10^{-15}-10^{-12}]M_\odot$ブラックホールで構成されている場合、ダクシャは非ゼロのレンズ現象を検出するでしょう。確率は[80,50]パーセントの範囲です。検出されなかったとしても、この質量範囲の暗黒物質として原始ブラックホールを決定的に排除することはできません。ただし、このような場合でも、2つの衛星が少なくとも地球と月の距離だけ離れていれば、意味のある制約が得られることを示します。
弱いレンズ効果、銀河クラスタリング、CMB レンズ効果、tSZ からの宇宙論: I. 10x2pt モデリング方法論
| Title |
Cosmology_from_weak_lensing,_galaxy_clustering,_CMB_lensing_and_tSZ:_I._10x2pt_Modelling_Methodology |
| Authors |
Xiao_Fang,_Elisabeth_Krause,_Tim_Eifler,_Simone_Ferraro,_Karim_Benabed,_Pranjal_R._S.,_Emma_Ay\c{c}oberry,_Yohan_Dubois,_Vivian_Miranda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01856 |
銀河調査とCMB実験の重複は、宇宙論的データセットの共同解析にとって理想的な機会となります。この論文では、銀河位置、銀河せん断、CMBレンズ収束、およびコンプトンy場から導出された10個の相関2点関数(10x2pt)を使用して、これら2つの実験を組み合わせた最初の共同解析のためのハローモデルベースの方法を開発します。例として、ベラルービン天文台レガシー時空調査(LSST)とサイモンズ天文台(SO)を使用して、この方法を検討します。このようなLSSxCMB結合解析により、$\Lambda$CDM内でLSSのみのプローブを使用することによる制約を超えて、$\Omega_m$と$S_8$の性能指数が大幅に向上することがわかりました。tSZが含まれる場合、せん断-$y$相関と$y$-$y$相関が最も価値のある追加であることがわかります。さらに、小規模モデリングにおけるハローモデルの不確実性の主な原因を特定し、小規模tSZ情報の組み込みによるハロー自己校正の影響を調査します。
カーネギー超新星プロジェクト-I および -II: セファイド、TRGB、および SBF を使用した Ia
型超新星までの距離校正を使用した $H_0$ の測定
| Title |
Carnegie_Supernova_Project-I_and_-II:_Measurements_of_$H_0$_using_Cepheid,_TRGB,_and_SBF_Distance_Calibration_to_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Syed_A._Uddin,_Christopher_R._Burns,_Mark_M._Phillips,_Nicholas_B._Suntzeff,_Wendy_L._Freedman,_Peter_J._Brown,_Nidia_Morrell,_Mario_Hamuy,_Kevin_Krisciunas,_Lifan_Wang,_Eric_Y._Hsiao,_Ariel_Goobar,_Saul_Perlmutter,_Jing_Lu,_Maximilian_Stritzinger,_Joseph_P._Anderson,_Chris_Ashall,_Peter_Hoeflich,_Benjamin_J._Shappee,_S._E._Persson,_Anthony_L._Piro,_Eddie_Baron,_Carlos_Contreras,_Llu\'is_Galbany,_Sahana_Kumar,_Melissa_Shahbandeh,_Scott_Davis,_Jorge_Anais,_Luis_Busta,_Abdo_Campillay,_Sergio_Castell\'on,_Carlos_Corco,_Tiara_Diamond,_Christa_Gall,_Consuelo_Gonzalez,_Simon_Holmbo,_Miguel_Roth,_Jacqueline_Ser\'on,_Francesco_Taddia,_Sim\'on_Torres,_Charles_Baltay,_Gast\'on_Folatelli,_Ellie_Hadjiyska,_Mansi_Kasliwal,_Peter_E._Nugent,_David_Rabinowitz,_Stuart_D._Ryder,_Brian_P._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01875 |
我々は、カーネギー超新星計画I(CSP-I)とII(CSP-II)の両方からのIa型超新星(SNe~Ia)の解析を提示し、ハッブル図を光学波長から近赤外波長まで拡張します($uBgVriYJH$)。ハッブル定数$H_0$を、セファイド、赤色巨星枝先端(TRGB)、および表面輝度変動(SBF)などのさまざまな距離校正器を使用して計算します。すべてのキャリブレーション方法を組み合わせて、$B$-から$\rmH_0=71.43\pm0.62\(stat)\pm2.43\(sys)\km\s^{-1}\Mpc^{-1}$を導き出します。バンド、および$H$バンドからの$\rmH_0=72.65\pm0.63\(stat)\pm2.88\(sys)\km\s^{-1}\Mpc^{-1}$。Cepheid、TRGB、SBFキャリブレーターに同じ重みを割り当てることで、距離ラダーの最初の段の一貫性に必要な系統誤差を導き出し、結果として$H_0$の系統誤差が増加します。その結果、さまざまな距離校正器を組み合わせて得られる後期の$H_0$と、宇宙マイクロ波背景放射からの初期の$H_0$との間の緊張が軽減されます。SN~Ia光度の最高精度は、固有散乱($\sigma_{int}$)によって定義される$Y$バンド($0.12\pm0.01$mag)で見つかります。SN~Iaハッブル残留ホスト質量相関を再検討し、これらの相関が光波長と近赤外波長の間で大きく変化しないという以前の結果を回収します。最後に、ホスト中心から10kpcを超えて爆発するSNe~Iaは、その光度のばらつきが小さく、これは我々の以前の発見を裏付けています。ホストの郊外での塵の影響の減少がこの影響の原因である可能性があります。
銀河団アベル 1413 のミニハロー周囲の拡張発光を LOFAR で検出
| Title |
LOFAR_detection_of_extended_emission_around_a_mini-halo_in_the_galaxy_cluster_Abell_1413 |
| Authors |
Giulia_Lusetti,_Annalisa_Bonafede,_Lorenzo_Lovisari,_Myriam_Gitti,_Stefano_Ettori,_Rossella_Cassano,_Christopher_J._Riseley,_Federica_Govoni,_Marcus_Br\"uggen,_Luca_Bruno,_Reinout_J._van_Weeren,_Andrea_Botteon,_Duy_N._Hoang,_Fabio_Gastaldello,_Alessandro_Ignesti,_Mariachiara_Rossetti,_Timothy_W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01884 |
銀河団内の巨大な電波ハローとミニハローとの関係はわかっていません。前者は通常、クラスターのマージに関連しており、後者は緩和されたシステムで見られます。ここ数年、低周波電波観測の出現により、ハイブリッド電波形態を持つ中間天体が発見され、この二分法に疑問が投げかけられています。私たちは、星団アベル1413における拡散電波放射の存在を調査し、その動的状態を決定することを目的としています。私たちは、144MHzを中心とするLOFARHBA観測を使用して、このクラスターによってホストされる拡散放射を研究しました。システムの動的状態を調査するために、新しく分析されたXMM-Newtonアーカイブデータを使用して研究を完了しました。A1413は、緩和クラスター(例:ピークに達したX線表面輝度分布と、ほとんど大規模な不均一性)と乱れたクラスター(例:より平坦な温度および金属性プロファイル)の両方のクラスターに通常存在する特徴を示しています。この証拠は、A1413がどちらのクラスターでもないというシナリオを裏付けています。乱れた、または完全にリラックスしたオブジェクト。我々は、それが中間相クラスターであると主張する。144MHzでの電波観測を使用して、以前に報告されたクラスター中心のミニハローを取り囲むより広い拡散成分の存在を発見した。無線表面輝度プロファイルを二重指数モデルに当てはめることにより、2つの成分の絡み合いを解くことができます。e折り曲げ半径r_e1=28kpcを持つ内側のミニハローとr_e2=290kpcを持つ拡張成分を見つけます。また、ラジオとX線の表面輝度の間のポイントツーポイント相関を実行し、外側放射については準線形関係、ミニハローについては超線形関係を発見しました。ミニハローと拡散放射は、異なるスケールと異なる特徴を示すことから、電波放射の二重の性質が確認され、電波放射粒子の再加速に関与するメカニズムが異なる可能性があることが示唆されます。
ハイコントラスト画像処理が大気検索に及ぼす影響
| Title |
Impacts_of_high-contrast_image_processing_on_atmospheric_retrievals |
| Authors |
Evert_Nasedkin,_Paul_Molli\`ere,_Jason_Wang,_Faustine_Cantalloube,_Laura_Kreidberg,_Laurent_Pueyo,_Tomas_Stolker,_Arthur_Vigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01343 |
主星の明るい光から伴星の信号をより適切に分離するために、多くの後処理アルゴリズムが開発されてきましたが、積分フィールド分光器データから抽出された系外惑星スペクトルの形状に対するそのようなアルゴリズムの影響はほとんど理解されていません。結果として得られるスペクトルは、光学効果とデータ処理効果の両方により、波長空間で相関するノイズの影響を受けます。ベイジアン大気検索の枠組みの中で、これらの相関や他の系統的効果が推定される物理パラメータにどのような影響を与えるかを理解することを目指しています。HR8799システムのアーカイブSPHEREおよびGPIデータへの一連の注入テストを使用して、アルゴリズムパラメーターの選択を最適化する3つのアルゴリズム(KLIP、PynPoint、およびANDROMEDA)を検討します。波長依存の共分散行列は、機器およびアルゴリズムの系統的な尺度を提供するために計算されます。最適に抽出されたスペクトルに対してpetitRADTRANSを使用して大気検索を実行し、これらのデータ処理体系が取得されたパラメーター分布にどのような影響を与えるかを測定します。データ処理アルゴリズムとパラメータの選択は、検索結果の精度に大きく影響し、平均事後パラメータバイアスは真の入力パラメータから1から3$\sigma$の範囲になります。完全な共分散行列を尤度に含めると、推定パラメータの精度が向上しますが、検索フレームワークでアドホックスケーリングパラメータを使用して説明することはできません。ヒューリスティック適合度メトリクスとしてベイズ情報量基準およびその他の統計的尺度を使用すると、対角要素のみを使用する場合と比較して、完全な共分散行列を含む検索が好まれます。
HD 166620 および HD 144579 を周回する惑星の深い HARPS-N 動径速度探索からのサブ m s$^{-1}$ の上限
| Title |
Sub-m_s$^{-1}$_upper_limits_from_a_deep_HARPS-N_radial-velocity_search_for_planets_orbiting_HD_166620_and_HD_144579 |
| Authors |
Ancy_Anna_John,_Andrew_Collier_Cameron,_Jo\~ao_P._Faria,_Annelies_Mortier,_Thomas_G._Wilson_and_HARPS-N_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01348 |
動径速度(RV)測定における恒星の変動の影響を最小限に抑えることは、地球の双子の探索に必要な10cms$^{-1}$の精度を達成する上で重要な課題である。2012年以来、北半球の明るい星の周りでブラインドRVロッキー惑星探索(RPS)を実施するための専用プログラムがHARPS-Nとともに進行中です。ここでは、HD166620とHD144579という2つのRPSターゲットにおける惑星系の包括的な探索の結果について説明します。次元ネストされたサンプラーを分析したところ、どちらの星のデータセットにも重要な惑星信号は見つかりませんでした。データ分割および注入回復テストを通じて結果を検証しました。さらに、HARPS-NRVの95パーセンタイル検出限界も取得しました。私たちは、メスのUベクトルを使用して固有の恒星変動を補正すると、低質量惑星を発見する可能性が広い周期範囲にわたって著しく増加することを発見しました。$M\sini\leq1$M$_\oplus$を使用すると、10日未満の公転周期で惑星信号を検出できます。非相関技術を使用すると、54cms$^{-1}$という低い信号を検出できることが実証され、HARPSによって実証された50cms$^{-1}$の校正限界に近づくことができます。-N.したがって、新しいデータ解析技術による高精度の動径速度データを使用して、地球類似物を見つけるために必要なRV精度をさらに高めることができることを示します。
木星の衝突フラッシュの雲反射モデリング: 衝突オブジェクトのバルク プロパティに対する新しい制約
| Title |
Cloud_reflection_modelling_for_impact_flashes_on_Jupiter:_A_new_constraint_on_the_bulk_properties_of_the_impact_objects |
| Authors |
Ko_Arimatsu,_Kohji_Tsumura,_Fumihiko_Usui,_and_Jun-ichi_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01447 |
私たちは、メートルから十メートルサイズの太陽系外縁天体が木星に衝突することによって引き起こされるフラッシュの光学特性と、可視波長での表面雲からの反射光の寄与を調査して、フラッシュの光エネルギーや運動エネルギーなどのより正確なバルクパラメータを推定します。、衝突物体の質量、サイズ。木星表面の最近の反射率研究の結果に基づいて、フラッシュからの直接の反射光に対する反射光の寄与を計算する雲反射モデルを開発しました。以前に報告されたフラッシュの見かけの光エネルギーと予想される雲の反射寄与を比較して、修正されたバルクパラメータを取得します。雲の反射による影響は、フラッシュからの直接の光束の最大200%となる可能性があり、バルクパラメーターの測定における最も重大な不確実性となる可能性があることがわかりました。反射の寄与は波長に強く依存します。雲の反射補正を使用すると、以前に報告されたフラッシュの修正されたバルクパラメーターが取得されます。当社の雲反射補正は、木星に衝突する物体の特性をより深く理解できるようにするもので、PONCOTSなどの高感度多波長観測システムを使用した継続的な詳細な調査に不可欠です。また、最近発見されたスプライトのような現象など、木星上層大気における他の光学的過渡現象を理解するのにも役立ちます。
TOI-4860 b、M3.5 矮星を通過する短周期巨大惑星
| Title |
TOI-4860_b,_a_short-period_giant_planet_transiting_an_M3.5_dwarf |
| Authors |
J.M._Almenara,_X._Bonfils,_E._M._Bryant,_A._Jord\'an,_G._H\'ebrard,_E._Martioli,_A._C._M._Correia,_N._Astudillo-Defru,_C._Cadieux,_L._Arnold,_\'E._Artigau,_G.\'A._Bakos,_S.C.C._Barros,_D._Bayliss,_F._Bouchy,_G._Bou\'e,_R._Brahm,_A._Carmona,_D._Charbonneau,_D.R._Ciardi,_R._Cloutier,_M._Cointepas,_N.J._Cook,_N.B._Cowan,_X._Delfosse,_J._Dias_do_Nascimento,_J.-F._Donati,_R._Doyon,_T._Forveille,_P._Fouqu\'e,_E._Gaidos,_E.A._Gilbert,_J._Gomes_da_Silva,_J.D._Hartman,_K._Hesse,_M.J._Hobson,_J.M._Jenkins,_F._Kiefer,_V.B._Kostov,_J._Laskar,_M._Lendl,_A._L'Heureux,_J.H.C._Martins,_K._Menou,_C._Moutou,_F._Murgas,_A.S._Polanski,_D._Rapetti,_E._Sedaghati,_H._Shang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01454 |
私たちは、近くのM3.5V矮星(d=80.4pc、G=15.1等、K=11.2等、R$_\star$=0.354$\pm$0.011R$)の周りを周回する巨大な通過惑星の発見と特性評価を報告します。_\odot$、M$_\star$=0.3400$\pm$0.0086M$_\odot$)。トランジット系外惑星探査衛星(TESS)セクター10、36、46、63の測光時系列と、ExTrAの近赤外分光測光法を使用して、惑星半径0.766$\pm$0.026R$_J$と公転周期は1.52日。CFHT/SPIRouおよびESO/ESPRESSO分光器による高分解能分光法を使用して、主星のパラメーター([Fe/H]=0.27$\pm$0.12)を精密化し、惑星の質量(0.2729$\pm$)を測定しました。0.0058M$_J$)。これらの測定に基づいて、TOI-4860bは、中期から後期のM矮星(<0.4R$_\odot$)の周囲で見つかった小さな一連の巨大惑星に加わり、惑星形成理論への興味深い挑戦と、惑星形成理論への有利な標的の両方を提供します。透過分光法によるさらなる大気の研究。動径速度データから、公転周期426.9$\pm$7.4日、最小質量1.66$\pm$の離心(e=0.657$\pm$0.089)惑星候補に起因する追加の信号を特定しました。0.26M$_J$。
粒状媒体への斜め衝突による地下パルス、クレーター、噴出物の非対称性
| Title |
Subsurface_pulse,_crater_and_ejecta_asymmetry_from_oblique_impacts_into_granular_media |
| Authors |
Bingcheng_Suo,_A._C._Quillen,_Max_Neiderbach,_Luke_O'Brient,_Abobakar_Sediq_Miakhel,_Nathan_Skerrett,_J\'er\'emy_Couturier,_Victor_Lherm,_Jiaxin_Wang,_Hesam_Askari,_Esteban_Wright,_Paul_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01876 |
粒状媒体（砂）に速度104m/sの斜め衝撃を与える実験を行っています。衝突クレーターは、約$10^\circ$のかすめ角でもほぼ丸い縁を持っていますが、衝突によって励起される地震パルスの強さは衝突角度に依存し、上方範囲と下方範囲の速度ピークの比は最大になる可能性があります。5、特に浅い深さで。クレーターの傾斜、クレーターの中心と衝突場所の間のオフセット、クレーターの体積、放出角度の方位角の変化、地震パルスの形状、地下の流れの方向も衝突角度に敏感ですが、その程度は地下パルスの強度よりもはるかに低いです。アップレンジおよびダウンレンジのパルスのピーク振幅は、発射体から媒体に与えられる運動量の水平成分と垂直成分から推定できます。
M型矮星周辺の潜在的に居住可能な惑星におけるバイオシグネチャーの偽陽性: 1つのフレアからの紫外線放射の影響
| Title |
Biosignature_false_positives_in_potentially_habitable_planets_around_M_dwarfs:_the_effect_of_UV_radiation_from_one_flare |
| Authors |
Arturo_Miranda-Rosete_(1)_and_Ant\'igona_Segura_(1_and_2)_and_Edward_W._Schwieterman_(2_and_3_and_4)_((1)_Instituto_de_Ciencias_Nucleares,_UNAM,_(2)_Virtual_Planet_Laboratory,_(3)_University_of_California._Riverside,_(4)_Blue_Marble_Space_Institute_of_Science) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01880 |
過去の多くの研究は、M型矮星を周回するCO$_2$に富んだ地球型惑星の大気中で、非生物的なO$_2$とO$_3$が定常状態で生成し維持されることを予測してきた。しかし、フレアイベントに対するこれらの惑星大気の時間依存的な反応、およびその中での偽陽性バイオシグネチャーの一時的な生成または増強の可能性については、比較的よく研究されていません。フレアに対する光化学反応をモデル化した過去の研究のほとんどは、現代または原生代の地球のような豊富な遊離酸素を想定していました。今回我々は、CO$_2$レベルが2〜30℃のM型準惑星のプレバイオティックなCO$_2$主体の大気における非生物的なO$_2$/O$_3$生産に対する、単一のフレアによって放出されるUVの光化学的影響を詳細に調べる。1バーの10%から90%。単一のフレアは一般にO$_2$を破壊し、O$_3$の柱密度を適度に高めることがわかりました。発せられた光と透過された光のスペクトルの両方について、フレアウィンドウ上の定常状態の大気と時間依存のスペクトル応答の両方のスペクトル観測値をシミュレートします。フレアの過程で、O$_3$UVハートレーバンドは最大6ppmまで適度に増強され、CO$_2$分子の通過深さは7ppmわずかに減少します。放出光スペクトルと透過光スペクトルの両方において、9.65$\mu$mO$_3$バンドは、考慮したすべてのシナリオで重複する9.4$\mu$mCO$_2$バンドによって隠されています。全体として、単一のフレアによる非生物的なO$_3$の増強の可能性は、CO$_2$やH$_2$Oの存在量や、H$_2$などの還元ガス。
塵の熱放射と大質量星によって明らかになった天の川銀河の最近の星形成の比較
| Title |
A_comparison_of_the_Milky_Way's_recent_star_formation_revealed_by_dust_thermal_emission_and_high-mass_stars |
| Authors |
J._D._Soler,_E._Zari,_D._Elia,_S._Molinari,_C._Mininni,_E._Schisano,_A._Traficante,_R._S._Klessen,_S._C._O._Glover,_P._Hennebelle,_T._Colman,_N._Frankel,_T._Wenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01330 |
我々は、2つの独立した最先端の観測方法で得られた天の川銀河の星形成速度(SFR)表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)の比較を示します。最初の方法は、Eliaetal.が発表したように、ハーシェル赤外線銀河面探査(Hi-GAL)に登録された遠赤外線波長での星間塵粒子からの塵熱放出の観測結果から$\Sigma_{\rmSFR}$を推定します。（2022年）。2番目の方法は、Zarietで示されているように、太陽の周りの$\times$6kpcの領域にあるO型、B型、およびA型星の現在の個体数をモデル化することによって$\Sigma_{\rmSFR}$を取得します。アル。（2023年）。平均SFRとSFR表面密度プロファイルに関して、2つの方法間の一致が2倍以内であることがわかりました。観測技術とSFRを計算する方法における独立した仮定との間に大きな違いがあることを考慮すると、この一致は私たちの銀河の星形成に関する理解において大きな進歩をもたらし、局所的なSFRが過去10年間にわたってほぼ一定であることを意味します。ミル。
キロパーセクスケールでの一定の N$_2$H$^+$(1-0) 対 HCN(1-0) の比率
| Title |
A_constant_N$_2$H$^+$(1-0)-to-HCN(1-0)_ratio_on_kiloparsec_scales |
| Authors |
M._J._Jim\'enez-Donaire,_A._Usero,_I._Be\v{s}li\'c,_M._Tafalla,_A._Chac\'on-Tanarro,_Q._Salom\'e,_C._Eibensteiner,_A._Garc\'ia-Rodr\'iguez,_A._Hacar,_A._T._Barnes,_F._Bigiel,_M._Chevance,_D._Colombo,_D._A._Dale,_T._A._Davis,_S._C._O._Glover,_J._Kauffmann,_R._S._Klessen,_A._K._Leroy,_L._Neumann,_H._Pan,_J._Pety,_M._Querejeta,_T._Saito,_E._Schinnerer,_S._Stuber_and_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01342 |
NH$_3$やN$_2$H$^+$などの窒素水素化物は、星間物質の冷たい高密度領域を追跡するために銀河観測者によって広く使用されています。外部銀河では、感度が限られているため、HCNは銀河の大部分にわたる高密度ガスの最も一般的なトレーサーとなっています。我々は、外部渦巻銀河NGC6946のさまざまな環境にわたるN$_2$H$^+$(1-0)の最初の系統的な測定結果を提供します。内部$\sim8\mathrm{kpcにわたるHCN(1-0)とN$_2$H$^+$(1-0)の強度の間に強い相関関係($r>0.98,p<0.01$)が見つかりました。キロパーセクスケールで銀河の}$。この相関関係は、比N$_2$H$^+$(1-0)/CO(1-0)とHCN(1-0)/CO(1-0)(高密度ガス画分のトレーサー)の間でも同様に強いです($f_\mathrm{密}$)。5つのIRAM-30mポインティングのセットにわたって、平均強度比N$_2$H$^+$(1-0)/HCN(1-0)$=0.15\pm0.02$を測定しました。これらの傾向は、銀河系および銀河系外のソースに関する既存の測定によってさらに裏付けられています。この平均比の狭い分布は、$f_\mathrm{dense}$と高密度ガスの効率(SFE$_\mathrm{dense}$)のキロパーセク規模の銀河系外研究で観察された系統的傾向が変化しないことを示唆しています。高密度ガスのより直接的なトレーサーとしてN$_2$H$^+$(1-0)を採用しました。キロパーセクスケールでの結果は、HCN(1-0)放出を使用して、これらの領域で予想されるN$_2$H$^+$(1-0)を予測できることを示しています。私たちの結果は、HCN(1-0)とN$_2$H$^+$(1-0)が分子雲内の異なる密度領域を追跡したとしても、サブクラウドの差はキロパーセクスケールで平均化され、2つのトレーサーが次の値に比例することを示唆しています。お互い。
原始的な調査 -- XXIII.データリリース 1 と Gaia DR3 BP/RP 分光測光に基づく全天金属量カタログ
| Title |
The_Pristine_survey_--_XXIII._Data_Release_1_and_an_all-sky_metallicity_catalogue_based_on_Gaia_DR3_BP/RP_spectro-photometry |
| Authors |
Nicolas_F._Martin,_Else_Starkenburg,_Zhen_Yuan,_Morgan_Fouesneau,_Anke_Arentsen,_Francesca_De_Angeli,_Felipe_Gran,_Martin_Montelius,_Ren\'e_Andrae,_Michele_Bellazzini,_Paolo_Montegriffo,_Anna_F._Esselink,_Hanyuan_Zhang,_Kim_A._Venn,_Akshara_Viswanathan,_David_S._Aguado,_Giuseppina_Battaglia,_Manuel_Bayer,_Piercarlo_Bonifacio,_Elisabetta_Caffau,_Patrick_C\^ot\'e,_Raymond_Carlberg,_S\'ebastien_Fabbro,_Emma_Fern\'andez_Alvar,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Isaure_Gonz\'alez_Rivera_de_La_Vernhe,_Vanessa_Hill,_Rodrigo_A._Ibata,_Pascale_Jablonka,_Georges_Kordopatis,_Carmela_Lardo,_Alan_W._McConnachie,_Camila_Navarrete,_Julio_Navarro,_Alejandra_Recio-Blanco,_Rub\'en_S\'anchez_Janssen,_Federico_Sestito,_Guillaume_F._Thomas,_Sara_Vitali,_Kristopher_Youakim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01344 |
私たちは、ガイアのDR3からの約2億1,900万個の星の分光測光情報を使用して、マッピングが行われている天の川星の測光金属量の調査であるプリスティンサーベイの観測を模倣する、合成の狭帯域の金属量に敏感なCaHK等級を計算します。2015年以降、CFHTを使用して北の空の6,500度^2以上を観測しました。これらの合成等級は、より深いプリスティン測光の絶対的な再校正に使用され、広帯域ガイア情報と組み合わせて、合成およびプリスティンCaHK等級を測光の推定に使用されます。空全体に金属性が広がります。結果として得られる金属量カタログは、[Fe/H]~-3.5まで正確で、特に金属の少ない天の川銀河([Fe/H]<-1.0)の探査に適しています。ここでは、GaiaDR3のBP/RP情報を含むすべての星の合成CaHK_syn等級のカタログと、高S/NFGK星の約3,000万を超える測光金属量の関連カタログを利用できます。この論文はさらに、GaiaDR3のBP/RP情報と共通する、すべての星の高品質で再校正されたPristineCaHK等級と測光金属量の形で、Pristineカタログの最初の公開DRを提供します。我々は、利用可能な場合、より深いPristineデータが、特にカタログのかすかな端(G_BP>16)で、導出された金属量の品質を大幅に向上させることを実証します。両方のカタログを合わせると、200万個を超えるメタルプアの星候補と、200,000個以上および最大8,000個以上の非常にメタルプアな星候補が含まれています。最後に、これらの金属量カタログが、銀河考古学に効果的に使用でき、金属量の最も少ない星を探し出し、天の川銀河の構造が金属量によってどのように変化するかを研究するために、平坦な分布から効率的に使用できることを示します。円盤星から回転楕円体の形をした金属の少ないハローが見えます。(短縮)
X線の弱さと強力なX線流出との関係は、いずれも流出が放射線による風と関係しているシナリオで予想されており、局所宇宙と高赤方偏移の両方のいくつかの発生源で観測されています。ここで私は、偶然のXMM-Newton観測による弱いX線放射を持つSDSSクェーサーの探索に基づいて、この可能性のある関連性に関する新しい研究の最初の結果を発表します。選択されたオブジェクトは「通常の」光学/UVブルー連続体を持っていますが、平坦で非常に弱いX線スペクトルを持っています。レストフレームの光学/UVスペクトルが利用できるため、吸収線および/または輝線のプロファイルにおける流出の痕跡を確認することができます。この方法により、これまで見落とされていた流出クェーサー集団の存在が明らかになり、クェーサーにおける風とX線の弱さとの関係が確認できる可能性がある。
白鳥座 X 領域の原始星干渉線探査 (PILS-Cygnus) -- 原始星の化学反応の設定における外部環境の役割
| Title |
Protostellar_Interferometric_Line_Survey_of_the_Cygnus-X_region_(PILS-Cygnus)_--_The_role_of_the_external_environment_in_setting_the_chemistry_of_protostars |
| Authors |
S._J._van_der_Walt,_L._E._Kristensen,_H._Calcutt,_J._K._J{\o}rgensen_and_R._T._Garrod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01407 |
(要約)分子線は一般に原始星の発生源に向かって検出されます。しかし、これらの発生源の化学をより深く理解するには、できるだけ多くの発生源について広い周波数範囲にわたる偏りのない分子調査を行って、この化学の起源、特に外部環境からの影響を明らかにする必要があります。我々は、広い周波数範囲にわたる高角度分解能の干渉観測を通じて、近くのはくちょう座X複合体にある10個の中質量から高質量の原始星源をPILS-Cygnusで調査した結果を紹介する。サブミリ波アレイ(SMA)を使用して、10個の発生源のスペクトル線調査が、$\sim$1\farcs5の角度分解能で329～361GHzの周波数範囲で実行されました($\sim$2000AU、発生源距離1.3kpc)）。スペクトルモデリングを実行して分子発光を特定し、各光源のカラム密度と励起温度を決定しました。10個のソースのうち9個に対してCH$_3$OH、3個のソースに対してCH$_3$OCH$_3$とCH$_3$OCHO、および4個のソースに対してCH$_3$CNが検出されました。5つのソースに向けて、化学は空間的に区別されます(異なる種は異なる位置でピークに達し、連続発光のピークからオフセットされます)。各放射線源の化学的性質は、はくちょう座X複合体内の位置と相関せず、最も近いOB会合までの距離や方向も相関しません。ただし、DR21フィラメント内にある5つの光源は、フィラメントの外側の5つの光源と比較して、ライン放射が少ないように見えます。この研究は、原始星の環境を研究するために、広い周波数範囲の観測が高角度分解能の観測とどのように組み合わされるかが重要であることを示しています。ここで観察された10の発生源に基づくと、外部環境は、これらの小規模なスケール($<$2000AU)での化学環境の設定において小さな役割しか果たしていないように見えます。
自己無撞着な N 体シミュレーションにおける軌道構造の進化
円盤銀河モデルの棒構造は、さまざまな軌道ファミリーによって形成されます。しかし、これらの軌道群が棒の長期進化を通じてどのように支えられているかは明らかではありません。ここでは、生きた暗黒物質ハローに埋め込まれた3つの恒星円盤N体モデルの軌道構造を分析します。モデルの進化中に、円盤は自然に棒を形成し、銀河進化のさまざまな年齢で銀河面から折れ曲がり、箱状、X型、ピーナッツ型、および/または細長い形状を生成します。軌道ファミリーがバー構造をどのように保持するかを理解するために、さまざまな時間間隔でのすべての円盤粒子の位相空間座標の周波数解析を使用して軌道の進化を評価します。バーポテンシャルが進化するにつれて、2:1ファミリの密度マップ形態を分析します。私たちは、棒の長期進化と同様に、棒の支持を提供する軌道群が、その進化過程のさまざまな段階、特に座屈期の前後で変化を示すことを示しました。円盤主体のモデルは、最初の回の後、内部の箱状構造を発達させます。その後、円盤の外側部分はピーナッツ形状に変化し、これはシミュレーションの終了まで続きます。中間モデルは、進化の2年後にのみ箱状構造を発達させます。ピーナッツの形は2ギル後に現れ、ゆっくりと進化します。ハローが支配的なモデルは、ずっと後の3Gyr付近で箱状構造を発達させますが、ピーナッツの形態はシミュレーションの終了時点でまだ初期段階にあります。
Abell 1413 の MeerKAT-meets-LOFAR 研究: $\sim 500$ kpc 'mini'-halo
をホストする中程度に障害のある非クールコア クラスター
| Title |
A_MeerKAT-meets-LOFAR_study_of_Abell_1413:_a_moderately_disturbed_non-cool-core_cluster_hosting_a_$\sim_500$_kpc_'mini'-halo |
| Authors |
C._J._Riseley,_N._Biava,_G._Lusetti,_A._Bonafede,_E._Bonnassieux,_A._Botteon,_F._Loi,_G._Brunetti,_R._Cassano,_E._Osinga,_K._Rajpurohit,_H._J._A._Rottgering,_T._Shimwell,_R._Timmerman,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01464 |
多くのリラックスしたクールコアクラスターは、数百キロパーセクの規模で拡散電波放射、つまりミニハローを発生させます。しかし、それらを生成するメカニズムや中心活動銀河核との関係は解明されておらず、それらの物理的特性や起源に関する多くの疑問は未解決のままです。この論文は、ミニハローの統計的かつ均質な国勢調査の一環として、MeerKAT(Lバンド;872～1712MHz)とLOFARHBA(120～168MHz)を使用して実行された銀河団Abell1413の新しい電波観測を紹介します。Abell1413は、中程度に撹乱された非クールコアクラスターであるため、ミニハロークラスターの中でも独特です。私たちの研究では、1283MHzで最大584kpcのサイズの非対称ミニハローが明らかになりました。これは、同様の周波数で最初に報告されたものの2倍の大きさです。スペクトル指数は以前に報告されたものよりも平坦で、積分値$\alpha=-1.01\pm0.06$で、顕著な空間変動と暫定的な放射状の急勾配を示しています。私たちは、熱/非熱の関係を調査するために、ポイントツーポイントのX線/ラジオ表面の輝度相関を研究しました。私たちの結果は、$b=1.63\pm0.10の超線形の傾きで、これらのコンポーネント間の強力な関係を示しています。1283MHzでは$、145MHzでは$b=1.20\pm0.12$です。また、X線表面の明るさと電波スペクトル指数の相関を調査し、$b=0.59\pm0.11$の傾きを見つけます。どちらの調査も、スペクトルの急勾配化の証拠を裏付けています。最後に、粒子の加速メカニズムを理解するという文脈で、乱流によって（再）加速される二次電子というハイブリッドシナリオが超線形の相関勾配を再現することを実証する簡単な理論モデルを紹介します。
再イオン化中の LyC 脱出率の物理的動機に基づくモデリング
| Title |
Physically_motivated_modeling_of_LyC_escape_fraction_during_reionization |
| Authors |
Ivan_Kostyuk,_Benedetta_Ciardi_and_Andrea_Ferrara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01476 |
我々は、物理的動機モデルに基づくライマン連続体(LyC)脱出率の解析を提示し、赤方偏移範囲$z=5.2-20$のIllustrisTNG50シミュレーションの銀河に適用しました。私たちの研究は、LyC放出の二峰性の性質を明らかにしました。これは、(a)高金属量($10^{-3.5}<Z<10^{-2}$)、低質量($M_\star<10^7)のいずれかに関連しています。\mathrm{M}_\odot$)銀河は、主に銀河円盤の外側領域({\itext}モード)から光子が逃げる、広範囲の星形成を示す、または(b)金属度が低い($Z<10^){-3}$)、中程度に重い銀河($M_\star<10^8\mathrm{M}_\odot$)、高度な星形成({\itloc}モード)の小さな中心領域に由来する局所的なLyC脱出を伴う）。{\itloc}モードは調査中のすべての赤方偏移に存在しますが、{\itext}モードは、十分な金属濃縮が発生した後の宇宙時代の小さな銀河で顕著になります。これらの発見に基づいて、星とガスの質量、および赤方偏移に基づいて銀河の脱出率を決定するための解析的フィッティング公式を開発し、将来の研究に貴重なサブグリッドモデリングツールを提供します。
ミリオン クエーサー (ミリクア) カタログ、v8
Milliquas(ミリオンクエーサー)クエーサーカタログの最終リリースv8を発表します。このカタログには、暗黒エネルギー分光装置(DESI)とSDSS-DR18ブラックホールマッパーの最初のリリースからのクエーサーを含む、2023年6月30日までに公開されたすべてのクエーサーが含まれています。その合計は、907,144のタイプIQSO/AGNと66,026の高信頼性(確率約99%)の電波/X線関連クエーサー候補です。Type-IIおよびBlLacタイプの天体も含まれており、総数は1,021,800個になります。Gaia-EDR3天体測定はほとんどの天体に適用されます。カタログはNASAHEASARCとCDS、およびそのホームページで入手できます。
Millions of Optical-Radio/X-ray Associations (MORX) カタログ
MORX(MillionsofOptical-Radio/X-rayAssociations)カタログのリリースv2を発表します。これは、二重電波ローブを含む、可能性の高い(40%～100%の確率)電波/X線関連と光学物体との関連付けを示します。VLASS、LoTSS、RACS、FIRST、NVSS、SUMSSの無線調査、およびChandra、XMM-Newton、Swift、ROSATX線調査など、2023年6月までの大規模な電波/X線調査がすべて含まれています。合計は、すべての分類(または未分類)の3,115,575個の光学オブジェクトが関連付けられています。カタログは複数のサイトで入手できます。
りゅうこつ腕外側における中性原子雲と分子雲と星の形成
| Title |
Neutral_atomic_and_molecular_clouds_and_star_formation_in_the_outer_Carina_arm |
| Authors |
Geumsook_Park,_Bon-Chul_Koo,_Kee-Tae_Kim,_Bruce_Elmegreen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01577 |
我々は、外側銀河のカリーナ渦巻腕におけるHI(スーパー)雲、分子雲(MC)、および星形成に関する包括的な研究を紹介します。HI4PIとCfACOの調査データを利用して、カリーナ腕の($l$,${v_\mathrm{LSR}}$)の位置に基づいてHI雲とMCを特定します。26のHIクラウドと48のMCを分析しました。確認されたHI雲のほとんどはスーパークラウドであり、その質量は$10^6~{\mathrm{M_\odot}}$を超えています。これらのスーパークラウドのうち15個がMCを${M_\mathrm{HI}}\gtrsim10^6~{\mathrm{M_\odot}}$および${\Sigma_\mathrm{HI+H_2に関連付けていることがわかります。}}\gtrsim$50${\mathrm{M_\odot}}\rmpc^{-2}$。我々のビリアル平衡分析は、これらのCO-明るいHI雲が重力で束縛されているか、またはわずかに束縛されていることを示唆しています。我々は、分子質量分率と銀河中心距離との間の逆相関、および総ガス表面密度との相関を報告する。9個のCO明るいHI超雲がHII領域に関連付けられており、星形成が進行中であることを示しています。螺旋腕に沿ってHIスーパー雲が規則的に配置されていることが確認されており、これはおそらく重力不安定性などの根底にある物理的プロセスによるものと考えられます。HII領域とMCの間には強い空間相関があり、MCと局所的なHIカラム密度ピークの間には多少のオフセットが見られます。私たちの研究は、HIスーパークラウドの状況では、星形成速度の表面密度はHIおよび総ガス表面密度とは無関係であるが、分子ガス表面密度と正の相関があることを明らかにしました。この発見は、解明されたケニカット・シュミット関係の銀河外研究と、ラダらの局所巨大分子雲研究の両方と一致している。(2013)は、星形成プロセスの制御における分子ガスの重要な役割を強調しています。
Horizon Run 5 シミュレーションにおける活動銀河核 (AGN) に対するローカル環境の影響について
| Title |
On_the_Effects_of_Local_Environment_on_Active_Galactic_Nucleus_(AGN)_in_the_Horizon_Run_5_Simulation |
| Authors |
Ankit_Singh,_Changbom_Park,_Ena_Choi,_Juhan_Kim,_Hyunsung_Jun,_Brad_K._Gibson,_Yonghwi_Kim,_Jaehyun_Lee,_Owain_Snaith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01584 |
私たちは、HorizonRun5宇宙論シミュレーションを使用して、降着速度の閾値によって特徴付けられるAGNに対する銀河固有の特性と局所環境の影響を研究します。赤方偏移$z$=0.625のスナップショットで、恒星の質量範囲$10^{9.5}\leM^{}{*}/M^{}{\odot}\le10^{10.5}$の銀河を選択します。さまざまな固有の特性の中で、ホスト銀河の星形成速度がAGN活動と最も相関していることがわかりました。環境を定量化するために、背景銀河の数密度(大規模環境)と最近傍銀河の距離と形態的タイプ(小規模環境)を使用し、AGN特性に対するそれらの相対的な影響を研究します。我々は、背景密度と比較して、最近傍環境が、AGNのボロメトリー光度、星形成速度、および運動学的特性を決定する支配的な量であり、ホスト銀河のガス質量をよりよく決定することがわかりました。私たちは、母銀河内の低温ガスの含有量がAGN活動の誘発に重要であることを示しました。しかし、最も近い隣接環境の影響が隣接環境のビリアル半径の約半分未満の隣接距離で作用し始めると、隣接環境の影響がクエーサー活動にとって最も支配的な要因となります。
近くの銀河の暗黒物質ハローの扁平率とガス質量分率との相関
| Title |
The_oblateness_of_dark_matter_halos_of_nearby_galaxies_and_its_correlation_with_gas_mass_fractions |
| Authors |
Mousumi_Das_(IIA),_Roger_Ianjamasimanana_(CSIC),_Stacy_McGaugh_(CWRU),_James_Schombert_(University_of_Oregon),_K.S.Dwarakanath_(RRI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01601 |
我々は、拡張したHI円盤を持つガスに富んだ銀河の暗黒物質ハローの扁平率パラメータqを測定する方法を提案します。私たちはこのモデルを、ガスが豊富で正面に近い近くの銀河20個のサンプルに適用しました。そのうち6個は大きな円盤銀河、8個は中程度の恒星質量を持ち、6個は低表面輝度(LSB)の矮星銀河です。積み重ねられたHI速度分散とHI表面密度を使用して、外側ディスク領域のqを導き出しました。私たちの最も重要な結果は、M(ガス)/M(バリオン)>0.5を持つガス支配銀河(LSB矮星など)には偏円形のハロー(q<0.55)があるのに対し、恒星支配銀河のq値の範囲は0.2から0.2までであるということです。1.3.また、qと星の質量の間に有意な正の相関関係があることもわかりました。これは、大質量の恒星円盤を持つ銀河は球形またはわずかに扁形のハローを持つ可能性が高いのに対し、低質量の銀河は扁円形のハローを持つことが好ましいことを示しています。また、ハローの形状が銀河の円盤、特に扁円形のハローにどのような影響を与えるかについても簡単に説明します。
バスXXXV。 105 か月の Swift-BAT タイプ 1 AGN の $M_\rm{BH}$-$\sigma_\rm{\star}$ の関係
| Title |
BASS_XXXV._The_$M_\rm{BH}$-$\sigma_\rm{\star}$_Relation_of_105-Month_Swift-BAT_Type_1_AGNs |
| Authors |
Turgay_Caglar,_Michael_J._Koss,_Leonard_Burtscher,_Benny_Trakhtenbrot,_M._Kiyami_Erdim,_Julian_E._Mej\'ia-Restrepo,_Federica_Ricci,_Meredith_C._Powell,_Claudio_Ricci,_Richard_Mushotzky,_Franz_E._Bauer,_Tonima_T._Ananna,_Rudolf_E._B\"ar,_Bernhard_Brandl,_Jarle_Brinchmann,_Fiona_Harrison,_Kohei_Ichikawa,_Darshan_Kakkad,_Kyuseok_Oh,_Rog\'erio_Riffel,_Lia_F._Sartori,_Krista_L._Smith,_Daniel_Stern_and_C._Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01800 |
Ca\,H+K\&Mg\,\textsc{i}領域(3880--5550~\AA)と、105か月のSwift-BATカタログから硬X線で選択された173個のタイプ1AGN($z\leq$0.08)のカルシウムトリプレット領域(CaT、8350--8750~\AA)。私たちは、シングルエポック(SE)の「ビリアル」ブラックホール質量($M_\rm{BH}$)推定値と$\sigma_\rm{\star}$測定値の両方を持つローカルタイプ1AGNの最大のサンプルの1つを構築しました。高スペクトル分解能データから得られるため、SMBH研究におけるそのような方法の使用をテストできるようになります。2つの独立した$\sigma_\rm{\star}$測定値は互いに非常に一致しており、平均オフセットはわずか$0.002\pm0.001$dexであることがわかります。広い輝線と星の速度分散測定に基づいた$M_\rm{BH}$の推定値を比較すると、前者の方が体系的に$\およそ$0.12dex低いことがわかります。その結果、ブロードライン$M_\rm{BH}$の決定を通じて推定されたエディントン比にも同様に偏りが生じます(ただし、方向は逆です)。私たちは、この不一致はブロードライン領域(BLR)での絶滅によって引き起こされていると主張します。また、$M_\rm{BH}$-$\sigma_\rm{\star}$関係からのオフセットとエディントン比の間に逆相関があることもわかります。私たちのタイプ1AGNのサンプルは、活動していない銀河($\about$3.5のべき乗則指数)と比較して、より浅い$M_\rm{BH}$-$\sigma_\rm{\star}$関係を示しています。$\about$4.5のべき乗指数)、より小さいサンプルから得られた以前の結果を裏付けています。
Hi-21 cm 発光吸収スペクトルからの中性 ISM における乱流測定
さまざまな出版物から採取された多数のHiガス成分を使用して、中性星間物質(ISM)における非熱速度分散($\sigma_{\rmnth}$)と長さスケール(L)の間の相関関係を研究します。Hiアンケートと以前のHi研究。0.40pcの長さスケール($L$)を超えると、$\sigma_{\rmnth}$と$L$の間にべき乗則の関係があることがわかります。ただし、0.40pc未満ではべき乗則に破れがあり、$\sigma_{\rmnth}$は$L$と有意な相関関係がありません。マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法から、$L>0.40$pcのデータセットの場合、強度($A$)とべき乗則指数($p$)の最確値は1.14であることが観察されています。それぞれ0.55。$p$の結果は、べき乗則が標準のコルモゴロフ乱流則よりも急勾配であることを示唆しています。これは、冷たい中性媒体では雲が優勢であるためです。このことは、雲を2つのカテゴリに分けるとさらに明確になります。1つは$L$が>0.40pcで、運動温度($T_k$)が<250Kであり、これらは冷中性媒体(CNM)内にあり、その他のカテゴリは1つは、L>0.40pc、Tkが250K～5000Kであり、熱的に不安定な相(UNM)にあります。$A$と$p$の最も可能性の高い値は、CNMフェーズではそれぞれ1.14と0.67、UNMフェーズではそれぞれ1.01と0.52です。UNMフェーズの雲のほとんどは500K未満にあるため、$A$と$p$のより正確な推定を構築するには、UNMフェーズでより多くのデータポイントが有効です。ただし、$p$の値からCNMフェーズでは、コルモゴロフスケーリングとの大きな違いがあるように見えますが、これはショックが支配的な媒体に起因すると考えられます。
Autoencoderを使用した類似画像検索。 I. 銀河の自動形態分類
| Title |
Similar_image_retrieval_using_Autoencoder._I._Automatic_morphology_classification_of_galaxies |
| Authors |
Eunsuk_Seo,_Suk_Kim,_Youngdae_Lee,_Sang-Il_Han,_Hak-Sub_Kim,_Soo-Chang_Rey,_and_Hyunmi_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01871 |
ConvolutionalAutoEncoder(CAE)を使用した銀河の形態学的分類のための画像類似性検索エンジンの構築を紹介します。CAEは、GalaxyZoo2(GZ2)カタログに掲載されている90,370枚の前処理済みSloanDigitalSkySurvey銀河画像を使用してトレーニングされています。トレーニングされたCAEによって返された視覚的に類似した出力画像は、エンコーダーが入力画像を潜在的な特徴に効率的に圧縮し、その潜在的な特徴が類似性パラメーターの計算に使用されることを示唆しています。類似性を使用した畳み込み自動エンコーダーに基づいて類似した銀河画像を検索するツール(TSGICAS)は、この類似性パラメーターを活用して銀河の形態学的タイプを分類し、従来の教師ありML手法と比較して、より広範囲のクラスを高精度で識別できるようにします。このアプローチでは、潜在特徴データベースから最も関連性の高い画像に迅速な優先順位を付けることができるため、研究者の作業が効率化されます。私たちは、GZ2、ExtractiondeFormesId\'ealis\'eesdeGalaxiesenImagerie(EFIGI)、およびNair$\&$Abraham(NA10)の3つの銀河カタログを使用して、自動形態分類の精度を調査します。入力銀河画像と取得銀河画像の形態タイプ間の相関係数は、GZ2、EFIGI、NA10カタログでそれぞれ0.735、0.811、0.815であることがわかりました。入力銀河画像と取得銀河画像の間の形態タグの違いにもかかわらず、目視検査では2つの銀河が非常に似ていることが示され、画像類似性検索におけるTSGICASの優れたパフォーマンスが強調されました。我々は、TSGICASを使用した銀河の形態学的分類は高速かつ効率的であり、他の画像調査における詳細な銀河の形態学的分類にとって貴重なツールとなることを提案します。
近くの宇宙フィラメントのノードとしての M101 銀河群
| Title |
The_M101_galaxy_group_as_a_node_in_the_nearby_cosmic_filament |
| Authors |
Valentina_E._Karachentseva,_Igor_D._Karachentsev,_Elena_I._Kaisina,_Serafim_S._Kaisin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01897 |
私たちは、主要な渦巻銀河M\,101の周囲とSGL=[30--80]$^{\circ}$,SGB=[10--37]内の大きな長方形領域内で、表面輝度の低い微光の矮銀河の検索を実行しました。]$^{\circ}$は、DESILegacyImagingSurveysのデータに基づく、M\,63、M\,51、M\,101、およびNGC\,6503の銀河鎖にまたがっています。複合体の新たなドワーフと思われるメンバーが6体発見された。M\,101グループのメンバーとなる可能性のある25人のリストを提示し、グループの総質量と$K$バンド光度に対する総質量の比を$(1.02\pm0.42)\times10^として推定します。それぞれ{12}~M_{\odot}$と$(16.0\pm6.5)~M_{\odot}/L_{\odot}$です。M\,63、M\,51、M\,101付近のグループの平均暗黒質量対光度比は$(12\pm4)M_{\odot}/L_{\odot}$であることがわかります。これは全球の宇宙比$(102\pm5)M_{\odot}/L_{\odot}$よりもほぼ1桁低い値です。
A 星を通して天の川の構造と運動学を探る
| Title |
Exploring_the_structure_and_kinematics_of_the_Milky_Way_through_A_stars |
| Authors |
J._Ard\`evol,_M._Mongui\'o,_F._Figueras,_M._Romero-G\'omez,_J._M._Carrasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01901 |
A型星は、固有の明るさが比較的高く、若いOB星よりも数が多く、古い赤色巨星よりも運動学的に冷たいという事実にもかかわらず、銀河追跡装置として使用されることはほとんどありません。実際、それらはこれら2人のトレーサー間の年齢差を埋めるために使用される可能性があり、それによって両者の間の移行を研究できるようになります。A型星の観測に基づいて、太陽から6kpcまでの銀河円盤構造と運動学的摂動を解析します。この作品は、IGAPS測光調査を使用して選択されたA型星のカタログを示しています。それは銀河円盤を$30^{o}\leql\leq215^{o}$と$|b|\leq5^{o}$以内で$r\leq19$等級までカバーしており、約350万の源を持っています。私たちは、GaiaDataRelease3の視差と固有運動、および視線速度を使用して、銀河円盤の大規模な特徴を分析しました。$b<0^{o}$領域と$b>0^{o}$領域の比較とともに、検出された密度分布の完全性の研究を実施しました。星間消滅や運動学的近似の使用によって引き起こされる可能性のあるバイアスも調べられました。私たちは、局部渦巻き腕とペルセウス渦巻腕、および白鳥座領域に関連する星の過剰密度を発見しました。A型星はまた、銀河が反中心に向かってワープしていることの運動学的指標を提供し、銀河中心半径R=14kpcで中央値約6～7km/sの垂直運動を示します。これはR=12kpcで始まり、文献内の他のサンプルと比較した場合、若いトレーサーではより大きな半径でワープが始まるというシナリオを裏付けています。また、太陽から$60^{o}<l<75^{o}$に向かって2kpcを超えて広がる下向きの平均運動を伴う領域も検出されており、これは圧迫呼吸モードに関連している可能性があります。さらに、A型星は$V_Z$-$V_{\phi}$速度空間面で非常に塊状の不均一性と非対称性を明らかにします。
M87 のジェット スパインのエネルギーを知る窓としての HST-1
M87のジェット、HST-1の光学ノットの新しい解釈が提示されます。高感度の22GHz超大型アレイ画像は、HST-1をジェット軸のすぐ上流から6マス以内に位置させます。2005年の明るいフレアの1.7GHz超長基線アレイ画像は、初期段階での放射の優勢がジェット軸から$12.5^{\circ}$傾いた細長い領域から発生していることを示しています。超光速の運動、形状、位置、およびジェットに整列した大きな光学/UV偏光は、ジェットの推定上の相対論的スパインとの同一性を示唆しています。そのため、2006年に発表されたHST-1のエネルギー束推定値(原子核から$\sim870$mas)は、中央エンジンが$Q_{\rm{spine}}\約2.5\times10^{41}\を注入したことを示しています。$\sim200$年前に脊椎の基部にrm{ergs/s}$が注入されました。さらに、これまでの研究では、おそらく微弱なスパイン基部である低光度のコアを包み込むサブマススケールの管状プロトンジェットが明らかになっている。中央エンジンは1.5$年前に$Q_{\rm{tubular\,jet}}\about6.1\times10^{41}\rm{ergs/s}$$\simを噴射したと推定されています。ジェットの1つのコンポーネントが本質的により強力である場合、最近のジェットの総出力には強い制約が存在します。放出されるジェットが本質的に脊椎によって支配されている場合(管状ジェット)、中央エンジンから放出される左右対称のジェット出力の合計は$<4Q_{\rm{脊椎}}\約1.0\times10^{42}\rm{ergs/s}$($<4Q_{\rm{tubular\,jet}}\約2.4\times10^{42}\rm{ergs/s}$)$\sim200$($\sim1.5$)何年も前に。$\sim200$年間ほぼ一定の中央エンジン噴射ジェット出力があったと仮定すると、現代の観測時代または$\lesssim3.5\%$の総ジェット出力は$\lesssim2\times10^{42}$ergs/sになることを示します。降着率0.001$M_{\odot}$/年の場合のジェット生産効率。
超新星シミュレーションでSN 1987Aニュートリノと対決
| Title |
Supernova_Simulations_Confront_SN_1987A_Neutrinos |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Malte_Heinlein,_Hans-Thomas_Janka,_Georg_Raffelt,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01403 |
私たちは歴史的なSN~1987Aニュートリノデータを現代の視点から解釈することに戻ります。この目的を達成するために、4つの異なる状態方程式と1.36～1.93M$_\odot$の最終バリオン中性子星(NS)質量の5つの選択肢を使用して、Prometheus-Vertexコードで一連の球対称超新星モデルを構築します。範囲。私たちのモデルには、混合長近似によるミュー粒子と原中性子星(PNS)の対流が含まれています。1.44M$_\odot$モデルの時間積分信号は、4つの関連実験(IMB、Kam-II、BUST、LSD)の結合データとかなりよく一致しますが、高しきい値のIMB検出器のみがNSに有利です。質量は1.7～1.8M$_\odot$ですが、Kam-IIだけでは約1.4M$_\odot$の質量を好みます。これら2つの検出器の累積エネルギー分布は、このようなNS質量のモデルとよく一致しており、フレーバースワップの有無にかかわらず、予測された平均ニュートリノエネルギーと結合された測定値の間の以前の緊張はなくなりました。一般に、PNSフラックススペクトルは反ニュートリノフレーバーに弱くしか依存しないため、予測信号はフレーバー混合に関する仮定に強く依存しません。私たちのモデルは最初の数秒間に検出されたイベントとの互換性を示していますが、ニュートリノ不透明度におけるPNS対流と核子相関により、PNS冷却時間は5〜9秒と短くなり、8秒以降のKam-IIおよびBUSTの後期イベントバンチと矛盾します。-9ですが、これも背景から説明するのが困難です。推測的な解釈には、NS上への一時的に放出された物質のフォールバックの開始、核媒体における後期相転移、例えばハドロン物質からクォーク物質への相転移、または標準的なPNS冷却放出に追加して信号を引き伸ばすか提供するその他の効果が含まれます。後期のエネルギー源。これらの未解決の問題を評価するには、体系的な3Dシミュレーションを含むさらなる研究が必要です。
| Title |
Continuous_gravitational_waves_from_trapped_magnetar_ejecta_and_the_connection_to_glitches_and_antiglitches |
| Authors |
Garvin_Yim,_Yong_Gao,_Yacheng_Kang,_Lijing_Shao,_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01588 |
孤立した発生源からの重力波はこれまで検出できませんでした。長期間継続する重力波の連続放出の上限は現在、最も楽観的なモデルには強い制限が加えられた物理的動機モデルを調査する段階にある。これを解決する可能性のある手段の1つは、重力波の持続時間がほぼ無限であるという仮定を緩和し、一時的な連続重力波の考えにつながることです。この論文では、グリッチやアンチグリッチを示すマグネター(または強く磁化された中性子星)から過渡連続波を取得する方法について概説します。私たちは、グリッチまたはアンチグリッチの際に、質量がマグネターから放出されるが、磁気圏を通って外向きに移動する途中で閉じ込められるというおもちゃのモデルを提案しました。捕捉された噴出物の高さと磁気傾斜角の特定の値に応じて、単純な角運動量の議論からグリッチとアンチグリッチの両方を再現できます。捕捉された噴出物はマグネターを歳差運動に導き、噴出物が捕捉されている時間に等しい継続時間、マグネターの回転周波数の1倍と2倍の重力波を放出します。私たちは、マグネターが近づいているとき、より速く回転しているとき、またはより大きなグリッチ/アンチグリッチがあるとき、重力波が検出される可能性が高いことを発見しました。このモデルに特有のことですが、イジェクタの高さと磁気傾斜角が、グリッチとアンチグリッチを分けるパラメータ空間の境界付近の値を持つ場合に検出可能性が向上することがわかりました。ただし、これには、観察されたグリッチとの一貫性を保つためにより多くの質量を放出する必要があります。アンチグリッチ。
ナン\c{c}ay電波望遠鏡によるパルサーの偏光とタイミング測定の改善
| Title |
Improving_pulsar_polarization_and_timing_measurements_with_the_Nan\c{c}ay_Radio_Telescope |
| Authors |
Lucas_Guillemot,_Isma\"el_Cognard,_Willem_van_Straten,_Gilles_Theureau,_Eric_G\'erard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01599 |
パルサーからの電波パルスプロファイルの正確な旋光校正は、これらの波長での放射特性を研究するために重要です。不正確なキャリブレーションにより、記録されたパルスプロファイルが歪み、到達時間(TOA)データにノイズが発生し、パルサータイミング解析が低下する可能性があります。特定の望遠鏡の完全な偏光応答を決定する1つの方法は、視差角の広い範囲にわたって明るい偏光パルサーの観測を実施し、それらの偏光角の異なる方位をサンプリングし、偏光フィード間のクロスカップリングを決定することです。ナンチャンデシメトリック電波望遠鏡(NRT)は、94メートル相当の子午線望遠鏡で、通過周囲の特定のパルサーを約1時間追跡できます。2019年11月に、明るく高度に直線偏光したパルサーPSR~J0742$-$2822の定期観測を開始しました。このモードでは、フィードホーンが1時間の観測中に$\sim180^\circ$回転する特別なモードで行われました。、広い視差角の変化を模倣し、1.4GHzでのNRTの偏波応答を決定できるようにします。これらの観察から決定されたNRTの改善された偏光測定応答は、公表されている偏光測定特性を持つMSPの選択の観察に適用されました。以前に使用された校正方法で得られたNRT偏光測定の結果とは異なり、新しい偏光プロファイルと偏光位置角度は以前の発見と一致していることがわかりました。J1730$-$2304、J1744$-$1134、およびJ1857+0953のタイミングデータの分析により、新しいキャリブレーション手法によりタイミングの品質が向上し、マトリックステンプレートマッチング(MTM)手法が不完全なノイズを低減するのに非常に効果的であることがわかりました。較正。十分な偏光度を持つパルサーの場合、MTM法はNRT観測からTOAを抽出するための好ましい方法であると思われます。
| Title |
Probing_hadron-quark_transition_through_binary_neutron_star_merger |
| Authors |
Ling-Jun_Guo,_Wen-Cong_Yang,_Yong-Liang_Ma_and_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01770 |
大質量中性子星の核は、宇宙の高密度の核物質に独特の環境を提供します。中性子星の全球的性質と連星中性子星の合体から放出される重力波は、高密度の核物質に関する情報を伝えます。この論文では、マクスウェルアンザッツ、ギブズアンザッツ、およびクロスオーバーから構築された状態方程式を使用して、中性子星と連星中性子星の合体から放出される重力波の特性に対する、起こり得るハドロン-クォーク遷移の影響を研究します。シナリオ。我々の結果は、吸気相の短い期間とブラックホールへの初期の崩壊が柔らかい状態方程式を示していることを示しています。連星中性子星の合体から放出される$10$kHzの重力波と電磁対応物からの信号の将来の検出と組み合わせて、本研究が高密度核物質のいくつかの特徴を明らかにできる可能性があると期待しています。
| Title |
Universality_of_coronal_properties_in_accreting_black_holes_across_mass_and_accretion_rate |
| Authors |
Sudip_Chakraborty,_Ajay_Ratheesh,_Francesco_Tombesi,_Rodrigo_Nemmen,_Srimanta_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01841 |
低光度AGN(LLAGN)は、電波の音量、降着円盤からの熱紫外線放射の欠如、べき乗則支配スペクトルなどにより、恒星質量ブラックホールX線連星(BHB)の硬い状態との類似性を示します。この研究では、下部降着領域における中心エンジンの特性を理解するために、アーカイブ$NuSTAR$データを使用して、隠蔽されていないLLAGNの慎重に選択されたサンプルの体系的な硬X線スペクトル研究を実行します。16個のLLAGNのサンプルの$NuSTAR$スペクトルを分析します。詳細なコンプトン化モデルを使用して連続体放出をモデル化します。我々は、以前より明るいセイファートでも観察されていた、コロナの光学的深さと電子温度との間に強い逆相関があることを発見した。この逆相関はコロナの形状に関係なく存在し、LLAGN(0.68-1.06)の対数空間におけるこの逆相関の傾きは、より高い降着率セイファーツ(0.55-1.11)とハード状態の逆相関の傾きによく一致します。BHBの($\sim$0.87)。この逆相関は、放射バランスにおける固定された円盤とコロナの構成からの逸脱を示している可能性があります。したがって、我々の結果は、質量と降着速度において数桁にわたるブラックホールX線源のコンプトン化プロセスにおける普遍性の可能性を示しています。
IceCube での銀河核崩壊超新星:「消防訓練」データの課題とフォローアップ
| Title |
Galactic_Core-Collapse_Supernovae_at_IceCube:_"Fire_Drill"_Data_Challenges_and_follow-up |
| Authors |
Spencer_Griswold_and_Segev_BenZvi_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01843 |
次の銀河核崩壊超新星(CCSN)は、ニュートリノ、重力波、電磁放射を使用して天体物理測定を行う一生に一度の機会をもたらします。天の川銀河に局所的に存在するCCSNeは非常に稀であるため、信号が到着したときに検出器が信号を観測できるように準備しておくことが最も重要です。南極下のギガトン水チェレンコフ検出器であるIceCubeニュートリノ観測所は、銀河CCSNによって$>$10$\sigma$レベルで放出されるニュートリノのバーストに敏感です。このニュートリノのバーストは発光に数時間から数日も先行し、ニュートリノが追跡観測のための早期警告として機能することを可能にします。IceCubeの検出機能は、銀河CCSNeを監視するニュートリノ検出器の世界的ネットワーク、スーパーノヴァ早期警戒システム(SNEWS2.0)の基礎となっています。この寄稿では、銀河系CCSNeに対するIceCubeの感受性と、「消防訓練」データの課題を含む運用準備のための戦略について説明します。SNEWS2.0との連携についても検討します。
ブラックホール連星モデルにおけるOJ 287の2022年円盤衝突予測の観測的意味
| Title |
Observational_Implications_of_OJ_287's_Predicted_2022_Disk_Impact_in_the_Black_Hole_Binary_Model |
| Authors |
Mauri_J._Valtonen,_Lankeswar_Dey,_Achamveedu_Gopakumar,_Staszek_Zola,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Merja_Tornikoski,_Alok_C._Gupta,_Tapio_Pursimo,_Emil_Knudstrup,_Jose_L._Gomez,_Rene_Hudec,_Martin_Jel\'inek,_Jan_\v{S}trobl,_Andrei_V._Berdyugin,_Stefano_Ciprini,_Daniel_E._Reichart,_Vladimir_V._Kouprianov,_Katsura_Matsumoto,_Marek_Drozdz,_Markus_Mugrauer,_Alberto_Sadun,_Michal_Zejmo,_Aimo_Sillanp\"a\"a,_Harry_J._Lehto,_Kari_Nilsson,_Ryo_Imazawa_and_Makoto_Uemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01878 |
2021/2022年の観測シーズン中に実施されたOJ287観測キャンペーンの結果の概要を紹介します。この季節は連星モデルにおいて特別である。なぜなら、歳差運動する連星の主軸がたまたま初星の降着円盤の面にほぼ正確に位置するからである。これは、2005年と2022年に二次ブラックホールと降着円盤との間でほぼ同一の衝突が2回起きたことにつながります。2005年には、円盤衝突の35日後に「ブルーフラッシュ」と呼ばれる特別なフレアが観測されましたが、これも2022年には検証可能になるはずでした。私たちは同様のフラッシュを実際に観察し、その特性の詳細を得ることができました。これをクラウドモデルの拡張のフレームワークで説明します。さらに、偏光特性とガンマ線特性から、円盤横断時に発生するフレアを正確に特定することができました。これは軌道モデルを直接確認するため、重要な識別です。さらに、たった1日しか続かなかった大規模なフレアも見られました。これは、二次ブラックホールのロシュローブが一次円盤からのガスで突然満たされたときの二次ブラックホールのジェットの点灯として理解できるかもしれません。したがって、OJ287連星系で二次ブラックホールを直接観測したのはこれが初めてである可能性があります。
系外惑星と円盤の高コントラスト差分イメージングの紹介
このチュートリアルは、ハイコントラストイメージングの紹介です。ハイコントラストイメージングは、天文学者が主星の光の中で失われる、暗い惑星や星周円盤からの光を分離することを可能にする技術です。技術的には困難ですが、高コントラストのイメージングにより、検出された星周光源の特性を直接特徴付けることができます。この記事の目的は、この分野の初心者に、惑星や円盤の候補を特定、精査、特徴付けるためにハイコントラスト画像装置が使用する用語、観測上の考慮事項、データ削減戦略、分析技術の概要を提供することです。
系外惑星用大型干渉計 (LIFE): XI.惑星の検出と特性評価のための位相空間合成分解
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_XI._Phase-space_synthesis_decomposition_for_planet_detection_and_characterization |
| Authors |
Taro_Matsuo,_Felix_Dannert,_Romain_Laugier,_Sascha_P._Quanz,_Andjelka_B._Kovacevic,_and_LIFE_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01478 |
中赤外ヌリング空間干渉計は、太陽に似た恒星の周囲の居住可能惑星候補からの熱光を特徴付ける有望な方法です。しかし、この野心的な目標を達成するための主な課題の1つは、惑星の検出には数日間、詳細な特性評価には最大数週間にわたる光路差(OPD)と振幅の高精度の安定性です。ここでは、安定性要件を数分に短縮し、ミッションの技術的課題を大幅に緩和する、位相空間合成分解(PSSD)と呼ばれる新しい方法を提案します。恒星の漏れや系統的誤差が存在する場合に惑星信号を正確に変調するものに焦点を当て、PSSDはベースライン回転よりも波長領域に沿った信号の変調を優先します。波長ドメインに沿った変調により、各露光のベースラインベクトルと平行に光源位置を抽出できます。1次元データの和が2次元情報に変換されます。再構成された画像に基づいて、連続方程式を構築し、特異値分解(SVD)によってスペクトルを抽出しながら、長期にわたる系統的な星の漏れからスペクトルを効率的に分離します。LIFEミッションコンセプトに対するPSSDの実現可能性を調査するために数値シミュレーションを実行しました。我々は、太陽に似た恒星の周囲のハビタブルゾーンにある複数の地球型惑星を、高レベルかつ長時間の系統的ノイズにもかかわらず、10パーセントの割合で検出し、特徴づけることができることを確認した。また、PSSDは、純粋に回転ベースの信号抽出と比較して、アレイ回転のまばらなサンプリングに対してより堅牢であることもわかりました。信号抽出方法としてPSSDを使用すると、信号の安定性に関する技術要件が大幅に緩和され、LIFEミッションの実現可能性がさらに高まります。
H.E.S.S. に対する衛星軌道の影響ガンマ線天体観測
宇宙の商業化の進展により、地球低軌道に打ち上げられる衛星の数は過去3年間でほぼ3倍（4,000基以上）に増加しました。合計400,000個を超える衛星からなる衛星群が、近い将来打ち上げられることが提案されています。これらの衛星の多くは反射率が高いため、光学的輝度が高く、電磁スペクトル全体にわたる地上の天体観測に影響を与えます。それにもかかわらず、これらの衛星が画像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)に及ぼす潜在的な影響は、ナノ秒の積分時間のため、これまでのところ無視できるものであると考えられてきました。ただし、これは確認されていません。私たちは、2019年に設置されたCT5カメラからの夜空背景(NSB)データを使用して、ナミビアの高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)IACTアレイによって撮影されたデータ内の衛星軌跡を特定することを目指しています。どの観測時間と指向方向が影響を受けるかを特定します。そして、高エネルギーの大規模空気シャワーイベントの分類と再構築に使用されるヒラスパラメータへの影響を評価します。最後に、将来計画されている衛星打ち上げがIACTによるガンマ線観測にどのような影響を与えるかを予測します。
星間光送信システムとしての光の樹
| Title |
The_Tree_of_Light_as_interstellar_optical_transmitter_system |
| Authors |
Elisa_Bazzani,_Anna_Valeria_Guglielmi,_Roberto_Corvaja,_Nicola_Laurenti,_Filippo_Romanato,_Gianluca_Ruffato,_Andrea_Vogliardi,_Francesco_Vedovato,_Giuseppe_Vallone,_Lorenzo_Vangelista_and_Paolo_Villoresi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01900 |
この研究は、このような前例のないリンクの物理的制約を考慮し、光信号送信の最適な方式に焦点を当てて、このような軽量セイルに必要な光伝送システムを調査することを目的としています。特に、光信号は帆上のいくつかのエミッターに分配されます。コヒーレントに動作するエミッターのパターンから生じる光の回折は、帆から送信されるビーム全体と地球上で受信される信号の特性を決定します。パルス位置変調(PPM)を使用したデジタル通信システムのパフォーマンスを評価することができ、チャネル符号化方式が提案されます。私たちは、セイル通信システム全体が光の木として記述されるパラダイムを使用しています。検出器、CPU、メモリ、レーザー送信機が中央ユニットであり、木の幹を表しています。木の枝は導波管であり、帆の表面に向けられています。マルチモードスプリッターにより、信号は葉柄を介してエミッター、つまり葉にさらに分配されます。これは、グレーティングカプラー(GC)によって実現されており、この研究ではこれに重点を置いています。
NGC1333 における惑星質量天体の起源について
| Title |
On_the_origin_of_planetary-mass_objects_in_NGC1333 |
| Authors |
Richard_J._Parker_(1)_and_Catarina_Alves_de_Oliveira_(2)_(1:_University_of_Sheffield,_UK,_2:_ESA,_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01335 |
星形成領域における褐色矮星や惑星質量天体の主な形成メカニズムは、現時点では不明です。それらは巨大分子雲の核の崩壊と断片化によって星のように形成されるのでしょうか、それとも星の周囲の円盤内に惑星のように形成され、力学的な相互作用によって放出されるのでしょうか?この論文では、特に最近の深部画像観測の対象となっている惑星質量天体に焦点を当てて、NGC1333における星以下天体の空間分布を定量化します。これらの天体は、恒星やより巨大な褐色矮星と区別できない空間分布を持っていることがわかりました。また、N体シミュレーションを分析し、放出された惑星の集団は、同じく重力崩壊や断片化によって形成された恒星や褐色矮星とは空間的および運動学的分布が大きく異なることを発見しました。したがって、我々は、NGC1333の低質量準星天体は惑星というより星に似て形成されたと結論付けるが、これまで検出されていない放出された惑星質量天体の集団が、この領域や他の星形成領域に潜んでいる可能性があると予測している。
パーカー太陽探査機による連続した小さなコロナ質量放出をその場および白色光画像で観察
| Title |
Sequential_Small_Coronal_Mass_Ejections_Observed_In~situ_and_in_White-Light_Images_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Brian_E._Wood,_Phillip_Hess,_Yu_Chen,_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01372 |
私たちは、主にパーカー太陽探査機(PSP)からの観測を使用して、2021年4月24日に太陽から噴出する一連の小さな過渡現象の形態と運動学を再構築します。これらの連続的な小さなコロナ質量放出（CME）は、太陽風をより一般的に加速するために提案されているより微視的なリコネクション活動の巨視的な例である、電流シートでの連続的なリコネクションの産物である可能性があります。これらの特定のCMEは、太陽探査用Wide-fieldImager(WISPR)機器を使用してPSPに到達し、同時に画像化される最初のCMEであるため、興味深いものです。WISPRとSTEREO-Aからのイメージングに基づいて、6つの個別のトランジェントを特定してモデル化し、最初にPSPに到達するのはそれらのうちの2番目(CME2)であると判断しますが、PSPはその後、より斜めに3番目のトランジェントにも遭遇します。これらの遭遇の痕跡は、PSPの現場データに見られます。これらのデータ内で6つの磁束ロープ(MFR)の候補が特定され、そのうちの1つを除くすべてが2番目の過渡現象に関連しています。5つのCME2MFRは、PSPとほぼ一致する方向を持っており、太陽に向かって後ろに傾斜しているほぼ西西方向のMFRの右側に遭遇します。
切り離された食連星の IUE スペクトルに基づく B 星と初期 A 星の質量と温度の関係
| Title |
The_Mass-Temperature_Relation_for_B_and_Early_A_Stars_Based_on_IUE_Spectra_of_Detached_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
Nancy_Remage_Evans,_Mckenzie_G._Ferrari,_Joanna_Kuraszkiewicz,_Steven_Silverberg,_Joy_Nichols,_Guillermo_Torres,_and_Makenzi_Fischbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01374 |
紫外線スペクトルは、1150年から1900年${\AA}$領域の国際紫外線探査衛星(IUE)を用いて、スペクトルタイプO、B、初期Aの25個の分離日食連星(DEB)から測定された。スペクトルはBOSZモデル大気と比較されました(Bohlin,etal.2017)。DEBの複合スペクトルは、高温コンポーネントと低温コンポーネントを表すモデルの組み合わせによってモデル化され、システムの最も高温のコンポーネントの温度が決定されました。これらの温度から、B星と初期A星の太陽金属性を伴う主系列に近い恒星の質量と温度の直接関係が得られました:logM/Msun=-5.90$\pm$0.27+(1.56$\pm$0.07)xlogTこの関係により、紫外線スペクトルから同等の星の質量を推定することができます。サンプル中の化学的に特異な5つのAm星は、同じ質量の通常のA星よりも大きな半径を持っています。
太陽の表面と太陽圏を結ぶ SPICE コネクション モザイク
| Title |
SPICE_Connection_Mosaics_to_link_the_Sun's_surface_and_the_heliosphere |
| Authors |
T._Varesano,_D._M._Hassler,_N._Zambrana_Prado,_J._Plowman,_G._Del_Zanna,_S._Parenti,_H._E._Mason,_A._Giunta,_F._Auchere,_M._Carlsson,_A._Fludra,_H._Peter,_D._Muller8,_D._Williams,_R._Aznar_Cuadrado,_K._Barczynski,_E._Buchlin,_M._Caldwell,_T._Fredvik,_T._Grundy,_S._Guest,_L._Harra,_M._Janvier,_T._Kucera,_S._Leeks,_W._Schmutz,_U._Schuehle,_S._Sidher,_L._Teriaca,_W._Thompson,_and_S._L._Yardley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01409 |
我々は、2022年3月2$^{nd}$にESA/NASAの太陽探査機ミッションに搭載されたSPICE機器によって作成された最初の接続モザイクの分析を発表する。データは、コロナ組成をマッピングするために使用され、コロナ組成と比較される。ソーラー・オービターで観測された太陽風プラズマのコロナ起源を確立するためにSWA/HISが行ったその場測定。SPICEスペクトル線は、第一イオン化電位(FIP)効果に対する感度が変化するように選択されているため、スペクトル線の放射輝度は元素組成がコロナか光球かによって大きく異なります。ライン比と放射測定(EM)軌跡を使用して温度診断を実行し、3つの異なるアプローチ(2つのライン比(2LR)、スペクトル線の線形結合比(LCR)、および差分放射測定(DEM))を使用して相対的なFIPバイアスを計算します。反転）コロナで組成診断を行うため。次に、潜在的な太陽風力源地域のSPICE組成分析およびEUIデータをSWA/HISデータ製品と比較します。放射輝度マップは、以前の観測結果と一致する値を持つSPICEスペクトルデータキューブから抽出されます。我々は、標的とされた活性領域ループについては約ＬｏｇＴ＝５．８の等温プラズマを発見し、より高いＦＩＰバイアス値が２つの活性領域に関連する冠状ループの裾野に存在することを発見した。
高温星磁気圏におけるジャイロ冷却による電子エネルギー損失の空間分布について
高温磁気星は、星周磁気圏に捕捉された高エネルギー電子によるジャイロシンクロトロン放射から生じると考えられる、インコヒーレントな円偏光電波放射を示すことが多い。遠心ブレークアウトによる磁気リコネクションによる電子加速の理論的スケーリングは、磁場強度と星の回転速度の両方で観測された電波光度の経験的スケーリングとよく一致します。この論文では、閉磁気ループの上部近くに導入された高エネルギー電子が、その後、ジャイロシンクロトロン電波放射に伴うエネルギー損失によってどのように冷却されるかを調査します。サンプルのループ頂点付近の高エネルギー電子堆積の想定分布については、このような「ジャイロ冷却」からの放射エネルギーの空間分布を導き出します。準相対論的電子については、これが入力エネルギーに依存しないことを明示的に示しますが、相対論的領域を拡張しても、依然として非常に類似した空間分布が得られることもわかります。しかし、熱電子の周囲密度が適度であっても、クーロン衝突による冷却は準相対論的電子からの放射を効果的に消失させることができ、観測された電波放射はそのような衝突冷却の影響をあまり受けない相対論的電子から生じている可能性が高いことを示している。全体的な結果は、基本ジャイロ周波数に関する冷却とマルチモード励起を考慮した将来のモデルで電波放射スペクトルを計算するための最初の基礎を形成します。ここでの基本的な結果は、高温星の文脈で動機づけられているが、超低温矮星や（系外）惑星のものも含め、あらゆる双極子磁気圏におけるジャイロ放射にも適用できる可能性がある。
老いて特異な存在になるために：M80の異常変光星の調査とK2とガイアを用いた年齢決定
| Title |
To_Grow_Old_and_Peculiar:_A_Survey_of_Anomalous_Variable_Stars_in_M80_and_Age_Determination_using_K2_and_Gaia |
| Authors |
L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Emese_Plachy,_Attila_B\'odi,_Andr\'as_P\'al,_Meridith_Joyce,_Csilla_Kalup,_Christian_I._Johnson,_Zolt\'an_Dencs,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Henryka_Netzel,_Karen_Kinemuchi,_Juna_A._Kollmeier,_Jose_Luis_Prieto,_Aliz_Derekas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01560 |
球状星団メシエ80は、K2ミッション中、ケプラー宇宙望遠鏡によって80日間監視されました。このような古くてコンパクトな星団を継続的に高精度に測光することで、その可変星の集団を前例のない詳細に研究することが可能になります。微分画像測光法を用いて、27個の変光星の光度曲線を抽出します。画像内の新しい変光星の検索により、2つの新しい変光星、それぞれRRこと座と変光赤色巨星が発見されました。RRこと座個体群の分析により、追加のモードや特異な変調サイクルを持つ複数のRRc星が明らかになりました。新たに星V28を斑点状の極端な水平分岐変数として分類します。暗いにもかかわらず、我々は3つのSXPhe星をはっきりと検出しましたが、それらの中に既知のものを超える新しい脈動モードは見つかりませんでした。VLTとマゼランクレイ望遠鏡で撮影されたスペクトル、およびGaiaとPan-STARRSの観測に基づく星団の絶対色等級図は、特異な変調変数が正真正銘のRRc星であることを確認しています。私たちは、これまで見落とされてきたかもしれない倍音星のサブグループをそれらが浮き彫りにすることを提案します。MESA等時線をCMDに当てはめて、クラスターの年齢と金属性を推定します。私たちは、M80が古くて金属が少ないことを確認しましたが、古い個体群への等時線の適合には多くの不確実性が伴うことを示しました。
タイプ II 太陽電波バーストの衝撃速度を決定するための均一電子密度モデルと不均一電子密度モデルの効果
| Title |
The_Effect_of_Uniform_and_Non-uniform_Electron_Density_Models_for_Determining_Shock_Speed_of_a_Type_II_Solar_Radio_Burst |
| Authors |
D_P_S_Nilagarathne,_J_Adassuriya,_H_O_Wijewardane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01570 |
太陽フレアは、あらゆる電磁波を巨大なバーストで放出する最も重要な太陽活動の1つです。電波放射は、太陽フレアの物理的特性を決定するために使用できます。e-CALLISTOの世界的ネットワークは太陽フレアの電波放出を検出するように設計されており、この研究ではe-CALLISTOシステムからの分光データが使用されました。太陽電波バーストには5種類ありますが、この研究ではタイプIIの電波バーストに焦点を当てました。分光分析では、太陽の一様電子密度モデルと不一様電子密度モデルを用いて、タイプII電波バーストの衝撃速度を推定した。衝撃速度は電子密度(Ne)に比例し、高度による電子密度の変化率(dNe/dr)に反比例します。1つの太陽半径の高度で決定された衝撃速度は、均一モデルでは2131km/s、不均一モデルでは766km/sです。均一な電子密度モデルが広く使用されていますが、太陽の活動領域では電子密度が不均一であるため、私たちは不均一な電子密度モデルを試みました。均一密度モデルの推定衝撃速度は比較的高いため、タイプII電波バーストの衝撃速度推定には不均一電子密度モデルを使用するのが合理的です。
E-CallistoSystemを用いた太陽電波バーストの観測
| Title |
Observation_of_Solar_Radio_Bursts_Using_E-CallistoSystem |
| Authors |
J_Adassuriya,_S_Gunasekera,_KPSC_Jayaratne,_C_Monstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01581 |
CALLISTOシステムはアーサーCクラーク研究所に設置され、24時間以内に太陽電波バーストを観測するe-CALLISTOグローバルネットワークに接続されました。CALLISTOは、スリランカの電波地域の天体を調査するための最先端の観測施設です。システムはCALLISTO分光計と制御ソフトウェア、対数周期アンテナ、プリアンプで構成されます。CALLISTO分光計は、62.5kHzのチャネル分解能で45MHz～870MHzの周波数範囲で太陽電波バーストを検出できます。対数周期アンテナは7dBiゲイン向けに設計されており、1.5未満の電圧定在波比を達成しました。アンテナ全体のインピーダンス49.3オームによって取得されます。直線偏波アンテナは天頂を指し、ダイポールは南北方向を向いています。このシステムは、太陽フレアやコロナ質量放出によって発生する太陽電波放射を検出します。無線バーストは無線スペクトル内の放射縞として発生し、主にドリフトレートと帯域幅に基づいてタイプIからVに分類されます。このシステムは、2013年7月5日にタイプIIIの太陽電波バーストを、2013年10月25日にX1.7太陽フレアによって発生したタイプIIの太陽電波バーストを観測しました。タイプIIバーストは狭い帯域幅と高い周波数から低い周波数へゆっくりとドリフトするという特徴を持ちますが、タイプIIIバーストの主な特徴は高いドリフトレートと広い帯域幅です。
小規模な過渡状態を超えて: 拡散した静かな太陽コロナを詳しく見る
| Title |
Beyond_small-scale_transients:_a_closer_look_at_the_diffuse_quiet_solar_corona |
| Authors |
J._Gorman,_L._P._Chitta,_H._Peter,_D._Berghmans,_F._Auch\`ere,_R._Aznar_Cuadrado,_L._Teriaca,_S.K._Solanki,_C._Verbeeck,_E._Kraaikamp,_K._Stegen,_S._Gissot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01640 |
1MKで撮影された静かな太陽コロナ内では、視野の大部分が拡散発光で構成されており、コロナループや明るい点で顕著に見られる空間構造が欠けているように見えます。私たちは、これらの拡散領域が、強度の変動と空間構成の点で、よりよく研究されている動的なコロナの特徴と決定的に異なるかどうかを判断しようとしています。私たちは、太陽オービターの極紫外線における高解像度イメージャーからの時系列観測を分析し、高い空間的および時間的解像度で拡散コロナの特徴を定量化します。次に、これを視野内の動的特徴、主にコロナ輝点と比較します。拡散コロナには小さな埋め込まれたループなどの目に見える構造が欠けており、これが25分間の観察期間にわたって持続していることがわかりました。拡散コロナの強度変動は+/-5%以内で、コロナ輝点と比較して大幅に小さくなります。それでも、拡散コロナで観察される総強度は輝点と同じオーダーです。拡散コロナが小さなループまたはジェットの構成であること、またはべき乗則のような分布に従う離散的な小さな加熱イベントによって駆動されるということは、我々のデータと矛盾しているように思えます。私たちは、MHD乱流のような小規模なプロセスが拡散領域にエネルギーを与えているのではないかと推測していますが、現時点では、この特徴の性質について決定的な説明を提供することはできません。
銀河中心にある長周期メーザーを含むミラス：周期と光度の関係と絶滅推定
| Title |
Long-period_maser-bearing_Miras_in_the_Galactic_center:_period-luminosity_relations_and_extinction_estimates |
| Authors |
M.O._Lewis,_R._Bhattacharya,_L.O._Sjouwerman,_Y._M._Pihlstr\"om,_G._Pietrzy\'nski,_R._Sahai,_P._Karczmarek,_M._G\'orski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01710 |
私たちは、銀河中心(GC)の近くにあると思われる370個のミラ変数のサンプルを確立します。ソースは、空の座標、OGLE分類、およびBAaDEメーザーから導出された視線速度に基づいて、OGLEおよびBAaDE調査から選択されました。GCまでの距離は高精度でわかっているため、このサンプルはGCに向かう方向およびミラのエンベロープ内での赤化と消滅の研究のためのテストベッドとなります。我々は、個々の光源について個別の星間減光値と星周減光値を計算し、サンプル中に広範囲の星周減光値（K$_s$バンドで最大4等級）が存在すること、および星周の赤化が統計的に異なることを示しました。星間赤化の法則。さらに、私たちのサンプルの星周環境と大マゼラン雲(LMC)ミラの星周環境における赤化の法則は、サンプルの金属性が異なるにもかかわらず、驚くほど類似しています。中赤外(MIR)WISEバンドとMSXバンドの周期と大きさの関係も調査され、WISEバンドでは、これらのLMC関係をそれらのLMC関係と比較することが重要であるため、これらをLMCのミラスから導出された周期と大きさの関係と比較します。金属濃度の高い環境では。エンベロープ自体からの放射は、特に厚いエンベロープを持つ光源の場合、MIRの大きさを汚染して関係を変える可能性があります。
広い大質量連星系からの超新星相互作用
| Title |
Interacting_supernovae_from_wide_massive_binary_systems |
| Authors |
Andrea_Ercolino,_Harim_Jin,_Norbert_Langer,_Luc_Dessart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01819 |
多くの超新星(SNe)は、SN噴出物と始原星を取り囲む物質(CSM)との相互作用を示唆しています。これは、多くの大質量星が爆発直前にさまざまな程度のエンベロープ剥離を受け、爆発前のCSM特性にかなりの多様性を生み出す可能性があることを示唆しています。私たちは、エンベロープストリッピングの量と予想されるCSM構成を特徴付けるために、約100の詳細な大規模バイナリ進化モデルの一般的なセットを調査します。私たちの連星モデルは、12.6Msunの初期主星の質量を考慮し、500日を超える初期軌道周期に焦点を当てて、MESA恒星進化コードを使用して計算されました。これらのモデルを一次側の鉄心の崩壊時まで計算します。我々は、ロシュローブのオーバーフローがしばしば質量ドナーの不完全な剥離につながり、その結果、多種多様なプレSNエンベロープ質量が生じることを発見した。私たちのモデルの赤色超巨星(RSG)ドナーの多くは、ロッシュローブのオーバーフロー中に核崩壊を起こし、物質移動が起こり、そのときのシステムの質量損失率は最大0.01Msun/年になります。対応するCSM密度は、1998SのようなTypeIInSNeについて推定されるものと類似しています。他の場合には、物質移動が不安定になり、非常に遅い時間に共通エンベロープ段階が生じ、共通エンベロープが完全に排出されるかシステムが融合する前に物質ドナーが爆発する。これにより、SN2020tlfなどの重大なSN前の変動が引き起こされる可能性があると我々は主張します。他のモデルは、1994Wや2006gyのような超光度のTypeIInSNeのように、核崩壊の数世紀前に共通のエンベロープ放出があり、それが最も強い相互作用を引き起こす可能性があることを示唆しています。広範囲の大規模バイナリは、広範囲の水素に富む相互作用するSNeを理解するための自然なフレームワークを提供します。一方、SN2013fsのように、多くのTypeIIPSNeで観察されるフラッシュ機能は、RSGが現在想定されているよりも拡張されていることを示している可能性があります。
ELC を使用した食連星における後反運動のモデル化
後天体の運動は、一般相対性理論(GR)、潮汐、または第三天体の相互作用による摂動による、連星の軌道における後体の線の歳差運動です。潮汐効果による歳差運動の速度は星の内部構造に依存するため、そのような歳差運動が起こる連星は非常に興味深いものとなっている。後尾体の動きは食時間の分析を通じて観察され、連続する初食と副食の間の平均間隔の小さな変化が明らかになり、利用可能な食の観測時間をすべて取得して後尾体の速度の推定値が得られます。これが単一の観測量であることを考えると、さまざまな縮退が必然的に存在します。理想的には、軌道と恒星のパラメータを考慮して日食の時刻を予測するモデルが得られます。指定されたバイナリのこれらのパラメータは、食の回数が適切に多ければ、最小二乗法を使用して計算できます。ここでは、そのようなモデルとして食光曲線(ELC)プログラムを使用します。GR寄与と潮汐歪みを説明する余分な力の項を含むニュートン運動方程式が統合され、時間の関数として正確な空の位置が得られます。日食中期および瞬間的な軌道要素の時間は、時間の関数として計算されます。この論文では、方法の概要を説明し、実際のシステムに基づいた15個のバイナリのセットを使用して、数値的に計算された後尾率を標準式と比較します。シミュレートされたシステムでは、導出された後尾体速度は標準式と一致します。
f(Q) 重力におけるバウンスインフレーションシナリオからのテンソル摂動
この論文では、修正対称遠隔重力、すなわちf(Q)理論の枠組みでバウンスインフレーション宇宙論シナリオを構築し、その中でのテンソル摂動を調査します。よく知られているように、極初期の宇宙（インフレーション領域およびインフレーション前領域）で生成されたテンソル摂動は、次世代のGW実験によって検出される原始重力波(PGW)の原因となる可能性があります。バウンスインフレーションプロセスにおけるテンソル摂動の安定条件について議論し、摂動変数の進化を詳細に調査します。テンソルパワースペクトルの一般的な形式は、大スケールモードと小スケールモードの両方で取得されます。その結果、両方の種類のモード(短波長モードまたは長波長モード)について、テンソル摂動が安定していることが証明されるパラメトリック範囲でテンソルスペクトルが正の傾きを取得する可能性があることを示しました。これは興味深いことに、重力波の増強を示唆しています。f(Q)バウンスインフレシナリオの背景における振幅。さらに、モデルの特定のケースとしてLQCのようなシナリオを研究します。このシナリオでは、原始テンソルパワースペクトルが小さいスケールと大きいスケールの両方でほぼスケール不変であることが判明します。
スピン誘起八極子モーメント測定による暗黒コンパクト天体の性質の制約
| Title |
Constraining_the_nature_of_dark_compact_objects_with_spin-induced_octupole_moment_measurement |
| Authors |
Pankaj_Saini,_N.V.Krishnendu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01309 |
さまざまな理論モデルは、ブラックホール(BH)の特性を模倣できるエキゾチックなコンパクト天体の存在を予測しています。コンパクト天体の合体による重力波(GW)は、エキゾチックなコンパクト天体とBHを区別できる可能性があります。バイナリにおけるコンパクトな物体のスピン誘起多極子モーメントの測定は、コンパクトな物体の性質をテストするユニークな方法を提供します。LIGOとVirgoによるGWの観測では、先行スピン誘起モーメントであるスピン誘起四重極モーメントにすでに制約が課されています。この研究では、スピン誘起八極子モーメント、つまり次の次数のスピン誘起モーメントを測定するためのベイジアンフレームワークを開発します。スピン誘起八極子モーメントを正確に測定することで、一般相対性理論におけるカーBHのモーメントとの整合性をテストし、非BHコンパクト物体に対して許容されるパラメーター空間を制限することができます。さまざまなシミュレートされたコンパクトオブジェクトバイナリについて、コンパクトオブジェクトのスピン誘起八極子モーメントを制限するLIGOおよびVirgo検出器ネットワークの機能を調査します。設計感度のLIGOとVirgoは、無次元スピンの大きさ$\sim0.8$に対して、バイナリの成分スピン誘起八極子モーメントの対称的な組み合わせを制約できることがわかりました。さらに、スピン誘起四極子モーメントと八極子モーメントを同時に測定する可能性を研究します。最後に、3番目のGWカタログで報告された選択されたGWイベントに対してこのテストを実行します。これらは、完全なベイジアン解析を使用した、スピン誘起八極子モーメントに対する最初の制約です。
銀河系外 TeV 光子とゼロ点振動スペクトル限界
非常に高エネルギーの銀河系外ガンマ線については、（赤外背景光で満たされた）銀河間空間の異常な透明度の可能性を示す観測が存在する。この異常は通常、何らかの新しい物理学の影響に関連しています。しかし、ゼロ点振動スペクトルのカットオフに関連する現象として、別の説明も可能です。
ファントム流体から強化されたダークマター
量子場と考えられるファントムダークエネルギーの理論は、真空の自然崩壊による正と負のエネルギー粒子の連続生成を予測することが知られています。私たちは、これが増強された暗黒物質または放射線の新たな発生源である可能性があり、直接検出に影響を与えることを示します。我々は、XENONnT実験からのデータを使用してそのようなモデルに制約を設定し、DAMIC実験によって報告された最近の過剰事象が、真空崩壊によって生成され、電子と相互作用する暗黒放射線から来るものとして一貫して説明できることを示します。
アクシオンストリングからの原始エネルギー注入の痕跡
| Title |
Signatures_of_Primordial_Energy_Injection_from_Axion_Strings |
| Authors |
Joshua_N._Benabou,_Malte_Buschmann,_Soubhik_Kumar,_Yujin_Park,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01334 |
アクシオンストリングは、初期宇宙で生成される可能性のある地平線サイズのトポロジカル欠陥です。超軽量のアクシオンのような粒子は、ビッグバン元素合成の温度よりも低い温度まで持続するストリングを形成する可能性があります。このようなストリングは、これまで重力波や宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の偏光回転の発生源であると考えられてきました。この研究では、解析的議論と専用の適応メッシュリファインメント宇宙論的シミュレーションを通じて、アクシオンストリングが、例えば重い物質の直接生成によって、そのエネルギーのサブドミナント部分を高エネルギーの標準モデル（SM）最終状態に蓄積することを示します。放射状モードはその後SM粒子に減衰します。この高エネルギーSM放射線は原始プラズマに吸収され、精密ビッグバン元素合成、CMBパワースペクトル、ガンマ線調査における新しい兆候につながります。特に、CMBパワースペクトルデータは、アクシオン質量$m_a\lesssim10^{-29}について、紫外線完了のモデル依存性まで、減衰定数$f_a\lesssim10^{12}$GeVでアクシオン列を制約することを示します。$eV;将来のCMB調査では、より低い減衰定数を持つアクシオン弦の顕著な証拠が見つかる可能性がある。
励起束縛状態と暗黒物質生成におけるその役割
| Title |
Excited_bound_states_and_their_role_in_dark_matter_production |
| Authors |
Tobias_Binder,_Mathias_Garny,_Jan_Heisig,_Stefan_Lederer,_Kai_Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01336 |
私たちは、初期宇宙における新しい物理粒子、特に暗黒物質の数密度の進化に対する高度に励起された束縛状態の影響を調査します。摂動的な途切れることのないゲージ理論内の双極子遷移に焦点を当て、約100万の束縛状態形成と束縛間の遷移プロセスを含めるための効率的な方法を開発します。これにより、部分波のユニタリティを調べ、非常に低い温度までの凍結ダイナミクスを正確に記述することができます。非アーベルの場合では、高度に励起された状態が粒子の凍結を防ぎ、摂動性とユニタリティと一致する領域の継続的な枯渇を裏付けることができることがわかりました。我々の形式主義を、有色で帯電した$t$チャネルメディエーターを特徴とする単純化された暗黒物質モデルに適用する。我々は、一般にメディエーターの凍結とそれに続く暗黒物質への後期崩壊を特徴とするスーパーWIMP生成の体制に焦点を当てている。対照的に、我々は、励起状態ではメディエーターの枯渇がその崩壊に至るまで効率的になり、新たな特徴としてメディエーターの寿命に対する暗黒物質密度の依存性が導入されることを発見した。生存可能な暗黒物質の質量への影響は桁違いに達する可能性があり、ライマン$\alpha$の観測による制約が緩和されます。
| Title |
Revisiting_signatures_of_thermal_axions_in_nonstandard_cosmologies |
| Authors |
Paola_Arias,_Nicol\'as_Bernal,_Jacek_K._Osi\'nski,_Leszek_Roszkowski,_Moira_Venegas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01352 |
我々は、グルーオン結合と光子結合の両方について連続的で滑らかな相互作用速度を得るという最近の発展を踏まえて、非標準宇宙論におけるハドロンアクシオンの熱集団の形成を再考します。低温再加熱（LTR）やキネーションのようなシナリオなど、特定の宇宙史では、アクシオンの熱化がより高質量になるまで大幅に遅れる可能性があります。熱平衡が達成された場合、我々は以前の研究に関してeVスケール付近のアクシオン質量に対するLTRの制約を改善し、初期物質支配(EMD)宇宙論を初めて制約します。また、eV質量範囲でのキネーションのようなシナリオで、アクシオンの冷たい暗黒物質集団と暖かい暗黒物質集団が共存する可能性も指摘します。
オタマジャクシ宇宙論: 宇宙定数の隠れ家としてのミルン解
| Title |
Tadpole_Cosmology:_Milne_Solution_as_a_Cosmological_Constant_Hideout |
| Authors |
Stephen_Appleby_and_Reginald_Christian_Bernardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01712 |
動的キャンセルのフレームワークは、大きな真空エネルギーの影響を軽減する潜在的な手段を提供します。そうでなければ、宇宙の遅い時間の低エネルギーのダイナミクスが台無しになってしまいます。ファブフォーやウェルテンパリングなどの文献にある特定のモデルは、力学方程式に縮退を導入することでこのアイデアを実現しています。この論文では、自己調整への3番目の潜在的なルートを紹介し、最も単純なオタマジャクシと立方体ガリレオンのスカラーテンソル理論における新しい正確なミルン解の存在を推論します。ミルン座標特異点付近のスカラー場と計量のダイナミクスを研究し、真空解がミルン様計量のより一般的なファミリーに属していることを発見しました。一連の初期条件に対する場方程式を数値的に展開することにより、ミルン解はアトラクターではなく、初期のスカラー場データを変化させると完全に異なる漸近状態が得られる可能性があることを示します。スケール係数の指数関数的な増加、静的で空間的に平坦でない計量、またはスカラーフィールドと計量における深刻な有限時間の不安定性。我々は、ミルン解をFLRW時空のクラスに一般化し、オタマジャクシ立方ガリレオンモデルが物質の存在下で完全な流体のような解を許容することを発見しました。最後に、正確なミルン解も認める2番目のHorndeskiモデルを提示します。これは、真空エネルギー遮蔽解を含む、より大きな未発見のモデル空間の存在を示唆しています。
重力理論の探査ツールとしての地震
私たちは、地球からの地震データを使用して重力モデルをテストするための新しい方法を提案します。地球の慣性モーメントと質量に観測上の制約を課すことにより、重力モデルのパラメーターを$2\sigma$の精度内に厳密に制限します。私たちの方法は、一般相対性理論のラグランジアンへの追加項を制御するパラメーターを次の範囲に制限します:$-2\times10^9\lesssim\beta\lesssim10^9\text{m}^2$forPalatini$f(R)$重力、$-8\times10^9\lesssim\epsilon\lesssim4\times10^9\text{m}^2$、エディントンにインスピレーションを得たボーンインフェルド重力、および$-10^{-3}\lesssim\Upsilon\lesssim10^{-3}$は縮退高次スカラーテンソル理論用です。また、重力モデルにさらに厳しい制約を課すことを目的として、提案された方法を強化するための潜在的な手段についても説明します。
| Title |
Renormalizing_Love:_tidal_effects_at_the_third_post-Newtonian_order |
| Authors |
Manoj_K._Mandal,_Pierpaolo_Mastrolia,_Hector_O._Silva,_Raj_Patil,_Jan_Steinhoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01865 |
我々は、重力電気四極の動的潮汐相互作用を伴うポストニュートン展開における保守的な有効二体ハミルトニアンを3次で提示します。私たちの有効二体ラグランジアンの導出は、線図的な有効場理論アプローチに基づいており、次元正則化スキーム内で評価される最大3つのループまでのファインマン積分が含まれます。実効ラグランジアンで発生する発散項を除去するには、有限のオブザーバブルを保証するために反項を追加する必要があり、それによって断熱後のLove数に繰り込み群フローが導入されます。繰り込み動的有効ハミルトニアンの限定的なケースとして、断熱潮汐に対する有効ハミルトニアンも導出し、この領域で円軌道の結合エネルギーと双曲散乱の散乱角を計算します。
