ダークサイレンと銀河カタログを使用した宇宙論的および重力波による共同人口推論
| Title |
Joint_cosmological_and_gravitational-wave_population_inference_using_dark_sirens_and_galaxy_catalogues |
| Authors |
Rachel_Gray,_Freija_Beirnaert,_Christos_Karathanasis,_Beno\^it_Revenu,_Cezary_Turski,_Anson_Chen,_Tessa_Baker,_Sergio_Vallejo,_Antonio_Enea_Romano,_Tathagata_Ghosh,_Archisman_Ghosh,_Konstantin_Leyde,_Simone_Mastrogiovanni,_Surhud_More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02281 |
電磁波の対応物が確認された重力波検出が数多くないため、「ダークサイレン」法が重力波宇宙論の主要な技術として浮上しました。この方法により、そのようなイベントの赤方偏移情報を、潜在的なホスト銀河のカタログから統計的に推測することができます。選択効果により、ダークサイレンの解析は必然的にコンパクトな天体の質量分布と、赤方偏移によるそれらの合体率の変化に依存します。これらの量に関する有益な事前分布は、ハッブル定数($H_0$)の推論される事後制約に影響を与えます。したがって、$H_0$推論中にこれらの未知の分布を変化させることが重要です。これは、計算コストが高いため以前の解析では不可能であり、銀河カタログ情報を除外するか、重力波集団の質量分布を修正して$H_0$測定にバイアスを導入する危険性があるかのどちらかに制限されていました。この論文では、PythonパッケージGWCOSMOの大幅に強化されたバージョンを紹介します。これにより、宇宙論的でコンパクトなバイナリ母集団パラメータの共同推定が可能になります。これにより、潜在的なバイアスの主要な原因に対して分析が確実に堅牢になります。第3回重力波過渡カタログからの重力波イベントは、GLADE+銀河カタログを使用して再解析され、$H_0=69^{+12}_{-7}$kms$^{-の更新されたより信頼性の高い測定値が得られます。1}$Mpc$^{-1}$が見つかります(最大の事後確率と68%の最高密度区間)。この改良された方法により、将来の重力波検出による宇宙論的解析が可能になり、入手可能な情報（銀河カタログとコンパクトな連星集団自体の両方から）を最大限に活用することができ、ハッブル定数の新しい独立限界が期待できるようになります。
| Title |
Pure_Gravitational_Wave_Estimation_of_Hubble's_Constant_using_Neutron_Star-Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Leo_W.H._Fung,_Tom_Broadhurst,_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02440 |
ここでは、中性子星とブラックホール(NSBH)の合体による重力波(GW)から$H_0$を純粋に導き出す方法を示します。この新しい方法は、現在のGW感度で、残光検出を必要とせずに、赤方偏移範囲$z<0.25$にわたる$H_0$の推定値を提供します。本質的に厳密な中性子星の質量関数をNSBH波形の振幅と周波数とともに利用して、距離と赤方偏移をそれぞれ推定し、統計的に$H_0$を取得します。最初の推定値は、安全なNSBHイベントGW190426およびGW200115の$H_0=86^{+55}_{-46}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$です。私たちは、このようなNSBHイベントをさらに10回開催すれば、間もなく$\deltaH_0/H_0\lesssim20\%$の競争精度に到達できると予測しています。
セファイド銀河系外距離スケール: 過去、現在、未来
セファイドは、1世紀にわたって銀河系外の距離スケールの基礎となってきました。高品質のデータを使用すると、これらの明るい超巨星は、特に長波長でレビット(周期光度)関係に小さなばらつきを示し、セファイド距離で可能な精度に匹敵する方法はほとんどありません。これらの議事録では、セファイド銀河系外距離スケール、その進捗状況、および残された課題に関連する主要な観測プログラムの概要を紹介します。さらに、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)からのセファイドに関する暫定的な新しい結果を紹介します。JWSTの打ち上げにより、銀河系外距離とハッブル定数の測定における新たな章が開かれました。JWSTは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の3倍の解像度とほぼ10倍の感度を提供します。セファイドに基づくハッブル定数の値と、宇宙マイクロ波背景放射の測定から推定される値との相違には、標準的な宇宙論モデルを超えた新しい追加の物理学が必要であることが示唆されています。JWSTの観測は、セファイド測定における残りの体系性を軽減し、新しい物理学が実際に必要かどうかを確認するために重要です。銀河NGC7250の初期のJWSTデータは、既存のHSTデータと比較してセファイドリービットの法則における散乱が2分の1に減少していることを示し、20Mpcに近い銀河ではクラウディング/ブレンディング効果が重大な問題であることを示しています。
地球近傍小惑星の中から隕石の母天体を特定する
実験室で行われる研究や分析の精度レベルは、地上や宇宙からの観測では達成できないため、隕石は小惑星の形成と組成に関する重要な情報源を提供します。隕石がどのような種類の小惑星を表しているのかをより深く理解するには、その隕石の起源となった天体を特定することが重要です。この論文では、地球近傍小惑星(NEA)の既知の集団の中から、既知の隕石の落下の可能性のある親天体を決定することを目的としています。地心量に基づく類似性基準$D_N$を使用することにより、考えられるNEAと隕石のペアが20個見つかりました。逆方向ダイナミクスの追加の数値シミュレーションを実行することにより、これらのペアのうち12ペアは前駆体NEAからの分離イベントの可能性と関連している可能性があるが、残りの8ペアは曖昧またはランダムな関連であるように見えることがわかりました。最も興味深いのは、(482488)2012SW20と動的に関連付けられているプリブラム隕石とノイシュヴァンシュタイン隕石で、共通の分離年齢は約20万ドルから30千万年前に遡ります。また、モトピパン隕石には3つの親天体候補があります。(454100)2013BO73、2017MC3、2009FZ4。私たちの隕石リストと始原天体が分離する平均時間は約10万年であると思われ、これは小さなNEAの衝突頻度から予想される時間と一致します。私たちの結果に基づいて、隕石の約25パーセントはメインベルトで発生したものではなく、主に太陽系内部のNEA間で起こった小さな衝突イベントに由来していると考えられます。
成熟したミニ海王星から流出するヘリウム
| Title |
Outflowing_helium_from_a_mature_mini-Neptune |
| Authors |
Michael_Zhang,_Fei_Dai,_Jacob_L._Bean,_Heather_A._Knutson,_Federica_Rescigno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02002 |
数ギル前のミニ海王星であるTOI2134bからヘリウムの漏出が検出されたことを発表します。平均輸送中吸収スペクトルは、0.37+-0.05%のピークと$W_{\rmavg}=3.3\pm0.3$m$\r{A}$の等価幅を示します。ヘリウムが検出されたすべての惑星の中で、TOI2134bは唯一の成熟したミニ海王星であり、ヘリウム信号が最も小さく、XUV束も最も低くなります。TOI2134bを他のすべてのヘリウム検出の文脈に置くと、$F_{\rmXUV}/\rho_{\rmXUV}$(比例エネルギー制限された質量損失率に比例)および$R_*W_{\rmavg}$(観測的に推定された質量損失率にほぼ比例)。ここで、$W_{\rmavg}$はヘリウム吸収の等価幅、$\rho_{\rmXUV}$はXUV光球内の惑星の密度ですが、光学光球。TOI2134bは関係を固定し、両方の軸で最小値を持ちます。このパラメータ空間の欠落領域を埋め、$F_{\rmXUV}$の推定値を改善するために、さらなる観察を奨励します。
潜在的に危険な小惑星の衝突の軽減を再検討する
背景:地球を横切る軌道にある潜在的に危険な小惑星(PHA)は、地球上の生命に絶えず脅威を与えています。いくつかの軽減方法が提案されていますが、最も実現可能な技術は、迎撃時に衝突体を崩壊させ、爆発性貫通体によって破片雲を生成することであると思われます。ただし、緩和解析では、破片の軌道に対する軌道力学の影響は無視されています。目的:私たちは、異なる迎撃日を想定して、衝突雲の軌道力学が地球に衝突する破片の数に及ぼす影響を研究することを目的としています。自己重力凝集と衝突体の軸回転の影響も調べられます。方法:10^5フラグメントの軌道は、GPU上で実行される8次の高精度直接N体積分器で計算されます。私たちは、太陽系内のすべての大きな天体による軌道の摂動と、雲の破片の自己重力を考慮します。結果:一連の数値実験を使用して、軌道せん断により破片雲が三軸楕円体の形状をとることを示しました。三軸楕円体の形状と配置は、雲の軌道軌道、したがって地球に対する雲の衝突断面積によって大きく調整されます。したがって、地球に衝突する破片の数は、衝突体の軌道と迎撃の時間に大きく影響されます。迎撃の日付に応じて、衝突体の回転軸の明確に定義された方向に対して最小限の衝突数が発生します。結論:PHAの影響による致命的な結果を最小限に抑えるには、十分に制限された迎撃タイミングが必要です。早すぎる迎撃は、アポロまたはアテングループのPHAにとって理想的ではない可能性があります。PHAを迎撃するのに最適なタイミングは、PHAがその軌道の中心にあるときです。
スピッツァー赤外線分光器で超低温の矮星を観察: 赤道緯度の L 矮星の大気はより曇っている
| Title |
Ultracool_Dwarfs_Observed_with_the_Spitzer_Infrared_Spectrograph:_Equatorial_Latitudes_in_L_Dwarf_Atmospheres_are_Cloudier |
| Authors |
Genaro_Suarez,_Johanna_M._Vos,_Stanimir_Metchev,_Jacqueline_K._Faherty,_Kelle_Cruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02093 |
我々は、超低温矮星における塵雲の不透明度の緯度依存性に関する直接的な観測証拠を報告し、赤道緯度が極緯度よりも曇っていることを示している。これらの結果は、スピッツァー宇宙望遠鏡からの中赤外スペクトルと文献で入手可能な情報からのスピン軸傾斜測定を使用した、観測幾何学と中位L矮星の中赤外ケイ酸塩吸収強度との間の強い正の相関に基づいています。私たちは、L型矮星の赤外線色の異常が塵雲の不透明度や観察幾何学と正の相関関係があることを確認しました。そこでは、より赤い天体は赤道上に傾いており、より不透明な塵雲を示しますが、高緯度でより透明な雲で見た矮星はより青く見えます。これらの結果は、褐色矮星の出現を説明するための観察幾何学の関連性を示し、星以下および惑星の大気で観察されるスペクトルの多様性についての洞察を提供します。また、同様の緯度にある塵雲は、表面重力の低い矮星の方が重力の高い天体よりも不透明度が高い可能性があるというヒントも見つかりました。
SPECULOOSを備えた近接巨大周回衛星を伴うMドワーフ
| Title |
An_M_dwarf_accompanied_by_a_close-in_giant_orbiter_with_SPECULOOS |
| Authors |
Amaury_H._M._J._Triaud,_Georgina_Dransfield,_Taiki_Kagetani,_Mathilde_Timmermans,_Norio_Narita,_Khalid_Barkaoui,_Teruyuki_Hirano,_Benjamin_V._Rackham,_Mayuko_Mori,_Thomas_Baycroft,_Zouhair_Benkhaldoun,_Adam_J._Burgasser,_Douglas_A._Caldwell,_Karen_A._Collins,_Yasmin_T._Davis,_Laetitia_Delrez,_Brice-Oliver_Demory,_Elsa_Ducrot,_Akihiko_Fukui,_Cl\`audia_Jano_Mu\~noz,_Emmanu\"el_Jehin,_Lionel_J._Garc\'ia,_Mourad_Ghachoui,_Micha\"el_Gillon,_Yilen_G\'omez_Maqueo_Chew,_Matthew_J._Hooton,_Masahiro_Ikoma,_Kiyoe_Kawauchi,_Takayuki_Kotani,_Alan_M._Levine,_Enric_Pall\'e,_Peter_P._Pedersen,_Francisco_J._Pozuelos,_Didier_Queloz,_Owen_J._Scutt,_Sara_Seager,_Daniel_Sebastian,_Motohide_Tamura,_Samantha_Thompson,_Noriharu_Watanabe,_Julien_de_Wit,_Joshua_N._Winn_and_Sebasti\'an_Z\'u\~niga-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02253 |
過去10年間に、M0からM4までのスペクトルタイプを持つ星を周回する12個の近接巨大惑星が発見されているが、既知の形成経路ではそのような系の存在が予測されていないため、謎となっている。ここでは、完全対流内部と部分対流内部の間の移行部にある恒星であるM4.5母星を周回する木星サイズの惑星であるTOI-4860bを確認します。最初にTESSデータで特定され、TRAPPIST-South/North、SPECULOOS、およびMuSCAT3施設からの多色測光を通じて、通過伴星の惑星の性質を検証します。分析の結果、この惑星の半径は$0.76\pm0.02~\rmR_{Jup}$、恒星の質量は$0.34~\rmM_\odot$、公転周期は1.52dであることがわかりました。SPECULOOS-South天文台で新たに委託されたSPIRITInGaAsカメラを使用して、二次日食の期間にわたるzYJの赤外線測光を収集します。これらの観測では二次日食は検出されず、伴星の明るさの上限が決まります。伴星の惑星の性質は、すばる望遠鏡のIRD分光器で得られる高分解能分光法によってさらに確認され、そこから$0.67\pm0.14~\rmM_{Jup}$の質量が測定されます。全体の密度に基づくと、TOI-4860bは主星と同様に重元素が豊富であると考えられます。
カリクロ周囲の安定性とその環の閉じ込めについて
| Title |
On_the_stability_around_Chariklo_and_the_confinement_of_its_rings |
| Authors |
S.M._Giuliatti_Winter,_G._Madeira,_T._Ribeiro,_O.C._Winter,_G.O._Barbosa_and_G._Borderes-Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02328 |
カリクロには、C1RとC2Rという2つの狭くて密なリングがあり、それぞれ391kmと405kmの位置にあります。新しい恒星食データに照らして、私たちはカリクロ周囲の安定性を研究します。また、リングの端と共鳴するシェパード衛星に基づいて、リングの拡散を防ぐための3つの閉じ込めメカニズムも分析します。この研究は、一連の数値シミュレーションと断面のポアンカレ曲面技術を通じて行われます。数値シミュレーションの結果から、カリクロの形状を参照する現在のパラメーターから、安定領域の内側の端がリングよりもカリクロにはるかに近いことが確認されました。断面のポアンカレ曲面により、第1種周期軌道と準周期軌道、および1:2、2:5、および1:3共鳴に対応する共鳴島を特定することができます。安定領域の位置と幅、および1:2、2:5、および1:3共鳴を示すa対e空間のマップを構築します。私たちは、リング粒子の離心率の特定の値に対して、第1種周期軌道ファミリーが、C1Rの位置とサイズを満たす安定領域を担う可能性があることを発見しました。しかし、リングの幅を約120mと仮定すると、C2Rは不安定領域に位置します。さまざまなシステムを分析した結果、最良の閉じ込めメカニズムは3つの衛星で構成され、そのうちの2つはC1Rの内側の端とC2Rの外側の端を監視し、3番目の衛星は1:3共振に閉じ込められることを提案します。
デブリ円盤の反りの長期的進化 -- 古い地球システムへの応用 HD 202628
| Title |
Long-term_Evolution_of_Warps_in_Debris_Disks_--_Application_to_the_Gyr-old_system_HD_202628 |
| Authors |
Madison_Brady,_Virginie_Faramaz-Gorka,_Geoffrey_Bryden,_Steve_Ertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02333 |
HD202628システムをプロキシとして使用して、デブリ円盤上で相互に傾いた系外惑星の長期的な影響を再現することを目的としたN体シミュレーションの結果を紹介します。HD202628は、ギラ紀の太陽型恒星で、明確に定義された内縁とゼロでない離心率を備えた、直接観察可能な狭いデブリリングを持ち、彫刻的な系外惑星の存在を示唆しています。円盤の離心的な性質により、散乱過程を通じてその軌道上に置かれた離心して傾斜した惑星から、ギル時間スケールにわたって円盤に及ぼす影響を調べることができます。HD202628と同様の動的タイムスケールを持つシステムでは、伴惑星がデブリの円盤を完全に傾けることができることがわかりました。この傾きは、星系のジャイラ時代にわたって保存されます。私たちのモデルのシミュレーションによる観測では、$\gtrsim\,10$度の傾きずれがあるHD202628の周りの系外惑星により、円盤が観察可能なほど拡散して広くなり、これはアルマ望遠鏡の観測と矛盾することが示されています。これらの観察により、この円盤を形成する系外惑星が存在する場合、原始円盤との相互傾斜は5度未満である可能性が高いと結論付けられます。この研究の結論は、狭いリングとして現れるデブリ円盤(例:フォーマルハウト、HR4796)、またはアルマ望遠鏡の波長で垂直方向に厚い円盤(例:HD110058)のいずれかに適用できます。
JWST/NIRCam による若い惑星をホストするデブリ円盤のコロナグラフィー AU Microscopii
| Title |
JWST/NIRCam_Coronagraphy_of_the_Young_Planet-hosting_Debris_Disk_AU_Microscopii |
| Authors |
Kellen_Lawson,_Joshua_E._Schlieder,_Jarron_M._Leisenring,_Ell_Bogat,_Charles_A._Beichman,_Geoffrey_Bryden,_Andr\'as_G\'asp\'ar,_Tyler_D._Groff,_Michael_W._McElwain,_Michael_R._Meyer,_Thomas_Barclay,_Per_Calissendorff,_Matthew_De_Furio,_Marie_Ygouf,_Anthony_Boccaletti,_Thomas_P._Greene,_John_Krist,_Peter_Plavchan,_Marcia_J._Rieke,_Thomas_L._Roellig,_John_Stansberry,_John_P._Wisniewski,_Erick_T._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02486 |
デブリ円盤系の高コントラストイメージングにより、星周塵の組成とサイズ分布を評価し、最近の力学的履歴を調査し、埋め込まれた系外惑星を直接検出して特徴付けることが可能になります。2～3$\mu$mを超える赤外線でのこれらの系の観測は、非常に有利な惑星のコントラストと多数の散乱光スペクトル特徴の両方へのアクセスを約束しますが、通常、これらの波長での空の明るさによって妨げられてきました。我々は、3--5$\mu$mにわたる2つのフィルターでJWSTの近赤外線カメラ(NIRCam)を使用したAUMicroscopii(AUMic)システムのコロナグラフィーを紹介します。これらのデータは、この系の有名なデブリ円盤のこれらの波長での最初の画像を提供し、その特性と形態に対する追加の制約を可能にします。これらのデータでコンパニオンを徹底的に検索しましたが、有力な候補は特定されませんでした。ただし、$\sim2^{\prime\prime}$($\sim20$au)を超える$\sim0.1$木星の質量程度の小さな惑星を$5\sigma$の信頼度で復元するのに十分な感度があれば、これらのデータは重要な位置を占めます。これは、依然として大きな離間距離に留まる可能性のある巨大な伴星に対する制約であり、非常に接近した軌道を周回するコンパクトな複数惑星系に追加のコンテキストを提供します。ここで紹介した観測結果は、このほとんど未踏の波長範囲で同様の円盤を探査するNIRCamの独自の機能を強調し、この非常によく研究されたベンチマークシステムにおける広軌道巨大惑星の最も深い直接イメージング制約を提供します。
銀河の薄い円盤全体にわたる古典的セファイドの酸素、硫黄、鉄の放射状存在量勾配
| Title |
Oxygen,_sulfur,_and_iron_radial_abundance_gradients_of_classical_Cepheids_across_the_Galactic_thin_disk |
| Authors |
R._da_Silva,_V._D'Orazi,_M._Palla,_G._Bono,_V.F._Braga,_M._Fabrizio,_B._Lemasle,_E._Spitoni,_F._Matteucci,_H._Jonsson,_V._Kovtyukh,_L._Magrini,_M._Bergemann,_M._Dall'Ora,_I._Ferraro,_G._Fiorentino,_P._Francois,_G._Iannicola,_L._Inno,_R.-P._Kudritzki,_N._Matsunaga,_M._Monelli,_M._Nonino,_C._Sneden,_J._Storm,_F._Thevenin,_T._Tsujimoto,_and_A._Zocchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01928 |
古典的セファイド(CC)は、固体の距離指標であり、若い恒星の集団を追跡するものです。私たちの目的は、これまで分析された銀河系CCの最大かつ最も均質なサンプルから鉄、酸素、硫黄の存在量を提供することです。現在のサンプルは、銀河中心距離(RG)、脈動モード、周期の広範囲をカバーしています。大気パラメータを推定するために、さまざまな分光器で収集された高解像度および高S/Nスペクトルが採用されました。個々の距離は、ガイア三角視差または近赤外線の周期と輝度の関係に基づいています。我々は、CCに基づくFeおよびアルファ元素の放射状勾配が、12kpcを超えるRGに対して明確に定義された勾配の変化を示すことを発見しました。広範囲の年齢をカバーする散開星団に基づく放射状勾配も同様の傾向を示します。これは、外側円盤の平坦化は年齢に依存しないため、放射状勾配の本質的な特徴であることを意味します。経験的証拠は、Sの半径方向の勾配がFeの場合よりも急であることを示しています。直線近似では、傾きの差は2倍になります。また、SはOに比べて平均して不足していることもわかりました。銀河の化学進化モデルと詳細な比較を行ったところ、12kpcを超えるRGの一定の星形成効率は、両方のFeの平坦化を考慮していることがわかりました。そしてアルファ要素。大質量星の予測されるS収量が半径方向の勾配に及ぼす影響をさらに制限するために、「おもちゃのモデル」を採用したところ、最外周領域の平坦化には現在のS予測の4分の1の減少が必要であることがわかりました。他のアルファ元素と比較して、光球の硫黄存在量には、揮発性元素であるという重要な利点があります。したがって、恒星のS存在量は、外部銀河の星雲S存在量と直接比較できます。
NGC 2419 といて座流下部構造の起源の可能性としての矮星連星合体の混乱
$N$-bodyシミュレーションを使用して、顕著な混合を受ける衛星矮小銀河のペア($\sim6$Gyr)が、その後より重いホストと合体する際に、それぞれの最も束縛された粒子が遠く離れた位置にある可能性があることを実証しました。これは、射手座矮小回転楕円体銀河の尾部内で発見されているが、その中心残骸からは100kpc以上離れている複雑な球状星団NGC2149の起源に関する説明を提供する可能性がある。力学的調査は、NGC2419が核星団であることをすでに示している化学的証拠を裏付ける可能性があります。NGC2419の独特の性質に動機付けられ、我々は、2つの衛星の最初の落下前の合体に続いて、MWのようなホストポテンシャルへの残骸の落下後の合体が続く一連のシミュレーションを実行しました。この研究では、この分離が落下前の2つの衛星の最も結合した粒子によって再現される、スイートからの顕著な例を示します。さらに、この二重合体シナリオは、雲、過密度、射手座で観察された分岐に似た可能性のある新しい腕など、落下後の合体による潮汐の残骸に異常な空の特徴を引き起こす可能性があります。
周連円盤の重力トルク: 全球動径振動
| Title |
Gravitational_torque_in_circumbinary_discs:_global_radial_oscillations |
| Authors |
Nicolas_P._Cimerman_and_Roman_R._Rafikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01967 |
周連星円盤(CBD)は、若い恒星連星や超大質量ブラックホール連星など、多くの天体物理学的環境で発生します。それらの構造は、中央連星によって円盤に加えられる重力トルクによって媒介されます。CBDのバイナリトルク密度(いわゆる励起トルク密度)の空間分布は、全体的な大振幅の準周期振動を特徴とすることが知られており、局所共振リンドブラッドトルクの観点から解釈されることがよくあります。ここでは、2D非粘性流体力学シミュレーションと理論計算を使用して、これらのトルク振動の性質を調査します。我々は、内部空洞の近くで発射され円盤内を自由に伝播する密度波とバイナリポテンシャルの重力結合によりトルク振動が発生することを示した。我々は、トルク密度振動の半径方向の周期性を解析的に予測し、シミュレーションで検証し、ディスク音速と密度波螺旋腕の多重度が振動の半径方向構造を設定する重要な要素であることを示しています。共振リンドブラッドトルクは、トルク振動の半径方向の構造や周期性の決定に直接的な役割を果たさず、ディスク内の密度波を駆動することによってのみ現れます。また、円盤の内縁で形成される渦が、CBDの角運動量輸送に少なからず寄与していることもわかりました。私たちの結果は、他の設定でのトルクの挙動を理解するのに適用できます。大変動変数とX線バイナリの円盤。
Gaia DR3、GALEX、APASS、Pan-STARRS1、2MASS、および WISE
の調査に基づく、おうし座分子雲の紫外線から中赤外線の消滅の法則
| Title |
The_Ultraviolet_to_Mid-infrared_Extinction_Law_of_the_Taurus_Molecular_Cloud_Based_on_the_Gaia_DR3,_GALEX,_APASS,_Pan-STARRS1,_2MASS,_and_WISE_Surveys |
| Authors |
Ling_Li,_Shu_Wang,_Xiaodian_Chen,_and_Qingquan_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02156 |
星間塵の消滅の法則は、観測を解釈するために不可欠です。この研究では、おうし座分子雲の紫外(UV)-中赤外(IR)の消滅の法則とその考えられる変動を調査します。GaiaDR3の恒星パラメータに基づいて、504,988個の矮星(4200K<Teff<8000K)と4,757個の巨星(4200K<Teff<5200K)をトレーサーとして選択します。我々は、Teff固有色の関係を確立し、さまざまな種類の星の固有色のインデックスと色の過剰を決定します。色過剰率(CER)の決定では、CERの曲率を分析して補正し、16バンドのUV-中赤外CERを導き出します。CERを相対減光に変換する際に、星の種類ごとに異なる有効波長を考慮し、より優れた波長分解能で減光則を取得します。さらに、消滅則の考えられる地域的変動を分析し、おうし座分子雲の平均消滅則Rv=3.13+-0.32を導き出します。偏差が3シグマを超えるサブ領域はわずか0.9%であり、消滅則の地域的なばらつきが限定的であることを示しています。また、ガイア・テフの過大評価がおうし座の絶滅の法則の決定に及ぼす影響についても議論し、その影響は無視できるほど小さいことを発見しました。
星間有機化学の推進力としての炭素原子の表面拡散
多くの星間複合有機分子(COM)は、低温の氷粒子の表面で生成されると考えられています。炭素原子は、挿入または付加反応を介したC-C結合形成などの骨格進化プロセスに関与すると考えられています。反応の前に、C原子は表面上に拡散して反応相手に遭遇する必要があります。したがって、その拡散プロセスに関する情報は、COMの形成におけるC原子の役割を評価するために非常に重要です。氷上のC原子のその場検出は、光刺激脱着法と共鳴増強多光子イオン化法の組み合わせによって達成されました。我々は、氷の表面に弱く結合したC原子が約30Kを超える温度で拡散し、C2分子を生成することを発見しました。C原子の表面拡散の活性化エネルギーは実験的に88meV(1,020K)と測定され、C原子の拡散反応が星間氷上では約22Kで活性化されることを示しています。星間氷上のT>22K原子でのCの容易な拡散は、C原子によって引き起こされるCOMの複雑さの増加という、これまで見落とされていた化学領域の扉を開きます。炭素付加化学は、半透明の雲や原始惑星系円盤における化学的複雑性の代替源となる可能性があり、宇宙における有機化学の起源と進化に関する現在の理解に重大な意味をもたらします。
散開超銀河団 I: 銀河円盤の第 3 象限にある最も人口の多い散開星団の原始グループ
| Title |
Open_superclusters_I:_The_most_populated_primordial_groups_of_open_clusters_in_the_third_quadrant_of_the_Galactic_disc |
| Authors |
Juan_Casado_and_Yasser_Hendy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02279 |
開放超クラスター(OSC)は、同じ巨大分子雲(GMC)から誕生した少なくとも6つの散開クラスター(OC)からなるクラスターとして定義されます。私たちは、ガイアのデータと関連文献に基づいて最近のOCのカタログを調査し、銀河第3象限の17のOSCと、そのメンバーと考えられる190のOSCを見つけました。OSCは、星形成の階層における追加クラスの天体とみなされるほど頻繁に発生します。これらのスーパーシステムの中には新しいものもあり、そのほとんどにはこれまで考えられていたよりも多くのメンバーが含まれています。いくつかのOSCの詳細な研究により、そのメンバーであるCasado-Hendy2～5と名付けられた4つの新しい若いクラスターが発見されました。特定の例では、OSC内で異なるPMまたは3D位置を持つサブグループが発見されており、同じGMC内で複数の星形成バーストから形成された複数世代の星が存在すること。OSCは通常、結合されておらず、0.1Gyrのタイムスケールで崩壊する傾向があります。今回の結果は、原始群仮説(Casado2022)を支持し、少なくとも遅い時間の局所宇宙においては、球状星団が散開超星団の降着から形成されないことを示唆しています。
TNG50 シミュレーションにおける星形成円盤の形成
TNG50シミュレーションでディスク形成プロセスを調査し、SFR表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)、ガスの流入と流出、流入するガス粒子の角運動量の変化のプロファイルを調べます。TNG50銀河は、MaNGA(APOでの近くの銀河のマッピング)調査で実際の銀河と比較した場合、星形成円盤が大きくなる傾向があり、$\Sigma_{\rmSFR}$の指数分布からの逸脱が大きいことも示しています。TNG50銀河の星の表面密度は良好な指数関数的なプロファイルを示しており、これは時間の経過とともに星の強い放射状移動の結果であることがわかります。しかし、シミュレーションにおける星のこの強い放射状移動により、観測された銀河と比較してTNG50円盤ではより平坦な年齢プロファイルが生成されます。シミュレートされた銀河における星形成は正味のガス流入によって維持され、銀河の単純なガス調整器モデルから予想されるように、このガス流入が星形成の宇宙的進化の主な推進力となっている。ガス粒子が銀河に降着した後に角運動量が大幅に損失するという証拠はなく、これがTNG50シミュレーションにおける円盤サイズの大きな原因となっている可能性があります。Wang&Lilly2022によって提案された磁気回転不安定性による磁気応力などの粘性プロセスを円盤に追加すると、シミュレートされた円盤のサイズと実際の銀河のサイズに伴う張力が減少する可能性があり、より現実的な指数分布が生成される可能性があります。。
無衝突プラズマにおける磁気発生: ワイベル不安定性から乱流ダイナモまで
| Title |
Magnetogenesis_in_a_collisionless_plasma:_from_Weibel_instability_to_turbulent_dynamo |
| Authors |
Muni_Zhou,_Vladimir_Zhdankin,_Matthew_W._Kunz,_Nuno_F._Loureiro,_and_Dmitri_A._Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01924 |
我々は、完全な速度論的枠組みにおけるプラズマダイナモの第一原理の数値的および理論的研究について報告します。最初は磁化されていないプラズマに外部の機械的な力を加えることで、「シード」磁場の生成、乱流の形成、およびゆらぎダイナモによる場の誘導増幅の自己一貫した処理を開発します。磁化されていない弱い衝突プラズマ内で駆動される大規模な運動は、強力な相混合の影響を受け、熱圧力異方性の発生につながります。この異方性はワイベル不安定性を引き起こし、プラズマ運動スケールでフィラメント状の「シード」磁場を生成します。これによりプラズマが磁化され、プラズマの動きと消火ホースや鏡などのラーモアスケールの運動不安定性の発達による場の効率的な伸縮と折り畳みが可能になります。関連するマイクロスケールの磁気変動による粒子の散乱は、効果的な粘度を提供し、磁場の形態と乱流を制御します。このプロセス中、シードフィールドは乱流とのエネルギー均等分配に達するまで、ゆらぎダイナモによってさらに増幅されます。等分配磁場が、大規模な乱流を介して最初は磁化されていないプラズマから生成できることを実証することにより、この研究は、クラスター内および銀河間媒体における磁場の起源と増幅に重要な意味を持ちます。
Cyg X-1 における X 線偏光の相対論的流出モデル
私たちは、イメージングX線偏光測定エクスプローラー(IXPE)を使用して測定された、X線連星白鳥座X-1からの放射の偏光は、中空を伴う穏やかな相対論的な風またはジェットにおけるコロナ放射のバルクコンプトン化によってインプリントされると提案します。-円錐形状。薄い降着円盤の上にある静的コロナでの散乱に基づくモデルでは、連星軌道の低い傾き(~30度)と同時に比較的高い偏光度(PD~4%)を再現することが困難です。ローレンツ係数>1.5のバルクアウトフローは、大規模ジェットに平行な位置角度で観測されたPDを再現するのに適切であることを示します。ただし、散乱がジェット軸からオフセットした円錐形のシース内で発生し、視線が揃っていることを条件とします。おおよそ円錐の開き角度と一致します。物理的には、この流れの幾何学形状は、加速するジェットが円板コロナを通過するときのその基部近くの高密度物質の同伴、または高速ジェットの周囲の遅い(ただし相対論的)シースを表す可能性があります。より高い傾斜角の他のX線連星にも同様の流出が存在する場合、ジェットの方向に垂直な配向で、さらに高い度合いの直線偏光が10%程度になると予想されるかもしれません。
TDE AT 2018hyzの長期にわたる遅延電波フレアで見られる軸外相対論的ジェット
| Title |
An_off-axis_relativistic_jet_seen_in_the_long_lasting_delayed_radio_flare_of_the_TDE_AT_2018hyz |
| Authors |
Itai_Sfaradi,_Paz_Beniamini,_Assaf_Horesh,_Tsvi_Piran,_Joe_Bright,_Lauren_Rhodes,_David_R._A._Willians,_Rob_Fender,_James_K._Leung,_Tara_Murphy,_and_Dave_A._Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01965 |
2018hyzでの潮汐破壊現象(TDE)では、星の破壊からほぼ3年後に遅延電波フレアが発生しました。ここでは、AMI-LAとATCAによるTDEAT2018hyzの新しい電波観測を報告します。その範囲は光学発見から1か月から4年以上、最後に報告された電波観測から200日後です。15.5GHzでの観測では、光学的発見から30～220日後、$3\sigma$レベル<0.14mJyまで電波検出は検出されませんでした。急速に上昇する遅延した電波フレアが電波データセットで観察され、光学的発見からほぼ1580日後に上昇し続けています。光の発見から$972$日後に最初に検出された遅延電波放射は、15.5GHzで$t^{4.2\pm0.9}$として進化することがわかりました。ここでは、電波観測の完全なセットを説明できる軸外ジェットモデルを紹介します。このモデルのコンテキストでは、等方性の等価運動エネルギー$E_{\rmk,iso}\sim10^{55}$erg、開き角$\rm\sim7^{を持つ強力な狭いジェットが必要です。\circ}$で、視野角が比較的大きい$\rm\sim42^{\circ}$で、恒星の崩壊時に打ち上げられました。私たちの枠組み内では、AT2018hyzからの軸外ジェットに可能な最小平行エネルギーは$E_k\geq3\times10^{52}$ergであることがわかります。最後に、モデルに基づいて、光度曲線ターンオーバー時間と電波発信源の適切な動きの予測を提供します。
XMM-Newton と NuSTAR の同時観測を使用したタイプ 1 AGN の反射特性の物理シナリオのテスト
| Title |
Testing_physical_scenarios_for_the_reflection_features_of_type-1_AGN_using_XMM-Newton_and_NuSTAR_simultaneous_observations |
| Authors |
C\'esar_Ivan_Victoria-Ceballos,_Omaira_Gonz\'alez-Mart\'in,_Josefa_Masegosa,_Anna_Lia_Longinotti,_Donaji_Esparza-Arredondo,_Natalia_Osorio-Clavijo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01992 |
$\sim$3keVを超えると、活動銀河核(AGN)のX線スペクトルは、固有連続体とコンプトン反射の特徴によって特徴付けられます。タイプ1AGNの場合、いくつかの領域が反射に寄与する可能性があります。反射媒体の性質を調査するために、22個のタイプ1AGNのサンプルのXMM-NewtonおよびNuSTAR観察を使用して反射体の系統的な分析を実行します。銀河吸収と本質的に吸収されるべき乗則と反射モデルを含むベースラインモデルを作成します。5つのオブジェクトのサブサンプルで9つの反射モデルのセットをテストします。これらの結果に基づいて、異なる物理シナリオを考慮して、サンプル全体でテストする3つのモデルを選択します。中立/遠方反射、イオン化/相対論的反射、中立/遠方+イオン化/相対論的反射、つまりハイブリッドモデルです。18個の光源では、スペクトルに適合させるために反射成分が必要であることがわかりました。そのうち、67$\%$はハイブリッドモデルを好みます。中性モデルとイオン化モデルは、3つのソースで同様に好まれています。我々は、タイプ1AGNの反射を記述するには、トーラスの内縁に関連する可能性が最も高い中立/遠方反射鏡と、降着円盤に関連するイオン化/相対論的反射鏡の両方が必要であると結論付けます。
光子・電子ローレンツ破れパラメータ平面の包括的解析
大高高度空気シャワー観測所(LHAASO)は、超高エネルギー(UHE)光子検出の窓を開き、ローレンツ対称性などの基本的な物理概念をテストする道を広げ、潜在的な高エネルギー物理現象研究の可能性をもたらします光子崩壊や電子崩壊など。現在、LHAASO観測からのUHE光子は、光子と電子のローレンツ対称性の破れ(LV)効果に厳しい制約を設定しています。光子電子LVパラメータ平面の全体的な印象を得るために、光子崩壊と電子崩壊の詳細な分析を行います。私たちの議論では、さまざまなLVパラメーター構成における対応する減衰しきい値とエネルギー運動量分布を示します。LHAASO観測から、光子LVパラメータ、電子LVパラメータ、光子-電子LVパラメータ平面に関する対応する制約を取得します。相対性理論を超えたLV効果に許容される空間については、LHAASO観測からの対応する境界も提供します。
GRB 200829Aの色彩残光
| Title |
Chromatic_Afterglow_of_GRB_200829A |
| Authors |
N._S._Pankov_(1,2),_A._S._Pozanenko_(2),_P._Yu._Minaev_(2,3),_S._O._Belkin_(1,2),_A._A._Volnova_(2),_I._V._Reva_(4),_A._V._Serebryanskiy_(4),_M._A._Krugov_(4),_S._A._Naroenkov_(5),_A._O._Novichonok_(6),_A._A._Zhornichenko_(6),_V._V._Rumyantsev_(7),_K._A._Antonyuk_(7),_Sh._A._Egamberdiev_(8),_O._A._Burkhonov_(8),_E._V._Klunko_(9),_A._S._Moskvitin_(10),_I._E._Molotov_(11),_R._Ya._Inasaridze_(12)_((1),_National_Research_Institute_"Higher_School_of_Economics",_Moscow,_Russia,_(2)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia,_(3)_Lebedev_Physical_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia,_(4)_Fesenkov_Astrophysical_Institute,_Almaty,_Kazakhstan,_(5)_Institute_of_Astronomy,_Moscow,_Russia,_(6)_Petrozavodsk_State_University,_Petrozavodsk,_Russia,_(7)_Crimean_Astrophysical_Observatory,_Nauchny,_Crimea,_(8)_Mirzo_Ulug'bek_nomidagi_Astronomiya_instituti,_Toshkent,_O`zbekiston,_(9)_Institute_of_Solar-Terrestrial_Physics,_Russian_Academy_of_Sciences,_Siberian_Branch,_Irkutsk,_Russia,_(10)_Special_Astrophysical_Observatory,_Russian_Academy_of_Sciences,_Nizhnii_Arkhyz,_Russia,_(11)_Keldysh_Institute_of_Applied_Mathematics,_Moscow,_Russia,_(12)_Evgeni_Kharadze_Georgian_National_Astrophysical_Observatory,_Abastumani,_Georgia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02090 |
ロングガンマ線バーストGRB200829Aの多波長観測の解析結果を紹介します。バースト赤方偏移$z\およそ1.29\pm0.04$は、残光段階で測光的に決定されました。ガンマ線では、このイベントは最も明るいものの1つ(等方性換算)、$E_{iso}\gtrsim10^{54}$ergです。GRB200829A残光の多色光曲線は、色の挙動と、準同期不均一性(フレア)としても解釈できるべき乗則減衰に徐々に移行するプラトーの存在によって特徴付けられます。初期の残光における色の不均一性の存在は、構造化されたジェットのモデルと一致すると仮定します。
iid2022: 天文学におけるイベントデータの統計的手法に関するワークショップ
我々は、2022年11月15日から18日にアラバマ州ガンターズビルで開催された、X線および$\gamma$線天文学と天文学における高エネルギー天体物理イベントデータの統計的手法に関するiid2022ワークショップをレビューします。検出、空間点プロセス、変動性とスペクトル分析、機械学習について説明します。高度な方法論の将来の開発に関するアイデアが共有されます。
11 年間の IceCube データによる宇宙線異方性
| Title |
Cosmic_Ray_Anisotropy_with_11_Years_of_IceCube_Data |
| Authors |
Frank_McNally,_Rasha_Abbasi,_Paolo_Desiati,_Juan_Carlos_D\'iaz_V\'elez,_Christina_Cochling,_Katherine_Gruchot,_William_Hayes,_Andrew_Moy,_Emily_Schmidt,_and_Andrew_Thorpe_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02331 |
IceCube天文台は、2011年5月から2022年5月の間に収集された7,000億を超える宇宙線誘発ミューオンイベントにより、南半球における宇宙線の到来方向に関する最高の統計画像を提供します。$6^\circ$のスケールまでのPeV宇宙線異方性の重要性。さらに、エネルギーの関数として角パワースペクトルの変化が観察され、100TeVを超える大規模な特徴が相対的に減少していることを示唆しています。データ取得期間は太陽周期全体をカバーしており、信号の時間変動について新たな洞察が得られます。この最新のイベントサンプルを使用して暫定的な結果を示します。
なぜ準周期的噴火は低質量銀河でのみ見られるのでしょうか?
私は、準周期的噴火(QPE)を生成する銀河核の現在のサンプルを検討します。準周期が中心ブラックホールの周りの星の軌道運動に起因する場合、関連するブラックホール質量$\gtrsim10^6\msun$の不足により、モデルに厳しい制約が課されます。現在観測されているよりもはるかに大きな穴がQPE系に存在することを許容する十分な体積が周心内に存在するため、広い軌道と小さな離心率を仮定するものには不利です。代わりに、周回する星がブラックホールの近くを通過すると仮定すると、同様に大きなブラックホールの質量が存在しないということは、星の軌道が著しく離心しているに違いないことを強く示唆します。-2}$。これは、たとえ離心率制約を導出する際には想定されていなかったとしても、軌道を周回する星(実際には白色矮星)が重力放射線によって軌道角運動量を失うことによる繰り返しの降着によってQPEが生じる、潮汐破壊ニアミス図に有利です。現在観測されているサンプルが小さいことから生じる厳しい制約を考慮すると、より大規模な銀河でQPEシステムを発見する試みが明らかに重要です。
AutoPhot: あらゆる場所のあらゆるものを一度に天体画像に収める
| Title |
AutoPhot:_Fitting_Everything_Everywhere_All_at_Once_in_Astronomical_Images |
| Authors |
Connor_Stone,_Stephane_Courteau,_Jean-Charles_Cuillandre,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Nikhil_Arora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01957 |
高速、強力、そしてユーザーフレンドリーなPythonベースの天体画像測光ソルバーであるAutoPhotを紹介します。AutoPhotには、機械学習ライブラリPyTorchによる自動微分とGPU(または並列CPU)アクセラレーションが組み込まれています。すべて:AutoPhotは、原則に基づいたChi^2順最適化で空、星、銀河、PSFなどのモデルを適合させ、すべてのパラメーターのベイズ事後情報と共分散を回復します。どこでも:AutoPhotはCPUまたはGPUでフォワードモデルを最適化できます。大きな画像、マルチバンド、マルチエポック、回転、ディザリングされた画像などを対象とします。一括:モデルは一緒に最適化されるため、重複するオブジェクトが処理され、パラメーター(PSFパラメーターと銀河パラメーターを含む)間の共分散が含まれます。レーベンバーグ・マルカート法、勾配降下法、No-U-TurnMCMCサンプリングなど、多数の最適化アルゴリズムが利用可能です。オブジェクト指向のユーザーインターフェイスを備えたAutoPhotを使用すると、個々の画像や大規模な調査プログラムの複雑な天文データから詳細な情報を簡単に迅速に抽出できます。この文書では、AutoPhotコードの新しい機能を概説し、他の一般的な天体画像モデリングソフトウェアと比較します。AutoPhotはオープンソースで完全にPythonベースであり、ここから自由にアクセスできます:https://github.com/Autostronomy/AutoPhot
ウェーブレット散乱変換を使用したローマ WFI ダーク画像の定量化
| Title |
Quantifying_Roman_WFI_Dark_Images_with_the_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Phani_Datta_Velicheti,_John_F._Wu,_Andreea_Petric |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02028 |
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡は、広視野観測装置(WFI)を使用して近赤外線波長で空の広範囲を調査します。Romanが科学目標を達成するには、18台のWFIH4RG-10検出器の性能を十分に特性評価し、定期的に監視する必要があります。弱いレンズ科学の目標は、天文信号に見せかけた機器の歪みやパターンに特に敏感です。ウェーブレット散乱変換を適用して、暗画像テストスイートの一部として取得されたローマWFI画像の局所的な信号を分析します。散乱変換は、画像を複数のサイズスケールのウェーブレットモードの非線形組み合わせに縮小することにより、形状とクラスタリング情報を定量化します。これらの解釈可能な散乱統計によって、まれな相関パターンを典型的なノイズ信号から分離できることを示し、パワースペクトル解析やその他のコンピュータービジョン手法との関連で結果について議論します。
LISA Pathfinder の傾きと長さの結合: データ分析
| Title |
Tilt-to-length_coupling_in_LISA_Pathfinder:_a_data_analysis |
| Authors |
M_Armano,_H_Audley,_J_Baird,_P_Binetruy,_M_Born,_D_Bortoluzzi,_E_Castelli,_A_Cavalleri,_A_Cesarini,_A_M_Cruise,_K_Danzmann,_M_de_Deus_Silva,_I_Diepholz,_G_Dixon,_R_Dolesi,_L_Ferraioli,_V_Ferroni,_E_D_Fitzsimons,_M_Freschi,_L_Gesa,_D_Giardini,_F_Gibert,_R_Giusteri,_C_Grimani,_J_Grzymisch,_I_Harrison,_M-S_Hartig,_G_Heinzel,_M_Hewitson,_D_Hollington,_D_Hoyland,_M_Hueller,_H_Inchausp\'e,_O_Jennrich,_P_Jetzer,_U_Johann,_B_Johlander,_N_Karnesis,_B_Kaune,_C_J_Killow,_N_Korsakova,_J_A_Lobo,_J_P_L\'opez-Zaragoza,_R_Maarschalkerweerd,_D_Mance,_V_Mart\'in,_L_Martin-Polo,_F_Martin-Porqueras,_J_Martino,_P_W_McNamara,_J_Mendes,_L_Mendes,_N_Meshksar,_M_Nofrarias,_S_Paczkowski,_M_Perreur-Lloyd,_A_Petiteau,_E_Plagnol,_J_Ramos-Castro,_J_Reiche,_F_Rivas,_D_I_Robertson,_G_Russano,_J_Sanjuan,_J_Slutsky,_C_F_Sopuerta,_T_Sumner,_L_Tevlin,_D_Texier,_J_I_Thorpe,_D_Vetrugno,_S_Vitale,_G_Wanner,_H_Ward,_P_J_Wass,_W_J_Weber,_L_Wissel,_A_Wittchen,_and_P_Zweifel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02398 |
我々は、LISAパスファインダーミッション中の傾斜と長さのカップリングノイズと、それがシステムのアライメントにどのように依存するかについての研究を紹介します。傾きと長さの結合ノイズは、宇宙船の角度および横方向の動き、またはテスト質量の動きと干渉計による一次変位読み取り値への望ましくない結合です。これは、LISAパスファインダーミッションにおける主要な騒音源の1つであり、同様にLISAの主要な騒音源になると予想されています。ここで、最近導出され公開された解析モデルが、2つの自由落下試験質量の位置合わせに対するLISAパスファインダーの傾きと長さの結合ノイズの依存性を説明していることを実証します。これは、2016年3月(エンジニアリング日)と6月に実行された再調整の前後、および2017年2月の2日間の実験(長いクロストーク実験)中に取得されたデータで検証されました。後者は、テストマスのアライメントに対する傾きと長さのカップリングノイズの依存性をテストするという明確な目的で実行されました。分析モデルを使用して、ミッション中に実行されたすべての再調整が部分的にのみ成功したことを示し、その理由を説明します。解析モデルに加えて、長いクロストーク実験データを利用した最小化ルーチンを介して、別の物理的な傾きと長さの結合モデルを計算しました。同様のアプローチがLISAミッションにも役立つ可能性があります。
典型的な原始星円盤における重力不安定性、らせん状基礎構造、および適度な粒子成長: TMC1A の多波長塵連続体観測のモデル化
| Title |
Gravitational_instability,_spiral_substructure,_and_modest_grain_growth_in_a_typical_protostellar_disk:_Modeling_multi-wavelength_dust_continuum_observation_of_TMC1A |
| Authors |
Wenrui_Xu,_Satoshi_Ohashi,_Yusuke_Aso,_and_Hauyu_Baobab_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.01972 |
埋め込まれたクラス0/I原始星円盤は、惑星形成の初期条件を表します。これには、それらのバルク特性とその中のダスト粒子についてのより良い理解が必要です。私たちは、クラスI原始星TMC1Aを取り囲む円盤の多波長ダスト連続体観測をモデル化し、これらの特性についての洞察を提供します。観測結果は、表面密度$\Sigma\sim1720(R/10au)^{-1.96}g/cm^2$の重力自己調整型(つまり、重力でわずかに不安定で内部加熱された)円盤モデルによってよく適合できます。ミッドプレーン温度$T_{mid}\sim185(R/10au)^{-1.27}K$。観測された円盤には$m=1$螺旋部分構造が含まれています。モデルを使用してスパイラルのピッチ角を予測すると、その予測は観測結果と一致します。この一致は、私たちのモデルのテストと、らせんの重力の性質の強力な証拠の両方として役立ちます。私たちのモデルは、最大粒子サイズ$a_{max}\sim196(R/10au)^{-2.45}\mum$を推定します。これは、閾値速度$\sim1mの破砕障壁によって粒子の成長がキャップされることと一致します。/s$。さらに、TMC1Aの観察特性が、観察されたクラス0/I円盤集団の中で典型的なものであることを実証します。これは、ガウスフィッティングと光学的に薄い塵の放出の仮定に基づく従来の円盤データ分析方法が、体系的に円盤サイズと質量と過大評価された粒子サイズ。
プラズマ処方の活動領域静的外挿 (PARSE) データセット: 機械学習対応の磁気静水圧コロナ活動領域のコレクション
| Title |
The_Plasma-prescribed_Active_Region_Static_Extrapolation_(PARSE)_Dataset:_A_Machine-Learning-Ready_Collection_of_Magnetohydrostatic_Coronal_Active_Regions |
| Authors |
Nat_H._Mathews,_Barbara_J._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02138 |
物理情報に基づいたニューラルネットワークや、フルベクトルフィールドの構築または分析のためのその他の手法がより顕著になるにつれて、トレーニング、検証、テストの目的でシミュレートされたアクティブ領域の大規模なセットに対するニーズが高まっています。私たちは、最先端の静磁場外挿法を使用して、活動領域磁力図画像のSpaceweatherHMIActiveRegionalPatch(SHARP)ライブラリに基づいて、5,000を超えるデータキューブからなる公開データセットを開発しました。各立方体は、ドメインの高磁束領域の近くに適応的にクラスター化された約100,000個の散乱点における磁場ベクトルとプラズマ強制を解決します。このペーパーでは、血漿処方活性領域静的外挿(PARSE)データセットの構築方法と、その構造およびアクセス方法について説明します。
ダブルモード RR こと座星 -- 堅牢な距離と金属性のインジケーター
| Title |
Double-mode_RR_Lyrae_star_--_robust_distance_and_metallicity_indicators |
| Authors |
Shu_Wang,_Xiaodian_Chen,_Jianxing_Zhang,_and_Licai_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02169 |
RRLyrae(RRLyr)星は、球状星団や矮小銀河などの古い恒星集団の距離を示す指標としてよく知られています。基本モードRRLyr(RRab)星は距離の測定によく使用されますが、決定された距離の精度は金属性によって強く制限されます。ここでは、ダブルモードRRLyr(RRd)星の周期と光度(PL)の関係における金属量の依存性を調べます。RRd星の金属量と周期または周期比との間に線形関係があることを発見し、確立しました。この関係により、低解像度スペクトルと同じくらい正確に金属量を予測できます。この関係に基づいて、RRd星の金属量に依存しないPL関係を確立します。大マゼラン雲とガイアの視差の距離を組み合わせて、導出されたPL関係のゼロ点を0.022等の誤差に校正します。RRd星を使用して、球状星団と矮星銀河の距離をそれぞれ2～3%と1～2%の精度で測定します。将来的には、RRd星は銀河の距離を1.0%の精度で固定し、ローカルグループ内の独立した距離のはしごになる可能性があります。
磁気流体力学的キンク波は、コロナルループの横振動など、構造化媒体への摂動の結果として自然に形成されます。線形理論は、線形振動の発展に関して多くの洞察を提供しており、これらのモデルの結果は、観測された波の周期と減衰時間から太陽コロナに関する情報を推測するためにしばしば適用されます。しかし、シミュレーションによると、非線形キンク波はケルビン・ヘルムホルツ不安定性(KHi)を引き起こし、その後ループ内に乱流、つまり線形モデルを超えたダイナミクスを引き起こす可能性があることが示されています。この論文では、非線形基本キンクモードが励起された磁束管の表面におけるKHiによって引き起こされる乱流の進展を調査します。共鳴吸収を励起せずにKHiを誘導するように数値実験を制御します。KHi乱流ダイナミクスには2つの段階があることがわかります。最初の段階では、$\proptot$が成長するKHi乱流層の古典的なモデルが適用できることを示します。このモデルを適応させて、KHiダイナミクスの結果としての振動の減衰と乱流加熱を正確に予測します。第2段階では、現在支配的な乱流の動きが減衰します。$t^{-2}$に比例するエネルギー減衰の古典的なモデルがほぼ成り立ち、この段階での加熱を正確に予測できることがわかりました。私たちの結果は、非線形キンク波の乱流発展に対する単純なモデルを開発できることを示していますが、生成される減衰プロファイルは、理論や観測に対抗するために一般的に使用される線形理論の減衰プロファイルとは異なります。
3 つの巨大な連星における極端な質量比と高速回転
| Title |
Extreme_mass_ratios_and_fast_rotation_in_three_massive_binaries |
| Authors |
Yael_Naze,_Nikolay_Britavskiy,_Gregor_Rauw_(ULiege),_Jonathan_Labadie-Bartz_(Obs._Paris),_S._Simon-Diaz_(IAC+Univ._La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02368 |
大質量星の高速回転の起源については依然として議論が続いているが、現在では連星相互作用が原因として提唱されることが多い。ただし、高速回転子のスペクトルには幅が広く浅い線があるため、バイナリティーを直接検出することが困難になります。この論文では、3つの高速回転大質量星、HD25631(B3V)、HD191495(B0V)、およびHD46485(O7V)の多重度の発見と解析について報告します。これらは、反射効果による正弦波の変化に2つの狭い日食が重ね合わされた、驚くほどよく似たTESS光度曲線を示します。これらの測光データをさまざまな機器(X-Shooter、Espadons、FUSE...)からの分光法によって補完し、これらのシステムの性質をさらに制約します。これらのデータの詳細な分析は、大質量OB星の伴星が低質量(約1Msol)で、かなり大きな半径(2～4Rsol)と低温(<15kK)を持っていることを示している。これらの伴星は紫外線の特徴を示さないため、高温亜矮星の性質は除外されるが、HD25631のX-Shooterスペクトルの大規模なセットを解きほぐすことで、伴星のスペクトルにおける彩層活動の典型的な特徴が明らかになった。さらに、公転周期が短い(P=3-7d)にもかかわらず、高速回転するOB星は依然として非同期回転を示し、すべての系が若い(<20Myr)ように見えます。これは、他のいくつかの場合と同様に、これらの大質量星がこれらの星系内で非縮退の低質量PMS伴星と対を成していることを示唆しており、それらの場合の高速回転は過去の連星相互作用の結果ではないことを示唆している。
暗黒物質(DM)は、運動学的に混合された暗黒光子と斜めに結合した小さな質量分裂を伴う擬似ディラック熱遺物である可能性があります。このモデルは、特にサブGeV質量範囲において、加速器の探索と直接検出実験の重要なベンチマークとなります。通常、再結合前後の励起状態にある擬ディラックDMのごく一部の存在であっても、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からのDM消滅限界によって除外されます。したがって、実行可能な熱履歴は、通常、励起状態の指数関数的な抑制を特徴としている必要があります。共鳴領域における熱履歴に関する仮定を再検討します。そこでは、暗黒光子の質量がDM質量の2倍をわずかに上回り($\sim10\%$以内)、消滅断面積における$s$チャネル共鳴が引き起こされます。。この共鳴は、観察された遺物存在量を達成するために必要な結合を大幅に減少させます。これは、パラメータ空間の大部分において、最終的なDM遺物存在量が達成されるかなり前に、DMが標準モデルから動力学的に切り離されていることを意味します。この領域では、励起状態が熱的に過疎化されていないことがわかります。それにもかかわらず、たとえ任意の小さな質量分裂であっても、励起状態の存在はCMB境界を$\textit{not}$侵害しないことがわかりました。現在の豊富な励起状態により、間接検出、直接検出、自己相互作用DMシグネチャなど、通常は擬似ディラックDMに関連しないシグネチャの可能性が開かれています。
暗黒物質の現象は研究者らを困惑させている。根底にある暗黒粒子はこれまでのところ検出を逃れており、その天体物理学的役割は複雑で、標準的な発光粒子の役割と絡み合っているようだ。私たちは、効率的に行動するには、現在の$\LambdaCDM$シナリオを放棄すると同時に、そのシナリオが生まれた元のパラダイムをシフトする必要があると提案します。
太陽風における圧縮揺らぎとイオンスケールの不安定性による陽子$\alpha$差流の制御
| Title |
Regulation_of_Proton-$\alpha$_Differential_Flow_by_Compressive_Fluctuations_and_Ion-scale_Instabilities_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
Xingyu_Zhu_(PKU,_UCL/MSSL)_and_Daniel_Verscharen_(UCL/MSSL)_and_Jiansen_He_(PKU)_and_Bennett_A._Maruca_(U_Delaware)_and_Christopher_J._Owen_(UCL/MSSL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02036 |
大規模な圧縮スローモードのような変動は、太陽風の密度、温度、磁場の大きさに変動を引き起こす可能性があります。さらに、それらは、イオンを駆動するための共通の自由エネルギー源である$\alpha$粒子と陽子($p$)の間の差分流$U_{\rmp\alpha}$の変動にもつながります。-スケールの不安定性。圧縮変動の振幅が十分に大きい場合、変動する$U_{\rmp\alpha}$が断続的にプラズマを不安定閾値を超えて駆動し、イオンスケールの不安定性を励起し、対応するイオンスケールの成長を引き起こします。波。不安定な波は粒子を散乱させ、$U_{\rmp\alpha}$の平均値を減少させます。我々は、この「変動ビーム効果」が$U_{\rmp\alpha}$の平均値を限界不安定閾値よりも十分下に維持すると提案します。私たちは、多流体モデルを使用して、太陽風の大規模な圧縮変動を長波長のスローモード波としてモデル化します。アルフエン/イオンサイクロトロン(A/IC)および高速磁気超音波/ホイッスラー(FM/W)不安定性に対する変動ビーム効果を数値的に定量化します。{\itWind}宇宙船からの陽子$\alpha$の差流と圧縮変動の測定が、変動ビーム効果の予測と一致していることを示します。この効果は、大規模な圧縮からイオンスケールの変動への直接的なクロススケールエネルギー伝達のための新しいチャネルを作成します。
膨らんだ自己相互作用暗黒物質のゾンマーフェルト強化
膨らんだ自己相互作用暗黒物質に対するゾンマーフェルト増強効果を調べます。我々は、自己散乱断面積をボルン、共鳴、および膨らんだ暗黒物質の古典的領域に分類するための2つの新しいパラメータを見つけました。次に、膨らんだ暗黒物質の自己散乱とゾンマーフェルト増強効果の共鳴ピークが同じ位置にあることを観察します。さらに、$R_{\chi}$(膨らんだ暗黒物質粒子の半径)と$1/m_{\phi}$(力の範囲)の間の比率が大きい場合、ゾンマーフェルト増強係数は1に近づくことがわかります(増強なし)。）。最後に、小規模問題を解決するためのパフィーSIDMシナリオの場合、ゾンマーフェルト強調係数の値が、許可されたパラメーター領域に表示されます。
| Title |
Hamiltonian_Analysis_of_$f(Q)$_Gravity_and_the_Failure_of_the_Dirac-Bergmann_Algorithm_for_Teleparallel_Theories_of_Gravity |
| Authors |
Fabio_D'Ambrosio,_Lavinia_Heisenberg_and_Stefan_Zentarra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02250 |
近年、$f(Q)$重力は文献でかなりの注目を集めており、重要な結果が得られています。しかし、理論が伝播する物理的自由度の数、そしてこの数値が関数$f$の形式にどのように依存するかという問題については、満足のいく答えが得られていません。この記事では、この種の質問に対処する標準的な方法の1つであるディラック・バーグマンアルゴリズムに基づくハミルトニアン分析が失敗することを示します。我々は、失敗の原因を特定し、一般に考えられている他の重力理論が同じ問題の影響を受けていることを示し、物理学で得られる自由度の数が小さいことを指摘します。Rev.D106no.Dirac-Bergmannアルゴリズムに基づいた、K.Hu、T.桂川、T.Quiによる4(2022)(つまり8)は間違っています。別のアプローチを使用して、自由度の上限が7であることを示します。最後に、この重要な問題を解決するための、より有望な戦略を提案します。
分布起源双曲面偏微分方程式の不連続コロケーションおよび対称積分法
| Title |
Discontinuous_collocation_and_symmetric_integration_methods_for_distributionally-sourced_hyperboloidal_partial_differential_equations |
| Authors |
Michael_F._O'Boyle,_Charalampos_Markakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.02385 |
この研究では、分布(ディラック$\delta$関数とその導関数)をソースとする線形双曲線偏微分方程式の時間領域数値積分手法の概要を説明します。このような問題は、極端な質量比の限界で二元ブラックホール系を研究するときに発生します。我々は、そのようなソース項が離散化されたときに効果的なドメイン全体のソースに変換される可能性があることを実証し、時間積分におけるこれらの不連続性を直接説明するタイムステッパーのクラスを導入します。さらに、当社のタイムステッパーは、数値シミュレーションにおけるエネルギーや運動量などの物理量の保存に関連する特性である時間反転対称性を尊重するように構築されています。私たちの方法の有用性を説明するために、点質量を源とするブラックホールへの線形摂動を支配する方程式と多くの特徴を共有する分布源の波動方程式を数値的に研究します。
