| Title |
Testing_Parity_Symmetry_with_the_Polarized_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Maresuke_Shiraishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03831 |
初期宇宙の新しい物理学は、点反射で符号が変化する統計情報をソースとして、後期宇宙でパリティ違反を引き起こす可能性があります。このような現象に対する最良の制約は、プランクの温度変動から得られます。ただし、これはすでに宇宙的な変動が比較的小さなスケールに限定されているため、将来的には小さな改善のみが期待されます。ここでは、PlanckPR4$T$モードおよび$E$モードデータを使用して、偏光CMB内のパリティ違反の兆候を検索します。$\ell<518$でのパリティ違反信号に対するシミュレーションベースのブラインドテストと、$\での原始$U(1)$ゲージフィールド(および一般的な崩壊モデルの振幅)のターゲット検索の両方を実行します。エル<2000ドル。いずれの場合も、モデルに依存しないテストでは$(-)0.4\sigma$でFFP10/NPIPEシミュレーションスイートとの一貫性が見つかり、ゲージ場テストでは測定中にゲージ場の分数振幅が制約されるため、新しい物理学の証拠は見つかりません。基準モデルの信頼水準$95\%$でインフレ率が$6\times10^{-19}$未満になること。原始物理学の特定のモデルに応じて、偏光データの追加により制約が大幅に改善される可能性があり、より小規模な情報を含めることで境界が大幅に厳しくなります。
| Title |
Ruling_out_Strongly_Interacting_Dark_Matter-Dark_Radiation_Models_from_Joint_Cosmic_Microwave_Background-Quasar_Observations |
| Authors |
Atrideb_Chatterjee,_Sourav_Mitra,_Amrita_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03841 |
冷たい暗黒物質(CDM)パラダイムは、宇宙の大規模構造を非常にうまく説明します。ただし、その予測と非常に小さな亜銀河スケールでの観測の間にはいくつかの矛盾が存在します。これらの問題に対処するために、暗黒物質粒子と暗黒放射線の間の強力な相互作用を考慮することが、興味深い代替案として浮上しています。この研究では、以前に構築したパラメータ推定パッケージCosmoReionMCによる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)とクエーサーの共同観測を使用して、これらのモデルの制約を調査します。2-$\sigma$の信頼限界では、この分析はこれまでに提案されたすべての強く相互作用する暗黒物質-暗黒放射線モデルを除外し、我々の知る限りこれらのモデルに対する最も厳しい制約を表しています。21cmの実験を使用した将来の研究では、より強力な制約が明らかになったり、ダークセクター内の隠された相互作用が明らかになったりする可能性があります。
3 次モーメントを超えて: DES Y3 による宇宙論にレンズ収束 CDF を使用する実践的な研究
| Title |
Beyond_the_3rd_moment:_A_practical_study_of_using_lensing_convergence_CDFs_for_cosmology_with_DES_Y3 |
| Authors |
D._Anbajagane,_C._Chang,_A._Banerjee,_T._Abel,_M._Gatti,_V._Ajani,_A._Alarcon,_A._Amon,_E._J._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Chen,_A._Choi,_C._Davis,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Fert'e,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_E._M._Huff,_B._Jain,_M._Jarvis,_N._Jeffrey,_T._Kacprzak,_N._Kokron,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_J._Prat,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_E._S._Rykoff,_C._Sanchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._A._Troxel,_I._Tutusaus,_L._Whiteway,_B._Yanny,_B._Yin,_Y._Zhang,_T._M._C._Abbott,_S._Allam,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03863 |
空の広視野調査では、さまざまな宇宙論的および天体物理学的プロセスに敏感な、銀河数、レンズポテンシャル、ガス圧力などの多くのクラスター化されたスカラー場を調査します。このようなプロセスをこれらの分野から制限する能力は、その分野を要約するために選択された統計に決定的に依存します。この研究では、銀河レンズ収束場の概要として、複数のスケールで累積分布関数(CDF)を調査します。一連のN体ライトコーンシミュレーションを使用して、CDFはフィールドのすべてのモーメントからの情報を簡潔なデータベクトルでほぼ捕捉するため、CDFの拘束力がフィールドの2番目および3番目のモーメントよりも若干優れていることを示します。次に、最初の3年間のダークエネルギー調査(DESY3)データを例として使用して、観測データにCDFを適用する実際的な側面を研究し、CDFに対するさまざまな体系の影響を計算します。点広がり関数からの寄与は宇宙論的信号より2～3桁低く、低減せん断近似からの寄与は信号への$\lesssim1\%$の寄与です。ソースクラスタリング効果とバリオンインプリントは$1-10\%$に寄与します。パラメータ制約における体系的なバイアスを制限するためにスケールカットを強制すると、これらの制約が著しく劣化します。この劣化はCDFとモーメントでも同様です。また、観測された収束場と$13\sigma$の形状ノイズ場との間の相関も検出します。CDF、またはすべての瞬間に敏感なその他の統計を厳密な宇宙論ツールとして使用するには、ノイズフィールドの非ガウス相関を正確にモデル化する必要があることがわかりました。
模擬天文台: 宇宙論的な大規模解析のための Hyper Suprime-Cam Survey からの、輝く赤い銀河の 2,000
個のライトコーン模擬カタログ
| Title |
Mock_Observatory:_two_thousand_lightcone_mock_catalogues_of_luminous_red_galaxies_from_the_Hyper_Suprime-Cam_Survey_for_the_cosmological_large-scale_analysis |
| Authors |
Shogo_Ishikawa,_Teppei_Okumura,_and_Takahiro_Nishimichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03871 |
銀河の相関関数の信頼できる共分散行列を推定することは、銀河調査から正確な宇宙論的制約を得るために重要な作業です。私たちは、SubaruHyperSuprime-Camスバル戦略プログラム(HSCSSP)によって観測されたCAMIRALRGをカバーするように設計された、2,000個の独立したライトコーン模擬発光赤色銀河(LRG)カタログを$0.3\leqz\leq1.25$で生成します。まず、COmovingLagrangianAcceleration(COLA)技術を使用して全天のライトコーンハローカタログを作成し、次にHSCSSPS20AWideレイヤーのフットプリントに一致するようにトリミングします。その後、モックLRGは、観察されたCAMIRALRGによって制約されたハロー占有分布モデルに従って、トリミングされたハローカタログに追加されます。星の質量($M_{\star}$)は、CAMIRALRGで観測された星の質量関数を使用したサブハロー存在量マッチング技術によって各LRGに割り当てられます。CAMIRAで観察された$M_{\star}$--photo-$z$-scatter関係から導出されたphoto-$z$散乱を組み込むことにより、モックLRGの測光赤方偏移(photo-$z$)を評価します。LRG。構築された全天ハローおよびライトコーンLRG模擬カタログを、その角度クラスタリング統計(つまり、パワースペクトルおよび相関関数)を、完全な$N$-bodyシミュレーションのハローカタログおよびCAMIRALRGカタログから測定された統計と比較することによって検証します。それぞれHSCSSP。模擬LRGからバリオン音響振動(BAO)の明確な兆候が検出され、その角度スケールは理論的予測とよく一致しています。これらの結果は、模擬LRGを使用して大規模な共分散行列を評価し、BAOの検出可能性と宇宙論的制約の予測を提供できることを示しています。
宇宙構造の平面パターン
ド・ヴォークウール局所超銀河団の周囲の銀河および銀河団の分布における平坦なパターンがどこまで広がっているのか、また、宇宙構造に同様に広がっている平坦なパターンが他にも存在するのか、と疑問に思うのは自然なことです。私は、赤方偏移が0.021未満で検出された銀河と星団の分布における2つの拡張された平らなシート状のパターンの証拠を提示します。シートAには私たちの位置が含まれており、超銀河極から11度傾いています。これは、局所超銀河団がより拡張したシートAの適度に曲がった部分であることを意味します。このシートの続きは、赤方偏移0.021～0.041の銀河のばらばらのサンプルで検出され、赤方偏移0.042～0.085の銀河および銀河団の数。シートBは、最も近い点で私たちから15Mpcです。赤方偏移が0.021未満、および赤方偏移が0.021～0.041で検出されます。これらの結果は、ほぼ平らに伸びたシート状のパターンの痕跡の現実性を示す深刻な証拠となります。
太陽のゆりかごにおける光蒸発と濃縮
| Title |
Photoevaporation_versus_enrichment_in_the_cradle_of_the_Sun |
| Authors |
Miti_Patel_(1,2),_Cheyenne_K._M._Polius_(1),_Matthew_Ridsdill-Smith_(1,3),_Tim_Lichtenberg_(4)_and_Richard_Parker_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK,_2._University_of_Leicester,_UK,_3._NARIT,_Thailand,_4._Groningen,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03830 |
太陽系には短寿命放射性同位体（SLR）である26-Alと60-Feが存在し、惑星系の初期条件に制約を課しています。ほとんどの理論は、26-Alと60-Feの起源は大質量星の内部にあり、それらは大質量星の風や超新星から原始太陽円盤に直接運ばれるか、あるいは連続する星形成イベントを介して間接的に運ばれると仮定しています。。しかし、一眼レフカメラを生み出す大質量星は、光電離性の遠紫外線や極端紫外線も放出しており、これにより原始惑星系円盤のガス成分が破壊され、木星や土星のような巨大ガス惑星の形成が妨げられる可能性がある。ここでは、星形成領域のN体シミュレーションを実行し、一眼レフが豊富な円盤が木星の惑星を形成するのに十分なガスを保持できるかどうかを判断します。我々は、円盤の塵の半径が固定され、光蒸発による内側への移動や粘性拡散による外側への移動が許されない場合にのみ、円盤が濃縮され、光電離放射線に耐えられることを発見した。この最適なシナリオでも、大質量星の超新星爆発まで生き残る円盤は十分ではないため、60-Feの濃縮はゼロか、ほとんどありません。したがって、私たちは、太陽系への一眼レフカメラの配達は、風や大質量星の超新星によってもたらされるものではない可能性があることを示唆しています。
太陽から遠く離れたオールト雲彗星を発見
背景:オールト雲彗星は太陽から遠く離れた場所で発見されることが増えており、観測機器の改良に伴い、より広範囲の地心距離で追跡されることが増えています。目的:放物線に近い彗星の元の長半径が、選択されたデータ円弧と非重力(NG)加速度の想定される形式にどのように依存するかを詳細に調査すること。方法：近日点距離が大きい（$q>3$au）現在知られているオールト雲彗星の中で、近日点前後の軌道脚において最も広い範囲の地心距離にわたって観測された32個の天体を選択した。それらのそれぞれについて、利用可能な位置データ(近日点前後のデータとデータセット全体)から選択された少なくとも3つの基本タイプのデータセットと、水の氷を表すいくつかの形式のNG加速を使用して、一連の軌道を決定しました。またはCO昇華。結果:彗星の運動は、太陽から5天文単位を超える太陽中心距離でNG力によって測定可能な影響を受けることが多いことがわかりました。最も壮観な例はC/2010U3(Boattini)で、その近日点距離は8.44天文単位です。位置データ内の彗星32個のうち19個でNG効果が検出されました。5つの彗星について、NG力の非対称な影響が見つかりました。3つの場合は近日点付近よりも近日点付近よりも著しく大きく(C/2017M4、C/2000SV$_{75}$、C/2015O1)、他の2つの場合は反対側(C/1997BA$_6$およびC/2006S3)。また、純粋な重力解法よりもNG加速を含めた場合に、より厳密に束縛された元の軌道が見つかるというよく知られた系統的効果が、氷の昇華を記述する標準$g(r)$関数の特定の形式に関連している可能性があることもわかりました。
ZrO の完全な分光モデルとトリハイブリッド実験 - 摂動 - 変分線リスト
| Title |
Full_Spectroscopic_Model_and_Trihybrid_Experimental-Perturbative-Variational_Line_List_for_ZrO |
| Authors |
Armando_N._Perri,_Fadia_Taher,_Laura_K._McKemmish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03922 |
一酸化ジルコニウム(ZrO)の吸収線は希少なS型星を定義しており、現在系外惑星で探索されています。検出が成功するかどうかは、正確かつ包括的なラインリストに依存しますが、既存のデータは多くのアプリケーションにとって理想的ではありません。具体的には、Plez\etal{}のラインリストはほぼ完全ですが、高解像度の相互相関には精度が不十分です。一方、Sorensen\&Bernathデータは精度は高いですが、少数のスペクトルバンドしか考慮していません。この記事では、主要な\ZrO{}アイソトポローグの新しい分光モデル、変分線リスト、トリハイブリッド線リスト、および\isoa{}、\isob{}、\isoc{}のアイソトポローグから外挿されたハイブリッド線リストを紹介します。\isod{}~および\isoe{}アイソトポローグ。これらは、\MOLPRO{}を使用して計算されたicMRCI-SD/CASSCF~\abinitio{}電子データ、以前の\Marvel{}データ編集から得られた実験エネルギー、およびSorensen\&Bernathからの摂動エネルギーに基づいて\DUO{}を使用して構築されました。新しい\ZrO{}\EXOMOL{}スタイルのトリハイブリッドラインリスト\LLname{}は、\noenergies{}エネルギー(\noMaenergies{}実験的)と\notransitions{}遷移(最大30,000~\cm{})で構成されます(333~nm)10個の低位電子状態(\ZrOX{}、\ZrOaa{}、\ZrOA{}、\ZrObb{}、\ZrOB{}、\ZrOC{}、\ZrOdd{}、\ZrOee{})の間、\ZrOff{}、\ZrOF{}）。\LLname{}に実験的なエネルギー準位が含まれるということは、12,500--17,500~\cm{}(571--800~nm)のスペクトル領域で高解像度の地上望遠鏡を使用してZrOを検出するのがはるかに簡単になることを意味します。変分エネルギー準位が含まれているということは、ZorrOラインリストの完全性が非常に高く、高温でも分子の吸収断面積を正確にモデル化できることを意味します。\LLname{}データは、できれば熱い木星系外惑星の大気中のZrOの最初の検出を容易にするか、あるいはその存在をより決定的に排除することを期待しています。
初期太陽系における惑星の降着成長による、異なる化学貯留層を横切る小惑星と微惑星の動的軌道進化
太陽と降着惑星の重力の影響下での小惑星帯内の小惑星/微惑星の軌道運動を表すN体数値シミュレーションコードが開発されました。その目的は、観測された2つの異なるスペクトルタイプ、つまりSタイプとCタイプの微惑星貯留層の半径方向の混合と均質化の可能性の範囲に関して、定性的かつある程度は半定量的な議論を行うことです。動的軌道進化により太陽中心距離が変化し、最終的には化学的に多様な成分を有する小惑星が降着する可能性が生じます。スペクトルS型小惑星とC型小惑星は、観測された2つの主要な隕石の二分法クラス、すなわちそれぞれ非炭素質(NC)隕石と炭素質(CC)隕石の母天体として広く考えられています。本分析は、観察された二分法の進化と、最初の1000万年の間の星雲と初期の惑星の過程によるその影響を理解するために実行されました。2つのクラスにわたる均質化は、強力な惑星熱源である26Alの半減期に関する微惑星の降着タイムスケールとの関連で研究されます。約150万年のタイムスケールにわたる降着。おそらく微惑星の惑星規模の分化が起こり、CCおよびNCのエイコンドライトと鉄隕石の母天体が生成された一方、2～5百万の時間スケールにわたって長期にわたる降着が生じた可能性がある。CCおよびNCコンドライトの形成をもたらしました。私たちのシミュレーション結果は、降着する巨大惑星、特に木星と土星の初期離心率と質量が、半径方向の距離にわたる微惑星の離心率撹拌を引き起こす上で重要な役割を果たしていることを示しています。
TCF ピリオドグラムの高感度: 通過する小さな惑星の検出を最適化する方法
| Title |
TCF_periodogram's_high_sensitivity:_A_method_for_optimizing_detection_of_small_transiting_planets |
| Authors |
Yash_Gondhalekar,_Eric_D._Feigelson,_Gabriel_A._Caceres,_Marco_Montalto,_Snehanshu_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04282 |
我々は、通過測量における微信号惑星検出のための2つのピリオドグラムの感度を統計的に比較するための方法論的研究を実施します。光曲線トレンド除去に従う広く使用されているボックス最小二乗(BLS)アルゴリズムと、自己回帰ARIMAモデリングに従う通過コムフィルター(TCF)アルゴリズムです。。小さな深さのトランジットが、シミュレートされたさまざまなノイズ特性を持つライトカーブに注入されます。スペクトルピークの有意性の2つの尺度、ピリオドグラム信号対雑音比(SNR)と一般化された極値分布に基づく誤警報確率(FAP)が検査されます。小惑星検出におけるBLSアルゴリズムとTCFアルゴリズムの相対的なパフォーマンスは、公転周期、通過期間、深さ、通過回数、ノイズの種類など、さまざまな光度曲線特性について検査されます。SNR検出メトリックを使用してARIMAフィット残差に適用されるTCFピリオドグラムは、トレンド除去された光曲線にショートメモリ自己相関が存在する場合、および光曲線ノイズに白色ガウスノイズがある場合でも推奨されます。BLSは、FAP指標を使用する限られた状況下でのみ、小さな惑星に対してより敏感です。自己相関ノイズが存在する場合、BLSピリオドグラム特性は劣ります。これらの方法を小さな系外惑星のTESS光度曲線に適用すると、シミュレーション結果が裏付けられます。研究は、小さな惑星を最も効率的に検出する手順について交通調査の科学者にアドバイスする決定木で終わります。ARIMAトレンド除去とTCFピリオドグラムを使用すると、一定間隔のケイデンスによる交通調査の感度を大幅に向上させることができます。
原始惑星系円盤内のダスト粒子のサイズ依存の帯電 乱流は電荷分離や雷を引き起こす可能性があるか?
| Title |
Size-dependent_charging_of_dust_particles_in_protoplanetary_disks_Can_turbulence_cause_charge_separation_and_lightning? |
| Authors |
Thorsten_Balduin,_Peter_Woitke,_Wing-Fai_Thi,_Uffe_Gr{\aa}e_J{\o}rgensen,_Yasuhito_Narita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04335 |
原始惑星系円盤は惑星形成の基礎です。雷は惑星大気の化学に重大な影響を与える可能性があります。原始惑星系円盤でも同様の方法で雷が出現すると、原始惑星系円盤の化学的性質が大きく変化するだろう。私たちは、どのような条件下で原始惑星系円盤内に雷が発生する可能性があるかを研究することを目指しています。私たちはProDiMoコードを使用して、原始惑星系円盤の2D熱化学モデルを作成します。コードがダスト粒子を処理する新しい方法を組み込み、さまざまなサイズのダスト粒子を考慮できるようにしました。私たちはこれらのモデルの化学組成、粉塵の帯電挙動、帯電バランスを調査し、どの領域が雷に対して最も十分であるかを判断します。我々は、電荷バランスがさまざまな放射線プロセスによって支配されている円盤内の6つの領域を特定し、雷の発生の可能性が最も高いのはミッドプレーンの下部および暖かい領域であることを発見しました。これは、これらの領域では電子存在量が低く($n_{\rme}/n_{\rm\langleH\rangle}<10^{-15}$)、塵粒子が最も豊富な負電荷キャリアであるためです($n_{\rmZ}/n_{\rm\langleH\rangle}>10^{-13}$)。$\rmNH4^+$がこれらの領域でダスト粒子と同じ存在量で最も豊富な正電荷キャリアであることがわかります。次に、この塵粒と$\rmNH_4^+$の混合体内の乱流を介して電場を誘導する方法を開発します。ただし、このメカニズムで生成される電場は、臨界電場を克服するのに必要な電場よりも数桁弱いです。
宇宙論的シミュレーションから得られた大規模ブラックホール合体ホスト銀河の特徴 I: イメージングにおけるユニークな銀河形態
| Title |
Signatures_of_Massive_Black_Hole_Merger_Host_Galaxies_from_Cosmological_Simulations_I:_Unique_Galaxy_Morphologies_in_Imaging |
| Authors |
Jaeden_Bardati,_John_J._Ruan,_Daryl_Haggard,_Michael_Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03828 |
レーザー干渉計宇宙アンテナやパルサータイミングアレイなどの低周波重力波実験は、個々の大質量ブラックホール(MBH)連星や合体を検出できると期待されています。しかし、重力波局在領域にある多数の銀河の中から、各MBH合体の正確なホスト銀河を特定する安全な方法は現在不足しています。私たちは、Romulus25宇宙論シミュレーションを使用して、MBH合体母銀河の明確な形態学的特徴を調査します。私たちは、恒星集団の合成と塵の放射伝達を通じて、最近のMBH合体をホストしているロムルス25の201個の模擬銀河の模擬望遠鏡画像を作成しました。質量と赤方偏移を一致させた対照サンプルとの比較に基づいて、線形判別分析を介して複数の形態学的統計を組み合わせることで、MBH合体のホスト銀河の識別が可能になり、精度はチャープ質量と質量比とともに増加することを示します。高いチャープ質量(>10^8.2Msun)と高い質量比(>0.5)の合体では、このアプローチの精度は>80%に達し、数値合体後少なくとも>1Gyrの間は低下しません。MBH合体銀河と連星母銀河の最も際立った形態的特徴は、先行する銀河合体による比較的短命な形態的乱れではなく、顕著な古典的バルジであるため、これらの傾向が生じると我々は主張する。これらのバルジは大質量銀河の大規模な合体によって形成されるため、高いチャープ質量と質量比を持つMBH連星と合体につながります(そして、その永続的な道しるべになります)。私たちの結果は、銀河の形態学が将来のMBH連星や合体の主銀河の特定に役立つ可能性があることを示唆しています。
UHZ1の$z =$ 10.3ブラックホールからの電波放射
ビッグバンからわずか4億5千万年後のUHZ1$z=$10.3に4つの$\times$10$^7$M$_{\odot}$ブラックホール(BH)が最近発見されたことは、最初のクエーサーは、$z\sim$20での超大質量原始星の崩壊によって生じた直接崩壊ブラックホール(DCBH)であった可能性があります。この天体は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のNIRcamとチャンドラX線データで特定されましたが、最近の研究では、このようなBHからの電波放射は、スクエアキロメートルアレイ(SKA)や次世代の超大型アレイ(ngVLA)でも観測できるはずであることが示唆されています。ここでは、UHZ1の0.1～10GHzの電波束の推定値を示し、SKAとngVLAはそれぞれ10～100時間とわずか1～10時間の積分時間で電波束を検出できることがわかりました。統合時間が長くなったVLAを使用して、このオブジェクトを表示できる可能性があります。UHZ1からの電波放射の検出は、近赤外線(NIR)と電波天文台の間の刺激的な新たな相乗効果の最初のテストとなり、今後10年間に$z\sim$5-15クエーサー天文学の時代を開く可能性がある。
球状星団のエネルギー等分配度に及ぼす大質量中心天体の影響
| Title |
Effects_of_massive_central_objects_on_the_degree_of_energy_equipartition_of_globular_clusters |
| Authors |
Francisco_I._Aros,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03845 |
我々は、恒星質量ブラックホール(BHS)系か中間質量ブラックホール(IMBH)系、またはそのどちらでもない球状星団(GC)の101個のモンテカルロ数値シミュレーションのサンプルにおけるエネルギー等分配度の分析を示します。そのうちの。我々は初めて、BHSまたはIMBHの存在がエネルギーの等分配の程度に関して生成する兆候を体系的に調査し、これらの兆候が現在の観測で見つかるかどうかを調査します。我々は、BHSがクラスター中心でのエネルギー均等分配への進化を止めることができることを示します。また、この効果はGC内の恒星質量ブラックホールの数とともに強くなることも示します。IMBHによって導入されるシグネチャは、その質量がGCに対してどの程度支配的であるか、およびIMBHがそのホストGCとどのくらいの期間共進化したかによって異なります。クラスター質量の2%未満の質量分率を持つIMBHは、BHSと同様の動的効果を生成し、エネルギー等分配の進化を停止します。質量分率が2%を超えるIMBHでは、観測された速度分散の質量依存性が逆転する可能性があり、速度分散は質量とともに増大します。我々の結果を銀河GCの観測結果と比較し、実際のクラスターで観測されたエネルギー等分配度の範囲が解析で見つかった範囲と一致していることを示します。特に、銀河系GCの一部がBHSまたはIMBHをホストするシステムで予想される異常な動作に該当し、さらなる動的解析の有望な候補であることを示します。
複合バルジ -- III.近くの渦巻銀河の核星団の研究
| Title |
Composite_Bulges_--_III._A_Study_of_Nuclear_Star_Clusters_in_Nearby_Spiral_Galaxies |
| Authors |
Aishwarya_Ashok,_Anil_Seth,_Peter_Erwin,_Victor_P._Debattista,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Dmitri_A._Gadotti,_Jairo_M\'endez-Abreu,_John_E._Beckman,_Ralf_Bender,_Niv_Drory,_Deanne_Fisher,_Ulrich_Hopp,_Matthias_Kluge,_Tutku_Kolcu,_Witold_Maciejewski,_Kianusch_Mehrgan,_Taniya_Parikh,_Roberto_Saglia,_Marja_Seidel_and_Jens_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03913 |
我々は、「複合バルジ調査」の一環として、20Mpc以内の33個の大質量円盤銀河のサンプルにおける核星団（NSC）（ほとんどの銀河の中心領域に存在する非常に高密度で大質量な星団）の測光分析と形態学的分析を発表する。。」私たちは、広視野カメラ3からの光学(F475WおよびF814W)および近赤外(F160W)画像を含む、ハッブル宇宙望遠鏡からのデータを使用します。これらの銀河の内部領域の完全な複雑さを考慮して、画像を2Dでフィッティングします。（核円盤と核バーの寄与を含む）、核星団とバルジの構成要素を分離します。3つのバンドすべてでNSCの半径と大きさを導出し、それをNSCの質量の推定に使用します。私たちのサンプルは、NSC特性が測定された大規模な後期型銀河のサンプルを大幅に拡張します。私たちは、銀河のほぼ80%で核星団を明確に識別し、これらの銀河の核形成率の下限値を以前の推定値よりも高く設定しています。私たちの大規模な円盤銀河のNSCは、以前のNSC質量-NSC半径および銀河質量-NSC質量の関係と一致していることがわかりました。しかし、NSC質量には大きな広がりがあり、少数の銀河が非常に低質量でコンパクトな星団を抱えていることもわかりました。私たちのNSCは、ホスト銀河ディスクとPAで位置合わせされていますが、あまり平坦化されていません。これらは、バーまたはバルジの特性との相関関係を示しません。最後に、大規模な円盤銀河サンプルにおけるNSCとBHの質量の比が$\sim$300の係数に及ぶことを発見しました。
宇宙の脂肪族と芳香族: JWST 以前の時代
さまざまな天体物理領域で遍在的に見られる3.3、6.2、7.7、8.6、および11.3ミクロンのいわゆる「未確認赤外線放射」(UIE)の特徴は、一般に多環芳香族炭化水素(PAH)分子に起因すると考えられています。天文学的なPAHは、多くのUIEソースでの3.4ミクロンでの脂肪族C-H伸縮特徴の検出によって明らかになったように、脂肪族成分(例えば、メチル-CH3などの脂肪族側基が官能基としてPAHに結合している可能性がある)を有することがよくあります。前例のない感度、前例のない空間分解能、および高いスペクトル分解能を備えたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、宇宙の脂肪族および芳香族の研究を進化させる上で大きな期待を抱いています。JWST観察の分析を容易にするために、3.4ミクロンの特徴と3.3ミクロンの特徴の発光強度比から、PAHの脂肪族比率(\eta_ali)、脂肪族単位のC原子の比率を決定するための理論的枠組みを提示します。このフレームワークの有効性を実証するために、JWST以前の時代に取得された3.3および3.4ミクロンのUIEデータを可能な限り完全なサンプルとしてコンパイルし、これらのJWST以前のデータにフレームワークを適用します。<\eta_ali>=5.4\%という脂肪族割合の中央値を導き出し、紫外線放射のない冷たい星に照らされた原始惑星状星雲で脂肪族割合が最も高いことがわかりました。それにもかかわらず、星の光子の「硬度」がPAHの脂肪族性に影響を与える唯一の要因ではなく、星の光の強度などの他の要因も重要な役割を果たす可能性があります。
| Title |
The_2175_Angstrom_Interstellar_Extinction_Bump:_Is_the_Wavelength_Variable? |
| Authors |
Qian_Wang,_X.J._Yang_and_Aigen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04055 |
神秘的な2175オングストロームの消光バンプ、星間消光曲線で見られる最も強力な分光吸収特徴の最も顕著な特徴は、不変の中心波長と可変帯域幅です。2175オングストロームでのピーク位置は驚くほど一定ですが、その帯域幅は1本の線から変化します。他人への視線。しかし、多くのヘルビッグAe/Be星に向かう視線の最近の研究により、減光バンプが2175オングストロームの標準波長から大幅にシフトしていることが明らかになりました。この研究では、これらの視線を再考し、物理的なアプローチを採用して、各視線の紫外線(UV)消光曲線を決定します。導出されたUV消滅バンプの波長は約2200オングストロームであり、散乱は同じハービッグAe/Be星のセットに基づく以前の研究の散乱よりもかなり小さいことがわかり、これは従来の通念と一致しています。それにもかかわらず、散乱は、2175オングストロームの公称バンプ位置に関連する散乱よりもかなり大きいです。これは、ハービッグAe/Be星が星間絶滅の研究にはあまり適していないという文脈で議論されています。
局所幾何学的指標を用いたグランドデザインと綿状スパイラル近傍の宇宙ウェブ環境の解析
| Title |
Analyzing_the_cosmic_web_environment_in_the_vicinity_of_grand-design_and_flocculent_spirals_with_local_geometric_index |
| Authors |
Suman_Sarkar,_Ganesh_Narayanan,_Arunima_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04069 |
私たちは、367ドルのグランドデザインと619ドルの綿状渦巻銀河を組み合わせたセットの環境を探索します。これらの$986$の螺旋の局所環境の形態を定量化するために、\textit{局所幾何学的インデックス}と呼ばれる新しい推定器を導入します。局所幾何学的指標により、銀河の環境をボイド、シート、フィラメント、クラスターに分類することができます。グランドデザインの大部分はクラスターやフィラメントのような高密度の環境に存在するのに対し($\sim78\%$)、空隙やシートのような疎な環境に存在する凝集体の割合は大幅に高いことが分かりました($>10\%$)）グランドデザインよりも。コルモゴロフ・スミルノフ検定からの$p$値$<$$10^{-3}$は、結果が$99.9\%$の信頼水準で統計的に有意であることを示しています。さらに、大きな潮流を伴う密集した環境はグランドデザインによって支配されることに注目します。一方、シートや空隙などの低密度環境では、凝集剤の成長が促進されます。
| Title |
Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Molecules_and_the_2175_Angstrom_Interstellar_Extinction_Bump |
| Authors |
Qi_Lin,_X.J._Yang_and_Aigen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04084 |
2175オングストロームの消光バンプ、星間消光曲線に重ね合わされる最も強力な分光吸収の特徴は、1965年の発見以来依然として不明のままです。消光バンプの人気のある候補キャリアには、ナノサイズの黒鉛粒子と多環芳香族炭化水素(PAH)が含まれます。）分子。可能なキャリアとしてPAHを定量的に評価するために、30個のコンパクトな過凝縮PAH分子とそのカチオン、およびC原子数16～96の広範囲で平均サイズ43のアニオンの電子遷移について量子化学計算を実行します。C原子。このようなPAHの混合物は、個別に鋭い吸収特徴を示し、2175オングストロームの星間減光バンプに似た滑らかで広い吸収バンドを示すことがわかりました。$\pi^*\leftarrow\pi$遷移から生じる、それ以外の場合はランダムに選択され、均一に重み付けされたPAH混合物の吸収バンプの幅と強度は、PAHのサイズと電荷状態によってあまり変化しませんが、位置はにシフトします。PAHサイズが大きくなると波長が長くなります。計算上の不確実性を考慮した計算されたバンプの位置は、星間消滅バンプの位置と一致しているように見えますが、計算された幅は、ここで考慮されているPAH混合物に関する限り、まだ説明されていない星間バンプよりもかなり広いです。観察されたバンプ幅を考慮するには、特定のサイズと構造のPAH種に頼らなければならないようです。
| Title |
Deuterated_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_the_Interstellar_Medium:_The_Aliphatic_C--D_Band_Strengths |
| Authors |
X.J._Yang_and_Aigen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04085 |
重水素(D)はビッグバンでのみ生成され、標準的なビッグバン元素合成(BBN)モデルでは、D/Hの原始存在量が約26ppmであると予測されています。銀河が進化するにつれて、アステレーションによりD/Hは徐々に減少します。銀河化学進化(GCE)モデルは、現在のD/Hの存在量が約20ppmであると予測しています。しかし、局所星間物質(ISM)の観測により、気相星間物質のD/Hは領域ごとに大きく異なり、D/H存在量の中央値は約13ppmであり、BBNやGCEからの予測よりも大幅に低いことが明らかになりました。モデル。D/H～7ppmの欠落したD原子は、重水素化多環芳香族炭化水素(PAH)分子に閉じ込められている可能性があることが示唆されています。しかし、我々は以前、芳香族C--Dユニットを有するPAHがDの欠落を説明するには不十分であることを実証しました。ここでは、脂肪族C--Dユニットを有するPAHがDの貯蔵庫となり得るかどうかを検討します。「超重水素化」PAH(1つのDと1つのHがC原子を共有している)およびD-置換メチル基が結合したPAHの振動スペクトルを解析し、脂肪族C--Dストレッチのバンド強度を導き出す(A_4.65)。計算により導出されたA_4.65を、約4.6～4.8ミクロンで観察された脂肪族C--D発光に適用することにより、脂肪族C--D単位を有するPAHがかなりの量のD/Hを結びつけ、わずかに説明できることが判明した。脂肪族C--Dユニットを含むPAHを生成する可能なルートについても説明します。
NGC 2992: 多相円盤、風、電波の泡の間の相互作用
| Title |
NGC_2992:_The_interplay_between_the_multiphase_disk,_wind_and_radio_bubbles |
| Authors |
Maria_Vittoria_Zanchettin,_Chiara_Feruglio,_Marcella_Massardi,_Andrea_Lapi,_Manuela_Bischetti,_Sebastiano_Cantalupo,_Fabrizio_Fiore,_Angela_Bongiorno,_Angela_Malizia,_Andrea_Marinucci,_Manuela_Molina,_Enrico_Piconcelli,_Francesco_Tombesi,_Andrea_Travascio,_Giulia_Tozzi_and_Roberta_Tripodi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04108 |
我々は、VLT/MUSE、ALMA、VLAデータに基づいたNGC2992のガス運動学の解析を発表します。この解析は、冷たい分子相と暖かいイオン化相における円盤、風、およびそれらの相互作用を特徴付けることを目的としています。CO(2-1)とH$\rm\alpha~$は、それぞれ傾斜80度、半径1.5および1.8kpcの多相円盤から発生します。我々は、低温分子相の速度分散が、内側の600pc領域と円錐壁と円盤の間の領域を除いて、同じ赤方偏移における星形成銀河の速度分散と一致していることを発見した。これは、円盤と風の相互作用が局所的にガスの乱流を増大させることを示唆しています。7kpcのスケールに達する2つの広開口角電離コーンに分布する塊状の電離風を検出します。[OIII]風は内側600pcで-1000km/sを超える速度で膨張し、これまでに報告された風速よりも5倍大きくなります。空間分解された電子密度とイオン化パラメータマップに基づいて、イオン化流出質量$M_{\rmof,ion}=(3.2\pm0.3)\times\,10^7\,M_{\odot}$,総イオン化流出速度は$\dotM_{\rmof,ion}=13.5\pm1$\sfrです。円盤の上下に位置し、最大投影距離と速度がそれぞれ1.7kpcと200km/sに達する冷たい分子ガスの塊が検出されました。これらのスケールでは、風は多相であり、速いイオン化成分と遅い分子成分があり、総質量$M_{\rmof,ion+mol}=5.8\times10^7\,M_{\odot}になります。$、その分子成分が質量の大部分を占めます。流出する塵のような分子の塊と乱流のイオン化ガスは電波気泡の端に位置しており、気泡が衝撃を通じて周囲の媒体と相互作用していることを示唆しています。分子円盤と共空間にある冷たい塵の塊$M_{\rmダスト}=(4.04\pm0.03)\times\,10^{6}\,M_{\odot}$を持つ塵の溜まりが検出されました。
チャンドラによるアベル 119 号の X 線観察: 寒冷前線と進化した軸外合併における衝撃
| Title |
Chandra_X-Ray_Observations_of_Abell_119:_Cold_Fronts_And_A_Shock_In_An_Evolved_Off-Axis_Merger |
| Authors |
Courtney_B._Watson,_Elizabeth_L._Blanton,_Scott_W._Russell,_Craig_L._Sarazin,_Arnab_Sarkar,_John_A._ZuHone,_E._M._Douglass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04367 |
動的に複雑な銀河団アベル119($z=0.044$)の\chandraX線観測を紹介します。A119は2つのNAT電波源(0053-015&0053-016)をホストしており、その尾部はジェット軸が直交しているにもかかわらず、互いに平行に向いています。イメージングとスペクトル分析により、表面輝度の不連続性を含む複雑な構造の存在とともに、北東-南西軸に沿って伸びたX線放射が明らかになり、この軸に沿った合体活動の可能性が示唆されています。X線表面の輝度、温度、圧力、密度の半径方向プロファイルから、おそらくICMガスの大規模なスロッシングに関連する寒冷前線であることが判明した2つの表面輝度エッジを特定します。また、マッハ数$M=1.21\pm0.11$のショックフロントであることが判明した南の輝度エッジも特定され、合併ショックと一致します。さらに、これまでの光学研究では、南北方向に沿った光学基礎構造の配列が示されています。長く伸びたX線の放射、NAT尾部の方向、光学的基礎構造の配列はすべて、北東-南西方向での最近または現在進行中の合体活動を示唆しています。
銀河流出輝線プロファイル: Mrk 462 における塵の多い放射駆動電離風の証拠
| Title |
Galactic_Outflow_Emission_Line_Profiles:_Evidence_for_Dusty,_Radiatively-Driven_Ionized_Winds_in_Mrk_462 |
| Authors |
Sophia_R._Flury_(1),_Edward_C._Moran_(2),_Miriam_Eleazer_(1_and_2)_((1)_University_of_Massachusetts_Amherst,_(2)_Wesleyan_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04393 |
過去半世紀にわたり、銀河や初期型星を含む幅広い天体物理学の状況において、ガスの流出と風が非対称輝線として観察されてきました。白鳥座白星輝線はソボレフ近似に基づく物理的動機に基づくプロファイルでモデル化および理解されますが、非対称星雲線はそうではありません。星雲輝線を用いた銀河流出に関するこれまでの研究では、輝線の形状について物理的に不当な仮定がなされてきました。これらのアプローチは流出特性の評価を制限し、観察を基礎的な物理学に結びつけません。銀河流出の物理的複雑さには、より堅牢なアプローチが必要です。このニーズに応えて、我々は、一般化されているが物理的に動機づけられ、銀河流出の根底にあるメカニズムへの洞察を提供する、星雲輝線をモデル化するための新しいプロファイルを提示します。このプロファイルの有用性を実証するために、スターバースト-AGN複合銀河であるMrk462の核領域で観察される非対称星雲線にこのプロファイルを当てはめました。最適なプロファイルの分析から、観察されたプロファイルは終端速度750kms-1の塵を含んだ放射圧による流出から生じていると結論付けられます。この流出は、ある基準では弱いものの、内部の数キロパーセクからガスを除去することによって、主銀河内での星形成とブラックホールの成長を制御するのに十分な強度を持っています。Mrk462で観察され特徴付けられているようなアウトフローは、銀河核における一時的なガス燃料活動を理解する上で極めて重要であり、それは間違いなく銀河の進化において極めて重要な役割を果たしています。
| Title |
Search_for_Eccentric_Black_Hole_Coalescences_during_the_Third_Observing_Run_of_LIGO_and_Virgo |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_A._G._Abac,_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adamcewicz,_S._Adhicary,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_O._D._Aguiar,_I._Aguilar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_A._Al-Jodah,_C._All\'en\'e,_A._Allocca,_M._Almualla,_P._A._Altin,_S._\'Alvarez-L\'opez,_A._Amato,_L._Amez-Droz,_A._Amorosi,_S._Anand,_A._Ananyeva,_R._Andersen,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Andia,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_M._Aoumi,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_N._Aritomi,_F._Armato,_et_al._(1716_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03822 |
これまで重力波を通じて観測された確実な連星ブラックホール合体の数は増えているにもかかわらず、これらの連星の天体物理学的起源は依然として不明である。軌道離心率は、連星形成経路の最も明確な追跡子の1つです。しかし、離心率の影響を含む重力波形の利用可能性が限られているため、バイナリ離心率を特定することは依然として困難です。ここでは、LIGO検出器とVirgo検出器の3回目の観測実行(O3)をカバーする、偏心ブラックホール合体に敏感な波形に依存しない探索の観測結果を紹介します。準循環バイナリに焦点を当てた検索で既に特定された候補以外に、新たな有意性の高い候補は特定されませんでした。15Hzの軌道周波数で最大0.3までの離心率をカバーする高質量(総質量$M>70$$M_\odot$)のバイナリに対する検索の感度を決定し、これを使用してモデルの予測と検索結果を比較します。すべての検出が実際に準円形であると仮定すると、基準母集団モデルでは、離心率$0<e\leq0.3$を$0.33$Gpc$^{-3}$に持つ高質量連星の合体率密度に上限を設定します。yr$^{-1}$、信頼水準90\%。
Ia型超新星の極初期スペクトルの系統的研究
Ia型超新星(SNeIa)はCO白色矮星の熱核爆発であることは広く受け入れられています。しかし、始原系と爆発のメカニズムの性質はまだ解明されていません。最近の過渡観測の発展のおかげで、爆発直後に発見され、その後急速に分光観測が行われることが多くなりました。本研究では、SNeIaの極初期スペクトルをモデル化することで、SNeIaの爆発モデルを制約することを試みました。モンテカルロ放射線伝達コードTARDISを使用して、最も外側の噴出物の特性を推定します。最初の週の法線速度超新星(NVSNe)の光球速度は$\sim$15000kms$^{-1}$であることがわかります。炭素の燃焼が及ぶ外部速度は、$\sim$20000から25000kms$^{-1}$の範囲に及びます。NVSNeの噴出物密度も大きな多様性を示します。高速超新星(HVSNe)と1999aa型SNeの場合、光球速度は$\sim$20000kms$^{-1}$とさらに高くなります。それらは光球密度が異なり、HVSNeは1999aa様のSNeよりも高い密度を持っています。これらすべてのタイプについて、最も外側の組成が最も外側の噴出物の密度と密接に関係していることを示します。炭素燃焼層と未燃焼炭素層は、それぞれ高密度の物体と低密度の物体に見られます。この発見は、高密度で炭素が少ないグループ(HVSNeと一部のNVSNe)と、低密度で炭素が豊富なグループ(1999aa様およびその他のNVSNe)の2つの配列が存在する可能性があることを示唆しています。さまざまな前駆細胞チャネルに関連付けられています。
大質量星の崩壊に起因する過渡現象: 光子と高エネルギーニュートリノの共同観測を前進させるために欠けている部分
| Title |
Transients_stemming_from_collapsing_massive_stars:_The_missing_pieces_to_advance_joint_observations_of_photons_and_high-energy_neutrinos |
| Authors |
Ersilia_Guarini,_Irene_Tamborra,_Raffaella_Margutti,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03840 |
大質量星が崩壊すると、広範囲にわたる天体物理学的過渡状態が引き起こされ、その多波長放射は、放射性崩壊、中央エンジンの活動、流出と高密度の星周媒体との相互作用など、さまざまなプロセスによって引き起こされます。これらの過渡現象は、最大数百PeVのエネルギーを持つニュートリノの工場の候補でもあります。私たちは、マルチメッセンジャー追跡プログラムを最適化する戦略を概説するために、ニュートリノだけでなく電磁波帯全体でこのような天体物理的物体によって放出されるエネルギーを検討します。私たちは、爆発エネルギーのかなりの部分が赤外光紫外(UVOIR)帯域で放出される可能性があるものの、光信号だけではニュートリノ探索には最適ではないことを発見しました。むしろ、密度の高い星周媒質が過渡現象を取り囲んでいる場合、ニュートリノ放出は電波帯の放出と、中央エンジンの活動を追跡するX線と強く相関している。ラジオ、X線、ニュートリノにおける過渡状態の共同観測は、UVOIRバンドにおける過渡状態を決定的に補完し、過渡状態パラメーター空間の縮退を打ち破ることになります。私たちの調査結果では、マルチメッセンジャーの検出を保証するために、電波およびX線帯域での調査を強化する必要があります。
X 線再処理: XMM-Newton を使用した低質量 X 線連星の日食スペクトルによる
日食中に検出されたX線は純粋に再処理され、より明るい一次X線は伴星によって遮られるため、日食X線連星は、再処理されたX線を研究するのに理想的な条件を作り出します。私たちは、日食中および日食外のX線スペクトルを\textit{XMM-Newton}EPICpn観測と比較することにより、4つの日食低質量X線連星系(LMXB)を使用してX線再処理の包括的な研究を実施しました。MXB1659$-$298、AXJ1745.6$-$2901、EXO0748$-$676、およびXTEJ1710$-$281の17件の観測結果は、システムのユニークな特徴を示しています。たとえば、AXJ1745.6$-$2901のX線再処理特性は、強度状態に関係なくほぼ同じであることがわかります。EXO0748$-$676の降着円盤の内側にはさまざまな種類の可変ワープ構造の兆候があり、XTEJ1710$-$281ではおそらく降着円盤のサイズが大きいにもかかわらず、日食外と日食の磁束比が高い。降着円盤のスケールの高さが低いことを示します。一部のLMXB光源の日食スペクトルは初めて報告されます。我々は、さまざまな掩蔽幾何学について、最大食期中の降着円盤の可視領域の一部を導出しました。LMXBにおける食の外と食の磁束比は、高質量X線連星で見られるものと比較して小さいことが観察されました。これは、伴星からの恒星風の密度が低く、広がりが少ないにもかかわらず、LMXBでの再処理がより大きくなったことを示しています。LMXBで観察されたX線再処理効率は、降着円盤のスケール高さ、伴星と比較した円盤の相対的なサイズ、およびその他のいくつかの未知の要因に対するX線再処理の大きな依存性を示しています。
連星中性子星合体における残存反動速度の相対性理論による推定
| Title |
Numerical_Relativity_Estimates_of_the_Remnant_Recoil_Velocity_in_Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Sumeet_Kulkarni,_Surendra_Padamata,_Anuradha_Gupta,_David_Radice,_Rahul_Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03955 |
我々は、数値相対性理論シミュレーションのデータを使用して、連星中性子星合体の反跳速度推定を初めて提示する。私たちのデータセットでは、連星中性子星合体残骸の反動速度は数十km/s程度、最大で$150$km/sに達する可能性があることがわかりました。これらの反動は、異方性重力波の放出と、合体中の動的物質の非対称放出からの同等の寄与によって達成されます。正味反動速度とその噴出成分を噴出物質の量の関数としてフィッティングします。これは、電磁観測によって噴出物質の制約が得られる場合に役立ちます。また、残骸の質量とスピンも推定し、データセットではそれぞれ$[2.34,3.38]M_{\odot}$と$[0.63,0.82]$の範囲内であることがわかりました。
| Title |
Neutrinos_and_nucleosynthesis_of_elements |
| Authors |
Tobias_Fischer,_Gang_Guo,_Karlheinz_Langanke,_Gabriel_Martinez-Pinedo,_Yong-Zhong_Qian,_Meng-Ru_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03962 |
ニュートリノは、太陽の中心で起こる核融合反応のユニークなメッセンジャーとして、ビッグバンの初期から現在の恒星の進化に至るまで、多くの天体物理学のシナリオで重要な役割を果たすことが知られています。特に、ニュートリノは、核崩壊超新星や2つの中性子星の合体などの爆発現象におけるダイナミクスと組成の進化を決定する上で極めて重要です。この論文では、超新星と連星中性子星の合体におけるニュートリノの役割に焦点を当てて、現在の理解を再検討します。相対論的理論を考慮した平均場レベルでのニュートリノ核子不透明度を含め、核物質におけるニュートリノ相互作用速度の理論モデリングに関するいくつかの最近の改善と、超新星ニュートリノ駆動風における重元素元素合成への影響について議論します。核子の運動学、核子間の相関による効果、および核子間の制動放射。また、ニュートリノ核相互作用の計算に使用されるフレームワークと、爆発中に超新星前駆星の外殻で起こるニュートリノ元素合成による同位体の最新の収量予測についてもレビューします。ここでは、あらゆる種類の超新星ニュートリノのエネルギースペクトルの予測が改善され、元素合成の収率に大きな影響を与えています。これらの環境におけるニュートリノのフレーバー振動のモデル化は急速に進歩しており、これには集団ニュートリノ振動のいくつかの新しいメカニズムと、それらがさまざまな元素合成プロセスに及ぼす潜在的な影響がまとめられています。
アフターグロー成層媒質中のシンクロトロンセルフコンプトンとフェルミLAT検出ガンマ線バーストの閉包関係
| Title |
Closure_Relations_of_Synchrotron_Self-Compton_in_Afterglow_stratified_medium_and_Fermi-LAT_Detected_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Nissim_Fraija,_Maria_G._Dainotti,_B._Betancourt_Kamenetskaia,_D._Levine,_A._Galvan-Gamez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03969 |
第2のガンマ線バーストカタログ(2FLGC)がフェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)コラボレーションによって発表されました。これには、10GeVを超える光子エネルギーを持つ29個のバーストが含まれます。ガンマ線バースト(GRB)残光観測は、古典的なシンクロトロン前方衝撃モデルによって十分に説明されていますが、これらの過渡現象からの10GeVを超える光子エネルギーは、この残光モデルを使用して特徴付けるのが不可能ではないにしても困難です。最近、2FLGCで報告されたバーストのスペクトルインデックスと時間インデックスの進化を分析するために、恒星風と均質媒質中で進化するシンクロトロン自己コンプトン(SSC)前方衝撃モデルの閉包関係(CR)が提示されました。この研究では、同じ残光モデルのCRを提供しますが、${\rm0\leqk\leq2.5の中間密度プロファイル($\propto{\rmr^{-k}}$)で進化します。}$、断熱/放射領域、および電子スペクトル指数の任意の値に対するエネルギー注入の有無を考慮します。結果は、現在のモデルが、恒星風モデルでも均一残光SSCモデルでも解釈できないGRBのかなりのサブセットを説明していることを示しています。分析の結果、最良の層別シナリオが、エネルギー注入なしの場合は${\rmk=0.5}$、エネルギー注入の場合は${\rmk=2.5}$と最も一致していることがわかります。
IceCube ニュートリノと大規模構造のトレーサーの相互相関
| Title |
Cross_Correlation_of_IceCube_Neutrinos_with_Tracers_of_Large_Scale_Structure |
| Authors |
David_Guevel_and_Ke_Fang_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03978 |
天体物理学的ニュートリノのほとんどの起源は不明ですが、銀河系外ニュートリノ発生源は宇宙の大規模構造の空間分布に従っている可能性があります。銀河も同じ大規模な分布に従っているため、銀河とIceCubeニュートリノの間の相関関係を確立することは、IceCubeによって観測された拡散ニュートリノの起源を特定するのに役立つ可能性があります。WISEおよび2MASSカタログに基づく予備研究に続いて、赤方偏移測定が改善され、星の汚染が減少した最新の銀河カタログを調査します。IceCubeデータサンプルは、北の空から選択された軌道状のミューニュートリノで構成されています。分析の感度を高めるには、トラック状のイベントの優れた角度分解能と大気中のミューオンによる汚染が少ないことが必要です。点源スタッキング解析とは異なり、相互相関の計算はカタログ内のエントリ数に応じて調整されないため、数百万のオブジェクトを含むカタログでも作業が容易になります。大規模構造のトレーサーを使用したIceCubeニュートリノの2点相互相関の開発とパフォーマンスを紹介します。
FRB 20121102A: バーストとさまざまな対応する無線の画像
| Title |
FRB_20121102A:_images_of_the_bursts_and_the_varying_radio_counterpart |
| Authors |
L._Rhodes,_M._Caleb,_B._W._Stappers,_A._Andersson,_M._C._Bezuidenhout,_L._N._Driessen,_I._Heywood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04298 |
より多くの高速無線バースト(FRB)が局所化されるにつれて、一部の部分に持続的無線ソース(PRS)が存在することがわかってきています。このような発見は、それらの対応物の性質、バースト自体との関係、および一部のFRBのみがPRSを備えている理由についての理解の向上につながります。MeerKAT電波望遠鏡によるFRB20121102Aの観測について報告します。5つのエポックにわたって、FRB20121102Aに関連するPRSが検出されました。私たちの観測は4つのエポック(MJD58732～58764)のクラスターと、約1000日後の別の単一エポックに分割されています。測定された磁束密度は最初の4つの観測では一定ですが、最後の観測では3分の1以上減衰します。MJD58736の観測は、MeerTRAPバックエンドによるFRB20121102Aからの11個のバーストの検出と同時に発生し、そのうち7個は画像面で検出されました。MeerKATやその他の無線設備で実行される共用一時検索を考慮する場合のイメージプレーン検出の重要性について説明します。MeerKATは非常に感度が高いため、2秒以内の画像内で1.3GHzで2.4mJyを超える磁束密度を持つFRBを検出できるため、これまでにCHIMEによって検出されたすべてのFRBの位置を特定できることがわかりました。
ニュートリノ候補ブレーザーにおけるジェット物理学の VLBI プローブ
| Title |
VLBI_Probes_of_Jet_Physics_in_Neutrino-Candidate_Blazars |
| Authors |
F._Eppel,_M._Kadler,_E._Ros,_P._Benke,_M._Giroletti,_J._Hessdoerfer,_F._McBride_and_F._Roesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04311 |
近年、一部の高エネルギー宇宙ニュートリノがブレーザーと関連している可能性があるという証拠が蓄積されている。個別の関連性を示す最も強力な証拠は、2017年のブレーザーTXS0506+056の場合に見つかりました。2019年7月には、よく知られた明るいフラットスペクトル電波クエーサーと空間的に一致する別の軌道状ニュートリノイベント(IC190730A)が発見されました。PKS1502+106。PKS1502+106は、特に高いガンマ線状態にあることは見出されませんでしたが、TXS0506+056と同様に、ニュートリノ検出時に著しく明るい電波爆発を示しました。我々は、TXS0506+056、PKS1502+106、および追加のニュートリノ候補ブレーザー1つ(PKS0215+015)で15GHzから86GHzまでの多周波数VLBI研究を実行し、応答するニュートリノ候補ブレーザーの電波構造を研究しました。彼らのニュートリノ関連に。私たちは、$\sim$1か月以内に、関連するニュートリノイベントから3つの発生源すべてについてVLBAによる機会観測の目標を取得し、MOJAVEプログラムの一環として15GHzでのジェット運動学のマルチエポック研究を行っています。ここでは、86GHzのTXS0506+056に関する最初の結果と、IC170922Aの27日後に取得された追加の43GHz画像1枚を紹介します。これは、以前に公開された画像よりもニュートリノ事象に近いものです。また、PKS1502+106およびPKS0215+015に関する最近の取り組みについても概要を説明します。
ジッタリングジェットによる核崩壊超新星からの重力波の予測
私は、核崩壊超新星(CCSNe)を爆発させるジッタージェットからの重力波の周波数を大まかに5～30Hzと推定しており、そのひずみは銀河CCSNeの検出を可能にする可能性があります。ジッタリングジェット爆発メカニズム(JJEM)は、ほとんどのCCSNeが、生まれたばかりの中性子星(NS)が数秒以内に発射するジッタリングジェットによって爆発すると主張しています。JJEMによると、降着ガスの不安定性により、ジッタージェットを発射する断続的な降着円盤の形成が引き起こされるという。ジェットを含まなかった以前の研究では、NS周囲の不安定性が発する重力周波数は、100～2000Hzの粗い周波数範囲にピークがあると計算されました。最近の研究に基づいて、私は、揺れるジェットの重力波の発生源は、北緯35キロメートルから数千キロ離れた星の中心核の外層とジェットが相互作用するときに膨張する乱流の泡(繭)であると考えています。CCSNeの不安定性による重力波よりも周波数が低く、ひずみが大きいため、将来の、そしておそらく現在の検出器でジッタリングジェットの重力波信号を識別できるようになります。局所的なCCSNeからの重力波の検出は、ニュートリノ駆動の爆発メカニズムとJJEMを区別する可能性があります。
IceCube によって特定されたニュートリノ発生源の時間変動テスト
| Title |
A_time_variability_test_for_neutrino_sources_identified_by_IceCube |
| Authors |
Pranav_Dave,_Ignacio_Taboada_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04342 |
IceCubeは、セイファートII銀河NGC1068とブレーザーTXS0506+056からのニュートリノ放出の証拠を報告しました。前者は時間統合検索で特定され、後者は時間依存のマルチメッセンジャー手法を使用して特定されました。自然な疑問は、時間積分探索で特定された発生源は安定したニュートリノ発生源と一致するのかということです。この質問に答えるために、ノンパラメトリック手法であるTAUNTONを紹介します。TAUNTONは、Cram\'er-vonMises検定に基づいて、定常仮説からのニュートリノデータの逸脱を特定するためのビン化されていない単一仮説手法です。TAUNTONの利点は、定常仮説からの任意の逸脱に敏感であることです。ここでは、ミューニュートリノ追跡イベントの8.7年間のデータセットにTAUNTONを適用した結果を示します。4.2$\sigma$でNGC1068を特定するために使用されたのと同じデータ。我々は、NGC1068出版物で研究された110個の天体のサブセット(信号ニュートリノが4つを超える)である51個の天体に対してTAUNTONを使用します。定常仮説と矛盾する情報源を特定するために、試行前に3$\sigma$のしきい値を設定しました。TAUNTONは、NGC1068のp値0.9を報告しており、定常仮説と一致しています。時間積分フィットを使用すると、TXS0506+056のデータは1.7$\sigma$での定常仮説と一致します。TXS0506+056については、ニュートリノイベントがほとんどないため、時間変動は確認されていません。
この講義の主な目的は、高エネルギー粒子が影響を受ける銀河系媒体における重要な粒子相互作用とエネルギー損失メカニズムを概説することです。これらの相互作用は宇宙線伝播方程式に入る重要な要素であり、宇宙線スペクトルの形成に寄与します。彼らはまた、ガンマ線、ニュートリノ、星では合成されない「壊れやすい」原子核、反粒子などのいわゆる二次種も供給しており、これらはすべてマルチメッセンジャーの文脈で診断ツールとして日常的に使用されています。これらの講義はデニス・ボンチョーリの講義を補完するもので、代わりに銀河系外の環境で超高エネルギーで起こるプロセスに焦点を当てています。これらには、フェリックス・アハロニアンの宣伝資料、およびある程度はステファノ・ガビシとカルメロ・エヴォリの講義が含まれています。
光学および近赤外の広視野画像調査における銀河の測光測定の色変換
| Title |
Color_Transformations_of_Photometric_Measurements_of_Galaxies_in_Optical_and_Near-Infrared_Wide-Field_Imaging_Surveys |
| Authors |
Victoria_A._Toptun,_Igor_V._Chilingarian,_Kirill_A._Grishin,_Ivan_Yu._Katkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03839 |
過去20年にわたり、両半球で運用されている多数の観測施設のおかげで、光学および赤外線領域の広視野測光調査はほぼ全天をカバーできるようになりました。ただし、ジョンソン測光システムとSDSS測光システムの正確な実現には微妙な違いがあるため、複数の調査から得られた複合データセットを分析する前に、測光測定値を同じシステムに変換する必要があります。公表された測光変換は、対応するカタログからの銀河の統合測光に適用すると、かなりの偏りを引き起こすことが判明しました。ここでは、光学探査SDSS、DECaLS、BASS、MzLS、DES、DELVE、KiDS、VSTATLAS、および近赤外線探査UKIDSS、UHS、VHS、そしてバイキング。非活動銀河のk補正された色振幅図を作成し、「赤色シーケンス」の位置と緊密さを測定することによって、変換を検証します。また、絞りの大きさの変換も提供し、調査間の画質の違いが絞りの大きさにどのような影響を与えるかを示します。PythonとIDLでの派生変換の実装と、銀河用のWebベースの色変換計算機を紹介します。DECaLSとDESを比較することにより、拡張銀河のDECaLS測光における体系的な問題を特定しました。これは、DECaLSで使用される測光ソフトウェアパッケージに起因すると考えられます。私たちの方法の応用として、CfAFASTおよびHectospecスペクトルアーカイブに由来する200,000を超える低赤方偏移銀河および中赤方偏移銀河の2つの多波長測光カタログを作成しました。
IceCube の開始トラックのリアルタイム ストリームの強化
| Title |
Enhanced_Starting_Track_Real-time_Stream_for_IceCube |
| Authors |
Jesse_Osborn,_Sarah_Mancina,_Manuel_Silva_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03856 |
IceCubeリアルタイムアラートにより、可能性の高い天体物理学ニュートリノイベントの迅速な追跡観測が可能になり、マルチメッセンジャーの対応物の検索が可能になります。EnhancedstartingTrackReal-timeStream(ESTReS)は、EnhancedstartingTrackEventSelection(ESTES)のリアルタイム拡張です。これは、IceCubeが天体物理学的拡散束を測定するために最近使用した、天体物理純度の高いミューニュートリノサンプルです。一連の計算コストの低いカットを使用すると、高速フィルターを数秒で実行できます。このオンラインフィルターでは、1日あたり約100件のイベントが選択され、衛星経由でウィスコンシン州マディソンに送信され、ESTESイベントの完全な選択が数分以内に適用されます。最終的なカットセット(ESTReS+ESTES)を通過したイベントは、リアルタイムアラートとしてより広範な天体物理学コミュニティに送信されます。現在のリアルタイム警報に対するESTReSの独自の貢献は、南空での5TeV～100TeVの範囲のイベントになります。私たちは、平均して天体物理学的純度が50%のイベントが年間約10.3回発生すると予想しています。この講演では、IceCubeリアルタイムプログラムのコンテキストにおけるESTReSアラートストリームのステータスを報告します。
デカルト格子における原始惑星系円盤のシミュレーションにおける数値粘性の測定 -- 粘性的に広がるリングの再考
| Title |
Measuring_the_Numerical_Viscosity_in_Simulations_of_Protoplanetary_Disks_in_Cartesian_Grids_--_The_Viscously_Spreading_Ring_Revisited |
| Authors |
Jibin_Joseph,_Alexandros_Ziampras,_Lucas_Jordan,_George_A._Turpin_and_Richard_P._Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03881 |
流体力学シミュレーションは、空間と時間の離散グリッド上で支配方程式を解きます。この離散化により、物理的な粘性拡散と同様の数値拡散が発生しますが、その大きさは未知であるか、十分に制約されていないことがよくあります。所定の物理粘度がないか、または非常に低い降着円盤をシミュレートする現在の傾向では、この固有の数値拡散を数値粘度の形で理解し、定量化することが不可欠になります。私たちは、粘性の広がるリングの挙動と、その中で発生するらせん状の不安定性を研究します。次に、この設定を使用してデカルトグリッドの数値粘度を定量化し、その特性を調べます。PLUTOとFARGOを使用して、粘性拡散リングとそれに関連する不安定性を2次元極格子上でシミュレートし、解像度スタディで結果の収束を保証します。次に、モデルをデカルトグリッド上で繰り返し、PLUTOとAthena++を使用して結果を既知の分析ソリューションと比較することで数値粘度を測定します。デカルト格子の数値粘度は約$\nu_{num}\propto\Deltax^2$の分解能でスケールされ、一般的な数値計算の実効$\alpha\sim10^{-4}$に相当することがわかります。設定。また、螺旋の不安定性が極格子上の領域全体にわたって単一の先行螺旋として現れることも示します。これは以前の結果とは異なり、不安定性を正しく解決するには十分な解像度が必要であることを示しています。私たちの結果は、原点が計算領域に含まれる必要があるモデルのコンテキスト、または極グリッドが使用できない場合に関連します。このようなケースの例には、中央バイナリおよび本質的にデカルトコードへの円盤付加のモデルが含まれます。
電波天文学のためのスペクトル共有動的保護エリアの近隣
| Title |
Spectrum_Sharing_Dynamic_Protection_Area_Neighborhoods_for_Radio_Astronomy |
| Authors |
Nicholas_Papadopoulos,_Mark_Lofquist,_Andrew_W._Clegg,_Kevin_Gifford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03934 |
スペクトルアクセスシステム(SAS)または将来の集中型共有スペクトルシステムを通じて既存の保護を強化するには、動的保護エリア(DPA)の近隣距離が使用されます。これらの距離は、市民ブロードバンド無線サービスデバイス(CBSD)が既存のスペクトルユーザーにとって潜在的な干渉源とみなされる距離半径です。このペーパーの目的は、電波天文学(RA)施設のDPA近隣距離を定義するアルゴリズムを作成し、それらの距離を既存のSASに組み込み、国家スペクトル共有を増やすための将来のフレームワークに採用することを目的としています。この論文では、まず、十分な近傍距離を計算するアルゴリズムについて説明します。既存のDPAに対して以前に計算され現在使用されている近傍距離を再計算することでこのアルゴリズムを検証することで、電波天文学施設への拡張の可能性が証明されます。カスタマイズされたパラメーターを使用してアルゴリズムをハットクリーク電波天文台(HCRO)に適用すると、カテゴリA(最大EIRPが30dBm/10MHzのデバイス)では112キロメートル、カテゴリB(最大47dBm/10MHzのデバイス)では144キロメートルという推奨距離が得られます。EIRP)は、SASへのHCROの組み込みを目的としており、このアルゴリズムが一般にRA施設に適用できることを示しています。これらの距離を計算すると、現在使用されているが、スペクトル共有の利点を得るために再検討する必要がある、古い可能性のあるメトリクスと仮定が特定されます。
ExoMol ラインリスト -- LI。水酸化リチウム（LiOH）の分子線リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_LI._Molecular_line_list_for_lithium_hydroxide_(LiOH) |
| Authors |
Alec_Owens,_Sam_O._M._Wright,_Yakiv_Pavlenko,_Alexander_Mitrushchenkov,_Jacek_Koput,_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.03941 |
波長$\lambda>1\mu$m(0-10000cm$^)をカバーする水酸化リチウム($^{7}$Li$^{16}$O$^{1}$H)の新しい分子線リスト{-1}$の範囲）が表示されます。OYT7ラインリストには、$J=95$までの総角運動量を伴う回転-振動エネルギーレベル間の3億3,100万以上の遷移が含まれており、$T\約3500$Kまでの温度に適用できます。ラインリストの計算は、以前に公開されたものに基づいています。、高レベルの\textit{abinitio}位置エネルギー面と、新しく計算された地面$\tilde{X}\,^1\Sigma^+$電子状態の双極子モーメント面。リチウム含有分子はさまざまな恒星体において重要であり、系外惑星の大気中でLiOHが観測される可能性があります。この研究は、LiOHの最初の包括的なラインリストを提供し、将来の分子検出を容易にするでしょう。OYT7線のリストと、関連する温度および圧力に依存する不透明度は、ExoMolデータベース(www.exomol.com)およびCDS天文学データベースからダウンロードできます。
野原青色はぐれ星: UVIT/AstroSat を使用した青色金属欠乏星の伴星である白色矮星の発見
| Title |
Field_blue_straggler_stars:_Discovery_of_white_dwarf_companions_to_blue_metal-poor_stars_using_UVIT/AstroSat |
| Authors |
Anju_Panthi,_Annapurni_Subramaniam,_Kaushar_Vaidya,_Vikrant_Jadhav,_Sharmila_Rani,_Sivarani_Thirupathi,_Sindhu_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04050 |
青色メタルプア(BMP)星は、メタルプア球状星団の通常のターンオフ星よりも青く、より明るく見える主系列星です。これらは、質量移動後のメカニズムによって形成されたフィールドブルーストラグラースター（FBSS）、または天の川銀河の矮小衛星銀河から降着したもののいずれかであると考えられています。BMPスターのかなりの部分が潜在的なバイナリーであることが発見されています。私たちは、F148WとF169Mの2つのFUVフィルターでUVIT/\textit{AstroSat}を使用して27個のBMP星を観察しました。我々は、BMP12星の白色矮星(WD)伴星を初めて発見したことを報告する。WD伴星の推定温度はT$_{eff}$$\sim$10500$-$18250K、質量は0.17M$_{\odot}$$-$0.8M$_{\odot}$です。[Fe/H]と空間速度に基づいて、12個のBMP/FBSS星を厚い円盤(5)とハロー(5)としてグループ化しますが、2つの星はその間にあるように見えます。5つの厚いディスクBMP/FBSSはすべてコンパニオンとして非常に低質量(M$<$0.2M$_{\odot}$)のWDを持ちますが、5つのハローBMP/FBSSは低い(0.2M$_{\odot}$$<$M$<$0.4M$_{\odot}$)、通常(0.4M$_{\odot}$$<$M$<$0.6M$_{\odot}$)、および高質量(M$>$0.6M$_{\odot}$)WDの仲間。私たちの分析は、BMP星の少なくとも$\sim$44$\%$がFBSSであり、これらの星がFBSS間の物質移動、二成分特性、化学濃縮の詳細を理解する鍵を握っていることを示唆しています。
再発新星 RS Oph と T CrB の光度曲線におけるバースト前の信号
| Title |
Pre-outburst_signal_in_the_light_curves_of_the_recurrent_novae_RS_Oph_and_T_CrB |
| Authors |
R._K._Zamanov,_V._Marchev,_J._Marti,_and_G._Y._Latev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04104 |
1946年のバースト前およびバースト中に得られたTCrBの観測では、バースト直前のプレバースト信号(光学的輝度の減少)が明確に検出されています。同様の減少は、2021年のバースト中のRSOphの光度曲線にも見られます。これは白色矮星の周りに厚くて密なエンベロープが形成されているためと考えられ、その大きさ(1000～2000km)、質量(5.10$^{-8}$～6.10$^{-7}$)と推定される。M$_\odot$)と平均密度(5-16gcm$^{-3}$)。
ExoMol ラインリスト -- LII。メチリジンカチオン (CH+) のラインリスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_LII._Line_Lists_for_the_Methylidyne_Cation_(CH+) |
| Authors |
Oliver_Pearce,_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04153 |
$^{12}$C$^{1}$H$^{のX$^{1}\Sigma^{+}$状態とA$^{1}\Pi$状態の包括的で正確なロビブロニクス線リスト5000Kの温度まで適用できる+}$および$^{13}$C$^{1}$H$^{+}$が示されています。利用可能な経験的なポテンシャルエネルギー曲線と高レベルの非経験双極子および遷移双極子モーメント曲線は、プログラムLEVELで使用され、ロビブロニックエネルギーレベルとEinstein$A$係数を計算します。$\Lambda$倍加は、経験的手法を使用してA$^{1}\Pi$状態に関係するエネルギー準位と$A$係数に組み込まれます。$^{12}$C$^{1}$H$^{+}$の場合、実験室スペクトルと天体観測スペクトルの両方をMARVELプロシージャへの入力として使用することで、ラインの位置が改善されます。$^{12}$C$^{1}$H$^{+}$行リストには、0～33010cm$^{-1}$の周波数範囲にわたる1505の状態と34194の遷移が含まれています($\lambda>300ドルnm）。観測された天文スペクトルや実験室スペクトルと比較すると、非常によく一致しています。PYTCH$^{+}$行リストとパーティション関数は、ExoMolデータベース(www.exomol.com)から入手できます。
ExoMol ライン リスト -- LIII: 経験的なロビブロニック スペクトル 酸化イットリウム (YO)
| Title |
ExoMol_line_lists_--_LIII:_Empirical_Rovibronic_spectra_Yitrium_Oxide_(YO) |
| Authors |
Sergei_N._Yurchenko,_Ryan_P._Brady,_Jonathan_Tennyson,_Alexander_N._Smirnov,_Oleg_A._Vasilyev_and_Victor_G._Solomonik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04173 |
開殻分子$^{89}$Y$^{16}$O(酸化イットリウム)とその同位体置換体の実験線リストを示します。線リストは6つの最も低い電子状態をカバーしています:$X{}^{2}\Sigma^{+}$、$A{}^{2}\Pi$、$A'{}^{2}\Delta$、$B{}^{2}\Sigma^{+}$、$C{}^{2}\Pi$、$D{}^{2}\Sigma^{+}$は最大60000cm$^$J=400.5$までの回転励起の場合は{-1}$($<0.167$$\mu$m)。ポテンシャルエネルギー曲線(PEC)、スピン軌道、および電子角運動量結合で構成される\textit{abinitio}分光モデルは、公開されているYO実験遷移周波数データから導出された、実験的に決定されたYOのエネルギーにフィッティングすることによって洗練されます。このモデルは、実験的なスピン回転曲線と$\Lambda$倍加曲線、MRCIを使用して計算された\textit{abinitio}双極子モーメント曲線と遷移双極子モーメント曲線によって補完されています。完全な基底セット限界外挿と高品質のCCSD(T)法を使用して計算された\textit{abinitio}PECは、改良のための優れた初期近似を提供します。同じ対称性を持つ2つの状態ペア$A$/$C$と$B$/$D$の非断熱結合曲線は、状態平均CASSCFを使用して計算され、$A{}^の断熱表現の構築に使用されます。{2}\Pi$、$C{}^{2}\Pi$、$B{}^{2}\Sigma^{+}$、$D{}^{2}\Sigma^{+}$曲線。計算されたYOの寿命は、可能な場合は実験とよく一致するように調整されます。BRYTSYOラインリストはExoMolデータベース(www.exomol.com)に含まれています。
サラウンドの背後にある科学: 太陽の周りの CubeSats の星座
| Title |
The_science_behind_SURROUND:_a_constellation_of_CubeSats_around_the_Sun |
| Authors |
D._M._Weigt,_L._A._Ca\~nizares,_S._A._Maloney,_S._A._Murray,_E._P._Carley,_P._T._Gallagher,_A._Macario-Rojas,_N._Crisp_and_C._McGrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04194 |
現在の宇宙天気監視業務が直面している最大の課題の1つは、地球と太陽の伝播時間スケール内でのコロナ質量放出(CME)と太陽エネルギー粒子(SEP)の到着を予測することです。現在のキャンペーンは主に極端な紫外線と白色光の観測に基づいて予測を作成しており、これらの波長では検出できない地球のインフラに危険を及ぼす可能性のある多くの潜在的な事象を見逃しています。ここでは、それぞれが同一の電波分光計を備えたCubeSatのコンステレーションであるSURROUNDミッションと、このコンセプトに関する最初のフェーズ0研究の結果を紹介します。SURROUNDの主な目的は、宇宙天気活動の有用な診断として広く利用されている太陽電波バースト(SRB)を監視および追跡し、現在の予測機能に革命を起こすことです。フェーズ0研究では、SURROUNDは太陽圏モニターとしては初となる、実行可能なSEPおよびCME予測の可能性を備えた現在の技術を使用し、3～5台の宇宙船を使用してミッション目標を達成できると結論付けている。
アーサー・C・クラーク研究所の45cmカセグレン望遠鏡を用いた新星V1065 CENとV1280 SCOの分光観測
| Title |
Spectroscopic_observations_of_novae_V1065_CEN_and_V1280_SCO_using_45_cm_cassegrain_telescope_at_Arthur_C_Clarke_Institute |
| Authors |
S._Gunasekera,_J._Adassuriya,_I._Madagangoda,_K._Werellapatha,_K.P.S.C_Jayaratne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04211 |
2つの新星、V1065CENとV1280SCOの分光観測は、H$\alpha$(6563\r{A})領域で高解像度($\lambda/\delta\lambda$=22000)で45cmカセグレン望遠鏡によって行われました。。V1065CENは、顕著なP-Cyg吸収成分のない、幅広(ガウスFWHM49\r{A})の鞍型で非対称なH$\alpha$輝線を特徴付けるHe/Nタイプのスペクトルです。V1280SCOの完全に異なるH$\alpha$プロファイルは、顕著なP-Cyg吸収と狭い輝線(ガウスFWHM26\r{A})を示し、FeII型新星として分類できます。P-Cygプロファイルの最小値から測定したこれら2つのシステムの膨張速度は、V1065CENでは2300km/s、V1280SCOでは716km/sに近くなります。測光分析に基づいて、NovaV1065CENは高速(11$<$t${_2}$$<$25)新星として分類できます。新星V1065CENの最大絶対等級はM$_{o,V}$=-7.58$\pm$0.18およびM$_{o,B}$=-7.75$\pm$0.25となり、距離8.51に相当します。$\pm$0.33kpc。新星V1280SCOのパラメーターt$_{2V}$=12日とt$_{3V}$=14日により、新星が超高速新星と高速新星の間にあることがわかります。最大時の平均絶対等級はM$_{o,V}$=-8.7$\pm$0.1と計算され、新星V1280SCOまでの推定距離は3.2$\pm$0.2kpcとなります。
67,163 個のケプラー星の新しい自転周期測定
| Title |
New_rotation_period_measurements_of_67,163_Kepler_stars |
| Authors |
Timo_Reinhold,_Alexander_I._Shapiro,_Sami_K._Solanki,_and_Gibor_Basri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04272 |
ケプラー宇宙望遠鏡は、何万もの恒星の回転周期測定の遺産を残しています。これらの星の多くは強い周期性を示しますが、回転周期が不明で不規則な変動をもつ星がさらに多く存在します。その結果、多くの星の活動研究は、測定された自転周期を持つより活動的な星の挙動に強く偏っている可能性があります。このバイアスを少なくとも部分的に取り除くために、パワースペクトルの勾配(GPS)に基づく新しい方法を適用します。勾配の最大値は、変曲点(IP)の位置に対応します。星の回転周期$P_{rot}$は、簡単な方程式$P_{rot}=P_{IP}/\alpha$によって変曲点周期$P_{IP}$に関連付けられていることが以前に示されました。ここで、$\alpha$は校正係数です。GPS手法は、時系列における反復可能な変動パターンを必要としないため、古典的な手法(自己相関関数(ACF)など)よりも優れています。ケプラーアーカイブにある実効温度$T_{eff}\leq6500K$と表面重力$logg\geq4.0$を持つ142,168個の星の初期サンプルから、GPSとACF法を組み合わせることにより、67,163個の星の自転周期を測定できました。。さらに、20,397個の星の自転周期を初めて決定したことを報告します。GPS周期は、古典的な方法が利用可能な場合には、それを使用した以前の周期の測定値と良好な一致を示しています。さらに、実効温度が4000K未満の非常に冷たい恒星では倍率$\alpha$が増加することを示し、これを高緯度に位置する斑点と解釈します。私たちは、変動が小さくより不規則な星の自転周期を検出するには、新しい技術(GPS法など)を適用する必要があると結論付けています。これらの星を無視すると、星の活動、特に太陽と星の比較研究の全体像が歪むことになります。
太陽コロナにおける磁気流体力学的モード変換: 鋭い界面における波のフレネル状モデルからの洞察
| Title |
Magnetohydrodynamic_Mode_Conversion_in_the_Solar_Corona:_Insights_from_Fresnel-like_Models_of_Waves_at_Sharp_Interfaces |
| Authors |
Steven_R._Cranmer_(CU_Boulder),_Momchil_E._Molnar_(CU_Boulder,_HAO/NCAR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.04394 |
太陽大気には、さまざまな種類の波状振動が含まれていることが知られています。波やその他の変動（乱流渦など）は、コロナを加熱し太陽風を加速するエネルギー輸送と散逸の少なくとも一部に関与していると考えられています。したがって、磁気流体力学(MHD)波が太陽の大気のさまざまな領域で伝播および進化する際の挙動を理解することが重要です。この論文では、MHD波が密度の鋭い平面界面で反射および屈折するときに、プラズマ全体の状態にどのような影響を与えるかを調査します。まず、波のエネルギー束保存の計算に影響を与える基礎論文(Stein1971)の誤りを修正します。次に、このモデルを太陽風中の反射駆動MHD乱流に適用します。この乱流では、密度変動の存在により、内向きに伝播するアルフベン波の生成が強化される可能性があります。このモデルは、いくつかの公開された数値シミュレーションから時間平均したエルサッサーの不均衡率(つまり、内向きのアルフヴェネの力と外向きのアルフヴェネの力の比)を再現します。最後に、彩層とコロナの間の遷移領域を通る複雑な磁場が、上向きに伝播するアルフベン波の一部を高速モードと低速モードのMHD波に変換するのにどのように役立つかをモデル化します。これらの磁気音波は遷移領域の周囲の狭い領域で消散し、加熱速度に鋭いピークを生成します。この新たに発見された加熱源は、アルフヴェニ流乱気流による予想される加熱速度を一桁上回る場合があります。一部の初期モデルがこの場所に追加のアドホック熱源を必要としているように見えた理由は、これで説明できるかもしれません。
太陽ニュートリノと $\nu_2$ が $\nu_1$ に崩壊
ニュートリノの寿命に関する実験限界は、ニュートリノの性質と、ニュートリノ崩壊の原因となる可能性のある新しい物理学の詳細によって決まります。崩壊に最終状態の活性ニュートリノが関与する場合、ニュートリノの質量は、ニュートリノが実験的にどのように現れるかにも定性的に影響を与えます。ゼロでないニュートリノ質量の影響をさらに理解するために、太陽ニュートリノの観測が非常に単純なおもちゃのモデルにどのような制約を与えるかを調べます。ニュートリノはディラックフェルミオンであり、質量$m_2$の重いニュートリノ$\nu_2$が質量$m_1$の軽いニュートリノ$\nu_1$に崩壊できるように、ニュートリノと結合する新しい質量のないスカラーがあると仮定します。-そして質量のないスカラー。新しい物理結合に対する制約は、娘ニュートリノと親ニュートリノの質量の比に時には大きく依存し、新しい物理結合の値が十分に大きい場合、太陽ニュートリノの「ダークサイド」が現れることがわかりました。パラメーター空間-$\sin^2\theta_{12}\sim0.7$-は、太陽ニュートリノデータに適切に適合します。私たちの結果は、ニュートリノの質量順序が反転質量で$m_2>m_1\ggm_3$の場合に$\nu_2\to\nu_1\bar{\nu}_3\nu_3$を媒介するシナリオなど、他のニュートリノ崩壊シナリオに一般化します。$\nu_3$の質量。
重力波と銀河の可能性
今後10年間にわたって、第3世代の干渉計と宇宙ベースのLISAミッションは、数百万の太陽質量を持つ超大質量ブラックホールが関与する銀河中心の連星を観測することになります。より強力な重力場を調査する、より極端な現象のより正確な測定は、基礎物理学、天体物理学、宇宙論に多大な影響を与える可能性があります。しかし、銀河規模では、降着円盤、暗黒物質のハロー、およびコンパクトな天体の密集した集団が、合体する天体と重力で相互作用する可能性があります。これらの天体物理構造が連星系の進化と重力波の特徴において果たす役割はほとんど解明されておらず、これまでの研究はアドホックなニュートン近似に依存することが多かった。この論文では、この状況を改善することを目的としています。私たちは、ブラックホールを囲む物質の潮汐変形が一般相対性理論からの逸脱をどのように覆い隠すことができるかを研究しています。また、質量のない粒子の閉じた軌道である光の輪と、コンパクトな物体の適切な振動モードとの間の深い関係も調査します。私たちは、環境の存在とは無関係に、光の輪が、遠くの観測者に対する落下物質の遅い時間の出現と、衝突で形成された最終的なブラックホールがどのようにして緩和して定常状態に戻るかを制御していることを示します。最後に、非真空環境での重力波放射を研究できる最初の完全相対論的枠組みを開発します。私たちはこれを暗黒物質ハローに囲まれた銀河ブラックホール連星に適用し、物質と重力波の間の変換を観察します。この結合により、放出されるエネルギー束に大きな変化が生じ、銀河物質の分布の特性を制限するのに役立つ可能性があります。
