Pantheon+ SuperNova サンプルの距離係数には共分散が欠落しているという証拠はありません
| Title |
No_evidence_for_missing_covariance_in_the_Pantheon+_SuperNova_sample_distance_moduli |
| Authors |
Bohdan_Bidenko,_L\'eon_V._E._Koopmans,_P._Daniel_Meerburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05157 |
ハッブル張力を低減するために開発された後期宇宙論的探査機や自明ではない物理モデルに隠された系統的誤差の可能性に関するコミュニティでの議論に触発され、パンテオンおよびパンテオン+SNeサンプルを元の$\Lambda$CDM解析からの逸脱の可能性について調査します。。$\Lambda$CDMからの可能性のある系統性または逸脱を同時に説明するために、ガウスプロセスを採用して追加の共分散をモデル化しますが、その起源についてはそれ以上の仮定は行いません。共分散に対する定常補正と非定常補正の両方を調査します。推定される宇宙論的パラメーター$H_0$と$\Omega_{m}$に小さな変化が発生する可能性がありますが、共分散の欠落に関する統計的に有意な証拠は見つかりません。ガウス過程の振幅の上限$\sigma<0.031$magが$95\%$の信頼度で見つかります。これは、Pantheon+サンプルの平均統計誤差の$20\%$に相当します。推論された宇宙論的パラメータの事後パラメータで我々が発見した最も強い効果は、パンテオン+とプランク推定間のハッブル張力の統計的有意性を5.3$\sigma$から4.5$\sigma$に減少させる可能性があります。したがって、SN宇宙論的パラメータ推論は、この研究で検討した解析の修正に対して堅牢であると結論付けます。
この論文では、標準的な暗黒物質密度進化法則$\rho_{dm}=\rho_{dm,0}(1+z)^3$の潜在的な逸脱を調査します。この方法では、$\rho_{dm}=\rho_{dm,0}(1+z)^3f(z)$で表される変形進化モデルを考慮し、偏差($f(z))の存在を検索します。\neq1$)。ご覧のとおり、$f(z)$は標準法則から逸脱してパラメータ化された一般関数です。バリオン音響振動、I型超新星の光度距離、銀河団ガス質量分率観測のデータを使用して、ガウス過程回帰によって$f(z)$を再構築します。これまでの作品とは異なり、特定の関数を使用して逸脱を記述することなく、逸脱の可能性を調査することができます。$2\sigma$c.l内で、標準モデルシナリオである$f(z)=1$を取得しました。考慮されたすべてのケースにおいて。
距離指標としての赤方偏移の系統的偏りの単純で直接的な経験的観察
$H_o$張力、大規模異方性、高赤方偏移における大質量円盤銀河などの最近の不可解な観測は、標準的な宇宙論モデルに挑戦を与えています。考えられる説明の1つは、標準モデルが不完全であるというものですが、他の理論は、距離指標としての赤方偏移モデルに偏りがある可能性があるという主張に基づいています。これらの理論は最近の観察を説明できますが、赤方偏移モデルが実際に矛盾している可能性があるという直接的な経験的再現可能な観察が存在しないため、疑問が生じています。ここでは、銀河のスペクトルが天の川の回転速度に対する相対的な回転速度に依存することを示す簡単な実験について説明します。さらに、天の川銀河に対して同じ方向に回転する銀河の赤方偏移は、天の川銀河に対して反対方向に回転する銀河の赤方偏移とは大きく異なることが示されています(P$<0.006$)。3つの異なるデータセットが独立して使用され、それぞれが異なる方法で準備され、それらはすべて同様の赤方偏移バイアスを示します。南銀河極からの銀河の4番目のデータセットも分析され、同様の結果が示されました。4つのデータセットはすべて一般公開されています。赤方偏移が比較的低い銀河(z$<$0.25)で観測された$\Deltaz$の最大平均$\sim$0.012は劇的ではないように思えるかもしれませんが、偏りは一貫しており、$H_o$張力などの不可解な観測を説明できる可能性があります。
KiDS-DR3 の AMICO 銀河団: 極値統計からの $\Lambda$CDM の制約
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_constraints_on_$\Lambda$CDM_from_extreme_value_statistics |
| Authors |
Valerio_Busillo,_Giovanni_Covone,_Mauro_Sereno,_Lorenzo_Ingoglia,_Mario_Radovich,_Sandro_Bardelli,_Gianluca_Castignani,_Carlo_Giocoli,_Giorgio_Francesco_Lesci,_Federico_Marulli,_Matteo_Maturi,_Lauro_Moscardini,_Emanuela_Puddu,_Mauro_Roncarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05518 |
AMICOKiDS-DR3カタログにある銀河団質量の極値統計を適用することで、$\Lambda$CDM宇宙論パラメータ$\sigma_{8}$を制約します。本質的な豊富さ$\lambda^{*}>20$を持つ$N_{\textrm{obs}}=3644$クラスターのサンプルで最大のクラスター質量値が観測される可能性を考慮して、パラメーターの事後分布をサンプリングします。赤方偏移範囲$z\in[0.10,0.60]$。$\sigma_{8}=0.90_{-0.18}^{+0.20}$が得られ、プランクの共同研究によって得られた測定値およびAMICOKiDS-DR3を利用したクラスター宇宙論の以前の結果と$1\sigma$以内で一致しています。この方法を$\textit{Euclid}$やLSSTなどの今後のミッションに適用することで、制約が改善される可能性があります。これらのミッションでは、数千もの遠く離れた大規模なクラスターを配信することが予想されます。
PTA データからの原始曲率パワースペクトルのモデルに依存しない再構築
| Title |
Model-independent_reconstruction_of_the_primordial_curvature_power_spectrum_from_PTA_data |
| Authors |
Zhu_Yi_and_Zhi-Qiang_You_and_You_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05632 |
パルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究から最近発表されたデータは、スカラー誘起重力波(SIGW)に由来する可能性がある重力波背景と一致する確率的信号の強力な証拠を提供します。ただし、曲率摂動の特定のパワースペクトルを持つSIGWがPTA信号を考慮できるかどうかを判断するには、SIGWのエネルギー密度を推定する必要があり、計算コストが高くなる可能性があります。この論文では、モデルに依存しないアプローチを使用して、$10^{1}\,\mathrm{Mpc}^{-1}$から$10^{20}\までの自由スペクトルクロスオーバーを使用して原始曲率パワースペクトルを再構成します。,\mathrm{Mpc}^{-1}$とNANOGrav15年間のデータセット。私たちの結果は、SIGWのエネルギー密度を計算することなく、特定の原始曲率パワースペクトルが観測されたPTA信号を適切に説明できるかどうかを評価するタスクを簡素化できます。
小さいながらも強力: コンパクトな望遠鏡を使用した超高温の木星の大気の高解像度分光分析。 Wendelstein の FOCES
分光器を使用した KELT-9 b の透過スペクトル
| Title |
Small_but_mighty:_High-resolution_spectroscopy_of_ultra-hot_Jupiter_atmospheres_with_compact_telescopes._KELT-9_b's_transmission_spectrum_with_Wendelstein's_FOCES_Spectrograph |
| Authors |
N._W._Borsato,_H._J._Hoeijmakers,_D._Cont,_D._Kitzmann,_J._Ehrhardt,_C._G\"ossl,_C._Ries,_B._Prinoth,_K._Molaverdikhani,_B._Ercolano,_H._Kellerman,_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05149 |
超高温の木星の大気によって生成される透過スペクトルを観察する場合、木星の大気の信号は非常に弱いため、通常は大型の望遠鏡が最適な機器となります。この研究は、より小さな望遠鏡クラスでも同じ科学が可能であることを示すことで、大きな望遠鏡への欲求を軽減することを目的としています。私たちは相互相関技術を使用して、ウェンデルシュタイン天文台の高解像度分光器FOCESの可能性を実証し、超高温木星KELT-9bの大気を解明する可能性を実証します。単一トランジットと3晩にわたる複合観測の両方を考慮して、FOCESとHARPS-N分光器の間で性能比較が行われます。FOCESを使用して、KELT-9bの大気中に7つの種、TiII、FeI、FeII、NaI、MgI、NaII、CrII、ScIIを検出しました。HARPS-Nは性能においてFOCESを上回っていますが、我々の結果は、より小規模な望遠鏡クラスでも超高温の木星の大気を解決できることを明らかにしています。これにより、可能性のある研究の範囲が広がり、大気信号の時間的変動やこれらの近接惑星の大気損失特性などの現象の調査が可能になります。
岡山で惑星系を再訪 惑星探索プログラム：新たな長周期惑星、RV天文共同解析、進化した星の周りの多重度・金属量傾向
| Title |
Revisiting_Planetary_Systems_in_Okayama_Planet_Search_Program:_A_new_long-period_planet,_RV_astrometry_joint_analysis,_and_multiplicity-metallicity_trend_around_evolved_stars |
| Authors |
Huan-Yu_Teng,_Bun'ei_Sato,_Masayuki_Kuzuhara,_Takuya_Takarada,_Masashi_Omiya,_Hiroki_Harakawa,_Hideyuki_Izumiura,_Eiji_Kambe,_Mesut_Yilmaz,_Ilfan_Bikmaev,_Selim_O._Selam,_Timothy_D._Brandt,_Guang-Yao_Xiao,_Michitoshi_Yoshida,_Yoichi_Itoh,_Hiroyasu_Ando,_Eiichiro_Kokubo,_Shigeru_Ida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05343 |
本研究では、岡山惑星探索プログラムとその連携枠組みであるEAPS-Netの枠組みで観測された、進化した恒星の周りにある32の惑星系を再訪し、さらなる伴星を探索し、複数惑星系における恒星や巨大惑星の性質を調査します。。岡山天体物理観測所(OAO)から取得した最新の動径速度により、摂氏75センチメートル系の広い軌道に新たな巨大惑星が確認されました($P_{\rm{c}}=2051.62_{-40.47}^{+45.98}\\rm{d}$、$M_{\rm{c}}\sini=0.912_{-0.090}^{+0.088}\M_{\rm{J}}$、および$a_{\rm{c}}=3.929_{-0.058}^{+0.052}\\rm{au}$)とともに、長期的な動径速度加速を示す5つの恒星は、広い軌道にある巨大な伴星を示しています。また、惑星を含むいくつかの恒星の動径速度の変化が、追加の惑星候補、恒星の活動、またはその他の十分に研究されていない情報源を示している可能性があることも発見しました。これらの星には、$\epsilon$Tau、11Com、24Boo、41Lyn、14And、HD32518、$\omega$Serが含まれます。HD5608、HD14067、HD120084、およびHD175679系の主中心星は顕著な天文加速度を示すため、動径速度と天文計測を組み合わせて、その軌道構成をさらに制約します。他のシステムの場合は、軌道パラメータを単純に調整します。さらに、私たちの研究は、OPSP惑星を含む星は現在知られている惑星を含む星と比較して金属が少ないことを示しており、これはおそらく、星選択の初期における$B-V$色の上限が1.0であるためであると考えられます。調査。最後に、現在知られている惑星を擁する進化した恒星の周囲の、それほど質量の小さい巨大惑星（$<5M_{\rm{J}}$）を調査することにより、金属量が系の惑星の多重度と総質量と正の相関があることを発見しました。、これは核降着惑星形成モデルの証拠となる可能性があります。
Jupiter Trojan の形状モデルとスピン状態: ストリーミング不安定性形成シナリオのテスト
| Title |
Shape_models_and_spin_states_of_Jupiter_Trojans:_Testing_the_streaming_instability_formation_scenario |
| Authors |
Josef_Hanu\v{s},_David_Vokrouhlick\'y,_David_Nesvorn\'y,_Josef_\v{D}urech,_Robert_Stephens,_Vladimir_Benishek,_Julian_Oey,_Petr_Pokorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05380 |
木星トロヤ群(JT)の起源に関する有力な理論は、JTが巨大惑星の初期再構成中に木星のラグランジュ点近くの軌道に捕らえられたと仮定しています。その場合、大部分のJTの自然発生源領域は、巨大な太陽系外縁円盤で誕生した微惑星の集団となるでしょう。それが真実であれば、JTは、太陽系の外側領域で形成された太陽系の小さな天体の最もアクセスしやすい安定した個体群を表します。この研究では、約1000個のJTの測光データセットを編集し、その形状とスピン状態を評価するために凸面反転技術を適用しました。79ドルのJTで完全なソリューションを入手し、さらに31ドルのJTで部分的なソリューションを入手しました。我々は、観測されたJTの極傾斜度の分布が、海王星横断円盤における微惑星形成の主要なメカニズムである流れの不安定性からの予想とほぼ一致していることを発見した。観測されたJTの極分布は、既存のストリーミング不安定性シミュレーションから予想されるものよりわずかに小さな順行対逆行の非対称性(過剰な傾斜$>130^\circ$)を持っています。ただし、この矛盾は、形成後の衝突活動の影響によっておそらく調整できます。捕捉後のスピン進化の数値シミュレーションは、JTの極分布が、共鳴における離心励起、惑星との接近遭遇、または非重力力の影響などの動的プロセスによって大きな影響を受けないことを示しています。ただし、少数のJTは自転極の緯度の大きな変動を示し、順行と逆行の自転カテゴリーの間で一時的に移行することさえあります。
動径速度準星伴星を特定および/または制限するための複数の手法によるアプローチ
| Title |
Multi_techniques_approach_to_identify_and/or_constrain_radial_velocity_sub-stellar_companions |
| Authors |
F._Philipot,_A.-M._Lagrange,_F._Kiefer,_P._Rubini,_P._Delorme,_and_A._Chomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05417 |
コンテクスト。すでに1,000を超える準恒星伴星が動径速度(RV)法で検出されていますが、公開されているRVアーカイブではまだ多くの新しい伴星が検出されていません。目的。私たちは、ESO/HARPS分光器で得られたアーカイブデータを使用して、恒星未満の伴星を探索したいと考えています。方法。私たちは、ヒッパルコス衛星とガイア衛星で得られた星の天文学的な加速度測定を使用して、伴星の存在によって説明できる異常を特定します。伴星のヒントが見つかったら、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アルゴリズムを使用して、RVデータと絶対天文計測データ、および利用可能な場合は相対天文計測データを組み合わせて、伴星の軌道パラメータと質量を決定します。結果。私たちは、3つの新しい褐色矮星(GJ660.1C、HD73256B、およびHD165131B)と6つの新しい惑星(HD75302b、HD108202b、HD135625b、HD185283b、HIP10337b、およびHIP54597b)を発見し、その特徴を1から1の間の距離で解析しました。6au、質量は0.6～100MJup。また、既知の10個の準星伴星の軌道傾斜角を拘束し、それらの真の質量を決定します。最後に、12個の新しい恒星の仲間を特定します。これは、固有運動異常の分析により、恒星以下の伴星のRV探索とその特性評価を最適化できることを示しています。
超熱エネルギーで散乱する $^{12}$C+CO$_2$ および $^{13}$C+CO$_2$ の弾性および非弾性断面
$^{12}$CO$_2$上に散乱する高速超熱$^{12}$C($^3P$)原子と$^{13}$C($^3P$)原子の弾性および非弾性断面を報告します。。断面積は、錯体の最低エネルギー漸近線に相関する新たに構築されたポテンシャルエネルギー面によって記述される電子相互作用を伴う量子力学的回転密結合形式を使用して計算されました。エネルギー緩和に関係する状態間断面積、微分断面積、および導出された輸送特性も報告されます。計算された弾性断面積は強い異方性を示し、顕著なエネルギー依存性を示し、炭素の2つの同位体間で最大2%の差があります。
ガリレオ衛星イオ、エウロパ、ガニメデによって引き起こされる電波放射源：ジュノーによるその場測定
| Title |
Source_of_radio_emissions_induced_by_the_Galilean_moons_Io,_Europa_and_Ganymede:_in_situ_measurements_by_Juno |
| Authors |
C._K._Louis,_P._Louarn,_B._Collet,_N._Cl\'ement,_S._Al_Saati,_J._R._Szalay,_V._Hue,_L._Lamy,_S._Kotsiaros,_W._S._Kurth,_C._M._Jackman,_Y._Wang,_M._Blanc,_F._Allegrini,_J._E._P._Connerney,_D._Gershman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05541 |
木星では、オーロラ電波放射の一部はガリレオの衛星イオ、エウロパ、ガニメデによって引き起こされます。これまで、ガニメデを除いて、それらは地上の電波望遠鏡または宇宙船に搭載された電気アンテナを使用して遠隔的にのみ検出されてきました。ジュノー周回機の極軌道により、探査機は木星と衛星のさまざまな相互作用を維持する磁束管の範囲を横断し、関連する電波放射領域をその場でサンプリングすることができます。この研究では、イオ、エウロパ、ガニメデに関連する電波源の検出と特性評価に焦点を当てます。電波測定または電波観測(Juno/Waves)、その場電子測定(Juno/JADE-E)、および磁場測定(Juno/MAG)を使用して、サイクロトロンメーザー不安定性(CMI)がロスコーンによって駆動されていることを実証します。電子分布機能は、遭遇する放射線源を担当します。我々は、電波放射が主翼（MAW）または反射アルフエン翼（RAW）に関連していることを確認しましたが、エウロパとガニメデでは誘導電波放射が半球横断電子ビーム（TEB）に関連していることも示しました。通過した各電波源について、緯度の広がり、CMI共鳴電子エネルギー、放射の帯域幅を決定します。我々は、電波放射が増幅されるには、アルフエン摂動と下向きの場に整列した電流の存在が必要であることを示します。
VLT/SPHERE および HST/STIS を使用して、HD 110058 付近のディスクで内部歪みが発見されました
| Title |
An_inner_warp_discovered_in_the_disk_around_HD_110058_using_VLT/SPHERE_and_HST/STIS |
| Authors |
S._Stasevic,_J._Milli,_J._Mazoyer,_A.-M._Lagrange,_M._Bonnefoy,_V._Faramaz-Gorka,_F._M\'enard,_A._Boccaletti,_E._Choquet,_L._Shuai,_J._Olofsson,_A._Chomez,_B._Ren,_P._Rubini,_C._Desgrange,_R._Gratton,_G._Chauvin,_A._Vigan,_E._Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05613 |
2015年に、近くにある若いA0V星HD110058の周囲で、エッジオンデブリ円盤が検出されました。この円盤には、ピクトリスベータ星の円盤に見られる特徴と似た特徴が示されており、この星系内に摂動惑星質量伴星が存在することを示す可能性があります。私たちは、その形態とスペクトルを特徴付けるために、円盤の新しい散乱光画像とアーカイブされた散乱光画像を調査しました。特に、考えられる惑星の摂動体の特性を制限するために、円盤の歪みを分析しました。私たちの研究では、2つのVLT/SPHERE観測からのデータと、HST/STISからのアーカイブデータを使用しています。椎間板の長さに沿った垂直方向のプロファイルを分析して、椎間板の重心位置と垂直方向の高さを抽出することで、椎間板の形態を測定しました。ディスクの表面輝度と反射率スペクトルを抽出しました。20au(SPHERE使用)から150au(STIS使用)の間、位置角度159.6$^\circ\pm$0.6$^\circ$で円盤を検出しました。脊椎の分析では、円盤の両側に非対称性があり、約20天文単位と60天文単位の間で3.4$^\circ\pm$0.9$^\circ$の歪みがあることがわかりました。この円盤は散乱光でわずかに垂直方向に分解され、45auでの垂直アスペクト比は9.3$\pm$0.7%です。抽出された反射率スペクトルには特徴がなく、0.95ミクロンから1.1ミクロンまでは平坦で、1.1ミクロンから1.65ミクロンまでは赤色になります。円盤の外側部分も非対称で、前方散乱粒子でできた円盤と一致する両面間の傾きがあり、完全に真正面からは見えず、傾きが<84$^\circ$であることが示唆されています。円盤に対して傾いた軌道上に未検出の惑星質量伴星が存在することで、この歪みを説明できる可能性がある。外側のディスクに対するディスクの内側部分の位置のずれは、歪みがディスクの外側部分にまだ伝播していないことを示唆しており、歪みの起点として内側の摂動があるというシナリオが有利です。
降着する岩石惑星のガスエンベロープ内の耐火性鉱物の昇華
| Title |
Sublimation_of_refractory_minerals_in_the_gas_envelopes_of_accreting_rocky_planets |
| Authors |
Marie-Luise_Steinmeyer,_Peter_Woitke,_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05647 |
小石の降着によって原始惑星系円盤内で成長する原始惑星は、静水圧ガスエンベロープを獲得します。降着加熱により、これらのエンベロープ内の温度は、降着した小石の主成分である耐火性鉱物を昇華させるのに十分な高さになる可能性があります。ここでは、さまざまな鉱物種の昇華を研究し、昇華が小石の付着による成長中に役割を果たすかどうかを判断します。成長プロセスの各スナップショットについて、さまざまなレベルの揮発性を表す一連の鉱物種のエンベロープ構造と昇華温度を計算します。昇華線は、関連する鉱物の破壊と形成の原因となる化学反応の平衡スキームを使用して決定されます。私たちは、質量が地球の質量の0.4倍よりも大きい場合、成長中の惑星の外皮が、考えられるすべての鉱物種を昇華させるのに十分な高温に達することを発見しました。昇華線は、重力によって束縛された惑星のエンベロープ内に位置します。私たちは、約720KでのFeSの昇華を詳細に分析します。この温度を超えると、鉱物はH2によって攻撃されて、ガス状のH2Sと固体のFeが形成されます。私たちは、H2Sとして放出されたすべての硫黄が原始惑星系円盤への拡散によって惑星から失われるという仮定の下で、惑星内の硫黄濃度を計算します。私たちの計算値は、火星のわずかに減少した硫黄の存在量とよく一致していますが、モデルは地球の広範な硫黄の減少を約2倍も過剰予測しています。私たちは、月にある火星に似た硫黄の豊富な天体との衝突が起こることを示しています。形成衝突により、地球の硫黄存在量は、地球質量の0.05を超えるすべての衝突体の質量の太陽の値の約10%に上昇します。
HARPS-N を使用した HD 99492、HD 147379、および HD 190007 周辺の惑星系のレビュー
| Title |
A_review_of_planetary_systems_around_HD_99492,_HD_147379_and_HD_190007_with_HARPS-N |
| Authors |
M._Stalport,_M._Cretignier,_S._Udry,_A._Anna_John,_T._G._Wilson,_J.-B._Delisle,_A._S._Bonomo,_L._A._Buchhave,_D._Charbonneau,_S._Dalal,_M._Damasso,_L._Di_Fabrizio,_X._Dumusque,_A._Fiorenzano,_A._Harutyunyan,_R._D._Haywood,_D._W._Latham,_M._L\'opez-Morales,_V._Lorenzi,_C._Lovis,_L._Malavolta,_E._Molinari,_A._Mortier,_M._Pedani,_F._Pepe,_M._Pinamonti,_E._Poretti,_K._Rice,_A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05669 |
ロッキー惑星探索(RPS)プログラムは、国立ガリレオ望遠鏡(TNG)に搭載された高解像度エシェル分光器HARPS-Nを使用した、北半球の明るい星の周りの惑星のブラインド動径速度(RV)探索に特化しています。この研究の目標は、最先端の恒星活動緩和ツールを使用してHARPS-Nデータを分析することにより、3つの惑星系の特性を修正および更新することです。考慮される星は、HD99492(83LeoB)、HD147379(Gl617A)、およびHD190007です。私たちは、さまざまなアプローチの比較から選択した体系的なデータモデリングプロセスを採用しています。YARARAを使用してRVから機器体系を削除し、SPLEAFを使用して多次元相関ノイズモデルで恒星ノイズをさらに軽減します。また、これらの星のトランジット系外惑星探査衛星(TESS)データ内のトランジットの特徴も検索します。我々は、HD99492の周囲で、公転周期95.2日、最小質量msini=17.9M_Earthを持つ新しい惑星、すなわちHD99492cの発見について報告し、HD99492bのパラメーターを改良します。また、HD147379およびHD190007周辺の惑星のケプラー解も更新および改良していますが、追加の惑星信号は検出されません。惑星の通過幾何学形状は無視しますが、TESSがすべての軌道位相を網羅的にカバーしたわけではないことを強調します。HARPS-Nデータの追加と高度なデータ分析ツールの使用により、これら3つの惑星系をより正確に把握できるようになりました。これは、RPSプログラムのような長期にわたる観測努力の重要性を改めて示しています。RV系外惑星のサンプルに追加されたこれらの惑星には、惑星の最小質量分布の二峰性によって明らかな2つの明らかに異なる集団が存在します。この分離は地球の30～50Mの間に位置します。
JIRAM イオにおける火山フラックスの観測：分布と潮汐熱流モデルとの比較
| Title |
JIRAM_Observations_of_Volcanic_Flux_on_Io:_Distribution_and_Comparison_to_Tidal_Heat_Flow_Models |
| Authors |
M._Pettine,_S._Imbeah,_J._Rathbun,_A._Hayes,_R._Lopes-Gautier,_A._Mura,_F._Tosi,_F._Zambon,_S._Bertolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05717 |
ジュノーに搭載された木星赤外線オーロラマッパー(JIRAM)機器により、イオの極地火山の鮮明な高解像度の画像撮影が可能になりました。私たちは、JIRAMのMバンド(4.78ミクロン)イメージャーからの11個のジュノー軌道からのデータを使用して、火山フラックスの全球マップを作成しました。この地図は、火山の空間分布と、高緯度火山と低緯度火山の違いについての洞察を提供します。球面調和解析を使用して、火山フラックスマップを、イオの潮汐熱堆積のモデル化データによって予想される表面熱流分布と定量的に比較しました（deKleeretal.2019）。高緯度では明るい火山系が確認された。私たちの研究では、信頼できる長期的な傾向を確立するには南極が観測される頻度が低すぎるにもかかわらず、両極が以前の研究が示唆していたよりも活発であることが判明しました。潮汐熱流モデルはどれもよく一致しませんが、アセノスフェア加熱モデルは観測された火山フラックスと最もよく一致します。
CUTEは超高温の木星WASP-189bの上層大気中に漏れ出た金属を明らかにする
| Title |
CUTE_reveals_escaping_metals_in_the_upper_atmosphere_of_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-189b |
| Authors |
A._G._Sreejith,_Kevin_France,_Luca_Fossati,_Tommi_T._Koskinen,_Arika_Egan,_P._Wilson_Cauley,_Patricio._E._Cubillos,_S._Ambily,_Chenliang_Huang,5_Panayotis_Lavvas,_Brian_T._Fleming,_Jean-Michel_Desert,_Nicholas_Nell,_Pascal_Petit,_Aline_Vidotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05726 |
温度が2000度を超える系外惑星である超高温木星(UHJ)の紫外線観測は、大気の脱出が上層大気を形成するかどうか、またどのように形成するかを調査する機会を与えてくれます。近紫外透過分光法は、吸収ガスが観察される光源として強い金属線と明るい光球連続体が存在するため、このプロセスを研究するためのユニークなツールを提供します。WASP-189bは、これまでに発見された最も熱い惑星の1つで、明るいA型恒星の周りを周回する昼側の温度は約3400Kです。コロラド紫外線通過実験($CUTE$)で取得されたWASP-189bの最初の近紫外線観測結果を紹介します。$CUTE$はNASAが資金提供した6Uの紫外分光ミッションで、短周期通過惑星の監視に特化しています。WASP-189bは$CUTE$初期科学ターゲットの1つで、2022年3月の3回連続の通過中に観測されました。$CUTE$観測の分析と、近紫外(2500--3300~\AA)ブロードバンドを実証する結果を紹介します。通過深度($1.08^{+0.08}_{-0.08}\%$)は視覚的な通過深度の約2倍であり、この惑星には温度約15000Kの拡張された高温の上層大気と適度な質量損失があることが示されています。約\SI{4e8}{\kg\per\秒}の速度です。ロシュローブを超えたMg{\scii}線($0.212^{+0.038}_{-0.061}$の$R_p/R_s$)による吸収が、透過スペクトルで$>$4$\sigma$有意に観察される。解像度が10~\AAである一方、それより低い解像度(100~\AA)では、Fe{\scii}が支配的な低イオン化金属吸収の「森」と一致する準連続的な吸収信号が観察されます。この結果は、大気の上部温度($\sim15000$\,K)が、現在の最先端の流体力学モデルによって予測される温度よりも高いことを示唆しています。
FLORAH: ハロー集合履歴の生成モデル
| Title |
FLORAH:_A_generative_model_for_halo_assembly_histories |
| Authors |
Tri_Nguyen,_Chirag_Modi,_L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05145 |
暗黒物質ハローの質量集合履歴(MAH)は、銀河の形成と進化を形作る上で重要な役割を果たします。MAHは銀河形成の半解析的および経験的モデルで広く使用されていますが、MAHを生成する現在の解析方法は不正確であり、ハローの内部構造や大規模環境との関係を捉えることができません。この論文では、暗黒物質ハローのアンサンブルの集合履歴を生成するための機械学習フレームワークであるFLORAHを紹介します。私たちは、GUREFTおよびVSMDPLN体シミュレーションからの集合履歴に基づいてFLORAHをトレーニングし、質量や濃度の時間発展などの重要な特性を回復する能力を実証します。FLORAHで生成された集合履歴とN体シミュレーションから抽出されたハロー形成履歴に対してサンタクルーズ半解析モデルを実行すると、銀河恒星の質量とハローの質量の関係とその残差について同様の結果が得られます。さらに、他の解析手法では捉えられない、質量以外の特性(集合バイアス)に対するクラスタリングの依存性もFLORAHが再現することを示します。異なる赤方偏移範囲と質量分解能を持つ一連のシミュレーションで訓練された複数のネットワークを組み合わせることで、$z=0$から超高赤方偏移$までの広い動的質量範囲を持つ正確な主前駆枝(MPB)を構築することができます。z\約20$、現時点では単一のN体シミュレーションの額をはるかに超えています。FLORAHは、完全な合併ツリーを植えるための機械学習ベースのフレームワークに向けた最初のステップです。これにより、前例のない精度で優れた計算効率を実現し、さまざまな銀河形成シナリオの探査が可能になります。
WISDOM プロジェクト -- XVII.初期型銀河の分子ガスのビームごとの特性
| Title |
WISDOM_Project_--_XVII._Beam-by-beam_Properties_of_the_Molecular_Gas_in_Early-type_Galaxies |
| Authors |
Thomas_G._Williams,_Martin_Bureau,_Timothy_A._Davis,_Michele_Cappellari,_Woorak_Choi,_Jacob_S._Elford,_Satoru_Iguchi,_Jindra_Gensior,_Fu-Heng_Liang,_Anan_Lu,_Ilaria_Ruffa,_Hengyue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05146 |
我々は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを用いた暗黒天体質量ミリ波干渉探査(WISDOM)プロジェクトの一環として得られた高角分解能データを用いた、7つの初期型銀河の分子ガスの研究を紹介する。固定空間スケールアプローチを使用して、$60$から$120$pcの範囲の空間スケールで分子ガスの質量表面密度($\Sigma$)と速度分散($\sigma$)を研究します。データの空間解像度($20$～$70$pc)を考慮して、何千もの個別の視線にわたってこれらの特性を特徴付けます(最高の物理解像度では$\約50,000$)。これらの視線に沿った分子ガスは、星形成渦巻銀河よりも広い範囲($\estimate2$dex)の質量表面密度と速度分散$\about40\%$を持っています。それはビリアルパラメータ$\alpha_\mathrm{vir}$を持ち、これは観測された物理スケールに弱く依存しますが、これはおそらく銀河全体の回転のビームスミアリングによるものであり、一般にスーパービリアルです。内部乱流圧力($P_\mathrm{turb}$)と動的平衡に必要な圧力($P_\mathrm{DE}$)を比較すると、比率$P_\mathrm{turb}$/$P_\mathrm{DE}$はすべての銀河で1よりも大幅に小さく、ビリアルパラメーターと明らかに矛盾して、ガスが動的平衡状態になく、強く圧縮されていることを示しています。これは、せん断力と潮汐力、および/または3次元診断と鉛直診断の組み合わせを無視したことが原因である可能性があります。$\alpha_\mathrm{vir}$と$P_\mathrm{turb}$は両方とも、銀河の全球的な星形成速度と逆相関します。したがって、我々は、初期型銀河の分子ガスはおそらく拘束されておらず、大規模な力学がその制御に重要な役割を果たしている可能性が高いと結論付けた。これは、動的平衡にはるかに近い後期型銀河の円盤内の巨大な分子雲とは対照的です。
小マゼラン雲の周辺で分裂した星流を発見
小マゼラン雲(SMC)の北約15度に位置するGaiaDR3固有運動とXP金属性を使用した恒星流(Sutlej)の発見を報告します。このストリームは、サイズが約8x0.6度で2.5度離れた2つの平行な線形コンポーネント(「枝」)で構成されています。恒星の平均固有運動は(pmra,pmdec)=(+0.08mas/yr,-1.41mas/yr)であり、SMCの西側にある星の固有運動と非常によく似ています。流れ星の色等級図には、明瞭な赤色巨星枝、水平枝、および主系列ターンオフがあり、これは10GyrのPARSEC等時線、32kpcで[Fe/H]=-1.8、および全恒星とよく一致します。質量は約33,000Msun。この流れは9.6平方度の面積に広がり、表面の明るさは32.5等/秒^2です。GaiaXPスペクトルからのストリームスターの金属度は、-2.5<[M/H]<-1.0に及び、中央値は[M/H]=-1.8です。流星の接線速度は214km/sであるのに対し、大マゼラン雲の接線速度は448km/s、SMCは428km/sです。この気流の動径速度はまだ不明ですが、想定される動径速度の範囲を使用して空間速度を比較すると、この気流がマゼラン雲に関連している可能性が低いことがわかります。接線速度ベクトルは流れと約25度ずれており、これは近くのマゼラン雲からの重要な重力の影響を示している可能性があります。
重力レンズクェーサーHE0230$-$2130の欠落したクェーサー画像：暗黒衛星とコアレンズの質量分布への影響
| Title |
The_missing_quasar_image_in_the_gravitationally_lensed_quasar_HE0230$-$2130:_implications_on_dark_satellites_and_the_cored_lens_mass_distribution |
| Authors |
S._Ertl,_S._Schuldt,_S._H._Suyu,_P._L._Schechter,_A._Halkola,_J._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05181 |
クエーサーHE0230$-$2130は、同様の赤方偏移で2つの銀河によってレンズ化され、4つの観測画像になります。マゼラン望遠鏡からの地上の画像データのクエーサー画像の明るさをフィッティングしてモデル化したクェーサーの位置を使用すると、両方の銀河がそれぞれ特異べき乗則(PL)プロファイルでパラメーター化されているレンズ質量モデルが5つのクェーサー画像を予測することがわかります。予測された画像の1つは、レンズ銀河から明らかにオフセットされており、観察できるほど十分に明るいにもかかわらず、観察されません。この失われた画像により、銀河の質量分布を研究する新たな機会が生まれました。このシステムのクワッド構成を解釈するために、4つの観察画像のみを正確に予測するレンズ質量モデルを取得することを目的として、さまざまなプロファイルの仮定をテストします。レンズ銀河のコア付きプロファイルの採用、外部シアーの効果、および暗黒物質の塊を表す追加プロファイルの効果をテストします。さまざまなモデルパラメータ化のベイジアン証拠を比較することにより、レンズ銀河の2つの特異PLプロファイルと、以前に予測された5番目の画像(rNISプロファイル)の領域内の有核等温球で構成されるモデルクラスが支持されます。アインシュタイン半径内のrNIS塊の質量を推定すると、18\%が$10^6M_{\odot}\leqM_{\rmrNIS}\leq10^9M_{\odot}$の範囲内にあることがわかります。これは、冷たい暗黒物質シミュレーションにおける暗黒物質サブハローの予測質量範囲、または低質量暗黒物質衛星銀河の質量です。2番目に可能性の高いモデルクラスは、相対確率94\%で、より小さいレンズ銀河が外部シアーを伴う有核PLプロファイルによって記述されるモデルです。私たちの研究は、レンズ化されたクエーサー画像が重力レンズ内の暗黒物質構造に敏感であることを示しています。
ELAIS N1 フィールドにおける微弱電波源のスペクトル研究
| Title |
The_spectral_study_of_the_faint_radio_sources_in_the_ELAIS_N1_field |
| Authors |
Akriti_Sinha,_Sarvesh_Mangla,_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05192 |
電波源のスペクトル特性を理解することは、電波源集団の特性を評価するために非常に重要です。この研究では、さまざまな低周波電波観測を使用してELAISN1フィールドを広範囲に研究しました。$\sim12\,\mu$Jy\,beam$の中心オフソースRMSノイズに達する、アップグレードされた巨大メーター波電波望遠鏡(uGMRT)を使用した1250\,MHzのフィールド観測を初めて紹介します。^{-1}$。1086個のソースのソースカタログが$5\sigma$しきい値($>60\,\mu$Jy)でコンパイルされ、既存の観測やシミュレーションと一致するこの周波数での正規化された差分ソース数が導出されます。2点スペクトル指数とべき乗則の当てはめという2つの方法で導出されたスペクトル指数を示します。後者では中央値$\alpha=-0.57\pm0.14$が得られ、これらのスペクトル指数を使用して9つの超急峻なスペクトル源を特定しました。さらに、電波カラー図を使用して3つのメガヘルツピークスペクトル(MPS)発生源を特定し、スペクトルの目視検査から他の3つのMPS発生源を特定し、その特性について説明します。ELAISN1フィールドにおける機密情報源の研究では、$\alpha$と$z$の関係を示しました。これら2つの量の間に逆相関があるという証拠は見つからず、電波スペクトルの性質は赤方偏移によって変化する銀河の大規模な特性とは無関係であることが示唆されています。
自動反応経路検索により、星間CH3OCH3とHCOOCH3のエネルギー的に有利な合成が明らかに
最近の天体観測では、星間複合有機分子(COM)が寒い環境($\sim$10K)にも存在することが示されていますが、これまでさまざまな星間COMが地球近傍の高温ガス($\gtrsim$100K)の中で検出されてきました。高質量原始星と低質量原始星。しかし、各星間COMの形成経路は依然として不明な点が多い。本研究では、事前に決定された経路を必要としない遷移状態理論に基づく自動反応経路検索が、気相における星間COMの形成経路の研究に役立つことを実証します。電子の基底状態内の徹底的な探索は、低温でのCOMの複雑な化学形成経路の解明に役立ちます。今回我々は、星形成領域の冷たいガスや熱いガスでよく検出されるジメチルエーテル(CH$_3$OCH$_3$)とギ酸メチル(HCOOCH$_3$)の生成経路を調べる。我々は、中性種間の反応によるCH$_3$OCH$_3$のバリアレスかつ発熱生成経路を特定した。CH$_3$O+CH$_3$$\rightarrow$H$_2$CO$\cdots$CH$_4$$\rightarrow$CH$_3$OCH$_3$は構築された大規模な化学ネットワークの中で最も効率的なパスです当社の自動反応経路検索による結果は、以前の研究と比較できます。HCOOCH$_3$については、中性種間の反応から始まる複雑な経路が得られます。HCOOとCH$_3$は、外部エネルギーなしでHCOOCH$_3$とその異性体を生成します。ただし、HCOOCH$_3$の形成より効率的であるCO$_2$+CH$_4$およびCH$_3$COOHを生成する競合する反応分岐も特定しました。その場合、中性種間の反応によるHCOOCH$_3$の気相形成は、CH3OCH$_3$の形成と比較して効率的ではないと考えられます。
銀河周縁媒体におけるコールドストリームの安定性とLy$\alpha$放出：磁場と熱伝導の影響
| Title |
Stability_and_Ly$\alpha$_emission_of_Cold_Stream_in_the_Circumgalactic_Medium:_impact_of_magnetic_fields_and_thermal_conduction |
| Authors |
Nicolas_Ledos,_Shinsuke_Takasao,_Kentaro_Nagamine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05412 |
$10^4\,\rmK$付近の温度の冷たいガス流は、高赤方偏移銀河へのガスの降着において重要な役割を果たします。現在の宇宙論的シミュレーションの解像度は、寒流降着の安定性とLy$\alpha$放出特性を完全に捉えるには不十分であり、理想的な高解像度シミュレーションを実施することが不可欠であることが強調されている。私たちは、一連の包括的な二次元高解像度シミュレーションを通じて、放射冷却流のダイナミクスに対するさまざまな角度の磁場と異方性熱伝導(TC)の影響を調査します。最初は小さな磁場($\sim10^{-3}\,\rm\muG$)が流れと非平行に配向すると、大幅に成長することがあり、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性に対する安定性を提供し、Ly$\を低減します。流体力学の場合と比較して、α$排出量は$<20$倍になります。TCでは、流れの進化は3つの領域に分類できます。(1)拡散流領域。流れは周囲の熱い銀河周縁媒体に拡散します。(2)中間領域では、TCが混合層を拡散し、安定化が強化され、排出量が削減されます。(3)凝縮水流領域では、水流の放出と進化に対する磁場とTCの影響が無視できるほどになります。私たちの発見を宇宙論的文脈に外挿すると、半径$\leq1\rm\,\rmkpc$の冷たい流れが、冷たい金属富化磁化ガスを銀河に燃料として供給している可能性があることを示唆しています($B\sim0.1\text{--}1\,\rm\muG$)を長時間照射すると、$\sim10^{37}\text{--}10^{40}\の広範囲のLy$\alpha$光度サインが得られます。、\rm\、erg\、s^{-1}$。
アルマ望遠鏡によるオリオン・プランク銀河寒冷塊の調査 (ALMASOP): 高温コリノの暖かい包みの起源
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_The_Warm-Envelope_Origin_of_Hot_Corinos |
| Authors |
Shih-Ying_Hsu,_Sheng-Yuan_Liu,_Doug_Johnstone,_Tie_Liu,_Leonardo_Bronfman,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Somnath_Dutta,_David_J._Eden,_Neal_J._Evans_II,_Naomi_Hirano,_Mika_Juvela,_Yi-Jehng_Kuan,_Woojin_Kwon,_Chin-Fei_Lee,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Shanghuo_Li,_Chun-Fan_Liu,_Xunchuan_Liu,_Qiuyi_Luo,_Sheng-Li_Qin,_Mark_G._Rawlings,_Dipen_Sahu,_Patricio_Sanhueza,_Hsien_Shang,_Kenichi_Tatematsu,_Yao-Lun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05494 |
高温コリノは、星間複合有機分子(COM)が豊富であり、その結果として太陽に似た惑星系と前生物的なつながりが存在する可能性があるため、非常に興味深い。最近の調査では、クラス0/I原始星でのホットコリノ検出数の増加が報告されています。ただし、それらの物理的特性とホットコリノの特徴との関係は依然として解明されていません。この研究では、私たちの目的は、アタカマ大規模ミリ波/サブミリ波アレイ調査から得られた若い恒星天体(YSO)のサンプルにおけるホットコリノの痕跡の起源を特定することにより、ホットコリノの検出可能性の全体像を確立することです。オリオン・プランク銀河冷塊(ALMASOP)プロジェクト。スペクトルエネルギー分布(SED)モデリングをサンプルに適用し、モデル化されたYSOの物理パラメーターを直接特定し、ホットコリノサインの検出をYSOのエンベロープ特性に関連付けます。メタノール排出の画像シミュレーションは、このシナリオをさらに裏付けています。したがって、我々は、暖かい領域のサイズとエンベロープ密度プロファイルの両方に基づいて、観測されたCOM放射はサンプルYSOの暖かい内部エンベロープから発生していると仮定します。前者は光源の明るさによって支配され、さらに円盤と空洞の特性にも影響を受けますが、後者は進化の段階に関連しています。このシナリオは、発光クラス0YSOに対するホットコリノシグネチャを検出するためのフレームワークを提供しますが、同様に発光するクラスI光源に対しては検出が少なくなります。
大マゼラン雲の高質量原始星系に関連する高密度の分子フィラメントをアルマ望遠鏡で垣間見る
| Title |
An_ALMA_Glimpse_of_Dense_Molecular_Filaments_Associated_with_High-mass_Protostellar_Systems_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Kazuki_Tokuda,_Naoto_Harada,_Kei_E._I._Tanaka,_Tsuyoshi_Inoue,_Takashi_Shimonishi,_Yichen_Zhang,_Marta_Sewi{\l}o,_Yuri_Kunitoshi,_Ayu_Konishi,_Yasuo_Fukui,_Akiko_Kawamura,_Toshikazu_Onishi,_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05568 |
最近のミリメートル/サブミリメートル施設は、大質量星の形成に関連したフィラメント状分子雲の物理的性質を明らかにしました。最も近い、正面から星を形成している銀河である大マゼラン雲(LMC)の均一な調査は、銀河の知識を補完します。0.87mm連続体における$\sim$0.1pcの空間分解能と10$^4$-10$^の明るさを持つ30個の原始星天体に向けたHCO$^{+}$(4-3)放射によるアルマ望遠鏡サーベイデータを提示します。LMCの{5.5}$$L_{\odot}$。HCO$^{+}$(4-3)線の空間分布と熱塵放出はよく相関しており、この線がH$_2$体積密度$\gtrsim$10$の高密度のフィラメント状ガスを効果的に追跡していることを示しています。^5$cm$^{-3}$と線質量$\sim$10$^3$-10$^{4}$$M_{\odot}$pc$^{-1}$です。さらに、フィラメント状雲の速度線幅の増加が得られます。これは、$\sim$0.5の指数によるH$_2$柱密度のべき乗則に従います。この傾向は、私たちから$\lesssim$1kpc以内の近くの星形成領域でのフィラメント状雲の観測と一致しており、周囲のガスの降着によってフィラメント内の内部乱流が強化されていることを示唆しています。30個の光源のうち14個はハブフィラメント構造に関連しており、これらの複雑な構造は主に$\sim$5$\times$10$^4$$L_{\odot}$を超える原始星の光度で現れることがわかりました。ハブフィラメント系は、出生雲の進化の最新段階に現れる傾向があり、多くの場合、著名なH$\;${\scii}領域や多数の星団と関連しています。私たちの予備的な統計は、ハブ型の複雑な特徴を伴う巨大なフィラメントが、最終的に親雲を分散させることができる非常に明るい高質量恒星系を形成する際に必要な中間生成物である可能性があることを示唆しています。
球状星団の BH-BH 合体における合体残骸はどこで見つけることができるでしょうか?
| Title |
Where_can_we_find_the_merger_remnant_in_BH-BH_mergers_in_Globular_clusters? |
| Authors |
Dipanweeta_Bhattacharyya,_Jasjeet_Singh_Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05598 |
ブラックホールと他のコンパクトな物体の合体は、システムのエネルギー、運動量、角運動量の一部を運ぶ重力波を生成します。重力波放射の非対称性により、反動キック速度が合体残骸に与えられる。これまでに検出された合体のかなりの部分は球状星団に存在すると推測されています。私たちは、球状星団内の合体残骸が、合体を起こした連星に対してかなりの速度で移動しているというシナリオを調査します。球状星団の場合、星団のプラマー密度プロファイルを仮定して、キック速度が脱出速度よりも高い状況でこれを研究します。私たちはシステムの進化を研究して、結果を研究します。つまり、動的摩擦が球状星団内にブラックホールを捕捉できるかどうか、ブラックホールが球状星団から脱出するがバルジに到達するかどうか、そして最後に、ブラックハローがハローになるかどうかです。物体。GAIAEDR3のデータを使用した10個の球状星団の軌道パラメーターに基づく解析結果を示します。キック速度が$120$km/sより小さい場合、残存ブラックホールの大部分がバルジ内に留まることがわかります。球状星団から打ち上げられたコンパクト天体が最終的にどこに到達するかという点に関する我々の結果は、例えば三体相互作用によって放出されたコンパクト天体など、あらゆるメカニズムに適用できることに注意してください。
星形成銀河における光輝線と赤外輝線の起源について
| Title |
On_the_origin_of_optical_and_IR_emission_lines_in_star_forming_galaxies |
| Authors |
Mariela_Mart\'inez-Paredes,_Gustavo_Bruzual,_Christophe_Morisset,_Minsun_Kim,_Marcio_Mel\'endez_and_Luc_Binette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05604 |
{\scCloudy}光イオン化コードと更新された恒星集団合成結果を組み合わせて、MIR$\neiii/\neii$対$\oiv/\neiii$、MIR-FIR$\neiii/\neii$対を同時にモデル化します。.$\oiv/\oiii$と古典的なBPT診断図。私たちは、MIR診断図の通常の星形成ゾーンにある光学的に分類された銀河の特性に焦点を当てます。私たちのモデルのごく一部がこのゾーンに存在することがわかりましたが、それらのほとんどは、年齢$\sim1$Gyrで調査された最も低い金属量\zstar\,=\,0.0002に対応しています。この\zstar\の値は、これらの銀河の輝線から得られた値よりもはるかに低く、AGB以降の星(別名HOLMES、高温低質量進化星)によって生成される遠紫外放射が、イオン化の原因ではありません。代わりに、衝撃モデルはMIR図のこの部分を簡単に再現できます。私たちは、これらの銀河のいくつかは誤って分類されている可能性が高く、それらの銀河では、弱いAGN流出によって生じるショックが電離化の重要な源である可能性があることを示唆しています。モデルのサブセットを使用して、BPT図における引退銀河の最大寄与に対する新しい境界線を導き出します。この境界線により、隣接するAGNが優勢な領域からのより大きな汚染が許容されます。弱い系や深く不明瞭な系におけるさまざまな電離機構を解きほぐすことの重要性を考慮すると、この種のモデルをより適切に制約し、進化の経路を理解するには、光学と赤外の両方で銀河を分類するための新たな観測努力が必要である。
$z \gtrsim 11$ で星を形成した異常に重い銀河
| Title |
An_extraordinarily_massive_galaxy_that_formed_its_stars_at_$z_\gtrsim_11$ |
| Authors |
Karl_Glazebrook,_Themiya_Nanayakkara,_Corentin_Schreiber,_Claudia_Lagos,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Colin_Jacobs,_Harry_Chittenden,_Gabriel_Brammer,_Glenn_G._Kacprzak,_Ivo_Labbe,_Danilo_Marchesini,_Z._Cemile_Marsan,_Pascal_A._Oesch,_Casey_Papovich,_Rhea-Silvia_Remus,_Kim-Vy_H._Tran,_James_Esdaile,_Angel_Chandro_Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05606 |
バリオンと冷たい暗黒物質ハローの段階的な階層的共集合による銀河の形成は、現代の天体物理学を支える基本的なパラダイムです。このパラダイムの重要なテストは、暗黒物質ハローの質量と存在量の進化を簡単にシミュレートすることができ、大質量ハローには高い赤方偏移で普遍的な宇宙バリオン部分が含まれているはずであるため、初期の大質量銀河の観察によるものです。$10^{11}$M$_\odot$を超える超大質量の静止銀河は、ビッグバンから10～20億年後に観測されており、理論モデルに緊張をもたらし、大幅な修正を引き起こしています。これらの天体の典型的な分光学的年齢は300～500ミルです。ここで我々は、これらの天体のうちの1つを、他の天体とはまったく異なるものとして、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使って分光観測したことを報告します。より赤い色を持っていることによって選択されます。はるかに古い恒星集団に典型的なスペクトルの特徴が見られ、詳細なモデリングにより、それらが少なくとも15億年前の急速な星形成イベント$z\gtrsim11$で形成されたことが示されました。これらの祖先を宿すのに十分な大きさの暗黒物質のハローは、現時点では集合していないはずです。この観察は、初期の恒星集団、銀河形成、および/または暗黒物質の性質に関する私たちの理解に大きなギャップがあることを示している可能性があります。
| Title |
A_supermassive_black_hole_in_the_early_universe_growing_in_the_shadows |
| Authors |
Lukas_J._Furtak,_Ivo_Labb\'e,_Adi_Zitrin,_Jenny_E._Greene,_Pratika_Dayal,_Iryna_Chemerynska,_Vasily_Kokorev,_Tim_B._Miller,_Andy_D._Goulding,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_B._Brammer,_Sam_E._Cutler,_Joel_Leja,_Richard_Pan,_Sedona_H._Price,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker,_Hakim_Atek,_\'Akos_Bogd\'an,_St\'ephane_Charlot,_Emma_Curtis-Lake,_Pieter_van_Dokkum,_Ryan_Endsley,_Yoshinobu_Fudamoto,_Seiji_Fujimoto,_Anna_de_Graaff,_Karl_Glazebrook,_St\'ephanie_Juneau,_Danilo_Marchesini,_Michael_V._Maseda,_Erica_Nelson,_Pascal_A._Oesch,_Ad\`ele_Plat,_David_J._Setton,_Daniel_P._Stark_and_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05735 |
JWSTの初期の観測により、これまで見落とされていた活発に成長する超大質量ブラックホールの段階を表す可能性のある赤色源の新たなかなりの集団が発見された(Kocevskietal.2023、Mattheeetal.2023、Labbeetal.2023)。最も興味深い例の1つは、強いレンズ作用を持つ銀河団アベル2744によって三重に像化されていることが発見された、非常に赤い点状の天体であり(Furtaketal.2023)、この謎めいた集団について前例のない詳細な調査が可能になった。ここでは、この天体Abell2744-QSO1のJWST/NIRSpecによる詳細な分光観測を紹介します。分光法により、3つの画像が同じ天体のものであり、赤方偏移$z_{\mathrm{spec}}で高度に赤くなった($A_V\sim3$)幅広輝線の活動銀河核(AGN)であることが確認されました。=7.0451\pm0.0005$。H$\beta$($\mathrm{FWHM}=2800\pm250\,\frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s}}$)の幅から$M_{のブラックホール質量を導き出します。\mathrm{BH}}=3_{-1}^{+2}\times10^7\,\mathrm{M}_{\odot}$。我々は、銀河質量に対するブラックホールの比率が非常に高く、少なくとも3%、場合によっては100%に達する可能性があり、局所的な銀河で見られるよりも1桁以上大きいと推測しています。スペクトル内に強い金属線が存在しないことと、高いボロメータ光度($L_{\mathrm{bol}}=(1.1\pm0.3)\times10^{45}\,\frac{\mathrm{erg}}{\mathrm{s}}$)は、ブラックホールが急速な成長段階にあり、エディントン限界の30%に増加していることを示唆しています。初期のJWSTイメージング研究に基づいて、このようなひどく赤くなった低質量ブラックホールは、この時代ではUVで選択されたブラックホールより$\sim100$倍一般的である可能性があると我々は推定しています。A2744-QSO1の急速な成長と銀河に対するブラックホールの高い質量比は、それがブラックホールの種(Inayoshietal.2020;Greeneetal.2020;Volonteri2021)と最初の発光クエーサー(Fan)の間のミッシングリンクを表している可能性があることを示唆しています。他、2023)。
トランジット系外惑星探査衛星によって観測されたガンマ線バースト: 即時光学対応物と Swift-XRT 局在 GRB の残光
| Title |
Gamma-Ray_Bursts_Observed_by_the_Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite:_Prompt_Optical_Counterparts_and_Afterglows_of_Swift-XRT_Localized_GRBs |
| Authors |
Rahul_Jayaraman,_Michael_Fausnaugh,_George_R._Ricker,_and_Roland_Vanderspek_(MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05148 |
過去30年間を通じて、ガンマ線バースト(GRB)と同時期の光フラッシュの観測は、同じ期間に数千のGRBが検出されたにもかかわらず、わずか数十件しか行われていません。この研究では、スウィフトX線望遠鏡によって10インチ以内に局在化された7つのGRBのサンプルについて、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からの光度曲線を示します。バーストごとに、プロンプト放出と、バーストの存在と残光を解析し、超新星またはキロノバ成分からの遅い時間の放出の探索を実行します。また、TESSの光度曲線に基づいてバーストの物理パラメータを制約し、TESSの影響を説明するための新しい方法を提示します。これらのGRBからの観測されたフラックスに対する宇宙線軽減戦略を検討することにより、GRBに関連する光フラッシュの真の大きさの上限を確立することが可能になります最後に、TESSの継続的な監視と新しい毎週のダウンリンクスケジュールが、急速な宇宙開発においていかに貴重であることが証明されているかについて説明しますGRBを含む短期間の過渡現象の追跡と特性評価により、TESSが重力波現象に対応する電磁波を検出できる可能性があります。
カラフルな分析: X 線色-色グリッドを使用した NGC 6814 のブラック ホールの日食と中央エンジンの調査
活動銀河核(AGN)内のX線放射領域の食は、AGN環境と吸収体の特性を調べるための強力なプローブとなる可能性があります。ここでは、色対色分析を使用して、NGC6814の2016年のXMMニュートン観測による日食データを研究します。色(つまり、硬度比)は、スペクトル分析のみよりも優れた時間分解能という利点を提供します。色と色のグリッドは、日食中に観察されるスペクトル変動に対するさまざまなパラメーターの影響を調べるために構築されます。以前のスペクトル分析と一致して、変動はカラム密度と吸収体の被覆率の変化によって支配されています。ただし、最大日食の間、吸収体の挙動は変化します。進入直後の日食は柱密度と被覆率の変化によって説明されますが、退出前は変動は柱密度の変化のみによって支配されます。この動作を引き起こす可能性のある吸収体の形状を考慮するためにシミュレーションが実行されます。この挙動は単一の均質な雲とは一致しませんが、シミュレーションによれば、おそらく高度に電離されたハローに埋め込まれた複数の雲が結果を再現できる可能性があります。さらに、2016年の64日間のスウィフト光度曲線におけるいくつかの食の証拠に基づいて、軌道カバー係数(軌道長の割合)を決定します。軌道の約2～4パーセントが隠れた雲で覆われており、雲の分布は等方的ではないと推定されています。
ジェット潮汐破壊事象の統一理論: すぐに逃げる相対論的ジェットから遅れた超相対論的ジェットまで
| Title |
A_Unified_Theory_of_Jetted_Tidal_Disruption_Events:_From_Promptly_Escaping_Relativistic_to_Delayed_Transrelativistic_Jets |
| Authors |
Odelia_Teboul_and_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05161 |
恒星の潮汐破壊現象(TDE)のうち、強力な相対論的ジェットが生成されるのはわずか1%程度であり、これは明るい硬X線や電波放射によって証明されています。私たちは、この驚くべき低い速度と他のさまざまな観測の両方の原因となる重要な特性は、星の軌道面と超大質量ブラックホール(SMBH)の回転軸の間の典型的な大きなずれ{\psi}であると提案します。このような位置ずれしたディスク/ジェットシステムは、SMBH回転軸の周りで一緒にレンズサーリング歳差運動を受けます。私たちは、TDE円盤が十分に速く歳差運動をするため、降着円盤からの風がこの系を大規模に準球形の流出に包み込むことを発見しました。円盤風噴出物からうまく脱出するための、整列した歳差運動ジェットと整列していない歳差運動ジェットの両方について、臨界ジェット効率{\eta}>{\eta}critを導き出します。{\eta}クリティカルは歳差運動ジェットの方が高いため、強力ではないジェットはSMBHスピンと整列した後にのみ脱出します。整列は磁気スピンまたは流体力学的メカニズムを通じて発生する可能性があり、これらはそれぞれ数週間および数年の典型的な時間スケールで発生すると推定されています。支配的なメカニズムは、{\eta}と軌道貫通係数\b{eta}に依存します。したがって、イベント{{\psi},{\eta},\b{eta}}の固有パラメータのみに依存して、各TDEジェットは整列前に脱出する可能性があり、その結果、不規則なX線光度曲線と2つの現象が示されると提案します。-コンポーネントラジオの残光(例:SwiftJ1644+57)または調整後の脱出。比較的急速な磁気スピン配列は、X線のべき乗則減衰と明るい残光を示す相対論的ジェットを生成します(例:AT2022cmc)。一方、長い流体力学的配列は、遅いジェットの脱出と遅延した電波フレア(例:AT2018hyz)を引き起こします。
X線放出潮汐破壊イベントASASSN-20qcで可変多相流出を発見
| Title |
Discovery_of_a_variable_multi-phase_outflow_in_the_X-ray-emitting_tidal_disruption_event_ASASSN-20qc |
| Authors |
P._Kosec,_D._Pasham,_E._Kara_and_F._Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05250 |
潮汐破壊現象(TDE)は、超大質量ブラックホールへの一時的な超エディントン降着を引き起こす可能性があるエキゾチックな過渡現象です。このような降着モードでは、当然のことながら、イオン化物質の強力な流出が生じることが予想されます。しかし、これまでのところ、このような流出は単一のTDE、ASASSN-14liのX線帯域でのみ直接検出されています。この流出の速度はわずか数100km/sです。ただし、第2の超高速段階の証拠もあります。ここでは、2番目のTDE、ASASSN-20qcでの低速流出の検出を紹介します。高解像度のX線スペクトルは、それぞれが数100km/sずつ青方偏移した一連の狭い吸収線を明らかにします。これは、単一の光イオン化段階では説明できません。少なくとも2つの相と2つの異なる速度成分を持つ、TDE流出の多相の性質を初めて確認しました。1つの高電離相は$910^{+90}_{-80}$km/sで流出し、低電離成分は$400_{-120}^{+100}$km/s青方偏移します。X線スペクトルの時間分解分析を実行すると、驚くべきことに、弱電離吸収体のイオン化パラメータが60ksの1回の観測を通じて大きく変化することが検出されました。これは、ブラックホールからの距離が重力半径400。私たちはこれらの発見をTDEの文脈で議論し、この新たに検出された流出をASASSN-14liの流出と比較します。
低質量X線連星におけるEOS依存のミリヘルツ準周期振動
| Title |
EOS-dependent_millihertz_quasi-periodic_oscillation_in_low-mass_X-ray_binary |
| Authors |
Helei_Liu,_Yong_Gao,_Zhaosheng_Li,_Akira_Dohi,_Weiyang_Wang,_Guoliang_Lv_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05288 |
我々は、1ゾーンX線バーストモデルを使用して、ミリヘルツ準周期振動(mHzQPO)の周波数と臨界質量降着率を研究しました。表面重力は、中性子星(NS)とストレンジスター(SS)の2種類の状態方程式によって指定されます。ベースフラックス$Q_{b}$は、0-2MeV核子$^{-1}$の範囲に設定されます。mHzQPOの周波数は表面重力と正の相関があるが、ベース加熱とは負の相関があることがわかります。ヘリウムの質量分率は、発振周波数と光度に大きな影響を与えます。観察された7～9mHzのQPOは、ベースフラックスが小さい重いNS/軽いSS、またはベースフラックスが大きい重いSSによって説明できます。ベースフラックスが増加するにつれて、限界的に安定した燃焼のための臨界質量降着率が低下することが判明した。一方、mHzQPOの特性に対する金属性の影響は、1ゾーンモデルを使用して調査されました。これは、金属量が増加するにつれて、周波数と臨界質量降着率の両方が減少することを示しています。より高いベースフラックスと金属量を持ち、より低い表面重力とヘリウム質量分率を組み合わせた降着したNS/SSは、観測された臨界質量降着率($\dot{m}\simeq0.3\dot{m}_)の原因となっている可能性があります。{\rmエッド}$)。ベースフラックスが$\sim$2MeVnucleon$^{-1}$を超える場合、付着した燃料は安定して燃焼します。この発見は、タイプIX線バーストを示さない低質量X線連星中の降着NS/SSが強い塩基加熱を持っている可能性があることを示唆しています。
ミューオンと LED キャリブレーション データを使用して IceCube 検出器のジオメトリを改良する
| Title |
Refining_the_IceCube_detector_geometry_using_muon_and_LED_calibration_data |
| Authors |
Matti_Janson,_Saskia_Philippen,_Martin_Rongen_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05330 |
IceCubeニュートリノ観測所は、ストリングと呼ばれる86本のケーブル上に5,160個のデジタル光モジュール(DOM)を、南極点下の深い氷河の氷の1立方キロメートルに配備しました。これらは、通過する荷電粒子のチェレンコフ光を記録します。イベントを再構築するには、DOMの位置を知ることが不可欠です。垂直位置は校正されていますが、これまでの現場幾何学校正方法では、氷モデルの不確実性による縮退が主な原因で、表面位置からの水平方向の偏差を測定できませんでした。したがって、各穴の表面位置の横方向位置は、これまでほとんどすべての場合において、特定の文字列上のすべてのDOMの横方向位置として使用されてきました。氷モデリングの最近の進歩により、現在2つの新しい現場測定が行われています。ミューオン追跡の大規模なサンプルを使用して、検出器の中心付近の少数のストリング上のすべてのDOMの個々の位置が適合されました。LEDキャリブレーションデータに対して結果を検証すると、ストリング平均補正によって検出器のモデリングが改善されることがわかります。LEDデータを使用してアレイ全体のストリング平均幾何補正を直接フィッティングすると、利用可能なミューオンから導出された平均補正と一致します。現在、両方の方法を使用してDOMごとの位置を取得するための解析が進行中です。さらに、記録された到着時間を予想される散乱遅延に合わせて補正する方法も開発されており、ナノ秒精度の伝播遅延を使用して位置のマルチラテレーションが可能になります。
X線/紫外線の連続体残響とIRASの発光の性質について 09149-6206
| Title |
On_the_nature_of_the_continuum_reverberation_of_X-ray/UV_and_optical_emission_of_IRAS_09149-6206 |
| Authors |
D._H._Gonz\'alez-Buitrago,_Ma._T._Garc\'ia-D\'iaz,_F._Pozo_Nu\~nez,_and_Hengxiao_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05433 |
我々は、電波が静かなセイファート1銀河IRAS09149-6206の連続体残響マッピング研究の結果を紹介します。この解析は、2017年1月から12月の間に{\emSwift}望遠鏡で行われたX線、紫外線、および光学観測を使用して実行されました。異なる光度曲線間の時間遅延は、3つの異なるアルゴリズム(PyI$^2$CCF、PyROA)を使用して測定されました。そしてジャベリン。我々の結果は、幾何学的に薄く光学的に厚い降着円盤について予測されたように、$\tau\propto\lambda^{4/3}$以降の時間遅延は波長とともに増加することを示しているが、それは広い範囲からの顕著な拡散連続放射を考慮した後でのみである。ライン領域。ただし、降着円盤の測定されたサイズは、標準理論で予測されるサイズよりも最大5倍大きくなる可能性があります。驚いたことに、軟X線束の大幅な増加は光学的なUV変動に比べて約15日遅れており、街灯柱モデルの予測に疑問を投げかけています。X線変動性の我々の分析により、2.0～3.0keVの変動する過剰放出とともに、0.3～6.0keVの非可変スペクトル成分の存在が明らかになった。これは、降着円盤の内部領域における相対論的反射に部分的に関連している可能性がある。。IRAS09149-6206は、従来の街灯柱モデルでは観測された時間遅延を説明できないオブジェクトのリストに加わりました。他の幾何学的考慮事項を街灯柱モデルに組み込むシナリオ。散乱源に沿って広がるコロナは、観測された長い時間遅延を説明するのに適している可能性があります。
パーティクル シャワー シミュレーション コード CORSIKA 8
| Title |
The_particle-shower_simulation_code_CORSIKA_8 |
| Authors |
Tim_Huege_and_Maximilian_Reininghaus_(for_the_CORSIKA_8_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05475 |
CORSIKAバージョン7までは、20年以上にわたって大規模な空気シャワーをシミュレートするために最もよく使用されているモンテカルロコードです。しかし、そのモノリシックなFortranベースのソフトウェア設計と手動で最適化されたコードにより、保守、新しいコンピューティングパラダイムへの適応、より複雑なシミュレーションニーズへの拡張が困難になっています。これらの制限により、最新のモジュール式C++フレームワークでCORSIKA7のコア機能を完全に書き直すCORSIKA8プロジェクトが誕生しました。CORSIKA8は現在、「物理的に完全」であると考えられる状態に到達しており、専門家が特定のアプリケーションの開発に従事できる安定性を備えています。これはすでに、Sibyll2.3d、QGSJet-II.04、EPOS-LHC、およびPythia8.3によるハドロン相互作用の処理と、PROPOSAL7.6.2による電磁カスケードの処理をサポートしています。特にハイライトとなるのは、クロスメディア粒子シャワーを含む複数の相互作用メディアのサポートと、粒子シャワーからの電波放射の高度な計算です。この寄稿では、CORSIKA8の設計原則について説明し、これまでに実装された機能の概要、シミュレーション結果の検証、およびさらなる開発の計画について説明します。
相対論的ジェットとBL Lac天体の大規模構造の間の相互作用からのニュートリノをガンマ線スペクトルで調査
| Title |
Neutrinos_from_interactions_between_the_relativistic_jet_and_large-scale_structures_of_BL_Lac_objects_investigated_through_their_gamma-ray_spectrum |
| Authors |
Luca_Foffano,_Matteo_Cerruti,_Valerio_Vittorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05492 |
光スペクトルの吸収線と輝線は、通常、活動銀河核(AGN)における大規模環境の存在を調査するために使用されます。BLLac天体は相対論的ジェットが観測者を直接指すAGNのカテゴリーであり、AGNの進化の後期段階を表すと考えられています。それらの大規模構造はおそらく材料が貧弱であり、核周囲の環境全体に低密度で分布しています。降着円盤は弱く、再処理も弱いため、相対論的ジェットの非熱的連続体が光スペクトルを支配し、そのような大規模な構造によって生成される光子場の熱放射を特定することができません。しかし、これらの光子場は依然として存在し、最終的にはガンマ-ガンマ対生成を介してブレーザージェット中を移動するガンマ線と相互作用し、スペクトルエネルギー分布における吸収特徴などの観察可能な効果を生み出す可能性があります。興味深いことに、同じ光子場が高エネルギーニュートリノの生成にもつながり、陽子と光子の相互作用のターゲットとして機能する可能性があります。この寄稿では、ブレーザージェットと光子場の特性の両方を記述する、広いパラメーター空間にわたる一連のシミュレーションの結果を紹介します。現在および次世代のニュートリノ検出器の感度と互換性のあるニュートリノ束を生成できる最も効果的な条件について議論します。また、可能性のあるニュートリノ束が、BLLac天体のガンマ線スペクトルの解析を通じて間接的に調査された大規模構造の特性とどのように関係するかについても議論します。
大面積宇宙線シンチレーション検出器を用いた地上下向きガンマ線フラッシュの解析
| Title |
Analysis_of_Downward_Terrestrial_Gamma-ray_Flashes_Using_a_Large-Area_Cosmic_Ray_Scintillation_Detector |
| Authors |
Jackson_Remington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05662 |
ユタ州中央部のテレスコープアレイ(TA)は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)を検出するように設計されており、この種のものとしては北半球で最大のものです。ただし、その機能は地球外ソースに限定されません。アレイ内のシンチレーション検出器(SD)は、荷電した宇宙線二次線からのエネルギー蓄積を測定するように設計されていますが、最近、宇宙線空気シャワーの典型的な特徴と一致しない電磁放射のバーストを捕捉しました。調査の結果、バーストは個々の落雷に関連していることが判明しました。この現象をより深く理解するための取り組みとして、ニューメキシコ工科大学のラングミュア大気研究研究所は、アレイ全体に特殊な雷検出器を設置し、最終的にこの現象が稲妻フラッシュの最初の数マイクロ秒で生成された下向きの地上ガンマ線フラッシュ(TGF)であることを確認しました。20のTGFと2つの出版物が特定された後、2018年の夏にテレスコープアレイの雷計測器がアップグレードされ、高解像度雷マッピング用の広帯域干渉計(INTF)が追加されました。このユニークな種類の雷検出器は、下向きのTGFに関する主要な研究の1つとなっています。この論文は、この方法の応用と、2018年後半の4つのイベントの結果に焦点を当てています。個々のTGFは10us未満持続し、おそらく10^12を超えるガンマ線で構成されており、いくつかのエネルギーが2.6MeVを超える証拠があります。私は、平均不確実性がそれぞれ0.6us、140m、25mであるTGF発生時刻、計画位置、高度を決定しました。この高解像度は、これら4つのイベントすべてにおけるTGFが強い初期降伏パルス中に発生し、負の雲内および雲から地上への稲妻フラッシュの最初の数ミリ秒におけるストリーマベースの高速負降伏によって駆動されたことを示しました。
弱いラベルを使用した拡張電波銀河の形態学的識別のための深層学習
| Title |
Deep_Learning_for_Morphological_Identification_of_Extended_Radio_Galaxies_using_Weak_Labels |
| Authors |
Nikhel_Gupta,_Zeeshan_Hayder,_Ray_P._Norris,_Minh_Huynh,_Lars_Petersson,_X._Rosalind_Wang,_Heinz_Andernach,_B\"arbel_S._Koribalski,_Miranda_Yew,_and_Evan_J._Crawford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05166 |
本研究では、複数の成分を持つ複雑な電波銀河のピクセルレベルのマスクのラベル付けのコストを削減する、弱教師あり深層学習アルゴリズムの使用について説明します。このアルゴリズムは、電波銀河の弱いクラスレベルのラベルでトレーニングされ、クラス活性化マップ(CAM)を取得します。CAMは、ピクセル間関係ネットワーク(IRNet)を使用してさらに改良され、電波銀河とその赤外線ホストの位置にわたるインスタンスセグメンテーションマスクが取得されます。私たちはオーストラリアンスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)望遠鏡、特にRMS感度25～35$\mu$Jyで270平方度の空領域をカバーした宇宙進化地図(EMU)パイロット調査からのデータを使用します。/ビーム。私たちは、弱教師付き深層学習アルゴリズムが、すべての銀河構成要素と赤外線ホスト銀河の位置をカプセル化する拡張電波放射のマスクを含む、ピクセルレベルの情報を予測する際に高精度を達成できることを実証します。標準的な和集合に対する交差(IoU)のしきい値0.5で複数のクラスにわたる平均平均精度(mAP)を使用して、メソッドのパフォーマンスを評価します。このモデルは、無線マスクと赤外線ホストの位置に対して、それぞれ67.5\%と76.8\%のmAP$_{50}$を達成していることを示します。ネットワークアーキテクチャは次のリンクで参照できます:https://github.com/Nikhel1/Gal-CAM
注釈付き Coadd: 調査頻度を特徴づけ、変動性および一時的なソースを発見するための簡潔な指標
| Title |
Annotated_Coadds:_Concise_Metrics_for_Characterizing_Survey_Cadence_and_for_Discovering_Variable_and_Transient_Sources |
| Authors |
D._L._Shupe,_F._J._Masci,_R._Chary,_G._Helou,_A._L._Faisst,_R._M._Cutri,_T._Y._Brooke,_J._A._Surace,_K._A._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05252 |
宇宙の過渡現象を研究するために、既存および今後の画像調査は、さまざまなリズム、点広がり関数、および深度で、時間をかけて繰り返し空の広い領域をカバーしています。ここでは、現在および将来の大規模なデータリポジトリ内で、さまざまな種類の時間変化する天体物理現象を効率的に検索できるフレームワークについて説明します。まず、調査または調査の組み合わせによって特定の時間変化する天体物理現象を発見できるかどうかを研究者が判断できるようにするための主要な調査パラメータを生成および保存する方法論を紹介します。関心のある領域内の光源のさらなる調査を容易にするために、特定の波長での空のピクセルの重要な輝度特性を捕捉するいくつかのサンプルメトリックを生成します。これらをまとめて「注釈付きcoadd」と呼びます。WISE/NEOWISE-Rデータに関してここで紹介した手法は、波長4.5ミクロンでベガ等級12程度の10パーセントの明るさの変動に敏感です。この技術をZTFデータに適用すると、rバンドの20AB等級で0.5等級の変動を検出することも可能になりました。私たちは、高固有運動星、周期変光星、超新星などのさまざまな種類の光源に対するこれらの計量の機能を実証し、変動の性質に応じて各計量に利点があることがわかりました。また、将来の調査において時間的に変化する現象の検索を容易にするデータ構造も提示します。
宇宙ベースの重力波天文学の進歩: 正規化フローを使用した迅速な検出とパラメータ推定
| Title |
Advancing_Space-Based_Gravitational_Wave_Astronomy:_Rapid_Detection_and_Parameter_Estimation_Using_Normalizing_Flows |
| Authors |
Minghui_Du_and_Bo_Liang_and_He_Wang_and_Peng_Xu_and_Ziren_Luo_and_Yueliang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05510 |
重力波(GW)天文学は、太地町のようなミッションを最前線として、地上から宇宙ベースの検出への変革的な移行を目の当たりにしています。この移行により、大規模ブラックホールバイナリ(MBHB)を探索する前例のない機会がもたらされますが、データ分析、特に混乱ノイズの中でのパラメータ推定において複雑な課題も課せられます。このギャップに対処するために、スケーラブルな正規化フローモデルを利用して、Taiji環境内で迅速かつ正確な推論を実現します。革新的に、私たちのアプローチはデータの複雑さを単純化し、年期間の時間依存応答関数を克服するために変換マッピングを採用し、到着時間パラメータにおけるさらなる多峰性を明らかにします。私たちの方法は、従来の手法よりも数桁速くMBHBを推定し、複雑な背景でも高い精度を維持します。これらの発見により、GWデータ分析の効率が大幅に向上し、迅速な検出および警報システムへの道が開かれ、宇宙ベースのGW観測を通じて宇宙を探索する能力が強化されます。
X 線データからの O VII 吸収分布の復元
背景連続体源へのガスによる吸収は、ガス成分の宇宙密度と、吸収に関与するホスト(銀河、星団、宇宙フィラメント)についての情報を提供します。宇宙吸収線の分布は、真の線が散乱してS/Nが低くなったり、同じS/Nで誤検出が発生したりするため、検出しきい値(S/N$\約3$)付近で歪んでいます。ノイズの存在下での吸収線分布をシミュレーションし、回復のための2つのモデルを検討します。1つはノイズのパラメトリックフィッティングとカットオフべき乗則の吸収線分布です。負の吸収線分布(輝線)が正のS/N吸収線分布から差し引かれるノンパラメトリックフィット(反転および減算)。どちらのアプローチも同様にうまく機能し、S/N$\gtrsim$3のデータを使用して近似を制限できることを示します。約100個の吸収線システムを入力すると、システムの数は$\およそ$14%に回復します。この研究ではOVIIX線吸収線分布を調べましたが、このアプローチは統計的に適切に動作するデータに広く適用できるはずです。
動径速度抽出への線形化アプローチ
高精度の動径速度(RV)測定は、系外惑星の検出と特性評価に不可欠です。ここ数十年にわたり、計測機器、データ削減技術、統計的推論方法が大幅に進歩し、〜10cm/sの精度を達成するための努力が行われてきました。ただし、これらの努力にもかかわらず、RVの精度は現在最大50cm/sに制限されています。この値は、最先端の分光器の予想される機器ノイズフロアを超えており、主に星の変動によって引き起こされるRV信号に起因すると考えられます。この研究では、この制限を克服するための因数分解方法を提案します。因数分解は、いくつかの天体物理パラメータの滑らかな関数が恒星の発光プロファイルを支配すると仮定すると、星の発光プロファイルの局所的な変化の影響を制御するのに特に適しています。短時間フーリエ変換(STFT)を使用して、波長領域での最小二乗最小化と同等の手順でRVを推論し、星の表面の任意の温度変動を処理する際のこの方法の有効性を実証します。提案された処方箋は、磁場などの恒星固有の影響、または地テル汚染などの恒星固有の影響を考慮して、当然一般化することができます。概念実証として、太陽の中心から縁までの変動を記述する一連の因数分解項を経験的に導き出し、それらを一連の現実的なSOAP-GPUスペクトルシミュレーションに適用します。変動によって引き起こされるRV信号を軽減するこの方法の機能と、断層撮影ツールとして機能するその潜在的な拡張について説明します。
C I リュードベリ状態の新しい原子データと太陽 UV スペクトルの比較
BreitPauli$R$-matrix法を使用して、$n$=30までのCIおよび$l\le3$の状態の正確なエネルギーと放射データを計算します。5つの2s$^2$2p$^2$地表構成状態$^3$P$_{0,1,2}$、$^1$D$_2$、$^に対する崩壊の完全なデータセットを提供します。1$S$_0$。これは、$n\ge5$からの移行に関する最初の完全なデータセットです。我々は、発振器の強度と遷移確率を、そのような遷移について以前に計算されたいくつかの値と比較し、NISTによって最近推奨された値を除いて、一般的に良好な一致(10%以内)を発見しました。この値には、重大な矛盾が見つかりました。次に、典型的な彩層条件を使用し、LTEを仮定して、リュードベリ状態に由来するスペクトル線の強度を計算し、よく校正された静かな太陽のSOHOSUMERUVスペクトルと比較します。Rydbergシリーズの相対強度は観察結果とよく一致しており、約200のUVラインの同定と混合に対する確固たる証拠を提供します。このような比較により、スペクトル内のCI線が多数新たに同定されました。また、光学的深度効果も推定し、これらが観測で認められた吸収の多くを説明できることを発見しました。原子データは、広範囲の太陽および天体物理観測のモデル化に適用できます。
大規模な太陽フレア中の磁気ヘリシティと磁気自由エネルギーの変化比率
| Title |
Change_ratios_of_magnetic_helicity_and_magnetic_free_energy_during_major_solar_flares |
| Authors |
Quan_Wang,_Mei_Zhang,_Shangbin_Yang,_Xiao_Yang,_Xiaoshuai_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05366 |
磁気ヘリシティは太陽物理学における重要な概念であり、太陽フレアやコロナ質量放出(CME)における磁気ヘリシティの重要な役割を指摘する理論的な記述が数多くあります。ここでは、CMEに関連しない限定フレア18個とCME関連の噴火フレア29個を含む47個の太陽フレアのサンプルを構築します。これら47回のフレアの前後における磁気ヘリシティと磁気自由エネルギーの変化率を計算します。我々の計算では、磁気ヘリシティと磁気自由エネルギーの変化率が、閉じ込めフレアと噴火フレアで明確に異なる分布を示すことが示された。閉じ込められたフレアの磁気ヘリシティの変化率の中央値は$-0.8$%ですが、噴火性フレアの場合は$-14.5$%です。磁気自由エネルギーの変化率の中央値は、限定フレアでは$-4.3$%であるのに対し、噴火フレアでは$-14.6$%です。観測データを用いたこの統計結果は、閉じ込められたフレアによって示されるように磁気リコネクションにおいて磁気ヘリシティがほぼ保存され、噴火フレアによって示されるようにCMEがコロナから磁気ヘリシティを奪うという理論的理解とよく一致している。
太陽コロナプラズマループの非常に長い束における30分間の減衰のないキンク振動
| Title |
30-min_Decayless_Kink_Oscillations_in_a_Very_Long_Bundle_of_Solar_Coronal_Plasma_Loops |
| Authors |
Sihui_Zhong,_Valery_M._Nakariakov,_Yuhu_Miao,_Libo_Fu,_Ding_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05479 |
太陽のコロナのエネルギーバランスは、長年にわたるコロナ加熱のジレンマの鍵であり、コロナプラズマループの減衰のないキンク振動の観測研究によって明らかにされる可能性があります。$736\pm80$Mmの長さで寿命が約2日の非常に長いオフリムのコロナルループの束が、減衰のないキンク振動を示すことがわかりました。振動は数時間観察されました。振動振幅は0.3〜0.5Mm、周期は28〜33分で測定されました。減衰のないキンク振動の30分周期の存在は、波の減衰を補償するメカニズムがこのような大規模なプラズマ構造において依然として有効であることを示しています。これは、2〜6分周期の減衰のないキンク振動の非共鳴起源、つまりコロナへの光球および彩層振動の漏れとの関連性の欠如、および広帯域エネルギー源の可能性のある役割についての重要な証拠を提供する。報告されているキンク振動の検出に基づく磁気流体力学地震学は、差分放出測定分析とバックグラウンドのコロナモデルの支援を受けて、宇宙天気モデルの入力パラメータとして興味深いプラズマと磁場の診断の包括的なセットを提供します。。
XPスペクトルを使用した白色矮星の大規模なガイアサンプルの分類とパラメータ化
| Title |
Classification_and_parameterisation_of_a_large_Gaia_sample_of_white_dwarfs_using_XP_spectra |
| Authors |
O._Vincent,_M.A._Barstow,_S._Jordan,_C._Mander,_P._Bergeron,_P._Dufour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05572 |
2022年7月の最新のGaiaデータリリースであるDR3では、動径速度データ、星の多重度に関する情報、選択された星のサンプルのXPスペクトルなど、以前のリリースで利用可能なデータ製品に多数の重要なデータ製品が追加されました。通常のガイア光度測定(G、GBP、GRPバンド)と天文測定を使用して白色矮星を高い信頼度で識別できますが、星をパラメータ化し、この情報だけから白色矮星のスペクトルタイプを決定することははるかに困難です。XPスペクトルと合成測光が利用可能になったことにより、より詳細なスペクトル分類と、ガイア白色矮星の実効温度と表面重力の測定が可能になります。ガイア源のXPスペクトルの日常的な生成には、G<17.6という等級制限が適用され、これによりほとんどの白色矮星が除外されることになります。私たちは、G<20.5の等級制限でXPスペクトルを処理した、100,000個の高品質白色矮星の同定のカタログを作成しました。これらすべての星について、ジョンソン、SDSS、J-PASのXPスペクトルから合成測光が計算され、ガイア合成測光カタログ-白色矮星(GSPC-WD)として出版されました。私たちはこのカタログを取得し、機械学習技術を適用して、XPスペクトルからすべての星の分類を提供しました。次に、カイ二乗最小化による自動スペクトルフィッティングプログラムを適用して、白色矮星の質量と半径を推定できる物理パラメータ（実効温度とlogg）を測定しました。私たちはこの研究の結果を提示し、100,000個の星のような大規模なサンプルを分類しパラメータ化できる能力を実証します。このデータセットから白色矮星の個体群について何が分かるかを説明します。また、プロセスの不確実性とデータセットの限界についても調査します。
予算方程式と天体物理学の非線形平均場ダイナモ
太陽、恒星、銀河の大規模磁場は、平均場ダイナモによるプラズマの不均一（差動）回転と螺旋運動の組み合わせによって発生します。通常、非線形平均場ダイナモ理論では、アルファ効果の代数的および動的クエンチング、および乱流磁気拡散率の代数的クエンチングが考慮されます。ただし、これらの理論は、背景の乱流(平均磁場がゼロの場合)に対する平均磁場のフィードバックを考慮していません。生成された平均磁場のバックグラウンド乱流へのフィードバックを考慮した、総（運動学と磁気）乱流エネルギーの予算方程式を用いた解析では、平均磁場の増加に伴って非線形ダイナモ数が減少することがわかりました。強制乱流、せん断によって生成される乱流、および対流乱流です。これは、平均場ダイナモの不安定性が常に飽和していることを意味します。
風下での白色矮星の質量と軌道周期の関係 質量損失
ヘリウム白色矮星（HeWD）は、連星相互作用を経験している低質量赤色巨星から形成されると考えられています。赤色巨星のヘリウム核の質量は星の半径と密接に関係しているため、公転周期($P_{\rmorb}$)と質量($M_{\rmWD}$)の間にはよく知られた関係が存在します。）、伴星の種類にはほとんど依存しません。$M_{\rmWD}$-$P_{\rmorb}$関係の従来の導出では、一般に赤色巨星からの風質量損失の影響が無視されていましたが、観測結果では、連星系における赤色巨星からの風質量損失が系統的に影響を受けていることが示されています。孤立した星からのものよりも高い。この研究では、潮汐増強恒星風(TEW)による連星進化を計算し、それが従来の$M_{\rmWD}$-$P_{\rmorb}$関係に大きな散乱を引き起こすことを発見しました。TEWは、赤色巨星がロッシュローブから溢れ出すのを防ぎ、ヘリウム核の成長を遅らせ、所定の軌道周期で低質量のHeWDを残すことができる。このシナリオは、従来の$M_{\rmWD}$-$P_{\rmorb}$関係から逸脱するHeWDバイナリの一部を説明している可能性があります。ただし、TEWモデルをテストし、強化された風力係数を制約するには、広い軌道でより多くのHeWD連星の観測が必要であることを指摘します。
エッジのないアクティブ輪郭 (ACWE) によって検出された冠状孔の一貫性の定量化と信頼性の特徴付け
| Title |
Quantifying_the_Consistency_and_Characterizing_the_Confidence_of_Coronal_Holes_Detected_by_Active_Contours_without_Edges_(ACWE) |
| Authors |
Jeremy_A._Grajeda,_Laura_E._Boucheron,_Michael_S._Kirk,_Andrew_Leisner,_and_C._Nick_Arge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05679 |
この論文では、エッジなしのアクティブ輪郭(ACWE)セグメンテーションアルゴリズムに基づくコロナホール(CH)検出のためのメソッド内アンサンブルを紹介します。このアンサンブルの目的は、太陽極端紫外(EUV)画像のディスク上のすべての領域について、各領域がCHに属する可能性を、その領域の近接性と均質性に基づいて定義する信頼度マップを開発することです。同定されたCH領域のコア。CHは開いた磁力線の領域であり、高速の太陽風が発生します。宇宙天気予報には、CHの正確な検出が不可欠です。強度(視線の変化や近くの明るい領域からの迷光などのさまざまな要因によって変化する可能性があります)ではなく領域の均一性に依存して、特定の領域の最終信頼度を定義することにより、このアンサンブルは堅牢で一貫した信頼性を提供できます。CH領域の描写。グローバル一貫性エラー(GCE)、ローカル一貫性エラー(LCE)、和集合交差(IOU)、および構造類似性指数測定(SSIM)のメトリクスを使用して、この方法がさまざまな空間解像度とさまざまな強度解像度に対して堅牢であることが示されています。。さらに、同じメトリクスを使用すると、この方法は短いタイムスケールにわたって堅牢であることが示され、自己一貫性のあるセグメンテーションが示されます。最後に、基礎となる磁場の歪み(つまり、単極性)を考慮することによって、セグメンテーションと信頼度マップの精度が検証されます。
垂直電流シートを用いたフレアモデルにおける硬X線源の時間的・空間的特性
| Title |
Temporal_and_Spatial_Characteristics_of_Hard_X-Ray_Sources_in_Flare_Model_with_a_Vertical_Current_Sheet |
| Authors |
Alexander_N._Shabalin,_Evgeniia_P._Ovchinnikova,_Yuri_E._Charikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05718 |
フレアSOL2013-05-13T01:50およびSOL2013-05-13T15:51のコロナル硬X線(HXR)線源の高さの変化を分析しました。ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置のデータの分析により、HXR光源の下向きの動きと、エネルギーと高さによる光源の分離が明らかになりました。フレアの初期段階では、コロナ内のHXR発生源領域とHXRフラックスとの間に負の相関関係が見つかりました。SOL2013-05-13T15:51イベントでは、フットポイントでの時間遅延スペクトルの増加傾向が得られました。どちらのイベントでも、コロナHXR源の時間遅延のスペクトルは、特定のフレア段階のエネルギー全体で減少傾向を示しました。観察された現象を解釈するために、崩壊するトラップのフレアモデルを検討し、非定常相対論的運動方程式を使用して磁気ループに沿った加速電子の分布関数を計算しました。このアプローチでは、ベータトロンとフェルミの一次加速メカニズムが考慮されています。フットポイントでの時間遅延スペクトルの増加傾向は、磁気ループとベータトロン加速機構の高いミラー比によって説明されます。HXR源の空間的および時間的挙動で観察された特徴(HXR源面積とHXRフラックス間の負の相関など)は、コラプストラップモデルによって解釈できます。
STEM における大規模な国際共同研究における科学者のうつ病症状と学術界からの離脱願望を調査する
| Title |
Probing_depressive_symptoms_and_the_desire_to_leave_academia_among_scientists_in_large,_international_collaborations_in_STEM |
| Authors |
Kamiel_Janssens,_Michiko_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05107 |
STEM(科学、技術、工学、数学)の分野では、大規模な国際科学協力がますます一般的になってきています。しかし、これらの「ビッグサイエンス」コラボレーションに参加しているメンバーの健康状態についてはほとんど知られておらず、その仕事の規模により特有の課題が生じる可能性があります。私たちは、2021年の夏に、重力波天体物理学の分野における3つの大規模な国際共同研究のメンバーを対象に調査を実施しました。私たちの目的は、キャリアの段階、雇用の不安、少数派の地位が、報告されているうつ病の症状のレベルとどのように関連しているかを調査することでした。学術界を離れたいという願望として。私たちは、若手の科学者と特定の少数派グループは、上級メンバーや自分を少数派グループのメンバーとは考えていない人々と比較して、有意に高いレベルのうつ症状を報告していることを発見しました。さらに、比較的若いメンバー、スタッフの科学者/エンジニア、および高いレベルの雇用不安や評価の欠如を経験している人々は、学術界を離れることを頻繁に検討する可能性が高くなりました。私たちの調査結果は、共同研究への個人的な貢献に対する認識を高めることと、より明確な仕事の視点を提供することが、若い科学者の幸福を高め、学界からの流出の可能性を減らすための2つの重要な要素である可能性があることを示唆しています。
ディラックからマヨラナまで: 最小限に拡張された標準モデルにおける宇宙ニュートリノ背景捕捉率
| Title |
From_Dirac_to_Majorana:_the_Cosmic_Neutrino_Background_capture_rate_in_the_minimally_extended_Standard_Model |
| Authors |
Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Manibrata_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05147 |
我々は、明示的なレプトン数違反を持つ3つの右手一重項ニュートリノを組み込むように拡張された標準模型内のトリチウムにおける宇宙ニュートリノ背景放射の捕捉率を調査します。$6\times6$ニュートリノ混合行列が3つの独立した$2\times2$ペアに因数分解され、ニュートリノのデカップリング直前の弱い相互作用から生成される状態を分析するシナリオを考えます。大統一スケールからプランク抑制値までにわたる、レプトン数違反に関連する無制限のマヨラナ質量スケールを考慮すると、純粋なマヨラナニュートリノから純粋な(擬似)ディラックニュートリノへの捕捉率の緩やかな移行が観察されます。最も軽い活性ニュートリノが相対論的である場合、捕捉率が変更されることを示し、これを質量二乗差$\sim10^{-35}\,{\rmeV}^2$の最小値を制約するために使用できることを示します。、活性-滅菌ペア間の、これまでに調査された。その結果、宇宙ニュートリノ捕捉率は、ニュートリノ質量の生成に関与する根本的なメカニズムを識別するための有望なプローブとなる可能性があります。
強い帯状の流れを伴う回転球形対流の漸近スケーリング関係
| Title |
Asymptotic_scaling_relations_for_rotating_spherical_convection_with_strong_zonal_flows |
| Authors |
Justin_A._Nicoski_and_Anne_R._O'Connor_and_Michael_A._Calkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05174 |
私たちは、強い帯状の流れを発生させる、応力のない境界条件を備えた球殻形状における回転対流の直接数値シミュレーションの結果を解析します。エクマン数とレイリー数は両方とも変化します。急速に回転する対流の漸近理論を使用して、対流速度と支配的な長さスケールとともに、支配方程式の各項のエクマン数依存性を予測できることがわかりました。レイノルズ応力と粘性応力の間のバランスと、対流速度の漸近スケーリングを使用して、エクマン数に関するゾーン流のスケーリング挙動の漸近予測を導き出します。これは数値シミュレーションによって裏付けられています。浮力と粘性力の明確な漸近スケーリングの証拠は見つかりませんでしたが、漸近平面層モデルからの以前の結果と一致して、浮力に対する粘性力の比率がレイリー数とともに増加することがわかりました。したがって、粘度は無視できないままであり、急速に回転する領域内で拡散のないスケーリング挙動に向かう傾向は観察されません。
エネルギー運動量の二乗重力における荷電クォーク星の相対論的構造
| Title |
Relativistic_structure_of_charged_quark_stars_in_energy-momentum_squared_gravity |
| Authors |
Juan_M._Z._Pretel,_Takol_Tangphati_and_Ayan_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05197 |
非線形物質の寄与が重力作用に現れるエネルギー運動量二乗重力(EMSG)の文脈内で、荷電したコンパクト星の静水圧平衡を記述する修正TOV方程式を導出します。私たちは物質のラグランジュ密度($\mathcal{L}_m=p$と$\mathcal{L}_m=-\rho$)に対して2つの異なる選択肢を採用し、星の構造に対するそれぞれの影響を調査します。さらに、電荷密度$\rho_{\rmch}$が標準エネルギー密度$\rho$に比例する電荷プロファイルを考慮して、星の構造方程式を数値的に解き、星の質量半径図を取得します。MITバッグモデルの状態方程式(EoS)。$\mathcal{L}_m=p$で、$\beta$の特定の値($\beta=0$の非荷電の場合を含む)が与えられた場合、最大質量値は重力モデルのパラメーターに応じて大幅に増加(減少)します。$\alpha$はさらに負（正）になります。ただし、非荷電構成の場合、$\mathcal{L}_m=-\rho$を考慮すると、数値結果から、$\alpha$を(負の値から)増加させると、最初に最大質量が増加し、最大値に達した後に質量が増加することがわかります。減少し始めます。驚くべきことに、電荷($\beta\neq0$)の存在を考慮すると、これは最初の選択によって引き起こされる動作よりも自明ではなくなります。
$Einstein-\AE$ 理論における荷電粒子のカオスに対する結合定数の影響
非回転ブラックホールを記述するEinstein-\AEサーメトリックには、2つの自由結合パラメーター$c_{13}$と$c_{14}$があります。この指標は、$0\leq2c_{13}<c_{14}<2$の場合のReissner-Nordstr\"{o}mブラックホールの解法ですが、$0\leqc_{14}<2c_{13}の場合ではありません。<2$.ブラックホールが外部の漸近的に一様な磁場に浸されている場合、ブラックホールの周囲の荷電粒子の運動を記述するハミルトニアン系は積分可能ではありません。ただし、ハミルトニアンでは明示的なシンプレクティック積分器の構築が可能です。4次の陽的シンプレクティックスキームは、ハミルトニアンの保存において優れた長期パフォーマンスを示すため、荷電粒子のダイナミクスを調べるために使用されます。1つまたは2つのパラメータ$c_の変化に対する規則的およびカオス的ダイナミクスの依存性について普遍的な規則を与えることはできません。$0\leq2c_{13}<c_{14}<2$と$0\leqc_{14}<2c_{13}<2$の2つのケースにおける{13}$と$c_{14}$。バイナリパラメータ空間$(c_{13},c_{14})$における秩序とカオスは、他のパラメータと初期条件のさまざまな組み合わせに依存します。
準粒子モデルにおける冷たいクォーク物質: 熱力学的一貫性と恒星の特性
| Title |
Cold_quark_matter_in_a_quasiparticle_model:_thermodynamic_consistency_and_stellar_properties |
| Authors |
Zhi-Jun_Ma,_Zhen-Yan_Lu,_Jian-Feng_Xu,_Guang-Xiong_Peng,_Xiangyun_Fu,_Junnian_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05308 |
有効クォーク質量の強い結合は通常、準粒子モデルでは定数として扱われますが、実際にはエネルギースケールで動作します。しかし、ランニングカップリングを使用すると、従来の処理では熱力学的不一致の問題が発生します。完全な熱力学的一貫性を確保するには、クォークの現在の質量が消失した場合、繰り込み減算点は四次化学ポテンシャルの合計の関数としてとるべきであることを示します。最も単純な形式を採用して、アップダウン($ud$)クォーク物質の特性を研究し、修正された準粒子モデルが熱力学的一貫性の定量的基準を満たしていることを確認します。さらに、妥当なモデルパラメータの場合、$ud$クォーク星の最大質量は太陽質量の2倍を超え、最大$2.31M_{\odot}$に達する可能性があることがわかりました。しかし、イベントGW170817で観測された潮汐変形能の上限$\tilde{\Lambda}_{1.4}\leq580$をさらに満たすためには、$ud$クォーク星の最大質量は$2.08M_までしかあり得ない。{\odot}$、つまり$M_{\text{max}}\lesssim2.08M_{\odot}$です。言い換えれば、我々の結果は、イベントGW170817で測定された潮汐変形能が$ud$クォーク星の最大質量に上限を設けていることを示しているが、それは$ud$クォークから構成されるクォーク星の存在の可能性を排除するものではない太陽質量の約2倍の質量を持つ物質。
重力の計量アフィン理論における静的かつ球対称のワームホール
| Title |
Static_and_spherically_symmetric_wormholes_in_metric-affine_theories_of_gravity |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05440 |
我々は、これらの物体の安定性と通過性が幾何学的自由度によって達成できると仮定して、重力の拡張計量アフィン理論における静的かつ球対称のワームホール解を検討します。特に、曲率、ねじれ、および非計量性がエキゾチックなエネルギーを呼び出すことなく背景幾何学を完全に支配する$f(R)$計量、$f(T)$テレパラレル、および$f(Q)$対称テレパラレルモデルを考慮します。-物質場のソースとしての運動量テンソル。フレアアウトとヌルエネルギー条件から始めて、一般相対性理論よりも自由度の高い修正重力理論に頼る純粋な幾何学的なアプローチで、安定して通過可能なワームホールを導き出すことができると述べることを可能にする一連の制約をまとめます。
不均質プラズマ時空における回転移動可能なワームホールの影と弱い重力レンズ
| Title |
Shadow_and_Weak_Gravitational_lensing_of_rotating_traversable_Wormhole_in_Non-homogeneous_Plasma_Space-time |
| Authors |
Saurabh_Kumar,_Akhil_Uniyal,_Sayan_Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.05545 |
この研究では、磁化されていない無圧力プラズマ内の回転するワームホール時空内でのヌル測地線の挙動を研究しました。プラズマの分散関係に焦点を当て、その直接的な重力の影響を無視することによって、光線が前述の時空でどのように通過するかを調べます。この研究の重要なハイライトは、一般化されたカーター定数を確立するための特定の血漿分布プロファイルの必要性であり、このパラメータの重要性を明らかにしています。さらに、さまざまなプラズマプロファイルにわたる影の境界を区別するための分析式を導き出し、プラズマ密度が増加するにつれて影のサイズが減少するという興味深い傾向を明らかにしました。興味深いことに、プラズマパラメータの特定の制限により、影が完全に消失します。プラズマ時空内のワームホールによる偏向角を計算すると、明確なパターンが観察されます。つまり、不均一なプラズマ時空でプラズマパラメーターが上昇するにつれて角度が減少し、均一なプラズマ時空で観察される挙動から逸脱します。また、M$87^{\ast}$の観測データを活用して、スロート半径の制約を確立します。さらに、最小シャドウ直径は、半径方向および緯度方向のプラズマパラメータに貴重な制約を提供します。
大気衝突による目に見えない暗黒光子モデルの調査
大気の衝突により、目に見えないダークフォトンモデルでダークセクター粒子が大量に生成され、地下のニュートリノ検出器で検出可能な信号が発生する可能性があります。質量混合メカニズムを備えたダークフォトンモデルを検討し、モデル内で大気中に生成されたダークセクター粒子によって引き起こされる電子反跳イベントを検出するためにSuper-K検出器を使用します。4回のSuper-K実験からのデータを組み合わせた結果、$\sim(0.5-1.4)$GeVの質量範囲における目に見えない暗黒光子に対する新しい主要な制約が得られ、NA64、BaBar、およびミリ荷電粒子の探索からの制約を超えていることがわかりました。。
