赤方偏移空間における 2 ループのパワー スペクトル
2ループ補正を含む赤方偏移空間での物質のパワースペクトルを示します。我々は、赤方偏移空間マッピングを介して、および必要な(5次)次数までの実空間内に入るすべての非線形性を組み込んだ厳密な摂動アプローチに従い、適切な有効場理論(EFT)補正によって補完されます。このアプローチは、$0.2h~\mathrm{Mpc}^{-1}$のスケールまで先験的に実行可能であり、それを超えると、神の指の効果に関連する電力抑制が非摂動的に強くなります。2ループ次数でのEFT補正の簡略化された処理を実空間から赤方偏移空間まで拡張し、パワースペクトルへの2ループの寄与のシングルハード制限とダブルハード制限の両方の主要なUV感度が確実に考慮されるようにします。各多極子に2つの自由パラメータを備えています。赤外線再開も考慮して、赤方偏移$z=0$および$z=0.5$での単極子と四重極のQuijote$N$-bodyシミュレーションを使用して校正し、比較します。$0.1h~\mathrm{Mpc}^{-1}$と比較して、2ループ順序では$0.18h~\mathrm{Mpc}^{-1}$までサンプル分散内(パーセントレベルで)の一致が見られます。ワンループで。また、高次微分補正の役割も調査します。
スケール不変真空パラダイム: 主な結果と現在の BBNS の進捗状況
| Title |
The_Scale_Invariant_Vacuum_Paradigm:_Main_Results_plus_the_Current_BBNS_Progress |
| Authors |
Vesselin_G._Gueorguiev_and_Andre_Maeder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07483 |
標準的なアインシュタイン一般相対性理論(EGR)の拡張としてのワイル積分可能幾何学(WIG)に関連するスケール不変真空(SIV)パラダイム内の主な結果を要約します。数学的枠組みの簡単なスケッチの後、2023年までの主な結果[1]が以下に関連して強調表示されます:SIV内のインフレ[2]、密度変動の拡大[3]、SIVのスケールへの適用銀河、MOND、暗黒物質、および矮小回転楕円体の不変動力学[4]、およびSIV内のBBNS軽元素の存在量に関する最新の結果[5]。キーワード:宇宙論:理論、暗黒物質、暗黒エネルギー、インフレーション、BBNS。銀河:形成、回転。ワイル可積分幾何学;ディラック共積分。
| Title |
The_Redshift_Difference_in_Gravitational_Lensed_Systems:_A_Novel_Probe_of_Cosmology |
| Authors |
Chengyi_Wang,_Krzysztof_Bolejko_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07529 |
宇宙論的膨張の直接測定である赤方偏移ドリフトの探査には、安定した高感度の機器を使った数十年の観測がかかると予想されている。我々は、多重画像重力レンズ系で赤方偏移ドリフトの蓄積である赤方偏移の差を観察することにより、長期観測を回避して宇宙論を探る新しい方法を導入しました。これにより、各画像で観察される光子は、光源と観察者の間で異なる経路を通過するため、同じ瞬間に観察された場合、レンズ付き画像は異なる赤方偏移を示すことになります。ここでは、重力レンズ系で観測された赤方偏移の差に対する基礎的な宇宙論の影響を考察し、現実的なレンズモデルの合成データを生成し、決定された宇宙論的パラメーターの精度を調査します。赤方偏移の差は宇宙内の物質と暗黒エネルギーの密度に影響されますが、ハッブル定数には依存しないことを示します。最後に、赤方偏移の差を宇宙論的プローブとして使用するための観測上の考慮事項を決定し、基礎となる宇宙論的パラメータを確実に決定するには1,000個のレンズ光源があれば十分であることがわかりました。ユークリッドなどの今後のクラスターレンズ調査では、十分な数のそのようなシステムが検出されることが期待されています。
3 つの要素からなる巨大な電波ハロー: 銀河団アベル 2142 の不可解な事件
| Title |
A_three-component_giant_radio_halo:_the_puzzling_case_of_the_galaxy_cluster_Abell_2142 |
| Authors |
L._Bruno,_A._Botteon,_T._Shimwell,_V._Cuciti,_F._de_Gasperin,_G._Brunetti,_D._Dallacasa,_F._Gastaldello,_M._Rossetti,_R._J._van_Weeren,_T._Venturi,_S._A._Russo,_G._Taffoni,_R._Cassano,_N._Biava,_G._Lusetti,_A._Bonafede,_S._Ghizzardi,_S._De_Grandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07603 |
クラスター合体現象によってクラスター内媒質(ICM)に導入された乱流は、エネルギーを非熱成分に伝達し、拡散シンクロトロン電波源の形成を引き起こす可能性があります。巨大な電波ハローとミニハローの形をした典型的な拡散源は、それぞれ合体銀河団と緩和したクールコア銀河団で見られます。一方、最近の観察により、非熱現象学の複雑さが増していることが明らかになりました。アベル2142(A2142)は、異常な熱的および非熱的特性を示す、穏やかに撹乱された星団です。2つの構成要素(H1とH2)、すなわちミニハロー状構造と謎の細長いラジオハロー状構造からなるハイブリッドハローをホストすることが知られています。私たちは、各コンポーネントの特性、起源、つながりを調査することを目的としています。$30-78$MHzと$120-168$MHzの周波数範囲におけるA2142の詳細なLOFAR観測を紹介します。補完的な多周波無線データとX線データを使用して、ハローの無線スペクトル特性を分析し、ICMの非熱成分と熱成分の間の関係を評価します。3番目の無線コンポーネント(H3)を検出しました。これはスケール$\sim2$Mpcでクラスターの体積全体に広がり、H1とH2を埋め込み、熱ICM分布にほぼ従う形態を持っています。電波スペクトル指数は、H1($\alpha=1.09\pm0.02$)とH2($\alpha=1.15\pm0.02$)では適度に急勾配ですが、H3ではより急勾配になります($\alpha=1.57\pm0.20$)。。熱的および非熱的特性の分析により、各無線コンポーネントの可能な形成シナリオを議論することができました。さまざまなスケールの低エントロピーガスのスロッシング運動による乱流が、H1とH2の発生の原因である可能性があります。私たちは、H3を巨大な超急峻なスペクトル電波ハローとして分類しました。これは、古いエネルギー的な合体からの残留活動や進行中の小規模な合体によって引き起こされた非効率な乱流の再加速を追跡できる可能性があります。
宇宙初期の超低質量 PBH は PTA 信号を説明できる
パルサータイミングアレイの共同研究は最近、ナノヘルツ周波数での確率的重力波背景(SGWB)の発見を発表しました。私たちは、初期宇宙における超低質量原始ブラックホール(PBH)の支配からのGW信号を分析し、この信号がこの最近の発見を説明できることを示します。このシナリオでは、スペクトル指数が1.45ドルから1.6ドルの狭い範囲にある、インフレによるスカラー摂動のパワースペクトルの比較的広いピークが必要です。結果として得られるPBH個体群の質量は約$10^{8}$gで、初期存在量$\beta_f$は$10^{-10}$と$10^{-9}$の間にあります。超大質量BHをソースとして仮定すると、この説明が一般的なモデルよりもデータによって好まれていることがわかります。これらの非常に軽いPBHは、ビッグバン元素合成(BBN)の前に崩壊します。ただし、今後の第3世代地上レーザー干渉計では、PBHの形成中に生成されるGWスペクトルを観察することでモデルをテストできるようになります。また、私たちのシナリオに関連するスカラーパワースペクトルは、CMBスペクトル歪みを調査するPIXIEの範囲内になります。
アルマ望遠鏡バンド 3 の観測による ONC Proplyds の塵と自由放出の隔離
| Title |
Isolating_Dust_and_Free-Free_Emission_in_ONC_Proplyds_with_ALMA_Band_3_Observations |
| Authors |
Nicholas_P._Ballering,_L._Ilsedore_Cleeves,_Thomas_J._Haworth,_John_Bally,_Josh_A._Eisner,_Adam_Ginsburg,_Ryan_D._Boyden,_Min_Fang,_Jinyoung_Serena_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07369 |
オリオン大星雲団(ONC)には、原始惑星系円盤があり、その強いUV場によって外部から光蒸発が起こります。これらの「プロプリド」は、電離フロントに囲まれた円盤で構成されています。アルマ望遠鏡バンド3(3.1mm)による12個のプロプリドの連続観測を紹介します。ダストディスクからの熱放射と電離フロントからの自由自由放射の両方が検出されます。また、観察の高解像度(0.057インチ)により、これら2つの成分を空間的に分離することができます。この形態は、円盤のみを検出する短い（サブ）ミリメートル波長の画像や、イオン化フロントのみを検出する長いセンチメートル波長の画像と比較すると独特です。円盤は小さく($r_d$=6.4--38au)、おそらく進行中の光蒸発による切断のためです。バンド7とバンド3の間で測定されたスペクトル指数($\alpha\lesssim2.1$)は低く、塵の放出が光学的に厚いことを示唆しています。標準的な方法を使用してミリメートルの束から計算すると、それらは数十の地球質量の塵を抱えていますが、それらの真の質量は光学的深度が高いためさらに大きい可能性があります。光蒸発による質量損失率は2つの方法で導出されます。1つ目はイオン化平衡を利用することにより、2つ目は自由放出の輝度を使用して流出の密度を計算することです。これらの測定値と$\dotM$=0.6--18.4$\times$10$^{-7}$$M_\odot$yr$^{-1}$の間にはかなりの一致が見られます。光蒸発のタイムスケールは一般にONCの$\sim$1Myr年齢よりも短く、既知の「適切な寿命問題」を強調しています。光学的に厚いために過小評価されているディスクの質量は、この矛盾を緩和する1つの説明として残っています。
ソールズ VII: クラフトブレイクに沿った暖かい木星、WASP-106 b のスピン軌道配列
| Title |
SOLES_VII:_The_Spin-Orbit_Alignment_of_WASP-106_b,_a_Warm_Jupiter_Along_the_Kraft_Break |
| Authors |
Josette_Wright,_Malena_Rice,_Xian-Yu_Wang,_Kyle_Hixenbaugh,_Songhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07532 |
高温木星および暖木星として知られる、近軌道を周回する巨大な系外惑星は、既知の惑星の中で最も観測しやすいものの1つであるが、その形成経路についてはまだ広く合意されていない。このような惑星の考えられる力学的履歴を制約する1つの方法は、ロシター・マクラフリン効果を使用して、その系の空に投影されたスピン軌道角度を測定することです。ロシター・マクラフリンの観測は、惑星が恒星の赤道の周りを周回しているのか、それともオフセット軌道上を周回しているのかを実証することで、惑星の形成履歴が静止したものか、それとも激しいものかについて手がかりを提供します。しかしながら、そのような測定は、問題の惑星がその主星から十分遠く離れた軌道を周回している場合にのみ、系の歴史を知るための信頼できる窓となる。そうしないと、主星との潮汐相互作用により、過去の力学的激変の証拠が消去される可能性があります。我々は、クラフトブレイクに沿って星の周回軌道を周回する潮汐分離された暖木星WASP-106bのWIYN/NEIDロシター・マクラフリン測定結果を発表する($T_{\mathrm{eff}}=6002\pm164$K)。WASP-106bは低いスピン軌道角($\lambda=6^{+17}_{-16}\,^{\circ}$および$\psi=26^{+12)と一致していることがわかりました。}_{-17}\,^{\circ}$)、この星系の形成履歴が比較的静止していたことを示唆しています。最後に、WASP-106システムを含む高温木星系と温暖木星系の恒星の傾斜角を比較して、これらの系外惑星集団の考えられる形成経路についての洞察を得ることができます。
異常検出のための機械学習を使用した系外惑星大気中の新規化学の探索
| Title |
Searching_for_Novel_Chemistry_in_Exoplanetary_Atmospheres_using_Machine_Learning_for_Anomaly_Detection |
| Authors |
Roy_T._Forestano,_Konstantin_T._Matchev,_Katia_Matcheva,_Eyup_B._Unlu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07604 |
次世代の望遠鏡では、数千の系外惑星の高解像度分光データの利用可能性が大幅に増加します。膨大な量のデータと分析対象の惑星の数は、再観察と詳細な分析のために興味深い惑星にフラグを立てるための、新しくて高速かつ効率的な方法の開発に大きな動機を与えます。私たちは、異常な化学組成を持つ惑星を特定し、さらには未知のバイオシグネチャーを検索することを目的として、系外惑星の通過スペクトルに対する異常(新規性)検出のための機械学習(ML)技術の適用を提唱しています。私たちは、合成スペクトルの大規模な公開データベース上で、2つの一般的な異常検出方法(ローカル外れ値因子とワンクラスサポートベクターマシン)の実現可能性を実証することに成功しました。それぞれ異なるレベルの楽器ノイズを使用したいくつかのテストケースを検討します。いずれの場合も、ROC曲線を使用して2つのML手法のパフォーマンスを定量化し、比較します。
潮汐相互作用が三体共鳴連鎖を持つ惑星系の周期比を形成する
| Title |
Tidal_interactions_shape_period_ratios_in_planetary_systems_with_three-body_resonant_chains |
| Authors |
Carolina_Charalambous,_Jean_Teyssandier_and_Anne-Sophie_Libert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07839 |
ここ数年、スーパーアース質量体制内に密に詰まった内惑星を有するいくつかの系が、共鳴の連鎖を抱えていることが発見されている。一般に、惑星対は原始惑星系円盤の移動段階でMMRに閉じ込められる一方、主星によって引き起こされる潮汐が非常に長い時間スケールでの散逸源となると考えられている。この研究では、3惑星共鳴を抱えるSTIP間で観察された正確な共鳴可能性からの逸脱を研究し、潮汐がSTIPの共鳴オフセットを形成する際にどのように重要な役割を果たしているかを分析することを目的としています。私たちは、ケプラー80、ケプラー223、K2-138、TOI-178、TRAPPIST-1という5つの多惑星系について、隣接するペア間の共鳴オフセットを分析し、オフセットに異なる傾向が存在することを明らかにしました。一方では、オフセットの分析推定値を導き出し、惑星対の公称MMRからの逸脱は3惑星共鳴力学によるものであることを確認しました。一方、私たちは、観測されたオフセットの傾向を形成する際のこのメカニズムの有効性をテストするために、簡単な処方箋で軌道移動と主星からの潮汐散逸の両方を含むN体シミュレーションを実行し、研究の焦点を次のようにしました。同じ一般的な設定を持つ異なるシステムの共振パターン。我々は、考慮された潮汐率の値に関係なく、検出された5つのシステムのオフセットの傾向が潮汐減衰効果によって生成される可能性があることを発見しました。これは、システムを平衡に向けて緩和しながら、3惑星共鳴に沿って効率的に移動させる堅牢なメカニズムであり、各惑星ペアで観察される共鳴オフセットを引き起こします。さらに、ケプラー80、K2-138、およびTOI-178については、システムの推定年齢に応じて、共鳴オフセットの振幅も適切な潮汐率で再現できることを示しました。
2016年から2022年までのIRTF観測キャンペーンでイオ島で7回の火山噴火を発見
| Title |
Discovery_of_seven_volcanic_outbursts_on_Io_from_an_IRTF_observation_campaign_2016_to_2022 |
| Authors |
Christian_D._Tate,_Julie_A._Rathbun,_Alexander_G._Hayes,_John_R._Spencer,_Madeline_Pettine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07864 |
この研究は、NASA赤外線望遠鏡施設(IRTF)を使用して、2016年から2022年初頭まで170夜にわたって観測された木星の衛星イオの近赤外線測定を分析します。この期間中に、イオで最も活発な火山現象である7つの新たな火山噴火が発見され、特徴づけられ、観測された噴火現象の総数は18から25に増加しました。また、噴火の熱検出のための簡略化された基準も提示し、それを必要とします。Ioの特定の位置に限定されることと、Lpバンド(3.8ミクロン)の閾値強度を超えることの両方です。当社の測定では、日食、木星食、反射太陽光で2～5ミクロンの測光を使用します。これらのデータは、イオの動的活動の観測データセットを拡張することに加えて、イオのバーストの時間的および空間的分布についての洞察を提供します。注目すべき点は、7つのバーストすべてがイオの後続半球で検出されたことです。これらには、ピラン・パテラや、アカラ・フルクトゥスで新たに発見された繰り返し爆発の場所が含まれます。私たちはこれらの出来事を、繰り返し起こる爆発という稀なカテゴリーに加えますが、それ以前はトヴァシュタルが唯一知られている例でした。UP254Wでの別のバーストでは、Lpバンド強度が4.5時間で2分の1に減少することが観察されました。2021年8月、イオは2つの強力な噴火が急速に現れ、東に伝播し、高い火山活動を示しました。私たちの調査結果は、IRTFがイオの研究に継続的に貢献していることを強調しています。
惑星を含む円盤内の雪線とC/O比の追跡: HD169142円盤に向かうアルマ望遠鏡の分子線観測
| Title |
Tracing_snowlines_and_C/O_ratio_in_a_planet-hosting_disk:_ALMA_molecular_line_observations_towards_the_HD169142_disk |
| Authors |
Alice_S._Booth,_Charles_J._Law,_Milou_Temmink,_Margot_Leemker_and_Enrique_Macias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07910 |
形成中の惑星の組成は、その親原始惑星系円盤から降着する物質によって決まります。したがって、惑星形成の化学環境を理解するには、円盤内のガスの化学組成をマッピングすることが重要です。この論文は、若い星HD169142の周りの惑星をホストする円盤のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで撮影された分子線観測を紹介します。N2H+、CH3OH、[CI]、DCN、CS、C34S、13CS、H2CS、H2CO、HC3Nとc-C3H2がこのシステムに初めて搭載されました。これらのデータと最近検出されたSOおよび以前に発表されたDCO+データを組み合わせて、H2OおよびCOスノーラインの位置を推定し、気相C/O比の半径方向の変動を調査します。HD169142円盤は、ハービッグ星HD163296やMWC480の周囲の円盤と比較してN2H+フラックスが比較的低いことがわかり、COの凍結が少ないことを示しており、CO雪線がミリメートル円盤を超えて約150天文単位の位置にあります。内側円盤からのCH3OHの検出は、中央塵空洞の縁の約20auに位置するH2O雪線と一致しています。提案されたH2Oスノーラインの位置全体で放射状に変化するCS/SO比は、この解釈と一致します。さらに、このような暖かい円盤でのCH3OHの検出は、星形成の初期のより冷たい段階からの円盤内の複雑な氷の継承を支持する証拠を増やすものとなる。最後に、37天文単位に位置する巨大なHD169142bが、局所的なガスの元素構成がC/O=1.0であると予想されるCO2雪線とH2O雪線の間に形成されていると提案します。
[CII] 自己制御された星間物質における放射
[CII]157.74$\μ$m微細構造遷移は、銀河の星間物質(ISM)で生成される、遠赤外線(FIR)の中で最も明るく、最もよく研究されている輝線の1つです。気体表面密度$\Sigma_{\rm{g}}=10\;M_{\odot}\;\rm{pc}^{-2のISMパッチについて、サブPC解像度の流体力学シミュレーションでその特性を研究します。}$は、時間依存の化学反応、遠紫外(FUV)塵とガスの遮蔽、星形成、光イオン化と超新星(SN)のフィードバック、およびフルライン放射伝達と組み合わされています。[CII]157.74$\μ$m線の強度は星形成速度(SFR)と相関し、金属量に比例して増加するため、分子線が検出できない可能性がある金属の少ない環境でも優れたSFRトレーサーとなります。[CII]からH$_2$への変換係数は、べき乗則$X_{\rm{[CII]}}=6.31\times10^{19}\;Z^{\primeでよく説明されます。\;0.17}\;(\rm{cm}^{-2}\;(\rm{K}\;\rm{km}\;\rm{s}^{-1})^{-1})$。私たちの結果は、最も低い金属量を除いてすべての銀河調査と一致しています。私たちは、高密度星間物質(ISM)の塊状構造が[CII]157.74$\mu$m放出を支配するため、その塊状構造を解明することが重要であることを発見しました。我々の完全な放射伝達計算を光学的に薄い限界と比較し、仮定したガス表面密度において、[CII]放出が超太陽金属度でのみ光学的に厚い限界に近づき始めることがわかりました。
GHOSTコミッショニング科学結果II: 初期の銀河集合を目撃した非常に金属に乏しい星
| Title |
GHOST_Commissioning_Science_Results_II:_a_very_metal-poor_star_witnessing_the_early_Galactic_assembly |
| Authors |
Federico_Sestito,_Christian_R._Hayes,_Kim_A._Venn,_Jaclyn_Jensen,_Alan_W._McConnachie,_John_Pazder,_Fletcher_Waller,_Anke_Arentsen,_Pascale_Jablonka,_Nicolas_F._Martin,_Tadafumi_Matsuno,_Julio_F._Navarro,_Else_Starkenburg,_Sara_Vitali,_John_Bassett,_Ruben_Diaz,_Michael_L._Edgar,_Veronica_Firpo,_Manuel_Gomez-Jimenez,_Venu_Kalari,_Sam_Lambert,_Jon_Lawrence,_Gordon_Robertson,_Roque_Ruiz-Carmona,_Ricardo_Salinas,_Kim_M._Sebo,_and_Sudharshan_Venkatesan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07366 |
この研究は、PristineInnerGalaxySurvey(PIGS)から選ばれた恒星であるPristine$\_180956.78$$-$$294759.8$(以下、P180956、[Fe/H]$=-1.95\pm0.02$)に焦点を当てています。ジェミニ南望遠鏡で最近委託されたジェミニ高解像度光学スペクトログラフ(GHOST)によるフォローアップ。GHOST分光器の青色スペクトル領域での高い効率($3700-4800$~\AA)により、以前のP180956の分析ではアクセスできなかった初期超新星の元素トレーサー(Al、Mn、Sr、Euなど)の検出が可能になります。この星は、超微光矮星系で見られる化学的特徴に似た化学的特徴を示し、中性子捕獲元素（Sr、Ba、Eu）の存在量が非常に少ないことが特徴であり、これは天の川銀河内の同等の金属量を有する星の中では珍しい。私たちの分析は、P180956が少数(2または4個)の低質量極超新星($\sim10-15\msun$)の化学的痕跡を持っていることを示唆しています。これらは、軽元素の存在パターンを再現するために必要です(例:[Si、Ti/Mg、Ca]$\sim0.6$)、および1つの高速回転する中間質量超新星($\sim300\kms$、$\sim80-120\msun$)。どちらのタイプの超新星も、P180956($\sim1.2$)の高い[Sr/Ba]を説明します。周心($\sim0.7\kpc$)とアポセントリック($\sim13\kpc$)の距離が小さく、その軌道が平面($\lesssim2\kpc$)に限定されていることから、この星はおそらく大宇宙の間に降着した可能性が高いことが示されています。初期の銀河組み立て段階。その化学力学的特性は、P180956が、単独で、原始銀河の低質量構成要素の1つとして、またはガイア-ソーセージ-エンケラドゥスの衛星として降着した超微光矮星銀河と同様の系で形成されたことを示唆しています。Geminiの大口径とGHOSTの高効率および広範なスペクトル範囲の組み合わせにより、この新しい分光器は近距離宇宙論研究のための主要な機器の1つとなっています。
日の出: 広帯域スペクトル線調査によって明らかになった、高赤方偏移の塵に覆われた銀河の豊富な分子目録
| Title |
SUNRISE:_The_rich_molecular_inventory_of_high-redshift_dusty_galaxies_revealed_by_broadband_spectral_line_surveys |
| Authors |
Chentao_Yang,_Alain_Omont,_Sergio_Mart\'in,_Thomas_G._Bisbas,_Pierre_Cox,_Alexandre_Beelen,_Eduardo_Gonz\'alez-Alfonso,_Rapha\"el_Gavazzi,_Susanne_Aalto,_Paola_Andreani,_Cecilia_Ceccarelli,_Yu_Gao,_Mark_Gorski,_Michel_Gu\'elin,_Hai_Fu,_Rob_J._Ivison,_Kirsten_K._Knudsen,_Matthew_Lehnert,_Hugo_Messias,_Sebastien_Muller,_Roberto_Neri,_Dominik_Riechers,_Paul_van_der_Werf,_and_Zhi-Yu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07368 |
高$z$の塵に覆われた銀河の性質を理解するには、そのISMと分子の複雑性を包括的に把握する必要がある。しかし、高赤方偏移における分子ISMは、一般的にCO以外の数種のみを使用して研究されており、これらの天体におけるISMの理解は限られています。この論文では、2つのレンズ付き塵銀河、APM08279+5255(APM)、赤方偏移$z=3.911$のクエーサー、およびNCv1.143(NC)を対象とした、NOEMAを使用した深さ3mmのスペクトル線調査の結果を紹介します。$z=3.565$スターバースト銀河。スペクトル線調査は、約330～550GHzのレストフレーム周波数をカバーします。APMとNCでそれぞれ38本と25本の輝線が検出されたことを報告します。スペクトルは、ISMの化学的性質の豊富さと物理的性質の複雑さを明らかにします。2つのソースのスペクトルを比較し、ガス励起解析を組み合わせることで、ISMの物理的特性と化学的痕跡がそれらの間で異なることがわかります。APMでは分子ガスがより励起され、より高い分子ガス温度と密度を示します。NCと比較。APMの化学存在量は局所AGNの値に似ており、高温化学やXDRに関連する可能性のある高密度ガストレーサーの相対存在量が増加していることを示しています。一方、NCは局所スターバースト銀河によりよく似ています。最も大きな違いはH2Oに見られます。APMでは448GHzH2Oラインが大幅に明るく、AGNによって供給される塵からの強力な遠赤外線放射に関連していると考えられます。私たちの天体化学モデルは、このような高いカラム密度では、ISMの制御においてUV放射の重要性が低く、一方CR(および/またはX線と衝撃)が分子の存在量を形成する重要な役割を果たしていると示唆しています。このような深いスペクトル線の調査は、ISMの物理的および化学的特性と初期宇宙の銀河の放射場の研究に新しい窓を開きます。(要約)
小規模な恒星ハロー: 天の川矮星衛星の郊外にある低表面輝度特徴の検出
| Title |
Small-scale_stellar_haloes:_detecting_low_surface_brightness_features_in_the_outskirts_of_Milky_Way_dwarf_satellites |
| Authors |
Jaclyn_Jensen,_Christian_R._Hayes,_Federico_Sestito,_Alan_W._McConnachie,_Fletcher_Waller,_Simon_E._T._Smith,_Julio_Navarro,_Kim_Venn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07394 |
矮小銀河は、暗黒物質と銀河進化に関連する力学研究にとって貴重な実験室ですが、その恒星の構成要素が物理的にどの程度拡張されているかは現時点では不明です。銀河の可能性を周回する衛星は、ホストによる潮汐剥離を受けるか、あるいは、それ自体がより小さな星系を降着させ、その破片が矮星自身の恒星のハローに存在する可能性があります。こうした過去の相互作用の証拠が存在する場合、衛星の郊外で探すのが最適です。しかし、これらの大きな半径距離では前景の汚染が信号を支配しており、これらの領域での星の観察を困難にしています。この研究では、空間、色等級、固有運動情報に基づいて矮銀河のメンバー星候補を特定し、星の分布の外側成分を考慮した、ガイアデータへの適用のための更新されたアルゴリズムを導入します。私たちの方法は、動径速度情報を必要としないにもかかわらず、文献から分光的に確認されたメンバーと優れた一貫性を示します。このアルゴリズムをすべての$\sim$60天の川矮小銀河衛星に適用すると、9個の矮星(Bo\"otes1、Bo\"otes3、Draco2、Grus2、Segue1、Sculptor、Tucana2、Tucana3)が見つかりました。、およびこぐま座）は、二次的な低密度の外側輪郭の証拠を示しています。私たちは、半光半径5を超えて(場合によっては10を超えて)位置する多くのメンバー星を特定します。私たちは、これらの遠方の星は、矮星の暈や潮流の痕跡である可能性が高いと主張していますが、これらの広範囲にわたる恒星集団の起源を特定するには、継続的な分光学的追跡調査が必要です。
HII領域と3kpc拡大リング内の超新星残骸に関連する巨大分子雲G18.1-0.3+51
| Title |
Giant_molecular_cloud_G18.1-0.3+51_associated_with_HII_regions_and_supernova_remnant_in_the_3-kpc_expanding_ring |
| Authors |
Yoshiaki_Sofue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07559 |
野辺山45メートル望遠鏡(FUGIN)による銀河面の高解像度CO線探査を解析し、動径速度51\kmsの星形成複合体G18.15-0.30+51(G18)が、{巨大分子雲(GMC)、HII領域、および超新星残骸(SNR)の緊密な三重会合。}G18の運動学的距離は、円回転の近解では$d=3.9\pm0.2$kpcと決定されます。、遠い解の場合は$12\pm0.2$kpc、または3-kpc拡張リング内にある場合は$d=6.1\pm0.1$です。HII領域からの連続電波のHI線吸収により、距離は$5.6\lesssimd_{\rmSNR}\le7.6$kpcに制限されます。$\Sigma-D$(無線輝度-直径)関係により、SNRまでの距離$d_{\rmSNR}=10.1^{+11.5}_{-4.7}$kpcが得られ、最小距離は5.4になります。kpc。これらから、SNRが物理的に関連付けられている3kpc拡張リング内のG18の距離は、$6.07\pm0.13$kpcであると独自に決定されました。GMCの分子量は$M_{\rmmol}\sim3\times10^5M_\odot$と推定されます。ビリアルと発光分子量の比は、中央領域では1よりも大きく、雲の端では外側に向かって$\lesssim0.2$まで減少します。これは、雲全体が安定しているのに対し、中央領域が動的であることを示しています。我々は、G18三重系の起源について議論し、継続的な星形成による持続可能なGMCモデルを提案します。
| Title |
Massive_black_hole_binaries_as_sources_of_low-frequency_gravitational_waves_and_X-shape_radio_galaxies |
| Authors |
Ma{\l}gorzata_Cury{\l}o,_Tomasz_Bulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07720 |
我々は、銀河合体残骸の中心に存在する大質量ブラックホール（MBH）バイナリのマルチメッセンジャー署名の研究を紹介する。特に、パルサータイミングアレイ(PTA)実験によって調査された周波数範囲内のMBHバイナリインスパイラルのアンサンブルによって生成される重力波背景(GWB)に最初に焦点を当てます。特徴的なひずみの改良された推定値は、銀河合体残骸内のMBH連星軌道崩壊に対する環境影響を含めることで得られ、銀河の形成と進化の半解析モデルSHARKに後処理で追加されました。次に、MBH連星進化研究の観点から、X型電波銀河の起源を説明することを目的とした2つの興味深い仮説を調査します。これは、既知の電波大音量銀河の約6～10%を構成する、二重ローブ構造を持つ特異な種類の天体です。。検討された2つのシナリオには、MBH合体後のジェット方向の突然の変化(スピンフリップ)、または2つの成分のそれぞれがジェットを生成する未解決の近接連星が含まれます。基準周波数$f_0=1\,{\rmyr}^{-1}$での推定GWB振幅は$A_{\rm{yr^{-1}}}=1.29\の範囲にあることがわかります。cdot10^{-15}-1.46\cdot10^{-15}$、これはPTA実験で検出された信号のひずみより50%低いです。また、ガスの乏しい合体で考慮されたスピンフリップシナリオは、フリップ角、赤方偏移、光度分布の点で、観測されたX字型電波銀河の特性をよく再現していることも示す。
二重中性子星の合体とそのマルチメッセンジャー残光の観測的展望：LIGOの発見力、事象の発生率、多様性
| Title |
Observational_prospects_of_double_neutrons_star_mergers_and_their_multi-messenger_afterglows:_LIGO_discovery_power,_event_rates_and_diversity |
| Authors |
Maryam_A._Abchouyeh,_Maurice_H.P.M._van_Putten,_Lorenzo_Amati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07348 |
二重中性子星(DNS)合体イベントGW170817は、電磁重力(EM-GW)観測による最初のマルチメッセンジャー(MM)イベントを意味します。LIGO-Virgo-KAGRAの観測実行では、O4-5は同様の現象とまだ未知のGW信号を検出すると約束されており、同等の性能を持つ2つ以上の検出器で確認する必要があります。この目的のために、我々は、同時発生したH1L1観測における同等の科学的品質のデータのデューティサイクルを定量化し、さらに今後のEM-GW調査で天体物理学的過渡現象の一貫したイベント率を追求します。非常に一般的に、検出力は露光時間と感度に応じて変化し、検出器が高品質で動作する時間の割合に大きく依存します。GRB170817A中の長時間の下降GWチャープによって動機付けられた継続時間$W=8$sのセグメントによって定義される時間周波数領域$W\timesB$にわたる一致するデューティサイクルと、約1分間にわたる最小検出器ノイズを定量化します。$B=100-250\,$Hz。この検出器の歩留まり係数は、S5-6およびO1-O3abで$1\%-25\%$を満たしており、H1およびL1の個別のデューティサイクルとは大きく異なり、EM-GW調査におけるイベントレートの一貫性に相応の影響を及ぼします。時間の経過とともにゆっくりと周波数が変化する信号の検出力の大幅な向上は、時間対称のデータ解析手法を導入することによって検出器の歩留まり係数を改善することで得られる可能性があります。O4～5の場合、既存のデータとメソッドと比較して、最大$\mathcal{O}(10^5)$倍の改善が得られます。さらに、DNSマージャに対するMMアフターグローの多様性は、GW170817と同様のシステムでは最大である可能性がありますが、GW190425などの実質的に異なる質量のシステムではそれほど大きくない可能性があります。私たちは、O4-5におけるEM-GW調査の展望と、THESEUSのような次世代GRBミッションの展望を含めて調査結果を要約します。
コンパクトなバイナリミリ秒パルサーの光学および X 線の明るさの Gaia ビュー
この論文では、最新のガイアデータリリース(DR3)のデータを使用して、銀河領域にある低質量および超低質量の伴星(スパイダー)を伴うコンパクトな連星ミリ秒パルサーを研究します。クモに対する光学的対応物の視差距離を推測し、これを光学およびX線の明るさを推定するために使用します。視差距離を電波パルス分散測定から得られた距離と比較したところ、平均して40%も系統的に大きい値であることがわかりました。また、X線光度とスピンダウン光度との相関関係もテストし、ほとんどのセアカゴケのスピンダウンからX線光度への変換効率が$\sim$0.1%であることがわかり、これは連系内ショックによる寄与を示しています。一方、ほとんどのクロゴケグモの効率は$\sim$0.01%で、パルサー個体群の大部分と同様です。最後に、ボロメータの光学的明るさは、異なる照射恒星の温度とバイナリ特性による大きな散乱を伴いながら、軌道周期と有意に相関していることを発見しました。この相関関係を、軌道周期に伴うロシュローブ半径のサイズの増加の影響として解釈します。この新たに見つかった相関関係を使用すると、軌道周期と距離推定値から光学的大きさの推定値を得ることができます。
AT~2018牛の後期HST UVおよび光学観察: 背景から牛を抽出
| Title |
Late_time_HST_UV_and_optical_observations_of_AT~2018cow:_extracting_a_cow_from_its_background |
| Authors |
Anne_Inkenhaag,_Peter_G._Jonker,_Andrew_J._Levan,_Ashley_A._Chrimes,_Andrew_Mummery,_Daniel_A._Perley,_Nial_R._Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07381 |
明るく青色で急速に進化しているAT2018cowは、よく研究されている特異な銀河系外過渡現象です。多波長データが豊富にあるにもかかわらず、この出来事の性質についてはまだ合意が得られていません。我々は、AT2018cowが存在する複雑な背景によって導入された過渡測光の不確実性に特に注意を払いながら、バースト後713～1474日にわたるハッブル宇宙望遠鏡(HST)観測の3つの時代の分析を紹介します。測光測定では、UVでは明らかな退色が示され、光学ではより微妙だが顕著な退色が示されています。最後のHST観測中、トランジェントの光学/UV色は、AT2018cowのホストにあるコンパクトで若い星形成領域の相当数の色よりもまだ青く、光へのトランジェントの寄与が継続していることを示唆しています。ただし、過渡状態の根底にあるコンパクトな光源は、さまざまな帯域での寄与に応じて、結果として得られるスペクトルエネルギー分布を大幅に変更します。特に光学フィルタでは、複雑で拡散した背景が正確な測光に問題を引き起こします。基礎となるクラスターは、若い恒星の環境内で発生する超新星、または密度の高い古い恒星の環境内で発生する潮汐破壊現象(TDE)であると予想されます。最近の研究の多くは超新星解釈に焦点を当てているが、我々は、AT2018cowと超大質量ブラックホール周辺のいくつかの潮汐破壊現象との間の紫外光曲線形態の実質的な類似性に注目している。AT2018cowがTDEのような現象から発生したと仮定すると、後期放出を円盤モデルに当てはめると、$M_{BH}=10^{3.2{\pm}0.8}$M$_{\odot}$が得られます。過渡現象とその直近の環境の後期の進化を判断するには、さらなる観察が必要です。
アスカリアン無線アレイで同時発生イベント、タウス、ミュオンを探す利点
| Title |
Benefits_of_Looking_for_Coincident_Events,_Taus,_and_Muons_with_the_Askaryan_Radio_Array |
| Authors |
Abby_Bishop,_Austin_Cummings,_Ryan_Krebs,_William_Luszczak_(for_the_ARA_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07401 |
$10^{16}$eVを超える超高エネルギー(UHE)ニュートリノはまだ観測されていませんが、アスカリアン電波アレイ(ARA)はこの発見を試みている氷内ニュートリノ観測所の1つです。徹底的な完全観測およびフルライブタイムのニュートリノ探索を期待して、UHEニュートリノシミュレーションでは通常無視される二次相互作用を考慮して、どれだけのニュートリノイベントが検出できるかを推定します。NuLeptonSimおよびPyRExシミュレーションフレームワークを使用して、複数のARAステーションによって観察されたカスケードと、初期ニュートリノカスケード中およびその後に生成されたタウス、ミューオン、およびニュートリノの観測の存在量と有用性を計算します。これらのシナリオを含む解析では、主要なARAニュートリノエネルギーにおける有効面積の大幅な増加の恩恵を受けることができます。一例として、$10^{19}$eVニュートリノ相互作用で生成されるタウスとミュオンをシミュレーションする場合、ARAの有効面積が30%増加します。これらの分析技術は、NuRadioMC開発者によって検討されているように、他の氷内電波ニュートリノ観測所でも利用できる可能性があります。私たちの貢献では、エネルギー$3\times10^{17}$-$10^{21}$eVのニュートリノの完全なシミュレーション結果と、興味深いトリガーイベントトポロジーの視覚化を紹介します。
| Title |
Resolving_the_eccentricity_of_stellar_mass_binary_black_holes_with_next_generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Pankaj_Saini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07565 |
次世代の重力波(GW)検出器は、年間10^4\mbox{-}10^5$個の連星ブラックホール(BBH)を検出すると予想されています。これらのバイナリの形成経路を理解することは未解決の問題です。軌道離心率は、異なる形成チャネルによって異なる離心率分布が得られると予想されるため、コンパクト連星の形成チャネルを区別するために使用できます。GWの放出によって離心率が急速に減衰するため、現在のGW検出器では感度が限られているため、より小さな値の離心率を測定することが課題となります。この研究では、BBHシステムの離心率を解決するボイジャー、コズミックエクスプローラー(CE)、アインシュタイン望遠鏡(ET)などの次世代GW検出器の可能性を探ります。GWTC-3のようなBBH集団を考慮し、いくつかの基準離心率分布と天体物理学的に動機付けられた離心率分布(Zevinet$al.$(2021))を仮定して、自信を持って偏心していると識別できる連星の割合を計算します。Zevinの離心率分布の場合、Voyager、CE、ETはそれぞれ、検出されたBBHの$\sim3\%$、$9\%$、$13\%$の非ゼロの離心率を自信を持って測定できることがわかりました。私たちの調査結果は、分解可能な偏心バイナリの割合に加えて、ボイジャー、CE、ETでは最小離心率$\gtrsim0.02$、$5\times10^{-3}$、および$10^{-3}$が必要であることを示しています。BBHシステムを偏心していると識別するためのGW周波数はそれぞれ$10$Hz。ETの低周波感度が向上したことにより、偏心を正確に測定する能力が大幅に向上しました。
天体物理学ニュートリノ候補 IceCube-211208A と時空間的に一致するブレーザー PKS~0735+178 の多波長観測
| Title |
Multiwavelength_Observations_of_the_Blazar_PKS~0735+178_in_Spatial_and_Temporal_Coincidence_with_an_Astrophysical_Neutrino_Candidate_IceCube-211208A |
| Authors |
M._Pohl_(for_the_VERITAS_collaboration,_the_H.E.S.S._collaboration),_and_K._Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07643 |
IceCubeニュートリノイベント211208Aの最適位置から2.2度離れたブレーザーPKS0735+178の多波長機会標的観測について報告します。ニュートリノ事象の発生前後、線源は光学、紫外線、X線、GeVガンマ線バンドの高束状態にあり、軟X線束の日次変動を示した。Swift-XRTおよびNuSTARからのX線データは、広帯域スペクトルエネルギー分布の低エネルギー成分と高エネルギー成分の間の遷移を特徴づけます。また、Fermi-LAT、VERITAS、およびH.E.S.S.からのガンマ線データは、広帯域スペクトルエネルギー分布の低エネルギー成分と高エネルギー成分の間の遷移を特徴づけます。100GeV付近のスペクトルカットオフが必要です。どちらの測定も、レプトニックモデルとハドロンモデルに強い制約を与えます。私たちは、シンクロトロン自己コンプトンモデル、外部コンプトンモデル、レプトハドロンモデルを解析的に探索します。完全に内部光子場に基づいたモデルは、観測されたスペクトルエネルギー分布(SED)と一致させるのに重大な困難に直面しています。線源内の外部光子場の存在は、代わりに、レプトンモデルとレプトハドロンモデルの両方で観察されたガンマ線スペクトルカットオフを説明し、レプトハドロンモデルのエディントン限界とわずかに一致する陽子ジェットパワーを可能にするでしょう。ハドロンモデル。外部ターゲット光子を使用したレプトハドロン数値モデルは、観測されたSEDを再現し、高いジェット出力を必要とするにもかかわらず、ニュートリノイベントと合理的に一致します。
IceCube で超高エネルギーニュートリノを探索
| Title |
Search_for_Extremely_High_Energy_Neutrinos_with_IceCube |
| Authors |
Maximilian_Meier_and_Brian_Clark_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07656 |
超高エネルギー(EHE)ニュートリノ($10^7$GeV以上のエネルギー)は、最高エネルギーの宇宙線の相互作用で生成されます。EHEニュートリノ束への主な寄与は、超高エネルギー宇宙線が周囲の背景光子と相互作用するときに生成される、いわゆる宇宙生成ニュートリノから期待されています。IceCubeを使用してこれらのEHEニュートリノを観測すると、共鳴光子イオン生成のエネルギー(GZKカットオフ)を超えた宇宙線の性質を調べることができます。我々は、これまでの解析と比べて高多重度ミュー粒子束をより効果的に識別し拒否することにより、極めて高エネルギーのニュートリノの新たな事象選択を提示する。さらに、12年間のIceCubeデータを使用して、EHEニュートリノ束の準微分上限の予想される改善を示します。
電波パルサー B0950$+$08: 磁気圏の放射線と地表上の火花
| Title |
Radio_pulsar_B0950$+$08:_Radiation_in_Magnetosphere_and_Sparks_above_Surface |
| Authors |
Zhengli_Wang_(1),_Jiguang_Lu_(2_3),_Jinchen_Jiang_(2),_Shunshun_Cao_(4),_Kejia_Lee_(4_and_5),_Enwei_Liang_(1),_Lunhua_Shang_(6)_Renxin_Xu_(7_4_and_5),_and_Weiwei_Zhu_(2)_(_(1)_Guangxi_Key_Laboratory_for_Relativistic_Astrophysics,_School_of_Physical_Science_and_Technology,_Guangxi_University,_Nanning_530004,_China,_(2)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing_100012,_China,_(3)_Guizhou_Radio_Astronomical_Observatory,_Guiyang_550025,_China,_(4)_Department_of_Astronomy,_School_of_Physics,_Peking_University,_Beijing_100871,_China,_(5)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_Beijing_100871,_China,_(6)_Guizhou_Normal_University,_Guiyang_550025,_China,_(7)_State_Key_Laboratory_of_Nuclear_Physics_and_Technology,_Peking_University,_Beijing_100871,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07691 |
フルデューティサイクルの近くの電波パルサーB0950$+$08は、その磁気圏を理解するために、2つのベースライン決定方法で偏光校正を採用することにより、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST、110分割り当て)のターゲットとなっています。放射線の形状と極冠のスパーク。%メインパルスの放射は、その低い直線偏光($<10\%$)と位置角ジャンプ、および直線分数がより大きいパルス経度での偏光位置角のため、磁力線面の情報を提供できません。したがって、$\sim30\%$は古典的な回転ベクトルモデル(RVM)に適合します。%最良のRVMフィットは、このパルサーの傾斜角$\alpha$と衝突角$\beta$が、それぞれ$100.5^{\circ}$と$-33.2^{\circ}$であることを示します。これは、電波の放射が2つの極から発生していることを示唆しています。したがって、真空ギャップモデル(環状ギャップまたはコアギャップのいずれか)における極性キャップスパークは、このRVMジオメトリで調査され、$\sim0.25R_{\rmLC}$から$\sim0.56R_{\rmLC}$、$R_{\rmLC}$は軽い円柱の半径です。メインパルスと中間パルスの両方の点火点が主に磁極から離れた位置にあることは明らかであり、これはパルサー表面の物理学において意味があり、パルサーの内部構造にも関連します。
ULX の長期的な X 線/UV 変動
NASAのスウィフト望遠鏡は過渡現象と機会目標の観測に焦点を当てており、その結果、過去約20年間にわたって超高輝度X線源(ULX)が数多く観測されてきました。これらの観測の大部分では、X線望遠鏡(XRT)と紫外光学望遠鏡(UVOT)の両方を使用して同時データが取得されており、これらのバンド間の結合変動を研究するまたとない機会を提供しています。多数の繰り返し観測を伴う約40ULXのサンプルを使用して、積み重ねられた画像を抽出してUV光放射の空間範囲を特徴付け、長期光曲線を抽出してUVとX線放射の間の一次線形相関を検索します。。他のソースはバンド間の非線形関係を示すように見える一方で、小さなサブセットは弱い相関のある関節変動を示す可能性があることがわかりました。我々は、歳差運動、外側降着円盤の照射、伴星の照射など、いくつかの理論モデルに関連してこれらの観測を議論します。これらの線源におけるX線とUV/光放射の性質を正確に制約するには、より複雑な分析または高品質のデータが必要になる可能性があると結論付けています。
超高エネルギーニュートリノスペクトルと断面積の共同測定
現在計画中の新世代ニュートリノ望遠鏡は間もなく、100PeVを超えるエネルギーを持つ宇宙起源の超高エネルギー(UHE)ニュートリノの発見を目標とし、天体物理学と素粒子物理学へのユニークな洞察を約束します。しかし、UHEニュートリノ束と相互作用断面積の予測（その測定は共依存している）には重大な不確実性が伴い、対処しなければ、どちらかの測定能力を誤って伝える可能性がある。これに対処するために、私たちは、UHEニュートリノスペクトルとニュートリノ-核子断面積を、それらのエネルギー依存性を含め、事前知識を前提とせずに共同測定することを提唱します。IceCube-Gen2ニュートリノ望遠鏡の計画された電波配列に合わせた予測において、ニュートリノスペクトルの経験的なパラメータ化を採用することによって、私たちの方法を説明します。予測で一般的なスペクトルの特徴を捕捉できない可能性がある単純なパラメータ化(単純なべき乗則または指数カットオフで強化されたパラメータ化)を使用しないように警告します。代わりに、精度を保証する柔軟なパラメータ化(区分的べき乗則または補間多項式)を使用することを主張します。我々は、現在検討されているものと互換性のある、検出器のエネルギーと角度分解能に関する大まかな設計目標を報告します。
活動銀河核の相対論的ジェットからの深刻な光学フレア
| Title |
Profound_optical_flares_from_the_relativistic_jets_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Gopal_Bhatta,_Staszek_Zola,_M._Drozdz,_Daniel_Reichart,_Joshua_Haislip,_Vladimir_Kouprianov,_Katsura_Matsumoto,_Eda_Sonbas,_D._Caton,_Urszula_Pajdosz-\'Smierciak,_A._Simon,_J._Provencal,_Dariusz_G\'ora,_Grzegorz_Stachowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07861 |
ブレーザーの激しい爆発は、銀河系外の天体で見られる最も極端な現象の1つです。これらの出来事を研究することは、現在の機器の分解能を超えている、ブレーザーの最も内側の領域内で起こっているエネルギー的な物理的プロセスに関する重要な情報を提供する可能性があります。この研究では、光源3C279、OJ49、S40954+658、Ton599、PG1553+113からの光学帯域で検出された最大かつ最も急速なフレアのいくつかを示しており、これらはほとんどがTeVブラーです。発生源のフラックスは数週間以内にほぼ10倍に増加し、これらの出来事の暴力的な性質を示しています。このようなエネルギー事象は、降着円盤の磁場によって変調されたプロセスによって引き起こされる、ジェットの基部近くの磁気流体力学的不安定性に起因する可能性があります。相対論的ジェットに沿って通過する衝撃波による高エネルギー粒子の注入によるフレアの発生を説明します。あるいは、フレアはジェットに関連した幾何学的効果によって発生した可能性もあります。観測された大きな振幅磁束変化の考えられる説明として、ソース固有のシナリオとソース外部のシナリオの両方について説明します。
H.E.S.S.$\ $によるフレアリングブレーザーのオポチュニティ観察のターゲット
| Title |
Target_of_Opportunity_observations_of_flaring_blazars_with_H.E.S.S.$\_$ |
| Authors |
M._Cerruti,_C._Boisson,_M._B\"ottcher,_O._Chibueze,_I._Davids,_A._Dmytriiev,_G._Grolleron,_F._Jankowsky,_J.P._Lenain,_A._Luashvili,_M._Zacharias_(for_the_H.E.S.S._Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07872 |
ブレーザーは、TeV銀河系外放射体の最も一般的なクラスです。AGN統合モデルの枠組みでは、それらは視線の近くを指す相対論的ジェットを持つAGNとして理解されます。それらは極端な変動性を特徴とし、数分程度の速さであることが観察されています。これらのフレアは通常、複数の波長で観測され、その研究には迅速な対応と複数波長の観測所間の調整が必要です。H.E.S.S.によるブレーザー観察の重要な部分したがって、チェレンコフ望遠鏡の配列は、TargetofOpportunity(ToO)観測の形になります。この寄稿では、H.E.S.S.最近の成果を中心に、blazarToOプログラムを紹介します。
ガンマ線バーストにおける発光の性質の理解: TAROT、COATLI、および RATIR 観測からの分析
| Title |
Understanding_the_Nature_of_the_Optical_Emission_in_Gamma-Ray_Bursts:_Analysis_from_TAROT,_COATLI,_and_RATIR_Observations |
| Authors |
R._L._Becerra,_A._Klotz,_J._L._Atteia,_D._Guetta,_A._M._Watson,_F._De_Colle,_C._Angulo-Valdez,_N._R._Butler,_S._Dichiara,_N._Fraija,_K._Garcia-Cifuentes,_A._S._Kutyrev,_W._H._Lee,_M._Pereyra,_E._Troja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07882 |
私たちは、TAROT、COATLI、RATIR望遠鏡で観測された227個のガンマ線バースト(GRB)の光度曲線データを収集しました。これらは133の検出と94の上限で構成されます。X線({\itshapeSwift}/XRTから)と光学系の両方で、観察者フレームと静止フレームの平均光度曲線を構築しました。私たちの分析は、GRBの観察的特性と固有の特性を調査することに焦点を当てました。具体的には、トリガー後$T=1000$秒におけるGRBの光学的輝度関数や残光の時間的傾きなどの観測特性を調べました。また、サンプル内のGRBの赤方偏移分布も推定しました。分析した227個のGRBのうち、116個に測定された赤方偏移があることがわかりました。これらのデータに基づいて、$z<1$のこれらのイベントのローカルレート$\rho_0=0.2$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$を計算しました。GRBの固有の特性を調査するために、残りのフレームでの平均X線および光学的光度曲線を調べました。{\scshapeafterglowpy}ライブラリを使用して合成曲線を生成し、エネルギー(${\langle}{E_{0}}{\rangle}\sim10^{53.6})などの明るいGRBジェットに特有のパラメーターを制約します。$~erg)、開口角(${\langle}\theta_\mathrm{core}{\rangle}\sim0.2$~rad)、密度(${\langle}n_\mathrm{0}{\rangle})\sim10^{-2.1}$cm$^{-3}$)。さらに、加速された電子(${\langle}\epsilon_e{\rangle}\sim10^{-1.37}$)や磁場(${\langle}\)の熱エネルギーの割合を含む微小物理パラメーターを分析します。epsilon_B{\rangle}\sim10^{-2.26}$)、および非熱電子の集団のべき乗則指数(${\langle}p{\rangle}\sim2.2$)。
ハイパースペクトルマテリアル分析による宇宙物体の識別と分類
| Title |
Space_Object_Identification_and_Classification_from_Hyperspectral_Material_Analysis |
| Authors |
Massimiliano_Vasile,_Lewis_Walker,_Andrew_Campbell,_Simao_Marto,_Paul_Murray,_Stephen_Marshall,_and_Vasili_Savitski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07481 |
この論文では、未知の宇宙オブジェクトのハイパースペクトルシグネチャから情報を抽出するように設計されたデータ処理パイプラインについて説明します。この論文で提案された方法論は、単一ピクセル画像から宇宙オブジェクトの材質組成を決定します。材料の識別と分類には2つの手法が使用されます。1つは機械学習に基づき、もう1つは既知のスペクトルのライブラリとの最小二乗一致に基づきます。この情報から、教師あり機械学習アルゴリズムを使用して、物体上の材質の検出に基づいて物体をいくつかのカテゴリの1つに分類します。材料分類法の動作は、風化した材料の影響と、観察対象の物体に存在する材料がトレーニングライブラリに欠落している場合の動作を判断するために、非理想的な状況下で調査されます。最後に、この論文では宇宙物体の識別と分類に関するいくつかの予備的な結果を紹介します。
| Title |
Domain_Adaptation_via_Minimax_Entropy_for_Real/Bogus_Classification_of_Astronomical_Alerts |
| Authors |
Guillermo_Cabrera-Vives,_C\'esar_Bolivar,_Francisco_F\"orster,_Alejandra_M._Mu\~noz_Arancibia,_Manuel_P\'erez-Carrasco,_Esteban_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07538 |
タイムドメイン天文学は、複数の大規模なデータセットのリアルタイム分析に向けて進歩しており、マルチストリーム機械学習モデルの開発を促しています。この研究では、HiTS、DES、ATLAS、ZTFの4つの異なるデータセットを使用して、天文警報の本物/偽の分類のためのドメイン適応(DA)を研究します。これらのデータセット間のドメインのシフトを研究し、微調整アプローチとMinimaxEntropy(MME)による半教師あり深層DAを使用して、単純な深層学習分類モデルを改善します。さまざまなソースとターゲットのシナリオについて、これらのモデルのバランスの取れた精度を比較します。微調整モデルとMMEモデルの両方により、ターゲットデータセットからのクラスあたりラベル付きアイテムが1つだけでベースモデルが大幅に改善されますが、MMEはソースデータセットでのパフォーマンスが損なわれないことがわかりました。
初の二次元恒星構造と回転星の進化モデル
| Title |
The_first_two-dimensional_stellar_structure_and_evolution_models_of_rotating_stars |
| Authors |
Joey_S._G._Mombarg,_Michel_Rieutord,_Francisco_Espinosa_Lara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07362 |
回転は星の構造と進化の理論における重要な要素です。これまで、恒星の進化コードは1次元フレームワークで動作しており、回転速度に関する有効性の領域はよくわかっていませんでした。この手紙は、観測結果との比較とともに、星の時間発展と主系列に沿ったその回転速度を計算する、2空間次元における自己矛盾のない恒星モデルの最初の結果を提示することを目的としています。私たちは、化学進化や回転混合の実装を含む時間発展とともに回転する星の恒星構造を2次元で解くESTERコードの拡張バージョンを利用します。12Msunモデルの進化軌跡を、臨界周波数の15%に等しい初期回転速度で1回、50%で1回計算しました。まず、最初に臨界周波数の15%で回転するモデルが、Burssensらによって最近研究された$\beta$Cephei星HD192575のすべての観測を再現できることを示します。アステリズム学と。実効温度や光度などの古典的な表面パラメータを超えて、私たちのモデルは、星の推定年齢における核と外皮の回転速度とともに核の質量も再現します。この特定のモデルはまた、子午面循環が、恒星の表面で存在量が増加する可能性がある窒素などの化学元素の輸送にほとんど影響を与えていないことも示しています。さらに、後期主系列では、星の角運動量分布が定常状態に達するのに必要な緩和時間よりも核進化が速いことも示されている。私たちは、回転星の2次元進化モデリングに向けて新たな一歩を踏み出すことに成功したことを実証しました。これは、高速回転する恒星のダイナミクスの理解と、回転が恒星の進化に与える影響について、新たな視点をもたらします。
SN 2009ip の非常に遅い時間の分光分析: 現在進行中の H$\alpha$ 放出に対する制約
| Title |
Very_late-time_spectroscopy_of_SN_2009ip:_Constraints_on_the_ongoing_H$\alpha$_emission |
| Authors |
Thallis_Pessi,_Jose_L._Prieto_and_Luc_Dessart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07370 |
特異な超新星(SN)2009ipは、その本当の起源に関して多くの疑問を引き起こした曖昧な出来事です。ここでは、2012B爆発から9年(3274日)後に得られたSN2009ipの非常に遅い時間の分光および測光観測を紹介します。私たちは、SN2009ipの非常に遅い時間のスペクトルにまだ存在するH$\alpha$放射を分析します。$r$、$g,$、$i$バンドの測光測定値も取得します。私たちは、2021年9月10日にラス・カンパナス天文台にある6.5メートルのマゼラン・バーデ望遠鏡のIMACS機器を使用してSN2009ipの観測を取得しました。SN2009ipは$r$、$g,$、$i$バンドで検出され、$r$バンドの絶対等級は$\sim-8.66$~magでした。これらのバンドでの最後の観測以来、ソースが大幅に減光したことがわかります。さらに、他の輝線は検出されなかったものの、非常に遅い時間のスペクトルには持続的なH$\alpha$放射が含まれていることを示します。測定した半値全幅(FWHM)は$930\pm40\\textrm{kms}^{-1}$、光度は$\sim8.0\times10^{37}\\textrm{ergs}でした。^{-1}$はH$\alpha$放出の場合です。光度は前回の観測に比べて比較的ゆっくりと減少しており、その減光速度は、SN2005ipなどの他の長命相互作用過渡現象と非常に似ています。最後に、これらの特性は非規則的な炉心崩壊SNと一致する可能性があるが、非端末爆発シナリオによっても説明できる可能性があると結論付けています。
回転する白色矮星は、その反対側の面で異なる組成を示します
| Title |
A_rotating_white_dwarf_shows_different_compositions_on_its_opposite_faces |
| Authors |
Ilaria_Caiazzo,_Kevin_B._Burdge,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_James_Fuller,_Lilia_Ferrario,_Boris_T._Gaensicke,_J._J._Hermes,_Jeremy_Heyl,_Adela_Kawka,_S._R._Kulkarni,_Thomas_R._Marsh,_Przemek_Mroz,_Thomas_A._Prince,_Harvey_B._Richer,_Antonio_C._Rodriguez,_Jan_van_Roestel,_Zachary_P._Vanderbosch,_Stephane_Vennes,_Dayal_Wickramasinghe,_Vikram_S._Dhillon,_Stuart_P._Littlefair,_James_Munday,_Ingrid_Pelisoli,_Daniel_Perley,_Eric_C._Bellm,_Elme_Breedt,_Alex_J._Brown,_Richard_Dekany,_Andrew_Drake,_Martin_J._Dyer,_Matthew_J._Graham,_Matthew_J._Green,_Russ_R._Laher,_Paul_Kerry,_Steven_G._Parsons,_Reed_L._Riddle,_Ben_Rusholme,_Dave_I._Sahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07430 |
白色矮星は、ほとんどの星が死後に残した非常に高密度の残骸であり、地球に似た惑星の大きさに圧縮された太陽の質量に匹敵する質量を特徴としています。結果として生じる強い重力では、重い元素は中心に向かって沈み、大気の上層には存在する最も軽い元素、通常は水素またはヘリウムのみが含まれます。いくつかの機構が重力沈降と競合して白色矮星の表面組成を冷却しながら変化させ、ヘリウム雰囲気を持つ白色矮星の割合は約30,000K以下の温度で約2.5倍増加することが知られている。したがって、30,000K以上で水素主体の大気を持つように見える一部の白色矮星は、それ以下に冷却されるにつれて必ずヘリウム主体の雰囲気に移行するはずです。今回我々は、2つの面を持つ遷移白色矮星、ZTFJ203349.8+322901.1の観測結果を報告する。大気の一方の面は水素、もう一方の面はヘリウムが支配的である。この特異な性質は、表面全体に温度、圧力、または混合強度の不均一性を生み出す小さな磁場の存在によって引き起こされると考えられます。ZTFJ203349.8+322901.1は、類似しているがより微妙な変化を示す白色矮星GD323とともに、磁性の遷移白色矮星のクラスの最も極端なメンバーである可能性があります。この新しいクラスは、白色矮星のスペクトル進化の背後にある物理的メカニズムを解明するのに役立つ可能性があります。
ガンマ 2 ベロラムのスペックル イメージング: 内部の風がおそらく解決される
| Title |
Speckle_Imaging_of_Gamma2_Velorum:_The_Inner_Wind_Possibly_Resolved |
| Authors |
Michael_M._Shara,_Steve_B._Howell,_Elise_Furlan,_James_T._Garland,_Anthony_F.J._Moffat,_and_David_Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07443 |
大質量星が質量を失う速度dM/dtを正確に定量化することは、その進化を理解する上で不可欠です。現在までのすべてのdM/dt推定は風束係数を前提としています。凝集を考慮しないと、これらの星が超新星として爆発したときのdM/dtが過大評価され、寿命と質量が過小評価されます。中赤外分光法は、最も近いウォルフ・ライエ星ガンマ2ベルの風が、10パーセントの強度で0.5秒角の全幅、つまり星から342ピースの距離で171天文単位で分解されることを示唆しました。ジェミニ南のZorroスペックルイメージャは0.02秒角の分解能があるため、その風を解決するために、2つの狭帯域フィルタと2つの中間帯域フィルタを使用して、2つの軌道位相(0.30と0.44)でガンマ2ベルを画像化するために使用しました。私たちの観測は、Gamma2Velの風が、軌道位相0.3の832nmフィルターを通して西への0.07秒角の伸びとして分解できることを示しています。確認された場合、これはWR星の風の非対称性が直接画像化された最小スケール(24天文単位)です。非対称性が確率的な風の凝集、共回転する相互作用領域、または衝突する風の円錐形の衝撃によるものかどうかを判断するには、複数の段階で同様のイメージングを行う必要があります。
非局所平均化カーネルから生じる子午線循環の太陽地震測定における系統的偏り
| Title |
Systematic_Bias_in_Helioseismic_Measurements_of_Meridional_Circulation_Arising_from_Nonlocal_Averaging_Kernels |
| Authors |
J._R._Fuentes,_Bradley_W._Hindman,_Junwei_Zhao,_Catherine_C._Blume,_Maria_E._Camisassa,_Nicholas_A._Featherstone,_Thomas_Hartlep,_Lydia_Korre,_Loren_I._Matilsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07513 |
太陽対流帯における子午線循環は、太陽の内部力学とその磁気の制御に重要な役割を果たしています。子午線の流れが赤道から太陽の表面の極に向かって移動することは広く受け入れられていますが、太陽地震観測では、それらの流れが赤道に戻る深さ、または深さの循環細胞の数についての決定的な答えはまだ得られていません。この研究では、帰還流の性質に関する矛盾が太陽地震観測の行われ方に固有のものであるかどうかを調査します。太陽対流帯の3次元流体力学シミュレーションから得られた平均流量と時間距離平均カーネルを畳み込むことにより、考えられる子午線流プロファイルの地震学的特徴を調べます。中緯度および高緯度では、対流帯のより深い領域にある弱い流れの構造が、はるかに強い表面の流れからの信号によって強く隠される可能性があることがわかりました。この汚染は平均化カーネルの拡張されたサイドローブの結果であり、それらの緯度および深さ$\およそ70~\mathrm{Mm}$で2--3ms$^{-1}$の偽の赤道方向信号を生成します。。ただし、低緯度では、シミュレーションの流れがより強くなる傾向があり、シェルの深さを横切る複数のセルが、畳み込みプロセスに耐えるのに十分な強い地震信号を生成する可能性があります。太陽の赤道深部への帰還流に関連する信号は、表面からの汚染と同じ意味で弱いと予想されます。したがって、報告された検出が重要であるとみなされるには、リターンフローの規模が$\sim2$--$3~\mathrm{m~s^{-1}}$を超える必要があります。
2 つの太陽周期にわたる太陽の磁気パワー スペクトル。 I. SDO/HMI と SOHO/MDI 磁気記録間の校正
| Title |
The_Sun's_Magnetic_Power_Spectra_Over_Two_Solar_Cycles._I._Calibration_Between_SDO/HMI_And_SOHO/MDI_Magnetograms |
| Authors |
Yukun_Luo,_Jie_Jiang,_Ruihui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07530 |
太陽の磁場は、広範囲のスケールにわたって強力に構造化されています。磁気空間パワースペクトル解析は、さまざまなスケールの磁場および磁場のプラズマ運動との相互作用を理解するための強力なツールを提供します。私たちは、一連の論文で3つの連続する太陽周期最小値をカバーする高解像度SOHO/MDIおよびSDO/HMIのシノプティックマグネトグラムの球面調和分解を使用してパワースペクトルを調査することを目的としています。シリーズの最初として、このペーパーでは、同時点のSDO/HMIおよびSOHO/MDIデータに基づいてパワースペクトルを校正および解析します。SOHO/MDIとSDO/HMIの間の校正係数$r$が磁場の空間スケール$l$に応じて変化することを初めて発見しました。ここで$l$は球面調和関数の次数です。校正係数は$r(l)=\sqrt{-0.021l^{0.64}+2}\quad(5<\mathrm{l}\leq539)$を満たします。キャリブレーション機能を使用すると、同時代のほとんどのSOHO/MDIおよびSDO/HMIマグネトグラムは、約8Mmから約3桁にわたる地球スケールまでの一貫したパワースペクトルを示します。さらに、SOHO/MDIおよびSDO/HMIマップからの磁気パワースペクトルは、直接速度測定から制約された典型的な超粒状スケール(約35Mm)に対応する$l\~約120$にピーク/ニーを示します。この研究は、その後の研究で超造粒と磁力スペクトルの太陽周期依存性を調査するための道を開きます。
カルメネスは、M 矮星の周りの系外惑星を探します。フレア時と静止時のパッシェン線の挙動
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Behaviour_of_the_Paschen_lines_during_flares_and_quiescence |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_S._Czesla,_J.H.M.M._Schmitt,_P.C._Schneider,_J._A._Caballero,_S._V._Jeffers,_E._Nagel,_D._Montes,_M._C._G\'alves_Ortiz,_A._Reinerns,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_P.J._Amado,_Th._Henning,_N._Lodieu,_P._Mart\'in-Fern\'andez,_J._C._Morales,_P._Sch\"ofer,_W._Seifert,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07685 |
水素パッシェン線は既知の活動指標であるが、静止中のマドワーフにおけるそれらの研究は、フレア研究における報告と同様にまれである。この状況は主に、高解像度の分光器がほとんどカバーしていない近赤外域に位置しているため、観測が不足していることが原因です。カルメネス分光器で観測された360個のM~矮星のサンプルを使用して、Pa$\beta$線を研究します。静止状態の不活性M~星のスペクトル列を下降すると、Pa$\beta$線がスペクトル型M3.5V付近まで浅くなり、その後わずかな再深化が観察されることがわかります。サンプル全体を見ると、H$\alpha$の吸収を持つ星の場合、星のH$\alpha$とPa$\beta$の(中央値)擬似等価幅(pEW)の間に緩やかな逆相関が見つかります。同様の実効温度です。代わりに個々の星の時系列を見ると、放出にH$\alpha$を持つ星のpEW(H$\alpha$)とpEW(Pa$\beta$)の間に相関関係があり、H$\alpha$を持つ星の逆相関が見つかることがよくあります。$\alpha$の吸収。フレア活動に関しては、20個の星で35個のパッシェン線フレアが自動的に検出されたことを報告します。さらに、これらの星で6つのかすかなパッシェンラインフレアが視覚的に発見され、さらに別の12星で16つのかすかなパッシェンラインフレアが見つかりました。強いフレアでは、パッシェンラインがPa14まで観察できます。さらに、パッシェンラインの発光は、ほとんどの場合、対称的なH$\alpha$ラインの広がりと結びついており、これは彩層の高圧を示すシュタルクの広がりによるものであると考えられます。最後に、強いH$\alpha$線非対称性も示すフレアのPa$\beta$線非対称性をいくつか報告します。
AM CVn 星 CR Boo の夜間時間スケールにおけるスーパーハンプ後の最大値
| Title |
Post-superhumps_maximum_on_intranight_time_scales_of_the_AM_CVn_star_CR_Boo |
| Authors |
Daniela_Boneva,_Georgi_Latev,_Svetlana_Boeva,_Krasimira_Yankova,_Radoslav_Zamanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07794 |
AMCVn星群のメンバーであるCRBooの夜間の明るさ変動の観測結果を紹介します。観測データは、ロジェン国立天文台の2m望遠鏡とブルガリアのベログラドチク天文台の60cm望遠鏡を使用してBVRバンドで取得されます。最大光度がVバンドで14.08等級、Bバンドで14.13等級に達したとき、振幅0.08から0.25等のスーパーハンプの出現を報告します。各スーパーハンプの二次最大値は、スーパーハンプと同じ周期で検出されます:Psh=24.76-24.92分。我々の結果では、極大値以降は、異なる夜で分$\約7.62$から分$\約16.35$まで時間的にシフトしており、振幅は$\約0.06-0.09$等、振幅の差は$\約0.035です。スーパーハンプの最大値に向けて$mag。我々は、ポスト最大値と円盤の外側の降着過程との相関関係を発見した。
YおよびY$^+$と水素原子の衝突における非弾性過程の理論的研究
| Title |
Theoretical_Study_of_Inelastic_Processes_in_Collisions_of_Y_and_Y$^+$_with_Hydrogen_Atom |
| Authors |
Yu_Wang,_Sofya_Alexeeva,_Feng_Wang,_Ling_Liu,_Yong_Wu,_JianGuo_Wang,_Gang_Zhao,_Svetlana_A._Yakovleva,_Andrey_K._Belyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07831 |
簡略化された量子モデル手法を利用して、イットリウム原子(イオン)と水素原子の間の低エネルギー非弾性衝突プロセスが研究されています。上記の衝突システムの相互中和、イオン対形成、励起、および脱励起プロセスに対応する速度係数は、1000～10000Kの温度範囲で提供されています。イットリウム原子と水素原子の衝突の計算では、3つのイオン状態と73の共有結合状態が考慮されます。これには、6つの分子対称性と4074の部分非弾性反応プロセスが含まれます。イットリウムイオンと水素原子の衝突には、1つのイオン状態と116の共有結合状態が含まれており、これらは3つの分子対称性と13572の部分非弾性衝突プロセスに関連しています。相互中和プロセスの速度係数はT=6000Kで最大となり、他のプロセスの速度係数よりも1桁高いことがわかります。特に、イットリウム原子およびイオンと水素原子との衝突に最適な窓の位置は、それぞれ電子結合エネルギー-2eV(Y)および-4.4eV(Y$^+$)付近に見出されます。これらの最適なウィンドウ内またはその近くに位置する散乱チャネルは、中程度から大きいレート係数($10^{-12}$cm$^3$s$^{-1}$より大きい)を持ちます。報告されたデータは、非局所熱力学的平衡モデリングの研究に役立つはずです。
紹介\c{c}\~ao \`a Cosmologia Qu\^antica
このレビューでは、標準的なアプローチに不可欠な数学的手法、既存の概念的な問題のいくつか、および可能な観測量とモデルの関係など、量子宇宙論の概要を示します。
私たちは、完全な数値相対性理論を用いて、近接三重ブラックホール系の進化を研究します。我々は、合体から10個離れた内側連星軌道を持つ等質量非回転階層系を考え、連星の合体時間とその離心率の進化に対する3番目の外側ブラックホールの影響を研究します。一般的な時間遅延とバイナリの合体までの軌道数の増加がわかり、これは3番目のブラックホールまでの距離$D$に対して$\sim1/D^{2.5}$としてモデル化できます。一方、連星までの基準初期距離$D=30M$(初期軌道間隔$d=8M$)を考慮すると、3番目のブラックホールの軌道の向きは連星の合体時間にほとんど影響を及ぼさないことがわかります。。これらのシナリオでは、内側連星の離心率の進化は、ほぼ予想どおり、安定した減衰を示しますが、さらに、連星の周囲の外側の第3ブラックホール軌道半周期の時間スケールによる変調を示し、うなり周波数に似ています。
| Title |
Black_holes_embedded_in_FLRW_cosmologies |
| Authors |
Rudeep_Gaur_(Victoria_University_of_Wellington)_and_Matt_Visser_(Victoria_University_of_Wellington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07374 |
最近、ブラックホールの進化に関する非常に推測的なモデルにかなりの関心が示されています。これは、降着や合体とは関係なく、ブラックホールと宇宙論的膨張の間の仮定された直接結合によるものだと言われています。この点に関して、いくつかの注意深いコメントをしたいと思います。FLRWの背景に埋め込まれたブラックホールに対応する少なくとも3つの正確な解決策が知られています(Kottler、McVittie、Kerr-de~Sitter)が、それらはこの主張されている効果のヒントを示していません。--それによって、この主張されている効果(もし存在するとしても)は決して遍在的ではないことを暗示しています。
自己駆動乱流リコネクションにおける粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_in_self-driven_turbulent_reconnection |
| Authors |
Jian-Fu_Zhang_(Xiangtan),_Siyao_Xu_(Princeton),_Alex_Lazarian_(Madison),_Grzegorz_Kowal_(S\~ao_Paulo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07572 |
磁気リコネクションが自発的に乱流を引き起こすという理論的予測は、磁気流体力学(MHD)および運動シミュレーションによって裏付けられています。外部から駆動される乱流とのリコネクションは粒子加速の効果的なメカニズムとして受け入れられていますが、自己駆動の乱流とのリコネクション中の加速はこの研究で初めて研究されています。自己生成乱流によるリコネクションの高解像度3DMHDシミュレーションを使用して、テスト粒子をリコネクション層に注入し、その加速プロセスを研究します。私たちは、粒子が収束する乱流磁場の間を往復するときに粒子のエネルギー獲得が起こることを発見しました。粒子は、ボックスサイズの範囲内でエネルギーが約3桁増加し、自己駆動の乱流再接続で効率的に加速できます。加速は粒子のジャイロ半径が再接続層の厚さよりも大きくなると進行します。局所磁場に垂直な方向の加速度が平行方向の加速度よりも優勢であることがわかります。加速された粒子のエネルギースペクトルは時間依存性があり、その傾きは-2.5に向かって増加します。私たちの発見は、高エネルギーの天体物理環境における粒子の加速に重要な意味を持つ可能性があります。
最小ゲージ $L_\mu-L_\tau$ モデルにおける宇宙インフレーションと $(g-2)_\mu$
最小の$U(1)_{L_\mu-L_\tau}$ゲージ対称拡張標準モデル(SM)は、ミューオンの異常磁気モーメントの理論的予測と実験的観測の間の矛盾を解決する、十分に動機付けられたフレームワークです。我々は、重力と最小限に結合していない$U(1)_{L_\mu-L_\tau}$セクターの標準モデルヒッグスを超えた領域を、宇宙初期のインフレトンとして特定できる可能性を想定しています。$(g-2)_\mu$データ。この構造は自明のように見えますが、$U(1)_{L_\mu-L_\tauに対する既存の制約とともに、インフレーションから再加熱段階を経て後期の時代に至る完全な宇宙論的歴史を考慮すると、次のことが観察されます。}$モデルパラメーターにより、許容される再加熱温度の範囲が小さくなります。これにより、一般的な非最小四次インフレーション設定よりもはるかに厳しい$(n_s-r)$平面の制限が生じます。
