Symfind: Subhalo Finder の脆弱性に対処し、Subhalo の耐久性を明らかにする
| Title |
Symfind:_Addressing_the_Fragility_of_Subhalo_Finders_and_Revealing_the_Durability_of_Subhalos |
| Authors |
Philip_Mansfield,_Elise_Darragh-Ford,_Yunchong_Wang,_Ethan_O._Nadler,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10926 |
$\Lambda$CDMの主要な疑問は、この理論がサブハロー集団の特性について実際に何を予測するかということです。サブハローはシミュレーションすることもシミュレーション内で見つけることも難しく、これが衛星銀河の理論的予測の不確実性をもたらします。我々は、新しい粒子追跡ベースのサブハローファインダーであるSymfindを紹介し、Rockstarとコンシステントツリーに焦点を当てて、一般的に使用されるハロー発見ツールよりも数桁低い質量までサブハローを追跡できることを実証します。これらのより長い生存期間は、固定ピークのサブハロー質量では、ビリアル半径$R_\textrm{vir}$内で$\約15\%{-}40\%$多くのサブハローが見つかり、$\約35\%であることを意味します。-Symphonyダークマター専用シミュレーションスイートの$R_\textrm{vir}/4$内にサブハローが120\%$増加。解像度が増加すると、より多くのサブハローが見つかります。当社では広範な数値テストを実施しています。理想化されたシミュレーションと一致して、サブハローの$v_{\rmmax}$は高解像度($n_\textrm{peak}\gtrsim3\times10^4$)でのみ分解されるが、質量損失自体は分解できることを示します。はるかに控えめな粒子数($n_\textrm{peak}\gtrsim4\times10^3$)で解決されます。我々は、ロックスターがサブハローの質量関数、動径分布、破壊質量の偽の解に収束することを示します。私たちは、私たちの新しい方法は、「孤立」モデリングを呼び出すことなく、典型的な銀河崩壊の時点まで解決されたサブハローを追跡できると主張します。他のサブハローファインダーが同じ基準を満たしているかどうかを判断するための具体的な一連の手順を概説します。SymphonyシミュレーションスイートのSymfindカタログと粒子データを\url{http://web.stanford.edu/group/gfc/symphony}で公開しています。
初期の DESI データからのライマン $\alpha$ フォレストの 3D 相関
| Title |
3D_Correlations_in_the_Lyman-$\alpha$_Forest_from_Early_DESI_Data |
| Authors |
Calum_Gordon,_Andrei_Cuceu,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Andreu_Font-Ribera,_Alma_Xochitl_Gonz\'alez-Morales,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_E._Armengaud,_S._Bailey,_A._Bault,_A._Brodzeller,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_R._de_la_Cruz,_K._Dawson,_P._Doel,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_H._K._Herrera-Alcantar,_V._Ir\v{s}i\v{c},_N._G._Kara\c{c}ayl{\i},_D._Kirkby,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_M._E._Levi,_A._de_la_Macorra,_M._Manera,_P._Martini,_A._Meisner,_R._Miquel,_P._Montero-Camacho,_A._Mu\~noz-Guti\'errez,_L._Napolitano,_J._Nie,_G._Niz,_N._Palanque-Delabrouille,_W._J._Percival,_M._Pieri,_C._Poppett,_F._Prada,_I._P\'erez-R\`afols,_C._Ram\'irez-P\'erez,_C._Ravoux,_M._Rezaie,_A._J._Ross,_G._Rossi,_E._Sanchez,_D._Schlegel,_M._Schubnell,_H._Seo,_F._Sinigaglia,_T._Tan,_G._Tarl\'e,_M._Walther,_B._A._Weaver,_C._Y\`eche,_Z._Zhou,_H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10950 |
我々は、暗黒エネルギー分光装置(DESI)からの初期のデータを使用した、ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)森林相関の最初の測定結果を示します。$z>2$で88,509個のクェーサーを使用してLy$\alpha$吸収の自己相関を測定し、$z\gtrsim1.77$でさらに147,899個のトレーサークェーサーを使用してクェーサーとの相互相関を測定します。次に、線形摂動理論に基づく13パラメーターモデルを使用してこれらの相関関係を当てはめたところ、このモデルが広範囲のスケールにわたってデータを適切に説明していることがわかりました。$3.8\sigma$の信号対雑音比でBAOピークを検出し、自己相関および相互相関の測定値が拡張バリオン振動分光調査(eBOSS)による以前の測定値と完全に一致していることを示します。ここでは最終的なDESIデータセットのほんの一部しか使用していませんが、不確実性は最終的なeBOSS測定から得られる不確実性よりも1.7倍大きいだけです。初年度のDESIデータを使用してBAOスケールの堅牢な測定を行う準備として、Ly$\alpha$相関の既存の分析方法を検証します。
H$_0$ のローカル値
幾何学、セファイド変数、Ia型超新星(SNeIa)から構築された距離はしごの最近の測定に焦点を当てて、ハッブル定数H$_0$の局所的な決定をレビューします。はしごの構成要素について詳しく説明します。(1)天の川視差、NGC4258のメーザー、および大マゼラン雲の切り離された日食連星からの幾何学。(2)これらのアンカーおよび42SNeIaのホストにおけるハッブル宇宙望遠鏡(HST)によるセファイドの測定。(3)ハッブル流のSNeIa。差分測定の使用を通じて体系的な不確実性を打ち消すことに細心の注意が払われていることがレビューされています。幅広いテストについて説明します。この測定結果は、H$_0$の局所的な測定値と、宇宙マイクロ波背景放射($Planck$)によって校正された$\Lambda$CDM理論によって予測される値との間に矛盾があることを強く示しています。「ハッブル緊張」。我々は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるSNIaホストと幾何校正器NGC4258による、距離はしごの両段の$>$320セファイドの新しい測定結果を提示し、ノイズが減少し、HSTで測定したものと良好な一致を示した。これは、HSTセファイド測光における系統的誤差が現在のハッブル張力に重要な役割を果たしていないという強力な証拠を提供します。今後の測定により、ハッブル定数の局所的な決定が改良されることが期待されます。
CMB と再構成されたレンズ パワーの間の相互共分散の影響
宇宙マイクロ波背景背景(CMB)の弱い重力レンズ効果は、CMB統計を自明ではない形で変化させ、レンズ効果の再構築と、介在する大規模構造の形成に影響を与える宇宙論的パラメーターの決定におけるこれらの再構築されたマップの使用を可能にします。原理的には、レンズ手順自体に起因して、一次CMBと再構成されたレンズポテンシャルとの間に相関関係がありますが、実際のCMB解析では、これらの帯域パワーを尤度で組み合わせる場合、相関関係は無視できるものとして扱われます。この論文では、レンズ化されたCMBと再構成されたレンズ倍率の間の相互共分散によるパラメータ制約への影響を明示的に定量化し、パラメータに影響を与えることが以前に示されているすべてのレンズ誘発非ガウス共分散を含めた効果と比較します。10%程度の制約があります。私たちは、完全に偏光した検出器を想定し、1.4arcminの固定ビームサイズを使用して、温度で0.5～10.0$\mu$K-arcminの機器ノイズレベルをスキャンして、一連の実験設定に対して分析を実行します。レンズ付きCMBとレンズ出力の間の相関関係が無視されると、6パラメーター$\Lambda$CDMモデルとこの論文で考慮したノイズレベルでは、予測された制約がエラーバーの最大3%だけシフトすることがわかります。ただし、ここで検討した$\Lambda$CDM拡張機能の一部では、これらの相関関係は、現在の実験ノイズレベルであっても、場合によってはエラーバーの10%を超える重大な影響を及ぼします。
| Title |
A_Measurement_of_Gravitational_Lensing_of_the_Cosmic_Microwave_Background_Using_SPT-3G_2018_Data |
| Authors |
Z._Pan,_F._Bianchini,_W._L._K._Wu,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_E._Anderes,_A._J._Anderson,_B._Ansarinejad,_M._Archipley,_K._Aylor,_L._Balkenhol,_P._S._Barry,_R._Basu_Thakur,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_K._Byrum,_E._Camphuis,_J._E._Carlstrom,_F._W._Carter,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_G._Chen,_P._M._Chichura,_H.-M._Cho,_T.-L._Chou,_J.-F._Cliche,_A._Coerver,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_C._Daley,_T._de_Haan,_E._V._Denison,_K._R._Dibert,_J._Ding,_M._A._Dobbs,_A._Doussot,_D._Dutcher,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_K._Fichman,_A._Foster,_J._Fu,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_F._Ge,_N._Goeckner-Wald,_R._Gualtieri,_F._Guidi,_S._Guns,_N._Gupta,_N._W._Halverson,_A._H._Harke-Hosemann,_N._L._Harrington,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11608 |
我々は、2018年に取得された95および150GHzのSPT-3G温度データを使用して、南天の1500deg$^2$にわたる重力レンズの測定結果を提示する。基準プランク2018$\Lambda$CDM宇宙論に対するレンズ振幅が求められる。機器および天体物理学の体系的な不確実性を除くと、$1.020\pm0.060$になります。私たちは、レンズ測定の堅牢性をチェックするために広範な系統的ヌルテストを実施し、$50<L<2000$の角度多極子にわたる最小分散の結合レンズパワースペクトルを報告します。これは、宇宙論的モデルを制約するために使用されます。$\Lambda$CDMモデル内で単独で、または一次宇宙マイクロ波背景放射(CMB)スペクトルと組み合わせて解析した場合、レンズ振幅の測定値はSPT-SZ、SPTpol、ACT、およびPlanckの測定値と一致します。バリオン密度に関する緩やかな事前分布と、前景バイアステンプレートの不確実性を含むその他のパラメーターを組み込むと、SPTを使用して$\sigma_8\Omega_{\rmm}^{0.25}=0.595\pm0.026$に対する$1\sigma$制約が得られます。-3G2018レンズデータのみ。$\sigma_8$は今日の構造の振幅の一般的な尺度であり、$\Omega_{\rmm}$は物質密度パラメーターです。SPT-3G2018レンズ測定とバリオン音響振動(BAO)データを組み合わせて、$\sigma_8=0.810\pm0.033$,$S_8\equiv\sigma_8(\Omega_{\rmm}/0.3)^{のパラメーター制約を導き出します。0.5}=0.836\pm0.039$、ハッブル定数$H_0=68.8^{+1.3}_{-1.6}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$。SPT-3GのみからのCMB異方性とレンズ測定を使用して、空間曲率$\Omega_{K}=0.014^{+0.023}_{-0.026}$(95%C.L.)と暗エネルギー密度に独立した制約を与えます。$\Omega_\Lambda=0.722^{+0.031}_{-0.026}$(68%C.L.)。SPT-3GレンズデータをSPT-3GCMB異方性およびBAOデータと組み合わせると、ニュートリノ質量の合計の上限$\summ_{\nu}<0.30$eV(95%C.L.)がわかります。
遠方の海王星太陽系天体の放射状分布は星団内での太陽の形成を示す
| Title |
Radial_Distribution_of_Distant_Trans-Neptunian_Objects_Points_to_Sun's_Formation_in_a_Stellar_Cluster |
| Authors |
David_Nesvorny,_Pedro_Bernardinelli,_David_Vokrouhlicky,_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11059 |
散乱円盤天体(SDO)は、長半径$50<a\lesssim1000$auおよび近日点距離$q\gtrsim30$auを持つ海王星横断天体の集団です。海王星の届かない軌道（約$q>35$~au）を持つ切り離されたSDOは、太陽系外部の初期進化に対する重要な制約として、ここで特に興味深いものです。暗黒エネルギー調査(DES)から特徴付けられた、50〜500auの切り離されたSDOの長半径プロファイルは放射状に広がっているが、海王星の初期移動に関する以前の力学モデルは比較的コンパクトなプロファイルを生成している。この問題は、おそらく恒星団内の太陽の誕生環境に関連していると考えられます。我々はクラスター効果を考慮した新しい動的シミュレーションを実行し、特に近い恒星との遭遇が早い段階で起こった場合（例えば、質量$\simeq0.2$$M_\odot$のM矮星が地球に近づく場合）、SDOの軌道分布が説明できることを示します。太陽$\simeq200$au)。このような遭遇がかなり高い確率で起こるためには、太陽は$\etaT\gtrsim10^4$Myrpc$^{-3}$の星団内に形成されている必要があります。ここで、$\eta$は星の数です。密度、$T$は星団内での太陽の滞留時間です。
彗星を理解するための室内実験
彗星の起源と進化を理解するには、彗星の氷と塵が形成され加工されたプロセスを解読する必要があります。彗星物質は多様な物理的および化学的性質を持ち、さまざまな方法で混合されます。実験室実験では、彗星のような物質の単純なものから複雑なものまで類似物を生成し、その特性を測定し、その組成や構造が進化するプロセスをシミュレートすることができます。室内実験の結果は彗星の観測の解釈に不可欠であり、理論モデルを補完します。これらは、将来の彗星へのミッションを計画するためにも必要です。この章では、彗星がどのように形成され、核の内部と表面からコマに至るまで変化したかを探る、過去および現在進行中の実験室実験の概要を示します。これらのセクション全体を通じて、未解決の疑問が強調され、将来の実験の展望と展望が議論されます。
CHEOPS と TESS を使用した TOI-178 システムのプロパティの改良
| Title |
Refining_the_properties_of_the_TOI-178_system_with_CHEOPS_and_TESS |
| Authors |
L._Delrez,_A._Leleu,_A._Brandeker,_M._Gillon,_M._J._Hooton,_A._Collier_Cameron,_A._Deline,_A._Fortier,_D._Queloz,_A._Bonfanti,_V._Van_Grootel,_T._G._Wilson,_J._A._Egger,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_J._Asquier,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_M._Buder,_J._Cabrera,_V._Cessa,_S._Charnoz,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._G\"udel,_J._Hasiba,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_J._M._Jenkins,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_D._W._Latham,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_R._Luque,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_C._Mordasini,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11394 |
TOI-178系は、スーパーアースからミニ海王星体制の6つの惑星を通過する近くの後期K矮星で構成されており、公転周期は1.9～20.7日です。最も内側の惑星を除くすべての惑星は、ラプラス共鳴の連鎖を形成します。予備的な動径速度(RV)データセットから得られた質量推定値は、単純な形成と進化モデルに基づいて予想されるものとは異なり、惑星密度が恒星までの軌道距離に応じて単調に減少しないことを示唆しています。この重要なシステムの特性評価を改善し、将来の研究（特にJWSTによる）に備えるために、40件の新しいCHEOPS訪問、1つの新しいTESSセクター、および以前に公開されたCHEOPS、TESS、およびNGTSデータに基づいて詳細な測光研究を実行します。。まず、データに含まれる100回の通過のグローバル分析を実行して、6つの惑星の通過パラメータを洗練し、それらの通過タイミングの変動(TTV)を研究します。次に、広範なデータセットを使用して、システム内に追加される可能性のある通過惑星の半径と公転周期に制約を設けます。私たちの解析により、6つの惑星の通過パラメーター、特にその半径が大幅に改良され、精度が5.1%である最小の惑星$b$を除き、相対精度$\lesssim$3%が得られています。RVの質量推定値と組み合わせると、測定されたTTVによって惑星$c$から$g$の離心率を制限することができ、安定性要件から予想されるように、それらはすべて0.02未満であることがわかります。TTVを単独で見ると、惑星$d$の質量が、この惑星の密度が驚くほど低いことが判明したRVから推定された質量よりも高いことも示唆されています。ただし、現在のTTVデータセットから得られた質量は事前依存性が高く、この象徴的な惑星系についての理解を深めていくためには、より長い時間ベースラインにわたるさらなる観測が必要です。
矮小スターバースト銀河ポックス 186 の HST 紫外分光法
| Title |
HST_UV_Spectroscopy_of_the_Dwarf_Starburst_Galaxy_Pox_186 |
| Authors |
Noah_S._J._Rogers,_Claudia_M._Scarlata,_Evan_D._Skillman,_Nathan_R._Eggen,_Anne_E._Jaskot,_Vihang_Mehta,_John_M._Cannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10927 |
再電離の原因となる銀河の研究は、局所的な再電離時代の類似体を通じて行われることがよくあります。しかし、これらの局所類似体の多くは、再電離において主要な役割を果たすと考えられている低質量星形成銀河を代表するには大きすぎる。局所的な低質量矮星スターバースト銀河ポックス186は、再電離時代のスターバースト銀河を代表する物理的条件を備えたそのような星系の1つです。我々は、ポックス186の深紫外(UV)分光法を使用して、その恒星集団と電離条件を研究し、これらの条件を他の局所スターバースト銀河と比較します。新しいコズミック・オリジンズ・スペクトログラフのデータは、$\sim$1150-2000Aをカバーするアーカイブ観測と組み合わされており、ポックス186の恒星集団、CとOの相対的濃縮、および電離光子の放出の評価を可能にします。私たちは、Pox186でこれまで検出されていなかった中性ガスを示す、重要なLy$\alpha$および低電離状態の吸収特徴を検出しました。C/O相対存在量、log(C/O)=-0.62$\pm$0.02は、以下と一致しています。他の低金属度の矮星銀河も同様であり、これらの星系における同等の星形成の歴史を示唆しています。我々は、Pox186のUV線の比率を矮銀河や光イオン化モデルのUV線の比率と比較し、強いCIII]、OIII]、および二重ピークCIV線を利用して比率が見事に一致していることを発見しました。しかし、紫外および光学的なHeII放射は微弱であり、ポックス186を他の局所スターバースト矮小銀河と区別します。私たちは、同様の電離条件を持つ可能性のある低質量再電離時代の銀河に影響を与える、微弱なHeIIを生成するメカニズムを探索します。
COSMOS-Web: 本質的に発光する z$\gtrsim$10 銀河候補が初期の恒星質量集合体をテスト
| Title |
COSMOS-Web:_Intrinsically_Luminous_z$\gtrsim$10_Galaxy_Candidates_Test_Early_Stellar_Mass_Assembly |
| Authors |
Caitlin_M._Casey,_Hollis_B._Akins,_Marko_Shuntov,_Olivier_Ilbert,_Louise_Paquereau,_Maximilien_Franco,_Christopher_C._Hayward,_Steven_L._Finkelstein,_Michael_Boylan-Kolchin,_Brant_E._Robertson,_Natalie_Allen,_Malte_Brinch,_Olivia_R._Cooper,_Xuheng_Ding,_Nicole_E._Drakos,_Andreas_L._Faisst,_Seiji_Fujimoto,_Steven_Gillman,_Santosh_Harish,_Michaela_Hirschmann,_Shuowen_Jin,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Vasily_Kokorev,_Daizhong_Liu,_Arianna_S._Long,_Georgios_Magdis,_Claudia_Maraston,_Crystal_L._Martin,_Henry_Joy_McCracken,_Jed_McKinney,_Bahram_Mobasher,_Jason_Rhodes,_R._Michael_Rich,_David_B._Sanders,_John_D._Silverman,_Sune_Toft,_Aswin_P._Vijayan,_John_R._Weaver,_Stephen_M._Wilkins,_Lilan_Yang,_Jorge_A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10932 |
COSMOS-WebサーベイによるJWST/NIRCamイメージングの最初の0.28度$^2$で発見された、15個の非常に明るい$10\lesssimz\lesssim14$候補銀河の発見を報告する。これらの光源は$-20.5>M_{\rmUV}>-22$の静止フレームUV等級に及び、これまでにJWSTによって特定された最も本質的に明るい$z\gtrsim10$候補を構成します。ハッブルACS/F814WによるNIRCamイメージングによって選択された深部地上観測は、その検出を裏付け、測光の赤方偏移を大幅に抑制するのに役立ちます。私たちは複数のオープンソースコードを使用してスペクトルエネルギー分布を分析し、低赤方偏移解の確率を評価します。12/15(80%)は本物の$z\gtrsim10$発生源である可能性が高く、3/15(20%)は低赤方偏移汚染物質である可能性が高いと結論付けます。私たちの$z\sim12$候補のうち3つは、初期の恒星質量集合の限界を押し広げています。彼らは、恒星の質量を$\sim5\times10^{9}\,M_\odot$と推定しており、$\epsilon_{の有効恒星バリオンの割合を示唆しています。\star}\sim0.2-0.5$、ここで$\epsilon_{\star}\equivM_{\star}/(f_{b}M_{halo})$。このような恒星の貯留層の集合は、$<$100\,Myrのタイムスケールでの急速なバースト駆動の星形成によって可能となり、星形成速度はその下にある暗黒物質ハローの成長をはるかに上回る可能性があります。これは、$M_\star\sim10^{10}\,M_\odot$銀河の$M_\star\sim10^{9}\,M_\odot$に対する同様の体積密度(両方とも約10ドル)で推定される同様の体積密度によって裏付けられています。^{-6}$Mpc$^{-3}$--彼らが同等の質量の光輪の中に住んでいることを意味します。このような高い赤方偏移では、スターバーストのデューティサイクルは1程度になるため、$z\ほぼ8$で2乗則からシェクターへのUVLFの形状に観察される変化が生じる可能性があります。分光学的赤方偏移の確認とその後の質量の制約は、このような初期の大質量銀河が$\Lambda$CDMにおける銀河形成の限界をどのように押し上げるのか、そして押し上げるのかどうかを理解する上で極めて重要です。
VERTICO VII: おとめ座銀河団における分子ガス含有量と星形成効率の抑制によって引き起こされる環境消光
| Title |
VERTICO_VII:_Environmental_quenching_caused_by_suppression_of_molecular_gas_content_and_star_formation_efficiency_in_Virgo_Cluster_galaxies |
| Authors |
Toby_Brown,_Ian_D._Roberts,_Mallory_Thorp,_Sara_L._Ellison,_Nikki_Zabel,_Christine_D._Wilson,_Yannick_M._Bah\'e,_Dhruv_Bisaria,_Alberto_D._Bolatto,_Alessandro_Boselli,_Aeree_Chung,_Luca_Cortese,_Barbara_Catinella,_Timothy_A._Davis,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Claudia_D.P._Lagos,_Bumhyun_Lee,_Laura_C._Parker,_Rory_Smith,_Kristine_Spekkens,_Adam_R.H._Stevens,_Vicente_Villanueva,_Adam_B._Watts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10943 |
私たちは、環境が33個のおとめ座銀河団衛星銀河の星形成サイクルをどのように制御するかを720パーセクのスケールで研究します。我々は、最初に解明された星団銀河の星形成主系列を提示し、その全球的HI特性に基づいてサンプルを分割し、フィールド銀河の対照サンプルと比較します。HIに乏しい銀河団銀河は、HIが正常な銀河団とフィールド銀河(0.5dex)の両方に比べて星形成速度(SFR)の表面密度が低下しており、全球のHI含有量を調節する機構が局所的な星形成の抑制に関与していることを示唆しています。我々は、HIに乏しい銀河で観察された消光は、ラム圧力ストリッピング(RPS)などの環境プロセスによって引き起こされ、分子ガスの表面密度と星形成効率(SFE)を、HIが正常な系の領域と比較して(0.38倍と0.38倍)同時に低下させることを実証します。それぞれ0.22デックス）。我々は、初期段階のRPS銀河の郊外における恒星質量表面密度の増加による分子ガス表面密度の増加によって引き起こされるSFRの体系的な上昇を観察しましたが、フィールドサンプルに関してはSFEは変化しません。私たちは、RPSと飢餓が、銀河団によって処理される内側および外側の銀河円盤の星形成サイクルにどのような影響を与えるかを定量化します。私たちは、どちらも効果的な消光メカニズムであることを示しましたが、主な違いは、RPSが銀河の周縁部に作用するのに対し、飢餓は切断半径内を含む円盤全体の星形成サイクルを制御することです。どちらのプロセスでも、クエンチは分子ガス表面密度と固定恒星質量表面密度でのSFEの同時減少によって引き起こされます。
干し草の山から針を探す : 恒星棒の長さを測る方法は?
| Title |
Looking_for_a_needle_in_a_haystack_:_how_to_measure_the_length_of_a_stellar_bar? |
| Authors |
Soumavo_Ghosh,_Paola_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10948 |
星のバーに関連する課題の1つは、円盤銀河内のバーの長さを正確に決定することです。過去の文献では、バーの範囲を測定するためにさまざまな方法が使用されてきました。しかし、さまざまなバーの長さの推定量の堅牢性と精度を決定するための体系的な研究はまだ私たちの理解を超えています。ここでは、生きた暗黒物質ハローの存在下で棒が自己矛盾なく進化する棒状銀河の$N$-bodyモデルを使用しながら、異なる棒の長さ測定方法間の精度と相関関係(存在する場合)を調査します。さまざまな推定器（非投影表面輝度分布の等光線解析と表面密度のフーリエ分解を含む）を使用してバーの長さの時間的変化を調査し、そのロバスト性と精度を研究します。ここで使用されているこれらのバーの長さ推定値のいずれか2つの間の相関関係を決定するために、さらなる試みが行われました。螺旋が存在する場合、異なるフーリエモーメントの振幅のみを考慮する(そして$m=2$フーリエモーメントの位相角を考慮しない)棒の長さ推定器は、体系的に棒の長さを過大評価します。ダークギャップ（バーによって生成される）の強度は、初期の急速な成長段階ではバーの長さと強く相関しますが、その後のバー進化の静止段階では弱く逆相関するだけです。ただし、ダークギャップの位置とバーの長さとの相関は弱いため、バーの長さを決定するための強力な代用として使用することはできません。さらに、逆投影された表面輝度分布の等光線分析を使用して得られたバーの長さの推定量は、体系的にバーの長さを過大評価します。速いバー/遅いバーを決定するという文脈におけるバーの長さの過大(過小)推定の影響についてさらに説明します。
大マゼラン雲の $\sim30$ キロパーセク船首衝撃と周銀河媒体への影響
| Title |
The_Large_Magellanic_Cloud's_$\sim30$_Kiloparsec_Bow_Shock_and_its_Impact_on_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
David_J._Setton,_Gurtina_Besla,_Ekta_Patel,_Cameron_Hummels,_Yong_Zheng,_Evan_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10963 |
大マゼラン雲(LMC)と環銀河媒体(CGM)の超音速運動の相互作用により、LMCのガス状円盤を導くバウショックが生じると予想されています。この手紙では、LMCの最近の降下に関する流体力学シミュレーションを使用して、この衝撃の程度と天の川銀河(MW)CGMへの影響を予測します。シミュレーションは、現在のスタンドオフ半径が$\sim6.7$kpc、横断直径が$\sim30$kpcである非対称衝撃の存在を明確に予測しています。過去5億年にわたって、南半球にあるMWのCGMの$\sim8\%$は衝撃波面と相互作用していたはずです。この相互作用は、不均一性を滑らかにし、MWCGMの混合を増加させる効果があった可能性があります。我々は、LMCの最近の$H\alpha$マップでバウショックの存在を示す観測証拠を発見し、LMCを取り囲む電離ガスのエンベロープの潜在的な説明を提供している。さらに、船首衝撃とMWCGMの相互作用も、マゼラン流の周囲のイオン化ガスの観測を説明できる可能性があります。MW衛星の最近の軌道履歴を使用すると、多くの衛星がLMCショックと相互作用した可能性が高いことがわかります。さらに、矮小銀河Ret2は現在衝撃波の内側に位置しており、これがRet2で報告されているガンマ線過剰の解釈に影響を与える可能性があります。この研究は、衛星の落下に伴う船首衝撃が、あまり解明されていないものの、銀河周囲および銀河団内媒体における潜在的に非常に重要な動的混合プロセスであることを強調しています。
MaNGA によってマッピングされた銀河のバリオン成分とその周囲のガス
| Title |
The_Baryonic_Content_of_Galaxies_Mapped_by_MaNGA_and_the_Gas_Around_Them |
| Authors |
Viacheslav_V._Klimenko,_Varsha_Kulkarni,_David_A._Wake,_Suraj_Poudel,_Matthew_A._Bershady,_Celine_Peroux,_Britt_Lundgren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10992 |
SDSS-IVMaNGAサーベイでマッピングされた14の近くの銀河($z$$<$0.1)内とその周囲の冷たいガスを、背景クェーサー/AGNのスペクトル内のガスによって生成される吸収線を有効値0〜25の衝突パラメータで測定することによって分析します。銀河中心からの半径。HST/COSを使用して、銀河の赤方偏移での吸収を検出し、中性(HI、NI、OI、ArI)、低電離(SiII、SIII、CII、NIIFeII)、11個の銀河の高電離種(SiIII、FeIII、NV、OVI)。CLOUDY光イオン化モデルを使用して、イオン化パラメータとイオン化補正された金属性を導き出します。HI列密度の範囲は$\sim$$10^{13}$から$\sim$$10^{20}\,{\rmcm^{-2}}$で、$r\geR_の衝撃パラメータに応じて減少します。{e}$。星の質量が大きい銀河は、HI吸収が弱くなります。吸収速度を銀河円盤内の電離ガス線放出のMaNGA動径速度マップと比較すると、吸収で見られる中性ガスが円盤とともに$\sim$10$R_{e}$まで共回転していることがわかります。仰角が低い視線では金属度が低くなり、MaNGAマップから得られた円盤内の金属度の勾配と一致しています。より高い仰角の視線は、より高いイオン化、より低いHI柱密度、超太陽の金属性、および銀河流出の方向と一致する速度を示します。私たちのデータは、積分場分光法からの詳細な銀河マップの外挿によるCGM特性(運動学および金属性)の初めての詳細な比較を提供します。銀河がCGMとどのように相互作用するかをより完全に理解するには、より大きなサンプルに対する同様の研究が必要です。
深層学習におけるバイアスの軽減: 銀河の形態学的分類のための偏りのあるデータに基づく不偏モデルのトレーニング
| Title |
Mitigating_Bias_in_Deep_Learning:_Training_Unbiased_Models_on_Biased_Data_for_the_Morphological_Classification_of_Galaxies |
| Authors |
Esteban_Medina-Rosales,_Guillermo_Cabrera-Vives,_and_Christopher_J._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11007 |
銀河の形態とその物理的特性との関係は、これまで関連する研究テーマでした。ほとんどの銀河形態カタログは、人間のアノテーター、または人間のラベル付けされたデータでトレーニングされた機械学習モデルによってラベル付けされています。人間が生成したラベルには、画像解像度などのデータの観察特性に関してバイアスが含まれていることが示されています。これらのバイアスは注釈作成者には依存しません。つまり、専門家によってラベル付けされたカタログにも存在します。この研究では、バイアスのある銀河データで深層学習モデルをトレーニングすると、バイアスのあるモデルが生成されることを示します。これは、トレーニングデータのバイアスが新しいモデルの予測に転送されることを意味します。また、この固有のラベル付けバイアスを考慮した深層学習モデルをトレーニングして、バイアスのあるデータでトレーニングする場合でもバイアスを除去したモデルを取得する方法も提案します。私たちの深いバイアス除去手法を使用してトレーニングされたモデルが、人間によってラベル付けされたデータセットのバイアスを軽減できることを示します。
SOFIA、ハーシェル、スピッツァー観測を使用した確率密度関数の構築による [CII] 観測の統計的予測
| Title |
Statistical_Prediction_of_[CII]_Observations_by_Constructing_Probability_Density_Functions_using_SOFIA,_Herschel,_and_Spitzer_Observations |
| Authors |
Young_Min_Seo,_Karen_Willacy,_Umaa_Rebbapragada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11023 |
[CII]放射と連続体放射の間の確率密度関数を使用して、ハーシェルおよびスピッツァー連続体画像から[CII]放射を予測するための統計アルゴリズムを提案します。158$\mu$mの[CII]放射は、星間物質のライフサイクルと銀河の進化を研究する上で重要なトレーサーです。残念ながら、その周波数は遠赤外線(FIR)にあり、対流圏では不透明であり、高度に赤方偏移した光源(z$\gtrsim$2)を除いて地上から観測することはできません。通常、より近い領域の[CII]観測は、準軌道または宇宙天文台を使用して実行されます。これらの施設は高価であり、利用できる時間が限られているため、科学の利益を最大化するという観点から、非常に効率的な観察/運用を行うことが重要です。これには、輝線の強度を正確に予測する必要があり、そのため、輝線の観測に必要な時間が必要になります。しかし、[CII]放出は、他の観測量との強い相関がないため、予測が困難でした。ここで我々は、[CII]放出を同じ地域の粉塵放出の複数のトレーサーと同時に関連付けることにより、[CII]放出の正確な予測を行うための新しいアプローチを採用します。これは、[CII]放出画像、SpitzerIRACおよびHerschelPACS/SPIRE画像間の確率密度関数(PDF)を利用する統計的手法を使用して行われます。星形成領域RCW120に対する私たちのテスト結果は、私たちの方法論が観測領域全体の80%にわたって不確実性が30%未満で高品質の予測を提供することを示しています。これは、観測の実現可能性をテストし、最大化するのに十分以上です。科学の帰還。PDFと訓練されたニューラルネットワークモジュールを保存する{\itpickle}ダンプファイルはリクエストに応じてアクセスでき、GUSTOやFIRプローブなどの将来の遠赤外線ミッションをサポートします。
ガイアデータリリース3の統計解析による天の川の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_Milky_way_from_the_statistical_analysis_of_the_Gaia_Data_Release_3 |
| Authors |
Petr_Zavada_and_Karel_P\'i\v{s}ka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11060 |
ガイア宇宙天文台からのデータを分析することにより、銀河の一部における星の集団運動の正確な基本特性が得られました。私たちの研究は、太陽から$\lesssim6$kpcの距離にある$33~146~122$選ばれた星の運動の統計分析に基づいています。この距離まで、Gaiaは十分な精度で対応する横速度を決定するために必要な、適切に測定された固有運動と視差を備えた星の高度な統計を提供します。に対する太陽の速度$\left(U_{\odot},V_{\odot},W_{\odot}\right)=(10.5\pm1,22.5\pm3,7.5\pm0.5)$を求めました。近くの星のセットと、異なる半径での銀河の回転速度。太陽の軌道半径については、速度$\V_{0}\およそ225$km/sが得られました。我々は、銀河内の位置に依存するさまざまな運動学的特性と分布が、銀河中心基準系の5つのパラメーターに基づく単純なモンテカルロシミュレーションモデルによって研究領域内で非常によく記述できることを示しました。これらのパラメータの最適値は、データとの比較によって決定されました。
銀河の暗黒物質ハローは、非線形のSchr\"{o}dinger-Poisson方程式(SPA)を満たす波動関数を持つ超軽量アクシオン(ULA)($m_a\lesssim1$eV)で構成されている可能性があります。SPAの固有状態をWKB近似で求めます。WKB近似の展開パラメータは$\delta=1/\sqrt{S}$で、$S=2MRGm_a^{2}$で、$M$は総質量、$R$は半径です。ハロー、$G$は重力定数、ULA質量が$m_a=10^{-22}$eVと小さい場合でも、ほぼすべての銀河で$S\gg1$となり、ほぼ最上位のWKB近似になります。正確です。束縛状態のレベル間隔は$\delta$にほぼ比例するため、重力井戸内の状態の数は膨大です。それらのすべてまたはほとんどがハローに寄与しない理由はわかりません。分布関数を使用すると、状態の合計により、ポアソン方程式を解くことでわかる重力ポテンシャルの関数としてハローのプロファイルを構築できます。さまざまなエネルギー分布関数を使用して、シミュレーションと同様の結果が得られます。将来の計画には、時間依存の一般化による崩壊の調査や、ハローの減衰過程も誘発する自己相互作用の組み込みが含まれます。
MIGHTEE からの偏光データを使用して銀河周縁媒体内の磁場を調査する
| Title |
Probing_magnetic_fields_in_the_circumgalactic_medium_using_polarization_data_from_MIGHTEE |
| Authors |
K._B\"ockmann,_M._Br\"uggen,_V._Heesen,_A._Basu,_S._P._O'Sullivan,_I._Heywood,_M._Jarvis,_A._Scaife,_J._Stil,_R._Taylor,_N._J._Adams,_R._A._A._Bowler,_M._N._Tudorache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11391 |
磁場は銀河周縁媒体(CGM)における動的プロセスのトレーサーであり、CGMの進化に重大な影響を与える可能性があるため、銀河の周囲の磁場の検出と研究は銀河の進化を理解するために重要です。間に存在する銀河の磁化されたCGMを通過する背景電波源の偏光のファラデー回転測定(RM)は、銀河の周囲の磁場の強さと範囲の追跡装置として使用できます。我々は、XMM-LSSおよびCOSMOSフィールドにおけるMeerKATによるMIGHTEE-POL(MeerKATInternationalGHzTieredExtragacularExplorationPOLarisation)調査によって観測された回転測定を使用して、前景の星形成銀河の周囲のRMを調査します。私たちは、星形成銀河と青い雲銀河の分光カタログを使用して、介在する銀河からの衝突パラメータの関数としてMIGHTEE-POL源のRMを測定します。次に、測光赤方偏移を含むより深い銀河カタログを使用してこの手順を繰り返します。星形成分光サンプルの場合、赤方偏移補正された|RM|が見つかります。5.6+/-2.3radm-2の超過は、130kpc未満の衝突パラメータで赤方偏移の中央値がz=0.46である銀河の周囲の2.5シグマの有意性に相当します。衝突パラメータが最小の介入者のみを選択します。測光銀河カタログを利用し、Mg<-13.6等級のすべての介入星を考慮すると、信号は消失します。赤方偏移とRMの間に相関関係があるという兆候は見当たりません。また、参加者の総数と|RM|の合計との間に関連性も見当たりません。。我々は、星形成銀河のCGMがビリアル半径内のコヒーレント磁場に浸透しているという暫定的な証拠を提示しました。我々は、衝突パラメータが130kpc未満である主に明るい星形成銀河が、背景電波源のRMに大きく寄与していると結論付けています。
JWST/NIRCam からの z=3 までのレストフレーム近赤外放射光プロファイル: S\'ersic Index の波長依存性
| Title |
Rest-Frame_Near-Infrared_Radial_Light_Profiles_up_to_z=3_from_JWST/NIRCam:_Wavelength_Dependence_of_the_S\'ersic_Index |
| Authors |
Marco_Martorano,_Arjen_van_der_Wel,_Eric_F._Bell,_Marijn_Franx,_Katherine_E._Whitaker,_Angelos_Nersesian,_Sedona_H._Price,_Maarten_Baes,_Katherine_A._Suess,_Erica_J._Nelson,_Tim_B._Miller,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11392 |
M$_*\geq$10$^{9.5}$M$_\odot$で赤方偏移範囲$0.5の1067個の銀河のS\'ersicIndex$n$測定に基づいて、半径方向の光プロファイルの波長依存性を調べます。<z<3$。サンプルとレストフレームの光学光プロファイルはCANDELS$+$3D-HSTから描画されます。レストフレームの近赤外光プロファイルは、CEERSJWST/NIRCamイメージングから推測されます。$n$は、赤方偏移、銀河の質量、種類に関係なく、波長に対する弱い依存性のみを示します。平均して、星形成銀河は$n=1-1.5$であり、静止銀河は$n=3-4$です。光学式と近赤外線式。$n$と星形成活動との間のすべての波長における強い相関関係は、放射状の星の質量プロファイルと星形成活動との間に物理的な関連性があることを示唆している。主な注意点は、現在のサンプルが小さすぎて、最も重い銀河(M$_*>10^{11}M_\odot$)の傾向を識別できないことです。
MUSE で微光を調べる (LEWIS): うみへび座 I 星団の超拡散銀河の性質について。プロジェクトの説明と暫定結果
| Title |
Looking_into_the_faintEst_WIth_MUSE_(LEWIS):_on_the_nature_of_ultra-diffuse_galaxies_in_the_Hydra-I_cluster.I._Project_description_and_preliminary_results |
| Authors |
Enrichetta_Iodice,_Michael_Hilker,_Goran_Doll,_Marco_Mirabile,_Chiara_Buttitta,_Johanna_Hartke,_Steffen_Mieske,_Michele_Cantiello,_Giuseppe_D'Ago,_Duncan_A._Forbes,_Marco_Gullieuszik,_Marina_Rejkuba,_Marilena_Spavone,_Chiara_Spiniello,_Magda_Arnaboldi,_Enrico_M._Corsini,_Laura_Greggio,_Jesus_Falc\'on-Barroso,_Katja_Fahrion,_Jacopo_Fritz,_Antonio_La_Marca,_Maurizio_Paolillo,_Maria_Angela_Raj,_Roberto_Rampazzo,_Marc_Sarzi,_and_Giulio_Capasso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11493 |
LookingintothefadeEstWIthMUSE(LEWIS)は、ESOのMUSEを使用して、うみへび座I銀河団内の30個の極度に表面輝度が低い(LSB)銀河の最初の均一な積分場分光調査を取得することを目的としたESOの大規模観測プログラムです。VLT。サンプル内のLSB銀河(合計22個)の大部分は超拡散銀河(UDG)です。体系速度Vsysの分布は2317km/sから5198km/sの範囲にあり、ヒドラIの平均速度を中心としています(Vsys=3683$\pm$46km/s)。クラスターの平均速度と速度分散を考慮すると、20個のターゲットのうち17個がクラスターのメンバーであることが確認されます。データの品質を評価し、科学目標の実現可能性を実証するために、サンプル銀河の1つであるUDG11について得られた予備結果を報告します。この目標のために、私たちは視線速度と速度分散、制約された年齢と金属量の2次元マップを含む星の運動学を導き出し、UDGがホストする球状星団(GC)集団を研究しました。結果は、文献に記載されているUDGおよび矮小銀河の利用可能な測定結果と比較されます。積み重ねられたスペクトルを1つの有効半径内に当てはめることにより、UDG11の速度分散$\sigma=20\pm8$km/sがあり、古く($10\pm1$Gyr)、金属が乏しい([M/H)]=-1.17$\pm$0.11dex)、総動的質量対光比M$/L_V\sim14$を持ち、古典的な矮小銀河で観察されたものと同等です。空間的に分解された恒星の運動学マップは、UDG11が測光主軸または副測光軸に沿って重大な速度勾配を示さないことを示唆しています。UDG11と運動学的に関連する2つのGCが見つかりました。分光学的完全性限界を補正したUDG11の推定総GC数は$N_{GC}=5.9^{+2.2}_{-1.8}$で、これは$S_N=8.4^{のGC固有周波数に相当します。+3.2}_{-2.7}$。
LEWIS プロジェクトのうみへび座 I 星団内の超拡散銀河: 位相空間分布と球状星団の豊富さ
| Title |
Ultra_diffuse_galaxies_in_the_Hydra_I_cluster_from_the_LEWIS_Project:_Phase-Space_distribution_and_globular_cluster_richness |
| Authors |
Duncan_Forbes,_Jonah_Gannon,_Enrichetta_Iodice,_Michael_Hilker,_Goran_Doll,_Chiara_Buttitta,_Antonio_La_Marca,_Magda_Arnaboldi,_Michele_Cantiello,_G._D'Ago,_Jesus_Falcon_Barroso,_Laura_Greggio,_Marco_Gullieuszik,_Johanna_Hartke,_Steffen_Mieske,_Marco_Mirabile,_Roberto_Rampazzo,_Marina_Rejkuba,_Marilena_Spavone,_Chiara_Spiniello_and_Giulio_Capasso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11496 |
超拡散銀河(UDG)は銀河団の中に多数発見されていますが、その低い表面輝度と大きなサイズの形成における銀河団環境の役割はまだ不明です。ここでは、VLT/MUSEデータを使用してLEWIS(MUSEで最も暗いものを調べる)プロジェクトの一部として取得された新しい動径速度を持つ、ヒドラIクラスター(D=51Mpc)のUDGのサンプルを調べます。位相空間、またはインフォール診断図を使用して、UDGを、うみへび座I星団内の他の既知の銀河および他の星団内のUDGと比較します。UDGは、通常のうみへび座I銀河の大部分とともに、相対速度が低く、銀河団の中心の近くに位置しているため、銀河団への非常に早い段階での侵入と一致しています。文献データと組み合わせると、初期の降下時間に関連するGCリッチのUDGの予想される傾向は見つかりません。この結果は、クラスターの落下以外の消光メカニズムをさらに考慮する必要があることを示唆しています。強いフィードバックや宇宙のシートやフィラメントによる消光。クラスター環境内のGCの潮汐剥離も、さらなるモデリングを保証します。
AGB集団による近くの天の川質量銀河の恒星暈の集合時間を制限する
| Title |
Constraining_the_assembly_time_of_the_stellar_haloes_of_nearby_Milky_Way-mass_galaxies_through_AGB_populations |
| Authors |
Benjamin_Harmsen,_Eric_F._Bell,_Richard_D'Souza,_Antonela_Monachesi,_Roelof_S._de_Jong,_Adam_Smercina,_In_Sung_Jang,_Benne_W._Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11499 |
銀河恒星のハローの星形成履歴(SFH)は、銀河の合体の歴史と、それらの合体がそのホストに及ぼす影響についての重要な洞察を提供します。このような測定により、天の川銀河の最も重要な合体は8～10ギル前に行われたのに対し、M31の最大の合体はより最近、最後の数ギル以内で行われたことが明らかになった。残念ながら、ローカルグループ以外では、必要なハローSFH測定は観測コストが非常に高くなります。ここでは、赤色巨星枝(RGB)の先端よりも明るい漸近巨星枝(AGB)星を使用して、星のハローSFHを制限します。星の個体群モデルとアーカイブデータセットの両方から、AGB/RGB比が星の90%が形成されるまでの時間$t_{90}$が制約されることが示されています。ハッブル宇宙望遠鏡による星の分解測定により、大きく傾斜したおよそ天の川質量の銀河3つのハローの中にAGB星が発見されました。この集団はNGC253とNGC891の恒星ハローで最も顕著であり、これらの恒星ハローには比較的遅い時期に誕生した星が含まれていることを示唆しており、推定$t_{90}\sim6\pm1.5$Gyrである。この比率も地域によって異なり、長軸に沿って、また潮流や貝殻内では値が高くなる傾向があります。私たちの測定結果を以前の制約と組み合わせることで、ハローの年齢と恒星ハローの質量との間に暫定的な逆相関関係が見出されます。この傾向は、銀河形成モデルに存在するものの、これまで解明されていなかった傾向です。つまり、天の川質量銀河の最大の恒星ハローは、最近組み立てました。
発見: z=8.50-13.08 のレンズ銀河の NIRSpec センサス 影の中の高い AGN 割合とイオン化バブルを調べる
| Title |
UNCOVER:_A_NIRSpec_Census_of_Lensed_Galaxies_at_z=8.50-13.08_Probing_a_High_AGN_Fraction_and_Ionized_Bubbles_in_the_Shadow |
| Authors |
Seiji_Fujimoto,_Bingjie_Wang,_John_Weaver,_Vasily_Kokorev,_Hakim_Atek,_Rachel_Bezanson,_Ivo_Labbe,_Gabriel_Brammer,_Jenny_E._Greene,_Iryna_Chemerynska,_Pratika_Dayal,_Anna_de_Graaff,_Lukas_J._Furtak,_Pascal_A._Oesch,_David_J._Setton,_Sedona_H._Price,_Tim_B._Miller,_Christina_C._Williams,_Katherine_E._Whitaker,_Adi_Zitrin,_Sam_E._Cutler,_Joel_Leja,_Richard_Pan,_Dan_Coe,_Pieter_van_Dokkum,_Robert_Feldmann,_Yoshinobu_Fudamoto,_Andy_D._Goulding,_Gourav_Khullar,_Danilo_Marchesini,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Erica_J._Nelson,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_and_Andrea_Weibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11609 |
我々は、UNCOVERサイクル1財務プログラムの巨大銀河団アベル2744の背後で発見された$z\gtrsim9$の重力レンズ銀河のJWSTNIRSpecプリズム分光法を紹介します。z=8.50-13.08から$M_{\rmUV}=-17.3$までの10個の銀河について、輝線および/またはLy$\alpha$ブレーク特徴を介してソース赤方偏移を確認しました。Ateketal.で報告されている$z>9$候補については100\%という高い確証率を達成しています。（2023年）。複数の輝線検出を備えた6つの光源を使用すると、輝線間の赤方偏移推定値とプリズムによるLy$\alpha$ブレーク単独のオフセットが$\pm0.2$ほど大きくなる可能性があることがわかり、今後の追跡を設計する際に注意が必要になります。ブレークのみのソースの-up分光法。UNCOVERおよび文献で確認されたspec-$z$ソースを使用して、$z\simeq9$-12でのレストフレーム紫外(UV)視度関数(LF)の下限を導き出し、これらの下限が最近の値と一致していることがわかります。測光測定。X線放射、ブロードライン(BL)H$\beta$、高電離線(NIV]1487、CIV1549など)の検出、および過剰な電離線に基づいて、少なくとも2つの明確な、およびいくつかの可能性のある活動銀河核(AGN)系を特定します。UVLFで。これは、$z\simeq$9-10のAGNLFが$z\sim6$で推定されるX線AGNLFと同等かそれ以上であることを必要とし、$z>9$銀河が大量に存在するもっともらしい原因を示している最近の測光研究ではAGNである可能性があると主張されています。$z=8.50$の塵の多いBLAGNと同じ赤方偏移で、光源面内で380kpcの物理的分離を持つ1つのUV発光源が確認されます。これら2つの光源は青方向のLy$\alpha$線または連続放射を示しており、半径$7.56\pm0.10$pMpcの同じ電離泡の中に存在することを示唆しています。私たちの結果は、AGNが宇宙の再電離に無視できない寄与をしていることを示唆しています。
発見: z = 8.50 におけるブロードライン AGN の NIRSpec 識別
| Title |
UNCOVER:_A_NIRSpec_Identification_of_a_Broad_Line_AGN_at_z_=_8.50 |
| Authors |
Vasily_Kokorev,_Seiji_Fujimoto,_Ivo_Labbe,_Jenny_E._Greene,_Rachel_Bezanson,_Pratika_Dayal,_Erica_J._Nelson,_Hakim_Atek,_Gabriel_Brammer,_Iryna_Chemerynska,_Sam_E._Cutler,_Robert_Feldmann,_Yoshinobu_Fudamoto,_Lukas_J._Furtak,_Andy_D._Goulding,_Anna_de_Graaff,_Joel_Leja,_Danilo_Marchesini,_Tim_B._Miller,_Themiya_Nanayakkara,_Pascal_Oesch,_Richard_Pan,_Sedona_H._Price,_David_J._Setton,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker,_Christina_C._Williams,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11610 |
JWSTによる詳細な観測により、想定されている超大質量ブラックホールのシードと観測されたクエーサーとの間の関連性を提供する可能性のある赤い点状の発生源の集団が出現していることが明らかになりました。この研究では、JWSTサイクル1UNCOVER財務省調査からの、$z=8.50$にある大規模な降着ブラックホールのJWST/NIRSpecスペクトルを提示します。FWHM=$3439\pm413$kms$^{-1}$、活動銀河核(AGN)のブロードライン領域に典型的。この天体のAGNの性質は、輝線から推定される高度なイオン化と点源形態によってさらに裏付けられます。ブラックホールの質量はlog$_{10}(M_{\rmBH}/M_\odot)=8.17\pm0.42$、ボロメータ光度は$L_{\rmbol}\sim6.6\を計算します。10^{45}$ergs$^{-1}$倍。これらの値は、オブジェクトがエディントン限界の$\sim40\%$で増加していることを意味します。光学および近赤外線のスペクトルエネルギー分布の詳細なモデリングとアルマ望遠鏡からの制約は、星の質量の上限がlog$_{10}(M_{\rm*}/M_\odot)<8.7であることを示しています。これにより、ホスト質量に対するブラックホールの比率が少なくとも$\sim30\%$という前例のない値が得られることになります。これはローカルQSOに比べて桁違いに高いですが、JWSTを使用した高赤方偏移における最近のAGN研究と一致しています。この発見は、超大質量ブラックホールの無視できない部分が巨大な種から始まったか、および/または高い赤方偏移で超エディントン速度で成長したことを示唆しています。高$z$微光AGNの数密度が予測されることを考えると、今後、より大きなサンプルのNIRSpec観測により、初期宇宙における銀河とブラックホールの共進化をさらに調査することが可能になるでしょう。
パンクロマティック ハッブル アンドロメダ宝庫: さんかく座拡張領域 (PHATTER)。 V. 解明された恒星集団における M33 の構造
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury:_Triangulum_Extended_Region_(PHATTER)._V._The_Structure_of_M33_in_Resolved_Stellar_Populations |
| Authors |
Adam_Smercina,_Julianne_J._Dalcanton,_Benjamin_F._Williams,_Meredith_J._Durbin,_Margaret_Lazzarini,_Eric_F._Bell,_Yumi_Choi,_Andrew_Dolphin,_Karoline_Gilbert,_Puragra_Guhathakurta,_Eric_W._Koch,_Hans-Walter_Rix,_Erik_Rosolowsky,_Anil_Seth,_Evan_D._Skillman,_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11618 |
我々は、パンクロマティック・ハッブル・アンドロメダ宝庫三角星拡張領域（PHATTER）探査を使用して測定された、局所群綿状渦巻銀河M33の構造の詳細な分析を紹介します。PHATTERの多波長範囲を活用することで、最古の個体群は2つの異なる螺旋アームと古典的な中央バーを備えた滑らかな指数関数的円盤によって支配されていることがわかり、広帯域光学イメージングで見られるものとは完全に異なり、史上初の確認となった。M33のバーの。バーの範囲は$\sim$1kpcと推定されます。2本の螺旋腕は方向と強度が非対称で、より大規模なM33の歪みの原因となる最近の潮汐相互作用の最も内側の影響を表していると考えられます。M33の知られている綿状の多腕形態は、ISMの形態を厳密に追跡する若い上部主配列集団でのみ見られます。M33のディスクの安定性を調査し、ディスクの大部分で$Q{\sim}1$が存在することを発見しました。複数の成分を古い恒星の密度分布に適合させたところ、最近の星の運動学を考慮すると、M33のバルク構造には、壊れたべき乗則としてモデル化された降着ハロー成分が含まれることが有利であることがわかりました。最適ハローモデルは$-$3の外側べき乗則指数を持ち、円盤内の分解恒星分光法と大きな半径の恒星集団の両方からM33の恒星ハローの観測証拠を正確に記述します。このプロファイルを統合すると、ハロー恒星の総質量${\sim}5{\times}10^8\M_{\odot}$が得られ、恒星ハローの総質量分率は16%となり、その大部分は最も内側の2.5に存在します。kpc。
球状星団内の近くで反復する高速電波バースト源の起源に対する多波長の制約
| Title |
Multiwavelength_Constraints_on_the_Origin_of_a_Nearby_Repeating_Fast_Radio_Burst_Source_in_a_Globular_Cluster |
| Authors |
Aaron_B._Pearlman,_Paul_Scholz,_Suryarao_Bethapudi,_Jason_W._T._Hessels,_Victoria_M._Kaspi,_Franz_Kirsten,_Kenzie_Nimmo,_Laura_G._Spitler,_Emmanuel_Fonseca,_Bradley_W._Meyers,_Ingrid_Stairs,_Chia_Min_Tan,_Mohit_Bhardwaj,_Shami_Chatterjee,_Amanda_M._Cook,_Alice_P._Curtin,_Fengqiu_Adam_Dong,_Tarraneh_Eftekhari,_B._M._Gaensler,_Tolga_G\"uver,_Jane_Kaczmarek,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_W._Masui,_Daniele_Michilli,_Thomas_A._Prince,_Ketan_R._Sand,_Kaitlyn_Shin,_Kendrick_M._Smith,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10930 |
高速無線バースト(FRB)が発見されて以来、その正確な起源は謎のままでした。近くのFRB発生源の多波長観測は、謎めいたFRB現象の理解を急速に進める最良の方法の1つを提供します。我々は、最も近い既知の銀河系外繰り返しFRB源であるFRB20200120Eの高感度、広帯域多波長X線および電波観測キャンペーンの結果を提示する。FRB20200120Eは3.63Mpcの距離にあり、M81銀河系の年齢約10年の球状星団内という例外的な場所に存在します。私たちは、FRB20200120Eからの電波バースト時の持続的なX線輝度と即時X線放射の両方に深い制限を設け、これを線源の可能性のある前駆体を制限するために使用します。私たちは結果をさまざまなクラスのX線源および過渡現象と比較します。特に、FRB20200120Eは次のものと関連している可能性が低いことがわかりました。超光度X線バースト(ULXB)。これは、他の銀河系外球状星団の起源不明の天体から観察されるものと同様です。銀河系や銀河系外のマグネターから観察されるような巨大なフレア。または、天の川のマグネターから見られるものと同様の、ほとんどの中間フレアと非常に明るい短いX線バーストです。我々は、FRB20200120Eが持続的または一時的な超高輝度X線(ULX)源や、カニのような星雲に埋め込まれた若い銀河系外パルサーによって駆動されている可能性が低いことを示します。また、FRB20200120Eと、X線連星を含む降着ベースのFRBモデルおよびFRB放出を生成するために相対論的衝撃からのシンクロトロンメーザープロセスを必要とするモデルとの互換性に関する新しい制約も提供します。これらの結果は、近くのFRBの多波長観察が潜在的なFRB前駆体モデルを識別するために提供できる能力を強調しています。
遠方の短いGRB 210726Aの長命残光の中にある電波フレア：エネルギー注入か砲弾衝突による逆衝撃か？
| Title |
A_Radio_Flare_in_the_Long-Lived_Afterglow_of_the_Distant_Short_GRB_210726A:_Energy_Injection_or_a_Reverse_Shock_from_Shell_Collisions? |
| Authors |
Genevieve_Schroeder_(Northwestern/CIERA),_Lauren_Rhodes,_Tanmoy_Laskar,_Anya_Nugent,_Alicia_Rouco_Escorial,_Jillian_C._Rastinejad,_Wen-fai_Fong,_Alexander_J._van_der_Horst,_P\'eter_Veres,_Kate_D._Alexander,_Alex_Andersson,_Edo_Berger,_Peter_K._Blanchard,_Sarah_Chastain,_Lise_Christensen,_Rob_Fender,_David_A._Green,_Paul_Groot,_Ian_Heywood,_Assaf_Horesh,_Luca_Izzo,_Charles_D._Kilpatrick,_Elmar_K\"ording,_Amy_Lien,_Daniele_B._Malesani,_Vanessa_McBride,_Kunal_Mooley,_Antonia_Rowlinson,_Huei_Sears,_Ben_Stappers,_Nial_Tanvir,_Susanna_D._Vergani,_Ralph_A.M.J._Wijers,_David_Williams-Baldwin,_and_Patrick_Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10936 |
我々は、$z\sim2.4$の光度赤方偏移で銀河に局在する短い$\gamma$線バースト(GRB)210726Aの電波残光の発見を発表する。電波観測はバーストから$\lesssim1~$日後に始まりましたが、$\sim11$~日まで電波放射は検出されませんでした。その後、電波の残光は1週間で$\sim3$倍明るくなり、その後急速に減衰しました(「電波フレア」)。我々は、前方衝撃残光モデルが複数波長のX線と電波データを自己矛盾なく記述することができず、電波フレアのフラックスを$\およそ5$の係数で過小予測することがわかりました。私たちは、バーストの等方性運動エネルギーを$\約4$倍に増加させる実質的なエネルギー注入の追加、または砲弾衝突による逆衝撃が、広帯域挙動に適合する実行可能な解決策であることを発見しました。$z\sim2.4$のGRB\,210726Aは、これまでに発見された赤方偏移が最も高い短GRBの1つであり、電波やX線でも最も明るいです。短いGRBのこれまでのすべての電波残光観測を組み合わせて比較すると、公開されている電波探索の大部分はバースト後$\lesssim10~$日以内に終了しており、これらの遅い立ち上がりの明るい電波残光を見逃している可能性があることがわかります。
ASASSN-14li の X 線スペクトルにおける大規模な恒星の崩壊の証拠
| Title |
Evidence_of_a_Massive_Stellar_Disruption_in_the_X-ray_Spectrum_of_ASASSN-14li |
| Authors |
J._M._Miller_(Univ._of_Michigan),_B._Mockler_(University_of_California,_Los_Angeles,_and_Carnegie_Observatories),_E._Ramirez-Ruiz_(Univ._of_California,_Santa_Cruz),_P._A._Draghis_(Univ._of_Michigan),_J._J._Drake_(Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics),_J._Raymond_(Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics),_M._T._Reynolds_(Univ._of_Michigan,_Ohio_State_University),_X._Xiang_(Univ._of_Michigan),_S.-B._Yun_(Univ._of_Michigan),_A._Zoghbi_(Univ._of_Maryland,_NASA/GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10964 |
潮汐破壊現象(TDE)ASASSN-14liの近接性と継続時間により、X線とUVで青方向にシフトした狭い吸収線が発見されました。X線吸収で見られるガスは、楕円軌道の天点近くの結合物質、またはセイフェルト1型活動銀河核で見られるものと同様の円盤風と一致している。ASASSN-14liの最も深い高解像度XMM-NewtonおよびChandraスペクトルの新しい分析を紹介します。He様およびH様の電荷状態の相対的な強さに基づいて、データには[N/C]>2.4が必要であり、UVスペクトル結果と定性的に一致しています。ASASSN-14liのX線スペクトルで見られる種類の流れは、TDEのシミュレーションでは明確に予測されませんでした。このため、観察された吸収が以前のAGN活動で放出されたガスに関連付けられている可能性が残されました。しかし、この分析で明らかになった存在量パターンは、無数のガス寄与からなる標準的なAGN降着流ではなく、単一の星を示しています。データの最も単純な説明は、重大なCNO処理を伴う中程度の質量の星(M~3Msun)が破壊された可能性があります。別の説明は、以前にその外殻を剥がされた低質量星が破壊されたというものである。私たちの分析とその解釈の長所と限界について説明します。
| Title |
The_disk_reverberation_mapping_of_X-ray_weak_quasars:_a_case_study_of_SDSS_J153913.47+395423.4 |
| Authors |
Marcin_Marculewicz,_Mouyuan_Sun,_Jianfeng_Wu,_and_Zhixiang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11310 |
広く採用されている「街灯」熱再処理モデルでは、可変のUV/光放出は、非常に変動するX線放出の降着円盤再処理の結果であるが、これは、複数の領域にまたがるクェーサーのバンド間時間遅れを測定することによってテストできる。X線出力の範囲。この研究は、明らかにX線の弱いクェーサーSDSSJ153913.47+395423.4におけるバンド間のタイムラグを報告しています。SDSSJ153913.47+395423.4のZwickyTransientFacility(ZTF)$g$および$r$光度曲線では、$\sim33$日(観測フレーム)の時間遅延を持つ有意な相互相関が検出されます。観測されたX線パワーは、時間遅延を伴う観測されたバンド間相互相関を考慮するには弱すぎるようです。したがって、X線の弱いクェーサーSDSSJ153913.47+395423.4は、本質的に通常のX線であるか(しかし観測的にはX線が弱い)、あるいはX線の放出がUV/光学変動を引き起こす唯一のメカニズムではないかのどちらかです。前者の場合、必要なX線出力は観測されたものより少なくとも19倍強く、これには例外的に異方性のコロナまたはコンプトン厚のオブスキュレーションのいずれかが必要です。あるいは、コロナ加熱降着円盤再処理(CHAR)またはEUVトーラスモデルが、観測されたタイムラグを説明できる可能性があります。
ブレーザーPKS 0346-27の$\gamma$線で準周期振動を検出
| Title |
Quasi-periodic_oscillation_detected_in_$\gamma$-rays_in_blazar_PKS_0346-27 |
| Authors |
Raj_Prince,_Anuvab_Banerjee,_Ajay_Sharma,_Avik_Kumar_das,_Alok_C._Gupta,_and_Debanjan_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11317 |
我々は、フェルミLATによるアーカイブ$\gamma$線観測における、2018年12月から2022年1月までのブレーザーPKS0346-27の変動研究を紹介する。周期性/準周期性の存在を検出し、この特徴を時間および周波数空間で局在化するために、ロム・スカーグルピリオドグラムと加重ウェーブレット変換手法を使用します。周期性特徴の重要性は、モンテカルロシミュレーションアプローチを使用して推定されています。また、私たちの主張の堅牢性をテストするために、周期性の全体的な重要性も決定しました。最も可能性の高いシナリオを調査するために、直線ジェットと曲線ジェットモデルの両方を使用して光度曲線をモデル化しました。観測期間全体にわたって$\sim$100日の周期性特徴が検出され、統計的有意性は$3\sigma$で、これは99.7\%の信頼水準に相当します。この特徴の全体的な重要性は96.96\%であることがわかります。赤池情報量基準に基づくと、最も可能性の高い説明は、湾曲したジェット内のブロブの螺旋運動により、観察された放射が増強されるということです。このQPOの起源は、湾曲したジェット内でらせん状に移動する放出が強化された領域である可能性が非常に高いです。この研究は、噴流源のジェット曲率に関する強力な証拠と、ブレーザージェットの曲率を推定するための独立した（少し偶然ではあるが）手順を示しています。
FR II 電波銀河の大規模ジェットからの X 線スペクトルの研究: せん断粒子加速の応用
| Title |
Studying_X-ray_spectra_from_large-scale_jets_of_FR_II_radio_galaxies:_application_of_shear_particle_acceleration |
| Authors |
Jia-Chun_He,_Xiao-Na_Sun,_Jie-Shuang_Wang,_Frank_M._Rieger,_Ruo-Yu_Liu,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11370 |
せん断粒子加速は、銀河系外ジェットにおける広範囲の高エネルギー放出の起源の有望な候補である。この論文では、FRII電波銀河の大規模ジェットにおける24個のX線ノットに対するせん断モデルの適用可能性を調査し、レプトニック銀河における多波長スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化することでジェットの特性を研究します。シンクロトロンおよび逆コンプトン-CMBプロセスを含むフレームワーク。スペクトルモデリングを改善するために、5つのソースのフェルミLATデータを分析し、15ノットのチャンドラのアーカイブデータを再分析して、無線とX線の関係を調査しました。我々は、これらの結び目のX線SEDが、マルチTeVエネルギーに達する第2のせん断加速された電子集団からのシンクロトロン放射によって満足のいくモデル化できることを示します。推定された流速は、穏やかに相対論的である大規模ジェットと互換性があります。我々は、2つの異なるせん断流プロファイル(つまり、線形減少とべき乗則)を調査し、必要なスパイン速度がわずかに異なるだけであることを発見しました。これは、流速が高くなると、粒子のスペクトルインデックスの変動が推定速度プロファイルにあまり依存しないという概念を裏付けます。。導出される磁場の強さは数マイクロガウスから10マイクロガウスの範囲にあり、非熱粒子に必要な電力は通常エディントン制約を大幅に下回ります。最後に、推定されたパラメーターを使用して、UHECR加速器としてのFRIIジェットの可能性を制約します。
TeV 範囲の銀河超新星残骸の集団
| Title |
The_population_of_Galactic_supernova_remnants_in_the_TeV_range |
| Authors |
Rowan_Batzofin_(1),_Pierre_Cristofari_(2),_Kathrin_Egberts_(1)_and_Constantin_Steppa_(1)_((1)_University_of_Potsdam,_(2)_Observatoire_de_Paris_PSL_Research_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11372 |
SNRは、膝までの銀河宇宙線の重要な発生源である可能性があります。それらは、主に2つの機構、つまり加速された陽子と星間物質とのハドロン相互作用、および加速された電子と軟光子とのレプトニック相互作用によって、超高エネルギー(E>100GeV)範囲のガンマ線を生成します。現在の機器による観察では、VHEガンマ線で約12個のSNRが検出されており、将来の機器はこの数を大幅に増やすのに役立つでしょう。しかし、SNRでの粒子加速の詳細や、SNRでVHEガンマ線を生成するメカニズムの詳細は依然としてよく理解されていません。加速された粒子のスペクトルとは何でしょうか?粒子加速の効率はどれくらいですか?ガンマ線の放出はハドロン起源かレプトン起源が支配的ですか?これらの疑問に対処するために、ガンマ線領域のSNRの母集団をシミュレートし、それを現在のTeVSNRの母集団と対比させます。この方法により、SNR衝撃の周囲の磁場のレベルや加速された粒子のパラメータ空間(スペクトルインデックス、電子対陽子比、衝撃の加速効率)のスキャンなど、SNRでの粒子加速のいくつかの重要な側面を調査することができます。一部のパラメータを制限する可能性があります。
cosipy ライブラリ: COSI の高度な分析ソフトウェア
| Title |
The_cosipy_library:_COSI's_high-level_analysis_software |
| Authors |
Israel_Martinez-Castellanos,_Savitri_Gallego,_Chien-You_Huang,_Chris_Karwin,_Carolyn_Kierans,_Jan_Peter_Lommler,_Saurabh_Mittal,_Michela_Negro,_Eliza_Neights,_Sean_N._Pike,_Yong_Sheng,_Thomas_Siegert,_Hiroki_Yoneda,_Andreas_Zoglauer,_John_A._Tomsick,_Steven_E._Boggs,_Dieter_Hartmann,_Marco_Ajello,_Eric_Burns,_Chris_Fryer,_Alexander_Lowell,_Julien_Malzac,_Jarred_Roberts,_Pascal_Saint-Hilaire,_Albert_Shih,_Clio_Sleator,_Tadayuki_Takahashi,_Fabrizio_Tavecchio,_Eric_Wulf,_Jacqueline_Beechert,_Hannah_Gulick,_Alyson_Joens,_Hadar_Lazar,_Juan_Carlos_Martinez_Oliveros,_Shigeki_Matsumoto,_Tom_Melia,_Mark_Amman,_Dhruv_Bal,_Peter_von_Ballmoos,_Hugh_Bates,_Markus_B\"ottcher,_Andrea_Bulgarelli,_Elisabetta_Cavazzuti,_Hsiang-Kuang_Chang,_Claire_Chen,_Che-Yen_Chu,_Alex_Ciabattoni,_Luigi_Costamante,_Lente_Dreyer,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11436 |
コンプトン分光計・撮像装置(COSI)は、2027年に打ち上げられる小型探査機(SMEX)ミッションの一部として選ばれました。これは、探査が不十分なMeVガンマ線空(0.2-5MeV)。私たちは、スペクトルと偏光のフィット、画像のデコンボリューション、および銀河陽電子の起源の解明、銀河の場所のマッピングなどのCOSIの広範な科学目標に必要なすべての高レベルの分析タスクを実行するPythonライブラリであるcosipyの現在の状況を紹介します。元素合成、ガンマ線バースト(GRB)と活動銀河核(AGN)のジェットと放出機構のモデルの改良、重力波とニュートリノ発生源の検出と位置特定。cosipyライブラリは、COSI気球キャンペーン中に得られた経験に基づいて構築されており、コンプトン体制におけるデータの分析を最新のオープンソースの尤度ベースのコードにもたらし、マルチミッションマキシマムを使用して他の機器との一貫したジョイントフィットを実行できます。尤度フレームワーク(3ML)。この寄稿では、公開データの課題を伴うソフトウェアリリースを毎年行うことでコミュニティからフィードバックを受け取る計画についても説明します。
2016 年から 3.6 年間に発生した Aql X-1 の 5 回のバースト中の光学および X 線の変動
| Title |
Optical_and_X-ray_variations_during_5_outbursts_of_Aql_X-1_in_3.6_years_from_2016 |
| Authors |
Niwano_Masafumi,_Murata_L._Katsuhiro,_Ito_Naohiro,_Yatsu_Yoichi,_Kawai_Nobuyuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11438 |
MAXI（全天X線画像監視装置）、ZTF（ツヴィッキー過渡施設）、LCO（ラス・カンブレス天文台）により約3年半かけて得られたAqlX-1の光学・X線準同時光度曲線を解析しました。2016年から、爆発時の電磁放射メカニズムの理解のために。その結果、このエポック内に5つのアウトバーストが検出され、3つのアウトバーストがLow-Hard、In-Transition、High-Soft状態の間でX線状態遷移を起こし、残りの2つのアウトバーストがLow-Hardに留まったことが確認されました。州。我々は、ハイソフト状態における光スペクトルエネルギー分布が単純化された照射ディスクモデルと一致し、光学色/大きさの変化がX線輝度とディスクの幾何学的厚さの変化によって説明できることを発見した。
クォーク・ハドロンクロスオーバー(QHC)型状態方程式(EOS)で構築された中性子星モデルで励起される基本モード($f$-)と第1圧力モード($p_1$-)の重力波周波数を調べる。質量が固定された中性子星モデルに焦点を当てると、QHCEOSの$f$モード周波数はハドロンEOSの周波数よりも基本的に小さく、$p_1$モード周波数は大きいことがわかりました。また、さまざまなハドロンEOSで導出される、星のコンパクトさの関数として、または無次元の潮汐変形能の関数として、星の質量を掛け合わせた$f$モード周波数の普遍性は、QHCEOSでも維持できることもわかりました。。つまり、これらの普遍的な関係を使用すると、QHCEOSとハドロンEOSを区別することはできません。代わりに、この関係を使用すると、低質量中性子星から高質量中性子星への進化によってQHCとハドロンEOSを区別できる星の半径を抽出できます。一方で、QHCEOSの$p_1$モード周波数に星の質量を乗じた値は、ある質量範囲において、さまざまなハドロンEOSから導かれた対応する経験的関係から大きく逸脱していることがわかり、これによってQHCEOSとハドロンを区別できる可能性がある。EOS。
反射支配セイファート 1 銀河 Mrk 1044 における X 線と紫外線の相関関係の探索
| Title |
A_Search_for_X-ray/UV_Correlation_in_the_Reflection-Dominated_Seyfert_1_Galaxy_Mrk_1044 |
| Authors |
Samuzal_Barua,_Oluwashina_K._Adegoke,_Ranjeev_Misra,_Pramod_Pawar,_V._Jithesh,_Biman_J._Medhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11552 |
コロナルX線と円盤光学/UV光子の相関変動は、活動銀河核(AGN)の周囲のさまざまな領域間の相互作用と、それらがどのように相互作用するかについての非常に有用な診断を提供します。スペクトル内に強いX線反射が見られるAGNは、通常、再処理と一致する光学/UVとX線の相関関係を示すはずです。光学/UV放射はX線よりも遅れています。このような相関性のある遅延は一部の情報源で見られますが、他の情報源では見られません。\rm{Mrk~1044}は、そのスペクトルで強いX線反射を示すことが知られているそのような線源の1つです。源の3回の長時間\textit{XMM-Newton}といくつかの\textit{Swift}観測の分析では、短期および長期の時間スケールの両方で、そのUV光線とX線のライトカーブの間に相関関係があるという強力な証拠は見つかりませんでした。検出されない原因として考えられるものとしては、紫外線よりもX線の変動が大きいことや、ブラックホールに近い強い一般相対論的効果も原因である可能性があると考えられます。また、\textit{XMM-Newton}と\textit{NuSTAR}の観測に基づくスペクトル解析の結果も示します。これは、0.3～50keVスペクトルにおける強い軟X線過剰と鉄K$\alpha$線を示しています。それは相対論的反射によって説明できます。
高コントラストのイメージャや望遠鏡の金属反射による偏光依存のビームシフト
| Title |
Polarization-dependent_beam_shifts_upon_metallic_reflection_in_high-contrast_imagers_and_telescopes |
| Authors |
R._G._van_Holstein,_C._U._Keller,_F._Snik,_S._P._Bos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10940 |
(要約)コンテキスト。反射（偏光）光で岩石系系外惑星を直接画像化するために、将来の宇宙および地上ベースの高コントラスト撮像装置および望遠鏡は、星からの距離が近いところで極端なコントラストを達成することを目指しています。ただし、達成可能なコントラストは、反射によって引き起こされる偏光収差によって制限されます。偏光収差は数値的にモデル化することができますが、そのような計算では、影響の全範囲、その原因と特性、およびそれらを軽減する可能な方法についてほとんど洞察が得られません。目的。私たちは、平らな金属ミラーからの反射によって生じる偏光収差を基本的なレベルで理解することを目指しています。方法。私たちは、偏光線追跡を使用して偏光収差を数値的に計算し、その結果を、次の閉形式の数式で説明されているように、光ビームの偏光依存の空間シフトと角シフトの観点から解釈しました。物理学の文献。結果。偏光線追跡によって4つのビームシフトすべてが完全に再現されていることを発見し、シフトの起源、特性、サイズ、方向を研究しました。4つのビームシフトのうち、空間的なGoos-H\"anchenとインバート・フェデロフシフトは、高コントラストの撮像装置や望遠鏡に関連しています。これらのシフトは焦点面で目に見え、PSFに偏光構造を作成し、コロナグラフの性能と恒星近くの偏光測定スペックル抑制を低下させるからです。結論。光学システム内のビームシフトは、F値を大きくし、入射角を小さく保つことで軽減できます。最も重要なことは、ミラーコーティングは反射率を最大にするために最適化されるべきではなく、180{\deg}に近いリターダンスを持つように設計されるべきであるということです。私たちの研究から得た洞察は、現在および将来の高コントラスト撮像装置、特に宇宙およびELTの撮像装置の性能を向上させるために適用できます。
現在、人工知能の分野では、LargeLanguageModel(LLM)などのTransformerベースのモデルを使用して急速な進歩が見られます。天文学において、単一で大規模で汎用性の高いモデルを作成するためのこれらの方法の可能性はまだ調査されていません。この研究では、LLMで使用されているものと同じコア技術とアーキテクチャを使用する、データ駆動型天文学のフレームワークを提案します。例として星のさまざまな観測とラベルを使用して、Transformerベースのモデルを構築し、クロスサーベイデータセットを使用して自己教師ありの方法でそれをトレーニングし、さまざまな推論タスクを実行します。特に、モデルが特定のタスクを実行するように訓練または微調整されていない場合でも、$\textit{single}$モデルが識別タスクと生成タスクの両方を実行できることを示します。たとえば、GaiaXPスペクトルから星のパラメータを導出するという識別タスクでは、$T_\mathrm{eff}$で47K、$\log{g}$で0.11dex、$[で0.07dexの精度を達成しました。\mathrm{M/H}]$であり、同じ設定のエキスパート$\texttt{XGBoost}$モデルを上回っています。しかし、同じモデルは、星のパラメータからXPスペクトルを生成したり、未観測のスペクトル領域を修復したり、経験的な星の軌跡を抽出したり、さらには星間消滅曲線を決定したりすることもできます。私たちのフレームワークは、複数の調査からのデータとパラメータを使用して微調整することなく、未測定の観測値とパラメータを予測する$\textit{single}$基礎モデルの構築とトレーニングが十分に実現可能なことを示しています。このような大量の観測データをもとに訓練された「大規模天文モデル」は、現在および将来の大規模調査の解析に大きな役割を果たします。
アタカマ大口径サブミリ波望遠鏡の設計の進歩
| Title |
Progress_in_the_Design_of_the_Atacama_Large_Aperture_Submillimeter_Telescope |
| Authors |
Tony_Mroczkowski,_Claudia_Cicone,_Matthias_Reichert,_Patricio_Gallardo,_Hans_Kaercher,_Richard_Hills,_Daniel_Bok,_Erik_Dahl,_Pierre_Dubois-dit-Bonclaude,_Aleksej_Kiselev,_Martin_Timpe,_Thomas_Zimmerer,_Simon_Dicker,_Mike_Macintosh,_Pamela_Klaassen,_Michael_Niemack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10952 |
アタカマ大開口サブミリ波望遠鏡(AtLAST)は、30GHzから1テラヘルツまでのミリ波/サブミリ波スペクトル全体の観測が可能な、最高の次世代大口径(50メートル)シングルディッシュ天文台になることを目指しています。AtLASTはチリのリャノ・デ・チャナントル近くのアタカマ砂漠の標高約5100メートルに設置される。斬新なロッキングチェア型望遠鏡の設計により、直径1～2$^\circ$という前例のない広い視野(FoV)、6つの主要な機器を収容する大きな受信機キャビン、および高速スキャン動作時の高い構造安定性(最大$^\circ$)が可能になります。方位角で1秒あたり\sim3^\circ$)。ここでは、2024年に完了する予定のアンテナ設計検討の現在の状況と予想される結果について説明します。
天体物理学的過渡発生源の集団における時間相関ニュートリノクラスターの特定
| Title |
Identification_of_time-correlated_neutrino_clusters_in_populations_of_astrophysical_transient_sources |
| Authors |
Mathieu_Lamoureux_(1)_and_Gwenha\"el_de_Wasseige_(1)_((1)_Centre_for_Cosmology,_Particle_Physics_and_Phenomenology_-_CP3,_Universit\'e_Catholique_de_Louvain,_B-1348_Louvain-la-Neuve,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11313 |
過渡発生源からの天体物理学的ニュートリノの検出は、ニュートリノ拡散束の起源を理解し、根底にある生成メカニズムを制約するのに役立ちます。特に、陽子と中性子の衝突では、GeVニュートリノが生成される可能性があります。しかし、これらのエネルギーでは、KM3NeTやIceCubeなどの大型水上チェレンコフ望遠鏡からのニュートリノデータは、よく知られている大気ニュートリノフラックスによって支配されます。次に、メッセンジャー間の時間相関に基づいて、天体物理学的放射によるサブドミナント成分を特定する必要があります。この貢献では、時間差の分布に基づく新しいアプローチを含む、観測された過渡信号源を中心とした短い時間枠でそのような信号を検索するためのいくつかの方法をカバーしています。それらのパフォーマンスは、即時または遅延ニュートリノ放出を示す可能性のある天体物理源の部分集団との関連で比較されます。実際の解析での活用の見通しも示します。
GECAM-C のタイミング性能の校正
| Title |
Calibration_of_the_Timing_Performance_of_GECAM-C |
| Authors |
Shuo_Xiao,_Ya-Qing_Liu,_Ke_Gong,_Zheng-Hua_An,_Shao-Lin_Xiong,_Xin-Qiao_Li,_Xiang-Yang_Wen,_Wen-Xi_Peng,_Da-Li_Zhang,_You-Li_Tuo,_Shi-Jie_Zheng,_Li-Ming_Song,_Ping_Wang,_Xiao-Yun_Zhao,_Yue_Huang,_Xiang_Ma,_Xiao-Jing_Liu,_Rui_Qiao,_Yan-Bing_Xu,_Sheng_Yang,_Fan_Zhang,_Yue_Wang,_Yan-Qiu_Zhang,_Wang-Chen_Xue,_Jia-Cong_Liu,_Chao_Zheng,_Chen-Wei_Wang,_Wen-Jun_Tan,_Ce_Cai,_Qi-Bin_Yi,_Peng_Zhang,_Xi-Hong_Luo,_Jiao-Jiao_Yang,_Qi-Jun_Zhi,_Ai-Jun_Dong,_Shi-Jun_Dang,_Lun-Hua_Shang,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11362 |
重力波高エネルギー電磁カウンターパート全天監視装置（GECAM）の新たなメンバーとして、GECAM-A、GECAM-B、GECAM-C（当初はHEBSと呼ばれていました）に続き、7月にSATech-01衛星に搭載されて打ち上げられました。2022年27日には、$\sim$6keVから6MeVまでのX線とガンマ線の過渡現象を監視し、位置を特定することを目的としています。GECAM-CはGECAMと同様の設計を採用していますが、より複雑な軌道環境で動作します。この研究では、軌道上の宇宙線現象によって同時に生成され、複数の検出器によって記録された二次粒子を利用して、GECAM-Cのすべての検出器間の相対的なタイミング精度を校正します。結果は0.1$\mu\rms$であることがわかりました。これは、これまでに飛行されたすべてのGRB検出器の中で最高の時間分解能であり、最小可変タイムスケールやスペクトル遅れなどのタイミング解析や時間遅延の位置特定に非常に役立ちます。さらに、GECAM-CおよびGECAM-Bだけでなく、GECAM-CおよびFermi/GBMによって観測された1年間のカニパルサーデータを使用して絶対時間精度を校正します。結果はそれぞれ$2.02\pm2.26\\mu\rms$と$5.82\pm3.59\\mu\rms$です。最後に、GECAMとGBMによって観測されたクラブパルサーの異なるエネルギーバンド間のスペクトルの遅れを調べます。これは$\sim-0.2\{\rm\mus\keV^{-1}}$です。
条件付き敵対的生成ネットワークを使用した VERITAS 望遠鏡用のエアシャワー画像の生成
| Title |
Generating_airshower_images_for_the_VERITAS_telescopes_with_conditional_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
J._Hoang,_D._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11431 |
VERITAS(VeryEnergeticRadiationImagingTelescopeArraySystem)は、4台の12メートルの地上光学画像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)で構成される現世代アレイです。その主な目的は、宇宙で最も激しい天体物理学的発生源からのガンマ線放出を間接的に観測することです。機械学習(ML)の最近の進歩により、ニューラルネットワーク(NN)を利用してIACT画像からプロパティを直接推論することへの関心が高まっています。ただし、これらのNNの現在のトレーニングデータは、計算コストのかかるモンテカルロ(MC)シミュレーション手法を通じて生成されています。この研究では、条件付き敵対的生成ネットワーク(cGAN)を使用して追加のVERITASデータを合成し、将来のNNのトレーニングを容易にするシミュレーション方法を紹介します。この概念テスト研究では、カメラの第1象限、第2象限、第3象限、および第4象限の円形ミュオンシャワーとガンマ線シャワー画像で構成される5つのクラスのシミュレートされたカメラ画像でGANを条件付けします。私たちの結果は、トレーニングデータを時系列としてキャストすることにより、cGANが1)入力クラスベクトルに基づいてシャワー形態を複製し、2)クラス空間と潜在空間の両方で補間を通じて追加の信号を一般化できることを示しています。GPUの強みを活用することで、私たちの手法は驚くべき速度で新しい信号を合成し、1分未満で$10^6$を超えるシャワーイベントを生成できます。
太陽光球スペクトルの微小変動 I. 動径速度ジッタリングの代理の理論的探索
| Title |
Solar_Photospheric_Spectrum_Microvariability_I._Theoretical_searches_for_proxies_of_radial-velocity_jittering |
| Authors |
Dainis_Dravins_(Lund),_Hans-G\"unter_Ludwig_(Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10937 |
極めて高精度の動径速度分光計により、極めて高精度の恒星分光法が可能になります。太陽型恒星の周囲の低質量系外惑星の探索は、見かけの動径速度の短期的な揺らぎなど、恒星のスペクトルの物理的変動によって制限されます。このようなジッタリングの物理的原因を理解するために、太陽スペクトルは可能な限り基本原理に基づいて組み立てられます。表面対流は時間依存の3D流体力学でモデル化され、その後、シミュレーションシーケンスの多数のインスタンス中に超高解像度スペクトルが計算されます。異なるクラスの光球吸収線の挙動を監視して、弱いか強い、中性かイオン化、高励起か低励起、原子か分子など、異なるクラスの線間の共通点や相違点を特定します。FeIおよびFeII線の場合、小さなシミュレーション領域での動径速度ジッタリングは通常+-150m/sに達し、太陽円盤全体では約2m/sに拡大します。ほとんどの光球線は位相が異なりますが、線のクラスが異なると振幅も異なります。動径方向の速度の変動は、より強い線やイオン化した線ほど大きくなり、波長が長くなると減少します。さまざまなライングループ間の差は、完全なジッタ振幅よりも約1桁小さくなります。非常に正確に測定された動径速度を、異なる線群間の特徴的なジッターパターンと照合することにより、粒状化に起因する恒星ノイズの重要な成分を特定し、除去することが可能となるはずである。このようなフィルターに向けたモデル化を検証するために、ジッター振幅の太陽の中心から縁への依存性の予測がさまざまなクラスの線について提示され、既存の動径速度計に接続された空間分解能の太陽望遠鏡でテスト可能です。
恒星風による非常に大きな星の発生量
最も重い星は、若い星団や銀河にとって重要なリサイクル材料源となります。非常に重い星（VMS、M>100M）はO星に比べて比較的まれですが、核の水素燃焼の開始からすでに不釣り合いに大量の質量を失います。VMSは、光学的に薄い標準的なOスター風と比較して、光学的に厚い風を持ち、質量損失率が高くなります。主系列での風力発電量と放出質量を計算し、強化された質量損失率を標準のものと比較します。私たちは、92の同位体からなる大規模な核ネットワークを含む、50～500Mの範囲のMESA恒星進化モデルから太陽の金属性風力発電量を計算し、CNOサイクルだけでなくNe-NaサイクルやMg-Alサイクルも調査しています。強化された風を備えたVMSは、標準の風と比較してメインシーケンスで5～10倍多くのH処理元素(N、Ne、Na、Al)を放出し、C-NやNa-Oなどの観測された逆相関に影響を与える可能性があります。球状星団で。VMSの場合、総風力発電量の95%がメインシーケンスで生成され、ポストメインシーケンスによって供給されるのはわずか~5%であることがわかりました。これは、強化された風を伴うVMSが26Alの主な供給源であることを示唆しており、古典的なウォルフ・ライエ風が銀河の26Al濃縮の原因であると示唆されていた以前の研究とは対照的である。最後に、2億の星は5,000万の星よりも各重元素を風に乗って放出しており、IMFで加重したとしても、風の寄与は依然として5,000万の星のそれよりも桁違いに高い。
TU タウ B: 原始バリウム巨人の可能性のある奇妙な「日食」
| Title |
TU_Tau_B:_The_Peculiar_'Eclipse'_of_a_possible_proto-Barium_Giant |
| Authors |
Richard_O._Gray,_Christopher_J._Corbally,_Michael_M._Briley,_Adam_McKay,_Forrest_Sims,_David_Boyd,_Christophe_Boussin,_Courtney_E._McGahee,_Robert_Buchheim,_Gary_Walker,_David_Iadevaia,_David_Cejudo_Fernandez,_Damien_Lemay,_Jack_Martin,_Jim_Grubb,_Albert_Stiewing,_Joseph_Daglen,_Keith_Shank,_Sydney_Andrews,_Nick_Barnhardt,_Rebekah_Clark,_Hunter_Corman,_Sabina_Gomes,_Agastya_Jonnalagadda,_Theo_McDaries,_Ava_Mills,_Will_Newsom,_Andrew_Slate_and_Michael_Watts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10972 |
TUタウ(=HD38218=HIP27135)は、C-N炭素星主星とA型二次星からなる連星系です。私たちは、A星の副星の最近の消失を追跡した新しい測光法と分光法について報告します。A星の減光は徐々に不規則で、1回以上の短期間の増光を伴い、炭素星の流出に不均一性が存在することを示唆しています。我々はまた、A星が炭素星からのS過程濃縮物質を活発に降着させているという証拠を提示し、したがって最終的には巨大バリウムに進化することを示唆している。A型星は炭素星の外部大気の探査機として機能するため、これも重要なシステムです。
球状星団 M92 の r プロセス存在量パターン
| Title |
r-process_Abundance_Patterns_in_the_Globular_Cluster_M92 |
| Authors |
Evan_N._Kirby_(1),_Alexander_P._Ji_(2),_Mikhail_Kovalev_(3)_((1)_University_of_Notre_Dame,_(2)_University_of_Chicago,_(3)_Yunnan_Observatories) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10980 |
軽元素の存在量の変動は球状星団の特徴ですが、中性子捕捉元素の変動に関する証拠はほとんどありません。重要な例外はM15で、星ごとに中性子捕獲量に少なくとも1桁のばらつきが見られます。文献には、M92における中性子捕獲分散を支持する証拠と反対する証拠の両方が含まれています。私たちは、M92の35個の星(そのうち29個は巨星)のアーカイブされたKeck/HIRESスペクトルの分析を実施しました。これは、結論のためにのみ使用されます。M92は、大規模クラスターに典型的な軽元素存在量の変動に準拠しています。他の球状星団と同様に、その中性子捕獲量はr過程によって生成されました。r過程における星間の分散を確認します。M15とは異なり、分散は「第一世代」（低Na、高Mg）星に限定されており、Sr、Y、Zrの分散はBaやランタニドよりも小さいです。これは、球状星団における軽元素と中性子捕獲量との関係を初めて検出したものである。私たちは、主要なr過程の発生源が、第一世代の星形成の直前、または第一世代と同時に星団を汚染したと提案します。第一世代星が形成される間、より重いr過程の存在量は不均一に分布した。第2世代の星は、数回の交差を経て(約0.8万年)形成されました。したがって、第2世代ではrプロセスの分散は見られません。このシナリオでは、第1世代と第2世代の間に0.8Myrの最小時間的分離が課されます。
つかの間の小規模な表面磁場が静かな太陽コロナを構築する
| Title |
Fleeting_small-scale_surface_magnetic_fields_build_the_quiet-Sun_corona |
| Authors |
L._P._Chitta,_S._K._Solanki,_J._C._del_Toro_Iniesta,_J._Woch,_D._Calchetti,_A._Gandorfer,_J._Hirzberger,_F._Kahil,_G._Valori,_D._Orozco_Su\'arez,_H._Strecker,_T._Appourchaux,_R._Volkmer,_H._Peter,_S._Mandal,_R._Aznar_Cuadrado,_L._Teriaca,_U._Sch\"uhle,_D._Berghmans,_C._Verbeeck,_A._N._Zhukov,_E._R._Priest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10982 |
百万ケルビンの高温プラズマで満たされたアーチ状のループ構造が、静かな太陽のコロナの構成要素を形成します。高解像度観測と磁気対流シミュレーションの両方で、$\sim$100\,kmという小さな空間スケールで太陽表面に磁場が遍在して存在することが示されています。しかし、これらの静かな太陽のコロナループが光球から正確にどのように発生するのか、そして表面からの磁気エネルギーがどのようにして上の大気を加熱するために導かれるのかという問題は、長年の謎です。今回我々は、ソーラーオービターの第2回科学近日点中に取得した高解像度の光球磁場とコロナデータを報告し、観測された静かな太陽コロナの根底にある非常に動的な磁気地形を明らかにした。私たちは、コロナループが、小さな空間スケールで構造化された一時的に弱い混合極性の磁場パッチを抱える表面領域に接続していることが多く、コロナ擾乱がこれらの領域から現れる可能性があることを発見しました。$10^{15}$\,Mx程度の低い磁束を持つ弱い磁場、または5\,分未満の時間スケールで変化する磁場は、コロナの構造とダイナミクスを理解するために重要であると我々は示唆しています。
太陽プラージュ領域の磁場: 高感度分光偏光測定からの洞察
| Title |
Magnetic_fields_in_solar_plage_regions:_insights_from_high-sensitivity_spectropolarimetry |
| Authors |
J._M._da_Silva_Santos,_K._Reardon,_G._Cauzzi,_T._Schad,_V._Martinez_Pillet,_A._Tritschler,_F._W\"oger,_R._Hofmann,_J._Stauffer,_and_H._Uitenbroek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10983 |
プラージュ領域は、熱いコロナループが根を張る、太陽の大気中の集中した磁場のパッチです。これまでの研究では、光球におけるプラージュ磁場の特性が明らかになってきましたが、全体的な加熱とダイナミクスを理解するために重要な、その上にある彩層磁場の測定には依然として課題があります。今回我々は、4メートルのダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡（DKIST）によって得られた高感度分光偏光測定データを利用して、拡張し崩壊しつつあるプラージュ領域の動的環境と磁場の成層を調査する。データは、プラージコアと周囲のフィブリルの両方で強い円偏光シグナルを示しています。特に、弱い直線偏光信号は、プラージパッチとフィブリルキャノピーとを明確に区別し、比較的強いものである。CaII8542$\mathring{A}$スペクトルの反転は、彩層磁場におけるフィブリルの痕跡を示し、典型的な磁場強度値はフィブリルの$\sim$200-300Gの範囲にあります。彩層下部における磁場の強さと冷却速度との間には弱い相関関係があることが確認された。さらに、プラージュ周辺では超音速のダウンフローと強い速度勾配が観察され、彩層で起こっている力学的なプロセスを示しています。これらの発見は、プラージュ内の磁場とダイナミクスの理解に貢献し、高さによる磁場の拡大と彩層下部の加熱速度の三次元分布を調査するためのさらなる研究の必要性を強調しています。
2010年から2011年の太陽フレアの開始温度の統計的分析
| Title |
Statistical_analysis_of_the_onset_temperature_of_solar_flares_in_2010-2011 |
| Authors |
Douglas_F\'elix_da_Silva,_Li_Hui,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_Adriana_Valio,_Joaquim_C._E._R.,_Hugh_S._Hudson,_Paulo_J._A._Simoes,_Lyndsay_Fletcher,_Laura_A._Hayes,_Iain_G._Hannah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11017 |
太陽フレアを引き起こす物理的プロセスを理解することは、宇宙天気を予測し、技術インフラへの影響を軽減するために最も重要です。これまで知られていなかった現象が最近、太陽フレアで確認された。軟X線（SXR）データから得られた4回のフレア開始時のプラズマ温度は、徐々に加熱される証拠がなく、10～15MKの範囲にあることが明らかになった。。ホットオンセット現象がどの程度一般的であるかを調査するために、この調査をGOES-14およびGOES-15衛星に搭載されたX線センサー(XRS)によって記録されたB1.2～X6.9クラスの太陽フレアに拡張しました。この統計的研究では、最近の研究と同じ方法論を採用しました。各フレアのフレア前のSXRフラックスが手動で取得され、温度と排出測定値が2つのフラックス比によって取得されます。標準ソフトウェアを使用したGOES/XRSチャネル。2010年から2011年のGOESフレアカタログにリストされている3224のイベントから、ホットオンセット現象の中心から縁までの影響を調査するために、リストにフレアのヘリオグラフィック位置が提供されている745のイベントを選択して分析しました。私たちの結果は、745件のフレアのうち559件(75%)が8.6MK(第1四分位)を超える開始温度を示し、放出測定値のそれぞれのlog10が46.0～47.25cm-3であることを示しており、少量の血漿がすぐに爆発することを示しています。高温に加熱される。これらの結果は、ホットオンセット現象が太陽フレアでは非常に一般的であることを示唆しています。
時間距離太陽地震学へのベイジアン手法の適用による太陽子午線循環流プロファイルの推定
| Title |
Inferring_the_Solar_Meridional_Circulation_Flow_Profile_by_Applying_Bayesian_Methods_to_Time-distance_Helioseismology |
| Authors |
Aleczander_Herczeg_and_Jason_Jackiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11035 |
太陽内の大規模な地下プラズマ流プロファイルのマッピングは、数十年にわたってさまざまな方法を使用して試みられてきました。特にそのような流れの1つは子午線循環であり、これについては数多くの研究が発表されています。ただし、そのような研究では構造の不一致が示されることがよくあります。データから流れのプロファイルを制限するために、高次元パラメータ空間の効率的な探索を可能にする計算能力の進歩を活用するベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロフレームワークが開発されました。この研究では、21年間にわたる太陽地震の旅行時間差データと子午線循環のパラメータ化モデルを利用して、最も可能性の高い流れプロファイルを見つけます。テストは、予想される太陽のような流れプロファイルといくつかの極端なケースを回復するこの方法の能力を決定するために、人工データに対して実行されました。単一セルと二重セルの両方のフロー構造の入力フローを回復できる方法を発見しました。いくつかの反転結果は、特に中間対流帯において、大きさと形態の両方の点で2つの太陽周期間の子午線循環の潜在的な違いを示しています。これらのうち、最も可能性の高い解決策は、太陽周期23が大きな単細胞プロファイルを持つのに対し、周期24は全体的に弱い流れを示し、二重細胞構造の可能性を示唆していることを示しています。
急速なコロナ質量放出の最も近い視点: 近日点付近での誤った仮定がどのように PSP/WISPR 観測の非現実的な解釈につながるのか
| Title |
The_Closest_View_of_a_Fast_Coronal_Mass_Ejection:_How_Faulty_Assumptions_near_Perihelion_Lead_to_Unrealistic_Interpretations_of_PSP/WISPR_Observations |
| Authors |
Ritesh_Patel,_Matthew_J._West,_Daniel_B._Seaton,_Phillip_Hess,_Tatiana_Niembro,_Katharine_K._Reeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11055 |
我々は、2022年9月5日にパーカー太陽探査機(PSP)/広視野イメージャfor{Parker}SolarPRObe(WISPR)機器によって観測されたコロナ質量放出の最も近い光景について報告します。このとき、PSPは15.3メートルの距離から移動していました。~to~13.5~R$_\odot$太陽から。CMEの前縁と、{\emph{中心付近の凹面}}の円弧状の構造が、極座標系を使用してWISPR視野内で初めて追跡されました。トムソン面での衝突距離を使用して、CME前縁と凹面構造の平均速度を$\about$2500~$\pm$~270\,km\,s$^{-1}$および$\aboutとして測定しました。$400~$\pm$~70\,km\,s$^{-1}$で、後者は減速度$\about$20~m~s$^{-2}$です。{空平面アプローチを使用すると、この推定値の3倍を超える非現実的な速度が得られました。}また、単一視点のSTEREO/COR-2A画像を使用して、段階的円筒シェル(GCS)モデルをCMEに適合させました。ソーラーオービターのEUIから発生源領域の位置を組み込んで、3D速度を$\およそ$2700\,km\,s$^{-1}$と推定しました。このCMEは、太陽周期25の上昇期に最高速度を示すと結論付けています。これにより、このCMEは超高速CMEのカテゴリーに分類されますが、CDAWCMEカタログに掲載されているすべてのCMEのわずか0.15%にすぎません。
M31N 2008-12a の噴火の性質は前回の噴火からの時間に依存しますか?
| Title |
Do_the_Outburst_Properties_of_M31N_2008-12a_Depend_on_the_Time_Since_the_Previous_Eruption? |
| Authors |
William_A._Burris,_Allen_W._Shafter,_Kamil_Hornoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11092 |
銀河系外新星M31N2008-12aの最近の9回の噴火(2014～2022年)における紫外から近赤外にわたる測光観測が提示され、分析され、特定の噴火の光曲線特性、特にピークの大きさとフェードレートは、前回の噴火からの時間間隔と相関しています。噴火前の間隔と減少率の間に有意な相関は見られませんでしたが、噴火のピーク時の明るさは前回の噴火からの時間間隔と正の相関がある可能性があると考えられます。
磁束ロープの限定噴出の放射磁気流体力学シミュレーション: 駆動力と拘束力の解明
| Title |
Radiative_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_the_Confined_Eruption_of_a_Magnetic_Flux_Rope:_Unveiling_the_Driving_and_Constraining_Forces |
| Authors |
Can_Wang,_Feng_Chen,_Mingde_Ding,_and_Zekun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11271 |
三次元(3D)放射磁気流体力学(RMHD)シミュレーションで、磁束ロープ噴出の動的展開を制御する力を解析します。フラックスロープの限定された噴出により、C8.5フレアが発生します。磁束ロープは、重力とローレンツ力がほぼ釣り合った初期段階では、数km/sのほぼ一定の速度でゆっくりと上昇します。外部ポロイダル場の減衰指数がトーラス不安定基準を満たす高さまで磁束ロープが上昇すると、大幅に強化されたローレンツ力によって力の平衡が崩れ、磁束ロープが急速に加速されます。高速磁気再接続は、噴出する磁束ロープの下の電流シート内で即座に誘導され、噴出に対して強力な正のフィードバックを提供します。噴火は、外部の強いトロイダル場からの張力によって最終的には閉じ込められます。我々の結果は、プラズマの重力が、噴出前の磁束ロープの準静的な進化を維持する上で重要な役割を果たしていることを示唆しています。ローレンツ力は、理想的な磁気流体力学(MHD)の不安定性と磁気リコネクションの両方から寄与し、噴火プロセス中の動的進化を支配します。
IRISで観測した太陽遷移領域とフレアリボンの彩層線のスペクトル特徴
| Title |
Spectral_Features_of_the_Solar_Transition_Region_and_Chromospheric_Lines_at_Flare_Ribbons_Observed_with_IRIS |
| Authors |
Lingfang_Wang,_Ying_Li,_Qiao_Li,_Xin_Cheng,_and_Mingde_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11275 |
我々は、遷移領域から彩層までの層に形成されたSiIV1402.77\AA、CII1334.53\AA、およびMgIIhまたはk線のスペクトル特徴を、3つの2リボンフレア（X-、Mクラス、Cクラス）をIRISで観察しました。3本の線はすべて、メインのフレアリボン内で顕著な赤方偏移を示しています。これは主にフレア中の彩層の凝縮に起因します。メインリボン内のSiIV線の平均赤方偏移速度は、X級フレア、M級フレア、C級フレアでそれぞれ56.6、25.6、10.5kms$^{-1}$であり、減少傾向を示している。フレアクラスで。CIIおよびMgIIラインも同様の傾向を示しますが、SiIVラインと比較すると速度が小さくなります。さらに、MgIIhまたはk線は、3つのフレア、特にフレアリボン前部での青い翼の増強を示しています。これは、大気の加熱による彩層上部の上昇流によって引き起こされると考えられます。さらに、MgIIhまたはkラインはフレアリボンで中央の反転を示しますが、1～4分後にすぐに純粋な発光に変わります。同様に、CIIラインも中央の反転を示していますが、その範囲はより狭いです。ただし、SiIVラインの場合、中央反転はXクラスのフレアでのみ見られ、他の2つのフレアでは見られません。いつものように、これらの線の中央の反転は不透明効果によって引き起こされる可能性があります。これは、光学的に太い線(CIIおよびMgII線)に加えて、強いフレアではSiIV線も光学的に太くなる可能性があることを意味しており、これはおそらく非熱的電子ビーム加熱に関連していると考えられます。
9つの接触連星の軌道周期変化の調査
9個の接触連星(CB)の軌道周期解析の結果を紹介します。この研究で分析された測光データは、ARIES1メートルおよび1.3メートル望遠鏡と、地上および宇宙ベースの多くの測光調査を使用して収集されました。連星系の正確な公転周期は、過去12～15年間にわたって取得されたデータの長期ベースラインを使用して研究されます。最小輝度の時間の変化は、(O-C)線図を使用して計算されます。これら9つのCBのうち、4つのシステムは時間の経過とともに軌道周期に変化が見られませんが、残りの5つのシステムは時間の経過とともに非線形(O-C)変化を示します。これら5つのCBの物質移動速度を導き出すと、他の2つのシステムでは物質が一次成分から二次成分に移動しているのに対し、3つのシステムでは二次成分から一次成分に物質が移動していることが示唆されます。
食連星系の特徴 EPIC 211982753
測光および動径速度データモデリングを通じて導出された食連星系EPIC211982753の物理パラメーターを提示します。NASAのK2ミッション、ASAS-SN、および1.3mデヴァスタール高速光学望遠鏡(DFOT)からの測光データを利用し、分光データは1.2mメルカトル望遠鏡のHERMES分光器から取得しました。システムの線形暦は、K2ミッションデータを使用して更新されます。合成光度曲線と動径速度曲線は、日食バイナリモデリングパッケージPHOEBE1.0を利用して生成されます。一次成分と二次成分の質量はそれぞれ1.64$\pm$0.02と1.55$\pm$0.01$M_{\odot}$と求められます。一次成分と二次成分の半径は、それぞれ1.73$\pm$0.02と1.47$\pm$0.02$R_{\odot}$と推定されます。システムの距離は238$\pm$4pcとして計算されます。食連星はq=0.94という高い質量比を持つ皆既食系であることが判明した。
ハービッグ Ae/Be 星の $\dot{M}$--$M_{\rm{disk}}$ 関係: 低質量の円盤にとって一生の問題?
| Title |
The_$\dot{M}$--$M_{\rm{disk}}$_relationship_for_Herbig_Ae/Be_stars:_a_lifetime_problem_for_disks_with_low_masses? |
| Authors |
Sierra_L._Grant,_Lucas_M._Stapper,_Michiel_R._Hogerheijde,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Sean_Brittain,_and_Miguel_Vioque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11430 |
原始惑星系円盤から中心星への物質の降着は、これらの系の進化における基本的なプロセスであり、円盤の寿命を制約する上で重要な診断となります。私たちは、32個の中質量ヘルビッグAe/Be星系における星の降着率と円盤質量の関係を分析し、それらを低質量の対応するおうし座T星と比較します。HerbigAe/Be星の$\dot{M}$--$M_{\rm{disk}}$の関係は、$\sim$10$^{-7}$M$_{\でほぼ平坦であることがわかりました。odot}$yr$^{-1}$の塵の質量は3桁を超えます。サンプルの大部分はおうし座Tの傾向に従いますが、降着率が高く、塵の質量が少ない天体のサブセットが特定されています。これらの外れ値(32ソース中12個)のディスク寿命は0.01Myr未満と推定され、赤外線の過剰度が低い天体が大半を占めています。この外れ値のサンプルは、ハービッグAe/Be星の分類における偏りによって部分的に特定される可能性が高く、これには$\sim$10$^{-9}$M$_{\の割合を超える速度でのみ確実に測定できる降着の証拠が必要です。これらのスペクトルタイプの場合はodot}$yr$^{-1}$です。円盤の質量が過小評価されず、降着速度が過大評価されない場合、これは、これらの円盤が分散の危機に瀕している可能性があることを意味します。これは、物質の効率的な放射状ドリフト、または光蒸発や伴星による切断による外部円盤の枯渇が原因である可能性があります。。この外れ値のサンプルは、より大きな若くて中間質量の恒星集団の小さなサブセットを表している可能性が高く、その大部分はすでに降着を停止し、円盤から除去されていると考えられます。
長距離相互作用とゆらぎ散逸定理を用いた不均一系の動力学理論
| Title |
Kinetic_theory_of_inhomogeneous_systems_with_long-range_interactions_and_fluctuation-dissipation_theorem |
| Authors |
Pierre-Henri_Chavanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.09016 |
私たちは、以前の研究で開始された長距離相互作用を伴う不均一系の動力学理論を完成させます。私たちはより単純でより物理的な形式主義を使用します。小さな外部確率的摂動にさらされた粒子系を考慮し、摂動に対する系の応答を決定します。テスト粒子の分極により拡散テンソルと摩擦を導き出します。拡散項と摩擦項を含む一般的なフォッカー・プランク方程式を導入します。分極による摩擦が無視できる場合、外部ノイズを源とする永年ドレス拡散(SDD)方程式が得られます。外部摂動が$N$場の粒子の離散的な集合によって生成される場合、集団効果が無視されると不均一なLandau運動方程式に帰着する不均一なLenard-Balescu運動方程式が得られます。複数種の粒子系を考えます。場の粒子が統計的平衡（熱浴）にあるとき、ゆらぎのパワースペクトルを系の応答関数に関連付ける長距離相互作用を持つ系に対するゆらぎ散逸定理の適切な式を確立します。その場合、摩擦係数と拡散係数はアインシュタインの関係式を満たし、フォッカー・プランク方程式は不均一なクラマース方程式に帰着します。また、$N$結合確率的ランジュバン方程式で記述される長距離相互作用を持つブラウン粒子の気体を考慮し、その平均およびメゾスコピックな進化を決定します。確率的運動方程式の概念と、ある平衡状態から別の平衡状態へのランダムな遷移を引き起こす可能性のある変動の役割について説明します。私たちのプレゼンテーションは、以前の論文[P.H.シャヴァニス、ユーロ。物理学。J.Plus138,136(2023)]。
現在の宇宙の加速は他の宇宙との融合によって引き起こされているのでしょうか?
私たちの宇宙を他の宇宙と融合させることによって、宇宙定数を必要とせずに現在の宇宙の加速膨張を説明する修正フリードマン方程式が導かれることを示します。
初期の時代のプランクスケールが大きくなると、原始過程の効率の尺度であるハッブル率が小さくなります。その結果として生じる遅い宇宙テンポは、別の宇宙論的歴史に対応することができます。私たちはこの可能性を、シナリオに自然な設定を提供できる超次元理論の文脈で検討します。「階層問題」を軽減するために、理論の基本スケールが弱いスケールをそれほど大きく超えていない場合、宇宙論的制約は、熱遺物の暗黒物質がGeVスケールにあることを暗示しており、これは宇宙マイクロ波背景放射測定では不利になる可能性があります。このような暗黒物質は、必要な消滅断面積が小さくなるため、我々の提案では再び実行可能となり、進行中の低エネルギー加速器ベースの探索のさらなる動機付けとなる。超次元設定に関連する量子重力の痕跡は、高エネルギー衝突型加速器で探査可能である。LHCではsim13$TeV、FCC-hhでは$\sim100$TeV質量$\gtrsim10$GeVのダークセクター状態の失われたエネルギー信号の探索は、将来の円形レプトン衝突型加速器で追跡できます。
良い $\mathbf B$ で丸まってください: 差動磁力測定による超軽量暗黒物質の検出
超軽量暗黒物質(運動学的に混合された暗黒光子暗黒物質やアクシオン様暗黒物質など)は、地表で振動磁場信号を発生させることができ、これは地上に設置された磁力計の同期アレイによって測定できます。超軽量暗黒物質の全球信号は、暗黒物質の波長が地球の半径$\lambda_\mathrm{DM}\ggR$より大きい場合、低質量に対してロバストに予測できます。ただし、質量が大きくなると、シューマン共鳴などの環境効果が関係してくる可能性があり、グローバル磁場信号$\mathbfB$を確実にモデル化することが困難になります。この研究では、$\nabla\times\mathbfB$が地球規模の環境の詳細に対して堅牢であり、代わりに局所的な暗黒物質の振幅のみに依存することを示します。そこで我々は、$\lambda_\mathrm{DM}\lesssimR$を使って超軽量暗黒物質を検出する手段として、地表の局所的な磁場のカールを測定することを提案します。この測定には垂直方向の勾配が必要なため、丘/山の近くで行うことができます。当社の測定スキームは、堅牢な予測を可能にするだけでなく、外部ノイズ源に対するバックグラウンド除去スキームとしても機能します。私たちの技術は、周波数$10\,\mathrm{Hz}\leqf_{A'}\leq1\,\mathrm{kHz}$(質量$4に相当)に対する暗黒光子暗黒物質の最も感度の高い地上探査になり得ることを示します。\times10^{-14}\,\mathrm{eV}\leqm_{A'}\leq4\times10^{-12}\,\mathrm{eV}$)。また、同じ周波数範囲で、CASTヘリスコープと同等のアクシオンのような暗黒物質に対する感度も達成できます。
重合化された球対称時空への一般化 LTB モデルの埋め込み
| Title |
Embedding_generalized_LTB_models_in_polymerized_spherically_symmetric_spacetimes |
| Authors |
Kristina_Giesel,_Hongguang_Liu,_Eric_Rullit,_Parampreet_Singh,_Stefan_Andreas_Weigl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10949 |
我々は、(一般化された)LTBモデルをいくつかの側面で重合化された球対称モデルに埋め込む方法に関する既存の研究を一般化します。このような埋め込みを古典レベルで再検討し、適切なLTB条件は非限界限界の場合にはゲージ固定としてのみ扱うことができるが、限界限界の場合には追加の第一級制約として考慮する必要があることを示します。。効果的な運動方程式に基づく私たちのフォーマリズムの新しい側面は、ホロノミー補正と逆トライアド補正を同時に使用することにより、重合モデルの互換性のあるダイナミクスLTB条件を導き出すことです。これに対し、以前の研究では、これらは別々に考慮されるだけでした。さらに、我々の形式主義により、現在の文献で利用可能な膨大な種類の重合モデルに対して互換性のあるLTB条件を導出することができます。このより広範な重合クラスには、古典的なLTB条件が適合する効果的なモデルが含まれています。私たちの結果は、ダイナミクスが半径方向に沿って完全に分離する効果的なモデルのクラスが存在することを示しています。このサブセクターは、時間ゲージ固定モデルにおいて、ハミルトニアン制約および空間微分同相制約への幾何学的寄与の代数が閉じているという特性と強く関連していることがわかります。最後に、文献からの既存のモデルに形式主義を適用し、結果を既存のモデルと比較します。
実効ループ量子重力におけるダスト崩壊の一般化解析: 衝撃と共分散の運命
| Title |
Generalized_analysis_of_a_dust_collapse_in_effective_loop_quantum_gravity:_fate_of_shocks_and_covariance |
| Authors |
Kristina_Giesel,_Hongguang_Liu,_Parampreet_Singh,_Stefan_Andreas_Weigl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.10953 |
ループ量子重力(LQG)からインスピレーションを得た修正に基づいて、古典的特異点の解決とその先の時空の運命を理解するために、球対称モデルが最近研究されています。このような現象学的研究は有用な洞察を提供してきたが、そのようなモデルが一貫したLTB条件、共分散、宇宙論およびLTB分野におけるループ量子宇宙論の改善されたダイナミクスとの互換性など、望ましい特性の一部を示すかどうかについては疑問が残っている。私たちは、関連論文の分析に従って、これらの特性をコード化する$1+1$場の理論モデルとしてLQG修正をコード化する効果的な球対称モデルを構築する体系的な手順を提供します。私たちの一般化された戦略の具体例として、最近研究されたさまざまな現象論的モデルを取得して比較し、バウンスを介した量子幾何学効果による特異点の解決を実証します。これらには、面積ゲージ固定、重合真空ソリューション、重合接合条件、およびオッペンハイマー-スナイダーダスト崩壊モデルを備えたモデルが含まれます。私たちのアプローチから得られる重要な洞察は、力学方程式が空間計量の行列式の平方根ではなく$\det(e)$の部分を考慮しているということです。その結果、一部のモデルでは存在すると主張されていた衝撃解は、座標変換を考慮しても存在しないことが判明した。
$f(R)$ 重力における原始ブラックホールの合体率
原始ブラックホール(PBH)は、暗黒物質の潜在的な候補の1つとして知られています。それらは、宇宙初期の密度変動の直接的な重力崩壊によって形成されたと予想されています。したがって、修正された重力理論でPBHの合体率を研究すると、その存在量に関するより詳細な情報が得られます。この研究では、$f(R)$重力の理論的枠組み内でのPBHの合併率の計算を詳しく掘り下げます。私たちの分析では、一般相対性理論(GR)から得られたものと比較して、PBHの合併率が向上していることが明らかになりました。さらに、磁場の強さ$f_{R0}$を調整すると、PBHの合体速度の変化が誘発され、重力の変化の潜在的な観測兆候が示されます。また、$f_{PBH}\gtrsim0.1$の場合、PBHの合計合体率は、レーザー干渉計重力波天文台(LIGO)-Virgo-KAGRA検出器によって推定されたブラックホールの合体率と一致することもわかりました。さらなる改善が必要かもしれないが、$f(R)$重力の枠組みにおけるPBHの合体率の相対的な向上と重力波データとの整合性は、重力の修正理論を採用して形成に関連する多様なシナリオを検討することの重要性を強調している。ブラックホールの。
惑星間衝撃データベース
この原稿では、以前の著作で公開した更新された惑星間衝撃データベースを提供します。このリストには現在603件のイベントが含まれています。また、このリストを作成するために使用されたデータと方法論も提示して説明します。この研究の主な貢献は、将来の宇宙物理学と宇宙天気の調査のために、最新の正確な惑星間衝撃データベースを提供することです。リストはZenodoにアップロードされており、データファイルにアクセスするためのリンクが提供されています。フロンティアの要件に関しては、審査プロセス中もリストへのアクセスは制限され続けています。リストは原稿が出版された場合に公開されます。
4次勾配流
ユークリッドバウンスやスファレロンなどの鞍点構成は、数値的に見つけるのが難しいことが知られています。このレターでは、そのような構成を探索するための新しい方法であるQuarticGradientFlowを研究します。中心的なアイデアは、鞍点付近のすべての変動が元の2次演算子の固有値の2乗である固有値を持つように、勾配流のような方程式を導入することです。この方法がユークリッドバウンスとスファレロンに対してどのように機能するかを示します。
インフレ時の緊急非局所性によるパリティ違反
| Title |
Parity_Violation_from_Emergent_Non-Locality_During_Inflation |
| Authors |
Sadra_Jazayeri,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Xi_Tong,_Denis_Werth_and_Yuhang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.11315 |
初期宇宙におけるパリティの破れは、新しい物理学を解明する大きな可能性を秘めています。特に、インフレーション中にらせん化学ポテンシャルと結合した大量の回転粒子が存在する場合、原始スカラー4点相関関数はパリティ違反成分を発生させる可能性があります。この論文では、壊れた時間変換のゴールドストーン粒子の音速低下の存在下での、このようなパリティ違反トライスペクトルの豊かな物理学を調査します。我々は、この信号が摂動制御下にある間に非常に大きくなり得ることを示し、将来の宇宙論的調査に有望な観測見通しを提供する。低減された音速の限界において、力学は時間微分展開として組織化された効果的な非局所的記述を許容する。これは、単一フィールド有効理論における創発的な非局所性によってパリティ違反が発生することを明らかにします。この効果的な理論では、初等関数で記述されたコンパクトなトライスペクトルテンプレートが得られます。次に、このパリティ違反トライスペクトルの運動学的依存性の包括的な分析を実行し、新しい特徴を明らかにします。低速コライダー共振に加えて、相関器の内部ソフトリミット内に新しいクラスの信号が存在することがわかりました。この信号は、音速と化学ポテンシャルによって決定される周波数と、運動量比で周期的な振動パターンを特徴としており、従来の宇宙衝突型衝突型加速器信号とは大きく異なります。
直交相似扁球回転楕円体座標におけるラプラス方程式の方位対称の場合の内部解
直交デカルト座標系とは異なる曲線座標系は、座標面が問題の物理的境界に適合する場合に、かなり単純な方法で微分方程式の境界条件を表現するのを容易にするため、場の計算において特に価値があります。最近完成した直交類似扁平回転楕円体(SOS)座標系は、扁平回転楕円体の形状を持つ物体の内部またはその近傍の物理プロセスの記述に特に役立ちます。このような形状は、天体物理学で研究されている井戸の物体に似ています。ラプラス方程式の方位対称の場合の解は、直交SOS座標の内部空間に対して見つかりました。調和関数の導出の枠組みにおいて、ラプラス方程式は特別な分離手順によって分離されました。分離されたラプラス方程式の角度部分の方程式として一般化ルジャンドル方程式を導入した。調和関数は、第1種および第2種の一般化ルジャンドル関数を含む関係として決定されました。いくつかの低次関数が報告されています。高次調和関数の決定を容易にする漸化式を発見した。SOS座標における内部空間の方位対称ラプラス方程式の一般解を報告します。
超対称 $U(1)_{B-L}$ 平面方向と NANOGrav 15 年データ
モノポールと接続すると、最小超対称標準モデルの拡張としてローカル$U(1)_{B-L}$対称性を破る\textit{flat}$D$-flat方向が信号の原因となる可能性があることを示します。NANOGrav共同研究によって最近報告された確率的重力波背景の、高周波数帯域での制約を自然に満たしながら。方向が平坦であるため、熱膨張の段階が自然に生じます。再加熱温度は非常に低く、再加熱温度によって設定された特性周波数よりも高い周波数の信号が抑制されます。特に、LISAなどの今後の間隔ベースの実験では、カットオフ周波数を調べることができ、ソフトSUSY破壊質量パラメーターのスケールの間接的な手がかりが提供されます。
重力波を探索するための空洞の世界的ネットワーク (GravNet): 初期宇宙からの重力波の痕跡を追跡するための新しいスキーム
強い磁場の中で空洞を使って重力波を探索するというアイデアは、最近大きな注目を集めています。具体的には、現在アクシオンの探索に使用されている比較的体積の小さい空洞に焦点を当てて議論しています。これに関連して、我々は、例えば原始ブラックホールの合体に由来する可能性のあるGHz領域の重力波の検出を可能にする新しい実験スキームを提案する。この方式は、離れた場所の磁場中で動作する複数のデバイスからのキャビティ信号の同期測定に基づいています。重力波の痕跡は個々の空洞で検出できる可能性がありますが、それをノイズと区別することは非常に困難です。おそらく地理的に離れた複数の空洞からの信号間の相関を分析することにより、信号対雑音比を大幅に向上させるだけでなく、それらの重力波の痕跡の発生源を調査することも可能になります。この提案に関連して、1つの超電導空洞を使用した最初の実証実験が現在実施されており、これが提案されたデータ解析アプローチの基礎となります。これに基づいて、GravNet(重力波を探索する空洞の世界的ネットワーク)の展望がこの論文で概説されています。
ラブロック量子重力における宇宙加速
この論文では、フリードマン方程式を利用した、量子ラブロック重力の枠組み内でのインフレーションと後期宇宙加速に対する新しい解決策を紹介します。さらに、シュディンガー定常方程式を介して宇宙加速の超幾何状態を実証します。物理的解釈が提案され、それにより、再スケールされたラブロック結合は、ラブロック分岐を特徴付けるトポロジカルな質量を表します。この研究は、次の可能性を秘めています。量子記述への拡張.スペクトル傾斜とテンソル対スカラー比の予測は、プロットされた曲線によって示されます.再スケーリングされたハッブルパラメーターを利用することにより、スペクトルインデックスはeフォールドの数に関して決定されます。
