暗黒物質の崩壊と消滅の中での最初の星の誕生
| Title |
Birth_of_the_first_stars_amidst_decaying_and_annihilating_dark_matter |
| Authors |
Wenzer_Qin,_Julian_B._Munoz,_Hongwan_Liu,_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12992 |
最初の星は、ガスの熱状態とイオン化状態に特に敏感なチャネルである水素分子(H$_2$)冷却を通じて形成されると予想されており、したがって、崩壊または消滅する暗黒からのエキゾチックなエネルギー注入のプローブとして機能する可能性があります。問題（DM）。ここでは、おもちゃのハローモデルを使用して、最初の銀河のH$_2$含有量に対するDM源のエネルギー注入の影響を研究し、それによってハローが高い赤方偏移で星を形成するのに必要な閾値質量を推定します。現在許可されているDMモデルはこのしきい値を大幅に変更し、正と負の両方のフィードバックを生成する可能性があることがわかりました。いくつかのシナリオでは、ガスの追加加熱により崩壊に必要なハロー質量が増加しますが、他のシナリオでは、エネルギー注入により自由電子分率が増加し、H$_2$形成を触媒することで閾値が低下します。効果の方向は赤方偏移に依存する場合があります。また、ライマン・ウェルナー放射線からのハローの自己遮蔽による不確実性も考慮します。したがって、エキゾチックなエネルギーの注入は、星形成の開始を遅らせることも加速することもできます。これが宇宙の夜明けの21cm信号のタイミングにどのような影響を与えるかを示します。この作業で特定されたパラメータ空間の最も有望な領域について、シミュレーションを詳細にフォローアップすることをお勧めします。
非線形密度摂動を含む Q ボール崩壊時の重力波の増強
確率的重力波背景の存在は、最近のパルサータイミングアレイ(PTA)実験によって示されています。私たちは、宇宙が初期の物質支配時代からQボール崩壊による放射線支配時代への移行を経験するときに、スカラー摂動から二次重力波の生成が強化されることを研究します。我々は、密度摂動が非線形になる周波数範囲を含めることによって以前の研究の解析を拡張し、結果として得られる重力波スペクトルが最近のPTA実験結果で有利なスペクトルと一致する可能性があることを発見しました。
重力波による膨張係数空間の探査
我々は、弦理論の高次曲率補正、具体的にはインフレトン（弾性率）場のガウス・ボンネット結合項の存在下での原始インフレーションから生じる重力波のスペクトルを調査します。係数場が係数空間内で壁を横切るような挙動を示す場合、通常のスローロール中にガウス-ボンネット結合項が支配的な期間が存在する可能性があることを示します。重力波スペクトルがガウス-ボンネット結合項の短期間の支配によって引き起こされる特徴的なピークを示すため、この現象は潜在的に検出可能です。私たちは、NANOGravなどのパルサータイミングアレイ実験や、LISA、DECIGO、Taijiなどの将来の宇宙搭載干渉計を使用して、このような重力波を測定する可能性を探ります。
CDM および SIDM モデルにおけるクラスター ハロー形状: 弱いレンズ アプローチを使用した DM 粒子の性質の解明
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Cluster_halo_shapes_in_CDM_and_SIDM_models:_Unveiling_the_DM_particle_nature_using_a_weak_lensing_approach |
| Authors |
Elizabeth_Johana_Gonzalez,_Agust\'in_Rodriguez-Medrano,_Luis_Alberto_Pereyra,_Diego_Garc\'ia_Lambas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13461 |
自己相互作用暗黒物質(SIDM)は、標準的な無衝突冷暗黒物質モデル(CDM)の代替品であり、自己散乱断面積の導入により暗黒物質粒子間の相互作用を可能にします。ただし、これら2つのシナリオ間の観察可能な影響を検出するのは困難です。この研究では、銀河間レンズ効果を応用してクラスターハローの形状を高精度に測定する方法と、このアプローチを暗黒物質粒子の性質に関する情報を取得するためにどのように使用できるかを詳細に分析します。SIDMシミュレーションとCDMシミュレーションの2セットのシミュレーションデータを使用して、質量$\gtrsim10^{13.5}M_\odot$のハローのいくつかのサブセットを中心とする積層せん断マップを計算します。これらのマップから、粒子分布の平均伸びに関連する四重極プロファイルが得られ、そこから形状パラメータが導出されます。この技術は、放射状の形状の変化を考慮して、シミュレートされたデータセット間の観察された差異を強調し、2つの宇宙論的シナリオをうまく区別します。特に、SIDMシミュレーションで特定されたハローの形状と半径の関係のより大きな傾きが得られ、中心に向かって丸くなっています。また、平均ビリアル半径に近づくにつれて、投影された半軸比はCDMシミュレーションと同様の値に収束します。さらに、隣接する質量の影響を考慮します。SIDMシミュレーションではハローのより強く伸長した分布が見られ、暗黒物質の自己相互作用の下では、大規模な構造がより一貫した降着プロセスを刻印することが示されています。
測光的に導出された若い星の特性を利用して、TESS のトランジット若い惑星調査の完全性を向上させる
| Title |
Using_Photometrically-Derived_Properties_of_Young_Stars_to_Refine_TESS's_Transiting_Young_Planet_Survey_Completeness |
| Authors |
Rachel_B._Fernandes,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Ilaria_Pascucci,_Galen_J._Bergsten,_Gijs_D._Mulders,_Katia_Cunha,_Eric_E._Mamajek,_Kyle_A._Pearson,_Gregory_A._Feiden,_and_Jason_L._Curtis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13039 |
若い系外惑星の人口統計は、その形成と進化の過程に光を当てることができます。系外惑星の特性は、主星の特性から導き出されます。したがって、主星の導出における系統的な偏りが惑星の特性の導出に悪影響を与える可能性があるため、主星を正確に特徴付けることが重要です。今回我々は、200個以内の近くの31個の星団と移動集団に属する4,865個の若い（1Gyr未満）星について、測光的に導出された恒星の有効温度、光度、半径、質量の統一カタログを提示する。測光的に導出された特性をスペクトルから導出された特性のサブセットと比較したところ、それらがよく一致していることがわかりました。また、Fernandesetal.で計算されたように、TESSを使用して、トランジットの短周期若い惑星の検出効率に対する星の特性の影響を調査しました。2022年に開発され、測光的に導出された新しい特性が考慮されると、検出効率が全体的に向上することがわかりました。最も注目すべきは、亜海王星/海王星(1.8-6Re)の検出効率が1.5倍増加していることです。これは、私たちの若い星のサンプルについて、主星の特性をより良く特徴付けることで、より小さなトランジットの回復につながる可能性があることを示唆しています。惑星。私たちが均質に導き出した更新された恒星の特性のカタログは、より大規模で偏りのない恒星サンプルとより多くの若い惑星の検出とともに、若い短周期惑星の出現率を正確に推定するための重要なインプットとなるでしょう。
彗星迎撃ミッションのターゲット選択に役立つ可能性
| Title |
A_Potential_Aid_in_the_Target_Selection_for_the_Comet_Interceptor_Mission |
| Authors |
Erik_Vigren,_Anders_I._Eriksson,_Niklas_J._T._Edberg,_Colin_Snodgrass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13098 |
今後の彗星迎撃ミッションには、長周期彗星、星間天体、または短周期彗星の形をしたバックアップターゲットの軌道を迎撃するために移動する前に、太陽と地球のL2点の周囲に駐機する段階が含まれる。ターゲットは、2029年の打ち上げまでに確実に判明するわけではありません。したがって、駐機フェーズ中に、特定の彗星を狙うか、それとも彗星の出現を期待してその選択肢を破棄するかを決定する必要があるシナリオが生じる可能性があります。より適切な目標は、後で妥当な時間枠内に現れるでしょう。実装のための概略要件が存在する場合に、関連する意思決定に役立つ期待値ベースの形式主義を提示します。
火星における非熱的水素損失：脱出への光化学メカニズムの寄与と主要なプロセスの特定
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Nonthermal_hydrogen_loss_at_Mars:_Contributions_of_photochemical_mechanisms_to_escape_and_identification_of_key_processes |
| Authors |
Bethan_S._Gregory,_Michael_S._Chaffin,_Rodney_D._Elliott,_Justin_Deighan,_Hannes_Gr\"oller,_Eryn_M._Cangi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13105 |
宇宙への水素の損失は、火星の大気の進化と赤い惑星の乾燥を制御する重要な要素です。熱の逃散が主要な損失プロセスであると考えられていますが、フォワードモデリング研究とリモートセンシング観測の両方で、2番目のより高温の「非熱」または「高温」水素成分の存在が示されており、その一部も逃散します。発熱反応と電荷/運動量交換プロセスにより、脱出エネルギーを超えるエネルギーを持つ水素原子が生成されますが、これらのメカニズムの多くによるHの損失はこれまで研究されておらず、火星における熱的および非熱的脱出の相対的な重要性は依然として不明です。ここでは、新しく開発された脱出確率プロファイルを使用して、47のメカニズムを介して水素の脱出フラックスを推定します。HCO$^+$解離性再結合が最も重要なメカニズムであり、非熱的逃散の30～50%を占めることがわかりました。CO$_2^+$+H$_2$の反応も重要で、高温のOとHの間の運動量交換とほぼ同じ量のHの逃げが生成されます。考慮されたメカニズムからの非熱逃げの合計は、熱逃げの39%(27%)に相当します。、太陽活動が低い（高い）場合。私たちの脱出確率プロファイルは、あらゆる熱圏のホットH生成メカニズムに適用でき、季節的および長期的な変動を調査するために使用でき、さまざまなタイムスケールにわたる乾燥要因をより深く理解できるようになります。我々は最も重要な機構を強調し、金星ではその一部が重要である可能性があることを示唆している。金星では非熱的逃散が支配的であり、多くの文献は電荷交換反応に焦点を当てているが、この研究では重大な逃散は生じていない。
ダスティ・ロスビー波不安定性 (DRWI): 原始惑星系円盤内の乱流ダスト捕捉リングの線形解析とシミュレーション
| Title |
The_Dusty_Rossby_Wave_Instability_(DRWI):_Linear_Analysis_and_Simulations_of_Turbulent_Dust-Trapping_Rings_in_Protoplanetary_Discs |
| Authors |
Hanpu_Liu,_Xue-Ning_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13108 |
最近の数値シミュレーションにより、塵の凝集と微惑星の形成はリング状の円盤下部構造内で進行する可能性が高く、そこで塵が弱い乱流の圧力最大値に閉じ込められることが明らかになった。外部乱流があり、圧力勾配がないこのようなリングでは、流れの不安定性により動作が困難になります。これに関連して、微惑星形成への潜在的な経路を探索するために、せん断シートの枠組みの下で乱流ダスト捕捉リングの安定性を分析します。我々は、最大圧力と平衡状態のダストリングを自己一貫して確立し、前者は外部力と粘度のバランスによって、後者はダストドリフト対乱流拡散によって確立します。2種類の$\gtrsimH$スケール不安定性($H$は圧力スケール高さ)が見つかり、これをダスティロスビー波不安定性(DRWI)と名付けます。タイプIは標準RWIから一般化されたもので、最大圧力で静止し、比較的急激な圧力バンプで優勢になります。タイプIIは、粉塵の存在を必要とする新たに特定された走行モードです。標準RWIに対して安定しているものも多く、比較的穏やかなバンプでも動作でき、その成長速度は主に平衡ガスと塵の密度勾配によって決まります。さらに、2種類のDRWIを検証する2流体シミュレーションを実行します。タイプIでは、標準的なRWIと同様に、強いダスト濃度が大きなガス渦につながりますが、ダストリングはタイプIIで保存され、その間、リング内でさらなる凝集が見られます。DRWIは、乱流ダスト捕捉リングからの微惑星/惑星胚および方位非対称ダスト構造の形成に向けた有望な道筋を示唆しています。
近い系外惑星の旋光解析に対する高温の外黄道帯塵の影響
| Title |
Impact_of_hot_exozodiacal_dust_on_the_polarimetric_analysis_of_close-in_exoplanets |
| Authors |
Kevin_Ollmann,_Sebastian_Wolf,_Moritz_Lietzow_and_Thomas_A._Stuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13253 |
測光バンドHからLでの干渉観測によって主系列星の周囲で見つかった高温系外黄道帯塵(HEZD)は、塵の昇華半径の近くに位置しており、近い系外惑星の軌道半径に匹敵する可能性があります。したがって、HEZDは、近い系外惑星の散乱光偏光の解析に潜在的な影響を及ぼし、またその逆も同様です。我々は、太陽系外惑星の偏光特性評価に対するHEZDの影響を分析します。この研究は、特に最近証明された系外惑星偏光測定の実現可能性によって動機付けられています。3Dモンテカルロ放射伝達コードPOLARISを系外惑星大気中の放射伝達に拡張最適化したバージョンと、HEZDをモデル化するための解析ツールを適用して、HEZDとそれに近い散乱光偏光の波長依存性の偏光特性をシミュレーションして比較しました。-系外惑星で。さまざまなパラメータは、惑星位相角($0^\circ-180^\circ$)、ダスト粒子半径($0.02\\mu$m$-\10\\mu$m)、HEZD質量($10^{-10}$$\rm{M}_{\oplus}$$-\10^{-8}$$\rm{M}_{\oplus}$)、軌道傾斜角($0^\circ-90)^\circ$)、惑星大気の組成(ミー散乱大気とレイリー散乱大気)、HEZDの軌道半径($0.02$au$-\0.4$au)、惑星の軌道半径($0.01$au$-\0.05ドルau）。ダスト粒子の半径は、波長依存の偏光特性と散乱光の偏光の大きさに大きな影響を与えるため、偏光解析に最も強い影響を与えます。特定のシナリオでは、HEZDの散乱光の偏光は、接近した系外惑星の偏光を超えることさえあります。
TESS と ESPRESSO によって発見された、HIP 29442 (TOI-469)
を通過するコンパクトな多惑星系。半径方向の速度により、信号対雑音比が低いトランジットが検出されます。
| Title |
A_compact_multi-planet_system_transiting_HIP_29442_(TOI-469)_discovered_by_TESS_and_ESPRESSO._Radial_velocities_lead_to_the_detection_of_transits_with_low_signal-to-noise_ratio |
| Authors |
M._Damasso,_J._Rodrigues,_A._Castro-Gonz\'alez,_B._Lavie,_J._Davoult,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._Dou,_S._G._Sousa,_J._E._Owen,_P._Sossi,_V._Adibekyan,_H._Osborn,_Z._Leinhardt,_Y._Alibert,_C._Lovis,_E._Delgado_Mena,_A._Sozzetti,_S._C._C._Barros,_D._Bossini,_C._Ziegler,_D._R._Ciardi,_E._C._Matthews,_P._J._Carter,_J._Lillo-Box,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._Cristiani,_F._Pepe,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_C._Allende_Prieto,_S._Benatti,_F._Bouchy,_C._Brice\~no,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_X._Dumusque,_J._A._Egger,_D._Ehrenreich,_J._Faria,_P._Figueira,_R._G\'enova_Santos,_E._J._Gonzales,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_N._Law,_G._Lo_Curto,_A._W._Mann,_C._J._A._P._Martins,_A._Mehner,_G._Micela,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_E._Palle,_E._Poretti,_J._E._Schlieder,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13310 |
私たちは、検証済みの海王星の伴星TOI-469.01をホストすることがすでに知られているK0V星HIP29442(TOI-469)をESPRESSOで追跡調査しました。私たちはTOI-469.01の惑星の性質を検証することを目指しています。私たちは動的な質量、半径、軌道暦を測定し、TOI-469.01の内部構造と組成を特徴付けるために、動径速度と測光時系列をモデル化しました。TOI-469.01の惑星の性質を確認しました。ESPRESSOのおかげで、さらに2人の身近な仲間を発見しました。また、TESS光度曲線で信号対雑音比の低い通過信号も検出されました。HIP29442はコンパクトな多惑星系であり、3つの惑星の公転周期は$P_{\rmorb,b}=13.63083\pm0.00003$、$P_{\rmorb,c}=3.53796\pm0.00003$です。、$P_{\rmorb,d}=6.42975^{+0.00009}_{-0.00010}$日、そしてそれらの質量を高精度で測定しました:$m_{\rmp,b}=9.6\pm0.8~M_{\oplus}$、$m_{\rmp,c}=4.5\pm0.3~M_{\oplus}$、および$m_{\rmp,d}=5.1\pm0.4~M_{\oplus}$。すべての惑星の半径と嵩密度を測定しました(3$\sigma$信頼区間は括弧内に示されています):$R_{\rmp,b}=3.48^{+0.07(+0.19)}_{-0.08(-0.28)}~R_{\oplus}$および$\rho_{\rmp,b}=1.3\pm0.2(0.3)g~cm^{-3}$;$R_{\rmp,c}=1.58^{+0.10(+0.30)}_{-0.11(-0.34)}~R_{\oplus}$および$\rho_{\rmp,c}=6.3^{+1.7(+6.0)}_{-1.3(-2.7)}g~cm^{-3}$;$R_{\rmp,d}=1.37\pm0.11^{(+0.32)}_{(-0.43)}~R_{\oplus}$および$\rho_{\rmp,d}=11.0^{+3.4(+21.0)}_{-2.4(-6.3)}g~cm^{-3}$。内部構造モデリングへの入力として、半径に対してより保守的な3$\sigma$信頼区間を使用しました。HIP29442$b$は、おそらく質量$0.27^{+0.24}_{-0.17}M_{\oplus}$と、厚さは$1.4\pm0.5R_{\oplus}$です。最も内側の伴星HIP29442$c$HIP29442$d$については、モデルは地球に似た構成をサポートしています。
| Title |
The_host_dark_matter_haloes_of_the_first_quasars |
| Authors |
Tiago_Costa_(Max-Planck-Institute_for_Astrophysics,_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12987 |
$z>6$クエーサーが稀な大質量ハローの中に存在する場合、$\Lambda$CDM宇宙論は、クェーサーは異常に多数の明るい伴銀河に囲まれているはずだと予測します。この論文では、これらの伴銀河も異常に速く移動するはずであることを示します。新しい一連の宇宙論的「ズームイン」流体力学シミュレーションを使用して、クエーサー随伴銀河の速度分布と$z\,=\,6$におけるクエーサー主ハロー質量によるその変動の予測をここで提示します。衛星はクェーサーのホスト銀河に近づくにつれて加速し、クェーサーのホスト銀河までの距離が減少するにつれて広がる見通し内速度プロファイルを生成します。この速度分散の増加は、ホストハローの質量が$\gtrsim5\times10^{12}\,\rmM_\odot$の場合に特に顕著です。この場合、一般的な見通し速度は、投影半径$\sim10\,\rmkpc$で$\about500\,\rmkm\,s^{-1}$に上昇します。約$10\%$の衛星の場合、$800\、\rmkm\、s^{-1}$を超えるはずで、$\約5\%$の衛星が見通し内速度$\sim1000\に達します。,\rmkm\,s^{-1}$。より低いホストハロー質量$\about5\times10^{11}-10^{12}\,\rmM_\odot$の場合、伴銀河の速度プロファイルは大幅に平坦になります。この場合、一般的な視線速度は$\およそ250\,\rmkm\,s^{-1}$で、$\およそ500\,\rmkm\,s^{-1を超えません。}$。既存のALMA、JWST、MUSEの視線速度測定との比較により、観測された$z>6$クェーサー伴星は、質量$\gtrsim5\times10^{12}\のホストハローに予想される速度分布に厳密に従っていることが明らかになりました。、\rmM_\odot$、ホストの軽いハローを除外します。最後に、UVおよび[OIII]光度関数の推定を通じて、宇宙分散の影響を強く受ける伴星の数よりも、速度分布の方がハローの質量をより確実に区別できることを示します。
MUSE ウルトラ ディープ フィールド (MUDF)。 IV. 2 つの伸びた Ly{\alpha} 星雲の中心にある一対の X 線の弱いクエーサー
| Title |
The_MUSE_Ultra_Deep_Field_(MUDF)._IV._A_pair_of_X-ray_weak_quasars_at_the_heart_of_two_extended_Ly{\alpha}_nebulae |
| Authors |
Elisabeta_Lusso,_Emanuele_Nardini,_Michele_Fumagalli,_Matteo_Fossati,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Mitchell_Revalski,_Marc_Rafelski,_Valentina_D'Odorico,_Celine_Peroux,_Stefano_Cristiani,_Pratika_Dayal,_Francesco_Haardt,_Emma_K._Lofthouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12993 |
XMM-NewtonによるX線エネルギーにおけるMUSEUltraDeepField(MUDF)の追跡観測から得られた結果を紹介します。MUDFは、$z\simeq3.23$に物理的に関連付けられた2つの明るく物理的に関連付けられたクエーサーを含む独特の場を中心としており、投影では$\sim$500kpcによって分離されています。両方のクェーサーは、拡張したLy$\alpha$星雲($\gtrsim100~\rmkpc$、表面輝度束レベル$\およそ6\times10^{-19}\rmerg~s^{-1)内に埋め込まれています。}~cm^{-2}~arcsec^{-2}$)、その細長い形態は、クエーサーのハローを接続する伸びたフィラメントを示唆しています。ここで紹介される新しいX線観測により、MUDFクェーサーの最も内側の領域の物理的特性(X線の傾き、光度、ガス柱密度など)を特徴付けることができます。両方のクェーサーが、同様の紫外光度の物体と比較して、X線の光度が低いことがわかりました。X線スペクトル解析によると、$N_H(z)\gtrsim$10$^{23}$cm$^{-2}$の吸収柱は考えられないため、このような弱点はおそらく固有のものであると考えられます。文献データも含めると、静止系2keVと2500$\rm\mathring{A}$の両方で、星雲の面積と核の明るさの間に検出可能な傾向は観察されません。この面積は、X線フォトンインデックスとも、ハードバンド(2$～$10keV)の積分バンド束とも相関しません。また、星雲の拡張されたLy$\alpha$放射と核X線の明るさの間には傾向は見られません。最後に、MUDFクエーサーの星雲の特性は、観測された星雲のLy$\alpha$積分光度とその面積との関係と一致しています。私たちの結果は、クェーサーのイオン化力が星雲の形態や大きさを大きく左右するものではないことを示唆しています。
| Title |
Multimass_modelling_of_Milky_Way_globular_clusters_--_II._present-day_black_hole_populations |
| Authors |
Nolan_Dickson,_Peter_J._Smith,_Vincent_H\'enault-Brunet,_Mark_Gieles,_Holger_Baumgardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13037 |
球状星団(GC)内の恒星質量ブラックホール(BH)の集団は、その力学的進化に影響を与え、重力波源の主要な形成チャネルの1つに重要な意味を持ちます。ただし、これらの集団の規模を推測することは依然として困難です。この研究では、Dicksonetal.で初めて提示された34個の天の川銀河GCの多重質量モデルを使用して、クラスターの大規模なサンプルの現在のBH集団を調査します。模擬観測へのモデルの概念実証フィッティングで実証したように、いくつかの観測物によって提供される総質量成分と可視質量成分の両方に対する直接制約により、これらのモデルはクラスター内の暗黒質量(BHを含む)の分布を正確に決定できます。モンテカルロクラスターモデルから抽出されました。各クラスターで現在まで保持されているBH集団に対する新しい制約がモデルから推測されます。我々は、観測結果を説明するには通常、総質量の0から1パーセントの範囲のBH質量分率が必要であることがわかりました。ただし、オメガ・センについては、以前の研究と一致して、質量分率が5パーセントであると推定されています。暗黒残骸集団とその他の星団パラメーターとの関係が調べられ、BHの量と目に見える恒星間の質量分離との間に明確な逆相関があること、また残存質量分率と星団の動的年齢との間に相関関係があることが実証されました。私たちの推定されたBH集団は、異なる方法論を使用した他の最近の研究と全体的によく一致していますが、個々のクラスターについては顕著な矛盾があります。
IGM ライマンアルファの不透明度と再電離の終わり近くの銀河密度の関係
| Title |
The_relationship_between_IGM_Lyman-alpha_opacity_and_galaxy_density_near_the_end_of_reionization |
| Authors |
Holly_M._Christenson,_George_D._Becker,_Anson_D'Aloisio,_Frederick_B._Davies,_Yongda_Zhu,_Elisa_Boera,_Fahad_Nasir,_Steven_R._Furlanetto,_Matthew_A._Malkan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13064 |
$z<6$のクエーサー視線のライマンアルファ不透明度で観測された散乱は、Ly$\alpha$不透明度と銀河密度との相関関係の測定の動機となった。この散乱を予測するモデルは、どのようにすべきかについて強力な、時には逆の予測を行うためである。関係があること。私たちの以前の研究では、$z\sim5.7$にある2つの非常に不透明なLy$\alpha$谷と、ライマン$\alpha$放出銀河(LAE)の欠損とが関連付けられていました。この研究では、この赤方偏移で最も透過性の高い2つの視線、$z=6.02$クェーサーSDSSJ1306+0356と$z=6.17$クェーサーPSOJ359-06を調査します。クェーサーの視線から10$h^{-1}$Mpc以内のLAEでは両方の場が過小密度であり、Ly$\alpha$トラフに関連する過小密度よりも若干範囲が狭いことが判明した。私たちの観察結果と文献からの3つの追加フィールドを組み合わせたところ、極端な不透明度を持つフィールドは一般に濃度が低いのに対し、中程度の不透明度はより広い濃度範囲にわたることがわかりました。高い不透明度での結果は、IGMLy$\alpha$不透明度で観察された散乱を説明するためにUVバックグラウンド変動や後期再イオン化を考慮したモデルと一致しています。ただし、モデルではIGMLy$\alpha$の不透明度が低いほど濃度が高いと関連付けられる傾向があるため、不透明度が低いと張力が生じます。調査されたフィールドの数はまだ少ないものの、不透明度の低い結果は、低密度領域の電離バックグラウンドが電離後に一部のモデルが示唆するよりも急速に増加するというシナリオを裏付ける可能性があります。最近の再電離によるガス温度の上昇も、これらの領域の透明度を高めている可能性があります。
| Title |
Devouring_The_Centaurus_A_Satellites:_Modeling_Dwarf_Galaxies_with_Galacticus |
| Authors |
Sachi_Weerasooriya,_Mia_Sauda_Bovill,_Matthew_A._Taylor,_Andrew_J._Benson,_Cameron_Leahy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13121 |
最も近い楕円銀河であるケンタウルス座A(NGC5128)を含む、矮小銀河の系統的な研究が局所体積全体にわたって初めて行われています。ケンタウルスの質量（天の川銀河のおよそ10倍）、AGNの活動、および最近の大規模な合体を考慮すると、これらの矮星とその星形成の物理学を調査することが不可欠です。しかし、ケンタウルス座Aのような巨大な銀河にある最も暗い矮星を流体力学シミュレーションで十分な解像度でシミュレーションすることは、計算コストが高くつき、現時点では実現不可能です。この研究では、天の川銀河と同じ星形成物理学を使用して、ケンタウルス座A矮星を再現することを目指しています。我々は、半解析モデルGalopticusを使用して、600kpc領域内の矮星をモデル化します。天体物理学的処方と天の川衛星に一致するパラメータを利用して、さまざまな特性と星形成履歴(SFH)の予測を調査し、環境への影響を調査します。また、ケンタウルス座Aの矮星銀河の半光半径、速度分散、およびSFHを予測しながら、ケンタウルス座A衛星集団全体の観測結果と一致する累積光度と光度金属量の関係を再現します。ケンタウルス座A矮星の予測SFH間の一致そして天の川銀河の銀河系は、これらの銀河における星形成を支配する普遍的なプロセスの存在を暗示しています。全体として、私たちの発見はケンタウルス座A系の矮小銀河の星形成物理学に光を当て、その性質とホスト環境への依存性についての洞察を明らかにしました。
SDSS 光学クエーサーの中赤外変動
SloanDigitalSkySurveyの第7データリリース(DR7)クエーサーカタログに基づいて、広視野赤外線探査探査機(WISE)と地球近傍のW1、W2、W3、W4バンドにおける光学クエーサーの変動性を調査します。オブジェクト広視野赤外線測量エクスプローラー(NEOWISE)。構造関数法を採用して、ボロメータ光度、ブラックホール質量およびエディントン比と明らかな相関を示さない構造関数($\rm\deltat$=1yr)を計算します。W1およびW2バンドのアンサンブル構造関数は、SFの傾きが以前の研究のものよりも急であることを示しています。これは、異なるリズムと観測エポック番号によって引き起こされる可能性があります。さらに中赤外帯域と光学帯域の間の変動振幅$\sigma_m$の関係を調べましたが、明らかな相関関係は見つかりませんでした。W1-W2とg-rの色の間には相関関係は見られません。私たちは、クェーサーの中赤外線放射は広範囲にわたる塵の分布によって平滑化されるため、明らかな相関関係がなくなるのではないかと考えています。電波の大きなクエーサーのサブサンプルについて、中赤外帯域の変動振幅と6cmでの電波光度との関係をさらに分析しましたが、明らかな相関関係は見つかりませんでした。これは、中赤外放射が宇宙から寄与していることを示しています。相対論的ジェットの放射光は非常に弱いです。
さまざまな質量放出エピソードを伴う惑星状星雲の数値モデル: HuBi 1 の特別なケース
| Title |
Numerical_models_of_planetary_nebulae_with_different_episodes_of_mass_ejection:_the_particular_case_of_HuBi_1 |
| Authors |
Ary_Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_Miriam_Pe\~na,_Liliana_Hern\'andez-Mart\'inez,_Francisco_Ruiz-Escobedo,_Alejandro_Raga,_Grazyna_Stasinka_and_Jorge_Ivan_Castorena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13190 |
私たちは、質量注入のいくつかの段階を考慮して、HuBi1に似た惑星状星雲の進化を研究してきました。コードCoral1Dを使用して数値イオン化+1D流体力学+原子/イオン速度モデルを実行し、イオン化源の周囲のさまざまな放出イベントによって生成された複数の殻を示す惑星状星雲を再現しました。さらに、H$\alpha$および[NII]$\lambda$6584の放出構造と、HuBi1で観測された位置速度図との数値シミュレーションを比較することに興味があります。この天体には、エネルギーの注入が大幅に減少した段階もあります。イオン化された光子が線源から放出されます。これらのさまざまな放出段階の結果、惑星状星雲の内部に強い[NII]線の発光と、中央ゾーンの周囲に広がるHII再結合線の発光を持つ星雲ができます。HuBi1のモデルは、電離星雲における流体力学的および光電離の進化を説明するコードの機能を示しています。これは、これら2つの物理現象を同時に研究するための1Dコードの最初のステップです。
深層電波探査を使用して、高赤方偏移で不明瞭な銀河の蓄積を追跡
| Title |
Tracing_obscured_galaxy_build-up_at_high_redshift_using_deep_radio_surveys |
| Authors |
Stergios_Amarantidis,_Jose_Afonso,_Israel_Matute,_Duncan_Farrah,_A._M._Hopkins,_Hugo_Messias,_Ciro_Pappalardo,_N._Seymour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13283 |
まだ十分に理解されていない銀河系外天文学の基本的な問題は、星形成速度(SFR)と超大質量ブラックホール(SMBH)の活動の宇宙時間に伴う進化、およびそれらの相互作用とそれが銀河の進化にどのような影響を与えるかに関係しています。。これらの疑問にさらなる光を当てることができる主な焦点は、銀河形成の初期段階にある高星形成銀河(SFG)と活動銀河核(AGN)からなる合体系の研究です。ただし、複数の波長にわたる相補的な選択方法を探索することが不可欠です。この研究の主な目的は、高赤方偏移($z>3$)の遠赤外線(遠IR)および電波を放射する銀河のサンプルを、可能な限り高い空間分解能で包括的に解析することです。関心のある銀河集団を選択するために、1.4GHzで比較的コンパクトな電波形態と、$\lambda\geq350\,\mum$で磁束のピークとなる遠赤外スペクトルを示す銀河を選択しました。これらの選択基準には、多波長スケールで高いスペクトル分解能と空間分解能を提供するCOSMOSフィールドとECDF-Sフィールドを使用しました。私たちは、文献研究と私たちのチームによって$z>3$で測光的または分光学的に特定された8つの銀河のサンプルを導き出しました。利用可能な光学、近赤外、およびミリメートル(mm)イメージングを徹底的に調査した結果、サンプルの8件中5件で合併シナリオの可能性が明らかになりました。さらに、利用可能な多波長測光は、活動的なSMBHを共同ホストする大規模星系における$10^3\,M_{\odot}/yr$レベルでの活発な星形成を強く示唆している。これらの結果を以前の研究と比較すると、我々の選択方法は、強いSFG成分だけでなく活動的なSMBHをホストする銀河を優先的に特定し、その結果、高いSFRとIR光度をもたらすことが示唆される。
CANUCS による再電離時代の星形成: MACS1149-JD1 の恒星集団の年齢
| Title |
Star_Formation_at_the_Epoch_of_Reionization_with_CANUCS:_The_ages_of_stellar_populations_in_MACS1149-JD1 |
| Authors |
Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Victoria_Strait,_Lamiya_Mowla,_Kartheik_G._Iyer,_Ga\"el_Noirot,_Chris_Willott,_Gabe_Brammer,_Roberto_Abraham,_Yoshihisa_Asada,_Guillaume_Desprez,_Vince_Estrada-Carpenter,_Anishya_Harshan,_Nicholas_S._Martis,_Jasleen_Matharu,_Adam_Muzzin,_Gregor_Rihtar\v{s}i\v{c},_Ghassan_T._E._Sarrouh,_and_Marcin_Sawicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13288 |
我々は、深層JWSTNIRISSスリットレス分光法と、カナダNIRISS不偏銀河団調査(CANUCS)からのNIRISSおよびNIRCamイメージングを使用した、z=9.1の重力レンズ銀河MACS1149-JD1の恒星集団特性の測定結果を発表します。銀河は4つの部分に分かれています。3つの拡大(${\mu}$~17)の星形成成分は未解決であり、固有サイズは<50pcです。さらに、その下にある拡張部分には星の質量の大部分が含まれており、他の3つの部分よりも5000万年も前に大部分の星が形成され、現在最も活発な星形成が行われている場所ではありません。NIRISSおよびNIRCamの分解測光では、スピッツァーで以前に見られた強いバルマーブレークは確認されません。NIRISSグリズムスペクトルは銀河全体について抽出されており、明瞭な連続体とライマンブレークを示していますが、ライマン${\alpha}$は検出されません。
\HI{} 21cm の観測と最も薄い銀河の動的モデリング: FGC 2366
| Title |
\HI{}_21cm_observations_and_dynamical_modelling_of_the_thinnest_galaxy:_FGC_2366 |
| Authors |
K._Aditya,_Arunima_Banerjee,_Peter_Kamphuis,_Aleksandr_Mosenkov,_Dmitry_Makarov,_Sviatoslav_Borisov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13312 |
超薄銀河は、恒星円盤の長軸と短軸の比が異常に高い、つまり$10<a/b<20$という膨らみのない表面輝度の低い銀河です。$a/b=21.6$で知られる最も薄い銀河であるFGC2366の巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)\HI{}21cm電波合成観測を紹介します。全自動TiRiFiC(FAT)を使用した3次元傾斜リングモデリングを使用して、\HI{}ガスディスクの構造と運動学を決定し、100\kmsに等しい漸近回転速度と\HI{}の合計質量を取得します。10$^9M_{\odot}$に相当します。$z$バンド恒星測光により、中心面の明るさは22.8等${\rm{arcsec}}^{-2}$、円盤のスケール長は2.6kpc、スケールの高さは260pcが得られた。次に、質量モデルを構築して暗黒物質密度プロファイルを決定し、NFW暗黒物質ハローが急上昇する回転曲線に最もよく適合することを発見しました。上記の大量インベントリが整ったので、最後に恒星力学コード「AGAMA」を使用して、FGC2366の恒星円盤の力学モデルを構築します。超薄型垂直構造の原因となる主要な物理メカニズムを特定するために、これまでに研究された超薄型銀河および極薄銀河のサンプルについて、関連するすべての動的パラメーターと$a/b$に対応するデータの主成分分析を実行します。最初の2つの主成分がデータの変動の80$\%$を説明しており、重要な寄与は質量分布の緻密さによるものであり、これが超薄星円盤の存在の基本的な原因であることに注意してください。
JWST のミラー内のオブジェクトは、見た目よりも近くにあります
ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、測光赤方偏移推定技術を使用したディープイメージングにより、前例のない初期の宇宙時代の非常に遠い銀河を明らかにし、その後の分光法により赤方偏移を明確に確認し、JWSTが最も初期の銀河を探査できる能力を実証しました。その主要な科学的目標の1つです。しかし、より大きなサンプルが分光学的に追跡され続けるにつれて、これらのエポックにおけるほぼすべての測光赤方偏移は、まだ不明瞭な理由により、信頼度>>99%で高く偏っていることが明らかになりました。ここで我々は、これが1913年にアーサー・エディントン卿によってさまざまな状況で予測されたのと同じ統計効果であることを示します。つまり、上方に散乱する下位赤方偏移銀河のほうが、その逆よりも多く存在するということです。バイアスは固有の赤方偏移分布の形状に依存しますが、おおよそのヒューリスティックとして、すべての超高測光赤方偏移推定値は最大1標準偏差だけ下方修正する必要があります。
CECILIA: z~2-3 星形成銀河の微光輝線スペクトル
| Title |
CECILIA:_The_Faint_Emission_Line_Spectrum_of_z~2-3_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Allison_L._Strom,_Gwen_C._Rudie,_Ryan_F._Trainor,_Gabriel_B._Brammer,_Michael_V._Maseda,_Menelaos_Raptis,_Noah_S._J._Rogers,_Charles_C._Steidel,_Yuguang_Chen,_David_R._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13508 |
我々は、z~1-3の33個の銀河のスペクトルにある複数の電子温度に敏感なオーロララインをターゲットとする、約30時間の超深度G235M/F170LP観測を使用するサイクル1JWSTNIRSpec/MSAプログラムであるCECILIAからの最初の結果を紹介します。23個の銀河のサブセットを使用して、恒星連続体の有無にかかわらず、約600物体時間の2つの複合スペクトルを構築し、これらを使用して、星形成銀河の特徴的な静止光学(5700～8500オングストローム)スペクトルを調査します。宇宙の星形成のピーク時代。8つの異なる元素(H、He、N、O、Si、S、Ar、Ni)の輝線が検出され、これらの特徴のほとんどはH-αの強度の3%未満であることが観察されます。我々は、3つのオーロラ線([NII]5756、[SIII]6313、および[OII]7322,7332)の特徴的な強度と、禁断の[NiIII]7380,7414およびOI8449組換えライン、そのいくつかは局所宇宙の外ではこれまで観察されたことがありません。これらの測定値を使用すると、T_e[NII]=13630+/-2540$Kが得られ、高赤方偏移宇宙における[NII]を使用した電子温度の最初の測定値を表します。また、FWHM～544km/sのブロードライン放射の証拠も確認されています。H-αの広い成分は狭い成分の6.01～28.31%の強度であり、星形成による流出から生じたと考えられます。最後に、将来的にJWSTを使用して微光輝線の大規模なサンプルを取得する可能性について簡単に説明します。
SN 2022oqm: 白色矮星連星前駆体系からの複数のピークを持つカルシウムに富んだ過渡現象
| Title |
SN_2022oqm:_A_Multi-peaked_Calcium-rich_Transient_from_a_White_Dwarf_Binary_Progenitor_System |
| Authors |
S._Karthik_Yadavalli,_V._Ashley_Villar,_Luca_Izzo,_Yossef_Zenati,_Ryan_J._Foley,_J._Craig_Wheeler,_Charlotte_R._Angus,_Dominik_B\'anhidi,_Katie_Auchettl,_Barna_Imre_B\'ir\'o,_Attila_B\'odi,_Zs\'ofia_Bodola,_Thomas_de_Boer,_Kenneth_C._Chambers,_Ryan_Chornock,_David_A._Coulter,_Istv\'an_Cs\'anyi,_Borb\'ala_Cseh,_Srujan_Dandu,_Kyle_W._Davis,_Connor_Braden_Dickinson,_Diego_Farias,_Christa_Gall,_Hua_Gao,_Wynn_V._Jacobson-Galan,_Nandita_Khetan,_Charles_D._Kilpatrick,_R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_Levente_Kriskovics,_Natalie_LeBaron,_Kayla_Loertscher,_X._K._Le_Saux,_Rafaella_Margutti,_Eugene_A._Magnier,_Peter_McGill,_Hao-Yu_Miao,_Andr\'as_P\'al,_Bor\'oka_H._P\'al,_Yen-Chen_Pan,_Collin_A._Politsch,_Conor_L._Ransome,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Armin_Rest,_Sofia_Rest,_Olivia_Robinson,_Huei_Sears,_Jackson_Scheer,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12991 |
我々は、近くにある複数のピークを持つ水素とヘリウムの弱カルシウムリッチ過渡現象（CaRT）であるSN2022oqmの測光的および分光的進化を紹介する。SN2022oqmは、その主銀河である正面渦巻銀河NGC5875から19.9kpcの距離に検出されました。広範な分光範囲により、発見から約1日後に観察された高温(T>=40,000K)連続体と炭素の特徴が明らかになり、SNIcのような光球体です。位相スペクトル、および発見後38日後に始まる強い禁止カルシウム放出。SN2022oqmは、CaRTとしては比較的高いピーク光度(MB=-17等)を持ち、母集団の中で外れ値となっています。SN2022oqmの光度曲線を説明するには3つの電源が必要であり、各電源は光度曲線の明確なピークに対応していると判断します。光度曲線の最初のピークは、べき乗則の明るさで膨張する黒体によって駆動され、星周物質による衝撃冷却と一致します。後続のピークは、光学的に厚い噴出物を通して拡散する2つの別々の光子源と一致する、二重放射性崩壊モデルによって出力されます。光学的光度曲線から、噴出物の質量と56Niの質量は、それぞれ太陽質量約0.89と太陽質量約0.09であることがわかります。詳細な分光モデリングにより、中間質量元素が大半を占める噴出物が明らかになり、Feピーク元素が十分に混合されている兆候が見られます。私たちはSN2022oqmのいくつかの物理的起源について議論し、白色矮星の前駆体モデルを支持します。推定された噴出物の質量は、驚くほど巨大な白色矮星であることを示しており、CaRT前駆体のモデルに挑戦的です。
磁星駆動超新星の一般化された半解析モデル
超光度超新星(SLSNe)やブロードラインIc超新星(Ic-BLSNe)など、いくつかの種類の高エネルギー超新星は、高速で回転するマグネターのスピンダウンによって駆動される可能性があります。現在、潜在的なマグネター駆動超新星のパラメーターを推測するために使用されるほとんどのモデルは、推定されたパラメーターにバイアスをかける可能性があるいくつかの不適切な仮定を行っています。この研究では、これらの仮定のいくつかを緩和するマグネター駆動超新星の新しいモデルと、マグネター駆動超新星の光曲線からパラメーターを正確に推定できる推論ワークフローを紹介します。特に、このモデルでは、噴出物の動的進化を組み込んでおり、噴出物をマグネター自体によって注入されたエネルギーと結合させながら、非双極子のスピンダウンも可能にします。このモデルが、計算コストのかかる数値モデルのパラメータ空間と一致するSLSNおよびIc-BLSN光度曲線を再現できることを示します。また、4つのよく知られた超新星の例に関するパラメーター推論の結果も示し、マグネター駆動の超新星光曲線のかなりの多様性を捉えるモデルの有効性を示しています。モデルは各光度曲線によく適合し、以前の研究とほぼ一致するパラメータを回復します。このモデルにより、1つの理論的枠組みの下でマグネター駆動超新星の多様性を完全に調査し、測光データのみからこれらの超新星をより正確に特徴付け、将来の多波長放射をより正確に予測してマグネター駆動シナリオをより適切にテストできるようになります。
円盤のような環境におけるブラックホールの合体は、観察された $q - \chi_\mathrm{eff}$ の相関関係を説明できる可能性がある
| Title |
Black-hole_mergers_in_disk-like_environments_could_explain_the_observed_$q_-_\chi_\mathrm{eff}$_correlation |
| Authors |
Alessandro_Santini,_Davide_Gerosa,_Roberto_Cotesta,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12998 |
恒星質量ブラックホール連星合体からの現在の重力波データは、連星の質量比$q$と有効スピン$\chi_\mathrm{eff}$との相関関係を示唆している:より多くの不等質量連星が一貫してより大きく正の値を示す効果的なスピン量。高密度の天体物理環境における複数世代のブラックホール合体は、不等質量系を形成する方法を提供する可能性があるが、観察された相関関係を単独で説明することはできない。私たちは、天体物理環境の対称性が、この不可解な観測証拠を解明するために重要な特徴であることを示します。観察された相関関係を少なくとも定性的に再現するおもちゃのモデルを紹介します。このモデルは、階層結合に参加するバイナリが優先方向を共有する、軸対称のディスク状の環境に依存しています。AGN円盤内の移行トラップはこの設定の主な候補であり、重力波データを使用してその発生を抑制できる刺激的な可能性を示唆しています。
光学的に選択された潮汐破壊事象における X 線放出の体系的分析: 光学的に選択された集団と X 線で選択された集団の統合に関する観察証拠
| Title |
A_systematic_analysis_of_the_X-ray_emission_in_optically_selected_tidal_disruption_events:_observational_evidence_for_the_unification_of_the_optically_and_X-ray_selected_populations |
| Authors |
Muryel_Guolo,_Suvi_Gezari,_Yuhan_Yao,_Sjoert_van_Velzen,_Erica_Hammerstein,_S._Bradley_Cenko,_Yarone_M._Tokayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13019 |
我々は、2014年から2021年の間に発見された、光学的に選択されX線で検出された潮汐破壊現象(TDE)17個のサンプルのX線放射の体系的な分析を発表します。X線光度曲線は、さまざまな時間的挙動を示します。ほとんどの情報源は、予想されるべき乗則の減少に従っていません。X線スペクトルはほとんどが非常に柔らかく、降着率が低下するにつれて冷却される降着円盤の内部領域からの熱放射と一致します。3つの情報源は、UV/光のピークから約200日後に硬X線コロナの形成を示しています。UV/光学およびX線の光度の比($L_{\rmBB}/L_{\rmX}$)によって追跡されるスペクトルエネルギー分布の形状は、広範囲の$L_{\rmBBを示します。}/L_{\rmX}\in(0.5,3000)$、初期には円盤状の値$L_{\rmBB}/L_{\rmX}\in(0.5,10)$に収束します。遅い時間に。導出された物理パラメータの進化は、いくつかの線源で見られる後期のX線増光を説明するために、円盤形成の遅延ではなく、再処理層の光学的深さの減少に有利に働きます。$L_{\rmX}\geq10^{42}$ergs$^{-1}$で光学的に発見されたTDEの割合を少なくとも$40\%$と推定し、X線ラウドネスがブラックホールの質量とは独立しています。私たちのサンプルとX線調査からのサンプルを組み合わせて、$\sim10^{44}$ergs$^{-1}$でブレーキを伴う壊れべき乗則によって最もよく適合するX線視度関数を構築します。。我々は、光学的に選択されたTDEとX線で選択されたTDEの間に二分法がないことを示します。代わりに、初期の$L_{\rmBB}/L_{\rmX}$の連続体があり、少なくとも$L_{\rmBB}/L_{\rmX}\in(0.1,3000)の幅があります。)$、光学/X線調査では、分布の上限/下限から優先的に選択されますが、排他的ではありません。私たちの発見は、方向に依存し時間発展する再処理層と一致しており、視野角の統一モデルを裏付けています。
SN2023ixf とその前駆体の軟 X 線特性と多波長変動性を調べる
| Title |
Probing_the_Soft_X-ray_Properties_and_Multi-Wavelength_Variability_of_SN2023ixf_and_its_Progenitor |
| Authors |
Sonja_Panjkov,_Katie_Auchettl,_Benjamin_J._Shappee,_Aaron_Do,_Laura_A._Lopez,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13101 |
我々は、M101に位置する近くのSN2023ixfの多波長の爆発前特性と爆発後X線特性を研究するために、約20年にわたる光学/UVおよびX線データの詳細な分析を発表します。$\lesssim7\times10^{4}\,\rmL_{\odot}$の明るさまでの光学から紫外までの前駆体活動の証拠は見つかりませんでしたが、X線観測は爆発前の18年近くをカバーしていました。$\sim6\times10^{36}$ergs$^{-1}$の吸収0.3～10.0keVX線輝度までの明るい前駆体X線放射の証拠は示されていません。爆発後に行われた広範なスウィフト観測では、最初の光から最初の$\sim$3.3日以内にSN2023ixfからの軟X線放射は検出されませんでした。これは、$\lesssim5\times10^{-4}の祖先の質量損失率を示唆しています。\,\rmM_{\odot}$yr$^{-1}$または星周物質の半径は$\lesssim4\times10^{15}$cmです。私たちの分析はまた、祖先が質量損失エピソードを経験した場合、これは爆発の$>$0.5〜1.5年前に発生する必要があったことを示唆しており、これは以前の推定と一致しています。スウィフトは最初の光から数日後にSN2023ixf$\sim4.25$からの軟X線を検出し、10日後には$\sim10^{39}$ergs$^{-1}$のピーク光度に上昇し、維持されています。最初の光からほぼ50日間この明るさを保ちます。SN2023ixfが高密度物質と相互作用しているという証拠を考慮すると、このピーク光度は予想よりも低くなります。しかし、これは非対称な星周媒質の自然な結果かもしれません。最初の50日間のすべてのスウィフト観測を統合して得られたX線スペクトルは、NuSTARを使用して見つかったものと同様の、強く吸収され高温の成分と、あまり吸収されず低温の成分で構成される2成分の制動放射モデルによって最もよく記述されます。この柔らかいコンポーネントは、タイプIInSN2010jlで見られるものと同様に、前方ショックの冷却から生じると考えられます。
コンパクトな物体への安定した物質移動中の角運動量の損失: 降着円盤風による質量損失の影響
| Title |
Angular_Momentum_Loss_During_Stable_Mass_Transfer_onto_a_Compact_object:_the_Effect_of_Mass_Loss_via_Accretion_Disk_Winds |
| Authors |
Monica_Gallegos-Garcia,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13146 |
私たちは、解析フレームワークを使用して、コンパクトな降着子の周りの降着円盤からの風に関連する角運動量損失を考慮した物理的動機モデルの下で連星軌道の進化を計算します。私たちの処方では、降着円盤の表面からの風の質量放出を考慮し、円盤表面全体にわたる半径方向の質量損失の依存性を説明します。これを、降着器付近からの等方性質量損失に伴う角運動量損失の標準的な処方と比較します。円盤風による角運動量の損失は常に大きくなります。質量比$q$が$2$～$10$の場合、円盤風による角運動量損失は標準処方よりも$\simeq3$～$40$倍大きくなります。質量比と円盤の特性の大部分について、円盤の風を考慮すると、標準的な形式に比べて軌道間隔がかなり小さくなる可能性があります。違いは、エフェクトが統合されている期間に応じて$\simeq60\%$になります。連星軌道を進化させる際には、円盤風による角運動量損失の影響を考慮することが重要であると結論付けています。
ケプラーの SNR におけるボーム限界に近い加速に対する高密度培地の影響を解明する
| Title |
Unraveling_the_Effects_of_Dense_Medium_on_a_Near_to_Bohm-Limit_Acceleration_in_Kepler's_SNR |
| Authors |
Vincenzo_Sapienza,_Marco_Miceli,_Oleh_Petruk,_Aya_Bamba,_Salvatore_Orlando,_Fabrizio_Bocchino_and_Giovanni_Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13435 |
超新星残骸(SNR)によって加速された電子の最大エネルギーは、通常、放射損失によって制限されます。このシナリオでは、シンクロトロン冷却時間スケールは加速時間スケールと同じです。一方、高密度媒体中での衝撃の伝播速度が遅いと、加速時間スケールが延長されることが予想され、その結果、所定のSNR年齢における最大電子エネルギーとX線非熱束の減少が引き起こされます。若いケプラーのSNRは加速プロセスの効率が向上していることを示しており、その殻の北ではボーム限界に近く、衝撃は高密度の星周媒質によって減速されます。逆に、高密度媒体との相互作用が明らかでなく、衝撃速度が速い南部では、より高いボーム係数で加速が進行します。このシナリオを調査するために、我々は、ケプラーのSNRの2つのチャンドラX線観測(2006年と2014年に実施)を利用して、非熱放射の時間的変化を研究しました。私たちは殻の北と南の両方で異なるフィラメントのスペクトルを分析し、それらの固有運動を測定しました。私たちは、2006年から2014年にかけて磁束の大幅な減少を測定した衝撃速度の低い領域を発見しました。これは、ケプラーのSNRにおけるフェージングシンクロトロン放射の最初の証拠である可能性があります。この結果は、衝撃速度の特定のしきい値の下では、加速プロセスが損失制限領域から抜け出す可能性があることを示唆しています。
時間依存性光イオン化モデルを使用した NGC 3783 温吸収体の密度計算
| Title |
Density_calculations_of_NGC_3783_warm_absorbers_using_a_time-dependent_photoionization_model |
| Authors |
Chen_Li,_Jelle_S._Kaastra,_Liyi_Gu,_Missagh_Mehdipour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13446 |
AGNフィードバックの1つのタイプとしての流出風は、セイファート1AGNで蔓延している非平行イオン化風を伴い、運動エネルギーを外側に運ぶことでホスト銀河に影響を与えます。しかし、直接的な画像観測が不足しているため、流出する風の距離は十分に拘束されておらず、その運動力の理解が制限されており、したがって局所的な銀河環境への影響は不明瞭になっている。1つの潜在的なアプローチには、イオン化プラズマの密度の決定が含まれ、これにより、イオン化状態に基づいて測定できるイオン化パラメーター{\xi}を使用して距離を導き出すことができます。ここでは、新しい時間依存光イオン化モデルtphoをSPEXに適用することで、NGC3783の温吸収体の検出可能な密度範囲を計算/予測するための新しいアプローチであるtpho遅延法を定義します。tphoモデルは自己解決します。イオン濃度の時間依存性を一貫して測定できるため、プラズマの遅延状態を詳細に研究することができます。我々は、非平衡モデルと平衡モデルが大幅に乖離する遅延フェーズの非平衡効果を正確にモデル化することが重要であることを示します。最後に、固有光度の変化に対する流出の横方向の動きの影響を考慮するために、通過時間を計算します。将来的には、より感度の高い機器を使用した分光観測により、流出密度、ひいてはフィードバックエネルギー論に対するより正確な制約が提供されることが期待されます。
地球外知的探査 (SETI) における生成 AI の使用の探求
| Title |
Exploring_the_Use_of_Generative_AI_in_the_Search_for_Extraterrestrial_Intelligence_(SETI) |
| Authors |
John_Hoang,_Zihe_Zheng,_Aiden_Zelakiewicz,_Peter_Xiangyuan_Ma,_and_Bryan_Brzycki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13125 |
地球外知的探査(SETI)は、長い間、従来の信号処理技術の領域内にあった分野です。しかし、GPT-3などの強力な生成AIモデルの出現により、SETIデータを分析する新しい方法を模索し、これまで隠されていたシグナルを明らかにできる可能性があります。この研究では、データ処理と機械学習技術に焦点を当て、生成AIを使用してSETIデータを分析するための新しいアプローチを紹介します。私たちが提案する方法は、深層学習と生成モデルを組み合わせて電波望遠鏡のデータを分析し、地球外文明からの潜在的な信号を特定することを目的としています。また、SETIで生成AIを使用する際の課題と限界、およびこの研究の将来の可能性についても説明します。私たちの調査結果は、生成AIが地球外知的探査の効率と有効性を大幅に向上させる可能性があることを示唆しており、SETIコミュニティでこのアプローチをさらに探求することを奨励します。(開示:デモンストレーションの目的で、要約とタイトルはChatGPTによって生成され、主著者によってわずかに変更されました。
BEiT-3 を使用してニュートリノ イベントの再構築を洗練する
ニュートリノイベントの再構築は、IceCubeニュートリノ観測所にとって常に重要でした。Kaggleコンペティション「IceCube--NeutrinoinDeepIce」では、多くのソリューションでTransformerが使用されています。トーチスケール(BEiT-3のバックボーン)に基づく純粋なトランスフォーマーモデルであるISeeCubeを紹介します。私たちのモデルは最先端に到達する可能性を秘めています。torchscaleを使用すると、コードの行数が約80%大幅に減り、構成を調整するだけで多くの新しいメソッドをテストできるようになります。また、比較的原始的な損失関数である平均二乗誤差(MSE)も非常にうまく機能します。このモデルは非常に単純であるため、エネルギー再構成などのより多くの目的に使用できる可能性もあり、GraphNeTとの組み合わせなど、多くの新しい手法をより簡単にテストできます。コードと事前トレーニングされたモデルはhttps://github.com/ChenLi2049/ISeeCubeで入手できます。
Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS): 90 GHz 望遠鏡の指向性、ビーム
プロファイル、窓関数、および偏光性能
| Title |
Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS):_90_GHz_Telescope_Pointing,_Beam_Profile,_Window_Function,_and_Polarization_Performance |
| Authors |
Rahul_Datta,_Michael_K._Brewer,_Jullianna_Denes_Couto,_Joseph_Eimer,_Yunyang_Li,_Zhilei_Xu,_Aamir_Ali,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Sumit_Dahal,_Francisco_Espinoza,_Thomas_Essinger-Hileman,_Pedro_Flux\'a,_Kathleen_Harrington,_Kyle_Helson,_Jeffrey_Iuliano,_John_Karakla,_Tobias_A._Marriage,_Sasha_Novack,_Carolina_N\'u\~nez,_Ivan_L._Padilla,_Lucas_Parker,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_Reeves,_Karwan_Rostem,_Rui_Shi,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Janet_L._Weiland,_Edward_J._Wollack,_Lingzhen_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13309 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)は、チリのアタカマ砂漠から空の約75%にわたる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を40、90、150、220GHz付近を中心とする周波数帯域で観測する望遠鏡アレイです。。CLASSは、大きな角度スケールのCMB偏光を測定して、テンソル対スカラー比と最後の散乱に対する光学的深さを制限します。この論文は、2018年7月から観測されている90GHz望遠鏡の光学特性を示します。月の観測は方向を確立し、木星の専用の観測はビーム校正に使用されます。最初の3年間の観測で、方位角、仰角、照準角の指示誤差の標準偏差は、それぞれ1.3分、2.1分、2.0分角でした。これは、ビームの半値全幅(FWHM)の約7%の指向不確かさに相当します。検出器ごとの強度ビームマップから90GHzで推定された有効方位対称1DビームのFWHMは0.614+/-0.003度、立体角は136.3+/-0.6(stats.)+/-1.1(sys.)usrです。半径4度まで統合されます。対応するビームウィンドウ関数は、ell=30、100、300でそれぞれb_ell^2=0.92、0.70、0.14に低下し、ell<200の相対不確実性は<2%になります。ファーサイドローブは、検出器中心の強度マップを使用して研究されます。月であり、ピークに対して10^-3以下のレベルにあると測定されます。予備調査地図から推定されたタウAの偏光角は、以前の測定と一致して、赤道座標で149.6+/-0.2(統計)度です。機器の温度対偏波(TからP)の漏れは、木星と月の観測を使用した単一検出器の復調データで(1.7+/-0.1)x10^-3の95%信頼度上限で測定されます。ペア差分復調データを使用すると、T-to-P漏れに関して95%信頼度の上限3.6x10^-4が得られます。
超高エネルギーオープンデータフォーマット: 超高エネルギー天文学における共有オープンデータフォーマットに向けて
| Title |
The_Very-high-energy_Open_Data_Format:_towards_a_shared,_open_data_format_in_very-high-energy_astronomy |
| Authors |
B._Kh\'elifi,_R._Zanin,_K._Kosack,_L._Olivera-Nieto,_J._Schnabel_(for_the_VODF_Steering_Committee) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13385 |
超高エネルギー(VHE)ガンマ線天文学では、高レベルのデータ製品に「ガンマ線天文学のデータ形式」と呼ばれる共通のオープンデータ形式を使用する方向でコミュニティが収束しつつあります。この形式は、H.E.S.S.、MAGIC、HAWCなどの地上のTeV天文台で使用されており、その一部は高レベルのデータ製品をオープンにリリースすることを計画しています。これらの取り組みは、Gammapyパッケージなどのオープン分析ソフトウェアの開発と使用と並行して行われます。このオープンな取り組みは、ガバナンスがなくても共通の標準を定義できることを示しました。オープンなVHE天文台(CTAO、KM3NeTなど)の出現と、マルチ波長とマルチメッセンジャーの両方の研究の増加に伴い、このような標準は、VHEマルチメッセンジャー天体物理学のすべてをサポートするように進化する必要があります。これらの理由から、超高エネルギーおよび超高エネルギーのガンマ線施設およびVHEニュートリノ検出器からの高レベルデータの形式を指定するための新しい取り組みが作成されました。また、FAIR原則とIVOA勧告をより尊重することも目的としています。このコミュニケーションは、11のVHE天体粒子施設によって確立された超高エネルギーオープンデータフォーマット(VODF)プロジェクトを紹介します。その構造、組織、目標について説明します。オープンサイエンスに重点を置く私たちの目標は、VHE天体物理学コミュニティからのコメントや将来の貢献を募ることです。
Gammapy: 現状と今後のロードマップ
| Title |
Gammapy:_present_status_and_future_roadmap |
| Authors |
B._Kh\'elifi,_R._Terrier,_A._Donath,_A._Sinha,_Q._Remy,_F._Pintore_(for_the_Gammapy_team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13389 |
2014年の開始以来、軽量のオープンソースPythonライブラリGammapyは、高エネルギー天体物理学向けの人気のあるデータ分析パッケージになるまで長い道のりを歩んできました。CTAOの公式科学分析ツールとして選択されており、H.E.S.S.内で承認された分析ソフトウェアでもあります。とMAGICのコラボレーション。最初の長期バージョンであるGammapyv1.0は、2022年末にリリースされました。これは、高エネルギー天体物理学で確立されたいくつかのデータ規約に準拠しており、他のソフトウェアと相互運用可能なシリアル化されたデータ製品を提供します。さまざまな機器から同じフォーマット内でキュレーションされたイベントリストと機器応答関数は、エネルギー、時間、または空間座標でビン化されたデータに縮小できます。その後、ポアソン最尤法フィッティングを使用し、さまざまなスペクトル、時間、空間モデルを仮定して、1つ以上のガンマ線源の束と形態を推定できます。磁束点、尤度プロファイル、光曲線の抽出がサポートされています。複雑なユーザー定義の可能性とモデルも実装できます。この寄稿では、さまざまな宇宙および地上の機器からのデータ削減と分析の例、さまざまなバックグラウンド除去技術の適用、天体物理モデルによる複数の機器にわたる同時フィッティングなど、Gammapyv1.0の主な機能に焦点を当てます。また、さまざまなイベントタイプのサポート、ビン化されていない尤度分析、スペクトル展開、一時的なソース検出などの新機能を紹介する将来の計画も紹介します。スケーラブルな分析のための分散コンピューティングを備えた改良されたAPIに加えて、Fermi-LATやHAWCなどの全天計測器のサポートの強化が予定されています。
EUSO-SPB2 蛍光望遠鏡の飛行性能と暫定結果
| Title |
EUSO-SPB2_Fluorescence_Telescope_in-flight_performance_and_preliminary_results |
| Authors |
George_Filippatos_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13477 |
2023年5月13日にニュージーランドのワナカから打ち上げられたスーパー圧力気球II(EUSO-SPB2)による極限宇宙宇宙観測衛星。2台の光学望遠鏡で構成されたEUSO-SPB2は、超高エネルギーニュートリノ(E>PeV)を探索することを目的としていました。チェレンコフ放射線、および紫外線蛍光による超高エネルギー宇宙線(UHECR、E>EeV)。EUSO-Balloon(2014)およびEUSO-SPB1(2017)のミッションに基づいて構築された蛍光望遠鏡(FT)は、入口直径1メートルのシュミット望遠鏡の焦点にある108本のマルチアノード光電子増倍管で構成されています。FTはSPBの高度33km以下の大気圏を指差した。ミッション期間は最大100日間に達する予定だった。飛行前に、この機器は実験室と現場で徹底的にテストされました。これらの測定をシミュレーションと組み合わせると、予想されるピークエネルギー感度は約3EeVになりました。以前のEUSO気球ミッションよりも3倍広い視野と組み合わせることで、10時間の観測あたり1つのUHECRシャワーという予測観測率が得られました。FTは、軌道下空間からの蛍光を介してUHECRの最初の測定を実行することが期待されていましたが、飛行時間が短縮されたため、実行できませんでした。それにもかかわらず、EUSO-SPB2のこれらの観測は、全天をカバーする最高エネルギーの宇宙線に膨大な量の曝露を伴う、極限マルチメッセンジャー天体物理探査(POEMMA)などの将来の衛星ベースのミッションへの足がかりとして機能します。この寄稿では、飛行中のFTのパフォーマンスと暫定的な結果について説明します。
EUSO-SPB2 蛍光望遠鏡データ解析のための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_the_EUSO-SPB2_Fluorescence_Telescope_Data_Analysis |
| Authors |
George_Filippatos_and_Mikhail_Zotov_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13481 |
スーパー圧力気球2(EUSO-SPB2)によるエクストリームユニバース宇宙観測所は、JEMとEUSOの協力によって実施される最も先進的な気球ミッションです。EUSO-SPB2は、これまでの成層圏ミッションであるEUSO-BalloonおよびEUSO-SPBと、現在国際宇宙ステーション上で活動中のMini-EUSO宇宙ミッションの経験に基づいて構築されています。EUSO-SPB2には、2EeVを超えるエネルギーの超高エネルギー宇宙線（UHECR）を登録することを目的とした蛍光望遠鏡と、1PeVを超えるエネルギーの宇宙線からの直接チェレンコフ放射を測定するために構築されたチェレンコフ望遠鏡の2つの機器が装備されています。EUSO-SPB2ミッションは、宇宙ベースのマルチメッセンジャー天文台に向けた先駆的な観測を提供します。そのため、包括的なデータ分析を目的としたトリガーやその他のソフトウェアの開発には特別な注意が払われました。機械学習(ML)とニューラルネットワークに基づく多数の手法が実験の構築中に開発され、他のいくつかの手法は現在積極的に開発中です。ここでは、機器と地上ソフトウェアにすでに実装されているMLベースの手法の簡単なレビューを提供し、蛍光望遠鏡のUHECRパラメーターのMLベースの再構成に関する予備的な結果を報告します。
ピコフレアジェットは太陽のコロナホールから発生する太陽風に動力を供給する
| Title |
Picoflare_jets_power_the_solar_wind_emerging_from_a_coronal_hole_on_the_Sun |
| Authors |
L._P._Chitta,_A._N._Zhukov,_D._Berghmans,_H._Peter,_S._Parenti,_S._Mandal,_R._Aznar_Cuadrado,_U._Sch\"uhle,_L._Teriaca,_F._Auch\`ere,_K._Barczynski,_\'E._Buchlin,_L._Harra,_E._Kraaikamp,_D._M._Long,_L._Rodriguez,_C._Schwanitz,_P._J._Smith,_C._Verbeeck,_D._B._Seaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13044 |
コロナホールは、磁力線が開いた太陽上の領域です。これらは太陽風の発生源領域ですが、コロナホールから風がどのようにして現れるのかは不明です。私たちはソーラーオービター宇宙船の極端紫外線イメージャーを使用してコロナホールを観察しました。私たちは、数百キロメートルのスケールで、20～100秒間持続し、秒速約100キロメートルの速度に達するジェット機を特定しました。ジェットは磁気リコネクションによって駆動され、ピコフレア範囲の運動エネルギーを持っています。それらは断続的ですが、観察されたコロナホール内で広範囲に発生します。私たちは、このようなピコフレアジェットが太陽風を維持するのに十分な高温プラズマを生成する可能性があり、風が小規模で非常に断続的な流出としてコロナホールから現れることを示唆しています。
不均衡な太陽風乱流における電子イオン加熱隔壁
| Title |
Electron-ion_heating_partition_in_imbalanced_solar-wind_turbulence |
| Authors |
Jonathan_Squire_and_Romain_Meyrand_and_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13048 |
太陽コロナと太陽風を加熱するメカニズムとして有力視されているのは、太陽表面近くの磁気変動によって発生する低周波「アルフエニック」乱流です。その性質に応じて、このような乱流はさまざまなメカニズムを介してさまざまな種を加熱する可能性があり、理論的予測と観測された温度、風速、異方性、および地心半径によるそれらの変化との比較は、この物理学の高感度なテストを提供します。ここでは、正規化されたクロスヘリシティ、つまり不均衡が磁化乱流の重要なパラメータであり、風速と半径に応じて体系的に変化するため、太陽風加熱を制御するための正規化クロスヘリシティ、つまり不均衡の重要性を探ります。強制力の不均衡が時間とともに減少するハイブリッド動力学シミュレーション（流出する風に同伴されるプラズマ塊の粗モデル）に基づいて、「ヘリシティバリア」効果によって乱流と加熱にどのような重大な変化が生じるかを実証します。低い不均衡での溶解により、その特徴である電磁変動スペクトルの急激な「遷移範囲」低下を伴う強力な垂直イオン加熱が消失し、より多くのエネルギーが電子と平行イオン熱に注入され、イオンの放出が停止します。スケールの波。これらの予測は、さまざまな太陽風観測結果と一致しているようで、さまざまな複雑な相関関係や特徴を単一の理論的枠組みの中で説明できるようになっています。
大規模なコロナ質量放出のゆっくりとした上昇の前兆を解読する
| Title |
Deciphering_The_Slow-rise_Precursor_of_a_Major_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
X._Cheng,_C._Xing,_G._Aulanier,_S._K._Solanki,_H._Peter,_and_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13136 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽やおそらく他の磁気的に活動的な星で広く発生している爆発性プラズマ現象です。しかし、噴火前の構造が本爆発に向けてどのように進化するのかは依然として解明されていない。ここで、2012年3月13日のイベントにおける長期持続前駆体の包括的な観察に基づいて、噴火前の高温磁束ロープ(MFR)の加熱とゆっくりとした上昇は、カスプの上に位置する前駆体の再結合によって達成されると判断しました。成形された高温前駆体ループ。高温のMFRスレッドが継続的に構築され、その中央が最初は「M」字型を示し、その後前駆体ループの先端から分離され、MFR全体のゆっくりとした上昇を引き起こすことが観察されます。前駆体ループの上部に集中した熱主導の硬X線源と組み合わせたゆっくりとした上昇は、前駆体のリコネクションが主噴火のフレアのリコネクションよりもはるかに弱いことを示しています。また、遅い上昇から速い上昇に移行するMFRの初期の展開を再現する3次元磁気流体力学シミュレーションも実行します。また、ゆっくりとした上昇を引き起こすのは「M」字型の糸に関係する磁気張力であるが、急速に加速する噴火の原因となる磁気圧力勾配支配領域に発展することも開示されている。
星の構造と進化: はじめに
| Title |
The_Structure_and_Evolution_of_Stars:_Introductory_Remarks |
| Authors |
Dominic_M._Bowman,_Jennifer_van_Saders,_Jorick_S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13302 |
「星の構造と進化」と題された特集号のこの導入章では、星の内部を支配する物理学の理解における最近の大きな進歩に焦点を当てます。その際、観察からの洞察、1D進化モデリング、および2+3D回転(磁気)流体力学シミュレーションを組み合わせます。したがって、最先端の恒星構造理論に必要な要素と、まだ改善が必要な領域の完全かつ説得力のある全体像が文脈化されています。さらに、後続の章のすべてのテーマを結び付ける包括的な視点が示されています。
太陽地震による太陽金属質量分率の決定
| Title |
Helioseismic_determination_of_the_solar_metal_mass_fraction |
| Authors |
G._Buldgen,_A._Noels,_V._A._Baturin,_A._V._Oreshina,_S.V._Ayukov,_R._Scuflaire,_A._M._Amarsi,_and_N._Grevesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13368 |
コンテクスト。SunZの金属質量分率は太陽モデル作成における重要な制約ですが、その値についてはまだ議論の余地があります。3D非LTE分光法から推定されるように、2000年代後半の標準的な太陽化学組成は、金属と水素の比Z/X=0.0181で、2021年には0.0187までわずかに増加します。しかし、水平方向および時間方向に平均化された<3D>モデルに関する最近の研究では、Z/X=0.0225が主張されており、1DLTE分光法に基づいた25年前の高い値と一致しています。目的。私たちは、太陽地震反転から太陽金属の質量分率の正確かつロバストな値を決定し、分光法から独立した制約を提供することを目指しています。方法。私たちは、複数の反転法と状態方程式を組み合わせて、金属質量分率の値を正確かつ精密に決定する、太陽エンベロープの詳細な地震波再構成手法を考案しました。結果。Z/X=0.0187に対応する太陽金属質量分率の低い値は太陽地震の制約によって有利であり、Z/X=0.0225に対応するより高い金属質量分率は太陽地震データによって強く拒否されることを示します。結論。我々は、2021年の3D非LTE分光測定結果と一致して、太陽外皮内の金属質量分率の直接測定は低い金属量に有利であると結論付けています。2022年に<3D>モデルを使用して測定された高い金属質量分率は、太陽の対流エンベロープをモデル化するために使用されるすべての現代の状態方程式のヘリ地震学。
M35 における質量分離の起源を追跡: 原始的に分離されたバイナリの証拠
| Title |
Tracing_the_Origins_of_Mass_Segregation_in_M35:_Evidence_for_Primordially_Segregated_Binaries |
| Authors |
Erin_Motherway_(1),_Aaron_M._Geller_(2),_Anna_C._Childs_(2),_Claire_Zwicker_(3)_and_Ted_von_Hippel_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13520 |
M35は若い散開星団であり、大規模な連星集団の本拠地です。GaiaDR3、Pan-STARRS、および2MASS測光とベイジアン統計ソフトウェアBASE-9を使用して、正確なクラスターパラメーターを導き出し、単一クラスターメンバーとバイナリクラスターメンバーを特定し、それらの質量を抽出します。GaiaG=20.3までの571のバイナリと、バイナリ周波数の下限f_b=0.41+/-0.02を特定します。我々は、このクラスターの以前の（動径速度）研究よりもはるかに微光方向にバイナリ人口統計を拡張し、クラスターの中心（1.78度、約10コア半径）からさらに遠ざけます。連星は星団内の単一星よりも中心に集中していることがわかります。さらに、バイナリ集団自体の内部での質量分離の強力な証拠が見つかり、徐々に大規模なバイナリサンプルがますます中心に集中していきます。単一星については、質量分離の弱い証拠が見つかりました。最も重い単一星(>2.5MSun)だけが、より中心に集中して見えます。星団の年齢が約2億年、そして私たちが導き出した2億3,000万+/-8,400万年の星団の半質量緩和時間を考慮すると、星団内の連星のうちの約47%と単星の約12%が時間を経過していると推定されます。動的に集団が分離されるようになります。重要なのは、星団の年齢よりも大きな質量分離タイムスケールを持つ星だけを調査した場合でも、連星が単星よりも中心に集中していることがわかり、連星が単一星とは根本的に異なる空間分布で形成された可能性があることを示唆していることです。
「重力子は検出可能ですか?」というダイソンの質問を再考します。私たちは、ダイソンの本来の意味でも、より現代的な測定理論的な意味でも、単一の重力子に敏感な検出器を構築することが可能であり、実際に既存のさまざまな、および近い将来の重力波検出器でこれを実現できることを実証します。ただし、そのような信号は重力場の量子化と一致しますが、私たちは量子光学の結果を利用して、同じ信号が古典的な重力波によってどのように説明できるかを示します。重力放射線の量子化を実証するために必要となる測定の種類を概説し、これらの測定が単に重力子のクリック数を数えたり、干渉計で重力ノイズを観察したりするよりも大幅に難しく、実際には実行できない可能性が高い理由を説明します。
ファントム流体宇宙論: ファントム隠れセクターが宇宙論的な観測対象に及ぼす影響
| Title |
Phantom_fluid_cosmology:_impact_of_a_phantom_hidden_sector_on_cosmological_observables |
| Authors |
James_M._Cline,_Matteo_Puel,_Takashi_Toma,_Qiu_Shi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12989 |
ファントムスカラー理論は宇宙論で広く考慮されていますが、負のエネルギーのゴースト粒子を引き起こす量子レベルで検討されることはほとんどありません。これらは真空を重力子と光子に崩壊させ、ゴーストが数MeVスケールでカットオフ$\Lambda$を持つ有効自由度でない限り、観測上のガンマ線限界を侵害します。このスケールで制約を更新し、$\Lambda\lesssim19$MeVであることがわかります。私たちはさらに、無菌ニュートリノなどの軽い、おそらく質量のない隠れセクター粒子とゴーストの結合の可能性を調査します。真空崩壊は、宇宙の暗黒物質密度を遅らせて増加させる可能性があります。ファントムと暗黒物質を組み合わせた流体は有効状態方程式$w<-1$を持ち、新たな暗黒エネルギー源として機能します。我々は、このようなファントム流体への真空崩壊の速度に関する制約を宇宙論的な観測値から導き出します。標準的な宇宙論的モデルよりもゴーストモデルが若干好まれており、ハッブルと$S_8$の張力が適度に改善されていることがわかります。
時間遅延コスモグラフィーによるハッブル定数推定のための堅牢なベイジアン メタ分析
| Title |
A_Robust_Bayesian_Meta-Analysis_for_Estimating_the_Hubble_Constant_via_Time_Delay_Cosmography |
| Authors |
Hyungsuk_Tak_and_Xuheng_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13018 |
我々は、ハッブル定数($H_0$)と呼ばれる現在の宇宙の膨張率を時間遅延宇宙像を介して推測するためのベイジアンメタ分析を提案します。メタ分析の入力は、重力レンズ画像の各ペアの2つの特性の推定値です。時間遅延とフェルマー電位差の推定値と標準誤差。たとえ単一のレンズシステムから各推定値を取得するのにもかなりの人的努力が必要であり、そのため推定値は個別に取得されて公開されることが多いため、メタ分析は実際には魅力的です。この研究は、独立した研究からのこれらの推定値を組み合わせて、堅牢な方法で$H_0$を推論することに焦点を当てています。この目的のために、メタ分析の入力としてStudentの$t$誤差を採用します。現実的な画像データを使用した2つのシミュレーション研究を通じて、結果として得られる$H_0$推定値の特性を調査します。メタ分析では、入力の30パーセントが外れ値になるように操作された場合でも、サブパーセントのバイアスと約1パーセントのレベルの変動係数で$H_0$を推論できることがわかりました。また、メタ解析を3つの重力レンズ系に適用し、$75.632\pm6.918$(km/秒/Mpc)で$H_0$を推定します。これは、さまざまな物理プロセスの下で得られる広範囲の$H_0$推定値をカバーしています。Rパッケージh0は、提案されたメタ分析に適合するために公開されています。
相転移気泡からの粒子生成について
一次相転移(FOPT)は、有望な宇宙論的重力波源として広く研究されていますが、FOPTの際の背景磁場のダイナミクスからの粒子生成現象は、文献では比較的注目されておらず、文献では比較的注目されていません。一部の簡略化された設定での半分析的な推定。この論文では、より現実的な枠組みでこの効果を改良した数値研究を提供し、文献では見逃されている重要な定性的な詳細を明らかにします。また、一般的なFOPTセットアップでの粒子生成の計算に使用できる、使いやすい解析式も提供しています。
| Title |
Multi-messenger_astronomy_with_a_Southern-Hemisphere_gravitational-wave_observatory |
| Authors |
James_W._Gardner,_Ling_Sun,_Ssohrab_Borhanian,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane,_David_E._McClelland,_and_Bram_J._J._Slagmolen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13103 |
重力波と電磁波の共同観測は、宇宙論、ガンマ線バースト、核超密度での物質の挙動に関する疑問に答えるでしょう。提案されている地球規模ネットワークに南半球の重力波観測所を追加すると、基線が長くなり、空の位置を特定するのに有益です。私たちは、オーストラリアの天文台が将来のネットワークのマルチメッセンジャー天文学機能をどのように強化できるかを分析します。私たちは、ベラ・C・ルービン天文台で検出可能な重力波とキロノバの対応物を共同観測して、連星中性子星の合体の数を推定します。まず、現在の天文台のアップグレードのネットワークを検討します。3つの天文台ネットワーク(米国の2つの天文台とヨーロッパの1つの天文台で構成される)にオーストラリアの天文台を追加すると、共同観測の料金が年間$2.5^{+4.5}_{-2.0}$から$5.6^{+10}に増加します。年間_{-4.5}ドル(2倍の改善)。次に、次世代の天文台ネットワークについて考えます。米国の$40$kmの宇宙探査機とヨーロッパのアインシュタイン望遠鏡の世界的ネットワークに$20$kmのオーストラリアの天文台を追加しても、料金は年間$40^{+71}_{-32}$から$44^にわずかに増加するだけです年間{+79}_{-35}$(1.1倍の改善)。ただし、オーストラリアの天文台が追加されたことで、少なくとも2つの天文台がはるかに頻繁にオンラインになることが保証されます。宇宙探査機$40$kmがメジャーアップグレードのためにオフラインになると、オーストラリアの天文台は共同観測料金を年間$0.5^{+0.8}_{-0.4}$から$38^{+68}_{-30}$に増額します。年間あたり(82倍の改善)。アインシュタイン望遠鏡がオフラインの場合、共同観測率は年間$0.2^{+0.3}_{-0.1}$から年間$19^{+34}_{-15}$に増加します(113倍の改善)。私たちは、南半球の重力波観測所に関するより広範な科学のケースを概説します。
非弾性暗黒物質のハローに依存しない境界
| Title |
Halo-independent_bounds_on_Inelastic_Dark_Matter |
| Authors |
Sunghyun_Kang_(CQUeST_and_Sogang_U.),_Arpan_Kar_(CQUeST_and_Sogang_U.)_and_Stefano_Scopel_(CQUeST_and_Sogang_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13203 |
我々は、質量$m_\chi$を持つ弱相互作用大質量粒子(WIMP)状態$\chi$が、より重い状態$\chi^{に上方散乱することによって核標的と相互作用する、非弾性暗黒物質シナリオにおけるハローに依存しない制約について議論します。\prime}$の質量は$m_\chi+\delta$です。これを実現するために、直接検出(DD)と太陽でのキャプチャの相補性を利用して、実験感度を受信WIMP速度の全範囲に拡張するシングルストリーム方式を採用します。非消失質量分割$\delta$がそのような範囲を変更すること、および$m_\chi$と$\delta$の特定の組み合わせでは、この方法で必要な2つの検出技術間の相補性が失われることを示します。具体的には、私たちの銀河$u_{esc}$の脱出速度を基準値$u_{esc}^{ref}$=560km/sと仮定すると、$\delta\lesssim$510keVのときにハローに依存しない限界が可能です。スピン独立相互作用、およびスピン依存相互作用の$\delta\lesssim$の場合245keV($u_{esc}>u_{esc}の場合、スピン独立の値は$\delta\lesssim$490keVにわずかに減少します)^{ref}$)。我々は、低質量領域では、太陽での捕獲による限界が常にDDの限界よりも制約的であり、ハローに依存しない制約を提供するにはそれだけで十分である一方、大きなWIMP質量の場合、ハローに依存しない限界は次の式で与えられることがわかりました。太陽の捕獲とDDの組み合わせ。後者の場合、$\delta$の値が増加すると、太陽のDDと捕獲の両方でWIMPの初速度の感度範囲が減少しますが、そのような影響は捕獲よりもDDの方が顕著です。また、$u_{esc}$=$u_{esc}^{ref}$の場合、DDで使用されるターゲットの質量が太陽で捕獲を駆動するターゲットの質量の約4倍より大きくない限り、DDであることがわかります。は、ハローに依存しない境界が可能な$\delta$の最大値の決定には何の役割も果たしません。
新しいパルサータイミングアレイデータを踏まえたパティ・サラムモデルの準安定宇宙ひもからの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_metastable_cosmic_strings_in_Pati-Salam_model_in_light_of_new_pulsar_timing_array_data |
| Authors |
Waqas_Ahmed,_Talal_Ahmed_Chowdhury,_Salah_Nasri_and_Shaikh_Saad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13248 |
一連のパルサータイミングアレイ(PTA)は最近、ナノヘルツ周波数の重力波を観測しました。この注目すべき結果に動機付けられて、我々は準安定宇宙ひものネットワークを生じさせる新しいクラスのパティ・サラム・モデルを提示し、観測されたPTAデータに対するもっともらしい説明を提供する。さらに、Pati-Salamゲージ群の自発的対称性の破れの間に生じる磁気単極子を標準モデルに排除するハイブリッドインフレーションシナリオを導入します。結果として得られるスカラースペクトルインデックスはプランクデータと互換性があり、テンソル対スカラー比は非常に小さいことが予想されます。さらに、フレームワークに必要なバリオンの非対称性を生成するために、非熱レプトジェネシスを組み込みます。最後に、準安定宇宙ひもによって生成される重力波スペクトルは、NANOGravを含む最近のPTAで観測された信号に対応するだけでなく、現在および将来の地上および宇宙での実験の探査能力の範囲内でもあります。
CubeSat Swarm による小型天体探査
この研究は、小さな天体への惑星間ミッションのためのCubeSatの分散群の展開と運用を調査する大規模なシミュレーション研究を紹介します。私たちは、テイラー数値積分と高度な衝突検出技術を利用して、リスクとデルタVバジェットを最小限に抑えながら重力信号を捕捉し、小さな天体の内部質量分布を再構築する際に、大規模なCubeSat群の可能性を探ります。私たちの結果は、将来の深宇宙探査ミッションへのこのアプローチの適用可能性についての洞察を提供します。
真空、重力、物質の力学: 基本定数への影響
真空エネルギー密度(VED)$\rho_{\rmvac}$が膨張する宇宙において時間に依存する可能性は、宇宙の歴史全体に対する単なる厳密な宇宙定数よりも直感的に合理的です。ハッブル率$H(t)$の関数としての$\rho_{\rmvac}=\rho_{\rmvac}(H)$の力学は、おそらく宇宙論的な問題と緊張の緩和に貢献します。これは、自然のいわゆる基本的な「定数」への影響であり、量子真空の変動による宇宙の膨張とともにゆっくりと漂っているはずです。これには、重力の「定数」$G$が含まれますが、ゲージと湯川結合、および粒子の質量自体(暗黒物質とバリオン物質の両方)も含まれます。微妙なエネルギーのやりとりが「ミクロとマクロのつながり」の基礎となる。ここで私は、この関連性を可能性として議論するだけでなく、それが実際には一般共分散と完全に互換性のある宇宙論的時空におけるQFTの一般的な予測であることを示します。この事実は、宇宙定数の問題に関連する通常の難題から解放されたVEDの適切な繰り込みフレームワークが発見された最近まで指摘されていませんでした。
