私たちは、変化する暗黒物質の負の状態方程式(EoS)がどのように宇宙の緊張を緩和できるかを実証し、統合サックス・ウルフ(ISW)空隙異常を説明します。我々は、宇宙膨張の歴史、構造の成長、およびISWに対するモデルの影響について議論します。私たちは、遅い時間の負のEoSがより大きなハッブル定数とより小さな$\sigma_{8}$を生成することができ、それが両方の宇宙論的張力を説明できることを示します。さらに、このモデルは、低い赤方偏移でより大きなISWを独自に予測します。この予測は、ボイドからのより大きなISWの観察と一致します。遅い時期にダークマターに対してネガティブなEoSが好まれるのは、ダークセクターの統一と、ダークマターとダークエネルギーの相互作用のモデルによる退化を示している。宇宙空洞からのISWの将来の測定は、宇宙論の緊張が継続する場合、この解決策のユニークなテストを提供する可能性があります。
振動する宇宙ひもループへの降着
宇宙ひもループは初期宇宙で形成される非線形密度変動であり、標準の$\Lambda$CDMモデルと矛盾する多くの現象を説明する上で重要な役割を果たす可能性があります。したがって、宇宙ひもループへの降着プロセスの詳細を詳細に研究する必要があります。これまでのほとんどの研究では、ループを点質量として捉え、有限のループサイズの影響を無視していました。この研究では、Zel'dovich近似を利用して、ループ振動の軌道から導出された時間平均密度プロファイルを持つ静的拡張ループによって供給される非線形質量を計算し、その結果を点質量源。ループの有限サイズが主に降着の初期段階での方向転換殻の進化に影響を及ぼし、臨界赤方偏移後の点質量結果$z^{(II)/(III)}_{c}に収束することがわかりました。$。$z>z^{(II)/(III)}_{c}$の場合、ループを囲む総降着質量は点質量の場合に比べて抑制され、増加率は$(1+z)^に比例します。{-3/2}$。直接の拡張として、移動する点塊および移動する拡張ループへの付着を定性的に分析します。非線形質量の減少に加えて、ループの有限サイズにより、降着の初期段階での折り返し面の形状も変化します。
銀河間強レンズ観測から得られたファジー暗黒物質の新たな境界
| Title |
New_Bounds_on_Fuzzy_Dark_Matter_from_Galaxy-Galaxy_Strong-Lensing_Observations |
| Authors |
Tatyana_Shevchuk,_Ely_D._Kovetz,_and_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14640 |
ファジーダークマター(FDM)は、一般に想定されているコールドDM(CDM)とは対照的に、宇宙のダークマター(DM)内容の動機付けられた候補として最近注目を集めています。これは、FDMモデルに固有のソリトンプロファイルが次のとおりであることが判明したためです。観測された銀河の質量プロファイルを再現するのに特に適しています。単一のDMコンポーネントとしてのFDMは複数のプローブによって強く制限されていますが、$10^{-25}\,\mathrm{eV}$と$10^{-24}\,\mathrm{eV}$の間には質量ウィンドウが残っていました。これは、DM全体の大部分($\gtrsim\mathcal{O}(10\%)$)を占める可能性があります。この研究では、天体におけるDMの分布とプロファイルを直接制約する唯一の手段の1つである、強力なレンズ領域における重力レンズ測定を検討します。ソリトンFDMコンポーネントとナバロ・フレンク・ホワイト(NFW)プロファイルを組み合わせた単純なモデルを使用して、このハイブリッドプロファイルを備えたDMハローがどのような条件下で、いくつかの既知のレンズで観察されたアインシュタイン半径を再現できるかを調査します。$\lesssim10^{-24}\,{\rmeV}$の粒子質量を持つFDMが総DMの$\sim10\%$を超えて構成されている場合、FDMは観測結果を説明できないことがわかり、事実上、残留するFDM質量ウィンドウ。
ヒッグスインフレーションによる NANOGrav 信号と惑星質量原始ブラックホールの探査
| Title |
Exploring_the_NANOGrav_Signal_and_Planet-mass_Primordial_Black_Holes_through_Higgs_Inflation |
| Authors |
Zhu_Yi,_Zhi-Qiang_You,_You_Wu,_Zu-Cheng_Chen_and_Lang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14688 |
北米ナノヘルツ重力波観測所が最近発表したデータは、重力波背景と一致する確率信号の存在を裏付ける説得力のある証拠を提供する。我々は、この信号がパラメトリック増幅機構を備えたヒッグスインフレーションモデルからのスカラー誘起重力波である可能性があることを示します。このような重力波背景は、惑星質量原始ブラックホールの実質的な存在を自然に予測します。これは、私たちの太陽系の惑星9であり、光重力レンズ実験によって観測される超短時間スケールのマイクロレンズ現象のレンズ対象である可能性があります。パルサータイミングアレイと惑星質量原始ブラックホールによる確率的重力波背景の将来の観測は、理論物理学、素粒子物理学、宇宙論の2つの基本的な側面を統合するヒッグスインフレーションについてのさらなる確認を与える可能性を提供します。
Low-$z$ Lyman-$\alpha$ フォレストから決定される IGM 熱状態に対する WHIM の影響
| Title |
The_Impact_of_the_WHIM_on_the_IGM_Thermal_State_Determined_from_the_Low-$z$_Lyman-$\alpha$_Forest |
| Authors |
Teng_Hu,_Vikram_Khaire,_Joseph_F._Hennawi,_Jose_Onorbe,_Michael_Walther,_Zarija_Lukic,_Frederick_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14738 |
$z\lesssim1$では、大規模な速度流とおそらく銀河形成からの激しいフィードバックによって引き起こされる衝撃加熱により、銀河間物質(IGM)内の冷たいガス($T\sim10^4$K)のかなりの部分が変換されます。)$T>10^5$Kのウォームホット段階(WHIM)になり、以前は厳しかったべき乗則IGMの温度と密度の関係$T=T_0(\rho/{\bar{\ロー}})^{\gamma-1}$.この研究では、ライマン$\の$b$-$N_{HI}$分布に基づいた低$z$IGM熱状態$[T_0,\gamma]$の測定に対するWHIMの影響を調査する。アルファ$フォレスト。Nyx流体力学シミュレーションで訓練された機械学習対応のシミュレーションベースの推論手法を利用して、$における$b$-$N_{HI}$分布から[$T_0$,$\gamma$]を依然として確実に測定できることを実証します。IGMの実質的なWHIMにもかかわらず、z=0.1$。さまざまなフィードバックの影響を調査するために、$z=0.1$でのIllustrisTNGおよびIllustrisシミュレーションから得られたモックスペクトルにこの推論方法を適用します。結果は、両方のシミュレーションの基礎となる$[T_0,\gamma]$が$|\Delta\log(T_0/\text{K})|程度の低いバイアスで回復できることを示唆しています。\lesssim0.05$dex,$|\Delta\gamma|\lesssim0.1$、一般的な測定の精度よりも小さい。3つのシミュレーション(Illustris38\%、IllustrisTNG10\%、Nyx4\%)間の体積加重WHIM割合に大きな違いがあることを考慮すると、$b$-$N_{HI}$分布は影響を受けにくいと結論付けます。現実的な条件下でのWHIM。最後に、検出可能なライマン$\alpha$吸収体の物理的特性を調査し、それらの$T$分布と$\Delta$分布はフィードバックによる影響をほとんど受けていないものの、シミュレーションで使用した光イオン化率と相関していることを発見しました。
すばるマイクロレンズ観測から得た地球下の浮遊惑星の制約
親星系から放出される原始惑星体の量は、現在、十分に制限されていない。$10^{8}-10^{10}$kg質量範囲の星間天体の光学観測は2つしか存在せず、$10^{24}-の浮遊惑星(FFP)の堅牢なマイクロレンズ観測は少数しかありません。10^{25}$kgの質量範囲には、拘束されていない集団の既存の測定値が存在しない広い質量範囲があります。現在、FFPを探索している3つの主要なマイクロレンズ調査は15分を超える周期で行われているため、地球の質量よりもはるかに小さい質量を持つ天体に関連する現象を観測する能力は制限されています。我々は、SubaruHyperSuprime-CamによるM31の既存の高ケイデンス観測が、ピーク感度$10^{-4}~M_\oplusで、地球下の質量にある未結合の天体の豊富さに対して現時点で最良の直接制約を課していることを実証する。天の川レンズは$10^{-1}~M_\oplus$、M31のレンズは$10^{-1}~M_\oplus$。基準$\frac{dn}{dM}\proptoM^{-2}$質量分布の場合、非結合物体の存在量は$n_\text{unbound}<4.4\times10^{7に制限されることがわかります。}$10^{-4}~M_\oplus$の1dex以内の質量の場合は~\rm{pc}^{-3}$。さらに、結合されていない物体の人工的な「単色」分布の限界を計算し、既存の文献と比較し、想定されるレンズの空間分布がマイクロレンズ調査の感度に非常に重要な影響を与えることを実証しました。私たちの限界は、地球下の質量範囲内の拘束されていない個体群に強力な制約を課し、マイクロレンズ調査のための新しい観察戦略を動機付けます。
溶岩惑星の内部力学がマグマオーシャンの長期的な進化を支配する
| Title |
Lava_planets_interior_dynamics_govern_the_long-term_evolution_of_their_magma_oceans |
| Authors |
Charles-\'Edouard_Boukar\'e,_Daphn\'e_Lemasquerier,_Nicolas_Cowan,_Henri_Samuel,_and_James_Badro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13614 |
溶岩惑星は主星に非常に近い軌道を周回する岩石系系外惑星であり、その昼側はケイ酸塩岩を溶かすほど高温になっている。公転周期が短いため、溶岩惑星は潮汐的に同期回転に固定され、昼と夜の半球が永久に存在します。このような非対称のマグマオーシャンは太陽系に類似したものを持たず、新しい流体力学を示すでしょう。今回我々は、溶岩惑星内部の数値シミュレーションを報告し、惑星内部における固液分別が惑星の組成構造と進化に大きな影響を与えることを示した。私たちは、主に内部の熱状態に依存する2つのスタイルのダイナミクスを調査しました。1)高温で完全に溶けた内部、2)浅い昼側のマグマオーシャンを持つほとんど固体の内部。内部が高温のシナリオでは、大気は惑星のバルクケイ酸塩組成を反映しており、夜側の地殻は重力によって不安定であり、常に補充されています。内部が涼しいシナリオでは、蒸留大気にはNa、K、FeOが不足し、夜側のマントルは完全に固体で、表面は冷たいです。これら2つの端メンバーのケースは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡からの観測によって区別することができ、地球型系外惑星の進化の多様性を調査する手段を提供します。
| Title |
Thermal_properties_of_the_leading_hemisphere_of_Callisto_inferred_from_ALMA_observations |
| Authors |
Maria_Camarca,_Katherine_de_Kleer,_Bryan_Butler,_Alex_B._Akins,_Alexander_Thelen,_Imke_de_Pater,_Mark_A._Gurwell,_Arielle_Moullet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13621 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)を使用して0.87mm(343GHz)で得られたカリストの先頭半球の熱観測結果を紹介します。この観測で達成された角度分解能は$\sim$$0.16^{\prime\prime}$で、この観測時のカリスト($D\sim1.05^{\prime\prime}$)では$に相当しました。\sim$6個の要素が表面全体にあります。我々の円盤積分輝度温度116$\pm$5K(8.03$\pm$0.40Jy)は、これまでの円盤積分観測と一致しています。全体的な表面特性は、宇宙船データによって制約された熱物理モデル(deKleeretal.2021)を使用した観測から導かれました。2つの熱慣性コンポーネントによってパラメーター化されたモデルは、単一の熱慣性モデルよりもデータに正確に適合することがわかりました。最適なグローバルパラメーターでは、15～50の低い熱慣性が採用されています$\text{J}\:\text{m}^{-2}\:\text{K}^{-1}\:\text{s}^{-1/2}$と1200～2000のより高い熱慣性成分$\text{J}\:\text{m}^{-2}\:\text{K}^{-1}\:\text{s}^{-1/2}$、取得されたミリメートル放射率は0.89～0.91です。我々は、ヴァルハラ衝突盆地や南半球のクレーター複合体と同じ場所にある、モデル予測より$\sim$3K寒い地点を含む、いくつかの熱異常領域を特定しました。これは、より高い熱慣性またはより低い放射率を有する材料が存在することを示しています。これらの主要な半球データの中の中緯度に限定された温暖な領域は、外因性の彫刻によるレゴリスの特性変化を示している可能性があります。
ESPRESSOによる膨張した高温木星WASP-172~bの大気種とダイナミクスの検出
| Title |
Detection_of_atmospheric_species_and_dynamics_in_the_bloated_hot_Jupiter_WASP-172~b_with_ESPRESSO |
| Authors |
J._V._Seidel_and_B._Prinoth_and_E._Knudstrup_and_H._J._Hoeijmakers_and_J._J._Zanazzi_and_S._Albrecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13622 |
強く放射線を浴びた木星サイズの惑星の人口は、太陽系内にこれに相当するものはありません。強く膨張した大気と大気圏の高度が特徴です。最近の宇宙ベースのSO2光化学の観察は、これらの珍しい惑星の大気の詳細な研究から得られる、地球の独自性に関する知識を実証しました。目的。ここでは、最近研究されたHD~149026~bと温度と膨張の点で類似した惑星であるWASP-172bの大気を調査します。この研究では、この主要なターゲットの大気組成とその後の大気動態を特徴づけます。方法。私たちはESOのESPRESSO分光器で主星の前方でWASP-172bの特定の通過を観察し、通過前と通過中および通過後に得られたスペクトルを分析しました。結果。WASP-172bの大気による星の光の吸収をナトリウム(5.6シグマ)、水素(19.5シグマ)で検出し、鉄(4.1シグマ)の暫定的な検出を得ました。これらすべての吸収特徴について、惑星静止系と比較して、強いながらも変化に富んだブルーシフトが検出されました。これにより、WASP-172bの大気力学の予備研究が可能になります。結論。たった1回の通過で、さまざまな種を検出することができ、ジェットの可能性があるさまざまな大気層を明確に追跡できました。WASP-172bは、地上と宇宙の両方の天文台にとって、より詳細な特性評価を行うための主要な追跡ターゲットです。Feの検出が確認された場合、WASP-172bよりも熱いが膨張が少ない惑星ではFeが検出されなかったことがいくつか発表されているため、半径の膨張が熱い木星におけるFeの検出可能性の重要な決定要因であることを示唆している可能性があります。
理想的なテクノシグネチャーガスとしての完全フッ素化非炭素化合物 NF3 および SF6
| Title |
Fully_fluorinated_non-carbon_compounds_NF3_and_SF6_as_ideal_technosignature_gases |
| Authors |
Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Jingcheng_Huang,_Zhuchang_Zhan,_Sai_Ravela,_William_Bains |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13667 |
技術文明からの排ガス生成物は、系外惑星の大気中に検出可能なレベルまで蓄積する可能性があります。当社では、理想的なテクノシグネチャーガスとして三フッ化窒素(NF3)と六フッ化硫黄(SF6)を提案します。地球の生命は、N-FまたはS-F結合を含む分子の生成または使用を避け、いかなる元素でも完全にフッ素化された分子を生成しません。NF3とSF6は、バイオシグネチャーガスとは異なり、種に依存しない特殊な工業的特性により、普遍的なテクノシグネチャーである可能性があります。NF3とSF6のその他の重要な関連特性は、水溶解度が極めて低いこと、独特のスペクトル特性、大気中での寿命が長いことです。NF3には人間以外の発生源はなく、産業革命以前の地球の大気中には存在していませんでした。SF6はフッ素含有鉱物からは微量しか放出されず、火山の噴火によっても微量しか生成されないと考えられます。私たちは、火山からSF6よりも一桁多い量で放出されるSiF4を同時に観測することにより、SF6の非生物的発生源を除外する戦略を提案します。他の完全フッ素化人工分子も興味深いですが、その化学的特性やスペクトル特性は入手できません。地球上の生命体、そしておそらく他の場所の生命体がFの使用を避ける理由を要約します。ただし、テクノシグネチャーガスからエイリアンの生化学副産物を決定的に解きほぐすことはできないことに注意してください。
$\le$5 百万年前の太陽系外惑星のほこりっぽい大気中の CO、H$_2$O、CH$_4$
非常に若い大質量惑星は、内部の生成熱によって十分に発光するため、十分な解像度($\lambda/\Delta\lambda\gtrsim1000$)の大型望遠鏡による大気の分光分析などの詳細な研究が可能であり、モデルに情報を与えるための主要な構成要素を特定します。惑星の形成と初期の進化の様子。我々は、おうし座星形成領域の年齢1-3MyrのM型矮星である2MASS~J04372171+2651014の惑星質量「b」伴星の1-2.4$\mu$m($YJHK$)のスペクトルを取得した。そしてこれまでに発見されたそのような天体の中で最も若いものの1つです。これらは、大気中にCOと、おそらくH$_2$OとCH$_4$が存在することを示しており、すべて$T_{\rmeff}$が約1200Kであることを示唆しており、L-T遷移スペクトルタイプの特徴であり、これまでの推定に基づいたものと一致しています。その明るさと年齢について。より短い波長でのスペクトル特徴の欠如または減衰は、物体の赤色と一致して、ミクロンサイズの塵の存在を示唆しています。2M0437bのスペクトルは、起源が不明瞭な$H$バンドの顕著な磁束不足を除いて、HR8799惑星、特に最も内側の「b」惑星のスペクトルに似ています。
遠いカイパーベルトに地球に似た惑星はあるのか?
太陽系外縁天体(TNO)の軌道は、太陽系外縁部に未発見の惑星が存在することを示す可能性があります。ここでは、N体コンピューターシミュレーションを使用して、約50天文単位を超えた遠方のカイパーベルトにあるTNOの軌道構造に対する仮想のカイパーベルト惑星(KBP)の影響を調査しました。私たちは、十分に特徴付けられた太陽系外縁起源調査(OSSOS)などの観測結果を使用して、モデルの結果を制約しました。私たちは、遠く離れた（長半径a～250～500天文単位、近日点q～200天文単位）上に位置し、傾斜した（i～30度）軌道にある地球に似た惑星(m～1.5～3地球の質量)が3つの基本的な現象を説明できることを発見しました。遠方のカイパーベルトの特性:海王星の重力の影響を超える軌道を持つTNOの顕著な集団(つまり、q>40auの分離天体)、高i天体のかなりの集団(i>45度)、およびいくつかの天体の存在特異な軌道を持つ極端な天体(例:セドナ)。さらに、提案されたKBPは、2:1、5:2、3:1、4:1、5:1、および6:1海王星の平均運動共鳴における同定されたGyr安定TNOの存在と互換性があります。これらの安定した集団は他の研究では無視されることがよくあります。私たちは、太陽系外縁部の特異な軌道上に地球に似た惑星といくつかのTNOが存在すると予測しており、これらは推定上の惑星の摂動を観測的に検証できる兆候として機能する可能性があります。
エウロパ上の未確認の 2.07 \textmu m 吸収特徴の空間分布とその起源への影響
| Title |
The_Spatial_Distribution_of_the_Unidentified_2.07_\textmu_m_Absorption_Feature_on_Europa_and_Implications_for_its_Origin |
| Authors |
M._Ryleigh_Davis,_Michael_E._Brown,_Samantha_K._Trumbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13787 |
エウロパの後続半球の2.07\textmumでの弱い吸収の特徴は、おそらく内海に由来する内因性塩の放射線分解処理から生じることが示唆されています。しかし、この特徴の生成に内因性物質の存在が必要な場合、その空間分布と最近破壊されたカオス地形との間に相関関係が見つかることが期待されるかもしれません。$\sim$1nmのスペクトル分解能と$\sim$130kmの線形空間分解能を持つ超大型望遠鏡/SINFONIからアーカイブされた近赤外観測を使用して、この内因性形成仮説を調査するために、この特徴の空間分布を調べます。我々は、2.07\textmum特徴の存在がエウロパの後続半球の照射パターンと強く関連している一方で、吸収特徴の存在または深さとエウロパの大規模カオス地形との間には明らかな関連性がないことがわかりました。この空間分布は、エウロパの2.07\textmum地形の形成経路が、最近の地質内のいかなる内生塩からも独立していることを示唆しています。その代わりに、我々は、この特徴の原因は単に放射線分解による硫黄サイクルの産物であるか、未確認の並行照射プロセスから生じた可能性があると提案します。特に、2.07\textmumの吸収バンドはプイルクレーター噴出物のブランケットには存在せず、これは、放射線分解処理に原因となる種を形成するのに十分な時間がなかったことを示唆し、照射時間スケールに下限を設けていることを示唆しています。入手可能な実験室データ内では、2.07\textmum特徴に一致するもっともらしいスペクトルを見つけることができません。
| Title |
Gaia_view_of_primitive_inner-belt_asteroid_families:_Searching_for_the_origins_of_asteroids_Bennu_and_Ryugu |
| Authors |
Marco_Delbo,_Chrysa_Avdellidou,_Kevin_J._Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13828 |
地球近傍小惑星リュウグウとベンヌは、はやぶさ2とオシリス・レックスのミッションによって訪問され、特徴づけられ、サンプルが採取された。リモートセンシングデータとサンプルリターン分析により、両方の小惑星が原始的で水和した有機物に富んだ組成を持つことが示された。分光学的C複合体に属する内側主帯(IMB)の暗黒族は、リュウグウとベンヌの両方の起源であると主張されています。したがって、それらを特徴付けるために多大な努力がなされてきました。ここでは、GaiaDataRelease3(DR3)小惑星反射スペクトルを使用して、既知の11のIMBC複合体ファミリー(Chaldaea、Cimaera、Clarissa、Erigone、Eulalia、Klio、Polana、Primordial、Sulamitis、Svea、Tamara)を調査しました。各ファミリーについて、既知の幾何学的可視アルベド値とGaiaDR3データを持つファミリーメンバーを抽出し、370～950nmの範囲でファミリーごとの平均反射率スペクトルを作成しました。各ファミリーの平均DR3反射率スペクトルを以前の文献データおよびベンヌおよびリュウグウのスペクトルと比較しました。我々は、IMBC複合体ファミリーのDR3反射率スペクトルが、Sveaファミリーを唯一の例外として、これまでの知見と概して一致していることを発見した。また、Polana科とEulalia科が370～500nmの波長領域で区別できることも示しました。すべてのIMBC錯体ファミリーの中で、ユーラリアおよびポラナファミリーの平均反射率スペクトルが、それぞれベンヌおよびリュウグウの平均反射率スペクトルに最も類似していることが判明しました。特に、ユーラリア属の平均スペクトルは、450～800nmの波長範囲でベンヌのスペクトルとよく一致しますが、800nmを超えるとベンヌのスペクトルはユーラリアのスペクトルよりも青くなります。さらに、ポラナ族のスペクトルはリュウグウのスペクトルに対して最小の不一致を持っていますが、この一致は形式的には満足のいくものではありません（カイ^2~1.9に減少）。
惑星の傾斜の進化: 潮汐と結合した偏心コーザイ・リドフ機構
| Title |
Evolution_of_the_Planetary_Obliquity:_The_Eccentric_Kozai-Lidov_Mechanism_Coupled_with_Tide |
| Authors |
Xiumin_Huang,_Jianghui_Ji,_Shangfei_Liu,_Ruobing_Dong,_Su_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13923 |
惑星の傾斜度は、惑星の表面と気候の物理的特性を決定する上で重要な役割を果たします。現在の観測精度では直接検出が制限されているため、速度論的理論は惑星の傾斜の進化を予測するのに役立ちます。ここでは、離心コーザイ・リドフ（EKL）効果と平衡潮汐間のカップリング効果が広範囲に調査され、惑星の傾斜度は全角運動量の保存に基づいて2種類の長期進化経路をたどります。惑星の傾斜度$t_{\mathrm{eq}}$の平衡タイムスケールは、潮汐散逸と永年摂動の初期タイムスケール比として定義される$r_{t}$とともに変化します。最尤法を用いて$t_{\mathrm{eq}}$と$r_{t}$の間の線形関係を数値的に導出します。M型矮星を周回するS型地球星の自転軸の向きは、$r_{t}>100$のとき$90^\circ$を超えて反転し、$40^\circ$と$60^\circ$の間で準平衡状態に入る。、一方、$r_{t}>10^4$の場合、最大傾斜は$130^\circ$に達する可能性があります。数値シミュレーションによると、最大傾斜角は長半径比$a_1$/$a_2$とともに増加しますが、離心率$e_2$にはあまり影響を受けません。$a_2<45$AUの一般星系におけるS型地球星の傾斜反転の可能性は$m_1$と密接に関連しています。観測された潜在的な斜めS型惑星HD42936b、GJ86Abおよび$\tau$BootAbは、スピンの長期進化に大きく影響する可能性が高いことが探査されています。
冷たい木星の存在下での内惑星の形成: 微惑星の軌道進化と相対速度
| Title |
Formation_of_inner_planets_in_the_presence_of_a_Cold_Jupiter:_orbital_evolution_and_relative_velocities_of_planetesimals |
| Authors |
Kangrou_Guo,_Eiichiro_Kokubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14347 |
私たちは、星雲ガスと（原始）冷たい木星の存在下で、円盤内部の微惑星の軌道進化を調査します。惑星の質量、離心率、長半径を変化させることにより、微惑星の相対速度のこれらのパラメーターへの依存性を研究します。相互の重力相互作用が無視できる古典的な小型微惑星($10^{16}-10^{20}$g)の場合、ガス抵抗により軌道のサイズ依存の整列が導入され、同様のサイズの天体では相対速度が低く抑えられます。異なるサイズの微惑星の軌道調整。微惑星の位置と質量比に関係なく、質量と離心率が増加するか、惑星の公転距離が減少すると、常に微惑星の相対速度が高くなります。しかし、大質量微惑星の場合、惑星がより質量がある場合、または惑星がより近いまたはより離心した軌道上に位置する場合、粘性撹拌、ガス減衰、および永年摂動の相互作用により、同じサイズの微惑星の速度分散が低下します。このような微惑星のランダムな速度は、惑星が木星の現在の軌道を越えて位置している場合、または木星よりも質量が小さいか離心率が低い場合には、ほとんど乱れません。小さな微惑星とは異なり、このような大きな微惑星は、摂動がない場合と同様に暴走して成長する可能性があります。私たちの結果は、微惑星が最初に大きい場合には、冷たい木星の存在が微惑星降着による内部岩石惑星の形成を妨げないことを示唆しています。
ATMOSPHERIX: I- SPIRou を使用した系外惑星大気用のオープンソース高解像度透過分光パイプライン
| Title |
ATMOSPHERIX:_I-_An_open_source_high_resolution_transmission_spectroscopy_pipeline_for_exoplanets_atmospheres_with_SPIRou |
| Authors |
B._Klein,_F._Debras,_J.-F._Donati,_T._Hood,_C._Moutou,_A._Carmona,_M._Ould-elkhim,_B._B\'ezard,_B._Charnay,_P._Fouqu\'e,_A._Masson,_S._Vinatier,_C._Baruteau,_I._Boisse,_X._Bonfils,_A._Chiavassa,_X._Delfosse,_W._Dethier,_G._Hebrard,_F._Kiefer,_J._Leconte,_E._Martioli,_V._Parmentier,_P._Petit,_W._Pluriel,_F._Selsis,_L._Teinturier,_P._Tremblin,_M._Turbet,_O._Venot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14510 |
地上からの系外惑星の大気特性評価は、活発に成長している研究分野です。これに関連して、私たちはATMOSPHERIXコンソーシアムを設立しました。これは、地上ベースの高解像度分光法を使用して系外惑星の大気を特徴付けることを目的とした研究プロジェクトです。この論文では、公開されているデータ分析パイプラインを紹介し、合成データから復元された惑星パラメータの堅牢性を実証します。非通過系G115Aの実際のSPIRou観測に注入されたホットジュピターの合成透過スペクトルを使用して惑星通過をシミュレートすることで、私たちのパイプラインが惑星信号と入力大気パラメータの回復に成功していることを示します。また、データ削減を最適化するための深層学習アルゴリズムも紹介します。これは、一般的に使用される主成分分析に代わる信頼性の高いツールであることが証明されています。温度や組成などのパラメータを取得するときに不確実性と考えられるバイアスのレベルを推定し、実際のデータから取得する場合の信頼レベルを推定します。最後に、SPIRouで観察されたHD~189733bの2つの実際のトランジットにパイプラインを適用し、文献と同様の結果が得られます。要約すると、我々は、ATMOSPHERIXコンソーシアムの枠組みで観測されるターゲットの今後の研究のための、公的に利用可能で堅牢なパイプラインを開発しました。これは、SPIRou以外の他の高解像度機器(VLT-CRIRES、MAROON-など)にも簡単に適応できます。X、エルトアンデス）
ATMOSPHERIX: II - SPIRou を使用した透過分光法による系外惑星大気の特性評価
| Title |
ATMOSPHERIX:_II-_Characterising_exoplanet_atmospheres_through_transmission_spectroscopy_with_SPIRou |
| Authors |
F._Debras,_B._Klein,_J.-F._Donati,_T._Hood,_C._Moutou,_A._Carmona,_B._Charnay,_B._B\'ezard,_P._Fouqu\'e,_A._Masson,_S._Vinatier,_C._Baruteau,_I._Boisse,_X._Bonfils,_A._Chiavassa,_X._Delfosse,_G._Hebrard,_J._Leconte,_E._Martioli,_M._Ould-elkhim,_V._Parmentier,_P._Petit,_W._Pluriel,_F._Selsis,_L._Teinturier,_P._Tremblin,_M._Turbet,_O._Venot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14511 |
関連論文では、高分解能分光法を通じて系外惑星の大気を特徴付けるための、一般に利用可能なパイプラインを紹介しました。この論文では、このパイプラインを使用して、近赤外地上ベースの透過分光法による系外惑星の大気特性評価で生じるバイアスと縮退を研究します。私たちは、よく知られているM矮星G115Aの一連のSPIRouスペクトルに合成惑星通過を注入し、検索に対するさまざまな仮定の影響を研究します。私たちは、(i)質量と半径の不確実性、(ii)非等温垂直プロファイル、および(iii)複数の種の同定と検索に焦点を当てます。我々は、質量と半径の不確実性が検索において考慮されるべきであること、および深さに依存する温度情報が高分解能透過分光法データから導出できることを示す。最後に、検索における波長次数の選択の影響と、複数種の大気モデルで単一種を識別しようとするときに生じる問題について説明します。この分析により、実際のSPIRouデータの分析に備えて、透過分光法によって得られた結果とその限界をより深く理解できるようになります。
Benedix らによる火星の自動クレーター カタログの比較。 (2020) およびリーとホーガン (2021)
| Title |
Comparison_of_automated_crater_catalogs_for_Mars_from_Benedix_et_al._(2020)_and_Lee_and_Hogan_(2021) |
| Authors |
Christopher_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14650 |
最近では、ニューラルネットワークやその他の自動化手法を使用したクレーターマッピングが増加しており、自動クレーター検出アルゴリズム(CDA)が太陽系全体の惑星体に適用されています。Benedixらによる最近の出版物。(2020)は、同様の自動CDAと比較して小規模で高いパフォーマンスを示しましたが、多くのクレーター候補で正味の直径の偏りがありました。Benedixらから公開されているカタログを比較します。(2020)およびLee&Hogan(2021)は、報告されたパフォーマンスがカタログのテストに使用される指標の影響を受けやすいことを示しています。私は、より寛容な比較方法が、より悪い候補クレーターをグラウンドトゥルースクレーターと一致させることにより、より高いCDAパフォーマンスを示すことを示します。Benedixらの結果を示します。(2020)カタログでは、緯度が増加するにつれて大幅なパフォーマンスの低下が見られ、この低下の原因となる可能性のある画像投影の問題が特定されました。最後に、大規模な科学データセットの生成におけるニューラルネットワークの将来のアプリケーションは、独立したデータソースまたはトレーニング方法を備えた二次ネットワークを使用して検証することをお勧めします。
HI21cm超薄銀河の観測と動力学モデル
この論文の主な目的は、超薄星円盤の原因となる重要な力学的メカニズムを特定することです。私たちは、HI21cmの電波合成観測と恒星の測光を利用して、超薄銀河サンプルの詳細な力学モデルを構築し、これらの銀河における超薄星円盤の存在に関与する主なメカニズムを解明します。私たちの研究は、H121cmの放射合成データがすでに文献で入手可能な$\rm10<a/b<16$の超薄銀河のサンプルに基づいています。さらに、$\rma/b\sim21$を持つサンプルの中で最も薄い2つの銀河があり、これに対して巨大メーター波電波望遠鏡(GMRT)21cm電波合成観測を実施しました。超薄型垂直構造の主な原因となる物理的メカニズムを特定するために、以下の動的パラメーターの主成分分析を実行します。1)$V_{\rm{rot}}/{(R_で与えられる内側の銀河中心半径における暗黒物質の優勢度{c}/R_{d})}$、2)恒星の垂直方向と半径方向の速度分散の比率$(\sigma_{z,s}/\sigma_{R,s})$、3)円盤の力学局所的な軸対称摂動に対する安定性$Q_{RW}$、4)円盤の比角運動量$(j_{*})$、およびすべての超薄銀河と極薄銀河の$a/b$。最初の2つの主成分はデータの変動の$\sim$80$\%$を説明しており、主な寄与は$a/b$、$Q_{RW}$および$V_{\rm{腐る}}/{(R_{c}/R_{d})}$。これは、おそらく、円盤の動的安定性と内部銀河中心半径における暗黒物質優勢の高い値が、超薄星円盤の根本的な原因であることを示していると考えられます。
最も暗い天の川矮星衛星の形成と進化の包括的なモデル
| Title |
A_comprehensive_model_for_the_formation_and_evolution_of_the_faintest_Milky_Way_dwarf_satellites |
| Authors |
Niusha_Ahvazi,_Andrew_Benson,_Laura_V._Sales,_Ethan_O._Nadler,_Sachi_Weerasooriya,_Xiaolong_Du,_Mia_Sauda_Bovill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13599 |
この研究では、観測された天の川銀河の矮小銀河の特性を正確に再現するために、半解析モデルGaopticusを修正しました。矮小銀河のハロー占有率と質量金属量関係の観測による決定を再現するには、H$_2$冷却、更新されたUV背景放射モデルを含める必要があり、銀河間物質の金属含有量のモデルを導入する必要があることがわかりました。さまざまなモデルパラメータを微調整し、経験的制約を組み込むことで、天の川矮小銀河の光度関数やサイズ$-質量関係などの統計的特性に適合するようにモデルを調整しました。我々は、結果として得られる銀河とハローの関係の比較分析を行うことにより、修正された半分析フレームワークを検証しました。私たちは、天の川銀河類似衛星から$300$kpc以内に$0$未満の絶対$V$バンド等級(M$_{V}$)を持つ合計$300^{+75}_{-99}$衛星を予測します。。少なくともこの明るさの銀河をホストするサブハローの割合は、ハローのピーク質量$\sim8.9\times10^{7}$M$_{\odot}$によって$50\%$に低下し、占有率と一致します。天の川衛星人口の最新の観測結果から推測されます。
APOGEEとGaiaで小マゼラン雲周辺の星の距離二峰性の起源を探る
| Title |
Exploring_the_Origin_of_the_Distance_Bimodality_of_Stars_in_the_Periphery_of_the_Small_Magellanic_Cloud_with_APOGEE_and_Gaia |
| Authors |
Andres_Almeida,_Steven_R._Majewski,_David_L._Nidever,_Knut_A.G._Olsen,_Antonela_Monachesi,_Nitya_Kallivayalil,_Sten_Hasselquist,_Yumi_Choi,_Joshua_T._Povick,_John_C._Wilson,_Doug_Geisler,_Richard_R._Lane,_Christian_Nitschelm,_Jennifer_S._Sobeck_and_Guy_S._Stringfellow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13631 |
マゼラン雲システムは、相互作用する矮小銀河と、天の川とそのハローの形成の進行過程の両方を研究するためのユニークな研究室を代表します。私たちは、この複雑な3つの天体相互作用の1つの側面、つまり大マゼラン雲(LMC)による小マゼラン雲(SMC)の動的摂動、特にSMCの東側における潜在的な潮汐効果に焦点を当てます。ガイア天文法と、APOGEE-2DR17からの正確な動径速度と多元素化学存在量を使用して、SMCの東側でよく知られている距離の二峰性を調査します。推定された恒星間距離、固有運動、および動径速度を通じて、二峰性における2つの集団の運動学を特徴付け、それらの特性を他の場所のSMC集団の特性と比較します。さらに、APOGEEによって調査されたすべての領域は単一の化学濃縮履歴を示しているように見えますが、SMCの東周縁にある「遠い」星の金属量分布関数（MDF）は、より金属が少ない領域の金属量分布関数（MDF）に似ていることがわかりました。一方、東周縁の「近い」星のMDFは、SMC中心の星のMDFに似ています。東周縁部に近い恒星は、サンプリングされた他のすべてのSMC集団と比較して、平均して、私たちに近づいている動径速度(SMCの回転とバルク運動について補正された)も示しています。我々は、これらの傾向を、SMCの東側にある近くの星が、LMCとの潮汐相互作用の一部として中央SMCから引き出された物質を表す証拠であると解釈する。
HH 80/81: 最速の原始星流出の構造と運動学
2018年に取得されたハッブル宇宙望遠鏡の画像は、1995年に取得されたアーカイブHSTデータと組み合わされ、HH80/81衝撃群の変化を検出し、固有運動を測定する。HH80/81衝撃波複合体は、形成中の星である大質量天体IRAS18162によって駆動される既知の最速のジェットによって駆動される。-2048年。ラジオジェット軸に近い一部の永続的な特徴は、IRAS18162-2048から1,000km/s以上離れたところで固有運動を示します。IRAS源から約3～5パーセク下流、HH80/81を越えると、Hアルファ放射はジェットによって吹き飛ばされたパーセク規模の泡の縁をたどります。[Sii]ではジェット軸から離れたところに低速の動きが見られます。これらの特徴には、ジェットに対して直角の運動の大きな成分があります。HH80/81の反対側の逆流で新しいHH天体とH2ショックを確認しました。HH80/81への北東逆流は、2.12umH2ショックの広範囲ではあるがかすかな複合体を示します。流出の内部は、薄暗い1.64um[Feii]発光によって追跡されます。この流出の全範囲は少なくとも1,500インチ(1.4kpcの距離での投影で約10pc)です。我々は、超高速ジェットの生成と顕著な大規模な分子流出の欠如に関与する条件について推測しています。ローブ。
| Title |
Emulating_Radiative_Transfer_with_Artificial_Neural_Networks |
| Authors |
Snigdaa_S._Sethuram,_Rachel_K._Cochrane,_Christopher_C._Hayward,_Viviana_Acquaviva,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Gergo_Popping,_John_H._Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13648 |
銀河シミュレーションからの観測データをフォワードモデリングすることで、理論と観測を直接比較できます。塵の吸収、再放射、散乱を含む合成スペクトルエネルギー分布(SED)を生成するには、銀河ごとに後処理でモンテカルロ放射伝達がよく使用されます。ただし、これは、特に多くの宇宙論的シミュレーションのスイートを予測したい場合には、計算コストが高くなります。この計算負担を軽減するために、私たちは人工ニューラルネットワーク(ANN)を使用した放射伝達エミュレータANNgelinaを開発しました。ANNgelinaは、星形成率、恒星、星形成速度などのシミュレートされた銀河の少数の統合特性を使用して、シミュレートされた銀河のSEDを確実に予測できます。塵の質量、およびすべての星粒子と年齢が1000万年未満の星粒子のみの質量加重金属量。ここでは、方法論を紹介し、予測の精度を定量化します。IllustrisTNGプロジェクトのTNG50宇宙論的磁気流体力学シミュレーションから銀河に対して計算されたSEDでANNをトレーニングします。ANNgelinaは、紫外線(UV)からミリメートル領域までのTNG50銀河のSEDを、典型的な絶対誤差の中央値約7%で予測できます。予測誤差はUVで最も大きく、これはおそらくこの波長領域で視野角依存性が最も大きいためです。私たちの結果は、ANNベースのエミュレーターが、宇宙論的シミュレーションからの銀河SEDのフォワードモデリングの有望な計算コストの低い代替手段であることを示しています。
H3 調査の化学到達範囲の拡大: 矮小銀河ステラ ストリーム ウーコン/LMS-1 の詳細な存在量
| Title |
Extending_the_Chemical_Reach_of_the_H3_Survey:_Detailed_Abundances_of_the_Dwarf-galaxy_Stellar_Stream_Wukong/LMS-1 |
| Authors |
Guilherme_Limberg,_Alexander_P._Ji,_Rohan_P._Naidu,_Anirudh_Chiti,_Silvia_Rossi,_Sam_A._Usman,_Yuan-Sen_Ting,_Dennis_Zaritsky,_Ana_Bonaca,_Lais_Borbolato,_Joshua_S._Speagle,_Vedant_Chandra,_Charlie_Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13702 |
我々は、広い金属量範囲($-3.5<\rm[Fe/H]\lesssim-1.3$)をカバーする矮銀河恒星流ウーコン/LMS-1の星の詳細な化学存在量分析を初めて発表する。我々は、Wukong/LMS-1と動的に関連すると提案されている一対の小さな恒星流であるインダスとジェラムの大部分と事実上区別できない存在パターンを発見した。私たちは、Srで強い増強を伴う、炭素増強された金属に乏しい星($\rm[C/Fe]>+0.7$および$\rm[Fe/H]\sim-2.9$)をWukong/LMS-1で発見しました。Y、そして太陽レベル[Ba/Fe]を考えると特異なZr。ウーコン/LMS-1星には$\rm[Fe/H]\gtrsim-2$までの$\alpha$元素が豊富に含まれており、これは比較的巨大な矮星の場合に予想されます。高金属量の端に近づくにつれて、Wukong/LMS-1は$\alpha$が少なくなり、おそらくかなり標準的な化学進化を経験したことが明らかになりました。私たちは、球状星団の複数の集団を彷彿とさせる、Wukong/LMS-1でNとNaに富んだ一対の星を特定しました。これは、この矮小銀河には、以前に悟空/LMS-1に関連することが知られていた2つの無傷の球状星団に加えて、完全に破壊された球状星団が少なくとも1つ含まれていることを示しており、これはおそらくインダスで発見された同様の証拠に関連していると考えられます。これらの$\geq$3個の球状星団から、Wukong/LMS-1の総質量は${\about}10^{10}M_\odot$と推定され、これは現在の${\sim}1$%に相当します。天の川の日。最後に、Wukong/LMS-1の[Eu/Mg]比は金属量とともに継続的に増加しており、これは$r$プロセス元素の生成が明らかに遅延源、おそらく中性子星によって支配されている準銀河の最初の例となる。合併。
分子雲のHI: FUVと宇宙線による照射
Sternbergらによって提示された分析理論を拡張します。2014年とBialy\&Sternberg(2016)は、高密度の星間分子(H$_2$)雲の境界でのFUV光解離による原子状水素(HI)の生成について、宇宙への侵入(低エネルギー)の効果も含めています。総HIカラム密度の増加のための光線。我々は、深さに依存するH$_2$自己遮蔽とダスト吸収によってFUV光解離速度が低下する一次元ガススラブにおけるHIとH$_2$の定常状態存在量を計算した。線のイオン化率は一定であるか、輸送効果によって減少します。HIおよびH$_2$密度プロファイルと統合されたHIカラムの解は、主に$I_{\rmUV}/Rn$および$\zeta/Rn$の比率に依存します。ここで、$I_{\rmUV}$は光解離FUV場の強度、$\zeta$はH$_2$宇宙線のイオン化速度、$n$は水素ガス密度、$R$はダスト表面のH$_2$生成速度係数です。。広範囲のFUV場の強度、宇宙線のイオン化率、塵とガスの比率の計算を示します。私たちは、HIカラム密度の増大のための解析式を開発します。多相(暖かい/冷たい)HIエンベロープを持つ銀河巨大分子雲(GMC)の場合、$\zeta\gtrsim4.5\times10^{-16}\times(の場合にのみ、内部宇宙線ゾーンがHIの生成を支配します。M_{\rmGMC}/10^6\M_{\odot})^{-1/2}$~s$^{-1}$、$M_{\rmGMC}$はGMCの質量、宇宙線束の減衰も含まれます。ほとんどの銀河系GMCおよび条件では、HI柱密度の生成においては、FUV光解離が宇宙線イオン化よりも優先されます。さらに、宇宙線はHIからH$_2$への転移点に影響を与えません。
測光データを用いた銀河の塵の減衰則の測定
| Title |
Measuring_the_dust_attenuation_law_of_galaxies_using_photometric_data |
| Authors |
Cole_Meldorf,_Antonella_Palmese,_Samir_Salim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13974 |
モデルのスペクトルエネルギー分布(SED)を銀河測光データにフィッティングすることは、銀河調査から銀河パラメーターを回復するために広く使用されている方法です。ただし、銀河を記述するために使用されるパラメーター空間は広く、相互依存しているため、これらのパラメーター間に見られる実際の相関と偽の相関を区別するのは困難な場合があります。この研究では、SEDフィッティングコードBAGPIPESを使用して、銀河パラメータ間の縮退と測光バンドの異なるセットの選択の影響を調査します。特に、光学から赤外線までの波長範囲と、銀河の塵の減衰則を記述する2つのパラメータ$A_V$と$\delta$に焦点を当てます。これらはそれぞれ塵柱密度と柔軟な塵の減衰則の傾きを特徴づけます。我々は、1)残差(真実と回復値の差)$A_V$と星形成率の間に縮退が存在するが、これはWISEバンドが含まれると解消されることを示します。2)BAGPIPESは、入力$A_V$および$\delta$の分布と関係を正確に復元できます(傾きの差は、平坦な関係の場合は1.7$\sigma$未満、観察に基づいた関係の場合は1.2$\sigma$未満)Salimetal.2018の関係)であり、これらのパラメータ間に偽の相関関係は導入されていません。私たちの調査結果は、特にIRが追加された場合、$A_V$と$\delta$を個別に十分に制約するために必要な情報がデータ内に存在することを示唆しています。これは、$A_V$と$\delta$の間の相関関係を発見した最近の研究が、SEDフィッティングコードからのフィッティング縮退によって誤解されていないことを示しています。
Gaia DR3 データに基づく運動学トレーサーから銀河の渦巻き腕のパラメーターを決定
| Title |
Determining_the_parameters_of_the_spiral_arms_of_the_Galaxy_from_kinematic_tracers_based_on_Gaia_DR3_data |
| Authors |
S.I._Denyshchenko,_P.N._Fedorov,_V.S._Akhmetov,_A.B._Velichko_and_A.M._Dmytrenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14021 |
我々は、絶対等級$M_G$<4で、太陽から遠距離にある渦巻腕を追跡できる恒星ガイアDR3を使用して、銀河の渦巻腕のパラメータを決定した結果を示します。渦巻き腕のトレーサーとして、座標軸Rに沿った変形速度が重要ではない、半径0.5kpcの恒星球領域の重心を使用します。これらの運動学トレーサーは、銀河中心座標範囲140{\deg}<${\theta}$<220{\deg}および4kpc<R<14kpc内の銀河面をカバーします。螺旋のピッチ角の数値と、螺旋と銀河の中心である太陽の方向との交点までの銀河中心距離は、他の著者の結果とよく一致しています。私たちが持っているデータを超えて外挿することにより、たて座-ケンタウルス、射手座-竜骨、ペルセウス、ノルマ-外腕、および局所的な腕のオリオンで構成される、概略的な4つの腕のグローバルパターンを提示します。決定されたスパイラルパラメータの不確実性により、特定された構造が誤りではなく、統計的な観点から信頼できることが確認されます。
EDIBLES調査 VI．星間吸収特徴の時間変化の探索
| Title |
The_EDIBLES_survey_VI._Searching_for_time_variations_of_interstellar_absorption_features |
| Authors |
Amin_Farhang,_Jonathan_Smoker,_Nick_L.J._Cox,_Jan_Cami,_Harold_Linnartz,_Jacco_Th._van_Loon,_Martin_A._Cordiner,_Peter_J._Sarre,_Habib_G._Khosroshahi,_Pascale_Ehrenfreund,_Bernard_H._Foing,_Lex_Kaper,_Mike_Laverick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14027 |
恒星ターゲットに向かって観察される星間線は、主に間にある雲に対する背景ターゲットの適切な動きにより、長い時間スケールにわたってゆっくりと変化します。より長いタイムスケールでは、雲のゆっくりと変化する物理的および化学的条件も変動を引き起こす可能性があります。私たちは、ESO拡散星間バンド大規模探査調査(EDIBLES)からの高品質データセットを古いアーカイブ観測と比較することにより、拡散星間バンド(DIB)と星間原子および分子線の吸収プロファイルの系統的な変動を探索し、典型的な観測結果を橋渡ししました。タイムスケールは10年、最大タイムスケールは22年です。64のEDIBLESターゲットについて良好なアーカイブ観察が見つかりました。私たちの分析は、31のDIB、7つの原子系統、および5つの分子系統に焦点を当てました。私たちはさまざまな系統的効果を考慮し、どの吸収特性が大きな変動を示す可能性があるかを確立するために堅牢なベイジアンテストを適用しました。系統的な影響により私たちの探索は非常に複雑になりますが、いくつかのサイトラインで$\lambda\lambda$4727および5780DIBのプロファイルの変動の証拠が見つかりました。HD~167264に向けて、2008年以降に出現し、より強力になっている新しい\ion{Ca}{i}雲成分が見つかります。同じ視線はさらに、主要な雲成分から生じる原子線の柱密度の限界的ではあるが系統的な変化を示しています。視線の中で。同様の変動がHD~147933に向かって見られます。私たちの高品質な分光観測とアーカイブデータは、通常10年の時間スケールで星間の時間変動を調査することが可能であることを示しています。体系的な不確実性と、古いデータの一般的に品質がやや低いことが問題を複雑にしていますが、いくつかのターゲットの原子線とDIBプロファイルの両方で時間変動を可視化できると結論付けることができますが、一般的にこれらの特徴は多くの視線に沿って安定しています。
LAMOSTによって特定された強力なレンズのQSO候補の初期分析
| Title |
An_initial_analysis_of_a_strongly-lensed_QSOs_candidate_identified_by_LAMOST |
| Authors |
Y._H._Chen,_M._Y._Tang,_H._Shu,_H._Tu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14234 |
2011年から2021年までに、LAMOSTは合計76,167個のクエーサーデータを公開しました。これらのQSOの座標の違いと赤方偏移の違いを制限することにより、重力レンズのQSOを検索しようとします。各QSOの名前、明るさ、スペクトル、測光などの情報を目視で注意深く確認します。QSOの近くに銀河群、重力レンズのアーク、アインシュタイン十字、またはアインシュタインリングがあるかどうかを確認するには、特別な注意を払う必要があります。慎重に選択した結果、LAMOSTJ160603.01+290050.8(A)とLAMOSTJ160602.81+290048.7(B)を候補として選択し、初期解析を実行します。成分AとBは3.36秒角離れており、測光観察中は青色を表示します。コンポーネントAとBの赤方偏移値は0.2\%異なり、Gaia$\_$g値は1.3\%異なり、ugriz値は1.0\%以下の差です。3,690{\AA}から9,100{\AA}をカバーするスペクトルの場合、C\,II、Mg、H\,$\gamma$、O\,III、およびH\,$\beta$の輝線は次のようになります。成分AとBの両方に存在し、LAMOSTからの磁束(A)に対する磁束(B)の比は基本的に一定で、約2.2です。私たちは偶然、成分AとBの近くに銀河群を発見しました。銀河群の暗黒物質の中心が成分AとBの間の中心にある場合、成分AとBはおそらく重力レンズによるQSOであると考えられます。アインシュタインの質量は1.46$\times$$10^{11}$$M_{\odot}$、レンズの総質量は1.34$\times$$10^{13}$$M_{\odot}と推定されます。$。位置AとBでの偏向角は1.97秒角、速度分散は261\,$km\,s^{-1}$です。理論的には、この候補は銀河群による強いレンズ系の褶曲像である可能性があり、近くの銀河の赤方偏移が入手できればその可能性を調査する予定です。
長いガンマ線バースト銀河の偏りのない完全なサンプルの $\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$ イメージングによる $z\sim5$
星形成銀河の光度関数の制約
| Title |
Constraints_on_the_$z\sim5$_Star-Forming_Galaxy_Luminosity_Function_From_$\textit{Hubble_Space_Telescope}$_Imaging_of_an_Unbiased_and_Complete_Sample_of_Long_Gamma-ray_Burst_Host_Galaxies |
| Authors |
Huei_Sears,_Ryan_Chornock,_Jay_Strader,_Daniel_A._Perley,_Peter_K._Blanchard,_Raffaella_Margutti,_Nial_R._Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14248 |
私たちは、赤方偏移4と6の間にある23個の長時間持続ガンマ線バースト(GRB)母銀河の最大かつ最も完全なサンプルのレストフレームUV\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}イメージングを提示します。これら23個のうち、新しいWFC3/F110Wを提示します。ホストのうち19台のイメージングを、残りの4台のアーカイブWFC3/F110WおよびWFC3/F140Wイメージングと組み合わせます。このサンプルの主銀河の測光を使用して、静止フレームのUV視度関数(LF)とサンプルのサイズと視度の関係の両方を特徴付けます。UVLFの標準シェクター関数パラメータ化を仮定すると、GRBホストサンプルが$\alpha=-1.30^{+0.30}_{-0.25}$および$M_*=-20.33^{に最もよく適合することがわかります。+0.44}_{-0.54}$mag、これは$z\sim5$ライマンブレイク銀河に基づく結果と一致しています。サイズと光度の測定値$\sim68\%$が、$z\sim4$のライマンブレイク銀河と同じ関係内またはそれ以下に収まることがわかりました。この研究は、$z\sim5$でライマンブレイク銀河とGRB母銀河が同じ集団を追跡するという予想を観察的に裏付け、高赤方偏移宇宙における隠れた星形成のプローブとしてのGRBの有用性を実証します。GRBがこの赤方偏移での星形成を公平に追跡するとの仮定の下では、7/23の不検出率は、赤方偏移$z\sim5$での星形成の$13-53\%$と$95\%$の信頼水準で一致します。$M_{1600A}\sim-18.3$等の検出限界よりも暗い銀河で発生します。
銀河団の臨界曲線付近におけるマイクロレンズ効果のシミュレーション
| Title |
Simulation_Of_The_Microlensing_Effect_Near_The_Critical_Curve_Of_The_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Xuliu_Yang,_Xuechun_Chen,_Wenwen_Zheng,_Yu_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14278 |
滑らかな質量分布モデルでは、臨界曲線は、強い重力レンズ系の像面上で倍率発散のある線を表します。離散質量によって引き起こされるマイクロレンズ効果を考慮すると、線源面の倍率マップは複雑な構造を示しており、これは暗黒物質を検出するための有望な方法を提供します。ただし、臨界曲線付近でマイクロレンズをシミュレートするには、倍率の発散とそれに伴う相当な計算量が原因で課題が生じます。必要なシミュレーション精度を達成するには、直接逆レイシューティングを行うと大量の計算リソースが必要になります。そこで、大規模な効率的な計算を可能にするために、内挿法で最適化されたGPUベースのコードを適用しました。NVIDIATeslaV100SPCIe32GBのGPUを使用すると、1013個の放射光線を含むシミュレーションで約13,000個のマイクロレンズの効果を計算するのに約7000秒かかります。次に、80の倍率マップを生成し、マイクロコースティック密度とピーク倍率の統計分析用に800の光度曲線を選択しました。
ガンマ線バーストの前駆体における自己組織化臨界現象の特徴
| Title |
Signatures_of_the_Self-organized_Criticality_Phenomenon_in_Precursors_of_Gamma-ray_bursts |
| Authors |
Xiu-Juan_Li_and_Yu-Peng_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14281 |
前駆体はガンマ線バースト(GRB)中央エンジンの性質について重要な手がかりを提供し、GRBの物理プロセスを封じ込めるために使用できます。このレターでは、第3のSwift/BATカタログに含まれる長いGRBの前駆体における自己組織化臨界性を研究します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、ピーク束、持続時間、立ち上がり時間、減衰時間、静止時間を含む、100個の前駆体の微分および累積サイズ分布を調査します。すべての分布はべき乗則モデルによって適切に記述でき、自己組織化臨界システムの物理的フレームワーク内で理解できることがわかります。さらに、q-ガウス関数を使用してサイズ差の累積分布関数を検査します。前駆体のスケール不変構造は、我々の発見をさらに強化します。特に、127個のメインバーストについて同様の分析が行われます。結果は、プリカーサーとメインバーストの両方が、空間次元S=3の自己組織化臨界システムに起因し、同様の磁気的に支配されたプロセスによって駆動される可能性があることを示しています。
APOGEEから新たに確認された炭素欠乏赤色巨星の大規模なサンプル
| Title |
A_large_sample_of_newly-identified_carbon-deficient_red_giants_from_APOGEE |
| Authors |
Sunayana_Maben,_Yerra_Bharat_Kumar,_Bacham_E._Reddy,_Simon_W._Campbell,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14303 |
APOGEEの調査に基づいて、炭素欠乏赤色巨星(CDG)の探索を実施しました。103個の新しいCDGが見つかり、文献内の数は3倍以上増加しました。CDGは非常にまれで、巨大企業の$0.03$~%に相当します。それらは、通常の炭素分布から離れた拡張された尾部として現れます。私たちは、これまでの発見とは異なり、それらが銀河のすべての構成要素で見つかったことを示します。ハーツシュプルング・ラッセル図(HRD)におけるCDGの位置は、それらが主に中質量星($2-4~\rm{M}_{\odot}$)であることを示しています。それらの拡張分布は、CDGが$M<2.0~\rm{M}_{\odot}$を持つこともあることを示している可能性があります。私たちは恒星のモデル軌跡を使用してCDGの進化段階を特定しようとしました。CDGの大部分は亜巨星枝または赤色塊の段階にある可能性が高いが、他のCDGは赤色巨星枝または初期の漸近巨星枝段階にある可能性があることがわかりました。HRDの縮退により、正確な識別が困難になります。私たちはそれらのC、N、O組成を調べ、エンベロープ材料がCN(O)サイクルを通じて広範な水素燃焼を受けたことを示す以前の研究を確認しました。新しいCDGの[C+N+O/Fe]は一般に合計がゼロになり、スケールされた太陽組成で始まったことを示しています。しかし、これまで知られていたCDGは一般に[C+N+O/Fe$]>0.0$を有しており、一部のHe燃焼生成物がそれらの外囲器に追加されたことを示しています。この問題が最初に発生したサイトに関しては、説得力のある解決策が見つかりません。
軸対称銀河ポテンシャルとe-z共鳴における3次元恒星の運動
| Title |
3D_stellar_motion_in_the_axisymmetric_Galactic_potential_and_the_e-z_resonances |
| Authors |
Tatiana_A._Michtchenko_and_Douglas_A._Barros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14305 |
ガイアの第3回データリリースによって提供される膨大な数の星の運動学に関する完全な位相空間情報により、3D星の力学をより深く理解することが求められています。この論文では、銀河ポテンシャルモデルの軸対称近似における星の運動の可能な領域を調査します。このモデルは、軸対称の円盤、中央の回転楕円体の膨らみ、暗黒物質の球形のハローの3つのコンポーネントで構成されています。軸対称円盤は恒星円盤とガス円盤のサブコンポーネントに分けられ、それぞれが3つの宮本-永井プロファイルによってモデル化されています。銀河コンポーネントの物理的および構造的パラメータは、観測的な運動学的制約によって調整されます。2自由度モデルの位相空間は、ポアンカレと動的マッピング、動的スペクトル法、およびハミルトン運動方程式の直接数値積分によって研究されます。選択された物理パラメータの場合、ほぼ円形の低高度の恒星の挙動は、弱く結合した2つの単純な振動、つまり半径方向の動きと垂直方向の動きで構成されます。これらの軌道の垂直振動の振幅は、想定される指数関数的な質量減衰と一致して、銀河中心距離の増加に伴って徐々に増加しています。しかし、平面離心率と赤道円盤上の高度が増加すると、半径方向と垂直方向の振動周波数間のうなりの結果として、恒星の運動の新しい領域が出現します。これをe-z共鳴と呼びます。対応する共振運動は、垂直振動の振幅の特徴的な突然の増加または減少、動的スペクトルの分岐、および位相空間での安定した運動の島の連鎖を生成します。得られた結果は、太陽の周りの星の3D分布で観察される特徴の理解と解釈に役立ちます。
白色矮星 -- 近接遭遇による AGN 円盤内の白色矮星衝突
| Title |
White_Dwarf--White_Dwarf_collisions_in_AGN_discs_via_close_encounters |
| Authors |
Yan_Luo,_Xiao-Jun_Wu,_Shu-Rui_Zhang_(USTC),_Jian-Min_Wang_(IHEP),_Luis_C._Ho_(PKU)_and_Ye-Fei_Yuan_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14449 |
活動銀河核(AGN)円盤内の白色矮星(WD)は、円盤の内半径に移動し、中央の超大質量ブラックホール(SMBH)の周りを近い軌道で移動する2つのWDを持つ制限された三体系を形成する可能性があります。これらのシステムは動的に不安定になる可能性があり、非常に接近した遭遇や直接衝突につながる可能性があります。この研究では、N体シミュレーションを使用して、異なる初期軌道間隔$p$、相対軌道傾斜角$\Delta{i}$、SMBH質量$M$を持つこのような系の進化を研究します。WDの接近遭遇は主に$1.1R_{\rmH}\lesssimp\lesssim2\sqrt{3}R_{\rmH}$で発生することがわかります。ここで、$R_{\rmH}$は相互丘の半径。$p<1.1R_{\rmH}$の場合、WDの大部分は馬蹄軌道またはオタマジャクシ軌道で移動し、初期軌道位相差が小さい少数のWDのみが接近遭遇します。$p=3.0R_{\rmH}$の場合、ほとんどのサンプルでWD-WD衝突が$10^5P_1$の時間内に発生し、小さな軌道半径では$t<62P_1$の時間内にかなりの衝突が発生します。ここで、$P_1$は軌道周期です。相対傾きが大きくなるにつれて、最近接分離分布のピークが増加し、WD-WD衝突率が減少します。最も近い分離分布は、SMBH質量が異なる場合でも同様ですが、SMBHの質量が増加するにつれて、WD-WD衝突率は減少します。私たちの推定によると、AGN円盤における宇宙のWD-WD衝突の発生率は約$300{\rmGpc^{-3}yr^{-1}}$であり、観測された衝突の発生率のおよそ$1\%$です。Ia型超新星。対応する電磁放射信号は、AGNの大規模な調査によって観察できます。
ホット分子コアに向かう最も単純な糖様分子グリコールアルデヒドの同定 G358.93-0.03 MM1
| Title |
Identification_of_the_simplest_sugar-like_molecule_glycolaldehyde_towards_the_hot_molecular_core_G358.93-0.03_MM1 |
| Authors |
Arijit_Manna,_Sabyasachi_Pal,_Serena_Viti,_Sekhar_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14454 |
グリコールアルデヒド(CH$_{2}$OHCHO)は星間物質中の最も単純な単糖糖であり、「RNAワールド」仮説を通じて生命の起源に直接関与しています。アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)を用いて、ホット分子コアG358.93-0.03MM1に向かうグリコールアルデヒド(CH$_{2}$OHCHO)を初めて検出しました。G358.93-0.03MM1に対するCH$_{2}$OHCHOの計算されたカラム密度は、励起温度で(1.52$\pm$0.9)$\times$10$^{16}$cm$^{-2}$です300$\pm$68.5KのH$_{2}$に対するCH$_{2}$OHCHOの存在割合は(4.90$\pm$2.92)$\times$10$^{-9}$となります。これは、既存の二相暖機化学モデルによって推定されたものと一致します。私たちは、ホット分子コアとホットコリノの文脈の中でCH$_{2}$OHCHOの考えられる形成経路を議論し、CH$_{2}$OHCHOがラジカルHCOとラジカルCH$_の反応を介して形成される可能性が高いことを発見しました。G358.93-0.03MM1の粒子表面の{2}$OH。
局所的な星形成領域における超大質量星の存在の推定
| Title |
Inferring_the_presence_of_very_massive_stars_in_local_star-forming_regions |
| Authors |
Fabrice_Martins_(1),_Daniel_Schaerer_(2,3),_Rui_Marques-Chaves_(2),_Ankur_Upadhyaya_(2)_((1)_LUPM,_CNRS_&_Montpellier_University,_(2)_Geneva_University,_(3)_IRAP,_CNRS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14489 |
我々は、局所的な星形成領域におけるVMSを、統合されたUV光と光学光に残した痕跡から検出することを目的とした研究を紹介する。私たちは、地元の宇宙にある27の星形成領域と銀河のサンプルを分析しました。LMCに近い金属性を持つソースを選択しました。我々は、VMSおよびWRが支配的な領域のテンプレートスペクトルを使用して、VMSとWolf-Rayet星(WR)が支配的な源を区別するための経験的基準を定義しました。その後、VMSの最新の処理を使用して集団合成モデルを構築しました。我々は、UV範囲だけではVMS主体の光源とWR主体の光源を区別するのに十分ではないことを示します。光学系のWRバンプの領域により縮退が解消されます。特に、4640～4686Aの青いバンプの形態は重要な診断です。典型的なR136領域を超えて、VMSの明確な痕跡を示す2つの銀河を特定しました。すでに文献で議論されているように、他の2つの銀河または領域ではVMSの存在が疑われる可能性があります。他の7つの情報源では、星の集団は明らかにWR星によって占められています。最新のBPASS集団合成モデルでは、HeII1640の強い放出も、VMSおよびWRが支配的な発生源の青いバンプの形状も説明できません。VMSを含む当社のモデルは、VMSが支配的な光源のUV光学スペクトルをより現実的に再現します。我々は、VMSは局所的な星形成領域の一部に存在するが、それらをWRが支配的な集団から分離するには、高い信号対雑音比を備えた光学分光法が必要であると結論付けています。HeII1640の等価幅が大きいことは、VMSを識別するための十分な条件ではありません。集団合成モデルでは、進化の軌跡だけでなく専用のスペクトルライブラリも組み込むことでVMSを考慮する必要があります。最後に、WRスターの待遇も改善する必要があることを強調します。
波動暗黒物質摂動による矮小回転楕円体の偏球形態の説明
| Title |
Explaining_the_oblate_morphology_of_dwarf_spheroidals_with_Wave_Dark_Matter_perturbations |
| Authors |
Riccardo_Della_Monica,_Ivan_de_Martino,_Tom_Broadhurst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14664 |
私たちは、一般的な矮小回転楕円体銀河(dSph)の偏球状の形態が、最初の星の円盤から出発したときの波動暗黒物質($\psi$DM)のハロー内の恒星軌道のゆっくりとした緩和に起因するのかどうかを調査します。恒星軌道はハッブル時間上をランダムに歩き、$\psi$DMの広範な「粒状」干渉パターンによって摂動され、ド・ブロイ・スケール上の暗黒物質密度を完全に変調します。私たちのシミュレーションは、ハッブル時間にわたる恒星円盤の厚さのレベルを定量化し、恒星の分布が半径が増加する扁平回転楕円体になると予測されることを示しており、これがdSph銀河の形態を説明する可能性が高いことを示しています。私たちは、方位に応じて、ハッブル時間後に1～3km/sレベルの低レベルの残留回転が残ると予測します。これは、よく研究されているいくつかの局所dSph銀河の最近の回転主張と比較します。この安定した内部力学的進化は、よく分解された矮小銀河のJWSTで直接観察される可能性があり、遡って見るとより扁平に見え、高い赤方偏移では若い星の小さな円盤になる傾向があります。
| Title |
Scalar_Field_Dark_Matter:_Impact_of_Supernovae-driven_blowouts_on_the_soliton_structure_of_low_mass_dark_matter_halos |
| Authors |
Victor_H._Robles,_J._L._Zagorac,_N._Padmanabhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14691 |
我々は、孤立したソリトンとビリアル質量$1\times10^{10}\mathrm{M_\odot}$の球対称矮星SFDMハローにおける超新星フィードバックの重力影響に関する最初の研究を発表します。ボーソン質量$m=10^{-22}\mathrm{eV/c^2}$と、局所群矮小銀河の典型的な半光半径に匹敵するソリトンコア$r_c\約0.7$kpcを使用します。同心の外部時間依存ヘルンクイストポテンシャルによるソリトンの中心からの急速なガス除去をシミュレートします。フィードバックブローアウトの2つのシナリオを検討します。i)単一の大規模バースト、ii)システムに同じ総エネルギーを注入する複数の連続したブローアウト(両方のシナリオのブローアウトのさまざまな規模を含む)。すべての場合において、単一の爆発がソリトン中心密度の減少により強い影響を与えることがわかります。フィードバックにより、孤立したソリトンの場合は準周期的に、SFDMハローの場合は確率的に振動する中心のソリトン密度が生じます。密度振幅の範囲は吹き出しの強さに依存しますが、$\geqslant$2の係数の典型的な変動が観察されます。確率的変動密度の重要な結果の1つは、システムの進化に関する事前知識がなかった場合、特定の時点での構成プロファイルをある程度の精度でしか知ることができないことです。さまざまな時点でのソリトンプロファイルをシミュレートした構造にフィッティングすることにより、時間依存の密度プロファイルの(1-$\sigma$)散乱を発見しました。1$\sigma$範囲内の構成では、推定されたボソン質量は、シミュレーションで使用された実際の値との差が通常20\%未満であることがわかります。最後に、ローカルグループで観察されたフィールド矮小銀河の動的質量を、シミュレーションから暗示される実行可能なソリトンの範囲と比較し、良好な一致を見つけます。
z=9.11のMACS1149-JD1銀河の不可解な性質
| Title |
The_puzzling_properties_of_the_MACS1149-JD1_galaxy_at_z=9.11 |
| Authors |
Massimo_Stiavelli,_Takahiro_Morishita,_Marco_Chiaberge,_Claudio_Grillo,_Piero_Rosati,_Stefan_Schuldt,_Michele_Trenti,_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14696 |
赤方偏移9.11銀河MACS1149-JD1に関する新しいJWSTNIRCamおよびNIRSpecデータを分析します。NIRCamイメージングデータは、JD1が3つの空間的に異なる成分で構成されていることを明らかにしています。私たちの分光データは、JD1には塵がないようですが、すでに濃縮されており、$12+\log{\rm(O/H)}=7.875^{+0.042}_{-0.045}$であることを示しています。また、JD1の炭素とネオンの存在量が太陽の存在量比を下回っていることもわかります。特に炭素の不足は、II型超新星が既にISMの酸素を豊富にしているが、中間質量星はまだISMの炭素を豊富にしていない最近の星形成を示唆している。最近の急激な星形成は、NIRCam測光から得られる星形成履歴によっても明らかになります。私たちのデータでは、大量の古い個体群の存在は明らかにされておらず、その結果、星の質量は以前の推定値よりも$\sim7\times$倍小さくなります。したがって、私たちのデータは、JD1が若い天体であるという見解を裏付けています。
潮汐破壊現象による遍在的な遅延電波放射
| Title |
Ubiquitous_Late_Radio_Emission_from_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Yvette_Cendes,_Edo_Berger,_Kate_D._Alexander,_Ryan_Chornock,_Raffaella_Margutti,_Brian_Metzger,_Mark_H._Wieringa,_Michael_F._Bietenholz,_Aprajita_Hajela,_Tanmoy_Laskar,_Michael_C._Stroh,_Giacomo_Terreran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13595 |
我々は、光学的に発見された23件の潮汐破壊現象(TDE)の、発見後約500～3200日のタイムスケールでの電波観測を紹介します。以前には検出可能な電波放射がなかった9つの新しいTDEを検出しました。これは、数百日後（最大2300日後）の後期の増光を示しています。追加の6つのTDEは、その起源が曖昧であるか、または主銀河またはAGNに起因すると考えられる電波放射を示します。また、以前に無線で検出された2つのTDE(iPTF16fnlおよびAT2019dsg)で、約1000日後に新たに上昇成分が検出されたことも報告します。検出されたTDEの一部での電波放射は約2～4年のタイムスケールでピークに達しましたが、サンプルの半分以上では依然として放射の増加が見られます。サンプルの光度の範囲は10^37～10^39erg/sで、相対論的TDESw1644+57の電波光度よりも約2桁低い値です。私たちのデータセットは、すべての光TDEの約40%が発見後数百日から数千日後に無線で検出されることを示しており、これはおそらく、約100日でピークに達する初期の電波放射よりも一般的であることを示しています。等分配解析を使用すると、遅延タイムスケールが約500～2000日、推定速度が約0.02～0.15c、運動エネルギーが約10^47～10^49である、電波放出アウトフローの開始が遅れている証拠が見つかりました。えーっと。我々は、この集団の実行可能な説明として軸外相対論的ジェットを除外し、円盤形成の遅れなどによる流出の遅れがより可能性の高い説明であると結論付けています。最後に、これらのTDEの核周囲環境における密度が初期の電波放射を伴うものと同等であることを発見し、TDEの光度が依然として上昇していることは自由膨張と一致していることを発見しました。私たちは、後期電波放射は、TDE進化のかなり遍在的であるにもかかわらず、これまで見過ごされてきた段階を示していると結論付けています。
宇宙線電子スペクトルの端はどこですか?
宇宙線(CR)電子スペクトルの端を検出できれば、重要な新たな洞察が得られるでしょう。天の川源が電子を少なくとも$\sim$1~PeVまで加速できることはわかっていますが、地球で観測されたCR電子スペクトルは5~TeV(おそらく20~TeV)までしか伸びておらず、大きな矛盾があります。CR電子スペクトルの終焉の問題は、その重要性にもかかわらず、あまり注目されていません。我々は包括的なアプローチを採用し、観測されたCR電子スペクトルが複数の段階で遮断される可能性があることを示しました。最高エネルギーでは、加速器が十分な光度を持たないか、線源が十分に脱出できないか、地球への伝播が十分に効果的でない可能性があり、あるいは現在の検出器が十分な感度を持たない可能性があります。ステップごとに、大まかな可能性の範囲を計算します。すべてのインプットは不確実ですが、エキサイティングな機会の明確な展望が現れています。CR電子観測と補助的なマルチメッセンジャー観測に基づいて進歩への戦略を概説します。天の川銀河のCRについての理解が進むことに加えて、進歩は暗黒物質の消滅または崩壊に対する感度も鋭敏にするでしょう。
準軌道ニュートリノ検出器における大気ミュオン束
超高エネルギーおよび超高エネルギーニュートリノは、宇宙のエネルギー源のメッセンジャーです。準軌道および衛星ベースのニュートリノ望遠鏡は、荷電粒子によって生成される大規模な空気シャワー(EAS)からの大気チェレンコフ放射の検出器を採用しています。これらのチェレンコフ検出器は、地球の縁の下または上に向けることができます。縁の下の方向から生成されるチェレンコフ放射は、地球スキミングニュートリノを源とする大気中で生成される上向きのEASからのものです。チェレンコフ望遠鏡が地球の縁のわずかに上に向けられている場合、EASからの信号は大気中の宇宙線の相互作用によって開始されます。準軌道検出器の場合、大気中の宇宙線から生成されたミュー粒子がチェレンコフ望遠鏡に直接当たる可能性があります。大気粒子束のカスケード方程式による半解析手法を使用して、極限宇宙観測所超圧力気球2(EUSO-SPB2)のような準軌道望遠鏡に到達する大気ミュオン束を定量化します。私たちは、EASシグナルに対するこの潜在的な背景を評価します。この計算手法により、個々のEASにおけるミュオン含有量の変化を理解できる可能性もあります。
第3回重力波観測実験による重力波候補のFermi-GBMとSwift-BATの共同解析
| Title |
A_Joint_Fermi-GBM_and_Swift-BAT_Analysis_of_Gravitational-Wave_Candidates_from_the_Third_Gravitational-wave_Observing_Run |
| Authors |
C._Fletcher,_J._Wood,_R._Hamburg,_P._Veres,_C._M._Hui,_E._Bissaldi,_M._S._Briggs,_E._Burns,_W._H._Cleveland,_M._M._Giles,_A._Goldstein,_B._A._Hristov,_D._Kocevski,_S._Lesage,_B._Mailyan,_C._Malacaria,_S._Poolakkil,_A._von_Kienlin,_C._A._Wilson-Hodge,_The_Fermi_Gamma-ray_Burst_Monitor_Team,_M._Crnogor\v{c}evi\'c,_J._DeLaunay,_A._Tohuvavohu,_R._Caputo,_S._B._Cenko,_S._Laha,_T._Parsotan,_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andr\'ic,_S._V._Angelova,_et_al._(1638_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13666 |
フェルミガンマ線バーストモニター(Fermi-GBM)とスウィフトバースト警報望遠鏡(Swift-BAT)による、アドバンスト観測の第3回観測中に特定された重力波(GW)候補事象に対応するガンマ線/X線の探索を紹介します。LIGOおよびAdvancedVirgo検出器。Fermi-GBM地上解析、ターゲット検索および非ターゲット検索で見つかった、Fermi-GBMオンボードトリガーとサブスレッショルドガンマ線バースト(GRB)候補を使用して、GWに関連付けられた一致するGRBがあるかどうかを調査します。また、GW時間付近のSwift-BATレートデータを検索して、GRB対応物が存在するかどうかを判断します。対応するものが見つかりません。Fermi-GBMターゲット検索とSwift-BAT検索の両方を使用して、束の上限を計算し、各GWのガンマ線輝度の共同上限を提示します。これらの制限を考慮して、連星ブラックホール合体からのガンマ線放出の理論モデルを制約します。
バイカル-GVD ブレザー付近の天体物理ニュートリノ候補 TXS~0506+056
| Title |
Baikal-GVD_Astrophysical_Neutrino_Candidate_near_the_Blazar_TXS~0506+056 |
| Authors |
V.M._Aynutdinov,_V.A._Allakhverdyan,_A.D._Avrorin,_A.V._Avrorin,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I.A._Belolaptikov,_E.A._Bondarev,_I.V._Borina,_N.M._Budnev,_V.A._Chadymov,_A.S._Chepurnov,_V.Y._Dik,_G.V._Domogatsky,_A.A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A.N._Dyachok,_Zh.-A.M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T.V._Elzhov,_L._Fajt,_V.N._Fomin,_A.R._Gafarov,_K.V._Golubkov,_N.S._Gorshkov,_T._I._Gress,_K.G._Kebkal,_I.V._Kharuk,_E.V._Khramov,_M.M._Kolbin,_S.O._Koligaev,_K.V._Konischev,_A.V._Korobchenko,_A.P._Koshechkin,_V.A._Kozhin,_M.V._Kruglov,_V.F._Kulepov,_Y.E._Lemeshev,_M.B._Milenin,_R.R._Mirgazov,_D.V._Naumov,_A.S._Nikolaev,_D.P._Petukhov,_E.N._Pliskovsky,_M.I._Rozanov,_E.V._Ryabov,_G.B._Safronov,_D._Seitova,_B.A._Shaybonov,_M.D._Shelepov,_S.D._Shilkin,_E.V._Shirokov,_F._\v{S}imkovic,_A.E._Sirenko,_A.V._Skurikhin,_A.G._Solovjev,_M.N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A.P._Stromakov,_O.V._Suvorova,_V.A._Tabolenko,_B.B._Ulzutuev,_Y.V._Yablokova,_D.N._Zaborov,_S.I._Zavyalov,_D.Y._Zvezdov_A.K._Erkenov,_N.A._Kosogorov,_Y.A._Kovalev,_Y.Y._Kovalev,_A.V._Plavin,_A.V._Popkov,_A.B._Pushkarev,_D.V._Semikoz,_Y.V._Sotnikova,_S.V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13686 |
私たちは、2021年4月にバイカル-GVDによって検出された珍しいニュートリノイベントの観測について報告します。イベントGVD210418CAは、バイカル-GVDによって地平線の下の方向からこれまでに観測された最高エネルギーのカスケードです。推定カスケードエネルギーは$224\pm75$~TeVです。天体物理ニュートリノのE$^{-2.46}$スペクトルの仮定を使用して、GVD210418CAの評価された信号性パラメータは97.1\%です。GVD210418CAの到来方向は、よく知られている電波ブレーザーTXS-0506+056の位置に近く、角距離はバイカルGVD測定の90%方向不確実性領域内にあります。この出来事の後に、RATAN-600電波望遠鏡によって電波フレアが観測され、ニュートリノブレーザーとの関連性がさらに強まった。
重力波パラメータ推定と LISA への宇宙論的意味に高調波を含める
| Title |
Including_higher_harmonics_in_gravitational-wave_parameter_estimation_and_cosmological_implications_for_LISA |
| Authors |
Yi_Gong,_Zhoujian_Cao,_Junjie_Zhao,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13690 |
大質量ブラックホール(MBH)は、ホスト銀河の形成に重要です。MBHがそのホスト銀河とどのように共進化するかは、天体物理学と宇宙論における差し迫った問題です。バイナリMBHによって運ばれる貴重な情報は重力波(GW)にエンコードされており、宇宙に搭載されたGW検出器LISAによって検出可能になります。GWデータ解析では、通常、GW信号の支配的な$(2,2)$モードのみがLISAのパラメーター推定で考慮されます。ただし、パラメーター推定に高調波を含めることで、パラメーター間の縮退、特に傾斜角と光度距離の縮退を解消することができます。これにより、「ダークサイレン」として知られる、電磁波の対応物を使用せずにGW信号を識別できる可能性があります。したがって、高調波を組み込むことは、ハッブル張力を解決し、宇宙論的モデルを制約するのに有益です。この論文では、バイナリMBHによって放射されるGWのパラメータ推定における高調波の役割を調査します。$(3,3)$モードを含めると、角度分解能が$10^3$倍向上し、光度距離が$10^4$倍向上する可能性があることを示します。一方、我々の結果は、高調波を考慮すると、$10^{-2}\,\rm{Gpc}^3$の宇宙体積閾値($10^5$のホスト銀河に相当)から70%以上のホスト銀河を特定できる確率が高まることを示しています。$(2,2)$モードのみの場合、確率は8%未満です。したがって、我々の結果は、LISAでは少なくとも$(3,3)$モードにおいて、バイナリMBHからのGW信号に高次モードを含めることの重要性を強調しています。
中心コンパクト天体をホストする超新星残骸の前駆体と爆発特性: II。元素合成モデルとの比較を含む世界的な系統的研究
| Title |
Progenitors_and_Explosion_Properties_of_Supernova_Remnants_Hosting_Central_Compact_Objects:_II._A_Global_Systematic_Study_with_a_Comparison_to_Nucleosynthesis_Models |
| Authors |
Chelsea_Braun,_Samar_Safi-Harb,_Chris_Fryer,_Ping_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13693 |
大質量星の核崩壊爆発は、「中心コンパクト天体」(CCO)を含む多様性を持つことが知られている中性子星を残します。CasA超新星残骸(SNR)の中心付近で発見された中性子星に代表されるCCOは、X線でのみ輝くことが観測されています。超新星前駆体に対処するために、CCOを含むSNRの体系的な研究を実行し、衝撃加熱された噴出物からのX線放射を表示します。私たちは主にチャンドラX線天文台を使用し、XMM-Newtonで補完されたX線データを利用します。この研究では、超新星前駆体および爆発特性(エネルギーと周囲密度)に対処することを目的として、各SNRの解析に体系的なアプローチが使用されています。空間分解分光研究から推定された噴出物の存在量を当てはめた後、そのデータを6つの元素合成モデルと比較し、炉心崩壊爆発における超新星噴出物の生成量を予測します。天体物理学コミュニティで一般的に使用されている爆発モデルは、どのSNRの噴出物生成量とも一致しないことがわかり、追加の物理学を示唆しています。多次元爆発モデルまたは更新された前駆体構造が必要です。全体として、大質量星の集団と低エネルギー爆発（$<$10$^{51}$ergs）の中に低質量（$\leq$25太陽質量）の始原星が見つかりました。モデルのフィッティングにおける縮退、特に爆発エネルギーの変更が前駆体の質量の推定にどのような影響を与えるかについて説明します。私たちの体系的な研究は、元素合成予測のための理論モデルの改善と、次世代X線ミッションで取得される高感度で高分解能の分光観測の必要性を強調しています。
HESS J1843$-$033 領域からの 100 TeV を超えるガンマ線エネルギー スペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_Gamma-Ray_Energy_Spectrum_beyond_100_TeV_from_the_HESS_J1843$-$033_Region |
| Authors |
M._Amenomori_(1),_S._Asano_(2),_Y._W._Bao_(3),_X._J._Bi_(4),_D._Chen_(5),_T._L._Chen_(6),_W._Y._Chen_(4),_Xu_Chen_(4,_5),_Y._Chen_(3),_Cirennima_(6),_S._W._Cui_(7),_Danzengluobu_(6),_L._K._Ding_(4),_J._H._Fang_(4,_8),_K._Fang_(4),_C._F._Feng_(9),_Zhaoyang_Feng_(4),_Z._Y._Feng_(10),_Qi_Gao_(6),_A._Gomi_(11),_Q._B._Gou_(4),_Y._Q._Guo_(4),_Y._Y._Guo_(4),_H._H._He_(4),_Z._T._He_(7),_K._Hibino_(12),_N._Hotta_(13),_Haibing_Hu_(6),_H._B._Hu_(4),_K._Y._Hu_(4,_8),_J._Huang_(4),_H._Y._Jia_(10),_L._Jiang_(4),_P._Jiang_(5),_H._B._Jin_(5),_K._Kasahara_(14),_Y._Katayose_(11),_C._Kato_(2),_S._Kato_(15),_T._Kawashima_(15),_K._Kawata_(15),_M._Kozai_(16),_D._Kurashige_(11),_Labaciren_(6),_G._M._Le_(17),_A._F._Li_(4,_9,_18),_H._J._Li_(6),_W._J._Li_(4,_10),_Y._Li_(5),_Y._H._Lin_(4,_8),_B._Liu_(19),_C._Liu_(4),_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13780 |
HESSJ1843$-$033は、その起源がまだ特定されていない非常に高エネルギーのガンマ線源です。この研究は、チベット大気シャワーアレイとその地下ミューオン検出器アレイによって記録されたデータを使用して、HESSJ1843$-$033領域からの$100\,{\rmTeV}$を超えるガンマ線のエネルギースペクトルを初めて提示します。$0.34^{\circ}\pm0.12^{\circ}$の拡張を持つガンマ線源が、$25\,{\rmTeV}$を超える$(\alpha,\,\delta)=(281.09^{\circ}\pm0.10^{\circ},\,-3.76^{\circ}\pm0.09^{\circ})$HESSJ1843$-$033付近、統計的有意性は$6.2\,\sigma$、ソース名はTASGJ1844$-$038です。TASGJ1844$-$038の位置は、HESSJ1843$-$033、eHWCJ1842$-$035、およびLHAASOJ1843$-$0338の位置と一致しています。$25\,{\rmTeV}<E<130\,{\rmTeV}$で測定されたガンマ線エネルギースペクトルは${\rmd}N/{\rmd}E=(9.70\pm)で記述されます。1.89)\times10^{-16}(E/40\,{\rmTeV})^{-3.26\pm0.30}\,{\rmTeV}^{-1}{\rmcm}^{-2}{\rms}^{-1}$、およびHESSJ1843$-$033、LHAASOJ1843$-$0338、およびTASGJ1844$-$038の組み合わせスペクトルへのスペクトルフィットは、$49.5でのカットオフの存在を意味します\午後9.0\、{\rmTeV}$。TASGJ1844-038とSNRG28.6$-$0.1およびPSRJ1844-0346との関連性も初めて詳細に議論されます。
中年期TeVパルサー風星雲HESS J1849$-$000からの最大320TeVのガンマ線の観測
| Title |
Observation_of_gamma_rays_up_to_320_TeV_from_the_middle-aged_TeV_pulsar_wind_nebula_HESS_J1849$-$000 |
| Authors |
M._Amenomori_(1),_S._Asano_(2),_Y._W._Bao_(3),_X._J._Bi_(4),_D._Chen_(5),_T._L._Chen_(6),_W._Y._Chen_(4),_Xu_Chen_(4,_5),_Y._Chen_(3),_Cirennima_(6),_S._W._Cui_(7),_Danzengluobu_(6),_L._K._Ding_(4),_J._H._Fang_(4,_8),_K._Fang_(4),_C._F._Feng_(9),_Zhaoyang_Feng_(4),_Z._Y._Feng_(10),_Qi_Gao_(6),_A._Gomi_(11),_Q._B._Gou_(4),_Y._Q._Guo_(4),_Y._Y._Guo_(4),_Y._Hayashi_(2),_H._H._He_(4),_Z._T._He_(7),_K._Hibino_(12),_N._Hotta_(13),_Haibing_Hu_(6),_H._B._Hu_(4),_K._Y._Hu_(4,_8),_J._Huang_(4),_H._Y._Jia_(10),_L._Jiang_(4),_P._Jiang_(5),_H._B._Jin_(5),_K._Kasahara_(14),_Y._Katayose_(11),_C._Kato_(2),_S._Kato_(15),_I._Kawahara_(11),_T._Kawashima_(15),_K._Kawata_(15),_M._Kozai_(16),_D._Kurashige_(11),_Labaciren_(6),_G._M._Le_(17),_A._F._Li_(4,_9,_18),_H._J._Li_(6),_W._J._Li_(4,_10),_Y._Li_(5),_Y._H._Lin_(4,_8),_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13781 |
中年期のTeVパルサー風星雲(PWN)であるHESSJ1849$-$000からのガンマ線が、チベット空気シャワーアレイとミューオン検出器アレイによって観測されました。ガンマ線の検出有意性は、ガウス標準偏差$\sigma$の単位で、それぞれ25TeVおよび100TeVを超える$4.0\、\sigma$、および$4.4\、\sigma$レベルに達します。$40\、{\rmTeV}<E<320\、{\rmTeV}$の間で初めて測定されたエネルギースペクトルは、${\rmd}N/{\rmの単純なべき乗関数で記述されましたd}E=(2.86\pm1.44)\times10^{-16}(E/40\,{\rmTeV})^{-2.24\pm0.41}\,{\rmTeV}^{-1}\、{\rmcm}^{-2}\、{\rms}^{-1}$。サブTeV($E<1\,{\rmTeV}$)からサブPeV($100\,{\rmTeV}<E<1\,{\rmPeV}$)までのガンマ線エネルギースペクトル以前の研究の結果を含む範囲は、PSRJ1849$-$0001のPWNによって加速された高エネルギー電子による逆コンプトン散乱であるレプトニックシナリオでモデル化できます。一方、ガンマ線エネルギースペクトルは、加速された宇宙線陽子とガンマ線で見られる周囲の分子雲との衝突によって生成される中性パイオンの崩壊からガンマ線が生成されるハドロンシナリオでモデル化することもできます。光線放出領域。宇宙線陽子$E_{\rmp\,cut}$,cutのカットオフエネルギーは${\rmlog}_{10}(E_{\rmp,\,Cut}/{\rmTeV)と推定されます。})=3.73^{+2.98}_{-0.66}$、陽子はPeVエネルギー範囲まで加速されることを示唆しています。したがって、我々の研究は、HESSJ1849$-$000が銀河PeV宇宙線加速器PeVatronの新たな候補としてさらに研究されるべきであることを提案している。
Baikal-GVD リアルタイム データ処理と GCN 通知の追跡分析
| Title |
Baikal-GVD_Real-Time_Data_Processing_and_Follow-Up_Analysis_of_GCN_Notices |
| Authors |
V.M._Aynutdinov,_V.A._Allakhverdyan,_A.D._Avrorin,_A.V._Avrorin,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I.A._Belolaptikov,_E.A._Bondarev,_I.V._Borina,_N.M._Budnev,_V.A._Chadymov,_A.S._Chepurnov,_V.Y._Dik,_G.V._Domogatsky,_A.A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A.N._Dyachok,_Zh.-A.M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T.V._Elzhov,_L._Fajt,_V.N._Fomin,_A.R._Gafarov,_K.V.Golubkov,_N.S._Gorshkov,_T._I._Gress,_K.G._Kebkal,_I.V._Kharuk,_E.V._Khramov,_M.M._Kolbin,_S.O._Koligaev,_K.V._Konischev,_A.V._Korobchenko,_A.P._Koshechkin,_V.A._Kozhin,_M.V._Kruglov,_V.F._Kulepov,_Y.E._Lemeshev,_M.B._Milenin,_R.R._Mirgazov,_D.V._Naumov,_A.S._Nikolaev,_D.P._Petukhov,_E.N._Pliskovsky,_M.I._Rozanov,_E.V._Ryabov,_G.B._Safronov,_D._Seitova,_B.A._Shaybonov,_M.D._Shelepov,_S.D._Shilkin,_E.V._Shirokov,_F._\v{S}imkovic,_A.E._Sirenko,_A.V._Skurikhin,_A.G._Solovjev,_M.N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A.P._Stromakov,_O.V._Suvorova,_V.A._Tabolenko,_B.B._Ulzutuev,_Y.V._Yablokova,_D.N._Zaborov,_S.I._Zavyalov,_D.Y._Zvezdov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13829 |
バイカル-GVD警報システムは、2021年の初めに開始されました。ミューニュートリノ(長い上向きの軌道のようなイベント)とオールフレーバーニュートリノ(高エネルギーカスケード)に対する警報があります。システムは、外部アラートに対して約3～10分の時間遅延で予備応答を得ることができます。Baikal-GVDデータ処理とフォローアップ手順の結果について説明します。我々は、推定エネルギー43TeVのバイカル-GVDカスケードGVD20211208CAと、おそらくブレーザーPKS0735+178のフレア状態に関連すると発表された警報IceCube211208Aの間の時間と方向の一致の分析について報告する。
GRB 221009A の残光の多波長画像
| Title |
The_Multiwavelength_Picture_of_GRB_221009A's_Afterglow |
| Authors |
Marc_Klinger_(1),_Andrew_M._Taylor_(1),_Tyler_Parsotan_(2),_Andrew_Beardmore_(3),_Sebastian_Heinz_(4)_and_Sylvia_J._Zhu_(1)_((1)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron_DESY,_Platanenallee_6,_15738_Zeuthen,_Germany_(2)_Astrophysics_Science_Division,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD_20771,_USA._(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester,_Leicester_LE1_7RH,_UK_(4)_University_of_Wisconsin-Madison,_Madison,_WI_53706,_USA.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13854 |
我々は、これまでに検出された最も明るいガンマ線バーストであるGRB221009Aの初期残光のkeV-GeVデータに対するカウントレベルの適合を示します。前例のない明るさと銀河面の位置によるデータ削減の複雑さについて説明します。私たちは、エネルギースペクトルが10keV付近で切れ目を持つ滑らかに壊れたべき乗則としてよく説明されており、GeVエネルギーに対する追加の特徴を示すものではないことを発見しました。前方衝撃で加速され、その後冷却された電子からのシンクロトロン放出としての解釈では、考えられる3種類の解決策が得られます。(1)低磁場(ガウスの数パーセント)であるが、十分に制約されていない最小注入電子エネルギー(<100GeV)による徐冷解決策)、(2)より強力な磁場(数パーセントから数ガウス)と最小注入電子エネルギー10～100GeVを使用した高速冷却ソリューション、または(3)低磁場と最小注入電子エネルギー約100GeVによる両方の領域間の移行。GeVエネルギーにおける統計が限られているため、より高いエネルギーでの新しい成分のカットオフまたは開始に向けた結論を推定することはできません。
PKS 0402-362 の多波長の時間的およびスペクトル研究
| Title |
Multi-wavelength_temporal_and_spectral_study_of_PKS_0402-362 |
| Authors |
Avik_kumar_Das,_Sandeep_Kumar_Mondal,_Raj_Prince |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13966 |
私たちは明るいガンマ線ブレーザーPKS0402-362の長期的な挙動を研究しています。2008年8月から2021年1月までの約12年半にわたって、我々はフェルミLAT時間データを収集し、$\gamma$線活動が活発だった3つの異なる期間を特定した。特に、第2期は、この特定の光源でこれまでに観測された最高の明るさを示しました。$\gamma$線フレアのピークのほとんどはプロファイルが非対称であることが観察され、これらのフレアの主な原因として粒子の遅い冷却時間またはドップラー係数の変化が示唆されています。$\gamma$線スペクトルはべき乗則モデルと対数放物線モデルでフィッティングされており、どちらの場合もスペクトル指数は非常に急峻です。光赤外放射と$\gamma$線放射の間にタイムラグがないことは、単一ゾーン放射モデルの存在を示しています。この情報を使用して、公開されているコード「GAMERA」を使用して、単純な1ゾーンレプトニックモデルで広帯域SEDをモデル化しました。粒子分布指数は拡散衝撃加速において予想されたものと同じであることがわかり、これが最大4～6GeVの非常に高いエネルギーまでの粒子加速の主なメカニズムであることを示唆しています。さまざまな磁束フェーズ中に、熱ディスクが光放射を支配していることが観察されました。これは、この光源がディスクとジェット間の関係を調査する貴重な機会を提供していることを示しています。
| Title |
TeV_pion_bumps_in_the_gamma-ray_spectra_of_flaring_blazars |
| Authors |
M._Petropoulou,_A._Mastichiadis,_G._Vasilopoulos,_D._Paneque,_J._Becerra_Gonz\'alez,_F._Zanias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14184 |
(要約)2014年のMAGICによるブレーザーMrk501の超高エネルギー(VHE、$E>100$GeV)観測により、極端なX線フレア活動中の約3TeVでの異常に狭いスペクトル特徴の証拠が得られました。ブレーザーブロードバンドスペクトルモデリングで広く使用されている1ゾーンシンクロトロンセルフコンプトンシナリオは、狭いTeV成分を説明できません。この珍しい観察に動機付けられて、我々は、フレアリングブレーザーのVHEスペクトルにおける狭い特徴を生成するための代替モデルを提案します。これらのスペクトルの特徴は、中性パイオン($\pi^0$バンプ)の崩壊によって生じる可能性があり、中性パイオンは陽子(数十TeVのエネルギー)と高エネルギー光子との相互作用によって生成され、硬X線フレア中にその密度が増加します。X線フレアが放射光エネルギー$\sim100$keVに達する間に、VHEブレーザースペクトルに狭い$\pi^0$バンプが出現するために必要な条件を、時間依存の放射伝達計算を用いて調べます。私たちは、VHEで検出された銀河系外源の大部分を構成する高シンクロトロンピーク(HSP)ブレーザーに焦点を当てています。ピークエネルギー$\gtrsim100$keVを持つシンクロトロン主導のフレアは、HSPブラーのVHEスペクトルにおける$\pi^0$バンプの探索に理想的な期間である可能性があることがわかりました。このモデルをMJD56857.98のMrk501のSEDに適用すると、フレアのVHEスペクトルがSSC成分と3TeVを中心とする明確な$\pi^0$バンプの合計によってよく記述されることがわかります。チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)のシミュレートされたSSC+$\pi^0$スペクトルのスペクトルフィッティングにより、30分の露光で$\pi^0$バンプが5$\sigma$有意水準で検出できることが示されました。
JWSTによる異常なGRB 221009Aの観測により、低金属銀河における$r$プロセス濃縮の兆候のない普通の超新星が明らかになった
| Title |
JWST_Observations_of_the_Extraordinary_GRB_221009A_Reveal_an_Ordinary_Supernova_Without_Signs_of_$r$-Process_Enrichment_in_a_Low-Metallicity_Galaxy |
| Authors |
Peter_K._Blanchard,_V._Ashley_Villar,_Ryan_Chornock,_Tanmoy_Laskar,_Yijia_Li,_Joel_Leja,_Justin_Pierel,_Edo_Berger,_Raffaella_Margutti,_Kate_D._Alexander,_Jennifer_Barnes,_Yvette_Cendes,_Tarraneh_Eftekhari,_Daniel_Kasen,_Natalie_LeBaron,_Brian_D._Metzger,_James_Muzerolle_Page,_Armin_Rest,_Huei_Sears,_Daniel_M._Siegel,_and_S._Karthik_Yadavalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14197 |
重元素が形成される主要なメカニズムの1つである$r$過程の天体物理学的サイトを特定することは、現代の天体物理学の重要な目標です。史上最も明るいガンマ線バーストであるGRB221009Aが比較的近くの赤方偏移で発見されたことは、急速に回転する大質量星の崩壊に続いて$r$プロセス元素が生成されるという考えを分光学的に検証する最初の機会となった。ここでは、最初のガンマ線誘発から$+168$と$+170$の静止フレーム日後に得られたGRB221009Aの分光学的および測光$\textit{ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡}$(JWST)観測を紹介し、それらが良好であることを実証します。-超新星(SN)とべき乗則残光によって記述され、$r$プロセス放出からの追加成分の証拠はなく、SN成分はSN1998bwを含む以前のSNeの近赤外スペクトルに強く似ている。さらに、GRB221009Aに関連するSNは、この段階でのSN1998bwの予想される明るさよりわずかに暗いことがわかり、したがって、このSNは異常なGRB-SNではないと結論付けられます。ニッケルの質量は$\about0.09$M$_{\odot}$であると推定され、これは初期のデータに明らかなSN検出がなかったことと一致しています。GRB221009Aの母銀河は、$\およそ0.12$Z$_{\odot}$という非常に低い金属量を持っていることがわかり、解析された母銀河のスペクトルは、GRB221009Aが強いHを特徴とする母銀河の独特な環境で発生したことを示しています。$_2$の輝線は最近の星形成と一致しており、環境要因がその極端なエネルギー構造の原因であることを示唆している可能性があります。
GRB 教師なし機械学習を使用した光学および X 線プラトー特性分類器
| Title |
GRB_Optical_and_X-ray_Plateau_Properties_Classifier_Using_Unsupervised_Machine_Learning |
| Authors |
Shubham_Bhardwaj,_Maria_G._Dainotti,_Sachin_Venkatesh,_Aditya_Narendra,_Anish_Kalsi,_Enrico_Rinaldi,_and_Agnieszka_Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14288 |
ガンマ線バースト(GRB)を「短」と「長」以外のさまざまなクラスに分割することは、活発な研究分野です。我々は、プロンプト放出およびプラトー放出を含む、より広範なパラメータのセットに基づいてGRBを分類できるかどうかを調査します。観察証拠は、さらに多くのGRBサブクラスの存在を示唆していますが、これまでの結果は矛盾しているか、統計的に有意ではありません。ここでの目新しさは、観察されたX線と光学特性を使用してGRBの機械学習ベースの分類を生成することです。2つのデータサンプルを使用しました。1つ目は203個のGRBで構成され、ニールゲーレルススウィフト天文台(Swift/XRT)からのもので、後者は134個のGRBで構成され、地上の望遠鏡とSwift/UVOTからのものです。どちらのサンプルもプラトー発光(主なGRBイベントであるプロンプト発光の後に起こる光曲線の平らな部分)を持っています。混合ガウスモデル(GMM)を適用して複数のパラメーター空間とサブクラスの組み合わせを調査し、現在の観測サブクラスと統計的分類の間に一致があるかどうかを明らかにしました。これらのサンプルとアルゴリズムを使用すると、特定のケースでいくつかのマイクロトレンドが見つかりましたが、GRBの分類に明確な傾向が存在すると結論付けることはできません。これらのマイクロトレンドは、これらのクラスの物理的意味（たとえば、同じ祖先または異なる祖先の異なる環境）のより深い理解を示す可能性があります。ただし、より大きなサンプルと異なるアルゴリズムを使用すれば、そのような目標を達成できる可能性があります。したがって、この方法論は将来的により深い洞察につながる可能性があります。
バイナリ系における高速無線バースト源の偏波進化
| Title |
Polarization_Evolution_of_Fast_Radio_Burst_Sources_in_Binary_Systems |
| Authors |
Zhao-Yang_Xia,_Yuan-Pei_Yang,_Qiao-Chu_Li,_Fa-Yin_Wang,_Bo-Yang_Liu,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14325 |
最近、一部の高速無線バースト(FRB)がファラデー回転測定(RM)と分極の複雑で多様な変化を示すことが報告されており、動的に進化する磁化環境がFRBを囲んでいる可能性があることが示唆されています。この論文では、FRB源を含むバイナリシステムにおけるファラデー変換(FC)効果を調査し、FRBの分極の進化を分析します。強く磁化された高質量伴星(HMCB)の場合、$\sim100\%$直線偏光を持つFRBが伴星の半径方向の磁場を通過すると、円偏光(CP)成分が誘導され、その周りで対称的に振動します。CP次数がゼロに等しい点では、周波数が増加するにつれて振動の速度と振幅が減少します。HMCB内の非常に強い血漿柱密度により、CPが非常に急激な周波数で振動し、脱分極を引き起こす可能性があります。連星軌道の上合付近では、伴星付近の高密度プラズマによりDMが大きく変化し、この領域では顕著なFCも発生します。パルサーが上合から遠ざかるにつれて、CPは徐々にゼロに向かう傾向があり、その後、入射前の値に戻ります。伴星の自転の影響も調べます。我々は、大きな磁気傾斜角で十分に有意なRM反転が発生する可能性があり、RMの変化が非常に多様であることを発見しました。最後に、このモデルを適用して、PSRB1744-24AとFRB20201124Aの偏光観測を説明します。
ASKAP 単発 FRB 光源のスペクトル脱偏光の探索
| Title |
Searching_for_the_spectral_depolarisation_of_ASKAP_one-off_FRB_sources |
| Authors |
Pavan_A._Uttarkar,_R._M._Shannon,_K._Gourdji,_A._T._Deller,_C._K._Day,_S._Bhandari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14387 |
高速電波バースト(FRB)は、(サブ)ミリ秒継続の銀河系外過渡現象であり、広範囲のスペクトル、時間、旋光特性を示します。FRBの偏光解析は、介在媒体の調査、発光メカニズムの研究、および考えられる前駆体モデルのテストに使用できます。特に、FRBの低周波脱分極は、FRB前駆体の近くにあると考えられる高密度、乱流、磁化、電離プラズマを特定することができます。繰り返されるFRBのアンサンブルでは、低周波の脱分極が見られます。脱分極はパラメータ$\sigma_{\rmRM}$によって定量化され、これは推定上のプラズマの乱流と平均磁場強度の両方の代用値と相関します。ただし、多くの非繰り返しFRBは繰り返しFRBと同等の散乱(したがって推定乱流)を示しますが、その周囲の環境が繰り返しFRBの環境と同等であるかどうかは不明です。これをテストするために、オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダーによって検出および位置特定された5つの単発FRBと1つの繰り返しFRBの分光偏光特性を分析します。$\sigma_{\rmRM}$による脱分極の証拠を探し、脱分極が発生源に固有であるモデルを検討します。サンプルがスペクトル脱偏光を示す証拠は（賛成か反対か）見つかりませんでした。FRBにマルチパス伝播による脱分極があるという仮定の下では、$\sigma_{\rmRM}$に対する制約とRMの間の相関関係は、$\sigma_{\rmRM}$の値が大きい場合にのみFRBの繰り返しと一致します。上限よりも小さい。この観察は、単回限りのFRBと繰り返し発生するFRBの環境と発生源の違いについてのさらなる証拠を提供します。
AGN円盤における白色矮星の衝突の電磁的痕跡
| Title |
Electromagnetic_signatures_of_white_dwarf_collisions_in_AGN_discs |
| Authors |
Shu-Rui_Zhang,_Yan_Luo,_Xiao-Jun_Wu_(USTC),_Jian-Min_Wang_(IHEP),_Luis_C._Ho_(PKU)_and_Ye-Fei_Yuan_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14458 |
活動銀河核(AGN)の円盤の内側領域では、ヤコビ捕獲による2つの白色矮星(WD)の衝突が避けられず、Ia型超新星(SNIa)爆発を引き起こす可能性があります。この過渡現象は、円盤ガスと超大質量ブラックホール(SMBH)の重力の影響を受け、通常のSNeIaとは異なる特徴を示します。爆発のエネルギーは主に運動エネルギーの形で噴出物に蓄えられます。通常、噴出物はAGNディスクによって効果的に減速されず、AGNディスクから急速に飛び出します。しかし、SMBHの影響により、噴出物のほとんどはAGNディスクに向かって落下します。フォールバック噴出物がより分散するにつれて、ディスクガスと相互作用し、その運動エネルギーを熱エネルギーに変換します。これにより、急速な初期上昇とそれに続く$L\proptot^{-2.8}$での減衰を特徴とする高エネルギー過渡現象が発生します。過渡現象の時間スケールは、SMBHの質量に応じて、数時間から数週間の範囲になります。このプロセスでは、硬X線から軟$\gamma$範囲にわたる高エネルギー放射線が生成されます。さらに、その後のディスクの損傷により、AGNの外観が変化する可能性があります。さらに、SNeIa噴出物のAGNディスクへのフォールバックにより、AGNの金属性が大幅に増加し、AGNディスク内で重元素が生成されることさえあります。
放射効率の悪い降着流を伴う超小型天体のイメージング
| Title |
Imaging_ultra-compact_objects_with_radiative_inefficient_accretion_flows |
| Authors |
Saurabh,_Parth_Bambhaniya_and_Pankaj_S._Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14519 |
最近のイベントホライズンテレスコープによるM87*とSgrA*の観測は、それぞれの核に超大質量ブラックホールが存在することを強く示唆しています。この研究では、半解析放射非効率降着流(RIAF)モデルを使用して、ジョシ-マラファリーナ-ナラヤン(JMN-1)の裸の特異点とシュヴァルツシルトBHの結果として得られる画像を調査します。私たちは、JMN-1裸の特異点モデルを選択し、シンクロトロン画像をシュワルツシルト解と比較して、2つの天体を区別できる明確な特徴を検索し、ブラックホール解の代替案を見つけることを目的としています。ブラフマコードを用いた一般相対論的光線追跡と放射伝達シミュレーションを実行し、放射率と吸収率の熱分布関数を利用した放射光画像を生成します。傾斜角、ディスク幅、周波数を変化させて画像の効果を調査します。JMN-1モデルによってシミュレートされた影の画像は、シュヴァルツシルトブラックホールによって生成された影の画像によく似ています。これらの画像を比較すると、それらの間の差異が最小限であることがわかります。さまざまなプラズマパラメータを使用してシミュレーションを実行しますが、結果として得られる画像は両方のシナリオでほぼ一貫しています。この類似性は、2つのインスタンスの水平断面の輝度プロファイルで明らかです。特に、JMN-1モデルはシュヴァルツシルトブラックホールと比較してわずかに高い強度を示します。私たちは、JMN-1がブラックホールシナリオの実行可能な代替手段であると結論付けています。この結論は、それらがそれぞれの影の観察から区別できないという事実だけでなく、JMN-1が継続的な重力崩壊の最終状態として出現するという考察にも基づいています。このパラダイムは、時空の制約を可能にするだけでなく、中心のコンパクトな天体の性質を調べるための優れたプローブも提供します。
| Title |
Study_of_blazars_detected_by_Fermi-LAT_as_high-energy_neutrino_sources |
| Authors |
Antonio_Galv\'an,_Nissim_Fraija,_Edilberto_Aguilar-Ruiz,_Jose_Antonio_de_Diego_Onsurbe,_Maria_G._Dainotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14655 |
IceCube、NGC1068によって検出されたニュートリノ源に加えて、IceCube-170922Aニュートリノといくつかの波長(電波から高エネルギー(HE)ガンマ線まで)の間でフレア状態にあるブレーザーとの関連、その場所とメカニズムHEニュートリノの生成については議論が続いています。クエーサー、ブレーザー、電波銀河、ガンマ線バーストなどの銀河系外の発生源が、HEニュートリノの前駆体として提案されています。この研究では、4LACカタログでFermi-LATによって報告されたブレーザーを研究します。これは、IceCubeによって報告されたニュートリノからの最適位置の90%誤差内に埋め込まれています。広帯域スペクトルエネルギー分布を記述し、各発生源の方向のニュートリノと比較するニュートリノの数を推定するために、1ゾーンのレプトハドロンシナリオを提案します。結果について簡単に説明します。
太陽と天文の特徴に関するゼルニケ モーメントの説明: Python コード
天文画像(JamesWebbやSolarDynamicObservatoryなど)が大幅に増加しているため、太陽および天文には自動画像記述が不可欠です。ゼルニケモーメント(ZM)は、ゼルニケ多項式(ZP)の直交性と完全性により独特です。したがって、2次元の画像を1次元の一連の複素数に変換するのに役立ちます。ZMの大きさは回転不変であり、画像の正規化を適用することで、スケールと平行移動の不変を作成できます。これは、太陽画像や天文画像を記述するのに役立つ特性です。このパッケージでは、太陽（大規模および小規模）の特徴と天体画像のいくつかの例を通じて、ZMの特徴を説明します。ZMは、画像内のオブジェクトの構造と形態を記述し、機械学習を適用して、いくつかの分野の特徴を識別および追跡できます。
銀河収差定数の最も信頼できる値について
銀河収差(GA)は、天体の固有運動に対する小さな影響であり、振幅は年間約5$\mu$asであり、VLBIやガイアなどの高精度の天文観測ではすでに顕著です。しかし、この効果を正確に説明することは、GA振幅(GA定数)の不確実性によって引き起こされる困難に直面しています。VLBIとGaiaデータ処理から得られる推定値は大きく異なるため、これら2つの方法間の不一致の問題を解決するために、別の独立した方法を使用することが非常に望ましいでしょう。この論文で我々が検討するそのような方法は、恒星天文学の方法による銀河の回転パラメータの決定を使用するものである。この研究で得られた結果は、恒星天文学から得られたGA定数の推定値が、ガイアから得られた推定値に近いことを示しました。
| Title |
Gammapy:_A_Python_package_for_gamma-ray_astronomy |
| Authors |
Axel_Donath,_R\'egis_Terrier,_Quentin_Remy,_Atreyee_Sinha,_Cosimo_Nigro,_Fabio_Pintore,_Bruno_Kh\'elifi,_Laura_Olivera-Nieto,_Jose_Enrique_Ruiz,_Kai_Br\"ugge,_Maximilian_Linhoff,_Jose_Luis_Contreras,_Fabio_Acero,_Arnau_Aguasca-Cabot,_David_Berge,_Pooja_Bhattacharjee,_Johannes_Buchner,_Catherine_Boisson,_David_Carreto_Fidalgo,_Andrew_Chen,_Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_Jos\'e_Vin\'icius_de_Miranda_Cardoso,_Christoph_Deil,_Matthias_F\"u{\ss}ling,_Stefan_Funk,_Luca_Giunti,_Jim_Hinton,_L\'ea_Jouvin,_Johannes_King,_Julien_Lefaucheur,_Marianne_Lemoine-Goumard,_Jean-Philippe_Lenain,_Rub\'en_L\'opez-Coto,_Lars_Mohrmann,_Daniel_Morcuende,_Sebastian_Panny,_Maxime_Regeard,_Lab_Saha,_Hubert_Siejkowski,_Aneta_Siemiginowska,_Brigitta_M._Sip\H{o}cz,_Tim_Unbehaun,_Christopher_van_Eldik,_Thomas_Vuillaume,_and_Roberta_Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13584 |
この記事では、天文$\gamma$線データ分析用のオープンソースPythonパッケージであるGammapyを紹介し、その最初の長期サポートリリースであるバージョン1.0の機能を説明します。最新のPython科学エコシステム上に構築されたGammapyは、多くの分析シナリオ向けに、さまざまな$\gamma$線計測器からのデータを削減およびモデル化するための統一プラットフォームを提供します。Gammapy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、他のソフトウェアパッケージ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。Gammapyは、イベントリストと計器応答関数から始まり、エネルギーと空の座標でデータをビン化することでこれらのデータを削減する機能を提供します。$\gamma$-ray機器に影響を与える残留ハドロンバックグラウンドを処理するために、バックグラウンド推定のためのいくつかの手法がパッケージに実装されています。データをビン分けした後、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つまたは複数の$\gamma$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、光度曲線の推定もサポートされています。パッケージの構造を説明した後、公開されている$\gamma$線データを使用して、スペクトルおよびスペクトル形態学的モデリングと推定など、複数の従来および新しい$\gamma$線解析シナリオにおけるGammapyの機能を示します。スペクトルエネルギー分布と光度曲線の図。その柔軟性と能力は、最終的な複数機器の例で示されます。ここでは、データ削減のさまざまな段階で、さまざまな機器からのデータセットが同時に天体物理学フラックスモデルに適合されます。
UHECR の宇宙観測における Mini-EUSO 測定の意味
| Title |
Implications_of_Mini-EUSO_measurements_for_a_space-based_observation_of_UHECRs |
| Authors |
M._Bertaina,_M._Battisti,_M._Bianciotto,_K._Bolmgren,_F._Fenu_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13723 |
Mini-EUSOは、国際宇宙ステーション上でのJEM-EUSOプログラムの最初のミッションです。2019年8月に打ち上げられ、2019年10月から運用されており、ステーションのロシアセクション（ズベズダモジュール）に設置され、天底に面した紫外線透過窓から地球を眺めています。この装置は、オリジナルのJEM-EUSOミッションのコンセプトに基づいており、25cmのフレネルレンズ2枚を用いた光学系と、各64チャンネル、合計2304本のマルチアノード光電子増倍管36本の焦点面で構成されています。単一光子計数感度と全体の視野が44$\times$44$^\circ$のチャネルです。Mini-EUSOは、約6.3kmの空間分解能と2.5$\mu$s、320$\mu$の異なる時間分解能で、近紫外範囲(主に290nm～430nm)で夜間の地球をマッピングできます。秒と41ミリ秒。Mini-EUSOの観測は、K-EUSOやPOEMMAなどの超高エネルギー宇宙線(UHECR)の研究において宇宙ベースの検出器の可能性をより適切に評価するために非常に重要です。この寄稿では、我々はUV測定の結果に焦点を当て、それを宇宙からのUHECR観測、つまり曝露量の推定との関連に置きます。
HybPSF: 観測された JWST NIRCam 画像のハイブリッド PSF 再構成
| Title |
HybPSF:_Hybrid_PSF_reconstruction_for_the_observed_JWST_NIRCam_image |
| Authors |
Lin,_Nie,_Huanyuan,_Shan,_Guoliang,_Li,_Lei,_Wang,_Charling,_Tao,_Qifan,_Cui,_Yushan,_Xie,_Dezi,_Liu,_Zekang,_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14065 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、天文観測と発見の新時代の到来を告げ、測光、天文測定、形態学、せん断測定などのさまざまな測定において前例のない精度を提供します。これらの測定の多くには、正確な点像分布関数(PSF)モデルが不可欠です。この論文では、JWSTNIRCamイメージングデータに対するHybPSFと呼ばれるハイブリッドPSF構築手法を紹介します。HybPSFは、JWSTのPSFをシミュレートするWebbPSFソフトウェアと観測データを組み合わせて、より正確で信頼性の高いPSFモデルを生成します。この方法をSMACSJ0723イメージングデータに適用し、データからWebbPSFPSFモデルを差し引いて得られた残差から補足構造を構築します。私たちの結果は、HybPSFがWebbPSFと比較してPSFモデルとデータ間の不一致を大幅に減少させることを示しています。具体的には、PSF形状パラメーターの楕円率とサイズの比較は、HybPSFが\$R^2\$の場合は約10倍、\$e\$の場合は\$50\%\$の精度を向上させることを示しています。この改善は、JWSTNIRCam画像データを使用した天文測定に重要な意味を持ちます。
すばる望遠鏡での SCExAO/FIRST による光分光干渉法: 原始惑星の H-α イメージングに向けて
| Title |
Photonic_spectro-interferometry_with_SCExAO/FIRST_at_the_Subaru_Telescope:_towards_H-alpha_imaging_of_protoplanets |
| Authors |
S\'ebastien_Vievard,_Manon_Lallement,_Elsa_Huby,_Sylvestre_Lacour,_Olivier_Guyon,_Nemanja_Jovanovic,_Sergio_Leon-saval,_Julien_Lozi,_Vincent_Deo,_Kyohoon_Ahn,_Nick_Cvetojevic,_Kevin_Barjot,_Guillermo_Martin,_Harry-Dean_Kenchington-Goldsmith,_Gaspard_Duch\^ene,_Takayuki_Kotani,_Franck_Marchis,_Daniel_Rouan,_Michael_Fitzgerald,_Steph_Sallum,_Barnaby_Norris,_Chris_Betters,_Pradip_Gatkine,_John_Lin,_Yoo_Jung_Kim,_C\'ecil_Pham,_C\'edric_Cassagnettes,_Adrien_Billat,_Motohide_Tamura,_Guy_Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14292 |
FIRSTは、可視域(600～800nm、R～400)で動作するポストExtremeAdaptive-Optics(ExAO)分光干渉計です。絶妙な角度分解能(空のデータの感度分析では、明るい伴星を0.25ラムダ/Dまで検出できることが示されています)と瞳孔位相の不連続性(数nmから数十ミクロンまで)に対する感度が組み合わされて、FIRSTは理想的なものになります。将来的に系外惑星の検出と特性評価を可能にする自己調整ソリューション。我々は、若い系外惑星の降着物質からのH-アルファ放射の検出に最適化された新しい分光器(R~3,600)の統合と上空でのテストを含む、最近のアップグレードとともに、最新の上空での結果を紹介します。
べき乗則分布の指数と極値を同時に導出する新しいツール
| Title |
A_new_tool_to_derive_simultaneously_exponent_and_extremes_of_power-law_distributions |
| Authors |
S._Pezzuto,_A._Coletta,_R._S._Klessen,_E._Schisano,_M._Benedettini,_D._Elia,_S._Molinari,_J._D._Soler,_A._Traficante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14444 |
多くの実験量はべき乗則分布$p(x)\proptox^{-\alpha}$を示します。天体物理学では、塵粒子のサイズ分布や銀河の光度関数などの例が挙げられます。このような分布は、指数$\alpha$と、分布が広がる極値$x_\text{min}$$x_\text{max}$によって特徴付けられます。3つの未知数を同時に導き出す数学的ツールはありません。一般に、$x_\text{min}$$x_\text{max}$のさまざまな推測に対応する$\alpha$のセットを推定します。次に、観察されたデータを表す最適な値のセットが事後的に選択されます。この論文では、観測値$x_i$が$x_\text{min}$と$x_\text{max}$の間の未知の範囲にどのように入力されるかについての単純な仮定に基づいて、文脈に応じて3つのパラメータを見つけるツールを紹介します。$\alpha$が与えられた場合。無料でダウンロードできる私たちのツールは、非線形最小二乗フィットを通じて最適な値を見つけます。私たちの手法を、切り捨てられた場合とそうでない場合のべき乗則分布の最尤推定器と比較します。シミュレートされたデータを通じて、サンプル内のデータ数$N$の関数として計算されたパラメーターの信頼性を各メソッドで示します。次に、この方法を観測データに適用して以下を導き出します。i)ペルセウス星形成領域の核質量関数の傾きを求め、2つのべき乗則分布を見つけます:$1.06\,M_{\sun}の間の$\alpha=2.576$$と$3.35\,M_{\sun}$、$\alpha=3.39$は$3.48\,M_{\sun}$と$33.4\,M_{\sun}$の間;ii)Fermi-LATアーカイブから抽出されたブレーザーJ0011.4+0057の$\gamma$線スペクトルの傾き。後者の場合、1,484~MeVと28.7~GeVの間で$\alpha=2.89$を導き出します。次に、それぞれ200個のフォトンのサブセットを使用して、時間分解された傾きを導出します。
ベクトルガウス過程による超新星光度曲線の縮小
ボロメータ光度曲線は、イベントの包括的なモデリングを可能にし、異なる天体間の比較を可能にするため、さまざまな天体物理現象の基礎となる物理学を理解する上で重要な役割を果たします。ただし、これらの曲線を構築するには、多くの場合、多色の測光観察からの近似と外挿が必要になります。この研究では、超新星光曲線を縮小するための新しい方法としてベクトルガウス過程を導入します。この方法を使用すると、異なる通過帯域の光曲線間の相関を考慮しながら、不均一な時系列データであってもベクトル関数を近似することができます。私たちは、OpenSupernovaCatalogを使用して収集された29個の超光度超新星(SLSNe)のサンプルにこの方法論を適用しました。それらの多色光曲線は、ベクトルガウスプロセスを使用して近似されました。続いて、各瞬間におけるSLSNスペクトルの黒体の仮定に基づいて、ボロメーター光曲線を再構築しました。この作業で開発されたベクトルガウスプロセスは、GitHubのPythonライブラリgp-multistate-kernel経由でアクセスできます。私たちのアプローチは、光度曲線データを分析するための効率的なツールを提供し、天体物理学研究の新たな可能性を開きます。
天文電波干渉データ再構成のための極座標表現を備えたトランス条件付きニューラル フィールド パイプライン
| Title |
A_Transformer-Conditioned_Neural_Fields_Pipeline_with_Polar_Coordinate_Representation_for_Astronomical_Radio_Interferometric_Data_Reconstruction |
| Authors |
Ruoqi_Wang,_Qiong_Luo,_Feng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14610 |
電波天文学では、電波望遠鏡からの波信号の測定値である視程データが、遠くの天体を観察するために画像に変換されます。ただし、信号の希薄性やその他の要因により、これらの結果の画像には通常、実際のソースとアーチファクトの両方が含まれます。より鮮明な画像を取得する1つの方法は、イメージング前にサンプルを高密度の形式に再構成することです。残念ながら、既存の可視性再構成方法では周波数データの一部のコンポーネントが欠落する可能性があるため、ぼやけたオブジェクトのエッジや永続的なアーティファクトが画像内に残ります。さらに、可視性が不規則なサンプルでは、データの偏りが原因で計算オーバーヘッドが高くなります。これらの問題に対処するために、我々は、極座標表現を備えたトランスフォーマ条件付きニューラルフィールドパイプラインで構成される、干渉可視データの再構成手法であるPolarRecを提案します。この表現は、地球が回転するときに望遠鏡が天体領域を観察する方法と一致します。さらに、極座標系の動径座標を使用して周波数情報と相関させ、完全な可視性を再構築するのに役立つ動径周波数損失関数を提案します。また、極座標系の角座標によって可視性サンプルポイントをグループ化し、その後のTransformerエンコーダによるエンコードの粒度としてグループを使用します。その結果、私たちの方法は、可視性データの固有の特性を効果的かつ効率的に捕捉することができます。私たちの実験では、PolarRecが可視領域内のすべての周波数成分を忠実に再構成すると同時に、計算コストを大幅に削減することで、画像処理結果を著しく改善することを実証しました。
適応型二次ミラーを使用した自動惑星ファインダー望遠鏡の適応型光学アップグレード
| Title |
An_adaptive_optics_upgrade_for_the_Automated_Planet_Finder_Telescope_using_an_adaptive_secondary_mirror |
| Authors |
Rachel_Bowens-Rubin,_Arjo_Bos,_Philip_Hinz,_Bradford_Holden,_Matt_Radovan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14709 |
TESSとJWSTの時代に入ると、系外惑星システムの動径速度測定を実行できる機器の需要が高まります。私たちは、UCリック天文台の2.4メートル自動惑星探査(APF)望遠鏡を補償光学(AO)システムでアップグレードすることで、この需要に応えます。AOアップグレードは、望遠鏡の静的副鏡を61個のアクチュエータを備えた適応副鏡(ASM)に置き換えることにより、APF望遠鏡に直接統合され、分光器光学系への外乱を最小限に抑えます。このアップグレードは、オランダ応用科学研究機構(TNO)の大型変形可能ミラー技術によって実現され、新しいスタイルの高効率ハイブリッド可変リラクタンスアクチュエータを使用して構築されます。提案されているAPFAOアップグレードの技術設計と製造計画の概要を説明し、HCIpyを使用して科学収率の向上をシミュレーションします。私たちのシミュレーションでは、AOのアップグレードにより、大気の乱流によるPSFの不安定性が軽減され、I=14のような暗いターゲットに対して2倍以上の倍率で分光器のスリットに光が集中する(望遠鏡の観察効率が2倍になる)と予測されています。完了すると、APF適応型副鏡は、ASMと動径速度分光器の最初の組み合わせの1つとなり、あらゆるサイズの望遠鏡における同様のAOシステムのパスファインダーになります。
コロナ・オーストラリスのコロネット星団における氷とガスの結合
| Title |
Linking_ice_and_gas_in_the_Coronet_cluster_in_Corona_Australis |
| Authors |
G._Perotti,_J._K._J{\o}rgensen,_W._R._M._Rocha,_A._Plunkett,_E._Artur_de_la_Villarmois,_L._E._Kristensen,_M._Sewi{\l}o,_P._Bjerkeli,_H._J._Fraser,_S._B._Charnley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13598 |
雲から円盤に向かう過程で、原始星エンベロープの物質の化学組成は、周囲の物理的環境に応じてさまざまな程度に保存または加工される可能性があります。この研究の目的は、オーストラリスコロナ(CrA)のコロネット星団にある原始星エンベロープの外側領域における固体(氷)と気体メタノール(CH$_3$OH)の相互作用を制限し、ヘルビッグ星団による照射の重要性を評価することです。Ae/ビースターRCrA。CH$_3$OHは主に固体と気体の相互作用(粒子表面上の凝縮したCO分子の水素化)の結果として形成されるため、主要なテストケースであり、将来の複雑な分子処理において重要な役割を果たします。コロネット内の4つの低質量原始星のエンベロープに向けた1.3mmサブミリ波アレイ(SMA)とアタカマパスファインダー実験(APEX)の観測結果を紹介します。7種の18の分子遷移が特定されています。私たちは、この強く照射された星団のCH$_3$OHガス対氷の比を計算し、それを、サーペンズメインのサーペンスSVS4星団や$\のバーナード35A雲など、放射線の照射が少ない領域にある原始星に対して決定された比と比較します。lambda$オリオニス領域。コロネット内のCH$_3$OHのガスと氷の比率は1桁異なります(1.2$\times$10$^{-4}$から3.1$\times$10$^{-3}$まで)。これは、以前の研究で見つかった、放射線の照射が少ない領域と同様です。これらの3つの領域で推定されたCH$_3$OHのガス対氷の比は、異なる紫外線照射場の強度と形成履歴にもかかわらず、著しく類似していることがわかりました。この結果は、低質量エンベロープの外側領域におけるCH$_3$OHの化学全体が物理的条件の変化に比較的依存せず、したがってそれが前星段階中に設定されることを示唆している。
UVIT/AstroSat NGC 362 の低光度青色ストラグラー星の調査: 伴星としての超低質量白色矮星の検出
| Title |
UVIT/AstroSat_Investigation_of_a_low_luminous_Blue_Straggler_Star_in_NGC_362:_Detection_of_extremely_low_mass_white_dwarf_as_companion |
| Authors |
Arvind_K._Dattatrey,_R._K._S._Yadav,_Annapurni_Subramaniam,_Ravi_S._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13602 |
本研究では、銀河球状星団NGC362内にある低光度の青色散在星の伴星として極低質量の白色矮星を特定しました。分析を行うために、AstroSat紫外線イメージングを含むさまざまな情報源から得られたデータを利用しました。望遠鏡、UVOT、および2.2mESO望遠鏡。青色散在星候補のスペクトルエネルギー分布を調べることにより、極度に低質量の白色矮星がその連星伴星であることを特定することに成功した。私たちは、極低質量白色矮星と青色散在星候補の両方の実効温度、半径、光度を決定しました。具体的には、極低質量白色矮星は実効温度15000K、半径0.17Rsun、光度1.40Lsun、質量範囲0.19～0.20Msunを示します。さらに、星団内のストラグラースターの位置は、低密度環境におけるケースA/Bの物質移動メカニズムを介して星が形成されたことを示唆しています。
| Title |
Solar_wind_ion_charge_state_distributions_and_compound_cross_sections_for_solar_wind_charge_exchange_X-ray_emission |
| Authors |
Dimitra_Koutroumpa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13647 |
太陽圏および地球の外気圏における太陽風電荷交換X線(SWCX)放射は、天体物理的ターゲットの軟X線観測において回避することが困難な信号です。一方で、SWCXプロセスによって提供されるX線イメージングの可能性により、太陽風と地球の相互作用や磁気圏界面を調査するための将来の専用宇宙ミッションの増加につながりました。どちらの場合も、SWCX放射の正確なモデリングは、その信号を正しく解釈し、必要に応じて観測からそれを削除するための鍵となります。この論文では、さまざまな種類の太陽風の太陽風存在量のACEからの測定値と、SWCXXの複合断面積$\alpha$の計算に使用される電荷交換断面積や放出確率を含む文献からの原子データをまとめています。-光線の放出。さまざまな太陽風のタイプと太陽周期条件の軟X線エネルギーバンド（0.1〜2.0keV）に関連する、HおよびHeとの電荷交換の$\alpha$値を計算します。
再発新星 T CrB には、1787 年 12 月付近と西暦 1217 年 10 月付近に以前の噴火が観察されていました。
| Title |
The_recurrent_nova_T_CrB_had_prior_eruptions_observed_near_December_1787_and_October_1217_AD |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer_(Louisiana_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13668 |
有名な反復新星(RN)Tコロナエ(TCrB)は、1866年と1946年に目視マグニチュード2.0のピークに達する噴火を観測しており、現在3回目の噴火は2024.4+-0.3年に予想されています。各RNは非常に類似した噴火の光度曲線を持ち、ほぼ均等な時間間隔で発生し、TCrBの再発タイムスケールは80年近くです。したがって、過去の噴火、1786年頃などを遡ってみるのは合理的です。私は、TCrBが1217年と1787年の噴火で見られたという、長く失われていた2つの示唆を調査しました。(1)1789年に発行されたカタログで、フランシスウォラストン牧師は、TCrBがちょうどTの頂上にある星の天文位置を報告しています。CrB.彼の手紙によると、これらの観測は1787年12月28日までの数日間に、大小の望遠鏡の両方を使って少なくとも4回行われた。ウォラストンの天文測定における限界等級は7.8等近くであるため、TCrBは噴火。他の過渡現象が強く拒否されたため、ウォラストンが座標を取得できる唯一の方法は、噴火中にTCrB自体の座標を測定することでした。(2)1217年の出来事には、ウプスベルグのアボット・バーチャードによって書かれた目撃報告書があり、北コロナで急速に上昇する恒星点源(「ステラ」)が「大きな光で輝き」、「何日間も」続き、「素晴らしい兆候」であると考えられています。バーチャードは彗星ではなく星（「ステラ」）という用語を使用したため、またバーチャードは非常に前向きな前兆を持っていたため、この出来事は彗星の報告ではあり得ませんが、普遍的に最悪の彗星ではそのようなことは不可能です前兆の。報告された現象は、TCrBの以前の噴火で予想されたとおりであり、他のすべての可能性は強く否定されるため、1217年のTCrB噴火の根拠は有力です。
磁気流体力学および磁気摩擦モデルにおける太陽コロナル磁束ロープの噴火基準
| Title |
Eruptivity_Criteria_for_Solar_Coronal_Flux_Ropes_in_Magnetohydrodynamic_and_Magnetofrictional_Models |
| Authors |
Oliver_E.K._Rice_and_Anthony_R._Yeates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13807 |
私たちは、どのスカラー量が平衡の喪失とそれに続く太陽コロナ内の磁束ロープの噴出を最もよく予測できるかを調査します。私たちのモデルは、潜在的な磁性アーケードで初期化され、その後、下限境界での2つの効果によって進化します。1つはアーケードの緩やかなせん断、太陽表面上の差動回転のモデル化、2番目は超粒状拡散です。これらにより、極性反転ラインで磁束が相殺され、ねじれた磁束ロープが形成されます。デカルト座標での完全磁気流体力学(MHD)、およびデカルト座標と極座標の両方での磁気摩擦モデルの3つのモデル設定を使用します。磁束ロープは並進的に不変であるため、非常に高速な計算時間が可能になり、数百のシミュレーションと数千の噴火からなる包括的なパラメータの研究が可能になります。同様の磁束ロープの挙動は、磁気摩擦またはMHDのいずれかを使用して観察され、噴火性の代用として使用できるスカラー基準がいくつかあります。どちらのモデルでも噴火の最も一貫した予測因子は、相対ヘリシティで正規化されたロープの軸方向の二乗電流ですが、以前に提案された「噴火指数」の変動も磁気摩擦とMHDの両方で良好に機能することがわかっています。シミュレーション。
短いコロナルループにおけるpモードによって駆動される横振動のモデル化
| Title |
Modelling_of_transverse_oscillations_driven_by_p-modes_in_short_coronal_loops |
| Authors |
Yuhang_Gao,_Mingzhe_Guo,_Tom_Van_Doorsselaere,_Hui_Tian,_Samuel_J._Skirvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13813 |
最近の観測により、短いコロナループにおける2種類の減衰のない横振動が明らかになりました。1つはループ長に応じて変化する短い周期を持ち、もう1つは周期分布の約5分でピークを示すより長い周期を持ちます。このような周期の違いを理解するために、私たちは理想的なMHDの枠組みで作業し、彩層からコロナまでの密度成層を持つ大気中に埋め込まれた短いコロナルループをモデル化します。5分間の周期を持つ傾斜したpモードのようなドライバーが1つのループフットポイントで起動されます。2種類の減衰のない横振動がループ内で励起される可能性があることが発見されました。5分間の周期性はフットポイントドライバーによって直接駆動されていると解釈しますが、その他の周期は数十秒で、異なる高調波のキンク固有モードとみなされます。したがって、私たちのシミュレーションは、観測で見つかった両方のタイプの減衰のない振動が、1つの短いコロナループ内のpモードによって励起される可能性があることを示しています。この研究は、コロナ内の遍在する減衰のない横振動についての理解を広げます。さらに、pモードが減衰のない横振動を駆動することにより、コロナ加熱の重要なエネルギー源となる可能性があることを示唆しています。
O I 1355{\AA} スペクトル線の観測から得た太陽彩層の光学的に薄い図
| Title |
An_optically_thin_view_of_the_solar_chromosphere_from_observations_of_the_O_I_1355{\AA}_spectral_line |
| Authors |
Mats_Carlsson_and_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14067 |
OI1355{\AA}スペクトル線は、日常的に観察され、彩層で形成されると考えられている数少ない光学的に細い線の1つです。我々は、界面領域イメージング分光器（IRIS）を用いたこの線のさまざまな観測結果の分析を提示し、他のIRIS診断や光球磁場の診断と比較します。私たちは、IRISの特殊なディープ露光モードを利用し、太陽のいくつかの異なる領域におけるこのスペクトル線の統計的特性の概要を提供します。私たちは線の強度の時空間変化を分析し、反対極性の磁束が相殺されるときと場所で強度が大幅に強化されることが多いことを発見しました。顕著な発光は、彩層スピキュールに関連して発生します。OIラインは光学的に薄い性質があるため、非熱的広がりにより、未解決の小規模な動きについての洞察が得られます。非熱的広がりは控えめで、典型的な値は5～10km/sで、中心から四肢にかけてある程度の変動があり、四肢に向かって緩やかに増加していることがわかります。強度と四肢外の線の広がりの高さへの依存は、異なる構造上のアルフエン波の重ね合わせによって支配される線の広がりと一致します。非熱的広がりは、プラージュ内の光球の磁束集中の間にある場所、つまり、磁場が視線に対してより傾いている可能性が高い場所の上で、控えめではありますが、顕著な増加を示しています。私たちの測定は、彩層の将来の理論モデルに厳しい制約を与えます。
垂直方向と水平方向のせん断不安定性の複合効果
| Title |
The_combined_effects_of_vertical_and_horizontal_shear_instabilities |
| Authors |
Pascale_Garaud,_Saniya_Khan,_Justin_M._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14442 |
せん断不安定性は、恒星の放射ゾーンにおける大量の乱流混合の原因となる可能性があります。それらの影響をモデル化する（理論的または数値シミュレーションを使用した）過去の試みは、せん断が純粋に垂直または純粋に水平である理想的な形状に焦点を当ててきました。しかし、恒星では、せん断力は重力に対して任意の方向を持つ可能性があります。この研究では、直接数値シミュレーションを使用して、安定した成層流体におけるせん断不安定性の非線形飽和を調査します。せん断は水平方向では正弦波であり、垂直方向では一定または正弦波です。ここで研究したパラメータ領域(非拡散、完全な乱流)では、リチャードソン数が(およそ)1より小さい場合を除き、平均垂直せん断は結果として生じる乱流のダイナミクスの制御に何の役割も果たさないことがわかります。ほとんどの恒星の放射領域は1よりはるかに大きいリチャードソン数を持っているため、我々の結果は、星の進化の計算を目的としたせん断不安定性に関連する垂直方向の混合係数の計算では、垂直方向のせん断は、たとえそれが大きくても、基本的に無視できることを意味します。水平せん断よりも大きくなります（たとえば、太陽タコクリンの場合のように）。
非放射状モードを使用した RR こと座星の詳細な小惑星地震モデリング
過去10年間の測光観測により、多くの古典的なパルセータに、非放射状モードの脈動による可能性が高いさらなる低振幅周期性が明らかになりました。マルチモードRRこと座星のグループの1つ、いわゆる0.61星は特に興味深いものです。これらの星では、半径方向の第1倍音に、周期比が約0.61の追加信号が伴います。これらの信号の最も有望な説明は、8度と9度の非放射状モードでの脈動です。0.61星の追加信号の背後にある理論が実証されれば、非放射状モードを使用して古典的なパルセータを研究できるようになるでしょう。私たちは、独自に決定した物理パラメータを使用して、選択した0.61個の星の星地震モデリングを実行し、モデリングの背後にあるこの仮定が正しい結果につながるかどうかをテストすることを目的としています。つまり、追加の信号が実際に提案された中程度の非放射状モードによるものであるかどうかをテストします。私たちは、同様に0.61個の星であり、他の物理的パラメータに関して良好な観測上の制約がある多数のRRこと座星を選択しました。これらのモードの性質は、8度または9度の非放射状モードで正しく説明されると仮定します。この仮定と物理パラメータに対する観測上の制約を使用して、星地震モデリングを実行して、観測された周期と周期比が再現できるかどうかをテストしました。選択したターゲットの大部分について、観察された期間と計算された期間および期間比の間で良好な一致が得られました。ただし、少数のターゲットでは、得られる結果があいまいで、解釈が簡単ではありません。
さそり座 V1309 恒星合体残骸を取り巻く双極構造と衝撃
| Title |
A_bipolar_structure_and_shocks_surrounding_the_stellar-merger_remnant_V1309_Scorpii |
| Authors |
T._Steinmetz_(1),_T._Kami\'nski_(1),_M._Schmidt_(1),_A._Kiljan_(2)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_(2)_Faculty_of_Physics,_University_of_Warsaw) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14588 |
コンテクスト。V1309Scoは赤色新星の一例であり、非コンパクト星同士の合体によって生成されます。V1309Scoは、合体前の祖先連星が豊富に存在するため、赤色新星のクラス内で特に重要です。目的。私たちは、物理的条件の導出やさまざまな星周構成要素の起源の確立など、星周環境の空間運動学的および化学的特性を調査することを目指しています。方法。サブミリスペクトルでの分子発光の放射性伝達モデリングを使用して分子ガスの特性を検査し、光学スペクトルからの禁制線診断を使用して電子密度と温度を制約します。衝撃モデルからの線の強度を観測値と比較して、衝撃を探して制限します。結果。音源までの新しい運動学的距離5.6kpcを導き出します。2016年と2019年にそれぞれro振動H2とサブミリHCO+放出が検出されたことは、星周環境内での活発な衝撃相互作用を示している。H2とHCO+の両方の速度プロファイル、およびサブmmCOと29-SiOのモーメント1マップは、非対称である可能性のある双極構造を示しています。サブミリ放射と光分子放射はそれぞれ35～113Kと200Kの温度を示しますが、原子ガスは衝撃加熱による可能性がある5～15kKとはるかに高温です。結論。V1309Scoの双極構造の検出は、別の赤い銀河新星V4332Sgrの構造とのさらなる類似性を示しています。これは、赤色新星では双極構造が一般的である可能性があるという証拠を提供します。収集されたすべてのデータはV1309と一致しており、Scoは運動学的および化学的に複雑なシステムをもたらします。
古典的な T タウリ星 TW Hya への 25 年間の降着
| Title |
Twenty-Five_Years_of_Accretion_onto_the_Classical_T_Tauri_Star_TW_Hya |
| Authors |
Gregory_J._Herczeg,_Yuguang_Chen,_Jean-Francois_Donati,_Andrea_K._Dupree,_Frederick_M._Walter,_Lynne_A._Hillenbrand,_Christopher_M._Johns-Krull,_Carlo_F._Manara,_Hans_Moritz_Guenther,_Min_Fang,_P._Christian_Schneider,_Jeff_A._Valenti,_Silvia_H.P._Alencar,_Laura_Venuti,_Juan_Manuel_Alcala,_Antonio_Frasca,_Nicole_Arulanantham,_Jeffrey_L._Linsky,_Jerome_Bouvier,_Nancy_S._Brickhouse,_Nuria_Calvet,_Catherine_C._Espaillat,_Justyn_Campbell-White,_John_M._Carpenter,_Seok-Jun_Chang,_Kelle_L._Cruz,_S.E._Dahm,_Jochen_Eisloeffel,_Suzan_Edwards,_William_J._Fischer,_Zhen_Guo,_Thomas_Henning,_Tao_Ji,_Jesse_Jose,_Joel_H._Kastner,_Ralf_Launhardt,_David_A._Principe,_Conner_E._Robinson,_Javier_Serna,_Michal_Siwak,_Michael_F._Sterzik,_Shinsuke_Takasao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14590 |
降着は、原始惑星系円盤の進化と分散を支配する物理学において中心的な役割を果たします。この論文の主な目的は、太陽質量に最も近い降着星であるTWHyaへの質量降着速度の経時的安定性を分析することです。1998年から2022年までに取得されたTWHyaの1169個のアーカイブ高解像度スペクトルの光スペクトル全体にわたるベールを測定します。次に、バルマージャンプをカバーする26個の磁束校正されたスペクトルを使用して、ベールが降着率に変換されます。過剰連続体から測定された降着率は、平均$2.51\times10^{-9}$~M$_\odot$~yr$^{-1}$で、FWHM0.22dexのガウス分布になります。この降着率は、ボロメータ補正の不確実性により最大1.5倍過小評価される可能性があります。また、線状に逃げる降着エネルギーの一部、特にLy$\alpha$を除外するため、さらに1.7倍過小評価される可能性があります。降着光度はHe線光度とよく相関していますが、H$\alpha$およびH$\beta$光度とはあまり相関していません。降着率は時間の経過とともに常に変動しますが、より長い時間スケールでは25年間にわたって安定しています。この変動レベルは、すべてではないが、ほとんどの降着若い星についてのこれまでの測定結果と一致している。
\textit{Solar Orbiter} と \textit{Parker Solar Probe} によって観測された磁束ロープの噴出
| Title |
The_eruption_of_a_magnetic_flux_rope_observed_by_\textit{Solar_Orbiter}_and_\textit{Parker_Solar_Probe} |
| Authors |
David_M._Long,_Lucie_M._Green,_Francesco_Pecora,_David_H._Brooks,_Hanna_Strecker,_David_Orozco-Su\'arez,_Laura_A._Hayes,_Emma_E._Davies,_Ute_V._Amerstorfer,_Marilena_Mierla,_David_Lario,_David_Berghmans,_Andrei_N._Zhukov,_Hannah_T._R\"udisser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14651 |
磁束ロープはコロナ質量放出の重要な要素であり、これらの噴火現象の中核を形成します。しかし、噴火の開始前に磁束ロープが存在するかどうか、存在する場合にはロープの向きと螺旋力線が作る巻き数を判断することは、磁場モデリングや磁束ロープの現場検出なしには困難です。私たちは、2022年9月4日と5日に\textit{SolarOrbiter}宇宙船を使用して行われた、フィラメントチャネルに沿ったプラズマ流の2つの異なる観測結果を紹介します。プラズマがソース活性領域から太陽円盤を横切って静かな太陽に移動するにつれて、それぞれのプラズマ流は右巻きの螺旋運動を示しました。これは、フィラメントチャネルの磁気構成には、正のカイラリティーと少なくとも1つの磁束ロープが含まれていることを示唆しています。振り向く。プラズマ流の長さと速度は最初の観測から2番目の観測までに増加し、フラックスロープの進化を示唆しており、その後フラックスロープは2回目のプラズマ流の$\sim$5~時間以内に噴出した。その後、噴出する磁束ロープは、エンカウンター13号の際に\textit{パーカー太陽探査}宇宙船の上を通過し、構造の\textit{現場での}診断が可能になりました。複雑で太陽圏の電流シートの下から噴出する磁束ロープと一致していますが、\textit{in-situ}測定はリモートセンシング観測からの右巻き磁束ロープの推論を裏付けています。これらの観測は、太陽近くの磁束ロープの噴出と進化についてのユニークな洞察を提供します。
| Title |
Neutrinos_from_the_Sun_can_discover_dark_matter-electron_scattering |
| Authors |
Tarak_Nath_Maity,_Akash_Kumar_Saha,_Sagnik_Mondal,_Ranjan_Laha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.12336 |
私たちは、太陽からの高エネルギーニュートリノ観測を使用して、暗黒物質と電子の散乱を調査します。電子と相互作用する暗黒物質（DM）は、太陽の内部に捕捉される可能性があります。これらの捕捉されたDMは消滅して、異なる標準モデル(SM)粒子が生成される可能性があります。これらのSM状態から生成されるニュートリノは、IceCubeとDeepCoreで観察できます。太陽方向からのニュートリノは過剰ではありませんが、IceCubeとDeepCoreの現在のデータセットは、DM質量範囲$10\,$GeVから$10^5\のDM電子散乱断面積に最も強い制約を設定していることがわかります。,$GeV。私たちの研究は、ニュートリノ望遠鏡による将来の太陽の観測によって、DM-電子相互作用が発見される可能性があることを示唆しています。
地球を通るニュートリノ伝播: nuPyProp を使用した不確実性のモデル化
| Title |
Neutrino_propagation_through_Earth:_modeling_uncertainties_using_nuPyProp |
| Authors |
Diksha_Garg,_Mary_Hall_Reno,_Sameer_Patel,_Alexander_Ruestle,_Yosui_Akaike,_Luis_A._Anchordoqui,_Douglas_R._Bergman,_Isaac_Buckland,_Austin_L._Cummings,_Johannes_Eser,_Fred_Garcia,_Claire_Gu\'epin,_Tobias_Heibges,_Andrew_Ludwig,_John_F._Krizmanic,_Simon_Mackovjak,_Eric_Mayotte,_Sonja_Mayotte,_Angela_V._Olinto,_Thomas_C._Paul,_Andr\'es_Romero-Wolf,_Fr\'ed\'eric_Sarazin,_Tonia_M._Venters,_Lawrence_Wiencke,_Stephanie_Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13659 |
地球をニュートリノ変換器として使用すると、天体物理学的点源からのタウニュートリノ束をタウレプトン誘発の大気シャワー（EAS）によって検出できます。ミューニュートリノとタウニュートリノによって引き起こされる上向きのEAS信号は両方とも、地上、準軌道、および衛星ベースの機器で検出できます。これらのニュートリノ望遠鏡の感度は、nuPyPropシミュレーションパッケージを含むnuSpaceSimパッケージで評価できます。nuPyPropパッケージは、ニュートリノ($\nu_\mu$、$\nu_\tau$)を地球全体に伝播させ、対応する荷電レプトン(ミューオンおよびタウレプトン)を生成します。nuPyPropを使用して、荷電レプトンの出口確率とそのスペクトルにおける地球密度モデル、タウ脱分極効果、光核電磁エネルギー損失モデルからの不確実性を定量化します。最大の不確実性は電磁エネルギー損失モデリングに由来しており、モデル間には20～50%もの違いがあります。nuPyPropの結果を他のシミュレーションパッケージの結果と比較します。
包括的な多変量解析を通じて中性子星の特性と核物質パラメーターの間の関係を確立する
| Title |
Establishing_connection_between_neutron_star_properties_and_nuclear_matter_parameters_through_a_comprehensive_multivariate_analysis |
| Authors |
N._K._Patra,_Prafulla_Saxsena,_B._K._Agrawal_and_T._K._Jha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.13896 |
私たちは、中性子星(NS)の特性を状態方程式(EoS)を記述する核物質パラメーターと結び付けるという課題を軽減することを試みてきました。NS特性と個々の核物質パラメーターとの相関結果は異なります。主成分分析は、複数の核物質パラメータと潮汐変形能、および$1.2-1.8M_\odot$の質量範囲内の中性子星の半径との間の関係を解明するツールとして使用されます。低密度の中性子星物質に必須のEoSは、核物質パラメータの無相関一様分布と最小限に制約された結合事後分布の両方を使用して導出されています。より高い密度($\rho>0.32$fm$^{-3}$)の場合、EoSは音速の適切なパラメータ化を通じて確立されており、一貫して因果関係が維持され、徐々に等角限界に近づきます。私たちの分析では、NS特性の変動の90\%以上を説明するには、2つ以上の主成分を考慮することが重要であり、多変量解析を採用する重要性が強調されていることが明らかになりました。潮汐変形能の変動を説明するには、特定のNS質量における半径の主成分と比較して、より多くの主成分が必要です。NSの潮汐変形能と半径に対する等ベクトル核物質パラメータの寄与は、NSの質量が1.2$M_\odot$から1.8$M_\odot$に増加するにつれて$\sim$25\%減少し、それに応じてNSの質量も$\sim$25\%減少します。等スカラー核物質パラメータが増加します。
中性子星のクォークハドロンパスタ相：媒質に依存する表面張力と曲率張力の役割
私たちは、大質量中性子星の核に存在すると予想される、\textit{pasta}相と呼ばれることが多いハドロンとクォークの混合相の特性を研究します。状態方程式(EoS)を構築するために、ハドロン物質のAPREoSに基づく解析表現と、クォーク物質のベクトル相互作用を特徴とするMITバッグモデルを組み合わせます。混合相のモデル化には、有限サイズとクーロン効果を一貫して考慮する圧縮性液滴モデルを利用します。表面張力を一定の自由パラメーターとして扱い、曲率張力を無視したこれまでのほとんどの解析とは異なり、我々は多重反射展開形式を使用した微小物理計算を採用してこれらのパラメーターを決定し、同時にEoSとの自己一貫性も確保しています。私たちは、モデルパラメータを変化させて混合ハイブリッドEoSの広範なセットを構築し、星の構造方程式を解いて中性子星の質量と半径の関係を取得し、現在の天体物理学的制約を満たすモデルを選択します。私たちの発見は、EoSの剛性とその結果として生じる恒星構造に関して、一定の表面張力を使用した計算と厳密に一致しています。ただし、それらは、混合相内での幾何学的構造の種類とその普及範囲に大きな違いがあることを明らかにしています。具体的には、曲率効果により、表面張力の値が大きいにもかかわらず、高密度では管や気泡の出現が促進されますが、低密度では液滴や棒の存在が抑制されます。
アインシュタイン・カルタン重力におけるヒッグス・インフレーションの量子補正
この論文では、ヒッグスの実数スカラー成分の数を$N$として、大きな$N$制限におけるアインシュタインカルタン(E-C)重力に関連したヒッグスインフレーションモデルに対する量子補正を研究します。最近、ヒッグス場とニーヤン項の間に非最小結合が存在する場合、E-C形式におけるヒッグスインフレーションが計量およびパラティーニ形式におけるヒッグスインフレーションを滑らかに接続することが判明しました。これは、E-Cヒッグスインフレーションに対する量子補正を調査し、量子補正によって引き起こされるリッチ曲率の2乗$R^2$が、計量形式ではヒッグスインフレーションの紫外(UV)拡張に成功する一方で、どのようにしてヒッグスインフレーションに失敗するのかを明らかにする動機となります。パラティーニ事件。E-C形式における繰り込みに必要な一般化された$R^2$-項は、パラティーニの限界に近づくにつれて質量が増加するため、系と徐々に切り離される新しいスカラー自由度(DoF)、スカラロンを誘発することを示します。。スカラロンの存在により、パラティーニ限界に近いパラメータ空間を除いて、元のモデルの真空におけるUVカットオフが拡張されます。このUV拡張は、スカラロンの非存在下での(p)再加熱中に存在する可能性のある強い結合の問題を解決すると期待されます。
最近の天体物理学的観測によって制約された相対論的ハドロンモデルのベイズ解析
| Title |
Bayesian_analysis_of_a_relativistic_hadronic_model_constrained_by_recent_astrophysical_observations |
| Authors |
B._A._de_Moura_S.,_C._H._Lenzi,_O._Louren\c{c}o,_M._Dutra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14417 |
私たちはベイジアン解析を使用して、NICERミッション、LIGO/Virgo共同研究による最近の測定に関連する天体物理データ、および熱核破壊装置を含む他の12のソースからの質量と半径の確率分布から核物質の状態方程式を制約します。静止低質量X線バイナリ。この目的のために、我々は$\omega-\rho$相互作用を含む相対論的ハドロン平均場モデルに基づいて研究を行います。我々の結果は、飽和密度におけるいくつかのバルクパラメータ、すなわち有効質量、非圧縮性、対称エネルギー勾配($L_0$)の最適範囲を示しています。たとえば、$68\では$L_0=50.79^{+15.16}_{-9.24}$MeV(ケース1)と$L_0=75.06^{+8.43}_{-4.43}$MeV(ケース2)が見つかります。分析された2つのケースの%$信頼区間(PREX-IIデータに関連する$L_0$の異なる入力範囲)。それぞれのパラメータ化は、GW170817事象の無次元潮汐変形能などの観測中性子星のデータだけでなく、核物質の重要な制約とも一致しています。これらの最良のパラメータ化から得られた質量半径曲線から、$11.97\mbox{km}\leqslantR_{1.4}\leqslant12.73\mbox{km}$(ケース1)および$12.34\mbox{km}の範囲も見つかります。\leqslantR_{1.4}\leqslant13.06\mbox{km}$(ケース2)$1.4M_\odot$中性子星の半径。
コンパクトな星シミュレーションのための核物質の新しい共変密度汎関数
| Title |
New_covariant_density_functionals_of_nuclear_matter_for_compact_star_simulations |
| Authors |
Jia_Jie_Li_(SWU,_Chongqing)_and_Armen_Sedrakian_(FIAS,_Frankfurt_and_U._Wroclaw) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14457 |
核物質の拡張共変密度汎関数の3つのファミリーを生成します。これらは、対称エネルギーの傾きと核飽和密度での歪度が異なりますが、その他の点では標準DDME2と同じ基本パラメーター(対称エネルギー、圧縮率、飽和パラメーターなど)を共有します。DD2、およびMPE機能。これらの新しい密度汎関数のパラメーターの表が提供されており、DDME2、DD2、およびMPEパラメーター化ベースのコードで直接使用できます。さらに、あまり知られていない対称エネルギーの傾きや核系の歪みが天体物理学に及ぼす影響を評価するための天体物理シミュレーションで使用できる、多数の状態方程式の表(各族に81)を提供します。コンパクトなオブジェクトの。また、重力波形のモデリングなどに使用できる、計算された積分パラメータ(質量、半径、潮汐変形能)のテーブルも提供します。最後に、拡張されたDDME2ベースのパラメーター化のために、クォーク物質への1次の相転移を実装して、クォーク物質への相転移を受け入れる状態方程式の族を取得します。この場合にも、EoSおよび積分パラメータの類似テーブルが提供されます。
ニュートリノ相互作用による宇宙バーストからのキラルおよびフレーバー付き $Z^\prime$ の探査
| Title |
Probing_chiral_and_flavored_$Z^\prime$_from_cosmic_bursts_through_neutrino_interactions |
| Authors |
ShivaSankar_K.A.,_Arindam_Das,_Gaetano_Lambiase,_Takaaki_Nomura,_Yuta_Orikasa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14483 |
微小なニュートリノ質量の起源は、標準モデル(BSM)を超えたさまざまな現象学的側面につながる未解決のパズルです。いくつかの興味深い試みの中でも、標準モデル(SM)の$U(1)$ゲージ拡張は、いわゆるシーソー機構が3世代の右手ニュートリノの追加とそれに続くニュートリノの追加によって具体化される、シンプルで興味深い設定です。$U(1)$と電弱対称性の破れ。このようなシナリオは本質的に異常がなく、中立BSMゲージボソン($Z^\prime$)で現れます。それに加えて、遺物密度の測定に由来するダークマター(DM)と呼ばれる非発光のこれまで未確認の物体の存在に関する未解決の疑問が生じています。$Z^\prime$の性質を探るため、ガンマ線バースト(GRB221009A、これまでで最高のエネルギー)のような宇宙爆発の文脈で$Z^\prime-$ニュートリノ相互作用を調査できるキラルシナリオとフレーバーシナリオに焦点を当てます。)、ブレーザー(TXS0506+056)、および活動銀河(NGC1068)です。ニュートリノ反ニュートリノ消滅により電子陽電子対が生成され、これがエネルギー付与を通じてGRBにエネルギーを与える可能性があります。最高エネルギーGRBを考慮し、エネルギー蓄積速度を推定することで、キラルに対する$Z^\prime$の質量$(M_{Z^\prime})$と追加の$U(1)$カップリング$(g_X)$を制約します。Schwarzchild、Hartle-Thorne、および修正された重力フレームワークのフレーバー付きシナリオ。一方、これらのモデルに実行可能な代替DM候補を追加して、$t-$チャネル内の$Z^\prime$を介したニュートリノDM散乱を研究し、$g_X-M_{Z^\prime}$の制約を推定します。IceCube実験での宇宙ブレーザーと活動銀河からの高エネルギーニュートリノの観測データを使用した平面。結果を、さまざまな散乱実験、ビームダンプ実験、および$g-2$実験から得られた境界と比較します。
ヒッグスポータルのフリーズインダークマターに対するポジティブな限界
次元8演算子までの一般的なヒッグスポータル相互作用を使用して、スカラー暗黒物質の凍結の遺物の密度と陽性限界を検討します。次元4と次元6のヒッグスポータル相互作用が、質量重力子、放射子、共形モードと非共形モードによる一般的な計量カップリングなどの特定の顕微鏡モデルにおけるヒッグスまたはスカラー暗黒物質の質量二乗に比例する場合、次元8を取ることができます。微分ヒッグスポータル相互作用は、再加熱後のヒッグス場の2対2の熱散乱を介して遺跡密度を決定するのに支配的であると考えられます。我々は、フリーズインメカニズムから正しいレリック密度を説明するための広いパラメータ空間が存在し、同様の次元8の自己相互作用の存在下で、ポジティブ限界が次元8の導関数ヒッグスポータル相互作用を自明ではなく抑制できることを示します。ヒッグスと暗黒物質について。
夜痛（空の悲しみ）：夜空の輝きと天文学と空の伝統のための環境の喪失
| Title |
Noctalgia_(sky_grief):_Our_Brightening_Night_Skies_and_Loss_of_Environment_for_Astronomy_and_Sky_Traditions |
| Authors |
Aparna_Venkatesan_(University_of_San_Francisco)_and_John_C._Barentine_(Dark_Sky_Consulting) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.14685 |
『サイエンス』誌で光害について初めて言及してから50年が経ち、同誌は最近このテーマを2023年6月16日号の表紙に取り上げ、人間と生態系の健康、概日リズム、移動パターンなどへの大きな影響を強調しました。私たちはここで、科学、遺産、数千年にわたる空の伝統、場所に基づいた言語などの喪失を表す、私たちが共有する空という家庭環境の喪失が加速していることに対する「空の悲しみ」を表現するために「夜痛」という用語を提供し、次のステップを要約します。夜間と昼間の空の保護に取り組みます。
