非標準的な宇宙膨張の歴史: ニュートリノのデカップリングと原始元素合成の痕跡
| Title |
Non-standard_cosmic_expansion_histories:_Neutrino_decoupling_and_primordial_nucleosynthesis_signatures |
| Authors |
D._Aristizabal_Sierra,_S._Gariazzo,_A._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15531 |
非標準的な状態方程式を伴う宇宙論的シナリオには、$p/\rho>1$となる原始流体として理解される超剛性流体が関与する可能性があります。それらのエネルギー密度は、放射線が支配的だった時代の初期には、宇宙のエネルギー収支を支配する可能性があります。その期間中、宇宙はより速い膨張を経験し、それはその時代に起こるデカップリングプロセスに影響を及ぼします。クインエッセンスモデルや加速宇宙論は、そのようなシナリオの良い例です。超剛性状態が非常に早い時期に熱的に切り離されると仮定すると、たとえ結合したとしても、その観察上の痕跡は宇宙膨張率と放射エネルギー密度にのみ残されます。私たちは超剛性流体の完全なセットを検討し、ニュートリノデカップリングとBBN時代におけるそれらの特徴を研究します。$N_\text{eff}$の測定だけでは、これらのシナリオに緩やかな制約が課せられますが、チリのアタカマ砂漠にあるシモンズ天文台による今後の測定により、まだかなりの影響が観察できる地域をテストすることができます。しかし、BBNデータを考慮すると、これらの領域は原始ヘリウム4および重水素の存在量の測定値とほとんど一致しないことが証明されています。私たちの調査結果は、原始ヘリウム4存在量の測定は最も厳しい制約を意味し、原始重水素の測定もある程度は競合することを示しています。原始ヘリウム4存在量測定の統計的不確実性が$\sim60\%$改善されれば、これらのシナリオがかなりの効果を生み出す可能性がある領域でテストされることになると我々は指摘します。その精度を超えると、アクセス可能な領域は標準的な期待どおりに劣化します。その場合、潜在的には存在するものの、ニュートリノデカップリングもBBN観測物質も高感度プローブにはなりません。
非局所相互作用はダークマターハローの安定性にとって不可欠な要素である：クロスモデル研究
| Title |
Non-local_Interactions_are_Essential_Elements_for_Dark_Matter_Halo_Stability:_A_Cross-Model_Study |
| Authors |
Ahmad_Borzou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15592 |
この論文では、暗黒物質(DM)ハローの安定性を調べるための包括的な方法論を紹介し、ハローの安定性を維持するには、本質的に基本的であるか有効であるかにかかわらず、非局所的な粒子間相互作用の必要性を強調します。我々は、ハローの実効自由エネルギーにおける「非局所的」相互作用を考慮せずに、安定したハローを予測する際に、バニラコールドコリジョンレスDMモデルが不適切であることを強調します。この相互作用は、バリオンフィードバック、自己相互作用、または固有の相互作用などの要因から潜在的に生じる可能性があります。暗黒粒子の量子的特性。安定性の前提条件では、中心からの距離に関係なく、ハロー内の任意の2点間に重要な効果的な相互作用が必要です。ここで提案される方法論は、さまざまなDMモデルの安定性を精査し、そのパラメーター空間を洗練するための体系的なフレームワークを提供します。標準的な低温衝突のないフレームワークからの逸脱がハローの中心付近の領域に限定されているモデル内のDMハローは、その外側のセクターで安定性を示す可能性は低いと推測されます。私たちの研究では、摂動的な量子効果を使用してDMハロー内の不安定性の問題に適切に対処できないことを示しています。この問題はフェルミオンDMではそれほど顕著ではありませんが、ボソンDMを考慮すると深刻度が高くなります。顕著な量子効果を持つボソンで作られたハローは鋭いエッジを持っているのに対し、フェルミオンで作られたハローは無限に向かって広がるより拡散した境界を示すことがわかりました。また、選択した質量プロファイルの周囲で有効な自由エネルギーの最も広範な形式も調査します。
| Title |
Measurements_of_the_Hubble_constant_from_combinations_of_supernovae_and_radio_quasars |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Xiyan_Yang,_Zisheng_Zhang,_Jieci_Wang,_Marek_Biesiada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15731 |
このレターでは、ハッブル定数$H_0$の値を決定する、宇宙論モデルに依存しない改良された方法を提案します。この方法では、SNIaパンテオンデータからの固定されていない光度距離$H_0d_L(z)$と、標準定規として校正された中間光度の電波クエーサーのサンプルからの角直径距離$d_A(z)$を組み合わせて使用します。$d_L(z)$と$d_A(z)$の間の距離双対関係は堅牢で宇宙論的モデルから独立しているため、そのような組み合わせから$H_0$を解きほぐすことができます。ただし、赤方偏移が一致したクエーサーとSNIaペアの数は少ない(37データ点)。したがって、人工ニューラルネットワーク(ANN)法の利点を利用して、完全な120個の電波クエーサーサンプルでトレーニングされたネットワークから$d_A(z)$関係を復元します。この場合、結果は、SH0ESとH0LiCOWのコラボレーションによるローカルプローブから取得された$H_0$の値と明確に一致します。3つの統計的要約測定:加重平均$\widetilde{H}_0=73.51(\pm0.67){~km~s^{-1}~Mpc^{-1}}$、中央値$Med(H_0)=74.71(\pm4.08){~km~s^{-1}~Mpc^{-1}}$とMCMCでシミュレートされた事後分布$H_0=73.52^{+0.66}_{-0.68}{~km~s^{-1}~Mpc^{-1}}$は互いに完全に一致しており、精度は$1\%$レベルに達しました。これは、私たちの方法の将来の応用にとって励みになります。$H_0$の個々の測定値は$z=0.5～2.0$の範囲にわたるさまざまな赤方偏移に関連しているため、この事実を利用して、この目的で使用されるオブジェクトの赤方偏移を伴う$H_0$測定値に顕著な傾向があるかどうかを確認します。。しかし、私たちの結果は、私たちが使用したデータがそのような体系的な効果の欠如を強く裏付けるものでした。
銀河固有速度の相関とその共分散について
銀河の大きなサンプルの固有速度の測定により、重力物理学をコード化する宇宙構造の成長速度の決定を含む、標準的な宇宙論モデルの新しいテストが可能になります。現在、そのようなサンプルのサイズは数十万の銀河に近づいており、宇宙論的な情報を抽出するには複雑な統計解析技術とモデルが必要です。この論文では、銀河速度と周囲の大規模構造との間の相関関数が宇宙論モデルをテストするためにどのように利用できるかを要約します。我々は、宇宙論的尤度分析に役立つ可能性のある、このような相関関数間の分析的共分散の新しい決定を提示します。これらの共分散を決定するために使用する統計モデルには、サンプル選択関数、観測ノイズ、カーブスカイ効果、および赤方偏移空間の歪みが含まれます。これらの共分散の決定を大規模な宇宙論的シミュレーションからの対応する推定値と比較することにより、これらの解析モデルが異なる統計と分離の間の共分散の重要な特徴を回復し、構造の成長速度の同様の測定値が得られることを実証します。
構造成長と S8 張力の後期修正
低赤方偏移銀河調査と主CMBの間の$S_8$緊張は、$\Lambda$CDMモデルの破綻の可能性を示唆しています。最近、低赤方偏移銀河の調査とCMBレンズによる高赤方偏移の調査を使用して異なる結果が得られ、構造の成長に対する時間依存の変化の可能性を動機付けています。我々は、特に暗黒エネルギー密度の単純な関数として、構造の成長が遅い時間で$\Lambda$CDM予測から逸脱する単純な現象論的モデルを調査します。銀河レンズ、CMBレンズ、BAO、超新星のデータセットに当てはめると、$\Lambda$CDMからの偏差を定量化するパラメーターの非ゼロ値について、解析の選択に応じて2.5～3$\sigma$という重要な証拠が見つかりました。。$z\sim1$以下で構造の成長が遅い推奨モデルは、$\Lambda$CDMよりもデータへのジョイントフィットを向上させます。全体的なフィット感は改善されていますが、銀河とCMBレンズが構造の成長におけるさまざまな変化を促進するという弱い証拠があります。
宇宙の網の階層的再構成、H-Spine法
宇宙の網は、空隙、壁、フィラメント、クラスターなどの入れ子になった階層構造で構成されています。これらの構造は相互接続し、相互に包含し、集合的に複雑なネットワークを形成します。ここでは、空隙、壁、フィラメントを階層的に識別して特徴付けるように設計されたフレームワークである階層スパイン(H-Spine)メソッドを紹介します。異方性重力崩壊によって課せられる幾何学的および力学的制約にヒントを得たH-Spine法は、宇宙構造間の幾何学的配置と相互接続性、およびそれらの入れ子関係を捉え、単一スケールまたはマルチスケールと比較して宇宙の網のより完全な記述を提供します。スケールが近づいてきます。この方法の有用性を説明するために、3レベルの階層空間で特定された空隙、壁、フィラメントの密度とサイズの分布を示します。この分析は、階層内の各レベルが宇宙のウェブ要素に固有の独特の密度とスケールをどのように明らかにするかを示しています。
Didymos システムの DART 衝突後の新しい期間: 異常な軌道減衰の証拠
| Title |
New_Post-DART_Collision_Period_for_the_Didymos_System:_Evidence_for_Anomalous_Orbital_Decay |
| Authors |
Taylor_Gudebski,_Elisabeth_Heldridge,_Brady_McGawn,_Elle_O_Hill,_Jonathan_J._Swift_and_Henry_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15488 |
2022年9月26日、NASAのDART宇宙船は、ディディモス星系(65803)の二次小惑星であるディモルフォスに衝突しました。これにより、衛星が小惑星の方向を変える効率を、システムの周期の変化から測定できるようになりました。タッチャー天文台からの新しいデータを提示し、周期の変化$\DeltaP=-34.2\pm0.1$minを測定します。これは、以前の測定値から$3.5\,\sigma$ずれています。これは、前回の測定と今回の測定の間の20～30日で、システム周期が$\sim1$分減少した可能性があることを示唆しています。このシステムに関してこれまでに提示されたメカニズムはこれほど大きな周期変化を説明できず、衝突噴出物による抗力が説明できる可能性は低いことがわかりました。私たちの結果を確認し、衝突後のこのシステムをさらに理解するには、(65803)Didymosシステムのさらなる観察が必要です。
天の川銀河全体の惑星形成: 銀河の化学進化の文脈における惑星人口
| Title |
Planet_formation_throughout_the_Milky_Way:_Planet_populations_in_the_context_of_Galactic_chemical_evolution |
| Authors |
Jesper_Nielsen,_Matthew_Raymond_Gent,_Maria_Bergemann,_Philipp_Eitner,_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15504 |
天の川銀河内で時間の経過とともに星の組成が進化するにつれて、その結果として生じる惑星の人口も進化します。惑星の形成を銀河の化学進化の文脈に置くために、化学的に定義された薄い円盤と厚い円盤、およびハローを表す大きな($N=5\,325$)恒星のサンプルを利用し、惑星をシミュレートします。これらの星の周りの小石の付着によって形成されます。私たちは、形成された惑星の組成を追跡するために、蒸気と耐火性鉱物の間の関連する化学遷移を考慮して、原始惑星系円盤の化学モデルを構築します。私たちの合成惑星の質量は、星の金属量[Fe/H]の増加に伴って平均して増加し、巨大惑星や超地球は、薄い円盤($\alpha$に乏しい)星の周りに最も一般的であることがわかりました。全体的に固体粒子のバジェットが高くなります。巨大惑星は、厚い円盤($\alpha$に富む)星の周囲には非常にまれ($\lesssim$1\%)存在し、ハロー星の周囲にはほとんど存在しないことがわかります。これは、薄い円盤内の金属が豊富な星ほど、惑星の個体数がより多様であることを示しています。金属量が低いと水の氷線を超えて効率的に成長することができないため、水が豊富な惑星は金属量の少ない星の周囲ではあまり一般的ではありません。原始惑星系円盤内の鉄を水に酸化させると、[Fe/H]が増加するにつれて核質量分率が減少します。凝縮モデルから鉄の酸化を除外すると、代わりにコアの質量分率が高くなり、地球のコア質量分率とよりよく一致し、[Fe/H]の増加に伴って増加します。私たちの研究は、銀河の化学進化と、星の質量や化学組成などの恒星のパラメータが、結果として生じる惑星の人口をどのように形作ることができるかを示しています。
TOI-4600 b および c: 初期 K 矮星を周回する 2 つの長周期巨大惑星
| Title |
TOI-4600_b_and_c:_Two_long-period_giant_planets_orbiting_an_early_K_dwarf |
| Authors |
Ismael_Mireles,_Diana_Dragomir,_Hugh_P._Osborn,_Katharine_Hesse,_Karen_A._Collins,_Steven_Villanueva,_Allyson_Bieryla,_David_R._Ciardi,_Keivan_G._Stassun,_Mallory_Harris,_Jack_J._Lissauer,_Richard_P._Schwarz,_Gregor_Srdoc,_Khalid_Barkaoui,_Arno_Riffeser,_Kim_K._McLeod,_Joshua_Pepper,_Nolan_Grieves,_Vera_Maria_Passegger,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Joseph_E._Rodriguez,_Dax_L._Feliz,_Samuel_Quinn,_Andrew_W._Boyle,_Michael_Fausnaugh,_Michelle_Kunimoto,_Pamela_Rowden,_Andrew_Vanderburg,_Bill_Wohler,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15572 |
我々は、初期K矮星TOI-4600（V=12.6、T=11.9）を周回する2つの長周期巨大系外惑星の発見と検証について報告する。この惑星は、TESSシングルトランジット惑星によるトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの観測を使用して最初に検出された。候補ワーキンググループ(TSTPC-WG)。内惑星TOI-4600bの半径は6.80$\pm$0.31R$_{\oplus}$、公転周期は82.69日です。外惑星TOI-4600cの半径は9.42$\pm$0.42R$_{\oplus}$、公転周期は482.82日で、これまでにTESSによって発見された確認または検証された惑星の中で最長周期となっています。私たちは、TESS測光と地上の分光法、測光、および高解像度イメージングを組み合わせて、2つの惑星を検証します。平衡温度がそれぞれ347Kと191KであるTOI-4600bとcは、高温/温暖木星と太陽系の巨大ガス惑星との間のギャップを埋める、小さいながらも増え続ける温帯巨大系外惑星の個体数を増やします。TOI-4600は、さらなるトランジットと惑星の質量と軌道を測定するための正確なRV観測、および追加の非トランジット惑星の探索のための有望なターゲットです。さらに、通過分光法メトリック(TSM)値が$\sim$30であるため、両方の惑星はJWSTによる大気の特性評価に適しています。これらを総合すると、複数の巨大な系外惑星を含む惑星系の形成と進化についての洞察が得られるでしょう。
CNEOS の太平洋サイトで太陽系外組成と思われる小球体を発見 2014-01-08 (IM1) 火球
| Title |
Discovery_of_Spherules_of_Likely_Extrasolar_Composition_in_the_Pacific_Ocean_Site_of_the_CNEOS_2014-01-08_(IM1)_Bolide |
| Authors |
Abraham_Loeb,_Toby_Adamson,_Sophie_Bergstrom,_Richard_Cloete,_Shai_Cohen,_Kevin_Conrad,_Laura_Domine,_Hairuo_Fu,_Charles_Hoskinson,_Eugenia_Hyung,_Stein_Jacobsen,_Mike_Kelly,_Jason_Kohn,_Edwin_Lard,_Sebastian_Lam,_Frank_Laukien,_Jim_Lem,_Rob_McCallum,_Rob_Millsap,_Christopher_Parendo,_Michail_Pataev,_Chaitanya_Peddeti,_Jeff_Pugh,_Shmuel_Samuha,_Dimitar_Sasselov,_Max_Schlereth,_J.J._Siler,_Amir_Siraj,_Peter_Mark_Smith,_Roald_Tagle,_Jonathan_Taylor,_Ryan_Weed,_Art_Wright,_Jeff_Wynn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15623 |
私たちは、2023年6月14日から28日までの期間、パプア州マヌス島の北約85kmにある火球CNEOS2014-01-08(IM1)の計算された経路を中心とした海底で、大規模な曳航磁気そり調査を実施しました。ニューギニア。サンプル中に直径0.05～1.3ミリメートルの小球体が約700個見つかり、そのうち57個がこれまでに分析されました。小球体は、予想される流星の経路に沿って著しく集中していました。IM1の経路に沿った高収量領域近くの47個の小球体の質量分析により、そのうちの5個については明確な太陽外存在量パターンが明らかになり、一方、背景の小球体は太陽系起源と一致する存在量を示した。ユニークな小球体は、太陽系標準のCIコンドライトと比較して、最大3桁過剰なBe、La、Uを示しています。これらの「BeLaU」タイプの小球体は、これまでに見たことのない、Reなどの非常に低い耐火性親鉄性元素も含んでいます。Mn、Zn、Pbなどの揮発性元素は、流星のエアバースト中の蒸発損失から予想されるように枯渇します。さらに、$^{57}$Fe/$^{54}$Feおよび$^{56}$Fe/$^{54}$Feの質量依存変動も、軽同位体の蒸発損失と一致しています。小球体が大気中を移動する間。「BeLaU」存在量パターンは、IM1の経路外の制御領域では見つからず、太陽系で一般的に製造される合金や天然隕石とは一致しません。この証拠は、「BeLaU」型小球体とIM1の関連を示しており、CNEOSデータから暗示される高速度や異常な物質強度とは無関係に、その星間起源を裏付けている。私たちは、「BeLaU」存在量パターンは、太陽系外の鉄核を持つ惑星の高度に分化したマグマオーシャン、またはよりエキゾチックな起源から生じた可能性があることを示唆しています。
外側の安定した層状層を持つ水星の流体コア内での遊離によって誘発された流れの影響
| Title |
Effects_of_the_librationally_induced_flow_in_Mercury's_fluid_core_with_an_outer_stably_stratified_layer |
| Authors |
Fleur_Seuren,_Santiago_A._Triana,_J\'er\'emy_Rekier,_Ankit_Barik,_Tim_Van_Hoolst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15912 |
水星の熱進化と磁場に関する観測上の制約は、流体コアの上部が安定に成層していることを示しています。ここでは、さまざまな程度の成層を想定して、水星の主な88日間の縦振動に応じて安定層が核流にどのような影響を与えるかを計算し、コアマントルに作用する粘性トルクと電磁トルクを通じてコア流が振動振幅を変更できるかどうかを研究します。境界（CMB）。我々は、コアの流れがCMB付近の成層の強さに強く依存するが、安定した成層層の有無にかかわらず、コアの運動がリブレーションに及ぼす影響は無視できることを示した。しかし、コアの上部にある安定した成層層は、半径方向の動きを妨げることによって重力慣性モードによる共振挙動を防ぎ、CMB付近の強力な水平方向の流れを促進する可能性があります。遊離的に駆動される流れは乱流である可能性が高く、水星の双極子の磁場の1$\%$程度の強さの非軸対称誘導磁場を生成する可能性があります。
初期火星の中低圧大気下での季節的な雪解け
| Title |
Seasonal_thaws_under_mid-to-low_pressure_atmospheres_on_Early_Mars |
| Authors |
Paolo_Simonetti,_Giovanni_Vladilo,_Stavro_L._Ivanovski,_Laura_Silva,_Lorenzo_Biasiotti,_Michele_Maris,_Giuseppe_Murante,_Erica_Bisesi,_Sergio_Monai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16094 |
このテーマに関する科学的研究は数十年にもわたって行われてきたにもかかわらず、火星史上最初の1.5ギルの気候はまだ完全には理解されていません。特に難しいのは、火星の表面に液体の水が長期間存在することと、火星が受ける比較的低い日射量とを調和させる必要があることであり、この問題は微光若い太陽（FYS）のパラドックスとして知られている。この論文では、子午線熱拡散の強化された処方を備えた緯度エネルギー平衡モデルであるESTMと放射伝達コードEOSを使用して、温度の季節変動が液体の水の流出につながる局所的条件をどのように引き起こす可能性があるかを調査します。火星の二分法、150メートルまたは550メートルの全球等価層(GEL)と単純化されたCO$_2$雲またはH$_2$O雲を持つ北方海洋の影響を含めます。惑星の離心率と傾斜角がゼロから十分に異なる場合、1.3～2.0バールのCO$_2$主体の大気では、非効率的な熱再分配により季節的な雪解けが生じる可能性があることがわかった。また、近日点引数に対するさまざまな値の影響も研究しました。局地的に有利な条件が存在する場合、その条件は火星年の$>15\%$にわたって持続します。これらの結果は、追加の温室効果ガス(H$_2$、CH$_4$など)や一時的な熱注入現象(小惑星の衝突や火山の噴火など)を必要とせずに得られます。CH$_4$が適度な量(0.1～1\%)であると、季節的な雪解けが可能となるパラメーター空間領域が大幅に広がります。
不均一性の影響 I: 不均一な表面と大気が惑星の冷却を加速する
我々は、放射対流平衡下では、惑星の表面と大気の空間的および時間的変化により、惑星の冷却が増加する傾向があるという一般原理を提案します。この原理は、ジェンセンの不等式と、入ってくる恒星フラックスと大気の不透明度の変化に対する表面温度と出ていく冷却フラックスの応答関数の曲率に基づいています。我々は解析モデルを使用して、この原理がさまざまなタイプの惑星に当てはまることを実証します。(1)空気のない惑星では、平均表面温度は平衡温度よりも低くなります。(2)大気のある地球型惑星では、入ってくる恒星フラックスの不均一性と大気の不透明度により平均表面温度が低下します。(3)巨大な惑星では、不均一に分布した恒星光束と大気の不透明度により、放射される赤外線束が増加し、内部が冷却されます。可視不透明度の不均一性が大気を加熱する場合がありますが、その影響は一般に赤外線不透明度の不均一な冷却効果よりもはるかに小さいです。均質な場合と比較して、不均質な地球型惑星の平均表面温度は20%以上低下する可能性があり、巨大惑星の内部熱流束は1桁以上増加する可能性があります。私たちの分析枠組みが簡略化されているにもかかわらず、恒星の光束の不均一性の影響は強固であるように見えますが、より現実的な状況における不透明度の不均一性の影響を完全に理解するにはさらなる研究が必要です。この原理は、これまで不均一性の役割が見過ごされてきた可能性のある低解像度の一次元の枠組みを使用した、惑星の居住可能性と巨大惑星の進化に関する私たちの理解に影響を与えます。
不均一性の影響 II: 回転状態と軌道状態は惑星の冷却に影響を与える
不均質効果の理論を一般化して、異なる不均質な惑星間の比較を可能にします。累積分布関数に基づく不均一性の測定基準を適用して、これまで見落とされていたパラメータに対する惑星冷却の依存性を調査します。空気のない惑星の平均表面温度は、回転速度と表面の熱慣性とともに増加します。これは、潮汐ロック構成における値と平衡温度を制限します。解析モデルを使用して、巨大惑星の内部熱流束が大きな空間変動を示し、主に「放熱フィン」として機能する夜側および高緯度地域から放出されることを実証しました。対流帯で水平方向に均一な内部温度が与えられると、入射する恒星フラックスの不均一性が増加すると、出て行く内部磁束は数倍まで増加します。この増加は、惑星の力学や回転による熱の再分配が増加すると減少します。高速で回転する惑星上に出る内部フラックスは、一般に、惑星の傾斜角と軌道離心率とともに増加します。タイムスケールと春分点の真の異常も重要な役割を果たします.放射タイムスケールが長い場合,出ていく内部フラックスはわずかに減少しますが,傾斜とともに非線形傾向を示します.私たちの発見は,回転と軌道の状態が惑星の冷却と衝突に大きな影響を与えることを示しています.巨大惑星の内部進化、特に潮汐ロック惑星や離心率と傾斜角が大きい惑星（天王星など）、およびそれらの冷却流束の空間的および時間的変化。
不均質効果 III: ホットジュピターの熱流に対する気象の影響
巨大惑星の内部フラックスは大気の動きに影響を与え、大気は内部の冷却を決定します。ここでは、非静水圧大循環モデル(SNAP)とマルチストリーム多重散乱放射モジュール(HARP)を組み合わせて、高温木星の熱流に対する気象の影響をシミュレートします。私たちは、垂直熱流束が主に下層大気の対流によって輸送され、その上に位置する「放射循環」ゾーンの力学と放射によって調節されることを発見しました。温度の逆転は昼側に起こり、上向きの放射束を減少させます。大気上層で輻射が効率的になるまで、垂直熱輸送を中継する.昼夜のコントラストと空間的不均一性の増加により、大気抵抗とともに冷却流束が増加する.赤外線の不透明度の温度依存性により不透明度の不均一性が大幅に増幅される.大気循環は可能性があるが、放射対流境界の上の狭い領域で熱を下方に輸送すると、不透明度の不均一性効果が力学効果を克服し、同じ内部エントロピーと恒星フラックスを使用した局所シミュレーションよりも全体的な内部冷却が大きくなります。この強化は平衡に決定的に依存します。温度、抗力、大気の不透明度。1600Kよりも高温の強い抗力大気では、3次元(3D)モデルの顕著な不均一効果により、1D放射対流平衡モデルと比較して内部冷却が数倍増加する可能性があります。この研究は、Zhang(2023ab)の不均一性効果の分析的議論を裏付けています。これは、ホットジュピターの膨張メカニズムと巨大惑星の進化全般を理解する上で3D大気モデルを使用することの重要性を強調しています。
純粋な分子ガスのトレーサーとしてのプロトン化シアン化水素
| Title |
Protonated_hydrogen_cyanide_as_a_tracer_of_pristine_molecular_gas |
| Authors |
Y._Gong,_F.J._Du,_C._Henkel,_A.M._Jacob,_A._Belloche,_J.Z._Wang,_K.M._Menten,_W._Yang,_D.H._Quan,_C.T._Bop,_G.N._Ortiz-Le\'on,_X.D._Tang,_M.R._Rugel,_S._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15521 |
プロトン化シアン化水素HCNH$^{+}$は、冷たい分子雲内の気相イオン中性反応の仲介者であるため、宇宙化学において基本的な役割を果たしています。しかし、環境がHCNH$^{+}$の化学に及ぼす影響はまだよくわかっていない。IRAM-30mとAPEX-12mの観測により、蛇骨フィラメントと蛇骨南におけるHCNH$^{+}$の堅牢な分布を初めて報告した。我々のデータは、HCNH$^{+}$が寒冷領域や静止領域では豊富であるが、星形成が活発な領域では不足していることを示唆している。H$_{2}$に対するHCNH$^{+}$の存在割合は、原始星核の$3.1\times10^{-11}$から星前核の$5.9\times10^{-10}$までの範囲に及びます。また、HCNH$^{+}$の存在量は一般にH$_{2}$カラム密度の増加とともに減少し、これはHCNH$^{+}$が雲コアと共進化することを示唆している。私たちの観察とモデリングの結果は、低温分子雲中のHCNH$^{+}$の存在量がH$_{2}$数密度に強く依存していることを示唆しています。HCNH$^{+}$の存在量の減少は、H$_{2}$の数密度が増加するにつれて、その主な前駆体（HCNやHNCなど）が凍結するという事実によって引き起こされます。しかし、現在の化学モデルでは、HCNH$^{+}$の存在量がHCNおよびHNCの存在量とは逆相関を示すが、N$_{2の存在量とは正の相関を示すという事実など、観察された他の傾向を説明することはできません。}$H$^{+}$はサーペンス南北部の塊状部の南部にあります。これは、HCNとHNCが凍結する領域でN$_{2}$のような分子を介してHCNH$^{+}$を形成するには追加の化学経路が呼び出される必要があることを示しています。HCNH$^{+}$は重力崩壊前の分子コアに最も豊富に存在するという事実と、低$J$HCNH$^{+}$遷移のH$_{2}$臨界密度が非常に低いという事実の両方この分子イオンを元の分子ガスの優れたプローブにします。
DES J024008.08-551047.5: 極環銀河ファミリーの新しいメンバー
| Title |
DES_J024008.08-551047.5:_A_New_Member_to_the_Family_of_Polar_Ring_Galaxies |
| Authors |
Akhil_Krishna_R,_Sreeja_S_Kartha,_Blesson_Mathew,_Ujjwal_Krishnan,_Savithri_H_Ezhikode_and_Robin_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15534 |
DECaLSから得られた光学画像データの視覚観察中に、偶然の発見が現れ、環状銀河DESJ024008.08-551047.5(DJ0240)の存在が明らかになりました。我々は、一次元等光線および二次元GALFIT解析を実行して、環状銀河の直交性を確認し、ホスト銀河内の異なる成分を特定しました。私たちは、リング成分が主銀河に対してほぼ垂直に位置する銀河DJ0240を潜在的なPRG候補として発見しました。リングとホストのコンポーネントの位置角度は、それぞれ80度と10度と決定されており、それらが互いにほぼ直交していることを示しています。私たちは、リング構成要素がホスト銀河よりも3倍長く伸びており、ホスト銀河よりも青く、明確な色分離を示していることを観察しました。ホスト成分とリング成分の推定g-rカラー値は、それぞれ0.86+/-0.02と0.59+/-0.10magです。リングコンポーネントの色の値は、典型的な渦巻銀河に似ています。主銀河の色と膨らみと円盤の構成要素の存在は、主銀河がレンチキュラー型である可能性を示しています。PRGと他の環状銀河(RTG)の間の測光特性の比較に基づいて、我々の発見は、ホストと環の構成要素の間の微妙だが顕著な色の違いを明らかにしました。DJ0240のホストコンポーネントとリングコンポーネントの両方が、RTGよりもPRGとより密接に一致していることが観察されました。さらに、銀河DJ0240のリング成分(nring)のサーシックインデックス値を、PRGおよびホーグ型銀河の選択されたサンプルと比較しました。その結果、DJ0240のnring値は0.13と著しく低く、この銀河がPRGに分類されていることが裏付けられました。したがって、環状銀河DJ0240はPRGファミリーに含まれる非常に有望な候補であると考えられます。
NGC 1512 の進化の車輪を動かすものは何ですか? UVITの研究
| Title |
What_drives_the_wheels_of_evolution_in_NGC_1512?_A_UVIT_study |
| Authors |
Thomas_Robin,_Sreeja_S_Kartha,_Ujjwal_Krishnan,_Kanak_Saha,_Viral_Parekh,_Koshy_George,_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15537 |
環境および永年のプロセスは、銀河の進化において極めて重要な役割を果たします。これらは、相互作用などの外部プロセス、またはバー、バルジ、スパイラル構造の作用による内部プロセスによるものである可能性があります。渦巻銀河で進行中の星形成は、これらのプロセスの影響を受ける可能性があります。銀河内の星の形成を研究すると、銀河の進化についての洞察が得られます。棒渦巻銀河NGC1512とその衛星NGC1510の間で進行中の相互作用は、銀河の相互作用と銀河棒の存在がNGC1512の進化にどのような影響を与えるかを調査する機会を提供します。私たちは、銀河対における最近の星形成活動を理解することを目指しています。AstroSatに搭載された紫外線イメージング望遠鏡(UVIT)を使用すると、銀河静止系で約85pcの空間解像度で銀河内の星形成領域を研究することができます。NGC1512のUVITFUV画像で175個の星形成領域を特定して研究し、中性水素(HI)分布と相関付けました。私たちは、銀河円盤内の星形成の強化と歪みの局所的な領域を検出しました。これは銀河内のHI分布と一致しています。これは、銀河の星形成特性に影響を与えている過去および現在進行中の相互作用の証拠です。内輪の性質を調べました。内側のリングの領域は、バーの長軸付近で最大の星形成速度密度(log(SFRDmean[Msolaryr-1kpc-2])~-1.7)を示していることがわかり、これらの領域での混雑効果の可能性を示唆しています。銀河内の棒の領域では、紫外線放射も枯渇しています。この欠如は、銀河棒が特定された棒領域内のガスの再分布と星形成の消失に積極的な役割を果たしたことを示唆しています。したがって、我々は、長期的要因と環境的要因の両方がNGC1512の進化に影響を与える可能性があることを示唆しています。
新しい Swift/UVOT+MaNGA (SwiM) 付加価値カタログ
| Title |
The_New_Swift/UVOT+MaNGA_(SwiM)_Value-added_Catalog |
| Authors |
M._Molina_(1,2,3),_L._Duffy_(4),_M._Eracleous_(4),_M._Ogborn_(4),_M._E._Kaldor_(4),_R._Yan_(5),_C._Gronwall_(4),_R._Ciardullo_(4),_N._Ajgaonkar_(5,6)_(1_Montana_State,_2_U_of_Utah,_3_Vanderbilt_U,_4_Penn_State,_5_U_of_Kentucky,_6_Intel_Corp) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15551 |
新しいSwift/UVOT+MaNGA(SwiM)カタログ(SwiM_v4.1)を紹介します。SwiM_v4.1は、Swift/UVOT近紫外(NUV)イメージングとMaNGA積分場光学分光法の独自の重複を考慮して、近くの銀河内の星形成と塵の減衰を研究するように設計されています。SwiM_v4.1は、元のSwiMカタログ(SwiM_v3.1)の約4倍である559個のオブジェクトで構成され、赤方偏移範囲z~0.0002～0.1482に及び、より多様で豊富なサンプルを提供します。最終的なMaNGAサンプルの約5%がSwiM_v4.1に含まれており、SwiM_v4.1銀河の42%が他のよく知られたカタログと相互リストされています。各銀河の同じピクセルサイズと角度解像度を持つUVOT画像、SDSS画像、MaNGA輝線とスペクトル指数マップを含むSwiM_v3.1と同じデータ、および銀河と観測特性を含むファイルを提示します。SwiM_v4.1はバイアスがかからないように設計されており、その結果、一部のオブジェクトのMaNGAまたはSwiftデータの信号対雑音比が低くなります。私たちは、各MaNGA輝線マップのサイエンス対応ピクセルの割合と、3つすべてのNUVフィルターの統合光束と逆分散を含む新しいファイルを提供することで、この問題に対処しました。SwiM_v4.1の均一な角度分解能とサンプリングは、局所宇宙における消光と減衰の抑制やブラックホールフィードバックの影響の研究など、多くの科学的疑問の解決に役立ちます。銀河地図、カタログファイル、およびそれらに関連するデータモデルは、SDSSWebサイトで公開されています:https://www.sdss4.org/dr17/data_access/value-added-catalogs/?vac_id=swift-manga-value-added-カタログ。
GN-z11 における断続的な星形成による急速な化学濃縮
私たちは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるGN-z11(z=10.6)の観測によって最近報告された、特異な超太陽窒素存在量を、最先端の化学進化モデルを使用して解釈します。観測されたCNO比は、銀河が静止状態で断続的な星形成の歴史を経験していれば、採用された初期質量関数、元素合成収量、および超大質量($>$1000$M_\odot$)星の存在とは無関係に、首尾よく再現できます。$\sim$100Myrのフェーズが続き、2つの強力な星のバーストを分離します。2回目のバーストの直後、ウォルフ・ライエ星（最大$120M_\odot$）が主要な濃縮源となり、一時的に（$<$1Myr）特定の元素（N、F、Na、Al）と同位体（$^）を強化します。{13}$C、$^{18}$O)。(i)非常に大質量の星や対不安定超新星も含む単一バーストモデル、または(ii)濃縮前のシナリオを含む代替説明はデータと一致しません。初期のシステムでは、フィードバックによって制御された断続的な星形成が一般的である可能性があります。元素存在量は、この仮説を検証し、核および恒星の天体物理学に関する新たな洞察を得るために使用できます。
暗黒エネルギー分光器(DESI)調査により、$\sim3$millionクェーサーの光学スペクトルが得られます。これらのクエーサーの正確な赤方偏移は、幅広い科学への応用を促進します。ここでは、DESIEarlyDataRelease(EDR)に含まれる$\sim95$kクェーサーの系統赤方偏移推定を、クェーサースペクトルへの輝線の適合に基づいて改善しました。DESIパイプラインの赤方偏移の大部分は信頼できます。ただし、EDRクエーサーの$\sim19\%$には、新しい赤方偏移から$>500\,{\rmkm\,s^{-1}}$ずれたパイプライン赤方偏移があります。特に$z>1$での赤方偏移推定の改善を実証するために、合成クエーサースペクトルを使用します。これらの新しい赤方偏移は、\url{https://github.com/QiaoyaWu/DESI_EDR_qsofit/blob/main/DESI_EDR_Aug29_redshift_only.fits}で入手できます。
AGN ディスクに埋め込まれたスターによる金属の濃縮
我々は、新しい光イオン化モデルと併せて公表された結果の批判的評価に基づいて、AGNの広い輝線領域と狭い輝線領域(BLRおよびNLR)の元素存在量を個別に評価します。私たちは、1)一部のAGNで通常の化学進化で説明できる範囲を超えるHe/Hの増強を発見し、2)以前に報告されているよりも程度は低いものの、超太陽{\alpha}の存在量を確認しました。また、3)二次生産と一致するN/O比を再確認します。4)太陽またはわずかに太陽以下の鉄の存在量。5)銀河の化学進化とは対照的な、赤方偏移に依存しない金属性。我々は、6)AGN円盤におけるその場での星の進化と汚染(SEPAD)モデルの観点から、NRLよりもBLRの金属量が大きいことを解釈します。a)赤方偏移の独立性は、円盤内に放出され、中央の超大質量ブラックホール(SMBH)に降着する重元素汚染物質によるものであると考えられます。b)進化する大質量主系列星のトップヘビー集団の降着風代謝に対する限定されたHe過剰。c)主系列進化後の超太陽系CNO濃縮による核合成。d)複数の星の世代の副産物に対する大量のN/O。e)円盤内のII型超新星の噴出物に対するMg、Si、およびFe。これらの結果は、f)進行中の自己制御された星形成、g)限界重力安定性を維持するのに十分な星の明るさ、h)種子の豊富な生産、およびi)AGN円盤内でその後成長した残留ブラックホール集団の密な共存の裏付けとなる証拠を提供します。
Q1218+0832 に向かう $z=2.226$ の塵っぽい減衰ライマン $\alpha$ 吸収体の銀河対応物と環境について
| Title |
On_the_galaxy_counterpart_and_environment_of_the_dusty_Damped_Lyman-$\alpha$_Absorber_at_$z=2.226$_towards_Q1218+0832 |
| Authors |
J._P._U._Fynbo,_L._B._Christensen,_S._J._Geier,_K._E._Heintz,_J.-K._Krogager,_C._Ledoux,_B._Milvang-Jensen,_P._M{\o}eller,_S._Vejlgaard,_J._Viuho,_G._\"Ostlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15781 |
私たちは、クェーサーQ1218+0832の場のさらなる観測について報告します。ガイヤーら。(2019)は、前景の減衰ライマンアルファ吸収体(DLA)の塵によって赤く薄暗くなったクエーサーの探索から得られたクエーサーの発見を発表しました。DLAは、10^22cm^-2に近い非常に大きなHIカラム密度を持つことで注目に値します。その塵消滅曲線は、ローカルグループから知られている2175AAバンプを示しています。また、CI分子やCO分子に代表される低温ガスからの吸収も示しています。ここでは、Q1218+0832の領域の狭帯域観測を紹介し、またDLAに対応する銀河を探すためにアーカイブHST画像も使用します。DLA銀河からの発光は、狭帯域画像でもHST画像でも見つかりません。HST画像では、衝突パラメータ0.3秒角、3シグマ検出限界26.8等/秒角^2まで調査できます。狭帯域画像では、衝撃パラメータ0秒角まで調査しましたが、3シグマの検出限界である約3*10^-17ergs^-1cm^-2までは何も検出されませんでした。Q1218+0832の59秒角南に、光束3*10^-16ergs^-1cm^-2の明るいライマンアルファ放射体が検出されました。我々は、DLA銀河は非常に小さな衝突パラメータ(<0.3秒角、2.5kpc)に位置しているか、光学的に暗い場所にあるに違いないと結論付けています。また、DLA銀河は銀河グループの一部である可能性が最も高くなります。
VLBI で検出された電波源の発生源数と現行および次世代の機器による全天探査の見通しについて
| Title |
On_the_source_counts_of_VLBI-detected_radio_sources_and_the_prospects_of_all-sky_surveys_with_current_and_next_generation_instruments |
| Authors |
S._Rezaei,_J._P._McKean,_A._T._Deller_and_J._F._Radcliffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15859 |
mJIVE-20調査の一環として、1.4GHzの超長基線干渉計(VLBI)で画像化された電波源の検出率と数の分析を紹介します。FIRSTによって特定された24,903個の電波源のサンプルから、4,965個がVLBIスケールで検出され、全体の検出率は$19.9\pm2.9~$%になります。ただし、検出率は、FIRSTの$80~mJy~beam^{-1}$のピーク表面輝度での約50パーセントから、おそらく表面によって支配される検出限界での約8パーセントまで低下することがわかりました。VLBI観測の明るさの感度。これは電波源の数の変化による影響もあります。また、アーク秒スケールでのコンパクトさが、VLBIで電波源が検出されるかどうかを決定する主要な要因であること、およびVLBIで検出される電波源のサイズの中央値が7.7マスであることもわかりました。調査の完全性と有効空域を補正した後、磁束密度$S_{\rm1.4~GHz}>1~mJy$のVLBIで検出された電波源の差分数カウントの傾きを$\eta_{\と決定します。rmVLBI}=-1.74\pm0.02$。これは、FIRST親集団($\eta_{\rmFIRST}=-1.77\pm0.02$)の場合よりも浅く、より高い周波数で選択された小型電波源の場合($\eta_{\rmJBF}=-2.06\pm0.02$)。このことから、EVNとVLBAによる全天($3\pi~sr$)サーベイは$(7.2\pm0.9)\times10^{5}$の電波源をマス解像度で検出できる可能性があることがわかります。、そして、仮想のSKA-VLBIアレイの場合、コンパクトな無線源の密度は複数の源（一次ビーム当たり3.9）によるビーム内位相基準には十分（5.3~deg$^{-2}$）であること。
宇宙の物質の$15\%$を占めるバリオンの大部分は、冷たい黒色矮星の中で炭素と酸素として一生を終えることになります。暗黒物質(DM)は宇宙の物質の残りの$85\%$を占めていますが、DMの運命は不明です。ここで我々は、純粋に重力相互作用するDM粒子の運命が2つの可能な経路のうちの1つに従うことを示します。最初の考えられるルートである「放射線の運命」シナリオは、巨大なDM粒子が重力放射線によって十分なエネルギーを失い、らせん状に超大質量ブラックホールに突入し、最終的にはホーキング放射によって消滅するというものだ。2番目の可能なルートである「単独漂流」運命は、より軽いDM粒子に当てはまります。この場合、中央のDMハロー領域のみが螺旋を描きながら中央のBHに入り、その後ホーキングが放射されます。DMハローの残りの部分は、宇宙の加速膨張によって引き裂かれます。
冷たい雲の中の芳香サイクルはどの程度広がっているのでしょうか?
我々は、いくつかの冷たく高密度の雲に向かう大規模な炭化水素サイクルの検出を報告する。イエベス40m電波望遠鏡を用いてQバンド（31～50GHz）の4つの発生源（L1495B、Lupus-1A、L483、L1527）を観測しました。ラインスタック手法を使用すると、L1495B、Lupus-1A、L483のベンゾニトリル(C6H5CN)の統計的に有意な証拠がそれぞれ31.8シグマ、15.0シグマ、17.2シグマレベルで見つかりましたが、4番目のシグマレベルではC6H5CNの兆候はありませんでした。ソース、L1527。導出された柱の密度は(1.8-4.0)e12cm-2の範囲にあり、低温の高密度雲TMC-1に向けて導出された値よりも若干低くなります。この研究と文献で寒冷雲に由来するベンゾニトリルの存在量をすべて一緒に分析すると、HC7Nの存在量が多いほど、C6H5CNもより豊富であるという明確な傾向が現れます。これは、長い炭素鎖が豊富に存在する星間雲では芳香環が特に好まれていることを示しており、直鎖状炭素鎖の形成を担う化学プロセスが芳香環の合成にも関与していることを示唆している。また、ベンゾニトリル以外の環も検索し、L1495Bに向かってそれぞれ9.3シグマ、7.5シグマ、8.4シグマでインデン(C9H8)、シクロペンタジエン(C5H6)、および1-シアノシクロペンタジエン(1-C5H5CN)の証拠を発見しました。これは、C6H5CNからの最も強い信号を示しています。L1495Bで検出されたさまざまなサイクル間の相対存在量は、TMC-1で以前に検出されたものと3倍以内で一致しています。したがって、炭素鎖が豊富な雲にはC6H5CNだけでなく他の大きな芳香環も豊富に存在すると考えられます。
異なるクェーサーの寄与を持つサブミリメートルの明るい銀河の周囲の銀河周回 Ly$\alpha$ 放射
| Title |
Circumgalactic_Ly$\alpha$_emission_around_submillimeter-bright_galaxies_with_different_quasar_contributions |
| Authors |
Vale_Gonz\'alez_Lobos,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Seok-Jun_Chang,_Max_Gronke,_Guinevere_Kauffmann,_Chian-Chou_Chen,_Hai_Fu,_Aura_Obreja_and_Emanuele_P._Farina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15955 |
我々は、増加するクェーサー(QSO)放射を伴う5つの高赤方偏移($z\sim$3-4)サブミリ波銀河(SMG)の拡張ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)放射を対象としたVLT/MUSE観測を紹介します。2つのSMG、QSOをホストする2つのSMG、およびSMGコンパニオンとのQSOをホストする1つのSMG(QSO+SMG)。これらの発生源は、同等の質量（平均質量$M_{\rmDM}\sim10^{12.2}\,{\rmM}_\odot$）の暗黒物質ハロー内に位置するはずです。我々は、Ly$\alpha$放射の明るさと範囲をその運動学とともに定量化し、QSO/星形成による光イオン化、銀河/QSO流出による衝撃、重力冷却放射、Ly$\alpha$光子の共鳴散乱。我々は、QSO+SMGシステムが最も長くて明るい星雲を表示し、続いてQSOをホストしているSMG、そして最後にSMGの未検出の環銀河媒体(CGM)を表示するなど、さまざまなLy$\alpha$の明るさと範囲を発見した。この多様性は、重力冷却が主な動力メカニズムである可能性が低いことを示唆しています。QSOおよびQSOアウトフローからの光イオン化が、平均密度$n_{\rmH}>0.5\,$cm$^{-3}$の場合の放出のパワーに寄与する可能性があることを示します。さらに、観測されたLy$\alpha$の光度は、各銀河のダスト含有量を法とするQSOのLy$\alpha$光子の割り当てに比例しており、星雲に電力を供給する際のQSOの放射の共鳴散乱が寄与している可能性があることが強調されています。電波が静かなシステム周辺で通常報告されているものよりも大きなLy$\alpha$線幅(FWHM$\gtrsim1200\,$km$\,$s$^{-1}$)が見つかり、大規模な流出を示しています。私たちの発見を確認するには、既知のホスト特性を持つ同様の高赤方偏移の大規模システムを対象とした統計調査が必要です。
大質量楕円銀河の進化後期におけるクエーサーフィードバックモードにおける風の支配的な役割について
| Title |
On_the_dominant_role_of_wind_in_the_quasar_feedback_mode_in_the_late_stage_evolution_of_massive_elliptical_galaxies |
| Authors |
Bocheng_Zhu,_Feng_Yuan,_Suoqing_Ji,_Yingjie_Peng,_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15970 |
この論文では、{\itMACER}フレームワークで高解像度の流体力学シミュレーションを実行することにより、楕円銀河の後期進化におけるAGNフィードバックの役割を調査します。AGNと恒星のフィードバックという異なるフィードバック機構を考慮したモデルを比較することで、AGNのフィードバックがブラックホールを低降着状態に保ち、星の形成を抑制するのに重要であることが判明した。次に、銀河に蓄積されたAGN放射と風からのエネルギーを比較すると、銀河内のガスの放射冷却を補償できるのは風だけであることがわかります。さらに、風が星間物質を加熱し、星の形成を抑制する可能性がある累積エネルギー出力と衝突面積を調べることにより、冷たい（クエーサー）フィードバックモードと熱い（電波）フィードバックモードからの風がどちらに支配的な役割を果たしているかを調査します。私たちの結果は、まず、AGNはほとんどの時間をホット(無線)モードで費やしますが、累積エネルギー出力はコールドモードの爆発によって支配されることを示しています。第二に、ハロー内のガスを加熱するのに十分な大きさがあるのはコールドモードの風の衝突領域だけですが、ホットモードの風はそうではありません。さらに、コールドモードの風は、星の質量損失から物質を一掃することができます。これらの結果は、コールドモード風の支配的な役割を示しています。ジェットフィードバックがないことなど、モデルの限界について説明します。
ここでは夜明けが静かです: [$\alpha$/Fe] の上昇は、原天の川銀河を刺激した大規模なガスの降着の兆候です
| Title |
The_dawn_is_quiet_here:_Rise_in_[$\alpha$/Fe]_is_a_signature_of_massive_gas_accretion_that_fueled_proto-Milky_Way |
| Authors |
Boquan_Chen,_Yuan-Sen_Ting,_Michael_Hayden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15976 |
原天の川時代は銀河系で最も初期の星を形成し、その後の円盤形成の初期条件を設定します。APOGEEとH3調査による最近の観測では、[$\alpha$/Fe]比が[Fe/H]$=-3$と$-1.3$の間で最低値($\sim0.25$)に達するまでゆっくりと減少していることが示されました。原始銀河時代に形成された可能性が最も高い、その場で金属に乏しい恒星の中で選ばれたもの。[$\alpha$/Fe]は、[Fe/H]$=-1$の厚い円盤集団に一般的に関連付けられている伝統的な高い値を満たすために上昇しました。[$\alpha$/Fe]の上昇は、「煮込み」段階シナリオとして知られる星形成効率(SFE)の増加によって引き起こされる可能性があることが示唆されました。しかし、ガスの流入は、星形成の歴史や銀河の化学進化の形成にも重要な役割を果たします。私たちは、銀河化学進化(GCE)を伴う統計実験を用いて、この予期せぬ[$\alpha$/Fe]上昇を調査します。私たちのモデルには、誕生時の冷たい星間物質(ISM)の初期貯留層の質量、Ia型超新星(SNeIa)の頻度、暖かいISMの冷却タイムスケール、SFE、および流入速度の5つの自由パラメーターがあります。新鮮なガスの。最後の2つの自由パラメーターは、[$\alpha$/Fe]が最低値に達した後に変更することが許可され、原始銀河時代を2つのフェーズに分割しました。[$\alpha$/Fe]の上昇が新鮮ガスの大量流入によって引き起こされることを発見し、[$\alpha$/Fe]の上昇はその材料が原型を形成した低温モード降着の兆候であると結論付けました。円盤形成前の天の川。SFEは化学進化の制御に不可欠ですが、[$\alpha$/Fe]の上昇を促進するために必ずしも増加するとは限りません。
JWSTは、銀河中心の雲における広範なCOの氷とガスの吸収を明らかに G0.253+0.015
| Title |
JWST_reveals_widespread_CO_ice_and_gas_absorption_in_the_Galactic_Center_cloud_G0.253+0.015 |
| Authors |
Adam_Ginsburg,_Ashley_T._Barnes,_Cara_D._Battersby,_Alyssa_Bulatek,_Savannah_Gramze,_Jonathan_D._Henshaw,_Desmond_Jeff,_Xing_Lu,_E.A.C._Mills,_Daniel_L._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16050 |
F182M、F187N、F212N、F410M、F405N、およびF466Nフィルターを使用した、ブリックとして知られる中央分子ゾーンの分子雲G0.253+0.015のJWSTNIRCam観察を報告します。クラウドソースパッケージを使用して、6つのフィルターすべてで検出された56,146個の星をカタログ化します。ザ・ブリックの内部と背後にある星々は、CO氷とガスの組み合わせによって生成されるF466Nフィルターで驚異的な吸収を示しています。この結論を裏付けるため、また一般的なリソースとして、F466N、F470N、およびF410MフィルターのCOガスと氷、およびCO$_2$氷のモデルを紹介します。COガスと氷の両方が、観察される星の色に寄与している可能性があります。しかし、COガスはF466NのPf$\beta$線とHu$\epsilon$線を吸収しないが、これらの線は過剰な吸収を示し、CO氷も存在し、観察されたF466Nの吸収に寄与していることを示しています。F466Nで最も強く吸収された星は$\sim$2等級で消滅します。これは$>$80\%の磁束損失に相当します。この観察された高い吸収には、非常に高いCO密度のカラムが必要であり、標準的なCO存在量および/またはガス対ダスト比で張力がかかっている総COカラムが必要です。したがって、銀河中心にはCO/H$_2$比が大きくなり(X$_{CO}>10^{-4}$)、H$_2$分子あたりの塵が多くなる($>0.01$)可能性があります。銀河円盤よりも。雲の外側でも氷やガスの吸収が観察されており、銀河中心全体の氷の帯と重なるフィルターで星の測光を解釈する際にはさらなる注意が必要であることを示唆しています。私たちの銀河中心での広範なCO吸収は、他の銀河中心でもかなりの氷の吸収が存在する可能性があることを示唆しています。
密接に相互作用する銀河における星形成の FUV と光学的研究: 星形成リング、潮汐腕、核の流出
| Title |
A_FUV_and_optical_study_of_star_formation_in_closely_interacting_galaxies:_star_forming_rings,_tidal_arms_and_nuclear_outflows |
| Authors |
Jyoti_Yadav_(IIA),_Mousumi_Das_(IIA),_Sudhanshu_Barway_(IIA)_and_Francoise_Combes_(Obs-Paris,_LERMA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16152 |
我々は、密接に相互作用する8個の南方銀河のサンプルにおける星形成の形態とそれに関連する核活動の研究を発表する。これらの銀河は、1つの顕著な膨らみを持つほぼ合体した核から始まり、より広い間隔で相互作用する銀河まで、相互作用の異なる段階にある。我々は、紫外線画像望遠鏡(UVIT)による遠紫外線(FUV)観測、赤外線調査施設望遠鏡(IRSF)による近赤外線観測、およびVLT/MUSE一体型フィールド分光器によるアーカイブ光学データを使用しました。相互作用する銀河の円盤全体にわたって分解された恒星集団を分析すると、相互作用が形態、星形成速度、化学組成などの銀河の特性にどのような影響を与えるかについて独自の洞察が得られます。私たちは、MUSEとUVITの前例のない機能を利用して、相互作用の異なる段階にある8つの相互作用銀河のサンプルにおける星形成速度、星形成履歴、金属量、およびAGN活動の非常に詳細な空間的およびスペクトル分解された研究を実行します。私たちのサンプル銀河のほとんどはガスが豊富で、潮汐尾、リング、渦巻き腕の中に最近の大規模な星が形成された証拠を示しています。これは、若い大質量星形成領域を追跡するFUVおよびH$\alpha$の放出から明らかです。サンプルの棒状銀河と棒状銀河の星形成率を比較したところ、棒状銀河では棒状銀河と比較して星形成速度の大幅な向上や星形成形態の大規模な違いは見られないことがわかりました。IC5250とNGC7733Nは、それぞれサイズ$\sim$5kpcと8kpcの拡張された核流出を示します。
ケプラーの SNR における噴出物の質量比の推定: すざくの系統学と放出体積の不確実性を含む全球 X 線スペクトル解析
| Title |
Estimating_Ejecta_Mass_Ratios_in_Kepler's_SNR:_Global_X-Ray_Spectral_Analysis_Including_Suzaku_Systematics_and_Emitting_Volume_Uncertainties |
| Authors |
Tyler_Holland-Ashford,_Patrick_Slane,_Laura_A._Lopez,_Katie_Auchettl,_Vinay_Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15527 |
多くのIa型超新星$\unicode{x2013}$前駆体シナリオと爆発メカニズム$\unicode{x2013}$の正確な起源は依然として不明です。この研究では、爆発中に合成されるさまざまな噴出物種の質量比を制約するために、ケプラーの超新星残骸の全球すざくX線スペクトルを分析します。重要なのは、100個の模擬有効面積曲線を生成し、マルコフ連鎖モンテカルロベースのスペクトルフィッティングを使用して100組の最適なパラメータ値を生成することにより、すざく望遠鏡の有効面積校正の不確実性5$\unicode{x2013}$20%を考慮していることです。さらに、各モデルのプラズマ成分の放出量について行われた仮定から不確実性を特徴づけ、これらの不確実性が誤差の主な原因となる可能性があることを発見しました。次に、計算された質量比を、ケプラーのSNRに関する以前の観察研究およびSNIaシミュレーションの予測と比較します。私たちの質量比の推定には、$\sim$90%減衰した$^{12}$C$+^{16}$O反応速度が必要であり、M$_{\rmCh}$に近い前駆体とそれ以下の両方の前駆体と潜在的に一致します。、ただし、動的に安定した二重爆発起点シナリオとは一致せず、動的に不安定な動的駆動の二重縮退二重爆発(D$^6$)シナリオとはわずかに一致するだけです。
先進素粒子天体物理望遠鏡 (APT) による暗黒物質発見の可能性
| Title |
The_Dark_Matter_Discovery_Potential_of_the_Advanced_Particle-Astrophysics_Telescope_(APT) |
| Authors |
Fei_Xu_and_Dan_Hooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15538 |
天の川矮小銀河のガンマ線観測は、暗黒物質の消滅断面積に厳しい制約を課すために使用されてきました。この論文では、提案されている先進粒子天体物理望遠鏡(APT)のこれらのシステムにおける暗黒物質に対する感度を評価し、そのような装置が$m_X\sim600\もの質量を持つ熱遺物を拘束できることを発見しました。{\rmGeV}$。さらに、観測された銀河中心のガンマ線過剰によって動機付けられた暗黒物質シナリオでは、APTが重要性の高いいくつかの矮小銀河を検出すると予測します。このような観測は、個々の矮小銀河のガンマ線束と$J$因子の間の予測される比例関係をテストするために使用できる可能性があり、銀河中心過剰の起源についての明確なテストが提供される可能性があります。
2022 年のモニタリングキャンペーンによる高頻度のスウィフト観測を使用した NGC 6814 の X 線、紫外線、光学的変動の特徴付け
| Title |
Characterizing_X-ray,_UV,_and_optical_variability_in_NGC_6814_using_high-cadence_Swift_observations_from_a_2022_monitoring_campaign |
| Authors |
Adam_G._Gonzalez,_Luigi_C._Gallo,_Jon_M._Miller,_Elias_S._Kammoun,_Akshay_Ghosh,_Ben_A._Pottie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15543 |
我々は、セイファート1.5銀河NGC6814の高頻度のSwiftモニタリングキャンペーン(1日あたり75ドルの訪問で1日あたり3～4ドルの訪問)の最初の結果を発表し、X線およびUV/光学波帯全体にわたるその変動性を特徴付けます。構造関数解析により、UV/光学バンドで測定されたもの($\langle\alpha\rangle)よりも大幅に平坦なX線のべき乗則($\alpha=0.5^{+0.2}_{-0.1}$)が明らかになりました。\約1.5$)、各発光領域で観察された変動を引き起こす異なる物理的メカニズムを示唆しています。構造関数のブレークタイムはUV/光学バンド全体で一貫しており($\langle\tau\rangle\about2.3~\mathrm{d}$)、ディスク内の発光領域が非常にコンパクトであることを示唆しています。相互相関分析によって測定された相関性のある短い時間スケールの変動により、光学系の大幅な平坦化により、標準的なディスク再処理シナリオ($\tau\propto\lambda^{4/3}$)と一致しない遅れ波長スペクトルが見つかりました。波長帯。磁束間解析により、標準的な降着円盤プロファイル($F_{\nu}\propto\lambda^)に従わない、非常に青いAGNスペクトル成分($F_{\nu}\propto\lambda^{-0.85}$)が見つかりました。{-1/3}$)。標準的な降着率($\dot{m}_{\mathrm{Edd}}=0.0255\pm0.0006$)では極端な外側円盤の切断($R_{\mathrm{out}}=202\pm5~r_g$))はAGNスペクトル成分の形状を説明する可能性があり、極端な降着では遅れ波長スペクトルはより控えめな切り捨て($R_{\mathrm{out}}=1,382^{+398}_{-404}~r_g$)を必要とします。レート($\dot{m}_{\mathrm{Edd}}=1.3^{+2.1}_{-0.9}$)。パラメーターを組み合わせても、両方の結果を矛盾のない方法で同時に説明することはできません。私たちの結果は、NGC6814の非標準的な降着円盤の最初の証拠を提供します。
典型的な降着中性子星 4U~1728-34 からの 1 秒未満の赤外線変動
| Title |
Sub-second_infrared_variability_from_the_archetypal_accreting_neutron_star_4U~1728-34 |
| Authors |
F.M._Vincentelli,_P._Casella,_A._Borghese,_Y._Cavecchi,_G._Mastroserio,_L._Stella,_D._Altamirano,_M._Armas_Padilla,_M._C._Baglio,_T._M._Belloni,_J._Casares,_V._A._C\'uneo,_N._Degenaar,_M._D\'iaz_Trigo,_R._Fender,_T._Maccarone,_J._Malzac,_D._Mata_S\'anchez,_M._Middleton,_S._Migliari,_T._Mu\~noz-Darias,_K._O'Brien,_G._Panizo-Espinar,_J._S\'anchez-Sierras,_D._M._Russell,_P._Uttley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15570 |
我々は、硬い状態の中性子星低質量X線連星について、初めて高時間分解能X線と赤外線（IR）を同時に観測したことを報告する。HAWK-I@VLT、XMM-Newton、およびNuSTARを使用して、4U1728-34の$\約2\,$hの同時観測を実行しました。この線源は、1秒未満のタイムスケールに至るまで、X線とIRに大きなばらつきを示しました。赤外線とX線のライトカーブ間の相互相関関数を測定することにより、X線に関して$\約30-40\,$msの赤外線リードとの有意な相関関係を発見しました。私たちは遅れのX線エネルギー依存性を分析し、より高いエネルギーに向かってわずかに増加していることを発見しました。遅れの符号を考慮すると、これは外部シード光子によるコンプトン化の可能性のある証拠であると解釈します。拡張された熱流からのサイクロシンクロトロン放射の観点から、IRシード光子の起源について議論します。最後に、$\およそ7.2\,$sの遅延でタイプIX線バーストに相当するIRも観測しました。いくつかの追加の影響が作用している可能性がありますが、この遅れが中心天体と伴星の間の光の移動時間によるものであると仮定すると、4U1728-34の公転周期は$3\,$hよりも長く、傾斜が8$^\circ$より高い。
超小型X線バイナリ4U 0614+091のNICERとNuSTARの同時観測
| Title |
Simultaneous_NICER_and_NuSTAR_Observations_of_the_Ultra-compact_X-ray_Binary_4U_0614+091 |
| Authors |
David_Moutard,_Renee_Ludlam,_Javier_A._Garc\'ia,_Diego_Altamirano,_Douglas_J._K._Buisson,_Edward_M._Cackett,_J\'er\^ome_Chenevez,_Nathalie_Degenaar,_Andrew_C._Fabian,_Jeroen_Homan,_Amruta_Jaodand,_Sean_N._Pike,_Aarran_W._Shaw,_Tod_E._Strohmayer,_John_A._Tomsick,_Benjamin_M._Coughenour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15581 |
NuSTARとNICERによる超小型X線連星(UCXB)4U0614+091の初の共同観測を発表します。このソースは、〜日のタイムスケールでの準周期的なフラックス変動を示しています。私たちは反射モデリング技術を使用して、フラックスが変化するときの降着システムのさまざまなコンポーネントを研究します。反射放出の光束と、円盤とコンパクトな物体を表す熱成分が、全体の光束と密接な傾向を示すことがわかりました。ただし、照射X線コロナを表すべき乗則成分の束は反対方向にスケールし、総束が減少するにつれて増加します。最も低いフラックスの観測中に、およそ6重力半径から11.5重力半径までの降着円盤の切断の証拠が見られます。これは、ブラックホールの低質量X線連星で見られる打ち切りに潜在的に類似しており、エディントン比が十分に低い低/ハード状態で発生する傾向があります。
VERITAS と HAWC を使用した LHAASO J0341+5258 からの TeV 放出の検索
| Title |
Searching_for_TeV_emission_from_LHAASO_J0341+5258_with_VERITAS_and_HAWC |
| Authors |
P._Bangale_(for_the_VERITAS_Collaboration)_and_X._Wang_(for_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15643 |
銀河PeVatronは、粒子を数PeV($\sim$10$^{15}$eV)エネルギーまで加速する天体物理源です。100TeV$\gamma$線の主な特徴は、PeV陽子または数百TeV(PeVではない)電子から来ている可能性があります。PeVatronの探索は、VERITASとHAWCにとって重要な科学トピックの1つです。2021年、LHAASOは100TeVを超え、最大1.4PeVの光子エネルギーを持つ14個の安定した$\gamma$線源を検出した。これにより、VERITASおよびHAWCとのさらなる研究のためのPeVatron候補者の明確なリストが提供されます。これらの発生源のほとんどには、超新星残骸、パルサー風星雲、星団など、発生源と関連する可能性のあるものが含まれています。ただし、LHAASOJ2108+5157とLHAASOJ0341+5258の2つのソースには、そのような対応物がありません。したがって、UHE$\gamma$線の原因となる天体を特定し、線源の形態と関連性を理解し、放出過程を明らかにするには、多波長観測が必要である。ここでは、VERITAS/HAWCの観測状況とLHAASOPeVatron候補J0341+5258の結果を紹介し、VERITASPeVatron探索全般についても説明します。
KilonovAE: オートエンコーダーを使用した Kilonova スペクトル特徴の探索
| Title |
KilonovAE:_Exploring_Kilonova_Spectral_Features_with_Autoencoders |
| Authors |
N._M._Ford,_Nicholas_Vieira,_John_J._Ruan,_Daryl_Haggard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15657 |
キロノバエは、宇宙における重rプロセス元素生成の重要な場所である可能性が高く、その光学/赤外線スペクトルには、噴出物の性質とrプロセスの状態の両方についての洞察が含まれています。しかし、このイベントGW170817/AT2017gfoは、これまでのところスペクトルがよく観測されている唯一のキロノバです。将来のキロノバのスペクトルで観察される可能性のある吸収特徴の多様性を理解するために、TARDISモンテカルロ放射伝達コードを使用して、広範囲のキロノバ噴出物の特性とrプロセス存在量パターンにわたる一連の光スペクトルをシミュレートします。最も一般的で顕著な吸収線を特定するために、オートエンコーダーを使用して次元削減を実行し、ベイジアンガウス混合モデルを使用して潜在空間表現でスペクトルクラスターを見つけます。私たちの合成キロノバのスペクトルは一般に、ストロンチウムSrII、イットリウムYII、ジルコニウムZrI～IIによる強い吸収を示し、低い電子分率(Ye<0.25)でランタニドの寄与が強いです。新しいキロノバが観測されると、私たちの機械学習フレームワークは、支配的な吸収線と主要な噴出物の特性に関するコンテキストを提供し、このイベントがキロノバのスペクトルのより大きな「動物園」のどこに該当するかを判断するのに役立ちます。
EUSO-SPB2の概要と最初の結果
超高エネルギー宇宙線(UHECR)および超高エネルギー(VHE)ニュートリノを宇宙から観測することは、観測体積を大幅に増加させることで、その極度に低いフラックスを測定する有望な方法です。このようなミッションのための次の最先端のパスファインダーである超圧力気球2によるエクストリーム・ユニバース宇宙観測所(EUSO-SPB2)は、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ました。先駆的なEUSO-SPB2ペイロードは、1EeV以上のエネルギーを持つ宇宙線大気シャワー(EAS)からの蛍光を記録するために、PMTカメラを直下に向けた蛍光望遠鏡(FT)と、シリコン光電子増倍管を備えたチェレンコフ望遠鏡(CT)を飛行しました。四肢上の形状を有する1PeVを超えるエネルギーの宇宙線EASと、ニュートリノ源のタウ崩壊によって開始されるPeVスケールのEASのチェレンコフ放射を観察するための焦点面。CTは新しい機器であるため、宇宙ニュートリノ観測のための光学的バックグラウンド測定はミッションの重要な目標です。ミッション中に収集されたデータは、POEMMA(ProbeofExtremeMulti-MessengerAstrophysics)などの宇宙ベースのマルチメッセンジャー天文台の開発に影響を与え、改善します。EUSO-SPB2ミッションとその科学目標の概要を示し、2023年の飛行から入手可能な結果を要約します。
ADAFから抽出されたジェットパワーとFermi BL Lacertaeオブジェクトへの応用
| Title |
Jet_power_extracted_from_ADAFs_and_the_application_to_Fermi_BL_Lacertae_objects |
| Authors |
Chen_Yongyun,_Gu_Qiusheng,_Fan_Junhui,_Yu_Xiaoling,_Ding_Nan,_Guo_Xiaotong,_Xiong_Dingrong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15707 |
ブランドフォード・ズナジェック(BZ)モデルと移流支配降着流(ADAF)の自己相似解に基づいたハイブリッドモデルのジェット出力を計算します。私たちは、10年間のデータ(4FGL-DR2)後にフェルミ衛星によって検出された既知の赤方偏移を伴うBLラックのジェットの形成メカニズムを研究します。フェルミBLラックのジェットの運動力は、電波光度によって推定されます。主な結果は以下の通り。(1)約72%の中間ピーク周波数BLLacs(IBL)と94%の高周波数ピークBLLacs(HBL)のジェット運動出力は、カーブラックを囲むADAFに基づくハイブリッドジェットモデルによって説明できることがわかります。穴。しかし、約74%LBLというジェット運動力は、BZジェットモデルやハイブリッドモデルでは説明できません。(2)LBLはIBLやHBLよりも降着率が高い。約14\%IBLと62\%HBLには、純粋な光学的に薄いADAFが含まれています。ただし、7\%LBLは、標準の薄型ディスク(SS)と光学的に薄いADAFで構成されるハイブリッド構造を持つ場合があります。(3)赤方偏移依存性を除外した後、フェルミBLLacのジェットの運動出力と降着円盤の明るさの間には弱い相関関係があります。(4)フェルミBLLacの逆コンプトン光度とシンクロトロン光度との間には有意な相関関係があります。フェルミBLLacの逆コンプトン光度とシンクロトロン光度との関係の傾きは、シンクロトロン自己コンプトン(SSC)プロセスと一致しています。この結果は、FermiBLLacの高エネルギー成分がSSCプロセスによって支配されていることを示唆している可能性があります。
中性子星 IGR J17511-3057 を通る相対論的歳差運動モデルのカイ二乗検定
| Title |
Chi-square_test_of_the_relativistic_precession_model_through_the_neutron_star_IGR_J17511-3057 |
| Authors |
Ivan_Z._Stefanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15759 |
現在の論文の目的は、Bambiの方法(Bambi、2015)を、変動成分の2つ以上のトライアドを同時に含むソースに適用することです。以前の一部の研究とは異なり、この場合に作成できる結合カイ2乗変数により、適合度のテストが可能になります。適切に適合するには、観察グループの1つを無視する必要があるようです。それでも、降着ミリ秒パルサーIGRJ17511-3057の中の中性子星の質量に関するモデル予測は、受け入れられるには高すぎます。
ハード状態での 2 つのブラック ホール X 線バイナリのジェット サイズの調査
| Title |
Probing_the_jet_size_of_two_Black_hole_X-ray_Binaries_in_the_hard_state |
| Authors |
S.Prabu,_J.C.A.Miller-Jones,_A.Bahramian,_C.M.Wood,_S.J.Tingay,_P.Atri,_R.M.Plotkin,_J.Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15766 |
多周波数超長基線干渉計(VLBI)観測を使用して、2つのブラックホールX線連星(BHXRB)システム、MAXIJ1820+070とV404Cygniの光学的に厚い硬い状態のジェットのジェットサイズを調べます。光学的深さ効果により、位相基準のVLBIコア位置は、周波数に依存してBHXRBのジェット軸に沿って移動します。この「コアシフト」を使用して、ハードステートジェットの物理的なサイズを制限します。MAXIJ1820+070のジェットの15GHzと5GHzの放射領域の間で測定されたジェットサイズには$0.3$\,auの上限が設定され、$8.4$と$4.8$の間では$1.0$\,auの上限が設定されます。\,GHzのV404Cygniの放射領域。低ハード状態で観察されたMAXIJ1820+070のジェットサイズの制限は、高輝度ハード状態で以前に観察された値よりも$5$小さい値です(複数周波数光曲線間の時間差を使用)。BHXRBジェットのサイズがジェットの光度に応じて変化する証拠を示しています。また、ジェット軸に沿った電波放射領域の動きが2つのシステムのVLBI視差の測定に影響を及ぼし、ガイアの視差測定に穏やかな緊張が生じるかどうかも調査します。測定された天文測定でジェット軸に沿った動きの影響を軽減したため、MAXIJ1820+070とV404Cygniの以前のVLBI視差測定はジェットの動きの影響を受けていないことがわかりました。合計時間ベースラインは$8$年で、以前に公開されたエポックに加えて14の新しいエポックが組み込まれているため、はくちょう座V404の最新の視差測定値は$0.450\pm0.018$\,mas($2.226\pm0.091$\,kpc)となります。）。
高磁化中性子星周囲のシュウィンガー対生成と真空複屈折
| Title |
Schwinger_Pair_Production_and_Vacuum_Birefringence_around_High_Magnetized_Neutron_Stars |
| Authors |
Chul_Min_Kim,_Sang_Pyo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15830 |
高度に磁化された中性子星は臨界磁場程度の磁場を持ち、測定可能なQED効果を引き起こす可能性があります。超臨界磁場、誘導亜臨界電場、およびミリ秒周期を備えたゴールドライヒ-ジュリアンパルサーモデルを検討します。次に、シュウィンガー対生成やレンチ効果を含む真空複屈折などの強場の物理学を研究します。これらのX線偏光測定は、将来の宇宙ミッションで観測されることになります。
シグナスコクーンの高エネルギー放出のためのデュアルゾーン拡散モデル
白鳥座コクーンスーパーバブルは、最も明るい銀河${\gamma}$線源の1つとして、$Fermi$-LAT、ARGO、HAWC、LHAASOなどの多くの検出器によって観測されています。しかし、白鳥座繭の$\gamma$線放出の起源とPeV宇宙線への寄与の可能性についてはまだ議論中です。LHAASOによる最近の白鳥座繭の方向に向けた最大1.4PeVの超高エネルギー$\gamma$線観測と、同じ方向から到来するIceCube-201120Aのニュートリノイベント報告は、白鳥座繭が存在する可能性を示唆している。銀河系の高エネルギー宇宙線の発生源の一つ。この研究では、はくちょう座の繭、繭領域と周囲の星間物質(ISM)のデュアルゾーン拡散モデルを提案します。このシナリオは、GeVから$\sim$50TeVまでの$\gamma$線データを説明でき、これまでのところIceCubeからの1つのサブPeVニュートリノイベントの結果と一致します。さらに、白鳥座繭を取り囲むISMからの数百TeVの$\gamma$線放出の無視できない寄与が予測される。この可能性のある拡散TeV-PeVガンマ線の特徴は、将来のLHAASO観測によって解明される可能性があります。
ニューラルネットワークを使用したPICシミュレーションにおける加速粒子の予測と異常検出
| Title |
Prediction_and_Anomaly_Detection_of_accelerated_particles_in_PIC_simulations_using_neural_networks |
| Authors |
Gabriel_Torralba_Paz,_Artem_Bohdan_and_Jacek_Niemiec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15835 |
天体物理学的プラズマ内で発生する加速プロセスは、地球上で観測される宇宙線を生成します。粒子の加速を研究するには、通電プロセスの微物理を明らかにできるため、完全動的粒子インセル(PIC)シミュレーションがよく使用されます。この点では、PICシミュレーションでの個々の粒子のトレースが特に役立ちます。ただし、粒子の軌道を目視で検査すると、粒子に影響を与える特定の加速メカニズムを特定する際に、高いレベルの偏りや不確実性が伴います。ここでは、ニューラルネットワークを使用して個々の粒子データの分析を支援する新しいアプローチを紹介します。我々は、非相対論的高マッハ数垂直衝撃のPICシミュレーションで追跡された252,000個の電子で構成されるテストデータでこのアプローチを実証します。このデータでは、一部を事前加速するための2つの流れの静電ビューネマン不安定性が観察されます。電子を非熱エネルギーに変換します。畳み込みニューラルネットワークを使用して、分類、回帰、異常検出を実行します。データセットのノイズや不均衡に関係なく、回帰と分類は粒子の最終エネルギーを高精度で予測できる一方、異常検出はエネルギーのある粒子とエネルギーのない粒子を識別できることを示します。提案された方法論は、大規模PICおよびハイブリッド動力学シミュレーションにおける粒子分類を大幅に簡素化する可能性があります。
| Title |
A_common_origin_of_multi-messenger_spectral_anomaly_of_galactic_cosmic_rays |
| Authors |
Yu-Hua_Yao,_Xu-Lin_Dong,_Yi-Qing_Guo_and_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15866 |
最近の宇宙線(CR)の観測により、一次粒子と二次粒子のスペクトルとその比率における2成分の異常が明らかになり、それらの共通の起源についての調査が促されています。この研究では、一般的な現象として発生源の周囲の遅い拡散ゾーンの特定を計算に組み込み、陽電子スペクトルを除くこれまでに報告されたすべての異常を再現することに成功しました。重要なのは、私たちの研究がCRの起源の明確な物理的像を提供していることです。高エネルギー($\textrm{>200~GV}$、膝を含む)粒子は主に新しい加速器によって生成され、局所的な領域に限定されていますが、エネルギー($\textrm{<200~GV}$)成分は遠い源から来て、銀河円盤の外側の外側拡散ゾーンを通って伝わります。AS$\rm\gamma$実験で検出された超高エネルギー拡散$\rm\gamma$線放射によって証明されるように、このシナリオは銀河円盤に普遍的に適用できます。さらに、我々の結果は、拡散$\rm\gamma$線のスペクトルが空間依存性があり、局所的な発生源に依存することを予測しており、これはLHAASO実験によってテストすることができる。
カシオペア座 A の非熱的 X 線放出の代替メカニズムとしてのジッター放射
相対論的電子からのシンクロトロン放射は、通常、超新星残骸(SNR)で観察される非熱的放射の原因として引き合いに出されます。拡散衝撃加速(DSA)は、粒子の加速プロセスを説明する最も一般的なメカニズムであり、その枠組みの中で乱流磁場が重要な役割を果たします。ただし、X線シンクロトロン放射を適合させるために一般的に使用される標準モデルでは、結果として生じる光子スペクトルの形状における乱流の影響が考慮されていません。このような影響を適切に含む代替メカニズムは、古典的なシンクロトロンのカットオフを超える追加のべき乗則を提供するジッター放射です。ジッタースペクトルモデルをカシオペア座Aのチャンドラ、NuSTAR、SWIFT/BAT、およびINTEGRAL/ISGRIスペクトルに適合させたところ、このモデルが標準的なカットオフモデルのどれよりもX線のソフトからハードまでの範囲をよりよく記述していることがわかりました。ジッター放射により、CasAのいくつかの領域にわたる磁気乱流スペクトルのインデックス$\nu_B$と乱流の最小スケール$\lambda_{\rm{min}}$を、最適値$\で測定することができます。nu_B\sim2-2.4$と$\lambda_{\rm{min}}\lesssim100$km。
天体物理学 MHD シミュレーションにおけるエネルギー分布と下部構造形成
| Title |
Energy_distribution_and_substructure_formation_in_astrophysical_MHD_simulations |
| Authors |
Fatemeh_Kayanikhoo,_Miljenko_Cemeljic,_Maciek_Wielgus,_Wlodek_Kluzniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16062 |
磁化された天体物理プラズマにおける基礎構造の形成中、磁気リコネクションによって促進される磁気エネルギーの散逸は、放出されたプラズモイドを加熱および加速することによってシステムのダイナミクスに影響を与えます。数値シミュレーションは、このようなシステムを調査するための重要なツールです。天体物理シミュレーションでは、エネルギー散逸、再接続率、下部構造の形成は、数値的または物理的起源の再接続の開始に大きく依存します。この論文では、磁気エネルギー散逸、再接続率、基礎構造形成に対する次元、分解能、コード精度の影響を定量化して議論することで、最先端の数値コードであるPLUTOとKORALの信頼性を評価したいと考えています。。相対論的と非相対論的、抵抗性と非抵抗性、さらにOrszag-Tangテスト問題を実行する2次元と3次元の設定で得られた結果を定量的に比較します。各モデルで十分な分解能が得られ、数値誤差は無視でき、分解能は磁気エネルギーの散逸や再結合率に大きな影響を与えません。非相対論的シミュレーションは、十分な解像度で、磁気エネルギーと運動エネルギーが内部エネルギーに変換され、プラズマを加熱することを示しています。結果は、相対論的系では、シミュレーション時間中にエネルギー成分が相互変換し、$10$の光交差時間の合計シミュレーション時間の20\%と90\%で磁気エネルギーが大幅に増加することを示しています。磁場は相対論的衝撃により5倍に増幅されます。また、すべてのシミュレーションにおける再接続率が0.1ドルよりも高いことも示し、これはプラズモイド媒介レジームを示しています。KORALシミュレーションでは、PLUTOシミュレーションよりも磁気エネルギーがわずかに大きく、より多くの下部構造が捕捉されることが示されています。
古い暖かい中性子星の最近の観測では、これらの星に熱源が存在することが示唆されており、標準的な中性子星の冷却理論を超えたパラダイムが必要です。この研究では、この加熱が地殻内の中性子超流体渦線のクリープ運動に伴う摩擦によって引き起こされるシナリオを研究します。結局のところ、このシナリオにおける加熱光度はパルサー回転の角速度の時間微分に比例し、比例定数$J$はすべての中性子星に対してほぼ普遍的な値を持ちます。この$J$パラメータは、加熱光度が遅い時間の光子の放出と釣り合うため、古い中性子星の温度観測から決定できます。私たちは、中性子星温度観測の最新データを研究し、渦線の摩擦運動がこれらの中性子星を加熱するという仮定を支持して、これらのデータが実際に同様の$J$値を与えることを発見しました。これらの値は、渦と核の相互作用の理論的計算と一致していることが判明しました。
GRB 210112A での X 線フレアに伴う電波放射の検索を促す LOFAR
| Title |
A_LOFAR_prompt_search_for_radio_emission_accompanying_X-ray_flares_in_GRB_210112A |
| Authors |
A._Hennessy,_R._L._C._Starling,_A._Rowlinson,_I._de_Ruiter,_A._Kumar,_R._A._J._Eyles-Ferris,_A._K._Ror,_G._E._Anderson,_K._Gourdji,_A._J._van_der_Horst,_S._B._Pandey,_T._W._Shimwell,_D._Steeghs,_N._Stylianou,_S._ter_Veen,_K._Wiersema,_R._A._M._J._Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16121 |
相対論的ガンマ線バースト(GRB)ジェットの組成とその放出メカニズムについてはまだ議論があり、物質または磁気的に支配されている可能性があります。これらのメカニズムを区別する1つの方法は、ポインティング磁束支配ジェットが衝撃波面での磁気再接続を通じてエネルギープロンプト段階中に低周波無線放射を生成する可能性があるためです。我々は、2時間の長時間にわたるGRB210112A(z~2)の高速応答モード追跡において、低周波ARray(LOFAR)を使用した3つのGRBX線フレアと同時に発生する電波放射の探索を提示します。観測は最初のSwift-BATトリガーから511秒後に始まりました。120～168MHzでタイムスライスイメージングを使用すると、3シグマ信頼度で320秒のスナップショット画像の平均で42mJy、60秒のスナップショット画像の平均で87mJyの上限が得られます。LOFARの応答時間が速いということは、X線フレアに対応する可能性のある3つの電波すべてが、推定された光源の赤方偏移での分散を考慮した上で観測可能であることを意味します。さらに、磁気風モデルの電波パルスは、このGRBのパラメーター空間の領域を不利にすることができる観測周波数と磁束密度の限界で検出可能であると予想されていました。ただし、GRB母集団全体でジェット特性をさらにテストするには、赤方偏移と磁場のエネルギーの割合に対するより厳しい制約が必要であることに注意します。
高速回転光コンパクト連星からの重力波の初の標的探索
コンパクト連星合体からの重力波の探索では、これまでに100件近くの観測が報告されているが、その成分が軽く($<2M_\odot$)かつ高次元の無次元スピン($>$0.05)を持つ連星はこれまで無視されてきた。これまでの探索では、銀河内で観測された二重中性子星の連星を代表する源を対象としていたが、中性子星は定期的に$\sim$0.4の無次元スピンまで回転する可能性があり、原理的には$\simまで達することがすでに知られている。解散が起こる前に0.7ドル。さらに、太陽質量ブラックホールを生成する原始ブラックホール連星またはエキゾチックな形成メカニズムが存在する可能性があります。このような場合、中性子星が達成できる速度を超えて二元成分が回転する可能性があります。このタイプの発生源を1回検出すると、コンパクトバイナリの新たな形成経路が明らかになります。そのような情報源の証拠があるかどうかを判断するために、高スピンの軽くてコンパクトな天体に対する3回の観測実行からのLIGOとVirgoのデータの最初の検索を実行します。私たちの分析は、以前に知られていた観察を検出します。GW170817およびGW200115。ただし、追加の合併は報告されていません。これまで知られていなかった最も重要な候補はノイズ分布と一致するため、回転する光のバイナリの合体率を制限します。
AIMS 現地調査
この論文は、特に中国青海省西石騰山における太陽磁場の正確な測定のための赤外線システムの現地調査結果を報告します。2017年から気象観測所、可降水蒸気分光計（PWV）、S-DIMMを設置し、ほぼ全ての候補地において気象要素、可降水蒸気量、日中の視界状況などの観測を1年以上実施しました。西石騰山の日中の降水量の中央値は5.25mm、冬期の降水量の中央値は2.1mmです。西石騰山の日中観測観測のフリードパラメータの中央値は3.42cmである。太陽直接放射データによると、2019年8月の太陽の平均観測可能時間は1日あたり446分、プレミアムタイムは1日あたり401分です。
先進文明の技術痕跡探索に対するデータ駆動型アプローチ
| Title |
Data-Driven_Approaches_to_Searches_for_the_Technosignatures_of_Advanced_Civilizations |
| Authors |
T._Joseph_W._Lazio,_S._G._Djorgovski,_Andrew_Howard,_Curt_Cutler,_Sofia_Z._Sheikh,_Stefano_Cavuoti,_Denise_Herzing,_Kiri_Wagstaff,_Jason_T._Wright,_Vishal_Gajjar,_Kevin_Hand,_Umaa_Rebbapragada,_Bruce_Allen,_Erica_Cartmill,_Jacob_Foster,_Dawn_Gelino,_Matthew_J._Graham,_Giuseppe_Longo,_Ashish_A._Mahabal,_Lior_Pachter,_Vikram_Ravi,_Gerald_Sussman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15518 |
人類は何千年もの間、自分たちは孤独なのだろうかと考えてきました。宇宙の他の場所で生命体、特に知的生命体の発見は、地球が宇宙の中心ではなく、人類が以前の種から進化したことを認識することに匹敵する重大な影響を与えるだろう。太陽系外惑星とデータ駆動型天文学の分野は急速に成長しています。比較的短期間のうちに、太陽系外惑星が存在しないという知識から、現在では太陽系内の惑星よりも多くの居住可能な可能性のある太陽系外惑星が存在することが判明するという変化が見られました。ほぼ同じ期間に、天文学は空の測量によって1PB以上のデータを生成できる分野に移行しました。W.M.ケック宇宙研究所の「先進文明の技術署名の探索に対するデータ駆動型アプローチ」の研究は、これらの発展を踏まえて異星人の技術の証拠の探索を再検討することを目的としていました。データ駆動型検索は、人間が処理できるよりもはるかに大量のデータを再現可能な方法で処理できるため、テクノシグネチャの存在の手がかりとなる可能性のある「異常」を特定できます。このワークショップの重要な成果は、フリーマン・ダイソンの「SETI調査の第一法則」に沿った方法でテクノシグネチャー捜索が行われるべきである、つまり「異星文明のあらゆる探索は、たとえ異星人が発見されなかったとしても興味深い結果が得られるように計画されるべきである」ということであった。テクノシグネチャーに対するこのアプローチは、単一の観察や測定だけでは生命の検出に完全な確実性をもたらすとは考えられないという点で、NASAのバイオシグネチャーに対するアプローチと一致しています。ワークショップ中に特定された特に有望な分野は、(*)大規模天空調査のデータマイニング、(*)遠赤外線波長での全天調査、(*)電波天文干渉計による調査、(*)太陽系の人工物でした。。
EUSO-SPB2 チェレンコフ望遠鏡 -- 飛行性能と暫定結果
| Title |
The_EUSO-SPB2_Cherenkov_Telescope_--_Flight_Performance_and_Preliminary_Results |
| Authors |
Eliza_Gazda_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15628 |
天体物理学的超高エネルギー(VHE、>10PeV)ニュートリノは、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の発生源、UHECRの組成、および最高エネルギーでのニュートリノ/素粒子物理学に関する重要な情報を提供します。地球の表面をかすめるUHEタウニュートリノはタウレプトンを生成します。タウレプトンは地表から出現して崩壊し、地球の大気中で上向きの大気シャワー(EAS)を開始します。タウニュートリノは、EASを画像化することで再構成できます。私たちは、最高高度でエアシャワーイメージングのコンセプトをテストするために、エクストリーム・ユニバース宇宙観測所超圧力気球2(EUSO-SPB2)ミッションで飛行する大気チェレンコフ望遠鏡を開発しました。EUSO-SPB2超長時間気球ミッションは、天体物理探査機クラスのミッションの候補である極限マルチメッセンジャー天体物理探査機(POEMMA)の前身である。この望遠鏡は、0.785m^2の集光領域と12.8{\deg}x6.4{\deg}(水平x垂直)の視野を0.4{\deg}でカバーする512ピクセルのSiPMカメラを備えたシュミット光学系を実装しています。解決。カメラ信号は100MSa/sでサンプリングされ、12ビットの解像度でデジタル化されます。EUSO-SPB2チェレンコフ望遠鏡の目的には、地球の縁の下のUHEニュートリノ、縁の上のUHECRの探索、夜空の背景の研究、望遠鏡の性能の研究が含まれます。このプレゼンテーションでは、チェレンコフ望遠鏡の概要を紹介し、望遠鏡の飛行中の性能について説明します。
JWSTとALMA時代の遠赤外線干渉計のサイエンスケース
| Title |
The_science_case_for_a_far-infrared_interferometer_in_the_era_of_JWST_and_ALMA |
| Authors |
David_Leisawitz,_Matteo_Bonato,_Duncan_Farrah,_T._Tupper_Hyde,_Al\'aine_Lee,_Joshua_Bennett_Lovell,_Brenda_Matthews,_Lee_G._Mundy,_Conor_Nixon,_Petr_Pokorny,_Berke_V._Ricketti,_Giorgio_Savini,_Jeremy_Scott,_Irene_Shivaei,_Locke_Spencer,_Kate_Su,_C._Megan_Urry,_and_David_Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15632 |
宇宙ベースの遠赤外線干渉計は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)およびアタカマ大型ミリ波アレイ(ALMA)と相乗的に機能し、居住可能な惑星の形成と共進化につながる天体物理学的プロセスの理解に革命をもたらす可能性があります。銀河とその中心にある超大質量ブラックホール。これらの進歩の鍵となるのは、凍結状態および気体状態の水の測定、光のほとんどが放射されるスペクトル範囲での天体の観察、および重要な診断スペクトル線へのアクセスであり、これらすべては、遠距離観測の必要性を示しています。宇宙の赤外線天文台。興味のある天体である星周円盤や遠方の銀河は、通常、秒角以下のスケールで空に現れますが、成功したものの今はなき最大の遠赤外線である3.5メートルのハーシェル宇宙観測所では、いくつかを除いてすべての天体を解像することができませんでした。これまで飛行した望遠鏡。最大基線長が数十メートルの遠赤外線干渉計は、10倍長い波長でJWSTの角度分解能に匹敵し、アルマ望遠鏡が地球の大気を通してかろうじて観察できる水の氷と水蒸気の放出を観測することになる。このような施設は20年前に考案され、研究されました。ここでは、JWSTとALMAの時代における宇宙ベースの遠赤外線干渉計の科学事例を再検討し、干渉計が一連の説得力のある科学的目的を達成できるようにする測定機能を要約します。私たちが検討するすべての科学テーマに共通するのは、秒角以下の画像解像度の必要性です。
月観測データを用いたGroundBIRD望遠鏡の指向校正
| Title |
Pointing_calibration_of_GroundBIRD_telescope_using_Moon_observation_data |
| Authors |
Y._Sueno,_J.J.A._Baselmans,_A.H.M._Coppens,_R.T_G\'enova-Santos,_M._Hattori,_S._Honda,_K._Karatsu,_H._Kutsuma,_K._Lee,_T._Nagasaki,_S._Oguri,_C._Otani,_M._Peel,_J._Suzuki,_O._Tajima,_T._Tanaka,_M._Tsujii,_D.J._Thoen,_E._Won |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15749 |
望遠鏡の向き(つまり、視線)を理解することは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)や天体を観察するために重要です。月は、ポインティング校正のための天文源の候補です。月の目に見える大きさ($\ang{;30}$)は惑星よりも大きいですが、月に1回、高い信号対雑音比で頻繁に月を観察できます。月の観測データを用いて指向校正を行う手法を開発しました。私たちは望遠鏡の軸の傾きだけでなく、ポインティングキャリブレーションのためのエンコーダーとコリメーションオフセットも考慮しました。さらに、主要な系統誤差である月の輝度温度の不均一性の影響を評価しました。その結果、角度分解能$\ang{;36}$と比較して$\ang{;3.3}$のポインティング精度を達成することに成功しました(つまり、角度分解能の不確実性は9\%)。このレベルの精度は、惑星からの観測データを使用した他の地上CMB実験の過去の成果に匹敵します。
広視野分光測量望遠鏡 (WST) の検出器システムの課題
| Title |
Detector_System_Challenges_of_the_Wide-field_Spectroscopic_Survey_Telescope_(WST) |
| Authors |
Roland_Bacon_and_Martin_M._Roth_and_Paola_Amico_and_Eloy_Hernandez_and_the_WST_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16064 |
広視野分光測量望遠鏡(WST)は、超大型望遠鏡(ELT)が運用開始されたら、ヨーロッパ南天天文台(ESO)の次の大型光学/近赤外線施設となることが提案されています。後者は前例のない感度と補償光学を利用した小さな視野での画質を実現するために最適化されていますが、WSTは10mクラスの望遠鏡の集光能力を備えた分光法における大規模な調査ボリュームのニーズに対応します。そのユニークなレイアウトは、複数の物体と積分場分光法の組み合わせを同時に特徴とします。このレイアウトの意図した容量を実現するには、非常に多くの検出器が必要です。検出器システムの複雑さは、このプロジェクトの予想される20年間のタイムラインで出現すると予想される新しいアプローチと革新的な検出器設計に焦点を当てて議論される多くの課題を提示します。
散開星団NGC 6819における連星の質量分離を調査する
| Title |
Investigating_Mass_Segregation_of_the_Binary_Stars_in_the_Open_Cluster_NGC_6819 |
| Authors |
Claire_Zwicker,_Aaron_M._Geller,_Anna_C._Childs,_Erin_Motherway,_Ted_von_Hippel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15582 |
私たちは、慎重に同定されたクラスターのメンバーと思われるサンプル内で、中年齢の散開星団NGC6819における質量分離を探索します。Gaia、2MASS、Pan-STARRS調査からの測光をベイジアン統計ソフトウェアスイートBASE-9の入力として使用し、豊富な(測光)バイナリ集団を特定し、クラスターの年齢、距離、金属量、赤化の事後分布を導き出します。星ごとの測光メンバーシップ確率、質量、および質量比(連星の場合)も同様です。サンプル全体の中で、可能性の高い2781個のクラスターメンバーと831個のバイナリが見つかりました。質量分離を調査するために、1515個の可能性のあるクラスターメンバーと質量比q>0.5の256個のバイナリを含む14.85<G<19.5の主系列「一次サンプル」を選択します。この一次サンプル内では、連星の動径分布が単一星と比較してクラスターの中心に向かって大きくシフトしており、その結果、クラスターの中心に向かって連星の割合が大幅に増加していることがわかります。さらに、連星サンプル内では、より大規模な連星は、それほど大規模ではない連星よりも中心に集中した放射状分布を持っていることがわかります。単一の星についても同様です。星団は数回の半質量緩和時間を経て存続しており、一次サンプル内の星の予想される質量偏析のタイムスケールも星団の年齢よりも大幅に短いため、これらの結果を星団内の質量偏在の強力な証拠として解釈します。重要なのは、これが散開星団NGC6819における連星の質量分離を調査した最初の研究であることです。
9 か月にわたる $\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$ による M87 の近紫外線調査。 I. 94 個の新星の光と色の曲線、および新星率の再決定
| Title |
A_9-Month_$\textit{Hubble_Space_Telescope}$_Near-UV_Survey_of_M87._I._Light_and_Color_Curves_of_94_Novae,_and_a_Re-determination_of_the_Nova_Rate |
| Authors |
Michael_M._Shara,_Alec_M._Lessing,_Rebekah_Hounsell,_Shifra_Mandel,_David_Zurek,_Matthew_J._Darnley,_Or_Graur,_Yael_Hillman,_Eileen_T._Meyer,_Joanna_Mikolajewska,_James_D._Neill,_Dina_Prialnik,_William_Sparks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15599 |
M87は、HSTの広視野カメラ3(WFC3)の近紫外(NUV:F275W)および光学(F606W)フィルターを通じて、9か月にわたる期間にわたって5日の頻度で監視されています。この前例のないデータセットからは、94個のM87新星のNUVおよび光学的な光と色の曲線が得られ、文献上最大の銀河系外新星データセット(M31以降)の爆発と衰退の特性を特徴づけます。私たちは、再発新星は45日に1回以上の頻度で噴火することはできないという新星モデラーの予測をテストして確認します。M87の中心$\sim$1/3には、再発回数$<$130日の急速再発新星は存在しないことを示します。新星が銀河核の数秒角以内までM87のKバンド光をたどることを実証します。新星NUVの光曲線は光学的な対応物と同様に不均一であり、通常は可視光の極大値から5～30日後にピークに達することを示しています。観測結果の検出完全性が90～96\%の範囲にあると判断します。そして、M87の新星噴火の速度Rnovaを$325_{-38}^{+38}$/年と測定します。この銀河の対応する光度固有の古典新星発生率は$7.06_{-.83}^{+.83}/yr/10^{10}L_\odot,_{K}$です。これらの割合は、銀河系外新星の地上観測では、ほとんどの暗くて速い新星や銀河の中心近くの新星を見逃していることを裏付けています。
スパイラルシェルパターンで記録された横風速
| Title |
Transverse_Wind_Velocity_Recorded_in_Spiral-Shell_Pattern |
| Authors |
Hyosun_Kim_(Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15677 |
空の面に現れる星周パターンの伝播速度は、中心にある主系列後の星から放出される風物質の膨張速度を表すと考えられることがよくあります。しかしながら、しばしば採用される等方性風の仮定と、多層殻の形状における星周パターンの根本的な起源としての二元仮説は相互に両立しないことを我々は指摘する。我々は、仮説上の連星の軌道運動によって引き起こされる渦巻殻パターンの流体力学モデルを再検討します。連星の1つが高速で質量を失いつつあります。空の平面における位置角度の関数としての横風速の分布が、視線方向に沿って調査されます。横方向の風速の変動は、この研究で調査したシミュレーションモデルの3次元領域全体にわたる平均風速の半分ほどの大きさです。風速の方向依存性は星周物質の全体的な形態を示しており、運動学的情報がスナップショットモニタリング（多くの場合光学および近赤外線）や分子線放射のスペクトル画像観察のモデル化において重要な要素であることを示唆している。。
最も近い炭素星、CWレオニスの多孔質のエンベロープと星周風物質
| Title |
The_porous_envelope_and_circumstellar_wind_matter_of_the_closest_carbon_star,_CW_Leonis |
| Authors |
Hyosun_Kim,_Ho-Gyu_Lee,_Youichi_Ohyama,_Ji_Hoon_Kim,_Peter_Scicluna,_You-Hua_Chu,_Nicolas_Mauron_and_Toshiya_Ueta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15679 |
CWレオニスの最近の突然の変化は、中心の炭素星が漸近巨大枝（AGB）から進化し、前惑星状星雲（PPN）の段階に入る瞬間を私たちが目撃していることを示している可能性があります。予測された恒星の位置に最近出現した赤いコンパクトなピークは、おそらく恒星のベールを脱ぐ出来事であり、恒星の位置から現れる放射状のビームは、PPNたまご星雲の特徴に似ています。20年間にわたる光度曲線の増加も異常であり、これはおそらく相転移に関連していると考えられます。さらに、光度曲線の残差、放射状ビームの相対輝度、および拡張されたハロー輝度分布にも、十年周期の変動が見られます。AGBの先端にあるこの最もよく知られた炭素星CWレオニスの最近の十年規模の劇的な変化をさらに監視することは依然として非常に重要であり、後期恒星進化間の移行条件についてより具体的な理解を得るのに役立つでしょう。段階。
TESS観測による磁気高温星の変動
| Title |
Variability_of_magnetic_hot_stars_from_the_TESS_observations |
| Authors |
Dong-Xiang_Shen,_Gang_Li,_Iskandar_Abdusamatjan,_Jian-Ning_Fu,_Chun-Hua_Zhu,_Jin-Long_Yu,_Yu_Zhang,_Guo-Liang_Lv,_Nan-Nan_Zhai,_and_Jin-Zhong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15687 |
磁気ホットスターとは、実効温度が約7,000～50,000Kで、大規模で地球規模で組織化された磁場を持つ星を指します。これらの磁場は、数十ガウスから数十キロガウスの範囲の強度を示します。それらは、星の進化において磁場によって引き起こされる影響を理解する上で鍵となります。しかし、分光旋光モデリングと星地震モデリングを組み合わせて研究された磁気ホットスターは3つだけです。$Transiting\;Exoplanet\;Survey\;Satellite\;(TESS)$1-56セクターのデータセットと組み合わせて、118個の磁気高温星の測光変動と確率的低周波(SLF)変動の研究を提供しました。新たに9個の回転変光星が確認された。ベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)フレームワークを使用して、磁気ホットスターのSLF変動の形態を当てはめました。私たちの分析により、サンプル内の磁気高温星は$\gamma<5.5$を持ち、大部分が$1\leq\gamma\leq3$を持っていることが明らかになりました。$\nu_{\rmchar}$は主に$0\;\text{d}^{-1}<\nu_{\rmchar}<6.3\;\text{d}^{-1の範囲にあります。}$。SLF変動の振幅log$\alpha_{\rm0}$は、0.8から3の範囲の支配的な分布を示します。光度とフィッティングパラメータの間に有意な相関は観察されず、SLF変動が恒星の質量に明確に依存していないことを示唆しています。私たちのサンプルは、約$1.5M_{\odot}<M<20M_{\odot}$の質量を持つ磁気高温星のサンプルです。$B_{\rmp}$と$\nu_{char}$の間に有意な負の相関関係が見つかりました。$\nu_{\rmchar}$に対する磁場の抑制効果は、大乱流の抑制の結果である可能性があります。
ガイド付きGrad-CAMの説明からの経験的洞察によるフルディスク太陽フレア予測のための深層学習の探索
| Title |
Exploring_Deep_Learning_for_Full-disk_Solar_Flare_Prediction_with_Empirical_Insights_from_Guided_Grad-CAM_Explanations |
| Authors |
Chetraj_Pandey,_Anli_Ji,_Trisha_Nandakumar,_Rafal_A._Angryk,_Berkay_Aydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15712 |
この研究は、$\geq$Mクラスの太陽フレアを予測するためのフルディスク深層学習モデルを提示し、中心($\pm$70$^\circ$以内)と近傍の両方でその有効性を評価することにより、太陽フレア予測研究を進歩させます。四肢（$\pm$70$^\circ$を超えた）イベント、モデルの予測に対する事後説明の定性的評価を示し、これらの説明の人間中心の定量的評価からの経験的発見を提供します。私たちのモデルは、その後の24時間の予測ウィンドウ内で$\geq$Mクラスの太陽フレアを予測するために、1時間ごとの全円板の見通し磁力線画像を使用してトレーニングされています。さらに、GuidedGradient-weightedClassActivationMapping(GuidedGrad-CAM)属性メソッドを適用して、モデルの予測を解釈し、説明を評価します。私たちの分析により、円盤全体の太陽フレアの予測が活動領域の特性と一致していることが明らかになりました。以下の点は、私たちの研究の最も重要な発見を表しています:(1)私たちの深層学習モデルは、$\sim$0.51の平均真のスキル統計(TSS)と$\sim$0.38のハイドケスキルスコア(HSS)を達成し、次のスキルを示しました。太陽フレアを予測します。中心位置の平均再現率は$\sim$0.75(XクラスとMクラスの再現率はそれぞれ0.95と0.73)、縁近くのフレアの平均再現率は$\sim$0.52(再現率は$\sim$0.52)です。XクラスとMクラスはそれぞれ0.74と0.50)。(2)モデルの説明の定性的検査により、モデルがディスク全体の磁力図内の中心と縁近くの両方の位置の活動領域に関連する特徴を識別して活用し、それぞれの予測を生成することが明らかになりました。本質的に、私たちのモデルは、四肢領域に近い場合でも、フレアする活動領域の形状とテクスチャベースの特性を把握します。これは、運用予測システムにとって非常に重要な新規かつ不可欠な機能です。
太陽フィラメントの内部活動とその糸の加熱
| Title |
Internal_activities_in_a_solar_filament_and_heating_to_its_threads |
| Authors |
Hengyuan_Wei,_Zhenghua_Huang,_Chuan_Li,_Zhenyong_Hou,_Ye_Qiu,_Hui_Fu,_Xianyong_Bai_and_Lidong_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15747 |
フィラメントは太陽大気中で最も一般的な特徴の1つであり、太陽、恒星、実験室のプラズマ物理学において重要です。中国のH$\alpha$SolarExplorer、太陽上部遷移領域イメージャー、太陽力学観測所からのデータを使用して、小さなフィラメントの活性化の多波長イメージングとスペクトル観測について報告します。フィラメントの活性化により、いくつかの局所的な動的ブライトニングが生成されますが、これはおそらくフィラメント内の編組磁場の内部再接続によって生成されると考えられます。フィラメントは活性化中に膨張し、その糸が周囲の磁場と再結合し、フィラメントを覆う熱いアーケードまたはループの形成につながります。これらの局所的な増光のそれぞれの熱エネルギーは$10^{25}-10^{27}erg$程度と推定され、総エネルギーは$\sim1.77\times10^{28}erg$と推定されます。。私たちの観察は、フィラメント内の内部磁気再接続がフィラメント糸への局所的な加熱を引き起こし、周囲のコロナ構造との外部再接続を促進し、したがってコロナへのエネルギーと質量の移動に寄与する可能性があることを示しています。
天体地震学が炭素欠乏赤色巨星の起源を解明：おそらく合体生成物であり、リチウムに富む巨人との関連性がある
| Title |
Asteroseismology_sheds_light_on_the_origin_of_carbon-deficient_red_giants:_likely_merger_products_and_linked_to_the_Li-rich_giants |
| Authors |
Sunayana_Maben,_Simon_W._Campbell,_Yerra_Bharat_Kumar,_Bacham_E._Reddy,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15919 |
炭素欠乏赤色巨星(CDG)は、数十年にわたって説明を逃れてきた特異な種類の星です。私たちは、星地震学(Kepler、TESS)と分光法(APOGEE、LAMOST)、および天文計測(Gaia)を組み合わせて使用することで、CDGをより良く特徴付けることを目指しています。私たちはケプラー場で15個の新しいCDGを発見し、CDGが希少であり、バックグラウンドサンプルのわずか$0.15\%$であることを確認しました。注目すべきことに、CDGはほぼ独占的に赤色凝集(RC)段階にあることがわかります。星地震質量は、CDGが中程度の質量($M=2.5-5.0~\)であることを示唆していた以前の研究とは対照的に、主に低質量星($M\lesssim$2~M$_{\odot}$)であることを明らかにしています。rmM_{\odot}$)はHR図に基づいています。CDGの非常に高い割合($50\%$)もリチウムに富んだ巨大企業です。CDGでは二峰性の光度分布が観察され、1つのグループは通常のRC光度を持ち、もう1つのグループはその質量で予想されるよりも2倍高い光度を持っています。我々は、化学パターンと光度の境界を発見し、それらを3つのグループに分割します:(i)通常の光度のCDG、(ii)過剰光度のCDG、および(iii)過剰光度の高度に汚染されたCDG。私たちは、ヘリウム白色矮星とRGB星との合体が、この2つのグループの過剰光星にとって最も可能性の高いシナリオであると結論付けています。高度に汚染された過剰光度群では、中間質量のAGB星からの連星物質移動の可能性がある。通常の光度のCDGの場合、コアのHeフラッシュ汚染と低質量合体シナリオを区別することはできません。CDGと重複しているため、リチウム豊富な巨人は同様の形成経路を持つ可能性があります。
COCONUT-MF: 2 流体イオンニュートラル全球コロナモデリング
| Title |
COCONUT-MF:_Two-fluid_ion-neutral_global_coronal_modelling |
| Authors |
Michaela_Brchnelova,_B{\l}a\.zej_Ku\'zma,_Fan_Zhang,_Andrea_Lani,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16043 |
全球コロナモデルCOCONUTはもともと、宇宙天気予報におけるWSAモデルなどのモデルを置き換えて、予測の物理的精度を向上させるために開発されました。ただし、このモデルには、迅速な収束を可能にするためにその定式化にいくつかの簡略化が実装されており、その1つに単一流体処理が含まれています。この文書には2つの目標があります。まず、新しい多流体全球コロナモデルを導入し、それを単純なケースおよび実際のデータ駆動型アプリケーションで検証することを目指しています。第二に、全球コロナモデルで単一流体プラズマを考慮すると、結果として得られるプラズマダイナミクスにどの程度影響を与える可能性があるか、したがって単一流体コロナモデルの基礎となる仮定が正当化されるかどうかを調査することを目的としています。私たちは、イオン流体方程式と中性流体方程式を別々に解決する多流体全球コロナモデルCOCONUT-MFを開発しました。このモデルはまだ定常状態であるため、非定常プロセスは解決されませんが、電荷交換、化学的および衝突の寄与を説明できます。双極子、太陽活動の最小値、および太陽活動の最大値のイオン中性モデリングの結果を示します。HLLと比較して、適用されたAUSM+スキームの精度が高いことを示します。続いて、結果として得られるプラズマダイナミクスに対する考慮されたイオンと中性結合項の影響も評価します。中性物質の濃度が非常に低いにもかかわらず、これらの項は依然として、限定的ではあるが無視できない程度(局所的に最大5～10%)に流れ場に影響を与えます。コロナプラズマは一般に衝突がないと考えられていますが、我々の結果は、2つの流体を結合させるのに十分な衝突性が存在することを示しています。フォローアップ作業には、太陽の下層大気層へのモデルの拡張や、加熱や放射などのより高度な物理用語の組み込みが含まれる予定です。
大質量星 MWC 349A を動力とする高速ジェットのモデル化
| Title |
Modeling_of_the_high-velocity_jet_powered_by_the_massive_star_MWC_349A |
| Authors |
Antonio_Mart\'inez-Henares,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Nuria_Hu\'elamo,_Sirina_Prasad,_Qizhou_Zhang,_James_Moran,_Yue_Cao_and_Alejandro_B\'aez-Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16078 |
MWC349Aは、ケプラーの法則に従って回転するよく知られた星周円盤と、円盤表面から放出されるイオン化した風を持つ大質量星です。しかし、この系に対して行われた最近のアルマ望遠鏡観測では、水素無線再結合線(RRL)の強力なメーザー放出にさらなる高速成分が存在することが明らかになり、高速イオン化ジェットの存在が示唆されています。この研究では、MWC349A大質量星に向けたH30$\alpha$およびH26$\alpha$メーザー線の放射と、それに関連する連続電波放射の3D非LTE放射伝達モデリングを示します。MORELIコードを使用することで、$\sim$の速度で膨張する高速イオン化ジェットによるH30$\alpha$およびH26$\alpha$メーザーラインの高速放射の空間分布と運動学を再現します。MWC349Aの広角イオン風に囲まれた250kms$^{-1}$。MWC349Aの円盤から発射される双極ジェットは、平行度が不十分で、円盤の回転軸に対してわずかにずれています。アルマ望遠鏡が提供する前例のない感度と空間精度のおかげで、既知の広角のイオン化風が、イオン化した円盤から放射状に広がるにつれて減速することもわかりました。大質量星の形成と進化を理解する上での発見の意味について簡単に説明します。私たちの結果は、大質量星の周囲の最も内側の電離領域とその高速ジェットの強力なプローブとして、RRLメーザーの大きな可能性を示しています。
大変動変数の TESS 光度曲線 -- III -- 古い新星および新星様変数の間のより多くのスーパーハンプ系
TESSミッションによって観測された大変動変数の長くてほとんど途切れることのない高リズムの光曲線における周期的変動と非周期的変動の同定と特徴付けに関する以前の研究を継続し、127個のそのような系のサンプルのうち23個の新星様変数と古い新星に関する結果が得られた。リッター＆コルブのカタログが紹介されています。それらのすべては、少なくともいくつかのエポックで正または負(あるいは両方)のスーパーハンプを示し、そのうち19個でスーパーハンプが初めて検出されました。スーパーハンプの周期、出現と消失、波形などの基本的な特性が調査されます。文献の最近の報告と合わせると、既知の新星に似た変光星とスーパーハンプを持つ古い新星の数が50%以上増加します。スーパーハンプの以前の調査とこれらの星のシュトルツ・シェームス関係が更新されました。平均とは異なる挙動を示す一部の星のスーパーハンプ特性や、理論に反する高質量比系の正のスーパーハンプに注目が集まっています。副産物として、13個の星の公転周期が改善されるか、新たに測定され、以前に報告された誤った値が修正されます。
変数 $G$ を使用したニュートンのような重力における天力学
| Title |
Celestial_mechanics_in_Newtonian-like_gravity_with_variable_$G$ |
| Authors |
Felipe_S._Esc\'orcio,_J\'ulio_C._Fabris,_J\'unior_D._Toniato,_Hermano_Velten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15497 |
最近、ブランズ・ディッケの重力ラグランジアンに触発されたニュートンのような理論が参考文献で提案されています。arXiv:2009.04434(v4)。この研究は、テスト粒子に作用する修正された重力が、Manevポテンシャルから得られる重力と類似していることを示しています。具体的には、従来のニュートン成分に加えて追加の項$\proptor^{-3}$が出現します。中心周前進とロシュ限界の予測式を分析し、それらを使用して、ブランズディッケパラメーターに類似した理論の単一自由パラメーター$\omega$を制約します。この理論は水星の近日点の前進を解決できると同時に、よく知られているニュートンの結果と比較してロシュ限界に関連する影響がないことも示します。
二次重力波による大規模超対称性のテスト
| Title |
Testing_high_scale_supersymmetry_via_second_order_gravitational_waves |
| Authors |
Marcos_M._Flores,_Alexander_Kusenko,_Lauren_Pearce,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15522 |
超対称性は複数の平坦な方向を予測し、その一部は正味のバリオン数またはレプトン数を持ちます。このような方向の凝縮物は膨張中に形成され、後に断片化してQボールとなり、原始ブラックホールの構成要素となる可能性があります。したがって、超対称性は、ブラックホールが宇宙のエネルギー密度を支配する、中間物質が支配する時代の条件を生み出す可能性があります。粒子物質とは異なり、ブラックホールは突然崩壊し、ポルターガイスト機構を介して観測可能な重力波信号を生成します。私たちは、現在の衝突型加速器ではアクセスできない可能性のあるエネルギースケールで実現された超対称性の重力波の痕跡を調査します。
Gravity Spy: 学んだ教訓と今後の方向性
| Title |
Gravity_Spy:_Lessons_Learned_and_a_Path_Forward |
| Authors |
Michael_Zevin,_Corey_B._Jackson,_Zoheyr_Doctor,_Yunan_Wu,_Carsten_{\O}sterlund,_L._Clifton_Johnson,_Christopher_P._L._Berry,_Kevin_Crowston,_Scott_B._Coughlin,_Vicky_Kalogera,_Sharan_Banagiri,_Derek_Davis,_Jane_Glanzer,_Renzhi_Hao,_Aggelos_K._Katsaggelos,_Oli_Patane,_Jennifer_Sanchez,_Joshua_Smith,_Siddharth_Soni,_Laura_Trouille,_Marissa_Walker,_Irina_Aerith,_Wilfried_Domainko,_Victor-Georges_Baranowski,_Gerhard_Niklasch,_Barbara_T\'egl\'as |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15530 |
GravitySpyプロジェクトは、重力波データの分析を妨げるグリッチ、つまり一時的なノイズのバーストの原因を解明することを目的としています。GravitySpyプロジェクトは、市民科学ボランティアの活動と機械学習アルゴリズムの両方を使用することで、信頼性の高い不具合の分類を可能にします。市民科学と機械学習は、GravitySpyフレームワーク内で本質的に結合されており、機械学習分類はデータセットの迅速な初回分類を提供し、段階的なボランティアトレーニングを可能にし、ボランティアベースの分類は機械分類を検証して機械学習を強化します。トレーニングセットと、グリッチの新しい形態学的クラスを特定します。これらの分類は現在、LIGO重力波検出器の性能を特徴付ける研究で日常的に使用されています。ボランティアに、幅広いグリッチの分類方法を教えるトレーニングフレームワークと、興味深いグリッチの調査を支援する追加ツールを提供することで、新しい種類のグリッチを発見できるようになります。これは、適切なサポートを提供する際に、ボランティアが単純な分類タスクを超えて、ドメインの専門家と同等のレベルでデータの新しい特徴を特定できることを示しています。GravitySpyプロジェクトは現在、不具合の根本原因を特定するために、検出器の補助モニターを含むより複雑なデータをボランティアに提供しています。
BubbleDet: バブル核形成の関数的決定因子を計算するための Python パッケージ
球面対称背景場の周囲の1ループ関数決定式を計算するためのPythonパッケージBubbleDetを紹介します。これにより、ゼロ温度での真空減衰率と有限温度での一次相転移における気泡核生成率の両方に次の次数の補正が与えられます。宇宙論的相転移からの重力波信号の予測では、これにより理論上の不確実性の主な原因の1つが除去されることが期待されます。BubbleDetは、任意のスカラーポテンシャルおよび最大7の次元に適用できます。これには、ゴールドストーンボソンを含むスカラー場の変動とゲージ場に対するメソッドがありますが、行列式が各場の自由度に1つずつ個別の行列式の積に因数分解される場合に限定されます。私たちの知る限り、BubbleDetは、球対称のバックグラウンドで関数的決定因子を計算することに特化した最初のパッケージです。
診断フィールドを使用した単一および結合キャビティ モードのセンシング スキーム
| Title |
Single_and_coupled_cavity_mode_sensing_schemes_using_a_diagnostic_field |
| Authors |
Aaron_W._Goodwin-Jones_and_Haochen_Zhu_and_Carl_Blair_and_Daniel_D._Brown_and_Joris_van_Heijningen_and_Li_Ju_and_Chunnong_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15675 |
スクイーズド真空状態を使用する実験では、正確な光学モードのマッチングが非常に重要です。自動空間モード整合スキームには、損失を削減し、損失の安定性を向上させる可能性があります。ただし、重力波検出器などの量子強化結合共振器実験では、サブ共振器もモード整合していることを確認する必要があります。我々は、単純な共振器と結合共振器に対して機能する新しいモード検出スキームを提案します。この方式には可動部品もグイ位相の調整も必要ありません。代わりに、HG20/LG10モード周波数に調整された診断フィールドが使用されます。誤差信号は、サブキャビティ固有モード間のウエスト位置の差およびレイリー範囲の差に比例するように導出されます。2つのエラー信号は90度の復調位相で分離できます。簡素化されたアインシュタイン望遠鏡の光学設計に対する妥当な誤差信号を示します。この研究により、現在および将来の重力波検出器での非常に高レベルの圧縮の日常的な使用が容易になるでしょう。
圧力がゼロでない単一物質の流体を通じて暗黒領域を統合する
我々は、タキオニック流体と追加のスカラー場との間の非最小相互作用を組み込んだ、一般化された統一ダークエネルギーモデルを探索します。具体的には、2番目のフィールドが真空エネルギーを持つことを要求し、対称性の破れのメカニズムにより除去できないオフセットが導入されます。遷移(第2場の対称破れメカニズムにより発生)の後、対応する状態方程式(EoS)は、一般化チャプリジンガス(GCG)成分と宇宙論的定数の寄与との組み合わせの形をとります。我々は、外部圧力下でその圧力の影響を打ち消す流体を特徴付けるために固体物理学の分野で広く採用されている、いわゆるムルナハンEoSとの類似点を描くことで、この結果を再解釈します。このモデルの動的動作を調査し、GCGモデルと比較した主な違いを強調します。我々は、宇宙膨張の歴史にわたるモデルの進化を明らかにするパラメータ境界を確立し、正確には、ロゴトロピック流体またはチャプリジンとして動作しながら、最終的に初期宇宙の$\Lambda$CDMモデルに収束するロゴトロピック流体に似た挙動を示すことを示します。中間と後期にそれぞれガス。私たちは熱力学の観点から発見を説明し、線形領域における小さな摂動を特定します。非常に初期の時点では、成長因子は予想どおり平坦化しますが、主な出発は遅い時間に発生し、マーナガムEoSによって摂動がより効率的に成長します。我々は現在の観測を考慮してこの逸脱について議論し、我々のモデルは標準的な宇宙論的パラダイムに代わる適切なモデルであると結論付け、圧力がゼロでない物質のような場の概念を導入した。
太陽反ニュートリノは、標準的な太陽モデルの予測には存在しません。その結果、太陽反ニュートリノ探索は、ニュートリノを反ニュートリノに変換できる新しい物理学を調査するための強力なツールとして浮上します。この研究では、宇宙論的および天体物理学的影響により最近かなりの注目を集めているニュートリノの自己相互作用が、太陽からの大量の反ニュートリノ生成につながる可能性があることを強調します。私たちは、ニュートリノの自己相互作用のためのさまざまなタイプの4フェルミオン有効演算子と光スカラーメディエーターを体系的に探索します。JUNO、ハイパーカミオカンデ、THEIAなどの有望なニュートリノ検出器で太陽反ニュートリノのエネルギースペクトルとイベントレートを推定することで、太陽反ニュートリノ探索がニュートリノの自己相互作用に厳しい制約を課し、ハッブルが好むパラメータ空間を調査できることを明らかにします。テンション。
擬似スカラーインフレーションにおける重場の重要性について
チャーン・サイモンズ項を通じてU(1)ゲージ場と結合した擬似スカラーインフレーションが広く研究されています。しかし、UV理論から生じる新しい物理学は依然として低エネルギースケールでの擬スカラー場に影響を与える可能性があり、潜在的にインフレ予測に影響を与える可能性があります。有効場理論(EFT)の領域では、アクシオン場とゲージ場に加えて、重場の演算子も存在するアクシオンインフレーションを調査しました。統合された出力フィールドには、非線形分散領域と重モードのチャーン・サイモンズ項への結合という2つの重要な効果があります。最初の効果は曲率変動の伝播を変更し、2番目の効果は逆減衰を通じて曲率変動に寄与する追加の演算子をもたらします。この低エネルギーEFTにおける等辺非ガウス性のパワースペクトルと大きさを導出しました。私たちは、重場の質量がハッブルスケールに近づくにつれて、2番目の効果が顕著になる可能性があることを発見しました。
| Title |
Non-linear_Black_Hole_Ringdowns:_an_Analytical_Approach |
| Authors |
Davide_Perrone,_Thomas_Barreira,_Alex_Kehagias,_Antonio_Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.15886 |
重力の性質により、2つのブラックホールの合体におけるリングダウン段階で生成される準正規モードには非線形効果が刻み込まれます。我々は、非線形光源が光リングの周囲でピークに達しているという事実を利用した、ブラックホール摂動理論における二次の準正規モードの解析的処理を提供します。副産物として、1次振幅の2乗に対する2次モードの振幅が問題の初期条件にほとんど依存しない理由を説明します。
我々は、スカラー・テンソル・ベクトル重力理論(STVG)が矮小回転楕円体銀河内の星の運動学を説明できるかどうかを調査しました。STVGは、天体物理学の自己重力系における暗黒物質を置き換えることを主な目的として、追加のスカラー場とベクトル場を追加することで一般相対性理論を修正します。STVGの弱磁場限界は、ニュートンの重力ポテンシャルに湯川のような修正をもたらします。この変更は、それぞれ重力結合定数と追加のベクトル場の質量の再定義を表す2つのパラメーター$\alpha$と$\mu$によって調整されます。したがって、STVGの弱磁場限界で生じる修正重力ポテンシャルを採用して、球面ジーンズ方程式を解き、天の川銀河の周りを周回する8つの矮小回転楕円体銀河の視線速度分散プロファイルを予測しました。予測されたプロファイルは、モンテカルロマルコフ連鎖アルゴリズムを使用してデータと比較されます。私たちの結果は、データセット内の$\alpha$パラメーターにいくつかの緊張があることを指摘しましたが、以前の分析との比較では、暗黒物質を超大規模なフィールドに置き換える際のSTVGの有効性が示されました。さらなる改良には、視線速度分散のより洗練されたモデリングが必要となるが、これは矮小回転楕円体における高精度の天文データが利用可能になり次第、可能になるだろう。
フェルミオンソリトン星は、非線形の自己相互作用する実スカラー場が湯川項を介してフェルミオンと結合し、流体の特性に依存する有効フェルミオン質量を生じさせる、エキゾチックなコンパクト天体の動機付けられたモデルです。ここで、一般的な非対称真空によるスカラーポテンシャルを考慮することにより、一般相対性理論内でこのモデルの調査を続けます。このケースでは、フェルミ粒子ソリトン星に、モデルパラメータに対してパラメトリックに異なる最大質量のスケーリングが与えられ、以前の結果を回復する対称真空の特殊なケースには微調整が必要であることが示されています。ここで研究したより一般的なケースでは、フェルミオンソリトン星の質量と半径は、GeVスケールの自然モデルパラメータに関して中性子星の質量と半径に匹敵します。最後に、星の内部の非対称なスカラーポテンシャルは、内部に正または負の実効宇宙定数を与える可能性があり、それぞれグラヴァスターまたは反ドシッターバブルを思い出させます。後者の場合、解の複数の切り離された分岐が存在することがわかります。
$f(T)$ テレパラレル重力における宇宙の成長
宇宙論モデルの物理的進化は膨張データを使用してテストでき、これらのモデルの成長履歴はエネルギー密度の不均一部分のダイナミクスをテストできます。成長因子とその成長指数は、初期宇宙の構造形成領域における宇宙論モデルのパフォーマンスを明確に示します。この研究では、テレパラレル重力理論の特定のクラスに基づいて、いくつかの主要な$f(T)$宇宙論モデルの成長指数を調査します。これらは文献で顕著になり、テレパラレル重力の他の定式化につながります。ここでは、過度の単純化につながる可能性があるため、サブホライズン制限を直ちに課すことなく、M\'{e}sz\'{a}ros方程式を取得する一般化されたアプローチを採用します。このアプローチにより、どの$k$モードでサブホライズン制限が適用され始めるかを検討する手段が与えられます。各$f(T)$モデルのさまざまなデータセットの組み合わせに対する成長因子と成長指数の数値結果が得られます。
$H_0$張力を軽減できるスカラーテンソルおよびバイスカラーテンソル修正重力理論を研究します。最初のクラスの理論では、シフト対称の摩擦項を持つ特定のモデルを選択すると、中間時間でより小さい実効ニュートン定数を取得することで張力を軽減できることを示します。これは修正重力では容易に取得できない特徴です。2つの追加の伝播自由度を含む2番目のクラスの理論では、$H_0$張力が緩和できること、およびその背後にあるメカニズムが有効な暗黒エネルギー状態方程式パラメーターのファントム挙動であることを示します。したがって、スカラーテンソル理論とバイスカラーテンソル理論は、両方の既知の十分な遅延メカニズムを使用して$H_0$張力を緩和する能力を持っています。
$\alpha'$ 修正を介してストリングバキュームから FLRW または de Sitter まで
| Title |
From_the_string_vacuum_to_FLRW_or_de_Sitter_via_$\alpha'$_corrections |
| Authors |
P._Conzinu,_G._Fanizza,_M._Gasperini,_E._Pavone,_L._Tedesco_and_G._Veneziano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16076 |
まず、$\alpha'$展開のすべての次数におけるツリーレベルの$O(d,d)$不変ストリング宇宙論方程式に対するホーム・ツヴィーバッハ手法の最近の「ハミルトニアン」再定式化をより正確に行い、以下を思い出します。これにより、初期および後期の2つの双対性に関連する摂動解を非特異バウンスを通じて接続する大規模な宇宙論的シナリオの簡単な特徴付けがどのように可能になるか。次に、非摂動的な$O(d,d)$破壊的な拡張ポテンシャル$V(\phi)$をアクションに追加する効果について議論します。結果として得られる宇宙論的解は、初期には摂動的な弦真空（曲率の消失と弦の結合を伴う）に近づくと想定され、後期にはダイラトンを安定させ、同時に物質支配のFLRW宇宙論またはデシッターのようなインフレーション段階のいずれかに近づくことができる、初期条件と中程度の結合における$V(\phi)$の特性に依存します。また、異方性初期条件の大きな領域から等方性後期アトラクターを生成するための一般的なメカニズムも特定します。
| Title |
Neutrino_constraints_on_inelastic_dark_matter_captured_in_the_Sun |
| Authors |
Bhavesh_Chauhan,_Mary_Hall_Reno,_Carsten_Rott,_Ina_Sarcevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16134 |
太陽の重力によって捕らえられた暗黒物質の消滅によるニュートリノの束には、直接検出実験からの重大な制約があります。ただし、非弾性ダークマター相互作用は弾性ダークマター相互作用に比べてエネルギーの低い核反動を生成するため、非弾性ダークマターではこれらの制約が緩和されます。この論文では、太陽に捕捉された非弾性暗黒物質からのニュートリノ束を検出するための、大量の地下ニュートリノ実験の可能性を探ります。ニュートリノスペクトルには2つの構成要素があります。1つは静止時のパイオンとカオンの崩壊による単一エネルギーの「スパイク」、もう1つは即時の一次中間子崩壊による広域スペクトルの「ショルダー」です。私たちは、4～100GeVの範囲の質量を持つ好塩性非弾性暗黒物質の消滅と最大300keVの質量分裂から生じるショルダーニュートリノの検出に焦点を当てています。私たちは、太陽における好塩性暗黒物質の消滅に由来するGeVスケールのミューニュートリノと反ニュートリノを識別するためのDUNEのイベント選択基準を決定し、含まれるイベントからの感度を予測します。また、スーパーカミオカンデとアイスキューブからの弾性暗黒物質の電流限界と、ハイパーカミオカンデからの予測限界を非弾性暗黒物質のパラメーター空間にマッピングします。私たちは、これらのニュートリノ実験が直接検出実験よりも敏感なパラメーター空間の領域があることを発見しました。暗黒物質の消滅から重クォークまでの場合、DUNEの予測感度は、現在(将来の)スーパー(ハイパー)カミオカンデの実験よりも弱いです。ただし、光クォークチャネルの場合はスパイクのみが観察できるため、DUNEが最も感度の高い実験となります。
三体周期的無衝突等質量自由落下軌道の再検討
| Title |
Three-body_periodic_collisionless_equal-mass_free-fall_orbits_revisited |
| Authors |
Ivan_Hristov,_Radoslava_Hristova,_Veljko_Dmitra\v{s}inovi\'c,_Kiyotaka_Tanikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16159 |
LiとLiaoは、313個の周期的無衝突軌道の初期条件(i.c.s)の発見(2019年)を発表した。そのうち30個は等しい質量を持ち、これらの30個の軌道のうち18個は物理周期(スケール不変周期)を持つ$T^{*}=T|E|^{3/2}<80$。ただし、この作業には、論理的一貫性と数値効率の両方の点で、まだ不十分な点が多く残されていました。我々は、等質量の場合に限定して、周期的な自由落下軌道の新たな探索を実施した。私たちの探索では、スケール不変周期$T^{*}<80$を持つ等質量周期軌道の24,582個のi.c.sが生成され、これは12,409個の異なる解に対応し、そのうち236個は自己双対です。
