銀河団アベル 3558 の郊外にある 2 つの大規模な寒冷前線
| Title |
Two_large-scale_sloshing_cold_fronts_in_the_outskirts_of_the_galaxy_cluster_Abell_3558 |
| Authors |
M._S._Mirakhor,_S._A._Walker,_M._Sundquist_and_D._Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16222 |
近くにある大規模な銀河団アベル3558に関するこれまでの研究では、銀河団コアの周囲に寒冷前線が存在することが報告されており、これは過去の小規模な合体によって生じた重力擾乱に反応してコアがスロッシングすることに起因すると考えられています。ここでは、XMM-ニュートンモザイクを使用して、Abell3558の冷却半径のはるか外側にある2つの珍しい大規模なスロッシング寒冷前線の検出を報告します。検出された寒冷前線の1つは、クラスターの中心から南東に600kpcの位置にあります。一方、もう1つはクラスターのコアから北西に1.2Mpcの位置にあります。後者の寒冷前線は、銀河団内でこれまでに観測された中で最も遠い寒冷前線の1つです。私たちの発見は、スロッシングが冷却半径をはるかに超えて、ビリアル半径の半分を超えるスケールで広がる可能性があるという以前の研究と一致しており、スロッシングがクラスター全体の現象であり、クラスターのグローバルな特性に影響を与える可能性があることを示唆しています。
堅牢なCIB除染によるプランクPR4データの熱スニャエフ-ゼルドビッチ信号とCMBレンズ信号の相互相関
| Title |
Cross-correlation_of_the_thermal_Sunyaev--Zel'dovich_and_CMB_lensing_signals_in_Planck_PR4_data_with_robust_CIB_decontamination |
| Authors |
Fiona_McCarthy_and_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16260 |
フルミッションのプランクPR4データを使用して、CMBレンズ収束($\kappa$)-熱スニヤエフ-ゼルドビッチ(tSZ,$y$)相互相関、$C_\ell^{y\kappa}を測定します。$。これは、Hill\&Spergel(2014)に続いて、この信号のこれまでで2番目の測定にすぎません。関連論文のテーラードニーレット内部線形結合(NILC)コードを介してPR4周波数マップから構築されたフォアグラウンドクリーンtSZマップを使用し、プランクPR4$\kappa$マップおよびさまざまな体系的に緩和されたPR3$と組み合わせて測定を実行します。\kappa$マップ。重大な系統的要因は、tSZマップ内の残留宇宙赤外背景(CIB)です。これは、高いCIB--$\kappa$相関が、推定されるtSZ--$\kappa$相互相関に大幅な偏りをもたらす可能性があるためです。CIBの周波数依存性の誤ったモデリングによる漏れを回避するために、モーメント非投影アプローチを使用して、NILCでCIBを非投影にすることでこれを軽減します。mm-skyシミュレーションで方法を検証します。理論的なハローモデルを測定に当てはめて、$A=0.82\pm0.21$(最高の信号対雑音PR4$\kappa$マップの場合)または$A=0.56\pm0の最適な振幅を見つけます。24$(tSZで投影解除されたCMBマップから構築されたPR3$\kappa$マップの場合)、データが$\sim1$-$2\sigma$内でモデルと一致していることを示します。私たちのエラーバーは2014年の測定のものと似ていますが、私たちの方法はCIB汚染に対してはるかに堅牢です。私たちのモーメント逆投影アプローチは、地上の望遠鏡からのより高い信号対雑音マップを使用して、この信号の将来の測定の基礎を築きます。これにより、中間質量の銀河群と銀河団の銀河団内媒質の天体物理学が正確に調査されます。M\sim10^{13}-10^{14}h^{-1}M_\odot$)、high-$z$($z<\sim1.5$、$z<\sim0.8$を参照)tSZオートパワー信号）領域、および他の大規模構造プローブとのtSZ相互相関のCIB除染測定。
SIDM におけるコア、つまり崩壊したサブハローの豊富さ: $\Lambda$CDM における構造形成からの洞察
| Title |
The_abundance_of_core--collapsed_subhalos_in_SIDM:_insights_from_structure_formation_in_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Neev_Shah_and_Susmita_Adhikari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16342 |
暗黒物質のハローは重力熱核の段階に入る可能性があり、自己相互作用の存在下で崩壊します。コア拡大段階に続くこの段階は、長い時間スケールが関係するため、支配的ではないと考えられています。しかし、特に中央に集中しているハローの場合、潮汐環境では崩壊が加速する可能性があることが示されています。$\Lambda$CDMの宇宙論的シミュレーションにより、宇宙における衛星軌道とハロープロファイルの完全な分布が得られます。私たちは、シミュレーションからのサブハローの軌道とプロファイルの特性を使用して、大マゼラン雲（LMC）（ホストのようなもの）からコアの崩壊段階にあるクラスターに至るまで、さまざまなホストハロー環境におけるサブハローの割合を推定します。。私たちは、自己相互作用暗黒物質(SIDM)の流体シミュレーションを使用して、周縁中心通過時の潮汐切断の影響を含め、宿主内でサブハローを進化させます。矮星スケールで相互作用断面積を大きくできるパラメータの場合、すべてのサブハローの少なくとも$10~\%$がグループ質量ホストスケールまでハッブル時間内に本質的に崩壊すると予想されることがわかりました。この割合は大幅に増加し、潮汐相互作用を考慮すると少なくとも20$\%$になります。これらの天体を識別するには、サブハローが二峰性の密度分布を示す非常に小さな半径スケールで密度を測定するか、スケール半径近くの内部密度プロファイルの傾きを測定する必要があることがわかりました。冷たい暗黒物質のハローで予想されるNFWの傾斜よりもはるかに急です。古典的矮星の中央斜面の現在の測定では、崩壊した天体が優先されることは示されていませんが、これは古典的矮星が核形成段階にあると予想されるSIDMシナリオと一致しています。
| Title |
Are_"Changing-Look''_Active_Galactic_Nuclei_Special_in_the_Coevolution_of_Supermassive_Black_Holes_and_their_Hosts?_I |
| Authors |
J._Wang,_W._K._Zheng,_T._G._Brink,_D._W._Xu,_A._V._Filippenko,_C._Gao,_C._H._Xie_and_J._Y._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16521 |
$\sim10$~yr内のスペクトル型遷移を特徴とする、いわゆる「見た目が変わる」(CL)活動銀河核(AGN)の性質は未解決のままです。私たちの一連の研究の最初として、我々はここで、SDSSローカル`に焦点を当て、AGNとそのホスト銀河の共進化(つまり、CL-AGNが特定の進化段階にある場合)の観点からCL現象を理解しようと試みます。「部分的に隠された」AGNでは、母銀河の恒星集団を統合スペクトルで簡単に測定できます。Xinglong2.16μm、Lick/Shane3μm、およびKeck10μm望遠鏡を使用した分光追跡プログラムにより、中間赤外変動によって選択された59個の候補サンプルから合計9個のCL-AGNを同定することができました。これらのスペクトルの詳細な分析により、CL-AGNのホスト銀河は若い恒星集団に対して偏っており、中年齢の恒星集団が大半を占める傾向があることが示されています。これは、CL-AGNがおそらく、超大質量ブラックホールの燃料となる「ごちそう」から「飢餓」への移行段階など、特定の進化段階にある特定のAGNであると提案する動機になります。さらに、CL-AGNは高いエディントン比と高い光度の両方に対して偏る傾向があるという以前の主張を補強し、円盤風ブロードライン領域モデルがCL現象のもっともらしい説明であることを示唆しています。
初期の新しい物理学だけではハッブル緊張を解決するのに十分ではないことを示す 7 つのヒント
ハッブルの緊張は今や無視できない重大なレベルにまで増大しており、膨大な数の試みにもかかわらず、これまでのところ解決が求められています。文献における重要な取り組みは、$\Lambda$CDMの初期の修正に焦点を当てており、再結合の前に動作する新しい物理学を導入し、サウンドホライズンを削減しています。この意見書では、初期の新しい物理学だけではハッブル張力を完全に解決するには常に不十分であると私は主張します。私の議論は、1)最古の天体物理学の年齢、2)音の地平線に関する考察、宇宙論データにおけるハッブル定数の縮退方向、3)宇宙クロノメーターの重要な役割、4)数値に関連する7つの独立したヒントに基づいています。さまざまな低赤方偏移データセットで観察された「下降傾向」、5)$\Lambda$CDMの初期一貫性テストとしての初期統合サックス・ウルフ効果、6)初期宇宙物理学は鈍感で校正されていない物質密度に関する宇宙標準の制約、そして最後に7)銀河パワースペクトル測定からのハッブル定数に関する等価波数ベースの制約。私は、将来有望な方法には、最終的には初期と後期の(しかし非局所的--宇宙論的な意味で、つまり高赤方偏移で)の新しい物理学と、局所的な(つまり$z\simでの)新しい物理学の組み合わせが必要であると主張します。0$)新しい物理学について説明し、$S_8$の緊張にも役立つ可能性のある興味深いモデルに関する考察を提供して終わります。
暗黒物質崩壊に対する 21cm の信号感度
| Title |
21cm_signal_sensitivity_to_dark_matter_decay |
| Authors |
Ga\'etan_Facchinetti,_Laura_Lopez-Honorez,_Yuxiang_Qin,_Andrei_Mesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16656 |
コズミック・ドーンからの赤方偏移21cm信号は、初期宇宙の天体物理学と宇宙論について前例のない洞察を提供すると期待されている。ここでは、暗黒物質が最初の銀河が誕生する前に銀河間物質をどのように加熱し、21cmのパワースペクトルに独特の痕跡を残すのかを探ります。我々は、暗黒物質崩壊に対する再電離アレイ水素時代(HERA)望遠鏡の感度に関する最初の専用のフィッシャー行列予測を提供します。我々は、1000時間の観測により、HERAが暗黒物質崩壊寿命に対する現在の宇宙論的制約を最大3桁改善する可能性があることを示した。形成初期の金属を含まない銀河から強いX線が放射される極端なシナリオでも、崩壊寿命の限界は最大2桁改善されるでしょう。全体として、HERAは、$e^+e^-$への崩壊については$2$GeV$/c^2$未満、光子への崩壊については数MeV$/c^2$未満という暗黒物質質量の既存の制限を改善することになる。
AB Aur b の紫外光放射は散乱恒星光と一致する
| Title |
UV-Optical_Emission_of_AB_Aur_b_is_Consistent_with_Scattered_Stellar_Light |
| Authors |
Yifan_Zhou,_Brendan_P._Bowler,_Haifeng_Yang,_Aniket_Sanghi,_Gregory_J._Herczeg,_Adam_L._Kraus,_Jaehan_Bae,_Feng_Long,_Katherine_B._Follette,_Kimberley_Ward-Duong,_Zhaohuan_Zhu,_Lauren_I._Biddle,_Laird_M._Close,_Lillian_Yushu_Jiang,_and_Ya-Lin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16223 |
提案されている原始惑星ABAurbは、ヘルビッグAe/Be星ABAurのミリメートル波長の円盤ギャップ内にイメージされる空間的に集中した放出源です。その近赤外線スペクトルと強い偏光がないことは、原始惑星の解釈を支持する証拠として解釈されています。しかし、ABAur円盤内の複雑な散乱光構造は、発光源を解決し、ABAurbの真の性質を解釈する際に課題を引き起こします。ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3を使用して紫外線(UV)および光学帯域で取得したABAur系の新しい画像を紹介します。ABAurbと既知の円盤スパイラルは、F336W、F410M、およびF645Nバンドで復元されます。ABAurbのスペクトルエネルギー分布は、バルマージャンプにおける吸収を示し、初期型の星のものを模倣しています。ABAurbの色を主星、円盤螺旋の色と比較し、散乱光モデルや自発光モデルからの予測と比較することによって、ABAurbからの発光が惑星光球モデルや降着衝撃モデルと矛盾していることがわかります。その代わりに、それは散乱光を追跡する星周円盤で測定されたものと一致します。我々は、ABAurbからの紫外および可視放射は原始惑星の存在を必要としないと結論づけています。ABAurbに対する観測上の制約を総合し、異なるデータセット間でのABAurbの矛盾した解釈について議論します。ABAurb発見の重要性を考慮して、私たちはその惑星の性質を検証するためのさらなる観測証拠を主張します。
地球準衛星 469219 カモオアレワの特異な軌道特性: ヤルコフスキー検出と軌道不確実性伝播への影響
| Title |
Peculiar_orbital_characteristics_of_Earth_quasi-satellite_469219_Kamo`oalewa:_implications_for_the_Yarkovsky_detection_and_orbital_uncertainty_propagation |
| Authors |
Shoucun_Hu,_Bin_Li,_Haoxuan_Jiang,_Gang_Bao,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16443 |
469219カモオアレワは、現在地球で最も安定した準衛星であると考えられている天文2号ミッションの主要目標の1つとして選択されました。ここではカモオアレワのヤルコフスキー効果の弱い検出結果を導き出し、利用可能な地上ベースの情報を使用して$A_2=-1.075\pm0.447\times10^{-13}\rm{au/d}^2$を与えます。小惑星センターからの光学観測と比較的保守的な重み付けスキーム。地球との準衛星共鳴により、その軌道ドリフトがヤルコフスキー効果に起因するゆっくりとした振動成長を示すため、天文観測との軌道フィッティングによるヤルコフスキー効果の検出が困難になることを示す。さらに、軌道不確実性の伝播の特性を広範囲に調査し、位置の不確実性は主に2010年から2020年にかけて地心半径方向から生じ、その後2020年から2030年には地心横断方向に集中することがわかりました。さらに、太陽心横断方向の不確実性は明らかに月ごとに依存しており、2025年から2027年にかけて、軌道がそれぞれ前縁と後縁に向かって移動するため、最小値は1月頃に、最大値は7月頃に到達する可能性があります。最後に、準衛星体制における長期的な不確実性の伝播を調査し、準衛星と地球の共鳴が時間の経過による不確実性の増加を抑制する上で重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。このような興味深い特徴は、カモオレワの軌道精度が準衛星位相で比較的安定していることをさらに示唆しており、これは地球の他の準衛星にも当てはまる可能性があります。
2つのアルマ望遠鏡バンド間の見かけ上の塵のリング幅の違いからわかる、HD 163296円盤内の塵のサイズ分布に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_dust_size_distributions_in_the_HD_163296_disk_from_the_difference_of_the_apparent_dust_ring_widths_between_two_ALMA_Bands |
| Authors |
Kiyoaki_Doi,_Akimasa_Kataoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16574 |
原始惑星系円盤内の塵のサイズは惑星形成を理解するための重要なパラメーターですが、塵のサイズ分布に対する観測上の制約には大きな不確実性があります。本研究では、ダスト粒子が大きくなるほど空間的に局在化するという事実を利用して、ダストの空間分布からダストのサイズ分布を制約する新しい方法を提案する。私たちはアルマ望遠鏡のバンド6(1.25mm)とバンド4(2.14mm)の高解像度画像を解析し、HD163296円盤の2つのリング内の塵のサイズ分布を制約します。100auの外側のリングは長波長ほど狭く見えるのに対し、67auの内側のリングは2つの波長にわたって同様の幅を持つように見えることがわかります。ガス圧力最大値で捕捉されたダストリングをモデル化します。この場合、ダスト粒子はべき乗則のサイズ分布に従い、特定のサイズのダスト粒子は粒子サイズに応じた幅を持つガウス空間分布に従います。観測値とモデルを比較することで、ダストの最大サイズ$a_{\mathrm{max}}$とダストサイズ分布の指数$p$を制約します。内輪では$0.9\\mathrm{mm}<a_{\mathrm{max}}<5\\mathrm{mm}$および$p<3.3$、および$a_{\mathrm{max}}>となるように制約します。外輪では3\times10^1\\mathrm{mm}$と$3.4<p<3.7$です。外輪のダストの最大サイズが大きいということは、ダストの成長が空間に依存していることを意味しており、微惑星の形成位置に影響を与える可能性がある。さらに、乱流の拡散とダスト粒子の蓄積との間の平衡を仮定して、制約されたダストの空間分布から導出される乱流の強度$\alpha$について議論します。
不等間隔の惑星系の安定性
| Title |
The_stability_of_unevenly_spaced_planetary_systems |
| Authors |
Sheng_Yang,_Liangyu_Wu,_Zekai_Zheng,_Masahiro_Ogihara,_Kangrou_Guo,_Wenzhan_Ouyang,_Yaxing_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16798 |
複数惑星系の軌道安定性を研究することは、惑星形成を理解し、観測された惑星系の安定時期を推定し、人口合成モデルを発展させるために不可欠です。これまでの研究は主に均一な軌道間隔を特徴とする理想的な系に焦点を当ててきましたが、実際には同じ系内の惑星間には多様な軌道間隔が存在します。この研究は、不均一な分離を伴うシステムの動的安定性の調査に焦点を当てています。私たちは、太陽質量$1$の中心星の周りに太陽質量$10^{-7}$の惑星が10個ある系を考えました。私たちは、さまざまなパラメーターを使用してN体シミュレーションを100,000回以上実行しました。結果は、惑星間距離を1対減らすだけで、最も近い分離対のケプラー周期に基づいて定式化できる軌道通過時間を一桁短縮できることを示しています。さらに、最初の衝突は、最初に最も近い分離ペアである可能性が高い最初の遭遇ペアと密接に関連していることがわかります。我々は、現実的な状況で軌道通過時間と衝突ペアを推定する場合、等間隔の系で導出された式を更新する必要があると結論付けています。
カイパーベルト天体アロコスの大墳丘の性質と起源
| Title |
The_Properties_and_Origins_of_Kuiper_Belt_Object_Arrokoth's_Large_Mounds |
| Authors |
S.A._Stern,_O.L._White,_Wm._Grundy,_B.A._Keeney,_J.D._Hofgartner,_D._Nesvorny,_W.B._McKinnon,_D.C._Richardson,_J.C._Marohnic,_A.J._Verbiscer,_S.D._Benecchi,_P.M._Schenk,_J.M._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16834 |
我々は、ウェヌと呼ばれるカイパーベルト天体（KBO）（486958）アロコスの大きな突出部の外観を支配する丘の研究について報告する。これらの丘の地質学的状況を比較し、その形状、サイズ/方向、反射率、色を測定して相互比較します。私たちはこれらの塚が多くの点でほぼ自己類似していることを発見し、それらをアロコスの元の構成要素として解釈します。これらの構成要素のサイズがこれほど似ている理由は依然として不明であり、これは太陽系形成モデルに対する新たな制約と課題を表しています。次に、この解釈の解釈について議論します。
ベント無線 AGN が占有する高赤方偏移クラスター (COBRA) 調査: LOFAR を使用したベント無線 AGN における環境の役割の調査
| Title |
The_High-Redshift_Clusters_Occupied_by_Bent_Radio_AGN_(COBRA)_Survey:_Investigating_the_Role_of_Environment_on_Bent_Radio_AGNs_using_LOFAR |
| Authors |
Emmet_Golden-Marx,_Emily_Moravec,_Lu_Shen,_Zheng_Cai,_Elizabeth_Blanton,_Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Huub_Rottgering,_Reinout_van_Weeren,_Victorine_Buiten,_Richard_Grumitt,_Jesse_Golden-Marx,_Siddhant_Pinjarkar,_and_Honming_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16238 |
曲がった電波AGNの形態は周囲のガスの密度に依存します。しかし、曲がった発生源はクラスターの内側と外側で見つかっており、環境が曲がったAGNの形態にどのような影響を与えるかという疑問が生じています。私たちは、高$z$ClustersOccupiedbyBentRadioAGN(COBRA)調査(0.35$)からの、クラスター内にある20個のベントAGNとクラスターに含まれていない15個のベントAGNの新しい低周波アレイ2メートル上空サーベイ(LoTSS)データリリースII観測を分析します。<$$z$$<$2.35)。サイズ、ローブの対称性、電波輝度に対する環境の影響を測定します。私たちは、最も非対称な電波ローブがクラスターの外側にあることを発見し、投影された物理的領域の合計とクラスターの過密度との間の暫定的な相関関係を明らかにしました。さらに、我々は、LoTSSと20センチメートルのラジオ空の超大型アレイ淡画像(VLAFIRST)観測を使用した、高$z$屈曲源の大規模サンプルのスペクトルインデックス測定を初めて提示する。クラスターサンプルのスペクトルインデックスの中央値は-0.76$\pm$0.01であるのに対し、非クラスターサンプルのスペクトルインデックスの中央値は-0.81$\pm$0.02であることがわかります。さらに、クラスターの曲がったAGNの20個のうち13個は、非クラスターの15個のうち4個と比較して平らなコア($\alpha$$\geq$-0.6)を持ち、重要な環境の特徴を示しています。コアのスペクトルインデックスを超えて、クラスターの内側と外側のベントAGNは著しく類似しています。非クラスターサンプルは、クラスター中心から大きくオフセットした場所（$>$1.2Mpc）の曲がったAGN、または場よりも弱いグループの曲がったAGNをより代表している可能性があると結論付けます。
薄い円盤と厚い円盤のバーと箱状/ピーナッツの膨らみ III.厚いディスクの存在下での箱状/ピーナッツバルジの形成と進化
| Title |
Bars_and_boxy/peanut_bulges_in_thin_and_thick_discs_III._Boxy/peanut_bulge_formation_and_evolution_in_presence_of_thick_discs |
| Authors |
Soumavo_Ghosh,_Francesca_Fragkoudi,_Paola_Di_Matteo,_Kanak_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16239 |
箱状/ピーナッツ(b/p)バルジ、つまり棒の垂直方向に伸びた内側部分は、私たちの天の川を含む局所宇宙の棒状円盤銀河に遍在しています。外部銀河と天の川銀河の大部分も厚い円盤を持っています。しかし、b/pの形成と進化における厚い円盤の力学的な影響は完全には理解されていません。ここでは、(運動学的に冷たい)薄い円盤と(運動学的に熱い)厚い円盤の一連の$N$-bodyモデルを使用して、b/pの形成と進化における厚い円盤の影響を調査します。一連のモデル内で、厚いディスクの質量分率と、薄いディスクと厚いディスクのスケール長の比率を体系的に変更します。これにより、低温ディスク成分と高温ディスク成分の比率が異なるディスクのb/p形成を調べることができます。b/psは、当社のほぼすべてのモデルで、巨大で厚いディスクが存在する場合でも、垂直座屈不安定性を介して形成されます。薄いディスクb/pは厚いディスクb/pよりもはるかに強力です。厚いディスクの質量分率が増加すると、最終的なb/p構造の強度は徐々に弱まり、範囲が大きくなります。さらに、棒の形成から座屈不安定性の開始までの時間間隔は、厚い円板の質量分率が増加するにつれて徐々に短くなります。これらの傾向は、ここで検討した3つの幾何学的構成すべてに当てはまります。垂直方向の対称性の破れと回復(b/p形成中および形成後)は空間的な変化を示します。内側の棒領域では(座屈後)かなり早く垂直方向の対称性が回復しますが、外側の棒領域では垂直方向の非対称性が長期間持続します。座屈が起こった後。我々の発見はまた、ディスクが厚いと考えられるより高い赤方偏移では、b/psは「X型」の外観よりも「箱型」の外観を持つであろうと予測します。これは、より高い赤方偏移での将来の観測からテストされる必要があります。
IllustrisTNG ハローの図の回転
IllustrisTNGシミュレーションスイートのTNG50およびTNG50ダークマター(DM)のみのシミュレーションを使用して、バリオンの存在下でのハロー図形の回転に関する最新の調査を実施します。我々は、任意の軸を中心とした任意の期間にわたるコヒーレントな図形の回転を検出する新しい方法論を開発し、それをDMのみの実行からの1,577個のDMハローとDM+バリオン(DM+B)実行からの1,396個のDMハローのカタログに適用します。大規模な合併はありません。図の回転は、DMのみのハローの$94\%$とDM+Bハローの$82\%$で検出されました。$\gtrsim1h^{-1}$Gyr続く回転のパターン速度は、DMのみの場合、中央値$0.25~h$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$で対数正規分布しました。過去の結果と一致していますが、DM+Bハローでは$0.29~h$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$で$14\%$高くなります。DMのみのハローの$57\%$とDM+Bハローの$62\%$では、回転軸は通常、ハローの短軸または長軸と一致していることがわかります。残りの回転軸は主軸と強く一致していませんが、通常、ハローの短軸と長軸を含む平面内にあります。どちらのシミュレーションでも、より長く存続する回転はハローの短軸とのより大きな一致を示しました。我々の結果は、バリオンが存在する場合、図の回転はDMのみのハローよりもわずかに一般的ではなく、寿命が短く、より速く、短軸とより良く揃っていることを示しています。この最新の理解は、潮流の形態学と運動学を利用して天の川銀河の暗いハローにおける図の回転を制限する将来の取り組みにとって重要となるでしょう。
MUSE-Faint 調査。 IV.最近の星形成を伴うガスが豊富な遺物、しし座 T の解剖
| Title |
The_MUSE-Faint_survey._IV._Dissecting_Leo_T,_a_gas-rich_relic_with_recent_star_formation |
| Authors |
Daniel_Vaz,_Jarle_Brinchmann,_Sebastiaan_L._Zoutendijk,_Leindert_A._Boogaard,_Sebastian_Kamann,_Justin_I._Read,_Martin_M._Roth,_Peter_M._Weilbacher,_and_Matthias_Steinmetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16263 |
しし座T($M_V=-8.0$)は、中性ガスを含み、最近の星形成の兆候を示すことが知られている最も暗く、最も質量の小さい銀河です。私たちは測光と星のスペクトルを分析してメンバー星を特定し、銀河の全体的な力学と星の内容をより深く理解し、若い星と古い星の特性を比較します。VLT上のMultiUnitSpectroscopeExplorer(MUSE)からのデータを使用します。この情報を文献からの分光データとハッブル宇宙望遠鏡(HST)の測光によって補足します。私たちの分析により、しし座Tには2つの異なる星の集団が明らかになりました。$\lesssim500~\mathrm{Myr}$の年齢を持つ最初の集団には、若い星の総数の15%を占める3つの輝線Be星が含まれています。2番目の星の集団はさらに古く、年齢は$>5~\mathrm{Gyr}$から$10~\mathrm{Gyr}$までの範囲にあります。MUSEデータと文献データを組み合わせて、LeoTの全体的な速度分散$\sigma_{v}=7.07^{+1.29}_{-1.12}~\mathrm{km\s^{-1}}$を取得します。星のサンプルを若い集団と老人の集団に分けると、それらが異なる運動学を持っていることがわかります。具体的には、若い集団の速度分散は$2.31^{+2.68}_{-1.65}\,\mathrm{km\s^{-1}}$であり、高齢者集団の速度分散は$8.14^{+であるのとは対照的です。1.66}_{-1.38}\,\mathrm{km\s^{-1}}$。冷たい中性ガスの運動学が若い集団の運動学とよく一致しているという事実は、しし座T型における最近の星形成が冷たい中性ガスと関連していることを示唆しています。拡張輝線領域の存在を評価し、~$<1\times10^{-20}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}の表面輝度限界までは存在しませんでした。\,\mathrm{cm}^{-2}~\mathrm{arcsec}^{-2}$は、星形成の上限$\sim10^{-11}~\mathrm{M_\odotに相当します~yr^{-1}~pc^{-2}}$は、しし座Tの星形成が終了したことを意味します。
不透明度の限界
不透明度の限界は星形成における重要な概念です。等温崩壊は無制限に進むことはできません。最終的には冷却放射が閉じ込められ、温度が準断熱的に上昇し、ジーンズの最小質量$M_{\rmJ}^{\rmmin}が設定されるからです。$。さまざまな研究がこのシナリオを検討し、$M_{\rmJ}^{\rmmin}$(通常は通常の星では$\sim10^{-3}-10^{-2}M_\odot$)の式を導き出しました。成形条件は異なりますが、周囲条件や材料特性とのスケーリングに関して矛盾する結果が得られます。一般的な周囲放射場($u_{\rmrad}$,$T_{\rmrad}$)と一般的なべき乗則を与えて、さまざまな限定的なケースにおける塵で冷却されて崩壊するガス塊の熱発展の式を導出します。塵の不透明度の法則$\sigma_{\rmd}=A_{\rmd}T^{\beta}$。温度の変化を自己矛盾なく説明することにより、コアがまだ光学的に薄い間に断熱転移が起こるという以前に提案された領域を除外します。放射線場が弱いか塵の不透明度が小さい場合、$M_{\rmJ}^{\rmmin}$は塵の特性/量の影響を受けません($\simA_{\rmd}^{-\frac{1}{11}}-A_{\rmd}^{-\frac{1}{15}}$)、ただし、放射線場が強く、塵が豊富な場合は、$\proptoA_{\rmd}^が大きくなります。{1/3}$。これにより、粉塵の多い環境や放射線の濃度が高い環境、例えば屋外でのIMFの底部の重さが軽減される可能性があります。銀河中心、スターバースト銀河、巨大な高$z$銀河、すでに発光している原始星団などです。
SDSS DR16 から特定された強い [O III] {\lambda}5007 のコンパクト銀河とその拡大縮小関係
| Title |
Strong_[O_III]_{\lambda}5007_Compact_Galaxies_Identified_from_SDSS_DR16_and_Their_Scaling_Relations |
| Authors |
Weiyu_Ding,_Hu_Zou,_Xu_Kong,_Yulong_Gao,_Fujia_Li,_Hongxin_Zhang,_Jiali_Wang,_Jie_Song,_Jipeng_Sui,_Jundan_Nie,_Suijian_Xue,_Weijian_Guo,_Yao_Yao,_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16531 |
グリーンピース銀河は、強い[OIII]{\lambda}5007を持つ星形成コンパクト銀河の特別なクラスであり、高赤方偏移Ly{\alpha}放出銀河の類似体であり、宇宙の再電離の潜在的な源であると考えられています。この論文では、SloanDigitalSkySurveyのDR1613からz<0.35にある76個の強力な[OIII]{\lambda}5007コンパクト銀河を特定しました。これらの銀河は、星の質量が比較的小さく、星形成率が高く、金属性が低いです。星形成主系列関係(SFMS)と質量金属量関係(MZR)の両方が調査され、文献から収集されたグリーンピース銀河やブルーベリー銀河と比較されます。私たちの強力な[OIII]{\lambda}5007コンパクト銀河は、極端な星形成を伴うコンパクト銀河と共通の特性を共有し、同じ赤方偏移における通常の星形成銀河のスケーリング関係とは異なるスケーリング関係を示すことがわかりました。SFMSの傾きはより高く、強力な[OIII]{\lambda}5007コンパクト銀河が恒星質量内でより速く成長する可能性があることを示しています。MZRが低いということは、それらがあまり化学進化していない可能性があり、したがって星形成の初期段階にある可能性があることを意味します。さらなる環境調査により、比較的低密度の地域に生息していることが確認されました。今後の大規模な分光調査により、それらの物理的起源と進化についてさらに詳細な情報が得られるでしょう。
星形成銀河の選択が銀河主系列に及ぼす影響
| Title |
Influence_of_star-forming_galaxy_selection_on_the_galaxy_main_sequence |
| Authors |
W._J._Pearson,_F._Pistis,_M._Figueira,_K._Ma{\l}ek,_T._Moutard,_D._Vergani,_A._Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16605 |
この研究の目的は、$0.5\leqz<1.2$を超えるVIPERSデータ内の星形成銀河を選択するために一般的に使用される7つの異なる方法を使用して、銀河主系列(MS)がどのように変化するかを決定することです。次に、MSの形状と赤方偏移の進化が選択方法間で比較されます。星形成銀河は、比星形成速度(sSFR)、ボールドウィン、フィリップス、テルレビッチ(BPT)図、4000\AA\スペクトルブレーク(D4000)カット、および4つのカラーカラーカット:NUVrJという広く知られた方法を使用して選択されました。、NUVrK、u-r、UVJ。次に、マルコフ連鎖モンテカルロフォワードモデリングルーチンを使用して、主配列を7つの選択方法のそれぞれに適合させ、線形主配列と星形成銀河への高質量ターンオーバーを伴うMSの両方を適合させました。これは、$0.50\leqz<0.62$、$0.62\leqz<0.72$、$0.72\leqz<0.85$、および$0.85\leqz<1.20$の4つの赤方偏移ビンで実行されました。すべての星形成サンプルの傾きは一定のままであるか、赤方偏移とともに増加することが判明し、散乱はほぼ一定でした。大部分のサンプルでは高質量ターンオーバーの存在に明確な赤方偏移依存性はなく、低赤方偏移でのみターンオーバーが発生するサンプルはNUVrJとNUVrKだけです。すべての赤方偏移でターンオーバーを示すサンプルはありません。sSFRとu-rで選択された星形成銀河は、すべての赤方偏移ビンで高質量回転が見られない唯一のサンプルです。予想どおり、MSの正規化は赤方偏移とともに増加します。MS周囲の散乱は、7つのサンプルすべてについてMS研究で通常見られる$\およそ$0.3~dexよりも低いです。高質量回転の欠如または存在は、少なくとも部分的には、星形成銀河を選択するために使用される方法の結果である。ただし、ターンオーバーがあるべきかどうかは不明です。
GA-NIFS: HFLS3 の JWST/NIRSpec IFU 観測により、z~6.3 に密な銀河群が明らかになった
| Title |
GA-NIFS:_JWST/NIRSpec_IFU_observations_of_HFLS3_reveal_a_dense_galaxy_group_at_z~6.3 |
| Authors |
G._C._Jones,_H._Ubler,_M._Perna,_S._Arribas,_A._J._Bunker,_S._Carniani,_S._Charlot,_R._Maiolino,_B._Rodriguez_Del_Pino,_C._Willott,_R._A._A._Bowler,_T._Boker,_A._J._Cameron,_J._Chevallard,_G._Cresci,_M._Curti,_F._D'Eugenio,_N._Kumari,_A._Saxena,_J._Scholtz,_G._Venturi,_J._Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16620 |
宇宙初期の巨大な星状銀河は、銀河進化の研究において最も極端な天体のいくつかを代表します。そのような源の1つはHFLS3(z~6.34)であり、これはもともと穏やかな重力倍率を持つ極端なスターバースト銀河として特定されました。ここでは、JWST/NIRSpecIFUを使用した、低スペクトル分解能(PRISM/CLEAR;R~100)と高スペクトル分解能(G395H/290LP;R~2700)の両方で、高い空間分解能(~0.1インチ)と、NIRSpecデータと正確な分光赤方偏移を備えた新しいレンズモデルの組み合わせのおかげで、3インチx3インチのフィールドがレンズ円弧(C、z=6.3425+/-0.0002)と2つの銀河で混雑していることがわかりました。南に(S1とS2、z=6.3592+/-0.0001)、西に2つの銀河(W1、z=6.3550+/-0.0001、W2、z=6.3628+/-0.0001)、および2つの低赤方偏移の侵入者(G1、z=3.4806+/-0.0001;G2、z=2.00+/-0.01)各明るい輝線のスペクトルフィットと形態運動学マップを示します(例:[OIII]5007、Halpha、[NII]6584))G2を除くすべての源のR2700データからの結果.線比分析から、Cの銀河は星形成によって動かされている可能性が高いが、他の高赤方偏移源におけるAGNの存在を除外したり確認したりすることはできません。レンズモデリング、レンズ化された中心物体の2つの光源構成と以前の研究と同等の倍率(μ=2.1-2.4)の証拠を発見しました。各銀河の投影距離と速度オフセットは、それらが次の~1Gyr以内に合体することを示唆しています。最後に、各z>6源の塵の消滅を補正したSFRを調べ、合計の星形成(460+/-90Msol/年、倍率補正)が6つのz~6.34-6.36天体全体に分布していることを発見しました。直径約11kpcの領域。まとめると、これは、HFLS3が単一のスターバースト銀河ではなく、再電離時代の星形成銀河の合体系であることを示唆しています。
オリオン座 - おうし座尾根: オリオン座 - エリダヌス座スーパーバブルの端にあるシンクロトロン電波ループ
| Title |
The_Orion-Taurus_ridge:_a_synchrotron_radio_loop_at_the_edge_of_the_Orion-Eridanus_superbubble |
| Authors |
Andrea_Bracco,_Marco_Padovani,_Juan_D._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16663 |
大規模なシンクロトロンループは、銀河の中緯度および高緯度にある銀河における拡散放射連続放射の主な発生源として認識されています。しかし、その起源は依然として解明されていません。全強度と偏光強度の電波帯域における複数周波数データの組み合わせを使用して、この手紙で初めて、我々は1つの弧--以下、オリオン座-おうし座尾根--を最も顕著な恒星の壁と関連付けます。太陽近傍のフィードバック吹き飛ばされたシェル、すなわちオリオン-エリダヌススーパーバブル。私たちは、星間塵の消滅の3Dマップと分子ガス$N_{\rmH_2}$の柱密度マップを使用して、オリオン-おうし座尾根を追跡しました。私たちは、距離400\,pc、空の平面の範囲が$180$\,pcのオリオン-おうし座尾根を発見しました。$N_{\rmH_2}$値の中央値は$(1.4^{+2.6}_{-0.6})\times10^{21}$cm$^{-2}$です。長波長アレイの100MHz以下の広帯域観測のおかげで、オリオン-おうし座海嶺のシンクロトロン放射率$\beta$の低周波スペクトルインデックスマップも計算しました。$\beta$の中央値が$-2.24^{+0.03}_{-0.02}$の平坦な分布を発見し、これを低エネルギー($<$GeV)宇宙線電子の枯渇の観点から解釈しました。最近の超新星残骸($10^5$-$10^6$年)。私たちの結果は、数十$\mu$G($>30-40\,\mu$G)を超えるオリオン座-おうし座尾根の平面磁場強度と一致しています。我々は、オリオン-エリダヌス座スーパーバブルの周囲にある冷中性の、部分的に分子状のガスからの拡散シンクロトロン放射を初めて検出したことを報告する。この観測は、Cバンド全天サーベイや平方キロメートルアレイなどの将来の高感度無線施設の出現により、多相で磁化された星間物質を研究するための新たな視点を開きます。
| Title |
Prospects_for_observing_supermassive_black_hole_binaries_with_the_space-ground_interferometer |
| Authors |
A.M._Malinovsky_(1),_E.V._Mikheeva_(1)_((1)_Astro_Space_Center_of_P.N._Lebedev_Physical_Institute_of_RAS,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16691 |
光学範囲の変動性と発光スペクトルの形状に関する入手可能なデータから編集された\textit{超大質量連星ブラックホール}(SMBBH)の候補のリストが分析されます。人工ニューラルネットワークを構築して、240GHzの放射束を推定します。ネットワーク構築手順が実行可能なSMBBH候補については、\textit{ミリメトロン宇宙観測所}(MSO)で発生源を観測できるかどうかの基準がテストされました。結果は、17のSMBBH候補の表として表示されます。MSOと同様のパラメーターを備えた宇宙-地上干渉計で実行できる観測データによる、これらの天体の二重性の確認(または反論)は、銀河形成理論の発展における重要なマイルストーンとなるでしょう。
PDRs4All II: JWST のオリオン大星雲の近赤外および中赤外画像による画像
| Title |
PDRs4All_II:_JWST's_NIR_and_MIR_imaging_view_of_the_Orion_Nebula |
| Authors |
Emilie_Habart,_Els_Peeters,_Olivier_Bern\'e,_Boris_Trahin,_Am\'elie_Canin,_Ryan_Chown,_Ameek_Sidhu,_Dries_Van_De_Putte,_Felipe_Alarc\'on,_Ilane_Schroetter,_Emmanuel_Dartois,_S\'ilvia_Vicente,_Alain_Abergel,_Edwin_A._Bergin,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Christiaan_Boersma,_Emeric_Bron,_Jan_Cami,_Sara_Cuadrado,_Daniel_Dicken,_Meriem_Elyajouri,_Asunci\'on_Fuente,_Javier_R._Goicoechea,_Karl_D.Gordon,_Lina_Issa,_Christine_Joblin,_Olga_Kannavou,_Baria_Khan,_Ozan_Lacinbala,_David_Languignon,_Romane_Le_Gal,_Alexandros_Maragkoudakis,_Raphael_Meshaka,_Yoko_Okada,_Takashi_Onaka,_Sofia_Pasquini,_Marc_W._Pound,_Massimo_Robberto,_Markus_R\"ollig,_Bethany_Schefter,_Thi\'ebaut_Schirmer,_Benoit_Tabone,_Alexander_G.~G.~M._Tielens,_Mark_G._Wolfire,_Marion_Zannese,_Nathalie_Ysard,_Marc-Antoine_Miville-Deschenes,_Isabel_Aleman,_et_al._(94_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16732 |
JWSTは、オリオン大星雲の内部領域、最も近い大質量星形成領域、および典型的な高度に照射された高密度光解離領域（PDR）について、これまでに撮影された中で最も詳細かつ鮮明な赤外線画像を撮影した。私たちは、遠紫外光子と分子雲との基本的な相互作用を研究します。イオン化フロント(IF)、解離フロント(DF)、および分子雲にわたる遷移が高い角度分解能で研究されます。これらの遷移は、大質量星からの放射フィードバックの影響や、JWSTが多くの銀河系および銀河系外環境で検出するIR放射につながる主要な物理的および化学的プロセスを理解することに関連しています。オリオン大星雲の近接性とJWSTの前例のない角度分解能により、これらのデータは、分子雲の境界が0.1～1インチ(0.0002～0.002pc、または414pcで40～400天文単位)の小さな角度スケールで超構造化されていることを明らかにしています。尾根、波、小球、光蒸発した原始惑星系円盤などの多様な特徴が観察されるPDR原子から分子への遷移では、高密度の分子凝縮と埋め込まれた若い星の高度に照射された周囲に関連するいくつかの明るい特徴が検出されるオリオンバーPDRに向かって、鋭いエッジを持つ高度に彫刻された界面が検出され、IFとDF付近で密度が増加します。これは以前のモデリング研究によって予測されていましたが、フロントはほとんどのトレーサーで未解決でした。複雑で構造化され、折り畳まれたDF表面はH2ラインでトレースされました。このデータセットは、一般的に採用されているオリオンバーの2DPDR構造を再検討するために使用されました。JWSTは、PDRのエッジから下部構造の密な領域に至るまで、PDRの完全なビューを提供します。これにより、原子や分子の線、芳香族のバンド、塵の放出がどこから発生しているのかを詳細に特定することができました。
PDR4All IV.富の当惑: オリオンバーの芳香族赤外線バンド
| Title |
PDRs4All_IV._An_embarrassment_of_riches:_Aromatic_infrared_bands_in_the_Orion_Bar |
| Authors |
Ryan_Chown,_Ameek_Sidhu,_Els_Peeters,_Alexander_G._G._M._Tielens,_Jan_Cami,_Olivier_Berne,_Emilie_Habart,_Felipe_Alarcon,_Amelie_Canin,_Ilane_Schroetter,_Boris_Trahin,_Dries_Van_De_Putte,_Alain_Abergel,_Edwin_A._Bergin,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Christiaan_Boersma,_Emeric_Bron,_Sara_Cuadrado,_Emmanuel_Dartois,_Daniel_Dicken,_Meriem_El-Yajouri,_Asuncion_Fuente,_Javier_R._Goicoechea,_Karl_D._Gordon,_Lina_Issa,_Christine_Joblin,_Olga_Kannavou,_Baria_Khan,_Ozan_Lacinbala,_David_Languignon,_Romane_Le_Gal,_Alexandros_Maragkoudakis,_Raphael_Meshaka,_Yoko_Okada,_Takashi_Onaka,_Sofia_Pasquini,_Marc_W._Pound,_Massimo_Robberto,_Markus_Rollig,_Bethany_Schefter,_Thiebaut_Schirmer,_Silvia_Vicente,_Mark_G._Wolfire,_Marion_Zannese,_Isabel_Aleman,_Louis_Allamandola,_Rebecca_Auchettl,_Giuseppe_Antonio_Baratta,_et_al._(91_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16733 |
(要約)光解離領域(PDR)の中赤外観察では、芳香族赤外バンド(AIB)と呼ばれる強い発光特徴が支配的です。最も顕著なAIBは、3.3、6.2、7.7、8.6、および11.2$\mu$mで見つかります。これまでにプロトタイプのPDRであるオリオンバーで撮影された、最も感度が高く、最高解像度の赤外線スペクトル画像データがJWSTによって捕捉されました。私たちは、オリオンバーで見つかったAIBの目録と、バー内の5つの異なる領域(分子PDR、原子PDR、HII領域)からの中赤外テンプレートスペクトルを提供します。JWST早期リリース科学プログラムPDRs4All(ID:1288)からのオリオンバーのJWSTNIRSpecIFUおよびMIRIMRS観察を使用します。OrionBarPDRの形態と環境を表す5つのテンプレートスペクトルを抽出します。これらのJWST観測の優れた感度とスペクトルおよび空間分解能により、AIB発光の多くの詳細が明らかになり、その詳細なプロファイル形状とサブコンポーネントの特性評価を向上させることができます。スペクトルは3.3、6.2、7.7、8.6、11.2、12.7$\mu$mのよく知られたAIBによって支配されていますが、より弱い特徴やサブコンポーネントが多数存在します。5つのテンプレートスペクトルにわたるAIBの幅と相対的な強度の傾向を報告します。これらの傾向は、分子PDRのクラスB$_{11.2}$からクラスA$_{11.2}への11.2$\μ$mAIB発光の変化に関与する進化など、PAHの光化学的進化に関する貴重な洞察をもたらします。$はPDR表面層にあります。この光化学的進化は、PDR表面層におけるFUV処理の重要性の増大によって推進され、その結果、これらの層におけるPAHファミリーの最も弱い部分が「淘汰」されます。今のところ、これらのJWST観察は、基礎となるPAHファミリーがいくつかの種、いわゆる「grandPAH」で構成されているというモデルと一致しています。
おとめ座への新しい銀河群の降着について: III. dE の恒星集団の放射状勾配
| Title |
On_the_accretion_of_a_new_group_of_galaxies_onto_Virgo:_III._The_stellar_population_radial_gradients_of_dEs |
| Authors |
Bahar_Bidaran,_Francesco_La_Barbera,_Anna_Pasquali,_Glenn_van_de_Ven,_Reynier_Peletier,_Jesus_Falc\'on-Barroso,_Dimitri_A._Gadotti,_Agnieszka_Sybilska,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16768 |
MUSEデータを使用して、初期矮星9個のサンプルについて、恒星集団の特性(すなわち、年齢、[M/H]、および$\alpha$元素の存在比[$\alpha$/Fe])の半径方向の勾配を調査します。log(M$_{\star}$/M$_{\odot}$)$\sim$9.0の(dE)型銀河、おとめ座銀河団への降下時間は2～3億年前です。私たちは、Bidaranらと同様のアプローチに従いました。(2022)は、それぞれ観測されたスペクトル指数と完全なスペクトルフィッティングを通じて、恒星集団の特性と星形成履歴(SFH)を導き出しました。これら9つのdE銀河は、過去の降下時間が長い同等の質量を持つおとめ座dE銀河よりも[Mg/Fe]対[Fe/H]プロファイルが短縮されていることがわかります。3つのdE銀河の短いプロフィールは、おそらくそれらの集団環境の結果として、おとめ座銀河団に降着するずっと前に消失した激しい星形成の結果です。残りの6つのdE銀河では、プロファイルは主に0.4R$_{\rme}$以内のスターバーストの最近のエピソードを追跡しており、その結果、より高い軽量の[$\alpha$/Fe]値が得られます。後者のSFHピークは、dE銀河の降着時におとめ座銀河団によって加えられたラム圧によるものである可能性があります。また、より若く、より金属が豊富で、$\alpha$強化が少ない恒星集団がその内部領域(つまり、<0.4R$_{\rme}$)を支配しており、その結果$\nabla_{\rmがほぼ平坦であることも示しました。age}$、マイナスの$\nabla_{\rm[M/H]}$、プラスの$\nabla_{\rm[\alpha/Fe]}$。dE銀河のlog($\sigma_{\rmRe}$)が増加すると、$\nabla_{\rmage}$と$\nabla_{\rm[\alpha/Fe]}$が平坦になり、後者が平坦になることがわかりました。相関関係は、log($\sigma_{\rmRe}$$\sim$2.5)までの初期型銀河を含めた後でも持続します。これはおそらく、より大規模な銀河とは対照的に、dEの内部領域での星形成活動がより広範囲に及んでいたためと考えられます。初期型銀河。
VLBI パロマー グリーン クエーサー II のサンプルの観測: パーセク スケールの電波放射の特徴付け
| Title |
VLBI_Observations_of_a_sample_of_Palomar-Green_quasars_II:_characterising_the_parsec-scale_radio_emission |
| Authors |
Ailing_Wang,_Tao_An,_Yingkang_Zhang,_Xiaopeng_Cheng,_Luis_C._Ho,_Kenneth_I._Kellermann,_Willem_A._Baan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16780 |
この研究では、多周波数超長基線干渉法(VLBI)を使用して、10個の電波が静かなクェーサー(RQQ)と4個の電波が大きいクェーサー(RLQ)からの電波放射を研究します。これらのRQQのVLBI画像で観察された多様な形態、電波スペクトル、輝度温度は、そのGHzスペクトルとVLBI磁束密度の変動とともに、それらの核電波放射の起源に光を当てます。RQQの全電波放射は、活動的な銀河核と星形成活動の組み合わせによる非熱放射光に由来すると考えられます。しかし、我々のデータは、これらのRQQからVLBIで検出された電波放射は主に小型ジェットまたはコロナに関連しており、星形成や大規模ジェットなどの拡張放射はVLBI画像の高解像度によって解決されることを示唆しています。風力放出モデルは、VLBIの観測結果と完全には一致していません。パーセクスケールの電波放射が相対論的にブーストされたコアによって支配されるRLQとは異なり、RQQの無線コアは支配的でないか、または重大なジェット放射と混合されます。コンパクトなコアまたはコアジェット構造を備えたRQQは通常、平坦または反転したスペクトルを持つより顕著な変動を持ちますが、ジェット主体のRQQは急峻なスペクトルと目立たない変動を持ちます。今後、さらに多くのRQQを高解像度で観測することで、さまざまな放出源の割合とそれに関連する物理メカニズムを決定するのに役立つ可能性があります。
[O I] による反射星雲 NGC 2023 の幾何学的形状の制約: 放出と吸収
| Title |
Constraining_the_geometry_of_the_reflection_nebula_NGC_2023_with_[O_I]:_Emission_&_Absorption |
| Authors |
Bhaswati_Mookerjea_(TIFR,_Mumbai,_India),_Goeran_Sandell_(IofA,_Univ_of_Hawaii),_Rolf_Guesten_(MPIfR,_Bonn),_Helmut_Wiesemeyer_(MPIfR,_Bonn),_Yoko_Okada_(Uni_of_Cologne)_Karl_Jacobs_(Uni_of_Cologne) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16872 |
SOFIAのヘテロダイン受信機upGREATを使用して、NGC2023反射星雲を[OI]の63ミクロンおよび145ミクロンの遷移と158ミクロンの[CII]スペクトル線にマッピングしました。観測結果は、それぞれ[CII]および[OI]発光によって追跡されたPDRの拡散成分と密集成分を特定するために使用されました。速度分解観察により、[OI]63ミクロンスペクトルの吸収に見られる低励起原子酸素の重要な柱の存在が明らかになり、[OI]の発光で見られる酸素柱の約20～60%に相当します。145ミクロンのスペクトル。[CII]にも若干の自己吸収が見られますが、ほとんどの場合、それはほとんど目立ちません。[CII]および[OI]63ミクロンのスペクトルは、特に反射星雲の南東部と南部で光蒸発流により、翼が強く赤および青にシフトしていることを示しています。中および高JCO放出と比較すると、C+領域が密な分子雲に拡大していることを示しています。2つのスラブのおもちゃのモデルを使用すると、[OI]63ミクロンで見られる大規模な自己吸収は、ソースに関連する前景の低励起ガスに起因するものとして容易に説明されます。最近、他の銀河光子支配領域(PDR)でも同様の柱が観察されています。これらの結果には2つの意味合いがあります。速度未分解の銀河系外観測の場合、これは大質量星形成のトレーサーとして[OI]63ミクロンの使用に影響を与える可能性があります。もう1つは、[OI]63ミクロンの広範な自己吸収が星の過小評価につながります。原子状酸素のカラム密度はこのトレーサーから得られるため、代替の間接的な方法を使用する必要があります。
矮小銀河ホルムベルク II の複数温度の塵集団を解明する
| Title |
Unravelling_multi-temperature_dust_populations_in_the_dwarf_galaxy_Holmberg_II |
| Authors |
Olag_Pratim_Bordoloi_(1),_Yuri_A._Shchekinov_(2),_P._Shalima_(3),_M._Safonova_(4)_and_Rupjyoti_Gogoi_(1)_((1)_Tezpur_University,_Napaam,_Assam,_India,_(2)_Raman_Research_Institute,_Bengaluru,_India,_(3)_Manipal_Centre_for_Natural_Sciences,_Centre_of_Excellence,_Manipal_Academy_of_Higher_Education,_Manipal,_Karnataka,_India,_(4)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bengaluru,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16883 |
近くのM81グループにある矮小銀河であるホルムベルグIIは、星間円盤内のガスと塵の分布について非常に有益な情報源です。赤外(IR)での高解像度観測により、孤立した星形成領域、光解離(PDR)およびHII領域、超新星(SNe)爆発の残骸を区別できるため、より関連性の高い物理プロセスに関する情報が得られます。この論文では、銀河全体の27の異なる場所にあるIR宇宙観測所からのデータを使用して、波長範囲4.5～160ミクロンの塵の放出を分析します。私たちは、導出されたスペクトルが異なる温度を持つ複数の塵集団によって表現できることを観察し、それらの塵集団は銀河内の位置とは無関係であることが判明しました。AstroSatに搭載されたUVIT機器によって観測された塵の温度と遠紫外(FUV)強度を比較することにより、100ミクロンのピークを示す場所では、冷たい(20～30K)塵粒子の温度がFUVに依存していることがわかります。一方、他の場所ではそのような依存性は観察されません。私たちは、ここで説明したアプローチは、利用可能な高空間解像度データを使用して、近くにある他の銀河のさまざまな塵の集団を明らかにするための優れたツールになる可能性があると信じています。
MIDIS: JWST/MIRI、宇宙正午のハッブルUDFにあるアルマ望遠鏡が選択した銀河の星構造を明らかに
| Title |
MIDIS:_JWST/MIRI_reveals_the_Stellar_Structure_of_ALMA-selected_Galaxies_in_the_Hubble-UDF_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Leindert_A._Boogaard,_Steven_Gillman,_Jens_Melinder,_Fabian_Walter,_Luis_Colina,_G\"oran_\"Ostlin,_Karina_I._Caputi,_Edoardo_Iani,_Pablo_P\'erez-Gonz\'alez,_Paul_van_der_Werf,_Thomas_R._Greve,_Gillian_Wright,_Almudena_Alonso-Herrero,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Marianna_Annunziatella,_Arjan_Bik,_Sarah_Bosman,_Luca_Costantin,_Alejandro_Crespo_G\'omez,_Dan_Dicken,_Andreas_Eckart,_Jens_Hjorth,_Iris_Jermann,_Alvaro_Labiano,_Danial_Langeroodi,_Romain_A._Meyer,_Florian_Pei{\ss}ker,_John_P._Pye,_Pierluigi_Rinaldi,_Tuomo_V._Tikkanen,_Martin_Topinka,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16895 |
我々は、ハッブル超深視野(HUDF)内のz=0.5～3.6にある28個の銀河の光束制限された、ALMAが選択したサンプルの深部ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)/MIRIF560W観測を紹介します。MIRIDeepImagingSurvey(MIDIS)のデータにより、1ミクロンを超える静止波長におけるHUDF銀河の恒星構造が初めて明らかになりました。新しいJWST測光法を使用して星の質量推定値を修正し、JWST以前の分析との良好な一致を発見しました。いくつかの矛盾は、以前の低解像度のスピッツァーデータの問題を混合することで説明できます。z~2.5では、銀河の分解された静止系近赤外(1.6ミクロン)構造は、静止系450nm(F160W)でのHSTで観察されるよりもはるかに滑らかで中心に集中しており、有効半径はRe(F560W)です。=1～5kpcおよびS\'ersicインデックスは、ほとんどが指数関数(円盤状)プロファイル(n~1)に近く、最大n~5(AGNを除く)です。平均サイズ比はRe(F560W)/Re(F160W)～0.7であり、星の質量とともに減少することがわかりました。ALMAが選択した銀河の恒星構造は、同等のMIRI束密度を持つHUDF参照銀河サンプルと区別がつきません。F560W観測用にカスタムメイドの位置依存の経験的PSFモデルを使用して分析を補足します。この結果は、より塊状の静止系光学的外観にもかかわらず、宇宙正午のガスに富んだ大規模な星形成銀河には、より古くて滑らかな恒星構造が存在し、銀河形成シミュレーションにさらなる制約を課していることを示唆している。次のステップとして、質量と軽量の銀河構造を塵の多い星間物質とさらに結び付けるには、解像度が一致した分解能のアルマ望遠鏡観測が極めて重要となる。
私たちは、超高エネルギーニュートリノスペクトルのカットオフがどのように有効ニュートリノホライズンを導入し、将来のニュートリノ検出器が局所的な大規模構造によって駆動されるニュートリノ到着方向の異方性を測定できるようにするかを検討します。我々は、この異方性のレベルとニュートリノスペクトルの特徴を測定することで、超高エネルギー宇宙線の発生源とも期待される超高エネルギーニュートリノ源の進化の測定が可能になることを示す。
3D-MHD 超大質量中性子星降着円盤システムからの長期流出
| Title |
Secular_Outflows_from_3D-MHD_Hypermassive_Neutron_Star_Accretion_Disk_Systems |
| Authors |
Steven_Fahlman,_Rodrigo_Fern\'andez,_Sharon_Morsink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16237 |
磁化された超大質量中性子星(HMNS)は、GW170817の観測された光度曲線を説明するキロノバモデルで必要とされる、中性子星(NS)の合体が高い電子割合と高速射出物を生成する方法として提案されています。HMNSは、ニュートリノエネルギーの蓄積と機械的振動を通じて流出を引き起こし、ブラックホール(BH)に崩壊する前にニュートリノ相互作用を通じて流出の電子割合を高めます。ここでは、ニュートリノ輸送、核APR状態方程式、およびニュートン自己重力の漏洩/吸収スキームを使用し、BH形成後に追加された擬似ニュートンポテンシャルを使用して、理想的な磁気流体力学におけるHMNSトーラスシステムの3D数値シミュレーションを実行します。HMNS崩壊時間には不確実性があるため、崩壊を誘発する2つの異なるパラメータ化時間を選択します。また、トーラス内の2つの初期磁場形状を調査し、流出が大幅に減少するまでシステムを進化させます($\sim1-2$$\mathrm{s}$)。シミュレーションによると、同等のBHトーラス系と比較して、より青く速い流出が見られ、$Y_e\geq0.25$と$v\geq0.25c$の噴出物$M\sim10^{-3}M_\odot$が生成されます。終わり。流出の約半分は$t\lesssim500$$\mathrm{ms}$の時間帯に円盤風で打ち上げられ、初期条件に応じて電子の割合と速度が広範囲に分布します。残りの流出は熱によって駆動され、速度と電子の割合が低いことが特徴です。トレーサー粒子を使用した元素合成では、すべてのモデルで太陽の存在量に似たパターンが示されます。私たちのシミュレーションからの流出は、GW170817キロノバの2成分モデリングから推論されたものと一致しませんが、私たちの流出が青色キロノバに電力を供給できるかどうかを判断するには、自己矛盾のない多次元の詳細なキロノバモデルが必要です。
核対称性エネルギーとその密度に対する挙動は、最近PREX-2実験によって強化された値で評価されました。この新しい値により、ウルカニュートリノの直接放出プロセスが中性子星の内部の高密度物質内で機能することが可能になります。この新しい見通しに基づいて、私たちは正準質量中性子星の冷却速度を研究し、入手可能な観測冷却データと比較します。孤立した中性子星の熱プロファイルのほとんどが、超流動性の抑制を含む正準質量星の冷却と互換性があることがわかりました。
HBL光源Mrk 180の発光メカニズムを多波長データで解明
| Title |
Unraveling_the_Emission_Mechanism_of_the_HBL_Source_Mrk_180_with_Multi-Wavelength_Data |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Mondal,_Saikat_Das,_Nayantara_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16489 |
マルカリアン(Mrk)180は、高周波数ピークを持つBLLacertae天体またはHBL天体で、赤方偏移0.045に位置し、高エネルギー宇宙線加速の潜在的候補です。この研究では、12.8年間にわたって収集されたフェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)$\gamma$線データを使用して、時間的およびスペクトル的研究を行いました。時間的研究の場合、12.8年間、30日間ビン化されたフェルミ-LAT$\gamma$線光度曲線は、光束の有意な増強を示さない。根底にある物理メカニズムを理解するために、私たちは多波長スペクトル分析に焦点を当てて研究を行いました。徹底的に分析されたSwiftX線、紫外線および光学、X線マルチミラーミッション(XMM-Newton)データを使用して、多波長スペクトルエネルギー分布(MWSED)を構築しました。SEDは3つの異なるモデルでモデル化されています:(i)純粋なレプトニックシナリオと2種類のレプトハドロン相互作用を考慮したレプトハドロンシナリオ(ii)超高エネルギー宇宙線の見通し内相互作用(UHECR;$)E\gtrsim10^{17}$eV)と宇宙背景放射、および(iii)相対論的陽子とブレーザージェット内の冷たい陽子との間の相互作用。この文献では、これら3つのモデルすべての間で詳細な比較研究を行いました。以前の研究では、Mrk180は$E>57$EeVでUHECRのテレスコープアレイ(TA)ホットスポットと関連付けられており、これは、Mrk180がUHECRの発生源となり、TAホットスポットに寄与するかどうかを確認する動機となっています。私たちの研究から、銀河系外の磁場の強度が控えめなことから、Mrk180がUHECR現象の発生源である可能性は低いことがわかりました。
ハドロン空気シャワーのハイトラー・マシューズモデルからのベータ指数の計算方法
| Title |
Method_for_calculation_of_the_beta_exponent_from_the_Heitler-Matthews_model_of_hadronic_air_showers |
| Authors |
Kevin_Almeida_Cheminant,_Dariusz_Gora,_Nataliia_Borodai,_Ralph_Engel,_Tanguy_Pierog,_Jan_Pekala,_Markus_Roth,_Jaros{\l}aw_Stasielak,_Michael_Unger,_Darko_Veberic,_Henryk_Wilczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16525 |
空気シャワー中のミューオンの数は、一次粒子の質量の強力な指標であり、宇宙線質量の$\beta$指数$N_{\mu}\simA^{の小さな乗で増加します。(1-\beta)}$。この挙動は、ハドロン空気シャワーのハイトラー-マシューズモデルの観点から説明できます。この論文では、Heitler-Matthewsモデルから$\beta$を計算する方法を紹介します。この方法は、ピエール・オージェ天文台によって$10^{19}$eVで観測された一連のシミュレートされたイベントによって正常に検証されました。このエネルギーでの質量組成の実際の測定を追跡するために、生成されたサンプルは、p、He、N、およびFeの一次エネルギーで生成されたイベントの特定の部分で構成されます。最高エネルギーでのハドロン相互作用は、地上の加速器が到達するエネルギーで観察されるものとは異なる可能性があるため、$\beta=0.92$(標準値)および$\beta=0.96$(よりエキゾチックなシナリオ)を使用して模擬データセットを生成します。。この方法を測定イベントに適用して、各一次粒子のミューオン信号、ミューオンスケーリングファクター、$\beta$-exponentを決定することができます。$\beta$指数を決定すると、ハドロン相互作用を支配するパラメーターを効果的に制約することができ、ハドロン相互作用モデルが観測された事象に対してミューオンの数が少なすぎると予測する、いわゆるミュオン問題の解決に役立ちます。この論文では、シミュレーション研究を使用して、ピエール・オージェ天文台からの測定データの将来の分析の基礎を築きます。
H.E.S.S で検出された、ジェミンガ パルサー周囲の高度に拡張されたガンマ線放射のモデル化
| Title |
Modelling_of_highly_extended_Gamma-ray_emission_around_the_Geminga_Pulsar_as_detected_with_H.E.S.S |
| Authors |
A._M._W._Mitchell,_S._Caroff_(for_the_H.E.S.S._collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16669 |
ジェミンガは、地球からわずか250ピースの距離に位置する謎の電波の静かなガンマ線パルサーです。パルサー周囲の非常に高エネルギーのガンマ線放出が複数の水チェレンコフ検出器ベースの機器によって検出されました。しかし、ゲミンガパルサー周囲の広範囲にわたるTeVガンマ線放出の検出は、角度スケールが典型的な視野を超えているため、IACTにとって困難であることが証明されている。バックグラウンド推定技術の詳細な研究と系統的影響の特徴付けにより、高度に拡張されたTeVガンマ線放出の検出がH.E.S.S.によって確認される可能性があります。IACT配列。以前に発表された検出に基づいて、この貢献では、放出をさらに特徴付け、H.E.S.S.からの結合ガンマ線データに電子拡散モデルを適用します。HAWC実験、XMM-NewtonからのX線データ。
複合マルチTeVガンマ線源HESS J1702-420のエネルギー依存形態の性質について
| Title |
On_the_nature_of_the_energy-dependent_morphology_of_the_composite_multi-TeV_gamma-ray_source_HESS_J1702-420 |
| Authors |
Felix_Aharonian,_Denys_Malyshev_and_Maria_Chernyakova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16685 |
HESSJ1702-420は、異常なエネルギー依存形態を持つマルチTeVガンマ線源です。最近のH.E.S.S.観測結果は、放出が点状のHESSJ1702-420A(最高エネルギー$\gtrsim$30TeVで支配的)と拡散($\sim$0.3$^\circ$)HESSJ1702-420Bの組み合わせによってよく説明されることを示唆しています。($\lesssim$5TeV以下で優勢)線源は、それぞれ非常にハード(${\Gamma}\sim1.5$)とソフト(${\Gamma}$~2.6)のべき乗則スペクトルを持ちます。ここで我々は、陽子加速器がHESSJ1702-420Aの位置にあり、HESSJ1702-420Bと一致する高密度の分子雲に埋め込まれていると仮定するモデルを提案します。提案されたモデルでは、HESSJ1702-420のVHE放射は、高密度の雲を通って伝播する連続的に注入された相対論的陽子からのパイオン崩壊放射によって説明されます。エネルギー依存の形態は、低エネルギーの陽子伝播の拡散的性質によって定義され、より高いエネルギーでの(準)弾道伝播に急激に移行します。拡散係数の強いエネルギー依存性$D\proptoE^\beta$with$\beta\geq1$を採用して、2つのガンマ線源の系としてのHESSJ1702-420は伝播効果の結果であると主張します。。単一の加速器によって$Q_0\simeq10^{38}\,(n_0/100\,\rmcm^{-3})^{-1}\,(d/\,0.25\,kpc)^{-1}\rmerg/s$は、2つのガンマ線成分の形態と束を合理的に再現できます。
H.E.S.S. IceCube 高エネルギーニュートリノ警報のリアルタイム追跡
| Title |
H.E.S.S._realtime_follow-ups_of_IceCube_high-energy_neutrino_alerts |
| Authors |
Federica_Bradascio,_Halim_Ashkar,_Jowita_Borowska,_Jean_Damascene_Mbarubucyeye,_Enzo_Oukacha,_Fabian_Sch\"ussler,_Hiromasa_Suzuki,_Alicja_Wierzcholska_(for_the_H.E.S.S._and_IceCube_Collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16699 |
ブレーザーTXS0506+056からのマルチメッセンジャー光子とニュートリノ放出の証拠は、地上および宇宙のさまざまな施設によるニュートリノ事象のリアルタイム追跡の重要性を実証しました。H.E.S.S.の取り組み準同時の多波長束とスペクトル測定を得るために観測を調整する他の実験は、高エネルギーニュートリノ事象IC-170922Aとの偶然の一致を測定し、理論モデルを制約する上で重要である。約10年間、H.E.S.S.過渡プログラムには、高エネルギーニュートリノ警報に関連するガンマ線放出の探索が含まれており、既知の発生源およびニュートリノの位置と一致する新たに検出された放射体からのガンマ線活動を探します。この寄稿では、H.E.S.S.によるリアルタイムニュートリノアラートのフォローアップ活動の概要を紹介します。私たちの分析には、公開されているIceCubeニュートリノアラートと、H.E.S.S.-IceCube共同プログラムの一環として交換されたアラートの両方が含まれています。私たちはガンマ線源で観察された興味深い偶然の一致に焦点を当てており、特にPKS0625-35、H.E.S.S.によって以前に検出されたAGN、および3つのIceCubeニュートリノの重要な検出に焦点を当てています。
共同 H.E.S.S. PSR J1813-1749 周辺領域のフェルミ LAT 解析
| Title |
Joint_H.E.S.S._and_Fermi-LAT_analysis_of_the_region_around_PSR_J1813-1749 |
| Authors |
T._Wach,_A._M._W._Mitchell,_V._Joshi,_S._Funk_(for_the_H.E.S.S._collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16717 |
HESSJ1813-178は、最初のHESS銀河面調査中に検出された最も明るい光源の1つです。同じくMAGICによって検出されたこのコンパクトな発生源は、銀河で知られている最も強力なパルサーの1つであるPSRJ1813-1749によって駆動されるパルサー風星雲であり、スピンダウン光度は$\dot{\mathrm{E}であると考えられています。}=5.6\cdot10^{37}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}$。その極端な物理的特性と、パルサーの年齢が5.6万年という若さにより、この領域で検出された$\gamma$線を利用して、非常に非典型的なシステムの進化を研究することができます。GeVエネルギー範囲の領域に関するこれまでの研究では、発光が小型H.E.S.S.のサイズを超えて拡大していることが示されています。ソース。アーカイブH.E.S.S.の使用改良されたバックグラウンド手法を使用してデータを分析すると、その領域の詳細な形態学的分析とスペクトル分析が実行されます。コンパクトで明るい発光成分に加えて、大幅に拡張された発光が見つかり、その位置はHESSJ1813-178と一致します。GeVからTeVまでの領域における発光の連続的な記述を見つけるために、GeVの領域を再解析し、共同モデルを導き出します。この解析で得られた結果と、この地域のX線および電波データを使用して、多波長スペクトルモデリングを実行します。$\gamma$線放射の考えられるハドロンまたはレプトン起源が調査され、拡張された放射を説明するために必要な拡散パラメータが調べられる。
銀河中心のフレア II: ミリメートル波長でのフレアの偏光サイン
| Title |
Flares_in_the_Galactic_Centre_II:_polarisation_signatures_of_flares_at_mm-wavelengths |
| Authors |
Mahdi_Najafi-Ziyazi,_Jordy_Davelaar,_Yosuke_Mizuno_and_Oliver_Porth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16740 |
Wielgusらによる最近の銀河中心の旋光mm観測。(2022a)は、Q-U平面内に1時間の継続時間を持つ正弦波ループを示しました。ループは、準同時のX線フレアと一致します。フレア現象を説明する有望なメカニズムは、磁気的に停止した降着流(MAD)における磁束噴出です。私たちの以前の研究(Porthetal.2021)では、フラックス噴出中の降着流のダイナミクスを研究しました。ここでは、分極ループが磁束の噴出によって生成された痕跡である可能性があるかどうかを調査することで、以前の研究を拡張します。Q-U平面のループは、周回する磁束束により圧縮されたディスク材料の放射率の向上につながるため、MADモデルで確実に生成されることがわかりました。合成偏光曲線のタイミング解析により、約1時間のタイムスケールで偏光の過剰な変動が実証されました。分極ループはストークスパラメーターの相互相関にも明確に刻印されており、スピン依存性の証拠とともに30分から1時間の典型的な周期性を抽出することができます。これらの結果はMAD状態に固有のものであり、したがって広範囲の天体物理学的天体に当てはまります。飽和磁束のないGRMHDシミュレーションのサブセット(単一温度SANEモデル)もQ-Uループを生成します。しかし、Wielgusらの発見とは一致しません。(2022a)、これらのシミュレーションのループは、分極過剰が低い準連続的です。
DAMPEとFermi-LAT観測によるガンマ線スペクトル線の探索
ダークマター（DM）の主な候補である弱く相互作用する大質量粒子は、直接消滅するか崩壊して高エネルギー光子となり、ガンマ線帯域に単色のスペクトル線を生成する可能性があります。これらのスペクトル線が検出された場合、新しい物理学の存在を示す決定的な証拠となります。5年間のDAMPEと13年間のFermi-LATデータを使用して、銀河ハローからの3GeVから1TeVのエネルギー範囲の線状信号を検索します。異なる関心領域は、異なるDM密度プロファイルに対応すると考えられます。重要な線構造は見つかりませんでした。また、以前に報告された$\sim$133GeVの線状の特徴も、今回の解析では検出されませんでした。$\rho_{\rmlocal}=0.4\,{\rmGeV\,cm^{-3}}$の局所DM密度を採用して、$の速度平均断面積に対する95%の信頼水準制約を導き出します。\langle{\sigmav}\rangle_{\gamma\gamma}\lesssim4\times10^{-28}\,{\rmcm^{3}\,s^{-1}}$と減衰寿命100GeVでの$\tau_{\gamma\nu}\gtrsim5\times10^{29}\,{\rms}$の計算により、6～660GeVの線エネルギーに対してこれまでで最も強い制約が達成されます。この改善は、より長いFermi-LATデータセットが使用され、分析にDAMPEデータが組み込まれたことに起因します。2つの独立したデータセットを同時に使用すると、検索の体系的な不確実性も軽減される可能性があります。
核にエキゾチックな自由度を含む可能性のある中性子星（NS）と、完全に安定な非閉じ込めクォーク物質のみからなる自己結合クォーク星（QS）は、パルサーと重力波（GW）で観測されるコンパクト天体の主な候補の2つです。)連星合体における出来事。GW170817、GW190425、PSRJ0030+0451、PSRJ0740+6620、PSRJ1614-2230、PSRJ0348+0432のマルチメッセンジャーデータとabinitioを組み合わせることにより、NSとQSの特性のベイズモデルに依存しない推論を実行します。摂動量子色力学とカイラル有効場理論からの計算。QS$\mathcal{B}^\text{NS}_\text{QS}=11.5$を上回るNSのベイズ係数により、NSシナリオがQSシナリオに対して非常に有利であることがわかります。さらに、NSケースで観察された核飽和密度$n_0$の$3.5$倍付近の2乗音速$c_s^2\sim0.5c^2$のピークはQSケースでは消失しており、$c_s^2$が最初に増加し、次に$\sim4n_0$を超える$c_s^2\sim0.5c^2$で飽和します。音速と軌跡の異常は、質量$M\gtrsim2M_{\odot}$の重いNSのコアでは共形限界に近づくことがわかりますが、QSのコアではそうではありません。
キロノバエ II の分光的 r プロセス存在量検索: GW170817 キロノバからの多成分噴出物の推定存在量パターンにおけるランタニド
| Title |
Spectroscopic_r-Process_Abundance_Retrieval_for_Kilonovae_II:_Lanthanides_in_the_Inferred_Abundance_Patterns_of_Multi-Component_Ejecta_from_the_GW170817_Kilonova |
| Authors |
Nicholas_Vieira,_John_J._Ruan,_Daryl_Haggard,_Nicole_M._Ford,_Maria_R._Drout,_Rodrigo_Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16796 |
キロ新星では、GW170817連星中性子星の合体に相当するAT2017gfoで観察されるように、新たに合成された$r$プロセス元素が光学スペクトルに特徴を刻み込む。しかし、合体噴出物の$r$プロセス組成を測定することは計算的に困難です。ビエイラら。(2023)は、噴出物の元素存在量パターンを推論し、スペクトル特徴を特定の種に関連付けるためのソフトウェアツールである、Kilonovaeの分光分析$r$-ProcessAbundanceRetrieval(SPARK)を導入しました。以前、我々はAT2017gfoの1.4日スペクトルにSPARKを適用し、電子分率$Y_e=0.31$、相当量のストロンチウム、およびランタニドおよびより重い元素の不足によって特徴付けられるその存在量パターンを初めて推定した。この噴出物は、残骸の超大質量中性子星や降着円盤からの風と一致します。次に、推論を2.4日および3.4日のスペクトルに拡張し、噴出物の組成を層別化して多成分噴出物の必要性をテストします。1.4日と2.4日の噴出物は、同じ単一の青色のコンポーネントで表されます。3.4日後、$Y_e=0.16$が低く、かなりの量のランタニドを含む、より赤い成分が新たに出現します。この新しいより赤い成分は、磁化された降着円盤からの動的噴出物および/または中性子豊富な噴出物と一致します。測光モデリングから予想されるように、この成分は噴出物が拡大し、光球が後退し、以前の青い成分が薄くなるにつれて現れます。3.4日後には、最も具体的なセリウムが存在するランタニドの集合体が見つかります。このランタニドの存在は、宇宙で観察される$r$過程存在量に対するキロノバエの寄与に重要な意味を持っている。
MPIfR-MeerKAT 銀河面調査 II。離心二重中性子星系PSR J1208-5936と中性子星の合体率の最新情報
| Title |
The_MPIfR-MeerKAT_Galactic_Plane_Survey_II._The_eccentric_double_neutron_star_system_PSR_J1208-5936_and_a_neutron_star_merger_rate_update |
| Authors |
M._Colom_i_Bernadich,_V._Balakrishnan,_E._Barr,_M._Berezina,_M._Burgay,_S._Buchner,_D._J._Champion,_G._Desvignes,_P._C._C._Freire,_K._Grunthal,_M._Kramer,_Y._Men,_P._V._Padmanabh,_A._Parthasarathy,_D._Pillay,_I._Rammala,_S._Sengupta,_and_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16802 |
MMGPS-Lは、南半球で最も感度の高いパルサー調査です。我々は、これらの新発見の一つであるPSRJ1208-5936、公転周期Pb=0.632日、離心率e=0.348の二重中性子星系にある28.71ミリ秒のリサイクルパルサーに関する追跡研究を紹介する。ほぼ1年間の観測のタイミングを通じて、ペリアストロンの相対論的前進(0.918(1)度/年)を検出し、その結果、系の総質量はMt=2.586(5)Moとなりました。アインシュタイン遅延とシャピロ遅延の振幅、ひいてはパルサー質量(Mp=1.26(+0.13/-0.25)Mo)、随伴質量(Mc=1.32(+0.25/-0.13)Mo)、および傾斜に対する制約が得られます。角度(i=57(2)度).この星系は、同様の周期を持つ他の銀河場の二重中性子星と比べて非常に離心的であり、おそらく第2誕生中性子星の形成中に通常よりも大きな超新星爆発が起こったことを示唆しています。この連星は、重力波の放出により7.2(2)ギヤ以内で合体する予定です。MMGPS-Lの感度向上により、天の川銀河中性子星の合体速度は25(+19/-9)Myr$^に更新されました。{-1}$は90%の信頼区間内にあります。これは、調査の機密性が非常に高い性質にもかかわらず、それ以上の検出が行われていないため、既知の銀河連星に基づく以前の研究よりも低くなります。これは、局所的な宇宙中性子星の合体速度が293(+222/-103}Gpc/yrであることを意味しており、LIGOおよびおとめ座O3の観測と一致しています。これにより、10(+8/-4)中性子星合体イベントの観測が予測されます。LIGO-Virgo-KAGRAO4の実行中に、構成要素の質量の不確実性が予測され、傾斜角は20年間のタイミング後に5x10$^{-3}$Moと0.4度に減少し、少なくとも1年以内には減少すると予測している。今から10年後には、鉛の変化と空の固有運動が検出され、星系までの距離を独立に制約することができるようになるでしょう。
物体の色を測定するための天文測定的アプローチ
星の色は、温度などの物理的特性を反映する重要な特徴です。カラーインデックスは通常、絶対測光によって取得されますが、これは気象条件や機器の要求が厳しいものです。この研究では、示差色屈折(DCR)の効果に基づいて、カタログに一致する物体のカラーインデックスを測定する天文測定法を紹介します。具体的には、1つのフィルターのみを使用するか、2つの異なるフィルターを交互に使用してオブジェクトを観察できます。基準星と比較したDCR効果の違いにより、カタログに一致する天体のカラーインデックスを簡単に導き出すことができます。したがって、広範囲の天頂距離でヌルフィルターを使用して観測した場合でも、DCR校正を実行して正確かつ正確な位置を取得することができ、これにより望遠鏡の限界等級と観測効率が大幅に向上します。この方法はDCR効果を利用し、天文測光と測光の間のリンクを構築します。実際には、2台の望遠鏡で857個のCCDフレームを使用して、8晩にわたってヒマリア(木星の6番目の衛星)のカラーインデックスと位置を測定します。全体として、ヒマリアの平均色指数BP-RP(ガイア測光システム)は0.750\pm0.004等級です。回転段階カラーインデックス分析により、カラーインデックスが平均\pm3\sigmaを超えている2つの場所が見つかりました。
MoonBurst Energetics 全天モニター(MoonBEAM)の科学的性能
| Title |
The_Scientific_Performance_of_the_MoonBurst_Energetics_All-sky_Monitor(MoonBEAM) |
| Authors |
C._Fletcher,_C._M._Hui,_A._Goldstein,_The_MoonBEAM_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16293 |
MoonBEAMは、過渡相対論的ジェットおよびアウトフローの前駆体およびマルチメッセンジャー/多波長信号を研究し、過渡相対論的ジェットの発射につながる条件を決定するために開発された、月の軌道上に配置されたSmallSatコンセプトです。MoonBEAMの利点は、その軌道により瞬間的に全天をカバーできることであり、これによりガンマ線過渡観測が最大化され、非検出の上限が提供されます。南大西洋異常地域での高粒子活動による地球の妨害と検出器のダウンタイムにより、地球低軌道にあるガンマ線観測所は特定の時間に全空を観測することができません。さらに、月系軌道から提供される長い基線により、MoonBEAMは、タイミング三角測量技術を利用して地球低軌道のガンマ線機器と組み合わせると、位置特定環帯を制限することができます。期待される有効面積、位置特定能力、デューティサイクルなど、MoonBEAMの科学的パフォーマンスを示します。MoonBEAMは、残光とキラノバ放出を特定するために必要な探索領域を縮小することにより、ガンマ線と重力波の追跡コミュニティに多くの利点をもたらします。さらに、全天をカバーすることで、ショックブレイクアウトイベントや核崩壊超新星の場合の完全に失敗したジェットではなく、相対論的ジェットの成功につながる条件についての洞察が得られます。
JWST MIRI の飛行パフォーマンス: 探知機の効果とデータ削減アルゴリズム
| Title |
JWST_MIRI_flight_performance:_Detector_Effects_and_Data_Reduction_Algorithms |
| Authors |
Jane_Morrison,_Daniel_Dicken,_Ioannis_Argyriou,_Michael_E._Ressler,_Karl_D._Gordon,_Michael_W._Regan,_Misty_Cracraft,_George_H._Rieke,_Michael_Engesser,_Stacey_Alberts,_Javier_Alvarez-Marquez,_James_W._Colbert,_Ori_D._Fox,_Danny_Gasman,_David_R._Law,_Macarena_Garcia_Marin,_Andras_Gaspar,_Pierre_Guillard,_Sarah_Kendrew,_Alvaro_Labiano,_Seppo_Laine,_Alberto_Noriega-Crespo,_Irene_Shivaei,_Greg_Sloan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16327 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の中赤外線観測装置(MIRI)の検出器は、ヒ素21をドープしたシリコン不純物バンド伝導帯(Si:AsIBC)デバイスであり、スピッツァーIRAC22長波長アレイ(チャンネル3)の直接の子孫です。および4）。適切なデータ処理により、優れた23パーフォーマンスを提供できます。この論文では、これらの検出器の可能性を実現するために対処する必要がある、これらの検出器のさまざまな非理想的な動作について説明します24。私たちは、これまでの25個の同様の検出器アレイの経験に基づいて、この目標に向けた一連のアルゴリズムを開発しました。3ステージJWSTcali-26ブレーションパイプラインのMIRI固有のステージ1パイプラインアルゴリズムは、飛行検出器と飛行予備品での飛行前テストを使用して開発され、飛行データを使用して改良されました27。この文書では、MIRI機器用の28JWSTキャリブレーションパイプラインの最初のステージに含まれるこれらのアルゴリズムについて説明します。
大気ミュオンを用いたバイカル-GVD ニュートリノ望遠鏡の時間校正
| Title |
Time_Calibration_of_the_Baikal-GVD_Neutrino_Telescope_with_Atmospheric_Muons |
| 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/2308.16351 |
バイカルGVDニュートリノ望遠鏡の時間校正のための新しい手順を紹介します。軌道再構成の品質は、チェレンコフ光子の到着時間の正確な測定に依存します。したがって、時間校正において高い精度を達成することが重要です。この目的のために、他の校正方法に加えて、単一クラスターモードで再構成された大気ミュオンを使用する新しい手順を採用します。この方法は、各光モジュールの実効時間オフセットの反復決定に基づいています。この論文では、前回の反復からの時間オフセットを使用した反復再構成手順の結果と、開発された手法の検証に焦点を当てます。理論上のミュオン校正精度は約1.5～1.6nsと推定されます。
DECODE: 極端な質量比のインスピレーションを検出するための DilatEd 畳み込みニューラル ネットワーク
| Title |
DECODE:_DilatEd_COnvolutional_neural_network_for_Detecting_Extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Tianyu_Zhao,_Yue_Zhou,_Ruijun_Shi,_Zhoujian_Cao,_Zhixiang_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16422 |
ExtremeMassRatioInspirals(EMRI)の検出は、波形が複雑で持続時間が長く、信号対雑音比(SNR)が低いため複雑であり、コンパクトなバイナリ合体と比較して識別がより困難になります。マッチドフィルタリングベースの手法は計算量が多いことで知られていますが、既存の深層学習ベースの手法は主に時間領域データを処理し、多くの場合、データ期間とSNRによって制約されます。さらに、既存の研究のほとんどは時間遅延干渉法(TDI)を無視し、検出器の応答計算に長波長の近似を適用しているため、レーザー周波数ノイズを処理する能力が制限されています。この研究では、周波数領域でのシーケンスモデリングによるEMRI信号検出に焦点を当てたエンドツーエンドモデルDECODEを紹介します。TDI-1.5検出器の応答を考慮した合成データでトレーニングされた拡張因果畳み込みニューラルネットワークを中心とするDECODEは、約50のSNRで1年分のマルチチャネルTDIデータを効率的に処理できます。蓄積されたSNRを使用して1年分のデータでモデルを評価します。50～120の範囲で、真陽性率96.3%、偽陽性率1%を達成し、推論時間を0.01秒未満に保ちます。DECODEは、解釈可能性と一般化のために展示された3つのEMRI信号を視覚化することで、将来の宇宙ベースの重力波データ解析に対する強い可能性を示します。
私たちは、幾何光学の限界における太陽重力レンズなどの単極重力レンズを使用して点源の結像を研究します。レンズの焦点領域に配置された円形の絞りを備えた望遠鏡と組み合わせて使用したレンズの光の増幅を、重力レンズの助けを借りずに同じ望遠鏡で集めた光の量と比較して計算します。レンズの波動理論的記述とよく一致する平均点像分布関数を復元します。これは実際の計算やシミュレーションで使用できます。
衛星群を利用した重力異常検知：解析とシミュレーション
私たちは、衛星間距離、往復時間、および星座のメンバー間でコヒーレントに再送信される信号の位相を測定する正確な手段を備えた、太陽中心軌道上の4つの衛星からなる星座の有用性を調査します。私たちの目標は、重力勾配テンソルの測定されたトレースをできるだけ正確に再構築することです。衛星間の距離だけでは、架空の力や加速度が生じる衛星群の回転が考慮されていないため、その決定には十分ではありません。ただし、衛星間の信号の往復時間の差を測定することで、回転の影響を推定し差し引くために必要な観測値が得られます。さらに、太陽からのおよその距離と方向を利用すると、典型的な衛星間距離が1,000kmの星座について、$10^{-24}~{\rms}^{-2}$の精度に近づくことが可能です。1天文単位の長半径を持つ軌道上にあります。これは、太陽重力場のガリレオン変化の存在を検出するには十分であると考えられています。
エアログラファイトソーラーセイルを使用した低質量ペイロードの火星やその先への超高速転送
| Title |
Ultrafast_transfer_of_low-mass_payloads_to_Mars_and_beyond_using_aerographite_solar_sails |
| Authors |
Julius_Karlapp_(1),_Ren\'e_Heller_(2),_Martin_Tajmar_(1)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16698 |
星間ミッションのコンセプトは現在、さまざまな宇宙機関や機関によって研究中であるため、実現可能で価値のある星間前駆体ミッションのコンセプトがロングショットの成功の鍵となるでしょう。ここでは、低密度(0.18kgm$^{-3}$)と高い吸収率($\mathcal{A}{\sim})で知られる超軽量材料エアログラファイトで作られた太陽帆の星間結合軌道を調査します。1$)を実現し、太陽光照射による顕著な加速を可能にします。最大1kgのペイロードは、太陽系とその外側の領域を迅速に横断することができます。私たちのシミュレーションでは、直接外向きの軌道を伴う地球の周りの極軌道からのさまざまな打ち上げシナリオと、その後の外向きの加速を伴う太陽ダイバーの打ち上げを考慮しています。poliastroPythonライブラリを利用して、断面積10$^4$m$^2$(半径56mに相当)の1kgの宇宙船(エアログラファイトの質量720gを含む)の位置、速度、加速度を計算します。火星の直接外向き移動では、26日で65kms$^{-1}$が得られる。最小距離0.6天文単位で帆を展開した火星内部への移動は、126日で118kms$^{-1}$に達する。転送時間と速度は、地球と火星の星座と最初の噴射軌道によって異なります。星間直接軌道は高度109kms$^{-1}$でピークに達し、120天文単位の太陽圏界面で定義される星間空間に5.3年以内に到達する。あるいは、太陽が0.6天文単位まで急降下すると、脱出速度は148kms$^{-1}$となり、4.2年で太陽圏界面に到達する。値は太陽までの最小距離に応じて異なります。提示されたコンセプトにより、迅速な火星フライバイと星間宇宙探査が可能になります。kg未満のペイロードの配送ミッションでは、減速が依然として課題です。
Karhunen-Lo\`eve 高コントラスト イメージングにおけるデータ代入
拡張構造の検出と特性評価は、高コントラストイメージングにおける重要な目標です。ただし、これらの構造はデータ削減の課題に直面しており、ほとんどの既存の方法ではスペックルからの過剰な減算や自己減算が発生します。反復後処理方法は有望な結果をもたらしますが、既存のパイプラインへの統合は、選択的なアルゴリズム、高い計算コスト、アルゴリズムの正則化によって妨げられています。参照差分イメージング(RDI)でこれに対処するために、ここでは、標準的なKarhunen-Lo\`eve画像投影(KLIP)法の2つのステップを変更することにより、Karhunen-Lo\`eve変換(DIKL)へのデータ代入の概念を提案します。具体的には、画像を2つの行列に分割します。1つはDIKL係数を取得するためにスペックルのみに焦点を当てるアンカー行列、もう1つはDIKLコンポーネントを使用してスペックルを除去するために天体物理学的に関心のある領域に焦点を当てるボート行列です。分析アプローチとして、DIKLは計算コストを大幅に削減(反復法よりも約3桁削減)しながら高品質の結果を実現します。KLIPの派生手法であるDIKLは、RDI観察用の高コントラストイメージングパイプラインにシームレスに統合できます。
MinXSS-1 CubeSatミッションによる軟X線で観測された太陽フレア中の元素存在量の推定
| Title |
Estimations_of_Elemental_Abundances_During_Solar_Flares_Observed_in_Soft_X-rays_by_the_MinXSS-1_CubeSat_Mission |
| Authors |
Crisel_Suarez_and_Christopher_S._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16235 |
太陽フレアは、あらゆる種類の電磁放射線を放出し、数分のタイムスケールで粒子を加速し、磁気リコネクションを通じて磁気エネルギーを熱エネルギー、放射エネルギー、運動エネルギーに変換する複雑な現象です。その結果、局所プラズマは20MKを超える温度まで加熱される可能性があります。軟X線(SXR)太陽フレアのピーク時には、通常、元素存在量の低い第一イオン化ポテンシャル(FIP)元素がコロナ値から減少することが観察されます。私たちは、小型X線太陽分光計CubeSat-1(MinXSS-1)からのディスク統合太陽スペクトルを使用して、存在量の変動を調査しました。MinXSS-1は1～12keVのエネルギー範囲に敏感で、5.9keVでの半値(FWHM)分解能の実効全幅は0.25keVです。2016年5月から2017年5月までのMinXSS-1の1年間にわたるミッション中に、CクラスからMクラスまでの断続的なデータダウンリンクを伴う21件のフレアが観察されました。MinXSS-1データで観測されたピークSXR放出時間付近のCHANTIスペクトルモデルを使用して、温度、体積放出測定、およびFe、Ca、Si、S、Arの元素存在量の時間変化を調べます。A(Fe)=7.81、A(Ca)=6.84、A(S)=7.28、A(Si)=7.90、およびA(Ar)=6.56の平均絶対存在量を決定しました。これらの存在量は、非フレア時と比較して、SXRピーク時のコロナ値から減少します。コロナ値から減少した元素存在量値は、下層大気プラズマがコロナループを満たす彩層蒸発のプロセスと一致しています。
ミッシングリンク: 太陽双星における最初の多同位体存在量を用いた銀河の化学進化モデルのテスト
| Title |
The_Missing_Link:_Testing_Galactic_Chemical_Evolution_Models_with_the_First_Multi-Isotopic_Abundances_in_Solar_Twin_Stars |
| Authors |
David_R._Coria,_Ian_J._M._Crossfield,_Joshua_Lothringer,_Becky_Flores,_Nikos_Prantzos,_Richard_Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16261 |
私たちは、太陽双星における$^{13}$COとC$^{18}$Oの両方の同位体存在量を初めて明らかにし、その結果を元素合成の処方が異なるいくつかの銀河化学進化(GCE)モデルに対してテストしました。まず、IRTF/iSHELLからのMバンドスペクトルと、PHOENIX大気コードを使用してカスタム太陽大気モデルから生成された合成スペクトルを比較します。次に、計算された存在量を、大質量星、漸近巨大分岐(AGB)星、高速回転星からの同位体収量を考慮したGCEモデルと比較します。この太陽双子サンプルに対して決定された$^{12}$C/$^{13}$C比は、選択されたGCEモデルからの予測と一致しています。ただし、$^{16}$O/$^{18}$O比は暫定的にこれらの予測と矛盾します。このプロジェクトは、(1)主星の存在量を提供することで系外惑星の大気、内部、および生体特徴を特徴付けるジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を支援する(2)未探査の恒星の存在量がどのように明らかにするかを特定することを目的とした恒星化学存在量シリーズの最初のプロジェクトです。銀河の化学進化のプロセスであり、星の形成、内部、年齢、金属量、活動と相関します。(3)星の存在量の測定を使用して、改善された星の年齢を提供します。さまざまな星の元素および同位体存在量を測定することにより、私たちは洗練された主星のパラメーターを提供するだけでなく、補完的な系外惑星の特性評価研究に必要な基盤を提供し、最終的には銀河、恒星、惑星の起源と進化の探査に貢献します。
チーバイアイへの別れ: 6 つの散開星団における測光連星のベイズ分析
| Title |
Goodbye_to_Chi-by-Eye:_A_Bayesian_Analysis_of_Photometric_Binaries_in_Six_Open_Clusters |
| Authors |
Anna_C._Childs,_Aaron_M._Geller,_Ted_von_Hippel,_Erin_Motherway,_and_Claire_Zwicker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16282 |
GaiaDR3、Pan-STARRS、および2MASSデータを使用して、散開星団(OC)NGC2168(M35)、NGC7789、NGC6819、NGC2682(M67)、NGC188、これらの星団は、年齢が約2億マイル(NGC2168)から約8ギル以上(NGC6791)まで多岐にわたり、すべて文献で広範に研究されています。星進化のベイズ分析ソフトウェアスイート(BASE-9)を使用して、各クラスターの年齢、距離、赤化、金属性、二値分数、および二値質量比の事後分布を導き出します。私たちは完全性を注意深く分析し、結果を以前の分光調査と比較します。質量が0.6～1M_Sunの主系列星のサンプルでは、これらのOCが同様の連星の割合を持ち、場の多重度の割合ともほぼ一致していることがわかりました。クラスター内では、おそらく質量分離の結果として、二成分の割合がクラスターの中心に向かって劇的に増加します。さらに、ほぼすべてのクラスターは、それぞれ単一集団と二集団内での質量分離の証拠を示しています。OCバイナリの割合は、おそらく質量分離とクラスター溶解プロセスの組み合わせにより、サンプル内のクラスターの年齢とともに大幅に増加します。また、連星の割合とクラスターの中心密度、およびクラスターの総質量との間に逆相関のヒントも見つかりました。これはおそらく、長期にわたる連星生存および/または形成を阻害する高エネルギー恒星接近頻度の増加によるものと考えられます。
ニューラルネットワークを用いた太陽水平流れ評価とスナップショットデータによる数値シミュレーション
| Title |
Solar_horizontal_flow_evaluation_using_neural_network_and_numerical_simulation_with_snapshot_data |
| Authors |
Hiroyuki_Masaki,_Hideyuki_Hotta,_Yukio_Katukawa,_Ryohtaroh_T._Ishikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16424 |
ニューラルネットワークと放射磁気流体力学シミュレーションを組み合わせて、太陽光球の水平速度を観測しやすい値で評価する方法を提案します。太陽表面上の熱対流の3要素速度はすべて、高層大気中での波の生成に重要な役割を果たしています。ただし、視線に垂直な速度(LoS)を観測することは困難です。この問題に対処するために、2つの画像の差分を利用する局所相関追跡(LCT)法が広く使用されていますが、LCTにはいくつかの欠点があります。強度のスナップショットから水平速度とLoS速度をニューラルネットワークで評価する手法を開発します。ニューラルネットワークのトレーニングには数値シミュレーションのデータを使用します。LCTには2つの連続した強度画像が必要ですが、私たちのネットワークでは、入力として特定の瞬間にのみ1つの強度画像だけが必要です。これらの入力配列から、ネットワークは2成分速度場の同じサイズの配列を出力します。強度データのみを使用すると、ネットワークはシミュレーション速度と評価速度の間で0.83という高い相関係数を達成します。さらに、入力にLoS速度を追加すると、ネットワークパフォーマンスが向上し、相関係数0.90を達成できます。私たちの手法は観測データにも適用されます。
教師なし深層学習による軸対称超新星の偏光の探索
非ゼロ偏光の測定は、超新星(SNe)における球面対称からの逸脱の存在を推測するために使用できます。SNeで観察される固有分極の大部分は電子散乱に由来し、これにより波長に依存しない連続分極が引き起こされ、一般にすべてのSNタイプで低い(<1%)ことが観察されます。SNeにおける非対称性の重要な指標は、スペクトル線全体で観察される偏光、特に特徴的な「逆P白鳥座」プロファイルです。900回のモンテカルロ放射伝達シミュレーションの結果がここに示されています。これらのシミュレーションは、CaII赤外トリプレットの線形成領域について考えられる一連の軸対称構造(単極性、双極性、および赤道方向の強化を含む)をカバーしています。変分オートエンコーダを使用すると、軸対称の線形成領域と共鳴散乱の仮定の下で、ストークスIとストークスqの関係を記述する7つの主要な潜在パラメーターが学習されます。無尤度推論手法を使用して、潜在空間でストークスIおよびqラインプロファイルを反転し、基礎となるジオメトリを導き出します。ストークス$q-u$平面上で観察可能な「主軸」をもたらす軸対称構造の場合、幾何学「共役」($\pi/2$の回転下では区別できない)の存在を提案します。この機械学習インフラストラクチャを使用して、タイプIbSN2017gaxの分光偏光測定に関連する可能性のある幾何学的形状の特定を試みます。
連星系を構成する惑星の視覚的な軌道と配列
| Title |
Visual_Orbits_&_Alignments_of_Planet_Hosting_Binary_Systems |
| Authors |
Kathryn_Lester,_Steve_Howell,_Rachel_Matson,_Elise_Furlan,_Crystal_Gnilka,_Colin_Littlefield,_David_Ciardi,_Mark_Everett,_Sergio_Fajardo-Acosta,_and_Catherine_Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16826 |
太陽型惑星ホストの約半数には恒星の伴星が存在するため、これらの連星伴星が惑星の形成と進化にどのような影響を与えるかを理解することは、惑星系全体を理解する上で重要な要素となります。惑星ホスト連星の力学特性を測定すると、多星系における惑星形成の貴重なテストが可能になり、連星軌道パラメータの知識が必要になります。高解像度イメージングを使用して、恒星の1つが通過中の系外惑星のホストであることが知られている13の連星系の相対天文測量と視軌道を測定しました。私たちの結果は、連星母星と通過惑星の軌道間の相互傾斜がよく一致していることを示しています。近接連星系(a<100AU)に関する我々の結果は、ガイアの広域惑星ホスト連星に関する過去の研究を補完するものです。
宇宙磁気の物質-反物質の起源
私たちは、原始宇宙に豊富に存在する相対論的反物質(陽電子)が、今日の宇宙で観測されている銀河間磁場の源であるという仮説を探ります。私たちは、非常に高密度の原始電子陽電子$e^{+}e^{-}$プラズマのランダウ反磁性と磁気双極子モーメント常磁性の両方の特性を評価し、$e^{+の比較的小さな大きさを定量的に取得します。}e^{-}$宇宙で一貫した自己磁化を生成するために必要な磁気モーメント分極非対称性。
一次相転移における気泡力学からの粒子生成の側面
一次相転移(FOPT)は、観測可能な重力波の有望な宇宙論的源として、現代の研究の活発な分野を構成しています。相転移を起こしている背景のスカラー場の時空力学は、スカラーに結合する粒子の量子を直接生成することもありますが、これについては文献ではあまり詳しく研究されていません。この論文は、この現象のさまざまな重要な側面を初めて注意深く検討したものです。特に、FOPTのさまざまな段階(気泡の核生成、膨張、衝突)からの寄与が解きほぐされます。重い粒子は主に、気泡の衝突自体からではなく、粒子のコンプトン波長に匹敵する距離での気泡壁の相対運動から発生することが実証されています。さまざまな真空における粒子相互作用と質量の非普遍性に関連する微妙な点が議論され、計算に正しい真空を選択するための処方箋が提供されます。プロセスの不均質な性質によるタキオニック不安定性やパラメトリック共鳴などの非摂動効果の抑制が調べられます。
ブラックホール分光法: 準正規モード、リングダウン安定性、および擬似スペクトル
| Title |
Black-hole_spectroscopy:_quasinormal_modes,_ringdown_stability_and_the_pseudospectrum |
| Authors |
Kyriakos_Destounis_and_Francisco_Duque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16227 |
ブラックホール分光法は、天体物理学的コンパクト天体とその環境のカーの性質を調べるための強力なツールです。重力波形における複数のリングダウンモードの観測は、すぐに高精度の重力波分光法につながる可能性があるため、準正規モードスペクトル自体が天体物理環境、量子補正、およびその他の一般的な修正の影響を受けるかどうかを理解することが重要です。この章では、ブラックホール分光プログラムと、準正規モード検出、倍音状態、およびブラックホールのスペクトルにおける非線形性の存在を裏付ける最近の証拠に関するその課題について概説します。次に、ブラックホール物理学に新たに導入された非モーダルツール、つまり擬似スペクトルについて説明します。これは、準正規モードのスペクトル安定性に光を当て、ブラックホールやエキゾチックな地平線のないコンパクトな天体におけるその新しい応用について議論できる数学的概念です。私たちは、準正規モードが一般的にスペクトル不安定性を伴うことを示し、そのような現象がブラックホール分光法にどのような影響を与えるかを探り、現在および将来の重力波検出器における潜在的なリングダウンインプリントと波形安定性の問題について議論します。
断片化がインフレ後の再加熱に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Fragmentation_on_Post-Inflationary_Reheating |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Mathieu_Gross,_Yann_Mambrini,_Keith_A._Olive,_Mathias_Pierre_and_Jong-Hyun_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16231 |
インフレ後の再加熱時代における断片化の影響を考察します。インフレーションの単純な単一場モデルでは、インフレ膨張が終了すると、インフレトン凝縮物は振動段階を経ます。凝縮体の状態方程式は、最小値付近のスカラーポテンシャル$V(\phi)$の形状に依存します。$V(\phi)\sim\phi^k$と仮定すると、状態方程式パラメータは$w=P_\phi/\rho_\phi=(k-2)/(k+2)$で与えられます。凝縮水の発生と再加熱プロセスは$k$に依存します。$k\ge4$の場合、インフレトンの自己相互作用により凝縮液の断片化が起こり、再加熱プロセスが変化する可能性があります。実際、これらの自己相互作用は、$w$が1/3に緩和するにつれて、インフレトン粒子の質量のないガスの生成につながります。断片化の前に再加熱が行われた場合、断片化の影響は無害です。しかし、断片化の影響は特定の再加熱プロセスに敏感に依存することがわかりました。摂動結合は再加熱前に断片化が発生することを意味し、実際に再加熱の完了を妨げる可能性があるため、崩壊によるフェルミ粒子への再加熱はほとんど除外されます。崩壊によるボソンへの再加熱は断片化の影響を比較的受けず、散乱による再加熱では再加熱温度が低くなります。
| Title |
Multi-component_Dark_Matter_and_Small_Scale_Structure_Formation |
| Authors |
Robert_Wiley_Deal,_Kishan_Sankharva,_Kuver_Sinha,_Scott_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16242 |
弱相互作用大質量粒子(WIMP)とアクシオンの両方を含むモデルにおける非熱的暗黒物質摂動の進化を考察します。既存の観測からの制約を使用して、エントロピー生成が重要である初期物質支配時代(EMDE)のモデルにおける宇宙論的暗黒物質収支を構成する可能性のあるWIMPとアクシオンの割合を調べます。ボルツマン方程式を解くことによってさまざまな種の熱進化を注意深く追跡した後、アクシオンとWIMPの初期構造形成につながった可能性のある摂動の強化について考察します。間接的な検出実験から既存の制約を課した後、両方の種のパラメーター空間に対する強化された摂動の影響を調査します。これらの制約を考慮すると、許可されたWIMPの所定の割合について、アクシオンがEMDEの初期宇宙でミニクラスターを形成する実現可能性を確立します。BBN限界に近い低い再加熱温度を持つEMDEがアクシオンミニクラスターの形成に好ましいことがわかりました。EMDEが文字列係数によって引き起こされる場合、遺物密度に対するWIMPの寄与は、$\lesssim\mathcal{O}(10^{-4})$のレベルで暗黒物質に分岐する係数によって設定されます。
頻度主義的な回答を含むベイズ質問
2つの統計手法、つまり頻度主義手法とベイズ手法は、どちらも多くの科学的状況で確率的推論に一般的に使用されます。ただし、一方のアプローチの結果を、もう一方のアプローチの概念に基づいて解釈するのは簡単ではありません。この論文では、頻度主義者の主な関心対象である$p$値(命題に割り当てられた確率である$p$値)についてベイズ的な有意性を見つける可能性を探ります。これを{\it極値命題}と呼びます)。測定結果は、実際に得られた値と少なくとも同じくらい極端な値になります。頻度主義言語と接触するために、ベイジアンは、実際の観測値を使用する標準的なベイジアン更新命題よりも弱い{\it極値命題}に基づいて確率を更新することを選択できます。次に、理論の事後確率(または確率密度)は、事前確率(または確率密度)に、その理論が与えられた場合に得られたデータの$p$値と平均$の比率を乗算した値に等しいことを示します。p$値--事前確率で重み付けされたすべての理論の平均。したがって、ベイズの質問に対して頻度主義的な回答を提供します。私たちの結果は一般的なものであり、検討中の状況に関する限定的な仮定や、尤度や事前確率の特定の特性に依存しません。
Durgapal-IV Metric を使用した $f(R,\,T)$ 重力における相対論的等方性恒星モデル
| Title |
Relativistic_isotropic_stellar_model_in_$f(R,\,T)$_gravity_with_Durgapal-_IV_Metric |
| Authors |
Pramit_Rej_and_Piyali_Bhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16430 |
この研究では、$f(R,\,T)$重力の背景で新しい静的、非特異的、球対称の流体モデルが得られました。ここで、Durgapal-IVの等方性計量ポテンシャルを検討します[M.C.ドゥルガパル、J.Phys.$f(R,\,T)$環境でアインシュタイン場方程式を処理するための入力としての{\bf15}2637(1982)]解。$\chi$のさまざまな結合パラメーター値について、物理パラメーターのグラフ表示が、解析結果をより明確に説明するために実証されています。一般相対性理論(GR)の結果は$\chi=0$によって与えられることに注意してください。分析的な議論と図解の両方を使用して、私たちの結果とGRの結果との徹底的な比較もカバーされています。このパラメータの影響を議論するために、さまざまな結合パラメータ$\chi$値に対してさまざまな物理的属性の数値が与えられています。ここでは、コンパクトスター候補LMCX-4[M.L.ロールズら、Ａｓｔｒｏｐｈｙｓ．J.{\bf730}25(2011)]、質量$=(1.04\pm0.09)M_{\odot}$、半径$=8.301_{-0.2}^{+0.2}$km。それぞれ、分析とグラフの両方で分析します。モデルが物理的に受け入れられることを確認するために、エネルギー条件、因果関係、修正トールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ(TOV)保存方程式による静水圧平衡、圧力密度比など、得られた解の特定の物理的特性について議論します。私たちのソリューションは適切に動作しており、中心に特異点はありません。今回の研究から、得られた結果はすべて物理的に許容される範囲内にあることが観察され、モデルの実行可能性が示されています。
準垂直低ベータ衝撃の 2D PIC シミュレーションにおける電子加熱
質量比$m_i/m_e=200$の準垂直、低ベータ($\beta_p=0.25$)無衝突イオン電子衝撃の1Dおよび2D粒子内セル(PIC)シミュレーションで熱電子エネルギーを測定します。、高速マッハ数$\mathcal{M}_{ms}=1$-$4$、衝撃法線からの上流磁場角度$\theta_{Bn}=55$-$85^\circ$$\hat{\boldsymbol{n}}$。衝撃電子加熱は、電子温度のジャンプにほぼ線形に比例する両極性の$\boldsymbol{B}$平行電位ジャンプ$\Delta\phi_\parallel$によって記述されることが知られています。私たちのシミュレーションでは、以前の測定結果と一致して、ショック前のイオンのバルク運動エネルギーの単位で$\Delta\phi_\Parallel/(0.5m_i{u_\mathrm{sh}}^2)\sim0.1$-$0.2$となります。そしてシミュレーション。ド・ホフマン・テラー・フレーム場の使用を含む$\phi_\Parallel$を測定するさまざまな方法は、数十パーセントの精度で一致しています。非対角電子圧力テンソル項を無視すると、低$\beta_p$ショックにおける$\phi_\Parallel$の体系的な過小評価につながる可能性があります。さらに、2つの$\theta_{Bn}=65^\circ$ショック、つまり$\mathcal{M}_s=4$($\mathcal{M}_A=1.8$)のケースと、長い$30d_i$のショックに焦点を当てます。$\hat{\boldsymbol{n}}$に沿ったホイッスル波の前駆体と、より短い$5d_i$前駆体を伴う$\mathcal{M}_s=7$($\mathcal{M}_A=3.2$)の場合$\hat{\boldsymbol{n}}$と$\boldsymbol{B}$の両方に対して斜めのホイッスルの数。$d_i$はイオンの表皮深さです。前駆体内では、$\phi_\Parallel$は複数のホイッスラー波長に沿って衝撃に向かって長期的に上昇しており、磁気の谷内に局所的なスパイクもあります。$\mathcal{M}_s=4$,$\theta_{Bn}=65^\circ$の場合の1次元シミュレーションでは、$\phi_\Parallel$は電子プラズマからサイクロトロンへの周波数に弱い依存性を示します。$\omega_{pe}/\Omega_{ce}$の比率、および$m_i/m_e$が1836の真の陽子電子値まで増加すると、$\phi_\Parallel$は2倍減少します。
湾曲した時空における 2 つの巨大な微粒子間の重力によるもつれ: I. シュヴァルツシルトの背景
| Title |
Gravity-induced_entanglement_between_two_massive_microscopic_particles_in_curved_spacetime:_I.The_Schwarzschild_background |
| Authors |
Chi_Zhang_and_Fu-Wen_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16526 |
重力場を介した2つの質量粒子のもつれに関する実験は、重力の量子的属性を識別するために考案されました。この論文では、より広い文脈内で普遍量子重力を検証することを目的として、この実験の適用可能性をより一般化された湾曲時空に拡張するスキームを紹介します。具体的には、星間物質を横切る粒子などの天体物理現象における量子重力誘起質量もつれ(QGEM)に注目します。特に、湾曲した時空内の重力場は、メゾスコピック質量よりも大幅に小さい粒子を扱う場合でも、両方のシナリオで粒子ペア間の観察可能なもつれを誘発する可能性があることを確認しています。さらに、さまざまなシナリオにわたるQGEMの特徴的なスペクトルを取得し、将来の実験的検討の可能性を明らかにします。このアプローチは、元のスキームと比較して、重力の量子的影響のより顕著かつ広範な発現を確立するだけでなく、将来の天文学実験への道も開きます。これらの実験は、私たちの仮説と一致しており、量子重力の検出に計り知れない利点と意味を持ち、将来の設計に応用できると考えられます。
SCFT からの C メトリックの準正規モード
我々は、4d$\mathcal{N}=2$超共形場理論(SCFT)のNekrasov分配関数を利用して、荷電加速ブラックホールを物理的に表す荷電C計量の準正規モード(QNM)を研究します。荷電CメトリックのQNMは、光子表面モード、加速モード、および極値に近いモードの3つのタイプに分類されます。arXiv:2006.06111で提案された単一の量子化条件がどのようにしてすべての異なるファミリーを再現できるのかは興味深いです。。ネクラソフ分配関数に関してエンコードされた接続式が、QNMのこれらすべてのファミリーを数値的に捉え、加速モードと極値に近いモードの漸近挙動を解析的に回復することを示します。さまざまな4d$\mathcal{N}=2$SCFTの接続式を使用すると、スカラー摂動方程式の動径部分と角度部分の両方をそれぞれ解くことができます。同じアルゴリズムをデシッター(dS)ブラックホールに適用して、dSモードと光子球モードの両方を計算できます。
ストリングホールガスの安定性について
ビッグバン以前のシナリオ内のストリングホールガスに焦点を当て、位相空間におけるその溶液の安定性を研究します。まず、（体積）粘度項を考慮して、ストリングホールガスの理想気体特性を緩和する文献にある解析を拡張します。次に、$\alpha^{\prime}$-correctionsのすべての次数までの完全なO(d,d)不変作用(ホーム・ツヴィーバッハ作用)によって記述される理論の場合を検討し、その安定性を研究します。粘性項の導入の有無にかかわらず、ストリングホール気体溶液。さらに、バルク粘度は、2つの異なる一次$\alpha^{\prime}$補正作用、ガスペリーニ-マッジョーレ-ヴェネツィアーノ作用とマイスナー作用についても考慮されます。得られた結果は、粘度がストリングホール気体溶液の安定化にどのように役立ち、気体の状態方程式に対する制約を得ることができるかを示しています。
コンパクト空間におけるブレーンの運動: ブレーンとバルクが結合した流体の断熱摂動
| Title |
Brane_motion_in_a_compact_space:_adiabatic_perturbations_of_brane-bulk_coupled_fluids |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Fangyi_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16821 |
ブレーンが狭い空間内を移動している場合、ブレーンから発生したバルクプローブ信号が、発光イベントのライトコーンの外側のブレーンに戻ってくる可能性があります。この手紙では、バルク流体と結合したブレーン流体の断熱摂動が、移動するブレーン内でどのように伝播するかを研究します。非散逸領域では、ブレーンおよびバルク流体のエネルギー密度、状態方程式、およびブレーン速度に応じて、このような摂動に対する有効音速がわかります。密結合近似では、強力なエネルギー条件を満たすブレーンおよびバルク流体の有効音速は超光速になる可能性があります。これは、ブレインワールド宇宙論モデルに直ちに影響を及ぼします。
