ユークリッドの準備。未定。フォトメトリック銀河クラスタリングにおける線形赤方偏移空間歪みの影響と宇宙シアーとの相互相関
| Title |
Euclid_preparation._TBD._The_effect_of_linear_redshift-space_distortions_in_photometric_galaxy_clustering_and_its_cross-correlation_with_cosmic_shear |
| Authors |
K.Tanidis,_V.F.Cardone,_M.Martinelli,_I.Tutusaus,_S.Camera,_N.Aghanim,_A.Amara,_S.Andreon,_N.Auricchio,_M.Baldi,_S.Bardelli,_E.Branchini,_M.Brescia,_J.Brinchmann,_V.Capobianco,_C.Carbone,_J.Carretero,_S.Casas,_M.Castellano,_S.Cavuoti,_A.Cimatti,_R.Cledassou,_G.Congedo,_L.Conversi,_Y.Copin,_L.Corcione,_F.Courbin,_H.M.Courtois,_A.DaSilva,_H.Degaudenzi,_J.Dinis,_F.Dubath,_X.Dupac,_S.Dusini,_M.Farina,_S.Farrens,_S.Ferriol,_P.Fosalba,_M.Frailis,_E.Franceschi,_M.Fumana,_S.Galeotta,_B.Garilli,_W.Gillard,_B.Gillis,_C.Giocoli,_A.Grazian,_F.Grupp,_L.Guzzo,_S.V.H.Haugan,_W.Holmes,_I.Hook,_A.Hornstrup,_K.Jahnke,_B.Joachimi,_E.Keihanen,_S.Kermiche,_A.Kiessling,_M.Kunz,_H.Kurki-Suonio,_P.B.Lilje,_V.Lindholm,_I.Lloro,_E.Maiorano,_O.Mansutti,_O.Marggraf,_K.Markovic,_N.Martinet,_F.Marulli,_R.Massey,_S.Maurogordato,_et_al._(138_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00052 |
現在10年間に計画されている宇宙論的調査により、宇宙スケールでの銀河の分布に関する前例のない観測が得られ、それによって宇宙の根底にある大規模構造(LSS)を調べることができます。これにより、一致宇宙論モデルとその拡張をテストできるようになります。ただし、宇宙論的パラメーターの推定にバイアスが生じないように、精度により、LSS観測量の理論モデリングの精度が高レベルに高まります。特に、以前の文献研究で示されているように、赤方偏移空間歪み(RSD)などの効果は、測光的に選択された銀河のクラスタリングであっても、調和空間パワースペクトルの計算に関連する可能性があります。この研究では、arXiv:1902.07226によるリンバー近似で定式化された線形RSDの影響を評価し、測定に対するバイアスを定量化するために、ユークリッド測量の測光銀河サンプルを使用した予測宇宙論的解析における線形RSDの寄与を調査します。そのような影響を無視すると引き起こされる宇宙論的パラメータの計算。このタスクは、ユークリッド測量から得られると予想される、フォトメトリック銀河クラスタリングと弱いレンズ効果の模擬パワースペクトルを作成することによって実行されます。次に、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、そのようなシミュレートされた観測から宇宙論的パラメーターの事後分布を取得します。線形RSDを無視すると、銀河相関を単独で使用する場合と、いわゆる3$\times$2ptアプローチで銀河相関を宇宙シアと組み合わせた場合の両方で、重大なバイアスが生じることがわかりました。基礎となる$\Lambda$CDM宇宙論を仮定すると、このようなバイアスは$5\,\sigma$相当の大きさになる可能性があります。宇宙論モデルを拡張して暗黒エネルギーの状態方程式パラメータを含めると、拡張パラメータが$1\,\sigma$を超えてシフトする可能性があることがわかります。
マキアン重力の側面 (II): 175 個の SPARC 銀河の回転曲線に対する理論のテスト
マキアン重力(MG)は、マッハの原理の本質を捉えた数学的フレームワークを提供します。これは、一般相対性理論の限界に対処し、堅牢な論理原理に基づいた重力理論を提供するために定式化されました。観測データを考慮して追加のスカラーおよびベクトルの自由度を導入することで既存の理論を修正するアプローチとは異なり、MGはより一貫した代替手段を提供します。これまでの研究で、宇宙に追加の暗黒成分を必要とせずに、銀河の速度パターン、銀河団の質量分布、宇宙膨張などの多様な現象を説明できるMGの可能性が明らかになった。この研究は、SPARC銀河データベースから得た幅広い銀河にMG加速則を適用します。綿密な解析を通じて、我々は個々のSPARC銀河に対するマキアン重力モデルの最適なパラメータを決定し、その結果、それらの特徴的な回転プロファイルを適合させました。修正ニュートン力学(MOND)と同様に、我々の結果は、銀河に関連付けられた加速度スケールの存在が、銀河の外側領域付近の回転挙動を支配していることを示唆しています。重要なのは、この加速度スケールは、通常$10^{-8}{\rmcm/s^2}$程度に留まるものの、銀河ごとにばらつきがあることです。
実証データシミュレーションを用いて新たに再構築したハッブルパラメータによる加速宇宙の制御
| Title |
Governing_accelerating_Universe_via_newly_reconstructed_Hubble_parameter_by_employing_empirical_data_simulations |
| Authors |
L._Sudharani,_Kazuharu_Bamba,_N._S._Kavya,_and_V._Venkatesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00077 |
現象論的なハッブルパラメータの新しいパラメータ化が、宇宙論的な景観の問題を調査するために提案されています。モデルパラメーターの制約は、宇宙クロノメーター(CC)からの34個のデータポイント、バリオン音響振動(BAO)からの42個のデータポイント、最近更新されたセットなどのデータセットの包括的な結合を使用することにより、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を通じて導出されます。1701個のPantheon$^+$(P22)データポイントはIa型超新星(SNeIa)から得られ、162データポイントはガンマ線バースト(GRB)から得られました。モデルの運動学的挙動も、減速から加速への移行とジャークパラメーターの変化を含めて調査されます。パラメトリックモデルの分析から、宇宙は現在加速段階にあることが強く示されています。さらに、赤池情報量基準(AIC)とベイズ情報量基準(BIC)を使用してモデルが比較されるため、モデルのパフォーマンスを比較評価できます。
最近のパルサー タイミング アレイ信号に対するキネーション時代による誘導重力波
| Title |
Induced_Gravitational_Waves_with_Kination_Era_for_Recent_Pulsar_Timing_Array_Signals |
| Authors |
Keisuke_Harigaya,_Keisuke_Inomata,_Takahiro_Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00228 |
ナノヘルツ周波数範囲付近の確率的重力波背景の証拠が、世界的なパルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究によって最近発見されました。宇宙論的な説明の1つは、曲率摂動の強化によって引き起こされる重力波ですが、このシナリオにおける原始ブラックホール(PBH)の過剰生成の問題は文献で指摘されています。この問題と、データが示唆する$\Omega_\text{GW}\simf^2$スケーリングを動機として、硬い流体($w=1$)が支配する宇宙論的時代に誘発される重力波を研究し、次のことを発見しました。PBHを過剰に生成することなく、PTAデータを安全に説明できるということです。
重力波イベントからのチャープ質量、光度距離、空の位置を組み合わせて宇宙双極子を検出
| Title |
Combining_chirp_mass,_luminosity_distance_and_sky_localisation_from_gravitational_wave_events_to_detect_the_cosmic_dipole |
| Authors |
N._Grimm,_M._Pijnenburg,_S._Mastrogiovanni,_C._Bonvin,_S._Foffa_and_G._Cusin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00336 |
大規模な宇宙の等方性の重要なテストは、宇宙マイクロ波背景背景(CMB)温度の双極子と低赤方偏移での源の分布の双極子を比較することにあります。現在の分析では、クエーサーと電波源の数の双極子がCMBからの予想よりも2～5倍大きく、緊張が5$\sigma$に達していることが判明した。この論文では、重力波(GW)検出とは独立して双極子を測定するための一貫したフレームワークを導き出します。私たちは、観測者の速度が空の事象の分布を変化させるだけでなく、GW波形から抽出できる光度距離と赤方偏移チャープ質量も変化させるという事実を利用します。より高い信号対雑音比を持つ推定量は、連星中性子星の集団から測定されたチャープ質量の双極子であることを示します。すべての推定量を組み合わせると(共分散を考慮して)、バイナリブラックホールのみの数をカウントする場合と比較して、双極子の検出可能性が30～50パーセント向上します。CMB双極子と一致する双極子を検出するには、いくつかの$10^6$イベントが必要であることがわかりました。一方、双極子が電波源によって予測されるほど大きい場合、$10^5$イベントですでに検出可能になります。次世代GW検出器による1年間の観測まで。したがって、GWソースは、宇宙の等方性をテストするための堅牢かつ独立した方法を提供します。
スローロールを超えた初期のダークエネルギー: 宇宙の緊張への影響
| Title |
Early_Dark_Energy_beyond_slow-roll:_implications_for_cosmic_tensions |
| Authors |
Ravi_Kumar_Sharma,_Subinoy_Das,_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00401 |
この研究では、初期ダークエネルギー(EDE)が本質的に動的である可能性を探り、宇宙論的な観測物に対するその影響を研究します。宇宙定数(cc,$w={-1}$)とは大きく異なる状態方程式$w$を考慮した状態方程式のパラメータ化を導入し、初期$w_i$と最終$w_f$方程式の両方を変化させます。EDE流体の状態。このアイデアは、EDEの多くのモデルにおいて、CMBデカップリングの前にスカラー場がEDEのように動作し始めるときに、ある程度の運動エネルギーを持っている可能性があるという事実によって動機付けられています。Planck+BAO+Pantheon+S$H_0$ESデータセットを使用すると、現在のデータは非CC初期ダークエネルギー$(w_i=-0.78)$を若干優先しており、$\Delta\chi^2_{\rmmin}$パラメータが1つ増えて-2.5改善。ただし、$w_i$の制約は弱く、$1\sigma$では$w_i<-0.56$です。$w_i\neq-1$を許容することが$\sigma_8$パラメータを減少させる役割を果たす可能性があると主張します。しかし、実際には、減少は$\sim0.4\sigma$にすぎず、$\sigma_8$は依然として弱いレンズ測定値よりも大きいです。私たちは、動的EDEは有望ではあるものの、$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を同時に解決することはできないと結論付けています。
RXCJ1111.6+4050銀河団：遷移化石グループの観測証拠
| Title |
RXCJ1111.6+4050_galaxy_cluster:_the_observational_evidence_of_a_transitional_fossil_group |
| Authors |
R._Barrena,_G._Chon,_H._B\"ohringer,_J._M\'endez-Abreu,_A._Ferragamo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00412 |
我々は、TNG3.5m望遠鏡とSDSSDR16公開アーカイブで観測された104個の新しい銀河分光赤方偏移を使用した、z=0.0756の銀河団RXCJ1111.6+4050(RXCJ1111)の詳細な運動学的および力学的研究を発表します。私たちの分析は、XMM-Newtonデータを使用して主に光学特性とX線特性を研究および比較するために、多波長のコンテキストで実行されます。RXCJ1111は、ガウス性から明らかに逸脱した速度分布を示す銀河団であることがわかりました。これは、クラスター内の下部構造の存在によって説明できます。2つのクラスターコンポーネントは、$644\pm56$km/sと$410\pm123$km/sの速度分散を示し、M$_{200}$=$1.9\pm0.4\times10^{14}$の動的質量を生成します。メインシステムとサブ構造に対してそれぞれM$_{\odot}$と$0.6\pm0.4\times10^{14}$M$_{\odot}$です。RXCJ1111は南北方向の伸びと速度場で250～350km/s/Mpcの勾配を示しており、主系と基礎構造の間の合体軸が視線に対してわずかに傾いていることを示唆しています。。この下部構造は$\Deltam_{12}\ge1.8$という大きさのギャップによって特徴付けられているため、銀河群の「化石のような」定義に当てはまります。2つの銀河成分を別々に考慮すると、X線と光学から得られた質量推定値はよく一致します。我々は3D合体モデルを提案し、化石グループがRXCJ1111主星団との衝突の初期段階にあり、視線とほぼ一致していることを発見しました。このマージモデルは、緩和されたクラスターで予想される値と比較してT$_X$に見られるわずかな増加を説明します。いくつかの最も明るい銀河が存在するため、この衝突の後、下部構造はおそらく化石状態を失うでしょう。したがって、RXCJ1111は、システムの化石段階が一時的かつ過渡的なものである可能性があることを示す観察証拠を表しています。
重力を修正した宇宙ボリュームのベイジアン深層学習
| Title |
Bayesian_deep_learning_for_cosmic_volumes_with_modified_gravity |
| Authors |
Jorge_Enrique_Garc\'ia-Farieta,_H\'ector_J_Hort\'ua_and_Francisco-Shu_Kitaura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00612 |
新世代の銀河調査は、宇宙論的スケールで重力をテストできる前例のないデータを提供します。大規模構造の堅牢な宇宙論的解析には、宇宙の網にエンコードされた非線形情報を活用することが必要です。機械学習技術はそのようなツールを提供しますが、不確実性の事前評価は提供しません。この研究は、不確実性推定を備えたディープニューラルネットワークを介して修正重力(MG)シミュレーションから宇宙論的パラメーターを抽出することを目的としています。2つのケースを考慮して、強化された近似事後分布を備えたベイジアンニューラルネットワーク(BNN)を実装します。1つは単一のベイジアン最終層(BLL)を使用するケース、もう1つはすべてのレベルのベイジアンレイヤーを使用するケース(FullB)です。私たちは、256$h^{-1}$MpcをカバーするMG-PICOLAに依存する修正重力モデルを含む、2000個の暗黒物質のみの粒子メッシュ$N$-bodyシミュレーションのスイートからの実空間密度場とパワースペクトルを使用して両方のBNNを訓練します。128$^3$粒子を含む側面立方体積。BNNは、$\Omega_m$と$\sigma_8$のパラメーター、およびそれぞれのMGパラメーターとの相関関係を正確に予測することに優れています。BNNは、従来のニューラルネットワークにおける過大評価および過小評価の問題を克服して、適切に調整された不確実性推定値を生成することがわかりました。MGパラメーターの存在が重大な縮退をもたらし、$\sigma_8$が不適切なMG予測の考えられる説明の1つであることが観察されます。MGを無視すると、$\Omega_m$と$\sigma_8$の相対誤差の少なくとも$30\%$の偏差が得られます。さらに、密度場およびパワースペクトル解析からの一貫した結果と、計算時間を2分の1に節約できるBLL実験とFullB実験間の比較可能な結果を報告します。この研究は、完全な小さな宇宙体積から高度に非線形な領域に向けて宇宙論的パラメータを抽出する経路の設定に貢献します。
WASP-39b の大気中の一酸化炭素の検出 JWST NIRSpec G395H データへの標準相互相関技術の適用
| Title |
Detection_of_Carbon_Monoxide_in_the_Atmosphere_of_WASP-39b_Applying_Standard_Cross-Correlation_Techniques_to_JWST_NIRSpec_G395H_Data |
| Authors |
Emma_Esparza-Borges,_Mercedes_L\'opez-Morales,_J\'ea_I._Adams_Redai,_Enric_Pall\'e,_James_Kirk,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Natasha_E._Batalha,_Benjamin_V._Rackham,_Jacob_L._Bean,_S.L._Casewell,_Leen_Decin,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Joseph_Harrington,_Kevin_Heng,_Renyu_Hu,_Luigi_Mancini,_Karan_Molaverdikhani,_Giuseppe_Morello,_Nikolay_K._Nikolov,_Matthew_C._Nixon,_Seth_Redfield,_Kevin_B._Stevenson,_Hannah_R._Wakeford,_Munazza_K._Alam,_Bj\"orn_Benneke,_Jasmina_Blecic,_Nicolas_Crouzet,_Tansu_Daylan,_Julie_Inglis,_Laura_Kreidberg,_Dominique_J.M._Petit_dit_de_la_Roche_and_Jake_D._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00036 |
最近、JWSTトランジット系外惑星コミュニティ早期放出科学(JTECERS)プログラムの一環として収集された、この惑星のNIRSpecPRISMトランジット観測を使用して、ホットジュピターWASP-39bの大気中の一酸化炭素が報告されました。しかし、この検出は、NIRSpecG395H分散器を使用した高解像度観察の初期分析では確信を持って確認できませんでした。ここでは、NIRSpecG395Hデータと相互相関技術を使用して、WASP-39bの大気中のCOの検出を確認します。これは、4.6から5.0$\mu$mの間の惑星のビニングされていない透過スペクトルでCO信号を検索することによって行われます。ここでは、COの寄与が、惑星の大気中に予想される他の分子の寄与よりも高いと予想されます。${\rm^{12}C^{16}O}$行のみを含むテンプレートを使用した場合、検索の結果、相互相関関数(CCF)の有意性は$6.6\sigma$でCOが検出されました。追加のCOアイソトポローグからのテンプレート行に含めると、COシグナルのCCF重要度は$7.5\sigma$に増加し、最大の寄与は${\rm^{13}C^{16}O}$からのものです。私たちの結果は、相互相関技術が、アイソトポローグの検出を含め、中解像度の透過スペクトルから惑星外大気の化学組成を明らかにするための強力なツールとなり得ることを強調しています。
惑星航空学のための O($^3P$) + N$_2$ 衝突の量子散乱断面積
| Title |
Quantum_scattering_cross_sections_of_O($^3P$)_+_N$_2$_collisions_for_planetary_aeronomy |
| Authors |
Sanchit_Kumar,_Sumit_Kumar,_and_Sharma_S._R._K._C._Yamijala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00285 |
励起状態にある原子である「高温原子」は、衝突を通じてそのエネルギーを周囲の大気に伝達します。このエネルギー伝達のプロセスは熱化として知られており、さまざまな天体物理学および大気のプロセスにおいて重要な役割を果たします。高温原子の熱化は、主に、周囲の大気中に存在する種の量と、高温原子と周囲の種との間の衝突断面積によって支配されます。この研究では、火星大気からの酸素ガスの放出に関連し、極超音速流における化学反応の特徴付けに関連する、高温酸素原子と中性N$_2$分子の間の弾性および非弾性衝突を研究した。O($^3P$)原子のさまざまな同位体とN$_2$分子の間で、衝突エネルギーの範囲(0.3～4eV)にわたって一連の量子散乱計算を実行し、それらの差分断面積と衝突断面積の両方を計算しました。量子時間$-$独立した結合チャネルアプローチ。微分断面積の結果は、側方散乱や後方散乱よりも前方散乱が強く優先されることを示しており、この散乱の異方性は衝突エネルギーが高くなるとさらに顕著になります。3つの酸素同位体の断面積を比較すると、調べた衝突エネルギー範囲全体にわたって、より重い同位体がより軽い同位体よりも一貫して大きな衝突断面積を持っていることがわかります。ただし、すべての同位体について、衝突エネルギーに対する衝突断面積の変化は同じです。全体として、本研究は大気環境内の高温原子のエネルギー分布と熱化プロセスのより良い理解に貢献します。具体的には、この研究で提示された断面データは、火星と金星の大気上でのOとN$_2$の衝突のエネルギー緩和モデルの精度を向上させるのに直接役立ちます。
(99942) アポフィスへの RAMSES ミッションの初期軌道評価
| Title |
Initial_Trajectory_Assessment_of_the_RAMSES_Mission_to_(99942)_Apophis |
| Authors |
Andrea_C._Morelli,_Alessandra_Mannocchi,_Carmine_Giordano,_Fabio_Ferrari_and_Francesco_Topputo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00435 |
(99942)アポフィスは、2029年4月13日に地球に接近する潜在的に危険な小惑星です。衝突の可能性は排除されていますが、この接近遭遇は惑星科学と防衛にとってまたとない機会を表しています。この相互作用によって引き起こされる物理的および動的変化を調査することで、小惑星の凝集力、強度、内部構造に関する貴重な洞察を得ることができます。これらの状況を考慮すると、アポフィスへの高速ミッションは、潜在的に危険な小惑星を理解する上で非常に科学的な重要性と可能性を秘めています。この目的のために、ESAは、接近遭遇する前にアポフィスに到達するミッションRAMSES（セキュリティと安全のためのラピッド・アポフィス・ミッション）を提案した。これに関連して、この論文は(99942)アポフィスの到達可能性解析に焦点を当てており、低推力宇宙船を使用して、地球から出発し、フライバイの前に小惑星に到達する何千もの軌道を調査します。直接逐次凸プログラミングと間接法を組み合わせた2層アプローチが、高速かつ信頼性の高い軌道最適化のために採用されています。その結果、複数の実現可能な打ち上げウィンドウが明らかになり、ミッション計画とシステム設計に重要な情報が得られます。
埋め込みディスク (eDisk) による初期の惑星形成 IX: クラス 0 原始星 R CrA IRS5N とその周囲の高解像度アルマ望遠鏡観測
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)_IX:_High-resolution_ALMA_Observations_of_the_Class_0_Protostar_R_CrA_IRS5N_and_its_surrounding |
| Authors |
Rajeeb_Sharma,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Sacha_Gavino,_Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Zhi-Yun_Li,_Shigehisa_Takakuwa,_Chang_Won_Lee,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Woojin_Kwon,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Hsi-Wei_Yen,_Yuri_Aikawa,_Yusuke_Aso,_Shih-Ping_Lai,_Jeong-Eun_Lee,_Leslie_W._Looney,_Nguyen_Thi_Phuong,_Travis_J._Thieme,_and_Jonathan_P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00443 |
我々は、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）の大規模プログラム「組み込みディスクによる初期惑星形成（eDisk）」の一環として、クラス0原始星RCrAIRS5Nの高解像度・高感度観測を発表する。1.3mmの連続体の発光は、進化の初期段階の原始星円盤と一致する、IRS5Nの周囲の平らな連続体の構造を明らかにした。連続放出は滑らかに見え、下部構造は表示されません。ただし、ディスクの短軸に沿って輝度の非対称が観察され、ディスクが光学的および幾何学的に厚いことを示唆しています。ディスクの質量は0.007～0.02M$_{\odot}$と推定されます。さらに、C$^{18}$O(2$-$1)、$^{12}$CO(2$-$1)、$^{13}$CO(2$-$1)などのさまざまな種から分子発光が検出されています。$-$1)、H$_2$CO(3$_{0,3}-2_{0,2}$、3$_{2,1}-2_{2,0}$、および3$_{2,2}-2_{2,1}$)。C$^{18}$O(2$-$1)放出の位置速度解析を行うことにより、IRS5Nの円盤が質量約0.3M$の中心原始星の周りのケプラー回転と一致する特性を示していることがわかりました。_{\odot}$。さらに、近くの連星源であるIRS5a/bからの連続塵放出も観察されています。$^{12}$COからIRS5a/bに向かう放出は、IRS5bから出てIRS5aに流れ込むようであり、相互軌道間の物質輸送を示唆している。IRS5Nに向けて観察された流出と大規模な陰性が検出されていないことは、IRS5Nからのフラックスの多くが解消されていることを示唆しています。この実質的な周囲のエンベロープのおかげで、中心のIRS5N原始星は将来、大幅に質量が大きくなることが予想されます。
惑星プロキシマ・ケンタウリcの摂食帯の安定軌道
惑星プロキシマ・ケンタウリcの摂食帯の大きさの推定は、微惑星の初期軌道離心率が0.02または0.15に等しいとして行われている。この研究は、恒星および惑星プロキシマ・ケンタウリcおよびbの影響下での微惑星の軌道の進化のモデル化の結果に基づいています。考慮された時間間隔は10億年に達しました。惑星プロキシマ・ケンタウリcの堆積後、一部の微惑星は、ほとんど微惑星が取り除かれた状態で、その摂食領域内で安定した楕円軌道を描き続けている可能性があることが判明した。通常、そのような微惑星は惑星（プロキシマ・ケンタウリc）と何らかの共鳴、例えば1：1（木星のトロヤ群として）、5：4、3：4の共鳴で運動することができ、通常は小さな離心率を持っています。カオスな軌道に沿って長期間（100～200万年）移動した一部の微惑星は、惑星プロキシマ・ケンタウリcと5:2および3:10の共鳴状態に陥り、その中を少なくとも数千万年移動した。
内部円盤と巨大惑星を重元素で豊かにする
巨大な系外惑星は、平均して太陽系の巨人よりもはるかに多くの重元素含有量を持っているようです。これらの重元素の内容を説明するこれまでの試みには、惑星間の衝突、揮発性リッチガスの降着、マイクロメートルサイズの固体に富むガスの降着などが含まれている。しかし、これらの異なる理論は個別に、巨人の重元素含有量と、巨大惑星の大気中の揮発性物質と耐火性物質の比率を同時に説明することはできませんでした。ここでは、蒸気と小さなマイクロメートルサイズのダスト粒子で強化されたガス降着のアプローチを組み合わせます。小石が内側に流れるにつれて、揮発性成分が蒸発してディスクが濃縮されますが、小石の小さなケイ酸塩コアは内側に移動し続けます。小さなケイ酸塩小石はゆっくりと漂流し、水の氷のラインの内部に物質が堆積し、氷のラインの内部の塵とガスの比率が増加します。これらの小さな塵粒子がガスの動きに従うという仮定の下では、ガス付着巨人は揮発性蒸気に加えて小さな固体の大部分を付着させる。固体濃縮の有効性には、小石のフラックスを長期間維持するための大きなディスク半径と、小さなダスト粒子のサイズと内部へのドリフトを低減する大きな粘度が必要です。しかし、このプロセスは、議論されている水の氷のラインの内側と外側の小石のサイズの違いに決定的に依存します。一方、内側に漂流する小石によって放出される揮発性成分は、水氷線の内側と外側の小石のサイズの違いとは関係なく、重元素蒸気の大幅な濃縮につながる可能性があります。私たちのモデルは、塵と蒸気の濃縮における円盤の半径と粘度の重要性を強調しています。その結果、塵と水蒸気の濃縮度を組み合わせた推定値を使用して、私たちのモデルが大部分の巨大惑星の重元素含有量をどのように説明できるかを示します。
超高温ガス巨人における光解離と誘発された化学的非対称性。 WASP-76 b での HCN のケーススタディ
| Title |
Photodissociation_and_induced_chemical_asymmetries_on_ultra-hot_gas_giants._A_case_study_of_HCN_on_WASP-76_b |
| Authors |
Robin_Baeyens,_Jean-Michel_D\'esert,_Annemieke_Petrignani,_Ludmila_Carone,_Aaron_David_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00573 |
最近の観測により、超高温ガス巨人の化学勾配が検出されました。高温にもかかわらず、超高温大気中での化学反応は、活発な昼夜の循環と恒星からの強い紫外線放射により、不平衡状態で起こる可能性があります。この研究の目的は、光化学が超高温の巨大惑星の組成に影響を与えているかどうか、また光化学が水平方向の化学勾配を導入できるかどうかを探ることです。特に、WASP-76bのシアン化水素(HCN)に焦点を当てます。これは、この惑星の片側でのみ検出が報告されている光化学的に活性な分子であるためです。擬似2D化学反応速度コードを使用して、赤道に沿ったWASP-76bの化学組成をモデル化します。私たちのアプローチは、垂直混合、水平移流、光化学を計算することにより、化学平衡モデルを改善します。我々は、WASP-76bの昼側でCOとN2の熱的および光化学的解離によってHCNの生成が開始され、その後赤道ジェット気流によって夜側に輸送されることを発見した。このプロセスにより、地球の朝の縁に最大量のHCN勾配が生じます。熱解離だけでは不十分であることが判明したため、我々は光化学解離がこのメカニズムの必要条件であることを検証した。夜間の不平衡化学によって生成される他の種には、SO2とS2があります。私たちのモデルは、超高温の系外惑星における化学勾配の概念実証として機能します。私たちは、超高温惑星でも不平衡化学を示す可能性があることを実証し、今後の研究では超高温惑星の分析において光化学を無視しないことを推奨します。
PEARLS: JWST 北黄極時間領域フィールドにおける近赤外測光
| Title |
PEARLS:_Near_Infrared_Photometry_in_the_JWST_North_Ecliptic_Pole_Time_Domain_Field |
| Authors |
Christopher_N._A._Willmer._Chun_Ly,_Satoshi_Kikuta,_S._A._Kattner,_Rolf_A._Jansen,_Seth_H._Cohen,_Rogier_A._Windhorst,_Ian_Smail,_Scott_Tompkins,_John_F._Beacom,_Cheng_Cheng,_Christopher_J._Conselice,_Brenda_L._Frye,_Anton_M._Koekemoer,_Ninish_Hathi,_Minhee_Hyun,_Myungshin_Im,_S._P._Willner,_X._Zhao,_Walter_A._Brisken,_F._Civano,_William_Cotton,_Guether_Hasinger,_W._Peter_Maksym,_Marcia_J._Rieke,_Norman_A._Grogin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00031 |
我々は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の北黄道極時間領域場（TDF）でMMTマゼラン赤外線イメージャおよび分光計（MMIRS）を使用して取得した、近赤外線（NIR）地上ベースのY、J、H、Kイメージングを紹介します。MMT。これらの新しい観測は、Y、H、Kで約230arcmin^2、Jで313arcmin^2のフィールドをカバーします。モンテカルロシミュレーションを使用して、背景の空(Y、J、H,K})=(23.80,23.53,23.13,23.28)(95%完全性レベルの点光源のABの大きさ)。これらの観測は、空のこの領域を特徴付けるための地上ベースの取り組みの一部であり、チャンドラ、NuSTAR、XMM、AstroSat、HST、およびJWSTで取得された宇宙ベースのデータを補完します。この論文では、NIRイメージングの観察と縮小について説明し、これらのNIRデータを、SubaruHyper-Suprime-Camで取得した可視画像のアーカイブイメージングと組み合わせて、57,501点のソースの統合カタログを作成します。ここで報告された新しい観測と、対応する多波長カタログは、TDFにおける明るい光源の時間領域研究のベースラインを提供します。
| Title |
Fuzzy_dark_matter_dynamics_in_tidally_perturbed_dwarf_spheroidal_galaxy_satellites |
| Authors |
Axel_Widmark,_Tomer_D._Yavetz,_Xinyu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00039 |
ファジー暗黒物質(FDM)は、冷たい暗黒物質(CDM)とは大きく異なる動的特性を持っています。これらの力学的な違いは、準回転楕円体銀河(dSphs)の空間スケールで強く現れ、これは正準質量FDM粒子のドブロイ波長にほぼ対応します。私たちは、FDMに特有の動的特徴を特定し、観測可能な恒星トレーサー集団に対するそのような摂動の痕跡を定量化するために、ホスト銀河によって潮汐摂動を受けるdSph衛星のシミュレーションを研究します。摂動されたFDMソリトンは長期間にわたる呼吸モードを発達させるが、CDMではそのような呼吸モードはすぐに位相混合して消滅することがわかりました。我々はまた、そのような痕跡が恒星トレーサー個体群の動態に刻印され、十分に正確な天文測定で観測可能になることも実証する。
EDGE -- 暗黒物質ですか、それとも天体物理学ですか?暗い矮銀河におけるHI回転で暗黒物質の加熱縮退を打ち破る明確な見通し
| Title |
EDGE_--_Dark_matter_or_astrophysics?_Clear_prospects_to_break_dark_matter_heating_degeneracies_with_HI_rotation_in_faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Martin_P._Rey,_Matthew_D._A._Orkney,_Justin_I._Read,_Payel_Das,_Oscar_Agertz,_Andrew_Pontzen,_Anastasia_A._Ponomareva,_Stacy_Y._Kim_and_William_McClymont |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00041 |
低質量矮星銀河は、形成される星が少なすぎるため、超新星による流出によって暗黒物質の加熱を大幅に促進できないため、恒星サイズに比べて原始的な「尖った」内部暗黒物質密度プロファイルを示すことが期待されています。ここでは、高解像度(3pc)の宇宙論的シミュレーションから得られたそのような模擬微光系($10^4\leqM_{\star}\leq2\times10^6\,M_\mathrm{\odot}$)を研究します。「銀河形成の端での矮小銀河のエンジニアリング」(EDGE)プロジェクト。これらの天体は$z=0$で急峻かつ上昇する内部暗黒物質密度プロファイルを持ち、銀河形成効果の影響をほとんど受けないことが確認されました。しかし、このスイートからの5つの矮小銀河は、検出可能なHI貯留層($M_{\mathrm{HI}}\約10^{5}-10^{6}\,M_\mathrm{\odot}$)を示しています。HIを含む暗い矮銀河の集団が観察されました。これらの貯留層は秩序だった回転のエピソードを示し、回転曲線分析のための窓を開きます。活発に星形成を行っている矮星の内部では、恒星のフィードバックによって希薄なHI円盤($v_{\phi}\約10\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$)が容易に破壊され、自転が短くなります。-lived($\ll150\,\mathrm{Myr}$)であり、暗黒物質推論の解釈がより困難です。対照的に、長命($\geq500\,\mathrm{Myr}$)で、$\about2\,r_{1/2,\text{3D}まで広がる解釈しやすいHI回転曲線を強調表示します。}$は静止矮星の中にあり、$z=4$以来新しい星が形成されていません。この安定したガス円盤は、高い角運動量のガス流を駆動する扁円形の暗黒物質ハロー形状によって支えられています。我々の結果は、観察されたHIを有する低質量矮星の集団におけるHI回転曲線の更なる探索を強く動機付けるものであり、これは暗黒物質の加熱を促進する際の暗黒物質微物理と銀河形成効果のそれぞれの役割を解きほぐすための重要な体制を提供するものである。
最初の超新星のエネルギー分布
| Title |
The_energy_distribution_of_the_first_supernovae |
| Authors |
I._Koutsouridou,_S._Salvadori,_\'A._Sk\'ulad\'ottir,_M._Rossi,_I._Vanni_and_G._Pagnini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00045 |
最初のPopIII星の性質はまだ謎に包まれており、最初の超新星のエネルギー分布はまったく解明されていません。MW類似体の形成に関する宇宙論モデルの文脈において、PopIII星の未知の初期質量関数(IMF)、恒星混合、エネルギー分布関数(EDF)を初めて同時に説明した。データで調整された半解析モデルはN体シミュレーションに基づいており、PopIIIとPopII/I星の両方の形成と進化を適切なタイムスケールで追跡します。我々は、予測された金属量と炭素量の分布関数とC増強星の割合において、採用されたPopIII未知数の間の縮退を発見しました。それにもかかわらず、EDFで最初に利用可能な制約$dN/dE_\star\proptoE_{\star}^{-\alpha_e}$を$1\leq\alpha_e\leq2.5$で提供することができます。さらに、PopIIIIMFの特性質量は、流体力学シミュレーションと一致する質量範囲(0.1-1000$\:{\)を想定して、$m_{\rmch}<100\:{\rmM_\odot}$である必要があります。rmM_\odot}$)。仮定されたPopIIIの特性とは関係なく、すべての[C/Fe]>+0.7星([Fe/H]<-2.8)は$>20\%$レベルのPopIII超新星によって濃縮されていることがわかります。$>95\%$レベルですべての[C/Fe]>+2つ星。$\rm[C/Fe]<0$の金属が非常に少ない星はすべて、主にPopIII超新星および/または対不安定超新星によって濃縮されると予測されます。原始EDFをより適切に制約するには、銀河ハロー内の金属量分布関数とC強化金属欠乏星の特性(周波数と[C/Fe])を完全かつ正確に決定することが絶対に重要です。
天の川回転曲線におけるケプラー減衰の検出
| Title |
Detection_of_the_Keplerian_decline_in_the_Milky_Way_rotation_curve |
| Authors |
Yongjun_Jiao,_Francois_Hammer,_Haifeng_Wang,_Jianling_Wang,_Philippe_Amram,_Laurent_Chemin,_and_Yanbin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00048 |
銀河円盤内の私たちの位置により、ガイアの出現まで、正確な回転曲線を確立することができませんでした。ガイアの3回目のデータリリース(ガイアDR3)により、光学半径の2倍までの指定が可能になりました。私たちは、不確実性と体系性を大幅に削減することによって、GaiaDR3から銀河の新しい回転曲線を確立し、銀河の質量の新しい推定値を提供することを目指しています。私たちは、さまざまな推定値を比較し、体系的な不確実性の堅牢な評価を確立し、特に距離推定値に関する方法論の違いに対処しました。この結果、天の川銀河の回転曲線は急激に減少し、19.5kpcと26.5kpcの間の速度の減少は約30kms$^{-1}$である。我々は、銀河中心から$\sim$19kpcで始まり$\sim$26.5kpcまでの回転曲線のケプラー式減少を初めて特定しましたが、平坦な回転曲線は次の有意性で拒否されます。3$\シグマ$。総質量は$2.06^{+0.24}_{-0.13}\times10^{11}\M_{\odot}$に下方修正され、これは19kpcを超える半径で大幅な質量増加がないことと一致します。総質量の上限は、速度測定値の上限を考慮して評価され、$5.4\times10^{11}\M_{\odot}$という厳密で超えられない制限が得られました。
宇宙の星形成のダークサイドを明らかにする II。 COSMOS の RS-NIR 暗黒銀河との 2 回目のデート
| Title |
Illuminating_the_Dark_Side_of_Cosmic_Star_Formation_II._A_second_date_with_RS-NIRdark_galaxies_in_COSMOS |
| Authors |
Meriem_Behiri,_Margherita_Talia,_Andrea_Cimatti,_Andrea_Lapi,_Marcella_Massardi,_Andrea_F._Enia,_Cristian_Vignali,_Matthieu_Bethermin,_Andreas_L._Faisst,_Fabrizio_Gentile,_Marika_Giulietti,_Carlotta_Gruppioni,_Francesca_Pozzi,_Vernesa_Smolcic,_Gianni_Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00050 |
約120億年前、宇宙は暗黒時代を経て初めて光を再び経験し、銀河は星、金属、塵で環境を満たしました。このプロセスはどの程度効率的でしたか?これらの原始銀河はどれくらいの速さで星や塵を形成したのでしょうか?私たちは、星形成速度密度(SFRD)を、伝統的に近赤外線(NIR)、光学、UVバンドで観察されている、広く知られていない高赤方偏移の尾部まで遡ることで、これらの疑問に答えることができます。したがって、塵の多い物体は欠けていました。私たちは、RadioSelectedNIR-dark(\textit{RS-NIRdark})光源、つまりUVからNIRまでの波長で対応する光源を研究することで、この知識のギャップを埋めることを目指しています。Taliaetal.によるサンプルを拡大します。(2021)COSMicEvolutionSurvey(COSMOS)分野の197個から272個の天体に、これまで除外されていた測光的に汚染された発生源も含まれる。もう1つの重要な前進は、u*からMIPS-24$\mu$mまでの帯域の各ソースの目視検査です。さまざまな帯域の「環境」に応じて、さまざまな研究ケースを強調し、混乱の問題の影響を受けるオブジェクトに適した測光手順を調整することができます。3$<$z$<$5における宇宙SFRDへのRS-NIRdarkの寄与は、UVで選択された銀河に基づく寄与の$\sim$10--25$\%$であると推定されます。
$z < 1$ 宇宙の電波の静かなクェーサーの周囲にある巨大星雲の初めての包括的な研究
| Title |
The_first_comprehensive_study_of_a_giant_nebula_around_a_radio-quiet_quasar_in_the_$z_ |
| Authors |
Zhuoqi_(Will)_Liu,_Sean_D._Johnson,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Gwen_C._Rudie,_Joop_Schaye,_Hsiao-Wen_Chen,_Jarle_Brinchmann,_Sebastiano_Cantalupo,_Mandy_C._Chen,_Wolfram_Kollatschny,_Michael_V._Maseda,_Nishant_Mishra,_and_Sowgat_Muzahid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00053 |
私たちは、巨人に関する最初の包括的な研究、$\およそ\を発表します!\!$z<1$にある電波の静かなクェーサーの周囲にある70$kpcスケールの星雲。この分析は、$z=0.6282$にある発光クエーサーであるHE$\,$0238$-$1904の場のMUSEによる深積分場分光法に基づいています。この星雲は$\mathrm{[O\,II]}$、$\rmH\beta$、$\mathrm{[O\,III]}$で強く発光し、クエーサーは異常に過密な環境に存在します。無線静かなシステム。この環境はおそらく合併している可能性のある2つのグループで構成されており、合計で$M_{\rmdyn}\およそ4\times10^{13}$から$10^{14}\{\rmM_の動的質量があると推定されます。\odot}$。この星雲は、主に静止した運動学と不規則な形態を示します。この星雲は主に、グループメンバーの銀河周縁物質と星間物質(CGM/ISM)の相互作用に関連した剥ぎ取りによって発生すると考えられており、クェーサーの流出による寄与も考えられます。豊かな環境に巨大星雲と電波の静かなクエーサーが同時に存在することは、そのような環クエーサー星雲と環境への影響との間に相関関係があることを示唆している。この可能性は、より大きなサンプルでテストできます。[O\,II]ダブレット比によって暗示される電子数密度の上限は$\log(n_{\rme,[O\,II]}/\mathrm{cm^{-3}})の範囲になります。1.2ドル未満から2.8ドルまで。ただし、クエーサーの光度が一定で投影効果が無視できると仮定すると、異なるイオン([O\,II]、[O\,III]、[NeV]など)間の測定された線比と光イオン化シミュレーションから暗示される密度は次のようになります。多くの場合、10ドルから400倍の大きさになります。この大きな不一致は、$\およそ10^4{-}10^5$年のタイムスケールでのクエーサーの変動によって説明できます。
LOFAR 2 メートル空測量 (LoTSS): VI. 2 番目のデータリリースの光学的識別
| Title |
The_LOFAR_Two-Metre_Sky_Survey_(LoTSS):_VI._Optical_identifications_for_the_second_data_release |
| Authors |
M._J._Hardcastle,_M._A._Horton,_W._L._Williams,_K._J._Duncan,_L._Alegre,_B._Barkus,_J._H._Croston,_H._Dickinson,_E._Osinga,_H._J._A._R\"ottgering,_J._Sabater,_T._W._Shimwell,_D._J._B._Smith,_P._N._Best,_A._Botteon,_M._Br\"uggen,_A._Drabent,_F._de_Gasperin,_G._G\"urkan,_M._Hajduk,_C._L._Hale,_M._Hoeft,_M._Jamrozy,_M._Kunert-Bajraszewska,_R._Kondapally,_M._Magliocchetti,_V._H._Mahatma,_R._I._J._Mostert,_S._P._O'Sullivan,_U._Pajdosz-\'Smierciak,_J._Petley,_J._C._S._Pierce,_I._Prandoni,_D._J._Schwarz,_A._Shulewski,_T._M._Siewert,_J._P._Stott,_H._Tang,_M._Vaccari,_X._Zheng,_T._Bailey,_S._Desbled,_A._Goyal,_V._Gonano,_M._Hanset,_W._Kurtz,_S._M._Lim,_L._Mielle,_C._S._Molloy,_R._Roth,_I._A._Terentev,_M._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00102 |
LOFARTwo-MetreSkySurvey(LoTSS)の2回目のデータリリースは北の空の27%をカバーし、総面積は$\sim5,700$deg$^2$です。オランダの基線(6秒角)を使用したLOFARの高い角度分解能により、さらなる電波追跡を行わずに、検出された電波源の大部分の光学的識別を実行できます。ただし、LOFAR画像では拡張構造に対する感度が優れているため、LOFAR画像に多くの拡張電波源が存在するため、このプロセスはさらに困難になります。この論文では、最初のデータリリースである市民科学プロジェクト「RadioGalaxy」のために開発された尤度比クロスマッチ手法を組み合わせて使用し、光学データと近赤外線データに基づいた2回目のデータリリースにおけるソースの関連付けとソースの特定を示します。動物園:LOFAR、および天文学者による広範な視覚検査を伴うアルゴリズム光学識別への新しいアプローチ。また、光学的識別の大部分について分光的または測光的赤方偏移も示します。合計4,116,934個の電波源が良好な光学データを持つエリアにあり、そのうち85%には光学または赤外線識別があり、58%には良好な赤方偏移推定値があります。私たちは、以前の光学的に識別された無線調査と比較することによって、データセットの品質を実証します。これは光学的に同定されたこれまでで最大の電波カタログであり、星形成銀河や電波大音量の活動銀河に関する堅牢な統計研究が可能になります。
コンパクトな電波源ホストの光および UV 連続体形態
| Title |
Optical-_&_UV-Continuum_Morphologies_of_Compact_Radio_Source_Hosts |
| Authors |
Chetna_Duggal,_Christopher_P._O'Dea,_Stefi_A._Baum,_Alvaro_Labiano,_Clive_Tadhunter,_Diana_M._Worrall,_Raffaella_Morganti,_Grant_R._Tremblay,_Daniel_Dicken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00110 |
我々は、コンパクト急峻スペクトル（CSS）電波銀河における電波源駆動のAGNフィードバックからのUVシグネチャの最初の系統的な探索を発表する。CSSホストは、その特徴的な亜銀河ジェット(投影線形サイズ1～20kpc)のおかげで、ジェットによって引き起こされる星形成を介して銀河スケールのフィードバックを調査するための優れた実験室です。このサンプルは、7つの強力なCSS銀河と、対照として20kpcを超える電波源をホストする2つの銀河で構成され、低から中程度の赤方偏移(z<0.6)で存在します。私たちの新しいHST画像は、6/7CSS銀河における広範囲のUV連続放射を示しています。5つのCSSホストが共空間的なUVノットを示し、ラジオジェット軸に沿って整列しています。若く（1000万人未満）、大規模（>5M$_\odot$）の恒星集団は、これらの赤方偏移における電波銀河における青色の過剰放射の主な発生源である可能性が高い。したがって、放射線が整列したUV領域は、ジェットによって誘発されたスターバーストに起因する可能性があります。他の指標と比較して近紫外SFRが低いことは、観測されたUVに対する散乱AGN光の寄与が低いことを示唆しています。塵によるUV放射の減衰は、ほとんどの発生源における高い内部消光補正推定値からは考えられません。進化合成モデルとの比較は、私たちの観察が、おそらく現在または以前の電波放出エピソード、または高密度のせいで成長を妨げた閉じ込められた電波源によって引き起こされた可能性が高い最近（約100〜100万年前）の星形成活動と一致していることを示しています。環境。観測された紫外線の活動関連成分を抑制するには、追跡的な分光観測と偏光観測が必要ですが、ジェット誘発星形成の検出は、ジェットフィードバックパラダイムの重要な予測の裏付けとなります。
以前に提案された歳差運動ジェットノズルシナリオは、ブレーザー3C345のジェットBの5つの超光速コンポーネント(C19、C20、C21、B5、およびB7)の運動学をモデルフィットするために適用されました。ジェットBの歳差運動の共通軌道の特定のパターンに基づいて、運動学的特性(軌道、座標、コアの分離、見かけの速度を含む)がモデル適合され、それらの磁束の進化を研究できました。それらの運動学的挙動のモデルシミュレーションを通じて、バルクローレンツ因子、視野角、およびドップラー因子が時間の連続関数として導出され、それらの磁束進化とドップラーブースティング効果との関連が調査されました。5つの超光速コンポーネントの43GHzの光曲線は、ドップラー効果の観点からうまく解釈できます。それらの磁束の進化とドップラーブースティング効果との密接な関連は、私たちの歳差運動ノズルのシナリオをしっかりと検証し、超光速成分が小さな角度で私たちに向かって相対論的運動に参加する物理的実体（移動衝撃またはプラズモイド）であるという伝統的な観点を支持します。歳差運動の共通軌道に対して想定される特定のパターン(螺旋または弾道)を備えた歳差運動ノズルシナリオを使用した、超光速コンポーネントの運動学的挙動のモデルシミュレーションにより、モデルから導出されたバルクローレンツ係数、見かけの速度、視野角、およびドップラー係数が連続関数として得られます。これは、磁束の進化と超光速コンポーネントのドップラーブースティング効果との関係を研究するのに最も適しています。
スローンデジタルスカイサーベイで表面輝度の高いコンパクトディスク銀河を発見
表面輝度の高いコンパクトディスク銀河(CDG)が、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)データで特定されました。私たちはCDGの表面プロファイルを決定し、それらを通常サイズの円盤銀河(NDG)の表面プロファイルと比較しました。CDGはNDGよりも中心の明るさが高く、星の年齢も古いです。さらに、CDGの輝度プロファイルは、$n\約2.11$のS{\'e}rsicモデルに適合し、平均して$g^{\prime}-r^{\prime}$の色勾配がゼロになります。対照的に、NDGは指数関数的なプロファイルに適合し、平均して負のカラーグラデーションを持ちます。これらの結果は、CDGとNDGの構造と星の個体群が異なることを示しています。私たちは、CDGが最初の中心スターバーストに続く消光段階にある古代の銀河であることを示唆しています。
高赤方偏移における超高輝度クエーサーは、赤方偏移と紫外光度の両方における電波強度部分の進化を示す
| Title |
Ultraluminous_Quasars_At_High_Redshift_Show_Evolution_In_Their_Radio-Loudness_Fraction_In_Both_Redshift_And_Ultraviolet_Luminosity |
| Authors |
Philip_Lah,_Christopher_A._Onken,_Ray_P._Norris_and_Francesco_D'Eugenio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00291 |
Onkenらによる14,486deg^2以上の探索から、94個の超高輝度光学クエーサーのサンプルを取得しました。4.4<赤方偏移<5.2の範囲にある2022を、オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)で観測されたRapidASKAPContinuumSurvey(RACS)と照合します。赤方偏移~5クエーサー光度関数の明るい端のこの最も完全なサンプルから、10個の電波連続体が検出され、そのうち8個が電波の大きなクェーサーと考えられます。このサンプルのラジオ音量の割合は8.5\pm2.9パーセントです。ジャンら。2007年には、静止系2500オングストロームでの赤方偏移の増加に伴ってクエーサーの電波音量の割合が減少し、絶対等級の増加に伴って増加することが発見されました。我々は、我々のクエーサーサンプルの電波音量の割合がJiangらの予測と一致していることを示した。2007年、結果をより高い赤方偏移に拡張しました。
気相 分子雲 S (GEMS) の元素存在量。 IX.スターレスコア内の H2S の重水素化化合物
| Title |
Gas_phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)._IX._Deuterated_compounds_of_H2S_in_starless_cores |
| Authors |
Marina_Rodr\'iguez-Baras,_Gisela_Esplugues,_Asunci\'on_Fuente,_Silvia_Spezzano,_Paola_Caselli,_Jean-Christophe_Loison,_Evelyne_Roueff,_David_Navarro-Almaida,_Rafael_Bachiller,_Rafael_Mart\'in-Dom\'enech,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Leire_Beitia-Antero,_Romane_Le_Gal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00318 |
H2Sは氷中の主な硫黄貯蔵庫であると考えられており、したがって星形成過程における硫黄の化学を理解し、硫黄の欠落問題を解決するための重要な分子となります。H2S重水素画分は、その形成経路を制限するために使用できます。私たちは、スターレスコア（SC）の大規模なサンプルにおけるH2Sの重水素化を初めて調査しました。私たちは、GEMSIRAM30mLargeProgramの観測値と、それを補完するIRAM30m観測値を使用します。おうし座、ペルセウス、オリオン座の19個のSCのサンプルを検討し、10個でHDS、5個でD2Sを検出しました。H2Sの単一および二重重水素分画は、雲の物理的パラメーターとの関係、他の星間源との比較、c-C3H2、H2CS、H2O、H2COの初期段階の星形成源の重水素分画との比較に関して分析されます。、CH3OH。X(HDS)/X(H2S)〜0.025〜0.2およびX(D2S)/X(HDS)〜0.05〜0.3の範囲が得られます。H2Sの単一重水素化は、雲の運動温度と逆の関係を示します。SCのH2S重水素化値は、クラス0で観察されたものと同様です。他のソースの他の分子と比較すると、温度の上昇とともに重水素化が減少する一般的な傾向が明らかになります。SCおよびクラス0のオブジェクトでは、H2CSおよびH2COは、c-C3H2、H2S、H2O、およびCH3OHよりも高い重水素化割合を示します。H2Oは、H2SおよびCH3OHよりも1桁低い単一重水素化値および二重重水素化値を示します。c-C3H2、H2CS、およびH2COの重水素画分とH2S、H2O、およびCH3OHの重水素画分の違いは、それぞれ気相または固相で生成される重水素化プロセスに関連しています。我々は、H2SとCH3OHの重水素化とH2Oの重水素化の違いを、特に化学的脱離とともに氷中でのD-HおよびH-D置換反応の発生の違いという観点から、固相での形成経路の違いの結果として解釈します。プロセス。
近くの銀河団のラム圧で剥ぎ取られた銀河における冷たいガス部分の進化
| Title |
The_evolution_of_the_cold_gas_fraction_in_nearby_clusters_ram-pressure_stripped_galaxies |
| Authors |
Alessia_Moretti,_Paolo_Serra,_Cecilia_Bacchini,_Rosita_Paladino,_Mpati_Ramatsoku,_Bianca_M._Poggianti,_Benedetta_Vulcani,_Tirna_Deb,_Marco_Gullieuszik,_Jacopo_Fritz,_Anna_Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00449 |
銀河団は周囲の環境の影響を受け、特にガス、星の含有量、形態に影響を与えます。特に、クラスター内媒体によって及ぼされるラム圧力は、光波長とサブミリおよび電波領域の両方で検出可能なストリッピングガスの多相テールの形成を促進し、それぞれ低温分子および原子ガス成分を追跡します。この研究では、赤方偏移$\sim0.05$の星団に属する16個の銀河のサンプルを分析し、星形成尾の有無にかかわらず(MeerKAT観測に基づく)非対称HI形態の証拠を示します。このサンプルに、星形成尾の証拠があり、HIが検出されない3つの銀河を追加します。ここでは、APEXによるCO(2-1)放出の観測から得られた銀河$\rmH_{2}$のガス含有量を示します。我々は、星形成尾を持つほとんどの銀河では、同様の恒星質量を持つ乱されていない野外銀河に比べて、$\rmH_{2}$の全球含量が強化されていることを発見し、ラム圧力ストリッピングによって推進される進化経路を示唆している。銀河が銀河団に入ると、そのHIは移動しますが、部分的に$\rmH_{2}$に変換されるため、銀河が近心近くを通過するときに$\rmH_{2}$が豊富になります。e.彼らが星形成尾を発達させるとき、それはUV/Bの広帯域およびH$\alpha$放射で見ることができます。我々のサンプルの相空間図を調べると、銀河がクラスターポテンシャルに入るにつれて、HIと$\rmH_{2}$の気相の間に逆相関があることが示唆されます。この独特の動作は、実際のラム圧力ストリッピングの重要な特徴です。
z $\sim$ 3.5 電波銀河における微弱な [CI](1-0) 放射
| Title |
Faint_[CI](1-0)_emission_in_z_$\sim$_3.5_radio_galaxies |
| Authors |
S._Kolwa,_C._De_Breuck,_J._Vernet,_D._Wylezalek,_W._Wang,_G._Popping,_A.W.S._Man,_C.M._Harrison,_P._Andreani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00459 |
$z=2.9-4.5$の7つの電波銀河内の分子状水素ガス(H$_2$)を探査するアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)中性炭素[CI](1-0)の線観測を紹介します。延長された($\gtrsim100$kpc)Ly-$\alpha$星雲に囲まれています。私たちは、核の近赤外線検出と電波検出によって位置が設定される放射性銀河核(AGN)ホスト銀河から[CI](1-0)放射を抽出します。さらに、マルチユニット分光探査機(MUSE)で観察されるHeII$\lambda$1640線を介して、銀河の系統的赤方偏移に制約を設けます。7つの発生源のうち4つで微弱な[CI]放射が検出されます。これらの銀河のうちの2つで、半値全幅の細い線発光$\lesssim100$kms$^{-1}$を発見しました。これは、ISM内の明るいkpcスケールのガス雲からの発光を追跡している可能性があります。[CI]で検出された他の2つの銀河では、線の分散は$\sim100-600$kms$^{-1}$の範囲にあり、冷たいガスの回転成分を追跡している可能性があります。全体として、[CI]線の輝度は、検出とM$_{H_2,[CI]}<0.65\times10^{10}M_\odot$は、サンプル内の7つの銀河のうち3つで[CI]が検出されませんでした。私たちのサンプルに含まれる分子ガスの質量は、同様の銀河について以前に報告されたM$_{H_2,[CI]}\simeq(3-4)\times10^{10}である測定値と比較して比較的低いです。この結果は、次のことを示唆しています。観測された炭素放出の微弱さは、以前の星形成時代からの分子ガス供給の減少、および/またはジェットによる流出による分子ガスのISMからの移動を表していると考えられている。
FAUST X: プロトバイナリ系におけるホルムアルデヒド [BHB2007] 11: 小規模重水素化
| Title |
FAUST_X:_Formaldehyde_in_the_Protobinary_System_[BHB2007]_11:_Small_Scale_Deuteration |
| Authors |
Lucy_Evans,_Charlotte_Vastel,_Francisco_Fontani,_Jaime_Pineda,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Felipe_Alves,_Takeshi_Sakai,_Mathilde_Bouvier,_Paola_Caselli,_Cecilia_Ceccarelli,_Claire_Chandler,_Brian_Svoboda,_Luke_Maud,_Claudio_Codella,_Nami_Sakai,_Romane_Le_Gal,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_George_Moellenbrock_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00501 |
コンテクスト。水素を含む種の重水素は星形成の初期段階で強化されますが、原始星天体に関する高空間分解能の重水素化研究は少数しか存在せず、小規模な構造は解明されておらず、十分に研究されていません。目的。我々は、この環境では重水素化同位体が豊富に存在するホルムアルデヒド(H2CO)中のクラス0/I原始星天体の重水素分別比を制限することを目指しています。方法。私たちは、大規模プログラムFAUSTの文脈内でアルマ望遠鏡を使用して、その発光成分が半径2～3天文単位の星周円盤に埋め込まれているクラス0/I原始連星系[BHB2007]11を観測しました。この系は、より大きな環状円盤に接続する複雑なフィラメント状構造に囲まれています。この研究では、HDCO4(2,2)-3(2,1)と組み合わせたH2CO3(0,3)-2(0,2)の検出による、この発生源に対するホルムアルデヒドD-分別の最初の研究を紹介します。、HDCO4(1,4)-3(1,3)およびD2CO4(0,4)-3(0,3)。これらの観察により、外部エンベロープだけでなく、FAUSTデータによっても明らかになったメタノールホットスポットに関連する複数の速度成分を解決することができます。さらに、H2CO放出の観測で見られる運動学に基づいて、2番目の大規模な流出の存在を提案します。結果。HDCOとD2COはコアの中央領域でのみ見られますが、H2COはより遍在的に見られます。放射伝達モデリングから、H2CO、HDCO、D2COのカラム密度範囲は(3-8)x10$^{14}$cm$^{-2}$、(0.8-2.9)x10$^{13}$となります。それぞれcm$^{-2}$と(2.6-4.3)x10$^{12}$cm$^{-2}$となり、平均D/H比は0.01～0.04になります。運動学モデリングの結果に従って、2番目の大規模な特徴はストリーマのような性質と矛盾するため、この特徴は広角の円盤風によって引き起こされる非対称な分子流出であると暫定的に結論付けます。
超高輝度 X 線源が照射される
ULXの動作に関するマグネターモデルには深刻な内部矛盾があることを示します。放射圧に対する限界光度を観測された（想定される等方性の）光度よりも高めるために必要な磁場は、パルスULXで観測されたスピンアップ速度と完全に両立しません。標準（非磁性体）磁場を持つ少なくとも1つの通常のBe星+中性子星系が、大規模なバースト中にULXになり、その後以前のBe星の連星状態に戻ることが観察されていることに注目します。我々はさらに、よく研究された連星CygX-3の最近の旋光観測により、進化論的議論からのその明るさの理論的示唆と一致して、観測者から離れる方向に強い発光を生成することが明らかになったことに注目する。私たちは、ULXの挙動の最も可能性の高い説明には、降着円盤風による放射線ビームが関与していると結論付けています。X線バイナリの大部分は、進化の過程でULX状態を通過する必要があります。
| Title |
A_Unified_Picture_of_Short_and_Long_Gamma-ray_Bursts_from_Compact_Binary_Mergers |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Brian_D._Metzger,_Eliot_Quataert,_Danat_Issa,_Francois_Foucart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00038 |
$\sim10$-sの長い$\gamma$線バースト(GRB)211211Aと230307Aに続いて、より柔らかい時間延長放出(EE)とキロノバが最近検出されたことは、新しいGRBクラスを示しています。最先端の第一原理シミュレーションを使用して、連星中性子星（BNS）とブラックホール-NS（BH-NS）の合体集団をコンパクト連星GRB（cbGRB）を支配する基礎物理学と結び付ける統一的な理論的枠組みを導入します。）。総質量$M_{\rmtot}\gtrsim2.8\,M_\odot$が大きい連星の場合、合体によって生成されたコンパクトな残骸はすぐに崩壊してBHになり、降着円盤に囲まれます。磁気停止ディスク(MAD)フェーズの継続時間は、ほぼ一定の電力cbGRBの継続時間を設定し、ディスクの質量$M_d$の影響を受ける可能性があります。211211Aなどの長いcbGRBは、大規模なディスク($M_d\gtrsim0.1)によって生成されます。\,M_\odot$)、BNSでは大きな二元質量比$q\gtrsim1.2$、BH-NS合併では$q\lesssim3$が形成されます。円盤がMADになると、質量降着率$\dot{M}\simt^{-2}$とともにジェット出力が低下し、EE減衰が確立します。短いcbGRBでは2つのシナリオが考えられます。これらは、他の$q$値を形成する、それほど大容量ではないディスクを備えたBHによって駆動できます。あるいは、$M_{\rmtot}\lesssim2.8\,M_\odot$のバイナリの場合、GW170817で推測されるように、マージは超大規模NS(HMNS)フェーズを通過する必要があります。このようなHMNSからの磁化された流出は、通常$\lesssim1\,{\rms}$の間存続し、短いcbGRBの代替祖先となります。最初のシナリオは、cbGRB持続期間の二峰性分布と、銀河のBNS人口が十分に低い質量でピークに達するため、ほとんどの合併はHMNS段階を経る必要があるという事実によって挑戦されます。HMNSを動力源とするジェットは、前駆体フレアからEE特性に至るまで、他の光度曲線の特徴もより容易に説明できます。
「Wrong Way」Radio Relicsの形成メカニズム
電波遺物は通常、合体する星団の郊外にある放射光のアーク状領域として発見されます。これらは通常、クラスターの中心に向かって急勾配になるシンクロトロンスペクトルを示し、これは、外側に移動する合体衝撃で加速される相対論的電子によって引き起こされることを示しています。多くの無線遺物は、この理想的なイメージを破り、逆に曲がった形態や、理想的なイメージからの期待に従わないスペクトル屈折率分布を示しています。私たちは、これらの「間違った方向」の遺物は、外側に進む衝撃波が、落下する銀河団または銀河群によって内側に曲げられるときに形成される可能性があると提案します。これを、オンザフライスペクトル宇宙線モデルを使用した大規模銀河団の超高解像度ズームインシミュレーションでテストします。これにより、衝突衝撃時のシンクロトロン放射だけでなく、そのシンクロトロンスペクトルも研究して、遺物の表面上でスペクトル指数が大きく変化する遺物に関する未解決の問題に取り組むことが可能になります。
IMBH 候補 CXO~J133815.6+043255 の性質: 高周波無線放射
| Title |
The_Nature_of_the_IMBH_Candidate_CXO~J133815.6+043255:_High-Frequency_Radio_Emission |
| Authors |
Krista_Lynne_Smith,_Macon_Magno,_Ashutosh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00051 |
超高輝度X線源CXO~J133815.6+043255は、NGC~5252の郊外に存在する、正真正銘の中質量ブラックホールの有力な候補です。我々は、電波が静かな活動銀河核（AGN）の進行中の高周波画像調査で偶然得られたこの源の22GHz電波観測を提示し、この新しいデータポイントを使用して広帯域電波スペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。。SEDが$\alpha=-0.66\pm0.02$のスペクトル勾配を示し、未分解ジェットからの光学的に薄いシンクロトロン放射からの急峻なスペクトルと一致することがわかりました。また、$L_R/L_X$比は約$10^{-3}$であり、電波が静かなAGNや多くのULXとは一致しませんが、低光度AGN(LLAGN)や電波がうるさいクエーサーとは一致していることもわかりました。これらの観測結果を総合すると、CXO~J133815.6+043255は、古典的クェーサーで見られる電波ジェットの低質量類似物を生成する中質量ブラックホールであるという結論を裏付けています。
VERITAS と HAWC による未確認の発生源 LHAASO J2108+5157 の観察
| Title |
VERITAS_and_HAWC_observations_of_unidentified_source_LHAASO_J2108+5157 |
| Authors |
Sajan_Kumar_(for_the_VERITAS_collaboration),_Michael_Martin_and_Xiaojie_Wang_(for_the_HAWC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00089 |
宇宙線を$10^{15}$eVエネルギーまで加速する銀河源(銀河PeVatron)の完全な性質を理解することは、高エネルギー天体物理学において依然として未解決の問題です。超新星残骸は銀河PeVatronの最良の候補として長い間考えられてきましたが、SNRとPeVatronとの明確な関連性についてはさらなる調査が必要です。最近、LHAASO共同研究は、90個の超高エネルギー(VHE)ガンマ線源の最初のカタログを発行しましたが、そのうちのいくつかは、他の波長に明確な対応物がありません。ここでは、VERITASおよびHAWCデータを使用した、そのような関連性のないソースLHAASOJ2108+5157の形態およびスペクトル分析を紹介します。
I 型 X 線バースト中のポインティング・ロバートソン抗力に対する中性子星の回転の影響
| Title |
Impact_of_neutron_star_spin_on_Poynting-Robertson_drag_during_a_Type_I_X-ray_burst |
| Authors |
J._Speicher_(1),_P._C._Fragile_(2),_D._R._Ballantyne_(1)_((1)_Center_for_Relativistic_Astrophysics,_School_of_Physics,_Georgia_Institute_of_Technology,_(2)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_College_of_Charleston) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00146 |
中性子星(NS)降着円盤の外部照射は、ポインティングロバートソン(PR)抗力を誘発し、角運動量を除去し、質量降着率を増加させます。最近のシミュレーションでは、PR抗力がタイプIX線バースト中の質量降着率を大幅に高めることが示されており、これは持続放出の増加やソフト過剰などのX線スペクトルの特徴を説明できる可能性があります。しかし、NSの順行回転はPR抗力を弱めると予想され、バースト時のPR抗力の重要性に疑問を呈します。ここでは、X線バースト中のPR抵抗に対するスピンの影響を研究します。4つのシミュレーションを実行します。2つは非回転NSを想定し、2つは回転周波数500Hzに対応する$a_*=0.2$のスピンパラメーターを使用します。各シナリオについて、X線バーストの影響を受ける円盤の進化をシミュレートし、それをバーストなしで見られる進化と比較します。PR抗力はバースト中に内部ディスク領域を排出し、内部ディスク半径を$a_*=0$では$\about1.6$km、$a_*=0.2$では$\about2.2$km外側に移動させます。シミュレーション。このバーストにより、最も内側の安定した円軌道全体の質量降着率は、NSが自転していない場合は$\約7.9$倍、自転している場合は$\約11.2$倍増加します。この一見矛盾した結果の説明は、$a_*=0.2$のときにディスクがNSに近づき、その結果生じるより強い照射束がPR抵抗に対するスピンの弱めの影響を相殺するということです。したがって、PR抗力は、回転するNSシステムでのX線バースト中に観察される持続的放出の増加とソフト過剰の有力な説明として依然として有効です。
ブラックホールのX線連星の観察は、磁気的に停止した円盤の形成を示している
| Title |
Observations_of_a_black_hole_X-ray_binary_indicate_formation_of_a_magnetically_arrested_disk |
| Authors |
Bei_You,_Xinwu_Cao,_Zhen_Yan,_Jean-Marie_Hameury,_Bozena_Czerny,_Yue_Wu,_Tianyu_Xia,_Marek_Sikora,_Shuang-Nan_Zhang,_Pu_Du,_Piotr_T._Zycki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00200 |
ブラックホール上への物質の降着は、存在する磁場を内部に引きずり込み、その強度を増大させます。理論によれば、十分に強い磁場が降着流を止め、磁気停止円盤(MAD)を生成する可能性があると予測されています。私たちは、2018年のブラックホールX線連星MAXIJ1820+070からのバーストのアーカイブ多波長観測を分析します。電波束と光束は、X線束と比較してそれぞれ約8日と17日遅れます。私たちはこれをMAD形成の証拠と解釈します。このシナリオでは、磁場は拡大するコロナによって増幅され、電波のピークの頃にMADが形成されます。光学的遅延は、外側ディスクの熱粘性不安定性によるものです。
| Title |
Dynamics_of_ultrarelativistic_charged_particles_with_strong_radiation_reaction._II._Entry_into_Aristotelian_equilibrium |
| Authors |
Yangyang_Cai,_Samuel_E._Gralla,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00260 |
グルジノフによって最初に提案されたように、強い電磁場中を移動する荷電粒子は、電場からの電力入力が放射損失によって平衡される平衡状態に入ることができます。これが起こると、粒子は電磁場の主ヌル方向(PND)と呼ばれる特別な方向に沿ってほぼ光速で移動します。この平衡は、加速度ではなく粒子速度が局所的な電磁場によって決定されるという点で「アリストテレス的」です。このシリーズの論文Iでは、荷電粒子の運動を支配する基本的なランダウ・リフシッツ(LL)方程式から始めて、PNDからの偏差における粒子速度の完全な公式を解析的に導出し、次の数値解との一致を実証しました。LL方程式。また、平衡が発生するためのフィールド構成に関する5つの必要な条件も特定しました。この論文では、同様の解析手法と数値手法を組み合わせて平衡状態への突入を研究します。必要な条件を単純化し、それらが平衡が起こるのに十分であるという強力な数値的証拠を提供します。LL方程式の正確な解と近似解に基づいて、平衡状態に入る重要なタイムスケールと特性を特定し、数値シミュレーションとの定量的な一致を示します。この解析の一部は、平衡が線形に安定していることを分析的に示し、独特の放射特性を持つ可能性がある突入時の振動の存在を特定します。私たちの結果は、強い電磁場を伴う相対論的プラズマをモデル化する際にアリストテレス近似を使用するための強固な基盤を提供します。
銀河における宇宙線輸送の現象学的モデル
穏やかな星間物質中の元素の存在量を調べると、ヘリウムと炭素の間にある深い空洞が明らかになります。注目すべきことに、壊れやすい軽い原子核であるリチウム、ベリリウム、ホウ素（総称してLiBeBとして知られている）は、Li7を除いて、ビッグバン元素合成の過程で形成されず、星のライフサイクルの副産物としても生成されません。大多数の元素とは対照的に、これらの種は宇宙で最もエネルギーの高い粒子のおかげで存在しています。最も強力な天の川銀河の粒子加速器から発生した宇宙線は、数百万年に及ぶ複雑で長い経路を通って地球に到達します。これらの一次粒子は、その移動中に星間物質との衝突によって変化します。破砕として知られるこのプロセスは、その組成を変化させ、宇宙線ビームに二次的な軽元素を導入します。これを考慮すると、宇宙放射線中に比較的多量に存在するLiBeBは、粒子加速のメカニズムや銀河磁場内への閉じ込めの微物理学に対する顕著な洞察を提供します。これらの講義ノートは、宇宙線の化学組成と同位体組成、エネルギースペクトルを調べるために必要な基礎知識を読者に提供し、最終的に銀河系内で起こる複雑な高エネルギー天体物理学的プロセスについてのより深い理解を促進することを目的としています。
ブラックホールX線連星(BHXRB)の硬い状態における電波束とX線束の間の相関関係は20年以上にわたって観察されてきました。現在、BHXRBの硬X線は、コロナのコンプトン化と、数$R_g=GM/の狭い構造である相対論的ジェット(ローレンツ$\ガンマ>>1$)からの電波放射に由来するものであると考えられています。そのベースにc^2$があります。しかし、相対論的ジェットとコロナは別個の存在であり、両者が降着物質から供給されるという事実を除けば、それらの間にはほとんどコミュニケーションがありません。BHXRBのブラックホールの周囲の降着流は、外側の薄い円盤と内側の熱い流れから構成されているということも広く受け入れられています。この熱い内部の流れから、ソースの硬質および硬質中間状態の流出が生じます。流出におけるソフトディスク光子のコンプトン上方散乱を考慮することにより（すなわち、流出コロナはより幅広い構造であり、その底部で数十から数百$R_g$であり、低いローレンツガンマを有する）、硬質光子を生成するメカニズムとして考慮することにより、X線スペクトルにより、観察された多くの相関関係を定量的に説明することができました。ここで、この流出コロナが観測された放射線とX線の相関関係を定量的に説明できることを実証します。さらに、GX339-4について次の理論的予測を行います:1)ハードおよびハード中間状態の電波束は、光子数スペクトル指数ガンマの関数としてベル型曲線になるはずです、2)放射線-X線の相関は、線源がハード状態からハード中間状態に移行すると壊れるはずであり、その代わりに、電波束はまずハード中間状態で急激に増加し、その後、非常に狭い範囲で同様に急激に減少するはずです。X線束、および3)X線の偏光は、硬質状態では流出に平行であり、硬質中間状態では流出に垂直になります。
20 年にわたる XMM-Newton 観測を使用したブレーザー 3C 273 の X 線変動の抑制
| Title |
Constraining_X-ray_variability_of_the_blazar_3C_273_using_XMM-Newton_observations_over_two_decades |
| Authors |
Adithiya_Dinesh,_Gopal_Bhatta,_Tek_P._Adhikari,_Maksym_Mohorian,_Niraj_Dhital,_Suvas_C._Chaudhary,_Radim_Panis,_Dariusz_Gora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00406 |
ブレザーは、さまざまな空間的および時間的周波数にわたって容赦ない変動を示します。X線帯域で観察される長期および短期の変動特性の研究により、中央エンジンの内部動作についての洞察が得られます。この研究では、2000年から2020年までの期間をカバーする$\textit{XMM-Newton}$望遠鏡からのX線観測を使用して、ブレーザー3C273のタイミングとスペクトルの解析を示します。タイミング解析の方法には、分数の推定が含まれます。変動性、長期および短期の磁束分布、rms-磁束関係、およびパワースペクトル密度解析。スペクトル解析には、モデルに依存しない磁束硬度比の推定と、\textit{べき乗則}、\textit{log-parabola}、\textit{壊れべき乗則}、\などの乗法および加法スペクトルモデルによる観測結果のフィッティングが含まれます。textit{黒体}。\textit{黒体}は降着円盤からの熱放射を表し、他のモデルはジェット内で放射光を放出する粒子の考えられるエネルギー分布を表します。過去20年間に、線源フラックスは3倍変化し、その変動率は27\%とかなり大きくなりました。ただし、日内変動は中程度であることがわかりました。個々の観測のフラックス分布は正規分布または対数正規分布と一致していましたが、観測全体を含む全体のフラックス分布はかなり多峰的で複雑な形状であるように見えます。スペクトル分析により、\textit{log-parabola}に\textit{黒体}を追加すると、ほとんどの観測値に最もよく適合することがわかります。この結果は、変動が円盤/コロナシステムとジェット間の複雑な相互作用に起因する可能性があるという複雑なシナリオを示しています。
POLAR および POLAR-2 機器を使用したガンマ線バーストの即時放出のエネルギー依存偏光
| Title |
Energy-dependent_polarization_of_Gamma-Ray_Bursts'_prompt_emission_with_the_POLAR_and_POLAR-2_instruments |
| Authors |
Nicolas_De_Angelis_and_J._Michael_Burgess_and_Franck_Cadoux_and_Jochen_Greiner_and_Merlin_Kole_and_Hancheng_Li_and_Slawomir_Mianowski_and_Agnieszka_Pollo_and_Nicolas_Produit_and_Dominik_Rybka_and_Jianchao_Sun_and_Xin_Wu_and_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00507 |
ガンマ線バーストは、宇宙で最も強力な現象の1つです。これらの一時的な発生源は半世紀にわたって観察されてきたにもかかわらず、その性質については多くの未解決の疑問が残っています。GRBプロンプト放射の偏光測定は、これらの質問のほとんどに答えることができると長い間理論化されてきました。これらのプロンプト放射の偏光を特徴付ける目的で、POLARと呼ばれるコンパクトなコンプトン偏光計が2016年9月に宇宙に打ち上げられました。POLARGRBカタログの時間積分偏光解析により、プロンプト放射が低偏光であるか完全に偏光していないことが示されました。。ただし、時間分解解析では、単一パルス内で偏光角が変化しているという強いヒントが示され、時間積分解析では偏光度が洗い流されます。ここでは、POLARデータによるエネルギー分解偏光測定を初めて紹介します。いくつかのGRBに対して実行された新しい分析は、新たな洞察を提供し、GRBの分極化についての理解を変えるでしょう。分析は3MLフレームワークを使用して実行され、スペクトルパラメーターと並行して偏光パラメーターとエネルギーを適合させました。統計による制限はあるものの、この結果は、既存の理論モデル間のもつれを解くための非常に関連性の高いインプットを提供する可能性があります。GRBごとにより多くの統計を収集し、時間およびエネルギー分解解析を組み合わせて実行するために、POLAR-2と呼ばれる後継機器が開発中であり、CSSへの2025年初頭の発売を予定しています。POLARミッションの最初のエネルギー分解偏光結果を提示した後、今後のPOLAR-2ミッションでのそのような測定の見通しを提示する予定です。
Ia型超新星は惑星状星雲の中で爆発するのか？
| Title |
Do_Type_Ia_Supernovae_Explode_Inside_Planetary_Nebulae? |
| Authors |
Travis_Court,_Carles_Badenes,_Shiu-Hang_Lee,_Daniel_Patnaude,_Guillermo_Garc\'ia-Segura,_Eduardo_Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00572 |
Ia型超新星爆発(SNIa)の性質は依然として未解決の問題であり、いくつかの競合する前駆体シナリオが活発に検討されています。そのようなシナリオの1つは、共通包絡線(CE)エピソードによって引き起こされた恒星の合体の余波で、惑星状星雲(PN)内でSNIa爆発が発生することを含みます。我々は、CEエピソードとSN爆発の間の遅延の影響に焦点を当て、超新星残骸(SNR)段階に至るSN噴出物とPN繭の間の相互作用の流体力学および非平衡イオン化シミュレーションを使用して、このシナリオを検証します。私たちは、シミュレーションしたSNRのバルクダイナミクスとX線スペクトルを、天の川銀河とマゼラン雲で観測された既知のIa型SNRの特性と比較します。我々は、SN爆発がCEエピソードの直後に($\lesssim$1,000年の遅れで)起こるモデルは、観測結果と一致させるのが難しいと結論付けています。なぜなら、高密度PN繭との相互作用により、イオン化タイムスケールがCEエピソードよりもはるかに大きくなるからです。既知のタイプIaSNRに見られるもの。CEエピソードとSN爆発の間の遅延が長いモデル($\sim$10,000年)は観測値に近く、一部のタイプIaSNRのバルク特性を説明できる可能性があります。
階層的検索における重力波信号の統計的有意性の取得
| Title |
Obtaining_Statistical_Significance_of_Gravitational_Wave_Signals_in_Hierarchical_Search |
| Authors |
Kanchan_Soni,_Sanjeev_Dhurandhar,_Sanjit_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00019 |
重力波(GW)天文学は、地上の検出器の進歩により、近年目覚ましい発展を遂げています。コンパクト連星合体（CBC）の検出は日常的になりましたが、離心連星や歳差運動連星、太陽質量以下の連星が関与する合体など、より複雑な連星合体を探索することは、永続的な課題となっています。これらの課題は、テンプレートバンクの次元とサイズに応じて計算コストが増加する、標準のマッチドフィルタリングアルゴリズムを使用することで発生します。このため、GW信号を効率的に識別するためのより高速な検索パイプラインの緊急の必要性が高まり、階層型検索戦略の出現につながりました。この方法では、第1段階で疎なテンプレートバンクを使用して潜在的な候補イベントを検索し、続いて第2段階で潜在的なイベントの周囲に密なテンプレートを使用します。以前の研究~\cite{kanchan_hierarchical}で実証したように、階層検索により標準PyCBC分析が20倍以上高速化されますが、検出された信号への統計的有意性の割り当てはヒューリスティックな方法で行われました。この記事では、2段階の階層検索でバックグラウンドを推定するための堅牢なアプローチを紹介します。私たちの方法では、2つの検出器ネットワーク内のタイムシフトトリガーからバックグラウンドトリガーをモデル化し、より高い統計値を推定します。実際のデータ上でシミュレートされた信号の母集団に対する大規模な注入キャンペーンを通じて、バックグラウンド推定アプローチの有効性をテストします。結果は、私たちの方法が標準の2検出器PyCBC検索に匹敵する高感度の体積と時間の積を達成していることを示しています。この等価性は、10年の逆誤警報率とチャープ質量$1.4-10~\text{M}_\odot$に対して当てはまり、PyCBC解析と比較してほぼ13倍という顕著な高速化により計算コストが大幅に削減されます。
多物体赤外分光器用のコンパクトな極低温設定可能スリットユニット:TIFRでのプロトタイプの設計と開発
| Title |
A_compact_cryogenic_configurable_slit_unit_for_a_multi-object_infrared_spectrograph:Design_and_Development_of_a_prototype_at_TIFR |
| Authors |
P._P._Madhwani,_A._P._K._Kutty,_B._Mookerjea,_J._V._Parmar,_V._N._Kurhade,_S._L._D'Costa,_P._Manoj,_A._Surya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00063 |
我々は、TIFRの研究室で完全に考案され設計された、有効視野9.1分角×9.1分角の多物体赤外分光器用の極低温構成可能スリットユニット(CSU)を紹介します。市販のピエゾウォーカーのコントローラー、デジタルスライドキャリパーを使用した制御ループ位置検出機構、組み立てられたプロトタイプの極低温試験設備など、CSUのいくつかのコンポーネントも社内で開発されました。CSUの原理には、分光計の視野を連続した平行な空間バンドに分割することが含まれます。各空間バンドは、1つの天体の分光観測を行うために必要なスリットを作成するために配置できる2つの対向するスライド金属バーに関連付けられています。新たに設計されたCSUの3スリットプロトタイプが構築され、周囲温度および極低温で広範囲にテストされました。CSUのパフォーマンスは仕様どおりであることがわかりました。
miniJPAS 調査クエーサー選択 IV: SQUEzE による分類と赤方偏移推定
| Title |
The_miniJPAS_survey_quasar_selection_IV:_Classification_and_redshift_estimation_with_SQUEzE |
| Authors |
Ignasi_P\'erez-R\`afols_and_L._Raul_Abramo_and_Gin\'es_Mart\'inez-Solaeche_and_Matthew_M._Pieri_and_Carolina_Queiroz_and_Nat\'alia_V.N._Rodrigues_and_Silvia_Bonoli_and_Jon\'as_Chaves-Montero_and_Sean_S._Morrison_and_Jailson_Alcaniz_and_Narciso_Benitez_and_Saulo_Carneiro_and_Javier_Cenarro_and_David_Crist\'obal-Hornillos_and_Renato_Dupke_and_Alessandro_Ederoclite_and_Rosa_M._Gonz\'alez_Delgado_and_Antonio_Hern\'an-Caballero_and_Carlos_L\'opez-Sanjuan_and_Antonio_Mar\'in-Franch_and_Valerio_Marra_and_Claudia_Mendes_de_Oliveira_and_Mariano_Moles_and_Laerte_Sodr\'e_Jr._and_Keith_Taylor_and_Jes\'us_Varela_and_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00461 |
SQUEzEを使用して構築されたminiJPASデータリリースからの測光赤方偏移推定値を含むクエーサー候補のリストを示します。この研究は、SQUEzEを使用したクエーサー候補の測光データの機械学習分類に基づいています。分類手順がある程度説明できるため、他の分類器に比べて「ブラックボックス」になりにくいという利点があります。もう1つの重要な利点は、ユーザー定義のメトリックを使用すると、ユーザーが分類をより詳細に制御できることです。SQUEzEは分光データ用に設計されましたが、ここではマルチバンド測光データに適応させます。つまり、複数の狭帯域フィルターを非常に低解像度のスペクトルとして扱います。Queirozらの特殊なモックを使用してモデルをトレーニングします。（2022年）。テストサンプルに適用された正規化された中央絶対偏差$\sigma_{\rmNMAD}$を使用して、赤方偏移の精度を推定します。私たちのテストサンプルは、$z\geq2.1$の等級$r=24.3$までのクエーサーに対して$f_1$スコア(実質的には純度と完全性)0.49を返し、$z<2.1$のクェーサーに対しては0.24を返します。high-zクエーサーの場合、$r<21.0$の場合、これは0.9まで上がります。我々は、赤方偏移推定を含むクエーサー候補の2つのカタログを提示します。点状のソースからの301個と、拡張ソースも含む場合の1049個です。拡張ソースを予測に含めること(モックには含まれていません)の影響と、モックのノイズモデルを変更することの影響について説明します。SQUEzE推論についても説明します。テストサンプルを使用した赤方偏移精度の推定では、サンプル全体で$\sigma_{NMAD}=0.92\%$となり、$r<22.5$の場合は0.81\%、$r<21.3$の場合は0.74\%に減少します。私たちの発見の妥当性を確認するには、候補者の分光学的追跡調査が必要です。
POLAR-2、次世代 GRB 偏光検出器
| Title |
POLAR-2,_the_next_generation_of_GRB_polarization_detector |
| Authors |
Nicolas_Produit_and_Merlin_Kole_and_Xin_Wu_and_Nicolas_De_Angelis_and_Hancheng_Li_and_Dominik_Rybka_and_Agnieszka_Pollo_and_Slawomir_Mianowski_and_Jochen_Greiner_and_J._Michael_Burgess_and_Jianchao_Sun_and_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00518 |
POLAR-2ガンマ線バースト(GRB)偏光測定ミッションは、成功したPOLARミッションの続編です。POLARは、2016年から2017年にかけて、中国宇宙実験室「天宮2号」に搭載された6か月間のデータを収集しました。POLARは、14個のGRBの偏波研究から、全体的に低い偏波と、GRB中の偏波の時間発展における予期せぬ複雑さのヒントを測定しました。GRB偏光のエネルギー依存測定は、GA21-09(8月2日)でN.deAngelisによって発表されます。これらの結果は、精度を大幅に向上させた測定の必要性を示しています。さらに、最近の重力波とGRBとの関係の発見により、高精度偏光測定と非常に暗いGRBの検出の両方を提供できる高精度GRB偏光計が正当化されます。POLAR-2偏光計は、POLARと同じコンプトン散乱測定原理に基づいていますが、エネルギー範囲が拡張され、偏光イベントの総有効面積が桁違いに増加します。この装置はスイス、中国、ポーランド、ドイツの共同努力によって提案・開発され、中国宇宙ステーションへの設置に選ばれ、2025年に少なくとも2年間運用が開始される予定である。
開口合成イメージングで使用される一般的なデコンボリューション手法から生じる磁束回復の系統誤差を再考する
| Title |
Revisiting_a_flux_recovery_systematic_error_arising_from_common_deconvolution_methods_used_in_aperture-synthesis_imaging |
| Authors |
Jack_F._Radcliffe,_R._J._Beswick,_A._P._Thomson,_A._Njeri,_and_T._W._B._Muxlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00533 |
点広がり関数(PSF)は、あらゆる天文機器の基本的な特性です。干渉計では、さまざまなアレイ構成とその$uv$カバレッジ、およびさまざまな重み付けスキームが組み合わされて、不規則だが決定的なPSFが生成されることがあります。その結果、画像の忠実性を向上させるために、PSFはCLEANスタイルのアルゴリズムを使用してデコンボリューションされることがよくあります。この論文では、干渉計で測定された磁束密度が真の値から体系的にオフセットされる原因となる重大な影響を再検討します。注意深く制御された一連のシミュレーションを使用して、体系的なオフセットがこれらのCLEANスタイルのアルゴリズムによって生成された画像の単位の不一致に起因することを示します。この系統誤差が数パーセントから数十パーセントの範囲で重大になる可能性があることを示します。この効果を考慮することは、MeerKAT、LOFAR、SKAなどの現在および将来の干渉アレイにとって重要であり、そのコア主体の構成により必然的に不規則なPSFが発生します。このオフセットは他の体系から独立しており、PSFへの適合の良さ、デコンボリューションの深さ、ソースのS/N比などのいくつかの要因によって悪化する可能性があることを示します。最後に、この影響をわずか数パーセントに減らすことができるいくつかの方法を紹介します。
超大質量星のモデル: I. 回転と金属性の影響と観測結果との比較
| Title |
Very_Massive_Star_Models:_I._Impact_of_Rotation_and_Metallicity_and_Comparisons_with_Observations |
| Authors |
S._Martinet,_G._Meynet,_S._Ekstr\"om,_C._Georgy,_R._Hirschi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00062 |
超大質量星(VMS)は、壮観な天体であるだけでなく、環境や宇宙の進化全体に多大な影響を与えていると考えられています。元素合成は、その進行段階と最後の爆発の両方で、宇宙全体の濃縮に大きく貢献する可能性があります。結果として生じる超新星は、最も超光度の高い現象の候補であり、その極限状態は、局所的スケールから宇宙的スケールまで、非常に重要な放射的および機械的フィードバック効果にもつながります。私たちは、宇宙時代にわたる超大質量星の進化に対する回転と金属性の影響を調査します。進行段階における超大質量星の中心領域の状態を記述するのに適した状態方程式をGENEC恒星進化コードに最近実装したことにより、我々は集団IIIから太陽の金属性までのVMS進化に関する新しい結果を提示します。低金属量のVMSモデルは回転に非常に敏感ですが、高金属量モデルの進化は質量損失効果によって支配されます。質量損失は表面速度の変化に強く影響し、金属量が高いモデルではすぐに壊れますが、金属量が低いモデルでは臨界速度に達します。LMCで観測されたVMSとの比較は、これらのモデルに使用された質量損失処方が観測された質量損失率と互換性があることを示しています。回転をモデル化するためのフレームワークでは、VMSのモデルは、観察された表面速度を再現するために高い初速度を必要とします。これらのVMSの表面濃縮は、1つの初期組成だけで説明するのは難しく、R136クラスター内の複数の集団を示唆する可能性があります。R136に典型的な金属量では、非回転またはゆっくり回転するVMSモデルのみがペア不安定性超新星を生成する可能性があります。形成される可能性のある最も重いブラックホールは、約60M$_\odot$よりも小さいです。
311 DA の白色矮星の HST COS 紫外分光調査。I.基本的なパラメータと比較研究
| Title |
A_HST_COS_ultra-violet_spectroscopic_survey_of_311_DA_white_dwarfs.I._Fundamental_parameters_and_comparative_studies |
| Authors |
Snehalata_Sahu,_Boris_T._Gaensicke,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Detlev_Koester,_J.J._Hermes,_David_J._Wilson,_Odette_Toloza,_Matthew_J._Hoskin,_Jay_Farihi,_Christopher_J._Manser,_Seth_Redfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00239 |
白色矮星の研究は、系外惑星、超新星爆発、宇宙論的調査など、天体物理学の複数の分野にわたって重要な意味を持ちます。したがって、それらの基本パラメータ(Teffおよびlogg)を正確に決定することが最も重要です。光学的調査によって多くの白色矮星の測定結果が得られている一方で、紫外線(UV)データを利用した研究、特に主にUV範囲で放射する暖かい星に焦点を当てた研究は不足しています。今回我々は、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器（COS）で得られた311個の水素大気（DA）白色矮星の中解像度遠紫外分光調査結果を紹介し、測光ガイア候補49個を確認した。3D減光マップ、視差、大気モデルを使用して、12000<Teff<33000K、7<=logg<9.2の範囲にある星のスペクトルを当てはめました。入力物理の影響を評価するために、フィッティングに2つの質量半径関係を採用し、結果を以前の研究と比較しました。この比較は、COSTeffがBalmerラインフィットより体系的に平均3%低いことを示唆していますが、光学測光研究とはわずか1.5%の差しかありません。質量分布は、COS質量がバルマー線および測光質量よりそれぞれ約0.05Msolおよび0.02Msol小さいことを示しています。いくつかのテストを実行したところ、COSの校正の問題、水素線の拡張理論、またはさらなる調査が必要な星間の赤化のいずれかによって不一致が生じていることがわかりました。比較分析に基づいて、その性質を確認するための追跡調査で注目を集めている30個のバイナリ候補を特定します。
系外惑星 GJ 436 の周囲の宇宙天気 b． II.恒星風と系外惑星の相互作用
| Title |
The_space_weather_around_the_exoplanet_GJ_436_b._II._Stellar_wind-exoplanet_interactions |
| Authors |
A._A._Vidotto,_V._Bourrier,_R._Fares,_S._Bellotti,_J._F._Donati,_P._Petit,_G._A._J._Hussain,_and_J._Morin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00324 |
M矮星GJ436には暖かい海王星があり、大気はかなりの量を失いつつあり、主星の風との相互作用によって形成されます。恒星風は、系外惑星GJ436bの周囲の系外宇宙の天気を形作る粒子と磁場によって形成されます。ここでは、最近公開されたGJ436の磁気マップを使用して、その3DAlfv\'en-waveによって駆動される風をモデル化します。私たちの結果を以前の透過分光モデルおよびGJ436の遷移領域における非熱速度の測定と比較することにより、私たちのモデルは、GJ436の風が風に動力を与えているものよりも小さいアルフエン波の束によって動力を得ていることを示しています。太陽の。これは、太陽風モデルで想定されているアルフエン波の正準流束が古いM矮星の風には当てはまらない可能性があることを示唆しています。太陽風と比較すると、GJ436の風は加速度が弱く、サブアルフエン領域が広がっています。これは、GJ436bの軌道を恒星の磁場が支配する領域内(つまり、アルフエン表面内)に配置するため重要です。恒星風による惑星のサブアルフエン運動により、リコネクション現象で放出された磁気流体力学波と粒子が磁力線に沿って星に向かって移動する可能性があり、これが最近この系で観察された異常な紫外線フレア分布を引き起こす可能性があります。。$B_p\simeq2$Gの惑星磁場を仮定すると、恒星と風惑星の相互作用によって放出される力を$\mathcal{P}\sim10^{22}$--$10^{23}$ergとして導出します。s$^{-1}$、これは紫外線線に由来する$10^{26}$ergs$^{-1}$の上限と一致します。さらに、星と惑星の相互作用は恒星の風の特性に依存するため、現実的な結果を導き出すには、これらの相互作用を調査する観測と3D恒星風シミュレーションで使用される磁気マップを同時に行う必要があることを強調します。
WR21 と WR31 で衝突する風 -- I. X 線ビュー
| Title |
Colliding_winds_in_WR21_and_WR31_--_I._The_X-ray_view |
| Authors |
Yael_Naze_(ULiege),_Gregor_Rauw_(ULiege),_Rachel_Johnson_(Univ_Denver),_Eric_Gosset_(ULiege)_and_Jennifer_L._Hoffman_(Univ_Denver) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00404 |
WR21とWR31は、V444Cygの場合とよく似た、短い周期の2つのWR+Oバイナリです。XMMニュートン天文台はこれら2つの天体を監視し、風の衝突から予想される位相ロック変動を明確に明らかにしました。変化はソフトバンド(0.5～2.keV、係数3～4による変化)で最大であり、本質的に吸収効果に関連しています。高密度のWR風による吸収の増加は、スペクトル分析によって確認されます。しかし、磁束最大値は、前方のO星との結合時に正確に検出されるのではなく、わずかに後に検出され、V444Cygのような衝突ゾーンのコリオリ偏向を示唆しています。ハードバンド（2.～10.keV）では、変動（1.5～2.0倍）はさらに限定されます。軌道傾斜角が低いため、V444Cygで観察されるような食は、これらの星系では検出されません。
太陽類似物質のリチウム枯渇: 経年変化と質量効果
この研究の主な目的は、Liの存在量、年齢、質量の間の相関関係を評価することです。高品質のESO/HARPSデータ(R$\simeq$115000;270$\leq$SNR$\leq$1000)を使用して、6707.8\r{A}$^7$Liのスペクトル合成によりLi存在量を測定しました。74個のソーラーツインとアナログをラインアップ。151個の太陽に似た星(サンプルからの72個と以前の研究からの太陽双子79個)の共同分析により、他の研究で報告されているLi存在量と年齢の強い相関関係が確認されました。質量と対流エンベロープのサイズもLiの存在量と関連しているようですが、重要性は低いです。私たちは、192個の星のサンプルにおいて、惑星の存在と低いLi存在量との間に重要な関連性があることを発見しました。私たちの結果は非標準モデルと定性的に一致しており、異なる質量と年齢の星のLi存在量の挙動を説明するには、いくつかの追加の輸送メカニズムを考慮する必要があることを示しています。
| Title |
Gravitational_Lensing_in_Modified_Gravity:_A_case_study_for_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Surajit_Kalita,_Shruti_Bhatporia,_Amanda_Weltman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.16604 |
過去数十年にわたり、多くの宇宙論的および天体物理学的な問題を解決するために、一般相対性理論に対する多数の修正が提案されてきました。修正された重力モデルの多くは、さらなる天体物理学的観測によって現在除外されています。いくつかの理論は依然として実行可能ですが、せいぜい、これまでの観測によって設定されたパラメーターに限界があります。最近では、高速電波バーストの観測が、宇宙論や基礎物理学を制約するための非常に強力なツールであることが証明されました。この研究では、一般的な修正重力理論を検討し、高速無線バーストによる重力レンズへの影響を検討します。私たちは一連の高速電波バースト観測を使用して、このような理論における原始ブラックホールで構成される暗黒物質の割合を制限します。さらに、光線の経路に散乱スクリーンとして機能するプラズマがある場合と同様に、修正された重力が重力レンズに遮蔽効果を追加することを示します。
泡立つハイブリッド中性子星の音
過去10年間の天体物理学的観測がますます正確になり、熱心な理論研究と組み合わせることで、中性子星の内部におけるクォーク物質の存在についての結論を導き出すことが可能になりました。クォーク物質は中性子星の内核を形成したり、泡や液滴の形で浸漬したりする可能性があります。我々は、最後のシナリオが音の伝播と音速の非常に異常な特性につながることを実証します。
| Title |
Measuring_black_hole_spin_through_gravitational_lensing_of_pulsars |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon,_Mohammad_Bagher_Jahani_Poshteh,_Robert_B._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00205 |
私たちは、ミリ秒パルサーの重力レンズ効果に基づいて、ブラックホールの回転を前例のない精度で測定するための新しい手順を提案しました。回転パラメータを増加すると、光の偏向角が増加します。一次画像と二次画像の場合、回転ブラックホールの角度位置はマイクロ秒オーダーの量だけ大きくなります。また、回転するブラックホールの場合の遅延時間の差は、非回転の場合よりも大きく、その差は数秒に及ぶ可能性があります。この量は、現在および近い将来に達成可能な他の方法によるブラックホールスピンの推定よりもはるかに正確な、非常に正確なブラックホールスピンの測定を達成するのに役立つ可能性があることを示します。
バイナリ ブラック ホールの数値相対性理論波形の 2 番目の MAYA カタログ
| Title |
Second_MAYA_Catalog_of_Binary_Black_Hole_Numerical_Relativity_Waveforms |
| Authors |
Deborah_Ferguson,_Evelyn_Allsup,_Surendra_Anne,_Galina_Bouyer,_Miguel_Gracia-Linares,_Hector_Iglesias,_Aasim_Jan,_Pablo_Laguna,_Jacob_Lange,_Erick_Martinez,_Filippo_Meoni,_Ryan_Nowicki,_Deirdre_Shoemaker,_Blake_Steadham,_Max_L._Trostel,_Bing-Jyun_Tsao,_and_Finny_Valorz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00262 |
数値相対性理論の波形は、併合連星系のダイナミクスとそこから放射される重力波についての理解を深めていく上で重要なリソースです。バイナリブラックホール波形の2番目のMAYAカタログ(ジョージア工科大学波形カタログの続編)として、181の新しい数値相対性理論シミュレーションを紹介します。最も重要なのは、これらには、55件の高質量比(q>=4)、48件の歳差運動、および92件の偏心(e>0.01)シミュレーションが含まれており、そのうち7件は偏心と歳差運動の両方です。これらの重要な追加により、この新しいカタログは、既存の公開数値相対性理論波形カタログのかなりのギャップを埋めます。このカタログに示されている波形は収束しており、現在の重力波モデルと一致していることが示されています。これらはhttps://cgp.ph.utexas.edu/waveformで一般公開されています。
極端な放射線とプラズマの相互作用における高エネルギー加速現象
| Title |
High-energy_acceleration_phenomena_in_extreme_radiation-plasma_interactions |
| Authors |
J._C._Faure,_D._Tordeux,_L._Gremillet,_M._Lemoine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00366 |
我々は、パーティクルインセルコードを使用して、数桁の光子密度を持つ極度の強度でインコヒーレントなガンマ線束と希薄電子イオンプラズマのコンプトンベースの相互作用中に作用する一連の加速プロセスをシミュレートします。粒子密度を超える大きさ。プラズマ電子は、最初はコンプトン散乱によって放射束方向に加速されます。次に、誘導電流による電荷分離場がプラズマイオンを相対論的速度に近い速度まで前方に駆動し、非散乱電子を駆動光子のエネルギーを容易に超えるエネルギーまで後方に加速します。これらのエネルギーを与えられた電子のダイナミクスは、静電加速、バルクプラズマ運動、逆コンプトン散乱、およびワイベル型不安定性によって生成される移動磁気変動からの偏向の相互作用によって決定されます。後者のフェルミ様効果は、特に順方向の超熱電子尾を生じさせます。私たちはこれらの現象のほとんどについて簡単な分析的記述を提供し、問題のパラメーターに対するそれらの感度を数値的に調べます。
我々は、ヒッグスポータルを介して可視セクターに結合するフェルミオン一重項$\chi$と、消滅チャネル$\chi\chi\toN\nu$を開く重いディラックニュートリノ$N$を使って、暗黒物質の最小モデルを定義します。。このモデルは、観測された遺物の存在量を直接探索からの境界と一貫して提供し、間接探索では10GeV～1TeVでの単色ニュートリノ信号を示唆します。特に、太陽による$\chi$の捕獲率を取得し、その信号が太陽表面に降り注ぐ宇宙線によって生成される「ニュートリノフロア」を超えている可能性があることを示します。ほとんどのベンチマークモデルでは、この太陽の天体物理的背景は予想される暗黒物質信号を上回っているため、私たちが提案するモデルは、ニュートリノ望遠鏡や衝突型加速器で研究できる直接探索によって除外されないWIMPの標準的な例です。
DUNEでの半消滅によるブーストされた暗黒物質とニュートリノの同時検出
| Title |
Simultaneous_detection_of_boosted_dark_matter_and_neutrinos_from_the_semi-annihilation_at_DUNE |
| Authors |
Mayumi_Aoki_and_Takashi_Toma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00395 |
ダークマターの直接検出実験は、熱ダークマターのシナリオに強い制限を課します。断面が運動量伝達または速度に依存する場合、境界は自然に回避できます。何らかのメカニズムによって暗黒物質粒子が増強される場合、そのような熱暗黒物質シナリオをテストすることができます。この研究では、$\chi$($\overline{\chi}$)が暗黒物質(反暗黒物質)である特定の半消滅$\chi\chi\to\nu\overline{\chi}$を考慮します。)、DUNEでの最終状態におけるニュートリノとブーストされた暗黒物質の同時検出を探索します。DUNE検出器の正確な角度分解能により、ニュートリノとブーストされた暗黒物質のエネルギーがよく再現されることがわかりました。さらに、暗黒物質の質量が30GeV未満であり、散乱断面積が運動量伝達に依存する場合、両方の信号がDUNEでテスト可能であることがわかりました。
運動学的異方性とパルサー タイミング アレイ
ソース静止系に対する私たちの相対運動によって引き起こされるドップラー異方性は、宇宙起源の確率的重力波背景の保証された特性です。将来のパルサータイミングアレイ測定によって検出されれば、重力波を発生させる物理学に関する興味深い情報が提供されることになるが、背景の等方性部分のみの測定から抽出することは困難、あるいは不可能ですらある。私たちは、パリティ違反による考えられる影響を含む運動学的異方性、スペクトルの等方性部分の周波数依存性の特徴、および余分なスカラー偏光とベクトル偏光の存在に対するパルサー応答関数を解析的に決定します。さまざまな効果に対する感度が、フレーム間の相対運動に関するパルサーの構成にどのように決定的に依存するかを初めて示します。同様に、我々は、宇宙論的重力波背景の明確な特徴を特徴付けるために運動学的異方性の将来の測定を利用することを目的とした検出戦略の例を提案する。
| Title |
Non-radial_oscillation_of_anisotropic_neutron_stars_in_full_general_relativity |
| Authors |
Sushovan_Mondal_and_Manjari_Bagchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00439 |
私たちは一般相対性理論の枠組み内で異方性中性子星の非放射状振動を研究します。私たちの研究には、摂動のない平衡配置として、非回転の球対称異方性中性子星が含まれています。BSk21状態方程式を使用して中性子星物質を記述し、局所異方性を説明するために現象学的分析を導入します。小さな断熱極摂動(偶パリティ)を考慮することで、線形化されたアインシュタイン方程式から振動方程式を導き出します。注目すべきことに、これらの振動方程式には圧力異方性の影響が明示的に組み込まれています。異方性圧力強度をさまざまに選択して、基本(f)モードの周波数と減衰時間を計算します。興味深いことに、異方性が存在する場合でも、fモード周波数が中性子星の平均密度に応じて線形に変化し続けることが観察されました。私たちは、異方性がfモード周波数とそれに関連する減衰時間の両方にどのような影響を与えるかについて、包括的な分析を実施します。
ALP支援による強い一次電弱相転移とバリ形成
| Title |
ALP-Assisted_Strong_First-Order_Electroweak_Phase_Transition_and_Baryogenesis |
| Authors |
Keisuke_Harigaya_and_Isaac_R._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00587 |
アクシオン様粒子(ALP)は、当然、電弱スケールよりも軽い可能性があります。強い一次電弱相転移を達成するために、標準モデルヒッグスに結合するALPを検討します。相転移の2つのフィールドのダイナミクスと関連する計算について詳細に議論し、実行可能なパラメーター空間を特定します。ALP質量はMeVからGeVまでのスケールで指定できます。バリオンの非対称性は、電子の電気双極子モーメントの束縛を侵すことなく、局所的なバリオ形成によって説明できます。実行可能なパラメータ空間は、ヒッグスエキゾチック崩壊、稀なカオン崩壊、電子の電気双極子モーメント、および宇宙マイクロ波背景放射中のニュートリノの有効数を通じて調べることができます。重力波信号は微弱すぎて検出できません。
260 日メソアメリカ暦の数学的構造
古代メソアメリカ文化は、短い儀式用の260日カレンダーを構築し、それを日常生活に使用していました。この研究では、単純な算術計算を使用して、暦の日数を計算するために基本的な数13を強制的に導入することによって364日のカウントを構築でき、そこから260日の短いメソアメリカ暦が構築されることが示されています。この短いカレンダーは、完全な365日カレンダーのいくつかの特性と、メソアメリカ文化で使用されていた360サイクルの特性を継承しています。これらの文化では、建築記念碑の特定の日没と日の出に合わせるために、およその太陽364日および全太陽365日の日数の特定の分数またはモナドも使用されました。また、完全な太陽の365日の暦と260日の短い暦との間の基本的なメソアメリカの関係は、365x52=260x73で与えられます。これは、太陽の周りの地球の周期と地球の周期の間の軌道運動に関するケプラーの第3法則であることも示されています。260日周期の仮想のシノディック軌道。
