ライマン・アルファの森におけるバリオニック音響振動によるモデル選択
ライマンアルファバリオン音響振動測定の最終的かつ完全な調査結果の最近のリリースは、他の情報源ではアクセスできない、実効赤方偏移z_eff=2.334での宇宙幾何学を研究するための最も重要かつ正確なデータベースを提供します。このレターでは、これらのデータを使用して、プランクLCDM、R_h=ct宇宙、ミルン宇宙、アインシュタイン・デ・ジッターという4つの異なる宇宙論から選択します。ライマン-アルファ研究の範囲と深さを考慮すると、このBAO測定だけでも強力なモデル比較が提供され、ライマン$\alpha$データとより低い赤方偏移での測定を組み合わせた以前の研究を補完します。どちらのアプローチも有用ですが、後者はモデルの予測と観測値の間の差異を軽減する傾向があります。したがって、ライマンアルファ森林と背景クェーサーで測定されたBAOスケールに厳密に基づいて、モデルが相互にどのように比較されるかを調べます。ミルンとアインシュタイン・デ・ジッターはこれらのデータから強く除外されることがわかります。標準モデルを否定する強力な証拠もあります。ライマンアルファの測定値は、R_h=ctによって予測された宇宙の幾何学形状と完全に一致しています。そのため、一般相対性理論による活動量ゼロ条件がLCDMの必須要素であるはずであるという証拠が増え続けています。
2022 年までの 40 GHz 観測の CLASS 角パワースペクトルとマップコンポーネント解析
| Title |
CLASS_Angular_Power_Spectra_and_Map-Component_Analysis_for_40_GHz_Observations_through_2022 |
| Authors |
Joseph_R._Eimer,_Yunyang_Li,_Michael_K._Brewer,_Rui_Shi,_Aamir_Ali,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Sumit_Dahal,_Rahul_Datta,_Jullianna_Denes_Couto,_Kevin_L._Denis,_Rolando_D\"unner,_Thomas_Essinger-Hileman,_Pedro_Flux\'a,_Johannes_Hubmayer,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_John_Karakla,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_N\'u\~nez,_Lucas_Parker,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_A._Reeves,_Karwan_Rostem,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Janet_L._Weiland,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Lingzhen_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00675 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光の最大角度スケール($\ell<30$)の特徴の測定は、光学的深さを再電離$\tau$に制限し、原始的な$B$モードの検出。我々は、2016年8月から2022年5月までに宇宙論大角スケール測量装置(CLASS)の地上ベースの$40\,\mathrm{GHz}$チャネルから作成された、空の75%近くをカバーする地図の分析を紹介します。チリのアタカマ砂漠からの偏波変調を終えると、このチャネルが$10<\ell<100$の範囲で衛星測定からの類似周波数よりも高い感度を達成することがわかります。最終的なキャリブレーション調整後のノイズシミュレーションでは、CLASS直線(円)偏光マップのホワイトノイズレベルが$125\,(130)\,\mathrm{\muK\,arcmin}$であることが示されています。銀河でマスクされた拡散シンクロトロン放射光の$EE$スペクトルと$BB$スペクトルを測定し、同様の周波数での宇宙ベースの測定と比較します。外部データと組み合わせて、シンクロトロンスペクトルエネルギー密度（SED）の空間変動の測定を拡張して、空の新しい領域を含め、高調波領域の微弱な拡散SEDを測定します。$5<\ell<125$の範囲の円偏光の背景に新しい上限を設定し、最初のビンは95で$D_\ell<0.023$$\mathrm{\muK^2_{CMB}}$を示します％自信。これらの結果は、地上からの最大規模のCMB偏波の回復と、高感度および高周波数のCLASSチャネルが解析に含まれる場合の信号励起の可能性に関する新しい標準を確立します。
ホレイラナ: 個別のバリオン音響振動?
初期高温宇宙の物理学の理論はバリオン音響振動の予測につながり、それは数十万の天体のサンプル中の銀河のペアごとの分離から確認されています。ここでは、z=0.068でのバリオン音響振動(BAO)信号への著しく強い個別の寄与の発見、ホレイラナという名前が与えられた実体の証拠が提示されます。3D構造の半径は155/h_{75}Mpcです。その中心にはうしかい座超銀河団があります。スローングレートウォール、CfAグレートウォール、ヘラクレスコンプレックスはすべてBAOシェル内にあります。私たちの好みの分析によるホレイラナのBAO構造としての解釈は、ハッブル定数の値が76.9+8.2-4.8km/s/Mpcであることを意味します。
21cm 強度マッピングと銀河調査との相互相関: SKAO の現在および予測される宇宙論的パラメーターの推定
| Title |
21cm_Intensity_Mapping_cross-correlation_with_galaxy_surveys:_current_and_forecasted_cosmological_parameters_estimation_for_the_SKAO |
| Authors |
Maria_Berti,_Marta_Spinelli,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00710 |
我々は、21cm強度マッピングと銀河赤方偏移調査の間の相互相関信号の包括的な予測セットを提示します。私たちは、21cm信号用のSKAO、銀河クラスタリング用のDESIおよびEuclidによって提供されるデータセットに焦点を当てます。我々は、電波観測のためのビームの効果、アルコック・パジンスキー効果、天体物理学的迷惑度の単純なパラメータ化を考慮した尤度を構築し、$z=0.7-1.8$の範囲でそのような観測の断層撮影パワーを最大限に活用します。線形および軽度非線形スケール($k<0.25h/$Mpc)。標準$\Lambda$CDMモデルの6つの基本パラメータに関して、ベイジアンフレームワークのモンテカルロマルコフ連鎖手法で得られた予測制約は有望です。相互相関の予測信号対雑音比は、$z\sim1$および$k\sim0.1h/$Mpcの場合$\sim50$に達する可能性があります。相互相関信号がプランクからの現在の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データと組み合わされると、$\Omega_{\rmc}\,h^2$と$H_0$のエラーバーは3と6の係数で減少します。、それぞれ、2つの観測値によって提供される物質クラスタリングの測定により、CMBのみのデータと比較しました。相互相関信号には自己相関信号に匹敵する抑制力があり、すべてのクラスタリング測定を組み合わせると、$H_0$で0.33%未満のパーセント誤差バーを達成できます。これは、CMBより約2倍優れています。測定のみ。最後に、概念実証として、宇宙論的パラメーターにいくつかの(弱い)制約を提示しながら、MeerKatコラボレーション(Cunningtonetal.2022)によって測定された実際のデータでパイプライン全体をテストします。
Wide Field Survey Telescope に基づく測光赤方偏移の予備研究
| Title |
A_preliminary_study_of_photometric_redshifts_based_on_the_Wide_Field_Survey_Telescope |
| Authors |
Yu_Liu,_Xiao-zhi_Lin,_Yong-quan_Xue_and_Huynh_Anh_N._Le |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00713 |
WideFieldSurveyTelescope(WFST)は、建設中の専用の時間領域マルチバンド($u$、$g$、$r$、$i$、および$z$)測光測量施設です。この論文では、COSMOS/UltraVISTA分野の銀河カタログから得られた模擬観測を利用して、WFSTに基づいて測光赤方偏移の品質を評価する予備研究を紹介します。ZEBRA測光赤方偏移コードを使用し、修正された適応テンプレートのセットを採用することで、テンプレートフィッティング手法を適用して測光赤方偏移を推定します。測光赤方偏移のバイアス(出力測光赤方偏移と入力赤方偏移の間の相対オフセットの中央値)、正規化された中央絶対偏差($\sigma_{\rmNMAD}$)、および測光赤方偏移の外れ値の割合($f_{\rmoutlier}$)を評価します。2つの典型的なWFST観測ケース、単一の30秒露出観測(以下、シャローモード)と追加の50分間露出観測(以下、ディープモード)です。浅いモードではbias$\la0.006$、$\sigma_{\rmNMAD}\la0.03$、$f_{\rmoutlier}\la5\%$が見つかり、bias$\about0.005$,$が見つかります。さまざまな月相の下で、ディープモードではそれぞれ\sigma_{\rmNMAD}\約0.06$、$f_{\rmoutlier}\約17\%$--$27\%$でした。WFSTの模擬観測データを今後のCSSTおよびEuclid調査のデータと組み合わせると、$z_{\rmphot}$の結果が大幅に改善され、$f_{\rm外れ値}\約1\%$と$が得られることが実証されます。\sigma_{\rmNMAD}\約0.02$。
単一フィールドインフレーションの EFT における複数の急激な遷移を使用して、PBH の形成と SIGW の生産のノーゴーを回避する
| Title |
Evading_no-go_for_PBH_formation_and_production_of_SIGWs_using_Multiple_Sharp_Transitions_in_EFT_of_single_field_inflation |
| Authors |
Gourab_Bhattacharya,_Sayantan_Choudhury,_Kritartha_Dey,_Saptarshi_Ghosh,_Ahaskar_Karde,_Navneet_Suryaprakash_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00973 |
統一されたフレームワークの下で\textit{複数のシャープ遷移}(MST)を展開し、1ループ補正された繰り込み再開スカラーパワースペクトルを組み込むことにより、原始ブラックホール(PBH)の形成とスカラー誘起重力波(SIGW)の生成を調査します。。実効音速パラメータ$1\leqc_s\leq1.17$を使用すると、直接的な結果は$M_{\rmPBH}\sim{\calO}(10^{-31}M_{\odot)にわたるPBH質量の生成です。}-10^{4}M_{\odot})$となり、PBH質量に関するよく知られた\textit{No-go定理}を回避できます。私たちの結果は、NANOGravの15年間にわたる広範なデータおよび他の地上および宇宙ベースの実験(例:LISA、HLVK、BBO、HLV(O3)など)によって概説された感度と一貫して一致しています。
エキゾチックな天体物理学的ソースからの広範な光子スペクトルの注入を制限する
私たちは、宇宙のさまざまな時代に挿入されたべき乗則タイプのスペクトルを使用して光子注入の進化を研究し、複数の異なる宇宙論的探査機からパラメータ空間に対する制約を取得します。私たちの研究は、天体物理学的ソースやエキゾチックなソースから拡張された光子スペクトルが得られるという現実的な可能性によって動機づけられています。$\delta$関数のような近似を超えて、物理学はより豊かになり、宇宙論的探査機の制約力は複雑な形で光子注入履歴に依存し始めます。おもちゃのモデルとして、まず崩壊する粒子のシナリオを検討し、次に赤方偏移でのよりモデルに依存しないべき乗則タイプの注入に一般化します。パラメーターのさまざまな組み合わせをさまざまな現実的な天体物理学的ソースやエキゾチックなソースにマッピングすることができ、将来の研究における有用なベンチマークを提供します。
統一されたサブハローモデルを暖かい暗黒物質に拡張する
一連の高解像度N体シミュレーションを使用して、冷たい暗黒物質(CDM)サブハローの統一分布モデルを暖かい暗黒物質(WDM)の場合に拡張します。未進化の質量関数、未進化の動径分布、潮汐剥離を組み合わせた同じモデルフレームワークにより、CDMシミュレーションとWDMシミュレーションの両方でサブハローの質量関数と空間分布を予測できます。DM粒子特性に対するモデルの依存性は、初期パワースペクトルのハーフモード質量を通じて普遍的にパラメーター化されます。CDMモデルと比較すると、WDMモデルは2つの点で最も顕著に異なります。1)CDMのべき乗則形式とは対照的に、WDMの未進化のサブハロー質量関数は、初期パワースペクトルのカットオフにより、低質量端でスケールに依存します。2)WDMサブハローは、降着時の濃度が低いため、潮汐剥離や破壊に対してより脆弱です。生存率は落下物量に依存することも判明した。これらの違いを考慮して、モデルは、未進化のサブハロー質量関数にも比例する最終的なWDMサブハロー質量関数を予測します。WDMサブハローの半径方向の分布は質量に依存すると予測されます。低質量サブハローの場合、スケールに依存する未進化の質量関数と潮汐剥離の強化により、CDM対応物と比較して、半径方向の分布は内側のハローではより平坦になり、外側のハローではより急になります。一般化モデルに従ってサブハローをサンプリングするコードは、https://github.com/fhtouma/subgen2で入手できます。
バンプ存在下でのヒッグスポテンシャルによって駆動される非正準スカラー場のインフレーションにおける原始ブラックホール
最近、宇宙の暗黒物質(DM)内容物の注目すべき候補として、原始ブラックホール(PBH)が科学界から多くの関心を集めています。したがって、この研究では、非標準インフレーションモデルに小さなバンプが存在する場合のヒッグスポテンシャルからのPBHの生成が調べられました。実行可能なインフレーション時代は、べき乗則ラグランジュ密度を備えた非正準フレームワークで、自己結合定数$\lambda=0.13$のヒッグスポテンシャルを通じて推進できることが実証されています。さらに、ヒッグスポテンシャルに対する補正項（バンプのようなもの）としてインフレトン場の適切な関数を設定すると、インフレトンがしばらく減速します。このような短い期間では、小さいスケールでのスカラー摂動パワースペクトルの振幅は、CMBスケールと比較して十分に大きくなります。バンプの特徴に加えて、スカラーパワースペクトルの振幅に対するラグランジュ関数の$\alpha$パラメーターの強化効果が示されています。モデルの3つのパラメーターケースを微調整すると、質量${\calO}(10)M_{\odot}$、${\calO}(10^{-6})を持つPBHの3つのケースが生成されます。M_{\odot}$および${\calO}(10^{-13})M_{\odot}$。LIGO-VIRGOイベント、OGLEデータのマイクロレンズイベント、およびDMのほぼ全体を説明するのに適しています。内容はそれぞれ。これらのPBHの生成には、二次重力波(GW)の伝播が伴います。これらのGWの現在の密度パラメータスペクトル$(\Omega_{\rmGW_0})$は、GW検出器によって追跡できることが示されています。最後に、$\Omega_{\rmGW_0}$のスペクトルの周波数に関するべき乗則の挙動が指摘されています。赤外線領域のパワー指数は、$n=3-2/\ln(f_c/f)$のような対数依存形式になります。
現代宇宙論の織り方に対する宇宙後期の分析的アプローチ
宇宙論的探査機を組み合わせることで、標準的な宇宙論モデルがパーセントの精度で統合されましたが、最近、局所宇宙または原始宇宙から特定のパラメータを推定する際に、いくつかの緊張が生じています。これが隠された体系によるものなのか、それとも新しい物理学を指し示しているのかはまだ議論の余地がありますが、できるだけ多くの探査機を研究して、結果を独立した方法で相互チェックし、宇宙論的なパズルに追加の情報を提供することが重要です。この研究では、赤方偏移範囲$0<z<10$をサンプリングするいくつかの後期宇宙探査機、つまりIa型超新星、バリオン音響振動、宇宙クロノメーター、ガンマ線バーストを組み合わせることにより、局所的または局所的または無関係に宇宙論的制約を導き出すことを目的としています。初期宇宙のアンカー。標準的な宇宙論モデルとそのさまざまな拡張をテストするために、進化するダークエネルギー状態方程式と曲率を自由パラメーターとして考慮し、各プローブを個別に分析し、それらの可能な順列をすべて分析します。フラットな$\Lambda$CDMモデルを仮定すると、プローブの完全な組み合わせは$H_0=67.2^{+3.4}_{-3.2}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$と$を提供します。\Omega_m=0.325\pm0.015$($68\%$C.L.)。平坦な$w$CDMモデルを考慮すると、平坦性の仮定を緩和することで($\Lambda$CDMモデル、$95)、$w_0=-0.91^{+0.07}_{-0.08}$($68\%$C.L.)を測定します。\%$C.L.)$\Omega_k=0.125^{+0.167}_{-0.165}$が得られます。最後に、縮退の方向とプローブの輪郭の相対的な方向を分析的に特徴付けます。性能指数を計算することで、独立した手法間の相乗効果を定量化し、各プローブの制約力を推定し、どれが推論プロセスに最もよく貢献するかを特定します。新しい宇宙論的調査が完了するまでの間、この研究は、現代の宇宙論の状況において新たに出現する宇宙論的探査機の緊急性を裏付けるものである。
The Three Hundred : 流体力学および暗黒物質シミュレーションにおけるクラスター銀河密度の対照
| Title |
The_Three_Hundred_:_contrasting_clusters_galaxy_density_in_hydrodynamical_and_dark_matter_simulations |
| Authors |
A._Jim\'enez_Mu\~noz,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_G._Yepes,_M._De_Petris,_A._Ferragamo,_W._Cui,_J.S._G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01443 |
ユークリッド衛星ミッションのおかげで、星団数のカウントは今後10年間の重要な宇宙論的探査となるでしょう。この目的のために、銀河団のメンバーの空間分布とその光度関数に敏感な銀河団検出アルゴリズムのパフォーマンスを正確に特徴付ける必要があります。TheThreeHundred流体力学および暗黒物質のみのシミュレーションを使用して、赤方偏移0(1)で7(5)$\times$10$^{14}$M$_{\odot}$を超える大規模クラスターの完全なサンプルを研究します。$(1.48\\mathrm{Gpc})^3$のボリューム。現在の流体力学シミュレーションの質量分解能(1.5$\times$10$^9$M$_{\odot}$)は、ユークリッドデータの観点からサンプルの視感度関数を特徴付けるには十分ではないことがわかりました。それにもかかわらず、これらのシミュレーションは、異なるフレーバーと解像度に対する共通の相対質量閾値を仮定して、クラスターの下部構造の空間分布を特徴付けるのに依然として役立ちます。これらのシミュレーションの暗黒物質のみのバージョンと比較することにより、統計量が少ない以前の研究でも観察されていたように、バリオン物理学ではかなり低質量のサブハロー(銀河)が保存されることが実証されました。さらに、水力シミュレーションを、同じ天体のより高解像度の暗黒物質のみのシミュレーションと比較し、サブハロー質量の同じ限界を考慮することにより、低質量の下部構造が集中する傾向があるクラスターの中心に向かう尖った銀河の密度プロファイルが大幅に増加していることがわかります。。私たちは、暗黒物質のみのシミュレーションを使用すると、銀河団メンバーの空間分布と密度に何らかのバイアスが生じる可能性があると結論付けています。いくつかの高解像度水力シミュレーションの予備解析に基づいて、我々は、1.8$\times$10$^8$h$^{-1}$M$_{\odot}$の質量解像度がTheThreeには必要であると結論付けます。Euclid測量で予想される等級の限界に近づくための100回のシミュレーション。
再電離後の HI 21 cm 信号: 負の宇宙定数のプローブ
| Title |
Post-reionization_HI_21-cm_signal:_A_probe_of_negative_cosmological_constant |
| Authors |
Chandrachud_B._V._Dash,_Tapomoy_Guha_Sarkar,_Anjan_A._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01623 |
この研究では、負の宇宙論的定数を含む宇宙論モデル(ダークエネルギー分野のAdS真空)を調査します。私たちは負の宇宙定数の上にある真髄場を考察し、それが宇宙論的進化と構造形成に及ぼす影響を研究します。再電離後の時代からの赤方偏移したHI21cm輝度温度マップのパワースペクトルを宇宙論的プローブとして使用します。パワースペクトルの多重極上のバリオン音響振動(BAO)のシグネチャは、角直径距離$D_A(z)$とハッブルパラメーター$H(z)$の測定値を抽出するために使用されます。その後、これらの予測誤差を使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ手法を使用してモデルパラメーター($\Omega_\Lambda、w_0、w_a$)の制約を予測します。我々は、銀河サンプルから得られたBAO距離測定データから、ファントム暗黒エネルギー状態方程式(EoS)とより高い値の$H_0$を伴う負の宇宙定数が実現可能であることを発見した。また、未来的なSKA-midのような実験から得られた21cmパワースペクトル上のBAOインプリントは、負の宇宙論的定数に関する$1-\sigma$誤差を生成し、本質的な暗黒エネルギーEoSパラメータは$\Omega_\Lambda=-0.883であることもわかりました。^{0.978}_{-2.987}$と$w_0=-1.030^{0.023}_{-0.082}$、$w_a=-0.088^{0.162}_{-0.343}$で、他のプローブと競合します文献で報告されています。
パルサータイミングアレイ観測による宇宙重力波背景の異方性について
| Title |
On_the_anisotropies_of_the_cosmological_gravitational-wave_background_from_pulsar_timing_array_observations |
| Authors |
Ran_Ding,_Chi_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01643 |
確率的重力波背景の重要な証拠が、いくつかのパルサータイミングアレイの観測によって最近報告されました。これらの研究は、超大質量ブラックホール連星（SMBHB）に基づく天体物理学的説明に加えて、宇宙論的起源もこれらの信号の同様に重要な情報源であると考えられることを示しました。これらの宇宙論的起源をさらに調査するために、この研究では、モデルに依存しない方法で宇宙論的重力波背景(CGWB)の異方性について議論します。北米ナノヘルツ重力波観測所(NANOGrav)の15年間のデータセットをベンチマークとして使用して、CGWBの角パワースペクトルと、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)変動および弱い重力レンズとの相互相関を推定します。NANOGravの15年データは、CGBWスペクトルにおけるサックスウルフ(SW)効果が抑制されていることを示唆しており、大規模なスケールではCMBとのわずかに負の相互相関をもたらしていることがわかりました。この手順は、さまざまな初期宇宙プロセスによって導入された信号に適用でき、将来の宇宙ベースの干渉計や天文測定からCGWBの異方性に関する固有の特徴を特定するのに役立つ可能性があります。
アベル 746: 複数の合体を起こしている高度に撹乱された星団
| Title |
Abell_746:_A_highly_disturbed_cluster_undergoing_multiple_mergers |
| Authors |
K._Rajpurohit,_L._Lovisari,_A._Botteon,_C._Jones,_W._Forman,_E._O'Sullivan,_R._J._van_Weeren,_K._HyeongHan,_A._Bonafede,_M._J._Jee,_P._Dom\'inguez-Fern\'andez,_F._Vazza,_G._Brunetti,_H._Cho,_A._Stroe,_K._Finner,_M._Br\"uggen,_J._M._Vrtilek,_L._P._David,_G._Schellenberger,_D._Wittman,_G._Lusetti,_R._Kraft_and_F._de._Gasperin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01716 |
私たちは、ディープ\textit{XMM-Newton}、カール・ジャンスキー超大型アレイ、および相対論的粒子の加速の証拠を提供する大量の拡散放出源をホストする星団であるアベル746のアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡の観測を紹介します。私たちの新しい\textit{XMM-Newton}画像は、いくつかの下部構造を持つ熱ガスの複雑な形態を明らかにします。クラスター全体で非対称な温度分布が観察されます。南部の領域はより高い温度を示し、$\sim$9\,keVに達しますが、北部の領域はより低い温度($\rm\leq4\,keV$)を示します。これはおそらく複雑な原因によるものです。合併。4つの表面輝度エッジの証拠が見つかり、そのうち3つは合体によって引き起こされる衝撃フロントです。私たちの新しいデータと公開された低周波アレイ観測を組み合わせることで、このシステムにおける拡散源の性質が明らかになりました。明るい北西遺物は、細いフィラメントと、整列した磁場ベクトルによる高度な分極を示しています。北のより暗い遺物と一致する密度のジャンプを検出しました。南では、衝撃加熱された領域と一致する高温領域が検出され、密度ジャンプは南の電波構造の北端と一致します。その積分スペクトルは、高周波の急峻化を示しています。最後に、このクラスターが大規模な電波ハロー放射をホストしていることがわかりました。熱放射と非熱放射を比較すると、中心の明るい電波とX線の特徴の間に逆相関があることが明らかになります。私たちの調査結果は、Abell746が複数の合併を伴う複雑なシステムであることを示唆しています。
ハッブル張力と第五の力: 宇宙の脚本
第5の力は、修正された重力理論のいたるところに存在します。この論文では、特にハッブル定数($H_0$)の推定値に関して、セファイドで校正された宇宙距離ラダーに対するそれらの影響を分析します。我々は、宇宙の大規模構造に関連する代用場を使用して第五の力の強さ、または遮蔽の量を推定するさまざまな効果的なモデルを検討します。考慮したすべてのモデルについて、$H_0$の局所距離ラダーとプランク値は確率$\gtrsim20\,\%$と一致し、$99\,\%$でデータが除外されている一致モデルと比較して緊張が緩和されます。自信。この矛盾の緩和は、セファイド星団と赤色巨星の枝の先端（TRGB）からの距離推定値の間の緊張の増大を部分的に犠牲にして実現されている。セファイドとTRGBの距離推定間の一貫性が損なわれないことも要求されますが、一部のフィフスフォースモデルは$\gtrsim20\,\%$の確率でデータを依然として収容できます。これは、効果的なモデルの基礎となる基本理論と、それらがハッブル張力に及ぼす影響をより詳細に調査する動機を与えます。
暗黒物質の速度分布: 数値シミュレーションと解析結果の比較
| Title |
Dark_Matter_Velocity_Distributions:_Comparing_Numerical_Simulations_to_Analytic_Results |
| Authors |
Katharena_Christy,_Jason_Kumar,_and_Louis_E._Strigari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01979 |
例として公開されているViaLactea2データセットを使用して、暗黒物質のみの数値シミュレーションから得られた暗黒物質の速度分布と解析予測の一貫性をテストします。スケール半径のかなり内側では、数値シミュレーションから得られた速度分布が、運動の単一積分、つまりエネルギーの関数と一致し、さらにエディントン逆変換から得られた結果と一致していることがわかりました。これは、解析結果の基礎となる仮定、つまり球面対称性、等方性、静的ポテンシャルが、ハローの内部領域の速度分布の大まかな特性を支配するのに十分な精度であることを示しています。$p$波または$d$波状態からの暗黒物質の消滅を支配する可能性がある分布の高速尾部の挙動への影響について議論します。
CHEX-MATE: 銀河団の X 線温度プロファイルを逆投影および逆畳み込むためのノンパラメトリック深層学習技術
| Title |
CHEX-MATE:_A_non-parametric_deep_learning_technique_to_deproject_and_deconvolve_galaxy_cluster_X-ray_temperature_profiles |
| Authors |
A._Iqbal,_G.W._Pratt,_J._Bobin,_M._Arnaud,_E._Rasia,_M._Rossetti,_R.T._Duffy,_I._Bartalucci,_H._Bourdin,_F._De_Luca,_M._De_Petris,_M._Donahue,_D._Eckert,_S._Ettori,_A._Ferragamo,_M._Gaspari,_F._Gasteldello,_R._Gavazzi,_S._Ghizzardi,_L._Lovisari,_P._Mazzotta,_B.J._Maughan,_E._Pointecouteau,_and_M._Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02075 |
高温銀河団のクラスター内媒体(ICM)の温度プロファイルは複雑な非線形構造をしており、従来のパラメトリックモデリングでは完全に近似できない可能性があります。この研究では、初めてニューラルネットワークを利用して、ICM温度プロファイルのデータ駆動型ノンパラメトリックモデルを構築しました。次に、観察された投影(2D)温度プロファイルから真の(3D)温度プロファイルを明らかにするために、新しいデコンボリューションアルゴリズムが導入されました。自動エンコーダからインスピレーションを得たニューラルネットワークは、スパースセットを使用して、[0.02-2]R$_{500}$の半径範囲で3D温度プロファイルの基礎となるモデルを構築するための非線形補間スキームを学習することで最初にトレーニングされました。THREEHUNDREDPROJECTによる流体力学シミュレーション。次に、学習ベースの正則化スキームを使用したデコンボリューションアルゴリズムが開発されました。モデルは、それぞれシミュレーションと観測から予想される高解像度と低解像度の入力温度プロファイルを使用してテストされました。提案されたデコンボリューションおよび逆投影アルゴリズムは、データの品質、クラスターの形態、使用される逆投影スキームに関して堅牢であることがわかりました。このアルゴリズムは、ほとんどのフィッティング範囲にわたって約5\%の精度で不偏の3D半径方向温度プロファイルを復元できます。この方法をCHEX-MATEプロジェクトのXMM{\it-Newton}で取得した温度プロファイルの最初のサンプルに適用し、それをパラメトリック逆投影およびデコンボリューション手法と比較しました。私たちの研究は、X線と組み合わせた深層学習技術を使用した、ICMの熱プロファイル(温度、密度、圧力)と銀河団内の暗黒物質プロファイルのデコンボリューションに焦点を当てた将来の研究の準備を整えるものです。」Dovich(SZ)と光学データセット。
この論文では、ハッブル張力と大規模構造張力を緩和することを目的として、アクシオン暗黒物質が熱摩擦を受け、その結果暗黒放射へのエネルギー注入が起こるプロセスを研究します。初期の宇宙では、このシナリオにより暗黒放射線のエネルギー密度が急速に増加しました。宇宙後期では、アクシオン暗黒物質の進化は冷たい暗黒物質の進化と似ており、このシナリオは崩壊する暗黒物質に似ており、大規模な構造の緊張を緩和するのに役立ちます。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、バリオン音響振動(BAO)、超新星データ(SNIa)、SH0ESの$H_0$測定、および暗黒エネルギー調査3年目(DES)の$S_8$などの宇宙論的観測データを使用します。このモデルを研究し、分析します。我々の結果は、熱摩擦モデルが大規模な構造張力を部分的に緩和するが、ハッブル張力の緩和に対するその寄与は無視できることを示しています。完全なデータセットによって制約された新しいモデルでは、$S_8$の値は68\%の信頼水準で$0.795\pm0.011$になりますが、$\Lambda$CDMモデルでは$0.8023\pm0.0085$の結果が得られます。さらに、CMB、BAO、およびSNIaデータのみによって制約される場合、$\Lambda$CDMモデルはより小さい$\chi^2_\mathrm{tot}$統計値を示します。ただし、SH0ESおよびDESデータを組み込むと、新しいモデルは、$\Lambda$CDMモデルと比較して-2.60の差で、より低い$\chi^2_\mathrm{tot}$値を示します。
CMB スペクトル歪みによる確率的重力波背景の根源的な性質のもつれを解く
| Title |
Disentangling_the_primordial_nature_of_stochastic_gravitational_wave_backgrounds_with_CMB_spectral_distortions |
| Authors |
Bryce_Cyr,_Thomas_Kite,_Jens_Chluba,_J._Colin_Hill,_Donghui_Jeong,_Sandeep_Kumar_Acharya,_Boris_Bolliet_and_Subodh_P._Patil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02366 |
最近、パルサータイミングアレイ(PTA)によってナノヘルツ周波数の確率的重力波背景(SGWB)が検出されたことで、大きな関心が集まっています。前駆体が超大質量ブラックホールバイナリのネットワークであるという標準的な解釈を超えて、多くの珍しいモデルも提案されており、そのうちのいくつかはデータによりよく適合する可能性があります。私たちは、重力波とCMBスペクトル歪みの間のさまざまな関係をどのように活用して、SGWBが原始的に生成されたのか天体物理学的に生成されたのかを判断するのに役立つかを探ります。この目的のために、原始スカラーパワースペクトルの強化に関する歪みパラメーター推定に使用できる更新された$k$空間ウィンドウ関数を提示します。これらの同じ強化は、摂動理論の二次で重力波(GW)、いわゆるスカラー誘起GW(SIGW)を直接発生させたり、原始ブラックホール(PBH)の形成を通じて間接的に発生させたりすることもできます。$\delta$-function機能のSIGWのGWパラメータ空間の制限へのスカラーパワースペクトル制約のマッピングを実行します。スカラースペクトルのより広範な特徴がPTAの結果を説明できると同時に、将来の実験の範囲内でスペクトル歪み(SD)を生成できることを強調します。さらに、$\mu$および$y$タイプのスペクトル歪みからPBH制約を更新します。歪み窓関数の洗練された処理により、既存のSD制約が拡大され、将来のCMB分光計がCMB異方性スケール以下でインプリントされたGWの起源を解明する上で極めて重要な役割を果たす可能性があることがわかりました。
ほぼ放物線軌道上の物体の力学に対するシンプレクティックマップを導出し、その特性について議論します。この軌道は、放物線軌道の周囲中心の内側にある円形の同一平面上にある軌道上の惑星によって摂動されます。このマップは、直接数値積分との優れた一致を示し、ダイナミクスが摂動体の質量と中心距離にどのように依存するかを解明します。また、このマップを使用して、カオスの始まり、カオス輸送の統計的記述、および平均運動共鳴の固着を調査します。私たちは、太陽系の散乱円盤やその他の高度に偏心した海王星横断天体の動的進化に対するマッピングモデルの影響について議論します。
プロキシマ・ケンタウリcの摂食帯（質量7mE、mEは地球の質量）から内惑星bおよびdへの氷微惑星の輸送量の推定が行われた。彼らには、惑星cの摂食帯にある微惑星の総質量と、そのような微惑星と内惑星との衝突確率の研究が含まれていました。この総質量は約10～15mEになる可能性があります。これは、双曲軌道に放出された微惑星の質量と、形成中の惑星cに衝突した微惑星の質量との比の研究に基づいて推定されました。微惑星の運動を統合する際には、惑星cと惑星bおよび恒星の重力の影響が考慮されました。ほとんどの一連の計算では、惑星と衝突した微惑星は積分から除外されました。双曲線軌道に放出された微惑星の質量の推定に基づいて、惑星cの質量の成長中に、その軌道の長半径は少なくとも1.5倍減少する可能性があると結論付けられました。微惑星の相互遭遇による重力散乱の可能性に応じて、微惑星によって惑星cの摂食帯から惑星bに運ばれる物質の総質量は、0.002mEから0.015mEの間であると推定されました。おそらく、プロキシマ・ケンタウリbに運ばれた水の量は、地球の海洋の水の質量を超えていたと考えられます。惑星dに配送される物質の量は、惑星bに配送される物質の量よりもわずかに少ない可能性があります。
太陽系における移動プロセスと、地球と惑星の進化におけるそれらの役割
| Title |
Migration_processes_in_the_Solar_System_and_their_role_in_the_evolution_of_the_Earth_and_planets |
| Authors |
M.Ya._Marov,_S.I._Ipatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00716 |
私たちは、新興太陽系と系外惑星系における微惑星移動の問題について議論します。原始惑星系円盤の進化モデルと惑星の形成について考察します。月、小惑星、海王星横断帯の形成が研究されています。私たちは、地球と金星が500万年以内に質量の半分以上を獲得する可能性があり、それらの外層にはこれらの惑星の摂食帯のさまざまな部分から同じ物質が蓄積する可能性があることを示します。太陽系のさまざまな領域から地球型惑星に向かう小天体の移動が数値的にシミュレートされます。これらの計算に基づいて、氷線の向こう側から微惑星、彗星、炭素質コンドライト小惑星によって地球に運ばれる水の質量は、地球の海洋の質量に匹敵する可能性があると我々は結論付けています。太陽系における塵の移動過程と黄道雲の発生源について考察します。
超大型望遠鏡での可視極限補償光学：プロキシマ・ケンタウリbとその類縁体の酸素検出に向けて
| Title |
Visible_extreme_adaptive_optics_on_extremely_large_telescopes:_Towards_detecting_oxygen_in_Proxima_Centauri_b_and_analogs |
| Authors |
J._Fowler,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Maaike_A.M._van_Kooten,_Rico_Landman,_Alexis_Bidot,_Adrien_Hours,_Mamadou_N'Diaye,_Olivier_Absil,_Lisa_Altinier,_Pierre_Baudoz,_Ruslan_Belikov,_Markus_Johannes_Bonse,_Kimberly_Bott,_Bernhard_Brandl,_Alexis_Carlotti,_Sarah_L._Casewell,_Elodie_Choquet,_Nicolas_B._Cowan,_Niyati_Desai,_David_Doelman,_Kevin_Fogarty,_Timothy_D._Gebhard,_Yann_Gutierrez,_Olivier_Guyon,_Olivier_Herscovici-Schiller,_Roser_Juanola-Parramon,_Matthew_Kenworthy,_Elina_Kleisioti,_Lorenzo_Konig,_Mariya_Krasteva,_Iva_Laginja,_Lucie_Leboulleux,_Johan_Mazoyer,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_David_Mouillet,_Emiel_Por,_Laurent_Pueyo,_Frans_Snik,_Dirk_van_Dam,_Kyle_van_Gorkom,_and_Sophia_R._Vaughan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00725 |
地上からの地球外イメージングの将来に目を向けると、岩石惑星上の酸素などの大気の特徴を可視光で観察できるようにするために、可視極限補償光学(ExAO)におけるコア技術の開発が必要です。2023年2月に最適系外惑星イメージャーローレンツワークショップで構築されたコラボレーションであるUNDERGROUND(地上からの系外惑星イメージRの超高速AO技術決定)は、(1)情報科学の事例としてプロキシマケンタウリbおよび類似体の酸素検出を動機付けることを目的としています。高コントラストイメージングと直接分光法について、(2)可視系外惑星イメージャに関する分野の現状を概観し、(3)この目標を達成するための機器要件を設定し、さらなる開発が必要な主要技術を特定します。
Tempestas ex machina: 波面制御のための機械学習手法のレビュー
次世代の補償光学システムに目を向けると、今こそ、岩石だらけの地球に似た惑星を画像化できる技術を開発し、探求するときです。波面制御アルゴリズムは、これらのシステムの重要なコンポーネントであるだけでなく、検出器の速度と感度の向上や、より効果的かつ効率的な変形可能ミラーを必要とせずに、補償光学システムに利益をもたらすことができます。現在まで、ほとんどの天文台は波面制御の主力製品を古典的な積分コントローラーとして実行しており、波面センサーの残差から補正を推定し、その補正を閉ループで可能な限り高速に適用しようとしています。この性質の積分器は、補正時間よりも速くスケール上で展開する時間的遅れ誤差や、波面センサーの残差にカプセル化されていないシステム内の振動や動的誤差に対処できません。これらのエラーは、複雑なコロナグラフを備えた高コントラスト画像システムに影響を与えます。機械学習の人気の高まりに伴い、多くの人が最新の機械学習手法を波面制御に適用することを研究しています。さらに、機械学習手法の多くの線形実装(さまざまな別名で)が、過去30年以上にわたって波面制御のために開発されてきました。この研究では、機械学習を最も単純な言葉で定義し、この問題に関連して適用される最も一般的な機械学習手法を調査し、波面制御に対する新しい機械学習アプローチに関する文献のレビューを示します。
巨大惑星進化計算のための木星の大気モデルと外部境界条件
| Title |
Jupiter_Atmospheric_Models_and_Outer_Boundary_Conditions_for_Giant_Planet_Evolutionary_Calculations |
| Authors |
Yi-Xian_Chen,_Adam_Burrows,_Ankan_Sur_and_Roberto_Tejada_Arevalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00820 |
木星および木星に似た系外惑星の形成後の進化と冷却を計算するのに適した更新された大気表を提示します。これらのテーブルは、最新の不透明度と恒星放射線とアンモニア雲の現実的な処方を組み込んだ1D放射伝達モデリングコードを使用して生成されます。モデルパラメーターの精度を確保するために、木星の測定された温度構造と幾何学的アルベドスペクトル、実効温度、および推定された内部温度に対してモデルパラメーターを校正します。テストケースとして、断熱的で均質な内部を使用して木星の冷却履歴を計算し、木星と巨大惑星の進化に現在使用されている既存のモデルと比較します。私たちのモデルは、ホットスタート初期条件を太陽系の現在の年齢まで進化させた後、輝度温度/半径の差が2%以内で、木星と合理的に一致していることがわかりました。私たちのアルゴリズムにより、さまざまな雲、照射、金属性パラメータに合わせてカスタマイズできます。このクラスの境界条件は、より複雑な内部構造と非断熱で不均質な内部プロファイルを備えた太陽系の巨大惑星や系外惑星の進化を研究するために使用できます。
土星のキロメートル放射線源内部での異常モードの励起
| Title |
Excitation_of_extraordinary_modes_inside_the_source_of_Saturn's_kilometric_radiation |
| Authors |
Hao_Ning,_Yao_Chen,_Chuanyang_Li,_Shengyi_Ye,_Alexey_Kuznetsov,_and_Siyuan_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00884 |
異常モード波の電子サイクロトロンメーザー不安定性(ECMI)が、土星のキロメートル放射線(SKR)源で観測されたパラメーターを使用して調査されました。以前の研究では、単純化された分散関係が使用されており、相対論的(R)モードの励起は考慮されていませんでした。このモードは、冷たい電子と熱い電子の両方からなるプラズマにおける相対論的効果を考慮することによって導入されます。粒子内セルシミュレーションを使用して、測定データに基づいてRモードとXモードの励起を調査しました。全電子に対するエネルギー密度比の報告値$n_e/n_0=24\%$を使用すると、最も不安定なモードはRモードです。逃げるXモード放射は、エネルギー電子が$n_e/n_0\ge90\%$で支配的である場合にのみ増幅されます。これらの場合、Xモードのみが励起され、Rモードはその強い結合により消滅します。この結果は、ECMIの線形運動理論とよく一致しています。RモードとXモードの両方の特性は、観測されたSKR放射と一致しています。これは、「推定される」SKR発生源内で測定された電界変動の性質について疑問を引き起こします。この研究は、SKR排出メカニズムに関連するECMIプロセスについての新たな洞察を提供する。
KMT-2021-BLG-1547Lb: ソースバイナリティーによって変形された信号を通じて巨大なマイクロレンズ惑星が検出されました
| Title |
KMT-2021-BLG-1547Lb:_Giant_microlensing_planet_detected_through_a_signal_deformed_by_source_binarity |
| Authors |
Cheongho_Han,_Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Ian_A._Bond,_Sun-Ju_Chung,_Michael_D._Albrow,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Doeon_Kim,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_L._A._G._Monard,_Qiyue_Qian,_Zhuokai_Liu,_Dan_Maoz,_Matthew_T._Penny,_Wei_Zhu,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosame_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01280 |
私たちは、異常の正確な解釈が示唆されていない異常なイベントを探すために、KMTNet調査によって収集された以前のマイクロレンズデータを調査します。この調査から、イベントKMT-2021-BLG-1547のレンズ光度曲線の異常は、巨大な惑星を有するレンズを備えたバイナリレンズ(2L1S)モデルによって近似的に記述されることがわかりましたが、このモデルは説明のつかない残差を残しています。。レンズ系の2L1S構成に追加のレンズコンポーネント(3L1Sモデル)または追加の光源スター(2L2Sモデル)を含む、より洗練されたモデルをテストすることで、残差の原因を調査します。これらの分析から、2L1Sモデルからの残差は、ソースに対するかすかな伴星の存在に由来していることがわかります。2L2S解では残差が大幅に減少し、2L1S解と比較してモデルの適合度が$\Delta\chi^2=67.1$改善されます。3L1S解でも適合度は向上しますが、その適合度は2L2S解のそれより$\Delta\chi^2=24.7$悪くなります。2L2S解によると、この出来事のレンズは、惑星と母体の質量$(M_{\rmp}/M_{\rmJ},M_{\rmh}/M_\odot)=\leftを持つ惑星系です。(1.47^{+0.64}_{-0.77},0.72^{+0.32}_{-0.38}\right)$離れたところにある$\D_{\rmL}=5.07^{+0.98}_{-1.50}$~kpcであり、ソースは後期Gまたは初期Kスペクトルタイプの亜巨大主系列とKスペクトルタイプの主系列伴星から構成されるバイナリです。この出来事は、完全なマイクロレンズ惑星サンプルを構築するには、説明のつかない異常に対する高度なモデリングの必要性を示しています。
火星の気候モデリングの拡張: MSL 相対湿度をモデリングするための解釈可能な機械学習
| Title |
Expanding_Mars_Climate_Modeling:_Interpretable_Machine_Learning_for_Modeling_MSL_Relative_Humidity |
| Authors |
Nour_Abdelmoneim,_Dattaraj_B._Dhuri,_Dimitra_Atri,_Germ\'an_Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01424 |
過去数十年にわたり、火星の動力学と気候の理解に焦点を当てた広範な研究により、火星の気候をモデル化する数多くの試みが行われてきました。物理モデリングとデータ同化のアプローチは大幅に進歩しましたが、火星の気候の複雑さを包括的に捉えてモデル化するには不確実性が残っています。この研究では、地球の気候モデリングで顕著な成功を収めている機械学習技術を活用することにより、火星の気候モデリングへの新しいアプローチを提案します。私たちの研究は、NASAの火星科学研究所「キュリオシティ」探査車によって測定されたゲイルクレーターの相対湿度を正確にモデル化するように設計されたディープニューラルネットワークを示しています。堅牢な地球循環モデルである火星惑星気候モデルによって生成されたシミュレートされた気象変数を利用することにより、私たちのモデルは相対湿度を平均誤差3\%および$R^2$スコア0.92で正確に予測します。さらに、さまざまな値を必要とするアプリケーションに対応して、相対湿度の分位範囲を予測するアプローチを紹介します。機械学習モデルに関連する解釈可能性の課題に対処するために、私たちは解釈可能なモデルアーキテクチャを利用し、その内部メカニズムと意思決定プロセスの詳細な分析を実施します。私たちのニューラルネットワークは、月平均地表H$_2$O層、惑星境界層の高さ、対流風速、太陽天頂角が主な要因であるいくつかの気象変数を使用して、ゲイルクレーターの相対湿度を効果的にモデル化できることがわかりました。モデルの予測。このモデリングアプローチは、火星の気候変数をモデル化するための高速かつ効率的な方法を提供することに加えて、観測値の空間的および時間的ギャップを埋めることで現在のデータセットを拡張するためにも使用できます。
海王星サイズの超巨大惑星
| Title |
A_super-massive_Neptune-sized_planet |
| Authors |
L._Naponiello,_L._Mancini,_A._Sozzetti,_A._S._Bonomo,_A._Morbidelli,_J._Dou,_L._Zeng,_Z._M._Leinhardt,_K._Biazzo,_P._Cubillos,_M._Pinamonti,_D._Locci,_A._Maggio,_M._Damasso,_A._F._Lanza,_J._J._Lissauer,_A._Bignamini,_W._Boschin,_L._G._Bouma,_P._J._Carter,_D._R._Ciardi,_K._A._Collins,_R._Cosentino,_I._Crossfield,_S._Desidera,_X._Dumusque,_A._F._M._Fiorenzano,_A._Fukui,_P._Giacobbe,_C._L._Gnilka,_A._Ghedina,_E._Gonzales,_G._Guilluy,_A._Harutyunyan,_S._B._Howell,_J._M._Jenkins,_M._B._Lund,_E._L._N._Jensen,_J._F._Kielkopf,_K._V._Lester,_L._Malavolta,_A._W._Mann,_R._A._Matson,_E._C._Matthews,_D._Nardiello,_N._Narita,_E._Pace,_I._Pagano,_E._Palle,_M._Pedani,_S._Seager,_J._E._Schlieder,_R._P._Schwarz,_A._Shporer,_J._D._Twicken,_J._N._Winn,_C._Ziegler,_T._Zingales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01464 |
海王星サイズの惑星は、主星からの距離や大気圏脱出プロセスなど、その形成と進化の歴史に関連する要因に応じて、幅広い組成と密度を示します。それらは、厚い水素ヘリウム大気を持つ比較的低密度の惑星から、HD95338b、TOI-849b、TOI-2196bのような、大量の水や、より薄い大気を持つ岩石の内部を持つ高密度の惑星まで、さまざまです。。海王星サイズの惑星が不足している主星に近い領域である高温海王星の砂漠での系外惑星の発見は、この領域自体の存在を含む惑星系の形成と進化についての洞察を提供します。ここでは、地球半径3.46+-0.08の半径を持ち、1.24日ごとに矮星の周りを公転するトランジット惑星TOI-1853bの観測結果を示します。この惑星の質量は地球の73.2±2.7倍で、これまで知られている他の海王星サイズの惑星のほぼ2倍で、密度は9.7±0.8グラム/立方センチメートルです。これらの値は、TOI-1853bを海王星砂漠の中央に配置し、重元素がその質量を支配していることを示唆しています。TOI-1853bの特性は、惑星の形成と進化に関する従来の理論に謎を提示しており、いくつかの原始惑星衝突の結果、または親星に近づくように移動した最初の離心率の高い惑星の最終状態の結果である可能性があります。
銀河中心におけるマイクロレンズ現象発生率の測定に向けて: I. UKIRT マイクロレンズ調査データからの現象検出
| Title |
Towards_Measuring_Microlensing_Event_Rate_in_the_Galactic_Center:_I._Events_Detection_from_the_UKIRT_Microlensing_Survey_Data |
| Authors |
Yongxin_Wen,_Weicheng_Zang,_Bo_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01477 |
高い光の減衰を克服するには、銀河中心に向かうマイクロレンズ現象を調べるために近赤外線観測が必要です。2015年から2019年にかけて銀河中心に向けたUKIRTマイクロレンズ調査は、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の初の専用前駆体近赤外線(NIR)調査です。ここでは$l=b=0^\circ$に達するUKIRTマイクロレンズ調査からのオンラインデータを分析します。KMTNetのイベントファインダーアルゴリズムを$\Delta\chi^2$のしきい値250で使用すると、522件の明確なイベント、436件の可能性のあるイベント、27件の異常イベントが見つかりました。点光源点レンズ(PSPL)モデルをすべての明確なイベントに適合させ、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して不確実性を伴うPSPLパラメーターを導出します。完璧な検出効率を仮定して、未補正のイベントレートを計算します。これは、実際のイベントレートの下限として機能します。我々は、未補正のNIR事象発生率が銀河中心に向かって上昇しており、光学事象発生率よりも高くなっている可能性が高いことを発見した。
OSSOS のホットメインカイパーベルトのサイズ分布
| Title |
The_hot_main_Kuiper_belt_size_distribution_from_OSSOS |
| Authors |
Jean-Marc_Petit_and_Brett_Gladman_and_J._J._Kavelaars_and_Michele_T._Bannister_and_Mike_Alexandersen_and_Kathryn_Volk_and_Ying-Tung_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01530 |
OSSOS(太陽系外部起源調査)プロジェクトの絶対検出キャリブレーションと豊富な検出を使用して、主要なカイパーベルトの個体数測定を提供します。絶対等級$H_r<8.3$の場合、非共鳴メインベルト天体は30,000個あり、高温成分の天体は低温の天体の2倍あり、総質量は0.014$M_\Earth$で、その1/7だけが地球に存在します。コールドベルト内(コールドオブジェクトのアルベドがホットコンポーネントオブジェクトのアルベドの約半分であると仮定)。$5.5<H_r<8.3$(大まかな直径400--100km)の太陽系外縁天体は、冷たい古典カイパーベルト(原始的と考えられている)か高温カイパーベルトにあるかに関係なく、絶対等級(サイズ)分布が区別できないことを示します。」集団（他の場所で形成された後に移植されたと考えられています）。我々は、異なる深さでの検出に想定されるべき乗関数形式を当てはめる際の複雑さのために、サイズ分布の以前の検査ではこの結果がどのように明らかでなかったかについて議論します。この共通のサイズ分布は、高温個体群の微惑星が太陽にはるかに近い高密度の環境で形成され、その環境で（おそらくその後）より大きな（準惑星以上の）天体も形成されたという一般的なパラダイムを考えると驚くべきことである。このパラダイムが正しい場合、%<<BGの追加条項は、微惑星の形成が局所的な円盤の状態の影響を比較的受けず、高温集団におけるその後の惑星形成プロセスがこの微惑星のサイズ分布の形状を変化させなかったことを意味します。50〜300〜kmの範囲。
多項式カオス展開による火星の弾道捕捉回廊の合成
| Title |
Synthesis_of_Ballistic_Capture_Corridors_at_Mars_via_Polynomial_Chaos_Expansion |
| Authors |
Martina_Liotta,_Gianmario_Merisio,_Carmine_Giordano,_and_Francesco_Topputo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01678 |
宇宙分野は急速な成長を遂げており、近い将来、大量の深宇宙ミッションが特徴となるという証拠が増えています。過去10年間、CubeSatは従来のミッションと比較して製造コストが削減されたため、手頃な価格で宇宙へのアクセスを実現してきました。現在、ほとんどの小型宇宙船はこれまでのところ地球に近い軌道に配備されていますが、間もなく多数の惑星間キューブサットが深宇宙ミッションにも使用されるようになるでしょう。それにもかかわらず、深宇宙ミッションの現在のパラダイムは地上での運用に大きく依存しています。このアプローチは信頼性は高いものの、急速に地上スロットの飽和を引き起こし、それによって現在の宇宙探査の勢いが妨げられることになります。実際のペースで行けば、深宇宙ミッションのための人間参加型の飛行関連の運用は間もなく持続不可能になるだろう。自動運転宇宙船は、惑星間空間で宇宙船を操縦する現在のパラダイムに挑戦しています。これらは深宇宙を移動し、自律的に目的地に到達できる機械として設計されています。EXTREMAでは、これらのシステムは弾道捕捉(BC)を設計するために使用され、それによって複雑なシナリオにおける自律性の有効性が証明されています。重要なのは、BCで頂点に達する低推力軌道を達成することです。このため、弾道捕捉回廊(BCC)と呼ばれるBC軌道の束を惑星から遠く離れた場所にターゲットにすることができます。事前の指示なしに火星でBCを達成するには、船上にBCCを直接構築するための安価で正確な方法が必要です。したがって、BCCを自己計算するために安定セットを操作する機能を宇宙船に与えることが重要です。この論文の目的は、多項式カオス拡張(PCE)手法を利用してコリドーを数値的に合成し、それによって適切な不確実性伝播手法をBC軌道伝播に適用することです。
遠赤外線周波数探査機掩蔽による火星の大気中の塵と水を探査
| Title |
Probing_Dust_and_Water_in_Martian_Atmosphere_with_Far-Infrared_Frequency_Spacecraft_Occultation |
| Authors |
Ananyo_Bhattacharya,_Cheng_Li,_Nilton_O._Renno,_Sushil_K._Atreya_and_David_Sweeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01718 |
浮遊塵は、現在の火星の大気の熱構造と化学組成を決定する上で積極的な役割を果たしており、放射、対流、雲の微物理プロセスを通じて、時間の経過に伴う火星の気候の進化を決定する可能性もあります。したがって、ダストの分布と変動を正確に測定する必要があります。マーズ・グローバル・サーベイヤー/熱放射分光計マーズ・マーズ・リコネッサンス・オービター/マーズ・クライメート・サウンダー、マーズ・エクスプレス/フーリエ変換分光計、およびキュリオシティ・ローバーによる観測では、塵を測定する能力が限られています。我々は、1～10THzの遠赤外線周波数での探査機による火星の大気の掩蔽が、大気の最上部からずっとずっと同じ場所で温度と塵の不透明度の測定を提供することにより、大気中の塵に関する必要な全球的および時間的データを提供できることを示す。表面まで。さらに、小型衛星群による探査機の掩蔽は、砂嵐の発達に関する地球規模の測定値を提供する可能性があります。
1I/`オウムアムアの光曲線を非主軸回転モデルとガス放出トルクに当てはめる
| Title |
Fitting_the_Light_Curve_of_1I/`Oumuamua_with_a_Nonprincipal_Axis_Rotational_Model_and_Outgassing_Torques |
| Authors |
Aster_G._Taylor,_Darryl_Z._Seligman,_Olivier_R._Hainaut,_and_Karen_J._Meech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01820 |
この論文では、太陽系内部を横切るように発見された最初の星間天体である1I/`オウムアムアの非主軸(NPA)回転状態を測光光度曲線から調査した。Mashchenko(2019)に基づいて、NPA回転と{太陽誘起、時間変動}ガス放出トルクを組み込んだモデルを開発し、物体の合成光度曲線を生成します。このモデルは潮汐力を無視していますが、オウムアムアが観測された距離にわたるガス放出トルクに比べれば無視できるものです。NPA回転モデルを組み込んだ最適化スキームを実装して、オブジェクトの初期回転状態を計算します。$\langleP\rangle\simeq7.34$時間の平均周期を持つNPA回転状態が測光データを最もよく再現することがわかります。この周期と以前の推定値の間の差異は、回転モデルのガス放出トルクによって引き起こされる連続周期変調と、{使用されている異なる周期}によるものです。2017年10月のデータに最もよく適合しても、2017年11月のデータは再現されません(ただし、その後の測定値はまばらすぎて適合しません)。光度曲線は、角運動量の経年変化と一致しており、核のスピンアップと彗星のガス放出の間の経験的な相関関係と多少緊張しています。(i)物体が過揮発性ガス放出を経験し、(ii)理想化されたガス放出モデルが正確である場合、オウムアムアの複雑な回転は{最小主軸を中心とした原始回転の結果}である可能性があります。
X線による光蒸着と一致するTW Hyaの高解像度[OI]線スペクトルマッピング
| Title |
High-resolution_[OI]_line_spectral_mapping_of_TW_Hya_consistent_with_X-ray_driven_photoevaporation |
| Authors |
Ch._Rab,_M._Weber,_G._Picogna,_B._Ercolano,_J._Owen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01832 |
理論モデルは、光蒸発風と磁気熱風が原始惑星系円盤の進化と分散に重要な役割を果たし、惑星系の形成に影響を与えることを示しています。しかし、どのような風推進メカニズムが支配的であるのか、あるいはおそらく円盤進化のさまざまな段階で両方が機能しているのかはまだ不明です。Fangらによる最近の空間分解観測。TWHyaの一般的な円盤風トレーサーである[OI]6300オングストロームのスペクトル線の(2023)は、放射の約80%が円盤の内側の数天文単位に限定されていることを明らかにしました。この研究では、最先端のX線駆動光蒸着モデルが[OI]6300オングストロームラインのコンパクトな発光とラインプロファイルを再現できることを示します。さらに、モデルが[OI]6300オングストローム線と[NeII]12.8ミクロン線の両方の観察された線の輝度と詳細なスペクトルプロファイルも同時に再現することを示します。MHD風力モデルも[OI]6300オングストローム線のコンパクトな放射状放射を再現できますが、[OI]6300オングストローム線の観測されたスペクトルプロファイルと一致せず、[NeII]12.8ミクロン線の光度を過小評価しています。3の因数。我々は、MHD風成分の存在を排除することはできないが、TWHyaの風構造の大部分は主に光蒸発流によって形成されていると結論付けています。
埋め込み円盤 (eDisk) における初期の惑星形成 VI: 超低質量原始星の周囲の運動学的構造 IRAS 16253-2429
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)_VI:_Kinematic_Structures_around_the_Very_Low_Mass_Protostar_IRAS_16253-2429 |
| Authors |
Yusuke_Aso,_Woojin_Kwon,_Nagayoshi_Ohashi,_Jes_K._Jorgensen,_John_J._Tobin,_Yuri_Aikawa,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Ilseung_Han,_Miyu_Kido,_Patrick_M._Koch,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Zhi-Yun_Li,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Leslie_W._Looney,_Suchitra_Narayanan,_Nguyen_Thi_Phuong,_Jinshi_Sai_(Insa_Choi),_Kazuya_Saigo,_Alejandro_Santamaria-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Shigehisa_Takakuwa,_Travis_J._Thieme,_Kengo_Tomida,_Jonathan_P._Williams,_and_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01891 |
原始星の質量の正確な推定は、褐色矮星(BD;M*<0.08Msun)に至る低質量の星の形成を特徴付けるために重要です。原始星の質量の最も正確な推定には、原始星の周りの星周円盤のケプラー回転が使用されます。ケプラー回転法を低質量端の原始星に適用するために、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、1.3mm連続体で0.07インチの角度分解能でクラス0原始星IRAS16253-2429を観測しました。(10au)、および12CO、C18O、13CO(J=2-1)、およびSO(J_N=6_5-5_4)分子系統において、アルマ望遠鏡大規模プログラム「組み込みディスクによる初期惑星形成(eDisk)」の一環として。連続放出は、関連する12CO流出に対して垂直な非軸対称の円盤状構造をたどります。C18Oおよび13COラインの位置速度(PV)線図は、落下運動と回転運動として解釈できます。12CO線の円盤状構造の長軸からケプラー回転を特定することができ、恒星の中心質量と円盤半径はそれぞれ~0.12～0.17Msunと～13～19auであると推定されています。円盤を取り囲むリング（r~28au）における降着衝撃の存在と、外皮の東側からのストリーマー。IRAS16253-2429は原始BDではありませんが、BD質量領域に近い恒星の中心質量を持ち、今回の結果はそのような非常に低質量の原始星の典型的な像を提供します。
奇妙な彗星157P/トリットンとその誤解された断片化
彗星157Pは、不幸な状況、環境、偶然が起こりやすい歴史を持つ暗い天体です。1978年の発見から数週間後、彗星は姿を消し、25年間休むことなく行方不明になりました。2003年に新彗星として再発見されたこの彗星は、明らかに爆発の1つに巻き込まれたもので、1978年よりも約500倍明るくなった。この彗星は2016年の近日点から200日後には20等以下で検出されなかったが、80日後には16等となり、4か月かけて徐々に20等に戻った。この彗星は木星に接近する機会を逃さず、2020年2月10日に木星に0.3天文単位未満まで接近した。2017年の爆発または活動の急増は、核分裂の出来事を伴ったものと思われる。2番目の仲間の誕生は、木星との遭遇の数か月後に遡ります。一連の奇妙なエピソードは2022年の近日点付近で最高潮に達し、伴星の1つが増光して2週間観察できるようになり、さらに2週間後にもう1つが増光して次の2週間観察できるようになった。気づかれずに、この信じられないほどの偶然により、一部の専門家は、その軌道に大きな残留物が残っていたにもかかわらず、157P-Bと呼ばれる単一の天体が関与していると信じ込まされました。ここで、2つのコンパニオンに対する代表的な断片化ソリューションを提案します。平均残差は、それぞれ+/-0".4および+/-1".0になります。
宇宙生物学環境における分子通信による情報伝達
細胞間の分子通信を介した情報伝達の遍在性は、地球上で包括的に文書化されています。この現象は、生命の起源と初期の進化において重要な役割を果たした可能性さえあります。これらの考察に動機付けられて、送信機から受信機へのシグナル伝達分子の拡散を伴う分子通信の単純なモデルが解明される。この通信システムのチャネル容量$C$(情報伝送の最大速度)と実際の情報伝送速度の楽観的ヒューリスティック推定値$\mathcal{I}$が導出されます。2つの量、特に後者は、実験室実験およびより洗練された理論モデルとほぼ一致することが実証されています。チャネル容量は環境パラメータに潜在的に弱い依存性を示しますが、実際の情報伝達速度は$\mathcal{I}\proptod^{-4}$として細胞間距離$d$に比例し、設定によって大きく異なる可能性があります。これら2つの変数は、地球の表層海洋($C\sim3.1\times10^3$bits/s;$\mathcal{I}\sim4.7\times10^{-2}$)に至るまで、さまざまな宇宙生物学的環境について大まかに計算されます。bits/s)と深海の熱水噴出孔($C\sim4.2\times10^3$bits/s;$\mathcal{I}\sim1.2\times10^{-1}$bits/s)から炭化水素までタイタンの湖と海($C\sim3.8\times10^3$bits/s;$\mathcal{I}\sim2.6\times10^{-1}$bits/s)。
将来の惑星突入および航空捕獲ミッションのための熱保護システム要件
| Title |
Thermal_Protection_System_Requirements_for_Future_Planetary_Entry_and_Aerocapture_Missions |
| Authors |
Athul_Pradeepkumar_Girija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01938 |
熱保護システムは惑星探査の重要なコンポーネントであり、探査機が大気圏に突入してその場で測定できるようになります。突入時に遭遇する空気熱条件は、火星やタイタンの比較的穏やかな条件から金星や木星の極端な条件まで、目的地や車両によって異なります。熱保護システムは、突入探査機と航空捕獲ミッションの両方にとって単一障害点であるため、ミッションを確実に成功させるには地上試験を使用して認定される必要があります。ガリレオとパイオニア金星のミッションで使用された高密度カーボンフェノールは、その原材料の製造拠点の不足により、現在は入手できません。金星や外惑星ミッションのニーズに応えるために、NASAは極限環境突入技術(HEEET)用ヒートシールドを開発しました。本研究では、AerocaptureMissionAnalysisTool(AMAT)を使用して、さまざまな惑星目的地の熱保護システム要件と、将来の突入および航空捕獲ミッションに対するHEEETの適用可能性の比較研究を実行します。エアロキャプチャーの熱速度とよどみ圧力は、プローブの進入に比べて大幅に低くなります。航空捕獲中の大きな熱負荷は課題となりますが、HEEETは妥当なTPS質量分率内で大きな熱負荷に耐えることができます。
火星の向きと回転角
火星の回転と方位は一般に2つの異なる角度セットを使用して記述されます。つまり、火星の軌道面に関するオイラー角と、J2000の地球赤道に関する赤経、赤緯、および本初子午線の位置角です(IAUによって採用されています)。。我々は、これら両方の角度セットの定式化を提案します。これは、2次多項式と周期的およびポアソン級数の和で構成されます。ここでは、ある角度のセットから別の角度のセットへの正確な(そして物理的に健全な)変換を可能にするこのような定式化を示します。この文書では、変換公式が提供され、説明されています。特に、回転モデルの基準時代(J2000など)から30年離れていても、2次項とポアソン項が0.1マスの変換精度に到達するための重要な要素であることを指摘します。このような精度は、火星の表面から取得された高精度データで観測される、ますます小さな地球物理学的信号を正確に決定するために必要です。さらに、長い期間（西暦2000年頃の30年）または短い期間（宇宙ミッションの寿命など）にわたって正確な火星の回転モデルを構築するための優れた実践例を紹介します。火星のJ2000平均軌道をオイラー角の基準面として考慮することをお勧めします。正確な回転モデルには、剛体および液体の章動、回転の相対論的補正、および外部トルクによって引き起こされる極運動に関する最新のモデルを利用する必要があります。私たちの変換モデルと推奨事項は、赤経、赤緯、および本初子午線の位置を使用して、火星の回転と方向に関する将来のIAUソリューションを定義するために使用できます。特に、二次項のおかげで、変換モデルには非常に長い周期と大きな振幅の恣意的で非物理的な項が導入されないため、角度のレートとエポック値の偏りのない値が得られます。
FastChem Cond: 涼しい惑星および恒星の環境における凝縮と降雨による平衡化学
| Title |
FastChem_Cond:_Equilibrium_chemistry_with_condensation_and_rainout_for_cool_planetary_and_stellar_environments |
| Authors |
Daniel_Kitzmann,_Joachim_W._Stock,_A._Beate_C._Patzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02337 |
(系外)惑星、褐色矮星、漸近巨大分枝星などの低温の天体は、凝縮の影響を強く受ける可能性があります。凝縮は、元素を除去することによって気相の化学組成に直接影響を与えるだけでなく、凝縮した物質はこれらの物体の他の化学的および物理的プロセスにも影響を与えます。これには、例えば、惑星大気中の雲の形成や褐色矮星、あるいは進化した星の塵によって引き起こされる風が含まれます。この研究では、平衡凝縮の処理を追加するFastChem平衡化学コードの新しいバージョンであるFastChemCondを紹介します。凝縮の影響下で平衡組成を決定することは、気相と平衡状態で存在できる凝縮物の数が相則によって制限されるという事実により複雑になります。ただし、この位相規則は、どの凝縮物が安定であるかについての情報を直接提供するものではありません。FastChemCondの主な利点として、位相規則を満たす設定された安定な凝縮液を自動的に選択できます。FastChemCondは、通常の平衡凝縮のほかに、褐色矮星や(系外)惑星の大気で一般的に使用されるレインアウト近似でも使用できます。FastChemCondは、GPLv3ライセンスに基づいてリリースされたオープンソースコードとして利用できます。C++コードに加えて、FastChemCondはPythonインターフェイスも提供します。コードの更新とともに、約290の液体および固体の凝縮物種もFastChemに追加します。
地球低軌道 (LEO) 衛星ブロードバンドメガコンステレーションの持続可能性評価
| Title |
Sustainability_assessment_of_Low_Earth_Orbit_(LEO)_satellite_broadband_mega-constellations |
| Authors |
Ogutu_B._Osoro,_Edward_J._Oughton,_Andrew_R._Wilson,_Akhil_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02338 |
巨大衛星群の成長により、新しい衛星を宇宙に打ち上げるのに必要なロケットの打ち上げ数が急速に増加しています。地球低軌道(LEO)ブロードバンド衛星は、つながっていないコミュニティを結び付け、持続可能な開発目標の達成に役立ちますが、ロケット燃料の燃焼とそれに伴う環境排出など、さまざまな負の環境外部性もあります。AmazonKuiper(衛星3,236個)、OneWeb(衛星648個)、SpaceXStarlink(衛星4,425個)を含む3つの主要なLEOコンステレーションのフェーズ1の持続可能性分析を紹介します。5年間のベースラインシナリオでは、加入者あたりの二酸化炭素当量(CO$_2$eq)は、Kuiperでは0.70$\pm$0.34トン、OneWebでは1.41$\pm$0.71トン、CO$_2では0.47$\pm$0.15トンであることがわかります。Starlinkの$eq/subscriber。ただし、最悪の場合の排出量シナリオでは、これらの値は、Kuiperの場合は3.02$\pm$1.48トン、OneWebの場合は1.7$\pm$0.71トン、Starlinkの場合は1.04$\pm$0.33トンCO$_2$eq/加入者に増加し、31以上になります。同等の地上モバイルブロードバンドの-91倍。重要なのは、フェーズ2コンステレーションでは、衛星の数を一桁増やすことを提案しており、環境への悪影響を軽減する差し迫った必要性を強調していることです。ロケットの設計と燃料の選択肢における戦略的な選択は、持続可能性への悪影響を大幅に軽減するのに役立ちます。
動的に励起された軌道を持つ衛星に接近した場合の天変地異
| Title |
Sesquinary_Catastrophe_For_Close-In_Moons_with_Dynamically_Excited_Orbits |
| Authors |
Matija_\'Cuk,_Douglas_P._Hamilton,_David_A._Minton,_and_Sarah_T._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02378 |
私たちは、接近した小型惑星衛星の破壊につながる可能性のある新たなメカニズムを特定しました。惑星に近い小さな衛星がかなりの離心率と傾斜を持っている場合、惑星中心軌道に逃げたその噴出物は、衛星と破片の軌道がずれて歳差運動しているため、はるかに速い速度で再衝突することがよくあります。戻ってくる噴出物の衝撃によって正味侵食が生じた場合、衛星の破壊に至る暴走プロセスが発生する可能性があり、私たちはこのプロセスを「セスキナリー・カタストロフィ」と呼んでいます。私たちは月が再降着すると予想していますが、その軌道は離心率と傾斜角が著しく低いと予想されています。私たちは、太陽系にある大多数の小さな衛星が、セスキナリー大災害の影響を受けない軌道を持っていることを発見しました。例外には、共鳴が自身の破片の再衝突速度に影響を与える可能性がある、土星の多くの共鳴小衛星が含まれます。さらに、海王星の衛星ナイアド(および程度は低いが木星のテーベ)は、ロッシュ限界安定性に基づく事前の推定と一致して、かなりの内部強度を持っているに違いないことがわかりました。また、セスキナリー不安定性が、フォボスとダイモス、またはそれらの祖先のもっともらしい過去の軌道に重要な制約を課していることもわかりました。
点滅: プロジェクトの概要
| Title |
FLASHING:_Project_Overview |
| Authors |
Hiroshi_Imai_(1,2),_Yuhki_Hamae_(3),_Kei_Amada_(4),_Keisuke_Nakashima_(4),_Ka-Yiu_Shum_(4),_Rina_Kasai_(3),_Jose_F._Gomez_(5),_Lucero_Uscanga_(6),_Daniel_Tafoya_(7),_Gabor_Orosz_(8),_and_Ross_A._Burns_(9,10)_((1)_Amanogawa_Galaxy_Astronomy_Research_Center,_Graduate_School_of_Science_and_Engineering,_Kagoshima_University,_(2)_Center_for_General_Education,_Institute_for_Comprehensive_Education,_Kagoshima_University,_(3)_Faculty_of_Science,_Kagoshima_University,_(4)_Graduate_School_of_Science_and_Engineering,_Kagoshima_University,_(5)_Instituto_de_Astrofisica_de_Andalucia,_CSIC,_(6)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Guanajuato,_(7)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_(8)_Joint_Institute_for_VLBI_ERIC,_(9)_RIKEN_Cluster_for_Pioneering_Research,_(10)_Department_of_Science,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00657 |
本稿では、野辺山電波観測所の45m望遠鏡を用いて推進されているH$_2$の集中監視を目的としたFLASHING（FinestLegacyAcquisitionsofSiO-/H$_2$O-maserIgnitionsbytheNobeyamaGeneration）プロジェクトの概要について説明します。いわゆる「噴水」源に関連するO(22GHz)およびSiO(43GHz)メーザー。ここでは、FLASHINGの最初の5シーズン(2018年12月から2023年4月まで)に収集されたデータに基づいた科学的結果を示します。我々は、ジェットの最高速度の記録を打ち破る新たなスペクトル成分や、メーザーガス塊の加速または減速を示すスペクトル内の系統的速度ドリフトなど、H$_2$Oメーザースペクトルの進化を発見した。43GHzSiOメーザー放射については、ある発生源で新たに検出される一方、他の発生源では永久に消失することを発見しました。私たちの発見は、これらの噴水からの噴流が加速または減速する可能性があることを示唆しており、星雲の外皮がどのように破壊されたかを示している可能性があります。
ブラックホールの質量金属量の関係と銀河消光に関する洞察
| Title |
The_black_hole_mass_metallicity_relation_and_insights_into_galaxy_quenching |
| Authors |
William_M._Baker,_Roberto_Maiolino,_Asa_F._L._Bluck,_Francesco_Belfiore,_Mirko_Curti,_Francesco_D'Eugenio,_Joanna_M._Piotrowska,_Sandro_Tacchella,_James_A._A._Trussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00670 |
天体物理学における最も重要な問題の1つは、銀河が星の形成を停止する原因は何なのかということです。これまでの研究では、静止状態とブラックホールの質量の間に密接な関係があることが示されています。他の研究では、静止はガス流入の停止である「飢餓」とも関連しており、その結果、残りのガスが星の形成と急速な化学濃縮によって急速に使い果たされることになることが明らかになっている。この研究では、これら2つの発見の間の最後のミッシングリンクを見つけます。銀河の大規模なサンプルを使用して、銀河の特性に対する恒星の金属性の本質的な依存性を明らかにします。星形成銀河の場合、星の金属性は星の質量によって駆動されます。しかし、受動的銀河の場合、速度分散によって追跡されるように、星の金属性は主にブラックホールの質量によって駆動されます。この結果は、ブラックホールフィードバックの統合効果がガスの流入を妨げ、銀河を飢餓状態にし、それが恒星の金属量の急速な増加によって見られ、銀河が不動態になるという、これまでの研究との関連性を最終的に明らかにした。
暗黒エネルギー調査 6 年目の結果: 赤方偏移 0.2 から 0.5 のクラスター内光
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_6_Results:_Intra-Cluster_Light_from_Redshift_0.2_to_0.5 |
| Authors |
Yuanyuan_Zhang,_Jesse_B._Golden-Marx,_Ricardo_L._C._Ogando,_Brian_Yanny,_Eli_S._Rykoff,_Sahar_Allam,_M._Aguena,_D._Bacon,_S._Bocquet,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_T.-Y._Cheng,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_T._Jeltema,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_S._Lee,_M._Lima,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_D._L._Tucker,_N._Weaverdyck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00671 |
ダークエネルギー調査からの6年間の画像データを丸ごと使用して、銀河団の中心銀河の表面輝度プロファイルと銀河団内の光を研究します。redMaPPerクラスター検索アルゴリズムによって赤方偏移0.2～0.5の範囲で特定された4,000を超える銀河クラスターに「スタッキング」手法を適用します。これにより、中心銀河およびクラスター中心から1Mpcまでのクラスター内光の高いS/N比の半径方向プロファイル測定が得られます。redMaPPerの豊富さをクラスターの質量指標として使用すると、クラスター内の光の明るさは赤方偏移0.2～0.5の範囲全体で強い質量依存性があり、その依存性は半径が大きくなるほど強くなることがわかります。赤方偏移の進化に関しては、中心銀河と、銀河団中心銀河と中心から80kpc以内の銀河団内光との間の遷移領域内の拡散光が、時間の経過とともに成長している可能性があるという証拠がいくつか見つかりました。クラスター中心から80kpc以上離れた、より大きな半径では、クラスターの質量依存性を超えた追加の赤方偏移の進化の証拠は見つかりません。これは、IllustrisTNG流体力学シミュレーションの結果と一致します。私たちは、特に大きな半径でのクラスター内の光の増加の主な要因は、クラスターの質量の増加に関連していると推測しています。最後に、クラスターの中心銀河とクラスター内光の色は、半径が大きくなるほど青くなる放射状の勾配を示していることがわかりました。これは、シミュレーション研究で示唆されているように、星からの剥離とクラスター内光の破壊の起源と一致しています。
M82 ディスク スーパー スター クラスターのクラスター初期質量関数
| Title |
The_cluster_initial_mass_function_of_the_M82_disk_Super_Star_Clusters |
| Authors |
Bolivia_Cuevas-Otahola,_Divakara_Mayya,_Jesus_Arriaga-Hernandez,_Ivanio_Puerari,_and_Gustavo_Bruzual |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00719 |
M82の円盤内には、ほぼ同年代(1億から3億ミリ)の超星団(SSC)の多数($\sim$400)の集団が存在するため、星団初期質量関数(CIMF)を構築する機会が与えられます。観測された現在のクラスター質量関数(CMF)。半解析シミュレーションコードEMACSSを使用して、クラスターがホスト銀河の重力ポテンシャルの下で円軌道上を移動すると仮定して、CMFの動的および測光進化を実行します。CIMFのべき乗則関数と対数正規関数を調査し、一様分布関数、べき乗則関数、および指数分布関数を仮定してディスク内のクラスターを配置します。観測されたCMFは、べき乗則動径分布関数の指数1.8のべき乗則形式であるCIMFによって最もよく生成されることがわかります。さらに重要なことは、現在のCMFで観察されたターンオーバーは、このCMFの化石スターバースト領域Bについて提案されているように、動的に誘発された効果や本質的に対数正規CIMFによるものではなく、観察の不完全性の結果であることを確立することです。銀河。私たちのシミュレーションは、M82SSCのサブサンプルで観察された質量と半径の関係を自然に再現します。
Type-1 AGN の狭い輝線領域では Type-2 AGN よりも高い電子密度がありますか?
| Title |
Are_there_higher_electron_densities_in_narrow_emission_line_regions_of_Type-1_AGN_than_Type-2_AGN? |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00852 |
原稿では、[S~{\scii}]$\lambda6716$\AA~から[S~{\scii}]の磁束比$R_{sii}$によって追跡される電子密度$n_e$の性質を確認します。SDSSDR12のType-1AGNとType-2AGNの間の狭い輝線領域(NLR)にある$\lambda6731$\AA~。kpc規模の構造を考慮した統一モデルの枠組みの下では、タイプ1AGNとタイプ2AGNの間で同様のNLRの$n_e$が期待されるはずです。対応する不確実性よりも少なくとも5倍大きい測定パラメータを持つ[S~{\scii}]ダブレットの信頼できる測定に基づいて、6039個のタイプ1AGNと8725個のタイプ2AGNがあります(タイプ2ライナーと複合材料を除く)銀河）はSDSSDR12から収集されました。次に、NLRの$R_{sii}$が低い($n_e$が高い)ことは、次のような必要な効果を考慮した後でも、タイプ2AGNよりもタイプ1AGNの方が十分に確認でき、信頼水準は5$\sigma$より高くなります。[O~{\sciii}]$\lambda4364,4959,5007$\AA~によって追跡される電子温度がNLRにおける$n_e$の推定に及ぼす影響。タイプ1AGNのNLRの$n_e$が高いことを説明するために、考えられる2つの方法が提案されています。まず、タイプ1AGNのNLRの$n_e$が高いことは、AGN活動が銀河規模の流出を引き起こし、より多くの電子がNLRに注入されるのであれば、タイプ1AGNのAGN活動の継続時間がタイプ2AGNよりも長いことを示している可能性があります。HII銀河よりもタイプ2AGNのNLRの$n_e$が高いことを説明することが認められました。第二に、タイプ2AGNのNLRの$n_e$が低いことは、HII領域の$n_e$が低いことを考慮すると、タイプ2AGNにおける星形成の寄与がより強いことで説明できる可能性があります。この結果は、一般的に広く受け入れられているAGNの統一モデルに興味深い課題をもたらしています。
JWSTイメージングから推測される、将来のダークエネルギー調査における強くレンズ化された微光サブミリ銀河の大規模な集団
| Title |
A_large_population_of_strongly_lensed_faint_submillimetre_galaxies_in_future_dark_energy_surveys_inferred_from_JWST_imaging |
| Authors |
James_Pearson,_Stephen_Serjeant,_Wei-Hao_Wang,_Zhen-Kai_Gao,_Arif_Babul,_Scott_Chapman,_Chian-Chou_Chen,_David_L._Clements,_Christopher_J._Conselice,_James_Dunlop,_Lulu_Fan,_Luis_C._Ho,_Ho_Seong_Hwang,_Maciej_Koprowski,_Micha{\l}_Michalowski,_Hyunjin_Shim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00888 |
ハーシェルからのサブミリメートル波長の明るい銀河は、主に重力レンズの影響を受けていることがよく知られています。この強いレンズの集団を予測することに成功したのと同じモデルは、JCMTの深部調査から選択された$450{\mu}$mの微光銀河の約1%も強いレンズになると予測しています。アルマ望遠鏡のフォローアップキャンペーンにより、これまでに1つの潜在的なレンズ候補が見つかっていますが、明確な説得力のある証拠はありません。レンズアークから。今回我々は、COSMOS内の$z_{spec}=0.360$の前景銀河によってレンズ化された$z_{s}=3.4{\pm}0.4$のサブミリ源を備えた、レンズ集団予測を裏付ける魅力的な重力レンズ系の発見を報告する。このフィールドは、SCUBA-2UltraDeepImagingEAOSurvey(STUDIES)カタログ内の$450{\mu}$mソースの公開JWSTイメージングを通じて特定されました。これらの系は通常、ユークリッドやローマンなどの将来の広視野探査の検出可能範囲内に十分に収まるでしょう。また、サブミリメートル銀河は主に光/近赤外線の波長で非常に赤いため、近赤外線チャネルで現れる傾向があるでしょう。のみ。ユークリッドワイドの調査に外挿すると、レンズの強い近赤外線銀河が数万個存在すると予測されます。これは、宇宙正午における塵に覆われた星形成銀河の研究にとっては変革をもたらすだろうが、ユークリッド銀河やローマ銀河での強いレンズの超高赤方偏移銀河の探索においては汚染集団となるだろう。
宇宙の夜明けにJWSTで発見された非常に赤いコンパクトな天体と、宇宙の正午に知られる、塵に覆われた青色の銀河との類似性
| Title |
Similarity_between_compact_extremely_red_objects_discovered_with_JWST_in_cosmic_dawn_and_blue-excess_dust-obscured_galaxies_known_in_cosmic_noon |
| Authors |
Akatoki_Noboriguchi,_Akio_K._Inoue,_Tohru_Nagao,_Yoshiki_Toba,_and_Toru_Misawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00955 |
空間的にコンパクトな物体で、静止系の光学から近赤外線（0.4--3.0${\rm\mum}$）では非常に赤色、静止系の紫外線（UV;0.2--0.4${）では青色を呈する。\rm\mum}$)は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使用して$5<z<9$で発見されました。これらの極度に赤い天体(JWST-ERO)は、星形成銀河またはクェーサーのいずれかの単一成分を使用して説明するのが難しいスペクトルエネルギー分布(SED)を示し、青色のUVと極度に赤色の光が含まれる2成分モデルにつながります。銀河やクエーサーの塵の少ないスペクトルと塵の多いスペクトルをそれぞれ使用して説明されます。今回我々は、JWST-EROと$2<z<3$で特定された青色過剰塵に覆われた銀河(BluDOG)との間のSEDの顕著な類似性を報告します。BluDOGは、$\sim10^{8-9}$M$_\odot$のブラックホール質量を持つ活動銀河核(AGN)の集団であり、一部のJWST-EROよりも1桁大きいです。BluDOGのエディントン降着率は1以上であるのに対し、JWST-EROのエディントン降着率は0.1～1の範囲にあります。したがって、JWST-EROは、宇宙の正午のBluDOGのより高い$z$に存在する、それほど大きくなく、活動性も低く、より一般的な対応物です。逆に、JWST-EROはDOGよりも青色過剰の割合が大幅に高くなります。我々は、JWST-EROとの比較としてBluDOGの平均UVスペクトルを提示し、ダスト性AGN個体群の一貫した進化シナリオについて議論します。
低金属度銀河のスペクトルを解析するためのスペクトル ライブラリ
我々は、低金属量銀河の複合スペクトルを分析するための等時線に合わせたスペクトルライブラリのセットを紹介します。具体的には、ジュネーブグループによって構築された、回転を考慮した場合と考慮しない場合の、金属度Z=0.002およびZ=0.0004での等時線のすべての初期質量の星の合成スペクトルを計算しました(Ekstr\"{o}metal.,2011;Georgyetal..2013;Grohetal.,2019).また、特定の初期質量関数を使用して個々のスペクトルを統合するためのPythonプログラムも紹介します。
プロトハローのサイズ履歴を使用して暗黒物質ハローの集合を特徴付ける: I. 赤方偏移の進化、子孫ハローとの関係、およびハロー集合の偏り
| Title |
Characterize_the_assembly_of_dark_matter_halos_with_protohalo_size_histories:_I._Redshift_evolution,_relation_to_descendant_halos,_and_halo_assembly_bias |
| Authors |
Kai_Wang,_H.J._Mo,_Yangyao_Chen,_Huiyuan_Wang,_Xiaohu_Yang,_Jiaqi_Wang,_Yingjie_Peng,_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01039 |
我々は、暗黒物質ハローの集合履歴を、その祖先ハローの質量加重空間分散の赤方偏移発展、すなわちプロトハローのサイズ履歴を用いて定量化する新しい方法を提案する。z~0における個々のハローのプロトハローサイズ履歴が2倍べき乗関数で記述できることがわかりました。フィッティング関数の振幅は、子孫ハローの中心質量と全恒星質量の比と強く相関します。プロトハローのサイズ履歴の振幅の変動は、大規模なハローに対して強いハロー集合バイアス効果を引き起こす可能性があります。この効果は、プロトハローのサイズの代用として、恒星の中心質量と恒星全体の質量の比を使用した観測で検出可能です。原始ハローのサイズに見られる、子孫の中心と全恒星の質量比との相関およびハロー集合バイアス効果は、質量降着履歴から導き出される一般的に採用されている半質量形成時間に見られるものよりもはるかに強力です。これは、ハロー合体ツリーの質量降着履歴への圧縮によって引き起こされる情報損失が、プロトハロのサイズ履歴によって捕捉できることを示しています。したがって、プロトハローのサイズは、宇宙時間を超えて原始星団を結び付け、観測において原始星団をその子孫のクラスターと結び付けるのに有用な量を提供します。
| Title |
Exploring_the_Structures_and_Substructures_of_the_Andromeda_Satellite_Dwarf_Galaxies_Cassiopeia_III,_Perseus_I,_and_Lacerta_I |
| Authors |
Katherine_L._Rhode,_Nicholas_J._Smith,_Denija_Crnojevic,_David_J._Sand,_Ryan_A._Lambert,_Enrico_Vesperini,_Madison_V._Smith,_Steven_Janowiecki,_John_J._Salzer,_Ananthan_Karunakaran,_and_Kristine_Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01045 |
アンドロメダ銀河(M31)の外側の恒星暈にある2つの衛星である矮小回転楕円体銀河カシオペアIII(およびXXXII)とペルセウスI(およびXXXIII)の分解された恒星集団の広視野イメージングの結果を紹介します。私たちのWIYNpODI測光は、各銀河の赤色巨星の集団を銀河中心から光の半分の半径約2.5～3まで追跡します。赤色巨星の枝の先端(TRGB)法を使用して、(m-M)_0=24.62+/-0.12等(839(+48,-450)kpc、または156(+16,-13)kpc)の距離を導き出します。CasIIIの場合はM31)、PerIの場合は24.47+/-0.13等(738(+48,-45)kpc、またはM31から351(+17,-16)kpc)。これらの値は、TRGB距離の誤差内で一致しています。ハッブル宇宙望遠鏡による銀河の内部領域のより深い研究から得られたものです。各銀河について、構造パラメータ、合計等級、中心表面の明るさを導き出します。また、中性水素ガスの質量と光度の比にも上限を設定し、両方の銀河がガスに乏しい性質を持っていることを裏付けた。私たちのデータセットを、以前の研究からのM31衛星銀河ラケルタI(およびXXXI)の対応するデータと組み合わせ、CasIII、PerI、およびLacIのRGB星集団内の部分構造を検索します。2.5-3-シグマの有意水準でラックIの西側にあり、M31の方向に延びる有意性の低いフィラメント。CasIIIでは、銀河の中心近くに2つの適度に重大な過密度が確認され、もう1つは2つの半光半径にあります。PerIでは、そのRGB星集団の下部構造の証拠は示されておらず、これはこの銀河の孤立した性質を反映している可能性があります。
速度分散を伴うマクローリン円盤の動的解析と棒形成への影響
$N$-bodyシミュレーションを使用して、マクローリン円盤の棒形成ダイナミクスに対するトゥームレの$Q$パラメーターの影響を調査します。トゥームレの基準によれば、局所的な軸対称不安定性を抑制するには$Q\geq1$でパラメータ化された局所速度分散が必要ですが、その結果、粒子の固有振動数が計算されるほぼ円形の限界から粒子軌道が逸脱します。この問題は、圧力ポテンシャルとして速度分散の効果を重力ポテンシャルによる有効ポテンシャルに含めることによって解決します。この定式化により、円軌道近似が得られます。有効ポテンシャル仮説は、$Q\geq1$の条件で、棒形成プロセスと確立された棒の角運動と周転円運動の$Q$依存性をかなり適切に説明できます。これは、$Q$が安定性の指標として機能するだけでなく、ディスク全体のダイナミクスに刻印された初期$Q$の影響を示しています。さらに、ディスクインハローシステムの安定性テストも実施します。ハローが存在すると、臨界$Q$の上昇に見られるように、ディスクは孤立したディスクよりもバー形成の影響を受けやすくなります。これは、バーの不安定性の要素である不安定な非軸対称スパイラルモードをより効率的に構築する差動回転に起因すると考えられます。
高精度回転曲線に基づく分子円盤と銀河の3kpc膨張リングの正面図
私たちは、アーカイブデータからのCO線放出の経度速度図(LVD)を分析し、最も正確な天の川の回転曲線(RC)を使用して、動径速度を銀河面の正面位置に変換します。我々は、真の回転速度からのRCの逸脱が、接円に沿ったアーティファクトホールや過密集中を生み出すという意味で、特に天の川銀河内部では、フェースオン変換が採用されたRCに非常に敏感であることを指摘します。-またはRCを過小評価している。RCが十分に正確である場合でも、3kpcの拡張リングなどの非円形の動きは、円形の回転が想定されている限り、結果として得られるフェイスオンマップに重大なアーチファクトを引き起こします。一方、非円運動を適切に考慮すれば、運動距離の決定に関する近遠縮退問題を解くために使用できます。そこで、リングやアームの拡張運動を組み込むことで縮退を解決する新しい方法を提案します。この方法を3kpc膨張リングのLVDに適用し、銀河面に投影されたそのフェースオンマップを初めて提示します。
ISM における恒星フィードバックによる乱気流のタイムスケール: UGC 4305 の詳細
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Timescale_of_Stellar_Feedback-Driven_Turbulence_in_the_ISM:_A_Deep_Dive_into_UGC_4305 |
| Authors |
Laura_Congreve_Hunter,_Liese_van_Zee,_Kristen_B._W._McQuinn,_Roger_E._Cohen,_Madison_Markham,_Andrew_E_Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01268 |
星間物質(ISM)における星からのフィードバックと乱流の相互作用を理解することは、銀河の進化をモデル化するために不可欠です。星のフィードバックがISM内で乱流を引き起こす時間スケールを決定するために、近くの星形成矮銀河UGC4305(別名ホルムバーグII)の空間分解能の多波長研究を実行しました。局所スケール（400pc）での乱流の指標として、IFUH$\alpha$観測から得られたイオン化ガスの速度分散と、VeryLargeArrayによるHI合成観測から得られた原子ガスの速度分散とエネルギー表面密度を利用しました。これらの乱流の指標は、スピアマンの順位相関係数を使用して、色等級図(CMD)から導き出された過去5億6,000万年にわたる星形成履歴に対してテストされました。400pcスケールで確認された最も強い相関関係は、HI乱流の測定値と70～1億4000万年前の星形成との間のものである。私たちは、UGC4305の現在の乱流と過去の星形成活動の分析を複数の物理スケール($\sim$560および800pc)で繰り返し、物理スケールの変化に伴う相関タイムスケールの変化の兆候があるかどうかを判断しました。より大きな物理スケールでは目立った相関関係は見つからず、星の形成によって引き起こされる乱流を局所的な現象として分析することの重要性が強調されました。
大規模な銀河環境における星形成効率
| Title |
Star_formation_efficiency_across_large-scale_galactic_environments |
| Authors |
Laya_Ghodsi,_Allison_Man,_Darko_Donevski,_Romeel_Dav\'e,_Seunghwan_Lim,_Christopher_C._Lovell,_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01277 |
銀河の進化に対する環境の影響は、数十年にわたり銀河研究における主要な疑問の1つでした。この研究では、宇宙流体力学シミュレーションSimbaを使用して、銀河の星形成活動とその環境物質密度との関係を調査します。私たちが調査する星形成活動の指標には、星形成効率(SFE)、比星形成速度(sSFR)、水素分子質量分率($f^*_{H_2}$)が含まれており、環境は大規模環境活動として考慮されています。物質密度。クラウドインセル(CIC)法を使用して、1Mpc/hグリッド上の近くの銀河の恒星質量に基づいて計算されます。私たちのサンプルには、$0<z<4$に$9<\log(M_*/M_{\odot})$の銀河が含まれており、銀河の星形成活動に対する質量と環境の影響を解き明かすために3つの質量ビンに分割されています。低赤方偏移($z<1.5$)の低質量から中質量銀河の場合、高密度領域の銀河の星形成効率は低密度領域の銀河よりも$\sim0.3$dex低いことがわかります。しかし、赤方偏移範囲全体にわたる大質量銀河と、高赤方偏移($z>1.5$)における低質量銀河から中質量銀河については、星形成効率の重大な環境依存性はありません。環境密度を含む銀河パラメータの関数として、分子状水素の枯渇時間(${t_{depl}}=1/SFE$)のスケーリング関係を示します。私たちの発見は、銀河の星形成活動に対する環境の影響を星の質量と赤方偏移の関数として定量化するための枠組みを提供します。最も顕著な環境依存性は、宇宙時代の後期($z<1.5$)と低質量の恒星質量($9<\log(M_*/M_{\odot})<10$)に向かって見られます。将来の大規模銀河調査では、このフレームワークを使用して星形成活動の環境依存性を調べ、予測を検証することができます。
クェーサー Ly$\alpha$ 星雲 (RePhyNe) の物理学の解明: I. 環銀河媒体運動学によるクエーサー ホスト ハロー質量の制約
| Title |
Resolving_the_physics_of_Quasar_Ly$\alpha$_Nebulae_(RePhyNe):_I._Constraining_Quasar_host_halo_masses_through_Circumgalactic_Medium_kinematics |
| Authors |
Stephanie_de_Beer,_Sebastiano_Cantalupo,_Andrea_Travascio,_Gabriele_Pezzulli,_Marta_Galbiati,_Matteo_Fossati,_Michele_Fumagalli,_Titouan_Lazeyras,_Antonio_Pensabene,_Tom_Theuns,_Weichen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01506 |
z>2クェーサーの周りに遍在して見られるLy$\alpha$星雲は、クェーサーのハロー質量が既知であれば、その密度分布など銀河周縁媒体の特性に独自の制約を与えることができます。我々は、Ly$\alpha$星雲の視線速度分散マップに基づいてクエーサーハロー質量を制約する新しい方法を提案する。最大クェーサー蛍光の仮定の下で宇宙論的流体力学シミュレーションから得られたMUSEのような模擬観測を使用することにより、Ly$\alpha$放出ガスの速度分散動径プロファイルが重力によって強く決定され、したがってそれらが自己相似であることを示すビリアル半径で再スケールしたときのハロー質量に関して。単純な分析的議論と、観察された星雲のセットに対するHeII1640\.A放射の運動学を利用することにより、Ly$\alpha$放射伝達効果はおそらく速度分散プロファイルの形状を変化させず、破壊することなく正規化するだけであることを示します。彼らの自己類似性。これらの結果を利用して、変数$\eta^{140-200}_{40-100}$を、特別に選択された2つの年環における中央速度分散の比として定義し、$\eta^{140-200}_{40-100}$と観測に直接適用できるハロー質量。3<z<4.7で観測された37個のクエーサーLy$\alpha$星雲にこの方法を適用すると、それらに関連するクェーサーは通常、独立した~$10^{12.16\pm0.14}$M$_{\odot}$ハローによってホストされることがわかります。調査範囲内の赤方偏移の値。この測定はクラスタリング手法から完全に独立しており、z~3でのクエーサー自己相関クラスタリングに基づく最小質量推定値およびクエーサー銀河相互相関結果と一致しています。
光学から極紫外線までのクェーサーの普遍的な平均スペクトル エネルギー分布
| Title |
A_universal_average_spectral_energy_distribution_for_quasars_from_optical_to_extreme_ultraviolet |
| Authors |
Zhen-Yi_Cai_(USTC)_and_Jun-Xian_Wang_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01541 |
活動銀河核の光学/紫外線(UV)輝線相当幅と連続体の光度の間のよく知られた逆相関(いわゆるボールドウィン効果)は、長年の謎です。一般的な仮説の1つは、いくつかの観察研究で明らかになっているように、発光源が多いほど、極端紫外(EUV)のスペクトルエネルギー分布(SED)がより緩やかになるというものです。この研究では、SDSSクェーサーとGALEX遠紫外/近紫外カタログのクロスマッチングを通じて、この問題を再検討し、重大な紫外検出の不完全さという深刻な観測バイアスの影響を修正します。観測フレームUVで検出される可能性が高くなります。GALEXが1.8<z<2.2で検出したクェーサーの場合、残りフレーム平均UVSED(~500--3000オングストローム)は、log(\nuL_\nu(2200オングストローム))>45で光度依存性を示さないことがわかりました。(最大47.3)、標準的な薄いディスクモデルの予測と、この光度範囲で観察されたボールドウィン効果に反します。おそらく、普遍平均UVSEDは局所的な原子起源のプロセスの結果であり、より暗いクエーサーではより強力な円盤乱流がより多くの雲を放出することがボールドウィン効果の主な原因であると考えられます。銀河間物質の吸収を補正した後、明るいクェーサーのサブサンプルから静止フレーム固有平均EUVSEDが導出され、これまでのすべてのクエーサー複合スペクトルよりもEUVの方がはるかに赤いことがわかり、適切なクエーサーの重要性が強調されています。サンプルの不完全性を考慮しています。興味深いことに、極度に赤い平均EUVSEDとライン駆動の風モデルとの間の全体的な一貫性は、局所的な物理プロセスの起源を再び裏付けています。
分子状水素によるアンモニアの超微細衝突励起
| Title |
Hyperfine_collisional_excitation_of_ammonia_by_molecular_hydrogen |
| Authors |
J._Loreau,_A._Faure,_F._Lique,_S._Demes,_P.J._Dagdigian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01542 |
アンモニアは宇宙で最も広く観察されている分子の1つであり、多くの観察では窒素原子核の電気四重極モーメントによる超微細構造を解明できます。観測されたスペクトルでは、線の衛星成分に異常が見られることが多く、これは局所的な熱力学的平衡からの大幅な逸脱を示しています。したがって、スペクトルの解釈には、冷たい星間物質中の主要な衝突器であるH$_2$分子との衝突によって引き起こされるNH$_3$の超微細励起の速度係数の知識が必要である。この論文では、再結合アプローチを使用した最初のそのような計算を紹介します。速度係数は、$j=4$までの回転反転準位および100Kまでの温度内のすべての超微細準位について、正確な5次元の位置エネルギー面での量子散乱密結合計算によって得られます。我々は、速度係数が統計的アプローチで得られたものから大きく乖離しており、単純な傾向規則に準拠していないことを示します。最後に、基底状態パラ-NH$_3$($j_k=1_1$)の反転遷移と回転遷移$1_0\の超細線強度をモデル化することで、新しい速度係数の影響を示す放射伝達計算を実行します。rightarrowオルトNH$_3$の0_0$。
ビリアル方程式との関連における恒星系の進化について
ビリアル方程式は、恒星系の動的進化の性質を明らかにするために使用されます。運動方程式と比較すると、準定常状態に至るまでの緩和プロセスがより深く、しかし不完全に説明されます。これは、ここではビリアル定理の成就を意味します。分析の結果、ビリアル平衡状態$T_v$に到達するまでの時間は約20～30の動的時間期間$T_d$であることが示されています。つまり、$T_v$の間、系のビリアル比、平均調和半径、二乗平均平方根半径が変動し、その後、最初の2つの特性は平衡値付近で安定しますが、二乗平均平方根半径は引き続き変化します。成長します（おそらく無限に）。これは、重心とその位置エネルギーに対するシステムの慣性モーメントの挙動が根本的に異なることを示しており、比較的小さな平衡コアと拡張されたハローの形成につながります。
マゼラン雲の低温拡散星間物質: II. CIとH$_2$の励起による物理的状態
| Title |
Cold_diffuse_interstellar_medium_of_Magellanic_Clouds:_II._Physical_conditions_from_excitation_of_CI_and_H$_2$ |
| Authors |
D.N._Kosenko,_S.A._Balashev,_V.V._Klimenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01599 |
我々は、大マゼラン雲と小マゼラン雲の57の視線に沿ったCI微細構造準位の励起に関する包括的な研究を発表します。視線は、FUSEスペクトルにおけるH$_2$の検出によって選択されました。アーカイブHST/COSおよびHST/STISスペクトルを使用して、CI微細構造レベルの吸収を検出し、LMCおよびSMCのそれぞれ29および22の視線についてその集団を測定しました。CIカラム密度の範囲は、LMCの場合$10^{13}$から$10^{14}\,{\rmcm}^{-2}$であり、$10^{13}$から$10^{15.4}\,{SMCの\rmcm}^{-2}$。我々は、LMCおよびSMCにおけるCI微細構造レベルの励起が、局所拡散ISMにおける典型的な値よりも2～3倍高いことを発見しました。CI微細構造準位とH$_2$回転準位の両方の励起をPDRムードンモデルのグリッドと比較すると、LMCとSMCの中性低温ガスが局所ISMよりも強いUV場で照らされていることがわかります($\chi=5LMCではマティス場の^{+7}_{-3}$単位、SMCでは$2^{+4}_{-1}$単位）、平均してより高い熱圧力（$\logp/k=それぞれ4.2\pm0.4$と$4.3\pm0.5$)。マゼラン雲の視線は星形成現場付近の領域を探査している可能性が高く、これは熱状態やCI/H$_2$の相対存在量にも影響を与える。同時に、このような高いUVフィールドの測定値は、高い赤方偏移で得られたいくつかの値と一致します。金属量が少ないことと合わせて、マゼラン雲は高赤方偏移銀河の中心部分を研究するための興味深いテストケースになります。
マゼラン雲の低温拡散星間物質: I. HD 分子と宇宙線イオン化率
| Title |
Cold_diffuse_interstellar_medium_of_Magellanic_Clouds:_I._HD_molecule_and_cosmic-ray_ionization_rate |
| Authors |
D._N._Kosenko,_S._A._Balashev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01600 |
HD分子は宇宙で最も豊富な分子の1つであり、媒体内の条件に対する感度が高いため、HDが存在する媒体内の物理パラメータを制限するために使用できます。最近、我々は、低金属量の媒体中でHDの存在量を高めることができることを示しました。大小のマゼラン雲は、私たちの銀河に近いため、金属量の低い銀河をさまざまな視線に向かって詳細に研究する機会を与えてくれます。私たちは、マゼラン雲の明るい星に向けたFUSE宇宙望遠鏡のアーカイブスペクトルを再調査し、これらの銀河の媒質に関連するHD分子を探索しました。H$_2$吸収線を再解析し、H$_2$成分の位置でHDカラム密度を制約しました。24の視線に向けてHDを検出しました(19の新規検出を含む)。測定された$N({\rmHD})/N({\rmH_2})$を使用していくつかのシステムの宇宙線イオン化率を測定しようとしましたが、ほとんどの場合、FUSEスペクトルの品質が不十分なために緩い制約が発生します。
MUSE を備えた CON Galaxy NGC4418 の大規模な機能
| Title |
Large-Scale_Features_of_the_CON_Galaxy_NGC4418_with_MUSE |
| Authors |
C._F._Wethers,_S._Aalto,_G._C._Privon,_F._Stanley,_J._Gallagher,_M._Gorski,_S._K\"onig,_K._Onishi_and_C._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01616 |
コンパクト不明瞭核(CON)は局所(U)LIRGの中心に比較的よく見られますが、その性質は依然として不明です。AGN活動と極端な核スターバーストの両方が、もっともらしい原子力源として示唆されています。これらの系での流出の蔓延は、CONが銀河の中心領域から物質が放出される核フィードバックサイクルの重要な段階を表すことを示唆しています。ここでは、確認された局所CON銀河NGC4418に対するMUSEの結果を紹介します。初めて光学的に銀河のスペクトル特徴と運動学を空間的にマッピングし、これまで知られていなかったいくつかの構造を明らかにしました。特に、短軸に沿った両側性の流出、流出する泡、いくつかの結び目構造、および銀河円盤によって部分的に隠されている後退する流出を発見しました。これらの機能の特性に基づいて、NGC4418のCONはAGNによって駆動されている可能性が最も高いと結論付けます。
M31 円盤の $\alpha$/Fe 双峰性について
未解決の疑問は、$\alpha$/Feの二峰性が天の川銀河以外の円盤銀河にも存在するかどうかです。今回我々は、アンドロメダ銀河(M31)円盤におけるさまざまな観察、つまり最近観察された惑星状星雲と赤色巨星枝星の両方の元素存在量を説明できる最先端の銀河化学進化モデルを使用した二峰性を提示します。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って。M31では、天の川銀河よりも強い初期星の爆発によって形成された30kpcまでの高$\alpha$の厚い円盤集団が存在することがわかりました。また、14kpc以内に若い低$\alpha$の薄い円盤も見つかりました。これは、M31が約2～4.5ギヤ前に受けた二次星形成によって形成され、おそらく湿性合体によって引き起こされたと考えられます。しかし、外側円盤では、惑星状星雲の観測により、特定の金属度でわずかに高い$\alpha$の若い($\sim$2.5Gyr)集団が示されており、おそらくほぼ原始的なガスからの二次星形成によって形成されたと考えられます。したがって、内側円盤($<$14kpc)では$\alpha$/Feの二峰性が見られますが、外側円盤($>$18kpc)では若い集団のわずかな$\alpha$/Feオフセットのみが見られます。。$\alpha$/Feの二峰性の出現は、さまざまな銀河中心半径での合体履歴に依存しており、M31の歴史を解明するには広視野多天体分光法が必要である。
棒のない綿状銀河: ダイナミックなパズル
| Title |
Barless_flocculent_galaxies:_a_dynamic_puzzle |
| Authors |
Daria_Zakharova,_Natalia_Ya._Sotnikova,_Anton_A._Smirnov,_Sergey_S._Savchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01710 |
我々は、その構造に棒は見られないものの、綿状の螺旋構造を持つ明るい銀河に注目します。4つの棒のない銀河(NGC~2841、NGC~3512、NGC~5055、NGC~7331)のTHINGSとHERACLESの運動学データを使用して、ダークハローを含む質量モデルを構築しました。私たちは、暗黒物質の割合は銀河の光学半径内で50%を超えないと結論付けました。これでは、これらの銀河にバーがないことを説明するには少なすぎます。これらの銀河の特徴のない構造を理解する試みとして、我々は最初に暗黒物質の含有量を減らしたいくつかの$N$体モデルを構築した。私たちは、ダークハローの質量が小さいことに加えて、バーレスディスクをもたらす決定的な要因は、最初は不安定な状態からのスタートであると結論付けました。回転平衡状態に落ち着いた孤立した動的に冷たい円盤(トゥームレパラメーター$Q<0.5$)は、断片化と星の塊の形成を伴う激しい不安定性の短い段階を通過します。その後は受動的に進化し、特徴のない構造になってしまいます。本研究で研究した棒のない綿状銀河は、暗黒物質のハロー全体に対するバリオンの高い質量分率と一致する回転曲線を持つ高い赤方偏移にある銀河の子孫である可能性があると仮定します。
ホットコリノス (ECHOS) のエンベロープ内の化学の進化。 I. 孤立したクラス 0 の天体 B335 における非常に若い硫黄の化学
| Title |
Evolution_of_Chemistry_in_the_envelope_of_Hot_Corinos_(ECHOS)._I._Extremely_young_sulphur_chemistry_in_the_isolated_Class_0_object_B335 |
| Authors |
G._Esplugues,_M._Rodr\'iguez-Baras,_D._San_Andr\'es,_D._Navarro-Almaida,_A._Fuente,_P._Rivi\`ere-Marichalar,_\'A._S\'anchez-Monge,_M._N._Drozdovskaya,_S._Spezzano,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01713 |
HOtcorinoS(ECHOS)のエンベロープにおける化学の進化というプロジェクトの中で、スペクトル範囲7、3、および2mmでの観察を通じて、クラス0源B335のエンベロープにおける硫黄の化学の研究を紹介します。LTEとLVGの近似を仮定して観測をモデル化しました。また、硫黄種の時間発展を研究するためにコードNautilusも使用しました。私たちは、他のクラス0の天体のエンベロープで見つかったものと同様の気相総S存在量を持つ20種類の硫黄種を検出しましたが、硫黄炭素鎖と酸素と窒素を含む硫黄分子との間の存在量には大きな違いがありました。私たちの結果は、他のクラス0ソースとは異なり、硫黄炭素鎖が特に豊富なソースとしてのB335の性質を強調しています。SOやSO+などの一部の分子の存在または非存在が少ないことは、化学反応がショックの影響を特に受けていないことを示唆しています。しかし、我々は、HCS+の大量の存在を検出し、すべてのS種で得られた低い回転温度(<15K)と合わせて、B335のエンベロープの中程度または低い密度を明らかにしています。また、宇宙の硫黄元素存在量に関して硫黄減少係数10を使用したモデルによって観測がよりよく再現されることもわかりました。私たちのモデルとB335の観測結果を比較すると、年齢が10$^4$$<$t$<$10$^5$年であることが明らかになり、この発生源の特に初期の進化段階が強調されています。B335は、高密度の分子雲の中で形成された他の若い原始星とは異なる化学的性質を示しており、これは拡散雲からの周囲の物質がB335の原始星エンベロープに付着した結果である可能性があります。さらに、星前核とクラス0天体のサンプル内のSO2/C2S、SO/CS、およびHCS+/CS比の分析により、それらが前星から原始星への移行の優れた化学進化指標として使用できることが示されました。
| Title |
Neural_network-based_emulation_of_interstellar_medium_models |
| Authors |
Pierre_Palud,_Lucas_Einig,_Franck_Le_Petit,_Emeric_Bron,_Pierre_Chainais,_Jocelyn_Chanussot,_J\'er\^ome_Pety,_Pierre-Antoine_Thouvenin,_David_Languignon,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Miriam_G._Santa-Maria,_Jan_H._Orkisz,_L\'eontine_E._S\'egal,_Antoine_Zakardjian,_S\'ebastien_Bardeau,_Maryvonne_Gerin,_Javier_R._Goicoechea,_Pierre_Gratier,_Viviana_V._Guzman,_Annie_Hughes,_Fran\c{c}ois_Levrier,_Harvey_S._Liszt,_Jacques_Le_Bourlot,_Antoine_Roueff,_Albrecht_Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01724 |
銀河および銀河系外の星間物質(ISM)における原子および分子トレーサーの観測結果を解釈するには、いくつかの物理的条件を推測するために最先端の天体物理モデルとの比較が必要です。通常、ISMモデルでは多数のモデル評価が必要となるため、このような推論手順には時間がかかりすぎます。その結果、それらは、事前計算されたモデルのグリッドの補間によって置き換えられることがよくあります。私たちは、事前計算されたモデルのグリッドからモデルのより高速、軽量、より正確な近似を導出する新しい一般的な方法を提案します。これらのエミュレータは、ISMモデルに固有の特異性に対処するように設計およびトレーニングされた人工ニューラルネットワーク(ANN)で定義されています。実際、そのようなモデルは、多くの場合、わずか数個の入力物理パラメーターから多くの観測値(ライン強度など)を予測し、数値的不安定性または物理的双安定性により外れ値を生成する可能性があります。これらの特性に対処するために、次の5つの戦略を適用することを提案します。1)外れ値の除去手順。2)異なるANNで予測するのがより簡単な系統の均質なサブセットを生成するクラスタリング方法。3)ネットワークアーキテクチャの適切なサイズを可能にする次元削減技術。4)非線形性の学習を容易にするために、物理入力が多項式変換で強化されます。5)単純な関係の学習を容易にするための高密度アーキテクチャ。代表的なISM数値モデルであるMeudonPDRコードをエミュレートするために、提案されたANNを補間法の標準クラスと比較します。提案された戦略の組み合わせは、平均誤差ですべての補間方法を2倍上回っており、MeudonPDRコードでは4.5%に達します。これらのネットワークは、正確な補間方法よりも1000倍高速であり、必要なメモリは10～40分の1です。この研究により、ISMの広視野マルチライン観測における効率的な推論が可能になります。
目に見えないものの形成: SIEGE シミュレーションにおける低質量、高赤方偏移の暗黒物質ハローに対するバリオンと環境の影響
| Title |
Shaping_the_unseen:_the_influence_of_baryons_and_environment_on_low-mass,_high-redshift_dark_matter_haloes_in_the_SIEGE_simulations |
| Authors |
R._Pascale,_F._Calura,_A._Lupi,_J._Rosdahl,_E._Lacchin,_M._Meneghetti,_C._Nipoti,_E._Vanzella,_E._Vesperini_and_A._Zanella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01742 |
私たちは、球状星団が出現した環境をシミュレートする(SIEGE)プロジェクトからの最初の星塊の形成を追跡するズームイン流体力学的宇宙論的$N$体シミュレーションを使用して、宇宙が誕生したときの暗黒物質ハローの重要な構造特性を研究します。たった$0.92$非常に高い分解能($z=6.14$での最大物理分解能0.3h$^{-1}$pc、暗黒物質粒子の最小質量$164\,M_{\odot}$)により、非常に低い質量に到達することができます。恒星とハローの質量関係($M_{\rmvir}=10^{7.5-9.5}\,M_{\odot}$)の終わり、構造の最初の段階で暗黒物質ハローが形成されるプロセスを研究する形成。私たちは、ハローの形成におけるバリオン冷却と恒星フィードバックの役割、および宇宙フィラメントや合体に沿った暗黒物質の降着などの環境への影響を、個々の星からモデル化して研究しています。星形成の開始（通常$\logM_{\rmvir}/M_{\odot}\simeq7.6$の場合）により、ハローの密度プロファイルの内側のカスプが平坦化して一定の密度のコアになることがわかります。サイズはハロービリアルの質量に比例します。これらの質量スケールでも、バリオンは星を形成したハローの中心領域を、まだ星を形成していないハローよりも丸くすることを確認しています。$\langles\rangle$軸はそれぞれ0.66と0.84です。我々の形態学的分析によると、$z=6.14$では、ハローは外側部分で大きく扁長しており、その長軸は宇宙の網のフィラメントに沿って、またはより小さなサブハローに向かって整列しており、伸長の程度は大きく依存していないことが示されています。ハローマス。
アルマ望遠鏡による拡張緑色天体 G19.01$-$0.03: II. 4 つの低質量前星核候補に囲まれた典型的な化学物質存在量を持つ巨大な原始星
| Title |
ALMA_observations_of_the_Extended_Green_Object_G19.01$-$0.03:_II._A_massive_protostar_with_typical_chemical_abundances_surrounded_by_four_low-mass_prestellar_core_candidates |
| Authors |
Gwenllian_M._Williams,_Claudia_J._Cyganowski,_Crystal_L._Brogan,_Todd_R._Hunter,_Pooneh_Nazari,_Rowan_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01743 |
我々は、秒角未満の角度分解能アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)1.05mmとカールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)1.21cmのデータ。G19.01$-$0.03MM1は、中心の巨大な若い恒星天体（MYSO）に関連するミリメートル源であり、これまでのサブミリ波アレイ観測では孤立しており、化学的に若い可能性があるように見えた。私たちの$\sim0.4''$分解能のALMAデータでは、MM1には0.12pc以内に4つの低質量ミリメートル伴星があり、それらはすべてメーザーまたはアウトフロー放射を欠いており、それらが前星核である可能性があることを示しています。複雑な有機分子で満たされた豊富なALMAスペクトルを備えたMM1は、化学的に若いようには見えませんが、文献に記載されている高質量ホットコアに典型的な分子量を持っています。MM1の1.05mm連続体ピークでは、$\mathrm{N}(\mathrm{CH}_{3}\mathrm{OH})=(2.22\pm0.01)\times10^{18}$cm$^{-2}$と$T_{\mathrm{ex}}=162.7\substack{+0.3
超新星残骸G7.7-3.7からの発光の検出
| Title |
Detection_of_optical_emission_from_the_supernova_remnant_G7.7-3.7 |
| Authors |
V._Dom\v{c}ek,_J._V._Hern\'andez_Santisteban,_A._Chiotellis,_P._Boumis,_J._Vink,_S._Akras,_D._Souropanis,_P._Zhou_and_A._de_Burgos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01768 |
我々は、超新星残骸(SNR)G7.7-3.7がSN386ADの残骸であると示唆されて以来、その進化段階を決定することを目的として、この超新星残骸(SNR)G7.7-3.7の最初の光学的研究を発表します。H$\alpha$+[NII]、H$\beta$、[OIII]、[SII]フィルターで狭帯域画像を取得しました。これにより、SNRの南側領域で、細長く伸びた2本のフィラメントからなる微弱な発光が明らかになりました。東西方向は残骸のX線放射領域と一致している。フィラメントはH$\alpha$+[NII]、[OIII]画像で見られ、[SII]画像ではわずかに見られましたが、H$\beta$では検出されませんでした。1本のフィラメントに沿った3つの領域のロングスリット分光法により、[SII]/H$\alpha$=(1.6-2.5)という大きな比が明らかになり、衝撃加熱されたSNRで予想される値と一致しました。そのうちの2つの領域で観察された[SII]二重項比は、ガスの電子密度の上限を示唆しており、推定ではそれぞれの領域で400cm$^{-3}$と600cm$^{-3}$を下回っている。地域。我々は、観察された光フィラメントを形成した潜在的な物理的メカニズムについて議論し、それらは残骸の南側領域にある高密度の星周殻とSNRの衝突によって生じた可能性が最も高いことを示唆しています。
中間赤方偏移における星形成銀河における IRX-\beta\ 塵の減衰関係の解読
| Title |
Decoding_the_IRX-\beta\_dust_attenuation_relation_in_star-forming_galaxies_at_intermediate_redshift |
| Authors |
M._Hamed,_F._Pistis,_M._Figueira,_K._Ma{\l}ek,_A._Nanni,_V._Buat,_A._Pollo,_D._Vergani,_M._Bolzonella,_Junais,_J._Krywult,_T._Takeuchi,_G._Riccio,_and_T._Moutard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01819 |
私たちは、星形成銀河の中間赤方偏移(0.5<z<0.8)におけるIRX-\betaダストの減衰関係を引き起こす要因を理解することを目指しています。私たちは、この観察された関係を形成する際のさまざまな銀河の特性の役割を調査します。気相金属量を推定するために、1049個の銀河の統計サンプルの堅牢な[Oii]{\lambda}3727、[Oiii]{\lambda}{\lambda}4959、5007、およびH\beta線検出を使用します。私たちは、スペクトルエネルギー分布フィッティングツールCIGALEを使用して、星の質量や星形成速度など、銀河の進化を研究するために必要な重要な物理的特性を導き出します。同様に、観測されたIRX-\beta散乱に対する銀河の形態(主にS\'ersic指数nと銀河の傾斜)の影響を研究します。また、サンプル内の塵の減衰を形成する際の環境の役割も調査します。我々は、サンプル中の気相金属量に関するIRX-\beta関係の強い相関関係、およびS\'ersic指数によって特徴付けられる銀河のコンパクトさとの強い相関関係を発見しました。相関関係は、星の質量、特定の星形成率、および私たちの源の星の年齢にも見られます。金属量はIRX-\beta散乱と強く相関しており、これは古い星と、より高いベータ値でのより高い質量からもたらされます。より高い金属量を有する銀河は、より高いIRXとより高いベータ値を示します。特定の塵質量との相関により、銀河はIRX-\beta関係からより低い\b{eta}値に向かって大きくシフトします。よりコンパクトな銀河では、それほどコンパクトではない銀河よりも大きな減衰が見られることがわかりました。エッジオン銀河とフェイスオン銀河の間では塵の減衰散乱にわずかな違いがありますが、その差は統計的に有意ではありません。銀河環境は、中間赤方偏移における星形成銀河のサンプルにおける塵の減衰に大きな影響を与えません。
高速中性水素流出の迅速な発見
| Title |
FAST_discovery_of_a_fast_neutral_hydrogen_outflow |
| Authors |
Renzhi_Su,_Minfeng_Gu,_S._J._Curran,_Elizabeth_K._Mahony,_Ningyu_Tang,_James_R._Allison,_Di_Li,_Ming_Zhu,_J._N._H._S._Aditya,_Hyein_Yoon,_Zheng_Zheng,_Zhongzu_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01890 |
この手紙では、光学I型活動銀河核(AGN)を含む合体電波銀河であるSDSSJ145239.38+062738.0における高速中性水素流出の発見を報告します。この発見は、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)による赤方偏移21cm吸収を利用した観測によって得られました。流出は、$\sim-0.6\の吸収強度で、主銀河の系速度に対しておそらく$\sim-1000\,\rmkm\,s^{-1}$までの青方偏移速度を示します。\rmmJy\,beam^{-1}$は、$v=-500\,\rmkm\,s^{-1}$での光学深さ0.002に対応します。質量流出率の範囲は$2.8\times10^{-2}$から$3.6\,\rmM_\odot\,yr^{-1}$であり、エネルギー流出率が$4.2\times10^{39}$から$3.6\,\rmM_\odot\,yr^{-1}$の範囲であることを意味します。$9.7\times10^{40}\rm\,erg\,s^{-1}$、100K$<T_{\rms}<$1000Kと仮定します。流出の原因として考えられるものには、スターバースト、AGNが含まれます。放射線、そしてラジオジェット、運動学によれば最後のものは最も可能性の高い犯人と考えられています。流出、AGN、およびジェットの特性を分析することにより、HI流出がAGN放射線によって駆動されている場合、AGN放射線は負のフィードバックを提供するほど強力ではないようであるのに対し、ラジオジェットは負のフィードバックを提供する可能性を示していることがわかります。フィードバック。私たちの観察は、中性水素で検出された高速流出の別の例に貢献するとともに、そのような流出を検出する際のFASTの能力を実証しました。
すばる Hyper Suprime-Cam 調査による z < 1.4 の銀河群および銀河団の AGN 数の割合
| Title |
AGN_number_fraction_in_galaxy_groups_and_clusters_at_z_ |
| Authors |
Aoi_Hashiguchi,_Yoshiki_Toba,_Naomi_Ota,_Masamune_Oguri,_Nobuhiro_Okabe,_Yoshihiro_Ueda,_Masatoshi_Imanishi,_Satoshi_Yamada,_Tomotsugu_Goto,_Shuhei_Koyama,_Kianhong_Lee,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Tohru_Nagao,_Atsushi_J._Nishizawa,_Akatoki_Noboriguchi,_Taira_Oogi,_Koki_Sakuta,_Malte_Schramm,_Mio_Shibata,_Yuichi_Terashima,_Takuji_Yamashita,_Anri_Yanagawa,_Anje_Yoshimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01926 |
銀河団内の活動銀河核(AGN)に関する重要な疑問の1つは、AGNが宇宙の歴史におけるメンバー銀河および銀河団の形成と進化にどのような影響を与えることができるかということです。この問題に対処するために、クラスターの赤方偏移($z_{\rmcl}$)およびクラスター中心からの距離($R/R_{\rm)に対するAGN数の割合($f_{\rmAGN}$)の依存性を調査します。200ドル）。私たちは、すばるHyperSuprime-Camから選択された100万個以上のメンバー銀河を含む、$0.1<z_{\rmcl}<1.4$の27,000以上の銀河グループとクラスターに焦点を当てています。赤外線(IR)、無線、X線データに基づくさまざまなAGN選択方法を組み合わせて、2,688個のAGNを特定しました。(i)$f_{\rmAGN}$は$z_{\rmcl}$とともに増加し、(ii)$f_{\rmAGN}$は$R/R_{\rm200}$とともに減少することがわかります。$f_{\rmAGN}$が$z$付近とクラスター中心に向かって急速に増加する主な要因は、それぞれ赤外線と無線で選択されたAGNです。これらの結果は、AGN集団の出現が環境と赤方偏移に依存しており、高$z$にある銀河群と銀河団がAGNの進化に重要な役割を果たしているということを示している。また、銀河団間の合体は、少なくとも銀河団中心ではAGN活動を促進しない可能性があることもわかりましたが、一方で、銀河団間の合体が(特に大規模な)銀河団の郊外でAGN活動を強化するという暫定的な証拠も得られています。
GASP 銀河 JO36 と GIN 049 の電波プルームとの遭遇について
| Title |
On_the_encounter_between_the_GASP_galaxy_JO36_and_the_radio_plume_of_GIN_049 |
| Authors |
Alessandro_Ignesti,_Marisa_Brienza,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Antonino_Marasco,_Rory_Smith,_Martin_Hardcastle,_Andrea_Botteon,_Ian_D._Roberts,_Jacopo_Fritz,_Rosita_Paladino,_Myriam_Gitti,_Anna_Wolter,_Neven_Tom\v{c}i\'c,_Sean_McGee,_Alessia_Moretti,_Marco_Gullieuszik,_and_Alexander_Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02002 |
私たちは、電波銀河の電波ローブと渦巻銀河の間の前例のない相互作用の偶然の発見について報告します。この発見は、LOFARTwo-meterSkySurveyによって提供された銀河団アベル160($z=0.04317$)の144MHzでのLOFAR観測のおかげで行われました。新しい低周波観測により、中心銀河GIN049の電波プルームの1つが渦巻銀河JO36と重なっていることが明らかになった。MUSEを使って行われた以前の研究では、H$\alpha$放出によって追跡されるJO36の円盤内の暖かい電離ガスが、恒星円盤と比べて大幅に切断されていることが明らかになりました。スペクトルインデックスをマッピングするために675MHzでの新しいuGMRT観測を含めることにより、このユニークなシステムをさらに調査します。新たなシナリオは、JO36が過去2億から5億億かけて電波プルームと相互作用したというものです。この遭遇は、$\sim14$$M_\odot$yr$^{-1}$の星形成率バーストの形で、JO36に正のフィードバックイベントをもたらしました。次に、磁気ドレーピングによって古い相対論的プラズマを再形成することにより、銀河の通過は放射性古いプラズマに痕跡を残しました。
赤方偏移 2.6 の銀河内の塵からの偏光した熱放射
| Title |
Polarized_thermal_emission_from_dust_in_a_galaxy_at_redshift_2.6 |
| Authors |
J._E._Geach_(Hertfordshire),_E._Lopez-Rodriguez_(KIPAC,_Stanford),_M._J._Doherty_(Hertfordshire),_Jianhang_Chen_(ESO),_R._J._Ivison_(ESO,_ASTRO_3D,_DIAS,_Edinburgh),_G._J._Bendo_(Manchester),_S._Dye_(Nottingham),_K._E._K._Coppin_(Hertfordshire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02034 |
磁場は銀河の進化の基礎であり、星間物質と星の形成に関する天体物理学において重要な役割を果たしています。大規模な秩序磁場は天の川銀河とその近くの銀河でマッピングされていますが、宇宙のどのくらい初期にそのような構造が形成されるかはわかっていません。今回我々は、ビッグバンの2.5ジャイレ以内で、赤方偏移2.6で天の川銀河の1000倍以上の速度で星を形成している、強いレンズ効果を持った本質的に明るい銀河のダスト粒子からの直線偏光した熱放射の検出を報告する。偏光放射は、ダスト粒子が局所的な磁場に整列することによって発生します。偏光率の中央値は1%程度で、近くの渦巻銀河と同様です。私たちの観察は、分子ガス円盤に平行に配向された、約500μG以下の強度の5キロパーセクスケールの規則的な磁場の存在を裏付けています。これは、そのような構造が宇宙史の初期に銀河内で急速に形成され得ることを裏付けるものである。
分子雲における $\rm ^{15}N$、$\rm ^{13}C$、およびスピン状態化学の結合モデル
| Title |
Combined_model_for_$\rm_^{15}N$,_$\rm_^{13}C$,_and_spin-state_chemistry_in_molecular_clouds |
| Authors |
O._Sipil\"a,_L._Colzi,_E._Roueff,_P._Caselli,_F._Fontani,_E._Wirstr\"om |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02066 |
我々は、分子雲中の炭素と窒素の同位体分別を組み合わせた新しいガス粒子化学モデルを提案する。このモデルでは、炭素と窒素の同位体化学がスピン状態化学の時間依存記述と結びつけられている。私たちは文献で考慮されているいくつかの同位体交換反応の速度係数を更新し、$\rm^{13}C$と$\rm^{15}N$で同時に置換された分子を含む一連の新しい交換反応をここに提示します。このモデルを、原型となる星前核全体の一連の物理的条件を表す一連のゼロ次元シミュレーションに適用し、物理的条件と時間の関数としての元素同位体比からのさまざまな分子の同位体存在比の偏差を調査します。$\rm^{12}C/^{13}C$比は、分子に応じて元素比から最大で数倍ずれる可能性があり、この比には時間に大きく依存した変動があることがわかりました。。たとえば、$\rmHCN/H^{13}CN$比は、シミュレーション時間によっては10未満の値が得られる場合があります。$\rm^{14}N/^{15}N$比は、$\sim$10パーセント以内で想定される元素比に近い値を保つ傾向があり、物理的条件の関数として明確な傾向はありません。$\rm^{13}C$含有分子と$\rm^{13}C$+$\rm^{15}N$含有分子の存在比は、新たに含まれた交換により分別レベルが若干増加していることを示していますただし、元素の$\rm^{14}N/^{15}N$比の数十パーセント以内に残ります。私たちの結果は、恒星間核全体の同位体存在比に勾配が存在することを示唆しており、特に特定の分子のさまざまな同位体形態が必ずしも同じガス層をたどるとは限らないことを考慮すると、同位体置換された分子の観察を正しく解釈するには詳細なシミュレーションが必要であることを示唆しています。
近くの相互作用銀河対 NGC 1512/1510 の MeerKAT HI ライン観測
| Title |
MeerKAT_HI_line_observations_of_the_nearby_interacting_galaxy_pair_NGC_1512/1510 |
| Authors |
E._Elson,_M._G{\l}owacki,_R._Deane,_N._Isaacs,_X._Ndaliso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02076 |
近くの相互作用銀河ペアNGC1512/1510のMeerKATHIライン観測を紹介します。MeerKATデータは、高い角解像度(~20インチ)と感度(~0.08Msun/pc^2)の優れた組み合わせを特徴とする高忠実度の画像セットを生成し、これにより、このよく研究されたシステムの中性原子の最も詳細なビューが提供されます。NGC1512の星の膨らみとバーは、表面密度が1Msun/pc^2を下回る中央のHI窪み内に位置し、銀河のスターバーストリングと一致します。表面密度3Msun/pc^2で区切られた明確なHI環状体を備えています。これとは対照的に、星爆発の伴星であるNGC1510には、その若い恒星集団が、私たちが測定した最高のHI過剰密度と正確に一致しています(~12.5Msun/pc^2).MeerKATデータの品質の向上により、システムの潮汐によって誘導されるHIアームの長さと質量の最初の詳細な測定が保証されます。我々は、2つの顕著なHIアームのうち最長のものを測定し、~27kpcであり、システムの総HI質量の30%以上を含む必要があります。我々は、外側円盤にわたる広範囲のHI質量表面密度にわたるHIと遠紫外光束の間の空間相関を定量的に調査します。この結果は、この系のHI含有量が、広範囲にわたる大質量星形成に必要な前提条件を設定する上で重要な役割を果たすことを示しています。この研究は、MeerKATがHI線放射で近くのシステムを画像化できる驚くべき効率と精度を実証するものとして機能します。
活動銀河核の HST/FOC UV イメージング偏光アーカイブにある忘れられた宝物。 I. NGC~1068
に対するパイプラインとベンチマーク、および IC~5063 の検討
| Title |
Forgotten_treasures_in_the_HST/FOC_UV_imaging_polarimetric_archives_of_active_galactic_nuclei._I._Pipeline_and_benchmarking_against_NGC~1068_and_exploring_IC~5063 |
| Authors |
Thibault_Barnouin_(1),_Fr\'ed\'eric_Marin_(1),_Enrique_Lopez-Rodriguez_(2),_L\'eo_Huber_(1),_and_Makoto_Kishimoto_(3)_((1)_Observatoire_Astronomique_de_Strasbourg,_Universit\'e_de_Strasbourg,_France,_(2)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmolog,_Stanford_University,_USA,_(3)_Department_of_Astrophysics_&_Atmospheric_Sciences,_Kyoto_Sangyo_University,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02167 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)に搭載された微光天体カメラ(FOC)は、13年間の運用(1990～2002年)にわたって、紫外線(UV)イメージング偏光計で26個の個々の活動銀河核(AGN)を観察しました。ただし、すべての観察結果が削減および分析されたり、標準化された枠組み内に設定されたりしたわけではありません。私たちは、独自の一貫した新規のオープンアクセス削減パイプラインを使用して、FOCアーカイブで無視されてきたAGN観測を削減し、分析することを計画しています。次に、この方法を完全なAGNサンプルに拡張し、近い将来の発見につながる可能性があります。私たちは、イメージング偏光測定におけるすべてのFOC観測を均一な方法で削減できる新しいパイプラインをPythonで開発しました。これまでに発表された縮小観察のほとんどは文献全体に分散しており、さまざまな分析やアプローチが存在するため、FOCAGNサンプルを完全に解釈することが困難になっています。この方法を標準化することにより、異なる観測セット間の一貫した比較が可能になりました。完全なHST/FOCAGNサンプルを調査するシリーズの最初の論文では、観測データを適切に削減する方法について徹底的に詳細に説明します。データ解析における現在の進歩は、最先端のUV偏光マップに実装され、提供されています。私たちは、新しいマップをNGC~1068のベンチマークAGNケースと比較し、以前に公開された主要な結果を再現することに成功しました。同時に、より高い解像度とより高い信号対雑音比(S/N)以前に報告されたものよりも。また、放射性大音量のAGNIC-5063の偏光マップを初めて提示し、AGN流出と周囲の星間物質(ISM)の間の複雑な相互作用を調べます。
S-PLUS 銀河の星の数と輝線特性の推定
| Title |
Estimating_stellar_population_and_emission_line_properties_in_S-PLUS_galaxies |
| Authors |
J._Thain\'a-Batista,_R._Cid_Fernandes,_F._R._Herpich,_C._Mendes_de_Oliveira,_A._Werle,_L._Espinosa,_A._Lopes,_A._V._Smith_Castelli,_L._Sodr\'e,_E._Telles,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02194 |
我々は、S-PLUS測光から星の数と銀河の輝線(EL)特性を同時に推定する新しい方法のテストを紹介します。この手法では、経験的な事前分布で更新されたAlStarコードを使用しており、調査の12バンドのみを使用してELを推定する能力が大幅に向上しています。このテストでは、SDSS銀河の(ノイズ摂動された)合成測光の出力を、以前の完全なスペクトルフィッティングおよび詳細なEL解析から得られた特性と比較します。現実的な信号対雑音比の場合、恒星の集団特性は、質量、平均年齢、金属量、および絶滅時の$\pm0.2$magにおいて0.2dexより良好に回復されます。さらに重要なことは、ELは測光調査のために非常によく回収されることです。$[\mathrm{O}\,\rm{II}]$,$[\mathrm{O}\,\rm{III}の等価幅に対して、0.05～0.2dexの入力$-$出力分散が得られます。]$、H$\beta$、H$\alpha$、$[\mathrm{N}\,\rm{II}]$、$[\mathrm{S}\,\rm{II}]$、$\sim5$$\mathring{A}$よりも強い行の場合はさらに優れています。これらの優れた結果は、2つの経験的事実を、近似に利用できるEL空間を制限する事前分布に組み合わせることで達成されます。(1)ここで調査した赤方偏移については、H$\alpha$と$[\mathrm{N}\,\rm{II}]$は単一の狭い帯域(J0660)に収まり、$[\mathrm{N}\,\rm{II}]$/H$\alpha$がない。(2)SDSSから、$W_{H\alpha+[\mathrm{N}\,\rm{II}]}$が$[\mathrm{N}\,\rm{II}]$/Hと相関していることがわかっています。$\alpha$は、銀河が古典的なBPT診断図の左翼に属するか右翼に属するかを判断するために使用できます。MUSEベースの積分場分光法で得られた独立した結果との比較を含め、統合光および空間分解データへの応用例も示されています。
CEERS調査から得た宇宙再電離器の性質に関する新たな洞察
| Title |
New_insight_on_the_nature_of_cosmic_reionizers_from_the_CEERS_survey |
| Authors |
S._Mascia,_L._Pentericci,_A._Calabr\`o,_P._Santini,_L._Napolitano,_P._Arrabal_Haro,_M._Castellano,_M._Dickinson,_P._Ocvirk,_J._S._W._Lewis,_R._Amor\'in,_M._Bagley,_R._N._J._Cleri,_L._Costantin,_A._Dekel,_S._L._Finkelstein,_A._Fontana,_M._Giavalisco,_N._A._Grogin,_N._P._Hathi,_M._Hirschmann,_B._W._Holwerda,_I._Jung,_J._S._Kartaltepe,_A._M._Koekemoer,_R._A._Lucas,_C._Papovich,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_N._Pirzkal,_J._R._Trump,_S._M._Wilkins,_L._Y._A._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02219 |
再電離時代(EoR)は、銀河が豊富に増えて明るさが増したときに始まり、銀河から逃げるライマン連続体(LyC)放射線が周囲の中性銀河間物質(IGM)を電離し始めました。最近の大きな進歩にも関わらず、宇宙再電離装置の性質と役割はまだ不明です。それらを定義するには、そのLyC脱出率($f_{esc}$)を直接測定する必要があります。ただし、IGMの不透明性のため、EoRの間はこれは不可能です。その結果、$f_{esc}$を予測できるように、高赤方偏移銀河における測定可能な間接指標を決定するために、低赤方偏移および中間赤方偏移に関する多くの努力が払われてきました。この研究は、宇宙進化早期放出科学(CEERS)調査から$6\leqz\leq9$で分光学的に確認された62個の星形成銀河の間接指標の分析を、他のJWST-ERSからの公開データを含む12の情報源と組み合わせて示しています。キャンペーン。NIRCamとNIRSpecの観測から、それらの物理的特性と分光学的特性を測定しました。私たちは、平均$6<z<9$の星形成銀河が静止系UV($r_e\sim$0.4kpc)内にコンパクトであり、青色の光源(UV-$\beta$傾き$\sim$-2.17)であることを発見しました。)、予測$f_{esc}$は約0.13です。私たちの結果をモデルや予測と比較し、電離バジェットの推定を行うと、現在JWST観測で特徴付けられていない$M_{1500}=-18$より暗いUV等級の低質量銀河がおそらく影響を及ぼしている可能性があることが示唆されています。再電離の過程で重要な役割を果たします。
再電離時代における Ly{\alpha} の代替としての Ciii] \lambda 1909 放出: VANDELS 調査からの 3
< z < 4 における Ciii] と Ly{\alpha} の依存性
| Title |
Ciii]_\lambda_1909_emission_as_an_alternative_to_Ly{\alpha}_in_the_reionization_era:_the_dependence_of_Ciii]_and_Ly{\alpha}_at_3_ |
| Authors |
Mark_H_Cunningham_(1),_Aayush_Saxena_(1_and_2),_Richard_S_Ellis_(1),_Laura_Pentricci_(3)_((1)_University_College_London,_(2)_University_of_Oxford,_(3)_INAF) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02227 |
Ciii]{\lambda}{\lambda}1907、1909年の二重線輝線は、初期の星形成銀河を探索するための貴重なツールです。これは、再電離時代に銀河を追跡するための、減少しつつあるLy{\alpha}{\lambda}1215.7線に代わる可能性のあるものとして提案されています。この研究では、両方の輝線の等価幅(EW)と速度オフセットを比較することにより、再電離時代におけるLy{\alpha}の代用としてのCiii]線の有用性を調査します。私たちの分析は、VANDELS調査からのz\sim3-4の星形成銀河に焦点を当てています。私たちは773個の天体のスペクトルを調べ、レストフレームUVラインCiii]を特定しました。続いて、Ciii]、Ly{\alpha}、HeiiのEWを測定しました。Ciii]とLy{\alpha}の両方の発光を示す天体については、Ly{\alpha}の速度オフセットが計算されました。解析から10個の潜在的なAGNを除去した後、280/773銀河でCiii]発光が検出され、そのうち139個が最も高い信頼度評価を受けました。EW(Ciii])の平均\sim6{\AA}は、EW(Ly{\alpha})の平均\sim18{\AA}でした。Ciii]とLy{\alpha}の両方を示したサブセット(52/139)では、平均EW(Ciii])は\sim5{\AA}で、Ly{\alpha}を持たないサブセットよりも高かった(EW(Ciii])\sim3{\AA})。さらに、Ciii]とLy{\alpha}サブセット内の52個の銀河すべてが速度変化({\Delta}v_{Ly{\alpha}})を示し、平均オフセットは533km/sでした。この拡張されたデータセットは、EW(Ciii])とEW(Ly{\alpha})の間の正の相関を含む貴重な洞察を提供し、以前の発見を裏付けます。さらに、EW(Ciii])と{\Delta}v_{Ly{\alpha}}の間の有望な逆相関を報告します。これは、Ly{\alpha}の特性を推測し、zでのイオン化バブルを検出するためのツールとして機能する可能性があります。\gt6.
5 つの LMC 球状星団の銀河系外起源の可能性: ガイア DR3 の固有運動の逸脱
| Title |
Possible_Extragalactic_Origins_of_Five_LMC_Globular_Clusters:_Proper_Motion_Deviations_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Tamojeet_Roychowdhury,_Navdha_Bhalla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02298 |
私たちは、大マゼラン雲(LMC)からの42個の球状星団と散開星団のガイアからの固有運動の運動学的データを使用して、それらが銀河系外に起源を持つ可能性を探ります。それぞれの場合において、星団の恒星の固有運動と周囲の若いLMC星のパッチとの間の違いを見つけます。北東方向に5つの球状星団があり、高い差(>0.11mas/yr、または>25km/s)を示しています。また、銀河団と周囲の星の測定誤差、および局所的な銀河環境における恒星の運動の固有の分散の両方を考慮して、この差の統計的有意性を調べます。5つの球状星団(NGC2005、NGC2210、NGC1978、ホッジ3、ホッジ11)の平均固有運動は、周囲の若い星の平均値の85%信頼区間の外側にあり、明らかな異常値(NGC1978は99.96%の外側)を持っています。その差は統計的ノイズによって説明することができません。基準に適合する若いクラスター(NGC2100)も、文献からの反対の証拠により除外されます。これは、矮小銀河との相互作用の可能性を示しており、その結果、5つの球状星団の経路内での付着/破壊、あるいはおそらく過去に1つ以上の小さな銀河とその北東領域からのLMCとの合体が起こった可能性があります。この方向はタランチュラ星雲の位置とも一致しており、相互作用現象や合体が星形成活動を引き起こした可能性を示唆している。
半解析モデル SHARK v2.0 を使用して宇宙時間を超えて巨大銀河を消滅させる
| Title |
Quenching_massive_galaxies_across_cosmic_time_with_the_semi-analytic_model_SHARK_v2.0 |
| Authors |
Claudia_D.P._Lagos_(1,2,3),_Matias_Bravo,_Rodrigo_Tobar,_Danail_Obreschkow,_Chris_Power,_Aaron_S.G._Robotham,_Katy_L._Proctor,_Samuel_Hansen,_Angel_Chandro-Gomez,_Julian_Carrivick_((1)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_(ICRAR),_M468,_University_of_Western_Australia,_Crawley,_WA,_Australia,_(2)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions,_ASTRO_3D,_(3)_Cosmic_Dawn_Center_(DAWN),_Denmark) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02310 |
物理学に多くの改良を加えた後、銀河形成のSHARK半解析モデルのバージョン2.0を導入します。最も重要なのは、(i)星間物質と星の間の角運動量(AM)の交換を記述するモデル。(ii)新しい活動銀河核フィードバックモデル。クエーサーと無線モードの2つのモードがあり、無線モードはジェットエネルギー生成に関連付けられています。(iii)ブラックホール(BH)スピンの発達を追跡するモデル。(iv)衛星銀河に対する環境影響のより洗練されたモデリング。(v)ParticleSwarmOptimizationを使用した自動パラメータ探索。私たちは、銀河の構造特性と大質量銀河の消光という2つのタイムリーな研究トピックに焦点を当てています。前者については、SHARKv2.0は、円盤支配銀河からバルジ支配銀河への移行を示すプラトーと、観測結果とよく一致する特定のAMと質量の間のスケーリング関係を示す、より現実的な恒星のサイズと質量の関係を生成することができます。大質量銀河の消光に関して、SHARKv2.0は、以前のバージョンよりもさらに消光された大質量銀河を生成し、$z=0で観察された星形成速度(SFR)と恒星の質量、および特定のSFRとBH質量の間の関係をよく再現します。$。SHARKv2.0は、前のバージョンよりも1dexを超える大質量静止銀河の数密度を生成し、これは$z\le5$でのJWST観測とよく一致します。$0.5<z<5$での観測とかなり良く一致する受動的銀河の恒星の質量関数を予測します。そして環境消火は$z=5$ですでに効果を発揮します。
オートエンコーダーによる銀河光学スペクトルのノイズ除去
光学スペクトルには、銀河の物理的特性や形成履歴に関する豊富な情報が含まれています。ただし、多くの場合、スペクトルにはノイズが多すぎて、この情報を正確に取得できません。この研究では、機械学習手法を使用してスペクトルのノイズを除去し、スペクトルスタッキングなどのサンプル平均化手法を使用せずに取得できる情報量を増やす方法を検討します。ノイズを加えたスペクトル(ガウスノイズを加えたSDSSスペクトル)で訓練された機械学習手法を使用して、より詳細な分析を実行できるように、これらのスペクトル、特に輝線から得られる情報を最大化する方法を研究します。変分オートエンコーダー(VAE)モデルを作成し、それをノイズが追加されたスペクトルのサンプルに適用します。元のSDSSスペクトルで測定された光束と比較すると、モデル値は、特定のスペクトル線とS/Nに応じて0.3～0.5dexの範囲内で正確です。全体として、VAEは、再構成損失と回復された線束の精度の点で、主成分分析(PCA)法よりも優れたパフォーマンスを発揮します。大規模な光分光調査の文脈におけるこの方法の適用性と有用性を実証するために、暗黒エネルギー分光器(DESI)によって観測された$z=0.1$の銀河のものと同様のノイズを持つスペクトルの母集団をシミュレートします。VAE支援のノイズ除去なしでは不可能な方法で、この「DESIのような」サンプルでMZRの形状と散乱を復元できることを示します。
ガンマ線暗黒物質探索のターゲットとしての低質量サブハローの生存可能性
| Title |
The_viability_of_low-mass_subhaloes_as_targets_for_gamma-ray_dark_matter_searches |
| Authors |
Alejandra_Aguirre-Santaella_and_Miguel_A._S\'anchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02330 |
この研究では、銀河暗黒物質(DM)の間接的探索のための低質量銀河暗黒物質(DM)サブハローの発見の可能性を調査します。私たちは、ViaLacteaII(VL-II)N体宇宙論シミュレーションからのデータを使用します。これは、サブハローを$\mathcal{O}(10^4)$太陽質量まで分解するため、この目的には理想的です。まず、サブハロー質量と最大円速度の両方の観点から、VL-IIサブハロー個体群の存在量、分布、構造特性を特徴付けます。次に、最小のVL-IIサブハロー質量より約5桁低い(速度で1桁以上)数百万のサブハローの質量を元のシミュレーションに再入力します。シミュレーションでは地球をランダムな位置に、ただし正しい銀河中心距離に配置して、サブハロー集団全体のサブハローDM消滅の天体物理学的「J因子」と角度サイズを計算します。統計的に意味のある結果を得るために、これらの実現は何千も生成されます。私たちは、星やガスを保持できるほど大きくない、近くにあるいくつかの低質量銀河サブハローが、矮小衛星銀河のような、より大規模で認知度の高い他のDMターゲットから予想されるものと同等のDM消滅フラックスを実際に生み出す可能性があることを発見しました。典型的な角度サイズは度程度であるため、機器の角度分解能と感度に応じて、サブハローがガンマ線望遠鏡の拡張線源として現れる可能性があります。私たちの研究は、目に見える対応物が存在しない低質量の銀河サブハローが、現在および将来の間接DM探索において関連する役割を果たすことが期待されており、実際に優れたDMターゲットとして考慮されるべきであることを示しています。
マゼラン型銀河 NGC 7292 のガス運動学
この論文は、コーカサス山脈天文台(CMOSAIMSU)の2.5メートル望遠鏡と特別天文台の6メートルBTA望遠鏡で得られた大マゼラン雲タイプNGC7292の銀河内のイオン化ガスの運動学を研究した結果を示しています。天体物理天文台(SAORAS)。イオン化した水素と中性の水素の速度場の分析により、NGC7292の運動中心は、以前はNGCの中心として考えられていた銀河の測光中心(棒の南東端)の北西、棒の中心に位置していることが示されました。7292.ガスの円回転に加えて、バーに関連する半径方向の運動もディスクの運動学において重要な役割を果たします。現在進行中の星形成によって引き起こされるガス円盤の運動学の観察された摂動は、棒によって引き起こされる摂動を超えることはありません。非円形運動の一部(最も明るいHII領域であるバーの南東端)は、矮星仲間またはガス雲の捕獲の影響に関連している可能性があります。
バーの長さを決定するための形態学的セグメンテーション アプローチ
棒は銀河進化の重要な推進力であり、多くの物理的プロセスと特性に影響を与えます。バーの特徴を明らかにすることは、特に大規模な調査では困難な作業です。この研究では、深層学習に基づいてバーの長さを決定するための新しい形態学的セグメンテーション手法を提案します。私たちは、銀河画像をバーや渦巻き腕に対応する領域を強調表示するピクセルマスクに分解できるU-Netを開発します。私たちは、ソース画像が異なる2つの異なる観測データセットからの銀河画像、およびRGBカラーおよび単色の銀河イメージングにモデルを適用することで、この手法の多用途性を実証します。私たちはモデルを適用して、NA10およびSAMIカタログからの棒銀河のSDSSおよびすばるHSCイメージングを解析し、棒の長さの星の質量、形態、赤方偏移およびスピンパラメータープロキシ$\lambda_{R_e}$への依存性を決定します。予測されたバーマスクに基づいて、相対的なバースケールの長さは形態によって変化し、初期型の銀河にはより長いバーが存在することが示されました。絶対的には大質量銀河ではバーが長くなりますが、銀河円盤と比較すると実際にはバーは短くなります。また、正規化されたバーの長さは赤方偏移が増加するにつれて減少し、初期型銀河のバーが最も強い減少率を示していることもわかりました。我々は、特定の銀河について、モノクロでの推定長さはカラー画像での場合よりも長くなる傾向があるにもかかわらず、モノクロ画像で渦巻状の腕と棒を区別することが可能であることを示した。私たちの形態学的セグメンテーション技術は、大規模調査や宇宙論的シミュレーションでの棒の研究にも効率的に適用できます。
運動学的観点から見た B/PS のバルジとバーレンズ。私
棒状円盤銀河のかなりの部分は、高い傾斜角で箱状/ピーナッツ状の構造(B/PSバルジ)を示します。このバーに関連するもう1つの構造は、不毛のレンズであり、銀河の正面に近い位置でよく観察されます。この視野角では、バーの垂直方向の3D拡張(B/PSバルジ)を検出するには、特別な運動学的テストが必要です。我々は、B/PSバルジを持つ銀河の4つの純粋な$N$体モデルを使用します。これらのモデルは、棒状のバーレンズからいわゆるフェースオンピーナッツバーまで、異なるバー形態を持っています。私たちはモデルの運動学を分析して、B/PSバルジの構造的特徴が中間傾斜角にある銀河の運動学にどのように現れるか、またこれらの特徴がバレンズに関連しているかどうかを確立します。バーをさまざまな軌道グループに分割して、LOSVD(視線速度分布)の特徴、つまり長軸に沿った$h_4$パラメーターの深い最小値に関与しているものを決定します。バーの。その結果、私たちは、正面を向いた位置にあるモデルの場合、「ピーナッツ」の運動学的な特徴が実際に垂直密度分布の特徴を追跡していると主張します。このような運動学的特徴の原因となる軌道はモデルごとに異なると結論付けています。私たちはバーレンズモデルに特に注意を払っています。我々は、バーレンズに組み立てられた軌道がB/PSバルジの運動学的な特徴に関与していないことを示す。この研究で提示された結果は、実際の銀河のIFU観測の解釈に適用できます。
| Title |
A_Photon_Burst_Clears_the_Earliest_Dusty_Galaxies:_Modelling_Dust_in_High-redshift_Galaxies_from_ALMA_to_JWST |
| Authors |
Daichi_Tsuna,_Yurina_Nakazato,_Tilman_Hartwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02415 |
銀河内の塵の生成と進化は星形成の重要なトレーサーであり、銀河からの静止系の紫外線から赤外線への放射を特徴付けることができます。特に、高赤方偏移銀河内の塵を理解することは、宇宙初期の星形成に関する情報を抽出するために必要となるため、観測宇宙論にとって重要です。$\sim10^8$--の星の質量を持つ高赤方偏移の星形成銀河に焦点を当て、塵の進化をモデル化するために、公開半解析モデルA-SLOTH(Halosを追跡することによる古代の星と局所観測物)を更新します。アルマ望遠鏡($z\約7$)とJWST($z\約11$)によって観測された$10^{10}M_\odot$。これらの銀河は星形成特性が質的に異なるはずであることがわかりました。アルマ望遠鏡のサンプルは通常の星形成銀河での塵の成長によって説明されるが、JWSTによるサンプルには塵が存在しないため、最近の数1000万時間以内の100倍の高効率の星形成による放射圧による塵の放出が必要である。A-SLOTHによって校正された通常の銀河よりも効率が高くなります。JWST銀河が光度関数上でどの位置に位置するかに応じて、私たちのモデルから推測されるそのバースト的な星形成履歴は、星形成の速度、超新星爆発、星のフィードバック、および極初期の宇宙における塵の多い成熟した銀河の検出可能性に影響を与える可能性があります。
GRB221009AのTeV残光データに見られる裸の前方衝撃
私たちは、LHAASO共同研究によって報告されたGRB221009Aの初期TeVガンマ線残光の光度曲線の意味を調査します。報告された基準時間のオフセット$T_*$によって、相対論的ジェットの活性化時刻を決定できることがわかります。この時刻は、GBMトリガー時刻の約$200\,\mathrm{s}$後に発生し、その瞬間の直前に発生します。GBMは飽和していました。LHAASOデータは均一な周回バースト媒体シナリオを除外するものではありませんが、始原風のシナリオが望ましいように見え、予想される恒星バブルのサイズと見事に一致していることがわかりました。我々は、光度曲線の初期の成長は、ジェット内部のプロセス、またはプロンプトフェーズ中に放出される光子のガンマ-ガンマ減衰によって支配されると結論付けています。つまり、加速プロセスの活性化または内部ガンマ-ガンマ吸収の減少のいずれかが、初期の急速な磁束増加を自然に説明できます。$T_*+18\,\mathrm{s}$まで観察されたその後の遅い磁束成長段階は、シンクロトロン放射の蓄積によって説明されます。これは、よりソフトなTeVによってもサポートされる、逆コンプトン散乱のターゲットです。この期間に測定されたスペクトル。この段階の継続時間により、ジェットの初期ローレンツ因子$\Gamma_0\about600$と磁場の強さ$B'\sim0.3\,\mathrm{G}$をほぼパラメーターに依存せずに決定できます。これらの値は、GRB発光のスペクトルモデリングを通じて以前に明らかになった値とよく一致しているようです。
ナノヘルツの確率的重力波背景に関する最近の PTA 結果の比較
| Title |
Comparing_recent_PTA_results_on_the_nanohertz_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
The_International_Pulsar_Timing_Array_Collaboration:_G._Agazie,_J._Antoniadis,_A._Anumarlapudi,_A._M._Archibald,_P._Arumugam,_S._Arumugam,_Z._Arzoumanian,_J._Askew,_S._Babak,_M._Bagchi,_M._Bailes,_A.-S._Bak_Nielsen,_P._T._Baker,_C._G._Bassa,_A._Bathula,_B._B\'ecsy,_A._Berthereau,_N._D._R._Bhat,_L._Blecha,_M._Bonetti,_E._Bortolas,_A._Brazier,_P._R._Brook,_M._Burgay,_S._Burke-Spolaor,_R._Burnette,_R._N._Caballero,_A._Cameron,_R._Case,_A._Chalumeau,_D._J._Champion,_S._Chanlaridis,_M._Charisi,_S._Chatterjee,_K._Chatziioannou,_B._D._Cheeseboro,_S._Chen,_Z.-C._Chen,_I._Cognard,_T._Cohen,_W._A._Coles,_J._M._Cordes,_N._J._Cornish,_F._Crawford,_H._T._Cromartie,_K._Crowter,_M._Cury{\l}o,_C._J._Cutler,_S._Dai,_S._Dandapat,_D._Deb,_M._E._DeCesar,_D._DeGan,_P._B._Demorest,_H._Deng,_S._Desai,_G._Desvignes,_et_al._(187_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00693 |
オーストラリア、中国、ヨーロッパ、インド、北米のパルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究は、最近、さまざまなレベルで、ナノヘルツ重力波背景(GWB)の存在の証拠を報告しました。各PTAがデータのモデリングにおいて異なる選択を行ったことを考慮して、国際パルサータイミングアレイ(IPTA)を構成するPTAから報告された結果全体にわたって、GWBと個々のパルサーノイズパラメーターの比較を実行します。異なるモデリングを選択したにもかかわらず、異なるPTAによって測定されたGWBパラメーターに大きな差はなく、$1\sigma$内で一致していることを示します。パルサーノイズパラメーターも、これらの解析に含まれるパルサーの大部分について、異なるPTA間で一致しています。すべてのパルサーとPTAに標準化されたノイズモデルを採用することで、モデリングの選択肢の違いを埋めます。このモデルでは、パルサーノイズパラメーターの張力が低下することがわかりました。この再解析の一環として、我々は、そのPTAによってタイミングが計測されていない追加のパルサーを追加することによって、各PTAのデータセットを「拡張」しました。これらの拡張の下では、GWB振幅に対するより適切な制約と、ヘリングス相関とダウン相関のS/N比がより高いことがわかります。これらの拡張は、IPTA内のすべてのパルサーにわたるデータの完全な組み合わせ、つまりIPTAのデータリリース3によって提供される利点の前触れとして機能します。これには、追加のパルサーを追加するだけでなく、3つのPTAすべてからのデータも含まれます。どのパルサーでも、単一のPTAよりも多くの時間計測が行われます。
IceTop での空気シャワー イベントの再構築のための 2 成分の横方向分布関数
| Title |
A_Two-Component_Lateral_Distribution_Function_for_the_Reconstruction_of_Air-Shower_Events_in_IceTop |
| Authors |
Mark_Weyrauch_and_Dennis_Soldin_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00741 |
IceCubeニュートリノ観測所の表面コンポーネントであるIceTopは、電磁信号と宇宙線空気シャワーからの低エネルギー($\sim\rm{GeV}$)ミューオンを測定する一連の氷チェレンコフタンクで構成されています。さらに、付随する高エネルギー（数$100\,\rm{GeV}$以上）のミューオンが、深氷検出器で同時に観測される可能性があります。低エネルギーおよび高エネルギーのミュオン含有量を組み合わせた測定は、ハドロン相互作用モデルのテストや宇宙線の質量弁別にとって特に興味深いものです。ただし、IceTopには専用のミュオン検出器が搭載されていないため、個々の空気シャワーの低エネルギーミュオン成分を推定するのは困難です。この研究では、検出器信号の電磁気とミューオンの横方向分布を別々に記述した2成分横方向分布関数(LDF)が、イベント時の空気シャワー中の低エネルギーミューオンを推定するための新しいアプローチとして導入されています。-イベントごと。2成分LDFを用いたエアシャワー再構成の原理と、一次エネルギーおよび低エネルギーミュオンの数に関するその再構成性能について説明します。
111 MHz で 2 つの新しい RRAT を検出
| Title |
Detection_of_two_new_RRATs_at_111_MHz |
| Authors |
V._A._Samodurov,_S._A._Tyul'bashev,_M._O._Toropov,_A._V._Dolgushev,_V._V._Oreshko,_S._V._Logvinenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00845 |
$+52\degr<\delta<+55\degr$の偏角を持つ領域でのパルス信号の検索が、LPALPI電波望遠鏡で実行されました。チャネル幅415kHz、合計帯域幅2.5MHzの6つの周波数チャネルで記録された10か月間の観測を処理したところ、周波数チャネル全体で信号の顕著な分散遅延、つまりパルサー・パルスの兆候を伴うイベントが2万2千件見つかりました。発見されたパルスは、4つの既知のパルサーと2つの新しい回転電波過渡現象(RRAT)に属することが判明しました。チャネル幅78kHzの32チャネルデータで実行された追加のパルス検索により、トランジェントJ0249+52については8パルス、トランジェントJ0744+55については7パルスが明らかになりました。過渡現象の周期的な放射は検出されませんでした。観測の分析により、発見されたRRATはヌリングを伴うパルサーである可能性が最も高く、ヌリングの割合が99.9\%を超えていることが示されています。
| Title |
Black_Hole_-_Neutron_Star_mergers:_using_kilonovae_to_constrain_the_equation_of_state |
| Authors |
Lowri_Wyn_Prys_Mathias,_Francesco_Di_Clemente,_Mattia_Bulla,_Alessandro_Drago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00890 |
2つの中性子星(NS)、またはブラックホール(BH)とNSが関与する連星系の合体により、電磁過渡現象(EM)が放出されることがよくあります。この電磁過渡現象の構成要素の1つは、キロノバ(KN)として知られる壮大な爆発です。KN放出の特性は、その形成に関与するNS物質の状態方程式(EoS)を調べるために使用できます。3D放射伝達コード\texttt{POSSIS}を使用して、計算的にシミュレートされたBH-NS合体からのKN光度曲線を予測します。質量半径図の許容範囲のほとんどにわたる2つのEoSを調査します。また、ハドロン星とストレンジ星が共存する、いわゆる2族シナリオ内の観測データと互換性のあるソフトEoSも検討します。計算結果は、ソフトEoSを特徴とする2族シナリオでは、バイナリ成分の質量が小さい($M_{\rmBH}\leq6M_{\odot}$,$M_{\rmNS}\leq1.4M_{\odot}$)、BHは急速に回転しています($\chi_{\rmBH}\geq0.3$)。対照的に、将来の調査(VRO/LSSTなど)から潜在的に観察できる強力なKN信号は、パラメーター空間のより広い領域、さらには非回転BH($\chi_{\rmBH)の1ファミリーシナリオで生成されます。}=0$)、$M_{\rmBH}=4M_{\odot}$および$M_{\rmNS}=1.2M_{\odot}$の場合。また、タイムリーでコストのかかる放射伝達シミュレーションを実行せずに、観測されたKNの大きさから非束縛質量を計算できるフィッティングも提供します。この論文で提示された発見は、先進的なLIGO、先進的なVirgoおよびKAGRA干渉計の4回目の観測実行（O4）中に予想される光度曲線を解釈し、それによってNS物質のEoSを制限するために使用されます。
磁場中での暖かい中性子星地殻の電気伝導度: 中性子点滴領域
| Title |
Electrical_conductivity_of_warm_neutron_star_crust_in_magnetic_fields:_Neutron-drip_regime |
| Authors |
Arus_Harutyunyan,_Armen_Sedrakian,_Narine_T._Gevorgyan,_Mekhak_V._Hayrapetyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00893 |
外側の地殻の導電率に関する以前の研究を拡張することにより、ゼロ以外の温度におけるコンパクト星の内側の地殻の異方性電気伝導率テンソルを計算します。このような地殻が形成される物理的シナリオには、超新星爆発で誕生する原始中性子星、中性子星の連星合体、中性子星の降着が含まれます。研究された温度密度範囲は、非縮退電子ガスから高度に縮退した電子ガスへの転移をカバーしており、原子核が液体を形成している、つまり温度が原子核格子の融解温度を超えていると仮定しています。電子遷移確率には、(a)QEDプラズマのハードサーマルループ近似における電子-イオン相互作用の動的スクリーニング、(b)1成分プラズマ内のイオン成分の相関、および(c)有限が含まれます。核サイズの影響。導電率テンソルは、磁場によって導入される異方性を考慮した緩和時間近似のボルツマン運動方程式から得られます。内部地殻の物質組成に対する結果の感度は、さまざまな核相互作用と多体問題を解く方法を使用して得られた内部地殻のいくつかの組成を使用して調査されます。緩和時間と伝導率テンソルの成分の平均からの標準偏差は、非球形核構造が予想される地殻核転移付近を除いて$\le10\%$未満です。私たちの結果は、暖かくコンパクトな星の散逸磁気流体力学(MHD)シミュレーションに使用できます。
中性子星の合体における高速な風味不安定性への応用による 2 瞬間のニュートリノの風味変換
| Title |
Two-Moment_Neutrino_Flavor_Transformation_with_applications_to_the_Fast_Flavor_Instability_in_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Evan_Grohs,_Sherwood_Richers,_Sean_M._Couch,_Francois_Foucart,_Julien_Froustey,_Jim_Kneller,_Gail_McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00972 |
マルチメッセンジャー天体物理学(MMA)は、将来さらに多くのデータが得られる豊富なデータを生み出しました。この膨大なデータセットは、核崩壊超新星(CCSN)や中性子星連星合体(BNSM)や、可能性は低いにせよ、実際に新しい物理学が働いている可能性がある他の多くの天体の物理学に関する新たな洞察を明らかにするでしょう。さまざまな可能性を明らかにするには、光子、ニュートリノ、重力波、化学元素からの信号を分析する必要があります。対象となる天体物理学系をモデル化するために、放射線場のニュートリノ成分とそれに関連するフレーバーの量子力学的特性を進化させる必要がある場合、この課題はさらに困難になります。この課題にはまだ取り組んでいません。日。この研究では、力学方程式の切り詰められたタワーとクロージャーを使用した角度積分モーメントの手法を採用し、フレーバー変換と空間輸送を畳み込み、ニュートリノ放射量子場を進化させることで、この方向への一歩を踏み出しました。我々は、モーメントが高速風味不安定性(FFI)の動的特徴を捉え、より正確な粒子インセル法と同等の結果を提供することを示します。今後の改善点をご提案させていただきます。
キロノバエの NLTE スペクトル
連星中性子星の合体に続く電磁過渡現象はキロノバ(KN)として知られています。急速な膨張速度と小さな噴出物の質量により、KNeは急速に非局所熱力学的平衡(NLTE)領域に移行します。この研究では、\texttt{SUMO}スペクトル合成コードを使用して、合併後5～20日のKNeの合成NLTEスペクトルを提示します。$Y_e\sim0.35、0.25$、および$0.15$の特徴的な電子割合を持つ3つの均一な組成の1Dマルチゾーンモデルを研究します。噴出物は20日経過してもまだ部分的にしか透明ではないため、スペクトルの発光特徴はラインブロッキングが減少したウィンドウで現れる傾向があることがわかりました。$Y_e\sim0.35$(ランタニドフリー)噴出物の場合、Rb、Sr、Y、Zrの中性および単一イオン化種がスペクトルを支配しており、すべて識別の可能性が高いことがわかります。私たちは、ランタニドを含まない噴出物の10,000オングストロームのスペクトル領域に対するSrの影響を直接テストして確認していますが、その特徴が複雑である可能性があることも確認しています。RbI$\rm{5p^{1}}$-$\rm{5s^{1}}$7900オングストローム遷移を$\lambda_0\sim$7500--7900オングストロームP-Cygniの候補として提案します。AT2017gfoの機能。$Y_e\sim0.25$および$0.15$組成では、ランタニド、特にNd、Sm、Dyがスペクトル形成において支配的です。我々は、KNスペクトル形成における重要なプロセス、特に合体後20日まででも散乱と蛍光が重要な役割を果たしていることを特定し、この時点ではKN噴出物がまだ光学的に薄くなっていないことを示唆している。
恒星スペクトルからの近赤外Ce III線の遷移確率：キロノバエへの応用
| Title |
Transition_probabilities_of_near-infrared_Ce_III_lines_from_stellar_spectra:_applications_to_kilonovae |
| Authors |
Nanae_Domoto,_Jae-Joon_Lee,_Masaomi_Tanaka,_Ho-Gyu_Lee,_Wako_Aoki,_Miho_N._Ishigaki,_Shinya_Wanajo,_Daiji_Kato,_Kenta_Hotokezaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01198 |
キロノバスペクトルは、中性子星合体におけるr過程元素合成の情報を提供します。しかし、主に近赤外波長における重元素の実験的に正確な原子データが不足しているため、スペクトル内の個々の元素を特定することは依然として困難です。最近、堂本ら。(2022)GW170817/AT2017gfoの観測スペクトルにおける14500A付近の吸収特徴をCeIII線として提案しました。しかし、彼らは精度が不確かな理論的な遷移確率(gf値)を使用しました。この論文では、この識別の検証を目的として、3つのCeIII系列の天体物理学的gf値を導出します。文献の光学スペクトルから得られた恒星パラメータを仮定することにより、明確なCeIII吸収特徴を示す4つのF型超巨星の高分解能Hバンドスペクトルをモデル化します。また、Ap星のCeIII存在量を推定することによって、導出された天体物理学的gf値の妥当性をテストします。CeIII系統の天体物理学的gf値は、キロノバエのこれまでの研究で使用されたものより体系的に約0.25dex低く、不確実性の範囲内では依然として互換性があることがわかりました。導出されたgf値を使用してキロノバの放射伝達シミュレーションを実行することにより、天体物理的なgf値の不確実性を考慮しても、観測されたキロノバのスペクトルにおける吸収特徴の源としてのCeIIIの同定が依然として有効であることがわかります。これは、GW170817/AT2017gfoのスペクトルにおけるCeの同定をサポートします。
核崩壊超新星における双峰電波光線曲線の理論モデリングから電子加速特性への新たな洞察
| Title |
A_New_Insight_into_Electron_Acceleration_Properties_from_Theoretical_Modeling_of_Double-Peaked_Radio_Light_Curves_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Tomoki_Matsuoka,_Shigeo_S._Kimura,_Keiichi_Maeda,_Masaomi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01209 |
いくつかの核崩壊超新星(SNe)は、爆発から数年以内に二重ピークの電波光度曲線を示すことが認められています。SN前駆体から分離された星周媒質(CSM)の殻は、このような電波放射の再増光を特徴付ける際に実行可能な役割を果たしていると考えられています。ここで、コア崩壊SNeにおいて二重ピークの電波光度曲線を引き起こす可能性のある別のメカニズムを提案します。現在の研究の重要な要素は、広く受け入れられているガンマ線バーストのモデル化スキームに基づいて、シンクロトロンスペクトルエネルギー分布(SED)の進化モデルを高速冷却領域と低速冷却領域を含む一般的な形式に拡張することです。余韻。我々は、追加のCSMシェルを導入しなくても、急速冷却領域中に観測周波数でのシンクロトロン自己吸収までシステムが光学的に薄くなると、電波光曲線が二重ピークの形態を示すことを示した。SNeの典型的な観測時間スケール中に急速冷却から緩徐冷却への移行が発生した場合、この二重ピークの特徴を観察できます。この状況は、注入された電子の最小ローレンツ因子が最初に非熱電子のSEDが熱分布から離散するのに十分な大きさである場合に実現されます。我々は、提示されたシナリオによって説明できる双峰無線SNeの特殊なケースとしてSN2007bgを提案する。私たちのモデルは、SNeにおける電子加速特性の潜在的な診断として機能します。
ピエール・オージェ天文台の 15 年以上の運用を経て得られた超高エネルギー宇宙線の科学
| Title |
The_science_of_ultra-high_energy_cosmic_rays_after_more_than_15_years_of_operation_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Olivier_Deligny_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01259 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)は、ピエールオージェ天文台のデータを使用して15年以上研究されてきました。天文台の重要な特徴は、そのハイブリッド設計です。UHECRは、さまざまな補完的な技術を使用した、関連する大規模空気シャワー(EAS)の観測を通じて検出されます。複数の検出器データの分析により、UHECRのエネルギースペクトル、質量組成、到達方向の分布についての高度な統計と高精度の研究が可能になりました。その結果得られたUHECRの科学は、この寄稿に要約されています。これまでのところ、UHECRの個別の発生源は特定されていないが、粒子の銀河系外起源が8~EeV以上の到達方向から最近確認され、リングはより高いエネルギーで近くの天体物理学的サイトの周囲で閉じつつある。また、UHEニュートリノと光子のフラックスに関する確立された上限は、マルチメッセンジャーの研究や標準モデルを超えた(BSM)物理学に影響を及ぼします。
遠方の GRB 220101A の噴出速度と即時放出領域に関するフェルミ制約
| Title |
Fermi_constraints_on_the_ejecta_speed_and_prompt_emission_region_of_the_distant_GRB_220101A |
| Authors |
Lorenzo_Scotton,_Fr\'ed\'eric_Piron,_Nicola_Omodei,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Elisabetta_Bissaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01308 |
GRB220101Aは、これまでフェルミLATによって検出された最も遠いガンマ線バーストであり、赤方偏移z=4.618です。また、これは非常にエネルギー的なイベントであり、等方性エネルギーは$3.6\times10^{54}$ergです。我々は、GRB220101Aのフェルミ/GBMおよびLAT観測を2つの独立したアプローチで共同解析し、プロンプト放出中に100MeV未満のエネルギーで顕著なスペクトルのブレイクを発見しました。発光の急速な変動は、このスペクトル減衰がペア生成に対する内部不透明性によって引き起こされることを示唆しています。スペクトル解析で想定された放出プロセスの性質に関係なく、ジェットローレンツ係数$\Gamma\sim110$の適度な値を推測すると、高エネルギー放出はすべて光球の上および近くで生成されたことがわかります。中央エンジンから$\sim10^{14}$cmの距離にあります。これらの結果を、同様の特性を持つ他の4つのLAT検出ガンマ線バーストと比較します。
多成分プラズマアプローチによる原始中性子星の内部地殻
| Title |
The_proto-neutron_star_inner_crust_in_a_multi-component_plasma_approach |
| Authors |
H._Dinh_Thi,_A._F._Fantina,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01527 |
原始中性子星(PNS)は、$10^{10}$Kの数倍を超える高温で生まれます。このような条件では、PNSの地殻は、さまざまな核種の集合体から構成されるクーロン液体で構成されると予想されます。私たちは、自己無撞着な多成分プラズマ(MCP)アプローチで液相中のベータ平衡PNS地殻の研究を実行します。これにより、冷却シミュレーションでは自由パラメーターとして使用されることが多い不純物パラメーターを一貫して計算できるようになります。我々は、イオンの圧縮性液滴記述を使用し、実験質量を再現するように表面パラメータを調整して、有限温度での自己無撞着なMCPアプローチを開発しました。イオンの質量中心運動の処理は、媒体内効果を説明する並進自由エネルギー項を通じて組み込まれました。首尾一貫したMCP計算の結果は、摂動および一成分プラズマ処理で実行された結果と系統的に比較されます。イオンの質量中心運動から生じる非線形混合項を含めると、1成分アプローチとMCPアプローチの間のアンサンブル等価性が崩れることを示します。私たちの発見は、軽い原子核の量が重要になり、最終的にはより高い密度と温度での分布を支配することを示しています。これは不純物パラメータに反映されており、ひいてはNS冷却に潜在的な影響を与える可能性があります。実際の応用のために、PNS内部地殻の不純物パラメータのフィッティング式も提供します。首尾一貫したMCPアプローチで得られた結果は、特に地殻のより深い領域において、1成分または摂動MCP近似で得られたものと比較して、PNS組成の予測に重要な違いがあることを示しています。これは、PNS地殻組成の信頼できる予測には、完全で自己矛盾のないMCP計算の重要性を強調しています。
| Title |
Unified_equations_of_state_for_cold_non-accreting_neutron_stars_with_Brussels-Montreal_functionals._IV._Role_of_the_symmetry_energy_in_pasta_phases |
| Authors |
N._N._Shchechilin,_N._Chamel,_J._M._Pearson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01591 |
機能的BSk24に基づいた中性子星殻の以前の研究では、4次拡張トーマス・フェルミ法(ETF)にStrutinsky積分とペアリング補正を加えたとき、パスタマントルの大幅な減少につながりました。ここでは、以前の計算を同じ族内のより大きな汎関数セットに拡張し、微視的な補正により対称エネルギーの影響が大幅に弱められることがわかりました。特に、純粋なETFレベルで観察された、パスタ形成開始時の密度と対称エネルギーとの間の相関関係は、$L$係数だけでなく、関連する密度での対称エネルギー値についても消失している。さらに、顕微鏡的な修正を含めると、すべての関数でパスタの存在量が大幅に減少します。
ティコの超新星残骸の 3 次元ダイナミクスに関する新たな視点: X 線における噴出物の非対称性
| Title |
A_fresh_perspective_on_the_3-D_dynamics_of_Tycho's_supernova_remnant:_ejecta_asymmetries_in_X-rays |
| Authors |
Leila_Godinaud,_Fabio_Acero,_Anne_Decourchelle,_Jean_Ballet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01621 |
Ia型SN1572の爆発から450年後、ティコ超新星残骸の力学は、爆発のメカニズムと残骸と星間物質との相互作用を理解するための鍵を与える可能性があります。非対称性とSNRの進化を調査するために、チャンドラ宇宙望遠鏡アーカイブで利用可能な深部X線観測に適用された新しい方法を使用して噴出物のダイナミクスを追跡します。視線速度測定Vzには、1.6～2.1keV帯域の明るいSi線に焦点を当てたドップラー効果を使用します。成分分離ツールである一般形態成分解析(GMCA)を使用して、赤色および青方偏移したSi噴出物の放出を解きほぐすことに成功しました。これにより、2インチの解像度でのSNRの合計カバレッジと視線内の速度の代理を使用して、Siラインのピークエネルギーのマップを再構築することができます。空Vxyの平面における適切な動きについて、私たちは、2003年と2009年の観測間の2D特徴の変位を測定する、ポアソンオプティカルフローと呼ばれる新しい方法を開発しました。その結果、全体をカバーする1700の速度ベクトルのフィールドが得られます。SNR。これらの徹底的な3D速度測定により、SNRの複雑で斑点のあるダイナミクスが明らかになります。大規模では、北が主に青方偏移し、南が赤方偏移するという非対称が観察されます。適切な動きベクトルフィールドVxyは、SNRの東部分と西部分の間の異なるダイナミクスを強調表示します。東の速度場は、外部の不均一性と南東の噴出物の結び目によってさらに乱されます。特に、北東部で減速が観察されますが、これは他の波長で見られるような高密度との相互作用が原因である可能性があります。ベクトル場は、爆発の中心をバックトレースするためにも使用され、その後、最新のガイアDR3からの潜在的な恒星の前駆体の距離と比較され、可能性のある候補としては星BとEだけが残ります。
二重爆発 Ia 型超新星のシミュレーションの統合手法に対する感度
| Title |
Sensitivity_of_Simulations_of_Double_Detonation_Type_Ia_Supernova_to_Integration_Methodology |
| Authors |
Michael_Zingale,_Zhi_Chen,_Melissa_Rasmussen,_Abigail_Polin,_Max_Katz,_Alexander_Smith_Clark,_Eric_T._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01802 |
私たちは、Ia型超新星の二重爆発モデルのシミュレーションにおける流体力学と反応の連成を研究します。シミュレーションの収束を評価する場合、通常は空間解像度に焦点が当てられます。ただし、物理学を結合する方法や、反応ネットワークの統合に使用される許容誤差も重要な役割を果たします。この論文では、シミュレーションの反応部分の結合と統合の両方で行われる選択(演算子/ストラング分割と以前に紹介した単純化されたスペクトル遅延補正法)がシミュレーションの精度、効率、元素合成にどのような影響を与えるかを調査します。二重爆発のこと。反応速度を制限したり、シミュレーションのタイムステップを反応タイムスケールまで短縮したりする必要はありません。ここで使用されるシミュレーション手法全体はGPUで高速化されており、Castroシミュレーションコードの一部として自由に利用できます。
電波の静かな AGN における mm/X 線の同時日内変動 MCG+08-11-11
| Title |
Simultaneous_mm/X-ray_intraday_variability_in_the_radio-quiet_AGN_MCG+08-11-11 |
| Authors |
P.O._Petrucci_(1),_V._Pi\'etu_(2),_E._Behar_(3),_M._Clavel_(1),_S._Bianchi_(4),_G._Henri_(1),_S._Barnier_(5),_S._Chen_(3),_J._Ferreira_(1),_J._Malzac_(6),_R._Belmont_(7),_S._Corbel_(7,8),_M._Coriat_(6)_((1)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_France,_(2)_IRAM,_Saint_Martin_d'Heres,_France,_(3)_Department_of_Physics,_Technion,_Haifa_32000,_Israel,_(4)_Dipartimento_di_Matematica_e_Fisica,_Universit\'a_degli_Studi_Roma_Tre,_Roma,_Italy,_(5)_Department_of_Earth_and_Space_Science,_Osaka_University,_Japan,_(6)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_CNRS,_UPS,_CNES,_Toulouse,_France,_(7)_ORN,_Observatoire_de_Paris,_CNRS,_PSL,_Universit\'e_d'Orl\'eans,_Nan\c{c}ay,_France,_(8)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_Universit\'e_Paris_Saclay,_Gif_sur_Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01804 |
活動銀河核(AGN)のほとんどは電波が静か(RQ)であり、電波がうるさい(RL)AGNとは異なり、大規模で強力なジェットの兆候は見られません。彼らの電波放射の物理的起源は依然として広く不明のままです。しかし、GHz周波数でのフラット/反転電波スペクトルの観測は、超大質量ブラックホールの近い環境に未解決のシンクロトロン自己吸収領域が存在することを裏付けているようです。そのサイズはX線コロナと同じくらい小さい可能性があります。シンクロトロンの自己吸収は周波数とともに大幅に減少するため、これらの発生源はミリメートル(mm)領域で観測する必要があります。ここでは、NOEMAとNuSTARによるRQAGNMCG+08-11-11の12時間の同時mmX線観測を報告します。mmフラックスは、$2.0\pm0.1$\%の部分変動で、ポインティングに沿って弱いながらも明らかな増加を示しています。NuSTARの3～10keVのフラックスも増加し、$7.0\pm1.5$\%の部分的な変動を示します。構造関数解析では、$\sim2\times10^4$秒(100～300$R_g$の光通過時間)のタイムスケールでの変動の2～3\%に相当するmm光度曲線の極大値が示されています。光学的に厚いmmの発光媒体を仮定すると、これはそのサイズの上限$\sim$1300$R_g$になります。ラジオミリ波とX線の波長の急速な変動の観察、および同様の変動傾向は、アウトフローのようなX線コロナに近く、潜在的に関連する領域によってミリ波放射が放出されることを十分に裏付けています。弱いジェット。
反復および非反復高速無線バーストの統合幾何モデル
| Title |
A_Unified_Geometric_Model_of_Repeating_and_Non-Repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ze-Nan_Liu,_Zhao-Yang_Xia,_Shu-Qing_Zhong,_Fa-Yin_Wang,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01847 |
高速無線バースト(FRB)は、ミリ秒単位の銀河系外無線過渡現象です。彼らは明らかにリピーターと非リピーターに分類されます。しかし、そのような分類には物理的な全体像に関する動機が欠けています。ここでは、中性子星の磁気圏極冠内の準接線（QT）伝播効果を考慮した、中継器と非中継器を区別するための統一幾何学的モデルを提案します。このモデルでは、非中継器は、放射領域が磁軸に対してより小さい衝突角を有するソースから発生し、一方、中継器は、放射領域がより大きな衝突角を有する発生源から発生する。偏光はQT伝播効果の影響を受けやすいため、リピータと非リピータの間の観察上の識別偏光特性は、この統一された幾何学的モデルを検証するための重要な手がかりとなります。さらに、私たちのモデルは、帯域幅、継続時間、ピーク光度、エネルギー、輝度温度、時間周波数の下方ドリフト、繰り返し率など、他のすべての識別特性を効果的に説明しており、FRBの磁気圏起源についての説得力のある証拠を提供します。
SN 1006 の磁気構造と乱流が X 線偏光分析で明らかに
| Title |
Magnetic_structures_and_turbulence_in_SN_1006_revealed_with_imaging_X-ray_polarimetry |
| Authors |
Ping_Zhou,_Dmitry_Prokhorov,_Riccardo_Ferrazzoli,_Yi-Jung_Yang,_Patrick_Slane,_Jacco_Vink,_Stefano_Silvestri,_Niccol\`o_Bucciantini,_Estela_Reynoso,_David_Moffett,_Paolo_Soffitta,_Doug_Swartz,_Philip_Kaaret,_Luca_Baldini,_Enrico_Costa,_C.-Y._Ng,_Dawoon_E._Kim,_Victor_Doroshenko,_Steven_R._Ehlert,_Jeremy_Heyl,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Tsunefumi_Mizuno,_Melissa_Pesce-Rollins,_Carmelo_Sgr\`o,_Toru_Tamagawa,_Martin_C._Weisskopf,_Fei_Xie,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_et_al._(55_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01879 |
若い超新星残骸(SNR)は周囲の磁場を大きく変化させ、それが宇宙線(CR)の加速に重要な役割を果たします。X線偏光測定は、加速現場の磁場の形態と乱流を調査します。我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による1Msの観測から、SN1006の北東殻におけるX線偏光分布を報告します。平均偏光度は$22.4\pm3.5\%$、平均偏光角は$-45.4\pm4.5^\circ$であることがわかりました(北から東へ空の平面で測定)。X線の偏光角分布は、SN1006の北東殻の衝撃の直後の磁場が衝撃にほぼ平行であるか、または放射状に分布しており、電波観測の磁場と同様であり、準平行CRと一致していることを明らかにしている。加速シナリオ。X線の放射は、無線帯域の放射よりわずかに偏光度が高くなります。SN1006のX線偏光度は、残骸の比較的希薄で滑らかな周囲媒質と合わせて、CasAやTychoのX線偏光度よりもはるかに大きく、CR誘発の不安定性がSN1006の乱流を設定し、CRの加速が環境に有利であると考えられます。-依存。
死の直前に大質量星によって激しく放出された星周物質
| Title |
Circumstellar_Material_Ejected_Violently_by_A_Massive_Star_Immediately_before_its_Death |
| Authors |
Jujia_Zhang,_Han_Lin,_Xiaofeng_Wang,_Zeyi_Zhao,_Liping_Li,_Jialian_Liu,_Shenyu_Yan,_Danfeng_Xiang,_Huijuan_Wang,_Jinming_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01998 |
II型超新星は、宇宙で最も一般的な恒星の爆発であり、核崩壊爆発に向けた水素を豊富に含む巨大な前駆体の最終段階の進化はとらえどころがありません。最近、非常に近い銀河であるメシエ101で起きたSN2023ixfの爆発は、この長年の問題を調査する貴重な機会を提供しています。爆発後1～5日以内にタイムリーな高頻度のフラッシュスペクトルが得られると、この超新星を取り囲む星周物質の特性に厳しい制約を課すことができます。非常に初期の狭い輝線の急速な減光と$\rmH\alpha$放出の明るさ/プロファイルに基づいて、SN2023ixfの祖先は質量損失率$\dot{\rmで物質を失ったと推定します。M}\約6\times10^{-4}\,\rmM_{\odot}\,yr^{-1}$が爆発前の過去2～3年間で増加しました。この近くの物質は、速度$v_{\rmw}\約55\rm\,km\,s^{-1}$で移動し、$7\times10^より小さい半径でコンパクトなCSMシェルを蓄積します。始祖からの{14}$cm。ここで示された高い質量損失率と比較的大きな風速、そして約20年前に行われた爆発前の観測を考慮すると、SN2023ixfの祖先は、爆発の直前に赤色超巨星から進化した短命の黄色超巨星である可能性があります。爆発。
ブラックホールを囲む円盤から巨大な回転星が超新星のように爆発する現象
| Title |
Supernova-like_explosion_of_massive_rotating_stars_from_disks_surrounding_a_black_hole |
| Authors |
Sho_Fujibayashi,_Alan_Tsz-Lok_Lam,_Masaru_Shibata,_and_Yuichiro_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02161 |
我々は、回転する大質量星のブラックホールと大質量トーラスの系への恒星核の崩壊に伴う超新星様爆発について、新しい一般相対論的粘性放射流体力学シミュレーションを実行します。$M_\mathrm{ZAMS}の年齢主系列質量=$20、35、および45$M_\odot$(Ref.~\cite{Aguilera-Dena2020oct})。ブラックホールが星の崩壊開始後の短い時間スケールで形成されると仮定すると、新しいシミュレーションは、一般相対性理論の制約式を自己無撞着に満たす自転ブラックホールと落下物質の初期データから開始されます。粘性パラメータが適切なサイズであれば、前駆体の質量に関係なく、超新星様の爆発はブラックホールの周りのトーラス内の粘性加熱効果によって引き起こされることがわかります。大質量の場合($M_\mathrm{ZAMS}=35$および$45M_\odot$)の典型的な爆発エネルギーと噴出物の質量は、$\sim10^{52}$ergおよび$\sim5M_\odot$です。、それぞれ$^{56}$Niの質量が$0.15M_\odot$より大きい。これらは、ストリップエンベロープ超新星やブロードラインIc型超新星などの高エネルギー超新星の観測データと一致しています。これは、大質量星が大質量トーラスに囲まれたブラックホールへと回転する恒星崩壊が、高エネルギー超新星発生の中心的なエンジンとなり得ることを示している。初期データの角速度を人為的に変化させることにより、爆発エネルギーと噴出物の質量の初期角運動量への依存性を調べ、大きな爆発エネルギー$\sim10^{52}$ergと大きな$^{56}$Ni質量$\geq0.15M_\odot$は、質量$\gtrsim1M_\odot$を持つ大質量コンパクトトーラスが形成される場合にのみ可能です。
${\rm CL_s}$ 法を使用した Mrk 421 の観測によるアクシオン様粒子の制約
| Title |
Constraints_on_Axion-like_Particles_from_Observations_of_Mrk_421_using_the_${\rm_CL_s}$_Method |
| Authors |
Lin-Qing_Gao,_Xiao-Jun_Bi,_Jun-Guang_Guo,_Wenbin_Lin,_and_Peng-Fei_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02166 |
アクシオン様粒子(ALP)は、天体物理磁場の存在下で光子と混合し、実験によって観測された高エネルギー$\gamma$線スペクトルの振動を引き起こす可能性がある。この研究では、大気ガンマイメージングチェレンコフ望遠鏡(MAGIC)とフェルミ広域望遠鏡(Fermi-LAT)によって観測された15周期のブレーザーMrk421スペクトルを通じて、ALP光子振動効果を調査しました。以前の研究と比較して、ALP仮説に基づいてモックデータを生成し、${\rmCL_s}$メソッドを適用してALPパラメータに制約を設定しました。この方法は高エネルギー実験で広く採用されており、変動による一部のパラメータ領域の除外の可能性を回避できます。ALPと光子の結合$g_{a\gamma}$は、$10^{の範囲のALP質量に対して$\sim2\times10^{-11}$GeV$^{-1}$よりも小さくなるように制約されることがわかりました。95\%の信頼水準で-9}$eV～$10^{-7}$eV。これまでの多くの天体物理学ALP研究で採用されている、帰無仮説の下でのTS分布に基づく方法で得られた制約も示します。私たちの結果は、両方の方法によるすべての期間の結合制約が一貫していることを示しています。ただし、後者の方法は一部の観測期間に対して制約を提供できませんが、${\rmCL_s}$方法はそのような場合でも有効です。
UHECR加速におけるAGNジェット内の超新星の役割
活動銀河核のジェットは、超高エネルギー宇宙線の潜在的な加速器です。超新星はこれらのジェット内で発生し、宇宙線、特に重核の加速に寄与する可能性がありますが、その寄与はこれまでほとんど調査されていません。私たちは、超高エネルギー宇宙線の生成における銀河系外ジェット内の超新星の役割について、初めての専用探査を実施しました。我々は、超新星ジェット相互作用のエネルギー収支と、それらのイベントで加速される粒子の可能な最大エネルギー（おそらく重い核によって支配されている）を特徴付けました。これにより、これらの相互作用が超高エネルギー宇宙線、または少なくともそのシードの潜在的な加速サイトとなり得るかどうかを評価することができました。そのために、さまざまな銀河タイプの宇宙線の明るさを推定し、ジェットへの宇宙線シードの注入速度と銀河宇宙線の同伴による速度を比較しました。超新星はジェットの明るさによって長期間にわたってエネルギーを供給されるため、超新星とジェットの相互作用のエネルギーは、孤立した超新星よりも数桁大きくなる可能性があります。したがって、ジェット内で発生すると予想される超新星の発生率は低いにもかかわらず、超新星は、ホスト銀河からの宇宙線同伴よりも、超高エネルギー粒子を加速するためのより多くの種を提供する可能性がある。さらに、これらの相互作用は、エネルギー$\gtrsim10$~EeVの宇宙線源となる十分に効率的な加速器を作り出すことができます。超新星ジェット相互作用は、これらの粒子自体を加速することによって直接的に、または事前に加速されたシードを提供することによって間接的に、超高エネルギー宇宙線の生成に大きく寄与する可能性があります。
進化したパルサー風星雲
予想される核崩壊超新星残骸の個体数と、銀河内で検出された膨大な数のパルサー（実際の個体数のほんの一部に過ぎない）に基づくと、パルサー風星雲は、銀河系の{拡張}銀河源の最大クラスの1つを構成する可能性が高い。多くのエネルギーバンド。単純な進化上の理由から、人口の大部分は進化したシステムで構成されており、その検出と識別は、その明るさの低下、X線放射の欠如（パルサーの年齢とともに徐々に消えていく）の可能性、および若いシステムに関して変更された形態。それにも関わらず、高速で移動するパルサーによって生成される星雲の数が増加し、位置がずれて突き出ているX線尾部や、老朽化した系を取り囲む拡張したTeVハローが検出されたことを受けて、近年、それらの研究が再び注目を集めています。これらの特徴はどちらも、パルサーの最大加速限界に近いエネルギーを持つ粒子が効率的に逃げていることを示す明らかな兆候です。ここでは、それらの進化したシステムの特性と、粒子の脱出プロセスと観察された特徴の形成について理解した内容について説明します。
| Title |
Multi-messenger_signatures_of_delayed_choked_jets_in_tidal_disruption_events |
| Authors |
Mainak_Mukhopadhyay,_Mukul_Bhattacharya,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02275 |
最近の電波観測とニュートリノの同時検出は、一部の潮汐破壊現象（TDE）が発光ピークに比べて遅い時間の活動を示していることを示唆しており、これらは中心の超大質量ブラックホールから放出される遅れた流出によるものである可能性がある。私たちは、ジェット機が数日から数か月遅れて発射され、外側に拡大する可能性のある破片と接触した可能性を調査しています。ジェットのブレイクアウトとコリメーションの結果に対する時間遅延と膨張速度の影響について議論します。$\lesssim5\times10^{45}\,{\rmerg/s}$の等方等価光度を持つジェットは、$\sim3$か月の遅延時間で窒息する可能性が高いことがわかります。私たちはまた、このような遅延したチョークジェットの観測上の特徴も研究します。ブレイクアウトに先立つジェットとデブリの相互作用は粒子の加速をもたらし、その結果生じるシンクロトロン放射は現在および近い将来の電波望遠鏡、光学望遠鏡、X線望遠鏡で検出できる可能性があり、ジェット駆動のデブリの拡大によって後期の電波放射を説明できる可能性がある。。我々は遅延チョークジェットにおける高エネルギーニュートリノ生成について議論しており、この時間遅延はニュートリノの偶然を説明する際の隠れジェットシナリオの困難を大幅に軽減することができる。
正確なコンプトン散乱形式を使用した降着ミリ秒パルサーの降着衝撃からの偏光放射
| Title |
Polarized_radiation_from_an_accretion_shock_in_accreting_millisecond_pulsars_using_exact_Compton_scattering_formalism |
| Authors |
Anna_Bobrikova_and_Vladislav_Loktev_and_Tuomo_Salmi_and_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02329 |
降着するミリ秒パルサーのパルスプロファイルは、質量や半径などの中性子星(NS)パラメータを決定するために使用でき、したがって低温高密度物質の状態方程式に制約を与えることができます。ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によって得られた情報は、パルサーの傾斜角と磁気傾斜角を解読するために使用でき、他のパラメーターに対してさらに厳しい制約を提供します。この論文では、NS表面上の降着衝撃における熱コンプトン化に基づいて、降着動力ミリ秒パルサーの新しい放出モデルを開発します。衝撃構造は等温面平行スラブで近似され、出射放射線のストークスパラメータは、電子温度、スラブのトムソン光学深さ、および温度のさまざまな値に対する天頂角とエネルギーの関数として計算されました。シード黒体光子の数。コンプトン散乱モデルでは、以前に使用されていたトムソン散乱モデルと比較して、放出される放射線の偏光度が大幅に低下することがわかりました。衝撃モデルの大規模なグリッドを計算しました。これは、偏光を含む場合と含まない場合の両方のパルスプロファイルモデリング手法と組み合わせることができます。この研究では、パルサー位相の関数として観測されたストークスパラメーターを生成するために、扁円NSの相対論的回転ベクトルモデルを使用しました。さらに、IXPEによって生成されるデータをシミュレートし、ネストされたサンプリングを使用してモデルパラメーターの制約を取得しました。開発された手法は、強化されたX線タイミングおよび偏光測定ミッションなど、将来の衛星からのデータの分析にも使用できます。
中性子星の内部の音速における重要な特徴
| Title |
Nontrivial_features_in_the_speed_of_sound_inside_neutron_stars |
| Authors |
Debora_Mroczek,_M._Coleman_Miller,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02345 |
中性子星の質量、半径、および潮汐変形能の測定は、状態方程式(EoS)を介して核物理学に直接関係しています。状態方程式(EoS)は、中性子星コア内の冷たい触媒物質の場合、通常、エネルギー密度の関数としての圧力として表されます。エキゾチックな自由度を持つ微視的モデルは、クロスオーバーや高次の相転移の場合には、一次の相転移とバンプ、振動、プラトーの形で音速($c_s$)における自明ではない構造を表示します。ガウスプロセスに基づいて、自明ではない特徴を含むEoSのアンサンブルを生成する手順を示します。X線源からの測定、重力波観測、および摂動QCD結果を組み込んだベイジアン解析を使用して、これらの特徴が現在の制約と互換性があることを示します。私たちは、中性子星で実現される密度内で起こる$c_s$の全球極大値の可能性を調査し、これはEoSの軟化とおそらく大質量星の中心におけるエキゾチック相を示唆しており、そのような全球極大値は現在の制約と一致しますが、必須ではありません。
Mayawaves: Einstein ツールキットおよび MAYA カタログと対話するための Python ライブラリ
| Title |
Mayawaves:_Python_Library_for_Interacting_with_the_Einstein_Toolkit_and_the_MAYA_Catalog |
| Authors |
Deborah_Ferguson,_Surendra_Anne,_Miguel_Gracia-Linares,_Hector_Iglesias,_Aasim_Jan,_Erick_Martinez,_Lu_Lu,_Filippo_Meoni,_Ryan_Nowicki,_Max_L._Trostel,_Bing-Jyun_Tsao,_and_Finny_Valorz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00653 |
数値相対性理論シミュレーションはブラックホールの研究に不可欠であり、LVKによる重力波の検出に役立ってきました。ただし、これらのシミュレーションでは、研究を実行し、モデルを作成し、重力波検出パイプラインで使用するために処理する必要がある膨大な量のデータが生成されます。このペーパーでは、EinsteinToolkitとMAYAを使用して実行される数値相対性理論シミュレーションを処理、研究、エクスポートするためのオープンソースPythonライブラリであるMayawavesについて紹介します。Mayawavesは、直感的なインターフェイスを使用してシミュレーションを分析するプロセスを合理化し、数値相対性理論の学習曲線を大幅に短縮します。
| Title |
Contrasting_the_Implicit_Method_in_Incoherent_Lagrangian_and_the_Correction_Map_Method_in_Hamiltonian |
| Authors |
Junjie_Luo,_Jie_Feng,_Hong-Hao_Zhang,_Weipeng_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00658 |
ラグランジュの運動方程式は主に、オイラー-ラグランジュ方程式によって得られる加速度方程式を指します。一般相対性理論のポストニュートンのラグランジュ形式では、ラグランジュ系は特定のポストニュートンの秩序しか維持できず、高次の項が省略されているため支離滅裂なラグランジュになります。この切り詰めにより、運動定数に何らかの変化が生じる可能性があります。ただし、天力学では、ラグランジアンよりもハミルトニアンの方が一般的に使用されます。ラグランジュからハミルトニアンへの変換は、ルジャンドル変換によって実現できます。座標運動量の分離可能なハミルトニアンはシンプレクティックアルゴリズムによって計算できますが、分離不可能なハミルトニアンは位相空間展開法によって運動の発展を計算するために使用できます。私たちの最近の研究には、補正マップ法として知られる、位相空間展開法のための多要素補正マップの設計が含まれています。この論文では、ポストニュートンラグランジュアンにおける陰的アルゴリズムとポストニュートンハミルトニアンにおける補正マップ法のパフォーマンスを比較します。具体的には、両方の方法がエネルギー保存や角運動量保存などの運動定数の不変性をどの程度維持できるかを調査します。最終的に、数値シミュレーションの結果は、特に角運動量の保存に関して、補正マップ法の優れたパフォーマンスを示しています。
AXISの高速X線カメラ
| Title |
The_high-speed_X-ray_camera_on_AXIS |
| Authors |
Eric_D._Miller,_Marshall_W._Bautz,_Catherine_E._Grant,_Richard_F._Foster,_Beverly_LaMarr,_Andrew_Malonis,_Gregory_Prigozhin,_Benjamin_Schneider_(Massachusetts_Institute_of_Technology),_Christopher_Leitz_(MIT_Lincoln_Laboratory),_Sven_Herrmann,_Steven_W._Allen,_Tanmoy_Chattopadhyay,_Peter_Orel,_R._Glenn_Morris,_Haley_Stueber_(Stanford_University),_Abraham_D._Falcone_(Pennsylvania_State_University),_Andrew_Ptak_(NASA/GSFC),_Christopher_Reynolds_(University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00717 |
AXISは、高スループット、高空間分解能のX線スペクトルイメージングを提供するプローブクラスのミッションコンセプトであり、高エネルギー天体物理現象の革新的な研究を可能にします。高度な光学系を利用して光子のパイルアップを回避するために、AXIS焦点面には、低ノイズを維持しながら、チャンドラやすざくなどのミッションに搭載されている以前の軟X線イメージング分光計よりも少なくとも20倍速い読み出し速度を持つ検出器が必要です。、優れたスペクトル性能、およびこれらの機器の低電力要件。AXIS高速X線カメラの設計を紹介します。このカメラは、低ノイズpJFET出力アンプと、高速かつ低電力クロッキングを可能にする単層ポリシリコンゲート構造を採用した、MITリンカーン研究所の大型CCDをベースラインとしています。これらの検出器は、スタンフォード大学の統合された高速、低ノイズASIC読み出しチップと組み合わされており、従来のディスクリートソリューションよりもわずかな消費電力と占有面積で優れたパフォーマンスを提供します。当社の補完的なフロントエンドエレクトロニクスコンセプトは、最先端のデジタルビデオ波形キャプチャと高度な信号処理を採用し、高速で低ノイズを実現します。この技術の現在のパフォーマンスをレビューし、必要な読み出し速度で優れたノイズ特性を達成するプロトタイプデバイスの最近の改良点に焦点を当てます。AXISエネルギーバンド全体にわたるCCDスペクトル応答の測定結果を提示し、電荷損失の原因を理解し、CCD裏面パッシベーション技術の品質を評価するのに役立つ検出器シミュレーションを使用してラボ測定を強化します。私たちは、当社のテクノロジーが当社の要件を満たし、AXISが世界クラスの科学を達成できるようにする道を進んでいることを示します。
大型アレイ探査望遠鏡を使って変光星を探す（最終回）
この論文では、可視光スペクトルの変動する空の広範囲の調査を行う費用対効果の高い多目的望遠鏡アレイであるラージアレイサーベイテレスコープ(LAST)用に開発された新しい変動レポートジェネレーターを紹介します。変動検出を自動化するように設計されたレポートジェネレーターは、調整可能なしきい値を使用して周期的および非周期的変数を検出することにより、候補となる変光星を特定します。このプログラムは、指定されたLASTサブイメージから候補変数ソースごとに、視覚的な表形式の測光レポートを出力します。ホワイトペーパーとして機能するこのドキュメントでは、LASTの簡潔な概要も提供し、その設計、データワークフロー、および変動性検索のパフォーマンスについて説明します。
ミリ波望遠鏡におけるフォトンノイズ相関
現代の天文学用のミリ波およびサブミリ波(「ミリ波」)望遠鏡の多くは、検出器のピクセル密度を高めることでより多くの検出器を配備しており、リソグラフ検出器アーキテクチャと高スループット読み出し技術の台頭により、検出器を過剰に充填することがますます現実的になってきています。焦点面。ただし、画素ピッチ$p_{\rmpix}$が波長$\lambda$と焦点比$F$の積に比べて小さい場合、または$p_{\mathrm{pix}}\lesssim1.2F\lambda$、光子ノイズのボーズ項は、HanburyBrown&Twiss(HBT)効果により、隣接する検出器ピクセル間で相関します。このHBT効果が無視できない場合、アレイの平均感度は検出器数$N_{\mathrm{det}}$に応じて無相関限界$N_{\mathrm{det}}^{-1/2よりも好ましくなくなります。}$。この論文では、量子光学形式に基づいてこのHBT相関を計算し、それを偏光に敏感な検出器に拡張するための一般的な処方箋を示します。次に、モデルミリ波望遠鏡の感度に対するHBT相関の影響を推定し、焦点面設計への影響について議論します。
月からの天文学: 系外惑星から宇宙論、そして可視光のその先まで
| Title |
Astronomy_from_the_Moon:_From_Exoplanets_to_Cosmology_and_Beyond_in_Visible_Light |
| Authors |
Jean_Schneider_and_Antoine_Labeyrie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01421 |
私たちは、目に見える領域で今後数十年間に月からの天文学がどうなるかをレビューします。測光から高コントラストおよび高角度分解能イメージングまでの観測アプローチを簡単にレビューした後、私たちは基本的に、太陽系から銀河系外領域に至るいくつかの有望な科学的目標に焦点を当てます。最後に、地球と月のシステムを使用して基礎物理学をテストするという提案を追加します。この会議は月からの天文学の今後数十年に特化しているため、私たちは今から数十年後のプロジェクトと科学目標を検討します。
tilepy: 中/小規模の FoV 天文台での高速タイリング戦略
| Title |
tilepy:_rapid_tiling_strategies_in_mid/small_FoV_observatories |
| Authors |
Fabian_Sch\"ussler,_Halim_Ashkar,_Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_Monica_Seglar-Arroyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01436 |
時間領域のマルチメッセンジャー天文学に固有の課題には、適応され最適化された追跡観測が効率的に実行されるように戦略的な行動が必要です。特に、ローカライズが不十分なイベントの場合は、発生源が実際に存在する領域を効率的にカバーできるように、専用のタイリングやターゲットを絞ったフォローアップキャンペーンが必要となり、複数波長の対応物を検出する可能性が高まります。私たちは、小規模/中FoVの機器による大きな不確実性の位置特定イベントの観測スケジュールを迅速に導出するPythonパッケージ「tilepy」を開発しました。いくつかの成熟したフォローアップスケジューリング戦略について説明します。これらは、低解像度グリッドの使用のオプションから、銀河カタログを使用した空の領域と対象を絞った観測の完全な統合まで多岐にわたります。このアルゴリズムは、カスタマイズ可能な天文台の可視性の制約を考慮し、天体の暗闇と月明かりの条件の両方で観測をスケジュールすることを可能にします。当初は画像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)による重力波(GW)警報に迅速に対応するために開発されましたが、H.E.S.S.によるO2およびO3中のGW追跡調査で示されているように、成功していることが証明されています。望遠鏡、特にこれまでに検出された最初の連星中性子星（BNS）合体であるGW170817の追跡調査において。ここでは、フェルミGBMからのガンマ線バースト(GRB)アラートなど、位置特定における大きな不確実性を示す他のアラートに対するこれらの迅速な戦略の一般化を示します。また、さまざまな天文台の観測スケジュールを設定する際の{\ittilepy}の柔軟性も示します。最後に、複数の天文台と望遠鏡のネットワークにわたって最適化された追跡スケジュールを導き出すことができる、これらのアルゴリズムの最新の開発について説明します。
HAGRID -- 深層学習による高精度 GRB 高速推論
1967年の発見以来、ガンマ線バースト(GRB)は天体物理学で最も研究されている天体の1つであり続けています。マルチメッセンジャーの観察は、これらの出来事をより深く理解するための鍵となります。このような測定を容易にするためには、ガンマ線即発放出の迅速かつ正確な位置特定が必要とされる。従来の位置特定技術は時間がかかることが多く、重大な系統的エラーが発生しやすいため、ここではPOLAR-2天文台に適用できる新しい方法を紹介します。POLAR-2は専用のGRB偏光計で、2025年に中国宇宙ステーション(CSS)に向けて打ち上げられる予定です。CSSはPOLAR-2にGPUへのアクセスを提供し、これによりディープラーニングモデルを実行することが可能になり、有利になります。この研究では、深層学習モデルを使用してGRBをリアルタイムで識別し、その位置とスペクトルを推測する可能性を探ります。POLARシミュレーションとデータを使用して、この方法をPOLAR-2に実装するための実現可能性実験が実行されました。私たちの結果は、この方法をリアルタイムデータダウンリンク機能と組み合わせて使用すると、POLAR-2がGRB開始から2分以内に正確な位置アラートを提供できることを示しています。
銀河団周辺のガス塊、STAR-Xの感度評価
| Title |
Gas_Clumping_in_the_Outskirts_of_Galaxy_Clusters,_an_Assessment_of_the_Sensitivity_of_STAR-X |
| Authors |
Christian_T._Norseth_(1),_Daniel_R._Wik_(1),_John_A._ZuHone_(2),_Eric_D._Miller_(3),_Marshall_W._Bautz_(3),_Michael_McDonald_(4)_((1)_University_of_Utah,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_(2)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(4)_Department_of_Physics,_Massachusetts_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01727 |
銀河団の郊外では、熱い銀河団内媒体(ICM)のX線観測から測定されたエントロピープロファイルが予期せず低下します。この効果について考えられる説明の1つは、ICM内に低温で高密度の構造のポケットが存在するガスの凝集です。現在の天文台は、これらの仮説上のガス塊を直接検出することができません。提案されているSTAR-X天文台の科学推進力の1つは、これらの構造または類似の構造を解明することです。STAR-Xは、高い空間分解能、広い有効面積、低い機器バックグラウンドにより、クラスター周辺のクラスターや拡散放射を直接検出して特性評価するのに最適です。この研究の目的は、クラスター内の凝集の観察をシミュレートして、STAR-Xがどの程度凝集を検出できるか、またどのような凝集特性が観察されたエントロピープロファイルを再現するかを決定することです。これは、yt、pyXSIM、SOXS、およびその他のツールを使用して、他のX線ミッションで観察されたプロファイルを使用して、理想的にモデル化されたクラスターを実際のクラスターから派生した3次元モデルに注入することによって実現されます。次に、同心円環を使用した模擬観察から、半径方向の温度と表面の輝度プロファイルが抽出されます。STAR-Xのシミュレートされた観測では、ガス塊がwavdetectを使用して正常に識別され、マスクされることができ、真のクラスタープロファイルを復元できるガス塊特性のパラメーター空間が存在することがわかりました。これは、STAR-Xが近くのクラスターの周辺部の下部構造を検出できる可能性があり、周辺部とクラスターの両方の特性が明らかになることを示しています。
ソーラーセイル太陽探査機の軌道設計と最適化
太陽活動についての理解を深めるために、太陽の極を観察したいという要望があります。しかし、黄道面外での操縦には大きな速度が必要となるため、化学ロケットや電気ロケットの推進機構は高価で非現実的であることが証明されており、これらの用途にはソーラーセイルなどの代替宇宙技術システムが検討されることになります。この論文では、太陽を観測する探査機としてソーラーセイルを使用する可能性を研究します。私たちは、セイルが変位した球面上を移動することを前提として、表面拘束アプローチを通じてソーラーセイルプローブの軌道を設計および最適化します。まず、表面制約アプローチを確認し、その重要な前提と制限に焦点を当てます。次に、正しい制約方程式を選択して、一連の動径方向および方位角方向の軌道方程式を解いて取得します。帆の方向と極角の関数的依存性に基づいて軌道を特徴付けます。最後に、最小飛行時間を与える探査機の軌道を決定します。結果は、ミッションステージの数を増やすと総飛行時間が短縮され、セイルの半径方向および極方向の速度の変化が最小限に抑えられることを示しています。さらに、時計角度の関数依存性を変更すると、方位角速度がリセットされ、帆が方向を反転せず、球面に沿って太陽に直接近づくことがなくなります。
深層学習テンプレート予測モデルバンクによって駆動されるテンプレートバンクを使用しない重力波検出用のマッチドフィルタリング
| Title |
Matched_filtering_for_gravitational_wave_detection_without_template_bank_driven_by_deep_learning_template_prediction_model_bank |
| Authors |
CunLiang_Ma,_Sen_Wang,_Wei_Wang,_Zhoujiang_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02030 |
重力波(GW)検索用の既存のマッチドフィルター手法は、テンプレートバンクに依存しています。この方法の計算効率は、バンク内のテンプレートのサイズに応じて変化します。高次モードと離心率は、将来的に第3世代の検出器が動作する際に重要な役割を果たすことになります。この場合、従来のGW検索方法では計算限界に達します。GW探索の計算効率を高速化するために、テンプレートバンクの代わりに深層学習(DL)モデルバンクの利用を提案します。このモデルバンクは、ひずみデータに埋め込まれた潜在的なテンプレートを予測します。エンベロープ抽出ネットワークと天体物理学的起源識別ネットワークを組み合わせて、新しいGW探索フレームワークを実現します。このフレームワークは、GW信号の整合フィルタリング信号対雑音比(SNR)を予測できます。エンドツーエンドのDLベースのGW検索方法とは異なり、統計的SNRは$p_{score}$メトリクスよりも優れた物理的解釈可能性を保持します。さらに、予測されたテンプレートを含む、私たちのアプローチによって生成された中間結果は、パラメーター推定や音源位置特定などの後続のGWデータ処理タスクで貴重な支援を提供します。従来のマッチドフィルタリング手法と比較して、提案手法はリアルタイム解析を実現できる。将来の小さな改善により、提案された方法は、超新星爆発によって放出されるGWなど、GW探索の他の範囲に拡張される可能性があります。
シモンズ天文台: 宇宙マイクロ波背景望遠鏡用のまばらなワイヤーグリッドを備えた完全遠隔制御の校正システム
| Title |
The_Simons_Observatory:_A_fully_remote_controlled_calibration_system_with_a_sparse_wire_grid_for_cosmic_microwave_background_telescopes |
| Authors |
Masaaki_Murata,_Hironobu_Nakata,_Kengo_Iijima,_Shunsuke_Adachi,_Yudai_Seino,_Kenji_Kiuchi,_Frederick_Matsuda,_Michael_J._Randall,_Kam_Arnold,_Nicholas_Galitzki,_Bradley_R._Johnson,_Brian_Keating,_Akito_Kusaka,_John_B._Lloyd,_Joseph_Seibert,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Osamu_Tajima,_Tomoki_Terasaki,_Kyohei_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02035 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光観測には、検出器の偏光角の校正が不可欠です。当社は、ワイヤー方向に沿って直線偏光を反射するまばらなワイヤーグリッドを備えた、完全に遠隔制御される校正システムを開発しました。新しい機能は、定期的な校正のための遠隔制御システムです。これは、過去の実験では疎ワイヤーグリッド校正器では不可能でした。遠隔制御は、校正時間とCMB観察の間に望遠鏡の光軸を中心とした位置にまばらなワイヤグリッドをロードまたはアンロードする2つの電気リニアアクチュエータによって実現できます。さらに、疎ワイヤーグリッドはモーターによって回転させることができます。ロータリーエンコーダと重力センサーが疎ワイヤーグリッドに設置され、ワイヤーの方向を監視します。これらにより、予想される系統誤差$0.08^{\circ}$で検出器角度の校正を実現できます。この校正システムは、サイモンズ天文台の小口径望遠鏡に設置される予定です。
Nancy Grace Roman 宇宙望遠鏡コロナグラフ装置を使用した高コントラスト偏光測定の FALCO シミュレーション
| Title |
FALCO_simulations_of_high-contrast_polarimetry_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_Coronagraph_Instrument |
| Authors |
David_S._Doelman,_Hanae_Belaouchi,_A.J._Riggs,_Bertrand_Mennesson,_Mireille_Ouellet,_Rob_G._van_Holstein,_Jeroen_Rietjens,_Henk_Hoevers,_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02044 |
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡のコロナグラフ装置（ローマン・コロナグラフ）は、星周円盤の全強度と偏光の両方の測定が可能です。偏光測定の性能は、ウォラストンプリズムの前のすべてのミラーによって導入される偏光効果の影響を受けます。このペーパーでは、FALCOおよびPROPERパッケージを使用して、バンド1および4におけるローマンコロナグラフのこれらの効果を特徴付けることを目的としています。偏光測定の精度を研究するために、偏光測定のコントラストと機器の偏光効果に影響を与える偏光収差の影響をシミュレートします。宇宙船のロールも含めますが、体系的なカメラのノイズは省略します。偏光差分イメージング(PDI)によりコントラストが6倍向上することがわかりました。$\sim8\times10^{-11}$のPDIコントラストは、機器の偏光効果と偏光収差による偏光スペックルによって制限されます。さまざまなコントラストレベルで偏光コンパニオンを注入し、その偏光信号を復調することで、ソースストークスベクトルを2%以内に回復します。
三重格子ベクトル渦コロナグラフの実験室でのデモンストレーション
| Title |
Laboratory_demonstration_of_the_triple-grating_vector_vortex_coronagraph |
| Authors |
David_S._Doelman,_Mireille_Ouellet,_Axel_Potier,_Garreth_Ruane,_Kyle_van_Gorkom,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Ewan_S._Douglas,_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02053 |
将来のハビタブルワールド天文台は、太陽型恒星の周りの岩石系系外惑星の大気を特徴づけることを目指しています。ベクトル渦コロナグラフ(VVC)は、必要なコントラスト$10^{-10}$を達成するための主な候補です。ただし、VVCには偏波フィルタリングが必要であり、観測帯域ごとに異なるVVCが必要です。トリプル格子ベクトル渦コロナグラフ(tgVVC)は、広いスペクトル帯域幅にわたって偏光漏れを最小限に抑える複数の格子を組み合わせることで、これらの制限を軽減することを目的としています。この論文では、NASAのジェット推進研究所の空中コロナグラフテストベッド(IACT)施設とアリゾナ大学宇宙天体物理学研究所(UASAL)の宇宙コロナグラフ光学ベンチ(SCoOB)を使用したtgVVCプロトタイプの実験結果を紹介します。633nmでの偏光フィルタリングによるコロナグラフィーのパフォーマンスを研究し、IACTでは3～18$\lambda/D$の間で$2\times10^{-8}$と同様の平均コントラストに達し、$6\times10^{-8}$はSCoOBの3～14$\lambda/D$の間です。テストベッドの結果を比較することで、tgVVCの限界を調査します。その他の製造エラーとその影響を軽減する方法について報告します。
Edukoi: エンターテインメントと教育の間で天文学のためのインタラクティブなソニフィケーション ツールを開発
| Title |
Edukoi:_developing_an_interactive_sonification_tool_for_astronomy_between_entertainment_and_education |
| Authors |
Lucrezia_Guiotto_Nai_Fovino,_Massimo_Grassi,_Anita_Zanella,_Luca_Di_Mascolo,_Michele_Ginolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02209 |
Edukoiは、情報の伝達と抽出に適したインタラクティブなソニフィケーションを実現することを目的としたソフトウェアです。このプログラム設計はソフトウェアHerakoiを修正したもので、ユーザーが音を通じて画像と対話できるようにするためのモーション認識アプローチを使用して、ピッチと色をリアルタイムにマッピングして画像を音響化します。Hearkoiのピッチと色の関連付けは、エンターテインメントの側面からは喜ばしいものではありますが、色や色合いに関する特定の情報をリスナーに伝えるには効率的ではありません。そこで、視覚障害のある子供や晴眼のある子供が音を通して画像を探索し、正確な情報を抽出するために使用できる機器を作成するためにそれを改良しました。私たちは、中学校での芸術と科学の両方の教育に使用できる柔軟なソフトウェアを構築することを目指しています。天文学はあらゆる年齢や背景の子供たちに常に大きな魅力を与えていることを考慮して、天文画像を使用してその有効性をテストしました。天文学は非常に視覚的な科学とも考えられており、その特性が学生がこの主題を学び、関連するキャリアを築くのを妨げています。このプロジェクトでは、この信念に挑戦し、生徒たちに音を通して天文データを探索する可能性を与えることを目指しています。ここでは、私たちの実験、サウンドマッピングに関して私たちが行った選択、そしてEdukoiを検証し改善するためにどのような精神生理学的側面を評価することを目指しているかについて説明します。
リーガー、シュワーベ、ス＝ド・フリース：共鳴の陽気な鼓動
| Title |
Rieger,_Schwabe,_Suess-de_Vries:_The_Sunny_Beats_of_Resonance |
| Authors |
F._Stefani,_G.M._Horstmann,_M._Klevs,_G._Mamatsashvili,_T._Weier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00666 |
我々は、周回惑星によって及ぼされる重力とさまざまな波動現象の共鳴の観点から、リーガー型周期性、シュワーベサイクル、およびスードフリースサイクルの首尾一貫した説明を提案します。高周波側から始めて、金星、地球、木星の二惑星の大潮が、典型的なリーガー型周期と関連付けられる磁気ロスビー波を励起できることを示します。したがって、これらの磁気ロスビー波の11.07年のビート周期は、タコクリンの磁場蓄積容量または$\alpha$の一部を定期的に変化させることによって、基礎となる従来の$\alpha-\Omega$ダイナモと同期していると主張します。-その中の効果。また、スー・ド・フリース周期は、22.14年のヘイル周期と、重心の周りの太陽の19.86年のロゼット状運動に関連するスピン軌道結合効果との間の193年のビート周期として現れるという主張を強化する。。
中質量および大質量の若い恒星天体のクラスタリング特性
| Title |
Clustering_properties_of_intermediate_and_high-mass_Young_Stellar_Objects |
| Authors |
Miguel_Vioque,_Manuel_Cavieres,_Michelangelo_Pantaleoni_Gonz\'alez,_\'Alvaro_Ribas,_Ren\'e_D._Oudmaijer,_Ignacio_Mendigut\'ia,_Lena_Kilian,_H\'ector_C\'anovas,_and_Michael_A._Kuhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00678 |
私たちは、分光法でよく特徴づけられた337個の中質量および高質量YSO($1.5$から$20$M$_{\odot}$)を選択しました。クラスタリングアルゴリズムHDBSCANを使用して、GaiaDR3カタログ内のそれらのクラスタリングと関連特性を星の質量の関数として研究します。低質量YSO($1.5-4$M$_{\odot}$)はガイア天文空間で$55-60\%$のクラスタリング率を持ち、その割合はタウリ座体制で見られるものと同様であることがわかりました。ただし、$4-10$M$_{\odot}$の範囲にある中質量YSOは、恒星の質量とともにクラスタリング率が低下し、$27\%$まで低下します。私たちは、大規模なYSO($>10$M$_{\odot}$)がクラスター化しているように見えることが多いことを示唆する暫定的な証拠を発見しました。ただし、必ずしもクラスター化されているわけではありません。私たちは、大質量YSOのほとんどは、周囲に多くの低質量星を必要とするメカニズムを介して形成されるという考えを提唱しました。しかし、中質量YSOは古典的な核崩壊Tタウリの方法で形成されますが、大質量YSOの周りのクラスターには頻繁には現れません。また、中質量および高質量のYSOは、円盤放出と降着速度が減少するにつれて、クラスター化が減少することもわかりました。これは時間の経過による進化を示しています。クラスター化しているように見えるソースについては、その星の特性とクラスターのサイズ、クラスターのメンバーの数、クラスターの密度、またはクラスターの中心までの距離との間に大きな相関関係は見つかりません。この分析を行う際に、55個の新しいクラスターが特定されたことを報告します。我々は、考慮された中質量YSOと高質量YSOについて導出されたすべてのクラスターパラメーターを表にまとめて示します。
Novae の MMRD 関係の真実性について
噴火のピーク時に最高の明るさに達した新星は、最大の光から最も速く消えていくように見えると長い間主張されてきた。ピークの明るさとフェードレートの関係は、最大振幅、減衰率(MMRD)関係として知られています。M31再発新星の最新サンプルのライトカーブパラメーターが提示され、観測されたMMRD関係が標準新星モデルからの期待と結合した観測選択効果の結果として説明できるというケースを補強するために使用されます。
HASH データベースから選択された惑星状星雲の分光観測
| Title |
Spectroscopic_Observations_of_Selected_Planetary_Nebulae_from_the_HASH_Database |
| Authors |
Utkan_Temiz,_Naz{\i}m_Aksaker_and_Aysun_Akyuz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00937 |
私たちは、HASH(香港/オーストラリア天文台/ストラスブール天文台Hアルファ惑星状星雲(PN))データベースに登録されている、北半球の小さな角サイズ(<8\arcsec)の10個の天体の分類と物理的特性に関する研究を実施しました。サンプルは、6個の可能性の高いPNe、2個の新しい候補、1個の輝線星、および1個の性質不明の天体で構成されていました。このうち4つの天体を、T\"UB\.ITAK国立天文台(TUG)のRTT150cmに設置された中解像度TFOSC分光器を用いて初めて観測しました。観測された天体の分類を調査するために、[OIII]/H$_{\gamma}$、[OIII]/H$_{\beta}$、[NII]/H$_{\alpha}$、[SII]の輝線比/H$_{\alpha}$およびSabbadin-Minello-Bianchini(SMB)やBaldwin-Phillips-Terlevich(BPT)などの診断図。文献で提供されている診断基準と比較して、より広範囲の診断基準を考慮する場合、解析の結果、4つの天体がLikelyPNeからTruePNeに再分類され、残りの6つの天体については以前の分類が維持されたほか、電子温度、電子密度、対数吸光係数、励起クラスなどのさまざまな物理条件が得られました。私たちの分析により、これらの天体の大部分のイオン存在量が銀河PNeと一致していることが明らかになりました。私たちのスペクトル観測により、HASHデータベース内の10PNeが更新されました。
| Title |
Rotational_Variability_and_Detection_of_Superflares_in_a_Young_Brown_Dwarf_by_TESS |
| Authors |
Rajib_Kumbhakar,_Soumen_Mondal,_Samrat_Ghosh,_Diya_Ram,_and_Sudip_Pramanik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01084 |
我々は、おうし座星形成領域にあるスペクトル型M7.0を持つ若い褐色矮星MHO~4のトランジット系外惑星探査衛星(TESS)の高品質光度曲線の包括的な解析を発表します。私たちは自転周期を調査し、BDの動的大気と表面の特徴を特徴付けます。我々はMHO~4の光度曲線解析を示し、自転周期は約2.224~dであると推定した。注目すべきことに、MHO~4は2つの重大なフレアイベントを示します。さらに、ボロメトリックフレアのエネルギーは$10^{34}$から$10^{35}$ergのエネルギー範囲内であると推定され、これはスーパーフレアのカテゴリーに属します。
中間太陽フィラメント爆発のデータ制約付き磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Data-constrained_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_an_Intermediate_Solar_Filament_Eruption |
| Authors |
Yang_Guo,_Jinhan_Guo,_Yiwei_Ni,_M._D._Ding,_P._F._Chen,_Chun_Xia,_Rony_Keppens,_Kai_E._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01325 |
太陽の噴火活動は、弱い磁場環境や大きな空間スケールで発生する可能性があり、特に中間または静止状態の太陽フィラメントが関与する噴火に関連します。大規模なスケールを処理するために、球座標系の正規化されたビオ・サバールの法則を使用したフラックスロープ埋め込み法を実装および適用します。ポテンシャル場ソース表面モデルと磁気摩擦法を組み合わせて、ポテンシャル場に埋め込まれた磁束ロープを含む非線形力のない場が構築されます。結合された非線形力のない場を初期条件として使用し、2012年1月23日の03:38UTのM8.7フレアについて、ゼロ$\beta$データ制約磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行します。MHDモデル噴出プロセス、フレアリボンの進化(準分離層の進化で表される)、およびフラックスロープの運動学を再現します。このアプローチは、弱い磁場領域からの地球規模の噴火をモデル化できる可能性があります。
メシエ 101 の II 型超新星 2023ixf のほこりっぽくて非常に赤い前駆体
| Title |
The_Dusty_and_Extremely_Red_Progenitor_of_the_Type_II_Supernova_2023ixf_in_Messier_101 |
| Authors |
Danfeng_Xiang,_Jun_Mo,_Lingzhi_Wang,_Xiaofeng_Wang,_Jujia_Zhang,_Han_Lin,_Lifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01389 |
初期質量が太陽質量8～25倍の範囲にある星は、水素を豊富に含む超新星(SNeII)として一生を終えると考えられています。ハッブル宇宙望遠鏡(\textit{HST})と\textit{Spitzer}宇宙望遠鏡の爆発前の画像に基づいて、メシエ101のIIPSN2023ixf型の祖先候補に厳しい制約を課します。スペクトルエネルギー分布のフィッティング塵の多い恒星のスペクトルモデルを用いたその祖先の(SED)結果では、実効温度が3090Kと推定され、これまでに発見された中で最も低温のSN祖先となっています。光度はlog($L/$L$_{\odot}$)$\sim4.8$と推定され、初期質量12$^{+2}_{の赤色超巨星(RSG)星と一致します。-1}$M$_{\odot}$。導出された質量損失率(6-9$\times10^{-6}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$)は、SNのフラッシュ分光法から推定される質量損失率よりもはるかに低く、次のことを示唆しています。始祖は最後の爆発に近づくと突然質量損失が増加したと考えられています。中間赤外カラーダイアグラムでは、始原星は通常のRSGの範囲から大きく逸脱していることがわかりますが、いくつかの極端なRSGや超漸近巨大分岐(sAGB)星に近いことがわかります。したがって、SN2023ixfは、sAGB前駆体の起源としては、電子捕獲超新星のまれなサブクラスに属している可能性があります。
F-G-K 星の大気中の Y I および Y II の NLTE 解析
| Title |
NLTE_analysis_for_Y_I_and_Y_II_in_atmospheres_of_F-G-K_stars |
| Authors |
Sofya_Alexeeva,_Yu_Wang,_Gang_Zhao,_Feng_Wang,_Yong_Wu,_Jianguo_Wang,_Hongliang_Yan_and_Jianrong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01402 |
YIとYIIの非局所熱力学的平衡(NLTE)線形成は、F-G-K型星の1DLTEモデル大気で考慮されます。モデル原子は、YIおよびYIIと水素原子の非弾性衝突における遷移の量子断面積と速度係数を含む、最新の原子データを使用して構築されました。7つの基準星について、2つのイオン化段階から推定されるNLTE存在量間の一致が得られましたが、LTE存在量の差(YI-YII)は最大-0.31dexに達する可能性があります。F-G-K型星の大気では、YI線とYII線の両方について、NLTE存在量補正は正です。太陽の金属性星では、YII線のNLTE存在量補正は0.12dexを超えませんが、金属の乏しい星の大気では0.21dexを超えません。YI回線の場合、NLTE存在量補正は最大0.5dexに達する可能性があります。私たちは、高分解能スペクトルを使用して、金属度範囲-2.62~$\leq$~[Fe/H]~$\leq$~+0.24の65個のFおよびG矮星および亜巨星のサンプルのイットリウムNLTE存在量を決定しました。[Fe/H]~$\leq$~-1.5の星の場合、[Y/Fe]対[Fe/H]の図は、平均値が[Y/Fe]~$\simeq$~0である正の傾向を示しています。Sr、Y、Zrの金属の少ない星では、[Sr/Fe]<[Y/Fe]<[Zr/Fe]という配置が一貫しています。現在の研究は銀河の化学進化研究に役立ちます。このモデル原子は、LAMOSTとすばるとともに研究された非常に金属に乏しい星のNLTEイットリウム存在量決定に適用されます。
球状星団NGC3201内の高速回転する青いストラグラー星
| Title |
Fast_rotating_Blue_Straggler_Stars_in_the_Globular_Cluster_NGC3201 |
| Authors |
Alex_Billi,_Francesco_R._Ferraro,_Alessio_Mucciarelli,_Barbara_Lanzoni,_Mario_Cadelano,_Lorenzo_Monaco,_Mario_Mateo,_John_I._Bailey_III,_Megan_Reiter,_Edward_W._Olszewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01442 |
私たちは、マゼラン望遠鏡で取得した高解像度スペクトルを使用して、銀河球状星団NGC3201内の約200個の星の動径速度と回転速度を測定しました。調査されたサンプルには、さまざまな進化段階(主系列回転オフ、亜巨星、赤色巨星、漸近巨星ブランチ)。平均動径速度値($\langleV_r\rangle=494.5\pm0.5$kms$^{-1}$)は、このクラスターのシステム速度が大きいことを裏付けており、33個の残留フィールド侵入者を区別するために使用されました。メンバー星の最終サンプルでは、67個のBSSと114個の参照星が数えられます。他の星団で見られるものと同様に、参照星の全体の回転は無視できる程度($<20$kms$^{-1}$)ですが、BSSの回転速度分布は$\simまで伸びる長い尾を示しています。200$kms$^{-1}$、19のBSS（67のうち）が40kms$^{-1}$よりも速く回転します。これにより、高速回転BSSの割合が$\sim28\%$に設定されます。このような割合は、他の緩やかな星系($\omega$Centauri、M4、およびM55)で測定されたものとほぼ同等であり、高密度クラスター(47Tucanae、NGC6397、NGC6752、およびM30)で測定されたものよりも大幅に大きくなります。この証拠は、最近のBSS形成(主にバイナリ系の進化による)が低密度環境で発生しているというシナリオを裏付けています。また、BSSの回転速度は、主系列星で観察されるのと同様に、光度や表面温度が低下すると低下する傾向があることもわかりました。したがって、観察された回転速度に対するBSSの内部構造の影響を理解するには、さらなる調査が必要です。
潮汐振動する対流のエネルギー学について
この論文は、対流のタイムスケール$t_{\rmconv}$よりもはるかに小さい周期$t_{\rmosc}$の振動を受ける対流の流れのエネルギー論を調べ、圧縮性と均一な回転を考慮します。振動のエネルギーが、振動のレイノルズ応力と対流の速度勾配を結合する速度$D_R$で対流の運動エネルギーと交換されることを示します。平衡潮流と慣性波の場合、これが唯一のエネルギー交換項ですが、pモードの場合、対流の位置エネルギーと内部エネルギーとの交換もあります。ローカルでは$\left|D_R\右|\simu^{\prime2}/t_{\rmconv}$、ここで$u^{\prime}$は振動速度です。$t_{\rmconv}\llt_{\rmosc}$と混合長理論を仮定すると、$\left|D_R\right|$は$\left(\lambda_{\rmconv}/\lambda_{\rmosc}\right)^2$小さくなります。ここで、$\lambda_{\rmconv}$と$\lambda_{\rmosc}$は対流と振動の特徴的なスケールです。局所散逸を仮定すると、平衡潮位が潮位ポテンシャルより位相$\delta\left(r\right)\simr\omega_{\rmosc}/\left(g\left(r\right)だけ遅れることがわかります。t_{\rmconv}\left(r\right)\right)$、ここで$g$は重力加速度です。平衡潮流は、局所的には固有振動数$\left(g/r\right)^{1/2}$を持ち、減衰力$-u^{\prime}/t_{\rmの影響を受ける調和振動子として記述できます。変換}$。$\delta\left(r\right)$は流れによって桁違いに変化しますが、平均位相シフト$\overline{\delta}$を定義することは可能であり、これは木星や一部の観測結果とよく一致しています。土星の衛星。最後に、$1/\overline{\delta}$は標準の潮汐散逸係数に等しいことが示されています。
2つの有利な点から観察された、太陽縁に近い太陽網と白斑の強度コントラスト
| Title |
Intensity_contrast_of_solar_network_and_faculae_close_to_the_solar_limb,_observed_from_two_vantage_points |
| Authors |
K._Albert,_N._A._Krivova,_J._Hirzberger,_S._K._Solanki,_A._Moreno_Vacas,_D._Orozco_Su\'arez,_N._Albelo_Jorge,_T._Appourchaux,_A._Alvarez-Herrero,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Gandorfer,_P._Gutierrez-Marques,_F._Kahil,_M._Kolleck,_R._Volkmer,_J.C._del_Toro_Iniesta,_J._Woch,_B._Fiethe,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L.R._Bellot_Rubio,_D._Calchetti,_M._Carmona,_A._Feller,_G._Fernandez-Rico,_A._Fern\'andez-Medina,_P._Garc\'ia_Parejo,_J.L._Gasent_Blesa,_L._Gizon,_B._Grauf,_K._Heerlein,_A._Korpi-Lagg,_T._Lange,_A._L\'opez_Jim\'enez,_T._Maue,_R._Meller,_R._M\"uller,_E._Nakai,_W._Schmidt,_J._Schou,_J._Sinjan,_J._Staub,_H._Strecker,_I._Torralbo,_and_G._Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01474 |
白斑や網目状の明るさは観察する角度や磁束密度に依存します。四肢に近いところでは、磁力図の信号がますます低下するため、この関係の評価はこれまで妨げられてきました。この予備研究は、四肢に近い白斑の特性をより良く決定するために、異なる有利な地点からの同時観察を使用する可能性を強調することを目的としている。私たちは、太陽周回観測機/偏波測定および太陽地震イメージャ(SO/PHI)と、太陽力学観測所/太陽地震磁気イメージャ(SDO/HMI)からの視線の$\sim60^\circ$角度分離で記録されたデータを使用します。太陽で。SO/PHIによって四肢の近くで観察された連続強度を使用し、それをSDO/HMIから同時観察された$B_{\rmLOS}$で補完し、（SDO/HMIで見られるように）椎間板中心に近いところから発生し、これにより回避されます。手足付近の磁場信号の劣化。SO/PHIとSDO/HMIの組み合わせ観測から、連続体における斑点の明るさの円盤位置と磁束密度への依存性を導き出しました。単一視点と比較して、四肢に近いコントラスト値を取得し、電界強度を下げることができました。コントラストが最大となるリムの距離の磁束密度への一般的な依存性は、単一視点の観察とほぼ一致しており、磁束密度が高いほど、分岐点がリムに近くなることがわかります。ただし、2つの有利な点から決定すると、最大値が手足の近くに達する傾向があります。この研究は予備的な性質があるため、これらの結果は注意して受け止める必要があることに注意してください。私たちの分析は、2つの視点を含む研究により、太陽縁近くの白斑の検出と、静かな太陽との相対的な明るさのコントラストの決定を大幅に改善できることを示しています。
非常に金属が少ない星、LAMOST J1645+4357 のユニークな化学組成
| Title |
Unique_chemical_composition_of_the_very_metal-poor_star_LAMOST_J1645+4357 |
| Authors |
Wako_Aoki,_Haining_Li,_Nozomu_Tominaga,_Tadafumi_Matsuno,_Satoshi_Honda,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01500 |
我々は、Liらによって特異な存在比を持つ赤色巨星であると同定された、非常に金属が少ない([Fe/H]=-2.9)星LAMOSTJ1645+4357の化学組成について報告します。（2022年）。標準的な存在量分析は、この天体と、よく研究されている、同様の大気パラメーターを持つ金属に乏しい星HD~122563に対して実行されます。LAMOSTJ1645+4357は、次の特徴によって強調される顕著な存在量セットを備えています:(1)窒素が大幅に強化され([N/Fe]=+1.4)、CとNの合計存在量も非常に高くなります([(C+N))/Fe]=+0.9);(2)金属が非常に少ない星では一般に見られるように、アルファ元素が鉄に関して過剰に存在する。(3)Ti、Sc、Co、Znが著しく欠乏している。(4)金属が非常に少ない星のほとんどと比較して、CrとMnが強化されています。(5)SrとBaが欠乏しており、Sr/Ba比([Sr/Ba]=-1.0)がrプロセスで期待される値よりも大幅に低い。この天体のCからZnまでの全体的な存在量パターンは、不完全なSi燃焼の促進や、Ia型超新星や超新星対の小さな寄与を必要とするCrとMnの過剰を除いて、球状爆発を想定した微光超新星モデルによってよく再現されます。不安定な超新星。しかし、なぜこの星の存在量パターンが、金属の含有量が非常に少ない星の中でこれほど独特なのかという疑問が残っている。
C3PO: 一緒に移動する星のペアの完全な調査に向けて。 I. 250 個の星に対する高精度の恒星パラメータ
| Title |
C3PO:_Towards_a_complete_census_of_co-moving_pairs_of_stars._I._High_precision_stellar_parameters_for_250_stars |
| Authors |
David_Yong,_Fan_Liu,_Yuan-Sen_Ting,_Meridith_Joyce,_Bertram_Bitsch,_Fei_Dai,_Aaron_Dotter,_Amanda_I._Karakas,_Michael_T._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01546 |
私たちは、125個の共運動する恒星ペア(太陽の金属性に近い矮星と亜巨星)のサンプルの行ごとの差分分析を実行します。実効温度、表面重力、金属度の平均不確実性がそれぞれ16.5K、0.033dex、0.014dexである高精度の恒星パラメータが得られました。我々は、共運動する星のペアを、化学的に均一（先天性;|Delta[Fe/H]|$\le$0.04dex）と不均一（非先天性）の2つのグループに分類し、化学的に均一なペアの割合を次のように調べます。分離と有効温度の関数。この研究からの4つの主な結論は次のとおりです:(1)\ds=10$^6$AUの空間的分離は、均質な星のペアと不均質な星のペアの間のおおよその境界であり、\を持つ91のペアのみを考慮するように結論を制限します。ds$\le$10$^6$AU;(2)\dv$\le$4\kmsの範囲では、速度分離と化学的に均一なペアの割合との間に傾向はありません。(3)\teff\が増加するにつれて化学的に不均一なペアの割合が増加し、その傾向が惑星の摂取から予想されるおもちゃのモデルと一致することを確認します。(4)原子の拡散は化学的不均一性の主な原因ではありません。この研究の主な成果は、化学存在量差$\leq$0.02dex(5\%)を持つ56個の明るい共移動星のペアのサンプルであり、これはヒアデス散開星団に匹敵する化学的均一性のレベルです。これらの重要な天体は、星団や「ガイア」の「ベンチマーク」星と組み合わせて、大規模な分光調査からの星の存在量を校正するために使用できます。
ボク小球CB26の若いおうし座T星星からの分解された回転円盤風
| Title |
A_resolved_rotating_disk_wind_from_a_young_T_Tauri_star_in_the_Bok_globule_CB26 |
| Authors |
R._Launhardt,_Ya._N._Pavlyuchenkov,_V._V._Akimkin,_A._Dutrey,_F._Gueth,_S._Guilloteau,_Th._Henning,_V._Pietu,_K._Schreyer,_D._Semenov,_B._Stecklum_and_T._L._Bourke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01629 |
円盤と流出の接続は、形成中の原始星から過剰な角運動量を抽出する際に重要な役割を果たします。我々は以前、ボク小球CB26内のエッジオンタウリ星からの小さな分子の流出が発見されたことを報告した。この流出は、円盤と共回転する流出を思わせる特異な速度パターンを示している。我々は、円盤と流出界面における流出の形態と運動学を明らかにすることを目的として、CB26の新しい高分解能mm干渉計観察を報告する。IRAMPdBIを使用して、0.5インチの解像度で1.3mmのCO(2-1)を観察しました。塵の放出から導出された円盤の物理モデルを使用し、線放射伝達と組み合わせた化学力学モデリングを採用しました。運動学的パラメータを制約し、円盤からのCO放出のモデルを構築することで、円盤の放出と流出の放出を分離することができました。私たちの観察は、CB26からの回転分子流出の円盤風の性質を確認しました。高解像度データからは、円盤に近いCO放出のX字型の形態と、約7度の小さな半開き角度で円盤表面から伸びる垂直方向の縞が明らかになり、垂直方向の高さ約500auまで追跡できます。我々は、この放出を円盤大気と十分に平行化された円盤風との組み合わせとして解釈し、これを鉛直高さ40auまで追跡し、そこで半径20〜45auのフレア円盤の表面から発射される。流出の総運動量束は1e-5Msunkm/s/yrであり、これは中心星の明るさによって提供できる最大推力よりもほぼ3桁大きいです。我々は、光蒸発がこの流出の主な駆動メカニズムであることはできないが、主にMHDディスク風であるに違いないと結論付けています。これは、これまでのところ、星周円盤から発せられると観察された最も解像度の高い回転円盤風である。
Gaia と TESS で見つかった 4 つの新しいコンパクト三重日食トリプル
| Title |
Four_New_Compact_Triply_Eclipsing_Triples_found_with_Gaia_and_TESS |
| Authors |
Don\'at_R._Czavalinga,_Tam\'as_Borkovits,_Tibor_Mitnyan,_Saul_A._Rappaport,_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01639 |
この論文は、4つの三重日食三連星系、つまりTIC88206187、TIC14839347、TIC298714297、およびTIC66893949の包括的な分析を示しています。三天体食を伴う4つの星系は、約400個の一致サンプルの中からTESSライトカーブで見つかりました。既知の日食連星とGaiaDR3Non-SingleStar(NSS;GaiaCollaboration2022;Pourbaixetal.2022)ソリューションデータベースとの間の関係。私たちは、測光光度曲線、日食タイミング変動、アーカイブスペクトルエネルギー分布、および理論的進化の軌跡を堅牢な光力学解析で組み合わせて、軌道およびシステムパラメータを決定しました。トリプルの外側周期は、それぞれ52.9、85.5、117、および471日です。十数個の恒星はすべて$\lesssim$2.6M$_\odot$の質量を持っています。これらの系は非常に平坦で、内側と外側の軌道面間の相互傾斜角はすべて$\lesssim4^\circ$です。外側の質量比は0.39～0.76の範囲で、これは私たちが以前に作成したコンパクトな三重食のコレクションと一致しています。TIC88206187は、外側三次成分$(r_B\equivR_B/a_{\rmout})$の分数半径が0.1を超えていることを示しており(そのような系は3番目のみ知られています)、我々はその将来の進化を考察します。最後に、光力学解析の結果とGaiaDR3NSSソリューションで指定された軌道パラメーターを比較します。これは、かなりの一致を示していますが、光力学結果の方が正確であることがわかります。
クラス I 原始星 L1551 IRS5 の高い HDO/H$_{2}$O 比
| Title |
A_high_HDO/H$_{2}$O_ratio_in_the_Class_I_protostar_L1551_IRS5 |
| Authors |
Audrey_Andreu_(1),_Audrey_Coutens_(1),_Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera_(1,2,3),_Nicolas_Houry_(1),_Jes_K._J{\o}rgensen_(4),_\'Agnes_K\'osp\'al_(2,3,5,6),_Daniel_Harsono_(7)_((1)_Institut_de_Recherche_en_Astrophysique_et_Plan\'etologie_(IRAP),_Universit\'e_de_Toulouse,_UT3-PS,_CNRS,_CNES,_France_(2)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_E\"otv\"os_Lor\'and_Research_Network_(ELKH),_Budapest,_Hungary_(3)_CSFK,_MTA_Centre_of_Excellence,_Budapest,_Hungary_(4)_Centre_for_Star_and_Planet_Formation,_Niels_Bohr_Institute_and_Natural_History_Museum_of_Denmark,_University_of_Copenhagen,_Copenhagen_K,_Denmark_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany_(6)_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Department_of_Astronomy,_Budapest,_Hungary_(7)_Institute_of_Astronomy,_Department_of_Physics,_National_Tsing_Hua_University,_Hsinchu,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01688 |
水は星形成領域に非常に豊富な分子です。重水素の分別は、星や惑星の形成過程における重水素の形成と進化を理解するための重要なツールです。HDO/H$_2$O比はいくつかのクラス0原始星および彗星について決定されていますが、クラスI原始星に関する研究の数は限られています。私たちは、クラスI連星原始星L1551IRS5への水の重水素化を研究し、水のD/H比の変動に対する進化段階と環境の影響を調査することを目的としています。観察はNOEMA干渉計を使用して行われました。225.9GHzでのHDO3$_{1,2}$-2$_{2,1}$遷移とH$_2^{18}$O3$_{1,3}$-2$_{203.4GHzでの2,0}$遷移は0.5''$\times$0.8''の空間解像度でカバーされましたが、HDO4$_{2,2}$-4$_{2,3}$遷移は143.7GHzで2.0''$\times$2.5''の分解能で観測されました。LTEモデルと非LTEモデルの両方を使用しました。3つの遷移が検出されます。ラインプロファイルには2つのピークが表示されます。1つは$\sim$6kms$^{-1}$に、もう1つは$\sim$9kms$^{-1}$にあります。赤方偏移成分のHDO/H$_2$O比(2.1$\pm$0.8)$\times$10$^{-3}$と下限$>$0.3$\times$10を導き出します。$^{-3}$は、赤方偏移したCH$_3$OCH$_3$発光とのブレンドによる青方偏移したコンポーネントです。L1551IRS5のHDO/H$_2$Oは、孤立したクラス0源やクラスIV883Oriの比と同様ですが、クラスター化したクラス0源や彗星よりも大幅に高くなります。これは、低線源密度の雲の中の原始星の化学的性質は、非常に高密度の星団の原始星よりも孤立した線源とより多くの類似点を共有していることを示唆しています。周囲に源がほとんどないクラス0原始星と孤立したクラス0天体がHDO/H$_2$O比で同等である場合、それはクラス0からクラスI原始星の段階までの水の再処理がほとんどないことを意味します。
遠方の後期M型矮星と低周波電波放射とのもっともらしい関連性
| Title |
Plausible_association_of_distant_late_M_dwarfs_with_low-frequency_radio_emission |
| Authors |
A._J._Gloudemans,_J._R._Callingham,_K._J._Duncan,_A._Saxena,_Y._Harikane,_G._J._Hill,_G._R._Zeimann,_H._J._A._Rottgering,_M._J._Hardcastle,_J._S._Pineda,_T._W._Shimwell,_D._J._B._Smith,_J._D._Wagenveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01741 |
我々は、144MHzでの関連電波放出を伴う8つの遠方($>$50個)の後期M矮星の偶然の発見を紹介します。私たちのソースのM矮性の性質は、HET/LRS2およびSubaru/FOCASを使用して実行された光分光法で確認されており、それらの電波束密度は144MHzで0.5〜1.0mJyの範囲内にあります。親カタログの放射線光源の分離と光源密度を考慮すると、統計的にM矮星が電波放射に関連している可能性が高いと考えられます。しかし、いくつかのソースでは、電波放射がM型矮星の背後に隠れている光学的に弱い赤い銀河から発生しているという可能性が依然としてあります。M矮星の等方性電波光度($\sim10^{17-18}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$)は、この関連性が本物であれば、電波放射が起こる可能性が高いことを示唆しています。プラズマまたは電子サイクロトロンメーザー不安定プロセスを介して生成されるコヒーレント発光プロセスによって駆動され、二元相互作用によって引き起こされる可能性があります。これらの超低温矮星が電波を発しているという暫定的な結論が正しいかどうかを判断するには、変動を調べて電波放射を正確に特定するには、電波による長期モニタリングと高解像度電波追跡観測が必要である。もし低周波電波放射がM型矮星と決定的に関連しているのであれば、光学的に微弱で遠方($>$50pc)の電波を放射するM型矮星の新たな個体群が明らかになることになる。
若い星団におけるゆっくり回転する初期型星の形成における潮汐相互作用の役割
| Title |
The_role_of_tidal_interactions_in_the_formation_of_slowly_rotating_early-type_stars_in_young_star_clusters |
| Authors |
Chenyu_He,_Chengyuan_Li,_Weijia_Sun,_Richard_de_Grijs,_Lu_Li,_Jing_Zhong,_Songmei_Qin,_Li_Chen,_Li_Wang,_Baitian_Tang,_Zhengyi_Shao,_and_Cheng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01975 |
〜600万年未満の星団の色等級図で見られる分裂した主系列は、上部主系列星の星の回転速度の二分法によって引き起こされることが示唆されている。潮汐相互作用は、星の自転速度の二分法を説明できる可能性があると示唆されています。この仮説は、分割された主系列に沿った星の回転速度が遅いのは、連星における潮汐相互作用によって引き起こされることを提案しています。このシナリオをテストするために、カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡で複数の時代に得られたスペクトルを使用して、若い銀河団NGC2422(約9,000万年)の分割主系列に沿ってゆっくりと回転する星の動径速度の変化を測定しました。。私たちの結果は、最もゆっくりと回転する恒星は動径速度変数ではないことを示しています。動的潮汐理論を使用すると、クラスター年齢よりも短い時間スケールで分光ターゲットを完全または部分的に同期させるために必要なバイナリ分離が、複数のエポック観測にわたるはるかに大きな動径速度変動、またははるかに大きな動径速度変動を予測することがわかります。単一エポックでの速度分散は観測値よりも高くなります。これは、潮汐相互作用が、分割された主系列に沿ってゆっくりと回転する星を形成する主要なメカニズムではないことを示しています。より大きな間隔の連星におけるB型とA型の星の間の回転速度分布の観察は、年齢とともにブレーキの影響がはるかに強くなることを示唆しているので、動的潮汐理論の制約を緩和した場合の結果について議論します。
3分間の遅い磁気音響波の周波数変調による太陽大気の磁気結合の探索
| Title |
Exploring_magnetic_coupling_of_solar_atmosphere_through_frequency_modulations_of_3-min_slow_magnetoacoustic_waves |
| Authors |
Ananya_Rawat_and_Girjesh_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02398 |
黒点本影に根ざしたコロナル扇状ループは、亜音速の位相速度と約3分の周期で外側に伝播する波を示します。しかし、下層大気におけるそれらの発生源領域は依然として不明瞭である。界面領域画像分光器（IRIS）と太陽力学観測所（SDO）で観測された黒点を根幹とするクリーンファンループシステムの多波長観測を行いました。私たちは、光球からコロナまでのこれらの3分の波の周波数変調というあまり研究されていない特性を利用し、それらが14～20分および24～35分の範囲で周期的であることを発見しました。私たちの発見に基づいて、コロナルファンループで観察される3分間の遅い波は、本影領域のこれらのファンループの光球フットポイントで観察される3分間の振動によって引き起こされると解釈します。また、光球で観察された3分間の振動と5分間の振動との間の関連性も調査しましたが、それらはほとんど理解されていないことがわかりました。結果は、さまざまな大気高さの扇形ループに沿った3分波の伝播による太陽系外大気の磁気結合の明確な証拠を提供します。
天体における暗黒物質の捕捉: 運動学的および相互作用領域にわたる治療
天体中の暗黒物質の痕跡は、強力な検出の可能性があるため、関心が高まっています。これらの兆候のいずれかをテストするために必要な基本的な量は、暗黒物質が天体によって捕捉される速度です。暗黒物質が軽いか重いか、または天体散乱ターゲットと同等の質量であるかに応じて、捕捉率を計算する際には異なる考慮事項があります。さらに、暗黒物質に強い相互作用がある場合と弱い相互作用がある場合、捕獲に重要な物理的挙動は異なります。解析近似とシミュレーションの両方を使用して、任意の暗黒物質質量と相互作用強度について、さまざまな天体における暗黒物質捕捉を処理する方法を示します。私たちは計算フレームワークを、AsteriaというPythonバージョンとMathematicaバージョンの両方で利用できるパブリックパッケージとしてリリースします。
QCD遷移からの重力波によるスファレロンの凍結によるバリオ発生
| Title |
Sphaleron_freeze-in_baryogenesis_with_gravitational_waves_from_the_QCD_transition |
| Authors |
Fei_Gao,_Julia_Harz,_Chandan_Hati,_Yi_Lu,_Isabel_M._Oldengott,_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00672 |
大きな原始レプトン非対称性は、観測可能な重力波による一次宇宙QCD遷移を引き起こす可能性がある電弱スファレロン速度の抑制(「スファレロン凍結」)を通じて宇宙のバリオン非対称性(BAU)を説明することができます。(GW)信号次の次数の次元削減と正確な1ループ変動行列式を使用して、このパラダイムを実現するために必要なレプトンの非対称性を正確に計算し、以前の推定値よりも1桁小さいことがわかりました。我々は、相転移線と臨界終点を記述することができる改善されたQCD状態方程式を適用し、格子および関数QCD結果とのより良い一致につながり、これに基づいて、一次宇宙QCDを誘発するレプトンフレーバー非対称性の範囲を特定します。次に、一次宇宙QCD遷移からGW信号の予測に関連するパラメータを抽出しました。この結果は、$\muのような将来の重力波実験によって、BAUの説明としてスファレロンのフリーズインパラダイムを調査できる可能性を示しています$アレス。
| Title |
Unified_Interacting_Quark_Stars_in_Regularized_4D_Einstein_Gauss-Bonnet_Gravity |
| Authors |
Michael_Gammon,_Sarah_Rourke,_Robert_B._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00703 |
スカラー場と結合した4Dアインシュタインガウスボンネット(4DEGB)重力の明確に定義された$D\rightarrow4$制限が導出されて以来、アインシュタインの一般相対性理論の代替としてそれをテストすることに関心が集まってきました。4DEGB重力用に修正されたTolman-Oppenheimer-Volkoff(TOV)方程式を使用して、新しい相互作用するクォーク物質の状態方程式を使用してクォーク星の恒星構造をモデル化します。ガウスボンネット結合定数$\alpha$または相互作用パラメータ$\lambda$を増加させると、この理論で説明されるクォーク星の質量半径プロファイルが増加する傾向があり、与えられた中心圧力でより大きなクォーク星を支えることができることがわかりました。一般的な。これらの結果は、$\lambda<0$の場合にも論理的に拡張され、相互作用効果の大きさが増加すると、代わりに質量と半径が減少します。また、両方の領域における臨界中心圧力を解析的に特定します。この圧力関数を下回ると、圧力関数には根が存在しないため、クォーク星解は存在しません。最も興味深いことに、4DEGBではブラックホールとコンパクト星の間に質量ギャップがないため、クォーク星は一般相対論的なブッフダール限界とシュワルツシルト半径$R=2M$以下に存在できることが分かりました。現在の観測上の制約内に十分収まる小さな$\alpha$であっても、この理論におけるクォーク星の解は、一般相対性理論で許容されるよりも半径が小さい超小型天体(ECO)を記述することができることがわかります。
フレーバーと粒子-反粒子混合を伴うニュートリノの量子輸送理論
| Title |
Quantum_transport_theory_for_neutrinos_with_flavor_and_particle-antiparticle_mixing |
| Authors |
Kimmo_Kainulainen_and_Harri_Parkkinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00881 |
我々は、一貫した前方散乱項とコヒーレントニュートリノ状態の衝突積分を含む、ニュートリノを混合するための量子運動方程式を導出します。実際には、一般的なカダノフ-ベイム方程式を、明確に正当化されたいくつかのステップで、フレーバーと粒子の両方のコヒーレンスを記述し、任意のニュートリノ質量と運動学に有効な一般化された密度行列方程式に還元します。次に、この方程式をより単純な粒子-反粒子の対角限界まで、そして最終的には超相対論的な限界まで縮小します。私たちの導出には、コヒーレンス情報を使用して衝突積分を計算するための単純なファインマン規則が含まれています。また、混合現象の根底にある新しいスペクトルシェル構造を明らかにし、系に関する事前情報がどのようにQKEに影響を及ぼし、その進化への直接的な影響につながるかを定量化します。私たちの結果は、例えば、高温で高密度の環境におけるニュートリノ分布を正確にモデル化したり、衝突型加速器内で混合する重ニュートリノの生成と減衰を研究したりするために使用できます。
辺縁化正規回帰: X 誤差の存在下での不偏曲線フィッティング
| Title |
Marginalised_Normal_Regression:_Unbiased_curve_fitting_in_the_presence_of_x-errors |
| Authors |
Deaglan_Bartlett_and_Harry_Desmond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00948 |
$x$と$y$の両方の誤差が存在する場合の直線フィッティングという一見単純な問題の歴史は、統計的に場当たり的で十分にテストされていない手法が文献に溢れており、不幸をはらんでいました。この問題は、独立変数の「真の」値を記述する潜在変数の出現から生じており、その事前分布は回帰結果に重大な影響を及ぼします。事後最大値とバイアスの分析計算、および包括的な数値模擬テストによって、考えられる事前確率の品質を評価します。固有の散乱が存在する場合、一般に信頼性の高い偏りのない結果が得られる唯一の事前分布は、推論の一部として決定された平均と分散を持つ1つ以上のガウス分布の混合です。通常は単一のガウス分布で十分であることがわかり、このモデルを限界化正規回帰(MNR)と呼びます。宇宙論における重要な線形関係に関する代替手法と比較することでMNRの必要性を説明し、それを非線形回帰と$x$と$y$を結ぶ任意の共分散行列に拡張します。私たちは、MNRのPython/Jax実装と、効率的なサンプリングのためにハミルトニアンモンテカルロに結合されたそのガウス混合モデル拡張を公開リリースします。これをROXY(XおよびYエラーによる回帰と最適化)と呼んでいます。
第 3 世代重力波検出器による連星中性子星の合体前位置の迅速な位置特定
| Title |
Rapid_pre-merger_localization_of_binary_neutron_stars_in_third_generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Qian_Hu,_John_Veitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.00970 |
連星中性子星(BNS)の合体前の位置特定は、第3世代(3G)重力波(GW)検出器にとって最も重要な科学的目標の1つです。これにより、BNS合体の全過程、特にまだ観測されていない合体前および合体段階の電磁観測が可能となり、コンパクト天体をより深く理解するための窓が開かれることになる。この目標を達成するために、3G検出器で長いBNS信号の早期警告位置特定を実現する、マルチバンド整合フィルタリングと半解析的位置特定アルゴリズムの新しい組み合わせについて説明します。私たちの方法を使用すると、3台の検出器3Gネットワークで1か月の観測を効率的にシミュレートすることができ、合体30分以上前に正確な空の位置を提供できることを示しました。私たちのシミュレーションでは、1か月の観測で、合体前の20(6)分前に100度2以内に局在化したBNSイベントが10(~100)件発生する可能性があることが示されています。
ビアンキ I 時空におけるブランズ・ディッケ理論の量子幾何学的定式化
| Title |
Quantum_geometric_formulation_of_Brans-Dicke_theory_for_Bianchi_I_spacetime |
| Authors |
Manabendra_Sharma,_Gustavo_S._Vicente,_Leila_L._Graef,_Rudnei_O._Ramos_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01080 |
我々は、ループ量子重力の枠組み内のビアンキ-I時空に対するジョルダンの枠組みにおけるブランズ-ディッケ理論の定式化を検討します。量子効果による特異点解決の堅牢性が明示的に検証されています。また、バックグラウンドダイナミクスに対する量子幾何学の効果の探求も紹介します。特に、詳細な制約解析から始めて、幾何力学的位相空間における完全な理論のオフシェルリー代数を提示します。これに続いて、ループ量子化を呼び出すのに適したヤン-ミルズ位相空間変数の観点から理論をキャストし、システムが高度に非線形であることを示します。最後に、初期特異点を解決する量子補正された有効ダイナミクスを示します。
原始中性子星の地殻は、核崩壊超新星から高温で誕生するため、クーロン液体でできており、さまざまな核種の集合体で構成されていると予想されている。この研究では、イオンの質量中心運動を含むイオンの圧縮性液滴記述を使用して、自己無撞着な多成分アプローチで液相中のベータ平衡原中性子星地殻を研究します。再配置項の計算にも特別な注意が払われ、熱力学的一貫性が確保されます。多成分血漿計算の結果を1成分(単核)アプローチで得られた結果と比較し、2つの治療の予測の間に重要な違いが生じることを示します。特に、完全な多成分プラズマアプローチを使用すると、ヘリウムクラスターの存在量が重要になり、最終的には地殻内の高温での分布全体を支配します。
高エネルギー物理学において、複雑さはますます重要になるでしょう。それはごく初期の宇宙にも自然に拡張されています。宇宙を量子カオス系と考えると、スカラー場の曲率摂動は2モードスクイーズド状態と同一視されます。Schr$\ddot{o}$dinger方程式を解くことにより、角度パラメータと絞りパラメータの数値解を得ることができます。スクイーズパラメータの解決策は、主に複雑さの進化を決定します。私たちの数値は、修正された分散関係の複雑さが、地平線が抜けた後に非線形パターンを持つことを示しています。一方、それに対応するリアプノフ指数も標準ケースと比較して大きくなります。インフレーション期間中は複雑度が不規則に振動し、そのスクランブル時間も標準ケースに比べて短くなります。修正された分散関係は、量子重力のさまざまな枠組みの結果と呼ぶことができるため、これらの枠組みに適用できる可能性があります。最後に、量子重力の枠組みが複雑性の実りある進化につながり、さまざまなインフレーションモデルを区別する際の指針となることが期待できます。
球殻内のフィンガリング対流
私たちは120の3次元直接数値シミュレーションを使用して、非回転球殻におけるフィンガリング対流を研究します。$1\leqR_\rho\leqLe$で定義されるフィンガリング対流不安定領域における流れの長さスケール、平均速度、化学組成の輸送のスケーリング挙動を調査します。$R_\rho$は熱と熱の密度摂動の比です。作曲の起源。指の水平方向のサイズが$\mathcal{L}_h/d\sim|Ra_T|^{-1/4}(1-\gamma)^{-1の形式のスケーリング則によって正確に記述されることを示します。/4}/\gamma^{-1/4}$、ここで$d$はシェルの深さ、$Ra_T$は熱レイリー数、$\gamma$は磁束比です。平均速度と化学輸送のスケーリング則は、不安定領域の2つの端に近い2つの漸近領域、つまり$R_\rho\lesssimLe$と$R_\rho\gtrsim1$で導出されます。前者については、輸送が開始までの距離を測定する小さなパラメータ$\epsilon^\star$のべき乗則に従うことを示します。後者については、化学輸送を数量化するシャーウッド数$Sh$が、$Ra_\xi\gg1$のとき、徐々にスケーリング$Sh\simRa_\xi^{1/3}$に近づくことがわかります。したがって、エクレット数は$Pe\simRa_\xi^{2/3}|Ra_T|^{-1/4}$に従います。$Ra_\xi$は化学レイリー数です。レイノルズ数が数十を超えると、大規模なトロイダルジェットの形で二次不安定が発生する可能性があります。ジェットはフィンガーを歪ませ、その結果レイノルズ応力相関が生じ、その結果、飽和するまでジェットが成長します。この非線形現象により、緩和振動サイクルが発生する可能性があります。
宇宙論的相転移に対する摂動的有効場理論の拡張
| Title |
Perturbative_effective_field_theory_expansions_for_cosmological_phase_transitions |
| Authors |
Oliver_Gould_and_Tuomas_V._I._Tenkanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01672 |
2段階の電弱相転移の以前の非摂動格子シミュレーションに基づいて、有効場理論(EFT)展開の観点から一般的な宇宙論的相転移に対する平衡熱力学の摂動解析を再定式化します。熱スケール階層に基づいて、多くの興味深い相転移のスケールは、高温次元縮小を利用した研究の焦点であるソフトエネルギースケールとウルトラソフトエネルギースケールの間にあると我々は主張する。対応するEFT拡張は、摂動的な拡張を制御するためのハンドルを提供し、以前の研究を悩ませていた偽の赤外発散、虚数部、ゲージ依存性、および繰り込みスケール依存性を回避できるようにします。直接的な応用として、我々は、2つの連続する転移に対して別々の効果的な記述を構築することにより、2段階の電弱相転移に対する新しいアプローチを提案します。私たちのアプローチは、異なる位相で個別に有効ポテンシャルを表す簡単な式、熱力学を決定するための数値的に安価な方法を提供し、非摂動格子シミュレーションとの一致性を大幅に向上させます。
| Title |
Impact_of_Bayesian_Priors_on_the_Inferred_Masses_of_Quasi-Circular_Intermediate-Mass_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Koustav_Chandra,_Archana_Pai,_Samson_H._W._Leong,_Juan_Calder\'on_Bustillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01683 |
インスピレーションを与える連星ブラックホールからの重力波の観測は、ブラックホールの構成要素の物理的パラメーターを研究するユニークな機会を提供しました。これらのパラメータを推測するために、ベイジアン法が、ソースのインスパイラル、マージ、およびリングダウンを記述する一般相対論的波形モデルと組み合わせて使用されます。結果は、波形モデルの精度だけでなく、解析に使用される基礎的な事前分布にも依存します。特に、現在の地上の重力波検出器における中間質量ブラックホールのバイナリ信号の場合のように、信号の合体前の位相が検出器の帯域幅内でほとんど観測できない場合、事前の仮定が異なると異なる解釈が生じる可能性があります。。この研究では、重力波推論ライブラリ$\texttt{ParallelBilby}$を利用して、中間質量ブラックホールバイナリ信号のパラメーター推定に対する質量事前選択の影響を評価します。これまでの研究は主にイベントデータの分析に焦点を当てていましたが、私たちはシミュレーションを使用することで、より広範でより制御された研究を提供します。私たちの発見は、総質量、質量比、および光度距離の事後分布が、推論プロセス中に使用される仮定された質量事前分布に依存することを示唆しています。これは、信号に十分なプレマージャ情報が欠けている場合、および/または高次放射多重極のパワーが不十分な場合に特に当てはまります。結論として、私たちの研究は、事前分布の多様な選択を使用して、現在の検出器感度における同様に重いイベントを徹底的に調査することの重要性を強調しています。このようなアプローチがなければ、バイナリの赤方偏移された総質量と質量比にフラットプリアを採用することが合理的な選択となり、検出器フレームの質量事後におけるバイアスを防ぐことができます。
時間不可逆乱流における乱流ダイナモの抑制
乱流における磁場生成の従来の理論では、時間可逆的なランダムな流れが考慮されています。しかし、実際の乱流は時間不可逆であることが知られています。エネルギーカスケードの存在は乱流の固有の特性です。不可逆性を考慮して「標準」モデルを一般化します。我々は、時間の非対称性がたとえ小さい場合でも、低い磁気プラントル数でダイナモ効果が大幅に抑制され、発生閾値が増加し、どの磁気レイノルズ数でも発生が不可能になる可能性があることを示します。流れのパラメータの関数として磁気エネルギーの増分を計算します。
QCD Axion による原始ブラックホール形成の新たなメカニズム
我々は、QCDアクシオンの枠組み内での原始ブラックホール(PBH)生成の新しいメカニズムを提案します。インフレーション中にPeccei-Quinn対称性が破れ、その結果$N_{\rmDW}=1$のストリングウォールネットワークが十分に遅れて地平線に再突入する場合を考えます。したがって、ネットワーク内に自然に生じる閉じたアクシオンドメイン壁は、PBHに崩壊するのに十分な大きさです。数値シミュレーションによると、壁の総面積の$0.8\%$が閉じた壁の形になっていることがわかりました。注目すべきことに、この割合の決定はパーコレーション理論の原理にしっかりと基づいているため、この割合はアクシオンパラメータから独立しています。さらに、暗黒物質の遺物の豊富さは、ひもで区切られた開いた壁の崩壊から生じる自由アクシオンによって説明されます。この枠組みにより、暗黒物質のPBH分率は0.0256と計算されます。PBHは均一に同じ質量を共有しており、その質量は約$10^{-10}$から$10^{-1}$の太陽質量に及び、古典的なQCDアクシオン質量ウィンドウ$10^{-5}-10^{-2に相当します。}$eV、地平線再突入温度は$300-1$MeV。興味深いことに、このメカニズムのPBHは、OGLE共同研究によって観察された重力レンズ現象を自然に説明できます。
EncyclopediaofMathematicalPhysics(第2版)への招待寄稿。量子宇宙論のいくつかの主要なアイデアと結果の概要を提供します。キーポイント:均質で等方的な宇宙論の正準量子化。この量子化における曖昧さについての議論。明示的な解決策の構築、物理的解釈の試み。概念的な問題（時間発展、単一性、確率解釈）。スカラー場または完全流体の導入。古典的な特異点が解決されるかどうかについての議論。不均一性の追加、原始宇宙論の予測の可能性。超弦理論とループ量子重力とのつながり。
ワイル・スタロビンスキーのインフレ
ワイル二乗ラグランジュ$-\alphaC^2$を使用したスタロビンスキーインフレーション($\alpha$は結合定数)では、空間的に平坦なフリードマン-レマ\^{i}トレ-ロバートソン上の宇宙論的摂動の線形安定性を研究します。-ウォーカーの背景。この理論では、$\alpha>0$に対してゴーストとして伝播する2つの動的ベクトルモードがあり、その条件はインフレーション中のベクトル摂動のタキオン不安定性を回避するために必要です。テンソルセクターには4つの伝播自由度があり、そのうちの2つはゴーストモードに対応します。ただし、インフレーション中にハッブル半径を通過すると、テンソル摂動は定数に近づくため、古典的な不安定性は存在しません。スカラーセクターでは、ワイル曲率により、リッチスカラーの2乗から生じるスカラーロンと結合したゴーストモードが生じます。我々は、我々の理論ではどちらも動的である2つのゲージ不変の重力ポテンシャルが、ハッブル半径を越えた後に指数関数的に増加することを示します。成長が抑制される曲率摂動など、ゲージ不変の特定の組み合わせがありますが、摂動計量に存在する他の伝播自由度の不安定性を取り除くことはできません。スカラーセクターに存在するこの暴力的で純粋に古典的な不安定性により、背景は実行不可能になります。さらに、このような古典的不安定性の存在により、モードの量子化が無関係になり、均一なインフレーションの背景がワイル曲率項によって損なわれてしまいます。
中性子星の合体における平衡から遠いバルク粘性輸送係数
| Title |
Far-from-equilibrium_bulk-viscous_transport_coefficients_in_neutron_star_mergers |
| Authors |
Yumu_Yang,_Mauricio_Hippert,_Enrico_Speranza,_Jorge_Noronha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.01864 |
私たちは、ニュートリノ透明領域における$npe$物質の弱い相互作用によるバルク粘性輸送特性を調査します。以前の研究では、ベータ平衡に近い、圧力に対する誘発された体積粘度補正は、平衡電荷分率からの偏差において線形であると仮定されていた。これは、飽和密度の1倍から3倍の間の密度における(一部の)現実的な状態方程式に常に当てはまるわけではないことを示します。平衡周りの摂動のこの非線形な性質は、中性子星合体におけるバルク-粘性輸送のベータ平衡から程遠い記述を動機づけます。これは、再開されたバルク輸送係数と緩和時間輸送係数を備えた新しいイスラエル・スチュワート公式を使用して正確に達成できます。これらの輸送係数の計算は、特定の状態方程式に対して計算できるベータ平衡から外れた圧力補正に依存します。LIGO/VIRGOおよびNICERのマルチメッセンジャー観測から最新の制約を満たす状態方程式のこれらの係数を計算します。核対称エネルギー$J$とその傾き$L$を変化させると、輸送係数と平衡状態から外れた圧力補正の非線形挙動に大きな影響を与える可能性があることを示します。したがって、$J$と$L$に対する制約を改善することは、中性子星合体におけるバルク粘性過程の理解に直接影響を与えることになります。
暗点生成モデルで最も軽い$Z_2$奇粒子は暗点生成ダークマター(DM)と呼ばれ、DMの候補として広く研究されている。この暗点生成性DMは、よく知られた熱プロセスや原始ブラックホール(PBH)の蒸発によって生成されます。最近の報告では、初期宇宙においてこれらの存在が支配する時代におけるPBHの曲率変動が、いわゆる誘導重力波(GW)の発生源として機能する可能性があることが示唆されています。この研究では、将来の検出器を使用して誘発されたGWの検出を通じて、暗点誘発性DMおよびPBHの質量に対する厳しい制約が得られることを実証します。
| Title |
Testing_Lorentz_invariance_violation_using_cosmogenic_neutrinos |
| Authors |
M._A._Reyes,_D._Boncioli,_J._M._Carmona,_J._L._Cort\'es |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02103 |
ニュートリノや光子などの二次メッセンジャーは、超高エネルギー宇宙線（UHECR）と銀河系外背景光子との相互作用で生成されると期待されています。それらの伝播は、ローレンツ不変性の破れの影響によって変更される可能性があります。この研究では、ニュートリノの伝播に影響を与えるいくつかのローレンツ違反シナリオを含むSimPropコードの拡張機能を開発しました。我々は、UHECRの生成に関する3つの異なる天体物理学的シナリオに対して、対応すると予想される宇宙生成ニュートリノ束を提示します。これらの結果は、ニュートリノ分野におけるローレンツ破れの規模に制約を設けるために使用できます。
ハッブル定数に対する不均一性の影響を過大評価することに関するコメント
ハッブル定数は宇宙論における最も重要なパラメータの1つです。さまざまな測定から推定されるハッブル定数の値の誤差、いわゆるハッブル張力は大きな問題です。この論文では、光度距離と赤方偏移の関係を使用して、ハッブル定数の測定における構造形成の小規模な不均一性の影響を研究します。ニュートン宇宙論の付着モデルを構造形成のモデルとして採用することにより、不均一性の影響が現在のハッブル定数の観測に影響を与えるほど大きくなり得るかどうかを調査します。不均一性の影響を不適切に処理すると、ハッブル定数の測定値がバックグラウンド値から大きく乖離する可能性があり、その大きさはハッブル張力に匹敵することを示します。私たちの主なメッセージは、不均一性の影響を調査するために適切な構造形成モデルを採用することの重要性です。また、不均一な宇宙で測定されたハッブル定数を推定するために使用される空間平均化アプローチに関する議論も追加します。
| Title |
Compact_Metasurface_Terahertz_Spectrometer |
| Authors |
Wenye_Ji,_Jin_Chang,_Behnam_Mirzaei,_Marcel_Ridder,_Willem_Jellema,_Wilt_Kao,_Alan_Lee,_Jian_Rong_Gao,_Paul_Urbach,_Aurele_J.L._Adam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02341 |
テラヘルツ周波数領域の電磁スペクトルは、宇宙の歴史と惑星形成の過程における銀河や星の形成と進化を理解するために非常に重要です。星形成雲内では、構成原子と分子が励起されて特徴的な発光線と吸収線が生成され、その多くはテラヘルツ周波数で発生します。したがって、分子や原子の固有の指紋としてスペクトルの特徴を検出するには、テラヘルツ分光計が必要ですが、地球の大気中では水蒸気が吸収されるため、宇宙観測所で操作する必要があります。しかし、現在のテラヘルツ分光計は、低分解能、限られた帯域幅、大容量、複雑さなど、性能や用途を制限するいくつかの課題に直面しています。この論文では、メタサーフェスを使用したコンパクトなテラヘルツ分光計の概念を実証することで、最後の2つの問題に対処します。まずメタサーフェスのモデリング、設計、製造を行い、1.7～2.5THzの帯域内でメタサーフェスのパフォーマンスを最適化することを目指します。次に、2.1THz付近のわずかに異なる周波数で動作する量子カスケードレーザーのアレイを利用して、分光計の性能を検証します。最後に、スペクトル反転法を適用して測定データを分析し、分解能Rが少なくとも273であることを確認します。私たちの結果は、小型化されたテラヘルツ分光計のコンセプトを実証しました。
| Title |
SU(3)_Parity_Doubling_in_Cold_Neutron_Star_Matter |
| Authors |
Eduardo_S._Fraga,_Rodrigo_da_Mata_and_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02368 |
我々は、高密度のベータ平衡冷物質におけるパリティ倍加によって特徴付けられるキラル相転移を調査するための現象論的モデルを提示する。私たちのモデルには、SU(3)関係によって制約された効果的な相互作用が組み込まれており、バリオンの自由度が考慮されています。天体物理データと核物質特性でモデルを制約することにより、傾きパラメータLの現実的な値内で一次相転移が見出されます。バリオンオクテットと負のパリティパートナー、およびキラル不変質量$m_{が含まれています。0}$は、非質量キラル対称相を可能にします。パラメータ空間の探索を通じて、パートニックフェーズを必要とせずに質量と半径の制約を満たすパラメータセットを特定します。核子のパリティパートナーであるN(1535)共鳴の出現により、奇妙さが抑制され、超粒子化がより高い密度に押し上げられます。$m_{0}$によって支配されるカイラル復元相への穏やかな一次相転移が観察されます。表面張力の計算では、表面張力が$m_{0}$に大きく依存していることがわかります。混合相の存在は、エネルギー的にコストがかかりすぎるため除外されます。状態方程式の両方の分岐を使用して、準安定核と安定核を持つ星を比較します。表面張力値が低いため寿命が限られているにもかかわらず、相変換と星の収縮は、太陽質量約1.3以上の質量を持つ中性子星に影響を与える可能性があります。我々は、核崩壊超新星、原中性子星の進化、中性子星の合体についての洞察を提供できる、非ゼロ温度の一般化とベータ平衡を超えたシナリオにおけるこのモデルのいくつかの応用について議論します。コア崩壊超新星のダイナミクスは、カイラル対称性の回復とエキゾチックなハドロン状態の影響を受け、爆発機構と元素合成に影響を与えます。
