NVSS からの無線ソース ダイポールは CMB および $\Lambda$CDM と一致していますか?
| Title |
Is_the_Radio_Source_Dipole_from_NVSS_Consistent_with_the_CMB_and_$\Lambda$CDM? |
| Authors |
Yun-Ting_Cheng,_Tzu-Ching_Chang,_Adam_Lidz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02490 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の角度分布における双極子モーメントは、ドップラー効果とCMBフレームに対する人間の運動に起因すると考えられています。大規模構造(LSS)を観察すると、関連する「運動学的双極子」が示され、CMB双極子の運動学的起源をテストするのに役立ちます。興味深いことに、これまでのLSSダイポール研究の多くは、CMBからの期待との相違を示唆しています。ここで、CMB測定値と電波源のNVSSカタログからの双極子推定値の間の明らかな不一致を再評価します。予想されるダイポール信号を決定する際には、運動学的寄与だけでなく、NVSSソースのショットノイズとクラスタリングを考慮することが重要であることがわかりました。クラスタリング赤方偏移法とクロスマッチング手法を使用して、クラスタリング項の推定値を調整します。次に、すべての(運動学的、ショットノイズ、クラスタリングなど)双極子成分を含む標準$\Lambda$CDM宇宙論モデルで予想されるNVSS双極子の確率分布を導出します。私たちのモデルは、文献にある以前のNVSSダイポール測定値のほとんどと$\lesssim2\sigma$よりも良く一致しています。NVSS双極子は$\Lambda$CDM内のCMB双極子の運動学的原点と一致すると結論付けます。
| Title |
Determining_the_Baryon_Impact_on_the_Matter_Power_Spectrum_with_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Sebastian_Grandis,_Giovanni_Arico',_Aurel_Schneider,_Laila_Linke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02920 |
活動的な銀河核のフィードバックや星形成などのプロセスを介した大規模なハローにおけるバリオン物質の再分布は、小規模なスケールでの物質のパワースペクトルの抑制につながります。この再分布は、銀河団内のガスと星の質量分率を介して経験的に測定でき、その電子密度プロファイルに痕跡を残します。$\sim3\times10^{13}$$M_\odot$を超える質量範囲をサンプリングした銀河群と銀河団に関する最近のベイズ集団研究の編集とクラスターガス密度を使用して、2つの半解析バリオン補正モデルを制約します。プロファイルは、深部の高解像度X線観察から得られます。考慮されたすべての観測データを当てはめることはできますが、観測値にいくつかの異常があることが浮き彫りになります。この制約により、物質のパワースペクトル抑制に関して、物理的に情報に基づいた正確な事前分布を適用することができます。$k=1h$Mpc$^{-1}$のスケールでは、$0.042^{+0.012}_{-0.014}$($0.049^{+0.016}_{-0.012}$)の抑制が見つかります。一方、$k=3h$Mpc$^{-1}$では、使用するモデルに応じて$0.184^{+0.026}_{-0.031}$($0.179^{+0.018}_{-0.020}$)が見つかります。また、$k<0.37h$Mpc$^{-1}$のスケールでは、バリオンのフィードバックが物質力に与える影響は$1\%$未満であると、97.5%の信頼性で予測します。これは、バリオンフィードバックが宇宙シアと一次CMB結果との間の不一致の駆動要因であるかどうかに疑問を投げかける。私たちは小規模な宇宙せん断研究からこの抑制に関する結果を独立して確認していますが、強すぎるバリオンフィードバックや弱すぎるバリオンフィードバックを伴う一部の流体力学シミュレーションは除外しています。パワースペクトル抑制に関する私たちの経験的予測は、銀河群と銀河団の研究が、\textit{Euclid}やRubin-LSSTのような将来の宇宙せん断実験の宇宙論的拘束力を解き放つのに役立つことを示しています。
ボロメトリック干渉法のスペクトル機能を利用して、B モード マップ内の周波数無相関ダスト残留物を特定する
| Title |
Identifying_frequency_decorrelated_dust_residuals_in_B-mode_maps_by_exploiting_the_spectral_capability_of_bolometric_interferometry |
| Authors |
M._Regnier,_E._Manzan,_J.-Ch_Hamilton,_A._Mennella,_J._Errard,_L._Zapelli,_S._A._Torchinsky,_S._Paradiso,_E._Battistelli,_P._De_Bernardis,_L._Colombo,_M._De_Petris,_G._D'Alessandro,_B._Garcia,_M._Gervasi,_S._Masi,_L._Mousset,_N._Miron_Granese,_C._O'Sullivan,_M._Piat,_E._Rasztocky,_G._E._Romero,_C._G._Scoccola,_M._Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02957 |
天体物理学的偏光前景は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)Bモード実験における最も重要な課題です。多重周波数観測を使用すると、天体物理学的な前景を制限してCMBの寄与を分離することができます。ただし、最近の観察では、フォアグラウンド放射が予想よりも複雑である可能性があることが示されています。私たちは、スペクトルイメージングと呼ばれる技術を通じたボロメトリック干渉計（BI）のバンド分割によって得られるスペクトル分解能の向上が、視線に沿った銀河塵の周波数非相関性が考慮されていない場合に、前景の汚染を制御するのにどのように役立つかを調査します。我々は、次世代の地上CMB実験CMB-S4に焦点を当て、その予想される感度、周波数、上空の範囲を、BIに基づく同じ実験の仮説バージョンと比較します。パラメトリック成分分離法(FGBusterおよびCommander)に基づいてモンテカルロ分析を実行し、復元されたテンソル対スカラー比の尤度を計算します。この分析の主な結果は、スペクトルイメージングにより、成分の分離でこの効果が考慮されていない場合でも、周波数の非相関性からrに関する系統的な不確実性を検出できるということです。逆に、イメージャはrの偏った値を検出し、系統的な効果の存在を検出できなくなります。粉塵スペクトル指数の再構成でも同様の結果が得られ、BIを使用すると、周波数無相関性が存在する場合でも粉塵スペクトル指数をより正確に測定できることがわかります。BIによって提供される帯域内周波数分解能により、同様の性能のイメージャでは機能しないダストLOS周波数非相関残差を識別できます。これにより、Bモード検出の探求において複雑な前景が課題となる将来のCMB偏光実験において、この可能性を活用する可能性が開かれます。
CMB-HD 調査の宇宙論的パラメーター予測
CMB-HD調査の宇宙論的パラメーターの予測を示します。$\Lambda$CDM+$N_{eff}$+$\summ_\nu$モデルの場合、CMBを使用すると$\sigma(n_s)=0.0013$および$\sigma(N_{eff})=0.014$が見つかります。そして、予測される残留前景を追加し、音響ピークをレンズ解除し、DESIBAOデータを追加した後、$\ell\in[30,20000]$の範囲のCMBレンズ多極子を作成します。これは、前段階のCMB調査と比較して、$n_s$を介してインフレを調査する能力が約2倍向上したことになります。$N_{eff}$制約により、95%CLのインフレーションの終わりまで軽い熱粒子を除外できます。たとえば、宇宙の再加熱温度がアクシオンが熱化するほど十分に高かったと仮定すると、モデルに依存しない方法でQCDアクシオンを除外できます。音響ピークのレンズを除去し、DESIBAOを追加すると、パラメーターの制約が厳しくなることがわかりました。また、バリオン効果が過小評価されていなければパラメータに偏りが生じる可能性があり、バリオン効果の不確実性によりパラメータの誤差範囲が増加する可能性があることもわかりました。ただし、後者は、CMB-HDによる速度論的および熱的Sunyaev-Zel'dovich測定からのバリオン効果に関する情報を含めることによって軽減できます。ここで使用されるCMB-HD尤度およびフィッシャー推定コードは公開されています。尤度はCobayaと統合されており、パラメーターの予測が容易になります。
NanoGRAV 信号は、膨張中の共鳴粒子の生成を示していますか?
| Title |
Is_NanoGRAV_signals_pointing_towards_resonant_particle_creation_during_inflation? |
| Authors |
M._R._Gangopadhyay,_V._V._Godithi,_K._Ichiki,_R._Inui,_T._Kajino,_A._Manusankar,_G._J._Mathews,_Yogesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03101 |
NANOGravの15年間の共同研究によって観測された宇宙重力波背景が、インフレーション中の共鳴粒子生成の結果である可能性があることを示します。適切な振幅と粒子質量の場合、原始スカラーパワースペクトルの強化により、NANOGrav検出の周波数に対応するスケールで現れる二次誘導重力波(SIGW)が誘発される可能性があります。共鳴の生成は、NANOGravの15年間の共同研究で研究されたデルタ関数の増加に匹敵する効果があるため、私たちの研究は、低周波パルサータイミングアレイ(PTA)データがインフレーション中の物理学の側面を明らかにできる可能性があることを示しています。重力波(GW)の宇宙背景の検出による。
多重遷移一酸化炭素線強度マッピングによるハロー ISM 接続の制限
| Title |
Constraining_the_halo-ISM_connection_through_multi-transition_carbon_monoxide_line-intensity_mapping |
| Authors |
Dongwoo_T._Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03184 |
線強度マッピング(LIM)調査は、原子および分子のスペクトル線の範囲における放射率の宇宙論的大規模構造を特徴づけますが、既存の文献では、これらの調査が炭素などのトレーサーガス種の励起特性を回復できるかどうかについてほとんど検討されていません。一酸化物（CO）分子。基本的な経験的および物理的仮定と、既製のRadex放射伝達コードまたはRadex出力のガウスプロセスエミュレータを組み合わせて、バルクCO特性をハロー特性に結び付け、CO排出の基本的なダークマターハローモデルを考案し、それを支配する物理変数を明らかにします。自由パラメーターとしてのCO励起。COマッピングアレイプロジェクト(COMAP)は、$z\sim7$でCO(1-0)とCO(2-1)の両方を観測するマルチバンド調査プログラムに向けて取り組んでいます。我々は、このプログラムと、CO(3-2)をカバーする高周波へのさらなる「トリプルデラックス」拡張が、基本的にハロー質量とCO存在量の間の関係を首尾よく回復し、分子ガスの運動温度と速度を制限できることを示します。単一遷移のCOLIMでは不可能な方法で、星を形成する星間物質内の密度を測定します。$\sim10^{10}\,M_\odot$のハロー内の分子ガスに対する基準熱圧力$\sim10^4$Kcm$^{-3}$を与えると、シミュレーションされたマルチバンドCOMAPサーベイにより、熱圧力68%以内の半値幅0.5～0.6dex.複数のCO遷移にアクセスするための多周波数LIM計測器の構築は、最初の銀河と原始銀河の星形成領域におけるガス金属量、塵化学、その他の物理的パラメーターの宇宙統計的調査の一環として、この機能を利用する上で極めて重要です。再イオン化から脱却。
恒星の周囲で撮影された惑星および褐色矮星の元素存在量 (ELPIS): I. 系外惑星 AF Lep b
の潜在的な金属濃縮と曇った自己発光大気の新しい回収アプローチ
| Title |
ELemental_abundances_of_Planets_and_brown_dwarfs_Imaged_around_Stars_(ELPIS):_I._Potential_Metal_Enrichment_of_the_Exoplanet_AF_Lep_b_and_a_Novel_Retrieval_Approach_for_Cloudy_Self-luminous_Atmospheres |
| Authors |
Zhoujian_Zhang,_Paul_Molli\`ere,_Keith_Hawkins,_Catherine_Manea,_Jonathan_J._Fortney,_Caroline_V._Morley,_Andrew_Skemer,_Mark_S._Marley,_Brendan_P._Bowler,_Aarynn_L._Carter,_Kyle_Franson,_Zachary_G._Maas,_Christopher_Sneden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02488 |
AFLepA+bは、直接撮像された系外惑星の中で最も低い動的質量を持つ巨大ガス惑星を擁する注目すべき惑星系です。私たちは、惑星の形成経路を調査するために、星と惑星の大気組成の詳細な分析を提示します。AFLepAの新しい高分解能分光法に基づいて、恒星のパラメーターと元素存在量の均一なセットを測定します(例:[Fe/H]=$-0.27\pm0.31$dex)。惑星の動的質量($2.8^{+0.6}_{-0.5}$M$_{\rmJup}$)と軌道も、公開されている動径速度、相対天文法、および絶対天文法を使用して精密化されます。我々は、petitRADTRANSを使用して、AFLepbの化学的に一貫した大気検索を実行します。放射対流の平衡温度プロファイルは、惑星の熱構造に関するパラメータ化された事前分布として組み込まれており、曇った自発光大気の堅牢な特性評価につながります。この新しいアプローチは、温度勾配$(d\ln{T}/d\ln{P})$を介して温度-圧力プロファイルを制約することによって可能になり、温度のみをモデル化した以前の研究とは異なります。$0.9-4.2$$\mu$m分光測光法のさまざまな部分で実行された複数の検索と、惑星の質量と半径に関するさまざまな事前分布によって、AFLepbはおそらく金属に富む大気([Fe/H]$>1.0$デックス）。AFLepbの潜在的な金属濃縮は、微惑星の降着、巨大衝突、および/または核浸食によるものである可能性があります。最初のプロセスは系内のデブリディスクと一致しており、これがAFLepbによって動的に励起され、微惑星衝突を引き起こす可能性がある。私たちの分析では、$T_{\rmeff}\約800$K、$\log{(g)}\約3.7$dex、および大気中のケイ酸塩雲と不平衡化学の存在も判明しました。L/T遷移にまたがるAFLepbは、これまでのところ、ケイ酸塩雲の証拠が示唆されている最も冷たい系外惑星です。
IIIF 族鉄隕石、フィッツウォーター峠、およびジンダーパラサイト間の遺伝的関係に関する同位体制約
| Title |
Isotopic_constraints_on_genetic_relationships_among_group_IIIF_iron_meteorites,_Fitzwater_Pass,_and_the_Zinder_pallasite |
| Authors |
Jonas_Pape,_Bidong_Zhang,_Fridolin_Spitzer,_Alan_Rubin,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02518 |
マグマIIIF鉄隕石の元素間の複雑な傾向は分別結晶化では説明することが難しく、それらの遺伝的関係については不確実性が高まっています。元素合成Mo同位体異常は、個々のIIIF鉄が互いに関連しているかどうかを評価するための強力なツールとなります。ただし、微量元素データは9種類のIIIF鉄すべてについて入手可能ですが、Mo同位体データは3つのサンプルに限定されています。我々は、これらの鉄間の遺伝的関係を評価するのに役立つ、1つを除くすべてのIIIF鉄のMo同位体データを、フィッツウォーターパス(IIIFに分類)、およびZinderパラサイト(IIIF鉄と共遺伝的関連がある)の新しいMoおよびW同位体データとともに提示します。が提案されている）。宇宙線被ばくを補正した後、IIIF鉄のMo同位体組成は不確実性の範囲内で同一であり、炭素質コンドライト型(CC)隕石に属することが確認されました。IIIF族の平均Mo同位体組成は、IIF族およびIID族と重複していますが、これらの族の共通の母体は、異なる微量元素の体系に基づいて除外されます。新しいMo同位体データは、IIIF鉄の単一の親天体を否定するものではなく、これらのサンプル間の密接な遺伝的関連を示唆しています。対照的に、フィッツウォーター峠は、いくつかの非マグマ性IAB鉄の組成と同一の、明確なMoおよびW同位体組成を持っています。ジンダーのMoおよびW同位体データは、この隕石がIIIF鉄に関連していないが、非炭素質(NC)タイプに属し、主族パラサイトと同じMoおよびW同位体組成を持っていることを示しています。
太陽周期活動によって刺激された火星低層大気のH$_2$O濃度の変動
| Title |
Variability_in_low_Mars_atmosphere's_H$_2$O_concentration_stimulated_by_solar_cycle_activity |
| Authors |
J._N._Molina_(1),_S._Vargas_(1),_J._I._Zuluaga_(2)_((1)_Universidad_Nacional_de_Colombia,_Observatorio_Astron\'omico_Nacional,_Bogot\'a,_Colombia,_(2)_Departamento_de_F\'isica,_Universidad_de_Antioquia,_Medell\'in,_Colombia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02809 |
惑星の大気、特に火星の探査は惑星科学の魅力を引き出します。火星の薄くて二酸化炭素が豊富な大気は、組成、気候の歴史、居住可能性に関する独特のパズルを引き起こします。火星の大気を理解することは、火星についての洞察を明らかにするだけでなく、宇宙全体の大気を理解するのにも役立ちます。この研究は、火星の大気変動と動的太陽活動パターンの間の複雑な関係を調査することを目的としています。私たちは、特徴的な11年の太陽周期の周りの$\lambda$=10.7cm電波帯域におけるH$_2$O蒸気の周期振動とペクチントン太陽束指数に焦点を当てます。周期的な火星の活動は、2004年から2018年にわたるMarsExpressのSPICAM装置のデータを使用して研究されました。ロム・スカーグルピリオドグラム法を適用して、この期間の前後の両方の信号のパワースペクトルを分析し、火星の季節周期に関連するピークを使用して校正しました。この方法は、米国海洋大気庁(NOAA)が提供するNRLMSISE$-$00経験モデルから得られた、地球の大気中の化学種存在量のパワースペクトルを分析することによって検証されました。モデルの実行により、1961年から2021年にわたる2つの基準高さ(上部中間圏と低電離層)におけるさまざまな大気種(N$_2$、O$_2$、N、H$_2$、Ar、He)の化学存在量データが再現されました。スパン。結果は、火星の大気中のH$_2$O蒸気濃度の変動とペクティントン太陽束指数の変動との関連性を示唆している。我々は、不均一にサンプリングされたデータを使用して惑星大気の振動活動を研究するためのヒューリスティックとして、ロム・スカーグル・ピリオドグラム法を提案します。私たちの結果は貴重な洞察を提供しますが、惑星気候学と大気物理学の分野におけるこれらの発見についての理解を深めるには、さまざまな周回衛星からのデータと相互参照するさらなる分析が必要です。
TESS惑星候補TOI1408.01のドップラー確認：かすめ移動とおそらく離心軌道
| Title |
Doppler_confirmation_of_TESS_planet_candidate_TOI1408.01:_grazing_transit_and_likely_eccentric_orbit |
| Authors |
G._A._Galazutdinov,_R._V._Baluev,_G._Valyavin,_V._Aitov,_D._Gadelshin,_A._Valeev,_E._Sendzikas,_E._Sokov,_G._Mitiani,_T._Burlakova,_I._Yakunin,_K._A._Antonyuk,_V._Vlasyuk,_I._Romanyuk,_A._Rzaev,_M._Yushkin,_A._Ivanova,_A._Tavrov,_O._Korablev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03009 |
我々は、140pc離れたF型主系列星TOI-1408を周回するTESS惑星候補の独立したドップラー確認を報告する。SAORAS6m望遠鏡(BTA-6)に取り付けられた高解像度光ファイバー分光器FFORESTで得られた一連の動径速度を示します。これらのドップラーデータとTESS測光の首尾一貫した分析は、惑星が目に見える円盤の一部だけによって主星を覆い隠すような、かすめ移動を示唆しています。この縮退のため、TOI-1408.01の半径は下限が約$\sim$1R$_{\rmJup}$と不明確に決定されており、現在のTESSソリューションよりも大幅に大きいようです。また、惑星の質量$1.69\pm0.20$~$M_{\rmJup}$と公転周期$\sim4.425$日も導出され、このようにしてこの天体は典型的なホットジュピターになりますが、軌道離心率は100万円と大きくなります。$0.259\pm0.026$。私たちの解決策は、この惑星が激しい軌道回転の段階で潮汐離心率の高い移動を経験する可能性が高いことを示唆しているか、あるいはまだ検出されていない他の目に見えない仲間がシステム内に存在する可能性を示唆している可能性があります。
(130) Elektra 四重極システムの高度な多極モデル
| Title |
An_advanced_multipole_model_of_the_(130)_Elektra_quadruple_system |
| Authors |
M._Fuksa,_M._Bro\v{z},_J._Hanu\v{s},_M._Ferrais,_P._Fatka,_and_P._Vernazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03109 |
Ch型小惑星(130)エレクトラは3つの衛星によって周回されており、主要小惑星帯における最初の四連星系となっています。私たちは、エレクトラの不規則な形状を特徴づけ、その独特な衛星系の完全な軌道モデルを構築することを目指しています。私たちは、新しい測定値、VLT/SPHEREおよびKeck/Nirc2機器によって取得された46枚の補償光学(AO)画像、および2つの恒星掩蔽プロファイルを含む、エレクトラの60個の光度曲線に、全データ小惑星モデリング(ADAM)アルゴリズムを適用しました。軌道モデルには、高度な$N$体積分器を使用しました。これには、中心体の多極展開($\ell=6$のオーダーまでの項)、相互摂動、内部潮汐、および軌道に作用する太陽の外部潮汐。私たちは、中心天体に関して測定された天文法を当てはめ、また衛星自体に関しても相対的に測定しました。体積相当直径$(201\pm2)\,{\rmkm}$を持つ修正されたエレクトラの形状モデルを得ました。2つの極解のうち$(\lambda,\beta)=(189;-88)\,{\rmdeg}$が好まれます。もう1つは衛星の軌道進化を誤らせるからです。また、第3衛星S/2014(130)2の真の公転周期を$P_2=(1.642112\pm0.000400)\,{\rmd}$と特定しました。これは他の周期$P_1\simeq1.212の間にあります。\,{\rmd}$、$P_3\simeq5.300\,{\rmd}$、それぞれS/2014(130)1とS/2003(130)1です。結果として得られるエレクトラの質量、$(6.606\substack{+0.007
時間スケールの観点から見た銀河形成
天文学における時間スケールは、あらゆる科学分野の中で最大の範囲を占めます。物理モデルの構築においては、この状況は幸いにもなりますが、同時に呪いにもなります。たとえば、銀河の進化は数億年という典型的なタイムスケールで起こりますが、1秒未満のタイムスケールでは原子プロセスの影響を受けるため、解析モデル、特に数値モデルにおいて課題が生じます。一方、広大なダイナミックレンジは、関係する物理プロセスの特徴的なタイムスケールを単純に比較するだけで、多くの場合、意味のある予測ができることを意味します。このレビューは主に天文学者以外の科学者を対象としており、銀河の形成と進化の文脈において、タイムスケールの比較によって天体物理現象や遭遇する可能性のあるいくつかの課題に光を当てることができるいくつかの状況に焦点を当てようとしています。特に、暗黒物質ハローの理論的予測と、観測された銀河の分布との相違点と類似点を調査します。このレビューは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による最新の観測結果と、それらの観測結果が、現在受け入れられている宇宙の構造と進化の一致モデルである{\Lambda}CDMモデルの時間スケールをいかに無視しているかについての説明で締めくくられています。
極端な潮汐剥離がしし座 I の超大質量ブラックホールを説明する可能性: 概念の証明
| Title |
Extreme_Tidal_Stripping_May_Explain_the_Overmassive_Black_Hole_in_Leo_I:_a_Proof_of_Concept |
| Authors |
Fabio_Pacucci,_Yueying_Ni,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02487 |
しし座Iは255kpcの距離にあり、天の川銀河の中で最も遠い矮小回転楕円体銀河です。最近の研究では、$\sim3\times10^{6}\,\rmM_\odot$の超大質量ブラックホールの力学的な証拠がその中心に発見されました。このブラックホールは、天の川銀河のSgrA*に匹敵する質量を持ち、この系を標準的な$M_\bullet-M_{\star}$関係より2桁以上上に置きます。私たちは、しし座1世の恒星系が元々はもっと巨大であったため、その関係に近かった可能性を調査します。天の川銀河のビリアル半径内の1つまたは2つの近接流路からの極端な潮汐破壊により、その恒星質量の大部分が除去された可能性があります。単純な分析モデルは、しし座1世の祖先が単一の周縁通過で$\sim57\%$の質量損失を経験した可能性があることを示唆しています。現在の軌道再構成が許容する下限で周中心が発生した場合、この質量損失パーセンテージは$\sim78\%$まで増加します。詳細なN体シミュレーションにより、最大2つの周囲中心通過で質量損失が$\sim90\%$に達する可能性があることが示されています。しし座Iの性質には非常に大きな不確実性があるにもかかわらず、その現在の位置と速度の分散、および1kpc($\sim5\times10^6\,\rmM_\odot$)に囲まれた最終的な恒星の質量を再現します。因数<2以内。最も最近に発生した潮流は、私たちの視線に沿って獅子座Iに向けられているため、検出するのが困難です。この極端な潮汐破壊現象の証拠は、拡張された潮流の形で現在のガイアデータに存在する可能性があります。
C IV によって追跡された BOSS クエーサーの流出
赤方偏移の中央値$\langlez\rangle\about$2.17の39,249個のクエーサーのサンプルを使用して、高速クェーサーの流出を引き起こす可能性のある要因を調査します。この研究に特有のこととして、クエーサーの赤方偏移はMgII輝線に基づいて再測定され、統計的有意性と均一性を維持しながら前例のない流出速度(>6000km/s)の探査が可能になります。私たちは、速度が2500km/sを超える1178個のクェーサーの信頼できるCIV青方偏移を測定しました。これらのうち、255(13)クェーサーは4000(6000)km/s以上の青方偏移を持ち、最高CIV速度は約7000km/sです。いくつかの相関関係が観察されており、一般的により高いCIV青方偏移は、より広く弱いCIV発光プロファイル、弱いHeII発光、より大きなエディントン比、およびレストフレームUVから近赤外にわたるより青いUV連続体の傾きを持つクェーサーに見られます。分析の結果、より速い流出に寄与する2つの主要な要因が明らかになりました。それは、より高いエディントン比と、より柔らかい遠紫外連続体(h$\nu$>24.6eV)です。我々は、放射ライン駆動が、前述の相関関係によって示唆されるように、複数の要因の影響を受けて、極端な流出速度を生成する可能性があるという裏付けとなる証拠を発見した。この証拠は、今後の研究で大規模なCIV青方偏移を分析して流出の根本的な原因を特定する際に、多次元パラメータ空間を考慮することの重要性を強調しています。
JWSTチャレンジ銀河形成モデルによって明らかにされた巨大な光学的に暗い銀河
| Title |
Massive_Optically_Dark_Galaxies_Unveiled_by_JWST_Challenge_Galaxy_Formation_Models |
| Authors |
Mengyuan_Xiao,_Pascal_Oesch,_David_Elbaz,_Longji_Bing,_Erica_Nelson,_Andrea_Weibel,_Rohan_Naidu,_Emanuele_Daddi,_Rychard_Bouwens,_Jorryt_Matthee,_Stijn_Wuyts,_John_Chisholm,_Gabriel_Brammer,_Mark_Dickinson,_Benjamin_Magnelli,_Lucas_Leroy,_Pieter_van_Dokkum,_Daniel_Schaerer,_Thomas_Herard-Demanche,_Laia_Barrufet,_Ryan_Endsley,_Yoshinobu_Fudamoto,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Rashmi_Gottumukkala,_Garth_Illingworth,_Ivo_Labbe,_Daniel_Magee,_Danilo_Marchesini,_Michael_Maseda,_Yuxiang_Qin,_Naveen_Reddy,_Alice_Shapley,_Irene_Shivaei,_Marko_Shuntov,_Mauro_Stefanon,_Katherine_Whitaker,_J._Stuart_Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02492 |
過去10年間にわたり、$z\gtrsim3$に光学的に目に見えない大質量銀河のかなりの集団が存在することが、中赤外線からミリメートル観測まで暗示されてきました。JWSTの前例のない感度により、$z>7$であっても、このような非常に巨大な銀河候補が、予想よりもはるかに多くの数で即座に特定されました。これらの発見は熱い議論を巻き起こしました。もし確認されれば、初期の高質量銀河は現在の銀河形成モデルに疑問を投げかけることになる。しかし、分光学的確認が不足しているため、星の質量($M_{\star}$)の推定値は不確実になり、活動銀河核(AGN)が存在する可能性があるため、さらに不確実性が増します。ここでは、JWSTFRESCO調査から$z_{\rmspec}=5-9$で堅牢な分光赤方偏移を持つ36個の塵に覆われた銀河の最初のサンプルを紹介します。$z\sim5-6$(ビッグバンから10億年後の$\sim$)にある3つの最も極端な発生源は非常に巨大です(log$M_{\star}/M_{\odot}$$\gtrsim11.0$)ハロー内のバリオンの平均して約50%が星に変換される必要があるということです。これは、後の時点で最も効率的な銀河でさえ2～3倍です。これらの銀河の放射が拡大していることは、AGNによる寄与が限定的であることを示唆しています。この超大質量銀河の集団は$z\sim5-6$における全宇宙の星形成速度密度の20%を占めており、初期宇宙における極めて効率的な星形成のかなりの部分を示唆している。
GN-z11 の NOEMA 観測: $z=10.6$ における宇宙再電離の中心における中性星間物質と塵の形成の抑制
| Title |
NOEMA_observations_of_GN-z11:_Constraining_Neutral_Interstellar_Medium_and_Dust_Formation_in_the_Heart_of_Cosmic_Reionization_at_$z=10.6$ |
| Authors |
Y._Fudamoto,_P._A._Oesch,_F._Walter,_R._Decarli,_C._L._Carilli,_A._Ferrara,_L._Barrufet,_R._Bouwens,_M._Dessauges-Zavadsky,_E._J._Nelson,_H._Dannerbauer,_G._Illingworth,_A._K._Inoue,_R._Marques-Chaves,_I._P\'erez-Fournon,_D._A._Riechers,_D._Schaerer,_R._Smit,_Y._Sugahara,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02493 |
$zにある著しく紫外発光($M_{\rmUV}=-21.6$)する銀河の塵連続体と[CII]$\,158\,{\rm\mum}$輝線の観測結果を紹介します。=10.603$:GN-z11。ノーザン拡張ミリ波アレイ(NOEMA)を使用して、複数の観測サイクルにわたって観測が実行されました。$\lambda_{\rmrest}=160\,{\rm\mum}$continuum$1\,\sigma$Depth$13.0\,\rm{\muJy/beam}$という高感度を達成しました。$\sim2による$50\,\rm{km/s}$ビニングを使用した[CII]輝線$1\,\sigma$の感度$31\,\rm{mJy/beam\,km/s}$\,{\rmarcsec}$合成ビーム。連続塵も[CII]$\,158\,{\rm\mum}$線放射も、予想される$\nu_{\rm[CII]}=163.791\,\rm{GHz}$の周波数では検出されません。そしてGN-z11の上空の位置。上限は、GN-z11が$L_{\rmIR}$でも$L_{\rm[CII]}$でも発光しておらず、塵の質量$3\,\sigma$の制限が${\rmlog}であることを示しています。(M_{\rmダスト}/{\rmM_{\odot}})<6.5-6.9$、[CII]ベースの分子ガス質量$3\,\sigma$の制限${\rmlog}(M_{\rmmol,[CII]}/{\rmM_{\odot}})<9.3$。放射伝達計算とともに、GN-z11のUV連続体の青色($\beta_{\rmUV}=-2.4$)によって示されるGN-z11のダストに弱い性質の考えられる原因も調査しました。そして、非常に高い赤方偏移での塵の生成を研究するには$\gtrsim3\times$より深い観測が重要であることがわかりました。それにもかかわらず、我々の観測は、赤方偏移が非常に高い銀河の深ミリ/サブミリ観測が、星間物質中の複数の相を制約するという重要な役割を果たしているということを示している。
超大質量ブラックホールの航跡か、膨らみのないエッジオン銀河か? II: 2 つの物理シナリオの桁違いの分析
| Title |
Supermassive_black_hole_wake_or_bulgeless_edge-on_galaxy?_II:_Order-of-magnitude_analysis_of_the_two_physical_scenarios |
| Authors |
J._Sanchez_Almeida_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_and_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02494 |
-コンテクスト。最近発見された、近くの銀河と並んでいる細長い天体は、SMBHの三体遭遇によるパチンコ効果によって近くの銀河から追い出された超大質量ブラックホール(SMBH)の通過によって誘発された恒星の航跡である可能性があります。あるいは、この天体は、近くにある2番目の伴星と偶然一致した、膨らみのないエッジオン銀河である可能性があります。後者とは対照的に、SMBHの解釈では、多くのありそうもない出来事が同時に起こる必要があります。――目標は。私たちは、2つの競合するシナリオに発生確率を割り当てることを目的としています。--メソッド。SMBHの通過が星の痕跡を残す確率は、これが起こるために必要なすべての独立したイベントの確率の積として因数分解されます(PSMBH)。次に、各要因を個別に推定します。同じ演習をエッジオン銀河解釈(Pgalax)で繰り返します。-結果。私たちの推定では、log(Pgalax/PSMBH)simeq11.4pm1.6が得られます。ここで、誤差は、PgalaxとPSMBHの両方が多数のランダムな独立変数の積であることを考慮して評価されます。PSMBH<6x10**-17およびPgalax>1.4x10**-5という推定確率に基づいて、既存、進行中、今後のさまざまな調査、およびすべての調査で予想される天体の数を決定しました。観測可能な銀河数（つまり、10**6から2x10**12銀河を観測する場合）。エッジオン銀河シナリオでは、常に検出対象の物体が存在しますが、SMBHシナリオでは、期待値は常にゼロと互換性があります。--結論。暴走するSMBH説明の魅力にもかかわらず、オッカムのカミソリに基づく議論は明らかに膨らみのないエッジオン銀河の解釈を支持しています。私たちの研究は、輝かしい痕跡を残して暴走する中小企業の存在を排除するものではありません。これは、vD23天体がバルジのないエッジオン銀河である可能性が高いことを示しています。
ティーカップ銀河における複雑な AGN フィードバック。強力な電離銀河流出、ジェットとISMの相互作用、巨大な泡の中でAGNが引き起こす星形成の証拠
| Title |
Complex_AGN_feedback_in_the_Teacup_galaxy._A_powerful_ionised_galactic_outflow,_jet-ISM_interaction,_and_evidence_for_AGN-triggered_star_formation_in_a_giant_bubble |
| Authors |
G._Venturi,_E._Treister,_C._Finlez,_G._D'Ago,_F._Bauer,_C._M._Harrison,_C._Ramos_Almeida,_M._Revalski,_F._Ricci,_L._F._Sartori,_A._Girdhar,_W._C._Keel,_D._Tub\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02498 |
$z$~0.1タイプ2QSOJ1430+1339(「ティーカップ」)は、直径~10kpcの電離ガスのループ、共空間電波バブル、コンパクト(~1kpc)ジェット、そして流出活動。我々は、VLT/MUSE光学積分場分光観測を使用して、kpcから数十kpcスケールまでの銀河イオン化流出の特性と影響を特徴付け、それらをラジオジェットの特性と比較しました。私たちは、電波ジェット、AGN電離ローブ、および高速流出に対して垂直に数kpcにわたって伸びた速度分散の増大(>300km/s)を検出しました。これは、コンパクトで低出力のジェットをホストしている他の銀河で見られるものと同様であり、これは次のことを示しています。ジェットがホストISMを強く撹乱するということです。質量流出速度は核からの距離に応じて減少し、内部1～2kpcでは約100$M_\odot$/年から、30kpcでは<0.1$M_\odot$/年まで減少します。AGNでよく引用されるものとは対照的に、イオン化された質量の流出速度は分子の流出速度よりも約1～8倍高いです。多相流出の原因は、AGN放射線とジェットの組み合わせである可能性があります。流出の質量負荷係数(~5-10)と分子ガスの枯渇時間(<10$^8$年)は、流出が銀河内の星形成とガス貯留に大きな影響を与える可能性があることを示している。しかし、暗黒物質ハローの可能性を逃れることができるイオン化流出の割合は、おそらく無視できる程度です。イオン化ガスループと共空間的な青色の連続発光を検出します。ここでは、恒星の人口は銀河の他の部分（約0.5～1Gyr）よりも若い（<100～150Myr）。これは、理論で予測されているように、ジェットの圧縮作用と流出（「正のフィードバック」）によって気泡の端で引き起こされる星形成の可能性のある証拠を構成します。全体として、ティーカップは、アウトフローとジェットからのAGNフィードバックが、ネガティブな味とポジティブな味の両方で共存する豊かなシステムを構成しています。
Sloan Digital Sky Survey 残響マッピング プロジェクト: ブロードライン汚染とクエーサー特性に対する連続体ラグ依存性の調査
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_Investigation_of_Continuum_Lag_Dependence_on_Broad-Line_Contamination_and_Quasar_Properties |
| Authors |
Hugh_W._Sharp,_Y._Homayouni,_Jonathan_R._Trump,_Scott_F._Anderson,_Roberto_J._Assef,_W._N._Brandt,_Megan_C._Davis,_Logan_B._Fries,_Catherine_J._Grier,_Patrick_B._Hall,_Keith_Horne,_Anton_M._Koekemoer,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_David_M._Menezes,_Theodore_Pena,_C._Ricci,_Donald_P._Schneider,_Yue_Shen,_Benny_Trakhtenbrot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02499 |
この研究では、$g$と$i$の測光バンド間の遅れを測定したSDSS-RMプロジェクトからの95個のクェーサーのサンプルを使用して、降着円盤のサイズとクエーサーの特性の関係を研究します。私たちのサンプルには\citet{SS73}モデルによって予測されるよりも長いディスクラグと短いディスクラグが含まれており、両方のケースを満たす説明が必要です。私たちのクエーサーはそれぞれ1つの遅れ測定値を持っていますが、サンプルの広い赤方偏移範囲、$0.1<z<1.2$を通じて拡散ブロードライン領域(BLR)汚染の波長依存の影響を調査します。二乗平均平方根(RMS)スペクトルにおける可変拡散\FeII\とバルマー星雲放射の重要な証拠は見つかりません。また、観測範囲内にある拡散星雲放射の有無にかかわらず、赤方偏移範囲でのクェーサーのアンダーソン・ダーリングテストからも見つかりません。フレームフィルター。以前の研究とは対照的に、我々の発光クェーサーサンプルでは測定された連続体とBLRラグの間に有意な相関関係は検出されず、同様に連続体ラグが拡散星雲発光によって支配されていないことを示唆している。他の研究と同様に、予想よりも大きな連続体ラグを持つクェーサーの光度は3000~\AA\より低く、さらに、より低いX線輝度とブラックホール質量を持つ長い連続体ラグも見つかりました。ラグに対する拡散BLRの寄与に関する証拠が不足していることは、連続体ラグと光度の間の逆相関がボールドウィン効果によるものではないことを示しています。代わりに、これらの逆相関は、降着円盤とX線コロナの間の磁気結合、および/または円盤内のリップルやリムを特徴とするシナリオを含む、低輝度AGNで連続体ラグが増加するモデルに有利です。
大規模測光調査におけるスペクトルエネルギー分布フィッティングを使用した粉塵温度の変化の探索
| Title |
Exploring_the_Evolution_of_Dust_Temperature_using_Spectral_Energy_Distribution_Fitting_in_a_Large_Photometric_Survey |
| Authors |
G._T._Jones,_E._R._Stanway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02502 |
紫外線から遠赤外線に及ぶ銀河のスペクトルエネルギー分布のパンクロマティック解析は、星の個体数だけでなく、消滅と長波長の再放射を通じた星間塵の性質も調査します。しかし、銀河内の塵の温度の赤方偏移の変化を抑制するために、このようなフィッティングの能力を最大限に活用した研究はほとんどありません。そのために、エネルギーバランス形式を用いて、ある範囲の恒星質量における積層銀河サブサンプルの紫外線、光学、赤外線観測と0<$z$<5の測光赤方偏移を同時にフィッティングした。しかし、一部の測光赤方偏移で選択された銀河サブサンプルではライマン限界を超える紫外線放射が見つかり、汚染された観測の可能性が生じています。$z$~2を超えない範囲で、堅牢でクリーンなサブサンプルを慎重に定義します。これにより、完全なサンプルと比較して、導出温度が$4.0^{+5.0}_{-1.9}$K一貫して低くなります。$T_d(z)=(4.8\pm1.5)\timesz+(26.2\pm1.5)$Kで、赤方偏移に伴って塵の温度が線形に増加していることがわかります。推定された温度の変化は、塵の温度の緩やかな上昇と一致しています。赤方偏移のある塵の温度ですが、以前のいくつかの分析とは一致しません。また、$z$>4.5で測光的に選択されたサブサンプルの大部分が、UV光学に適度な適合を与えながら、IR放射を過小予測していることもわかりました。これは、UVとIRの発光ピークの位置における空間的な断絶が原因である可能性があり、遠方の宇宙ではエネルギーバランス形式が必ずしも適用できるわけではないことを示唆しています。
oMEGACat I: $\omega$ ケンタウリの半光半径内の 300,000 個の星の MUSE 分光法
| Title |
oMEGACat_I:_MUSE_spectroscopy_of_300,000_stars_within_the_half-light_radius_of_$\omega$_Centauri |
| Authors |
M._S._Nitschai,_N._Neumayer,_C._Clontz,_M._H\"aberle,_A._C._Seth,_T.-O._Husser,_S._Kamann,_M._Alfaro-Cuello,_N._Kacharov,_A._Bellini,_A._Dotter,_S._Dreizler,_A._Feldmeier-Krause,_M._Latour,_M._Libralato,_A._P._Milone,_R._Pechetti,_G._van_de_Ven,_K._Voggel_and_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02503 |
オメガケンタウリ($\omega$Cen)は天の川銀河の中で最も巨大な球状星団であり、その恒星集団と運動学の複雑さを明らかにする多くの研究の焦点となっています。しかし、これまでの研究のほとんどは、空間範囲または等級範囲が限られた測光データセットと分光データセットを使用していましたが、私たちは、光の半分の半径と主系列から赤色巨星の枝の先端に至るまでの星まで完全な空間範囲を持つ星を調査することを目指しています。。これは$\omega$Cenの新しい調査の最初の論文であり、恒星の個体数、運動学、形成史を研究するために光の半分の半径まで均一な画像データと分光データを組み合わせたものです。この論文では、87個の新しいMUSEポインティングと保証時間観測から収集された以前の観測を組み合わせた、前例のないMUSE分光データセットを紹介します。私たちは、主系列のターンオフよりも2等級以上低い300,000個を超える星のスペクトルを抽出します。これらのスペクトルを使用して金属量と視線速度の測定値を導き出し、繰り返し測定を使用してこれらの量に関する堅牢な不確実性を決定します。高品質のカットを適用すると、主系列星(18等$\rm<mag_{F625W}<$22等)と赤色巨星枝星(それぞれ、16等$<\rmmag_{F625W}<$10等)。原子拡散の金属性を補正し、前景の星を特定します。この大規模な分光データセットにより、$\omega$Cenについての理解を変える将来の研究が可能になり、星の個体数、年齢、運動学を詳細に調査できるようになります。
なるか、ならないか: バルマー氏が JWST で高誘電率銀河を破壊
| Title |
To_be,_or_not_to_be:_Balmer_breaks_in_high-z_galaxies_with_JWST |
| Authors |
Anton_Vikaeus,_Erik_Zackrisson,_Armin_Nabizade,_Vasily_Kokorev,_Abdurrouf,_Larry_D._Bradley,_Dan_Coe,_Pratika_Dayal,_Massimo_Ricotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02504 |
構造形成の標準モデルを使用すると、星形成の開始と高赤方偏移($z>10$)での銀河の集合履歴に関連する宇宙の時間スケールを予測できます。バルマーブレイクの強さは銀河の年齢と星形成の歴史のよく知られた診断を表しており、これにより観測結果と現代のシミュレーションを比較することが可能となり、宇宙初期における星形成の現在のモデルの予測力に光を当てることができます。。ここでは、サイクル1GO1433およびGO2282プログラム(PICoe)からの公開JWSTNIRSpecデータと、JWST深層銀河系外調査(JADES)。測定の不確実性を考慮すると、観察されたバルマー破壊強度の範囲は現在のシミュレーションの範囲とよく一致していることがわかります。異常に強いバルマーブレイクのケースは検出されていないため、現代の星形成モデルの予測から大きく逸脱することはありません。ただし、観測された分布の外れ値の数は、強いバルマーブレイクの方向と弱いバルマーブレイクの方向の両方で、シミュレーションで予測された値よりも多いという兆候があります。
ISCO でのパニック: 目に見える降着円盤が ZTF AGN の光学変動に影響を与える
| Title |
Panic_at_the_ISCO:_the_visible_accretion_disks_powering_optical_variability_in_ZTF_AGN |
| Authors |
Charlotte_Ward,_Suvi_Gezari,_Peter_Nugent,_Matthew_Kerr,_Michael_Eracleous,_Sara_Frederick,_Erica_Hammerstein,_Matthew_J._Graham,_Sjoert_van_Velzen,_Mansi_M._Kasliwal,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Josiah_Purdum,_Benjamin_Racine_and_Roger_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02516 |
タイプI活動銀河核(AGN)の約3～10%は、降着円盤内のガスの運動に由来する光学スペクトルに二重ピークの広いバルマー線を持っています。二重ピークのプロファイルはAGNだけで発生するわけではなく、潮汐破壊現象や状態変化によるAGNによる光学フレアの際にも時折現れます。この論文では、ZwickyTransientFacility(ZTF)調査で光学可変ブロードラインAGNの親サンプルの中から250個の双峰エミッター(DPE)を特定しました。これは19%のDPE割合に相当します。私たちは、広いHアルファ輝線領域のスペクトルをモデル化し、250個のDPEに適合した降着円盤特性のカタログを提供します。5年間のZTFライトカーブから得られたパワースペクトルの分析により、DPEは他のブロードラインAGNと同様の振幅とべき乗則指数を持っていますが、ターンオーバー周波数が低いことがわかりました。12個のDPEの追跡分光分析により、約50%が10～20年の長いタイムスケールにわたって赤と青のピークの相対強度に大きな変化を示していることが明らかになり、スパイラルアームまたはホットスポットの回転から生じるブロードラインプロファイルの変化がDPEの間で一般的であることを示しています。光学的に可変のDPE。分光モデリングから得られた降着円盤パラメータの分析は、DPEが特別な降着状態にあるのではなく、降着円盤が容易に見える適切な条件下で観察された単なる通常のブロードラインAGNであるという証拠を提供します。2つのサンプルの電波変動特性を比較し、傾斜角14～35度のディスクを使用した3つのDPEのラジオジェットイメージングを示します。変動するDPE母集団の中で外れ値である、顕著な光度曲線または異常なブロードラインプロファイルを持ついくつかのオブジェクトについて説明します。私たちは、刺激的なSMBHバイナリ候補SDSSJ1430+2303を分析に含め、その測光的および分光的変動がZTFの円盤放出AGN個体群とどのように一致するかを議論します。
大マゼラン雲中の高次ミリ波水素再結合線の検出
| Title |
The_Detection_of_Higher-Order_Millimeter_Hydrogen_Recombination_Lines_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Marta_Sewi{\l}o_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_CRESST_II,_University_of_Maryland_College_Park),_Kazuki_Tokuda_(Kyushu_University),_Stan_E._Kurtz_(Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico),_Steven_B._Charnley_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center),_Thomas_M\"oller_(Universit\"at_zu_K\"oln),_Jennifer_Wiseman_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center),_C.-H._Rosie_Chen_(Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie),_Remy_Indebetouw_(University_of_Virginia,_NRAO),_\'Alvaro_S\'anchez-Monge_(Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai,_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya),_Kei_E._I._Tanaka_(Tokyo_Institute_of_Technology),_Peter_Schilke_(Universit\"at_zu_K\"oln),_Toshikazu_Onishi_(Osaka_Metropolitan_University),_Naoto_Harada_(Kyushu_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02586 |
我々は、高次ミリ波水素再結合線($\Deltan>2$)を銀河系外で初めて検出したことを報告する。$\gamma$-、$\epsilon$-、$\eta$-遷移が、アタカマ大星雲(LMC)の星形成領域N105にあるミリ波連続体源N105-1Aに向かって検出されました。ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)。検出された組換えライン(H40$\alpha$、H36$\beta$、H50$\beta$、H41$\gamma$、H57$\gamma$、H49$)の中で最も明るいH40$\alpha$ラインを使用します。\epsilon$、H53$\eta$、およびH54$\eta$)、および/または3mm自由自由連続体発光を使用して、N105-1Aの物理パラメータ(電子温度、発光測定、電子密度、およびサイズ)、イオン化ガスの運動学を研究します。N105-1Aの物理的特性を、銀河のコンパクト領域および超コンパクト(UC)HII領域の大規模サンプルと比較し、N105-1Aが最も明るい($L>10^5$$L_{\odot})と同様であると結論付けました。$)銀河系のUCHII領域。N105-1AはO5.5V星によってイオン化され、その出生時の分子塊に深く埋め込まれており、おそらく(原始)クラスターと関連しています。CS、SO、SO$_2$、CH$_3$OH($\sim$0.12pc)、HCO$^{+}$とCO($\sim$0.087pc)を含む高解像度分子線データを組み込みます。N105-1Aの分子環境を探索します。COデータに基づいて、この領域で星形成を引き起こした可能性が高い雲と雲の衝突の証拠が見つかりました。明確な流出の兆候は見つかりませんでしたが、フィラメントとストリーマーの存在は、UCHII領域をホストする塊への進行中の付着を示しています。N105-1Aの硫黄の化学的性質は、降着衝撃モデルの予測と一致しています。
COSMOS領域の$z>2$にある$Spitzer$ SMUVS銀河間のALMAサブ/ミリ波源
| Title |
ALMA_sub-/millimeter_sources_among_$Spitzer$_SMUVS_galaxies_at_$z>2$_in_the_COSMOS_field |
| Authors |
Tomoko_L._Suzuki,_Sophie_E._van_Mierlo_and_Karina_I._Caputi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02625 |
サブミリメートル観測により、若い宇宙における塵によって隠された星形成活動が明らかになりました。サブミリメートル波長で検出された銀河が、その観測量、物理的性質、進化段階の観点から、紫外線/光学によって選択された銀河とどのように関連しているのかは、依然として不明である。深近赤外線および中赤外線の観測データは、サブミリメートル発光で検出される銀河の星の特性を特徴付けるために重要です。この研究では、UltraVISTAの超深度ストライプの$Spitzer$マッチング調査からの銀河カタログを利用します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)のアーカイブデータで構築されたサブミリ波源カタログとの相互照合により、銀河カタログ内のサブミリ波検出で$z>$2の銀河を検索します。アルマ望遠鏡で検出された$z>$2の銀河は体系的に大質量であり、検出されなかった銀河よりも$K_s$-[4.5]の色が赤いことがわかりました。より赤い色は、SEDフィッティングから得られたアルマ望遠鏡で検出された銀河のより大きな塵の赤みの値と一致しています。また、アルマ望遠鏡で検出された銀河は、4.5$\mu$m等級より明るい傾向があることもわかりました。これは、これらの銀河がより小さい質量対光比を持つ傾向があり、したがって同様の星の質量を持つサブミリメートル波長で暗い星形成銀河よりも若いことを示唆している可能性があります。アルマ望遠鏡で検出されたSMUVS源と検出されなかったSMUVS源の両方から、比星形成率が高いスターバースト銀河を特定します。サブミリメートル波長での明るさに関係なく、これらの集団は同様の塵の赤化値を示しており、これは$z>2$のスターバースト銀河間で塵SEDの形状が多様であることを示唆している可能性があります。
SKIRT による自己一貫性のある塵埃および非 LTE 回線放射伝送
| Title |
Self-consistent_dust_and_non-LTE_line_radiative_transfer_with_SKIRT |
| Authors |
Kosei_Matsumoto,_Peter_Camps,_Maarten_Baes,_Frederik_De_Ceuster,_Keiichi_Wada,_Takao_Nakagawa,_and_Kentaro_Nagamine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02628 |
もともと塵埃放射伝達コードとして設定された3D塵埃放射伝達コードSKIRTに、モンテカルロベースの非LTE回線放射伝達計算を導入します。そうすることで、基礎となる連続体に対して分子および原子線のスペクトルを自己一貫して生成できる、汎用的で強力な3D放射伝達コードを開発します。標準ベンチマークを使用して、拡張SKIRTコード内の非LTE回線放射伝達モジュールの精度をテストします。SKIRTの結果、公開されているベンチマークの結果、およびレイトレーシングの非LTE回線放射伝達コードMAGRITTEを使用して得られた結果の間に優れた一致が見られ、実装が検証されました。拡張されたSKIRTコードを塵の多いAGNトーラスモデルの3D流体力学シミュレーションに適用し、その下にある塵連続体に対するCO回転線スペクトルを含む多波長画像を生成します。低JCOの放出は幾何学的に厚い分子トーラスをたどるのに対し、高JCOの線はトーラスの最も内側の領域に位置する運動温度の高いガスから発生していることがわかりました。塵の放射伝達を使用した場合と使用しない場合の計算を比較すると、より高いJCO線は、真正面から見ると周囲の冷たい塵によってわずかに減衰されることがわかります。これは、原子および分子の線が減衰を受ける可能性があることを示しています。この影響は、中赤外線および近赤外線の波長での遷移にとって特に重要です。したがって、私たちの首尾一貫した塵および非LTE回線の放射伝達計算は、ハーシェル、アルマ望遠鏡、およびJWSTからの観測データを解釈するのに役立ちます。
アルマ望遠鏡とJWSTで決定されたz=2の大質量銀河内の分子ガス、塵、星の空間範囲
| Title |
Spatial_extent_of_molecular_gas,_dust,_and_stars_in_massive_galaxies_at_z=2_determined_with_ALMA_and_JWST |
| Authors |
Ken-ichi_Tadaki,_Tadayuki_Kodama,_Yusei_Koyama,_Tomoko_L._Suzuki,_Ikki_Mitsuhashi,_and_Ryota_Ikeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02703 |
アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)を用いて、z=2にある10個の大質量星形成銀河におけるCOJ=3-2線放射を0.6インチ分解能で観測した結果を紹介します。分子ガスの空間的広がりを比較します。塵と星のものは、それぞれ870$\mu$mと4.4$\mu$mの連続体放出によって追跡され、CO放出の平均有効半径は1.7kpcであり、これは地球の平均有効半径よりも約50%大きいです。870$\mu$mの放出であり、4.4$\mu$mの放出に匹敵する。最適なパラメトリックモデルを利用して、特定の星形成速度(sSFR)、ガス枯渇のタイムスケール、観測された銀河内のガス質量分率と内部領域では、外側領域よりも高いsSFRと短い枯渇タイムスケールを伴う、より激しい星形成活動が見出され、中心スターバーストは大質量銀河の主なプロセスである可能性がある。さらに、観測された銀河の銀河中心半径とは無関係にガス質量分率が高く、銀河が星形成を停止し始めていないことを示唆している。外側領域と比較して中心部のガス枯渇タイムスケールが短いことを考慮すると、クエンチは最初に中心部で発生し、その後外側に伝播すると予想されます。私たちは、外に向かって伝播する次の星形成段階に先立って、核の形成段階にある銀河が観察されているのを目撃しているかもしれません。
A$^+$ パラメータによる散開星団の動的年齢の決定 -- II
| Title |
Determination_of_dynamical_ages_of_open_clusters_through_the_A$^+$_parameter_--_II |
| Authors |
Khushboo_K._Rao_(1),_Kaushar_Vaidya_(1),_Manan_Agarwal_(2),_Shanmugha_Balan_(1),_and_Souradeep_Bhattacharya_(3),_((1)_Department_of_physics,_Birla_Institute_of_Technology_and_Science-Pilani,_333031_Rajasthan,_India,_(2)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy_&_GRAPPA,_University_of_Amsterdam,_Science_Park_904,_1098_XH_Amsterdam,_The_Netherlands,_(3)_Inter_University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Ganeshkhind,_Post_Bag_4,_Pune_411007,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02746 |
星団の最も重いメンバーの1つである青色漂着星(BSS)は、質量分離を調査し、球状星団(GC)と散開星団(OC)の動的年齢を推定するために10年以上使用されてきました。この研究は、理論的に推定された動的年代と、観測された$A^+_{\mathrm{rh}}$値との相関関係を調査した以前の研究の延長です。$A^+_{\mathrm{rh}}$値は、BSSの堆積レベルを表します。参照母集団。ここでは、\textit{Gaia}EDR3データに対してML-MOCアルゴリズムを使用して、この分析を23のOCに拡張します。クラスターのプロパティと特定されたメンバーを使用して、それらの動的パラメーターと物理パラメーターを推定します。$A^+_{\mathrm{rh}}$の値を推定するために、主系列と主系列ターンオフ星を参照母集団として使用します。OCは、動的に若い段階から中間動的年齢の後期段階に至るまで、幅広い程度の動的進化を示すことが観察されています。したがって、$A^+_{\mathrm{rh}}$および$N_{\text{relax}}$との関係に基づいて、OCを3つの異なる動的段階に分類します。NGC2682とKing2は、ファミリーIIIGCと同様に最も進化したOCであることが判明していますが、Berkeley18は最も進化していないOCです。Melotte66とBerkeley31は、動的パラメータと物理パラメータのいずれもBSS分離レベルと相関しないため、特異なOCです。
BASS XXXIV: スケールに制約された AGN の核ミリ波連続放射特性のカタログ $\lesssim$ 100--200 pc
| Title |
BASS_XXXIV:_A_Catalog_of_the_Nuclear_Mm-wave_Continuum_Emission_Properties_of_AGNs_Constrained_on_Scales_$\lesssim$_100--200_pc |
| Authors |
Taiki_Kawamuro,_Claudio_Ricci,_Richard_F._Mushotzky,_Masatoshi_Imanishi,_Franz_E._Bauer,_Federica_Ricci,_Michael_J._Koss,_George_C._Privon,_Benny_Trakhtenbrot,_Takuma_Izumi,_Kohei_Ichikawa,_Alejandra_F._Rojas,_Krista_Lynne_Smith,_Taro_Shimizu,_Kyuseok_Oh,_Jakob_S._den_Brok,_Shunsuke_Baba,_Mislav_Balokovic,_Chin-Shin_Chang,_Darshan_Kakkad,_Ryan_W._Pfeifle,_Matthew_J._Temple,_Yoshihiro_Ueda,_Fiona_Harrison,_Meredith_C._Powell,_Daniel_Stern,_Meg_Urry,_David_B._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02776 |
我々は、正確に決定された70か月のSwift/BAT硬X線カタログから選択された98個の近く($z<$0.05)の活動銀河核(AGN)のミリ波(mm波)連続体特性のカタログを提示します。2021年4月時点のX線スペクトル特性と亜秒分解能のALMABand-6(211--275GHz)観測。硬X線($>$10keV)の選択により、サンプルは少なくともコンプトンの厚さレベルの遮蔽までの遮蔽されたシステムに対してほぼ偏りがなく、高い物理分解能のミリ波を備えた最大数のAGNを提供します。データ($\lesssim$100--200pc)。当社のカタログには、1.3mm(230GHz)での発光ピーク座標、スペクトル指数、ピーク光束と光度が報告されています。さらに、高解像度のミリ波画像も提供されます。画像を使用してミリ波放射の放射状表面輝度プロファイルを作成し、中心源から広がる放射と孤立したブロブ状の放射を特定します。これらの放出特徴の存在を示すフラグが表にまとめられています。核放出が顕著に検出された90個のAGNのうち、37個のAGN(約41%)は、拡張されたコンポーネントまたはブロブ状のコンポーネントの両方または一方を持っているようです。私たちは特に、よく分解されたミリ波成分を示すAGNを調査し、これらがさまざまな起源(つまり、ジェット、電波ローブ、二次AGN、星団、細線領域、銀河円盤など)を持つようであることを発見しました。、活発な星形成領域、およびAGN駆動の流出）、およびいくつかの成分は現在起源が不明です。
$z=4-10$ における銀河の静止系光学および紫外線形態の国勢調査: インサイドアウト銀河形成の第一段階
| Title |
Census_for_the_Rest-frame_Optical_and_UV_Morphologies_of_Galaxies_at_$z=4-10$:_First_Phase_of_Inside-Out_Galaxy_Formation |
| Authors |
Yoshiaki_Ono,_Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuki_Isobe,_Takatoshi_Shibuya,_Minami_Nakane,_Hiroya_Umeda,_Yi_Xu,_and_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02790 |
$z=4$-$10$で$M_{\rmopt}<-19.4$等級の$149$銀河のレストフレーム光学およびUV表面輝度(SB)プロファイルを提示します(そのうち$29$は分光法で確認されています)JWSTNIRSpec)、CEERS調査で得られた深いJWSTNIRCam$1$-$5\mu$m画像で$10$-$135$の高い信号対雑音比を確保しています。私たちは、モンテカルロシミュレーションによるSBプロファイル測定の系統性と、a)AGN、b)銀河合体を含む複数の塊、c)以前のHSTとの空間解像度の違いの影響を慎重に評価し、高$z$銀河の形態を導き出します。d)中帯域F410M画像による光学形態上の強い輝線、例えばH$\alpha$や[OIII]。GALFITを使用して高$z$銀河SBに適合するS\'ersicプロファイルを実行し、以下の範囲の光$r_{\rme,opt}$とUV$r_{\rme,UV}$波長の有効半径を取得します。$r_{\rme,opt}=0.05$-$1.6$kpcおよび$r_{\rme,UV}=0.03$-$1.7$kpcであり、サイズ光度関係の大きな散乱内で以前の結果と一致しています。しかし、有効半径比$r_{\rme,opt}/r_{\rme,UV}$は、$z=に対して$1.01^{+0.35}_{-0.22}$とほぼ1であることがわかります。4$-$10$には、$z\sim0$-$2$に見られるような過去の裏返しの星形成の痕跡はありません。合体がない場合、光学中心と紫外形態中心の間に$3\sigma$を超える空間オフセットはなく、これは、おそらく第一段階を経験している$z\gtrsim4$の銀河の質量中心付近でのみ主要な星形成活動が見られることを示しています。インサイドアウト銀河形成の様子。
SAMI 銀河調査: ブラックホールの活動が銀河のスピンフィラメント配列に及ぼす影響
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_impact_of_black_hole_activity_on_galaxy_spin-filament_alignments |
| Authors |
Stefania_Barsanti,_Matthew_Colless,_Francesco_D'Eugenio,_Sree_Oh,_Julia_J._Bryant,_Sarah_Casura,_Scott_M._Croom,_Yifan_Mai,_Andrei_Ristea,_Jesse_van_de_Sande,_Charlotte_Welker,_Henry_R._M._Zovaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02794 |
中心の超大質量ブラックホールの活動は、最も近い宇宙フィラメントに対する銀河の回転軸の配列に影響を与える可能性があります。私たちは、SAMIGalaxySurveyを利用して、ブラックホールの活動と、星および電離ガスのスピンフィラメント配列との間の考えられる関係を個別に研究します。瞬間的なブラックホール活動の影響を調べるために、輝線診断に従って活動銀河が選択されます。恒星の中心速度分散($\sigma_c$)は、ブラックホールの質量とその統合された活動の代用として使用されます。我々は、ガスのスピンフィラメント配列がAGNの影響を受ける証拠を発見し、セイファート銀河は、電離が低電離核輝線領域（LINER）や古い銀河の結果である銀河と比較して、固定されたバルジ質量でより強い垂直配列を示している。恒星集団（引退した銀河）。一方で、バルジ質量の大きい銀河の恒星スピンフィラメント配列のより大きな垂直傾向は、引退した銀河によって支配されています。恒星配列は、ガス配列と比較して$\sigma_c$との強い相関を示します。バルジ質量($M_{bulge}$)が恒星とガスのスピンフィラメント配列の両方の相関関係の主なパラメーターであることを確認します($\sigma_c$には残余の依存関係はありません)。一方、$\sigma_c$が最も重要です。永年星形成消光の特性($M_{bulge}$には残存依存性は残らない)。これらの発見は、$M_{bulge}$と$\sigma_c$が2つの異なる銀河進化プロセスの最も予測的なパラメーターであることを示しており、合体がスピンフィラメント配列の反転を引き起こし、統合されたブラックホール活動が星形成の消失を促進することを示唆しています。
RR こと座星による銀河のハローの探査 -- IV. RR こと座星のオースターホフ二分法について
| Title |
Probing_the_Galactic_halo_with_RR_Lyrae_stars_--_IV._On_the_Oosterhoff_dichotomy_of_RR_Lyrae_stars |
| Authors |
Shan_Zhang,_Gaochao_Liu,_Yang_Huang,_Zongfei_Lv,_Sarah_Ann_Bird,_Binqiu_Chen,_Huawei_Zhang,_Timothy_C._Beers,_Xinyi_Li,_Haijun_Tian_and_Peng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02828 |
SDSS、LAMOST、GaiaEDR3から選択された7D(3D位置、3D速度、金属性)情報を持つ3653(2661RRab、992RRc)RRこと座星(RRL)を使用し、サンプルを2つのオースターホフグループ(OoIとOoII)ベイリー図の振幅と周期の挙動に従って。化学、運動学、力学に基づいたこれら2つのグループの比較研究を紹介します。OoIRRLは比較的金属が豊富で、主に半径方向に支配的な軌道と大きな離心率を持っていますが、OoIIRRLは比較的金属が少なく、緩やかに半径方向に支配的な軌道を持っていることがわかりました。天の川銀河のハローのオースターホフ二分法は、外側ハロー領域よりも内側ハロー領域でより明白です。さらに、2つの最大の付随銀河である大マゼラン雲と小マゼラン雲(LMC、SMC)のハローでもこの現象を検索し、金属量の異なるビンで比較します。オースターホフの二分法は不変ではなく、銀河内の位置や銀河ごとに異なることがわかりました。私たちは、オースターホフの二分法は恒星と銀河の進化の組み合わせの結果であり、銀河球状星団で最初に確認された二分法よりもはるかに複雑であると結論付けています。
Gaia DR3 を使用した天の川銀河の円速度曲線のベイズ推定
| Title |
A_Bayesian_estimation_of_the_Milky_Way's_circular_velocity_curve_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
Sven_P\~oder,_Mar\'ia_Benito,_Joosep_Pata,_Rain_Kipper,_Heleri_Ramler,_Gert_H\"utsi,_Indrek_Kolka,_Guillaume_F._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02895 |
私たちの目標は、天の川銀河の円速度曲線と、それに対応する不確実性を計算して、体系的な不確実性のさまざまな原因を首尾一貫した方法で定量化することです。観測された回転速度は、円速度から非対称ドリフトを差し引いたものとして表されます。後者は、動径軸対称ジーンズ方程式によって記述されます。したがって、ベイジアン推論アプローチを使用して、5kpcから14kpcまでの銀河中心距離間の円速度曲線を再構成します。推定されたエラーバーは、太陽の銀河中心距離と追跡星の空間運動学的形態の不確実性を定量化します。トレーサーとして、ガイアデータリリース3(DR3)の6次元位相空間座標を持つ赤色巨星枝星上の約60万個の星のサンプルを使用しました。サンプルの99%以上が恒星円盤の4分の1に閉じ込められており、半径方向、回転方向、垂直速度の平均分散は$(35\pm18)\,\rmkm/s$,$(25\pm13)です。それぞれ\,\rmkm/s$、$(19\pm9)\,\rmkm/s$です。$0.4\pm0.6\,\rmkm/s/kpc$の傾きを持つ円速度曲線が見つかりました。これは、不確実性内の平坦な曲線と一致しています。さらに、太陽の位置での円速度$v_c(R_0)=233\pm7\,\rmkm/s$と、物理的な長さのスケール$\sim1\によって特徴付けられる太陽付近の領域を推定します。\rmkpc$、$V_{LSR}=7\pm7\,\rmkm/s$のバルクモーションで移動します。最後に、14kpc以内の暗黒物質(DM)の質量は$\log_{10}M_{\rmDM}(R<14\,{\rmkpc})/{\rmM_{\odot}}と推定されます。=\left(11.2^{+2.0}_{-2.3}\right)$であり、局所的な球面平均DM密度は$\rho_{\rmDM}(R_0)=\left(0.41^{+0.10}_{-0.09}\right)\,{\rmGeV/cm^3}=\left(0.011^{+0.003}_{-0.002}\right)\,{\rmM_\odot/pc^3}$。さらに、偏った距離推定が結果に与える影響も評価されます。
IceCube Neutrino (SIN) 候補源のスペクトル -- IV.スペクトルエネルギー分布と複数波長の変動性
| Title |
The_Spectra_of_IceCube_Neutrino_(SIN)_candidate_sources_--_IV._Spectral_energy_distributions_and_multi-wavelength_variability |
| Authors |
Martina_Karl,_Paolo_Padovani,_Paolo_Giommi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03119 |
IceCubeニュートリノ源の候補であるブレーザーのサンプルについて、光子束とニュートリノ束を組み合わせたハイブリッドスペクトルエネルギー分布を示します。さらに、非ニュートリノ源候補ブレーザーのサンプルと比較して、近赤外、光学、X線、$\gamma$線の各帯域における発生源の変動性の違いを確認し、各ブレーザーの状態を調査します。高エネルギーニュートリノの到達時間。私たちのサンプルを対照源と比較したとき、スペクトルエネルギー分布の点でも大きな違いは見出されず、フレア状態とニュートリノ到着時間の間に相関関係はありませんでした。ハドロン生成の兆候を探して、$\gamma$線とニュートリノ束の強度が類似しているかどうかを確認し、ソース候補の$2.2\,\sigma$信号を見つけます。ここで集められたハイブリッドスペクトルエネルギー分布は、私たちのプロジェクトの次のステップ、つまりニュートリノ結合の物理的可能性を評価するためのこれらのブレーザーのレプトハドロンモデリングの基礎を形成します。
半透明のガスと紫外光で照らされた雲の端からのHCN放出が、広視野IRAMによるオリオン座Bの30mマップによって明らかになった
GMC：星形成のための高密度ガス貯留層のトレーサーとしての役割を再考する
| Title |
HCN_emission_from_translucent_gas_and_UV-illuminated_cloud_edges_revealed_by_wide-field_IRAM_30m_maps_of_Orion_B_GMC:_Revisiting_its_role_as_tracer_of_the_dense_gas_reservoir_for_star_formation |
| Authors |
M._G._Santa-Maria,_J._R._Goicoechea,_J._Pety,_M._Gerin,_J._H._Orkisz,_L._Einig,_P._Palud,_V._de_Souza_Magalhaes,_I._Be\v{s}li\'c,_L._Segal,_S._Bardeau,_E._Bron,_P._Chainais,_J._Chanussot,_P._Gratier,_V._V._Guzm\'an,_A._Hughes,_D._Languignon,_F._Levrier,_D._C._Lis,_H._S._Liszt,_J._Le_Bourlot,_F._Le_Petit,_Y._Oya,_K._\"Oberg,_N._Peretto,_E._Roueff,_A._Roueff,_A._Sievers,_P.-A._Thouvenin,_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03186 |
既存の広視野[CI]492GHzマップと新しいマップで補完された、オリオンBGMCの5deg^2(~250pc^2)HCN、HNC、HCO+、およびCOJ=1-0マップを提示します。回転励起されたHCN、HNC、H13CN、HN13C線の鋭い観察。異常なHCNJ=1-0の超微細構造線の発光が雲のほぼどこでも検出されます。HCNJ=1-0の全光度の約70%は、A_V<8等のガスから生じます。HCN/COJ=1-0線強度比は、半透明のガスとUVで照らされた雲の端に典型的なA_V<3magに変曲点を持つ二峰性の挙動を示します。HCNJ=1-0放出のほとんどは、n(H2)<10^4cm^-3の拡張ガスから生じており、イオン化率が10^-5を超え、電子励起が支配的であればさらに低密度のガスから発生していることがわかります。この結果は、HCN/COJ=1-0強度比分布の低A_V分岐を説明します。実際、A_V<3magでの最も高いHCN/CO比(~0.1)は、低密度PDRの特徴である高い[CI]492GHz/COJ=1-0強度比(>1)の領域に対応します。強化されたFUV放射は、高密度の星形成塊だけでなく、大規模なHCNの形成と励起に有利になります。低表面輝度HCNおよびHCO+J=1-0の発光は、同様の方法でI_FIR(恒星のFUV放射場の代理)とスケールします。COJ=1-0と合わせて、これらのラインはI_FIRをG0～20まで増加させることに応答します。一方、星形成塊内の高密度ガスからの明るいHCNJ=1-0発光は、FUV放射場が強すぎると(G0>1500)、I_FIRに弱く反応します。単一だが空間的に分解されたGMCにおける異なるべき乗則スケーリング(異なる化学、密度、線励起領域によって生成される)は、銀河の平均に見られるさまざまなケニカット・シュミット則指数に似ています。銀河系外の研究から必然的に得られる結果として、高いHCN/COJ=1-0線強度比は必ずしも高密度ガスの存在を意味するわけではないと結論付けます。
Leo T が MUSE-Faint 調査で解剖
しし座T銀河は、中性ガスを含み、最近の星形成の兆候を示していることが知られている最も質量の低い銀河であるため、星の若返りエピソードが見られる銀河の限界におけるガスと星形成の性質を研究するための貴重な実験室となっています。形成。ここでは、MUSE積分場分光器からのデータとHSTからの測光データを使用したLeoTの新しい研究について説明します。MUSEの高い感度により、分光学的に観察されるしし座T星の数を19個から75個に増やすことができました。私たちはこれらの星の年齢と金属性を研究し、2つの集団を特定しました。これらはすべて[Fe/H]$\simの同様の金属性と一致していました。$-1.5dex、金属の大部分が排出されたことを示唆しています。私たちは若い集団の中に3つの輝線Be星を発見し、金属が乏しい環境では高速回転する大質量星が一般的であるという結論を裏付けました。私たちは、若い星と古い星の力学に違いがあることを発見しました。若い星の速度分散は、中性ガスの冷たい成分の運動学と一致しています。この発見は、しし座T型における最近の星形成と中性ガスの冷たい成分とを直接結びつけている。
巨大なブラックホールによる星の繰り返しの破壊による毎月の準周期的噴火
| Title |
Monthly_quasi-periodic_eruptions_from_repeated_stellar_disruption_by_a_massive_black_hole |
| Authors |
P.A._Evans_(1),_C.J._Nixon_(2_and_1),_S._Campana_(3),_P._Charalampopoulos_(4_and_5),_D.A._Perley_(6),_A.A._Breeveld_(7),_K.L._Page_(1),_S.R._Oates_(8),_R.A.J._Eyles-Ferris_(1),_D.B._Malesani_(9_and_10_and_11),_L._Izzo_(11_and_12),_M.R._Goad_(1),_P.T._O'Brien_(1),_J.P._Osborne_(1),_B._Sbarufatti_(3)_((1)_University_of_Leicester,_(2)_University_of_Leeds,_(3)_INAF_Brera,_(4)_University_of_Turku,_(5)_DTU_Space,_(6)_Liverpool_John_Moores_University,_(7)_Mullard_Space_Science_Laboratory,_(8)_University_of_Birmingham,_(9)_Radboud_University,_(10)_DAWN,_(11)_University_of_Copenhagen,_(12)_INAF_OAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02500 |
近年、アーカイブされたX線データの検索により、数時間の周期で準周期的な核爆発を示す銀河が明らかになりました。これらは、超大質量ブラックホールによる星の潮汐破壊を彷彿とさせます。太陽質量約10^5のブラックホールの周りの離心軌道にある白色矮星の繰り返しの部分的な剥離は、魅力的なモデルを提供します。最近、かなり長いタイムスケールを持つ別のクラスの周期的核過渡現象が光学的に発見されており、これは、約10^7の太陽質量ブラックホールによる主系列星の部分的な剥離から生じる可能性があります。これらのクラス間の明確な関係は確立されていません。私たちは、数週間の周期で準周期的な爆発を示すX線核過渡現象の発見を発表します。我々は、考えられる放出源について議論し、このシステムが上で概説した2つの既存のクラスを橋渡しすることを提案します。この発見は、新しいライブ\swift-XRTトランジェント検出器によって発見されたX線トランジェントの迅速な特定、普及、追跡調査によって可能になり、X線トランジェントの低遅延で高感度な検索の重要性が実証されました。
ケンタウルス星団内の ICM の化学濃縮 I: 放射状プロファイル
| Title |
Chemical_enrichment_of_ICM_within_the_Centaurus_cluster_I:_radial_profiles |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_J._S._Sanders,_K._Dennerl,_A._Liu,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_D._Eckert,_S._A._Walker_and_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02507 |
私たちは、ケンタウルス座銀河団の深い{\itXMM-Newton}EPIC-pn観測を調べて、そのような環境内の高温銀河団内媒体(ICM)と放射状金属分布を研究します。最適なスペクトルモデルは、$\sim10$~kpc、$\sim50$~kpc、$\sim100$~kpc付近に不連続性があり、存在量分布でも観察され、対数正規温度分布に対応していることがわかりました。O、Si、S、Ar、Ca、Feの径方向プロファイルを測定しました。これらのプロファイルは、$<90$~kpcの距離で顕著な負の勾配を示し、その後、より平坦なプロファイルに移行します。SNIccモデルとSNIaモデルの線形結合を使用してX/Fe比プロファイルをモデル化しました。最適モデルは、クラスターの総濃縮に対するSNIaの割合が均一に寄与していることを示唆しており、存在する金属のほとんどがクラスター化前に生成されているため、ICMの早期濃縮が裏付けられます。
ニュートリノの自己相互作用による衝突フレーバー交換
ニュートリノは、核崩壊超新星(CCSN)や中性子星連星合体(BNSM)における流体力学、元素合成、およびそれらの観測量を決定する上で極めて重要な役割を果たします。このレターでは、ニュートリノと物質の相互作用が、ニュートリノの自己相互作用によって助けられ、2つの異なるフレーバー間でニュートリノスペクトルの完全な交換を引き起こす、新しい現象である衝突フレーバースワップを紹介します。衝突スワップを引き起こすために必要な条件は、共鳴のような衝突フレーバーの不安定性の発生であることがわかりました。衝突交換の後、スペクトル交換のような特徴がニュートリノスペクトルに現れます。フレーバースワップはフレーバー変換の最も極端なケースに相当するため、CCSNおよびBNSM現象に影響を与える可能性が大きくあります。
| Title |
Stochastic_modelling_of_cosmic_ray_sources_for_diffuse_high-energy_gamma-rays_and_neutrinos |
| Authors |
Anton_Stall,_Leonard_Kaiser,_Philipp_Mertsch_(Aachen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02860 |
数PeVまでのエネルギーの宇宙線は銀河起源であると考えられていますが、個々の発生源はまだしっかりと特定されていません。星間ガスとの非弾性衝突により、宇宙線核は高エネルギーのガンマ線とニュートリノの拡散束を生成します。Fermi-LATは、ハドロンプロセスとレプトニックプロセスの両方で生成できるGeVエネルギーの銀河ガンマ線のマップを提供しました。一方、ニュートリノは、求められているハドロン過程によってもっぱら生成されますが、バックグラウンドを超えて検出できるのは数百TeVに限られます。多くの場合、拡散放出マップはGeVからPeVのエネルギーから外挿されますが、どちらのエネルギーでも寄与する発生源は異なる可能性があります。我々は、ソースの離散的性質を考慮して、モンテカルロ手法でGeVからPeVエネルギーを介した拡散放出の生成をモデル化しました。拡散空の実現を数秒で生成できるため、方向とエネルギーの相関関係を特徴付けることができます。LHAASO、チベットAS-ガンマ、IceCube、および今後のSWGOによる観測に関連する数百TeVでは、異なる実現間の変動はかなり大きくなります。具体的には、GeVからPeVエネルギーへの拡散放出の外挿は失敗するはずであることを示し、その結果を最近の実験結果に適用します。
スウィフトとフェルミを使用した FRB 高エネルギー対応物のオールスカイ アーカイブ検索
| Title |
All_sky_archival_search_for_FRB_high_energy_counterparts_with_Swift_and_Fermi |
| Authors |
Halim_Ashkar,_Mehdi_El_Bouhaddouti,_Stephen_Fegan,_Fabian_Sch\"ussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02883 |
高速無線バースト(FRB)は、未知の宇宙起源からのミリ秒持続の無線信号です。多くのモデルは、FRBをマグネターなどの高エネルギー天体物理学と関連付けています。FRBに相当するものを見つけるこの試みでは、スウィフトとフェルミのミッションからのガンマ線バースト(GRB)を調査します。まず、FRBとGRBの集団全体の間の空間的相関を検索し、次に調査対象のFRBとGRBのそれぞれの間の1つずつの相関を検索します。時間的な偶然の一致は考慮されません。見つかった相関関係の重要性を評価するために、ソースの分布における機器によって誘発された異方性を考慮した背景の実現を生成します。どちらの研究でも、有意な対応物は検出されませんでした。研究されたサンプルでは、FRBの4\%未満がGRBと関連していると推定されます。
最初の CHIME/FRB カタログの高速無線バースト人口に関する制約を改訂
この論文では、最初のCHIME/FRBカタログを使用してFRB集団を調査します。まず、よく局在化したFRBから銀河系外分散の尺度--赤方偏移関係($\mathrm{DM_E}-z$関係)を再構築し、それから最初のCHIME/FRBカタログの赤方偏移と等方性エネルギーを推測するためにそれを使用します。固有エネルギー分布は指数関数的なカットオフを持つべき乗則によってモデル化され、CHIME望遠鏡の選択効果は比フルエンスの2つのパラメトリック関数によってモデル化されます。固有の赤方偏移分布については、星形成履歴(SFH)モデルと他の5つのSFH関連モデルが考慮されます。フルエンス、エネルギー、赤方偏移の同時尤度を構築し、ベイジアン推論法を使用してすべての自由パラメーターが同時に制約されます。ベイズ情報量基準(BIC)は、観測データに最もよく一致するモデルを選択するために使用されます。比較のために、フルサンプルとゴールドサンプルという2つのデータサンプルを使用してモデルをフィッティングしました。べき乗則インデックスとカットオフエネルギーは、$1.8\lesssim\alpha\lesssim2.0$と$\mathrm{log}(E_c/{\rmerg})\およそ42.5$に厳しく制限されており、赤方偏移とはほぼ独立しています。私たちが選択した分布モデルとデータサンプル。選択効果に関係するパラメーターはデータサンプルに強く依存しますが、赤方偏移分布モデルには影響を受けません。BICによると、純粋なSFHモデルは、フルサンプルとゴールドサンプルの両方から強く嫌われています。残りの5つのSFH関連の赤方偏移分布モデルについては、パラメータが適切に選択されていれば、そのほとんどがデータとよく一致します。したがって、現在のデータでは、FRBの人口について最終的な結論を出すのはまだ時期尚早です。
SPI-ACS/INTEGRAL実験で検出された宇宙ガンマ線バーストの拡張放射
| Title |
Extended_Emission_of_Cosmic_Gamma-Ray_Bursts_Detected_in_the_SPI-ACS/INTEGRAL_Experiment |
| Authors |
G._Yu._Mozgunov,_P._Yu._Minaev_and_A._S._Pozanenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02919 |
我々は、拡張放出を探索することを目的としたINTEGRAL天文台のSPI-ACS実験で検出されたガンマ線バースト(GRB)の光度曲線の体系的な解析を実施した。GRBの即時活動期の後に時折記録される、活動期よりも長く強度の低い発光の形で記録される発光は、拡張されたものと呼ばれます。2002年から2017年までに記録された739個の最も明るいGRBのうち、個々の光度曲線の$\sim20\%$で拡張発光が検出されました。最大持続時間は$\sim10000$sに達します。2つの異なるタイプの拡張放出が明らかになりました。それらの1つは光度曲線の追加要素であり、光学およびX線帯域の残光のPL指数に近い指数$\alpha\sim-1$を持つべき乗則(PL)によって記述されます。2番目のタイプは、アクティブバースト段階に特有の光曲線の急峻なPL減衰によって説明できます。拡張発光は、拡張発光が検出されていない個々の曲線における長いGRBの組み合わせ光度曲線でも見つかりました。組み合わせた光度曲線における拡張発光のPL指数は$\alpha\sim-2.4$です。これはおそらく、活動段階での光度曲線の重ね合わせに関連していると考えられます。合計期間は$\sim800$sです。
2 つの短い GRB: GRB 211106A と GRB 211227A の残光、キロノバ、および主銀河の検索
| Title |
A_search_for_the_afterglows,_kilonovae,_and_host_galaxies_of_two_short_GRBs:_GRB_211106A_and_GRB_211227A |
| Authors |
M._Ferro,_R._Brivio,_P._D'Avanzo,_A._Rossi,_L._Izzo,_S._Campana,_L._Christensen,_M._Dinatolo,_S._Hussein,_A._J._Levan,_A._Melandri,_M._G._Bernardini,_S._Covino,_V._D'Elia,_M._Della_Valle,_M._De_Pasquale,_B._P._Gompertz,_D._Hartmann,_K._E._Heintz,_P._Jakobsson,_C._Kouveliotou,_D._B._Malesani,_A._Martin-Carrillo,_L._Nava,_A._Nicuesa_Guelbenzu,_G._Pugliese,_C._Salvaggio,_R._Salvaterra,_S._Savaglio,_T._Sbarrato,_N._R._Tanvir,_R._A._M._J._Wijers,_and_T._Zafar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03000 |
背景:GRB211106AとGRB211227Aは、初期X線位置が近くの銀河(z<0.7)との関連を示唆する最近のガンマ線バースト(GRB)です。それらの即時放出特性は、GRB211106Aが短期間のGRBであり、GRB211227Aが放出が延長された短いGRBであることを示しており、おそらくコンパクトなバイナリの合体から生じたものと考えられます。ただし、即時排出のみに基づいて分類すると誤解を招く可能性があります。目的:局所宇宙にあるこれらの短いGRBは、関連するキロノバ(KN)放出を探索し、ホスト銀河の特性を詳細に研究する機会を提供します。方法:GRB211106AについてはESO-VLTFORS2、HAWK-I、およびMUSEを使用し、GRB211227AについてはESO-VLTFORS2およびX-Shooterを使用して、X線残光検出直後から開始して、詳細な光学および近赤外追跡調査を実施しました。私たちは、主銀河の画像化と分光学とともに、バーストに関連する残光とKN放射を探すために測光分析を実行しました。光学/NIRの結果は、SwiftX線望遠鏡(XRT)およびその他の高エネルギーデータと比較されました。結果:両方のGRBについて、光学/NIR残光とKN放射に深い制限を設けました。ホスト銀河は、測光z=0.64でGRB211106A、分光z=0.228でGRB211227Aと特定されました。ホストギャラクシーのプロパティは、一般的な短いGRBホストと一致しています。また、バーストの特性をS-BAT4サンプルと比較して、これらのイベントの性質をさらに調査しました。結論:即時相と残光相の研究と主銀河の解析により、GRB211106Aが短いGRBであり、GRB211227Aが拡張発光を伴う短いGRBであることが確認されました。光学/近赤外対応物が存在しないのは、GRB211106Aの局所絶滅とGRB211227Aの微光新星による可能性があります。
CTAとKM3NeTによる天の川銀河の $\gamma$ 線源からのハドロン放出の複合解析の展望
| Title |
Prospects_for_combined_analyses_of_hadronic_emission_from_$\gamma$-ray_sources_in_the_Milky_Way_with_CTA_and_KM3NeT |
| Authors |
T._Unbehaun,_L._Mohrmann,_S._Funk_(the_CTA_Consortium),_S._Aiello,_A._Albert,_S._Alves_Garre,_Z._Aly,_A._Ambrosone,_F._Ameli,_M._Andre,_E._Androutsou,_M._Anghinolfi,_M._Anguita,_L._Aphecetche,_M._Ardid,_S._Ardid,_H._Atmani,_J._Aublin,_C._Bagatelas,_L._Bailly-Salins,_B._Baret,_S._Basegmez_du_Pree,_Y._Becherini,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_M._Benhassi,_D.M._Benoit,_E._Berbee,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Boettcher,_M._Bou_Cabo,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._Bouwhuis,_C._Bozza,_R.M._Bozza,_H._Br\^anza\c{s},_F._Bretaudeau,_R._Bruijn,_J._Brunner,_R._Bruno,_E._Buis,_R._Buompane,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_S._Campion,_A._Capone,_F._Carenini,_V._Carretero,_T._Cartraud,_P._Castaldi,_V._Cecchini,_S._Celli,_L._Cerisy,_M._Chabab,_M._Chadolias,_A._Chen,_S._Cherubini,_T._Chiarusi,_M._Circella,_R._Cocimano,_J.A.B._Coelho,_et_al._(208_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03007 |
チェレンコフ望遠鏡アレイとKM3NeTニュートリノ望遠鏡は、それぞれ$\gamma$線とニュートリノ天文学の分野で将来開発される主要な施設です。宇宙線原子核の天体物理加速器で$\gamma$線とニュートリノが同時に生成される可能性があるため、それらのデータを組み合わせる動機となります。我々は、この結果を2つの別々の解析の場合と比較し、既知の銀河$\gamma$線放出体におけるハドロン放出過程の寄与を決定するためのCTAデータとKM3NeTデータの組み合わせ解析の可能性を評価する。そうすることで、$\gamma$線データを分析するためのオープンソースソフトウェアパッケージであるGammapyがニュートリノ望遠鏡からのデータも処理できることを実証します。私たちの銀河内の典型的な$\gamma$線源を選択するために、公開されている$\gamma$線スペクトルを当てはめることにより、ハドロン放出シナリオおよびレプトン放出シナリオにおける一次陽子および一次電子スペクトルのモデルをそれぞれ取得します。両方の検出器のこれらのモデルと機器応答関数を使用して、Gammapyパッケージを使用して疑似データセットを生成します。ここでは、200時間のCTA観測と10年間のKM3NeT検出器の動作を想定しています。次に、これらのデータセットに3次元のビン化された尤度分析を、各商品ごとに個別に、また両方の商品に対して共同で適用します。組み合わせ解析の最大の利点は、$\gamma$線とニュートリノ放出の一貫したモデル化の可能性にあることがわかりました。入力として純粋にレプトニックシナリオを仮定すると、最も有利な線源について、観測された$\gamma$線放射に対するハドロン過程の寄与を15%以下に制限する平均期待値68%の信頼区間が得られます。
近くの銀河の核から22日ごとにX線が噴出
| Title |
X-ray_eruptions_every_22_days_from_the_nucleus_of_a_nearby_galaxy |
| Authors |
Muryel_Guolo,_Dheeraj_R._Pasham,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Eric_R._Coughlin,_Suvi_Gezari,_Petra_Sukov\'a,_Thomas_Wevers,_Vojt\v{e}ch_Witzany,_Francesco_Tombesi,_Sjoert_van_Velzen,_Kate_D._Alexander,_Yuhan_Yao,_Riccardo_Arcodia,_Vladim{\i}r_Karas,_James_Miller-Jones,_Ronald_Remillard,_Keith_Gendreau,_Elizabeth_C._Ferrara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03011 |
活動と静止の繰り返しの段階を示す銀河核が最近発見され、その繰り返し時間は、準周期的X線噴火(QPE)源として知られる、数時間から1日程度の短いものから、数百から1日程度のものまであります。核過渡現象（RNT）を繰り返す場合は千日。今回我々は、以前は目立たなかった$\sim$165Mpcの銀河の核からのX線準周期的噴火を示す源であるSwiftJ023017.0+283603（以下、SwiftJ0230+28）の発見を報告する。約22日の時間は、既知のRNTとQPEソースの間の中間のタイムスケールです。また、X線噴火に関連している可能性が高い、ソースからの一時的な電波放射も報告しています。低質量ブラックホールからのこのような反復的な軟X線噴火は、UV/光放射を伴わないものであり、QPE源と驚くほど似ています。しかし、既知の最も長いQPE発生源よりも$\sim25$倍長い再発時間を持つことに加えて、SwiftJ0230+28の噴火は、既知のQPE発生源とはわずかに異なる形状と温度変化を示します。観測された特性は、円盤不安定性モデルを支持せず、代わりに極端な質量比の影響を伴うシナリオを支持します。私たちの発見は、銀河系外過渡現象を繰り返すための新たなタイムスケールを明らかにし、広視野の時間領域のX線ミッションの必要性を浮き彫りにします。これにより、繰り返し発生するX線過渡現象のパラメータ空間の探査が可能になります。
通常モードで生成されたトリプルパルサープロファイルについて
電波パルサーの磁気圏における通常の波の屈折に関する詳細な研究が行われました。このため、二次粒子の数密度とエネルギースペクトルの磁軸からの距離への依存性を基本的に考慮した二次粒子生成の一貫した理論が構築されました。これにより、流出プラズマの中心領域における通常のOモードの屈折を高精度に求めることができ、三こぶ平均電波プロファイルの中央ピークを説明することが可能となりました。詳細な数値計算によって示されるように、ほとんどの場合、観測された電波パルサーの平均プロファイルを非常によく再現することが可能です。
高エネルギー IceCube ニュートリノと 5BZCAT ブレーザーおよび RFC ソースの相関
私たちは、Roma-BZCATMultifrequencyCatalogofBlazars(5BZCAT)にあるブレーザーが、Busonらによって最近示唆されたように、IceCubeニュートリノ観測所によって検出された高エネルギー天体物理ニュートリノの発生源である可能性を調査します。(2022a、b)。南空の7年間のニュートリノデータに適用される$\sim4.6\,\sigma$の結果を再現できますが、検索を北の空(IceCubeが最も多く存在する)に拡張した場合、5BZCATソースとの有意な相関は見つかりませんでした。天体物理学的信号に敏感です。このシナリオをさらにテストするために、IceCubeコラボレーションによって最近リリースされた10年間のニュートリノデータからなるより大きなサンプルを使用しましたが、今回は南空にも北空にも有意な相関は見つかりませんでした。これらの結果は、Busonらによって報告された強い相関関係が示唆されています。(2022a,b)5BZCATの使用は、統計的変動と、おそらくブレーザーサンプルの空間および光束の不均一性が原因である可能性があります。より均一で、磁束が制限され、ブレーザーが支配的な電波基本カタログ(RFC)を使用して追加の相関テストを実行し、7年間の南ニュートリノ空と相関付けるときに$\sim3.2\sigma$に相当するp値を見つけます。。しかし、解析を北空に拡張し、10年分の全天ニュートリノデータを解析すると、この相関関係は完全に消失します。私たちの調査結果は、これまでのほとんどの研究と一致して、IceCube信号に対するブレイザークラス全体の寄与が関連しているものの支配的ではないというシナリオを裏付けています。
PulsarX: 新しいパルサー検索パッケージ -I.パルサー調査用の高性能折り畳みプログラム
| Title |
PulsarX:_a_new_pulsar_searching_package_-I._A_high_performance_folding_program_for_pulsar_surveys |
| Authors |
Yunpeng_Men,_Ewan_Barr,_C._J._Clark,_Emma_Carli,_Gregory_Desvignes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02544 |
最新の電波望遠鏡を使用したパルサー調査は、計算能力の要求がますます高まっています。これは、電波干渉計を使用した広視野パルサー調査や、リアルタイムまたは準リアルタイムで実施されるパルサー調査に特に当てはまります。これらの要求により、データ分析のボトルネックが生じ、調査でカバーされるパラメーターの範囲が制限され、調査の科学的成果が減少する可能性があります。この論文では、パルサー探索における「候補フォールディング」の計算上の課題に取り組み、多数のパルサー候補の同時フォールディングを最適化するように設計された新規で効率的なアプローチを紹介します。当社は、無線周波数干渉(RFI)の軽減、分散解除、フォールディング、パラメーターの最適化を含む、大規模パルサー調査に適した完全なフォールディングパイプラインを提供します。Zackayらが提案した高速離散分散測定変換(FDMT)アルゴリズムを利用することで、(2017)では、プルーニングFDMT(pFDMT)と呼ばれる、最適化されたキャッシュに適した実装を開発しました。pFDMTアプローチは、中間処理結果を効率的に再利用し、未使用の計算パスを削減し、算術演算を大幅に削減します。さらに、パルサープロファイルの時間分解能を向上できる、チホノフ正則化最小二乗法(TLSM)に基づく新しい折り畳みアルゴリズムを提案します。我々は、MeerKAT望遠鏡を使用して実施された2つの主要なパルサー探索プロジェクト、MPIfR-MeerKAT銀河面探査(MMGPS)およびMeerKATによる過渡現象とパルサー(TRAPUM)プロジェクトの不可欠な部分として、その現実世界へのアプリケーションのパフォーマンスを紹介します。私たちの処理では、約500個の候補について、候補の数に応じて増加する総当たりの逆分散と比較して、理論的な逆分散操作の数を約50分の1に減らすことができます。
EUSO-OffLine: 包括的なシミュレーションおよび分析フレームワーク
現代の宇宙線天文台の複雑さと、そこから収集される豊富なデータセットには、多くの場合、物理プロセスのシミュレーション、検出器の応答、実際のデータとシミュレートされたデータの再構成と分析をサポートする洗練されたソフトウェアフレームワークが必要です。ここではEUSO-OffLineフレームワークを紹介します。コードベースはもともとPierreAugerCollaborationによって開発され、その一部はニーズに合わせて他のコラボレーションによって採用されています。私たちは、JEM-EUSO用に開発されたUHECR検出器およびVHEニュートリノ検出器の要件を満たすためにこのソフトウェアを拡張しました。これらの経路探索機器は、POEMMAのような将来の宇宙ベースのミッションへの道筋を示すプログラムを構成します。完全を期すために、PierreAugerの共同研究によって開発されたフレームワークの全体構造について説明し、引き続きJEM-EUSOシミュレーションおよび再構成機能について説明します。このフレームワークは主に最新のC++で書かれており、機能性とサポートと寿命に関する当社の最善の判断に基づいて選択されたサードパーティライブラリが組み込まれています。モジュール性はフレームワーク設計の中心的な概念であり、多くの個人が共通のコードベースに貢献し、特定の問題に対するさまざまなアプローチを比較したいと考える大規模なコラボレーションの要件です。同じ理由で、このフレームワークは高度に構成可能であるように設計されており、これにより、さまざまなJEM-EUSOミッションや観測シナリオに対処できるようになります。また、比較的大規模なコードベースの品質と保守性を確保するために必要な、広範な業界標準のテストカバレッジをどのように組み込むか、また、多数のコンピューティングプラットフォームをサポートし、外部パッケージの迅速かつ信頼性の高いインストールを可能にするために使用するツールについても説明します。最後に、EUSO-OffLineを使用したシミュレーションおよび再構築アプリケーションの例をいくつか紹介します。
天体物理学におけるインドとベルギーの協力: 発足から将来の展望まで
この原稿では、多波長の全球天文学の現在の時代におけるインドとベルギーの協力の成果の概要が示されています。約20年前、天文学と天体物理学の分野で、インドとベルギーの学者が正式な交流と協力に乗り出しました。2014年に発足したベルゴ・インド天文学・天体物理学ネットワーク(BINA)は非常に成果を上げており、その活動はインドとベルギーの協力の画期的な出来事となっています。このプログラムの下で、3つの国際ワークショップが実施されました。2つの13か国の天文学者の間で数回の交換作業訪問も行われました。必要な基礎工事はすでに完了しているため、今後もBINA活動を継続することが強く推奨されます。
大面積望遠鏡(LAT)を搭載した2008年のフェルミ衛星の打ち上げにより、GeV($10^9$eV)エネルギーのガンマ線源の研究に新時代が開かれました。同様に、2000年代半ばの第3世代画像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)-H.E.S.S.、MAGIC、VERITAS-の試運転により、TeV($10^{12}$eV)ガンマ線天文学の分野がしっかりと確立されました。これらの機器は共に、高エネルギーのガンマ線空についての私たちの理解に革命をもたらし、エネルギー的に60年以上にわたってガンマ線空へのアクセスを提供し続けています。近年、地上レベルの粒子検出器アレイHAWC、チベット、LHAASOにより、100TeVを超える最高エネルギーのガンマ線に対する新たな窓が開かれました。間もなく、CTAやSWGOなどの次世代施設によりさらに優れた感度が提供されるため、この分野に明るい未来が約束されます。この章では、Fermi-LATおよびIACT観測に使用される方法を中心に、ガンマ線データの解析に一般的に使用される方法の概要を説明します。標準的なデータ形式について説明し、イベントの再構成と選択のアルゴリズムを説明し、絞り測光や高度な尤度技術など、スペクトルのイメージングと抽出のための高レベルの分析アプローチを詳細に取り上げます。
IGM スピン温度 (MIST) のマッパー: 装置の概要
| Title |
Mapper_of_the_IGM_Spin_Temperature_(MIST):_Instrument_Overview |
| Authors |
R._A._Monsalve,_C._Altamirano,_V._Bidula,_R._Bustos,_C._H._Bye,_H._C._Chiang,_M._Diaz,_B._Fernandez,_X._Guo,_I._Hendricksen,_E._Hornecker,_F._Lucero,_H._Mani,_F._McGee,_F._P._Mena,_M._Pessoa,_G._Prabhakar,_O._Restrepo,_J._L._Sievers,_N._Thyagarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02996 |
暗黒時代、宇宙の夜明け、再電離時代に銀河間物質(IGM)内の中性水素ガスによって生成された全球21cm信号の観測には、非常に適切に校正された広帯域放射計による測定が必要です。新しい地上ベースの単一アンテナによる全球21cm実験であるIGMスピン温度マッパー(MIST)の設計と特性評価について説明します。MISTの設計は、アンテナのグランドプレーンやアンテナ周囲のケーブルからの系統的な影響を回避すること、および機器の地上効率と遠隔地での運用の可搬性を最大化することを目的として設計されました。私たちは25～105MHzの範囲を観測する2つのMIST機器を構築しました。21cm信号の場合、この周波数範囲は赤方偏移55.5>z>12.5にほぼ対応し、暗黒時代と宇宙の夜明けを含みます。MISTアンテナは、長さ2.42m、幅60cm、地上高52cmの水平ブレードダイポールです。このアンテナは金属グランドプレーンなしで動作します。この機器は12Vバッテリーで動作し、最大消費電力は17Wです。バッテリーと電子機器は、アンテナの下にある1つの受信ボックスに収められています。電磁シミュレーションと実験室測定を使用した機器の特性評価を示します。また、カリフォルニア、ネバダ、カナダ高地北極の遠隔地での最近の観測による空の測定値のサンプルも示します。これらの測定値は、機器が期待どおりに動作していることを示しています。空の測定値の詳細な分析は今後の研究に残されています。
SWGO のサイト検索アクティビティに関する最新情報
| Title |
An_update_on_site_search_activities_for_SWGO |
| Authors |
M._Santander,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Bellido,_T._Bulik,_C._Dib,_B._Dingus,_S._Garcia,_F._Guarino,_P._Huentemeyer,_D._Mandat,_E._Meza,_L._Mendes,_L._Nellen,_C._Ocampo,_L._Otiniano,_E._Quispe,_A._Reisenegger,_A._C._Rovero,_F._Sanchez,_A._Sandoval,_R._Yanyachi,_H._Zhou_(for_the_SWGO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03053 |
南広視野ガンマ線観測所(SWGO)は、14か国78機関の科学者と技術者による、南半球初の広視野地上ガンマ線観測所を設計、建設するプロジェクトです。サイクルに対応し、数百GeVからPeVスケールまでのエネルギー範囲をカバーします。この天文台は南の空を覆い、銀河の大規模な放射をマッピングし、一時的で変動する現象を検出することを目的としています。検討中のホストサイトは最低標高4400m.a.s.lにあります。タンクベースの水チェレンコフ検出器(WCD)アレイを設置するための少なくとも1km$^{2}$の平らな台地、またはWCDユニットを直接配備するための大きな自然湖の2つのタイプで構成されます。南米の4か国は、これらの要件を満たす天文台を設置するための優れた場所を提案しました。アルゼンチンはサルタ州の2カ所、ボリビアはチャカルタヤの1カ所、チリはアタカマ天文公園内の2カ所、ペルーはアレキパ地区の地上2カ所とクスコ地域の湖を提案した。SWGOの協力は現在、サイトの特性評価調査を実施しており、2023年末までにサイトの最終候補リストと最終的なサイトの選択に必要な情報をすべて収集しています。プロセスは最終候補リストの段階に達し、各国の主要サイトとバックアップサイトが特定されています。提案されたサイトの特徴を調査および検証するために、共同作業の専門家チームが主要サイトを訪問しました。ここでは、これらのサイト選定活動の最新情報を紹介します。
| Title |
Parameterizing_pressure-temperature_profiles_of_exoplanet_atmospheres_with_neural_networks |
| Authors |
Timothy_D._Gebhard_and_Daniel_Angerhausen_and_Bj\"orn_S._Konrad_and_Eleonora_Alei_and_Sascha_P._Quanz_and_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03075 |
系外惑星の大気検索(AR)は通常、ベイジアン推論技術とフォワードシミュレーターの組み合わせに依存して、観測されたスペクトルから大気の特性を推定します。スペクトルのシミュレーションにおける重要な要素は、大気の熱構造を記述する圧力温度(PT)プロファイルです。現在のARパイプラインは一般に、取得したPTプロファイルを単純な近似に制限するアドホックフィッティング関数を使用しますが、それでも比較的多数のパラメーターを使用します。この研究では、物理的に一貫したPTプロファイルのための概念的に新しいデータ駆動型パラメータ化スキームを導入します。このスキームは、PTプロファイルの関数形式についての明示的な仮定を必要とせず、既存の方法よりも使用するパラメータが少なくなります。私たちのアプローチは、関数上の分布(PTプロファイル)を学習する潜在変数モデル(ニューラルネットワークに基づく)で構成されます。各プロファイルは、$P$を$T$にマッピングするデコーダネットワークを調整するために使用できる低次元ベクトルで表されます。公開されている2つの自己矛盾のないPTプロファイルのデータセットでメソッドをトレーニングおよび評価すると、使用するパラメータが少ないにもかかわらず、このメソッドは平均して既存のベースラインメソッドよりも高い適合品質を達成していることがわかりました。既存の文献に基づくARでは、私たちのモデル(2つのパラメーターを使用)は、5パラメーターの多項式ベースラインよりも厳密で正確なPTプロファイルの事後分布を生成すると同時に、検索を3倍以上高速化します。物理的に一貫したPTプロファイルへのパラメトリックアクセスを提供し、PTプロファイルを記述するために必要なパラメータの数を減らすことにより(それにより計算コストが削減され、関心のある追加パラメータ用にリソースが解放されます)、私たちの方法はARを向上させ、ひいては系外惑星の理解を向上させるのに役立ちます。雰囲気とその居住性。
星や惑星の潮汐励起慣性波: 非線形シミュレーションによる周波数依存性と平均化された散逸の探索
| Title |
Tidally-excited_inertial_waves_in_stars_and_planets:_exploring_the_frequency-dependent_and_averaged_dissipation_with_nonlinear_simulations |
| Authors |
Aur\'elie_Astoul_and_Adrian_J._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02520 |
非圧縮性で粘性のある断熱成層流体を含む球殻としてモデル化された回転星や巨大惑星の対流エンベロープにおける潮汐励起慣性波の非線形流体力学的進化をシミュレーションします。このモデルは、近接する惑星とその恒星、および近接する低質量星の連星との間の潮汐相互作用の研究に関連しています。私たちは、一連の広範な数値シミュレーションから得られた周波数依存の潮汐散逸率を詳細に調査し、慣性波散逸を表すために広く採用されている周波数平均形式などの線形理論と比較します。周波数平均予測は非常に堅牢であるようであり、対流包絡線の厚さ、潮汐振幅、およびエクマン数を変化させたときの慣性波の周波数範囲にわたる非線形シミュレーションでほぼ再現されることを示します。しかし、非線形シミュレーションでは、潮汐による回転差の発生とその波への影響が主な原因で、特定の潮汐周波数について線形理論との大きな違いが生じる可能性があることがわかりました（潜在的に桁違い）。特定のシステムでの散逸は線形シミュレーションと非線形シミュレーションの両方で大きく異なる可能性があるため、周波数平均形式は注意して使用する必要があります。その堅牢性にもかかわらず、実際の（周波数に依存する）システムにおける潮汐変化をどの程度正確に表現しているのかも不明です。
45 年間の BiSON 観測から得られた低度太陽自転分裂
| Title |
Low-degree_solar_rotational_splitting_from_45_years_of_BiSON_observations |
| Authors |
Rachel_Howe,_W.J._Chaplin,_Y.P._Elsworth,_S.J._Hale,_and_M.B._Nielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02972 |
我々は、バーミンガム太陽振動ネットワークからの太陽としての星観測の新しい分析に基づいて、太陽の低度回転分裂値を提示します。これは、デューティサイクルが57パーセント。分割値は、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリング法を使用してパワースペクトルから推定されます。また、比較のために、同じ解像度とギャップ構造を持つ合成データの100個の実現の分析結果も示します。合成実現からの結果のばらつきとその推定不確実性を比較すると、このデータセットでは形式的な不確実性の推定が約30%小さすぎることがわかります。成分が完全に分解されていない2200マイクロHzを超える周波数での分割に上向きのバイアスが観測データと合成データの両方で見られます。このバイアスを考慮すると、結果は周波数に依存しないシンノディック回転分割値400nHzと一致します。
ハワイ赤外線視差プログラム。 VI.光学から中赤外 SED を使用した 1000 個以上の超低温矮星および惑星質量天体の基本特性と
BT-Settl および ATMO 2020 モデル大気との比較
| Title |
The_Hawaii_Infrared_Parallax_Program._VI._The_Fundamental_Properties_of_1000+_Ultracool_Dwarfs_and_Planetary-mass_Objects_Using_Optical_to_Mid-IR_SEDs_and_Comparison_to_BT-Settl_and_ATMO_2020_Model_Atmospheres |
| Authors |
Aniket_Sanghi,_Michael_C._Liu,_William_M._Best,_Trent_J._Dupuy,_Robert_J._Siverd,_Zhoujian_Zhang,_Spencer_A._Hurt,_Eugene_A._Magnier,_Kimberly_M._Aller,_and_Niall_R._Deacon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03082 |
我々は、磁束校正された光と中間光を直接積分することによって、865のフィールド年齢と189の若い超低温矮星(スペクトルタイプM6～T9、ここで紹介する40の新発見を含む)の光度($L_{\mathrm{bol}}$)を導き出します。-IRスペクトルエネルギー分布(SED)。SEDは、低解像度($R\sim$150)近赤外(0.8～2.5$\mu$m)スペクトル(97個の天体の新しいスペクトルを含む)、Pan-STARRS1調査からの光学測光、および中距離スペクトルで構成されています。CatWISE2020調査およびSpitzer/IRACからのIR測光。私たちの$L_{\mathrm{bol}}$計算は、Gaia、Spitzer、UKIRTによる最近の視差の進歩と、ここで紹介するCFHTとPan-STARRS1による19個のオブジェクトの新しい視差の恩恵を受けています。$L_{\mathrm{bol}}$の測定結果とすべての天体の新しい均一年代分析を組み合わせて、進化論的手法を使用して星以下の質量、半径、表面重力、実効温度($T_{\mathrm{eff}}$)を推定します。モデル。$L_{\mathrm{bol}}$と$T_{\mathrm{eff}}$の経験的関係をスペクトルの種類と絶対等級の関数として構築し、光学バンドパスと赤外線バンドパスのボロメータ補正を決定し、進化的データ間の相関を研究します。モデル由来の表面重力および近赤外重力クラス。私たちのサンプルを使用すると、近赤外色振幅図におけるスペクトルの種類と位置の関数として、BT-SettlおよびATMO2020大気モデル系統の詳細な特性評価が可能になります。M/Lでは、大気モデルと進化モデルから導出された$T_{\mathrm{eff}}$(最大800K)と半径(最大2.0$R_{\mathrm{Jup}}$)の間に最大の不一致が見つかりました。移行境界。1,054個の天体を含むこの研究は、基本パラメータの決定を伴う超低温矮星のこれまでで最大のサンプルを構成します。
中間Polar V709 Casのタイミング解析
我々は、トランジット系外惑星探査衛星からの長い基線、短いリズムの光測光データを使用して、中間極V709Casの詳細な時間分解タイミング解析を実行しました。その結果、公転周期は5.3341$\pm$0.0004時間、自転周期は312.75$\pm$0.02秒、鼓動周期は317.93$\pm$0.03秒であり、以前に発表された結果と同様であることがわかりました。連続的な高ケイデンスデータから、V709Casはディスクフィードが優勢なディスクオーバーフローシステムであることがわかりました。
カルブ・ラモンド状粒子の宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_Implications_of_Kalb-Ramond-Like-Particles |
| Authors |
Christian_Capanelli,_Leah_Jenks,_Edward_W._Kolb,_and_Evan_McDonough |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02485 |
カルブ・ラモンド場は、非対称のランク2テンソル場であり、弦理論の文脈で最も顕著に現れますが、宇宙論の文脈ではほとんど解明されていません。この研究では、弦理論のカルブ・ラモンド場と、素粒子物理学から凝縮物質に至る有効場の理論に現れる反対称テンソル場を動機として、相互作用する巨大なカルブ・ラモンド状粒子(KRLP)の原始的な生成を研究します。）。KRLPにはダークフォトンモデルとアクシオンモデルの両方の特徴が含まれており、それらの二重性特性を通じて評価できます。質量のない非相互作用KRLPは擬似スカラーに対して二重であり、大規模な非相互作用KRLPは擬似ベクトルに対して二重ですが、相互作用する大規模KRLPはスカラーおよびベクトルの対応物から区別できます。私たちは、「暗黒光子様」相互作用、「アクシオン様」相互作用、「ヒッグスポータル」相互作用を考慮したフリーズイン機構を介した宇宙初期のKRLPの生成と、宇宙論的重力粒子生成を介したKRLPの生成を研究します。。私たちは、暗黒物質の候補として、KRLPが上記のメカニズムのすべてによって生成され、今日の広範囲の質量における暗黒物質の遺物密度の原因となることを発見しました。最後に、我々は、温かい暗黒物質サブコンポーネントと冷たい暗黒物質サブコンポーネントの両方を取得する可能性についてコメントし、観察的および実験的見通しについて推測します。
ダークマター (H) が若い惑星を食べる
私たちは、暗黒物質の消滅が木星の形成に及ぼす影響を研究しています。我々は、暗黒物質の熱注入がケルビン・ヘルムホルツ収縮を遅らせたり停止させたりして、固体核への水素やヘリウムの付着を防ぐことができることを示した。したがって、私たちの太陽系における木星の存在は、比較的強い相互作用断面積を持つ暗黒物質の制約を推測するために使用できます。スピン依存暗黒物質の場合、現在の直接検出実験では到達できない新しい制約を導き出します。私たちは、JWSTによる将来の観測を使用して陽性検出の可能性を強調します。これにより、銀河中心に近い非常に変化する惑星の形態が明らかになる可能性があります。
中性子星に捕らえられた暗黒物質粒子は、そのエネルギーを熱として蓄積します。このDM加熱効果は、NS内の他の内部加熱効果よりも優れている場合にのみ観察できます。本研究では、そのような内部加熱源の例として、NS地殻内の中性子超流体渦線のクリープ運動によって引き起こされる摩擦加熱を考察します。この加熱効果の明るさは、渦線と地殻内の核との間の相互作用の強さによって制御されます。これは、高密度核系の多体計算や古い温度観測を通じて推定できます。NS。温度観測と理論計算の両方が、渦クリープ加熱がDM加熱よりも支配的であることを示唆していることを示します。これを覆すには、渦と核の相互作用が推定値よりも数桁小さくなければなりません。
| Title |
Gravitational_lens_effect_of_a_holonomy_corrected_Schwarzschild_black_hole |
| Authors |
Ednaldo_L._B._Junior,_Francisco_S._N._Lobo,_Manuel_E._Rodrigues_and_Henrique_A._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02658 |
この論文では、ホロノミー補正を使用したシュヴァルツシルト解の重力レンズ効果を研究します。偏向角を計算するために2種類の近似方法、つまり弱磁界限界と強磁界限界を使用します。最初の方法では、近似の5次までの偏向角を計算し、それに対するパラメーター$\lambda$(ループ量子重力の観点から)の影響を示します。さらに、偏向角の拡大からの係数の関数として、倍率、レンズ画像の位置、および時間遅延の式を構築します。$\lambda$が偏向角を増加させることがわかります。強磁界の制限では、対数近似を使用して偏向角を計算します。次に、係数$b_1$、$b_2$、$u_m$に関して4つの観測値を書き込みます。つまり、一連の画像$\theta_{\infty}$が近づく漸近位置、最初の画像と画像の間の距離です。残りは$s$、最初の画像の光束と他のすべての画像の光束の比$r_m$、2つの光子間の時間遅延$\DeltaT_{2,1}$です。次に、ブラックホール射手座$A^{\star}$の実験データを使用して、観測量と対数展開の係数を計算します。パラメータ$\lambda$が偏向角、レンズ付き画像間の分離、およびそれらの間の遅延時間を増加させることがわかります。対照的に、最初の画像の明るさが他の画像に比べて減少します。
弱い衝突プラズマ乱流における実効粘度、抵抗率、およびレイノルズ数
| Title |
Effective_Viscosity,_Resistivity,_and_Reynolds_Number_in_Weakly_Collisional_Plasma_Turbulence |
| Authors |
Yan_Yang,_William_H._Matthaeus,_Sean_Oughton,_Riddhi_Bandyopadhyay,_Francesco_Pecora,_Tulasi_N._Parashar,_Vadim_Roytershteyn,_Alexandros_Chasapis,_Michael_A._Shay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02663 |
私たちは、磁気圏マルチスケール(MMS)ミッションによるその場観察と陽子電子プラズマの動的粒子内セル(PIC)シミュレーションを利用して、弱衝突プラズマ乱流における散逸とエネルギー変換を調べます。以前の結果では、平均エネルギー変換率の粘性様および抵抗性様のスケーリングの存在が示されており、これは衝突システムに特徴的なスケーリングに似ています。これにより、有効粘度と抵抗率の衝突に似た係数を抽出できるようになり、これらの係数に基づいて有効レイノルズ数を決定することもできます。実効レイノルズ数は、乱流がさまざまなスケールに存在するために利用可能な帯域幅の尺度として、マクロ乱流特性と動的プラズマ特性を新しい方法で結び付けます。
2 形式体に非最小結合された非正準スカラー体のモデルの異方性べき乗則インフレーション
| Title |
Anisotropic_power-law_inflation_for_models_of_non-canonical_scalar_fields_non-minimally_coupled_to_a_two-form_field |
| Authors |
Tuyen_M._Pham,_Duy_H._Nguyen,_Tuan_Q._Do,_W._F._Kao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02690 |
この論文では、2形式場に非最小結合した非正準スカラー場の異方性インフレーションモデルの枠組みにおける、いわゆる宇宙のヘアなし予想の妥当性を調査します。特に、2つの典型的な{\itk}-インフレーションモデルとディラックボーンインフェルドインフレーションモデルに焦点を当てます。これらのモデルでは、一連の正確な異方性べき乗則インフレ解が見つかります。興味深いことに、動的システム解析を使用すると、これらのソリューションはインフレ段階でも安定していて魅力的であることが示されています。得られた結果は、スカラー場と2形式場の間の非最小結合が、インフレーション段階中に安定した空間異方性を生成する自明ではない原因として機能するため、たとえスカラーフィールドは非正規形式です。
一般的な重 WIMP 核子弾性散乱
重いWIMP(弱相互作用質量粒子)有効場理論を使用して、次数$m_W/M$による一般的な重電弱多重項のWIMP核子散乱率を計算します。ここで、$m_W$と$M$は電弱粒子とWIMPを示します。質量スケール。このような電弱多重項の最も軽い中性成分は、基本粒子または複合粒子のいずれかである暗黒物質粒子の候補です。電弱$\mathrm{SU(2)}_W\times\mathrm{U(1)}_Y$の特定の表現に対する既存の計算では、$1/M$の先頭次数と下位次数でのさまざまな有効演算子からの振幅のキャンセルが明らかになり、次の結果が得られます。現在の暗黒物質直接検出の実験感度を下回る小さな断面積。これらの計算を拡張し、任意の$\mathrm{SU(2)}_W\times\mathrmを使用して、すべての低スピン(スピン0、スピン1/2、スピン1、スピン3/2)の重電弱多重項を考慮します。{U(1)}_Y$表現と、暗黒物質直接検出実験のベンチマーク断面結果を提供します。アイソスピン$\le3$を持つほとんどの自己共役TeVWIMPでは、断面積は現在の実験限界を下回っていますが、次世代実験の範囲内にあります。例外は、純粋な電弱ダブレットの場合であり、WIMPはニュートリノフロアの下に隠されています。
標準模型拡張における軸対称中性子星の慣性モーメント
| Title |
Moment_of_Inertia_for_Axisymmetric_Neutron_Stars_in_the_Standard-Model_Extension |
| Authors |
Yiming_Dong,_Zexin_Hu,_Rui_Xu,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02871 |
私たちは、ローレンツ違反の標準モデル拡張(SME)フレームワークで軸対称中性子星(NS)の慣性モーメント(MOI)を計算する一貫したアプローチを開発します。私たちの知る限り、これは、一般相対性理論における変形した回転NS以外の、ローレンツに違反する重力理論における軸対称NSに対する相対論的MOI計算の初めての例です。ローレンツ破れでは、時空に特定の方向があり、NSはその方向に沿って伸張または圧縮されます。NSがこの方向に沿って静止して回転している場合、保存された角運動量とMOIの概念は明確に定義されます。SMEフレームワークでは、回転を支配する偏微分方程式を計算し、それを有限要素法で数値的に解き、ローレンツ破れによって引き起こされる軸対称NSのMOIを取得します。さらに、MOIの補正がNSの変形のみから考慮される近似的なケースを研究し、それをニュートン重力における対応するものと比較します。私たちの形式主義と数値的手法は、静的軸対称NSの他の重力理論に拡張できます。
平坦な FLRW ミニ超空間における Wheeler-DeWitt 方程式のその他の解
この研究は、平坦なFLRWミニ超空間におけるWheeler-DeWitt方程式のさらなる解を提案します。私たちはド・ブロイ・ボーム解釈の枠組みで量子宇宙論を研究し、宇宙の進化全体にわたる量子宇宙論的影響を調査します。ソリューションのクラスが提示されます。特定の解決策では、スカラー場がポテンシャルを低下させる傾向が量子力によってバランスされ、ミンコフスキー時空が得られます。
宇宙規模での質量密度とエネルギー密度
| Title |
Mass_density_vs._energy_density_at_cosmological_scales |
| Authors |
Maxim_Eingorn,_Ezgi_Yilmaz,_A._Emrah_Y\"ukselci,_Alexander_Zhuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02989 |
重力場の存在下では、物質のエネルギー密度はその質量密度と一致しなくなります。もちろん、関連するパワースペクトル間にも不一致が存在します。$\Lambda$CDMモデル内で、エネルギー密度のパワースペクトルを質量密度のパワースペクトルに関連付ける式を導出し、2.816Gpc/$h$の移動ボックス内で実行されるN体シミュレーションの助けを借りてテストします。。この結果は、導出された公式の妥当性を確認すると同時に、パワースペクトルが大きな宇宙論的スケールで互いに大きく発散することを示しています。
ジョーダン枠とアインシュタイン枠の曲率との非最小結合を伴う準典型的なインフレーション
| Title |
Quasi-quintessence_inflation_with_non-minimal_coupling_to_curvature_in_the_Jordan_and_Einstein_frames |
| Authors |
Orlando_Luongo,_Tommaso_Mengoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03065 |
ここでは、通常の物質に似た特性を示す、準真髄と呼ばれるスカラー場の特定のクラスを調査します。具体的には、どのような条件下でこの流体が古典的な宇宙定数の問題を軽減できるかを調査します。相転移を仮定すると、対称性の破れのメカニズムによって引き起こされる準安定相内のインフレーションダイナミクスを予測することが可能であることに注目します。この段階では、準真髄の文脈内で真空エネルギーの相殺メカニズムを組み込んだインフレーションモデルを研究します。そこでは、スタロビンスキーのようなパラダイムと対称性の破れのパラダイムである\emph{i.e.}の2つの主要なグループに分類された4つの新しい可能性を紹介します。その後、2つの異なるケースを検討します。1つ目は曲率と結合せず、2つ目は湯川のような相互作用項を示します。したがって、私たちはジョーダンとアインシュタインの両方のフレーム内でインフレのダイナミクスを計算し、古い無秩序なインフレを単一のスキームに統合するという目的について議論します。したがって、テンソル対スカラー比とスペクトル項を見つけ、最も適したアプローチにはスタロビンスキーのようなクラスの解決策が含まれると結論付けます。実際、私たちの調査結果は、小規模フィールドのインフレーションシナリオは好ましくないように見え、アインシュタインの重力の一般化を経ずにスタロビンスキーポテンシャルを再取得する新しい手法を\emph{事実上}提案していることを示しています。最後に重要なことを言い忘れましたが、幾何学的相互作用項によって真空エネルギーが粒子に変換される可能性があると推測し、ジョーダン系とアインシュタイン系に関連する物理学について推測します。
| Title |
Spectroscopy_for_asymmetric_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Jahed_Abedi,_Collin_D._Capano,_Shilpa_Kastha,_Yi-Fan_Wang,_Julian_Westerweck,_Alex_B._Nielsen,_Badri_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.03121 |
シミュレートされたバイナリブラックホール信号に対するブラックホールリングダウンモードのベイズ推論を研究します。我々は、ブラックホール分光法の文脈で、さまざまな基本リングダウンモードをどの程度特定できるかを検討します。私たちのシミュレートされた信号は、大質量イベントGW190521からインスピレーションを得ています。サブドミナントリングダウンモードの質量比とベイズ因子の間に強い相関関係があることがわかりました。ベイズ係数の値と時間依存性、および(3,3,0)モードのピーク時間は、特に高質量比システムの実際のイベントGW190521の分析で見つかったものと一致しています。
磁化バリオン層と、ハミルトン・ヤコビ方程式による (3+1) 次元のゲージ付き非線形シグマ・モデル・マクスウェル理論に束縛された新しい BPS
実際に飽和する可能性がある(3+1)次元のゲージ化非線形シグマモデル(NLSM)マクスウェル理論の新しいBPS限界を導出できることを示しています。このような新しい境界は、古典力学のハミルトン・ヤコビ方程式を使用して構築されます。境界を飽和する構成は、バリオン電荷と磁束の両方を有するハドロン層を表します。ただし、より一般的な状況で起こることとは異なり、BPS境界で自然に現れるトポロジカル電荷はバリオニック電荷の非線形関数です。このBPS境界は、層の表面積が量子化されると飽和する可能性があります。これらの結果の広範な影響について議論します。特に、磁束とバリオン電荷の間の正確な関係、およびこれらの配置が熱力学的に不安定になるバリオン化学ポテンシャルの臨界値を決定します。
私たちは、閉じたフリードマン塵で満たされた宇宙に存在することができる進化するワームホールの特性を研究し、アインシュタイン方程式のよく知られたレマ・トレ・トールマン・ボンディ解の特定の分野と非ゼロによるその一般化によって記述されます。宇宙定数と電磁場。ほとんどの結果は、純粋な粉塵溶液を使用して得られます。特に、ワームホールのど部の寿命は、宇宙のワームホール領域全体の寿命（これは宇宙全体の寿命と一致する）よりもはるかに短く、境界付近の物質の密度は低いことが示されている。ワームホール領域は宇宙の物質の平均密度より数倍小さい。ワームホールの解決策の明確な例と、対応する数値推定が示されています。研究中のワームホールの通過可能性は、放射状ヌル測地線の数値解析によって示されます。
