暗黒物質と真髄の間の運動量カップリングの宇宙論的シミュレーション
| Title |
Cosmological_simulations_of_a_momentum_coupling_between_dark_matter_and_quintessence |
| Authors |
Daniela_Palma,_Graeme_N._Candlish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04530 |
暗黒エネルギーは、「クインテッセンス」と呼ばれる、宇宙の追加の動的スカラー場成分としてモデル化されることが多く、これが後期加速を駆動します。さらに、クインテッセンス場は暗黒物質および/またはバリオンと結合し、第五の力につながる可能性があります。この論文では、クインテッセンス場と暗黒物質のみの間の運動量結合から生じる非線形宇宙構造形成の結果を調査します。この結合により修正オイラー方程式が導き出され、これをN体宇宙論シミュレーションに実装します。次に、非線形パワースペクトルと暗黒物質ハローの特性に対する結合の影響を分析します。特定のクイン本質ポテンシャルでは、正の結合により、小規模スケールでは構造が大幅に減少し、大規模スケールでは構造が若干強化されるだけでなく、ハロー密度プロファイルが減少し、速度分散が増加する可能性があることがわかりました。
高赤方偏移ライマンアルファ森林を使用した最小スケールでのダークマターのフリーストリーミングを明らかにする
| Title |
Unveiling_Dark_Matter_free-streaming_at_the_smallest_scales_with_high_redshift_Lyman-alpha_forest |
| Authors |
Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Matteo_Viel,_Martin_G._Haehnelt,_James_S._Bolton,_Margherita_Molaro,_Ewald_Puchwein,_Elisa_Boera,_George_D._Becker,_Prakash_Gaikwad,_Laura_C._Keating,_Girish_Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04533 |
この研究は、ライマン$\alpha$森林フラックスパワースペクトルからの熱遺物暖暗黒物質(WDM)のフリーストリーミングに対する新しい制約を導入します。私たちの分析では、HIRESおよびUVES分光器($z=4.2-5.0$)を使用して観測されたクエーサースペクトルの高解像度、高赤方偏移サンプルを利用します。私たちは、ベイジアン推論フレームワークと、暗黒物質の自由流動、宇宙論的パラメーター、銀河間物質の熱履歴、不均一再電離などのさまざまなパラメーターを含むシミュレーションベースの尤度を採用し、熱物質の質量の下限を確立します。$5.7\;\mathrm{keV}$(95\%C.L.)の遺物WDM粒子。この結果は、より大きな統計サンプルによる測定不確実性の低減と、より小さなスケールでのクラスタリングの測定($k_{\rmmax}=0.2\;\mathrm{km^)によって、ライマン$\alpha$フォレストの以前の限界を超えています。{-1}\,s}$)。拡張された統計サンプルによる約2倍の改善は、高赤方偏移におけるWDMモデルに対するLyman-$\alpha$フォレスト制約の有効性が、高品質のクエーサースペクトルの利用可能性によって制限されることを示唆しています。解析を先行研究と同様の同等のスケールと事前熱履歴($k_{\rmmax}<0.1\;\mathrm{km^{-1}\,s}$)に制限すると、WDM質量の制限が$4.1に下がります。\;\mathrm{keV}$。測定の精度が高まるにつれて、機器とモデリングの体系を調べることが重要になります。モデリングの面では、WDM粒子の質量制約に対する熱履歴の不確実性の影響は、独立した観測の改善により減少したと主張します。最小スケールでは、体系的なモデリングの主な情報源は、銀河間物質の固有速度と不均一な再電離の構造から生じます。
三重源面レンズを通した重力イメージング: SDSSJ0946+1006 の $\Lambda$CDM に反する暗いサブハローを再訪する
| Title |
Gravitational_imaging_through_a_triple_source_plane_lens:_revisiting_the_$\Lambda$CDM-defying_dark_subhalo_in_SDSSJ0946+1006 |
| Authors |
Daniel_J._Ballard,_Wolfgang_J._R._Enzi,_Thomas_E._Collett,_Hannah_C._Turner_and_Russell_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04535 |
$\Lambda$CDMパラダイムは、宇宙の大規模な構造をうまく説明しますが、銀河以下のスケールではあまり制約されません。重力レンズモデリングは、レンズアーク上の暗い基礎構造の痕跡を測定するために使用され、$\Lambda$CDMの小規模な予測をテストしました。ただし、これらのテストに必要な方法は、レンズ質量モデルと光源の光プロファイル間の縮退の影響を受けます。我々は、ユニークな複合重力レンズSDSSJ0946+1006のケーススタディを紹介します。そこでは、$\Lambda$CDM宇宙ではありそうもない高濃度であると報告されている、暗く巨大な下部構造が検出されました。初めて、IバンドとUバンドの両方のHSTイメージングにおける最初の2つの背景光源と、最も遠い光源のVLT-MUSE輝線データをモデル化しました。質量$\log_{10}(M_\mathrm{sub}/M_{\odot})=9.2^{+0.4}_{-0.1}$、濃度$5.9\sigma$の信頼水準でレンズ摂動を復元します。$\log_{10}c=2.4^{+0.5}_{-0.3}$。この濃度は、以前に報告されているものよりもCDMサブハローと一致しており、質量は、摂動体の位置でのデータではフラックスが検出できない矮小衛星銀河の質量と一致しています。質量$\log_{10}(M_\mathrm{BH}/M_{\odot})=8.9^{+0.2}_{-0.1}$のさまようブラックホールは、実行可能な代替モデルです。私たちは、質量分布と発生源の再構成の複雑さに関する別の仮定を体系的に調査します。すべての場合において、サブハローは$\geq5\sigma$レベル付近で検出されます。ただし、検出重要度は、ソース正則化スキームの代替選択によって大幅に(最大$11.3\sigma$)変更される可能性があります。
穏やかに青に傾いたテンソルインフレ時代を伴う堅固なCMB前の時代は、2023年のNANOGravシグナルを説明できる
私たちは、現在の原始重力波のエネルギースペクトルに対する、再結合前の硬い時代の影響を調べます。再結合前の時代におけるバックグラウンドの全状態方程式パラメータがキネーション時代のものによって記述される場合、これは、このスティッフな時代にハッブル地平線に再入する特徴的な波数を持つモードに直接影響を与えます。スティッフな時代は、重力波のエネルギースペクトルにべき乗則の崩れを引き起こします。私たちは2つのアプローチを使用します。1つはモデルに依存せず、もう1つはこのシナリオを実現できる特定のモデルです。すべての場合において、インフレーション時代は、標準的な赤傾斜テンソルスペクトル指数につながる理論によって、または穏やかなテンソルスペクトル指数$n_{\mathcal{T}}=0.17-3.7$を持つ理論によって実現できます。アインシュタイン・ガウス・ボンネット理論。モデルに依存しないシナリオの場合、NANOGrav信号は、穏やかな青傾斜テンソルスペクトル指数$n_{\mathcal{T}}=3.7$と低再加熱温度$T_R\sim0.1$GeV。同様の場合、赤に傾いたインフレ理論のシグナルは、将来のLISA、BBO、およびDECIGO実験によって検出可能になる可能性があります。モデル依存のアプローチは、バックグラウンドの全体状態方程式パラメーターの複数の変形を生成する可能性があるヒッグスアクシオンモデルに基づいており、再結合時代の前後のさまざまな時代で複数のべき乗則に反する動作を引き起こします。この場合、NANOGrav信号は、非常に穏やかな青傾斜テンソルスペクトル指数$n_{\mathcal{T}}=0.17$と低い再加熱温度$T_R\simを持つインフレーション時代と組み合わせて、このモデルによって説明されます。20\,$GeV。この場合、信号は将来のライトバード実験によって検出可能となる可能性があり、これは原始重力波エネルギースペクトルの尾部にある非常に特徴的なパターンである。
BINGO-ABDUS: 宇宙の暗黒領域を明らかにする電波望遠鏡
| Title |
BINGO-ABDUS:_a_radiotelescope_to_unveil_the_dark_sector_of_the_Universe |
| Authors |
Elcio_Abdalla,_Alessandro_Marins,_Filipe_Abdalla,_Jordany_Vieira,_Lucas_Formigari,_Amilcar_R._Queiroz,_Bin_Wang,_Luciano_Barosi,_Thyrso_Villela,_Carlos_A._Wuensche,_Chang_Feng,_Edmar_Gurjao,_Ricardo_Landim,_Camila_P._Novaes,_Joao_R.L._Santos_and_Jiajung_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05099 |
私たちは、ブラジルと中国が主導する国際協力である統合中性ガス観測（BINGO）望遠鏡によるバリオン音響振動をレビューします。統合された再電離後の21cm信号と高速電波放射を通じて宇宙の歴史を探ることを目的としています。個々の高速電波源を特定するために、AdvancedBingoDarkUniverseStudies(ABDUS)プロジェクトが提案および開発されており、現在のBINGO構造とメインの単皿望遠鏡、およびフェーズドアレイとアウトリガーのステーションを組み合わせる予定です。
ブレザーで加熱された宇宙における光の暗黒物質
TeVブレーザーペアからの即時放出は銀河系外の背景光を生成し、その結果生じる高エネルギーのペアビームが逆コンプトン散乱を通じてカスケードして二次ガンマ線を発生させます。個々のブレーザー光源と関連付けられる可能性のあるこのような再処理されたカスケード発光は、これまでのところ検出されていません。これらの線源の周囲にペアハローが存在しないこと、および等方性ガンマ線バックグラウンドの過剰が観察されないことは、ビームプラズマ不安定性などの集団的なプラズマ効果が、このGeV-TeV張力の緩和に重要な役割を果たす可能性があることを示唆しているようです。ペアビームからのエネルギーを銀河間媒体（IGM）の背景プラズマに転送することによって。これは、TeV天体物理学だけでなく、銀河間磁場の強さや暗黒物質(DM)の特性にも重大な影響を及ぼします。不安定性損失とIGM加熱の直接的な結果は、遅い時間における熱履歴の修正であり、これにより特に重粒子密度の低い領域での構造形成が抑制され、宇宙論における小規模な危機を解決する手がかりが得られる可能性があります。ブレイザー加熱された宇宙では、矮小銀河の観察とライマン$\alpha$測定により、光アクシオン様粒子などのDM候補に好ましい質量範囲が示されています。
ハッブル定数の直接測定の進歩
今日の宇宙論における最も刺激的かつ差し迫った問題の1つは、局所ハッブル定数の一部の測定値と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射から推定される膨張率の他の値との間の矛盾です。これらの違いを解決することは、宇宙論の標準モデルであるラムダ冷暗黒物質(LCDM)を超える新しい物理学を発見する可能性を秘めています。これは20年以上にわたって成功を収めているモデルです。この顕著な不一致の基本的な重要性と、銀河系外距離スケールの精度を向上させるための数十年にわたる努力の両方を考慮すると、局所的な測定値に残留系統誤差が説得力を持って含まれていないことを証明することが重要です。ハッブル定数の局所値の測定における過去四半世紀にわたる進歩を振り返り、残された課題について議論します。特に興味深いのは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)からの新しいデータです。JWSTは、歴史的に銀河系外距離スケールの精度を制限してきた体系的な不確実性のいくつかをテストし、直接対処するために、高解像度の近赤外線イメージングデータを提供しています。セファイド星、TRGB星、JAGB星を観測するための新しいJWSTプログラムの概要を紹介します。私たちのプログラムの最初の銀河であるNGC7250では、高解像度のJWST画像は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)で観測されたセファイドの多くが近くの銀河で著しく混雑していることを示しています。より顕著に混雑した変数を回避することで、JWSTの近赤外(NIR)セファイド周期と光度の関係における散乱は、HSTからのものと比較して2分の1に減少しており、Hoの局所測定の改善に対するJWSTの力を示しています。最終的に、これらのデータは標準モデルを確認するか、追加の新しい物理学を含めるための強力な証拠を提供することになります。
Lyman-$\alpha$ 森林フラックス自己相関関数からの high-z IGM 熱状態の制約の予測
| Title |
Forecasting_constraints_on_the_high-z_IGM_thermal_state_from_the_Lyman-$\alpha$_forest_flux_auto-correlation_function |
| Authors |
Molly_Wolfson,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Zarija_Luki\'c,_and_Jose_O\~norbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05647 |
high-zクェーサーからのライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)森林フラックスの自己相関関数は、再電離期直後の銀河間物質(IGM)のすべてのスケールを統計的に調査できます。IGMの熱状態は再電離の物理学によって決定され、\lyaの森で見られる小規模な電力の量を設定します。IGMの熱状態に対する自己相関関数の感度を研究するために、IGMの熱状態の半数値モデルを使用した宇宙論的流体力学シミュレーションから自己相関関数を計算します。$5.4\leqz\leq6$でIGMの厳密な温度と密度の関係を特徴付ける$T_0$と$\gamma$の制約を予測するために、20個のクエーサーの模擬データセットを作成しました。$z=5.4$では、理想的なデータセットでは$T_0$が29\%に、$\gamma$が9\%に制約されることがわかります。さらに、$z=5.8$での温度と紫外線背景(UVB)の変動を組み合わせた4つの現実的な再電離シナリオを調査します。温度とUVBの変動を含むモデルから生成されたモックデータを使用すると、$>1\sigma$レベルの50.5\%の確率で温度やUVBの変動がないモデルを除外できることがわかりました。
アマルゲーム: 最初の結合測光超新星サンプルからの宇宙論的制約
| Title |
Amalgame:_Cosmological_Constraints_from_the_First_Combined_Photometric_Supernova_Sample |
| Authors |
Brodie_Popovic,_Daniel_Scolnic,_Maria_Vincenzi,_Mark_Sullivan,_Dillon_Brout,_Bruno_O._Sanchez,_Rebecca_Chen,_Utsav_Patel,_Erik_R._Peterson,_Richard_Kessler,_Lisa_Kelsey,_Ava_Claire_Bailey,_Phil_Wiseman,_and_Marcus_Toy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05654 |
Ia型超新星(SNeIa)からの宇宙論的パラメーターの将来の制約は、測光サンプル(SNeIaの分光測定を行わないサンプル)の使用に依存します。系統的な不確実性を最小限に抑えながら、測光サンプルを精密な宇宙論研究に利用できることを示す解析が増えています。この主張を調査するために、低赤方偏移アンカーを含めずに、SDSSとPan-STARRSという2つの別個の測光サンプルを組み合わせる最初の分析を実行します。これら2つのサンプルから宇宙論的パラメーターの一貫性を評価したところ、$1\sigma$未満まで相互に一貫していることがわかりました。Amalgameという名前の結合サンプルから、フラットな$\Lambda$CDMモデルでSNのみを使用して$\Omega_M=0.328\pm0.024$を測定し、$\Omega_M=0.330\pm0.018$および$w=-1.016^{+0.055}_{-0.058}$(事前のプランクデータとフラット$w$CDMモデルと組み合わせる場合)。これらの結果は、分光学的に確認されたSNeIaのみのPantheon+分析からの制約と一致しており、SNeIaの純粋な測光サンプルの分析には重大な障害がないことを示しています。
アタカマ宇宙論望遠鏡: unWISE 銀河と ACT DR6 CMB レンズの相互相関からの宇宙論
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Cosmology_from_cross-correlations_of_unWISE_galaxies_and_ACT_DR6_CMB_lensing |
| Authors |
Gerrit_S._Farren,_Alex_Krolewski,_Niall_MacCrann,_Simone_Ferraro,_Irene_Abril-Cabezas,_Rui_An,_Zachary_Atkins,_Nicholas_Battaglia,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Omar_Darwish,_Mark_J._Devlin,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_J._Colin_Hill,_Matt_Hilton,_Kevin_M._Huffenberger,_Joshua_Kim,_Thibaut_Louis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Gabriela_A._Marques,_Kavilan_Moodley,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Frank_J._Qu,_Neelima_Sehgal,_Blake_D._Sherwin,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_T._Staggs,_Alexander_Van_Engelen,_Cristian_Vargas,_Lukas_Wenzl,_Martin_White,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05659 |
赤方偏移範囲$0.2\lesssimz\lesssim1.1$および$0.3\lesssimに及ぶ、unWISEの青銀河サンプルと緑銀河サンプルとのアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)DR6とプランクCMBレンズマップの相互相関を使用した構造成長の断層撮影測定を示します。z\lesssim1.8$、それぞれ。新しい高精度ACTDR6レンズマップを利用するだけでなく、赤方偏移キャリブレーション用の分光データを追加し、より柔軟な理論モデルで測定値を分析することによって、以前のunWISE相互相関を改善しました。ブラインド分析フレームワーク内の広範な体系的テストとヌルテストにより、結果が確実に堅牢になります。低赤方偏移($z\simeq0.2-1.6$)での物質変動の振幅を決定し、ACT相互相関を使用して$S_8\equiv\sigma_8(\Omega_m/0.3)^{0.5}=0.813\pm0.021$を求めます。単独、およびプランクとACTの相互相関を組み合わせた$S_8=0.810\pm0.015$。これらの測定は、標準構造の成長を仮定した一次CMB測定からの予測と完全に一致しています。バリオン音響振動データを追加すると、$\sigma_8$と$\Omega_m$の間の縮退が解消され、unWISEとACTおよび$\sigma_8=0.813\の相互相関から$\sigma_8=0.813\pm0.020$を測定できるようになります。pm0.015$は、ACTとプランクとの相互相関の組み合わせから得られます。これらの結果は、$\Lambda$CDM宇宙論における一次CMB外挿からの予想とも一致します。$z\sim0.6$と$1.1$の2つの赤方偏移サンプルから得られた$\sigma_8$の一貫性は、宇宙論的モデルのさらなるチェックを提供します。我々の結果は、線形スケールでの構造形成が、低い赤方偏移$z\lesssim1$に至るまで$\Lambda$CDMによってよく記述されることを示唆しています。
粘性とMHD風の間のもつれを解く方法としての原始惑星系円盤の$M_{\mathrm{d}}/\dot M$の時間発展
| Title |
The_time_evolution_of_$M_{\mathrm{d}}/\dot_M$_in_protoplanetary_discs_as_a_way_to_disentangle_between_viscosity_and_MHD_winds |
| Authors |
Alice_Somigliana,_Leonardo_Testi,_Giovanni_Rosotti,_Claudia_Took,_Giuseppe_Lodato,_Beno\^it_Tabone,_Carlo_Manara,_Marco_Tazzari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04496 |
原始惑星系円盤降着に関する古典的な粘性パラダイムが低乱流の観測証拠によって疑問視される中、伝統的に粘性で説明されてきたのと同じ観測された特徴を再現できる可能性があるとして、MHD円盤風の代替シナリオが検討されている。2つのモデルは異なるディスク特性をもたらしますが、主に機器の制限により、観測によっていずれも除外されていません。この研究では、円盤質量($M_{\mathrm{d}}$)-降着率($\dotM$)の分布の異なる進化に基づいて、粘性フレームワークとMHDフレームワークを区別する実行可能な方法を提示します。)円盤集団の平面。母集団合成コード\texttt{Diskpop}を使用して実行される、分析計算と1次元数値シミュレーションの相乗効果により、両方のメカニズムが観測された比率$M_{\mathrm{d}}/\dotM$の広がりを予測することがわかります。ディスクの数は時間の経過とともに減少します。ただし、この効果は、純粋に粘性のある集団と比較して、MHDが優勢な集団ではあまり顕著ではありません。さらに、この差が現在の観測施設で検出可能であることを示します。MHDケースで観測された広がりは粘性シナリオよりも大幅に大きいままであるため、固有の広がりと観測の不確実性を畳み込みても結果に影響を与えないことを示します。入手可能な最新のデータは風力モデルとのより良い一致を示していますが、ALMAとngVLAを使用して直接ガス質量測定値を取得する継続的および今後の取り組みにより、近い将来、この比較が再評価されることになります。
バイオバース: 暴走した温室気候が系外惑星の人口動態に残した痕跡としてのハビタブルゾーン内縁の不連続性
| Title |
Bioverse:_The_Habitable_Zone_Inner_Edge_Discontinuity_as_an_Imprint_of_Runaway_Greenhouse_Climates_on_Exoplanet_Demographics |
| Authors |
Martin_Schlecker,_D\'aniel_Apai,_Tim_Lichtenberg,_Galen_Bergsten,_Arnaud_Salvador,_Kevin_K._Hardegree-Ullman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04518 |
温室暴走の境界（古典的なハビタブルゾーンの内縁）よりも恒星に近い軌道を周回する岩石系系外惑星の長期的なマグマオーシャン相は、潜在的に居住可能な世界を他の世界から区別する物理的および化学的プロセスについての洞察を提供する可能性がある。暴走惑星の熱成層は大気を大幅に膨張させると予想されており、半径密度空間における「ハビタブルゾーンの内縁の不連続性」の形で暴走温室移行への観測アクセスが可能になる可能性がある。ここでは、惑星人口全体からのコンテキスト情報と調査シミュレータを組み合わせた統計フレームワークであるBioverseを使用して、この仮説を検証するための地上および宇宙望遠鏡の能力を評価します。私たちは、ハビタブルゾーンの内縁よりも近い軌道を周回する惑星の少なくとも~10%が暴走気候にある場合、暴走温室移行の人口統計上の痕跡は、サンプルサイズ$\gtrsim100$の惑星の高精度トランジット測光によって検出可能である可能性が高いことを発見しました。私たちの調査シミュレーションは、近い将来、ESAのPLATOミッションがハビタブルゾーンの内側エッジの不連続性を調査する最も有望な調査になることを示唆しています。私たちは、得られたデータの診断能力を最大化する調査戦略を決定し、ミッション設計の主要な推進要因として次のものを特定します。1.惑星質量測定のフォローアップキャンペーン、および2.ターゲットサンプル中の低質量星の割合。暴走温室移行に関する観測上の制約は、岩石系系外惑星間の大気揮発性物質の分布に関する重要な洞察を提供し、最も近い潜在的に居住可能な世界を特定するのに役立つ可能性がある。
TW Hya での分子状酸素の詳細な検索
| Title |
Deep_Search_For_Molecular_Oxygen_in_TW_Hya |
| Authors |
Becky_J._Williams,_L._Ilsedore_Cleeves,_Christian_Eistrup,_Jon_P._Ramsey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04521 |
冷たい分子雲中の酸素の主な形態は、気相の一酸化炭素(CO)と氷相の水(H$_2$O)です。しかし、若い恒星の周りの惑星形成円盤では、気相のCOとH$_2$Oの量はISM値に比べて少なく、酸素を運ぶ他の主要な分子は検出されていない。いくつかの天体化学モデルは、気相分子酸素(O$_2$)が円盤内の揮発性酸素の主要な運搬体であると予測しています。我々は、TWHyaの近くの原始惑星系円盤にある同位体置換体$^{16}$O$^{18}$O（233.946GHzの$N_J=2_1-0_1$線）からの放射を詳しく調べたことを報告する。画像化技術とマッチングフィルターを使用して弱い発光を検索しましたが、$^{16}$O$^{18}$Oは検出されませんでした。我々の結果に基づいて、TWHyaの気相O$_2$存在量の上限は、Hに対して$(6.4-70)\times10^{-7}$であり、$2-3$桁であると計算されます。太陽の酸素量を下回る。我々は、気相O$_2$はTWHyaの主要な酸素運搬体ではないと結論付けた。他の2つの潜在的な酸素運搬分子、SOとSO$_2$も私たちの観察でカバーされていますが、これも検出されていません。さらに、C$^{15}$N$N_J=2_{5/2}-1_{3/2}$超微細遷移、$F=3-2$および$F=2-の偶然の検出を報告します。219.9GHzで1ドル。これはマッチドフィルタリングによって検出され、イメージングによって確認されました。
傾斜のあるアリエルとウンブリエルの間の5/3平均運動共鳴の安定性マップ
| Title |
Stability_maps_for_the_5/3_mean_motion_resonance_between_Ariel_and_Umbriel_with_inclination |
| Authors |
S\'ergio_R.A._Gomes_and_Alexandre_C.M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04786 |
アリエルとウンブリエルの間の5/3平均運動共鳴を通過する際の天王星の5つの最大の衛星の進化は、カオス運動によって強く影響されます。運動方程式の数値積分とポアンカレ曲面の解析による研究は、システムにおけるカオスの役割について有益な洞察を提供しました。しかし、彼らは位相空間におけるこのカオスの定量化を欠いています。ここでは、周波数解析手法を使用して安定性マップを構築します。低エネルギー（小さな離心率および/または傾斜）では、位相空間は主に安定していると判断します。エネルギーが増加すると、カオス領域が安定した動きに取って代わり、小さな局所的な解放領域のみが安定に残ります。
ミランダにはNH$_3$とCO$_2$の氷が存在しますか?
| Title |
Are_NH$_3$_and_CO$_2$_ice_present_on_Miranda? |
| Authors |
Riley_A._DeColibus_(1),_Nancy_J._Chanover_(1),_Richard_J._Cartwright_(2)_((1)_New_Mexico_State_University,_(2)_SETI_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04844 |
4つの最大の古典的な天王星衛星の公開された近赤外線スペクトルは、2.2$\μ$m付近の微妙な吸収特徴とともに、CO$_2$氷の離散的な堆積物の存在を示しています。最も内側の2つの衛星、ミランダとアリエルも、過去の内因性の活動によって大きく改変された表面を持っています。最小の衛星ミランダのこれまでの観測ではCO$_2$氷の存在は検出されておらず、2.2$\mu$mでの吸収特徴の報告も確認されていません。2.2$\mu$mでの吸収の特徴は、ミランダの表面での寿命が限られているNH$_3$またはNH$_4$を含む種が露出または設置されたことに起因する可能性があり、したがって、ミランダの内部活動が比較的最近のものであることを示唆している可能性があります。。この研究では、ミランダの近赤外スペクトルを分析して、CO$_2$氷と2.2-$\mu$m特徴が存在するかどうかを判断しました。CO$_2$氷のトリプレット(1.966、2.012、2.070$\mu$m)、H$と混合したCO$_2$氷に起因する弱い2.13$\mu$mバンドのバンド面積と深さを測定しました。_2$Oアイスと2.2-$\mu$mバンド。私たちはミランダで2.2-$\μ$mバンドが以前に検出されたことを確認しましたが、離散的な堆積物として、またはH$_2$O氷と混合されたCO$_2$氷の証拠は見つかりませんでした。私たちは、ミランダの高信号対雑音スペクトルをさまざまな候補化合物の合成および実験室スペクトルと比較して、どの種が2.2-$\μ$mバンドの原因であるかを解明しました。我々は、2.2-$\μ$mの吸収は、NH$_3$氷とNH$_3$-水和物またはNH$_3$-H$_2$O混合物との組み合わせによって最もよく適合すると結論付けた。NH$_4$ClのようなNH$_4$を含む塩も、さらなる研究が必要な有望な候補です。
水晶微量天秤による揮発性氷蒸気圧の実験室測定
| Title |
Laboratory_Measurement_of_Volatile_Ice_Vapor_Pressures_with_a_Quartz_Crystal_Microbalance |
| Authors |
W.M._Grundy,_S.C._Tegler,_J.K._Steckloff,_S.P._Tan,_M.J._Loeffler,_A.V._Jasko,_K.J._Koga,_B.P._Blakley,_S.M._Raposa,_A.E._Engle,_C.L._Thieberger,_J._Hanley,_G.E._Lindberg,_M.D._Gomez,_and_A.O._Madden-Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05078 |
窒素、一酸化炭素、メタンは太陽系のはるか外側の重要な物質であり、揮発性が高いため昇華し、極低温での活動を促進する可能性があります。関連するプロセスをモデル化するには、関連する温度での蒸気圧と昇華潜熱に関する知識が必要です。我々は、水晶微量天秤を使用してこれらの揮発性氷の昇華流束を自由分子流領域で測定し、水晶からの昇華と水晶への凝縮を同時に考慮して、蒸気圧と昇華潜熱を導き出す方法について説明します。蒸気圧は文献に記載されている以前の推定値よりも若干低く、一酸化炭素が3種の中で最も矛盾しており、これまで考えられていたよりもほぼ1桁低いことがわかりました。これらの結果は、さまざまな天体物理学および惑星環境にわたって重要な意味を持ちます。
エリスとマケマケのメタン氷の D/H および 13C/12C 比の測定: 内部活動の証拠
| Title |
Measurement_of_D/H_and_13C/12C_Ratios_in_Methane_Ice_on_Eris_and_Makemake:_Evidence_for_Internal_Activity |
| Authors |
W.M._Grundy,_I._Wong,_C.R._Glein,_S._Protopapa,_B.J._Holler,_J.C._Cook,_J.A._Stansberry,_A.H._Parker,_J.I._Lunine,_N._Pinilla-Alonso,_A.C._de_Souza_Feliciano,_R._Brunetto,_J.P._Emery,_and_J._Licandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05085 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のNIRSpec赤外線画像分光計は、1～5ミクロンの波長の反射太陽光で太陽系外縁準惑星エリスとマケマケを観測した。どちらの天体もメタン氷が豊富な高アルベド表面を持ち、太陽光子が氷を通る長い光路長を可能にするテクスチャーを備えています。エリスでは4.2um付近でN2氷が吸収されているという証拠がありますが、マケマケではありません。どちらの天体でも4.67umではCO氷の吸収は見られません。初めて、メタンの2つの重い同位体同位体の吸収バンドが2.615um(13CH4)、4.33um(12CH3D)、および4.57um(12CH3D)で観察されました。これらのバンドにより、(2.5+/-0.5)x10-4および(2.9+/-0.6)x10-4のD/H比を測定できるほか、0.012+/-0.002および0.010+の13C/12C比を測定できます。/-エリスとマケマケの表面メタン氷はそれぞれ0.003。測定されたD/H比は、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星中のおそらく原始メタンのD/H比よりもはるかに低いですが、多くの彗星やより大きな太陽系外天体の水中のD/H比に似ています。この類似性は、エリスとマケマケのメタン中の水素原子が水に由来していることを示唆しており、これらの深部内部での過去または現在進行中の高温環境における地球化学的過程を示しています。13C/12C比は、太陽系で一般に観測されている値と一致しており、現在表面に存在するメタンが、大部分が宇宙に失われたはるかに大量の在庫の残渣である場合に起こり得るような、13Cの実質的な濃縮が起こらないことを示唆している。考えられる説明には、内部からの地質学的に最近のガス放出や、最表層を新鮮に保つために地表のメタンインベントリを循環させるプロセスが含まれます。
GCM を使用した暴走温室移行の最初の調査
たとえ今のところ、小型地球型惑星の検出が困難であっても、検出および特性評価機器の継続的な改良のおかげで、近い将来、小型地球型惑星の観察が容易になるでしょう。この探求において、気候モデリングは、それらの特徴、大気の構成、および考えられる歴史を理解するための重要なステップです。このような地球型惑星に地表水の貯留層が存在する場合、日射量の増加により、水の蒸発によって引き起こされる劇的な正のフィードバック、つまり暴走温室が引き起こされる可能性があります。その結果として生じる地球の表面温度の上昇は、貯水池全体の蒸発をもたらし、2つの非常に異なる惑星集団に分離します。1)地表水の海を持つ温帯惑星と、2)水蒸気が支配する膨らんだ大気を持つ高温惑星です。この研究では、3D大循環モデル(GCM)であるGeneric-PCMを使用して、温帯状態と暴走後の状態を結び付ける温室暴走遷移を研究します。私たちのシミュレーションは2つのステップで構成されます。まず、最初は液体の表面の海洋、つまり大気中に水蒸気が豊富になる蒸発段階を想定します。第二に、海洋が完全に蒸発したと考えられる場合、表面温度が劇的に上昇する乾燥移行段階が発生します。最終的には、暴走後の熱く安定した状態に収束します。これら2つのステップにおける気候の進化を詳細に記述することにより、雲量と対流圏から成層圏への風の循環の急速な移行を示します。私たちの結果を1Dモデルを使用した以前の研究と比較することで、暴走温室を理解するための鍵となる、地球規模の力学や雲などの本質的な3Dプロセスの影響について議論します。また、放射不均衡によって制限される暴走温室の潜在的な可逆性も調査します。
日食マッピングのヌル空間: 理論的予測と観測されたマップの比較
JWSTで可能なものと同様、高精度の系外惑星食光度曲線により、系外惑星大気の光束と温度のマッピングが可能になります。これらの日食マップは前例のない精度を持ち、系外惑星の大気に関する現在の理論的予測を制約する機会を提供します。ただし、多くのマップパターンは観測できないため、日食マッピングには避けられない数学的制限があります。この「ヌル空間」は、大循環モデル(GCM)からの予測と観測された惑星地図を比較する際に影響を及ぼし、したがって、観測された地図を駆動する物理プロセスの理解に影響を与えます。我々は、日食マッピングのヌル空間を記述し、取得された日食マップとより適切に比較するために、GCM順モデルをどのように観測可能なモードに変換できるかを示し、JWSTに基づく超高温木星と曇った暖かい木星の合成データへの適用で実証します。最高の場合と極めて精度の高い観測シナリオ。ヌル空間の影響は観察設計を通じて緩和および操作できること、およびJWSTの露出時間はヌル空間のサイズを増加させないほど十分に短いことを示します。さらに、ヌル空間と「固有マッピング」手法の間の数学的関係を示し、固有マップを使用してモデルに依存しない方法でヌル空間を理解する方法を示します。この接続を利用して、取得したマップにヌル空間の不確実性を組み込むことで、合成データのグランドトゥルースを含むように不確実性が増加します。この研究によって可能になる観測地図と順方向モデルの比較、および日食マッピングの不確実性の改善は、JWST時代の系外惑星の多次元的側面の解釈にとって重要です。
エリスとマケマケのメタン氷の中程度のD/H比は、その内部における熱水または変成過程の証拠として：地球化学分析
| Title |
Moderate_D/H_Ratios_in_Methane_Ice_on_Eris_and_Makemake_as_Evidence_of_Hydrothermal_or_Metamorphic_Processes_in_Their_Interiors:_Geochemical_Analysis |
| Authors |
Christopher_R._Glein,_William_M._Grundy,_Jonathan_I._Lunine,_Ian_Wong,_Silvia_Protopapa,_Noemi_Pinilla-Alonso,_John_A._Stansberry,_Bryan_J._Holler,_Jason_C._Cook_and_Ana_Carolina_Souza-Feliciano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05549 |
準惑星エリスとマケマケの表面には、起源不明のメタン氷が存在します。D/H比は最近、ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によるエリスとマケマケの観測から決定され(Grundyetal.、提出)、メタンの起源を解読するための新たな手がかりを与えてくれました。ここでは、メタンの起源が原始的であるか、CO$_2$またはCOに由来するもの(「非生物的」)であるか、あるいは有機物によって供給される(「熱産生」)かをテストするための地球化学モデルを開発します。原始メタンは観測データと一致しない一方、非生物メタンと熱生成メタンの両方が観測範囲と重複するD/H比を持つ可能性があることがわかりました。これは、エリスとマケマケが形成中に大量のメタンを獲得しなかったか、元の在庫が除去され、その後内部で生成されたメタン源に置き換えられたことを示唆しています。非生物的または熱生成的メタンの生成には、おそらく約150{\deg}Cを超える温度が必要であるため、エリスとマケマケにはかなりの放射線加熱を受けた岩石の核があると推測されます。それらの核はまだメタンを生成するのに十分な温度/高温である可能性があります。この加熱により、氷で覆われた海洋の底で熱水循環が引き起こされて非生物的メタンが生成された可能性があり、あるいは、降着した有機物が関与する変成反応が深部内部での加熱に反応して起こり、熱生成性メタンが生成された可能性がある。熱進化モデルの結果と太陽系星雲のD-H交換のモデリングからの予測の追加分析は、エリスとマケマケの地下温度の上昇と原始メタンの欠如に関する我々の発見を裏付けています。それらのD/H比がメタンのガス放出後に進化した可能性があるかどうかは未解決の疑問のままです。エリスとマケマケにおける非生物的および熱生成的メタン生産の提案されたシナリオをさらにテストし、これらの世界を間近で探索するための将来の活動についての推奨事項が与えられます。
考えられる藻類大気中の炭素含有分子
| Title |
Carbon-bearing_Molecules_in_a_Possible_Hycean_Atmosphere |
| Authors |
Nikku_Madhusudhan,_Subhajit_Sarkar,_Savvas_Constantinou,_M{\aa}ns_Holmberg,_Anjali_Piette_and_Julianne_I._Moses |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05566 |
居住可能な環境と系外惑星大気中のバイオマーカーの探索は、系外惑星科学の聖杯です。居住可能な地球に似た系外惑星の大気の特徴を検出することは、惑星と星の大きさのコントラストが小さく、平均分子量が高く大気が薄いため、困難です。最近、ハイセアン世界と呼ばれる居住可能な系外惑星の新しいクラスが提案されており、H2が豊富な大気を持つ温帯の海に覆われた世界として定義されています。同じ質量の岩石惑星と比較して、ハイセアンの世界はそのサイズが大きく、大気が広がっているため、JWSTによる大気分光分析が大幅に利用しやすくなっています。今回我々は、JWSTNIRISSおよびNIRSpec機器を用いて0.9～5.2$\mu$mの範囲で観測されたハイセアン世界候補K2-18bの透過スペクトルを報告します。このスペクトルは、H2に富む大気中でメタン(CH4)と二酸化炭素(CO2)がそれぞれ5$\sigma$と3$\sigma$の信頼度で強力に検出され、それぞれ約1%という高い体積混合比で検出されたことを示しています。豊富なCH4とCO2に加えてアンモニア(NH3)が検出されないことは、K2-18bの温帯のH2に富む大気下の海洋に関する化学的予測と一致しています。このスペクトルはまた、ハイセアン世界で観察可能なバイオマーカーであると予測されている硫化ジメチル(DMS)の潜在的な兆候を示唆しており、地球上の生物活動の可能性についての考察を動機付けています。CH4の検出により、温帯系外惑星の長年にわたるメタン欠落問題と、以前の観測によるK2-18bの大気組成の縮退が解決されました。私たちは、他の場所での生命の探求におけるこの新しい体制を探るために、発見の考えられる影響、未解決の疑問、および将来の観察について議論します。
FRESCO を使用した $z>5$ での塵の多い銀河の成長のマッピング: サブミリ銀河 HDF850.1 と周囲の過密構造における
H$\alpha$ の検出
| Title |
Mapping_dusty_galaxy_growth_at_$z>5$_with_FRESCO:_Detection_of_H$\alpha$_in_submm_galaxy_HDF850.1_and_the_surrounding_overdense_structures |
| Authors |
Thomas_Herard-Demanche,_Rychard_J._Bouwens,_Pascal_A._Oesch,_Rohan_P._Naidu,_Roberto_Decarli,_Erica_J._Nelson,_Gabriel_Brammer,_Andrea_Weibel,_Mengyuan_Xiao,_Mauro_Stefanon,_Fabian_Walter,_Jorryt_Matthee,_Romain_A._Meyer,_Stijn_Wuyts,_Naveen_Reddy,_Pablo_Arrabal_Haro,_Helmut_Dannerbauer,_Alice_E._Shapley,_John_Chisholm,_Pieter_van_Dokkum,_Ivo_Labbe,_Garth_Illingworth,_Daniel_Schaerer,_Irene_Shivaei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04525 |
FRESCONIRCamF444Wグリズム観測を使用して、$z=5.188\pm0.001$にHDF850.1からの13$\sigma$H$\alpha$輝線が検出されたことを報告します。HDF850.1でのH$\alpha$の検出は、その高い遠赤外光度、実質的な塵の遮蔽、および赤方偏移の導出における歴史的な課題を考慮すると、注目に値します。HDF850.1は、F444Wイメージングデータで明確な検出を示しており、北部と南部のコンポーネントの間に分布しており、プラトードビュール干渉計からの[CII]で見られたものを反映しています。各成分のSEDを個別にモデル化すると、北の成分の質量、星形成率(SFR)、および塵の消滅が南の成分よりも高いことがわかります。観測されたH$\alpha$放出は、完全に隠蔽されていない南の成分から生じているようで、ソースに対して[CII]で見られるものと同様の$\Delta$v$\sim$+130km/sの速度オフセットを示しています。全身性赤方偏移。FRESCO観測から得られたH$\alpha$由来の赤方偏移を活用すると、HDF850.1は$z>5$でこれまでに特定された最も豊かな環境の1つで形成されており、100個の$z=5.17-5.20$銀河が10個の銀河に分散していることがわかります。構造と$\sim$(15cMpc)$^3$ボリューム。宇宙論的シミュレーションにおける類似構造の進化に基づくと、$z=5.17-5.20$構造は$z\sim0$までに単一の$>$10$^{14}$$M_{\odot}$クラスターに崩壊する可能性が高いと考えられます。。この過密度内で形成される銀河の性質を外側の銀河の性質と比較すると、過密度内部の質量、SFR、$UV$光度が明らかに高いことがわかります。HDF850.1やその他の既知の非常に不明瞭な$z>5$銀河からのH$\alpha$線の放射の顕著さは、IR発光銀河の初期の蓄積と過密構造の両方をマッピングするためのNIRCamグリズムプログラムの可能性を示しています。
FIRE でのシンクロトロン放出: スペクトル分解された宇宙線を使用した模擬銀河の磁場の等分配推定器
| Title |
Synchrotron_Emission_on_FIRE:_Equipartition_Estimators_of_Magnetic_Fields_in_Simulated_Galaxies_with_Spectrally-Resolved_Cosmic_Rays |
| Authors |
Sam_B._Ponnada,_Georgia_V._Panopoulou,_Iryna_S._Butsky,_Philip_F._Hopkins,_Raphael_Skalidis,_Cameron_Hummels,_Eliot_Quataert,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Kung-Yi_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04526 |
シンクロトロン放射は、銀河磁場(\textbf{B})と宇宙線(CR)の数少ない観測可能なトレーサーの1つです。銀河における\textbf{B}についての私たちの理解の多くは、等分配モデルのいくつかの単純化された仮定と組み合わせて放射光観測を利用することによって得られますが、これらの仮定がどの程度当てはまるのか、そしてこれらの推定が物理的に何を表す\textbf{B}なのかは依然として不明です。CR陽子、電子、陽電子スペクトルをMeVからTeVのエネルギーまで自己一貫して進化させるFIREシミュレーションを使用して、「ライブ」スペクトル分解CR-MHDでシミュレートされたL$_{*}$銀河からの最初の合成シンクロトロン放射予測を提示します。シンクロトロン放射は比較的低温で高密度のガスによって支配される可能性があり、その結果、最も多くの放射に寄与するガス中の「真の」\textbf{B}を2倍に過小評価する基準仮定を伴う\textbf{B}の等分配推定値が得られることがわかりました。体積充填係数が小さいため-3。私たちの結果に動機付けられて、多相媒体中の\textbf{B}を推定するための等分配モデルを拡張する分析フレームワークを提示します。私たちのスペクトル分解シンクロトロン予測を、CRを使用した銀河シミュレーションで使用されるより単純なスペクトル仮定と比較すると、損失項が大きい銀河中心に向かう正確なシンクロトロン計算にはスペクトルの進化が重要である可能性があることがわかります。
JADES: $z=5.18$ の HST-Dark サブミリ波銀河 HDF850.1 の恒星コンポーネントとフィラメント過密環境を解決
| Title |
JADES:_Resolving_the_Stellar_Component_and_Filamentary_Overdense_Environment_of_HST-Dark_Submillimeter_Galaxy_HDF850.1_at_$z=5.18$ |
| Authors |
Fengwu_Sun,_Jakob_M._Helton,_Eiichi_Egami,_Kevin_N._Hainline,_George_H._Rieke,_Christopher_N._A._Willmer,_Daniel_J._Eisenstein,_Benjamin_D._Johnson,_Marcia_J._Rieke,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_Stacey_Alberts,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Stephane_Charlot,_Zuyi_Chen,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_A._Lola_Danhaive,_Christa_DeCoursey,_Zhiyuan_Ji,_Jianwei_Lyu,_Roberto_Maiolino,_Wiphu_Rujopakarn,_Lester_Sandles,_Irene_Shivaei,_Hannah_Ubler,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04529 |
HDF850.1は、ハッブル深層領域で最も明るいサブミリ波銀河(SMG)です。$z=5.18$の過密な環境に埋め込まれた、塵に大きく覆われた星形成銀河として知られています。JWST先端銀河系外探査(JADES)を通じて取得した0.8～5.0$\μ$mの9バンドNIRCam画像を使用して、HDF850.1に相当する残りのフレームのUV光を検出して解決します。中央に重い塵が隠れています。南側の成分はUVおよびH$\alpha$光子を漏洩し、銀河に赤外線過剰とUV連続体の傾きの間の経験的関係(IRX-$\beta_\mathrm{UV}$)を$\sim$100倍上回らせます。北の成分は塵の減衰がより高いため、UVおよびH$\alpha$表面の明るさはより暗くなります。NIRCam画像から空間分解した塵減衰マップを構築します。これは、ミリ波干渉法で得られた塵連続放出とよく一致します。この星系全体は$10^{11.0\pm0.1}\,\mathrm{M}_\odot$の星の質量と$10^{3.0\pm0.2}\,\mathrm{M}の星形成速度をホストしています。_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$、この銀河はこの時代の星形成主系列の大質量端に位置します。さらに、HDF850.1が$z=5.17-5.30$の複雑な過密環境に存在し、$z=5.30$(GN10)に別の発光SMGをホストしていることを確認します。この過密度のフィラメント状構造は、3.9-5$\μ$mのNIRCamスリットレス分光法によって確認された109個のH$\alpha$放出銀河によって特徴づけられますが、そのうちJWST観測以前には8個だけが知られていました。GOODS-S場に同様の銀河過密度が存在することを考えると、我々の結果は、$z=5.1-5.5$における宇宙星形成の$50\pm20$%が原始銀河団環境で起こっていることを示唆しています。
分子雲の全体構造: I. 質量と星形成速度の傾向
| Title |
The_Global_Structure_of_Molecular_Clouds:_I._Trends_with_Mass_and_Star_Formation_Rate |
| Authors |
Nia_Imara_and_John_C._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04532 |
分子雲の大規模かつ全球的な3D構造のモデルを紹介します。表面密度マップにおける雲の形態学的外観に動機付けられ、ガスの体積密度分布と星形成との関係に関する情報を裏付ける目的で、雲を円柱としてモデル化します。私たちは、近くの雲のサンプルの表面密度マップにモデルを適用することでモデルをテストし、観察された半径方向表面密度プロファイルのそれぞれに非常によく適合するソリューションを見つけます。私たちの最も顕著な発見は、中心体積密度が高い雲はよりコンパクトで、総質量も小さいということです。これらの同じ低質量雲は、総質量を考慮するか高密度質量を考慮するかに関係なく、ガスの枯渇時間が短くなる傾向があります。私たちの分析により、円筒形の雲は、星が形成される時間スケールを設定する普遍的な構造によって特徴づけられるという結論に至りました。
過去10回転の円盤状銀河における暗黒物質の割合
| Title |
Dark_Matter_Fraction_in_Disk-Like_Galaxies_Over_the_Past_10_Gyr |
| Authors |
G._Sharma,_J._Freundlich,_G._van_de_Ven,_B._Famaey,_P._Salucci,_M._Martorano,_F._Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04541 |
我々は、公的に利用可能な積分場分光調査、すなわちKMOS3D}、KGES、およびKROSSから選択された、赤方偏移$z\sim2.5$までの星形成円盤状銀河における暗黒物質部分の観察研究を紹介する。我々は、赤方偏移が固定されている場合、暗黒物質の割合が半径とともに徐々に増加することを示す新しい観測証拠を提供し、局所的な星形成円盤銀河と同様に、銀河の外側が暗黒物質が支配的であることを示している。この観察された暗黒物質の割合は、赤方偏移の増加に伴って減少する傾向を示します。ただし、平均すると、有効半径内(郊外まで)の割合は、地元と同様に50\%を超えたままです。さらに、暗黒物質、バリオン表面密度、銀河の円周速度の関係を調べました。バリオンの表面密度が増加するにつれて、暗黒物質の割合が減少する傾向が観察されます。これは、すべての星の質量、赤方偏移範囲、および半径にわたって一貫しており、0.13dexのばらつきがあります。一方、最も外側の半径での円速度とこの半径内の暗黒物質の割合との間の相関は比較的低い散乱（0.11dex）を持っていますが、その傾きは星の質量と赤方偏移によって変化し、力学的な証拠を観測的に提供しています。バリオニック物質と暗黒物質の分布と宇宙時間との相互作用の進化。我々は、低恒星質量銀河($\log(M_{\star}/\mathrm{M_\odot})\leq10.0$)がより高度な進化を遂げていることを観察しており、これは銀河の階層的合体に起因すると考えられます。
アイガー V. $z\gtrsim6$ での発光クエーサーの主銀河の特徴付け
| Title |
EIGER_V._Characterizing_the_Host_Galaxies_of_Luminous_Quasars_at_$z\gtrsim6$ |
| Authors |
Minghao_Yue,_Anna-Christina_Eilers,_Robert_A._Simcoe,_Ruari_Mackenzie,_Jorryt_Matthee,_Daichi_Kashino,_Rongmon_Bordoloi,_Simon_J._Lilly,_Rohan_P._Naidu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04614 |
私たちは、\textit{再電離時代の輝線銀河と銀河間ガスの$5.9<z<7.1$にある6つのクェーサーのクエーサー母銀河の発光と超大質量ブラックホール(SMBH)の質量の{\emJWST}/NIRCam測定を報告します。}(EIGER)プロジェクト。私たちは、F115W、F200W、およびF356Wバンドの深NIRCamイメージングと、クエーサーのF356Wグリズム分光法を取得します。明るい不飽和星を使用して点像分布関数(PSF)のモデルを構築し、これらのPSFの誤差を推定します。次に、クエーサー画像を点源と指数関数的円盤としてフィッティングすることにより、クエーサー母銀河のフラックスと形態を測定または制約します。ホストからクエーサーへの磁束比が$\sim1\%-5\%$である3つのクェーサーのホスト銀河の検出に成功しました。スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングは、これらのクエーサー母銀河が$M_*\gtrsim10^{10}M_\odot$の恒星質量を持つことを示唆しています。母銀河が検出されないクエーサーについては、その恒星質量の上限を推定します。グリズムスペクトルを使用して{\hb}線のプロファイルと連続体の光度を測定し、クエーサーのSMBH質量を推定します。我々の結果は、SMBH質量と母銀河恒星質量との間に正の関係が赤方偏移$z\gtrsim6$ですでに存在していることを示しています。私たちのサンプルのクエーサーは、$M_\text{BH}/M_*\sim0.15$という高いブラックホール対恒星の質量比を示しており、これは局所的な関係より約$\sim1-2$dex高くなります。この結果は、$z\gtrsim6$の明るいクエーサーが大質量ブラックホールを含む偏ったサンプルを形成しており、その母銀河の星形成と比較して早期にSMBH成長を経験した可能性があることを示唆している。
矮星銀河進化のモデルが低い星形成速度での初期質量関数を考慮する必要があるのはなぜですか?
| Title |
Why_should_Models_of_Dwarf_Galaxy_Evolution_care_about_the_Initial_Mass_Function_at_low_Star-formation_Rates? |
| Authors |
Patrick_Steyrleithner_and_Gerhard_Hensler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04714 |
星団が低い星形成速度(SFR)で形成される場合、その星の初期質量関数(IMF)は各質量の星で継続的に満たされることがほとんどありません。この欠如は大質量星にも当てはまり、星団の質量とその最も重い星団の星との相関関係によって観測的に証明されています。銀河の進化は大質量星によって強く影響されるため、数値モデルはこの欠如を説明する必要があります。満たされたIMFは、大質量星の一部のみが形成される場合でもほとんど適用されるため、ここでは孤立した矮小銀河の3D化学力学シミュレーションによって、星団における標準的なIMFからの逸脱が進化にどのような影響を与えるかを調査します。2つの異なるIMFレシピ、つまり、満たされたIMFと、単一の完全な星が形成される最大質量で切り取られたIMFを比較します。大質量星によるエネルギー的および化学的フィードバックに注目が集まっています。それらのエネルギー放出は質量に依存しますが、負のIMFの傾きよりも急であるため、エネルギーフィードバックは正の質量依存性を維持し、そのため、恒星数部分のみが存在するにもかかわらず、満たされたIMFは切断されたIMFよりも強力にSFを制御します。シミュレーションにおける短縮型IMFのSFRが高いほど、より多くの超新星II(SNeII)が発生し、銀河風を引き起こします。これがモデル固有のより大きなSFRに起因するかどうかには疑問があり、したがって分析的に調査されます。これは、ライマン連続体について予想された結果を示していますが、総SNIIエネルギー放出は両方のIMFモードで等しいのに対し、切断されたIMFの出力は小さいことがわかります。当然のことながら、さまざまなIMFは大質量星要素と中質量星要素の豊富な比率で痕跡を残しています。
非線形ランダウ減衰を伴う銀河ハローのモデルにおける二次宇宙線核
| Title |
Secondary_cosmic-ray_nuclei_in_the_model_of_Galactic_halo_with_nonlinear_Landau_damping |
| Authors |
D._O._Chernyshov,_A._V._Ivlev_and_V._A._Dogiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04772 |
私たちは、Chernyshovらによる宇宙線(CR)ハローの最新モデルを採用しています。(2022)安定および不安定な二次核の銀河スペクトルを計算します。このモデルでは、銀河系CRの閉じ込めは、スペクトルが非線形ランダウ減衰によって制御される自己生成アルフベン乱流によって完全に決定されます。私たちは、CRの伝播特性に影響を与える物理パラメータを分析し、利用可能な観測データの正確な説明を提供する最適な自由パラメータのセットを推定します。また、銀河円盤の近くで作用するイオン中性減衰の効果を考慮することによって、より低いエネルギーでの観測との一致がさらに改善される可能性があることも示します。
HI MaNGA の星形成が多いが少ない銀河: 物理的特性と対照サンプルとの比較
| Title |
HI_Rich_but_Low_Star_Formation_galaxies_in_MaNGA:_Physical_Properties_and_Comparison_to_Control_Samples |
| Authors |
Anubhav_Sharma_and_Karen_L._Masters_(Haverford_College)_David_V._Stark_(Haverford_College_and_STScI),_James_Garland_(Haverford_College)_Niv_Drory_(MacDonald_Observatory),_Anne-Marie_Weijmans_(Univ._of_St_Andrews) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04854 |
ガスが豊富な銀河は通常、星形成を行っています。我々は、SloanDigitalSkySurveysのApachePointObservatory(MaNGA)調査における近くの銀河のマッピングのためのHI追跡プログラムであるHI-MaNGAを利用して、異常な中性水素(HI、21cm)に富む銀河のサンプルを構築します。星形成率（SFR）が低い。Wide-fieldInfraredSurveyExplorer(WISE)の赤外線カラーを特定のSFRのプロキシとして使用します。HI-MaNGAが検出された一連の1575個のMaNGA銀河のうち、83個(5%)がHIに富み、SFRが低いという選択基準を満たしていることがわかりました。典型的なSFR(高SF制御)を持つHIに富む銀河と、低いSFR(低HI制御)を持つHIに乏しい銀河の2つの恒星の質量が一致する対照サンプルを構築します。私たちはこれらのサンプルのそれぞれの特性を調査し、イオン化状態マップ、恒星とイオン化ガスの速度と分散、環境測定、金属性、形態などの物理的パラメーターを比較して、これらの異常な高濃度銀河が星を形成していない理由を探ります。我々は、一部の銀河における最近の外部からのガスの降着（高い逆回転部分を介した）の証拠を発見し、同時にAGNフィードバック（高cLIERおよび/または赤色間欠泉部分から）およびバークエンチング（強化された強力なバーを介した）の証拠も発見した。分数）。サンプル内のいくつかの銀河は、単純にそのHIが高い角運動量、大きな半径、低密度の円盤内にあることと一致します。私たちは、単一の物理過程では、HIが豊富でSFRが低いすべての銀河を説明することはできないと結論付けています。
多相中性星間物質：HI 21cm観測データ解析技術によるシミュレーションの解析
| Title |
Multiphase_Neutral_Interstellar_Medium:_Analyzing_Simulation_with_H_I_21cm_Observational_Data_Analysis_Techniques |
| Authors |
Soumyadeep_Bhattacharjee,_Nirupam_Roy,_Prateek_Sharma,_Amit_Seta_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05000 |
原子状水素(HI)21cm吸収および発光スペクトルを使用して中性星間物質(ISM)の特性を推測するために、いくつかの異なる方法が定期的に使用されています。この研究では、ISMの気相特性、つまり各チャネル速度$(v)$における輝度温度と光深さ$(T_B(v)$,$\tau(v))$の相関関係を推定するために使用されるさまざまな手法を研究します。、二相乱流ISMの3D磁気流体力学シミュレーションから模擬スペクトルを作成することにより、ガウス成分に分解します。$T_B(v)-\tau(v)$分布を説明し、モデルパラメータを暖かいガスのスピン温度や冷たい雲の長さスケールなどの特性に関連付けるために、物理的に動機づけられたモデルを提案します。ガウス分解に基づく2つの方法(吸収スペクトルのみを使用する方法と、吸収スペクトルと発光スペクトルの両方を使用する方法)を使用して、温度の関数としてカラム密度分布を推測します。観測では、このような解析により、温度が$\sim200\mathrm{\K}$から$\sim2000\mathrm{\K}$の熱的に不安定な範囲にある大量の(シミュレーションよりも大幅に高い)ガスの謎が明らかになります。予想される二峰性(二相)温度分布の欠如。シミュレーションでは、両方の方法が$\lesssim2500\mathrm{\K}$の温度まで真のガス分布(および一般に2相分布)を適度に良好に復元できることを示します。私たちの結果は、ノイズ、放射ビームサイズの変化、シミュレーション解像度などのさまざまな影響に対して堅牢であることがわかりました。これは、観察による推論がアーチファクトである可能性が低いことを示しており、観察とシミュレーションの間の緊張を浮き彫りにしています。この緊張の考えられる理由とそれを解決する方法について説明します。
散開星団NGC 2509の天体物理パラメータ
この研究では、十分に研究されていない散開星団NGC2509の構造的および基本的な天体物理学的パラメーターを示します。解析には、ガイアの3回目の測光および天文データリリース(ガイアDR3)を使用しました。ガイアDR3の天文データを考慮して、NGC2509領域の星のメンバーシップ確率を計算しました。メンバーシップ分析の結果、メンバーシップ確率$P\geq50$%を持つ244個の星が物理メンバーとして決定されました。クラスターの。太陽の金属性PARSEC等時線を$G\timesG_{\rmBP}-G_{\rmRP}$の色度図に当てはめることにより、色の過剰、距離、および年齢が同時に得られました。フィッティング手順中に最も可能性の高い星団メンバーの星を考慮し、NGC2509の色の過剰、距離、年齢を$E(G_{\rmBP}-G_{\rmRP})=0.100\pm0.015$として計算しました。それぞれ、$d=2518\pm667$pc、$t=1.5\pm0.1$Gyrです。
最高濃度の矮星銀河は通常の矮星銀河よりも厚くない
| Title |
Dwarf_galaxies_with_the_highest_concentration_are_not_thicker_than_ordinary_dwarf_galaxies |
| Authors |
Lijun_Chen,_Hong-Xin_Zhang,_Zesen_Lin,_Guangwen_Chen,_Bojun_Tao,_Zhixiong_Liang,_Zheyu_Lin,_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05052 |
高濃度矮小銀河の形成メカニズムは未だ謎のままです。私たちは、異なる恒星濃度を持つ近くの低質量銀河の固有形状の比較研究を行います。固有の形状は、3軸楕円体モデルの中間軸と長軸の比B/Aおよび短軸と長軸の比C/Aによってパラメータ化されます。私たちの銀河($10^{7.5}M_\odot$<$M_\star$<$10^{10.0}M_\odot$)は、SDSSまたはGAMAからの分光赤方偏移を持ち、HSC-SSPからの広帯域光学画像を持つように選択されています。幅広い層の調査。HSC-SSPの深部画像により、私たちの銀河の中心星形成領域を超えた銀河半径における見かけの軸比$q$を測定することができます。$q$分布に基づいて固有軸比を推測します。我々は、1)私たちの銀河は、濃度、星の質量、星形成活動、局所的な活動に関係なく、同様に扁円形($\mu_{B/A}$$\sim$0.9--1)に近い典型的な固有の形状をしていることがわかりました。環境（中央または衛星）;2)最高濃度の銀河は、調査された他の特性に関係なく、通常の銀河と同等か、(事実上すべての場合)わずかに薄い(つまり、平均$\mu_{C/A}$が小さい、または同等に三軸性が同等に低い)固有の厚さを持つ傾向があります。ここ。これは、高濃度銀河に対する古典的な合体シナリオの予想とは対照的であるように思われます。矮星と矮星の合体についての完全な理解が不足していることを考えると、高濃度矮星の形成における合体の関連性について明確な結論を導くことはできません。ハロースピンなどの他のメカニズムも、高濃度の矮星銀河の形成に重要な役割を果たしている可能性があります。
私たちの銀河系におけるMOND現象学への厳しい挑戦
修正ニュートン力学(MOND)は、銀河の質量欠落問題を説明するための暗黒物質の最も人気のある代替理論の1つです。基礎理論としてのMONDに関しては依然として議論の余地があるが、MOND現象学はさまざまな銀河に広く適用できることが示されており、標準的な$\Lambda$冷たい暗黒物質モデルに挑戦を与えている。この記事では、MONDフレームワークで銀河の回転曲線の勾配を分析的に導き出し、銀河におけるMOND現象学を調べるための厳密な分析を示します。基準となるバリオン円盤密度プロファイルとMOND補間関数の2つの一般的なファミリーを仮定することにより、外側領域($R\約17-23$kpc)での銀河回転曲線の最近の発見により、ほぼ可能であることを初めて示します。$5\sigma$を超える場合はMOND現象学を除外します。これは、MONDは基礎理論でも銀河特性の普遍的な説明でもないと主張する以前の研究の一部を強く裏付けています。
NGC 1068 の中心秒角のイオン化領域。YJHK 空間分解分光法
| Title |
Ionized_regions_in_the_central_arcsecond_of_NGC_1068._YJHK_spatially_resolved_spectroscopy |
| Authors |
P._Vermot,_B._Barna,_S._Ehlerov\'a,_M._R._Morris,_J._Palous,_and_R._W\"unsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05265 |
コンテクスト。活動銀河NGC1068の中心100パーセクで、いくつかの明るい輝線領域が観察された。私たちは、NGC1068の3つの領域、すなわち原子核(B)とその北0.3インチと0.7インチに位置する2つの雲(CおよびD)の特性とイオン化機構を解明することを目的としています。方法。3つの領域B、C、DについてSPHERE(0.95～1.65um)とSINFONI(1.5～2.45um)のスペクトルを組み合わせました。これらのスペクトルをいくつかのCLOUDY光イオン化モデルおよび高速放射衝撃モデルのMAPPINGSIIIライブラリと比較しました。結果。3つの領域の輝線スペクトルは互いにほぼ同一であり、核領域の輝線束の大部分に寄与しています。発光媒体には複数の相が含まれており、最も明るい相の温度範囲は104.8K～106Kです。中心光イオン化モデルはスペクトルの一部の特徴を再現できますが、高速放射衝撃モデルがデータに最もよく適合します。結論。3つの領域間の類似性は、それらが同じクラスのオブジェクトに属していることを示しています。私たちの比較に基づいて、これらは活動銀河核のジェットが巨大な分子雲に衝突する場所に位置する衝撃領域であると結論付けます。
FOREVER22: 原始銀河団領域の巨大銀河からのガスと金属の流出
FOREVER22シミュレーションプロジェクトの結果を用いて、$z=3-9$の原始銀河団領域にある大質量銀河からのガスと金属の流出を研究します。私たちのシミュレーションには$M_{\rmh}\gtrsim10^{13}~\rmM_{\odot}$の巨大なハローが含まれており、$>100~\rmM_{\odot}~yr^という高い星形成率を示しています。{-1}$と、$M_{\rmBH}\gtrsim10^{8}~\rmM_{\odot}$を持つ超大質量ブラックホールをホストしています。質量負荷係数($\eta_{\rmM}$)がハロー質量に敏感に依存し、$M_{\rmh}の場合$\eta_{\rmM}=1.2~(9.2)$であることを示します。=10^{13}~(10^{11})~\rmM_{\odot}$。ハローの質量が$\sim10^{12.5}~\rmM_{\odot}$を超えると、ビリアル半径付近でガスの流出速度は急激に減少し、最終的にガスは噴水流として銀河中心に戻ります。また、金属の流入速度と流出速度は、ハロー質量と赤方偏移に敏感に依存します。$z=3$では、$M_{\rmh}\gtrsim10^{13.0}~\rmM_{\odot}$の場合、流入速度が流出速度よりも大きくなります。したがって、我々は、巨大なハローは、将来の観測、例えばすばる望遠鏡の主焦点分光器による金属吸収線の研究で精査されるビリアル半径を超える効率的な金属濃縮源にはなり得ないことを示唆する。
GASP および MaNGA 調査における局所 AGN の気相金属性: ラム圧ストリッピングの役割
| Title |
Gas-phase_metallicity_of_local_AGN_in_the_GASP_and_MaNGA_surveys:_the_role_of_ram-pressure_stripping |
| Authors |
Giorgia_Peluso,_Mario_Radovich,_Alessia_Moretti,_Matilde_Mingozzi,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_Poggianti,_Antonino_Marasco_and_Marco_Gullieuszik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05332 |
活動銀河核(AGN)の活動とラム圧力ストリッピング(RPS)現象との関連性を裏付ける証拠が、過去数十年間に観測的にも理論的にも発見されつつあります。この研究では、核領域の気相金属量と$z\leq$0.07および恒星質量$\log{\rmの銀河の質量金属量関係を推定することにより、AGN活動に対するRPSの影響をさらに調査します。M}_*/{\rmM}_\odot\geq9.0$、RPSが発生したかどうか。酸素存在量を測定するために、GASPおよびMaNGA調査からの積分場分光法データ、コードCLOUDYおよびコードNebulabayesで生成された光イオン化モデルを利用して、モデルと観測を比較します。特に、星からの光イオン化、AGN、またはその両方の寄与によって引き起こされる線比を再現するCLOUDYモデルを構築します。RPSを受けている銀河の金属量と[OIII]$\lambda$5007光度の分布は、乱れていない銀河の分布と類似していることがわかりました。RPSとは独立して、質量範囲$\log{\rmM}_*/{\rmM}_\odot\geq10.4$では星の質量とAGN金属量との間に相関関係は見つかりません。銀河の形成では、$9.0\leq\log\{\rmM}_*/{\rmM}_\odot\leq10.8$と主に散乱によって引き起こされるよく知られた質量金属量関係(MZR)が観察されます。星形成率(SFR)と$\log{\rmM}_*/{\rmM}_\odot\sim10.5$付近のプラトー。AGNホストの核内の気相金属性は、RPSに関係なく、SF銀河の気相金属性と比較して$\sim$0.05dex倍増加します。
小マゼラン雲の金属量分布の詳細な図
小マゼラン雲(SMC)内の星団の空間金属量分布は、投影された銀河の平坦化を仮定するために提案された楕円形の骨格の長半径とV字型の関数として相関していることが最近判明しました。我々は、このようなフレームワークの使用がSMCの形成とその化学的濃縮の理解に与える影響に関する結果を報告します。類似した長半径を持つクラスターがSMC中心から非常に異なる距離に配置されていることを示します。最近主張されている、最も内側のSMC領域に投影されたクラスターの二峰性金属度分布と、実際の距離を使用するとV字型の金属度勾配が消えます。大きな分散が優勢ですが、$\sim$1Gyrより古いクラスターは浅い金属度勾配を示します。これは、$\sim$4Gyrより新しいクラスターと古いクラスターの空間分布がわずかに異なることに起因します。前者はより中心に集中しており、古いクラスターよりも平均金属量([Fe/H])$\sim$0.15dex多く金属が豊富です。この金属量の勾配は、銀河の東側に位置する11kpcを超えて配置されたクラスターを除いて、位置角度による依存性を示しません。
MUSE の非常に深いフィールドにおけるライマン $\alpha$ ハローの中央表面輝度プロファイル
| Title |
Median_Surface_Brightness_Profiles_of_Lyman-$\alpha$_Haloes_in_the_MUSE_Extremely_Deep_Field |
| Authors |
Yucheng_Guo,_Roland_Bacon,_Lutz_Wisotzki,_Thibault_Garel,_J\'er\'emy_Blaizot,_Joop_Schaye,_Johan_Richard,_Yohana_Herrero_Alonso,_Floriane_Leclercq,_Leindert_Boogaard,_Haruka_Kusakabe,_and_John_Pharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05513 |
我々は、MUSEExtremelyDeepField(MXDF)、中央値Ly$\alpha$光度$\mathrm{L_{Ly\alpha}\約10^{41.1}erg\,s^{-1}}$です。データキューブで特定した体系的な表面輝度オフセットを補正した後、270kpcの距離まで拡張されたLy$\alpha$放射が検出されました。Ly$\alpha$表面輝度プロファイルの中央値は、内側20kpcでべき乗則の減少を示し、より遠距離では平坦化する傾向がある可能性があります。この形状は、Ly$\alpha$輝度が異なるLAEでも同様ですが、表面輝度プロファイルの正規化は輝度とともに増加します。50kpcを超える距離では、隣接するLAHの強い重なりが観察され、Ly$\alpha$表面の明るさは近くのLAEのLAHによって支配されます。4<z<5および5<z<6のサンプルと比較した場合、観察されたLy$\alpha$プロファイルの赤方偏移の進展の明確な証拠は見つかりません。私たちの結果は、LAHの内側20kpcが中心銀河での星形成によって駆動されているのに対し、半径50kpcを超えるLAHは周囲の銀河からの光子によって支配されているというシナリオと一致しています。
NGC 4261 の両側ジェットの運動学とコリメーション: サブパーセクスケールに関する VLBI 研究
| Title |
Kinematics_and_Collimation_of_the_Two-Sided_Jets_in_NGC_4261:_VLBI_Study_on_Sub-parsec_Scales |
| Authors |
Xi_Yan,_Ru-Sen_Lu,_Wu_Jiang,_Thomas_P._Krichbaum,_and_Zhi-Qiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05567 |
私たちは、近くの電波銀河NGC4261の両面ジェットのサブパーセクスケール構造の多周波数VLBI研究を報告します。私たちの分析には、44および88の非常に長い基線アレイを使用したソース周波数位相参照技術を使用した新しい観測が含まれていますGHz、および15GHzおよび43GHzのアーカイブデータ。私たちの結果は、43/44GHzで拡張された両面構造を示し、88GHzで核領域の鮮明な画像を提供し、$\sim$0.09masのコアサイズと$\sim1.3\times10^の輝度温度を示しました。{9}$K。両側ジェットで固有運動が初めて測定され、接近するジェットでは見かけの速度が$0.31\pm0.14\,c$から$0.59\pm0.40\,c$の範囲にあり、後退するジェット機内で$0.32\pm0.14\,c$。ジェット対カウンタージェットの輝度比により、視野角を$\sim54^{\circ}$と$84^{\circ}$の間に制限し、固有速度を$\sim0.30\,cの間に制限することができます。$と$0.55\,c$。中央エンジンの両側で上流ジェットの放物線状の形状が確認され、べき乗則指数は$0.56\pm0.07$です。特に、ジェットのコリメーションはサブパーセクのスケールですでに完了しており、遷移位置は約0.61pcであり、これはボンダイ半径の99.2pcよりも大幅に小さいことがわかります。この挙動は、幾何学的に厚く光学的に薄い移流支配降着流(ADAF)またはそこから吹き出される円盤風のいずれかからの外圧によるジェットの初期閉じ込めとして解釈できます。あるいは、形状遷移は、磁気支配領域から粒子支配領域への内部流れの遷移によって説明することもできます。
低質量の雲の中で大質量星が形成されることはあるのでしょうか?
大質量星の形成に必要な条件、特に大質量星が大質量星団と一緒に形成される必要があるかどうかについては議論されています。一部の著者は、（星団の全質量未満の）任意の質量の星は、ある程度の確率（ランダムサンプリング）で任意の質量の星団を形成できるという見解を進めています。また、特定の星団質量に対する最質量星の質量の決定におけるばらつきは測定誤差と一致しており、最質量星の質量は星団の総質量（最適サンプリング）によって決定されると指摘する人もいた。ここでは、一連のSPHシミュレーションを使用して、星団の質量(M\textsubscript{ecl})と星の最大質量(M\textsubscript{max})の関係を調査します。雲の質量と乱流のランダムシードを変えると、ある範囲の星団質量が得られ、それをそれぞれの最大星の質量と比較します。より大規模な星団は平均してより高い質量の星を持ち、この傾向はより低い星団質量でより急峻になることがわかりました($M\textsubscript{max}\proptoM\textsubscript{ecl}^{0.31}$for$M\textsubscript){ecl}<500M\,_{\odot}$)およびより高いクラスター質量での平坦化($M\textsubscript{max}\proptoM\textsubscript{ecl}^{0.11}$for$M\textsubscript{ecl}>500M\,_{\odot}$)。これにより、シミュレーションでは純粋に確率的な星形成が除外されます。同一の初期条件での最大質量の大幅なばらつきも、関係が純粋に決定論的である(つまり、特定の星団質量が特定の最大恒星質量をもたらす)可能性を除外します。結論として、私たちのシミュレーションは、初期質量関数のランダムなサンプリングと最適なサンプリングの両方に同意しません。
銀河核からのエネルギー流出の追跡：M106における大規模な双極電波とX線を放出するバブル状構造の観測証拠
| Title |
Tracing_the_Energetic_Outflows_from_Galactic_Nuclei:_Observational_Evidence_for_a_Large-Scale_Bipolar_Radio_and_X-ray-emitting_Bubble-like_Structure_in_M106 |
| Authors |
Yuxuan_Zeng,_Q._Daniel_Wang,_Filippo_Fraternali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04677 |
銀河の形成と進化の形成における銀河核からのエネルギーの流出の役割は、依然として不確実性に包まれています。この研究では、近くの円盤銀河M106(NGC4258)の中心領域から発せられる大規模な双極性電波/X線放射泡状構造の証拠を提示することで、この複雑な現象に光を当てました。低周波アレイの調査データとチャンドラの観察に基づいた私たちの発見は、この謎の構造を駆動する根本的な物理プロセスを垣間見ることができます。私たちの銀河系のeROSITA/フェルミ泡と同様に、M106泡は拡散した高温プラズマを内包し、顕著な電波/X線放射エッジによって部分的に境界が定められています。構造の磁場と宇宙線の特性を制限します。X線データの分析により、気泡の熱エネルギーは約8x10^56ergと推定されます。このエネルギーはジェットによって、そしておそらくは銀河の低光度のAGNの降着流からの風によって供給される可能性があり、平均機械的エネルギー放出率は約4x10であり、最近でははるかに強力になっている可能性が高い。過去~8x10^6年間の^42erg/s--構造物の推定年齢。また、高温の銀河コロナの存在を示す、より大きなスケールでのX線の拡散放射の証拠も示します。私たちの結果は、私たちと同様の円盤銀河の銀河周囲媒体のガス含有量とエネルギーを制御する銀河核フィードバックの明確な現れを提供します。
LHAASO J0341+5258 からの放射の分析: 将来の多波長観測への影響
| Title |
Dissecting_the_emission_from_LHAASO_J0341+5258:_implications_for_future_multi-wavelength_observations |
| Authors |
Agnibha_De_Sarkar,_Pratik_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04729 |
大高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、銀河系の「ペヴァトロン」に関連する複数の超高エネルギー(UHE;E$_\gamma\ge$100TeV)ガンマ線源を天の川銀河内で検出しました。'粒子をPeV(=10$^{15}$eV)のエネルギーまで加速します。超新星残骸(SNR)とパルサー風星雲(PWNe)が発生源クラスとして有力な候補と考えられていますが、これらのPeVatronの性質を確認する決定的な証拠を見つけるには、さらなる理論的および観測的努力が必要です。この研究は、LHAASOによって観測された未確認のUHEガンマ線源であるLHAASOJ0341+5258の方向から観測された放射を説明する現象学的モデルを提供することを目的としています。15年間のフェルミLATデータを分析して、4FGLのLHAASOJ0341+5258に相当する高エネルギー(HE;100MeV$\le$E$_\gamma$$\le$100GeV)GeVガンマ線を見つけました。-DR3カタログ。我々は、GeVパルサーの場合に通常使用される同期曲率発光形式によって、最も近い4FGL源である4FGLJ0340.4+5302のスペクトルを説明しました。多波長（MWL）スペクトルエネルギー分布（SED）を説明するために、古い、現在は目に見えないSNRで加速された陽子と、関連する分子雲（MC）内の冷たい陽子と推定TeVハローからのレプトン放出との間の脱出制限ハドロン相互作用が調査されました。LHAASO源領域から観測されました。私たちは、近い将来に探求できる可能性のある観測手段についてさらに議論し、この論文で探求したモデルからそれらの観測努力の結果を予測しました。
uGMRT 観測を使用して 2 つの大質量ヴォルフ・ライエ星の粒子加速を探索する
| Title |
Search_for_particle_acceleration_in_two_massive_Wolf-Rayet_stars_using_uGMRT_observations |
| Authors |
Anindya_Saha,_Anandmayee_Tej,_Santiago_del_Palacio,_Micha\"el_De_Becker,_Paula_Benaglia,_Ishwara_Chandra_CH,_Prachi_Prajapati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04736 |
ウォルフ・ライエ(WR)星の大きな風の運動力は、相対論的粒子加速による非熱放射を探すための低無線周波数での理想的なターゲットとなります。この論文では、アップグレードされた巨大メーター波電波望遠鏡(uGMRT)を使用した、バンド4(550～950MHz)とバンド5(1050～1450MHz)での2つのWR星、WR114とWR142の観測を紹介します。どちらの星も、観測された周波数帯域では検出されず、それに関連する拡張放射も検出されません。恒星風からの自由自由電波放射の上限により、WR114の質量損失率を$\lesssim\rm10^{-5}\,M_{\odot}\,yr^{に抑えることができます。-1}$;これは、分光モデリングを使用して以前に推定された値よりも3分の1小さい値です。さらにWR星が連星であると仮定すると、風衝突と推定される領域からのシンクロトロン放射が検出されないということは、星がペリアストロンから離れた非常に広い連星系にあるか、あるいは星が近距離の連星系にあることを意味します。軌道間隔は、WR114では$<70$AU、WR142では$<20$AUです。したがって、これら2つのシステムからの低周波無線放射が検出されないことは、それらの性質を狭める証拠を提供しますが、それらを除外するわけではありません。正真正銘の粒子加速衝突風連星。
| Title |
A_solar_gamma_ray_probe_of_local_cosmic_ray_electrons |
| Authors |
Hong-Gang_Yang_(1,2),_Yu_Gao_(3),_Yin-Zhe_Ma_(4,1),_Roland_M._Crocker_(5)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_(2)_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(3)_Institute_of_High_Energy_Physics,_(4)_Stellenbosch_University,_(5)_Australian_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04784 |
TeV範囲の宇宙線電子および陽電子(CRE)は、新しい物理学または未知の天体物理源の探索において直接測定されてきました。CREは太陽光子を逆コンプトン散乱し、そのエネルギーをガンマ線帯域に高めることができます。潜在的なCRE過剰は、関連するエネルギー範囲で結果として生じる逆コンプトン発光スペクトルを強化し、測定されたCREスペクトルを検証するための新しいウィンドウを提供します。この論文では、DAMPE実験で示されたようなCREスペクトルのTeV範囲の超過が、特徴的な太陽ガンマ線信号を誘発する可能性があることを示します。銀河系外ガンマ線背景(EGB)による汚染を考慮すると、DAMPE機能は$\sim10^{5}\,\mathrm{m}^2\でテスト可能($\gtrsim4\sigma$)であると予測されます。{\rmyr}$のオフディスク方向の露出。これは、LHAASO(7.2年)やHAWC(25.9年)などの水チェレンコフ望遠鏡の長時間露光観測によって実現できます。
FAST銀河面パルサースナップショット調査: IV. 5つの高速無線バーストを発見
| Title |
The_FAST_Galactic_Plane_Pulsar_Snapshot_survey:_IV._Discovery_of_five_fast_radio_bursts |
| Authors |
D._J._Zhou,_J._L._Han,_W._C._Jing,_P._F._Wang,_C._Wang,_T._Wang,_W.-Y._Wang,_R._Luo,_J._Xu,_R._X._Xu,_H._G._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04826 |
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)による銀河面パルサースナップショット(GPPS)調査から発見された5つの新しい高速電波バースト(FRB)を報告します:FRB\,20210126,FRB\,20210208,FRB\,20210705、FRB\,20211005およびFRB\,20220306。現在まで、これらのFRBソースからの繰り返しバーストは追跡監視観測では検出されていないため、潜在的な1回限りのイベントとして分類されています。位置、分散測定(DM)、パルス幅、スペクトル指数、散乱時間スケールなどを含む、これらのバーストの基本パラメータを取得します。フルエンスと磁束密度は、1回限りのバーストで観察される値と比較して一般に低くなります。他の望遠鏡でも発見されました。観測されたバーストのうち、4つのバーストの偏光データが観測中に記録されました。その結果、これらのバーストの偏光プロファイルとファラデー回転測定値(RM)が得られます。
パルサー磁気圏の細胞内粒子シミュレーション: 電子圏と力のない領域の間の遷移
| Title |
Particle-in-cell_simulations_of_pulsar_magnetospheres:_transition_between_electrosphere_and_force-free_regimes |
| Authors |
F\'abio_Cruz,_Thomas_Grismayer,_Alexander_Y._Chen,_Anatoly_Spitkovsky,_Ricardo_A._Fonseca,_Luis_O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04834 |
パルサー磁気圏のグローバルパーティクルインセル（PIC）シミュレーションは、体積、表面、ペア生成ベースのプラズマ注入スキームを使用して実行され、電子圏と力のないパルサー磁気圏領域の間の遷移を体系的に調査します。2次元の軸対称球面グリッドを使用してパルサー磁気圏をモデル化するためのPICコードOSIRISの新しい拡張機能を紹介します。コードのサブアルゴリズムと徹底的なベンチマークが詳細に示されており、これには電荷を機械精度に保存する新しい一次電流堆積スキームも含まれます。すべてのプラズマ注入スキームがさまざまな磁気圏領域を生成することが示されています。活性ソリューションは、人為的に大きなプラズマ注入率を使用する場合は表面注入スキームと体積注入スキームを使用し、運動学的エネルギースケールとペア生産エネルギースケールの間の十分な大きな分離を実現するペア生産ベースのプラズマ注入を使用して得ることができます。
山や回転中性子星(NS)の非軸対称変形は、重力波(GW)を効率的に放射します。私たちは、NSの山と太陽系天体の表面特徴との類似性を検討します。NSとエウロパやエンケラドゥスなどの衛星はどちらも深海の上に薄い地殻を持っていますが、水星は大きな金属核の上に薄い地殻を持っています。薄いシートは一般的にしわが寄る可能性があります。エウロパには線状の特徴があり、エンケラドゥスには「虎」の縞模様があり、水星には葉状の断崖がある。NSも同様の特徴を持っている可能性がある。地球の最も内側の核は方向に依存するせん断弾性率を持つ異方性である。NSの地殻材料も異方性であれば、これにより、地殻に応力がかかると、スピン周波数とともに増大する楕円率が生成され、$n=5$とは大きく異なる破壊指数(スピンダウン速度の対数導関数)が得られ、中性子星で観測された最大スピンを説明できる可能性があります。ミリ秒パルサーの可能な最小楕円率。
KM3NeTのICRC2023への貢献
この文書は、2023年7月26日から8月3日まで日本の名古屋で開催されたICRC2023会議に対するKM3NeTコラボレーションの貢献をまとめたものです。KM3NeTは、ニュートリノおよびマルチメッセンジャー天文学、ニュートリノ振動物理学、宇宙線物理学、暗黒物質とエキゾチックの探索、校正、検出器の技術的説明、および芸術に関する38件の寄稿をICRC2023に提出しました。議事録はProceedingsofScienceに掲載されます。
X線反射分光法と相対論的歳差モデルによるブラックホールスピンの測定：XTE J1859+226の場合
| Title |
Measuring_Black_Hole_Spins_through_X-ray_Reflection_Spectroscopy_and_the_Relativistic_Precession_Model:_the_case_of_XTE_J1859+226 |
| Authors |
Gitika_Mall,_Honghui_Liu,_Cosimo_Bambi,_James_F._Steiner,_Javier_A._Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05018 |
ブラックホールのスピンを正確に測定する技術の開発は、これらの天体の物理学と天体物理学を研究するために不可欠です。X線反射分光法は現在、降着ブラックホールのスピンを推定する最も一般的な方法です。これまでに、X線連星内の約40個の恒星質量ブラックホールと、活動銀河核内の40個の超大質量ブラックホールのスピン測定が行われた。相対論的歳差運動モデルは、恒星質量ブラックホールのスピンを測定するもう1つの方法です。これは、3つの同時の準周期振動の周波数の測定を必要とし、ブラックホールの質量とスピンの非常に正確な推定値を提供できる可能性があります。ただし、この2つの方法は、同じソースに適用した場合に一貫した結果が得られないようであり、これらの測定の実際の信頼性と精度に疑問が生じます。最近、相対論的歳差運動モデルがXTEJ1859+226のブラックホールのスピンを推測するために適用されました(Mottaetal.2022)。著者らは$a_*=0.149\pm0.005$(68%CL)を発見しましたが、この源の他のスピン測定はありません。私たちは、ぼやけた反射特徴を持つXTEJ1859+226のアーカイブされたRXTE観測を探し、ブラックホールのスピンの測定に適した23のスペクトルを見つけました。relxillとrelxillDの2つの異なるモデルを採用し、これらすべてのフィットからより高いスピン値を取得しました。23スペクトルの合計セットの2つの異なるサブセットに対して実行されたさらなる同時フィッティングから、ブラックホールのスピンパラメーター$a_*=0.986^{+0.001}_{-0.004}$および$a_*=0.987\pm0.003を推測します。$(90%CL、統計)最初のセットにはrelxillとrelxillDを使用し、$a_*$=$0.981_{-0.007}^{+0.006}$および$0.982_{-0.007}^{+0.006}$(90%CL、統計）をそれぞれ2番目のセットに使用します。これは、2つの手法から推定されたブラックホールのスピン測定値間の不一致を明確に裏付けています。
ケンタウルス座 A の象徴的なダストレーンにある炭素豊富な Ic 型超新星 2016adj: 星周水素との相互作用の痕跡?
| Title |
The_carbon-rich_type_Ic_supernova_2016adj_in_the_iconic_dust_lane_of_Centaurus_A:_signatures_of_interaction_with_circumstellar_hydrogen? |
| Authors |
Maximilian_D._Stritzinger_(Aarhus),_Eddie_Baron,_Francesco_Taddia,_Chris_R._Burns,_Morgan_Fraserm_Lluis_Galbany,_Simon_Holmbo,_Peter_Hoeflich,_Nidia_Morrell,_E._Y._Hsiao,_Joel_P._Johansson,_Emir_Karamehmetoglu,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Joe_Lyman,_Takashi_J._Moriya,_Kim_Phan,_Mark_M._Phillips,_Joseph_P._Anderson,_Chris_Ashall,_Peter_J._Brown,_Sergio_Castellon,_Massimo_Della_Valle,_Santiago_Gonzalez-Gaitan,_Mariusz_Gromadzki,_Rasmus_Handberg,_Jing_Lu,_Matt_Nicholl,_Melissa_Shahbandeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05031 |
ケンタウルス座Aの中央ダストレーン内に位置する超新星(SN)2016adjの包括的なデータセットを紹介します。SN2016adjは著しく赤くなっており、見かけの$B$バンド等級のピークを補正した後($m_B=17.48\pm0.05$)天の川の赤化と、推定される主銀河の赤化パラメータ(つまり、$R_{V}^{host}=5.7\pm0.7$および$A_{V}^{host}=6.3\pm0.2$)、最大絶対等級$M_B\sim-18$に達したと推定されます。光学/NIR分光時系列を詳細に検査すると、文献で以前に示唆されているSNIb/IIbではなく、炭素が豊富なSNIcが明らかになります。NIRスペクトルは、$B$バンド最大値から+41日までにすでに一酸化炭素の生成が広く起こっていることを示しており、これはこの天体について文献で以前に報告されているものよりも$\約11$日早い。興味深いことに、最大値から約2か月経過した時点で、SN~2016adjのNIRスペクトルはH特徴を示し始め、+97~d中分解能スペクトルでは$\sim2000$km/sの吸収最小値を持つパッシェンラインとブラケットラインの両方が明らかになります。幅半値放出速度$\sim1000$km/s、および輝線比は高密度発光領域と一致します。我々は、これらの特性は、急速に拡大するSN噴出物と、SN前段階で形成されたHに富む物質の殻との間の星周相互作用(CSI)によるものであると推測している。放射光度曲線が構築され、半解析モデルの当てはめにより、超新星が太陽質量0.5の$^{56}$Niを合成し、太陽質量4.2の物質を放出したことが示唆されるが、これらの値は、太陽質量に伴う大きな不確実性を考慮すると慎重に扱う必要がある。採用された発赤パラメータ、CSI汚染の可能性、および既知の光エコー放射。最後に、ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブデータを検査したところ、前駆体は検出されませんでした。
高速回転する恒星核崩壊の 3 次元 GRMHD シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_GRMHD_Simulations_of_Rapidly_Rotating_Stellar_Core-Collapse |
| Authors |
Shota_Shibagaki,_Takami_Kuroda,_Kei_Kotake,_Tomoya_Takiwaki,_Tobias_Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05161 |
我々は、スペクトルニュートリノ輸送を伴う20M$_\odot$星の星核崩壊の完全一般相対論的(GR)、三次元(3D)、ニュートリノ放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションの結果を提示する。私たちの焦点は、磁気回転(MR)駆動モデルからの重力波(GW)の痕跡を研究することです。初期角速度とコア内の磁場の強さをパラメトリックに変更することで、4つのモデルを計算します。我々の結果は、MHD流出は、最初に高速回転と強い磁場が課されたモデル(4つのうち2つ)でのみ発生することを示しています。回転軸に垂直な方向から見ると、波振幅が単調時間増加する特徴的な波形が得られます。以前に特定されたように、これは軸に沿って伝播するMHD流出に起因します。異方性ニュートリノ放出からのGW振幅は物質寄与からのGW振幅よりも1桁以上大きくなるが、回転軸から見ると2つの成分はどちらも同じ桁の大きさであることを示します。メモリ効果により、本格的な3D-MHDモデルからのニュートリノGWの周波数は$\sim$10Hz未満の範囲にあります。将来の銀河核崩壊超新星のGW検出に向けて、MR機構によって駆動される場合、計画されているDECIGOのような次世代検出器が低周波信号を捕捉することが緊急に必要とされています。
マグネターの磁気圏物理学のいくつかの側面が要約されています。これには、マグネターのGeVおよび硬X線放射、マグネター爆発時のタイミング動作(軟X線観測)、マグネターの光学/IR観測、マグネターの電波放射、および降着が含まれます。マグネター。パルサーとマグネターの統一的なイメージが採用されており、特にマグネターの風制動、マグネター＋フォールバックディスクシステム、ねじれ双極子磁場、降着低磁場マグネターなどが取り上げられており、マグネターが広範な天体物理現象と関連していることが指摘されている。
GW190425を形成する可能性のあるシナリオとしてのスーパーエディントンの付加
| Title |
Super-Eddington_Accretion_as_a_Possible_Scenario_to_Form_GW190425 |
| Authors |
W._T._Zhang,_Z._H._T._Wang,_J.-P._Zhu,_R.-C._Hu,_X._W._Shu,_Q._W._Tang,_S._X._Yi,_F._Lyu,_E._W._Liang_and_Y._Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05189 |
2019年4月25日、LIGO/Virgo科学共同研究はコンパクトな連星合体GW190425を検出しました。連星中性子星(BNS)の仮定の下では、$3.4^{+0.3}_{-0.1}\,M_\odot$の総質量は、既知の銀河人口平均から5標準偏差離れています。標準的な共通包絡線シナリオでは、GW190425の直接の祖先は、NSとHeに富む星から構成される近接連星系です。詳細な二進化進化モデリングにより、GW190425のような現象を再現するには、He豊富な星から地球上へのスーパーエディントン降着(例:$1,000\,\dot{M}_{\rmEdd}$)が必要であることがわかりました。安定したCaseBB物質移動(MT)を介した典型的な質量1.33$M_\odot$の初子NSが必然的に必要とされる。さらに、直接の先祖は潜在的に$3.0-3.5$$M_\odot$の範囲の$M_{\rmZamsHe}$の初期質量と、0.08日からの$P_{\rminit}$の初期軌道周期を持つはずです。それぞれ0.12日まで。安定ケースBBMT段階を介してNSに蓄積された対応する質量は、$0.70\,M_\odot$から$0.77\,M_\odot$まで変化します。2番目に生まれたNSの形成後、$\sim$1100万から$\sim$19000万までの重力波の放出により、BNSは融合すると予想されています。
Insight-HXMTデータを使用したMAXI J1348-630のスピン測定
MAXIに搭載されたガススリットカメラ(GSC)を使用して、2019年1月26日に発見されたブラックホールX線連星MAXIJ1348-430にInsight-HXMTデータをフィッティングした結果を報告します。最初のバーストの開始時のいくつかの観測値が選択され、合計10個のスペクトルが含まれます。ディスクとべき乗則モデルを使用した近似の残差から、これらの観察の一部ではX線反射の痕跡がはっきりと確認できました。最先端のrelxillシリーズ反射モデルを使用して、明確な反射シグネチャを持つ6つのスペクトルをフィッティングし、これらのスペクトルにジョイントフィットを行います。特に、ブラックホールのスピン値の結果に焦点を当てます。Rin=RISCOと仮定すると、スピンパラメーターは90%の信頼水準で0.82+0.04-0.03に制限されます(統計のみ)。
RXTEレガシーデータセットの検索から低質量X線連星XTE 1701$-$462におけるミリヘルツの準周期振動を発見
| Title |
Discovery_of_millihertz_Quasi-Periodic_Oscillations_in_the_Low_Mass_X-Ray_Binary_XTE_1701$-$462_from_a_Search_of_the_RXTE_Legacy_data_set |
| Authors |
Kaho_Tse,_Duncan_K._Galloway_and_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05236 |
我々は、低質量X線バイナリXTE1701$-$462からのミリヘルツ準周期振動($\mathrm{mHz}$QPOs)の検出を報告する。この発見は、熱核爆発を示す発生源のすべての観測における周期信号を検出するために、ロッシX線タイミングエクスプローラーのレガシーデータセットの検索から生まれました。XTE1701の観測$860$のうち$47$が$462であることがわかりました。2006～2007年のバーストをカバーするデータでは、検出しきい値を超える有意な信号が示されています。検出しきい値は、モンテカルロ手法によって観測ごとに個別に決定されました。QPOの特性を実証するために、シミュレートされたウェーブレットノイズパワー分布の$4\sigma$を超える最大パワーを持つ4つの最も強い候補を選択しました。4つの観測値の信号の周波数は$\sim3.5\;\text{to}\;5.6\;です。\mathrm{mHz}$、および分数R.M.S.振幅は$0.74\pm0.05\,\%$から$3.54\pm0.04\,\%$の間で変化します。他のソースで以前に報告された信号は通常、バーストの直前に消失しますが、XTE1701$-$462ではこの動作は観察されません。その代わりに、QPOとバーストが別々の降着領域で発生したことがわかりました。バーストの終わり近くに持続的な光度が低下すると、ソースはバーストを示し、QPOは検出されませんでした。これは、安定した燃焼から不安定な燃焼への移行について理論によって予測される動作です。この新しい検出に基づいて、このソースおよび他のソースでこれらの$\mathrm{mHz}$QPOがわずかに安定した燃焼から生じたものであると特定するケースを再評価します。
| Title |
Time-dependent_photoionization_spectroscopy_of_the_Seyfert_galaxy_NGC_3783 |
| Authors |
Liyi_Gu,_Jelle_Kaastra,_Daniele_Rogantini,_Missagh_Mehdipour,_Anna_Juranova,_Elisa_Costantini,_and_Chen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05322 |
我々は、時間発展モードで動作する非平衡光イオン化プロセスの分光的特性についての研究を紹介します。平衡モデルと時間発展モデルの定量的な比較により、時間発展モデルは平衡モデルと比較してより広い電荷状態の分布を示し、ソースの変動性とガスに応じてピークイオン化状態のわずかなシフトを伴うことがわかりました。密度。SPEXの時間発展コードtphoは、セイファート銀河NGC3783の暖かい吸収体のスペクトル特性の分析に成功しました。tphoモデルに変動性を組み込むことで、時間積分スペクトルの適合性が向上し、より正確な結果が得られます。いくつかの元素、特にFeXIX付近でピークに達するFeの平均電荷状態について説明します。関連するX線吸収体コンポーネントの推定密度と距離は、それぞれ立方メートルあたり約数1E11、1pc未満と推定されます。さらに、更新された適合は、観察された吸収体が脱出速度で中央AGNから放出されるという潜在的なシナリオを示唆しています。これは、これらの吸収体がAGNフィードバックメカニズムにおいて重要な役割を果たしていない可能性があることを意味します。
水素線特徴を伴う IIn 型超新星における星周物質構造の診断
| Title |
Diagnosis_of_Circumstellar_Matter_Structure_in_Type_IIn_Supernovae_with_Hydrogen_Line_Feature |
| Authors |
Ayako_T._Ishii,_Yuki_Takei,_Daichi_Tsuna,_Toshikazu_Shigeyama,_and_Koh_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05344 |
IIn型SNeなどの一部の超新星(SNe)は、SN噴出物と高密度星周物質(CSM)の衝突によって動力を与えられます。それらの発光スペクトルは、幅広い発光線と狭いP-Cyg線を組み合わせた特徴的な線形を示しており、これはCSM構造と高密度CSMを生み出す質量損失メカニズムに密接に関連しているはずです。定常質量損失と噴火質量損失によって形成される高密度CSMの2つの代表的なケースを考慮して、モンテカルロ放射伝達シミュレーションによって線の形状とCSM構造の間の関係を定量的に調査します。2つのケースのH$\alpha$放出を比較すると、高密度CSM内の速度勾配の違いにより、噴火の場合には細いP-Cyg線が現れるが、定常の場合には現れないことがわかります。また、一部のSNeIInで観察される、衝撃波を横切る光子輸送によって形成されるブルーシフトした光子過剰を再現し、衝撃を受けた物質の速度と光子過剰のブルーシフト量との関係を発見した。私たちは、細いP-Cyg線の有無によって質量損失メカニズムを区別できると結論付け、これを適用するには光度曲線ピーク後の$\lambda/\Delta\lambda\gtrsim10^4$による高分解能分光観察を提案します。診断方法。
Sibyll$^\bigstar$: 大規模な空気シャワーにおけるミューオン データの記述を改善するためのアドホックな修正
| Title |
Sibyll$^\bigstar$:_ad-hoc_modifications_for_an_improved_description_of_muon_data_in_extensive_air_showers |
| Authors |
Felix_Riehn,_Ralph_Engel,_Anatoli_Fedynitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05390 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)によって生成される空気シャワーの現在のシミュレーションは、特に電磁気シャワーの要素と比較したミュオンシャワーの要素を見る場合、最近の実験データを十分に説明していません。平均値と個々のシャワーごとに差異が見られます。標準的なハドロン相互作用物理学の範囲内でミュオンの数を増やすためのさまざまな試みにもかかわらず、空気シャワーのミュオン部分はシミュレーションでは正確に表現されていないと考えられています。この研究では、空気シャワーシミュレーションでSibyll~2.3dで作成されたイベントの最終状態を変更することで、実験データで観察されたミュオン内容のより一貫した記述が達成できるかどうかを調査します。バリオン、$\rho^0$、および奇妙な粒子の生成を個別に増加させて、それらが現実的な空気シャワーシミュレーションに及ぼす影響を調べるいくつかのシナリオを作成します。私たちの結果は、これらのアドホックな変更によりシミュレーションが改善され、空気シャワーで観測されたミューオン含有量とより近い一致が得られることを示唆しています。検討中のモデルバージョンにおけるミュオン生成の増加の副作用の1つは、陽子シャワーと鉄シャワーの予測総ミューオン数の差が小さくなることです。ただし、これらの調整のいずれかがデータに見られる不一致に対する現実的な解決策を提供するかどうかを確認し、モデルにこれらの変化を引き起こす正確な物理プロセスを特定するには、さらなる研究が必要です。これらの修正されたモデルバージョンが、空気シャワーデータの改善された機械学習解析の開発や、ハドロン相互作用モデルの欠点に関連するsys.{}不確実性の推定にも役立つことを期待しています。{}
AGN における UV/光連続体のタイムラグを再考する
| Title |
Revisiting_UV/optical_continuum_time_lags_in_AGN |
| Authors |
E._S._Kammoun,_L._Robin,_I._E._Papadakis,_M._Dov\v{c}iak,_C._Panagiotou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05392 |
この論文では、X線点状線源によって照射された標準的なノビコフ・ソーン降着円盤の熱反射を考慮したモデル(KYNXiltr)の更新バージョンを紹介します。以前は、モデルはブラックホールのスピンの2つのケースのみを考慮し、色補正係数$f_{\rmcol}=2.4$を仮定していました。次に、モデルを任意のスピン値と色補正に拡張します。さらに、降着を介して、または降着円盤の外部でX線コロナに電力を供給する2つのシナリオを検討します。KYNXiltrを使用して、4つの局所セイファート銀河(NGC5548、NGC4395、Mrk817、およびFairall9)の集中監視から得られた観測されたタイムラグを当てはめます。ブラックホールのスピン、色補正、コロナの高さ、コロナに伝達される降着力の割合のさまざまな組み合わせを検討します。モデルは、これらのソースの全体的なタイムラグスペクトルによく適合します(大きなパラメーター空間の場合)。NGC4593の場合のみ、Uバンドで大幅な超過遅延が検出されます。この光源の時間差スペクトルにおける拡散BLR放射の寄与は重要です。結果を観察されたエディントン比や平均X線輝度などの追加情報と組み合わせることで、大きな最適パラメータ空間を縮小することができます。また、降着プロセスを利用しないX線源に対してKammounらによって提供された解析式の更新も提供します。これは、色補正の任意の値とブラックホールの2つの値に使用できます。スピン(0および0.998)。
非常に高温のプラズマから放出される核の非励起ガンマ線の線プロファイル
| Title |
Line_profile_of_nuclear_de-excitation_gamma-ray_emission_from_very_hot_plasma |
| Authors |
Hiroki_Yoneda,_Felix_Aharonian,_Paolo_Coppi,_Thomas_Siegert,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05426 |
陽子と衝突する原子核によって生成される非励起ガンマ線線は、粒子が核子あたり10～100ドルMeVの運動エネルギーを持つ天体物理環境に関する情報を提供します。一般に、このような環境は2つのタイプに分類できます。1つは非熱MeV宇宙線と周囲ガスとの相互作用で、もう1つは数MeV以上の温度を持つ熱プラズマです。この論文では、後者のタイプに焦点を当て、非常に高温の熱プラズマにおける非励起ガンマ線の生成、特にプラズマ温度に対する線プロファイルの依存性を調査します。$^{12}$Cと$^{16}$Oからプロンプトガンマ線の線形状を計算したところ、原子核が陽子よりも高温の場合、ガンマ線の線形状が陽子特有の複雑な形状になることが分かりました。それぞれの核種。これは、核静止系での異方性ガンマ線放出によって引き起こされます。私たちは、核の非励起ガンマ線線の分光法により、非常に熱い天体物理プラズマ内のエネルギー分布を調査できる可能性があると提案します。この診断は、ブラックホール上への2つの温度の降着流の物理的状態、特に他の診断ではアクセスが難しい陽子と原子核のエネルギー分布を調査するための新しくて強力な技術となり得ます。
後期スペクトルから見た Ia 型超新星の爆発メカニズムの示唆
| Title |
Implications_for_the_Explosion_Mechanism_of_Type_Ia_Supernovae_from_their_Late-time_Spectra |
| Authors |
Jialian_Liu,_Xiaofeng_Wang,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_Yi_Yang,_Weikang_Zheng,_Hanna_Sai,_Gaobo_Xi,_Shengyu_Yan,_Nancy_Elias-Rosa,_Wenxiong_Li,_Xiangyun_Zeng_and_Abdusamatjan_Iskandar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05538 |
Ia型超新星(SNeIa)の後期スペクトルは、爆発する白色矮星の内部構造に対する重要な手がかりを提供するため、爆発の物理学を解明する上で重要です。私たちは、独自のプロジェクトからの5つ(SNe2019np、2019ein、2021hpr、2021wuf、2022hrs)を含む36個のSNeIaの後期光スペクトルを、最大から$\sim200$から$\sim400$日後の位相範囲で調べました。ライト。この後期段階では、外側の噴出物は透明になり、内側の鉄族元素の特徴がスペクトルに現れます。多成分ガウスフィットとNiおよびFe放出特徴の周囲の擬連続体の合理的な選択に基づいて、SNeIaの爆発モデルに敏感なNiとFeの比率の信頼できる推定値が得られます。我々の結果は、我々のSNeIaの大部分(約67%)が、進化または電離効果の影響を受ける可能性があるものの、サブチャンドラセカール質量(すなわち、二重爆発)モデルとより一致していることを示しています。さらに、極大光の頃に測定されたSiII$\lambda$6355の速度は、赤方偏移または青方偏移した星雲速度を持つサブサンプルのNiとFeの比率に応じて増加する傾向があることがわかり、前駆体の金属性が重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。これは観察されたSNeIaの速度多様性を説明するものである。
キロノバエの幾何学的推定に向けて
| Title |
Towards_inferring_the_geometry_of_kilonovae |
| Authors |
Christine_E._Collins,_Luke_J._Shingles,_Andreas_Bauswein,_Stuart_A._Sim,_Theodoros_Soultanis,_Vimal_Vijayan,_Andreas_Floers,_Oliver_Just,_Gerrit_Leck,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Albert_Sneppen,_Darach_Watson_and_Zewei_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05579 |
キロノバ、AT2017gfoの最近の分析では、このイベントが高度に球状であることが示されました。これは、通常、さまざまな非対称性を予測する連星中性子星合体の流体力学シミュレーションに挑戦する可能性があり、放射伝達シミュレーションは強い方向依存性を示します。ここでは、流体力学合体シミュレーションからの非対称噴出物の3Dキロノバシミュレーションからの合成スペクトルが、AT2017gfoの高度な球形性を示唆する観測上の制約と互換性があるかどうかを調査します。具体的には、単純なP-Cygniラインプロファイルモデルのフィッティングにより、光球速度の値が拡張光球法から得られる値と一致するかどうかを判断します。スペクトルが黒体分布に似ている初期の時点では、キロノバシミュレーションは非常に球形であると推測されます。独立して推定された2つの光球速度は非常に似ている可能性があり、AT2017gfoについて推定されたのと同じくらい球形である可能性がある高度の球形性を示唆しており、非対称の噴出物であっても光球が球形に見える可能性があることを示しています。シミュレーションから漏れ出す放射線の最後の相互作用速度は、高度な球形性を示し、光球の推定された対称性を裏付けています。合成スペクトルが黒体に似ている場合、拡張光球法を使用して正確な光度距離(4～7パーセント以内)を取得できることがわかりました。
AGN と GRMHD シミュレーションの比較について: II. M87
| Title |
On_the_Comparison_of_AGN_with_GRMHD_Simulations:_II._M87 |
| Authors |
Richard_Anantua,_Angelo_Ricarte,_George_Wong,_Razieh_Emami,_Roger_Blandford,_Lani_Oramas,_Hayley_West,_Joaquin_Duran,_Brandon_Curd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05602 |
噴出する活動銀河核M87の地平線スケールの観測は、回転するブラックホールの周囲の3次元一般相対論的流れにおける広範囲の散逸機構とプラズマ含有量にわたるシミュレーションと比較されます。ラジオからX線の周波数までのシンクロトロン放射光の観測は、相対論的な電子と陽電子の分布関数と関連する放射伝達係数を指定する処方を追加することでシミュレーションと比較できます。M87ジェット/降着流/ブラックホール(JAB)システムの明確な可能性を表すために、さまざまなスピンとプラズマ磁化を含む一連の時間変化シミュレーションが選択されています。次に、時間依存の3Dシミュレーションに乱流加熱と等分配ベースの放出処方(およびそれらの区分的組み合わせ)を入力します。このシミュレーションでは、ジェットの形態、偏光、変動が「観察」され、実際の観察と比較して規則を推測しようとします。偏光放射率を支配します。この論文のモデルは、M87のジェットを供給するいくつかの可能なスピン/放出モデルの組み合わせを備えた磁気停止ディスク(MAD)をサポートしています。M87の内部ジェットとブラックホールの影は、イベントホライズンテレスコープによって230GHzの光子リングに至るまで観察されています。(EHT)。また、固有円偏光が支配的な一部のMADケースでは、不対電子または陽電子含有量に対してほぼ線形のV/I依存性がある一方、SANE偏光は顕著に大きな陽電子依存性のファラデー効果を示すことも示します。これは、SANE/MAD二分法とEHTによる血漿含有量。これは、SgrA*と3C279の超大質量ブラックホールの地平線近くの領域に「観察」シミュレーション手法を適用したシリーズの2番目の研究でもあります。
巨大マゼラン望遠鏡偏光計 (GMT-Pol) の科学ケースの旋光モデリングと評価
| Title |
Polarimetric_modeling_and_assessment_of_science_cases_for_Giant_Magellan_Telescope-Polarimeter_(GMT-Pol) |
| Authors |
Ramya_M_Anche,_Grant_Williams,_Hill_Tailor,_Chris_Packham,_Daewook_Kim,_Jaren_N_Ashcraft,_Ewan_S._Douglas,_and_GMT-Pol_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04560 |
次世代大型望遠鏡による偏光観測は、AGNの磁場やジェットの組成の調査、マルチメッセンジャー過渡現象の追跡、星間塵や磁場の理解に非常に貴重です。25mジャイアントマゼラン望遠鏡(GMT)は、次世代の大型望遠鏡の1つで、2029年に初の打ち上げが期待されています。この望遠鏡は、1つの主鏡と7つの円形セグメントで構成される適応型副鏡で構成されています。この望遠鏡は、ナスミス焦点とグレゴリオ焦点の両方の機器をサポートしています。ただし、GMTの第1世代または第2世代の計器には偏光測定機能はありません。この論文では、天文学的なB-Kフィルターバンドと5分角の視野のグレゴリオポートと折り返しポートの両方に対するGMTの詳細な旋光モデリングを示します。500nmでの機器偏光は、グレゴリアンポートとフォールデッドポートでそれぞれ0.1%と3%です。線形から円形のクロストークは、グレゴリアンポートと折り返しポートでそれぞれ0.1%と30%です。これらの望遠鏡はNasmythプラットフォームでのみ機器をサポートしているため、グレゴリオ暦の焦点により、GMTは高感度偏光測定においてTMTおよびELTに対して大きな競争上の優位性をもたらします。また、偏波計測科学ケースのリストについても説明し、科学ケースの要件とモデリング結果を比較して評価します。最後に、GMTを使用した偏光計の可能なルートについて説明し、GMT偏光計の予備的な光学設計を示します。
偏光収差の推定と将来の宇宙望遠鏡のコロナグラフ性能への影響
| Title |
Estimation_of_polarization_aberrations_and_their_effect_on_the_coronagraphic_performance_for_future_space_telescopes |
| Authors |
Ramya_M_Anche,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Jaren_N_Ashcraft,_Kian_Milani,_Kyle_Van_Gorkom,_Kevin_Derby,_Ewan_S._Douglas,_and_Maxwell_A._Millar-Blanchaer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04563 |
ハビタブルワールド天文台など、提案されている将来の宇宙天文台の主な目標は、太陽に似た恒星の周囲にある地球に似た惑星を直接画像化して特徴付け、1e-10の星光抑制（コントラスト）を必要とする居住可能性の兆候を探すことである。このコントラストに影響を与える重要な要素の1つは、ミラー表面からの反射から発生する偏光収差です。偏光収差は、ミラー表面のフレネル反射から生じる、位相に依存する振幅と位相のパターンです。これらの収差は、入射角と表面のコーティングパラメータに依存します。この論文では、6.5mモノリシック主鏡の軸上および軸外TMA望遠鏡の偏光収差をシミュレーションします。天文フィルターバンドg～Iのミラーコーティングの8つの異なるレシピ(3つの単層金属コーティングと5つの保護コーティングのレシピ)について、偏光収差とその偏光収差がコロナグラフィーの性能に及ぼす影響を分析します。まず、Zemaxの偏光線追跡を使用して、各コーティングとフィルターバンドのジョーンズ瞳孔を推定します。次に、物理光学ベースのシミュレーションフレームワークであるhcipyを使用して、これらのジョーンズの瞳をベクトル渦コロナグラフとパーフェクトコロナグラフを通じて伝播します。分析の結果、4枚のミラーから発生する2つの主な偏光収差は、リターダンスデフォーカスとリターダンスチルトであることがわかりました。シミュレーションでは、コーティングが収差の強さを決定する上で重要な役割を果たすことも示しています。ベア/オキシアルミニウムおよびAl+18nmLiFコーティングは、他のすべてのコーティングよりも1桁優れています。
大型ハニカムミラーのアクティブ光学補正の解析
| Title |
Analysis_of_active_optics_correction_for_a_large_honeycomb_mirror |
| Authors |
Solvay_Blomquist,_Hubert_Martin,_Hyukmo_Kang,_Rebecca_Whitsitt,_Kevin_Derby,_Heejoo_Choi,_Ewan_S._Douglas,_Daewook_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04584 |
宇宙ベースの大型望遠鏡システムの開発では、能動的光学補正を実行する機能を備えているため、熱摂動によって引き起こされる波面収差を補正して、安定性要件を緩和しながら回折限界の性能を達成することができます。現在の地上望遠鏡に使用されている能動光学補正の方法を紹介し、宇宙にある大きなハニカム主鏡に対するその有効性をシミュレートします。望遠鏡の有限要素モデルを使用して、熱勾配による光学系の位置ずれと主鏡表面の誤差を予測します。これらの予測された表面誤差データはZemax光線追跡解析に組み込まれ、像面での波面誤差マップが生成されます。解析では、波面誤差の傾き、焦点、コマ収差が、望遠鏡の向きを調整し、副鏡を動かすことによって補正されると仮定します。残りの中から高次の誤差は、アクチュエーターを使用して主鏡を物理的に曲げることによって補正されます。個々のアクチュエータの影響が組み合わされて、低次の補正から高次の補正に向かって剛性が増加する曲げモードが形成されます。使用されるモードの数は、補正の精度と力の大きさを決定する変数です。アクチュエータの力の容量とミラー内の応力の制限内でどの程度の補正ができるかを調査します。これらの物理的制限内に収まりながら、30時間のシミュレーションデータにわたって25nm未満のRMS表面誤差を実証することができました。このシミュレーションの結果は、動的摂動、波面センシング、現実的なアクチュエータ性能によるアライメントとミラー形状のアクティブ制御を含む、望遠鏡の光学性能のエンドツーエンドのシミュレーションの一部となります。
ノイズを含むローマン コロナグラフの陰的電場共役アルゴリズムの有効性をシミュレーションする
| Title |
Simulating_the_efficacy_of_the_implicit-electric-field-conjugation_algorithm_for_the_Roman_Coronagraph_with_noise |
| Authors |
Kian_Milani,_Ewan_Douglas,_Sebastiaan_Haffert,_Kyle_Van_Gorkom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04595 |
ローマンコロナグラフは、電場共役(EFC)アルゴリズムの計算の複雑さのため、高次波面検知および制御(HOWFSC)をグラウンドインザループ方式で実行すると予想されています。このスキームは、特定の科学目的に合わせてHOWFSCアルゴリズムを変更する柔軟性を提供します。新しい代替のインプリシットEFCアルゴリズムは、ダークホールの作成に光学モデルを必要とせず、最終的なコントラストがモデルの精度に依存しないため、特に興味深いものです。意図されたHOWFSCスキームには、$\zeta$Puppisのような明るい星を観察しながらEFCを実行して最初のダークホールを作成し、その後、特定の観察にわたって低次のWFSCとのコントラストを維持しながら科学の目標に向けて回転することが含まれます。同様のスキームを与えて、iEFCの有効性を2つのコロナグラフモード、つまりハイブリッドリオコロナグラフ(HLC)と広視野形状瞳孔コロナグラフ(SPC-WFOV)に対してシミュレートします。各モードのエンドツーエンドの物理光学モデルは、シミュレーションのツールとして機能します。初期の単色シミュレーションが表示され、FALCOソフトウェアで得られた単色EFCの結果と比較されます。iEFC応答行列を生成するときに使用する最適なモードを理解するために、さまざまな校正モードのセットがテストされます。さらにiEFCシミュレーションは、$\zeta$Puppisが観測されている天体であるという仮定のもと、広帯域画像を使用して実行されます。iEFCがローマンコロナグラフのEFCに代わる適切な代替品となるかどうかを判断するために、ショットノイズ、読み取りノイズ、暗電流が広帯域シミュレーションに含まれています。
高コントラスト画像テストベッド用の微細加工ピンホール
| Title |
Microfabricated_pinholes_for_high_contrast_imaging_testbeds |
| Authors |
Emory_L._Jenkins,_Kyle_Van_Gorkom,_Kevin_Derby,_Patrick_Ingraham,_and_Ewan_S._Douglas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04604 |
$10^{-8}$以上のコントラスト比を達成するには、コロナグラフのテストベッドには、ほぼ点状の星光を確実にエミュレートする光源光学系が必要であり、微細加工されたピンホールが有力な解決策となります。検証するために、有限差分時間領域(FDTD)ピンホールシミュレーションを含む、スペースコロナグラフ光学ベンチ(SCoOB)光源光学系の物理光学モデルが作成されました。FDTDシミュレーションの結果は、ピンホールの導波管のような挙動を示しています。我々は、シリコンウェーハ基板上にオーバーハングするアルミニウムをオーバーコートした窒化ケイ素膜からなるSCoOB用の微細加工ピンホールを設計および作製し、完成したピンホールの特性評価を報告する。
NMF ベースの GPU 加速コロナグラフィー パイプライン
| Title |
NMF-based_GPU_accelerated_coronagraphy_pipeline |
| Authors |
Sai_Krishanth_P.M.,_Ewan_S._Douglas,_Justin_Hom,_Ramya_M._Anche,_John_Debes,_Isabel_Rebollido,_and_Bin_B._Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04623 |
星周円盤と系外惑星の検出のための、一般化された非負因数分解(NMF)ベースのデータ削減パイプラインを紹介します。不適切なデータにアルゴリズムマスクと修正を適用する適応性のある前処理ルーチンを使用することで、計算量の多いNMFアルゴリズムをグラフィックスプロセッシングユニット(GPU)に簡単にオフロードでき、計算効率が大幅に向上します。NMFは、他の後処理アプローチと比較してディスクの構造的特徴をよりよく保存することが示されており、アーカイブデータの分析における改善が実証されています。このパイプラインの適応型前処理ルーチンは、生データを自動的に位置合わせして画像補正を適用し、色ハロー抑制を大幅に改善することが示されています。HST-STISおよびJWST-MIRIコロナグラフデータセットを利用して、GPUを使用してNMFを実行することにより、CPUを使用する場合と比較してリアルタイムの計算効率が5倍向上することを実証します。さらに、SNRとコントラストが向上する多数のNMFコンポーネントの有用性を実証します。これには、データ削減のためのより計算効率の高いアプローチの使用が必要です。
Poke: オープンソースのレイベースの物理光学プラットフォーム
| Title |
Poke:_An_open-source_ray-based_physical_optics_platform |
| Authors |
Jaren_N._Ashcraft_and_Ewan_S._Douglas_and_Daewook_Kim_and_A.J._E._Riggs_and_Ramya_Anche_and_Trent_Brendel_and_Kevin_Derby_and_Brandon_D._Dube_and_Quinn_Jarecki_and_Emory_Jenkins_and_Kian_Milani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04649 |
統合された光学モデルにより、光学機器の完成時のパフォーマンスを正確に予測できます。光学モデルは通常、光の幾何学的領域と物理的領域の両方を捉えるために、別個の光線追跡モデルと回折モデルで構成されます。これらのモデルは通常、相互に直接インターフェイスしないオープンソースソフトウェアと商用ソフトウェアの両方に分かれています。レイトレーシングモデルと回折モデルの間のギャップを埋めるために、商用レイトレーシングAPIとオープンソースの物理光学エンジンを使用して、スカラー波面誤差、回折、偏光を同時にモデル化するPokeと呼ばれるオープンソースの光学解析プラットフォームをPythonで構築しました。。Pokeは、市販のレイトレーシングエンジンからのレイデータをPythonオブジェクトに保存することによって動作し、そこから物理光学計算を行うことができます。Pokeの使用方法を紹介し、既存のスカラー回折モデルの有用性を高める2つの新しい伝播物理モジュールの機能に焦点を当てます。ガウスビームレット分解は、回折モデリングに対する光線ベースのアプローチであり、物理光学モデルと光線追跡モデルを統合して、回折シミュレーションにおける光線収差の影響を直接捉えることができます。偏光レイトレーシングは、光学システムの偏光収差を診断できる光線ベースのベクトル場伝播方法です。Pokeは最近、地上の超大型望遠鏡やNASAのハビタブルワールド天文台の6メートル宇宙望遠鏡の初期コンセプトなど、次世代の天文台の研究に使用されています。
宇宙望遠鏡アプリケーション向けの連続波面センシングの多様な位相回復テストベッド開発に焦点を当てる
| Title |
Focus_diverse_phase_retrieval_testbed_development_of_continuous_wavefront_sensing_for_space_telescope_applications |
| Authors |
Hyukmo_Kang,_Kyle_Van_Gorkom,_Jess_Johnson,_Ole_Singlestad,_Aaron_Goldtooth,_Daewook_Kim,_Ewan_S.Douglas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04680 |
将来の宇宙望遠鏡での連続波面センシングにより、軌道上での回折限界の光学性能を維持しながら、安定性要件の緩和が可能になります。軌道上の放射照度測定または点像分布関数(PSF)画像から波面の位相を連続的に再構成するための位相回復の適合性を検討します。位相回復アルゴリズムは基準光学系や複雑なキャリブレーションを必要としないため、ハッブル宇宙望遠鏡やジェームズウェッブ宇宙望遠鏡などの宇宙天文台にとって好ましい技術です。位相回復アルゴリズムの堅牢性とダイナミックレンジを高めるために、既知の量のデフォーカスを持つ複数のPSF画像を利用できます。この研究では、97個のアクチュエータ可変ミラー、変更可能な入射瞳絞り、光源を含む最近構築されたテストベッドについて説明します。位置合わせされたシステムの波面誤差は約30nm未満です。デフォーカスやその他の収差などの既知の波面誤差を生成するためにさまざまな方法を適用したところ、再構成された波面の二乗平均平方根誤差の精度と精度がそれぞれ約10nm未満と約2nm未満であることがわかりました。さらに、連続的な動的波面センシングに必要な信号対雑音比についても説明します。また、宇宙船がドリフトする場合をシミュレートし、現実的な外乱が存在する場合の連続波面センシングのための位相回復アルゴリズムのパフォーマンスを検証します。
将来の宇宙望遠鏡向けのモデルフリーおよびモデルベースのダークホール アルゴリズムの実験的比較
| Title |
Experimental_comparison_of_model-free_and_model-based_dark_hole_algorithms_for_future_space_telescopes |
| Authors |
Niyati_Desai,_Axel_Potier,_Garreth_Ruane,_Phillip_K._Poon,_A._J._Eldorado_Riggs,_Matthew_Noyes,_and_Camilo_Mejia_Prada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04920 |
コロナグラフィー装置は、居住可能な世界の発見を追求するための高コントラスト分光法を可能にする大きなチャンスを提供します。将来の宇宙望遠鏡のコロナグラフ装置には、惑星検出用のダークホールを実現するために、正確な波面検知および制御技術と組み合わせた高性能焦点面マスクが必要です。近年、いくつかの波面制御アルゴリズムが開発されており、組み合わせられるコロナグラフに応じて性能が異なる可能性があります。この研究では、同じ実験室条件で、ベクトル(VVC)またはスカラー(SVC)渦コロナグラフマスクと組み合わせた3つのモデルフリーアルゴリズムとモデルベースアルゴリズムを比較します:電界共役を使用したペアワイズプロービング、電気的共役を使用したセルフコヒーレントカメラ電界共役と暗黙的な電界共役。我々は、JPLの空中コロナグラフテストベッド（IACT）による狭帯域光と広帯域光での実験結果を紹介し、将来の宇宙望遠鏡の可能性に関して、これらの波面検知および制御アルゴリズムそれぞれの長所と短所を比較します。
6.5mモノリシック主鏡を使用したコンパクトな3ミラーアナスティグマット宇宙望遠鏡設計
| Title |
Compact_Three_Mirror_Anastigmat_Space_Telescope_Design_using_6.5m_Monolithic_Primary_Mirror |
| Authors |
Daewook_Kim,_Heejoo_Choi,_Ewan_S._Douglas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04921 |
コンパクトな3ミラーアナスティグマット(TMA)望遠鏡設計における6.5mのモノリシック主鏡の利用により、さまざまな次世代科学機器に対応する前例のない機能が提供されます。この設計により、全体のフォームファクターをコンパクトに保ちながら、分割ミラーを使用しない大口径望遠鏡の迅速かつ効率的な開発が可能になります。卓越した光子収集領域と回折限界の分解能を備えたTMA設計は、波面測定の視野内に自然のガイド星を捕捉して補正する必要がある、地上と宇宙の両方のアクティブ/補償光学コンセプトに理想的に適しています。温度勾配による位置ずれや形状変形。広い視野の要件は、観察中に利用できる明るい自然の誘導星の統計分析に基づいています。主鏡のクリアアパーチャ、コンパクトさの要件、検出器のピクセルサイズにより、Ritchey-Chretien(RC)望遠鏡のような単純な2ミラーソリューションではなくTMAが選択され、TMA設計は視野全体にわたって優れた回折限界性能を提供します。。3つのミラー(M1、M2、およびM3)すべてに標準の円錐面が適用されているため、光学的な製造、テスト、および位置合わせのプロセスが簡素化されます。さらに、TMA設計はRC望遠鏡よりも寛容です。迷光制御はUV科学機器にとって重要であり、フィールドストップとリオストップはこの目的のためにTMA設計に便利に配置されています。
将来の宇宙望遠鏡向けの統合されたフォトニックベースのコロナグラフィックシステム
| Title |
Integrated_photonic-based_coronagraphic_systems_for_future_space_telescopes |
| Authors |
Niyati_Desai,_Lorenzo_K\"onig,_Emiel_Por,_Roser_Juanola-Parramon,_Ruslan_Belikov,_Iva_Laginja,_Olivier_Guyon,_Laurent_Pueyo,_Kevin_Fogarty,_Olivier_Absil,_Lisa_Altinier,_Pierre_Baudoz,_Alexis_Bidot,_Markus_Johannes_Bonse,_Kimberly_Bott,_Bernhard_Brandl,_Alexis_Carlotti,_Sarah_L._Casewell,_Elodie_Choquet,_Nicolas_B._Cowan,_David_Doelman,_J._Fowler,_Timothy_D._Gebhard,_Yann_Gutierrez,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Olivier_Herscovici-Schiller,_Adrien_Hours,_Matthew_Kenworthy,_Elina_Kleisioti,_Mariya_Krasteva,_Rico_Landman,_Lucie_Leboulleux,_Johan_Mazoyer,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_David_Mouillet,_Mamadou_N\'Diaye,_Frans_Snik,_Dirk_van_Dam,_Kyle_van_Gorkom,_Maaike_van_Kooten,_Sophia_R._Vaughan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04925 |
太陽に似た恒星の周囲にある地球に似た系外惑星の検出とその特徴付けは、ハビタブルワールド天文台の主な科学的動機です。しかし、現在の最良の技術は、地球外の高コントラスト画像を達成するために必要とされる、近い角度分離で10^-10のコントラストに達し、同時に低次収差の影響を受けにくい状態を保つのに十分な進歩を遂げていません。。フォトニック技術はこのギャップを埋め、地球外の収量を倍増させる可能性がある。私たちはフォトニックコロナグラフに関する現在の研究をレビューし、古典的なコロナグラフ設計とフォトニック技術の両方を単一の光学システムに組み合わせたハイブリッド設計の可能性を調査します。考えられる2つのシステムを紹介します。まず、フォトニクスが内側の作動角内の光を処理するように視野を空間的に分割するハイブリッドソリューションと、その外側の星明かりを抑制する従来のコロナグラフです。2つ目は、従来のコロナグラフとフォトニクスが直列に動作して相互に補完し、それによって各サブシステムの要件を緩和するハイブリッドソリューションです。フォトニック技術が進歩し続けるにつれて、ハイブリッドまたは完全フォトニックコロナグラフは、将来の宇宙からの系外惑星イメージングに大きな可能性を秘めています。
大型宇宙望遠鏡のコストを下げるためのアプローチ
| Title |
Approaches_to_lowering_the_cost_of_large_space_telescopes |
| Authors |
Ewan_S_Douglas,_Greg_Aldering,_Greg_W._Allan,_Ramya_Anche,_Roger_Angel,_Cameron_C._Ard,_Supriya_Chakrabarti,_Laird_M._Close,_Kevin_Derby,_Jerry_Edelstein,_John_Ford,_Jessica_Gersh-Range,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Patrick_J._Ingraham,_Hyukmo_Kang,_Douglas_M._Kelly,_Daewook_Kim,_Michael_Lesser,_Jarron_M._Leisenring,_Yu-Chia_Lin,_Jared_R._Males,_Buddy_Martin,_Bianca_Alondra_Payan,_Sai_Krishanth_P.M.,_David_Rubin,_Sanford_Selznick,_Kyle_Van_Gorkom,_Buell_T._Jannuzi,_and_Saul_Perlmutter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04934 |
打ち上げロケットやセンサー、コンピューティング、ソフトウェアの進歩などの新しい開発アプローチにより、宇宙への参入コストが削減され、低コストでリスクの高い小型衛星(SmallSat)ミッションの革命が可能になりました。より大型の宇宙望遠鏡でも同様の変革をもたらすには、宇宙天文台のパラダイム全体を再考する必要があります。ここでは、宇宙望遠鏡の開発の歴史とコスト要因を振り返り、室温で宇宙で動作させて新しい科学を可能にする低コストの6.5m光学望遠鏡の概念設計例について説明します。これはホウケイ酸ガラスのモノリシック主鏡を使用しており、地上の天文台や機器、主力宇宙ミッションでの数十年の経験から得た教訓とツールを活用しています。大型打ち上げロケットと同様に、安定性を維持するために、低コストのアクティブ予測制御システムの増加したコンピューティング能力とスペースに耐える商用電子機器を活用しています。この新しいリスク耐性のある「LargeSat」のコンテキストにおいて、統合およびテストのコスト、信頼性、宇宙船のジッター、波面の安定性などの推進要件に対処する、科学と貿易の研究結果を組み込んだアプローチについて説明します。
放射状位相マスクディンプルを使用したスカラー渦コロナグラフの色消し
| Title |
Achromatizing_scalar_vortex_coronagraphs_with_radial_phase_mask_dimples |
| Authors |
Niyati_Desai,_Arielle_Bertrou-Cantou,_Garreth_Ruane,_Jorge_Llop-Sayson,_A_J_Eldorado_Riggs,_Eugene_Serabyn,_and_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05146 |
ハビタブルワールド天文台のミッションでは、系外地球を検出するために1e-10のコントラストを達成できるコロナグラフが必要となる。コロナグラフの選択は、20%の帯域幅内で色消しで、低次収差の影響を受けず、偏光に依存しないソリューションを見つけるかどうかによって決まります。我々は、ロッディエ位相ディンプルとデュアルゾーン位相ディンプルを採用し、渦によって処理されない有色恒星漏れに対処することで色消し性能を向上させる2つのスカラー渦位相マスク設計を紹介します。これらのディンプルを使用すると、既存のスカラー渦位相マスクの広帯域コントラスト性能を大幅に改善できることを示します。
コロナ質量放出の理解を進めるには新たな観測が必要
| Title |
New_Observations_Needed_to_Advance_Our_Understanding_of_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Benjamin_J._Lynch,_Christina_O._Lee,_Lan_K._Jian,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Emma_E._Davies,_Brian_E._Wood,_No\'e_Lugaz,_R\'eka_M._Winslow,_Tibor_T\"or\"ok,_Nada_Al-Haddad,_Florian_Regnault,_Meng_Jin,_Camilla_Scolini,_Fernando_Carcaboso,_Charles_J._Farrugia,_Vincent_E._Ledvina,_Cooper_Downs,_Christina_Kay,_Sanchita_Pal,_Tarik_M._Salman,_Robert_C._Allen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05480 |
コロナ質量放出(CME)は、太陽からの大規模な噴火であり、打ち上げ後に太陽圏を通って伝播します。これらの過渡現象の観測研究は通常、太陽、コロナ、太陽圏の2D画像(リモートセンシングデータ)、および1D宇宙船の軌道に沿った磁場、プラズマ、粒子サンプル(現場データ)に基づいています。関係するスケールが大きく、CMEの3D特性を考慮すると、このような測定では一般に、特に局所的な変動や構造全体の全体的な形状の観点から、包括的な画像を構築するには不十分です。このホワイトペーパーは、リモートセンシングと現場の両方の体制におけるCMEの構造と進化についての現在の理解を効果的に進めるために必要なデータセットと観察の優先順位を特定することにより、この問題に対処することを目的としています。また、この主題に大幅な改善をもたらす可能性のあるミッションと手段の見通しも提供します。
RGB チップに近づく低質量星と Li に富んだ赤色塊星の問題の追加混合の強化
| Title |
Enhanced_extra_mixing_in_low-mass_stars_approaching_the_RGB_tip_and_the_problem_of_Li-rich_red-clump_stars |
| Authors |
Pavel_A._Denissenkov_(UVic),_Simon_Blouin_(UVic),_Falk_Herwig_(UVic),_Jacob_Stott_(UVic),_Paul_R._Woodward_(U._of_Minnesota) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04634 |
赤色巨星の数パーセントは、$A(\mathrm{Li})>1.5$のリチウムが濃縮されています。Liに富む赤色巨星の進化段階は、バンプ光度近くの赤色巨星の枝(RGB)と赤色塊(RC)領域の両方に位置する可能性があるため、不明なままです。しかし、星地震学のおかげで、それらのほとんどは実際にはRC星であることが判明しました。バンプ光度から始まり、RC星のRGB前駆体は、H燃焼殻を対流エンベロープから分離する放射ゾーンで余分な混合を経験し、その後、Heコアとして知られるRGB先端で一連の対流He殻フラッシュが続きます。閃光。したがって、Heコアフラッシュは、キャメロンファウラー機構がLiを生成するために必要な、RGBチップで星に高速の余分な混合を引き起こすことが提案されました。あるいは、バンプの明るさで始まり、最初は表面のLi存在量の減少につながる同じ追加の混合によって、RGB星がLiを豊富に含んでいるが、星が近づくとそれが強化され、Liを生成し始めると提案します。RGBチップ。RGB追加混合の5つのメカニズムについて説明します。すなわち、回転による子午線循環と乱流拡散の共同作用、方位角磁気回転不安定性(AMRI)、熱塩対流、磁束管の浮力、および内部重力波です。(磁気)流体力学シミュレーションの結果に基づいて、我々の仮説を支持する可能性が最も高いのはAMRIのメカニズムであるという結論に達しました。
250 ～ 290 nm の Mg、Fe、および Mn 線を使用した偏光測定の機器要件の導出
| Title |
Derivation_of_Instrument_Requirements_for_Polarimetry_using_Mg,_Fe,_and_Mn_lines_between_250_and_290_nm |
| Authors |
A.G._de_Wijn,_P.G._Judge,_R._Ezzeddine,_and_A._Sainz_Dalda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04666 |
裁判官ら。(2021)最近、約250～290nmの近紫外の太陽スペクトルの領域が、さまざまな物質をサンプリングするMgII、FeII、およびFeI線が豊富に存在するため、太陽彩層の磁性を研究するのに最適であると主張しました。太陽大気の高さ。この論文では、これらの線を観察するための分光偏光計の要件を導き出します。ゼーマン効果の弱磁場近似から、磁場に対する望ましい感度と測定の信号対雑音の関係を導き出します。多くの線が、縦磁場と横磁場の両方について、妥当な振幅で観察可能な分極信号を示すことがわかりました。
TESSによる汚染されたくじら座ZZ星G29-38の星地震学的解析
| Title |
Asteroseismological_analysis_of_the_polluted_ZZ_Ceti_star_G29-38_with_TESS |
| Authors |
Murat_Uzundag,_Francisco_C._De_Ger\'onimo,_Alejandro_H._C\'orsico,_Roberto_Silvotti,_Paul_A._Bradley,_Michael_H._Montgomery,_M\'arcio_Catelan,_Odette_Toloza,_Keaton_J._Bell,_S._O._Kepler,_Leandro_G._Althaus,_Scot_J._Kleinman,_Mukremin_Kilic,_Susan_E._Mullally,_Boris_T._G\"ansicke,_Karolina_B\k{a}kowska,_Sam_Barber,_Atsuko_Nitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04809 |
G\,29$-$38(TIC~422526868)は、最も明るく($V=13.1$)、最も近い($d=17.51$\,pc)水素が豊富な大気を持つ脈動白色矮星の1つ(DAV/ZZCeti)クラス）。それは、{\slTESS}探査機によってセクター42と56で観測されました。G~29$-$38の大気は、短期間に目に見える層から沈み出すと予想される重元素によって汚染されています。測光{\slTESS}データセットは合計$\sim51$日にわたっており、これから、回転周波数多重項を含む56の重要な脈動周波数を特定しました。さらに、各セクターで30の組み合わせ頻度を特定しました。私たちが発見した振動周波数は、$\sim$260sから$\sim$1400sまでの周期を持つ$g$モード脈動に関連しています。平均分離$\delta\nu_{\ell=1}$が4.67$\mu$Hzの%3つの異なる回転周波数3つ子と、平均分離$\delta\nu_{\ell=2}$の5つ子を特定しました。6.67$\mu$Hzであり、そこから自転周期は約$1.35\pm0.1$日と推定されました。$\ell=1$モードの場合は41.20~s、$\ell=2$モードの場合は22.58\,sの一定周期間隔を決定しました。期間間のフィット解析を実行し、$M_{\star}/M_{\odot}=0.632\pm0.03$、$T_{\rmeff}=11\,635\pm178$という星地震学モデルを発見しました。K、および$\log{g}=8.048\pm0.005$(水素エンベロープ質量$M_{\rmH}\sim5.6\times10^{-5}M_{\star}$)、分光法から得られた値とよく一致しています。我々は17.54pcの星震距離を取得しました。これは、{\slGaia}によって提供された距離(17.51pc)とよく一致しています。
非 LTE モンテカルロ放射転送。 Ⅲ．傾斜および反りのある Be Star ディスクの熱特性
| Title |
Non-LTE_Monte_Carlo_Radiative_Transfer._III._The_thermal_properties_of_Tilted_and_Warped_Be_Star_Discs |
| Authors |
M.W._Suffak,_C.E._Jones,_A.C._Carciofi,_and_T.H._de_Amorim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04816 |
我々は、3次元モンテカルロ放射伝達コードHDUSTを使用して、円盤が星の赤道面から傾いているBe星をモデル化します。スペクトルタイプに応じてディスク密度を変化させながら、$0^o$、$10^o$、$20^o$、$40^o$ずつ円盤を傾けて、B0、B2、B5、B8の4つのスペクトルタイプにわたる128のモデルを計算します。。また、すべてのモデルの平均および高い星の回転速度も計算します。まず、傾斜していない円盤の温度について議論し、その温度が星と円盤のパラメーターに非線形に依存することを示します。ディスクを傾けても、密度加重平均ディスク温度にはほとんど影響しませんが、傾けるとディスク断面に温度の非対称性が生じ、これは回転速度が速いほど顕著になることがわかりました。また、傾斜が$V$バンドの大きさ、偏光、H$\alpha$線に及ぼす影響も調査します。円盤の傾斜はこれらの観測物に影響を与えますが、その変化は完全に傾斜方向に対する観測者の位置に依存します。傾斜を密度や幾何学的形状の変化から区別する観察対象は、単峰と双峰の間で遷移するH$\alpha$線の形状と、その値が投影された角度に依存する偏光位置角度であることがわかります。空上の円盤の長伸長軸。ディスクに反りがある前期型と後期型も1台ずつ紹介します。我々は、それらの温度構造が均一に傾斜したモデルからわずかに変化しており、異なる観測値が異なる傾斜角に対応し、円盤内のそれらの起源の予想される体積と一致していることを発見しました。
単一の明るい特徴によって支配されるほとんどの回転変数は $\alpha^2$ CVn 星です
| Title |
Most_Rotational_Variables_Dominated_by_a_Single_Bright_Feature_are_$\alpha^2$_CVn_Stars |
| Authors |
A._N._Heinze,_Heather_Flewelling,_and_Mark_E._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04905 |
我々は以前、ATLAS調査からの470万個の候補変数のサンプルから分離された、珍しいクラスの変光星光度曲線を報告しました。「UCBH」光度曲線と呼ばれる光度曲線は、幅の広い最小値と狭く対称的な最大値を持ち、典型的な周期は1～10日、振幅は0.05～0.20等です。それらは、複数年にわたって一定の振幅、形状、および位相コヒーレンスを維持しますが、既知のクラスの脈動変数には一致しません。回転星の赤道近くの局所的な明るい点は、ほとんどの観察幾何学に対してUCBHタイプの光曲線を生成します。したがって、主に単一の明るい特徴によって引き起こされる回転変動を示すほとんどの星は、UCBH星として現れるはずですが、回転する明るい点だけがUCBHタイプの光曲線を生成するわけではありません。私たちは14個のUCBH星を分光学的に調査し、そのうち10個がAp/Bp星、つまり特定の重元素の光球存在量が大幅に増加したA型またはB型星であることを発見しました。回転変数Ap/Bp星は$\alpha^2$CVn変数と呼ばれます。したがって、ほとんどのATLASUCBH星は$\alpha^2$CVn星ですが、文献に記載されている$\alpha^2$CVn星のうちUCBH光度曲線を持つものはほんの一部です。$\alpha^2$CVn星がUCBHクラスを支配しているという事実は、十分なサイズとコントラストを備えた孤立輝点が他のタイプよりもAp/Bp星でより容易に発生することを示唆しています。$\alpha^2$CVnUCBH星は、特定の磁場トポロジーによって特徴付けられている可能性があり、将来のゼーマン・ドップラーイメージングの興味深いターゲットとなっています。
| Title |
Detection_of_Tidally_Excited_Oscillations_in_Kepler_Heartbeat_Stars |
| Authors |
Min-Yu_Li,_Sheng-Bang_Qian,_Li-Ying_Zhu,_Wen-Ping_Liao,_Er-Gang_Zhao,_Xiang-Dong_Shi,_Fu-Xing_Li,_Qi-Bin_Sun,_and_Ping_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05060 |
潮汐励起振動(TEO)を伴うハートビート星(HBS)は、平衡潮汐と動的潮汐の影響を研究するのに理想的な実験室です。しかし、ケプラーHBSにおけるTEOの研究は、{光度曲線における平衡潮汐のより適切なモデリングの必要性}のため、まれです。Liらによって報告されたHBSを再検討します。{そして、平衡潮流を表現できる導出された軌道パラメータに基づいて、これらのHBSのTEOを研究します。}また、フーリエスペクトル内の調和および非調和TEOを調べるための一連の解析手順をまとめます。45のHBS(以前の研究で調査された8つのシステムを除く)のTEOが決定され、提示されました。そのうち19個は顕著なTEO(高調波の信号対雑音比$S/N\ge10$)を示しています。軌道離心率とTEOの高調波数との関係は正の相関を示します。軌道周期と高調波数の関係も正の相関を示します。さらに、ヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図におけるTEOを伴うHBSの分布は、表面温度$T$$\gtrsim$6500Kの高温星ではTEOがより目立つことを示しています。これらのサンプルは、将来の研究の貴重なターゲットになる可能性もあります。離心軌道における潮汐作用の影響。
低温の彩層から高温のコロナへの動的フィブリルの進化
| Title |
Evolution_of_dynamic_fibrils_from_the_cooler_chromosphere_to_the_hotter_corona |
| Authors |
Sudip_Mandal,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Sami_K._Solanki,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Udo_Sch\"uhle,_Luca_Teriaca,_Juan_Mart\'inez_Sykora,_David_Berghmans,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Susanna_Parenti,_Andrei_N._Zhukov,_\'Eric_Buchlin,_Cis_Verbeeck,_Emil_Kraaikamp,_Luciano_Rodriguez,_David_M._Long,_Krzysztof_Barczynski,_Gabriel_Pelouze,_Philip_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05101 |
動的フィブリル(DF)は、太陽活動領域で一般的に観察される彩層の特徴です。太陽周回機に搭載された極端紫外線イメージャ(EUI)による最近の観測により、極端紫外線(EUV)放射において、冠状部にあるDFの明確な痕跡が明らかになりました。しかし、EUVで検出されたDFが彩層の対応物と関連しているかどうかは依然として不明である。彩層温度からコロナ温度までのDFを同時に検出できれば、それらの熱構造と太陽大気中の進化に関する重要な情報が得られる可能性があります。この論文では、大気イメージングアセンブリ(AIA)、界面領域イメージングスペクトログラフ(IRIS)、およびEUIからの調整されたEUV観測を使用して、彩層と遷移領域のDF間の1対1の対応関係を確立することで、この問題に取り組みます(観測結果は次のとおりです)。IRIS)と冠状の対応物(EUIおよびAIAによって観測)。私たちの分析は、異なる大気層で観察されたDF間の密接な対応を確認し、DFが活動領域のコロナベースに典型的な約150万ケルビンの温度に達する可能性があることを明らかにしました。さらに、これらのDFを経時的に追跡して測定した強度の変化は、プラズマがこれらのDFの先端近くに蓄積し、その後これらの先端がコロナル画像で明るい塊として現れるという衝撃駆動のシナリオを明らかにする。これらの発見は、DFの熱構造と、太陽大気を通したその進化と影響に関する情報を提供します。
コロナ加熱の安定性
ソーラー・オービター探査機に搭載されたEUI機器は、近日点が0.4天文単位に近い軌道から太陽コロナの最も安定した高解像度画像を取得しました。2022年10月25日の19:00から19:30UTの間に17.1nmで取得された360枚の画像のシーケンスが精査されます。画像の1つのピクセルは太陽表面の148kmに相当します。太陽の外気は継続的な磁気混乱状態にあるという広く信じられている考えは、EUIデータと対立しています。観察された血漿変動は2つのクラスに分類されるようです。これまでのところ、最も支配的な挙動は、コロナルループでの明るさの振幅変動(1%)が非常に小さく、一部のフットポイント領域ではより大きな変動があります。このような小さな変化には、磁気トポロジーの観察可能な変化の兆候はありません。振幅が大きく、より急速で、まれで、十分に組織化されていない変化は、フラックスの出現に関連しています。したがって、磁気リコネクションが後者を推進する一方で、活動中のコロナの大部分は加熱されており、大規模な（観察可能な）リコネクションの役割を示す証拠はないことが示唆されています。ほとんどのコロナ輝線幅は亜音速であるため、再結合によって引き起こされる場合、コロナ加熱の大部分は、約$0.5c_S/c_A\sim0.3\beta$未満の角度を持つ接線方向に不連続な磁場のみであり得ます。プラズマベータパラメーター($\sim0.01)$、$c_S$と$c_A$のサウンドとAlfv\'enの速度。複数の小さなフレアのようなイベントによって加熱された場合、これらは$\lesssim10^{21}$erg、つまりピコフレアであるに違いありません。しかし、活動領域上のコロナループの定常的な加熱に寄与する可能性のある粘性散逸など、再接続以外のプロセスはまだ排除されていない。
圧縮円筒プラズマにおける磁気流体力学的ソーセージ波の散逸不安定性: 流れせん断と粘度せん断の影響
| Title |
Dissipative_Instability_of_Magnetohydrodynamic_Sausage_Waves_in_a_Compressional_Cylindrical_Plasma:_Effect_of_Flow_Shear_and_Viscosity_Shear |
| Authors |
D._J._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05198 |
せん断流は磁気流体力学(MHD)波の安定性に影響します。散逸機構が存在する場合、流れせん断により、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性(KHI)の閾値を下回るMHD波の不安定性が引き起こされる可能性があり、これを散逸不安定性(DI)と呼びます。この現象は、負の波エネルギーを持つ後進波と密接に関係しているため、負のエネルギー波不安定性（NEWI）とも呼ばれます。散逸メカニズムとして粘度を考慮して、不連続な境界を持つ直線円筒内の低速ソーセージモードの解析的分散関係を導き出します。光球条件下では、定常流が円形磁束管の内側にあり、動的粘度と体積粘度が外側にあると仮定されます。2つの粘度が弱い場合、遅い表面モードでは、成長速度は軸方向の波数と流れせん断に比例し、非圧縮限界内と一致することがわかります。低速実体モードの場合、成長速度は特定の軸方向波数でピークを持ち、その大きさのオーダーは表面モードと同様です。非圧縮限界で確立される成長速度と動粘度の間の線形関係は、流れせん断および/または2つの粘度が十分に強い場合、非線形に発展します。
GC におけるスペクトルインデックスとバイナリフラクションの関係
コンテクスト。既知のバイナリ分数とスペクトル吸収特徴指数との関係を研究して、分光吸収特徴指数がバイナリ分数を決定するのに適しているかどうか(および潜在的にどのスペクトル吸収特徴指数が適しているか)を判断します。目的。連星部分の決定は、連星形成の研究、進化的集団合成モデル、およびその他の研究において重要です。個々の星は測光または分光学的に分解する必要があるため、ほぼすべての恒星系で連星の数を決定することは困難です。比較すると、それらの統合スペクトルまたはスペクトル吸収特徴インデックスは比較的簡単に取得できます。結果。低解像度(15\,\AA)スペクトルはこの研究には適しておらず、2進分数タイプが結果に影響を与える可能性があることがわかりました:$f$($q$>0.5)および$f$(tot)$^{\rmmc}$は$f$(tot)$^{\rmmf}$よりも分光吸収特性指数との相関が良く、金属量の違いが上記の関係に大きな影響を与えると考えられます。最後に、金属性、年齢、および動的進化の影響を排除するために、異なる領域間で複数のスペクトルが観察されたGCのみを使用しました。%OIII-1、OIII-2、H$_{\rm\gammaF}$、H$_{\rm\deltaF}$、H$_{\rm\gammaA}$、H$であることがわかります。_{\rm\deltaA}$、H$_{\rm\beta}$、Ca4455、C$_2$4668、およびTiO$_1$インデックスは、二進分数と強い相関関係があります。%2つのOIIIインデックスがバイナリ分数に対して最も感度が高く、次に4つのBalmerインデックスが続きます。2つのより狭い中央バンドパスのBalmerインデックス($\sim$20\AA、F-definition)は、より広い2つのインデックス($\sim$40\AA、A-definition)、最後にCa4455、C$_2$4668、TiO$_1$インデックスです。
巨大な星形成塊における星と原始惑星系円盤の形成に対する原始星の流出の影響
| Title |
Influence_of_protostellar_outflows_on_star_and_protoplanetary_disk_formation_in_a_massive_star-forming_clump |
| Authors |
U._Lebreuilly,_P._Hennebelle,_A._Maury,_M._Gonz\'alez,_A._Traficante,_R._Klessen,_L._Testi,_S._Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05397 |
コンテクスト。磁場の存在により、原始星ジェットや流出は原始星への降着の自然な結果です。これらは星や原始惑星系円盤の形成に重要な役割を果たすと期待されています。目的。私たちは、星形成塊における星や原始惑星系円盤の形成に対する流出の影響を明らかにすることを目的としています。方法。RAMSESを使用して、円盤スケールを系統的に解析しながら、両極性拡散、原始星の放射フィードバックを含む放射伝達、および原始星流出を伴う大規模な星形成塊の最初の磁気流体力学計算を実行します。流出のないモデルと比較してみます。結果。私たちは、原始星の流出が星と円盤の両方の形成に大きな影響を与えていることを発見しました。それらは、典型的な速度が数10km/sである塊に追加の乱流と磁気のサポートを提供し、円盤の温度に影響を与え、原始星への降着速度を低下させます。彼らは恒星人口の増加を促進していますが、恒星IMFの質量規模を制御しているとは言えません。しかし、それらが高質量端と恒星のIMFの形状に影響を与えていることがわかりました。結論。原始星の流出は星と円盤の両方の形成に重大な影響を与えると思われるため、星形成環境の現実的なシミュレーションに含める必要があります。
太陽RVにおける光球磁束分布と変動のダイナミクス -- HARPS-N太陽観測とSDO観測を用いた研究
| Title |
Dynamics_of_photospheric_magnetic_flux_distribution_and_variations_in_solar_RVs_--_a_study_using_HARPS-N_solar_and_SDO_observations |
| Authors |
Anisha_Sen_and_S.P._Rajaguru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05428 |
太陽黒点、プラージュ、およびネットワークにおける光球磁場の分布と発展、およびそれらの相対的な磁束量の変化は、星としての太陽のスペクトルで観察される動径速度(RV)変動において重要な役割を果たします。RVに対するこのような磁気の寄与を微分して解きほぐすことは、高精度RV系外惑星探索において恒星の活動信号を考慮したモデルを構築するのに役立ちます。この研究では、以前の著者と同様に、HARPS-N太陽観測からのRVへの活動の寄与を理解するために、SDO/HMIからの太陽磁場と連続体強度の高解像度画像を使用します。我々は、光球磁場の強度と磁束の間のよく観察された物理的関係を使用して、強い磁場（スポット、プラージュ、ネットワーク）と弱いネットワーク磁場がRV変動への寄与に際立った特徴を残していることを示します。また、さまざまなフィーチャーのフィルファクターと平均符号なし磁束はRVと異なる相関関係にあるため、RV変動の代用としてどちらかを使用する場合には注意が必要であることもわかりました。さらに、SDO/AIAによって画像化された1600\r{A}および1700\r{A}の波長帯域でのディスク平均UV強度と、さまざまな磁気特徴の変動の代用としてのパフォーマンスを調べます。我々は、特に後者が飽和する傾向にある高活動レベルの間、UV強度がCaIIH-K発光指数よりもRVに対するプラージュフィールドの寄与のより良い尺度を提供することを発見した。
合成測光からの経験的な 2MASS-WFC3/IR フィルター変換
| Title |
Empirical_2MASS-WFC3/IR_filter_transformations_from_synthetic_photometry |
| Authors |
M._J._Durbin,_R._L._Beaton,_A._J._Monson,_B._Swidler,_J._J._Dalcanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05524 |
宇宙搭載天文台の近赤外線バンドパスは、大気中の地熱吸収がないため、地上の天文台とは異なります。文献にあるそれぞれのフィルターシステム間で利用可能な変換は、理論上の恒星大気に依存しており、観測された冷たい巨人のスペクトルエネルギー分布を再現するのが難しいことが知られています。4つのスペクトルライブラリからの経験的な恒星スペクトルの合成測光に基づいて、2MASS$JHK_S$とHSTWFC3/IRF110W、F125W、およびF160W測光システムの間の新しい変換を紹介します。このサンプルは1,000個を超える個々の星で構成されており、これらは合わせてほぼ完全なHRダイアグラムに及び、太陽近傍からマゼラン雲までの恒星集団のサンプルを集めており、幅広い年齢、金属量、およびその他の関連する恒星の特性をカバーしています。大域的な色依存の変換に加えて、特に冷たく輝く巨星のバンド間の違いを、複数の種類の主要な距離指標を含めて調べます。
分光法と円盤質量測定による $\sigma$-Orionis 星団の外部光蒸発のテスト
| Title |
Testing_external_photoevaporation_in_the_$\sigma$-Orionis_cluster_with_spectroscopy_and_disk_mass_measurements |
| Authors |
K._Mauc\'o_(1),_C.F._Manara_(1),_M._Ansdell_(2),_G._Bettoni_(3_and_4),_R._Claes_(1),_J._Alcala_(5),_A._Miotello_(1),_S._Facchini_(3),_T._J._Haworth_(6),_G._Lodato_(3),_and_J._P._Williams_(7)_((1)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany,_(2)_NASA_Headquarters,_Washington,_DC,_USA,_(3)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\'a_degli_Studi_di_Milano,_Milano,_Italy,_(4)_Max-Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_Garching,_Germany,_(5)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(6)_Astronomy_Unit,_School_of_Physics_and_Astronomy,_Queen_Mary_University_of_London,_London,_UK,_(7)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Honolulu,_HI,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05651 |
原始惑星系円盤の進化は、システムの内部または環境に関連するいくつかのプロセスの相互作用によって制御されます。ほとんどの星や惑星は巨大な星団として形成されているため、円盤の進化に対する紫外線の影響を研究することは最も重要です。今回我々は、$\sigma$オリオン座星団の円盤の進化に対する外部光蒸発の影響を、この領域の紫外から赤外分光とミリ連続体を組み合わせた初めての大規模な調査を実施することによってテストする。私たちは、中央のOBシステム$\sigma$Oriから徐々に離れたところにある50個のターゲットのサンプルを研究します。私たちは、新しいVLT/X-Shooterスペクトルを、新しく以前に発表された、円盤塵とガスの流束と質量のALMA測定と組み合わせます。クラスターの内部$\sim$0.5pcで以前に発見された$M_{\rmダスト}$の減少を確認します。これは、より重い恒星($\ge$0.4$M_{\odot}$)の周囲の円盤を考慮すると特に顕著であり、その内側の部分($<$0.5pc)にある円盤には$M_{\rm塵}があります。$は、より遠いものよりも約1桁低いです。サンプルの約半分は、外部光蒸発モデルで予想される$\dot{M}_{\rmacc}$対$M_{\rmdisk}$の領域に位置しており、つまりディスク寿命が短いことが示されています。これらは、$\sigma$Ori$<$0.5pcからの投影距離を持つすべてのターゲットで観察され、巨大な恒星系の存在が円盤の進化に影響を与えることを証明しています。外部光蒸発は、観察されたディスク寿命の短縮とクラスター内部の$\sim$0.5pcでの$M_{\rmダスト}$の減少を説明する実行可能なメカニズムです。低恒星質量ターゲットの追跡観察は、外部光蒸発プロセスと恒星ホスト質量との依存性を確認するために重要です。この研究により、外部光蒸発の影響は、$\sim10^{4}$G$_0$程度の放射線の衝突に至るまで顕著であることが確認されました。
ステラ クルーズ コントロール: 磁気ブレーキの弱体化により古い星の持続的な高速回転が起こる
| Title |
Stellar_Cruise_Control:_Weakened_Magnetic_Braking_Leads_to_Sustained_Rapid_Rotation_of_Old_Stars |
| Authors |
Nicholas_Saunders,_Jennifer_L._van_Saders,_Alexander_J._Lyttle,_Travis_S._Metcalfe,_Tanda_Li,_Guy_R._Davies,_Oliver_J._Hall,_Warrick_H._Ball,_Richard_Townsend,_Orlagh_Creevey,_Curt_Dodds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05666 |
正確に測定された星の自転周期と年齢のサンプルは増えているにもかかわらず、磁気ブレーキの強さと標準的な（スクマニッチのような）スピンダウンからの逸脱の度合いは、特に太陽よりも進化した星については、依然として根強い疑問が残っている。太陽よりも古い恒星の自転周期は、星地震学を活用することで測定でき、古い恒星の大規模なサンプルに対してモデルをテストできるようになります。回転の星地震測定は星点の変調に依存しないため、星点の生成を促進するための恒星のダイナモの必要性によってもたらされる潜在的なバイアスを回避します。恒星進化モデルのグリッドでトレーニングされたニューラルネットワークと階層的モデルフィッティングアプローチを使用して、弱まった磁気ブレーキの開始を制限します。私たちは、小惑星地震学的に測定された自転周期と年齢を持つ星のサンプルが、太陽の進化段階に達する前に標準的なスピンダウンから逸脱したモデルと一致していることを発見しました。私たちは、異なる物理的仮定を持つ個別の恒星進化コードによって生成されたモデルグリッドで訓練されたニューラルネットワークを使用してアプローチをテストし、グリッド物理学の選択が制動則の推論される特性に影響を与える可能性があることを発見しました。正規化臨界ロスビー数${\rmRo}_{\rmcrit}/{\rmRo}_\odot=0.91\pm0.03$を標準的な回転進化からの逸脱の閾値として特定します。これは、磁気ブレーキの弱まりが、太陽に似た星の主系列寿命のおよそ半分にわたってジャイロクロノロジーに課題をもたらすことを示唆している。
静的かつ球対称時空クラスの重力波メモリ
| Title |
Gravitational_wave_memory_for_a_class_of_static_and_spherically_symmetric_spacetimes |
| Authors |
Soumya_Bhattacharya,_Shramana_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04130 |
この記事は、シュヴァルツシルト時空における重力波記憶効果を、静的で球対称な時空を持つ他の小型天体の重力波記憶効果と比較し、さまざまな小型天体の形状を区別する手順を提案することを目的としています。これは、重力波パルスの存在下と非存在下で、背景が異なる2つの近くのテスト測地線の相対的な進化を考慮し、それらを比較することによって行われます。重力波による記憶効果は、各時空に永続的な効果が存在することを保証し、対応する測地線の進化は計量に依存し、それぞれの場合に異なる結果を表示します。全体像を把握するために、各ジオメトリの変位と速度メモリ効果の両方を考慮しました。
天体物理学の仮定に対する一般相対性理論の重力波テストを強化する
| Title |
Fortifying_gravitational-wave_tests_of_general_relativity_against_astrophysical_assumptions |
| Authors |
Ethan_Payne,_Maximiliano_Isi,_Katerina_Chatziioannou,_Will_M._Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04528 |
重力波観測による一般相対性理論のテストのほとんどは、信号が一般相対性理論からどの程度逸脱するかを、コンパクト連星の成分質量やスピンなどの信号源の天体物理学的パラメーターと組み合わせて推測することに依存しています。信号の特徴により、これらの偏差の測定値は天体物理源の特性と高度に相関していることがよくあります。結果として、天体物理パラメータに関する事前の仮定は、一般に、推定される偏差の大きさに影響を与えます。一般相対性理論からの逸脱の推論におけるバイアスを回避するには、基礎となる天体物理集団に関する情報を組み込むことが必要です。現在のテストでは、天体物理学的集団が、事後分布のサンプリングを容易にするために選択された非現実的な基準、たとえば成分質量の事前フラットなどに従うと仮定していますが、これは天体物理学的期待と観測から推測される分布の両方と矛盾します。私たちは、検出カタログを使用して天体物理学的集団を同時に推測することにより、一般相対性理論のテストを強化するためのフレームワークを提案します。この方法は広く適用されますが、大規模な重力子の制約とポストニュートン位相係数への偏差のパラメータ化されたテストで具体的に実証します。LIGO-Virgo-KAGRAの3回目の観測結果を使用して、天体物理分布の同時推論により制約が強化され、一般相対性理論との全体的な一貫性が向上することを示します。理論からの逸脱に関する最新の制約を提供し、天体物理集団をモデル化すると、重力子の質量に関する90\%の信頼できる上限が$25\%$向上して$m_g\leq9.6\times10^{になることがわかりました。-24}\,\mathrm{eV}/c^2$と推定される母集団レベルのポストニュートン偏差は${\sim}0.4\sigma$をゼロに近づけます。
| Title |
Towards_Interpretable_Solar_Flare_Prediction_with_Attention-based_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Chetraj_Pandey,_Anli_Ji,_Rafal_A._Angryk,_Berkay_Aydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.04558 |
太陽フレア予測は宇宙天気予報における中心的な問題であり、機械学習と深層学習の最近の発展により、データ駆動型太陽フレア予測のための複雑なモデルの採用が加速しました。この研究では、標準の畳み込みニューラルネットワーク(CNN)パイプラインの改良点として、アテンションベースのディープラーニングモデルを開発し、領域内での$\geq$M1.0クラスのフレアの発生に対するフルディスクバイナリフレア予測を実行しました。次の24時間。このタスクでは、ディスク全体の見通し線(LoS)マグネトグラムから作成された圧縮イメージを収集しました。データ拡張オーバーサンプリングを使用してクラスの不均衡の問題に対処し、評価指標として真のスキル統計(TSS)とハイドケスキルスコア(HSS)を使用しました。さらに、入力マグネトグラムにアテンションマップを重ねてモデルを解釈し、最終的な決定につながるモデルによって焦点が当てられた重要な領域を視覚化しました。この研究の重要な発見は次のとおりです:(i)候補モデルが平均TSS=0.54$\pm$0.03およびHSS=0.37$\pm$0.07を達成する運用予測の準備ができているアテンションベースのフルディスクフレア予測器の実装に成功しました。(ii)私たちのフルディスクモデルがフルディスク磁力図画像から活動領域に対応する顕著な特徴を学習できることを実証しました、そして(iii)私たちの実験的評価は、私たちのモデルが熟練したスキルでリム近くのフレアを予測できることを示唆しており、その予測は次のとおりです。関連するアクティブ領域(AR)またはディスク全体のマグネトグラムからのAR特性に基づきます。
自由落下中の有限エネルギー粒子は、急速に回転するブラックホールの近くで発散する重心エネルギーと衝突する可能性があります。この驚くべき幾何学的効果の最も顕著な観察上の特徴は何でしょうか?ここでは、これらの衝突が自然に起こる地平線に近い極端なカー幾何学の観点からこの問題を再検討します。入ってくる粒子運動学が単純で普遍的な形式を受け入れることが示されています。散乱断面積が与えられると、放出特性の決定は、地平線近くを周回する粒子の上空の特定の積分の評価に帰着します。その後、このスキームを単一光子の制動放射の例に適用し、放出された粒子は観測可能であるが、そのエネルギーは衝突する粒子の静止質量によって制限されることを示す過去の結果を実証しました。私たちのフレームワークは、あらゆる散乱プロセスに容易に適用できます。
南広視野ガンマ線観測所(SWGO)は、南半球でガンマ線を検出する次の観測所を計画および設計する研究開発プロジェクトです。この実験は高度4400メートル以上に設置される予定で、主に水チェレンコフ検出器ユニットに基づいており、数百GeVからPeVスケールまでのガンマ線を測定すると予想されている。SWGOはCTAと、豊富な科学プログラムを備えた北半球の既存の地上粒子検出器、すなわちHAWCとLHAASOを補完することになる。このコラボレーションでは、さまざまな検出器とアレイ構成の評価、プロトタイピング、サイト検索に多大な投資が行われています。本講演では、プロジェクトの活動概要、成果、今後の計画について紹介します。
F ターム ハイブリッド インフレーションによる超対称性質量スケールの調査
我々は、大域的なU(1)R対称性を主に尊重するモデルのコンテキストで、Fタームのハイブリッドインフレーションと超対称性の破れを考察します。ケーラーポテンシャルは、強化されたU(1)x(SU(1,1)/U(1))対称性を備えたケーラー多様体をパラメーター化します。ここで、第2因子のスカラー曲率は、超対称性を破るデシッターの達成によって決定されます。醜いチューニングなしの真空。インフレトンの創発ソフトオタマジャクシ項の大きさは、インフレーション観測値が観測要件と一致するように、滝場の表現の次元に応じて増加する(1.2～460)TeVの範囲で調整できます。。超対称性パートナーの質量スケールは、ハイスケール超対称性およびヒッグス粒子質量に関するLHCの結果と一致する領域(0.09～253)PeVにあることが判明しました。muパラメータは、Giudice-Masiero機構を便利に適用することで生成でき、低い再加熱温度Trh<~163GeVでのRサクシオンの平衡崩壊を保証します。
非標準背景における一般化された状態方程式によるリトルリップ、擬似リップ、バウンス宇宙論
宇宙の後期加速と暗黒エネルギーの発見は、宇宙論的特異点、特に将来の特異点に関する多くの研究を統括してきました。おそらく、そのような特異点の最も極端なものはビッグリップであり、これを緩和する方法やそれに代わるものを探す方法に多くの研究が進められてきました。ビッグリップに代わるものとして、リトルリップと疑似リップの2つがあります。宇宙の遠い未来を考察するもう1つの可能性は、独自の興味深いアイデアを提示するバウンス宇宙論を通じてです。そこで、この研究では、粘性流体の存在下で一般化された状態方程式を使用して、非標準的な宇宙背景におけるリトルリップ、擬似リップ、バウンス宇宙論を調査します。特に、チャーン・シモンズ宇宙論とRS-IIBraneworldについて議論し、そのような宇宙論における重力のエキゾチックで非伝統的な性質が、これらのシナリオにおける普遍的な進化にどのように影響するかを議論します。これらの宇宙におけるそのような宇宙シナリオの挙動には、単純な一般相対論的宇宙での宇宙シナリオの現れ方と比較して、非常に大きな違いがあることがわかりました。
LIGO-Virgo データからのコンパクト バイナリ環境に対する最初の制約
| Title |
First_constraints_on_compact_binary_environments_from_LIGO-Virgo_data |
| Authors |
Giada_Caneva_Santoro,_Soumen_Roy,_Rodrigo_Vicente,_Maria_Haney,_Ornella_Juliana_Piccinni,_Walter_Del_Pozzo_and_Mario_Martinez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05061 |
これまでに観測されたコンパクト連星合体からの信号のLIGO-Virgo解析では、真空中で孤立した連星系が想定されており、天体物理環境の潜在的な存在は無視されていた。重要な環境は重力波の放射を変化させ、真空シナリオに対する放射信号の特徴的な位相ずれを介して観察可能な痕跡を残す可能性があります。我々はここで、LIGO-Virgoによる最初の重力波カタログ(GWTC-1)の事象に対する環境影響の最初の調査を紹介します。真空波形に対する波形の吸気部分のニュートン後変形による付着と動的摩擦の影響を含めます。GWTC-1に環境影響が存在するという証拠は見つかりません。ほとんどの出来事は、可能性のある形成経路として大質量星の動的断片化のシナリオを決定的に除外しています。GW170817の分析により、$\lesssim21\の中密度の上限:\text{g/cm}^3$が得られます。環境の影響は、検出できない場合でも、真空モデルで復元されたパラメータに大きな偏りをもたらす可能性があることがわかりました。私たちの結果は、将来の2030年代の検出器アインシュタイン望遠鏡とB-DECIGOが、降着円盤と超放射ボソン雲がコンパクト連星に及ぼす環境への影響を調査できるようになると予測しています。
暗黒物質を探索する取り組みにおいて、最近、重力波干渉計が有望な探査機として提案されている。これらの高感度機器は、暗黒物質と検出器の相互作用を検出できる可能性があります。この研究では、LIGO検出器を使用してトポロジカル暗黒物質を発見する可能性を探りました。私たちは、地球を通過し、複数の検出器に痕跡を残すアクシオンのような暗黒物質からなる磁壁を同時に分析しました。干渉計内の光とビームスプリッターとの暗黒物質の相互作用を考慮して、重力波ひずみデータを使用してトポロジカル暗黒物質の最初の解析を実行しました。私たちは、天体物理学的に予期しないトリガーが磁壁通過によって説明できるかどうかを調べました。私たちが分析したすべてのバイナリブラックホール合体は、ドメイン壁仮説よりもバイナリブラックホール合体仮説を支持しており、最も近いのはGW190521であることがわかりました。さらに、トポロジカル暗黒物質信号の一部はバイナリブラックホール探索によって捕捉できることも発見しました。最後に、データの不具合により、特定のパラメーターの暗黒物質探索が必然的に制限される可能性があることがわかりました。これらの結果は、今後の調査と分析の指針となることが期待されます。
ブラックホール周囲のスピン2場の不安定性と逆反応
巨大なスピン2場はブラックホールの周囲で不安定に成長する可能性があり、そのような場の存在を探る可能性があります。この研究では、時間領域の進化を使用して、そのような不安定性を研究します。カーブラックホールの背景にある大規模なテンソル場を一般的に支配する方程式を解くことで線形領域を考察すると、ブラックホールのスピンが軸対称(方位角$m=0)の質量範囲と成長速度を大幅に増加させることがわかります。$)不安定性。これは、スピンがゼロの場合のグレゴリー・ラフラムの黒いストリングの不安定性の形をとります。また、$1\leqm\leq3$を使用して超放射不安定モードを考慮し、以前の結果をより高いスピン2質量、ブラックホールのスピン、方位数に拡張します。超放射モードは、狭い範囲の高スピンと質量を除き、$m=0$モードよりも成長が遅いことがわかります。$m=1$と2では、$a_{\rmBH}の無次元ブラックホールスピンが必要です。\gtrsim0.95$が優勢。したがって、大規模なスピン2場を制約するためにブラックホールを使用する場合、ほとんどのパラメータ空間において$m=0$不安定性の逆反応を考慮する必要があります。これの単純なモデルとして、二次重力、特にアインシュタイン・ワイル重力の非線形発展を考慮します。初期の摂動に応じて、ブラックホールは有限時間内に曲率が爆発してゼロ質量に近づくことも、ゴーストスピン2場の周囲の雲でより大きな質量で飽和することもあることがわかりました。
非 BD 初期状態の宇宙コライダー信号
非バンチデイビス(BD)初期状態とスカラースペクテイター粒子のツリーレベルの交換から生じる宇宙論的コライダー(CC)信号を調査します。インフレトン相関器をシード積分に分解し、ブートストラップ方程式を解くことで解析的に計算します。非BD初期状態では、通常CC信号に影響を与えるハッブルスケールボルツマン抑制$e^{-\pim/H}$が除去されることを示します。したがって、このシナリオでは、CCはインフレ的なハッブルスケール$H$よりもはるかに高いエネルギースケールを調査できます。
| Title |
A_Bayesian_investigation_of_the_neutron_star_equation-of-state_vs._gravity_degeneracy |
| Authors |
Bhaskar_Biswas,_Evangelos_Smyrniotis,_Ioannis_Liodis,_and_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05420 |
一般相対性理論はその優雅さにもかかわらず、より厳しい制約や代替のより好ましい理論に到達するために、実験的、観察的、理論的な精査の対象となります。代替の重力理論では、質量、半径、潮汐変形能などの中性子星の巨視的特性が変更されます。異なる重力理論に変更することで異なるEoSを模倣できると仮定するため、これにより状態方程式(EoS)の不確実性と重力の間に縮退が生じます。複数の天体物理観測を組み合わせることにより、EoSと重力パラメータを同時に推論するための階層的なベイジアンフレームワークを定式化します。私たちは、高次元のアインシュタイン・ガウス・ボンネット重力と20個の現実的なEoSに由来する特定の4Dホーンデスキスカラーテンソル理論に対してこのフレームワークをテストし、現在の観測と理論の結合定数に改善された制約を課します。アップグレードされた検出器または第3世代の検出器を使用して多数の観測を行うと仮定すると、LIGOVoyagerのアップグレードまたは第3世代の検出器(アインシュタイン望遠鏡とCosmicExplorer)、GRからのわずかな偏差であっても、EoSと重力の間の縮退は高い信頼度で解決できました。
宇宙論的相転移の重力波(GW)予測は、ほぼ常に核生成温度またはパーコレーション温度のいずれかで評価されます。弱い過冷却、中程度の過冷却、および強い過冷却を伴う相転移について、転移温度の選択がGW予測に及ぼす影響を調査します。GW信号のピーク振幅は、弱い過冷却相転移では数倍、強い過冷却相転移では1桁変化することがわかりました。平均気泡分離を使用すると、弱く過冷却された相転移でも振幅の変動が数桁大きくなる可能性がありますが、代わりに平均気泡半径を使用すると変動はより穏やかになります。また、GWの予測に使用されるさまざまな近似の影響も調査します。これらの近似の多くはGW信号に少なくとも10%の誤差をもたらしますが、他の近似では1桁を超える誤差が生じます。
dotTHz プロジェクト: テラヘルツ時間領域データおよび基本データ処理ツールの標準データ形式
| Title |
The_dotTHz_Project:_A_Standard_Data_Format_for_Terahertz_Time-Domain_Data_and_Elementary_Data_Processing_Tools |
| Authors |
Jongmin_Lee,_Chi_Ki_Leung,_Mingrui_Ma,_Jasper_Ward-Berry,_Supawan_Santitewagun,_J._Axel_Zeitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05510 |
分子振動の調査から銀河の観察に至るまで、テラヘルツ技術は過去30年にわたり、研究開発において広範な応用が見出されてきました。テラヘルツ時間領域分光法とイメージングは大幅な成長を遂げ、現在では0.1～10THzの範囲のスペクトル観測を支配しています。しかし、データの処理、配布、アーカイブのための標準化されたプロトコルが存在しないため、研究グループ間でテラヘルツデータを協力および共有する際に課題が生じています。これらの課題に取り組むために、私たちはdotTHzプロジェクトを紹介します。このプロジェクトでは、標準化されたテラヘルツデータ形式と、dotTHzファイルの処理と解釈のための関連するオープンソースツールが導入されています。dotTHzプロジェクトは、共通のフレームワークを提供することでシームレスなデータ処理と分析を促進することを目的としています。すべてのソフトウェアコンポーネントは、広範な採用、変更、コラボレーションを促進するために、GitHubリポジトリを通じてMITライセンスに基づいてリリースされます。私たちは、テラヘルツコミュニティがdotTHzプロジェクトに積極的に貢献し、より広範かつ奥深い機能を網羅する追加ツールの開発を促進することを呼びかけます。協力することで、テラヘルツコミュニティ全体に利益をもたらす包括的なリソーススイートを確立できます。
数種類の宇宙ひも間の相互作用
私たちは、局所ストリング、グローバルストリング、ボソン超伝導ストリングなど、磁流の有無にかかわらず、数種類の静的な真っ直ぐな宇宙ストリングの相互作用を研究します。まず、点源形式を使用して、大きく離れた2つの宇宙ひもの相互作用エネルギーを評価し、相互作用エネルギーへの最も支配的な寄与は、基礎となる理論における最も軽いメディエーター粒子の励起によるものであることを示します。次に、任意の分離距離での相互作用エネルギーがグラジエントフロー法によって数値的に解析されます。ボソン超伝導ストリングに導入された追加のスカラー場が追加の引力源になることが判明しました。このようなボソン超伝導ストリングでは、特定のパラメータ領域において、2つの巻数を持つストリングが1つの巻数を持つ2つのストリングと比較してエネルギー的に有利であることがわかります。我々の分析により、ボソン超伝導ストリングの位相構造はローカルストリングやグローバルストリングよりも豊富であり、ボソン超伝導ストリングの交差部での束縛状態の形成が促進されることが明らかになった。
イオン音響乱流の二次元数値研究
| Title |
A_Two-dimensional_Numerical_Study_of_Ion-Acoustic_Turbulence |
| Authors |
Zhuo_Liu,_Ryan_White,_Lucio_M._Milanese,_Nuno_F._Loureiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05563 |
我々は、二次元（2D2V）ブラソフ・ポアソン数値シミュレーションを介して、無衝突プラズマにおけるイオン音響不安定性の線形および非線形の発展を調査します。システムを安定状態で初期化し、弱い外部電場を課すことでシステムを徐々に不安定にすることで、物理的に実現不可能な超臨界の初期状態を回避します。イオン音響乱流(IAT)の非線形発展は、粒子の分布関数、粒子加熱、(2次元)波動スペクトル、およびその結果として生じる異常抵抗率を含めて詳細に特徴付けられます。重要な結果は、私たちのシミュレーションでは定常飽和非線形状態に到達しないことです。強いイオン加熱により不安定性が抑制されます。これは、IATに関連する異常な抵抗率が一時的で短期間であることを意味します。電子音響波(EAW)は、IATによって引き起こされる粒子分布の強力な変更によって引き起こされる、システムの後期非線形進化中に引き起こされます。
高速回転する中性子星: 宇宙関係と EOS 推論
| Title |
Rapidly_rotating_neutron_stars:_Universal_relations_and_EOS_inference |
| Authors |
Christian_J._Kr\"uger,_Sebastian_H._V\"olkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05643 |
我々は、関連する星の質量、半径、慣性モーメントの知識から、均一に回転する中性子星の慣性モーメント$I$と重力結合エネルギーに対する運動エネルギーの比$T/W$を推定できる正確な普遍的な関係を提供します。回転しない中性子星。これらに基づいて、他のいくつかの流体量も推定できます。天体物理学の中性子星はさまざまな程度に回転しており、場合によっては回転の影響が無視される可能性がありますが、それらをモデル化しないと、パラメーター推定を実行するときに必然的にバイアスが生じます。これは、電磁波や重力波の観測による将来の高精度測定にとって特に重要です。提案された普遍的関係は、回転する中性子星の観測を含めることを可能にする、計算コストの低いEOS推論コードを容易にします。これを実証するために、状態方程式パラメータ推定のための最近のベイジアンフレームワークにそれらを展開します。このフレームワークは、任意の一様な回転に対して有効になりました。私たちの推論結果は、質量、赤道半径、回転速度、および同方向および逆回転の$f$モード周波数で構成され、フレームワークに次のように入力される、生成された中性子星の観測値に対して約パーセントレベルの精度まで堅牢です。データ。
