| Title |
Nested_solitons_in_two-field_fuzzy_dark_matter |
| Authors |
Hoang_Nhan_Luu_(1,2),_Philip_Mocz_(3),_Mark_Vogelsberger_(2),_Simon_May_(4,5),_Josh_Borrow_(2),_S.-H._Henry_Tye_(1,6),_Tom_Broadhurst_(7,8,9)_((1)_HKUST,_(2)_MIT_Kavli_Institute,_(3)_LLNL,_(4)_PI,_(5)_NCSU,_(6)_CU,_(7)_UPV/EHU,_(8)_DIPC,_(9)_Ikerbasque) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05694 |
複数の種からなるスカラー粒子としてのダークマターは、アクシオン場が遍在する弦理論において十分に動機付けられています。2フィールドのファジー暗黒物質(FDM)モデルは、質量の異なる2種類の超軽量アクシオン粒子$m_1\neqm_2$を特徴とし、標準の1フィールドモデルを$m_a\sim10^{-22}で拡張します。\,{\rmeV}$。ここでは、数値シミュレーションを実行して、2フィールドFDMハローの特性を調査します。$m_2\ggm_1$のとき、中心ソリトンは入れ子構造をしていることがわかり、これは1フィールドハローの一般的なフラットコアソリトンとは区別できます。ただし、この入れ子のソリトンの形成は、2つの場の密度分率や質量比など、多くの要因の影響を受けます。最後に、自己無撞着な初期条件をもつ2場宇宙論シミュレーションにおける非線形構造形成を研究し、2場宇宙論における小規模構造はDMハロー数と1場モデルとは異なることを発見しました。ソリトン形成時間。
| Title |
21cmEMU:_an_emulator_of_21cmFAST_summary_observables |
| Authors |
Daniela_Breitman,_Andrei_Mesinger,_Steven_Murray,_David_Prelogovic,_Yuxiang_Qin,_Roberto_Trotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05697 |
近年、再電離時代（EoR）の観測が急速に進んでいます。これらにより、宇宙の最初の10億年間における銀河および銀河間媒体(IGM)の特性の高次元推論が可能になりました。ただし、効率的な半数値シミュレーションを使用したとしても、3Dライトコーンをオンザフライで計算する従来の推論アプローチでは、$10^5$のコア時間かかる可能性があります。ここでは、21cmEMUを紹介します。これは、人気のある21cmFASTシミュレーションコードから得られるいくつかの概要をまとめたエミュレータです。21cmEMUは、EoR銀河を特徴付ける9つのパラメータを入力として受け取り、次の要約統計を出力します。(i)IGM平均中性率。(ii)21cmのパワースペクトル。(iii)平均21cmスピン温度。(iv)空の平均化された(グローバル)21cm信号。(vi)紫外(UV)視感度関数(LF)。(vii)宇宙マイクロ波背景放射(CMB)までのトムソン散乱光学深度。すべての観測量は中央値未満の精度で予測され、計算コストは10$^4$以上削減されます。推論結果を検証した後、以下を含むいくつかのアプリケーションを紹介します。(i)さまざまな観測データセットの相対的な制約力を定量化する。(ii)後期EoRに関する最近の主張が以前の推論にどのような影響を与えるかを確認する。(iii)再電離アレイ水素時代(HERA)望遠鏡の第6観測シーズンから今後の制約を予測する。21cmEMUは公開されており、公開されている21CMMCサンプラーに代替シミュレーターとして含まれています。
銀河団の大規模質量マップについて複数の画像が語ること
| Title |
What_Multiple_Images_Say_About_the_Large-Scale_Mass_Maps_of_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Kekoa_Lasko,_Liliya_L.R._Williams,_Agniva_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05730 |
単純パラメータ化、ハイブリッド、および自由形式のすべてのレンズモデリング手法は、複数の画像源を持つ銀河団を再構成するために仮定を使用しますが、これらの仮定(事前)の性質は手法間で大幅に異なる場合があります。これは、強力なレンズモデリングにおいて重要な問題を引き起こします。つまり、質量モデルに関する情報がレンズ画像自体からどの程度得られるのか、モデル事前分布の影響がどの程度あるのかということです。レンズデータと事前モデルの相対的な寄与を評価する1つの方法は、質量分布に関する事前の仮定を行わずに、画像だけで全体的なレンズ特性を推定することです。これが私たちのアプローチです。私たちは200個の模擬クラスターレンズを使用しています。その半分には、塊状でコンパクトなものから滑らかで拡張したものまでさまざまな下部構造があります。模擬クラスターアレス。および実際のクラスターAbell1689とRXJ1347.5-1145を使用して、中心、楕円率、および位置角度を非常によく推定でき、下部構造が弱いクラスターについてはほぼ完璧に推定できることを示します。これは、これらの特性の回復が主に画像によって駆動されていることを意味します。事前ではありません。ただし、下部構造の実際の量と画像で推定された下部構造の量との相関関係にはばらつきが多く、複数の画像が下部構造を一意に制約しないことが示唆されます。したがって、一般に、レンズモデルの事前分布は、より小さいスケールに対してより強い影響を及ぼします。私たちの分析は、異なる方法論を使用した再構成が下部構造スケールで定性的に異なる質量マップを生成できる理由を部分的に説明します。私たちの分析は、レンズ反転法を支援したり置き換えたりすることを目的としたものではなく、複数の画像でどのようなクラスターのプロパティが制約されているかを調査することのみを目的としています。
十分に空ではありません: ローカルの void では $H_0$ 張力を解決できません
私たちはおそらくハッブル張力に対する最も単純な解決策、つまり私たちが虚空の中に住んでいる可能性について検討します。このシナリオでは、局所的なハッブル定数$H_0$が全球値よりも高く、Ia型超新星(SNIa)を含む距離ラダーによって局所的に測定された$H_0$が宇宙マイクロ波背景放射から推定される値よりも大きい理由を潜在的に説明できる可能性があります。およびその他の宇宙探査機。さらに、局所的な超新星サンプルはまばらで非常に不均一であるため、局所的なハッブル定数の誤差範囲は以前に推定されたものよりも大きくなる可能性があります。これら2つの効果(局所的な物質密度とサンプルの不均一性)は、局所的なハッブル定数測定のサンプル分散(または宇宙分散)を構成します。これらの効果を明示的に調査するために、大規模なN体シミュレーションで実際の空間分布を正確に一致させることでSNIa観測をモックアップしました。次に、サンプルの分散がハッブル張力を説明できるほど大きいかどうかを調査しました。答えは完全に否定的です。$H_0$の典型的な局所変動は、ハッブル張力を説明するために必要な値よりもはるかに小さいです。後者では、予想される標本分散から20-$\sigma$の偏差が必要になります。同様に、ハッブル張力を説明するために必要な空洞は、非常に空である必要があるため(スケール120$h^{-1}{\rmMpc}$で$\delta\およそ-0.8$)、それは、$\Lambda$CDMユニバースの大規模構造。したがって、私たちが虚空の中に住んでいる可能性は、ハッブル張力を説明するのには程遠いです。
原始変動を強化/抑制するための正確なモデル
| Title |
An_exact_model_for_enhancing/suppressing_primordial_fluctuations |
| Authors |
Guillem_Dom\`enech,_Gerson_Vargas_and_Te\'ofilo_Vargas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05750 |
単一フィールドインフレーションにおける原始曲率変動の強化には、多くの場合、位相空間内のアトラクター軌道からの逸脱が伴います。私たちは、任意の初期条件に対する正確なバックグラウンド解を備えた最も単純なモデルの1つである、区分指数ポテンシャルを持つ単一フィールドインフレーションモデルにおける原始変動の強化/抑制を研究します。次に、最初のスローパラメータが増加または減少しても有効な、2つのスローロールアトラクター間の一般的な遷移における原始変動のほぼ正確な解析解を提示します。原始スペクトルの主な特徴は、ポテンシャルの指数の比によって決まります。また、誘導されたGWスペクトルにおけるそのような特徴の痕跡についても説明します。最後に、$\deltaN$形式を適用して、非ガウス性と確率分布の裾について説明します。強調の場合、非ガウス性はせいぜい${\calO}(1)$ですが、抑制の場合は非常に大きくなる可能性があることがわかります。私たちの研究は、複数の区分的指数ポテンシャルに簡単に一般化できます。
ゼロ CPU 時間でゼロ金属性: ラップトップ上の最初の星の塊
私たちは、原始ガス雲の中心で形成される最初の星の質量を、主ハローの質量、赤方偏移、および回転度の関数として解析するモデルを開発します。このモデルは、ガス雲の崩壊、原始星核への降着、原始星核の放射フィードバックという3つのプロセスを決定する重要なタイムスケールの推定に基づいています。最終的な星の質量は、放射フィードバックによって降着が停止するまでに降着した総質量によって決まります。完全な数値シミュレーションの結果に基づく解析的推定により、非常に高速な実行を可能にする代数式が得られます。その単純さにもかかわらず、このモデルは、最先端の宇宙論的ズームインシミュレーションで観察された星の質量スケールとそのパラメーター依存性を再現しています。この研究は、そのような数値処理の基礎となる基本的な物理原理を明らかにし、最初の星の最終的な観測に対して数値予測を効率的に校正するための道を提供します。
銀河と銀河の強力なレンズの永続的な過剰
| Title |
A_persistent_excess_of_galaxy-galaxy_strong_lenses |
| Authors |
Massimo_Meneghetti,_Weiguang_Cui,_Elena_Rasia,_Gustavo_Yepes,_Ana_Acebron,_Giuseppe_Angora,_Pietro_Bergamini,_Stefano_Borgani,_Francesco_Calura,_Giulia_Despali,_Carlo_Giocoli,_Giovanni_Granata,_Claudio_Grillo,_Alexander_Knebe,_Andrea_Macci\`o,_Amata_Mercurio,_Lauro_Moscardini,_Priyamvada_Natarajan,_Antonio_Ragagnin,_Piero_Rosati,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05799 |
これまでの研究により、観測された銀河団における銀河間強力レンズ効果の推定確率は、$\Lambda$冷暗黒物質宇宙論モデルからの予想を1桁上回ることが明らかになりました。私たちは、シミュレートされた銀河団の大規模なセットを分析し、採用されたさまざまな処方やシミュレーションにおける星形成とフィードバックの数値実装の下で理論的期待がどのように変化するかを調査することによって、この過剰の原因を理解することを目指しています。ThreeHundredプロジェクトの324個の銀河団のレイトレーシング解析を実行し、Gadget-XとGizmo-Simbaの実行を比較します。これらのシミュレーションは同じ初期条件から開始され、クラスター内媒体およびクラスター銀河のさまざまな観測特性に適合するように調整された流体力学および銀河形成モデルのさまざまな実装を使用して実行されます。Gizmo-Simbaシミュレーションの銀河では、Gadget-Xの対応する銀河よりも高密度の恒星核が発達していることがわかりました。その結果、銀河間強力レンズ効果の確率は$\sim3$倍高くなります。$\sim4$の係数による不一致が依然として残っているため、この増分は観測値とのギャップを埋めるにはまだ不十分です。さらに、いくつかのシミュレートされた銀河のアインシュタイン半径が観測値と比較して大きすぎることがわかりました。我々は、観測された銀河団には銀河間強力レンズ効果が永続的に過剰に存在していると結論づけた。理論的予測とのこの矛盾の原因は、宇宙論的な流体力学シミュレーションの枠組みではまだ説明されていません。これは、シミュレーション手法または標準宇宙論モデルに関する仮定のいずれかに、これまで知られていなかった問題があることを示している可能性があります。
| Title |
Predicting_Interloper_Fraction_with_Graph_Neural_Networks |
| Authors |
Elena_Massara,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05850 |
ユークリッドやローマ宇宙望遠鏡などの今後の輝線分光調査は、侵入者、つまり発光スペクトルの線の混乱により赤方偏移と私たちからの距離が誤って計算される銀河の存在による系統的影響の影響を受けるでしょう。特に有害なのは、H$\beta$エミッターが\oiiiと混同されるなど、放出波長が近い2本の線の間の混同を伴う侵入者です。これらはターゲット銀河と空間的に強く相関しているためです。彼らは、観測された銀河カタログの3D分布に特定のパターンを導入し、銀河相関関数のBAOピークの位置をシフトさせ、そのサンプルで実行される宇宙論的解析に偏りをもたらす可能性があります。ここでは、グラフニューラルネットワーク(GNN)を使用して、宇宙論や銀河の偏りを無視しながら侵入者の割合の事後分布を学習し、銀河カタログ内の侵入者の割合を予測する新しい方法を紹介します。この方法は、銀河の代理として機能するハローを使用したシミュレーションを使用して開発されています。GNNは、宇宙論的解析では通常考慮されない小規模な情報を使用して、インターローパー率の事後分布の平均と標準偏差を推測できます。大規模な情報をグローバル属性としてグラフに注入すると、宇宙論を無視する場合のGNNのパフォーマンスが向上します。
| Title |
Supernovae_Ia_and_Gamma-Ray_Bursts_together_shed_new_lights_on_the_Hubble_constant_tension_and_cosmology |
| Authors |
M._G._Dainotti,_B._De_Simone,_G._Montani,_E._Rinaldi,_M._Bogdan,_K._M._Islam,_and_A._Gangopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05876 |
LambdaCDMモデルは、現代の宇宙論で最も一般的に受け入れられているフレームワークです。しかし、セファイド上で校正された超新星Ia型(SNeIa)によるハッブル定数H0の局所的な測定値は、宇宙マイクロ波背景放射から推定されるH0の値と4シグマから6シグマまで大きく一致しません。(CMB)プランクによって観測されました。この不一致は、いわゆるハッブル定数張力です。この不一致の理由を見つけるために、SNeIaのパンテオンサンプルにおけるH0の動作をビニングアプローチを通じて分析します。パンテオンを赤方偏移(z)で順序付けされた3つと4つのビンに分割し、それぞれについて次のようにします。H0を推定します。H0の推定後、H0の値をzの減少関数に当てはめると、H0が2.0シグマの進化シナリオと一致する緩やかな減少傾向を示すことがわかりました。[...]H0張力に取り組むには、SNeIaと合わせて、クェーサー(QSO)[...]やガンマ線バースト(GRB)[...]など、より多くの天体物理探査機が必要です。GRB宇宙論の領域において、最も有望な相関関係の1つは、基本的な平面関係[...]です。この関係を宇宙論的ツールとして適用するという文脈で、SNeIaと同じ精度に達するためにどれだけのGRBを収集する必要があるかを計算します。このような精度に達するまであと約20年かかるため、将来GRB-SNeIbcのクラスを標準化するために利用できる、SNeIbcに関連するGRBの追加の相関関係を見つけることも試みています。GRBのプラトー端の光学的明るさとSNeの静止フレームのピーク時間の間に相関関係のヒントが見つかり、最も明るい光学プラトー発光を持つGRBは、その光のピークが最も遅いSNeと関連していることが示唆されます。曲線。これまでのところ、これは基本的な平面関係であり、高Z宇宙を探索するための最も有望なキャンドルです。
8.67GHzの超微細遷移を使用したヘリウム$^{+}{\rm He}^3$再イオン化に関する最初の制約
| Title |
First_constraints_on_Helium_$^{+}{\rm_He}^3$_reionization_using_the_8.67GHz_hyperfine_transition |
| Authors |
Cathryn_M._Trott_and_Randall_B._Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05960 |
z=2.9とz=4.1の間の赤方偏移8.67GHz超微細遷移と干渉法を使用して、HeII-HeIII($^{+}{\rmHe}^3$)再イオン化の相互相関パワースペクトルに関する最初の制約を提示します。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイの公開アーカイブから取得したデータ。一次校正源B1934-638の210時間の観測は、2014年から2021年にかけて望遠鏡で得られたデータから抽出され、パワースペクトルパイプラインで一貫して結合され、さまざまな空間スケールにわたって3つの赤方偏移でHeIIパワーを測定しました。ヘリウムの再イオン化の期間にわたる。私たちの最良の制限では、明るさの温度変動は、z=2.91で30acminの空間スケールで557$\mu$K未満、z=4.14で30acminの空間スケールで755$\mu$K未満になります(2-シグマノイズ制限付き)。z=2.91で489$\mu$Kの温度を測定します。ATCAの少数のアンテナとデータ内に永続的に残るRFIにより、結果を改善するためのより深い統合が妨げられます。この研究は、z~4でのヘリウム信号に予想される1--10$\mu$Kレベルに到達するために、このタイプの実験をどのように行うことができるかを示す原理の証明です。
WHL クラスター カタログを使用したスローン デジタル スカイ サーベイにおけるスーパークラスターとその特性の特定
| Title |
Identification_of_Superclusters_and_their_Properties_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_Using_WHL_Cluster_Catalog |
| Authors |
Shishir_Sankhyayan,_Joydeep_Bagchi,_Elmo_Tempel,_Surhud_More,_Maret_Einasto,_Pratik_Dabhade,_Somak_Raychaudhury,_Ramana_Athreya,_and_Pekka_Hein\"am\"aki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06251 |
スーパークラスターは、数十から数百メガパーセク(Mpc)スケールの宇宙網内で最大の巨大構造です。それらは宇宙で最大の銀河団の集合体です。このような構造に関するいくつかの詳細な研究を除けば、その進化メカニズムは依然として未解決の問題です。関連する質問に取り組み、それに答えるためには、広範囲の赤方偏移と空領域をカバーする、統計的に有意な超銀河団の大規模なカタログが不可欠です。ここでは、$\textit{FriendsofFriends}$アルゴリズムをWHL(Wen-Han-Liu)クラスターカタログに適用し、赤方偏移範囲$0.05\lez\le0.42$内で修正して特定した662個のスーパークラスターの大規模なカタログを示します。。$z\sim0.25$にある最も大規模な超クラスターを$\textit{EinastoSupercluster}$と名付けます。スーパークラスターの質量の中央値は$\sim5.8\times10^{15}$M$_{\odot}$で、サイズの中央値は$\sim65$Mpcであることがわかります。スーパークラスター環境がクラスターの成長にわずかに影響を与えることがわかりました。観測された超クラスターの特性を、HorizonRun4宇宙論シミュレーションから抽出された模擬超クラスターと比較します。モックと観察におけるスーパークラスターの特性は大まかに一致しています。スーパークラスターの密度コントラストは、べき乗則指数$\alpha\sim-2$によるその最大範囲と相関していることがわかります。模擬超クラスターの位相空間分布は、平均して、スーパークラスターの$\sim90\%$部分がその構成要素に重力の影響を与えていることを示しています。また、超銀河団内およびその周囲の模擬ハローの平均数密度と固有の速度プロファイルも示します。
相互相関のための DESI 発光赤色銀河サンプル
| Title |
DESI_luminous_red_galaxy_samples_for_cross-correlations |
| Authors |
Rongpu_Zhou,_Simone_Ferraro,_Martin_White,_Joseph_DeRose,_Noah_Sailer,_Jessica_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Stephen_Bailey,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Biprateep_Dey,_Peter_Doel,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Anthony_Kremin,_Andrew_Lambert,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_Levi,_Christophe_Magneville,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_David_Schlegel,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06443 |
DESILegacyImagingSurveys(LS)DR9から選択された2つの銀河サンプルを紹介します。このサンプルは、約20,000平方度の範囲と、CMBレンズ、銀河レンズ、スニャエフ・ゼルドビッチ効果などの相互相関用に設計された分光赤方偏移分布を備えています。。最初のサンプルはDESILuminousRedGalaxy(LRG)サンプルと同一であり、2番目のサンプルはDESILRG密度の2～3倍の拡張LRGサンプルです。改善された測光赤方偏移、断層撮影ビニング、およびそれらの分光赤方偏移分布、画像系統重み付け、および倍率バイアス係数を示します。カタログおよび関連データ製品は一般に公開されます。このサンプルとプランクレンズマップを使用した宇宙論的制約は、関連論文に示されています。また、LSDR9のすべての銀河に対して、この研究で使用されるDESI分光赤方偏移を使用してトレーニングされた汎用測光赤方偏移の新しいセットも公開します。
原始惑星系円盤の化学
惑星は、若い星の周りのガスと塵の円盤として形成されます。円盤の分子貯留層とその化学進化は、塵粒子の凝固から小石になることから、成熟した惑星の元素組成や分子組成に至るまで、惑星形成のあらゆる側面に影響を与えます。円盤の化学は、進行中の惑星形成に直接関係するものを含む、円盤の構造とダイナミクスの独自の調査も可能にします。ここでは、揮発性元素HOCNSPの原始惑星系円盤の化学、関連する観察および理論的手法、円盤と惑星の化学組成間の関連性を概説します。このレビューから得られる3つのポイントは次のとおりです。(1)有機貯留層を含む円盤の化学組成は、遺伝とその場化学の両方によって決定されます。(2)円盤ガスと固体のO/C/N/H元素比は、分子担体の凝縮、化学、および力学の組み合わせにより、恒星の値から逸脱することがよくあります。(3)円盤内の化学的、物理的、力学的プロセスは密接に関連しており、円盤の化学モデリングを複雑にしていますが、これらの関連性は円盤の進化と惑星形成のさまざまな側面の化学プローブを開発する機会も提供します。
\textit{ヒッパルコス-ガイア}天文測定と入れ子サンプリングを使用した日食タイミング変動の再分析から、HW ヴィルの周回惑星に関する新たな証拠
| Title |
New_evidence_about_HW_Vir's_circumbinary_planets_from_\textit{Hipparcos-Gaia}_astrometry_and_a_reanalysis_of_the_eclipse_timing_variations_using_nested_sampling |
| Authors |
Thomas_A._Baycroft,_Amaury_H.M.J_Triaud,_Pierre_Kervella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05716 |
共通包絡線食後の連星HWVirginisには、食のタイミングの変動に基づいて提案された多くの周連星があります。提案されたそれぞれの解決策は予測可能性と軌道の安定性に欠けており、日食のタイミング変動の原因は活発な研究領域となっています。\textit{Hipparcos}と\textit{Gaia}の固有運動異常のカタログを活用して、HWVirを周回する周回伴星についてのわずかな証拠があることを示します。私たちは、以前に申請された一部の仲間を除外するそのような仲間の質量に上限を設けます。この方法をおうし座V471にも適用し、以前に主張されていた褐色矮星が検出されないことを確認しました。{\ttkima}ネストされたサンプリングコードを適応させて、日食のタイミング変動を分析し、HWVir上のアーカイブデータを再分析し、適合する暦の順序と使用するデータの量を変更します。信号は明らかに存在しますが、2500日周期と4000日周期付近に2つの信号が見つかりました。これらはデータの異なる\textit{チャンク}間で一貫性がないため、惑星起源のものではない可能性があります。データセット全体を分析し、4つの信号を含む最適なソリューションを見つけます。これら4つのうち、最も外側のものが天文学と最も適合しており、したがって惑星の性質のものである可能性が最も高いと私たちは主張します。他の3つの擬似周期信号は白色矮星の物理過程によって引き起こされると仮定します。最終的に完全な\textit{Gaia}エポック天文法のリリースは、HWVir(および他の同様のシステム)の周囲に周連系惑星が存在するかどうかを確認し、白色矮星の物理学を探求する有望な方法です。
JWST/MIRIが明らかにした北夏の土星の大気
| Title |
Saturn's_Atmosphere_in_Northern_Summer_Revealed_by_JWST/MIRI |
| Authors |
Leigh_N._Fletcher,_Oliver_R.T._King,_Jake_Harkett,_Heidi_B._Hammel,_Michael_T._Roman,_Henrik_Melin,_Matthew_M._Hedman,_Julianne_I._Moses,_Sandrine_Guerlet,_Stefanie_N._Milam,_Matthew_S._Tiscareno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06052 |
土星の夏の北半球は、2022年11月にJWST/MIRI（4.9-27.9$\mu$m）によって地図化され、カッシーニのミッション終了から5年間の気温、エアロゾル、化学種の季節変化を追跡しました。太陽光の反射と熱放射の間のスペクトル領域(5.1-6.8$\mu$m)が初めてマッピングされ、2つのエアロゾル層(対流圏上部ヘイズ$p)の系に加えて、ホスフィン、アンモニア、水の回収が可能になりました。<0.3$バー、1～2バーではより深い雲層)。アンモニアは赤道付近でかなりの濃縮を示しており、木星の赤道帯で見られるものと同様の力学的プロセスを示唆しています。土星の北極成層圏渦は、$p<10$mbarの西向きの風に伴われて2017年以来温暖化しており、いくつかの炭化水素の局所的な増加を示しています。最も強い緯度方向の温度勾配は帯状風のピークと同じ位置にあり、高度に応じて風が減衰することを示唆しています。5-6$\μ$mでの反射率コントラストは、ハッブルによって観察されたアルベドコントラストと同等であり、いくつかの離散的な渦が観察されます。2022年の暖かい赤道成層圏バンドは、赤道振動の15年間の再現性と一致しません。ウィンドシアゾーンの積み重ねられたシステムが土星の赤道成層圏を支配しており、この時代には1〜5ミリバール近くで西向きの赤道ジェットが存在することを示唆しています。成層圏の温度の低下と、いくつかの炭化水素の分布における極小値は、低緯度での湧昇と、春分点以降の土星の半球間循環の逆転を示唆している。成層圏のエチレン、ベンゼン、メチル、二酸化炭素の緯度分布が初めて示され、8-11$\μ$m領域でプロパンバンドが初めて検出されたことを報告します。
第 4 回不安定共鳴軌道ファミリー内で重なり合う物体誘起二次共鳴: 木星-ガニメデ 4:3 + エウロパのケーススタディ
| Title |
4th_Body-Induced_Secondary_Resonance_Overlapping_Inside_Unstable_Resonant_Orbit_Families:_a_Jupiter-Ganymede_4:3_+_Europa_Case_Study |
| Authors |
Bhanu_Kumar,_Rodney_L._Anderson,_Rafael_de_la_Llave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06073 |
平均運動共鳴のオーバーラップは、低推進剤またはゼロ推進剤の宇宙ミッション設計に役立ちますが、関連する先行研究のほとんどは平面CRTBPモデルを使用していますが、複数の衛星システムのツアーでは2つの衛星の影響を受ける共鳴を使用する必要があります。この研究では、木星-ヨーロッパ-ガニメデ系の同心円制限四体モデルにおける木星-ガニメデの不安定な4:3共鳴軌道を調査します。高次であるにもかかわらず、これらの軌道とエウロパの間の二次共鳴、特に11/34、12/37、23/71、25/77、34/105、および35/108が大きな影響を与えることを示します。また、関連する共鳴島が重なっているという強力な証拠も見つかりました。次に、二次共鳴の内部に現れる新しいオブジェクトの多くを計算し、二次共鳴の重なりの最終確認を行います。
クラス I 原始星円盤 WL 17 の多波長解析で明らかになった粒子の成長と塵の偏析
| Title |
Grain_Growth_and_Dust_Segregation_Revealed_by_Multi-wavelength_Analysis_of_the_Class_I_Protostellar_Disk_WL_17 |
| Authors |
Ilseung_Han,_Woojin_Kwon,_Yusuke_Aso,_Jaehan_Bae,_and_Patrick_Sheehan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06076 |
惑星形成への最初のステップは、（サブ）マイクロメートルからミリメートル/センチメートルのサイズへの粒子の成長です。粒子の成長は、クラスII原始惑星系円盤だけでなく、クラス0/I原始星エンベロープでも報告されています。しかし、クラス0/I段階で起こる初期段階の粒子成長は、原始星円盤スケールではほとんど観察されていない。ここでは、へびつかい座分子雲のクラスI原始星円盤WL17のアルマ望遠鏡バンド3($\lambda$=3.1mm)とバンド7($\lambda$=0.87mm)アーカイブデータの結果を紹介します。円盤の下部構造は両方のバンドで見つかりますが、それらは異なります。バンド3では中心の穴と対称リングが見られますが、バンド7では中心から外れた穴と非対称リングが見られます。さらに、非対称スペクトルインデックスマップが得られます。平均値は$\alpha$=2.28$\pm$0.02と低く、原始星円盤スケールでの粒子の成長と塵の分離を示唆しています。私たちの放射伝達モデリングは、10cmサイズの大きな粒子が対称的に分布しているのに対し、10$\μ$mサイズの小さな粒子は非対称に分布していることを実証することで、これら2つの特徴を検証します。また、分析によれば、この円盤は巨大で重力的に不安定であると予想される。したがって、我々は、WL17で特定されたリング状構造、粒子成長、ダスト偏析の起源として、重力不安定によって形成された単一の木星質量原始惑星を示唆します。
宇宙紫外線バリオン調査: 冷たい環銀河媒体における乱流の実証的特徴付け
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey:_Empirical_Characterization_of_Turbulence_in_the_Cool_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Hsiao-Wen_Chen,_Zhijie_Qu,_Michael_Rauch,_Mandy_C._Chen,_Fakhri_S._Zahedy,_Sean_D._Johnson,_Joop_Schaye,_Gwen_C._Rudie,_Erin_Boettcher,_Sebastiano_Cantalupo,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Jenny_E._Greene,_Sebastian_Lopez,_and_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05699 |
この論文は、赤方偏移z~0.4-1の典型的な銀河ハローにおける拡散銀河周媒体(CGM)内の乱流速度と雲サイズの関係の最初の測定を報告します。個々の成分の注意深くイオン化分析と組み合わせた一連のイオン遷移のスペクトル分解吸収プロファイルを通じて、l_cl~1pcと同じくらい小さく、nH=0.001cm^-3より低い密度の冷たい塊が銀河ハロー内に同定された。さらに、運動学的に一致するコンポーネントの異なる要素間の線幅を比較すると、イオン化モデルとは独立して、熱温度Tと非熱運動bNTに対する堅牢な経験的制約が提供されます。平均して、bNT\proptol_cl^0.3の後、l_cl~1kpcまでの空間スケールで30年間にわたり、bNTはl_clとともに増加することがわかります。観察されたbNTが塊内部の乱流運動に起因すると考えると、最適bNT-l_cl関係式は、乱流が1kpc未満でコルモゴロフと一致し、単位質量当たりのエネルギー伝達率がε~0.003cm^2s程度であることを示しています。^-3、消散時間スケールは<~100Myrです。1kpc未満のスケールでは、サンプル内の大量の静止ハローと星形成ハローの間に有意な違いは見つかりません。推定されるイプシロンは、高い赤方偏移でCIV吸収体で見られるものに匹敵しますが、星形成ガスや、遠く離れたクエーサーの周りの延長された線を放つ星雲で観察されるものよりもかなり小さいです。低温CGMで観察された乱流を引き起こす可能性のある原因について簡単に説明します。
50 Mpc Galaxy Catalog (50MGC): 一貫した均質な質量、距離、色、形態
| Title |
The_50_Mpc_Galaxy_Catalog_(50MGC):_Consistent_and_Homogeneous_Masses,_Distances,_Colors,_and_Morphologies |
| Authors |
D._Ohlson_(1),_A._C._Seth_(1),_E._Gallo_(2),_V._F._Baldassare_(3),_J._E._Greene_(4)_(_(1)_U_of_Utah,_(2)_U_of_Michigan,_(3)_Washington_State_U,_(4)_Princeton_U) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05701 |
私たちは、一貫して均質化された質量、距離、形態学的タイプの測定値を使用して、50Mpc以内の15,424個の近くの銀河のカタログを作成します。私たちのカタログは、HyperLeda、NASA-SloanAtlas、およびLocalVolumeGalaxiesのカタログからの銀河を組み合わせています。銀河の距離は、流れ補正された赤方偏移に基づく距離の最良推定値と赤方偏移に依存しない距離を組み合わせたものです。また、11740個の銀河の等級と色の情報もまとめています。私たちは銀河の色を使用して、4つのバンドで一貫した色、つまり質量対光の比の関係を作成することで質量を推定します。また、重なり合う色情報を持つ銀河を使用して、すべての色のスローン(g-i)への色変換も提供します。私たちは13744個の銀河の形態情報を収集し、銀河の色情報を使用して初期型銀河と後期型銀河を区別します。このカタログは、近くの銀河の研究に広く適用でき、これらの研究をより遠くの銀河の文脈に置くことができます。ここでは1つのアプリケーションを紹介します。銀河の核X線活動の予備分析。チャンドラX線観測が可能なサンプル内の1506個の銀河のうち、291個で核源が検出されたことがわかりました。既存のチャンドラ検出291件のうち、249件はlog(L$_{X}$)$>$38.3を持ち、星の質量推定値が利用可能です。特に、10$^9$から10$^{10.5}$M$_\odot$の間の銀河恒星質量では、初期型銀河のX線活性率が後期型銀河よりも高いことがわかりました。我々は、これらの違いが、初期型銀河と比較して後期型銀河における天文測定の不確実性の増大に少なくとも部分的に起因している可能性があることを示す。
プロンプト・カスプの位相空間シミュレーション: 人為的な断片化を行わずに最初のハローの形成をシミュレーション
| Title |
Phase-space_simulations_of_prompt_cusps:_simulating_the_formation_of_the_first_haloes_without_artificial_fragmentation |
| Authors |
Lurdes_Ondaro-Mallea,_Raul_E._Angulo,_Jens_St\"ucker,_Oliver_Hahn,_Simon_D.M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05707 |
第一世代のハローは、初期密度場の最小ピークの崩壊から形成されます。この過程の$N$-bodyシミュレーションは、急峻なべき乗則カスプの迅速な形成を示唆していますが、これらの計算は数値アーチファクトに悩まされており、この結果に疑問を投げかけています。ここでは、我々は暗黒物質位相空間シートアプローチに基づいた新しいシミュレーション手法を開発し、人為的な凝集塊を完全に含まない結果を提示する。実際、密度$\rho\proptor^{-1.5}$のカスプが即座に形成され、その後、より拡張されたハローが形成され、後のハロー世代の階層的成長に関与することがわかりました。しかし、私たちのシミュレーションは、ピーク崩壊の直前に人工的な塊が存在すると、カスプの内部プロファイルが大幅に浅くなる可能性があることも示唆しています。制御された量の小規模パワーを備えた$N$-bodyシミュレーションを使用して、人工凝集塊の影響を受けるスケールに保守的な上限を設定します。最後に、これらの結果を使用して、さまざまなタイプおよびさまざまな宇宙論における第一世代のピークの崩壊をシミュレートし、すべての場合において迅速に形成されるカスプを発見しました。我々は、プロンプトカスプは初期密度場のフリーストリーミングスケールにおけるピークの崩壊の一般的な特徴であり、潜在的に影響を受ける領域を切除することに注意を払えば、$N$-bodyシミュレーションを使用してその構造を安全に研究できると結論付けた。人工的な塊によって。
天の川質量銀河の衛星の軌道履歴のモデル化: 宇宙論的シミュレーションに対する静的ホストポテンシャルのテスト
| Title |
Modeling_the_orbital_histories_of_satellites_of_Milky_Way-mass_galaxies:_testing_static_host_potentials_against_cosmological_simulations |
| Authors |
Isaiah_B._Santistevan,_Andrew_Wetzel,_Erik_Tollerud,_Robyn_E._Sanderson,_Jorge_Moreno,_and_Ekta_Patel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05708 |
天の川銀河(MW)とM31の衛星銀河の進化を理解するには、宇宙時間にわたるそれらの軌道履歴をモデル化する必要があります。衛星軌道をモデル化する多くの研究では、ホストのハローの重力ポテンシャルが時間的に固定されており、球対称または軸対称であると誤って仮定または近似しています。私たちは、MW/M31質量ハローのFIRE-2宇宙論的バリオンシミュレーションに対して、そのようなモデルの精度を厳密にベンチマークします。典型的な生き残った衛星が落下したとき（$3.4～9.7\Gyr$前）、ホストのハローの質量と半径は通常、それぞれ現在の値の$26～86$パーセントでした。このホストの質量成長のほとんどは、小さな半径ではほとんど成長しない暗黒物質のみのシミュレーションとは対照的に、$r\lesssim50\kpc$という短い距離で発生しました。$z=0$で各ホストにほぼ正確な軸対称の重力ポテンシャルを当てはめ、この静的ポテンシャルで衛星の軌道を後方積分し、シミュレーションの真の軌道履歴と比較します。軌道エネルギーと角運動量は軌道履歴を通じてあまり保存されておらず、すでに$1.6～4.7\Gyr$前の現在の値から25%変化しています。ほとんどの軌道特性は、衛星母集団全体で平均すると$\lesssim10$パーセントと最小限の偏りしかありません。ただし、単一の衛星の場合、不確実性は大きくなります。最近の周心距離などの最近の軌道特性は通常$\約20$パーセント不確実ですが、最小周心や落下時間などの以前の出来事は$\約40$パーセント不確実です。-80ドルパーセントは不確実。さらに、$z=0$でほぼ正確なホスト質量プロファイルを使用することを考えると、これらのバイアスと不確実性は下限値となります。
GA-NIFS: $z=4.76$ の非常に不明瞭な AGN における初期段階のフィードバック
| Title |
GA-NIFS:_Early-stage_feedback_in_a_heavily_obscured_AGN_at_$z=4.76$ |
| Authors |
Eleonora_Parlanti,_Stefano_Carniani,_Hannah_\"Ubler,_Giacomo_Venturi,_Francesco_D'Eugenio,_Santiago_Arribas,_Andrew_J._Bunker,_St\'ephane_Charlot,_Nora_L\"utzgendorf,_Roberto_Maiolino,_Michele_Perna,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Chris_J._Willott,_Torsten_B\"oker,_Alex_J._Cameron,_Jacopo_Chevallard,_Chiara_Circosta,_Giovanni_Cresci,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Isabella_Lamperti,_Jan_Scholtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05713 |
塵に覆われた銀河は、活動銀河核(AGN)が依然として大量の塵に覆われた物質の中に深く埋もれており、その放出が強く抑制されている大質量銀河の進化の初期段階を表していると考えられています。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の前例のない感度により、私たちは、大きく隠されたAGNの静止系発光を初めて検出し、隠された降着超大質量ブラックホール(BH)の特性を明らかにすることができました。この研究では、ALESS073.1のJWST/NIRSpecIFSデータを提示します。ALESS073.1は、$z=4.76$にあり、その中心にAGNをホストしている、塵に覆われた巨大な星形成銀河です。ブロードライン領域(BLR)に関連する非常に広範囲の$H_\alpha$放出の検出により、15未満で降着するBH($\log(M_{BH}/M_\odot)>8.7$)の存在が確認されます。エディントン限界の\%に達し、ターゲットをタイプ1AGNとして分類します。レストフレームの光学輝線は、銀河中心でかろうじて分解された高速のイオン化ガスの流出も明らかにしています。NIRSpecの高感度により、狭いH$\alpha$成分の運動学的解析を実行できます。これは、暖かいイオン化ガスの速度場がディスクの回転と一致していることを示しています。また、最も内側の核領域($<1.5$kpc)では、円盤の固有速度分散が$\sim150$km/sに達し、これは、次から推定される速度分散よりも$\sim2-3$倍高いことも分かりました。[CII]158$\mu$mラインは主に冷たいガスを追跡しています。大きな半径では、暖かいガスと冷たいガスの速度分散は同等であるため、流出は中心領域の暖かいイオン化ガスに乱流を注入していると結論付けますが、それらは高密度ガスを破壊して星を消滅させるほど強力ではありません形成。これらの発見は、塵に覆われた銀河が、すべてのガスと塵がホストから除去されたときの、覆われていないクェーサーに先立つ進化段階を表すというシナリオを裏付けるものである。
UNCOVER分光法により、$z>5$の赤色銀河にAGNが驚くほど遍在していることが確認された
| Title |
UNCOVER_spectroscopy_confirms_a_surprising_ubiquity_of_AGN_in_red_galaxies_at_$z>5$ |
| Authors |
Jenny_E._Greene,_Ivo_Labbe,_Andy_D._Goulding,_Lukas_J._Furtak,_Iryna_Chemerynska,_Vasily_Kokorev,_Pratika_Dayal,_Christina_C._Williams,_Bingjie_Wang,_David_J._Setton,_Adam_J._Burgasser,_Rachel_Bezanson,_Hakim_Atek,_Gabriel_Brammer,_Sam_E._Cutler,_Robert_Feldmann,_Seiji_Fujimoto,_Karl_Glazebrook,_Anna_de_Graaff,_Joel_Leja,_Danilo_Marchesini,_Michael_V._Maseda,_Jorryt_Matthee,_Tim_B._Miller,_Rohan_P._Naidu,_Themiya_Nanayakkara,_Pascal_A._Oesch,_Richard_Pan,_Casey_Papovich,_Sedona_H._Price,_Pieter_van_Dokkum,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05714 |
JWSTは、赤方偏移$z\gtrsim5$に、塵で赤くなったブロードライン活動銀河核(AGN)の新たな集団を明らかにしています。ここでは、サイクル1財務省プログラムUNCOVERからの、コンパクトであるように選択された15個のAGN候補の深NIRSpec/プリズム分光法を紹介します。残りの光学系には赤色の連続体があり、UVには青色の傾斜があります。NIRCamの測光だけからすれば、それらは塵の多い星形成またはAGNによって支配されていた可能性があります。ここでは、UNCOVERのコンパクトな赤色源の大部分が塵で赤くなったAGNであることを示します。$60\%$は、$20\で、FWHM$\、>2000$km/sのブロードラインH$\alpha$の決定的な証拠を示しています。%$現在のデータは決定的ではなく、$20\%$は褐色矮星です。褐色矮星を除外し、$>80\%$AGNが得られると予想される赤色$z>5$AGNを選択する更新された測光基準を提案します。注目すべきことに、UNCOVERのF277W$-$F444W$>1$を持つすべての$z_{\rmphot}>5$銀河のうち、コンパクトさに関係なく少なくとも$33\%$がAGNであり、ソースでは少なくとも$80\%$AGNに達します。F277W$-$F444W$>1.6$。確認されたAGNのブラックホール質量は$10^7-10^9$M$_{\odot}$です。これらの時代のUV光度($-16>M_{\rmUV}>-20$ABmag)は、これらの時代のUV選択AGNと比較して低いですが、パーセントレベルの散乱AGN光または低レベルの隠されていない星形成と一致しています。、推定されるボロメータ光度は、エディントンの$\sim10-40\%$で放射する$10^7-10^9$M$_{\odot}$ブラックホールの典型的なものです。数密度は$\sim10^{-5}$Mpc$^{-3}$mag$^{-1}$と驚くほど高く、最も暗いUVで選ばれたクエーサーの100倍も一般的ですが、$\を説明します。UVで選択された銀河のsim1\%$。それらのUVの淡さは、それらが再電離に強く寄与していない可能性を示唆していますが、その遍在性はブラックホールの成長モデルに課題をもたらします。
整列した吸収体について推測される非熱的広がりに対する電離バックグラウンドの役割
| Title |
Role_of_ionizing_background_on_the_non-thermal_broadening_inferred_for_the_aligned_absorbers |
| Authors |
Sukanya_Mallik,_Raghunathan_Srianand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05717 |
$z\sim0.5$での宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、整列した吸収体を特定し、OVIとHIを使用して線幅拡大に対する熱($b_{t}$)および非熱($b_{nt}$)の寄与を測定します。吸収線。$b_{t}$に基づく推定温度は、散乱が大きいにもかかわらず、吸収ガスの光学的深さ加重運動温度と強い相関があることがわかりました。この散乱は吸収に寄与するガスの運動温度の広がりから生じ、したがってシミュレーションで使用されるフィードバックプロセスとイオン化UVバックグラウンド(UVB)に依存することを示します。$b_{nt}$の分布はフィードバックプロセスと電離性UVBの両方の影響を受けることを示します。したがって、整列した吸収体を使用して導出された$b_{nt}$は、サブグリッド乱気流の適切なプローブではない可能性があります。代わりに、$b_{t}$と$b_{nt}$の分布と、整列した吸収体の発生頻度を使用して、特定の想定UVBのシミュレーションのパラメーターに追加の制約を課すことができます。
恒星の収量の規模: 核崩壊超新星の測定された平均鉄収量の意味
| Title |
The_Scale_of_Stellar_Yields:_Implications_of_the_Measured_Mean_Iron_Yield_of_Core_Collapse_Supernovae |
| Authors |
David_H._Weinberg,_Emily_J._Griffith,_James_W._Johnson,_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05719 |
アルファ元素の収量の規模は、大質量星の進化、超新星物理学、およびブラックホールの形成における不確実性のため、理論から予測することが困難であり、より高い収量の影響は、より大きな金属損失によって相殺される可能性があるため、経験的に制約することは困難である。銀河の風。我々は、Rodriguezらによる核崩壊超新星(CCSN)の平均鉄収量の最近の測定を使用します。(RMN23)、$\bar{y}_{\rmFe}^{\rmcc}=0.058\pm0.007M_\odot$、[alpha/のプラトーを仮定することによりアルファ要素の収量の規模を推測します。金属量の低い星で観察されるFe]存在比は、CCSNの生成比を表します。クローパＩＭＦおよびα／Ｆｅ＝０．４５のプラトーの場合、星形成の単位質量当たりのＯおよびＭｇの集団平均収量が、太陽におけるこれらの元素の質量分率にほぼ等しいことが分かる。推定されるOとFeの収率は、Sukhboldらの予測と一致します。(2016)CCSNモデルはZ9.6+N20ニュートリノ駆動エンジンを想定しており、$M<40M_\odot$を持つ多くの前駆体が爆発するのではなくブラックホールに爆縮するシナリオです。この収量は、銀河の化学進化（GCE）および銀河の質量と金属量の関係の一部のモデルで想定されているよりも低く、観測された存在量と一致させるために必要な流出レベルが低下します。単純な仮定の場合、質量負荷係数$\eta\およそ0.6$を持つ1ゾーンGCEモデルは、遅い時間に太陽の金属性に進化することがわかります。モデルが遅い時間に[α/Fe]=0に達することを要求し、Ia型超新星あたりの平均Fe収量が$0.7M_\odot$であると仮定することにより、ハッブル時間積分SNIaレートが$1.1\times10^{-であると推測されます。3}M_\odot^{-1}$、超新星調査からの推定値と互換性があります。RMN23の測定は、元素合成収率の絶対規模を示す数少ない経験的アンカーの1つを提供し、恒星および銀河の天体物理学に広範な影響を及ぼします。
LOFAR 2 メートル スカイ サーベイ III の近くの銀河。宇宙線輸送が電波とSFRの関係に及ぼす影響
| Title |
Nearby_galaxies_in_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_III._Influence_of_cosmic-ray_transport_on_the_radio-SFR_relation |
| Authors |
V._Heesen,_S._Schulz,_M._Br\"uggen,_H._Edler,_M._Stein,_R._Paladino,_A._Boselli,_A._Ignesti,_M._Fossati,_and_R.-J._Dettmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05732 |
コンテクスト。銀河の進化を理解するには、宇宙時代にわたる星形成率(SFR)を測定することが不可欠です。目的。消滅のない星形成トレーサーとして電波連続放射を使用するには、この研究で改善を目指している宇宙線電子(CRE)輸送の影響をよく理解する必要があります。方法。我々は、それぞれ144MHzと1365MHzの低周波アレイ(LOFAR)とウェスターボルク合成電波望遠鏡(WSRT)からのデータを使用して、15の近くの銀河における空間分解された電波連続体星形成率(電波SFR)関係を分析します。ハイブリッドSFRマップは、24${\mu}$mでのSpitzerと156nmでのGALEXによる観測に基づいています。解像度1.2kpcでのピクセルごとの解析により、局所測定の通常のサブリニアな無線SFR関係が明らかになり、これは平滑化実験で線形化でき、ハイブリッドSFRマップをガウスカーネルで畳み込み、CRE輸送長を提供します。結果。CRE輸送は、エネルギーに依存しない等方性拡散として説明できます。電波スペクトル指数で識別される若いCREのみを考慮すると、宇宙線輸送の影響を示す線形関係が見つかります。次に、CRE熱量効率を放射性対ハイブリッドSFR表面密度の比として定義し、それが放射性スペクトル指数の関数であることを示します。電波スペクトル指数でパラメータ化されたCRE熱量効率の電波とSFRの関係を修正すると、周波数に関係なく$1.01\pm0.02$の傾きでほぼ線形になります。結論。修正された無線SFR関係は普遍的であり、グローバル測定とローカル測定の両方に当てはまります。
銀河円盤内の潮流に対する銀河バーの影響: ヒアデス諸島の潮流の場合
| Title |
Impact_of_the_Galactic_bar_on_tidal_streams_within_the_Galactic_disc:_The_case_of_the_tidal_stream_of_the_Hyades |
| Authors |
Guillaume_F._Thomas,_Benoit_Famaey,_Giacomo_Monari,_Chervin_F._P._Laporte,_Rodrigo_Ibata,_Patrick_de_Laverny,_Vanessa_Hill,_Christian_Boily |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05733 |
破壊されたクラスターの潮流は、天の川のハローで日常的に検出されます。最近、散開星団の潮流も円盤内で検出できることが示されました。この研究では、潮流が非軸対称円盤の可能性の強力な新しい診断を提供し、銀河バーのパターン速度に新しい制約を与える可能性があるという事実を強調します。特に、太陽近傍の準円軌道上の散開星団の流れ軌道のずれが棒共鳴に対する位置の関数としてどのように変化するかを示します。角度シフトは共回転を超えて増加し、外部リンドブラッド共鳴(OLR)に近い$30^\circ$もの高い値に達し、その後再び低下し、OLRを超えると符号が反転します。私たちはこのメカニズムを最近検出されたヒアデス流に適用しました。バーのないポテンシャル、または55km.s$^{-1}$kpc$^{-1}$の速いパターン速度を使用した場合、流れは非常に似ていることに注意してください。しかし、$39$km.s$^{-1}$kpc$^{-1}$のバーパターン速度のポテンシャルを採用した場合、その流れは以前に検出されたものとは異なることがわかります。一方、以前に検出されたヒアデス星団の候補メンバーは、バーのない銀河または高速のバー銀河を好むでしょう。興味深いことに、以前に報告されたヒアデス潮流の先頭尾部と後尾部内の星の数の非対称性は、すべての場合において持続しています。私たちの研究は、散開星団の潮流を探索する際に円盤の非軸対称性の影響を無視することはできず、ヒアデス星団の現在の候補メンバーは星団から200pcの距離を超えると信頼すべきではないことを決定的に示しています。さらに、我々の研究により、高分解能分光法によるフォローアップに理想的なターゲットを提供できるようになり、ヒアデス川の軌跡の決定的な同定が可能になり、MWのバーパターン速度に新たな独立した制約が与えられることになる。
JWST/NIRCam を使用した $1
| Title |
A_rest-frame_near-IR_study_of_clumps_in_galaxies_at_$1 |
| Authors |
Boris_S._Kalita,_John_D._Silverman,_Emanuele_Daddi,_Connor_Bottrell,_Luis_C._Ho,_Xuheng_Ding,_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05737 |
銀河の進化における重要な疑問は、高赤方偏移銀河の見かけの「塊状性」の重要性である。これまで、このプロパティは主にレストフレームUVで研究されてきたため、その関連性についての理解は限られていました。それらは短命なのでしょうか、それともその下にある恒星円盤の一部であるより長命な大質量構造と関連しているのでしょうか?私たちは、CEERSのJWST/NIRCamイメージングを使用して、銀河内のこれらの「塊」の存在とその全体的な星の形態との間の関係を、質量完全($log\,M_{*}/M_{\odot}>10.0$)$1.0<z<2.0$の銀河のサンプル。レストフレームの光学光と近赤外光への途切れることのないアクセスを利用して、バルジと円盤間の星の分布を測定すると同時に、波長範囲全体にわたって銀河円盤内の塊のマッピングを行います。まず、塊はレストフレームのUVおよび光学に限定されず、$\sim60\,\%$空間的重複を伴う近赤外でも明らかであることがわかります。この静止フレームの近赤外検出は、塊が銀河の恒星質量分布にも特徴があることを示しています。二次的な結果は、これらが銀河円盤内の動的摩擦を増加させ、ガスの流入を引き起こすと予想されることです。銀河の塊の大きさと膨らみの強さとの間には強い負の相関関係があることがわかりました。これは、塊がバルジの成長を促進するか、バルジが塊の形成に対して銀河を安定させるか、あるいはその2つの組み合わせによる進化のつながりを確実に示唆しています。最後に、静止フレーム光学から近赤外まで異なるこの相関関係の証拠を発見しました。これは、塊のさまざまな形成モードの組み合わせを示唆している可能性があります。
大質量原始星天体における進化の追跡 (TEMPO) -- I: 光度が制限されたアルマ望遠鏡サンプルにおける大質量星形成塊の断片化と発光特性
| Title |
Tracing_Evolution_in_Massive_Protostellar_Objects_(TEMPO)_--_I:_Fragmentation_and_emission_properties_of_massive_star-forming_clumps_in_a_luminosity_limited_ALMA_sample |
| Authors |
A._Avison,_G._A._Fuller,_N._Asabre_Frimpong,_S._Etoka,_M._Hoare,_B.M._Jones,_N._Peretto,_A._Traficante,_F._van_der_Tak,_J.E._Pineda,_M._Beltr\'an,_F._Wyrowski,_M._Thompson,_S._Lumsden,_Z._Nagy,_T._Hill,_S._Viti,_F._Fontani,_P._Schilke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05772 |
大質量($\geq$8M$_{\odot}$)星のエネルギー収支と、その母銀河内の星間物質の化学濃縮を決定する役割は重要です。TracingEvolutioninMassiveProtostellarObjects(TEMPO)プロジェクトの最初の論文では、選択された色の明度(L$_*$$\sim$3$\times10^3$から1$\times10^5$L$)を紹介します。_{\odot}$)アルマ望遠鏡で1.3mmで観測された38個の大質量星形成領域のサンプルを採取し、サンプルの断片化、クラスター化、磁束密度の特性を調べます。TEMPOサンプルフィールドには、それぞれ複数のフラグメント(フィールドごとに2～15)が含まれていることがわかります。磁束密度の割り当ては、放出が単一の高磁束密度フラグメントによって支配されるフィールドと、より暗い天体の結合された磁束密度が支配的なフィールドとの間で均等(53%～47%)に分割されます。ほとんどのフィールドで観察された断片化スケールは、熱ジーンズの長さ$\lambda_J$とは比較できませんが、ほとんどの場合、それよりも大きく、何らかの非熱メカニズムを示唆しています。暫定的な進化傾向が、塊の明るさとTEMPOフィールドの「スペクトル線の豊富さ」の間に見られます。6.7GHzメーザー関連フィールドでは、輝度が低く、ラインが豊富であることが判明しました。この研究では、ALMAデータ内のラインフリー連続体チャネル選択の方法と、干渉計の可視特性を利用して、星形成の可能性のある源とそうでない源を区別するために使用される一般化されたアプローチについても説明します。
ノイズ除去拡散確率モデルを使用した分子雲の放射場の予測
| Title |
Predicting_the_Radiation_Field_of_Molecular_Clouds_using_Denoising_Diffusion_Probabilistic_Models |
| Authors |
Duo_Xu,_Stella_Offner,_Robert_Gutermuth,_Michael_Grudic,_David_Guszejnov,_and_Philip_Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05811 |
星形成における放射線フィードバックの影響を正確に定量化することは困難です。この複雑な問題に対処するために、私たちはディープラーニング技術であるノイズ除去拡散確率モデル(DDPM)を採用し、4.5μm、24μm、250μmの3バンドの塵放出に基づいて星間輻射場(ISRF)の強度を予測します。。星形成と巨大分子雲(GMC)の進化をモデル化するSTARFORGE(気体環境におけるSTARFORmation)プロジェクトの磁気流体力学シミュレーションを採用しています。MonocerosR2(MonR2)GMCで観測されたスペクトルエネルギー分布と一致する合成ダスト放出マップを生成します。合成3バンドダスト放出を使用してISRFを推定するようにDDPMをトレーニングします。予測と真の値の間の分散は、テストセットの係数0.1以内です。私たちは拡散モデルの評価を拡張し、さまざまな物理パラメータを使用した新しいシミュレーションを組み込みました。これらの分布外シミュレーションでは一貫したオフセットが観察されていますが、モデルは相対強度を効果的に2の係数以内に制限しています。一方、我々の解析では、塵の温度のみから導出されたISRFと実際のISRFの間に弱い相関関係があることが明らかになりました。訓練されたモデルをMonR2のISRFを予測するために適用すると、強力なISRF、明るい光源、および大量の粉塵放出の間の対応関係が明らかになり、モデルがISRFの変動を捕捉できることが確認されました。私たちのモデルは、近くの星団の影響を受けるような複雑で制約が不十分なISRF環境であっても、放射線フィードバック分布を確実に予測します。ただし、正確なISRF予測には、ターゲット分子雲の固有の物理的条件を反映する正確なトレーニングデータセットが必要です。
宇宙進化早期放出科学調査 (CEERS): 深層の銀河矮星を複数分類する JWST/NIRCam
| Title |
Cosmic_Evolution_Early_Release_Science_Survey_(CEERS):_Multi-classing_Galactic_Dwarf_Stars_in_the_deep_JWST/NIRCam |
| Authors |
B.W._Holwerda,_Chih-Chun_Hsu,_Nimish_Hathi,_Laura_Bisigello,_Alexander_de_la_Vega,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_Bagley,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Kyle_Cook,_Clayton_Robertson,_Caitlin_M_Casey,_Christian_Aganze,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Ray_A._Lucas,_Shardha_Jogee,_Stephen_Wilkins,_Denis_Burgarella_and_Allison_Kirkpatrick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05835 |
低質量(亜)恒星天体は、初期質量関数の下端、自由浮遊惑星への移行、および高赤方偏移銀河の探索における顕著な侵入者の集団を表します。適切な運動や分光法がなければ、これらの物体を測光的に識別できるでしょうか?JWST/NIRCamには、HST/WFC3NIRに比べて、より多くのフィルター、より広い波長範囲、より高い空間解像度など、いくつかの利点があります。ここでは、宇宙進化早期放出科学調査(CEERS)で特定された(亜)恒星矮星のカタログを紹介します。通常のHST/WFC3画像よりも完全に3等級深い半光半径を使用して、$m_F200W\sim28$までの518個の恒星天体を識別します。kNN最近傍アルゴリズムは、近くの褐色矮星のSpeXスペクトルで訓練された4つのHST/WFC3フィルターと4つのNIRCamフィルターを使用して、これらの発生源を識別し、分類します。4つの近傍を持つkNNは、2つのサブタイプ(例:M2$\pm$2またはT4$\pm$2)内にうまく分類され、$\sim$95%の精度と再現率を達成します。より細かく型指定すると、メトリクスが悪化します。CEERSでは、9個のM8$\pm$2、2個のL6$\pm$2、1個のT4$\pm$2、および15個のT8$\pm$2が見つかります。私たちは、観測された長波長のNIRCamの色(kNNでは使用されていません)を、褐色矮星大気モデルで予想される色と比較します。NIRCamF356W-F444WおよびF410M-F444Wの色は、kNNによって割り当てられたタイプに応じて一段と赤くなっており、これらの天体の雰囲気がより多様であることを示唆しています。文献値と一致する、M6$\pm$2型矮星と2番目の構造コンポーネントのスケール高さは300～350pc、T6$\pm$2型矮星のスケール高さは150～200pcであることがわかりました。
WALLABY パイロット調査: 極環銀河 NGC~4632 および NGC~6156 の可能性
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_the_Potential_Polar_Ring_Galaxies_NGC~4632_and_NGC~6156 |
| Authors |
N._Deg,_R._Palleske,_K._Spekkens,_J._Wang,_T._Jarrett,_J._English,_X._Lin,_J._Yeung,_J._R._Mould,_B._Catinella,_H._D\'enes,_A._Elagali,_B.~-Q._For,_P._Kamphuis,_B.S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_C._Murugeshan,_S._Oh,_J._Rhee,_P._Serra,_T._Westmeier,_O.I._Wong,_K._Bekki,_A._Bosma,_C._Carignan,_B.W._Holwerda,_N._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05841 |
我々は、WALLABYPilotDataRelease1(PDR1)での2つの潜在的な極環銀河(PRG)の発見について報告します。これらの非ターゲット検出は、NGC4632およびNGC6156と相互一致しており、Hi観測で2つの異なる成分が示された最初の銀河の一部です。私たちはiDaVIE仮想現実ソフトウェアを使用して銀河ガスから異常ガスを分離し、異常ガスが両系の合計Hi含有量の約50%を占めていることを発見しました。私たちは、リングが円形で銀河体に対して90度傾いていると仮定して、各銀河のもっともらしい3D運動学モデルを生成しました。これらのモデルは、データがPRGと一致していることを示していますが、銀河がPRGであることを決定的に証明するものではありません。これらのモデルを、モックデータキューブのメインディスクの傾斜、リングの向き、角度分解能のさまざまな組み合わせで投影することにより、WALLABYでの同様のPRGの検出可能性をさらに調査しました。これらの銀河が実際にPRGであると仮定すると、ワラビーPDR1銀河のサイズ分布と組み合わせた検出率は、発生率が約1%～3%であることを意味します。この割合が当てはまる場合、WALLABY調査では数百の新たな極環銀河が検出されることになります。
過去4回転にわたる星形成銀河のガス降着率
| Title |
The_Gas_Accretion_Rate_of_Star-forming_Galaxies_over_the_last_4_Gyr |
| Authors |
Apurba_Bera,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_N._Chengalur_and_Jasjeet_S._Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05937 |
星形成銀河は、星形成で消費される原子ガス貯蔵庫を、その周囲銀河媒体(CGM)からのガスの降着によって補充すると考えられています。しかし、今日、外部銀河のガス降着率に関する観測上の制約はほとんどありません。ここでは、$z\約0.35$の星形成銀河における原子状水素(HI)の質量$M_{HI}$と星の質量$M_*$の間のスケーリング関係の最近の測定を使用します。星形成速度(SFR)と$M_*$、分子ガス質量$M_{Mol}$と$M_*$、そして星形成銀河が主系列に沿って進化するという仮定を用いて、星形成銀河の進化を決定します。中性ガス貯留層と、過去4ギルにわたる星形成銀河の円盤上への平均正味ガス降着率。現在$M_*\gtrsim10^9M_{\odot}$を持つ銀河の場合、円盤内の$M_*$と$M_{HI}$の両方が増加しているのに対し、$M_{Mol}$は減少していることがわかります。$z\sim0.35$以降。過去4Gyrにわたる円盤上への平均ガス降着率は、この期間の平均SFRと同様であり、星形成でガスを消費したにもかかわらず、主系列銀河が安定したHI貯蔵庫を維持していることを示唆している。天の川銀河の恒星質量を持つ銀河の平均正味ガス降着率(過去4Gyrにわたる)は$\約6M_{\odot}yr^{-1}$であることがわかります。したがって、低い赤方偏移$z\lesssim0.4$では、宇宙SFR密度の低下の理由は、CGMからの不十分なガス降着ではなく、原子ガスから分子ガスへの変換の非効率であると考えられます。
さまざまな環境における矮小銀河の中性水素含有量
| Title |
Neutral_Hydrogen_content_of_dwarf_galaxies_in_different_environments |
| Authors |
Hui-Jie_Hu,_Qi_Guo,_Pablo_Renard,_Hang_Yang,_Zheng_Zheng,_Yingjie_Jing,_Hao_Chen,_and_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05962 |
環境は銀河の形成と進化、特に中性ガスの含有量の制御において重要な役割を果たします。しかし、現在のHI探査には深さに限界があり、高密度領域にあるHI含有量の低い銀河を適切に研究することができません。この研究では、比較的浅いアレシボレガシー高速アレシボLバンドフィードアレイ(ALFALFA)HIサーベイを補完するために、長い積分時間を備えた500メートル口径の球面電波望遠鏡(FAST)を採用することで、この問題に対処します。このアプローチにより、さまざまな環境にわたる矮銀河のガス含有量を調査することができます。我々は、矮銀河におけるHI質量と恒星質量との間に正の関係を観察しており、観測とシミュレーションの両方に当てはまるHI質量の上限が明確に定義されています。さらに、環境の密度が増加するにつれて、HIと恒星の質量比($\rmM_{\rmHI}/M_*$)が減少することがわかりました。これは、最も近いものへの近さによって決まるかどうかに関係ありません。グループまたは投影された数密度。私たちの観察とシミュレーションを比較すると、関係の傾きがより急であることに気づき、これは観察データにおける緩やかなガスストリッピングプロセスを示しています。さらに、$\rmM_{\rmHI}/M_*$と光学特性の間のスケーリング関係は、銀河環境を組み込むことで改善できることがわかりました。
ガイアの最も明るい非常に金属に乏しい (VMP) 星: ガイア RVS スペクトルからの 1,000 個の VMP 星の金属性カタログ
| Title |
Gaia's_brightest_very_metal-poor_(VMP)_stars:_A_metallicity_catalogue_of_a_thousand_VMP_stars_from_Gaia_RVS_spectra |
| Authors |
Akshara_Viswanathan,_Else_Starkenburg,_Tadafumi_Matsuno,_Kim_A._Venn,_Nicolas_F._Martin,_Nicolas_Longeard,_Anke_Ardern-Arentsen,_Raymond_G._Carlberg,_Sebastien_Fabbro,_Georges_Kordopatis,_Martin_Montelius,_Federico_Sestito,_and_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06137 |
コンテクスト。GaiaDR3は、カルシウムII三重項領域の動径速度分光計(RVS)で取得した約100万スペクトルの注目すべきデータセットを科学界に提供しました。これは、非常に金属が少ない(VMP)星の識別に適しています。しかし、これらのスペクトルの40%以上には、VMP星の領域におけるガイアのGSPスペックパイプラインによってリリースされたパラメーターがありません。一方、VMP星は、初期の銀河進化の重要な追跡者です。目的。私たちは、GaiaRVSスペクトルを使用してVMP星の分光学的金属性を提供し、それによって銀河全体の初期の化学進化を研究するための基礎として機能する、全天に分布する明るいVMP星のカタログを作成することを目指しています。方法。文献から測光金属量を使用してVMP星を選択し、GaiaRVSスペクトルを分析してこれらの星の分光学的金属量を推測します。結果。推定された金属量は、系統的オフセットの中央値が0.1dex、標準偏差が$\sim$0.15dexで、文献の高解像度金属量と非常によく一致します。VMP領域におけるこのサンプルの純度は$\sim$80%で、外れ値はわずか$\sim$3%にすぎません。結論。私たちは、[Fe/H]$\sim$-4.0までの信頼できる分光金属量を持つ$\sim$1500個の星の全天カタログを利用可能にしています。そのうち$\sim$1000個の星はVMP星です。これらの星の75%以上は、これまでの文献に金属量の値がないか、文献の金属量の推定値が信頼できないとフラグが立てられています。明るい(G<13)VMP星のこのカタログは、この等級範囲の文献でよく研究されているVMP星の現在のサンプルよりも3倍大きく、高解像度分光による追跡や、星の特性の研究に最適です。VMPは銀河系のさまざまな場所で活躍しています。
スリーハンドレッド: $M_{sub}-V_{circ}$ 関係
| Title |
The_Three_Hundred:_$M_{sub}-V_{circ}$_relation |
| Authors |
Atulit_Srivastava,_Weiguang_Cui,_Massimo_Meneghetti,_Romeel_Dave,_Alexander_Knebe,_Antonio_Ragagnin,_Carlo_Giocoli,_Francesco_Calura,_Giulia_Despali,_Lauro_Moscardini_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06187 |
この研究では、強力なレンズ効果の観察に基づいた最近の発見を調査します。この発見は、クラスター内で観察されたサブハローが$\Lambda$CDMシミュレーションによって予測されたものと比較してよりコンパクトであることを示唆しています。この不一致に対処するために、サブハローの累積質量関数と、観測されたクラスターとシミュレートされた324個のクラスター間の$M_{\text{sub}}$-$V_{\text{circ}}$関係を比較することにより、比較分析を実行しました。TheThreeHundredプロジェクトのクラスター。GADGET-XおよびGIZMO-SIMBAバリオンモデルを使用した再シミュレーションに焦点を当てています。GIZMO-SIMBAでシミュレートされたクラスターのサブハローの累積質量関数は観測値と一致しますが、GADGET-Xシミュレーションでは、おそらく強力なSuperNovaフィードバックにより、より低いサブハローの質量範囲に不一致が見られます。GADGET-XシミュレーションとGIZMO-SIMBAシミュレーションはどちらも、サブハロー質量関数と$V_{max}$関数の赤方偏移の進化を示しており、より低い赤方偏移で観察されるサブハローはわずかに少なくなります。GADGET-XもGIZMO-SIMBAも（少し近いとはいえ）$M_{\text{sub}}$-$V_{\text{circ}}$関係についてのクラスターの予測をシミュレートしたものは観測結果と一致しませんでした。サブハロー/ハロー特性と$M_{\text{sub}}$-$V_{\text{circ}}$関係の不一致との間の相関関係についてのさらなる調査により、サブハローの質量半半径と銀河が明らかになりました。星の年齢、バリオンの割合、星団の中心からのサブハローの距離、およびハローの緩和状態がこの関係に重要な役割を果たします。それにもかかわらず、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論の下で現在の流体力学クラスターシミュレーションで観測された$M_{\text{sub}}$-$V_{\text{circ}}$関係を正確に再現することは依然として困難であると考えています。。
エッジオン銀河の測光分解における塵の減衰の問題と考えられる解決策
| Title |
The_problem_of_dust_attenuation_in_photometric_decomposition_of_edge-on_galaxies_and_possible_solutions |
| Authors |
Sergey_Savchenko,_Denis_Poliakov,_Aleksandr_Mosenkov,_Anton_Smirnov,_Alexander_Marchuk,_Vladimir_Il'in,_George_Gontcharov,_Jonah_Seguine,_Maarten_Baes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06257 |
渦巻銀河内の塵の存在は、その主要な構造要素のパラメータを取得する測光分解の能力に影響を与えます。エッジオン配向の銀河の場合、視線上に積分された光学的深さは、中間またはフェイスオン傾斜の銀河よりも大幅に大きいため、エッジオン銀河の場合、塵の減衰が期待されるのは自然なことです。測定された構造パラメータに重大な影響を与えるはずです。この論文では、放射伝達シミュレーションを使用して、エッジオン銀河の一連の合成画像を生成し、分解によって分析します。私たちの結果は、エッジオン銀河の場合、観測された当てはめパラメータの系統誤差が、中程度に傾斜した銀河の場合よりも大幅に大きいことを示しています。ダスト含有量が比較的低いモデルであっても、すべての構造パラメータは無視できるほどのオフセットの影響を受けます。取得した構造パラメータに対する塵の影響を軽減する方法を模索する中で、さまざまなマスキング方法や塵の吸収を組み込んだ解析モデルなど、いくつかのアプローチをテストします。このような技術を使用すると、エッジオン銀河の分解の信頼性が大幅に向上することを示します。
核恒星円盤内の大質量星の周りを共同移動する集団
| Title |
Co-moving_groups_around_massive_stars_in_the_Nuclear_Stellar_Disk |
| Authors |
\'A._Mart\'inez-Arranz,_R._Sch\"odel,_F._Nogueras-Lara,_M._Hosek_and_F._Najarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06283 |
過去$\sim$3000万年間、体積で平均すると、銀河中心の核星円盤は天の川銀河で最も多くの星形成領域でした。注目すべきことに、現在核星円盤に存在するわずか3つのクラスターの合計質量は、この期間に形成される若い星の予想総質量のわずか$\sim$10\%にすぎません。この星団や星団の見かけの欠如は、いくつかの原因によって説明できる可能性があります。この地域の恒星密度は非常に高いため、高密度の星を背景に検出できるのは最も大規模な星団のみです。銀河の中心に君臨する極端な潮汐力は、最も巨大な星団でさえもわずか数ミールで溶解する可能性があります。核恒星円盤に豊富に存在する巨大な分子雲の1つに接近すると、巨大なクラスターや恒星連合が認識できないほど急速に溶解する可能性があります。ただし、いくつかの溶解した若いクラスター/連合の痕跡は、依然として共移動グループとして検出できる可能性があります。私たちの目的は、銀河中心にあるこれまで知られていない若い星の星団またはグループを特定することです。私たちは、分光学的に特定された既知の巨大な若い星に焦点を当てて、そのような構造を正確に特定できるかどうかを確認します。私たちは、固有運動、空の平面上の位置、視線の距離によって広がる5次元空間の過密を検出するアルゴリズムを作成しました。後者の代わりに赤化を使用します。この環境では一緒に移動するグループは若いはずなので、適切な動きは銀河中心で若い星を探す良い手段となります。大質量星の周りで4つの共同運動グループが見つかり、そのうちの2つは位置と速度がアーチの最も可能性の高い軌道に非常に近い
Ly$\alpha$ ハローの空間分解分光分析: 60 kpc までの Ly$\alpha$ 線プロファイルの放射状進化
| Title |
Spatially-resolved_Spectroscopic_Analysis_of_Ly$\alpha$_Haloes:_Radial_Evolution_of_the_Ly$\alpha$_Line_Profile_out_to_60_kpc |
| Authors |
Yucheng_Guo,_Roland_Bacon,_Lutz_Wisotzki,_Thibault_Garel,_J\'er\'emy_Blaizot,_Joop_Schaye,_Jorryt_Matthee,_Floriane_Leclercq,_Leindert_Boogaard,_Johan_Richard,_Anne_Verhamme,_Jarle_Brinchmann,_L\'eo_Michel-Dansac,_and_Haruka_Kusakabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06311 |
MUSEの深部観測により、高赤方偏移の星形成銀河を取り囲む広範なLy$\alpha$ハロー(LAH)が明らかになった。しかし、拡張されたLy$\alpha$放出の起源は依然として議論の対象です。私たちは、MUSEExtremelyDeepField(MXDF)の赤方偏移$3<z<4$で155個のLy$\alpha$エミッター(LAE)のサンプルを積み重ねることにより、銀河周囲LAHの平均空間範囲とスペクトル変動を解析します。ターゲットLAEのLy$\alpha$の赤色ピークに関して、Ly$\alpha$線のピークは少なくとも60kpcの投影距離に向かってますます青偏移し、速度オフセットは$\およそ$250kmになります。/秒。このシグナルは平均スタックと中央値スタックの両方で観察され、したがって典型的なLy$\alpha$光度$\mathrm{\about10^{41.1}erg\,s^{-1}を持つLAEサンプルの一般的な特性です。}$。銀河周回銀河Ly$\alpha$線の青方偏移を説明するための複数のシナリオについて議論します。最も考えられるのは、流出と流入の組み合わせです。LAHの内部領域では、Ly$\alpha$光子が中心の星形成によって生成され、その後アウトフロー内で散乱される。より大きな半径では、流入する冷たいガスが観察されたLy$\alpha$の青方偏移を形成します。
赤方偏移 9.11 のレンズ銀河 MACS1149-JD1 における空間分解された H$\alpha$ と電離光子の生成効率
| Title |
Spatially-resolved_H$\alpha$_and_ionizing_photon_production_efficiency_in_the_lensed_galaxy_MACS1149-JD1_at_a_redshift_of_9.11 |
| Authors |
J._\'Alvarez-M\'arquez,_L._Colina,_A._Crespo_G\'omez,_P._Rinaldi,_J._Melinder,_G._\"Ostlin,_M._Annunziatella,_A._Labiano,_A._Bik,_S._Bosman,_T.R._Greve,_G._Wright,_A._Alonso-Herrero,_L._Boogaard,_R._Azollini,_K.I._Caputi,_L._Costantin,_A._Eckart,_M._Garc\'Ia-Mar\'In,_S._Gillman,_J._Hjorth,_E._Iani,_O._Ilbert,_I._Jermann,_D._Langeroodi,_R._Meyer,_F._Peissker,_P._P\'erez-Gonz\'alez,_J.P._Pye,_T._Tikkanen,_M._Topinka,_P._van_der_Werf,_F._Walter,_Th._Henning,_and_T._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06319 |
我々は、赤方偏移$z$=9.1092$\pm$0.0002(宇宙年齢約5億3000万年)のレンズ銀河MACS1149-JD1のMIRI/JWST中解像度分光法(MRS)とイメージング(MIRIM)を紹介します。私たちは、赤方偏移が9以上の銀河における空間分解能のH$\alpha$放出を初めて検出しました。H$\alpha$放出ガスの構造は、SとNの2つの塊で構成されています。α$光度は、太陽金属量の瞬間的な星形成速度が5.3$\pm$0.4$M_{\odot}$yr$^{-1}$であることを意味します。電離光子生成効率$\log(\zeta_\mathrm{ion})$は、25.55$\pm$0.03、25.47$\pm$0.03、および25.91$\pm$0.09Hzerg$の値を持つ空間分解構造を示します。^{-1}$は統合された銀河のことであり、それぞれSとNの集合体になります。H$\alpha$静止フレームの等価幅EW$_{0}$(H$\alpha$)は、統合された銀河では491$^{+334}_{-128}$\'オングストロームですが、は、塊SとNに対してそれぞれ363$^{+187}_{-87}$\'オングストロームと$\geq$1543\'オングストロームの極値を示します。空間分解電離光子の生成効率は、赤方偏移が6を超える銀河で測定された値の範囲内にあり、標準値(25.2$\pm$0.1Hzerg$^{-1}$)をはるかに上回っています。塊SとNのEW$_{0}$(H$\alpha$)の極端な差は、塊Nに最近(数ミリ古い)バーストが存在することと、より長期間にわたる星形成(例:最後に、塊SとNは、56$\pm$4kms$^{-1}$と113$\pm$33kmの速度分散を持つ、非常に異なるH$\alpha$運動学を示します。s$^{-1}$、おそらく塊N内での流出の存在または乱流の増加を示しています。動的質量$M_\mathrm{dyn}$=(2.4$\pm$0.5)$\times$10$^{9}$$M_{\odot}$は、空間分解された[OIII]88$\mu$mラインで以前に測定された範囲内にあります。
イントゥ・ザ・ミスティック：アルマ望遠鏡によるカリーナのミスティック山脈の観測
我々は、アルマ望遠鏡アタカマコンパクトアレイ（ACA）を使用して、カリーナ星雲のミスティックマウンテンズ雲群の新しい観測結果を発表し、ガスの構造と運動学に対する強い紫外線放射の影響を定量化しました。Band~6の観測はCO、$^{13}$CO、C$^{18}$Oをターゲットとしています。DCNJ=3-2と$^{13}$CSJ=5-4も検出しました。樹形図解析により、ミスティック山脈は一貫した構造であり、$-$10.5kms$^{-1}$$<$v<$-$2kms$^{-1}$にわたって継続的に放射していることが明らかになった。私たちは、ミスティック山脈の非熱運動を分離するために、圧縮モードとソレノイドモードのどちらが優勢であるかを示す乱流駆動パラメータ$b$の計算を含む複数の解析を実行します。各分析では、同様の方法で観測されたカリーナの他の柱と同様の値が得られますが、強度が1桁低い電離放射線の影響を受けます。カリーナの異なる地域を対象とした他の研究とは対照的に、ガスの速度や乱流構造と入射放射線との間に明確な相関関係は見出されません。これは、崩壊して柱になる領域と、現在でもまだ雲や壁のように見える領域の初期密度の違いを反映している可能性があります。柱形成を可能にする既存の過剰密度も、柱内での星形成が他の重度に照射されているが柱状ではない領域よりも（ジェットの存在により）より進化しているように見える理由を説明する可能性がある。この仮説を検証するには、一連の入射放射線の影響を受ける領域を高解像度で観察する必要があります。
X線スペクトル分析の統計的側面
このハンドブックの章では、天体のX線源のスペクトル分析について最新の概要を説明します。提示される概念には、計測応答、線形モデリング近似、ポアソン数統計とガウス近似、データの再ビニング、視覚化手法、バックグラウンドの処理、ベイジアンおよび頻度主義の観点、モデルパラメーターの不確実性の定量化、モデルのチェック、モデルの比較、および推論が含まれます。人口分布。理論的な概念を実際に適用するために、データファイルとコードを伴う現実的な実践的な演習例が含まれています。
歳差運動四重極ポテンシャルによる香西-リドフサイクルのリブレーションが解析的に近似的に解かれる
| Title |
Librating_Kozai-Lidov_Cycles_with_a_Precessing_Quadrupole_Potential_are_Analytically_Approximately_Solved |
| Authors |
Ygal_Y._Klein_and_Boaz_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05712 |
わずかに整列した歳差運動四極子ポテンシャルを伴う階層的制限付き三体問題の非常に長期的な発展を、Kozai-Lidovサイクル(KLC)のリブレーションについて解析的に調査します。\citet{klein2023}は、離心率ベクトルが1に近く、四重極軸と整列(または逆整列)し、歳差運動を行うKLC固定点の近傍で開発された、非常に長いタイムスケールでの近似力学に対する解析解を提示しました。この固定点の周りの永年コーザイ・リドフ方程式の角周波数に等しい速度。このレターでは、より広範囲の歳差速度を網羅するように分析ソリューションを一般化します。この解析解は、いくぶん予想外である固定点から遠く離れた値を含む、広範囲の初期条件に対するリブレーションKLCを備えたシステムの定量的ダイナミクスを近似的に記述していることを示します。特に、解析ソリューションを使用して、Kozai-Lidovタイムスケール(少数の比率)と同様の歳差運動速度で生じる驚くほど豊富な構造をマッピングします。また、回転基準座標系を前後に変換することにより、接近した位置合わせやKLCSのリブレーションに限定されない歳差運動する四重極ポテンシャルの正確なグローバル運動定数を導き出します。
ULX NGC 4861 X-1に関連するX線光電離光学星雲と電波星雲を発見
| Title |
Discovery_of_An_X-ray_Photoionized_Optical_Nebula_and_A_Radio_Nebula_Associated_with_the_ULX_NGC_4861_X-1 |
| Authors |
Hang_Gong,_Ryan_Urquhart,_Alexandr_Vinokurov,_Yu_Bai,_Antonio_Cabrera-Lavers,_Sergei_Fabrika,_Liang_Wang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05718 |
私たちは、超高輝度X線源(ULX)NGC4861X-1のロングスリット分光観測を実施し、アーカイブ電波データを分析しました。私たちのスペクトル線分析により、NGC4861X-1は、約20年前に得られた3つの発見に続き、X線光電離星雲内に位置する4番目のULXであることが明らかになりました。注目すべきことに、NGC4861X-1は光学的に薄いシンクロトロン放射を放出する電波星雲も持っていることを発見しました。これはそのX線光イオン化と矛盾しており、4つのULXが単なる偶然であるという疑念を引き起こしています。さまざまなバンドから少しずつ徐々に蓄積するのではなく、マルチバンドの発見は一度に行われます。さらに、光学星雲のかすかな連続スペクトルを暫定的に知覚します。その電波構造を確認し、光連続体を検証するには、さらなる観測が必要です。
銀河中心方向に614秒周期を持つコンパクトなX線天体を発見
私たちは、銀河の中心からわずか3.2$^{\circ}$離れたところに位置する、これまで見落とされていたX線源2CXO\,J174517.0$-$321356のX線、光学、電波観測の分析について報告します。\textit{XMM-Newton}による発生源のX線観測のタイミング解析により、1228\,sと614\,sの周期を持つ周期的な脈動が明らかになり、後者は暫定的に基本的であると考えられています。一方、\textit{NuSTAR}で天体を観察すると、硬い熱制動放射スペクトルが明らかになります。しかし、アーカイブVLT画像を検査すると、$\rm{R}>25\,$magまでは明らかな光学的対応物が存在しないことが明らかになりました。ATCAで行われた観測では、1～3GHzの間で正のスペクトル指数($\alpha>0.51$)を持つ微弱電波の可能性が示されましたが、ATCAとVLAの追跡観測では4.5～10GHzの間の周波数で行われました。および3--22\,GHzはそれぞれ、それを検出できませんでした。これら3つのバンドの特性を考慮すると、X線源の最も可能性の高い起源は、銀河中心に近い新しい中間極からの放射であると我々は主張します。あるいは、可能性は低いですが、これは最もコンパクトなX線バイナリの1つである超小型X線バイナリです。
二次宇宙線を理解するための最小モデル
私たちは、陽電子、反陽子、リチウム、ベリリウム、ホウ素などの二次宇宙線粒子のスペクトル強度を理解するために、最小モデルで現象学的アプローチを採用しています。私たちの分析は、$\sim$GeVエネルギーの宇宙線が、線源の周囲の領域にあるかなりの量の物質を通過することを示しています。この坪量は宇宙線エネルギーの増加とともに減少し、$\sim100$GeVを超えると無視できる程度になります。その後の星間物質内での伝播中に、$\sim10^5$GeV/$n$までのすべてのエネルギーの宇宙線は、銀河間物質に漏れる前に約1～2gcm$^{-2}$の物質を通過します。。陽電子と反陽子の大部分が生成されるのは星間物質です。また、C、N、Oなどの宇宙線核は、あらゆるエネルギーで、C、Oなどのスペクトルと同様のスペクトルを持つ追加量のLi、Be、B核を生成します。最小モデルのこれらの発見が、次の観測に与える影響は次のとおりです。ガンマ線と、宇宙線伝播をモデル化するための宇宙線源の空間的および時間的離散性の重要性が簡単に指摘されています。
へびつかい座星団内の ICM の化学濃縮 I: 放射状プロファイル
| Title |
Chemical_enrichment_of_ICM_within_the_Ophiuchus_cluster_I:_radial_profiles |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_J._S._Sanders,_K._Dennerl,_A._Liu,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_D._Eckert,_S._A._Walker_and_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05724 |
銀河団内の元素存在量の分析は、銀河の形成と進化についての貴重な洞察を提供します。この研究では、{\itXMM-Newton}EPIC-pn観測を利用して、へびつかい座銀河団内の銀河間物質(ICM)の化学濃縮を調査します。Si、S、Ar、Ca、Feの半径方向プロファイルを調査します。この系の吸収率が高いため、O、Ne、Mg、Niについては上限値しか得られていません。核崩壊超新星(SNcc)とIa型超新星(SNIa)モデルの線形結合を使用して、X/Fe比プロファイルをモデル化します。すべての半径で、合計クラスター濃縮度$10-30\%$にわたるSNIa比率の平坦な半径分布が見つかりました。しかし、軽い$\alpha$元素が豊富に存在しないことは、SNcc寄与の過大評価につながる可能性があります。
不等質量上への降着流、歳差運動による大規模な連星ブラックホール合体の GRMHD シミュレーション
| Title |
GRMHD_simulations_of_accretion_flows_onto_unequal-mass,_precessing_massive_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Federico_Cattorini,_Bruno_Giacomazzo,_Monica_Colpi,_Francesco_Haardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05738 |
この研究では、一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを使用して、ブラックホールの合体付近のガスのダイナミクスに対するスピンの配向の影響を調査します。我々は、磁化された物質の雲に埋め込まれた不等質量の回転ブラックホール連星に関する8つのシミュレーションからなる一連のシミュレーションを紹介します。各バイナリ進化は、合体する前に約15軌道をカバーします。ブラックホール近傍の降着流の形状は、軌道角運動量に対する個々のスピンの向きによって大きく変化し、主ブラックホールが質量降着率$\dot{M}$を支配します。ほとんどの配置で$\dot{M}$の準周期的な変調が観察され、その振幅はブラックホールのスピンの向きに依存します。$\dot{M}$の平均振幅とスピン歳差運動パラメータ$\chi_{\mathrm{p}}$の間に関係が存在することを発見しました。これは、スピンの位置がずれていると系統的により強い変調が生じるのに対し、スピンが揃った構成ではより強い変調が生じることを示しています。軌道角運動量は準周期性を減衰させます。この発見は、合体に近づく歳差運動連星の降着光度に刻印された可能性のある兆候を示唆しており、大質量連星ブラックホール系の将来のマルチメッセンジャー観測に影響を与える可能性がある。
2022 年 10 月 9 日に太陽圏を伝播する強力なガンマ線バースト GRB221009A の多点検出
| Title |
Multi-Point_Detection_of_the_Powerful_Gamma_Ray_Burst_GRB221009A_Propagation_through_the_Heliosphere_on_October_9,_2022 |
| Authors |
Andrii_Voshchepynets_(1,_2),_Oleksiy_Agapitov_(2,_3),_Lynn_Wilson_III_(4)Vassilis_Angelopoulos_(5)Samer_T._Alnussirat_(2),_Michael_Balikhin_(6),_Myroslava_Hlebena_(1),_Ihor_Korol_(7,_8),_Davin_Larson_(2),_David_Mitchell_(2),_Christopher_Owen_(9),_Ali_Rahmati_(2)_(1)Department_of_System_Analysis,_Optimization_Theory,_Uzhhorod_National_University,_Uzhhorod,_Ukraine_(2)Space_Sciences_Laboratory:_University_of_California_Berkeley_Berkeley,_CA_94720_(3)Astronomy,_Space_Physics_Department,_National_Taras_Shevchenko_University_of_Kyiv,_Kyiv,_Ukraine_(4)Goddard_Space_Flight_Center,_National_Aeronautics,_Space_Administration,_Greenbelt,_MD_(5)Department_of_Earth,_Planetary,_Space_Sciences,_University_of_California_Los_Angeles,_Los_Angeles,_CA}_(6)University_of_Sheffield,_Sheffield,_UK_(7)Department_of_Algebra,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05856 |
我々は、2022年10月9日に太陽圏のさまざまな地点で宇宙船に搭載された荷電粒子検出器（静電分析器および固体検出器）によって捕捉された強力なガンマ線バーストGRB221009Aの影響を処理した結果を提示する。太陽圏では、太陽探査機SolarOrbiterとSTEREO-Aからの電子と陽子束の測定値を使用しました。地球磁気圏と太陽風ミッションTHEMISとWind。気象衛星POES15、POES19、MetOp3。そしてMAVEN-火星を周回するNASAミッション。GRB221009Aは4つのバーストの構造を持っていました。強度の低いパルス1(トリガーインパルス)は、131659UT(地球近く)にガンマ線天文台によって検出されました。最も強いパルス2と3は、リストのすべての宇宙船で検出され、パルス4はパルス1から500秒以上後に検出されました。科学的目的が異なるため、この研究でデータが使用された宇宙船は、1AU以上離れています(SolarOrbiterとMAVEN)。これにより、太陽圏を伝播するGRB221009Aの追跡が可能になりました。STEREO-Aは、地球付近の探査機によって検出されるほぼ100秒前に、GRBのパルス2と3を最初に記録しました。MAVENは、地球付近での検出から約237秒後に火星の軌道上でGRB221009Aパルス2、3、4を検出しました。観測された時間遅延を処理することにより、GRB221009Aの発生源の位置が赤経288.5度、赤緯18.5度(J2000)にあり、エラーコーンが2度であることがわかります。
超新星残骸DA 530周辺の拡張$\gamma$線放出をFermi-LATで検出
| Title |
Detection_of_the_extended_$\gamma$-ray_emission_around_supernova_remnant_DA_530_with_Fermi-LAT |
| Authors |
Yuliang_Xin_and_Xiaolei_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05949 |
我々は、フェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)によって記録されたPASS8データを用いて、銀河高緯度の超新星残骸(SNR)DA530の周囲での拡張されたGeV$\gamma$線放射を報告する。100MeV-1TeVのエネルギー範囲の$\gamma$線スペクトルは、指数2.23のべき乗則モデルに従います。DA530の電波殻よりもはるかに長い$\gamma$線放射と分子雲との空間的一致は、$\gamma$線放射が高エネルギー陽子が存在するハドロン過程から生じた可能性があることを示唆している。DA530の衝撃で加速され、衝撃から逃れた。陽子の定常状態注入モデルを使用すると、$\gamma$線スペクトルは、典型的な銀河の拡散係数の値と、放出された総エネルギーの低エネルギー含有量によく適合することができる。陽子。
アンサンブル経験モード分解を用いた核崩壊超新星の重力波の波形再構成
| Title |
Waveform_Reconstruction_of_Core-Collapse_Supernovae_Gravitational-Waves_with_Ensemble_Empirical_Mode_Decomposition |
| Authors |
Yong_Yuan,_Xi-Long_Fan,_Hou-Jun_Lv,_Yang-Yi_Sun_and_Kai_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06011 |
核崩壊超新星(CCSN)からの重力波(GW)は、超新星内部の物理的性質を調べるための探査機として提案されています。しかし、核崩壊超新星は複雑な時間周波数構造を持っているため、どのようにGW信号を探索して抽出するかは未解決の問題のままである。この論文では、アンサンブル経験的モード分解(EEMD)法を適用して、高度なLIGO内の磁気回転メカニズムとニュートリノ駆動メカニズムによって生成されたシミュレーションGWデータを分解および再構成しました。再構成の品質を評価するための基準として一致スコアを使用しました。。この結果は、データを分解することにより、最初の6つの固有モード関数(IMF)の合計を再構成された波形として使用できることを示しています。再構成された波形が実際のGW波形に対応する確率を決定するために、再構成の誤警報確率(FAPR)を計算しました。一致スコアのしきい値を0.75に設定することで、5kpcと10kpcの距離にあるGW音源のFAPRがそれぞれ$1\times10^{-2}$と$3\times10^{-2}$になりました。GW信号の最大振幅を$5\times10^{-21}$に正規化すると、このしきい値でのFAPRは$4\times10^{-3}$になります。さらに、私たちの研究では、再構成距離は検出距離と同等ではありません。GWのひずみが$7\times10^{-21}$に達し、一致スコアしきい値が0.75に設定されている場合、最大約37kpcまでのGW波形を再構築できます。
| Title |
Accretion_disk's_environmental_effects_on_gravitational_waves_from_LISA_for_extreme_mass_ratio_black_hole_binaries |
| Authors |
Fatemeh_Hossein_Nouri,_Agnieszka_Janiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06028 |
超大質量ブラックホール(BBH)の合体によりmHzの重力波(GW)が生成され、将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)で検出できる可能性があります。このような連星系は通常、活動銀河核(AGN)の中心にある降着円盤環境に埋め込まれています。最近の研究では、バイナリの質量比がq$\sim10^{-4}-10^{-3}$付近の場合、プラズマ環境がGW信号に測定可能な影響を与えることが示唆されています。GW信号に対するガス環境の影響は、円盤のパラメータに大きく依存するため、将来の低周波GW検出により、AGN降着円盤の物理学に関する貴重な情報が得られると考えられています。我々は、いくつかの磁化されたトーラスをモデル化してバイナリシステム上のディスクトルクを測定することによって、この効果を調査しました。GRMHDHARM-COOLコードを使用して、弱磁化された薄い降着円盤の2Dシミュレーションを実行します。これには、切断と移流支配降着流(ADAF)への移行の可能性があります。数値シミュレーションでは、磁気回転不安定性(MRI)によって生成される角運動量輸送と乱流を研究します。ディスクの実効アルファ粘度とその時間の経過に伴う変化を定量化します。数値結果を適用して、ガス環境による相対論的な粘性トルクとGW位相シフトを推定します。
LISA データの銀河連星を高速分解し、天の川を研究する能力
| Title |
Fast_resolving_Galactic_binaries_in_LISA_data_and_its_ability_to_study_the_Milky_Way |
| Authors |
Pin_Gao,_Xi-Long_Fan,_Zhou-Jian_Cao_and_Xue-Hao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06037 |
天の川銀河内の何千万もの二重白色矮星（DWD）連星から個々の重力波を解決することは、将来の宇宙ベースの重力波検出プログラムの課題です。以前のデータを使用して次の検索の事前確率を定義することにより、DWDバイナリを検索する高速化アプローチを提案し、GBSIEVER検出パイプラインに基づいてその効率性を実証します。従来のGBSIEVER手法と比較して、私たちの手法はLDC1-4データの検索時間の2.5\%で$\sim50\%$のソースを取得できます。さらに、両方の方法が、確認されたソースによって天の川の構造を検出する同様の能力を持っていることもわかりました。距離とチャープ質量の相対誤差は、重力波周波数が$4\times10^{-3}$Hzより高いDWDバイナリの場合、たとえ銀河の中心に近い場合でも、約20\%です。最後に、DWDバイナリの検出を確認するためのLISAの信号対雑音比(SNR)しきい値を提案します。重力波の周波数が$4\times10^{-3}$Hzより低い場合、しきい値は16、周波数範囲が$4\times10^{-3}$Hzから$1.5\times10^{-2}の場合、しきい値は9でなければなりません。$Hz。
この章では、ニュートリノ相互作用によって影響または形成される、鉄族を超えた重い原子核の生成に関与する3つの元素合成プロセス、vプロセス、vpプロセス、およびrプロセスについて説明します。これらのプロセスはすべて、核崩壊超新星や連星中性子星の合体など、大量のニュートリノが放出されるコンパクトな天体が関与する爆発現象に関連しています。荷電電流反応と中性電流反応の両方を通じたニュートリノと核子および原子核との相互作用は、元素合成プロセスにおいて重要な役割を果たします。元素合成サイト内でのニュートリノの伝播中に、ニュートリノはフレーバー振動を受ける可能性があり、これも元素合成の収率に影響を与える可能性があります。ここでは、これら3つの重元素元素合成プロセスに対するニュートリノとニュートリノフレーバー変換の考えられる影響の概要を示します。
高速ラジオバーストにおける束によるコヒーレントチェレンコフ放射
| Title |
Coherent_Cherenkov_Radiation_by_Bunches_in_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ze-Nan_Liu,_Jin-Jun_Geng,_Yuan-Pei_Yang,_Wei-Yang_Wang,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06050 |
高速電波バースト(FRB)は、非常に高い輝度温度を伴う銀河系外電波過渡現象であり、コヒーレント放射メカニズムの存在を強く示唆しています。この研究では、マグネターの磁気圏内で発生する可能性のある粒子の束から放出されるコヒーレントチェレンコフ放射（ChR）を含む、FRBの新しい放射メカニズムを紹介します。いくつかの相対論的粒子がマグネターの極冠から放出され、電荷分離された磁性プラズマ中を磁力線に沿って移動し、その軌道に沿ってコヒーレントなChRを放出すると仮定します。ChRが発生するための重要な条件は、$n_r$で示されるプラズマ媒質の屈折率が条件$n_r^2>1$を満たす必要があることです。ChRの固有周波数、放射パワー、必要な平行電界、コヒーレンスファクターなどのさまざまな特性を決定するために総合的な計算が行われます。特に、私たちが提案するバンチコヒーレントChRメカニズムには、より狭帯域のスペクトルを生成するという顕著な利点があります。さらに、周波数の下方ドリフトパターンと$\sim100\%$直線偏光放射は、この放射メカニズムの枠組み内で予測できます。
| Title |
A_remarkably_stable_accretion_disc_in_the_Seyfert_galaxy_MCG-5-23-16 |
| Authors |
Roberto_Serafinelli,_Andrea_Marinucci,_Alessandra_De_Rosa,_Stefano_Bianchi,_Riccardo_Middei,_Giorgio_Matt,_James_N._Reeves,_Valentina_Braito,_Francesco_Tombesi,_Vittoria_E._Gianolli,_Adam_Ingram,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Daniele_Tagliacozzo,_Francesco_Ursini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06092 |
MCG-5-23-16は赤方偏移z=0.00849のセイファート1.9銀河です。ここでは、XMM-NewtonとNuSTARデータで得られたX線スペクトルを分析します。これら2つのX線望遠鏡による最初の同時観測です。FeK$\alpha$の狭いコアと広い成分を生成する2つの反射特徴が、データ内で明確に検出されます。幅広の鉄線の分析により、内半径$R_{\rmin}=40^{+23}_{-16}$$R_g$と傾斜$41^{+9}_の切頭円盤の証拠が示されました。{-10}$$^\circ$。NuSTAR観測の高品質により、$E_{\rmCut}=131^{+10}_{-9}$keVという高いエネルギーカットオフを測定することができます。また、RGSスペクトルを解析し、軟X線放射が、異なる電離パラメータと同様のカラム密度を持つ2つの光電離プラズマ放射領域によって生成されることを発見しました。注目すべきことに、この源は中程度の連続磁束変動のみを示し、$\sim20$年の時間スケールでスペクトル形状をほぼ一定に保っています。
ガンマ線観測による矮小回転楕円体銀河の重い暗黒物質の消滅に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_annihilation_of_heavy_dark_matter_in_dwarf_spheroidal_galaxies_with_gamma-ray_observations |
| Authors |
Xiao-Song_Hu,_Ben-Yang_Zhu,_Tian-Ci_Liu_and_Yun-Feng_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06151 |
暗黒物質の消滅で生成される電子と陽電子は、シンクロトロンおよびICプロセスを通じて二次放射を生成する可能性があり、そのような二次放射は、検出器のエネルギー帯域を超える質量を持つDM粒子を検出する可能性のある手段を提供します。TeV～PeV質量範囲の重い暗黒物質(HDM)粒子の二次放出は、フェルミLATエネルギーバンド内にあります。この論文では、矮小回転楕円体(dSph)銀河のフェルミLAT観測を利用して、HDM粒子の消滅シグナルを探索します。dSphs内でのDM消滅によって生成される$e^+/e^-$の伝播を考慮し、伝播方程式を解くことで平衡状態の電子スペクトルを導出し、$e^によって生成されるガンマ線信号を計算します。ICおよびシンクロトロンプロセスによる+/e^-$人口。重要なHDM信号は検出されません。磁場の強さを$B=1\,{\rm\muG}$、拡散係数を$D_0=3\times10^{28}\,{\rmcm^{2}s^{-と仮定すると、1}}$のdSphsを使用して、HDM粒子の消滅断面積に制限を設けます。私たちの結果は、VERITASによるdSphsの観測によって得られた以前の限界よりも弱いですが、IceCubeによるdSphsの観測から得られた結果と同等です。補足として、DM消滅によって生成されるプロンプト$\gamma$線も検索し、10-$10^5$GeV質量範囲の断面積に制限を与えます。したがって、この論文では、Fermi-LATデータ解析の統一フレームワークにおいて、10GeVから100PeVまでの非常に広い質量範囲に対するDM消滅断面積の上限を求めます。
天体物理学ニュートリノ現象に対応する複数波長の同定
| Title |
Identifying_multiwavelength_counterparts_to_astrophysical_neutrino_events |
| Authors |
Atreya_Acharyya_and_Marcos_Santander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06164 |
天体物理源から発生する高エネルギーニュートリノは、生成時にガンマ線を伴う必要があります。放出環境の特性と発生源から地球までの距離に応じて、これらのガンマ線は直接観察されることもあれば、介在する放射線場との相互作用から生じる低エネルギー光子の検出を通じて観察されることもあります。この研究では、フェルミ大域望遠鏡からのデータを使用して、天体物理学ニュートリノ現象に対応する複数波長を特定することを目的とした自動ツールを紹介します。このツールの主な目的は、ニュートリノ発生源を正確に特定するために、地上および宇宙の天文台による迅速な追跡観測を可能にすることです。
AugerPrime 表面検出器エレクトロニクス
| Title |
AugerPrime_Surface_Detector_Electronics |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_R._Aloisio,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_Anukriti,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_F._Barbato,_A._Bartz_Mocellin,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_M._Bianciotto,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_A._Bwembya,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_S._Cabana-Freire,_L._Caccianiga,_R._Caruso,_et_al._(315_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06235 |
2004年から運用されているピエールオージェ天文台は、超高エネルギー宇宙線に関する理解に大きな進歩をもたらしました。最新の発見により、最もエネルギーの高い宇宙線の10個の一次質量に関する情報をシャワーごとに取得することを主な目的として、天文台のアップグレードにつながる新たな洞察9が明らかになりました。AugerPrimeと呼ばれる11アップグレードの枠組みでは、表面アレイの1660個の水チェレンコフ検出器にプラスチックシンチレーターと無線アンテナが装備されており、合成感度を高めることができます。13新しい検出器に対応し、実験能力を高めるために、電子機器もアップグレードされています。これには、最新のGPS受信機によるタイミングの向上、より高いサンプリング周波数、ダイナミックレンジの拡大、およびデータのより強力なローカル処理が含まれます。この論文では、新しいエレクトロニクスの設計上の特徴と強化されたダイナミックレンジについて説明します。17の製造プロセスとテストプロセスの概要を説明し、テスト結果について説明します。SD検出器の校正および最初の試運転データの分析から得られたさまざまな性能パラメータも提示されます。
球状星団(GC)に局在する高速電波バースト(FRB)は、通常の若いマグネターを含むFRBモデルに課題をもたらします。この論文では、GCの動的環境に有利な高速スピンダウンのミリ秒中性子星(NS)シナリオを検証します。高速スピンダウンは、通常のミリ秒パルサーよりも大きな磁場に対応し、経験的にはジャイアントパルス(GP)放射に有利になります。ミリ秒NSの運動エネルギーは、マグネターの磁気エネルギーを容易に超える可能性があります。ほとんどのFRBの推定等方性光度が高いことは、スピンダウン駆動パルサーでは説明するのが困難です。一方、クラブパルサーからのGPの最近の観測では、高度にドップラービームによる放射が示唆されており、必要なエネルギーが等方性の仮定で推定されるよりも桁違いに小さくなります。この強力なビーム効果を考慮すると、適度な磁場を持つリサイクルパルサーからのGPは、広範囲のFRBのエネルギー学とバーストレートを説明できる可能性があります。寿命が短いことが、天の川銀河付近で明るいFRBが不足している原因となっています。我々は、主系列星からの潮汐破壊スピンアップが、穏やかな磁場を持つNSをリサイクルするのに十分な降着速度を提供できることを指摘する。また、FRB20200120EのGCで観測された線源密度と空間オフセットも説明できます。このシナリオでは、いくつかの最も明るいFRBの散乱尾部の周波数変動が予想されます。
物理学に基づいたニューラル ネットワークを使用してパルサー方程式を解く
| Title |
Solving_the_Pulsar_Equation_using_Physics-Informed_Neural_Networks |
| Authors |
Petros_Stefanou,_Jorge_F._Urb\'an,_Jos\'e_A._Pons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06410 |
この研究では、物理情報に基づいたニューラルネットワーク(PINN)を巧みに適用して、特に軸対称の場合に焦点を当てて、多様なパルサー磁気圏モデルを調査しています。この研究では、非双極子構成を含む文献で見つかったさまざまな軸対称モデルを再現することに成功し、同時に現在のシートの特徴を効果的に特徴付けました。研究されたすべてのモデルのエネルギー損失は、古典的な双極子の場合と3倍以下の違いがあり、合理的な類似性を示すことがわかりました。この研究は、天体物理学の問題に合わせてカスタマイズされた信頼性の高い楕円偏微分方程式ソルバーの基礎を築きます。これらの発見に基づいて、PINNの利用が3次元磁気圏のモデル化において最も効率的なアプローチになると予測します。この方法論は大きな可能性を示しており、容易な一般化を容易にし、パルサー磁気圏の理解の進歩に貢献します。
アクティブ光学と適応光学を利用した宇宙望遠鏡の波面センシングと制御の統合モデリング
| Title |
Integrated_modeling_of_wavefront_sensing_and_control_for_space_telescopes_utilizing_active_and_adaptive_optics |
| Authors |
Kevin_Z._Derby_(1),_Kian_Milani_(1),_Solvay_Blomquist_(1),_Kyle_Van_Gorkom_(1),_Sebastiaan_Haffert_(1),_Hyukmo_Kang_(1),_Hill_Tailor_(1),_Heejoo_Choi_(1_and_2),_Christopher_B._Mendillo_(3),_Jared_R._Males_(4),_Daewook_Kim_(1,_2,_4),_Ewan_S._Douglas_(4)_((1)_Wyant_College_of_Optical_Sciences,_(2)_Large_Binocular_Telescope_Observatory,_(3)_Lowell_Center_for_Space_Science_and_Technology,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Steward_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05748 |
将来の宇宙望遠鏡のコロナグラフでは、反射光による系外惑星の直接イメージングと特性評価のために1e-8以上の星光抑制を実現するには、極端な波面補正が必要です。したがって、アクティブおよび補償光学系と連携して動作する一連の波面センサーを使用して、長時間の観察にわたって安定したナノメートルレベルの波面制御を実現します。波面制御システムを検証するには、包括的で正確な統合モデルが必要です。これらは、光子ノイズによって課される制限を超えてパフォーマンスを低下させる可能性がある軌道上エラーの原因を考慮する必要があります。空間ベースのコロナグラフの波面センシングと制御の統合モデルは、幾何学的レイトレーシングと物理光学伝播法を使用して作成されました。私たちのモデルのコンセプトは、チャージ6ベクトル渦コロナグラフ装置に加えてアクティブ望遠鏡フロントエンドで構成されています。この望遠鏡は、位相回復を使用して主鏡の曲げモードと副鏡の位置をガイドし、波面誤差を数十ナノメートル以内に制御します。望遠鏡モデルは、光学コンポーネントの位置ずれや温度勾配によって引き起こされる波面誤差を補償するためのこれらのアクティブな光学補正をシミュレートするレイトレーシングに依存しています。コロナグラフに入ると、セルフコヒーレントカメラが焦点面波面の感知とダークホールの掘削に使用されます。物理光学伝播を利用して、光学表面誤差とポインティングジッターによって引き起こされる中高次の波面誤差に対するコロナグラフの感度をモデル化します。私たちは統合モデルを使用して、予想される星明かりの抑制と波面センサーの信号対雑音比を定量化します。
CORSIKA 8 を使用したクロスメディア シャワーのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_cross_media_showers_with_CORSIKA_8 |
| Authors |
Juan_Ammerman-Yebra,_Uzair_Abdul_Latif,_Nikolaos_Karastathis,_Tim_Huege_(for_the_CORSIKA_8_Collaboration)_and_Simon_de_Kockere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05897 |
CORSIKA8プロジェクトは、実験の新たなニーズを満たし、既存のコードの注意点に対処する、パーティクルシャワーシミュレーションのための多用途で最新のフレームワークを開発することを目的としています。特に関連性があるのは、密度が異なる2つ以上の異なる媒体を通過するパーティクルシャワーを、1つのコード内で1回の実行で計算できる機能です。CORSIKA8は、ボリュームの包含を指定するボリュームツリーを使用することでこの柔軟性を実現し、ポイントがどのメディアに属しているかを迅速にクエリできるようにします。この設計のおかげで、さまざまなジオメトリとメディアを使用して非常に特殊な環境を構築できます。例として、空気から南極の氷に浸透する粒子シャワーを実行し、確立されたCORSIKA7とGEANT4コードの組み合わせで検証することで、この新しい機能を実証します。
大規模なコラボレーションで開発されたオープンソース ハードウェア ドキュメントのエンドツーエンド テスト
| Title |
End-to-End_Testing_of_Open-Source_Hardware_Documentation_Developed_in_Large_Collaborations |
| Authors |
Melinda_Yuan,_Aruna_Das,_Sunny_Hu,_Aaroosh_Ramadorai,_Imaan_Sidhu,_Luke_Zerrer,_Jeremiah_Alonzo,_Daniel_Jarka,_Antonio_Lobaccaro,_Leonardo_Lobaccaro,_Raymond_Provost,_Alex_Zhindon-Romero,_Luca_Matone,_Szabolcs_Marka,_Zsuzsa_Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05942 |
多くの場合、数百人または数千人のメンバーが参加する大規模な科学コラボレーションは、オープンソースハードウェアの開発中に実装されたベストプラクティスのケーススタディを行う絶好の機会です。重力波検出器用のタイミング装置の一般公開されている設計をケーススタディとして使用し、実践、認識、文書化、寿命など、オープンソースハードウェア開発のさまざまな側面を評価しました。高校生と大学生で構成された2つの多様な学生チームが、10年以上前に作成された公開されている文書化されたハードウェアをテストするエンドツーエンドの演習に参加しました。大規模なコラボレーションの主な価値は、チームワークを育成し、多様なロールモデルを提供し、さまざまな複雑さのオープンハードウェア開発の可能性を探求できることにあることがわかりました。学生グループの経験から学び、オープンソースハードウェアコミュニティがコラボレーションから学ぶことができる、またその逆もできる建設的な推奨事項を作成します。
AstroLLaMA: 天文学における特殊な基礎モデルを目指して
| Title |
AstroLLaMA:_Towards_Specialized_Foundation_Models_in_Astronomy |
| Authors |
Tuan_Dung_Nguyen,_Yuan-Sen_Ting,_Ioana_Ciuc\u{a},_Charlie_O'Neill,_Ze-Chang_Sun,_Maja_Jab{\l}o\'nska,_Sandor_Kruk,_Ernest_Perkowski,_Jack_Miller,_Jason_Li,_Josh_Peek,_Kartheik_Iyer,_Tomasz_R\'o\.za\'nski,_Pranav_Khetarpal,_Sharaf_Zaman,_David_Brodrick,_Sergio_J._Rodr\'iguez_M\'endez,_Thang_Bui,_Alyssa_Goodman,_Alberto_Accomazzi,_Jill_Naiman,_Jesse_Cranney,_Kevin_Schawinski,_UniverseTBD |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06126 |
大規模な言語モデルは、多くの人間の言語タスクでは優れていますが、学術天文学のような高度に専門化された領域ではうまくいかないことがよくあります。このギャップを埋めるために、arXivの300,000以上の天文学要約を使用してLLaMA-2から微調整された70億パラメータモデルであるAstroLLaMAを導入します。従来の因果言語モデリング用に最適化されたAstroLLaMAは、Llama-2よりも30%低いパープレキシティを達成し、顕著なドメイン適応を示します。私たちのモデルは、パラメータが大幅に少ないにもかかわらず、最先端の基礎モデルよりも洞察力に富み、科学的に関連性の高いテキスト補完と埋め込み抽出を生成します。AstroLLaMAは、幅広い微調整の可能性を備えた堅牢なドメイン固有のモデルとして機能します。この公開リリースは、論文の自動要約や会話型エージェントの開発など、天文学に焦点を当てた研究を促進することを目的としています。
安定した物質移動による融合した二重コンパクト物体の形成
| Title |
Forming_merging_double_compact_objects_with_stable_mass_transfer |
| Authors |
Annachiara_Picco,_Pablo_Marchant,_Hugues_Sana,_Gijs_Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05736 |
合体した二重コンパクト天体(CO)は、検出されたすべての重力波(GW)信号の推定源を表すため、それらの祖先をモデル化することは、星の進化理論を制約するために重要です。ドナー星とブラックホールの間の安定した物質移動（MT）は、宇宙年齢内で合体する連星ブラックホールを形成するために提案されている引き締めメカニズムの1つである。私たちは、ブラックホール(BH)、中性子星(NS)、および白色矮星(WD)のCOのペアを生成するための安定した非保存的物質移動の可能性を評価することを目的としています。私たちは、星と二酸化炭素間の物質移動が安定し、二元系二酸化炭素の合体を引き起こすために必要な条件を研究しています。私たちは、急速な質量損失に対する恒星の半径の応答について、公表されている結果を使用します。軌道進化の解析モデルと組み合わせて、不安定なMTの境界と安定したMTを経る連星の相互作用後の特性を決定します。降着器付近からの等方性再放射とラグランジュ点L2からの質量流出を考慮して、硬化における角運動量損失処方の影響を調査します。CO+ロッシュローブ充填星を備えた系における安定したMTは、等方性再放出の限界内で、WD+BHとは別に、任意の合体COのペアを形成できることが示されています。L2からの質量流出を考慮すると、GW前駆体の結果として得られるパラメーター空間は、より小さい初期質量比の方にシフトされ、NS+NSの形成が排除され、併合WD+BHペアの生成が可能になります。私たちの結果を単一縮退バイナリと比較し、安定したMTが動作するための条件が自然界に存在することを発見しました。我々は、等方性再放出限界における安定したMTが、第3の重力波過渡現象カタログの推定情報源の大部分と一致する質量比を有する併合二成分BHを生成できることを示す。L2による角運動量の損失により、達成可能な最終質量比が上昇します。
2022 年 3 月 30 日 X1.3 太陽フレア中のレッドウィングによる UV ラインの極端な強化
| Title |
Extreme_Red-wing_Enhancements_of_UV_Lines_During_the_2022_March_30_X1.3_Solar_Flare |
| Authors |
Yan_Xu,_Graham_S._Kerr,_Vanessa_Polito,_Nengyi_Huang,_Ju_Jing_and_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05745 |
ここでは、2022年3月30日のX1.3フレア中のコンパクトな放出源の研究を紹介します。$\sim41$~sの期間(17:34:48UTから17:35:29UT)内に、IRIS観測では、非常に広がった非対称のレッドウィングを伴うMgII、CII、SiIVのスペクトル線が示されています。この関心源(SOI)は$\sim$1\arcsec.6とコンパクトで、通過するリボンの後に位置します。これらの赤い翼に関連するドップラー速度を測定するために、スペクトルモーメントとマルチガウスフィットという2つの方法が適用されました。スペクトルモーメント法では、線の平均シフトが考慮されます。MgIIでは85kms$^{-1}$、125kms$^{-1}$、115kms$^{-1}$です。、CIIおよびSiIVラインをそれぞれ。最も赤いガウスフィットは、3つの線すべてで最大$\sim$160kms$^{-1}$のドップラー速度を示唆しています。このような高速度の下向き質量運動は非常に非典型的であり、ほとんどの彩層下降流は10～100km程度のフレアで発生するs$^{-1}$。さらに、EUV放射は、主に中央フレア領域の東側に位置する2つのフレアリボンを接続するフレアループ内で強くなります。SOIと反対側の磁場にある対応する光源を接続するEUVループの明るさははるかに低く、密度および/または温度が比較的低いことを示しています。これらの観察は、遷移領域と彩層上部に非常に速い下降プラズマが存在し、OI彩層線に同等の強いシフトがないため急速に減速することを示唆しています。この珍しい観測は、フレアに対する太陽大気の反応のモデルが説明できなければならないという課題を提示しています。
惑星間タイプ III 電波バーストの基本波ペア
| Title |
Fundamental-harmonic_pairs_of_interplanetary_type_III_radio_bursts |
| Authors |
Immanuel_Christopher_Jebaraj,_Vladimir_Krasnoselskikh,_Marc_Pulupa,_Jasmina_Magdalenic,_Stuart_Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05763 |
タイプIIIの電波バーストは、最も強度が高いだけでなく、最も頻繁に観測される太陽電波バーストでもあります。しかし、それらを定義する特徴の多くはまだよく理解されていません。十分なスペクトル分解能や時間分解能の欠如などの観測上の限界により、特にヘクトキロメートル波長における発光プロセスの完全な理解が妨げられてきました。特に難しいのは、タイプIII無線バーストの高調波を検出する能力です。今後、パーカー太陽探査機によって観測された、ヘクトキロメートル波長におけるタイプIII基本高調波ペアの最初の詳細な観測について報告します。スペクトル特性の統計解析と基本波と高調波のペアの偏光測定を示します。さらに、時間遅延や時間プロファイルの非対称性など、基本波と高調波のペアのさまざまな特性を定量化します。私たちの報告書と予備分析は、探査機が発生源領域に近接しており、伝播効果がそれほど顕著ではない場合の接近遭遇6～10中に観察されるすべてのタイプIII無線バーストの大部分は、基本波ペアが構成していると結論付けています。
DKISTが光球内の静かな太陽磁気の蛇行トポロジーを明らかにする
| Title |
DKIST_unveils_the_serpentine_topology_of_quiet_Sun_magnetism_in_the_photosphere |
| Authors |
Ryan_J._Campbell,_P_H._Keys,_M._Mathioudakis,_F._Woeger,_T._A._Schad,_A._Tritschler,_A._G._de_Wijn_._H._N._Smitha,_C._A._Beck,_D_J._Christian,_D._B._Jess,_R._Erdelyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05836 |
我々は、4～100万ドルのダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡(DKIST)にある可視分光偏光計(ViSP)を用いて得られた、初めての静かな太陽分光偏光観測を紹介する。磁気感受性の強いFeI$6301.5/6302.5$$\AA$ダブレットを含む波長範囲で観測を記録しました。推定空間分解能は0.08インチで、これは静かな太陽についてこれまでに得られた最高の空間分解能フルベクトル分光偏光観測を表します。私たちは、47ドルの磁気ループと4ドルの単極磁性パッチを含む53ドルの小規模磁気要素を特定し、それらのすべてで直線偏波と円偏波が検出されました。特に興味深いのは、磁気ベクトルの極性がわずか400ドルkmの間に3回変化するように見え、全体に直線偏光信号を持つ磁気素子です。私たちは、磁気ループの極性反転線で複雑なストークス$V$プロファイルを発見し、縮退した解を発見しました。これは、これらが大気パラメータの勾配によって生じたのか、それとも逆極性信号のスミアリングによって生じたのかを最終的に判断することができないためです。私たちは、特に直線分極信号と円分極信号が全体に存在する粒子を分析し、その磁気特性を調査する機会を提供します。この小さなスケールでは、粒界の$25$Gから粒界レーン(IGL)の$2$kGまでの磁場の強さの範囲がわかり、弱い磁場と強い磁場近似を使用して値の健全性をチェックします。IGLの$2$kGという値は、インターネットワークに関してこれまでに記録された最高の測定値の1つです。
ペルセウス座アルマ望遠鏡化学調査 (PEACHES)。 Ⅲ．若い原始星の付着と放出の過程を追跡する硫黄含有種
| Title |
The_Perseus_ALMA_Chemical_Survey_(PEACHES)._III._Sulfur-bearing_species_tracing_accretion_and_ejection_processes_in_young_protostars |
| Authors |
E._Artur_de_la_Villarmois,_V._V._Guzman,_Y.-L._Yang,_Y._Zhang_and_N._Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05839 |
(要約)低質量星や惑星の形成過程では硫黄の化学はほとんど理解されておらず、硫黄の主な担体はまだ不明です。単純なS含有分子は通常、埋め込まれた発生源に向けて検出されるという事実にもかかわらず、高い角度分解能と高感度の観察によるS含有分子の大規模調査は現在不足しています。この研究の目的は、原始星の単純な硫黄含有種に関する公平な調査を提示し、新しい統計を提供することです。さらに、降着プロセスにおけるS含有分子の役割と、複雑な有機分子(COM)とS関連種の(非)検出との関係を調査します。ペルセウス座アルマ望遠鏡化学調査(PEACHES)の一部である硫黄含有種の観測結果を紹介します。アルマ望遠鏡バンド6の平均角度分解能約0.6インチ(~180au)の合計50個のクラス0/I光源を分析しました。CS、SO、34SO、SO2の検出率を示します。SO/34SO比は次のとおりです。標準値22よりも低く、COMが豊富なソースで最低値が見つかります。したがって、この比率は、内部の高密度エンベロープの優れた追跡手段であると思われます。複数のCOMの検出は、平行流出とSO2放出の存在は、CH3OHも検出されるソースの暖かいガスを追跡しているようですPEACHESサンプルのSO2存在量は、へびつかい座星形成領域の値より平均して2桁低く、同等ですおうし座の発生源との研究は、気相での硫黄の減少が外部の紫外線放射に依存している可能性を示唆している最後に、さまざまな進化段階で検出されたSO2放出は、さまざまな物理的メカニズムから生じているようです:クラス0の暖かい物質の高い柱密度発生源、クラスI/IIの衝撃、より進化したクラスII円盤の原始星からの紫外線への曝露などです。
Zカム型矮新星AH Herにおける負のスーパーハンプ、準周期振動、バーストの進化
| Title |
Evolution_of_negative_superhumps,_quasi-periodic_oscillations_and_outbursts_in_the_Z_Cam-type_dwarf_nova_AH_Her |
| Authors |
Qi-Bin_Sun,_Sheng-Bang_Qian_and_Min-Yu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05891 |
AHHerは、公転周期が約0.258日のZCam型矮新星です。矮新星振動と長周期矮新星振動は検出されていますが、準周期振動(QPO)や負のスーパーハンプ(NSH)は検出されていません。\textit{TESS}測光に基づいて、NSH、QPO、およびAHHerの爆発の間の関連性を調査しました。我々は、AHHerにおいて周期0.24497(1)dのNSHを初めて発見し、バーストに伴うNSHの振幅と周期の変化を追跡しました。NSHの振幅は静止時に最も大きく、バーストが上昇するにつれて弱まり、上部では検出できなくなり、プラトーで反発して弱くなり、バーストが減少するにつれて再び強化されます。降着円盤の半径の変化は、プラトーを除くNSHの振幅変動を説明できるため、NSHの振幅とアウトバーストの関係は、降着円盤の不安定性とNSHの起源を研究するための窓として使用できることを提案します。さらに、2.33(2)dから2.68(5)dの範囲のNSHの振幅、最大値、形状の周期的変動が見つかりました。これは、傾斜した円盤の歳差運動に関連している可能性があります。最後に、HS2325+8205と同様の約2800秒のAHHerの長いバーストの上部にQPOが存在することがわかり、ZCamの長いバーストの上部にQPOが存在するのは一般的な現象である可能性があることを示唆しています。
OGLE-IV 銀河円盤領域にある青色の大振幅パルセーターとその他の短周期変光星
| Title |
Blue_Large-Amplitude_Pulsators_and_Other_Short-Period_Variable_Stars_in_the_OGLE-IV_Galactic_Disk_Fields |
| Authors |
J._Borowicz,_P._Pietrukowicz,_P._Mr\'oz,_I._Soszy\'nski,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_K._Ulaczyk,_R._Poleski,_S._Koz{\l}owski,_J._Skowron,_D._M._Skowron,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Wrona,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06012 |
青色大振幅パルセーター(BLAP)は、典型的な周期が数十分で振幅が0.1等を超える、謎めいた種類の変光星を形成します。この研究では、I$\約$20等までの約11億個の恒星源を含むOGLE-IV銀河円盤領域で実施された、1時間未満のタイムスケールに焦点を当てた変動探索の結果を紹介します。25個のBLAPが検出されており、そのうち20個は新たに発見されました。それらの周期は8.4分から62.1分の範囲です。また、公転周期が38.3分から121.3分である6つの新しい食連星系と、未知のタイプの5つの短周期大振幅（Iバンドで>0.17等）変光星も発見した。
ケプラーハイブリッド候補における磁性$\delta$たて座星の探索
| Title |
A_search_for_magnetic_$\delta$_Scuti_stars_in_Kepler_hybrid_candidates |
| Authors |
K._Thomson-Paressant,_C._Neiner,_P._Lampens,_J._Labadie-Bartz,_R._Monier,_P._Mathias,_A._Tkachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06084 |
$\delta$Scuti-$\gamma$Doradus型の混成星候補がケプラー衛星で多数確認されています。しかし、それらの多くは、$\delta$Sctと$\gamma$Dor脈動が同時に励起される可能性があるハイブリッド脈動に対して理論的に予想される不安定性ストリップの外側にあります。私たちは、これらの脈動星の一部は本物のハイブリッドパルセータではなく、磁場に関連する表面上の点からの回転変調が$\gamma$と同じ領域の周波数を生成する磁気$\delta$Sct星である可能性があると仮定します。ドルの脈動。私たちは、分光偏光分析を使用して、選択されたハイブリッド$\delta$Sct-$\gamma$Dor星の小さなサンプル中の磁場の存在を調べます。観測当時、磁場を持つことが知られている$\delta$Sct星はHD188774だけで、磁場の強さは数百ガウスでした。したがって、私たちの観察は、この典型的な強度の場を検出するように調整されました。私たちが観測したハイブリッド候補星には磁場がありません。しかし、これらの観測以降に発見された他の3つの磁性$\delta$Sct星のうちの2つは、HD188774よりもはるかに弱い磁場を持ち、化石磁場ではなくダイナモ起源のものです。おそらく、私たちの観測は、サンプルの低温の星にそのようなダイナモ磁場が存在する場合、それを検出できるほど感度が高くない可能性があります。それにもかかわらず、この研究は、より高温の星に存在する可能性のある化石場の信頼できる上限を提供し、一般にOBA星よりも$\delta$Sct星の場が弱いことを示しています。
遷移領域の数値処理が太陽コロナへのエネルギー束をどのように変化させるか
| Title |
How_numerical_treatments_of_the_transition_region_modify_energy_flux_into_the_solar_corona |
| Authors |
Thomas_Howson,_Cosima_Breu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06106 |
太陽遷移領域における大きな温度勾配は、太陽大気の大規模な数値モデリングにとって大きな課題となっています。これに応じて、システムの熱力学を変更するさまざまな技術が開発されてきました。これにより、加熱イベントに対するコロナ反応を正確に追跡することが優先され、遷移領域の精度が犠牲になります。常に、変更により遷移領域が人為的に拡大されます。一方、現代の太陽大気モデルの多くは、下層大気から遷移領域を通ってコロナに至るエネルギーの流れを追跡することに依存しています。この記事では、熱力学的変更がコロナへのエネルギー注入速度にどのような影響を与えるかを定量化します。さまざまな数値分解能と熱力学の処理を備えた大気ループの一連の1次元モデルを検討します。次に、Alfv\'en波を代理として使用して、それぞれのケースでエネルギー注入率がどのように変更されるかを検討します。熱力学的処理と数値分解能が、アルフエンの移動時間、システムの固有周波数と固有モード、コロナに注入されるエネルギーの速度を大幅に変更することがわかりました。驚くべきことに、エネルギー束の修正は周波数に依存していることがわかりました。これは、たとえ高度な熱力学的適応があったとしても、分解能が低い遷移領域以下に速度ドライバーが与えられた場合、コロナ加熱に対するさまざまな速度ドライバーの影響を比較することが難しい可能性があることを意味します。が実装されています。
合成 Be 星スペクトルのグリッドである BeAtlas を使用したベイジアン サンプリング I. \alpha Eri と \beta
CMi の基本パラメーターを回復する
| Title |
Bayesian_sampling_with_BeAtlas,_a_grid_of_synthetic_Be_star_spectra_I._Recovering_the_fundamental_parameters_of_\alpha_Eri_and_\beta_CMi |
| Authors |
A._C._Rubio,_A._C._Carciofi,_P._Ticiani,_B._C._Mota,_R._G._Vieira,_D._M._Faes,_M._Genaro,_T._H._de_Amorim,_R._Klement,_I._Araya,_C._Arcos,_M._Cur\'e,_A._Domiciano_de_Souza,_C._Georgy,_C._E._Jones,_M._W._Suffak,_A._C._F._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06168 |
古典的なBe星は主系列B型星に近い高速回転します。星周円盤の回転と存在は、活動的なBe星の観測範囲を大きく変化させます。私たちの目標は、これらの天体に対して現在最も人気のある物理モデルを使用して、星と円盤のパラメータ、さらには距離と星間消滅を推測することです。HDUSTコードで計算された、Be星の61.600NLTE放射伝達モデルのグリッドであるBeAtlasを紹介します。グリッドは、事後分布をサンプリングするためにモンテカルロマルコフ連鎖コードと結合されました。コードへの入力として測光、偏光、分光データを使用して、よく研究されている2つのBe星$\alpha$Eriと$\beta$CMiでメソッドをテストします。ターゲットのほとんどのパラメータ、特に$\alpha$Eriの質量と年齢、$\beta$CMiの円盤パラメータ、およびそれらの距離と傾斜について、文献による決定を回収しました。主な相違点は、以前の研究よりも低い回転速度を推定していることです。$\beta$CMiで以前に検出された円板切断の兆候を確認し、その内側の円板が外側の円板よりも平坦な密度勾配を持つように見えることに注目しました。パラメータ間の相関関係は複雑であり、パラメータ空間全体を同時に探索することが統計的により堅牢なアプローチであることをさらに示しています。BeAtlasとベイジアンMCMC技術の組み合わせは成功し、この分野にとって強力な新しいツールとなることが証明されています。つまり、あらゆるBeスターの基本パラメータを数時間または数日で推定できるようになりました。
低太陽コロナにおけるアルフボエニック変動とコロナ質量放出の相互作用のモデル化
| Title |
Modelling_the_interaction_of_Alfv\'enic_fluctuations_with_coronal_mass_ejections_in_the_low_solar_corona |
| Authors |
Chaitanya_Prasad_Sishtla,_Jens_Pomoell,_Rami_Vainio,_Emilia_Kilpua,_and_Simon_Good |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06266 |
コロナではさまざまなスケールのアルフビエニック変動が遍在しており、その非線形相互作用と最終的な乱流カスケードが太陽風を加速する重要な加熱メカニズムをもたらします。これらの変動は、コロナ質量放出(CME)などの大規模な一時的かつコヒーレントな太陽圏構造によって処理される可能性があります。この研究では、MHDシミュレーションを使用して、アルフブの太陽風変動とCMEの間の相互作用を調査します。私たちは、CMEシース変動の形成につながる、上流の太陽風変動のCMEへの伝達を研究します。さらに、CMEシースの範囲に対する変動周波数の影響を調査します。断熱状態方程式を持つ理想磁気流体力学(MHD)モデルを使用します。Alfv\'enポンプ波は、横磁場と速度成分を摂動させることによって静かな太陽風に注入され、CMEは磁気島としてモデル化された磁束ロープを準定常太陽風に挿入することによって注入されます。上流のアルフエン波は、CMEショックフロントの非放射状トポロジーにより、波長の減少と波動ベクトルの方向の変化を経験します。CMEシースは、この領域に非放射状の流れが存在するため、高波長変動の伝達を抑制します。太陽風変動の周波数もMHD高速波の急峻化に影響し、CME衝撃伝播速度が太陽風の変動周波数に応じて変化します。
近赤外天体物理分光法におけるAl I線の実験発振器強度
| Title |
Experimental_oscillator_strengths_of_Al_I_lines_for_near-infrared_astrophysical_spectroscopy |
| Authors |
Madeleine_Burheim,_Henrik_Hartman,_Hampus_Nilsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06273 |
元素の存在量は星のスペクトルから決定できるため、銀河の形成と進化を研究することが可能になります。天体物理スペクトルの信頼性の高い解釈とモデリングには、正確な原子データが不可欠です。この研究では、中性アルミニウムについて実験室研究を行います。この元素は、たとえば若い大質量星に見られ、銀河全体で進行中の元素合成を追跡するための重要な元素です。近赤外(NIR)波長領域は、光波長よりも吸光度が低いため、特に重要です。このため、NIR波長領域は、銀河の中心近くに位置する領域など、非常に不明瞭な領域の探査に適しています。私たちは、NIRおよび光学領域(670～4200nm)の線の精度を向上させた発振器強度(f値)を提供することを目的として、中性アルミニウムのスペクトルを調査します。高分解能スペクトルの測定は、フーリエ変換分光計とホローカソード放電ランプを使用して実行されました。f値は、実験的な線強度と公表されている放射寿命を組み合わせて得られました。我々は、NIRおよび光スペクトル領域の12ラインの発振器強度を2～11%の精度で報告し、さらに16ラインの分岐部分も報告します。
スピンと軌道角運動量間の不整合の非散逸潮汐発展について
私たちは、非散逸潮汐相互作用から生じる軌道とスピンの角運動量のずれを伴う近接連星系の進化に関するこれまでの研究を拡張し、後尾運動に寄与するすべての物理的効果を含めます。コンパクトな二次星による主星の潮汐歪みに加えて、これらには、相対論的なアインシュタイン歳差運動と主星の回転歪みが含まれます。節点列の歳差運動の影響が含まれています。後尾角$\hat\varpi$に対する潮汐トルクの依存性は、後尾角の動きと、振動することがわかっている位置ずれ角$\beta$の進行速度とを結びつけます。数値積分によって確認された広範囲のパラメーター空間にわたる振動振幅$\Delta\beta$の解析的推定値を提供します。これは、指定された$\beta$に対して$d{\hat\varpi}/dt=0$となる臨界曲線付近でより重要であることがわかります。$0.1<\Delta\beta<\sim1,$の質量比、$q>\sim1$を得るには、初期離心率は適度でなければならず、$\cos\beta<1/\sqrt{5},$であることがわかります。$\cos\beta<0$は、最初は逆行回転に対応しており、主回転速度は十分に大きいはずです。ここで与えられた後尾体の運動とそれと位置ずれ角度への連動進化についての広範な議論は、異常な後尾体運動を伴う近接連星や、温暖な木星のような太陽系外惑星の通過に応用できる可能性を秘めています。
IRIS分光観測で得られたコロナホールと静かな太陽領域の中心から縁までの変化
| Title |
Center-to-limb_variations_in_coronal_hole_and_quiet_Sun_regions_obtained_with_IRIS_spectroscopic_observations |
| Authors |
Pradeep_Kayshap_and_Peter_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06360 |
静かな太陽(QS)領域とコロナホール(CH)領域の遷移領域Si~{\sciv}1402.77~{\AA}スペクトル線のガウスフィットパラメーターの中心から縁までの変動(CLV)を示します。この結果は、2017年9月24日に界面領域イメージング分光器によって得られたフルディスクモザイクスキャンから得られたものです。CH遷移領域ラインのCLVはこれまで報告されておらず、パラメーターはQSと一致する変動を示すことがわかりました。強度は四肢に向かって増加し、これは視線効果による血漿柱の深さの増加と一致しています。ドップラー速度は、QSとCHの両方の四肢でゼロになるように正規化され、CHではディスク中心で$+4.8$~\kms\(赤方偏移)、QSでは$+5.2$~\kms\に増加します。CHの非熱的広がりは、四肢での最大24~\kms\から、ディスク中心での10~\kms\まで減少します。QSの場合、広がりは四肢の25~\kms\から椎間板中心の14~\kms\に減少します。ドップラー速度と非熱速度は両方とも$\cos\,\theta$に応じて線形に変化します。ここで$\theta$は地心角です。両方のパラメーターのQS結果は以前の研究と一致しています。
非散逸限界における予備的な数値調査による、任意に位置がずれた軌道と恒星の角運動量を伴う準定常潮汐進化
| Title |
Quasi-stationary_tidal_evolution_with_arbitrarily_misaligned_orbital_and_stellar_angular_momenta_with_a_preliminary_numerical_investigation_in_the_non-dissipative_limit |
| Authors |
Pavel_Ivanov_and_John_Papaloizou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06366 |
(略)我々は、軌道面に対して任意に傾斜した回転軸を持つ回転一次成分を持つ連星系の潮汐進化の問題に関する2021年の論文の結果を拡張します。準定常潮汐の寄与のみが議論される。この分野のこれまでの研究とは異なり、我々は「第一原理から」導かれた進化方程式を提示します。支配方程式には2つのグループの項が含まれています。最初のグループの項は、「粘性」時間スケールでの軌道パラメータと傾斜角の発展を決定します。2番目の項グループは星の回転によるものです。これらの項は、星内での散逸が無視された場合でも存在します。2021年の論文とは異なり、我々は孤立した連星における後尾体の歳差運動、すなわち潮汐の歪みと主星の回転から生じる歳差運動、およびアインシュタインの歳差運動の潜在的に重要な源をすべて考慮している。これらの方程式を入力パラメーターのサンプルに対して数値的に解き、完全な分析は付属の論文に委ねます。回転軸の傾きと歳差運動速度の両方に周期的な変化が見られます。特定のバイナリパラメータでは、順行回転と逆行回転の間の周期的な反転が可能です。また、傾斜角の変化を許容すると、後側角のリブレーションが可能となります。さらに、スピン角運動量が軌道角運動量よりも大きい場合、離心率が周期的に大きく変化する可能性があります。これらの現象は、原則として、比較的大きな傾斜と偏心を持つシステムで観察される可能性があります。コンパクトなオブジェクトを含むもの。このようなシステムでは、超新星爆発中にコンパクトな物体に加えられたキックの結果として、大きな傾斜と離心率の両方が生成される可能性があります。
ベイズ推論と適切な事前分布を使用した視覚軌道を備えた単線分光バイナリの質量比
| Title |
Mass_ratio_of_single-line_spectroscopic_binaries_with_visual_orbits_using_Bayesian_inference_and_suitable_priors |
| Authors |
Jennifer_Anguita-Aguero,_Rene_A._Mendez,_Miguel_Videla,_Edgardo_Costa,_Leonardo_Vanzi,_Nicolas_Castro-Morales,_Camila_Caballero-Valdes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06394 |
我々は、22個の単線連星の軌道要素を提示し、そのうちの9個は初めて研究され、分光分析と天文測定の共同ソリューションから決定されました。天文測定は、チリのセロパションにあるSOAR4.1m望遠鏡のHRCamSpeckleカメラで得られた干渉測定に基づいており、過去のデータが補足されています。分光観測は、チリのラ・シーラにあるエシェル分光器(FEROS、FIDEOS、HARPS)を使用して確保されました。私たちの軌道要素と組織速度を、ガイアの動径速度を含む以前の研究と比較すると、私たちの推定の堅牢性がわかります。三角視差と主成分のスペクトルタイプの適切な事前確率を採用し、私たちのグループが開発したベイズ推論手法を使用することにより、これらのバイナリの質量比を推定することができました。今回の結果を、私たちのチームによる他の単一線に関する以前の研究と組み合わせることで、質量範囲0.6<=M_Sun<=2.5の23個の星系(45個の星)に基づく疑似質量と光度の関係を示します。我々は、基準質量と光度の関係との合理的な対応関係を発見しました。私たちは、私たちの方法論により、このタイプのバイナリの暫定的な質量比を導き出すことができると結論付けています。
高速太陽風の源における自己類似の流出：マルチスケールの衝動的リコネクションの決定打となるか？
| Title |
Self-Similar_Outflows_at_the_Source_of_the_Fast_Solar_Wind:_A_Smoking_Gun_of_Multiscale_Impulsive_Reconnection? |
| Authors |
Vadim_M._Uritsky,_Judith_T._Karpen,_Nour_E._Raouafi,_Pankaj_Kumar,_C._Richard_DeVore,_and_Craig_E._Deforest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06407 |
我々は、太陽力学天文台宇宙船に搭載された大気イメージングアセンブリによって観測された、極コロナホール上の構造化プラズマ流出の定量的分析の結果を提示する。6時間間隔の連続高ケイデンスSDO/AIA画像で、極コロナ内の小規模なプラズマ流の2,300回を超えるエピソードを特定しました。サーフィン変換手法(Uritskyetal.,2013)によって測定された平均上昇流速は122$\pm$34\kmsと推定されており、これは局所音速に匹敵します。血流エピソードの典型的な再発期間は10～30分で、各エピソードの平均持続時間と横方向のサイズはそれぞれ約3～5分と3～4mmです。識別可能な最大のエピソードは数十分続き、幅は最大$40$Mmに達します。極コロナホールの流出が、インパルス交流磁気リコネクションに特徴的な一連のべき乗則確率分布に従うことを初めて実証した。乱流光球駆動は、磁気的に閉じ込められたプラズマをオープンフィールドに放出する際に重要な役割を果たす可能性がある。検出された自己相似コロナアウトフローの推定発生率は、それらが速風の質量とエネルギー束に主に寄与し、風の小規模な構造を説明するには十分です。
パーカーソーラープローブはCMEフレア電流シートを検出できますか?
| Title |
Can_the_Parker_Solar_Probe_Detect_a_CME-flare_Current_Sheet? |
| Authors |
Yuhao_Chen,_Zhong_Liu,_Pengfei_Chen,_David_F._Webb,_Qi_Hao,_Jialiang_Hu,_Guanchong_Cheng,_Zhixing_Mei,_Jing_Ye,_Qian_Wang,_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06432 |
電流シート(CS)は、太陽爆発中に磁気配置を破壊する中心的な構造です。コロナ磁場にあらかじめ蓄えられていた自由磁気エネルギー（非ポテンシャル磁場のエネルギーとポテンシャル磁場のエネルギーの差）の90%以上がプラズマの加熱エネルギーと運動エネルギーに変換されます。CS内で発生する磁気リコネクションによって、荷電粒子が加速されます。しかし、その場での検出によって得られる関連情報がないため、CSの詳細な物性や微細構造はまだ不明です。パーカー太陽探査機(PSP)は、噴火中にCSを通過した場合にそのような情報を提供してくれる可能性があります。PSPの最終軌道の近日点は、太陽の中心から約10太陽半径の位置にあるため、非常に近い距離でCSを観察したり、CSを横切ることさえできます。CSの構造を解明し、これまで不可能だった大規模な再接続の詳細な物理現象を明らかにするのに役立ちます。PSPがCSを通過できる確率を評価し、CSを通過する確率が最も高いPSPに似た宇宙船の軌道を調べます。
ブラックホールの事象の地平線をかすめる光は、再び逃げる前に1回または複数回ループする可能性があり、その結果、遠方の観測者には、ブラックホールの影の近くでますます暗くなり、より遅延した画像が無限に連続して表示されます。M87とSgrA$^*$バックホールの場合、これらのいわゆるフォトンリング画像の最初のものが現在観察されています。そこで疑問が生じます。そのような画像は、重力レンズのフェルマー原理の意味での最小値、最大値、または鞍点ですか?もっと簡単に言えば、上記のタイトルの質問です。弱い重力場によるレンズの理論では、時間遅延曲面(フェルマーポテンシャルまたは到着時間曲面とも呼ばれます)を考慮することで画像パリティが容易に見つかります。この研究では、時間遅延曲面の概念を強い重力場に拡張し、シュヴァルツシルトブラックホールの曲面を計算します。時間遅延曲面は2つの波面の差であり、1つは波源から前方に進行し、もう1つは観測者から後方に進行します。画像パリティは、弱磁場領域の場合とまったく同様に、表面のトポグラフィーから読み取られますが、表面自体はより複雑です。画像のうち、ブラックホールから最も遠く、弱磁場の限界に似ている画像は、最小値と鞍点です。強い場はパターンを繰り返し、バックホールの周りで1つ以上のループを取る光に対応します。その間には、時間遅延面に壁があり、無限に遅延して観測できない最大点と鞍点として解釈できます。これらは、ブラックホールの周りでUターンする光線に対応します。
我々は、DM粒子から形成された初期宇宙の原始ブラックホール(PBH)自体の蒸発に基づいて、暗黒物質(DM)遺物の豊富さを生成するための新しいパラダイムを提案します。我々は、一次相転移によりフェルミボール残骸が形成され、それが崩壊してPBHとなり、その後DM粒子を放出するダークセクターの最小モデルを検討します。逆流したDMシナリオでは、DMが$\sim1$GeV$-\,10^{16}$GeVの質量範囲のフェルミ粒子またはスカラーになり、それによって除外されていると考えられるパラメーター空間が解放されることを示します。
超対称性 SuperWIMP の宇宙論的制約を再考する
| Title |
Revisiting_Cosmological_Constraints_on_Supersymmetric_SuperWIMPs |
| Authors |
Meera_Deshpande,_Jan_Hamann,_Dipan_Sengupta,_Martin_White,_Anthony_G._Williams,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05709 |
SuperWIMPは、相互作用が非常に弱い巨大粒子であり、凍結した親粒子の後期崩壊から豊富な遺物を受け継いでいます。超対称モデル内では、gravitinosとaxinosが最も動機付けられた2つのsuperWIMPを表します。この論文では、初期宇宙におけるスーパーWIMPの運動学的特性と同様に、それらの生成メカニズムを調査するさまざまな宇宙論的観測から、これらのシナリオに対する制約を再検討します。我々は特に、後期崩壊からの部分的エネルギー注入を制限するビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射（スペクトル歪みと異方性）の観測物と、ライマン$\alpha$から導出される温物質と混合暗黒物質の制約を考慮します。森林やその他の小規模な構造物を観察できます。我々は、衝突型加速器実験から得られた相補的な制約について議論し、宇宙論的考察により、gravitinoおよびaxinosuperWIMPパラメーター空間の重要な部分が除外されると主張します。
アストロバイトの授業計画が天文学の学部生に及ぼす影響を調査する
| Title |
Exploring_the_Effects_of_Astrobites_Lesson_Plans_on_Undergraduate_Astronomy_Students |
| Authors |
Briley_L._Lewis,_Abygail_R._Waggoner,_Emma_Clarke,_Alison_L._Crisp,_Mark_Dodici,_Graham_M._Doskoch,_Michael_M._Foley,_Ryan_Golant,_Katya_Gozman,_Sahil_Hegde,_Macy_J._Huston,_Charles_J._Law,_Roel_R._Lefever,_Ishan_Mishra,_Mark_Popinchalk,_Sabina_Sagynbayeva,_Wei_Yan,_Kaitlin_L._Ingraham_Dixie,_K._Supriya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.05822 |
Astrobitesは、毎日の雑誌記事の要約やその他の教育的および専門的リソースを通じて天文学をより身近なものにすることを目的とした大学院生の国際共同研究です。これらのリソースの中には、教育者がAstrobitesの記事やリソースを教室に組み込むのに役立つように設計されたオープンソースの授業計画のセットが含まれています。この研究では、生徒の天文学に対する理解と自信を高める上でのこれらの授業計画の有効性を判断することを目的としています。2022年から2023年度にかけて、12人の教員が私たちの授業計画を授業に取り入れ、活動の前後に学生にアンケートを取り、授業終了時のフォローアップインタビューに参加しました。定量的な調査データは、専門用語に関する生徒の自分の能力の認識、論文の主な要点の特定、物理学と天文学の概念的な理解、科学的結果の伝達のすべてが、アストロバイトの授業計画の使用によって向上したことを明確に示しています。さらに、学生たちは、これらのレッスンを受けた後、天文学に対する自信と帰属意識が高まったという証拠を示しています。これらの調査結果は、Astrobitesのようなアクセスしやすく足場のあるリソースを通じて現在の研究を学部の教室に組み込むことで、学生が研究文献に取り組む能力が向上し、研究や応用キャリアへの参加の準備が向上する可能性があることを示唆しています。
GRFolres: 強い重力下での修正された重力シミュレーション用のコード
| Title |
GRFolres:_A_code_for_modified_gravity_simulations_in_strong_gravity |
| Authors |
Llibert_Arest\'e_Sal\'o,_Sam_E._Brady,_Katy_Clough,_Daniela_Doneva,_Tamara_Evstafyeva,_Pau_Figueras,_Lorenzo_Rossi_and_Shunhui_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06225 |
GRFolresは、公開されている3+1D数値相対性理論コードGRChomboに基づいて、修正された重力理論でシミュレーションを実行するためのオープンソースコードです。注:JournalofOpenSourceSoftwareに査読のために提出されました。コメントは歓迎です。コードはhttps://github.com/GRChombo/GRFolresにあります。
非真空軸対称 D 型時空におけるトイコルスキーのような方程式
真空条件を仮定せずに、追加の分析を加えてペトロフD型の特性を満たす軸対称計量を研究します。私たちの計量は、動径座標の1つの関数によって変形されたカー計量と等角になることがわかります。次に、共形係数が1である場合のこの背景計量に関する重力波方程式を研究します。適切なゲージ条件下では、波動方程式は変数の分離を許容し、動径座標の分離された方程式はトイコルスキー方程式の自然な拡張を与えることがわかります。
マルチメッセンジャー時代の量子重力モデルからインスピレーションを得たラムダ可変重力理論の現象学的足跡
| Title |
Phenomenological_footprints_of_Lambda_varying_gravity_theories_inspired_from_quantum_gravity_models_in_the_multi-messenger_era |
| Authors |
Michael_R.R._Good_and_Vasilios_Zarikas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06369 |
量子重力モデルに触発されたラムダ可変重力理論の興味深い現象学的結果が報告されています。現在の研究での処理は非常に一般的であり、ラムダが変化するいくつかの異なるアクション、特に量子重力へのRGアプローチで使用されるアクションに適用できます。長さやエネルギー密度などのシステムの特性に依存する宇宙定数ラムダのスケールが変化する効果的な重力作用が重要な機能です。系が銀河団やブラックホールなどの天体物理的オブジェクトである場合、いくつかの観測可能な量に対して無視できない補正が発生します。特徴的なフットプリントは、特に光度距離や強い/弱いレンズ測定値を指す可能性があります。本研究は、観測可能なSNIa光度距離に焦点を当てています。
宇宙の暗黒物質とその構成要素の概念は、1930年代に数人の著者、特にオールト(1932年)とツヴィッキー(1933年)によって議論されました。しかし、銀河の回転曲線の観測のおかげで、暗黒物質の存在が説得力があると考えられるようになったのは1970年代になってからです。この暗黒物質は、太陽の近く、私たちの銀河系、近くの銀河や遠くの銀河、銀河団、そして宇宙全体に、さまざまなスケールで存在するはずです。この主題は、この素材の性質を発見するために非常に大きなコミュニティを惹きつけますが、それを達成することはできません。私はこの主題の歴史について私のバージョンを提示し、いくつかの哲学的側面に光を当てようとします。
| Title |
Bose-Einstein_condensation_and_muon_production_in_ultra-high_energy_cosmic_ray_particle_collisions |
| Authors |
V._A._Okorokov_(National_Research_Nuclear_University_MEPhI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.06411 |
超高い初期エネルギーを持つ宇宙線粒子と大気中の原子核との衝突は、多粒子生成プロセスのための新しい力学的特徴が出現するための広い余地を開きます。特に、ボース・アインシュタイン凝縮によって駆動されるパイオンレーザー発振挙動は、より大きな多重度へのシフトをもたらし、その結果として、一般的に宇宙ミューオンの収量が向上する可能性がある。現在の研究では、ボーソン(パイオン)波束が同じ波束状態になるボース・アインシュタイン凝縮の開始に対する空間荷電粒子密度の臨界値が、対応するエネルギー領域の完全な多粒子対称化を使用してモデル内で推定されます。超高エネルギー宇宙線（UHECR）まで。荷電パイオンの平均密度のエネルギー依存性は、ボーズ・アインシュタイン効果が存在しない場合とパイオンのレーザー様挙動が存在する場合について評価されます。ボース・アインシュタイン凝縮の影響の可能性について、UHECR粒子が大気と衝突する際のミューオン生成について議論します。
