| Title |
Probing_New_Physics_with_High-Redshift_Quasars:_Axions_and_Non-standard_Cosmology |
| Authors |
Chen_Sun,_Manuel_A._Buen-Abad,_JiJi_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07212 |
クエーサーのハッブル図は、「標準化可能な」ろうそくの候補として、非常に高い赤方偏移($z\sim7$)に至るまで、後期の宇宙の膨張履歴を測定するために使用されてきました。クエーサーデータセットから推測される歴史は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)やその他のデータセットによって推奨される一致($\Lambda$CDM)宇宙論モデルから$\gtrsim3\sigma$レベルで逸脱しています。$\Lambda$CDM(B$\Lambda$CDM)を超えた新しい物理学、または標準モデル(BSM)を超えた新しい物理学によって、クエーサーデータが一致モデルと一致することができるかどうか、まず最初に、クエーサーUV間の効果的な赤方偏移依存関係が存在することを示します。このような赤方偏移の依存性は、銀河間媒質(IGM)におけるアクシオン光子変換を備えたBSMモデルで実現できますが、優先パラメーター空間はIGM磁場に関して行われた特定の仮定に応じて、アクシオンに関する他のさまざまな天体物理的制約による穏やかな緊張状態にあります。これらの天体物理学的制約を回避できるアクシオンモデルのバリエーションについて簡単に説明します。一方で、変化する暗黒エネルギー状態方程式($w$CDM)をもつモデルや、光度距離の多項式展開を伴う現象論的宇宙像モデルなど、$\Lambda$CDMを超えるモデルでは、緊張を緩和できないことを示します。。emceeとCorner.pyに基づく分析用のコードは、https://github.com/ChenSun-Phys/high_z_candlesで公開されています。
High-z BAO スケールの新しいプローブ: CMB $\times$ LIM ヌリング収束を使用した BAO 断層撮影
| Title |
A_New_Probe_of_the_High-z_BAO_scale:_BAO_tomography_With_CMB_$\times$_LIM-Nulling_Convergence |
| Authors |
Hannah_Fronenberg,_Abhishek_S._Maniyar,_Adrian_Liu,_Anthony_R._Pullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07215 |
バリオン音響振動(BAO)スケールなどの標準的な定規は、宇宙論の精密テストの主力として機能し、宇宙の幾何学形状や膨張の歴史を調べる距離測定を可能にします。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からのBAO測定を除けば、ほとんどの標準的な定規技術は比較的低い赤方偏移で動作し、物質密度場のバイアスされたトレーサーに依存しています。関連論文では、CMBレンズ収束マップが線強度マッピング(LIM)からの同様のマップの線形結合と相互相関され、CMBレンズへの低赤方偏移の寄与を正確に無効にする、ヌリング推定器の科学的範囲を調査しました。我々は、ヌリング推定量を使用して高赤方偏移物質パワースペクトルを制限できることを示し、このスペクトルが識別可能なBAO特徴を示すことを示しました。ここでは、偏ったトレーサーに依存しない、高赤方偏移における標準定規としてこれらの機能を使用することを提案します。$z\sim5$でそのような測定を予測すると、次世代の機器は$7.2\%$でBAOスケールをパーセントレベルの精度に制限できる一方、私たちの未来的な観測シナリオではBAOスケールを$4に制限できることがわかります。\%$の精度。これは、宇宙の歴史の初期の時代における、根本的に新しい種類のBAO測定を構成します。
宇宙の均一性の角度スケールは宇宙論的なテストとして使用できますか?
| Title |
Can_the_angular_scale_of_cosmic_homogeneity_be_used_as_a_cosmological_test? |
| Authors |
Xiaoyun_Shao,_Rodrigo_S._Gon\c{c}alves,_Carlos_A._P._Bengaly,_Uendert_Andrade,_Gabriela_C._Carvalho,_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07263 |
標準的な宇宙論では、宇宙均一性スケールは、銀河、ボイド、フィラメントのグループやクラスターなどの不均一性から生じるパターンが、ランダムな発生源分布と区別できなくなる移行スケールです。最近、さまざまなグループがこのようなスケールを宇宙論的テストとして使用する可能性を調査し、さまざまな結論に達しました。この論文では、空間的に平坦な$\Lambdaを仮定して、赤方偏移を伴う空間(${\cal{R}}_H$)および角度($\theta_H$)の均一性スケールの進化を調査することで、これらの研究を補完および拡張します。$-ColdDarkMatter%($\Lambda$CDM)宇宙と線形宇宙論的摂動理論。${\cal{R}}_H$の非単調性に関する以前の結果を物質密度パラメーター$\Omega_{m0}$で確認しますが、それが1つの範囲内でハッブル定数$H_0$で単調な挙動を示すことも示します。赤方偏移間隔が大きい。さらに重要なのは、$z\gtrsim0.6$の場合、角度均一性スケールは$\Omega_{m0}$と$H_0$で単調な挙動を示すだけでなく、特により高い赤方偏移では$H_0$に対して非常に敏感であることがわかります。。したがって、これらの結果は、宇宙論的パラメータを制約する新しいモデル独立の方法として$\theta_H$を使用できる可能性を高めます。
スカラー誘起重力波と原始非ガウス性 $f_{\mathrm{NL}}$ および $g_{\mathrm{NL}}$ の完全な解析
| Title |
Complete_Analysis_of_Scalar-Induced_Gravitational_Waves_and_Primordial_Non-Gaussianities_$f_{\mathrm{NL}}$_and_$g_{\mathrm{NL}}$ |
| Authors |
Jun-Peng_Li,_Sai_Wang,_Zhi-Chao_Zhao,_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07792 |
原初の非ガウス性の研究は、インフレーションパラダイムをテストし、初期宇宙の物理学に光を当てる上で非常に重要です。この研究では、局所型の非ガウス分布$f_{\mathrm{NL}}$と$g_{\mathrm{NL}}$を同時に組み込むことにより、スカラー誘起重力波(SIGW)の最初の完全な解析を実行します。。これを達成するために、ファインマンのような線図手法を開発し、エネルギー密度分率スペクトルと角度パワースペクトルの両方に対する半解析式を導き出します。エネルギー密度分率スペクトルについては、関連するファインマンのような図をすべて注意深く分析し、次数ごとの方法でスペクトルへの寄与を体系的に決定します。角パワースペクトルに関しては、原始的な非ガウス性による短波長モードと長波長モードの間の結合から生じる初期の不均一性に焦点を当てています。これらの不均一性により、SIGWに異方性が生じます。私たちの分析により、このスペクトルは$\tilde{C}_{\ell}\propto[\ell(\ell+1)]^{-1}$によって特徴付けられる典型的な多重極依存性を示していることが明らかになりました。この依存性は、異なる重力波源を区別する際に重要な役割を果たします。さらに、モデルパラメータによっては、$\tilde{C}_{\ell}\sim10^{-3}$の大きな異方性が達成される可能性があります。さらに、モデルパラメーターの縮退を解消できることを示します。私たちの研究結果は、原初の非ガウス性を調査し、重力波観測を通じて初期宇宙の物理学を探求するための強力なプローブとしてのこのスペクトルの力を強調しています。さらに、私たちの研究から得られた理論的予測は、宇宙搭載の重力波検出器とパルサータイミングアレイを使用して実験的にテストすることができます。
宇宙の梯子と異方性および角度のあるBAOデータセットを考慮した$H_0$張力を解決するために必要な後期現象学
| Title |
Late-time_phenomenology_required_to_solve_the_$H_0$_tension_in_view_of_the_cosmic_ladders_and_the_anisotropic_and_angular_BAO_data_sets |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez-Valent,_Arianna_Favale,_Marina_Migliaccio_and_Anjan_A._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07795 |
SH0ESによって測定されたハッブルパラメーターの値と逆距離ラダー(IDL)から推定された値の間の$\sim5\sigma$の不一致は、宇宙論の標準モデルを悩ませる最大の緊張を構成しており、これは次の必要性を示している可能性があります。$\Lambda$CDMを超える物理学。この論文では、標準的な事前組換え物理学を考慮した場合に$H_0$張力を解くために必要な背景の歴史を研究し、IDLを構築するために使用されたバリオン音響振動(BAO)のデータが果たす役割に特に注意を払います。異方性BAOデータは、張力を解決するために$z\lesssim0.2$での$H(z)$の超遅い時間(ファントムのような)増強に有利であり、超新星の絶対等級の遷移を伴うことを示します。同じ赤方偏移範囲でIa$M(z)$と入力します。赤方偏移が大きい場合、実効暗エネルギー(DE)密度は標準モデルより小さくなければなりません。代わりに、角度BAOデータ(モデル依存性の影響を受けにくいと主張されている)を分析に使用すると、$H(z)$の増加は、通常は$z\sim0.6-の範囲の、はるかに高い赤方偏移で始まることがわかります。0.9ドル。この場合、$M(z)$も遷移を経験する可能性があり(ただし、はるかに滑らかです)、実効DE密度は$z\gtrsim2$で負になります。どちらのシナリオも弱いエネルギー条件(WEC)の違反を必要としますが、完全に異なる赤方偏移範囲に痕跡を残し、摂動された観測量に異なる影響を与える可能性もあります。それらは、幻の分水界を効果的に越えることを可能にします。最後に、宇宙クロノメーターからの現在のデータがWECの違反を排除するものではないが、WECに有利な強力な証拠を追加するものではないことを示すために、2つの代替方法を使用します。私たちの研究では、$H_0$緊張に対する考えられる解決策の研究におけるBAOデータセットの選択が最も重要であることに重点を置いています。
宇宙論的膨張におけるクラスター/ボイドの合体に考えられる役割
| Title |
A_possible_role_for_the_merger_of_clusters/voids_in_the_cosmological_expansion |
| Authors |
S.Mohammadi,_E._Yusofi,_M._Mohsenzadeh_and_M._K._Salem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07826 |
この研究では、宇宙論的膨張率のバランスにつながるハッブル張力を緩和するために、可変ダークエネルギー流体の役割でクラスター/ボイドの合体プロセスを使用します。この目標を達成するために、二次状態方程式を使用して宇宙流体のエネルギー密度の修正形式を導入し、この流体のハッブル、減速パラメータ、光度距離を取得します。モデルの合併係数とその他のパラメータを取得するには、MATHEMATICA内のNONLINEARMODELFIT関数を利用します。$\rmH_0$のローカルおよびグローバル測定値、および状態方程式パラメータ$w$を優先値として考慮し、モデルを観測ハッブルデータ(OHD)測定値に当てはめることにより、クラスターのマージが次のようになります。空隙は宇宙の膨張率のバランスをとる役割を果たします。また、このモデルは$w$CDMよりも加速宇宙を記述する標準モデルと互換性があることが示されます。
| Title |
A_Differentiable_Model_of_the_Evolution_of_Dark_Matter_Halo_Concentration |
| Authors |
Dash_Stevanovich,_Andrew_P._Hearin,_Daisuke_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07854 |
我々は、暗黒物質ハローの濃度の進化の新しいモデルc(t)を導入します。個々のハローについて、私たちのモデルは時間依存の指数を持つべき乗則としてc(t)を近似します。そのため、初期の時点では濃度はc=3～4のほぼ一定の値を持ち、宇宙時間が進行するにつれてc(t）順調に増加します。ボリショイPおよびMDPL2宇宙論シミュレーションから取得したハロー合体ツリーの大規模なサンプルを使用して、3パラメーターモデルが個々のハローの濃度の進化を、すべてのt>2Gyrで0.1dexの典型的な精度で近似できることを実証します。現在の質量が10^11.5Msunを超えるボリショイPおよびMDPL2ハロー。さらに、ハロー集団の濃度の進化の新しいモデルを提示します。これは、平均濃度の増加と、ハロー質量およびハロー集合履歴との相関関係の捕捉を含む、c(t)の滑らかな軌跡の多様性の両方を忠実に再現することを示します。。私たちの公開されているソースコードDiffprofを使用して、宇宙論的に代表的なハロー集団の濃度履歴のモンテカルロ実現を生成できます。DiffprofはJAXautodiffライブラリに実装されているため微分可能であり、既存の分析ハローモデルフレームワークへのモデルの組み込みが容易になります。
| Title |
Cosmological_constraints_from_low_redshift_21_cm_intensity_mapping_with_machine_learning |
| Authors |
Camila_P._Novaes,_Eduardo_J._de_Mericia,_Filipe_B._Abdalla,_Carlos_A._Wuensche,_Larissa_Santos,_Jacques_Delabrouille,_Mathieu_Remazeilles,_Vincenzo_Liccardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07868 |
将来の21cm強度マッピング観測は、宇宙の物質分布を追跡し、宇宙論を調べるための有望な方法となります。ここでは、低い赤方偏移($0.13<z<0.45$)で宇宙を調査するBINGO電波望遠鏡をケーススタディとして使用して、宇宙論的制約に対するその能力を評価します。ニューラルネットワーク(NN)を使用して、シミュレーションから計算された要約統計量、つまり角パワースペクトル(APS)とミンコフスキー汎関数(MF)を宇宙論的パラメーターにマッピングします。私たちのシミュレーションは、$\Lambda$CDMシナリオ{$\Omega_c,h$}とシュヴァリエ・ポラースキー・リンダー(CPL)パラメーター化を仮定した拡張子{$\Omega_c,hの下でサンプリングされた宇宙論の幅広いグリッドに及びます。、w_0、w_a$}。一般に、APSでトレーニングされたNNはMFを使用したNNよりも優れたパフォーマンスを発揮しますが、その組み合わせにより、$\Lambda$CDMシナリオ(CPLパラメーター化)の下で$\Omega_c-h$平面での誤差楕円が個別のNNと比較して27%(5%)厳密になります。APSの使用。これらを組み合わせると、$\Omega_c$と$h$をそれぞれ4.9%と1.6%の小数誤差で予測できますが、CPLパラメータ化の下では6.4%と3.7%に増加します。$w_a$の推定値には大きな偏りがあることがわかりましたが、それでも24.3%の誤差で$w_0$を予測します。また、予測に大きな影響を与える機器ノイズを発見したことに加えて、結果が前景の汚染に対して堅牢であることも確認しました。それでも、私たちの結果は、NNを使用して競合する宇宙論的制約を提供する将来の低赤方偏移21cm観測の能力を示しており、異なる要約統計量を組み合わせるのが容易であることを示しています。
火星科学研究所による太陽画像による光学的深度測定の記録
| Title |
The_Mars_Science_Laboratory_record_of_optical_depth_measurements_via_solar_imaging |
| Authors |
M.T._Lemmon,_S.D._Guzewich,_J.M._Battalio,_M.C._Malin,_A._Vicente-Retortillo,_M.-P._Zorzano,_J._Martin-Torres,_R._Sullivan,_J.N._Maki,_M.D._Smith,_J.F._Bell_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07378 |
火星科学研究所の探査車キュリオシティは、2012年の着陸以来、ゲイルクレーターの火星の環境を監視してきました。この研究では、太陽の可視画像と近赤外線画像から得られた光学的深さの記録が報告されています。エアロゾルの光学的深さは主に塵によるものですが氷も含まれており、ガスの光学的深さは測定するには小さすぎます。光学的深さの記録には、地域的な砂嵐と惑星を取り囲む1つの塵イベントの影響が含まれており、南部の春と夏に予想されるピークと、秋と冬に比較的低く安定した光学的深度が示されています。測定結果は、塵の負荷には季節的に変動する日内変化があり、光深度は南部の春から夏の午前中にピークに達し、熱潮汐圧の変化と相関していることが示された。しかし、1回の地域的な嵐の後を除いて、秋から冬にかけて体系的な日内変化はありませんでした。光学的深度が高い期間には高高度で塵が比較的増加し、冬には高地の氷が顕著になるという兆候があった。この観察では、粒子サイズや組成に関する多くの情報は得られませんでしたが、遠日点後（南国の冬）には粒子サイズが小さくなることと一致していました。氷のもやや雲の視覚的な証拠があった場合でも、関連する空の画像には散乱ハローは見られず、これは小さな氷粒子または不定形の氷粒子を示唆しています。予想外なことに、測定活動により、カメラが地表から1.97メートルのサンシェードに塩を含んだ砂を集めていることが明らかになりました。その結果、砂が光学系を覆うのを避けるため、高所での撮影を避けるように測定戦略を調整する必要がありました。
ロゼッタ/ROSINA質量分析計データから彗星の氷の起源を洞察する
ここで我々は、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星へのESAのロゼッタ宇宙船に搭載された質量分析計スイートROSINAの主な発見のいくつかをレビューします。ROSINAは2年以上にわたり、彗星の核から昇華するガスの組成を継続的に測定しました。ROSINAの測定により、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの氷の起源についての洞察が得られました。得られた分子、元素、および同位体の存在量から、これまで知られていたよりも複雑な組成が明らかになりました。さらに、これらの測定結果の一部は、彗星に取り込まれた分子のかなりの部分が太陽系の形成よりも古いことを示しています。
結合誘導を考慮したエウロパ表層の局所水貯留層の検出可能性
氷の衛星エウロパは、海洋世界の研究の主なターゲットです。その地下の海洋は、地球規模（潮汐変形）と局所規模（混沌領域、亀裂）で非対称性を受けると予想されています。今回我々は、放射状に対称な海洋と、海洋とエウロパの表面の間にある小さな球形の貯水池によって生成される誘導磁場を計算することにより、磁気音響の局所的非対称性の可能性を調査する。2つの導電体を考慮すると、それらの間に非線形磁界結合が生じます。2つの導電体間の結合を記述する解析モデルを構築し、可能な導電率値と氷の地殻の厚さのパラメーター空間内で誘導場を計算します。プラズマ磁場の摂動を考慮すると、高度25kmでのフライバイ中に電磁誘導を使用して貯留層を検出できないことがわかります。液体の水の貯留層の潜在的な検出は、エウロパの表面に磁力計を配置することで実現できます。1つの磁力計は対象の対象領域に直接配置され、2つ目の磁力計は地球規模の非対称性と区別するための基準として近くに配置されます。この方法では、検出できる最小の貯留層の半径は8km、導電率は30S/mです。より大きな貯留層は、より低い導電率でも分解可能であり、20kmの貯留層では約5S/mの導電率が必要です。
へびつかい座の原始星円盤の下部構造を発見
| Title |
Finding_substructures_in_protostellar_disks_in_Ophiuchus |
| Authors |
Arnaud_Michel,_Sarah_I._Sadavoy,_Patrick_D._Sheehan,_Leslie_W._Looney,_Erin_G._Cox,_John_J._Tobin,_Nienke_van_der_Marel,_and_Dominique_M._Segura-Cox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07732 |
原始惑星段階の円盤を高解像度でミリメートル単位で観察すると、ギャップ、リング、弧、螺旋、空洞などの下部構造が明らかになります。多くの原始惑星系円盤にはそのような下部構造が存在しますが、より若い原始星の段階で同様の特徴を示しているものはほんのわずかです。アルマ望遠鏡1.3による初期の円盤下部構造の詳細な検索と、へびつかい座の星形成領域にある10個の原始星円盤の0.87mm観察を紹介します。このサンプルのうち、4つの円盤が下部構造を特定し、2つは滑らかな円盤であるように見え、4つは不明瞭であると考えられます。構造化円盤は、原始惑星系円盤と比較して、滑らかな円盤プロファイルの上に、コントラストの低い($C<0.2$)の幅の広いガウス状リング($\sigma_R/R_{\mathrm{disk}}\sim0.26$)を持っています。リングは幅が狭くなる傾向があり、コントラストはさまざまです($\sigma_R/R_{\mathrm{disk}}\sim0.08$および$C$の範囲は$0～1$)。下部構造が確認された4つの原始星円盤は、へびつかい座のサンプルの中で最も明るい光源の1つであり、原始惑星系円盤で観察された傾向と一致しています。これらの観察は、原始星系円盤の下部構造がより明るい円盤にも共通している可能性があることを示しています。初期段階での下部構造の存在は、塵粒子の成長とその後の惑星形成の早期開始を示唆しています。これらの原始星の下部構造の進化は、2つの潜在的な経路で仮説が立てられています。(1)リングは初期の惑星形成の場所であり、後に観察された原始惑星系円盤のリングギャップペアは二次的な特徴である、または(2)リングは円盤上で進化します。寿命は原始惑星系円盤段階で観測される寿命となる。
原始惑星系円盤氷の JWST 目録: 氷河期 ERS プログラムで見られたエッジオン原始惑星系円盤 HH 48 NE
| Title |
A_JWST_inventory_of_protoplanetary_disk_ices:_The_edge-on_protoplanetary_disk_HH_48_NE,_seen_with_the_Ice_Age_ERS_program |
| Authors |
J._A._Sturm,_M._K._McClure,_T._L._Beck,_D._Harsono,_J._B._Bergner,_E._Dartois,_A._C._A._Boogert,_J._E._Chiar,_M._A._Cordiner,_M._N._Drozdovskaya,_S._Ioppolo,_C._J._Law,_H._Linnartz,_D._C._Lis,_G._J._Melnick,_B._A._McGuire,_J._A._Noble,_K._I._\"Oberg,_M._E._Palumbo,_Y._J._Pendleton,_G._Perotti,_K._M._Pontoppidan,_D._Qasim,_W._R._M._Rocha,_H._Terada,_R._G._Urso,_and_E._F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07817 |
氷は原始惑星系円盤の揮発性物質の主な運搬体であり、惑星の有機組成を最終的に決定する化学を理解する上で極めて重要です。JWSTのERSプログラム「氷河期」は、星と惑星の形成のすべての段階を通じて氷の進化を追跡します。クラスII原始惑星系円盤HH~48~NEのエッジオンのJWST/NIRSpec観測により、主要な氷成分H$_2$O、CO$_2$、CO、および存在量の少ない氷NHからの複数の弱い兆候の空間分解吸収特性が明らかになりました。$_3$、OCN$^-$、OCS。同位体置換反応$^{13}$CO$_2$の氷が原始惑星系円盤で初めて検出されました。複数の複雑な光路が観察される光束に寄与するため、氷の吸収特徴は氷を含まない散乱光によって埋められます。$^{12}$CO$_2$/$^{13}$CO$_2$比14は、$^{12}$CO$_2$特徴が、磁束が0に近づくことなく飽和していることを意味します。視線上の非常に高いCO$_2$カラム密度、および対応する水素の存在量はISM値より少なくとも数倍高い。$^{13}$CO$_2$の観測により、CO$_2$のカラム密度が、CO$_2$から直接推測される下限よりも一桁高いと判断できることが示されたため、まれなアイソトポローグの観測は非常に重要です。観察された光学的深さ。観測されたすべての光子が円盤の半径方向全域を通過したため、雪線などの氷の存在量の半径方向の変化は大幅に変化します。COの氷は、円盤内の複雑な高さで観察され、COを放出するガス層の最上部まで広がっています。私たちは、最も可能性の高い解釈は、H$_2$OやCO$_2$のような揮発性の低い氷の中に閉じ込められた、高温のCO氷が観察されるということであると主張します。将来の放射伝達モデルは、円盤の物理学と化学に関する現在の理解への影響を抑制するために必要となるでしょう。
傾いたダークハローはよく見られ、長命であり、銀河円盤を歪ませる可能性があります
| Title |
Tilted_Dark_Halos_are_Common,_Long-Lived,_and_can_Warp_Galactic_Disks |
| Authors |
Jiwon_Jesse_Han,_Vadim_Semenov,_Charlie_Conroy,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07208 |
天の川銀河の外円盤は歪んで広がっています。これらの現象を説明するためにいくつかのメカニズムが提案されていますが、両方の特徴を定量的に再現するものはありません。最近の研究では、銀河の恒星ハローが円盤面に対して傾いていることが実証されており、暗黒物質ハローの少なくとも一部の成分も傾いている可能性があることが示唆されています。ここで、恒星のハローと同じ方向に傾いた暗いハローが、データと同じ振幅と方向で銀河円盤にワープとフレアを引き起こす可能性があることを示します。私たちのモデルでは、ワープはあらゆる時代のガスと恒星の両方で観察されており、これはワープの観測追跡者の幅広さと一致しています。これらの結果は、恒星のハローのデータと組み合わせると、私たちの銀河系が傾いた暗黒物質ハローの中に埋め込まれていることを示す説得力のある証拠を提供します。この暗いハローと円盤の位置のずれは、銀河の形成史を解明する手がかりを秘めており、銀河の可能性の力学モデル化における次のステップを表しています。
銀河円盤の歪みとフレアの起源である傾いたダークハロー
天の川銀河の外円盤は歪んで広がっています。これらの現象を説明するためにいくつかのメカニズムが提案されていますが、両方の特徴を定量的に再現するものはありません。最近の研究では、銀河の恒星ハローが円盤面に対して傾いていることが実証されており、暗黒物質ハローの少なくとも一部の成分も傾いている可能性があることが示唆されています。ここで、恒星のハローと同じ方向に傾いた暗いハローが、データと同じ振幅と方向で銀河円盤にワープとフレアを引き起こす可能性があることを示します。私たちのモデルでは、ワープはあらゆる時代のガスと恒星の両方で観察されており、これはワープの観測追跡者の幅広さと一致しています。これらの結果は、恒星のハローのデータと組み合わせると、私たちの銀河系が傾いた暗黒物質ハローの中に埋め込まれていることを示す説得力のある証拠を提供します。この暗いハローと円盤の位置のずれは、銀河の形成史を解明する手がかりを秘めており、銀河の可能性の力学モデル化における次のステップを表しています。
TRINITY IV: $z \gtrsim 7$ における超大質量ブラックホールの予測
| Title |
TRINITY_IV:_Predictions_for_Supermassive_Black_Holes_at_$z_\gtrsim_7$ |
| Authors |
Haowen_Zhang,_Peter_Behroozi,_Marta_Volonteri,_Joseph_Silk,_Xiaohui_Fan,_James_Aird,_Jinyi_Yang,_Feige_Wang,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07210 |
TRINITYモデルからの高赤方偏移ハロー銀河超大質量ブラックホール(SMBH)接続の予測を示します。銀河($0\leqz\leq10$)とSMBHデータセット($0\leqz\leq6.5$)の包括的なコンパイルによって制約されて、TRINITYは以下を検出します:1)$M_\bullet>10^9M_を持つSMBHの数観測可能な宇宙の\odot$は、$z\sim10$から$z\sim2$まで6桁増加し、$z\sim2$から$z=0$まで$\sim3$倍増加します。2)$z\sim6$の$M_\bullet>10^9/10^{10}M_\odot$SMBHは、$\sim(2-3)/(3-5)\times10のハロー内に存在します。^{12}M_\odot$;3)$7\lesssimz\lesssim11$の新しいJWSTAGNは、TRINITYからのAGNのSMBH質量と銀河の質量関係の中央値とほぼ一致しています。4)核星団の暴走合体による種子は、GN-z11($z=10.6$)とCEERS_1019($z=8.7$)のSMBHの生存可能な前駆体である。5)ローマンやユークリッドなどによる広域測量から得られた$z=6-10$クェーサーの光度関数は、$z=6-10$SMBH質量と銀河の質量関係の不確実性を$\sim0.5$まで低減するだろうデックス。
天の川銀河の核星団と核恒星円盤の間の滑らかな運動学的勾配と金属性勾配。同じ構造の異なるコンポーネント?
| Title |
Smooth_kinematic_and_metallicity_gradients_between_the_Milky_Way's_nuclear_star_cluster_and_nuclear_stellar_disc._Different_components_of_the_same_structure? |
| Authors |
F._Nogueras-Lara,_A._Feldmeier-Krause,_R._Sch\"odel,_M._C._Sormani,_A._de_Lorenzo-C\'aceres,_A._Mastrobuono-Battisti,_M._Schultheis,_N._Neumayer,_R._M._Rich,_N._Nieuwmunster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07219 |
ほとんどの銀河の最も内側の領域は、非常に高密度の核星団が存在するという特徴があります。それにもかかわらず、これらのクラスターは銀河核に存在する唯一の恒星構成要素ではなく、核恒星円盤として知られるより大きな恒星構造も発見されています。核星団と核星円盤の関係を理解することは、他の銀河までの距離が遠く、統合された光の分析に制限されるため、困難です。天の川銀河の中心はわずか8kpcであり、核星団と核星円盤があり、それらの関係と形成シナリオを理解するための独自のテンプレートを構成しています。私たちは、天の川銀河の核星団と円盤に含まれる星の運動学と星の金属性を研究して、これら2つの銀河中心成分間の関係を解明することを目指しています。私たちは、公開されている測光カタログ、固有運動カタログ、分光学カタログを使用して、天の川銀河核星団を中心とする$\sim2.8'\times4.9'$の領域を分析しました。私たちは色度図を作成し、カラーカットを適用して、視線に沿って異なる減光を持つ天の川銀河の核星団と円盤星の運動学的および金属性の分布を分析しました。私たちは、天の川核星団に向かう視線に沿って分析された星の運動学と金属度の勾配を検出し、核星円盤と星団の間の滑らかな移行を示唆しています。また、分析されたすべてのカラービンの二峰性金属度分布も見つかりました。これは、核星円盤および星団のバルク集団に関する以前の研究と互換性があります。私たちの結果は、これら2つの銀河中心の構成要素が、核星団の成長した端である天の川銀河の核星円盤と同じ構造の一部である可能性があることを示唆しています。
PG1004+130: ハイブリッド形態ソースまたは再起動された FRII? uGMRT 旋光計による調査
| Title |
PG1004+130:_Hybrid_Morphology_Source_or_a_Restarted_FRII?_A_uGMRT_Polarimetric_Investigation |
| Authors |
Salmoli_Ghosh,_P._Kharb,_J._Baghel,_S._Silpa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07241 |
ここでは、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡(uGMRT)で取得した、ハイブリッド形態(HYMOR)と広吸収線(BAL)クエーサーPG1004+130の694MHzにおける偏光画像を紹介します。このソースのコア、ジェット、ローブで直線偏光が検出されます。内部ジェットとkpcスケールのローブの間の総強度における目に見える不連続性は、源が再起動されたことを示唆しています。内部ジェットの推定ポロイダル磁場(B)構造は、ローブの端に沿って整列したB磁場と同様に、ファナロフ・ライリー(FR)II型源で観察された構造と一致しています。さらに、チャンドラおよびXMM-Newtonのアーカイブデータは、PG1004+130がX線でいくつかのFRIIジェットのような特性を示すことを示しています。我々は、PG1004+130は再起動されたクエーサーであり、両方の活動エピソードがFRIIタイプであると結論付けます。スペクトルインデックス画像は、反転スペクトルコア($\alpha=+0.30\pm0.01$)、より急峻なローブ発光に囲まれた急峻なスペクトル内部ジェット($\alpha=-0.62\pm0.06$)の存在を示しています。($\alpha\about-1.2\pm0.1$)、葉が以前の活動エピソードからのものであるという示唆と一致します。2つの活動エピソード間のスペクトル年齢の差は、葉の年齢($\sim3.3\times10^7$年)と比較して、小さい可能性があります($<1.2\times10^7$年)。ローブ内の推測されるBフィールドは、乱流とプラズマの混合を示唆しています。これは、M87の電波ハロー領域で観察されるものと同様に、この線源の周囲にX線空洞が存在しないことを説明している可能性があります。脱分極モデルは、質量$\sim(2.4\pm0.9)\times10^9$M$_\odot$の熱ガスがPG1004+130のローブ内の非熱プラズマと混合していることを明らかにしています。
多相 CGM におけるサブパーセク雲状粒子による発光 FRB の屈折レンズ効果
銀河の周銀河媒質(CGM)にあるイオン化した冷たい($T\sim10^4\,{\rmK}$)ガス雲レットの屈折レンズ効果を考慮します。特に、これらの雲状粒子からのレンズ効果と、天の川星間物質(ISM)におけるプラズマスクリーンからのシンチレーションの複合効果について議論します。CGMが$10^{17}\,{\rmcm}^{-2}$程度の柱密度を持つサブパーセクのクラウドレットの霧で構成されている場合(McCourtetal.(2018)の予測どおり)であることを示します。の場合、視線がCGMハローのビリアル半径内を通過するFRBは、一般に$\sim10\,{\rmms}$の散乱タイムスケールで数十の屈折画像にレンズ化されます。これらの画像は、天の川ISMのシンチレーションスクリーンによって解像されるため、シンチレーションが抑制されることが期待されます。このことから、我々は、FRBシンチレーションの陽性検出がこれらの冷却ガス雲粒の特性を制限する可能性があり、現在のシンチレーション観測は雲粒モデルを不利にする可能性があると主張します。私たちは、CGM内の冷たいガスのシート状の幾何学形状が、クエーサー吸収測定(サブパーセクスケールの構造を持つ冷たいガスの存在を推測する)と、これまでのところこのガスからのレンズ信号の予期せぬ欠如を調和させることができると提案します。観察された。
なぜ天の川にはバーがあるのですか?
天の川が棒銀河であることには疑いの余地がありません。しかし、その顕著な形態を確立する要因は依然としてほとんどとらえどころがなく、よく理解されていません。この研究では、TNG50宇宙論シミュレーションからの一連のMWとM31類似体の現在のパラメーターと進化を追跡することにより、MWの歴史を制約しようと試みています。$z=0$におけるバーの強さは、銀河の総質量の増加だけでなく、より重要なことに、恒星円盤の急速な始まりの時間ともよく相関していることがわかりました。強い棒状銀河の円盤は、弱い棒状銀河や非棒状銀河($z\約1-1.5$)と比較して、早期に形成されます($z\gtrsim2-3$)。銀河の成長に影響を与えるさまざまな物理現象（暗黒物質の質量成長、ガス降着速度、合体など）間の複雑さと相関関係のため、円盤形成の支配要因について最終的な結論を引き出すことには慎重ですが、観測された銀河の形態的多様性は、すでに$z\およそ3-5$にある原始銀河の周囲のガス角運動量の実質的な変化によって暫定的に説明できます。このようにして、$z=0$に最も強いバーを持つ初期の円盤は、最大の角運動量を持つガスから形成されました。TNG50サンプルの棒状銀河の円盤の形成時間スケールを比較することにより、MWには強い棒状銀河($0.35<A_2<0.6$)があり、その恒星円盤はすでに$z\で回転楕円体成分を支配し始めていることが示唆されます。約2$、質量は$\about1\pm0.5\times10^{10}M_\odot$です。したがって、我々は、MWに強いバーが存在することは、恒星円盤の初期形成の自然な現れであり、これにより、高赤方偏移でのバースト的ではあるが非常に効率的な星形成が可能になったと結論付けています。
JWST 三重像 Ia 型「超新星 H0pe」の発見と銀河団の観測 PLCK G165.7+67.0
| Title |
The_JWST_Discovery_of_the_Triply-imaged_Type_Ia_"Supernova_H0pe"_and_Observations_of_the_Galaxy_Cluster_PLCK_G165.7+67.0 |
| Authors |
Brenda_L._Frye,_Massimo_Pascale,_Justin_Pierel,_Wenlei_Chen,_Nicholas_Foo,_Reagen_Leimbach,_Nikhil_Garuda,_Seth_Cohen,_Patrick_Kamieneski,_Rogier_Windhorst,_Anton_M._Koekemoer,_Pat_Kelly,_Jake_Summers,_Michael_Engesser,_Daizhong_Liu,_Lukas_Furtak,_Maria_Polletta,_Kevin_Harrington,_Steve_Willner,_Jose_M._Diego,_Rolf_Jansen,_Dan_Coe,_Christopher_J._Conselice,_Liang_Dai,_Herve_Dole,_Jordan_C._J._D'Silva,_Simon_Driver,_Norman_Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Ashish_Meena,_Mario_Nonino,_Rafael_Ortiz_III,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Lou_Strolger,_Scott_Tompkins,_James_Trussler,_Christopher_Willmer,_Haojing_Yan,_Min_S._Yun,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07326 |
$z=1.78$にあるIa型超新星(SN)が、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線カメラによる銀河団PLCKG165.7+67.0(G165;$z=0.35$)の撮像で発見されました。SNは主銀河アーク2から1.5～2kpcの位置にあり、G165による重力レンズの結果として3つの異なる場所に現れます。これらのデータは、この多重イメージ化されたSNIaからの時間遅延を使用して、「SNH0pe」と呼ばれるハッブル定数の値を生成できます。フィールド全体にわたって、21の画像多重度を特定し、そのうちの5つを近赤外分光器(NIRspec)を使用して確認し、総質量が($2.6\pm0.3)\times10^{14}の600kpc以内となる新しいレンズモデルを構築しました。$M$_{\odot}$。測光により、アーク2の赤方偏移における銀河の過密度が明らかになりました。NIRSpecでは6つのメンバー銀河が確認されており、そのうちの4つは相対速度$\lesssim$900kms$^{-1}$でアーク2を取り囲み、投影される物理的範囲$\lesssim$33kpcです。アーク2は星の質量($(5.0\pm0.1)\times10^{11}$M$_{\odot}$)を支配しており、これはこのコンパクトな銀河グループの他のメンバーよりも10倍大きいです。これらの他のグループのメンバーは、恒星の吸収、塵の消滅、スリット損失を補正したH$\alpha$線束から導出された2-260Gyr$^{-1}$の比星形成率(sSFR)を持っている。銀河アーク1を形成している塵の多い星を中心とする別のグループは$z=2.24$にあります。アーク1グループの合計SFR($gtrsim$M$_{\odot}$yr$^{-1}$)は、$\sim$1SNeyr$^{-1}$の超新星発生率に換算されます。このクラスターを定期的に監視すると、追加のSNeが生成される可能性があります。
TMC-1 におけるプロパルギルラジカル化学の宇宙化学モデリング
最近の暗分子雲中の芳香族種の検出は、形成経路が非常に低い温度と圧力で効率的である可能性があることを示唆していますが、現在の天体化学モデルでは、芳香族種の由来する存在量を説明することができず、多くの場合、モデルの予測から数桁逸脱する可能性があります。プロパルギルラジカルは、暗黒分子雲TMC-1に非常に豊富に存在する種で、燃焼炎およびおそらく星間環境における重要な芳香族前駆体です。私たちは、三相ガス粒子コードNAUTILUSと最新の化学ネットワークを使用して、プロパルギルラジカルと関連種の化学を洗練することに焦点を当てて、TMC-1の天体化学モデリングを実行しました。プロパルギルラジカルの存在量は、以前のGOTHAMネットワークと比較して0.5桁増加しました。これにより、観測値と一致するようになりますが、観測値と比較すると依然として2桁過小評価されています。化学的に関連するC4H3N異性体の存在量が観測値の桁内で予測されたことは、暗分子雲条件下での閉殻炭化水素へのCN付加効率が高いことを裏付けています。私たちのモデリングの結果は、暗い分子雲におけるプロパルギルラジカルの化学プロセスについての洞察を提供し、PAH形成における共鳴安定化ラジカルの重要性を強調します。
機械学習を使用して分子線データから信頼性の高い H$_2$ カラム密度マップを予測する
| Title |
Predicting_reliable_H$_2$_column_density_maps_from_molecular_line_data_using_machine_learning |
| Authors |
Yoshito_Shimajiri,_Yasutomo_Kawanishi,_Shinji_Fujita,_Yusuke_Miyamoto,_Atsushi_M._Ito,_Doris_Arzoumanian,_Philippe_Andr\'e,_Atsushi_Nishimura,_Kazuki_Tokuda,_Hiroyuki_Kaneko,_Shunya_Takekawa,_Shota_Ueda,_Toshikazu_Onishi,_Tsuyoshi_Inoue,_Shimpei_Nishimoto,_Ryuki_Yoneda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07348 |
分子雲の総質量推定値は、$^{12}$CO(1--0)H$_2$カラム密度に統合された強度。$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O(1--0)データセットからH$_2$列密度を予測する機械学習の機能を示します。星を形成する4つの分子雲。オリオンA、オリオンB、わし座、M17。各クラウドのサブセットに対してトレーニングが実行されると、予測された柱密度の全体的な分布はハーシェル柱密度の分布と一致します。予測および観察されたカラム密度の合計は10\%以内で一致しており、機械学習予測によって各雲の合理的な総質量推定値が得られることが示唆されています。しかし、高密度ガスに相当する値$>\sim2\times10^{22}$cm$^{-2}$の柱密度の分布はうまく予測できませんでした。これは、トレーニングには高密度ガスを追跡する分子線の観察が必要であることを示しています。また、さまざまなクラウドでデータをトレーニングした後にモデルを作成した場合、予測された列密度と観測された列密度の間に大きな違いがあることもわかりました。これは、クラウド間で異なる$X_{\rmCO}$因子が存在することを強調しており、これらの変動を修正するには、さまざまなクラウドでのさらなるトレーニングが必要です。また、分子ラインとカラム密度マップが小さな部分で利用可能であり、分子ラインデータがより大きな領域で利用可能な場合、この方法がHerschelによって観察されなかった領域に向けたカラム密度を予測できることも実証しました。
局所的な M33 質量バルジレス渦巻銀河の成長史
NGC\,7793、NGC\,300、M33、NGC\,2403は、近くにある4つの乱されていない膨らみのない低質量渦巻銀河で、同様の形態と恒星質量を持っています。これらは、円盤形成シナリオや星の質量成長の歴史を研究するのに理想的な研究室です。我々は、連続的な金属を含まないガスの流入と金属富化ガスの流出によって円盤が徐々に成長すると仮定して、単純な化学進化モデルを構築します。古典的な$\chi^{2}$方法論をモデル予測に適用することで、対応する現在の観測値を再現できる自由パラメータの最適な組み合わせ、つまり降下時間スケール$\tauの動径依存性が決定されます。=0.1r/{R_{\rmd}}+3.4\,{\rmGyr}$($R_{\rmd}$はディスクのスケール長)とガス流出効率$b_{\rmout}=0.2ドル。モデルの結果は、渦巻銀河の進化に関するインサイドアウト成長シナリオの一般的な予測とよく一致しています。NGC\,7793の星の質量の約80\%は最後の8\,Gyr内に集合し、40\%は最後の4\,Gyr内に集合します。他の3つの銀河の最も適合したモデルの結果を比較すると、同様の結果が得られ、72\%(NGC\,300)、66\%(NGC\,2403)、および79\%(M33)の恒星質量が銀河内に集合していることが分かりました。過去$\sim\rm8\,Gyr$(つまり$z\,=\,1$)。これら4つの円盤銀河は、時間の経過とともにサイズと星の質量が同時に増加し、質量の増加速度の$\sim\,0.30$倍でサイズが増加します。これら4つのディスクのスケール長は、$z\,=\,1$よりも20\%--25\%長くなります。私たちの最も適合したモデルは、HII領域輝線解析から観察された金属量によって制約された星の質量と金属量の関係と金属量勾配を予測し、個々の巨大な赤色超巨星と青色超巨星およびSDSS銀河の集団合成から測定された観察とよく一致しました。。
小グループでの前処理: クラスターの降下前に相互作用する 3 つのシミュレートされた銀河
銀河団の形成は複雑なプロセスであり、おとめ座やフォルナックスなどの近くの銀河団で観察されるように、おそらく銀河のグループの降着が含まれます。グループのメンバーは星団が降下する前に「前処理」を受け、星の個体数や形態に影響を与えます。この論文では、IllustrisTNG100シミュレーションから選択されたそのような降着イベントの極端な例を紹介します。この銀河群は3つの実物大の円盤銀河と多数の小さな衛星で構成されており、初期に降着し、赤方偏移z=1.3に銀河団の周囲の最初の周中心があります。突入前に、3つの銀河はグループ内でペアになって強く相互作用し、より重い2つの銀河に潮汐誘導バーを生成します。この相互作用は物質交換にもつながり、何らかの星形成活動を引き起こし、その結果恒星集団が一時的に若返ることになります。降下後、それらはすべて星団の周囲を7回通過し、暗黒物質とガス成分の大きな質量減少、および恒星集団の赤化を経験します。しかし、潮汐によって誘発されたバーは保存され、おそらくクラスター内媒体のラム圧ストリッピングによるガスの損失により、保存され、さらに強化されています。この研究は、集団降着がクラスター形成の非常に早い段階で起こる可能性があることを実証し、潮汐誘導バーの形成に関する別のシナリオを提案しています。
原子状炭素とアセトンの間の気相反応の速度論的研究。低温速度定数と水素原子生成物の収率
| Title |
Kinetic_Study_of_the_Gas-Phase_Reaction_between_Atomic_Carbon_and_Acetone._Low_Temperature_Rate_Constants_and_Hydrogen_Atom_Product_Yields |
| Authors |
Kevin_M._Hickson,_Jean-Christophe_Loison_and_Valentine_Wakelam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07497 |
基底状態の炭素原子C(3P)の反応は、高密度の星間物質中にこれらの原子が豊富に存在するため、宇宙化学において重要である可能性があります。ここでは、C(3P)とアセトン、CH3COCH3の間の気相反応の研究を紹介します。実験的には、連続フロー超音速反応器を使用してこのプロセスの速度定数を50～296Kの範囲で測定し、同時にH(2S)原子形成の二次測定も75～296Kの範囲で実行して、好ましい生成物チャネルを解明しました。。C(3P)原子は四臭化炭素のその場パルス光分解によって生成され、C(3P)原子とH(2S)原子の両方はパルスレーザー誘起蛍光によって検出されました。理論的には、量子化学計算を実行して、3A''ポテンシャルエネルギー面上のC(3P)+CH3COCH3反応に関与するさまざまな錯体、付加物、遷移状態を取得することで、反応経路をより深く理解し、実験結果の解釈に役立てることができました。結果。導出された速度定数は(2-3)x10-10cm3s-1と大きく、弱い温度変化のみを示しています。この結果は、反応の障壁のない性質と一致しています。この反応は現在の天体化学ネットワークには存在しないため、シミュレートされた星間アセトン存在量に対するその影響は、ガス粒子の高密度星間雲モデルを使用してテストされます。星間モデルの目的では、温度に依存しない速度定数k(C+CH3COCH3)=2.2x10-10cm3s-1の使用が推奨されます。C(3P)+CH3COCH3反応は、雲年齢の初期および中期において、気相のCH3COCH3存在量を2桁も減少させます。
チルキヌス II の埃っぽい中心部。 MATISSEを用いたLMバンドダストの形態の精査
| Title |
The_dusty_heart_of_Circinus_II._Scrutinizing_the_LM-band_dust_morphology_using_MATISSE |
| Authors |
Jacob_W._Isbell,_J\"org-Uwe_Pott,_Klaus_Meisenheimer,_Marko_Stalevski,_Konrad_R._W._Tristram,_James_Leftley,_Daniel_Asmus,_Gerd_Weigelt,_Violeta_G\'amez_Rosas,_Romain_Petrov,_Walter_Jaffe,_Karl-Heinz_Hofmann,_Thomas_Henning,_Bruno_Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07613 |
この論文では、最近の$N$バンド解析に基づいて、Circinusの史上初の$L$バンドと$M$バンドの干渉観測を紹介します。これらの観察を使用して画像を再構成し、ガウスモデルを$L$バンドと$M$バンドに適合させました。私たちの発見により、幅がかろうじて解像されている薄いエッジオン円盤が明らかになり、$N$帯域で撮像された円盤のスペクトルがより短い波長まで連続していることが分かりました。さらに、$L$バンドと$M$バンドに点状のソースが見つかりました。これは、$LMN$バンドのスペクトルエネルギー分布の当てはめに基づいて、$N$バンドの点ソースに対応します。また、キルキナスの核周囲ダスト構造には、高温ダスト表面への直接視線の痕跡が存在しないことも実証しました。塵が存在すると仮定すると、測定された光束を再現するにはA$_{\rmV}\gtrsim250$magの遮蔽が必要であることがわかります。したがって、画像化された円盤は、活動銀河核の統一スキームにおいて隠蔽された「トーラス」の役割を果たしている可能性がある。さらに、ディスク+双曲円錐の放射伝達モデルのパラメーター空間を調査し、円錐の底部にある単純な変更を特定しました。円盤のすぐ上、双曲円錐の底部の内側に塊のクラスターを追加すると、中央開口部で観察された温度分布とよりよく一致します。これは、最近登場した放射線駆動の噴水モデルとよく一致します。VLTIの感度と空間分解能の独自の組み合わせによってのみ、このようなモデルを詳細に精査し、制約することが可能になります。私たちは将来、この詳細なダスト構造がマティスが観測した他の活動銀河核への適用可能性をテストする予定です。
天文マイクロレンズにおける視差振幅の識別
重力マイクロレンズは、孤立星質量ブラックホール(ISMBH)を発見するための強力な方法です。これらの天体は、長時間にわたるマイクロレンズ現象を引き起こします。マイクロレンズの縮退を完全に解決してこれらのレンズ物体を特徴付けるには、視差と天文偏向の測定が必要です。ISMBHによるマイクロレンズイベントには、かなりの天文偏向がありますが、視差振幅は$\pi_{\rmE}\propto1/\sqrt{M_{\rml}}$と小さいです。ここで、$M_{\rml}$は、レンズの質量。我々は、ISMBHによるマイクロレンズ現象における天文偏向から視差振幅を推測できる可能性を数値的に調査します。天文偏向の視差振幅は相対視差$\pi_{\rm{rel}}$に比例します。これは、(i)$M_{\rml}$に強く依存しないこと、および(ii)マイクロレンズの増加を意味します。マゼラン雲(MC)に向けた観測。これらの現象は、今後のマイクロレンズ調査、(1):銀河バルジ(GB)の「最初の」観測、(2):大型MC(LMC)のLSST観測、および超大型天体観測で検出される可能性があると考えられます。Telescope(ELT)は、10日ごとに1つのデータポイントでそれらを追跡します。フィッシャー/共分散行列を計算することにより、これらの観察から視差振幅を推測する確率を評価します。GBの場合、天文観測および測光観測による相対誤差$<4\%$で視差振幅を識別する効率は、それぞれ$3.8\%$と$29.1\%$です。LMCへの観測の場合、これらの効率はそれぞれ$41.1\%$と$23.0\%$です。天文偏向による視差振幅の測定は、レンズ距離$\lesssim2.7$kpcのGBイベントやLMCハローレンズでは妥当です。ELT望遠鏡は、長時間にわたるマイクロレンズ現象を監視することにより、天文観測の偏向と、その視差によって引き起こされる偏向を検出できます。
DUALZ -- UNCOVER-ALMA レガシー高 $Z$ 調査の詳細
| Title |
DUALZ_--_Deep_UNCOVER-ALMA_Legacy_High-$Z$_Survey |
| Authors |
Seiji_Fujimoto,_Rachel_Bezanson,_Ivo_Labbe,_Gabriel_Brammer,_Sedona_H._Price,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Yoshinobu_Fudamoto,_Pascal_A._Oesch,_Christina_C._Williams,_Pratika_Dayal,_Robert_Feldmann,_Jenny_E._Greene,_Joel_Leja,_Katherine_E._Whitaker,_Adi_Zitrin,_Sam_E._Cutler,_Lukas_J._Furtak,_Richard_Pan,_Iryna_Chemerynska,_Vasily_Kokorev,_Tim_B._Miller,_Hakim_Atek,_Pieter_van_Dokkum,_Stephanie_Juneau,_Susan_Kassin,_Gourav_Khullar,_Danilo_Marchesini,_Michael_Maseda,_Erica_J._Nelson,_David_J._Setton,_and_Renske_Smit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07834 |
我々は、DUALZのALMACycle~9プログラムの調査設計と初期結果を紹介します。このプログラムは、大規模銀河団Abell2744を対象としたALMAとJWSTの共同公共レガシーフィールドを確立することを目的としています。DUALZは、連続した$4'\times6'$ALMA30を特徴としています。-バンド6のGHz幅のモザイク。$\mu>2$のエリアを$\sigma=32.7$~$\mu$Jyの感度までカバーします。ブラインド検索により、S/N$\gtrsim5.0$で赤方偏移の中央値と$z=2.30$および$S_{\rm1.2mm}^{\rmintの固有1.2mm磁束を持つ69個の連続塵源を特定しました。}=0.24$~mJy。これらのうち、27個は最新のNIRSpec観測によって分光学的に確認されていますが、光度測定による赤方偏移の推定値は、残りのソースについての包括的な\hst、NIRCam、ALMAデータによって制約されています。事前分布により、$z=6.3254\pm0.0004$に\cii158~$\mu$mの線エミッターがさらに特定され、最新のNIRSpec分光法によって確認されました。1.2mm連続体のNIRCam対応物は、円盤または回転楕円体で示される乱れのない形態を示しており、微光mm放射のトリガーが合体ほど壊滅的ではないことを示唆しています。アルマ望遠鏡の連続体源の中から、8個の\hst-dark銀河(F150W$>$27~mag、F150W$-$F444W$>$2.3)と2個のJWST-dark(F444W$>$30~mag)銀河候補を特定しました。前者には、正面を向いた円盤銀河が含まれており、実質的な塵の遮蔽が必ずしも傾斜に起因するとは限らないことを示唆しています。$z_{\rmspec}=10.07$でX線で検出された銀河からの周縁塵の放出も検出され、中心のブラックホールとそのホストの活発な共進化が示唆されます。$z\sim10$までの赤外光度関数を評価し、それが銀河形成モデルからの予測と一致していることを発見しました。コミュニティからの多様な科学的成果を促進するために、私たちは縮小ALMAモザイクマップ、キューブ、およびソースカタログ(URL:https://jwst-uncover.github.io/DR2.html\#DUALZ)を一般に公開します。
畳み込みニューラル ネットワークを使用して銀河周縁媒体を探索するための観測主導型マルチフィールド アプローチ
| Title |
An_Observationally_Driven_Multifield_Approach_for_Probing_the_Circum-Galactic_Medium_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Naomi_Gluck_(1),_Benjamin_D._Oppenheimer_(2),_Daisuke_Nagai_(1),_Francisco_Villaescusa-Navarro_(3_and_4),_Daniel_Ang\'eles-Alc\'azar_(5_and_4)_((1)_Yale_University,_(2)_University_of_Colorado_Boulder,_(3)_Princeton_University,_(4)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_(5)_University_of_Connecticut) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07912 |
環銀河媒体(CGM)は、空の広い帯をカバーする多波長調査によって実現可能にマッピングできます。近い将来、複数の大規模なデータセットが利用可能になることから、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、銀河のCGMとそのハロー質量の大規模な物理的特性を初めて推測する尤度フリーの深層学習手法を開発します。IllustrisTNG、SIMBA、Astridモデルを含むCAMELS(MachinE学習シミュレーションによる宇宙論と天体物理学)データを使用して、軟X線と21cm(HI)ラジオ2Dマップ上でCNNをトレーニングし、周囲の高温ガスと低温ガスをそれぞれ追跡します。銀河、銀河団、銀河団。当社のCNNは、HIマップとX線マップの両方で構成される「マルチフィールド」データセットでトレーニングおよびテストする独自の機能を提供し、物理的なCGM特性と改善された推論に関する補完的な情報を提供します。eRASS:4の調査制限を適用すると、質量$\log(M_{\rm{halo}}/M_{\odot})<12.5$の個々のハローを推測するにはX線が十分強力ではないことがわかります。マルチフィールドにより、すべてのハロー質量の推論が向上します。一般に、Astrid(SIMBA)でトレーニングおよびテストされたCNNは、CGMプロパティを最も(少なくとも)正確に推論できます。クロスシミュレーション解析（ある銀河形成モデルでトレーニングし、別の銀河形成モデルでテスト）は、天体物理学的不確実性を無視して実際のデータで堅牢な推論を実行するために、単一モデルでトレーニングされたCNNを開発する際の課題を浮き彫りにします。CGMの物理特性に関する推論を改善するための次の重要なステップは、これらの深層学習モデルを解釈する能力にかかっています。
MUSE による矮小銀河の基本的な金属量関係の拡張
| Title |
Expanding_on_the_Fundamental_Metallicity_Relation_in_Dwarf_Galaxies_with_MUSE |
| Authors |
Teodora-Elena_Bulichi,_Katja_Fahrion,_Fran\c{c}ois_Mernier,_Michael_Hilker,_Ryan_Leaman,_Mariya_Lyubenova,_Oliver_M\"uller,_Nadine_Neumayer,_Ignacio_Martin_Navarro,_Francesca_Pinna,_Marina_Rejkuba,_Laura_Scholz-Diaz,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07919 |
質量金属量関係(MZR)は、銀河進化の文脈において最も重要なスケーリング関係の1つを表し、星の質量と金属量(Z)の間の正の相関関係を構成します。基本金属量関係(FMR)は、依存関係に新しいパラメーターである星形成率(SFR)を導入します。いくつかの研究では、Zが固定質量におけるSFRと逆相関することが判明しましたが、この記述の妥当性には広く疑問があり、広く受け入れられた合意にはまだ達していません。この研究では、私たちは、マルチユニット分光探査機(MUSE)の積分場分光データに対するガス診断を使用して、9つの近くの空間分解された矮小銀河のFMRを調査し、そのような調査を銀河質量の低減と解像度の向上に推進します。私たちは、MZRとFMRの両方が、銀河の異なる星形成領域内で異なる挙動を示すことを発見しました。SFR表面密度と金属量の逆相関は、サンプルの低質量銀河ではより緊密であることがわかります。考慮したすべての銀河について、SFR表面密度と恒星質量の表面密度の相関関係が見つかりました。私たちは、これらの発見の背後にある主な理由は、星形成を促進するガスの降着メカニズムに関連していると提案します。低質量で金属の少ない銀河は、銀河間物質から原始的なガスを降着させますが、より大質量で金属が豊富な系では、ガスが降着します。星形成の責任者は、以前の星形成エピソードから再利用されます。
潮汐破壊イベントの土石流を修正する際の衝撃と自己重力の相対的重要性について
| Title |
On_the_relative_importance_of_shocks_and_self-gravity_in_modifying_tidal_disruption_event_debris_streams |
| Authors |
Julia_Fancher,_Eric_R._Coughlin,_Chris_Nixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07216 |
潮汐破壊現象(TDE)では、星が超大質量ブラックホール(SMBH)の重力場によって破壊されて破片の流れが生成され、その一部がSMBH上に降着して発光フレアを生成します。流れに沿った質量の分布は降着速度に直接的な影響を与えるため、この分布の時間依存の変化をモデル化することで、TDEの観察可能な特性を駆動する関連する物理プロセスへの洞察が得られます。デブリの弾道進化のみを考慮した解析モデルでは、質量分布の顕著な時間依存の特徴が捕捉されていないため、流体力学効果がデブリの動力学を大幅に変更することが示唆されています。これまでの研究では、これらの変化の主な原因は衝撃であると主張されてきたが、今回我々は、高解像度の流体力学シミュレーションにより、自己重力が異常な（つまり、弾道モデルでは予測されない）デブリの原因となる主要な物理メカニズムであることを示す。ストリームの特徴とその時間依存性。これらの高解像度シミュレーションは、自己重力によってデブリの質量分布が変化する特定の長さスケールが存在し、そのため特定のフーリエモードで出力が強化されることも示しています。私たちの結果は、特に遅い時間における自重力の影響下でのデブリの流れの安定性と、それに対応するTDEの観測上の特徴に影響を与えます。
長い GRB の即発放出と X 線フレアの統計解析: 多変量クラスタリングと相関
| Title |
Statistical_analysis_of_long_GRBs'_prompt_emission_and_X-ray_flares:_multivariate_clustering_and_correlations |
| Authors |
Joseph_Saji,_Shabnam_Iyyani_and_Kratika_Mazde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07224 |
ニール・ゲーレルス・スウィフト天文台に搭載されたX線望遠鏡によって行われた広範な観測により、残光の放射の減衰と同時に発生する後期フレアの存在が明らかになりました。しかし、これらのフレアの起源はとらえどころがありません。この研究では、長大なGRBのスウィフト観測(2005～2020年)の大規模データベースを利用して、継続時間の観点からそれらの時間的およびスペクトル的特性を特徴付けることにより、即時ガンマ線放出とX線フレアとの間の体系的な統計的研究を実施しました。、静止期間、ピーク光束、フルエンス、最小変動タイムスケール、およびスペクトルべき乗則指数。それによって生成されたパラメータの多次元データベースを主成分分析によって調査したところ、プロンプト放出とX線フレアの異なるパラメータ間に明らかな相関関係がないことが明らかになった。さらに、相関研究により、フレアの最小変動タイムスケールとその持続期間との間には正の相関傾向があり、ピーク光束との強い負の相関傾向がある一方、即時放出ではそのような相関は観察されないことが明らかになった。同様に、静止期間とフレア持続時間との間に正の相関関係があり、フレアのピーク光束と負の相関関係があることがわかりますが、GRBの即時放出についてはそのような相関関係は観察されません。最後に、X線フレアの中で、最小変動タイムスケール、フレアのピークフラックスおよびフルエンスによって変動が引き起こされる2つの支配的なクラスを見つけます。プロンプトおよびフレアの放出を特徴付けるこれらのさまざまなパラメータのカタログが表示されます。
| Title |
Beyond_the_Background:_Gravitational_Wave_Anisotropy_and_Continuous_Waves_from_Supermassive_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Emiko_C._Gardiner,_Luke_Zoltan_Kelley,_Anna-Malin_Lemke,_Andrea_Mitridate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07227 |
パルサータイミングアレイは、低周波重力波背景(GWB)の証拠を発見しました。天文学者が期待する次の重力波(GW)信号は、単一超大質量ブラックホール連星(SMBHB)からの連続波(CW)とそれに関連するGWB異方性です。CWと異方性を検出できるかどうかは、SMBHB集団の天体物理学に大きく依存します。したがって、単一ソースからの情報は天体物理モデルの縮退を打ち破り、GWB単独よりも厳しい制約を課すことができます。私たちは、SMBHBの集団をシミュレートおよび進化させ、そのGWをモデル化し、対応する検出統計と異方性のレベルを計算します。私たちは、銀河恒星の質量関数、SMBH-ホスト銀河関係($M_{BH}-M_{bulge}$)、バイナリ進化処方など、半解析モデルのさまざまなコンポーネントが、予想されるCW数にどのような影響を与えるかを調査します。検出。このCW発生率は、銀河の総数が少ない、銀河の質量が大きい、銀河とSMBHBの質量関係における散乱と正規化が大きい、および二値硬化時間が長い場合に最大になります。発生率はバイナリ進化パラメータに最も依存しており、CWがバイナリ進化モデルを制約するための新しい手段を提供していることを意味します。最も検出可能なCWソースは最も低い周波数ビンにあり、~$10^9-10^{10}M_\odot$の質量を持ち、~$10^3$Mpc離れています。異方性のレベルは周波数とともに増加し、多極モード$\ell$にわたる角度パワースペクトルは、低周波数$C_{\ell>0}/C_0$で~$5\times10^{-3}$から~$2まで変化します。\times10^{-1}$モデルによって異なります。典型的な値は現在のベイズ上限に近い値です。この異方性は、CW検出の予想数と相関しており、各周波数ビンで最も音量の大きい10個の音源をモデル化することで完全に捕捉されます。この異方性を観察することは、等方性の傾向がある宇宙論的モデルよりもGWBのSMBHBモデルをサポートすることになります。
ブレザー PKS 1510-089 の特異な新状態
| Title |
The_peculiar_new_state_of_the_blazar_PKS_1510-089 |
| Authors |
H.M._Schutte,_M._Zacharias,_M._B\"ottcher,_J._Barnard_(for_the_H.E.S.S._collaboration),_D.A.H._Buckley,_J._Cooper_and_D._Groenewald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07229 |
H.E.S.S.、SALT、Fermi-LAT、Swift、およびATOMによる同時多波長観測により、ブレーザーPKS1510-089は光束、光偏光度、および高エネルギーガンマ線(E>100MeV)の大幅な減少に見舞われたことが示されました。一方、X線と超高エネルギーガンマ線(E>100GeV)のフラックスは2021年から2022年にかけて安定しました。光の偏光度は2022年にほぼゼロに減少し、非偏光が支配的であることを示しています。偏極電子シンクロトロン成分を完全に薄めている光学-UV領域の降着円盤成分。この議事では、理論的なSEDモデリングを通じて、このブレザーの外観の劇的な変化の考えられる理由について議論します。
湾曲した時空における動的プラズマシミュレーションのための新しい共変形式主義
| Title |
A_new_covariant_formalism_for_kinetic_plasma_simulations_in_curved_spacetimes |
| Authors |
Tyler_Trent,_Pierre_Christian,_Chi-kwan_Chan,_Dimitrios_Psaltis,_Feryal_Ozel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07231 |
低密度プラズマは、局所的な磁場の周りの粒子の回転運動と系の巨視的スケールとの間の大規模な分離によって特徴付けられ、多くの場合、グローバルな動力学シミュレーションを計算上困難なものにします。指導中心形式主義は、これらのスケール間のギャップを埋めるための強力なツールとして提案されています。その有用性にも関わらず、誘導中心アプローチは平坦な時空でのみ定式化されており、天体物理学的環境での適用は限られています。ここでは、任意の時空で有効な誘導中心限界における運動方程式を導く新しい共変形式を提示します。さまざまな実験を通じて、粒子のジャイロ運動の速いタイムスケールによって数値アルゴリズムに課せられる1つの厳しい制限を克服しながら、方程式がすべての既知のジャイロ中心ドリフトを捕捉することを実証します。この形式主義により、ブラックホールや中性子星の周りの曲がった時空におけるさまざまな地球規模のプラズマ運動現象の探査が可能になります。
keV 線放射を使用した降着 X 線源に関連した実験室での光電離プラズマの生成
| Title |
Generation_of_photoionized_plasmas_in_the_laboratory_of_relevance_to_accretion-powered_x-ray_sources_using_keV_line_radiation |
| Authors |
D._Riley,_R.L._Singh,_S_White,_M._Charlwood,_D._Bailie,_C._Hyland,_T._Audet,_G._Sarri,_B._Kettle,_G._Gribakin,_S.J._Rose,_E.G._Hill,_G.J._Ferland,_R.J.R._Williams,_F.P._Keenan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07267 |
我々は、中性子星連星やクエーサーなどの降着エネルギーX線源に関連するX線光電離プラズマを生成するための実験室実験について説明し、これまでの研究よりも大幅に改善しました。重要な量である光イオン化パラメータを参照します。xi=4{\pi}F/n_eとして定義されます。ここで、FはX線束、n_eは電子密度です。これは通常、定常状態の状況で意味を持ちますが、文献では、必然的に時間に依存する実験室の実験の性能指数として一般的に使用されます。我々は、いくつかの天体物理学的シナリオの関心領域において、レーザープラズマX線源を使用してxi>100erg-cms-1の値を達成できることを実証する。特に、このような実験で通常使用される準黒体放射場ではなく、keV線源を使用することで、〜の黒体線源から予想される内殻光イオン化と外殻光イオン化の比率を生成できることを示します。keVスペクトル温度。これは、天体物理源のモデル化に使用されるコードの予測と実験を比較できるようにするための重要な要素です。社内のプラズマモデリングコードからの計算をCloudyからの計算と比較し、電子温度と平均電離の両方の時間変化について適度に良好な一致を発見しました。しかし、KベータアルゴンX線スペクトルのコード予測と実験データを比較すると、Cloudyシミュレーションではより高度にイオン化されたアルゴン種の強度が過大評価されていることがわかります。曇りモデルは単一セットのプラズマ条件に対して生成され、実験データは空間的に統合されているため、これはまったく驚くべきことではありません。
照明を暗くする: FLASH を使用したハイブリッド C/O/Ne 白色矮星の爆燃の 2D シミュレーション
| Title |
Dimming_the_Lights:_2D_Simulations_of_Deflagrations_of_Hybrid_C/O/Ne_White_Dwarfs_using_FLASH |
| Authors |
Catherine_Feldman_and_Nathanael_Gutierrez_and_Ellis_Eisenberg_and_Donald_E._Willcox_and_Dean_M._Townsley_and_Alan_C._Calder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07283 |
Ia型超新星集団の中で最も暗く、最も数が多い外れ値であるIax型イベントは、観測活動の結果でますます発見されています。現在、これらのイベントを説明する単一の受け入れられたモデルはありません。この2D研究では、マルチフィジックスソフトウェアFLASHを使用して爆燃を受けるハイブリッドC/O/Ne白色矮星前駆体としてIax型事象をモデル化する可能性を調査します。このハイブリッドは恒星の進化コードMESAを使用して作成され、そのCが枯渇したコアと混合構造は、以前の爆燃から爆発までの研究で従来のC/O前駆体よりも収率が低いことが実証されています。サンプルを生成するために、このシミュレーションの30の「実現」が実行されました。唯一の違いは、爆燃を開始するために使用された最初のマッチヘッドの形状です。以前の研究と同様に、これらの実現により、まばらな噴出物に囲まれたよく知られた熱く高密度の結合された残骸が生成されます。私たちの結果は、星の大部分が燃えずに（約70％）、結合したまま（>90％）であることを示しています。私たちの実現により、総放出量は太陽質量10$^{-2}$～10$^{-1}$程度、放出された$^{56}$Ni量は10$^{-4}程度となる。$-10$^{-2}$の太陽質量、および10$^{48}$-10$^{49}$erg程度の噴出物の運動エネルギー。最も暗いタイプIax現象(SN2007qd、SN2008ha、SN2010ae、SN2019gsc、SN2019muj、SN2020kyg、およびSN2021fcg)の最近の観測から推定される収量と比較すると、シミュレーションでは同等の$^{56}$Ni収量が得られますが、総収量と運動エネルギーが小さすぎる。一部の認識では、残党の再点火も見られます。
宇宙ベースの機器からのデータによると、陽子のエネルギースペクトルの10TeV付近で新たなブレイク：天体物理学的解釈
| Title |
A_new_break_near_10_TeV_in_the_energy_spectrum_of_protons_according_to_data_from_space-based_instruments:_astrophysical_interpretation |
| Authors |
A.A._Lagutin_and_N.V._Volkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07420 |
DAMPEとCALETの共同研究による宇宙機器からの最近の実験データは、陽子のエネルギースペクトルに$\sim10$TeV領域のブレークという新しい特徴があることを示しました。このエネルギー範囲では、観測された粒子のスペクトル指数は$-2.6$から$-2.9$まで変化します。この研究の目的は、この断絶を決定する局所源の位置と年代、それらにおける陽子生成スペクトルの指標、そしてDAMPEとCALETの実験で得られた結果の天体物理学的解釈を確立することである。著者らが開発した宇宙線の非古典的拡散モデルの枠組みでは、著しく不均質な（フラクタル型）銀河媒質中の粒子の伝播に起因するブレイクがあり、このエネルギー範囲のブレイクはテバトロンによって形成されることが示されています。地球から$\sim120$pcの距離にあります。これらの発生源は、年齢が$\sim5\cdot10^5$年で、スペクトル指数$\sim2.7$の粒子を生成します。DAMPE実験とCALET実験で最初に得られた、ブレイク前後の陽子スペクトルのべき乗則の挙動、線源内での粒子生成のソフトスペクトルは、今日受け入れられている標準パラダイムを改訂する必要性を示すものとして考慮されるべきである。宇宙線の源、その中での粒子加速のメカニズム、銀河内の粒子の伝播。
4 PeV 付近の宇宙線核子成分のスペクトルの中で、膝を形成するペバトロンはどこにありますか?
| Title |
Where_are_the_Pevatrons_that_Form_the_Knee_in_the_Spectrum_of_the_Cosmic_Ray_Nucleon_Component_around_4_PeV? |
| Authors |
A.A._Lagutin_and_N.V._Volkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07421 |
この論文では、約4ドルPeVの宇宙線核子成分のスペクトル内で膝を形成する最も近いペバトロンまでの距離の推定を可能にしたアプローチについて説明しています。これは、核子と電子が同じタイプの源とその伝播によって加速されるという仮定に基づいて、膝を持つ非古典的宇宙線拡散の超拡散モデルの枠組みで著者らが得た核子と電子のスペクトルに基づいています。不均質な乱流銀河媒体は、同じ拡散係数によって特徴付けられ、DAMPE実験で確立された$0.9$TeVの領域の電子部品のスペクトルの膝にもあります。約$4$PeVの宇宙線核子成分のスペクトル内で膝を形成するペバトロンは、地球から約$0.75$kpcの距離に位置していることが示されています。
IIb 型超新星と Ib 型超新星の間の橋渡し: 非常に薄い水素エンベロープを持つ SN IIb 2022crv
| Title |
Bridging_between_type_IIb_and_Ib_supernovae:_SN_IIb_2022crv_with_a_very_thin_Hydrogen_envelope |
| Authors |
Anjasha_Gangopadhyay,_Keiichi_Maeda,_Avinash_Singh,_Nayana_A.J.,_Tatsuya_Nakaoka,_Koji_S_Kawabata,_Kenta_Taguchi,_Mridweeka_Singh,_Poonam_Chandra,_Stuart_D_Ryder,_Raya_Dastidar,_Masayuki_Yamanaka,_Miho_Kawabata,_Rami_Z._E._Alsaberi,_Naveen_Dukiya,_Rishabh_Singh_Teja,_Bhavya_Ailawadhi,_Anirban_Dutta,_D.K._Sahu,_Takashi_J_Moriya,_Kuntal_Misra,_Masaomi_Tanaka,_Roger_Chevalier,_Nozomu_Tominaga,_Kohki_Uno,_Ryo_Imazawa,_Taisei_Hamada,_Tomoya_Hori_and_Keisuke_Isoga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07463 |
超新星(SN)SN~IIb2022crvの光学、近赤外線、電波観測を紹介します。我々は、それが非常に薄いHエンベロープを保持し、SN~IIbからSN~Ibに移行したことを示します。最大前段階で見られた顕著なH$\alpha$は最大後段階に向かって減少しますが、He{\sci}線は強度の増加を示します。SN~2022crvの初期スペクトルの\texttt{SYNAPPS}モデリングは、6200\,\AA\での吸収特徴が、Si{\scii}とともにH$\alpha$の実質的な寄与によって説明されることを示唆しています。H$\alpha$の速度進化によってサポートされます。光曲線の進化は、標準的なストリップエンベロープ超新星サブクラスと一致していますが、最も遅いサブクラスの1つです。光度曲線には初期の冷却段階がなく、主に$\rm^{56}$Niの放射性崩壊によって駆動される明るい主ピーク(ピークM$_{V}$=$-$17.82$\pm$0.17mag)が示されています。光曲線解析は、薄い外側Hエンベロープ($M_{\rmenv}\sim$0.05M$_{\odot}$)とコンパクトな前駆体(R$_{\rmenv}$$\sim$3R)を示唆しています。$_{\odot}$)。相互作用によるシンクロトロン自己吸収(SSA)モデルは、平均衝撃速度0.1cの電波光曲線を再現できます。質量損失率は、仮定した場合、(1.9$-$2.8)$\times$10$^{-5}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の範囲内であると推定されます。風速は1000kms$^{-1}$と、他の小型SNe~IIb/Ibと比べても高いレベルにあります。SN~2022crvは、非常にコンパクトな祖先の以前は空いていたパラメータ空間を埋め、SNe~IIb/Ibのコンパクトな祖先シナリオと拡張された祖先シナリオの間の美しい連続性を表しています。
IceCube での即時大気ニュートリノ束の検索
約10年間、IceCubeニュートリノ観測所は高エネルギーの拡散天体物理学ニュートリノ束を観測してきました。これらのエネルギーにおいて、重要なバックグラウンド源は、宇宙線によって引き起こされる空気シャワーの一部であるチャームド中間子の崩壊で生成される即時大気ニュートリノです。ハドロン相互作用の最前相空間におけるチャームド中間子の生成収量、つまり即時ニュートリノのフラックスはよく知られておらず、IceCubeではまだ観測されていません。即時ニュートリノのフラックスの測定は、高エネルギーでの宇宙線誘発空気シャワーにおけるハドロン相互作用のモデル化を改善します。さらに、天体物理学ニュートリノ測定の文脈では、このバックグラウンドフラックスを理解することで、将来のスペクトル形状の測定精度が向上します。特に、IceCubeでの上昇ミューニュートリノ誘発飛跡の分析により、即時ニュートリノを含む可能性が高い大気ニュートリノの大量のサンプルが得られます。ただし、サブドミナントプロンプトニュートリノフラックスの測定は、ドミナント天体物理学的ニュートリノフラックスの仮説に強く依存します。このため、プロンプトニュートリノ束の上限の推定が困難になります。我々は、このモデルの天体物理学的フラックスへの依存性の程度について議論し、ロバストな上限を計算する方法を提案します。さらに、複数のIceCube検出チャネルを使用したプロンプトニュートリノ束の専用検索の可能性について概説します。
MeerKAT による 89 ミリ秒パルサーの磁束密度モニタリング
| Title |
Flux_density_monitoring_of_89_millisecond_pulsars_with_MeerKAT |
| Authors |
P._Gitika,_M._Bailes,_R._M._Shannon,_D._J._Reardon,_A._D._Cameron,_M._Shamohammadi,_M._T._Miles,_C._M._L._Flynn,_A._Corongiu,_M._Kramer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07564 |
我々は、Lバンド受信機を使用してMeerKATパルサータイミングアレイ（MPTA）の一部として2019年から2022年まで約2週間の周期で定期的に監視された89個のミリ秒パルサー（MSP）の磁束密度研究を紹介します。各パルサーについて、944MHzから1625MHzまでの8つの$\sim$97MHzサブバンドの各エポックにおける平均磁束密度を決定しました。これらから、変調指数、各サブバンドの平均およびピークから中央までの磁束密度、および周波数範囲全体にわたる平均スペクトル指数を導き出しました。MSPの大部分は、平均スペクトル指数が-1.86(6)で、単純なべき乗則でよく記述されるスペクトルを持っていることがわかりました。磁束密度の時間的変化を使用して、構造関数を測定し、7つの屈折シンチレーションのタイムスケールを決定しました。構造関数は、MSPの固有の放射光度が安定していることの強力な証拠を提供します。集団として、20cmの波長での平均変調指数は、$\sim$20pccm$^{-3}$の分散尺度(DM)および100pccm$^{-3}$の分散尺度でほぼ1に達します。屈折シンチレーションのため、は0.2に近くなります。タイミングアレイはシンチレーション極大に反応することで観測効率を向上させることができ、20cmFRBサーベイでは、より遠くで$\sim$30%多くのイベントやバーストを発見できる、銀河の空の非常にシンチレーションの高い中緯度領域を優先すべきであることがわかりました。。
X線スペクトルのモデリングとシミュレーション
X線分光法は、天体物理源からのX線のエネルギー分布を分析するための強力な技術です。これにより、放出現場で起こる特性、組成、物理プロセスの研究が可能になります。X線スペクトル分析方法は、データ収集に使用される特定の種類の機器に合わせて調整する必要があることが多いため、多岐にわたります。また、これらの手法は望遠鏡や検出器の技術の向上とともに進歩しています。ここでは、この分野で現在採用されている一般的な手順の概要を簡潔に示します。スペクトル解析を行うために必要な基本的なデータ構造と必須の補助情報について説明し、X線分光法における統計的および計算上の課題に関連する最も関連性の高い側面のいくつかを探ります。さらに、データ削減、スペクトルのモデリングとフィッティング、スペクトルシミュレーションに関連したいくつかの実用的なシナリオの概要を説明します。
高速電波バーストのホスト銀河分散測定
高速電波バーストは、その分散度が天の川星間物質が提供できる最高の分散度を大幅に超えるため、銀河系外の電波源から発生すると考えられる一時的な電波源の一種です。22個の高速無線バーストのホスト銀河はすでに特定されています。この論文では、天の川銀河の星間物質と銀河間物質によって生成されるこれらの高速電波バーストの分散測定を、既知の物理モデルを通じて取得し、ホスト銀河の分散測定を行います。ホスト銀河の分散尺度が赤方偏移値とともに増加することが観察されます。また、ホスト銀河の分散尺度は、リピーターと非リピーター間で異なる分布を持つこともわかりました。ホスト銀河の分散尺度の相違の理由は、それらのローカル環境の違いによって説明されるべきであることに留意されたい。
SN 2021gno: 二重ピークの光曲線を持つカルシウムが豊富な過渡現象
| Title |
SN_2021gno:_a_Calcium-rich_transient_with_double-peaked_light_curves |
| Authors |
K._Ertini,_G._Folatelli,_L._Martinez,_M._C._Bersten,_J._P._Anderson,_C._Ashall,_E._Baron,_S._Bose,_P._J._Brown,_C._Burns,_J._M._DerKacy,_L._Ferrari,_L._Galbany,_E._Hsiao,_S._Kumar,_J._Lu,_P._Mazzali,_N._Morrell,_M._Orellana,_P._J._Pessi,_M._M._Phillips,_A._L._Piro,_A._Polin,_M._Shahbandeh,_B._J._Shappee,_M._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_M._Tucker,_N._Elias-Rosa,_H._Kuncarayakti,_C._P._Guti\'errez,_A._Kozyreva,_T._E._M\"uller-Bravo,_T._-W._Chen,_J._T._Hinkle,_A._V._Payne,_P._Sz\'ekely,_T._Szalai,_B._Barna,_R._K\"onyves-T\'oth,_D._B\'anhidi,_I._B._B\'ir\'o,_I._Cs\'anyi,_L._Kriskovits,_A._P\'al,_Zs._Szab\'o,_R._Szak\'ats,_K._Vida,_J._Vink\'o,_M._Gromadzki,_L._Harvey,_M._Nicholl,_E._Paraskeva,_D._R._Young,_B._Englert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07800 |
我々は、爆発から2日以内に開始された「幼児超新星爆発の精密観測」(POISE)プロジェクトによる超新星(SN)~2021gnoの広範な紫外線(UV)、光学測光および光学分光追跡調査を紹介する。SN~2021gnoは、その中間的な明るさ、速い測光進化、[Ca~II]線が支配的なスペクトルを持つ星雲相への迅速な移行を考慮すると、カルシウムに富んだ過渡現象の小さなファミリーに属します。さらに、この現象は二重ピークの光度曲線を示しており、この現象は他の4つのカルシウムに富む現象のみに共通しています。母銀河の中心からの投影距離は、この銀河系の他の天体ほど大きくありません。初期の光学的光曲線のピークは、UV束の非常に急速な低下と一致しており、初期冷却段階が速いことを示しています。ボロメータ光度曲線と線速度発展の流体力学的モデリングを通じて、この観測結果が、噴出物の質量$0.8\,M_\odot$と$^{56}$の高度に剥離した大質量星の爆発と一致することがわかりました。Niの質量は$0.024~M_{\odot}$。初期冷却段階(最初の光度曲線ピーク)は、$\sim$$10^{-2}\,M_{\odot}$と$1100\,R_{\odotの拡張部を含む拡張星周物質の存在によって説明されます。}$。我々は、極大光スペクトルと星雲スペクトルの両方に水素の特徴が存在するかどうか、そしてカルシウムが豊富な過渡現象について提案されている前駆体シナリオの観点からその意味を議論します。
SN 1987A における点対称構造のヒント: ジッタリングジェットの爆発メカニズム
| Title |
Hints_of_point-symmetric_structures_in_SN_1987A:_the_jittering_jets_explosion_mechanism |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07863 |
私は、最近公開されたSN1987Aの噴出物のJWST画像で3対の塊から構成される点対称構造を特定し、これらの塊の対がSN1987Aのジッタージェット爆発メカニズム(JJEM)をサポートしていると主張します。この点対称構造を、漸近後の巨大枝星雲の多極ローブ形態と比較します。AGB後の星雲の3対の塊は、ジェットで膨張したローブの先端に形成されます。私はこの類似性を利用して、SN1987AがJJEMのフレーム内のジェットによって爆発したという以前の主張を強化します。
ミリ波波長での大気雲偏光のCLASS観測
| Title |
CLASS_Observations_of_Atmospheric_Cloud_Polarization_at_Millimeter_Wavelengths |
| Authors |
Yunyang_Li,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_Denes_Couto,_Sumit_Dahal,_Rahul_Datta,_Rolando_D\"unner,_Joseph_R._Eimer,_Thomas_Essinger-Hileman,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_Tobias_A._Marriage,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_A._Reeves,_Karwan_Rostem,_Rui_Shi,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Oliver_F._Wolff,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07221 |
動的な大気は、特に大きな角度スケールでの測定において、地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射観測に課題を課します。大気中の水流星は、主に雲の形をしており、周囲の熱放射を散乱させ、大気中の主な直線偏光源であることが知られています。この散乱誘起偏光は、重力下で氷の結晶が整列するため、氷雲の場合は大幅に強化されます。氷雲は、高高度のミリメートル天文観測サイトで最も一般的に見られる雲でもあります。この研究は、2016年から2022年にかけて、チリ北部のアタカマ砂漠にあるセロトコでの宇宙論大角スケールサーベイヤー(CLASS)実験によって、40、90、150、および150を中心とする周波数帯域で観測された雲の分極の多周波数研究を示しています。220GHz。機械学習支援の雲分類器を使用して、4つの周波数すべてで見つかった一時的な偏光放射と、観測現場の監視カメラで画像化された雲とを関連付けました。雲現象の偏光角はほとんどが地元子午線から$90^\circ$であることがわかり、これは水平に並んだ氷の結晶の存在と一致しています。90GHzおよび150GHzの偏波データは、スペクトルインデックス$3.90\pm0.06$のべき乗則と一致しますが、レイリー散乱スペクトルと比較すると、偏波振幅の過不足が40/220GHzで見つかります。これらの結果は、レイリー散乱が支配的な雲の偏光と一致しており、220GHzの偏光に寄与する大きな雲粒子の集団からの過冷却水の吸収および/またはミー散乱による影響の可能性があります。
10～20GHz範囲の宇宙マイクロ波背景スペクトル測定用のマイクロ波黒体ターゲット
| Title |
A_Microwave_Blackbody_Target_for_Cosmic_Microwave_Background_Spectral_Measurements_in_the_10-20GHz_range |
| Authors |
P._Alonso-Arias,_F._Cuttaia,_L._Terenzi,_A._Simonetto,_P._A._Fuerte-Rodr\'iguez,_R._Hoyland,_and_J._A._Rubi\~no-Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07320 |
テネリフェ島マイクロ波分光計(TMS)は、10～20GHzの範囲で空の絶対測定を行う地上の電波分光計です。これらの測定の感度と系統誤差に対する耐性を確保するために、TMSにはTMS帯域に最適化され、4Kまで冷却される内部校正システムが組み込まれています。これは、ベースプレートとコーティングされたピラミッド型要素のベッドで構成されるアルミニウムコアで構成されています。吸収材と金属シールドを備えています。吸収体コーティングは市販の樹脂ECCOSORBCR/MF117で作られています。高い安定性(+/-1mK/h)、温度均一性(温度勾配{AT<=25mK)、および放射率(e>=0.999)を実現します。)基準ユニットの要件に基づいて、材料のRF特性と熱特性、およびその形状が慎重に考慮されています。要約すると、このペーパーでは、TMSリファレンスシステムの設計、特性評価、およびテスト結果を包括的に説明します。
Bi-O-edge 波面センサー: フーコーナイフエッジのバリアントがどのようにして究極の補償光学を強化できるか
| Title |
The_Bi-O-edge_wavefront_sensor:_How_Foucault-knife-edge_variants_can_boost_eXtreme_Adaptive_Optics |
| Authors |
C._V\'erinaud,_C.T._Heritier,_M._Kasper_and_M._Tallon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07485 |
近くの星の周りの系外惑星を直接検出するには、高度な補償光学(AO)システムが必要です。将来の巨大分割鏡望遠鏡(GSMT)で近赤外線および光学波長で高いストレール比(SR)を達成するには、高次システムが必要です。ESOELTを使用して暗い系外惑星を直接検出するには、数万の補正モードが必要になります。波面センサー(WFS)の解像度と感度は、この科学ケースの重要な要件です。我々は、フーコーナイフエッジテスト(Foucault1859)から直接インスピレーションを得た、新しいクラスのWFS、双直交フーコーナイフエッジセンサー(またはBi-O-edge)を紹介します。このアイデアは、2つの焦点を生成するビームスプリッターを使用することで構成されており、各焦点は、互いに直交する方向のエッジによって感知されます。2つの実装コンセプトについて説明します。Bi-Oエッジセンサーは、シャープなエッジとチップチルト変調デバイス(シャープなBi-Oエッジ)、またはグレーのエッジ上の滑らかな段階的な透過(グレーのBi-O)で実現できます。-角）。Bi-Oエッジの概念と4面の古典的なピラミッド波面センサー(PWS)を比較すると、測定の性質について重要な洞察が得られます。私たちの分析では、Bi-Oエッジの感度ゲインが、PWSはシステム構成によって異なります。ゲインは、制御モードの数と変調角度の関数です。我々は、シャープなBi-Oエッジの場合、多数の制御モードと小さい変調角度では、伝播フォトンノイズの分散の低減におけるゲインが理論上の係数2に近づくことを発見しました。これは、シャープなBi-Oエッジに必要なのは、PWSの光子の半分を使用して、同様の測定精度を達成します。
ローマ コロナグラフ装置の分析パフォーマンス モデルとエラー バジェット
| Title |
The_Analytical_Performance_Model_and_Error_Budget_for_the_Roman_Coronagraph_Instrument |
| Authors |
Bijan_Nemati,_John_Krist,_Ilya_Poberezhskiy,_Brian_Kern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07505 |
NASAが開発中のナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡(ローマン)は、ダークエネルギー現象の考えられる原因を調査し、太陽系外惑星を検出して特徴付ける予定です。2.4m宇宙望遠鏡には、広視野赤外線イメージャとコロナグラフという2つの主要な機器が搭載されています。コロナグラフ装置(CGI)は、現在の最先端の宇宙および地上装置と、地球に似た惑星を検出して特徴づけることができる将来の高コントラスト宇宙コロナグラフとの間のギャップを埋めるために設計された技術デモンストレーターです。他の星のハビタブルゾーン。CGIは、2つの高密度可変ミラーと低次および高次波面の感知と制御を含む補償光学を使用して、星の光を最大9桁抑制するように設計されており、木星級の直接検出と特性評価が可能になる可能性があります。系外惑星。コントラストは星明かりの抑制の尺度であり、高いコントラストはコロナグラフの主な利点です。しかし、重要な特性はそれだけではありません。コントラストは、惑星の光の受け入れに対してバランスがとれていなければなりません。残りの抑制されていない星の光も、さらなる推定と減算を可能にする安定した形態を持っていなければなりません。宇宙の擾乱や放射線環境が存在する中でこれらすべての目標を達成するには、コロナグラフは高度に最適化されたシステムとして設計および製造されなければなりません。CGIエラーバジェットは、最適化をガイドするために使用される最上位のツールであり、競合するさまざまなエラーのトレードを可能にします。エラーバジェットは、システムエンジニアリングプロセスで生じる数多くの多様な問題に対するパフォーマンスの迅速な計算と追跡を可能にする分析モデルに基づいています。この論文では、コロナグラフシステムエンジニアリングのアプローチとエラーバジェットについて概説します。
X1.5 フレアにおける太陽地震源の分光偏光特性と電子線および陽子線の衝突の証拠
| Title |
Spectro-Polarimetric_Properties_of_Sunquake_Sources_in_X1.5_Flare_and_Evidence_for_Electron_and_Proton_Beam_Impacts |
| Authors |
Alexander_G._Kosovichev,_Viacheslav_M._Sadykov_and_John_T._Stefan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07346 |
太陽周期25の最初の重大な太陽地震イベントは、2022年5月10日のX1.5フレア中に、太陽力学天文台に搭載された太陽地震・磁気イメージャ(HMI)によって観測されました。HMIの直線偏光フィルターグラムと円偏光フィルターグラムから再構成されたFeI6173A線のストークスプロファイルを使用して、太陽地震光球源の詳細な分光偏光分析を実行します。結果は、3～4分間続く急速な成長とゆっくりとした減衰を伴う連続体放射の速い変動を示しており、これはウィンド宇宙船に搭載されたコーヌス装置によって観測された硬X線インパルスと一致している。線の芯の変化は線の翼の変化よりもわずかに早く現れ、加熱が大気の高層で始まり、下方に伝播したことを示しています。線プロファイルの変動の最も重要な特徴は、4つのソースのうち3つの線のコアでの一時的な発光であり、彩層下部と光球での激しい衝撃的な加熱を示しています。さらに、観察されたストークスプロファイルの変化は、太陽地震源の磁場強度と形状の一時的および永続的な変化を反映しています。放射流体力学モデルとの比較は、衝撃的フレア段階の物理プロセスが、現在文献で提示されている陽子線フレアモデルや電子ビームフレアモデルで予測されるものよりも大幅に複雑であることを示しています。
低質量 M 型矮星モデルにおける対流キス不安定性: 対流オーバーシュート、半対流、光度関数、表面存在量および星団の年齢年代測定
| Title |
The_convective_kissing_instability_in_low-mass_M-dwarf_models:_convective_overshooting,_semi-convection,_luminosity_functions,_surface_abundances_and_star_cluster_age_dating |
| Authors |
Santana_Mansfield,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07523 |
対流キス不安定性を受けるM型矮星の低質量モデルでは、明るさと温度が変動し、その結果、$Gaia$データで観察される主系列にギャップが生じます。この不安定性の間、モデルは完全な対流の期間を繰り返し、材料がモデル全体で混合されます。恒星の進化モデルは、さまざまな量の対流オーバーシュートと半対流を伴うMESAを使用して実行されます。不安定性の振幅と強度は、オーバーシュートの量が増加するにつれて減少しますが、半対流が存在する場合には維持されることがわかりました。これは、ハーツシュプルング-ラッセル図の進化の軌跡のループに反映されています。$^1$H、$^3$He、$^4$He、$^{12}$C、$^{14}$N、$^{16}$Oの表面存在量は時間の経過とともに増加または減少しますただし、対流境界のため、相対存在量の変化は非常に小さく、観測できない可能性があります。モデルからの質量と等級の値は、質量と等級の関係から恒星の合成集団に割り当てられ、色と等級の図が作成されます。これにより、M矮星のギャップが主系列(MS)の青側の端への大きなくぼみとして再現されます。）。これは、明度関数で小さなピークとディップとして特徴付けられます。MSの幅は、不安定性よりも高い質量と低い質量におけるMSの幅の差に応じて、時間の経過とともに減少します。MSの上部と下部の間の平行オフセットと相対角度も、質量と大きさの関係に応じて時間とともに変化します。単一星と恒星集団の可能性のある年齢測定方法について説明します。
若い星団 IC 4665 の改訂後の年齢は 5000 万年を超えています
| Title |
A_revised_age_greater_than_50_Myr_for_the_young_cluster_IC_4665 |
| Authors |
R._D._Jeffries_(1),_R._J._Jackson_(1),_A._S._Binks_(2)_((1)_Keele_University,_UK,_(2)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07619 |
IC4665は、「リチウム枯渇境界」(LDB)年齢を持つわずか12個の若い散開星団のうちの1つです。天文観測と分光学的にフィルター処理された星団メンバーのサンプルを使用して、その低質量星の両方の位置がガイアの絶対色で表示されることを示します。-等級図と、K星と初期のM星の間で見られるリチウムの枯渇は、報告されているLDB年齢(32+4/-5)ミルと一致しません。アーカイブスペクトルの再分析は、IC4665のLDBがまだ古いものではないことを示唆しています。LDB年齢がより確立されている他の若いクラスターからの同様のデータセットとの経験的比較により、IC4665はクラスターIC2602とIC2391によって年齢が(55年)に分類されることが示されています。+/-3)そうですね。
赤い四角形の非常にコンパクトな塵の円盤
| Title |
The_very_compact_dust_disk_in_the_Red_Rectangle |
| Authors |
V._Bujarrabal,_J._Alcolea,_A._Castro-Carrizo,_J._Kluska,_C._Sanchez_Contreras,_H._Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07622 |
私たちは、回転する周連星円盤を持つポストAGB連星のプロトタイプである赤い長方形のケプラー円盤の中心領域における塵の分布を研究し、それを関連する分子ガストレーサーの分布と比較することを目的としています。解像度(20ミリ秒、質量)0.9mmでの連続体および線発光のアルマ望遠鏡観察。マップは、連続体データを再現できる塵と自由放出の単純なモデルを使用して分析されました。結果:i)赤い長方形内の塵放出のほとんどは、直径250天文単位、幅50天文単位の典型的なサイズの内側の円盤領域に集中していることがわかりました。ii)赤道内側領域へのダスト粒子の沈降は、比較的広範囲に分布するガスと比較すると顕著である。iii)この領域は基本的に、CI、CII、HCNなどの特定の分子が形成されると考えられる温暖なPDR(光支配領域)と一致しており、またおそらくPAH(多環芳香族炭化水素、この発生源では放出が非常に強い)も形成されていると考えられます。）。iv)典型的な半径が約150μである粒子のサイズが大きいことを確認します。0.9mmでの塵の不透明度は、比較的大きい約0.5であると推定されます。v)中心に非常にコンパクトなHII領域が存在することも確認し、その範囲は10～15mas(～10AU)、0.9mmで7～8mJyの全光束が測定されました。
新星のような変光星 V704 で 1 か月にわたる 3 回のフレアと
| Title |
A_trio_of_month_long_flares_in_the_nova-like_variable_V704_And |
| Authors |
Gabriella_Zsidi,_C._J._Nixon,_T._Naylor,_J._E._Pringle,_K._L._Page |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07643 |
私たちは、新星に似た変光星V704Andでの珍しい一連のフレアの発見を紹介します。AAVSO、ASAS-SN、ZTFからの新星型変光星V704のデータを使用して、高状態の間に発生した3つの増光現象を発見しました。これらのイベントにより、光源の光学的明るさが$\sim13.5$等級から$\sim12.5$等級に上昇します。この出来事はおよそ1か月間続き、ゆっくりとした上昇とより速い減衰という異常な形を示します。3回目のイベントの直後、私たちはSwiftによる定期監視からデータを取得しましたが、この時点までにフレアは止み、発生源はフレア前の高状態の活動レベルに戻りました。スウィフトの観察では、ハイ状態の間、光源がX線で検出可能であり、同時にUVと光束を提供することが確認されています。ソースはフレアの前にすでに高状態にあり、したがってディスクはすでに高粘度状態にあると予想されるため、変動の要因はコンパニオンからの物質移動速度の変化であるに違いないと結論付けます。私たちは、このような短時間スケールの物質移動変動が起こる可能性のあるメカニズムについて議論します。
イータテルの破片ディスクに向かうガスの吸収：風か雲か？
ηTelescopiiは、ガスが溜まっていると仮説が立てられている端の破片円盤に囲まれた、年齢約2300万年のA型星です。ηTelの遠紫外分光観測と近紫外分光観測の最近の分析では、いくつかの原子線で~-23km/sと~-18km/sに吸収特徴が見つかり、それぞれ星周ガスと星間ガスに起因すると考えられています。この研究では、イータ・テルと、イータ・テルと同様の視線を持つ他の3つの恒星のHD181327、HD180575、およびロー・テルの高分解能光学分光法を分析することによって、ガスの星周起源をテストした。CaiiH&K線では~-23km/sと~-18km/sで、etaTelのNaiD1&D2ダブレットでは~-23km/sで吸収特徴が見つかりました。これは、以前の研究結果と一致しています。紫外線。ただし、分析した他の3つの星のCaiiK線では、〜-23km/sでの吸収の特徴も見つかりました。これは、これまで星周ガスに起因すると考えられていた吸収線が、代わりにイータTelの視線を横切る星間雲によるものである可能性が高いことを強く示唆しています。
相対磁気ヘリシティのもつれた結合を解く
磁気ヘリシティ$H$は、ボリューム内の磁気結合を測定します。ヘリシティの初期の理論的発展は、$\mathcal{S}$によって境界付けられた$\mathcal{V}$内の磁気的に閉じられた系に焦点を当てていました。磁気的に閉じられた系の場合、$\mathcal{V}\in\mathbb{R}^3=\mathcal{V}+\mathcal{V}^*$、磁束は境界を通過しません、$\hat{\boldsymbol{n}}\cdot\boldsymbol{B}|_\mathcal{S}=0$。BergerandField(1984)とFinnandAntonsen(1985)は、磁束が境界を通過する可能性がある磁気的に開いた系のヘリシティの定義を相対ヘリシティ$\mathcal{H}$に拡張しました。Berger(1999,2003)は、この相対ヘリシティを$\mathcal{V}$内に閉じた磁場の自己ヘリシティと境界$\mathcal{Sを通る磁場の相互ヘリシティを記述する2つのゲージ不変項として表現しました。}$と$\mathcal{V}$の内側に閉じた磁場。$\mathcal{V}$に浸透する全磁場は、$\mathcal{V}$の電流源$\boldsymbol{J}$によって生成される磁場と、電流源$\boldsymbol{$\mathcal{V}^*$のJ}^*$。この事実に基づいて、相対磁気ヘリシティに関するバーガーの式を、これらの自己ヘリシティと相互ヘリシティの両方を同時に特徴付ける8つのゲージ不変量に拡張し、その起源を$\mathcal{V}$の電流$\boldsymbol{J}$に帰します。/または$\boldsymbol{J}^*$を$\mathcal{V}^*$に組み込むことにより、これらの絡み合った結合の起源の領域を解きほぐします。これら8つの用語を、その起源の領域に基づいて、内部および外部ヘリシティ(自己)および内部-外部ヘリシティ(相互)の新しい表現に整理します。磁気エネルギーの解釈に対するこれらの関連性の意味が議論され、境界を通る場の進化を追跡するための新しい境界観測値が提案されます。
3つの太陽フレアにおける分子状水素放出の挙動
| Title |
Behaviour_of_molecular_hydrogen_emission_in_three_solar_flares |
| Authors |
Sargam_M._Mulay,_Lyndsay_Fletcher,_Hugh_Hudson,_Nicolas_Labrosse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07799 |
私たちは、C5.1、C9.7、X1.0クラスの3つのX線フレアの間、界面領域イメージング分光計(IRIS)を使用して分子状水素(H$_{2}$)からの紫外(UV)放出を体系的に調査しました。2014年10月25日。5本のH$_{2}$スペクトル線からの顕著な発光がフレアリボンに現れ、2本のSiIVスペクトル線からのUV放射の吸収による光励起(蛍光)と解釈された。H$_{2}$プロファイルは幅広く、固定成分に加えて、ラインの赤と青の2つの非固定成分で構成されていました。赤色(青色)の翼の構成要素は、~5~15kms$^{-1}$(~5~10kms$^{-1}$)の小さな赤方偏移(青色偏移)を示した。非熱速度は~5~15kms$^{-1}$であることが判明した。H$_{2}$線の強度と分岐比との相関関係から、H$_{2}$発光が光学的に薄いプラズマ条件下で形成されることが確認された。SiIVとH$_{2}$発光の間には強い空間的および時間的相関関係がありますが、H$_{2}$発光はより長く拡散しており、さらにH$_{2}$蛍光が示唆されています。フレアの「逆加熱」と同様に、H$_{2}$放出が発生する深さを推定する手段を提供します。これは、SiIV放出源から1871$\pm$157kmと1207$\pm$112km下の、2つの異なるリボン位置にあることがわかります。
SWIFT J0850.8-4219 の赤外分光法: 天の川銀河の 2 番目の赤色超巨星 X 線連星の特定
| Title |
Infrared_spectroscopy_of_SWIFT_J0850.8-4219:_Identification_of_the_second_red_supergiant_X-ray_binary_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Kishalay_De,_Fiona_A._Daly_and_Roberto_Soria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07833 |
赤色超巨星(RSG)ドナーをホストする高質量X線連星は、大規模な恒星の進化における稀ではあるが重要な段階であり、これまで天の川銀河で知られていた発生源は1つだけでした。この手紙では、2番目の銀河RSGX線バイナリSWIFTJ0850.8-4219の識別を紹介します。ソース2MASS08504008-4211514は、偶然の一致確率$\およそ5\times10^{-6}$を持つ可能性の高い赤外線対応物として特定されます。我々は、対応星の$1.0-2.5\,\μmのスペクトルを提示し、後期型星に特徴的な特徴と非常に強いHeI輝線を示し、同定を裏付けた。i)$^{12}$CO(2,0)バンドの強度、ii)$\約1.1\,\mu$mの強いCNバンドヘッドと存在しないTiOバンドヘッド、およびiii)Mgの等価幅に基づくI$1.71\,\mu$mラインでは、対応物は、$\約12$kpcの距離に位置し、実効温度が$3820\pm100$KのK3$-$K5タイプRSGであると分類されます。線源X線の明るさは、ハードフォトンインデックス($\Gamma<1$)を使用して$(4\pm1)\times10^{35}$ergs$^{-1}$と推定されます。白色矮星の降着体に対しては、プロペラ段階の磁化された中性子星と一致します。私たちの結果は、局所的なX線連星集団の国勢調査を完了する上で、銀河の硬X線源の体系的なNIR分光法の可能性を強調しています。
磁束放電によるデ・シッター崩壊に対する弱重力予想の意味
| Title |
Implications_of_Weak_Gravity_Conjecture_for_de_Sitter_Decay_by_Flux_Discharge |
| Authors |
Nemanja_Kaloper,_Alexander_Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07223 |
我々は、膜核生成を介して宇宙定数を放出するメカニズムに対する弱い重力予想の影響を調べます。遮蔽フラックスとその源となる膜が侵入し、弱い重力限界が強制されると、一般的なド・シッター空間は不安定になります。宇宙定数を選別して排出するすべてのフラックス項が二次項および高次の項によって支配されている場合、弱い重力予想と自然性からの境界が人類的な結果につながることを示します。対照的に、磁束セクターが線形磁束項によって支配されている場合、人為的要素は回避される可能性があり、宇宙定数は可能な限り最小の値に向かって自然に減衰する可能性があります。
一般的な平面軌道におけるブラックホール連星の合体構造を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_merger_structure_of_black_hole_binaries_in_generic_planar_orbits |
| Authors |
Gregorio_Carullo,_Simone_Albanesi,_Alessandro_Nagar,_Rossella_Gamba,_Sebastiano_Bernuzzi,_Tomas_Andrade_and_Juan_Trenado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07228 |
一般的な平面軌道における連星ブラックホール合体の正確なモデリングは、重力波観測を通じて動的で孤立した連星形成チャネルを解きほぐすための重要なステップです。このような合体の合体状態は、準円形の場合に比べて非常に複雑性が高く、離心率や異常性に関する標準的なパラメータ化では容易に説明できません。有効な一体形式主義の精神に基づいて、我々はテスト質量限界の研究を基礎にし、合体時の動的「衝撃パラメータ」などのバイナリエネルギーと角運動量のゲージ不変の組み合わせがどのようにこの問題を克服するかを示します。チャレンジ。これらの変数は、重要な合体パラメータの単純な「準普遍的」構造を明らかにし、一般的な(有界および動的有界の)軌道構成の正確な分析表現を構築することを可能にします。我々は、RITおよびSXSカタログからの非回転前駆体を含む有界非円形連星の255の数値シミュレーションと、Einsteinツールキットを使用して生成された動的キャプチャのカスタムデータセット、および有界軌道でのテスト質量データを使用して、これらの分析関係の妥当性を実証します。私たちのモデリング戦略は、任意の軌道上のシステムの正確かつ完全な波形モデルの基礎を築き、動的形成シナリオの観測探査と新しいクラスの重力波源の発見を強化します。
スピン 1/2 粒子の重力デコヒーレンスに対するオープン量子システムのアプローチ
| Title |
Open_quantum_system_approach_to_the_gravitational_decoherence_of_spin-1/2_particles |
| Authors |
Mohammad_Sharifian,_Moslem_Zarei,_Mehdi_Abdi,_Nicola_Bartolo,_and_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07236 |
この論文は、空間的に重ね合わされた大質量粒子のシステムとスクイーズされた重力波の相互作用から生じるデコヒーレンス効果を調査します。私たちは2つの系、1つはスピン1/2粒子で構成され、もう1つはスピンレス粒子で構成され、量子ボルツマン方程式を使用してそれらのデコヒーレンスを研究します。スピン1/2粒子システムの場合、デコヒーレンス率は重力波のスクイーズ強度とスクイーズ角度の両方に依存することが分析によって明らかになりました。私たちの結果は、スクイーズ強度$r_p\geq1.2$とスクイーズ角度$\varphi_p=\pi/2$を持つスクイーズ重力波は、スピン1の雲の自由落下1秒以内に1%のデコヒーレンスを誘発できることを示しています。/2粒子。対照的に、スピンレス粒子システムの場合、デコヒーレンス率はより弱く、重力波のスクイーズ強度のみに依存し、スクイーズ角度には依存しません。結果として、この場合、系の質量が2桁大きく、実験が10倍長く、圧搾強度$r_p\geq2の場合に、スピン1/2粒子の同量のデコヒーレンスに達することができます。1ドル。この研究は、スクイーズされた重力波と、大質量粒子とそのスピンの系における空間的重ね合わせ状態のコヒーレンスとの関係に光を当てるものである。デコヒーレンスのスクイーズ強度への依存性、およびスピン1/2粒子の場合はスクイーズ角への依存性は、量子と重力の関係のさらなる探求と理解への道を開きます。このような実験設定は、最終的には初期宇宙でインフレーションによって生成された重力波のスクイーズ効果（したがって量子関連の特性）のレベルを調査するためにも使用できる可能性があることを我々は示唆しています。
マグネターとレーザープラズマのQED超強磁場におけるプラズマモード
超磁化プラズマ（磁場の強さが約$B_{Q}\estimate4\times10^{13}$~gaussのシュウィンガー磁場を超える）は、レーザープラズマ実験とマグネター放出の天体物理学的観測。これらの進歩には、量子電気力学(QED)効果が集団プラズマ現象にどのように影響するかについてのより深い理解が必要です。特に、マクスウェル方程式は、強力なQED体制では非線形になります。ここで私たちは、任意の強い磁場を持つQEDプラズマ内の集団現象を{\em体系的に}調査できるようにする「QEDプラズマフレームワーク」を紹介します。さらに、超磁化された低温電子陽電子プラズマの低周波数モードを調査することによって、その枠組みを説明します。我々は、QED体制において5つの支部という古典的な構図が維持されることを実証します。新しい固有モードは表示されません。すべてのモードの分散曲線が変更されます。QED効果には、場に依存するプラズマ周波数の全体的な変更が含まれます。また、モードの共振とカットオフも変更され、フィールドと角度の両方に依存します。最も強力な効果は、(i)プラズマ周波数よりはるかに低い低周波カットオフの劇的な減少によるOモードの{\em電界誘起プラズマの透明度}、(ii){\emアルフベンモードの抑制}です。大$k$領域ではアルフベンモード共鳴の減少による、および(iii)角度に依存した屈折率の強い増加による{\emOモードの減速}。これらの結果は、マグネターの磁気圏ペアプラズマの理解や、QED領域での実験室でのレーザープラズマ実験にとって重要となるはずです。
有限時間宇宙論的特異点と宇宙の起こり得る運命
あらゆる物理理論における特異点は、未知の根底にある基本理論を示す顕著な指標であるか、物理的現実の記述の変化を示すかのいずれかです。一般相対性理論では、発生する可能性のある基本的な特異点が3種類あります。まず、ブラックホール空間のような粉砕特異点です。シュヴァルツシルトの場合と、有限時間内に現れる2つの宇宙論的特異点、すなわちビッグバン特異点とビッグリップ特異点です。ブラックホールとビッグバンの特異点の場合、その特異点は、物理学がもはや古典的な重力理論によって記述されず、重力の量子バージョンがおそらく必要であることを示しています。ビッグリップは、ダークエネルギー時代を記述するために必要な幻のスカラー場により、一般相対性理論の文脈で現れる未来の特異点です。ビッグリップ特異点とは別に、突発特異点、ビッグフリーズ特異点、一般化突発特異点、$w$-特異点などのさまざまな有限時間未来特異点が、そのモデルに関係なく、さまざまなクラスの宇宙論モデルで許可されています。起源。これらの有限時間特異点の発生は、さまざまなダークエネルギー、修正重力、その他の代替宇宙理論との関連で集中的に研究されてきました。これらの特異点は、現在の宇宙論的シナリオがおそらくまだ発見されていない基本理論の近似バージョンであることを示唆しています。このレビューでは、アインシュタインの一般相対性理論の文脈で構築された宇宙理論と、有限時間宇宙論的特異点につながる可能性のある修正重力理論の具体的な概要を提供します。また、宇宙論的シナリオ内の有限時間特異点を防止または軽減できる可能性がある、文献で提案されているさまざまなアプローチについても説明します。
| Title |
Cosmological_Correlators_Through_the_Looking_Glass:_Reality,_Parity,_and_Factorisation |
| Authors |
David_Stefanyszyn,_Xi_Tong,_and_Yuhang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07769 |
我々は、インフレーション中の量子場の進化を考察し、外部状態が無質量スカラーと無質量重力子の場合、宇宙の後期波動関数の摂動的膨張に現れる全エネルギー特異点が純粋に実在することを示す。私たちの証明は、ツリーレベルの近似、バンチ・デイビスの初期条件、および正確なスケールの不変性(IR収束)に依存していますが、デ・シッターブーストの下での不変性に関する仮定はありません。すべての$n$-point関数を考慮し、任意の質量および整数スピンの追加状態の交換を可能にします。私たちの証明では、UV収束を維持し、ユークリッド時間に回転した後も時間順の寄与が純粋に現実であることを保証する、大規模な回転場のインフレーションバルクバルクプロパゲータの分解を利用します。この現実特性を使用して、全エネルギー特異点の由来となる波動関数係数の最大結合部分が純粋に実数であることを示します。すべての状態が相補級数にある理論では、この現実は波動関数係数全体に拡張されます。次に、現実定理を使用して、パリティ奇数相関器(ミラー非対称な相関器)が因数分解され、総エネルギーが保存される場合には発散しないことを示します。私たちは、インフレーション曲率摂動のパリティ奇数4点関数(トライスペクトル)に特別な注意を払い、現実/因数分解定理を使用して、この観測量が三次図の積に因数分解されて、それによって正確な形状を導出できることを示します。インフレトンと大規模スピン$1$およびスピン$2$場の間の結合の例を示します。回転場の2点関数に対するチャーン・シモンズ補正によって駆動されるトライスペクトルのパリティ違反、またはパリティ違反3次関数によるパリティ違反を伴います。インフレーションの有効場理論内で構築される相互作用。
連星ブラックホール系における物質移動とボソン雲の減少
| Title |
Mass_transfer_and_boson_cloud_depletion_in_a_binary_black_hole_system |
| Authors |
Yao_Guo,_Wenjie_Zhong,_Yiqiu_Ma,_Daiqin_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07790 |
超軽量粒子は、暗黒物質の潜在的な候補の1つです。存在する場合、超放射を介して急速に回転するブラックホールによって生成され、ブラックホールのエネルギーと角運動量が抽出され、ボーソン雲が形成されます。ボソン雲は伴星の存在によって影響を受けることがあり、実りある力学効果を生み出し、特徴的な重力波信号を生成します。私たちは、連星ブラックホール系におけるボソン雲のダイナミクスを研究し、特に、2つのブラックホール間の物質移動を研究するためのフレームワークを開発します。中心ブラックホールの成長モードを占めるボソンは、伴ブラックホールの減衰モードにジャンプし、その結果雲の減少を引き起こす可能性があることがわかった。この雲減少のメカニズムは、伴星からの共鳴摂動によって引き起こされるメカニズムとは異なります。
ダーク $U(1)$ ゲージ対称性を持つヒッグスインフレーションモデルと暗黒物質モデル間の相互作用
| Title |
Interplay_between_Higgs_inflation_and_dark_matter_models_with_dark_$U(1)$_gauge_symmetry |
| Authors |
Sarif_Khan,_Jinsu_Kim,_Pyungwon_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07839 |
我々は、暗黒$U(1)_D$拡張モデルにおける暗黒物質現象学とヒッグスインフレーションを調査します。このモデルは、ダークフェルミ粒子とダークベクトルボソンという2つの暗黒物質候補を特徴としています。フェルミオンDM$\psi$がベクトルDM$W_D$より重い場合、$\psi$が$W_D$よりも支配的なパラメータ空間が十分にあります。$\psi$は標準モデルの粒子と直接結合していないため、モデルは直接検出実験による厳しい制限を簡単に回避できます。さらに、モデルは3つの異なる方法で膨張に対応できます。1つは標準モデルのヒッグス方向に沿ったもの、1つはダークヒッグス方向に沿ったもの、もう1つはその2つの方向の組み合わせに沿ったものです。パラメータの実行とさまざまな観測上の制約を考慮して、詳細な数値解析を実行し、暗黒物質とヒッグスインフレーションの両方を統一的に説明できる許容パラメータ空間を特定します。ヒッグスインフレーションの課せが暗黒物質パラメータ空間をどのように厳しく制限するかについて詳しく説明します。暗黒ヒッグス場の存在は、暗黒物質現象学と一般化されたヒッグスインフレーションの両方において重要な役割を果たすことがわかっています。
アルフヴェニ系および非アルフヴェニ系太陽風の磁気不連続部における局所陽子加熱
| Title |
Local_proton_heating_at_magnetic_discontinuities_in_Alfvenic_and_non-Alfvenic_solar_wind |
| Authors |
C.A._Gonzalez,_J.L._Verniero,_R.Bandyopadhyay_and_A._Tenerani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07862 |
私たちは、磁気不連続/断続構造における局所的な陽子のエネルギー付与と、パーカー太陽探査機によって観測されたアルフブ風および非アルフブ風流の速度位相空間における対応する運動学的特徴を調査します。増分の偏分散法により、両方の種類の風において最も高温の陽子集団が圧縮可能な運動スケールの磁気構造の周囲に局在していることがわかりました。さらに、アルフヴェ風はより小規模な構造を考慮すると$T_\Parallel$の優先的な強化を示しますが、非アルフヴェ風は$T_\bot$の優先的な強化を示します。陽子線はどちらの種類の風にも存在しますが、陽子の速度分布関数は異なる特徴を示します。熱いビーム、つまりビームからコアまでの垂直温度が全分布異方性の最大3倍であるビームは、非アルフブ風で見られますが、より冷たいビームはアルフブ風で見られます。私たちのデータ分析は、さまざまな幾何学的設定での2.5Dハイブリッドシミュレーションによって補完されており、アルフブ風と非アルフブ風の陽子線には異なる運動特性と起源があるという考えが裏付けられています。バランスの取れた乱流で有利となる垂直非線形カスケードの発達により、垂直プラズマ温度の優先的な相対的向上とホットビームの形成が可能になります。コールドフィールドに整列したビームは、代わりにAlfv\'en波の急峻化によって好まれます。非マクスウェル分布関数は不連続性や断続的な構造の近くで見られ、小規模構造の非線形形成が本質的に無衝突プラズマにおける高度に非熱的な特徴の発達に関連しているという事実を示しています。
科学的な電荷結合デバイスにおける核反動の特定
| Title |
Nuclear_Recoil_Identification_in_a_Scientific_Charge-Coupled_Device |
| Authors |
K.J._McGuire,_A.E._Chavarria,_N._Castello-Mor,_S._Lee,_B._Kilminster,_R._Vilar,_A._Alvarez,_J._Jung,_J._Cuevas-Zepeda,_C._De_Dominicis,_R._Ga\"ior,_L._Iddir,_A._Letessier-Selvon,_H._Lin,_S._Munagavalasa,_D._Norcini,_S._Paul,_P._Privitera,_R._Smida,_M._Traina,_R._Yajur,_and_J-P._Zopounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07869 |
電荷結合素子(CCD)は、eVスケールのエネルギー閾値と高い空間分解能により、直接暗黒物質探索における主要な技術です。将来のCCD実験の感度は、CCDシリコンターゲット内の電子反動バックグラウンドから核反動信号を区別することによって強化される可能性があります。我々は、一次イオン化イベントと、後に熱刺激下での局所的な過剰漏れ電流として特定される原子の反跳によって残された格子欠陥との間の空間的相関に基づいて、核反跳をイベントごとに特定する手法を提案する。$^{241}$Am$^{9}$Be中性子源でCCDを照射することにより、エネルギー$>150$keVの核反動の同定効率が$>93\%$であることを実証し、イオン化現象が確認されたトポロジーからの核の反動です。この技術は90keVまで完全に効率を維持し、8keVでは50$\%$に減少し、1.5～3.5keVでは($6\pm2$)$\%$に達します。$^{24}$Na$\gamma$線源による照射では、電子反動による欠陥生成の証拠は示されず、エネルギー$<85$keVの電子反動の一部は欠陥$<0.1$と空間的に相関している。$\%$。
なぜ暗黒物質検出器に懐中電灯を入れるのでしょうか?
| Title |
Why_would_you_put_a_flashlight_in_a_dark_matter_detector? |
| Authors |
R._Gibbons,_H._Chen,_S.J._Haselschwardt,_Q._Xia,_and_P._Sorensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07913 |
シリコン光電子増倍管(SiPM)は、ソリッドステートの単一光子感度のピクセル化センサーであり、シンチレーション検出での使用が過去10年間で急速に増加しています。単一光子を検出可能にするデバイス内の雪崩プロセスは、別のデバイスによって検出される可能性のある二次光子も生成する可能性があることが知られています。外部クロストークとして知られるこの効果は、将来のキセノン暗黒物質実験の科学目標を損なう可能性があります。この記事では、SiPMが完全に装備された二相液体キセノン時間投影チャンバーで外部クロストークの影響を測定します。次に、SiPMを利用した将来のキセノン暗黒物質実験への影響を検討し、考えられる解決策について議論します。
