FLAMINGO プロジェクト: $S_8$ 緊張とバリオン物理学の役割を再考する
| Title |
The_FLAMINGO_project:_revisiting_the_$S_8$_tension_and_the_role_of_baryonic_physics |
| Authors |
Ian_G._McCarthy,_Jaime_Salcido,_Joop_Schaye,_Juliana_Kwan,_Willem_Elbers,_Roi_Kugel,_Matthieu_Schaller,_John_C._Helly,_Joey_Braspenning,_Carlos_S._Frenk,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke,_Jonah_T._Conley,_Andreea_S._Font,_Amol_Upadhye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07959 |
最近の研究の多くは、大規模構造(LSS)の観測と、宇宙マイクロ波背景背景(CMB)に適合する宇宙論的パラメーターによる宇宙論の標準モデルの予測との間に緊張関係があるという証拠を発見しています。この「$S_8$張力」の起源は依然として不明であるが、可能性としては、観測測定における系統的誤差やバリオンが果たす役割の不確実性が考慮されていない、標準モデルを超える新しい物理学が含まれる。ここでは、大容量宇宙論的流体力学シミュレーションの新しいFLAMINGOスイートを使用して、後者の可能性を注意深く検討します。シミュレーションを観測可能な調和空間に投影し、宇宙シア、CMBレンズ、および熱スニャエフ・ゼルドビッチ(tSZ)効果のパワーおよびクロスパワースペクトルの観測測定と比較します。私たちは、ボックスのサイズと解像度、ニュートリノ質量を含む宇宙論的パラメーター、バリオンの「フィードバック」の効率と性質に対する予測の依存性を調査します。広範囲にわたる天体物理学的挙動をシミュレートしたにもかかわらず、バリオン効果は$S_8$張力を取り除くほど十分に大きくないことがわかりました。最近の研究と一致して、CMBレンズパワースペクトルが標準モデルとよく一致している一方、宇宙せん断パワースペクトル、tSZ効果パワースペクトル、およびせん断効果、CMBレンズ効果、およびtSZ効果の間のクロススペクトルはすべて一致していることがわかりました。CMB指定の標準モデルで様々な張力での使用が可能です。これらの結果は、遅い時間や非線形スケールでのゆらぎの増大を遅らせるには何らかのメカニズムが必要であるが、バリオン物理学がこの変化を促進している可能性は低いことを示唆しています。
ハッブル緊張を解決するための魅力的な提案: 初期と後期のダークエネルギーを統合する動的アトラクター
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An_Attractive_Proposal_for_Resolving_the_Hubble_Tension:_Dynamical_Attractors_that_Unify_Early_and_Late_Dark_Energy |
| Authors |
Omar_F._Ramadan,_Tanvi_Karwal,_Jeremy_Sakstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08082 |
初期のダークエネルギーは、ハッブル張力の潜在的な解決策として期待されています。残念なことに、多くのモデルは、初期の暗黒エネルギーの時代が物質と放射の等価性と確実に一致するように、初期条件を微調整する必要があるという問題に悩まされています。我々は、この偶然の一致が、初期条件に関係なく大量の位相空間軌道を引き付ける力学系の鞍点として自然に生じる、魅力的な初期ダークエネルギーモデルのクラスを提案します。このシステムは、遅い時間に地球規模のダークエネルギーアトラクターに接近します。したがって、私たちのフレームワークは、単一のスカラー自由度を使用して初期および後期のダークエネルギーを統合します。私たちは、基準となる魅力的な初期暗黒エネルギーモデルを分析し、スカラーが（非クラスター化）暗黒エネルギーの追加要素の役割を果たす物質時代の長寿命鞍点の存在により、宇宙論的データからは不利であることを発見しました。案件。私たちの調査は、実行可能な魅力的な初期のダークエネルギーモデルの構築を目的とした将来のモデル構築の取り組みに教訓を提供します。
CMB B モード観測のための制約付き NILC 法
多周波数観測マップから宇宙マイクロ波背景信号(CMB)信号を抽出するには、内部線形結合(ILC)法が一般的に使用されます。ただし、信号対雑音比(SNR)が比較的低い場合、特に原始重力波を検出するための原始$B$モードを測定する場合、ILC法の性能は低下する傾向があります。この問題に対処するために、事前の前景情報を追加することで、SNRが低い状況により適した、制約付きNILCと呼ばれる$B$マップ上のニーレットILC(NILC)法の拡張バージョンを提案します。WMAP、プランク、北半球の地上実験の組み合わせから生成されたモックデータを使用して方法を説明します。地上実験用に選択されたノイズレベルは非常に控えめであり、非常に近い将来に簡単に達成できます。。結果は、前景残差のレベルを適切に制御できることを示しています。テンソル対スカラー比($r$)に約$0.05$のバイアスを導入する標準NILC法と比較して、制約付きNILC法ではわずか$5\times10^{-3}$という大幅に減少したバイアスを示します。$r$に向かうと、統計誤差よりもはるかに小さくなります。
コズミックウェブの分散測定への貢献
| Title |
The_Dispersion_Measure_Contributions_of_the_Cosmic_Web |
| Authors |
Charles_R._H._Walker,_Laura_G._Spitler,_Yin-Zhe_Ma,_Cheng_Cheng,_M._Celeste_Artale,_Cameron_Hummels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08268 |
大規模なバリオンの分布は、重力崩壊、合体、銀河のフィードバックの影響を受けやすくなっています。宇宙の網として知られるその大規模構造(LSS)は、ハロー、フィラメント、ボイドに分類できます。高速電波バースト(FRB)は、伝播経路に沿って分散する銀河系外の信号源です。それらは、分散測定(DM)を介して視線に沿った電離物質に関する洞察を提供し、LSSバリオン分画、拡散バリオン分布、および宇宙論的パラメーターのプローブとして研究されています。宇宙論的シミュレーションIllustrisTNGを使用して、さまざまなタイプのLSSを横断しながら蓄積されたFRBDMを研究します。電子密度の導出、LSSの分類、FRBサイトラインの追跡のための方法を組み合わせます。ランダムな視線に沿ってハロー、フィラメント、ボイド、崩壊構造を特定し、それらのDM寄与を計算します。私たちは、宇宙ウェブの赤方偏移進化する宇宙論的DMコンポーネントを分析します。フィラメントの寄与が優勢であり、z=0.1とz=5で発生するFRBの平均で約71%から約80%に増加しますが、ハローの寄与は低下し、ボイドの寄与は約1%以内で一貫していることがわかります。DM変動の大部分はハローとフィラメントに由来しており、ボイドのみの視線が宇宙論的パラメーターのより正確なプローブとなる可能性があります。平均して、z=1で始まるFRBは、前景にある最大1.8個の崩壊構造と交差し、z=5のFRBでは最大12.4個の構造に増加することがわかります。私たちの視線と任意の質量のTNG構造の間の衝突パラメーターは、おそらく銀河と交差するFRBについて報告されているものと一致しているようです。ただし、これらの構造からの平均累積DMは、これらの文献FRBについて報告されている$\sim90\;{\rmpc\;cm^{-3}}$DM過剰よりも低く測定されており、一部のDMは構造自体を超えて発生する可能性があることを示しています。
| Title |
From_Hubble_to_Bubble |
| Authors |
Maciej_Kierkla,_Giorgio_Laverda,_Marek_Lewicki,_Andreas_Mantziris,_Matteo_Piani,_Javier_Rubio_and_Mateusz_Zych |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08530 |
宇宙論的相転移を源とする確率的重力波（GW）背景が検出されれば、まったく新しい視点から初期宇宙を見ることができ、標準モデルを超えた（BSM）物理学とインフレーション宇宙論の側面が解明されるでしょう。この研究では、膨張後の最小SM拡張のスカラーポテンシャルの進化が強力な一次相転移を引き起こす可能性があるかどうかを調査します。特に、重力と最小限に結合しておらず、動的二重井戸ポテンシャルを持つBSMスペクテイタースカラー場に焦点を当てます。インフレーションが終了すると、曲率スカラーの進化により潜在的な障壁が減少します。したがって、相転移は、宇宙を満たしてGWを生成する際に衝突する真の真空泡の核生成を通じて進行する可能性があります。インフレと放射線支配の開始との間の変動期間も考慮しながら、インフレの高スケールと低スケールを考慮します。この処方により、我々は初期宇宙におけるBSM相転移の新たな誘発メカニズムの概念実証研究を紹介し、そのGWサインは将来の検出器で調査できる可能性がある。
3次せん断統計による宇宙論パラメータ解析へのロードマップⅢ：3次せん断相関関数の効率的な推定とKiDS-1000データへの応用
| Title |
A_roadmap_to_cosmological_parameter_analysis_with_third-order_shear_statistics_III:_Efficient_estimation_of_third-order_shear_correlation_functions_and_an_application_to_the_KiDS-1000_data |
| Authors |
Lucas_Porth,_Sven_Heydenreich,_Pierre_Burger,_Laila_Linke,_Peter_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08601 |
3次レンズ統計には、2次統計では捉えられない豊富な宇宙論的情報が含まれています。しかし、今後のステージIV調査でそのような統計を推定するための計算作業は、法外に高価です。弱いレンズシアーなどの極場の3点相関関数(3PCF)の効率的な推定手順を導出し、検証します。次に、私たちのアプローチを使用して、KiDS-1000サーベイのせん断3PCFと3次開口質量統計を測定します。3PCFの多極子分解に基づいて、3次せん断統計の効率的な推定器を構築します。次に、$N$-bodyシミュレーションから得られた模擬楕円率カタログで推定量を検証します。最後に、推定器をKiDS-1000データに適用し、断層撮影セットアップでの3次開口統計の測定値を示します。私たちの推定ツールは、最先端の推定手順と比較して、$\sim$100～1000倍のスピードアップを実現します。また、追加の計算作業を行わずに、圧縮および折り畳まれた三角形構成の正確な測定を提供することもできます。KiDS-1000データ$(\mathrm{S/N}=6.69)$における断層撮影の3次開口質量統計量の有意な検出を報告します。私たちの推定ツールを使用すると、今後のステージIV調査で3次せん断統計を測定することが計算上可能になります。さらに、このような統計の経験的な共分散行列を構築するために使用できます。
二次および三次せん断統計を使用した KiDS-1000 解析
| Title |
KiDS-1000_analysis_with_second-_and_third-order_shear_statistics |
| Authors |
Pierre_A._Burger,_Lucas_Porth,_Sven_Heydenreich,_Laila_Linke,_Niek_Wielders,_Peter_Schneider,_Marika_Asgari,_Tiago_Castro,_Klaus_Dolag,_Joachim_Harnois-Deraps,_Konrad_Kuijken,_Nicolas_Martinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08602 |
この論文では、2次および3次せん断統計を使用してKiDS-1000データの最初の宇宙論的パラメーター分析を実行します。この研究は、3次せん断統計へのロードマップを説明する一連の論文に基づいています。断層撮影装置における2次せん断統計量、つまりCOSEBIと3次開口質量統計量$\langleM_\mathrm{ap}^3\rangle$の組み合わせモデルを導出し、テストします。4回目のキロ度調査データリリースを模擬する$N$-bodyシミュレーションを使用してパイプラインを検証します。2次と3次の統計をモデル化するには、パワースペクトルには\textsc{HMcode2020}の最新バージョンを、バイスペクトルには\textsc{BiHalofit}の最新バージョンを使用します。さらに、解析的記述を使用して固有のアライメントをモデル化し、流体力学シミュレーションを使用してバリオンフィードバックプロセスの影響をモデル化します。最後に、データベクトルの$\langleM_\mathrm{ap}^3\rangle$部分については平滑化半径のみが等しいことを考慮することで、データベクトルの次元を大幅に削減し、4回目のキロ度調査データのデータ分析を行いました。COSEBIの3次せん断統計量を組み合わせた解析を使用してリリースが可能です。まず、KiDS-1000の誤差バジェットを仮定してノイズのない模擬データベクトルを分析し、物質密度パラメーター$\Delta\Omega_m<0.02\,\の最大事後分布のシフトを見つけることで、モデリングの精度を検証します。sigma_{\Omega_m}$および構造成長パラメーター$\DeltaS_8<0.05\、\sigma_{S_8}$。最後に、二次せん断統計量と三次せん断統計量の組み合わせ解析を使用して、最初のKiDS-1000宇宙論的解析を実行しました。ここで、$\Omega_m=0.248^{+0.062}_{-0.055}$と$S_8=\sigma_8を制約しました。\sqrt{\Omega_m/0.3}=0.772\pm0.022$。結合統計量の$\Omega_\mathrm{m}$と$S_8$の誤差の幾何平均は、2次統計量と比較して2.2増加しました。
IA ガイド: 固有の調整形式主義の分析
| Title |
The_IA_Guide:_A_Breakdown_of_Intrinsic_Alignment_Formalisms |
| Authors |
Claire_Lamman,_Eleni_Tsaprazi,_Jingjing_Shi,_Nikolina_Niko_\v{S}ar\v{c}evi\'c,_Susan_Pyne,_Elisa_Legnani,_Tassia_Ferreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08605 |
IntrinsicAlignments(IA)の分野における一般的な表記法と概念を要約します。IAは、銀河の形状、銀河の回転、およびその下にある宇宙の網に関係する物理的相関を指します。その特性評価は、特に弱いレンズ解析において、現代の宇宙論の重要な側面です。このリソースは、IAにすでに精通している人のための参考資料であると同時に、さまざまな研究を参考にし、IAの形式主義、推定量、モデル化アプローチ、代替表記法、有用な参考文献のコレクションを提示することで、IAをこの分野に紹介することを目的としています。
修正円拘束三体問題の平衡点の研究: Sun-Haumea システムの場合
| Title |
Studying_the_Equilibrium_Points_of_the_Modified_Circular_Restricted_Three-Body_Problem:_the_Case_of_Sun-Haumea_System |
| Authors |
Ibnu_Nurul_Huda,_Budi_Dermawan,_Muhammad_Bayu_Saputra,_Rifki_Sadikin,_Taufiq_Hidayat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08046 |
私たちは、いくつかの摂動パラメーターを組み込むことによって、平面円制限三体問題(CRTBP)の修正版を研究する予定です。私たちは、より大きな初色体は扁平回転楕円体で放射線を発していると考えますが、小さな初色体は細長い本体を持っています。この三体系を囲む円盤状の構造からの摂動も考慮します。まず、この修正されたCRTBPの数学的モデルを開発します。この修正されたCRTBPモデルには5つの平衡点が存在し、そのうち3つは同一線上にあり、他の2つは非同一線上にあることがわかりました。次に、各摂動パラメータのいくつかの値を考慮して、修正したCRTBPモデルをSun-Haumeaシステムに適用します。数値調査を通じて、摂動パラメータを組み込むと、古典的なCRTBPの位置と比較して、サン-ハウメア系の平衡点の位置がシフトすることがわかりました。平衡点の安定性を調べます。共線的平衡点は不安定であり、非共線的平衡点の安定性は系の質量パラメータ$\mu$に依存することを示しました。古典的な場合とは異なり、非同一線上の平衡点には、安定性を達成するための$\mu$の上限と下限があります。非共線的平衡点における$\mu$の安定範囲は摂動パラメータに依存することに注意してください。Sun-Haumeaシステムのコンテキストでは、非同一線上の平衡点が安定していることがわかりました。
火星の陽子オーロラの説明可能な深層学習モデル
陽子オーロラは、火星の昼側で広く観察されており、高度120～150kmの間の水素Lyα(121.6nm)放出の強度の大幅な増加として識別されます。太陽風の陽子が高エネルギーの中性原子として火星の熱圏に侵入することが、これらのオーロラの原因であると考えられています。したがって、陽子オーロラを理解することは、太陽風の火星の大気との相互作用を特徴付けるために重要です。空間的に局在化した「斑状の」陽子オーロラの最近の観測は、不安定な太陽風条件下で火星の大気に陽子が直接降り注ぐ可能性を示唆している。ここでは、2014年から2022年までのMarsAtmosphereandVolatileEvolutioN(MAVEN)の現場観察とLyアルファ放射の四肢スキャンを使用して、純粋にデータ駆動型の陽子オーロラモデルを開発しました。個々のLyアルファ強度を再現する人工ニューラルネットワークを訓練します。ピアソン相関は0.95であり、観測されたLyアルファ放出高度プロファイルの忠実な再構成も含まれます。SHapleyAdditiveexPlanations(SHAP)解析を実行することにより、太陽天頂角、CO2大気の季節変動、太陽風の温度、密度が、モデル化された陽子オーロラにとって最も重要な特徴であることがわかりました。また、私たちのモデルが、さまざまな季節および上流の太陽風の条件下でLyα応答をシミュレーションおよび特性評価するための安価なツールとして機能できることも示します。
コンシューマーグレードのグラフィックスカードでのGENGA N-bodyインテグレータの高速化
| Title |
Speeding_up_the_GENGA_N-body_integrator_on_consumer-grade_graphics_cards |
| Authors |
R._Brasser,_S._L._Grimm,_P._Hatalova_and_J._G._Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08217 |
GPUコンピューティングは、1枚のカードで計算できる可能性があるため人気があります。NボディインテグレータGENGAはこれを目的として構築されていますが、コンシューマグレードのGPUでは切り詰められた倍精度(FP64)パフォーマンスによりパフォーマンスが低下します。私たちは、コンシューマーグレードのカードの高い単精度パフォーマンス(FP32)を利用して、GENGAを高速化することを目指しています。FP32の精度で物体間の長距離の力を計算できるようにGENGAを修正し、これを5つの実験でテストしました。FP32とFP64の両方の精度で、6600個の微小惑星の同様の初期条件でシミュレーションを実行しました。また、i)微惑星と惑星胚の混合から始まるシミュレーション、ii)微惑星による巨大惑星の移動、iii)ガス円盤による地球型惑星の形成のシミュレーションも実行しました。次に、FP32とFP64の両方の高精度フォースを使用して、さまざまなコンシューマーグレードおよびTeslaGPUで40,000個の微粒子から始まる同じシミュレーションを実行し、FP32コンピューティングのパフォーマンス向上を測定しました。FP32またはFP64の精度で実行した場合、確率的影響ではなく力の処方に起因すると考えられる統計的な違いはありません。両方の精度を使用した場合、エネルギーの不確かさはほぼ同じです。ただし、FP64の高精度の長距離力ではなくFP32を使用した場合の角運動量の不確実性は、約2桁大きくなりますが、それでも非常に低いです。コンシューマグレードのカードでシミュレーションを単精度で実行すると、実行時間が3分の1に短縮され、TeslaA100GPUの3分の1以内になります。追加の調整により、すべてのタイプのカードでシミュレーションが2倍高速化されます。消費者向けグレードのGPUを使用する場合、GENGAで長距離の力を単精度で計算するオプションにより、精度は若干犠牲になりますが、パフォーマンスが大幅に向上します。エネルギー使用量が削減されるため、さらなる環境上の利点もあります。
系外惑星風中の光電子の一貫性のあるシミュレーション: より速いイオン化とより弱い質量損失率
| Title |
Self-consistent_simulation_of_photoelectrons_in_exoplanet_winds:_Faster_ionisation_and_weaker_mass_loss_rates |
| Authors |
Alexande_Gillet,_Antonio_Garcia_Munoz,_Antoine_Strugarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08390 |
惑星の質量損失は、大気の進化に影響を与える可能性のある光イオン化など、いくつかの物理的メカニズムによって支配されています。熱として蓄積される恒星放射線エネルギーは、光イオン化後の一次電子のエネルギーと局所的な部分イオン化に強く依存します。これらすべての要因は、明確には解明されていない形で、モデルで推定される大気質量損失率や流出のその他の特性に影響を与えます。XUV恒星のスペクトルの形状は、大気への光イオン化と加熱堆積に強い影響を与えます。このような相互作用の重要性を明確に示すために、局地的および地球規模の影響について詳しく説明します。PLUTOコードを使用して、海王星から木星サイズの惑星やM矮星から太陽に似た星までの1D流体力学シミュレーションを実行しました。私たちの結果は、二次イオン化を考慮すると、すべての惑星系の惑星質量損失率が大幅に減少することを示しています。質量損失率は、より質量の大きい系外惑星では43$\%$減少し、太陽に似た恒星を周回するそれほど質量の小さい系外惑星では54$\%$減少し、木星に似た惑星では最大52$\%$減少することが判明しています。M型星を周回しています。私たちの結果は、光電子による大気の電離がはるかに速くなることも示しています。光電子による二次イオン化が質量損失率に及ぼす影響を評価するため、光電子による二次イオン化を含む首尾一貫したモデルを構築しました。私たちは、光電子が惑星進化理論にとって潜在的に重要な要因によって質量損失率に影響を与えることを発見しました。また、透過分光法で特定の原子線がよく調べられる高度でイオン化の促進が起こることもわかりました。これらのプロセスの将来のモデル化には、光電子の役割が含まれる必要があります。最後に、原子状水素雰囲気のシンプルかつ正確なパラメータ化を利用可能にします。
Quokka ベースのアウトフロー理解 (QED) I. 金属負荷、相構造、および太陽近傍条件の収束テスト
| Title |
Quokka-based_Understanding_of_Outflows_(QED)_I._Metal_loading,_phase_structure,_and_convergence_testing_for_Solar_neighbourhood_conditions |
| Authors |
Aditi_Vijayan,_Mark_R._Krumholz,_Benjamin_D._Wibking |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07955 |
超新星フィードバックによって生成される多相銀河流出は、超新星噴出物と周囲のISMの間の混合が不完全であるため、流出元の星間物質よりも金属が豊富である可能性があります。この濃縮は、銀河の金属量と金属量勾配を形成するために重要ですが、シミュレーションから定量的に測定するには、流出の異なる相間の質量、運動量、エネルギー交換を解明するのに十分な高い分解能が必要です。これに関連して、新しいGPUに最適化されたAMR放射流体力学コードである\textsc{Quokka}を使用して実行された、SNフィードバックによって駆動される流出のシミュレーションを紹介します。このコードにより、これまで可能であったものよりも大きな分解能、シミュレーションボリューム、およびシミュレーション期間の組み合わせに到達し、冷たい中性媒体$T\sim100$Kから熱いイオン化ガス$までのすべての気相を分解することができます。T\gtrsim10^7$K.この論文は、広範囲の銀河環境と星形成速度からの多相流出の生成と進化を調査する一連の論文の最初のものであり、太陽近傍における選択的金属負荷の範囲を定量化します。環境のようなもの。私たちは、相内および相間の金属の輸送の結果として見出される選択的な金属の担持について説明します。この現象は、シミュレーションで達成されるパーセクスケールの分解能によって研究できます。また、数値分解能に対する金属負荷研究の感度を定量化し、将来の研究のための収束基準を提示します。
z~7 における空間的に解決された Kennicutt-Schmidt 関係と星間物質の特性との関係
| Title |
Spatially_resolved_Kennicutt-Schmidt_relation_at_z~7_and_its_connection_with_the_interstellar_medium_properties |
| Authors |
Livia_Vallini,_Joris_Witstok,_Laura_Sommovigo,_Andrea_Pallottini,_Andrea_Ferrara,_Stefano_Carniani,_Mahsa_Kohandel,_Renske_Smit,_Simona_Gallerani,_Carlotta_Gruppioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07957 |
私たちは、中程度に分解された[OIII]、[CII]、およびダスト連続体のアルマ望遠鏡観測を利用して、ガス密度($n$)、気相金属量($Z$)、およびKennicutt-Schmidt(KS)関係からの偏差を導き出します($\kappa_s$)は、再電離時代($z\約7$)の5つの明るいライマンブレイク銀河の星間物質(ISM)の~sub-kpcスケールで観測されました。これを行うために、[CII]と[OIII]の表面輝度($\Sigma_{\rm[CII]}$,$\Sigma_{\rm)をリンクする最先端の物理的動機付けベイジアンモデルであるGLAMを使用します。[OIII]}$)とSFR表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)を$n$、$\kappa_s$、$Z$に変換します。5つの発生源はすべて中央のスターバースト領域によって特徴付けられており、$\Sigma_{\rmGas}$と$\Sigma_{\rmSFR}$はKS関係($\kappa_s\ほぼ10$)の約10倍上に並んでいます。これは、$t_{\rmdep}\約80～250$Myrの範囲のガス枯渇時間に換算されます。内側のスターバースト中心は、より高いガス密度($\log(n/{\rmcm^{-3}})\約2.5-3.0$)とより高い金属性($\log(Z/Z_{\odot})によって特徴付けられます))\約-0.5$)銀河の郊外よりも。わずかに負の半径方向金属度勾配($\nabla\logZ\about-0.03\pm0.07$dex/kpc)と、ガス枯渇時間と逆相関するダスト温度($T_d\about$32-38K)を導き出します。
最初の星の真の子孫の特徴
| Title |
Characterising_the_true_descendants_of_the_first_stars |
| Authors |
Irene_Vanni,_Stefania_Salvadori,_\'Asa_Sk\'ulad\'ottir,_Martina_Rossi_and_Ioanna_Koutsouridou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07958 |
銀河のハローに含まれる金属の少ない星は、最初の(PopIII)星の痕跡を示していると考えられており、したがって星形成の最初のエピソードを垣間見ることができます。この研究では、金属の含有量が非常に少ない星がすべて、PopIII超新星(SNe)によって汚染された環境で形成されたのか、またどのレベルで形成されたのかを理解することを目的としています。初期の金属濃縮に関する一般的なパラメトリックモデルを使用して、単一のPopIIISNによってインプリントされた環境の化学存在量(CからZnまで)を研究します。私たちは、これらの存在量がPopIII星の初期質量と内部混合、さらにはSN爆発エネルギーにどのように依存するかを調査します。次に、その後の世代の正常(PopII)SNeがPopIIIの化学的特徴にどのような影響を与えるかを研究します。観測された化学存在量とモデル予測を比較することにより、[C/Fe]$>+2.5$を持つ星は純粋に低エネルギーPopIIISNe($E_{\rmSN}<2\times10)によって汚染された環境で形成されることを示します。^{51}$erg)。[C/Fe]が低い場合は、PopIIIのみで星を刻印することも、通常のPopIISNeでも星を刻印することができます。PopIISNeによって濃縮される確率は、[C/Fe]が減少するにつれて増加します。PopII星が汚染にさらに寄与すると、さまざまなPopIIISNeによって残された多様な化学的特性が洗い流され、子孫間の化学的分散が減少します。C正規星($\rm[C/Fe]\leq+0.7$)は、PopIISNeによって$\geq50\%$レベルで濃縮されている可能性が高いと結論付け、その存在量の散乱から重要な診断を特定します。PopIIISNeの署名を正確に特定します。
エネルギーバランス SED モデリングは、UV-FIR オフセットに関係なく、高い赤方偏移でも効果的です
最近の研究では、エネルギーバランススペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングコードは、観測された紫外線と遠赤外線の放射が相殺されている（空間的に「分離」されている）高赤方偏移銀河の研究には限定的に使用できる可能性があることが示唆されています。このようなオフセットにより、エネルギーバランスコードが全体的なエネルギーを誤って計算し、そのような銀河の真の特性を回復することができなくなる可能性があると提案されています。この研究では、SEDフィッティングコードMagphysが、星の質量、星形成率(SFR)、特定のSFR、塵の質量、および光度をどれだけうまく回復できるかをテストします。FIREプロジェクトによる塵連続放射伝達による赤方偏移銀河。パンクロマティックの結果(波長0.4-500$\mu$mを使用、$1<z<8$にわたる)を、星の光($\lambda_\mathrm{eff}\le2.2\,\mu$m)に基づく近似と比較します。)または塵($\ge100\,\mu$m)単独で、エネルギーバランス基準と並行して多波長データの全範囲を考慮する能力を強調します。全体として、合成SEDの83%で許容可能な適合が得られましたが、成功率は$z\約4$を超えると急速に低下しました。これは、SFHが物理的に妥当である必要があるため、初期の事前分布のサンプリングがまばらになったことも一因です。宇宙の年齢より短い）。シミュレーションから得られたグランドトゥルースを使用して、適合の品質が許容できる場合、Magphys推定の忠実度はUV/FIRオフセットの程度に依存せず、そのパフォーマンスは局所銀河について以前に報告されたものと非常に似ていることを示します。
JWST イメージングで完全なアインシュタイン リングを持つ z=2 の巨大でコンパクトな静止銀河
| Title |
A_massive_compact_quiescent_galaxy_at_z=2_with_a_complete_Einstein_ring_in_JWST_imaging |
| Authors |
Pieter_van_Dokkum,_Gabriel_Brammer,_Bingjie_Wang,_Joel_Leja,_Charlie_Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07969 |
HSTからの驚くべき結果の1つは、z~2にある最も重い銀河の多くが非常にコンパクトで、半光半径がわずか1～2kpcであるという発見でした。解釈としては、巨大銀河は裏返しに形成され、その中心はz~2までにほぼ所定の位置にあり、現在の質量の約半分がその後小規模な合体によって追加されたものであると考えられます。ここでは、$z_{\rmphot}=1.94^{+0.13}_{-0.17}$にある、完全なアインシュタインリングを持つ、コンパクトで巨大な静止銀河を紹介します。このリングはJWSTCOSMOS-Web調査で発見され、$z_{\rmphot}=2.98^{+0.42}_{-0.47}$にある背景銀河によって生成されました。その直径1.54インチは、z=2とz=0の間の10ギルの銀河進化中に恒星集団が混合および希釈される前に観測された、大質量銀河の「原始的な」核の質量の直接測定値を提供します。半径6.6kpc内の$M_{\rmレンズ}=6.5^{+3.7}_{-1.5}\times10^{11}$Msunの質量。同じ半径内の星の質量は$M_{\rmですシャブリエ初期質量関数(IMF)の場合は、stars}=1.1^{+0.2}_{-0.3}\times10^{11}$Msun、基準となる暗黒物質の質量は$M_{\rmdm}=2.6^{+1.6}_{-0.7}\times10^{11}$Msun.予想よりも高い暗黒物質密度またはボトムヘビーIMFのいずれかの形で、レンズ効果の結果を説明するには追加の質量が必要です。
ZTF ライトカーブの光 QPO を介した SDSS J1609+1756 のサブ PC BBH システム
光準周期振動(QPO)は、AGNにおけるサブPCバイナリブラックホール(BBH)システムの最も好ましい兆候です。この原稿では、$z=0.347$のクエーサーSDSSJ1609+1756でロバストな光QPOが報告されています。信頼性の高い光QPOを検出するために、SDSSJ1609+1756の4.45年にわたるZTFg/r/iバンド光曲線の分析に4つの異なる方法が適用され、サイン関数による直接フィッティング結果、一般化ロム・スカーグルピリオドグラム、自動-相互相関関数と加重ウェーブレットZ変換法。4つの異なる方法により、$\sim340$日の周期で5$\sigma$より高い信頼レベルを持つ、明確に決定された信頼性の高い光QPOが得られ、SDSSJ1609+1756の光QPOの堅牢性が保証されます。一方、内因性AGN活動を追跡するためのCARプロセスによるシミュレートされた光度曲線に基づいて、$3\sigma$より高い信頼水準が、内因性AGN活動において光QPOが誤検出されていないことを確認でき、堅牢な光QPOが再確認され、強力であることが確認されました。SDSSJ1609+1756の中央サブPCBBHシステムを示します。さらに、SDSSJ1609+1756の広範なバルマー輝線の明らかな赤方偏移肩に基づいて、予想される中心BBHシステムの空間分離は、総BH質量の許容上限である$107\pm60$光日よりも小さいと推定できます。$\sim(1.03\pm0.22)\times10^8{\rmM_\odot}$。したがって、BBHシステムで期待される約1年の周期性を持つ光QPOを検出して報告することは、ZTF光度曲線を通じて効率的に実行可能であり、特有のブロードライン発光特徴と組み合わせることで、ブロードラインAGNにおけるBBHシステムの空間分離に関するさらなる手がかりが得られるはずです。近い将来。
NGC 936 からの潮汐脱穀による巨大 UCD の生成
| Title |
The_creation_of_a_massive_UCD_by_tidal_threshing_from_NGC_936 |
| Authors |
Sanjaya_Paudel,_Pierre-Alain_Duc,_Sungsoon_Lim,_M\'elina_Poulain,_Francine_R._Marleau,_Oliver_M\"uller,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Rebecca_Habas,_Patrick_R._Durrell,_Nick_Heesters,_Daya_Nidhi_Chhatkuli_and_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08098 |
私たちは、集団環境において、隣接する巨大銀河S0銀河NGC936の潮汐力によって破壊されつつある初期型矮銀河MATLAS-167に埋め込まれたコンパクトな核を研究します。MATLAS調査の画像データを使用して、MATLAS-167の恒星の潮汐尾と、NGC936_UCDと指定されるその中心のコンパクト核を分析します。NGC936_UCDの明るさはM$_{g}$=$-$11.43$\pm$0.01等、大きさは66.5$\pm$17pcで、超小型矮星銀河(UCD)の全球的性質を共有していますが、著しく大きいことが分かりました。おとめ座星団で観察される典型的なUCD集団と比較して、より大きくて明るい。潮流とMATLAS-167の両方の全光度を統合することにより、破壊された矮星前駆体の光度はM$_{g}$=$-$15.92$\pm$0.06等であり、典型的な明るいdE光度であると推定される。SDSS調査によって観測された光学スペクトルの助けを借りて、NGC936_UCDの単純な恒星集団特性を導き出します。つまり、軽量年代は5.6$\pm$0.7Gyr、金属量は[Z/H]=$-$0.83$\です。pm0.3デックス。私たちの発見は、潮汐脱穀が巨大銀河のすぐ近くにある明るいUCD集団の形成メカニズムである可能性があることを示唆しています。
星間物質中のリンの複雑な化学進化への理論的アプローチ
| Title |
A_theoretical_approach_to_the_complex_chemical_evolution_of_phosphorus_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Marina_Ferna\'andez-Ruz,_Izaskun_Jime\'enez-Serra_and_Jacobo_Aguirre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08293 |
星間物質中のリン化学の研究は、宇宙生物学における関心が高まっているトピックとなっている。なぜなら、初期の地球には、小惑星や彗星の表面への衝突によって広範囲のリン含有分子が導入され、豊富なリン含有分子が導入されたと考えられるからである。プレバイオティクスの化学。近年の広範囲にわたる探索のおかげで、リンは主に分子雲や星形成領域においてPOやPNの形で出現することが明らかになってきました。興味深いことに、観測された発生源の物理的特性とは無関係に、POは通常$\sim1.4-3$の係数だけPNより系統的に豊富です。POとPNの形成経路を明らかにするために、本研究では、星間分子雲におけるPの化学の時間発展に対する数学的モデルを導入し、それに関連する化学ネットワークを複雑な力学系として解析します。合理的な仮定を立てることにより、ネットワークを縮小してリン含有種の存在量の進化を説明する明示的な数式を取得し、利用可能な数値手法よりもはるかに速い計算時間でシステムの速度論的パラメータに対するPOとPNの存在量の依存性を研究します。その結果、我々のモデルは、POとPNの形成がほんの数個の重要な反応によって支配されていることを明らかにし、分子雲の進化全体にわたるPOとPNの存在量の関係を完全に説明します。最後に、ベイジアン手法を適用すると、利用可能な観測データを利用して、最も影響力のある反応速度係数の実際の値が制限されます。
NIKA2 が明らかにしたエッジオン銀河 NGC 891 の ISM 特性の層別化
| Title |
The_stratification_of_ISM_properties_in_the_edge-on_galaxy_NGC_891_revealed_by_NIKA2 |
| Authors |
S._Katsioli,_E._M._Xilouris,_C._Kramer,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_M._Baes,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_C._J._R._Clark,_I._De_Looze,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_M._Galametz,_F._Galliano,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_A._Hughes,_A._P._Jones,_F._K\'eruzor\'e,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Nersesian,_L._Pantoni,_D._Paradis,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_M._W._L._Smith,_J._Tedros,_F._Tabatabaei,_C._Tucker,_N._Ysard,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08403 |
ミリメートル波長範囲は銀河のスペクトル領域としてはまだほとんど解明されていないため、IMEGINの大規模プログラムは、1.15および2mmの近くの22個の銀河のミリメートル連続放射をマッピングすることを目的としています。NIKA2カメラによって作成された高解像度マップを使用して、極低温の塵の存在を調査し、フリーフリーおよびシンクロトロン放出による汚染の可能性を考慮します。私たちは、銀河面に沿ったさまざまな領域や垂直方向の距離が遠い場所からの赤外線から電波への放射を研究しています。IRAM30m望遠鏡のNIKA2カメラを使用したNGC891の新しい観測は、他の波長での一連の観測とともに、この銀河の星間物質のスペクトルエネルギー分布の多波長研究を行うために使用されました。この分析は、高度な階層ベイジアンフィッティングコードHerBIEとTHEMISダストモデルを組み合わせて使用して、グローバルおよびローカルに実行されました。私たちのダストモデリングは、円盤の最外側部分におけるNIKA2観測によって得られた25%のレベルの過剰を除いて、NGC891の近赤外からミリメートルの放射を再現することができます。電波連続体と熱塵の放出は、円盤と銀河のハローでは異なって分布します。さまざまな塵埃の多い環境も、放出の特徴を多波長で調査することによって明らかになります。ミリメートルおよびセンチメートルの波長での詳細な分解により、1mmでの放射は純粋に塵によって発生したことがわかります。無線コンポーネントは、波長が増加するにつれてますます重要になります。最後に、小さな塵粒子から生じる放射が塵の総質量の約9.5%を占め、銀河の広い緯度では最大20%に達することがわかりました。流出中の塵粒子を粉砕する衝撃波は、ハロー内の小さな粒子の割合がこのように高いことを説明している可能性があります。
MIDIS。 JWST NIRCam と MIRI が z ~ 3-7 の Ly$\alpha$ 放出銀河とライマンブレイク銀河の恒星集団特性を明らかに
| Title |
MIDIS._JWST_NIRCam_and_MIRI_unveil_the_stellar_population_properties_of_Ly$\alpha$-emitters_and_Lyman-Break_galaxies_at_z_~_3-7 |
| Authors |
Edoardo_Iani,_Karina_I._Caputi,_Pierluigi_Rinaldi,_Marianna_Annunziatella,_Leindert_A._Boogaard,_G\"oran_\"Ostlin,_Luca_Costantin,_Steven_Gillman,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Luis_Colina,_Gillian_Wright,_Almudena_Alonso-Herrero,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Arjan_Bik,_Sarah_E._I._Bosman,_Alejandro_Crespo-G\'omez,_Andreas_Eckart,_Thomas_R._Greve,_Thomas_K._Henning,_Jens_Hjorth,_Iris_Jermann,_Alvaro_Labiano,_Danial_R._Langeroodi,_Jens_Melinder,_Florian_Peisseker,_John_P._Pye,_Tuomo_T._Tikkanen,_Paul_P._van_der_Werf,_Fabian_Walter,_Pierre-Olivier_Lagage,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08515 |
私たちは、ハッブルエクストリームディープフィールドのz=2.8〜6.7にある、分光学的に確認された182個の（MUSE/VLT）ライマン-$\alpha$放出体（LAE）と測光的に選択された450個のライマンブレイク銀河（LBG）の恒星集団特性を研究します。(XDF)。HSTとJWSTのNIRCamとMIRI観測を組み合わせた力を活用して、LAEの星の質量と年齢を確実に評価する上で重要な役割を果たしているMIRIを使用して、静止フレームのUVから近赤外までのスペクトルエネルギー分布(SED)を分析します。私たちのLAEは低質量天体(log$_{10}$(M$_\star$[M$_\odot$])～7.5)であり、塵の消滅はほとんどまたはまったくありません(E(B-V)～0.1))と青いUV連続体の傾き($\beta$~-2.2)。LAEの75%は若い(<1億年)ですが、残りの25%はかなり古い恒星集団(>1億年)を持っています。これらの古いLAEは、若いLAEと比較して、統計的に質量が大きく、絶滅が少なく、比星形成率(sSFR)が低くなります。さらに、それらは星形成銀河の主系列(MS)に沿ってM$_\star$-SFR面に存在し、若いLAEはスターバースト領域に存在します。LAEの特性と恒星の質量が一致するLBGサンプルの特性を比較すると、LBGのUV連続体の傾きがより赤く、E(B-V)値がわずかに大きいことを除いて、これらの天体間に統計的な違いは見られません。興味深いことに、LBGの48%は年齢が1000万年未満であり、スターバーストとして分類されていますが、検出可能なLy$\alpha$放出がありません。これはおそらく、HI共鳴散乱および/または選択的な塵の消滅によるものと考えられます。全体として、JWST観察はLAEの特性を決定し、LAEとLBGの特性と類似点を明らかにする上で重要であることがわかりました。
深部高解像度連続分光法による銀河NGC1052-DF4の暗黒物質含有量が異常に低いことが確認
| Title |
Confirmation_of_an_anomalously_low_dark_matter_content_for_the_galaxy_NGC1052-DF4_from_deep,_high_resolution_continuum_spectroscopy |
| Authors |
Zili_Shen,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08592 |
NGC1052-DF4は、$\sigma_{\rmgc}=4.2^{+4.4}_{-2.2}$km/sの速度分散に基づいて、NGC1052グループの2番目の「暗黒物質のない銀河」であることが判明しました。7つの球状星団の動径速度から測定。ここでは、銀河の恒星速度分散を測定することでこの結果を検証します。KeckCosmicWebImager(KCWI)を最高解像度モード、$\sigma_{\mathrm{instr}}\約7$km/sで使用して、NGC1052-DF4の拡散恒星光を観測しました。合計34時間の科学+空への曝露時間により、得られたスペクトルは、スペクトル分解能と23\r{A}$^{-1}$のS/N比の両方において優れています。$\sigma_{\rm星}=8.0^{+2.3}_{-1.9}$km/sの星の速度分散が見つかり、これは球状星団からの以前の測定と一致しています。両方の測定値を組み合わせると、$\sigma_{\rmf}=6.3_{-1.6}^{+2.5}$km/sの基準分散が得られます。半光半径内の暗黙の動的質量は$8_{-4}^{+6}\times10^7M_{\odot}$です。恒星質量のみからのNGC1052-DF4の予想速度分散は$7\pm1$km/sで、恒星質量-ハロー質量関係およびハロー質量-濃度関係に従うNFWハローの場合、期待値は次のようになります。$\sim30$km/秒。低速分散は通常のNFW暗黒物質ハローを排除し、NGC1052-DF4が異常に低い暗黒物質含有量を持つNGC1052グループの少なくとも2つの銀河のうちの1つであることを確認しました。それらの形成に関する実行可能なモデルは両方の銀河の特性を説明する必要がありますが、NGC1052-DF4はその動的質量に最も厳しい制約があるため、現在最大の課題を抱えていることに注目します。
高$\beta$円盤と低$\beta$円盤における磁場の進化
我々は、異なる初期磁性プラズマ$\beta$を用いた、高解像度、長いタイムスケール($\sim10^5GM/c^3$)のグローバルな3次元磁気流体力学的降着円盤シミュレーションの結果を提示します。これは、大規模なポロイダル場の生成における初期トロイダル場の強度。$\beta_0=5$と$\beta_0=200$の強度の純粋なトロイダル磁場で、ほぼ平衡状態にあるディスクを初期化します。また、限定的な解像度の調査も実施します。異なる磁場強度のシミュレーションは、その進化の初期段階で発散し、研究期間中は明確なままであることが分かりました。これは、初期の磁気状態がシミュレーションに永続的な痕跡を残すことを示しています。どちらのシミュレーションも磁気停止ディスク(MAD)領域には入りません。どちらのシミュレーションでも、初期のトロイダル場からポロイダル場を生成することができ、$\beta_0=5$シミュレーションでは、大規模なポロイダル場の明らかな兆候が進化しています。$m=1$モード過密度の生成によって証明されるように、最初は弱い磁場とディスク内部のメッシュ細分化境界の組み合わせでは、大規模な渦の形での計算アーチファクトが導入される可能性があることに注意してください。弱電界シミュレーション。私たちの結果は、初期のトロイダル磁場の強度が、研究されたモデルの円盤進化のシミュレーションにおいて重要な役割を果たすことを示しています。
超大質量ブラックホールジェットにおける表面波のシンクロトロン偏光の特徴
| Title |
Synchrotron_polarization_signatures_of_surface_waves_in_supermassive_black_hole_jets |
| Authors |
Jordy_Davelaar,_Bart_Ripperda,_Lorenzo_Sironi,_Alexander_A._Philippov,_Hector_Olivares,_Oliver_Porth,_Bram_van_den_Berg,_Thomas_Bronzwaer,_Koushik_Chatterjee,_Matthew_Liska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07963 |
活動銀河核(AGN)内の超大質量ブラックホールは相対論的ジェットを発射することが知られており、これは電磁スペクトル全体にわたって観察され、効率的な粒子加速器であると考えられています。無線放射の主な放射メカニズムは、非熱電子の集団によって生成される偏光シンクロトロン放射です。このレターでは、磁気停止円盤(MAD)の全球一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを紹介します。シミュレーションがMAD状態に達した後、波が継続的に発射され、せん断層に沿って伝播し、そこで磁力線をせん断し、せん断層の形状が変化することを示します。次に、GRMHDシミュレーションの偏光放射伝達計算を実行し、総強度と直線偏光の両方で波の兆候を見つけ、完全に分解された偏光率を効果的に下げます。波の明らかな偏光の特徴は、将来の超長基線干渉計観測、たとえば次世代イベント・ホライズン・テレスコープによって観測できる可能性がある。
| Title |
Emergent_nucleosynthesis_from_a_1.2_second_long_simulation_of_a_black-hole_accretion_disk |
| Authors |
T._M._Sprouse,_K._A._Lund,_J._M._Miller,_G._C._McLaughlin,_M._R._Mumpower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07966 |
フル輸送一般相対論的ニュートリノ放射磁気流体力学(GR$\nu$RMHD)を使用して、ブラックホール降着円盤系を1.2秒間シミュレーションします。この系は、2つのコンパクトな物体の合体後に形成される可能性が高く、$r$プロセス元素合成の強力な部位であると考えられている。2つの中性子星の合体から生じるブラックホール降着円盤の場合を考えます。シミュレーション時間は、$r$プロセスの元素合成のタイムスケール($\sim$1秒)と一致します。これらのシミュレーションは時間がかかるため、約0.1～0.3秒の「短い」期間実行するのが一般的です。このシステムからの核合成物質の流出を分析し、それぞれ0.12秒で停止した場合と1.2秒で停止した場合の結果を比較します。より長いシミュレーションで放出される質量の追加と、出現する粘性噴出物からのより好ましい熱力学的条件が、元素合成の結果に大きな影響を与えることがわかりました。我々は、ショートカットとロングカットの間でのヌクレオ合成結果の誤差を定量化します。
ダークアイラブQ
中性子星の場合、状態方程式に影響されない普遍的な関係、いわゆるI-Love-Q関係が存在し、慣性モーメント、潮汐Love数、四重極子モーメントの間の関係を示します。この論文では、これらの関係がボソン星やフェルミ星などの暗黒星にも当てはまることを示します。低密度(圧力)限界を考慮した場合、これらの曲線はすべてポリトロープ状態方程式によって生成される曲線に近似するため、関係は変数のより高い範囲に拡張できます。
| Title |
The_Dependence_of_Gamma-Ray_Burst_Jet_Collimation_on_Black_Hole_Spin |
| Authors |
Valeria_U._Hurtado_(University_of_Washington),_Nicole_M._Lloyd-Ronning_(LANL),_Jonah_M._Miller_(LANL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07999 |
ガンマ線バーストは宇宙で最も明るい現象であり、宇宙の極端な物理現象を研究するための優れた実験室です。これらの非常にエネルギーの高い出来事の理解には長い進歩の軌跡があったにもかかわらず、まだ十分に説明されていない観察された特徴がまだ多くあります。長いガンマ線バースト(LGRB)のジェット開口角の観察は、より高い赤方偏移でLGRBジェットがGRBの方が狭いことを示唆しています。この現象は、星のエンベロープによるコリメーションの文脈で説明されており、より高い赤方偏移にあるより密度の高い（金属度が低い）星は、ジェットをより効果的にコリメートすることができます。しかし、これまで、ジェットの開口角が中央エンジンの特性に依存することは調査されていませんでした。一般相対論的放射磁気流体力学(GRRMHD)コードnu-bhlightを使用して、磁気的に発射されたジェットのジェット平行角に対するブラックホールのスピンの影響を調査します。さまざまなスピン値の3D結果を示します。シミュレーションは、より高速に回転するブラックホールがより狭いジェットを生成する傾向があることを示しています。もし実際に初期宇宙のLGRB前駆体がより高回転のブラックホール中央エンジンを生成することができれば、これは観測されたジェットの開口角と赤方偏移の相関関係の少なくとも一部を説明できる可能性がある。
| Title |
Commensal_Transient_Searches_in_Eight_Short_Gamma_Ray_Burst_Fields |
| Authors |
S._I._Chastain_and_A._J._van_der_Horst_and_A._Rowlinson_and_L._Rhodes_and_A._Andersson_and_R._Diretse_and_R._P._Fender_and_P._A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08004 |
優れた感度、瞬時の{\ituv}カバレッジ、広い視野を備えた新世代の電波望遠鏡は、共用の一時的な探索を実行する前例のない機会を提供しています。今回我々は、南アフリカのMeerKAT電波望遠鏡を用いて1.3GHzで実施された、短ガンマ線バースト場の深部観測におけるそのような共同探索を紹介する。8つの異なるフィールドにおけるこれら4時間の観察は、調査期間が数週間から数か月に及びます。また、完全な観測のタイムスライスで、15分8秒のタイムスケールで一時的な検索も実行します。長いタイムスケールで122個の変光源が見つかり、そのうち52個はおそらく活動銀河核ですが、いくつかの電波フレア星も存在する可能性があります。少なくとも2つのケースでは変動が固有のものですが、そのほとんどは星間シンチレーションと一致します。この研究では、最先端の過渡シミュレーションコードに基づいて過渡レートにも制約を設けます。ピーク磁束が5mJyの過渡現象については、平方度あたり1日あたり$2\times10^{-4}$の過渡現象の上限を設定し、平方度あたり1日あたり$2.5\times10^{-2}$の過渡現象の上限を設定します。私たちの調査で検出可能な最小フルエンスである10Jymsのフルエンスを持つ過渡現象の場合。
| Title |
Gemini_Near-infrared_Spectroscopy_of_High-Redshift_Fermi_Blazars:_Jetted_Black_Holes_in_the_Early_Universe_Were_Overly_Massive |
| Authors |
Colin_J._Burke,_Xin_Liu,_Yue_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08094 |
ジェット状の活動銀河核(AGN)は、主要な銀河外$\gamma$線源である。フェルミ検出された高赤方偏移($z>3$)ブレーザーは、初期宇宙($<2$Gyr)の巨大で高速回転する超大質量ブラックホール(SMBH)によって駆動されていると考えられているジェット型AGNです。これらは、初期のブラックホール(BH)の成長とスーパーエディントン降着を研究するための実験室を提供します。これはおそらくジェット状BHのより急速な形成に関与していると考えられます。しかし、$z>3$ブレーザーの以前のビリアルBH質量は観測された光学的CIVに基づいていましたが、CIVは強い流出によって偏っていることが知られています。我々は、スペクトルエネルギー分布(SED)を最大限にサンプリングする利用可能な多波長観測を伴う、9つの$z>3$フェルミ$\gamma$線ブレーザーのサンプルに対する新しいジェミニ/GNIRS近赤外分光法を紹介する。より適切に校正されたブロードなH$\beta$および/またはMgIIに基づいてビリアルBH質量を推定します。新しいビリアルBH質量をSEDモデリングからの独立した質量推定値と比較します。私たちの研究は、高赤方偏移フェルミブラーのより堅牢なビリアルBH質量とエディントン比を求める運動の最初のステップを表しています。私たちの新しい結果は、以前の研究で示唆されているように、高赤方偏移フェルミブレイザーが実際に大規模なSMBHをホストしていることを裏付けており、これはジェット化されたSMBHの急速な初期成長のモデルに理論的な課題を引き起こす可能性があります。
第 38 回国際宇宙線会議 (ICRC 2023) への CTA の貢献
このインデックスには、CTAコンソーシアムの名で第38回国際宇宙線会議(ICRC2023)に提出された議事録が含まれています。
無層MHDディスクにおける線形および非線形偏心モードの進化
| Title |
Linear_and_nonlinear_eccentric_mode_evolution_in_unstratified_MHD_discs |
| Authors |
Elliot_M._Lynch_and_Janosz_W._Dewberry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08261 |
この論文では、層化されていない磁化された偏心ディスクを研究するためのフレームワークを開発し、数値シミュレーションに便利な初期条件を提供する円筒環内で均一に歳差運動する偏心モードを計算します。偏心ディスク内の磁場の存在は、状態方程式を修正した有効ガスによって説明できます。磁気回転の不安定性に関連する磁場強度では、磁場は偏心ディスクの進化にほとんど影響しませんが、偏心ディスクは円形ディスクよりも磁場強度を大幅に高めることができます。RAMSESで2Dシミュレーションを実行することにより、これらの偏心ディスクソリューションの適合性を検証します。私たちのシミュレートされたモード(2D)は、純粋な流体力学モードと同様の進化をたどり、適切に解決されていれば、理論上の期待と一致します。このような解決策は、非成層円盤における偏心磁気回転不安定性と磁化パラメトリック不安定性の研究に平衡状態を提供し、軌道時間スケールで変化する流体の流れの上での円盤乱流の応答を調査するのに役立ちます。
2021 年のペリアストロン通過中の PSR B1259-63 の無線から GeV への画像
| Title |
The_radio_to_GeV_picture_of_PSR_B1259-63_during_the_2021_periastron_passage |
| Authors |
M._Chernyakova,_D._Malyshev,_B._van_Soelen,_S._Mc_Keague,_S._P._O'Sullivan,_D._Buckley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08299 |
PSRB1259-63は、O9.5Ve星LS2883を周回する電波パルサーを備えたガンマ線連星系で、周期は約3.4年です。ペリアストロンの近くでは、このシステムは電波からTeVエネルギーまでのすべての波長で検出されます。この期間の放射は、LS2883とパルサーの流出の相互作用に起因すると考えられています。2010年から2021年に撮影された4つのペリアストラ通過の観察では、ペリアストロンの直前と直後に2つのピークを持つ電波とX線のライトカーブの強い相関関係が示されています。最新の2021年のペリアストロン通過の観測により、3番目のX線ピークの存在と、その後の電波/X線束相関の消失が明らかになりました。この論文では、公開されているGeVFERMI/LATデータの分析を伴う、2021年に実施されたPSRB1259-63に関する光学、電波、X線観測キャンペーンの結果を紹介します。我々は、異なるペリアストロン通過の特性を比較し、得られた結果について議論し、それらが以前に提案した2ゾーン放出円錐モデルの観点から説明できることを示します。
膨張する媒体における相対論的球面衝撃
| Title |
Relativistic_Spherical_Shocks_in_Expanding_Media |
| Authors |
Taya_Govreen-Segal,_Noam_Youngerman,_Ishika_Palit,_Ehud_Nakar,_Amir_Levinson,_Omer_Bromberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08309 |
ローレンツ因子のべき乗則プロファイルに従う密度分布を持つ相対論的相同膨張媒体における球対称衝撃の伝播を調査します。つまり、$\rho_{ej}\proptot^{-3}\gamma_{e}(R,t)^{-\alpha}$、ここで$\rho_{ej}$は中間の適正密度、$\gamma_{e}$はそのローレンツ因子、$\alpha>0$は定数、$t$、$R$は時間と中心からの半径です。衝撃挙動は、その固有速度$U'=\Gamma_s'\beta_s'$によって特徴付けることができることがわかりました。$\Gamma_s'$は、すぐ上流のフレームで測定された衝撃ローレンツ因子であり、$\beta_s'$です。は対応する3速度です。一般に、ショックの展開が自己相似であるとは期待しませんが、すべての$\alpha>0$に対して、定数$U'$を持つ自己相似解が存在する臨界値$U'_c$が見つかります。次に、数値シミュレーションを使用して、一般的な衝撃の挙動を調査します。$U'>U'_c$のショックでは$U'$が単調に増加するのに対し、$U'<U'_c$のショックでは$U'$が減少し、最終的には消滅することがわかります。最後に、数値結果に基づいて、$U'$が超相対論的である領域における一般的な衝撃の進化の解析的近似を提示します。
修正された温度赤方偏移関係と UHECR 伝播
| Title |
Modified_temperature_redshift_relation_and_UHECR_propagation |
| Authors |
Janning_Meinert,_Leonel_Morej\'on,_Alexander_Sandrock,_Bj\"orn_Eichmann,_Jonas_Kreidelmeyer_and_Karl-Heinz_Kampert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08451 |
私たちは、変化した局所的非線形温度赤方偏移関係$T(z)$の下で、超高エネルギー宇宙線(UHECR)と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの光子との相互作用を再調査します。この変化した温度赤方偏移関係は、CMBなどの熱化された等方性光子ガスをU(1)ゲージグループではなくSU(2)に適用するという仮定によって動機付けられています。$\Lambda$CDMのこの修正はSU(2)$_{\rmCMB}$と呼ばれ、SU(2)$_{\rmCMB}$によって得られるいくつかの宇宙論的パラメータは局所的な測定値とよりよく一致しているようです。同じ量の。この研究では、SU(2)$_{\rmCMB}$で低減されたCMB光子密度をUHECRの伝播に適用します。これにより、宇宙線スペクトルの足首のすぐ下でUHECRフラックスが増加し、放出と伝播が同等の条件下で宇宙生成ニュートリノがわずかに増加します。最も顕著なのは、磁場の影響を考慮せずに、ハード注入スペクトルの場合、陽子束が足首より下で大幅に増加していることです($5\times10^{18}$eV)。CMB光子密度の減少は、$\Lambda$CDMを使用した最適な場合よりも宇宙線源の進化の減少に有利になります。結果として、SU(2)$_{\rmCMB}$は、活動銀河核よりも星バースト銀河(SBG)やガンマ線バースト(GRB)のような、星形成速度(SFR)に応じて進化する源を好むようです。UHECRの起源としての(AGN)。我々は、UHECRの一次発生源の性質に関する問題は、CMBの実際の温度赤方偏移の関係と密接に関係していると結論付けています。
Sgr A* を周回する核周円盤からの鉄 K アルファのエコー
銀河中心(GC)の分子雲は、近くの高エネルギー源の過去の爆発からの放射線を再処理し、6.4keVで明るいFeK-α蛍光を生成します。GCに最も近い雲はSgrA*からわずか$\simeq1.5$pcにあり、核周円盤(CND)として知られるトーラス状の構造を形成しています。蛍光発光の研究は、光源、反射する雲、およびGC内にあるそのようなシステムの全体的な幾何学的形状の特性評価につながる可能性があります。私たちの研究の主な目的は、CNDで発生する可能性のある蛍光シグナルを分析することです。この信号により、CNDの物理的特性とソースリフレクターシステムの幾何学形状を制約できるようになります。過去$\simeq20$年間にわたるGCのXMM-Newton観測を活用することで、SgrA*の周囲の領域におけるFeK-α線の変動性を研究しました。磁束が過剰な領域を特定し、その領域のスペクトルを計算しました。次に、6.4keV線の強度を、その領域の既知の過渡発生源によって放出される総エネルギーと関連付けた後、CNDの水素柱密度を導き出しました。2019年に収集されたデータから開始すると、CNDの東部に相当する領域で大幅なライン超過が見つかりました。このエコー放射は、2013年のマグネターSGRJ1745-2900の爆発に関連している可能性があります。$\simeq10^{23}$cm$^{-2}$の東部領域におけるCNDの平均有効水素柱密度を導出します。描かれたシナリオは、明るさ、光源の位置、およびCNDの予想される密度を考慮すると、物理的に妥当です。
GRB GeV光度曲線における光度減衰相関の証拠
| Title |
Evidence_for_a_luminosity-decay_correlation_in_GRB_GeV_light_curves |
| Authors |
K._R._Hinds_(1,2),_S._R._Oates_(1),_M._Nicholl_(1),_J._Patel_(1),_N._Omodei_(3),_B._Gompertz_(1),_J._L._Racusin_(4)_and_G._Ryan_(5)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Institute_for_Gravitational_Wave_Astronomy,_University_of_Birmingham,_UK,_(2)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool_Science_Park,_Liverpool,_UK,_(3)_W._W._Hansen_Experimental_Physics_Laboratory,_Department_of_Physics,_Stanford_University,_Stanford,_CA,_USA,_(4)_Astrophysics_Science_Division,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(5)_Perimeter_Institute_for_Theoretical_Physics,_Waterloo,_Ontario,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08493 |
ガンマ線バースト(GRB)の光曲線の固有特性間の相関関係は、中心エンジンであるジェットの性質に関する手がかりと、宇宙論的用途のためにGRBを標準化する可能性のある手段を提供します。ここでは、静止フレーム10秒で測定された固有の初期輝度$L_{G,\rm10s}$と静止フレーム10秒以降から測定された平均減衰率$\alpha_{Gとの間の相関関係の発見について報告します。,\rmavg>10s}$、13個のフェルミ大型アレイ望遠鏡(LAT)の長いGRBライトカーブのサンプル。私たちの選択基準、特に光度光度曲線を構築するための赤方偏移の要件により、必然的にサンプルが高エネルギーGRBに限定されることに注意してください。スピアマンの順位相関では、係数-0.74が得られ、これは信頼水準99.6%に相当します。これは、より明るい残光が、より明るい残光よりも早く減衰することを示しています。$\log(L_{G,\rm10s})$との線形関係を仮定すると、$\alpha_{G,\rmavg>10s}=-0.31_{-0.09}^{+0.12}\log(L_{G,\rm10s})+14.43_{-5.97}^{+4.55}$。-0.31の傾きは、$1\sigma$で、光学/UVおよびX線の光曲線で以前に確認された相関関係と一致しています。私たちは、中央エンジンによって放出されるエネルギーの速度の違い、または観察者の視野角の違いが相関関係の原因である可能性があると推測しています。
一次相転移を伴うハイブリッド星の安定性に対する非平衡の影響
基本動径振動モードの計算によって決定される一次相転移を伴う混成星の安定性は、広く使用されているバーディーン-ソーン-メルツァー基準の予測とは異なることが知られています。私たちは、化学平衡から外れた物理学が動径モードに及ぼす影響、ひいてはこれらの物体の安定性を考慮します。常圧状態方程式の場合、これは断熱音速が平衡音速と異なることを許容することによって行われます。そうすることで恒星モデルの安定分岐が拡張され、急速な相転移を伴う星が、複数の遅い相転移を伴う星と同様に、安定した高次の多重項をサポートできるようになることが示されました。また、相転移時に発振モードに課す新しい接合条件も導出します。反応性条件と呼ばれるこの条件は物理的に動機付けられており、2つの相間の一般化された接合条件と一致しており、限定的なケースとして共通の急速な条件と遅い条件があります。2つの一般的なケースとは異なり、非常気圧星にのみ適用できます。この接合条件を、一次相転移によって接合された高密度の不対クォーク物質と核物質からなる二相状態方程式を使用して生成されたハイブリッド恒星モデルに適用し、低速限界の場合と同様に、星が古典的に不安定な物質は、有限の化学反応速度によって安定化されます。
| Title |
HeLIOS:_The_Superfluid_Helium_Ultralight_Dark_Matter_Detector |
| Authors |
M._Hirschel,_V._Vadakkumbatt,_N.P._Baker,_F.M._Schweizer,_J.C._Sankey,_S._Singh,_and_J.P._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07995 |
著名な大規模検出器による暗黒物質(DM)の直接観察には画期的な進歩がないため、パラメータ空間のよりエキゾチックな領域を調査する新しい卓上実験の開発が促進されています。DMに超軽量ボソン粒子が含まれている場合、それらは古典波として振る舞い、$\sim10^6$周期にわたってコヒーレントなバリオン物質に対する振動力を通じて現れる可能性があります。当社のヘリウム超軽量暗黒物質光機械センサー(HeLIOS)は、超流動ヘリウム4の高$Q$音響モードを使用して、この信号を共鳴増幅します。超伝導リエントラントマイクロ波空洞は、ミリケルビン温度での熱運動によって最終的に制限される高感度の光機械的読み出しを可能にします。ヘリウムを加圧すると、機械的周波数を調整してDM検出帯域幅を効果的に広げるという独自の可能性が可能になります。私たちは、プロトタイプのHeLIOS検出器の動作原理を実証し、わずか1時間の積分時間で、次世代のHeLIOSがスカラーとベクトルの両方の超軽量DMの制約のないパラメータ空間を探索できることを示します。
RFSoC ベースの高周波天文受信機の直接 RF サンプリング パフォーマンスの評価
| Title |
Evaluating_Direct_RF_Sampling_Performance_for_RFSoC-based_Radio-frequency_Astronomy_Receivers |
| Authors |
Chao_Liu,_Larry_Ruckman_and_Ryan_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08067 |
RFSoCの統合データコンバータの最大RF入力および出力周波数が増加するにつれて、アナログアップおよびダウンミキシング回路を使用せずに、Cバンドの大部分でRF信号を直接デジタル化および合成することが現実的になります。ミキサー回路の排除により、電波天文望遠鏡の受信機または読み出しのアーキテクチャを大幅に簡素化できます。広い帯域幅または多数のチャネル数を備えたシステムの場合、直接サンプリングによりシステム全体のサイズとコストを大幅に削減できます。このホワイトペーパーでは、高次ナイキストゾーンでのRFSoCデータコンバータによる直接サンプリングの予備的な特性評価結果の一部を要約することに重点を置いています。
重力波背景の高速尤度のない再構成
| Title |
Fast_Likelihood-free_Reconstruction_of_Gravitational_Wave_Backgrounds |
| Authors |
Androniki_Dimitriou,_Daniel_G._Figueroa,_and_Bryan_Zaldivar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08430 |
私たちは、最先端の尤度フリー統計推論(機械学習ベース)技術を適用して、重力波背景(GWB)のスペクトル形状を再構築します。我々は、LISA検出器による任意の形状の信号の再構成に焦点を当てていますが、この方法は、機器ノイズの特性評価が利用できる限り、テンプレート依存の信号または他の検出器に簡単に拡張できます。この技術の証明として、周波数プロファイルの多様性を考慮し、場合によっては天体物理学的背景も含めて、任意のスペクトル形状の信号を再構成するLISAの能力(ブラインド再構成)を定量化します。この方法がパラメータ依存のテンプレートによって特徴付けられる信号をどのように再構築できるか(テンプレート再構築)のティーザーとして、べき乗則信号に特化した研究を紹介します。私たちの技術には従来のMCMC手法と比較していくつかの利点がありますが、具体的なケースについては後者で検証します。この研究により、推論ステップ中の計算オーバーヘッドが基本的に発生せず、GWBの高速かつ正確なベイジアンパラメーター推定への扉が開かれます。私たちのツールセットはGWBackFinderパッケージに統合され、やがて一般公開される予定です。
擬似ストリーマから発生する遅い太陽風のその場測定：パーカーソーラープローブおよびソーラーオービターとの共同研究
| Title |
In_situ_measurement_of_slow_solar_wind_emerging_from_a_pseudostreamer:_a_conjunction_study_with_Parker_Solar_Probe_and_Solar_Orbiter |
| Authors |
Tamar_Ervin,_Stuart_D._Bale,_Samuel_T._Badman,_Yeimy_J._Rivera,_Orlando_Romeo,_Jia_Huang,_Pete_Riley,_Trevor_A._Bowen,_Susan_T._Lepri,_Ryan_M._Dewey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07949 |
私たちは、モデルと現場観測を組み合わせることにより、遅い太陽風(SSW)の発生源領域を特定することを目指しています。私たちは、PSPEncounter11中に、ソーラーオービターとパーカーソーラープローブ(PSP)の間の適切な結合を活用して、ソーラーオービターの重イオンセンサー(HIS)からの組成診断を組み込んでいます。これらの変化は、太陽風の起源と性質についての重要な洞察を提供するからです。私たちは、潜在磁場源表面(PFSS)および磁気流体力学(MHD)モデルを使用して、PSPとソーラーオービターで観測されたプラズマを光球の原点フットポイントに結び付け、これらの結果をその場での測定と比較します。低FIP元素、イオン電荷状態比、陽子密度、低アルフベニシティ、および極性推定値の強化によって証明される、太陽圏電流シート（HCS）交差の非常に明確な兆候は、モデリング、データ、およびマッピングの組み合わせを検証します。小さな赤道コロナホール(CH)からの高速風は、低いイオン電荷状態比、低いFIPバイアス、高いアルフベニシティ、低いフットポイント輝度を持ち、ほぼ一致しますが、異常に低いアルファ粒子の存在量が含まれています。私たちは、組成とアルフヴェニシティが大きく異なる、さまざまな発生源からの遅い風を特定します。古典的な非アルフベニシティSSWと高アルフベニシティSSWを区別し、低アルフベニシティ、アルファとプロトンの存在量の減少、高い電荷状態比、およびストリーマ風とのFIPバイアスを関連付けますが、中間のアルファ存在量、高アルフベニシティ、イオンの電荷状態比の低下はCH境界に対応します。この包括的な分析を通じて、太陽風の発生源を評価する際の複数の機器の連係研究の力を強調します。
ダブルモード放射状$\delta$たて星の星地震学：おおぐま座AEとアリエティスRV
| Title |
Asteroseismology_of_double-mode_radial_$\delta$_Scuti_stars:_AE_Ursae_Majoris_and_RV_Arietis |
| Authors |
J._Daszynska-Daszkiewicz,_P._Walczak,_W._Szewczuk,_W._Niewiadomski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07989 |
我々は、それぞれが基本波と第1倍音という2つの動径モードで脈動する2つの高振幅デルタSct星、AEUMaとRVAriの複雑な地震モデルを構築します。このモデルは、2つの動径モードの周波数に加えて、主モードのボロメータ磁束変動の振幅(パラメーターf)も再現します。モンテカルロベースのベイズ分析を適用して、モデルのパラメーターと理論の自由パラメーターに対する強力な制約を導き出します。2つの星の地震モデルの大部分は、水素殻の燃焼が始まったばかりであり、ごく一部は全体的な収縮の終わりにあります。これらの星は、水素殻の燃焼段階の年齢が約1.6ギルと同様です。どちらの星も、対流中心からのオーバーシュートが異常に低いです。AEUMaとRVAriの圧力スケールの高さは、それぞれ約0.02と0.004です。この結果はおそらく、対流コアの減少に伴ってオーバーシュートが時間および規模とともに変化するはずであることを示しています。両方の星のエンベロープ内の対流の効率はかなり低く、約0.3～0.6の混合長パラメーターalphaMLTによって説明されます。RVAriの3番目の周波数は、TESS測光で確認されており、混合非放射状モードl=1、g4～g8またはl=2、g10～g12とのみ関連付けることができます。私たちはダイポールモードをベイジアンモデリングに組み込み、その巨大な星地震の可能性を実証します。
最新の CROBAR メソッドによる太陽コロナ物理学の高忠実度 3D 再構成
| Title |
High-fidelity_3D_Reconstruction_of_Solar_Coronal_Physics_with_the_Updated_CROBAR_Method |
| Authors |
Joseph_Plowman_(1),_Daniel_B._Seaton_(1),_Amir_Caspi_(1),_J._Marcus_Hughes_(1),_Matthew_J._West_(1)_((1)_Southwest_Research_Institute,_Boulder,_CO_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08053 |
我々は、線形力自由場(LFFF)外挿へのコロナル再構成(CROBAR)法の拡張を提示し、それをAIA、MDI、およびSTEREOEUVIデータのセットの再構成に適用します。この結果は、CROBARがコロナ放出構造を再構築できるだけでなく、LFFFのヘリシティ$\alpha$パラメーターを介してコロナ場の外挿を制限するのにも役立つことを示しています。また、CROBARが複数の視点からの情報を簡単に組み込んで再構成を改善できる方法の実例も提供しており、追加の視点を使用して再構成を検証することもできます。さらに、DEMを使用した理想的なべき乗則タイプの放射通過帯域ではなく、実際の放射通過帯域の使用についても触れます。最後に、CROBARによって生成された放射と、観測された放射および理想化されたDEMベースのべき乗則で生成された放射との比較を行います。これらの結果は、実際のアプリケーションに対するCROBARの有望性をさらに示しており、ソフトウェアの暫定リリースをダウンロードできるようにしています。
KIC 9845907: 最初の倍音が支配的な周波数であり、スペクトル内に多くの等距離構造を持つ $\delta$ たて座星
| Title |
KIC_9845907:_A_$\delta$_Scuti_star_with_the_first_overtone_as_the_dominant_frequency_and_with_many_equidistant_structures_in_its_spectrum |
| Authors |
Xiao-Ya_Sun,_Zhao-Yu_Zuo,_Tao-Zhi_Yang,_Antonio_Garc\'ia_Hern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08102 |
この論文では、ケプラーターゲットKIC9845907の脈動挙動の解析を紹介します。ケプラーからのデータを使用して、最初の倍音$f_{1}$=17.597day$^{-1}$を含む85個の有意な周波数を検出しました。主周波数として、非ラジアル独立周波数$f_{3}$=31.428day$^{-1}$($\ell$=1)、および2つの変調項$f_{m1}$=0.065day$^{-1}$および$f_{m2}$=1.693day$^{-1}$。$f_{m1}$または$f_{m2}$を持つ三重項構造の14対が見つかり、そのうちの4つのペアはさらに五重項構造を形成できる可能性があります。これらは今回の研究で発見された最も興味深い特徴であり、たて座$\delta$星で初めて認識されたものであることに注目します。我々は、これらの等距離構造のビート、ブラジコ効果、結合モード仮説、非線形モード結合、大きな分離、星の回転分裂など、考えられるいくつかの説明について議論しました。私たちの星地震モデルは、$f_{m1}$によるこの変調が回転分裂に関連している可能性があることを示しています。高精度の宇宙光度測定を使用して、三重項および/または五重項構造を持つたて座$\delta$星をさらに研究することは、その起源をさらに調べるのに役立つでしょう。
SNeIa の固有色成分と消失色成分と $R_V$ の決定
| Title |
Intrinsic_and_extinction_colour_components_in_SNeIa_and_the_determination_of_$R_V$ |
| Authors |
G._Smadja,_Y.Copin,_W._Hillebrandt,_C._Saunders,_C._Tao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08215 |
超新星ごとに固有色成分と消光色成分を分離し、Rvを測定するというこの試みにおける重要な要素は、色の消光成分に対する大きさの線形化された依存性、つまり1次元の固有外色空間(CaIIH&K$\lambda$3945およびSiII$\lambda$4131の寄与に加えて、内在的変動と外的変動の間に相関関係がないこと、以前の仮定の下では一貫した解決策が見つかりましたが、観察された体系的な傾向は、消光式。修正後は、消光色コンポーネントの単一のスケーリングと適切なRv=2.181$\pm$0.117の値を選択することで、すべての体系的な消光効果をキャンセルできます。
生まれ変わった惑星状星雲A 78の空間分解分光調査
| Title |
Spatially-resolved_spectroscopic_investigation_of_the_born-again_planetary_nebula_A_78 |
| Authors |
B._Montoro-Molina,_M.A._Guerrero,_J._A._Toal\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08242 |
我々は、生まれ変わった惑星状星雲(PN)A78の空間分解分光観察の分析を紹介します。この分析は、その3つの主要な形態学的構成要素、すなわち、内部の結び目、目のような構造、そして表面の明るさが低い外側星雲。内側の結び目のHが少ない化学存在量は、A78の生まれ変わる性質を裏付けており、N/O存在量比は極晩期熱パルス(VLTP)の予測と一致しています。一方、VLTP事象では高いNe/Oは予想されず、これはバイナリー系が関与する可能性のある異なる進化経路を示唆しています。外殻の低いN/O比とHe/Hの存在量は、低質量の前駆体であることを示していますが、目のような構造の化学存在量は、Hの少ない生まれ変わった物質と、外側の星雲はそれらの混合物を示しています。以前の研究とは異なり、消光は不均一であり、大量のCに富むダストの存在が以前に報告されているHの少ない内側の結び目に向かってはるかに高いことがわかりました。塵の多い物質は外側の星雲領域に拡散し、その結果、消滅が強化されるゾーンが生じると考えられます。
回転速度の遅い A-B 星の非 LTE 存在量分析。 II.通常の存在量を持つ A-B 星は存在しますか?
| Title |
Non-LTE_abundance_analysis_of_A-B_stars_with_low_rotational_velocities._II._Do_A-B_stars_with_normal_abundances_exist? |
| Authors |
A._M._Romanovskaya,_T._A._Ryabchikova,_Yu._V._Pakhomov,_S._A._Korotin,_T._M._Sitnova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08384 |
我々は、4つの鋭い線が入ったA型星${\gamma}$Gem(HD41705)、oPeg(HD214994)、${\theta}の化学組成と基本パラメータ(実効温度、表面重力、半径)を提示します。$Vir(HD114330)および${\nu}$Cap(HD193432)。私たちの分析は、高解像度スペクトルと広い波長範囲にわたる分光測光観察の首尾一貫したモデルフィッティングに基づいています。SMEパッケージを用いて星の基本パラメータを精密化し、スペクトルエネルギー分布や水素線プロファイルと比較することでその精度を検証しました。Teff/logg=9190+/-130K/3.56+/-0.08、9600+/-50K/3.81+/-0.04、9600+/-140K/3.61+/-0.12、および10200+/であることがわかりました。${\gamma}$Gem、oPeg、${\theta}$Vir、${\nu}$Capの場合、それぞれ-220K/3.88+/-0.08。私たちの詳細な存在量分析では、調査対象の26種のうち18種について、局所熱力学的平衡(LTE)仮定と非LTE(NLTE)ライン形成で計算された古典的モデル大気をベースにしたスペクトル合成のハイブリッド技術が採用されています。異なるタイプのA星(通常のA、Am、Ap)で観察される存在量パターンを同様の基本パラメーターと比較すると、現在の恒星大気における存在量の特異性形成メカニズムでは説明できない、顕著な存在量の多様性が明らかになります。Teffが7200Kから10000Kに増加すると、重元素(Zn、Sr、Y、Zr、Ba)の過剰存在量が+1dexまで増加し、Teff=13000Kでは太陽の値までさらに減少することがわかりました。太陽元素が豊富な星は、後期B型星の中に見つかる可能性があります。
WR+OB連星における進化軌道周期変化の分光学的探索：V444 Cygの場合
| Title |
Spectroscopic_Searches_for_Evolutionary_Orbital_Period_Changes_in_WR+OB_Binaries:_the_case_of_V444_Cyg |
| Authors |
I._Shaposhnikov,_A._Cherepashchuk,_A._Dodin,_K._Postnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08386 |
我々は、WN5+O6バイナリーV444Cygの新しい測光および分光観測の結果と、現存する分光および測光の詳細な分析の結果を紹介します。分光軌道の要素を使用し、e=0、i=78{\deg}と仮定して、V444Cygの成分の質量と軌道サイズを決定しました。M_O6=26.4M_Sun、M_WN5=10.7M_Sun、a_O6=10.6R_Sun、a_WN5=26.1R_サン。新しい光度曲線とアーカイブ光度曲線に基づいて、ヘルツシュプルング法を適用することにより、V444CygdP/dt_ph=0.119+-0.003s/yrにおける軌道周期の経年増加率の測光推定値を改善しました。V444Cygの新しい動径速度曲線とアーカイブされた動径速度曲線の比較から、測光dP/dt_phと一致して、永年軌道周期変化率dP/dt_sp=0.147+-0.032s/yrを独自に導き出しました。得られた連星公転周期の経年増加率dP/dtと各成分の平均半径から、WR星からの恒星の風の質量損失率dM/dt_WN5=-(6.0+-0.4)*10^-6を推定することができました。年月日
近接連星で超ゆっくりと回転する星
短周期連星の星は通常、伴星の軌道と一致し、同期しているスピンを持っています。しかし、三重系では、スピンと軌道歳差運動の組み合わせにより、星の回転が、カッシーニ状態として知られる高度にずれた準同期平衡状態に発展する可能性があります。私たちは、これらの特徴を示し、三次伴星を持つことがすでに知られている、最近発見された星の集団を特定します。これらの第三の天体は、内部連星が準同期カッシーニ状態に進化できるようにする適切な軌道周期を持っており、これは軌道進化モデルで確認されています。また、予想される星の傾斜角と自転周期も計算し、観測された回転速度が平衡潮汐モデルから予想されるよりも遅いことが多いことを示しました。しかし、我々は、慣性波による潮汐散逸が予想されるスピン軌道のずれ角と回転速度を変化させ、一部の系では非常に遅い回転速度を生み出す可能性があることを示した。最後に、このようなシステムの追加の発見が、恒星系の潮汐物理学と軌道進化の歴史を制約するためにどのように使用できるかを示します。
カッシーニ州でゆっくり回転する近接連星
最近の星地震測定により、極度に遅い自転速度を持つ初星を含む、近接連星の中に少数の星が存在することが明らかになった。このような星は、そのような系における潮汐同期の標準的な期待に反しているが、カッシーニ状態2(CS2)として知られるスピン軌道平衡に閉じ込められていれば説明できる可能性がある。この状態は外側の三次星による軌道歳差運動によって維持されており、通常、非常に準同期的な回転速度と高度なスピン軌道のずれが生じます。私たちは、CS2が磁気ブレーキとさまざまなタイプの潮汐散逸によってどのような影響を受けるかを調べます。磁気ブレーキは平衡回転速度を遅くしますが、重力波による潮汐散逸は平衡潮汐理論によって予測されるよりわずかに高い回転速度をもたらす可能性があり、慣性波を介した散逸は回転速度を大幅に遅くする可能性があります。ゆっくりと回転する主星を含む7つの連星系について、CS2理論によって予測される外側三次星の位置を予測します。これら星系のうち5つでは第三伴星がすでに検出されていますが、そのうち3つでは予想よりも接近しており、慣性波による潮汐散逸を示している可能性があります。また、スポット変調による回転測定により、食連星群の中からいくつかの新しい候補星系を特定します。
原子干渉計によるミッドバンドの重力波科学
重力波(GW)は$\sim100$HzおよびnHz帯域で検出されていますが、重力スペクトルの大部分は未観測のままです。観測可能な周波数の範囲を拡大するために、さまざまな検出器の概念が提案されています。この研究では、$\sim1からの信号を測定し、$\sim1の特性を制約するための、「ミッドバンド」、つまりLISAとLIGOの間の$\sim30$mHz--10Hzの範囲におけるGW検出器の機能を研究します。-100M_\odot$コンパクトバイナリ。私たちは原子干渉計ベースの検出器に焦点を当てています。それらの機能を評価するために使用するフィッシャー行列コードについて説明し、地上kmスケールの検出器と地球の中軌道にある衛星搭載検出器の2つのベンチマークの数値結果を示します。ミッドバンドGW検出器のユニークな機能の1つは、空上のGW発生源の位置を正確に特定することです。私たちは、衛星搭載の検出器が、チャープ質量$\mathcal{M}_c\lesssim50M_\odot$を持つ検出可能な光源に対して、1度以下の空の位置特定を達成できることを実証します。また、地上検出器のさまざまな位置や衛星搭載検出器の軌道のさまざまな選択など、さまざまな検出器構成も比較します。私たちが示すように、地上の単一ベースライン検出器が2つだけ、または衛星搭載の単一ベースライン検出器が1つだけのネットワークは、それぞれほぼ均一に近い空の範囲を提供し、信号対雑音比の変化は2倍未満になります。空全体に。この研究が、さまざまな検出器提案の利点を評価するGWコミュニティの取り組みに貢献することを願っています。
確率的重力波背景データ解析のためのシミュレーションベースの推論
| Title |
Simulation-based_inference_for_stochastic_gravitational_wave_background_data_analysis |
| Authors |
James_Alvey,_Uddipta_Bhardwaj,_Valerie_Domcke,_Mauro_Pieroni,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07954 |
次世代の宇宙および地上施設は、重力波空のまったく新しい画像を明らかにすることを約束しています。それは、何千もの銀河および銀河系外のバイナリ信号、ならびに未解決の天体物理学的信号およびおそらく宇宙論的な信号の確率的重力波背景(SGWB)です。LISA、アインシュタイン望遠鏡、宇宙探査などの実験の科学的目標を達成するには、これらのもつれを解く必要があります。私たちは、この課題の1つの特定の側面、つまり(模擬)LISAデータからのSGWBの再構築に焦点を当てます。我々は、シミュレーションベースの推論(SBI)、特に切り捨て周辺ニューラル比推定(TMNRE)が、モンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)などのより伝統的な手法を適用する際に必要な技術的な困難や妥協点の一部を克服するための有望な手段であることを実証します。これを強調するために、SGWBのテンプレートベースの検索と不可知論的な検索の両方について、従来の方法の結果を再現できることを示します。さらに、SBIの豊富な可能性の実証として、信号対雑音比の低い超大質量ブラックホール過渡信号の集団をデータに注入することを検討します。TMNREは、この複雑なパラメーター空間を暗黙的に周辺化することができるため、確率的(および機器ノイズ)の寄与を直接かつ正確に再構築できるようになります。私たちはTMNRE実装をコードsaqqaraの形式で公開します。
太陽近くの環境に拡張された陽子および電子の加熱速度の推定
| Title |
Estimates_of_Proton_and_Electron_Heating_Rates_Extended_to_the_Near-Sun_Environment |
| Authors |
R._Bandyopadhyay,_C._M._Meyer,_W._H._Matthaeus,_D._J._McComas,_S._R._Cranmer,_J._S._Halekas,_J._Huang,_D._E._Larson,_R._Livi,_A._Rahmati,_P._L._Whittlesey,_M._L._Stevens,_J._C._Kasper,_and_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07985 |
宇宙プラズマ物理学の中心的な問題は、乱流の磁化プラズマ中で陽子と電子がどのように加熱されるかということです。乱流変動の散逸による帯電種の加熱差は、太陽風の進化において重要な役割を果たします。これまでの太陽物理学ミッションでの測定では、陽子と電子の加熱速度が0.27auを超えると推定されています。最初の10回の遭遇で蓄積されたパーカー太陽探査機(PSP)データを使用して、陽子と電子の個々の熱蓄積速度の評価を、新しく形成された太陽風の中で0.063天文単位(13.5太陽半径)の距離まで拡張しました。太陽に近い環境におけるPSPデータは、ヘリオスとユリシーズのデータに対する以前のフィッティングから予測されたものとは異なる電子熱伝導フラックスの挙動を示しています。その結果、経験的に導出された陽子および電子の加熱速度は、これまでの報告とは大きく異なる挙動を示し、太陽中心距離が減少するにつれて、陽子加熱が電子加熱よりもますます支配的になる。陽子は太陽半径約13で総プラズマ加熱の約80%を受けており、これは地球近傍の値よりわずかに高いことがわかります。この経験的に導き出された陽子と電子間の加熱分配は、太陽風加熱の理論モデルを制約するのに役立ちます。
相対論的軸対称星の磁気平衡: 流量定数の影響
| Title |
Magnetic_equilibria_of_relativistic_axisymmetric_stars:_the_impact_of_flow_constants |
| Authors |
Arthur_G._Suvorov_and_Kostas_Glampedakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08071 |
理想的なアインシュタイン・オイラー系に関連する対称性と保存則は、静止星と軸対称星について、一連の\emph{流量定数}を定義するために利用できます。これらの量は、その勾配が4つの速度に直交するという意味で、流線に沿って保存されます。それらは一定の磁束の表面に沿って保存されるため、中性子星の平衡の一般的な特徴を特定するための強力なツールになります。それらの存在の重要な帰結の1つは、ポロイダルとトロイダルの混合磁場は、ある特殊な意味を除いて子午線の流れの欠如と矛盾するということであり、驚くべきだが強力な結果は、ベケンシュタインとオロンによって初めて証明されました。この研究では、流量定数形式を再検討して、非線形磁気平衡と摂動磁気平衡の両方に関するいくつかの新しい結果とともにこの結果を再導出します。私たちの調査は、トールマンVIIバックグラウンドに基づく多極磁場のいくつかの数値解法によって補足されています。ここでは、流量定数の厳密な電力計算が使用され、自己一貫性のある処理が保証されています。
重力相互作用する暗黒物質の量子検出
| Title |
Quantum_Detection_of_Gravitationally_Interacting_Dark_Matter |
| Authors |
Alejandro_Perez,_Carlo_Rovelli,_and_Marios_Christodoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08238 |
我々は、重力を介した量子位相シフトの非常に高い感度を利用して、純粋に重力相互作用する暗黒物質を検出する理論的可能性を指摘します。
重力が重要な役割を果たす環境では、湾曲した時空が粒子生成源として機能することが知られています。我々は、宇宙のインフレーション段階中およびインフレーション段階後のスカラー暗黒物質候補の生成に対する宇宙インフレーションの最小限の設定でこの効果を調査します。私たちは、インフラトン場への直接結合による、または純粋な重力相互作用による暗黒物質の生成を検討します。構造形成と暗黒物質等曲率摂動からの宇宙論的制約について議論します。等曲率パワースペクトルの新しい解析式が提供されます。
非理想場の正確な計算は、相対論的リコネクションにおける注入の優位性を証明する
| Title |
Exact_Calculation_of_Nonideal_Fields_Demonstrates_Dominance_of_Injection_in_Relativistic_Reconnection |
| Authors |
Samuel_R._Totorica,_Seiji_Zenitani,_Shuichi_Matsukiyo,_Mami_Machida,_Kazuhiro_Sekiguchi_and_Amitava_Bhattacharjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08314 |
磁気リコネクションは、天体物理学から実験室に至るまでのシステムにおけるエネルギー粒子の重要な供給源です。関係する時空間スケールが大きく分離されているため、粒子加速のモデリングに必要な物理学を含む最小限の物理モデルを決定することが重要になります。再結合のセル内粒子運動シミュレーションにおいて、理想的および非理想的な磁気流体力学電場からのエネルギー利得を自己矛盾なく解決することにより、注入として知られる通電の初期段階における非理想場の支配的な役割を最終的に示します。非理想磁場の重要性は、磁化、ガイド磁場、および3次元に応じて増加し、自然の天体物理システムにおける再結合にとってのその一般的な重要性を示しています。私たちはシミュレーションから射出プロセスの統計的特性を取得し、大規模システムにおける粒子加速を正確にモデル化できる拡張MHDモデルの開発への道を開きます。この研究で開発された新しい分析手法は、プラズマ物理学の幅広いプロセスに新たな洞察を与えるために広く適用できます。
一般化された $\delta N$ 形式主義からの原始重力波の統計的異方性
このレターでは、一般化された$\deltaN$形式主義の使用方法を示します。これにより、背景の均一な宇宙の進化を解くだけで、重力波を含むすべての大規模な変動を計算できるようになります。ネーター電荷密度を使用して、地平線横断時の変動とインフレーション終了時の発生重力波の間のマッピングを記述する解析式を導き出します。この公式は、異方性バックグラウンドを持つインフレーションモデルにも適用できます。
