銀河の形状は、標準モデルを超えた物理学について何を教えてくれるでしょうか?
| Title |
What_can_galaxy_shapes_tell_us_about_physics_beyond_the_standard_model? |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Morgane_J._K\"onig,_Stephon_Alexander,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08653 |
銀河の形状は、大規模な重力ポテンシャルを通じて宇宙後期のスカラー物理学を追跡します。彼らは高スピン物理学にも敏感ですか?我々は、宇宙せん断とその高次一般化である屈曲の統計を通じて、宇宙初期および後期におけるベクトルモードとテンソルモードの観測結果に関する一般的な研究を紹介します。高スピンの寄与は重力レンズと固有の配列の両方から生じ、フラットスカイの限界に加えて、それぞれの主要な相関関係子(そのうちのいくつかは以前に導出されたもの)を与えます。特に、ソースのパリティ特性に応じて、せん断$EB$および$BB$スペクトルのソースが自明ではないことがわかります。ベクトルとテンソルモードの2つのソース、スケール不変の原始ゆらぎと宇宙ひもを考慮し、今後の調査でのそれぞれの検出可能性を予測します。シアーは、主にベクトルモードの継続的な供給を通じて、宇宙ひもの強力なプローブであることがわかっています。非常に小さなスケール($\ell\gtrsim1000$)を除いて、屈曲は拘束力にほとんど追加しませんが、まだ知られていないランク3テンソルやハロースケール物理学の興味深い探査となる可能性があります。このようなプローブは、最近のパルサータイミングアレイ観測を説明するために提案された新しい物理学を制約するために使用できる可能性があります。
MTNGシミュレーションにおける宇宙フィラメントの進化
| Title |
Evolution_of_cosmic_filaments_in_the_MTNG_simulation |
| Authors |
Daniela_Gal\'arraga-Espinosa,_Corentin_Cadiou,_C\'eline_Gouin,_Simon_D._M._White,_Volker_Springel,_R\"udiger_Pakmor,_Boryana_Hadzhiyska,_Sownak_Bose,_Fulvio_Ferlito,_Lars_Hernquist,_Rahul_Kannan,_Monica_Barrera,_Ana_Maria_Delgado,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08659 |
我々は、フィラメントの長さ、成長速度、銀河密度の放射状プロファイルなどのいくつかの重要な特性に重点を置きながら、赤方偏移にわたる宇宙フィラメントの進化に関する研究を紹介します。観測主導のアプローチに従って、MilleniumTNGプロジェクトの大規模な流体力学的実行の銀河分布からz=0、1、2、3、および4の宇宙フィラメントカタログを構築します。私たちは広く使用されているDisPerSEコズミックウェブファインダーコードを採用しており、将来のユーザーを支援することを期待して、物理学に基づくキャリブレーション手順の詳細を含むユーザーフレンドリーなガイドを提供しています。私たちは、大規模シミュレーションで接続性の進化に関する初めての統計測定を実行し、宇宙ノードの接続性(接続されているフィラメントの数として定義される)が初期から後期にかけて全体的に減少することを発見しました。適切な座標での宇宙フィラメントの研究により、膨張する宇宙の大規模構造から予想されるように、フィラメントの長さと半径方向の範囲が成長することが明らかになりました。しかし、最も興味深い結果は、ハッブル流が取り除かれると得られます。我々は、驚くほど安定した共動フィラメント長関数と過密度プロファイルを発見し、過去約12.25Gyrsにおけるフィラメントの総集団の進化がわずかであることを示しています。しかし、個々の構造の空間進化を追跡することによって、異なる長さのフィラメントが実際には異なる進化経路をたどることを実証します。短いフィラメントは優先的に収縮しますが、長いフィラメントはその長手方向に沿って膨張し、初期の物質が支配的な宇宙では最も高い成長率を示します。固定赤方偏移でのフィラメントの多様性は、最短フィラメントと最長フィラメントの間の異なる(~$5\sigma$)密度値によっても示されます。私たちの結果は、宇宙フィラメントが暗黒エネルギーの追加のプローブとして使用できることを示唆していますが、さらなる理論的研究がまだ必要です。
DESI 1% 調査: シリンダ内の低赤方偏移数測定による組立バイアスの証拠
| Title |
The_DESI_One-Percent_Survey:_Evidence_for_Assembly_Bias_from_Low-Redshift_Counts-in-Cylinders_Measurements |
| Authors |
Alan_N._Pearl,_Andrew_R._Zentner,_Jeffrey_A._Newman,_Rachel_Bezanson,_Kuan_Wang,_John_Moustakas,_Jessica_N._Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Jamie_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Paul_Martini_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Francisco_Prada,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarle,_Benjamin_A._Weaver,_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08675 |
私たちは、暗黒エネルギー分光器(DESI)の初期データリリースからの低赤方偏移サンプルで入手可能な銀河とハローの接続情報を調査します。DESIBrightGalaxySurvey(BGS)のSurveyValidation3(SV3、別名One-PercentSurvey)データを使用して、z=0.1～0.3のハロー占有分布(HOD)をモデル化します。より一般的に使用される指標に加えて、HOD制約を大幅に強化するシリンダー内カウント(CiC)測定も組み込まれています。私たちの分析は、Pythonパッケージgaltabによって支援されています。これにより、halotoolsで利用可能なすべてのHODモデルのCiCを迅速かつ正確に予測できます。この方法論により、マルコフチェーンがはるかに少ない試行ポイントで収束することが可能になり、GPUの移植性によりさらに大幅な高速化が可能になります。私たちのHODフィットは、特徴的なハロー質量をしっかりと制約し、特に低輝度閾値での集合バイアスの統計的証拠を提供します。$z\sim0.15$サンプルの中心銀河のHODは、絶対等級$M_r<-20.0$および$M_r<-20.5$サンプルはハロー濃度と正の相関があり、それぞれ99.9%および99.5%の有意性があります。私たちのモデルはまた、$z\sim0.25$で明るい$M_r<-21.0$サンプルの正の中心集合バイアスを支持します(有意性94.8%)。SIM0.15ドル。各閾値サンプルの特徴的なハロー質量、アセンブリバイアス、およびその他のHODパラメーターに対する制約を提供します。これらの制約は、将来のDESIデータでは大幅に強化されることが予想されており、その範囲はSV3の100倍になります。
非線形$f(R, L_m)$暗黒エネルギーモデルにおける有効な状態方程式パラメータの制約された発展:宇宙クロノメーターとパンテオンサンプルのベイズ解析からの洞察
| Title |
Constrained_evolution_of_effective_equation_of_state_parameter_in_non-linear_$f(R,_L_m)$_dark_energy_model:_Insights_from_Bayesian_analysis_of_cosmic_chronometers_and_Pantheon_samples |
| Authors |
N._Myrzakulov,_M._Koussour,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_and_Amare_Abebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09229 |
私たちは、ダークエネルギーモデルにおけるEoSパラメーターの進化を調査するために、最近の観測データセット、具体的にはコズミッククロノメーター(CC)データセットとパンテオンサンプルのベイズ分析を実行します。私たちの研究は、パラメトリック形式$\omega_{eff}=-\frac{1}{1+m(1+z)^n}$で記述される有効なEoSパラメータに焦点を当てました。ここで、$m$と$n$はモデルパラメータです。このパラメトリック形式は、$f(R,L_m)$重力の枠組み内で適用できます。ここで、$R$はリッチスカラーを表し、$L_m$は物質のラグランジアンを表します。ここでは、関数形式$f(R,L_m)=\frac{R}{2}+L_m^\alpha$によって特徴付けられる非線形$f(R,L_m)$モデルを調べます。ここで、$\alpha$はモデルの自由パラメータです。我々は、実効EoSパラメータ$\omega_{eff}$、減速パラメータ$q$、密度パラメータ$\rho$、圧力$p$、ステートファインダーパラメータなど、いくつかの宇宙論的パラメータの進化を調べます。私たちの分析により、CCデータセットとパンテオンデータセットの両方の有効EoSパラメーター$\omega_{eff}^{0}=-0.68\pm0.06$の制約された現在の値が、クインテッセンスフェーズを指していることが明らかになりました。さらに、赤方偏移$z=0$における減速パラメータ$q_0=-0.61^{+0.01}_{-0.01}$は、現在の宇宙が加速膨張していることを示しています。
重力の新たな実験 -- II: 輝く赤い銀河サンプルへの応用
| Title |
A_new_test_of_gravity_--_II:_Application_to_luminous_red_galaxy_samples |
| Authors |
Joaquin_Armijo,_Carlton_M._Baugh,_Peder_Norberg,_Nelson_D._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09636 |
Armijoらによって提案された顕著な相関関数テストを適用します。(論文I)SloanDigitalSkySurvey(SDSS)IIIの最終データリリースからの輝く赤色銀河(LRG)のサンプル。このテストでは、投影されたマーク付き相関関数の推定において、銀河に密度依存マークを割り当てます。一般相対性理論(GR)と$f(R)$重力という2つの重力モデルを比較します。私たちは、ハロー占有分布モデル(HOD)を使用して、測定された銀河数密度とLRGサンプルの2点相関関数を再現する模擬カタログを構築します。さまざまなHODモデルは、観測上の制約に対して許容可能な適合を与え、この不確実性は、予測されたマーク付き相関関数の誤差に反映されます。HODモデリングによる不確実性は、SDSS-IIILRGサンプルのサンプル分散に匹敵します。私たちの分析は、現在の銀河カタログが小さすぎて、人気のある$f(R)$モデルとGRを区別できないことを示しています。しかし、より正確に測定された銀河数密度と2点相関関数の誤差がより小さい今後の調査、または銀河形成のより良い理解により、私たちの方法が実行可能な重力モデルを区別できるようになる可能性があります。
弱いレンズと高速無線バーストによるバリオンフィードバックの校正
| Title |
Calibrating_baryonic_feedback_with_weak_lensing_and_fast_radio_bursts |
| Authors |
Robert_Reischke,_Dennis_Neumann,_Klara_Antonia_Bertmann,_Steffen_Hagstotz,_Hendrik_Hildebrandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09766 |
Euclid、LSST-Rubin、Romanなど、現在および将来の世代の大規模構造調査の主な制限の1つは、宇宙内の物質の分布に対するフィードバックプロセスの影響です。バリオンフィードバックと呼ばれるこの効果は、対象となる宇宙論的パラメーターよりもはるかに強力な非線形スケールで物質のパワースペクトルを変更します。したがって、これらの変更を制限することが、今後の調査の可能性を最大限に引き出す鍵となり、高速無線バースト(FRB)の助けを借りてこれを行うことを提案します。FRBは、銀河系外起源の短い天体物理学的無線トランジェントです。バースト信号は大規模構造の自由電子によって分散され、分散測定(DM)によって特徴付けられるさまざまな周波数での到着時間の遅延につながります。分散測定は統合見通し線電子密度に敏感であるため、宇宙のバリオン含有量を直接調べることができます。私たちは、観察された分散測定とユークリッドに似た調査の弱い重力レンズ信号を相関させることにより、FRBが宇宙論的パラメーターとフィードバックパラメーターの間の縮退をどのように打破できるかを調査します。特に、バリオンフィードバックを制御する単純な1パラメーターモデルを使用しますが、より複雑なモデルでも同様の結果が期待されます。このモデル内では、$\sim10^4$FRBが、宇宙せん断のみよりも10倍効果的にバリオンフィードバックを制約するのに十分であることがわかります。この縮退を打破すると、制約が大幅に強化されます。たとえば、ニュートリノ質量の合計が2倍改善されることが期待されます。
擬似スカラー暗黒物質による変曲点インフレーションに対する CMB 制約
| Title |
CMB_constraints_on_inflection-point_inflation_with_a_pseudo-scalar_dark_matter |
| Authors |
Jamerson_G._Rodrigues,_Vin\'icius_Oliveira,_Rodrigo_von_Marttens,_Carlos_A._de_S._Pires_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09842 |
この研究では、変曲点インフレーションシナリオの物理的側面を調査し、現在の宇宙マイクロ波背景背景(CMB)データに照らしてその観測の実行可能性を評価します。私たちが考えるモデルは、複雑な中性スカラー一重項の中に疑似スカラー(暗黒物質候補)を持つインフレトンをカプセル化します。高エネルギースケールで導出されたインフレーションパラメータの宇宙論的制約は、これらのパラメータを実行することによって低エネルギースケールに変換されます。場の適切な変換により、ラグランジアン全体が$Z_3$対称の下で不変であることを保証することで、一重項の虚数部がモデルの他のスカラーから切り離されます。次に、インフレーションの観測上の実行可能性が、暗黒物質の構成要素であるこの疑似スカラーと互換性があるかどうかを調査します。インフレーションパラメーターに対するCMB制約により、擬スカラーが安定しており、熱生成か非熱生成かに関係なく、正しい遺物暗黒物質量が提供されることが保証されることを示します。
SPT-SZ MCMF: DES 領域に対する SPT-SZ カタログの拡張
| Title |
SPT-SZ_MCMF:_An_extension_of_the_SPT-SZ_catalog_over_the_DES_region |
| Authors |
M._Klein,_J._J._Mohr,_S._Bocquet,_and_the_SPT_and_DES_collabortions |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09908 |
我々は、南極望遠鏡(SPT)からの観測に基づいて、スニャエフ・ゼルドビッチ効果(SZE)によって選択されたクラスターカタログの拡張版を提示します。このカタログは、以前のSPT-SZカタログよりも低い信号対雑音まで拡張されているため、より低質量のクラスターが含まれています。S/N>4SPT-SZ候補リストとダークエネルギー調査(DES)に適用されるマルチコンポーネントマッチドフィルターアルゴリズム(MCMF)を使用して、光学的に導出された赤方偏移、中心、リッチネス、および形態学的パラメーターとカタログの汚染および完全性統計が抽出されます。)測光銀河カタログ。メインカタログには、S/N=4を超える811のソースが含まれており、純度91%で、元のSZEセレクションに関して95%完全です。元のSPT-SZサンプルと比較して、総クラスター数が50%多く、z=0.8を超えるクラスター数が2倍含まれています。MCMFアルゴリズムを使用すると、カタログの完全性への影響を追跡できる、目的の純度のサブサンプルを定義できます。例として、S/N>4.25およびS/N>4.5の2つのサブサンプルを提供します。これらのサブサンプルでは、サンプルの汚染と洗浄による不完全性が両方とも、同じサイズのサンプルで予想されるポアソンノイズと同程度に低くなります。S/N>4.5のサブサンプルは純度98%、完全性96%を有し、SPTクラスターとDES弱レンズ宇宙論解析を組み合わせたものに含まれます。SPT-SZ候補リスト内の誤検出の数をS/Nの関数として測定すると、ガウスノイズの仮定から予想される値に従うものの、シミュレーションによる以前の推定と比較して振幅が低いことがわかります。
銀河塵の非ガウス性がインフレーションからの B モード探索に及ぼす影響
| Title |
Impact_of_Galactic_dust_non-Gaussianity_on_searches_for_B-modes_from_inflation |
| Authors |
Irene_Abril-Cabezas,_Carlos_Herv\'ias-Caimapo,_Sebastian_von_Hausegger,_Blake_D._Sherwin_and_David_Alonso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09978 |
原始Bモードの探索における重要な課題は、偏光した銀河の前景、特に熱塵の放出の存在である。パワースペクトルベースの解析方法では、一般に、尤度を構築して共分散行列を計算するときに、前景がガウスランダムフィールドであると仮定します。この論文では、ダストフィールドの非ガウス性がインフレーションBモード検索のコンテキストでCMBと前景パラメータ推論にどのように影響するかを調査し、ダストパワースペクトル共分散行列の修正を通じてこの効果を捉えます。シモンズ天文台などの今後の実験では、テンソル対スカラー比の不確実性$\sigma(r)$がダストの非ガウス性の程度やダスト共分散行列の性質に依存しないことがわかります。周波数の非相関性が無視できる場合、中周波数チャネルのダストは、ダストの空間統計とは独立した方法で高周波データを使用して除去されることに注目して、この結果を説明します。我々の結果は、既存のデータと互換性のあるゼロ以外のレベルの周波数非相関にも当てはまることを示します。ただし、共分散行列におけるダストの非ガウス性の影響を無視すると、適合度メトリックの不正確さにつながる可能性があることがわかりました。したがって、このようなメトリクスを使用してBモードのスペクトルとモデルをテストする場合は注意が必要ですが、適合度統計を計算するときにクリーンなスペクトルの組み合わせのみを使用することでそのような問題を軽減できることを示しています。
惑星系の平坦性を抑制するという TESS と Gaia の見通し
| Title |
Prospects_from_TESS_and_Gaia_to_constrain_the_flatness_of_planetary_systems |
| Authors |
Juan_I._Espinoza-Retamal,_Wei_Zhu,_Cristobal_Petrovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08665 |
同じ恒星を周回する惑星間の相互傾斜は、多惑星系の形成と進化を理解するための重要な情報を提供します。この研究では、現在知られているTESS惑星候補の外側の軌道にある冷たい木星の検出と特徴付けにおけるガイア天文法の可能性を調査します。私たちのシミュレーションによれば、冷木星の仲間がいると予想される$\sim3350$の星系のうち、ガイアは公称5年間のミッションで$\sim200$の冷木星を検出し、軌道傾斜角を測定できるはずです。そのうち$\sim120$では$\sigma_{\cosi}<0.2$の精度です。これらの数値は、CJの軌道方向が等方性分布に従うという仮定に基づいて推定されていますが、それほど広くない分布ではわずかに変化するだけです。また、導出特性をより適切に制約するための動径速度追跡からの見通しについても説明し、フィッシャー行列分析を使用して迅速な予測を行うためのパッケージを提供します。全体として、私たちのシミュレーションは、TESS惑星を伴う星を周回する冷たい木星のガイア天文測定が、動的に冷たい系(平均相互傾斜$\lesssim5^\circ$)と動的に熱い系(平均相互傾斜$\gtrsim20^\circ$)を区別できることを示しています。それらの形成と進化に新たな制約を課すことになる。
光蒸発ディスクのミリメートル発光は初期の基礎構造によって決まる
| Title |
Millimeter_emission_in_photoevaporating_disks_is_determined_by_early_substructures |
| Authors |
Mat\'ias_G\'arate,_Til_Birnstiel,_Paola_Pinilla,_Sean_M._Andrews,_Raphael_Franz,_Sebastian_Markus_Stammler,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano,_Anna_Miotello,_and_Nicol\'as_T._Kurtovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08752 |
[要約]光蒸発と塵の捕捉は、それぞれ原始惑星系円盤の進化と形態における重要なメカニズムであると考えられています。私たちは、初期の基礎構造の存在が、光蒸発による分散を受けているミリメートル連続円盤内の塵の分布とフラックスの変化にどのような影響を与えるかを研究しました。また、予測された特性が遷移円盤の母集団で観察された特性に似ているかどうかもテストしました。数値コードDustpyを使用して、ガスの降着、塵の成長、基礎構造での塵の捕捉、X線とEUV(XEUV)の光蒸発と塵の同伴による質量損失を考慮して、円盤の進化をシミュレートしました。次に、さまざまなディスクモデルで塵の質量とミリメートルフラックスがどのように変化するかを比較しました。我々は、光蒸着空洞のサイズに関係なく、初期基礎構造を持つ円盤は、光蒸発分散中に初期基礎構造を持たない円盤よりも多くの塵を保持し、ミリメートル連続体で明るいことを発見した。光蒸発空洞が開くと、最初に構造化された円盤モデルの推定フラックスは、明るい遷移円盤集団で見られるものと同等になります($F_\textrm{mm}>30\,\textrm{mJy}$)。最初は滑らかな円盤モデルは、微光母集団からの遷移円盤に匹敵するフラックスを持ち($F_\textrm{mm}<30\,\textrm{mJy}$)、これは各モデルと母集団の間に関連性があることを示唆しています。私たちのモデルは、ダスト捕捉の効率がディスクのミリメートル流束を決定する一方で、光蒸発によるガス損失がキャビティの形成と拡張を制御し、それぞれの特徴を担うメカニズムを切り離すことを示しています。その結果、土星に匹敵する質量を持つ惑星でさえ、明るい遷移円盤のミリメートル発光を再現するのに十分な塵を捕捉することができるが、その空洞のサイズは光蒸発による分散によって独立して駆動される。
486958 アロコス内の CO 氷とガスの保持
カイパーベルト天体(KBO)は、重大な熱または進化の過程を回避した、太陽系の最も古い残骸の一部を表しています。このため、惑星形成時代の名残である物質を精査するまたとない機会が得られるため、探査の重要な対象となっています。さらに、KBOの最近および今後の観測により、これらの天体が最も原始的な過揮発性の氷をどの程度保存できるかを理解することへの関心が高まっています。ここでは、Arrokothのような小規模で冷たい古典的なKBOのためにこの問題を再検討する理論的枠組みを紹介します。私たちの分析アプローチは先行研究と一致していますが、アロコスの極度に冷たい端部材熱物理領域を想定しているため、計算コストのかかるシミュレーションを行わずに本質的な物理現象を捉えることができます。内部温度、熱伝導率、透過率に関する合理的な仮定の下で、アロコスが放射性核種の崩壊後長期間にわたって組み立てられた場合、アロコスが元の二酸化炭素ストックをギルズに保持できることを実証します。CO氷の昇華により、アロコスの多孔質マトリックス内に効果的なCO「雰囲気」が生成され、そのすぐ下の氷層と蒸気圧平衡に近い状態が維持され、それによってCOの損失が制限されます。私たちの調査結果によると、アロコスが放出する粒子は$\およそ10^{22}$個s$^{-1}$に過ぎず、これは\textit{NewHorizons}の2019年のフライバイ観測から推定された上限と一致しています。私たちのフレームワークは最近の予測に疑問を投げかけていますが、既存の数値モデルのベンチマークとして機能し、次世代望遠鏡による将来のKBO観測にも適用できます。
Cheops 測光を使用した WASP-178b の反射特性の制限
| Title |
Constraining_the_reflective_properties_of_WASP-178b_using_Cheops_photometry |
| Authors |
I._Pagano,_G._Scandariato,_V._Singh,_M._Lendl,_D._Queloz,_A._E._Simon,_S._G._Sousa,_A._Brandeker,_A._Collier_Cameron,_S._Sulis,_V._Van_Grootel,_T._G._Wilson,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_G._Bruno,_L._Carone,_S._Charnoz,_C._Corral_van_Damme,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_L._Delrez,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_M._N._G\"unther,_Ch._Helling,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_E._Kopp,_K._W._F._Lam,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_C._Mordasini,_M._Munari,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_H._Rauer,_C._Reimers,_I._Ribas,_M._Rieder,_N._C._Santos,_D._S\'egransan,_A._M._S._Smith,_M._Stalport,_M._Steller,_Gy._M._Szab\'o,_N._Thomas,_S._Udry,_J._Venturini,_N._A._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09037 |
太陽系外惑星の二次食の多波長測光は、惑星の昼側から放射される反射光と熱放射光を解きほぐすことができます。これは、大気中の雲の存在の指標である惑星幾何アルベド$A_g$と、大気内のエネルギー輸送を定量化する再循環効率$\epsilon$の測定につながります。この研究では、推定平衡温度2450Kの高度に放射線にさらされた巨大惑星である惑星WASP-178bの$A_g$と$\epsilon$を測定することを目的としています。ホストWASP-178の特徴を調べ、システムの軌道暦を改良し、2つのそれぞれの望遠鏡の通過帯域で食の深さを測定するためにテストします。我々は、Tess通過帯域で70$\pm$40ppmというわずかに有意な日食深度を測定し、Cheops通過帯域で70$\pm$20ppmという統計的に有意な深度を測定しました。Cheops(lambda_eff=6300AA)とTess(lambda_eff=8000AA)の通過帯域での食深度の測定を組み合わせて、WASP-178bの昼側の輝度温度を2250～2800Kの範囲に制限しました。幾何学的アルベド0.1<$\rmA_g$<0.35は、反射率の低い巨大惑星の像とほぼ一致しており、一方、再循環効率$\epsilon>$0.7により、WASP-178bは現在の熱再循環モデルをテストするための興味深い実験室となります。
系外惑星大気取得のためのシミュレーションベースの推論: 正規化フローを使用した Ariel Data Challenge 2023 の優勝からの洞察
| Title |
Simulation-based_Inference_for_Exoplanet_Atmospheric_Retrieval:_Insights_from_winning_the_Ariel_Data_Challenge_2023_using_Normalizing_Flows |
| Authors |
Mayeul_Aubin_(1,2),_Carolina_Cuesta-Lazaro_(1),_Ethan_Tregidga_(1,3),_Javier_Via\~na_(4),_Cecilia_Garraffo_(1),_Iouli_E._Gordon_(1),_Mercedes_L\'opez-Morales_(1),_Robert_J._Hargreaves_(1),_Vladimir_Yu._Makhnev_(1),_Jeremy_J._Drake_(1),_Douglas_P._Finkbeiner_(1),_and_Phillip_Cargile_(1)_(_(1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Ecole_Polytechnique,_(3)_University_of_Southampton,_(4)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research_ |
_Massachusetts_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09337 |
宇宙望遠鏡の進歩により、系外惑星の大気スペクトルに関する膨大な量のデータを収集するための新たな道が開かれました。ただし、これらのスペクトルから化学的および物理的特性を正確に抽出することは、基礎となる物理学の非線形的な性質により、重大な課題を引き起こします。この論文では、ArielDataChallenge2023に向けてAstroAIチームによって開発された新しい機械学習モデルについて紹介します。このモデルの1つは、293の参加者中トップの座を確保しました。正規化フローを活用することで、私たちのモデルは、さまざまな大気の仮定の下で大気パラメータの事後確率分布を予測します。さらに、チャレンジでのスコアが低いにもかかわらず、優勝モデルよりも高いパフォーマンスの可能性を示す代替モデルを紹介します。これらの発見は、評価基準を再評価し、系外惑星大気スペクトル解析のためのより効率的で正確なアプローチのさらなる探求を促す必要性を強調しています。最後に、課題とモデルを強化するための推奨事項を示し、実際の観測データの将来のアプリケーションに貴重な洞察を提供します。これらの進歩は、系外惑星の大気特性のより効果的かつタイムリーな分析への道を開き、これらの遠い世界についての私たちの理解を前進させます。
設計リファレンス ミッション セットにおける Aerocapture のパフォーマンス上の利点
エアロキャプチャーは、空気力学的な抗力を利用して、大気圏を1回通過するだけで宇宙船の速度を落とす操縦です。これまでのすべての惑星周回衛星は推進軌道挿入を使用してきました。Aerocaptureは、特に小型衛星ミッションや氷の巨人へのミッションにとって、有望な代替手段です。{\Delta}V要件が大きいため、小型衛星が低周回軌道に入るのは事実上不可能です。Aerocaptureを使用すると、火星と金星の周りの円軌道に低コストの衛星を挿入できるようになります。巨大氷のミッションの場合、エアロキャプチャーにより、推進挿入では現実的ではない高速到着軌道からの軌道挿入が可能になります。大気抵抗を利用して{\Delta}Vを与えることにより、エアロキャプチャーは広範囲の惑星ミッションで推進剤の質量とコストを大幅に削減できます。本研究では、一連の設計基準ミッションと、金星から海王星に至る将来の太陽系探査へのそれらの応用について、エアロキャプチャーによってもたらされるパフォーマンス上の利点を分析しています。提供される質量の増加に関する航空捕獲の推定パフォーマンス上の利点は、金星(92%)、地球(108%)、火星(17%)、タイタン(614%)、天王星(35%)、海王星(43%)です。）。天王星と海王星では、エアロキャプチャーは、高速到着の惑星間軌道からの軌道投入を可能にするミッション技術です。
DECam 黄道探査プロジェクト (DEEP): V. 冷たい古典カイパー ベルトの絶対等級分布
| Title |
The_DECam_Ecliptic_Exploration_Project_(DEEP):_V._The_Absolute_Magnitude_Distribution_of_the_Cold_Classical_Kuiper_Belt |
| Authors |
Kevin_J._Napier,_Hsing-Wen_Lin,_David_W._Gerdes,_Fred_C._Adams,_Anna_M._Simpson,_Matthew_W._Porter,_Katherine_G._Weber,_Larissa_Markwardt,_Gabriel_Gowman,_Hayden_Smotherman,_Pedro_H._Bernardinelli,_Mario_Juri\'c,_Andrew_J._Connolly,_J._Bryce_Kalmbach,_Stephen_K._N._Portillo,_David_E._Trilling,_Ryder_Strauss,_William_J._Oldroyd,_Chadwick_A._Trujillo,_Colin_Orion_Chandler,_Matthew_J._Holman,_Hilke_E._Schlichting,_Andrew_McNeill,_and_the_DEEP_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09478 |
DECam黄道探査プロジェクト(DEEP)は、ダークエネルギーカメラ(DECam)を使用して、チリのセロトロロ米州天文台にある4メートルのブランコ望遠鏡で実施されている海王星横断太陽系の深部調査です。DEEPは、シフトアンドスタック手法を使用して$r\sim26.2$の平均限界等級を達成することにより、調査範囲と深さの前例のない組み合わせを達成し、カイパーベルト個体群の理解において定量的な飛躍を可能にしました。この研究は、不変平面に沿った20の3平方度DECamフィールドの分析結果を報告します。移動物体検出パイプラインの効率と誤検知率を特徴付け、この情報を使用して、検出された各ソースのベイジアン信号確率を構築します。この手順により、すべてのカイパーベルト天体(KBO)検出を統計的に処理できるようになり、同時に効率と誤検知も考慮されます。S/N$>6.5$でKBOのような動きを持つ約2300の候補音源を検出します。これらのオブジェクトのサブセットを使用して、カイパーベルト全体と寒冷古典(CC)集団の光度関数を計算します。また、CCの絶対等級($H$)分布も調査し、微惑星形成のストリーミング不安定性モデルによって予測される指数関数的に先細りになるべき乗則と、回転するべき乗則の両方との整合性を見つけました。最後に、アルベド$p=0.15と仮定して、冷たい古典カイパーベルトの最新の質量推定値$M_{CC}(H_r<12)=0.0017^{+0.0010}_{-0.0004}M_{\oplus}$を提供します。$と密度$\rho=1$gcm$^{-3}$。
WASP-39 の金属性とスペクトル進化 b: 流体力学的エスケープの限定された役割
| Title |
Metallicity_and_Spectral_Evolution_of_WASP-39_b:_The_Limited_Role_of_Hydrodynamic_Escape |
| Authors |
Amy_J._Louca,_Yamila_Miguel,_Daria_Kubyshkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09605 |
JWSTによるWASP-39bの最近の観測により、その主星と比較して大気中に金属量が多いことのヒントが明らかになりました(Feinsteinetal.2022;Ahreretal.2023;Aldersonetal.2023;Rustamkulovetal.2023;Tsai他、2023)。このような高金属雰囲気がどのようにして現れるかについてはさまざまな理論があります。この研究では、流体力学的脱出の形での極端な脱出の影響を詳しく調査し、大気の金属量やCH$_4$、CO$_2$、SO$_2$などのスペクトル特徴への影響を確認します。私たちは、現在観測されているWASP-39bの推定値と同様の質量と半径を持つ惑星を完全に進化させるために、流体力学的脱出を含むMESAの適応バージョンを使用してグリッドシミュレーションを実行します(Kubyshkinaetal.2018;2020)。(光)化学反応速度論と放射伝達コードを利用して、シミュレーション全体を通じてさまざまな時間間隔で透過スペクトルを評価します。我々の結果は、WASP-39bの巨大なサイズにより、金属強化が初期金属度の最大約1.23に制限されることを示しています。金属抵抗を組み込むと、この強化係数はさらに大幅に抑制され、最大で最大約0.4%の濃縮になります。その結果、初期の太陽の金属性を仮定すると、SO$_2$のような金属が豊富なスペクトルの特徴は、シミュレーションに入った後も9Gyr以降も失われます。したがって、この論文は、流体力学的脱出がWASP-39bの大気中で観察された高い金属量の背後にある主要なプロセスではないことを実証し、代わりにその形成中に金属強化雰囲気が確立されたことを示唆している。
TESS が超パフを発見: TOI-1420b の著しく低い密度
| Title |
TESS_Spots_a_Super-Puff:_The_Remarkably_Low_Density_of_TOI-1420b |
| Authors |
Stephanie_Yoshida,_Shreyas_Vissapragada,_David_W._Latham,_Allyson_Bieryla,_Daniel_P._Thorngren,_Jason_D._Eastman,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Khalid_Barkaoui,_Charles_Beichmam,_Perry_Berlind,_Lars_A._Buchave,_Michael_L._Calkins,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Rosario_Cosentino,_Ian_J.M._Crossfield,_Fei_Dai,_Victoria_DiTomasso,_Nicholas_Dowling,_Gilbert_A._Esquerdo,_Raquel_For\'es-Toribio,_Adriano_Ghedina,_Maria_V._Goliguzova,_Eli_Golub,_Erica_J._Gonzales,_Ferran_Grau_Horta,_Jesus_Higuera,_Nora_Hoch,_Keith_Horne,_Steve_B._Howell,_Jon_M._Jenkins,_Jessica_Klusmeyer,_Didier_Laloum,_Jack_J._Lissauer,_Sarah_E._Logsdon,_Luca_Malavolta,_Rachel_A._Matson,_Elisabeth_C._Matthews,_Kim_K._McLeod,_Jennifer_V._Medina,_Jose_A._Mu\~noz,_Hugh_P._Osborn,_Boris_Safonov,_Joshua_Schlieder,_Michael_Schmidt,_Heidi_Schweiker,_Sara_Seager,_Alessandro_Sozzetti,_Gregor_Srdoc,_Gu{\dj}mundur_Stef\'ansson,_Ivan_A._Strakhov,_Stephanie_Striegel,_Joel_Villase\~nor,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09945 |
我々は、後期Gの周りを$P=6.96$日周回する極めて低密度($\rho=0.08\pm0.02$gcm$^{-3}$)の通過惑星であるTOI-1420bの発見を紹介します。矮星。TESS、LCOGT、OPM、Whitin、Wendelstein、OAUV、Cal'Ou、KeplerCamによる通過観測と、HARPS-NおよびNEIDによる動径速度観測を併用すると、この惑星の半径が$R_p$=11.9$であることがわかります。\pm$0.3$R_\Earth$と$M_p$=25.1$\pm$3.8$M_\Earth$の質量。TOI-1420bは、$50M_\Earth$未満の質量を持つ既知の最大の惑星であり、この惑星にはかなりの量の水素とヘリウムのエンベロープが含まれていることを示しています。TOI-1420bのエンベロープの質量分率は$f_{env}=82^{+7}_{-6}\%$であると決定され、そのコアがせいぜい$4-5\times$のときに暴走ガスの降着が起こったことを示唆しています。地球の質量。TOI-1420bは質量、半径、密度、公転周期の点で惑星WASP-107bと類似しているため、これら2つのシステムを比較することは、近接した低密度惑星の起源を明らかにするのに役立つ可能性があります。大気スケールの高さ1950km、透過分光測定基準580、予測ロシター・マクラフリン振幅約$17$ms$^{-1}$を備えたTOI-1420bは、将来の大気および力学特性評価の優れたターゲットです。
天の川をスピンしてみる: ARTEMIS シミュレーションでの円盤形成
| Title |
Taking_the_Milky_Way_for_a_spin:_disc_formation_in_the_ARTEMIS_simulations |
| Authors |
Adam_M._Dillamore,_Vasily_Belokurov,_Andrey_Kravtsov_and_Andreea_S._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08658 |
私たちは、天の川質量銀河のARTEMISシミュレーションで銀河円盤の形成(スピンアップ)を調査します。ほとんどすべての銀河では、円盤は天の川銀河(MW)よりも高い[Fe/H]で回転します。ガイアソーセージエンケラドゥス(GSE)の類似物を含むものは、含まないものよりも低い平均金属量でスピンアップします。$\sim8-11$Gyr前に円盤を形成し、MWと同様のスピンアップ金属性を持つ6つの銀河を特定しました。このうち5社はGSEと同様の合併を経験しています。スピンアップ時間は初期のハロー質量と相関しており、スピンアップが早い銀河はルックバック時間$t_L=12$Gyrでのビリアル質量が大きくなります。母銀河の外側から降着した星の割合は、スピンアップが早い銀河では小さくなります。MWに匹敵するほど十分に小さい降着部分は、最も初期の円盤形成と大きな初期ウイルス質量を持つ銀河でのみ見つかります($M_\mathrm{200c}\estimate2\times10^{11}M_\odot$at$t_L=12)ドル・ギル）。スピンアップ時間とは無関係に、ハローのビリアル質量が$M_\mathrm{200c}\estimate(6\pm3)\times10^{11}M_\odot$の閾値に達すると円盤が形成されることがわかりました。また、中心ポテンシャルが特に急峻ではない場合にも円盤が形成されることもわかりました。私たちの結果は、MWがその質量を集め、同様の質量の平均的な銀河よりも早くその円盤を形成したことを示しています。
銀河内のガス流の物理的痕跡の測定 I: 降着速度の履歴
| Title |
Measuring_the_physical_imprints_of_gas_flows_in_galaxies_I:_Accretion_rate_histories |
| Authors |
A._Camps-Fari\~na,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_S._Roca-F\`abrega,_S._F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08669 |
銀河は、宇宙の時間スケールにわたって星形成を維持するために、周囲から原始的なガスを蓄積すると予想されています。その存在量の低下は、星が誕生するISMの金属性に影響を与え、星の集団に化学的痕跡を残します。私たちは、恒星集団の年齢と存在量に関する情報と化学進化モデルを使用して、銀河が生涯の間に降着する原始ガスの量を測定します。また、長期にわたる星形成の効率を測定することも目指しています。私たちは、MaNGA調査から8523個の銀河サンプルの星形成履歴と金属量履歴を導き出しました。我々は前者を使用して、クローズドボックスシナリオにおける金属量の進化を予測し、これらの予測を測定された星の金属量と一致させるために必要なガス降着率を各時代ごとに推定します。化学パラメータのみを使用すると、ガス降着の歴史が銀河の質量に依存することがわかります。より重い銀河は、より長い期間にわたってガスを蓄積するそれほど質量の低い銀河よりも、より多くのガスをより高い赤方偏移で蓄積します。また、z=0での星形成率が高い銀河は、与えられた質量に対してより永続的な降着履歴を持っていることもわかりました。星形成効率も同様の相関関係を示しており、初期型銀河や高質量銀河は過去には効率が高かったが、現在では効率が低下するほど効率が低下している。個々の銀河の分析では、コンパクトさが銀河が到達するピークの星形成効率に影響を及ぼし、現在の星形成による銀河の効率履歴の傾きが平坦であることが示されています。私たちの結果は、銀河での恒久的な星形成には原始ガスの安定した大量の供給が必要であるという仮説を裏付けています。このガス供給へのアクセスを失うと、星の形成は停止します。
ナノヘルツ重力波源のホストに光を当てる：理論的展望
| Title |
Shining_Light_on_the_Hosts_of_the_Nano-Hertz_Gravitational_Wave_Sources:_A_Theoretical_Perspective |
| Authors |
Vida_Saeedzadeh,_Suvodip_Mukherjee,_Arif_Babul,_Michael_Tremmel,_Thomas_R._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08683 |
宇宙における超大質量ブラックホール(SMBH)の形成と銀河の性質におけるその役割は、天体物理学と宇宙論における未解決の問題の1つです。従来、電磁波はSMBHの直接測定に役立ち、銀河形成の理解に大きな影響を与えてきましたが、重力波(GW)は、パルサーを使用してナノヘルツ範囲で観測可能な宇宙にある多数の連星SMBHを検出するための独立した手段をもたらします。タイミングアレイの観察。これは、理論モデルをマルチメッセンジャー観測、つまりGWデータと銀河調査と結び付けることができれば、連星SMBHの形成と銀河形成との関係を理解する新しい方法をもたらします。これらの方針に沿って、我々はここで、SMBHの母銀河の特性に関する{\scロムルス}宇宙論的シミュレーションに基づくこのシリーズに関する最初の論文を提示し、これをナノヘルツGW信号の観測と結び付けるためにどのように使用できるかを提案します。銀河の調査。我々は、背景への最も支配的な寄与は、星の質量が大きく、主に古い恒星集団が多く、星の形成率が低い、赤方偏移の低い初期型銀河に存在する可能性が高い、高いチャープ質量を持つ光源から生じることを示します。銀河群の中心と最近の合体の明らかな証拠。源の質量は、ホスト銀河のハロー質量および恒星質量と相関関係を示します。この理論的研究は、GW源のホスト特性を理解するのに役立ち、観測との関係を確立するのに役立ちます。
W49NにおけるOHメーザーの全球運動学研究
| Title |
Global_kinematics_study_of_OH_masers_in_W49N |
| Authors |
Mendoza-Torres,_J._E.,_Ju\'arez-Gama,_M.,_Rodr\'iguez-Esnard,_I._T |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08831 |
W49N分子雲(MC)では星の形成が高レベルで進行しており、これまでにほぼ20個の超小型(UC)HII領域が観察されており、最近の大質量星が形成されたことを示しています。これまでの研究では、この雲が地球規模で縮小していることが示唆されていました。我々は、メーザーの全体的な運動学を研究することを目的として、LCPおよびRCPの1612、1665、および1667MHz遷移でVLBAで観測された分子雲W49N内のOHメーザーのデータを分析します。私たちは、メーザースポットの位置と観測された速度に基づいて研究を実施しました。速度はV$_{obs}$-V$_{sys}$対d$_{(\alpha,\delta)m}$の直線に当てはめられ、V$_{ftd}$が得られました。近似値と観測から得られた値の差は$\Delta$Vです。V$_{obs}$-V$_{sys}$の速度は、($\alpha,\delta$)$_{m}$までの距離の関数として勾配を示します。ここで、より近いスポットほど最大値になります。速度。同様の速度を持つスポットは、($\alpha,\delta$)$_{m}$に関して異なるセクターに位置します。次に、スポットがCONUSの頂点にある収縮中心(CC$_{OH}$)に向かって移動していると仮定しました。また、各スポットからCC$_{OH}$までの距離はd$_{cc}$、それらはV$_{CC}$の速度で落下し、合計速度はV$_{Totであると仮定しました。}$。この速度を使用して、自由落下速度を推定しました。$d_{cc}$に対する世界的な傾向に関して観測された分散は、0.12pcで最大となり、0.12～0.19pcで減衰します。これは、0.19～0.42pcで起こるものよりも速いです。$V_{tot}$に基づいて、M$_{inn}$=2500$M_{\odot}$の内部質量が推定されました。北緯49度のOHスポットの速度は、その位置とともに$(\alpha,\delta)_m$を使用すると、W49N分子雲のサブ崩壊によると思われる全体的な運動学を追跡することが可能になります。
放射状アウトフローは円盤銀河の回転曲線を説明する
円盤銀河の内部領域の円速度は標準物理学によって予測されますが、恒星円盤を超える速度は、そこにある物質が安定した円軌道にある場合、ニュートン物理学と一致しません。ただし、この物質は重力の束縛を受けていないため、通常想定される方法では重力場を追跡しません。平坦化された質量分布の端付近の重力引力は、球状分布における等しい質量の重力引力よりも大幅に大きくなります。影響の大きさは質量分布の詳細によって異なりますが、合理的なモデルでは2倍より大きくなります。実際、円周速度が脱出速度を超える可能性があるため、これらの銀河はこれまで考えられなかった方法で重力的に不安定になり、熱脱出、バー、またはその他の擾乱によって円盤材料が失われます。円盤外側領域でほぼ一定の速度が観測されたということは、銀河の動的質量が観測された質量よりもはるかに大きいことを意味すると解釈されてきた。実際、このようなスケールでは大きな矛盾はなく、暗黒物質を呼び出す必要もありません。円盤銀河の重力場は、すべての半径で観測された質量によって決まります。恒星円盤の領域では、星とガスが重力場と一致する速度でほぼ円形の軌道を描いて移動します。外側の領域では重力が急速に低下するため、星やガスは主銀河の引力の影響をほとんど受けずに外側に移動します。
渦巻銀河の平面ブラックホール質量スケーリング関係の発見
超大質量ブラックホール(SMBH)は、そこに生息する銀河と比較すると小さいですが、ホストに影響を与え、ホストと一緒に進化することができます。この相互発展の証拠は、銀河の構造と力学、およびブラックホールの質量との相関($M_\mathrm{BH}$)で観察されます。私たちの研究では、円盤銀河のみに固有の相対パラメータに焦点を当てています。そのため、渦巻銀河の構造は対数渦巻腕ピッチ角($\phi$)によって定量化され、その力学は銀河円盤の最大回転速度($v_\mathrm{max}$)によって定量化されます。過去に、$M_\mathrm{BH}$と$\phi$または$v_\mathrm{max}$の間のブラックホールの質量スケーリング関係を個別に研究しました。ここで、3つのパラメーターを組み合わせて三変量$M_\mathrm{BH}$-$\phi$-$v_\mathrm{max}$関係を作成します。これにより、渦巻銀河のブラックホール質量の予測においてクラス最高の精度が得られます。。ほとんどのブラックホールの質量スケーリング関係は、最も大質量の銀河内の最大のSMBHのサンプルから作成されているため、低質量の渦巻銀河に外挿すると確実性に欠けます。したがって、とらえどころのないクラスの中間質量ブラックホール(IMBH)が存在する可能性のある銀河を特定しようとする場合、既存のスケーリング関係を自信を持って使用することは困難です。したがって、我々は、渦巻銀河を利用してIMBHを検索し、ブラックホールの質量関数の低質量端を調査するための理想的な予測子として、新しい関係を提供します。多数の銀河の回転速度がすでに広く利用可能であり、ピッチ角が未校正の画像から容易に測定できるため、$M_\mathrm{BH}$-$\phi$-$v_\mathrm{max}$基本面は次のようになると予想されます。赤方偏移が大きい場合でも、ブラックホールの質量を推定するのに便利なツールです。
分子雲内の運動エネルギーの蓄積を理解する
| Title |
Understanding_the_Kinetic_Energy_deposition_within_Molecular_Clouds |
| Authors |
Lixia_Yuan,_Ji_Yang,_Fujun_Du,_Yang_Su,_Shaobo_Zhang,_Qing-Zeng_Yan,_Yan_Sun,_Xin_Zhou,_Xuepeng_Chen,_Hongchi_Wang,_and_Zhiwei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08998 |
$^{12}$CO分子雲(MC)内の$^{13}$COスペクトル線によって追跡される構造に従って、$^{12}$CO分子雲(MC)の内部ガス運動と相対運動が$^の全速度分散に与える影響を調査します。{12}$COMC。2851$^{12}$COMCのサンプルには合計9556個の$^{13}$CO構造が含まれており、そのうち1848MC($\sim$65$\%$)には1つの$^{13}構造が含まれています$CO構造と他の1003MC($\sim$35$\%$)には複数の$^{13}$CO構造があります。$^{13}$CO構造間の相対運動($\sigma_{\rm^{13}CO,re}$)の寄与が、内部ガス運動による寄与($\sigma_{\)よりも大きいことがわかりました。rm^{13}CO,in}$)は、「複数」体制の1003MCの$\sim$62$\%$に含まれます。さらに、$\sigma_{\rm^{13}CO,re}$は、サンプルの総速度分散($\sigma_{\rm^{12}CO,tot}$)とともに増加する傾向があることがわかります。特に複数の$^{13}$CO構造を持つMCの場合。この結果は、MC内のマクロ乱流の現れを示しており、これがMCスケールの発達とともに運動エネルギーを貯蔵するための主要な方法となる。
| Title |
The_PCA_Filtering_method_for_an_unbiased_spectral_survey_of_Complex_Organic_Molecules_(COMs) |
| Authors |
Hyeong-Sik_Yun_and_Jeong-Eun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09015 |
さまざまな星間複合有機分子(COM)がさまざまな物理的条件で検出されています。しかし、原始星や原始惑星の環境では、その複雑な運動学により線のプロファイルが互いに混ざり合い、弱い線の線の強度はより弱くなります。この論文では、主成分分析(PCA)技術を利用して、COM発光に関連する主要な運動学的成分からCOMスペクトルを抽出し、スペクトルの信号対雑音比(SNR)を向上させることができるフィルタリング方法を開発します。このフィルタリング方法は、運動学によって引き起こされる非ガウスラインプロファイルを補正します。この開発には、ケプラー円盤を持つ若い噴火星であるV883OriのALMABAND6スペクトル調査データを採用しました。まず、34本の強力で十分に分離されたCOM回線を使用してフィルターが作成され、次にデータセットのスペクトル範囲全体に適用されました。第1主成分(PC1)は、V883Oriのケプラー円盤の水昇華半径($\sim$0.3秒角)内に限定される、選択された線の最も一般的な発光構造を記述します。このPC1フィルターを使用して、$\sim$50GHzのスペクトルカバレッジ全体にわたってV883Oriの高SNR運動学補正スペクトルを抽出しました。PC1フィルタリング手法は、COM発光領域の平均スペクトルと比較して、$\sim$2の係数でノイズを低減します。以前に開発された整合フィルタリング方式に対するこのPC1フィルタリング方式の重要な利点の1つは、COMラインの元の統合強度が保存されることです。
超大質量ブラックホールの暴走によって引き起こされる高密度フィラメントの形成
赤方偏移$z\sim1$の銀河の中心から$\sim60$kpc伸びる細い線状の物体が最近発見され、星を形成するショックを受けたガスフィラメントであると解釈されました。ホスト銀河は不規則な形態を示しており、最近の合体現象を示唆しています。それぞれの前駆銀河が中心に超大質量ブラックホール(SMBH)を持ち、そのSMBHが合体残骸の中心に蓄積されていると仮定すると、SMBH間の相互作用により、その一部が高速で銀河から弾き出される可能性があります。このような暴走SMBH(RSMBH)が銀河周縁体(CGM)を通過すると、RSMBHの経路に沿って収束する流れが誘発され、最終的に星の形成が始まる可能性があります。RSMBH摂動前のCGM温度は、フィラメント形成を引き起こす冷却関数のピーク温度よりも低くなければならないことがわかりました。ガスは圧縮により一時的に加熱されますが、冷却効率が高まり、経路上にガスが滞留するようになります。CGM密度が十分に高い場合、ガスは$z=1$までに冷却され、高密度のフィラメントを発達させることができます。RSMBHの質量と速度によって、フィラメント形成のスケールが決まります。流体力学シミュレーションにより、分析上の期待が検証されます。したがって、RSMBHによる摂動は、観測された線状物体を形成するための実行可能なチャネルであると結論付けます。また、線形オブジェクトの周囲のCGMが暖かく($T<2\times10^5$K)かつ密である($n>2\times10^{-5}(T/2\times10^5\)と予想します。,K)^{-1}\,{\rmcm^{-3}}$)。
中央のガス圧縮によって引き起こされるスターバースト
スターバースト(SB)銀河は、同様の恒星質量を持つ大部分の星形成銀河の星形成率(SFR)を大幅に上回る、まれな銀河集団です。これらの爆発が特に大きなガス貯留の結果なのか、ガスを星に変換する効率の向上の結果なのかは不明です。ガスが豊富な銀河の合体によって生じる潮汐トルクは、ガスを中心に向かって流し込むことによってSFRを高めることが知られています。しかし、最近の理論研究では、合体が常にSBを引き起こすとは限らず、すべてのSB銀河が相互作用系であるわけではないことが示されており、何がSBを引き起こすのかという疑問が生じています。我々は、z=0-1のFIREbox宇宙体積から抽出された、SB銀河の大規模なサンプルと、質量と赤方偏移が一致した対照銀河のサンプルを分析します。我々は、SB銀河は対照銀河よりも分子ガスの割合が大きく、分子の枯渇時間が短いものの、総ガス質量は同様であることを発見した。制御銀河は、超高密度分子ガスの割合の増加を伴う、約7000万年のタイムスケールにわたって、中心領域のガス圧縮によってSB領域に向かって進化します。SBの背後にある駆動機構は銀河の質量に応じて異なります。激しく長期にわたるSBを経験する大質量(Mstar>1e10Msun)銀河は、主に銀河相互作用によって駆動されます。逆に、相互作用していない銀河のSBは、地球規模の重力不安定によって引き起こされることが多く、その結果、低質量銀河では呼吸モードが発生する可能性があります。
m57付近の活動渦巻銀河の予備的な特徴付け
M57は、最も観察され人気のある惑星状星雲の1つです。最近、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡がそれを撮影し、魅力的な画像を捉えました(NASA、2023)。他のよく知られた人気の天体の場合と同様に、近くにある注目の天体は、時には気づかれないことがあります。この星雲のすぐ近く(西暦2000年頃、座標18:53:18.81+33:03:59.89)に、IC1296として知られるSBbc型の興味深い渦巻銀河があります。M57およびIC1296からより大きな角距離にあります。、座標18:53:09.625+33:05:38.85に、WISEAJ185309.64+330538.7という非常に暗い天体があります。著者は、スキナカス天文台(ギリシャ)で得られた両方の銀河のスペクトル解析の予備結果を提示し、それらの種類と、WISEAJ185309.64+330538.7の場合はその距離についていくつかの結論を提供します。どちらの銀河も活動銀河核を持っていた痕跡を示しており、WISEAJ185309.64+330538.7はセイファート1の特徴を持つ電波銀河であり、IC1296は中間カテゴリーのセイファート1.5(セイファート1と2の間)に属することを示す可能性のある線をいくつか示しています。、既知のX線放射体であることに加えて。
CALIFA 調査における星形成は銀河を乱す。III.恒星および電離ガスの運動学的分布
| Title |
Star_formation_in_CALIFA_survey_perturbed_galaxies.III._Stellar_&_ionized-gas_kinematic_distributions |
| Authors |
Abd\'ias_Morales-Vargas,_Juan_Pablo_Torres-Papaqui,_Fernando_Fabi\'an_Rosales-Ortega,_Marcel_Chow-Mart\'inez,_Ren\'e_Alberto_Ortega-Minakata,_Aitor_Carlos_Robleto-Or\'us_and_the_CALIFA_survey_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09293 |
CALIFA調査による潮汐摂動銀河(摂動銀河)と非潮汐摂動銀河(対照銀河)に存在する星形成領域の星の運動学的分布(合成モデル線吸収)と電離ガス(H$\alpha$線放射)を取得します。データセット自体の統計的変動を測定することにより、速度分散の不確かさを設定します。これらの採用された不確実性を使用し、回折格子デバイスの感度を考慮して、信頼できる速度分散を選択できる信頼性のしきい値を確立します。この選択から、制御銀河と摂動銀河の間で最も近い速度変化(赤方偏移除去)で星形成スパセルをペアにします。それぞれの速度分散の分布を比較します。摂動銀河では、恒星成分とガス成分の速度分散の中央値は、それぞれ制御銀河の速度分散よりもわずかに高く、等しい。速度分散の広がりと速度シフト-速度分散空間はこの結果と一致します。強く相互作用する系におけるよく知られた傾向とは異なり、恒星と電離ガスの運動は、近い伴星の影響によって妨げられることはありません。気体成分の場合、この結果はデータの統計的変動性が低いこと、つまり高いスペクトル線強度から得られる速度分散の狭さの結果によるものです。この解析は、これまでに、より顕著なガス流入を受けている近接伴銀河を伴う銀河の星形成領域を示し、その結果、星形成とその結果としての金属含有量に差異が生じることを示した一連の研究を締めくくるものである。
銀河の大質量星形成領域における高密度ガストレーサーの不透明度
| Title |
Opacities_of_dense_gas_tracers_in_galactic_massive_star-forming_regions |
| Authors |
Shu_Liu,_Junzhi_Wang,_Fei_Li,_Jingwen_Wu,_Zhi-Yu_Zhang,_Di_Li,_Ningyu_Tang,_Pei_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09544 |
高密度分子ガスの光学的深さは、雲や銀河の高密度ガス質量を制約するために、銀河および銀河系外の研究で一般的に使用されます。光学的深さは、特に銀河では、空間的に未解決のデータに基づいて取得されることが多く、そのような測定の信頼性に影響を与える可能性があります。私たちは、空間的に分解された銀河の大質量星形成領域におけるそのような影響を調べます。10mSMT望遠鏡を使用して、HCNおよびH13CN3-2、HCO+、およびH13CO+3-2を51個の銀河の大質量星形成領域に向けてマッピングし、そのうち30個の領域で空間的に分解された光学的深度が確実に決定されました。光学的深さの顕著な空間的変動が各光源内で検出されています。まず、各位置の不透明度を取得し、光学的な太線の強度加重平均を計算し、次にすべてのスペクトルを平均して、各領域の不透明度を1つ導き出しました。この2つは非常に良く一致しており、サンプル全体の線形最小二乗相関係数は0.997でした。
| Title |
A_MUSE/VLT_spatially_resolved_study_of_the_emission_structure_of_Green_Pea_galaxies |
| Authors |
A._Arroyo-Polonio,_J._Iglesias-P\'aramo,_C._Kehrig,_J._M._V\'ilchez,_R._Amor\'in,_I._Breda,_E._P\'erez-Montero,_B._P\'erez-D\'iaz,_M._Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09585 |
グリーンピース銀河は、その激しい星形成で注目に値し、初期宇宙への窓として機能します。私たちの研究では、積分場分光法を使用して、これらの銀河のうち24個を光学スペクトルで調べました。私たちは、イオン化した星間物質とその中での星形成プロセスとの間の相互作用に焦点を当てました。私たちの研究により、輝線や、イオン化構造や化学状態などのその他の特性の空間マップが生成されました。これらのマップは、スターバーストが発生している場所には通常、より高いレベルの励起が存在する領域が存在することを示しました。連続体マップは輝線マップよりも複雑な構造を示し、銀河の外側領域に低輝度の電離ガスがあることを示唆していました。また、これらの銀河内の選択された領域からの統合スペクトルを分析して、電子密度や温度などの物理的特性を導き出しました。いくつかの銀河では、金属レベルを決定することができました。私たちの観測により、3つの銀河に高電離線が存在し、そのうちの2つは星形成率が非常に高いことが明らかになりました。私たちの発見は、グリーンピース銀河の性質と星形成プロセスに関する貴重な洞察を提供し、初期宇宙における銀河進化のより広範な理解に貢献します。
近くのフィラメント状分子雲、普遍的な星の苗床 (TRAO-FUNS) の TRAO 調査。 Ⅲ．オリオン座 B の NGC 2068
および NGC 2071 領域のフィラメントと高密度コア
| Title |
TRAO_Survey_of_Nearby_Filamentary_Molecular_clouds,_the_Universal_Nursery_of_Stars_(TRAO-FUNS)._III._Filaments_and_dense_cores_in_the_NGC_2068_and_NGC_2071_regions_of_Orion_B |
| Authors |
Hyunju_Yoo,_Chang_Won_Lee,_Eun_Jung_Chung,_Shinyoung_Kim,_Mario_Tafalla,_Paola_Caselli,_Philip_C._Myers,_Kyoung_Hee_Kim,_Tie_Liu,_Woojin_Kwon,_Archana_Soam,_and_Jongsoo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09683 |
我々は、TRAO-FUNSプロジェクトとして、オリオンB雲のNGC2068およびNGC2071領域に向けて行われた分子線観測の結果を発表し、雲内の高密度コアと星の形成におけるフィラメント構造の役割を研究します。複数の速度成分を含むC$^{18}$Oスペクトルのガウス分解と、分解された成分に対するFriends-of-Friendsアルゴリズムの適用により、数十の速度コヒーレントフィラメントを特定することができました。また、核発見ツールFellWalkerを使用して、N$_2$H$^{+}$の観測から48個の高密度核を特定しました。これらのフィラメントと高密度コアのビリアル解析を行ったところ、N$_2$H$^{+}$高密度コアを持つフィラメントは熱的に超臨界であり、線質量と熱臨界線質量の比が大きいフィラメントであることが判明しました。より密度の高いコアを持つ傾向があります。私たちは、高密度コアとフィラメントにおける非熱運動の寄与を調査し、高密度コアは主に遷音速/亜音速運動にあるのに対し、出生フィラメントは主に超音速運動にあることを示しました。これは、フィラメント内のガスの乱流運動がコアスケールで消散され、そこで高密度のコアが形成されたことを示している可能性があります。落下運動中の(動的に進化した)高密度コアを持つフィラメント、またはNH$_2$Dの明るい(または化学的に進化した)高密度コアを持つフィラメントはすべて重力的に臨界であることが判明した。したがって、フィラメントの臨界性は、フィラメントの断片化、高密度コアの形成、およびそれらの運動学的および化学的進化にとって重要な条件を提供すると考えられています。
シグナスの化学と力学環境に関する全規模調査: CASCADE。 II. DR21 メイン流出の詳細な運動学的分析
| Title |
The_Cygnus_Allscale_Survey_of_Chemistry_and_Dynamical_Environments:_CASCADE._II._A_detailed_kinematic_analysis_of_the_DR21_Main_outflow |
| Authors |
I._M._Skretas,_A._Karska,_F._Wyrowski,_K._M._Menten,_H._Beuther,_A._Ginsburg,_A._Hern\'andez-G\'omez,_C._Gieser,_S._Li,_W.-J._Kim,_D._A._Semenov,_L._Bouscasse,_I._B._Christensen,_J._M._Winters_and_A._Hacar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09687 |
分子の流出は、星形成のプロセスにおける重要な要素であると考えられています。白鳥座XのDR21Mainに関連する分子流出は、質量とサイズにおいて天の川銀河で最も極端な分子流出の1つです。この流出は、原始星系の崩壊によって形成される稀な種類の爆発性流出に属することが示唆されています。私たちは、DR21メイン流出の形態、運動学、エネルギー学を調査し、それらの特性を確認された爆発性流出と比較して解明することを目指しています。DR21の背後にある基礎的な駆動メカニズム。線放射と連続放射は、CygnusAllscaleSurveyofChemistryandDynamicEnvironmentals(CASCADE)プログラムの一環として、IRAM30mとNOEMA望遠鏡を使用して3.6mmの波長で研究されています。スペクトルには、HCO$^+$、HCN、HNC、N$_2$H$^+$、H$_2$CO、CCHの($J=1-0$)遷移が含まれており、流出物のさまざまな温度と密度領域を追跡しています。高速分解能でのガス($\sim$0.8kms$^{-1}$)。このマップはDR21メインアウトフロー全体を網羅し、解像度~3インチ($\sim$0.02pc)までのすべての空間スケールをカバーしています。HCO$^+$放出の統合強度マップは、顕著な重複を伴う強く平行化された双極性アウトフローを明らかにします。両方の流出ローブの開口角は、速度とともに減少し、速度範囲が5kmから45kms$^{-1の場合、$\sim80$から20$^{\circ}$になります。}$はソースの速度と相対的です。爆発的流出で予想される細長い「フィラメント状」構造の存在に関する証拠は見つかりません。西の流出ローブ近くのN$_2$H$^+$放出は、高密度の流出の存在を明らかにします。DR21メイン流出と相互作用していると思われる分子構造DR21メイン流出の全体的な形態および詳細な運動学は、爆発性の対応物ではなく、典型的な双極性流出のそれとより一致しています。
WSRTによるAbell~781の無線多周波観測
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Radio_multifrequency_observations_of_Abell~781_with_the_WSRT |
| Authors |
B.V._Hugo_and_G._Bernardi_and_O.M._Smirnov_and_D._Dallacasa_and_T._Venturi_and_M._Murgia_and_R.F._Pizzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09909 |
エイベル781系の「主」銀河団は、大規模な合体と降着の過程を経ており、合体構造の北側と南東側の側面への周辺放出が行われています。今回我々は、ウェステルボルク合成電波望遠鏡で21cmと92cmで取得した電波干渉データを使用し、これまでの21cm（Lバンド）観測よりも感度の高い、この分野の完全な偏光解析研究を紹介する。私たちは、21cmの主星団に関連する1.9mJyの広範囲にわたる低レベル放射の証拠を検出しましたが、ウェスターボルク合成電波望遠鏡の解像度が限られているため、この検出には現代の機器によるさらなる追跡調査が必要です。私たちの旋光測定研究は、このクラスターに関連する周辺放射は電波遺物ではない可能性が高いことを示しています。
FIRE シミュレーションによる遠近関係のテスト: 現在の銀河の化石記録を使用した、z > 6 における原始局所群の恒星の質量関数の推定
| Title |
Testing_the_near-far_connection_with_FIRE_simulations:_inferring_the_stellar_mass_function_of_the_proto-Local_Group_at_z_>_6_using_the_fossil_record_of_present-day_galaxies |
| Authors |
Pratik_J._Gandhi,_Andrew_Wetzel,_Michael_Boylan-Kolchin,_Robyn_E._Sanderson,_Alessandro_Savino,_Daniel_R._Weisz,_Erik_J._Tollerud,_Guochao_Sun,_Claude-Andre_Faucher-Giguere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09940 |
z>6における銀河恒星質量関数(SMF)または紫外光度関数(UVLF)の低質量(暗い)端の形状は、どの銀河が主に宇宙の再電離を引き起こしたのかを理解するための未解決の問題です。局所群低質量銀河の分解測光により、初期の星形成履歴、星の質量、紫外光度を再構築することができ、この化石記録は、再電離時代のSMF/UVLFを研究するための強力な「近・遠」技術を提供します。、HST/JWSTの直接観測よりも質量が桁違いに低い探査です。FIRE-2宇宙論的重力ズームインシミュレーションからの11の天の川銀河と局所群の類似環境にわたる882個の低質量(Mstar<10^9Msun)銀河を使用して、z~6-9、つまり合体におけるそれらの祖先銀河の特徴を明らかにします。/それらの祖先の時間の経過による破壊、およびそれらの現在の化石記録が高赤方偏移SMFをどの程度追跡しているか。Mスター~10^5Msun(10^9Msun)を持つ現在の銀河には、z~7に~1(~30)個の前駆体があり、その主な前駆体は星の総質量の~100%(~50%)を占めていました。我々は、低質量銀河の初期個体群のわずか15%しか現在まで生き残っていないにもかかわらず、生き残った局所群銀河の化石記録がzにおけるSMFの低質量勾配を正確に追跡していることを示します。~6-9.合体や降着に対する明らかな質量依存性は見出されず、この再構成手法をMW/M31ホストではなくz=0の低質量銀河にのみ適用すると、SMFの下向きの傾きが正しく回復されることを示します。したがって、我々は、低質量再電離時代の銀河を探査するための公平なツールとして「近遠」アプローチを検証します。
| Title |
Subphotospheric_emission_from_short_gamma-ray_bursts:_Protons_mold_the_multi-messenger_signals |
| Authors |
Annika_Rudolph,_Irene_Tamborra,_Ore_Gottlieb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08667 |
短いガンマ線バースト(sGRB)で観測されたバンド状光子スペクトルの起源は長年の謎です。我々は、二星合体からの動的噴出物の初期磁化$\sigma_0=150$を持つsGRBジェットの最初の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを実行しました。このシミュレーションから、磁気リコネクションと衝突のないサブショックによって効率的にエネルギーが散逸されるジェットに沿った領域を特定します。電子と陽子の加速プロセスを考慮して、光子、電子、陽子、ニュートリノ、および光球に近づくまでの中間粒子種の連成輸送方程式を初めて解きました(つまり、最大$1\times10^{12)}$cm)、関連するすべての放射および冷却プロセスを考慮します。私たちは、亜光球のマルチメッセンジャー信号がハドロン相互作用とその結果として生じる粒子カスケードの強力な痕跡を伝えていることを発見しました。重要なことは、光子のスペクトルエネルギー分布は、光球の下で一般に想定されているウィーンスペクトルに対して大幅に歪んでいることです。私たちの発見は、sGRBで観測された非熱光子スペクトルの大部分は、光球の下で発生し、これまで無視されてきたハドロン過程に由来する可能性があり、これに伴うニュートリノのエネルギー束がGeVエネルギー範囲でピークに達していることを示唆しています。
宇宙線の非線形拡散衝撃加速 -- 準熱粒子および非熱粒子の分布
| Title |
Non-linear_Diffusive_Shock_Acceleration_of_Cosmic_Rays_--_Quasi-thermal_and_Non-thermal_Particle_Distributions |
| Authors |
Bojan_Arbutina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08772 |
無衝突衝撃における粒子の拡散衝撃加速(DSA)は、宇宙線(CR)の起源について広く受け入れられているパラダイムです。理論としては、1970年代後半にいわゆるテスト粒子の場合に開発されました。衝撃構造におけるCR粒子の影響を考慮すると、非線形DSAについて話していることになります。非線形DSAの半解析的Blasiモデルを使用して、陽子と電子の両方の非熱スペクトルを取得します。これは、外界で一般的に観察される分布である$\kappa$分布を仮定した準熱スペクトルから開始します。平衡空間プラズマ。我々は、サブショックにおけるジャンプ条件を以前の研究よりも注意深く扱い、前駆体中のCRによって生成される電子加熱、共鳴、さらには非共鳴磁場の不安定性を含めました。また、陽子の漏れ束と電子の放射光損失の補正も行われています。
CALETおよびAMS測定から導出された銀河宇宙線の線源スペクトルと滞留時間
| Title |
The_Source_Spectra_and_Residence_Times_of_Galactic_Cosmic_Rays_Derived_from_CALET_and_AMS_measurements |
| Authors |
Ramanath_Cowsik_and_Dawson_Huth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08823 |
宇宙線原子核のスペクトル強度の最近の測定は、炭素原子核に対するホウ素の比率$R(E)$が2つの成分で構成され、1つはすべてのエネルギー依存性を持ち、もう1つはエネルギーに依存しない定数であることを示唆しています。核子あたり。これは、これらの成分の1つは線源を囲む繭のような領域での破砕に起因し、もう1つは宇宙線が銀河から漏れ出す前の一般的な星間物質での破砕に起因するというガンマ線天文学の初期の理論的予想と結果を裏付けています。ここでは、最近の発見に光を当てるために、宇宙線スペクトルを解析する新しい方法を紹介します。宇宙線中のB核は完全に重い原子核の破砕の生成物であるという仮定のみに基づいて、次のような伝播方程式のカスケードを解きます。破砕効果前のp、C、O、およびFe核のソーススペクトルと、$R(E)$のエネルギー依存性によって暗示される漏れ寿命$\tau(E)$のエネルギー依存性の両方を導出します。。これらの原子核の線源スペクトルは、物質のエネルギーに依存する部分が線源を囲む繭内を横断する入れ子リーキーボックスモデルにおいて、同じ指数を持つべき乗則に近いこと、および横断の定常部分であることがわかります。星間物質の中にいます。これは、ソースの坪量が一定である代替選択の場合には当てはまりません。私たちは結果を簡単に説明し、宇宙線伝播のいくつかの側面についてコメントします。
LEDA 1154204 の極端な変動性の多波長研究: タイプ 1.9 セイファートの外観変化イベント
| Title |
Multiwavelength_study_of_extreme_variability_in_LEDA_1154204:_A_changing-look_event_in_a_type_1.9_Seyfert |
| Authors |
T._Saha,_A._Markowitz,_D._Homan,_M._Krumpe,_S._Haemmerich,_B._Czerny,_M._Graham,_S._Frederick,_M._Gromadzki,_S._Gezari,_H._Winkler,_D._A._H._Buckley,_J._Brink,_M._H._Naddaf,_A._Rau,_J._Wilms,_A._Gokus,_Z._Liu,_I._Grotova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08956 |
コンテクスト。活発に降着する超大質量ブラックホールにおける過渡状態の多波長研究により、大きな振幅の変動が光スペクトルの重大な変化、つまり見た目変化AGN（CLAGN）と呼ばれる現象に頻繁に関連していることが明らかになった。標的。2020年、ZwickyTransientFacilityは、タイプ1.9AGN6dFGS~gJ042838.8-000040で一時的なフレア現象を検出しました。このイベントでは、$g$-と$で$\sim$0.55と$\sim$0.3の規模が急激に増加しました。r$バンドはそれぞれ、$\sim$40日間にわたって発生しました。スペクトル・レントゲン・ガンマ(SRG)/eROSITAも全天調査の一環としてX線で物体を観察しましたが、それはフレアが減衰し始めた後でした。方法。私たちは、そのスペクトル的および時間的特性を追跡するために、3年間の多波長追跡キャンペーンを実行しました。このキャンペーンには、光学分光モニタリングのための複数の地上施設と、X線と紫外線観測のための\textit{XMM-Newton}や\textit{Swift}を含む宇宙ベースの天文台が含まれていました。結果。ピークの直後に撮影された光学スペクトルは、ソースがタイプ1.9からタイプ1に移行した外観の変化イベントを明らかにし、二重ピークの広いH$\beta$線と青色の連続体の出現を示しましたが、どちらもアーカイブには存在しませんでした。X線放射は$\sim$17倍という劇的な光束変動を示しますが、べき乗則光子指数が$\sim$1.9のままであるため、スペクトルの進化はありません。軟X線の過剰の証拠はありません。全体として、この物体には潮汐破壊現象の明らかな痕跡は見られません。結論。この過渡現象は、既存の降着流における円盤の不安定性によって引き起こされた可能性が高く、観測された複数波長変動とCLAGNイベントで頂点に達しました。
X線バイナリのハードスペクトル状態とは何ですか? GRRMHD 降着流シミュレーションとその X 線放射の偏光からの洞察
| Title |
What_is_the_hard_spectral_state_in_X-ray_binaries?_Insights_from_GRRMHD_accretion_flows_simulations_and_polarization_of_their_X-ray_emission |
| Authors |
Monika_Moscibrodzka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09087 |
X線連星(XRB)は、異なるブラックホール降着モードに関連する異なるスペクトル状態を示すことが知られています。X線連星白鳥座X-1におけるX線放射の直線偏光の最近の測定により、ユニークな方法で降着の硬い状態のモデルをテストできるようになりました。硬X線状態での降着恒星ブラックホールの一般相対論的放射磁気流体力学(GRRMHD)シミュレーションが新しい観測情報と一致することを示す。ハード状態の最先端のモデルは、X線放射が主に中心ブラックホールから離れた拡張ジェットによって生成され、ブラックホール近くの高温コロナからの寄与もあることを示している。私たちのモデリング結果は、多くのXRBで観察されるシンクロトロンとX線放射の間の強い相関関係がジェット放射に起因する可能性があるという考えを裏付けています。提示されたフレームワークでは、第一原理モデルの自由パラメーターの数が限られており、X線偏光測定により降着ブラックホールシステムの視野角に制約が課されます。
拡散衝撃加速度を使用して宇宙線スペクトルを説明するための階層的フレームワーク
| Title |
A_Hierarchical_Framework_for_explaining_the_Cosmic_Ray_Spectrum_using_Diffusive_Shock_Acceleration |
| Authors |
Roger_Blandford,_Paul_Simeon,_No\'emie_Globus,_Payel_Mukhopadhyay,_Enrico_Peretti,_Kirk_S._S._Barrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09116 |
$\lesssim1\,{\rmGeV}$エネルギーから$\gtrsim100\,{\rmEeV}$エネルギーまでの宇宙線スペクトル全体が、ますます大規模になる拡散衝撃加速度によって説明できるという仮説が批判的に検証されています。具体的には、$\sim3\,{\rmPeV}$までの銀河宇宙線のほとんどは局所的な超新星残骸によって生成され、そこから上流に逃げ出すと考えられています。これらの宇宙線は強力な磁気遠心風を引き起こし、半径$\sim200\,{\rmkpc}$で銀河風終結ショックを通過する前に円盤質量と角運動量を除去します。そこで観測された宇宙線を考慮して再加速することができます。最大$\sim30\,{\rmPeV}$の光線。他の銀河に関連するより強力な終結衝撃から下流に送信される宇宙線は、銀河間降着衝撃でさらに加速され、観測された最高のエネルギーになる可能性があります。この解釈では、観察された粒子の中で最も剛性が高いのは陽子です。最もエネルギーの高い粒子は鉄などの重い原子核です。磁気乱流のエネルギー密度を共鳴宇宙線のエネルギー密度に結びつける普遍的な「ブートストラップ」処方が提案されており、最初は衝撃波面のはるか前方で逃げる最も高いエネルギーの粒子に対して、次に下流でより低いエネルギーの粒子を連続的に散乱させる。この一般的なスキームの観察可能な意味は、超高エネルギー宇宙線のスペクトル、組成、空の分布、銀河系外電波背景、銀河ハロー磁場、およびペバトロンに関連しています。
Charm からのニュートリノ望遠鏡におけるエネルギー依存のフレーバー比
| Title |
Energy-dependent_flavour_ratios_in_neutrino_telescopes_from_charm |
| Authors |
Atri_Bhattacharya,_Rikard_Enberg,_Mary_Hall_Reno_and_Ina_Sarcevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09139 |
観測された拡散ニュートリノ束の起源はまだわかっていません。地球で検出されたニュートリノ束の相対的なフレーバー含有量の研究により、スペクトルインデックスと正規化の測定を補完する、発生源での生成メカニズムとフレーバーの混合に関する情報が得られます。ここでは、さまざまなエネルギーで支配的なさまざまなスペクトル形状とさまざまな初期フレーバー組成を持つニュートリノ束の影響を実証し、IceCubeニュートリノ天文台による将来の測定の感度を研究します。ある種類のフラックスが別のフラックスに取って代わられると、これはフレーバー組成物における重要なエネルギー依存として現れます。私たちはこれを、スロージェット超新星とマグネター駆動超新星という文脈で探ります。これらは、チャーム生成が効果的である可能性のある天体物理学的起源の2つの例です。現在の最適なニュートリノ混合パラメータとその予測される2040年の不確実性を使用して、IceCubeでさまざまなイベント形態のイベント比を使用して、ニュートリノフレーバー比のエネルギー依存性を区別する可能性を示します。
微小変動観察に基づくジェットの小規模構造モデル
| Title |
A_small_scale_structure_model_of_jet_based_on_the_observation_of_microvariability |
| Authors |
Jingran_Xu,_Shaoming_Hu,_Xu_Chen,_Yunguo_Jiang,_Sofya_Alexeeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09193 |
私たちは、時間の経過とともに光束とスペクトル指数が変化するための複数領域放射モデルを開発しました。このモデルでは、ジェットの各摂動成分が独立したフレアを生成します。このモデルは、微小変動の分解、摂動成分の構造スケール、加速プロセスの物理パラメーターを研究するために使用できます。相対論的ジェットにおける衝撃加速度モデルに基づいて,マルチバンドフレアパラメータに対する加速度パラメータの影響を計算した。我々は、2009年から2021年までの89夜にわたって観測されたブレーザーBLカンザス科のマルチバンド光学微小変動の結果を提示し、モデルフィッティングのサンプルとして使用します。結果は、微小変動光度曲線から分解されたフレアの振幅と持続時間の両方が対数正規分布を確認することを示しています。光バンド間の時間遅延は正規分布に従い、数分に達します。これは、理論モデルからの予測と離散相関関数(DCF)の計算の両方を裏付けています。スペクトル指数の展開とマルチバンド変動曲線の同時フィッティングを使用して、さまざまなフレアの発生源を制限し区別するための加速度パラメータと放射パラメータを取得します。フレア分解に基づいて、光学変化とエネルギースペクトルの時間領域の進化傾向をうまく再現し、明るいときは赤くなる(RWB)および/または明るいときは青くなる(BWB)のさまざまな動作を説明できます。
SN 2022vqz: 初期の過剰放出が顕著な、SN 2002es に似た特異な Ia 型超新星
| Title |
SN_2022vqz:_A_Peculiar_SN_2002es-like_Type_Ia_Supernova_with_Prominent_Early_Excess_Emission |
| Authors |
Gaobo_Xi,_Xiaofeng_Wang,_Gaici_Li,_Jialian_Liu,_Shengyu_Yan,_Weili_Lin,_Jieming_Zhao,_Alexei_V._Filippenko,_Weikang_Zheng,_Thomas_G._Brink,_Y._Yang,_Shuhrat_A._Ehgamberdiev,_Davron_Mirzaqulov,_Andrea_Reguitti,_Andrea_Pastorello,_Lina_Tomasella,_Yongzhi_Cai,_Jujia_Zhang,_Zhitong_Li,_Tianmeng_Zhang,_Zhihao_Chen,_Qichun_Liu,_Xiaoran_Ma,_and_Danfeng_Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09213 |
我々は、特異なIa型超新星(SNIa)2022vqzの広範な測光および分光観測を紹介します。低い光度(つまり、$M_{B,\rmmax}=-18.11\pm0.16$mag)や中程度のピーク後の減少率(つまり、$\Deltam_{15,B}=1.33\pm0.11$mag)。爆発で合成されたニッケルの質量は、ボロメータ光度曲線から$0.20\pm0.04~{\rmM}_\odot$と推定され、通常のSNeIaより明らかに低い。SN2022vqzはゆっくりと膨張する噴出物も特徴としており、SiIIの速度はピークの16日前から約7000kms$^{-1}$で持続しており、これは既知のすべてのSNeIaの中で独特である。これらすべての特性は、かなりの量の未燃物質が残るはずの、よりエネルギーの低い熱核爆発を暗示していますが、SN2022vqzのスペクトルに未燃炭素の兆候が存在しないことは不可解です。ATLASの$c$バンドと$o$バンドの光度曲線、および爆発後数日以内のZTFの$gr$バンドデータでは、顕著な初期ピークが明確に検出されます。チャンドラセカール以下の質量二重爆発モデルやSN噴出物と星周物質(CSM)の相互作用など、初期ピークの考えられるメカニズムについて議論します。どちらのモデルも、観察されたデータのあらゆる側面を再現するのにいくつかの困難に直面していることがわかりました。代替案として、我々は、低い噴出速度と炭素の欠如との間の緊張を同時に調和させることができる、SN2022vqzの前駆体としてのハイブリッドCONe白色矮星を提案する。さらに、02esに似たオブジェクトの多様性と、さまざまなシナリオの起源の可能性について説明します。
私たちは、相対論的力のない磁気流体力学における高速磁気超音波のアルフエン波への非線形減衰を研究します。この研究は、パルサー電波放射と高速電波バースト(FRB)のモデルによって動機付けられており、ラーモアだけでなくプラズマ周波数も放射周波数を大幅に超える条件で中性子星磁気圏で放射が生成されます。減衰プロセスにより、これらのモデルでは光源の明るさが制限されます。減衰率を推定し、fms波の減衰に利用できるAlfv\'en波の位相ボリュームが無限であることを示しました。したがって、fms波のエネルギーは、コルモゴロフ乱流のようなカスケードを介さずに、小規模なアルフエン波に完全に伝達される可能性があります。私たちの結果は、クラブパルサーの異常に低い電波効率を説明し、磁気星磁気圏内ではFRBがうまく生成できないことを示しています。
中性子星の合体における核物質の性質の影響
| Title |
Effects_of_nuclear_matter_properties_in_neutron_star_mergers |
| Authors |
Maximilian_Jacobi,_Federico_Maria_Guercilena,_Sabrina_Huth,_Giacomo_Ricigliano,_Almudena_Arcones,_Achim_Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09233 |
連星中性子星(BNS)系の合体におけるダイナミクスは、高密度物質の状態方程式(EOS)に敏感に依存します。これは、重力波(GW)の放出と、合体および合体後の段階における物質の放出に重大な影響を与えるため、マルチメッセンジャー天文学にとって高い関心を集めています。現在、さまざまな基礎となる微小物理モデルを備えたさまざまな核EOSが利用可能です。このため、核物質のさまざまな物理的性質によるEOSの影響と、BNSの合体に対するそれらの影響に焦点を当てた研究が必要です。Skyrme密度汎関数に基づいて、9つの異なるEOSのセットを使用して等質量BNS合体のシミュレーションを実行します。モデルでは、有効核子の質量、非圧縮性、飽和密度での対称エネルギーを系統的に変化させます。これにより、BNS合併のダイナミクスに対する特定の核物質の特性の影響を調査することができます。私たちは、これらの特性が合体ダイナミクス、残骸の運命、円盤形成、物質の放出、重力波の放出に及ぼす影響を分析します。私たちの結果は、合併のいくつかの側面は飽和密度付近のEOSに敏感である一方、他の側面はより高密度に向かう挙動、たとえば密度の関数としての圧力の傾きによって特徴付けられる挙動に敏感であることを示しています。したがって、BNS合併に対するEOSの影響を説明するには、EOSの詳細な密度依存性を考慮する必要があります。
| Title |
Constraining_baryon_loading_efficiency_of_AGNs_with_diffuse_neutrino_flux_from_galaxy_clusters |
| Authors |
Xin-Yue_Shi,_Ruo-Yu_Liu,_Chong_Ge,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09244 |
活動銀河核(AGN)は、超高エネルギー宇宙線(CR)の有望な加速サイトの1つであると広く考えられています。基本的に、AGNは超大質量ブラックホールに落下する物質の重力エネルギーによって駆動されます。しかし、バリオン荷重係数$\eta_p$として定義される、AGN内のCRの重力エネルギーから運動エネルギーへの変換効率はまだよくわかっていません。高エネルギーCRは加速された後、ホスト銀河を脱出し、クラスター内媒体(ICM)に侵入する可能性があります。これらのCRは銀河団内に閉じ込められ、ICMとの陽子同士の衝突を通じて$\gamma$線とニュートリノを生成する可能性があります。この論文では、銀河団内のCRの拡散を研究し、銀河団集団からの拡散ニュートリノ束を計算します。IceCubeニュートリノ天文台によって提示された銀河団からの累積未解決TeV-PeVニュートリノ束の最新の上限を使用して、平均バリオン荷重係数の上限を$\eta_{p,\mathrm{grav}}\lesssimとして導き出します。2\times10^{-3}-銀河団の人口に対して0.1$。この制約は、かみのけ星団の$\gamma$線観測から得られた制約よりも厳しいものです。
重力波および電磁過渡現象における脈動対不安定性超新星
| Title |
Pulsational_pair-instability_supernovae_in_gravitational-wave_and_electromagnetic_transients |
| Authors |
D.D._Hendriks,_L.A.C._van_Son,_M._Renzo,_R.G._Izzard,_R._Farmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09339 |
連星ブラックホール({BBH})合体イベントの現在の観測は、以前は次のように解釈されていた$\sim\,35\,\mathrm{M}_{\odot}$における一次BH質量分布の特徴のサポートを示しています。脈動対不安定性(PPISN)超新星の兆候。このような超新星は、超新星以前の広範囲の炭素酸素(CO)核質量を狭い範囲のBH質量にマッピングし、BH質量分布にピークを生成すると予想されます。しかし、最近の数値シミュレーションでは、このピークの質量位置は$50\,\mathrm{M}_{\odot}$を超えています。我々は、祖先の進化と爆発のメカニズムにおける不確実性を動機として、PPISNに起因するBH質量の分布の変更が重力波(GW)および電磁波(EM)過渡現象の集団にどのような影響を与えるかを調査します。この目的を達成するために、私たちは孤立した{BBH}系の個体群をシミュレートし、それらを宇宙の星形成速度と組み合わせます。私たちの結果は、\textsc{binary\_c}高速集団合成フレームワークを使用して行われた最初の宇宙論的なBBH合体予測です。私たちの基準モデルが観察されたGWピークと一致しないことがわかりました。PPISNeの$35\,\mathrm{M}_{\odot}$ピークを説明するには、PPISNの予想されるCOコア質量範囲を$\sim{}15\,\mathrm{M}_{だけ下方にシフトすることによってのみ説明できます。\odot}$。最先端の恒星モデルとの緊張関係とは別に、これは観測された水素を含まない超光度の超新星の発生率とも緊張関係にある可能性が高いこともわかりました。逆に、最近の恒星モデルに基づいて質量範囲を上方にシフトすると、$\sim{}64\,\mathrm{M}_{\odot}$でBH質量関数の3番目のピークが予測されます。したがって、$\sim{}35\,\mathrm{M}_{\odot}$機能はPPINeに関連している可能性は低いと結論付けます。
SN 2022crv: IIb、それとも IIb ではない: それが問題です
| Title |
SN_2022crv:_IIb,_Or_Not_IIb:_That_is_the_Question |
| Authors |
Yize_Dong,_Stefano_Valenti,_Chris_Ashall,_Marc_Williamson,_David_J._Sand,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Saurabh_W._Jha,_Michael_Lundquist,_Maryam_Modjaz,_Jennifer_E._Andrews,_Jacob_E._Jencson,_Griffin_Hosseinzadeh,_Jeniveve_Pearson,_Lindsey_A._Kwok,_Teresa_Boland,_Eric_Y._Hsiao,_Nathan_Smith,_Nancy_Elias-Rosa,_Shubham_Srivastav,_Stephen_Smartt,_Michael_Fulton,_WeiKang_Zheng,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko,_Melissa_Shahbandeh,_K._Azalee_Bostroem,_Emily_Hoang,_Daryl_Janzen,_Darshana_Mehta,_Nicolas_Meza,_Manisha_Shrestha,_Samuel_Wyatt,_Katie_Auchettl,_Christopher_R._Burns,_Joseph_Farah,_L._Galbany,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Joshua_Haislip,_Jason_T._Hinkle,_D._Andrew_Howell,_Thomas_De_Jaeger,_Vladimir_Kouprianov,_Sahana_Kumar,_Jing_Lu,_Curtis_McCully,_Shane_Moran,_Nidia_Morrell,_Megan_Newsome,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09433 |
我々は、距離40Mpc未満の調査によって爆発から12時間以内に発見された、NGC~3054の剥離超新星であるSN~2022crvの光学および近赤外線観測を紹介します。SN~2022crvはSNeIbとSNeIIbの間の連続体上の過渡的な天体であると考えられます。高速水素の特徴($\sim$$-$20,000--$-$16,000$\rmkm\,s^{-1}$)は、初期段階のSN~2022crvで顕著でしたが、最大光付近ですぐに消えました。。流体力学モデリングと比較することで、$\sim10^{-3}$\msun{}の水素エンベロープがSN~2022crvで観測された水素特徴の挙動を再現できることがわかりました。SN~2022crvの初期の光度曲線はエンベロープ冷却発光を示しておらず、SN~2022crvが水素の量が極めて少ないコンパクトな前駆体を持っていたことを示唆している。星雲スペクトルの分析により、SN~2022crvは$\sim$16--22\msunから進化した最終質量$\sim$4.5--5.6\msun{}のHe星の爆発と一致していることが示されています。{}連星系にある年齢0の主系列星で、核内で最終的に約1.0～1.7\msun{}の酸素が合成されます。超新星爆発現場での高い金属量は、この始祖星が強い恒星風の質量減少を経験したことを示しています。このような高い金属度で少量の残留水素を保持するには、連星系の初期軌道間隔は$\sim$1000~$\rmR_{\odot}$よりも大きくなる可能性があります。SN~2022crvの近赤外スペクトルは、$\sim$1.005~$\mu$mのHeI線の青色側に独特の吸収特徴を示します。このような特徴がタイプIb/IIbで観察されたのはこれが初めてであり、\ion{Sr}{2}によるものである可能性があります。SN~2022crvをさらに詳細にモデリングすることで、近赤外線の神秘的な吸収特徴の始祖と起源を明らかにすることができます。
高速無線バースト: 極端な質量比のインスピレーションに対する電磁波の対応物
| Title |
Fast_Radio_Bursts:_Electromagnetic_Counterparts_to_Extreme_Mass_Ratio_Inspirals |
| Authors |
Rui-Nan_Li,_Zhen-Yin_Zhao,_Zhifu_Gao,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09448 |
最近の観測により、一部の繰り返し高速無線バースト(FRB)がファラデー回転測定(RM)の大きな値と複雑な変動を示すことが発見されました。超大質量ブラックホール(SMBH)と中性子星(NS)を含む連星系を使用して、このようなRM変動を説明できます。一方、このようなシステムは低周波重力波(GW)信号を生成します。これは、提案されている3つの宇宙ベースのGW検出器(レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)、天琴、太地)の主な関心の1つです。これらの信号は、極質量比インスピラル(EMRI)として知られています。したがって、FRBは、EMRI信号の電磁(EM)対応物の候補として機能する可能性があります。このレターでは、このバイナリ系のEMRI信号を研究します。最も楽観的な場合、LISAとTianqinによって$z\sim0.04$まで検出できます。FRB生成に宇宙コームモデルを想定すると、総イベント発生率は$\sim1$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$に達する可能性があります。FRBに関連するEMRIシグナルを使用して、FRBの前駆体を明らかにすることができます。これは、独立した宇宙論的探査機として使用できる、新しいタイプの標準サイレンでもあります。
| Title |
Magnetically_Confined_Mountains_on_Accreting_Neutron_Stars_in_General_Relativity |
| Authors |
Pedro_H._B._Rossetto,_J\"org_Frauendiener,_Ryan_Brunet_and_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09519 |
中性子星上の磁気的に閉じ込められた山の問題の一般相対論的定式化が提示され、結果として得られる方程式が数値的に解かれ、以前のニュートン計算を一般化します。降着物質の流体磁気構造とその後の星の磁気双極子モーメントの磁気埋没が計算されます。全体として、相対論的補正によって山に関連する水磁気変形が軽減されることが観察されます。磁力線は以前の計算よりも緩やかに湾曲し、双極子モーメントの遮蔽が減少します。定量的には、$m_{\rmd}=-3.2\times10^{として、無次元双極子モーメント($m_{\rmd}$)は降着質量($M_{\rma}$)に依存することがわかります。3}M_{\rma}/M_\odot+1.0$、これはニュートン理論と比較してスクリーニングが約3倍少ないことを意味します。さらに、圧力、密度、磁場の強さなどの量の勾配を支配する山の特徴的なスケールの高さは、等温状態方程式の場合、約$40\%$減少します。
ZAMS から合併まで: 太陽金属性における合体中性子星-ブラックホール系の詳細なバイナリー進化モデル
| Title |
From_ZAMS_to_Merger:_Detailed_Binary_Evolution_Models_of_Coalescing_Neutron_Star-Black_Hole_Systems_at_Solar_Metallicity |
| Authors |
Zepei_Xing,_Simone_S._Bavera,_Tassos_Fragos,_Matthias_U._Kruckow,_Jaim_Rom\'an-Garza,_Jeff_J._Andrews,_Aaron_Dotter,_Konstantinos_Kovlakas,_Devina_Misra,_Philipp_M._Srivastava,_Kyle_A._Rocha,_Meng_Sun_and_Emmanouil_Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09600 |
中性子星$-$ブラックホール(NSBH)合体現象は、恒星と連星進化の理論を制約し、コンパクト天体の性質を理解する新たな機会を私たちにもたらします。この研究では、NSBHバイナリを新しく開発されたコードPOSYDONとマージするバイナリ集団合成研究を実行することにより、太陽金属度におけるマージNSBHバイナリの形成を調査します。後者には、詳細な単一およびバイナリ進化モデルの広範なグリッドが組み込まれており、ダブルコンパクトオブジェクトの祖先の進化全体をカバーしています。私たちは、異なる形成チャネルに由来するNSBHの進化を調査しますが、場合によっては、高速バイナリ集団合成コードを使用して実行された以前の研究とは異なります。次に、結合するNSBHシステムとその祖先の構成要素質量、軌道特徴、BHスピンなどの集団特性を提示し、共通エンベロープ(CE)進化とコア崩壊プロセスの処理におけるモデルの不確実性を調査します。太陽金属量では、デフォルトのモデル仮定の下で、ほとんどの合体NSBHのBH質量は$3-11\,M{_\odot}$の範囲内で、チャープ質量は$1.5-4\,M{_\以内であることがわかりました。わかりません}$。モデルのバリエーションとは無関係に、BHは常に最初に無次元スピンパラメーター$\lesssim0.2$で形成されます。これは初期の二値軌道周期と相関しています。一部のBHは、物質移動によりその後適度にスピンアップする可能性があります($\chi_{\rmBH}\lesssim0.4$)。これはエディントン限定であると想定されます。CE進化を経験した連星が大きな傾斜角を示すことはほとんどありません。逆に、CE進化を伴わずに安定した物質移動のみを受けるバイナリの約$40\%$には、逆整列したBHが含まれています。最後に、人口モデリングとNS状態方程式の両方の不確実性を考慮すると、NSBH合併の$0-18.6\%$には電磁的対応物が伴う可能性があることがわかります。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる矮小回転楕円体銀河の暗黒物質探索
| Title |
Dark_matter_searches_in_dwarf_spheroidal_galaxies_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Francesco_Gabriele_Saturni,_Michele_Doro,_Aldo_Morselli,_Gonzalo_Rodr\'iguez-Fern\'andez_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09607 |
ダークマター(DM)は、宇宙の主要な構成要素の1つです。しかし、現時点ではその存在は間接的な天体観測によってのみ推測されています。DM粒子は消滅または崩壊し、最終状態の標準模型ペアを生成し、その後消滅して高エネルギー$\gamma$線になります。天の川銀河DMハロー内の矮小回転楕円体銀河(dSphs)は、その高いDM密度(したがって高い天体物理学的要因)により、GeVからTeV$\gamma$線スペクトルにおける消滅DMサインを探索するのに最適なターゲットと長い間考えられてきた。、また、天体物理学的起源の固有の$\gamma$線放出が存在しないと予想される。このようなターゲットの場合、$\gamma$線データ解析を最適化するために一貫した方法でハロー内のDMの量を計算することが重要です。このような推定は、dSphsのDM信号の可観測性に直接影響するだけでなく、ヌル検出の場合に導出できるDM制約にも影響します。この寄稿では、天の川銀河dSphの計画観測を使用したDM消滅と崩壊探索に対するチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)の感度に関する結果を紹介します。現在知られているすべての矮小衛星の中から最も有望なターゲットを選択し、予想されるDM信号の新たな決定を提供します。この研究では、同様のターゲットでの現在の検索と比較して、感度が約1桁向上していることが示されています。また、尖ったDMモデルとコアのあるDMモデルの観点から結果を議論し、異なるdSphからの観察の組み合わせによって得られる感度を調査します。最後に、dSphsのCTA観察の最適な戦略を探索します。
CTA を使用した明るいブレザー フレア
| Title |
Bright_blazar_flares_with_CTA |
| Authors |
M._Cerruti,_J._Finke,_G._Grolleron,_J.P._Lenain,_T._Hovatta,_M._Joshi,_E._Lindfors,_P._Morris,_M._Petropoulou,_P._Romano,_S._Vercellone,_M._Zacharias_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09615 |
TeV銀河系外の空は、地球に向かう相対論的ジェットを伴う、電波の大きな活動銀河核であるブレーザーによって支配されています。ブレーザーは、光束(何桁もの明るさ)と時間(分単位のタイムスケール)の両方の点で非常に例外的な変動を示します。この明るいフレア活動には、ジェット自体の構造と物理的特性だけでなく、放出領域での粒子の加速と光子の生成の物理学に関する重要な情報が含まれています。TeVバンドには、ガンマ線と地球の大気の相互作用によって引き起こされるペアカスケードを画像化するチェレンコフ望遠鏡によって地上からアクセスされます。チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、現行の機器に比べて感度が大幅に向上し、エネルギー範囲が広い、次世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡を代表します。したがって、ブレーザーの光曲線とスペクトルに関する前例のない統計が得られることになります。この寄稿では、ブレーザー発光モデルの最先端の数値シミュレーションを入力とし、関連するすべての観測上の制約を含めた、明るいブレーザーフレアのCTA観測の現実的なシミュレーションの結果を提示します。
銀河中心の速度依存暗黒物質モデルに対する TeV ガンマ線感度
| Title |
TeV_gamma-ray_sensitivity_to_velocity-dependent_dark_matter_models_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Alessandro_Montanari,_Oscar_Macias,_and_Emmanuel_Moulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09691 |
天の川銀河の中心は、その近接性と高濃度の暗黒物質が予想されるため、暗黒物質(DM)消滅のシグナルを探すのに最適な場所です。バリオン収縮とフィードバックによって銀河中心(GC)のDM粒子の分散速度が増幅されるため、この特定の空の領域は、速度依存のDMモデルを探索するためのさらに有望なターゲットになります。ここでは、H.E.S.Sによる現在のGC観測が行われていることを示します。この望遠鏡は、現在この空の領域で運用されている最も感度の高いTeVスケールのガンマ線望遠鏡であり、200GeVを超える質量を持つ速度に依存して消滅するDM粒子に対して最も強力な制約を設定します。p波消滅の場合、1TeVのDM質量に対して現在の制約が$\sim$4倍改善されます。DMの空間分布については、最新のFIRE-2ズームによる天の川サイズのハローの宇宙論シミュレーションの結果を使用しています。さらに、GALPROP宇宙線伝播フレームワークの最新バージョンを利用して、GC内での銀河の拡散ガンマ線放射をシミュレートします。$W^+$$W^-$チャネル内で消滅する質量約1.7TeVのp波(d波)DM粒子が、速度加重消滅断面積の上限4.6$を示すことを発見しました。\times$10$^{-22}$cm$^3$s$^{-1}$(9.2$\times$10$^{-17}$cm$^3$s$^{-1}$)95\%の信頼水準で。これは、p波(d波)DMモデルの熱遺物断面積の約460(2$\times$10$^{6}$)倍です。
2021 年の BL カンザス科の巨大フレアの LST-1 観測
| Title |
LST-1_observations_of_an_enormous_flare_of_BL_Lacertae_in_2021 |
| Authors |
Seiya_Nozaki,_Katsuaki_Asano,_Juan_Escudero,_Gabriel_Emery,_Chaitanya_Priyadarshi_(on_behalf_of_the_CTA-LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09715 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ用のLSTの最初のプロトタイプ(LST-1)は2018年から試運転段階にあり、すでに数十GeV程度の低いエネルギー閾値で科学観測を開始しています。2021年、LST-1は多波長観測に基づく警報に従ってBLラックを観測し、顕著なガンマ線フレアを検出した。LST-1は、日々の光束変動に加えて、100GeVを超えるかに星雲からのガンマ線束の3～4倍に達する1時間未満スケールの夜間変動も検出した。本論文では、2021年のBLLacのLST-1観測について、特に磁束変動に焦点を当てた解析結果を報告する。
ストレンジン星モデルにおけるマグネター巨大フレア中の準周期振動
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_during_magnetar_giant_flares_in_the_strangeon_star_model |
| Authors |
Hong-Bo_Li,_Yacheng_Kang,_Zexin_Hu,_Lijing_Shao,_Cheng-Jun_Xia,_and_Ren-Xin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09847 |
軟ガンマ線中継器(SGR)は、ゆっくりと回転する孤立した中性子星として広く理解されています。一般に大きなスピンダウン率、高い磁場、強い爆発エネルギーにより、パルサーは通常のパルサーとは異なります。いくつかの巨大フレア(GF)とSGRの短いバーストで、信頼性の高い準周期振動(QPO)が観察されました。未解決の問題のままではあるが、多くの理論研究は、星震によって引き起こされるねじり振動がQPOを説明できる可能性があることを示唆している。このシナリオを動機として、さまざまな値の調和指数と倍音を備えたストレンジオンスター(SS)モデルに基づいてねじり振動周波数を体系的に調査します。近距離での強い反発相互作用とストレンジオンの非相対論的性質を特徴付けるために、現象学的レナード・ジョーンズモデルが採用されています。SSの大きなせん断弾性率に起因して、この結果がGF中の高周波QPO($\gtrsim150\,\mathrm{Hz}$)をよく説明していることを示します。低周波数QPO($\lesssim150\,\mathrm{Hz}$)は、海洋地殻界面モードが含まれている場合にも解釈できます。また、ねじりモード周波数に対する磁場の考えられる影響についても説明します。一般相対論的補正と磁場を備えた現実的なモデルを考慮して、クォーク星のねじれ振動周波数をさらに計算します。クォーク星がGF内のすべてのQPOを説明するのは難しいことを示します。私たちの研究は、QPOとマグネター星地震学の性質の理解を進めます。
Chandra を使用した X 線源 IGR J16327-4940 の性質の調査
| Title |
Probing_the_nature_of_the_X-ray_source_IGR_J16327-4940_with_Chandra |
| Authors |
L._Sidoli,_V._Sguera,_K._Postnov,_P._Esposito,_L._Oskinova_and_I.A._Mereminskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09850 |
我々は、青色に輝く変光星（LBV）を宿す高質量X線連星であると示唆される源IGRJ16327-4940のチャンドラ観測の結果について報告する。LBV星からのX線放射を探索するために、2023年にACIS-Iによって線源領域が画像化され、最終的にこの関連性が確認されました。LBV星からはX線の放射は検出されず、X線の明るさの上限はL$_{\rm0.5-10keV}<2.9(^{+1.6}_{-1.1})\times10です。^{32}$erg/s(LBV距離d=12.7$^{+3.2}_{-2.7}$kpcで)。21個の微弱X線源が検出され、そのうち8個はINTEGRAL誤差円内にありました。最も明るいものはIGRJ16327-4940に相当する軟X線の最良の候補であり、強乗則スペクトルと吸収UF$_{\rm0.5-10keV}$=$2.5\times10^{-13に対して補正された光束を示しています。}$erg/cm2/s、これは、明るさが$3.0\times10^{33}$d$_{10~kpc}^2$erg/sであることを意味します。光学/近赤外線に相当するものは見つかっていません。Swift/XRTおよびART-XCを使用したこれまでの線源フィールドのX線観察では、INTEGRAL位置と一致する線源は検出されませんでした。これらの発見は、光学関連として提案されているLBV星を除外し、最も可能性の高い軟X線対応物を正確に特定します。この場合、線源の特性は、低質量X線バイナリー、おそらく非常に弱いX線過渡クラスの新しいメンバーであることを示唆しています。
天文学および高エネルギー物理学読み出しシステム用の RFSoC データコンバータを使用した高次ナイキスト ゾーン サンプリング
| Title |
Higher_Order_Nyquist_Zone_Sampling_with_RFSoC_Data_Converters_for_Astronomical_and_High_Energy_Physics_Readout_Systems |
| Authors |
Chao_Liu,_Zeeshan_Ahmed,_Shawn_W._Henderson,_Ryan_Herbst_and_Larry_Ruckman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08640 |
世代を重ねるごとに、ザイリンクスのRFシステムオンチップ(RFSoC)ファミリデバイスに統合されたデータコンバーターの最大RF周波数とサンプリングレートは大幅に増加しています。これらのRFSoCデバイスは、データコンバータのデータパスにデジタルミキサとアップおよびダウンコンバージョンブロックが統合されているため、デバイス内の電磁スペクトル全体にわたって、地上および宇宙に設置された望遠鏡および検出器の完全な読み出しシステムを実装する機能を提供します。アナログミキシング回路はありません。この論文では、マイクロ波周波数共振器ベースの極低温検出器およびマルチプレクサシステム、およびその他の天文学的および高度なシステムの対象となる読み出しシステムでカバーされる周波数範囲を拡張するために、ナイキストゾーンの高次でサンプリングするデータコンバータの特性評価結果を示します。アクシオン探索や暗黒物質検出などのエネルギー物理計測アプリケーション。高次ナイキストゾーンを動作させるデータコンバータの初期評価では、ターゲットアプリケーションの重要な性能指標であるRF相互変調歪みの問題に対処するために、ツートーンテストとコームオブトーンテストが行われます。データコンバータの特性評価は4～6GHzの帯域幅で実行され、結果は要件を満たしています。対象アプリケーション向けのデータコンバーターの設定と操作戦略をまとめます。
大規模な天文学: 400 万個の銀河の中から異常を探す
| Title |
Astronomaly_at_Scale:_Searching_for_Anomalies_Amongst_4_Million_Galaxies |
| Authors |
Verlon_Etsebeth,_Michelle_Lochner,_Mike_Walmsley,_Margherita_Grespan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08660 |
現代の天文調査では、前例のない規模と豊富なデータセットが生成され、大きな影響を与える科学的発見の可能性が高まっています。この可能性は、多数のソースを探索するという課題と相まって、Astronomalyなどの新しい機械学習ベースの異常検出アプローチの開発につながりました。私たちは初めて、DarkEnergyCameraLegacySurveyからの銀河の約400万枚の画像にAstronomalyを適用して、Astronomalyのスケーラビリティをテストしました。私たちは、訓練された深層学習アルゴリズムを使用して画像の有用な表現を学習し、これらを異常検出アルゴリズムの分離フォレストに渡し、Astronomalyのアクティブラーニング手法と組み合わせて、興味深いソースを発見します。データの選択基準が、強力なレンズなどの希少なソースの発見とデータセットへのアーティファクトの導入との間のトレードオフに大きな影響を与えることがわかりました。最も興味深いソースを特定し、アーティファクトを軽減するにはアクティブラーニングが必要ですが、異常検出方法だけでは不十分であることを実証します。Astronomalyを使用すると、アクティブラーニングを適用した後、データセット内の上位2,000個のソースのうち1,635個の異常が見つかりました。これには、8個の強力な重力レンズ候補、1,609個の銀河合体候補、および非常に異常な形態を示す18個の未確認のソースが含まれます。私たちの結果は、Astronomalyがヒューマンマシンインターフェイスを活用することで、大規模なデータセットであっても科学的に興味深い情報源を迅速に特定できることを示しています。
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ装置の概要とステータス
| Title |
Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_Coronagraph_Instrument_Overview_and_Status |
| Authors |
Vanessa_P._Bailey,_Eduardo_Bendek,_Brian_Monacelli,_Caleb_Baker,_Gasia_Bedrosian,_Eric_Cady,_Ewan_S._Douglas,_Tyler_Groff,_Sergi_R._Hildebrandt,_N._Jeremy_Kasdin,_John_Krist,_Bruce_Macintosh,_Bertrand_Mennesson,_Patrick_Morrissey,_Ilya_Poberezhskiy,_Hari_B._Subedi,_Jason_Rhodes,_Aki_Roberge,_Marie_Ygouf,_Robert_T._Zellem,_Feng_Zhao,_Neil_T._Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08672 |
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ装置は、NASAのハビタブルワールド天文台の重要な技術実証機です。予測される可視光束比の検出限界は1E-8以上であり、巨大ガス系外惑星と星周円盤の両方のパラメーター空間の新しい領域に到達できるでしょう。現在、ジェット推進研究所での統合とテストの最終段階にあり、来年にはペイロード統合への納入が予定されています。このホワイトペーパーでは、機器システム、観察モード、潜在的な観察アプリケーション、機器の統合とテストに向けた全体的な進捗状況を概説します。
PACOME: 共同系外惑星検出と軌道推定のための直接画像観測の最適なマルチエポックの組み合わせ
| Title |
PACOME:_Optimal_multi-epoch_combination_of_direct_imaging_observations_for_joint_exoplanet_detection_and_orbit_estimation |
| Authors |
Jules_Dallant,_Maud_Langlois,_Olivier_Flasseur,_and_\'Eric_Thi\'ebaut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08679 |
直接イメージングによる系外惑星の検出と特性評価には、高コントラストと高角度分解能が必要です。これらの要件には通常、(i)最先端の機器設備、(ii)探索された天体の信号に多様性を導入するための最適化された差分イメージング、および(iii)残留恒星の漏れをさらに除去するための専用の処理アルゴリズムが必要です。より効率的な後処理アルゴリズムの設計に多大な努力が払われてきましたが、観測の各エポックを個別に処理することによって引き起こされる多様性の欠如により、より短い角度分離ではそのパフォーマンスは依然として上限に達しています。我々は、弱い信号を建設的に加算するために、探しているソースのエポックにわたるケプラー軌道運動を考慮することによって、同じ星のいくつかの観測を組み合わせることができる新しいアルゴリズムを提案します。提案されたアルゴリズムであるPACOMEは、統計的な検出および推定形式の範囲内で、もっともらしい軌道の探索を統合します。これは、モノエポック後処理アルゴリズムであるPACOの最尤フレームワークのマルチエポックの組み合わせに拡張されています。検出確率と誤警報の両方の観点から解釈可能な、信頼性の高いマルチエポック検出基準を導き出します。IRDISおよびIFSを使用して、VLT/SPHERE機器から取得したいくつかのデータセットで提案されたアルゴリズムをテストしました。合成系外惑星の注入に頼ることにより、PACOMEがモノエポックフレームワークでは検出できないままのソースを検出できることを示します。検出感度のゲインは、エポック数の平方根と同じくらい大きくなります。また、非常に高い信号対雑音比で検出される4つの既知の系外惑星をホストするHR8799星からの一連の観測にもPACOMEを適用しました。さらに、その実装は効率的かつ高速で、完全に自動化されています。
天体フォトニクスによる地球外生命体の検出への道
| Title |
The_path_to_detecting_extraterrestrial_life_with_astrophotonics |
| Authors |
Nemanja_Jovanovic,_Yinzi_Xin,_Michael_P._Fitzgerald,_Olivier_Guyon,_Peter_Tuthill,_Barnaby_Norris,_Pradip_Gatkine,_Greg_Sercel,_Svarun_Soda,_Yoo_Jung_Kim,_Jonathan_Lin,_Sergio_Leon-Saval,_Rodrigo_Amezcua-Correa,_Stephanos_Yerolatsitis,_Julien_Lozi,_Sebastien_Vievard,_Chris_Betters,_Steph_Sallum,_Daniel_Levinstein,_Dimitri_Mawet,_Jeffrey_Jewell,_J._Kent_Wallace,_Nick_Cvetojevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08732 |
系外惑星の天体物理学的研究により、遠く離れた恒星を周回する数千の惑星が確認されています。これらの惑星は、その大きさや構成が広範囲にわたっており、その多様性は系構成の特徴でもあり、その大部分は私たちの太陽系とは似ていません。残念なことに、これまでに分光学的に特徴づけられた既知の惑星はほんの一握りであり、惑星の形成過程と惑星の種類についての私たちの理解には大きな空白が残されています。系外惑星を研究する天文学者が進歩を遂げるためには、新しく革新的な技術的ソリューションが必要です。アストロフォトニクスは、観測天文学へのフォトニクス技術の応用に焦点を当てた新興分野であり、今後の有望な道を提供します。この論文では、惑星の検出とその後の特性評価に役立つ可能性のあるさまざまな天体写真技術、特に地球外生命体の検出につながるテーマについて説明します。
検出器の最適なフィッティング、デバイアス、および宇宙線除去がランプの立ち上がりで読み出す
この論文では、読み取りノイズと光子ノイズの両方が存在する状態で非破壊的に読み出される理想的な検出器の場合における、ピクセルの計数率への最適な適合を導き出します。このアプローチは、あらゆる読み出しスキームに一般的で、すべての量に対して閉じた形式の式を提供し、計算コストは結果(読み取りのグループ)の数に比例します。また、共分散行列の推定から近似の偏りを導出し、それを一次まで除去する方法も示します。私が説明するランプフィッティングアルゴリズムは、累積カウントに対するラインのフィッティングの$\chi^2$値を提供し、ランプ全体を使用して宇宙線の衝突に対する仮説検定を可能にします。このアプローチは、特に長いランプや読み取りグループの途中で発生するジャンプの場合、連続する結果間の差分のみを使用するアプローチよりも大幅に感度が高くなる可能性があることを示します。また、結果の数が線形となる計算コストで実装することもできます。これらのアルゴリズムの純粋なPython実装を提供して説明します。これは、$4096\times4096$の検出器で10の結果のランプを、バイアス除去を使用すると$\約$8秒、または反復宇宙線検出を含めると$\約$20秒で処理できます。2020MacBookAirの単一コアでの削除。このPython実装は、テストおよびチュートリアルノートブックとともに、https://github.com/t-brandt/fitrampから入手できます。
EUSO-TA地上探知機：結果と展望
| Title |
The_EUSO-TA_ground-based_detector:_results_and_perspectives |
| Authors |
Zbigniew_Plebaniak_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09006 |
EUSO--TAは、2013年にブラックロックメサテレスコープアレイ(BRM-TA)サイトに設置された地上望遠鏡で、紫外域の夜空を観測するために2.5$\μsの時間分解能で動作します。光学系には2つの1m$^2$フレネルレンズが含まれており、望遠鏡に$11^\circ\times11^\circ$の視野を提供します。信号は光検出器モジュール(PDM)に集束され、焦点面はそれぞれ64ピクセル/アノードを備えた36個のハママツ製マルチアノード光電子増倍管(MAPMT)で構成されます。望遠鏡はBRM-TA蛍光検出器の前の小屋に収納されており、方位$\sim307^\circ$を向いています。この実験の主な目的は、宇宙から超高エネルギー宇宙線(UHECR)を観測するという最終目標に向けて、JEM-EUSO検出器とファームウェアの設計を検証することです。EUSO-TA検出器の最初の設置以来、9件のUHECRイベントが検出され、TA観測との比較によって確認されました。さまざまな条件の下での夜空のUV背景、星や流星からの信号、校正レーザーや飛行機などの人為的信号が測定されています。2019年に検出器のEUSO-TA2バージョンへのアップグレードが始まり、2022年までCovidブレーキが搭載されました。新しい構成により、より頻繁で専門的な観測が可能になります。この研究では、最近得られた結果の考察を含め、EUSO-TA実験の状況と展望を紹介します。
UVバンドで観測された星を使用したJEM-EUSO検出器の校正とテスト
| Title |
Calibration_and_testing_of_the_JEM-EUSO_detectors_using_stars_observed_in_the_UV_band |
| Authors |
Zbigniew_Plebaniak_and_Marika_Przybylak_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09009 |
JEM-EUSOプログラムは、宇宙からの超高エネルギー宇宙線(UHECR)の観測に焦点を当てています。この目的のために、$\mu$sオーダーの時間分解能を備えたマルチアノード光電子増倍管に基づく一連の検出器が開発されました。この検出器はUV帯域で動作し、大規模空気シャワー(EAS)開発中に地球の大気中で生成される超高速信号を検索します。2014年以来、地上、気球、宇宙の検出器によってさまざまな信号が検出されています。単一の光検出器モジュールは、2304ピクセルを含む36本のマルチアノード光電子増倍管のマトリクスを備えた焦点面で構成されます。この検出器の構造により、UV帯域で放射する点状の光源が視野内にある場合、ミッション中に探知することができます。この研究では、地上からの空の観測中に記録された星からの信号を使用したJEM-EUSO検出器の校正のアイデアと結果を紹介します。登録された信号は、検出器の絶対校正や観測中の検出器の状態のテストに使用できます。提示された分析は、EUSO-TAおよびEUSO-TA2実験によって取得されたデータに基づいています。
一致点広がり関数を使用した JWST 画像の差分および共加算
一致するPSFを使用してJWSTで撮影されたデータの差分画像を導出するアルゴリズムを紹介します。これはSFFT法に基づいていますが、点像分布関数(PSF)の回転と空間変動に対応するために改訂されています。これにより、個別に制御されたフォトメトリックスケーリングとTikhonovカーネル正則化により、Bスプライン形式で空間的に変化するカーネルが可能になり、究極のフィッティングの柔軟性を活用できます。JWSTサイクル1で取得したAbellクラスター2744のJWST/NIRCam画像をテストデータとして使用して、この方法を提示します。このアルゴリズムは、JWSTを使用した時間領域の光源検出と差分測光に役立ちます。また、異なる視野方向で撮影された複数の露出の画像を追加することもできます。一緒に追加された画像はPSFの中心コアの鮮明さを維持し、オブジェクトの位置と形状はフィールド全体のBスプラインと正確に一致します。
カメラ設計およびモンテカルロシミュレーションのためのCTA小型望遠鏡の有効ミラー面積の評価
| Title |
Evaluation_of_the_effective_mirror_area_of_CTA_Small-Sized_Telescopes_for_camera_design_and_Monte_Carlo_simulation |
| Authors |
Akira_Okumura,_Duncan_Ross,_Francesco_G._Saturni,_Giorgia_Sironi,_and_Richard_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09560 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡の有効ミラー面積は、トリガー閾値の決定とエネルギー校正にとって重要な重要なパラメーターです。通常、簡略化された望遠鏡モデルを使用した3Dレイトレーシングシミュレーションによって計算され、その結果はモンテカルロシミュレーションで使用されます。ただし、簡略化された望遠鏡とカメラのモデルは、チェレンコフ望遠鏡アレイの小型望遠鏡(SST)で使用されるシュワルツシルト・クーダー構成には適していません。これは、副鏡、望遠鏡のマスト、カメラ本体の複雑な3D構造が、チェレンコフ光子と夜空の光子のかなりの部分をブロックするためです。SSTの有効ミラー領域を評価し、シャドウイングを最小限に抑えたカメラ本体の設計を完成させるために、ROBASTレイトレーシングライブラリを使用して複雑な3Dモデルを構築し、シミュレーションしました。シミュレーションによるシャドウイングの評価に基づいて、最終的なカメラ設計として、カメラ本体サイズ570mm、ウィンドウサイズ430mmが選択されました。非軸対称の有効面積分布は、SST有効面積要件を満たしながら、複雑な望遠鏡構造のモデリングによって決定されました。
将来のSiPMカメラ用集光器上のブルーミラー多層コーティングの開発
| Title |
Development_of_a_blue-mirror_multilayer_coating_on_light_concentrators_for_future_SiPM_cameras |
| Authors |
Akira_Okumura,_Junya_Haga,_Chiaki_Inoue,_Keiji_Nishimoto,_Kazuhiro_Furuta,_and_Hiroyasu_Tajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09572 |
シリコン光電子増倍管(SiPM)には、大気チェレンコフ望遠鏡の画像化に使用される従来の光電子増倍管(PMT)に比べていくつかの利点があります。最初の注目すべき特徴は、最大約60%という高い光子検出効率(PDE)です。これは、300～450nmの範囲のPMTよりもおよそ1.2～1.5倍優れており、ガンマ線のエネルギー閾値を下げることができます。光線の観測と光子の統計の増加。2番目の利点は、SiPMは長時間明るい照明に曝露した後でも化学的に安定しているのに対し、PMTは同じ曝露後に利得と量子効率の低下を引き起こす可能性があることです。したがって、明るいまたは満月の条件下でSiPMを使用すると、個々の望遠鏡の最高エネルギー範囲領域での総観測時間が延長される可能性があります。ただし、SiPMPDEは500nmより長い波長では高すぎます。したがって、夜空の背景(NSB)に対するチェレンコフ信号の信号対雑音比(S/N)は必ずしも優れているわけではありません。これは、チェレンコフ信号が300～500nmの波長にわたって優勢であるのに対し、NSBは550nm以上の領域でより明るいためです。最小限で費用対効果の高い追加ハードウェアでS/Nを向上させるために、わずか8層の多層コーティング設計を開発し、集光器の鏡面に適用しました。これらの層は、300～500nmの範囲ではより多くの光子を反射するが、550～800nmではより少ない光子を反射するように設計されています。新しい多層設計で製造されたプロトタイプの集光器を使用して、SiPMアレイが403nmでPMTで得られる光子収集効率よりも約50%優れた光子収集効率を示すことを実証しました。これは光線追跡シミュレーションの結果と一致します。830nmで測定した効率も30～50%低減することに成功しました。
明るい背景条件下でのシリコン光電子増倍管のゲインと光子検出効率の低下に関する研究
| Title |
Study_on_the_gain_and_photon_detection_efficiency_drops_of_silicon_photomultipliers_under_bright_background_conditions |
| Authors |
Akira_Okumura,_Kawori_Wakazono,_Kazuhiro_Furuta,_and_Hiroyasu_Tajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09580 |
大気チェレンコフ望遠鏡のイメージングにおけるシリコン光電子増倍管(SiPM)の使用は、特に天のガンマ線からのチェレンコフ信号が発生する50～300TeVの最高エネルギー領域内で、非常に高エネルギーのガンマ線源の観測時間を延長すると期待されています。明るい月明かりの背景条件下でも光線は十分です。従来の光電子増倍管とは異なり、SiPMは明るい照明に長時間さらされた後に観察される量子効率や利得の低下を示しません。ただし、明るい条件下では、夜空背景(NSB)からの光子によりアバランシェフォトダイオードセルの一部が飽和する可能性があるため、SiPMの光子検出効率が一時的に低下する可能性があります。さらに、高いNSBレートによって生成される大電流によりシリコン基板の温度が上昇する可能性があり、その結果、SiPMのブレークダウン電圧が変化し、その結果としてゲインが変化します。さらに、この大電流は100～1000{\Omega}の保護抵抗の両端に電圧降下を引き起こすため、実効バイアス電圧も変化します。したがって、SiPMカメラを備えたチェレンコフ望遠鏡のエネルギー校正では、これら3つの要素、すなわちアバランシェフォトダイオード(APD)の飽和、Si温度、および電圧降下を注意深く補償および/または考慮する必要があります。この研究では、SiPMの信号出力電荷と、最大1GHz/ピクセルまでのさまざまなNSBのようなバックグラウンド条件の関数としてのその変動を測定しました。結果は、SiPMゲインと光子検出効率の積がこれら3つの要素によって適切に特徴付けられていることを確認します。
1950年代のコペンハーゲン大学天文台の天文学に関連する通信やその他の情報のリストをはじめ、15の天文台の1950年代のアーカイブに関する情報が提供されます。付録には、他の14の天文台からの当時のアーカイブに関する情報が含まれていますが、ほとんどの天文台にはアーカイブがまったくありません。ほとんどのファイルには公開リンクが提供されています。-現在のリストとデンマークの天文学アーカイブ自体の印刷物は、デンマーク国立公文書館のリグサルキベットに置かれます。
| Title |
TransientViT:_A_novel_CNN_-_Vision_Transformer_hybrid_real/bogus_transient_classifier_for_the_Kilodegree_Automatic_Transient_Survey |
| Authors |
Zhuoyang_Chen,_Wenjie_Zhou,_Guoyou_Sun,_Mi_Zhang,_Jiangao_Ruan,_Jingyuan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09937 |
一時的な天文源の検出と分析は、その時間変化を理解するために非常に重要です。従来のパイプラインは、新しい科学画像(N)から以前に観察された参照画像(R)を減算することで得られた差分(D)画像から一時的な発生源を特定します。このプロセスには広範な手動検査が含まれます。この研究では、キロ度自動過渡測量(KATS)の過渡現象と画像アーティファクトを区別するハイブリッド畳み込みニューラルネットワーク(CNN)-ビジョントランスフォーマー(ViT)モデルであるTransientViTを紹介します。TransientViTは、CNNを利用して画像の解像度を下げ、階層的な注意メカニズムを利用して特徴をグローバルにモデル化します。我々は、差分画像を長期画像と短期画像の両方と組み合わせて、時間的に連続した多次元データセットを提供する新しいKATS-T200Kデータセットを提案します。このデータセットを入力として使用したTransientViTは、他のトランスベースおよびCNNベースのモデルと比較して、全体の曲線下面積(AUC)が0.97、精度が99.44%という優れたパフォーマンスを達成しました。アブレーション研究では、さまざまな入力チャネル、複数入力融合手法、および相互推論戦略がモデルのパフォーマンスに与える影響を実証しました。最終ステップとして、3つのNRD画像の推論結果を組み合わせる投票ベースのアンサンブルにより、モデルの予測の信頼性と堅牢性がさらに向上しました。このハイブリッドモデルは、本物/偽の過渡分類に関する将来の研究の重要な参考資料として機能します。
赤色超巨星のウィンドキンクについて。大質量星の普遍的な質量損失の概念
| Title |
On_the_Red_Supergiant_Wind_Kink._A_Universal_mass-loss_concept_for_massive_stars |
| Authors |
Jorick_S._Vink,_Gautham_N._Sabhahit_(Armagh_Observatory_and_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08657 |
赤色超巨星（RSG）は大質量星の進化とその終点にとって重要な天体であるが、その根底にある質量減少メカニズムの不確実性により、これまでのところ大質量星の進化に適切な枠組みを構築することができていない。我々は、Yangらによって発見された経験的な質量損失の「キンク」特徴を分析し、高温星の放射線駆動の風モデルや光学的に薄い/厚い遷移点での観測との類似性を強調する。私たちは、エディントン因子ガンマ(急峻なL依存性と逆急峻なM依存性の両方を含む)に依存する新しいRSG質量損失処方を提案します。その後、この新しいRSG質量損失処方を恒星の進化コードMESAに実装します。私たちの物理的動機による質量減少行動は、その場限りの微調整を必要とせずに、自然にハンフリーズ・デイビッドソン限界を再現することがわかりました。また、RSG超新星「問題」も解決されます。私たちは、不透明度の正確な原因とは無関係に、HR図上で放射線によって引き起こされる風の普遍的な挙動が、最も重い星の進化の重要な特徴であると主張します。
ADAPT-WSA を使用した 1 R への太陽風接続性のアンサンブル予測
| Title |
Ensemble_Forecasts_of_Solar_Wind_Connectivity_to_1_Rs_using_ADAPT-WSA |
| Authors |
D._E._da_Silva,_S._Wallace,_C._N._Arge,_S._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08734 |
太陽系内の任意の場所に到達する太陽風は、原則として、単一の発生源場所からの太陽プラズマの流出に関連付けられます。この発生源の場所は、それ自体が通常より大きなコロナホールの一部であり、太陽の磁場に沿って1Rまでたどることができ、1Rから太陽圏のある場所までの経路全体が太陽風の接続性と呼ばれます。直接測定することはできませんが、地球近傍の太陽風間のつながりは宇宙天気にとって特に重要です。太陽風太陽源領域は、太陽近傍磁場モデルと惑星間太陽風のモデルを利用して取得できます。この記事では、組み合わせた空軍データ同化光球束輸送-ワン・シーリー・アージ(ADAPT-WSA)モデルからの個々の予測の加重コレクションから得られた確率分布として提示される接続性のアンサンブル予測を行う方法を紹介します。ADAPTモデルは、磁束輸送物理学と進行中のデータ同化プロセスを使用して、同期磁力図データから光球磁場を導き出します。WSAモデルは、ポテンシャルフィールドタイプのモデルの結合セットを使用してコロナ磁場を導き出し、経験的関係を使用して地球で観測される終末太陽風速を導き出します。私たちの方法は、計算効率の高い方法で準備された、分布構造に関する最小限の仮定で複雑なソース構成を反映できる任意の2D確率分布を生成します。
近くのラジオ固有運動 超クールなドワーフ バイナリ VHS 1256$-$1257AB
| Title |
Radio_Proper_Motions_of_the_Nearby_Ultra-cool_dwarf_binary_VHS_1256$-$1257AB |
| Authors |
Luis_F._Rodriguez,_Sergio_A._Dzib,_Luis_A._Zapata_and_Laurent_Loinard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08812 |
異なるエポックまたは異なるスペクトル領域で得られた音源の固有の動きは、原則として一貫している必要があります。ただし、バイナリ光源または関連する放出物を伴う光源の場合、それらは、観測が行われた時期と、各スペクトル領域でどのような発光が追跡されるかによって異なる可能性があります。この論文では、超低温矮星バイナリVHS1256$-$1257ABの電波固有運動を超大型アレイ(VLA)観測から決定し、誤差($\simeq2-3\%$)以内で一致していることがわかります。GaiaDR3によって報告されたもの。固有運動の比較とVLAデータの分析は、光学の場合と同様に、未解決のバイナリの両方の成分から同等の量の電波放射が発生していることを示唆しています。
衝撃的な太陽エネルギー粒子イベントにおける元素の存在量
衝撃性太陽エネルギー粒子(SEP)イベントは、衝撃誘発性のタイプIIバーストとは異なり、タイプIIIの電波バーストを生成する電子の流れとして最初に区別されました。その後、それらは驚くほど増強された3HeリッチSEPイベントとして観察され、Pbに至るまで、元素の質量電荷比A/Qとともに元素の増強が滑らかに上昇することも判明しました。これらの衝撃的SEPは、開いた磁力線によって高エネルギー粒子が逃げることを可能にする太陽ジェットの磁気リコネクション中に発生することがわかっています。対照的に、同様の再結合が閉じた磁力線を伴う場合、衝撃的太陽フレアが発生します。そこでは、高エネルギーのイオンが閉ループ上に捕捉され、そのエネルギーがX線、{\ガンマ}線、熱として散逸されます。A/Qのべき乗則であるアバンダンスの強化を使用して、Q値を決定し、したがってイベント内のコロナ源温度を決定できます。独自のべき乗則に寄与する陽子とヘリウムの過剰は、より強力なジェットの多くで伴う高速で狭いコロナ質量放出(CME)によって駆動される衝撃波によるSEPの再加速を伴うイベントを特定する可能性があります。
金属の乏しい星の存在量と元素合成源への影響に関するデータ駆動型モデル
| Title |
A_Data-Driven_Model_for_Abundances_in_Metal-poor_Stars_and_Implications_for_Nucleosynthetic_Sources |
| Authors |
Axel_Gross,_Zewei_Xiong,_and_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09385 |
我々は、メタルプア（MP）星におけるFe、Sr、Ba、Euの存在量に関するデータ駆動型モデルを提示します。核崩壊超新星(CCSNe)と連星中性子星合体(BNSM)の生成パターンは、ホルムベックらのデータから得られます。(arXiv:2007.00749)[Sr/Fe]、[Ba/Fe]、および[Eu/Fe]の195個の星。ほぼすべてのデータは、これら2つのソースからの寄与を組み合わせて説明できます。平均して、BNSMからのMPスターへのSr寄与は、CCSNeからの寄与の$\約3$倍であることがわかりました。私たちのモデルは、Fe、Sr、Ba、Euの太陽光インベントリとも一致しています。私たちは、推定される生産パターンを引き起こす可能性のある条件を調査するためにパラメトリック$r$プロセス研究を実行し、そのような条件がCCSNeおよびBNSMのシミュレーションからの条件とほぼ一致していることを発見しました。私たちのモデルは、多数のMP星における多くの$r$プロセス要素の正確な存在量によって大幅に強化することができ、このアプローチからの将来の結果は、CCSNeとBNSMの状態をより詳細に調査するために使用できる可能性があります。
太陽に似た星の質量損失率の定式化: ハイブリッド モデルのアプローチ
| Title |
Formulating_Mass-Loss_Rates_for_Sun-like_Stars:_A_Hybrid_Model_Approach |
| Authors |
Munehito_Shoda,_Steven_R._Cranmer,_Shin_Toriumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09399 |
私たちは、より高いX線束を示す低質量星からの恒星風の質量損失率の増加を観察しています。しかし、この傾向は太陽とは一致せず、太陽ではX線束と質量損失率の間に明らかな相関関係が存在しません。これらの観測を調和させるために、我々は、アルフエンの波力学と磁束出現駆動型交流リコネクションの両方を組み込んだ、太陽型恒星からの恒星風のハイブリッドモデルを提案する。このモデルは、最新の太陽圏観測に導かれてますます研究が進んでいる概念である。質量損失率のスケーリング則を確立するために、さまざまな磁気活動にわたって一連の磁気流体力学シミュレーションを実行します。表面（符号なし）磁束（$\Phi^{\rmsurf}$）と表面開放磁束比（$\xi^{\rmopen}=\Phi^{\）に関するパラメータ調査によりrmopen}/\Phi^{\rmsurface}$)、$\dot{M}_w/\dot{M}_{w,\odot}=\で与えられる質量損失率のスケーリング則を導き出します。left(\Phi^{\rmSurf}/\Phi^{\rmSurf}_\odot\right)^{0.52}\left(\xi^{\rmopen}/\xi^{\rmopen}_\odot\right)^{0.86}$、ここで$\dot{M}_{w,\odot}=2.0\times10^{-14}\M_\odot{\rm\yr}^{-1}$、$\Phi^{\rmsurf}_\odot=3.0\times10^{23}{\rm\Mx}$、および$\xi^{\rmopen}_\odot=0.2$。磁束出現ありとなしの場合を比較すると、表面磁束による質量損失率の増加は磁束出現の影響によるものであることがわかります。私たちのスケーリング則は、40年にわたる太陽風観測との一致を示しており、X線ベースの推定と比較した場合に優れたパフォーマンスを示しています。私たちの発見は、磁束の出現が低質量星の星風、特に磁気的に活動的な星から発生する星風において重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。
小型四極活動領域におけるXクラス太陽フレアの誘発過程
| Title |
The_triggering_process_of_an_X-class_solar_flare_on_a_small_quadrupolar_active_region |
| Authors |
Qiao_Song,_Jing-Song_Wang,_Xiaoxin_Zhang,_Hechao_Chen,_Shuhong_Yang,_Zhenyong_Hou,_Yijun_Hou,_Qian_Ye,_Peng_Zhang,_Xiuqing_Hu,_Jinping_Dun,_Weiguo_Zong,_Xianyong_Bai,_Bo_Chen,_Lingping_He,_Kefei_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09414 |
Xクラスの太陽フレアの発生とその宇宙天気への潜在的な影響は、他のフレアよりも大きな注目を集めることがよくあります。しかし、Xクラスのフレアがいつどこで発生するかを予測することは依然として困難です。太陽力学天文台と風雲3E衛星からの多波長観測を利用して、NOAA活動領域(AR)12887で発生するGOESX1.0フレアの誘発を調査します。私たちの結果は、このユニークなXクラスのフレアが、比較的小さいが複雑な四極ARで飼育されています。Xクラスのフレアの前には、四極ARのヌルポイントトポロジーの下に2つのフィラメント(F1とF2)が存在します。磁場の外挿と観察により、F1とF2が同じキラリティーを持つ2本の磁束ロープに対応し、それぞれ非共役の反対極性に根付いた隣接する足に対応することが明らかになりました。興味深いことに、これら2つの極性は、光球の磁束の出現、相殺、AR中心でのせん断運動を伴い、急速に衝突します。この部位の上では、F1とF2が続いて交差し、テザー切断のような再接続プロセスを介してより長いフィラメント(F3)に結合します。その結果、F3はフィラメントの上にある大規模なアーケードとAR上の四極磁場を巻き込んで上昇・噴火し、最終的には準X型のフレアリボンとフレアを備えたXクラスフレアの噴出に至る。コロナ質量放出。これは、非共役の反対極性の急速な衝突が、このXクラスフレアのトリガーの重要な条件を提供することを示唆しており、フレアトリガーメカニズムと宇宙天気予報の注目の事例も提供します。
異なるフレア強度に関連する ICME 内の 3 種類の材料の寄与と FIP バイアス
| Title |
The_contribution_and_FIP_bias_of_three_types_of_materials_inside_ICMEs_associated_with_different_flare_intensities |
| Authors |
Hui_Fu,_Xinzheng_Shi,_Zhenghua_Huang,_Youqian_Qi,_and_Lidong_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09434 |
ICME物質の発生と生成メカニズムに関する研究は、CMEとフレアの関係を理解するために重要です。ICME内の材料は、コロナから直接発生するもの(コロナ材料)、コロナ内での磁気リコネクションによって加熱されるもの(加熱コロナ材料)、およびクロム球の蒸発によって生成されるもの(クロム球蒸発材料)の3種類に分類できます。ここでは、異なるフレア強度に関連するICME内の3種類の材料の寄与と第一イオン化電位(FIP)バイアスが分析され、比較されます。地球近傍のICMEの速度と規模は、フレアの強度とともに増加することがわかりました。加熱されたコロナ物質の割合は、フレアの強度に対してほぼ一定です。コロナ材料(彩色球蒸発材料)の寄与は、フレア強度とともに大幅に減少(増加)します。材料の3分の2以上は、強いフレアに関連するICME用の彩層蒸着材料です。コロナ材料と加熱コロナ材料のFIPバイアスはほぼ同じです。彩層蒸発材料のFIPバイアスは、コロナ材料や加熱コロナ材料のFIPバイアスよりも大幅に高く、フレア強度が増加するにつれて増加します。FIPバイアスの上記の特性は、3種類のICME材料の生成および生成メカニズムによって合理的に説明できます。本研究は、ICME物質の生成と生成メカニズムがフレア強度によって大きく影響されることを示しています。ICMEを全体として見た場合、FIPバイアスが上昇する理由は、彩色球蒸着材料のFIPバイアスがはるかに高く、強いフレアを伴うICMEに彩色球蒸着材料が大きく寄与したためである。
フルディスク H{\alpha} 観測の分析: 1909 年から 2022 年にわたるキャリントン マップとフィラメント特性
| Title |
Analysis_of_full_disc_H{\alpha}_observations:_Carrington_maps_and_filament_properties_over_1909-2022 |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos,_Ilaria_Ermolli,_Dipankar_Banerjee,_Teresa_Barata,_Ioannis_Chouinavas,_Mariachiara_Falco,_Ricardo_Gafeira,_Fabrizio_Giorgi,_Yoichiro_Hanaoka,_Natalie_A._Krivova,_Viktor_V._Korokhin,_Ana_Louren\c{c}o,_Gennady_P._Marchenko,_Jean-Marie_Malherbe,_Nuno_Peixinho,_Paolo_Romano,_Takashi_Sakurai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09591 |
H{$\alpha$}線における太陽の完全な円盤観測は、太陽彩層、特に磁場の極性反転線に沿って存在する暗くて細長い特徴であるフィラメントに関する情報を提供します。このため、それらは太陽磁気の研究にとって重要になります。フルディスクH$\alpha$観測は1800年代からさまざまな場所で行われており、定期的な写真データは20世紀初頭から開始されているため、過去の太陽磁気に関する貴重な情報源となっています。この研究では、歴史的および現代のフルディスクH{$\alpha$}の観察からフィラメントに関する正確な情報を導き出すことを目的としました。私たちは、1909年から2022年にわたる15件のH{$\alpha$}アーカイブからの観測を一貫して処理してきました。当社のデータ処理には、写真乾板に保存されたデータの測光校正が含まれます。キャリブレーションされたH{$\alpha$}画像からキャリントンマップも構築しました。フィラメントの面積が観察の帯域幅の影響を受けることがわかりました。したがって、異なるアーカイブに由来するフィラメント領域の相互校正が必要です。私たちは、個々のアーカイブのフィラメント領域をすべてMeudonシリーズに合わせてスケーリングすることで、フィラメント領域の複合体を作成しました。私たちの複合バタフライダイアグラムは、フィラメントの進化の共通の特徴、つまりサイクルの進行に伴うフィラメントの極方向への移動と平均緯度の減少を非常に明確に示しています。また、活動が極大になると、フィラメントは平均して太陽表面の約1%を覆うこともわかりました。黒点やプラージュ領域とは対照的に、フィラメント領域では周期の振幅に弱い変化しか見られません。同時期のCaIIK観測を伴うアーカイブのH{$\alpha$}データの分析により、アーカイブの不一致を特定して検証することができました。これは、CaIIKデータからの過去の太陽磁気と放射照度の再構築にも影響を与えるでしょう。
コロナ空隙とその磁気的性質
| Title |
Coronal_voids_and_their_magnetic_nature |
| Authors |
J.D._N\"olke,_S.K._Solanki,_J._Hirzberger,_H._Peter,_L.P._Chitta,_F._Kahil,_G._Valori,_T._Wiegelmann,_D._Orozco_Su\'arez,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_T._Appourchaux,_A._Alvarez-Herrero,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Gandorfer,_D._Germerott,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_M._Kolleck,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch,_B._Fiethe,_J.M._G\'omez_Cama,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L.R._Bellot_Rubio,_D._Calchetti,_M._Carmona,_W._Deutsch,_A._Feller,_G._Fernandez-Rico,_A._Fern\'andez-Medina,_P._Garc\'ia_Parejo,_J.L._Gasent_Blesa,_L._Gizon,_B._Grauf,_K._Heerlein,_A._Korpi-Lagg,_T._Lange,_A._L\'opez_Jim\'enez,_T._Maue,_R._Meller,_A._Moreno_Vacas,_R._M\"uller,_E._Nakai,_W._Schmidt,_J._Schou,_U._Sch\"uhle,_J._Sinjan,_J._Staub,_H._Strecker,_I._Torralbo,_D._Berghmans,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09789 |
静かな太陽大気の極端紫外線（EUV）観測により、周囲の静かなコロナと比較して、弱い発光が広がっている領域が明らかになりました。これらのコロナの特徴の磁気的な性質はよく理解されていません。私たちは、コロナ空隙と名付けた、弱く放射する拡張領域の磁気特性を研究します。特に、これらの空隙がコロナへの熱入力の減少に起因するのか、それともコロナホールと同様に主に単極性の、場合によっては開いた磁場に関連しているのかを理解することを目指しています。我々は、太陽周回機の極端紫外線イメージャの高解像度EUVチャネル(HRIEUV)によって観測された平均静穏太陽(QS)EUV強度の75%の強度閾値を介してコロナ空隙を定義しました。ポラリメトリック・ヘリオ地震イメージャの高解像度望遠鏡によって記録された同じ太陽領域の視線磁力線により、コロナ空隙下の光球磁場をQSの他の部分の磁場と比較することができました。ここで研究された冠状空隙のサイズは、数個の顆粒から数個の超顆粒までの範囲にあり、平均して視野全体の平均値の67%の強度低下を示します。空隙の下の光球の磁束密度は、周囲のQSよりも76%(またはそれ以上)低くなります。具体的には、コロナ空隙はネットワーク構造がはるかに弱いか、まったく存在しません。検出された磁束の不均衡は、同じサイズのQSエリアで見られる不均衡の範囲内に収まります。結論。我々は、光球内の磁束密度の低下によりコロナの加熱が局所的に低下するためにコロナボイドが形成されると結論づけた。これにより、それらはコロナホールとは異なる、別個のクラスの（暗い）構造になります。
33 個の T8 から Y1 褐色矮星の HST 調査: NIR 測光と最も低温の孤立天体の多重度
| Title |
An_HST_survey_of_33_T8_to_Y1_brown_dwarfs:_NIR_photometry_and_multiplicity_of_the_coldest_isolated_objects |
| Authors |
Clemence_Fontanive,_Luigi_R._Bedin,_Matthew_De_Furio,_Beth_Biller,_Jay_Anderson,_Mariangela_Bonavita,_Katelyn_Allers_and_Blake_Pantoja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09923 |
我々は、T8-Y1のスペクトル型を持つ33個の近くの褐色矮星に対する低質量連星および惑星伴星のハッブル宇宙望遠鏡による画像検索の結果を紹介します。私たちの調査により、これらの微光系に関する新しい測光情報が得られ、そこからモデルから導出された光度、質量、温度が得られました。0.2〜0.5インチを超え、〜5天文単位の外側の質量比0.4〜0.7までの暗い伴星に対して深い感度を達成したにもかかわらず、私たちの星以下の初光星の伴星は見つかりませんでした。導き出された調査の完全性から、分離範囲1～1000auにわたるこれらの天体のバイナリ周波数に、1シグマレベルでf<4.9%(2シグマレベルで<13.0%)の上限を設定します。q=0.4を超える質量比。私たちの結果は、最低質量で最も低温の孤立した褐色矮星の周囲では伴星が非常にまれであり、恒星および星体領域全体で観察される一次質量との連星分率が減少する限界傾向が続いていることを裏付けています。これらの発見は、このような低質量天体の周囲に相当量の連星の集団が存在する場合、それは主に2〜3天文単位の間隔よりも下に位置し、真のピークはおそらくY型矮星のさらに狭い軌道間隔に位置するという考えを裏付けるものである。
生物圏と技術圏における惑星規模の情報伝達：限界と進化
| Title |
Planetary_Scale_Information_Transmission_in_the_Biosphere_and_Technosphere:_Limits_and_Evolution |
| Authors |
Manasvi_Lingam_and_Adam_Frank_and_Amedeo_Balbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.07922 |
エージェント間の通信を介した情報伝達は地球上のいたるところで行われており、生命システムの重要な側面です。この論文では、ヒューリスティックな大きさのオーダーモデルを使用して、地球の生物圏と技術圏に関連する情報伝達速度(つまり、地球規模の情報の流れの尺度)を定量化することを目的としています。顕著なパラメータに表向きは保守的な値を採用することにより、生物圏の世界的な情報伝達速度は$\sim10^{24}$bits/sになる可能性があり、おそらく現在の技術圏の対応する速度を超える可能性があると推定されます。$\sim9$の桁違いです。しかし、持続的な指数関数的成長という曖昧な仮定の下では、テクノロジー圏の情報伝達は、その優位性の増大を反映して、$\sim90$年後には潜在的に生物圏の情報伝達を上回る可能性があることがわかります。
天体物理プラズマにおけるアクシオンの一般化されたレイ トレーシング
レイトレーシングは、ブラックホールのイメージング、パルサーの放出メカニズムのモデル化、および標準モデルを超えた物理学からの特徴の導出において重要な役割を果たします。この研究では、レイトレーシングの1つの特定のアプリケーション、つまり、中性子星を取り囲む強磁化プラズマ内のアクシオン暗黒物質の共鳴変換から生成される無線信号の予測に焦点を当てます。これらの環境における低エネルギー光子の生成と伝播は、背景プラズマの異方性応答と湾曲した時空の両方の影響を受けやすくなります。ここでは、両方の効果を処理できる完全に共変のフレームワークを採用します。これは、前方レイトレーシングと後方レイトレーシングの両方を介して実装されます。順方向レイトレーシングでは、フォトンは放出点でサンプリングされ、無限に伝播されます。一方、バックワードレイトレーシングでは、フォトンは像面から生成点まで逆方向にトレースされます。私たちは、これまでの研究で採用されたさまざまな近似を検討し、重力、プラズマの異方性、中性子星の質量と半径の重要性を定量化し、共鳴の適切な運動学的マッチングを課します。最後に、マグネター磁気圏の電荷分布のより現実的なモデルを使用して、銀河中心マグネターから発せられるスペクトル線に対する現在および将来の電波望遠鏡とサブミリ望遠鏡の感度を再検討し、そのような観測がアクシオン質量$m_aに対する感度を拡張する可能性があることを示します。\sim\mathcal{O}({\rmsome})\times10^{-3}$eV、潜在的にはQCDアクシオンのパラメータ空間も調査します。
| Title |
Dark_Matter-Induced_Baryonic_Feedback_in_Galaxies |
| Authors |
Javier_F._Acevedo,_Haipeng_An,_Yilda_Boukhtouchen,_Joseph_Bramante,_Mark_Richardson,_and_Lucy_Sansom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08661 |
私たちは、暗黒物質とバリオン物質の間の非重力相互作用が銀河の構造特性に影響を与える可能性があることを実証します。詳細な銀河シミュレーションと解析推定により、白色矮星の内部に集まりIa型超新星を点火する暗黒物質が、通常の超新星フィードバックとは異なる暗黒物質誘発バリオンフィードバックプロセスを通じて、星形成、星のフィードバック、ハロー密度プロファイルを大きく変える可能性があることが実証された。銀河の中で。
宇宙論の標準モデルには矛盾があります。熱力学第2法則を裏付けるように、宇宙初期の物質は熱平衡状態にあり、エントロピーが最大であるにもかかわらず、初期状態でもエントロピーが低い状態(「過去の仮説」)があったのはなぜでしょうか?この問題については多くの議論があり、物語に重力が関与しているという点だけが一致しているが、正確なメカニズムは未解明である。この論文では、このパラドックスを研究するために明確に定義された機械モデルを構築します。私たちは、それが標準的なビッグバン宇宙論の顕著な特徴を驚くべき成功を収めて再現する方法を示し、それを使用して膨張する宇宙内のガスの統計力学に関する新しい結果を生み出します。最後に、過去の仮説を調査するために必要な時間依存の粗粒エントロピーの明示的な計算を含む、モデルの潜在的な使用法について説明します。
| Title |
Probing_hadron-quark_phase_transition_in_twin_stars_using_$f$-modes |
| Authors |
Bikram_Keshari_Pradhan,_Debarati_Chatterjee_and_David_Edwin_Alvarez-Castillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08775 |
中性子星の超高密度環境ではハドロン物質から非閉じ込めクォーク物質への相転移が可能であると推測されているが、そのような転移の性質はまだ不明である。急激な相転移があるか遅い相転移があるかに応じて、中性子星と比べて質量は同じだが半径が異なる、安定したコンパクト星または「双星」の第3系列が出現すると予想されるかもしれません。天体物理観測は近年、中性子連星からの重力波の検出によりさらに注目を集めており、本研究では、将来的にハドロン・クォーク相転移の性質を解明する可能性を初めて探ります。中性子星の不安定な基本(f)モード振動からの重力波の検出「パスタ相」を介してハドロン-クォーク相転移の性質をパラメータ化する最近開発されたモデルを使用することにより、完全な範囲内でfモード特性を計算します。一般相対論的形式主義。次に、GW星地震学における普遍関係を使用して、検出されたモードパラメーターから星の特性を復元します。私たちの研究は、第3世代の重力波検出器によるfモードから発せられる重力波の検出が、双星の存在を確認するための有望なシナリオを提供することを示唆しています。また、モードパラメータの決定に関連するさまざまな不確実性も推定し、これらの不確実性により、ハドロン-クォーク相転移の性質を特定する状況がより困難になると結論付けています。
宇宙の後期加速と暗黒エネルギーの発見は、宇宙論的特異点、特に将来の特異点に関する多くの研究を統括してきました。おそらく、そのような特異点の最も極端なものはビッグリップであり、これを緩和する方法やそれに代わるものを探す方法に多くの研究が進められてきました。ビッグリップに代わるものとして、リトルリップと疑似リップの2つがあります。宇宙の遠い未来を考察するもう1つの可能性は、独自の興味深いアイデアを提示するバウンス宇宙論を通じてです。そこで、この研究では、粘性流体の存在下で一般化された状態方程式を使用して、非標準的な宇宙背景におけるリトルリップ、擬似リップ、バウンス宇宙論を調査します。特に、チャーン・シモンズ宇宙論とRS-IIBraneworldについて議論し、そのような宇宙論における重力のエキゾチックで非伝統的な性質が、これらのシナリオにおける普遍的な進化にどのように影響するかを議論します。これらの宇宙におけるそのような宇宙シナリオの挙動には、単純な一般相対論的宇宙での宇宙シナリオの現れ方と比較して、非常に大きな違いがあることがわかりました。
4つの相互作用する励起振動状態におけるチオホルムアルデヒド同位体H$_2$CSおよびH$_2$C$^{34}$Sの回転分光法とチオケテンH$_2$CCSの回転スペクトルに関する説明
| Title |
Rotational_spectroscopy_of_the_thioformaldehyde_isotopologues_H$_2$CS_and_H$_2$C$^{34}$S_in_four_interacting_excited_vibrational_states_and_an_account_on_the_rotational_spectrum_of_thioketene,_H$_2$CCS |
| Authors |
Holger_S._P._M\"uller,_Atsuko_Maeda,_Frank_Lewen,_Stephan_Schlemmer,_Ivan_R._Medvedev,_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.08992 |
熱分解反応による星間分子チオホルムアルデヒドの110～377GHzの回転スペクトルの調査により、最も低い4つの吸収線がH$_2$CSとH$_2$C$^{34}$Sに帰属できる多数の吸収線が明らかになった。励起振動状態には、以前に報告された基底振動状態における多数のチオホルムアルデヒド同位体系列のほか、いくつかの副生成物に関連する系列も含まれます。H$_2$CSの最低の4つの励起振動状態における追加の遷移が、571GHzと1386GHzの間の選択された領域で記録されました。両方とも完全に対称な振動であるため、最も高い2つの横たわっている状態を除く4つの振動状態すべての間で、軽度から強いコリオリ相互作用が発生します。H$_2$CSとH$_2$C$^{34}$Sの回転データについて、地面と4つの相互作用状態を組み合わせた解析を示します。H$_2$CSデータは、2つの別々の分析で2セットの高結果IRデータで補足されました。$v_2=1$状態は、H$_2$CSの低位基本状態のコリオリ相互作用の解析に初めて組み込まれ、これにより近似の品質が大幅に向上しました。我々は、基底振動状態におけるチオケテンの遷移周波数の$J$単位の割り当てをさらに拡張しました。
相互作用する非線形流体を用いた創発宇宙の観測的制約とその安定性解析
| Title |
Observational_constraints_on_the_Emergent_Universe_with_interacting_non-linear_fluids_and_its_stability_analysis |
| Authors |
Anirban_Chanda,_Bikash_Chandra_Roy,_Kazuharu_Bamba,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09158 |
我々は、流体の3つの異なる組成に相当する非線形状態方程式を持つ平坦な創発宇宙(EU)を調査します。EUでは、宇宙の進化は当初、相互作用なしに始まりましたが、時間が経つにつれて、3つの流体の間に相互作用が始まり、観測された宇宙につながります。EUの特徴は、初期進化の基本的な特徴をすべて備えて進化する、特異点のない宇宙であることです。特定の非線形状態方程式パラメーターにより、3つの異なる流体を含む宇宙が可能になります。まず、暗黒エネルギー、宇宙ひも、放射線支配を持つ宇宙が得られますが、後の時代には、宇宙流体間の所定の相互作用強度によって、物質支配、暗黒物質、暗黒エネルギーを持つ3つの異なる流体を持つ宇宙に移行します。。その後、モデルパラメーターは、観測されたハッブルデータとパンテオンデータセットからのIa型超新星(SnIa)データを使用して制約されます。モデルの古典的な安定性解析は音の二乗速度を使用して実行されます。この場合、理論的に安定した宇宙論モデルが得られることがわかりましたが、モデルパラメータの観測限界を考慮すると、現時点ではモデルは古典的に不安定になります。
惑星間航行のための自律ビジョンベースのアルゴリズム
深宇宙探査機の急増により、標準的な放射追跡では深宇宙探査機を航行することが持続不可能になっています。自動運転惑星間衛星は、この問題の解決策となります。この研究では、軌道決定方法と自律プラットフォームの惑星間移動に適した画像処理パイプラインを組み合わせることにより、完全なビジョンベースのナビゲーションアルゴリズムが構築されます。アルゴリズムの計算効率を高めるために、深宇宙画像から抽出された惑星の位置を入力とする無次元拡張カルマンフィルターが状態推定器として選択されます。推定精度の向上は、追跡する最適な惑星のペアを選択する最適な戦略を適用することによって実行されます。さらに、深宇宙ナビゲーションのための新しい分析測定モデルが開発され、光収差と光時間効果の一次近似が提供されます。アルゴリズムのパフォーマンスは、忠実度の高い地球-火星の惑星間移動でテストされ、アルゴリズムが深宇宙ナビゲーションに適用できることが示されています。
私たちは、高分子量子力学と一般化不確定性原理の表現に触発された修正代数の形で、球形の塵雲の崩壊に及ぼすカットオフ物理学の影響を研究します。私たちは、ハンターによって最初に開発されたニュートン公式と、一般相対論的公式、つまりオッペンハイマー-スナイダーモデルの両方を分析します。どちらのフレームワークでも、崩壊が地平線上で漸近的に静的な状態に安定化し、特異点が除去されることがわかります。ニュートンの場合、ニュートン近似が有効であることを要求することにより、修正代数の変形パラメーターの単一次数(プランク単位)の下限が見つかります。次に、非特異的な崩壊背景上の小さな摂動の挙動を研究し、パラメータの特定の範囲(ニュートンの場合のポリトロープ指数と相対論的設定での音速)について、崩壊がすべての摂動に対して安定していることを発見します。スケール、非特異的なスーパーシュヴァルツシルト構成には物理的な意味があります。
ATLAS による銀河超新星からの高エネルギーニュートリノの検出
| Title |
Detecting_High-Energy_Neutrinos_from_Galactic_Supernovae_with_ATLAS |
| Authors |
Alex_Y._Wen,_Carlos_A._Arg\"uelles,_Ali_Kheirandish,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.09771 |
我々は、衝突型検出器であるATLASが、爆発後数日から数か月の間に生成される可能性のある高エネルギー超新星ニュートリノの束を測定できることを示した。予測フラックスのモンテカルロシミュレーションを使用すると、10kpc離れた超新星から最大$\mathcal{O}(0.1-1)$の開始イベントと$\mathcal{O}(10-100)$の通過イベントが見つかります。ベテルギウスとりゅうこつ座イータからの可能性のある銀河超新星は、実証例としてさらに分析されます。私たちは、ATLASは統計が限られているにもかかわらず、フレーバー間およびニュートリノと反ニュートリノを識別する能力を備えており、この能力においてこれまでのところ比類のないユニークなニュートリノ観測所であると主張します。
超光アクシオン(ULA)によって構成される超光ダークマター(ULDM)ハローは、時間とともに振動する重力ポテンシャルを生成します。この論文では、これらのポテンシャルが重力波と相互作用し、共鳴的に増幅することを示します。考慮されたすべてのULA質量について、太陽領域での共鳴は現時点では無視できる程度ですが、さまざまな現象によって発生する可能性のあるより高密度の暗黒物質環境では、共鳴が顕著になる可能性があります。増幅された重力波の周波数は、第1共鳴帯域の場合のULA質量に等しく、これが最も効率的なシナリオを表します。
