クラスター間ブリッジにおける磁場の制約 A399-A401
| Title |
Constraints_on_the_magnetic_field_in_the_inter-cluster_bridge_A399-A401 |
| Authors |
M._Balboni,_A._Bonafede,_G._Bernardi,_D._Wittor,_F._Vazza,_A._Botteon,_E._Carretti,_T._Shimwell,_V._Vacca_and_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10847 |
銀河団の合体は、宇宙の構造形成の自然な結果です。このようなイベントには、プロセス中に散逸される大量のエネルギー($\sim10^{63}$erg)が伴います。このエネルギーの一部は粒子の加速と磁場の増幅に利用され、クラスター内およびクラスター間の環境の非熱放射を強化します。最近、低周波観測により、2つの合体銀河団、アーベル399とアーベル401をつなぐ拡散シンクロトロン放射の橋が検出されました。このような結果は、クラスター間の相対論的粒子と磁場の明確な観測証拠を提供します。この研究では、144MHzでの低周波アレイ(LOFAR)観測を使用して、A399-A401ブリッジ領域における偏光放射を初めて研究しました。ブリッジ領域からは偏光放射は検出されませんでした。複数の衝撃によって分極が生成されるモデルを想定すると、脱分極は衝撃に対する前景媒体のファラデー分散によるものである可能性があります。ファラデー分散を95%の信頼水準で0.10radm$^{-2}$より大きくなるように制限しました。これは、ブリッジ領域の平均磁場が0.46nG（または、ブリッジ領域の領域を含める場合は0.41nG）より大きいことに相当します。銀河の放射によって汚染されたファラデースペクトル)。この結果は、ガス密度が平均ガス密度の$\sim300$倍大きいMpc領域の数値シミュレーションからの予測とほぼ一致しています。
ビッグバンから始まる流体限界宇宙論シミュレーション
宇宙大規模構造(LSS)は、基礎物理学を天体観測に結び付けるためのユニークな実験場を提供します。LSSのモデル化には、数値的な$N$-bodyシミュレーションまたは摂動手法が必要ですが、どちらにも明らかな欠点があります。ここでは、新しい時間積分と離散性削減スキームによって可能になった最初の統一数値アプローチを提示し、フィールドレベルでのその収束を実証します。特に、シミュレーション(1)は時間ゼロで直接初期化できること、および(2)は流体極限における高次のラグランジュ摂動理論と一致させることができることを示します。これにより、LSSオブザーバブルの高速で自己一貫性のあるUV完全なフォワードモデリングが可能になります。
M87 までの距離の推定中央値統計
deGrijsとBonoは、15の異なるトレーサーからおとめ座銀河団の銀河M87までの距離の211個の独立した測定値を編集し、この編集結果のサブセットの算術平均を距離の最良の推定値として報告しました。3つの異なる中心推定値(算術平均、加重平均、中央値)と、データセット全体および2つのサブコンパイルに対する対応する統計的不確実性を計算します。3つの中心推定値すべてについて、誤差分布はデータセットが大幅に非ガウスであることを示していることがわかります。その結果、中央値統計はガウス性を仮定していないため、中央値が3つの中央推定値の中で最も信頼できると結論付けられます。中央値統計を使用して、15個のトレーサーサブグループ距離の散乱を分析することにより、距離の系統誤差を決定します。211回の距離測定から、M87距離係数の要約$31.08^{+0.04}_{-0.05}$(統計的)${}^{+0.04}_{-0.06}$(体系的)mag、またはこれらの組み合わせを推奨します。直角位相$31.08^{+0.06}_{-0.08}$magの2つの誤差は、$16.4^{+0.5}_{-0.6}$Mpcに四捨五入され、すべて$68.27\%$の有意性があります。
JWST時代のハッブル超深遠視野の最適なアルマ望遠鏡画像：隠された星形成と宇宙遠赤外線背景
| Title |
An_optimal_ALMA_image_of_the_Hubble_Ultra_Deep_Field_in_the_era_of_JWST:_obscured_star_formation_and_the_cosmic_far-infrared_background |
| Authors |
Ryley_Hill,_Douglas_Scott,_Derek_J._McLeod,_Ross_J._McLure,_Scott_C._Chapman_and_James_S._Dunlop |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10988 |
私たちは、ハッブル超深度フィールド(HUDF)を対象としたアーカイブのALMAデータを組み合わせて、この重要な銀河系外調査フィールドの現在入手可能な最も深い1mmマップを作成します。バンド6の既存のデータをすべて組み合わせると、最も深いマップは4.2arcmin^2をカバーし、有効周波数243GHz(1.23mm)でビームサイズは1.49インチx1.07インチになります。rmsは4.6uJy/ビームに達し、9.0uJy/ビームを下回る1.5arcmin^2で、これまでに公開された最良のマップよりも5%以上改善され、一部の地域では50%改善されました。また、25.4arcmin^2をカバーする、より広く浅いマップも作成します。深度マップでは3.6シグマまでの45個の銀河が検出され、これには以前に検出されたものよりも10個多い1mmの銀河が含まれています。これらの銀河のうち38個には、JADESNIRCam画像からのJWSTIDがあり、新しい光源は通常、暗くて赤いです。アルマ望遠鏡で検出されなかったJADES銀河の位置に関するスタッキング解析により、z<4および10^(8.4)から10^(10.4)Msunまでの恒星質量が検出され、以前の解析と比較してマップから追加のスタック信号の10%が抽出されました。検出された発生源と積層は、1.23mmでの宇宙赤外背景(CIB)の(10.0+/-0.5)Jy/deg^2に寄与します。これは約20Jy/deg^2という(不確かな)バックグラウンドレベルには及ばないものの、CIBの固有変動を考慮した後、HUDFが軽度(~2sigma)の負の変動である場合、私たちの測定はバックグラウンドと一致します。これは、HUDF内で、JWSTがCIBに寄与する本質的にすべての銀河を検出した可能性があることを示唆しています。私たちの積層解析では、この領域には平均約15uJyの1.23mmの磁束密度を持つ約60個の追加銀河が含まれ、数μJyレベルでは300以上の銀河が含まれると予測されています。しかし、これらのより暗く、控えめに隠された天体の背景への寄与は小さく、現在確立されている銀河星の質量と隠された星の形成との間の強い相関関係から予想されるように、収束しつつある。
特異点を考慮した最適な地図作成
この研究では、線形システム$\bm{d}=\bm{A}\bm{x}+\bm{n}$に起因する可能性のある特異点を慎重に考慮しながら、最適なマップ作成手法を調査します。共分散行列$\bm{C}=\<\bm{n}\bm{n}^t\>$または主行列$\bm{A}$のいずれかです。まず、非常に複雑な一般的な最適解について説明します。次に、修正された擬似逆関数を使用して、シンプルかつ堅牢で、マップ作成中の不要なノイズの増幅を大幅に軽減できる最適に近い解を作成します。次に、ほぼ最適な解の有効性が、単純な同時加算解および標準の擬似逆解の有効性と比較され、顕著な改善が示されています。興味深いことに、特異点のある最適に近い解を得るために必要なのは、特異点のない場合に設計された従来の最適解をほんの少し変更するだけです。
X 線 - 宇宙せん断相互相関: 最初の検出とバリオン効果の制約
私たちは、ダークエネルギー調査とROSAT衛星からのデータを使用して、宇宙シアと拡散X線背景の間の相互相関を非常に高い有意性($25\sigma$)で最初に検出したことを報告します。X線相互相関信号は、暗黒物質ハロー内の周囲のガスの分布に敏感です。これにより、測定結果を使用して、物質のパワースペクトルにおけるバリオン効果の影響を決定する主要な物理パラメータに制約を設けることが可能になります。特に、フィードバックによってガス含有量の半分が放出されたハローの質量は平均$\log_{10}(M_c/M_\odot)=13.643^{+0.081}_{-0.12}$であると決定されます。気体のポリトロープ指数は$\Gamma=1.231^{+0.015}_{-0.011}$となります。これは、宇宙論と銀河間ガスの物理学に対する制約を改善するためにX線相互相関を直接使用する第一歩を表します。
一般化された初期暗黒エネルギーとその宇宙論的帰結
| Title |
Generalized_early_dark_energy_and_its_cosmological_consequences |
| Authors |
Tatsuki_Kodama,_Takumi_Shinohara,_and_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11272 |
我々は、エネルギースケールや初期場の値などの広範囲のパラメータについて、さまざまな宇宙論的エポックでスカラー場がダークエネルギーとして動作する一般化初期ダークエネルギー（EDE）モデルの宇宙論的帰結を調査します。私たちは、このようなEDE場のべき乗則とアクシオン型のポテンシャルを考慮し、それが宇宙論的進化にどのような影響を与えるかを研究します。我々は、重力波バックグラウンドが大幅に強化され、LISAやDECIGOなどの将来の観測でいくつかのパラメータ空間で検出される可能性があることを示します。EDEモデルの意味は、青に傾いたインフレーションテンソルパワースペクトルが最近のNANOGrav15年信号を説明できるシナリオについても議論されます。再加熱温度の限界は、標準的な熱履歴の場合に比べて緩和できると主張します。
私たちは、最新のIa型超新星、つまりPantheon+コンパイルを使用して、宇宙の異方性の可能性を調査します。Pantheon+の完全なデータを双極子変調$\Lambda$CDMモデルに適合させたところ、ヌル双極子とよく一致していることがわかりました。さらに、完全なサンプルを、異なる高赤方偏移カットオフ$z_c$を持ついくつかのサブサンプルに分割します。$z_c\leq0.1$の場合にのみ双極子が$2\sigma$信頼水準で現れることが示されており、この赤方偏移領域では双極子は非常に安定しており、$z_c$の特定の値にはほとんど依存しません。$z_c=0.1$の場合、双極子振幅は$D=1.0_{-0.4}^{+0.4}\times10^{-3}$で、$(l,b)=(334.5_{\-の方向を指します)21.6^{\circ}}^{\circ+25.7^{\circ}},16.0_{\-16.8^{\circ}}^{\circ+27.1^{\circ}})$、これは約CMBダイポールから$65^{\circ}$離れています。これは、完全なパンテオン+が大規模等方性宇宙と一致していることを意味しますが、低赤方偏移異方性は局所宇宙の特異な運動だけでは純粋に説明できません。
ディープラーニングを使用してローカル宇宙の空間曲率を制限する
我々は、距離合計規則(DSR)法を使用して、161個の強力な重力レンズ(SGL)システムの大規模なサンプルを使用して宇宙の空間曲率を制限します。その距離は、深層超新星を使用してIa型超新星(SNeIa)のパンテオンコンパイルから校正されています。学ぶ。曲率パラメータ$\Omega_k$の制約に対するレンズ銀河の質量モデルの考えられる影響を調査するために、3つの異なるレンズモデルを検討します。結果は、パラメータ$\Omega_k=0.049^{+0.147}_{-0.125}$を使用した特異等温球(SIS)モデルで平坦な宇宙がサポートされていることを示しています。べき乗則(PL)モデルでは、パラメータ$\Omega_k=-0.245^{+0.075}_{-0.071}$を持つ$\sim3\sigma$信頼水準で閉じた宇宙が優先されます。拡張べき乗則(EPL)モデルでは、$\Omega_k$の95$\%$信頼水準の上限は$<0.011$です。レンズモデルのパラメータに関しては、3つのモデルの制約は、レンズ銀河の質量プロファイルが標準SISモデルでは単純に記述できないことを示しています。
パルサータイミングアレイで観測された重力波のアクシオンカーバトンモデル
PTAの共同研究によって最近検出された確率的重力波背景(SGWB)は、曲率摂動によって誘発された重力波(GW)である可能性があります。ただし、SGWBがガウス分布に従う曲率摂動によって引き起こされるGWによって説明される場合、原始ブラックホール(PBH)が過剰に生成される可能性があります。これは、PBH生成速度を抑制する曲率摂動の非ガウス性に関連するモデルを動機付けます。この研究では、アクシオン曲率モデルが、非ガウス性によるPBHの過剰生成を防ぎながら、検出されたSGWBのGWを誘発する曲率摂動を生成できることを示します。
宇宙の大規模構造で闇の勢力を明らかにする
宇宙論は、標準モデルとの相互作用とは独立して暗黒物質をテストする機会を提供します。私たちは、銀河の分布、いわゆる大規模構造(LSS)に対する暗黒領域のみに作用する長距離力の痕跡を研究します。プランクとBOSSのデータを組み合わせて、そのような力に対する最も強い制約を導き出します。その過程で、私たちは初めて、ダークセクターにおける新たなダイナミクスの存在下でのLSSの実効フィールド理論を一貫して開発してきました。今後の調査により、現在の限界は一桁改善されると予想されます。
水世界候補GJ9827dの透過スペクトルにおける吸水率
| Title |
Water_absorption_in_the_transmission_spectrum_of_the_water-world_candidate_GJ9827d |
| Authors |
Pierre-Alexis_Roy,_Bj\"orn_Benneke,_Caroline_Piaulet,_Michael_A._Gully-Santiago,_Ian_J._M._Crossfield,_Caroline_V._Morley,_Laura_Kreidberg,_Thomas_Mikal-Evans,_Jonathan_Brande,_Simon_Delisle,_Thomas_P._Greene,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Travis_Barman,_Jessie_L._Christiansen,_Diana_Dragomir,_Jonathan_J._Fortney,_Andrew_W._Howard,_Molly_R._Kosiarek,_Joshua_D._Lothringer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10845 |
小型系外惑星の特性評価に関する最近の研究により、$\sim2.5\,R_\oplus$よりも大きい半径を持つ亜海王星にはH$_2$/He主体の大気があることが多いという証拠が蓄積されてきました。かさ密度が低く、平均分子量の低い雰囲気を直接検出できます。しかし、1.5-2.2R$_\oplus$サイズ領域のより小さな海王星未満は、ほとんど理解されておらず、多くの場合、H$_2$/Heリッチシナリオまたは次のいずれかによって説明できるかさ密度を持っています。「ウォーターワールド」シナリオとして知られる、揮発性物質が支配的な構成。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡で得られた$1.96\pm0.08$R$_\oplus$亜海王星GJ9827dの透過スペクトルで水蒸気が検出されたことを報告します。我々はGJ9827dの11回のHST/WFC3トランジットを観察し、そのトランジットスペクトルの1.4$\μ$mに吸収特徴を発見しました。これはGJ9827dの大気中の水の存在によって最もよく説明されます(3.39$\sigma$)。さらに、K2測光とトランジット光源効果の検索を組み合わせて、この特徴がトランジット中の暗光のない星の斑点によって引き起こされるものではないことを示します。我々は、水の吸収特性が曇ったH$_2$/He雰囲気中の少量の水蒸気、またはGJ9827dの水蒸気エンベロープによって同様によく説明できることを明らかにした。最近の研究でGJ9827dの重要な質量減少率($>0.5\,$M$_\oplus$/Gyr)が推定されており、Hが支配的なエンベロープを保持する可能性は低いことを考えると、我々の調査結果はGJ9827dが有望な水の世界であることを強調しています。不安定な雰囲気が支配する可能性のある候補者。この水の検出により、GJ9827dはこれまでに大気分子検出が可能な最小の系外惑星にもなりました。
小惑星隕石に記録された初期の巨大惑星の不安定性
| Title |
An_early_giant_planet_instability_recorded_in_asteroidal_meteorites |
| Authors |
Graham_Harper_Edwards,_C._Brenhin_Keller,_Elisabeth_R._Newton,_Cameron_W._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10906 |
巨大な惑星の移動は、銀河系の惑星系の間で広範囲に広がっているようです。しかし、根底にある力学メカニズムを反映するこのプロセスのタイムスケールは、太陽系内であっても十分に制約されていません。惑星の移動により小さな天体が交差する軌道に散乱するため、太陽系の小惑星帯での衝突が強化された時代が到来したであろう。移動のタイムスケールを正確かつ正確に定量化するために、エネルギー衝突の熱痕跡を記録する小惑星隕石の熱年代データを調べます。我々はコンドライト隕石からの40K-40Ar系年齢のデータベースを提示し、それをマルコフ連鎖モンテカルロ逆変換と結合した小惑星規模の熱コードで評価する。シミュレーションでは、観察された年齢分布を再現し、太陽の形成後約1,100万年後に始まる砲撃イベントを特定するために砲撃が必要です。私たちの結果は、太陽系の巨大惑星の不安定性とガス状の原始惑星系円盤の散逸とを関連付けています。
小惑星の大気進化に対するM型矮星風と光蒸発の影響
| Title |
Impact_of_M-dwarf_Stellar_Wind_and_Photoevaporation_on_the_Atmospheric_Evolution_of_Small_Planets |
| Authors |
Ashini_Modi,_Raissa_Estrela,_Adriana_Valio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10942 |
惑星の大気の進化は主星の特性に大きく依存します。ホスト星が若ければ、惑星はより強い風とEUV放射を経験する可能性があります。これは、主星に非常に近いため、M型矮星を周回する惑星に特に当てはまります。これらの惑星が大気を保持しているかどうかを判断するために、惑星の生涯を通じて大気を逃がす際の恒星風とEUV光束の影響を考慮します。このために、私たちは、近い軌道にある4つの惑星と、その星のハビタブルゾーン(HZ)にある34つの惑星で、恒星風と光蒸発による大気の質量損失を測定しました。M型矮星主星の風速、密度、EUV束は、自転周期と経時的なX線束スケーリングを通じて計算されました。次に、恒星風と光蒸発による質量損失率が時間の関数として計算され、惑星の年齢を通じて蓄積されて、惑星の初期H/Heエンベロープの大気質量損失の合計が決定されました。$<$0.1AUの軌道にあるHZ惑星の場合、恒星風はH/Heエンベロープの$\leq1\%$しか除去できないが、ほとんどのターゲットのH/Heエンベロープを完全に除去するには光蒸発が不可欠であることがわかりました。さらに、どちらのメカニズムによっても、$>$0.1AUを周回するほとんどの惑星は、原始的なエンベロープを剥がされていません。全体として、研究された38個の惑星のうち、13個は光蒸発により原始外皮を失ったと予測され、2個の惑星は恒星風と光蒸発の両方により外皮を失ったと予測されました。
TOI-858 B b: 緩い連星の極軌道上の熱い木星
| Title |
TOI-858_B_b:_A_hot_Jupiter_on_a_polar_orbit_in_a_loose_binary |
| Authors |
J._Hagelberg,_L._D._Nielsen,_O._Attia,_V._Bourrier,_L._Pearce,_J._Venturini,_J._N._Winn,_F._Bouchy,_L._G._Bouma,_C._Brice\~no,_K._A._Collins,_A._B._Davis,_J._D._Eastman,_P._Evans,_N._Grieves,_N._M._Guerrero,_C._Hellier,_M._I._Jones,_D._W._Latham,_N._Law,_A._W._Mann,_M._Marmier,_G._Ottoni,_D._J._Radford,_N._Restori,_A._Rudat,_L._Dos_Santos,_S._Seager,_K._Stassun,_C._Stockdale,_S._Udry,_S._Wang,_and_C._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11390 |
緩い連星系の二次構成要素である、1.08M$_{Sun}$G0星の周りを3.28日の軌道で公転するホットジュピターの発見を報告します。スイスの1.2メートル望遠鏡のCORALIEとセロ・トロロ米州天文台（CTIO）の1.5メートル望遠鏡のカイロンによるTOI-858Bの追跡動径速度観測に基づいて、惑星の質量は$1.10\pmであると測定されました。0.08$M$_{J}$。CORALIEではさらに2つのトランジットを観察し、主星に対するTOI-858Bbの配列を決定しました。惑星からのロシター・マクラフリン信号の分析により、空に投影された傾斜度は$\lambda=99.3\pm3.8$であることが示されています。数値シミュレーションによると、隣接する恒星TOI-858Aはこの惑星を香西・リドフ共鳴に閉じ込めるには遠すぎることが示されており、この不整合を説明するには別の力学的進化または原始的な起源が示唆されている。この系の1.15Msun主星F9(TYC8501-01597-1、$\rho$~11")も、その星の周りを周回する伴惑星の存在の上限を提供するためにCORALIEで観測されました。
大気の熱潮汐が先カンブリア時代の一日の長さの固定を引き起こしたのでしょうか?最近の結果についてのレビュー
| Title |
Did_atmospheric_thermal_tides_cause_a_daylength_locking_in_the_Precambrian?_A_review_on_recent_results |
| Authors |
Jacques_Laskar,_Mohammad_Farhat,_Margriet_L._Lantink,_Pierre_Auclair-Desrotour,_Gwena\"el_Bou\'e,_Matthias_Sinnesael |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11479 |
ZahnleとWalker(1987)が、地球の自転速度を加速し、太陽による大気の加熱によって生成されるトルクが、先カンブリア時代の制動する月と太陽の重力トルクに対抗できる可能性があるという最初の示唆を行った後、最近、何人かの著者がこの理論を再考しました。この仮説。これらの研究では、地球の過去の自転状態に関する地質学的証拠が、この大気潮汐による日の長さ(LOD)の固定に有利に働いていると主張されています。最近の文献のレビューで、我々は、導かれた結論が、1.88Gaと2.0GaでPannellaによって得られたストロマトライト地質学的LOD推定値の考慮に大きく依存しており、これには大きな不確実性が伴うことを示します。LODの最もロバストな循環統計学的推定値のみが保持される場合、LODロック仮説はサポートされません。さらに、公表された大循環モデルの数値シミュレーションと、熱大気潮汐に関する新しい解析モデルを考慮すると、先カンブリア紀のLODロックにとって重要な要素である大気潮汐共鳴は、決して十分に大きな振幅ではなかったことが示唆されています。この潮汐LODロックの場合。
X線で星間天体の揮発性物質を追跡
| Title |
X-rays_Trace_the_Volatile_Content_of_Interstellar_Objects |
| Authors |
Samuel_H._C._Cabot,_Q._Daniel_Wang,_Darryl_Z._Seligman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11482 |
最初に発見された星間天体（ISO）である1I/`オウムアムアの周囲にあるコマが検出されなかったことにより、その非重力加速を説明するさまざまな仮説が生まれました。今後の調査でこの謎めいた物体の類似物を特定する準備が整っていることを考えると、特徴づけるための別のアプローチを考案することが賢明です。この研究では、X線分光法が揮発性ISO組成の驚くほど効果的なプローブであると仮定します。太陽風中の重イオン化金属は、ガスを放出した中性物質と相互作用し、電荷交換として知られるプロセスで高エネルギー光子を放出します。彗星や惑星体からの電荷交換誘発X線は、太陽系で広範囲に観察されています。ISOの化学物質インベントリと軌道暦に基づいてISOのX線束を予測するモデルを開発します。H$_2$O、CO$_2$、CO、塵などの標準的な彗星の構成物質は光学または赤外線観測によって最もよく探査されるが、Hの延長したコマとの電荷交換によって生成される強いX線放射が予測されることが判明した。$_2$およびN$_2$--強い赤外蛍光遷移を持たない種。私たちは、XMM-ニュートンが物体が地球に接近する間に1I/`オウムアムアからの電荷交換放出に敏感であったであろうこと、そして組成に対する制約が実現可能であった可能性があることを発見した。私たちは、近日点が近い新たに発見されたISOの追跡X線観測を主張します。一般的なISO集団に対する組成上の制約は、1I/`オウムアムアの一見自己矛盾する性質を調和させ、太陽系外における惑星形成の初期段階についての洞察を提供する可能性がある。
ケンタウロスの CO$_2$ 放出を初検出: 39P/Oterma の JWST NIRSpec 観測
| Title |
First_detection_of_CO$_2$_emission_in_a_Centaur:_JWST_NIRSpec_observations_of_39P/Oterma |
| Authors |
O._Harrington_Pinto,_M._S._P._Kelley,_G._L._Villanueva,_M._Womack,_S._Faggi,_A._McKay,_M._A._DiSanti,_C._Schambeau,_Y._Fernandez,_J._Bauer,_L._Feaga,_and_K._Wierzchos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11486 |
ケンタウロスは、太陽系外天体であり、太陽系外縁散乱円盤天体と木星系彗星の軌道の間を移行する軌道を持っています。39P/Otermaは頻繁に活動するケンタウロスで、最近ケンタウロスとJFCの両方の分類を保持しており、2022年7月27日UTCに太陽から5.82天文単位の距離にあり、JWSTNIRSpec機器で観測されました。ケンタウロスでCO$_2$ガスの放出が初めて検出され、その生成率はQ$_{CO_2}$=(5.96$\pm$0.80)$\times$10$^{23}$分子であった。s$^{-1}$。これは、ケンタウロスや彗星の中で最も低いCO$_2$の検出値です。COおよびH$_2$Oは制約となる上限値まで検出されませんでした。Q$_{CO}$/Q$_{CO_2}$$\leq$2.03およびQ$_{CO_2}$/Q$_{H_2O}$$\geq$0.60の派生混合比はCO$_2$と一致します。および/またはCOの放出は、水ではなく活動の推進に大きな役割を果たしており、同様の太陽中心距離にある別のケンタウルス星である29P/シュワスマン・ワハマン1号のコマ存在量との間に有意な差があり、これは、29P/シュワスマン・ワハマン1号のコマの熱処理によって説明される可能性がある。39Pは、前回の木星系彗星の軌道中に表面化しました。JWSTデータの文脈を把握するために、2022年7月(ジェミニ北)と9月(ローウェル発見望遠鏡)の2つの日付で可視CCDイメージングデータも取得しました。これらのデータに基づく画像分析と測光は、点光源の検出と推定された効果的なデータと一致しています。$R_{nuc}=$2.21~2.49~kmの範囲の核半径39P。
半径のギャップにまたがるケプラー 105 惑星の大気質量損失の調査
| Title |
Investigating_the_Atmospheric_Mass_Loss_of_the_Kepler-105_Planets_Straddling_the_Radius_Gap |
| Authors |
Aaron_Householder,_Lauren_M._Weiss,_James_E._Owen,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Fabrycky,_Leslie_A._Rogers,_Hilke_E._Schlichting,_Benjamin_J._Fulton,_Erik_A._Petigura,_Steven_Giacalone,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Corey_Beard,_Ashley_Chontos,_Fei_Dai,_Judah_Van_Zandt,_Jack_Lubin,_Malena_Rice,_Alex_S._Polanski,_Paul_Dalba,_Sarah_Blunt,_Emma_V._Turtelboom,_Ryan_Rubenzahl,_Casey_Brinkman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11494 |
系外惑星の興味深いパターンは、約$1.5$R$_\oplus$と$2.0$R$_\oplus$の間に検出された惑星が存在しないことです。この「半径ギャップ」について提案されている説明の1つは、惑星大気の光蒸発であり、この理論は個々の惑星系を研究することで検証できます。Kepler-105は、惑星の順序と大きさにより、このようなテストには理想的なシステムです。ケプラー105は太陽に似た恒星で、半径のギャップにまたがる2つの惑星を擁する珍しい構造で、より大きな惑星が主星の近くにあります($R_b=2.53\pm0.07$R$_\oplus$,$P_b=5.41$日、$R_c=1.44\pm0.04$R$_\oplus$、$P_c=7.13$日)。光蒸発によってこれらの惑星の大気が形成されたとすれば、主星に近いケプラー105bは、その大気を維持するためにケプラー105cよりもはるかに質量が大きい必要があるでしょう。この仮説を検証するために、ケプラー105系の動径速度(RV)と通過タイミング変動(TTV)を同時に分析し、$M_b=10.8\pm2.3$M$_\oplus$($\rho_b)の異なる質量を測定しました。=0.97\pm0.22$gcm$^{-3}$)および$M_c=5.6\pm1.2$M$_\oplus$($\rho_c=2.64\pm0.61$gcm$^{-3}$）。これらの質量に基づくと、ケプラー105惑星のガスエンベロープ含有量の違いは完全に光蒸発によるものである可能性があります(シナリオの76%で)。ただし、核動力による質量損失などの他のメカニズムがいくつかの惑星アルベドに役割を果たした可能性があります。。
恒星の初期質量関数の高質量勾配の変化: 理論と観測が出会う
我々は、若い星団における恒星の初期質量関数(IMF)の高質量勾配とその恒星表面密度$\sigma_{*}$との相関関係を示す観測証拠を提示する。IMFの高質量端が$dN/d{\rmlog}{M_{*}}\proptoM_{*}^{-\Gamma}$の形式のべき乗則で記述される場合、次の値は$\Gamma$は、$\Gamma=1.31~\sigma_{*}^{-0.095}$の関係に従い、$\sigma_{*}$の増加とともに弱く減少することがわかります。これらの観察を説明できるモデルも紹介します。このモデルは、原始星団形成塊内での原始星核の合体は、核がより密集している高密度環境でより効率的であるという考えに基づいています。合体プロセスの効率は、親塊の特性、特にその質量と半径の関係、およびコア形成効率の関数として計算されます。このモデルの主な結果は、合体プロセスの効率の向上により、若いクラスターの観察結果と一致してIMFの傾きが浅くなり、コンパクトな原始クラスター形成塊で観察結果が最もよく再現されることです。これらの結果は、銀河系および銀河系外のさまざまな環境におけるIMFの形状に重大な影響を及ぼし、銀河の進化にとって非常に重要な結果をもたらします。
南の空にある強力な電波源。 II. SWIFT X 線の視点
| Title |
Powerful_Radio_Sources_in_the_Southern_Sky._II._A_SWIFT_X-Ray_Perspective |
| Authors |
F._Massaro_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To,_CIFS),_S._V._White_(Rhodes_University),_A._Paggi_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To),_A._Jimenez-Gallardo_(UniTO,_INAF-OATo,_UniBologna),_J._P._Madrid_(UTexas-RGV),_C._Mazzucchelli_(ESO,_Univ._Diego_Portales),_W._R._Forman_(CfA_Harvard-Smithsonian),_A._Capetti_(INAF-OATo),_C._Leto_(Agenzia_Spaziale_Italiana),_A._Garcia-Perez_(UniTO,_INAOE),_C.C._Cheung_(NRL),_V._Chavushyan_(INAOE_CfA_Harvard_&_Smithsonian),_N._P._H._Nesvadba_(Universite_de_la_Cote_d'Azur,_CNRS),_I._Andruchow_(IAR,_CONICET-CICPBA-UNLP),_H._A._Pena-Herazo_(East_Asian_Observatory),_E._Sani_(ESO),_R._Grossova_(Masaryk_University,_Czech_Academy_of_Sciences),_V._Reynaldi_(Univ._Nacional_de_La_Plata,_CCT_La_Plata-CONICET-UNLP),_R._P._Kraft_(CfA_Harvard-Smithsonian),_B._Balmaverde_(INAF-OATo),_S._Cellone_(Univ._Nacional_de_La_Plata,_CONICET-UNLP-UNC-UNSJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10956 |
私たちは最近、GLEAM4-Jy(G4Jy)サンプルに基づいた銀河系外電波源のカタログであるG4Jy-3CREを構築しました。その目的は、改訂版のリリースと同様の選択基準を持つ強力な電波銀河とクエーサーの数を増やすことです。第3ケンブリッジカタログ(3CR)。G4Jy-3CREは、主に南半球から見える合計264個の電波源で構成されています。ここでは、ニール・ゲーレルズ・スウィフト天文台からのアーカイブX線観測とともに、89個のG4Jy-3CRE放射線源の初期X線解析を紹介します。合計615回のスウィフト観測を約0.89ミリ秒の積算露光時間で削減し、G4Jy-3CREに属する61個の放射線源に相当するX線を発見し、そのうち11個は長時間のX線放射を示した。残りの28個の線源では、無線コアに関連したX線の放出は見られません。私たちの分析は、Swiftで実行されたもののように均一な露光時間がない場合でも、X線スナップショット観測により、(i)ホスト銀河の識別を検証および/または再作成できることを示しています。(ii)G4Jy1518とG4Jy1664の場合のように、銀河団内に存在するときの銀河団内媒質の電波銀河の周囲での広範囲のX線放射を発見し、(iii)それらの電波ローブから生じるX線放射を検出する。G4Jy1863。
{\it Gaia} ワイド連星における重力異常の統計分析
| Title |
Statistical_analysis_of_the_gravitational_anomaly_in_{\it_Gaia}_wide_binaries |
| Authors |
X._Hernandez,_V._Verteletskyi,_L._Nasser_and_A._Aguayo-Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10995 |
低加速度$a<a_{0}$領域の探査。ここで、$a_{0}=1.2\times10^{-10}$ms$^{-1}$は、重力が周囲に存在するMONDの加速度スケールです。銀河スケールでの異常が出現しますが、最近では{\itGaia}カタログの利用可能性のおかげで、局所的な広域連星のはるかに小さな質量と長さのスケールにまで拡張されました。このような連星の大量のサンプルを使用して重力の根底にある構造をテストし、そのようなサンプル中に必要な運動学的汚染物質の存在を扱う統計的方法も提示されています。しかし、そのような汚染物質を避けるために慎重に選択されたバイナリサンプルを使用する代替アプローチ、したがってサンプルがはるかに小さいものは、正式な統計の開発が不足しています。ワイドバイナリ重力テストの結果について独立した高品質のチェックを行うために、ここでは$G\to\形式の重力に対する修正をテストするという文脈で、小さくクリーンでワイドなバイナリサンプルを処理するための正式な統計フレームワークを開発します。ガンマG$。この方法は、合成データサンプルを使用した広範なテストを通じて検証され、最近の{\itGaia}DR3連星観測サンプル、$v_{2D}$と$r_{2Dの空の平面上の相対速度と内部間隔の観測サンプルに適用されています。}$、それぞれ。高加速度$r_{2D}<0.01$pc領域の最終結果は$\gamma=1.000\pm0.096$となり、ニュートンの予想と完全に一致しています。ただし、低加速度$r_{2D}>0.01$pc領域では$\gamma=1.512\pm0.199$が得られ、$2.6\sigma$レベルでの$\gamma=1$のニュートン値と矛盾します。$\gamma=1.4$に近いというMONDAQUALの予測をより示唆しています。
IllustrisTNG ホスト銀河を使用した半解析的ブラック ホール シーディング モデルの構築
| Title |
Building_Semi-Analytic_Black_Hole_Seeding_Models_Using_IllustrisTNG_Host_Galaxies |
| Authors |
Analis_Eolyn_Evans,_Laura_Blecha,_Aklant_Kumar_Bhowmick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11324 |
初期ブラックホール(BH)は宇宙時間1ギル未満で$\sim10^{9}~M_\odot$まで成長したため、BHシーディングモデルは厳しい制約に直面しています。考えられるシード基準のパラメーター空間を効率的に制約するために、宇宙論的IllustrisTNG(TNG)シミュレーションの利点と半解析モデリングの柔軟性を組み合わせます。我々は、最小ガス質量$10^7$-$10^9~M_\odot$、ホスト総質量$10^{8.5}$-$10^{10.5}~M_などのさまざまな基準に基づいて、TNG銀河をBHシーディングサイトとして特定します。\odot$、最大ガス金属量は$0.01-0.1~Z_\odot$です。各潜在的なホストには、0.01ドルから1ドルの確率でBHシードが割り当てられます。これらのBHは、TNG銀河合体ツリーを通じて追跡されます。このアプローチは、特に高赤方偏移における低質量領域において、単純なTNGBHシーディング処方の予測能力を向上させ、他の宇宙論的シミュレーションにも容易に適応できます。私たちのシードモデルのほとんどは、TNGBHだけでなく経験的データとも一致する$z\lesssim4$BH質量密度を予測します。ただし、高赤方偏移のBH数密度は、モデル間で$\sim$10～100の係数で異なる場合があります。ほとんどのモデルでは、高い赤方偏移では$\lesssim10^5~M_\odot$BHの数が重いBHの数を大幅に上回ります。このようなBH間の合体は、LISAによる重力波検出の主なターゲットです。ほとんどのモデルの$z=0$BH質量密度は観測値とよく一致しますが、最も厳密なシード基準は赤方偏移が大きい場合には当てはまりません。私たちの発見は、高$z$BHに対するより良い経験的制約の必要性を強く促すものであり、JWSTによる最近のAGN発見の重要性を強調しています。
1、2、3 ... アルマ望遠鏡が明らかにした IRAS 12326$-$6245 の爆発的流出
| Title |
One,_Two,_Three_..._An_Explosive_Outflow_in_IRAS_12326$-$6245_revealed_by_ALMA |
| Authors |
Luis_A._Zapata,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Silvia_Leurini,_Estrella_Guzm\'an_Ccolque,_Luis_F._Rodriguez,_Aina_Palau,_Karl_M._Menten,_and_Friedrich_Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11386 |
ここ数年、新しい電波、赤外線、光学施設によって提供される優れた感度と角度分解能のおかげで、関連する爆発的流出を伴う大規模で明るい星形成領域の報告数が大幅に増加しました。ここでは、バンド6の高感度で高い角度分解能($\sim$0.2$"$)のアタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)観測を使用して、大質量で明るい星形成領域IRAS12326$-$6245に関連するもう1つの爆発的な流出を報告します。我々は、ハッブル・ルメートルのような膨張運動をし、UCHII地域の北部に局在する塵っぽい分子殻（ここで初めて報告された）の中心を指している、10個以上の分子的でコリメートされた明確に定義されたストリーマーを発見した。G301.1Aとして知られています。推定運動学的年齢と爆発のエネルギーは、それぞれ$\sim$700年と10$^{48}$ergです。最近報告された爆発的流出とIRAS12326$-$6245を考慮すると、,私たちの銀河系における出来事の頻度は、大質量星の形成速度と同様に、90年に1回であると推定されています。
STARFORGE の恒星集団: 星団と星団の起源と進化
| Title |
Stellar_Populations_in_STARFORGE:_The_Origin_and_Evolution_of_Star_Clusters_and_Associations |
| Authors |
Juan_P._Farias,_Stella_S._R._Offner,_Michael_Y._Grudi\'c,_D\'avid_Guszejnov,_Anna_L._Rosen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11415 |
ほとんどの星は分子雲内の高度にクラスター化された環境で形成されますが、最終的には分散した星場の集団に分散します。恒星の分布が埋め込まれた段階からガスのない会合体や（束縛された）クラスターへとどのように進化するのか、正確にはほとんど理解されていません。私たちは、STARFORGEシミュレーションスイートで形成された星の長期進化を調査します。STARFORGEシミュレーションスイートは、星形成に固有のすべての重要な星のフィードバックプロセスを含む、星形成乱流雲の一連の放射線磁気流体力学シミュレーションです。Nbody6++GPUを使用して、ガス除去後の若い恒星系の進化を追跡します。HDBSCANを使用して恒星グループを定義し、恒星の運動学を分析して真の束縛星団を特定します。シミュレーションによってモデル化された条件、すなわち、全球の雲の表面密度が0.15gcm$^{-2}$未満、星形成効率が15%未満、ガス放出のタイムスケールが自由落下時間よりも短い場合、主に恒星連合の拡大が生じ、小さなクラスター。$\sim$1000の束縛メンバーを持つ最大の星団は、最も密度が高く、最も遅い速度分散雲の中に形成され、それぞれシミュレーション内の星の$\sim$32と39%を表します。雲の初期の動的状態は、古典的な星形成効率と結合率の関係を設定する上で重要な役割を果たします。すべての恒星群は、高度1,000万メートルで、べき乗則指数0.21の狭い質量速度分散べき乗則関係に従います。この相関関係により、結合したクラスターの質量とサイズの明確な関係が生じます。また、星形成プロセス中のガス分散のタイムスケールに関する貴重な制約を提供し、束縛系の形成への影響を分析します。
銀河動物園 DESI: DESI レガシー画像調査における 870 万個の銀河の詳細な形態測定
| Title |
Galaxy_Zoo_DESI:_Detailed_Morphology_Measurements_for_8.7M_Galaxies_in_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
Mike_Walmsley,_Tobias_G\'eron,_Sandor_Kruk,_Anna_M._M._Scaife,_Chris_Lintott,_Karen_L._Masters,_James_M._Dawson,_Hugh_Dickinson,_Lucy_Fortson,_Izzy_L._Garland,_Kameswara_Mantha,_David_O'Ryan,_J\"urgen_Popp,_Brooke_Simmons,_Elisabeth_M._Baeten,_Christine_Macmillan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11425 |
我々は、DESILegacyImagingSurveys(DECaLS、MzLS、BASS、およびDES)における867万個の銀河の詳細な形態測定結果を発表します。これらは、GalaxyZooのボランティア投票に基づいてトレーニングされた深層学習モデルによって行われた自動測定です。私たちのモデルは通常、すべてのGZ質問に対するすべての回答について、各回答を選択するボランティアの割合を5～10\%以内に予測します。モデルは、DESI-LSDR8画像に対して新しく収集された投票と、GZDECaLSからの過去の投票に基づいてトレーニングされます。新たに集まった票も公開します。以前にリリースされたDECaLS/SDSS交差点の外側に形態測定を拡張すると、空の範囲が4倍(5,000から19,000deg$^2$)増加し、ALFALFAやMaNGAなどの補完的な調査と完全に重複することが可能になります。
VERITAS が観測した 2 つのフレア状態における 1ES 2344+514 の時間解析とスペクトル解析
| Title |
Temporal_and_Spectral_Analysis_of_1ES_2344+514_in_Two_Flaring_States_Observed_by_VERITAS |
| Authors |
Connor_Poggemann,_Jodi_Christiansen_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10962 |
ベリタスは、明るいブレーザー1ES2344+514を2つのフレア期間中に観測しました。1つは2015年12月17日から12月18日まで(MJD57373-57374)、ピーク光束はカニの約60%で、もう1つは11月28日から12月まででした。.3,2021(MJD59546-59551)、ピークフラックスはCrabの約20%です。このブレーザーは、z=0.044の赤方偏移に位置し、極度の高周波ピークを持つBLLacertae天体(HBL)として分類されます。これには、1995年12月20日のウィップル、2007年12月7日のベリタス、2016年8月11日のマジックなど、前日規模のフレアがいくつか含まれており、変動することが知られています。VERITASによる1ES2344+のほぼ夜間の監視2015～2016年および2021～2022年のシーズン中の514は、フレア前後のフラックスとフレアの立ち上がり/立ち下がり時間を良好にカバーします。各フレアの多波長光曲線と、2つのフレア状態と2つのフレア前の状態における非常に高エネルギーのスペクトルを示します。
超高輝度X線パルサーNGC 300 ULX-1のスペクトルを分解する
超高輝度X線パルサー(ULXP)NGC300ULX-1のX線スペクトルの位相分解解析が、2016年12月16日にXMM-NewtonとNuSTARで撮影されたデータを使用して実行されます。ULXPでは、古典的な位相制限解析に加え、活動銀河核研究で開発された手法を新たに採用しています。X線の変動の観点から、線源の脈動周期は2つの区間に分けられることが明らかになりました。これは、回転流が少なくとも2つの代表的な放出領域で構成されていることを示唆しています。さらに、新しい方法はスペクトルを各区間の独立したペアに分解することに成功しました。1つは不変成分のスペクトルで、内半径$720^{+220}_{-120}$km、ピーク温度$0.25\pm0.03$keVの標準的な円盤モデルで再現できます。もう1つは脈動に一致する成分のスペクトルです。これは$0.22^{+0.2}_{-0.1}$keV黒体のコンプトン化で説明され、2つの明るい位相間隔でより硬い光子指数を示しました。この結果は、脈動放出が磁気圏内に形成された漏斗状の流れから生じており、より硬い連続体を示す内部の流れは、開口部の円錐が観測者を向いているときにのみ観察されるという図と一致している。
電波パルサー磁束へのエフロン・ペトロシアン法の適用: 原理の証明
| Title |
Application_of_Efron-Petrosian_method_to_radio_pulsar_fluxes:_A_proof_of_principle |
| Authors |
Pragna_Mamidipaka,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11079 |
最近、エフロン・ペトロシアン手法の適用により、パルサーのガンマ線束が$F\proptoD^{-3/2}$に従って距離に応じて変化することが示され、逆関数の破れが指摘されています。-二乗の法則。これらの研究と同じ手順を、パークスのマルチビーム調査で検出されたパルサーの電波束と、逆二乗の法則に基づいて距離に応じて電波束がスケールするパルサーの合成集団に適用します。観測データと合成パルサー個体群の両方が、エフロン・ペトロシアン統計に関して同じ傾向を示していることがわかります。さらに、合成パルサー集団の場合でも、距離指数が2(逆二乗則に相当)と比較して、より低い値の距離指数が優先されます。したがって、エフロン・ペトロシアン法を使用して電波パルサー磁束の逆二乗則の違反を推論することはできないと結論付けます。
XMM-Newton観測によるBH-ULXの降着シナリオの解明
| Title |
Unveiling_the_accretion_scenario_of_BH-ULXs_using_XMM-Newton_observations |
| Authors |
Seshadri_Majumder_(IITG),_Santabrata_Das_(IITG),_Vivek._K._Agrawal_(URSC),_Anuj_Nandi_(URSC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11182 |
私たちは、アーカイブされた{\itXMM-Newton}観測を使用して、中心の天体がブラックホールである可能性が高い5つの超高輝度X線源(ULX)の包括的な分光時間解析を発表します。これらの情報源、つまりNGC1313X-1、NGC5408X-1、NGC6946X-1、M82X-1、およびIC342X-1は、$1.42-27.28\%$の部分分散による短期変動を明らかにし、次のことを示します。周波数$\nu_{\rmQPO}\sim8-667$mHzのQPO。ULXのエネルギースペクトル($0.3-10$keV;M82X$-$1を除く)の長期進化は、熱コンプトン化成分(\texttt{nthComp}、$\Gamma_{\rmnthを生み出す)を含むモデルの組み合わせで十分に記述されます。}\sim1.48-2.65$,$kT_{\rme}\sim1.62-3.76$keV,$\tau\sim8-20$,y-par$\sim1.16-6.24$)と標準ディスクコンポーネント(\texttt{diskbb},$kT_{\rmin}\sim0.16-0.54$keV)。これらのULXは一般に、$L_{\rmdisc}\proptoT_{\rmin}^\alpha$として、ディスクの明るさと内部ディスクの温度の間に逆相関があることがわかります。ここで、$\alpha=-3.58\pm0.04$です。NGC1313X-1およびIC342X-1、NGC6946X-1の$\alpha=-8.93\pm0.11$、NGC5408X-1の$\alpha=-10.31\pm0.10$。また、放射光度$L_{\rmbol}$と$\Gamma_{\rmnth}$の間の線形相関も得られます。これは、$L_{\rmbol}$が増加すると光源のスペクトルが軟化することを示します。QPOの存在下では、コンプトン化されたシード光子の割合が$\sim5-20\%$の間で変動する一方、コンプトン化された光束の寄与($50-90\%$)が円盤フラックスよりも優勢であることが観察されます。$\nu_{\rmQPO}$と$L_{\rmbol}$を利用して、ULXのスピン($a_{\rmk}$)と降着率($\dotm$)を変化させることでULXの質量を制限します。NGC6946X-1とNGC5408X-1は、それらの中心源が急速に回転している限り、サブエディントン降着速度で降着するように見えるのに対し、IC342X-1とNGC1313X-1はサブ/スーパー降着速度で降着できることがわかりました。スピン値に関係なくエディントン限界。
相対論的斜め衝撃反射の数値研究
| Title |
A_Numerical_Study_of_Relativistic_Oblique_Shock_Reflection |
| Authors |
Prasanta_Bera,_Jonathan_Granot,_Michael_Rabinovich,_Paz_Beniamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11199 |
衝撃は天体物理学的情報源に遍在しており、その多くは相対論的バルク運動を伴い、相対論的衝撃の形成につながります。このような相対論的衝撃は、簡単にするためにこれまで主に1次元で研究されてきましたが、関連する天体物理学的流れの複雑な性質は、多くの場合、より高次元の研究を必要とします。ここでは、一般的な入射角と衝撃を受けていない冷たい媒体に対する、壁からの平面衝撃の反射の2次元問題を研究します。私たちは主に相対論的流体力学数値シミュレーションを使用し、その結果を解析的処理と入念に比較します。シミュレーションは、衝撃を受けていない流体の静止フレームS(単一衝撃を受けた流体の無次元適正速度は$u_1=\Gamma_1\beta_1$、衝撃入射角は$\alpha_1$です)と静止フレームの両方で実行されます。入射衝撃と正反射壁との交点PのS$^\prime$(RR)。これら2つのフレームのシミュレーションと解析解の間で良好な一致が得られます。強い衝撃RR解と弱い衝撃RR解の間の遷移とともに、フレームS$^\prime$内での定常流れの確立が調査されます。RRとマッハ反射(MR)の間の遷移線を$u_1$-$\alpha_1$平面で数値的に研究し、解析的な分離/音線と一致することが判明しました。音速線に沿った流れの特性は、ニュートン限界と相対論的限界の間でどのように変化するかに焦点を当てて詳細に調査されます。
SRG/eROSITA 全天サーベイにおける非常に変動性の高い活動銀河核: I. 低状態で検出された源のサンプルとカタログの構築
| Title |
Highly_Variable_Active_Galactic_Nuclei_in_the_SRG/eROSITA_All-Sky_Survey:_I._Constructing_Sample_and_Catalog_of_Sources_Detected_in_Low_State |
| Authors |
Pavel_Medvedev,_Marat_Gilfanov,_Sergey_Sazonov,_Rashid_Sunyaev_and_Georgii_Khorunzhev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11266 |
我々は、SRG/eROSITAの全天調査中にX線束が1桁以上変化した、非常に変動性の高い活動銀河核(AGN)の探索結果を紹介します。2019年12月から2022年2月までの期間に取得されたeROSITAデータを使用して、0.3～2.3keVのエネルギー帯で少なくとも信頼水準で10倍以上変化したX線束を発生源とする1325個を発見した。99.73%。そのうち635個の天体がAGNまたはAGN候補として分類されています。我々は、非常に変動性の高いソースを探索する手順とその中から銀河系外天体を選択する手順を説明し、作成されたカタログの統計的特性を説明します。統計的に有意な低状態のフラックスが検出された49のソースのカタログを提供します。後者については、光度曲線とX線スペクトルを提供し、それらの最も興味深いものについて詳細に説明します。
積分保存則を使用した相対論的衝撃反射
壁や他の障害物からの衝撃波の反射は、ニュートン限界で広く研究されています。この制限では、流れは常に定常状態にあるフレーム$S'$内で解析でき、問題が大幅に単純化されます。衝撃を受けていない流体が静止しているラボフレーム$S$内で、法線に沿って速度$v_{s1}$で移動し、平面反射壁に対して角度$\alpha_1$を作る平面入射衝撃面を考えてみましょう。壁との交点$P$は速度$v_p=v_{s1}/\sin\alpha_1$で壁に沿って移動し、$v_p$で壁に沿ったブーストが定常静止系に変換されます。$S'$。しかし、$v_p>c$である「超光速」領域が存在し、したがってそのような定常状態の静止系は存在しません($v_p=c$という限定的な場合も同様)。ニュートン領域では、非常に小さい入射角$\alpha_1\estimate\sin\alpha_1<\beta_{s1}=v_{s1}/c\ll1$に対応するため、通常は無視されます。しかし、天体物理学で興味深い相対論的領域($\Gamma_{s1}=(1-\beta_{s1}^2)^{-1/2}\gg1$)では、ほぼすべての領域に対応します。入射角、$\tan\alpha_1<\Gamma_{s1}\beta_{s1}\estimate\Gamma_{s1}$。したがって、この問題を解決するには新しいアプローチが必要です。正反射(RR)の場合について、ラボフレーム$S$で積分保存則を定式化します。固定容量の場合、またはb.固定流体の場合、それらの間の等価性と、サブルーメン領域($v_p<c$)のフレーム$S'$における定常状態の斜め衝撃ジャンプ条件との等価性を示します。この形式を使用すると、弱い衝撃RR解と強い衝撃RR解の両方が、高入射角側の剥離線によって境界付けられる一方、強い衝撃解も低入射角側の管腔線によって境界付けられ、両者の間にのみ存在することがわかります。これら2つの重要なラインは、管腔下の取り付け領域にあります。
固有運動の模倣源としての AGN とクエーサーの核近傍領域での過渡現象
| Title |
Transient_events_in_the_near-nuclear_regions_of_AGNs_and_quasars_as_the_sources_of_the_proper_motion_imitations |
| Authors |
I._M._Khamitov,_I._F._Bikmaev,_M._R._Gilfanov,_R._A._Sunyaev,_P._S._Medvedev,_M._A._Gorbachev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11308 |
我々は、銀河東半球（0<l<180度）に位置するSRG/eROSITAX線源のサンプルを提示します。GAIAeDR3測定によると顕著な固有運動があり、その銀河系外の性質が確認されています。このカタログは、分光学的に測定された赤方偏移を含む248個の銀河系外源で構成されています。これには、Simbadデータベースで利用可能なすべてのオブジェクトが含まれており、半径0.5秒角以内で特定された光学コンポーネントと一致します。さらに、このカタログには、ロシア・トルコ製の1.5m望遠鏡RTT-150での観測に基づくスペクトル赤方偏移測定値を含む18の情報源が含まれています。カタログのソースは、さまざまなタイプのAGN(Sy1、Sy2、LINER)、クエーサー、電波銀河、星形成銀河です。重要な固有運動の模倣は、(GAIA分解能要素内で)AGN核とクェーサーの視野内の視線上の過渡現象の存在によって説明できます(天文学ではVIM効果として以前から知られていました)。このような天体物理現象には、超新星爆発、二重核を持つAGNでの潮汐破壊現象、大質量超巨星の変動性、可変輝度AGNの視野内でのO-B関連の存在などが考えられます。指数関数的減衰プロファイルにより、GAIAで観察される最も類似した発生源の可変位置パラメータを記述することができます。SRG/eROSITA天文台のX線源カタログとGAIA天文台の光学カタログのこのクロスマッチング手法は、AGNコア付近(数百パーセクのスケール)の過渡現象を検出するための独立した技術として使用できます。画面内）。
チェレンコフ望遠鏡アレイ大型望遠鏡試作機の性能
| Title |
Performance_of_the_Large-Sized_Telescope_prototype_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Daniel_Morcuende,_Rub\'en_L\'opez-Coto,_Abelardo_Moralejo,_Seiya_Nozaki,_Thomas_Vuillaume_(on_behalf_of_the_CTA-LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11315 |
次世代の地上ガンマ線チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)は、2つのサイトに分散された3つの異なるサイズの撮像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)で構成されます。大型望遠鏡は、約20GeVから始まるCTAエネルギー範囲の低エネルギー端をカバーします。CTA北部サイトでの最初の数年間の運用を経て、大型望遠鏡プロトタイプ(LST-1)は試運転段階の最終段階にあり、これまでに大量の科学データを収集しています。この寄稿では、低天頂のかに星雲の観測と、それに応じて微調整されたモンテカルロシミュレーションを使用した望遠鏡の物理性能を紹介します。標準的なヒラスパラメータアプローチとソース非依存および依存解析手法に基づく、エネルギー閾値、有効面積、エネルギーおよび角度分解能、感度などの性能指数を示します。分析閾値は30GeVと推定されます。エネルギー分解能は約30%、角度分解能は100GeVで0.3度です。LST-1の最高の積分感度は、50時間の観測で250GeV以上のかに星雲フラックスの約1.1%です。また、かに星雲の観測によるスペクトルエネルギー分布と光度曲線も示します。これらは他のIACTの結果と一致し、エネルギー閾値付近の統計的および系統的不確実性を考慮するとフェルミLATと滑らかにリンクします。
GW190425: Pan-STARRS および ATLAS のスカイマップのカバー範囲と FRB190425 に関連する光放射の制限
| Title |
GW190425:_Pan-STARRS_and_ATLAS_coverage_of_the_skymap_and_limits_on_optical_emission_associated_with_FRB190425 |
| Authors |
S._J._Smartt,_M._Nicholl,_S._Srivastav,_M._E._Huber,_K._C._Chambers,_K._W._Smith,_D._R._Young,_M._D._Fulton,_J._L._Tonry,_C._W._Stubbs,_L._Denneau,_A._J._Cooper,_A._Aamer,_J._P._Anderson,_A._Andersson,_J._Bulger,_T.-W_Chen,_P._Clark,_T._de_Boer,_H._Gao,_J._H._Gillanders,_A._Lawrence,_C._C._Lin,_T._B._Lowe,_E._A._Magnier,_P._Minguez,_T._Moore,_A._Rest,_L._Shingles,_R._Siverd,_I._A._Smith,_B._Stalder,_H._F._Stevance,_R._Wainscoat,_R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11340 |
GW190425は、LIGO-Virgo-Kagra重力波検出器によって顕著に検出されたたった2つの連星中性子星(BNS)合体イベントのうちの2番目です。LIGOリビングストンでのみ検出されたため、発生源を含むスカイマップは大きく、2019年のリアルタイム検索では、妥当な電磁対応物は見つかりませんでした。ここでは、1時間以内に開始されたスカイマップのATLASおよびPan-STARRS広視野光学カバレッジを要約します。GW190425の合体時間はそれぞれ3時間です。より最近では、GW190425と高速無線バーストFRB190425が空間的および時間的に一致していることを考慮すると、両者が一致する可能性が示唆されています。FRB190425のより小さな空の局在領域とその分散測定により、141+/-10Mpcの距離にある可能性のある主銀河であるUGC10667が特定されました。私たちの光学イメージングは、GW190425が検出されてから6.0時間後、FRB190425の3.5時間後に銀河をカバーしました。発光は検出されず、+1.2日と+13.2日のさらなるイメージングでも発光がないことが明らかになりました。FRB190425とGW190425の関連性が本物であれば、UGC10667でBNS合体からのキロノバ放出の限界を強調します。BNS合体からFRB190425を生成するモデルには、超大質量磁化中性子星が双極子放出によってスピンダウンすることが含まれます。時間。我々は、マグネターが増強したキロノバ放出が光学的上限によって除外されることを示す。UGC10667ではキロノバからの発光が検出されないことは、この光源のFRB-GWリンクを否定するものではありませんが、反証するものではありません。
Keck 用の HISPEC と TMT 用の MODHIS の開発: 科学的事例と予測される感度
| Title |
The_development_of_HISPEC_for_Keck_and_MODHIS_for_TMT:_science_cases_and_predicted_sensitivities |
| Authors |
Quinn_M._Konopacky,_Ashley_D._Baker,_Dimitri_Mawet,_Michael_P._Fitzgerald,_Nemanja_Jovanovic,_Charles_Beichman,_Garreth_Ruane,_Rob_Bertz,_Hiroshi_Terada,_Richard_Dekany,_Larry_Lingvay,_Marc_Kassis,_David_Anderson,_Motohide_Tamura,_Bjorn_Benneke,_Thomas_Beatty,_Tuan_Do,_Shogo_Nishiyama,_Peter_Plavchan,_Jason_Wang,_Ji_Wang,_Adam_Burgasser,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Huihao_Zhang,_Aaron_Brown,_Jason_Fucik,_Aidan_Gibbs,_Rose_Gibson,_Sam_Halverson,_Christopher_Johnson,_Sonia_Karkar,_Takayuki_Kotani,_Evan_Kress,_Stephanie_Leifer,_Kenneth_Magnone,_Jerome_Maire,_Rishi_Pahuja,_Michael_Porter,_Mitsuko_Roberts,_Ben_Sappey,_Jim_Thorne,_Eric_Wang,_Etienne_Artigau,_Geoffrey_A._Blake,_Gabriela_Canalizo,_Guo_Chen,_Greg_Doppmann,_Rene_Doyon,_Courtney_Dressing,_Min_Fang,_Thomas_Greene,_Greg_Herczeg,_Lynne_Hillenbrand,_Andrew_Howard,_Stephen_Kane,_Tiffany_Kataria,_Eliza_Kempton,_Heather_Knutson,_David_Lafreniere,_Chao_Liu,_Stanimir_Metchev,_Max_Millar-Blanchaer,_Norio_Narita,_Gajendra_Pandey,_S.P._Rajaguru,_Paul_Robertson,_Colette_Salyk,_Bunei_Sato,_Evertt_Schlawin,_Sujan_Sengupta,_Thirupathi_Sivarani,_Warren_Skidmore,_Gautam_Vasisht,_Chikako_Yasui,_Hui_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11050 |
HISPECは、W.M.向けに設計された新しい高解像度近赤外分光器です。ケックⅡ望遠鏡。HISPECは、0.98～2.5umのR=100,000のシングルショットを提供することで、近い軌道で通過する系外惑星と非通過系の系外惑星の分光、空間的に離れた準星伴星の直接的な高コントラスト検出と分光、系外惑星の動的質量と軌道の測定を可能にします。最先端の絶対および相対波長基準のスイートで校正された高精度の半径方向速度モニタリングを使用します。MODHISは、30メートル望遠鏡のHISPECに相当するもので、同様の科学的目標と並行して開発されています。この議事では、両方の機器の現在の設計の概要と、それぞれの科学的目標に基づいた2つの分光器の要件について説明します。次に、系外惑星の発見と特性評価を可能にする科学に焦点を当てながら、HISPECとMODHISに関する現在の科学事例を概説します。また、信号対雑音比と予測半径速度精度の両方の観点から、両方の機器の最新の感度曲線も提供します。
TRILL プロジェクト: ラウエ レンズの技術的準備を強化
| Title |
The_TRILL_project:_increasing_the_technological_readiness_of_Laue_lenses |
| Authors |
Lisa_Ferro,_Enrico_Virgilli,_Miguel_Moita,_Filippo_Frontera,_Piero_Rosati,_Cristiano_Guidorzi,_Claudio_Ferrari,_Riccardo_Lolli,_Ezio_Caroli,_Natalia_Auricchio,_John_B._Stephen,_Stefano_Del_Sordo,_Carmelo_Gargano,_Stefano_Squerzanti,_Mauro_Pucci,_Olivier_Limousin,_Aline_Meuris,_Philippe_Laurent,_Hugo_Allaire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11187 |
硬X線/軟ガンマ線天文学(>100keV)は、銀河中心領域の511keV陽電子消滅線とその起源、ガンマ線バースト、軟ガンマ線などの重要な天体物理現象の研究にとって重要な分野です。光線中継器、SN爆発による核線など。ただし、この分野のいくつかの重要な問題には、現在の技術ではほとんど達成できない感度と角度分解能が必要です。現在の直視望遠鏡の技術的限界を克服するには、硬X線/軟ガンマ線の焦点を合わせるのに適した新世代の機器が必要です。1つの解決策は、透過構成でブラッグ回折に基づくラウエレンズを使用することです。現在のところ、このテクノロジーは開発の高度な段階にあり、テクノロジーレディネスレベル(TRL)を大幅に向上させるためにさらなる努力が行われています。この目的を達成するには、適切な結晶を大量に生産するとともに、その配向能力を向上させる必要がある。このような技術的改善は、成層圏気球実験、そして最終的には、広いエネルギー通過帯域にわたって焦点を合わせることができる焦点距離約20mの望遠鏡を使った宇宙ミッションに活用できる可能性があります。ASIの支援を受け、ラウエレンズの技術的準備の向上を目的としたTRILL(TechnologicalReadinessIncreaseforLaueLenses)プロジェクトの最新の技術開発を紹介します。適切に曲がったゲルマニウムおよびシリコン結晶を調製するために開発した方法と、結晶配列技術の最新の進歩を紹介します。
ASTENAコンセプトミッションに搭載された広視野モニターの150keV以上の撮像性能
| Title |
Imaging_performance_above_150_keV_of_the_wide_field_monitor_on_board_the_ASTENA_concept_mission |
| Authors |
Lisa_Ferro,_Leo_Cavazzini,_Miguel_Moita,_Enrico_Virgilli,_Filippo_Frontera,_Lorenzo_Amati,_Natalia_Auricchio,_Riccardo_Campana,_Ezio_Caroli,_Cristiano_Guidorzi,_Claudio_Labanti,_Piero_Rosati,_John_B._Stephen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11195 |
天文学用のX線/ガンマ線広エネルギー通過帯域検出器用の新しい検出システムが開発されました。このシステムは、シンチレータバーと結合されたシリコンドリフト検出器(SDD)に基づいています。SDDは軟(<30keV)X線光子の直接検出器として機能しますが、硬X線/ガンマ線はシンチレーターバーによって阻止され、シンチレーション光はSDDによって収集されます。この構成により、前例のないエネルギー通過帯域(2keV～10/20MeV)を備えた、コンパクトで位置に敏感な検出器を構築することが可能になります。M7のフェーズ0研究に選ばれたTHESEUSミッションに搭載されたXおよびガンマ線イメージング分光計(XGIS)は、この革新的な検出システムを活用しています。ASTENA(過渡現象および核天体物理学の高度探査)ミッションコンセプトの広視野モニター-イメージャおよび分光計(WFM-IS)は、12個の独立した検出ユニットで構成されており、これもこの新技術に基づいています。WFM-ISの場合、コード化されたマスクは最大150keVのイメージング機能を提供しますが、この制限を超えると、機器は全天分光計として機能します。ただし、コンプトン運動学再構成を利用したり、さまざまなカメラで測定された相対光束からの情報を使用したりすることによって、この制限を超えてイメージング能力を拡張することは可能です。この研究では、150keVを超えるWFM-ISの有効領域と結像性能を評価することを目的とした機器の設計とMEGAlibシミュレーションの結果を紹介します。
チェレンコフ望遠鏡アレイのイベントタイプベースの解析のパフォーマンス更新
| Title |
Performance_update_of_an_event-type_based_analysis_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Juan_Bernete,_Orel_Gueta,_Tarek_Hassan,_Max_Linhoff,_Gernot_Maier,_Atreyee_Sinha_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11375 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、超高エネルギー(20GeV～300TeV)ガンマ線天体粒子物理学の分野における次世代の天文台となります。この分野のデータ分析に対する従来のアプローチは、感度を最大化するために取得したデータにモンテカルロシミュレーションを使用して最適化された高品質のカットを適用することです。分析の後続のステップでは通常、生き残ったイベントを使用して1セットの機器応答関数(IRF)を計算し、結果を物理的に解釈します。ただし、別のアプローチは、Fermi-LATなどの実験で実装されているように、イベントタイプを使用することです。このアプローチでは、再構成の品質に基づいてイベントをサブサンプルに分割し、サブサンプルごとにIRFのセットが計算されます。次に、サブサンプルは共同解析で結合され、独立した観測値として扱われます。これまでの研究では、期待される角度再構成品質に従って機械学習手法を使用して分類されたイベントタイプが、点状音源解析のCTA角度およびエネルギー分解能を大幅に向上させる可能性があることを実証しました。ここで、科学ツール(Gammapyやctoolsなど)で使用できるように、イベントタイプに応じたフルエンクロージャIRFの生成を検証しました。このようなイベントタイプの分類を使用した場合のCTAの高レベルのパフォーマンスへの影響を、従来の手順と比較して報告します。
太陽の大規模な磁場の周期的変化によって駆動される太陽風源とコロナ回転の進化
| Title |
Evolution_of_solar_wind_sources_and_coronal_rotation_driven_by_the_cyclic_variation_of_the_Sun's_large-scale_magnetic_field |
| Authors |
Adam_J._Finley_and_Allan_Sacha_Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10850 |
太陽の磁場の強さと形態は太陽周期中に大幅に進化し、太陽活動の最大期には太陽の磁場の全体的な極性が反転します。長期的な変化は黒点や地磁気の記録でも観察されますが、系統的な磁場観測は最後の4周期に限られています。私たちは、太陽の磁場の長期的な変化と、それが太陽コロナのトポロジーと回転に及ぼす影響を調査します。太陽の光球磁場は、1)WSO、2)SOHOに搭載されたMDI、および3)SDOに搭載されたHMIからの共視キャリントン磁力線を使用して球面調和関数に分解されました。球面調和係数の時間発展は、大規模モードに焦点を当てて、太陽の磁場の変動を調査するために使用されました。光球場のPFSS外挿は、コロナのトポロジカルな変化を追跡するために計算されました。太陽の開放磁場のフットポイントは、極のコロナホールと、活動領域や赤道コロナホールなどの活動によって駆動される特徴の間で異なります。その結果、太陽風の平均回転速度は、オープンフィールドフットポイントの緯度変化によって各サイクル中に変調され、極小時には回転が遅くなり、極大時には（キャリントン状の）回転が速くなります。この変化は、極磁場強度と半球磁束出現率のサイクルごとの違いに敏感であり、四重極対双極子エネルギーの比も同様の変化に従います。サイクル23では、四極子エネルギーの大部分が下降相に維持され、これにより開放磁束の発生源が赤道に近づき、より高速な赤道方向接続の期間が延長されました。四重極エネルギーと双極子エネルギーの比は、他の太陽に似た星の冠に対する回転差の影響を調べるときに有用な代用となる可能性があります。
セファイドおよび TRGB 距離スケールの体系化: ヴェーゼンハイト・リービットの法則の金属性感度
| Title |
Systematics_in_the_Cepheid_and_TRGB_Distance_Scales:_Metallicity_Sensitivity_of_the_Wesenheit_Leavitt_Law |
| Authors |
Barry_F._Madore_and_Wendy_L._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10859 |
広範囲の金属量をカバーする、近くの渦巻銀河や不規則銀河28個までのセファイドとTRGBの距離の最新かつ大幅に増補されたサンプルを使用して、セファイドの周期と光度の関係のゼロ点とHII領域との相関関係の証拠を探しました。(気相)金属度。12.5Mpcより近い21個の銀河に関する我々の分析では、次の結論が得られます:(1)セファイドとTRGBの距離スケールのゼロ点は、最も近い距離のゼロ点の平均オフセットと非常によく一致しています。-ゼロに近い選択されたサンプル、デルタmod_o(セファイド-TRGB)=-0.026+\-0.015mag(M_IのIバンドTRGBゼロ点の場合=-4.05mag);ただし、より遠いサンプルでは、2つの距離スケール間のオフセットが大きくなり、-0.073+/-0.057等になります。(2)その平均値付近の個人差には、+/-0.068~magの測定ばらつきがあります。(3)赤みのないW(V,VI)周期と光度の関係を使用すると、セファイドの距離スケールにおける金属量の依存性について統計的に有意な証拠は見つかりません:Deltamod_o(セファイド-TRGB)=-0.022(+/-0.015)\times([O/H]-8.50)-0.003(+/-0.007)
近くの若い散開星団とその光度関数
| Title |
Young_nearby_open_clusters_and_their_luminosity_functions |
| Authors |
M._\v{Z}erjal,_N._Lodieu,_A._P\'erez-Garrido,_J._Olivares,_V._J._S._B\'ejar,_E._L._Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10862 |
コンテクスト。散開星団は、距離や金属性などの特性を共有する同時代の星のグループであり、星の進化を理解する鍵となります。目的。私たちの主な目標は、光度関数の普遍性に特に焦点を当てて散開星団の進化を研究することです。方法。私たちは、約50個の散開星団に収束点技術のアップグレードバージョンを適用しました。クラスターメンバーの選択は、5次元または完全な6次元空間におけるGaiaDR3およびHipparcosカタログの精緻な天文計測に純粋に基づいて行われました。結果。我々は、銀河面の領域を除いて、明るい端でヒッパルコスによって補完された第3のガイアデータリリースの全深度を利用して、500個のpc内で1Gyr未満の〜50個の散開星団の真正メンバーの更新されたリストを提示する。当社のカタログは、主要な大規模公共調査から得られた光学測光および赤外線測光によっても補完されています。すべてのデータは、インタラクティブなプロットと、ストラスブールセンターでホストされているアラジンとヴィジエへの直接リンクを備えた専用Webページで利用可能になります。私たちは、結合したすべてのクラスターの光度関数を導出し、それらを〜5000万、〜15000万、〜60000万の3つの年齢グループで比較し、動的進化を抑制するための類似点と相違点について議論しました。結論。50Myrのクラスターの光度関数は、互いに類似している可能性が高く、古いクラスターよりも高い類似性を示します。この観察を、サンプルの体積(500pc)内の普遍視感度関数で説明します。プレアデス星団やヒアデス星団と同様の年齢を持つ星団の光度関数は、おそらく内部の力学的進化により、より多様ですが、追加の証拠を提供するにはさらなる研究が必要です。
太陽表面の構造の測光特性と磁気特性の一致に関するいくつかのコメント
私たちは太陽磁場トレーサーに記録された鮮明な輪郭の特徴を調査します。黒点の磁気境界は測光境界と一致しないことが示されています。さらに、黒点の周りには明確な磁気境界がありません。したがって、境界が明確な磁気チューブという広く受け入れられている概念は必ずしも正しいとは限らず、注意して使用する必要があります。また、太陽に目に見える斑点がまったく存在しない期間であっても、800ガウスを超える磁場が存在することも示されています。これらの強力な磁場の性質は依然として不明瞭です。それらは光球の下の比較的浅い深さで発生する可能性があります。
埋め込まれたクラス I の若い恒星体における巨大な中間赤外線バースト J064722.95+031644.6
| Title |
A_Gigantic_Mid-Infrared_Outburst_in_an_Embedded_Class-I_Young_Stellar_Object_J064722.95+031644.6 |
| Authors |
Tinggui_Wang,_Jiaxun_Li,_Gregory_M.Mace,_Tuo_Ji,_Ning_Jiang,_Qingfeng_Zhu,_Min_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11016 |
私たちは、いっかくじゅう座の星形成領域近くで、これまで知られていなかった発生源からの巨大な中間赤外線（MIR）バーストの偶然の発見を報告します。この光源は、2014年から2016年にかけて5倍ずつ徐々に明るくなり、2017年に100倍以上に急激に増加しました。4.5ミクロンでの合計振幅の増加は500を超え、その後、約10倍に減光しました。バーストの場合、クラスI若年恒星天体(YSO)のスペクトルエネルギー分布を持つUKIDSS、スピッツァー、ハーシェルでは1.8ミクロンより長い波長でのみ検出されました。最近の光学調査では検出されておらず、深く埋め込まれていることが示唆されています。最小距離が3.5kpcの場合、この源の放射光度は静止状態で少なくとも9$L_\odot$、噴火のピーク時には400$L_\odot$になります。最大降着率は少なくとも数$10^{-5}$$M_\odot$year$^{-1}$であると推定されています。この噴火は、別の噴火イベントWISE~J142238.82-611553.7といくつかの共通の特性を共有しています:非常に大きな振幅、H_2線を除く特徴のない近赤外スペクトル、中程度の噴火継続時間、埋め込まれたクラスIYSO、および低い放射温度(<600-700K)のバースト。私たちは、内側の降着円盤と若い星からの放射は、膨張した外側の円盤か、バースト中の6.5天文単位を超えるスケールの厚い塵のような流出によって隠蔽され、再処理されたと解釈しています。
負のスーパーハンプを持つ9つの新たな大変動星
| Title |
Nine_New_Cataclysmic_Variable_Stars_with_Negative_Superhumps |
| Authors |
Qi-Bin_Sun,_Sheng-Bang_Qian,_Li-Ying_Zhu,_Wen-Ping_Liao,_Er-Gang_Zhao,_Fu-Xing_Li,_Xiang-Dong_Shi,_and_Min-Yu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11033 |
ネガティブスーパーハンプ(NSH)は、連星の公転周期よりも数パーセント短い信号であり、傾斜した円盤の逆歳差運動から発生すると考えられています。TESS測光に基づいて、NSHを持つ9つの新しい激変変星(CV)が見つかりました。AHHerに似たこれらの星のうち3つ(ASASJ1420、TZPer、V392Hya)は、矮新星爆発中に依然としてNSHを有しており、NSHの振幅は爆発に応じて変化します。降着円盤の半径の変化は、この現象を部分的に説明します。ただし、これでは、バーストのピーク後のNSH振幅のリバウンドと、静止時のNSH振幅が最大ではない場合があるという事実は説明されておらず、ディスク不安定性モデル(DIM)を組み合わせて他のモデルを追加する必要があります。材料。したがって、バーストに伴うNSH振幅の変化は、NSHの起源を研究し、DIMを改善するための重要な基礎となり得ることを提案します。残りの6つの星（ASASSN-VJ1137、ASASSN-VJ0611、2MASSJ0715、LAMOSTJ0925、ASASSN-17qj、ZTF18acakuxo）は十分に研究されておらず、初めてそれらの軌道周期、NSH、および超軌道信号（SOR）を決定しました。）期間。ASASSN-VJ1137とASASSN-17qjのNSH周期と振幅はSORによって異なり、観測と理論の比較に基づいて、傾斜円盤角度の1つの変化だけではSORとASASSN-17qjの観測を説明できないことを示唆します。他の成分も同様に考慮する必要があるということです。
よく観察された低緯度太陽コロナホールの短期安定性と傾斜運動について
| Title |
On_the_short_term_stability_and_tilting_motion_of_a_well-observed_low-latitude_solar_coronal_hole |
| Authors |
Stephan_G._Heinemann_and_Stefan_J._Hofmeister_and_James_A._Turtle_and_Jens_Pomoell_and_Eleanna_Asvestari_and_Alphonse_C._Sterling_and_Andrea_Diercke_and_Cooper_Downs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11100 |
太陽の磁気コロナ構造の理解は、オープンフィールド領域、特にコロナホールの形状と密接に結びついています。動的に進化するコロナホールは、開いた磁場から閉じた磁場への局所的な再構築と同時に発生し、それが惑星間の太陽風構造の変化につながります。私たちは、急速に傾くコロナホールの動的進化を調査することで、どのようなプロセスがその形態変化を引き起こすのかについての手がかりを明らかにしようと努めています。それはEUVフィルターグラムではっきりと見ることができます。AIA/SDOとEUVI/STEREO_Aによる193Aと195AのEUV観測を組み合わせて、HMI/SDOで取得した視線磁力線図と組み合わせて使用し、12日間にわたってコロナホールを追跡および分析し、形態、面積、磁気の変化を導き出します。分野。コロナホールのオープンフィールド構造を計算するために、ポテンシャルフィールドソース表面モデリングによってこの分析を補完します。私たちは、コロナホールが時間の経過とともに明らかな傾斜運動を示しており、これは太陽の差回転だけでは説明できないことがわかりました。平均約3.2{\deg}/日の速度で傾斜し、最大で約5.4{\deg}/日まで加速します。5月初旬、コロナホールの面積は4日間で3倍以上減少します(~13*10^9km^2から~4*10^9km^2)。は一定のままです(~2*10^20Mx)。さらに、観察された進化は、コロナ磁場がポテンシャルであると仮定したモデル化によっては再現されません。この研究では、まだ文献で報告されていない速度で傾いている太陽コロナホールを紹介します。この速度は、光球またはコロナの差動回転によって移流されるコロナホールの影響を超えます。分析に基づいて、これは進行中の相互接続再接続と、その付近に新しく出現した一時的な領域との相互作用によって引き起こされるコロナホール境界の形態学的変化による可能性が高いことがわかりました。
黒点半影の彩層エバーシェッド流の観測
| Title |
Observations_of_the_chromospheric_Evershed_flow_of_sunspot_penumbra |
| Authors |
Paolo_Romano,_Francesco_Schillir\`o,_Mariachiara_Falco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11186 |
黒点半影は通常、光球で観察され、対流帯の上部から太陽大気中に熱を運ぶと思われる磁気対流が特に興味深い。半影磁場が太陽大気の上層に広がり、いわゆる超半影を形成していることはよく知られています。CaII854.2nmおよびH$\alpha$656.28nm線に沿って取得された単色画像を含むスペクトルデータセットに自己組織化マップ技術を適用したおかげで、半影をセグメント化し、彩層に沿ったプラズマ速度を測定することができました。半影フィラメントの部分。我々は、半影フィラメントの頭部、胴部、尾部がエバーシェッド流の持続性と一致する垂直方向の流れを示していることを発見した。代わりに、逆エバーシェッド流は超半影の外側部分でのみ観察されています。我々は、2つの反対側のエバーシェッド体制が重なり合うことなく隣り合って働き、両方とも黒点の周りの下降流に寄与していることを発見した。これらの結果は、黒点半影の非コーム化モデルを確認し、黒点周囲の下降流がプラズマを下に引きずり込む磁場に起因する可能性があるというヒントを提供します。
J-PLUS: ステラカラー回帰法と改良された Gaia XP 合成測光法による測光再キャリブレーション
| Title |
J-PLUS:_Photometric_Re-calibration_with_the_Stellar_Color_Regression_Method_and_an_Improved_Gaia_XP_Synthetic_Photometry_Method |
| Authors |
Kai_Xiao,_Haibo_Yuan,_C._Lopez-Sanjuan,_Yang_Huang,_Bowen_Huang,_Timothy_C._Beers,_Shuai_Xu,_Yuanchang_Wang,_Lin_Yang,_J._Alcaniz,_Carlos_Andr\'es_Galarza,_R._E._Angulo,_A._J._Cenarro,_D._Cristobal-Hornillos,_R._A._Dupke,_A._Ederoclite,_C._Hernandez-Monteagudo,_A._Marn-Franch,_M._Moles,_L._Sodre_Jr.,_H._Vazquez_Ramio,_J._Varela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11225 |
我々は、補正されたGaiaEarlyDataRelease3(EDR3)測光データと大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡(LAMOST)DR7からの分光データを使用して、12J-Jの約25万個のFGK矮星測光標準星のサンプルを収集しました。PLUSは、StellarColorRegression(SCR)法を使用してフィルタリングします。次に、J-PLUSDR3測光を独自に検証し、重大な系統誤差を明らかにしました。星軌跡(SL)法の結果では最大15mmeg、主に等級、色、減光に依存して最大10mmegが発生しました。GaiaBP/RP(XP)SyntheticPhotometry(XPSP)メソッドによるGaiaXPスペクトルの誤差。また、Huangらによる補正されたGaiaXPスペクトルを使用してXPSPメソッドをさらに開発しました。(2023)をJ-PLUSDR3測光に応用しました。これにより、SCR法と1～5mmmagの一致が得られ、J-PLUSのゼロ点精度が2倍向上しました。最後に、LAMOST観測フットプリント内のタイルの約91%のゼロ点キャリブレーションはSCR法によって決定され、このフットプリント外の残りの約9%のタイルは改良されたXPSP法に依存します。再校正されたJ-PLUSDR3測光データは、高精度測光校正に依存する研究を実施するための強固なデータ基盤を確立します。
中性および帯電した内部および外部金属フラーレンの赤外線スペクトル フィンガープリント
| Title |
Infrared_spectral_fingerprint_of_neutral_and_charged_endo-_and_exohedral_metallofullerenes |
| Authors |
R._Barzaga,_D._A._Garcia-Hernandez,_S._Diaz-Tendero,_S._Sadjadi,_A._Manchado,_M._Alcami,_M._A._Gomez-Mu\~noz,_T._Huertas-Roldan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11265 |
小さな金属含有分子が検出され、宇宙で効率的に形成されるハイブリッド種の1つとして認識されています。特に進化した星の星周外皮では。また、金属とフラーレン（メタロフラーレン）によって形成されるような、より複雑なハイブリッド種がそのような星周環境に存在する可能性があることも予測されています。最近、金属フラーレンの量子化学シミュレーションにより、金属フラーレンがさまざまな種類の進化した星のフラーレンが豊富な星周環境で観察される中赤外スペクトルに寄与する潜在的なエミッターであることが示されました。ここでは、28種類の金属フラーレン種の個々のシミュレートされた中赤外(約5～50um)スペクトルを示します。7つの異なる金属(Li、Na、K、Ca、Mg、Ti、Fe)について、中性および荷電した内外面金属フラーレンと外面体金属フラーレンの両方が検討されています。金属とC60の相互作用によって引き起こされるスペクトル特徴の強度と位置の変化は、電荷密度差マップと電子密度分割を使用して強調表示されます。私たちの計算により、金属結合の性質に応じて、各金属フラーレンからの主要なスペクトル寄与があるはずの基本的なIRスペクトル領域が特定されます。金属フラーレンのIRスペクトルは、最終的に宇宙でのこれらの種の検出につながる可能性のある比較のために、天文学界、特にジェームスウェッブ宇宙望遠鏡ユーザーに公開されています。
AstroSatによるX線とUVの同時観測による高速回転星の表面活動
私たちの研究は、太陽近傍の50パーセク以内に位置する4つの急速に回転する星のコロナ活動、遷移活動、彩層活動の分析に焦点を当てています。私たちは、AstroSatの多波長機能を使用して、ABDor、BOMic、DGCVn、およびGJ3331の外部大気を調査しました。これらの星は、M型およびK型の活動星として分類されており、自転周期が短いことで知られており、表面磁気活性の増加。私たちの軟X線観測は、放出量、温度、コロナ元素存在量などのコロナ特性を提供します。我々は、ABDor、BOMic、およびDGCVnからのX線フレアの検出を報告しますが、UV光曲線はBOMicとDGCVnの両方でフレアを明らかにします。
TeV高輝度新星RS Ophにおける過渡的かつ非対称なダスト構造が分光偏光分析によって明らかになった
| Title |
Transient_and_asymmetric_dust_structures_in_the_TeV-bright_nova_RS_Oph_revealed_by_spectropolarimetry |
| Authors |
Y._Nikolov,_G._J._M._Luna,_K.A._Stoyanov,_G._Borisov,_K._Mukai,_J._L._Sokoloski_and_A.Avramova-Boncheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11288 |
新星噴火に関連する長年の疑問は、高温の照射された噴出物内に塵が存在しにくい環境であるにもかかわらず、どのようにしてこれらの噴火が塵の形成につながるのかということである。共生連星RSOphなどの系の新星は、いくつかの新星ショックとそれに関連する塵の生成を特に明確に観察できます。ここでは、2021年8月の噴火の2日後に開始したRSOphの分光偏光測定モニタリングを使用して、次のことを示します。2021年の噴火の2日という早い時点で、RSOphシステム内にダストが存在していました。この初期塵の空間分布は非対称であり、構成要素は連星の軌道面と整列し、また垂直である。噴火開始から2日から9日後、この初期の塵は徐々に破壊されました。そして、爆発の開始から80日以上後に、連星の軌道面とほぼ一致する塵が再び生成されたが、これはおそらく、噴出物が軌道面に集中した周連星の物質と相互作用する際に生じた衝撃の結果であると考えられる。2021年の噴火開始から数日から数か月後のRSOphからのX線と非常に高エネルギーのGeVおよびTeV放出のモデル化は、噴出物と周縁物質との衝突が2つの領域での衝撃の形成につながった可能性があることを示唆しています。以前の噴火後にコリメートされた流出が観察された軌道面と、軌道面内の周回トーラス。ここで説明した観察は、塵がほぼ同じ2つの領域で形成されたことを示しており、新星における衝撃と塵との関連性を裏付け、非対称性の非常に早い段階での開始を明らかにしています。2021年のバーストの最初の週におけるRSOphの分光偏光測定の特徴は、H{\alpha}輝線を横切る偏光束と電波軸に対する位置角度の向きがAGNの分光偏光測定の特徴と類似していることを示しています。
潮汐振動の減衰について
潮汐によって摂動された天体の振動モードの拡張は、潮汐によって誘発される流れを表現するための有用な枠組みを提供します。しかし、最近の研究では、モード減衰率が独立して計算される場合、そのような拡張では永年軌道進化の不正確な予測が生じることが実証されています。私たちは、非回転と剛体回転の潮汐摂動天体における、摩擦および粘性散逸による集団駆動モードの結合を調査します。この探求は、散逸モード結合を考慮するが、断熱モードの固有関数と固有周波数を超える情報を必要としない潮汐駆動振動の減衰を処理するための代替アプローチを提案することにつながります。
R_h=ct 宇宙におけるモノポール問題の解決
大統一理論における自発的対称性の破れにより、宇宙初期に非常に多くの磁気単極子が生成されたと考えられています。抑制や消滅がなければ、これらの非常に巨大な粒子が今日の宇宙のエネルギー収支を支配しているはずですが、まだ発見されていません。インフレは、部分的にはそれらの数を薄めるために発明され、それによって現在の機器ではその密度を検出できなくなります。しかし、もしインフレーションパラダイムが生き残れなかった場合、その後の理論と観測の間の不一致は宇宙論的な「単極子問題」を構成し、素粒子物理学の標準モデルへの拡張に対してさらなる緊張を生み出すことになるだろう。しかし、すべての地平線の問題にも言えることですが、単極子の過剰状態は、初期の減速期間のある宇宙論でのみ現れます。我々は、R_h=ct宇宙として知られる代替フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー宇宙論が、そのような異常をすべて、膨張した拡張を必要とせずに、むしろ自明かつ自然に完全に排除することを示します。今日の単極子エネルギー密度はR_h=ctでは完全に検出できないことがわかります。一般相対性理論による活動量ゼロ条件がLCDMの必須要素であるはずであるという証拠が増え続けています。
ヒッグス-$R^2$ インフレーションの宇宙衝突型衝突器の署名
我々は、ヒッグス$R^2$インフレーションモデルにおける宇宙衝突型シグネチャーを研究します。我々は、2つの異なるタイプの信号を考慮します。1つは標準モデルのフェルミオンとゲージボソンへのインフレトン結合から発生し、もう1つはインフレトンとの等曲率モード相互作用から発生します。前者の場合、主にプランクスケールとスローロールパラメーターの両方による抑制により、信号の大きさが今後のプローブによる検出には小さすぎる可能性が高いと判断します。ただし、さまざまなヒッグスインフレーションバリアントに適用できる可能性がある信号の詳細な計算を提供します。等曲率モード信号の場合、等曲率モードが比較的軽いか、インフレーションスケールに匹敵する場合、関連する結合が抑制されないことが観察されます。この場合、準単一フィールドインフレーション領域に対応するHiggs-$R^2$インフレーションパラメーター空間を研究し、信号強度が$|f_{\rmNL}|と同じくらい大きくなる可能性があることを発見しました。>1$であるため、ヒッグス$R^2$インフレは将来の21cm調査による観測の有力な候補になります。
サブGeVからマルチTeVの暗黒物質検出器としての天の川白色矮星
私たちは、天の川銀河白色矮星が暗黒物質(DM)検出の優れたターゲットであることを示します。FermiとH.E.S.S.の使用銀河中心のガンマ線データでは、白色矮星内で長寿命または増強されたメディエーターに消滅し、検出可能なガンマ線を生成するDMに対する感度を調査します。銀河のDM分布に応じて、サブGeVDM質量範囲の$10^{-45}-10^{-41}$cm$^2$までのスピン非依存散乱断面積に新しい制約を設定しました。既存の制限よりも数桁強力です。一般化されたNFWDMプロファイルでは、白色矮星の制約がサブGeVからマルチTeVのDM質量範囲のほとんどにわたってスピンに依存しない直接検出限界を超え、約$10^{-46}$cmという低い感度を達成していることがわかりました。$^2$。さらに、白色矮星が結晶化に近づくときの原子核の低温分布を含めることにより、白色矮星のDM捕獲計算の初期バージョンを改良しました。これにより、白色矮星のサイズと天体物理学系に応じて、以前に計算された捕捉率よりも数倍から最大2桁小さい捕捉率が得られます。
複数の大規模取引所を備えたインフレ相関関係者
インフレーション時空における量子場の最も一般的なツリーレベルの境界相関関数には、バルク内の大規模な状態の複数の交換が含まれますが、シュウィンガー・ケルディシュ形式における多層の入れ子になった時間積分のため、技術的に計算するのは困難です。一方、複数の大規模交換を伴う相関器は、元の準単一フィールドインフレーションモデルを顕著な例として、宇宙衝突型物理学において十分に動機付けられています。この研究では、部分的なメリン・バーンズ表現を使用して、多変数超幾何級数の観点から任意の入れ子になった時間積分の解析的答えを直接書き出すための、家系図分解と呼ばれる単純なルールを導き出します。この規則の導出を、多くの明示的な例とともに示します。この結果により、複数の大規模な取引所を含む一般的なツリーレベルのインフレ相関係数の分析式を得ることができます。例として、2つの大規模な交換を伴う一連のツリー相関子の完全な分析結果を示します。
| Title |
Constraining_the_time_evolution_of_the_propagation_speed_of_gravitational_waves_with_multimessenger_astronomy |
| Authors |
Antonio_Enea_Romano,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10903 |
いくつかの修正された重力理論は、マルチメッセンジャー天文学でテストできる重力波(GW)の伝播速度の時間変化の可能性を予測しています。この目的のために、GWの伝播速度の赤方偏移依存性と、GWと同じ発生源から放射される電磁波(EMW)の検出の間の時間遅延との関係を導き出します。アインシュタイン系最小物質重力結合（EMC）を用いた理論の場合、GWの伝播速度は、GWとEW間の時間遅延とGW-EMW光度距離比によって共同で制約されるため、これら2つの観測値間の一貫性関係を導き出すことができます。この一貫性関係の違反は、カメレオンモデルのように、アインシュタインフレーム計量への物質の非最小結合を裏付ける可能性があり、マルチメッセンジャー天文学でそのような理論をテストすることを可能にします。
核物質の性質と関連する熱力学的側面の探査
この研究における私の主な目標は、温度、密度、非対称性、圧力、磁場などの幅広い条件にわたって核物質の特性を調べることです。これらの要因が重イオン衝突、中性子星、超新星などのさまざまな現象に関連していることを考えると、核物質に対するこれらの要因の影響を理解することは不可欠です。しかし、基本的な核理論がないため、核物質を説明するにはモデルに頼らなければなりません。中性子星の質量と半径の関係、潮汐変形能、構造、核物質状態図の臨界点などの予測される特性は、選択したモデルによって異なります。この依存性は、核モデルや状態方程式(EoS)を特徴付ける重要なパラメーターが正確にわかっていないために発生します。したがって、核物質の特性がさまざまな条件下で、さまざまなEoSパラメータに関連してどのように挙動するかを調査することが重要です。これを達成するために、私は有効相対論的平均場モデル(E-RMF)を使用して、無限核物質、有限原子核、中性子星という3つの異なる形態の核物質を調べました。
半導体と液体窒素間の界面におけるカピッツァ抵抗に対する表面不動態化の影響
| Title |
The_Impact_of_Surface_Passivation_on_Kapitza_Resistance_at_the_Interface_between_a_Semiconductor_and_Liquid_Nitrogen |
| Authors |
Babak_Mohammadian,_Mark_A._McCulloch,_Thomas_Sweetnam,_Valerio_Gilles,_Lucio_Piccirillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11192 |
電子デバイスを極低温(<77K)に冷却することは、さまざまな科学および工学分野で非常に重要です。効率的な冷却には、液体寒剤または乾式クライオスタットのコールドステージとの熱接触を通じて、これらのデバイスから発生する熱を除去することが含まれます。ただし、これらのデバイスが冷えると、カピッツァ抵抗とも呼ばれる熱境界抵抗が熱界面を横切る熱の流れを妨げ、デバイスの温度が上昇します。トランジスタでは、窒化シリコン(SiN)などのパッシベーション層の存在により、熱放散をさらに妨げる追加の界面が生じます。この論文では、固体デバイスと液体窒素の間の界面におけるカピッツァ抵抗に対するパッシベーション層の厚さの影響を調査します。Kapitza抵抗は、0～240nmの範囲のSiN層で不動態化された静電容量温度計を使用して測定されます。パッシベーションの厚さが増加すると、Kapitza抵抗が増加することが観察されます。
| Title |
Insights_into_neutron_star_equation_of_state_by_machine_learning |
| Authors |
Ling-Jun_Guo,_Jia-Ying_Xiong,_Yao_Ma,_Yong-Liang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11227 |
機械学習は、その強力な機能とビッグデータ分析の効率の高さにより、さまざまな分野で応用されています。飽和密度における核物質の性質と中性子星の性質に関して、核物質の状態方程式の挙動を制約するニューラルネットワークプラットフォームを構築します。ニューラルネットワークはパラメーター空間を合理的に予測し、ハドロン相互作用の制約に新しいヒントを提供できることがわかりました。具体的な例として、広く受け入れられているWalecka型モデルの相対論的平均場近似を取り上げ、プラットフォームの実現可能性と効率を説明します。結果は、ニューラルネットワークが実際に、飽和密度付近の核物質の特性と中性子星の全体的特性の両方が飽和できるように、モデルのパラメーターを特定の精度で推定できることを示しています。現在のモジュール式に設計されたニューラルネットワークの最適化と他の効果的なモデルへの拡張は簡単です。
私たちは、アインシュタイン・カルタン重力に基づき、ホルストのスカラー曲率のべき乗に対応する高次の微分項を含む初期宇宙モデルのクラスを研究します。結果として得られる効果的な作用は、基本的に一般相対性理論と追加の中立擬スカラー場(擬似スカラーロン)によって与えられ、ねじれの対応する成分に明確に関連しており、必然的にダイナミクスを獲得します。誘導された擬似スカラロンのポテンシャルは、擬似スカラロンと通常の物質の結合によって生じる、非常に豊かなインフレ後の時代とともに、現実的なインフレ段階を提供します。
多極子モーメントを伴う真空時空: 最小サイズ予想、ブラックホールの影、および重力波の観測物
| Title |
Vacuum_Spacetime_With_Multipole_Moments:_The_Minimal_Size_Conjecture,_Black_Hole_Shadow,_and_Gravitational_Wave_Observables |
| Authors |
Shammi_Tahura,_Hassan_Khalvati,_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11491 |
この研究では、指定された多極子モーメントを使用してアインシュタイン方程式の真空解を明示的に構築します。近距離での多重極時空計量の挙動を観察することにより、十分に大きな多重極モーメントについては、それを下回る自然界の物体がそのようなモーメントをサポートできない最小サイズが存在すると推測します。私たちが調査した例では、そのような最小サイズは$(M_n/M)^{1/n}$ではなく$(M_n)^{1/(n+1)}$のようにスケールされることが示唆されています。ここで、$M$は質量、$M_n$は$n$次の多極子モーメントです。「多重極時空」の計量を用いて、さまざまな多重極モーメントに対するブラックホールの影の形状を解析し、影の観測からモーメントを拘束する見通しについて議論します。さらに、この一連の多極子モーメントを持つ物体の周囲を移動するテスト粒子について、カー時空の位相に対する重力波の位相のシフトについて議論します。これらの位相シフトは、極端な質量比の螺旋の重力波観測に基づいて時空多極子モーメントをマッピングするプログラムに必要です。
実験室では見えても宇宙論では見えない：崩壊する無菌ニュートリノ
| Title |
Visible_in_the_laboratory_and_invisible_in_cosmology:_decaying_sterile_neutrinos |
| Authors |
Kevork_N._Abazajian_and_Helena_Garc\'ia_Escudero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11492 |
ビッグバン元素合成(BBN)が起こる前の初期宇宙で起こった膨張の歴史と熱物理過程は、依然として観測による制約が比較的少ないままです。正常温度が$T_\mathrm{RH}\sim2\,\mathrm{MeV}$である低再加熱温度宇宙は、すべての観測と一貫性を保ち、通常は高温再加熱モデルによって制約されるいくつかの新しい物理シナリオに対応します。大量の無菌ニュートリノを含む。私たちは、このようなシナリオによるkeVスケールの無菌ニュートリノの生成と、その結果として生じる宇宙論的観測からの制約を調査します。巨大な無菌ニュートリノのパラメータ空間は、$T_\mathrm{RH}$の高い熱履歴よりもはるかに制約が少ないですが、いくつかの宇宙論的制約が残っています。このようなパラメータ空間は、TRISTAN(KATRIN)、HUNTER、MAGNETO-$\nu$、PTOLEMYなど、現在および今後のいくつかの実験室実験の対象となっています。安定したkeVスケールの無菌ニュートリノにとって、宇宙論的な制約は依然として厳しい。しかし、$Z^\prime$または新しいスカラーを介して放射に暗黒崩壊する無菌ニュートリノは、宇宙論にほとんど制約されないことを示します。さらに、大規模な混合を伴う無菌ニュートリノのこのメカニズムは、ハッブル張力に対する解決策を提供する可能性があります。したがって、keVスケールの無菌ニュートリノは、宇宙初期のまだテストされていないBBN以前の時代の最良のプローブの1つであり、今後の室内実験で観察される可能性があることがわかりました。
