流体力学シミュレーションによるプランクにおける銀河団の完全性関数の特性評価
| Title |
Characterising_galaxy_clusters'_completeness_function_in_Planck_with_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Stefano_Gallo,_Marian_Douspis,_Elie_Soubri\'e,_Laura_Salvati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11544 |
銀河団数のカウントは、宇宙論的パラメーターを制約するための重要な探査です。クラスターの質量の正確な推定とともに、分析の主な要素の1つは、考慮しているクラスターサンプルに関連する選択関数、特に完全性です。この関数の特徴付けを誤ると、宇宙論的な制約に偏りが生じる可能性があります。この研究では、流体力学シミュレーションを使用して現実的な設定でクラスターの検出確率を推定し、プランククラスターカタログの完全性を研究したいと考えています。特に、検出方法で仮定した銀河団モデルが真の銀河団の形状やプロファイルと異なる場合を調査します。IllustrisTNGシミュレーションから銀河団からスニヤエフ・ゼルドビッチ効果の約9000枚の画像を作成し、モンテカルロ注入法を使用して完全性関数を推定します。私たちは、クラスターの圧力プロファイルが異なることや、クラスターの複雑な形態が検出プロセスに及ぼす影響を研究します。クラスターのプロファイルが完全性に大きな影響を及ぼし、急勾配のプロファイルを持つクラスターの方が、平坦なプロファイルを持つクラスターよりも高い完全性を生み出すことがわかりました。また、クラスターの形態が完全性にわずかな影響を与えることも示し、楕円形のクラスターは球面対称のクラスターに比べて検出確率がわずかに低いことがわかりました。最後に、クラスター数を使用した宇宙論的解析に対する異なる完全性関数の影響を調査し、$\Omega_m$と$\sigma_8$の制約が質量バイアスによって引き起こされたものと同じ方向にシフトしていることを示します。。
暗黒物質ベースのモデルと宇宙の性質への影響に関する多くの緊張
| Title |
The_many_tensions_with_dark-matter_based_models_and_implications_on_the_nature_of_the_Universe |
| Authors |
Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Eda_Gjergo_(Nanjing),_Elena_Asencio_(Bonn),_Moritz_Haslbauer_(Bonn),_Jan_Pflamm-Altenburg_(Bonn),_Nils_Wittenburg_(Bonn),_Nick_Samaras_(Prague),_Ingo_Thies_(Bonn),_Wolfgang_Oehm_(Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11552 |
(要約)観測と暗黒物質に基づく宇宙論モデルとの間に根本的な緊張が生じている。この最新のレビューには2つの目的があります。1つは、過去の研究で未解決の緊張をさらに悪化させ、近年生じた新たな緊張を調査すること、もう1つは、現在の理論の欠点を利用して、成功するモデルの開発を導くことです。薄い円盤銀河の多数、局所銀河群の顕著な対称構造、衛星系の平面の共通の出現、エルゴルド銀河団とバレット銀河団、100Mpcよりはるかに大きなスケールでの重大な物質の不均一性を考慮すると、緊張が生じている。、および赤方偏移が7を超える銀河と超大質量ブラックホールの急速な形成が観察されています。張力の性質を考慮すると、実際の宇宙は、加速度における重力がアインシュタイン/ニュートン重力よりも効果的に強いモデルによって記述される必要があります。ミルグロムの加速度スケールを下回る。有望なnuHDMモデルは、ミルグロミアンダイナミクスに基づいていますが、ダークエネルギーによる標準的な拡張履歴を維持しており、上記の緊張の多くを解決します。しかし、このモデルでは銀河形成が遅すぎるように見え、モデル銀河団は大きすぎる質量に達し、モデル銀河団の質量関数は平坦すぎるため、観測された質量関数と比較してトップヘビーです。インフレ、ダークエネルギー、CMBの役割を再評価するモデルのクラスを検討する必要がある。
重要なイベントのクラスタリングによる主要な合併率とスピンパラメータの最初からの推定
| Title |
Estimating_major_merger_rates_and_spin_parameters_ab_initio_via_the_clustering_of_critical_events |
| Authors |
Cadiou_Corentin_and_Pichon-Pharabod_Eric_and_Pichon_Christophe_and_Pogosyan_Dmitri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11558 |
私たちは、主要な合併の特性を第一原理から予測するモデルを構築します。宇宙時間の代用として初期線形密度場の平滑化スケールを増加させると、特定のより大きなピークの近くにあるピークと鞍点の合体からこれらを予測します。結果を改良するために、次のことも保証します。$\sim30$の異なるスケールで平滑化された一連の$\sim400$べき乗則ガウスランダムフィールド。関連するピークとサドルはトポロジー的に接続されています。それらは合体する前に永続的なペアに属している必要があります。私たちのモデルを使用すると、(a)ラグランジュ空間における衛星とマージの分離の確率分布関数を計算できます。それらは平滑化スケールの3倍でピークに達します。(b)ピークの希少性の関数として合併数の分布を予測します。ハローは通常、10年間の大量成長ごとに2回の大きな合併($>$1:10)を経験します。(c)合併によってもたらされる典型的なスピンが数十パーセント程度であることを確認します。
自己無撞着な光曲線を使用した現実的な宇宙環境におけるクエーサー近接ゾーンのモデル化
| Title |
Modeling_Quasar_Proximity_Zones_in_a_Realistic_Cosmological_Environment_with_a_Self-consistent_Light_Curve |
| Authors |
Yihao_Zhou,_Huanqing_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Rupert_A.C._Croft,_and_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11571 |
私たちは、自己矛盾のないクエーサー形成モデルと現実的なIGM環境を含むシミュレーションでクエーサー近接ゾーンを研究します。クエーサーのホストハローは、$z=6$で$10^{13}\M_{\mathrm{\odot}}$であり、以前の研究で研究された典型的なハローよりも巨大です。$6<z<7.5$の間では、クエーサーの明るさは急速に変化し、平均の大きさは$M_{UV,mean}=-24.8$で、変動は最大2桁に達します。この光度曲線を使用してクエーサー周囲の高密度環境を後処理すると、近接ゾーンサイズ($R_{p}$)が$0.5～5$pMpcの範囲であることがわかります。光度曲線の変動は、密度変動と同様の程度の散乱を$R_{p}$に引き起こし、どちらの標準偏差も$\sim0.3$pMpc)になることを示します。$R_{p}$は光度曲線の変動を厳密に追跡しますが、$\sim10^4\\mathrm{yr}$の時間遅れがあり、$R_{p}$と同時期の$M_{の間の対応関係が崩れます。UV}$。これはまた、宇宙再電離の後半部分における$R_{p}$からの積分寿命ではなく、過去$\sim10^4$年以内のクエーサー活動しか推定できないことも示しています。可変光度曲線と比較すると、一定光度曲線は、薄暗い端で$R_{p}$を13%過小評価し($M_{UV}\sim-23.5$)、$R_{p}$を30%過大評価します。明るい端では%($M_{UV}\sim-26$)。多数のクェーサーによって生成される$R_{p}$を計算することで、可変光度曲線が電球モデルよりも広い$R_{p}$分布を予測することを示し、非常に小さい$R_{p}$値を容易に説明します。観察されてきました。
銀河進化におけるグループの役割: クラスターの回転半径まで前処理が行われているという説得力のある証拠
| Title |
The_Role_of_Groups_in_Galaxy_Evolution:_compelling_evidence_of_pre-processing_out_to_the_turnaround_radius_of_clusters |
| Authors |
P.A.A._Lopes,_A.L.B._Ribeiro,_D._Brambila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11578 |
我々は、局所宇宙($z\lesssim0.1$)のクラスターに分類されるグループ銀河の前処理効果の明確かつ直接的な証拠を提示します。238個のクラスターのサンプルから開始し、その中からN$_{200}\ge$20の153個を選択します。ターンアラウンド半径($\sim$5$\times$R$_{200})内の1641グループを検討しました。$)のうちの153クラスター。この半径内には6654個の{\it個々の銀河団}と4133個の{\itグループ銀河}があります。私たちは、孤立したグループとフィールドにある銀河の2つの対照サンプルを検討しました。前者は1606個の{\it孤立したグループ}内の2601個の銀河で構成され、後者は4273個のフィールドオブジェクトを持ちます。落下グループ内の星形成銀河の一部は、残りの銀河団と比較して、明確なクラスター中心の挙動を示します。$5\times$R$_{200}$であっても、{\itグループ銀河}ではすでに星形成天体の割合が減少しています。この半径では、{\it個々の銀河団}の結果は実際にフィールドと互換性があります。これは、集団環境が星団の到着前に星形成を抑制するのに効果的であるという強力な証拠です。星群の星形成率は内部ではほぼ一定のままですが、星団R$_{200}$の半径内でのみ大幅に減少します。また、前処理の効果がグループの質量(メンバーの数で示される)に依存することもわかりました。この効果は、より大規模なグループほど大きくなります。ただし、これはペアやトリプレットの場合でも重要です。最後に、形態学的変換に必要な時間スケールが消光に必要な時間スケールよりも大きいという証拠を発見しました。
VLT-MUSE II を使用して PNLF 距離を改善し、精密宇宙論を目指します。アーカイブ データからのテスト サンプル
| Title |
Towards_Precision_Cosmology_With_Improved_PNLF_Distances_Using_VLT-MUSE_II._A_Test_Sample_from_Archival_Data |
| Authors |
George_H._Jacoby,_Robin_Ciardullo,_Martin_M._Roth,_Magda_Arnaboldi,_and_Peter_M._Weilbacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11603 |
VLTのMUSE積分場分光器のおかげで、[OIII]5007A惑星状星雲光度関数(PNLF)を使用した銀河系外距離の測定が可能になり、約1000メートルまでの距離が可能になりました。40Mpc。ここでは、ESO公開アーカイブからの20個の銀河のVLT/MUSEデータを分析して、その系の惑星状星雲(PNe)を特定し、それらのPNLF距離を決定します。銀河のうち3つはPNLFの堅牢な測定に十分なPNeを含まず、他の1つの系の結果は銀河の内部消滅によって損なわれています。しかし、残りの16個の銀河についてはロバストなPNLF距離が得られ、そのうちの2個は孤立しており、比較的乱れのないハッブル流では30Mpcを超えています。これらのデータから、ハッブル定数74.2+/-7.2(stat)+/-3.7(sys)km/s/Mpcを導き出します。これは、他の品質指標(例:セファイド、赤色巨星の枝の先端、および表面の明るさの変動）。現時点では、不確実性は、ESOアーカイブにある少数の適切な銀河と、理想的とは言えない観察条件と校正によって支配されています。これらのシステムの経験に基づいて、SNIa距離スケールに依存しないH0の競争力のある値を生み出すためにPNLFに必要な観測要件を特定し、現在のハッブル定数の緊張を解決するのに役立ちます。
| Title |
Fast_shimming_algorithm_based_on_Bayesian_optimization_for_magnetic_resonance_based_dark_matter_search |
| Authors |
Julian_Walter,_Hendrik_Bekker,_John_Blanchard,_Dmitry_Budker,_Nataniel_L._Figueroa,_Arne_Wickenbrock,_Yuzhe_Zhang,_Pengyu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11614 |
アクシオン様暗黒物質の磁気共鳴探索の感度とアクセス可能な質量範囲は、印加される磁場の均一性に依存します。シミングを通じて均一性を最適化するには、大きなパラメータ空間を探索する必要があり、これには法外に時間がかかる可能性があります。ベイジアン最適化に基づくアルゴリズムを採用することで、シムコイル電流を調整するプロセスを自動化しました。この方法は、単一の最適化ステップの期間によってパラメーター空間を広範囲に調査することができない場合、または最適な動作点に関する事前情報がない場合のアプリケーションに特に適しています。宇宙アクシオンスピン歳差運動実験(CASPEr)勾配低磁場装置を使用して、この設定ではこの方法が約30回の反復後に、暗黒物質探索に望ましい10ppm未満の磁場均一性に収束することを示します。。
デ・シッター宇宙からのMeV暗黒エネルギー放出
| Title |
MeV_dark_energy_emission_from_a_de_Sitter_Universe |
| Authors |
Yasm\'in_B._Alc\'antara-P\'erez,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_H._Mart\'i{\i}nez-Huerta,_and_A._Hern\'andez-Almada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11659 |
デ・シッター宇宙の進化は、加速宇宙と後期静止宇宙の両方の基礎となります。では、両方の宇宙をどのように区別すればよいのでしょうか?この論文では、光距離または角距離を使用して両方の場合を区別する実験を計画することは不可能であると述べています。なぜなら、それらはデ・シッター段階では同じであるからです。しかし、この等価性により、信号が29.5MeV付近に信号ピークを持つ一定のダークエネルギー放射であると予測することができます。生存確率の天体物理学的テストによると、放射線は非標準の光子に違いありません。注目すべきことに、EGRETとCOMPTELを超えた実験では、この予測領域で、暗黒エネルギー放射の崩壊過程の可能性から来る過剰なガンマ光子を観察することができ、これは、非物質の継続的な生成を伴う後期静止宇宙の決定的な証拠となる可能性がある。標準放射線は、宇宙進化の現在の段階を理解するための代替アプローチです。
宇宙空隙と動力学解析。 Ⅲ．宇宙後期のハッブル張力と構造形成
私たちは、ウラソフ運動の自己無撞着場アプローチで宇宙後期の構造形成を研究しています。私たちの研究は主に、宇宙定数の反発項を伴う修正された重力ポテンシャルの使用に焦点を当てており、これは局所的および地球規模の流れの結果としてのハッブル張力の特徴付けを可能にする観測に直接結びついています。我々は、観測可能なパラメータに関連する量的スケールの予測とともに、半周期的な重力構造の形成基準を定式化します。我々の主な結論は、局所（後期）宇宙におけるフィラメント形成は、密度摂動の本質的に確率論的な力学から生じるより大きなスケールでの構造とは異なる決定論的なプロセスとして進行する可能性があるということである。
A478 の静水圧質量: Chandra、NuSTAR、および XMM-Newton からの矛盾した結果
| Title |
The_Hydrostatic_Mass_of_A478:_Discrepant_Results_From_Chandra,_NuSTAR,_and_XMM-Newton |
| Authors |
Cicely_Potter_(1),_Ay\c{s}eg\"ul_T\"umer_(2_and_1),_Qian_H._S._Wang_(3),_Daniel_R._Wik_(1),_Ben_J._Maughan_(4),_Gerrit_Schellenberger_(5)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_The_University_of_Utah,_115_South_1400_East,_Salt_Lake_City,_UT_84112,_USA,_(2)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_77_Massachusetts_Avenue,_Cambridge,_MA_02139,_USA,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD_20742,_USA,_(4)_H._H._Wills_Physics_Laboratory,_University_of_Bristol,_Tyndall_Ave,_Bristol_BS8_1TL,_UK,_(5)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_60_Garden_Street,_Cambridge,_MA_02138,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11743 |
銀河団は、宇宙で最も最近形成された、最も巨大な重力の束縛構造です。形成される銀河団の数は、暗黒物質密度、$\sigma_8$、$\Omega_m$などの宇宙論的パラメーターに大きく依存します。数密度はクラスター質量の関数であり、静水圧平衡の仮定の下でクラスター内媒体(ICM)の密度と温度プロファイルから推定できます。プラズマの温度、つまりその質量はX線スペクトルから計算されます。ただし、ソフトバンドにおける有効面積の校正の不確実性により、宇宙に設置されたさまざまなX線望遠鏡からの温度測定値は大きく異なります。NuSTARはチャンドラやXMM-Newtonよりもこれらの問題の影響を受けにくい可能性があり、特に高エネルギーにおいて有効面積が大きく、高精度の温度測定が可能です。この研究では、この校正の不一致の性質を調査するために、Abell478のChandra、NuSTAR、およびXMM-Newtonデータの分析を紹介します。NuSTARの温度はチャンドラの温度より平均$\sim$11%低く、XMM-Newtonの温度はNuSTARの温度より平均$\sim$5%低いことがわかりました。これにより、$r_{2500,Chandra}$でのNuSTAR質量は$M_{2500,NuSTAR}=3.39^{+0.07}_{-0.07}\times10^{14}$$M_{\odot}$となります。これは、$M_{2500,Chandra}$よりも$\sim$10%低く、$M_{2500,XMM-Newton}$よりも$\sim$4%高くなります。
| Title |
Extragalactic_Test_of_General_Relativity_from_Strong_Gravitational_Lensing_by_using_Artificial_Neural_Networks |
| Authors |
Jing-Yu_Ran,_Jun-Jie_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11810 |
この研究は、新しく編集された銀河スケールの強力な重力レンズ(SGL)サンプルを使用して、キロパーセクスケールで一般相対性理論(GR)の妥当性をテストすることを目的としています。フリードマン・レマ\^{\i}トレ・ロバートソン・ウォーカー計量内の距離合計ルールを利用して、パラメータ化されたポストニュートンパラメータ$\gamma_{\rmPPN}$と空間曲率の両方に対する宇宙論に依存しない制約を取得します。$\Omega_{k}$は、GRに基づいた宇宙論モデルの推定によって引き起こされる円形性の問題を克服します。SGLシステムの距離を校正するために、新しいノンパラメトリックアプローチである人工ニューラルネットワーク(ANN)を導入し、Ia型超新星のパンテオン+サンプルから滑らかな距離と赤方偏移の関係を再構築します。私たちの結果は、$\gamma_{\rmPPN}=1.16_{-0.12}^{+0.15}$および$\Omega_k=0.89_{-1.00}^{+1.97}$であることを示しており、空間的に平坦な宇宙であることを示しています。GRの保存(つまり、$\Omega_k=0$および$\gamma_{\rmPPN}=1$)は、基本的に$1\sigma$信頼水準内でサポートされます。空間曲率がゼロであると仮定すると、$\gamma_{\rmPPN}=1.09_{-0.10}^{+0.11}$が得られ、GRからの1の予測と9.6\%の精度で一致することを表します。代わりに、GRが成立すると仮定すると(つまり、$\gamma_{\rmPPN}=1$)、曲率パラメータ制約は$\Omega_k=0.11_{-0.47}^{+0.78}$にさらに改善できます。これらの結果として生じる制約は、強力なレンズ効果の観察とANNによって再構成された距離と赤方偏移の関係を組み合わせることにより、銀河スケールでGRをテストする際の私たちの方法の有効性を示しています。
第2.5世代地上重力波検出器時代の標準サイレン宇宙論：LIGO VoyagerとNEMOの明るいサイレンと暗いサイレン
| Title |
Standard_siren_cosmology_in_the_era_of_the_2.5-generation_ground-based_gravitational_wave_detectors:_bright_and_dark_sirens_of_LIGO_Voyager_and_NEMO |
| Authors |
Shang-Jie_Jin,_Rui-Qi_Zhu,_Ji-Yu_Song,_Tao_Han,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11900 |
第2.5世代(2.5G)の地上重力波(GW)検出器LIGOボイジャーと中性子星極限物質観測所(NEMO)は、2020年代後半から2030年代前半に運用開始される予定です。この研究では、宇宙論的パラメータ、特にハッブル定数の測定において、2.5GGW検出器によって観測されたGW標準サイレンの可能性を探ります。我々は、BNS合体による短い$\gamma$線バースト(SGRB)がTHESEUSのようなGRB検出器によって検出できるという楽観的なシナリオを検討する。次に、10年間の観測に基づいてGW-SGRB同時イベントの数を予測し、模擬明るいサイレンデータを使用して宇宙論的解析を実行します。私たちの結果は、LIGOVoyagerとNEMOだけでハッブル定数をそれぞれ$1.43\%$と$1.07\%$の精度で測定でき、これは精密宇宙論の標準に近い精度であることを示しています。さらに、2.5G検出器からの明るいサイレンは、CMBデータによって生成された宇宙論的パラメータの縮退を効果的に打ち破る可能性があります。CMBと組み合わせた場合、ダークエネルギー状態方程式$w$の拘束精度は$3.31\%$を達成でき、これは最新のCMB+SNデータの拘束結果と同等です。検出器の感度の限界により、対応する電磁波が利用できない保守的なシナリオでは、LIGOVoyagerの観測のみを考慮します。ハッブル定数の制約精度は$1.98\%$に達する可能性があります。LIGOボイジャーの明るいサイレンと暗いサイレンの疑似データを組み合わせると、ハッブル定数の制約精度は$1.06\%$に達する可能性があり、宇宙論の精度の標準にかなり近くなります。私たちは、2.5G地上設置型GW検出器の時代には、ハッブル緊張を解決する壮大な展望を期待する価値があると結論付けています。
銀河の強力なレンズシステムを使用してスケールに依存する重力滑りを調査する
| Title |
Probing_a_scale_dependent_gravitational_slip_with_galaxy_strong_lensing_systems |
| Authors |
Sacha_Guerrini_and_Edvard_M\"ortsell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11915 |
銀河スケールの強力な重力レンズ系の観測により、kpc-Mpcスケールでの一般相対性理論からの逸脱に関する独自のテストが可能になります。この研究では、仮想の第5の力の振幅を測定する重力滑りパラメータ$\gamma_{\rmPN}$が、130個の楕円銀河レンズ系を使用して制約されています。べき乗則の総質量密度と、べき乗則の明るさ密度よりも優先される、逆投影されたDeVaucouleurs明るさ密度を使用してレンズモデルを実装します。レンズの速度異方性$\beta$と重力滑りの間の縮退を打破するために、最近の力学データに基づいた速度異方性に関する新しい事前分布を導入します。一定の重力滑りの場合、$\gamma_{\rmPN}=0.90^{+0.18}_{-0.14}$が得られ、68\%の信頼水準で一般相対性理論と一致します。コンプトン波長$\lambda_g$を導入し、小さいスケールと大きいスケールで5番目の力を効果的にスクリーニングすると、$\lambda_g\sim0.2$Mpcおよび$\gamma_{\rmPN}=0.77^{+0.25}に対して最適な適合が得られます。_{-0.14}$。極小値は$\lambda_g\sim100$Mpcおよび$\gamma_{\rmPN}=0.56^{0.45}_{-0.35}$で見つかります。データには一般相対性理論から大きく逸脱する証拠はなく、正確な仮定を使用し、レンズ銀河モデルに適切な制約を設けることが重力滑りに対する信頼できる制約を確保する鍵であると結論付けています。
複数の銀河を含む宇宙論
| Title |
Cosmology_with_multiple_galaxies |
| Authors |
Chaitanya_Chawak,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Nicolas_Echeverri_Rojas,_Yueying_Ni,_ChangHoon_Hahn,_Daniel_Angles-Alcazar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12048 |
最近の研究により、$\Omega_{\rmm}$と個々のシミュレートされた銀河の特性との間に比較的密接な相関関係があることが発見されました。このため、超新星や活動銀河核からのフィードバックなどの天体物理学的プロセスの不確実性を考慮しながら、個々の銀河の特性を使用して$\Omega_{\rmm}$に対する制約を設定できることが示されています。この研究では、複数の銀河の特性を同時に使用することでそれらの制約を強化できるかどうかを定量化します。このために、数千の流体力学からのいくつかの銀河の特性を使用して、2つの宇宙論的パラメーター($\Omega_{\rmm}$および$\sigma_8$)と4つの天体物理学的パラメーターの値について尤度なしの推論を実行するようにニューラルネットワークをトレーニングします。CAMELSプロジェクトのシミュレーション。複数の銀河の特性を使用すると、$\Omega_{\rmm}$推論の精度が向上することがわかりました。さらに、複数の銀河を使用すると、単一の銀河では十分に制約されなかった他のパラメータの推論が可能になります。銀河プロパティの同じサブセットが、1つまたは複数の銀河からの$\Omega_{\rmm}$に対する制約の原因となることを示します。最後に、モデルの堅牢性を定量化し、モデルの有効性の範囲を特定しないと、他の銀河形成モデルの銀河でテストした場合、モデルがうまく機能しないことがわかりました。
さまざまな基本定数がハッブルを満たす
基本的な物理定数は、空間的にも時間的にも一定である必要はありません。--この一見単純なステートメントは、広範囲の物理的プロセスと相互作用に深い意味を持っており、多くの観察を通じて調べることができます。この章では、CMB測定が宇宙論的再結合時代の微細構造定数と電子静止質量の変動をどのように抑制できるかを強調します。これらの定数に対するCMB異方性の感度は、これらの定数が宇宙のイオン化履歴とトムソン散乱率に直接影響し、多数の微妙な原子物理学効果が組み合わさって生じるため生じます。最近の研究では、ここで説明するように、電子の静止質量の変化が実際にハッブル張力を緩和できることが明らかになりました。宇宙論的再結合放射線の測定による将来の可能性について簡単に言及し、これらがハッブル張力の物理的起源を実験的に明らかにするための刺激的な手段をどのように提供できるかを強調します。
SDSS DR12 LOWZ のデータに基づいて、可能な準周期構造を探索します。
| Title |
Search_for_a_possible_quasi-periodic_structure_based_on_data_of_the_SDSS_DR12_LOWZ |
| Authors |
Andrei_I._Ryabinkov,_Alexander_D._Kaminker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12146 |
SDSS\DR12\LOWZカタログに基づいて、宇宙論的赤方偏移$0.16\leqz\leq0.47$での銀河の空間分布の統計解析を実行します。私たちの目的は、{\it宇宙の網}に埋め込まれている可能性のある大規模な準規則構造を探索して研究することです。私たちは、空の特定の領域を密にカバーするさまざまな軸(方向)上のデカルト銀河座標の投影を計算し、投影の一次元分布に重要な準周期成分が含まれる特別な方向を探します。これらの成分はパワースペクトルのピークとして現れ、波数$0.05<k<0.07$の狭い範囲内にあります。ピークの重要性の評価には特に注意が払われます。一部の選択された方向の支配的なピークの重要性が$(4-5)\sigma$を超えることがわかります。考えられる選択効果を軽減するために、研究対象の実際の銀河に人工物体(点)のランダムなセットを追加することにより、銀河の空間分布の模擬均一カタログを作成します。この累積モデルデータのパワースペクトルも、ほぼ同じスケールに対応する顕著なピークを示しています。その結果、特徴的なスケール$(116\pm10)~h^{-1}$~Mpcを持つ異方性宇宙論的準周期構造の存在が仮定されます。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Neutrinogenesis_of_Sterile_Neutrino_Dark_Matter |
| Authors |
Muping_Chen,_Graciela_B._Gelmini,_Philip_Lu,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12258 |
我々は、標準模型の活性ニュートリノと混合して暗黒物質に寄与する無菌ニュートリノを宇宙論的に生成するための、原始ブラックホール（PBH）の蒸発という新しい機構を提示する。PBH無菌ニュートリノ発生は、任意の少量の活性物質と無菌混合を使用して、大量の遺物を生成できます。私たちは、宇宙を支配する物質であるPBHに焦点を当て、これらの無菌ニュートリノの崩壊が将来の実験での推定3.5keV信号または潜在的な信号を説明できるパラメーター空間を特定します。XRISMまたはNuSTARを超えたもの。X線信号と重力波信号の関連付けは、このシナリオのユニークな特徴です。
| Title |
Constraining_dark_energy_cosmologies_with_spatial_curvature_using_Supernovae_JWST_forecasting |
| Authors |
Pablo_M._Maldonado_Alonso,_Celia_Escamilla-Rivera_and_Rodrigo_Sandoval-Orozco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12292 |
最近の宇宙論的緊張、特にハッブル定数$H_0$の局所値を推測するために、いくつかの宇宙論で宇宙論的パラメータを制約するための新しい独立した技術が開発されました。さらに、一致する宇宙論的定冷暗黒物質($\Lambda$CDM)モデルが局所観測物で十分に制約されている場合でも、その物理学は平坦な背景からの逸脱を示しています。したがって、他の手法で張力の$H_0$値を説明できるフラットな$\Lambda$CDMモデルからの逸脱の可能性を探るため、この論文では空間曲率ダークエネルギーモデルにおける新しい宇宙論的制約を研究します。さらに、現在の標準的な超新星Ia型(SNIa)カタログに対して、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の機能を使用して、SNIaサンプルを通じて経験的距離ラダー法を拡張し、SNIaを$z\sim6$まで予測します。高い赤方偏移での星形成率について。さらに、SNIaPantheonおよびSNIaPantheon+カタログをJW予測データと組み合わせると、制約によって$\Omega_{m}$に関連する統計が改善されることがわかりました。
第二法則を宇宙規模で検証する
ハッブル因子の歴史に関する最近のデータに基づいて、熱力学の第2法則は観測可能な最大スケールで成り立つと主張されています。これは、同じ質問に関する以前の研究と一致しています。
衝撃による地震動による小さな瓦礫体への偏析
我々は、瓦礫の山の小惑星（自己重力粒状集合体）の生涯中に受けた衝撃によって引き起こされる地震の揺れによるレゴリスの偏析を研究するための枠組みを提案します。まず、表面振動の振幅と周波数を、衝撃の位置と激しさ、瓦礫本体の形状とバルク特性に関連付けます。明確にするために、天体はイトカワに近いサイズとスピンを持つ楕円体であるとみなしますが、他の小惑星も容易に組み込まれます。次に、小惑星への衝突活動の変動を考慮して、天体の衝突履歴を確率的にモデル化します。最後に、離散要素シミュレーションを利用して、衝撃に対するレゴリスの反応を調査します。これらのシミュレーションでは、衝突履歴のどのサンプルにおいても、衝突が発生するたびに、粒子混合物で満たされ、小惑星上の対象領域に配置された容器が、その衝突に関連する振幅と周波数で振動します。このフレームワークを利用すると、衝撃による地震活動は小さな瓦礫の山のサイズ分離を促進するのに十分であることがわかりますが、分離の質はいくつかの側面に依存します。供給される総衝撃エネルギー、対象領域の配置、バルク波の速度、および地震の拡散率。
人工衛星の潮汐散逸がヒルスフィアからの脱出を妨げる
トランジット法は外ムーンを検出する有望な手段ですが、候補はほとんど特定されていません。恒星に近い惑星の場合、衛星の軌道と恒星との間の動的相互作用が進化において重要であるに違いありません。同期軌道を越えた衛星は、惑星上で上昇した潮流によって螺旋を描き、ヒル圏から脱出する可能性が高いと考えられています。ここでは、惑星と衛星の両方内の潮汐散逸を説明する三体コードを使用して進化を追跡します。私たちは、衛星内での潮の満ち引きが衛星をその惑星に拘束していることが多く、これまで考えられていたよりも外衛星が観測可能になることを示しました。脱出の確率は、潮汐品質係数Q'/Qの比によって決まります。この比率が0.5を超えると、通常は脱出が回避されます。代わりに、衛星は、惑星のスピン角運動量が衛星の軌道に伝達されず、恒星の周りの惑星の軌道に伝達される平衡状態に移動します。惑星は衛星の軌道よりも速く回転し続けますが、衛星は長半径約0.41ヒル半径を維持します。これらの状態には、0.1程度の適度な衛星離心率が伴い、安定性解析から、長い時間スケールにわたって安定していることがわかります。
エウロパ上の CO$_2$ の分布は内部の炭素源を示しています
木星の衛星エウロパには地下に海がありますが、その化学構造はほとんどわかっていません。エウロパの表面では二酸化炭素（CO$_2$）が以前に検出されていたが、それが地下の海洋化学に由来するものなのか、衝突によってもたらされたのか、あるいは衝突の放射線処理によって表面で生成されたのかを判断することはできなかった。納品された資料。私たちは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で得られた観測を使用してエウロパ上のCO$_2$の分布を地図化し、最近表面が再表面した地形であるタラ地域内のCO$_2$の濃度を見つけました。これは、CO$_2$が内部炭素源に由来することを示しています。私たちはCO$_2$が内部海洋で形成されると提案していますが、海洋由来の有機物または炭酸塩の放射線分解による表面での形成を除外することはできません。
天文計測を通じて太陽系を検出できる可能性
さまざまな方法で系外惑星を探索することは、過去数年間常に天文学者の焦点となってきました。複数の惑星検出技術の中でも、天文法は系外惑星の軌道パラメータを正確に決定する機能で際立っています。この研究では、地球外知的文明が天文法を使用して太陽系内の惑星を検出する可能性を調べます。注入と回復のシミュレーションを実行することで、さまざまな観測ベースラインと観測誤差の下で、太陽系内の4つの巨大惑星の検出可能性を調査します。私たちの調査結果は、信号対雑音比が1を超える状態で少なくとも90年間観測されれば、地球外知能が4つの巨大惑星をすべて検出して特徴づけることができることを示しています。木星、土星、海王星などの個々の惑星の場合、ベースラインは半分を超えます。検出には軌道周期が必要です。ただし、天王星の公転周期は海王星の約半分であるため、より長い基準線の観測が必要です。天文測定の精度が10$\mu$as以上であれば、太陽系の30個以内にある8,707個の星すべてが100年以内に4つの巨大惑星を検出できる可能性があります。さらに、私たちの予測は、太陽系から10個以内に位置する300以上の星が、0.3$\mu$asの天文計測精度を達成できれば、地球を検出できる可能性があることを示唆しています。
天王星の空気抵抗によるナノダストの落下
| Title |
Infalling_of_Nano-dust_Because_of_Air_Drag_on_Uranus |
| Authors |
Hua-Shan_Shih_(1)_and_Wing-Huen_Ip_(1,2)_((1)_Department_of_Space_Science_&_Engineering,_National_Central_University,_Taiwan,_(2)_Graduate_Institute_of_Astronomy,_National_Central_University,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11789 |
天王星と土星は、主に水素とヘリウムで構成される大気の組成と環系の点で類似点を共有しています。天王星には既知の13個の輪があり、狭い主輪、ダスティリング、外輪に分かれています。土星の広い環系とは異なり、天王星の内側の狭い主環は比較的狭く、おそらくセンチメートルからメートルの範囲のサイズの、放射線処理された暗い有機物で構成されています。私たちは、天王星には土星と同様のメカニズムがあり、その重力と上層大気の引力によって小さな粒子が惑星に落下するのではないかと考えられています。天王星の内側の狭い環にある帯電していないナノダスト粒子は、外気圏の中性ガス分子と衝突し、天王星に落下します。この研究は、天王星の内側の狭い環におけるナノダスト粒子の軌道挙動のモンテカルロシミュレーションを導き出しました。このモデルは、ダスト粒子の動きの制動が高度6000kmから8000kmの間で起こり、ダスト粒子が高度4000km以下で徐々に惑星大気と共回転するように捕らえられることを示しています。塵の粒子が大きいほど、それらが共回転に同化される高度は低くなります。高度1000kmまでの1nmの塵粒子の寿命は約32.5$\pm$18.8時間、30nmの塵粒子の寿命は約2770.0$\pm$213.9時間と推定されています。
準相対論的宇宙船による惑星 9 の探索: 三体効果、ポストニュートン効果、非重力効果
| Title |
A_Search_for_Planet_9_with_a_Sub-Relativistic_Spacecraft:_three-body,_post-Newtonian_and_non-gravitational_effects |
| Authors |
Sahin_Ulas_Koprucu,_Bayram_Tekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11863 |
カイパーベルト天体の予想外のクラスター化を説明するために、太陽系外縁部にある仮想の重力体、いわゆるプラネット9が提案されました。これは望遠鏡で観測されていないため、質量1グラムの衛星を多数レーザー発射することで重力によって検出できる原始ブラックホール（マルメロサイズ）であると推測されていた。ここでは、惑星9の探索に影響を与えるさまざまな側面を研究します。私たちの基本的な観測値は、主に惑星9の重力の影響を受ける準相対論的宇宙船の軌道の角変位であり、他のいくつかの重力によって増強されます。物体力、非重力力、およびポストニュートン力。まず、2つの特定の初期条件について、太陽-惑星9宇宙船の円形制限三体問題の枠組みで太陽の影響を計算します。次に、星間物質によって及ぼされる磁力や抗力などの非重力摂動の影響を研究します。そして日射圧力。さらに、宇宙船の軌道に対するフレームドラッグ、シュワルツシルト効果、測地歳差運動などのポストニュートン一般相対論的効果を調査します。私たちは、主な角変位は太陽放射圧によるものであり、これが惑星9の検出を困難にしていることを示します。一般相対論的効果の中で、フレームのドラッグの効果は最も小さくなります。そして太陽によるシュヴァルツシルト効果が最も大きく影響します。ただし、一般相対論的効果はいずれも検出に有意な寄与をもたらしません。
SELENA: 月人工衛星用半解析インテグレータ
| Title |
SELENA:_Semi-analytical_Integrator_for_Lunar_Artificial_Satellites |
| Authors |
Christos_Efthymiopoulos,_Kleomenis_Tsiganis,_Ioannis_Gkolias,_Michalis_Gaitanas,_Carlos_Yanez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11904 |
本レポートは、R&TR-S20/BS-0005の枠組みで開発された月衛星軌道用の半解析プロパゲータであるSELENA(月面人工衛星用の半解析インテグレータ)に関連する主な理論と実装手順を要約しています。-062パドバ大学(UniPd)とテッサロニキアリストテレス大学(AUTH)が共同で行うCNES研究活動。両校ともCNESの請負業者として活動。最終理論の導出に使用された方法、アルゴリズム、記号操作の詳細な説明は、このレポートで詳細に説明されています。これらは、「閉じた形式」で計算されたリー級数の形式で正準摂動理論の使用を呼び出します。衛星の軌道離心率が拡大することはありません。これらのアルゴリズムは、本レポートに付属するシンボリックパッケージの形式で提供されます。このパッケージには、シンボリック代数プログラムと、衛星方程式の短周期項の平均化につながる最終的なハミルトニアン、運動方程式、および変換(つまり、各項の各変数の係数と指数)を含む明示的なデータファイルが含まれています。動きの。
ドレーク方程式を超えて: 太陽近傍の居住可能な惑星と生命が存在する世界の時間依存の目録
| Title |
Beyond_the_Drake_Equation:_A_Time-Dependent_Inventory_of_Habitable_Planets_and_Life-Bearing_Worlds_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Piero_Madau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11927 |
私たちは、将来の観測努力や実験を方向付けるのに役立つ可能性のある統計的な系外惑星個体数と宇宙生物学研究のための数学的枠組みを紹介します。このアプローチは、一連の微分方程式に基づいており、太陽近傍の化学人口の歴史における、星の形成、金属の濃縮、系外惑星と生命が宿る可能性のある世界の発生の間の時間依存のマッピングを提供します。私たちの結果は次のように要約されます。1)太陽付近での系外惑星の形成は、約11ギヤ前の厚い円盤の出現から始まり、一時的なものでした。2)太陽から100パーセク以内に、K型星のハビタブルゾーン(「温帯地球型惑星」またはTTP)には11,000(イータ/0.24)もの地球サイズの惑星が存在します。太陽系はTTP中央値よりも若く、5.5ギル前にピークに達し、外部要因によって引き起こされた星形成の急増で誕生しました。3)巨大惑星の出現率の金属量の調整により、典型的な形成時期が遅くなり、初期にはTTPの数が巨大惑星の数を上回ります。4)K星の周囲のTTPの>1%で微生物生命が地球上で発生したのと同じようにすぐに発生した場合、最も近くに生命が存在する地球に似た惑星は20パーセント未満の距離にあるでしょう。単純な生命が豊富に存在する（速い生物発生）としても、それは古いものでもあり、今日生命が存在するすべての惑星の約3分の1で8ギル以上前に誕生したはずです。より古い地球の類似体は、環境を変化させ、検出可能な酸素性バイオシグネチャーを生成できる十分に複雑な生命を発達させた可能性が高くなります。
中性成層大気における熱潮汐：地球の先カンブリア時代の回転平衡を再考する
| Title |
Thermal_tides_in_neutrally_stratified_atmospheres:_Revisiting_the_Earth's_Precambrian_rotational_equilibrium |
| Authors |
Mohammad_Farhat,_Pierre_Auclair-Desrotour,_Gwena\"el_Bou\'e,_Russell_Deitrick,_and_Jacques_Laskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11946 |
地球の回転力学は、地質学的時間スケールにわたって、局地的および地球規模の気候進化に重大な影響を及ぼし、おそらく生命の進化に貢献しています。地球の自転の歴史をより正確に検索するために、先カンブリア時代の日の長さが安定したという公表された仮説に動機づけられ、惑星の自転運動の進化に対する熱潮汐の影響を調べます。仮説のシナリオは、大気ラム波の共鳴に遭遇することを条件としており、それによって増幅された熱潮汐トルクが海洋と固体内部の反対のトルクを打ち消し、地球を回転平衡状態に導きます。このシナリオを念頭に置いて、中立成層大気を記述する岩石惑星の熱潮汐の非経験モデルを構築します。このモデルでは、ニュートン冷却による散逸過程と惑星境界層における拡散過程が考慮されています。このモデルから、3D大循環モデルを使用して以前に計算された主要なスペクトル特徴を捕捉する、周波数依存の潮汐トルクの閉形式の解を取得します。特に、長波加熱下では、地表付近の拡散過程と地面の熱応答の遅れが、共鳴時の熱潮汐トルクの加速効果を減衰させ、場合によっては消滅させる原因となっていることが判明している。地球に適用すると、私たちのモデルの予測は顕生代でラム共鳴が発生することを示唆していますが、その振幅は回転平衡には不十分です。興味深いことに、私たちの研究は地球の歴史によって動機付けられましたが、一般的な潮汐ソリューションは太陽系外惑星環境でも直接的かつ効率的に適用できます。
FUOR の降着バーストの起源について
若い星FUOriの降着光度は、1937年には検出不可能なレベルから数百の太陽光度まで増加し、現在もほぼ同じ高さを保っています。最近の論文で、我々は、星の周りを10日間公転する若いガス巨大惑星の極限蒸発(EE)がどのようにFUOriに電力を供給する可能性があるかを示しました。ただし、私たちのモデルは、蒸発する惑星の質量と半径のべき乗則の関係を仮定しました。ここでは、恒星の進化コードを使用して、質量を失う惑星をモデル化します。私たちは、断熱惑星が急速に膨張し、その結果暴走FUORバーストが発生することを発見しました。超断熱惑星は質量を失いながら収縮します。彼らの爆発は時間とともに薄れていきます。FUOriのような長く着実に減少するバーストでは、比較的微調整された内部惑星構造が必要ですが、これは稀なことかもしれません。より一般的には、超断熱惑星の収縮が速すぎてEEが低下し、FUORバーストスタッターが発生することがわかります。この途切れにより、単一の惑星が多数の短い繰り返しバーストを生成することができます。これは、V346Nor、V899、V1647で観察されたバーストに関連している可能性があります。FUOriに最適なシナリオの広帯域スペクトルを計算します。バーストは惑星の位置の背後で引き起こされるため、Gaia-17bpiやGaia-18dvyのバーストと同様に、中赤外放射は光学放射の何ヶ月も前に上昇します。我々は、古典的な熱不安定性を利用したバーストでは、中赤外光が光バーストよりも遅れるのに対し、デッドゾーン活性化モデルでは中赤外光が光バーストより数年から数十年先行すると予測していることを示した。FUOriの恒星フライバイシナリオについてコメントします。
2023年9月13日、ベテルギウスの食の準備として行われた(319)レオナによる恒星食
| Title |
The_stellar_occultation_by_(319)_Leona_on_13_September_2023_in_preparation_for_the_occultation_of_Betelgeuse |
| Authors |
J._L._Ortiz,_M._Kretlow,_C._Schnabel,_N._Morales,_J._Flores-Mart\'in,_M._S\'anchez_Gonz\'alez,_F._Casarramona,_A._Selva,_C._Perell\'o,_A._Rom\'an-Reche,_S._Alonso,_J.L._Rizos,_R._Gon\c{c}alves,_A._Castillo,_J._M._Madiedo,_P._Mart\'inez_S\'anchez,_J._M._Fern\'andez_and\'ujar,_J._L._Maestre,_E._Smith,_M._Gil,_V._Pelenjow,_S._Moral_Soriano,_J._Mart\'i,_P._L._Luque-Escamilla,_R._Casas,_J._Delgado_Casal,_J._Rovira,_F._J._Aceituno,_V._Dekert,_V._de_Ory_Guimer\'a,_J._Serrano_Estepa,_Y._Kilic,_R._Leiva,_P._Santos-Sanz,_R._Duffard,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_M._Vara-Lubiano,_A._Alvarez-Candal,_F.L._Rommel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12272 |
2023年12月12日、恒星$\alpha$オリオニス(ベテルギウス)は、小惑星(319)レオナによって覆われます。これは、小惑星が地球上のさまざまな点とさまざまな波長で星を隠すときの光度曲線を研究することにより、ベテルギウスの光球の直径と明るさの分布を極めて高い角度分解能で分析する特別かつユニークな機会を表しています。ここでは、12月12日のイベントに備えて、投影された形状とサイズを決定するために、2023年9月13日にレオナによる別の掩蔽の観察を紹介します。掩蔽観測キャンペーンは大成功を収めた。17サイトでの陽性検出から導出された投影面積の有効直径は、瞬間肢への楕円フィットを使用して66km$\pm$2kmであることが判明しました。天体は非常に細長く、掩蔽時の長軸と短軸はそれぞれ79.6$\pm$2.2kmx54.8$\pm$1.3kmです。また、12月12日のレオナの軌道決定を改善するために、掩蔽から得られる正確な位置が提供されます。
湿性合体に関する銀河考古学: 天の川銀河と近隣銀河の球状星団の年齢分布
| Title |
Galaxy_Archaeology_for_Wet_Mergers:_Globular_Cluster_Age_Distributions_in_the_Milky_Way_and_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Lucas_M._Valenzuela,_Rhea-Silvia_Remus,_Madeleine_McKenzie,_Duncan_A._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11545 |
銀河における過去の湿性合体活動を特定することは、銀河系外形成史研究における長年の課題であった。ガイアによる天の川銀河(MW)における6D運動学的測定は、銀河考古学の可能性を大幅に広げ、MWの過去の初期合体の発見につながりました。最近の研究により、若い球状星団(GC)と湿性銀河合体現象との関連性が確立されているため、MWは、銀河形成の歴史を追跡するためにGCをどのように使用できるかをテストするための理想的な実験室を提供します。GCが湿性合体を追跡するという仮説を検証するために、MW銀河と近くの3つの銀河の測定されたGC年齢分布をそれらの合体履歴と関連付け、GC形成の経験的モデルを通じて湿性合体との関係を解釈します。MWについては、GCとその関連する前駆ホスト銀河とをクロスマッチさせて、GCの年齢分布との関係を解きほぐします。MWGCの年齢分布は二峰性であり、主にガイアソーセージ/エンケラドゥス(GSE)に関連する若いGCによって引き起こされ、一部は関連していない高エネルギーGCによって引き起こされることがわかりました。GSEGCの年齢分布も二峰性であるようです。古いGSEGCはGSEと一緒に増加し、新しいGSEGCは合併によって形成されたと提案します。近くの銀河については、GC年齢分布のピークがガスが豊富な初期の合体と一致していることがわかります。GCの年齢分布の小さな特徴でさえ、他の観測されたトレーサーによって推測される銀河の形成履歴とよく一致します。モデルから、関与する冷たいガスの質量は、地層バーストで見つかったGCの数から推定できると予測します。マルチモーダルGC年齢分布は、GCが形成された結果としての大規模な湿式合併を追跡することができます。私たち自身のMW銀河と近くの銀河の実験結果から、銀河のより若いGC集団の年齢を使用して、銀河の湿性合体の歴史を推測できると結論付けました。
[CII] z ~ 7 の低質量銀河の発光の研究
| Title |
Studying_[CII]_Emission_in_Low-mass_Galaxies_at_z_~_7 |
| Authors |
Kelsey_Glazer,_Marusa_Bradac,_Ryan_L._Sanders,_Seiji_Fujimoto,_Patricia_Bolan,_Andrea_Ferrara,_Victoria_Strait,_Tucker_Jones,_Brian_C._Lemaux,_Livia_Vallini,_Russell_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11548 |
私たちは、$zにある3つのレンズ付き確認済み{\lya}発光銀河に対するアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)を使用した$\rm{[CII]}_{158\mu\rm{m}}$探索について報告します。\sim7$。私たちのターゲットは、$M_{*}\sim10^{9}M_{\odot}$程度の恒星質量を持つ紫外線(UV)微光系です。私たちは、サンプルMACS0454-1251の中で最も明るい($L\sim2.4\times10^{10}L_{\odot}$)銀河から1本の[CII]線発光($4\sigma$)を検出しました。MACS0454-1251の系統的赤方偏移($z_{\rm{[CII]}}=6.3151\pm0.0005$)を決定し、$\Deltav\およそ300\pm70\rmの{\lya}速度オフセットを測定します。{km\,s}^{-1}$。残りの2つの銀河は{\ct}を検出しませんが、$L_{\textrm{[CII]}}-\rm{SFR}の調査に使用する{\ct}線の明るさの$3\sigma$上限を提供します。＄関係。全体として、私たちの単一の{\ct}検出は、矮小銀河と局所スターバースト銀河の関係との一致を示しています。私たちの[CII]欠損銀河は、潜在的に低い金属量($Z<Z_{\odot}$)を示している可能性があります。[CII]放出が弱いもう1つの考えられる説明は、星形成が分子雲を乱すことによる強いフィードバックである可能性があります。どの発生源からも連続放出は検出されず、塵の質量に上限を設けています。単一の塵の温度が$T_{d}=35\rm{K}$であると仮定すると、塵の質量($M_{\rm{dust}}$)の範囲は$<4.8\times10^{7}M_{\odot}になります。$から$2.3\times10^{8}M_{\odot}$。まとめると、我々の結果は、微弱な再電離時代のソースがメタルプアである可能性、および/または[CII]放出を抑制する強いフィードバックを持っている可能性があることを示唆しています。
エッジオンディスクの箱状/ピーナッツバーの投影解除と恒星動的モデリング
| Title |
Deprojection_and_stellar_dynamical_modelling_of_boxy/peanut_bars_in_edge-on_discs |
| Authors |
Shashank_Dattathri,_Monica_Valluri,_Eugene_Vasiliev,_Vance_Wheeler,_and_Peter_Erwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11557 |
我々は、箱型ピーナッツ/X(BP/X)形状の構造を持つエッジオン棒状銀河の2D表面輝度分布から3D次元輝度分布を推定する新しい方法を提案します。私たちの方法は、既存の画像フィッティングソフトウェアパッケージ(IMFIT)を使用して、BP/Xバー、ディスク、およびその他のコンポーネントに新しく導入されたパラメトリック3D密度分布のフォワードモデリングに依存しています。適度に強いBP/X形状を持つ棒状円盤銀河のN体シミュレーションを使用して、この方法を検証します。固定配向角度の場合、導出された3DBP/X形状の密度分布は、少なくとも5%の精度の重力ポテンシャルと少なくとも15%の精度の重力を生成することが示されており、両方の平均誤差は~1.5%です。視線に対するバーの向き、そのパターン速度、恒星の質量対光比などの追加の関心量が不明な場合は、パラメトリック密度分布を提供することで高精度に復元できます。シュヴァルツシルトのモデリングコードFORSTAND。また、中心の超大質量ブラックホールの質量を回復するモデルの能力も調査します。この方法は、ディスクが完全にエッジオンの場合でも、視線に対するバーの向きとそのパターン速度の両方を正確に回復できる初めての方法です。
$z\about3.1$ の JWST/NIRCam を使用した Ly$\alpha$ エミッタの詳細な観察
私たちは、PRIMERプログラムのJWST/NIRCamによってカバーされている、UDS分野の$z\およそ3.1$にある分光学的に確認された10個のLy$\alpha$エミッター(LAE)を研究しています。すべてのLAEは、レストフレーム2200\AA--1.2$\mathrm{\mum}$に対応する、F090WからF444WまでのすべてのNIRCamバンドで検出されます。F200W画像の形態学的解析に基づいて、10個のターゲットのうち3個は$<0.9''$の分離を持つペア状システムに分解され、他の3個は非対称構造を示します。次に、これらのLAEのスペクトルエネルギー分布(SED)を構築します。ペアを含むすべての線源は同様のSED形状を示し、F200Wバンドで顕著な過剰磁束を持ち、非常に強い[OIII]+H$\beta$輝線(${\rmEW_{rest}}=740)に対応します。$--$6500\,$\AA)。私たちのサンプルの有効半径の中央値、星の質量、およびUVの傾きは、それぞれ0.36$\,$kpc、$3.8\times10^7\,M_\odot$、および-2.48です。星形成速度に対する星の質量から推定される平均バースト年齢は、$<40\,$Myrです。これらの測定により、低質量端までの$z\sim3$スケーリング関係の外挿から外れた、興味深いスターバースト矮小銀河集団が存在することが明らかになりました:星形成主系列の上の$\sim0.7$dex、$\sim0.35$dex質量とサイズの関係を下回っており、同様のUV光度の典型的な高Z銀河よりもUV傾斜が青くなっています。これらの数値には、スターバースト外れ値に向かう矮銀河領域におけるより大きな主系列散乱または尾部が必要である可能性があると推測しています。
AGN円盤におけるガス支援による連星ブラックホール形成
| Title |
Gas_Assisted_Binary_Black_Hole_Formation_in_AGN_Discs |
| Authors |
Henry_Whitehead,_Connar_Rowan,_Tjarda_Boekholt_and_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11561 |
私たちは、連星ブラックホール(BBH)の潜在的な形成チャネルとして、活動銀河核(AGN)のガス状円盤内での恒星質量ブラックホール(BH)の接近遭遇を調査します。オイラー格子コード\texttt{Athena++}を使用して、せん断ボックス処方内で一連の2D等温粘性流体力学シミュレーションを実行します。私たちは、ガスの重力と慣性力によるBBHのエネルギー散逸とトルクを追跡しながら、埋め込まれたBHとガスを共進化させます。捕捉の初期条件への依存性を調べるために、局所AGNディスク密度($\rho_0$)と衝撃パラメーター($b$)空間にわたる345の一連のシミュレーションについて説明します。$b-\rho_0$空間内で、ガス補助BBH捕捉が効率的である明確な領域を特定します。我々は、ガスの存在が非結合BH間の接近遭遇中に強力なエネルギー散逸を引き起こし、安定に結合した偏心BBHを形成することを発見した。$\DeltaE\propto\rho_0^{\alpha}r_p^{\beta}$のようなべき乗則に当てはめると、円板密度が増加し、近点通路が深くなった系$r_p$では、接近遭遇時のガス散逸が増加することがわかります。ここで、$\{\alpha,\beta\}=\{1.01\pm0.04,-0.43\pm0.03\}$。あるいは、ガス散逸はおよそ$\DeltaE=4.3M_\text{d}v_\text{H}v_p$です。ここで$M_\text{d}$は遭遇直前の単一のBHミニディスクの質量ですバイナリ分離が$2r_\text{H}$(2つのバイナリヒル半径)の場合、$v_\text{H}$と$v_p$は$2r_\text{H}$と最初の位置での相対BH速度です。それぞれ最接近。私たちは、AGNの半分析モデルで使用できる捕獲の処方箋を導き出します。これらのシステムで観察された散逸力学が、文献でよく使用されている単純なガス動摩擦モデルと一致しているとは考えられません。
活動性大質量ブラックホールがある場合とない場合の矮小銀河の形態と構造の比較
| Title |
A_Comparison_Between_the_Morphologies_and_Structures_of_Dwarf_Galaxies_with_and_without_Active_Massive_Black_Holes |
| Authors |
Seth_J._Kimbrell,_Amy_E._Reines,_Jenny_E._Greene,_Marla_Geha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11574 |
私たちは、矮小銀河の一般集団を代表する57個の矮小銀河の形態と構造を研究し、それらの人口統計を光学的に選択されたAGNをホストする矮小銀河のサンプルと比較します。2つのサンプルは同じ銀河恒星の質量($10^9\lesssimM_\star/M_\odot\lesssim10^{9.5}$)と色の範囲に及び、観測結果の物理解像度はよく一致しています。不規則銀河(14\%)と初期型/楕円銀河($\sim18\%$)の割合は、2つのサンプル間でほぼ同一です。しかし、円盤のある銀河(各サンプルの大部分)の中で、AGNホストにはほぼ常に検出可能な(疑似)バルジがあるのに対し、非AGNホストの大部分は検出可能な(疑似)バルジのない純粋な円盤銀河です。核星団と一致する中心点光源が、非AGNホストの多くで検出されます。対照的に、AGNホストで検出された中心点光源は平均して2桁以上明るく、これらの天体の点光源がAGN光によって支配されていることを示唆しています。矮星AGNホストにおける(擬似)バルジの優先性は、矮銀河における巨大ブラックホールの探索や、ブラックホールの占有率を制限する試みに情報を提供する可能性があり、それはひいてはブラックホールの播種メカニズムの理解に影響を与える可能性があります。
機械学習による強力な電波銀河の選択
| Title |
Selection_of_powerful_radio_galaxies_with_machine_learning |
| Authors |
R._Carvajal,_I._Matute,_J._Afonso,_R._P._Norris,_K._J._Luken,_P._S\'anchez-S\'aez,_P._A._C._Cunha,_A._Humphrey,_H._Messias,_S._Amarantidis,_D._Barbosa,_H._A._Cruz,_H._Miranda,_A._Paulino-Afonso,_and_C._Pappalardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11652 |
私たちは、どの発信源がAGNである可能性が高く、特定の無線調査で検出される可能性が高いかを予測できる3つの機械学習(ML)モデルのパイプラインを開発およびトレーニングしました。また、予測される電波検出可能なAGNの赤方偏移値を推定することもできます。これらのモデルは、ツリーベースのアルゴリズムと勾配ブースティングアルゴリズムからの予測を組み合わせたもので、ホビー・エバーリー望遠鏡の暗黒エネルギー実験（HETDEX）スプリングフィールドで選択された近赤外線源からの多波長データを使用してトレーニングされています。HETDEXフィールドでは、トレーニング、テスト、校正、検証が実施されました。さらなる検証は、Stripe82フィールドで選択された近赤外線源に対して実行されました。HETDEX検証サブセットでは、パイプラインは最初にラベル付けされたAGNの96%を回復し、AGN候補から以前に検出された無線ソースの50%を回復します。Stripe82の場合、これらの数値は94%と55%です。ランダム選択と比較して、HETDEXではこれらのレートが2倍と4倍、Stripe82では1.2と12倍優れています。パイプラインは、$\sigma_{\mathrm{NMAD}}$=を使用してこれらのソースの赤方偏移分布を回復することもできます。HETDEXでは0.07(Stripe82では$\sigma_{\mathrm{NMAD}}$=0.09)、異常値の割合は19%(Stripe82では25%)で、広帯域測光に基づく以前の結果と一致します。特徴重要度分析では、AGNを選択し、その電波と赤方偏移の性質を特定するための近赤外線および中赤外線の色の関連性が強調されます。MLモデルでさまざまなアルゴリズムを組み合わせると、ランダムに選択したソースよりもパイプラインの予測能力が向上することがわかります。ツリーベースのMLモデルは(深層学習技術とは対照的に)特徴が予測に与える影響の分析を容易にします。この予測は、電波AGNの特性(ブラックホールの質量と降着速度など)間の潜在的な物理的相互作用についての洞察を与えることができます。
WALLABY 事前調査: エリダヌス座スーパーグループの超拡散銀河
| Title |
WALLABY_Pre-Pilot_Survey:_Ultra-Diffuse_Galaxies_in_the_Eridanus_Supergroup |
| Authors |
B.-Q._For,_K._Spekkens,_L._Staveley-Smith,_K._Bekki,_A._Karunakaran,_B._Catinella,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_J._P._Madrid,_C._Murugeshan,_J._Rhee,_T._Westmeier,_O._I._Wong,_D._Zaritsky,_R._Donnerstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11799 |
我々は、超拡散銀河(UDG)候補の原子状中性水素ガス(HI)含有量に関するパイロット研究を紹介します。この論文では、広視野ASKAPLバンドレガシー全天ブラインドサーベイ（WALLABY）からのプレパイロットエリダヌス座フィールドデータを使用して、体系的に測定する超拡散銀河サーベイ（SMUDGes）で見つかったUDG候補のHIを検索します。この研究では、エリダヌス座サブグループの最大半径範囲内の78個のSMUDGesUDG候補に絞り込みます。この研究におけるSMUDGUDG候補のほとんどは有効半径が1.5kpc未満であるため、定義されるサイズのしきい値を満たしていません。HI検出は1つだけ見つかり、表面輝度の低い矮星として分類されます。6つの推定UDGはHIフリーです。SMUDGesUDG候補の全体的な分布をサイズと明るさの関係で示し、それらを原子ガス分率と星の質量のスケーリング関係で低質量矮星と比較します。ガスの豊富さと色の間に相関関係はなく、色がガスのHI含有量を決定する唯一のパラメータではないことを示しています。銀河の形態変化を引き起こす進化の経路とUDG形成チャネルは、推定上のUDGのHI含有量に影響を与える追加の要因である可能性があります。エリダヌス座およびNGC1332サブグループの実際のUDG数は、予測数よりもUDGの数が少ないNGC1407サブグループを除き、予測されたUDG存在量およびハロービリアルの質量関係と一致しています。異なるグループ環境は、これらの推定上のUDGが衛星降着シナリオを通じて形成された可能性が高いことを示唆しています。
疑わしい重力レンズ現象の深部測光: 宇宙ひもを検出する可能性
| Title |
Deep_Photometry_of_Suspected_Gravitational_Lensing_Events:_Potential_Detection_of_a_Cosmic_String |
| Authors |
Margarita_Safonova_(1),_Igor_I._Bulygin_(2),_Olga_S._Sazhina_(2),_Mikhail_V._Sazhin_(2),_Priya_Hasan_(3)_and_Firoza_Sutaria_(1)_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics_(IIA),_Bangalore,_India,_(2)_Sternberg_Astronomical_Institute_(SAI),_Moscow,_Russia,_(3)_Maulana_Azad_National_Urdu_University_(MANUU),_Hyderabad,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11831 |
宇宙ひも(CS)は、初期宇宙の現実的なモデルで予測される1次元の宇宙論的サイズの天体です。ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ(WMAP)とプランク調査からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性データの分析により、いくつかのCS候補が明らかになりました。候補の1つであるCSc-1は、その分野に統計的に有意な重力レンズ(GL)候補の連鎖があるため、最も信頼できることが判明しました。私たちは、CSc-1フィールドで最も明るい天体、銀河ペアSDSSJ110429.61+233150.3を観察しました。2つの成分のスペクトル間の有意な相関は、そのペアのGLの性質の可能性を示しています。CSc-1場の観測データのシミュレーションでは、多数のペアがCSの複雑な幾何学構造によって説明できることが示されました。SDSSJ110429銀河ペアのシミュレーションにより、CSが像面内で強く傾いており、おそらく曲がっている場合、ペアの構成要素間の観測された角度が説明できることが示されました。私たちの予備データでは、1枚の画像で鋭い等光線エッジの兆候も検出しました。これは、CMBおよびスペクトルデータとともに、CS検出の可能性を強く示唆しています。
しし座Aの金属性と青色超巨星からの距離
| Title |
The_metallicity_and_distance_of_Leo_A_from_blue_supergiants |
| Authors |
Miguel_A._Urbaneja_(1),_Fabio_Bresolin_(2)_and_Rolf-Peter_Kudritzki_(2_and_3)_((1)_Universitaet_Innsbruck,_Institut_fuer_Astro-_und_Teilchenphysik_(2)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii,_(3)_University_Observatory_Munich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11952 |
私たちは、ケックI望遠鏡の低解像度イメージング分光計を使用して、矮小不規則銀河しし座Aにある青色超巨星候補の高品質スペクトルを取得しました。7つのB8-A0星の定量分析から、平均金属量[Z]=-1.35+/-0.08が得られ、気相化学存在量とよく一致します。恒星のパラメータと光束加重光度関係(FGLR)から、分光距離係数m-M=24.77+/-0.11magを導き出します。これは、RRLyraeや他の恒星の指標によって示される値よりも大幅に大きい(~0.4等)ものです。我々は、この不一致の大部分を、非常に低い金属度でのブルーループの恒星の進化と説明し、金属度の効果とブルーループの進化の組み合わせが、しし座Aの場合、より暗いボロメータ光度に対するFGLRの約0.35等のオフセットに相当することを示す。。私たちは、ボロメータ等級が低い1つの外れ値をAGB後の星として特定します。その金属量は若い個体群の金属量と一致しており、レオAの化学的濃縮がゆっくりであることを裏付けています。
棒状銀河と環境の性質: I. おとめ座銀河団の場合
| Title |
Properties_of_Barred_Galaxies_with_the_Environment:_I._the_case_of_the_Virgo_cluster |
| Authors |
J._Alfonso_L._Aguerri,_Virginia_Cuomo,_Azahara_Rojas-Roncero,_Lorenzo_Morelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11982 |
棒構造は銀河円盤のかなりの部分に広く分布しており、環境や銀河の明るさの範囲が多岐にわたります。環境はバーの形成に大きな影響を与える可能性があります。高密度の銀河環境における潮汐相互作用から生じる棒の構造パラメータは、孤立した銀河の内部円盤の不安定性によって形成されるものとは異なると考えられます。このシナリオを経験的にテストするための実行可能なアプローチは、異なる環境内に位置する銀河のバーの構造パラメーターを比較することです。私たちは、おとめ座銀河団内にある36個のSB0銀河とSBa銀河のサンプルについて、バーの半径とバーの強度に関するデータを収集しました。さらに、同様の形態と光度範囲を持つ46個の野外銀河のサンプルを分析しました。この分析により、棒の半径が銀河の明るさと相関関係を示し、より明るい銀河ではより大きな棒が通常見つかることが示されたことが明らかになりました。固定光度の銀河を比較すると、野外銀河は、おとめ座銀河団の銀河と比較して、より大きなバー半径を示します。しかし、バーの半径を銀河の大きさに合わせて拡大縮小すると、その差は減少し、おとめ座銀河団とフィールド内の拡大縮小されたバーは同様のサイズを示します。これは、同様の明るさの銀河は、銀河団と比較して野外環境では大きくなる傾向があること、および棒がそれらが存在する円盤に適応するためです。バーの強度に関しては、明るい銀河($M_{r}<-19.5$)については、おとめ座銀河団内にある銀河と野外にある銀河の間で有意な差は観察されませんでした。対照的に、暗い銀河($M_{r}>-19.5$)は、星団内よりも野外で強いバーを示します。
He 原子によるメチル (イソ)シアン化物の衝突励起: 速度係数と異性効果
| Title |
Collisional_excitation_of_methyl_(iso)cyanide_by_He_atoms:_rate_coefficients_and_isomerism_effects |
| Authors |
M._Ben_Khalifa,_P.J._Dagdigian,_J._Loreau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12045 |
分子雲で観察されるすべての閉殻種の中で、C$_{3v}$対称性を持つ分子は、回転分光法によりガス温度計として動作することができるため、重要な役割を果たします。星間物質では、シアン化メチル(CH$_3$CN)が2番目に豊富です(アンモニア、NH$_3$)。その異性体であるメチルイソシアニド(CH$_3$NC)は存在量はそれほど多くありませんが、多くの天体物理学的情報源で検出されています。それらの絶対的および相対的な存在量を評価するには、それらの衝突励起特性を理解することが不可欠です。この論文は、低温(5K)から中程度(100K)までのHe原子によるCH$_3$CNおよびCH$_3$NC分子の回転励起の速度係数の計算を報告する。CH$_3$CNとCH$_3$NCの$para$対称と$ortho$対称の最初の74回転状態と66回転状態をそれぞれ含めます。CH$_3$CN-He衝突の場合は$\Deltaj=2$遷移の傾向が観察されますが、CH$_3$NC-Heの場合は$\Deltaj=1$の傾向が観察されます。$j$の値が低く、温度が高い場合には、$\Deltaj=2$の傾向が$j$の値が高く、温度が高い場合に観察されます。速度係数を比較すると、温度と支配的な遷移の$ortho$/$para$対称性に応じて、最大3倍の違いが示されます。これは、異性体ごとに特定の衝突データを持つことが重要であることを裏付けています。また、検出されたいくつかの線について励起温度と輝度温度の放射伝達計算を実行することにより、分子雲におけるCH$_3$CNおよびCH$_3$NC励起に対するこれらの新しい速度の影響を調べた。
私たちは、若い散開星団(OSC)の大規模なサンプルから銀河$\Omega_p$の渦巻パターンの速度を推定しました。この目的のために、5,000万年未満の2,494個のOSCを使用しました。それらの平均固有運動、視線速度、および距離は、Gaia~DR3カタログのデータに基づいてHuntandReffert(2023)によって計算されました。$\Omega_p$を推定するために3つの方法が適用されています。それらはすべて、線形林修螺旋密度波理論に基づいています。速度を使用して、最初の方法で$\Omega_p=24.26\pm0.52$~kms$^{-1}$kpc$^{-1}$の推定値を取得しました。これは私たちの見解では最も信頼できます。動径$V_R$および残留回転$\DeltaV_{\rmcirc},$速度のスペクトル解析を通じて検出された摂動$f_R$および$f_\theta$。2番目の方法を使用すると、銀河の回転パラメータとともに基本的な運動方程式を解くことで速度摂動$f_R$と$f_\theta$を見つけ、$\Omega_p=23.45\pm0.53$~kmsの推定値を得ました。$^{-1}$kpc$^{-1}$。OSCの誕生時の位置角の解析に基づく第3の方法により、$\Omega_p=28.9\pm2.8$~kms$^{-1}$kpc$^{-1}$を発見しました$\theta_{\rm誕生}$。
FRB を繰り返す集団を対象とした現在および将来の高頻度調査のモデル化
近年、CHIME(CanadianHydrogenIntensityMappingExperiment)干渉計により、反復動作を示す相当数の集団を含む、多数の高速無線バースト(FRB)が明らかになりました。この交通機関はリアルタイムFRB検索パイプラインを採用しており、$-10^{\circ}$から$90^{\circ}$までの偏角で空を継続的にスキャンし、フルエンス$\gtr約0.4$Jymsのイベントを探します。模擬CHIME/FRB観察パイプラインを通じて処理された基礎となるソース集団のモンテカルロシミュレーションを実行することにより、繰り返しFRBの集団をシミュレートします。固有のリピータ率がポアソン分布に従うと仮定して、リピータサンプルのバースト集団に関する仮定をテストし、さまざまな宇宙論的分布を仮定してFRBサンプルのモデルを構築します。CHIME/FRB観測の完全性は、観測ケイデンスと0.5までの赤方偏移の関数として推測されます。すべてのシミュレートされたバーストが、統合された観測時間にわたって固定の繰り返しポアソン確率を持っている場合、同じ移動体積全体での繰り返しバースト検出は、数十年のオーダーでほぼ直線的に増加し続けるはずであることがわかりました。私たちは、現在のCHIME/FRBの1回限りのソースのうち約170が最終的にリピートされると予測しています。また、将来の施設によるFRBリピータの予測も行い、発見されるリピータの数が$\sim$3年のタイムスケールで飽和する可能性があることを示します。
低質量 X 線連星 2A 1822-371 の異常な軌道膨張: 周連星円盤の存在?
線源2A1822-371は、5.57時間の軌道上にある中性子星(NS)と$\sim0.5~M_{\odot}$ドナー星からなる食低質量X線連星(LMXB)である。日食の到達時間のタイミングに基づいて、この源は$\dot{P}_{\rmorb}=(1.51\pm0.05)\times10^のような軌道周期導関数で急速な軌道膨張を経験していることが判明しました。{-10}~\rms\,s^{-1}$は、物質移動速度がエディントン降着速度の少なくとも3倍よりも高いはずであることを意味します。標準の磁気ブレーキ(MB)モデルでは、これほど高い物質移動率を生み出すことはできません。Van\&Ivanova(2019)によって導出された修正MBモデルは、高い物質移動速度を生み出すことができ、結果として$\dot{P}_{\rmorb}$が高くなります。この研究は、2A1822-371の異常に高い物質移動速度と$\dot{P}_{\rmorb}$を説明する代替モデルを提案しています。物質移動中、移動した物質のごく一部がLMXBの周囲に周連星(CB)円盤を形成すると考えられており、CB円盤と連星との相互作用によって系から軌道角運動量を効率的に抽出することができます。MESAコードを使用して、さまざまなCBディスク質量に対する2A1822-371の形成と進化をモデル化します。CB円盤の質量が$2.3\times10^{-8}~M_{\odot}$の場合、シミュレーションは観測されたドナー星の質量、軌道周期、および軌道周期微分値を再現できます。このようなCBディスクはバイナリの進化を加速し、$1.9\times10^{-7}~M_\odot\,\rmyr^{-1}$という高い物質移動速度を生み出し、バイナリを次の方向へ進化させることができます。広軌道システム。したがって、我々は、CBディスクが一部のLMXBで観察される急速な軌道変化の原因である可能性があると提案します。
突然の出来事: Swift Links 2002es のような、2003fg のような、初期バンプ Ia 型超新星
| Title |
From_Out_of_the_Blue:_Swift_Links_2002es-like,_2003fg-like,_and_Early-Time_Bump_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
W._B._Hoogendam,_B._J._Shappee,_P._J._Brown,_M._A._Tucker,_C._Ashall,_A._L._Piro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11563 |
私たちは、SwiftUV測光とよく測定された初期の光度曲線上昇を用いて42個のSNeIaのサンプルを収集し、2002esのようなSNeIaと2003fgのようなSNeIaは、通常のSNeIaや他の分光器と比較して、ピーク前のUV色の進化が異なることを発見しました。サブタイプ。具体的には、2002es様および2003fg様のSNeIaは、Bバンド極大の10日前にUVM2-UVW1>=1.0magによって他のSNeIaサブタイプから明確に分離されます。さらに、立ち上がり光度曲線に非単調な隆起を示すSNeIaは、これまでのところ、2002es型と2003fg型のSNeIaのみで構成されています。また、ピーク前のエポックでは、2成分のべき乗則の立ち上がりを持つSNeIaが、単一成分のべき乗則の立ち上がりを持つSNeIaよりも明るいこともわかります。同様のUV色と他の観測上の類似点を考慮して、2002es様と2003fg様のSNeIaを連続体に沿って配置する可能性のある前駆体シナリオについて議論し、それらの間の独特のUV色、初期のバンプ、その他の観測上の類似性を説明できる可能性があります。これらのオブジェクト。最終的には、特に近赤外線での両方のサブタイプのさらなる観察が、これらの特異な熱核爆発のモデルを制約するために重要です。
AT2022cmc: ボンダイプロファイル核周媒体中の二成分ジェットによる潮汐破壊現象
| Title |
AT2022cmc:_a_Tidal_Disruption_Event_with_Two-component_Jet_in_a_Bondi-profile_Circumnuclear_Medium |
| Authors |
Chang_Zhou,_Zi-Pei_Zhu,_Wei-Hua_Lei,_Shao-Yu_Fu,_Wei_Xie,_and_Dong_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11800 |
超大質量ブラックホールは、近づきすぎた星を激しく破壊するときに、相対論的ジェットを発射する可能性があります。このようなジェット潮汐破壊現象(TDE)は、静止した超大質量ブラックホール、ジェット物理学、高赤方偏移における核周囲環境を調査するためのまれでユニークなツールです。新しく発見されたTDEAT2022cmc($z\sim1.193$)は、豊富なマルチバンド(X線、UV、光学、サブミリ波、無線)データを提供し、4番目の軸上噴射TDEとして解釈されています。この研究では、閉包関係(CR)テストと、マルチバンド(光学、サブミリ波、無線)に対するマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アプローチによる詳細な前方衝撃モデルフィットの両方を使用して、核周囲媒体(CNM)密度プロファイルを制約します。)AT2022cmcのデータ。AT2022cmcのCNM密度プロファイルは$n\proptoR^{-k}$で$k\sim1.69$であることがわかり、これは歴史におけるボンダイの降着を示唆しています。さらに、モデルフィットの結果は、AT2022cmcの2成分ジェットを示唆しており、よく研究されたジェットTDESwJ1644+57と同様のジェット物理学を示しています。
中性子星低質量X線バイナリーソース1A 1744-361のスペクトル研究
| Title |
Spectral_study_of_neutron_star_low_mass_X-ray_binary_source_1A_1744-361 |
| Authors |
Mohammed_Tobrej,_Binay_Rai,_Manoj_Ghising,_Ruchi_Tamang,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11817 |
我々は、中性子星低質量X線連星(LMXB)源1A1744-361からの2022年の最近の爆発のX線観測を紹介します。線源のスペクトル特性は、NuSTARとNICERの共同観測を使用して分析されました。私たちの観察中、発生源は硬度強度図(HID)のバナナ状態(柔らかい状態)にありました。高いエネルギーカットオフを伴うべき乗則に加えて、スペクトルは明確な吸収特徴とともにブロードな鉄$K_{\alpha}$放射を示すことがわかった。6.92keVで観察される顕著な吸収特徴は、水素様鉄からの$K_{\alpha}$吸収線として解釈できるかもしれません。7.98keVで観察される吸収特徴は、FeXXV遷移とNiXXVII遷移の混合として解釈できます。我々は、時間分解分光法によってX線連続体で観察されるスペクトル特徴の変動性の証拠をまとめました。
BeXRB光源IGR J21347+4737の低輝度観察
| Title |
Low_luminosity_observation_of_BeXRB_source_IGR_J21347+4737 |
| Authors |
Manoj_Ghising,_Ruchi_Tamang,_Binay_Rai,_Mohammed_Tobrej,_and_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11823 |
この論文では、NuSTARと\textit{SWIFT/XRT}からのデータに基づいて、0.5～50keVの広いエネルギー範囲でBeXRBJ21347+4737の詳細な時間的およびスペクトル研究の結果を報告します。周期322.738$\;\pm\;0.018$sのコヒーレント脈動が光度曲線で見つかりました。これは、推定されたコヒーレント脈動と比較した場合、ソース脈動が$yr^{-1}$0.341秒スピンダウンしたことを意味します。7年以上前にXMMNewtonから提供されました。ソースのパルスプロファイルはエネルギー依存性を示しており、時間とともに進化しています。NuSTARによって観測された源のパルス分率は、最初は$\sim$15keVまでエネルギーとともに減少し、その後、15keVを超えると非単調増加傾向が続きます。ソーススペクトルは、高エネルギーでの指数関数的なカットオフによる修正を加えた吸収べき乗則モデルによって適切に近似できます。光源の吸収光束は$4\times10^{-11}\;erg\;cm^{-2}\;s^{-1}$で、対応する光度は$3.5\times10^{35}\;ergです。\;s^{-1}$。パルス位相分解分光法の研究では、位相に関するスペクトルパラメータの大きな変動が示されています。IGRJ21347+4737の位相平均スペクトルと位相分解スペクトルの両方で、Fe線またはサイクロトロン線の形での追加の発光または吸収の特徴は観察されませんでした。
銀河のさまざまな場所でのパルサー分散によって観測された電子密度とプラズマ質量密度
| Title |
Electrons_densities_and_plasma_mass_densities_observed_by_pulsar_dispersion_in_different_locations_of_our_galaxy |
| Authors |
Y.Ben-Aryeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11905 |
私たちの銀河のさまざまな場所の電子密度は、パルサー天文学で分散測定値をパルサーから地球までの距離で割ることによって得られます。このような測定が信頼できるものであるためには、これらの距離は電子密度モデルに依存しない方法で取得される必要があり、この記事ではそのような測定の結果をプラズマ質量密度を導出するために使用します。私たちの主な分析は、パルサー測定が完全に電離した水素プラズマに対して得られるという考えに基づいています。私たちは電子密度を使用してプラズマの質量密度を導き出し、それをはるかに大きいことが判明している暗黒物質の質量密度と比較します。しかし、この差を減らす可能性のあるいくつかの要因について説明します。低密度プラズマの特性は、サハ方程式を使用して解析されます。
イメージング X 線偏光測定エクスプローラー (IXPE): 拡張ソースの空間分解 X 線偏光測定と軌道上校正の展望
この論文は、X線偏光測定と、2021年12月に打ち上げられたNASA/ASIイメージングX線偏光測定探査(IXPE)ミッションによる最近の復活に焦点を当てています。この論文は、軌道上の校正と微光拡張天体の観測という2つの重要なタスクに取り組むことを目的としています。ソース。軌道上校正の場合、かに星雲などの既知の天体源は変動性があるため適していないため、IXPEは偏光および非偏光の校正源を搭載しています。これらの校正源のフライトモデルでテストが実行され、IXPE検出器と組み合わせた場合の熱真空中での機能が保証されました。微弱な拡張光源の観察に関しては、機器背景と拡散背景が課題となります。機器による拡散銀河面放射や宇宙X線背景放射などのさまざまな背景放射源が、微弱な広範囲の放射源のX線偏光測定に及ぼす影響が調べられました。実現可能性研究では、ティコ超新星残骸とSgrA複合体の分子雲という2つの拡張源の観測も対象とされました。モンテカルロシミュレーションを使用して、偏光の検出可能性を評価しました。結果は、搭載された校正システムが軌道上でGPDの機能を評価および検証することを示しています。最も暗い拡張光源には、背景軽減技術が必要になります。CasA、Tycho、PSWMSH15-52などのソースの場合、バックグラウンドの影響は無視できます。結論として、IXPEミッションは空間分解X線偏光測定を可能にし、偏光角度と偏光度の決定を可能にします。打ち上げ後の予備データは、オンボード校正ソースが期待どおりに動作しており、イメージング機能が要件を満たしていることを示しています。この研究は、X線偏光測定を進歩させ、高エネルギー天体源を理解するために不可欠です。
初期の JWST 深場データからの一般相対論的不安定超新星発生率の制約
| Title |
Constraint_on_the_event_rate_of_general_relativistic_instability_supernovae_from_the_early_JWST_deep_field_data |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Yuichi_Harikane,_Akio_K._Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12049 |
~10<z<~15の一般相対論的不安定性超新星は、赤色の微光点源として観測されると予測されており、JWST/NIRCam(F444WおよびF356W)の最も赤いフィルターでのみ検出できます。それらは、時間の遅れにより、数十年間は磁束変化がほとんどない持続的な点源として観測されるはずです。初期のJWST深場データのF444Wフィルターのみ、またはF444WおよびF356Wフィルターのみで検出された静的点源を検索します。そのような種類の実際の点源は特定されていません。したがって、~10<z<~15における一般相対論的不安定超新星発生率は、初めて~8e-7Mpc-3yr-1未満に制約されます。
長周期電波パルサーの進化状況
私たちは、最近発見された長周期電波源PSRJ0901-4046、GLEAM-XJ1627-52、GPMJ1839-10の進化の状況を分析します。3つの発信源すべてが電波パルサーであるという仮説について説明します。標準シナリオの枠組みでは、外部物質が光シリンダーに侵入する可能性がある場合、パルサー機構がオフになることがよく受け入れられています。物質が光シリンダーの外側で停止している場合、中性子星は射出段階にあります。星間物質の現実的なパラメータでは、76秒パルサーPSRJ0901-4046がこの段階にある可能性があることを示します。ただし、周期$\gtrsim1000$sの光源GLEAM-XJ1627-52およびGPMJ1839-10は、非現実的に大きい双極子場$\gtrsim10^{16}$Gの場合にのみエジェクターになり得ます。また、次のことも示します。回転周期$\sim100$sと双極子磁場$\lesssim10^{13}$Gを持つ中性子星は、典型的な星間物質では射出体にはなりえません。したがって、標準磁場を持つ長周期パルサーは発見されないと予測されます。
崩壊星シナリオにおける流出エネルギーとブラックホールのスピン進化
| Title |
Outflow_energy_and_black-hole_spin_evolution_in_collapsar_scenarios |
| Authors |
Masaru_Shibata,_Sho_Fujibayashi,_Alan_Tsz-Lok_Lam,_Kunihito_Ioka,_Yuichiro_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12086 |
我々は、初めて完全一般相対性理論で軸対称ニュートリノ放射磁気流体力学シミュレーションを実行することにより、長いガンマ線バーストの崩壊星シナリオを探索します。この論文では、流出エネルギーとブラックホールスピンの進化に特に注目します。最初に与えられた整列磁場構成を持つ強い磁場の場合、円盤とトーラスが形成される前に磁気流体力学的効果によってジェットが発射され、ジェットの発射後、ブラックホールへの物質の降着が停止することを示します。強い磁力がかかり、ブランドフォード・ズナジェック機構によりブラックホールのスピンダウンが引き起こされます。スピンダウンのタイムスケールは、最初に与えられた磁場の強さに大きく依存します。なぜなら、ブラックホールの地平線上の磁場の強さは、ジェット発射時の質量降下速度によって決まりますが、初期条件に強く依存するためです。ジェット流出エネルギーの合計は$>10^{53}$ergと非常に大きいと思われますが、初期の磁場の強さと構成にはわずかにしか依存しません。磁場配置がジェットの素早い発射に適していないモデルの場合、トーラスを形成し、長時間磁場を増幅させた後にジェットを発射することができます。この場合、ブラックホールへの物質の降着はジェットの打ち上げ後も継続し、ブラックホールのスピンダウンは検出されません。また、ジェットの打ち上げには、磁気流体力学効果による$10^{52}$ergオーダーの爆発エネルギーを持つ星全体の強力な爆発が伴うことが多いこともわかりました。初期ジェット機打ち上げモデルの過剰生成エネルギーの問題について議論します。
IceCube の最高エネルギー軌道に関連する連続的および過渡的なニュートリノ放出の探索: 11 年間の分析
| Title |
Search_for_Continuous_and_Transient_Neutrino_Emission_Associated_with_IceCube's_Highest-Energy_Tracks:_An_11-Year_Analysis |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_L._Ausborm,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_L._Brusa,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_S._Coenders,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(348_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12130 |
IceCube警告イベントは、中程度から高い確率で天体物理学的起源を持つニュートリノです。この研究では、11年間のIceCubeデータを分析し、2009年から2021年末までに検出された122件の警報イベントと選択された高エネルギー軌道を調査し、エラー領域内で追加の継続的および過渡的なニュートリノ放出を探します。警戒事象の方向からの重大な連続ニュートリノ放出の証拠は見つかりませんでした。唯一局所的に重要なニュートリノ放出は、ブレーザーTXS~0506+056に関連する過渡放出であり、局所的な重要性は$3\sigma$であり、これは以前のIceCube研究を裏付けています。122個の検定位置を補正すると、グローバルp値は$0.156$となり、背景仮説と一致します。100~TeVで122のテスト位置すべてから放出される連続磁束の合計が、90\%で$1.2\times10^{-15}$~(TeVcm$^2$s)$^{-1}$未満に制限されます。$E^{-2}$スペクトルを仮定した信頼度。これはIceCubeの天体物理学的拡散束の4.5\%に相当します。全体的に見て、警戒事象が一般的に低エネルギーの連続的または過渡的なニュートリノ放出に関連しているという兆候は見つかりません。
息切れしたドラゴン？ 2017年から2021年の連星サイクル中に大質量ガンマ線連星LS 2883/PSR B1259-63からの高速流出を監視
| Title |
A_dragon_out_of_breath?_Monitoring_high-velocity_outflows_from_the_high-mass_gamma-ray_binary_LS_2883/PSR_B1259-63_during_the_2017--2021_binary_cycle |
| Authors |
Jeremy_Hare,_George_G._Pavlov,_Gordon_P._Garmire,_Oleg_Kargaltsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12156 |
2011年から2014年および2014年から2017年の連星周期中のチャンドラX線天文台による高質量ガンマ線連星LS2883/PSRB1259--63の観測では、おそらくX線放射塊が示されており、おそらくは星から放出されたものと思われる。ペリアストロン通過中はバイナリ。これらの塊は$\sim0.1c$の予測速度で移動し、加速された形跡が示されています。塊の形状、サイズ、流束も進化しました。私たちは、2017年から2021年の連星サイクル中にチャンドラでこの連星を監視し、追加のX線放出放出を探しました。6件の観測のうち2件で放射の延長の証拠が見つかりましたが、それは前の3つの連星サイクルで観測された塊とは異なります。より具体的には、拡張された発光は十分に局所化されておらず、バイナリから遠ざかる明るい塊は観察されません。この公転周期でX線放出塊が存在しない原因はまだ不明ですが、Be星の減少円盤の変化によるものである可能性があります。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる長期監視プログラムによる活動銀河核の変動研究
| Title |
Variability_studies_of_active_galactic_nuclei_from_the_long-term_monitoring_program_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Guillaume_Grolleron,_Josefa_Becerra_Gonz\'alez,_Jonathan_Biteau,_Matteo_Cerruti,_Roger_Grau,_Lucas_Gr\'eaux,_Talvikki_Hovatta,_Jean-Philippe_Lenain,_Elina_Lindfors,_Walter_Max-Moerbeck,_Davide_Miceli,_Abelardo_Moralejo,_Kari_Nilsson,_Elisa_Pueschel,_Arkadipta_Sarkar,_Sofia_Suutarinen_(for_the_Cherenkov_Telescope_Array_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12157 |
ブレーザーは、観測者に向けられた相対論的ジェットを持つ活動銀河核(AGN)です。このジェットは、電磁スペクトル全体にわたって放射を示すことができる加速された粒子で構成されています。スペクトル変動は、AGNの短期および長期スケールで観察されており、パワースペクトル密度(PSD)は、よく知られているレッドノイズプロセスよりも低い周波数で途切れを示す可能性があります。PSDにおけるこの破壊頻度は、降着領域と中心ブラックホールの質量に合わせてX線で観察されています。非常に高エネルギーのガンマ線でも破壊が見られることが予想されますが、これらの波長でPSDの形状を制限することは現在の機器では不可能です。チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、現行世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡よりもエネルギーに応じて5～10倍感度が高くなるため、CTAを使用すると高精度でPSDを再構成し、新しい情報をもたらすことが可能になります。AGNの変動について。この研究では、CTAと計画されているAGN長期モニタリングプログラムに焦点を当てます。このプログラムは、CTAの前駆体による観測キャンペーンを早期に開始することから始めることが提案されています。これにより、AGNPSDでより長い時間スケールを調査できるようになります。
ブレーザーの複数波長放射に関するマルチゾーンのビュー
| Title |
A_multi-zone_view_on_the_multi-wavelength_emission_of_blazars |
| Authors |
Ruo-Yu_Liu,_Rui_Xue,_Ze-Rui_Wang,_Hong-Bin_Tan,_and_Markus_B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12171 |
この研究では、低状態におけるブレーザーの発光特性を研究するために、時間依存モデリングが開発されました。さまざまな観察に動機づけられて、私たちは、ブレーザーのジェット全体にわたる多数の離散放射ゾーンが広帯域放射に寄与していると推測し、仮定しています。相対論的電子の注入、冷却、脱出を考慮して、各発光ゾーンの電子スペクトルの時間的発展をモデル化します。そうすることで、各放射線ゾーンの多波長放射を計算することができます。ブレーザーの観測された放射は、すべての離散放射線ゾーンからの放射の重ね合わせになります。このモデルに基づく多波長スペクトルエネルギー分布、光度曲線、偏光を再検討し、フラットな電波スペクトル、コアシフト現象、微小スケールのガンマ線変動、大きな偏光角を再現する可能性について議論します。従来のワンゾーンモデルでは説明が難しいスイングを同時に実現します。
VERITAS による TeV ガンマ線検出用の Wasserstein GAN の最適化
| Title |
Optimizing_the_Wasserstein_GAN_for_TeV_Gamma_Ray_Detection_with_VERITAS |
| Authors |
Deivid_Ribeiro,_Yuping_Zheng,_Ramana_Sankar_and_Kameswara_Mantha_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12221 |
超高エネルギー(VHE、E>100GeV)ガンマ線の観測は、イメージング大気チェレンコフ技術(IACT)によって行われます。これらのエネルギーでは、ガンマ線が大気と相互作用して、電磁空気シャワーのカスケードを生成します。これは、地上のIACTカメラで、明確な形態学的および時間的特徴とともに見ることができます。ただし、出現率が著しく高いハドロンも同様の特徴で画像化されるため、画像から抽出された厳選されたパラメーターを使用して区別する必要があります。洗練された深層学習モデルの出現により、背景除去を改善することでガンマ線の検出を改善することが示されている代替画像解析技術が可能になりました。この研究では、VERITAS天文台からの実際のイベントの正規化された未洗浄の立体シャワー画像でトレーニングされた教師なしWassersteinGenerativeAdversarialNetwork(WGAN)フレームワークを提案し、潜在空間の風景を抽出し、対応するシミュレートされたガンマ線の推定潜在空間に対して最適化します。-レイイベント。私たちは、実際のガンマ線画像の抽出された特徴の理解を導くデータ駆動型アプローチを開発することを目指しており、イベントごとの「ガンマ性」の確率的予測を計算するためにWGANを最適化します。このポスターでは、条件パラメータの探索やマルチタスク学習など、WGANの最適化に向けた継続的な作業の結果を紹介します。
VERITAS による Extreme HSP Blazar RBS 1366 の TeV 検出
極高シンクロトロンピークブレーザー(EHSP)は、宇宙で最も効率的で極度の粒子加速器であると想定されていますが、新しい種類のTeVガンマ線ブレーザーの可能性については依然として謎に包まれています。ブレーザーは、視線に沿って向けられた非熱放射を生成する相対論的粒子のジェットを備えた活動銀河核(AGN)です。それらのスペクトルエネルギー分布(SED)は、シンクロトロンピークと逆コンプトンピークによって特徴付けられ、ジェット内のレプトン粒子およびおそらくハドロン粒子集団の加速を示します。EHSPは、ピークシンクロトロン周波数>1017Hzを特徴とし、そのコンプトンピークはTeV範囲に入ることが予想されます。実際、イメージング航空チェレンコフ望遠鏡(IACT)によって検出された少数のEHSPは、ブレーザー系列の高周波延長である可能性のあるものもあれば、10TeV付近でピークに達する他のEHSPも異なるクラスのTeV放射体を表す可能性があるという課題を提示しています。コンプトンピークの高エネルギーおよび超高エネルギー（HE;E>100MeV、VHE;E>100GeV）成分の検出は、SEDから導出される加速モデルを制約する上で重要な役割を果たします。VERITAS天文台による、EHSP候補であるRBS1366からのTeV放射の発見を紹介します。Fermi-LATとVERITASの天文台からのHEとVHEデータをそれぞれ使用して、他のEHSP候補のコンテキストに適合するSEDとモデルを提供することで検出を特徴付けます。私たちの研究により、RBS1366がEHBLとしての地位を確立していることが確認されました。
| Title |
Gamma-ray_burst_precursors_from_tidally_resonant_neutron_star_oceans:_potential_implications_for_GRB_211211A |
| Authors |
Andrew_G._Sullivan,_Lucas_M._B._Alves,_Zsuzsa_M\'arka,_Imre_Bartos,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12305 |
前駆体の放出は、いくつかの短いガンマ線バーストの数秒から数分前に観察されています。これらの前駆体の起源は依然として不明ですが、潜在的な説明の1つは、コンパクトな連星合体の吸気段階における中性子星の脈動モードと潮汐力の共鳴に依存しています。この論文では、潮汐共鳴中性子星の海洋に依存する短いガンマ線バースト前駆体のモデルを紹介します。このシナリオでは、地殻海洋界面モードでの潮汐共鳴の開始は、おそらく励起された中性子星の海洋と表面磁場の間の相互作用を通じて、前駆体フレアの点火に対応します。前駆体の総エネルギー、メインイベント前の時間、および検出された準周期振動周波数だけから、バイナリパラメータと中性子星の海洋特性をかつてないほど制約できる可能性があります。私たちのモデルは、重力波の検出なしで、中性子星とブラックホールの合体と連星中性子星の合体を即座に区別できます。私たちはモデルをGRB211211A(最近検出された準周期前駆体を伴う長時間の短いガンマ線バースト)に適用し、そのコンテキスト内でこのシステムのパラメーターを調査します。GRB211211Aの前駆体は、極端な質量比のNSBH合体と高質量中性子星を必要とする潮汐共鳴中性子星の海洋の説明と一致しています。ガンマ線バーストの主放射および関連するキロノバと一致させるのは困難ですが、我々の結果は、この系における可能性のある前駆体生成メカニズムを制約します。ここで提示したモデルを用いた短いガンマ線バースト前駆体の体系的な研究は、前駆体の起源をテストすることができ、ガンマ線バーストと中性子星とブラックホールの合体との間の可能性のある関係を調査することができる。
S-PLUS: Stellar Color Regression Method 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 |
S-PLUS:_Photometric_Re-calibration_with_the_Stellar_Color_Regression_Method_and_an_Improved_Gaia_XP_Synthetic_Photometry_Method |
| Authors |
Kai_Xiao,_Yang_Huang,_Haibo_Yuan,_Timothy_C._Beers,_Bowen_Huang,_Shuai_Xu,_Lin_Yang,_Felipe_Almeida-Fernandes,_Helio_D._Perottoni,_Guilherme_Limberg,_William_Schoenell,_Tiago_Ribeiro,_Antonio_Kanaan,_Natanael_Gomes_de_Olivira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11533 |
我々は、SouthernPhotometricLocalUniverseSurvey(S-PLUS)から得た中帯域および広帯域測光の包括的な再校正を、2つのアプローチを活用して提示します。1つは、修正されたGaiaXPスペクトルを備えた改良されたGaiaXPSyntheticPhotometry(XPSP)メソッド、Stellar修正されたGaiaEDR3測光データとLAMOSTDR7からの分光データを使用した色回帰(SCR)メソッド。バンドごとの標準として数百万個の星を使用することにより、S-PLUSDR4測光データに位置依存の系統誤差(主測量領域で最大23mmeg)が存在することを実証しました。XPSP法とSCR法を比較すると、ゼロ点オフセットのわずかな違いが明らかになり、通常は1～6mmegの範囲内であり、再キャリブレーションの精度とゼロ点オフセットの2～3倍の向上を示しています。精度。このプロセス中に、CCDの位置に関連する系統的な誤差も検証および修正しました。修正されたS-PLUSDR4測光データは、高い校正精度に依存した科学研究を実施するための強固なデータ基盤を提供します。私たちの結果は、SCR法と組み合わせたXPSP法の威力を強調しており、ガイア測光およびXPスペクトルと組み合わせた場合に広視野測量の校正精度を向上させる有効性を示しており、他のS-PLUSサブ測量にも適用できます。
GWAK: リカレント オートエンコーダーを使用した重力波の異常な知識
| Title |
GWAK:_Gravitational-Wave_Anomalous_Knowledge_with_Recurrent_Autoencoders |
| Authors |
Ryan_Raikman,_Eric_A._Moreno,_Ekaterina_Govorkova,_Ethan_J_Marx,_Alec_Gunny,_William_Benoit,_Deep_Chatterjee,_Rafia_Omer,_Muhammed_Saleem,_Dylan_S_Rankin,_Michael_W_Coughlin,_Philip_C_Harris,_Erik_Katsavounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11537 |
地上の干渉計における重力波(GW)信号の整合フィルタリング検出技術は、適切にモデル化されたGW放射のテンプレートを使用することに依存しています。このような技術は伝統的にコンパクトバイナリ合体(CBC)の探索に使用されており、これまでに知られているすべてのGW検出に採用されてきました。しかし、コンパクト合体以外の興味深い科学事例には、コア崩壊超新星や確率論が関与する可能性のある発生源など、マッチドフィルターを可能にするのに十分な正確なモデリングがまだありません。したがって、これらの種類の発生源を特定する技術の開発は非常に興味深いものです。この論文では、探索領域をモデル化されていない過渡現象まで拡張するための、ディープリカレントオートエンコーダに基づく異常検出方法を紹介します。私たちは、重力波異常知識(GWAK)と名付けた半教師あり戦略を使用しています。この問題の半教師ありの性質には、教師あり手法と比較して精度の点でコストがかかりますが、事前に計算された信号テンプレートを超えて実験の感度を一般化するという定性的な利点があります。GWAK法を使用して低次元の埋め込み空間を構築し、空間の各軸上の個別の信号の物理的特徴をキャプチャします。GW信号の顕著な特徴の一部を捕捉する信号事前分布を導入することで、モデル化されていない異常が発生した場合でも感度の回復が可能になります。我々は、GWAK空間の領域がCBC、検出器の不具合、さらにはモデル化されていないさまざまな天体物理源を識別できることを示します。
| Title |
The_Real_Time_Analysis_framework_of_the_Cherenkov_Telescope_Array's_Large-Sized_Telescope |
| Authors |
Sami_Caroff,_Pierre_Aubert,_Enrique_Garcia,_Gilles_Maurin,_Vincent_Pollet,_Thomas_Vuillaume |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11679 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)の大型望遠鏡(LST)は、ガンマ線バーストやフレアする活動銀河核などの一時的なガンマ線源の研究において重要な役割を果たします。LSTはエネルギー閾値が低いため、これらの現象の検出に特に適しています。ガンマ線過渡現象をリアルタイムで検出および分析する機能は、これらのまれでつかの間の現象を迅速に特定して研究するために不可欠です。このカンファレンスでは、カナリア諸島のラ・パルマ島にあるLSTの最初のプロトタイプであるLST-1からのデータのリアルタイム分析における最近の進歩を紹介します。特に、イベントの再構築と背景の除去のための新しいアルゴリズムの開発について説明します。これらの進歩により、一時的なガンマ線源の迅速な特定と追跡観測が可能になり、LST-1は動的宇宙の研究のための強力なツールになります。CTAOの将来のArrayControlandDataAcquisitionSystem(ACADA)におけるこのフレームワークの実装についても、LSTの経験に基づいて議論されます。
高分解能遠赤外分光法とクロロメタンの $\nu$3 バンドと $\nu$6 バンドの分析
| Title |
High-resolution_far-infrared_spectroscopy_and_analysis_of_the_$\nu$3_and_$\nu$6_bands_of_chloromethane |
| Authors |
Pierre_Hardy_(ICB),_C._Richard_(ICB),_Vincent_Boudon_(ICB),_Mohammad_Vaseem_(MONARIS),_Laurent_Manceron_(SSOLEIL),_Nawel_Dridi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11877 |
クロロメタン($\mathrm{CH_3Cl}$)の$\nu_3$バンドと$\nu_6$バンドのRo振動スペクトルは、ソレイユ放射光施設のAILESビームラインにあるフーリエ変換分光計。2つのアイソトポローグ($\mathrm{CH_3^{35}Cl}$と$\mathrm{CH_3^{37}Cl}$)がディジョンで開発されたテンソル形式主義を用いて解析され、合計6753の線が割り当てられた。線の位置については23のテンソルパラメーター(基底状態については4、$\nu_3$については6、$\nu_6$については13)、線の強度については7($\nu_3$については4、$\については3)を導出しました。nu_6$)。文献に記載されているこれらのパラメーターと自己拡大係数から、両方のアイソトポローグのスペクトルをシミュレートしました。導出されたパラメータはワトソン形式に変換され、以前の研究と比較されました。これらの結果を使用して、計算されたクロロメタンスペクトル線(ChMeCaSDa)の新しいデータベースを構築しました。
Mini-EUSO 望遠鏡によって検出された EAS のようなイベントの分析
| Title |
Analysis_of_EAS-like_events_detected_by_the_Mini-EUSO_telescope |
| Authors |
Matteo_Battisti,_Mario_Bertaina,_Enrico_Arnone,_Gaetano_Sammartino,_Giulia_Pretto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11920 |
Mini-EUSO望遠鏡は、JEM-EUSOプログラムの最初の宇宙ベースの検出器です。2019年8月22$^{nd}$に国際宇宙ステーションに向けて打ち上げられ、ISS軌道(高度420km)からロシアの紫外線を透過する窓を通して、地球の大気中で起こるさまざまな現象を観察しました。ズベズダモジュール。ウィンドウの寸法は、それぞれ直径25cmの2つのフレネルレンズのセットに基づいて光学系の寸法を定義および制約します。これは、オリジナルのJEMのような大型の宇宙ベースの検出器で予期されるシステムよりもほぼ2桁小さいです。-EUSO検出器または将来のPOEMMA。結果として、Mini-EUSOのエネルギー閾値は非常に高く、$10^{21}$eVを超えています。それにもかかわらず、EASによって誘発されたイベントの形状と継続時間に似た一連のイベントがMini-EUSOデータで検出されました。この寄稿は最も興味深い事例を提示しており、EASのようなイベントの大部分が、Mini-EUSOによって繰り返し点滅し、トリガーされる地上の発生源にまで遡ることができることを示しています。繰り返されないEASのようなイベントもいくつか存在します。このような場合、シミュレートされたイベントとの比較を通じて、その宇宙起源を除外することが可能です。これらのイベントがUHECRによって引き起こされるものではないことは明らかであるため、私たちはそれらの名前を「短光過渡現象」またはSLTに変更することにしました。最後に、SLTの一部を大気活動と関連付けることができました。この分析は、JEM-EUSO検出原理の妥当性を確認し、宇宙ベースの検出器がUHECRによって誘発されたイベントと異なる起源のイベントを区別できることを示しています。
シミュレーションによるアップグレードされたEUSO-TAの性能の研究
| Title |
Study_of_the_upgraded_EUSO-TA_performance_via_simulations |
| Authors |
Francesca_Bisconti_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12126 |
ユタ州（米国）のテレスコープアレイ（TA）サイトで運用されているJEM-EUSOプログラムのEUSO-TA地上蛍光検出器がアップグレードされています。以前のデータ収集キャンペーンでは、テレスコープアレイ(TA-BRM-FD)のブラックロックメサ蛍光検出器によって提供される外部トリガーにより、最初の9つの超高エネルギー宇宙線イベントを検出しました。アップグレードの中には、宇宙線エアシャワーを独立して検出するためのトリガーアルゴリズムのインストールと電子機器のアップグレードが含まれます。新しい設定および異なる背景条件におけるEUSO-TAのパフォーマンスを理解するために、シミュレーション研究が開発されました。この研究により、地上設置型検知器の検知限界を推定することができ、これを使用して気球設置型検知器の検知限界を推定することができます。さらに、超高エネルギー宇宙線の予想されるトリガー率の推定も提供しました。この研究では、シミュレーションの設定、空気シャワー全体ではなく実際に観測された部分を考慮して宇宙線のエネルギーを再スケールするために開発された方法、および検出限界とトリガー率に関する結果について説明します。が報告されています。
GRAND実験のライフサイクル分析
| Title |
Life_Cycle_Analysis_of_the_GRAND_Experiment |
| Authors |
Leidy_T._Vargas-Ib\'a\~nez,_Kumiko_Kotera,_Odile_Blanchard,_Peggy_Zwolinski,_Alexis_Cheffer,_Mathieu_Collilieux,_Paul_Lambert,_Quentin_Lef\`ebvre,_Thomas_Protois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12282 |
私たちの研究の目的は、ライフサイクルアセスメント（LCA）方法論に基づいて、ニュートリノ検出用ジャイアントラジオアレイ（GRAND）プロトタイプ検出ユニットの設置と使用による環境への影響を評価し、環境への影響の削減に貢献する推奨事項を提案することです。プロジェクトの後の段階での環境への影響。機能単位、つまり研究対象のシステムとそれが満たす性能要件の定量化された記述は、中国の甘粛省の200km^2にわたって300台の検出ユニットを配備し、20年間にわたって無線信号を自律的に検出することです(プロトタイプGRANDProto300）。私たちは、材料の抽出と検出ユニットの製造(上流段階)、使用と寿命の段階(下流段階)、各段階間の輸送という4つの主要な段階を考慮します。インベントリ分析は、透明性のある仮定に基づいて、各検出ユニットの7つのコンポーネントに対して実行されます。在庫データのほとんどは、Idemat2021データベース(工業デザインおよびエンジニアリング材料)から取得されます。私たちの結果は、環境への影響が最も大きいコンポーネントはアンテナ構造とバッテリーであることを示しています。最も顕著な指標は「資源使用」、鉱物および金属である。「資源の利用、化石」;「電離放射線、人間の健康」。「気候変動」;そして「酸性化」。したがって、私たちが最初に推奨するアクションは、これらのコンポーネントの影響を軽減することを目的としています。これらには、アンテナに使用される原材料の質量の制限、アンテナの合金の変更、耐用年数が延長された別のタイプのバッテリーの検討、建設にリサイクル材料を使用することが含まれます。LCA手法を大規模な物理実験に適用した先駆的な研究として、この研究は他の共同研究による将来の評価の基礎として役立つ可能性があります。
K2 測光による PG~0101+039 の振幅と周波数の変化 -- 非同期連星系の脈動する高温 B 亜矮星
| Title |
Amplitude_and_frequency_variations_in_PG~0101+039_from_K2_photometry_--_A_pulsating_hot_B_subdwarf_star_in_an_unsynchronized_binary_system |
| Authors |
Xiao-Yu_Ma,_Weikai_Zong,_Jian-Ning_Fu,_St\'ephane_Charpinet,_Jiaxin_Wang_and_Kuyu_Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11532 |
K2測光は、ホットB亜矮星における短い時間スケールでのモード変動の利用に適しており、将来の高次摂動の恒星理論で扱われる非線形量を制約するために重要です。PG~0101+039で収集された$\sim80$~dの高品質K2データを分析し、発振の周波数成分を抽出します。次に、その回転特性と軌道特性を決定し、振幅と周波数のダイナミクスを特徴付けます。周波数は、標準的な事前白色化技術を介して光度曲線から抽出されます。バイナリ情報は、明るさと動径速度の両方の変化から取得されます。発振モードの振幅および周波数変調は、区分的光度曲線によって測定され、EMCMC法によって特性評価されます。PG~0101+039で137の独立した周波数を抽出し、ダイポールモードとクアドルプルモードでそれぞれ~252秒と144秒の周期間隔を導き出しました。gモードとpモードの多重項に基づいて8.81+-0.06dおよび~8.60+-0.16dの回転率を導き出し、~60%の確率でわずかに差のある回転を意味します。自転周期が公転周期約0.57日よりもはるかに短いことがわかり、この系が同期していないことがわかります。振幅および周波数変調は、12の回転成分を含む十分な振幅を持つ44の周波数で測定可能です。私たちはそれらの変調パターンを特徴づけ、非線形共鳴結合に関連する振幅と周波数変動の間の明確な相関関係を発見しました。一般に、変調スケールとタイムスケールはそれぞれ数十ナノヘルツと数十日のオーダーであり、その値は非線形振幅方程式の将来の計算に対する重要な制約となります。
地質学的および月の60Feからの最近の地球近傍超新星までの距離
| Title |
Distances_to_Recent_Near-Earth_Supernovae_From_Geological_and_Lunar_60Fe |
| Authors |
Adrienne_F._Ertel_and_Brian_D._Fields |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11604 |
太陽系を飲み込む地球近傍の超新星爆発は、その噴出物の痕跡を地質学的記録や月の記録に残しています。現在、300万年前の超新星爆発を示す生きた放射性${}^{60}$Feに関する豊富なデータがあり、最近では700万年前の出来事が発見されている。利用可能な測定値を使用して、これらのイベントまでの距離を評価します。高度300万メートルの超新星をより詳細に分析するには、サンプルには深海の堆積物、フェロマンガン地殻、月のレゴリスが含まれます。私たちは、これらの測定値間の一貫性を調査します。これは、サンプル中の鉄の取り込みと${}^{60}$Feフォールアウトの異方性に敏感に依存します。これらの計算に必要な天文パラメータにも大きな不確実性があります。私たちはこの機会を利用して、核崩壊超新星から放出された${}^{60}$Feの質量と残骸から生き残ったダストの割合が結果として生じる距離に与える影響についてパラメータ研究を実行しました。放出された${}^{60}$Feの質量が$3\times10^{-5}M_\odot$で、塵の割合が10%である場合、300万年前の超新星の距離範囲は$D\であることがわかります。SIMはPCで20～140ドル、最も可能性の高い範囲はPCで$50～65$です。同じ天体物理学的パラメーターを使用すると、700万年前の超新星までの距離は$D\sim110$pcになります。最後に、これらの結果を改善できる地質学的および天文学的な測定について簡単に説明します。
太陽の平均場の回転成分
この論文では、ウェーブレット変換を使用して、太陽の平均見通し磁場の回転周波数を調べます。十分に高いウェーブレット周波数の場合、双極子、四重極、および六重極場の成分のスペクトルはそれぞれ、26.5～30日の範囲の周期とその高調波を持つ時間依存の微細構造を示します。これらのマップは、フーリエ技術を使用して以前に記録されたように、1989年から1990年の間に双極子場で30日出力の大幅な増強が発生したことを確認しています(Sheeley2022)。また、年によっては、地図は26.5日(またはその高調波)のパワーを示しており、これは太陽の赤道における26.9～27.0日の自転周期とは明確に区別できます。少なくとも1つのケースでは、26.5日の周期は、キャリントン座標系の徐々に西側の位置での活動領域の系統的な噴火によって引き起こされた波現象であり、まるで磁束がより速く回転する地下層の固定経度から出現しているかのようでした。。平均磁場のこれまでの研究(Sheeleyetal1985、Sheeley&DeVore1986、Sheeley2022)に基づいて、この論文の強化されたウェーブレットパターンは、太陽の水平双極子、四極子を強化する構成で磁束が出現している領域であると結論付けます。、および六極子フィールド、および（よりゆっくり回転するパターンの場合）この磁束は、回転周期が28～30日の範囲にある中緯度に輸送されます。
| Title |
Forecasting_Solar_Energetic_Proton_Integral_Fluxes_with_Bi-Directional_Long_Short-Term_Memory_Neural_Networks |
| Authors |
Mohamed_Nedal,_Kamen_Kozarev,_Nestor_Arsenov,_and_Peijin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11636 |
太陽エネルギー粒子は主に陽子であり、太陽フレアやコロナ衝撃波の際に太陽から発生します。太陽エネルギー陽子（SEP）フラックスの予測は、通信およびナビゲーションシステム、宇宙探査ミッション、航空便などのいくつかの運用分野にとって重要です。危険な放射線は宇宙飛行士、航空乗組員、乗客の健康、繊細な電子機器を危険にさらす可能性があるためです。衛星、宇宙ステーション、地上発電所のコンポーネント。したがって、SEPフラックスの予測は私たちの生活にとって非常に重要であり、地球近傍の宇宙環境に対する深刻な宇宙気象過渡現象の1つによる悪影響を軽減するのに役立つ可能性があります。経験的モデル、確率的モデル、物理ベースのモデル、AIベースのモデルなど、さまざまなアプローチで多数のSEP予測モデルが開発されています。この研究では、双方向長短期記憶(BiLSTM)ニューラルネットワークモデルアーキテクチャを使用して、3つの標準積分GOESチャネル(>10MeV、>30MeV、>60MeV)のSEP予測モデルを3つの予測でトレーニングします。1976年から2019年までOMNIWebデータベースから取得した毎日のデータに基づくウィンドウ(1日、2日、および3日先)。SEPの変動は太陽周期によって調整されるため、短周期を捕捉する入力パラメーターを選択します。太陽活動の変動は、通常は数時間以内の期間と、通常は数日間にわたる長期の変動です。F10.7指数、黒点数、X線束の対数の時系列、太陽風速、惑星間磁場の平均強度をモデルへの入力パラメーターとして使用します。結果はサンプル外のテストセットで検証され、他のタイプのモデルでベンチマークされます。
化学進化黎明期の12C/13C同位体比について
| Title |
On_the_12C/13C_isotopic_ratio_at_the_dawn_of_chemical_evolution |
| Authors |
P._Molaro,_D._S._Aguado,_E._Caffau,_C._Allende_Prieto,_P._Bonifacio,_J._I._Gonzalez_Hernandez,_R._Rebolo,_M.R._Zapatero_Osorio,_S._Cristiani,_F._Pepe,_N._C._Santos,_Y._Alibert,_G._Cupani,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_C._Lovis,_C.J.A.P._Martins,_D._Milakovic,_M._Murphy,_N.J._Nunes,_T._M._Schmidt,_S._Sousa,_a._Sozzetti,_A._Suarez_Mascareno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11664 |
[Fe/H]<-6.0と<-5.0を持つ既知のメガ星とハイパーメタルプア(MMP-HMP)星は、おそらくCEMP-noクラス、つまり第2ピークが低い、または存在しない炭素強化星に属します。中性子捕獲要素。これらはおそらく第2世代の恒星であり、大気中で測定できる少数の元素は、単一またはごく少数の祖先星の性質を推測するために使用されます。CEMPのない星では炭素が豊富に存在するため、炭素同位体比を測定するユニークな機会が得られます。これにより、星内または前駆体のHe層とH燃焼層の間の混合の存在が直接監視されます。VLTのESPRESSO分光器で取得した高解像度スペクトルを利用して、最低の金属量での12C/13C比の値を導き出すことを目指しています。SYNTHEコードとATLASモデルに基づくスペクトル合成技術は、マルコフ連鎖モンテカルロ法内で使用され、金属の最も少ない5つの星の恒星大気中の12C/13Cを導き出します。これらは、メガメタルプア巨人SMSJ0313-6708([Fe/H]<-7.1)、ハイパーメタルプア矮星HE1327-2326([Fe/H]=-5.8)、ハイパーメタルプア巨人SDSSです。J1313-0019([Fe/H]=-5.0)および超金属に乏しい亜巨人HE0233-0343([Fe/H]=-4.7)。また、メガメタルプア巨人SMSSJ1605-1443の以前の値を([Fe/H]=-6.2)で修正します。4つの星では同位体値を導き出し、HE1327～2326では下限を提供します。すべての測定値は39<12C/13C<100の範囲にあり、HeおよびH燃焼層が恒星内、またはおそらくはその祖先内で部分混合を受けたことを示しています。これは、化学進化の夜明けにおける13Cの主要な生成の証拠を提供します。[要約]
太陽超粒子寿命の表面磁気活動と回転への依存性
太陽彩層の活動領域と静止領域における超顆粒細胞の寿命と長さスケール、および両者の関係を、CaIIKフィルターグラムの時系列を使用して研究しました。超粒状の長さスケールやフラクタル次元とは対照的に、寿命は太陽緯度に大きな依存性を示さず、細胞の寿命が差動回転や超粒状超回転に依存しないことを示唆しています。関係の関数形式は、2つの超粒度パラメーターの分布の比較によって得られました。セルの寿命は面積に線形に依存していると推測されますが、これは磁場の拡散によるネットワークの進化を仮定することで理解できます。私たちの分析によれば、静かな領域での拡散率は活動的な領域よりも約10%高いことが示唆されています。
太陽超粒状化と磁気活動のバイフラクタル挙動
| Title |
Bifractal_behavior_of_Solar_supergranulation_and_magnetic_activity |
| Authors |
G._Rajani_and_G._M._Sowmya_and_U._Paniveni_and_R._Srikanth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11801 |
私たちは、コダイカナル太陽天文台(KSO)からのCaIIKデジタル化強度グラムを使用して、第23太陽周期にわたる超粒状ネットワークの複雑さと規模を研究します。以前のデータを強化し、データ分析を改良して、セルサイズの関数として超粒状フラクタル次元を研究します。周期段階全体にわたって、セルがバイフラクタル挙動を示し、調査されたスケール範囲内の大きなセルの約半分が、小さなセルよりもわずかに大きなフラクタル次元を示すことがわかりました。また、直接検査法によって決定された超粒度スケール(約17Mm)と自己相関(約30Mm)の間の不一致も研究し、これは前者の場合の明確に定義されたセルの優先選択によるものであると考えています。
Ai Phe 連星系による恒星モデルの校正。フィットの堅牢性に関する未解決の質問
| Title |
Stellar_model_calibrations_with_the_Ai_Phe_binary_system._Open_questions_about_the_robustness_of_the_fit |
| Authors |
G._Valle,_M._Dell'Omodarme,_P.G._Prada_Moroni,_S._Degl'Innocenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11837 |
私たちは、アイペー連星系で達成可能な恒星モデルの校正の堅牢性を調査します。SCEPtERパイプラインを使用して、微視的拡散の表面効率に関するさまざまな仮定の影響を調査しました。参照シナリオでは、微視的拡散による表面金属性の変化を許容しましたが、代替シナリオでは、他のソースからの競合混合がこの効果を打ち消すと仮定しました。主星はすでに最初の浚渫を経験しているが、副星はまだ経験していないという事実により、テストされたシナリオには興味深い違いが示されています。推定年齢は非常に堅牢です($4.70^{+0.13}_{-0.14}$Gyrと$4.62^{+0.13}_{-0.06}$Gyr)、対流コアのオーバーシュートパラメーター$\beta$の校正により次のことが明らかになります。顕著な違い。参照シナリオは、$\beta$の可能な値が0.10付近の幅広いマルチモーダル範囲であることを示唆しています。代替シナリオの計算では、$\beta$が0.04程度と急激に低くなります。明確な適合を得ることが不可能であるということは、非常に正確な質量と半径が利用可能な場合でも、バイナリシステムを使用して恒星モデルの自由パラメータの賢明な校正を達成することが困難であることを裏付けています。
太陽活動領域の周りの暗いハロー。 I. NOAA 12706 付近のダークハローの発光特性
| Title |
Dark_Halos_around_Solar_Active_Regions._I._Emission_properties_of_the_Dark_Halo_around_NOAA_12706 |
| Authors |
Serena_Maria_Lezzi,_Vincenzo_Andretta,_Mariarita_Murabito,_Giulio_Del_Zanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11956 |
活動領域(AR)の周囲の暗い領域は、1世紀以上前に初めて彩層線で観察され、現在ではARの周囲のH{\alpha}フィブリル渦に関連付けられています。現在では、静かな太陽(QS)と比較して放射が減少しているARの周囲の広い領域も、遷移領域(TR)および低コロナで放射されるスペクトル線で観察されています。たとえば、SDO/AIA171{\AA}画像ではそれらがはっきりと見られます。これらの彩層およびTR/冠状の暗い領域をダークハロー（DH）と名付けます。冠状DHは十分に研究されておらず、その起源がまだ不明であるため、今日まで、それらが彩層原繊維と関連しているかどうかは明らかではありません。さらに、コロナホール(CH)と間違われることもよくあります。私たちの目標は、DHの起源に関する将来の研究に観測上の制約を与えるために、彩層、TR、およびコロナの観測を初めて組み合わせることによって、DHの放出特性を特徴付けることです。この研究は、DHとCHのさまざまな特性を調査し、それらを区別するための簡単なレシピを提供することも目的としています。私たちは、IRISフルディスクモザイク、SDO/AIAフィルターグラム、およびSDO/HMIマグネトグラムを分析することによって、2018年4月22日に円盤上にあったARNOAA12706と南CHの周囲のDHを研究します。フィブリルは、彩層MgIIh&kIRISモザイクのARコアの周囲全体で観察され、h3およびk3特徴で最も明確に観察されます。CHとは異なり、DHでのTR放射はQSエリアに比べてはるかに低いです。さらに、DHは、彩層MgIIh3およびk3画像よりも低コロナではるかに拡張されています。最後に、強度、発光測定、スペクトルプロファイル、非熱速度、および平均磁場強度測定は、DHとCHが異なる特性を示すため、太陽上の異なるタイプの構造として考慮される必要があることを明確に示しています。
太陽問題における状態方程式、原子データ、不透明度のインターフェース
| Title |
Interface_of_Equation-of-State,_Atomic_Data_and_Opacities_in_the_Solar_Problem |
| Authors |
Anil_K._Pradhan_(The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12073 |
ロッスランド平均不透明度(RMO)の収束は、状態方程式(EOS)と太陽放射/対流境界に広がる鉄イオンの原子レベルの数に関して調査されます。「化学像」Mihalas-Hummer-D\"{a}ppenMHD-EOSとそのバリアントQMHD-EOSは、対流帯(BCZ)の底部とサンディアZの2つの代表的な温度密度セットで研究されています。実験:$(2\times10^6K,\10^{23}/cc)$と$(2.11\times10^6K,\3.16\times10^{22}/cc)$がそれぞれ見つかりました。不透明度の正確なR行列計算(RMOP)から得られた新しい原子データセットは非常に不完全であり、考慮されている3つのFeイオン(FeXVII、FeXVIII、FeXIX)のそれぞれの数百から千を超える準位が含まれているのに対し、EOSは、比較的少ないレベルによるRMO.RMOP鉄不透明度スペクトルは、不透明度プロジェクトの歪んだ波モデルとは大きく異なり、かなり多くのプラズマ拡大効果を示しています.この研究は、高エネルギー密度(HED)における不透明度に対してEOSに必要な改善の可能性を示していますプラズマ源。
ねじれを伴う重力崩壊とブラックホール内の宇宙
スピンによるねじれを伴う流体の球が重力崩壊してブラックホールを形成することを考えます。相対論的スピン流体をソースとしてトールマン計量とアインシュタイン$-$Cartan場方程式を使用します。ねじりの重力反発が特異点を防ぎ、非特異点の反発に置き換えることを示します。収縮中に量子粒子が生成されると、せん断がねじれに打ち勝つことができなくなります。膨張中に粒子が生成されると、有限期間の膨張が発生し、大量の物質が生成される可能性があります。結果として事象の地平線の反対側にある閉じた宇宙には、いくつかのバウンスが発生する可能性があります。このような宇宙は振動しており、暗黒エネルギーが支配し、無限に拡大するサイズに達するまで、各サイクルは前のサイクルよりも大きくなります。したがって、私たちの宇宙は、別の宇宙に存在するブラックホールから生まれた可能性があります。
$\Lambda$-CDM 形式主義内でバリオン物質と暗黒物質を分離することは可能でしょうか?
| Title |
Is_it_possible_to_separate_baryonic_from_dark_matter_within_the_$\Lambda$-CDM_formalism? |
| Authors |
A._Borowiec,_M._Postolak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.10364 |
我々は、ロゴトロピック形式をスカラー場と新たな暗黒流体候補との間の非最小結合の場合に拡張することにより、スカラーテンソルFLRW型宇宙論モデルにおける物質の応力エネルギー（非）保存の一般解を発見した。母関数で表現されるエネルギー条件を導入した。次に、暗黒物質からバリオン粒子を分離する可能性を調査し、非最小結合の存在下でのカメレオン効果としてそれらの比を説明します。質問に肯定的に答えるために、Einsteinフレームに非最小結合スカラー場を追加することによって$\Lambda$-CDMモデルの単純な拡張を分析します。スカラロン(クインテッセンス)またはファントム(ゴースト)のいずれかを含む2つのシナリオが数値的に解決され、比較されます。その結果、いずれの場合も観測範囲内で高精度にLCDMを再現できることが示された。予想通り、ゴーストフィールドの場合、ビッグバンシナリオはビッグバウンスに置き換えられます。
歴史的な科学論文の OCR 修正後の arXiv からの大規模な合成データ
| Title |
Large_Synthetic_Data_from_the_arXiv_for_OCR_Post_Correction_of_Historic_Scientific_Articles |
| Authors |
Jill_P._Naiman_and_Morgan_G._Cosillo_and_Peter_K._G._Williams_and_Alyssa_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11549 |
「デジタル化の時代」（～1997年）以前に出版された科学論文では、スキャンした文書を機械可読テキストに変換するために光学式文字認識(OCR)が必要ですが、このプロセスではエラーが発生することがよくあります。NASA天体物理データシステム(ADS)が所蔵する天体物理学文献のOCR結果を修正するための、合成グラウンドトゥルース/OCRデータセットを生成するためのパイプラインを開発します。arXivをマイニングすることにより、著者の知る限り、203,354,393文字ペアからなる最大の科学的合成グランドトゥルース/OCR修正後データセットが作成されます。このデータセットを使用してトレーニングされたベースラインモデルを提供すると、過去のOCRテキストの文字エラー率と単語エラー率がそれぞれ7.71%と18.82%という平均改善が見られました。文の一部をインライン数学として分類するために使用すると、分類F1スコアは77.82%になります。データセットを探索するためのインタラクティブなダッシュボードはオンラインで利用できます:https://readingtimemachine.github.io/projects/1-ocr-groundtruth-may2023。arXivとの契約の制限内で、データとコードはGitHubでホストされます。https://github.com/ReadingTimeMachine/ocr_post_correction。
五つ子消滅スペクトル
我々は、重暗黒物質の有効場理論をSU(2)の任意の奇数表現に拡張し、束縛状態の効果を組み込みます。この形式は、SU(2)の5、つまり五重項暗黒物質のガンマ線スペクトルを計算するために展開されます。五重項質量の孤立した値を除いて、暗黒物質質量に近いエネルギーを持つハードフォトンへの束縛状態の寄与は、直接消滅による寄与と比較して数パーセントのレベルです。さらに、3つ組のwinoなどのより小さな表現と比較して、5つ組は質量の関数としてスペクトルの形状に大きな変化を示す可能性があります。私たちの結果を使用して、$\sim$13.6TeVの質量を持つ熱五重項の運命を予測します。既存のH.E.S.S.データはシナリオを大幅にテストできるはずですが、最小限の暗黒物質のこの標準モデルに関する最終決定はチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)に委ねられる可能性があります。
$\mathit{Wind}$ 宇宙船の浮遊電位測定
| Title |
Spacecraft_floating_potential_measurements_for_the_$\mathit{Wind}$_spacecraft |
| Authors |
L._B._Wilson_III,_C._S._Salem,_J._W._Bonnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11626 |
2005年1月1日から2022年1月1日まで、$\mathit{Wind}$探査機によって1天文単位付近で観測された8,804,545個の電子速度分布関数(VDF)の解析が、探査機の浮遊ポテンシャル$\phi{\を決定するために実行されました。scriptstyle_{sc}}$。$\mathit{Wind}$は静電気的にクリーンになるように設計されており、これにより$\phi{\scriptstyle_{sc}}$の大きさを小さく保つことができます(つまり、ほぼすべての間隔で$\sim$5--9eV)。電位分布がより均一になります。少なくとも3つの高調波を含む逆シノディックキャリントン回転周期に対応する周波数で$\phi{\scriptstyle_{sc}}$のスペクトル増強が観察されました。$\phi{\scriptstyle_{sc}}$対時間の2Dヒストグラムにも、少なくとも2つの強いピークと、潜在的な3番目のはるかに弱いピークが示されています。これらのピークは、太陽極大と相関する強度に応じて時間とともに変化します。したがって、スペクトルピークとヒストグラムピークは、コロナ質量放出(太陽周期依存)や流れ相互作用領域(キャリントン回転依存)などの巨視的現象によるものと考えられます。ここでは$\phi{\scriptstyle_{sc}}$の値を要約し、結果として得られるデータセットについて説明します。
文字列インフレーションに対する高次微分修正
| Title |
Higher_Derivative_Corrections_to_String_Inflation |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Matteo_Licheri,_Pellegrino_Piantadosi,_Fernando_Quevedo,_Pramod_Shukla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.11697 |
IIB弦のコンパクト化から導出される${\mathcal{N}}=1$超重力に対する主要な高次微分補正を定量的に推定し、それらが弾性率安定化とLVS膨張モデルにどのような影響を与えるかを研究します。4D再帰多面体のKreuzer-Skarkeデータベースとその三角測量Calabi-Yauデータベースを使用して、$1\leqh^{1,1}\leq5$の3倍に対応する一連の約数トポロジのスキャン結果を提示します。特に、ブローアップインフレーション、ファイバーインフレーション、ポリインスタントンインフレーションを実現するのに適したいくつかの幾何学形状と、インフレ潜在力に対する主要な高次微分補正が消失する約数トポロジーの分類を発見しました。他のすべての場合では、代わりに、これらの補正がインフレーション力学をどのように変更するかを数値的に推定し、それらが主要な宇宙論的観測量の予測を破壊しないことを確認します。
UV から IR までの Scalaron ダイナミクス
$f({\calR})$モデルのスカラーロンが、低エネルギーで1つのスカラー自由度のみを残す文字列圧縮の体積係数に関連するシナリオを考えます。重力の低エネルギー有効作用への主要な曲率の二乗係数がスカラロンの質量を決定します。この質量は、スカラロンがスタロビンスキーのインフレーションを引き起こすのに十分なほど小さいと仮定します。インフレーション後、スカラーテンソル理論として見た$f({\calR})$理論の結合の繰り込み群進化は、赤外線領域とのつながりを提供します。私たちは、スカラロンの質量の補正が大きく、それを赤外線の電子質量よりも小さくすることで、スカラロンが宇宙の低エネルギーダイナミクスにおいて中心的な役割を果たすというシナリオを考えます。特に、これは、電子質量よりも高いエネルギーで動作するその繰り込み群が現在の暗エネルギーの値を下回らないという条件で、スカラロンの質量と測定された真空エネルギーとの関係につながります。
GRB221009A 非標準ニュートリノの自己相互作用によるガンマ線イベント
現世代のニュートリノ検出器によって観測された高エネルギー天体物理学ニュートリノの束は、標準模型を超えた新しい物理学のヒントをすでにいくつか示しています。この研究では、高エネルギーガンマ線観測が、高エネルギー天体物理学ニュートリノ現象や新しい物理学の起源を解明するための補完的な探査機としても考えられることを示します。最近、LHAASO共同研究は、最初の爆発後2000秒以内にガンマ線バーストGRB221009Aから0.5TeV～18TeVのエネルギー範囲でO(5000)個のガンマ線事象を報告しました。我々は、光スカラー粒子を介したニュートリノの非標準的な自己相互作用を介した天体物理ニュートリノとCMBニュートリノの相互作用により、減衰した高エネルギーガンマ線が生成できることを示した。ニュートリノの非標準的な相互作用は、ハッブル張力の低減における役割として、最近宇宙論で大きな注目を集めています。我々は、LHAASOによって観測された光子束から非標準の自己相互作用ニュートリノのパラメータ空間を制約し、ハッブル張力要件や実験室/宇宙論からのその他の最近の制約から得られるパラメータ空間との一貫性を示しました。
| Title |
Gravitational_Wave_non-Gaussianity_from_trans-Planckian_Quantum_Noise |
| Authors |
Mattia_Cielo,_Matteo_Fasiello,_Gianpiero_Mangano,_Ofelia_Pisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12285 |
インフレーションテンソル摂動のダイナミクスに対するトランスプランク相の影響を調べます。この領域が標準的な摂動理論では完全には捉えられないという事実を修正するために、エネルギースケール$\Lambda$によって役割が制御される効果的な量子ノイズ源を導入します。ソースの存在により、テンソルモードの初期条件が変更され、明確な痕跡が残ります。モデルの重力波バイスペクトルの振幅と形状を研究し、これらをバンチ・デイビス初期条件と$\alpha$-vacua状態の仮定の下で得られた対応物と比較します。スケール$\Lambda$の値に応じて、バイスペクトル形状と非線形パラメータ$f_{\rmNL}$の両方に関連付けられた特徴的なシグネチャが見つかります。
