カスタマイズされた銀河サンプルを使用した銀河クラスタリングにおける相対論的ドップラーの検出
| Title |
Detecting_Relativistic_Doppler_in_Galaxy_Clustering_with_Tailored_Galaxy_Samples |
| Authors |
Federico_Montano_and_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12400 |
宇宙論的スケールにおける相対論的効果の有意性の高い検出を得る方法を紹介します。このような効果の測定は、強い重力の影響から遠く離れた領域における重力相互作用の正しい記述としての一般相対性理論の妥当性をさらに裏付けるものとなるため、宇宙を理解するのに役立つでしょう。絶妙な精度でテストされています。その関連性にもかかわらず、相対論的効果の検出はこれまで私たちを避けてきました。主な理由は、相対論的効果は宇宙のばらつきに悩まされ、最大の宇宙スケールでより強力であるためです。私たちの研究は、銀河クラスタリングの宇宙論的探査に焦点を当てており、それらが根底にある同じ大規模な宇宙構造の一部であるために、特定の間隔で銀河のペアが見つかる超過確率を説明しています。特に、フーリエ空間における銀河の分布の二点相関関数$-$パワースペクトル$-$に焦点を当てます。ここで、相対論的効果は実際のパワースペクトルへの想像上の寄与として現れます。等級/明るさのカットを慎重に調整することにより、同じ銀河集団の2つのサンプル(明るいサンプルと暗いサンプル)を取得することができます。その相互相関パワースペクトルにより、有意性$5\,\をはるかに上回る相対論的寄与の検出が可能になります。シグマ$。
SPT-SZ データとシミュレーションにおけるハロー質量と赤方偏移による熱 SZ パワー スペクトルの分析
| Title |
Dissecting_the_Thermal_SZ_Power_Spectrum_by_Halo_Mass_and_Redshift_in_SPT-SZ_Data_and_Simulations |
| Authors |
Josemanuel_Hernandez,_Lindsey_Bleem,_Thomas_Crawford,_Nicholas_Huang,_Yuuki_Omori,_Srinivasan_Raghunathan_and_Christian_Reichardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12475 |
我々は、熱スニャエフ・ゼルドビッチ(tSZ)パワースペクトル振幅と、南極望遠鏡(SPT)データにおける銀河団のハロー質量および赤方偏移との関係を、半天体シミュレーションと組み合わせた3つの$N$体シミュレーションと比較して調査する。クラスター内媒体の分析ガスモデル。具体的には、クラスタから$\ell=3000$での完全なtSZパワースペクトル振幅に対する未加工および部分パワーの寄与をハロー質量と赤方偏移の関数として計算します。$1\times10^{14}\M_\odot\h^{-1}<M_{500}<2\times10^{15}\M_\odot\h^{-の範囲で9つの質量ビンを使用します。1}$、および$0.25<z<0.59$および$0.59<z<1.5$で定義される2つの赤方偏移ビン。さらに、さまざまなガスモデルを比較するための指標として、各質量ビンの生の電力寄与をそのビン内のクラスターの数で除算します。より低い質量では、SPTデータは質量依存の結合ガス分率成分と比較的高レベルのAGNフィードバックを含むモデルを優先しますが、より高い質量では、より少ない量のフィードバックと完全に欠如したAGNフィードバックを含むモデルが優先されます。非熱圧サポート。前者は、比較対象のすべてのメトリックに関して、データ全体に最適な適合を提供します。それでも、不一致は存在し、データは特に、すべてのシミュレーションでは再現できない急峻な質量依存性を示しています。これは、各シミュレーションのガスモデルに追加の質量および赤方偏移に依存した調整が必要であること、またはSPT-SZの検出閾値を下回るハロー質量でデータに汚染が存在する可能性があることを示唆しています。さらに、ほとんどのモデルの予測とは対照的に、データはクラスターごとのtSZパワースペクトルの寄与における顕著な赤方偏移の進化を示していません。
ICM-SHOX。論文 I: 方法論の概要とバリオンの発見 - MACS J0018.5+1626 合併における暗黒物質速度デカップリング
| Title |
ICM-SHOX._Paper_I:_Methodology_overview_and_discovery_of_a_baryon--dark_matter_velocity_decoupling_in_the_MACS_J0018.5+1626_merger |
| Authors |
Emily_M._Silich,_Elena_Bellomi,_Jack_Sayers,_John_ZuHone,_Urmila_Chadayammuri,_Sunil_Golwala,_David_Hughes,_Alfredo_Monta\~na,_Tony_Mroczkowski,_Daisuke_Nagai,_David_S\'anchez,_S._A._Stanford,_Grant_Wilson,_Michael_Zemcov,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12533 |
銀河団の合体は、銀河団の天体物理学と宇宙論をテストするための豊富な情報源です。しかし、クラスターの合体は複雑な投影信号を生成し、個々の観測プローブから物理的に解釈するのは困難です。バリオン粒子と暗黒物質クラスターの両方のコンポーネントに対するマルチプローブ制約は、そうでなければ縮退してしまうマージパラメーターを推論するために必要です。我々は、複数のプローブ観測値の新しい組み合わせをモックと直接比較するパイプラインを介して、複数の合体パラメータを定量的に共同推論する体系的なフレームワークであるICM-SHOX（SZ、流体力学シミュレーション、光学、およびX線による合体に関する改良型制約）を紹介します。流体力学シミュレーションから得られる観測値。我々は、MACSJ0018.5+1626システムへのICM-SHOXパイプラインの最初の適用について報告します。そこでは、MACSJ0018.5+1626マージパラメータを制約するための広範囲の初期パラメータによって特徴付けられるシミュレートされたスナップショットを系統的に検査します。MACSJ0018.5+1626の観測エポックは、周囲通過の$\約-10$--$50$Myr以内に強く制限され、観測された視野角は、中心通過から$\約25$--$38$度傾いています。合併軸。クラスターの構成要素が3Mpc離れている場合、衝撃パラメータ($\およそ100$～250kpc)、質量比($\およそ1.5$～$3.0$)、および初期相対速度についてはあまり正確ではない制約が得られます。($\約1700$--3000kms$^{-1}$)。一次クラスター成分と二次クラスター成分は、最初(3Mpc)で、それぞれ中程度および強く乱されたガス分布を持っています。我々はさらに、MACSJ0018.5+1626における暗黒物質とバリオン分布の速度空間デカップリングを発見しました。これは、2つの分布の異なる衝突性質によるものであると考えられます。
宇宙ひも航跡からの放射光
ニュートリノの不均一性の存在下では、ビアマン機構により、宇宙弦の航跡で磁場が発生する可能性があります。宇宙ひもがプラズマ中を移動すると、プラズマ内の乱流によって小さな磁場が増幅されます。したがって、宇宙ひもの磁化後流を横切る相対論的荷電粒子はシンクロトロン放射線を放出します。宇宙ひもの開き角度は非常に小さいため、航跡は相対論的ジェットのように見えます。ストリングの後流に均一な磁場があると仮定すると、ストリングの後流にある非熱相対論的電子からのシンクロトロン放射が得られます。放出される放射線には幅広いピークがあり、広範囲の周波数にわたっています。現在入手可能なカタログのさまざまな範囲にある未知の音源の一部にスペクトルをマッピングできることを示します。
SDSS redMaPPer クラスターと HSC-Y3 レンズ測定による光学クラスター宇宙論
| Title |
Optical_Cluster_Cosmology_with_SDSS_redMaPPer_clusters_and_HSC-Y3_lensing_measurements |
| Authors |
Tomomi_Sunayama,_Hironao_Miyatake,_Sunao_Sugiyama,_Surhud_More,_Xiangchong_Li,_Roohi_Dalal,_Markus_Michael_Rau,_Jingjing_Shi,_I-Non_Chiu,_Masato_Shirasaki,_Tianqing_Zhang,_Atsushi_J._Nishizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13025 |
我々は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)redMaPPerクラスターカタログとHyper-SuprimeCam(HSC)Year3形状カタログから測定された銀河団の存在量、投影クラスタリング、および弱いレンズ効果のブラインド共同解析から得られた宇宙論の結果を紹介します。我々は、光学クラスターのレンズ信号とクラスター信号の異方性ブーストの経験的モデリングを含む、クラスター観測量の完全順モデルを提示します。私たちは、投影効果やバリオンフィードバックの効果などの観測体系を含む模擬クラスターカタログを介して分析を検証し、モデルパラメーターに関する有益な事前情報がなくても、分析が偏りのない方法で宇宙論的パラメーターを堅牢に制約できることを発見しました。フラット$\Lambda$CDMモデルのコンテキストでの観測量の共同解析により、$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}=0.816^{+0.041}_の宇宙論的制約が得られます。{-0.039}$。私たちの結果は、\emph{Planck}2018の一次CMB解析の結果を含む、他の宇宙マイクロ波背景放射および大規模構造ベースの宇宙論解析からの$S_8$推論と一致しています。
星の進化による軌道変動を説明する系外惑星の集団合成
この論文では、恒星の進化の後期段階における系外惑星軌道の進化を集団合成の方法によって研究します。星の進化は、主系列段階から白色矮星段階まで追跡されます。MESAパッケージは進化の軌跡を計算するために使用されます。親星が白色矮星に変化するまでに吸収され、放出され、生き残った惑星の統計は、銀河が存在する全期間にわたる銀河内の星形成速度の変化を考慮して計算されます。初期質量が1～8$M_\odot$の範囲にある恒星の周囲の惑星が考慮されます。これは、質量の小さい恒星は銀河の存続期間中に主系列から離れる時間がなく、質量の大きい恒星は銀河系の形成につながらないためです。白色矮星。この研究で採用された惑星の初期$a$~--~$M_\mathrm{pl}$分布では、研究対象の質量範囲の星から生まれた惑星のほとんど(約60\%)が、巨大な舞台で親スターに吸収される。惑星のごく一部(1%未満)は、恒星風による質量損失により惑星系から弾き出されます。天の川銀河内に放出された、地球質量0.04個から木星の質量13個までの範囲の質量を持つ惑星の推定数は、約3億個に相当します。
地球から見ると、彗星の観察対象のほとんどは塵です。塵粒子の軌道に対する日射圧力の影響は、塵粒子の断面積と質量の比に依存します。したがって、太陽輻射圧力は彗星の尾の内部で質量分析計のように作用します。彗星の塵の尾の外観は、特徴的な粒子サイズや尾に入るときの初速度などの塵の特性に関する情報を得るために長い間研究されてきました。過去20年にわたり、彗星へのいくつかの探査機ミッションにより、地球上または地球近傍空間の望遠鏡で可能であるよりもはるかに高い解像度でターゲットの塵の活動を研究できるようになり、彗星によって得られた結果に詳細が追加されました。1986年にハレー彗星1P/ハレー彗星を訪れた探査機。現在では、彗星の内部のコマにある塵の力学は複雑で、最終的に表面に落下する粒子のかなりの部分が含まれていることがわかっています。表面近くの昏睡のフィラメント状構造は、ガス流の地形的集束、表面全体にわたる活動の不均一な分布、および投影効果の組み合わせによって生じると考えられています。センチメートルを超える一部の破片には、表面から持ち上げられたときに氷が含まれている可能性があり、それがその動きに影響を与える可能性があります。表面からの塵の剥離と持ち上げにつながるプロセスの微物理学、核から遠ざかる間の塵の進化、および遠隔観測から核の活動に関する情報をどの程度取得できるかについては、未解決の疑問が残っている。外側のコマと尾の部分。
M 型矮星周囲の酸素発生光合成の熱力学的限界: 一般化されたモデルと最適化戦略
| Title |
Thermodynamic_limits_on_oxygenic_photosynthesis_around_M-dwarf_stars:_Generalized_models_and_strategies_for_optimization |
| Authors |
Samir_Chitnavis_and_Thomas_J._Haworth_and_Edward_Gillen_and_Conrad_W._Mullineaux_and_Christopher_D._P._Duffy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12845 |
私たちは、低質量星のハビタブルゾーン（$<1$M$_{\odot}$）を周回する系外惑星上での光合成による集光の実現可能性と潜在的な特性を調査します。星の温度$T_{s}$が低下すると、最大放射照度は\emph{酸素発生}光合成で利用できる波長範囲$400\textrm{nm}\leq\lambda<750$nmの範囲から赤方偏移します。地球上で。しかし、この地域の放射照度が限られているからといって酸素発生型光合成が妨げられるわけではなく、地球の植物、藻類、シアノバクテリアはすべて、非常に弱い光でも光合成を促進する非常に効率的な\emph{集光アンテナ}を持っています。今回我々は、光合成の集光構造の一般モデルを構築し、酸素発生光系が異なる放射スペクトル束でどのように機能するかを決定する。私たちは、大きなアンテナでエネルギーを捕らえ、それを小さな\emph{反応中心}に集中させる集光プロセスでは、基本的な\emph{エントロピー障壁}を克服しなければならないことを説明します。アンテナのサイズが大きくなると集光効果が減少するため、植物のようなアンテナは$T_{s}<3400$Kの星からの光に適応できないことを示した。これは、アンテナにわずかな\emph{エンタルピー勾配}を導入すれば克服できます。興味深いことに、この戦略は地球の酸素発生シアノバクテリアによって採用されているようで、\emph{細菌}の酸素発生光合成は最も低い質量のM型矮星の周囲でも実現可能であると結論付けています。
MaNGA でコンパクト銀河の質量とサイズの関係におけるギャップを埋める
| Title |
Bridging_the_gap_in_the_mass-size_relation_of_compact_galaxies_with_MaNGA |
| Authors |
P._Gr\`ebol-Tom\`as,_A._Ferr\'e-Mateu,_H._Dom\'inguez-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12394 |
我々は、コンパクトな銀河の集団を特徴付けるための完全なMaNGADR17サンプルの分析を紹介します。我々は、コンパクトな楕円銀河(cEs;$8\lesssim\log\left(M_{\star}/M_{\odot}\right)\)間の恒星質量(M$_{\star}$)の隙間を埋める銀河に焦点を当てます。lesssim10$)と小型大質量銀河(CMG;$10\lesssim\log\left(M_{\star}/M_{\odot}\right)$)です。私たちはそれらの星の個体数と運動学を研究して、それらの特性が星の質量にどのように依存するかを明らかにします。有効半径($R_e$)と星の質量に従って、MaNGADR17サンプル内のコンパクトな銀河を選択します。37個の銀河が、cEとCMGの間の橋渡し領域における選択基準を満たしています。完全なスペクトルフィッティングルーチンを使用して、1~$R_e$の積み重ねられたスペクトルから運動学と星の個体群パラメーターを導き出します。次に、選択したコンパクト銀河を、星の集団特性に基づいて3つの主要なグループに分類します。そのうちの1つのグループは、遺物銀河、つまり初期の形成時代からほとんど変化していない銀河($z\sim2$)と一致する特徴を示しています。別のグループは、より広範囲にわたる連続的な星形成履歴(SFH)を示しています。3番目のグループは、初期の星形成率が低く、$\sim4$Gyr付近で増加します。選択した銀河の導出された特性を、以前に研究されたさまざまな質量範囲のコンパクト銀河の特性と比較します。選択された銀河は、cEとCMGの間の質量ギャップを埋めることに成功しました。それらの特性は、異なる質量範囲のコンパクト銀河のスケーリング関係が関連しているという仮定と一致しますが、最初のグループの銀河は基本面では明らかな外れ値であり、この遺物集団の異なる形成メカニズムを示唆しています。
MaNGA DynPop -- V. 暗黒物質比率と恒星の速度分散関係および初期質量関数の変動: 積分場分光法の動的モデルとフルスペクトル フィッティング
| Title |
MaNGA_DynPop_--_V._The_dark-matter_fraction_versus_stellar_velocity_dispersion_relation_and_initial_mass_function_variations:_dynamical_models_and_full_spectrum_fitting_of_integral-field_spectroscopy |
| Authors |
Shengdong_Lu,_Kai_Zhu,_Michele_Cappellari,_Ran_Li,_Shude_Mao,_Dandan_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12395 |
10,000個の銀河の最終的なMaNGAサンプル(DR17)を使用して、広範囲にわたる良好な運動学を持つ約6,000個の銀河について、光の半分の半径$R_{\rmDM}$以内の暗黒物質の割合$f_{\rmDM}$を調査します。形態と星の速度分散の範囲($1.6\lesssim\lg\,\sigma_{\rme}/\mathrm{km\,s^{-1}}\lesssim2.6$)。$f_{\rmDM}$を推定するために2つの手法を使用します:(i)星の運動学に基づいて暗黒物質分解を実行するジーンズ異方性モデリング(JAM)、および(ii)総動的質量対光比の比較$(M/L)_{\rmJAM}$とStellarPopulationSynthesis(SPS)からの$(M_{\ast}/L)_{\rmSPS}$。どちらの方法も、$\lg(\sigma_{\rme}/\mathrm{km\について)$\sigma_{\rme}$が減少するにつれて$f_{\rmDM}$が増加するという顕著な傾向を一貫して示していることがわかります。,s^{-1}})\lesssim2.1$と、$\sigma_{\rme}$が大きくなると非常に低い$f_{\rmDM}$になります。最良の力学モデルを持つ235個の初期型銀河について、恒星の質量対光比$(M_{\ast}/L)_{\rmを比較することで、恒星の初期質量関数(IMF)の変動を調べます。JAM}$はJAMとSPSから。恒星の質量超過$\alpha_{\rmIMF}\equiv(M_{\ast}/L)_{\rmJAM}/(M_{\ast}/L)_{\rmSPS}$であることが確認されています。IMFの形状を反映しており、$\sigma_{\rme}$とともに増加します。これは、銀河間でシャブリエ型IMFからサルピーターIMFへの移行を報告した以前の研究と一致します。また、$\alpha_{\rmIMF}$と年齢の間には弱い正の相関が検出されましたが、金属性($[Z/H]$)との相関は検出されませんでした。最後に、銀河のスペクトルを$\alpha_{\rmIMF}$に従って積み重ねて、IMFに敏感なスペクトルの特徴(例:$\rmNa_{\rmI}$ダブレット)の違いを検索します。このような違いについては、わずかな証拠しか見つかっておらず、IMFを測定する方法の一方または両方の妥当性には疑問が生じています。
集合バイアスの宇宙の網への依存
低質量ハローの場合、ハロー集合バイアスの物理的原因は、潮汐力による降着の減速に関連しており、一部の宇宙網環境では他の環境に比べて潮汐力がより支配的であると予想されている。この研究では、DiscretePersistentStructuresExtractor(DisPerSE)をIllustrisTNG磁気流体力学シミュレーションに適用して得られた公開データを使用して、関連する銀河集合体バイアス効果の宇宙網への依存性を調査します。まず、固定ハロー質量において、ノード($d_{\rmnode}$)やフィラメント($d_{\rmskel})を表すDisPerSE臨界点までの距離によって銀河集団が分割されると、顕著な低質量二次バイアスを示すことを示します。$)とサドル($d_{\rmsadd}$)であり、これらの特徴に近いオブジェクトはより緊密にクラスター化されています。これらのパラメータの一部によって生成される二次バイアスは、特に$d_{\rmsadd}$の場合、一部の質量範囲でアセンブリバイアス信号を大幅に超えます。また、銀河がこれらの臨界点に近いか遠いかにクラスタリングが条件付けされると、集合バイアス信号が大幅に減少することも示します。最大減衰は、信号の35$\%$未満が残る鞍点に近い銀河で測定されます。逆に、ボイドの近くのオブジェクトは、かなり元のエフェクト(信号のほぼ85$\%$)を保持します。私たちの分析では、集合の偏りを形成する際に潮場が重要な役割を果たしていることが確認されていますが、それらは信号がさまざまな物理的メカニズムの結果であることとも一致しています。私たちの研究では、流体力学シミュレーションからの予測を観測データで直接テストできる、二次バイアスのいくつかの新しい側面を導入しています。
星形成複合体S193の形態を解剖する
| Title |
Dissecting_the_morphology_of_star_forming_complex_S193 |
| Authors |
Rakesh_Pandey,_Saurabh_Sharma,_Lokesh_Dewangan,_D._K._Ojha,_Neelam_Panwar_Arpan_Ghosh,_Tirthendu_Sinha,_Aayushi_Verma,_and_Harmeen_Kaur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12410 |
私たちは、近赤外(NIR)観測や光から電波までの波長をカバーするその他のアーカイブデータを使用して、星形成複合体S193を研究してきました。私たちは、NIR測光データを使用して複合体内の星団を特定し、星団の構成員と距離を推定しました。中赤外(MIR)および遠赤外(FIR)画像を使用して、H\,{\scii}領域周囲の塵放出の分布が複合体内で追跡されます。$Herschel$柱の密度と温度のマップ分析により、複合施設内に16個の冷たい塵の塊があることが明らかになりました。H$\alpha$画像と1.4GHz無線連続体放射マップは、電離ガスの分布を研究し、複合体内の各H\,{\scii}領域/電離塊のスペクトルタイプと動的年齢を推測するために使用されます。$^{12}$CO(J=3$-$2)と$^{13}$CO(J=1$-$0)の分子線データは、[-43,-46付近に2つの速度成分が存在することを示唆しています。]と[-47,-50]km/sであり、それらの空間分布から、複合体に向かって2つの重複ゾーンが明らかになります。中心星団のすぐ周囲の状況[BDS2003]57と圧力計算を調査することによって、我々は、大質量星からのフィードバックが観測された速度勾配の原因となっているようであり、中心星団の形成を引き起こした可能性があることを示唆しています[BDS2003]57。}
APOGEE でマゼラン雲の化学構造を明らかにする。 II.大マゼラン雲の豊富な勾配
| Title |
Revealing_the_Chemical_Structure_of_the_Magellanic_Clouds_with_APOGEE._II._Abundance_Gradients_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Joshua_T._Povick,_David_L._Nidever,_Steven_R._Majewski,_Doug_Geisler,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Yuxi_(Lucy)_Lu,_Ricardo_Mu\~noz,_Guy_S._Stringfellow,_Andr\'es_Almeida,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Richard_R._Lane_and_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12503 |
SDSS-IVで観測された6130個のLMCフィールド赤色巨星分枝(RGB)星を使用して、25個の元素存在比に関する大マゼラン雲(LMC)の存在量勾配とそれぞれの時間的進化、および年齢-[X/Fe]傾向を示します。/アポジー-2S。APOGEEは高解像度($R$$\sim$22,500)$H$バンドの分光探査であり、$\sim$10\degrまでの広い半径方向および方位角をカバーするLMC上のデータを収集しました。年齢ビンなしで計算されたLMCの全体的な金属度勾配は、$-$0.0380$\pm$0.0022dex/kpcです。また、豊富さの勾配の多くが年齢の関数としてU字型の傾向を示していることもわかりました。この傾向は、勾配が平坦化しているが、最近になって全体的に急勾配になっていることが特徴です。これらすべての勾配(U字型の傾向)が急勾配になり始める極点は、$\gtrsim$2Gyr前です。さらに、年齢-[X/Fe]傾向の一部は、勾配進化の極点の数Gyr手前から増加が始まることを示しています。年代-[X/Fe]傾向のサブセットも、勾配の極値点と同時に最大値を示しており、LMC$\sim$2Gyr前の歴史における主要な出来事をさらに正確に示している。この時間枠は、以前に提案されたマゼラン雲間の相互作用と一致しており、これが勾配と年齢-[X/Fe]傾向の明確な傾向の原因である可能性が最も高いことを示唆しています。
カバレッジ依存の H2 脱離エネルギー: 遭遇脱離メカニズムに基づく定量的説明
| Title |
Coverage_Dependent_H2_Desorption_Energy:_a_Quantitative_Explanation_Based_on_Encounter_Desorption_Mechanism |
| Authors |
Qingkuan_Meng,_Qiang_Chang,_Gang_Zhao,_Donghui_Quan,_Masashi_Tsuge,_Xia_Zhang,_Yong_Zhang_and_Xiao-Hu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12587 |
最近の実験では、ダイヤモンド状炭素(DLC)表面上のH2の脱着エネルギーが表面のH2被覆率に依存することが示されています。私たちは、実験によって測定されたカバレッジ依存性のH2脱離エネルギーを定量的に説明することを目指しています。遭遇脱着メカニズムに基づいて、有効なH2脱着エネルギーを計算するための数式を導き出します。有効なH2脱着エネルギーは、H2基板上のH2の脱着エネルギーとその脱着エネルギーに対するH2拡散障壁の比という2つの重要なパラメータに依存します。文献中のこれら2つのパラメータの値が計算に使用される場合、計算された有効H2脱着エネルギーは、実験で測定された被覆率依存のH2脱着エネルギーと定性的に一致します。私たちは、有効なH2脱着エネルギーと実験結果との違いは、これら2つのパラメーターに関する知識が不足していることに起因すると主張します。そこで、実験データに基づいてこれら2つのパラメータを再計算します。これら2つの更新されたパラメーターを計算に使用すると、理論的結果と実験的結果の間で良好な一致が得られます。
高赤方偏移静止銀河のガス質量追跡子としての [CII] 158 $\mu$m 輝線
| Title |
The_[CII]_158_$\mu$m_emission_line_as_a_gas_mass_tracer_in_high_redshift_quiescent_galaxies |
| Authors |
C._D'Eugenio,_E._Daddi,_D._Liu,_R._Gobat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12730 |
近年、大質量静止銀河(QG)のガス分率の進化を調査するために多くの努力が行われてきました。しかし、明確な全体像はまだ確立されていません。z>3での最近の分光法による確認は、銀河の死後数百ミル後の大質量銀河の残留ガス貯蔵庫を測定し、星形成の多い宇宙で消光がどの程度の速度で進行するかを研究する機会を提供します。それでも、クエンチ集団に一般的に使用される分子ガストレーサーを採用する場合、z$>$2での厳しい制約は依然としてALMAではほとんどアクセスできません。この手紙では、炭素[CII]158$\mu$m輝線を使用して、z>2.8でのレンズなしQGのガス収支を体系的に調査することによって、この行き詰まりを克服することを提案します。このとき、これらの銀河はまだ無視できない星形成をホストしている可能性があります。絶対スケールと、その線がアルマ望遠鏡で最もよく観察できる時期（バンド8および7）。これまで主に星形成銀河に使用されてきたこの輝線は、分光法で確認された$z>3$のQGのガス収支を調べるのに最適な選択肢であり、塵連続体(アルマ望遠鏡バンド7)の2～4倍および13～30倍の深さに達します。)とCO(2-1)/(1-0)(VLAK-K$\alpha$バンド)、固定積分時間でそれぞれ。アーカイブされたアルマ望遠鏡観測を利用して、ADF22の分子ガス分率(f$_{\rm{mol}}=M_{\rm{H_2}}/M_{\star}$)に保守的な3$\sigma$上限を設定します。-QG1(f$_{\rm{mol}}$<21%)、ZF-COS-20115(f$_{\rm{mol}}$<3.2%)、最もよく研究されているハイインピーダンスの2つ文献中のQG、およびこれまでに発見された最も遠い大質量QGであるGS-9209(f$_{\rm{mol}}$<72%)。ZF-COS-20115で見つかった深い上限は、high-zQGで以前に予想されていた値よりも3倍低く、せいぜいf$_{\rm{mol}}$分布に大きなばらつきが存在することを示唆しています。最初のQG。最後に、この方法の現在の制限について説明し、アルマ望遠鏡のバンド9と10を利用することで制限の一部を軽減する方法を提案します。
改訂されたシアン化メチルの気相形成ネットワーク: 高温コリノにおけるシアン化メチルとメタノール存在量の相関の起源
| Title |
Revised_gas-phase_formation_network_of_methyl_cyanide:_the_origin_of_methyl_cyanide_and_methanol_abundance_correlation_in_hot_corinos |
| Authors |
Lisa_Giani,_Cecilia_Ceccarelli,_Luca_Mancini,_Eleonora_Bianchi,_Fernando_Pirani,_Marzio_Rosi,_Nadia_Balucani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12745 |
シアン化メチル(CH$_3$CN)は、最も豊富で広く普及している星間複合有機分子(iCOM)の1つです。いくつかの研究では、高温のコリノではシアン化メチルとメタノールの存在量が相関関係にあり、化学的関連性を示唆していることが判明しており、多くの場合、星間粒子表面でのそれらの合成と解釈されています。この記事では、気相でシアン化メチルを生成する反応の改訂されたネットワークを紹介します。我々は気相CH$_3$CN生成経路の徹底的な検討を行い、2つの新しい反応を提案し、いくつかの反応について新しい量子力学計算を実行した。データベースKIDAおよびUDfAで報告されている15の反応のうち13に、生成物および/または速度定数が間違っていることがわかりました。新しい修正された反応ネットワークには、シアン化メチルを生成する10の反応が含まれています。私たちは、天体化学モデルを使用して、CH$_3$CNの形成におけるこれらの反応の相対的な重要性をテストしました。CH${_3}{^+}$とHCNが放射結合してCH$_{3}$CNH$^{+}$を形成し、その後CH$_{3}$CNHが電子再結合することを確認しました。$^{+}$は、両方の反応の速度定数と生成物を大幅に修正したにもかかわらず、寒冷環境と温暖環境の両方で最も重要なCH$_3$CN生成経路です。新しく提案された2つの反応は、温暖な環境において重要な役割を果たします。最後に、CH$_3$CNの予測存在量と、冷たい($\sim$10K)および暖かい($\sim$90K)天体で測定された存在量との間に非常に良い一致があることがわかりました。予想外なことに、CH$_{3}^{+}$イオンを介したメタノールとシアン化メチル間の化学結合も発見しました。これは、実験で測定されたCH$_3$OHとCH$_3$CNの存在量の間に観察された相関関係を説明できます。熱いコリノ。
明るいビーコン？アルマ望遠鏡、赤方偏移 6 の塵の多い銀河で明るいと思われる [OI] 63 um 線が検出されない
| Title |
Bright_beacons?_ALMA_non-detection_of_a_supposedly_bright_[OI]_63-um_line_in_a_redshift-6_dusty_galaxy |
| Authors |
M._Rybak,_L._Lemsom,_A._Lundgren,_J._Zavala,_J._A._Hodge,_C._de_Breuck,_C._M._Casey,_R._Decarli,_K._Torstensson,_J._L._Wardlow_and_P._P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12939 |
私たちは、アルマ望遠鏡バンド9の観測を使用して、z=6.03銀河G09.83808から[OI]63-um輝線が検出されなかったことを報告し、APEXによる以前の検出に反論します(Rybaketal.2020)。[OI]63um磁束の新しい上限はほぼ20分の1です。[OI]63um線は、再電離時代の中性ガスの強力なトレーサーである可能性があります。しかし、我々のヌル結果は、z$\geq$6銀河から[OI]63umを検出することは、以前の仮説よりも困難であることを示しています。
INSPIRE: RElics における恒星人口の調査 -- V. 最終データのリリース: ローカル宇宙外の最初の遺物のカタログ
| Title |
INSPIRE:_INvestigating_Stellar_Population_In_RElics_--_V._Final_Data_Release:_the_first_catalogue_of_relics_outside_the_local_Universe |
| Authors |
C._Spiniello,_G._D'Ago,_L._Coccato,_J._Hartke,_C._Tortora,_A._Ferr\'e-Mateu,_C._Pulsoni,_M._Cappellari,_M._Maksymowicz-Maciata,_M._Arnaboldi,_D._Bevacqua,_A._Gallazzi,_L._K._Hunt,_F._La_Barbera,_I._Mart\'in-Navarro,_N._R._Napolitano,_M._Radovich,_D._Scognamiglio,_M._Spavone,_S._Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12966 |
この論文は、ESO-VLTX-Shooter分光器で観測された52個の超小型大質量銀河(UCMG)で構成されるINvestigatingStellarPopulationInRElics(INSPIRE)プロジェクトの最終サンプルとデータリリースを紹介します。すべてのINSPIRE天体について、統合された恒星速度分散、[Mg/Fe]存在量、年齢、金属量を測定します。したがって、我々は星の形成履歴を推測し、銀河がその質量の75%を集合させる宇宙時間である$z=2$によって形成される星の質量の割合で定義される遺物度(DoR)の存在を確認する。そして最終集合時間。高いDoRを持つ天体は、初期の時代に恒星質量を集めましたが、低いDoRの天体は、後に形成された集団の無視できない割合を示し、したがって年齢と金属量の広がりを示します。より高いDoRは、より大きな[Mg/Fe]、超太陽金属性、およびより大きな速度分散値と相関します。52個のUMCGは0.83から0.06の広い範囲のDoRに及び、そのうち38個は$z=2$までに質量の75%以上を形成しており、これは$z\における遺物の数密度の下限を意味します。sim0.3$of$\log\rho\about2.8\times10^{-7}\text{Mpc}^{-3}$..9つのレリックは極端です(DoR$>0.7$)。赤方偏移$z=2$による恒星の質量の全体($>98\%$)。INSPIREを使用して、完全に確認された遺物の数を10倍以上に増やし、赤方偏移の境界も押し上げました。これにより、局所宇宙の外にある最初のかなりの規模の遺物のサンプルが構築され、大規模な遺物の集合体を説明するための重要な窓が開かれました。高誘電率宇宙にある巨大な銀河。
重力後流にあるMWハロー星を用いたLMC暗黒物質サブハロー質量の決定
| Title |
A_determination_of_the_LMC_dark_matter_subhalo_mass_using_the_MW_halo_stars_in_its_gravitational_wake |
| Authors |
K._J._Fushimi,_M._E._Mosquera,_M._Dominguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12989 |
私たちの目標は、大マゼラン雲(LMC)が天の川(MW)の恒星暈の軌道上を通過することによって引き起こされる重力の影響を研究することです。私たちは、GaiaDataRelease3を使用して、K巨星とRRこと座変光星から構成されるハロートレーサーデータセットを構築しました。さらに、DMサブハロー質量を推定するためにデータを理論モデルと比較しました。LMC軌道による局所的な後流と集団応答の特性評価を改善しました。一方、我々は大マゼラン雲の暗黒サブハロー質量を初めて推定し、$2\times10^{11}$M$_{\odot}$程度であり、以前に報告された値と同等である。文学。
PEARLS: 時間領域フィールドにおけるマイクロ Jy 電波源の JWST 対応物
| Title |
PEARLS:_JWST_counterparts_of_micro-Jy_radio_sources_in_the_Time_Domain_Field |
| Authors |
S._P._Willner,_H._B._Gim,_M._del_Carmen_Polletta,_S._H._Cohen,_C._N._A._Willmer,_X._Zhao,_J._C._J._D'Silva,_R._A._Jansen,_A._M._Koekemoer,_J._Summers,_R._A._Windhorst,_D._Coe,_C._J._Conselice,_S._P._Driver,_B._Frye,_N._A._Grogin,_M._A._Marshall,_M._Nonino,_R._Ortiz_III,_N._Pirzkal,_A._Robotham,_M._J._Rutkowski,_R._E._Ryan,_Jr.,_S._Tompkins,_H._Yan,_H._B._Hammel,_S._N._Milam,_N._J._Adams,_J._F._Beacom,_R._Bhatawdekar,_C._Cheng,_F._Civano,_W._Cotton,_M._Hyun,_K._E._Nyland,_W._M._Peters,_A._Petric,_H._J._A._R\"ottgering,_T._Shimwell,_and_M._S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13008 |
JWSTの連続観測ゾーンにある北黄極近くのタイムドメインフィールド(TDF)は、銀河系外科学にとって最高の「空白のフィールド」となるでしょう。TDFの16arcmin$^2$部分のJWST/NIRCamデータは、S(3GHz)>5{\mu}Jyの63個の3GHzソースのうち62個について、4.4$\mu$mの対応物を特定します。1つの未確認の電波源は、近くのセイファート銀河のローブである可能性があります。あるいは、赤外線の微弱な電波源である可能性があります。電波ホスト銀河のバルク特性は以前の研究で見つかったものと一致しており、赤方偏移の範囲は0.14から4.4で、赤方偏移の中央値は1.33です。電波放射は主にサンプルの$\sim2/3$での星形成と$\sim1/3$での活動銀河核から発生しますが、サンプルの半分強がスペクトルエネルギーのいずれかでAGNの証拠を示しています。配信またはラジオ超過。3つを除くすべての対応物は、4.4$\mu$mで等級23ABよりも明るく、JWSTの絶妙な分解能により、より低い角度分解能での観測では近くの明るい光源を対応物として誤認してしまうような光源の正しい対応物が識別されます。1つはかすかに赤くなっています。対応者の最大11%は、NIRCam観測がなければ身元が特定されていないか誤認されていた可能性があります。
VERITAS で銀河中心ハローの暗黒物質消滅信号を検索
| Title |
Search_for_Dark_Matter_Annihilation_Signals_in_the_Galactic_Center_Halo_with_VERITAS |
| Authors |
James_L_Ryan_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12403 |
銀河中心(GC)領域のガンマ線観測は、GeV～TeV質量範囲の暗黒物質からの消滅信号の最も感度の高い測定値の一部を提供します。我々は、2010年から2022年の間に撮影された、GC周囲の2度領域の178時間にわたるVERITASの観測から得られた最初の結果を紹介します。この解析では、新しく開発されたテンプレートベースのバックグラウンド手法と、大規模な観測に最適化された解析技術が使用されています。天頂角。考慮したどの領域でも重大な過剰は見つかりません。我々は、TeVスケールの質量の間接検出実験から最も強力な暗黒物質の熱平均消滅断面積に関するモデルに依存しない限界を導き出します。
100TeVを超えるエネルギー領域の高エネルギーニュートリノと$10^{19}$eVを超えるエネルギーの超高エネルギー宇宙線(UHECR)との間の関連の可能性は、ニュートリノと多波長電磁気(EMG)を含むマルチメッセンジャー観測アプローチを動機付ける)信号。我々は、ニュートリノとUHECRの共通発生源をモデル化するための汎用統合スキームを構築しました。ソース特性に関するパラメータの許容スペースを見つけると、ケーススタディで既知のソースクラスのそれぞれがそのような統合ソースである可能性を評価できるようになります。考えられる発生源の候補は、主に光学帯およびX線帯の一時的またはフレア天体です。これらの情報源を特定するための2つの実現可能な戦略を提案します。1つは、ニュートリノ検出を追跡するために広視野X線観測所にサブしきい値トリガーを導入することであり、もう1つは、時間スケール内で同じ方向から来る複数のニュートリノイベントの検出に関連するEMG対応物を検索することです。$\lesssim30$日分。ニュートリノの総放出エネルギーが$\sim10^{51}$ergを超える発生源には、現在稼働しているX線や光学望遠鏡と連携した、現在または近い将来の高エネルギーニュートリノ観測施設が利用可能です。ニュートリノ駆動のマルチメッセンジャー観測は、他の方法では発見できないハドロン放出源を調査するための決定的な武器となります。
NS LMXB 1A 1744-361 のスペクトルにおける相対論的 X 線反射と高電離吸収
| Title |
Relativistic_X-ray_reflection_and_highly_ionized_absorption_in_the_spectrum_of_NS_LMXB_1A_1744-361 |
| Authors |
Aditya_S._Mondal,_B._Raychaudhuri,_G._C._Dewangan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12637 |
2022年の爆発で行われた\nustar{}観測による降着中性子星1A~1744-361のスペクトルとタイミング解析の結果を紹介します。この観測中のエネルギー帯$0.1-100\kev{}$における非吸収ボロメトリックX線の明るさは、距離を$9$kpcと仮定すると、$3.9\times10^{37}$erg~s$^{-1}$となります。。この観察中、発生源は環礁跡のバナナの枝にありました。吸収された黒体とカットオフべき乗則モデルが連続放射を記述する場合、光源スペクトルは相対論的ディスク反射と明確な吸収特徴を示します。$3-50\kev{}$源スペクトルは、吸収された単一温度黒体と反射モデルで構成されるモデルの組み合わせと、暖かい吸収体コンポーネントの追加を使用して適切に適合されます。反射フィッティングから得られる内部円盤半径$R_{in}$は$\sim(1.61-2.86)R_{ISCO}=(8.4-14.9)R_{g}$(1つの場合$17.6-31.2$km)です。$1.4\Msun$NS)。この測定により、磁場の強さを$B\lesssim0.94\times10^{9}$Gにさらに制限することができました。強い吸収特徴$\sim6.91\kev{}$および$\sim7.99\kev{}$は、カラム密度$N_{H}$が$\sim3\times10^である高度にイオン化された吸収物質の存在を意味します。{22}$cm$^{-2}$、降着円盤から放出される円盤風の形で、流出速度は$v_{out}\simeq0.021c\simeq6300$kms$^{-1}$。
中性子星のマルチメッセンジャーデータを用いて最大重力質量 $M_{\rm
TOV}=2.25^{+0.08}_{-0.07}M_\odot$ を約 $3\%$ の精度で推定
| Title |
Maximum_gravitational_mass_$M_{\rm_TOV}=2.25^{+0.08}_{-0.07}M_\odot$_inferred_at_about_$3\%$_precision_with_multimessenger_data_of_neutron_stars |
| Authors |
Yi-Zhong_Fan_and_Ming-Zhe_Han_and_Jin-Liang_Jiang_and_Dong-Sheng_Shao_and_Shao-Peng_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12644 |
非回転中性子星の最大重力質量($M_{\rmTOV}$)はコンパクト天体の重要なパラメーターの1つであり、第一原理に基づいて緩やかな境界しか設定できません。中性子星の質量および/または半径の信頼できる測定により、$M_{\rmTOV}$は、これらの天体の質量分布または非常に高密度な星の状態方程式(EoS)の再構成から確実に推論できます。案件。初めて、2つのアプローチ両方の利点を利用して、$M_{\rmTOV}=2.25^{+0.08}_{-0.07}~M_\odot$(信頼性68.3%)を正確に推論します。更新された中性子星の質量測定サンプル、GW170817の質量潮汐変形能データ、PSRJ0030+0451およびPSRJ0740+6620の質量半径データ、およびキラル有効理論($\chi$EFT)の理論情報それぞれ、低エネルギー密度および非常に高いエネルギー密度における摂動量子色力学(pQCD)です。この狭い信頼範囲は、pQCD制約による高い$M_{\rmTOV}$の抑制と、質量関数による低い$M_{\rmTOV}$の除外から恩恵を受けています。3つの異なるEoS再構築手法が個別に採用され、結果として得られる$M_{\rmTOV}$はほぼ同一であることがわかります。この正確に評価された$M_{\rmTOV}$は、中性子星物質のEoSが適度に硬く、第2世代の重力波検出器によって検出された$\sim2.5-3M_\odot$のコンパクトな天体が最も軽い黒色である可能性が高いことを示唆しています。穴。
これらのノートは、「銀河系外空間における宇宙線の伝播と二次メッセンジャー」に関する講義を要約したもので、特に宇宙線粒子と水素より重い核種を含む宇宙の背景光子との相互作用や解析計算に焦点を当てています。地球上で予想される宇宙線束。講義は、2022年6月23日から6月29日まで、ヴァレンナ（イタリア、コモ）の国際物理学校「エンリコ・フェルミ」のコース208で「宇宙線天体物理学の基礎」について開催された。これらのメモは、同校で行われたパスクアーレ・ダリオ・セルピコ氏の講義の内容。
SN 2022jli: 周期的な光度変化と異常に長い上昇を伴う Ic 型超新星
| Title |
SN_2022jli:_a_type_Ic_supernova_with_periodic_modulation_of_its_light_curve_and_an_unusually_long_rise |
| Authors |
Moore_T.,_Smartt_S.J.,_Nicholl_M.,_Srivastav_S.,_Stevance_H.F.,_Jess_D.B.,_Grant_S.D.T.,_Fulton_M.D.,_Rhodes_L.,_Sim_S.A.,_Hirai_R.,_Podsiadlowski_P.,_Anderson_J.P.,_Ashall_C.,_Bate_W.,_Fender_R.,_Gutierrez_C.P.,_Howell_D.A.,_Huber_M.E.,_Inserra_C.,_Leloudas_G.,_Monard_L.A.G.,_Muller-Bravo_T.E.,_Shappee_B.J.,_Smith_K.W.,_Terreran_G.,_Tonry_J.,_Tucker_M.A.,_Young_D.R.,_Aamer_A.,_Chen_T.-W.,_Ragosta_F.,_Galbany_L.,_Gromadzki_M.,_Harvey_L.,_Hoeflich_P.,_McCully_C.,_Newsome_M.,_Gonzalez_E.P.,_Pellegrino_C.,_Ramsden_P.,_Perez-Torres_M.,_Ridley_E.J.,_Sheng_X.,_Weston_J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12750 |
我々は、銀河NGC157内で約23Mpcの距離にある前例のないIc型超新星であるSN2022jliの多波長測光と分光法を紹介します。マルチバンド光度曲線は、多くの注目すべき特性を明らかにします。$g=15.11\pm0.02$の大きさでピークに達し、高ケイデンス測光により、200日間の超新星降下に重ねられた12.5$\pm0.2\$dayの周期的な波動が明らかになりました。この周期性は、$\simeq$0.1magのピークツーピーク振幅を持つ9つの個別のフィルターと機器構成からの光度曲線で観察されます。超新星光度曲線において、多くのサイクルにわたって繰り返される周期振動が検出されたのはこれが初めてである。SN2022jliはまた、極度の初期過剰光を示しており、$\およそ$25日間かけて減光し、その後$L_{\rmopt}=10^{42.1}$ergs$^{-1}$のピーク光度まで上昇します。正確な爆発エポックはデータによって制限されませんが、爆発から最大光までの時間は$\gtrsim$59日です。この明るさは、$^{56}$Niを動力源とする大きな噴出物の質量($M_{\rmej}\estimate12\pm6$M$_{\odot}$)によって説明できますが、初期の噴出物を定量的にモデル化することは困難です。星周相互作用と冷却により過剰になります。超新星噴出物と連星伴星の衝突がこの放出の原因である可能性があります。SN噴出物と星周物質の入れ子の殻との相互作用や、連星伴星と衝突する中性子星など、光度曲線の周期的変動の起源について議論します。
高赤方偏移の短い GRB の調査: 崩壊星の痕跡?
ガンマ線バースト(GRB)を持続時間に基づいて短バーストまたは長バーストとして分類する従来の分類は、それぞれ小型天体合体と崩壊サーとして識別されるさまざまな前駆線源から生じるものとして広く受け入れられています。しかし、最近の観測証拠の断片は、短いGRBでの崩壊星の痕跡や長いGRBでの合体により、この見解に異議を唱えました。私たちは、主銀河の位置と環境を考慮して、低赤方偏移と高赤方偏移の両方で、短いGRBと長いGRBの特性の比較分析を実行します。私たちの分析は、より高い赤方偏移にある一部の短いGRBが長いGRBと同様の特徴を示し、崩壊星起源の可能性を示していることを示唆しています。マルチメッセンジャーの観察を利用したさらなる調査により、この問題の解決策が得られる可能性があります。
TeV 放出による GRB の特性に関する洞察
この研究では、非常に高エネルギー(VHE)放出を示すガンマ線バースト(GRB)の環境と特性を調査します。最近、TeVエネルギーに達するVHE放出が検出され、GRBにおけるシンクロトロンのみの放出モデルと粒子加速の概念が疑問視されています。これまで、VHE範囲内で検出されたGRBはほんの少数でした。VHEで検出されたGRBの周回媒体の数密度を比較して、環境がVHE放射に影響を与えるかどうかを確認します。これは、これらのGRBが、大規模なGRB集団と同様の環境を持っていることを示しています。機械学習アルゴリズムを使用して、{\itSwift}-BATカタログからGRBプロンプト発光光曲線の2次元埋め込みを作成します。VHEで検出されたGRBはマップ全体に位置しており、VHE放射が特定のクラスターに有利ではないことを示しています。これらの発見は、VHEで検出されたGRBがVHE光子の観測的検出以外には特別な特徴を示さないことを示しています。将来の検出では、GRBにおけるVHE放出の起源を厳密に理解するために必要なサンプルサイズが増加するでしょう。
銀河宇宙線データの高精度時代における電子捕獲減衰の役割
| Title |
The_role_of_electron_capture_decay_in_the_precision_era_of_Galactic_cosmic-ray_data |
| Authors |
M._Borchiellini,_D._Maurin,_M._Vecchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12801 |
電子捕獲(EC)崩壊は付着断面積と剥離断面積に依存し、さらにそれは原子核の原子番号に依存します。私たちは、AMS-02実験によって測定された高精度の宇宙線束に関連して、EC崩壊の影響を再検討します。EC減衰を含む1D薄板モデルの定常状態の磁束の解を導出します。私たちは、結果を関連する元素および同位体フラックスと比較し、最近のAMS-02、ACE-CRIS、SuperTIGER、およびVoyagerデータの精度を考慮して、このプロセスの影響を評価します。この影響は、いくつかの種について最近収集されたデータの精度と同等か、それよりも大きいことがわかりました。$_{31}$Gaと$_{33}$Asは、計算でEC減衰を適切に考慮する必要があることを示します。
| Title |
Estimation_of_redshift_and_associated_uncertainty_of_Fermi/LAT_extra-galactic_sources_with_Deep_Learning |
| Authors |
Sarvesh_Gharat,_Abhimanyu_Borthakur_and_Gopal_Bhatta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12846 |
テクノロジーの進歩に伴い、機械学習ベースの分析手法は、現代の研究のほぼすべての分野に浸透しています。特に、強力な多波長放射と激しい変動で知られる超大質量ブラックホール系の一種であるガンマ線大音量活動銀河核（AGN）の赤方偏移を推定するために、多くの方法が採用されてきた。AGNの赤方偏移を決定することは、AGNの距離を理解するために不可欠であり、その結果、近くの宇宙の構造についての現在の理解に光が当てられます。しかし、この課題には、複数の波長にわたる綿密な追跡観測や天文設備が必要であるなど、多くの課題が伴います。この研究では、最新のAGNカタログ4LAC-DR3からの既知の赤方偏移を持つAGNのサンプルに対して、$64$のニューロンを持つ単一の隠れ層と、隠れ層のドロップアウトが0.25であるシンプルかつ効果的な深層学習モデルを採用します。Fermi-LATから得られます。私たちは、2つの異なる変分推論法を使用してモデルを変更することにより、AGNのスペクトル、空間、時間特性を利用してAGNの赤方偏移を確実に予測し、それに関連する不確実性を定量化しました。頻度主義モデルのテストセットでは相関係数0.784、変分推論の両方のバリアントでは0.777と0.778が得られ、未知の赤方偏移を含むサンプルの予測に使用すると、平均予測値は0.421、0.415、0.415となります。0.393、モデルからの標準偏差はそれぞれ0.258、0.246、0.207でした。
ベリタスによる BL ラックブレザー B2 1811+31 2020 フレアの追跡観測
| Title |
VERITAS_follow-up_observation_of_the_BL_Lac_blazar_B2_1811+31_2020_Flare |
| Authors |
Pablo_Drake_(1),_Colin_Adams_(1)_(for_the_VERITAS_collaboration,_(1)_Columbia_University_in_the_City_of_New_York) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12920 |
VERITASは、超高エネルギー(VHE)エネルギー帯(85GeV～30TeV)のガンマ線に最も敏感なイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)アレイです。活動銀河核(AGN)プログラムの一環として、ベリタスは、他の多波長天文台によって報告されたAGNフレアの特定と追跡に重点を置いています。2020年10月15日から10月19日まで、ベリタスは、z=0.117の赤方偏移に位置する中間周波数ピークのBLLacertae(IBL)天体B21811+31のフレアのFermi-LATとMAGICの検出を追跡調査しました。。この研究では、対応するFermi-LAT光度曲線とVERITAS検出分析を含む、B21811+31の2020年のフレアの分析から得られた予備的な科学的結果を紹介します。
分光偏光分析による AGN の探査: 降着円盤と SMBH パラメーター
| Title |
Probing_AGN_with_spectropolarimetry:_accretion_disk_and_SMBH_parameters |
| Authors |
M.Yu._Piotrovich,_E.S._Shablovinskaya,_E.A._Malygin,_S.D._Buliga_and_T.M._Natsvlishvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12944 |
磁場の存在下での超大質量ブラックホールと降着円盤の物質との相互作用は、活動銀河核におけるエネルギー放出の重要なメカニズムです。しかし、ブラックホールのスピンや質量、降着円盤の回転の形状やパラメータ、降着円盤内の磁場の幾何学など、この系の物理パラメータの決定は複雑で完全ではありません。解決した問題。我々は以前、数値モデルに基づいて、これらの推定値がブラックホールの質量、ボロメータ光度、光偏光という3つのパラメータだけから得られることを示しました。この論文では、14個のタイプ1セイファート銀河のサンプルについて、降着円盤とブラックホールのパラメーターを推定しました。私たちが取得した分光偏光測定データを使用して、主に降着円盤内のメカニズムによって光放射の偏光が生成される天体のみを選択しました。統計量が小さいにもかかわらず、このようなサンプルの結果は以前の結論と一致しており、ディスクの磁場パラメータと古典的なシャクラ・スンヤエフのディスクモデルとの間に不一致があることが示されています。
VLT/HiRISE のファーストライト: 若い巨大系外惑星の高分解能分光法
| Title |
First_light_of_VLT/HiRISE:_High-resolution_spectroscopy_of_young_giant_exoplanets |
| Authors |
A._Vigan,_M._El_Morsy,_M._Lopez,_G._P._P._L._Otten,_J._Garcia,_J._Costes,_E._Muslimov,_A._Viret,_Y._Charles,_G._Zins,_G._Murray,_A._Costille,_J._Paufique,_U._Seemann,_M._Houll\'e,_H._Anwand-Heerwart,_M._Phillips,_A._Abinanti,_P._Balard,_I._Baraffe,_J.-A._Benedetti,_P._Blanchard,_L._Blanco,_J.-L._Beuzit,_E._Choquet,_P._Cristofari,_S._Desidera,_K._Dohlen,_R._Dorn,_T._Ely,_E._Fuenteseca,_N._Garcia,_M._Jaquet,_F._Jaubert,_M._Kasper,_J._Le_Merrer,_A.-L._Maire,_M._N'Diaye,_L._Pallanca,_D._Popovic,_R._Pourcelot,_A._Reiners,_S._Rochat,_C._Sehim,_R._Schmutzer,_A._Smette,_N._Tchoubaklian,_P._Tomlinson,_J._Valenzuela_Soto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12390 |
この10年間の主な取り組みは、若い巨大系外惑星を高いスペクトル分解能で直接特徴づけ、大気の組成を決定し、その形成過程と進化を推測することです。親星との角度間隔が小さく、光度のコントラストが小さいため、このような目標は大きな課題となります。全く新しい設備を設計して導入する代わりに、光ファイバーを使用してそれらを結合することにより、高コントラストイメージングまたは高分散分光法のいずれかを提供する既存の機器の機能を活用することが提案されている。この研究では、超大型望遠鏡(VLT)でのHiRISE装置の実装と最初の上空での結果を紹介します。この装置は、系外惑星イメージャSPHEREと、シングルモードファイバを使用して最近アップグレードされた高解像度分光器CRIRESを組み合わせています。HiRISEの目標は、$R=\lambda/\Delta\lambda=100\,000$程度のスペクトル分解能で、数時間の観測で$H$帯域の既知の伴星の特性評価を可能にすることです。時間。我々は、システムの主な設計上の選択肢と技術的実装を紹介します。このシステムは、SPHERE内のファイバー注入モジュール、望遠鏡の周囲のファイバー束、CRIRESの入口にあるファイバー抽出モジュールの3つの主要な部分で構成されます。HiRISEに必要な具体的な校正や科学観察用の機器の操作についても詳しく説明します。最後に、天文計測、時間安定性、光学収差、透過率の観点からシステムのパフォーマンスを詳細に説明します。この性能については、観測条件の中央値での空の測定に基づいて$\sim$3.9%のピーク値を報告します。最後に、HiRISEの可能性を説明するために、HiRISEの最初の天体物理学的検出について報告します。
$\texttt{nectarchain}$、チェレンコフ望遠鏡アレイ用の科学ソフトウェア -- NectarCAM
| Title |
$\texttt{nectarchain}$,_the_scientific_software_for_the_Cherenkov_Telescope_Array_--_NectarCAM |
| Authors |
Guillaume_Grolleron,_Halim_Ashkar,_Fran\c{c}ois_Brun,_Heide_Costantini,_Denis_Dumora,_Pierre_Jean,_Daniel_Kerszberg,_Jean-Philippe_Lenain,_Vincent_Marandon,_Sonal_Ramesh_Patel,_Luigi_Tibaldo_(for_the_CTA_NectarCAM_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12438 |
NectarCAMは、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)天文台の中型望遠鏡に搭載されるカメラです。カメラのハードウェア統合に伴い、科学ソフトウェア$\texttt{nectarchain}$が開発されています。このソフトウェアは、カメラからの生データを、すぐに分析できる校正済みデータに変換する役割を果たします。この寄稿では、キャリブレーションパイプラインとデータ品質チェックパイプラインの2つのモジュールで構成されるソフトウェアの構造を紹介します。キャリブレーションパイプラインはデータを削減し、フラットフィールディングを実行し、分析のゲインを決定します。データ品質監視パイプラインは、分析に必要な基準を満たすデータを選択するために使用されます。さらに、ダウンストリームデータの形式と、CTAの一般的なソフトウェアフレームワークにおける$\texttt{nectarchain}$モジュールの統合について説明します。コードの各部分を検証するために必要なテストも紹介します。最後に、このソフトウェアの将来の見通しについて述べます。
天文学系譜プロジェクトは 10 周年を迎えました: ここではそれを使用できる 10 の方法を紹介します
天文学系譜プロジェクト(AstroGen)は2013年1月から進行しています。アメリカ天文学協会(AAS)の歴史天文学部門(HAD)のこのプロジェクトは、AASの厚意により2020年7月からオンラインで行われています。AstroGenチームのボランティアは、主に各大学の図書館にあるオンラインディレクトリを体系的に検索して、現代の研究に基づいた博士号に相当する天文学関連の博士論文を探してきました。現在、38か国については「ほぼ完成」していると主張していますが、1年、2年、または3年更新されていない国もあります。このWebサイトには、各天文学者とアドバイザーのページがあり、その人物、大学、研究機関、および論文自体へのリンクが含まれています。論文の3分の2以上は全文がオンラインで公開されていますが、一部の論文は購読して図書館にアクセスする必要があります。天文学関連の博士号を取得した約37,000人およびその監督を行った別の5,400人に関する情報がありますが、自分自身ではそのような学位を取得していない可能性があります。後者のほとんどはまだ評価されていませんが、おそらく大多数は物理学や地質学などの他の分野で博士号を取得しています。私たちの調査結果の一部を紹介し、読者がプロジェクトを活用する10の方法について説明します。
CNN ベースの 1 クラス分類器を使用した Mini-EUSO データ内のエルフの検索
| Title |
A_search_for_Elves_in_Mini-EUSO_data_using_CNN-based_one-class_classifier |
| Authors |
Lech_Wiktor_Piotrowski_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12851 |
Mini-EUSOは、国際宇宙ステーションから地球とその大気を観測する小型の近紫外望遠鏡です。2.5マイクロ秒の時間分解能と約$320\times320$km$^2$の瞬間地上範囲により、エルフを含む一部の一時的な発光イベントを検出できます。ほぼ円形の形状と時間の経過とともに半径が拡大するエルフは、時空の中で円錐状の構造を形成します。これは通常、目で認識するのが簡単ですが、他の無数のイベントからフィルタリングするのは簡単ではありません。まだ分類されていません。この研究では、3DCNNベースの1クラス分類器を使用してデータ内のエルフを検出するための高速かつ効率的なアプローチを紹介します。
星と円盤の磁気圏相互作用中に星に作用するトルクの傾向
私たちは、さまざまなパラメーターを使用した数値シミュレーションに基づいて、星円盤降着系のさまざまな構成における角運動量輸送の変化を評価します。私たちは、星と円盤の磁気圏相互作用のシミュレーションにおいて、流れのさまざまな成分によって星にかかるトルクを定量化します。さまざまな星の回転速度、双極子磁場の強さ、抵抗率を使用して結果が得られました。赤道におけるケプラー回転速度の最大20%まで、ゆっくりと回転する中心天体を使用してパラメーター空間の一部を調査しました。この研究では、星と円盤の磁気圏相互作用における流れのさまざまな要素が考慮されました。つまり、恒星の近くから外側に吹き出される磁気圏の風（つまり、「恒星風」）、降着柱を通って星に降り注ぐ物質、そして、磁気圏から発射される磁気圏放出。また、システムおよび各コンポーネントの総トルクの傾向も個別に考慮しました。すべての恒星磁場強度B$_\star$において、円盤内の恒星磁場のアンカリング半径は、円盤の抵抗率が増加するにつれて拡大することがわかりました。磁気圏の放出がない場合、星にかかるトルクは星の回転速度$\Omega_\star$には依存しません。このような放出が存在する場合、アンカリング半径は星の回転速度に弱い依存性があり、系内の総トルクと、放出および円盤から星への落下による星へのトルクの両方が$に比例します。\オメガ_\スターB^3$。磁気圏の放出によるトルクは$\Omega_\star^4$に比例します。磁気圏の放出がなければ、より大きな星の磁場とより速い星の回転を伴う場合には、星のスピンアップはスピンダウンに切り替わります。このスイッチの臨界値は、ケプラー回転速度の約10%です。
公転周期2時間の新型SU UMa型矮新星における初期のスーパーハンプに似た現象
| Title |
A_Phenomenon_Resembling_Early_Superhumps_in_a_New_SU_UMa-Type_Dwarf_Nova_with_a_2-Hour_Orbital_Period |
| Authors |
Rebecca_Boyle,_Colin_Littlefield,_Peter_Garnavich,_Ryan_Ridden-Harper,_Paula_Szkody,_Patricia_Boyd_and_Krista_Lynne_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12396 |
私たちは、ケプラー/K2アーカイブのキャンペーン13で「K2バックグラウンド調査」によって特定した光過渡現象K2BS5を調査し、新しいSUUMa型矮新星として分類します。ケプラーのロングケイデンス観測モードから生成された光度曲線を使用して、静止時とスーパーアウトバースト時の矮新星を解析します。観測開始時に20日間の静止状態が続いた後、この系は12日間続くスーパーバーストに入り、その後少なくとも1回の再増光を経験した。K2BS5は明らかにSUUMa星の基準を満たしていますが、スーパーアウトバーストのピーク時には分光軌道周期と一致する二重波振動も示しており、これはWZSge星の初期のスーパーハンプによく似た現象です。我々はK2BS5をWZSge系として分類していないが、この現象が初期のスーパーハンプの疑わしい検出を利用してSUUMa型の矮新星を最近認識されたクラスの長軌道周期WZSge系と区別する取り組みをどのように複雑にする可能性があるかを議論する。。
CRIRES-POP: 近赤外の高分解能スペクトルのライブラリ。 Ⅲ． K-giant 10 Leo におけるラインの識別
| Title |
CRIRES-POP:_a_library_of_high_resolution_spectra_in_the_near-infrared._III._Line_identification_in_the_K-giant_10_Leo |
| Authors |
Manfred_Zendel,_Thomas_Lebzelter,_Christine_Nicholls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12467 |
背景:近赤外(NIR)の高解像度スペクトルは、星の大気を詳細に研究するための重要なツールです。これらのスペクトル内の元素と分子を正確に特定することは、観測された星の光球の化学存在量と物理的状態を決定するために使用できます。このような識別には、原子と分子の両方の特徴の正確な線の位置と強度が必要です。目的:この研究は、これまで未確認の線を含む、K巨星10獅子座の近赤外スペクトルにおける吸収線の完全な同定に焦点を当てています。観察される吸収線の数が多く複雑であるため、特定の元素または分子種への明確な割り当てを可能にするために、潜在的なスペクトル特徴を徹底的に検索する必要があります。私たちは、公開されている金属のラインリストを改善することを目指しています。その一部はモデル計算のみによって決定されており、その多くは現時点ではラインパラメータの完全性と精度を欠いています。方法:CRIRES-POPプロジェクトは、1～5$\mu$mの範囲にあるいくつかの明るい星の高解像度、高信号対雑音比(S/N)スペクトルを提供しました。K-giant10Leoでは、地テル吸収を補正し、正確な波長校正を行ったスペクトルが利用可能です。これは、モデルのスペクトルと最新のラインリストとの比較によって分析されました。結果:29の元素と8つの分子種の系統を特定しました。多くの既知の線の位置は確認できましたが、しし座10座で検出されたすべての線の約6%は既知の特徴に起因するものではありませんでした。COとそのアイソトポログについては、分子定数を導き出すことができ、さらにいくつかの系統が同定されました。いくつかの顕著な行に重大な矛盾があることを報告します。さらに、10獅子座にはいくつかの重要な要素が豊富にあります。
スケーラブルな星の進化予測: 深層学習エミュレーションと階層的最近傍補間
| Title |
Scalable_stellar_evolution_forecasting:_Deep_learning_emulation_vs._hierarchical_nearest_neighbor_interpolation |
| Authors |
K._Maltsev,_F._R._N._Schneider,_F._K._Roepke,_A._I._Jordan,_G._A._Qadir,_and_K._Riedmiller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12725 |
多くの天体物理学アプリケーションでは、星の進化の軌跡を効率的かつ信頼性高く予測する必要があります。1つの例は、観測値と比較するためのモデルの前向き予測を生成する母集団合成です。最先端の集団合成手法の大部分は、連続パラメーター範囲にわたって統計的にサンプリングするための計算コストが安価な、星の進化の軌跡への分析的フィッティング式に基づいています。MESAなどの詳細な恒星の進化コードを、幅広く高密度にサンプリングされたパラメーターグリッド上で実行すると、計算コストが法外に高くなります。また、まばらにサンプリングされたグリッドポイント間の恒星年齢ベースの線形補間では、耐えられないほど大きな系統的予測誤差が発生します。この作業では、コスト効率と精度の間の満足のいくトレードオフポイントを見つける自動補間法の2つのソリューションを提供します。私たちはタイムスケールに適応した進化座標を構築し、${0.65}$からの質量範囲をカバーしながら、年齢0の主系列から核ヘリウム燃焼の終わりまで星の進化を追跡する2段階の内挿スキームでそれを使用します。300ドルまで\、\mathrm{M_\odot}$。恒星表面の変数を予測するためにトレーニングしたフィードフォワードニューラルネットワーク回帰モデル(最初のソリューション)は、4コアCPUで数十秒以内に、パラメーター空間全体にわたって十分に正確な数百万の予測を行うことができます。同じ目的でハードコーディングした階層型最近傍補間アルゴリズム(2番目のソリューション)は、さらに高い予測精度を達成します。同じアルゴリズムは時間の経過とともに進化するすべての恒星変数に引き続き適用できますが、速度は2桁遅くなります。私たちの方法論的フレームワークがMISTデータセットで機能することが実証されています。最後に、将来のアプリケーションについて説明し、私たちの方法を高次元のパラメーター空間に一般化する方法のガイドラインを提供します。
太陽Na i D ラインの散乱偏光に対する角度依存の部分周波数再分布の影響
| Title |
The_impact_of_angle-dependent_partial_frequency_redistribution_on_the_scattering_polarization_of_the_solar_Na_i_D_lines |
| Authors |
Gioele_Janett,_Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_and_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12880 |
NaiD1線の直線偏光信号の長年の矛盾は、原子の超微細構造と入射放射線場の詳細なスペクトル構造を考慮することによって最近解決されました。そのモデリングは、散乱における部分周波数再分布(PRD)の単純化された角度平均(AA)近似に依存していましたが、これにより重要な角度と周波数の結合が無視される可能性がありました。この研究は、磁場の有無にかかわらず、一般的な角度依存(AD)PRD計算との比較を通じて、D1およびD2ラインに対するPRD-AAモデリングの適合性を評価することを目的としています。PRD-AAモデリングとPRD-ADモデリングを比較して、PRD効果を考慮して、微小乱流磁場と等方性磁場を備えた1次元の半経験的大気モデルにおける偏光放射の放射伝達問題を解決しました。D1ラインとD2ラインは、超微細構造を持つ2レベルの原子システムとして個別にモデル化されます。数値結果は、スペクトル的に構造化された放射場がD1ラインに直線偏光を誘導することを裏付けています。ただし、PRD-AA近似はQ/I形状に大きな影響を与え、より対称的なPRD-ADパターンの代わりに非対称パターンを生成しますが、10～200Gの磁場に対して同様の感度を示します。PRD-AA近似では、D2回線のQ/Iプロファイルは、そのコアに人為的なディップを示しますが、これはPRD-ADの場合には見られません。我々は、NaiDラインの散乱偏光を適切にモデル化するには、PRD-AD効果を考慮することが不可欠であると結論付けます。これらの結果は、とらえどころのない彩層磁場に対するこれらの線の診断可能性を最大限に活用することに私たちを近づけます。
恒星対流帯における熱ロスビー波の緯度方向の伝播
解析モデルを使用して、等エントロピー成層大気中に半径方向および緯度方向に捕捉される熱ロスビー波の固有振動数を導き出します。星の曲率を無視し、赤道面のf面ジオメトリで作業します。慣性波の伝播は、帯状方向に対する波動ベクトルの相対的な方向に敏感であることがわかっています。順行伝播する熱ロスビー波は、伝播角度に依存する臨界閾値を超える周波数では自然に半径方向に捕捉されます。閾値周波数以下では、等エントロピー大気中では捕捉されない順行および逆行の慣性波の連続スペクトルが存在しますが、恒星の対流帯で発生するような比エントロピー密度の勾配によって捕捉される可能性があります。最後に、太陽の慣性振動の最近の観測や数値シミュレーションにおけるこれらの波の影響について議論します。
SPHEREx ミッションの赤外線で選択されたターゲットの確率的分類: YSO の探索
| Title |
Probabilistic_Classification_of_Infrared-selected_targets_for_SPHEREx_mission:_In_search_of_YSOs |
| Authors |
K._Lakshmipathaiah,_S._Vig,_Matthew_L._N._Ashby,_Joseph_L._Hora,_Miju_Kang,_Rama_Krishna_Sai_S._Gorthi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12957 |
私たちは機械学習アルゴリズムを適用して、NASAの今後のSPHERExミッションのために赤外線(IR)で選択されたターゲットを分類します。特に、私たちは星の形成過程を理解するために不可欠な若い恒星天体（YSO）の分類に興味を持っています。私たちのアプローチは、IRで明るいオブジェクトを分類するために広帯域の色基準に大きく依存していた以前の研究とは異なり、通常は色と色および色と大きさの図で実装されます。ただし、これらの方法では分類に関連する信頼性が示されておらず、これらの図ではさまざまなソースタイプが重複しているため、これらの方法の結果は非常に曖昧です。ここでは、7つの近赤外線および中赤外線バンドからの測光色と等級を同時に利用し、機械および深層学習アルゴリズムを使用して、YSO、漸近巨大分岐(AGB)星、活動銀河核(AGN)および主系列の確率的分類を実行します。(MS)スター。また、我々のアプローチでは、YSOをクラスI、II、IIIおよびフラットスペクトルYSOに下位分類し、AGB星を炭素に富むAGB星と酸素に富むAGB星に分類します。私たちは、YSOや他のクラスのオブジェクトを含む可能性が高い、SPHERExの準備としてコンパイルされた赤外線で選択されたターゲットにメソッドを適用します。私たちの分類によると、$8,308,384$ソースのうち、$1,966,340$には$90\%$を超える確率でクラス予測があり、そのうち$\sim1.7\%$はYSO、$\sim58.2\%$はAGBスター、$\sim40\%$は(赤色の)MS星で、$\sim0.1\%$はAGNで、赤色の広帯域色がYSOを模倣しています。私たちは、はくちょう座X星形成複合体に向かう予測YSOと銀河面全体のAGB星の空間分布を使用して、分類を検証します。
JWST NIRCam による SN 1987A の観測: スピッツァー比較とスペクトル分解
| Title |
JWST_NIRCam_Observations_of_SN_1987A:_Spitzer_Comparison_and_Spectral_Decomposition |
| Authors |
Richard_G._Arendt,_Martha_L._Boyer,_Eli_Dwek,_Mikako_Matsuura,_Aravind_P._Ravi,_Armin_Rest,_Roger_Chevalier,_Phil_Cigan,_Ilse_De_Looze,_Guido_De_Marchi,_Claes_Fransson,_Christa_Gall,_R._D._Gehrz,_Haley_L._Gomez,_Tuomas_Kangas,_Florian_Kirchschlager,_Robert_P._Kirshner,_Josefin_Larsson,_Peter_Lundqvist,_Dan_Milisavljevic,_Sangwook_Park,_Nathan_Smith,_Jason_Spyromilio,_Tea_Temim,_Lifan_Wang,_J._Craig_Wheeler,_and_Charles_E._Woodward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13011 |
1.5-4.5$\μ$mでのJWSTNIRCam観測は、比類のない感度と空間分解能で、SN1987Aの進化する残骸の広帯域および狭帯域イメージングを提供しました。2004年から2019年までのこれまでの限界空間分解能のスピッツァーIRAC観測との比較により、発光が星周赤道環(ER)から生じていることが確認され、3.6$\μ$mと4.5$\μ$mにおける現在の明るさは、追跡された明るさの低下の外挿によって正確に予測された。IRACによる。規則的な光度曲線にもかかわらず、NIRCamの観察では、この発光の多くがERの新しく発達している外側部分からのものであることが明らかに明らかになりました。外側のERのスポットは、よく知られているERホットスポットの間の位置角度に位置する傾向があります。フィールド内の放出の大部分は、それぞれが異なる起源と空間分布を持つ5つの標準スペクトルエネルギー分布(SED)で表すことができることを示します。このスペクトル分解は、それぞれ順方向衝撃と逆方向衝撃によって励起された星周媒質(CSM)と超新星(SN)噴出物からの重なり合う放射を区別するための強力な技術を提供します。
回転惑星の弾性力学について
運動方程式は、（粘）弾性、自己重力、および可変回転する惑星について導出されます。方程式は、物体の弾性変形をその正味の並進運動および回転運動から可能な限り分離する弾性運動の分解を使用して書かれています。この分離は、体の剛体の動きを表す自由度を導入することによって実現されます。物理的な動機に基づいた制約を課すことで正確になり、実際に役立つはずです。本質的に、Tisserandフレームは固体力学の方程式に正確に導入されます。必要な概念は、対称性と保存則に基づいて固体の文脈で最初に導入され、対応する運動方程式が導出されます。次に、これらのアイデアと運動方程式を、層状の流体と固体を記述するためにどのように容易に拡張できるかを示します。次に、非粘性流体に関するおそらく新しい保存則が述べられます。その後、流体と固体の運動方程式の平衡と線形化について、ノーマルモード結合計算や他のガラーキン法で使用するための新しい方程式とともに議論します。最後に、これらのアイデアを複数の相互作用する流体、つまり固体惑星の記述に拡張することについて定性的に議論します。
| Title |
Rotational_Curves_of_the_Milky_Way_Galaxy_and_Andromeda_Galaxy_in_Light_of_Vacuum_Polarization_around_Eicheon |
| Authors |
Sergey_L._Cherkas_and_Vladimir_L._Kalashnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12376 |
永川の特性について説明します。eicheon表面により、真空分極の境界条件を設定し、天の川銀河の暗黒物質の尾を記述する解を得ることができることが示されています。つまり、天の川銀河の暗黒物質は真空偏光のF型として説明され、暗黒放射として扱うことができます。提示されたモデルは球対称ですが、バリオン銀河円盤の表面密度は、円盤を球面上に塗りつぶすことによって近似的に考慮されています。これにより、天の川銀河の回転曲線の遠方の形状を再現することができます。アンドロメダ銀河の回転曲線についても議論されています。
コンパクトオブジェクトの観測による X17 ボソンの制約
| Title |
Constraints_for_the_X17_boson_from_compacts_objects_observations |
| Authors |
A._Kanakis-Pegios,_V._Petousis,_M._Veselsky,_Jozef_Leja_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12469 |
私たちは、現象学的または顕微鏡的な起源を持つさまざまなハドロン状態方程式(EoS)を使用して、中性子星およびクォーク星(QS)上の仮説X17粒子を調査します。私たちの目的は、因果関係、さまざまな考えられる質量の上限、および無次元の潮汐変形可能性$\Lambda_{1.4}$に関して、その結合定数と質量スケーリングに現実的な制約を設定することです。特に、X17の2つの主要な現象論的パラメーターに特別な注意を払っています。1つはハドロンまたはクォークとの結合定数$\mathrm{g}$に関係し、もう1つはレギュレーターによる媒質内効果に関係しています。$\mathrm{C}$。どちらも総エネルギー密度と圧力への寄与に関して非常に重要です。X17を相対論的平均場(RMF)理論における核力の伝達体として考える場合、ベクトルボソンセグメントへの混合は20\%と30\%に制限されました。私たちの調査では、中性子とQSの両方に対する仮説X17の影響は、主に各EoSの固有の特性である因果関係の限界によって制約されるという一般的な結論に達しました。さらに、それは、相互作用カップリング$\mathrm{g}$と媒体内効果調整器$\mathrm{C}$である、主要な2つのパラメーター間の相互作用に依存します。これらの影響は、すべてのバルク特性に関するQSの場合により顕著です。
重力波形のテストとしての平衡の法則
重力波形は、観測された信号と理論的な予測を比較する際に重要な役割を果たします。ただし、一般相対性理論から直接正確な解析波形を取得することは依然として困難です。既存の手法には、ポストニュートン理論、実効一体形式主義、数値相対性理論、補間が複雑に組み合わされており、系統的な誤差が生じます。重力波天文学が新しい検出器で進歩するにつれて、特に非線形領域で一般相対性理論をテストする場合には、これらの誤差が重要になります。最近の開発では、この問題に対処するための新しいアプローチが提案されています。この方法は、完全な非線形GRから直接正確な制約(つまりバランスの法則)を導き出すことにより、波形の品質を評価し、テンプレートの弱点を検出し、内部一貫性を確保する手段を提供します。完全な非線形一般相対性理論における平衡の法則の複雑さを掘り下げる前に、詳細な機械的アナロジーを使用して概念を説明します。例として散逸機械システムを検討し、完全な物理シナリオを把握する際に機械的平衡の法則が近似解の精度をどのように測定できるかを示します。機械的な平衡の法則は単純ですが、電磁気学と一般相対性理論の平衡の法則を導き出すには、数学的に正確な放射線の概念に根ざした厳密な基礎が必要です。電磁気学との類似に従って、一般相対性理論の平衡の法則を導き出します。概念の実証として、分析的な近似波形モデルを採用し、これらのバランスの法則がモデルの妥当性のリトマス試験紙としてどのように機能するかを示します。
