JWST の初期宇宙観測と {\Lambda}CDM 宇宙論
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の深宇宙観測により、ビッグバン後の約0.3ギルに存在する、高赤方偏移(z~15)の非常に初期の宇宙銀河の構造と質量が、おそらく現存する銀河と同じように進化していることが明らかになりました。〜10Gyrまで。したがって、JWSTの発見は${\Lambda}$CDM宇宙論モデルと強い緊張関係にあります。疲労光(TL)モデルはJWST角銀河サイズデータに準拠することが示されていますが、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測の等方性を十分に説明したり、超新星距離係数と赤方偏移データをうまく適合させることはできません。広がる宇宙に疲れた光のコンセプトを取り入れたハイブリッドモデルを開発しました。ハイブリッド${\Lambda}$CDMモデルは超新星1a型データにはよく適合しますが、JWST観測には適合しません。修正されたFLRW計量とその結果として得られるアインシュタイン方程式とフリードマン方程式から始まる共変動結合定数(CCC)を含むモデルと、CCC+TLハイブリッドモデルを提示します。これらはPantheon+データに見事に適合しており、CCC+TLモデルはJWSTの観測結果に準拠しています。それは宇宙の年齢を26.7ギラ、z=10で5.8ギラ、z=20で3.5ギラまで引き延ばし、巨大な銀河を形成するのに十分な時間を与えます。したがって、原始ブラックホールの種や修正されたパワースペクトルの存在、大規模な集団III星の急速な形成、およびスーパーエディントン降着率を必要とせずに、「ありえない初期銀河」の問題が解決されます。CCCモデルは、動的宇宙定数を備えた${\Lambda}$CDMモデルの拡張として推論できます。
DESI の色赤方偏移関係の完全な校正 (DC3R2): 初期の DESI データからの結果
| Title |
DESI_Complete_Calibration_of_the_Color-Redshift_Relation_(DC3R2):_Results_from_early_DESI_data |
| Authors |
J._McCullough,_D._Gruen,_A._Amon,_A._Roodman,_D._Masters,_A._Raichoor,_D._Schlegel,_R._Canning,_F._J._Castander,_J._DeRose,_R._Miquel,_J._Myles,_J._A._Newman,_A._Slosar,_J._Speagle,_M._J._Wilson,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_S._Bailey,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_S._Cole,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_R._Kehoe,_A._Kremin,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_M._Levi,_M._Manera,_P._Martini,_A._Meisner,_J._Moustakas,_J._Nie,_W._J._Percival,_C._Poppett,_F._Prada,_M._Rezaie,_G._Rossi,_E._Sanchez,_H._Seo,_G._Tarl\'e,_B._A._Weaver,_Z._Zhou,_H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13109 |
暗黒エネルギー分光器(DESI)による色赤方偏移関係の完全校正(DC3R2)の二次ターゲット調査の初期結果を紹介します。私たちの分析では、KiDS-VIKING$ugriZYJHK_s$測光と重なる23万個の銀河を使用して、色と赤方偏移の関係を校正し、将来の弱いレンズ調査の測光赤方偏移(photo-z)推論方法に情報を提供します。DC3R2ターゲットは、輝線銀河(ELG)、赤色発光銀河(LRG)、および補色のサンプルを提供する明るい銀河サーベイ(BGS)と合わせて、DESIがEuclidとLSSTで認識できる色空間の56%に及ぶのに役立ちます。信頼性の高い分光学的赤方偏移。分析サンプルとは異なる測光でトレーニングされた一般的な自己組織化マップの使用によって導入される体系的な不確実性だけでなく、分光学的な完全性と品質の影響も調査されます。さらに、明るい銀河スペクトルを使用して、より暗い測光銀河サンプルの赤方偏移を校正するために重要な、固定色での赤方偏移の大きさの依存性を調べます。KiDS-VIKING測光のノイズにより、固定色での赤方偏移の見かけの振幅依存性が支配的になることがわかりました。これは、慎重に選択された深い掘削フィールドと、将来の弱いレンズ調査のためにこの効果をモデル化するための調査シミュレーションの必要性を示しています。
Lyman-$\alpha$ 森林宇宙論に最適なデータ圧縮
| Title |
Optimal_data_compression_for_Lyman-$\alpha$_forest_cosmology |
| Authors |
Francesca_Gerardi,_Andrei_Cuceu,_Benjamin_Joachimi,_Seshadri_Nadathur_and_Andreu_Font-Ribera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13164 |
Lyman-$\alpha$(Ly$\alpha$)3次元相関関数は、バリオン音響振動(BAO)スケールを使用して宇宙論的推論を実行するために広く使用されています。従来の推論アプローチでは数千のデータポイントを含むデータベクトルが使用されますが、当社では最大に近いスコア圧縮を数十の圧縮データ要素に適用します。未知の系統性を防ぐ意味のある適合度テストを保存し、非線形パラメーターの依存関係による情報損失を回避するには、推論された各モデルパラメーターにリンクされたデータを超えて慎重に構築された追加データが必要であることを示します。私たちは、一連の現実的なモックと拡張バリオン振動分光調査からのDR16データを使用して、圧縮フレームワークが無損失かつ不偏であり、従来の解析の事後分布と区別できない事後分布を生成することを実証します。ショーケースとして、限られた数のモックから推定された共分散行列の影響を調査します。この共分散行列は、圧縮空間内でのみ良好に条件付けされています。
Sesame: $\Lambda$CDM モデルを超えたパワー スペクトル エミュレーター パイプライン
$\Lambda$CDMモデルのダークセクターの神秘的な性質は、代替宇宙論モデルの研究の背後にある主な動機の1つです。これらのモデルの中心的な関心量は物質パワースペクトルです。これはさまざまなスケールで構造形成を定量化し、理論、シミュレーション、観察を通じて相互検証できます。私たちは、$\Lambda$CDMを超えるモデルに対して、スーパーコンピューターを必要とせず、わずかな計算量で、非線形物質のパワースペクトルと同様のグローバルクラスタリング統計のエミュレーターを作成するために使用できるツールを紹介します。高速近似N体シミュレーションを使用してブーストをエミュレートします。$B(k,z)=P_{\text{beyond}-\Lambda\rmCDM}(k,z)/P_{\Lambda\rmCDM}(k,z)$を取得し、$\Lambda$CDM用に作成された既存の高品質エミュレータを利用して$P_{\text{beyond}-\Lambda\rmCDM}(k,z)$を分離します。私たちのアプローチでは$\Lambda$CDMモデルと$\Lambda$CDMを超えたモデルの両方がシミュレートされるため、小規模なスケールでの電力不足の一部が除外され、エミュレーターを$k\sim3-5まで拡張できます。\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$ですが、依然として良好な精度を維持しています。さらに、データに対してエミュレータを使用する場合、シミュレーションおよびエミュレーションプロセスからの誤差を推定し、共分散に組み込むことができます。パイプラインの使用例として、多くの既存の$\Lambdaでは数百万CPU時間かかるのに対し、約3000CPU時間の計算時間を使用して、大量のニュートリノを含むよく研究された$f(R)$モデルのエミュレーターを作成します。$CDMエミュレータ。この論文には、パラメーターサンプルを生成し、ボルツマンソルバーを実行して初期条件を生成し、シミュレーションを実行し、すべてのデータを収集して機械学習モジュールを通じて実行してエミュレーターを開発する、完全に機能するパイプラインが提供されています。Sesameという名前のこのツールは、誰でも自分で選択した宇宙論モデルのパワースペクトルエミュレーターを生成するために使用できます。
時間遅延レンズと超新星による宇宙モデルに依存しない $H_0$ とポストニュートンパラメータの決定
| Title |
Determining_cosmological-model-independent_$H_0$_and_post-Newtonian_parameter_with_time-delay_lenses_and_supernovae |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Kai_Liao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13608 |
強力な重力レンズは、一般相対性理論(GR)をテストする自然な機会を提供します。強力なレンズシステムと観測SNeIaを使用して、ハッブル定数($H_0$)とポストニュートンパラメータ(${\gamma_{\rm{PPN}}}$)を同時に制約するためのモデルに依存しない方法を提案します。強いレンズニングからの時間遅延測定は、ハッブル定数を直接決定することができ、偏向銀河の恒星の運動学の分光測定から推定されるレンズ距離は、ポストニュートンパラメータを制約するのに役立ちます。パンテオンデータセットを検索し、ガウス過程回帰を使用してアンアンカー距離を再構築することで、特定のモデルを仮定する代わりに宇宙論的モデルに依存しないGRテストを実現します。これにより、GRテストとハッブル定数の測定におけるバイアスの可能性を減らすことができます。再構築されたアンカーなし距離と4つのH0LiCOWレンズデータセットを組み合わせると、結果は$H_0=72.9^{+2.0}_{-2.3}{\mathrm{~km~s^{-1}~Mpc^{-1}}となります。}$および${\gamma_{\rm{PPN}}}=0.89^{+0.17}_{-0.15}$。すべてのレンズは、観測の不確実性の範囲内でGR偏差を裏付ける明白な証拠がないことを示しています。その後の分析では、GRテストに対する$H_0$の影響をさらに回避するために、距離の比率${D_{\Deltat}}/{D^{'}_{d}}$法を検討します。結果は、$\sim1.2\sigma$観測不確かさ内のJ1206を除いて、残りの3つのレンズが$1\sigma$観測不確かさ内でGRが成り立つことをサポートしていることを示しています。
暗黒エネルギーと暗黒物質の間の運動量およびエネルギー移動との相互作用に関する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_interactions_between_dark_energy_and_dark_matter_with_momentum_and_energy_transfers |
| Authors |
Xiaolin_Liu,_Shinji_Tsujikawa,_Kiyotomo_Ichiki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13946 |
我々は、基本スカラー場$\phi$が運動量とエネルギー交換を通じて暗黒物質(DM)に結合する暗黒エネルギー(DE)モデルに観測上の制約を課します。運動量の伝達は、結合定数$\beta$を持つ場導関数とDM4速度の間の相互作用によって重み付けされますが、エネルギー交換は、結合定数$Q$を持つDM密度への指数関数的なスカラー場結合によって特徴付けられます。正の結合$\beta$は、低赤方偏移でのDM密度摂動の増大の抑制につながり、その特性は$\sigma_8$張力問題を解決する可能性をもたらします。負の結合$Q$は$\phi$物質が支配する時代を引き起こし、その存在により宇宙マイクロ波背景放射(CMB)デカップリング時代の周りの音の地平線が減少する可能性があります。Planck2018、第12回スローンデジタルスカイサーベイ、ファンテオン超新星サンプル、および1年間のダークエネルギー調査のデータを使用すると、2つのカップリングが$\beta=0.417^{+1.592}_{-に制約されることがわかります。68\,\%の信頼水準(CL)では、0.307}$および$Q=-0.036^{+0.036}_{-0.010}$。したがって、DEとDMの間の運動量交換($\beta\neq0$)には興味深い観察上の特徴があり、エネルギー伝達結合の確率分布のピークは$Q<0$にあります。
超大質量ブラックホール連星からの重力波背景が LISA によるコンパクト連星の検出に及ぼす影響
| Title |
Impacts_of_Gravitational-Wave_Background_from_Supermassive_Black_Hole_Binaries_on_the_Detection_of_Compact_Binaries_by_LISA |
| Authors |
Fan_Huang,_Yan-Chen_Bi,_Zhoujian_Cao,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14045 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の周波数帯域では、天の川銀河内の銀河連星によって生成される前景混乱ノイズの影響について広範な研究が行われています。さらに、NANOGrav、EPTA、PPTA、CPTA、InPTAによって発表された確率的信号に関する最近の証拠は、超大質量ブラックホール連星(SMBHB)によって生成される確率的重力波背景が、LISA帯域内の強力な背景ノイズに寄与する可能性があることを示しています。。このような強力なノイズの存在を考えると、LISAの科学ミッションに多大な影響を与えることが予想されます。この研究では、LISAの文脈における大質量ブラックホール連星(MBHB)、検証された銀河連星(VGB)および極質量比インスピラル(EMRI)の検出に対するSMBHBによって生成されたSGWBの影響を調査し、それが極めて重要であることを発見しました。SGWBからの超過ノイズを解決して除去し、LISAのミッションの成功を確実にします。
原始宇宙における因果的ソリトンの形成（オシロン、Qボールなど）は、非線形性のスケールよりも小さい周波数で万有引力波(GW)バックグラウンドを引き起こすと予想されています。我々は、ソリトン相互作用または初期条件によって駆動されるソリトン密度場の変更により、ユニバーサルGWを大幅に強化できることを示します。ソリトンの重力クラスタリングは、当然、大規模なソリトン密度場での相関の生成につながります。アクシオン様粒子(ALP)オシロンで実証したように、パワースペクトルの増大により普遍的なGW信号が増幅され、今後のGW実験で初期宇宙の物理学を調査するための新たな道が開かれます。私たちの結果は、長距離の湯川のような第五の力を介して相互作用するソリトンなど、さまざまなシナリオに適用できます。
WISE データを使用した (152830) ディンキネシュのサイズとアルベドの制約
| Title |
Size_and_Albedo_Constraints_for_(152830)_Dinkinesh_Using_WISE_Data |
| Authors |
Kiana_D._McFadden,_Amy_K._Mainzer,_Joseph_R._Masiero,_James_M._Bauer,_Roc_M._Cutri,_Dar_Dahlen,_Frank_J._Masci,_Jana_Pittichov\'a,_Akash_Satpathy,_Edward_L._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13158 |
メインベルトの小さな小惑星を探査すると、複数の力学的プロセスや衝突プロセスを通じた小惑星の形成と進化についての洞察が得られます。これらの小惑星は、潜在的に危険な地球近傍の天体の集団とサイズが重なっており、これらの天体の大部分に供給されています。ルーシーのミッションは、メインベルトの小惑星(152830)ディンキネシュを研究する機会を提供します。この探査機は、木星トロヤ群小惑星へのミッションの準備として、2023年11月1日にこの天体のフライバイを実行する予定です。Wide-field-InfraredSurveyExplorerによって取得されたディンキネシュの積層フレームに対して開口測光を採用し、12$\μ$mでの検出に対して熱モデリングを実行して直径とアルベドの値を計算しました。この方法により、ディンキネシュの有効球直径は$0.76^{+0.11}_{-0.21}$km、16パーセンタイルと84パーセンタイルでの視幾何アルベドは$0.27^{+0.25}_{-0.06}$であることが判明しました。。このアルベドは、典型的な石質(S型)小惑星と一致します。
地球に似た生命のない惑星の大気中の CO2、CO、CH4 の相対的な存在量
| Title |
Relative_abundances_of_CO2,_CO,_and_CH4_in_atmospheres_of_Earth-like_lifeless_planets |
| Authors |
Yasuto_Watanabe,_Kazumi_Ozaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13538 |
炭素は地球上の生命にとって不可欠な元素であり、大気中の主要な炭素種(CO2、CO、CH4)の相対的な存在量は、惑星の気候と生物地球化学に根本的な制御を及ぼします。今回、我々は大気化学の理論モデルを用いて、太陽のような星（F型、G型、K型）の周りを回る地球に似た生命のない惑星の大気中のCO2、CO、CH4の存在量の多様性を調査した。私たちは、生命の誕生に適した二酸化炭素を多く含む大気の形成条件に着目しました。その結果、大気中のCO2レベルの上昇は、H2Oの光分解と比較してCO2の光分解が促進されるため、大気中のCO2収支の光化学的不安定性(つまり、CO暴走)を引き起こすことが実証されました。還元されたC(COおよびCH4)の火山ガス放出フラックスが高くなると、COの暴走が始まる傾向があります。私たちの体系的な調査により、地球に似た生命のない惑星の無酸素大気は、CH4/CO2対CO/CO2の位相空間に分類できることが明らかになり、大気炭素化学における明確なギャップが観察されると予想されます。私たちの発見は、ギャップ構造が、太陽のような星（F型、G型、およびK型）の周りを回る還元性大気を持つ、地球に似た生命のない惑星の一般的な特徴であることを示しています。
進化した中質量星の周りの惑星 III. 6 つの散開星団における惑星候補と長期的な活動のシグナル
| Title |
Planets_around_evolved_intermediate-mass_stars_III._Planet_candidates_and_long-term_activity_signals_in_six_open_clusters |
| Authors |
E._Delgado_Mena,_J._Gomes_da_Silva,_J._P._Faria,_N._C._Santos,_J._H._Martins,_M._Tsantaki,_A._Mortier,_S._G._Sousa_and_C._Lovis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13589 |
[要約]この研究の目的は、上空の星の周囲で惑星の出現が減少していることを示す以前の発見を踏まえ、2\,M$_\odot$よりも重い星に特に焦点を当てて、進化した星の周りの惑星を探すことです。この塊。\texttt{kima}を使用して、RVデータで観測された周期信号を最も説明できるケプラー軌道を見つけました。また、惑星の存在を模倣する恒星の信号を除去するために、恒星の活動指標と測光の変動についても研究しました。我々は、1.64\,M$_\odot$恒星No.41を周回する散開星団NGC3680内の惑星候補を紹介します。この惑星の最小質量は5.13M\,$_{J}$で、周期は1155日です。。また、さらに2つの大質量星(NGC2345星団とNGC3532星団の5.84および3.05\,M$_\odot$)にある恒星起源と考えられる周期的かつ大振幅のRV信号も示します。最後に、新しいデータを使用して、前の論文で分析した3つの星のRV信号を修正します。NGC2423No.3とNGC4349No.127で観測された信号の起源が恒星であることが確認されました。一方、IC4651No.9122(1.79\,M$_\odot$)について収集された新しいデータは、その存在を裏付けているようです。6.22M\,$_{J}$の正真正銘の惑星の744日周期のデータですが、CCF-FWHMとの相関関係の可能性を排除するにはさらに多くのデータが必要です。この研究で提示されたターゲットは、進化した大質量星のRVデータを解釈することの困難さを示しています。信号の真の性質を識別するには、いくつかの活動指標(CCF-FWHM、CCF-BIS、\ha)、測光、および長期観測(いくつかの軌道および星の回転周期をカバーする)の使用が必要です。ただし、場合によっては、この情報がすべて不十分な場合があり、発見された信号の性質を特定するには、磁場の変動性や近赤外線のRVポイントの決定などの追加データを含める必要があります。
CAI ストレージ問題に対する木星の影響
隕石内に埋め込まれたカルシウムアルミニウムリッチインクルージョン（CAI）の分布を研究することで、太陽系が形成された原始惑星系円盤の力学的な歴史について知ることができます。CAIに関する長年の問題は、CAIのストレージ問題です。CAIは太陽付近の高温で形成されたと考えられていますが、主に木星の軌道を超えたはるか外側で形成された炭素質コンドライトで見つかります。さらに、CAI粒子の放射状ドリフトにより、CAI粒子は、それらが遭遇する隕石の母天体が降着する数百万年前に、太陽の原始惑星系円盤から除去されたはずである。我々は、Desch、Kalyaan、Alexanderによって以前に提案されたCAI貯蔵問題の解決策を再検討します。この解決策は、CAIが円盤を通して半径方向外側に混合され、その後、木星の成長する核によって惑星のギャップが開くことによって生じる最大圧力に閉じ込められると提案しました。私たちの目的は、分子雲コアの崩壊から円盤が構築される降下段階を考慮したときに、その解決策が依然として機能するかどうかを調査することです。DISKLABパッケージを使用してPythonで1D数値コードを構築し、分子雲の崩壊から始まる太陽原始惑星系円盤の進化をシミュレートします。我々は、降下段階中のCAIの外向き輸送が非常に効率的であり、おそらく遠方の円盤までずっとCAIを混合していることを発見した。その後の内向きの半径方向のドリフトは、内側の円盤を排出しながら木星の軌道を超えた最大圧力でCAIを収集し、Deschらによる結果の一部を大まかに再現します。CAI形成をこれほど早期に導入したことにより、100天文単位までの存在量は重要なままであり、おそらく一部の隕石データと一致しない可能性があります。非常にゆっくりと回転する雲を使用すると、あまり膨張せず、CAIをそれほど遠くまで押し出さない円盤を作成することができます。
氷の巨大航空捕獲ミッションにおける揚力と抗力の調整制御の比較
Aerocaptureは、単一パスからの大気抵抗を使用して宇宙船を減速する軌道挿入技術です。従来の推進挿入と比較して、エアロキャプチャーは推進剤をほとんど使用せずに宇宙船に大きな速度変化を与えることができます。太陽系の外縁部にある巨大氷惑星は、依然として周回衛星を使って探査される最後の種類の惑星である。その膨大な太陽中心距離は、特に軌道挿入に必要な大きな$\Delta$Vなど、ミッション設計に重大な課題をもたらします。このため、航空捕捉は軌道挿入の魅力的な方法となっていますが、航行や大気の不確実性が比較的大きいため、困難でもあります。本研究では、揚力と抗力の調整制御と将来のミッションへの影響を比較しています。揚力変調は抗力変調のほぼ2倍の進入コリドー幅を提供するため、より大きな不確実性に対応できます。揚力変調は飛行中ずっと継続的な制御を提供し、遭遇する実際の密度プロファイルに応じて軌道を調整することができます。抗力調整は、揚力調整と比較して、はるかに穏やかな空気熱条件を提供します。抗力調整では、抗力スカートの放出後に制御権限がなくなり、車両は放出イベント後に遭遇する密度変化による出口状態エラーの影響を受けやすくなります。
内部熱力によって強制される木星の赤道準四年周期振動
| Title |
Jupiter's_equatorial_quasi-quadrennial_oscillation_forced_by_internal_thermal_forcing |
| Authors |
Yuchen_Lian,_Xianyu_Tan,_Yongyun_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13953 |
観測により、木星の赤道成層圏には、4年から6年の準周期で西向きと東向きに交互に下向きに伝播するジェットが存在することが示されている。この現象は一般に準四周期振動（QQO）と呼ばれます。ここでは、木星の三次元大循環モデルに等方性の小規模熱擾乱を注入することにより、QQOをシミュレーションします。内部熱擾乱は、赤道QQOと両半球の中緯度および高緯度で複数のジェット気流を生成する豊富な波を励起する可能性があることがわかりました。QQOのような振動を生成する際の主な波モードは、帯状波数10の波動モードです。潜在渦度の不均一な進化は、赤道外の帯状ジェットの出現に有利に働きます。赤道外のジェットは赤道に移動し、赤道深部のジェットを強化し、QQOのような振動を延長します。
CHEOPS と地上望遠鏡による、樹齢 2000 万年前の多惑星主星 V1298~タウの測光追跡
| Title |
Photometric_follow-up_of_the_20_Myr-old_multi-planet_host_star_V1298~Tau_with_CHEOPS_and_ground-based_telescopes |
| Authors |
M._Damasso,_G._Scandariato,_V._Nascimbeni,_D._Nardiello,_L._Mancini,_G._Marino,_G._Bruno,_A._Brandeker,_G._Leto,_F._Marzari,_A._F._Lanza,_S._Benatti,_S._Desidera,_V._J._S._B\'ejar,_A._Biagini,_L._Borsato,_L._Cabona,_R._Claudi,_N._Lodieu,_A._Maggio,_M._Mallorqu\'in_D\'iaz,_S._Messina,_G._Micela,_D._Ricci,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_D._Turrini,_and_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14131 |
V1298タウには少なくとも4つの惑星が存在します。発見以来、このシステムは集中的な測光および分光モニタリングの対象となってきました。その構造と惑星の基本的特性の特徴付けは、これまでのところ非常に困難であることが判明しています。最外惑星V1298Tau$e$の軌道暦の決定は未解決の問題のままである。$Kepler/K2$とTESSによってこれまでに検出された通過は2回だけであり、通過タイミングの変動の可能性を排除することなく、基準期間のグリッドを新しい観測でテストすることができます。3番目のトランジットを観察すれば、軌道周期をより適切に制約することができ、以前のトランジットは異なる深さを示していたため、V1298Tau$e$の正確な半径を決定するのにも役立つだろう。私たちは、CHEOPS宇宙望遠鏡でV1298タウを観測し、最も短い予測公転周期のうち3つをテストするために選択された観測窓内で惑星$e$の3回目の通過を探しました。また、CHEOPSで得られた結果を検証するために、地上での観測結果も収集しました。$Kepler/K2$およびTESS光度曲線を再解析し、これらのデータから得られた結果が代替の測光抽出およびトレンド除去方法によってどのような影響を受けるかをテストしました。CHEOPSによるV1298Tau$e$に起因する可能性のあるトランジットの検出を報告します。もしそうであれば、その結果は、線形暦を3つの利用可能な通過に当てはめることから計算された軌道周期が$\sim45$日に近いことを意味します。地上での追跡調査の結果は、この可能性をわずかに裏付けています。$\textit{i}$)CHEOPSによって観測されたトランジットは、$Kepler/K2$やTESSによって観測されたトランジットに比べて持続時間が長いことがわかりました。$\textit{ii}$)私たちの再分析によると、TESSによって観測されたトランジットは$Kepler/K2$やCHEOPSのトランジットよりも$>30\%$深く、文献で以前に報告された測定値よりも深いです。
Antarctic Search for Transiting Exoplanets (ASTEP) プロジェクトによる小天体採取
| Title |
Small_body_harvest_with_the_Antarctic_Search_for_Transiting_Exoplanets_(ASTEP)_project |
| Authors |
Samantha_Hasler,_Artem_Burdanov,_Julien_de_Wit,_Georgina_Dransfield,_Lyu_Abe,_A._Agabi,_Philippe_Bendjoya,_Nicolas_Crouzet,_Tristan_Guillot,_Djamel_M\'ekarnia,_F.-X._Schmider,_Olga_Su\'arez,_Amaury_Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14180 |
太陽系の小さな天体は、形成されてからほとんど改変されていない、原始的な記録として機能します。彼らの観測は、太陽系の形成と進化に関する貴重な情報を提供します。星間天体(ISO)は、系外惑星系の形成や惑星系の進化全体についての洞察も提供します。この研究では、南極通過太陽系外惑星探索(ASTEP)プロジェクトによって収集された系外惑星通過調査データから太陽系の小さな天体を探索するためのフレームワークのアプリケーションを紹介します。私たちは、南極のドームCにあるコンコルディア基地にあるASTEP400望遠鏡によって2021年のオーストラルの冬に収集されたデータを分析しました。私たちは、メインベルト内部の小惑星から1つの彗星に至るまで、力学的クラスから20個の既知の天体を特定しました。私たちの検索では、$V$=20.4等までの既知の天体が回収され、$V\le$20等の天体の検索率は$\sim$80%でした。今後の作業では、数時間以上フィールドを観測したアーカイブASTEPデータにパイプラインを適用して、それらを深掘データセットとして扱い、低速で移動する天体のより暗い限界等級($V\約$23程度)に到達する予定です。-24等
地球に似た系外惑星の高コントラスト画像における最悪の場合の外黄道ダスト構造を軽減する
| Title |
Mitigating_Worst-Case_Exozodiacal_Dust_Structure_in_High-contrast_Images_of_Earth-like_Exoplanets |
| Authors |
Miles_H._Currie,_Christopher_C._Stark,_Jens_Kammerer,_Roser_Juanola-Parramon,_Victoria_S._Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14234 |
近くの太陽に似た系の直接画像から地球に似た系外惑星を検出することは、宇宙ベースの直接画像化ミッションの設計の初期段階で対処しなければならない一連の特有の課題をもたらします。特に、これらの系には外黄道ダストが含まれている可能性があり、これが天体物理的ノイズの主な発生源になると予想されています。これまでの研究では、観測結果から滑らかで対称的なダストを差し引くことが可能である可能性があることが示されています。しかし、私たちは外生黄道塵が完全に滑らかであるとは期待していません。外生黄道帯の塵は惑星体との平均運動共鳴に閉じ込められ、惑星と連動して周回する大規模な構造物を生み出す可能性がある。この塵は惑星を覆い隠したり、騒音推定を複雑にしたり、惑星体と間違われたりする可能性があります。地球に似た系外惑星の高コントラスト画像からこれらの構造を差し引く私たちの能力は、十分に理解されていません。この研究では、重要な平均運動共鳴円盤構造を持つ地球-太陽のようなシステムのエキソゾディ軽減を調査します。単純なハイパスフィルターを適用すると、傾斜$<60^\circ$およびゾディ数が100までのシステムに対して、構造化されたエクソゾディをポアソンノイズ限界まで除去できることがわかりました。ただし、密度$<5$zodisの場合を除いて、エッジオンシステムから外黄道円盤構造を差し引くことは困難な場合があります。太陽系の3倍の塵を含む系の場合、これは近くの太陽に似た星のハビタブルゾーンの調査データに最もよく適合するものの中央値であり、この方法は、たとえダストは顕著な平均運動共鳴構造を示します。
パロマー発見と肉眼による長周期彗星 C/2022 E3 (ZTF) の初期特性評価
| Title |
Palomar_discovery_and_initial_characterization_of_naked-eye_long_period_comet_C/2022_E3_(ZTF) |
| Authors |
B._T._Bolin,_F._J._Masci,_D._A._Duev,_J._W._Milburn,_J._N._Purdum,_C._Avdellidou,_Y.-C._Cheng,_M._Delbo,_C._Fremling,_M._Ghosal,_Z.-Y._Lin,_C._M._Lisse,_A._Mahabal,_M._Saki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14336 |
長周期彗星は、原始惑星系円盤の環境と揮発性物質を制限する微惑星の残骸です。近日点$\sim$1.11au、離心率$\gtrsim$1、軌道傾斜角$\sim$109$^{\circ}$を持つ双曲長周期彗星C/2022E3(ZTF)を発見したことを報告します。2022年3月2日の朝の夕暮れ時にパロマー48インチ望遠鏡で撮影された画像。さらに、パロマー200インチ、パロマー60インチ、およびNASAで撮影された観測からのC/2022E3(ZTF)の特性評価も報告します。2023年2月初めから2023年3月にかけての赤外線望遠鏡施設。彗星は地球の$\sim$0.28天文単位以内を通過し、目に見える等級$\sim$5に達しました。g-r=0.70$\pm$0.01、r-i=0.20$\pm$0.01、i-z=0.06$\pm$0.01、z-J=0.90$\pm$0.01、J-H=0.38$\pm$0.01、H-K=0.15$\pm$0.01の色を測定します。観測からの彗星の様子。1483$\pm$40~cmの核から半径6500~kmのA(0$^\circ$)f$\rho$(0.8~$\mu$m)とCN、C$_3を測定します。$、C$_2$の生産量は5.43$\pm0.11\times$10$^{25}$~mol/s、2.01$\pm0.04\times$10$^{24}$、および3.08$\pm0.5\times$10$^{25}$~mol/s、他の長周期彗星と同様。さらに、広視野gバンド画像で$\sim$4,000kmのスケールでジェット状の構造の出現を観察しました。これは、核近傍の昏睡状態におけるCNガスの存在によって引き起こされる可能性があります。
矮小銀河から銀河群までの宇宙論的ズームシミュレーションにおける磁場の増幅
| Title |
Magnetic_field_amplification_in_cosmological_zoom_simulations_from_dwarf_galaxies_to_galaxy_groups |
| Authors |
Ruediger_Pakmor,_Rebekka_Bieri,_Freeke_van_de_Voort,_Maria_Werhahn,_Azadeh_Fattahi,_Thomas_Guillet,_Christoph_Pfrommer,_Volker_Springel,_Rosie_Y._Talbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13104 |
磁場は宇宙のいたるところに存在します。最近、銀河の宇宙論的シミュレーションに、銀河とそのハローにおける磁場とその進化を組み込むことに成功し始めました。しかし、これまでのところ、彼らは主に天の川に似た銀河に焦点を当ててきました。ここでは、$10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$から$10^{13}\までの質量$M_\mathrm{200c}$のハロー内の円盤銀河の高解像度宇宙ズームシミュレーションのサンプルを分析します。,\mathrm{M}_\odot$、ぎょしゃ座銀河形成モデルでシミュレーション。十分な数値分解能で磁場の増幅と飽和が収束することを示します。磁場強度は、$M_\mathrm{200c}\gtrsim10^{11.5}\,\mathrm{M_\odot}$のハロー内の銀河の乱流エネルギー密度で等分配に達します。質量の小さいハロー内の銀河の場合、磁場の強さは等分配の一部で飽和し、ハローの質量が減少するにつれて減少します。最低質量のハローでは、磁場は等分配の$10\%$を大幅に下回って飽和します。収束した磁場強度を取得するために必要な分解能を定量化し、IllustrisTNG宇宙論的ボックスシミュレーションの文脈でも分解能要件について議論します。$z=0$では、サンプル内の回転支配銀河の大部分は秩序立った大規模な磁場を示し、より大規模な銀河では磁場の反転が少ないことがわかります。最後に、$z=0$における宇宙論的銀河の磁場を、崩壊ハロー設定における孤立銀河のシミュレーションと比較します。私たちの結果は、磁場の強さと構造に決定的に依存する同様の宇宙論的銀河シミュレーションにおける宇宙線やその他の物理プロセスの詳細な研究への道を開きます。
FORGE'd in FIRE: 星形成の終わりと AGN 降着円盤の構造を宇宙論的初期条件から解明
| Title |
FORGE'd_in_FIRE:_Resolving_the_End_of_Star_Formation_and_Structure_of_AGN_Accretion_Disks_from_Cosmological_Initial_Conditions |
| Authors |
Philip_F._Hopkins,_Michael_Y._Grudic,_Kung-Yi_Su,_Sarah_Wellons,_Daniel_Angles-Alcazar,_Ulrich_P._Steinwandel,_David_Guszejnov,_Norman_Murray,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Eliot_Quataert,_Dusan_Keres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13115 |
最近、銀河シミュレーションで宇宙論的スケールからサブPCスケールまでズームインして、超大質量ブラックホール(SMBH)への降着を追跡することが可能になりました。しかし、ある時点で、ISMスケールで使用される近似(たとえば、光学的に薄い冷却や恒星集団統合星形成[SF]やフィードバック[FB])が崩れます。したがって、我々は、FIRE物理学(SF/FBがアンサンブル平均される銀河/ISMスケールに関連する)とSTARFORGE物理学(個人を追跡する小規模スケールに関連する)を自己矛盾なく組み合わせた、最初の宇宙論的放射磁気流体力学(RMHD)シミュレーションを提示します。原始星の形成と進化）と、光学的に厚い領域と薄い領域の両方を自己一貫して扱う明示的なRMHD（非理想的なMHDとマルチバンドM1-RHDを含む）を組み合わせます。これにより、1回のシミュレーションで、SMBHが明るいクェーサーとして降着する時点で、SMBHの周囲で~100Mpcから<100au(~300シュヴァルツシルト半径)までのスケールをスパンすることができます。$\sim10-100\,{\rmM_{\odot}\,yr^{-1}}$までの降着速度が$\ll10^{3}\の降着円盤内に維持できることを示します。,R_{\rmschw}$、星とガスの間の重力トルクは、光学的深さから冷却と強い磁場の組み合わせによってサブpcスケールで停止するまで、サブkpcスケールで支配的です。中規模の磁束凍結円盤があり、重力乱流であり、強い乱流と永続的な螺旋モードでの流入を維持する磁力によって安定化されています。この論文では、ガスがどのようにして小規模円盤に侵入し、どのようにして星の形成が効率的に抑制されるかに焦点を当てます。
星団の郊外に中性子星連星が存在する支配的なメカニズム
| Title |
The_dominant_mechanism(s)_for_populating_the_outskirts_of_star_clusters_with_neutron_star_binaries |
| Authors |
Nathan_W._C._Leigh,_Claire_S._Ye,_Steffani_M._Grondin,_Giacomo_Fragione,_Jeremy_J._Webb,_Craig_O._Heinke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13122 |
中性子星(NS)とミリ秒パルサー(MSP)で構成される重い連星は、それらを中心から追い出す大質量ブラックホール(BH)連星との相互作用を介して、星団の郊外に到達する可能性があると主張されています。しかし、我々はここで、このメカニズムがそのような観察対象を説明することはほとんどないと主張します。一次質量$\lesssim$100M$_{\odot}$と狭い範囲の軌道間隔の場合にのみ、BH-BH連星は動的に硬く、クラスター内にNS連星を保持するのに十分に低い反動速度を生成する必要があります。したがって、BHバイナリは一般にクラスターからNSを排出する可能性があります。私たちは、ハッブル時間後にNS/MSPバイナリがホストクラスターの郊外で観察されるようにする、いくつかの代替メカニズムを調査します。最も可能性の高いメカニズムは、NS/MSP連星と通常の星が関与する三体相互作用です。我々は、球状星団NGC6752と47Tucの星団進化のモンテカルロシミュレーションと比較し、このモデルがすべての恒星質量天体を含む通常の三体相互作用が、NS/MSPバイナリを星団に導入する主要なメカニズムであることを裏付けるだけではないことを示します。クラスターの周辺では、大規模なBH連星の存在を呼び出す必要なく、観測されたNS/MSP連星の動径分布も再現されます。より高い中心密度とコア崩壊のエピソードは、三体相互作用によりNS/MSPおよびNS/MSPバイナリの放射状分布を広げる可能性があり、これらのクラスターがクラスターの周辺にNSをホストする可能性が高くなります。
宇宙時間にわたる銀河ペア部分の質量と赤方偏移の依存性を測定するための物理的動機に基づいたフレームワーク
| Title |
A_physically_motivated_framework_for_measuring_the_mass_and_redshift_dependence_of_galaxy_pair_fractions_across_cosmic_time |
| Authors |
Katie_Chamberlain,_Gurtina_Besla,_Ekta_Patel,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Paul_Torrey,_Garreth_Martin,_Kelsey_Johnson,_David_Patton,_Sarah_Pearson,_George_Privon,_Sabrina_Stierwalt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13228 |
低質量銀河ペアの割合は、宇宙時間全体にわたって十分に研究されていません。JWST、ローマン、ルービンの時代には、低質量銀河と高質量銀河の両方のペアを選択し、観測されたペアの割合をすべての質量スケールと赤方偏移にわたる宇宙論的合体率に結び付けるための自己矛盾のないフレームワークが必要でした。IllustrisTNG100シミュレーションを使用して、$z=0-4.2$の間で物理的に関連付けられたペアを特定します。私たちのサンプルには、低質量($\rm10^8<M_*<5\times10^9\,M_{\odot}$)と高質量($\rm5\times10^9<M_*<10^{11)が含まれています}\,M_\odot$)存在量が一致する恒星の質量を持つ、サブハローのペアが分離されました。低質量対の割合、つまりペアの銀河の割合は$z=0-2.5$で増加しますが、高質量対の割合は$z=0$でピークに達し、$z>1$では一定かわずかに減少します。$z=0$では、低質量主対(質量比1:4)の割合は高質量対より4$\times$低く、これは宇宙論的合体率の発見と一致しています。私たちの結果は、銀河のペアが適切に選択されていれば、ペアの割合が合体率の傾向を忠実に再現できることを示しています。具体的には、すべての銀河ペアに等しく適用される静的なペア分離限界は、低質量ペアと高質量ペアの割合の進化を回復しません。代わりに、ホストハローのビリアル半径によってスケールされる分離限界など、系の質量と赤方偏移によって変化する分離限界を提唱します($r_{\mathrm{sep}}<1R_{\rmvir}$)）。最後に、局所群銀河のペア(つまり、MW-M31、MW-LMC、LMC--SMC)の孤立した質量類似体を宇宙論的な文脈に配置し、LMC-SMC質量ペアの孤立した類似体が存在することを示します。低分離($<50$kpc)MW--LMC-質量ペアは、$z\gtrsim2-3$で$2-3\倍$多く発生します。
高品質の多波長観測によって明らかになった 30 Dor B に関する新たな洞察
| Title |
New_Insights_on_30_Dor_B_Revealed_by_High-Quality_Multi-wavelength_Observations |
| Authors |
Wei-An_Chen,_Chuan-Jui_Li,_You-Hua_Chu,_Shutaro_Ueda,_Kuo-Song_Wang,_Sheng-Yuan_Liu_and_Bo-An_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13313 |
超新星残骸(SNR)30DorBは、OB関連LH99によってイオン化された\ion{H}{2}領域と関連付けられています。複雑な星間環境により、このSNRの物理構造を研究することが困難になっています。ハッブル宇宙望遠鏡のH$\alpha$画像を使用してSNRショックを特定し、深部チャンドラX線観測を使用して微弱な拡散放射を検出しました。我々は、30DorBには、異なる星間環境や進化段階におけるSNRの特徴である、X線表面の明るさと星雲の運動学が大きく異なる3つのゾーンがあることがわかりました。30DorBのASKAP888MHzマップは、かすかなハローを除くすべてのX線放射特徴に対応するものを示しています。ASKAP888MHzと1420MHzの観測はスペクトル指数マップの作成に使用されますが、その解釈は背景の熱放射とパルサーPSRJ0537$-$6910の平坦なスペクトル指数によって複雑になります。30DorB付近の恒星の集団は、過去8～10万年の間に継続的に星が形成されたことを示しています。LH99で観測された非常に重い星は、30DorBのパルサーの祖先と同世代であることはできません。パルサーのスピンダウンのタイムスケールである5000年をSNRの年齢として採用すると、X線殻は$\sim$4000km\,s$^{-1}$で膨張し、衝撃後の温度は次のようになります。X線スペクトルで示される値よりも1～2桁大きい。したがって、30DorBの明るい中央領域とX線殻には2つの別個のSNイベントが必要であり、かすかな拡散X線ハローはおそらく他の古いSNイベントである可能性があります。
NGC 3324 の泡壁に関する新たな洞察: JWST が明らかにした絡み合った部分構造と双極形態
| Title |
New_insights_in_the_bubble_wall_of_NGC_3324:_intertwined_sub-structures_and_a_bipolar_morphology_uncovered_by_JWST |
| Authors |
L._K._Dewangan,_A._K._Maity,_Y._D._Mayya,_N._K._Bhadari,_Suman_Bhattacharyya,_Saurabh_Sharma,_Gourav_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13351 |
我々は、NGC3324の物理スケール4500AU未満で、NGC3324の気泡壁に向かって絡み合った/絡み合った部分構造を発見したことを報告します。これは、HII領域と分子雲の間の界面で追跡される鋭いエッジ/イオン化フロント/細長い構造です。Spitzer3.6-8.0$\mu$m画像(解像度$\sim$2$''$)では、鋭いエッジが波打って見えます。星形成の痕跡は主に、分子雲の境界にある電離フロントの片側で追跡されています。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の近赤外および中赤外画像(解像度$\sim$0.07$''$-0.7$''$)は、励起O型に面した曲率を持つ鋭いエッジを解決するために使用されます。出演者。細長い構造は、3.3$\mu$mの多環芳香族炭化水素(PAH)の放出、4.05$\mu$mのイオン化放出、および4.693$\mu$mH$_{2}$の放出に関連しています。ただし、PAH放出構造は他の2つの間に示されています。H$_{2}$放出では、3.3$\μ$mPAH放出では顕著に追跡されていない多数の絡み合った部分構造が明らかになります。H$_{2}$放出における2つの部分構造間の距離は、$\sim$1.1$''$または2420AUです。絡み合った部分構造は中性からH$_{2}$への遷移領域に関連する空間領域で追跡され、これらの構造の起源が「薄殻」不安定性であることを示唆している。さらに、Spitzer3.6-8.0$\mu$m画像で追跡された円弧状の特徴は、T$_\mathrm{d}$$\sim$25-の双極性HII領域(範囲$\sim$0.35pc)として調査されます。28~KJWSTイメージを使用します。大質量星候補VPHAS-OB1#03518は双極性HII領域を担当しているようです。
天の川銀河とM31銀河のモデル星団のカタログ
球状星団(GC)の形成と進化の詳細な理解は、数値シミュレーションと解析モデルの組み合わせを通じて最近進んでいます。私たちは、このような最先端のモデルの1つを使用して、天の川銀河(MW)とアンドロメダ銀河(M31)のシミュレートされた星団の包括的なカタログを作成します。私たちのカタログは、GCの化学的および運動学的特性をそのホスト銀河の集合履歴に結び付けることを目的としています。このモデルを、ビリアル質量、円速度プロファイル、およびMWとM31の集合イベントを定義するものに厳密に一致する、シミュレートされた銀河の選択されたサンプルに適用します。結果として得られるカタログは、クラスターの総質量、質量関数、金属量分布、半径方向プロファイル、速度分散など、観測されたGCシステムの主要な特性を首尾よく再現します。おそらくM31の最近の大規模な合併のため、M31のクラスターはMWと比較して、より幅広い年齢と金属質にまたがっていることがわかりました。このような合体はまた、その場GC集団をより高い軌道エネルギーまで加熱し、大きな半径で多数のその場外クラスターを導入した。銀河の合体と降着がGC集団に及ぼす影響を理解することは、銀河集合の歴史を明らかにするために重要です。
活動銀河核内での降着率が高い超大質量ブラックホール。 XIII. Mrk 142におけるH$\beta$放出の紫外線タイムラグ
| Title |
Supermassive_Black_Holes_with_High_Accretion_Rates_in_Active_Galactic_Nuclei._XIII._Ultraviolet_Time_Lag_of_H$\beta$_Emission_in_Mrk_142 |
| Authors |
V._C._Khatu_(1),_S._C._Gallagher_(1),_K._Horne_(2),_E._M._Cackett_(3),_C._Hu_(4),_S._Pasquini_(5),_P._Hall_(6),_J.-M._Wang_(4),_W.-H._Bian_(7),_Y.-R._Li_(4),_J.-M._Bai_(8),_Y.-J._Chen_(4),_P._Du_(4),_M._Goad_(9),_B.-W._Jiang_(4),_S.-S._Li_(8),_Y.-Y._Songsheng_(4),_C._Wang_(7),_M._Xiao_(4),_and_Z._Yu_(4)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_and_Institute_of_Earth_and_Space_Exploration,_The_University_of_Western_Ontario,_(2)_University_of_St_Andrews,_(3)_Wayne_State_University,_(4)_Institute_of_High_Energy_Physics,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Western_Ontario,_(6)_York_University,_(7)_Nanjing_Normal_University,_(8)_Yunnan_Observatories,_(9)_University_of_Leicester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13418 |
私たちは、高度に降着している($L/L_{\mathrm{Edd}}=0.74-3.4$)活動銀河核、マルカリアン142(Mrk142)のブロードライン領域(BLR)の厳密な残響マッピング解析を実行しました。内部降着円盤とBLRの同時観測を初めて利用して、紫外(UV)連続体変動に対する$H\beta$$\mathrm{\lambda}$4861放射のタイムラグを決定した。2019年の広範なMrk142多波長監視キャンペーンの一環として、UVW2バンドのニール・ゲーレルス・スウィフト天文台と、Gバンドのラス・カンブレス天文台、ダン・ゾワダ記念天文台、およびリバプール望遠鏡で撮影された連続データを使用しました。我々は、ジェミニ北望遠鏡と麗江2.4メートル望遠鏡からの光学系の$H\beta$ブロード輝線をカバーする新しい分光観測を、連続体データと同時に合計102エポック(8か月以上)にわたって取得した。私たちの主な結果は、Pythonベースのランニング最適平均アルゴリズムを使用した光曲線解析から得られた、Mrk142でのUVから$H\beta$までのタイムラグが$8.68_{-0.72}^{+0.75}$日であることを示しています。我々は、連続体ドライバーの性質を理解するために、Mrk142の新しい測定値をNGC5548の光学およびUV半径と光度の関係に配置しました。スケーリング関係上のMrk142の位置は、UVが光学式よりも「真の」駆動連続体に近いことを示唆しています。さらに、UVを主な駆動連続体として仮定すると、$\log(M_{\bullet}/M_{\odot})=6.32\pm0.29$が得られます。
Gaia HR ダイアグラムの分析 II.太陽円筒全体にわたる星形成の歴史の垂直構造
| Title |
Dissecting_the_Gaia_HR_diagram_II._The_vertical_structure_of_the_star_formation_history_across_the_Solar_Cylinder |
| Authors |
Alessandro_Mazzi,_L\'eo_Girardi,_Michele_Trabucchi,_Julianne_J._Dalcanton,_Rodrigo_Luger,_Paola_Marigo,_Andrea_Miglio,_Guglielmo_Costa,_Yang_Chen,_Giada_Pastorelli,_Morgan_Fouesneau,_Simone_Zaggia,_Alessandro_Bressan,_Piero_Dal_Tio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13453 |
ガイアDR3HRダイアグラムから開始して、太陽を中心とする半径200パーセント、銀河の中央面の上下1.3キロパーセントにわたる円筒内での銀河面からの距離の関数として星形成履歴(SFH)を導き出します。。私たちは、銀河面における最近の星形成の集中と、銀河円盤の恒星構成要素のスケール高さの年齢に関連した増加の両方を定量化します。これは、$1/2$の範囲の指数をもつべき乗則によってよく説明されます。2/3ドルまで。垂直統合された星形成率は$(1.147\pm0.039)\times10^{-8}\,\text{M}_{\odot}\text{yr}^{-1}\text{pc}から低下します。^{-2}$は以前は$(6.2\pm3.0)\times10^{-9}\,\text{M}_{\odot}\text{yr}^{-1}\text{現時点では、pc}^{-2}$ですが、2から3回転の年齢のビンに星形成の顕著なピークが見つかります。時間の経過とともに単位面積あたりに形成される星の総質量は$118.7\pm6.2\,\text{M}_{\odot}\text{pc}^{-2}$であり、これは地球から求められる現在の星の質量のほぼ2倍です。銀河面から1~kpc以内の運動学は、連続世代の星において高度な物質のリサイクルが行われていることを示唆しています。次に、この方法は、さまざまなスライスにわたるSFH間の年齢依存の相関を採用することによって修正され、その結果、前述の量を大幅に変更することなく、ノイズが少なく、より対称的な結果が得られます。これは、外部銀河におけるSFHの回復を改善する有望な方法であると思われます。
JWST MIRI と NIRCam が NGC 6822 のこれまで見たことのない赤外線恒星集団を明らかに
| Title |
JWST_MIRI_and_NIRCam_Unveil_Previously_Unseen_Infrared_Stellar_Populations_in_NGC_6822 |
| Authors |
Conor_Nally,_Olivia_C._Jones,_Laura_Lenki\'c,_Nolan_Habel,_Alec_S._Hirschauer,_Margaret_Meixner,_P._J._Kavanagh,_Martha_L._Boyer,_Annette_M._N._Ferguson,_B._A._Sargent,_Omnarayani_Nayak_and_Tea_Temim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13521 |
NGC6822は、近くにある(\sim490kpc)非相互作用の低金属量(0.2Z_\odot)の矮小銀河で、高度に埋め込まれた活発な星形成の場所を含む、いくつかの顕著なHii領域をホストしています。この研究では、JWSTに搭載されたNIRCamとMIRI機器を使用して実施されたNGC6822の画像調査を紹介します。近赤外(IR)測光と中間赤外(IR)測光を組み合わせたデータ削減、光源抽出、および恒星集団の特定について説明します。私たちのNIRCam観測は、赤色巨星の枝(TRGB)の先端の直下まで感度が高かった、この銀河の以前のJHKの調査よりもさらに深い7等級に達しました。したがって、これらのJWST観測は、近赤外で初めて赤色塊状恒星集団を明らかにし、さらにその深さが3等級近くまで広がっていることを明らかにしました。中赤外では、MIRIF770WおよびF1000Wフィルターを使用してTRGBよりおよそ2等級下を観測します。これらの感度の向上により、\sim6.0x4.3arcmin2の領域にわたる\sim900,000個の点源のカタログが作成されます。我々は、いくつかのNIRCamとMIRIの色等級図を提示し、将来のJWST観測計画に役立つさまざまな恒星集団の有用な分離を提供する色の組み合わせについて議論します。最後に、炭素と酸素が豊富な漸近巨大分枝星の集団を発見しました。これは、低金属量の初期宇宙類似銀河における塵の生成についての理解を深めるのに役立ちます。
粒子軌道からの冷たい暗黒物質ハローのマルチストリーム放射状構造: スプラッシュバック半径の深部
| Title |
Multi-stream_radial_structure_of_cold_dark_matter_haloes_from_particle_trajectories:_deep_inside_splashback_radius |
| Authors |
Yohsuke_Enomoto,_Takahiro_Nishimichi,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13560 |
宇宙論的な$N$体シミュレーションでハロー上に降着する暗黒物質(DM)粒子の軌道を追跡することにより、冷たい暗黒物質(CDM)ハローの半径方向の位相空間分布を調査し、その内部深部の内部領域に特別な注意を払います。スプラッシュバック半径と呼ばれるハロー境界。粒子はここで複数の流れを経験します。杉浦らの以前の研究を拡張・改良し、ハロー内のDM粒子をアポセンター通過回数$p$で分類し、広い質量範囲にわたってハローごとに$p=40$までカウントすることに成功した。特に、同じ$p$値を持つ粒子の半径方向密度プロファイルを定量化すると、それが一般に2乗則の特徴を示し、その内側と外側の傾斜の指数が$-1$と$-でよく記述されることがわかります。それぞれ8ドル。それらの2乗則プロファイルの特徴的な密度とスケールは、弱いハロー質量依存性を持つ$p$の単純なフィッティング関数として与えられます。興味深いことに、$p=40$を超えてこれらの2乗則関数を合計すると、シミュレーションされたハローの総密度プロファイルとよく一致する収束した結果が得られます。二重べき乗則の性質は、大量に選択されたハローだけでなく、異なる基準で選択されたハローでも永続的かつ一般的であることが示されています。我々の結果は、DMの定常的かつ球状の降着を記述する自己相似解のクラスと比較され、ゼロ以外の角運動量を導入しても放射状の多重流構造を再現できないことがわかりました。より高次の赤方偏移まで遡る粒子軌道を用いた解析は、2べき乗則の性質が降着初期の段階で確立され、安定したままであることを示唆しています。
孤立した円盤銀河のシミュレーションを使用した星形成のサブグリッド モデルのテスト
| Title |
Tests_of_subgrid_models_for_star_formation_using_simulations_of_isolated_disk_galaxies |
| Authors |
Folkert_S._J._Nobels,_Joop_Schaye,_Matthieu_Schaller,_Sylvia_Ploeckinger,_Evgenii_Chaikin_and_Alexander_J._Richings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13750 |
私たちは、冷たい星間ガスを含む孤立した天の川質量円盤銀河の平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、星形成(SF)のサブグリッド処方をテストします。私たちの基準モデルはシュミットの法則と重力不安定性基準を組み合わせていますが、密度閾値と温度上限もテストします。SF履歴はSFの処方の影響を受けませんが、SF速度とガス表面密度の間のKennicutt-Schmidt(KS)関係によりモデル間を区別できます。自由落下時間当たりのSF効率が1%である基準モデルが、中性ガス、原子ガス、分子ガスについて空間分解され方位平均された観察されたKS関係と一致することを示します。密度のしきい値は十分に機能しません。冷たい分子ガスを選択した温度上限は、太陽の金属性をもつ銀河のデータと一致させることができますが、金属性が非常に低いガスには適しておらず、したがって宇宙論的シミュレーションには適していません。私たちは、SF基準は固定された物理スケールではなく分解能限界で適用されるべきであると主張します。これは、星形成としてラベル付けされたガスの特性ではなく、観測物質の数値収束を目指すべきであることを意味します。私たちの基準モデルは、低表面密度での空間分解分子KS関係を除いて、質量分解能がほぼ4桁変化する場合に良好な収束をもたらします。重力不安定性の基準については、重力軟化、SF効率、超新星フィードバックの強さ、さらにはイオン化ガスの含有、平均化スケール、金属性などの観察可能なパラメータのKS関係への影響を定量化します。。
BayeSED-GALAXIES I. CSST
広視野マルチバンド画像調査における銀河の測光赤方偏移と星個体群パラメータ推定の同時実行のパフォーマンス テスト
| Title |
BayeSED-GALAXIES_I._Performance_test_for_simultaneous_photometric_redshift_and_stellar_population_parameter_estimation_of_galaxies_in_the_CSST_wide-field_multiband_imaging_survey |
| Authors |
Yunkun_Han,_Lulu_Fan,_XianZhong_Zheng,_Jin-Ming_Bai,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13789 |
今後のCSST広視野マルチバンド画像調査では、数十億個の銀河の7バンド測光スペクトルエネルギー分布(SED)が生成されます。これらのSEDの膨大なデータセットから天文情報を効果的に抽出するには、SEDの合成(またはモデリング)と分析(またはフィッティング)の両方の技術が必要です。この調査では、銀河の測光赤方偏移と恒星個体群パラメータを同時に決定するために、複雑さを増すSEDモデルと組み合わせた最新バージョンのBayeSEDコードのパフォーマンスを評価します。SEDモデリングエラーのない経験統計ベースの模擬銀河サンプルを使用することで、測光におけるランダムな観測誤差が、パラメーターの縮退やベイジアン解析手法およびツールよりも重要な誤差の原因であることが判明したことを示します。Horizon-AGNの流体力学シミュレーションに基づく模擬銀河サンプルを、星形成履歴(SFH)と塵の減衰則(DAL)に関するSEDモデリング誤差とともに使用することにより、単純な典型的な仮定により、CSST測光のみでのパラメーター推定が大幅に悪化します。SFH/DALのより柔軟な(または複雑な)形式を使用したSEDモデルは、必ずしも赤方偏移と恒星個体群パラメーターのより適切な推定につながるわけではありません。さまざまな調査におけるベイジアンモデルの比較による、最適なSEDモデルの選択について説明します。私たちの結果は、さまざまな調査からの測光を使用する場合、ベイジアンモデルとベイジアンの証拠を比較すると、さまざまな複雑さを持つSEDモデルが有利になる可能性があることを明らかにしています。一方、最大のベイジアン証拠を持つSEDモデルは、パラメーター推定のパフォーマンスが最高になる傾向があり、識別力が大きい測光ではより明確になります。
アルマ望遠鏡は、クラス I 源 CrA-IRS 2 の周囲にある 7,000 天文単位の原始星ガスリングの様子を、磁束移流の可能性のある兆候として捉えた
| Title |
An_ALMA_resoved_view_of_7,000_au_Protostellar_Gas_Ring_around_the_Class_I_source_CrA-IRS_2_as_a_possible_sign_of_magnetic_flux_advection |
| Authors |
Kazuki_Tokuda,_Naofumi_Fukaya,_Kengo_Tachihara,_Mitsuki_Omura,_Naoto_Harada,_Shingo_Nozaki,_Ayumu_Shoshi,_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13821 |
磁束のかなりの部分を高密度の雲のコアから伝達することは、星の形成プロセスにおいて不可欠です。磁束損失によって生じるリング状の構造は理論的には予測されていますが、観察による特定は示されていません。我々は、コロナ・オーストラリスの星形成領域にあるクラスI原始星IRS2のアルマ望遠鏡観測を実施し、C$^{18}$O($J$=2-1)線発光における特徴的なガスリングを解明した。このガスリングの中心は原始星から$\sim$5,000天文単位の距離にあり、直径は$\sim$7,000天文単位です。ガスの動径速度は原始星の速度より$\lesssim1$kms$^{-1}$青方偏移しており、速度場(モーメント1)マップと位置-速度図から判断される拡張特徴の可能性があります。これらの特徴は、観測的には新しいか、あるいは発見されたものの、分子の流出や降着ストリーマーなどのよく研究された原始星の現象では説明することが難しいため、深く議論されていません。もっともらしい解釈は、星形成中のクラス0/I相で磁束の除去機構として理論的に予想される、磁束の移流によって磁気壁が形成されるというものです。他の若い星の発生源で報告されている同様の構造も、同じメカニズムによって形成された候補である可能性があり、星形成の初期段階における磁束輸送の問題を観測の観点から再考するよう促しています。
G083.097$+$03.270 分子複合体におけるフィラメントの結合とハブ形成
| Title |
Merging_Filaments_and_Hub_Formation_in_the_G083.097$+$03.270_Molecular_Complex |
| Authors |
Alik_Panja,_Lokesh_K._Dewangan,_Tapas_Baug,_Wen_Ping_Chen,_Yan_Sun,_Tirthendu_Sinha,_and_Soumen_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13912 |
私たちは、G083.097$+$03.270における大質量星形成に関連するハブフィラメント系を発見しました。$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O線の同時観測で診断されたところ、この領域には別々の速度成分を持つ2本の異なる細長いフィラメントが存在し、空間的に相互作用していることが判明しました。運動学的には、それが交差点での密集したハブの形成の種となったようです。フィラメント間の速度を接続する明確なブリッジ特徴に加えて、ハブでの大きな速度の広がりは、フィラメントの結合を示しています。フィラメント軸に沿った速度勾配は、ハブの内側に向かって速度分散が増大している全体的なガスの動きを示しており、乱流を示しています。まとめると、クラスI源のクラスター化、高い励起温度、高い柱密度、および中心ハブでの大規模な流出の存在は、星形成の強化を示唆しています。私たちは、大規模なフィラメントの合体とフィラメントに沿った速度勾配が、ハブでの質量蓄積プロセスの推進要因であり、それが逐次的に大質量星形成をもたらしたと提案します。進行中の星形成に合わせて2つの巨大なフィラメントが融合し、その中のハブと一致するこの場所は、「フィラメントからクラスターへ」の星形成パラダイムのベンチマークとして機能します。
ZFOURGE 調査の広帯域および中帯域測光による $z \sim 2.3$ における H$\alpha$ エミッタの複数の輝線
| Title |
Multiple_emission_lines_of_H$\alpha$_emitters_at_$z_\sim_2.3$_from_the_broad_and_medium-band_photometry_in_the_ZFOURGE_Survey |
| Authors |
Nuo_Chen,_Kentaro_Motohara,_Lee_R._Spitler,_Kimihiko_Nakajima,_Rieko_Momose,_Tadayuki_Kodama,_Masahiro_Konishi,_Hidenori_Takahashi,_Kosuke_Kushibiki,_Yasunori_Terao,_Yukihiro_Kono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14020 |
ZFOURGE調査における$z\sim2.3$における$\sim$1300H$\alpha$エミッター(HAE)の複数の輝線の研究を紹介します。従来の分光法とは対照的に、私たちのサンプルは、最適な恒星連続体に対するZFOURGE-$K_s$広帯域データの過剰磁束に基づいて選択されます。同じ方法を使用して、これらの個々のHAEの強力な診断用輝線も抽出します:[OIII]$\lambda\lambda4959,5007$、[OII]$\lambda\lambda3726,3729$。私たちの測定値は、分光調査から得られたものと良好な一致を示しています。私たちは、これらの輝線の等価幅(EW)と、星の質量、星の年齢、星形成速度(SFR)、特定のSFR(sSFR)、電離状態(O32)などのさまざまな銀河の特性との関係を調査します。$z\sim2.3$のHAEとSDSSで観測された典型的な局所星形成銀河との間に矛盾があることを特定しました。これは、より低い気相金属量($Z$)とより高いイオン化パラメーター($U$)の進化を示唆しています。)赤方偏移あり。特に、非常に高い$EW_{\mathrm{[OIII]}}$を示すかなりの数の低質量HAEが観察されました。それらの銀河の特性は、$z\simeq2-3$の極端なO3エミッター(O3E)やLy$\alpha$エミッター(LAE)などの極端な天体の特性に匹敵します。これらの特性が潜在的な強力なライマン連続体(LyC)漏洩を示している可能性があることを考慮すると、低質量HAEのより高い赤方偏移類似体が宇宙の再電離に大きく寄与している可能性があります。銀河の進化と宇宙の再電離をより明確に理解するには、この特定の集団に関するさらなる調査が必要です。
銀河 HI と H2 の 3D 密度のベイズ推論
私たちは銀河系の円盤内にあるため、その3D構造に直接アクセスすることはできません。ただし、空間分布を知ることは可能です。原子および分子状の水素ガスの量は、宇宙線データと拡散放射の解釈とモデル化にとって非常に重要です。新しいベイジアン推論技術を使用して、銀河速度場(の一部)とともに銀河内の原子および分子の水素の3D密度を再構築します。無限の数の自由度を正規化し、データが欠落または不十分な領域の情報を取得するために、ガス田の相関構造を事前分布に組み込みます。これらの再構成の基礎となっているのは、21cm輝線に関するHI4PI調査のデータセットと、DameらによるCO調査の編集です。(2001)($1\rightarrow0$)回転遷移と可変ガス流モデルについて。我々は、予備的に推定された平均表面質量密度と、銀河速度場の事前の仮定に対する修正を提示する。将来的には、光学的厚さに関する仮定を緩和し、銀河速度場またはガス密度のいずれかをさらに制約するための追加データを含める予定です。
核リングはリンドブラッド共鳴の周りのギャップの内側の端です
| Title |
Nuclear_rings_are_the_inner_edge_of_a_gap_around_the_Lindblad_Resonance |
| Authors |
Mattia_C._Sormani,_Emanuele_Sobacchi_and_Jason_L._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14093 |
ガス状核環は、棒状銀河の中心によく見られる大規模なコヒーレント構造です。私たちは、それらは内部リンドブラッド共鳴(ILR)の周囲に形成される広範囲のギャップの内側端にガスが蓄積したものであると提案します。ギャップは最初に開きます。これは、バーポテンシャルがILR付近で強い後続波を励起し、ガスディスクから角運動量を奪い、ガスを内側に輸送するためです。棒電位がギャップの内側エッジで後続波を継続的に励起し、角運動量がさらに除去され、ILRから数波長の距離で停止するまでエッジがさらに内側に移動するため、ギャップは広がります。ギャップの内縁に溜まったガスは核輪を形成します。ギャップエッジが移動する速度とILRからの最終距離は音速に大きく依存し、シミュレーションにおける核輪半径の音速への不可解な依存性を説明しています。
巨大な星形成塊からの速度分解型 High-J CO 放出
| Title |
Velocity-resolved_high-J_CO_emission_from_massive_star-forming_clumps |
| Authors |
Hoang_Thanh_Dat,_Agata_Karska,_Min_Young_Lee,_Friedrich_Wyrowski,_Le_Ngoc_Tram,_Aiyuan_Y._Yang,_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14095 |
(要約)コンテキスト。大規模な星の形成はエネルギー的なプロセスと関連しており、その結果、遠赤外線(IR)線を介して大幅なガス冷却が発生します。速度分解観察はガスの運動学を制限することができ、ガス加熱の原因となる物理的メカニズムを特定することができます。目的。私たちの目的は、大質量星形成領域に向かう遠赤外線CO線の放出を定量化し、流出に伴う高速ガス成分を特定し、観測された線の励起に必要な物理的条件を推定することです。方法。さまざまな光度および進化段階の13個の高質量星形成塊の速度分解SOFIA/GREATスペクトルを、CO11-10および16-15線を使用して研究しました。結果。すべてのターゲットは遠赤外で強いhigh-JCO放出を示し、流出に関連するブロードラインウィングを特徴とし、それによって速度分解されたhigh-JCOスペクトルを持つ発生源のサンプルが大幅に増加します。ラインの翼における発光の寄与は、エンベロープの質量や進化段階とは相関しません。ラインウィングのガス回転温度は120～220Kの狭い範囲をカバーします。非LTE放射伝達モデルは、ガス密度が1e5～1e7cm-3、N(CO)が1e17～1e18cm-2であることを示しており、深く埋め込まれた低質量および高質量原始星の物理的条件と同様です。速度積分されたCO線フラックスは、低質量原始星に関するデータを含む7桁以上のボロメトリー光度と相関しており、同様のプロセスが物理的スケールのかなりの範囲にわたる高JCO励起の原因であることを示唆しています。結論。速度分解ラインプロファイルにより、広範囲の進化段階にわたる巨大な星形成塊に向かう流出の検出が可能になります。明確な進化傾向が欠如していることは、星形成塊の生涯を通じて質量の降着と放出が起こることを示唆している。
GRB X線ハローと3D塵消滅を使用した塵雲までの距離測定の比較
| Title |
Comparison_of_distance_measurements_to_dust_clouds_using_GRB_X-ray_halos_and_3D_dust_extinction |
| Authors |
Barbara_\v{S}iljeg,_\v{Z}eljka_Bo\v{s}njak,_Vibor_Jeli\'c,_Andrea_Tiengo,_Fabio_Pintore_and_Andrea_Bracco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14147 |
ガンマ線バースト(GRB)などのエネルギー源からのX線光子は、天の川銀河の塵雲に散乱し、GRBの位置の周囲に時間とともに変化するハローを形成することがあります。このようなハローのX線観測により、散乱が発生する銀河内の塵雲の距離を測定することができます。我々は、GRBハローから導出された散乱領域までの距離と、最近公開された光学-近赤外減光マップから導出された3Dダスト分布との初めての体系的な比較を提示します。GRBハローは、SwiftXRTおよびXMM-NewtonEPIC機器によって、GRB031203、GRB050713A、GRB050724、GRB061019、GRB070129、GRB160623A、GRB221009Aの7つの光源の周囲で観察されました。我々は、さまざまな調査からの測光データを活用し、減光の3Dマッピングに多様なアルゴリズムを適用する4つの3D減光マップを使用し、X線ハローから導出された距離と3D減光密度分布の極大値を比較しました。我々は、すべてのGRBにおいて、X線リングから測定された塵の距離と一致する3D塵消滅マップで少なくとも1つの極大値を見つけることができることを発見しました。複数のX線リングを持つGRBの場合、塵の距離の測定値は、GRB160623Aの吸光マップの少なくとも3つの最大値と一致し、GRB221009Aの5つの最大値と一致します。これらの独立した距離測定値の一致は、塵消滅マップの作成に使用される方法がGRBからのX線ハロー観測によって最適化される可能性があることを示しています。
iMaNGA: IllustrisTNG および MaStar SSP に基づいた模擬 MaNGA 銀河。 -- Ⅲ． MaNGA
および TNG50 の優れた金属性ドライバー
| Title |
iMaNGA:_mock_MaNGA_galaxies_based_on_IllustrisTNG_and_MaStar_SSPs._--_III._Stellar_metallicity_drivers_in_MaNGA_and_TNG50 |
| Authors |
Lorenza_Nanni,_Justus_Neumann,_Daniel_Thomas,_Claudia_Maraston,_James_Trayford,_Christopher_C._Lovell,_David_R._Law,_Renbin_Yan,_Yanping_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14257 |
iMaNGAプロジェクトは、フォワードモデリングアプローチを使用して、宇宙論的シミュレーションの予測とSDSS-IV/MaNGAからの観測を比較します。私たちは、銀河の形態、恒星の質量、恒星の表面質量密度($\Sigma_*$)、および環境に対する年齢と金属量の放射状勾配の依存性を調査します。私たちの分析の鍵は、MaNGAデータの解釈に影響を与える観察バイアスが理論的なiMaNGAサンプルでエミュレートされていることです。このシミュレーションは、銀河の質量と年齢/金属量との間に正の相関がある、観測された全球の恒星集団のスケーリング関係を非常によく再現しており、観測結果と一致して後期型のより若い恒星集団も生成しています。ただし、物理学やシミュレーションのさらなる開発に役立つ可能性がある興味深い矛盾が見つかりました。渦巻銀河と低質量楕円銀河の年齢は約2～4ギル過大評価されています。放射状の金属量の勾配は、MaNGAよりもiMaNGAの方が急勾配であり、この矛盾は渦巻銀河とレンズ状銀河で最も顕著です。また、観察された銀河質量の増加に伴う金属量勾配の急峻化は、シミュレーションとよく一致しません。表面質量密度$\Sigma_*$の理論的な動径プロファイルは、最も重い銀河を除いて、観測よりも急勾配であることがわかりました。MaNGAとiMaNGAの両方で[Z/H]は$\Sigma_*$と相関しますが、シミュレーションでは、どの$\Sigma_*$でも[Z/H]がほぼ2倍低くなると体系的に予測されます。最も興味深いのは、恒星質量$\logM_*\leq10.80M_\odot$の銀河の場合、MaNGAデータは固定$\Sigma_*$での銀河半径と[Z/H]の間に正の相関があることを明らかにしていますが、これはiMaNGAでは回復されていません。。最後に、理論上のiMaNGAデータと観測されたMaNGAデータの両方において、環境密度への依存性は無視できます。
ブレーザーの偏光ベクトルの日内変動：光学ジェット構造の鍵?
| Title |
Intraday_variations_of_polarization_vector_in_blazars:_a_key_to_the_optical_jet_structure? |
| Authors |
Elena_Shablovinskaya,_Eugene_Malygin,_Dmitry_Oparin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14299 |
本報告書は、SAORASの6m望遠鏡と1m望遠鏡を用いて行われた光学偏波観測の結果を報告します。ブレーザーS50716+714放射の研究では、長期スケールでは一定である$\sim$1.5時間のスケールで明るさと偏光ベクトルの変動の周期が存在することが示されました。フレア前、フレア中、フレア後のBLLac偏光をマルチカラーでモニタリングすると、波長に応じた偏光ベクトル変動パターンの違いが実証されます。いくつかの幾何学的モデルと物理的記述について説明します。
ウェーブレットスペクトルのタイミング：超高速流出の下に隠れた動的ブラックホールコロナからのX線残響
ウェーブレット変換に基づくスペクトルタイミング解析は、AGN、恒星質量ブラックホール、中性子星などの降着系からのX線放出の変動性を研究する新しい手段を提供し、X線残響の時間変動を追跡するために使用できます。内側の降着円盤から。AGNIRAS13224-3809とMCG-6-30-15ではこれまで欠落していた鉄K残響時間遅れが検出され、本質的に一時的なものであることが判明しました。鉄Kバンドの変動が超高速アウトフロー(UFO)によって支配される期間には、残響が隠蔽されることがあります。コロナと内部降着円盤の間の残響遅れの時間発展を追跡すると、AGNIZwで明るいX線フレアが発生している間にコロナが降着円盤から遠ざかる方向に加速されるにつれて、コロナのスケール高さが短時間スケールで増加することが観察される可能性があります。1.X線光度の連続的かつ確率的変化に対応する残響遅れの変化を測定することにより、降着ブラックホールの周囲の円盤とコロナの関係に新たな光が当てられる。X線計数率とコロナのスケール高さの間にはヒステリシスが見られ、輝度の上昇と残響遅れの増加には10～40ksのタイムラグが見られます。この相関と遅れは、内部降着円盤を通る粘性伝播と一致しており、質量降着率の変動が内部円盤に到達し、降着円盤の構造を調節できるようになる前に、まずコロナによって補完される種子光子の束の増加につながります。コロナ。
現実的なデータに基づく現在のパルサー タイミング アレイ検出分析の強み、限界、バイアスをテストする
| Title |
Testing_strengths,_limitations_and_biases_of_current_Pulsar_Timing_Arrays_detection_analyses_on_realistic_data |
| Authors |
Serena_Valtolina,_Golam_Shaifullah,_Anuradha_Samajdar,_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13117 |
パルサータイミングアレイ(PTA)データセット内の重力波(GW)の最先端の検索では、べき乗則で記述される等方性、ガウス、定常プロセスとして信号がモデル化されます。実際には、これらの特性はいずれも、PTAバンドの主信号であると予想される超大質量ブラックホール連星(SMBHB)の宇宙集団によって生成されるGWのインコヒーレントな重ね合わせには当てはまらないと予想されます。私たちは、単純なべき乗則モデルを使用して、現在の検索アルゴリズムのパフォーマンスを体系的に調査し、現実的なデータセット内のGW信号を特徴付けます。ベースラインデータセットとして、欧州PTA(EPTA)の第2データリリース(DR2)を模倣したタイミング残差の合成実現を使用します。したがって、不均一なタイムスタンプ、無彩色および有彩色のレッドノイズ、および複数周波数の観測値をデータセットに含めます。次に、理想的な等方性ガウス単一べき乗則確率過程と現実的なSMBHB集団からタイミング残差を注入し、復元された信号の系統的な調査を実行します。現在の検索モデルはGW信号の回復に効率的ですが、信号とテンプレートの不一致によりいくつかのバイアスが特定される可能性があることがわかりました。これを確率-確率(P-P)プロットによって特定し、コルモゴロフ-スミルノフ(KS)統計を使用して定量化します。我々は、EPTADR2で観察されたシグナルに照らして我々の発見を議論し、SMBHB起源との一貫性を裏付けます。
| Title |
A_novel_approach_to_identify_blazar_emission_states_using_clustering_algorithms |
| Authors |
L._Heckmann,_D._Paneque_and_A._Reimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13120 |
数十年にわたる多波長（MWL）観測を経ても、ブレーザーは依然として謎に満ちた天体である。さまざまな期間に観察されるその極端な変動性と放出特性の多様性により、放出の背後にある基本的なプロセスを理解することが困難になります。したがって、ブレーザー間の異なる発光状態を確実に特定し、特徴付けることは、観察された発光を引き起こす根本的なプロセスを調査するために不可欠です。この寄稿では、クラスタリングアルゴリズムを使用してブレーザーのMWLライトカーブ(LC)にわたる発光状態を決定する新しい手法を紹介します。ExtremeDeconvolutionアルゴリズムを使用して、混合ガウスモデルを典型的なブレーザーの1つであるMrk501の12年間の長期LCに適用します。この方法の2つの主な利点は、次の2つです。ベイジアンブロックアルゴリズムでは、複数の波長帯を同時に考慮し、データポイントの時間順に依存しません。これにより、データポイントが時間的に他の状態によって分離されている場合でも、同じ発光状態にデータポイントを割り当てることができます。入力として使用される適切にサンプリングされたガンマ線、X線、およびラジオLCにより、6つのクラスターを識別できます。クラスタリングは主にX線束によって引き起こされ、さまざまなレベルの静止、中間、および高束状態を示します。ただし、電波束はより複雑なパターンを示し、X線束レベルの一部を低電波束状態と高電波束状態に分けます。これは、複数の放射領域が電波からガンマ線へのフラックスに関与している可能性があることを示唆しています。
ngEHT および ngEHT+ngVL を使用した 85 GHz での M87 のリングとジェットのイメージング
| Title |
Imaging_the_ring_and_jet_in_M87_at_85_GHz_with_the_ngEHT_and_ngEHT+ngVL |
| Authors |
C.L._Carilli,_R.C._Walker,_E._Murphy,_B._Mason_(National_Radio_Astronomy_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13149 |
グローバルmm-VLBIアレイ(GMVA)は、86GHzでM87の超大質量ブラックホールの一般相対論的影である可能性のあるものを解決し、内部ジェットを$\sim1$~masの距離まで描写する能力を実証しました。我々は、リングサイズの現在の推定に基づいて構築されたモデルと縮尺バージョンを使用して、計画されたngEHTと85GHzのngEHT+ngVLAがそのような核「リング」とそれに関連するジェットを画像化する能力を調査します。43GHzでのM87ジェットの最高のVLBA画像。地球の直径によって設定された制限により解像度は向上しませんが、ngEHT単独では、スケール$\le0.1$~masでのリングのより忠実な画像と、より拡張されたジェットの良好な画像の両方が提供されるはずです。$\sim1$~masまで。ngVLAを追加すると、ダイナミックレンジ(係数3.5)が大幅に改善されるだけでなく、より大きなスケール(この場合は少なくとも5マス)で構造を画像化する機能が追加されます。ngVLA自体がカバーする空間スケールは5ドルの範囲です。どちらの配列も内側の$\sim1$~masでは良好な画像忠実度($\le0.1$)を提供しますが、ngEHTのみの画像は外側のジェットをうまく再現しないか、忠実度値が1を超える場合はまったく再現しません。結合された配列は、外側のジェットの大部分を良好な忠実度で再現します($\le0.3$)。ngVLAを追加すると、アンテナベースの位相エラーの影響も同様の要因で減少し、フリンジフィッティングとその後の位相と振幅の自己校正の能力が向上します。スケール$<100~\mu$asに関しては、つまり。リング自体にngVLAを追加しても、均一な重み付けを使用できる非常に明るい光源の場合はほとんど変化がありません。しかし、微光光源の場合、ngVLAを追加すると、感度が桁違いに向上する可能性があります(Issaounetal.2023)。
球状星団オメガ・ケンタウリのミリ秒パルサーのチャンドラ X 線研究: スパイダー パルサー伴星の質量と X 線光度の相関関係
| Title |
A_Chandra_X-ray_study_of_millisecond_pulsars_in_the_globular_cluster_Omega_Centauri:_a_correlation_between_spider_pulsar_companion_mass_and_X-ray_luminosity |
| Authors |
Jiaqi_Zhao_and_Craig_O._Heinke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13189 |
ミリ秒パルサー(MSP)は、銀河球状星団(GC)で一般的に観察される微弱なX線源です。この研究では、GCオメガケンタウリ($\omega$Cen)で新たに発見された18個のMSPを調査し、総露光時間290.9ksのチャンドラ観測を使用してX線で対応するものを探します。我々は、MSPのうち11個について信頼できるX線相当物を特定し、そのうち9個は位置、スペクトル特性、X線の色に基づいて今回の研究で新たに特定されました。9個のMSPのX線スペクトルは中性子星水素大気モデルによってよく記述され、2個のMSPはべき乗則モデルによってよく適合されます。同定されたMSPは、$1.0\times10^{30}$ergs$^{-1}$から$1.4\times10^{31}$ergs$^{-1}$の範囲のX線輝度を持っています。さらに、集団比較の目的で、GCM71のMSPEに対応するX線を研究し、そのX線スペクトルが$1.9\times10^{30}$ergの明るさの黒体様モデルによってよく記述されることを発見しました。s$^{-1}$。私たちは、クモパルサーのX線光度と最小随伴質量、および質量関数の間の経験的相関関係を調査します。明確な相関関係が観察され、$\log_{10}{L_X}=(1.0\pm0.1)\log_{10}{M_{c,min}}+(32.5\pm0.2)$の最適関数が得られます。$\log_{10}{L_X}=(0.35\pm0.04)\log_{10}{\rmMF}+(32.71\pm0.20)$、それぞれ$\log_{10の固有散乱あり$\sim$0.3の}{L_X}$、ここで、$L_X$は0.5$～$10keVのX線光度、$M_{c,min}$は最小随伴質量、MFは太陽の質量関数を表します。大衆。
次世代検出器を備えたガンマ線パルサータイミングアレイを使用した重力波背景の解析
| Title |
Analysis_of_the_Gravitational_Wave_Background_Using_Gamma-Ray_Pulsar_Timing_Arrays_with_Next-Generation_Detectors |
| Authors |
Zhen_Xie,_Zhipeng_Zhang,_Jieshuang_Wang,_and_Ruizhi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13359 |
この研究では、より大きな有効面積を備えた将来のガンマ線検出器を使用して、重力波背景(GWB)上のガンマ線パルサータイムアレイ(PTA)の可能性を調査します。宇宙搭載検出器と地上のイメージング空中チェレンコフ望遠鏡アレイ(IACT)の両方を検討します。バックグラウンドを考慮した仮想検出器の応答を使用して、パルサーから検出された光子をシミュレートし、感度を分析しました。私たちの結果は、IACTのより高い統計のおかげで、IACTを使用するPTAは、Fermi-LATデータを使用するPTAと比較してパフォーマンスを大幅に向上できることを示しました。
高エネルギー天体物理学における磁気リコネクションと関連粒子の加速
| Title |
Magnetic_Reconnection_and_Associated_Particle_Acceleration_in_High-energy_Astrophysics |
| Authors |
Fan_Guo,_Yi-Hsin_Liu,_Seiji_Zenitani,_and_Masahiro_Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13382 |
磁気リコネクションは宇宙のいたるところで発生し、高エネルギー天体物理学における高速エネルギー放出と粒子加速を説明するためにしばしば引き合いに出されます。磁気支配領域における相対論的磁気リコネクションの研究は過去20年間で急増しており、高速磁気リコネクションと非熱粒子加速の物理学が明らかになりました。ここでは、磁気流体力学や無衝突リコネクションダイナミクス、粒子エネルギー付与など、最近の進歩をレビューします。天体物理学的リコネクションに関する洞察は、他の分野における磁気リコネクションの開発に強く結びついており、さらなるコミュニケーションが強く望まれています。また、高エネルギー天体物理学における磁気リコネクションの役割をより深く理解するために、主要な物理プロセスと最前線の問題の概要と議論も提供します。
S147でPSR J0538+2813の片面電波フィラメントを発見：相対論的PWNレプトンが周囲の超新星残骸に脱出？
| Title |
Discovery_of_a_one-sided_radio_filament_of_PSR_J0538+2813_in_S147:_escape_of_relativistic_PWN_leptons_into_surrounding_supernova_remnant? |
| Authors |
Ildar_Khabibullin,_Eugene_Churazov,_Andrei_Bykov,_Nikolai_Chugai,_and_Igor_Zinchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13670 |
我々は、NVSS、CGPS、および高速ASKAP連続測量データにおいてPSRJ0538+2813付近で微弱な電波フィラメントを発見したことを報告する。このパルサーは、スパゲッティ星雲を生じさせた超新星と関連があると考えられています(Simeis147)。この構造は片側であり、パルサーの固有運動の方向とほぼ一致している(17度以内)ように見えますが、既知のパルサー無線尾部の場合とは対照的に、パルサーの前方に位置しています。同時に、この方向はパルサーの周囲に広がる非熱的X線放射の軸に対してほぼ(5度以内)垂直です。フィラメント領域からはX線や光放射は検出されませんが、無線フィラメントの終点はH$_\alpha$放射のフィラメントに隣接しているように見えます。我々は、この構造は、パルサー風星雲と、パルサー星雲から逃れる相対論的電子で満たされた周囲の星間物質を接続するフィラメント、すなわちギターやライトハウスのPWNのX線フィラメントと非熱放射のフィラメントの電波類似体を表しているのではないかと推測しています。銀河の中心。
厚い部分と薄い部分を通したパルサー シンチレーション: 船首衝撃、気泡、およびより広範な星間物質
| Title |
Pulsar_Scintillation_through_Thick_and_Thin:_Bow_Shocks,_Bubbles,_and_the_Broader_Interstellar_Medium |
| Authors |
S.K._Ocker,_J.M._Cordes,_S._Chatterjee,_D.R._Stinebring,_T._Dolch,_V._Pelgrims,_J.W._McKee,_C._Giannakopoulos,_and_D.J._Reardon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13809 |
パルサーシンチレーションの観測は、星間物質(ISM)における非常に小規模($\lesssim$au)現象の数少ない天体物理学的探査の1つです。特に、シンチレーションアークの曲率や強度分布を含むシンチレーションアークの特性評価は、超新星残骸、HII領域、船首衝撃などの局所的なISM不均一性における星間乱流や潜在的に過圧されたプラズマに関連している可能性があります。ここでは、口径500メートルの球面望遠鏡(FAST)で行われた8つのパルサーの調査を紹介し、高感度での多様なシンチレーションアーク特性を明らかにしました。これらの観察により、サンプルで以前に測定されたものよりも多くのアークが明らかになりました。観測者までのパルサーの$361$pc経路長の$\sim90\%$にわたる画面距離で、B1929$+$10に向かって少なくとも9つのアークが観測されています。4つのアークがB0355$+$54に向かって観測されており、1つのアークはパルサーまたは観測者のいずれかから$\sim10^5$au($<1$pc)に近いスクリーン距離をもたらします。いくつかのパルサーは、パルサー付近での散乱に起因すると考えられる、高度に切り取られた曲率の低い円弧を示しています。散乱スクリーンの制約は、局所ISMおよびその他のよく特徴付けられたパルサーシンチレーションアークの連続マップと合成され、状況に応じた散乱媒体の3次元ビューが生成されます。
| Title |
Constraining_the_Charge_of_a_Black_Hole_with_Electromagnetic_Radiation_from_a_Black_Hole-Neutron_Star_System |
| Authors |
Hao-Yu_Yuan,_Hou-Jun_L\"u,_Jared_Rice,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13840 |
ブラックホールと中性子星（BH-NS）の合体では、NSが潮汐力を乱されるかBHに突入すると、重力波（GW）と電磁波（EM）が放出されると予想されている。最近、GW200105とGW200115はBH-NS合併に由来すると主張されましたが、GW200105でさえ議論が続いています。いくつかの光源候補が2つのGWイベントに関連している可能性があると報告されていますが、まだ確認されていません。この研究では、BHが帯電している(NSは自然に帯電している)と仮定し、吸気領域で動作する帯電したBHとNSシステムからの関連するEM放出の可能性を使用して、BHの帯電を抑制しようとします。連星系には電気双極子放射と磁気双極子放射を採用し、ポインティング磁束が支配的な流出に電力を供給して電子を加速します。次に、放射光を介して観測される電磁放射線を生成します。X線帯域の変換効率は、紫外線(UV)、近赤外線、および無線帯域の変換効率よりもはるかに高いことがわかりました。BHの推定最大電荷対質量比(単位質量に対する電荷)は、GW200105およびGW200115の二元系では$1.12\times10^{-6}$および$1.53\times10^{-6}$esuです。、それぞれ、磁場強度$B_{p}\lesssim~10^{16}$GとNSスピンの周期$P>~1$msの場合。
チェレンコフ望遠鏡アレイの発散モードでの観測の性能研究の更新
| Title |
Performance_study_update_of_observations_in_divergent_mode_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
A._Donini,_I._Burelli,_O._Gueta,_F.Longo,_E.Pueschel,_D._Tak,_A.Vigliano,_T._Vuillamme,_O._Sergijenko_and_A._Sarkar_(for_the_CTA_Consortium_and_the_CTA_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14106 |
チェレンコフ望遠鏡の視野(FoV)は限られているため、銀河系外および銀河系の空の調査で目標感度を達成するのに長い時間がかかります。このような調査の実行に費やす時間を最適化するために、チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)のいわゆる「発散モード」が、従来の平行指向に代わる観測戦略として提案されました。発散モードでは、各望遠鏡は、元の視野の中心から外側方向にわずかにオフセットされた空の位置を指します。これにより、瞬間アレイの合計FoVが増加するという利点がもたらされます。拡大された視野は、非常に高エネルギーの過渡発生源の探索にも役立ち、追跡観測で広い空領域をカバーしたり、ガンマ線バースト(GRB)の場合に確率天空マップを迅速にカバーしたりすることが可能になります。、重力波(GW)、およびその他の過渡現象。この寄稿では、発散ポインティングモードの提案された実装と、南部CTAOアレイの最初の予備的なパフォーマンス推定を紹介します。
ガンマ線による電波銀河 M87 の長期モニタリング: MAGIC、VERITAS、Fermi-LAT データの共同解析
| Title |
Long-term_monitoring_of_the_radio-galaxy_M87_in_gamma-rays:_joint_analysis_of_MAGIC,_VERITAS_and_Fermi-LAT_data |
| Authors |
M._Molero,_P._Batista,_L._Fortson,_M._Nievas_Rosillo,_E._Pueschel,_D._Ribeiro,_M._V\'azquez_Acosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14159 |
M87は、2009年にフェルミLATで高エネルギー帯(HE、E>100MeV)で発光が検出されるずっと前に、2003年にHEGRAで超高エネルギー帯(VHE、E>100GeV)で発見されました。、傾斜したジェットを伴う銀河系外の新しい源への窓が開きます。2005年、2008年、2010年に複数のバンドで検出された一連の大規模なVHEフレアの後、発生源は比較的小規模なフレアによってのみ中断され、低活動状態にあることが発見された。ロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台（スペイン、カナリア諸島）とフレッド・ローレンス・ホイップル天文台（米国、アリゾナ州）にある2つの立体チェレンコフ望遠鏡アレイであるMAGICとVERITASは、10年以上にわたって連携してM87を継続的に監視してきました。この研究では、2019年、2020年、2021年、2022年に対応する4年間のMAGICとVERITASの観測データを示します。結果として得られる光度曲線は、日次スケールと月次スケールで示されており、大きな変動は観察されません。さらに、スペクトルエネルギー分布を計算するために、2つのVHE機器とFermi-LATからのイベントデータを組み合わせた最初の共同解析を示します。
思春期の中性子星の核における磁気熱進化：「強結合」領域ではグラッド・シャフラノフ平衡には決して到達しない
| Title |
Magneto-thermal_evolution_in_the_cores_of_adolescent_neutron_stars:_The_Grad-Shafranov_equilibrium_is_never_reached_in_the_'strong-coupling'_regime |
| Authors |
Nicol\'as_A._Moraga,_Francisco_Castillo,_Andreas_Reisenegger,_Juan_A._Valdivia,_Mikhail_E._Gusakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14182 |
形成されたばかりの中性子星の内部に存在する高温($T\gtrsim5\times10^{8}\,\text{K}$)では、その核内の粒子は「強結合」状態にあります。衝突力により、それらは単一の安定した層状の非常圧流体として動作します。この領域では、軸対称の流体磁気の準平衡状態が可能ですが、その状態は方位角ローレンツ力が消失するようにのみ制約されます。このような平衡では、粒子種は化学($\beta$)平衡にないため、$\beta$崩壊(ウルカ反応)が化学平衡を回復する傾向があり、磁場の配置を変える流体運動を誘発します。星が十分に長い間高温のままであれば、この進化は最終的に化学平衡状態に至るでしょう。その状態では流体は順圧性であり、磁場は軸対称であれば非線形のグラード・シャフラノフ方程式を満たします。この研究では、磁気と熱の進化を切り離す数値スキームを提示し、さまざまな磁場の強さと形状に対するこの領域での長期磁気熱シミュレーションを初めて効率的に実行できるようにします。私たちの結果は、磁星の強さの場$\gtrsim10^{16}\,\mathrm{G}$であっても、磁気の進化から熱の進化へのフィードバックは無視できることを示しています。したがって、コアが受動的に冷却されると、ウルカ反応は化学平衡を回復するのに急速に非効率になり、そのため磁場はほとんど変化せず、この状態ではグラード・シャフラノフ平衡は達成されません。したがって、コア磁場の実質的な進化は、より低温の「弱結合」領域($T\lesssim5\times10^8\,\mathrm{K}$)の後で発生する必要があり、そこではUrca反応が効果的に起こります。凍結拡散と両極拡散が関連するようになります。
アベル 85 星団内のラジオ フェニックスの多重周波数ビュー
電波フェニスは、合体クラスターと緩和クラスターの両方で見られる複雑なフィラメント状の拡散電波源です。これらの発生源の形成は、衝撃波における古い活動銀河核(AGN)プラズマの断熱圧縮であると提案されました。これらのソースのこれまでのスペクトル研究のほとんどは、統合スペクトル指数に限定されており、スペクトルが非常に急峻であり、湾曲したスペクトルを示すことが判明しました。ここでは、Abell85クラスター内のラジオフェニックスの多重周波数調査を実行しました。高感度の高解像度観察により、これまで検出できなかったより微細な繊維状構造のいくつかを発見しました。私たちは、148、323、700、および1280MHzの間の電波フェニックスの分解されたスペクトルインデックスマップを作成しました。フィラメントの方向とスペクトル指数マップにわたる勾配は、北東から南西への衝撃運動の可能性のある方向を示唆しています。電波フェニックスの積分スペクトル指数は、700MHz付近で切れ目がある非常に急峻なことが判明し、化石電子の再活性化が最近起こったことを示しています。さらに、フィラメントのスペクトル指数は、非フィラメント領域に比べて急峻ではないことが判明し、フィラメントへのより大きなエネルギー注入を示唆している。エイベル85星団内の電波フェニックスで観察された特徴は、断熱衝撃圧縮メカニズムを裏付けているようです。
CHIME ソース数の進化を通じて明らかになった、繰り返される高速無線バーストの実際の割合
| Title |
The_true_fraction_of_repeating_fast_radio_bursts_revealed_through_CHIME_source_count_evolution |
| Authors |
Shotaro_Yamasaki,_Tomotsugu_Goto,_Chih-Teng_Ling,_Tetsuya_Hashimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14337 |
高速無線バースト(FRB)はリピータと非リピータに分類され、カナダの水素強度マッピング実験(CHIME)で観測されたFRB集団のうちリピータとして確認されたのはわずか数パーセントです。ただし、この数字は観測バイアスにより下限値のみを示しており、リピーターの本当の割合は不明のままです。これらのバイアスを修正すると、CHIMEの動作時間が増加するにつれて、明らかに非繰り返しのFRB検出率が顕著に低下していることがわかります。この発見は、一見非繰り返しのFRBのかなりの部分が、より長期間にわたって観察すると、実際には繰り返しを示す可能性があることを示唆しています。単純な母集団モデルは、真のリピーター率が99%の信頼度で50%を超える可能性が高いと推測します。これは、観察された額面よりも大幅に大きい数値であり、100%と一致する場合さえあります。このリピータの蔓延は、その繰り返し率が非常に低い(平均$\sim$10$^{-3.5}$hr$^{-1}$)ため、これまで気づかれませんでした。したがって、理論上のFRBモデルには、これらの低速リピータを組み込む必要があります。さらに、我々の結果はリピーター体積数密度が大幅に高く、観測値を最大10$^4$倍上回る可能性があることを示しており、これは潜在的なFRB前駆体との比較に影響を与える。
天体写真用途向け C-RED One カメラの特性評価
| Title |
Characterization_of_a_C-RED_One_camera_for_astrophotonical_applications |
| Authors |
Stella_Vje\v{s}nica_and_Eloy_Hernandez_and_Kalaga_Madhav_and_Martin_M._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13212 |
検出器技術に適用されるアバランシェゲインの影響をより深く理解し、この技術を社内の天体写真プロジェクトに適用するために、C-REDOneカメラの特性を評価し、任意の希望のシステムゲインを計算するための安定した信頼性の高い方法を作成しました。アバランシェゲインの設定。システムゲインの取得方法によっては、システムゲインとアバランシェゲインを乗算しても、電子からADUへの変換係数が正確に生成されない可能性があることがわかりました。光子伝達曲線(PTC)の取得はさまざまなアバランシェゲインレベルで可能であったため、低いアバランシェゲインレベルでいくつかのPTCが取得されました。その結果、取得したシステムゲインからアバランシェゲイン設定の関数として線形フィットが生成されました。線形フィットを通じて、任意の望ましいアバランシェレベルでの有効システムゲインが計算されました。実効システムゲインにより、システムの非線形性によってもたらされる曖昧さを排除して、初期システムゲインを正確に計算することが可能になります。さらに、ダイナミックレンジに対するアバランシェゲインの影響も分析され、測定されたアバランシェレンジ全体にわたって安定した動作が示されました。
小型望遠鏡が効果的: 魔法かそうでないか?
| Title |
Small_telescopes_being_effective:_MAGIC_or_not? |
| Authors |
Victor_L._Afanasiev,_Eugene_A._Malygin,_Elena_S._Shablovinskaya,_Roman_I._Uklein,_Vladimir_R._Amirkhanyan,_Alexander_E._Perepelitsyn_and_Irina_V._Afanasieva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13371 |
この論文は、2020年9月にロシア科学アカデミー特別天体物理観測所の1メートルZeiss-1000望遠鏡に委託されたMAGICマルチモードフォーカルレデューサー（コアの調査による活動銀河の監視）について説明しています。3つの観測モード現在実現されているのは、測光法、偏光測定法、ロングスリット分光法です。焦点距離を短くすることで、十分な測光視野と$\sim$12$'$の分光スリット高を得ることができ、$\sim$12$'$の四重極ウォラストンプリズムによる偏光測定でも広い視野を得ることができます。\sim$6$'$.4。この機能により、拡張された星雲や銀河の複雑な研究が効率的に行われます。MAGICの機能は、さまざまな天体の観測例で紹介されています。4000～7200AAの範囲のスペクトルモードは、スペクトル解像度$R\sim$1000を提供します。20分間の総露光でシーイングが1$''$である中帯域フィルターで最大14等の星のようなターゲットの場合、測光精度は0.01等級よりも良く、偏光精度は0.6%よりも良くなります。特に新しいフォーカルレデューサーには、オフセットガイドと位置角度回転システムが実装されました。散乱光を抑制するための望遠鏡の光学系におけるバッフルシステムの最新化の結果についても説明します。
深層学習による周期変光星の分類: アンサンブル拡張方法でのデータの不均衡の処理
| Title |
Periodic_Variable_Star_Classification_with_Deep_Learning:_Handling_Data_Imbalance_in_an_Ensemble_Augmentation_Way |
| Authors |
Zihan_Kang,_Yanxia_Zhang,_Jingyi_Zhang,_Changhua_Li,_Minzhi_Kong,_Yongheng_Zhao,_and_Xue-Bing_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13629 |
時間領域天文学は、ベラC.ルービン天文台プロジェクト(LSST)が主導する現在および今後の大規模測光天体調査により急速に進歩しています。何十億もの変動情報源には、光度曲線のより優れた自動分類アルゴリズムが必要です。中でも周期変光星はよく研究されています。周期変光星のさまざまなカテゴリーには高度なクラスの不均衡があり、ディープラーニング手法を含むアルゴリズムに課題をもたらします。私たちは、CatalinaSurveyのデータリリース2で周期変光星の分類用に2種類のニューラルネットワークのアーキテクチャを設計しました。それは、多入力リカレントニューラルネットワーク(RNN)と、RNNと畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を組み合わせた複合ネットワークです。クラスの不均衡に対処するために、ガウスプロセスを適用して、データ拡張のための人為的な不確実性を備えた合成光曲線を生成します。パフォーマンスを向上させるために、「バギングのような」アンサンブル学習スキームで強化とトレーニングのプロセスを組織します。実験結果は、より良いアプローチはRNNとCNNを組み合わせた複合ネットワークであることを示しており、全体のバランスの取れた精度で86.2%、マクロF1スコアで0.75という最良の結果に達します。私たちは、変光星を分類する際のデータの不均衡を解決するアンサンブル拡張手法を開発し、単一モデルで光度曲線の異なる表現を組み合わせる有効性を証明します。提案された方法は、将来の空調査(LSSTなど)のための定期的な時系列データのより優れた分類アルゴリズムを構築するのに役立ちます。
| Title |
Assessment_of_Brightness_Mitigation_Practices_for_Starlink_Satellites |
| Authors |
Anthony_Mallama,_Andreas_Hornig,_Richard_E._Cole,_Scott_Harrington,_Jay_Respler,_Ron_Lee_and_Aaron_Worley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14152 |
これまでに打ち上げられたStarlink衛星のすべてのモデルの測光特性が定量化されています。明るさ緩和のないオリジナルデザインが最も明るいです。SpaceXはVisorSatモデルにサンシェードを設置し、その明るさを3分の1に低減しました。その後レーザー通信を備えたPost-VisorSat宇宙船ではバイザーが省略されましたが、同社は反射層を追加し、結果としてオリジナルとVisorSatの中間の明るさになりました。。SpaceXは、より大型の第2世代Starlink衛星に高度な輝度軽減技術を適用しています。これらの最初のものはMiniと呼ばれ、サイズが大きいにもかかわらず、第1世代スターリンクよりも暗いです。測光観測により、SpaceXが採用した明るさ軽減の取り組みにより、宇宙船の明るさが大幅に減少していることが確認されました。しかし、衛星は依然として天文観測に悪影響を及ぼしており、第2世代の後半に計画されている非常に大型の衛星は、より深刻な干渉を引き起こす可能性があります。
電子およびアルファ粒子に対するガス状 Xe の一次シンチレーション収量
| Title |
Primary_scintillation_yield_in_gaseous_Xe_for_electrons_and_alpha-particles |
| Authors |
C.A.O._Henriques,_J.M.R._Teixeira,_P.A.O.C._Silva,_R.D.P._Mano,_J.M.F._dos_Santos_and_C.M.B._Monteiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14202 |
キセノンシンチレーションは、ニュートリノのない二重ベータ崩壊、二重電子捕獲、暗黒物質探索などの稀な事象の検出実験に広く使用されています。それにもかかわらず、ガス状キセノン(GXe)における一次シンチレーション収量の実験値は依然として不足しており、ばらつきがあります。再結合がない場合にGXeでシンチレーション光子w_scを生成するのに必要な平均エネルギーは、34～111eVの範囲であると測定されています。ガンマ線またはX線によって生成される電子と比較した場合、アルファ粒子の方が低いw_sc値が報告されることがよくありますが、この違いは理解されていません。我々は、堅牢な幾何学的効率シミュレーションモデルによって裏付けられた、70～300V/cm/barの範囲および大気圧に近い1.2barの低減された電場下でのGXeの絶対一次シンチレーション収量に関する体系的な研究を実行しました。3番目の連続体放射を無視すると、5.9-60のX/ガンマ線に対して38.7[+-0.6(sta.)][(-7.2)(+7.7)(sys.)]eVの平均w_sc値が得られました。keVエネルギー範囲と1.5～2.5MeV範囲のアルファ粒子では、放射線の種類にもエネルギーにも重大な依存性は観察されていません。Xeの3次連続体の放出を考慮する場合、2番目と3番目の連続体光子を生成する平均エネルギーは、w_2nd=43.5[+-0.7(sta.)][(-8.1)(+8.7)(sys.)]eVとw_3rd=483[+-7(sta.)][(-105)(+110)(sys.)]eV、一方、3番目または2番目の連続体光子を生成するエネルギーはw_(2番目+3番目)=39.9[+-0.6(sta.)][(-7.4)(+8.0)(sys.)]eV。私たちの実験的なw_sc値は、最先端のシミュレーションとアルファ粒子に関して得られた文献データの両方と一致します。私たちの結果と、X線/ガンマ線に関する文献で見つかった実験値との間の矛盾について議論されており、これは以前の研究における明らかな大きな系統誤差に起因すると考えられています。
Gerchberg-Saxton アルゴリズムを使用して非変調ピラミッド波面センサー測定値を再構築する
| Title |
Using_the_Gerchberg-Saxton_algorithm_to_reconstruct_non-modulated_pyramid_wavefront_sensor_measurements |
| Authors |
Vincent_Chambouleyron,_Aditya_Sengupta,_Ma\"issa_Salama,_Maaike_A.M_van_Kooten,_Benjamin_L._Gerard,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Sylvain_Cetre,_Daren_Dillon,_Renate_Kupke,_Rebecca_Jensen-Clem,_Phil_Hinz,_Bruce_Macintosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14283 |
補償光学(AO)は、大気の乱流と望遠鏡自体による光学収差をリアルタイムで補正することにより、地上の望遠鏡の解像度を向上させる技術です。巨大分割鏡望遠鏡(GSMT)の台頭により、これらの将来の天文台の可能性を最大限に引き出すには、AOがこれまで以上に必要とされています。AOシステムの主なパフォーマンス推進要因の1つは、上記の光学収差の形状を測定することからなる波面検出操作です。目的。非変調ピラミッド波面センサー(nPWFS)は高感度の波面センサーであり、AOシステムの限界を押し広げることができます。高感度はダイナミックレンジを犠牲にして実現されるため、非線形性の高いセンサーとなります。ここでは、光伝播の相反性の原理とGerchberg-Saxton(GS)アルゴリズムを使用して、nPWFS信号を反転する新しい方法を提案します。この再構成器のパフォーマンスを2つのステップでテストします。この手法は最初にシミュレーションで実装され、そこでその基本特性のいくつかが研究されます。次に、GS再構成装置は、カリフォルニア大学サンタクルーズ校にあるサンタクルーズ極端適応光学研究所(SEAL)のテストベッドでテストされます。nPWFS測定値を反転するこの新しい方法により、nPWFSの再構成のダイナミックレンジが大幅に増加し、ダイナミクスを変調されたPWFSに近づけることができます。再構成器は、大きな計算負荷を必要とする反復アルゴリズムであり、現在の実装ではリアルタイム目的では問題になる可能性があります。ただし、この新しい再構成器は、多くの波面制御操作の場合に依然として役立つ可能性があります。この再構成技術は、SantaCruzExtremeAOLaboratory(SEAL)ベンチでもテストされ、現在ではnPWFS信号を反転する標準的な方法として使用されています。
軌道スピンカップリングは、時間の関数として太陽変動を励起するための惑星潮汐モデルの代替として提案されています。この仮説では、太陽系天体の軌道角運動量に由来する運動量が、太陽と惑星の循環流体エンベロープ内に蓄積されます。逆転トルクは、太陽の赤道面内にある軸の周りに作用します。このトルクは、経度、緯度、深さ、および時間の関数として、太陽電池材料の接線方向の差加速度を引き起こします。加速度は、内惑星と外惑星の軌道運動の周期、拍動、高調波に対応するタイムスケールで振幅が脈動し、符号が変化します。惑星潮汐モデルとは対照的に、推定されるピーク加速度は最大潮汐加速度より約2桁大きいため、特別な増幅メカニズムは必要ありません。トルクによって駆動される組織化された質量運動は、MHD誘導方程式の流速項を通じてダイナモシミュレーションに組み込むことができます。流速の時空間変動は、太陽磁気活動の時間変動に影響を与える可能性があります。1660年から2220年までの1日のタイムステップでのトルク値を提供します。1750年から現在までのSIDCの月ごとの黒点数と並べて、トルクの時間変動について議論します。我々は、外惑星と内惑星の寄与をそれぞれ参照しながら、ヘイルサイクルの同期と総太陽放射照度の時間変動を調査します。我々は、太陽の磁気サイクルを理解してシミュレーションするための3つのコンポーネントモデルを提案します。これには、太陽の内部プロセス、軌道スピン結合による外部強制、および時間遅延またはシステムメモリのコンポーネントが含まれます。このモデルは、1712年から現在までに観察されたシュワーベサイクル期間とヘイルサイクル期間の時間に伴う変動を物理的に説明します。
既知の最も重い星の多重度に関する制約: R136 a1、a2、a3、および c
| Title |
Constraints_on_the_multiplicity_of_the_most_massive_stars_known:_R136_a1,_a2,_a3,_and_c |
| Authors |
T._Shenar,_H._Sana,_P._A._Crowther,_K._A._Bostroem,_L._Mahy,_F._Najarro,_L._Oskinova,_and_A._A._C._Sander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13113 |
現在までに知られている最も重い星は、大マゼラン雲(LMC)のタランチュラ星雲の中央星団R136a内のR136a1、a2、a3、cで、報告されている質量は150～200$M_\odotです。$。ただし、これらの星の質量推定は、それらが単一であるという仮定に依存しています。私たちは、潜在的な動径速度(RV)変動を調査するために、2020年から2021年にかけてハッブル宇宙望遠鏡(HST)の宇宙望遠鏡画像分光器(STIS)を使用してR136a1、a2、a3、cの3つの時代の分光分析を収集しました。。私たちはこれらの時代を、2012年に撮影された追加のHST/STIS観測と組み合わせます。相互相関を使用してRVを定量化し、最大10年の周期までのこれらの恒星の伴星の可能性に関する制約を確立します。ピークツーピークのRVシフトが50km/sを超える場合、およびRVシフトが誤差に関して重大な場合、オブジェクトはバイナリとして分類されます。R136a1、a2、およびa3は2値基準を満たさないため、推定上単一として分類されますが、a3については40km/sレベルでの正式なピーク間RV変動が認められます。文献と一致して、R136cのみがバイナリーとして分類されます。一般に、R136a1、a2、a3の大質量伴星(M2>~50Msun)は、公転周期が1年未満(離隔距離が5天文単位未満)であるか、95%の信頼度で除外できます。<~100au)信頼度50%。非常に偏心した連星(e>~0.9)や同様のスペクトルを持つ双子伴星は、より短い期間(>~10日)まで検出を回避できる可能性がありますが、その存在はR136a1、a2、およびR136の相対的なX線の微弱さによって裏付けられていません。a3.我々は、X線の明るい連星R136cについて17.2d周期の予備的な軌道解を導き出しましたが、その軌道を最終的に導き出すにはさらに多くのデータが必要です。私たちの研究は、LMCの金属性における質量上限の下限150～200$M_\odot$を支持しています。
重力慣性モードから二重線B型連星KIC4930889の核境界層の物理を探る
| Title |
Probing_the_physics_in_the_core_boundary_layers_of_the_double-lined_B-type_binary_KIC4930889_from_its_gravito-inertial_modes |
| Authors |
Mathias_Michielsen,_Timothy_Van_Reeth,_Andrew_Tkachenko,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13123 |
B型星の星の進化モデルは、内部混合特性、特に対流コアと放射エンベロープの間の領域の点でまだ不確実です。これは、そのような星の寿命の終わりに生成される化学収量の計算に加えて、そのような星の年齢決定にも影響を与えます。私たちは、二重線B型連星KIC4930889の中心付近の境界層の熱的・化学的構造と回転速度を、その4年間のケプラー光度曲線、地上分光法、およびガイア天文法から調査した。我々は、さまざまな混合プロファイルと中心核付近の温度勾配の処方について、1D恒星構造のグリッドと進化モデルを計算しました。ケプラー測光法で検出された22の順行双極子モードを使用して、好ましい処方と中心付近の回転速度を調べました。私たちはマハラノビス距離メリット関数を採用し、さまざまな入れ子になった恒星モデルグリッドを検討しました。これにより、適合度は向上しますが、モデルの複雑さは不利になります。さらに、我々は、コア近傍領域における指数関数的に減衰する混合プロファイル、または追加のコア近傍混合の不在のいずれかが優先されることを発見しましたが、この領域の温度勾配については優先されませんでした。理論的予測の周波数(共)分散は、観測された周波数の誤差よりもはるかに大きくなります。これは、モデルの個々のパラメータをさらに制約する際の主な制限となります。さらに、最良のモデルの非断熱脈動計算は、観察されたモード励起を正確に再現するために不透明度を高める必要があることを示しています。偏心近接連星系KIC4930889は、検出されたすべての振動モードを最大限に活用するための潮汐相互作用の影響を組み込む能力を備えた新しいモデリング手法を開発することにより、近接連星における追加の物理現象を調査するための有望なターゲットであることが証明されています。
天体地震学によって検出された13の赤色巨星の内部磁場
| Title |
Internal_magnetic_fields_in_13_red_giants_detected_by_asteroseismology |
| Authors |
Gang_Li,_S\'ebastien_Deheuvels,_Tanda_Li,_J\'er\^ome_Ballot,_Fran\c{c}ois_Ligni\`eres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13756 |
星の表面磁場はHR図全体で測定されていますが、内部磁場はほとんど知られていないままです。いくつかのケプラー赤色巨星の中心核における磁場の最近の地震探知は、磁場の起源とそれが星の構造と進化に及ぼす影響をより良く理解するための新たな道を切り開きました。私たちは、星地震学を利用して赤色巨星の内部磁場を体系的に探索し、これらの場の強さと形状を決定することを目指しています。磁場は回転多重項の対称性を崩すことが知られています。赤色巨星では振動モードが混合されており、エンベロープ内では圧力モードとして、核内では重力モードとして動作します。磁気誘起の非対称性は、p支配モードよりもg支配モードの方が強く、周波数とともに減少すると予想されます。明確な混合モードパターンを持つ2500個のケプラー赤色巨星のサンプルを収集した後、特に双極子の三重項を持つ1200個の星の中からターゲットを探しました。私たちは、明らかな非対称多重項を示す13個の星を特定し、それらのパラメーター、特に非対称パラメーターと磁気周波数シフトを測定しました。これらの推定値を最適な恒星モデルと組み合わせることで、臨界磁場の強度の5%から30%に相当する20～150kGの範囲の平均核磁場を測定しました。我々は、検出されたコア磁場がさまざまな水平幾何学的形状を持ち、その一部は双極子構成とは大きく異なることを示しました。私たちは、これらの星の核が収縮しているという事実にもかかわらず、星の進化とともに磁場の強度が減少することを発見しました。これらの星は強い内部磁場を持っているにもかかわらず、通常の核の回転速度を示しており、他の赤色巨星と比較して角運動量輸送の歴史に大きな違いがないことを示唆しています。また、検出されたフィールドの考えられる起源についても説明します。
THEMIS および IRIS を備えた H-α および MgII h&k 系統で観察された 2 つの角の静止顕著性
| Title |
Two-horn_quiescent_prominence_observed_in_H-alpha_and_MgII_h&k_lines_with_THEMIS_and_IRIS |
| Authors |
Krzysztof_Barczynski,_Brigitte_Schmieder,_Bernard_Gelly,_Aaron_W._Peat,_Nicolas_Labrosse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13776 |
プロミネンスは、急速に進化する微細構造を持つ冷たいプラズマで満たされたコロナ内の大きな磁気構造です。私たちは、カナリア諸島のTHEMISの高解像度分光器IRISとマルチレイズ（MTR）分光器を使用して、空洞の底で観察される2つの一時的なホーンを含む静止プロミネンスの微細構造におけるプラズマの状態をより深く理解することを目指しています。。私たちは、THEMISによってH-αで得られたスペクトルとIRISによってMgIIで得られたスペクトルを分析し、プロミネンスからコロナへの遷移領域(PCTR)を含む23940個の1D放射伝達モデルのグリッドと比較しました。各ピクセルで観察されたMgIIの完全なプロファイルは、xRMS(CrossRMS、回転二乗平均平方根(rRMS)法の改良版)を使用した合成プロファイルによって完全に適合されます。RMSが特定のしきい値を下回る場合、観察されたラインプロファイルに最もよく適合するモデルのパラメーターからプラズマ状態を復元します。この基準は2つの領域(プロミネンスのホーンとエッジ)で満たされており、これらの領域では、ラインプロファイルは一般に単一のピークとして説明できます。1Dモデルは、2つの異なる種類のモデル大気がこれら2つの領域に対応することを示唆しています。エッジの領域は主に等温モデルと等圧モデルに適合していることがわかりますが、他の領域(ホーン)は光学的厚さが5未満のPCTRを持つモデルに適合していることがわかります。プロミネンスエッジでは、H-αとMgIIの積分強度間の理論的関係が検証され、低放射測定値に対応します。これらの領域では電子密度は約10^10cm^{-3}ですが、ホーン領域では電子密度が1桁低くなります。ホーンでは、平均温度が高いモデルに最適なプロファイルがいくつかあることがわかりました。これは、ホーンで見つかった高温のPCTRが、冠状腔の底部で凝縮相にあるプロミネンスプラズマとして解釈できることを示唆しています。
地球上の放射性同位体の特徴と局所バブルの形成との間の関連性に関する数値研究。 II.太陽近傍における過去の超新星の痕跡としての星間
26Al、53Mn、60Fe、および 244Pu 流入の高度なモデリング
| Title |
Numerical_studies_on_the_link_between_radioisotopic_signatures_on_Earth_and_the_formation_of_the_Local_Bubble._II._Advanced_modeling_of_interstellar_26Al,_53Mn,_60Fe,_and_244Pu_influxes_as_traces_of_past_supernovae_in_the_solar_neighborhood |
| Authors |
Michael_Mathias_Schulreich,_Jenny_Feige,_Dieter_Breitschwerdt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13983 |
長寿命放射性同位体の測定は、他の観測チャンネルから完全に独立して、地球近傍超新星(SNe)、ひいてはローカルバブル(LB)の起源について結論を導く手段を提供します。この文脈で何よりもまず重要なのは、地球上と月上ですでに検出されている60Feです。GaiaEDR3を使用して、14件のSN爆発を特定しました。そのうち13件はUCL/LCCで発生し、1件はV1062Scoで発生し、すべてSco-CenOB関連のサブグループでした。これらの爆発のタイミングは、すでに爆発した大質量星の初期質量を介して、回転する恒星の進化の軌跡を補間することで得られました。我々はさらに、SN前駆細胞の軌道を導出する新しいモンテカルロ型アプローチを開発しました。次に、これらの初期条件に基づいて3D流体力学シミュレーションを実行し、不均質な局所星間物質におけるLBの進化と地球への放射性同位体の輸送を調査しました。シミュレーションには、SN前駆体からの恒星風と、60Feに加えて追加の放射性同位体(26Al、53Mn、244Pu)が含まれています。私たちは、(i)私たちのシミュレーションが60Feの測定、特に現在より2～3Myr前のピーク、および26Al、53Mn、および244Puのデータと一致していること、(ii)恒星風が放射性同位元素の分布に寄与していること、およびLBのダイナミクスについても、(iii)太陽系(SS)は約460万年前にLBに入り、(iv)最近測定された60Feの流入は乱流放射性同位体輸送によって自然に説明できる。私たちのシミュレーションは、LBがその膨張を通じて太陽近傍での星形成を引き起こしたという最近の仮説を裏付けるだけでなく、600～900万年前に測定された2番目の別個の60Feピークが、SSが隣接する星を通過することによって生成されたことを示唆しています。スーパーバブル(SB)、おそらくオリオン-エリダヌス座SBで、現在のLBに存在する前のもの。
恒星の活動周期
太陽の磁場は、11年の周期または22年の磁気周期の内部ダイナモプロセスによって生成されます。太陽の磁気周期の痕跡は、大気のさまざまな層と内部の層で観察されます。このレビューでは、同じ診断を使用して、太陽と同じ内部構造を持つ他の星の磁気周期を理解します。表面磁場のマッピング、彩層とコロナの指標、測光におけるサイクル、星地震学について現在わかっていることをレビューします。最後に、将来の展望を述べてレビューを終わります。
トランプラー 14 の若い低質量星の人口
| Title |
The_population_of_young_low-mass_stars_in_Trumpler_14 |
| Authors |
Dominika_Itrich,_Leonardo_Testi,_Giacomo_Beccari,_Carlo_F._Manara,_Megan_Reiter,_Thomas_Preibisch,_Anna_F._McLeod,_Giovanni_Rosotti,_Ralf_Klessen,_Sergio_Molinari,_Patrick_Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14168 |
大質量星形成領域は、銀河系で最も一般的な誕生環境であり、超大質量星の唯一の誕生場所であると考えられています。星団内にそれらが存在すると、星団内の状態が変化し、同時に他の星団メンバーの進化にも影響を与えます。原理的には、大質量星によって生成される大量の紫外線は、外部光蒸発の過程で低質量星や中質量星の周囲の原始惑星系円盤の外側部分から物質を除去し、それらの円盤の惑星形成能力を効果的に低下させる可能性がある。ここでは、カリーナ星雲群の中で最も大きく、若く、コンパクトな星団の1つであるトランプラー14の低質量星の深いVLT/MUSE観測を紹介します。私たちは717の源のスペクトルと星の特性を提供し、星の年齢の分布に基づいて$\sim$1~Myrの星団年齢を導き出します。私たちのサンプルに含まれる星の大部分は$\leqslant$1~$M_\odot$の質量を持っています。これにより、私たちの分光カタログは質量に関してこれまでで最も深いものとなり、低質量星の詳細な調査が可能であることが証明されました。広大だが遠い地域。カリーナ星雲群全体の低質量メンバーの分光学的研究は欠けています。私たちの研究は、このギャップを埋めるための重要な前進となり、トランプラー14の降着特性の追跡調査の準備を整えます。
TESSフルフレーム画像で発見された101個の食四重星候補
| Title |
101_Eclipsing_Quadruple_Star_Candidates_Discovered_in_TESS_Full_Frame_Images |
| Authors |
Veselin_B._Kostov,_Brian_P._Powell,_Saul_A._Rappaport,_Tamas_Borkovits,_Robert_Gagliano,_Thomas_L._Jacobs,_Rahul_Jayaraman,_Martti_H._Kristiansen,_Daryll_M._LaCourse,_Tibor_Mitnyan,_Mark_Omohundro,_Jerome_Orosz,_Andras_Pal,_Allan_R._Schmitt,_Hans_M._Schwengeler,_Ivan_A._Terentev,_Guillermo_Torres,_Thomas_Barclay,_Andrew_Vanderburg,_and_William_Welsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14200 |
私たちは、TESSフルフレーム画像データで発見された101個の星系を含む、四重星候補の2番目のカタログを紹介します。ターゲットは、セクター1～54に適用された教師あり機械学習手法の助けを借りて、食の連星として最初に検出されました。その後、市民科学者の専任チームが目視検査を通じて、2つの異なる期間に続く2セットの食を特定しました。ここで紹介されている101個のシステムはすべて、包括的な光心運動テストに合格しており、両方の日食が対象の星から発生していることが確認されています。いくつかの星系は、2つの構成連星間の動的相互作用を示唆する顕著な日食時間の変動を示します。1つのターゲットは、(2+1)+2階層構成を持つ食の5つ組候補であり、(2+1)サブシステムが三重軌道でも食を生成します。もう一つは、これまでに報告されている中で2番目に短い周期の4拍子であることが最近確認されました。このカタログは、暦、日食の深さと持続時間、サンプル統計を提供し、将来の研究にとって興味深い可能性のあるターゲットを強調しています。
AspGap: Gaia XP の低解像度スペクトルからの 2,300 万個の RGB 星の拡張された恒星パラメータと存在量
| Title |
AspGap:_Augmented_Stellar_Parameters_and_Abundances_for_23_million_RGB_stars_from_Gaia_XP_low-resolution_spectra |
| Authors |
Jiadong_Li,_Kaze_W._K._Wong,_David_W._Hogg,_Hans-Walter_Rix_and_Vedant_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14294 |
我々は、初めて正確な[$\alpha$/M]推定を含む、低解像度のGaiaXPスペクトルから星のラベルを推測する新しいアプローチであるAspGapを紹介します。AspGapは、APOGEEスペクトルでトレーニングされたニューラルネットワークベースの回帰モデルです。トレーニングステップでは、AspGapはXPスペクトルを使用して恒星ラベルを予測するだけでなく、同じ恒星ラベルをもたらす高解像度APOGEEスペクトルも使用することを学習します。幻覚剤と呼ばれるこの最後のモデルコンポーネントを含めることで、より物理的に動機付けられたマッピングが作成され、検証における恒星ラベル、特に[$\alpha$/M]の予測が大幅に向上します。巨星の場合、Teff、logg、[M/H]、[$\alpha$/M]の相互検証されたrms精度は、それぞれ~1%、0.12dex、0.07dex、0.03dexであることがわかりました。また、外部データセットとの比較や、他のラベルとの相関関係から間接的に[$\alpha$/M]を推測するのではなく、XPスペクトルから実際に[$\alpha$/M]を決定していることを実証する一連の天体物理学的テストを通じてラベルを検証します。私たちは、GaiaXPによって観測されたすべての巨人の恒星パラメーターカタログとともに、AspGapコードベースを一般公開します。AspGapは、ガイアからの動径速度を持つ1,200万個を含む2,300万個の巨星の正確な[$\alpha$/M]推定値を提供することで、銀河系の形成と化学力学に関する新たな洞察を可能にします。
| Title |
Interplay_between_Black_Holes_and_Ultralight_Dark_Matter:_Analytic_Solutions |
| Authors |
Bruno_Bucciotti,_Enrico_Trincherini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.02482 |
暗黒物質(DM)は非常に軽いスカラー場で構成されているため、銀河のハロー内のDM粒子は古典波によって最もよく記述されます。私たちは、近似ではあるが分析的なアプローチを使用して、銀河の中心にある非回転の超大質量ブラックホールの存在によって、これらの古典的な解がどのような影響を受けるかを調査します。この分析制御に基づいて、通常は見落とされる因果境界条件を地平線に課した場合の結果を調べます。まず、暗黒物質の逆反応が無視できるシナリオを検討します。スカラー場は、遠距離ではべき乗則のように減衰するため、ブラックホールに「毛」が与えられます。我々は、回転する暗黒物質の場合を含む、幅広いパラメータにわたってフィールドプロファイルの解を導き出します。副産物として、スカラー摂動の動的なLove数を抽出します。次に、束縛状態のスペクトルとその動作を決定します。最後に、銀河の中心で暗黒物質がソリトン(ボソン星)を形成する状況に焦点を当てて、スカラー場の自己重力を組み込みます。中心からのあらゆる距離におけるソリトンの解析式を導き出します。地平線スケールでも適用可能なソリューションを使用すれば、ブラックホールの降着率を確実に計算できます。
より重いメディエーターによるブライト・ウィグナー強化による暗黒物質の消滅
| Title |
Dark_Matter_Annihilation_via_Breit-Wigner_Enhancement_with_Heavier_Mediator |
| Authors |
Yu_Cheng,_Shao-Feng_Ge,_Jie_Sheng,_and_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.12043 |
我々は、初期宇宙における暗黒物質の凍結と、超大質量ブラックホールの周囲での間接検出のための消滅の可能性の両方が、ブライト・ウィグナー共鳴によって強化されるという新しいシナリオを提案する。メディエーターの質量が初期の暗黒物質の総質量よりも大きいため、この消滅は遅い時間ではほとんど禁止されます。したがって、厳しい宇宙マイクロ波背景放射および間接検出の制約は適用されません。しかし、超大質量ブラックホールは暗黒物質粒子を加速してこの共鳴消滅を再活性化し、その後の光子への崩壊によって独特の信号を残す可能性があります。実行中のFermi-LATと将来のCOSI衛星は、このシナリオをテストできます。
閉じ込め段階でのノナベル速度論的混合
| Title |
Nonabelian_Kinetic_Mixing_in_a_Confining_Phase |
| Authors |
Gonzalo_Alonso-\'Alvarez,_Ruike_Cao,_James_M._Cline,_Karishma_Moorthy,_and_Tianzhuo_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13105 |
SU($N$)ゲージ対称性を持つ隠れセクターからの暗黒物質は、標準模型との非ナベル運動混合ポータルを持つことができます。暗い光子は、自発的な対称性の破れを必要とせずに、閉じ込め段階で大量になります。ダークセクターの粒子内容に応じて、重いメディエーター粒子$X$を通じて動的混合を受ける2つ以上の複合ベクトルが存在する可能性があります。これは、暗いバリオンを直接検出するためのポータルを提供する複合ダークフォトンのモデルを提供します。エキゾチックな荷電遺物を回避するには、$X$がダーククォークと標準模型場に崩壊することを可能にする追加のカップリングが必要であり、これにより暗黒物質と標準模型の間にさらなるポータルが形成されます。私たちは、衝突型加速器、稀崩壊、直接検出、ビッグバン元素合成などのモデルに対する制約を包括的に研究しています。
アクシオン摂動の圧縮に対する非調和効果
標準的な宇宙論では、宇宙はその初期段階でインフレーション期間を経験し、インフラトン・スカラー場の真空変動を通じて構造形成の種を提供したと想定されている。これらの変動は、宇宙の準指数関数的な膨張によって引き伸ばされ、圧縮されます。観察の観点から、ガウス状態を考慮すると、スクイーズされた状態での物理量の期待値は、確率分布の古典的な平均と区別できません。これにより、自由場の量子揺らぎから生じる宇宙論的摂動は、古典的な起源を持つものと事実上同一になります。宇宙論的な圧縮は文献で主に研究されていますが、ほとんどの研究はほぼ自由な分野に焦点を当てています。この論文の目的は、自己相互作用の影響を考慮して、量子から古典への移行についての理解を深めることです。この目的のために、私たちはアクシオンのような場を研究します。特に、インフレーション中の地平線の出口から放射線が支配する時代までのアクシオンの変動モードの進化を追跡します。ボゴリューボフ係数とスクイージングパラメーターを計算します。これらはアクシオン粒子の数と等曲率摂動に関連付けられています。非調和効果、つまりポテンシャルの高次項の効果を考慮すると、量子力学的粒子の生成と摂動の圧縮が強化されることがわかります。この効果は、ポテンシャルの丘の頂上に向かって特に強くなります。
Axiverse からの輝き
IIB型弦理論のコンパクト化におけるアクシオンと光子の結合を研究します。我々は、2つの効果の結果として、これらの結合が逆アクシオン周期と比較して体系的に抑制されていることを発見しました。まず、QEDをサポートするサイクル上のストリングインスタントンによって設定された質量スケールと比較して軽いアクシオン質量固有状態では、QEDシータ角への結合が抑制されます。第二に、多くのアクシオンによるコンパクト化では交差行列がまばらになり、動的混合が弱くなります。私たちは、クロイツァー・スカルケデータベースから最大ホッジ数$h^{1,1}=491$まで構築された$200{,}000$のおもちゃモデルのアンサンブルで結果として生じる現象学を研究します。私たちは、熱アクシオンのフリーズイン生成と減衰、宇宙マイクロ波背景背景の複屈折、X線スペクトル振動、および超新星からのQCDアクシオンの制約を調べます。私たちは、この風景の一角におけるコンパクト化には、多くの目に見えないアクシオンと、光子結合によって検出できる可能性のある少数のアクシオンが関与していると結論付けています。
暗黒コンパクト天体の形成に対する複数の冷却チャネルの影響
| Title |
The_Effect_of_Multiple_Cooling_Channels_on_the_Formation_of_Dark_Compact_Objects |
| Authors |
Joseph_Bramante,_Melissa_Diamond,_J._Leo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13148 |
散逸性のダークセクターは、星や惑星に匹敵する質量を持つコンパクトな天体を形成する可能性があります。この研究では、サブドミナント非弾性暗黒物質モデルからこのようなコンパクトな天体の形成を調査し、その結果得られるこれらの天体の分布を研究します。特に、暗い制動放射からの冷却と、非弾性上方散乱の後に発生する急速な減衰プロセスを考慮します。非弾性遷移により追加の放射プロセスが導入され、複数の冷却チャネルを介してコンパクトな物体の形成に影響を与える可能性があります。複数の冷却プロセスがあると、冷却チャネルが1つだけのシナリオと比較して、形成されるコンパクトな物体の質量と存在量が変化することがわかりました。これらの天体物理学的コンパクトオブジェクトの結果として得られる分布とその特性を使用して、ダークセクターをさらに制限し、区別することができます。
暗黒エネルギーと暗黒物質でできたエキゾチックな物体について: 質量半径プロファイルと潮汐愛数
私たちは、暗黒物質と暗黒エネルギーで構成されるエキゾチックな球状構造のいくつかの特性を調査します。前者にはポリトロープ状態方程式を採用し、後者には拡張チャプリギン気体の状態方程式を採用します。トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ方程式を2流体形式で解き、コンパクト性の係数、質量と半径の関係、潮汐Love数と無次元変形可能性を計算します。単一流体オブジェクトと2流体構成間の比較も行われます。
| Title |
A_new_analytical_model_of_magnetofluids_surrounding_rotating_black_holes |
| Authors |
Yehui_Hou,_Zhenyu_Zhang,_Minyong_Guo,_Bin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13304 |
この研究では、GRMHDのフレームワークで簡略化された磁性流体モデルを開発します。イオンと電子という2つの成分で構成され、それらの温度の比率が一定である理想的な断熱流体を考えます。流れは重力によって支配されると想定されており、流線を時間的な測地線として扱う弾道近似を使用できるようになります。測地線$u^\theta$の角速度が消滅する場合、モデルは回転ブラックホールの周りで解析的に可溶であることを示します。円錐解と呼ばれる対応する解では、熱力学と関連する磁場の包括的な一連の明示的な式が導出されます。さらに、地平線スケールで厚い円盤とジェットを記述するためのモデルの潜在的な応用を探ります。私たちのモデルは、ブラックホールイメージングの研究に直接的な経路を提供します。
| Title |
Sterile_Neutrino_Dark_Matter,_Matter-Antimatter_Separation,_and_the_QCD_Phase_Transition |
| Authors |
Mikhail_Shaposhnikov_and_Alexei_Yu_Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13376 |
宇宙には、ビッグバン元素合成の成功を損なうことなく、数百MeVの温度で十分に小さなサイズの物質-反物質ドメインが含まれている可能性があります。我々は、この可能性がkeVスケールの無菌ニュートリノ生成を強化し、その存在量が暗黒物質（DM）の観測可能なエネルギー密度と一致する可能性があることを実証する。我々は、物質と反物質の分離が、宇宙の平均的なバリオンとレプトンの非対称性を大幅に超えて、反バリオンよりも過剰なバリオンを伴うハドロン物質とクォーク・グルーオン・プラズマによって占められる一時的な巨視的領域を作り出すことによって現れる可能性があると示唆している。一次QCD相転移の様子。格子研究は、高温でのハドロン相とクォーク・グルーオン相間のスムーズなクロスオーバーとバリオン数の化学ポテンシャルがゼロであることを支持する証拠の一部を提供しましたが、これらのシミュレーションは比較的毎週の一次相転移を排除できない可能性があると主張します。。我々は、QCD相転移における物質と反物質の分離と、それぞれのシナリオにおけるDM無菌ニュートリノの生成に関するいくつかのシナリオについて議論します。可能性の1つは、宇宙のレプトン非対称性の存在を必要とします。これは、均一な場合のDMの正確な存在量に必要な量よりも小さい可能性があります。
場の量子論とニュートリノの基礎は宇宙の遠赤外線物理学と強く関連していると思われるため、遠赤外線物理学は理論物理学にとって興味深いトピックです。この研究では、アクシオンとニュートリノの相互作用によって引き起こされる後期熱相転移の可能性を探ります。アクシオンは、キラル対称ニュートリノに原始的に結合する不整列アクシオンであると仮定されます。カイラル対称性は自発的または明示的に破れると考えられており、アクシオンニュートリノの2つの異なる現象学的モデルが構築されます。アクシオンは、その進化のすべての時代を通じて冷たい暗黒物質として振る舞いますが、アクシオンとニュートリノ場が場として、またはアンサンブルとして古典的な方法で一貫して相互作用すると仮定すると、アクシオンセクターにおける熱効果を考慮します。アクシオンの演算子$\phi$とニュートリノによる$\bar{\nu}\nu$の値。両者間の熱平衡は、広い温度範囲においてアクシオンの実効ポテンシャルに影響を与えません。我々が示すように、既存の文献に反して、アクシオンは有限温度効果によって不安定になることはありません。しかし、アクシオン-ヒッグスの高次非繰り込み演算子がラグランジュ関数に存在する場合、アクシオンポテンシャルは温度範囲$Tで不安定になります。\sim0.1\,$MeVから$T\sim0.01\,$eVまで下がり、一次相転移が起こります。初期のアクシオン真空はエネルギー的により好ましいアクシオン真空まで減衰し、後者はより好ましいヒッグス真空まで減衰します。この遅い時間の相転移は赤方偏移範囲$z\sim385-37$で起こる可能性があり、したがって再結合後の時代に密度変動を引き起こす可能性があります。
降着円盤、偏向角、灰色体境界、およびニュートリノ伝播を使用した、メートルアフィンバンブルビー重力におけるシュワルツシルト型ブラックホールの探査
| Title |
Probing_Schwarzschild-like_Black_Holes_in_Metric-Affine_Bumblebee_Gravity_with_Accretion_Disk,_Deflection_Angle,_Greybody_Bounds,_and_Neutrino_Propagation |
| Authors |
G._Lambiase,_L._Mastrototaro,_Reggie_C._Pantig,_Ali_Ovgun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13594 |
この論文では、計量アフィンマルハナバチの重力の枠組み内でシュワルツシルト型ブラックホールを調査します。私たちは、降着円盤の存在、光線の偏向角、灰色体境界の確立、ニュートリノの伝播など、さまざまな天体物理現象に対するこのような重力の設定の影響を調査します。計量アフィンマルハナバチ重力理論は、時空の曲率と結合するベクトル場を導入することにより、重力相互作用に関する独自の視点を提供します。我々は、降着プロセスに対するマルハナバチ場の影響を考慮して、この修正された重力シナリオでシュワルツシルト型ブラックホールの周囲の降着円盤の挙動を分析します。さらに、光線が重力場を横切るときの偏向角を精査し、基礎となる計量アフィン構造による標準予測からの潜在的な逸脱を強調します。この文脈で灰色体の境界を調査すると、ブラックホールから放出される熱放射と、修正された重力フレームワークがこの現象にどのような影響を与えるかが明らかになります。さらに、メートルアフィンマルハナバチの重力内でのシュワルツシルト型ブラックホールの周囲のニュートリノ伝播を調査し、従来の一般相対性理論と比較したニュートリノの軌道と相互作用の変化を調べます。これらの側面を包括的に調査することで、メートルアフィンマルハナバチの重力の文脈におけるシュワルツシルト型ブラックホールの独特の特徴と結果を解明し、重力相互作用の性質とその観察可能な兆候についての新たな洞察を提供することを目指しています。
観測の特徴: 合理的な非線形電気力学を使用したブラック ホールの光子の有効計量によって投影される影
| Title |
Observational_Signatures:_Shadow_cast_by_the_effective_metric_of_photons_for_black_holes_with_rational_non-linear_electrodynamics |
| Authors |
Akhil_Uniyal,_Sayan_Chakrabarti,_Mohsen_Fathi,_Ali_\"Ovg\"un |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13680 |
この研究では、球面対称の非線形電気力学ブラックホールとその光伝播への影響を調査します。支配指標を導き出し、事象の地平線内の動径座標のダイナミクスを明らかにします。私たちは光子の軌道を分析し、磁荷の増加により地平線と放射範囲が拡大することを発見しました。EventHorizonTelescopeからのデータを使用して、パラメーターと放出プロファイルを制限します。直接放射が支配的ですが、レンズリングの役割はそれほど大きくありません。シュワルツシルトブラックホールと比較すると、非線形電気力学ブラックホールでは強度が高く、発光領域が広いことが観察されます。この研究により、変更された時空とそれがブラックホールの特性に及ぼす影響についての理解が深まります。
太陽に近い太陽風のコヒーレントな偏向パターンとそれに伴う温度上昇
| Title |
Coherent_deflection_pattern_and_associated_temperature_enhancements_in_the_near-Sun_solar_wind |
| Authors |
R._Laker,_T._S._Horbury,_L._D._Woodham,_S._D._Bale,_L._Matteini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13683 |
パーカー太陽探査機による横磁場と速度成分の測定により、太陽近傍の太陽風のコヒーレントな準周期パターンが明らかになった。これらの偏向は、アルフネ性およびアーク分極であるだけでなく、一貫した配向と、磁場に対してより平行になる陽子の中心温度の上昇によって特徴づけられました。我々は、スイッチバックがこの基礎となる構造内の最大のたわみを表しており、それ自体がインターチェンジ再接続シミュレーションから予想される流出と一致していることを示します。さらに、偏向の空間スケールは太陽上で約$1$\,Mmであると推定され、これはコロナプルームの基部内のコロナ輝点で観察される噴射活動に匹敵します。したがって、我々の結果は、プルーム内のコロナ輝点からの交換再接続の現場の兆候を表し、最近の数値的および観察的研究を補完する可能性があります。また、パーカー太陽探査機が遭遇した際の陽子の中心温度と磁場角との間に一貫した関係があることも発見し、そのような永続的な痕跡が、局所的な温度上昇を引き起こす現場メカニズムをどのようによりよく示すことができるかについて議論しました。将来的には、微量イオン、電波バースト、およびリモートセンシング画像の観測は、太陽のリコネクション現象と太陽風の兆候との間の関係をさらに確立するのに役立つ可能性がある。
指向性暗黒物質直接検出の課題
指向性法は、暗黒物質の直接検出に対する確かな証拠を提供すると考えられています。ガス状時間投影チャンバー(TPC)は、指向性暗黒物質探索用として最も成熟したデバイスですが、克服すべき課題がまだいくつかあります。この論文では、指向性暗黒物質探索のためのガス状TPCの歴史、現在の課題、および将来の見通しについて概説します。
PICOLON暗黒物質実験用NaI(Tl)結晶の放射純度
| Title |
Radiopurity_of_NaI(Tl)_crystals_for_PICOLON_dark_matter_experiment |
| Authors |
K._Kotera,_D._Chernyak,_H._Ejiri,_K._Fushimi,_K._Hata,_R._Hazama,_T._Iida,_H._Ikeda,_K._Imagawa,_K._Inoue,_H._Ito,_T._Kishimoto,_M._Koga,_A._Kozlov,_K._Nakamura,_R._Orito,_T._Shima,_Y._Takemoto,_S._Umehara,_Y._Urano,_K._Yasuda,_S._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.13941 |
DAMA/LIBRA共同研究による暗黒物質観測の主張は、素粒子物理学コミュニティ内で長年の謎でした。この主張を検証する他の研究グループの努力は、現在のNaI(Tl)結晶の顕著な放射能のため不十分でした。PICOLON(PureInorganicCrystalObservatoryforLOW-energyNeut(ra)lino)実験では、NaI(Tl)結晶を使用した弱相互作用大質量粒子(WIMP)の独立した探索を行っています。2020年に製造された当社のNaI(Tl)結晶(インゴット#85)は、DAMA/LIBRA結晶と同じ純度レベルに達しました。このレポートでは、インゴット#85と同じ精製技術を使用して製造された新しいインゴット#94結晶の放射純度について説明します。$\alpha$線事象はパルス形状弁別法により選択された。インゴット#94の不純物、$^{232}$Th、$^{226}$Ra、$^{210}$Poの放射能は$4.6\pm1.2~\mathrm{\muBq/kg}$、$7.9でした。\pm4.4~\mathrm{\muBq/kg}$、および$19\pm6~\mathrm{\muBq/kg}$で、DAMA/LIBRAクリスタルと同等です。2～6keVのエネルギー領域におけるバックグラウンドレートは、拒否トリガーを適用しない場合、2～5イベント/日/kg/keVでした。
ハイブリッドストレンジオンスター
バルク強物質の基底状態の基本単位はストレンジオンと呼ばれるストレンジンクラスターである可能性があり、それらは非常にコンパクトな自己束縛ストレンジオン星を形成できると推測されていた。ストレンジオン星は、特に色味固定段階において、高密度でストレンジャー・クォーク物質（SQM）コアを発達させることができ、ハイブリッド・ストレンジオン星の枝を生み出す。私たちは、星の構造とハイブリッドストレンジオン星の天体物理学的意味を調査します。私たちは、ハイブリッドストレンジオン星がパルサーの質量、半径、潮汐変形能力に関するさまざまな天体物理学的制約を満たすことができることを発見しました。最後に、電荷中性条件がストレンジオン-SQM遷移領域に課される場合、ストレンジオン-SQM混合相は好ましくないことを示します。
すべての天文台にミラーボールが必要な理由
| Title |
Why_every_observatory_needs_a_disco_ball |
| Authors |
Robert_J._Cumming,_Alexander_G._M._Pietrow,_Livia_Pietrow,_Maria_Cavallius,_Dominique_Petit_dit_de_la_Roche,_Casper_Pietrow,_Ilane_Schroetter,_Moa_Skan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14173 |
市販のミラーボールは、太陽を観察するための安全で効果的かつ有益な方法を提供します。私たちはミラーボールを使った太陽投影の光学を研究し、黒点の観察は難しい一方で、太陽円盤と日食中のその変化を観察するのは簡単で楽しいことがわかりました。私たちは、月やその他の明るい天文現象を観察するためのミラーボールの可能性を探ります。
PBH が支配する世界におけるインフレ的な GW を使った PTA データの説明
我々は、超軽量の原始ブラックホール（PBH）が支配する相により、青色に傾斜したインフレーション重力波（BGW）が、高い再加熱温度におけるパルサータイミングアレイ（PTA）によるnHzの確率的GW背景の最近の検出と互換性があることを示す。このPBHが支配的な相は、エントロピー希釈によってBGWスペクトルを抑制し、PBH密度の変動から新しいGWスペクトルを生成します。この結合されたスペクトルは、現在進行中および計画されている近い将来のGW検出器で検出可能であり、PTAデータを説明する低周波ピーク、中域のディップ、鋭いピークとそれに続く高周波の3番目のピークを備えた独特の形状を示します。この独特の形状は、他の物質の支配や珍しい物理学によって生成されるスペクトルとは区別されます。したがって、最近のPTAの結果は、nHz範囲のGWを研究するのに重要である一方で、低周波測定と独自の高周波GWスペクトル特徴の相関観察を使用して、PBH支配に続くさまざまなよく研究されたメカニズムをテストし制約するための準備も整えています。。
再加熱中の重力による物質と放射線の生成
私は、インフレトン背景と他のセクターの間の重力相互作用のみを考慮して、インフレーション後の再加熱中の物質と放射線の生成を提示します。考慮されるプロセスは次のとおりです。i)新たに作成された放射線浴内でのインフレトンまたは粒子の散乱に関与する重力子$h_{\mu\nu}$の交換。ii)ヒッグス粒子とインフレトンの曲率に対する非最小結合の影響を含む、放射線浴中のインフレトンバックグラウンドと粒子の散乱。重い右巻きニュートリノ(RHN)の存在を必要とし、これらの「重力ポータル」のみを利用する最小限のシナリオが、観察された暗黒物質(DM)の遺物密度、レプトジェネシスによるバリオンの非対称性を同時に生成できることを示します。大規模フィールド膨張の一般的なモデルの、膨張後の十分に熱い温浴として。
MOND理論は、いわゆる質量欠落問題を構成する不一致の集合を説明する上で、暗黒物質に代わる有望な理論として浮上しました。MONDパラダイムを簡単に概説します。MOND理論は行列一般相対性理論の枠組みに組み込むことができることが示されています。特に、行列一般相対性理論に特殊な場合としてMONDが含まれていることを示します。
