GUREFT シミュレーションによる超高赤方偏移暗黒物質ハローの人口統計と集合履歴の特徴付け
| Title |
Characterising_ultra-high-redshift_dark_matter_halo_demographics_and_assembly_histories_with_the_GUREFT_simulations |
| Authors |
L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Tri_Nguyen,_Peter_Behroozi,_Chirag_Modi,_Jonathan_P._Gardner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14408 |
暗黒物質ハローの人口統計と集合の歴史は宇宙論的構造形成の現れであり、銀河の形成と進化に深い意味を持っています。特に、マージャツリーは、半分析モデル(SAM)、サブハロー存在量マッチング(SHAM)、装飾ハロー占有分布モデル(HOD)などのいくつかのモデリング手法に基本的な入力を提供します。JWSTによって可能になった新しい超高赤方偏移(z>10)フロンティアを動機として、ハローを捕捉するように慎重に設計された超高赤方偏移と超微細タイムステップ(GUREFT)の暗黒物質のみの宇宙論シミュレーションの新しいガジェットスイートを紹介します。ウルトラZユニバースにおける合体の歴史と構造特性。シミュレーションスイートは、ボックスサイズ5、15、35、および90Mpch-1の4つの1024^3粒子シミュレーションで構成され、それぞれに40>z>6の間で170個のスナップショットが保存されています。これらのボックスでカバーされる選択されたダイナミックレンジにより、gureftは、宇宙史の最も初期の時代における出現した暗黒物質ハロー集団とその集合の歴史を明らかにします。この研究では、z~20～6からlog(Mvir/Msun)~5までのハロー質量関数を提示し、高い赤方偏移では、これらのロバストなハロー質量関数が一般的に使用される解析近似や古いフィッティングとは大きく異なる可能性があることを示します。文学の中で機能します。また、濃度やスピンなどのUltra-Zハロー集団の主要な物理的特性、質量増加や合体速度なども示し、更新されたフィッティング関数も再度提供します。
速度相関関数からの成長率制約に対する非線形性の影響
| Title |
The_effects_of_non-linearity_on_the_growth_rate_constraint_from_velocity_correlation_functions |
| Authors |
Motonari_Tonegawa,_Stephen_Appleby,_Changbom_Park,_Sungwook_E._Hong,_and_Juhan_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14457 |
銀河固有速度(PV)調査から測定される宇宙速度場の2点統計は、宇宙の大規模構造の成長速度を制限するための動的プローブとして使用できます。ほとんどの研究では、線形理論に基づく理論テンプレートを使用しながら、数十メガパーセクまでのスケールで統計を使用します。さらに、宇宙速度は体積で重み付けされていますが、観測可能な視線速度の2点相関は、銀河によってサンプリングされたように密度で重み付けされているため、無視されることが多い密度と速度の相関項も寄与します。。これらの効果は、線速度相関関数の$\delta_{\rmL}^2$と比較して、線密度変動$\delta_{\rmL}^4$の4乗であり、逆の符号を持ちます。標準的な摂動理論に基づいてこれらの項を$\delta_{\rmL}^4$までの実空間に提示し、推定成長率$f\sigma_8に対する非線形性と密度速度の寄与の影響を調査します。$、$N$-bodyシミュレーションを使用します。量$\sim{\calO}(500\,h^{-1}\,{\rmMpc})^3$の次世代PV調査の場合、これらの効果は$のシフトに相当することがわかります。f\sigma_8$を$\sim10$パーセントで割ったもので、パラメータ推定に使用される最小スケールが$r_{\rmmin}=20\,h^{-1}\,{\の場合の予測統計誤差に相当します。rmMpc}$.
四重レンズクェーサー SDSS J1004 + 4112 からのパラメータフリーのハッブル定数
| Title |
Parameter_free_Hubble_constant_from_the_quadruply_lensed_quasar_SDSS_J1004_+_4112 |
| Authors |
J._Mart\'inez-Arrizabalaga,_J._M._Diego_and_L._J._Goicoechea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14776 |
我々は、銀河団SDSSJ$1004+4112$内の多重レンズクエーサーの自由曲面レンズモデルを提示します。私たちのレンズモデルは、レンズ面内の質量の分布について最小限の仮定を立てています。モデル変数の特定の構成に起因する、予測時間遅延に関するモデルの不確実性に特に注意を払います。この不確実性を考慮して、$H_0=74^{+9}_{-13}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$というハッブル定数の値が得られます。これは以下と一致します。独立した最近の推定値。中央の画像Eと画像C(最初に到着する画像)の間の予測遅延時間は、$\DeltaT_{E-C}=3200\pm200$日です。$\DeltaT_{E-C}$の将来の測定により、このクラスターQSOシステムから$H_0$に対してより厳しい制約を課すことが可能になります。
| Title |
Black_hole_charges_in_dark_matter_haloes_and_the_seeds_of_cosmic_magnetic_fields |
| Authors |
Nelson_D._Padilla,_Ignacio_J._Araya,_Federico_Stasyszyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14929 |
我々は、ブラックホールが宇宙の暗黒物質ハロー（または銀河）内の電離プラズマに埋め込まれている場合に、ブラックホールが保持できる電荷の改善された推定値を提示します。我々は、ブラックホールのスピンへの依存性を含め、非熱的ホーキング蒸発を介してブラックホールの電荷と逆符号の電荷の自然放出を実現し、この電荷損失が継続的な降着によって平衡するときに生じる平衡電荷を推定しました。周囲のプラズマからの電荷。結果として生じる電荷は、以前に推定された上限よりも数桁低い可能性がありますが、ブラックホールのスピンの振幅とプラズマの密度に応じて増加するマージンだけ、ギボンズ（1974）によって指摘されたペア生成限界を超える可能性があります。また、暗黒物質が原始ブラックホールで構成されている場合の暗黒物質ハローの正味電荷と磁気モーメント、および銀河の恒星ハローの一部を形成する天体物理学的ブラックホールの計算も実行します。これらの異なるケースについて、結果として生じる$z=15$ハローの磁場を計算し、原始ブラックホールと恒星ブラックホールの両方が、現在の銀河で観測されているブラックホールの種となる磁場を提供できることを示した。
宇宙の多数と宇宙磁場の起源
宇宙磁場の種の起源はまだ謎です。天体物理学のダイナモプロセスが起こる前に必要なシード磁場の振幅と、銀河のような原始的な天の川の特性を使用して、それを生み出すために必要な電荷の不均衡は$\sim10^{39ごとに$1$と一致すると推定します。}$。この不均衡は、陽子と電子の間のクーロン対重力ポテンシャルの比と一致しており、このような不均衡をもついずれかの粒子が銀河に結合したままになり、シードが生成される可能性がある。この電荷の不均衡は、インフレによって残った正電荷と負電荷の数のポアソンノイズによって発生する可能性があり、デカップリング後も長寿命である可能性があることを示します。さらに、同じ原理が、最初の大質量星の死後、恒星の残存ブラックホールが原始銀河の周囲のプラズマから抽出できる最大電荷にも当てはまり、その力学によって磁場の生成も可能になることを示す。シード。この手紙では、この問題に対するシンプルで説得力のある解決策を示す、これらの驚くべき偶然について説明します。
重力波標準サイレンと短期 $\gamma$ 線バーストの共同観測を用いた宇宙論パラメータ推定の包括的予報
| Title |
A_comprehensive_forecast_for_cosmological_parameter_estimation_using_joint_observations_of_gravitational-wave_standard_sirens_and_short_$\gamma$-ray_bursts |
| Authors |
Tao_Han,_Shang-Jie_Jin,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14965 |
第3世代(3G)重力波(GW)検出器の時代では、連星中性子星(BNS)合体現象のマルチメッセンジャーGW観測は、宇宙膨張の歴史の探求に大きな影響を与える可能性があります。本研究では、3GGW検出器と将来の短$\gamma$線バースト(GRB)検出器THESEUSのような望遠鏡共同観測を考慮することにより、宇宙論的パラメータ推定における3GGW標準サイレン観測の可能性を包括的に探求する。さまざまな検出戦略の10年間の観察に基づいて、検出可能なGW-GRBイベントの数は、赤方偏移$z<4$、傾斜角$\iota<17^{\circ}$の277～685であると予測します。。宇宙論的解析では、5つの典型的なダークエネルギーモデル、つまり$\Lambda$CDM、$w$CDM、$w_0w_a$CDMモデル、および相互作用ダークエネルギー(IDE)モデル(I$\Lambda$CDMおよびI$w$CDM)。GWはハッブル定数を$0.09\%$-$0.37\%$の精度で厳密に制約できるが、他の宇宙論的パラメータの制約ではうまく機能しないことがわかりました。幸いなことに、GWは、主流のEM観測であるCMB+BAO+SN(CBS)によって生成される宇宙論的パラメータの縮退を効果的に打ち破ることができました。模擬GWデータとCBSデータを組み合わせると、CBS+GWはダークエネルギー$w$の状態方程式パラメータを、精度宇宙論の標準に近い$1.36\%$の精度で厳密に制限できます。一方、CBSにGWを追加すると、宇宙論的パラメーターの制約が$35.3\%$-$92.0\%$改善される可能性があります。結論として、3GGW検出器によるGW標準サイレン観測は、ハッブル張力を解決し、ダークエネルギーの基本的な性質を調査する上で重要な役割を果たす可能性があります。
我々は、再加熱の時代における大きな密度変動によって生じる重力崩壊によるブラックホールの形成を、硬い状態方程式を用いて考察し、誘起重力波スペクトルを計算する。今日の重力波の総エネルギー密度に関する既存の限界を考慮することにより、このシナリオのパラメータ空間に対する制約がわかります。また、標準模型に存在するカイラル重力異常を介して計量摂動によって生成されるレプトンの非対称性を計算し、電弱スファレロン過程が起こると、ブラックホール形成の原因となるスカラー摂動の大きなスペクトルがバリオンのピークを誘発することを発見しました。小規模な非対称変動。
パルサータイミングアレイからの高周波重力波
NANOGravやPPTAなどのいくつかのパルサータイミングアレイ(PTA)実験では、最近、ナノHz周波数帯域における重力波背景の証拠を報告しました。この信号は、強化された曲率摂動によって生成されるスカラー誘起重力波(SIGW)に由来する可能性があります。ここでは、PTAデータセットに対して共同尤度推論を実行します。その結果、PTA信号が実際にSIGW起源のものである場合、必要な曲率摂動の振幅によって$[2\times10^{-5に原始ブラックホール(PBH)が生成されることがわかります。},2\times10^{-2}]\m_\odot$の質量範囲。これらのPBHの合併により、$[10^{-3},10^8]$Hz周波数範囲に強力な重力波の痕跡が残り、アインシュタイン望遠鏡、DECIGO、BBOなどの今後の干渉計で検出可能になる可能性があります。観測されたPTA信号の発生源をさらに精査するための複数の周波数の機会を提供します。
銀河クラスタリングのためのシミュレーションベースの推論の感度分析
| Title |
Sensitivity_Analysis_of_Simulation-Based_Inference_for_Galaxy_Clustering |
| Authors |
Chirag_Modi,_Shivam_Pandey,_Matthew_Ho,_ChangHoon_Hahn,_Bruno_R'egaldo-Saint_Blancard,_Benjamin_Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15071 |
シミュレーションベースの推論(SBI)は、忠実度の高い宇宙論的シミュレーションを活用し、分析的にモデル化できない非ガウス、非線形スケールから情報を抽出するための有望なアプローチです。しかし、SBIを次世代の宇宙論的探査に拡張するには、広範囲の宇宙論にわたって多数の正確なシミュレーションを必要とすると同時に、高解像度で大きな宇宙論的ボリュームを網羅する必要があるという計算上の課題に直面しています。この課題は、堅牢な推論を確保しながら、フォワードモデルのさまざまなコンポーネントの精度と計算コストのバランスをとることで、潜在的に軽減できる可能性があります。このステップを導くために、宇宙論的シミュレーションのさまざまなコンポーネントである重力モデル、ハローファインダー、銀河ハロー分布モデル(ハロー占有分布、HOD)に対して銀河クラスタリングのSBIの感度解析を実行します。暗黒エネルギー分光装置(DESI)を使用して観測された、輝く赤い銀河から予想される銀河数密度を仮定して、銀河パワースペクトル多重極子と双スペクトル単極子を使用して$\sigma_8$と$\Omega_m$を推定します。SBIは$N$-bodyシミュレーションとパーティクルメッシュ(PM)シミュレーションの間での重力モデルの変更に鈍感であることがわかりました。ただし、ハローファインダーをフレンズ・オブ・フレンズ(FoF)からRockstarに変更すると、バイスペクトルに基づいた$\sigma_8$の推定値に偏りが生じる可能性があります。銀河モデルの場合、より複雑なHODでSBIをトレーニングすると、それほど複雑でないHODモデルでは一貫した推論が得られますが、より単純なHODモデルでトレーニングされたSBIをより複雑なHODモデルからのデータの分析に適用すると失敗します。私たちの結果に基づいて、将来の銀河調査へのSBIアプローチの適用に焦点を当てた宇宙論的シミュレーションの展望について議論します。
暗黒時代と宇宙の夜明けにおける21cmの水素線の形成：宇宙論と最初の光への依存
| Title |
Formation_of_the_hydrogen_line_21-cm_in_Dark_Ages_and_Cosmic_Dawn:_dependences_on_cosmology_and_first_light |
| Authors |
Bohdan_Novosyadlyj,_Yurij_Kulinich,_Gennadi_Milinevsky,_Valerii_Shulga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15092 |
私たちは、暗黒時代、宇宙の夜明け、および再電離時代における水素原子の赤方偏移超微細構造線21cmの形成を分析します。この線における全球微分輝度温度の変化は、宇宙論的パラメーターの値と銀河間物質の物理的条件への依存性を研究するために計算されました。宇宙論パラメータ$\Omega_b$、$\Omega_{cdm}$、$\Omega_{\Lambda}$、$\Omega_K$、$の変化による$z\sim80$における暗黒時代の吸収線の深さの変化H_0$が検討されています。プランク後のパラメータを備えた標準モデルは、吸収線$\sim$30-50mKの中心における微分輝度温度の値を予測します。この線のプロファイルは、消滅または崩壊する暗黒物質、原始確率磁場などを含む、非標準的な宇宙論モデルではまったく異なるものになる可能性があります。それはより浅い場合や、吸収の谷の代わりに放出の隆起である場合があります。また、Wouthuysen-Field効果により10<z<30で形成されるCosmicDawn吸収線の位置と深さは、主に第1の光源のスペクトルエネルギー分布によって定義されることも示されている。$z_{ri}=7\pm1$で再電離が起こるとすると、この線の中心の輝度差温度は$\sim$80mKになります。再電離中は$\sim$20mKの振幅の放出が可能です。また、これらの時代からの21cmの吸収/発光線の強度を計算する際には、バリオン成分の温度、密度、イオン化の度合いが決定的な要因となることも示されています。
宇宙の夜明けを通して光の遺物を探る
私たちは、今後行われる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)や大規模構造調査に加えて宇宙論的情報を提供する、宇宙の夜明けの21cm調査($12\lesssim\!z\lesssim\!30$)の見通しを調査します。CMB-S4、サイモンズ天文台(SO)、およびDESI。私たちは、標準模型の理論を超えて探査するための有望な観測量である相対論的種の有効数$N_{\rmeff}$に焦点を当てます。平方キロメートルアレイ(SKA)などの今後の21cmサーベイを含めると、$2\sigma$レベルで光粒子の幅広いモデルを調査できるようになり、たとえばCMB-S4。$N_{\rmeff}$と原始ヘリウム分率$Y_p$の間の縮退を考慮すると、特に$N_{\rmeff}については、宇宙論的パラメーターに対する感度の2倍以上の改善を達成できます。$と暗黒物質のエネルギー密度$\omega_c$です。
交通専用モデル向けの新しい偏心パラメータ化
我々は、トランジットのみのフィットのための新しい離心率パラメータ化を提案します。これにより、ペリアストロンの離心率と引数を効率的にサンプリングできると同時に、主星の周りのケプラー軌道にある惑星の自己矛盾のないモデルを生成することができます。ランダムに生成された330個のシステムのシミュレートされた適合により、典型的なパラメータ化が惑星離心率の不正確で過度に正確な決定につながることが多いことを実証しました。しかし、私たちが提案したパラメータ化により、利用可能な通過データのみを使用して、シミュレートされた惑星系の離心率を正確に、そして多くの場合は正確に回復することができます。
太陽に似た恒星の周囲でのホットジュピターの出現率が恒星の年齢とともに減少するという証拠
| Title |
Evidence_that_the_Occurrence_Rate_of_Hot_Jupiters_around_Sun-like_Stars_Decreases_with_Stellar_Age |
| Authors |
Shota_Miyazaki_and_Kento_Masuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14605 |
私たちは、太陽に似た星の周りの巨大惑星（最小質量$>0.3\,M_\mathrm{Jup}$）の出現率が、その主星の年齢、質量、金属量にどのように依存するかを調べます。私たちは、惑星と恒星の両方のパラメーターの関数として星ごとの惑星の数(NPPS)を推論するための階層的なベイジアンフレームワークを開発しました。このフレームワークは、分光パラメータ、ガイアDR3視差、および事前の特定の簿記。このフレームワークを、分光パラメータと調査対象のすべての星の検索完全性を公開しているCaliforniaLegacySurveyカタログの382個の太陽に似た星のサンプルの周囲で見つかった46個のドップラー巨星に適用します。我々は、ホットジュピターのNPPS(公転周期$P=1$-$10\,\mathrm{days}$)が、$\mathcal{O}(\のタイムスケールにわたる主系列の後半でほぼ減少するという証拠を発見した)mathrm{Gyr})$ですが、冷たい木星($P=1$-$10\,\mathrm{yr}$)はそうではありません。この減少が本物であり、潮汐軌道の減衰によって引き起こされると仮定すると、修正された恒星の潮汐品質係数$Q^\prime_\star$は、太陽に似た主星の場合$\mathcal{O}(10^6)$であることが暗示されます。$P\約3\,\mathrm{日}$で木星質量惑星の周りを周回する系列星。
冥王星の大気における 2019 年と 2020 年の恒星の掩蔽結果を照合します。 2019 年 9 月 5 日のイベントと一貫性分析の両方からの新しい制約
| Title |
Reconciling_results_of_2019_and_2020_stellar_occultations_on_Pluto's_atmosphere._New_constraints_from_both_the_5_September_2019_event_and_consistency_analysis |
| Authors |
Ye_Yuan,_Fan_Li,_Yanning_Fu,_Jian_Chen,_Wei_Tan,_Shuai_Zhang,_Wei_Zhang,_Chen_Zhang,_Qiang_Zhang,_Jiahui_Ye,_Delai_Li,_Yijing_Zhu,_Zhensen_Fu,_Ansheng_Zhu,_Yue_Chen,_Jun_Xu,_Yang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14724 |
2019年9月5日の冥王星による恒星食では、2つの別々の観測点で陽性の検出結果が得られました。比較可能な研究と一致するアプローチを使用して、この現象の観測から冥王星の大気の表面圧力$11.478\pm0.55~\mathrm{\mubar}$を導き出しました。さらに、Sicardyらによって強調された潜在的なメソッドの不一致を回避するために。過去の圧力測定値と比較する際、2018年8月15日と2019年7月17日のイベントまでにデータをそれぞれ再分析しました。すべての新しい測定値は、2015年以降の気圧変動に関する2つの異なる視点、つまり2018年8月15日と2019年7月17日のイベントに関する以前の研究からの急速な気圧低下と、2020年6月6日のイベントからのプラトー段階の間の架け橋を提供します。2019年9月5日のイベントの圧力測定値は、2016年、2018年、2020年の圧力測定値と一致しており、後者の観点を裏付けています。2011年6月4日と2019年7月17日のイベントの測定値は、Mezaらの揮発性輸送モデル（VTM）では説明できないV字型の圧力変動の可能性を示唆しているが、VTMは平均的には依然として適用可能である。また、2011年6月4日のイベントの恒星のかすかな明るさと、2019年7月17日のイベントのかすめた単一コードの幾何学形状のため、V字型のバリエーションの妥当性については議論の余地があります。冥王星の大気の重要な圧力変動をすべて明らかにし、理解するには、可能な場合は常に掩蔽観測による継続的な圧力監視によって、相互作用する大気と地表の短期および長期の両方の変化に制約を与えることが不可欠であり、頻繁な分光分析や観測によって補完されます。表面の測光。
TOI-199 b: 南極から見た、TTV を備えた 100 日間通過するよく特徴づけられた温暖な巨大惑星
| Title |
TOI-199_b:_A_well-characterized_100-day_transiting_warm_giant_planet_with_TTVs_seen_from_Antarctica |
| Authors |
Melissa_J._Hobson,_Trifon_Trifonov,_Thomas_Henning,_Andr\'es_Jord\'an,_Felipe_Rojas,_Nestor_Espinoza,_Rafael_Brahm,_Jan_Eberhardt,_Mat\'ias_I._Jones,_Djamel_Mekarnia,_Diana_Kossakowski,_Martin_Schlecker,_Marcelo_Tala_Pinto,_Pascal_Jos\'e_Torres_Miranda,_Lyu_Abe,_Khalid_Barkaoui,_Philippe_Bendjoya,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Marco_Buttu,_Ilaria_Carleo,_Karen_A._Collins,_Knicole_D._Col\'on,_Nicolas_Crouzet,_Diana_Dragomir,_Georgina_Dransfield,_Thomas_Gasparetto,_Robert_F._Goeke,_Tristan_Guillot,_Maximilian_N._G\"unther,_Saburo_Howard,_Jon_M._Jenkins,_Judith_Korth,_David_W._Latham,_Monika_Lendl,_Jack_J._Lissauer,_Christopher_R._Mann,_Ismael_Mireles,_George_R._Ricker,_Sophie_Saesen,_Richard_P._Schwarz,_S._Seager,_Ramotholo_Sefako,_Avi_Shporer,_Chris_Stockdale,_Olga_Suarez,_Thiam-Guan_Tan,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Bill_Wohler,_and_George_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14915 |
我々は、暖かい巨大惑星TOI-199bの分光学的確認と正確な質量測定を紹介します。この惑星は最初にTESS測光で特定され、南極のASTEPによる地上測光を使用して確認されました。これには、6.5$\,$hの長い通過、PEST、ヘーゼルウッド、LCOが含まれます。NEOSSatからの宇宙測光。FEROS、HARPS、CORALIE、CHIRONからの動径速度(RV)。後期G型星を周回するTOI-199\,bは$\mathrm{104.854_{-0.002}^{+0.001}\,d}$周期、質量$\mathrm{0.17\pm0.02を持っています。\,M_J}$、半径は$\mathrm{0.810\pm0.005\,R_J}$です。これは、質量と半径が正確に決定された最初の暖かい系外土星です。TESSとASTEPの通過は強い通過タイミングの変動を示しており、この星系内に2番目の惑星が存在することを示しています。RVとTTVの共同解析は、$\mathrm{273.69_{-0.22}^{+0.26}\,d}$の周期を持つ非通過伴星TOI-199cに対する独自の解を提供します。$\mathrm{0.28_{-0.01}^{+0.02}\,M_J}$の推定質量。この期間は、保守的なハビタブルゾーン内に位置します。
DART/ディモルフォスの瓦礫跡の単一噴出モデル
NASADART宇宙船と小惑星ディモルフォスの衝突により、放出された粒子に対する太陽輻射圧力の作用によって形成された、特徴的で長寿命のデブリ跡が形成されました。この痕跡は一時的に二重の外観を示しましたが、これは二重放出の結果であると解釈されています。二重放出を想定する必要なく、一時的な二重軌跡を生成できるモデルを紹介します。私たちのモデルは、円錐軸に対して大きな角度から見たときの円錐壁の投影としての二重跡の外観を説明し、単一の瞬間的な衝撃から2つのエポックで塵が生成される問題を回避します。粒子は、微分指数q=2.7+/-0.2(1um<=a<=2mm)、3.9+/-0.1(2mm<a<=1cm)、および4.2+/-0.2(1cm<a<=20cm)。サイズが1umから20cmまでの粒子の軌跡の総質量(仮定密度3500kg/m3の場合)は約1.7e7kgであり、半径3.5mまでの岩に拡張すると2.2e7kgに増加することがわかります。これはディモルフォスの質量の0.4～0.6%に相当します。
CH$^+$ との電子駆動衝突の速度係数: 解離性再結合とロビブロン励起
| Title |
Kinetic_rate_coefficients_for_electron-driven_collisions_with_CH$^+$:_dissociative_recombination_and_rovibronic_excitation |
| Authors |
Joshua_Forer,_D\'avid_Hvizdo\v{s},_Mehdi_Ayouz,_Chris_H._Greene,_Viatcheslav_Kokoouline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14370 |
電子衝撃によるCH$^+$イオンのロビブロン励起と電子によるCH$^+$の解離再結合の断面積と速度係数を、R行列法と分子量子欠陥理論を組み合わせた理論的アプローチを用いて評価した。この方法は、理論的結果と最近の極低温貯蔵リング実験のデータを比較しながら開発およびテストされています。得られた断面積と1Kから10,000Kまでの温度で評価された速度係数は、天体物理観測の解釈におけるプラズマモデリングや、炭化水素分子プラズマが存在する技術的応用に使用できます。
いて座B2 NとMの原始星核
| Title |
Protostellar_cores_in_Sagittarius_B2_N_and_M |
| Authors |
Nazar_Budaiev_(1),_Adam_Ginsburg_(1),_Desmond_Jeff_(1),_Ciriaco_Goddi_(2,_3,_4,_and_5),_Fanyi_Meng_(6_and_7),_\'Alvaro_S\'anchez-Monge_(8_and_9),_Peter_Schilke_(7),_Anika_Schmiedeke_(10),_Taehwa_Yoo_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_Gainesville,_FL,_USA,_(2)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Instituto_de_Astronomia,_Geof\`isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_Departamento_de_Astronomia,_S\~ao_Paulo,_Brazil,_(3)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\'a_degli_Studi_di_Cagliari,_Monserrato,_Italy,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_Selargius_(CA),_Italy,_(5)_INFN,_Sezione_di_Cagliari,_Cittadella_Univ.,_Monserrato_(CA),_Italy,_(6)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_PR_China,_(7)_I._Physikalisches_Institut_der_Universit\"at_zu_K\"oln,_K\"oln,_Germany,_(8)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai_(ICE,_CSIC),_Barcelona,_Spain,_(9)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_Barcelona,_Spain,_(10)_Green_Bank_Observatory,_Green_Bank,_WV,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14407 |
我々は、我々の星形成が最も活発に行われている雲の一部である原始星団いて座B2（SgrB2）北（N）と主（M）の原始星核の、それぞれ500天文単位と700天文単位の分解能1mmと3mmのアルマ望遠鏡観測を紹介します。銀河。この領域の以前の低解像度(5000天文単位)3mm観測では、$M>8\mathrm{\,M}_\odot$を持つ若い恒星天体(YSO)であると推定される$\sim$150個の光源が検出されました。解像度が10倍に向上したため、3mmでは371個の光源が検出され、1mmではより小さな視野で218個の光源が検出されます。低解像度で見られるソースは、平均して2つのオブジェクトに断片化されていることが観察されます。観測された情報源の約3分の1が断片化されています。私たちが報告する光源のほとんどはかろうじて解像されており、少なくとも部分的に光学的に厚いです。我々は、観測された光源がステージ0/IのYSO、つまり、太陽近傍で観測されたものよりも暖かい、活動的な原始星とエンベロープを備えた回転支持された円盤と最も一致していると判断した。ソースカウントに基づいて推定される星の質量と雲の星形成率を報告します:2800$\mathrm{\,M}_\odot$,0.0038$\mathrm{\,M}_\odot$yr$^{SgrB2Nの場合は-1}$、SgrB2Mの場合はそれぞれ6900$\mathrm{\,M}_\odot$、0.0093$\mathrm{\,M}_\odot$yr$^{-1}$です。
分子雲からの線放射の特徴付け。 II.カリフォルニア、ペルセウス、オリオン A の比較研究
| Title |
Characterizing_the_line_emission_from_molecular_clouds._II._A_comparative_study_of_California,_Perseus,_and_Orion_A |
| Authors |
M._Tafalla,_A._Usero,_A._Hacar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14414 |
$Aims.$星の形成速度が1桁に及ぶ3つの雲、カリフォルニア、ペルセウス、オリオンAの分子線放射を特徴付けます。$Methods.$層別ランダムサンプリングを使用して、異なる柱密度を表す位置を選択します。それぞれの雲の状態を観察し、IRAM-30m望遠鏡で観察します。当社は3mm波長帯域をカバーし、CO、HCN、CS、HCO+、HNC、およびN2H+の分析に重点を置いています。$Results.$ラインの強度がH2カラムの密度に最も強く依存することがわかります。特にオリオンAで見られる二次的な効果は、線の強度がガス温度に依存することです。私たちは温度変化を補正する方法を検討し、それを適用すると3つの雲からの放出が非常に似たように動作することを示しました。CO強度はカラム密度に応じてわずかに変化しますが、HCN、CS、HCO+などの従来の高密度ガストレーサーの強度はカラム密度に応じてほぼ直線的に変化します。N2H+は、冷たい高密度ガスのみを追跡するという点で、他のすべての種とは異なります。まれなHCNおよびCSアイソトポログの強度により、追加の温度依存性存在量変動が明らかになります。全体として、雲は同様の化学組成を持ち、深さが増すにつれて、オリオン座Aの最も密度の高い部分では、光解離、気相反応、分子の凍結アウト、および恒星のフィードバックによって順次支配されます。また、私たちの観測により、線を計算することもできました。各雲の明るさを調べ、文献値と比較すると、良好な一致が示されています。私たちはHCNデータを使用してHCN変換係数の挙動を調査し、それが最も外側の雲層からの放出によって支配されていることを発見しました。また、ガスの運動温度にも大きく依存します。最後に、HCN/CO比がガス体積密度の推定値を提供すること、およびその柱密度との相関関係が銀河系外の観測で見出される相関関係に似ていることを示します。
多様な恒星系の統合光による初期質量関数の変動性
| Title |
Initial_mass_function_variability_from_the_integrated_light_of_diverse_stellar_systems |
| Authors |
Chloe_M._Cheng,_Alexa_Villaume,_Michael_L._Balogh,_Jean_P._Brodie,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Aaron_J._Romanowsky,_Pieter_G._van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14415 |
我々は、15個の小型恒星系(M31の11個の球状星団と、おとめ座星団内の4個の超小型矮星、UCD)および2個の最も明るいかみのけ銀河(BCG)の統合光分光法による恒星の初期質量関数(IMF)の均一な解析を発表します。、広範囲の金属量($-$1.7$<$[Fe/H]$<$0.01)と速度分散(7.4km~s$^{-1}$$<\sigma<$275km~s$)をカバーします。^{-1}$)。S/N$\sim100$\AA$^{-1}$KeckLRISスペクトルは、柔軟なフルスペクトルの恒星集団合成モデルを使用して、$4000<\lambda/\mbox{\AA}<10,000$の範囲にわたってフィッティングされます。。私たちはモデルを使用して人口の年齢、金属量、および個々の元素存在量を同時に適合させ、存在量の変動をIMFの傾きの変動から切り離すことができます。私たちは、コンパクトな恒星系は、初期型銀河で見つかった物理パラメータと同じ傾向をたどらないことを示します。私たちのサンプルにあるほとんどの球状星団は、[Fe/H]と[Mg/Fe]の広い範囲にわたって、天の川銀河のIMFと一致するIMFを持っています。UCD間にはさらに多様性があり、ボトムヘビーIMFの証拠を示すものもありますが、金属量、存在量、または速度分散との明確な相関関係はありません。2つの昏睡BCGは同様の速度分散と金属性を持っていますが、NGC~4874のIMFは天の川銀河のIMFと一致しているのに対し、NGC~4889は著しく底部に重いIMFの証拠を示していることがわかりました。このサンプルの場合、IMFは単一の金属量に依存する処方では説明できない形でオブジェクト間で変化するように見えます。
GA-NIFS: JWST/NIRSpec IFS によって目撃された z=3.7 の高度に星形成銀河群内の共進化
| Title |
GA-NIFS:_co-evolution_within_a_highly_star-forming_galaxy_group_at_z=3.7_witnessed_by_JWST/NIRSpec_IFS |
| Authors |
B._Rodr\'iguez_Del_Pino,_M._Perna,_S._Arribas,_F._D'Eugenio,_I._Lamperti,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_H._\"Ubler,_A._Bunker,_S._Carniani,_S._Charlot,_R._Maiolino,_C._J._Willott,_T._B\"oker,_J._Chevallard,_G._Cresci,_M._Curti,_G._C._Jones,_E._Parlanti,_J.Scholtz,_G.Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14431 |
我々は、GOODS-Southのz=3.7にある大規模なGS_4891銀河の周囲にある銀河群のNIRSpecIFS観測を提示します。この銀河群には、北のGS_4891_nと東のGS_28356という他の2つの星系が含まれています。GTOGA-NIFSプログラムの一部として得られたこれらの観測により、星間物質(ISM)の空間分解特性と、この赤方偏移における銀河の電離ガス運動学を初めて研究することが可能になりました。高分散グレーティング(分解能R=2700)による[OII]$\lambda$$\lambda$3726,29から[SII]$\lambda$$\lambda$6716までの広い波長範囲の観測を活用し、31では、星形成速度、星雲の減衰、ガスの金属性の空間分布を、イオン化ガスの励起に関与するメカニズムとともに調査します。GS_4891は、南東(星形成塊が確認される)から北西に向かって0.2dexを超えるガス金属度の明確な勾配(12+log(O/H)で追跡)を示します。質量の小さい北方系GS_4891_nのガスの金属度も、GS_4891の中心よりも0.2dex高く、より質量の大きい系では金属度の低いガスの流入が優先される可能性があることを示唆しています。運動学的解析により、GS_4891が回転と一致してイオン化ガス内に速度勾配を示すことが示されました。GS_4891とGS_4891_nの間の領域には高いガス乱流が見られず、ガスの金属度の違いと合わせて、これら2つのシステムが合併前の段階にある可能性があることが示唆されています。最後に、GS_4891は、原子核からr_out=1.2kpcまで広がるイオン化アウトフローをホストし、最大速度v_outは約400km/sに達します。M_out$\sim$2Msun/yrの質量流出率があるにもかかわらず、関連する低い質量負荷係数$\eta$=0.05は、流出が銀河の星形成活動に重大な影響を与えていないことを意味します。。
| Title |
A_disc_wind_model_for_blueshifts_in_quasar_broad_emission_lines |
| Authors |
James_H._Matthews,_Jago_Strong-Wright,_Christian_Knigge,_Paul_Hewett,_Matthew_J._Temple,_Knox_S._Long,_Amy_L._Rankine,_Matthew_Stepney,_Manda_Banerji,_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14434 |
CIV$\lambda$1550のような幅広い輝線における青方偏移(より正確には青の非対称性)は、明るいクェーサーでは一般的であり、エディントン比や広範な吸収線(BAL)特性などの基本的な特性と相関しています。しかし、これらの青方偏移の形成はまだ理解されておらず、BAL現象や降着円盤との物理的な関係も理解されていません。この研究では、パラメータ化された双円錐形の円盤風モデルを使用したモンテカルロ放射伝達および光イオン化シミュレーションを紹介します。我々は、クェーサーの方位対称性を利用し、(i)円盤の中央平面が光学的に線形成領域を超えて半径方向に厚く、後退する風のバイコーンが隠されているという条件で、CIV青方偏移を再現できることを示します。(ii)システムは比較的低い(つまり、より正面にある)傾斜から見られます($\lesssim40^\circ$)。我々は、CIV輝線の青方偏移とBALが同じ風構造内で形成される可能性があることを示します。風の速度プロファイルは、線形成領域の位置と結果として得られる線プロファイルに大きな影響を及ぼし、輝線の形状が風を動かす物理学のプローブとして使用できることを示唆しています。アウトフローで青方偏移/青非対称性を生成することには成功していますが、観察された輝線プロファイルの詳細な形状や歪みを一致させるのに苦労しています。さらに、私たちのモデルは、特定の視野角に対して赤方偏移した輝線の非対称性を生成します。私たちは、CIV$\lambda$1550放射の青方偏移と等価幅空間の文脈で研究について議論し、クエーサーディスクの風の物理学への影響を探ります。
VANDELS ESO 公共分光調査: 分光測定カタログ
| Title |
The_VANDELS_ESO_public_spectroscopic_survey:_The_spectroscopic_measurements_catalogue |
| Authors |
M._Talia,_C._Schreiber,_B._Garilli,_L._Pentericci,_L._Pozzetti,_G._Zamorani,_F._Cullen,_M._Moresco,_A._Calabr\`o,_M._Castellano,_J._P._U._Fynbo,_L._Guaita,_F._Marchi,_S._Mascia,_R._McLure,_M._Mignoli,_E._Pompei,_E._Vanzella,_A._Bongiorno,_G._Vietri,_R._O._Amor\'in,_M._Bolzonella,_A._C._Carnall,_A._Cimatti,_G._Cresci,_S._Cristiani,_O._Cucciati,_J._S._Dunlop,_F._Fontanot,_P._Franzetti,_A._Gargiulo,_M._L._Hamadouche,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_A._Iovino,_A._M._Koekemoer,_F._Mannucci,_D._J._McLeod,_and_A._Saldana-Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14436 |
VANDELSは、高赤方偏移銀河の物理的特性を詳細に研究することを目的として、VLTのVIMOS装置を使用して実行される深層分光調査です。VANDELSは、CANDELSChandraDeep-FieldSouth(CDFS)およびUltra-DeepSurvey(UDS)フィールドの1<z<6.5にある約2100の情報源をターゲットにしました。この論文では、この調査から得られた分光測定カタログの公開リリースを紹介します。このカタログには、ガウスフィットによって得られた発光線と吸収線の重心、フラックス、静止座標系の等価幅、および多数の原子および分子のインデックス(例:リック）および連続体の中断（例：D4000）、およびエラースペクトルに適用される補正が含まれます。使用されたコードの測定方法と検証について説明します。
機械学習によるオリオン KL の化学物質インベントリーの説明
| Title |
Explaining_the_Chemical_Inventory_of_Orion_KL_through_Machine_Learning |
| Authors |
Haley_N._Scolati,_Anthony_J._Remijan,_Eric_Herbst,_Brett_A._McGuire,_Kin_Long_Kelvin_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14449 |
天体化学に関連する情報源内に存在する化学と物理学の相互作用は、それらの化学物質の目録を全体的に理解することができた場合にのみ完全に評価することができます。Leeらによる以前の研究。(2021)は、TaurusMolecularCloud1(TMC-1)の化学物質インベントリの存在量を再現し、新しい候補分子の存在量予測を提供するための単純な回帰モデルの機能を実証しました。ただし、TMC-1が天体化学においてどの程度「ユニコーン」であるかはまだ分からない。天体化学では、その化学と物理学の単純さにより、単純な機械学習モデルによる特性評価が容易に行える。今回我々は、よく研究されている高質量星形成領域であるオリオン・クラインマン・ロー星雲（オリオンKL）星雲への化学的複雑性の拡張を提示する。TMC-1とは異なり、OrionKLは化学的および運動学的に異なるいくつかの構造的に異なる環境で構成されており、これらの構成要素間の分子のカラム密度には非線形相関があり、さまざまな環境で予想外の出現や、可能性のある種の欠如を引き起こす可能性があります。この概念実証研究では、Leeらによってサンプリングされた同様の回帰モデルが使用されました。(2021)Crockettetal.で提示されたXCLASSフィッティングプログラムのカラム密度を正確に再現します。（2014年）。
SOFIA フィードバック調査: [C II] の創造の柱と分子ライン
| Title |
SOFIA_FEEDBACK_Survey:_The_Pillars_of_Creation_in_[C_II]_and_Molecular_Lines |
| Authors |
Ramsey_L._Karim,_Marc_W._Pound,_Alexander_G.G.M._Tielens,_Maitraiyee_Tiwari,_Lars_Bonne,_Mark_G._Wolfire,_Nicola_Schneider,_\"Umit_Kavak,_Lee_G._Mundy,_Robert_Simon,_Rolf_G\"usten,_J\"urgen_Stutzki,_Friedrich_Wyrowski,_Netty_Honingh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14637 |
[CII]158ミクロン線のSOFIAFEEDBACK観測を使用して、わし星雲の創造の柱内の光解離領域(PDR)と分子ガスの物理的構造と状態を調査します。これらの観測は0.5kms$^{-1}$まで速度分解されており、SOFIAでも観測された[OI]63ミクロンの線やCOの回転線など、同様の空間分解能とスペクトル分解能を持つ補足データのコレクションと並行して分析されます。、HCN、HCO$^{+}$、CS、N$_2$H$^{+}$。SOFIA、APEX、CARMA、BIMAの優れたスペクトル分解能を使用して、ピラーの運動学的構造との関連で、暖かいPDRと冷たい分子ガス層の間の関係を明らかにします。私たちは、照明パターンと運動学的関係から情報を得た柱とその周囲の幾何学的画像を組み立て、柱に関連するPDRの物理的状態を導き出します。平均分子ガス密度$n_{{\rmH}_2}\sim1.3\times10^5$cm$^{-3}$と平均原子ガス密度$n_{\rmH}\sim1.8を推定します。\times10^4$cm$^{-3}$となり、原子ガスが磁気的に支持されている場合、イオン化相、原子相、分子相が圧力平衡にあると推測されます。P1a、P1b、P2、P3の柱の質量はそれぞれ103、78、103、18太陽質量であり、蒸発時間は$\sim$1-2Myrであることがわかります。柱の頂上にある密集した塊は現在磁場によって支えられています。私たちの分析は、両極性拡散が急速であり、これらの凝集塊が光蒸発時間スケール内で崩壊する可能性が高いことを示唆しています。
アルマ望遠鏡による青いプロフィールの大規模原始星団における星の形成と進化に関する調査 (ASSEMBLE): 核の成長、星団の収縮、および原始質量の分離
| Title |
The_ALMA_Survey_of_Star_Formation_and_Evolution_in_Massive_Protoclusters_with_Blue_Profiles_(ASSEMBLE):_Core_Growth,_Cluster_Contraction,_and_Primordial_Mass_Segregation |
| Authors |
Fengwei_Xu,_Ke_Wang,_Tie_Liu,_Mengyao_Tang,_Neal_J._Evans_II,_Aina_Palau,_Kaho_Morii,_Jinhua_He,_Patricio_Sanhueza,_Hong-Li_Liu,_Amelia_Stutz,_Qizhou_Zhang,_Xi_Chen,_Pak_Shing_Li,_Gilberto_C._G\'omez,_Enrique_V\'azquez-Semadeni,_Shanghuo_Li,_Xiaofeng_Mai,_Xing_Lu,_Meizhu_Liu,_Li_Chen,_Chuanshou_Li,_Hongqiong_Shi,_Zhiyuan_Ren,_Di_Li,_Guido_Garay,_Leonardo_Bronfman,_Lokesh_Dewangan,_Mika_Juvela,_Chang_Won_Lee,_S._Zhang,_Nannan_Yue,_Chao_Wang,_Yifei_Ge,_Wenyu_Jiao,_Qiuyi_Luo,_J.-W._Zhou,_Ken'ichi_Tatematsu,_James_O._Chibueze,_Keyun_Su,_Shenglan_Sun,_I._Ristorcelli,_L._Viktor_Toth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14684 |
アルマ望遠鏡による大質量原始銀河団の星形成と進化に関する青いプロファイル調査(ASSEMBLE)は、原始星団における質量集合のプロセスと大質量星形成理論との関係を動的な視点で調査することを目的としています。アルマ望遠鏡により、11個の質量塊（Mclump>1000Msun）、発光塊（Lbol>10,000Lsun）、および青色プロファイル（落下痕跡）の塊を、350GHz（870um）で2200～5500auの分解能で連続放射および線放射で観察した。248個の高密度コアが特定され、その中には原始星の痕跡を示す106個のコアと142個の星前核候補が含まれていました。ASHESによる初期段階の赤外暗雲(IRDC)と比較して、ASSEMBLE塊内の核の質量と表面密度は大幅な増加を示し、塊の進化中に同時に核が降着したことを示唆しています。星前核の最大質量はIRDCの2倍であることが判明し、進化した原始星団には巨大な星前核を宿す可能性があることが示された。塊とその最も重い核（MMC）との間の質量関係は、ASSEMBLEでは観察されますが、IRDCでは観察されず、マルチスケールの質量降着によって制御されることが示唆されています。コアクラスターとそのMMC間の質量相関は、恒星クラスターで観察されるものと比較して急勾配となっており、これはMMCの断片化と星の多重度によるものと考えられる。原始星団が進化するにつれて、核の分離が減少し、中心濃度が増加することが観察されました。私たちは、おそらく重力集中やガスの降着に起因する、ASSEMBLE原始星団における原始的な質量分離を確認しました。
大質量星形成における塊スケールのガス降下：JCMT HCN (4--3) マッピングによるマルチ遷移ビュー
| Title |
Clump-scale_Gas_Infall_in_High-mass_Star_Formation:_a_Multi-transition_View_with_JCMT_HCN_(4--3)_Mapping |
| Authors |
Fengwei_Xu,_Ke_Wang,_Yuxin_He,_Jingwen_Wu,_Lei_Zhu,_and_Diego_Mardones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14686 |
ガスの流入運動は大質量星の形成において重要な役割を果たしており、青方偏移した非対称スペクトル線プロファイル（「青プロファイル」）の形で観察可能な特徴によって特徴付けられる。ただし、パーセクスケールでの複雑なガスの動きのため、青いプロファイルと降下運動との関係は不明瞭です。この研究では、HCO+(3-2)で青いプロファイルを示す38個の巨大な塊に対してJCMTと実施したHCN(4-3)マッピング調査の結果を紹介します。38の観測フィールドから34個のHCNコアを抽出します。コア平均スペクトルはさまざまなラインプロファイルを示し、青色プロファイルHCO+(3-2)がHCN(4-3)で同じであることを保証しないことを示しています。非LTE放射線伝達計算を通じて、高$J$ブループロファイルの低い検出率は、不十分なHCN(4-3)不透明度と、異なる密度層にわたる複雑なガスの動きの組み合わせによるものであると考えられます。MALT90ライン調査とBGPSライン調査を比較すると、青色プロファイルを検索する際の適切なトレーサー、高いスペクトル分解能、およびカラム密度閾値の重要性が浮き彫りになります。信頼できる落下候補を11個選択し、自由落下速度の5%～74%に相当する0.2～1.9km/sの落下速度に適合するHill5モデルを採用しました。球状崩壊モデルを仮定すると、集団降下率の中央値と平均値はそれぞれ4.5E-3と7.6E-3Msun/年と推定されます。異なる遷移間の質量降下速度の一貫性は、塊ガスエンベロープから内部領域への安定した降着プロセスを示唆しています。
XMM-Newton 観察を使用した硬測光サンプルからのコンプトン厚 AGN の選択
| Title |
Selection_of_Compton-thick_AGN_from_a_hard_photometric_sample_using_XMM-Newton_observations |
| Authors |
Reham_Mostafa,_Matteo_Guainazzi,_Alaa_Ibrahim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14692 |
我々は、3XMM/SDSS-DR7相互相関においてコンプトン厚(CT)活動銀河核(AGN)を検出するための選択技術を紹介します。ハードバンド(2～8keV)で検出され、測光赤方偏移を持つ3481個のX線源のサブサンプルが親サンプルを構成します。まず、自動スペクトルフィッティング手順を適用して、高吸収源(N_H>10^23cm^-2)を選択しました。吸収性の高い候補者が184人見つかりました。次に、ベイジアンモンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)選択手法を実行してCTAGNを見つけました。また、モンテカルロシミュレーションを適用してMCMC選択手法をテストしました。この方法は、基礎となる情報源の性質に関係なく、90%の精度であることがわかりました。私たちのサンプルには52個の正規のCTAGNが含まれています。CTAGNは、TorusおよびMYTorusの2つのモデルに適合する場合に、CTである確率の範囲が0.75を超えるように選択されました。サンプル内のCTAGNの約75パーセントの確率は90パーセントを超えていました。スペクトル解析から、中性FeK_{\alpha}線の等価幅と2〜10keVのX線輝度との間の逆相関、いわゆるX線ボールドウィン効果を顕著に発見した。
銀河クルーズ: ローカル宇宙で相互作用する銀河についての深い洞察
| Title |
GALAXY_CRUISE:_Deep_Insights_into_Interacting_Galaxies_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Masayuki_Tanaka,_Michitaro_Koike,_Sei'ichiro_Naito,_Junko_Shibata,_Kumiko_Usuda-Sato,_Hitoshi_Yamaoka,_Makoto_Ando,_Kei_Ito,_Umi_Kobayashi,_Yutaro_Kofuji,_Atsuki_Kuwata,_Suzuka_Nakano,_Rhythm_Shimakawa,_Ken-ichi_Tadaki,_Suguru_Takebayashi,_Chie_Tsuchiya,_Tomofumi_Umemoto,_Connor_Bottrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14710 |
我々は、HyperSuprime-Camスバル戦略プログラム(HSC-SSP)のデータに基づくコミュニティ(または市民)科学プロジェクトであるGALAXYCRUISEの最初の結果を紹介します。銀河進化の現在のパラダイムは、銀河が合体を介して階層的に成長することを示唆していますが、合体の役割についての観測的な理解はまだ限られています。HSC-SSPからのデータは、HSC-SSPの優れた深さと画質のおかげで、相互作用する銀河の識別が向上し、理解を向上させるのに理想的に適しています。私たちは2019年にコミュニティ科学プロジェクトGALAXYCRUISEを立ち上げ、z<0.2の20,686個の銀河の200万件を超える独立した分類を収集しました。我々はまず、参加者の分類の精度を特徴付け、それがより浅い画像データに基づいた以前の研究を上回ることを実証します。次に、相互作用銀河のさまざまな側面を詳細に調査します。我々は、孤立銀河と比較して、相互作用銀河では超大質量ブラックホールと星形成の活動が強化されている明らかな兆候があることを示した。この強化は、激しい合体を起こしている銀河で特に強いようです。また、我々の結果から推測される質量成長率は、観察された星の質量関数の進化とほぼ一致していることも示します。現在進行中のGALAXYCRUISE2ndシーズンについて、最後に今後の展望を述べます。本稿で使用した形態分類カタログはGALAXYCRUISEのWebサイトで公開しており、特に機械学習用途に有用です。
銀河の歯の妖精と宇宙の弾丸：アマチュアによる発見とさらなる研究の呼びかけ
| Title |
The_galactic_tooth-fairy_and_a_cosmic_bullet:_Amateur_discoveries_and_a_call_for_further_research |
| Authors |
Muhammad_Shaheer_Niazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14743 |
コンピューターアルゴリズムを使用して物体を検出し分類する、デジタル空調査や夜空の自動スキャンが無数にあります。人工知能の出現により、近い将来、このような調査はさらに効率化されるでしょう。それにもかかわらず、一部のオブジェクトは調査で見逃されたり、当初は興味を示さなかったりします。時々、そのような見逃された天体は、名前を付けて研究するのが面倒すぎる数十億の小さな銀河とは異なり、本質的にユニークで、まともな角の大きさを持っているため、研究が必要です。このシナリオでは、アマチュア天文学者と彼らの昔ながらの天文学的発見の精神が介入し、天文学の初期に行われていたように手動で空を調べてユニークな天体のカタログを作成します。この論文では、これまでカタログ化されていない2つのユニークな銀河候補、すなわちシャヒールIとシャヒールIIが特定され、研究されています。両方の銀河は、らくだ座の中で互いに6.67分角の距離にあります。1つは奥歯に似た異常な形態を誇り、もう1つは猛スピードで宇宙を飛んでいるように見えます。これらの物体はデジタル測量の目視検査中に発見され、パキスタン初で唯一の暗空観測所であるタクワ天文台（ボルトル1）のアマチュア望遠鏡から画像化された。私たちは、PetroFitを使用した測光を行って銀河の潜在的な性質を議論し、その特徴を完全に明らかにするためのさらなる共同研究を求めています。
ブラックホールの成長、バリオンのリフティング、星の形成、およびIllustrisTNG
宇宙論的ハローの中心銀河における星形成の消失は、ガスが超大質量ブラックホールに降着する際に放出されるエネルギーに起因すると考えられている。同じエネルギー源はまた、大規模なハロー内のバリオンをより高い高度に持ち上げることによって、中心密度を低下させ、大規模なハロー内のバリオン大気の冷却時間を延長し、それによって星の形成とブラックホールの成長の両方を制限すると考えられています。そのフィードバック機構の予測される兆候の1つは、中心ブラックホールの質量(MBH)とハローのバリオンの元の結合エネルギーとの間にほぼ線形の関係があることです。我々は、そのような関係を支持するますます強力な観察証拠を提示し、それが質量Mhalo~10^14MSunのハローにまで及ぶことを示しています。次に、MBH-Mhalo関係に関する現在の観測上の制約を数値シミュレーションと比較し、IllustrisTNGのブラックホールの質量がMhalo<10^13MSunでの制約を超えているように見え、EAGLEのブラックホールの質量がMhaloでの観測値を下回っていることがわかりました。10^14MSun。IllustrisTNGを詳しく見ると、星形成の消失とブラックホールの成長の抑制が、ハローのバリオンを持ち上げるブラックホールのエネルギー入力と実際に一致していることがわかります。ただし、IllustrisTNGは観察されたMBH-Mhalo関係を再現しません。なぜなら、そのブラックホールは主にバリオンの持ち上げに寄与しない降着によって質量を増加するからです。私たちは、IllustrisTNGフィードバックアルゴリズムの一部のパラメーターを調整することを提案します。これにより、結果として得られるブラックホールの質量が、これらのシミュレーションにおけるブラックホールの成長、バリオンのリフティング、および大質量銀河間の星形成の間の固有のつながりを反映できるようになります。
銀河クルーズ: z=0.01-0.3 の 70 万個の明るい銀河の渦巻きとリングの分類
| Title |
GALAXY_CRUISE:_Spiral_and_ring_classifications_for_700K_bright_galaxies_at_z=0.01-0.3 |
| Authors |
Rhythm_Shimakawa,_Masayuki_Tanaka,_Kei_Ito,_Makoto_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14830 |
この論文は、HyperSuprime-Camすばる戦略計画の第3回公開データに基づいて、$z$=0.01-0.3(r<20等)の等級制限された銀河687,859個の渦巻およびリング特徴の形態分類カタログを提示します。HyperSuprime-Camデータ専用のGALAXYCRUISEDataRelease1に基づいて、2つの深層学習分類器を使用してスパイラル構造とリング構造を個別に決定します。渦巻銀河と環状銀河の数には、それぞれ385,449個と33,993個の源が含まれており、サンプルの$56\%$と$5\%$を構成します。この研究の注目すべき成果は、SubaruHyperSuprime-Camによって提供される高品質の画像データを利用して、環銀河の大規模なサンプルを構築したことです。しかし、限られた視野解像度では、環銀河を正確に識別することは依然として困難です。さらに、ほとんどの渦巻銀河は星形成の主系列に位置しているのに対し、環状銀河は優先的に太陽質量1E10.5-11の恒星質量の緑の谷に存在していることが確認されました。さらに、渦巻銀河と環状銀河の割合が銀河団の中心に向かって減少していることが観察されています。取得した形態カタログはGALAXYCRUISEのWebサイトで公開しています。
活動銀河核のスペクトルパラメータの測定に対する光Fe II準連続体の影響
| Title |
Influence_of_the_optical_Fe_II_quasi-continuum_on_measuring_the_spectral_parameters_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Jelena_Kova\v{c}evi\'c-Doj\v{c}inovi\'c,_Ivan_Doj\v{c}inovi\'c_and_Ma\v{s}a_Laki\'cevi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14852 |
私たちは、タイプ1活動銀河核(AGN)のスペクトルの4150～5500Åの範囲で測定されたスペクトルパラメーターに対する光FeII準連続体の影響を調査します。ブロードライン領域は、非常にブロードライン領域(VBLR)と中間ライン領域(ILR)の2つのサブ領域で構成されていると仮定します。我々は、VBLRおよびILRの寄与の異なる部分を取得することにより、大規模な合成AGNスペクトルのセットを構築しました。最初に、VBLRおよびILRモデルのスペクトルは、主なVBLR(つまり、ILR)発光を持つ2つの観測スペクトルのプロトタイプに基づいて構築されました。AGN測定スペクトルパラメータに対する光FeII準連続体の影響を調査するために、観測されたAGNスペクトルで一般的に行われるように、べき乗則連続体と輝線をモデルスペクトルのセットに当てはめました。次に、フィッティング手順の後に得られたスペクトルパラメーターをモデルのスペクトルパラメーターと比較しました。我々は、強くて非常に幅広いFeII線を含むスペクトルの場合、光学的なFeII準連続体が非常に強くなる可能性があり、それをべき乗則連続体から完全に分離することが困難であることを発見しました。これにより、H$\beta$幅がわずかに過小評価され、H$\beta$線とFeII線のフラックスが過小評価される一方で、連続体フラックスはわずかに過大評価されます。最も影響を受けるスペクトルパラメータは線等価幅(EW)、特にEWFeIIで、非常に過小評価されている可能性があります。スペクトルモデリングの結果が示唆するように、クエーサー主系列の潜在的な基礎物理学について議論します。異なるILRとVBLRの寄与を仮定したAGNモデルスペクトルのセットは、クエーサーの主系列、つまり半値全幅(FWHM)H$\beta$対FeII/H$\beta$antiを適切に再現できることがわかりました。-相関。この逆相関の両方のパラメーターは、ILRおよびVBLR寄与率に強く依存します。
失われた光の回復: 積分場分光法による超新星残骸の発見
| Title |
Recovering_lost_light:_discovery_of_supernova_remnants_with_integral_field_spectroscopy |
| Authors |
H\'ector_Mart\'inez-Rodr\'iguez,_Llu\'is_Galbany,_Carles_Badenes,_Joseph_P._Anderson,_Inmaculada_Dom\'inguez,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Joseph_D._Lyman,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Jos\'e_M._V\'ilchez,_Nathan_Smith,_and_Dan_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14901 |
PMASとMUSEで得られた$\sim$1200個の近くの銀河の積分場分光法データキューブにおける広範な($\geq$400\kms)\ha\放射の体系的な検索の結果を紹介します。私たちは、品質カットに合格する19個の固有の領域を発見しました。そのうち4個は、以前に発見されたSNeの位置と一致します。1個のTypeIIPと、よく知られているSN2005ipを含む3個のTypeIInです。私たちは、これらの天体は若い超新星残骸であり、SN噴出物と高密度の星周物質との相互作用によって明るく広い\ha\発光が発生していると考えられます。これらのSNR候補の位置で測定された星の年齢は、核崩壊SNeの位置で測定された恒星の年齢よりも体系的に約0.5dex低く、これらの祖先星の寿命が短く、したがって典型的なCCSN祖先星よりも質量が大きい可能性があることを示唆しています。この研究で提示された方法は、積分場分光法による近くのSNeの研究に新しい窓を開きます。
宇宙の6.2ミクロンの放射と吸収の源としてのポリマーアミド
| Title |
Polymer_amide_as_a_source_of_the_cosmic_6.2_micron_emission_and_absorption |
| Authors |
Julie_E._M._McGeoch_and_Malcolm_W._McGeoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14914 |
宇宙の赤外線放射および吸収スペクトルは、多くの場合、明確で不変の6.2ミクロンのバンドを持ちます。このバンドは、多芳香族炭化水素を運ぶ可能性のある非常に小さな塵粒子から発せられると提案されています。鉄も含む明確に定義されたグリシンのポリマーであるヘモグリシンは、原始CV3クラスの隕石で発見されており、したがって太陽の原始惑星系円盤に起源を持っています。おおよその計算では、ヘモグリシンの主なアミドI赤外吸収バンドは6.04ミクロンにあります。2つの11-merグリシン鎖を持つ逆平行ベータシート構造であるヘモグリシンは、研究室で6.21ミクロンに吸収ピークを持つ逆平行ポリ-L-リジンベータシートに正確な構造類似体を持っています。この波長の一致、ヘモグリシン4.9nmロッドが降着格子構造を形成する傾向が証明されていること、太陽の原始惑星系円盤内でのヘモグリシンの存在が証明されていることは、宇宙の6.2ミクロンの放射と吸収がヘモグリシン格子または殻状の小さな粒子からのものである可能性を強く示唆しています。さまざまな種類の内部有機分子を運ぶ小胞。分子内の鉄に関連するヘモグリシンの紫外線吸収の計算値は、公称2175オングストロームで観察された紫外線吸収特性と一致します。
JWST スペクトルと測光に価値を加える: $z > 7$ で分光的に確認された JADES 銀河と CEERS 銀河の恒星集団と星形成特性
| Title |
Adding_Value_to_JWST_Spectra_and_Photometry:_Stellar_Population_and_Star_Formation_Properties_of_Spectroscopically_Confirmed_JADES_and_CEERS_Galaxies_at_$z_>_7$ |
| Authors |
Qiao_Duan,_Christopher_J._Conselice,_Qiong_Li,_Thomas_Harvey,_Duncan_Austin,_Katherine_Ormerod,_James_Trussler,_Nathan_Adams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14961 |
この論文では、JADESとCEERSの観測プログラムにおいて、分光学的に確認された公的に入手可能な高赤方偏移$z>7$JWST銀河43個について、恒星集団と星形成特性の測定について議論する。私たちは、分光的特徴と、モデルのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングや形態的および構造的特性など、測光的に得られた特徴との間の関係を調査する徹底的な研究を実行します。H$\beta$線の発光から測定された星形成率(SFR)は、ベイジアンSEDフィッティングとUV光度から推定されたものよりも高いことがわかります。比率はSFR$_{H\beta}$/SFR$_{UV}です。2〜13ドルの範囲です。これは、H$\beta$とUV星形成プローブのタイムスケールを考慮すると、星形成の歴史が一貫して増加していることを示しています。さらに、H$\beta$$\lambda$4861、[OIII]$\lambda$4959、および[OIII]$\lambda$5007の等価幅(EW)が測光からどの程度測定できるかを調査し、平均すると、フィルターの測光過剰から得られるEWは、直接分光測定よりも30%小さくなります。また、連続体のみを含む画像を差し引いた後、線発光銀河の積み重ねが明確な形態を示すことも発見しました。これにより、$z>7$銀河からの線または電離ガス放出の最初の図が得られ、この物質が統計的に連続体と同様の分布を持っていることが実証されました。また、パラメトリック星形成史とノンパラメトリック星形成史の両方について、導出されたSFRと星の質量を比較しました。そこでは、サンプルの35%が、最近の(<10Myr)スターバーストイベントで星の質量の少なくとも30%を形成したことがわかりました。
生命KOOLS-IFUによる銀河PNeのガスと塵の分布マッピング：銀河ハローPN H4-1の起源と進化の解明
| Title |
Seimei_KOOLS-IFU_mapping_of_the_gas_and_dust_distributions_in_Galactic_PNe:_Unveiling_the_origin_and_evolution_of_Galactic_halo_PN_H4-1 |
| Authors |
Masaaki_Otsuka,_Toshiya_Ueta,_Akito_Tajitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15099 |
H4-1は銀河のハローに位置する惑星状星雲(PN)で、特に炭素が豊富で、天の川銀河で最も金属が欠乏しているPNの1つです。私たちは、ガス質量の正確な測定を通じてH4-1の祖先進化を明らかにするために、新たに得られた晴明/KOOLS-IFUスペクトルと多波長分光測光データを用いて、H4-1の包括的な調査を実施しました。KOOLS-IFUデータキューブから生成された輝線画像は、巨大な前星から進化した双極性PNeで頻繁に見られる楕円体星雲と赤道面の平らな円盤をうまく解像しました。完全なデータ駆動型の方法により、7つの元素存在量、ガスと塵の質量比、独自の距離スケールに基づいたガスと塵の質量を直接導き出しました。観測された量を光イオン化モデルと二元元素合成モデルの両方と比較することにより、初期質量1.87Msunと0.82Msunの祖先は、ビッグバンから約4ジャイル後に形成され、物質移動を受けた第2世代星であると結論付けられます。二元結合が起こり、最終的には独特の化学存在量を示すPNに進化しました。私たちの二元モデルは、観察された存在量をうまく再現し、H4-1の進化の時間スケールも説明します。
$f(R)$ 重力理論における拡散超高エネルギー宇宙線の異方性
| Title |
Anisotropies_of_Diffusive_Ultra-high_Energy_Cosmic_Rays_in_$f(R)$_Gravity_Theory |
| Authors |
Swaraj_Pratim_Sarmah_and_Umananda_Dev_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14361 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)の異方性を理解することは、これらの謎に満ちた粒子の起源と伝播メカニズムを解明するために重要です。この研究では、標準$\Lambda$CDMモデル、$f(R)$重力乗則モデル、スタロビンスキーモデルという3つの宇宙論モデルを考慮して、拡散領域におけるUHECRの双極子異方性を研究しました。この研究は、標準的な宇宙論を容認することなく、UHECRの異方性を理解する上で$f(R)$重力理論の役割を理解することを目的としています。双極子異方性の振幅はこれらの宇宙論的モデルに敏感であり、$f(R)$べき乗則モデルが最大振幅を予測するのに対し、$\Lambda$CDMモデルはほとんどのエネルギーで最小振幅を予測することがわかりました。検討した範囲内で。スタロビンスキーモデルの予測振幅は、$\Lambda$CDMモデルの範囲内にあります。この研究は、さまざまな宇宙論的文脈内でUHECRの異方性を探求する方法を提供するだけでなく、高エネルギー天体物理学の交差点における新しい研究の道への道を開く可能性もあります。
| Title |
Black_Hole_Binaries_in_AGN_Accretion_Discs_II:_Gas_Effects_on_Black_Hole_Satellite_Scatterings |
| Authors |
Connar_Rowan,_Henry_Whitehead,_Tjarda_Boekholt,_Bence_Kocsis,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14433 |
活動銀河核(AGN)内のブラックホール(BH)連星は、主に周囲のガス媒体中での散乱遭遇によって形成されると予想されています。私たち自身のシミュレーションを含む最近のシミュレーションでは、この形成経路が非常に効率的であることが確認されています。AGNディスク内でのBH散乱遭遇の3D平滑化粒子流体力学(SPH)シミュレーションを実行します。さまざまな衝突パラメーターを使用して、連星捕獲に必要な条件と、さまざまな軌道軌道がガスからの散逸効果にどのような影響を与えるかを調査します。我々は、確実にバイナリ形成をもたらす、AGNディスク密度に応じた幅$\sim0.86-1.59$バイナリヒル半径の典型的な衝突パラメータの単一範囲を特定します。最初の遭遇の近点は、初期散乱の結果を決定する主な変数です。散逸エネルギーと近点深度の間に関連するべき乗則は$b=0.42\pm0.16$の$\DeltaE\proptor^{-b}$であることがわかり、より深い遭遇ほどより多くのエネルギーが散逸されます。降着物理を除外しても、これらの結果は大きく変わりません。初期エネルギー対衝撃パラメータにおいて、散乱がバイナリ形成につながるパラメータ空間の領域を特定します。私たちの調査結果に基づいて、これら2つの遭遇前のパラメータを利用して遭遇の結果を決定する、信頼性率>90\%のすぐに使用できる分析基準を提供します。この基準は私たちのシミュレーションに直接基づいているため、BH連星およびAGN周辺の合併の個体群研究に使用できる、連星散乱の結果を予測するための信頼性が高く、高度に物理的動機に基づく基準を提供します。
アレシボ スカイ パルサーの偏光測定: ファラデー回転と放射ビーム解析
| Title |
Polarization_Measurements_of_Arecibo-Sky_Pulsars:_Faraday_Rotations_and_Emission-Beam_Analyses |
| Authors |
Joanna_Rankin,_Arun_Venkataraman,_Joel_M._Weisberg,_and_Alice_P._Curtin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14537 |
LバンドとPバンドで導出されたファラデー回転測定(RM)値と、約60個のストークスパラメータープロファイルを示します。これらは両方とも当社の長年にわたるArecibo二重周波数パルサー偏光測定プログラムから決定されました。RM測定の多くは、事前の決定なしにパルサーの内部銀河と反中心に向けて実行されましたが、他の測定は既存の値の精度を確認または改善することを目的とした再測定です。ストークスパラメータプロファイルは、低周波数で意味のあるストークスプロファイルが利用できない58個のパルサーと、高周波数ペアのない4個のパルサーについて表示されます。これは、銀河系の内側にある遠方のパルサーを多く含む集団です。これらの偏光パルスプロファイルの多くは、明確な星間散乱尾部を示します。それにもかかわらず、私たちは関連する放射ビームの構造を解釈し、可能な場合には形態学的分類と幾何学的モデルを提供することを試みてきました。
POEMMA (極限マルチメッセンジャー天体物理探査) ロードマップの更新
エクストリームマルチメッセンジャー天体物理探査機(POEMMA)は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の発生源を特定し、非常にエネルギーの高い過渡発生源からの宇宙ニュートリノを観測する、NASA天体物理学探査機クラスのミッションとして設計されました。POEMMAは、高度525kmで緩やかな編隊を組んで飛行する2機の同一の宇宙船で構成されており、共通の大気体積を観測し、両方のタイプのメッセンジャーに全天をカバーするように設計されています。各宇宙船には、大気シャワー(EAS)からのUV蛍光信号とEASからの光学チェレンコフ信号の両方を観測するために最適化されたハイブリッド焦点面を備えた広視野シュミット望遠鏡が搭載されています。天底に近いステレオモードの場合、POEMMAは20EeVを超えるUHECRのスペクトル、組成、および全天分布を測定でき、UHEニュートリノに敏感です。POEMMAが地球縁の直下を指しているとき、地球のタウニュートリノ相互作用によって引き起こされる上向きのタウ崩壊によって生成されるEASのチェレンコフ放射を観測することにより、20PeVを超える宇宙タウニュートリノに敏感になります。POEMMAは、天体物理源からの機会標的(ToO)ニュートリノ過渡現象を追跡するように迅速に方向を変えるように設計されており、短ガンマ線バースト(sGRB)などの短期間の過渡現象と長時間の持続時間の両方からのニュートリノに対する優れた感度を備えています。-連星中性子星(BNS)合体などの持続時間源。ここでは、POEMMAミッションを振り返り、Mini-EUSOおよびEUSO-SPB2ミッション、および今後のTerzinaミッションおよびPOEMMA-Balloon-Radioミッションによって提供される技術的準備に向けた最近の進歩について説明します。
キャノンボールまたはボウリングボール: PSR J0002+6216 の適切な動きと視差
| Title |
Cannonball_or_Bowling_Ball:_A_Proper_Motion_and_Parallax_for_PSR_J0002+6216 |
| Authors |
S._Bruzewski,_F._K._Schinzel,_G._B._Taylor,_P._Demorest,_D._A._Frail,_M._Kerr,_P._Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14671 |
我々は、高感度アレイ(HSA)を使用して3年間にわたって実施されたキャノンボールパルサーJ0002+6216の慎重な天文測定の結果を報告します。固有運動を$\mu=35.3\pm0.6$masyr$^{-1}$まで大幅に改良し、距離に新しい制約を設けます。これにより、全体的な効果として速度が低下し、推定年齢が$47.60\に増加します。午後0.80ドルパルサーは標準的な出生キック分布により一致するようになりましたが、この新しい速度は、パルサーを取り囲むパルサー風星雲の形態、パルサーが通過する星間物質の密度、および超新星残骸の年齢に影響を及ぼします。(CTB1)の由来です。
HESS J1731-347 における膨張と進行中の宇宙線加速
| Title |
Expansion_and_ongoing_cosmic_ray_acceleration_in_HESS_J1731-347 |
| Authors |
Victor_Doroshenko,_Gerd_P\"uhlhofer,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14716 |
超新星残骸(SNR)における拡散衝撃加速は、銀河宇宙線(GCR)加速の主要なメカニズムの1つと考えられています。ただし、このようなエネルギーへの加速には衝撃の周囲での効率的な磁場増幅プロセスが必要であるため、SNRが「ニー」(1\,PeV)帯域までのGCRスペクトルに寄与できるかどうかはまだ不明です。このようなプロセスの存在を観察的にテストするのは困難です。今回我々は、超新星残骸HESSJ1731-347の前方衝撃によるX線シンクロトロン放出の高速変動の検出について報告する。これは、バックグラウンド値を超える強い($\sim$0.2\,mG)場の存在を示唆しており、したがって、有効な磁場増幅が可能になります。また、4000-5500km/sという高い前方衝撃膨張速度の直接測定結果も報告し、SNRがSNRの祖先によって吹き飛ばされる希薄な風泡の中で膨張しており、かなり若い(2.4-9km/s)ことを確認しました。一部の著者が以前に想定していたものよりも大きく、気泡の外側の高密度物質との相互作用が始まったのはつい最近のことです。最終的に、このSNRにはハドロンCR加速が進行しているという強力な証拠があると結論付けます。
TELAMON: 超高エネルギー天体粒子放出による AGN ジェットのエッフェルスバーグ監視 -- II.偏光特性
| Title |
TELAMON:_Effelsberg_Monitoring_of_AGN_Jets_with_Very-High-Energy_Astroparticle_Emissions_--_II._Polarization_properties |
| Authors |
J._He{\ss}d\"orfer,_M._Kadler,_P._Benke,_L._Debbrecht,_J._Eich,_F._Eppel,_A._Gokus,_S._H\"ammerich,_D._Kirchner,_G.F._Paraschos,_F._R\"osch,_W._Schulga,_J._Sinapius,_P._Weber,_U._Bach,_D._Berge,_S._Buson,_D._Dorner,_P.G._Edwards,_C.M._Fromm,_M._Giroletti,_O._Hervet,_A._Kappes,_S._Koyama,_A._Kraus,_T.P._Krichbaum,_E._Lindfors,_K._Mannheim,_R._de_Menezes,_R._Ojha,_E._Pueschel,_E._Ros,_B._Schleicher,_J._Sitarek,_J._Wilms,_M._Zacharias,_J.A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14794 |
我々は、天体粒子物理学で精査されている活動銀河核（AGN）、すなわちTeVブレーザーとニュートリノ関連AGNの電波スペクトルをエフェルスベルク100メートル望遠鏡を使用して監視するTELAMONプログラムの最近の結果を紹介する。私たちのサンプルには、既知のすべての北方TeV放出ブレーザーと、IceCubeニュートリノ警報と位置的に一致するブレーザーが含まれています。偏光された放射は、総強度放射とは異なるタイムスケールや振幅で変化することがよくあるため、偏光によりソースの特性についてさらに洞察が得られます。ここでは、20mmおよび7mm帯域の4つの周波数におけるTeV放射TELAMON源の偏光特性の概要を示します。7mmでは、観測されたすべての光源のうちおよそ$82\,\%$が大幅に偏光していることがわかりますが、20mmでは、その割合は$\sim58\,\%$になります。ほとんどの音源は$<5\%$の平均分数偏波を示しており、より低い無線周波数での以前の研究からこれらの音源ではかなり低い偏波レベルの予想と一致しています。それにもかかわらず、偏光放射が全体の強度に関する追加情報をどのように提供できるかの例を示します。
Insight-HXMT と NICER で研究された X 線降着パルサー RX J0440.9+4431 のタイミング特性
| Title |
Timing_properties_of_the_X-ray_accreting_pulsar_RX_J0440.9+4431_studied_with_Insight-HXMT_and_NICER |
| Authors |
P._P._Li,_L._Tao,_Y._L._Tuo,_M._Y._Ge,_L._D._Kong,_L._Zhang,_Q._C._Bu,_L._Ji,_J._L._Qu,_S._Zhang,_S._N._Zhang,_Y._Huang,_X._Ma,_W._T._Ye,_Q._C._Zhao,_R._C._Ma,_S._J._Zhao,_X._Hou,_Z._X._Yang,_P._J._Wang,_S._M._Jia,_Q._C._Shui,_J._Guan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14858 |
Be/X線連星であるRXJ0440.9+4431は、2022年に発見以来最も明るいバーストを起こし、ピークX線束は2.25Crab(Swift/BAT、15～50keVで記録)でした。私たちは、Insight-HXMTとNICERのデータを使用して、パルスプロファイルとパルス分数の進化に焦点を当てて、この巨大バーストのタイミング特性を分析します。光度が約3*10^{37}ers^{-1}に達すると、エネルギー範囲全体で二重ピークから単一ピークへのパルスプロファイルの遷移が発生し、低エネルギーのピークを伴うことが観察されました。プロファイルは高エネルギープロファイルのピークと徐々に一致します。この変化は、未臨界降着から超臨界降着への移行を示しています。さらに、バースト期間全体を通して、約20～30keVのエネルギーの関数として、パルス部分に凹面があることがわかりました。低光度に比べて高光度では凹みが弱くなり、全体としてパルス分率が高くなります。私たちは、この凹面は中性子星の大気による高エネルギー光子の散乱によって引き起こされ、パルス部分の希釈につながる可能性があると提案します。降着が超臨界状態に達すると、降着柱の高さが増加し、その結果、強く照射されたX線束の直接成分が大きくなり、パルス率が上昇します。
| Title |
Hyperonic_Uncertainties_in_Neutron_Stars,_Mergers_and_Supernovae |
| Authors |
Hristijan_Kochankovski,_Angels_Ramos_and_Laura_Tolos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14879 |
この研究では、FSU2H$^*$ハドロンモデルの枠組み内でバリオン物質の温度依存状態方程式(EoS)を掘り下げます。このモデルはハイペロンを包括的に組み込んでおり、中性子星合体や超新星の相対論的シミュレーションに適しています。天体物理学的観測量に対する超音速セクターの不確実性の影響を評価するために、FSU2H$^*$LとFSU2H$^*$Uという2つの追加モデルを導入します。これらのモデルは、実験データから導出された超音速電位の変動範囲全体をカバーします。私たちの調査により、これらの不確実性がさまざまな粒子種の相対存在量だけでなく、EoS自体にも影響を及ぼし、その結果、低温中性子星と高温中性子星の両方の地球規模の特性に影響を与えていることが明らかになりました。特に、高温ではハイペロンの存在が増加するため、その影響はより顕著になります。これらの発見は、中性子星の合体や超新星の相対論的シミュレーションの結果に直接的な影響を及ぼし、天体物理学におけるそのようなシミュレーションの精度と信頼性を確保するために超音速の不確実性を考慮する必要性が強調されています。
X線連星のはくちょう座X-3とGRS 1915+105までの距離について
この論文では、X線連星系CygX-3およびGRS1915+105までの距離の推定値を大幅に改善しました。我々は、43GHzのVLBAを使用し、光源を9.67+0.53-0.48kpcの距離に配置して、CygX-3の高精度の三角視差測定を報告します。また、銀河固有運動と視線動径速度測定を使用して、両系の固有速度が低いという仮定の下で、両系までの3次元(3D)運動学的距離を決定します。これにより、CygX-3の距離は8.95+-0.96kpc、GRS1915+105の距離は9.4+-0.6(統計的)+-0.8(系統的)となります。視差と3D運動学的な距離がよく一致していることは、両方のシステムの固有速度が低く、したがってネイタルキックが小さいという仮定を裏付けています。固有速度が低い光源の場合、その視差距離を考慮すると、CygX-3のVlsrは-64+-5km/s近くになるはずです。私たちの測定は、リードら(2014)による以前の研究で見つかったものよりもわずかに高い傾斜角、したがってGRS1915+105のブラックホール質量が小さいことを示唆しており、CygX-3が超高輝度XであるというX線偏光からの議論を強化しています。-正面から見た場合の線源。
SNR G1.9+0.3 の点対称: 惑星状星雲の祖先を破壊した超新星
私は、銀河系で最も若い超新星残骸(SNR)であるIa型SNRG1.9+0.3の新しいX線画像を解析し、非常に明瞭な点対称構造を明らかにしました。Ia型超新星(SNeIa)の爆発モデルはそのような形態を形成しないため、点対称の形態は噴出物が膨張する星周物質(CSM)に由来するものと考えられます。私が特定した大規模な点対称性と、既知のSNRG1.9+0.3の噴出物の大幅な減速は、1Moを超える比較的大規模なCSMを示唆しています。私は、最も可能性の高い説明は、このSNIaが爆発して惑星状星雲(PN)になったことであると主張します。PNe(SNIP)内のSNIaの大部分を予測するシナリオは、コア縮退シナリオです。他のSNIaシナリオでは、SNIPのごく一部のみが発生するか、まったく発生しない可能性があります。
解釈された調査報告書: 月面着陸段階でのヴィクラム着陸船の喪失
この記事では、2019年7月22日に月の南極地域への歴史的な着陸を試みたインド初の科学着陸船ミッションについて考察します。荒々しいブレーキング段階中に、月面上空2.1kmで通信が途絶えた。チャンドラヤーン２号着陸船「ヴィクラム」故障の原因は依然として明らかにされていない。振動、スラスターの問題、電力の消耗などの考えられる要因が考慮されます。推奨事項には、惑星間ミッションのためのバックアップ電源と直接通信システムが含まれます。挫折にもかかわらず、ISROは月の極地を探査する「チャンドラヤーン3号」を提案した。チャンドラヤーン2号の遺産は将来のミッションに影響を与え、インドの先駆的な宇宙開発への願望を形作っています。ライブ中継中に得られた洞察に対してISROに感謝の意を表します。
SWGO およびその他の用途向けの波長シフト光トラップ
| Title |
Wavelength-shifting_light_traps_for_SWGO_and_other_applications |
| Authors |
M._Pihet_(1),_M._Mariotti_(1_and_2),_C._Arcaro_(1)_(for_the_SWGO_Collaboration,_(1)_INFN_Padua,_(2)_University_of_Padua) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14439 |
波長シフト(WLS)材料には、光を吸収し、より長い波長で再発光する分子が含まれています。これらは、低コストで大きな有効面積を提供し、全反射プロセスにより光を効率的に捕捉して導くことができるため、光検出に使用できます。私たちは現在、このようなWLS検出器の開発を行っており、主に2つの設計を検討しています。1つの波長シフトを伴うシングルシフト設計(タイル)と2つの波長シフトを伴うダブルシフト設計(タイルとファイバー)です。光検出器として、高い光子検出効率(PDE)と単一光子感度を備えた小型のシリコン光電子増倍管(SiPM)を使用しています。ダブルシフトレイアウトでは検出効率が犠牲になります。ただし、この設計では光がファイバーの両端に導かれるため、シングルシフトレイアウトと比較して必要な感光面積が減少します。我々は測定結果を提示し、光トラップとSiPMが共に非集束光ビームの場合のPMTの有望な代替手段となることを示します。SWGOの特殊なケースでは、ライトトラップの適用も、(2チャンバー)タンクの代わりに波長シフトライトトラップのアレイを備えた1チャンバータンクを使用することで、ガンマ/ハドロン分離を改善できる可能性によって動機付けられています。PMTを使用します。SWGO以外にも、新しいWLS検出器は、他の実験やユースケースに有用で安価なテクノロジーを構成する可能性があります。この寄稿は、ライトトラップ検出モジュールを構築し、コスト、時間的パフォーマンス、検出効率の観点からその特性を特徴付けるための私たちの動機と取り組みを要約しています。
MAPS アダプティブ セカンダリ ミラー: ファースト ライト、実験室での研究、および成果
| Title |
The_MAPS_Adaptive_Secondary_Mirror:_First_Light,_Laboratory_Work,_and_Achievements |
| Authors |
Jess_A._Johnson_(1),_Amali_Vaz_(1),_Manny_Montoya_(1),_Narsireddy_Anugu_(1),_Cameron_Ard_(1),_Jared_Carlson_(1),_Kimberly_Chapman_(1),_Olivier_Durney_(1),_Chuck_Fellows_(1),_Andrew_Gardner_(1),_Olivier_Guyon_(1),_Buell_Jannuzi_(1),_Ron_Jones_(1),_Craig_Kulesa_(1),_Joseph_Long_(1),_Eden_McEwen_(1),_Jared_Males_(1),_Emily_Mailhot_(1),_Jorge_Sanchez_(2),_Suresh_Sivanandam_(3_and_4),_Robin_Swanson_(4_and_5),_Jacob_Taylor_(3_and_4),_Dan_Vargas_(1),_Grant_West_(1),_Jennifer_Patience_(2),_and_Katie_Morzinski_(1)_((1)_Steward_Observatory_University_of_Arizona,_(2)_School_of_Earth_and_Space_Exploration_Arizona_State_University,_(3)_David_A._Dunlap_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics_University_of_Toronto,_(4)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics_University_of_Toronto,_(5)_Department_of_Computer_Science_University_of_Toronto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14466 |
MMT補償光学系外惑星特性評価システム(MAPS)は、第1世代MMT補償光学システム(MMTAO)の包括的なアップデートであり、近くの系外惑星を画像化することを目的とした設備クラスの機器スイートを生産するように設計されています。このシステムのアダプティブセカンダリミラー(ASM)は、MMTAOASMのレガシーコンポーネントの一部で構成されていますが、エンジニアリング、構造、機能において大きな進歩を遂げています。この論文の主題は、MAPS適応型副鏡の設計、動作、成果および技術的問題です。オンスカイエンジニアリング実行のための実験室の準備、それらの実行の結果と発見された問題、実験室作業のフォローアップ期間でそれらの問題について学んだこと、およびそれらを軽減するために講じている手順について説明します。
Citizen Science Astro-COLIBRI による時間領域天文学
Astro-COLIBRIは、プロの天文学者が一時的な天文現象の研究を容易にするために設計された革新的なツールです。超新星、ガンマ線バースト、恒星の合体などの過渡現象は、宇宙で最も激しいプロセスについての深い洞察を提供する一瞬の天変地異現象です。その秘密を明らかにするには、迅速かつ正確な観測が必要です。Astro-COLIBRIは、世界中の天文台からの新しい一時的な発見をユーザーにリアルタイムで警告します。このプラットフォームは、観察者に追跡観察を行うために必要な詳細も提供します。Astro-COLIBRIを通じて利用できる過渡現象の一部は、アマチュア天文学者や市民科学者がアクセスできます。ここでは、この成長を続けるユーザーグループ専用の機能のサブセットを紹介します。これらには、非常に明るいイベントに関するアラートのみを受信する可能性、カスタム観測者の位置を定義する可能性、さらには重力波イベントに対応する光学的現象を探索するための最適化された観測計画の計算が含まれます。
チリ北部の望遠鏡サイトに対するENSOサイクルと気候変動の影響について
| Title |
On_the_Impact_of_ENSO_Cycles_and_Climate_Change_on_Telescope_Sites_in_Northern_Chile |
| Authors |
Julia_Victoria_Seidel,_Angel_Otarola,_Valentina_Th\'eron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14734 |
アタカマ砂漠は地球上で最も乾燥した非極地地域であり、世界の地上天文台のかなりの部分が長期間にわたって設置されてきました。したがって、この地域の観測条件にとって重要な要因と、増大する気候変動の影響によって引き起こされる潜在的な変化を理解することは、最も重要である。この研究では、チリ北部にあるヨーロッパ南天天文台(通称ESO)望遠鏡サイトでの地表気温、水蒸気密度、および天体観測の分析を行います。私たちの調査結果では、過去10年間にすべての場所で気温が明らかに上昇したことが明らかになりました。さらに、我々は、エルニーノ南方振動（ENSO）段階における気温と水蒸気密度との相関関係を確立しました。エルニーノ（EN）として知られる温暖異常は、より乾燥した観測条件に対応しており、これらが組み合わさって、日中の最高気温が高くなると、より困難な近赤外線観測が有利になります。この調査の結果は、チリ北部の望遠鏡サイトでの長期的な観測スケジュールの強化に潜在的な影響を及ぼし、それによって天文学コミュニティのための資源のより良い計画と割り当てに役立ちます。
シモンズ天文台: 小口径望遠鏡用の極低温半波長板回転機構
| Title |
The_Simons_Observatory:_Cryogenic_Half_Wave_Plate_Rotation_Mechanism_for_the_Small_Aperture_Telescopes |
| Authors |
K._Yamada_and_B._Bixler_and_Y._Sakurai_and_P._C._Ashton_and_J._Sugiyama_and_K._Arnold_and_J._Begin_and_L._Corbett_and_S._Day-Weiss_and_N._Galitzki_and_C._A._Hill_and_B._R._Johnson_and_B._Jost_and_A._Kusaka_and_B._J._Koopman_and_J._Lashner_and_A._T._Lee_and_A._Mangu_and_H._Nishino_and_L._A._Page_and_M._J._Randall_and_D._Sasaki_and_X._Song_and_J._Spisak_and_T._Tsan_and_Y._Wang_and_P._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14803 |
シモンズ天文台(SO)用の極低温連続回転半波長板(CHWP)の要件、設計、評価について説明します。SOは、チリ北部のアストロンミコアタカマ公園で行われる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光実験で、小口径(0.42m)と大口径(6m)の両方の望遠鏡を使用して幅広い角度スケールをカバーします。特に、小口径望遠鏡(SAT)は、原始Bモード偏光の大きな角度スケールに焦点を当てています。この目的を達成するために、SATはCHWPを採用して入射光の偏光を8Hzで変調し、大気$1/f$ノイズを抑制し、直交偏光に敏感な検出器の差動応答によって生じる系統的な不確実性を軽減します。CHWPは直径505mmの無彩色サファイアHWPと極低温回転機構で構成されており、検出器の熱負荷を軽減するために両方とも$\sim$50Kまで冷却されています。通常の動作では、HWPは超電導磁気軸受によって吊り下げられ、電磁同期モーターによって制御され、一定の2Hzの周波数で回転します。回転角度は、ノイズレベル0.07$\mu\mathrm{rad}\sqrt{\mathrm{s}}$の角度エンコーダを通じて検出されます。冷却中、ローターは位置調整装置と熱経路の両方として機能するグリップアンドリリース機構によって所定の位置に保持されます。このペーパーでは、SOSATCHWPの概要、つまりその要件、ハードウェア設計、および実験室のパフォーマンスについて説明します。
星周円盤の角度微分イメージングのための逆問題対主成分分析法。 \texttt{マスタード} アルゴリズム
| Title |
Inverse-problem_versus_principal_component_analysis_methods_for_angular_differential_imaging_of_circumstellar_disks._The_\texttt{mustard}_algorithm |
| Authors |
Sandrine_Juillard,_Valentin_Christiaens,_Olivier_Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14827 |
星周円盤の画像は、さまざまな形態学的特徴を浮き彫りにしました。ただし、高コントラストの角度差分イメージング(ADI)シーケンスからディスク画像を復元すると、一般に幾何学的なバイアスの影響を受け、拡張されたディスクの特徴の形態の推論の信頼性が低くなります。最近、ADIシーケンスからより堅牢なディスクイメージを復元するために、反復主成分分析と逆問題アプローチという2種類のアプローチが提案されています。ADIシーケンスにおける回転に対する磁束不変の問題に対処するために設計された新しいIPベースのアルゴリズムであるMUSTARDを紹介します。ADIの観測戦略に固有の制限について説明し、PCAベースのアルゴリズムに関するIPアプローチの利点について説明します。MUSTARDモデルは、星周円盤画像の回転不変信号に取り組む標準的なIPアプローチへの円盤およびスペックルフィールドの形態学的事前分布の追加に依存しています。さまざまなコントラストレベルでさまざまな合成ディスクモデルを注入した後、さまざまな観察条件で取得された高コントラストイメージングデータセットのサンプルに対するMUSTARD、I-PCA、および標準PCAのパフォーマンスを比較します。MUSTARDは、特に良好な観察条件で取得されたデータセットの場合、ディスク画像の回転不変信号の回復を大幅に改善します。ただし、MUSTARDモデルでは、不安定なADIデータセットの処理が不十分であり、PCAベースのアプローチよりも検出限界が浅いことが示されています。MUSTARDには、ADI観測に固有のあいまいさに対処する事前分布を導入することにより、より堅牢なディスクイメージを提供できる可能性があります。しかし、事前の有効性は、星のスペックルハローの形態学的および時間的特性に関する限られた知識によって部分的に妨げられています。この制限を考慮して、基準星のライブラリに基づいて事前分布を適用することでアルゴリズムを改善できる可能性があることを提案します。
最適化された次隣接イメージ クリーニング手法の VERITAS アレイへの適用
VERITASアレイなどのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡は、夜空背景(NSB)と電子ノイズの影響を受けやすく、これらが望遠鏡カメラのピクセルの総信号に寄与します。イベントイメージ内のノイズフォトンの寄与は、イメージクリーニング手法を適用することで軽減されます。従来、ノイズ信号を含むピクセルを確実に除去するには、高いしきい値を使用する必要がありました。そのため、洗浄中に低エネルギーのガンマ線シャワーが抑制される可能性があります。ここでは、VERITASアレイ用に最適化された次隣接イメージクリーニングのアプリケーションを紹介します。この技術を使用すると、個々の観測値ごとに差分ノイズ率が推定されるため、NSBとアフターパルスの変化が一貫して考慮されます。この方法により、再構成されたガンマ線の全体的な速度が増加し、アレイのエネルギー閾値が低下し、従来の洗浄方法によって抑制された低エネルギー（E>70GeV）線源イベントの再構成が可能になることを示します。
フォトミキサーを使用したTHz直接検出器へのエネルギー吸収干渉法の適用
| Title |
Applying_Energy_Absorption_Interferometry_to_THz_direct_detectors_using_photomixers |
| Authors |
Ian_Veenendaal,_Edgar_Castillo-Dominguez,_Stephen_J.C._Yates,_Bram_Lap,_and_Willem_Jellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14988 |
遠赤外線天文学の検出器要件により、一般に、入射放射線に対して少数モードの応答を示すデバイスが必要になります。このような検出器が感知する個々のモードの感度と空間形式は、システムの複素数値のクロススペクトル密度を知ることで決定でき、これを検出器応答関数(DRF)と名付けます。離散化されたクロススペクトル密度を表す行列は、視野内で独立して走査される2つの同一の光源によって生成される干渉縞の複素振幅から測定できます。我々は、相対位相がファイバーストレッチャーで変化するフォトミキサーによって生成された単色THzビームを使用して、この技術の実験的検証を提供します。このシステムを使用して、一連のマイクロ波動的インダクタンス検出器(MKID)からの単一ピクセルのモード応答を特徴付けます。
低質量接触バイナリ V0610 Vir の最初の光曲線研究
| Title |
First_Light_Curve_Study_of_the_Low_Mass_Contact_Binary_V0610_Vir |
| Authors |
Ailar_Alizadehsabegh,_Franti\v{s}ek_Lomoz,_Atila_Poro,_and_Ata_Narimani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14369 |
測光データは、V0610Virバイナリシステムの最初の光度曲線分析を実行するために使用されました。私たちは観察から最小値を抽出し、数が少ない文献を編集しました。したがって、基準暦を使用して計算を実行し、線形近似を備えた新しい暦とO-Cダイアグラムを提示しました。光曲線分析は、PHOEBEPythonコードとマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)アプローチを使用して実行されました。光度曲線の最大値が非対称であるため、コールドスポットの仮定が必要でした。分析の結果、V0610Virはフィルアウト係数0.085、質量比0.998、傾斜角70.65度の接触バイナリ系であることがわかりました。システムの絶対パラメータは、GaiaDR3視差法に基づいて推定されました。結果は、この系が総質量が0.8(M_Sun)未満の低質量接触バイナリ(LMCB)であることを示しています。星の位置はM-LおよびM-R図に示されています。
縁近傍領域における太陽フレア予測のための深層学習モデルの可能性を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Potential_of_Deep_Learning_Models_for_Solar_Flare_Prediction_in_Near-Limb_Regions |
| Authors |
Chetraj_Pandey,_Rafal_A._Angryk,_Berkay_Aydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14483 |
この研究は、毎時サンプリングされた全円板見通し線（LoS）磁気記録画像を使用し、特に見落とされがちなフレア現象は、縁近くの領域(太陽円盤の$\pm$70$^{\circ}$を超えたところ)に対応します。私たちは、転移学習を使用して3つのよく知られた深層学習アーキテクチャ(AlexNet、VGG16、およびResNet34)をトレーニングし、真のスキル統計(TSS)とハイドケスキルスコア(HSS)を使用してモデルの全体的なパフォーマンスを比較および評価し、理解するために計算された再現率スコアを使用しました。XクラスとMクラスのフレアの両方について、中央および四肢近傍領域の予測感度。以下の点は、私たちの調査の主な結果を要約したものです。(1)全体的なパフォーマンスが最も高いのはAlexNetベースのモデルで観察され、平均TSS$\sim$0.53およびHSS$\sim$0.37を達成しました。(2)さらに、再現スコアの空間分析により、四肢近傍イベントについては、VGG16およびResNet34ベースのモデルが優れた予測感度を示すことが明らかになりました。ただし、最良の結果は、四肢近傍フレアのResNet34ベースのモデルで見られ、平均再現率は約0.59(XクラスとMクラスの再現率はそれぞれ0.81と0.56)でした。この研究結果は、私たちのモデルが円盤全体の磁力図から複雑な空間パターンを識別でき、縁近くの領域であっても太陽フレアを予測する能力を発揮できることを示しています。この機能は、運用中のフレア予測システムにとって非常に重要です。
メンプセプ II. -- 多変量アンサンブルアプローチを使用した太陽エネルギー粒子イベントの特性の予測
| Title |
MEMPSEP_II._--_Forecasting_the_Properties_of_Solar_Energetic_Particle_Events_using_a_Multivariate_Ensemble_Approach |
| Authors |
Maher_A._Dayeh,_Subhamoy_Chatterjee,_Andres_Munoz-Jaramillo,_Kimberly_Moreland,_Hazel_M._Bain,_Samuel_Hart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14503 |
太陽エネルギー粒子(SEP)は、宇宙天気の重要な要素を形成します。SEP発生源、加速、輸送の複雑で絡み合ったダイナミクスにより、その予測は非常に困難になります。しかし、SEPの到着とその特性(ピーク磁束など)に関する情報は、多くの面で宇宙探査にとって重要です。我々は最近、太陽エネルギー粒子の確率的予測のためのモデルの多変量アンサンブル(MEMPSEP)と呼ばれる新しい確率的アンサンブルモデルを導入しました。その主な目的は、SEPの発生と物理的特性を予測することです。発生予測については、以前の論文(Chatterjeeetal.,2023)で詳しく説明されていますが、SEPの物理的特性の予測に焦点を当てた、ここで紹介する研究によって補完されます。MEMPSEPモデルは畳み込みニューラルネットワークのアンサンブルに依存しており、フルディスク磁力図シーケンスとさまざまなソースからの多数の派生データおよび現場データで構成される多変量データセットを活用します。スキルスコアは、MEMPSEPが、SEP発生確率が50%を超えるテストセットデータの場合、確率が50%未満のものと比較して、SEPプロパティの予測が向上していることを示しています。この結果は、SEPの物理的特性を予測するという困難な課題に対処するための有望なアプローチを示しており、これにより予測能力が向上し、SEPの生産を支配する主要なパラメーターとプロセスについての理解が深まりました。
JWST からの最初の Y 矮星のデータは、動的プロセスと非断熱プロセスが冷たい褐色矮星の大気を調節していることを示す
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は現在、実効温度T_eff<=475Kの最も寒い既知の褐色矮星であるY矮星を観測しています。最初に公開された観測結果は重要な情報を提供します。これまでに知られていたように、大気の化学的性質が平衡から外れているだけではありません。ただし、圧力と温度のプロファイルは標準的な断熱形式ではありません。これらの木星サイズの孤立した褐色矮星の急速な回転が大気力学を支配し、熱と組成の変化が対流を混乱させます。これらのプロセスにより、標準的な断熱プロファイルと比較して、より冷たい下層大気が生成され、より暖かい上層大気が生成されます。レゲットら。(2021)は、合成スペクトルが260<=T_effK<=540の褐色矮星の1<=ラムダum<=20のスペクトルエネルギー分布を再現するように圧力と温度のプロファイルが調整された経験的モデルを提示しました。これらのモデルは、標準断熱モデルよりも最初のJWSTY矮星スペクトルによく適合します。予想外なことに、JWSTスペクトルには4.3umPH_3の特徴はなく、リンのない大気では4umの磁束ピークがより良く再現されます。新しいJWST測光の分析では、最近発見されたWISEJ033605.05-014350ABシステムの微光二次光(Calissendorffetal.2023)のT_eff=295Kがあり、260KWISE間の大きな光度ギャップにおける最初の矮星であることが示されています。J085510.83-071442.5、およびその他の既知のすべてのYドワーフ。断熱調整された不平衡化学モデルは、600Kより低温のすべての褐色矮星の分析に推奨されており、グリッドは公的に利用可能です。測光色変換は付録に記載されています。
MEMPSEP I : 畳み込みニューラル ネットワークの多変量アンサンブルを使用した太陽エネルギー粒子イベントの発生確率の予測
| Title |
MEMPSEP_I_:_Forecasting_the_Probability_of_Solar_Energetic_Particle_Event_Occurrence_using_a_Multivariate_Ensemble_of_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Subhamoy_Chatterjee,_Maher_Dayeh,_Andr\'es_Mu\~noz-Jaramillo,_Hazel_M._Bain,_Kimberly_Moreland,_Samuel_Hart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14570 |
太陽は、相互接続された動的物理プロセスのホストを通じて惑星間環境に継続的に影響を与えています。太陽フレア、コロナ質量放出(CME)、および太陽エネルギー粒子(SEP)は、地球近傍およびそれ以外の環境における宇宙天気の主な要因の1つです。一部のCMEおよびフレアは強力なSEPと関連していますが、一部のCMEおよびフレアはSEPとの関連をほとんどまたはまったく示さないものもあります。現在まで、SEPの発生および関連する特性(発症、ピーク強度など)の堅牢な長期(時間-日)予測は事実上存在しておらず、そのような開発の模索が続いています。Operations-2-Researchのサポートを通じて、包括的なデータセットを利用し、SEPイベントの発生とその特性の確率的予測を提供する自己完結型モデルを開発しました。このモデルは、太陽エネルギー粒子の確率的予測のためのモデルの多変量アンサンブル(MEMPSEP)と呼ばれます。MEMPSEPの主力製品は、フルディスク磁力図シーケンスの包括的なデータセット(MEMPSEPIII-(Morelandetal.,2023))と、発生を予測するためにさまざまなソースからの現場データ(MEMPSEPI-)を取り込む畳み込みニューラルネットワークのアンサンブルです。この研究）とSEPイベントのプロパティ（MEMPSEPII-Dayehetal.(2023)）。この研究は、真のSEP発生確率を推定することに焦点を当てており、信頼性が2.5%向上し、Brierスコアが0.14になりました。この結果により、エンドユーザーは、任意のバイナリ分類メトリックを最適化する検出しきい値を課すのではなく、自分自身の許容可能なリスクレベルを決定できる柔軟性が得られます。さらに、イベントと非イベントの間の大きなクラスの不均衡を利用するように訓練されたモデルアンサンブルは、予測における不確実性の明確な尺度を提供します。
オメガ ケンタウリの MgAl 燃焼チェーン
| Title |
MgAl_burning_chain_in_Omega_Centauri |
| Authors |
Deimer_Antonio_Alvarez_Garay,_Alessio_Mucciarelli,_Michele_Bellazzini,_Carmela_Lardo,_and_Paolo_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14603 |
この研究では、VLT/FLAMES多天体分光器で得られた高解像度スペクトルを使用して、オメガケンタウリの439個の星のサンプルのFe、Mg、Al、Siの存在量分析の結果を報告します。私たちの分析では、以前の文献結果と一致して、メインピークが低金属量で発生する4つの異なるFe集団の存在が明らかになりました。金属量の関数として形状と伸びの変化を示す、離散的で顕著なMg-Al逆相関が観察されました。具体的には、この逆相関は、金属度が約-1.3dexより低い星に存在しますが、[Fe/H]値が高くなると、あまり明白ではなくなるか、存在しなくなります。さらに、Mg-Alの逆相関と同様に、MgとSiの間、およびAlとSiの間の(逆)相関も検出します。その広がりも金属量によって異なります。これらの結果は、MgAlサイクルがオメガケンタウリの複数集団の形成に重要な役割を果たしていることを示唆しており、-1.3dexより低い金属量でのすべての(逆)相関の存在は、非常に高温でのMgの燃焼の証拠を提供します(>10^8K)、少なくとも金属不足の領域では。さらに、金属度の関数として[Al/Fe]>+0.5dexを持つ星の明確な傾向が観察され、Alの生成と破壊の2つのチャネルの存在が初めて確認されました。この証拠は、この恒星系で観測された化学異常の原因となる汚染者の潜在的な性質についてさらなる制約を与えるのに役立つ可能性がある。最後に、我々のサンプルで特定された2つの最も金属に乏しい集団が、ゼロまたは非常に小さな金属量分散と一致することを発見し、この結果がオメガ・ケンタウリが分裂した有核矮小銀河の残骸であるというシナリオにどのように適合するかを議論します。
コロナ輝点の振動の自動解析
コロナ輝点(BP)は、太陽コロナ内に見られる多数の明るく小規模な動的特徴です。輝点は、広範囲の周期にわたって強度振動を示すことが観察されており、おそらくプラズマの加熱および/または輸送メカニズムの重要な兆候であると考えられます。我々は、193\r{A}バンドパスの太陽力学観測所(SDO)に搭載された大気イメージングアセンブリ(AIA)からの画像を使用して、BPの強度変化を自動的に検出および追跡する、新規で効率的なウェーブレットベースの方法を提案します。統計的に有意な大規模なBPの研究を通じて、根底にある物理的メカニズムに制約を課すことを試みます。2Dで連続ウェーブレット変換(CWT)を使用して、画像内のBPを検出しました。1次元CWTを使用して個々の血圧時系列を分析し、重要な周期性を検出しました。4、8～10、17、28、65分に顕著な周期性が見られます。輝点の寿命は指数$-1.13\pm0.07$のべき乗則に従うことが示されています。BP寿命と最大直径の関係も同様に、指数$0.129\pm0.011$のべき乗則に従います。私たちのウェーブレットベースの方法は、BPを検出して抽出し、その強度振動を分析することに成功しました。将来の研究では、より大きなデータセットと複数の機器による同時観測を使用して、これらの方法を拡張する予定です。
Solar Jet Hunter: EUV データセット内のコロナジェットを特定するための市民科学イニシアチブ
| Title |
Solar_Jet_Hunter:_a_citizen_science_initiative_to_identify_coronal_jets_in_EUV_data_sets |
| Authors |
S._Musset_and_P._Jol_and_R._Sankar_and_S._Alnahari_and_C._Kapsiak_and_E._Ostlund_and_K._Lasko_and_L._Glesener_and_L._Fortson_and_G._D._Fleishman_and_N._K._Panesar_and_Y._Zhang_and_M._Jeunon_and_N._Hurlburt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14871 |
コンテクスト。EUVで見られる太陽コロナジェットは太陽のいたるところに存在し、活動領域の中や端、コロナホールの境界、そして静かな太陽の中で発見されています。ジェットにはさまざまな形状、サイズ、明るさ、速度、継続時間があり、自動アルゴリズムによる検出が複雑になります。これまでのところ、HeliophysicsEventKnowledgebase(HEK)で報告されているソーラージェットは、ほとんどが人間によってデータ内で検索されて報告されており、そのタイミングや位置に関する精度はさまざまです。目的。私たちは、EUV304{\AA}で観測された太陽ジェットのカタログを作成し、ジェットのタイミング、位置、範囲に関する正確かつ一貫した情報を含んでいます。方法。私たちは、太陽動的観測所/大気イメージングアセンブリ(SDO/AIA)からの304{\AA}でのEUV観測を分析するために、Zooniverseプラットフォーム上で市民科学プロジェクト「SolarJetHunter」を設計しました。私たちは、HEKでジェットが報告されている太陽の領域のムービーストリップを作成し、ボランティアに1)データ内に少なくとも1つのジェットの存在を確認すること、2)ジェットのタイミング、位置、範囲を報告することを依頼しました。結果。私たちはここで、プロジェクトの設計と、2011年から2016年までのデータ分析後に得られた結果を報告します。HEKからの365件の「コロナジェット」イベントが市民科学プロジェクトへのインプットとして役立ちました。これは、9,689本の映画に配布された120,000枚以上の画像に相当します。ストリップ"。市民科学者による分類の結果、ジェット機を含むデータは21%のみで、883機の個々のジェット機が特定されました。結論。ソーラージェットハンターの例を使用して、市民科学が太陽データの分析をどのように強化できるかを示します。このようにして作成されたジェットのカタログは公的に入手可能であり、ジェットおよび関連現象の統計的研究が可能になります。このカタログは、機械がさらなるデータセット内のジェットを認識することを学習するためのトレーニングセットとしても使用されます。
回転および荷電カー・ニューマン ブラックホール時空におけるマクスウェル電磁不変量の解析的研究
マクスウェルの不変量は、荷電時空における電磁場の数学的記述において基本的な役割を果たします。私たちは、マクスウェルの電磁不変量${\calF}_{\text{KN}}(r,\theta;M,a,Q)$の物理的および数学的性質の詳細な{\it分析的}研究を紹介します。カー・ニューマンブラックホール時空。すべてのカー・ニューマンブラックホール時空について、マクスウェル電磁不変量のスピンと電荷に依存する最小値は、ブラックホール表面の赤道上で達成されることが証明されています。興味深いことに、カー・ニューマン時空は無次元回転パラメータ${\hata}\equiva/r_+$,${\hata}^{-}_{の2つの臨界値によって特徴付けられるという物理的に重要な事実が明らかになりました。\text{crit}}=\sqrt{3-2\sqrt{2}}$および${\hata}^{+}_{\text{crit}}=\sqrt{5-2\sqrt{5}}$、これはマクスウェル電磁不変式の3つの質的に異なる空間関数的挙動間の境界を示します:(i)低速回転${\hata}<{\hata}^{-}のカー・ニューマンブラックホール_{\text{crit}}$領域は、空間無限大に向かって単調増加する負の定マクスウェル電磁不変量によって特徴付けられます。(ii)中間スピン領域のブラックホールの場合${\hata}^{-}_{\text{crit}}\leq{\hata}\leq{\hata}^{+}_{\text{crit}}$、カー・ニューマン・マクスウェル電磁不変式の正の全体的最大値は、黒の位置にあります。ホール極、および(iii)超臨界状態${\hata}>{\hata}^{+}_{\text{crit}}$のカー・ニューマンブラックホールは、非単調であるという特徴があります。極角位置が無次元関数関係${\hata}^2\cdot(\cos^2\theta)によって特徴付けられる、スピンと電荷に依存する大域的最大値を持つ、ブラックホールの地平線に沿ったマクスウェル電磁不変量の空間的挙動_{\text{max}}=5-2\sqrt{5}$。
一般化されたさまざまな減速パラメータを使用した宇宙加速度のモデル化
| Title |
Modeling_cosmic_acceleration_with_a_generalized_varying_deceleration_parameter |
| Authors |
M._Koussour,_N._Myrzakulov,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_F._Awad,_and_M._Bennai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14498 |
宇宙の加速膨張を理解することは、現代の宇宙論における根本的な課題のままです。この論文では、宇宙加速を引き起こす力学を解明するために、一般化された可変減速パラメータによってパラメータ化された宇宙論モデルを調査します。宇宙クロノメーター(CC)、Ia型超新星(SNe)、バリオン音響振動(BAO)などの最新の観測データセットからの制約を採用することで、モデルと観測データの互換性を評価します。選択されたパラメータ化は、減速パラメータの熱力学的制約と一致しており、その信頼性がさらに検証されます。さらに、観測データと一致するハッブルパラメータ、遷移赤方偏移、減速パラメータ、EoSパラメータの現在値を推定します。最後に、安定性解析により、小さな摂動に対するモデルの安定性が確認されます。
電磁望遠鏡による重力波探索
私たちは、地球、銀河、銀河間領域の磁場における重力子と光子の変換を研究しています。重力子から変換される光子束が望遠鏡で観測される光子束を超えないことを条件として、$10^{7}$Hzから$10^{35}$Hzまでの周波数範囲における確率的重力波の上限を導き出します。注目すべきことに、$h^2\Omega_{{\rmGW}}$の上限は、特定の場合には$10^{18}$-$10^{23}$Hzの周波数範囲で1未満になる可能性があります。望遠鏡を使用した重力波の検出は、高周波重力波観測に新たな道を切り開き、新しい物理学を調査する刺激的な機会を提供するでしょう。
線形応答理論の分析ツールを使用して、局所平衡付近のイスラエル・スチュワート流体力学のいくつかの微視的導出の精度を体系的に評価します。これにより、IReD、DNMR、二次勾配展開、14モーメント近似といったさまざまなアプローチを精度の高い順に「ランク付け」することができます。IReD理論はナビエ・ストークスよりもはるかに優れており、漸近領域（つまり、遅いプロセス）と過渡領域（つまり、緩和時間に匹敵するタイムスケール）の両方で非常に正確であることがわかりました。また、DNMRの精度が高いことは確認されていますが、クヌーセン数の2次項を無視すると、方程式が放物線になるため、重大な系統誤差が生じます。最後に、二次勾配拡張(別名非再開BRSSS)は、過渡領域におけるナビエ・ストークスよりも不正確であることが示されています。全体として、この分析は、イスラエル・スチュワート流体力学が反証可能であり、緩和時間が観察可能であることを明確に示しており、それによって、ナビエ・ストークスとは区別される、明確に定義された物理理論としての過渡流体力学の実行可能性に関する議論に終止符が打たれることになる。
パラティーニにおけるボソン星の数値進化 $f(\mathcal{R})$ 重力
| Title |
Numerical_evolutions_of_boson_stars_in_Palatini_$f(\mathcal{R})$_gravity |
| Authors |
Andreu_Mas\'o-Ferrando,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Jos\'e_A._Font,_Gonzalo_J._Olmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.14912 |
私たちは数値相対性理論の計算を通じてパラティーニ$f(\mathcal{R})$重力における球対称ボソン星の時間発展を調査します。スカラー物質による修正重力と修正スカラー物質による一般相対性理論との対応を確立する新しいアプローチを採用することで、数値相対性理論の手法を使用してこれらのシステムをシミュレートすることができます。具体的には、二次理論$f(\mathcal{R})=\mathcal{R}+\xi\mathcal{R}^2$に焦点を当て、得られた解を一般相対性理論の解と比較し、正と負の両方を調査します。結合パラメータ$\xi$の値。私たちの研究結果は、パラティーニ$f(\mathcal{R})$重力にあるボソン星が安定した進化と不安定な進化の両方を示すことを明らかにしました。後者は、安定した配置への移行、完全な分散、そして赤ん坊宇宙構造の形成につながる重力崩壊という3つの異なるシナリオを引き起こします。
GWSpace: 宇宙ベースの重力波検出用のマルチミッション科学データ シミュレーター
| Title |
GWSpace:_a_multi-mission_science_data_simulator_for_space-based_gravitational_wave_detection |
| Authors |
En-Kun_Li,_Han_Wang,_Hong-Yu_Chen,_Huimin_Fan,_Ya-Nan_Li,_Zhi-Yuan_Li,_Zheng-Cheng_Liang,_Xiang-Yu_Lyu,_Tian-Xiao_Wang,_Zheng_Wu,_Chang-Qing_Ye,_Xue-Ting_Zhang,_Yiming_Hu,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15020 |
TianQin、LISA、TaiJiなどの宇宙ベースの重力波検出器は、共同観測によって自身を上回る性能を発揮する可能性があります。これを達成するには、同時に動作するさまざまな検出器で検出される信号間の固有の相関をエンコードするシミュレートされたデータに対して、事前に統合データ分析を実行することが望ましいです。このペーパーでは、TianQin、LISA、TaiJiからの共同検出データをシミュレートできるパッケージ\texttt{GWSpace}を紹介します。このソフトウェアは、ゼロから始める画期的な作品ではありません。むしろ、私たちはできるだけ多くのオープンソースリソースを使用し、マルチミッションの科学データをシミュレーションするニーズに合わせて調整し、すべてをすぐに使える使いやすいパッケージにまとめています。このパッケージの主なコンポーネント、構造、およびいくつかの応用例について説明します。共通の座標系、つまり太陽系重心(SSB)座標系は、3つのミッションすべての宇宙船の軌道を計算するために利用されます。この論文では、検出プロセスの簡単な導出も提供し、これらの検出器によって検出可能な発生源の一般的な波形の概要を説明します。
