k 最近傍累積分布関数における原始非ガウス性の小規模な署名
| Title |
Small-scale_signatures_of_primordial_non-Gaussianity_in_k-Nearest_Neighbour_cumulative_distribution_functions |
| Authors |
William_R._Coulton,_Tom_Abel_and_Arka_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15151 |
宇宙論的摂動における原始的な非ガウス性の探索は、新しい原始物理学を明らかにする重要な手段です。しかし、後期宇宙の非線形スケールから原始的な非ガウス性の特徴を確実に抽出することは未解決の問題です。この論文では、k最近傍累積分布関数kNN-CDFを\textsc{quijote-png}シミュレーションに適用して、原始非ガウス性に対するkNN-CDFの感度を調査します。興味深い結果は、$M_h<10^{14}$M$_\odot$/hのハローサンプルの場合、kNN-CDFは他のパラメーターとは異なる方法で\textit{equiliteral}PNGに応答することです。これは、赤方偏移空間の銀河カタログに存続しており、少なくともここで考慮されているハロー占有分布(HOD)の枠組み内では、銀河モデリングの影響とは区別できます。kNN-CDFはセル内カウントに関連しており、kNN-CDF測定値のサブセットをセル内カウント画像にマッピングすることで、結果を分析的にモデル化できることを示します。分析の注意点は、アセンブリのバイアスを含むHODフレームワークのみを考慮していることです。これらの結果を、銀河とハローの関係をモデル化するための他の技術、たとえば、(ハイブリッド)有効場理論や半解析的手法を使用して検証することは興味深いでしょう。
ParamANN: ハッブル測定を使用して $\Lambda$CDM 宇宙の宇宙論的パラメータを推定するニューラル ネットワーク
この記事では、ハッブル定数($H_0$)、物質($\Omega_{0m}$)、曲率($\Omega_{0k)という4つの基本パラメーターの推定に機械学習(ML)アプローチを採用しています。}$)と非平坦$\Lambda$CDMモデルの真空($\Omega_{0\Lambda}$)密度。赤方偏移間隔$0.07\leqz\leq2.36$で、差分年齢(DA)およびバリオン音響振動(BAO)技術によって測定された$53$のハッブルパラメーター値を使用します。人工ニューラルネットワーク(ParamANNと呼ばれる)を作成し、$H_0$、$\Omega_{0m}$、$\Omega_{0k}$、$\Omega_のさまざまなセットを使用して$H(z)$のシミュレートされた値でトレーニングします。{0\Lambda}$パラメータは、異なる十分に広い事前間隔から選択されます。分析では相関ノイズモデルを使用します。ParamANNによる正確な検証と予測を実証します。ParamANNは、$\Lambda$CDMモデルの有効性について優れたクロスチェックを提供し、文献で以前に報告されているハッブル張力の問題を軽減します。$H_0=66.11\pm2.59$$\rm{kmMpc^{-1}sec^{-1}}$、$\Omega_{0m}=0.3359\pm0.0814$、$\Omega_{0k}=0.0237を取得します。訓練されたネットワークを使用すると、\pm0.1248$および$\Omega_{0\Lambda}=0.6405\pm0.0861$になります。これらのパラメータ値は、プランク共同研究による地球規模のCMB観測の結果とよく一致します。
ダークエネルギーとカオス量子挙動粒子群の最適化との相互作用の探索
| Title |
Exploring_Interacting_Dark_Energy_with_Chaos_Quantum-Behaved_Particle_Swarm_Optimization |
| Authors |
Zhixiang_Yin,_Zelin_Ren,_Andr\'e_A._Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15227 |
暗黒エネルギーと暗黒物質の間の相互作用に関するモデルは、すでに約20年前から研究されています。しかし、この論文では、$\mathcal{E}=3H(\xi_1\rho_c+\xi_2\rho_d)$で与えられるエネルギー伝達を伴うモデルに対する一般的な解析解を初めて提供します。また、114個の古い天体(OAO)の年齢赤方偏移データの新しいセットを使用し、この一般的なエネルギー伝達のいくつかの特殊なケースを制限します。私たちは、カオス量子動作粒子群最適化(CQPSO)として知られる人工知能にヒントを得た方法を使用して、パラメーター空間を探索し、最適な値を検索します。この方法をシミュレートされたシナリオでテストし、以前のMCMCの結果と比較して、予想される結果との良好な一致を確認しました。
巨大銀河系外 HII 領域と HII 銀河を用いた局所ハッブル定数の決定
| Title |
Determination_of_the_local_Hubble_constant_using_Giant_extragalactic_HII_regions_and_HII_galaxies |
| Authors |
David_Fern\'andez-Arenas_and_Ricardo_Ch\'avez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15248 |
H$\beta$線の積分光度と、HII銀河および巨大HII領域のイオン化ガスの速度分散との関係は、現在赤方偏移$z\sim~4$まで使用できる刺激的な標準キャンドルを表します。局所的には、近くの($z<0.2$)HII銀河から得られた関係の傾きと、銀河の「アンカーサンプル」に属する巨大なHII領域から決定されたゼロ点を組み合わせることで、ハッブル定数の正確な測定値を取得するために使用されます。どの正確な赤方偏移に依存しない距離係数が利用可能か(セファイド、TRGBなど)。この章では、ハッブル定数の局所値と宇宙論的制約の決定においてこれまでに得られた方法と結果の概要を説明します。この方法に関連する主な系統的効果と将来の改善の可能性を説明します。ここで示した議論は、距離を測定するために文献で使用されている標準的な方法に対する独自のアプローチの成果であり、現時点では最新のSNIaの結果より正確ではありませんが、大幅な改善の可能性があります。
ハッブル張力に対する初期のダークエネルギー解決策としてソリューションを拡張する
| Title |
Scaling_solutions_as_Early_Dark_Energy_resolutions_to_the_Hubble_tension |
| Authors |
Edmund_J._Copeland,_Adam_Moss,_Sergio_Sevillano_Mu\~noz_and_Jade_M._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15295 |
QuintessenceやK-essenceを含む幅広いクラスのスカラー場モデルには、トラッカー領域という魅力的な特性があり、場に蓄積されたエネルギー密度は、一定期間の主要な背景成分のエネルギー密度を模倣するように進化します。この進化中、アトラクターソリューションに向かって螺旋を描きながら場のエネルギー密度が短期間増加します。我々は、このエネルギー密度のピークが平等時代の前後に発生すると、ハッブル張力の解決策として想定される初期暗黒エネルギー(EDE)の重要な要件に対処できることを示します。特に、Quintessenceモデルが一般にEDEの要件と互換性のない音速をもたらすという点で問題があることを示す前に、これがQuintessence、axion、およびK-essenceモデルの幅広いクラスでどのように発生するかを示します。一方、K-essenceおよびK-essenceモデルは、axionモデルは、データのフィッティングをより適切に行うことができます。
Athena X-IFU による銀河団の X 線放射による重力赤方偏移の観測
| Title |
Observing_gravitational_redshift_with_X-Ray_emission_in_galaxy_clusters_with_Athena_X-IFU |
| Authors |
Alexe\"i_Molin,_Nicolas_Clerc,_\'Etienne_Pointecouteau,_Fran\c{c}ois_Pajot,_Edoardo_Cuchetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15466 |
コンテクスト。一般相対性理論によって予測される、重力ポテンシャルから逃れる光のドップラーシフトは、地球上だけでなく、さまざまな星や銀河団の方向でも光の波長で観察されています。目的。銀河団内のX線帯域の重力赤方偏移を観察すると、銀河団の特性、特に重力ポテンシャルに関する情報が得られる可能性があります。我々は、欧州の次世代X線天文台Athenaの機能を利用した、このような測定の実現可能性研究を紹介します。方法。我々は、単純な一般化されたNavarro-Frenk-Whiteポテンシャルモデルとバリオン物質の密度のベータモデルを使用しました。このモデルは、最も単純な場合に観察された赤方偏移の推定値を提供するように発光を設定します。私たちは、おもちゃのモデルのクラスターの他の特性とともに重力赤方偏移を回復することを目指しながら、近くの大規模クラスターに対してAthenaX線積分フィールドユニット(X-IFU)を使用して模擬観測を生成しました。結果。私たちは、AthenaX-IFU装置を使用した近くの大質量星団の理想的なテストケースにおける重力赤方偏移の観測可能性と、ポテンシャル井戸の特性の調査におけるその使用を調査しました。また、簡素化された理想的な観測枠組み内で、質量を20%レベルの精度に、宇宙論的赤方偏移を1%未満に抑制することもできました。単一のターゲットの重力赤方偏移、または銀河団のサンプルに対する統計的な測定の実現可能性を十分に調査するには、内部ガスの動きやポテンシャル井戸の実際の形状などのさらなる影響を考慮した、より洗練されたシミュレーションが必要です。
$f(z)$CDM で $\Lambda$CDM を超えて: Pad\'e Cosmography の重要性と解決策
| Title |
Beyond_$\Lambda$CDM_with_$f(z)$CDM:_criticalities_and_solutions_of_Pad\'e_Cosmography |
| Authors |
Alexandra_T._Petreca,_Micol_Benetti,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15711 |
最近、宇宙論は、特定の宇宙論モデルに依存せずに膨大な量の天体物理学的観測を効果的に記述するための貴重なツールとして登場しました。モデルに依存しない性質により、理論的なバイアスがなく、データを忠実に表現できます。実際、一般的に想定されている基準モデルである$\Lambda$CDMには、さらなる調査が必要ないくつかの欠点と、遅い時間と早い時間のデータ間の緊張が示されています。この論文では、$f(z)$CDMアプローチを採用することにより、標準宇宙論モデルの拡張を探索します。ここで、$f(z)$は、暗黒エネルギーによって駆動された最近の宇宙の進化を特徴づける宇宙系列を表します。$f(z)$を構築するには、Pad\'e級数を考慮します。これは、この有理多項式近似が標準のTaylor級数展開よりも高い赤方偏移で優れた収束を提供するためです。このような近似式のいくつかの次数が以前の研究で提案されていますが、ここでは次の質問に答えたいと思います:パラメータ制約に対する宇宙像系列の選択の影響は何ですか?分析に最適なシリーズはどれですか?そこで、安定性と適合度の観点からどの順序が好ましいかを特定することで、最も有望なものを分析します。$f(z)$CDMモデルの理論的予測はボルツマンソルバーコードによって取得され、宇宙論的パラメーターと宇宙図学的パラメーターの事後分布はモンテカルロマルコフ連鎖解析によって制約されます。プランク共同研究による宇宙マイクロ波背景温度測定値、最新のパンテオン+サンプルからのIa型超新星データ、バリオン音響振動および宇宙クロノメーターデータの共同データセットを検討します。結論として、遅い時間のデータのみを使用する場合にどの系列を使用できるか、また、大きな赤方偏移を考慮する場合に必要な安定性を達成するにはどの次数を考慮する必要があるかを述べます。
再電離の終わりにおける銀河の H I 含有量と金属性のプローブとしての [C II] 線強度マッピングの有益性
| Title |
The_informativeness_of_[C_II]_line-intensity_mapping_as_a_probe_of_the_H_I_content_and_metallicity_of_galaxies_at_the_end_of_reionization |
| Authors |
Patrick_Horlaville,_Dongwoo_T._Chung,_J._Richard_Bond,_Lichen_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15733 |
現在オンライン化されている線強度マッピング(LIM)実験では、再電離の終わりにある銀河からの[CII]電離炭素線の集合放出の変動を調査します。実験の進歩は、モデリングへのアプローチと信号の情報内容の理論的な再評価と一致させる必要があります。我々は、ガスの質量と金属量が[CII]の光度を最も直接的に決定することを示唆するFIREシミュレーションの結果に基づいて、ハロー-[CII]関係の新しいモデルを提示します。新しいモデルをピークパッチハローライトコーンのアンサンブルに適用すると、$z\gtrsim6$で[CII]LIM信号の新しい予測が生成されます。CCAT施設からのベースライン4000時間LIM調査は、拡張または後継のステージ2実験を使用して、$z\sim6$で$4\sigma$の重要度で[CII]パワースペクトルを検出する基本的な感度を備えていると予想されます。$z\sim6$では有意性が$36\sigma$に改善され、$z\sim7.5$では$8\sigma$に達します。擬似狭帯域ライマンブレイク銀河調査に対してシミュレーションされたスタッキングによる相互相関は、星形成銀河を囲む宇宙論的[CII]放射の放射状プロファイルの強力な検出をもたらすであろう。また、[CII]強度分布の点別相対エントロピー(PRE)を通じて、モデルのいくつかのパラメーターの役割も分析します。観測歪みを考慮した後、さまざまなモデルパラメーターのPREシグネチャが劣化または減少する可能性がありますが、さまざまなパラメーターは固有信号の1点統計に異なる形で刻印されます。今後の研究により、この情報にアクセスし、[CII]LIM観測における非ガウス性のさまざまなソースを区別する道が開かれる可能性があります。
修正された重力の探索: WMAP、ACT、および SPT を使用した $\mu$ および $\Sigma$ パラメータ化の制約
宇宙の加速問題は依然として宇宙論における最も重要な課題の1つです。この問題に対して提案されている解決策の1つは、大規模な重力の変更です。この論文では、よく知られている$\mu$および$\Sigma$のパラメータ化シナリオを調査し、アタカマ宇宙論のウィルキンソンマイクロ波異方性探査機(WMAP)からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射を含む観測データとそれらに対峙します。望遠鏡(ACT)、南極望遠鏡(SPT)、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS:BAO+RSD)およびパンテオン超新星(SN)カタログからの大規模構造データ。ベイジアンフレームワークを使用してモデルパラメーターを制約し、修正重力理論の実行可能性に対する結果の影響について議論します。私たちの分析は、$\mu$と$\Sigma$のパラメータ化の長所と限界を明らかにし、宇宙論的スケールでの重力の性質についての貴重な洞察を提供します。結合分析ACT+WMAP+SDDS+SNから、68\%CLで$\mu-1=0.02\pm0.19$および$\Sigma-1=0.021\pm0.068$がわかります。SPT+WMAP+SDDS+SNを考慮すると、68\%CLでは$\mu-1=0.07\pm0.18$および$\Sigma-1=-0.009^{+0.078}_{-0.11}$となります。。これらのデータセットに関する他のいくつかの結果についても説明し、紹介します。実行されたすべての分析において、一般相対性理論からの逸脱は見つかりませんでした。私たちの結果は、現在のCMBデータを考慮した、よく知られている$\mu$-$\Sigma$パラメータ化に関する観察の最新情報を表しており、プランクデータで得られた制約とは独立しており、競合します。
フーリエ空間における eBOSS DR16 クエーサーによる原始非ガウス性の最適制約
SloanDigitalSkySurveyIV拡張バリオン振動分光調査データリリース16のクエーサーサンプルを使用して、局所的な原始非ガウス分布(PNG)$f_{\rmNL}$の振幅に関する制約を提示します。パワースペクトルを解析します。単極子、ローカルPNGによって引き起こされるスケール依存の銀河バイアスの存在をテストします。私たちの分析では、ゼロ以外のPNGが存在する可能性に対するクエーサーサンプルの応答を最大化する最適な赤方偏移重みを利用します。$68\%$信頼水準では$-4<f_{\rmNL}<27$であることがわかり、これは大規模構造データの最も強い境界の1つです。最適な分析では、標準分析と比較してエラーバーが約10%減少しますが、この量はフィッシャー行列分析から予想される値よりも小さいです。これと、同じカタログの以前のリリースに比べて改善が減少していることは、データ内にまだ未知の系統的効果が存在することを示唆しています。クエーサーのローカルPNGに対する応答が低い場合、最適制約は$68\%$で$-23<f_{\rmNL}<21$となり、標準解析より$30\%$改善されます。また、最適な重みを使用して、ローカルPNGに対するサンプルの応答にデータ駆動型事前分布を適用する方法も示します。
$\mathrm{nHz}$ における反転 SU(5) 超弦理論からの誘導重力波
| Title |
Induced_gravitational_waves_from_flipped_SU(5)_superstring_theory_at_$\mathrm{nHz}$ |
| Authors |
Spyros_Basilakos,_Dimitri_V._Nanopoulos,_Theodoros_Papanikolaou,_Emmanuel_N._Saridakis,_Charalampos_Tzerefos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15820 |
スケールのない反転SU(5)超弦フレームワークは、プランクスケール以下の物理学にとって非常に有望なパラダイムを構成し、観測に基づく非常に豊かな宇宙論的現象論を私たちに提供します。特に、スタロビンスキーのような膨張に対応でき、その後に軽い「フラットン」場によって駆動され、その間にGUT相転移が起こる再加熱段階が続きます。この手紙では、反転したSU(5)宇宙論的現象論の文脈で自然に発生し、宇宙によって駆動される初期物質時代(eMD)の存在に関連する重力波(GW)信号を初めて抽出します。フラットンフィールド。具体的には、インフレ擾乱によって非線形に誘発され、フラットン主導のeMD時代から後期放射線主導時代への突然の移行中に大量に生成されるGWを研究します。注目すべきことに、文字列の傾き$\alpha'$のみに依存し、$f_\mathrm{GW,peak}\propto10^{として読み取られる、特徴的なピーク周波数$f_\mathrm{GW,peak}$を持つGW信号が見つかりました。-9}\left(\frac{\alpha'}{\alpha'_*}\right)^4\mathrm{Hz}$、ここで$\alpha'_{*}$は直接関係する基準文字列の傾きです換算プランク尺度$M_\mathrm{Pl}$を$\alpha'_{*}=8/M^2_\mathrm{Pl}$として計算します。興味深いことに、$f_\mathrm{GW,peak}$は$\mathrm{nHz}$の周波数範囲内にあります。したがって、この原始的なGW信号は、SKA、NANOGrav、およびPTAプローブによって検出帯域の非常に低い周波数領域で検出できる可能性があります。
土星の輪と中型衛星の最近の衝突の起源
| Title |
A_recent_impact_origin_of_Saturn's_rings_and_mid-sized_moons |
| Authors |
Lu\'is_F._A._Teodoro,_Jacob_A._Kegerreis,_Paul_R._Estrada,_Matija_\'Cuk,_Vincent_R._Eke,_Jeffrey_N._Cuzzi,_Richard_J._Massey,_Thomas_D._Sandnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15156 |
私たちは、土星の驚くほど若いリングの起源の可能性として、ディオネとレアに類似した前駆体氷衛星の衝突をシミュレートします。このような出来事は、数億年前に以前の衛星システムの共鳴不安定によって引き起こされた可能性があります。高解像度の平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用すると、この種の衝撃によって大量の物体が広範囲に分布し、システム全体に物質が飛散する可能性があることがわかりました。これには、土星のロシュ限界に入る軌道上に純氷の噴出物を直接配置することが含まれており、これによりリングが形成されたり若返ったりする可能性がある。さらに、合計するとエンケラドゥスの質量を超える岩石や氷の破片や破片が、ミマス、エンケラドゥス、またはテティスの近くを周回する前駆衛星と交差する高度に離心した軌道上に配置される可能性があります。これはさらなる混乱を促し、衝突カスケードを促進して、潜在的なリング形成、現在の衛星の再形成、そして最終的には惑星中心衝突体のクレーター集団への進化のために、より多くの破片を分散させる可能性がある。
Sco-Cen協会の淡いデブリ円盤、HD 112810の最初の散乱光画像
| Title |
The_first_scattered_light_images_of_HD_112810,_a_faint_debris_disk_in_the_Sco-Cen_association |
| Authors |
Elisabeth_C._Matthews,_Micka\"el_Bonnefoy,_Chen_Xie,_C\'elia_Desgrange,_Silvano_Desidera,_Philippe_Delorme,_Julien_Milli,_Johan_Olofsson,_Domenico_Barbato,_William_Ceva,_Jean-Charles_Augereau,_Beth_A._Biller,_Christine_H._Chen,_Virginie_Faramaz-Gorka,_Rapha\"el_Galicher,_Sasha_Hinkley,_Anne-Marie_Lagrange,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Christophe_Pinte,_Karl_R._Stapelfeldt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15158 |
背景:星周破片円盤は、惑星系の形成と初期の進化についての洞察を提供します。特に、分解されたベルトは系外系の微惑星の位置を特定するのに役立ち、円盤を彫刻する系外惑星の存在を示唆する可能性があります。目的:HD112810(HIP63439)は、星周デブリ円盤の存在を示す顕著な赤外線過剰を有する、Sco-Cen連合の中度F型星であるHD112810(HIP63439)の星周環境を研究します。方法:VLT/SPHEREを使用してHD112810の5つの高コントラスト観察を収集しました。私たちは散乱光でデブリの円盤を特定し、そのデブリの特徴が多くのエポックおよびさまざまな低減技術にわたって堅牢であることを発見しました。自己減算を考慮し、ディスクが光学的に薄いと仮定して、ディスクをモデル化しました。結果:半径118$\pm$9au、傾斜角${75.7}^{+1.1}_{-1.3}$$\deg$の単一ベルトのデブリ円盤を発見しました。これは、SEDモデリングおよびシステムの部分的に解決されたALMA画像からの制約とよく一致しています。惑星は検出されませんでしたが、検出限界(推定距離118auの$\sim$2.6M$_\textrm{J}$)を下回る惑星が存在する可能性があり、破片のリングの形成に寄与した可能性があります。結論:HD112810は、散乱光で画像化されたデブリディスクの在庫の増加に加わります。円盤は暗いですが、円盤の半径と傾きは塵の性質の追跡調査に有望です。
3 つの準惑星の物語: JWST 分光法によるセドナ、ゴンゴン、クアオールの氷と有機物
| Title |
A_Tale_of_3_Dwarf_Planets:_Ices_and_Organics_on_Sedna,_Gonggong,_and_Quaoar_from_JWST_Spectroscopy |
| Authors |
J.P._Emery,_I._Wong,_R._Brunetto,_J.C._Cook,_N._Pinilla-Alonso,_J.A._Stansberry,_B.J._Holler,_W.M._Grundy,_S._Protopapa,_A.C._Souza-Feliciano,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_J.I._Lunine,_D.C._Hines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15230 |
私たちは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のNIRSpec装置を使用して、セドナ、ゴンゴン、クオアーを観測しました。3つの天体はすべて、0.7～5.2{\μ}mの範囲の波長で低解像度プリズムモードで観察されました。クオアーは、中解像度の回折格子を使用して、0.97から3.16{\μ}mまでの10倍高いスペクトル解像度でも観察されました。セドナのスペクトルは、エタン(C2H6)のほか、アセチレン(C2H2)、エチレン(C2H4)、H2O、およびおそらく少量のCO2による多数の吸収特徴を示しています。Gonggongのスペクトルには、より少数で弱いエタンの特徴がいくつか示されているほか、より強力でクリーンなH2Oの特徴や他の分子と複合体を形成したCO2も示されています。Quaoarのプリズムスペクトルでは、さらに少なく弱いエタンの特徴、最も深くて最もきれいなH2Oの特徴、おそらくHCNとCO2氷による3.2{\μ}mの特徴が示されています。Quaoarの高解像度の中回折格子スペクトルは、エタンとメタン(CH4)のいくつかの倍音バンドと結合バンドを明らかにします。3つの物体すべてのスペクトルは、赤色の急峻なスペクトル傾斜と、複雑な有機分子を示す2.7～3.6{\μ}mの間の強く広い吸収を示しています。一連の軽炭化水素と複雑な有機分子は、メタンの照射の生成物として解釈されます。照射生成物の見かけの存在量の違いは、それらの特有の軌道によるものと考えられ、これがメタン保持の時間スケールの違いや荷電粒子照射環境の違いにつながります。しかし、いずれの場合も、軽質炭化水素が継続的に存在するということは、地表へのメタンの再供給を意味します。私たちは、これら3つの天体が、より大きな準惑星と同様の内部融解と地球化学的進化を経て、すべてのより小さなKBOとは異なることを示唆しています。
イオの明るい一時的噴火の時空間パターン、1978～2022
| Title |
Spatiotemporal_patterns_of_Io's_bright_transient_eruptions,_1978-2022 |
| Authors |
Christian_D._Tate,_Julie_A._Rathbun,_Alexander_G._Hayes,_Rosaly_M._C._Lopes,_Madeline_Pettine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15231 |
この研究は、イオの熱的に検出された火山爆発と、一般に明るい一時的噴火と呼ばれるミニ噴火を分析します。私たちは、1978年と2022年のボイジャー接近飛行の間の爆発観測の歴史を通じて、その進化する特徴を調べます。私たちは、いくつかの宇宙船接近飛行と多数の地上観測活動から得られた、これらの明るい一時的噴火のデータをカタログ化し、比較し、解釈します。これらのイベントの時空間的挙動をテストするために、これらのイベントを、イオの表面上のどこでも同じ確率で発生するランダムな間隔の確率的イベントの集団と比較します。すべてのバーストの集合体はイオ全体のランダムな分布と一致しているのに対し、ミニバーストは後続半球(180～360W)を強く好むことがわかりました。しかし、より短いタイムスケールでは、バーストは2012年の前後で時空間的挙動に大きな変化を示しています。1995年から2007年のバーストは北の先頭半球に有利であり、2013年から2021年のバーストは南の後続半球に有利です。これらの時間的に分離された噴火のクラスターは、イオの2つの主要な山岳地帯に非常に類似しており、噴火が造山活動に関連している可能性があることを示しています。これらの傾向は、明るい一時的な噴火がイオの他の形態の火山活動といかに異なるかを示しています。これらは、潮汐発生と火山分布の間のイオ内部の熱輸送モデルを評価するための重要な制約となる可能性があります。
恒星の紫外線不確実性による系外惑星大気観測における O$_3$ スペクトル特徴の退化解釈: TRAPPIST-1e を使用した 3D ケーススタディ
| Title |
Degenerate_interpretations_of_O$_3$_spectral_features_in_exoplanet_atmosphere_observations_due_to_stellar_UV_uncertainties:_a_3D_case_study_with_TRAPPIST-1e |
| Authors |
Gregory_Cooke_(1,_2),_Dan_Marsh_(1),_Catherine_Walsh_(1),_Allison_Youngblood_(3),_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leeds,_UK,_(2)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_UK,_(3)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Solar_System_Exploration_Division,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15239 |
TRAPPIST-1eは、超低温M矮星を周回する居住可能な地球型系外惑星であり、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による観測の重要なターゲットです。地球型惑星大気の一次元光化学モデリングは、O$_3$やH$_2$Oなどの化学種の濃度を調節する際に、恒星から入ってくる紫外線束が重要であることを示した。さらに、三次元(3D)モデリングは、潮汐ロックされた系外惑星シミュレーションにおける輸送による化学存在量の異方性を実証しました。私たちは、3D地球システムモデルであるWholeAtmosphereCommunityClimateModelVersion6(WACCM6)を使用して、輸送と組み合わせた入射紫外線束の不確実性がTRAPPIST-1eの観測予測にどのように影響するかを調査します(初期の地球に似た大気組成を仮定)）。文献からTRAPPIST-1の2つの半経験的な恒星スペクトルを使用します。それらの間のUV束比は、一部の波長ビンでは5000倍にもなることがあります。その結果、光化学的に生成されたO$_3$列の合計は26倍異なります。透過スペクトルと発光スペクトルの両方におけるO$_3$のスペクトル特徴は、これらのシミュレーション間で異なります(たとえば、O$の透過スペクトルの実効高度では19kmの差があります)0.6$\mu$mで_3$)。これにより、代替のO$_2$濃度を想定したシナリオとの重複など、観測結果を解釈する際に潜在的な曖昧さが生じます。したがって、地球型系外惑星スペクトルの確実な解釈を達成するには、主星のUVスペクトルの特性評価が重要です。このような恒星の測定が存在しない場合でも、大気のコンテキストは他のスペクトル特徴(例:H$_2$O)から、または直接画像化と透過スペクトルを組み合わせて比較することによって得ることができます。
M 矮星周囲の多惑星システムのパラメータを取得するための惑星赤外線過剰 (PIE) 技術の有効性について: TRAPPIST-1 システムのケーススタディ
| Title |
On_the_Effectiveness_of_the_Planetary_Infrared_Excess_(PIE)_Technique_to_Retrieve_the_Parameters_of_Multiplanet_Systems_around_M_dwarfs:_A_Case_Study_on_the_TRAPPIST-1_System |
| Authors |
L._C._Mayorga,_J._Lustig-Yaeger,_K._B._Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15267 |
惑星赤外線過剰(PIE)技術は、通過する系外惑星と非通過する系外惑星の両方の熱スペクトルを効率的に検出して特徴付ける可能性を秘めています。ただし、この技術は複数惑星システムでは評価されていません。私たちは、複数の惑星を解決するPIEの能力を評価するためのテストベッドとしてTRAPPIST-1システムを使用します。私たちはTRAPPIST-1システムで展開中の発見を追跡し、あらゆる段階でのPIE技術の結果を調べます。私たちは、JWSTや提案されているMIRECLEミッションコンセプトのような次世代赤外線観測装置による観測から得られた情報をテストします。恒星だけがわかっている場合でも、PIE技術を使用すると、系内に複数の惑星が存在することが推測できることがわかりました。推測される正確な数値は、観測の波長範囲とデータのノイズレベルによって異なります。また、TRAPPIST-1のような密集した複数惑星系では、PIE技術が事前の知識を超えて長半径を制約するのに苦労していることもわかりました。これらの欠点と、JWSTが惑星gとhからのフラックスの影響を受けにくいという事実にもかかわらず、軌道パラメーターに強力な事前分布があるため、それらの平衡温度を制限することができます。我々は、PIE技術により太陽近傍M矮星の周囲の未知の系外惑星の発見が可能となり、その周囲の既知の惑星の特徴を明らかにできる可能性があると結論づけた。
| Title |
Dust_Properties_of_Comets_Observed_by_Spitzer |
| Authors |
David_E._Harker,_Diane_H._Wooden,_Michael_S.P._Kelley,_Charles_E._Woodward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15288 |
彗星が太陽系内部に向かうにつれて、彗星は微粒子と揮発性ガスをそのコマに送り込み、太陽系の最も原始的な物質を明らかにします。彗星の塵粒子は、それらが形成された外側円盤の物理化学的状態を評価するための重要な情報を提供します。揮発性有機物や可溶性有機物と比較して、耐火性粉塵粒子はより堅牢であり、他の小さな物体まで追跡できる可能性があります。スピッツァー遺産アーカイブのデータを使用して、NASAスピッツァー宇宙望遠鏡で分光観測された33個の彗星の57回の観測結果の熱塵モデルを紹介します。この彗星のスペクトル調査は、同じ装置からのデータを使用し、同じ方法で縮小し、同じ光学定数を使用して同じ熱モデルでフィッティングして彗星を研究する機会を提供します。サブミクロンのダストはアモルファスカーボンが大半を占める傾向があり、サブミクロンのケイ酸塩塊はアモルファスケイ酸塩材料が大半を占める傾向がある。我々は、高温凝縮物であるマグネシウムに富む結晶性ケイ酸塩、および彗星に取り込まれる前の非晶質Mg:Feケイ酸塩の潜在的なイオン照射に関連するこれらの発見の意味について議論します。これらの結果は、微惑星形成の原始惑星系円盤の状態に関する私たちの理解に影響を与えます。最後に、オールト雲と木星系彗星の動的集団全体との間に塵の組成に明確な違いが存在すると明確に結論付けることはできません。
火星と地球の同位体構成要素に関するベイズ推論
同位体異常は、地球型惑星の形成に関与する物質を調査する手段を提供します。火星の隕石からの新しい鉄同位体異常データを分析し、O、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni、Sr、Zr、Mo、Ru、Siの公開データから洞察を得ることで、我々は、火星の同位体組成の潜在的な変化を精査します。火星と地球が形成される際に降着した物質。隕石の同位体異常の主成分分析により、CI、CC=CM+CO+CV+CR、およびNC=EH+EL+H+L+LLという3つの主要なクラスター(同位体三分法の3つの部分を形成する)が特定されます。私たちの結果は、地球は主に約92%のE、6%CI、および2%未満のCOCVとOの同位体混合物であることを示唆しています。一方、火星は約65%のE、33%のO、CIおよびCOCVは2%未満です。我々は、地球のCI寄与が降着の後半に大幅に増加したことを証明しました。火星はOとEの混合物を降着し始めましたが、その後は主にEが降着しました。火星の降着時の同位体構成の変化は、太陽系の歴史の最初の数百万年の間に、火星がO-E境界近くの起源からE領域内の十分な位置までガス駆動のタイプI移動を経験した場合に説明できます。その後の地球のCI寄与の増加は、星雲ガスがまだ存在していた間に太陽系内部領域内を移動し、その後カオス的成長段階に加わった侵入者の炭素質胚の確率的影響に起因する可能性がある。陸生の岩石と比較した場合のエンスタタイトコンドライトのSi同位体異常に関する最近の発見は、高温平衡同位体分別の補正が不十分なことが原因である可能性があります。この影響を適切に調整すると、ケイ酸塩地球とエンスタタイトコンドライトの両方が同等のSi同位体異常を示し、それらの間の遺伝的つながりが再確認されます。
飛行実績のある膨張式エアロブレーキを使用した海王星軌道捕捉用の Triton Aerogravity Assist
私たちのグループによるこれまでの研究では、海王星の軌道に探査機を捕捉するためにトレーリングバリュートを使用したトリトンでの空気重力補助の可能性が示されています。現在の研究では、飛行実績のあるインフレータブルであるLOFTIDエアロシェル構成を使用して航空操縦を行うことで、その研究を拡張しています。数値シミュレーションは、大気境界面から始まり、突入速度(3.0～14.0km/s)および角度(45～56度)の範囲で実行されました。スピン安定化された機体は迎角ゼロで飛行し、揚力を発生しないと想定されており、機体の空気熱限界を侵したり、トリトンの大気圏に深く侵入したりすることなく、海王星を周回する軌道に乗るのに十分な外周条件に達することができる。
移動物体のスカイプレーン観測をリンクする
小惑星地球衝突最終警報システム(ATLAS)は、危険な小惑星を探して毎晩目に見える空を観測しています。4つのサイトが間もなく5つになるATLASは、移動する小惑星を特定するために観測をスケジュールし、検出をリンクするという新たな課題に直面しています。多様な観察場所とリンクできる検出時間に柔軟に対応できること、また、範囲と深さの関係で観察時間を最適化することも重要です。我々は、軌道をスカイプレーン観測に迅速に適合させ、一連の検出をテストしてリンクして移動物体に属するものを見つけるための新しいアルゴリズムを提示します。軌道を空の角度位置に適合させるPUMAアルゴリズムは、精度を犠牲にすることなく、コミュニティで現在使用されている方法よりも桁違いに速く、約1ミリ秒で実行されます。検出セット間の関連性を見つけるPUMALINKアルゴリズムは、他のアプローチ、特にHelioLinCと類似点がありますが、AUのごく一部の小惑星範囲ではうまく機能します。候補リンケージはPUMAライブラリによってチェックされ、近距離であっても検出が実際の軌道に対応しているかどうか、および誤報率が管理可能であるかどうかがテストされます。我々は、PUMALINKの有効性と経済性を示す3つのデータセットに対するPUMALINKのテストの結果を紹介します。上空での2週間のすべてのATLAS検出、2週間の長時間露光による特別なATLAS対向観測、および2週間のLSST小惑星の模擬観測です。2泊のペアのみをテストすることで、PUMALINKは、誤報率を10%未満に抑えながら、実際の物体に対して約90%の検出確率を達成します。PUMALINKに3日目の夜を与えると、両方の数値が大幅に向上します。
核分裂間近のダンベル Jupiter-Trojan (17365) Thymbraeus
| Title |
Close-to-fission_dumbbell_Jupiter-Trojan_(17365)_Thymbraeus |
| Authors |
B._Carry,_P._Descamps,_M._Ferrais,_J.-P._Rivet,_J._Berthier,_E._Jehin,_D._Vernet,_L._Abe,_P._Bendjoya,_F._Vachier,_M._Pajuelo,_M._Birlan,_F._Colas,_Z._Benkhaldoun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15537 |
太陽系の小天体のすべての集団には、複数の系のかなりの部分が含まれています。これらの中で、Jupiterトロイの木馬は既知のバイナリシステムの数が最も少なく、特徴も最も解明されていません。私たちは、Jupiterトロイの木馬の中で知られている7つしかない複数システムの1つである、報告されているバイナリシステム(17365)Thymbraeusの特徴を明らかにすることを目的としています。私たちは、2013年、2015年、2021年に地上の望遠鏡を使用して光度曲線観測キャンペーンを実施しました。ダンベル平衡図を使用してこれらのライトカーブをモデル化します。私たちは、Thymbraeusが二進系である可能性が低いことを示します。その光度曲線は、二分葉の形状、つまりダンベルの平衡図形と完全に一致しています。我々は、830+/-50kg.m-3という低い密度を決定しました。これは、他の木星トロヤ群小惑星やカイパーベルトの小さな天体の報告された密度と一致しています。ティンブレイウスの角速度は核分裂に近い。分離した場合、その構成要素は、他の木星トロヤ群(617)パトロクロスのような同様の大きさの二重小惑星になるでしょう。
地球サイズの惑星への巨大衝突によって形成された水の豊富な大気の進化
| Title |
Evolution_of_a_Water-rich_Atmosphere_Formed_by_a_Giant_Impact_on_an_Earth-sized_Planet |
| Authors |
Kenji_Kurosaki,_Yasunori_Hori,_Masahiro_Ogihara,_Masanobu_Kunitomo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15571 |
二次ガスが補充されている地球型惑星の大気には、原始惑星系円盤からの水素豊富なガスが蓄積しているはずです。形成後期の地球型惑星の原始大気は巨大衝突によって大部分が吹き飛ばされるが、残りの大気は水素と気化した核物質との化学反応によって水が豊富になる可能性がある。我々は、玄武岩質またはCIコンドライトコアが想定される場合、衝突後の水分が豊富な大気が形成されることを発見した。対照的に、エンスタタイトコンドライトコアでは衝撃後の水はほとんど生成されません。私たちは、衝突によって引き起こされた多成分H$_2$$-$He$-$H$_2$O大気を持つ地球質量惑星からのX線と紫外線による質量損失を調査します。私たちは、地球質量惑星の大気中に、逃げる水素の流束が少なく、衝突によって水を上に引きずり上げることができない場合、水が大気中に残ることを示した。水主体の大気が形成されるためには、巨大衝突後の酸化核を持つ地球質量惑星の大気質量分率が0.1%の数倍未満でなければなりません。また、水が優勢な大気をもつ地球質量惑星は、質量損失効率に応じて、太陽に似た星の周囲の0.1天文単位の数倍から数天文単位の範囲にある長半径に存在できることも判明した。このような惑星は、JWST時代の大気特性評価の重要なターゲットです。私たちの結果は、巨大衝突時の水素と岩石成分の効率的な混合が、地球質量惑星における水の生成に役割を果たしている可能性があることを示しています。
干渉密度波による平均運動共鳴
この研究では、中央の大質量天体の周りを移動する2つのそれほど質量のない天体のダイナミクスを研究します。これらの天体はすべて、薄い降着円盤内に埋め込まれています。これらの物体間の重力相互作用に加えて、円盤と物体の相互作用も、特に平均運動共鳴領域における多体系の長期的な力学を記述するために重要です。共鳴付近では、2つの移動する物体によって生成される密度波が一般に互いにコヒーレントに干渉し、余分な角運動量束が生じることを指摘します。結果として生じる物体への反作用は、共鳴角に明示的に依存する薄板シナリオ内で導出されます。この密度波媒介相互作用を含めると、最初は平均運動共鳴に固定されていた系が、準静止固定点に漸近するか、または大振幅の循環によって自動的に共鳴から抜け出すかのいずれかであることがわかります。私たちは、薄い降着円盤内に埋め込まれた惑星を使って流体力学シミュレーションを実行し、惑星の離心率の進化から生じる干渉密度波の痕跡を発見しました。一対の惑星の進化にタイプIの移動トルクを含めることにより、干渉密度によって寄与される離心率減衰効果が、惑星が平均運動共鳴に閉じ込められたときに惑星の周期比を増加させる可能性があることを示します。これは、ケプラー多惑星系で観察される正確な共鳴値からの(周期比の)$1\%-2\%$オフセットを説明できる可能性があります。
$z$$\about$3--5の電波高出力AGNの巨大Ly$\alpha$星雲の3D断層撮影
| Title |
3D_tomography_of_the_giant_Ly$\alpha$_nebulae_of_$z$$\approx$3--5_radio-loud_AGN |
| Authors |
Wuji_Wang,_Dominika_Wylezalek,_Jo\"el_Vernet,_Carlos_De_Breuck,_Bitten_Gullberg,_Mark_Swinbank,_Montserrat_Villar_Mart\'in,_Matthew_Lehnert,_Guillaume_Drouart,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Andrew_Humphrey,_Ga\"el_Noirot,_Sthabile_Kolwa,_Nick_Seymour,_Patricio_Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15144 |
Ly$\alpha$発光星雲はhigh-z銀河の周囲に遍在しており、100kpcを超えるスケールのガス環境のトレーサーです。High-z電波銀河(HzRG、タイプ2電波高出力クェーサー)は、電離ガス中で観察される大規模な星雲をホストしており、他のタイプのhigh-zクエーサーで見られる星雲とは異なります。この研究では、8HzRG($2.9<z<4.5$)の周囲のリャ星雲のMUSE観測を利用します。すべてのHzRGには大規模なLya発光星雲があり、そのうちの7つは観測された表面輝度(SB)限界で100kpc以上に伸びています。輝線プロファイルは星雲全体にわたる中性水素吸収体によって大きく影響されるため、吸収補正を実行して、観測されたLya光子の最後の散乱面における固有LyaSB、中心速度、および速度幅のマップを推測します。(i)固有のSB半径方向プロファイルは、内側の指数関数と外側のべき乗則によって記述できる。(ii)私たちのHzRGは、RLおよびRQタイプ1よりも高いSBとより非対称な星雲を持っています。(iii)4つのHzRGの固有星雲運動学は、ジェット駆動による流出の証拠を示していますが、サンプル全体の一般的な傾向は示していません。(iv)星雲の最大範囲と、AGNと星雲の重心の間のオフセットとの関係。(v)ラジオジェットの位置角度と星雲の形態の調整。いずれも、AGNの向きが観察される星雲形態に影響を及ぼし、共鳴散乱がSBプロファイルの形状、星雲の運動学、および観察されるLya形態間の関係に影響を与える可能性があるというシナリオを支持しています。さらに、電離ガス星雲の外側が近くの発光ハローからのリア光子によって「汚染」されている可能性があることを示す証拠も見つかりました。全体として、この研究は、宇宙正午以降のさまざまなクラスのクエーサー周辺のリャ星雲を比較できる結果を提供します。[要約]
静止超拡散銀河の星形成史と環境および球状星団の豊富さへの依存性
| Title |
The_star_formation_histories_of_quiescent_ultra-diffuse_galaxies_and_their_dependence_on_environment_and_globular_cluster_richness |
| Authors |
Anna_Ferr\'e-Mateu,_Jonah_S._Gannon,_Duncan_A._Forbes,_Maria_Luisa_Buzzo,_Aaron_J._Romanowsky_and_Jean_P._Brodie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15148 |
Keck/KCWIデータから11個の静止超拡散銀河(UDG)の恒星集団パラメータを導き出します。我々はこれらを14の文献UDGで補足し、これまでで最大のUDGの分光サンプルを作成しました(25)。我々は、それらの$\alpha$強化と星形成履歴の間に強い関係があることを発見しました。非常に短い時間スケールで形成されたUDGは[Mg/Fe]存在比が上昇しましたが、長期間にわたって形成されたUDGはより低い値を示しました。より早くより速く形成されるものは全体的に高密度環境で見られ、ほとんどがクラスターへの初期の侵入です。降下時間に関しては、他に強い傾向は見られません。我々は、UDGの恒星の質量と金属量、年代と金属量、および[Mg/Fe]と金属量の関係を分析し、他の種類の低質量銀河と比較します。全体として、UDGは古典的矮星の確立された恒星の質量と金属量の関係の周りに散在しています。GCリッチなUDGは中から古い年代を持っていることがわかりましたが、金属量が上昇したGCリッチなUDGが存在するため、以前に報告された銀河の金属量とGCリッチ度の傾向はこの分光サンプルでは再現されません。さらに、UDGのごく一部はGCの豊富さ、$\alpha$の豊富さ、形成時間の速さによって裏付けられ、「失敗銀河」である可能性があり、それらはz~2の質量と金属量の関係に従うこともわかりました。銀河。最後に、観察結果をシミュレートされたUDGと比較します。多様なUDG特性、特にUDGのような低金属量の破綻銀河を同時に生成できる単一のシミュレーションは存在しないことに注意してください。
A$^3$COSMOS: $0.5
| Title |
A$^3$COSMOS:_the_infrared_luminosity_function_and_dust-obscured_star_formation_rate_density_at_$0.5 |
| Authors |
A._Traina,_C._Gruppioni,_I._Delvecchio,_F._Calura,_L._Bisigello,_A._Feltre,_B._Magnelli,_E._Schinnerer,_D._Liu,_S._Adscheid,_M._Behiri,_F._Gentile,_F._Pozzi,_M._Talia,_G._Zamorani,_H._Algera,_S._Gillman,_E._Lambrides,_M._Symeonidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15150 |
目的:アーカイブ(A$^3$COSMOS)から入手可能な最大のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)調査を利用して、サブミリ波/ミリ波の赤外線視感度関数と塵に覆われた星形成速度密度を研究します($z=0.5\,-\,6$からのsub-mm/mm)銀河。方法:A$^3$COSMOS調査は、COSMOS分野で公的に利用可能なすべてのALMAデータを利用するため、観測波長と深さの点で不均一な範囲になります。光度関数と星形成率密度を導き出すために、不均一に抽出された個々のポインティングの調査の統計を、不偏のブラインド調査を表す統計に補正する、新しく開発された方法を適用します。結果:サンプルは大部分が大規模($M_{\star}\sim10^{10}-10^{12}$$\rmM_{\odot}$)、IR明るい($L_*)で構成されていることがわかりました。\sim10^{11}-10^{13.5}\rmL_{\odot}$)、星形成性が高い(SFR$\sim100-1000$$\rmM_{\odot}$$\rmyr^{-1}$)個の銀河。銀河集団の典型的な密度($\Phi^*$)と光度($L^*$)には進化の傾向が見られ、それぞれ赤方偏移とともに減少および増加します。私たちのIRLFは以前の文献結果と一致しており、Herschelデータを使用して導出されたLFのニーおよび明るい端の制約を高赤方偏移($z>3$)まで拡張することができます。最後に、IRLFを積分することで$z\sim6$までのSFRDを取得します。最近のIRと一致して、$z\sim1$から$z\sim3$までの幅広いピークと、より高い赤方偏移に向かう減少を見つけます。/mmベースの研究は不確実性の範囲内であり、光学/UV研究で予想されるよりも大量の塵の存在を示唆しています。
大マゼラン雲の硫黄同位体比
| Title |
Sulfur_Isotope_Ratios_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Y._Gong,_C._Henkel,_K._M._Menten,_C.-H.~R._Chen,_Z._Y._Zhang,_Y._T._Yan,_A._Weiss,_N._Langer,_J._Z._Wang,_R._Q._Mao,_X._D._Tang,_W._Yang,_Y._P._Ao,_M._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15155 |
硫黄同位体比は、恒星の元素合成を追跡し、恒星集団を定量化し、銀河の化学進化を調査するための有望なツールとして浮上しています。天の川銀河では広く研究されていますが、銀河系外の環境ではほとんど未踏のままです。私たちは、大マゼラン雲(LMC)の硫黄同位体比の調査に焦点を当てて、この近くの系における硫黄濃縮に関する洞察を得て、金属の乏しい銀河におけるそのような比のベンチマークを確立します。私たちは、アタカマパスファインダー実験12メートル望遠鏡を使用して、LMCで最も顕著な星形成領域の1つであるN113に向けて、CSとその同位体類の鋭角観測を実施しました。2つのC$^{33}$S遷移を正常に識別することにより、LMCにおけるC$^{33}$Sの最初の堅牢な検出を示します。私たちの測定により、$^{34}$S/$^{33}$S同位体比が初めて直接決定され、2.0$\pm$0.2となりました。我々の比較分析によると、$^{32}$S/$^{33}$Sと$^{34}$S/$^{33}$Sの同位体比はLMCの方が約2倍低いことが分かりました。天の川で。我々の発見は、LMCの$^{34}$S/$^{33}$S同位体比が低いのは、年齢効果、低い金属量、および星形成履歴の組み合わせに起因する可能性があることを示唆している。
大規模な銀河球状星団における複数の恒星集団の質量減少
| Title |
Multiple_stellar_population_mass_loss_in_massive_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Elena_Lacchin,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Francesco_Calura,_Carlo_Nipoti,_Antonino_P._Milone,_Massimo_Meneghetti,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15161 |
質量損失の程度、つまり球状星団、特に球状星団の異なる集団によって失われる星の割合は、まだよくわかっていません。複数の恒星集団の形成に関する多くのシナリオ、特に自己濃縮を伴うシナリオでは、第1世代(FG)の出生時の質量が現在よりも大きく、第2世代(SG)の現在の質量を再生産すると想定されています。この仮定は、クラスターが長期的な進化の間にFGの約$90\%$を失うことを意味します。私たちは、天の川銀河の中心から$4\{\rmkpc}$の位置にある2世代からなる巨大な球状星団で、このような強い質量減少が起こるかどうかをテストしました。${12\\rmGyr}$に対して一連の$N$-bodyシミュレーションを実行し、内部クラスタープロパティのパラメーター空間を調査します。私たちは、拡張FGと低質量の2番目のFGの場合、クラスターは初期FG質量のほぼ$98\%$を失い、ハッブル時間後にはクラスター質量が20分の1も減少する可能性があることを導き出しました。さらに、これらの条件下では、SG星の導出部分$f_{\rmriched}$は、観測された同様の質量の星団が占める範囲($\sim0.6-0.8$)に収まります。一般に、質量損失の程度に最も影響を与えるパラメータは、原始偏析の有無、中心ポテンシャルの深さ$W_{0,FG}$、SGの初期質量$M^{ini}_{SG}$、およびSGの初期半質量半径$r_{h,SG}$。$M^{ini}_{SG}$が高くても、クラスターポテンシャル井戸が深くなり質量損失が遅くなるため、最終的な$f_{\rm濃縮}$が高くなることはわかっていません。
大規模な銀河団合体による銀河の後処理 I. 銀河の色と形態からのヒント
| Title |
Post-processing_of_galaxies_due_to_major_cluster_mergers_I._hints_from_galaxy_colours_and_morphologies |
| Authors |
K._Kelkar,_Y._L._Jaff\'e,_A._C._C._Louren\c{c}o,_D._P\'erez-Mill\'an,_J._Fritz,_B._Vulcani,_J._P._Crossett,_B._Poggianti,_A._Moretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15281 |
最近($\leq3$Gyr)の大規模な合体を起こした銀河団は、地球規模の流体力学的擾乱と合体ショックで加熱されたICMにより、より過酷な環境となっています。しかし、そのような極端なクラスター相互作用がメンバー銀河の特性に及ぼす影響は、あまりよく抑制されていません。私たちは、銀河の色を通じて銀河の総合的な星形成特性を調査するとともに、近くにある3つの($0.04<z<0.07$)合体後の若い($\sim$0.6-1Gyr)星団、A3667、A3376、A168の形態の蓄積を調べます。--および7つの緩和クラスター。高密度クラスター環境による予想される影響からマージによって引き起こされる後処理シグネチャを解きほぐします。OmegaWINGS調査から得られた光学分光法と測光法を利用することで、合体後の星団は、均一な螺旋部分、均一な青色銀河の部分、および動的に緩和された星団には存在しない規則性である色と大きさの関係における一定の散乱を示す進化したシステムであることがわかりました。。銀河の全球色には明確な合体誘起の痕跡は明らかにされなかったが、動的に緩和された星団の異なる全球星形成史が銀河の特性にかなりのばらつきをもたらし、その結果、合体前の銀河団環境が合体を汚染する可能性があると結論付けた。銀河の性質における誘導信号。私たちは、合体後の銀河団と緩和した銀河団の両方に共通する赤い渦巻きを発見しましたが、合体後の銀河団には無視できないほどの青い初期型銀河の集団が存在しているように見えます。我々は、このような合体銀河団系は、これまで元の合体部分銀河団の一部ではなかった余分な宇宙の網の集団を吸収するが、$\sim$1Gyrのタイムスケールでは全球の色や銀河の形態の変化を引き起こすにはおそらく不十分であると提案する。
宇宙のウェブ環境が銀河に及ぼすハローを超えた質量効果
| Title |
The_Beyond-Halo_Mass_Effects_of_the_Cosmic_Web_Environment_on_Galaxies |
| Authors |
Kuan_Wang_(UMich),_Camille_Avestruz_(UMich),_Hong_Guo_(SHAO),_Wei_Wang_(PMO),_Peng_Wang_(SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15306 |
銀河の特性は主にホストのハローの質量に依存します。ハローの質量は、宇宙のウェブ環境に依存します。私たちは、銀河の特性に対する宇宙の網の影響がホストのハロー質量を介して完全に推移的であるのか、それとも宇宙の網が質量とは独立した効果を持っているのかを調査します。二次銀河バイアスは「銀河集合バイアス」とも呼ばれ、銀河とハローの結合の質量を超えた成分です。私たちはシミュレーションで宇宙のウェブ環境と二次銀河の偏りの間の関係を調査します。二次銀河の偏りは、投影された2点相関関数$\wprp$と円筒内の数の統計$\Pnic$の要約統計量を通じて測定されます。まず、二次銀河バイアスが二次ハロー特性としての環境の尺度でどの程度説明できるかを調べます。二次銀河全体のバイアスにより、銀河がより強くクラスター化されたハロー内に優先的に配置されることがわかりました。特に、固定質量のハローは、ノードまたはフィラメントとより強く関連付けられている場合、より多くの銀河をホストする傾向があります。この傾向は、二次銀河のバイアス効果全体のすべてではありませんが、かなりの部分を占めています。次に、ホストハローのノードやフィラメントへの近さに応じて二次銀河バイアスがどのように異なる挙動を示すかを定量化します。副銀河全体のバイアスは、ノードまたはフィラメントに関連するハローで比較的強いことがわかります。銀河とハローの関係における要因として宇宙のウェブ環境を考慮する場合、ハロー質量効果を除去することの重要性を強調します。
いっかくじゅう座の星の過密度の全天運動学と化学
| Title |
All-sky_Kinematics_and_Chemistry_of_Monoceros_Stellar_Overdensity |
| Authors |
Lais_Borbolato,_H\'elio_D._Perottoni,_Silvia_Rossi,_Guilherme_Limberg,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Friedrich_Anders,_Teresa_Antoja,_Chervin_F._P._Laporte,_Helio_J._Rocha-Pinto,_Rafael_M._Santucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15321 |
私たちは、2MASS、WISE、APOGEE、および\text{Gaia}からのデータを組み合わせることによって、いっかくじゅう座星の過密度の運動学的および化学的特性を調査します。一角獣は、銀河の反中心に向かって、円盤の近くに位置する構造です。私たちは、その星の方位角速度が$200<v_{\phi}\,{\rm(km\,s^{-1})}<250$の範囲であることを確認しました。運動学と空間分布を組み合わせて、この過密な星から星を選択する新しい方法を設計しました。この方法により、両半球の構造を簡単に特定し、それらの距離を推定することができます。私たちの分析は、$\texttt{Galaxia}$コードによって生成された全天のシミュレートされたデータとの比較によって裏付けられました。さらに、いくつかの化学物質存在量空間における一角獣の過密度を初めて特徴付けました。私たちの結果は、銀河系の薄い円盤で見つかった星との類似性を裏付け、\textit{insitu}形成を示唆しています。さらに、一角獣の南部(Mon-S)領域と北部(Mon-N)領域が区別できない化学組成を示すことを示します。
宇宙論的シミュレーションにおける低質量ブラック ホール シードの表現: 新しいサブグリッド確率論的シード モデル
| Title |
Representing_low_mass_black_hole_seeds_in_cosmological_simulations:_A_new_sub-grid_stochastic_seed_model |
| Authors |
Aklant_K_Bhowmick,_Laura_Blecha,_Paul_Torrey,_Rainer_Weinberger,_Luke_Zoltan_Kelley,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist,_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15341 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の最初のシードの性質は現在不明であり、初期質量は$\sim10^5~M_{\odot}$から$\sim10^2~M_{\odot}までの範囲であると想定されています。$。しかし、既存の宇宙論的シミュレーションのほとんどは、BHを$\sim10^5-10^6~M_{\odot}$までしか解決しません。この研究では、高解像度ズームシミュレーションから直接校正された新しいサブグリッドBHシードモデルを導入します。このモデルは、元の状態でハロー内に形成される$\sim10^3~M_{\odot}$シードの形成と成長を追跡できます。、星形成ガス。BHの子孫が$\sim10^4$または$10^5~M_{\odot}$の質量に達するまで、合体ツリーに沿ってBHの成長を追跡します。子孫は、赤方偏移とともに進化し、シードパラメータに敏感な幅広い特性(例:ハロー質量$\sim10^7-10^9~M_{\odot}$)を持つ銀河に集合します。結果は、ズーム領域の低解像度バージョンでこれらの子孫を直接シードする新しい確率的シードモデルを構築するために使用されます。驚くべきことに、銀河の総質量、赤方偏移、および環境の豊かさパラメータに基づいて子孫をシードするだけで、詳細なガスベースのシードモデルの結果を再現できることがわかりました。ホスト銀河のバリオンの性質は、質量に基づく播種基準によってよく再現されます。質量ベースの基準の赤方偏移依存性は、ハローの成長、星形成、およびシード形成に対する金属濃縮の影響を捉えます。環境ベースのシード基準により、隣接する銀河の数がより多い豊かな環境で子孫がシードされます。これは、未解決の合併がBHの成長を支配し、より広範なBH合併の歴史を持つ豊かな環境で子孫のより速い成長を生み出す影響を説明しています。私たちの新しいシードモデルは、次世代の大容量均一宇宙論シミュレーション内でさまざまな低質量シードチャネルを表現するのに役立ちます。
$z\sim2$ における星形成銀河の静止系 UV サイズと形態に対する環境の影響
| Title |
Environmental_impacts_on_the_rest-frame_UV_size_and_morphology_ofstar-forming_galaxies_at_$z\sim2$ |
| Authors |
Abdurrahman_Naufal,_Yusei_Koyama,_Rhythm_Shimakawa,_Tadayuki_Kodama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15450 |
我々は、z$\sim$2の4つの原始銀河団(PKS1138-262、USS1558-003、PHzG237.0+42.5、およびCC2.2)アーカイブのハッブル宇宙望遠鏡先端カメラ測量(HST/ACS)F814Wデータを使用。我々は、HST/ACSによって検出された原始クラスター内の122個のHAEの測定値を、436個のHAEの同世代比較フィールドサンプルと比較します。原始クラスターとフィールドHAEのサイズ分布は類似しており、典型的な半光半径は$\sim$2.5kpcであることがわかりました。恒星の質量が固定されている場合、原始星団と野外のHAEの間に有意な差はなく、これはスタッキング解析によっても裏付けられています。この結果は、環境がこの時代の星形成期の銀河の大きさに大きな影響を与えていないことを示唆しています。S\'ersic指数とノンパラメトリック形態に基づくと、静止系UVの$z\sim2$における両方の環境のHAE形態は円盤状の星形成銀河と一致しますが、$29\%\pm4も見つかりました。\%$HAEは、特異な、または乱れた形態を持っています。乱れた銀河の割合は原始銀河団環境でより高く、比較領域の$26\pm4\%$と比較して、$39\pm8\%$原始銀河団HAEが乱れた形態を示しています。明らかに乱れた形態は、より高い星形成活動と相関しており、その場での巨大な塊または合体によって引き起こされる可能性があります。
すばる HSC-SSP における銀河合体: 合体発生率における環境の役割と識別のための深層表現学習アプローチ
| Title |
Galaxy_mergers_in_Subaru_HSC-SSP:_a_deep_representation_learning_approach_for_identification_and_the_role_of_environment_on_merger_incidence |
| Authors |
Kiyoaki_Christopher_Omori,_Connor_Bottrell,_Mike_Walmsley,_Hassen_M._Yesuf,_Andy_D._Goulding,_Xuheng_Ding,_Gerg\"o_Popping,_John_D._Silverman,_Tsutomu_T._Takeuchi,_and_Yoshiki_Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15539 |
私たちは、すばるHSC-SSPにおける銀河合体特定に深層学習ベースのアプローチを採用しており、特に深層表現学習と微調整の使用を通じて、HSC-SSP調査内で純粋で完全な合体サンプルを作成することを目的としています。この合体サンプルを使用して、合体が銀河の進化にどのような影響を与えるかについての研究を行うことができます。私たちは、GalaxyZooDeCALS画像に対する市民科学投票で事前トレーニングされた深層学習表現学習モデルであるZoobotを使用しています。HSC-SSPPDR3でのSDSS銀河とGAMA銀河の画像のマージ分類を目的として、Zoobotを微調整します。微調整は、TNGシミュレーションからの銀河の1200枚の合成HSC-SSP画像を使用して行われます。次に、微調整されたモデルを使用して、観察されたHSC画像の合体確率を見つけます。合併確率を使用して、合併活動と環境の関係を調べます。微調整されたモデルは、合成検証データに対して76%の精度を返すことがわかりました。この数は、畳み込みニューラルネットワークがシミュレーション画像を使用してトレーニングされた以前の研究の数に匹敵しますが、私たちの研究では必要なトレーニングサンプルの数がはるかに少なくなりました。合成データの場合、モデルは80%の完全性と精度値を達成できます。さらに、私たちのモデルは、投影と合併のペアを区別しながら、さまざまな段階や質量比のものも含め、多様な形態と構造の合併と非合併の両方を正確に分類できます。銀河の合体と環境の関係については、2つの異なる傾向が見られます。TNGシミュレーションとSDSSおよびGAMAを使用した観測の恒星質量過密度推定を使用すると、より高い合体スコアを持つ銀河は0.5～8h^-1Mpcスケールの低密度環境を好むことがわかります。ただし、シミュレーションでこれらのスケールを下回ると、より高い合体スコアを持つ銀河がより高密度の環境を好むことがわかります。
MIDIS: JWST による再電離時代における強力な Ha 放射体の役割の解明
| Title |
MIDIS:_Unveiling_the_Role_of_Strong_Ha-emitters_during_the_Epoch_of_Reionization_with_JWST |
| Authors |
P._Rinaldi,_K._I._Caputi,_E._Iani,_L._Costantin,_S._Gillman,_P._G._Perez-Gonzalez,_G._Ostlin,_L._Colina,_T._R._Greve,_H._U._Noorgard-Nielsen,_G._S._Wright,_J._Alvarez-Marquez,_A._Eckart,_M._Garcia-Marin,_J._Hjorth,_O._Ilbert,_S._Kendrew,_A._Labiano,_O._Le_Fevre,_J._Pye,_T._Tikkanen,_F._Walter,_P._van_der_Werf,_M._Ward,_M._Annunziatella,_R._Azzollini,_A._Bik,_L._Boogaard,_S._E._I._Bosman,_A._Crespo_Gomez,_I._Jermann,_D._Langeroodi,_J._Melinder,_R._A._Meyer,_T._Moutard,_F._Peissker,_M._Gudel,_Th._Henning,_P.-O._Lagage,_T._Ray,_B._Vandenbussche,_C._Waelkens,_and_P._Dayal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15671 |
ハッブルエクストリームディープフィールド（XDF）で得られた5.6μmの最も深いJWST/MIRI画像を利用して、z〜7〜8の宇宙再電離における強力なHaエミッター（HAE）の役割を制約します。私たちの明るい(M(UV)<-20等)HAEのサンプルは、星の質量が低い(<=10^9Msun)若い(<30Myr)銀河で構成されています。それらは広範囲のUV-ベータ勾配に及び、ベータ中央値=-2.22+-0.35であり、これは星の質量と広く相関しています。これらのソースの電離光子生成効率(xi_ion,0)を推定します(f_esc,LyC=0と仮定)。中央値log10(xi_ion,0/(Hzerg^(-1)))=25.54(+0.09)が得られます。、-0.10）。xi_ion,0がEW0(Ha)および比星形成率(sSFR)と正の相関があることを示します。代わりに、xi_ion,0は星の質量およびベータと弱く逆相関します。ベータ値に基づいて、f_esc,LyC=0.07(+0.03,-0.02)と推定され、結果はlog10(xi_ion/(Hzerg^(-1)))=25.59(+0.06,-0.04)となります。この結果を文献の他の結果と併せて考慮すると、赤方偏移を伴うxi_ionの緩やかな進化がわかります。最後に、z〜7〜8での宇宙再電離中の強力なHAEの影響を評価します。私たちのHAEは、周囲の銀河間物質を再イオン化するために、高い値のf_esc,rel(わずか6～10%)を必要としないことがわかりました。それらはN_dot_ion=10^(50.43+-0.3)s^(-1)Mpc^(-3)を持ち、同じ移動体積あたりの放出電離光子の点で2倍以上寄与します。これは、同じ空間内の非Haエミッターと比較してです。赤方偏移ビンは、強くて若くて低質量の恒星放出体が再電離の時代に中心的な役割を果たした可能性があることを示唆しています。
JWSTによる $z=9$ 付近の確率的星形成から永年的星形成への移行の特定
| Title |
Identification_of_a_transition_from_stochastic_to_secular_star_formation_around_$z=9$_with_JWST |
| Authors |
L._Ciesla,_D._Elbaz,_O._Ilbert,_V._Buat,_B._Magnelli,_D._Narayanan,_E._Daddi,_C._G\'omez-Guijarro,_and_R._Arango-Toro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15720 |
初期(6$<z<$12)の銀河の星形成履歴(SFH)は、シミュレーションと観測の両方で非常に確率的であることがわかっていますが、$z\lesssim$6では星形成の主系列(MS)が存在します。銀河は永続的なプロセスが進行していることを暗示しています。この研究では、初期銀河のSFH変動を恒星質量と赤方偏移の関数として特徴付けることを目的としています。私たちはJADESパブリックカタログを使用し、スペクトルエネルギー分布モデリングコードCIGALEを使用して銀河の物理的特性とそのSFHを導き出します。この目的のために、可能な限り確率性を考慮したフラットな事前分布を備えたノンパラメトリックSFHを実装します。銀河の最近のSFHに関連付けられた、SFR-$M_\ast$平面上の銀河の動きの指標であるSFR勾配を使用します。SFRと星の質量の間の関係についてのこの力学的アプローチにより、$z>9$において、大質量銀河($\log(M_\ast/M_\odot)\gtrsim$9)の87%が、SFR勾配は過去1億年の確率的星形成活動と一致するが、この割合は$z<7$で15%に低下する。一方で、宇宙時間の経過とともにSFR-$M_\ast$平面上で共通の流れに従う星形成活動を行う銀河の割合が増加しており、星形成の永年モードが出現していることを示している。$z\gtrsim10$のUV光度関数によって調べられた、観測された過剰なUV放射のコンテキストに結果を配置します。これは、UV絶対強度分布の分散である$\sigma_{UV}$を次のように推定することによって行われます。1.2等程度であり、文献の予測と比較してください。結論として、$z\sim9$付近で星形成モードの遷移が起こっていることがわかります。$z\gtrsim9$では確率的SFHをもつ銀河が優勢ですが、このレベルの確率性は低すぎて、最近のモデルで再現できるものには達しません。観測されたUV視度関数。
短い GRB のマグネターセントラルエンジンからの異方性エネルギー注入
| Title |
Anisotropic_Energy_Injection_from_Magnetar_Central_Engines_in_Short_GRBs |
| Authors |
Yihan_Wang,_Bing_Zhang_and_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15141 |
連星中性子星系に由来する可能性がある長寿命マグネターは、特定の短期間のガンマ線バースト(sGRB)で観察される長時間の放射を説明するために提案されており、エンジンに動力を供給する潜在的な中心エンジンとして想定されています。キロノバエに餌を与えた。以前は、エネルギーが周囲の噴出物/ジェットに注入されるプロセスは、ほぼ等方性であると広く信じられていました。この研究では、特殊相対性磁気流体力学(SRMHD)シミュレーションを使用して、マグネター中央エンジンからの風噴射プロセスを調査します。私たちはシステム内のダイナミクスとエネルギー分布を調査し、パラメーター$\alpha=u_{\rmA}/u_{\rmMWN}$を使用してマグネター風力エネルギー注入のコリメーションを示すことができることがわかりました。{\rmA}$はローカルのアルフベンの4速であり、$u_{\rmMWN}$は風噴出物の衝突によって形成された磁星風星雲(MWN)の4速です。マグネターのスピンダウン風から注入されたエネルギーのかなりの部分は、MWN内のコリメーションによりジェット軸に送られます。等方性エネルギー注入を達成するには、非常に小さい$\alpha$が必要で、これには超相対論的膨張MWNまたは極度に低い磁化MWNが必要ですが、どちらもsGRBで達成するのは困難です。その結果、エンジンを供給されるキロノバの噴出物に注入されるエネルギー予算は大幅に削減される（最大10分の1）と予想されます。エンジンから供給されたキロノバは、当初の予想よりも暗く見えるだろう。
GW190425がすぐにブラックホールを生成しなかったらどうなるでしょうか?
| Title |
What_if_GW190425_did_not_produce_a_black_hole_promptly? |
| Authors |
David_Radice_and_Giacomo_Ricigliano_and_Mukul_Bhattacharya_and_Albino_Perego_and_Farrukh_J._Fattoyev_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15195 |
連星中性子星合体GW190425は合体直後にブラックホールを生成したと広く信じられている。合併の2.5時間後に発生した高速無線バーストFRB20190425Aとの潜在的な関連性を動機として、数値相対性理論シミュレーションによってGW190425の結果の問題を再検討します。我々は、高密度物質の状態方程式に対する現在の実験室および天体物理学の制約が長寿命の残骸の形成を排除しないことを示す。しかし、安定した残骸が形成されれば、FRB20190425Aの位置と時刻でZTFによる上限に張力があり、明るいキロノバが生成されたであろう。さらに、噴出物は数日から数か月にわたって電波放射に対して光学的に厚く、推定上のFRBが外に伝播するのを妨げていたであろう。予測される分散尺度も、FRB20190425Aで観測された分散尺度よりも数桁大きくなります。結果は、FRB20190425AとGW190425が関連していないことを示しています。しかし、関連する空の領域が不完全にカバーされているため、長命の残骸の形成を完全に排除することはできません。潜在的な上限を含め、GW190425のような現象がさらに観測されると、核物理学を制約する可能性がある。この目的のためには、重力波現象の追跡観測キャンペーンが、そのチャープ質量などの発生源の特性によって情報提供されることが重要であり、我々は、LIGO-Virgo-KAGRAの共同研究がそれらを速やかに一般に公開することを強く求める。
ブラック ホール スピンによる LIGO/Virgo AGN チャネルの制約
ブラックホール(BH)の合体では、大きな無次元スピンパラメーター($a_{\rmスピン}\sim0.7$)を持つ残骸が生成されると予想されています。しかし、LIGO/Virgoによる重力波(GW)観測は、BHの合体が適度に正ではあるが高スピン($a_{\rmスピン}\sim0.2$)と一致していることを示唆しており、高質量合体が生成されることを示唆するモデルとの緊張を引き起こしている。階層的な合併チャネルによる。一部のBHは、強力な面内スピン成分の証拠も示しています。ここで、活動銀河核(AGN)円盤のガス内での離心順行合体後の軌道によるBHの\emph{スピンダウン}により、上部質量ギャップ内の質量を持つBHが得られるが、わずかに正の$a_しか得られないことを指摘します。{\rmスピン}$、したがって、低スピンのBHの観察は階層モデルを除外しません\emph{。また、重要な面内スピン成分を伴うBBH合体の割合は、円盤連星ブラックホール(BBH)と核回転楕円体軌道との間の相互作用の強力なテストとなることも指摘します。BBHのLIGO/Virgo観測によるスピンの大きさとスピン傾斜の制約は、AGN円盤内のブラックホールのダイナミクス、円盤の特性、およびAGNと相互作用する核クラスターの優れたテストです。
太陽磁場における等方性の超高エネルギー光子束のシミュレーションと、HAWC およびフェルミ LAT 観測所による観測との比較
| Title |
Simulation_of_the_isotropic_ultra-high_energy_photons_flux_in_the_solar_magnetic_field_and_a_comparison_with_observations_made_by_the_HAWC_and_Fermi-LAT_observatories |
| Authors |
David_Alvarez-Castillo,_Piotr_Homola,_Bo\.zena_Poncyljusz,_Dariusz_Gora,_Niraj_Dhital,_Oleksandr_Sushchov,_Jaros{\l}aw_Stasielak,_S{\l}awomir_Stuglik,_Vahab_Nazari,_Cristina_Oancea,_Dmitriy_Beznosko,_Noemi_Zabari,_Alok_C._Gupta,_Bohdan_Hnatyk,_Alona_Mozgova,_Marcin_Kasztelan,_Marcin_Bielewicz,_Peter_Kovacs,_Bartosz_{\L}ozowski,_Mikhail_V._Medvedev,_Justyna_Miszczyk,_{\L}ukasz_Bibrzycki,_Micha{\l}_Nied\'zwiecki,_Katarzyna_Smelcerz,_Tomasz_Hachaj,_Marcin_Piekarczyk,_Maciej_Pawlik,_Krzysztof_Rzecki,_Mat\'ias_Rosas,_Karel_Smolek,_Manana_Svanidze,_Revaz_Beradze,_Arman_Tursunov,_Tadeusz_Wibig,_Jilberto_Zamora-Saa,_Justyna_M\k{e}drala,_Gabriela_Opi{\l}a,_Jerzy_Pryga,_Ophir_Ruimi_and_Mario_Rodriguez_Cahuantzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15256 |
この寄稿では、超高エネルギー(UHE)光子と太陽の磁場との相互作用によって生成される宇宙線アンサンブル(CRE)の形成の可能性を研究しています。これらのUHEの観察が不足していること、および現在の方法論を考慮するとその識別が困難であることが、この研究の動機となっています。我々は、地球の大気圏に突入した際に空間的に相関して生成されると予想される大規模な空気シャワーをシミュレートするために、PRESHOWERプログラムを使用してシミュレーションを実行しました。私たちは、宇宙範囲のスペクトル全体に及ぶ対応するエネルギーを持つ二次光子のカスケードそのもののような特徴的な特徴を発見しました。シャワーの跡は数百キロメートルにも及びます。この研究の応用例は、HAWCとフェルミLAT観測所による最近の観測を理解するために、太陽磁場中での超高エネルギー光子のカスケードの結果として太陽付近からガンマ線が放出されるというシナリオです。
相対論的ブレードによって星が二分される
私たちは、大質量星の核崩壊によって形成されたミリ秒マグネターを動力源とする赤道爆発の力学を考察します。私たちは、アプリオリな磁気遠心力で駆動される相対論的な磁星の風によって生成されるこれらの流出が、高密度の恒星の内部をうまく切り開く超相対論的なブレード（「薄層」）を生成するのに十分強力であるかどうかを研究しています。我々は、星の内部での軸対称遠心力爆発の高解像度数値特殊相対論的流体力学シミュレーションを提示し、爆発直後の爆風伝播を追跡します。超相対論的ラミナジェットを生成するためのエンジン要件を推定し、考慮されたパラメーターの物理性についてコメントします。十分に平行化された--半開き角$\theta_r\leq0.2^\circ$--ラミナが超相対論的速度($\Gamma_{\rmcore}\gtrsim30$)でコンパクトな前駆体からうまく抜け出すことがわかりました。極端な等方性エネルギー($E_{k,\rmiso}\sim5\times10^{52}\text{erg}$)は、ミリ秒マグネターの典型的なスピンダウン期間の数パーセント以内にあります。コリメーションショック、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性、寿命など、これらの極薄流出のさまざまな段階について議論し、この流出幾何学によってエコーされる観測の痕跡について推測します。
最大質量非回転中性子星の質量と半径の測定
| Title |
Measuring_Mass_and_Radius_of_the_Maximum-mass_Nonrotating_Neutron_Star |
| Authors |
Shao-Peng_Tang_and_Bo_Gao_and_Yin-Jie_Li_and_Yi-Zhong_Fan_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15441 |
最大質量の非回転中性子星(NS)の質量($M_{\rmTOV}$)と半径($R_{\rmTOV}$)は、とらえどころのない状態方程式(EOS)を制約する上で重要な役割を果たします。冷たい高密度物質の研究や、連星中性子星(BNS)の合体による残骸の運命の予測にも応用されています。この研究では、第2世代(2G)BHとNSの合併を調べることにより、これらのパラメータを推定する新しい方法を紹介します。これらの2GBHは、BNS合体で形成された超大質量中性子星(SMNS)に由来すると考えられています。SMNSの崩壊によって生じる残存BHの性質は$M_{\rmTOV}$と$R_{\rmTOV}$によって支配される普遍的な関係に従うため、系列($\sim100$)を分析することで次のことが予想されます。第3世代の地上重力波検出器$M_{\rmTOV}$と$R_{\rmTOV}$を使用した2GBHの質量とスピンの測定結果は、$\simの精度で決定できます。それぞれ0.01M_\odot$と$\sim0.6$km。
IceCube が検出したニュートリノに関連する VHE ガンマ線放出に関する FACT、H.E.S.S.、MAGIC、VERITAS による共同調査
| Title |
Joint_searches_by_FACT,_H.E.S.S.,_MAGIC_and_VERITAS_for_VHE_gamma-ray_emission_associated_with_neutrinos_detected_by_IceCube |
| Authors |
Fabian_Sch\"ussler,_Halim_Ashkar,_Elisa_Bernardini,_Alessio_Berti,_Federica_Bradascio,_Sara_Buson,_Daniela_Dorner,_Weidong_Jin,_Gasper_Kukec_Mezek,_Marcos_Santander,_Konstancja_Satalecka,_Bernd_Schleicher,_Mohanraj_Senniappan,_Ilaria_Viale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15469 |
IceCubeによって検出された高エネルギーニュートリノの天体物理学的フラックスの発生源はまだほとんどわかっていませんが、ニュートリノと電磁放射の間の時間的および空間的相関の探索は、この取り組みにおける有望なアプローチです。FACT、H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASのすべての主要な画像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、IceCubeが発行するニュートリノ警報の機会目標観測の積極的なフォローアッププログラムを運用しています。これらのプログラムは、いくつかの補完的なニュートリノ警報ストリームを使用します。公的に配信されるアラートストリームは、IceCube-170922A(フレアブレーザーTXS\,0506+056に関連している可能性がある)など、天体物理学的起源の可能性がある個々の高エネルギーニュートリノ候補イベントによって形成されます。非公開で配信されるアラートストリームは、事前に選択されたガンマ線源または空の任意の場所の周囲の時空間におけるニュートリノイベントのクラスターによって形成されます。ここでは、2021年1月中旬までに受信した一連の民間および公的両方のIceCubeアラートに関連する多波長放射の共同調査を紹介します。参加しているIACTのプログラムの概要を説明します。さまざまな種類のアラートや考えられるさまざまな対応シナリオに対応して採用されたさまざまなフォローアップおよびデータ分析戦略を紹介します。最後に、関連するすべての機器で得られたVHEガンマ線観測と、関連する多波長データを組み合わせた解析の結果を紹介します。
コンパクトな物体の周囲に降着および流出する流れのダイナミクスは、その中の磁場の強さと構成、特に乱流スケールを超えてコヒーレントを保つ大規模な磁場の強さと構成に決定的に依存します。これらの大規模磁場の考えられる起源には、磁束移流とディスクダイナモ作用が含まれます。ただし、ほとんどの数値シミュレーションでは、計算リソースが限られているため、自己矛盾なく移流または増幅するのではなく、最初に強力な大規模場を採用する必要があります。この状況は、高解像度でのみ到達可能なダイナモ動作を低解像度シミュレーションで人為的に模倣するサブグリッドモデルを使用することで部分的に解決できます。この研究では、より現実的なサブグリッドダイナモの実装を容易にするために、薄ディスクモデルとローカルシャーリングボックスシミュレーション結果を組み合わせます。ヘリカルダイナモの場合、ローカルシミュレーションから推定されたダイナモドライバーの詳細な空間プロファイルが使用され、非線形クエンチングと飽和は磁気ヘリシティの進化によって制限されます。内側円板領域では、飽和磁場は双極子構成を持ち、$\beta\simeq0.1$から$100$に達する可能性があり、垂直方向の相関長は$\simeqh$、半径方向は$\simeq10h$になります。h$はディスクスケールの高さです。ダイナモサイクル周期は$\simeq40$軌道時間スケールであり、以前の全球シミュレーションと互換性があります。さらに、正味の運動学的ヘリシティを必要とせず、せん断ボックス設定でのみ研究されてきた2つのダイナモ機構を調査します。我々は、このようなダイナモが薄い降着円盤内で可能であることを示すが、これまでの結果と互換性のないフィールド構成を生成する。将来の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションへの影響について議論します。
中性子星磁気圏における流れの不安定性：ソリトンのような波の兆候なし
| Title |
Streaming_instability_in_neutron_star_magnetospheres:_No_indication_of_soliton-like_waves |
| Authors |
Jan_Ben\'a\v{c}ek,_Patricio_A._Mu\~noz,_J\"org_B\"uchner,_Axel_Jessner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15613 |
パルサー、マグネター、および高速電波バーストのコヒーレント放射は、理論的には、ソリトンおよびソリトンに似た波からの放射と解釈できます。ソリトンは、長い時間スケールで閉じ込められた多数の電荷を含むことを意図しており、コヒーレントな曲率放射によって強く放射する可能性があります。しかし、ソリトンは波の崩壊を受けることも知られており、中性子星のソリトン電波放出モデルの正確さに疑問を投げかける可能性がある。我々は、相対論的ストリーミング不安定性によって自己無撞着的に形成されるキャビトン型のソリトンの進化を調査し、1次元計算における見かけの安定性を、ソリトンが崩壊することが見られるより一般的な2次元の場合と比較します。ソリトンの分散特性を得るために、ビームのローレンツ因子とプラズマ温度の３つの代表的なケースを研究した。我々は、速度論的マイクロスケールでの1D静電および2D電磁相対論的セル内粒子シミュレーションを利用しました。2Dシミュレーションでは、ストリーミングの不安定性によってソリトンが生成されないことがわかりました。不安定性の飽和中に超光速Lモード(相対論的ラングミュア)波のみが生成されますが、これらの波の振幅は1Dシミュレーションの波よりも小さくなります。不安定性が飽和した後は振幅が減少する傾向があり、光線$\omega=ck$に近い波だけが残ります。1Dアプローチのソリトンは$\gamma_\mathrm{b}\gtrsim60$では安定ですが、ロービームのローレンツ係数$\gamma_\mathrm{b}<6$では消失します。私たちの例は、1Dシミュレーションで形成される超光速ソリトンブランチは、より多くの次元の自由度が存在する場合、相対論的ストリーミング不安定性によって生成されないことを示しています。したがって、ソリトンモデルは、代替の生成メカニズムがない限り、パルサー、マグネター、および高速電波バーストのコヒーレント放射を説明するために使用することはできません。
潮汐破壊現象による超高エネルギー宇宙線
潮汐破壊イベントAT2018hyzは、特別なプロンプト機能を持たない通常の光学的に検出されたイベントでした。しかし、混乱からほぼ3年後、突然、急速に上昇する電波フレアを示しました。このフレアは、軸外の相対論的ジェットから生じるものとして最も自然に解釈されます。ジェット機の放出は相対論的に私たちから離れてビームされていたため、私たちは初期にはジェット機を見ることができませんでした。しかし、周囲の物質との相互作用によりジェットが減速すると、放射線が見える可能性があります。無線データの分析により、ジェットの運動エネルギーと開口角度、および無線放射領域内の状況(サイズと磁場)を推定することができました。ここでは、そのようなジェットがUHECRを最高エネルギーまで加速するためのヒラス条件を満たすことを示します。また、この現象の速度と総出力が、観測されたUHECRの光度密度と一致していることも示します。これらの結果は、TDEがUHECRの発生源であるという以前の示唆を強く裏付けています。
轟音から静かなささやきまで：発見から3.7年後の高速青色光過渡現象AT2018cow $\sim$の位置での持続的なX線放射と降着によるシナリオへの影響
| Title |
Roaring_to_softly_whispering:_Persistent_X-ray_emission_at_the_location_of_the_Fast_Blue_Optical_Transient_AT2018cow_$\sim$3.7_yrs_after_discovery_and_implications_on_accretion-powered_scenarios |
| Authors |
G._Migliori,_R._Margutti,_B.D._Metzger,_R._Chornock,_C._Vignali,_D._Brethauer,_D.L._Coppejans,_T._Maccarone,_L._Rivera_Sandoval,_J.S._Bright,_T._Laskar,_D._Milisavljevic,_E._Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15678 |
$\sim3.7\,\rm{yr}$の明るいFBOTAT2018cowの発見以来最初の深部X線観測を発表します。これらの観測により、の位置に$L_{\rmx}\about4\times10^{38}\,\rm{erg\,s^{-1}}$の明るいX線源が存在することが明らかになりました。AT2018牛。非常に軟らかいX線スペクトルと持続的な明るさは、進化の最初の$\sim100$日間のAT2018cowのスペクトル的および時間的挙動とは明らかに異なり、遅い時期に新しい発光成分が出現したことを示しています。これらの発見を、AT2018cowからの後期パンクロマチック放射の文脈で解釈します。これには、$\nuL_{\nu}\about10^{39}\,\rm{の持続的でゆっくりと減衰するUV放射の検出が含まれます。erg\,s^{-1}}$。以前の研究と同様に（そして、超高輝度X線源-ULXに使用された議論と厳密に類推して）、これらの遅い時間の観測は、中間質量ブラックホール(IMBH、$付き)の周囲の薄い円盤と一致していることがわかりました。M_{BH}\約10^3-10^4\,\rm{M_{\odot}}$)はエディントン以下の速度で増加します。しかし、これまでの研究とは異なり、$M_{BH}\約10-100\,\rm{M_{\odot}}$のより小さな質量のBHが$\gtrsim$で蓄積することは、エディントン速度で排除できないことがわかりました。、そして実際、光学フレアの数年後に推定される降着円盤のコンパクトなサイズ($R_{\rmout}\約40\,R_{\odot}$)の自然な説明が得られます。最も重要なことは、降着体の質量に関係なく、我々の研究は、LFBOTが降着によって駆動される現象であり、具体的にはLFBOTが$\を経て$\lesssim$エディントンに進化するスーパーエディントン降着系の電磁的発現を構成するという仮説を支持するものである。約100$\、日のタイムスケール。
適合するか適合しない: GRB データ分析におけるパラメーター縮退を解明する
| Title |
To_Fit_or_not_to_Fit:_Unraveling_Parameter_Degeneracy_in_GRB_Data_Analysis |
| Authors |
Keneth_Garcia-Cifuentes,_Rosa_Leticia_Becerra,_Fabio_De_Colle_and_Felipe_Vargas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15825 |
ガンマ線バースト(GRB)の残光光曲線とスペクトルは、環境の密度、爆発のエネルギー、粒子加速プロセスの特性、および減速するジェットの構造に関する情報を提供します。多数のパラメーターが含まれるため、モデルにはある程度のパラメーターの縮退が生じる可能性があります。この論文では、GRB残光の合成測光観察を提示し、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用してそれらをモデル化します。この方法は、天文学におけるデータの分析と解釈に推奨されるアプローチとして浮上しています。事前分布の選択に応じて、パラメータの縮退がMCMC法によって認識されなくなる可能性があることを示します。さらに、MCMC法を適用してGRB~170817Aの残光を解析します。私たちは、爆発のエネルギー、環境の密度、粒子の加速プロセスを記述する微物理パラメータの間に完全な縮退があることを発見しました。これは残光光度曲線だけでは決定できません。私たちの結果は、MCMC法の限界だけでなく、GRB残光モデルに存在する可能性のある縮退特性を深く理解することの重要性を強調しています。
銀河核における反復過渡現象の周期進化
最近、広視野探査により、銀河核付近で数時間から数年にわたる周期で繰り返し発生する光線源とX線源が検出されました。これらの現象は、超大質量ブラックホール(SMBH)による恒星の繰り返しの部分的な潮汐破壊、または恒星とSMBH降着円盤との相互作用によって生じる可能性があります。私たちは、そのような源で周期変化を引き起こす物理過程を研究し、周回星と降着円盤の間の相互作用の重要な役割を強調しています。私たちは、平均周期$P_0=115\,\rmd$と検出された周期減衰$\dot{P}=-2.6\times10^{-3}$を持つ繰り返しフレアする光源であるASASSN-14koに焦点を当てます(Payneetal.2022)。我々は、この系の$\dot{P}$は、恒星が傾斜軌道上の降着円盤を1軌道あたり2回通過する際の流体力学的抗力によって生じる真の軌道減衰と最も適合すると主張します。この星は太陽に似た星である可能性が高く、その外皮はおそらく潮汐加熱により多少膨張している。星と円盤の相互作用は必然的に抗力による星からの質量の剥離を引き起こし、これが観測されたフレアを引き起こす主要な要素である可能性があります。私たちは、ASASSN-14koの考えられる形成履歴と、測定された$\dotP$の解釈に関する観察試験について議論します。私たちの結果は、核過渡現象の繰り返しとして現れる部分的な潮汐破壊現象は、多くの軌道にわたる潮汐加熱の累積的な影響を考慮せずにはモデル化できないことを示唆しています。他の反復する過渡現象に対する結果の影響について議論し、準周期噴火の再発時間は$|\dot{P}|のオーダーの速度で減衰すると予想されます。\約10^{-6}-10^{-5}$。
特異摂動アプローチに基づいて強力な重力レンズを再構成する一般的な方法
検出された重力アークシステムの数は急速に増加しており、近い将来さらに速いペースで増加するはずです。この豊富な新しい重力アークには、レンズと光源を再構築するための完全に自動化された方法の開発が必要です。特異摂動アプローチに基づく一般的な再構成法を本論文で提案した。この方法では、重力アーク画像から直接レンズと光源の再構成を生成します。この方法は完全に自動化されており、2つのステップで動作します。最初のステップは、特異摂動アプローチの循環解に基づいて推測解を生成することです。2番目のステップは、符号縮退を解消し、一般的なソースモデルを使用してソリューションを改良することです。ソースレンズの縮退の問題を回避するために、ソリューションの改良は段階的に行われます。この自動化された方法の重要な利点の1つは、レンズソリューションが統計の計算を可能にする普遍的な用語で記述されていることです。近い将来に多数のレンズが利用可能になることを考慮すると、偏りのない統計を計算できるこの機能は重要な資産です。
月の重力波検出の可能性と限界
| Title |
Opportunities_and_limits_of_lunar_gravitational-wave_detection |
| Authors |
Andrea_Cozzumbo,_Benedetta_Mestichelli,_Marco_Mirabile,_Lavinia_Paiella,_Jacopo_Tissino_and_Jan_Harm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15160 |
すべての主要な宇宙機関の参加により、月探査の新時代が始まりました。この活動は、月面での革新的な科学実験や天文台の機会をもたらします。月の重力波検出器のアイデアは、アポロ計画中にすでに提案されていました。月の主な特徴は、地震が非常に静かであることです。また、月極の永久に影に覆われた領域は、重力波検出に理想的な条件を提供していることも指摘されている。近年、さまざまなレベルの技術的な複雑さと科学の可能性を備えた3つの異なる検出器コンセプトが提案されました。この論文では、楽器ノイズの最初のより詳細なモデリングに基づいて、その観察能力の観点から3つの概念に直面します。私たちは重要な技術的課題と潜在的な問題を特定します。
なんと！水素中華鍋: 台所用品を使用した騒がしい都市環境における銀河中性水素の測定
| Title |
WTH!_Wok_the_Hydrogen:_Measurement_of_Galactic_Neutral_Hydrogen_in_Noisy_Urban_Environment_Using_Kitchenware |
| Authors |
Leo_W.H._Fung,_Albert_Wai_Kit_Lau,_Ka_Hung_Chan,_Ming_Tong_Shing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15163 |
都市環境では人間の活動によって発生する暗騒音のため、天体観測は困難です。したがって、大都市圏で天文学を推進することは困難です。この研究では、都市環境における科学的観測、特に$21$cm($f_{21}=1420.4$MHz)放射の観測の機会を提供するWoktheHydrogen(WTH)と呼ばれる低コストの教育実験を提案します。天の川の中性水素から。台所用品と、オンラインで簡単に購入できる追加の電子機器を使用して電波望遠鏡を構築する方法を示します。システムの総コストは150ドル以内に抑えられます。また、生データから銀河水素の後退速度を導き出すためのその後のデータ解析手順についても概説します。このシステムは、人口40万人の最寄りの住宅地から北東約2km、人口200万人の繁華街から東約10kmに位置する香港科技大学のキャンパスでテストされた。。この比較的単純な設定で中性水素の後退速度を決定するために$\Deltav\estimate\pm20$kms$^{-1}$の精度を達成できることを示します。また、精度は次のようにしてさらに向上させることができます。露光時間を長くします。
Vera C. Rubin Legacy Survey of Space and Time におけるマイクロレンズの発見と特性評価の効率
| Title |
Microlensing_Discovery_and_Characterization_Efficiency_in_the_Vera_C._Rubin_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Natasha_S._Abrams,_Markus_P.G._Hundertmark,_Somayeh_Khakpash,_Rachel_A._Street,_R._Lynne_Jones,_Jessica_R._Lu,_Etienne_Bachelet,_Yiannis_Tsapras,_Marc_Moniez,_Tristan_Blaineauu,_Rosanne_Di_Stefano,_Martin_Makler,_Anibal_Varela,_and_Markus_Rabus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15310 |
ベラ・C・ルービンの時空遺産調査では、天の川銀河全体で何千ものマイクロレンズ現象が発見され、系外惑星、恒星、小型天体の個体群の研究が可能になります。これまでのどの調査よりも広い範囲で、より深い限界等級に達することになる。私たちは、マイクロレンズ現象の発見と特性評価の効率を評価するために、RubinOperationSimulations(OpSims)でシミュレートされた多数の調査戦略を評価します。Rubinメトリック分析フレームワークには、発見メトリックと2つの特性評価メトリックの3つのメトリックを実装しました。1つはライトカーブがどの程度カバーされているかを推定し、もう1つはイベントパラメーターをどの程度正確に決定できるかを定量化します。また、代表的なバルジおよびディスク領域における、自由浮遊ブラックホールレンズの検出に重要なマイクロレンズ視差の特性評価も行います。ルービンのベースラインケイデンスを考慮すると、発見と特徴付けの効率は、継続時間が長く、視差イベントが大きいほど高くなることがわかります。マイクロレンズの発見効率はフットプリントの観察によって左右され、銀河バルジ、銀河面、マゼラン雲などの恒星密度の高い領域の観察に多くの時間を費やすほど、発見率と特性評価率が高くなります。しかし、星が少なく、消滅が多い銀河面の優先度の低い領域を含めて、観測範囲が広すぎる場合、イベントの特徴付けは10%を超える影響を受け、系外惑星、連星、コンパクト天体のイベントにも同様に影響を与える可能性があります。。銀河バルジにおける一部のローリング戦略（ルービンが年おきに空の一部に焦点を当てる）では、マイクロレンズ視差の特性評価が15～20%減少する可能性があることが判明したため、損失を最小限に抑えるためにローリング戦略は慎重に選択する必要があります。
FAST を使用したバーナード星に対する最も感度の高い SETI 観測
| Title |
The_most_sensitive_SETI_observations_toward_Barnard's_star_with_FAST |
| Authors |
Zhen-Zhao_Tao,_Bo-Lun_Huang,_Xiao-Hang_Luan,_Jian-Kang_Li,_Hai-Chen_Zhao,_Hong-Feng_Wang,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15377 |
地球外知的生命体の探索（SETI）は、近年、主に近くの星とその惑星に焦点を当ててきました。バーナード星は太陽に2番目に近い星系であり、FAST観測可能な空で最も近い星であるため、バーナード星からの仮想無線送信機がFAST望遠鏡で検出されるために必要な最小等価等方放射電力(EIRP)はわずか4.36x10になります。^8W.この論文では、近くの星系に向けた電波SETI観測のための最も感度の高い機器として口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)望遠鏡を紹介し、バーナード星(GJ699)に対する一連の観測を実施します。。FAST望遠鏡にマルチビーム一致マッチング(MBCM)戦略を適用することにより、1.05～1.45GHzの周波数範囲で狭帯域信号(~Hz)を検索し、2つの直交する直線偏光方向が記録されます。私たちの一連の観測では無線技術信号の証拠は見つからなかったにもかかわらず、バーナード星から発信される仮想の地球外知的生命体(ETI)信号に関する予測を開発しました。これらの予測は、星の物理的特性と私たちの観測戦略に基づいています。
SKA-Low 局アナログを使用した、SKA-Low サイトでの SKA-Low 周波数範囲における Starlink
衛星からの意図的および非意図的放射の検出
| Title |
Detection_of_intended_and_unintended_emissions_from_Starlink_satellites_in_the_SKA-Low_frequency_range,_at_the_SKA-Low_site,_with_an_SKA-Low_station_analog |
| Authors |
Dylan_Grigg,_Steven_Tingay,_Marcin_Sokolowski,_Randall_Wayth,_Balthasar_Indermuehle,_Steve_Prabu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15672 |
衛星からの意図的または意図的でない電波放射は、天体物理学や宇宙論の重要な実験の周波数範囲で高感度の電波望遠鏡に干渉する可能性があります。私たちは、エンジニアリング開発アレイバージョン2(EDA2)として知られるSKA-lowプロトタイプステーションを使用して、西オーストラリア州の将来のSKA-Low施設の敷地でスターリンク衛星からの意図的および意図的でない強い電磁放射を検出しました。我々は、SKA-Low「ステーション」を代表する低周波無線アンテナの構成を利用してStarlink衛星を容易に検出できること、そして我々の結果がLOFAR望遠鏡による同様の発見を補完することを示すことを目的としています。137.5MHzと159.4MHzの周波数でEDA2を利用し、周波数分解能2000mAの全天画像を形成することで、それぞれ2023年3月17/18日と2021年11月16日/17日にスターリンク衛星列を検出した。0.926MHz、時間分解能は2秒です。Starlinkや他の衛星からの送信を分離し、特徴付けるために、時間差分技術が利用されます。私たちは、Starlink衛星が$10^6$Jy/ビームの強度に達し、検出された送信が周期的なバーストから定常的な送信まで、さまざまな動作を示すことを観察しました。この結果は、Starlink衛星がSKA低周波数範囲で検出され、意図的および非意図的に送信していることを示しているため、注目に値します。この意図的でない放射線はSKA-Low科学を妨げる可能性があるため、原因を特定するには追跡調査と議論が必要です。私たちの結果は、スターリンク衛星からの意図的および非意図的な放射線の両方が、軽減されなければ重要なSKA科学目標に有害であることを示しています。SpaceXとの継続的な対話により、EDA2機器がSKA-Lowサイトで効率的に監視および特性評価できる将来の緩和策がもたらされる可能性があります。
| Title |
Enabling_multi-messenger_astronomy_with_continuous_gravitational_waves:_early_warning_and_sky_localization_of_binary_neutron_stars_in_Einstein_Telescope |
| Authors |
Andrew_L._Miller,_Neha_Singh_and_Cristiano_Palomba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15808 |
次世代の重力波検出器は、刺激的な連星中性子星やブラックホールに対して前例のない感度を提供し、星形成のピーク時やそれ以降の検出を可能にします。ただし、これらのシステムからの信号は現在の検出器の信号よりもはるかに長く持続し、時間と周波数の両方で重複するため、標準の整合フィルター解析で信号を検索するための計算コストが増加し、それらが検出器で観測される確率が高くなります。非ガウスノイズの存在。したがって、計算効率が高く、データ収集のギャップやノイズの非定常性に対して堅牢な、次世代検出器でコンパクトなバイナリ吸気から重力波を探索する方法を提案します。ハフ変換に基づく私たちの方法は、特定のインスピレーションを与えるシステムを一意に記述する検出器の時間/周波数平面内のトラックを見つけます。$\sim5$重なり合う中程度の強度の信号を、感度を損なうことなく検出できることがわかりました。さらに、私たちの方法がマルチメッセンジャー天文学を可能にすることを実証します。低周波数($2-20$Hz)のみを使用すると、40MpcでのGW170817のような合体が起こる$\sim2.5$時間前に天文学者に警告し、空の位置特定を提供できます。干渉計を1つだけ使用して$\sim20$deg$^2$を計算します。さらに、原始ブラックホール(PBH)が存在すると仮定して、それらが構成できる暗黒物質の割合に関する予測制約$f_{\rmPBH}\sim10^{-6}-10^{-4}$を導き出します。$\sim1-0.1M_\odot$等質量系の場合、速度抑制係数$f_{\rmsup}=2.5\times10^{-3}$を使用します。私たちの方法では、マッチドフィルターと比較して連星中性子星の質量で数分の１のひずみ感度損失が発生するだけであり、利用可能な計算能力に応じて減少する可能性があります。
ガイア DR3 天文軌道のトリアージ。 II.白色矮星の個体数調査
| Title |
Triage_of_the_Gaia_DR3_astrometric_orbits._II._A_census_of_white_dwarfs |
| Authors |
S._Shahaf,_N._Hallakoun,_T._Mazeh,_S._Ben-Ami,_P._Rekhi,_K._El-Badry,_S._Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15143 |
ガイアの3回目のデータリリースには、非単一星を想定した軌道解が初めて含まれました。ここでは、Shahafらの天文トリアージ手法を適用します。2019年には、単一の主系列星ではない伴星を持つ連星系を特定する。ガイアによるこれらの連星の合成測光は、白色矮星伴星を持つ可能性が高い星系と、階層的な三重星系である可能性のある星系を区別するために使用されます。この研究により、天文単位オーダーの軌道分離を特徴とする3200近くの連星の集団が明らかになった。その中で、かすかな天文伴星はおそらく白色矮星である。注目すべきことに、これらのシステムのうち110以上が顕著な紫外線過剰束を示し、この分類が裏付けられ、場合によっては冷却年齢が比較的若いことを示しています。サンプルはバイナリ母集団合成コードでは簡単に再現できないことを示します。したがって、それは現在の二星進化モデルに挑戦し、白色矮星の形成、二星進化、物質移動を支配するプロセスについての洞察を得るユニークな機会を提供します。
OGLE 変光星のコレクション。大マゼラン雲にある15,000以上のたて座デルタ星
| Title |
The_OGLE_Collection_of_Variable_Stars._Over_15,000_Delta_Scuti_Stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
I._Soszy\'nski,_P._Pietrukowicz,_A._Udalski,_J._Skowron,_M._K._Szyma\'nski,_R._Poleski,_D._M._Skowron,_S._Koz{\l}owski,_P._Mr\'oz,_P._Iwanek,_M._Wrona,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki,_M._Gromadzki,_M._Mr\'oz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15147 |
大マゼラン雲とその前景にあるたて座デルタ星のOGLEコレクションを紹介します。私たちのデータセットには合計15,256個の天体が含まれており、これまでに公開された銀河系外デルタSct星の最大のサンプルを構成しています。12個のデルタSctパルセーターの場合、光度曲線に追加の日食または楕円体の変化が検出されました。これらは、天の川銀河を越えたデルタSct成分を含む連星系の既知の最初の候補です。脈動周期、平均振幅、振幅、フーリエ係数を含むすべての変数の観測パラメータと、OGLEプロジェクトの第4段階で収集されたIバンドおよびVバンドの長期光度曲線を提供します。周期光度(PL)ダイアグラムを構築します。このダイアグラムでは、基本モードと第1倍音デルタSct星が2つのほぼ平行な尾根を形成します。後者のリッジは、第1倍音の古典的なセファイドに従うPL関係の拡張です。デルタSct変数のPL関係の傾きは、古典的セファイドの傾きより急峻であり、第1倍音デルタSct変数とセファイドの連続PL関係が非線形であり、約0.5dの周期で途切れていることを示しています。また、最近発行された変光星のGaiaDR3カタログに含まれるパルセーターを含む、新たに特定され再分類された天体によるケファイド星とRRこと座星のOGLEコレクションの強化についても報告します。副産物として、GaiaDR3カタログのセファイド星とRRこと座変星の汚染率を推定します。
磁気圏降着の全球 3 次元シミュレーション: I. 磁気的に破壊された円盤と表面降着
我々は、非回転星への磁気圏降着の3次元理想的なMHDシミュレーションを提示します。降着プロセスは、さまざまなメカニズムによって駆動される複雑な3次元構造で展開します。まず、磁気交換の不安定性により、円盤は磁気圏切断半径($R_T$)でフィラメントを発達させます。これらのフィラメントは磁気圏の奥深くまで侵入し、複数の降着柱を形成し、最終的には自由落下に近い速度で極から$\sim$30$^o$の星に衝突します。50\%(90\%)を超える降着は、星の表面のわずか5\%(20\%)で発生します。第二に、$R_T$の外側の円盤領域では、やはり磁気交換の不安定性により、大規模な磁気的に支配されたバブルが発生します。これらの気泡はサブケプラー速度で周回し、非対称な質量放出を引き起こしながら数回の軌道で持続します。それにもかかわらず、ディスクの流出は弱い。第三に、磁気的にサポートされた表面降着領域が円盤の上に現れ、正味の垂直磁場によって磁化された円盤に似ており、従来の磁気圏降着モデルとは異なります。「X-wind」モデルとは対照的に、恒星場は効率的に円盤領域に輸送されます。星への降着率は比較的安定しており、標準偏差は23\%です。ピリオドグラムは、大規模な磁気バブルに関連した$R_T$のケプラー周波数の約0.2倍で発生する変動を明らかにします。$\dot{M}(GM_*R_T)^{1/2}$に対するスピンアップトルクの比は約0.8で、トルクの70\%が$R_T$内で発揮されます。最後に、シミュレーションをスケーリングした後、内側の原始惑星系円盤における惑星の移動を調査します。$R_T$を超える内部MHD乱流円盤ではディスク駆動の移動が遅くなりますが、$R_T$内の移動では空気力学的抵抗が重要な役割を果たします。
太陽光球の無力性: 新しいアプローチと大規模なデータセットで再検討する
| Title |
The_force-freeness_of_the_solar_photosphere:_Revisit_with_new_approach_and_large_datasets |
| Authors |
Mei_Zhang_and_Haocheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15407 |
太陽光球はプラズマ$\beta$が高いため磁気力が存在しないと一般に考えられていますが、観測された磁力図を使用して磁気力が存在しないかどうかの推定は議論の余地のある結果をもたらしました。いくつかの研究では、光球にはほとんど力がかかっていないことが確認されていますが、一部の著者は、光球には力がかからないところまでは遠くないと主張しています。私たちの以前の論文では、マグネトグラム内の横磁場のノイズレベルが垂直磁場のノイズレベルよりもはるかに大きいという事実により、力がかからないことについて誤った判断が行われる可能性があることを実証しました。フリーフィールドはフォースフリーではないと判断でき、真にフォースフリーではないフィールドはフォースフリーであると判断できます。この手紙では、この深刻な問題を克服するためのアプローチを提案します。空間分解能を下げてノイズレベルを下げることで、無力判定に対する測定ノイズの大きな影響を大幅に抑えることができます。まず2つの分析ソリューションを使用して、このアプローチの成功と有効性を示します。次に、この新しいアプローチを、それぞれHMI/SDOとSP/Hinodeで取得した活性領域マグネトグラムの2つの大きなデータセットに適用します。私たちの分析は、光球の磁場が実際には力のない状態からはほど遠いことを示しています。特に最も顕著なのは、Fz/Fp(Fzは垂直方向の正味ローレンツ力、Fpは総ローレンツ力)の平均値が-0.47と低く、活性領域の98%以上が|Fz/を持っていることです。真の磁場強度のSP/Hinodeマグネトグラムを使用する場合、Fp|>0.1。
太陽圏での伝播に対するコロナ質量放出の方向の影響
| Title |
Effects_of_coronal_mass_ejection_orientation_on_its_propagation_in_the_heliosphere |
| Authors |
K._Martinic,_M._Dumbovic,_J._Calogovic,_B._Vrsnak,_N._Al-Haddad,_M._Temmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15475 |
コンテクスト。宇宙天気予報の範囲では、コロナ質量放出(CME)の到着時間、速度、磁場構成をより確実に予測できることが重要です。CMEが打ち上げられたときから、上記のすべてに影響を与える主な要因は、惑星間CME(ICME)と周囲のプラズマおよび惑星間磁場との相互作用です。目的。一般に異方性の太陽圏のため、初期の噴火条件が類似している場合でも、向きが異なるICMEは周囲のプラズマや惑星間磁場と異なる相互作用をする可能性があります。このため、我々は、ICMEの方向と太陽圏(最大1天文単位)での伝播との間の可能性のある関連性を調べました。方法。私たちは、1997年から2018年までの期間に31のCME-ICME関連を調査しました。太陽近傍環境におけるCMEの方位は、SOHO/LASCOC2およびC3コロナグラフからの単一探査機データに適用された楕円フィッティング技術を使用して決定されました。地球近傍環境では、現場のプラズマと磁場のデータを使用して、対応するICMEの方向を取得しました。異なる方向を向いたICMEのシース領域における衝撃方向と非放射状の流れを調査しました。さらに、地球までのICME通過時間と抗力パラメータを計算し、異なる方向を向いたICMEの全体的な抗力を調査しました。ドラッグパラメータは、ドラッグベースのモデルを使用したリバースモデリング手順を使用して計算されました。結果。異なる配向のICMEでは非半径方向の流れに有意な差があることがわかりましたが、異なる配向のICMEでは抗力の有意な差は見つかりませんでした。
日食バイナリについての再議論。紙 XIV。 Fタイプシステム V570ペルセイ
V570Perは、1.90d周期の円軌道上に2つのF型星を含む連星系です。ヒッパルコス光度曲線から発見された浅い部分日食を示しています。我々は、NASAトランジット系外惑星探査衛星(TESS)ミッションによる2つの高品質測光と、公表された分光光度比および動径速度測定に基づくこのシステムの分析を紹介します。質量は1.449+/-0.006および1.350+/-0.006Msun、半径は1.538+/-0.035および1.349+/-0.032Rsunであることがわかります。半径の測定値は分光光比によって設定され、より正確な光比を取得することで改善できる可能性があります。TESSデータの日食は予想より660+/-30秒遅れて到着し、日食系の周囲のより広い軌道上にかすかな第3天体が存在することを示唆しています。TESS光度曲線への当てはめの残差における小さな傾向は、弱い星黒点に起因すると考えられます。この系までの距離はガイアDR3の値に近いですが、ガイアの分光軌道は公開されている地上データの結果と中程度の不一致があります。
ロッシュポテンシャルは、円軌道上で2つの巨大な天体と並んで回転する無質量天体が経験する重力ポテンシャルと回転ポテンシャルの合計です。ラグランジュ点は、ロッシュポテンシャルの5つの静止点です。ラグランジュ点のうち2つ(L4とL5)の位置は固定されています。他の3つ(L1、L2、L3)は2つの質量を結ぶ線に沿っています。それらの位置は質量比$q$に依存し、5次多項式の根を求めることで数値的に計算できます。それらの位置の分析的近似はいくつかの状況で役立ちますが、既存のものは小さな質量比向けに設計されています。ゼロから1までのすべての質量比に有効な新しい近似を提示します:\begin{eqnarray*}x_{\rmL1}&=&1-\frac{q^{0.33071}}{0.51233\,q^{0.49128}+1.487864}
ケプラーが観測した主系列太陽型恒星の重力モード痕跡を求めて
| Title |
In_search_of_gravity_mode_signatures_in_main_sequence_solar-type_stars_observed_by_Kepler |
| Authors |
Sylvain_N._Breton,_Hachem_Dhouib,_Rafael_A._Garc\'ia,_Allan_Sacha_Brun,_St\'ephane_Mathis,_Fernando_P\'erez_Hern\'andez,_Savita_Mathur,_Achr\`ene_Dyrek,_Angela_R.G._Santos,_Pere_L._Pall\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15691 |
重力モード(gモード)、重力音響混合モード(混合モード)、および重力慣性モード(giモード)は、内部が放射性の星の探査機として比類のない特性を持っています。それらが提供できる構造的および動的制約には、他の手段ではアクセスできません。これらの星は、進化した星や大質量星、中質量星などの内部ダイナミクスに関する貴重な洞察を提供しますが、主系列(MS)太陽型星では検出されないため、太陽系星は角運動量輸送の理解において重要な欠落部分となっています。放射ゾーンと星の回転進化。この研究では、MS太陽型星のgモード痕跡を探すために、もともとヘリ地震学のために開発された特定の解析ツールを適用することを目的としています。ケプラーの4年間にわたる測光時系列を使用して、最も有望なMS太陽型星の34個のサンプルを選択します。これらの星はすべて、薄い対流エンベロープ、速い対流の流れ、および確率的に励起された音響モード(pモード)を備えた、よく特徴付けられた後期F型星です。各星について、フーリエパワースペクトルのバックグラウンドノイズレベルを計算して、低周波数での重要なピークを特定します。12個のターゲットの個々のピークの検出に成功した後、そのうちの4個をさらに分析し、ノイズアーチファクトである可能性が低い周囲のピークの明確なパターンを観察します。参照モデルからの予測との比較は、これらのパターンが非漸近的な低次純粋gモード、純粋pモード、および混合モードの存在と互換性があることを示唆しています。対流コア界面の成層化と、pモードとgモードの共鳴空洞間の結合の両方に対する感度を考慮すると、このようなモードは、関連するターゲットの構造と進化状態に強い制約を与えることができます。[要約]
重力束縛プラズマにおける温度逆転: 太陽コロナの場合
| Title |
Temperature_inversion_in_a_gravitationally_bound_plasma:_the_case_of_the_solar_corona |
| Authors |
Luca_Barbieri,_Lapo_Casetti,_Andrea_Verdini,_Simone_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15772 |
太陽大気の温度は、下層である彩層から最外層であるコロナに移動するにつれて、数千度から数百万度まで上昇しますが、密度は数桁低下します。このような現象は温度逆転と呼ばれますが、それがどのように起こるのかはまだほとんどわかっていません。我々は、太陽の重力にさらされ、その足元にあるサーモスタットと接触し、コロナを模倣した半円管内に閉じ込められたプラズマの動力学モデルの研究によって示唆されているように、彩層の温度変動が重要な役割を果たしていると主張する。彩層に固定されたループ。コロナでは衝突は無視され、完全に衝突する彩層に急激に移行します。数値シミュレーションと解析計算は、サーモスタット温度の適切な変動が、太陽の大気中で観察されるものと驚くほど類似した温度および密度プロファイルを有する非熱的定常状態に向かってプラズマを駆動することを示しており、このメカニズムがコロナ加熱に大きく寄与している可能性があることを示唆している。
再加熱中の重力によるスピン 3/2 粒子の生成
| Title |
Gravitational_Production_of_Spin-3/2_Particles_During_Reheating |
| Authors |
Kunio_Kaneta,_Wenqi_Ke,_Yann_Mambrini,_Keith_A._Olive,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15146 |
重力相互作用によるインフレーションの終わりに生成されるスピン$\frac32$粒子、ラリトロンの密度を計算します。我々は、背景のインフレトン凝縮物が重力子の交換によって媒介されるこの生成源であると考えています。この生成量は、再加熱中の緊急熱浴からの重力生成量を大幅に上回ります。遺物の存在量の制限は、安定したラリトロンの絶対的な最小質量を設定しますが、ユニタリティによって課せられるモデルに依存する制約もあります。また、再加熱中のゴールドスティノの進化を考慮して、重力によるグラビティノの生成の場合についても調べます。これらの結果を従来のグラビティーノ生成メカニズムと比較します。
この研究では、球面調和関数分解と\v{C}eby\v{s}\"ev多項式補間による動径座標の離散化に基づいて、線形の準束縛状態を計算するための数値手法を探索します。一般相対性理論における回転ブラックホール時空における大規模なスカラーおよびベクトル摂動の研究の目的は、ブラックホール超放射不安定性、ブラックホール近くの大規模なボソンフィールドの存在によって引き起こされるエネルギー抽出メカニズムを研究することであり、標準モデルを超えた制約シナリオに幅広い用途が見出されます。この方法はいかなる分離にも依存しないため、幅広い用途が可能です。その結果、我々はこの手法を、一般相対性理論における回転ブラックホールにおける大規模テンソル準束縛状態の計算にも適用できるように拡張しましたが、その分離可能性は現在不明です。また、プラズマと非線形相互作用するスカラーテンソル理論におけるブラックホールの回転にも適用します。この場合、質量のないスカラー摂動が有効質量を獲得し、スカラーテンソル理論を制約する新しい方法を発見します。
自己重力N体系と宇宙論的大規模構造
大規模な銀河調査により、宇宙は大規模に銀河団、フィラメント、および銀河のない広大な領域の形をした物質の集中で構成されていることが明らかになりました。この論文では、自己重力N体系の非線形力学の観点から構造形成の問題を調査します。モーペルテュイの計量法を備えた次元3Nの湾曲したリーマン多様体上の測地線流の観点から、自己重力N体系の力学を再定式化します。負の断面曲率の領域は測地線軌道の指数関数的不安定性と系のカオス的挙動および緩和現象の原因となり、正の断面曲率の位相空間の領域は測地線集束と重力コースティクスの生成の原因となります。、粒子や銀河などの物質の密度が宇宙の周囲空間よりも大きい空間領域。我々は、ヤコビ偏差方程式によるN体系の測地線軌道の安定性と、Raychaundhuri方程式による測地線集束、共役点およびコースティクスの生成を解析することにより、構造形成ダイナミクスを調査します。N体系についてこれらの方程式を解くことにより、球状星団内の銀河にある星の特徴的な緩和時間スケールを推定し、コースティクスの生成につながる自己重力N体系における測地線集束現象を実証しました。重力コースティクスは、物質の密度が周囲の宇宙の平均密度よりも高い宇宙領域です。これらの領域は銀河、銀河団、フィラメントを表すことができ、コースティックス間の低密度の領域は比較的空の空間、つまりボイドを表します。
湾曲時空における非アベルプラズマのデバイスクリーニング
数十年にわたる解析と計算の研究により、高温プラズマに浸された電荷がスクリーニングされることが実証されました。アーベル相互作用と非アーベル相互作用の両方について、特徴的な遮蔽長$1/m_D$は、プラズマ温度$T$と無次元ゲージ結合$g_s$に比例する、いわゆるデバイ質量$m_D\simg_sT$によって設定されます。。最も興味深い自然発生例の1つは、$t_{\rmQCD}\sim10^{-5}\,{\rmでのQCD閉じ込め相転移に先立って初期宇宙を満たしていたクオークグルーオンプラズマ(QGP)です。s}$。この初期の時代では、原始ブラックホール(PBH)付近など、強い時空湾曲の領域が宇宙論的に重要な関心を集めています。ただし、デバイスクリーニングの典型的な説明はミンコフスキー時空内にのみ適用されるため、PBHまたは他の原始的な特徴の近くの荷電プラズマのダイナミクスを説明するには不十分です。ゲージ場$A_\mu^a$のソフトモードに対する有効場理論を構築し、重力赤方偏移を示す温度依存のデバイ質量を回収する、任意の湾曲時空内の非アーベルプラズマにおけるデバイスクリーニングの完全な説明を与える。次に、その結果を宇宙論的に興味深いいくつかのシナリオ、つまり膨張するFLRW宇宙と高温のQGPに浸されたPBHの近傍に適用します。
新しいクラスの異方性回転流体と、例としてのカー計量の喉のようなソース
| Title |
A_new_class_of_anisotropic_rotating_fluids_and_some_throat-like_sources_for_Kerr_metric_as_examples |
| Authors |
Stefano_Viaggiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15439 |
物理的に実行可能な回転源を見つけることへの関心の高まりを動機として、私たちは新しいクラスの異方性回転ソリューションを紹介します。計量と互換性のあるエネルギー運動量テンソルは、対称軸の周りの非消失エネルギー流と消失粘度を持つ異方性物質で構成されます。新しいクラスの解を使用すると、カー計量の新しい可能性のあるソースを見つけたり、新しい規則的なブラックホール解を取得したり、中心に回転するブラックホールや暗黒物質のハローがある銀河を研究したりすることができます。例として、カーのワームホールに滑らかに一致し、広範囲のパラメータ、特にコンパクトな物体についてワームホールの外側のすべてのエネルギー条件を満たす、双方向に通過可能なワームホールを表す5パラメータクラスの解を取得します。最後に、前述の解決策を簡単に修正することで、双方向に通過可能なワームホールを表さず、すべてのエネルギー条件を満たすスロート形状を備えたカーメトリックのソースを取得します。
ニュートリノは宇宙で最も豊富な粒子の一つです。それらが巨大な粒子であるという事実は、標準模型が不完全な理論であり、拡張する必要があることを証明しています。この論文は、室内実験や宇宙論的観測から入手可能なデータからニュートリノの性質を研究することに焦点を当てています。また、将来のニュートリノ実験のための感度研究も紹介します。最初の部分では、3つのニュートリノの枠組みにおける振動パラメータ、質量の秩序、および絶対質量スケールの決定の状況について説明します。2番目の部分では、ニュートリノ質量モデルで予測される他のニュートリノ特性について説明します。取り上げられるトピックには、非ゼロのニュートリノ磁気モーメントによる太陽ニュートリノのスピンフレーバー歳差運動の研究、太陽セクターからのニュートリノとクォークの非標準相互作用の見通し、およびニュートリノとニュートリノの個別の分析から予想されるCPT違反の限界が含まれます。反ニュートリノのデータ。宇宙論に関しては、ニュートリノデカップリングの過程における電子と非単一ニュートリノ混合行列との非標準相互作用の影響が取り上げられています。最後に、第3部では、暗黒物質とニュートリノの間の可能性のある関連性を探ります。暗黒物質の存在は、重力の影響によって間接的に証明されています。この論文は、原始ブラックホールの形で存在する可能性のある暗黒物質の一部をニュートリノがどのように探査できるか、およびニュートリノと超軽量スカラー暗黒物質候補との間の仮説的結合から予想される実験的痕跡を探る2つの研究を紹介します。
スカラーテンソル $f(R, T)$ 重力の観測的制約と宇宙論的意味
| Title |
Observational_Constraints_and_Cosmological_Implications_of_Scalar-Tensor_$f(R,_T)$_Gravity |
| Authors |
Amine_Bouali,_Himanshu_Chaudhary,_Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo,_Taoufik_Ouali,_and_Miguel_A._S._Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15497 |
最近、$f(R,T)$重力のスカラーテンソル表現が、重力によって引き起こされる粒子の生成/消滅を調査するために使用されました。物質の生成/消滅が存在する開放系の不可逆熱力学の枠組みを使用して、この設定の物理的および宇宙論的影響が詳細に調査されました。この論文では、ハッブルとパンテオン+の測定を使用して、前述のフレームワークのコンテキストで$f(R,T)$重力のスカラーテンソル表現を観察的にテストします。最適なパラメータは、ポテンシャルの2つの異なる選択に対応する、スカラーテンソル$f(R,T)$重力における2つの異なる宇宙論モデルの修正フリードマン方程式を数値的に解き、マルコフ連鎖モンテカルロ解析を実行することによって得られます。最良のパラメータは、宇宙像パラメータ、つまり、減速度、ジャーク、スナップパラメータを計算するために使用されます。マルコフ連鎖モンテカルロ解析から得られた出力を使用して、生成圧力と物質生成速度の宇宙論的進化が両方のモデルについて示されます。研究されたスカラーテンソル$f(R,T)$重力の統計的有意性を解明するために、ベイズ情報基準と修正された赤池情報基準が使用されます。後者は、スカラーテンソル$f(R,T)$重力で最初に考慮されたモデルが$\Lambda$CDMよりも統計的に優れている、つまり観測により有利であることを示しています。さらに、モデル1には連続的な粒子生成プロセスが存在します。一方、大きな赤方偏移の場合、モデル2では粒子生成率が負になる可能性があり、粒子消滅プロセスの存在を示しています。ただし、どちらのモデルも、$\Lambda$CDMモデルと同等の減速パラメーターを使用して、遅い時間に宇宙の加速的な膨張につながります。
円形拘束三体問題における重力波
今後数十年間で前例のない高品質の重力波データが得られる見通しには、次世代の検出器が提供する信号を最適に研究し分析するための理論的な努力が必要です。今回我々は、小さな3番目の天体が親連星系と共回転するという従来の連星シナリオを修正した円形拘束三体問題の吸気段階における重力波の放射と関連する力学を研究する。具体的には、放出パワー、周波数変動、およびシステムの進化を記述するその他の動的変数の解析式を取得します。重要なハイライトとして、第3の天体の存在が実際に連星の合体を遅らせていることがわかりました。これは、連星のチャープ質量の効果的な再スケーリングとして部分的に解釈できます。私たちの解析では、粒子の半ケプラー軌道と、軌道の安定性に必要な高質量非対称親連星を仮定しています。
2 つの偏心パラメータを使用したインスパイラル・マージャー・リングダウン波形によるバイナリ ブラック ホールのベイズ推論
| Title |
Bayesian_inference_of_binary_black_holes_with_inspiral-merger-ringdown_waveforms_using_two_eccentric_parameters |
| Authors |
Antoni_Ramos-Buades,_Alessandra_Buonanno_and_Jonathan_Gair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15528 |
軌道離心率は、地上および宇宙空間にある重力波(GW)観測所によって検出されるコンパクト天体連星の起源を明らかにするための重要な物理的影響です。ここでは、離心率と相対論的異常という2つの(1つではなく)偏心パラメータを使用して、非歳差運動スピンを持つバイナリブラックホールのインスパイラルマージャーリングダウン偏心波形のベイズ推論研究を初めて実行します。研究には多極実効一体（EOB）波形モデルSEOBNRv4EHMを採用し、離心パラメータが軌道平均周波数で指定されるような初期条件を使用します。初期条件のこの新しいパラメータ化により、パラメータ空間のより効率的なサンプリングが行われることを示します。また、模擬信号注入を実行することで相対論的異常パラメーターの影響を評価し、そのようなパラメーターを無視すると、いくつかのバイナリパラメーターに重大なバイアスが生じる可能性があることを示します。数値相対性波形に基づく模擬信号注入でモデルを検証し、注入されたパラメーターを正確に回復するモデルの能力を実証します。最後に、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションで採用されている標準的な確率サンプラーを使用して、1回目と3回目の実行中にLIGO-Virgo検出器によって観測された実際のGW信号のセットを分析します。分析した信号には偏心の明確な証拠は見つかりませんでした。具体的には$e^{\text{GW150914}}_{\text{gw,10Hz}}=0.08^{+0.09}_{-0.06}$を測定しました。、$e^{\text{GW151226}}_{\text{gw,20Hz}}={0.04}^{+0.05}_{-0.04}$、および$e^{\text{GW190521}}_{\text{GW、5.5Hz}}=0.15^{+0.12}_{-0.12}$。
ラカトスの視点から見た現代宇宙論
I.ラカトスによって作成された科学プログラム構造に従って、そこに存在する要素を特定することを目的として、現代の宇宙論の分析が提示されます。私たちはこの観点からいくつかの現代の論争を考察し、この文脈の中でそれらに関連する問題の意味を明らかにします。
擬南部ゴールドストーン粒子の相
$SO(N+1)\rightarrowSO(N)$の自発的かつ明示的な対称性の破れについて、擬南部ゴールドストーン粒子(pNGB)の真空力学を研究します。ゼロ温度および有限温度における有効ポテンシャルのEFT記述と一致する明示的な対称性の破れの大きさを決定します。$SO(N+1)\rightarrowSO(N)$の自発的対称性の破れの初期スケール以下で一般的なpNGBに発生する可能性のある新たな追加の真空転移を明らかにし、これは現象学的に関連する可能性があります。この点において、熱および過冷却ダークセクターpNGBという2つの現象論的シナリオが分析されます。熱シナリオでは、真空転移は一次的ですが非常に弱いです。過冷却されたダークセクターの場合、明示的な対称性の破れの符号に応じて、対称性を回復する真空転移$SO(N-1)\rightarrowSO(N)$が発生する可能性があり、これは強い一次になる可能性があることがわかります。検出可能な確率的重力波背景信号を伴う。
