イスラエル接合条件を使用した原始パワー スペクトルの解析的近似
| Title |
Analytic_Approximations_for_the_Primordial_Power_Spectrum_with_Israel_Junction_Conditions |
| Authors |
D.D._Dineen_and_W.J._Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15984 |
この研究では、宇宙の一般的なインフレーション前の段階を近似する際に使用される宇宙論的一致条件を比較します。Contaldiらによって仮定された原始スカラー摂動の結合条件が成り立つことを示します。は、物理的に動機づけられたイスラエル接合条件と矛盾しますが、前述の制約を使用して一般相対論的マッチングを実行すると、非現実的な原始パワースペクトルが生成されます。あいまいなマッチングの必要性を排除して、有限期間の宇宙論的相転移を可能にする原始パワースペクトルを生成するための代替の半解析モデルを検討します。
BOSS および eBOSS LRG のサンプル共分散からの角度相関関数
| Title |
Angular_Correlation_Function_from_sample_covariance_with_BOSS_and_eBOSS_LRG |
| Authors |
Paula_S._Ferreira_and_Ribamar_R._R._Reis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16018 |
バリオン音響振動(BAO)は、宇宙の加速膨張を理解するために最もよく使用される探査機の1つです。従来の方法では、統計解析内の基準モデル情報に依存しているため、異なるモデルファミリを制約する場合に問題が発生する可能性があります。この研究の目的は、モデルに依存しない$\theta_{BAO}$を制約する方法を提供し、薄い赤方偏移ビンからの銀河サンプルからの共分散行列を使用して、角度相関関数多項式アプローチのパラメーター推定を比較することです。通常の模擬サンプル共分散行列。私たちは、文献の以前の研究を再検討して、BAOの角度特徴を見つけるための別のアプローチを提案しました。ビンとサンプル全体の間の相関関数間のバイアスを考慮します。赤方偏移ビンの統計的重要性によって重み付けされたサンプル共分散行列の基礎として、すべてのサンプルの$\deltaz=0.002$分離幅を使用しました。ランダムなペアのカウントのみに基づいた別の重み付けスキームを提案します。また、データのみに基づいた代替シフトパラメータも提案します。各サンプルはSloanDigitalSkySurveyのLuminousRedGalaxies(LRG):BOSS1、BOSS2、およびeBOSSに属し、有効赤方偏移$z_{eff}$はそれぞれ0.35、0.51、0.71、ビンの数は50、100と異なります。、200です。さらに、BAO特徴をエンコードする多項式フィット($\theta_{fit}$)からの角度分離を、各ビン相関関数とセット全体の相関関数を比較することで得られるバイアス関数で補正します。また、$z_{eff}$のビンを選択して同じ補正をテストしたところ、eBOSSの$\theta_{BAO}$がPlanck18モデルと$1\sigma$一致していることがわかりました。BOSS1とBOSS2$\theta_{BAO}$は、Pantheon+およびS$H_0$ESFlat$\Lambda$CDMモデルと$1\sigma$で合意し、プランク18と緊張関係にありました。
冷却核の半径と主銀河団の関係: 熱力学的性質と銀河団の質量
| Title |
The_relation_between_the_cool-core_radius_and_the_host_galaxy_clusters:_thermodynamic_properties_and_cluster_mass |
| Authors |
FanLam_Ng_and_Shutaro_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16297 |
我々は、チャンドラX線天文台からのアーカイブX線データを使用して、4つの銀河団(RXCJ1504.1-0248、A3112、A4059、およびA478)のサンプルにおけるクールコアシステムの詳細な研究を紹介します。クールコアは銀河団の中心で頻繁に観察されており、銀河団内媒体（ICM）の放射冷却によって形成されると考えられています。クールコアは、クラスター中心に向かってICM温度が大幅に低下するという特徴があります。ICMのX線スペクトルを抽出して分析し、温度、密度、圧力、エントロピー、放射冷却時間を含むICMの熱力学的特性の半径方向プロファイルを測定します。我々は、クールコア半径をICM温度プロファイルにおけるターンオーバー半径として定義し、クールコア半径とホスト銀河団の特性との関係を調査します。私たちのサンプルでは、低温炉心半径でのICMの放射冷却時間が10\,Gyrを超えていることが観察され、RXCJ1504.1-0248の放射冷却時間は$32^{+5}_{-11}$です。\,Gyrのクールコア半径にあります。これらの結果は、放射冷却だけでなく、ガススロッシングなどの追加の機構も冷却炉心のサイズを決定する際に重要な役割を果たす可能性があることを示しています。さらに、冷却コア半径とクラスター質量($M_{500}$)の間の最適関係が線形関係と一致していることがわかりました。私たちの発見は、低温コアがそのホスト銀河団の進化に関連していることを示唆しています。
宇宙論と銀河形成の探求としての熱ガス圧力の統計
| Title |
Statistics_of_thermal_gas_pressure_as_a_probe_of_cosmology_and_galaxy_formation |
| Authors |
Ziyang_Chen,_Drew_Jamieson,_Eiichiro_Komatsu,_Sownak_Bose,_Klaus_Dolag,_Boryana_Hadzhiyska,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Lars_Hernquist,_Rahul_Kannan,_R\"uediger_Pakmor_and_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16323 |
熱ガス圧力の統計は、宇宙論と天体物理学の新しく有望な調査手段です。銀河間の大規模相互相関と熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果により、バイアス加重平均電子圧力$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle$が得られます。この論文では、$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle$が物質密度の変動の振幅に敏感であることを示します。たとえば$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle\propto\left(赤方偏移$z=0$の\sigma_8\Omega_\mathrm{m}^{0.81}h^{0.67}\right)^{3.14}$。$z<0.5$では、観測された$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle$が、銀河形成の最先端の流体力学シミュレーションMillenniumTNGによって予測された値よりも1倍小さいことがわかります。$0.93$。これは、重力レンズ効果で見られるいわゆる「$S_8$張力」と同様、$\sigma_8$と$\Omega_\mathrm{m}$の値が低いことで説明できますが、天体物理学の影響は説明できません。$z<2$におけるMagneticumとMillenniumTNGの差は小さく、これらのシミュレーションで使用される銀河形成モデルの違いが$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle$にほとんど影響を与えないことを示しています。$z$が高くなると、両方のシミュレーションが$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle$の既存の上限と適度な緊張関係にあることがわかります。また、これらのシミュレーション間に大きな違いがあることもわかります。これは、高赤方偏移領域における銀河形成モデルに対する感度がより高いためであると考えられます。したがって、すべての赤方偏移における$\langleb_\mathrm{h}P_e\rangle$のより正確な測定は、私たちの理解の新しいテストを提供するでしょう。宇宙論と銀河形成。
分数べき乗則ポテンシャルをもつガウス・ボネット項と結合したスカラー場のインフレーションにおける原始ブラックホール
| Title |
Primordial_black_holes_in_scalar_field_inflation_coupled_to_the_Gauss-Bonnet_term_with_fractional_power-law_potentials |
| Authors |
Ali_Ashrafzadeh_and_Kayoomars_Karami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16356 |
この研究では、分数べき乗則ポテンシャルを備えたガウス・ボネット(GB)項と結合したスカラー場インフレーションモデルにおける原始ブラックホール(PBH)の形成を調査します。結合関数は曲率摂動を強化し、その結果、PBHと検出可能な二次重力波(GW)が生成されます。%$\phi^{1/3}$、$\phi^{2/5}$、$\phi^{2/3}$の形式の潜在的な関数に対する3つの別個のパラメーターセットを特定します。モデルパラメーターを調整することで、超低速ロール(USR)フェーズ中のインフレトンを減速し、曲率の摂動を強化します。%私たちの計算では、${\calO}(10)M_{\odot}$の質量を持つPBHの形成が予測されており、これはLIGO-Virgoの観測データと一致します。さらに、${\calO}(10^{-6})M_{\odot}$と${\calO}(10^{-5})M_{\odot}$付近の質量を持つPBHが見つかりました。これにより、OGLEデータにおける超短時間スケールのマイクロレンズ現象を説明できます。%さらに、私たちが提案したメカニズムは、${\calO}(10^{-14})M_{\odot}$および${\calO}(10^{-13)付近の質量スケールでPBHの形成を引き起こす可能性があります。})M_{\odot}$、宇宙の暗黒物質の約99\%に寄与しています。%モデルでは二次GWの生成も研究します。モデルのすべてのケースにおいて、二次GW$\Omega_{\rmGW_0}$の密度パラメータはGW検出器の感度曲線と交差するピークを示し、これらの検出器のデータを使用して我々の発見を検証する手段を提供します。%数値結果は、$\Omega_{\rmGW_0}(f)\sim(f/f_c)^{で与えられる、周波数に関する$\Omega_{\rmGW_0}$のスペクトルのべき乗則の挙動を示しています。n}$。さらに、$f\llf_{c}$の赤外線領域では、パワー指数は対数依存の形式、具体的には$n=3-2/\ln(f_c/f)$になります。
MgII および CIV 残響マッピングされたクエーサー データからの宇宙論的パラメータ制約に対する異種データセットとタイムラグ測定技術の影響
| Title |
Effects_of_heterogeneous_data_sets_and_time-lag_measurement_techniques_on_cosmological_parameter_constraints_from_MgII_and_CIV_reverberation-mapped_quasar_data |
| Authors |
Shulei_Cao,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Swayamtrupta_Panda,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16516 |
以前、我々は、MgIIおよびCIV残響マップクェーサー(RMQSO)が標準化可能であること、およびブロードライン領域の半径と光度(R-L)関係を使用して推定された宇宙論的パラメーターが、より確立された宇宙論的プローブから決定されたものと一致することを実証しました。現在および将来の分光測光調査や測光調査からさらに多くのデータが期待されるため、独自の固有の光度および時間遅延分布を備えたさまざまな品質の新しいQSOデータセットを、より制限的な宇宙論的パラメータの制約を決定するためにどのように最適に使用できるかを検討することが不可欠です。この研究では、25個のOzDESMgIIRMQSOと25個の低品質SDSSRMCIVQSOを以前のRMQSOサンプルに追加した場合の効果をテストします。これらの新しいQSOを追加した後、宇宙論的パラメーターの制約は厳しくなりますが、新しい結合データセットではR-L関係パラメーター値の最大差が増加しており(宇宙論的モデル間の一部のR-L関係切片では2シグマを超える差があります)、そのため標準化可能性が低くなります。より大きなMgII+CIVコンピレーション。さまざまな時間遅延方法、特にSDSSRMQSOの時間遅延を推論するために使用されるICCFおよびCREAM方法は、宇宙論およびR-L関係パラメータ値にわずかに影響を与えますが、ロバストな時間遅延検出の(小規模な)コンパイルではその影響は無視できます。
模擬強力レンズのハッブル定数と質量べき乗則の傾きにおける統計的バイアス
| Title |
Statistical_Bias_in_the_Hubble_Constant_and_Mass_Power_Law_Slope_for_Mock_Strong_Lenses |
| Authors |
Dilys_Ruan_and_Charles_R._Keeton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16529 |
強力な重力レンズは、他の方法から独立したハッブル定数に対する制約を提供します。ただし、これらの制約はレンズモデルの不確実性の影響を受けます。これまでの研究では、レンズ銀河に楕円累乗則+外部シア(EPL+XS)を使用すると、正確ではあるが不正確な結果が得られる可能性があることが示唆されています。私たちは、背景のクエーサーのような点光源の複数の画像を生成する模擬レンズを生成してフィッティングすることによって、そのようなモデルを検査します。入力と出力に同じモデルを使用しているにもかかわらず、楕円レンズにノイズがあるかどうかに応じて、ハッブル定数に3%～5%程度の統計的な偏りがあることがわかります。位相空間分布は「フレア」形状になっているため、質量べき乗則の傾きが過小評価され、ハッブル定数が過大評価されます。バイアスは画像構成によって異なります。これは、1番目と2番目の時間遅延($\Deltar_{1,2}$)のある画像間の環状の長さによって定量化されます。統計的偏りは、幅の狭い環状構造（対称交差構造など）の場合にさらに悪化します。光源を赤方偏移2.0、EPL+XSレンズを赤方偏移0.3と仮定すると、サンプルを環長$\Deltar_{1,2}\gtrsimの系に限定すると、偏りは軽減できるものの、排除できないことがわかります。0.3ドル秒角レンズサンプルが増加するにつれて、追跡観察と分析のためにこの範囲の画像構成を優先すると役立つ場合があります。
SUNBIRD: フルシェイプ密度分割クラスタリング用のシミュレーションベースのモデル
| Title |
SUNBIRD:_A_simulation-based_model_for_full-shape_density-split_clustering |
| Authors |
Carolina_Cuesta-Lazaro,_Enrique_Paillas,_Sihan_Yuan,_Yan-Chuan_Cai,_Seshadri_Nadathur,_Will_J._Percival,_Florian_Beutler,_Arnaud_de_Mattia,_Daniel_Eisenstein,_Daniel_Forero-Sanchez,_Nelson_Padilla,_Mathilde_Pinon,_Vanina_Ruhlmann-Kleider,_Ariel_G._S\'anchez,_Georgios_Valogiannis,_and_Pauline_Zarrouk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16539 |
異なる環境密度の領域からの銀河クラスタリング情報を組み合わせると、宇宙論的パラメータの縮退を打破し、標準的な2点相関関数(2PCF)解析では容易に捕捉できない密度場からの非ガウス情報にアクセスするのに役立ちます。しかし、これらの密度依存統計を非線形領域までモデル化することは、これまでのところ依然として困難です。密度分割クラスタリング(DSC)統計の完全な形状の宇宙論的依存性をハロー内スケールまで捉えることができるシミュレーションベースのモデルを紹介します。私たちのモデルは、拡張$\Lambda$CDMフレームワーク内の高忠実度の模擬銀河カタログでトレーニングされたニューラルネットワークエミュレーターに基づいており、赤方偏移空間、アルコックパジンスキー歪み、ハロー銀河接続のモデルの効果が組み込まれています。。私たちのモデルは$1\,h^{-1}{\rmMpc}$までパーセント未満の精度に達し、銀河とハローの接続モデリングのさまざまな選択に対して堅牢です。銀河2PCFと組み合わせると、DSCは、2PCFのみと比較して、$\omega_{\rmcdm}$、$\sigma_8$、および$n_s$の制約をそれぞれ2.9、1.9、および2.1倍強化できます。分析。さらに、DSCは環境ベースのアセンブリバイアスパラメーターに強力な制約を課します。私たちのコードはGithubで公開されています。
BOSS CMASS 銀河サンプルにおける密度分割クラスタリングからの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_density-split_clustering_in_the_BOSS_CMASS_galaxy_sample |
| Authors |
Enrique_Paillas,_Carolina_Cuesta-Lazaro,_Will_J._Percival,_Seshadri_Nadathur,_Yan-Chuan_Cai,_Sihan_Yuan,_Florian_Beutler,_Arnaud_de_Mattia,_Daniel_Eisenstein,_Daniel_Forero-Sanchez,_Nelson_Padilla,_Mathilde_Pinon,_Vanina_Ruhlmann-Kleider,_Ariel_G._S\'anchez,_Georgios_Valogiannis,_and_Pauline_Zarrouk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16541 |
我々は、銀河2点相関関数の測定値と密度分割クラスタリングを$1\,h^{-1}{\rmMpc}$のスケールまで組み合わせた、BOSSDR12CMASS銀河サンプルのクラスタリング解析を提示します。私たちの理論的フレームワークは、赤方偏移空間やアルコック・パチンスキー歪みを含む、拡張$\Lambda$CDMフレームワーク内でのクラスタリング統計の宇宙論的依存性をフォワードモデル化する高忠実度の模擬銀河カタログでトレーニングされたエミュレータに基づいています。Base-$\Lambda$CDM分析では、$\omega_{\rmcdm}=0.1201\pm0.0022$、$\sigma_8=0.792\pm0.034$、$n_s=0.970\pm0.018$が見つかり、$f\に対応します。$z\約0.525$でsigma_8=0.462\pm0.020$、これはPlanck2018の予測および文献内のさまざまなクラスタリング研究と一致します。私たちは、スペクトルインデックス、暗黒エネルギー状態方程式、無質量遺物ニュートリノの密度の実行を変化させて、base-$\Lambda$CDMへの単一パラメータ拡張をテストしましたが、基本モデルからの逸脱についての説得力のある証拠は見つかりませんでした。私たちは、ハロー占有分布フレームワークを使用して銀河とハローの関係をモデル化し、データ内で環境に基づく集合バイアスの兆候を見つけます。CMASSのクラスタリングおよび選択特性に一致するモックカタログに対してパイプラインを検証し、この研究で使用したボリュームの84倍のボリュームであっても不偏の宇宙論的制約を回復できることを示しました。
天文法による確率的重力波背景におけるパリティ違反の調査
| Title |
Probing_Parity_Violation_in_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_with_Astrometry |
| Authors |
Qiuyue_Liang,_Meng-Xiang_Lin,_Mark_Trodden,_Sam_S._C._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16666 |
天文学は、星の位置の精密測定における$\sim1-100$nHz周波数帯の確率的重力波背景(SGWB)の効果を通じて、基礎物理学をテストする可能性を秘めています。このような測定は、パルサータイミングアレイを使用したSGWBの検出によって可能になったテストを補完します。ここでは、SGWB内のパリティ違反信号の識別にアストロメトリを使用する実現可能性を調査します。これは、天文相関関数内の非消失$EB$相関関数を定義して定量化し、そのような信号の検出可能性を推定する方法を調査することによって達成されます。
直接イメージングを使用して地球外惑星上の火山痕跡を検出する可能性
| Title |
The_Prospect_of_Detecting_Volcanic_Signatures_on_an_ExoEarth_Using_Direct_Imaging |
| Authors |
Colby_M._Ostberg,_Scott_D._Guzewich,_Stephen_R._Kane,_Erika_Kohler,_Luke_D._Oman,_Thomas_J._Fauchez,_Ravi_K._Kopparapu,_Jacob_Richardson,_Patrick_Whelley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15972 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、地球型系外惑星の大気を研究し、その表面状態を推定する最初の機会を提供しました。ただし、太陽に似た恒星の周囲にある地球サイズの惑星は、現在JWSTではアクセスできず、直接撮像機能を備えた次世代の望遠鏡を使用して観察する必要があります。地球に似た惑星で活発な火山活動を検出することは、その内部についての洞察を提供し、地球と金星の内部状態の共通性についての背景を提供するため、特に価値があると考えられます。この研究では、気候モデルを使用して、二酸化硫黄の出力範囲が1.8～60Gtの範囲で大規模な火成地域の噴火が継続している8年間にわたる4つの地球外地球をシミュレートしました。シミュレーションからの大気データは、0.2-2.0$\μ$mの間の直接画像観測をモデル化するために使用され、各月の地球外シミュレーションの反射率スペクトルを生成しました。私たちは、スペクトル内の主要な吸収特徴をそれぞれ検出するのに必要な観測時間を計算し、火山活動が反射率スペクトルに及ぼす最も顕著な影響を特定しました。これらの影響には、O$_3$、O$_2$、H$_2$Oの吸収特徴のサイズの変化やスペクトルの傾きの変化が含まれます。これらの変化のうち、最も検出可能で最も曖昧でない火山活動の証拠は、O$_3$の吸収とスペクトルの傾きの両方の変化であると我々は結論付けています。
半径の谷の上端に沿ったヘリウム強化惑星
海王星以下の平均密度が低いことは、それらが数百万年以内に形成され、原始的な外皮を形成したことを示唆しています。これらの惑星は、その外殻の重力結合エネルギーに匹敵する総X線と極端な紫外線束を受けているため、原始水素ヘリウム大気は質量損失を受けやすい。光蒸発する海王星未満のモデルはこれまで、エンベロープの組成が時間の経過とともに一定のままであると仮定してきた。しかし、大気中の水素が優先的に失われると、その組成が変化する可能性があります。ここでは、水素とヘリウムの間の拡散分離を伴う大気圏離脱を経験する海王星以下の熱的および組成的進化をモデル化することにより、地球の半径の1.6から2.5の間の半径を持つ惑星が数十億年の光蒸発によりヘリウム強化される可能性があることを示し、ヘリウム質量分率が40%を超える。大気中のヘリウムの増強は透過スペクトルを通じて検出でき、大気の脱出によって半径の谷が生じるかどうかについての新しい観察テストが可能になります。
照射されたディスクが階段に落ち着く可能性がある
| Title |
Irradiated_Disks_May_Settle_into_Staircases |
| Authors |
Taylor_Kutra_(Toronto),_Yanqin_Wu_(Toronto),_Yoram_Lithwick_(Northwestern) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16065 |
原始惑星系円盤の大部分は中心星からの放射線によって熱的に制御されている。このような円盤は、滑らかに広がる形状をしていると長い間考えられてきましたが、いわゆる「照射不安定性」に対して不安定です。しかし、このような不安定性の結果はどうなるのでしょうか?特に、そのような円盤が不安定性の影響を受けない形状に落ち着く可能性はあるのでしょうか?Athena++と単純化された熱処理を組み合わせて、受動的に加熱されたディスクが「階段」形状に落ち着くことを示します。ここでは、円盤は明るいリングと暗いギャップによって中断されており、明るいリングは恒星の照明の大部分を遮り、暗いギャップはその影に隠されています。このような円盤の光学面（星の光が吸収される高さ）は階段に似ています。私たちのシミュレーションには現実的な放射伝達はありませんが、RADMC3dコードを使用して、この定常状態が良好な熱平衡状態にあることを示します。現実のディスクは、シミュレーションでは捉えられない方法でそのような状態に達する可能性があります。ここでの我々の結果とは対照的に、以前の2つの研究では、照射されたディスクは滑らかなままであると主張しています。ここで、彼らがさまざまな問題で間違いを犯していることを示します。階段状の状態が、より洗練された放射流体力学シミュレーションによって確認された場合、円盤の進化と惑星の形成にさまざまな影響を与える可能性があります。
巨大衝突における大気の損失は衝突前の表面状態に依存する
地球はおそらく、その形成の主要段階で揮発性元素の在庫の多くを獲得したと考えられます。したがって、地球の原始大気の一部は、降着の後期段階を支配する巨大衝突、つまり惑星サイズの天体間の衝突を生き延びたに違いない。ここでは、一連の1D流体力学シミュレーションとインピーダンス整合計算を使用して、衝突前の表面状態(大気圧や海洋の存在など)が巨大衝突時の原始惑星からの大気と海洋の損失の効率に与える影響を定量化します。。海洋がない場合、より軽く、より高温で、より低圧の大気は失われやすくなることがわかりました。海洋の存在は、海洋のない場合と比較して大気損失の効率を大幅に高めることができ、大気と海洋の質量比が減少するにつれて、低損失領域と高損失領域の間で急速に移行します。しかし、これまでの考え方に反して、海洋の質量が十分に大きくなく、通常は大気の質量の数倍未満であれば、海洋の存在によって大気の損失も減少する可能性があります。したがって、巨大な衝撃による揮発性損失は、衝突する物体の表面状態に非常に敏感です。私たちの結果を3D衝撃シミュレーションと組み合わせられるようにするために、損失を対地速度と表面状態に関連付けるスケーリング則を開発しました。私たちの結果は、惑星の最終的な揮発性予算が、その前駆惑星胚が経験する衝突の正確なタイミングと順序に大きく依存しており、大気の性質が降着の高度に確率的な結果であることを示しています。
Digest2 NEO 分類コードの改善 -- Astrometry Data Exchange Standard を活用
| Title |
Improvement_of_digest2_NEO_Classification_Code_--_utilizing_the_Astrometry_Data_Exchange_Standard |
| Authors |
Peter_Vere\v{s},_Richard_Cloete,_Robert_Weryk,_Abraham_Loeb_and_Matthew_J._Payne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16407 |
太陽中心軌道の短円弧軌道分類器であるDigest2ソフトウェアの機能強化について説明します。Digest2は、主に近地球天体(NEO)コミュニティによって、新たに発見された天体にフラグを立てて即時のフォローアップを行うために使用されており、15年以上にわたってNEO発見プロセスの一部となっています。既知の太陽系軌道の2023年のカタログに従って、ダイジェスト2スコアの重み付けに使用される太陽系人口モデルを更新し、140の天文台コードの平均不確かさのリストを拡張しました。さらに、AstrometryDataExchangeStandard(ADES)入力形式のサポートをDigest2に追加しました。これにより、各検出の位置の不確かさなど、天文計測に関する追加情報が提供されます。また、ダイジェスト2コードは、移動観測者の天文フォーマットを読み取るように拡張され、提供された天文不確実性($RMS'$)から新しいパラメーターを計算する機能も追加されました。このパラメーターは、トラックレットの優れた曲率と比較したときにトラックレット内の曲率の指標として機能します。-サークルフィットRMS。前バージョンのDigest2との比較により、NEO識別の精度が向上していることが確認され、ADESXML入力を使用すると、Digest2の計算時間が大幅に短縮されることがわかりました。
KIC 8462852のエキソコメット通過の原因としての偏心コーザイ・リドフ機構
| Title |
The_Eccentric_Kozai-Lidov_Mechanism_as_the_Cause_of_Exocomet_Transits_of_KIC_8462852 |
| Authors |
Steven_D._Young_and_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16659 |
KIC8462852は、ほぼユニークな動作を示すケプラー領域の恒星です。その光度曲線における深く、不規則かつ非周期的な落ち込みは、高度に離心した軌道上の大きな外彗星が分裂したものと解釈されており、その崩壊後の物質が星を覆い隠している。最近この系に結合していることが確認された近くのMドワーフは、その軌道がベルトと大きくずれている場合、源ベルト内の微惑星を大きな離心率まで励起する可能性があると仮説が立てられています。これは「偏心コーザイ・リドフ」として知られる効果です。機構'。この効果がどのくらいの頻度で起こると予想されるかを定量化するために、この論文では、位置がずれた微惑星帯が埋め込まれた幅の広い連星のモンテカルロモデルを提示します。これらのベルトは、軌道が十分にずれている場合、伴星によって永年時間スケールで大きな離心率まで励起されるまで、時間の経過とともに衝突によって侵食されます。その後、大きな微惑星は、同様の現象と重なる場合もあれば重ならない場合もある、一定期間の光度曲線に観察可能な減光痕跡を生成します。このモデルでは、100年間続く減光現象の場合、最も可能性の高い伴星は$10^2-10^4$auに位置し、最も可能性の高いベルトは$10^2-10^3$auにあり、システムが年齢はおそらく$10^2-10^3$Myrです。ただし、ケプラー場でこの現象を示す1つ以上の星が観測される確率は$1.3\times10^{-3}$であるため、このメカニズムがKIC8462852の観測を推進している可能性は低いです。
ブラックホールフィードバックの 3 つの体制
銀河進化の理論モデルでは、観察された大質量銀河の数密度の指数関数的減少を説明するために、ブラックホールのフィードバックが必要な要素です。宇宙論的シミュレーションにおける現代のブラックホールフィードバックモデルのほとんどは、すべてのブラックホール降着率において一定の放射効率(通常$\eta\sim0.1$)に依存しています。我々は、大容量宇宙論で使用するための、3つの物理降着速度領域、つまり$\eta=\eta(j,\dot{M}_\mathrm{BH})$のスピン依存放射効率の合成モデルを提示します。シミュレーション。3つの領域には、移流支配の降着流($\dot{M}_\mathrm{BH}<0.03\,\dot{M}_\mathrm{Edd}$)、クエーサー様モード($0.03<\)が含まれます。dot{M}_\mathrm{BH}/\dot{M}_\mathrm{Edd}<0.3$)、スリムディスクモード($\dot{M}_\mathrm{BH}>0.3\,\ドット{M}_\mathrm{Edd}$)。さらに、降着率が低い大規模で強力なジェットも含まれています。私たちが提示するブラックホールフィードバックモデルは、質量負荷を規定する動力学モデルですが、放射効率を直接使用する熱モデルでも使用できます。私たちはモデルを\texttt{Simba}銀河進化モデルに実装して、銀河集団をうまく再現できるかどうかを判断し、さらなる研究のための最初のキャリブレーションを提供しました。$(150\,\mathrm{cMpc})^3$体積で$2\times1024^3$の粒子宇宙論シミュレーションを使用したところ、このモデルが銀河恒星の質量関数、ブラックホールの質量-恒星の質量を再現することに成功したことがわかりました。関係、および恒星の質量とハローの質量の関係。私たちのモデルは、大質量グループと低質量クラスター内で観測されたバリオンの割合を印象的に予測するため、銀河グループとクラスターのスケールに外挿すると輝きを放ちます。今後、このモデルは、銀河環境に対するブラックホールフィードバックの影響を調査するための新たな道を切り開きます。
若い大質量星からの電離フィードバックのシミュレーション: 数値分解能の影響
| Title |
Simulating_ionization_feedback_from_young_massive_stars:_impact_of_numerical_resolution |
| Authors |
Yunwei_Deng,_Hui_Li,_Rahul_Kannan,_Aaron_Smith,_Mark_Vogelsberger,_Greg_L._Bryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15900 |
流体力学シミュレーションによる銀河形成のモデル化では、若い大質量星からの光イオン化フィードバックを考慮して、さまざまな放射伝達法がますます採用されています。しかし、星の周りのHII領域の進化は、密な星形成雲から始まり、空間と時間の両方で大きなダイナミックレンジに及ぶため、ガス密度に大きく依存する空間分解能と時間分解能の両方の点で数値シミュレーションに厳しい課題をもたらします($\プロプトn^{-1}$)。この研究では、数値分解能の影響を研究するために、移動メッシュ放射流体力学コードArepo-RTを使用して一連の理想的なHII領域シミュレーションを実行します。シミュレーション結果は分析解と一致し、イオン化フィードバックは、Str\"omgren球が少なくとも$10$～$100$の分解能要素によって分解され、各時間積分ステップのサイズが再結合タイムスケールの$0.1$倍より小さい場合にのみ収束します。空間分解能が不十分であると、イオン化率が低下しますが、HII領域からのイオン化ガスの質量と運動量のフィードバックが増加し、さらに多相星間物質が拡散した部分的にイオン化した暖かい($\sim8000$\,K)ガスに劣化します。一方で、時間分解能が不十分であると、イオン化フィードバックの影響が強く抑制されます。これは、タイムステップが長くなると、特に光子の入射と熱化学が不安定な場合に、大質量星の周囲のガスセルの熱化学特性の急速な変化を解決できないためです。最後に、厳密な解像度要件が実際には達成できない場合に、上記の問題を克服するための新しい数値実装を提供します。
その場での天の川球状星団と降着した天の川球状星団: 新しい分類方法と星団形成への影響
| Title |
In-situ_vs_accreted_Milky_Way_globular_clusters:_a_new_classification_method_and_implications_for_cluster_formation |
| Authors |
Vasily_Belokurov_and_Andrey_Kravtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15902 |
我々は、その場および降着した球状星団(GC)を分類するための新しいスキームを提案します。このスキームは、総エネルギー$E$と軌道角運動量の$z$成分を使用し、[Al/Fe]存在比を使用して校正されます。我々は、このような分類により、空間的、運動学的、化学的存在量が異なる分布を持つGC集団が得られることを実証します。現場のGCは銀河の中心10kpc内にMW円盤と並んだ平坦な配置で分布していますが、降着GCは広範囲の距離分布と球形に近い空間分布を持っています。現場GCと降着GCは異なる$\rm[Fe/H]$分布を持ち、よく知られている二峰性は現場GCの金属量分布にのみ存在します。さらに、降着GCとその場GCは$\rm[Al/Fe]-[Mg/Fe]$存在比の面でよく分離されており、年代$\rm[Fe/H]で明確な順序をたどります。$飛行機。私たちの分類におけるその場GCは、明確なディスクスピンアップの特徴を示しています。スピンと同様の金属度$\rm[Fe/H]\およそ-1.3\div-1$での中央値$V_\phi$の増加です。-その場でのフィールドスターのアップ。この痕跡は、GC年代によると$\約11.7～12.7$年前(または$z\約3.1～5.3$)に発生したMWの円盤形成を示しています。したがって、$\rm[Fe/H]\gtrsim-1.3$の金属量をもつその場GCが天の川円盤で誕生しましたが、より低い金属量のその場GCは、進化の初期の乱流の円盤前段階で誕生しました。銀河の一部であり、オーロラの恒星の構成要素の一部です。
[CII] SOFIA による銀河風と M82 のスターバースト円盤のスペクトル マッピング
| Title |
[CII]_Spectral_Mapping_of_the_Galactic_Wind_and_Starbursting_Disk_of_M82_with_SOFIA |
| Authors |
Rebecca_C._Levy,_Alberto_D._Bolatto,_Elizabeth_Tarantino,_Adam_K._Leroy,_Lee_Armus,_Kimberly_L._Emig,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Daniel_P._Marrone,_Elisabeth_Mills,_Oliver_Ricken,_Juergen_Stutzki,_Sylvain_Veilleux,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15906 |
M82は、局所宇宙にある典型的なスターバースト銀河です。M82とM81グループの他のメンバーとの相互作用によって引き起こされると考えられる星形成の中心バーストは、電磁スペクトル全体で研究されている円盤面から多相銀河規模の風を遠ざけている。ここでは、SOFIAに搭載されたupGREAT機器を使用して、中央円盤の[CII]158$\mu$m線とM82の南側流出の新しい速度分解観測を紹介します。また、M82の南の投影距離$\およそ1-2$kpcでのM82の流出における速度分解($\DeltaV=10$kms$^{-1}$)[CII]放射の最初の検出についても報告します。銀河の中心。[CII]ラインプロファイルをCOおよびHIの観測値と比較し、流出における[CII]放出の大部分($>55$%)が中性原子媒質に関連している可能性が高いことを発見しました。M82から実際に流出する[CII]の割合は、ミッドプレーンの外側のバルクガス(ハローまたは潮流の中にある可能性があります)に比べて小さいことがわかりました。これは、より高い赤方偏移での[CII]流出の観測に重要な意味を持ちます。最後に、観察された[CII]とCOの強度の比を光解離領域のモデルと比較することにより、円盤内の遠紫外(FUV)放射場は$\sim10^{3.5}~G_0$であると推定され、これと一致します。以前の見積もりでは。しかし、流出では、FUV放射場は2～3桁低く、これが風の中の中性媒体から生じる[CII]の割合が高いことを説明している可能性があります。
超大質量ブラックホール(SMBH)とそのホスト銀河が共進化することはよく知られています。AGNフィードバックは、この共生において重要な役割を果たします。ホスト銀河に対するAGNフィードバックの影響を研究するための一般的な方法は、星形成速度(SFR)をX線光度(L$_X$)の関数として研究することです。しかし、流体力学シミュレーションによると、銀河に対するAGNフィードバックの累積的な影響は、L$_X$ではなく、SMBHの質量M$_{BH}$にカプセル化されていることが示唆されています。この研究では、AGN銀河と非AGN銀河のSFRを、L$_X$、M$_{BH}$、エディントン比(n$_{Edd}$)、および特定のブラックホール降着率の関数として比較します($\lambda_{sBHAR}$)。この目的のために、XMM-XXLフィールドの122個のX線AGNとVIPERS調査からの3371個の銀河を使用し、AGNのSFRと非領域のSFRの比として定義されるSFR$_{norm}$パラメーターを計算します。-同様の恒星質量、M$_*$、および赤方偏移を持つAGN銀河。私たちのデータセットは$\rm0.5\leqz\leq1.2$の赤方偏移範囲に及びます。結果は、SFR$_{norm}$とM$_{BH}$の間の相関が、SFR$_{norm}$とL$_X$の間の相関に比べて強いことを示しています。SFR$_{norm}$と$\lambda_{sBHAR}$の間には、より弱い相関関係が見られます。SFR$_{norm}$とn$_{Edd}$の間に相関は検出されません。これらの結果は、M$_{BH}$は瞬間降着率(L$_X$)と比較して、AGNフィードバックの累積的影響のより堅牢な追跡者であり、したがって変化のより良い予測パラメーターであるという考えを裏付けています。ホスト銀河のSFRの。
動的恒星の質量対光比勾配: ETG の非常に中心に集中した IMF 変動の証拠?
| Title |
Dynamical_stellar_mass-to-light_ratio_gradients:_Evidence_for_very_centrally_concentrated_IMF_variations_in_ETGs? |
| Authors |
Kianusch_Mehrgan,_Jens_Thomas,_Roberto_Saglia,_Taniya_Parikh,_Bianca_Neureiter,_Peter_Erwin,_and_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15911 |
大質量初期型銀河(ETG)の恒星の初期質量関数(IMF)に関するさまざまな探査からの証拠は、天の川銀河(MW)よりも底部に重いIMFに繰り返し収束しています。このコンセンサスは、個々の銀河レベルでのさまざまな方法からのしばしば矛盾した結果のため、精査されてきました。特に、多くの強力なレンズプローブは、表面上、非MWIMFと互換性がありません。IMFの放射状勾配(星の質量対光比$\Upsilon$の勾配に関連)は、この問題を解決できる可能性があります。MUSEとSINFONIの観測を使用して、7つの大規模なETGで$\Upsilon$勾配を考慮したシュワルツシルトモデルを構築します。すべてのETGで$\Upsilon$が中心に向かって増加するという動的な証拠が見つかりました。勾配はサブkpcスケールに限定されます。私たちの結果は、定数$\Upsilon$モデルが銀河の恒星質量を最大1.5倍過大評価する可能性があることを示唆しています。1つを除くすべての銀河について、総動的質量が最小となる半径を見つけます。この最小値は中心の外側のIMFに最も強い制約を課し、およそ1kpcに現れます。各ETGの本体のこの半径特性におけるIMFを考慮します。KroupaIMFに対するIMF質量正規化$\alpha$に関しては、平均してMWのようなIMF$<\alpha_{main}>=1.03\pm0.19$であることがわかります。中心部では、以前の研究が提案したほど極端ではないが、依然としてサルピーターのようなIMF、$<\alpha_{cen}>=1.54\pm0.15$を示す質量正規化が増加した集中領域が見つかりました。
活動銀河核(AGN)の内部構造に関する最近のモデルは、放射加速された塵の多い流出を通じて、降着円盤の外側領域をブロードライン領域および塵の多いトーラスと接続することを目的としています。このような流出には、外側の円盤が塵だらけであることが必要なため、自己重力の限界を超える円盤サイズが予測されるだけでなく、好ましい特性を備えた核塵の存在も必要となります。今回我々は、核熱塵領域の天体化学、位置、形状を制約することを目的として、近赤外（近IR）交差分散分光法を用いてタイプ1AGNの大規模なサンプルを調査した。光学的に薄い塵の熱平衡を仮定して、温度の測定を使用して、さまざまな粒子特性に対する光度に基づく塵の半径を導き出します。我々の結果を、残響マッピングと干渉法による独立したダスト半径測定と組み合わせ、流出に必要な不透明度を提供できる大きなダスト粒子がAGN内に遍在していることを示します。ダスト被覆率の推定値を使用して、降着円盤の異方性の効果を使用してダストの形状を調査します。熱い塵のためには、フレア状のディスク状の構造が好まれます。最後に、ダスト半径-光度平面に対する結果の意味について説明します。
クラスターの動的状態がラム圧力ストリッピングに及ぼす影響
| Title |
The_effect_of_cluster_dynamical_state_on_ram-pressure_stripping |
| Authors |
A._Louren\c{c}o,_Y._Jaff\'e,_B._Vulcani,_A._Biviano,_B._Poggianti,_A._Moretti,_K._Kelkar,_J._Crossett,_M._Gitti,_R._Smith,_T._Lagan\'a,_M._Gullieuszik,_A._Ignesti,_S._McGee,_A._Wolter,_S._Sonkamble_and_A._M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15934 |
理論的および観察的研究は、銀河団相互作用中に銀河団内媒質によるラム圧力ストリッピングが強化され、「クラゲ」銀河の形成を促進する可能性があることを示唆しています。この研究では、異なる動的状態の52個のクラスターでラム圧力ストリッピングを受ける銀河の発生率を研究します。私たちは、WINGS/OmegaWINGS調査からの光学データとアーカイブX線データを使用して、8つの異なるプロキシを適用してクラスターサンプルの動的状態を特徴付けます。次に、各クラスターの固定円形開口部内に流入する青色後期型銀河の集団と比較して、ラム圧力ストリッピング候補の数を計算します。ラム圧力ストリッピング候補の割合と、考慮されたさまざまなクラスターの動的状態プロキシとの間に明確な相関関係は見つかりません。これらの割合もクラスター質量との明らかな相関関係を示しません。結合する「シーケンス」により近い動的状態分類を構築するために、光学、X線、電波の波長で利用可能な情報を組み合わせて、クラスターの動的状態の視覚的分類を実行します。他のすべてのクラス(マージ後を含む)と比較して、相互作用するクラスターのRPS割合がわずかに増加していることがわかります。この穏やかな強化は、進行中のクラスターの合併において短期間強化されたラム圧力ストリッピングを示唆している可能性があります。ただし、銀河の数が少ないため、私たちの結果は統計的に有意ではありません。これは、大規模なクラスターサンプルを使用してラム圧力ストリッピングに対するクラスターの動的状態の影響を定量化する均一な試みであるが、結果を確認するにはさらに大規模な（特に広範囲の）多波長調査が必要であることに注意してください。
アルマ望遠鏡再電離時代輝線調査 (REBELS): z~7 の銀河の分子ガス含有量
| Title |
The_ALMA_Reionization_Era_Bright_Emission_Line_Survey_(REBELS):_The_molecular_gas_content_of_galaxies_at_z~7 |
| Authors |
M._Aravena,_K._E._Heintz,_M._Dessauges-Zavadsky,_P._A._Oesch,_H._S._B._Algera,_R._J._Bouwens,_E._Da_Cunha,_P._Dayal,_I._De_Looze,_A._Ferrara,_Y._Fudamoto,_V._Gonzalez,_L._Graziani,_H._Inami,_A._Pallotini,_R._Schneider,_S._Schouws,_L._Sommovigo,_M._Topping,_P._van_der_Werf,_M._Palla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15948 |
最初の銀河の形成を理解する鍵は、再電離の時代を通じて星形成活動の燃料となる分子ガスの含有量を定量化することです。この論文では、最近発見された$z=6.5-7.5$銀河のサンプル中の星間物質(ISM)中の分子ガスのトレーサーとして、158$\μ$m[CII]微細構造輝線を使用します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用した再電離時代の輝線放射調査、REBELS。同様の恒星質量の下位赤方偏移銀河で見つかった分子ガス($\sim10^{10}\M_\odot$)に匹敵する相当量の分子ガス($\sim10^{10.5}\M_\odot$)が見つかりました。REBELS銀河は、分子ガスと星の質量比($\mu_{\rmmol}$)と星形成主星までの距離によるガス枯渇時間スケール($t_{\rmdep}$)の標準的なスケーリング関係に従っているように見えます。-$z\sim1-4$観測値の外挿から予想される順序。$z\sim7$で$\mu_{\rmmol}=2.6_{-1.4}^{4.1}$と$t_{\rmdep}=0.5_{-0.14}^{+0.26の中央値が見つかります。}$Gyr、これらの銀河のバリオン成分は気相が支配的であり、$z\sim7$から4までほとんど変化していないことを示しています。分子ガスの宇宙密度の測定結果、log$(\rho_{\rmmol}/(M_\odot{\rmMpc}^{-3}))=6.34^{+0.34}_{-0.31}$は、$z\sim7$から4まで一桁ずつ着実に増加していることを示します。
38 GHz クラス II メタノール メーザーにおけるゼーマン効果の発見
磁場は星の形成に重要な役割を果たしている可能性が高いが、直接測定された磁場の強さの数は依然として少ない。我々は、ゼーマン効果について、高質量星形成領域NGC6334Fに向かう38.3および38.5GHzのクラスIIメタノール(CH$_3$OH)メーザー線を観察した。観察されたスペクトルプロファイルには2つの顕著な速度特徴があり、ガウス成分フィッティングを通じてさらに分解できます。これらの近似ガウス成分のいくつかでは、$zB_{\rmlos}$が8～46Hzの範囲で顕著なゼーマン検出が見つかりました。38GHz遷移のゼーマン分割係数$z$が$\sim$1HzmG$^{-1}$のオーダーであり、他のいくつかのCH$_3$OHメーザー線の場合と同様である場合、これらのメーザーによって追跡される領域は8～46mGの範囲になります。高質量星形成領域におけるこのような磁場の値は、よく知られている6.7GHzクラスIIのCH$_3$OHメーザー線で検出されたものと一致する。クラスIICH$_3$OHメーザーは原始星の近くで放射ポンプされ、降着円盤または円盤と流出領域の間の界面で発生する可能性が高いため、そのような場はこれらの円盤の動力学に重大な影響を与える可能性があります。
COSMOS-Web リング: z~2 におけるアインシュタイン リング レンズ システムの詳細な特性評価
| Title |
The_COSMOS-Web_ring:_in-depth_characterization_of_an_Einstein_ring_lensing_system_at_z~2 |
| Authors |
W._Mercier,_M._Shuntov,_R._Gavazzi,_J._W._Nightingale,_R._Arango,_O._Ilbert,_A._Amvrosiadis,_L._Ciesla,_C._Casey,_S._Jin,_A._L._Faisst,_I._T._Andika,_N._E._Drakos,_A._Enia,_M._Franco,_S._Gillman,_G._Gozaliasl,_C._C._Hayward,_M._Huertas-Company,_J._S._Kartaltepe,_A._M._Koekemoer,_C._Laigle,_D._Le_Borgne,_G._Magdis,_G._Mahler,_C._Maraston,_C._L._Martin,_R._Massey,_H._J._McCracken,_T._Moutard,_L._Paquereau,_J._D._Rhodes,_B._E._Robertson,_D._B._Sanders,_M._Trebitsch,_L._Tresse,_and_A._P._Vijayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15986 |
目的。私たちは、COSMOS-Web調査で偶然発見されたz=2のアインシュタインリング、そしておそらくこれまでに発見された最も遠いレンズであるCOSMOS-Webリングの詳細な分析を提供します。方法。25以上のバンドから可視および近赤外測光を抽出し、3つの異なるSEDフィッティングコードを使用してレンズと光源の両方の測光の赤方偏移と物理的特性を導き出します。また、JWST/NIRCam画像を使用して、(i)レンズの総質量を回復し、(ii)システムの倍率を導き出し、(iii)レンズ光源の形態を再構築し、(iv)測定するための2つのレンズモデルも作成します。レンズの総質量密度プロファイルの傾き。結果。このレンズは、z=2.02\pm0.02にある非常に大質量で静止した(sSFR<10^(-13)yr-1)楕円銀河で、総質量Mtot(<thetaE)=(3.66\pm0.36)x10^11です。Msunと恒星の質量M*=(1.37\pm0.14)x10^11Msun。文献のSHMRと比較すると、総質量は質量Mh=1.09^(+1.46)_(-0.57)x10^13MsunのDMハローの存在と一致していることがわかります。さらに、背景源は、z=5.48\pm0.06のM*=(1.26\pm0.17)x10^10Msun星形成銀河(SFR=(78\pm15)Msun/yr)です。再構成された形態では、異なる色の2つのコンポーネントが示されています。SEDフィッティングおよびFIRでの近くの検出からの塵の減衰値も、部分的に塵で隠されている可能性があることを示唆しています。結論。z=2でレンズを見つけます。その総質量、恒星質量、およびDMハロー質量はアインシュタインリング内で一貫しているため、レンズの記述に予期しない変更を加える必要はありません(たとえば、IMFを変更するか、無視できないガスの寄与を含めるなど)。レンズ光源の最も可能性の高い解はz=5.5です。その再構成された形態は複雑で波長に大きく依存しており、これはおそらく、不均一な塵が分布する合体銀河または主系列銀河であるためと考えられます。
流れにおける LMC 駆動の異方性ブースト - サブハロー相互作用
| Title |
LMC-driven_anisotropic_boosts_in_stream--subhalo_interactions |
| Authors |
Arpit_Arora,_Nicol\'as_Garavito-Camargo,_Robyn_E._Sanderson,_Emily_C._Cunningham,_Andrew_Wetzel,_Nondh_Panithanpaisal,_and_Megan_Barry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15998 |
ダークマター(DM)サブハローは、星の流れを乱すと予測されています。川の形態と力学は、サブハローの質量分布を制限する可能性があります。天の川質量銀河のFIRE-2シミュレーションを使用して、大マゼラン雲(LMC)(類似物)の存在がストリームとサブハローの遭遇率を大きく変化させることを示しました。これらの変化を推進する3つの重要な要因があります。第一に、LMCアナログは多くのサブハローをもたらし、巨大な衛星の近くのストリームの遭遇率を最大20～40%増加させます。第二に、LMC-アナログはホストをその質量中心から移動させ（反射運動を誘発し）、サブハローの密度と動径速度分布に南北の非対称を引き起こします。この非対称性により、同じ距離にある空での遭遇率は50～70%変化します。最後に、LMC(質量衛星)はホストのDMハローに密度航跡を誘発し、LMC(アナログ)付近での遭遇率をさらに高めます。また、流れの軌道特性の影響も調査し、LMC(反対側の半球にあるアナログの軌道)に逆行する流れとの遭遇が50%増加することを発見しました。遭遇率が流れの位置と軌道に依存することは、天の川銀河の支流やギャップを持つ新しい流れをどこで探すかについて重要な意味を持ちます。
パールズ: TRGB 距離 31 Mpc の潜在的に孤立した静止矮星銀河
| Title |
PEARLS:_A_Potentially_Isolated_Quiescent_Dwarf_Galaxy_with_a_TRGB_Distance_of_31_Mpc |
| Authors |
Timothy_Carleton,_Timothy_Ellsworth-Bowers,_Rogier_A._Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Christopher_J._Conselice,_Jose_M._Diego,_Adi_Zitrin,_Haylee_N._Archer,_Isabel_McIntyre,_Patrick_Kamieneski,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Jordan_C._J._D'Silva,_Anton_M._Koekemoer,_Dan_Coe,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Rafael_Ortiz_III,_Scott_Tompkins,_Christopher_N._A._Willmer,_Haojing_Yan,_and_Benne_W._Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16028 |
豊富な観測により、孤立した古典的矮銀河($M_*=10^7$-$10^9$M$_\odot$)の大部分が現在星形成中であることが長い間示唆されてきました。しかし、これまでの大規模な分光調査の範囲を超えた大量の「超拡散銀河」の最近の観測は、矮小銀河集団についての理解が不完全である可能性を示唆しています。今回我々は、PEARLSGTOプログラムの一環として撮影された、近くの宇宙で孤立した静止矮小銀河の偶然の発見を報告します。注目すべきことに、この近赤外画像では個々の赤色巨星の分枝星が見えており、距離が$31$Mpcであり、豊富なアーカイブ測光ポイントからsSFRが$2\times10^{-12}$yr$^{-であることが示唆されています。1}ドル。ローウェル発見望遠鏡で得られたスペクトルは、ハッブル流と一致する後退速度と、SDSSで最も近い大質量銀河から${>}1500$km/s離れていることを発見し、この銀河が内部機構から消失したか、または非常に高い速度を持っていたことを示唆しています。-過去の近くの大銀河との速度相互作用。この分析は、近くに多くの静止矮銀河が発見を待っている可能性と、JWSTがそれらを識別する可能性を秘めていることを浮き彫りにしました。
雲の潮汐：長距離重力による星形成の制御
重力は星が形成される分子雲の崩壊を引き起こしますが、雲の崩壊における重力の正確な役割は依然として複雑な問題です。研究は、星の形成がクラスターで発生する状況を指摘しています。典型的なpcサイズの星団形成領域では、崩壊は階層的であり、星はさらに小さなサイズ($\およそ0.1\;\rmpc$)の領域から誕生するはずです。この空間配置の起源はまだ調査中です。ペルセウス座領域に向かう高品質の表面密度マップに基づいて、3D密度構造を構築し、重力ポテンシャルを計算し、潮汐テンソルの固有値を導出します($\lambda_{\rmmin}$,$\lambda_{\rmMid}$、$\lambda_{\rmmax}$、$\lambda_{\rmmin}<\lambda_{\rmMid}<\lambda_{\rmmax}$)、あらゆる場所での重力の挙動を分析し、クラウドの進化におけるその複数の役割を明らかにします。断片化はいくつかの孤立した高密度の「島」に限定されていることがわかりました。それらの周囲には膨大な量のガス(質量の$75\%$、体積の$95\%$)があり、広範囲にわたる潮汐の影響下に留まり、そこでは断片化が抑制されています。このガスはこれらの領域に向かって輸送され、星の形成を促進します。異なる潮汐下にある領域の空間配置は、観測から推測される星形成の階層的かつ局所的なパターンを説明します。タイドはニュートンによって初めて認識されましたが、クラウドの進化におけるタイドの優位性が明らかになったのは今回が初めてです。私たちは、雲の密度構造と重力の役割との間のこの関連性が将来の研究によって強化され、その結果、星形成プロセスの明確な見解が得られることを期待しています。
渦巻銀河の共鳴位置を決定するための、純粋に測光的な新しい方法
| Title |
A_new,_purely_photometric_method_for_determination_of_resonance_locations_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Alexander_A._Marchuk_and_Aleksandr_V._Mosenkov_and_Ilia_V._Chugunov_and_Valeria_S._Kostiuk_and_Maria_N._Skryabina_and_Vladimir_P._Reshetnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16232 |
渦巻き腕の共回転共鳴の位置を知ることは、銀河のダイナミクスを決定する基本的なパラメーターであるパターン速度を推定するための重要な方法です。その推定のためのさまざまな方法が開発されてきましたが、それらはすべて一定の限界があり、相互に一致していないことが示されています。ここでは、共回転半径を推定するための新しい方法を提案します。この方法では、アーム全体のプロファイルの形状とその幅が考慮されるため、測光データのみが必要となります。この方法の重要性は、測定可能な渦巻き腕を持つ最も遠い銀河にも使用できる可能性があることです。これをSavchenkoらの局所銀河のサンプルに適用します。そして、得られた共回転半径を、文献で他の方法によって以前に測定されたものと比較します。私たちの結果は文献とよく一致しています。COSMOSフィールドからの遠方銀河にも新しい手法を適用します。$z\sim0.9$までの光度赤方偏移を持つ銀河の共回転位置が初めて測定されました。
Hyper Suprime-Cam の拡張点分布関数とハロー内光の測定への応用
| Title |
The_Hyper_Suprime-Cam_extended_Point_Spread_Functions_and_applications_to_measuring_the_intra-halo_light |
| Authors |
L._P._Garate-Nu\~nez,_A._S._G._Robotham,_S._Bellstedt,_L._J._M._Davies,_C._Mart\'inez-Lombilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16244 |
$\textit{g,r,i,Z}$と$\textit{Yのすべてで、HyperSuprime-Camスバル戦略プログラム公開データリリース3(HSC-SSPPDR3)の拡張点像分布関数(PSF)モデルを提示します。}$バンド。HSCは、8.2mの主鏡と長い露光期間により、深い画像と広い視野範囲を組み合わせ、低表面輝度(LSB)研究に最も適した観察施設の1つとなっています。異なる明るさの点光源の中央値スタッキング手法を適用することにより、R$\sim$5.6arcminの範囲までHSC-SSPPDR3PSFモデルを構築する方法を示します。これらの新しいPSFは、LSB特性を大きな角度で特徴付けるための重要なツールをコミュニティに提供します。私たちはHSCPSFを適用し、2つのケースで合理的に動作することを実証します。1つ目は明るい星の2次元モデルを生成するため、2つ目は400020銀河と質量の超深度画像からPSF散乱光を除去するためです。SXDSフィールドのアセンブリ(GAMA)グループ。この2番目のアプリケーションでの主な焦点は、400020の$\textit{r}$バンドのイントラハロー光(IHL)コンポーネントを特徴付けることです。PSFフラックスを注意深く考慮した高度な光源抽出技術に基づいて、IHL表面の明るさを測定します(SB)群プロファイルは最大$\sim$31magarcsec$^{-2}$およびR=300kpc。IHLフラクション($\mathrm{f_{IHL}}$)プロファイルを推定し、平均$\mathrm{f_{IHL}}$$\sim$0.13とします。我々の結果は、PSF光を除去しないとIHLSBを$\sim$1.7magarcsec$^{-2}$過大評価し、$\mathrm{f_{IHL}}$を$\sim$30%過大評価する可能性があることを示しています。
銀河中心のオーバーシュートガスによる雲と雲の衝突の証拠
| Title |
Evidence_of_a_Cloud-Cloud_Collision_from_Overshooting_Gas_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Savannah_R._Gramze,_Adam_Ginsburg,_David_S._Meier,_Juergen_Ott,_Yancy_Shirley,_Mattia_C._Sormani,_Brian_E._Svoboda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16403 |
天の川銀河は、銀河の中心に向かってガスを運ぶ「棒レーン」を持つ棒状の渦巻銀河です。これらのバーレーンに沿って流れるガスはしばしばオーバーシュートし、中央分子ゾーンに降着する代わりに、銀河の反対側のバーレーンに衝突します。私たちは、(l,b)=(+5.4,-0.4)の銀河中心近くで、そのような衝突の場所であると考えられる雲であるG5をアルマ望遠鏡/ACAで観測しました。スペクトル線$^{12}$COJ=2-1、$^{13}$COJ=2-1、C$^{18}$OJ=2-1、H$_2$の測定を行いました。COJ=3$_{03}$-2$_{02}$、H$_{2}$COJ=3$_{22}$-2$_{21}$、CH$_{3}$OHJ=4$_{22}$-3$_{12}$、OCSJ=18-17、SiOJ=5-4。位置速度図では$\sim$50km/sと$\sim$150km/sで2つの雲の間に速度橋が観察されました。これは雲と雲の衝突の直接の証拠です。H$_2$CO積分強度線比を使用して、G5の平均ガス温度$\sim$60Kを測定しました。G5の$^{12}$C/$^{13}$C比は、光学的に薄いか、せいぜい光学的にわずかに厚い$^{12}$COと一致していることが観察されました。局所的なX$_{CO}$の値は1.5x10$^9$cm$^{-2}$(Kkm/s)$^{-1}$であり、銀河の平均値より10～20分の1でした。。G5は、ガスが中央分子帯(CMZ)をオーバーシュートし、銀河中心の反対側にあるバーレーンに衝突したことを示す強力な直接観測証拠です。
SNR G1.9+0.3 からの非熱放射のシミュレーション
| Title |
Simulated_non-thermal_emission_from_SNR_G1.9+0.3 |
| Authors |
Marco_A._Villagran,_D._O._G\'omez,_P._F._Vel\'azquez,_D._M.-A._Meyer,_A._Chiotellis,_A._C._Raga,_A._Esquivel,_J._C._Toledo-Roy,_K._M._Vargas-Rojas,_and_E._M._Schneiter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16410 |
超新星残骸は、消滅した恒星環境の星雲状の残骸であり、超新星爆発波と、その生涯を通して始祖によって形成された星周媒体との間の相互作用から生じます。非熱的に輝く耳など、多種多様な非球形の形態を示します。%私たちは、3D磁気流体力学数値シミュレーションを通じて、超新星残骸G1.9+0.3の構造と非熱放射をモデル化しました。私たちは、この超新星残骸の独特の耳の形の形態は、その爆風と磁化された星周媒体との相互作用の結果であると提案します。この媒体は、始祖星またはその伴星から発せられる過去の星風によって以前は非対称に形作られていました。私たちは、シミュレーションされた残存構造から合成非熱ラジオおよびX線マップを作成しました。これは観測結果と定性的に一致しており、極方向に耳を形成しています。私たちの合成マップ研究は、逆コンプトン過程が観測されたX線放射を生成すると仮定して、測定された非熱放射とX線の表面輝度分布の間の不一致を説明します。
| Title |
A_deep_dive_into_the_Type_II_Globular_Cluster_NGC_1851 |
| Authors |
E._Dondoglio,_A._P._Milone,_A._F._Marino,_F._D'Antona,_G._Cordoni,_M._V._Legnardi,_E._P._Lagioia,_S._Jang,_T._Ziliotto,_M._Carlos,_F._Dell'Agli,_A._Karakas,_A._Mohandasan,_Z._Osborn,_M._Tailo,_P._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16423 |
II型GCと呼ばれる銀河球状星団(GC)の約5分の1には、重元素の存在量が異なる異なる恒星集団が存在します。NGC1851は、最も研究されているタイプIIGCの1つであり、その個体群の空間分布、星間の[Fe/H]、C+N+O、年齢差の存在に関していくつかの論争に囲まれています。この論文は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)、地上およびガイア測光を通じて、その恒星集団の詳細な特徴を提供します。私たちは、赤色巨星分枝(RGB)と亜巨大分枝(SGB)に沿って、sプロセス要素の存在量が異なる2つの異なる集団を特定し、sプア(標準)とsリッチ(異常）の星。これらの恒星集団の化学組成を制約するために、He、C、N、Oの存在量が異なる星の観測色とシミュレーションによる色を比較しました。その結果、異常集団は標準集団と比較してCNO全体の存在量が高く、どちらも異なる軽元素の存在量を持つ主星です。正準星と異常星の間で半径方向の分離に大きな違いは検出されませんが、それらの亜集団の間では、最も化学的な2つの極端な星がより中心に集中していることがわかりました。異常星と正準星は、約3分角の外側で異なる2D空間分布を示し、後者は楕円形になり、北東方向に星の過密度が発達します。ガイア測光法で最大約80分角の恒星のハローの存在を確認し、その恒星のうち14個と5個をそれぞれ正常星と異常星としてタグ付けし、南/南東の領域には後者が欠けていることが判明した。
若年質量天体 W42-MME 近傍における高密度ガス構造の断片化とダイナミクス
| Title |
Fragmentation_and_dynamics_of_dense_gas_structures_in_the_proximity_of_massive_young_stellar_object_W42-MME |
| Authors |
N._K._Bhadari,_L._K._Dewangan,_L._E._Pirogov,_A._G._Pazukhin,_I._I._Zinchenko,_A._K._Maity,_Saurabh_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16472 |
我々は、高解像度(0$''$.31$\times$0$''$.25)を使用した、巨大な若い恒星天体(MYSO)W42-MMEのすぐ周囲の高密度ガス構造の解析を発表します。アルマ望遠鏡の塵連続体と分子線データ。マルチスケール構造とその空間運動学的特性を研究するために、H$^{13}$CO$^{+}$(4-3)ラインデータのデンドログラム解析を実行し、高密度構造の断片化とダイナミクスを解析しました。$\sim$2000AUスケールまで。私たちの結果は、19個の高密度ガス構造を明らかにし、そのうち12個が葉であり、7個が樹状図の用語での枝です。これらの構造は、超音速状態($\alpha_{\rmvir}\geq2$)を伴う遷音速から超音速のガス運動(1$<\mathcal{M}<5$)を示します。樹形図構造の非熱速度分散とサイズの関係($\sigma_{\rmnt}-L$)は弱い負の相関を示しますが、空全体の速度分散($\delta\mathit{V_{\rmlsr)}}$)は構造サイズ($L$)と正の相関があります。H$^{13}$CO$^{+}$データの速度構造関数($S_{2}(l)^{1/2}$)解析により、ラグ($l$)を伴う強いべき乗則依存関係が明らかになりましたスケールの長さは$\lesssim$6000AUまで。樹状構造の質量とサイズ($M-R$)の関係は、べき乗則指数1.73$\pm$0.23と正の相関を示し、W42-MMEをホストする葉L17は大質量星形成の質量サイズ条件を満たしています。ほとんどの葉のH$^{12}$CO$^{+}$(4-3)ラインプロファイルで青色の非対称が観察され、これは落葉を示しています。全体として、我々の結果は、MYSOW42-MME付近での階層的かつ無秩序な崩壊シナリオを観察的に裏付けています。
高質量星形成領域における HCO$^{+}$、HCN、HNC、N$_2$H$^+$、NH$_{3}$ 重水素分別のバリエーション
| Title |
Variations_of_the_HCO$^{+}$,_HCN,_HNC,_N$_2$H$^+$_and_NH$_{3}$_deuterium_fractionation_in_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
A._G._Pazukhin,_I._I._Zinchenko,_E._A._Trofimova,_C._Henkel_and_D._A._Semenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16510 |
$J=1-0$と$J=2-1$DCO$^{+}$、DCN、DNC、$\rmN_2D^+$線と$1_{11}-1_のスペクトルとマップを使用します。{01}$オルトおよびパラ-NH$_{2}$D線。IRAM-30m望遠鏡で取得。また、5つの高質量星形成領域における重水素化プロセスを研究するために、それらの水素化同位元素の観察も行われた。温度は、同様にIRAM-30m望遠鏡で観測されたCH$_3$CCH線と、エフェルスベルクの100m電波望遠鏡で観測されたNH$_3$線から、また、積分強度比を使用して推定されました。$J=1-0$H$^{13}$CNおよびHN$^{13}$C線とその主な同位体置換体。RADEXを使用した非LTE放射伝達モデルを適用して、ガス密度と分子柱密度を推定しました。D/H比率は、DCO$^{+}$の場合は$0.001-0.05$、DCNの場合は$0.001-0.02$、DNCの場合は$0.001-0.05$、NH$_{2}$Dの場合は$0.02-0.4$です。D/H比は$\rm20-40\,K$の範囲で温度の上昇とともに減少し、密度$n(\rmH_2)\sim10^4-10^6\,cm^{-でわずかに変化します。3}ドル。$\rmN_2H^{+}$の重水素の割合は、$\rm20-25\,K$の範囲の温度および$\sim10^5\,\rmcmの密度で$0.008-0.1$です。^{-3}$。また、相対存在量を推定し、DCO$^{+}$とDNCの$\sim10^{-11}-10^{-9}$、$\sim10^{-11}-10^{-10を求めます。$\rmN_2D^+$の場合は}$、NH$_{2}$Dの場合は$\sim10^{-10}-10^{-8}$です。これらの種の相対存在量は、温度の上昇とともに減少します。ただし、DCN/H$_2$比はほぼ一定です($\sim10^{-10}$)。観察結果は化学モデルの予測と一致します（ただし、場合によっては大きな違いがあります）。
eROSITA によって開かれた新しい発見空間: X 線で選択されたサンプルからのイオン化 AGN 流出
| Title |
A_new_discovery_space_opened_by_eROSITA:_Ionised_AGN_outflows_from_X-ray_selected_samples |
| Authors |
Blessing_Musiimenta,_Marcella_Brusa,_Teng_Liu,_Mara_Salvato,_Johannes_Buchner,_Zsofi_Igo,_Sophia_G._H._Waddell,_Yoshiki_Toba,_Riccardo_Arcodia,_Johan_Comparat,_David_M._Alexander,_Francesco_Shankar,_Andrea_Lapi,_Cristina_Ramos_Almeida,_Antonis_Georgakakis,_Andrea_Merloni,_Tanya_Urrutia,_Junyao_Li,_Yuichi_Terashima,_Yue_Shen,_Qiaoya_Wu,_Tom_Dwelly,_Kirpal_Nandra,_Julien_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16528 |
進化モデルの文脈では、活動銀河核(AGN)の流出段階は、中心銀河核がホスト銀河の潜在的な井戸と釣り合うのに十分な電力を生成するのに十分な大きさになると、その活動のピーク時に発生します。この段階は銀河の進化において重要な役割を果たします。私たちは、さまざまな選択方法を適用して、フィードバック段階で強力なAGNを分離し、その流出を追跡および特徴付け、AGNの輝度と流出特性の間の関係を調査することを目的としています。eROSITA最終赤道深度調査(eFEDS)カタログに手法を組み合わせて適用し、~11750のAGN(~12\%)からz>0.5で~1400の候補を分離しました。私たちは、0.5<z<1で利用可能な良質のSDSSスペクトルを持つ50のソースの小さなサブサンプルで選択の堅牢性をテストしました。これに対して、[OIII]輝線複合体をフィッティングし、イオン化ガス流出の存在を検索しました。我々は、[OIII]線における大幅な幅広でシフトした成分の存在に基づいて、イオン化流出の証拠を持つ23個のクエーサー(約45%)を特定しました。それらは平均して親サンプルよりも明るく、より不明瞭ですが、これは高品質のSDSSスペクトルサンプルに影響を与える選択効果によるものと考えられます。文献から0.5<z<3.5で118個の流出クエーサーを追加することにより、最大流出速度とAGNボロメータ光度との間に弱い相関関係が見つかりました。それどころか、質量流出速度と流出運動出力とAGNボロメータ光度との間には強い相関関係があることがわかりました。サンプルの約30\%の速度結合効率は1\%以上です。流出の大部分の運動量流束比は20未満であり、エネルギー節約の性質が排除されていることがわかりました。私たちの現在の研究は、かなり短いAGN流出フェーズが明確に存在することを示しており、eROSITA内およびそれ以降の大規模なサンプルでAGN流出を分析するための新しい道への道を開きます。
COSMOS 分野における形態学における銀河進化の再考 (COSMOS-ReGEM):I.銀河の合体
| Title |
Revisiting_Galaxy_Evolution_in_Morphology_in_the_COSMOS_field_(COSMOS-ReGEM):I._Merging_Galaxies |
| Authors |
Jian_Ren,_Nan_Li,_F._S._Liu,_Qifan_Cui,_Mingxiang_Fu_and_Xian_Zhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16531 |
私たちは、log($M_{\ast}$/M$の恒星質量を持つ33,605個の銀河の大規模かつ完全なサンプルを使用して、赤方偏移範囲$0.2\leqz\leq1$にわたるCOSMOS分野での銀河形態の進化を再検討します。_{\odot})>9.5$で、大幅に改善された赤方偏移と包括的なノンパラメトリック形態学的パラメーターを備えています。私たちのサンプルには、信頼性の高い分光赤方偏移を持つ13,881($\sim41.3\%$)の銀河が含まれており、$\sigma_{\rmNMAD}\sim0.005$でより正確な測光赤方偏移を持っています。この論文は、合体銀河とその性質を調査するシリーズの最初のものです。目視検査により3,594個の主要な合体銀河を特定し、log($M_\ast$/M$_\odot$)$>10.1$を持つ1,737個の大質量銀河ペアを発見しました。$C$、$A$、$S$、$Gini$、$M_{\rm20}$、$A_{\rmO}$、$D_{\rmを含むノンパラメトリック形態学的パラメーターのファミリーの中でO}$を調べると、外側の非対称性パラメーター$A_{\rmO}$と2次運動量パラメーター$M_{\rm20}$が、他の組み合わせよりもマージ特徴量の最良の追跡子であることがわかります。したがって、激しくスター形成する合併の候補を選択するための基準を提案します:$M_{\rm20}>-3A_{\rmO}+3$at$0.2<z<0.6$and$M_{\rm20}>$0.6<z<1.0$で-6A_{\rmO}+3.7$。さらに、視覚的マージサンプルとペアサンプルの両方が$z<1$でマージ率の同様の進化を示し、VisualMergerサンプルと、ペアサンプルの$\Re\sim(1+z)^{2.02\pm0.42}$です。可視合体サンプルの比星形成率は非合体銀河よりも約0.16\,dex高いのに対し、ペアサンプルでは顕著な星形成過剰は観察されません。これは、星形成に対する合体の影響が合体段階ごとに異なることを示唆しています。
スターバースト後の局所銀河の化学進化: 質量と金属量の関係への示唆
| Title |
Chemical_evolution_of_local_post-starburst_galaxies:_Implications_for_the_mass-metallicity_relation |
| Authors |
Ho-Hin_Leung,_Vivienne_Wild,_Michail_Papathomas,_Adam_Carnall,_Yirui_Zheng,_Nicholas_Boardman,_Cara_Wang,_and_Peter_H._Johansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16626 |
私たちは恒星の化石記録を使用して、MaNGA調査から得られた45の局所スターバースト後銀河内のスターバースト後領域の星の金属量の進化と星形成の歴史を制約します。領域の恒星の金属性の進化の直接測定は、スターバーストのピークで星の金属性を変化させる新しい2段階の金属性モデルによって実現されます。また、観測データの削減やモデルの不正確さによって導入される相関誤差を考慮したガウスプロセスノイズモデルも採用しています。スターバースト後の領域の大部分($>1\sigma$有意性で69%)で、最近のスターバースト中に星の金属量が増加し、平均で0.8dexの増加、標準偏差が0.4dexであることがわかりました。PSBのより少数の部分は、一定のままであるか(22%)、金属度が低下していることがわかります(9%、平均減少0.4dex、標準偏差0.3dex)。スターバースト後の銀河のバースト前の金属量は、局所的な星形成銀河の質量と金属量の関係とよく一致しています。これらの結果は、ガスが豊富な銀河間の合体が局所PSBの主な形成メカニズムであり、スターバースト中の急速な金属リサイクルがガス流入による希釈の影響を上回ることを示唆する流体力学シミュレーションと一致している。スターバースト後の銀河の最終的な質量重み付き金属量は、局所的な受動的銀河の質量と金属量の関係と一致します。我々の結果は、合体によるスターバーストに続く急速な消光が、局所的な星形成銀河と受動的銀河の星の質量と金属量の関係の間に観測されたギャップと完全に一致していることを示唆している。
詳細な二星進化計算を使用して、星の人口年齢にわたる超高輝度 X 線源の性質を調査する
| Title |
Exploring_the_nature_of_ultra-luminous_X-ray_sources_across_stellar_population_ages_using_detailed_binary_evolution_calculations |
| Authors |
Devina_Misra,_Konstantinos_Kovlakas,_Tassos_Fragos,_Jeff_J._Andrews,_Simone_S._Bavera,_Emmanouil_Zapartas,_Zepei_Xing,_Aaron_Dotter,_Kyle_Akira_Rocha,_Philipp_M._Srivastava,_Meng_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15904 |
超高輝度X線源(ULX)は、恒星質量ブラックホール(BH)のエディントン限界を超えることが観測された線源です。ULX源の一部は、中性子星(NS)の降着の証拠となるX線パルスを示します。理論的研究は、観測されたサンプルの大部分が非脈動であるにもかかわらず、NSが固有のULXのコンパクトな天体を支配していることを示唆しており、これは多くのNSULXからのX線パルスが観測できないことを意味しています。私たちはPOSYDONを使用して、スターバースト年齢5から1000MyrにわたるX線バイナリ集団を生成および研究します。NSのスピン軸と降着円盤の配列に関する理論的予測に続いて、配列によって観測可能なX線パルスが抑制されるように、ULXに必要な降着質量を推定します。ULXの特性はモデルの仮定の影響を受けやすいですが、母集団が従う特定の傾向があります。若い恒星集団と古い恒星集団は、それぞれBH降着体とNS降着体によって支配されています。ドナーは、若い集団（1億人未満）の巨大なHリッチな主系列（MS）星から、古い集団（>1億人）の低質量ポストMSHリッチ星まで、ストリッピングされたHeリッチ巨星が支配的です。人口は約1億人。さらに、NSULXはBHULXよりも強い幾何学的ビームを示し、観察された個体群におけるNS降着体の過小評価につながることがわかりました。NSULXの少なくとも60%でX線パルスが抑制されているという我々の発見と組み合わせると、観測結果と一致して、検出可能なX線パルスを持つULXの観測された割合は非常に小さいことが示唆されます。この研究では、ULXに対する年齢の影響と、ULX人口統計に対するさまざまなモデルの仮定の影響を調査します。我々は、幾何学的ビームと質量降着段階がULX観測を理解する上で重要な側面であることを示します。私たちの結果は、ほとんどのULXに降着NSがあるにもかかわらず、観測可能なX線パルスを持つものは非常に少数であることを示唆しています。
磁束は放射 2T GRMHD シミュレーションにおける BHXRB アウトバースト中に重要な役割を果たします
| Title |
Magnetic_flux_plays_an_important_role_during_a_BHXRB_outburst_in_radiative_2T_GRMHD_simulations |
| Authors |
M.T.P._Liska,_N._Kaaz,_K._Chatterjee,_Razieh_Emami,_Gibwa_Musoke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15926 |
ブラックホール(BH)X線連星は、数か月から数年かけて降着のさまざまなスペクトル状態を循環します。BH質量降着率の変動は状態遷移の最も重要な要素として一般に認識されていますが、磁場も同様に重要な役割を果たしていることがますます明らかになりつつあります。この記事では、降着円盤が降着速度$\dot{M}\sim10^{-10で静止状態から遷移する最初の放射2温度(2T)一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを紹介します。}\dot{M}_{\rmEdd}$の降着率で硬中間状態へ$\dot{M}\sim10^{-2}\dot{M}_{\rmEdd}$。質量降着率におけるこの巨大なパラメータ空間は、シミュレーションのガス密度スケールを人為的に再スケールすることによって埋められます。磁束飽和度が異なる2つのジェットBHモデルを紹介します。磁束が飽和していない「標準進化」モデルと「正常進化」モデルでは、$\dot{M}\gtrsim5\times10^{-3}\dotのときに、熱いトーラスが薄くて冷たい降着円盤に崩壊することを実証します。{M}_{\rmエッド}$。一方、垂直磁束で完全に飽和した「磁気的に停止したディスク」モデルでは、$\dot{M}\gtrsim1\times10^の場合、プラズマはほとんどの部分構造を伴って熱いままであり、凝縮して冷たいガスの塊になります。{-2}\dot{M}_{\rmEdd}$。これは、状態遷移中に観察されるスペクトルの特徴が磁束飽和のレベルと密接に関係していることを示唆しています。
ブラックホール過渡現象Swift J1727.8-1613からのX線偏光の発見
| Title |
Discovery_of_X-ray_Polarization_from_the_Black_Hole_Transient_Swift_J1727.8-1613 |
| Authors |
Alexandra_Veledina,_Fabio_Muleri,_Michal_Dovciak,_Juri_Poutanen,_Ajay_Ratheesh,_Fiamma_Capitanio,_Giorgio_Matt,_Paolo_Soffitta,_Allyn_F._Tennant,_Michela_Negro,_Philip_Kaaret,_Enrico_Costa,_Adam_Ingram,_Jiri_Svoboda,_Henric_Krawczynski,_Stefano_Bianchi,_James_F._Steiner,_Javier_A._Garcia,_Vadim_Kravtsov,_Anagha_P._Nitindala,_Melissa_Ewing,_Guglielmo_Mastroserio,_Andrea_Marinucci,_Francesco_Ursini,_Francesco_Tombesi,_Sergey_S._Tsygankov,_Yi-Jung_Yang,_Martin_C._Weisskopf,_Sergei_A._Trushkin,_Elise_Egron,_Maria_Noemi_Iacolina,_Maura_Pilia,_Lorenzo_Marra,_Romana_Mikusincova,_Edward_Nathan,_Maxime_Parra,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Jakub_Podgorny,_Stefano_Tugliani,_Silvia_Zane,_Wenda_Zhang,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_et_al._(68_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15928 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorerを使用して、明るい過渡天体SwiftJ1727.8-1613のX線偏光を初めて検出したことを報告します。この観測は、2023年の発見爆発の初めに、発生源が明るい硬い状態にあったときに行われました。時間平均とエネルギー平均の偏光度は4.1%+/-0.2%、偏光角度は2.2+/-1.3度であることが分かりました(誤差は68%信頼水準です。これは、偏光検出の約20シグマの有意性に相当します)）。この発見は、検出されたX線の大部分を放出する高温コロナが球形ではなく細長いことを示唆しています。X線の偏光角は、サブミリ波長で見られる偏光角と一致します。他のX線連星ではサブミリ偏光がジェットの方向と一致していることが判明しているため、これはコロナがジェットに対して直角に伸びていることを示している。
偏った宇宙の手: PSR B1509-58/MSH 15-52 の IXPE 観測
| Title |
The_Polarized_Cosmic_Hand:_IXPE_Observations_of_PSR_B1509-58/MSH_15-52 |
| Authors |
Roger_W._Romani,_Josephine_Wong,_Niccolo_Di_Lalla,_Nicola_Omodei,_Fei_Xie,_C.-Y._Ng,_Riccardo_Ferrazzoli,_Alessandro_Di_Marco,_Niccolo_Bucciantini,_Maura_Pilia,_Patrick_Slane,_Martin_C._Weisskopf,_Simon_Johnston,_Marta_Burgay,_Deng_Wei,_Yi-Jung_Yang,_Shumeng_Zhang,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Nicolo_Cibrario,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_Kiyoshi_Hayashida,_Jeremy_Heyl,_et_al._(56_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16067 |
我々は、「宇宙の手」であるパルサー風星雲(PWN)MSH15-52のIXPE偏光観測について説明します。PWNを横切るX線偏光が見つかり、Bフィールドベクトルは一般にフィラメント状X線構造と一致しています。パルサーを囲むアークと「ジェット」の端に向かう部分では、偏光度PD>70%の重要な偏光が見られ、シンクロトロンの最大許容値に近づいています。対照的に、ジェットの基部は分極が低く、ジェットの軸に対してかなりの角度で複雑な磁場が存在していることを示しています。また、PSRB1509-58自体からも顕著な分極が検出されました。パルスの中央のパルス位相ビンのみが個別に高い重要性を持ちますが、隣接するビンは重要性が低い検出を提供し、X線画像および電波偏光と組み合わせて、パルサー幾何学形状の回転ベクトルモデルソリューションを制約するために使用できます。
チベット空気シャワーアレイによって検出された銀河拡散ガンマ線への線源寄与に関する定量的制約
| Title |
Quantitative_constraint_on_the_source_contribution_to_the_Galactic_diffuse_gamma_rays_detected_by_the_Tibet_air_shower_array |
| Authors |
S._Kato_(1),_D._Chen_(2),_J._Huang_(3),_T._Kawashima_(1),_K._Kawata_(1),_A._Mizuno_(1),_M._Ohnishi_(1),_T._Sako_(1),_T._K._Sako_(1),_M._Takita_(1)_and_Y._Yokoe_(1)_((1)_Institute_for_Cosmic_Ray_Research,_University_of_Tokyo,_(2)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(3)_Key_Laboratory_of_Particle_Astrophysics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16078 |
チベット大気シャワーアレイによって観測された銀河拡散ガンマ線のうち、未解明のガンマ線源からの寄与の割合は、最近のマルチメッセンジャー観測を解釈するための重要な鍵となる。この論文は、驚くべき事実を示しています。398TeVを超えるチベット拡散現象は、LHAASOによって新たに検出された100TeVを超えるガンマ線源からのものではありません。この観測事実に基づいて、LHAASOによって解明されていない発生源のチベット拡散現象への寄与は、99%の信頼水準で398TeVを超えると31%未満であると推定されます。私たちの結果は、未解決の発生源は398TeVを超えるチベット拡散現象に対して準支配的な寄与しかしておらず、イベントの大部分が真に拡散的な性質であることを示しています。
GRMHD シミュレーションによるブラック ホール X 線バイナリの高ソフトから低ハードへの状態遷移
ブラックホール(BH)X線連星(BH-XRB)におけるバーストの減衰段階を理解するために、ゆっくりと回転しながらカーBHの周囲の幾何学的に薄い降着円盤の非常に長い一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを実行しました。外部から注入される物質。私たちは、時間発展における流れの性質、降着速度、磁束速度、ジェットの性質などの動的挙動を徹底的に研究しました。薄い円盤と注入された物質との間の相互作用により、BH付近の降着流はさまざまな段階を経ます。フェーズの順序は、ソフト状態$\rightarrow$ソフト中間状態$\rightarrow$ハード中間状態$\rightarrow$ハード状態$\rightarrow$静止状態です。私たちのモデルで降着率(したがって光度)が(観察されたように)減少するには、質量注入が角運動量注入よりも遅く減衰してはなりません。また、降着流における準周期振動（QPO）も観測されました。進化を通じて、低周波数QPO(~10Hz)と高周波数QPO(\sim200Hz)が観察されました。状態遷移のための私たちの単純な統一降着流モデルは、BH-XRBの爆発を記述することができます。
IXPEで解明されたクラブパルサー風星雲の磁場構造
| Title |
Magnetic_Field_Structure_of_the_Crab_Pulsar_Wind_Nebula_Revealed_with_IXPE |
| Authors |
T._Mizuno,_H._Ohno,_E._Watanabe,_N._Bucciantini,_S._Gunji,_S._Shibata,_P._Slane,_W._C._Weisskopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16154 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorerで得られた2〜8keVのX線偏光データを用いて、クラブパルサー風星雲の磁場構造の詳細な研究を報告する。星雲領域のデータに対するパルサー放射の汚染は、厳密なパルス位相カットの適用により除去され、0.7～1.0の位相範囲のみが抽出されました。電場ベクトルの偏光角(PA)は北から東へ約$130^{\circ}$で、パルサー位置での偏光度(PD)は約25\%であることがわかりました。これは、トロイダル磁気の方向が異なることを示しています。磁場は、終了衝撃に近い領域ではパルサーの回転軸に対して垂直です。PAはパルサーからの距離の増加に応じて角度から徐々に逸脱しました。X線トーラスの西にはPDが低い領域がありました。このような領域は、PAの急峻な空間変化による幾何学的偏光解消が予想されるトーラスエッジに位置すると予想されるが、観察された低PD領域はエッジから位置的にずれていた。我々は、低PD領域が光学帯域内に見られる高密度フィラメントと位置的に一致していることを発見し、低PD領域はパルサー風の偏向によって生成される可能性があると推測した。データと、トロイダル磁場と乱流磁場を考慮したモデルとの間でパルサー位置におけるPDの値を比較することにより、乱流磁場の部分エネルギーが全体の約2/3ドルであると推定されました。また、星雲内の北方ジェットの潜在的な偏光を評価し、PDとPAがそれぞれ約$30\%$と$120^{\circ}$であると導き出しました。
| Title |
Astrophysical_appearances_of_primordial_black_holes |
| Authors |
Konstantin_Postnov,_Aleksandre_Kuranov,_Nikita_Mitichkin_(Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow_Universioty) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16246 |
重力波（GW）観測所によって太陽系ブラックホールよりも10個以上の質量を持つ合体連星ブラックホールが発見されて以来、宇宙初期に初期の宇宙論的摂動によって形成された原始ブラックホール（PBH）に関する天体物理学的証拠への関心が高まっている。我々は、PBHが検出された結合バイナリBHの一部を提供し、パルサータイミングアレイによって最近発見された等方性確率的GWバックグラウンドに関連している可能性があるという証拠の増加について簡単に説明します。我々は、DolgovとSilk(1993)による修正されたAffleck-Dineバリオ発生シナリオにおける等曲率摂動に由来する対数正規質量スペクトルを持つPBHに焦点を当てます。我々は、大規模な連星進化からの天体物理学的連星BHと対数正規質量スペクトルを有する二星PBHのほぼ等しい集団が、観察されたチャープ質量分布とLVK連星BHの有効スピン質量比逆相関の両方を記述できることを示す。
ピエール・オージェ天文台のオープンデータ
| Title |
The_Pierre_Auger_Observatory_Open_Data |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_R._Aloisio,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_Anukriti,_L._Apollonio,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_F._Barbato,_A._Bartz_Mocellin,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_G._Bhatta,_M._Bianciotto,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_A._Bwembya,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_S._Cabana-Freire,_et_al._(321_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16294 |
PierreAugerCollaborationは、可能な限り幅広いコミュニティにアクセスを提供することを目的として、設立以来、研究データへのオープンアクセスの概念を採用してきました。段階的な公開プロセスは2007年に始まり、宇宙線データの1%が宇宙天気情報の100%とともに公開されました。2021年2月、天文台の第1段階の2004年から2018年に収集された宇宙線データの10%を含むポータルが公開されました。ポータルには、検出と再構成の手順、簡単に使用および変更できる分析コード、さらに視覚化ツールに関する詳細なドキュメントが含まれていました。それ以来、ポータルは更新され、拡張されました。2023年には、詳細に調査された100件の最高エネルギー宇宙線イベントのカタログが追加されました。これらのデータが専門家や市民科学者を含む広く多様なコミュニティによって調査され、教育や支援活動の取り組みに使用されることを期待して、教育用途に特化した特定のセクションが開発されました。本稿では、これまでに建設された最大の宇宙線検出器によるデータ公開の背景、精神、技術的実装について説明し、その将来の発展を予想します。
| Title |
Large_neutrino_telescope_Baikal-GVD:_recent_status |
| Authors |
V.M._Aynutdinov,_V.A._Allakhverdyan,_A.D._Avrorin,_A.V._Avrorin,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I.A._Belolaptikov,_E.A._Bondarev,_I.V._Borina,_N.M._Budnev,_V.A._Chadymov,_A.S._Chepurnov,_5_V.Y._Dik,_G.V._Domogatsky,_A.A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A.N._Dyachok,_Zh.-A.M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T.V._Elzhov,_L._Fajt,_V.N._Fomin,_A.R._Gafarov,_K.V._Golubkov,_N.S._Gorshkov,_T.I._Gress,_K.G._Kebkal,_I.V._Kharuk,_E.V._Khramov,_M.M._Kolbin,_S.O._Koligaev,_K.V._Konischev,_A.V._Korobchenko,_A.P._Koshechkin,_V.A._Kozhin,_M.V._Kruglov,_V.F._Kulepov,_Y.E._Lemeshev,_M.B._Milenin,_R.R._Mirgazov,_D.V._Naumov,_A.S._Nikolaev,_D.P._Petukhov,_E.N._Pliskovsky,_M.I._Rozanov,_E.V._Ryabov,_G.B._Safronov,_D._Seitova,_B.A._Shaybonov,_M.D._Shelepov,_S.D._Shilkin,_E.V._Shirokov,_F._\v{S}imkovic,_A.E._Sirenko,_A.V._Skurikhin,_A.G._Solovjev,_M.N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A.P._Stromakov,_O.V._Suvorova,_V.A._Tabolenko,_B.B._Ulzutuev,_Y.V._Yablokova,_D.N._Zaborov,_S.I._Zavyalov_and_D.Y._Zvezdov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16310 |
Baikal-GVDは、バイカル湖に建設中の深海ニュートリノ望遠鏡です。2023年冬の展開キャンペーンの後、検出器は96の垂直ストリングに取り付けられた3,456個の光学モジュールで構成されます。このレポートでは、検出器のステータスとデータ分析の進捗状況について説明します。2018年から2022年に収集されたバイカル-GVDデータは、IceCubeニュートリノ望遠鏡による観測と一致して、高エネルギーカスケード現象における宇宙ニュートリノ束の存在を示しています。飛跡状事象の解析により、最初の高エネルギーミューニュートリノ候補が特定されます。このレポートでは、2018年から2022年のデータサンプルから得られたこれらおよびその他の結果をレビューします。
内部衝撃の流体力学: 2 つのコールド シェルの衝突の詳細
| Title |
Internal_Shocks_Hydrodynamics:_the_Collision_of_Two_Cold_Shells_in_Detail |
| Authors |
Sk._Minhajur_Rahaman,_Jonathan_Granot,_Paz_Beniamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16327 |
多くの天体物理学的過渡状態における放射は、衝撃を受けた流体から発生します。中央エンジンは通常、さまざまな速度の流出を生成し、発生源から有限の距離にある流出内で内部衝突を引き起こします。このような衝突はそれぞれ、接触不連続性(CD)によって分離された2つの衝撃領域を含む、一対の順方向および逆方向の衝撃を生成します。有用な近似として、有限の半径方向幅を持つ2つの低温で均一なシェル(より遅い先行シェルとより高速な後続シェル)間の正面衝突を考慮し、平面幾何学における衝撃伝播のダイナミクスを研究します。私たちは、衝撃の強さ、内部エネルギー生成効率、衝撃がそれぞれのシェルを通過するのにかかる時間の点で、順方向衝撃と逆方向衝撃の間に大きな違いがあることを発見しました。我々は、衝撃を受けた領域における希薄化波のその後の伝播を考慮し、これらの波が衝撃波フロントに追いつき、それによって内部エネルギー散逸を制限できるケースを調査します。CD全体にわたる$pdV$作業を通じて、後続シェルから先行シェルへのエネルギー伝達の重要性を実証します。ガンマ線バースト(GRB)内部衝撃モデル、高速電波バースト(FRB)爆風モデル、マグネターによる巨大フレア、超光度超新星(SLSN)噴出物など、さまざまな過渡現象のモデルに関連するパラメーター空間領域の概要を示します。私たちは、逆衝撃が多くの天体物理学的過渡現象の内部エネルギー生成を支配している可能性が高いことを発見しました。
潮汐破壊現象の光学的上昇中に検出された一時的なフェージング X 線放射
| Title |
Transient_fading_X-ray_emission_detected_during_the_optical_rise_of_a_tidal_disruption_event |
| Authors |
A._Malyali,_A._Rau,_C._Bonnerot,_A._J._Goodwin,_Z._Liu,_G._E._Anderson,_J._Brink,_D._A._H._Buckley,_A._Merloni,_J._C._A._Miller-Jones,_I._Grotova,_A._Kawka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16336 |
SRG/eROSITAによる超軟($kT=47^{+5}_{-5}$eV)X線放射($L_{\mathrm{X}}=2.5^{+0.6)の検出について報告します。}_{-0.5}\times10^{43}$ergs$^{-1}$)は、光学的明るさのピークの14日前の2022dsb$\sim$における潮汐破壊現象(TDE)候補からのものです。eROSITA検出後に光度が増加すると、0.2～2keVの観測光束が減衰し、最初のX線検出から19日間で$\sim39$の係数で減少します。マルチエポック光学分光追跡観察により、バースト前のスペクトルに関して、一時的な広いバルマー輝線と広いHeII4686A発光複合体が明らかになりました。観測されたX線束の初期の低下にも関わらず、HeII4686A錯体は光学ピークから$\sim$40日間依然として検出されており、この系内に隠れた硬い電離源が存在していることを示唆している。3つの流出サインも初期に検出されます:i)プレピーク光学スペクトルの青方偏移H$\alpha$輝線、ii)過渡電波放射、およびiii)青方偏移Ly$\alpha$吸収線。この初期のX線放射、HeII4686A複合体、およびこれらの流出痕跡の共同進化は、X線放射円盤(このTDEで即座に形成された)が光学ピークの後もまだ存在しているが、次のような物質によって覆われていた可能性があることを示唆しています。光学的に厚いデブリが発生し、破壊後数か月でX線の失神につながりました。このTDEで観察された初期の特性がこの系に特有のものではない場合、他のTDEも初期にはX線が明るく、環状化の開始直後に打ち上げられたデブリに覆われてX線が暗くなる可能性があります。
PSR J1953+1844 はおそらく超小型 X 線連星の子孫である
PSRJ1953+1844(つまりM71E)は、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)によって発見された、53分の連星軌道にあるミリ秒パルサー(MSP)です。公転周期は53分、質量関数は$2.3\times10^{-7}$M$_\odot$です。このシステムのレッドバックの起源の可能性については、Panらによって議論されています。（2023年）。我々はここで、この連星系が超小型X線連星（UCXB）の子孫であるとして、軌道周期$\leq1~hrの中性子星に降着する水素不足の供与体を持つ連星系の別の進化経路について議論する。$。UCXBシステムの一部には、降着ミリ秒X線パルサー(AMXP)と$\sim$0.01M$_\odot$ドナーが保持されていることがわかりました。M71EはAMXPと非常によく似た軌道を持っており、PSRJ1653--0158としてUCXBから進化した可能性があることを示しています。伴星はかなり膨張しているはずで、炭素と酸素の組成を持っている可能性が最も高く、それ以外の場合はヘリウム伴星には低い傾斜角が必要です。この連星系の発見により、UCXBのNSがいつ、どのようにして電波パルサーになるのかが解明される可能性があります。
IceCube イベント再構築のための条件付き正規化フロー
| Title |
Conditional_normalizing_flows_for_IceCube_event_reconstruction |
| Authors |
Thorsten_Gl\"usenkamp_(for_the_IceCube_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16380 |
IceCubeニュートリノ観測所は、南極の氷に配備された立方キロメートルの高エネルギーニュートリノ検出器です。2つの主要なイベントクラスは、荷電電流電子とミューニュートリノ相互作用です。この寄稿では、条件付き正規化フローを使用したこれらのクラスの方向とエネルギーの推論について説明します。これにより、体系的な不確実性を含む可能性のある生データに基づいて、個々のイベントの事後分布を導き出すことができるため、次世代の再構成に非常に有望です。各正規化フローについて、結果を解釈するために微分エントロピーとその最大エントロピー近似に対するKL発散を使用します。正規化された流れには、南極の氷の複雑な光学的特性と、埋め込まれた検出器との関係が正しく組み込まれています。シャワーの場合、微分エントロピーは、光子の吸収が高い領域では増加し、透明な氷では減少します。ミュオンの場合、微分エントロピーは含まれる軌道の長さと強い相関があります。フォトン数が少なく、非対称性の高い輪郭形状であっても、カバレッジは維持されます。バーンスタイン・フォン・ミーゼスの漸近定理から予想されるように、光子数が多い場合、分布は狭くなり、より対称的になります。シャワーの指向性再構成では、対称輪郭を仮定することで以前の解析では無視されてきた方位角と天頂の非対称性のため、1TeVから100TeVの間の領域が流れの正規化から最も恩恵を受ける可能性があることがわかりました。このエネルギー範囲の出来事は、銀河面の拡散ニュートリノ放出の最近の発見において重要な役割を果たしています。
MWAによる重力波過渡現象の迅速追跡：即時に対応する電波を検出する見通し
| Title |
MWA_rapid_follow-up_of_gravitational_wave_transients:_prospects_for_detecting_prompt_radio_counterparts |
| Authors |
J._Tian,_G._E._Anderson,_A._J._Cooper,_K._Gourdji,_M._Sokolowski,_A._Rowlinson,_A._Williams,_G._Sleap,_D._Dobie,_D._L._Kaplan,_Tara_Murphy,_S._J._Tingay,_F._H._Panther,_P._D._Lasky,_A._Bahramian,_J._C._A._Miller-Jones,_C._W._James,_B._W._Meyers,_S._J._McSweeney,_P._J._Hancock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16383 |
我々は、マーチソン広視野アレイ（MWA）誘発観測を使用して、重力波（GW）イベントに対応するコヒーレント無線を検出する見通しを提示し、評価します。MWA高速応答システムとそのバッファリングモード($\sim4$分の負の遅延)を組み合わせることで、連星中性子星(BNS)の合体前の数秒から数時間後に生成された無線信号を捕捉することができます。MWAの広い視野(120\,MHzで$\sim1000\,\text{deg}^2$)と、LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)検出器ネットワークの高感度空領域の下にあるその位置、GWイベントの目標を達成する可能性が高いと予測します。タイルごとに1つのダイポール、完全なアレイ、および4つのサブアレイを含む、MWAがGWBNSマージイベントを追跡するための3つの観測構成を検討します。次に、BNSシステムの集団合成を実行し、これらの構成を使用してGWイベントの無線検出可能な割合を予測します。4つのサブアレイを備えた構成は、GWBNS検出の12.6\%からの電波放射に意味のある制約を課すことができるため、空のカバレッジと感度の間の最良の妥協点であることがわかりました。4つのBNS合併コヒーレント電波放射モデルのタイムスケールに基づいて、我々は、バッファリングモードをトリガーして、合併前、合併中、または合併直後に放出されるコヒーレント信号をターゲットにし、その後、最大3回の記録を継続することを含む観測戦略を提案します。合併後の排出量を目標とするまでに数時間かかります。LVKO4の観測中に$\sim5\text{--}22$BNS合体イベントが発生するとMWAがトリガーされると予想されており、これにより予測されたコヒーレント放出が2回検出される可能性があります。
RNO-G データの VAE ベースの潜在空間分類
グリーンランド電波ニュートリノ観測所(RNO-G)は、グリーンランドのサミットステーションにある電波ベースの超高エネルギーニュートリノ検出器です。現在も建設中で、現在7つの駅が運用されています。ニュートリノ検出は、ニュートリノ核子相互作用によって生成されるアスカリアン放射線を測定することによって機能します。ニュートリノ候補は、宇宙線や人為起源のノイズなど、はるかに高い速度で記録される他のバックグラウンドの中で見つけなければなりません。これらのバックグラウンドの起源は不明な場合もあります。ここでは、変分オートエンコーダの潜在空間を使用してさまざまなノイズクラスを分類する方法について説明します。潜在空間は、分類を扱いやすくするコンパクトな表現を形成します。騒々しい局と静かな局からのデータを分析します。この方法では、騒々しいステーションと静かなステーションの両方について、物理的な風による信号を含む複数のイベントクラスを自動的に検出し、定性的に分離することができます。
宇宙線スペクトルの端にあるピーターズサイクル?
私たちは、足首より上の現在の超高エネルギー宇宙線観測が、宇宙線スペクトルから逃れる源の代替シナリオに対して、ピータースサイクルと呼ばれることが多いすべての原子核の共通の最大剛性をどの程度サポートしているかを調査します。これらの代替案と比較した場合、ピータースサイクルは一般にデータによってサポートされていないことを示します。私たちは、非ピータースサイクルシナリオの観測上の特徴を探求し、超高エネルギー宇宙線源の条件と、それらが提示する標準モデルを超えた物理学の両方を探求する機会を探ります。
327 MHz での PSR B1937+21 の固有放射
327MHzでは、PSRB1937+21の観測された放射は、パルス周期のオーダーの時間スケールで、星間物質内の散乱によって大きく影響されます。私たちは、パルサーから放出される明るい衝撃性巨大パルスを使用して星間物質のインパルス応答を測定し、デコンボリューションによってパルサーの固有発光を回復します。これにより、通常は観察できないタイムスケールでの微細構造が明らかになります。パルスプロファイルのメインパルスとインターパルスの固有幅が、より高い周波数で測定されたものと類似していることがわかりました。通常、幅$\lesssim\!の1～数個のナノショットで構成される、狭い~100nsバーストとして現れる60,270個の巨大パルスを検出しました。10ドルns。ただし、巨大パルスの約10%は、互いに因果関係があると思われる複数のバーストを示します。また、PSRB1937+21で主に定期的なメインパルスの放出に関連する巨大マイクロパルスが初めて検出されたことも報告します。これらは、発生する位相だけでなく、マイクロ秒オーダーのより大きな幅、より急峻なエネルギー分布においても巨大パルスとは異なります。これらの測定は、ミリ秒パルサーの通常の電波放射だけでなく、巨大パルスの放射メカニズムにも有用な観測上の制約を課します。
移動するメッシュ上の非理想的な磁気流体力学 II: ホール効果
この研究では、移動メッシュコードAREPOの非理想磁気流体力学(MHD)ソルバーを拡張して、ホール効果を含めます。私たちのアルゴリズムの中核は、非構造化メッシュ上の最小二乗再構成による磁場勾配の推定に基づいており、これはオーミック拡散と両極性拡散に関する関連論文でも使用しました。磁気衝撃のシミュレーションに関する広範な研究で、磁気拡散を追加しないと、ホール効果のアルゴリズムが高分解能で不安定になることがわかりました。ただし、オーム抵抗率$\eta_{\rmOR}$を人為的に増加させて条件$\eta_{\rmOR}\geq\eta_{\rmH}/5$を満たすようにすることで安定化させることができます。$\eta_{\rmH}$はホール拡散係数です。このソリューションを採用することで、Cショックの二次収束を発見し、ホイッスラー波の分散関係を正確に再現することもできます。新しいスキームの最初の応用として、一定のホールパラメーター$\eta_{\rmH}$を使用して磁化された雲の崩壊をシミュレーションし、$\eta_{\rmH}$の符号に応じて、磁気ブレーキは、ホール効果によって弱められたり、強められたりすることがあります。ここで使用される移動メッシュ法の準ラグランジュ的性質により、形成コアの解像度が自動的に向上するため、将来の非一定の磁気拡散率を使用したより現実的な研究に適しています。
赤外線検出器アレイを使用した大規模強度マッピング測定のノイズ低減方法
| Title |
Noise_Reduction_Methods_for_Large-scale_Intensity-mapping_Measurements_with_Infrared_Detector_Arrays |
| Authors |
Grigory_Heaton,_Walter_Cook,_James_Bock,_Jill_Burnham,_Sam_Condon,_Viktor_Hristov,_Howard_Hui,_Branislav_Kecman,_Phillip_Korngut,_Hiromasa_Miyasaka,_Chi_Nguyen,_Stephen_Padin,_Marco_Viero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15966 |
強度マッピング観測では、スペクトル空間マップから銀河クラスタリングの変動を測定するため、大きな角度スケールでの安定したノイズ特性が必要です。当社は、Teledyne2048$\times$2048H2RG赤外線検出器アレイを使用して大規模なノイズ安定性を達成するための特殊な読み取りおよび分析方法を開発しました。私たちは、電流オフセットと$1/f$ノイズを除去する安定した基準電圧のインターリーブ測定を使用して、サンプルアップザランプモードで32の各検出器出力を連続的にサンプリングする室温低ノイズASICVideo8アンプを設計および製造しました。アンプから。アンプは、アレイ上の物理的な配置とは異なる順序で行をアドレス指定し、H2RGの一時的な$1/f$ノイズを高い空間周波数に変調します。最後に、参照ピクセルを使用して、32チャネルのそれぞれで一定の信号オフセットを除去します。これらの方法は、黄道極付近に位置する深場で近赤外線スペクトルマップの強度マッピング観測を実行する次期SPHEREx軌道ミッションで採用される予定です。また、パラメーターの選択を最適化するために、H2RGおよびVideo8のノイズモデルも開発しました。私たちの分析は、これらの方法が$\sim30$分角より小さい角度スケールでSPHERExフォトンノイズのレベルに近い残留$1/f$ノイズを保持することを示しています。
ローマ宇宙望遠鏡コロナグラフのエンドツーエンド数値モデリング
| Title |
End-to-end_numerical_modeling_of_the_Roman_Space_Telescope_coronagraph |
| Authors |
John_E._Krist_(1),_John_B._Steeves_(1_and_2),_Brandon_D._Dube_(1),_A._J._Eldorado_Riggs_(1),_Brian_D._Kern_(1),_David_S._Marx_(1),_Eric_J._Cady_(1),_Hanying_Zhou_(1),_Ilya_Y._Poberezhskiy_(1),_Caleb_W._Baker_(1),_James_P._McGuire_(1),_Bijan_Nemati_(3),_Gary_M._Kuan_(1),_Bertrand_Mennesson_(1),_John_T._Trauger_(1),_Navtej_S._Saini_(1),_Sergi_Hildebrandt_Rafels_(1)_((1)_Jet_Propulsion_Laboratory/California_Institute_of_Technology,_(2)_Amazon_Project_Kuiper,_(3)_Tellus1_Scientific) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16012 |
ローマ宇宙望遠鏡には、波面制御用の変形可能ミラー、低次の波面の感知と維持、および光子計数検出器を備えた宇宙初の先進的なコロナグラフが搭載されます。反射された可視光で成熟した巨大系外惑星を検出し、特徴づけることができると期待されている。過去10年間にわたり、飛行環境におけるコロナグラフの性能は、ますます詳細な回折と構造/熱有限要素モデリングを使用してシミュレートされてきました。この機器は現在、数年以内の打ち上げに備えて統合されており、可変ミラーなどの測定された飛行コンポーネントを含むエンドツーエンドのモデリングの現状が説明されています。コロナグラフィーモードは、モデリングから最も容易に導出される特性を含めて徹底的に説明されています。回折伝播、波面制御、構造および熱の有限要素モデリングの方法が詳しく説明されています。この機器のために開発された技術と手順は、ハビタブルワールド天文台などの将来のコロナグラフィーミッションの基礎として機能します。
ニューラル比推定器を使用した時間遅延コスモグラフィー
| Title |
Time_Delay_Cosmography_with_a_Neural_Ratio_Estimator |
| Authors |
\`Eve_Campeau-Poirier,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Adam_Coogan,_Yashar_Hezaveh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16063 |
時間遅延宇宙図の文脈でハッブル定数($H_0$)を決定するためのNeuralRatioEstimator(NRE)の使用を検討します。偏向器の特異等温楕円体(SIE)質量プロファイルを仮定して、時間遅延測定、画像位置測定、およびモデル化されたレンズパラメーターをシミュレートします。NREをトレーニングして、時間遅延測定値、相対フェルマーポテンシャル(モデル化されたパラメーターと測定された画像位置から計算)、偏向器の赤方偏移、および光源の赤方偏移を考慮して$H_0$の事後分布を出力します。ガウスノイズを使用して入力パラメータの測定の不確実性をエミュレートし、後者が扱いやすく信頼できる限界内で、NREの精度と精度を従来の明示的尤度法と比較します。NRE事後分布は従来の方法によるものを追跡し、不確実性を若干過大評価する傾向を示しますが、偏ることなく母集団推論に組み合わせることができます。
KPIC のボルテックス ファイバー ヌリング モードでヌル深さを最大化するためのキャリブレーション アルゴリズムの探索
| Title |
Exploring_calibration_algorithms_to_maximize_the_null_depth_in_KPIC's_vortex_fiber_nulling_mode |
| Authors |
Sofia_Hillman,_Daniel_Echeverri,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Jerry_Xuan,_Garreth_Ruane,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16073 |
ボルテックスファイバーヌリング(VFN)は、従来の回折限界$\lambda$/Dよりも小さい角度間隔で系外惑星を検出し、分光学的に特徴付ける能力を解き放つ可能性を秘めた新しい干渉法です。2022年初頭に、KeckIIのKeckPlanetImagerandCharacterizer(KPIC)計測器スイートにVFNモードが追加されました。VFNは、入射波面に方位角位相ランプを追加することで動作し、フィールドの中心にある星からの光がシングルモードファイバーに結合するのを防ぎます。VFNの重要な性能目標の1つは、軸上スターライト結合と軸外遊星結合の比率を最小限に抑えることであり、これにはファイバーに注入される光の波面収差を最小限に抑える必要があります。非共通光路収差は日中に校正でき、夜間観察中にKPIC可変ミラーで補正できます。低次ゼルニケモードのさまざまな振幅を適用することで、どの組み合わせがシステムパフォーマンスを最大化するかを決定します。ここでは、シミュレーションとKeckベンチの両方で、入射収差を推定するためのさまざまな手順を開発およびテストした作業を紹介します。この校正アルゴリズムの現在の反復はVFN観測にうまく使用されており、改善の余地がいくつかあります。
pyirf のコンテキストにおけるチェレンコフ望遠鏡配列の機器応答関数の補間
| Title |
Interpolation_of_Instrument_Response_Functions_for_the_Cherenkov_Telescope_Array_in_the_Context_of_pyirf |
| Authors |
Rune_Michael_Dominik,_Maximilian_Linhoff_and_Julian_Sitarek_for_the_CTA_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16488 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、建設と試運転が完了すると、2つのサイトにある数十台のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡で構成される、次世代の地上の超高エネルギーガンマ線天文台になります。前任者と同様に、CTAは計測器応答関数(IRF)に依存して、観測および再構築された特性を一次ガンマ線光子の真の特性に関連付けます。IRFは、観測されたソースのスペクトルおよび空間情報を適切に再構成するために必要であり、したがって、天文台ユーザーに発行されるデータ製品の1つです。これらはモンテカルロシミュレーションから導出され、望遠鏡の指す方向や大気の透明度などの観測条件に依存し、ハードウェアの老朽化や交換に応じて時間とともに進化する可能性があります。取得したすべての観測のシミュレーションから完全なIRFセットを作成するのは時間のかかる作業であり、短いタイムスケールでデータ製品をリリースする場合には現実的ではありません。したがって、特定の観察条件に対するIRFを迅速に推定するために、シミュレートされたIRFに対する内挿技術が研究されています。ただし、IRF構成要素の一部は確率分布として与えられるため、特殊な方法が必要です。この寄稿では、pyirfPythonソフトウェアパッケージと大型望遠鏡プロトタイプ(LST-1)用にシミュレートされたIRFのコンテキストでIRFコンポーネントを補間する複数のアプローチの実現可能性を要約し、比較しています。また、pyirfに実装されている現在の機能の概要も説明します。
国際 LOFAR 望遠鏡を使用した LoTSS 調査のための 1 秒角イメージング戦略
| Title |
1-arcsecond_imaging_strategy_for_the_LoTSS_survey_using_the_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
Haoyang_Ye,_Frits_Sweijen,_Reinout_van_Weeren,_Wendy_Williams,_Jurjen_de_Jong,_Leah_K._Morabito,_Huub_Rottgering,_T._W._Shimwell,_P.N._Best,_Marco_Bondi,_Marcus_Br\"uggen,_Francesco_de_Gasperin,_and_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16560 |
最初の広領域(2.5x2.5平方度)、深さ(ビームあたり約80マイクロジュールの中央値ノイズ)のLOFARハイバンドアンテナ画像を1.2秒角x2秒角の解像度で表示します。これは、最新のILTイメージング戦略を使用した、120～168MHzの範囲の周波数でのELAIS-N1場の8時間にわたる国際LOFAR望遠鏡(ILT)観測から生成されました。この中間解像度は、すべての国際LOFAR望遠鏡(ILT)ベースラインを使用して達成可能な最高解像度(0.3秒角)と、LOFARオランダのベースラインのみを使用するLoTSS(LOFARTwo-meterSkySurvey)画像製品の標準6秒角の解像度の間に収まります。。これは、ILTを使用した約1秒角イメージングの実現可能性を初めて実証したもので、高解像度の表面輝度限界以下のスケールでの線源形態に関する独自の情報を提供します。キャリブレーションとイメージングの合計時間は約52,000コア時間で、これは6秒角のイメージを作成する時間のほぼ5倍です。また、ピーク強度しきい値が5.5シグマのELAIS-N1フィールドの2.5x2.5平方度の画像上で検出された2,263個の放射線源を含む放射線源カタログも提示します。このカタログは、LoTSSディープELAIS-N1フィールド無線カタログと相互照合されており、その磁束密度と位置精度が調査され、それに応じて修正されています。LoTSS6秒角画像のピーク輝度に基づいて検出可能であると予想される発生源の約80%がこの画像で検出されていることがわかりました。これは、ロックマンホールでの0.3秒角の画像よりも約2倍高い値です。これは、これらの中間スケールに関する豊富な情報があることを意味します。
ナイニタール岬調査プロジェクトのために調査されたターゲットのTESS探査
| Title |
TESS_Exploration_of_Targets_Investigated_for_the_Nainital-Cape_Survey_Project |
| Authors |
Athul_Dileep_(ARIES,_Nainital-India),_Santosh_Joshi_(ARIES,_Nainital-India)_and_Donald_Wayen_Kurtz_(North-West_University,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15879 |
ナイニタール・ケープ調査は、化学的に特異な(CP)星の2つのサブクラス、つまりAp星とAm星における脈動変動を探索して研究することを目的として、20年以上前に開始されました。この論文では、調査で観測された369個のサンプル星のうち、TESSデータを使用する前には研究されていなかった4つのターゲットのTESS測光を紹介します。私たちの結果は、HD34060は回転変光星、HD25487は食の性質を持ち、HD15550は脈動変動を示す一方、HD48953は非変光星であることを示唆しています。研究されたソースで検出された多様な変動は、表面の不均一性、磁場、回転、脈動の存在下でのCP星の内部構造と進化の研究に重要な制約を課します。
超大質量白色矮星を含む広いポスト共通エンベロープ連星：大質量AGB星における効率的なエンベロープ放出の証拠
| Title |
Wide_post-common_envelope_binaries_containing_ultramassive_white_dwarfs:_evidence_for_efficient_envelope_ejection_in_massive_AGB_stars |
| Authors |
Natsuko_Yamaguchi,_Kareem_El-Badry,_Jim_Fuller,_David_W._Latham,_Phillip_A._Cargile,_Tsevi_Mazeh,_Sahar_Shahaf,_Allyson_Bieryla,_Lars_A._Buchhave,_Melissa_Hobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15905 |
白色矮星(WD)と主系列(MS)星を含むポスト共通包絡線連星(PCEB)は、共通包絡線進化の物理学を制約し、連星進化モデルを校正することができます。これまでに研究されたPCEBのほとんどは軌道周期が短く($P_{\rmorb}\lesssim1$d)、これは連星の軌道エネルギーをエンベロープの放出に比較的非効率的に利用していることを示唆しています。ここでは、{\itGaia}DR3からの太陽型MS星と、これまで知られていたよりもかなり広い軌道をもつ超大質量星団($M\gtrsim1.2\,M_{\odot}$)を含む5つの連星の追跡観測を紹介します。PCEB、$P_{\rmorb}=18-49$d.WDの質量は、これらの時期に安定した物質移動によって形成された系で予想されるよりもはるかに大きく、それらのほぼ円形の軌道は、WDの祖先が巨大だった頃の部分的な潮汐環状化を示唆しています。これらの特性は、バイナリがPCEBであることを強く示唆しています。このような広い間隔でPCEBを形成するには、高効率のエンベロープ放出が必要であり、観察された周期は、エンベロープが再結合するときに放出されるエネルギーのかなりの部分がエンベロープの放出に費やされる場合にのみ説明できることがわかりました。1D恒星の進化計算を使用して、再結合エネルギーがエネルギーバジェットに含まれている場合、大質量AGB星のエンベロープの結合エネルギーは形式的には正であることを示します。これは、連星相互作用によって星のエンベロープが再結合する場合、星のエンベロープが効率的に放出される可能性があり、PCEB軌道周期の広範囲が潜在的にAGB星のロシュローブのオーバーフローに起因する可能性があることを示唆している。この進化シナリオは、自己レンズによって発見されたいくつかのワイドWD+MSバイナリの形成も説明できる可能性があります。
| Title |
Envelope_Ejection_and_the_Transition_to_Homologous_Expansion_in_Common-Envelope_Events |
| Authors |
Vinaya_Valsan,_Sarah_V._Borges,_Logan_Prust,_Philip_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15921 |
私たちは、$2\,M_{\odot}$赤色巨星と$1\,M_{\odot}$の主系列伴星を含む共通包絡線事象の長期スケール($5000\,$d)3次元シミュレーションを実行します。、移動メッシュ流体力学ソルバーMANGAを使用します。$52\,R_{\odot}$の軌道半径から開始したバイナリは、$200\,$dで$5\,R_{\odot}$の軌道半径に縮小します。約$1500\,$dのタイムスケールにわたって、封筒は完全に排出され、$80$パーセントが約$400\,$dで排出されることがわかります。エンベロープの完全な放出は、再結合やジェットによる遅い時間の再加熱を必要とせず、連星の軌道エネルギーのみによって行われます。最近の理論的および観測的結果に動機付けられて、シミュレーションの開始後、包絡線が約$550\,\rmd$で相同膨張段階に入ることがわかりました。また、簡略化された1次元モデルを実行して、遅い時間におけるエンベロープ内の中央バイナリからの加熱が射出に影響を及ぼさないことを示します。このエンベロープの相同展開により、光度曲線などの観測上の意味の計算が単純化される可能性があります。
MESA-Web: 天文学カリキュラムにおける星の進化のためのクラウド リソース
| Title |
MESA-Web:_A_cloud_resource_for_stellar_evolution_in_astronomy_curricula |
| Authors |
Carl_E._Fields,_Richard_H._D._Townsend,_A._L._Dotter,_Michael_Zingale,_and_F._X._Timmes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15930 |
我々は、ModulesforExperimentsinStellarAstrophysics(MESA)ソフトウェア機器へのオンラインインターフェイスを備えたクラウドリソースであるMESA-Webを紹介します。MESA-Webを使用すると、学習者はMESAをダウンロードしてインストールすることなく、優れたモデルを進化させることができます。2015年のリリース以来、MESA-Webは2,200名を超える固有の学習者に17,000を超える計算を提供し、現在1日に約11のジョブを実行しています。MESA-Webは、教室でのスターの教育ツールとして、または科学的調査のために使用できます。2015年のリリース以降に導入されたMESA-Webの新機能について報告します。これには、学習者が提供する核反応速度、カスタム停止条件、入力パラメータの拡張された選択肢が含まれます。コラボレーションを促進するために、講師が教室でのMESA-Webの使用例をオープンに共有できるZenodoMESA-Webコミュニティハブを作成しました。現在のコミュニティハブで2つの例について説明します。最初の例は、RedGiantBranchスターに関するレッスンモジュールです。これには、さまざまな学習者に合わせて設計された一連の演習と、追加の分析用のJupyterワークブックが含まれています。2番目の例は、星と放射線の上級レベルの天文学専攻コースの授業資料です。このコースには、人気のある恒星物理学の教科書で示されている予想される傾向の一部を検証する課題が含まれています。
JWST、失敗した超新星候補N6946-BH1の位置に明るい赤外線源があることを明らかに
| Title |
JWST_reveals_a_luminous_infrared_source_at_the_position_of_the_failed_supernova_candidate_N6946-BH1 |
| Authors |
Emma_R._Beasor,_Griffin_Hosseinzadeh,_Nathan_Smith,_Ben_Davies,_Jacob_E._Jencson,_Jeniveve_Pearson,_David_J._Sand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16121 |
N6946-BH1は、失敗超新星(SN)の最初の有力な候補です。この失敗超新星は、期待される明るいSNが得られずに大質量星が消滅し、ブラックホール(BH)への崩壊を伴うという特異な現象です。2009年の光の爆発の後、この光源は持続的な赤外線(IR)の存在を維持しながら、光学的輝度の大幅な低下を経験しました。それは潜在的に失敗したSNであると提案されていましたが、そのような動作は近くの銀河でのSN偽者イベントで観察されています。ここでは、JWSTのNIRCamとMIRI機器を使用して、物体のスペクトルエネルギー分布のこれまでに観測されたことのない領域を調査した、失踪から14年後に撮影されたBH1の後期観測を紹介します。私たちは、BH1のこれまでのすべての観測（消失前および消失後）が、実際には少なくとも3つの情報源の混合であることを初めて示しました。近赤外では、BH1は前駆体よりも著しく暗いですが、2017年の状態と同様の明るさを維持しています。中赤外では、光束は、最も適合した前駆体モデルから推定される光束と比較して明るくなっているように見えます。光源の総光度は、祖先の光度の13～25%です。また、IRSEDは、塵が近紫外線で照らされたときに生じるPAHの特徴と一致しているように見えることも示します。現時点では、N6946-BH1の解釈は不明のままです。この観測結果は恒星合体の予想と一致しているが、失敗したSN仮説には理論的曖昧さがあり、無視するのは難しい。
| Title |
Astroconformer:_The_Prospects_of_Analyzing_Stellar_Light_Curves_with_Transformer-Based_Deep_Learning_Models |
| Authors |
Jia-Shu_Pan,_Yuan-Sen_Ting,_Jie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16316 |
星の光度曲線には、星の振動と粒状化に関する豊富な情報がカプセル化されており、それによって星の内部構造と進化の状態についての重要な洞察が得られます。従来の星地震技術は主にパワースペクトル解析に限定されており、光度曲線に含まれる貴重な位相情報が無視されてきました。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を利用した星地震学における最近の機械学習アプリケーションは、光度曲線から星の属性を推測することに成功していますが、畳み込み演算に固有の局所特徴抽出によって制限されることがよくあります。これらの制約を回避するために、恒星の光曲線における長距離依存関係を捕捉するように設計されたTransformerベースの深層学習フレームワークである$\textit{Astroconformer}$を紹介します。表面重力($\logg$)の推定に焦点を当てた私たちの経験的分析は、$\textit{Kepler}$ライトカーブから導出された慎重に精選されたデータセットに基づいています。これらの光度曲線は、0.2から4.4の範囲にわたる星地震$\logg$値を特徴としています。私たちの結果は、訓練データが豊富な領域では、$\textit{Astroconformer}$が$\logg\およそ3$付近で0.017dexの二乗平均平方根誤差(RMSE)に達することを強調しています。トレーニングデータがまばらな地域でも、RMSEは0.1dexに達する可能性があります。これは、K最近傍ベースのモデル($\textit{TheSWAN}$)だけでなく、最先端のCNNよりも優れたパフォーマンスを発揮します。アブレーション研究により、この特定のタスクにおけるモデルの有効性は受容野のサイズに強く影響され、受容野が大きいほどパフォーマンスの向上と相関することが確認されています。さらに、$\textit{Astroconformer}$内の注意メカニズムが、光度曲線に存在する恒星の振動と粒状化の固有の特性とよく一致していることがわかりました。
星間磁場と太陽活動の11年周期が太陽圏界面の位置に及ぼす影響
| Title |
Influence_of_the_interstellar_magnetic_field_and_11-year_cycle_of_solar_activity_on_the_heliopause_nose_location |
| Authors |
P._Bladek,_R._Ratkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16345 |
コンテクスト。太陽圏は、太陽から放射される太陽風(SW)プラズマと、太陽に流入する局所星間物質(LISM)の磁化成分との間の相互作用によって形成されます。SWとLISMの間にはヘリオポーズ(HP)と呼ばれる分離面が形成されます。目的。この記事では、HPの鼻を定義し、その位置の変動を調査します。これらは、星間磁場(ISMF)の強度と方向への依存から生じます。ISMFはまだよく知られていませんが、この論文で実証しようとしているように、HPノーズの動きに大きな影響を与えます。方法。私たちは、太陽圏の時間依存の3次元磁気流体力学(3DMHD)モデルを使用した太陽圏のさまざまな形態の数値シミュレーションに基づくパラメトリック研究手法を使用しました。結果。結果は、HPのノーズが常にHPのすぐ後ろの最大ISMF強度に対して垂直な方向を向いていることを確認します。HPノーズの変位はISMFの方向と強度に依存し、太陽圏の構造とHPの形状は11年の太陽活動周期に依存します。結論。星間探査機(IP)を太陽から1000天文単位の距離に送信する計画された宇宙ミッションとの関連で、私たちの研究は、IPをどの方向に送信すべきかという問題に光を当てる可能性があります。電流シート、再接続、宇宙線、不安定性、乱流などの要素をモデルに導入するさらなる研究が必要です。
ソーラーオービターと太陽動力学観測所から同時に明らかな総太陽放射照度変動の再構築
| Title |
Reconstruction_of_total_solar_irradiance_variability_as_simultaneously_apparent_from_Solar_Orbiter_and_Solar_Dynamics_Observatory |
| Authors |
K.L._Yeo,_N.A._Krivova,_S.K._Solanki,_J._Hirzberger,_D._Orozco_Su\'arez,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_T._Appourchaux,_A._Alvarez-Herrero,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Gandorfer,_P._Gutierrez-Marques,_F._Kahil,_M._Kolleck,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch,_B._Fiethe,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L.R._Bellot_Rubio,_D._Calchetti,_M._Carmona,_A._Feller,_G._Fernandez-Rico,_A._Fern\'andez-Medina,_P._Garc\'ia_Parejo,_J.L._Gasent_Blesa,_L._Gizon,_B._Grauf,_K._Heerlein,_A._Korpi-Lagg,_T._Maue,_R._Meller,_A._Moreno_Vacas,_R._M\"uller,_E._Nakai,_W._Schmidt,_J._Schou,_J._Sinjan,_J._Staub,_H._Strecker,_I._Torralbo,_G._Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16355 |
太陽放射照度の変動は、ほぼもっぱら地球の観点から監視されてきました。{我々は、太陽周回探査機ミッション(SO/PHI)に搭載された旋光・太陽地震画像装置によって記録されている、太陽-地球線の外側からの光球磁場と連続体の強度の前例のない観測を、太陽観測と組み合わせる方法を提案する。地球の視点から記録された観測は、太陽放射照度の変動を両方の視点から同時に調べるために行われます。}ソーラー・オービター・ミッションの巡航段階からSO/PHIマグネトグラムと連続体強度画像を取得し、太陽力学観測所に搭載されたヘリオ地震・磁気イメージャーからの同時観測を行いました。(SDO/HMI)をSATIRE-Sモデルへの入力として使用することで、両方の観点から明らかな総太陽放射照度変動を再構築することに成功しました。SOミッションの後半段階では、軌道面は探査機を黄道緯度から太陽緯度まで$33^{\circ}$まで遠ざけるように傾きます。現在の研究は、SO/PHIがそのような位置から収集すると予想されるデータから黄道の外側から見た太陽放射照度変動を再構成するためのテンプレートを設定する。{このような再構成は、太陽の明るさの変化を、回転軸がランダムに傾いている他の冷たい恒星の明るさの変化と比較する際に、傾きを考慮に入れるのに有益です。
「トポロジー的」磁気リコネクションの現れとしての単極太陽フレア
太陽活動の最も顕著な現象である太陽フレアは、通常、光球の反対極性の領域に根を張る単一または一連の発光アーク(磁束管)として現れます。しかし、「ひので」衛星によるアーカイブデータを注意深く分析すると、その裾野が同じ極性の領域や、感知できるほどの磁場のない領域に属するフレアアークの驚くべきケースが明らかになることがある。この現象は直観に反する性質にもかかわらず、磁気リコネクションのいわゆる「トポロジカルモデル」の枠組みで合理的に解釈できます。磁気ヌル点は、磁場によるものではなく、遠隔の発生源からの影響の特定の重ね合わせによって形成されます。ローカルな現在のシステム。その結果、放出されたエネルギーは、固定された磁力線に沿ってではなく、反転2ドーム構造のセパレーターに沿って伝播します。したがって、発光アークを磁気源と直接関連付ける必要はもうありません。ここでは、上記のタイプの両方の観測ケースを報告し、それらの理論モデルと数値シミュレーションを提供します。
青色超巨星マッチョ 80.7443.1718 の極端な明るさの変化を調査：伴星による質量減少の増加の証拠
| Title |
Exploring_extreme_brightness_variations_in_blue_supergiant_MACHO_80.7443.1718:_Evidence_for_companion-driven_enhanced_mass_loss |
| Authors |
Piotr_Antoni_Ko{\l}aczek-Szyma\'nski,_Piotr_{\L}ojko,_Andrzej_Pigulski,_Tomasz_R\'o\.za\'nski_and_Dawid_Mo\'zdzierski_(Astronomical_Institute,_University_of_Wroc{\l}aw,_Kopernika_11,_51-622_Wroc{\l}aw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16532 |
大質量星の進化は連星系内の相互作用によって支配されます。したがって、コンポーネントの進化に影響を与える可能性のある二元系におけるあらゆる形態の相互作用を調査する必要があります。そのような「実験室」の1つは、大規模な偏心バイナリシステムMACHO$\,$80.7443.1718(ExtEV)です。ExtEVの光の変動が風風衝突(WWC)バイナリシステムモデルで説明できるかどうかを調べます。ExtEVの広帯域マルチカラー測光、TESSの時系列宇宙測光、地上のジョンソン$UBV$測光、時系列分光の解析を実施した。光変化の分析モデルをExtEVのTESS光曲線に適合させました。私たちは、主要コンポーネントの周囲にディスクが存在する可能性を排除します。また、非線形消波シナリオはExtEVの観測結果と一致しないとも主張する。私たちはExtEVの軌道パラメータを改良し、三次成分の存在の証拠を見つけました。進化モデルを使用して、主成分の質量が25～45$\,$M$_\odot$であることを示します。我々は、ExtEVの光度曲線をモデルで再現することに成功し、その光度曲線を形成する主要なプロセスが大気食とWWC円錐内で散乱する光であることを示しました。また、恒星風による主星の質量損失率を$4.5\cdot10^{-5}\,$M$_\odot\,{\rmyr}^{-1}$と推定します。ExtEVは極端な偏心楕円体変数ではなく、例外的なWWC連星系です。私たちが導き出した質量損失率は、理論的予測を最大2桁上回りました。これは、システム内の風が潮汐相互作用、回転、そしておそらく潮汐によって励起された振動によって強化される可能性があることを意味します。ExtEVは、連星系のまれな進化段階を表しており、大規模連星系の進化における伴星駆動の増強された質量損失の役割を理解するのに役立つ可能性があります。
PG 1159 星の新たな観測を踏まえた GW Vir の不安定性ストリップ。アベル72の中心星の脈動とRX J0122.9-7521の変動を発見
| Title |
The_GW_Vir_instability_strip_in_the_light_of_new_observations_of_PG_1159_stars._Discovery_of_pulsations_in_the_central_star_of_Abell_72_and_variability_of_RX_J0122.9-7521 |
| Authors |
Paulina_Sowicka,_Gerald_Handler,_David_Jones,_John_A._R._Caldwell,_Francois_van_Wyk,_Ernst_Paunzen,_Karolina_B\k{a}kowska,_Luis_Peralta_de_Arriba,_Luc\'ia_Su\'arez-Andr\'es,_Klaus_Werner,_Marie_Karjalainen,_Daniel_L._Holdsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16537 |
我々は、2014年から2022年にかけて実施された、PG1159スペクトル型の29個の前白色矮星の新しい時系列測光観測の結果を紹介する。大部分の星では、フーリエ振幅スペクトルのノイズレベルの中央値が0.5～1.0mmegに達しました。これにより、惑星状星雲アベル72の中心星における脈動の検出が可能になり、GWVir星で励起されたgモードと一致し、脈動、二値性、または回転に起因する可能性のあるRXJ0122.9-7521の変動性が検出されました。変動が観察されなかったサンプルの残りの星については、変動の上限を設定しました。文献データと組み合わせた結果、GWVir不安定性ストリップ内の脈動PG1159星の割合は36%になります。既知のすべてのPG1159星の最新リストが提供されます。これには、最近のGaiaDR3データからの天文測定値、物理パラメーター、変動性、窒素含有量に関する情報が含まれています。これらのデータは、すべてのPG1159星の光度を計算するために使用され、その方法で初めて理論上のヘルツシュプルングラッセル図上にサンプル全体が配置されます。脈動する星はグループとして議論され、「DOV」星と「PNNV」星におけるGWVirパルセーターの伝統的な分離は誤解を招くものであり、使用すべきではないという議論がなされている。
中心コンパクト天体の周りの軌道周期の普遍的な下限
一般相対性理論における球対称荷電物体の曲線要素と場の量子論のシュウィンガー放電機構を用いて、平面測定による中心コンパクト物体の周りの試験粒子の軌道周期$T_{\infty}$が証明される-空間漸近観測者は基本的に下から境界を定められています。軌道周期の下限は、無次元$ME_{\text{c}}\gg1$領域では普遍的になります(中心コンパクト天体の質量$M$とは独立)。この場合、次の観点から表現できます。自然界で最も軽い荷電粒子の電荷$e$と固有質量$m_{e}$:$T_{\infty}>{{2\pie\hbar}\over{\sqrt{G}c^2m^2_{e}}}$(ここで$E_{\text{c}}=m^2_{e}/e\hbar$はペア生成の臨界電場です)。自然界の基本定数$\{G,c,\hbar\}$に対する境界の明示的な依存性は、それがとらえどころのない重力量子理論の基本的な物理的性質を反映している可能性があることを示唆しています。
我々は、インフレーション後の宇宙初期におけるアクシオン波タキオン不安定性から重力波が直接生成できるような、アクシオン/アクシオン様粒子チャーン・シモンズ重力結合を伴うシナリオを検討する。このアクシオン重力項は、よく研究されているアクシオン光子結合に比べて制約が少なく、重力波の直接的かつ効率的な生成チャネルを提供できます。このような確率的重力波は、宇宙/地上ベースの重力波検出器またはパルサータイミングアレイのいずれかによって、広範囲のアクシオン質量と減衰定数に対して検出できます。
太陽、地球、月の関係: I--3D グローバル キネティック シミュレーション
| Title |
The_Sun-Earth-Moon_Connection:_I--3D_Global_Kinetic_Simulation |
| Authors |
Suleiman_Baraka,_Sona_Hosseini,_Guillaume_Gronoff,_Lotfi_Ben-Jaffel,_Robert_Ranking |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15851 |
太陽風と月面との間の複雑な相互作用は、宇宙風化の典型的な例として機能します。しかし、地球の電離層に由来するプラズマの影響については依然として不確実性があり、その定量的な影響を包括的に理解する必要がある。これまで、信頼できるモデルが不足しているため、さまざまな太陽風の条件下で地球から月までのイオン束を正確に計算することが困難でした。この研究の目的は、地球と月の両方が存在するという困難な条件に動力学モデルを適合させることです。単一のシミュレーションボックス。IAPIC(Particle-In-CellElectromagneticRelativisticGlobalModel)は、太陽-地球-月システムを処理するために修正されました。後方散乱などの重要な物理情報の損失を最小限に抑えながら、さまざまなスケールにわたる物理システムの複雑なダイナミクスを調査するための貴重なツールであることが証明されている運動シミュレーション技術を採用しています。このモデリングにより、地球の磁気圏の形状とサイズを導き出すことができ、電離層から月に逃げるO$^+$イオンとH$^+$イオンを追跡することができました。$\mathrm{O^+}$は、月に向かって逃げる傾向があります。$\mathrm{H^+}$は磁気尾部の奥深くに移動し、月の表面まで広がります。さらに、プラズマの温度異方性と逆流イオンがシミュレーションされ、将来の実験との比較が可能になりました。この研究は、地球と月の環境におけるイオンの輸送を研究するために動力学モデルをどのようにうまく適用できるかを示しています。2番目の論文では、月の環境への影響と月の水への影響について詳しく説明します。
太陽、地球、月の関係: II -- 太陽風と月面の相互作用
| Title |
The_Sun-Earth-Moon_Connection:_II--Solar_Wind_and_Lunar_Surface_Interaction |
| Authors |
Suleiman_Baraka,_Sona_Hosseini,_Guillaume_Gronoff,_Lotfi_Ben-Jaffel,_and_Robert_Ranking |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15852 |
レゴリスの宇宙風化によってH$_2$Oが生成される可能性があるため、月探査や月表面の水の存在の調査を進める上では、プラズマと表面の相互作用を包括的に理解することが重要です。しかし、月はその軌道の約20%が地球の磁気尾の中にあり、この条件が太陽風から遮蔽されると、地球に面する側での水の生成に影響を与える可能性があります。この研究の目的は、月が地球の磁気圏尾部を通過することが、月表面近くのプラズマの供給にどのような影響を与えるかを理解することです。IAPICとして知られる粒子内セル電磁気(EM)相対論的全球モデルは、太陽風、磁気圏、電離層、月の結合を動力学的にシミュレートするために使用されます。地球の磁気尾は、太陽風イオンと電離層イオンの太陽環境への流入を妨げません。したがって、レゴリスの宇宙風化はこのような状況では止まらない。さらに、太陽風イオンと電子の電荷分離がモデル化され、月面の電場と帯電が生じ、これは観測によって検証されます。太陽-地球-月系の研究は、磁気圏尾にいる間の月の環境についての洞察を提供します。これは、将来の月ミッションの結果をより良く解釈するために不可欠です。また、月上の人類の存在に影響を与える可能性のある、さまざまな条件下での月の充電に関する洞察も提供します。
CORSIKA 8 における GPU 加速光光伝播の比較と効率
AIアクセラレータは近年データセンターで急増しており、現在ではほぼどこにでも普及しています。さらに、その計算能力と最も重要なエネルギー効率は、従来のコンピューティングよりも桁違いに優れています。ここ数年にわたり、CORSIKAを利用した天体粒子物理学のコンテキストでのシミュレーションにこれらのハイブリッドシステムを使用するために、さまざまな方法と最適化がテストされてきました。この講演の主な焦点は、次世代CORSIKA8シミュレーションフレームワークにおける低密度不均質媒体を介した光学光子、つまり蛍光やチェレンコフ光子の伝播です。使用されるさまざまな技術と近似。開発中にテストされた大気モデルが紹介されます。パフォーマンスと精度の間のトレードオフにより、実験では、精度の向上が失われることに電力と時間を投資せずに、実験の実際の解像度に限定された物理的精度を達成することができます。従来のCPUベースのシミュレーションと新しい方法をさらに比較することで、これらの方法が検証され、既知のベースラインに対する評価が可能になります。
Sentinel-2 の時系列画像と ICESat-2 データを使用した干潟地形のマッピング:慈渓市のケーススタディ
| Title |
Mapping_tidal_flat_topography_using_time-series_Sentinel-2_images_and_ICESat-2_data:_A_case_study_in_Cixi_City |
| Authors |
Xiucheng_Zheng,_Bin_Zhou,_Hui_Lei,_Qianqian_Su_and_Yuxuan_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15878 |
干潟の地形は、干潟とその動的な進化を理解するための重要な洞察を提供します。しかし、周期的に浅い水に沈む干潟の広範囲かつ急速に変化する性質は、効率と精度の両方の点で現在の多くのモニタリング方法に課題をもたらしています。本研究では、干潟の浸水の動的過程を考慮し、GoogleEarthEngine(GEE)上の時系列Sentinel-2画像を利用して干潟の露出頻度を計算しました。この情報は、干潟の空間範囲を決定するために使用され、その後、ICESat-2データを使用することにより、標高と周波数の値に基づく1次元線形回帰モデルを確立しました。これにより、慈渓内の干潟の標高の逆転が実現されます。市。この研究は以下のことを示しています。(1)干潟の露出頻度とICESat-2の標高データは強い正の相関を示します(R2=0.85)。(2)慈渓市内の干潟面積は115.81km2で、全体の精度は95.36%です。(3)調査地域の干潟の標高範囲は-0.42～2.73mであり、平均絶対誤差(MAE)は0.24mです。さらに、リモートセンシング画像の時間分解能が標高反転の精度を決定する上で重要な役割を果たしていると考えており、標高の高い干潟は低い干潟よりも優れた反転精度を示すことがわかりました。
私たちは、長寿命のアクシオンドメインウォール(DW)ネットワークについて最新の分析を実行します。3D格子上でアクシオン場をシミュレートし、DW進化の解析モデルをフィッティングすることにより、DWの主要なエネルギー損失メカニズムを特定し、ネットワークから放出されるアクシオンのスペクトルを計算します。アクシオン暗黒物質(DM)密度へのDWの寄与が、与えられた実行可能なパラメーター空間を使用して導出されます。QCDアクシオンと一般的なアクシオン様粒子(ALP)の両方への適用が検討されています。採用された新しいアプローチにより、我々の結果は以前の文献と一貫性を保っていますが、DM存在量の予測など、アクシオン現象学全体に重大な影響を与える可能性のある顕著な矛盾も明らかになりました。
| Title |
Elastic_Scattering_of_Cosmological_Gravitational_Wave_Backgrounds:_Primordial_Black_Holes_and_Stellar_Objects |
| Authors |
Marcell_Howard_and_Morgane_K\"onig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.15925 |
原始ブラックホール(PBH)は、原始密度変動の重力崩壊によって形成された、もっともらしい暗黒物質の候補です。現在の観測上の制約により、小惑星質量PBHが宇宙論上の暗黒物質のすべてを説明できるようになっています。我々は、宇宙論的な重力波背景の弾性散乱、これらのブラックホールが宇宙論的に関連する周波数の背景に0.3%のスペクトル歪みを生成することを示します。恒星天体からの散乱は、はるかに小さな歪みを引き起こします。この信号の検出可能性は、摂動のない背景スペクトルの最終的な理解に依存します。
$f(Q)$ Gravity のレビュー
近年、一般相対性理論の幾何学的三位一体とその拡張に対する関心が高まっています。この関心は、重力の性質に対する新たな洞察、ブラックホールのエントロピーの決定や重力エネルギー運動量の定義などの計算上および概念的な問題に新しい視点から取り組む可能性によって加速されています。特に$f(Q)$重力は、ブラックホール、ワームホール、宇宙論に関する数多くの研究にも影響を与えてきました。後者の場合、$f(Q)$モデルは、暗黒エネルギー、インフラトン場、暗黒物質を含める必要なしに、宇宙論の初期と後期の両方の現象を解明できる可能性を秘めています。特に注目すべきは、宇宙論的緊張に対処する際の$f(Q)$理論の役割であり、重力と宇宙論におけるその発現についての理解を再構築する刺激的な可能性を提示しています。興味深い新しいブラックホールの解決策の出現とワームホールの解決策の潜在的な存在は、強い重力の領域内に新しい物理学の存在を示唆しています。これらの現象は最近になってからますます測定可能になり、さらなる探査と発見のための刺激的な道が開かれています。このレビューは学生と研究者の両方を対象にしています。これは、一般相対性理論の幾何学的三位一体とそのさまざまな拡張が構築される数学的基礎および不可欠なツールである計量アフィン幾何学への自己完結型の教育的入門書を提供します。
ホログラフィックのような接続とパドマナバンのホログラフィック等分配則の両方に基づく宇宙論モデル
ホログラフィックシナリオに基づく宇宙論モデルは、平面的なフリードマン-ロバートソン-ウォーカー宇宙で定式化されます。このモデルを定式化するために、宇宙論的地平線には一般エントロピーと一般温度(それぞれ、ベケンシュタイン・ホーキングエントロピーとギボンズ・ホーキング温度を含む)があると仮定されます。さらに、ホログラフィックのような接続[Eur.物理学。J.C83,690(2023)(arXiv:2212.05822)]とパドマナハンのホログラフィック等分配則がエントロピーと温度に対して仮定され、フリードマン方程式と加速度方程式がこれらから導出されます。導出されたフリードマン方程式と加速方程式にはエントロピーと温度の両方が含まれており、少し複雑ですが、時変$\Lambda(t)$宇宙論。フリードマン方程式と加速方程式の温度は互いに打ち消し合うため、この単純な方程式はエントロピーに依存しますが、温度には依存しません。これらの結果は、ホログラフィックのような接続が現在のモデルを通じてパドマナバンのホログラフィック等分配法則と一致するはずであり、エントロピーがより重要な役割を果たすことを示唆しています。ギボンズ・ホーキング温度を温度として使用すると、フリードマン方程式と加速方程式は$\Lambda(t)$モデルのものと同等であることがわかります。べき乗則補正エントロピーを適用して、現在のモデルの特定のケースも調べます。
| Title |
Quasi-local_masses_and_cosmological_coupling_of_black_holes_and_mimickers |
| Authors |
Mariano_Cadoni,_Riccardo_Murgia,_Mirko_Pitzalis,_Andrea_P._Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16444 |
コンパクトな星やブラックホール(BH)などの局所的な天体の質量が大規模な宇宙論的力学の影響を受ける可能性があるかどうかに関する最近の激しい議論を動機として、私たちは一般相対性理論の枠組みで、このような小規模/大スケールの結合は許可されます。私たちは、後者の可能性を排除するために使用されてきたいくつかの物議を醸す議論に光を当てます。我々は、実際に作用している観測量は準局所的なマイズナー・シャープ質量（MS）であると主張し、中心天体のエネルギーがそれによって定量化されるたびに宇宙論的結合が起こることを発見した。逆に、MSの質量が(非局所的な)アーノウィット・デザー・マイズナー(ADM)質量と完全に等しい場合には、デカップリングが発生します。その結果、Schwarzschild-deSitter解やMcVittie解のような、宇宙論的背景に埋め込まれた特異なBHについては、宇宙論的結合が存在しないことを示し、文献における以前の結果を裏付けています。さらに、非特異的コンパクト天体は、MS質量によって定量化されるように、宇宙背景と結合していることを示します。私たちは、天体物理学的なBHの宇宙論的結合の観測証拠は、その非特異性の決定的な証拠となるだろうと結論付けています。
ド・ジッター観客の非ガウス統計: 確率力学の摂動的導出
| Title |
Non-Gaussian_statistics_of_de_Sitter_spectators:_A_perturbative_derivation_of_stochastic_dynamics |
| Authors |
Gonzalo_A._Palma_and_Spyros_Sypsas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16474 |
インフレーション中に原始曲率摂動と相互作用するスカラー場は、その統計を後者に伝達する可能性があります。この状況は、純粋なド・ジッター時空における光の観客場$\varphi$の確率密度関数(PDF)が、スカラーポテンシャル${\mathcalV(\ヴァルファイ)}$。この問題に対する1つのアプローチは、スタロビンスキーと横山によって導入された確率的形式主義によって提供されます。その結果、$\varphi$の統計を記述する時間依存PDF$\rho(\varphi,t)$のフォッカー・プランク方程式が得られ、平衡極限では解$\rho(\varphi)\propto\exp\big[-\frac{8\pi^2}{3H^4}{\mathcalV(\varphi)}\big]$。私たちは場の量子論ツールを使用して$\rho(\varphi,t)$の導出を研究します。私たちのアプローチは、$\DeltaN\times\mathcalO(\partial_\varphi){\mathcalV(\varphi)}$の累乗に比例する項で構成されるわずかな修正によって歪んだ、ほぼガウス分布関数を生成します。ここで、$\DeltaN$は、$\varphi$の波長のハッブル地平線交差に続く$e$折りの数であり、$\mathcalO(\partial_\varphi)$は、${\mathcalVに作用する微分演算子を表します。(\varphi)}$.この一般的な形式は摂動的に取得され、ループ修正があっても有効なままです。私たちの解は、確率的アプローチ内で見つかったものに関して補正を受けるフォッカー・プランク方程式を満たしており、一般的なポテンシャルに対する標準平衡解の妥当性についてコメントすることができます。我々は、フォッカー・プランク方程式に対する高次の修正が均衡に向けて重要になる可能性があると仮定しています。
加速共鳴探索による超軽量暗黒物質の抑制
| Title |
Constraining_Ultralight_Dark_Matter_through_an_Accelerated_Resonant_Search |
| Authors |
Zitong_Xu,_Xiaolin_Ma,_Kai_Wei,_Yuxuan_He,_Xing_Heng,_Xiaofei_Huang,_Tengyu_Ai,_Jian_Liao,_Wei_Ji,_Jia_Liu,_Xiao-Ping_Wang,_Dmitry_Budker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16600 |
超軽量の暗黒物質の検出を目的とした実験は通常、共鳴周波数に一致する暗黒物質の質量に敏感な共鳴効果に依存しています。この研究では、核磁気共鳴(NMR)モードで動作する磁力計を使用して、超軽量アクシオン暗黒物質の核子結合を調査します。私たちのアプローチには、希ガススピンの中で最も低い核磁気モーメントを特徴とする$^{21}$Neスピンベースのセンサーの使用が含まれます。この構成により、約5Hzで0.73fT/Hz$^{1/2}$の超高感度を達成できます。これは、約1.5$\times10^{-23}\,\rm{eV/のエネルギー分解能に相当します。Hz^{1/2}}$。私たちの分析により、特定の条件下では、共振幅よりも大幅に大きいステップで周波数をスキャンすることが有益であることが明らかになりました。分析結果は実験データと一致しており、スキャン戦略は他の共鳴探索にも適用できる可能性があります。さらに、我々の研究は、中性子と陽子に結合する4.5〜15.5Hzのコンプトン周波数範囲のアクシオン様粒子（ALP）に対する厳しい制約を確立し、以前の研究を数倍改善しました。4.6～6.6Hz付近および7.5Hz付近の帯域内で、私たちの実験室の発見は、中性子星の冷却に由来する天体物理学的限界を超えています。したがって、我々は、競争力のある感度を維持しながら、スキャンステップの約30倍の増加を達成する、超軽量暗黒物質の加速共鳴探索を実証します。
実中間状態減算スキームの構造
実際の中間状態の減算問題の起源を研究し、そのさまざまな解決策を比較します。減算スキームのあいまいさは、シュウィンガーダイソン方程式をボルツマン極限まで縮小する2点関数のオンシェル近似から生じることを示します。また、以前の定義とは異なり、負の散乱率につながることのない新しい減算スキームも提案します。このスキームはまた、実効的な1粒子の重み関数$R(\Delta)$に関してシェル上の制限の妥当性を定量化します。ここで$\Delta$は、実際の状態に関連付けられた共鳴の周囲の領域を測定します。
ブレーン世界宇宙論におけるヒッグスポータル暗黒物質
ヒッグスポータルスカラー暗黒物質(DM)モデルは、標準モデル(SM)を単純に拡張してDM粒子をSMに組み込んだもので、$Z_2$奇数の実数スカラー場がDM候補として導入されます。我々は、このDMモデルを5次元ブレーンワールド宇宙論の文脈で考察します。そこでは、私たちの3次元空間は4次元空間に埋め込まれた超曲面として実現されます。この設定では、すべてのSMフィールドとDMフィールドは超曲面上に存在し、重力子はバルク内に存在します。我々は、2つのよく知られたブレーンワールド宇宙論、すなわち、ランダル・サンドラム(RS)とガウス・ボンネット(GB)ブレーンワールド宇宙論を検討します。これらの宇宙論では、標準的なビッグバン宇宙論が、いわゆる「転移温度」に達し、高温では宇宙の膨張法則が大幅に変更されます。このような非標準的な膨張法則は、ヒッグスポータルDMの遺物密度の予測に直接影響します。私たちはブレーン世界の宇宙論的影響と、観測されたDMレリック密度からの制約と、直接的および間接的なDM検出実験を組み合わせることによって、許容されるモデルパラメーター領域を特定します。ヒッグス粒子では、ヒッグス粒子の質量の半分付近にあるDM質量のみが許容されることはよく知られています。ポータルスカラーDMモデル.RS宇宙論では許容パラメータ領域がより厳しく制限され、さらには消滅する一方、GB宇宙論効果により許容領域が大幅に拡大されることがわかりました.ヒッグスポータルDMを発見すると、GBの転移温度を決定できますブレーンワールドの宇宙論。
