我々は、銀河の固有配列のラグランジュ摂動理論を定式化し、その結果得られる銀河の形状、密度、物質のオートパワースペクトルとクロスパワースペクトルを1ループオーダーで計算します。私たちのモデルは、バリオン音響振動を減衰させる長波長変位の再開を含む、銀河形状の一貫した有効理論的記述を表し、この次数で1つの線形、3つの二次、および2つの三次無次元バイアス係数を含み、その逆項および確率的寄与も含まれています。私たちが導き出す構造。このラグランジュモデルを、Akitsuetal(2023)によるN体シミュレーションで測定されたハロー形状の3次元ヘリシティスペクトルと比較し、より制限的なバイアスパラメーター化を多数テストしながら摂動スケールで優れた一致を発見しました。提示された計算は、宇宙シアー調査と分光学的形状測定の両方の分析に直接関連しており、この出版物で高速FFTLogベースのコードスピノサウルスを公開します。
| Title |
Power_Spectrum_in_the_Chaotic_Regime_of_Axionic_Blue_Isocurvature_Perturbations |
| Authors |
Daniel_J._H._Chung_and_Sai_Chaitanya_Tadepalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17010 |
大きな青色の傾斜スペクトル指数アクシオン等曲率摂動は、実効ポテンシャルのほぼ平らな方向に沿った初期のペッセイ・クイン(PQ)対称性を破る磁場変位によって、インフレーション中にアクシオンセクターが平衡から大きく外れているときに生成される可能性があります。以前の研究の補足として、PQ対称破れ場の運動エネルギー密度が最終的な自発PQ対称破れスケールの4乗よりも大きい場合の青色の等曲率スペクトルの解析式を示します。これは、興味深い共鳴挙動につながるアクシオン等曲率量子摂動の形成中に古典ポテンシャルの非線形性が何度も重要になる領域に対応します。この非線形性による共鳴の結果の1つは、基礎となるラグランジュパラメーターを等曲率振幅に結び付けるマップのカオス的な性質です。これを理解するために使用できる摂動方程式と背景磁場方程式の間に偶然の二重対称性があることを指摘します。最後に、2種類の分析結果を示します。1つ目は、高速な時間スケール変動が統合された有効ポテンシャルを利用した計算に依存します。2つ目は機能分析に基づいており、限られたフィッティングパラメーターのセットのみが必要です。どちらの分析結果も、予測を実行してデータに適合させるのに役立つはずです。
次世代調査からの銀河団数による LLTB モデルの制約
| Title |
Constraining_LLTB_models_with_galaxy_cluster_counts_from_next_generation_surveys |
| Authors |
Ziad_Sakr,_Ana_Carvalho,_Antonio_Da_Silva,_Juan_Garcia_Bellido,_Jose_P._Mimoso,_David_Camarena,_Savvas_Nesseris,_Carlos_J._A._P._Martins,_Nelson_J._Nunes,_Domenico_Sapone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17151 |
宇宙の想定される均一性と等方性は、宇宙原理として知られています。これは、フリードマン・レマ\^{\i}トレ・ロバートソン・ウォーカー(FLRW)計量につながる仮定の1つであり、この計量が宇宙論の決定に重要な役割を果たすため、現代の宇宙論の基礎となっています。観測可能なもの。したがって、この原則に疑問を持ち、この仮説を偽る可能性のある観察テストを実行することが最も重要です。ここでは、大規模な不均一性のプローブとして銀河団数を使用することを検討します。これは、不均一モデルの研究のための新しいアプローチであり、将来の銀河団調査で宇宙論的原理をテストできる精度を決定します。。我々は、「ステージIV」銀河調査の編集によるシミュレーションデータの組み合わせから、宇宙論的定数と冷たい暗黒物質を備えた不均質レマ\^{\i}トレ・トルマン・ボンディ(LTB)モデルに対する予測制約を提示する。LTB宇宙論の数値$N$体シミュレーションからの質量関数補正の使用を含む方法論に従う。模擬カタログを構築するためのベースラインとして\lcdm基準モデルを検討すると、今後のクラスター調査を組み合わせることで、宇宙論的原理パラメータとFLRWパラメータの制約が約$50\%$改善されることがわかります。$\pm20\%$の変動は系統的効果の知識レベルに応じて、構造プローブの幾何学的および線形成長を使用して実行された以前の同様の予測と同様です。これらの結果は、銀河団の存在量が不均一性の敏感なプローブであること、および次世代の銀河団調査では、宇宙論的スケールで均一性を徹底的にテストし、$\Lambda$LTBシナリオの枠組みにおける宇宙論的原理の違反の可能性に対する制約を強化します。(要約)
モデルに依存しない方法で Ia 型超新星の実効等級を校正する
| Title |
Calibrating_the_effective_magnitudes_of_type_Ia_supernovae_with_a_model-independent_method |
| Authors |
Jian_Hu,_Jian-Ping_Hu,_Zhongmu_Li,_Wenchang_Zhao,_and_Jing_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17163 |
この研究では、モデルに依存しないアプローチを使用して、Ia型超新星(SNeIa)の絶対等級と赤方偏移の間の相関関係を調査します。SNeIaのパンテオンサンプルと強力な重力レンズシステム(SGLS)が使用されます。宇宙距離双対関係(CDDDR)では、大きさの進化パラメータ、SNeIaの光度曲線パラメータ、およびSGLS幾何モデルのパラメータが同時に制約されます。赤方偏移の一貫性を考慮して、各SNeIaの赤方偏移がSGLSサンプルの対応する赤方偏移に近いSNeIaのサブサンプルを選択しました。この進化を記述するために2つのパラメトリックモデルが使用され、それぞれ$\delta_M=\varepsilonz$および$\delta_M=\varepsilon\log(1+z)$と書くことができます。分析の結果、最初のパラメトリックモデルでは$\varepsilon=-0.036^{+0.357}_{-0.339}$、2番目のモデルでは$\varepsilon=-0.014^{+0.588}_{-0.630}$であることが明らかになりました。この研究では、1$\sigma$信頼水準では有意な進化($\varepsilon=0$)はサポートされていないことがわかります。これらの結果は、SNeIaの固有特性の理解における大幅な進歩を表しており、今後のSNeIa研究に重要な制約を提供します。
$Euclid$: 原始特徴の検索
| Title |
$Euclid$:_The_search_for_primordial_features |
| Authors |
M._Ballardini,_Y._Akrami,_F._Finelli,_D._Karagiannis,_B._Li,_Y._Li,_Z._Sakr,_D._Sapone,_A._Ach\'ucarro,_M._Baldi,_N._Bartolo,_G._Ca\~nas-Herrera,_S._Casas,_R._Murgia,_H._A._Winther,_M._Viel,_A._Andrews,_J._Jasche,_G._Lavaux,_D._K._Hazra,_D._Paoletti,_J._Valiviita,_A._Amara,_S._Andreon,_N._Auricchio,_P._Battaglia,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_S._Camera,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_H._M._Courtois,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_F._Dubath,_X._Dupac,_M._Farina,_S._Farrens,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_S._Galeotta,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S._V._H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_A._Hornstrup,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17287 |
密度摂動の原始パワースペクトルに刻印された原始的な特徴、特に振動信号は、高エネルギースケールで新しい物理を検出する機会の明確な窓を表します。$Euclid$宇宙ミッションによる将来の分光測定と測光測定では、赤方偏移の適用範囲と非線形スケールの高精度測定のおかげで、原始パワースペクトルに独自の制約が与えられるため、標準べき乗則原始パワーからの逸脱を調査できるようになります。スペクトラム。物質パワースペクトルに重畳された原始非減衰振動を持つ2つのモデルを考えます。1つは$k$空間内で線形に配置され、もう1つは$k$空間内で対数的に配置されます。分光銀河クラスタリング、弱レンズ効果、測光銀河クラスタリング、測光プローブ間の相互相関、分光銀河クラスタリングのバイスペクトル、CMB温度と$E$モード偏光、温度偏光相互相関、CMB弱いなどにフィッシャー行列法を適用して不確かさを予測します。レンズ加工。また、原始パワースペクトルの振動信号を取得するための非線形密度再構成法も研究します。線形(対数)特徴モデルの$Euclid$プライマリプローブを使用した特徴振幅の相対誤差の割合は次のとおりです。悲観的な設定では21%(22%)、楽観的な設定では68.3%で18%(18%)でした。GC$_{\rmsp}$+WL+GC$_{\rmph}$+XCを使用した信頼水準(CL)。$Euclid$から予想される探索されたすべての情報ソースと将来のSOのようなCMB実験を組み合わせて、${\calA}_{\rmlin}\simeq0.010\pm0.001$が68.3%CLおよび${\calA}_{\rmlog}\simeq0.010\pm0.001$forGC$_{\rmsp}$(PSrec+BS)+WL+GC$_{\rmph}$+XC+SO-周波数範囲$(1,\,10^{2.1})$における楽観的設定と悲観的設定の両方と同様です。
エウロパの氷海結合システム: 純粋な氷殻の時間的進化
| Title |
Europa's_Coupled_Ice-Ocean_System:_Temporal_Evolution_of_a_Pure_Ice_Shell |
| Authors |
Nicole_C._Shibley_and_Jeremy_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16821 |
エウロパの氷の表面は海の上にあると考えられますが、氷の厚さは不明です。ここでは、さまざまな氷海の熱流束、氷のレオロジー、内部加熱速度の影響を受けるヨーロッパの純粋な氷の殻の時間的成長をモデル化します。一定の内部加熱速度と粘度依存の内部加熱速度の両方が含まれており、特定の粘度に対して同様の結果が得られます。氷のない初期状態から始まる成長殻は、O(10$^5$)からO(10$^7$)年で伝導から対流に移行し、厚さはO(1-10)kmになります。氷海の熱流束が低く、粘性が大きい場合、定常状態の厚さに達するまでの時間は、エウロパの表面の推定年齢を超え、そこから殻はまだ成長している可能性があります。最後に、シェルが伝導性の定常状態にあると仮定して、今後のクリッパーミッションで期待される氷の厚さの測定から氷海の熱流束と海の垂直速度を推定する方法を提示します。
太陽に似た主系列星の突然の極端な遮蔽: ASASSN-21qj の周囲の星周塵の進化
| Title |
Sudden_extreme_obscuration_of_a_Sun-like_main-sequence_star:_evolution_of_the_circumstellar_dust_around_ASASSN-21qj |
| Authors |
Jonathan_P._Marshall,_Steve_Ertel,_Francisca_Kemper,_Carlos_del_Burgo,_Gilles_P._P._L._Otten,_Peter_Scicluna,_Sascha_T._Zeegers,_\'Alvaro_Ribas,_Oscar_Morata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16969 |
ASASSN-21qjは、遠い太陽に似た恒星で、以前に記録された変動がなかった後、最近、深い減光現象のエピソードを開始しました。ここでは、この星のアーカイブデータと新たに取得した光学データと近赤外線データを調べます。深い非周期的な減光と以前の過剰な赤外線の欠如は、KIC8462852(「ボヤジアンの星」)を思い出させます。観測された掩蔽は、非晶質輝石で構成されたサブミクロンサイズのダスト粒子の星周雲と一致しており、最小質量は$1.50~\pm~0.04\times10^{-9}~M_{\oplus}$で、べき乗則サイズ分布を仮定すると、最小粒径は$0.29^{+0.01}_{-0.18}~\mu$mになります。さらに、NEOWISE3.4および4.6~$\mu$mの観測から、このシステムにおける近赤外線過剰の最初の証拠を特定しました。この過剰放出は、星周塵の総質量が約$10^{-6}M_{\oplus}$であることを意味しており、これは若い星の周りの地球型惑星の形成に伴う極端な可変円盤に匹敵します。深いディップの準周期的再発と推定される塵の温度(観測範囲全体で1800から700~Kの範囲)は独立して塵の軌道距離$\simeq$0.2~auを示しており、オカルト物質と過剰放出が存在することを裏付けている。因果関係がある。この長く伸びた不透明な雲の起源は、1つまたは複数の外彗星の分裂であると推測されています。
銀河における宇宙線輸送物理学のシンクロトロン署名
| Title |
Synchrotron_Signatures_of_Cosmic_Ray_Transport_Physics_in_Galaxies |
| Authors |
Sam_B._Ponnada,_Iryna_S._Butsky,_Raphael_Skalidis,_Philip_F._Hopkins,_Georgia_V._Panopoulou,_Cameron_Hummels,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Eliot_Quataert,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Kung-Yi_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16752 |
宇宙線(CR)は流出を引き起こし、銀河周囲物質の相構造を変化させる可能性があり、銀河形成に重要な影響を与える可能性があります。しかし、これらの効果は最終的には銀河内および銀河周囲のCRの主要な輸送モードに依存しており、そのモードは依然として非常に不確実です。CR輸送に対する潜在的な観測可能な制約を探るために、自己閉じ込め(SC)と外部乱流を動機とする輸送モデルでCRを進化させるL$_{\ast}$銀河の一連の宇宙論的FIRE-2CR-MHDシミュレーションを調査します(ET）パラダイム。第一に、シンクロトロンの特性は、CR物理学に基づくヒステリシスにより、SCモデルとETモデルの間で異なります。SCモデルは、極度のCRエネルギー密度でのSC輸送スケーリングの挙動による高密度ガス中のCR圧力の暴走増大により、「排出」フィードバックイベントを受ける傾向が高くなります。対応するCR風力ヒステリシスにより、ETおよび一定拡散ランと比べて、SCランではより明るく、より滑らかで、より長時間のシンクロトロン放射が得られます。シンクロトロンの違いは、形態、ISMガス、\textbf{B}の特性の違いから生じており、典型的な星形成L$_{\ast}$銀河におけるCR輸送の支配的なモードとしてSCが除外される可能性があり、CR輸送物理を制約するための非熱的無線連続体観測。
再電離時代の偏ったハローのスペクトロスコープ調査 (ASPIRE): JWST が $z\sim5.5$ で金属吸収で選択された銀河の周囲に過密度を発見
| Title |
A_SPectroscopic_survey_of_biased_halos_In_the_Reionization_Era_(ASPIRE):_JWST_Discovers_an_Overdensity_around_a_Metal_Absorption-selected_Galaxy_at_$z\sim5.5$ |
| Authors |
Yunjing_Wu,_Feige_Wang,_Zheng_Cai,_Xiaohui_Fan,_Kristian_Finlator,_Jinyi_Yang,_Joseph_F._Hennawi,_Fengwu_Sun,_Jaclyn_B._Champagne,_Xiaojing_Lin,_Zihao_Li,_Zuyi_Chen,_Eduardo_Ba\~nados,_George_D._Becker,_Sarah_E._I._Bosman,_Gstavo_Bruzual,_Stephane_Charlot,_Hsiao-Wen_Chen,_Jacopo_Chevallard,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Xiangyu_Jin,_Hyunsung_D._Jun,_Koki_Kakiichi,_Mingyu_Li,_Weizhe_Liu,_Maria_A._Pudoka,_Wei_Leong_Tee,_Zhang-Liang_Xie,_Siwei_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16757 |
${\itJWST}$の打ち上げは、再電離時代(EoR)の終わりにおける金属線吸収体と銀河との関係を研究するための新しい窓を開きます。これまでの研究では、地上観測を通じて吸収体銀河のペアが限られた量で検出されていた。$z>5$における吸収体とそのホスト銀河との関係についての理解を深めるために、我々はNIRCam広視野スリットレス分光法(WFSS)を利用して、静止系の光輝線(例:[OIII]+H$\beta$)。${\itJWST}$ASPIREプログラムのデータを使用して、$z=5.428$でのMgII関連銀河の発見を報告します。MgII吸収体は、静止フレーム等価幅0.74$\mathring{A}$を持つクエーサーJ0305--3150のスペクトル上で検出されます。関連する銀河の[OIII]光度は$10^{42.5}\{\rmerg\s^{-1}}$で、衝突パラメータは24.9適切キロパーセク(pkpc)です。結合${\itHST}$-${\itJWST}$スペクトルエネルギー分布(SED)は、星の質量と星形成速度が${\rmM_*\約10^{8.8}}$${であることを意味します。\rmM_{\odot}}$、${\rmSFR}\約10\{\rmM_{\odot}\年^{-1}}$。[OIII]に相当する幅と恒星の質量は、この赤方偏移における[OIII]発光体の典型的なものです。さらに、流出開始時刻をSEDから導出された恒星年齢に結び付けると、この銀河の流出速度は$\sim300\{\rmkm\s^{-1}}$となり、理論上の予想と一致します。同様の赤方偏移($|dv|<1000\{\rmkm\s^{-1}}$)で最大$\sim300$pkpcの衝撃パラメーターを持つ6つの追加の[OIII]エミッターを特定しました。観測された数値は宇宙論的シミュレーションの数値と一致しています。このパイロット研究は、ASPIREプログラム内で吸収体と銀河の関係を体系的に調査することで、宇宙初期の金属濃縮の歴史についての洞察が得られることを示唆しています。
銀河形成の半解析モデルからのコンパクトなグループ -- IV: 銀河の進化に対するグループ集合の影響
| Title |
Compact_groups_from_semi-analytical_models_of_galaxy_formation_--_IV:_effect_of_group_assembly_on_the_evolution_of_their_galaxies |
| Authors |
Ariel_Zandivarez_(1),_Eugenia_Diaz-Gimenez_(1),_Antonela_Taverna_(1),_Gary_Mamon_(2)_((1)_OAC/UNC_-_IATE/CONICET/UNC_-_(2)_IAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16764 |
銀河形成の半解析モデル(SAM)から構築された模擬カタログから抽出された3000を超える銀河のコンパクトグループ(CG)を使用して、CG集合チャネルが銀河のz=0特性とその進化に影響を与えるかどうかを研究します。CG銀河の特性の時間の経過に伴う進化は、明らかに星の質量の関数です。たとえば、高恒星質量のCG銀河は、高温ガスの貯蔵庫を維持しながら、冷たいガスをほとんど含まずに最後の8ギールを生きてきました。一方、低質量CG銀河は、現時点でもまだ冷たいガスの含有量の一部を保持していますが、完全に消滅しています。高温ガスの貯蔵庫を排出しました。さらに、CG銀河の進化はCGの集合履歴の関数でもあることもわかりました。ガス含有量のより極端な減少、ブラックホールの質量増加率の増加、宇宙の関数としての星形成のより顕著な抑制などです。最近のCGアセンブリから初期のCGアセンブリに移行するまでの時間。したがって、CGは銀河集合バイアスのもう1つの実験室を構成します。なぜなら、後から集合するグループはより遅い星形成を持つからです。私たちの結果は、集合経路に従ってCGを分類することが、銀河の歴史を通じてその特性を変化させるさまざまな経路を区別する方法であることを示しています。
Sp1149 I: MACS J1149 星団によって強くレンズされた赤方偏移 z=1.49 の渦巻銀河の HII 領域のバルマー L シグマ関係の制約
| Title |
Sp1149_I:_Constraints_on_the_Balmer_L-sigma_Relation_for_HII_Regions_in_a_Spiral_Galaxy_at_Redshift_z=1.49_Strongly_Lensed_by_the_MACS_J1149_Cluster |
| Authors |
Hayley_Williams,_Patrick_Kelly,_Wenlei_Chen,_Jose_Maria_Diego,_Masamune_Oguri,_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16767 |
近くの銀河の巨大なHII領域の減光補正されたバルマー輝線の光度と速度分散は、密接な相関関係を示します(~0.35dex散乱)。ただし、巨大なHII領域を個別に研究するために必要な角度分解能と感度を考慮すると、大きなルックバック時間における巨大HII領域がLシグマ関係に従うかどうかについては、ほとんど制約がありません。MACSJ1149銀河団によって撮影された赤方偏移z=1.49の渦巻銀河Sp1149の11個のHII領域からのH-アルファおよびH-ベータ放射の光度および速度分散を測定します。Sp1149は、解像された画像を持つ最初に知られた強いレンズの超新星、SNレフスダルの主銀河でもあります。我々は、アーカイブされたKeck-IOSIRIS観測と、新たに取得したKeck-IMOSFIREおよび大型双眼望遠鏡LUCIによるSp1149のロングスリットスペクトルを使用します。単純にパラメーター化されたGLAFICレンズモデルを使用すると、z=1.49でのHII領域のH-アルファ光度は、測定した低赤方偏移のL-シグマ関係によって予測されるよりも6.4+2.9-2.0倍明るいことがわかります。超大型望遠鏡MUSE分光法。レンズモデルが正確であれば、Sp1149のHII領域は、低赤方偏移の対応する領域とは異なります。我々は、Sp1149のHII領域を特定しました。これは、低速度分散を考慮すると、低赤方偏移Lシグマ関係が予測するよりも劇的に明るい(2.03+-0.44dex)。最後に、Sp1149のHII領域は、おそらく驚くべきことに、Baldwin-Phillips-Terlevichダイアグラム上のz=0の星形成軌跡と一致しています。
Sp1149 II: MACS J1149 およびクラスター レンズ モデルの臨界曲線に近い HII 領域の分光法
| Title |
Sp1149_II:_Spectroscopy_of_HII_Regions_Near_the_Critical_Curve_of_MACS_J1149_and_Cluster_Lens_Models |
| Authors |
Hayley_Williams,_Patrick_Kelly,_Wenlei_Chen,_Jose_Maria_Diego,_Masamune_Oguri,_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16769 |
銀河団重力レンズを使用すると、長いルックバック時間や、最近ではハッブル定数の時間遅延制約でも暗い銀河の研究が可能になります。ただし、倍率が最大となる臨界曲線(<8インチ)に隣接するレンズモデル予測のテストはほとんど行われていません。関連論文では、GLAFICレンズモデルを使用してHII領域のバルマーLシグマ関係を制約しています。MACSJ1149銀河団によって強くレンズ化された赤方偏移z=1.49の銀河内.ここで、複数のモデリング仮定を採用した10個のクラスターレンズモデルの予測と、11個の拡大された巨大なHII領域の測定値との詳細な比較を実行します。モデルは、低赤方偏移のLシグマ関係に従うという仮定の下で、HII領域から推測される倍率よりも平均6.2小さい倍率(2シグマ張力)を予測します。偏りがあるため、次にSp1149の3つの画像のノット間の磁束比を検討し、これらがモデルの予測と一致していることがわかります。さらに、質量シートの縮退は原理的には倍率における最大6倍の不一致の原因となる可能性がありますが、値SNRefsdalの時間遅延から推定されるH0の値は、信じられないほど小さくなります。我々は、レンズモデルが大きく偏っている可能性は低く、代わりにSp1149のHII領域が低赤方偏移バルマーLシグマ関係が予測するよりも実質的に明るいと結論付けます。
TNG100の中心銀河と衛星銀河における星形成を解明
最近の宇宙論的流体力学シミュレーションにより、全球的な星形成特性が観測された銀河の特性とよく一致する数値銀河の集団が生成されました。超新星や活動銀河核からのエネルギーフィードバックを適切にモデリングすることは、観測された銀河の特性を再現するシミュレーションの能力にとって極めて重要であり、歴史的にそのようなモデリングは課題であることが証明されています。ここでは、フィードバックモデルのテストとして、TNG100シミュレーションの$z=0$スナップショットにおける中心銀河と衛星銀河の局所的特性を分析します。TNG100銀河の恒星粒子の正面投影を生成し、そこから、傾きと正規化を使用して、解明された星形成主系列($\Sigma_{SFR}$--$\Sigma_*$関係)の存在を実証します。それは以前の研究と合理的に一致しています。また、分解された主系列線からの距離($\Delta\Sigma_{SFR}$)と光度加重恒星年齢($age_L$)という2つのパラメーターについて、さまざまな銀河集団の動径プロファイルも示します。我々は、平均して、高質量の中心銀河と衛星銀河は内側から外へ消光するのに対し、低質量の中心銀河と衛星銀河は同様のより平坦なプロファイルを持っていることを発見した。
FIRE-2 シミュレーションにおけるバーの形成と破壊
| Title |
Bar_formation_and_destruction_in_the_FIRE-2_simulations |
| Authors |
Sioree_Ansar,_Sarah_Pearson,_Robyn_E._Sanderson,_Arpit_Arora,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_Wetzel,_Emily_C._Cunningham,_Jenny_Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16811 |
銀河における棒の形成と破壊に関与する物理的メカニズムは依然として議論の対象となっています。私たちは、孤立した理想化されたシミュレーションからバーがどのように形成され、進化するかについて貴重な洞察を得ることができましたが、宇宙論的領域では、複数の星形成エピソードを伴う乱流星間媒体(ISM)の存在下で、銀河バーは合体やガス降着イベントを伴う複雑な環境で進化します。、ホスト銀河の暗黒物質ハローと結合することに加えて。私たちは、FIRE-2(現実的な環境でのフィードバック)宇宙論的ズームインシミュレーションから、13個の天の川質量銀河における棒の形成を調査しました。シミュレーションされた13個の銀河のうち8個は、その歴史のある時点で棒を形成します。そのうちの3個は潮汐作用によるもので、5個は円盤の内部進化によるものです。FIRE-2のバーは一般に共回転半径(平均バー半径$\sim1.53$kpc)より短く、広範囲のパターン速度(36～97kms$^{-1}$kpc$^{-1}$)、広範囲の動的時間(2～160バー回転)にわたって存続します。FIRE-2銀河での棒形成は衛星相互作用と内部銀河の恒星と暗黒物質の質量比の影響を受けるが、どちらも棒形成の十分条件ではないことがわかった。ディスクが運動学的に冷たい場合、バーの形成が発生する可能性が高く、形成されたバーはより強力で長寿命になります。一方、中心ガスの割合が高い銀河や活発な星形成が行われている銀河は、より弱い棒を形成する傾向があります。FIRE-2銀河の場合、これらの特性が組み合わされて、強度$A_2/A_0\sim$0.1--0.2の楕円体バーが生成されます。
アルマ望遠鏡レンズ銀河団サーベイ: 積層解析によるクラスターおよびフィールド銀河の塵、ガス、星形成特性の平均値
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_average_dust,_gas,_and_star_formation_properties_of_cluster_and_field_galaxies_from_stacking_analysis |
| Authors |
Andrea_Guerrero,_Neil_Nagar,_Kotaro_Kohno,_Seiji_Fujimoto,_Vasily_Kokorev,_Gabriel_Brammer,_Jean-Baptiste_Jolly,_Kirsten_Knudsen,_Fengwu_Sun,_Franz_E._Bauer,_Gabriel_B._Caminha,_Karina_Caputi,_Gerald_Neumann,_Gustavo_Orellana-Gonz\'alez,_Pierluigi_Cerulo,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Nicolas_Laporte,_Anton_M._Koekemoer,_Yiping_Ao,_Daniel_Espada_and_Alejandra_M._Mu\~noz_Arancibia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16832 |
私たちは、アルマ望遠鏡データの連続体およびスペクトルスタッキングのための新しいツールを開発し、これらをアルマ望遠鏡レンズ星団探査(ALCS)に適用します。我々は、3つの赤方偏移と恒星質量ビンにわたって、個別に検出されていない星形成銀河3,402個（そのうち1,450個が団銀河、1,952個のフィールド銀河である）の積み重ねられた観測された260GHz連続体から、平均ダスト質量、ガス質量、星形成速度（SFR）を導き出す。($z=0$-1.6およびlog$M_{*}[M_{\odot}]=8$-11.7)、SFRで選択されたサブサンプルの輝線スペクトルを積み重ねることにより、平均分子ガス含有量を導き出します。クラスター銀河とフィールド銀河の両方の平均SFRと比SFRは、主系列(MS)星形成銀河で予想される値より低く、log$M_{*}[M_{\odot}]=9.35の恒星質量を持つ銀河のみです。$-10.6は、MSのものと同等の塵とガスの割合を示しています。アルマ望遠鏡で追跡された平均の「高度に不明瞭な」SFRは、通常、光学から近赤外のスペクトル分析で観察されたSFRよりも低くなります。重ね合わせマップでは野銀河の方が明るい場合でも、星団銀河と野銀河は塵とガスの含有量において同様の傾向を示します。スペクトルスタッキングから、最も高いSFRを持つクラスター銀河とフィールド銀河をスタッキングしたときの潜在的なCO($J=4\to3$)線放射(SNR$\sim4$)が見つかります。
銀河と集団集合: 近くの銀河群における xSAGA 銀河の補体
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly:_The_xSAGA_Galaxy_Complement_in_Nearby_Galaxy_Groups |
| Authors |
B.W._Holwerda_(UofL),_S._Phillipps_(Bristol),_S._Weerasooriya_(Texas_Christian_University),_M._S._Bovill_(Texas_Christian_University),_S._Brough_(New_South_Wales,_Monash),_M._J._I._Brown_(Monash),_C._Robertson_(UofL),_and_K._Cook_(UofL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16875 |
銀河のグループは、銀河の進化の多くが行われると考えられている中間密度の環境です。分光赤方偏移調査では、これらを空間的な赤方偏移の密接な関連として識別できます。ただし、分光調査は画像調査よりも明るさと完全性が常に制限されます。ここでは、GalaxyAndMassAssemblyグループカタログと、機械学習によって識別された低赤方偏移衛星銀河の拡張衛星周囲銀河アナログ(xSAGA)カタログを組み合わせます。GAMA赤道領域(m<21)の範囲内に1825個のxSAGA銀河が見つかり、そのうち1562個はGAMA分光カタログ(m<19.8)に対応する銀河がある可能性があります。これらのうち、1326個にはGAMA対応物があり、z=0.03未満の974個(真陽性)、およびz=0.03より上の352個(偽陽性)があります。GAMA銀河群カタログとxSAGAカタログを相互相関させることにより、GAMA銀河群の衛星内容を拡張し、特徴付けることができます。ほとんどのグループには5個未満のxSAGA銀河が関連付けられていますが、より豊かなグループにはさらに多くのxSAGA銀河がある可能性があることがわかりました。追加された各xSAGA銀河は、そのグループの総恒星質量のほんの一部(<<10%)にすぎません。少数(<4)の明るい銀河を含む、天の川のハローに似たGAMAグループを選択すると、xSAGAがグループに等級のより暗い光源を追加できること、およびローカルグループが明るい衛星の数で目立たないことがわかります。私たちはGAMA群のxSAGA銀河の静止部分を調査し、文献との良好な一致を見つけました。
The Close AGN Reference Survey (CARS): 電波が静かな AGN HE 0040-1105
における電波ジェットと AGN 放射の間の相互作用
| Title |
The_Close_AGN_Reference_Survey_(CARS):_An_interplay_between_radio_jets_and_AGN_radiation_in_the_radio-quiet_AGN_HE_0040-1105 |
| Authors |
M._Singha,_N._Winkel,_S._Vaddi,_M._P\'erez-Torres,_M._Gaspari,_I._Smirnova-Pinchukova,_C._P._O'Dea,_F._Combes,_O._Omoruyi,_T._Rose,_R._McElroy,_B._Husemann,_T._A._Davis,_S._A._Baum,_C._Lawlor-Forsyth,_J._Neumann,_and_G._R._Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16926 |
我々は、高い降着率（エディントン比=0.19+/-0.04）で遮蔽されていない電波静かなAGNであるHE0040-1105のケーススタディを紹介します。この特定のAGNは、CloseAGNReferenceSurvey(CARS)の他のすべてのAGNと比較して、核からの最大の空間オフセットを持つイオン化ガスの流出をホストしています。VLT/MUSE、HST/WFC3、VLA、EVNからの多波長観測を組み合わせることで、電離条件、ガス運動学、母銀河スケールから中心の数個の銀河までの電波放射を調査します。運動学的に異なる4つの成分が検出されます。そのうちの1つは、中心500pc内に位置する空間的に未解決のAGN駆動の流出であり、局所的にISM条件を支配します。その速度は母銀河の重力ポテンシャルから逃れるには低すぎるため、おそらくカオス的な低温降着を介して中央ブラックホールに再降着する可能性があります。HE0040-1105では、流出がカバーする領域内で、約20年のタイムスケールで変化する小型電波放射が検出されました。私たちは、AGNコロナ放射も星形成過程も電波形態/スペクトルを完全には説明できないことを示します。流出するイオン化ガスと100個のスケールでの連続電波放射の間の空間的配置は、AGN風によって生成される拡散電波放射ではなく、弱いジェットの形態と一致しています。流出するイオン化ガス放出の>90%は中央の100pcから発生し、その中で流出のイオン化光度はラジオジェットの機械的出力に匹敵します。HE0040-1105では主に電波ジェットが流出を引き起こしている可能性がありますが、AGNからの放射圧がこのプロセスに寄与している可能性があります。
回転的に冷たいOH$^+$の解離再結合と拡散雲における宇宙線電離率への影響
| Title |
Dissociative_Recombination_of_Rotationally_Cold_OH$^+$_and_Its_Implications_for_the_Cosmic_Ray_Ionization_Rate_in_Diffuse_Clouds |
| Authors |
\'Abel_K\'alosi_(1_and_2),_Lisa_Gamer_(2),_Manfred_Grieser_(2),_Robert_von_Hahn_(2),_Leonard_W._Isberner_(3_and_2),_Julia_I._J\"ager_(2),_Holger_Kreckel_(2),_David_A._Neufeld_(4),_Daniel_Paul_(1_and_2),_Daniel_W._Savin_(1),_Stefan_Schippers_(3),_Viviane_C._Schmidt_(2),_Andreas_Wolf_(2),_Mark_G._Wolfire_(5),_Old\v{r}ich_Novotn\'y_(2)_((1)_Columbia_Astrophysics_Laboratory,_Columbia_University,_New_York,_NY_10027,_USA,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Kernphysik,_Saupfercheckweg_1,_D-69117_Heidelberg,_Germany,_(3)_I._Physikalisches_Institut,_Justus-Liebig-Universit\"at_Gie{\ss}en,_D-35392_Gie{\ss}en,_Germany,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_MD_21218,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD_20742,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17015 |
OH$^+$の観測は、拡散原子雲における星間宇宙線の電離率を推定するために使用され、それによって、低エネルギー宇宙線スペクトルだけでなく、星間雲を通る宇宙線の伝播や星間雲による遮蔽も抑制されます。H数密度に対するH$_2$の比が低い領域では、解離的再結合(DR)がOH$^+$の主な破壊プロセスであり、DR速度係数はOH$^+$の存在量の予測と推論に重要です。宇宙線のイオン化率。我々は、極低温貯蔵リングにおける電子-イオン併合ビームセットアップを使用して、最低回転レベルにおける電子的および振動的に緩和されたOH$^+$のDRを実験的に研究した。これらの測定から、拡散雲の化学モデル、つまり電子、振動、および回転の地表レベルにおけるOH$^+$に適用できる動的温度速度係数を導き出しました。典型的な拡散雲の温度では、運動温度速度係数は以前の実験的に導出された値よりも$\sim5$倍大きく、理論によって計算された値よりも$\sim33$倍大きくなります。実験結果とモデリング結果を組み合わせた結果は、OH$^+$とH$_2$O$^+$の観測から推測される宇宙線イオン化率の大幅な増加を示しており、これは$(6.6\pm1.0)の幾何平均に相当します。\times10^{-16}\,\mathrm{s}^{-1}$。これは、拡散原子雲内の宇宙線電離率の以前に推定された値より2倍以上大きくなります。拡散分子雲と高密度分子雲の観測と組み合わせると、これらの発見は、星間雲における宇宙線遮蔽の度合いがこれまで推定されていたよりも大きいことを示しています。
銀河集団の流体力学シミュレーション: 永続する成功と未解決の課題
| Title |
Hydrodynamical_simulations_of_the_galaxy_population:_enduring_successes_and_outstanding_challenges |
| Authors |
Robert_A._Crain_and_Freeke_van_de_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17075 |
ラムダCDM宇宙論の流体力学シミュレーションにおける銀河集団のモデル化の進歩をレビューします。現在、最先端のシミュレーションは、観察された銀河の空間クラスタリング、質量、サイズ、星の形成速度などの主要な特性の分布、さまざまな特性と質量を結び付けるスケーリング関係を幅広く再現しています。このような改善により、シミュレーションから得られる洞察に対する信頼が生まれます。しかし、多くの重要な結果、特に銀河周囲のガスの特性は、フィードバックプロセスなど、未解決の物理学の巨視的効果を近似するために使用されるサブグリッドモデルの詳細に影響されます。私たちは、主要なシミュレーションスイートの結果を観察結果と比較したり、相互に比較したりして、それらが培ってきた永続的な成功と、次世代モデルで取り組むべき未解決の課題を特定します。私たちの重要な結論は次のとおりです。1)サブグリッドフィードバックモデルの不制約パラメータを調整することで、現実的な銀河を再現できます。フィードバックは、それぞれ低質量銀河と高質量銀河の星とブラックホールによって支配されます。2)シミュレーションに実装された物理プロセスを調整または無効にすると、観測対象への影響を明らかにできますが、結果が悪化する可能性があります。3)異なるサブグリッドフィードバック実装を使用したシミュレーションでは、同様の銀河集団が現れる可能性があります。しかし、これらのモデルは一般に、銀河やハローに出入りするガス流量が著しく異なることを予測します。したがって、CGM観察は、この退化を打破し、新しいフィードバックモデルの開発を導く有望な手段となります。
ComPACT: ACT+プランク銀河団カタログ
銀河団は、暗黒物質、熱いバリオンガス、星からなる最も巨大な重力束縛系です。それらは観測宇宙論と銀河進化の研究において重要な役割を果たしています。私たちは、ACT+プランク強度マップ上のSZ信号のセグメンテーションのための深層学習モデルを開発し、ここでACTフットプリント内の新しい銀河団カタログを提示します。銀河団カタログの純度を高めるために、拡張プランク銀河団カタログ(SZcat)の候補の方向にある最も可能性の高い銀河団を含む完全なサンプルの一部のみをここで公開することに限定します。ComPACTカタログには、2,934個の銀河クラスター($Purity\gtrsim88$%を含む)が含まれています。$\gtrsim1436$クラスターは、既存のACTDR5およびPSZ2クラスターサンプルに対して新しいものです。
Gaia dr3 による散開星団と野星の集団における放射状移動の役割
| Title |
The_role_of_radial_migration_in_open_cluster_and_field_star_populations_with_Gaia_dr3 |
| Authors |
Carlos_Viscasillas_V\'azquez,_Laura_Magrini,_Lorenzo_Spina,_Gra\v{z}ina_Tautvai\v{s}ien\.e,_Mathieu_Van_der_Swaelmen,_Sofia_Randich,_Giuseppe_Germano_Sacco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17153 |
星団の生存期間は、星団の総質量、密度、ひいてはサイズ、および星団が誕生した環境や存在する環境によって決まります。その力学的な進化は、銀河棒の重力効果、渦巻き構造、分子雲などのさまざまな要因の影響を受けます。全体として、クラスターの寿命を決定する要因は複雑で、完全には理解されていません。この研究の目的は、散開星団と野星が放射状移動を引き起こす摂動に対して異なる反応を示すかどうかを調査することです。特に、現存する最古のクラスターの性質を理解することを目指しています。2つのGaiaDR3サンプルの運動学的特性の時間変化を比較しました。最初のサンプルは$\sim$40の散開星団で構成され、2番目のサンプルは$\sim$66,000個のMSTO野星で構成されています。選択された両方のサンプルは、同じ品質基準で選択された星で構成されており、薄い円盤に属し、同様の金属量範囲にあり、同じ銀河中心領域[7.5-9kpc]に位置し、年齢が1Gyrを超えています。私たちは、野星のサンプルと散開星団のサンプルの特性を比較する統計分析を実行しました。運動学的特性と軌道特性を定性的に比較すると、2～3Gyrよりも若い星団は野星よりも摂動に強く、準円軌道に沿って移動することが明らかになった。逆に、約3ギルよりも古い星団は、同じ年齢範囲の孤立星よりも離心率が高く、傾斜した軌道を持っています。このような軌道により、彼らは銀河面のより高い高度に到達し、数ギル長く生存できる確率が最大化されます。正式な統計解析により、野星と散開星団の運動学的および軌道特性のほとんどの時間発展には差異があることが明らかになりました。私たちの結果は、生き残った最古の星団は通常より質量が大きく、離心率がより高い軌道上を移動していることを示唆しています。
二重バー形成の新たな潮汐シナリオ
| Title |
A_new_tidal_scenario_for_double_bar_formation |
| Authors |
Marcin_Semczuk,_Ewa_L._{\L}okas,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_E._Athanassoula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17180 |
二重棒は棒状銀河のかなりの部分を占めます。潮汐相互作用を伴う二重バーの新しい形成シナリオを提案します。IllustrisTNGプロジェクトのTNG50-1を実行してシミュレートされた銀河の2つの例を使用して、このシナリオの実行可能性を示します。提案されたシナリオでは、内側のバーが孤立して、不安定性を介して、または以前の潮流によって最初に形成されます。外側のバーは、強い相互作用によって潮汐力によって歪んだ材料から後で形成されます。このようにして形成された内側のバーと外側のバーは異なるパターン速度で回転するため、位相が揃っていると1つのバーと間違えられることがあります。二重格子構造は安定しており、少なくとも3ギルまで耐えることができます。潮汐によって引き起こされる二重バーの内側のバーも大きなサイズを持つ可能性があり、これが一部の銀河で最近発見された巨大な内側のバーの起源を説明できる可能性があります。
イソブテンのミリメートルおよびサブミリメートル分光法と分子雲でのその検出 G+0.693
| Title |
Millimetre_and_submillimetre_spectroscopy_of_isobutene_and_its_detection_in_the_molecular_cloud_G+0.693 |
| Authors |
Mariyam_Fatima,_Holger_S._P._M\"uller,_Oliver_Zingsheim,_Frank_Lewen,_V\'ictor_M._Rivilla,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_and_Stephan_Schlemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17236 |
イソブテン((CH$_3$)$_2$C=CH$_2$)は、ブテン(C$_4$H$_8$)の4つの異性体のうちの1つです。TMC-1に向けて、また太陽型原始星系IRAS16293$-$2422のより温暖な環境でもプロペン(CH$_3$CH=CH$_2$)が検出されたことを考えると、次のアルケンの1つであるイソブテンは、宇宙で探索される有望な候補者。私たちは、高精度の静止周波数セットを取得し、星間物質での検出を容易にするために、イソブテンの主な同位体反応の限られたラインリストをマイクロ波からミリメートル領域まで拡張することを目指しています。室温での吸収分光法を使用して、35$〜$370GHzの範囲のイソブテンの回転スペクトルを調査しました。振動周波数を評価するために、量子化学計算が実行されました。我々は、イソブテンの新しいまたは改良された分光パラメータを最大6次の歪み定数まで決定しました。これらの新しい結果により、プロペンも最近発見されたG+0.693分子雲での検出が初めて可能になりました。プロペン対イソブテンのカラム密度比は約３：１であると測定された。観察されたイソブテンの分光パラメータは十分に正確であるため、計算された遷移周波数は700GHzまで信頼できるはずです。これは、ISMの他の暖かい地域でこのアルケンを観察するのにさらに役立ちます。
Suzaku II の軟 X 線背景: 超ウイルス温度の泡?
| Title |
The_soft_X-ray_background_with_Suzaku_II:_Supervirial_temperature_bubbles? |
| Authors |
Hayato_Sugiyama,_Masaki_Ueda,_Kotaro_Fukushima,_Shogo_B._Kobayashi,_Noriko_Y._Yamasaki,_Kosuke_Sato,_and_Kyoko_Matsushita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17246 |
天の川銀河内の高温X線を放出する星間物質の観察は、恒星のフィードバックを研究し、銀河の形成と進化を理解するために重要です。$75^\circ<l<285^\circ$および$|b|>15^\circ$での130回のすざく観測における軟X線背景放射の測定結果を示します。局所的なホットバブルと天の川ハローからなる標準的な軟X線背景モデルでは、一部の領域のスペクトルでは残留構造が0.7～1keVに残ります。天の川銀河のビリアル温度よりもはるかに高い$\sim$0.8keVの温度の衝突電離平衡成分を追加すると、130個の観測のうち56個で導出されるC統計量が大幅に減少します。0.8keV成分の放射量は1桁以上異なります。太陽の存在量を仮定すると、中央値は3$\times10^{-4}~\rm{cm^{-6}pc}$です。16～84パーセンタイルの範囲は(1--8)$\times10^{-4}~\rm{cm^{-6}pc}$です。オリオン・エリダヌス座スーパーバブル（オリOB1連合から伸びる大きな空洞）に向かう領域では、0.8keV成分の最も高い放射測定値が得られます。散乱は大きいですが、放出量は銀河の低緯度になるほど高くなる傾向があります。太陽風電荷交換、星、背景グループによって引き起こされる可能性のあるバイアスについて議論します。0.8keV成分はおそらく天の川円盤内の超新星によって加熱され、おそらく銀河の噴水に関連していると考えられます。
コンドルアレイ望遠鏡のご紹介です。 II.エッジオン渦巻銀河 NGC 5907 と NGC 5866 グループの深部画像観察:
象徴的な星の流れのさらに別の視点
| Title |
Introducing_the_Condor_Array_Telescope._II._Deep_imaging_observations_of_the_edge-on_spiral_galaxy_NGC_5907_and_the_NGC_5866_Group:_yet_another_view_of_the_iconic_stellar_stream |
| Authors |
Kenneth_M._Lanzetta,_Stefan_Gromoll,_Michael_M._Shara,_Stephen_Berg,_James_Garland,_Evan_Mancini,_David_Valls-Gabaud,_Frederick_M._Walter,_John_K._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17248 |
私たちは、コンドルアレイ望遠鏡を使用して、銀河NGC5907とその星流を取り囲む非常に広範囲の領域を含む、NGC5866グループ全体の輝度フィルターを介した深部イメージング観測を取得しました。私たちは、星の流れが、より明るい東の流れからより暗い西の流れまで$220$kpc伸び、北に曲がり、その後銀河に向かってカールして戻る単一の湾曲した構造で構成されていることがわかりました。この結果は、星流の第2ループに関する以前の主張に反していますが、星流の全体的な形態に関する以前の別の説明と一致しています。さらに、(1)西流の延長線がその頂点付近で分岐しているように見えること、(2)西流には銀河の真東に$\約6$kpcの明らかな隙間があること、(3)その逆であることもわかりました。以前の主張では、東の流れの中に始祖銀河の残存物があるという証拠はありませんが、(4)他にも多くの始祖銀河の可能性があり、(5)銀河の距離にある場合には、別の構造が存在します。この銀河は240kpcに広がり、非常に大きく表面の明るさが非常に低い2つの発光「パッチ」が含まれており、そのうちの1つは以前に注目され、もう1つは注目されていませんでした。NGC5907付近の恒星流の数と多様性、および西流の明らかなギャップに注目します。これは、銀河の近くにある暗いサブハローまたは衛星を示している可能性があります。
銀河ガス円盤に誘発される渦巻衝撃：渦巻銀河の観測特性の流体力学的理解
| Title |
Spiral_shocks_induced_in_galactic_gaseous_disk:_hydrodynamic_understanding_of_observational_properties_of_spiral_galaxies |
| Authors |
Ramiz_Aktar,_Li_Xue,_Li-Xin_Zhang,_and_Jing-Yi_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17271 |
私たちは、コンパクトな天体の周りの定常、断熱、非軸対称、自己重力、質量流出降着円盤における螺旋衝撃の特性を調査します。我々は、ガス状の銀河円盤内の降着・放出解を取得し、それを渦巻銀河に適用して、いくつかの銀河の観測量間の物理的関係の可能性を調査します。自己重力円盤の可能性は、Mestel(1963)の処方に従って考慮されます。スパイラル衝撃誘起降着・放出解は、点ごとの自己相似アプローチに従って得られます。私たちは、自己重力円盤が円盤の螺旋構造の力学と螺旋衝撃の特性に大きな影響を与えることを観察しました。私たちは、渦巻銀河におけるピッチ角とせん断速度の間、およびピッチ角と星形成速度の間の観測上のばらつきには、いくつかの重要な物理情報が含まれていることを発見しました。同様のピッチ角を持つ銀河間では星形成率に大きな差があり、これは銀河の異なる周囲条件によって引き起こされる星形成効率の違いによって説明される可能性がある。
アルマ望遠鏡の調査: z = 4-8 の大質量ライマンブレイク銀河における不明瞭な星形成が IRX-$\beta$ と
$M_{\star}$ 関係によって明らかに
| Title |
The_ALMA_REBELS_survey:_obscured_star_formation_in_massive_Lyman-break_galaxies_at_z_=_4-8_revealed_by_the_IRX-$\beta$_and_$M_{\star}$_relations |
| Authors |
R._A._A._Bowler,_H._Inami,_L._Sommovigo,_R._Smit,_H._S._B._Algera,_M._Aravena,_L._Barrufet,_R._Bouwens,_E._da_Cunha,_F._Cullen,_P._Dayal,_I._de_Looze,_J._S._Dunlop,_Y._Fudamoto,_V._Mauerhofer,_R._J._McLure,_M._Stefanon,_R._Schneider,_A._Ferrara,_L._Graziani,_J._A._Hodge,_T._Nanayakkara,_M._Palla,_S._Schouws,_D._P._Stark,_P._P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17386 |
私たちは、49個の大質量(${\rmlog}_{10}(M_{\star}/{\rmM}_{\odot})>9$)のライマンブレーク銀河における、塵に覆われた星の形成の程度を調査します(LBGs)は、アルマ望遠鏡再電離時代輝線探査(REBELS)の大規模プログラムの一環として観測された$z=6.5$-$8$です。測光データとREBELSALMA測定の深いスタックを作成することにより、有意な割合($f_{\rmobs}=0.4$-$0.7$)を明らかにする平均レストフレームUV、光学および遠赤外線(FIR)特性を決定します。）不明瞭な星形成の様子は、以前の研究と一致しています。静止フレームのUV勾配の測定から、これらの赤方偏移で最も明るいLBGは、より暗い等級で見られる色と等級の関係の外挿から予想されるよりも青い($\beta\simeq-2.2$)色を示すことがわかります。FIR内の修正された黒体スペクトルエネルギー分布(SED)を仮定すると(塵の温度$T_{\rmd}=46\、{\rmK}$および$\beta_{\rmd}=2.0$)、REBELSの情報源が、局所的な「カルゼッティのような」スターバースト赤外線過剰(IRX)-$\beta$関係と一致していることがわかりました。ALPINEALMAの大規模プログラムから取得した$z\simeq4$-$6$の108個の銀河のデータを、一貫した方法論と想定されるFIRSEDを使用して再解析することにより、$z\simeq4$-$8$から大質量銀河が選択されたことを示します。レストフレームUVでは、派生したIRX-$\beta$関係に目立った進化はありません。ALPINEとREBELSのサンプルを組み合わせて得られたIRX-$M_{\star}$関係を、$z<4$で確立された関係と比較すると、IRXに欠陥が見つかり、$z>4$では、$M_{\star}$が与えられた場合、隠れた星形成は$\gtrsim3$の係数で低くなります。我々のIRX-$\beta$の結果は、同様の星の質量とSFRを持つ$z\simeq7$銀河のシミュレーションと半解析モデルの高赤方偏移予測とよく一致しています。
天の川の表面質量密度: 従来の $K_Z$ アプローチは新しい調査の文脈でも機能しますか?
| Title |
The_Surface_Mass_Density_of_the_Milky_Way:_Does_the_Traditional_$K_Z$_Approach_Work_in_the_Context_of_New_Surveys? |
| Authors |
Xinlun_Cheng,_Borja_Anguiano,_Steven_R._Majewski,_Phil_Arras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17405 |
我々は、APOGEE分光法に基づいて化学的に選択された薄い円盤サンプルと厚い円盤サンプルを使用して、広範囲の銀河中心半径と垂直高さについて、古典的な$K_Z$問題、つまり天の川円盤の鉛直力と暗黙の全質量密度分布の決定を再検討します。ガイア天文法と組み合わせます。銀河円筒座標で速度分散プロファイルを導き出し、2つのサンプルのジーンズ方程式を別々に解きました。この結果は、化学的に区別されたこれら2つの集団について導出された垂直高さの関数としての総表面質量密度が異なるという驚くべきことです。銀河の半径とは無関係に、厚い円盤から計算された密度はより大きく、外側の銀河と比較して内側の銀河では不一致が大きくなります。さらに、厚い円盤集団から得られた総質量密度と、垂直高さ1kpcを超える標準ハローモデルとの間には全体的に良好な一致がありますが、ミッドプレーンに近い場合、厚い円盤集団を使用して観察された質量密度は、標準Haloモデルから予測されます。私たちはこれらの矛盾のさまざまな意味を調査し、仮定された密度法則、速度分散プロファイル、銀河の回転曲線に関連する問題、銀河円盤の潜在的な非平衡、またはNFW暗黒物質ハローの失敗など、その原因を推測します。天の川のプロフィール。私たちは、天の川星の化学力学的分布に関する詳細がますます詳細になりつつあるため、$K_Z$問題の従来の分析的扱いに疑問を投げかけていると結論付けています。
Keck-KCWI と VLT-MUSE を使用した HII 領域の電子温度変動の要因の調査
| Title |
Investigating_the_Drivers_of_Electron_Temperature_Variations_in_HII_Regions_with_Keck-KCWI_and_VLT-MUSE |
| Authors |
Ryan_J._Rickards_Vaught,_Karin_M._Sandstrom,_Francesco_Belfiore,_Kathryn_Kreckel,_J._Eduardo_M\'endez-Delgado,_Eric_Emsellem,_Brent_Groves,_Guillermo_A._Blanc,_Daniel_A._Dale,_Oleg_V._Egorov,_Simon_C.O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Ralf_S._Klessen,_Justus_Neumann,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17440 |
HII領域の電子温度は金属量の決定において重要な要素であり、最近の観察では、さまざまなイオンを使用して測定された温度の系統的な変動が明らかになりました。光学オーロラ線([NII]$\lambda5756$、[OII]$\lambda\lambda7320,7330$、[SII]$\lambda\lambda4069,4076$、[OIII])を使用して測定した電子温度($T_e$)を示します。]$\lambda4363$および[SIII]$\lambda6312$)は、近くの7つの銀河のHII領域のサンプルです。我々は、Keck(KeckCosmicWebImager;KCWI)と超大型望遠鏡(Multi-UnitSpectroscopeExplorer;MUSE)の積分場分光器で得られた、近傍銀河探査における高角度分解能の物理学調査(PHANGS)からの観測を使用します。我々は、異なる$T_e$測定値をHII領域や電子密度、電離パラメータ、分子ガス速度分散、PHANGSから得られた星間会合体/星団質量や年齢などの星間物質環境特性と比較する。HII領域には電子密度の不均一性が存在するため、[OII]と[SII]の温度は過大評価されている可能性があることがわかりました。[NII]と[SIII]の温度の差が、恒星の結合質量および分子ガスの速度分散と弱い相関があることを観察しました。分子ガスの速度分散が高く、イオン化パラメータが低い領域のサブセットで高い[OIII]温度を測定しましたが、これは低速衝撃の存在によって説明される可能性があります。考慮したすべての温度のうち、[NII]と[SIII]の間の$T_{\rm{e}}$--$T_{\rm{e}}$温度は観測された散乱が最も低く、一般に光イオン化モデリングの予測に従います。これは、これらのトレーサーが[OII]、[SII]、および[OIII]よりもさまざまなイオン化ゾーンにわたるHII領域の温度をよりよく反映していることを示唆しています。
銀河団のミラーモードによって引き起こされる二次的なウィスラー不安定性とイオンサイクロトロン不安定性
| Title |
Secondary_Whistler_and_Ion-cyclotron_Instabilities_driven_by_Mirror_Modes_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Francisco_Ley,_Ellen_G._Zweibel,_Drake_Miller_and_Mario_Riquelme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16751 |
電子サイクロトロン波(ホイッスラー)は、地球付近のプラズマや太陽風の中でよく観察されます。非線形ミラーモードの存在下では、通常ライオンの咆哮と呼ばれるホイッスルの爆発が、これらのモードに関連する低磁場領域内で観察されています。銀河団のクラスター内媒質(ICM)では、ミラー不安定性の励起が予想されますが、ガス圧が磁気圧よりも優勢な条件下でも電子およびイオンのサイクロトロン波が存在できるかどうかはまだ明らかではありません($\betaが高い)$)。この研究では、ミラーの不安定性と非線形段階を研究するために、平均磁場$\textbf{B}(t)$の連続増幅を受けるプラズマの完全動的粒子内セル(PIC)シミュレーションを実行します。ICM条件下でのホイッスラー波とイオンサイクロトロン(IC)波のその後の励起。ミラーモードが非線形振幅に達すると、ホイッスラー波とIC波の両方がサブドミナント振幅で同時に出現し始め、$\textbf{B}$の低い領域を伝播し、$\textbf{B}(t)と準平行になります。$。根底にある励起源は、損失円錐型の分布を持つミラーモードにトラップされた電子とイオンの圧力異方性であることを示します。また、IC波が非線形段階でのイオン圧力異方性の制御に重要な役割を果たしていることも観察しました。我々は、ホイッスラー波とIC波は、$\beta$が高くてもミラー不安定性の後期段階で付随する特徴であり、したがってICMのような天体物理環境に存在すると予想されると主張する。ICMにおける無衝突加熱と乱流の消散に対する結果の意味について議論します。
ハッブル宇宙望遠鏡による 9 か月にわたる M87 の近紫外線調査。 II. M87の噴流付近で新星率が大幅に上昇
| Title |
A_9-Month_Hubble_Space_Telescope_Near-UV_Survey_of_M87._II._A_Strongly_Enhanced_Nova_Rate_near_the_Jet_of_M87 |
| Authors |
Alec_M._Lessing,_Michael_M._Shara,_Rebekah_Hounsell,_Shifra_Mandel,_Nava_Feder,_William_Sparks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16856 |
2回の$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$画像調査によりM87で発見された135個の古典新星は、その銀河のジェットに沿って強く集中しているようです。詳細なシミュレーションにより、この分布が偶然に発生した可能性は$0.3\%$程度であることがわかりました。ジェットの近くの新星は、ジェットから遠く離れた新星と区別できないバースト特性(ピーク光度、色、減衰率)を示します。私たちは、この注目すべき新星分布が、M87の激変連星に含まれる水素豊富なドナーへのジェットの照射によって引き起こされる可能性があるかどうかを調査します。この説明、およびバイナリ物質移動速度の増加に依存する文献に存在する他の説明は、ジェット付近の新星速度の増加を説明するのに桁違いに失敗しています。別の説明としては、おそらくジェットによる星形成が原因で、ジェットの近くに真の余剰新星連星系が存在するというものである。この説明では、M87のカウンタージェットに沿って新星が強化されていないことを説明できません。M87のジェットに沿った新星の増加率は現在しっかりと確立されていますが、説明されていません。
| Title |
Accretion_disk_wind_of_Hercules_X-1_during_the_Short_High_state |
| Authors |
P._Kosec,_E._Kara,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_I._Psaradaki,_D._Rogantini,_R._Staubert_and_D._J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16885 |
ヘラクレスX-1は、歪んだ歳差運動降着円盤を備えた、ほぼエッジオンのX線連星であり、高磁束状態と低磁束状態が交互に繰り返される35日周期を通じて現れます。この円盤歳差運動は、イオン化した降着円盤風を通じて、X線源に向かう視線の変化をもたらします。視線の変化により、円盤上の高さによって風の特性がどのように変化するかを一意に判断できます。これまでの風の測定はすべて、HerX-1の明るいMainHigh状態で行われました。ここでは、より暗い「ショート」高状態での唯一のチャンドラ観測を分析し、青方偏移したイオン化吸収を顕著に検出しました。カラム密度$2.0_{-0.6}^{+1.1}\times10^{22}$cm$^{-2}$、イオン化パラメータ$\log(\xi$/ergcms$^{-1})=3.41_{-0.12}^{+0.15}$、流出速度は$380\pm40$km/sです。ショート・ハイ状態中に測定された流出の特性は、メイン・ハイ状態中の同等の歳差運動段階で測定されたものとよく一致しています。私たちは、メイン高気圧と短高気圧の両方で見られたのと同じ風の構造をサンプリングしていると結論付けました。これは、35日ごとに歪んだ降着円盤に沿って歳差運動しています。最後に、この観測ではチャンドラ格子の1keVを超える高いスペクトル分解能により、流出中の特定元素の存在量を測定することができました。Mg/O$=1.5_{-0.4}^{+0.5}$、Si/O$=1.5\pm0.4$、S/O$=3.0_{-1.1}^{+1.2}$がわかります。XMM-Newtonを使用した以前のHerX-1の研究では、Oと比較してN、Ne、Feが過剰に存在することがわかりました。これらの特異な存在比は、HerX-1を作成した超新星によるドナーの汚染によって導入された可能性があります。1.
ミリ秒パルサーの回転に対する照射の影響
ミリ秒パルサー(MSP)は、伴星からの物質が降着した古い中性子星(NS)であり、これによってスピンアップが引き起こされます。これはリサイクルシナリオとして知られています。物質移動段階では、システムはX線バイナリとして現れます。PSRJ1402+13は、スピン周期が$5.89~{\rmms}$、スピン周期導関数が$\log\dot{P}_{\rmスピン}=-16.32$のMSPです。MSPは通常、低いスピン周期微分値を示すため、これらの特性により、パルサー個体群の中で注目に値する天体となります。この論文では、MSPがバイナリ進化によってどのようにして高スピン周期導関数を保持できるかを説明することを目的としています。恒星の進化コード\textsc{MESA}を利用して、連星進化中の伴星への放射線の影響とNSへのプロペラ効果を調べます。我々は、照射によりMSPのスピン周期と質量が変化し、その結果、スピン周期微分値がより高くなる可能性があることを実証します。これらの結果は、照射効果が高いスピン周期微分値を持つMSPを説明する重要な要素として機能する可能性があることを示唆しています。
ディヘルツ重力波観測施設で中性子星と白色矮星の合体を検出できる可能性
| Title |
Prospects_for_detecting_neutron_star-white_dwarf_mergers_with_decihertz_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Yacheng_Kang,_Chang_Liu,_Jin-Ping_Zhu,_Yong_Gao,_Lijing_Shao,_Bing_Zhang,_Hui_Sun,_Yi-Han_Iris_Yin,_Bin-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16991 |
我々は、さまざまな中性子星白色矮星（NS-WD）個体群モデルに基づいて、宇宙に設置された2つのデヘルツGW観測所（DO）からの早期警告の助けを借りて、NS-WD合体に関する重力波（GW）検出の見通しを調査します。-オプティマルとDECIGO。我々は、2つのデシヘルツGW検出器を使用してNS-WD合併のGW検出率を迅速に評価するだけでなく、フィッシャー行列の方法を使用してGWで検出可能な合併イベントの特性に関する体系的な分析も報告します。十分な1日の早期警告時間を設定すると、DO-Optimalの年間GW検出数は$(1.5$-$1.9)\times10^{3}$の範囲になりますが、$(3.3$-$4.6)になります。)DECIGOの\times10^{4}$。さらに重要なことに、我々の結果は、ほとんどのNS-WD合併が$\mathcal{O}(10^{-2})\,\mathrm{deg}^2$の不確実性で局所化できることを示しています。NS-WDの合併が特異な長時間ガンマ線バーストGRB211211Aの発生源である可能性があることを考えると、GWの早期警告検出により、将来の電磁望遠鏡が特別な過渡現象の後に追跡調査に備えることができるようになる可能性があることをさらに示唆します。NSとWDが合併。私たちの分析に基づいて、このような実現可能な「待機」パターンは、将来のGRB211211Aのような現象の起源をしっかりと特定するのに役立ち、マルチメッセンジャー天文学に素晴らしい機会をもたらす可能性があることを強調します。
日食パルサーにおけるサイクロトロン線エネルギーの長期進化 4U 1538-522
| Title |
Long-term_evolution_of_Cyclotron_Line_energy_in_an_eclipsing_pulsar_4U_1538-522 |
| Authors |
Ruchi_Tamang,_Manoj_Ghising,_Mohammed_Tobrej,_Binay_Rai,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17013 |
NuSTAR観測を使用したHMXB源4U1538-522のタイミングとスペクトル解析を紹介します。観測の1つは、日食の進入とともに、X線源の日食を部分的にカバーしています。ソースは$\sim$(54973-58603)MJDの間で0.163$\pm$0.002s$\text{yr}^{-1}$の速度でスピンダウンしていることがわかります。$\sim$58620MJDの時点でトルク反転が発生し、その後、ソースが-(0.305$\pm$0.018)s$\text{yr}^{-1の速度でスピンアップ傾向を示したことは明らかです。}$59275MJDまで。最近のNuSTAR観測では、ソースのパルス周期が(526.2341$\pm$0.0041)sであることがわかります。パルスプロファイルは$\sim$30keVを超えると二重ピークから単一ピークへの遷移を示します。私たちは、最近のNuSTAR測定を組み込んで、基本的なサイクロトロン共鳴散乱特徴(CRSF)$\text{E}_\text{cyc}$の時間的発展の全体的な傾向を分析しました。最初に、時間範囲$\sim$(50452.16-55270.8)MJDの間、サイクロトロン線エネルギーは0.11$\pm$0.03keV$\text{yr}^{-1}$の割合で増加することがわかります。さらに、(55270.8-59267)MJDの間で-0.14$\pm$0.01keV$\text{yr}^{-1}$の割合で減少します。タイムスパン(50452.16-59267)MJDでの結合測定により、サイクロトロン線エネルギーが0.08$\pm$0.02keV$\text{yr}^{-1}$の割合で直線的に増加していることが明らかになりました。
幾何学的に厚い円盤内の磁場輸送: 磁場の強さと傾斜角に対する多次元の影響
| Title |
Magnetic_field_transport_in_geometrically_thick_discs:_multi-dimensional_effects_on_the_field_strength_and_inclination_angle |
| Authors |
Ryoya_Yamamoto,_Shinsuke_Takasao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17045 |
私たちは、ブラックホールの周囲に形成される可能性のある幾何学的に厚い降着円盤における磁束輸送を理論的に研究します。我々は、場の内側への移流と外側への拡散の両方によって支配されるポロイダル場の輸送に二次元（2D）運動学的平均場モデルを利用します。定常状態を仮定すると、多次元効果により中心方向への場の蓄積が防止され、場の傾斜角が減少することが解析的に示される。また、放射非効率降着流(RIAF)とスーパーエディントン降着流という(準)解析解が存在する2つの幾何学的に厚い円盤の磁場強度の半径方向プロファイルと傾斜角を数値的に調査します。私たちは2D運動平均場コードを開発し、磁束輸送のシミュレーションを実行して、多次元の効果を研究します。数値シミュレーションは、分析予測と一致しています。また、RIAFが磁気的に停止した円盤となり得る外部磁場の強度の条件についても説明します。この研究は、ブラックホールの周りのジェットや円盤風を引き起こす大規模な磁場の起源を理解するために重要になる可能性がある。
| Title |
Diffuse_neutrino_flux_measurements_with_the_Baikal-GVD_neutrino_telescope |
| 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,_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,_D.Y._Zvezdov,_N.A._Kosogorov,_Y.Y._Kovalev,_G.V._Lipunova,_A.V._Plavin,_D.V._Semikoz_and_S.V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17070 |
Baikal-GVDは、バイカル湖で現在建設中のキロメートル規模の次世代ニュートリノ望遠鏡です。GVDは数メガトンのサブアレイ(クラスター)で構成され、数TeVから最大100PeVのエネルギーで天体物理学的ニュートリノフラックスを検出するように設計されています。バイカルGVDの大規模な検出器容量とモジュール設計により、アレイ構築の初期段階で天体物理学的拡散ニュートリノ束の測定をすでに実行できます。ここでは、バイカルGVDニュートリノ望遠鏡でカスケード状の現象を利用して得られた拡散宇宙ニュートリノ束の最近の測定結果を紹介します。
電磁波と重力波の共同解析によるハッブル定数推定の潜在的なバイアスと見通し
| Title |
Potential_biases_and_prospects_for_the_Hubble_constant_estimation_via_electromagnetic_and_gravitational-wave_joint_analyses |
| Authors |
Giulia_Gianfagna,_Luigi_Piro,_Francesco_Pannarale,_Hendrik_Van_Eerten,_Fulvio_Ricci,_Geoffrey_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17073 |
GW170817は、重力波(GW)とガンマ線バースト、その後の残光を示した連星中性子星の合体です。この研究では、GW170817の超長基線干渉計とハッブル宇宙望遠鏡の画像からの広帯域残光放射と相対論的ジェット運動を使用してハッブル定数($H_0$)を推定しました。以前の試みと比較して、これらのメッセンジャーを同時ベイジアンフィットでGWと組み合わせます。使用したデータセット、想定されるジェットモデル、後期磁束超過の存在の可能性に応じて、$H_0$測定の堅牢性を調査します。唯一のGWを使用すると、$\sim20\%$エラー($77^{+21}_{-10}\rmkm\s^{-1}Mpc^{-1}$、中央値、16～84パーセンタイル)が発生します。)、視角($\theta_v$)と光度距離($d_L$)の間の縮退のため。後者は、残光光度曲線の適合に含めることによって減少し、$H_0=96^{+13}_{-10}\rmkm\s^{-1}Mpc^{-1}$になります。大きな値は、残光束に後期の過剰が存在する可能性があるため、高い視野角を優先してフィットすることによって引き起こされます。遅い時間に一定の磁束成分を含めることによって後者を考慮すると、$H_0=78.5^{+7.9}_{-6.4}\rmkm\s^{-1}Mpc^{-1}$になります。解析に重心運動を追加すると、$d_L-\theta_v$縮退が効果的に解消され、遅延時間の偏差が克服され、$H_0=68.9^{+4.4}_{-4.3}\rmkm\s^{-1}が得られます。Mpc^{-1}$(\textit{Planck}およびSH0ESの測定と一致)および$\theta_v=17.8^{+1.3}_{-1.5}$度。これは、ジェット構造の仮定に関係なく有効です。私たちのシミュレーションによると、次回のGWの実行では、電波観測によって同様の現象が他にほとんど得られないと予想されます。
過去20年にわたり、私たちはゴースト粒子が宇宙の最も暗い場所に関する情報を提供してくれることを期待して、ゴースト粒子の探索を強化してきました。この探求は、地球の深い洞窟から大気の上層まで、そして極地から極地まで行われてきました。このレビューでは、天体物理学ニュートリノの探索の旅を要約します。私たちが現在の地位に到達するに至った最近の発見と技術開発に焦点を当てたいと思います。さまざまなタイプのニュートリノ検出器と、高エネルギー天体物理学ニュートリノの発見とその背後にあるニュートリノ発生源の理解を可能にするその性能に焦点を当てます。最後に、超高エネルギーニュートリノ天文学の残された未知の領域への可能性のある道筋をいくつか紹介します。
$P_{tail}^{\alpha}$: 水チェレンコフ検出器宇宙線天文台用の高分解能ガンマ/ハドロンおよび組成判別変数
| Title |
$P_{tail}^{\alpha}$:_a_high_resolution_gamma/hadron_and_composition_discriminant_variable_for_Water-Cherenkov_Detector_cosmic-ray_observatories |
| Authors |
Ruben_Concei\c{c}\~ao,_Pedro_J._Costa,_Lucio_Gibilisco,_M\'ario_Pimenta_and_Bernardo_Tom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17217 |
事象ごとに一次宇宙線の性質を正確かつ効率的に特定することは、宇宙線観測所にとっての基本的な願望となります。特に、ガンマ線現象の検出と特性評価は、数桁にわたる圧倒的に大きな荷電宇宙線束内でのガンマ線現象の発生によって困難が生じています。宇宙線の組成を区別する複雑さとハドロン相互作用に伴う固有の不確実性は、恐るべき課題を提示しており、適切に対処しないと系統誤差の重大な原因となる可能性があります。この研究では、新しい組成判別変数$P_{tail}^{\alpha}$を導入します。これは、シャワーコアから等距離にあるWCDで観測された平均信号をはるかに上回る信号を持つ水チェレンコフ検出器の数を定量化します。地上でほぼ同じエネルギーのイベントの場合。この新しいイベント変数は、再構成されたエネルギー範囲$10\,{\rmTeV}$から$1.6\,{\rmPeV}$において、同じイベントで衝突したミュオンの総数とよく相関していることが示されます。、すべての観測ステーションはシャワーコアから$200\,{\rmm}$を超える距離にあります。したがって、2つの変数は、高純度のガンマ線事象サンプルの選択と荷電宇宙線事象の性質の決定において同様の効率を有するはずです。
全球宇宙線観測所 (GCOS) による科学
全球宇宙線観測所(GCOS)は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)、光子、ニュートリノなどの超高エネルギー宇宙粒子を研究するために提案されている大規模観測所です。その主な目標は、自然界の最高エネルギー粒子の特性を前例のない精度で特徴づけ、とらえどころのない粒子の発生源を特定することです。既存の天文台よりも少なくとも10倍大きい口径を備えたこの次世代施設は、現在の検出器が段階的に活動を停止する2030年以降に運用を開始する予定です。ここでは、GCOSの動機となった科学的事例を簡単にレビューします。プロジェクトのステータス、設計の予備的なアイデア、およびその機能の推定値をいくつか紹介します。
NANOGrav 12.5 年データセット: 3C 66B の偏心超大質量連星からの重力波のマルチメッセンジャー標的探索
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_data_set:_Multi-messenger_targeted_search_for_gravitational_waves_from_an_eccentric_supermassive_binary_in_3C_66B |
| Authors |
Gabriella_Agazie,_Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Bence_B\'ecsy,_Laura_Blecha,_Harsha_Blumer,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_Belinda_D._Cheeseboro,_Tyler_Cohen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Lankeswar_Dey,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Gabriel_E._Freedman,_Nate_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Joseph_Glaser,_Deborah_C._Good,_Achamveedu_Gopakumar,_Kayhan_G\"ultekin,_Jeffrey_S._Hazboun,_Ross_J._Jennings,_Aaron_D._Johnson,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_S._Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_William_G._Lamb,_T._Joseph_W._Lazio,_et_al._(42_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17438 |
電波銀河3C66Bは、電磁観測に基づいて、その中心に超大質量ブラックホール連星(SMBHB)があると仮説が立てられています。見かけの周期が1.05年で、赤方偏移が小さい($\sim0.02$)ため、パルサータイミングアレイ(PTA)実験を使用して低周波重力波(GW)を探索するための興味深いテストベッドとなります。この信号源は、円形SMBHBからの連続GWを複数回検索され、その結果、GW振幅とチャープ質量に対する制約が徐々に厳しくなりました。この論文では、地球項のみおよび地球+パルサー項の寄与を含むPTA信号モデルを使用し、NANOGrav12.5年データセット内の44個のパルサーを使用した3C66Bの偏心SMBHB源のベイズ的ターゲット検索を紹介します。データには偏心SMBHB源の証拠は見つからず、PTA信号モデルの制限により、初期離心率$e_0<0.5$および対称質量比$\eta>0.1$の場合にのみ、2つの検索で意味のある上限が得られます。。PTA信号振幅の95%の上限は、地球タームのみの場合は$88.1\pm3.7$ns、地球+パルサータームの$e_0<0.5$および$\eta>の検索では$81.74\pm0.86$nsです。0.1ドル。同様のチャープ質量の95%上限は$(1.98\pm0.05)\times10^9\,M_{\odot}$と$(1.81\pm0.01)\times10^9\,M_{\odot}です。$。上記の範囲内では、$e_0$と$\eta$の関数として上限に大きな変動は見られません。これらの上限は、NANOGrav12.5年データセットの循環二分探索から計算された上限よりも厳格ではありませんが、電磁観測から開発された3C66BのSMBHBモデルと一致しています。
奇数ラジオサークルは大規模な銀河の周りでビリアルショックを引き起こしているのでしょうか?銀河周縁媒体における宇宙線の拡散への影響
| Title |
Are_Odd_Radio_Circles_virial_shocks_around_massive_galaxies?_Implications_for_cosmic-ray_diffusion_in_the_circumgalactic_medium |
| Authors |
Shotaro_Yamasaki,_Kartick_C._Sarkar,_Zhaozhou_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17451 |
最近、銀河の高緯度で奇数電波圏(ORC)と呼ばれる円形電波($\sim$GHz)オブジェクトの新たな集団が発見されました。ORCの一部は、$z=0.2$-$0.6$に位置する恒星質量$\sim10^{11}\,M_\odot$を持つ空の巨大な銀河を取り囲んでおり、物理的な接続の可能性を示唆しています。本研究では、これらの電波円が$z\sim0.5$の巨大な($\gtrsim10^{13}\,M_\odot$)暗黒物質ハローの周囲の降着ショック/ビリアルショックに由来する可能性を探ります。放射殻の電波束密度がORCとわずかに一致していることがわかりました。また、衝撃による電子の純粋な移流により、電子の強力な逆コンプトン冷却により、観測された殻よりもかなり狭い放射殻が生じることもわかりました。その代わりに、宇宙線(CR)電子の拡散が殻の幅の増加に重要な役割を果たすことを示します。拡散係数$D_{\rmcr}\sim10^{30}\{\rmcm^2\,s^{-1}}$を推定します。これは、低密度の銀河周囲媒体で予想される値と一致します(CGM）。ORCが実際にウイルスショックを追跡している場合、我々が導き出したCR拡散係数は、低密度CGMで利用可能な数少ない推定値の1つを表します。最後に、ORCとハロー数密度の間の見かけ上の不一致は、不完全なハロービリアル化とショックの限られた放射効率を考慮することで緩和できることを示します。したがって、この研究は、そのような衝撃とその中の非熱粒子加速を調査するための新しい道を切り開きます。さらに、我々の結果は、低質量銀河($\lesssim10^{13}\,M_\odot$)は電波面の輝度が著しく低いため、ORCを示さない可能性があることを示唆しています。
分散測定の精度推定のための低周波散乱拡大測定の使用
| Title |
Using_low-frequency_scatter-broadening_measurements_for_precision_estimates_of_dispersion_measures |
| Authors |
Jaikhomba_Singha,_Bhal_Chandra_Joshi,_M._A._Krishnakumar,_Fazal_Kareem,_Adarsh_Bathula,_Churchil_Dwivedi,_Shebin_Jose_Jacob,_Shantanu_Desai,_Pratik_Tarafdar,_P._Arumugam,_Swetha_Arumugam,_Manjari_Bagchi,_Neelam_Dhanda_Batra,_Subhajit_Dandapat,_Debabrata_Deb,_Jyotijwal_Debnath,_A_Gopakumar,_Yashwant_Gupta,_Shinnosuke_Hisano,_Ryo_Kato,_Tomonosuke_Kikunaga,_Piyush_Marmat,_K._Nobleson,_Avinash_K._Paladi,_Arul_Pandian_B.,_Thiagaraj_Prabu,_Prerna_Rana,_Aman_Srivastava,_Mayuresh_Surnis,_Abhimanyu_Susobhanan,_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16765 |
パルサーのパルスプロファイルは、視線に沿った分散またはマルチパス伝播により、低周波数で広がります。星間物質の動的な性質により、これらの影響は両方とも時間依存性があり、重力波の通過によってもたらされる遅延と同様に、測定された到着時間にゆっくりと変化する時間遅延が生じます。この記事では、散乱パラメータの低周波推定値を使用して不偏分散測定(DM)測定値を取得することで、このような遅延を補正する新しい方法を紹介します。得られたDM推定値を、シミュレートされたデータを使用して散乱の広がりを無視した推定値と比較することによって、この方法を評価します。コルモゴロフ乱流を仮定したものと比較して、可変周波数スケーリング指数$\alpha$を持つデータセットの変動が大きいパルス幅を持つシミュレートされたデータの推定DMに偏りが見られます。提案手法を適用すると、帯域平均信号対雑音比が100を超えるデータに対してこのバイアスが確実に除去されます。PSRJ1643の解析から散乱拡大時間と$\alpha$の測定結果を初めて報告します。$-$1224、インドのパルサータイミングアレイ実験の一環として、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡で観測されました。これらの散乱パラメータは時代によって変化することが判明し、$\alpha$はコルモゴロフ乱流で予想されるものとは異なりました。最後に、新しい技術をPSRJ1643$～$1224に適用した後のDM時系列を示します。
持続可能な地平線に向けて: 火星植民地化のための包括的な青写真
火星に人類の植民地を設立することは、現代の最も野心的な取り組みの1つです。この論文は、持続可能性、効率性、入植者の幸福に重点を置き、火星の植民に関連する課題と解決策の包括的な評価を提供します。まず火星の環境を分析し、放射線、砂嵐、温度変化、低気圧などの課題に焦点を当てます。その後、議論は技術的解決策に移り、インフラストラクチャ、エネルギー生産、輸送、生命維持システムにおける革新を探求します。現場の資源や、火星のコンクリート、エアロポニックス、藻類バイオリアクターなどの最近の進歩を利用することに特別な注意が払われています。長期にわたる孤立の心理的影響から、重力が低下した状態での生理学的考察まで、人間の側面が取り上げられます。経済的考察には、現地での資源利用と地球輸送の費用便益分析、および民間部門の投資に対する潜在的なインセンティブが要約されています。この論文は、火星植民地化の青写真を精緻化する上で極めて重要な分野を強調し、将来の研究への推奨事項で締めくくられている。この著作は、人類の惑星間の未来を現実にすることを目指す研究者、政策立案者、先見者にとっての基礎的なガイドとして役立ちます。
多目的干渉アレイとその技術実証機の開発
| Title |
The_Multipurpose_Interferometric_Array_and_the_development_of_its_technological_demonstrator |
| Authors |
G._E._Romero,_G._Gancio,_P._Benaglia,_J._M._Gonz\'alez,_E._Rasztocky,_H._Command,_G._Valdez,_E._Tarcetti,_F._Hauscarriaga,_P._Alarc\'on,_F._Aquino,_M._Al\'i,_L._F._Cabral,_D._Capuccio,_M._Contreras,_E._D\'iaz,_N._Duarte,_L._M._Garc\'ia,_D._Perilli,_P._Otonello,_S._Spagnolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16891 |
我々は、干渉計技術に基づく電波天文観測用の新しい機器の構築と開発に関する提案を提示する。この機器は、電波天体観測で使用されている機器の現在の性能を改善し、拡張することを目的として、21cm帯域で高い角度分解能を提供する。アルゼンチン電波天文学研究所。これにより、国際的に競争力のある科学研究と、前述の技術における最先端の科学技術のノウハウの獲得が可能になり、干渉測定や非常に長いベースラインまたはVLBI技術の開発が可能になります。このプロジェクトは「MultiPurposeInterferometricArray」の頭字語でMIAと呼ばれています。
Arcus X 線望遠鏡の性能とアライメント
| Title |
Arcus_X-ray_telescope_performance_and_alignment |
| Authors |
Hans_Moritz_G\"unther,_Peter_Cheimets,_Eric_D._Miller,_Casey_DeRoo,_Randall_K._Smith,_Andrew_Ptak,_Ralf_K._Heilmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16939 |
Arcusは、高解像度のFUVおよびX線分光法を提供するプローブクラスのミッションのコンセプトです。X線の場合、コスト効率の高いシリコン細孔光学素子（SPO）と高スループットの臨界角透過（CAT）格子を組み合わせて、12～50オングストロームの帯域で$R>3000$を達成します。ArcusのX線とUV分光器(XRSおよびUVS)がどのように相互に調整されるかを詳細に示します。XRSについては、スペクトル分解能や有効面積などの性能特性を導き出すためのレイトレーシング研究を紹介し、性能に対する位置ずれの影響を研究し、ほとんどの許容誤差は機械的手段のみで達成できると結論付けています。また、予想される軌道上背景の推定値も示します。
PopSED: 神経密度推定による広帯域測光による銀河特性の人口レベルの推論
| Title |
PopSED:_Population-Level_Inference_for_Galaxy_Properties_from_Broadband_Photometry_with_Neural_Density_Estimation |
| Authors |
Jiaxuan_Li,_Peter_Melchior,_ChangHoon_Hahn,_Song_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16958 |
測光データから銀河の特性を集団レベルで推論するためのフレームワークであるPopSEDを紹介します。最初に個々の銀河を分析し、次にその結果を組み合わせて銀河集団全体の物理的特性を決定する従来のアプローチとは異なり、私たちは集団分布を直接推論の目的とします。銀河集団の合成測光と観測データの間のワッサーシュタイン距離を最小化することで、集団分布を近似するように正規化フローをトレーニングします。私たちは模擬観測を使用してこの方法を検証し、それをGAMA調査からの銀河に適用します。PopSEDは、ブロードバンド測光を使用して$<1$GPU時間以内に$10^{5}$銀河の赤方偏移と恒星質量分布を確実に復元します。これは従来のSEDモデリング手法よりも$10^{5-6}$倍高速です。事後集団から$z<0.1$のGAMA銀河の星形成主系列も回復します。今後の調査では前例のない数の銀河が存在するため、私たちの手法は銀河の進化を研究し、宇宙論的解析のための赤方偏移分布を導き出すための効率的なツールを提供します。
バイカル-GVDニュートリノ望遠鏡によるカスケード検出効率の向上
| Title |
Improving_the_efficiency_of_cascade_detection_by_the_Baikal-GVD_neutrino_telescope |
| 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,_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/2309.17069 |
バイカル-GVD深海中ニュートリノ望遠鏡の配備は現在進行中です。バイカル湖では、12のクラスターに配置された約3500個の深海用光検出器（光モジュール）が稼働しています。カスケード状ニュートリノ事象検出の効率を高めるために、望遠鏡の展開スキームがわずかに変更されました。つまり、新しく展開されたクラスタのクラスタ間距離が短縮され、クラスタ間に追加の光モジュール列が追加されます。最初のクラスター間ストリングは2022年に設置され、同様のストリングが2つ2023年に設置されました。この論文では、これらの構成変更がカスケード検出効率に及ぼす影響のモンテカルロ推定と、技術的な実装および現場テストの結果を示します。クラスター間文字列の。
バイカル-GVD カスケード解析のための大気ミュオン抑制
| Title |
Atmospheric_muon_suppression_for_Baikal-GVD_cascade_analysis |
| 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,_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/2309.17117 |
Baikal-GVD(GigatonVolumeDetector)は、バイカル湖の深さ1366mに設置されたニュートリノ望遠鏡です。2023年の遠征では、アレイ内の光モジュールの数は最大3492個になりました(実験用ストリングを含む)。これらの光学モジュールは、ニュートリノ相互作用から来る二次荷電粒子からのチェレンコフ放射を検出します。ニュートリノは、トポロジー的に異なるさまざまな種類の光の特徴を生成します。荷電電流ミューオンニュートリノの相互作用により、水中に細長い軌跡が形成されます。他のニュートリノフレーバーの荷電電流と中性電流の相互作用により、ハドロンカスケードと電磁カスケードが生成されます。ニュートリノカスケードチャネルのバックグラウンドは、主に大気中のミューオンの飛跡に沿って生成される離散的な確率的エネルギー損失によって発生します。この論文では、カスケードイベント選択用に開発されたアルゴリズムを紹介します。
バイカル-GVDニュートリノ望遠鏡におけるダブルカスケード再構成
| Title |
Double_cascade_reconstruction_in_the_Baikal-GVD_neutrino_telescope |
| 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,_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/2309.17118 |
バイカルギガトン体積検出器は、バイカル湖で建設中の立方キロメートルスケールのニュートリノ望遠鏡です。2023年7月の時点で、Baikal-GVDは完全に展開された96個のストリングで構成されており、その結果、3,456個の光モジュールが取り付けられています。ニュートリノの観測は、ニュートリノ相互作用の生成物によって放出されるチェレンコフ放射線の検出に基づいています。この寄稿では、ダブルカスケード再構成手法の説明と、このアルゴリズムの精度の評価が提供されます。
超大質量ブラックホールの光子環を研究するための宇宙搭載干渉計の軌道構成
| Title |
Orbital_configurations_of_spaceborne_interferometers_for_studying_photon_rings_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Ben_Hudson,_Leonid_I._Gurvits,_Maciek_Wielgus,_Zsolt_Paragi,_Lei_Liu,_Weimin_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17127 |
最近の技術の進歩と観測電波天文学手法の進歩により、天体物理学の大きなマイルストーンが達成されました。それは、地球にあるイベントホライゾン望遠鏡(EHT)によって撮影された、超大質量ブラックホールの影の直接画像です。EHTは$\sim$20$\mu$asの解像度を達成することができ、超巨大楕円銀河M87と天の川銀河という2つの天体の中心にあるブラックホールの影を解決することができました。EHTの結果は、ミリ波およびサブミリ波で動作できる次世代超長基線干渉計(VLBI)の新たな開発ラウンドの開始を示しています。高解像度の天体観測をさらに発展させるには、地球の直径を超える基線とできるだけ短い波長での観測を含めることが不可欠です。これは宇宙搭載VLBIシステムによって実現できます。我々は、超大質量ブラックホールの本質的な特徴であるフォトンリングの検出と分析に特に焦点を当てた、このようなシステムの予備的なミッション設計を検討します。空間干渉計システム用に最適化された地球、太陽-地球L2、および地球-月L2軌道構成が示されており、そのすべてがEHTと比較して解像度が桁違いに向上しています。このような宇宙搭載干渉計は、活動銀河核内の超大質量ブラックホールの包括的な調査を実行でき、フォトンリングの特徴の検出を通じて、強力で強力な重力の独自の堅牢かつ正確なテストを可能にします。
3次元光電子軌道再構成に向けたX線偏光測定の将来
| Title |
The_future_of_X-ray_polarimetry_towards_the_3-Dimensional_photoelectron_track_reconstruction |
| Authors |
Dawoon_E._Kim,_Alessandro_Di_Marco,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa,_Sergio_Fabiani,_Fabio_Muleri,_Ajay_Ratheesh,_Fabio_La_Monaca,_John_Rankin,_Ettore_Del_Monte,_Alda_Rubini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17206 |
20年前に光電効果に基づいた最初のX線偏光計の開発は、ガス増幅構造と読み出し技術の進歩のおかげで実現され、X線偏光計の新しい窓を開くことに大きな影響を与えました。このシステムは、二次元平面上に収集されたイオン化軌跡から、混合ガス中の入射光子と原子電子の相互作用によって放出される光電子の初期方向を再構成することにより、X線の偏光を測定します。しかし、実際のX線偏光計は依然として比較的長い露光時間を必要とし、高有効面積ミラーや集光器と組み合わせることができません。これに関連して、最近の高解像度画像技術の進歩を利用して、次世代X線偏光検出器の感度を向上させることを目的とした、X線における高収量偏光測定実験（Hype-X）プロジェクトが現在進行中です。時間投影室。特に、ガス検出器の読み出しにTIMEPIX3を適用することで、光電子の軌跡の3次元画像を取得することを検討しています。3D軌道再構成を使用して達成可能な改善を評価するために、この論文では、「Geant4」モンテカルロシミュレーションから3次元光電子軌道を再現し、新しい3次元軌道再構成を使用してX線偏光分析の感度を調べました。アルゴリズム。3次元軌道再構成による変調率の改善を、2～8keV範囲では$\sim5\%$(相対)、2～4keV範囲では$\sim17\%$(相対)として報告します。現在の二次元偏光測定システム。これは、IXPEミッションで現在宇宙で使用されている3つの望遠鏡システムにさらに望遠鏡を追加することに相当します。
NASA のハイコントラストイメージングテストベッドにおけるスペクトル線形暗視野制御の実験的デモンストレーション
| Title |
Experimental_demonstration_of_spectral_linear_dark_field_control_at_NASA's_high_contrast_imaging_testbeds |
| Authors |
Phillip_K._Poon,_Axel_Potier,_Garreth_Ruane,_Alex_B._Walter,_A_J_Eldorado_Riggs,_Matthew_Noyes,_Camilo_Mejia_Prada,_Kyohoon_Ahn,_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17449 |
系外地球のフラックスが低いため、それらをスペクトル的に特徴付けるには長い露光時間が必要です。これらの長時間露光中に、光学システムが初期のDH状態からドリフトするため、ダークホールのコントラストが低下します。このようなコントラストのドリフトを防ぐために、科学の取得と並行して実行される波面検知および制御(WFSC)アルゴリズムによりコントラストを安定させることができます。ただし、ペアワイズプロービング(PWP)は、画像面内の強度の強力な時間的変調に依存するため、コントラストを効率的に安定させるために再利用することはできず、科学の取得が中断されてしまう可能性があります。小振幅プローブの使用は実証されていますが、収束するには各科学サブバンドからの複数の測定が必要です。逆に、スペクトル線形暗視野制御(LDFC)は、コロナグラフ後の帯域外画像の強度の変化と科学バンドの波面の小さな変化の間の線形関係を利用して、科学露光中にDH領域を保存します。この論文では、スペクトルLDFCが真空チャンバー内に収容されたリオコロナグラフテストベッド上でコントラストを数$10^{-9}$のレベルに安定させることを実証する実験結果を示します。有望な結果は、スペクトルLDFCがコントラストを100$\times$以上低下させる外乱を補正できることを示しています。私たちの知る限り、これはスペクトルLDFCの最初の実験的実証であり、真空コロナグラフテストベッド上および$10^{-8}$未満のコントラストレベルでの空間またはスペクトルLDFCの最初の実証です。
2017 年 9 月の嵐の前太陽嵐の特徴を地球規模および局地的な力学から解読する
| Title |
Deciphering_Pre-solar-storm_Features_Of_September-2017_Storm_From_Global_And_Local_Dynamics |
| Authors |
Breno_Raphaldini,_Mausumi_Dikpati,_Aimee_A._Norton,_Andre_S._W._Teruya,_Scott_W._McIntosh,_Christopher_B._Prior,_and_David_MacTaggart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16775 |
私たちは、地球規模のトロイドパターンと太陽活動領域AR12673の局所的な磁場トポロジーが一緒になって、太陽周期(SC)-24の最大のXフレアの発生を妨げる可能性があるかどうかを調査します。AR12673の出現前/出現中の活動領域の表面分布から得られた磁気トロイドパターン（活動領域が緊密に結合している、経度で歪んだ狭い緯度帯）は、AR12673を含む南トロイドの部分が傾いていなかったことを明らかにしている2003年のハロウィーン嵐のシナリオとは異なり、その経度での北のトロイダルの対応物からの影響はありません。最小段階では、マルチモード縦トロイドパターンを決定するには出現数が少なすぎました。AR12673内の新たな出現により、複雑/非ポテンシャル構造が生成され、これによりヘリシティ/ワインディングが急速に増大し、これがSC-24の最大のXフレアを引き起こした。このことは、この最小段階の嵐が数時間前に予測できることを示唆している。その発生。しかし、AR11263のようなピーク段階の嵐の全体的なパターンと局所的な力学は、2003年のハロウィーンの嵐のように振る舞い、SC-24の3番目に大きなXフレアを生成しました。AR11263は、北と南のトロイドが互いに傾く経度に存在しました。全球的なトロイドパターンは、嵐前の特徴を数か月のリードタイムで予測できることを示していますが、観測データへの適用は乱流との複雑な相互作用によって複雑になる可能性があります。短期予測には、嵐が起こる数時間前の複雑な/非潜在的フィールド構造の発達が必要です。私たちは、最小段階の嵐は数時間以上先まで正確に予測することはできないが、ピーク段階のフレアが発生しやすい活動領域ははるかに早く、おそらく地球規模のトロイドパターンから数か月先まで予測される可能性があると推測しています。
高分解能赤外分光法を備えた M67 ブルー ストラグラーズ
| Title |
M67_Blue_Stragglers_with_High-resolution_Infrared_Spectroscopy |
| Authors |
K._E._Brady,_C._Sneden,_C._A._Pilachowski,_Melike_Af\c{s}ar,_G._N._Mace,_D._T._Jaffe,_N._M._Gosnell,_R._Seifert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16863 |
我々は、散開星団M67(NGC2682)内の5つの連星メンバー(S277、S997、S975、S1031、およびS1195)の最初の詳細な赤外線化学分析について報告します。これらの星は、M67の主系列ターンオフ領域の外側(より青く、および/または明るい)に位置しています。高解像度(R～45,000)近赤外スペクトルは、マクドナルド天文台2.7mハーランJ.スミス望遠鏡の液浸回折格子赤外分光器(IGRINS)で取得され、HバンドとKバンドのスペクトルを完全にカバーします。C、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Fe、Niの存在量は中性原子吸光線を用いて測定されます。プログラムスターの3つ(S1031、S975、およびS1195)で25kms-1以上のvsiniが検出されました。私たちが導き出した存在量は、光学スペクトルからM67の青色散逸星の公表された分析と同様に、ターンオフ星の存在量とよく一致していることがわかりました。物質移動に起因する炭素の増加または減少の検出は、炭素存在量の不確実性と、赤色巨星および漸近巨星の枝の進化を通じて発生する可能性のある比較的穏やかな変化により困難です。
磁力線とエネルギー粒子を伴う太陽風 (SOFIE) モデル: 過去の太陽エネルギー粒子イベントへの応用
| Title |
Solar_Wind_with_Field_Lines_and_Energetic_Particles_(SOFIE)_Model:_Application_to_Historical_Solar_Energetic_Particle_Events |
| Authors |
Lulu_Zhao,_Igor_Sokolov,_Tamas_Gombosi,_David_Lario,_Kathryn_Whitman,_Zhenguang_Huang,_Gabor_Toth,_Ward_Manchester,_Bart_van_der_Holst,_Nishtha_Sachdeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16903 |
この論文では、太陽エネルギー粒子の加速と輸送プロセスをシミュレートするための、データ駆動型で自己矛盾のない太陽エネルギー粒子モデルである太陽風と磁場線とエネルギー粒子(SOFIE)の適用可能性を実証します。SOFIEモデルは、ミシガン大学で開発されたSpaceWeatherModelingFramework(SWMF)に基づいて構築されています。SOFIEでは、太陽コロナと惑星間空間の背景太陽風プラズマは、ほぼリアルタイムで毎時更新される全球振動ネットワークによって駆動されるAflv\'enWaveSolar-atmosphereModel(-Realtime)(AWSoM-R)によって計算されます。グループ(GONG)の太陽磁力図。背景の太陽風では、Gibson-Lowモデル(EEGGL)を使用した噴火イベントジェネレーターを使用して、親活動領域の上に不均衡な磁束ロープを配置することによって、コロナ質量放出(CME)が引き起こされます。加速および輸送プロセスは、粒子加速のための複数場線移流モデル(M-FLAMPA)によってモデル化されます。この研究では、9つの太陽エネルギー粒子イベント(太陽太陽圏および惑星間環境(SHINE)チャレンジ/キャンペーンイベント)がモデル化されています。SOFIEの3つのモジュールは、定常状態の背景太陽風特性、CMEの白色光画像、10MeV以上のエネルギーでの太陽高エネルギー陽子束などの観測結果と比較することによって検証および評価されます。
接触バイナリシステムの実効温度と光曲線解
| Title |
Effective_Temperature_and_the_Light_Curve_Solution_of_Contact_Binary_Systems |
| Authors |
Surjit_Wadhwa,_Nick_Tothill,_Miroslav_Filipovic_and_Ain_De_Horta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16946 |
接触連星発見の数が増加し、輝く赤い新星が接触連星合体現象の結果であることが認識されるにつれて、文献に登場する光度曲線解の数が大幅に増加しました。このようなソリューションの重要な要素の1つは、主コンポーネント(T1)の実効温度の割り当てと固定です。理論的考察から、T1の絶対値が光度曲線解の幾何学的要素にほとんど影響を及ぼさないことが示唆されている場合でも、大幅に異なる光度曲線解が期待されて割り当てられた値が重視される場合があります。この研究では、1000Kの範囲にわたってT1を割り当てても、2つの極端に質量比が低い接触バイナリ系の光度曲線の解に大きな影響を与えないことを示します。さらに、分光観測がない場合にT1を割り当てるための潜在的な標準として測光スペクトルエネルギー分布の使用を検討します。
乱流ダイナモ作用と、理想的な酸素燃焼シェルの対流境界における混合に対するその影響
| Title |
Turbulent_dynamo_action_and_its_effects_on_the_mixing_at_the_convective_boundary_of_an_idealized_oxygen-burning_shell |
| Authors |
G._Leidi,_R._Andrassy,_J._Higl,_P._V._F._Edelmann,_F._K._R\"opke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17225 |
対流は、恒星の内部における最も重要な混合プロセスの1つです。流体力学的質量の同伴により、隣接する安定層から新鮮な燃料が対流領域に持ち込まれ、星の構造と進化が変化する可能性があります。条件によっては、乱流ダイナモの作用によって強力な磁場が維持され、さらに複雑な層が追加され、対流ゾーンとその境界におけるダイナミクスが変化する可能性があります。この研究では、完全圧縮可能なSeven-LeagueHydroコードを使用して、酸素の成層と同様の層別を備えた簡略化された設定で、乱流対流、ダイナモ増幅、対流境界混合の詳細かつ高分解能の3次元磁気流体力学シミュレーションを実行しました。初期質量$25\M_\odot$の星の中で殻が燃えています。我々は、乱流スペクトルの慣性範囲（すなわち、小規模ダイナモ）における流体運動による磁力線のランダムな伸縮が、いくつかの対流ターンオーバー時間スケールでシード磁場を数桁の大きさで自然に増幅させることを発見した。その後の飽和状態では、対流殻内の磁気エネルギーと運動エネルギーの比は$0.33$もの高い値に達し、平均磁場の強さは${\sim}10^{10}\,\mathrm{G}になります。$。このような強力な場は、広範囲の空間スケールで運動エネルギーの乱流カスケードを供給するせん断不安定性を効果的に抑制します。結果として生じる対流は、対流シェルの大部分に広がる糸状の構造によって特徴付けられます。流速の低下と、上部対流境界における等分配値の$60\%$までの強さの磁場の存在により、安定層からの質量同伴速度が${\about}\,20\%$減少します。純粋に流体力学の場合と比較して。
トロイダル磁束損失と太陽地震学的に推定された子午線流を組み込んだ太陽のバブコック・レイトン・ダイナモ・モデル
| Title |
A_Babcock-Leighton_dynamo_model_of_the_Sun_incorporating_toroidal_flux_loss_and_the_helioseismically-inferred_meridional_flow |
| Authors |
S._Cloutier,_R._H._Cameron,_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17328 |
我々は、子午線の流れプロファイルが太陽地震反転から得られた場合に、バブコック・レイトン磁束輸送ダイナモモデルが観測値と一致し続けるかどうかを調査する。さらに、太陽表面を通るトロイダル磁束の損失の影響も調査します。2D磁束輸送BLダイナモフレームワークを採用しています。ヘリオ地震学的に推定された子午線流プロファイルを使用し、ジョイの法則によって生成されるポロイダルフラックスの量と一致する方法でトロイダルフラックス損失を含めます。私たちのモデルは低緯度での出現に対する優先順位を課しませんが、モデルがそのような優先順位を生成することを要求します。蝶の羽の赤道方向への移動や周期の11年など、観測結果とほぼ一致する解決策を見つけることができます。モデルにおける最も重要な自由パラメーターは、放射状の乱流ポンピングが広がる深さと、対流ゾーンの下半分の乱流の拡散率です。ポンピングは約$0.80R_{\odot}$の深さまで拡張する必要があり、バルク乱流の拡散率は約10km$^2$/s以下である必要があることがわかりました。私たちは、そのような優先順位を課す必要がなく、出現が低緯度に限定されていることがわかりました。磁束輸送BLモデルは、ヘリオ地震学的に推定された子午線の流れとトロイダル磁場損失項を組み込んでおり、観測されたバタフライダイアグラムの特性および観測されたトロイダル損失率と互換性があります。残りの自由パラメータには適度に厳しい制約が課されます。ポンピングは、子午線の流れが方向を変える位置に対応する深さの直下まで行う必要があります。しかしながら、私たちの線形モデルは、黒点の減衰によって生じる拡散表面放射状場の観測された「極への突入」を再現していません。これを再現するには、赤道付近に現れる光束に対する優先順位を課す必要があるかもしれません。
深層学習を使用した赤色巨星の混合モード振動の結合強度の推定
| Title |
Inferring_coupling_strengths_of_mixed-mode_oscillations_in_red-giant_stars_using_deep_learning |
| Authors |
Siddharth_Dhanpal,_Othman_Benomar,_Shravan_Hanasoge,_Masao_Takata,_Subrata_Panda_and_Abhisek_Kundu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17372 |
アステ地震学は、星の内部と星の進化を解明するために応用できる強力なツールです。混合モードは、エンベロープ内では音響波として、コア内では浮力モードとして動作し、赤色巨星の放射コアとエバネッセントゾーンの探査を可能にするため、注目に値します。ここでは、太陽型星のエバネッセントゾーンのサイズに関連するパラメーターである結合強度を$\sim$5ミリ秒で正確に推定できるニューラルネットワークを開発しました。既存の方法と比較すると、$\sim$1,700\textit{Kepler}赤色巨星のサンプルにおいて、$\sim$43\%の推論のみが0.03の差以内で一致することがわかりました。これらの違いの原因を理解するために、モンテカルロマルコフ連鎖法やエシェル図などの独立した手法を使用して、これらの星のいくつかを分析しました。分析を通じて、これらの代替技術がニューラルネット推論をサポートしていることがわかりました。また、このネットワークを使用して、構造的不連続性のある星の結合強度と大きな周期分離の推定値を得ることができることも示します。私たちの発見は、赤色巨星分岐における結合強度の低下速度がこれまで考えられていたよりも大きいことを示唆しています。これらの結果は、以前の推定よりも恒星進化モデルの計算とよりよく一致しており、恒星進化理論と計算の目覚ましい成功をさらに強調しています。さらに、結合強度が減少すると、長周期分離の測定における不確実性が急速に増加することを示します。
恒星内部の回転: 一般的な定式化とテイラー不安定性による小惑星地震校正された輸送
| Title |
Rotation_in_stellar_interiors:_General_formulation_and_an_asteroseismic-calibrated_transport_by_the_Tayler_instability |
| Authors |
P._Eggenberger,_F.D._Moyano,_J.W._den_Hartogh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17396 |
背景:進化した星の内部回転の星地震測定は、星の放射ゾーンには少なくとも1つの未知の効率的な角運動量(AM)輸送機構が必要であることを示しています。目的:このような欠落メカニズムの可能性のある候補として、磁気テイラー不安定性によるAM輸送の影響を調査します。方法:Tayler-Spruit(TS)ダイナモのさまざまなバージョンをテストできるように、Tayler不安定性によるAM輸送の一般方程式を導出しました。結果:これらの一般方程式は、結果として生じるAM輸送の効率において、採用された方位角磁場の減衰タイムスケールが果たす重要な役割を簡単に強調しています。このフレームワークを使用して、我々はまず、元のTSダイナモが主系列(MS)中に放射核を持つ低質量赤色巨星において不十分な結合を提供することを示します。これは、主系列中に対流核を発達させるより重い星で以前に発見されたのと同じです。MS。次に、オリジナルのTSダイナモの新しい校正バージョンを導出したところ、赤色の星の中心回転速度を正確に再現するには、オリジナルのTSダイナモの方位磁場に採用された減衰タイムスケールを約200倍に増やす必要があることがわかりました。巨大なブランチ(RGB)。この校正済みバージョンは、RGB恒星について、核の回転速度と星の質量との相関関係がないと予測しており、星地震観測とよく一致しています。さらに、最近提案された改訂処方と同様に、クランプ星の核の回転速度を正確に再現します。興味深いことに、この新しい校正済みバージョンのTSダイナモは、亜巨星の核の回転速度とわずかによく一致していると同時に、改訂されたダイナモバージョンと比較して、RGBに沿った核の回転速度の進化をよりよく説明していることがわかりました。。これらの結果は、ジュネーブとMESAの両方の恒星進化コードで得られました。
OSIRIS-RExミッションと小惑星ベンヌの地上追跡データを使用して、私たちは第5の力と超軽量暗黒物質に関する新しい制約を導き出します。私たちが得た境界はメディエーター質量$m\sim10^{-18}-10^{-17}\,{\rmeV}$に対して最も強く、現在最も厳しい境界を達成しています。私たちの限界は、湯川型の第5力につながる幅広いクラスのモデルに変換でき、それが$U(1)_B$の暗い光子とバリオン結合スカラーにどのように適用されるかを示します。我々の結果は、標準モデルの十分に動機付けられた拡張とファジー暗黒物質制約を満たす超軽量暗黒物質の探査における小惑星追跡の可能性を示しています。
私のやりがいのある科学生活
この回想録は、私の家族の背景と米国への移民から始まる私の人生史を取り上げています。それは私の子供時代、早期教育、そして科学との出会いへと続きます。次に、物理学のさまざまな機関や分野を含む私の専門的な研究が取り上げられ、最終的には太陽物理学に終わります。
複合暗黒セクターからの重力波
私たちは、どのような条件下で複合ダークセクターの一次相転移が観測可能な確率的重力波信号を生成できるかを研究します。この目的を達成するために、$N_f=3,4,5$フレーバーを特徴とする線形シグマモデルを採用し、ポリアコフループの影響も考慮したコーンウォール-ジャッキー-トンボリス計算を実行します。このモデルにより、閉じ込め-脱閉じ込め相転移の効果に関連する複合ダイナミクスを組み込んだQCDのような理論を模倣できる領域でのキラル相転移を調査することができます。このアプローチのさらなる利点は、有効な相互作用が弱い限界を研究できることです。我々は、複合セクターの弱い実効結合で強い一次相転移が起こり、将来の実験施設で重力波信号が検出できる可能性があることを示す。
カー・デ・シッター ブラック ホールの画像: 宇宙定数をテストするための追加手段
| Title |
Image_of_Kerr-de_Sitter_black_holes:_An_additional_avenue_for_testing_the_cosmological_constant |
| Authors |
Ke_Wang,_Chao-Jun_Feng,_Towe_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.16944 |
宇宙定数をテストするためにブラックホール画像を利用する可能性を探るため、私たちは、赤道上の薄い降着円盤によって照らされたカー・デ・ジッターブラックホールの画像をシミュレートするための包括的な分析方法を開発しました。私たちの発見は、宇宙定数がブラックホールの見かけのサイズを小さくするだけでなく、その見かけの明るさも増加させることを示しています。私たちは、フォトンリングは有望な観測可能な特徴として、ブラックホール観測に対する宇宙定数の影響を調査する潜在的な機会を提供すると信じています。
ポローニー項を用いたノースケール超重力インフレーションにおける重力波と重力質量
我々は、ケラーポテンシャルの非最小変形とポロニ質量項を含めることによって拡張されたウェス・ズミーノ超ポテンシャルを持つ、スケールなしの超重力インフレーションモデルを研究します。ケラーラーの非最小構造ポテンシャルは、インフレーションの後期段階で重力波の生成につながる可能性のある変曲点の原因となるのに対し、ポローニ項はインフレーションの終わりに超対称性を破り、消失しない重力質量を生成します。徹底的なパラメータ空間スキャンの後、重力波生成に有望なポイントを特定します。次に、この一連の点について結果として得られる重力波エネルギー密度を研究し、次世代の宇宙ベースと地上ベースの両方の干渉計で重力波が観測可能になるはずであることを観察しました。最後に、ポローニー項の存在を利用して、重力波の質量と相関する重力波エネルギー密度をさらに高めることができる方法を示します。
| Title |
Hamiltonian_formalism_for_cosmological_perturbations:_fixing_the_gauge |
| Authors |
Danilo_Artigas,_Julien_Grain,_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17184 |
宇宙論的摂動理論はゲージ理論の一例であり、ゲージ変換は時空座標系の変化に対応します。物理量を決定するために、ゲージ条件を自由に導入できます(つまり、特定の時空座標を操作できます)。そのような条件は、計算の技術的側面を単純化するため、または物理的自由度の解釈を容易にするためによく使用されます。文献で紹介されている処方の中には、ゲージを部分的にのみ固定することが知られているものもありますが、ゲージの残りの自由度は何らかの方法で固定できると一般的に想定されています。この研究では、これが必ずしも当てはまるわけではなく、これらのゲージのいくつかは実際に病的であることを示します。私たちは、ゲージが病的であるかどうかを判断し、それが可能であれば部分的に固定されたゲージを健全なゲージに完成させる体系的な手順を導き出します。このアプローチでは、ラグランジュ乗数(つまり、ADM形式における摂動の消失とシフト)はゲージのオフシェル定義には現れず、必然的にゲージ条件のオンシェルの結果として発生します。応用例として、我々は、同期ゲージの代替の非病理学的定式化を提案し、一様膨張ゲージ（および消滅する経過摂動を保証するゲージ）を健全にすることはほとんど不可能であることを示す。私たちの方法論では、すべてのゲージ不変変数を構築することもできます。さらに、量子レベルでは、制約が満たされることを課すことは必然的にゲージ不変量子状態につながるため、宇宙論的摂動を量子的に扱うとゲージが固定されなくなることを示します。最後に、形式主義の可能な一般化について議論します。
化石および現在のストロマトライトオイドには、グリシンと鉄の隕石ポリマーが含まれています
| Title |
Fossil_and_present-day_stromatolite_ooids_contain_a_meteoritic_polymer_of_glycine_and_iron |
| Authors |
Julie_E_M_McGeoch,_Anton_J_Frommelt,_Robin_L_Owen,_David_Lageson_and_Malcolm_W_McGeoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2309.17195 |
グリシンと鉄の宇宙ポリマーであるヘモグリシンは、炭素質コンドライト隕石アジェンデ、アクファー086、カバ、サッターズミル、オルゲイユで確認されています。そのコアの形は1494Daの質量を持ち、基本的には鉄原子によって各末端で結合されたポリグリシン鎖の逆平行ペアです。ポリマーは頂点間距離が4.9nmの2次元および3次元格子を形成します。ここでは、隕石の抽出技術を2.1Gyaの化石ストロマトライトに適用し、質量分析によってヘモグリシンの存在を明らかにしました。最近の3,000年ストロマトライトからの無傷のオイドは、オルゲイユ隕石からの無傷の結晶と同じように、X線に反応して目に見えるヘモグリシン蛍光を示しました。鉄のK吸収端の上下の波長でこれらのウーイドをX線分析すると、頂点間間隔が4.9nmの三次元格子の存在と性質を確認する一連の高次の回折リングが得られた。格子は、炭酸カルシウムのアラゴナイトおよび方解石の形態の微結晶によって満たされています。おそらく始生代以降、秋に大量に降った炭素質隕石が堆積炭酸塩中にヘモグリシンの痕跡を残し、潜在的にオイドの形成に影響を与えたと思われる。
