自己相互作用波動暗黒物質におけるボーズ星の運動緩和と核生成
| Title |
Kinetic_relaxation_and_nucleation_of_Bose_stars_in_self-interacting_wave_dark_matter |
| Authors |
Mudit_Jain,_Wisha_Wanichwecharungruang,_Jonathan_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00058 |
短距離の自己相互作用$\mathcal{H}_{\rmint}=-\lambda|\psi|^4/2m^2$を特徴とするファジィスカラー暗黒物質における運動緩和とソリトン/ボソン星の核生成を再検討します。重力による自己相互作用と並行して。我々は、斥力($\lambda<0$)と引力($\lambda>0$)の両方の短距離自己相互作用強度の核生成タイムスケールの完全な曲線を計画し、その際に2つの新しい点を明らかにしました。まず、合計緩和率$\Gamma_{\rmRelax}$には、通常の2つの項$\proptoG^2$と$\propto\lambda^2$のほかに、追加の交差項$\proptoGがあります。\lambda$は、重力と短距離の自己相互作用散乱振幅の間の干渉によって発生します。これにより、臨界反発相互作用強度$\lambda_{\rmcr}\simeq-2\piGm^2/v_{0}^2$が得られます。この強度では緩和率が最小となり、典型的な正味引力間の移行点として機能します。自己相互作用($\lambda\gtrsim\lambda_{\rmcr}$)、および正味反発的自己相互作用($-\lambda\gtrsim-\lambda_{\rmcr}$)。第二に、正味引力領域では核生成時間スケールが逆緩和時間スケール$\tau_{\rmnuc}\sim\Gamma^{-1}_{\rmRelax}$に似ていますが、正味斥力領域では核生成が起こります。遅延時間$\tau_{\rmnuc}\sim(\lambda/\lambda_{\rmcr})\Gamma^{-1}_{\rmRelax}$で発生します。平均質量密度$\bar{\rho}$、ボックスサイズ$L$、グリッドサイズ$N$を変化させて3Dフィールドシミュレーションを実行することで、分析的理解を確認します。
フラクタルとしての銀河分布システム
この研究は、大規模な銀河分布がフラクタルシステムとして特徴付けられるかどうかをテストします。$H_0=(70\pm5)$km/s/Mpcの$\Lambda$CDM宇宙論は、次元を持つフラクタルとしてのこれらの銀河分布系の数密度方程式と並行して、UltraVISTADR1、COSMOS2015、SPLASHサーベイを研究するために採用されています。D.相対論的距離定義$d_L$、$d_Z$、$d_G$は、体積制限されたサブサンプルでの赤方偏移間隔$0.1\leqz\leq4$の銀河数密度を推定するために使用されます。相対論的設定における1次元$D$の銀河フラクタル構造の記述に適切な関係をこれらの調査データセットに適用すると、$z<1$の場合、UltraVISTADR1銀河は平均$D=(1.58\pm0.20)$、COSMOS2015銀河は$D=(1.39\pm0.19)$を生成し、SPLASH銀河は$D=(1.00\pm0.12)$を生成しました。$1\leqz\leq4$の場合、次元はそれぞれ$D=(0.59\pm0.28)$、$D=0.54^{+0.27}_{-0.26}$、$D=0.83^{+0.36}に減少しました。_{-0.37}$。これらの結果は、ここで仮定したハッブル定数の不確実性の下では堅牢です。COSMOS2015とSPLASH調査における青色と赤色の銀河のサブサンプルの分析では、青色の銀河のフラクタル次元は上記の値から本質的に変化がないことが示されていますが、赤色の銀河のフラクタル次元は主に小さい値に変化しています。つまり、Dは次のように仮定できることを意味します。宇宙における物体の分布のより本質的な特性であるため、フラクタル次元をさまざまな銀河集団を研究するためのツールとして使用できるようになります。すべての結果は、$z>1$におけるフラクタル次元の減少についての数十年前の理論的予測を裏付けており、このようなフラクタル次元の減少を引き起こすまだ不明瞭な観測バイアスが存在するか、あるいは銀河のクラスタリングがよりまばらで宇宙が空洞であった可能性のいずれかを示唆しています。それほど遠くない昔に支配されました。
ハロー濃度を推定するための効率的かつ堅牢な方法
密度分布の一次モーメントに基づいてハロー濃度を推定するための効率的かつ堅牢な方法を提案します。$R_1\equiv\int_0^{r_{\rmvir}}4\pir^3\rho(r)dr/M_{\rmvir}/r_{\rmvir}$。$R_1$はNFWプロファイルの濃度パラメーターと単調な関係を持ち、3次多項式関数は誤差$\lesssim3\%$を伴って関係を近似できることがわかります。理想的なNFWハローに関するテストでは、従来のNFWプロファイルフィッティング法と$V_{\rmmax}/V_{\rmvir}$法では、$\約10\%$と$\約30\の偏ったハロー濃度推定が生成されることが示されています。%$はそれぞれ、100個の粒子を含むハローの場合です。対照的に、$R_1$法の系統誤差は、粒子が100個しか含まれていないハローであっても、$0.5\%$よりも小さくなっています。$N$-bodyシミュレーションにおける現実的なハローの収束テストにより、NFWプロファイルフィッティング法は$\lesssim300$粒子を含むハローの濃度パラメータを$\gtrsim20\%$だけ過小評価する一方、$R_1$法の誤差は小さいことが示されました。は$\lesssim8\%$です。$V_{\rmmax}$やエイナスト濃度$c_{\rme}\equivr_{\rmvir}/r_{-2}$の推定など、$R_1$の他の応用例も示します。$R_1$の計算は効率的かつ堅牢であるため、宇宙論的シミュレーションのハローカタログにハロープロパティの1つとして含めることをお勧めします。
HST/JWST と $\Lambda$CDM 宇宙論、PBH、銀河内の反物質の間の緊張
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって発表された最近のデータ、およびそれより少し前にハッブル宇宙望遠鏡(HST)によって提示されたデータは、標準$\Lambda$CDM宇宙論の破壊を示す強力な兆候として一般に理解されています。発表された研究では、1993年の論文で推測されているように、巨大な原始ブラックホール(PBH)が非常に若い宇宙に銀河とクエーサーの形成の種をまき、JWSTとHSTデータによって引き起こされる張力を解決する可能性があると主張されています。標準的な宇宙論。この観点は現在、いくつかの最近の研究によって支持されています。提案されたPBH形成のメカニズムは、PBHの対数正規質量スペクトルにつながり、私たちの銀河系、天の川銀河の豊富な反物質集団を予測します。これらの予測はどちらも天体観測と見事に一致しています。
宇宙ひもループからの重力放射線ビームのモデル化
私たちは、宇宙ひもループからの重力放射線の放出を計算するための正確かつ近似的な手法を研究し、広範囲のモード$m$で天球全体をカバーするビームモデルを生成します。1つのアプローチでは、個々の因数分解された左右の移動モードの静止点およびほぼ静止点の寄与を合計する必要があります。この「多点法」は、モード積の正確な静止点の周りの展開に依存する従来の方法を一般化します。2番目の補完的なアプローチは、最急降下法を拡張して、$m\to\infty$としてビームの漸近記述を生成します。カスプを含むループからの電力放出の計算例を示し、その結果を数値的に正確な手法および以前のアプローチによって得られた結果と比較します。マルチポイント法は、モードの中間範囲で最高の結果を達成し、以前の手法よりも改善されています。これは、カスプ付近だけでなく、ループのすべての領域からの放射を処理します。「疑似カスプ」現象を詳細に研究することで、この機能を実証します。
クエーサー吸収系における微細構造定数の測定
微細構造定数などの物理量の比における無次元の進化を検出できれば、弱等価原理が違反されていることを証明し、物理学のパラダイムシフトにつながるでしょう。クェーサー吸収系の高分解能分光法は、時間および/または空間における宇宙論的変動をテストするために使用できます。8mクラスの光学望遠鏡からのデータを使用した300件の測定サンプルは、体系的な影響が支配的である可能性があるものの、そのような変動が空全体の空間双極子の形で実際に存在するというヒントを提供します。最近の2つの開発、1つは計測機器に関するもの、もう1つは分析方法に関するもので、暫定的な双極子をテストするための既知の系統的影響をすべて排除した新しい測定サンプルを生成することが期待されています。
今後のNIKA2 LPSZスケーリング関係への系統的影響
| Title |
Systematic_effects_on_the_upcoming_NIKA2_LPSZ_scaling_relation |
| Authors |
A._Moyer,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_C._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01263 |
クラスター宇宙論では、クラスターの質量が重要なパラメータです。これらは、クラスター数のカウントを通じて宇宙論的パラメーターを制約するために必要です。質量は観測値ではないため、クラスター質量を統合コンプトンパラメーターY、つまりスニヤエフ・ゼルドビッチ観測値(SZ)にリンクするにはスケーリング関係が必要です。クラスター数カウントで得られたプランク宇宙論的結果は、SZとX線で観測された低赤方偏移($z$<0.5)のクラスターで測定されたスケーリング関係に基づいています。NIKA2共同研究のSZLargeProgram(LPSZ)では、中間から高赤方偏移($0.5<z<0.9$)で38クラスターのサンプルを使用してスケーリング関係が取得され、SZとXの両方で高い角度分解能で観察されます。光線。LPSZのようなサンプルの分析シミュレーションのおかげで、LPSZ選択関数が考慮され、その影響が補正されます。さらに、SZマップのホワイトノイズと相関ノイズがスケーリング関係の推定に影響を与えないことを示します。
画像銀河調査による宇宙論: 進化する銀河の偏りと倍率の影響
| Title |
Cosmology_with_imaging_galaxy_surveys:_the_impact_of_evolving_galaxy_bias_and_magnification |
| Authors |
Shivam_Pandey_and_Carles_S\'anchez_and_Bhuvnesh_Jain_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01315 |
画像探査における銀河クラスタリングと銀河-せん断相互相関（銀河-銀河レンズ）の共同解析は、宇宙論的情報を取得するための主要な手段の1つを構成します。ステージIIIの調査からの分析では、赤方偏移ビン内の一定の銀河バイアスと弱いレンズ倍率係数が仮定されています。我々は、バイアスと倍率進化の単純なモデルを使用して、進化のもっともらしいレベルがステージIV調査、そしておそらく現在のデータセットについても宇宙論的パラメーター推論に大きな影響を与えることを示します。銀河間レンズ効果の距離重み付け係数により、レンズビン内で銀河クラスタリングとは異なる実効平均赤方偏移が生じます。進化が理論モデリングに慎重に含まれていない場合、大規模なスケールであってもクラスタリングとレンズ効果の明らかな無相関が生じ、偏った宇宙論的制約が生じます。バイアスのレベルは、赤方偏移とレンズの赤方偏移分布の幅に影響されます。等級が制限されたようなサンプルの場合、完全なDESサーベイの場合でも統計的精度に匹敵し、Rubin-LSSTの場合はそれを上回ります。進化を無視すると、将来のRubin-LSST解析において宇宙論的制約に約$1\sigma$のバイアスが生じる可能性があることがわかりました。我々は、特に相互相関を使用して進化パラメータを制約することによって、これらの影響をモデリングおよびデータ側からどのように軽減できるかを説明します。また、銀河クラスタリングとCMBレンズの組み合わせでは、距離の重み付けが異なるため、この問題が発生しないことも示します。
メインベルトにおけるヤルコフスキー効果の検出可能性
| Title |
Detectability_of_the_Yarkovsky_Effect_in_the_Main_Belt |
| Authors |
Denise_Hung,_David_J._Tholen,_Davide_Farnocchia,_Federica_Spoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00055 |
私たちは、ハワイ大学の88インチ望遠鏡で観測した134個のメインベルト小惑星(MBA)の軌道で、小惑星センターとガイアデータリリース3から公開されている観測結果を補足して、ヤルコフスキー関連の加速度の信号を検出することを試みます。熱物理モデリングを通じて導出されたパラメーターに基づいてヤルコフスキー加速度の予想値を推定しましたが、サンプル内で信頼できるヤルコフスキーの検出を見つけることができませんでした。しかし、合成観測によるテストを通じて、すべてのサンプルMBAについてヤルコフスキー効果を検出するために必要な最小観測弧長を推定しました。これは、ほぼすべての場合で、既存の観測の現在の弧長を超えていました。私たちは、ヤルコフスキー効果が、0.1インチの天文精度を仮定した100メートルMBAの場合、発見から数十年以内に検出可能である可能性があることを発見しました。これは、近々予定されているベラ・ルービン天文台の時空遺産調査で検出可能なサイズ範囲にあります。
天王星と海王星は、小石、ガス、微惑星の降着によって同時に形成される可能性がありますか?
| Title |
Can_Uranus_and_Neptune_form_concurrently_via_pebble,_gas_and_planetesimal_accretion? |
| Authors |
Linn_E.J._Eriksson,_Marit_A.S._Mol_Lous,_Sho_Shibata_and_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00075 |
天王星と海王星の起源は、太陽からの軌道距離が遠いため、長い間説明が困難でした。惑星胚が形成された後の主な降着プロセスは、おそらく小石、ガス、および微惑星の降着です。天王星と海王星の形成に関するこれまでの研究では、通常、3つのプロセスすべてが考慮されていません。さらに、外惑星の形成が内惑星にどのような影響を与えるかについても調査しません。この論文では、小石、ガス、微惑星降着の両方を介した天王星と海王星の同時形成を研究します。私たちは塵進化モデルを使用して小石のサイズと質量流束を予測し、ガスの付着に対する独自の適合値を導き出します。移動は含まれていませんが、12から40auまでの広範囲の形成位置を考慮します。惑星の胚が同時に同じ質量で形成される場合、塵の集団が進化する形成モデルでは天王星や海王星の類似体を生成することはできません。これは、惑星間の質量差とH-Heの質量分率が大きくなりすぎるためです。しかし、外側の惑星の胚が内側の胚よりも早く形成され、および/またはより質量がある場合、円盤が金属に富み、数百万年後に消滅する場合、いくつかの例で2つの惑星が形成されます。さらに、我々の研究は、その場で形成される可能性はかなり低いことを示唆しています。それでも、巨大な衝突や移動が形成を助ける可能性があり、これらのプロセスを含む将来の研究により、天王星と海王星がどのように形成されたかの理解に一歩近づくことができるかもしれません。
直接画像化された系外惑星の大量の固体の早期降着
より広い距離($\gtrestimate$10AU)にある惑星質量天体(PMO、$\lessestimate$13M$_{\rm{Jupitr}}$)の数が増加するにつれて、それらが高位の惑星質量天体とは異なる形で形成されるという証拠が浮上しています。褐色矮星(BD)に相当する質量。つまり、PMOの大気は金属が豊富であり、これは通常固体降着の兆候として解釈されます。これは、コア降着による形成チャネルを示しています。しかし、固体降着の量と時期を調査するための個体群レベルでの定量的な分析はこれまで存在しなかった。ここでは、恒星および惑星の化学存在量が測定された、直接画像化された5つの系外惑星(51Erib、$\beta$Picb、HIP65426b、HR8799cおよびe)のサンプルを分析します。我々は、これらのPMOが形成経路に関係なく、大量の固体を蓄積することを示します。コア降着によって形成される場合、平均して$\gtrabout$100M$_\oplus$の固体(個々のシステムで98.6から845.2M$_\oplus$の範囲)が降着して惑星の大気を豊かにしますが、固体の降着は$\gtrestimateである必要があります重力不安定によって形成された場合、$20M$_\oplus$(22.4～782.3M$_\oplus$の範囲)。この結果は、若い原始惑星系円盤に大量の固体が存在する初期段階($<1Myr)で固体降着プロセスが起こらなければならないことを示唆している。
JWST 測光データを使用したスペクトル検索: HIP 65426 のケーススタディ b
JWSTの高コントラストイメージングオブジェクトの半分には測光データのみが含まれます{{サイクル2の時点}}。しかし、形成の起源を知る大気の化学的性質をよりよく理解するには、分光学的データが好ましいです。HIP65426bを使用して、JWST測光データポイント(2.5～15.5$\mu$m)と地上のアーカイブ低解像度スペクトルデータ(1.0～2.3$\mu$m)。このデータは、太陽の金属量とC/O比が0.40および0.55である大気と一致していることがわかります。10倍の太陽金属量とC/O=1.0の大気を除外します。また、ケイ酸塩雲の強力な証拠も見つかりましたが、特徴のない{{塵}}を包み込む絶滅の兆候はありません。この研究は、中解像度から高解像度のスペクトルデータがない場合のデータ分析に関するガイダンスと警告を提供します。
HIP 65426 b の最初の VLTI/GRAVITY 観測: 低軌道離心率または中程度の軌道離心率の証拠
| Title |
First_VLTI/GRAVITY_Observations_of_HIP_65426_b:_Evidence_for_a_Low_or_Moderate_Orbital_Eccentricity |
| Authors |
S._Blunt,_W._O._Balmer,_J._J._Wang,_S._Lacour,_S._Petrus,_G._Bourdarot,_J._Kammerer,_N._Pourr\'e,_E._Rickman,_J._Shangguan,_T._Winterhalder,_R._Abuter,_A._Amorim,_R._Asensio-Torres,_M._Benisty,_J.-P._Berger,_H._Beust,_A._Boccaletti,_A._Bohn,_M._Bonnefoy,_H._Bonnet,_W._Brandner,_F._Cantalloube,_P._Caselli,_B._Charnay,_G._Chauvin,_A._Chavez,_E._Choquet,_V._Christiaens,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_A._Cridland,_R._Dembet,_A._Drescher,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_H._Feuchtgruber,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_J._H._Girard,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_Th._Henning,_S._Hinkley,_S._Hippler,_M._Horrobin,_M._Houll\'e,_Z._Hubert,_L._Jocou,_M._Keppler,_P._Kervella,_L._Kreidberg,_A.-M._Lagrange,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_A.-L._Maire,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00148 |
巨大な系外惑星は、数桁の軌道間隔にわたって直接画像化されており、その形成経路の理論的および観測的研究が促進されています。この論文では、HIP65426bの新しいVLTI/GRAVITY天文データを紹介します。HIP65426bは、主星からの推定距離が92天文単位であり、ほとんどの形成理論にとって特に困難な、冷たい巨大系外惑星です。GRAVITYの天文精度を活用して、大きな離心率を回避する更新された事後離心率を提示します。事後離心率は依然として事前依存性があり、ここで提示した事後制約の限界について広範囲に解釈して議論します。また、自己無撞着なフォワードモデル化されたスペクトルと更新されたスペクトルの比較を実行し、太陽の金属性とC/O=0.6を備えた最適なExoREMモデルを見つけます。重要な注意点は、これらの値について堅牢な誤差を推定するのは困難であるということです。これらの値は、内挿誤差やモデルの物理的欠落の可能性の影響を受ける可能性があります。総合すると、軌道と大気の制約は、円盤分散後の散乱と矛盾する形成の予備的な図を描きます。この解釈を検証するにはさらなる研究が必要です。この作業を実行するために使用される分析コードは、https://github.com/sblunt/hip65426で入手できます。
円周円盤の歪みと破損
円盤の歪み、そしておそらくは円盤の破壊が、単一星の周囲の原始惑星系円盤と複数の星の両方で観察されています。ディスクの大きな反りはディスクを破壊する可能性があり、運動学や外側のディスクに沿った影の観察上の特徴を生成します。この研究では、ディスクのタイムスケールの比較を使用して、ディスクがいつどこで壊れると予想されるか、また何回壊れる可能性があるかについてより正確に予測できる、ディスク破壊の最新の式を導出します。ディスクの破損は、内部空洞が小さく、温度が低く、べき乗則プロファイルが急峻なディスクの場合に発生しやすくなります。したがって、極性が揃った薄いディスクは破損する可能性が高くなります。内部連星の重力トルクによって歪んだ原始惑星系円盤の3Dグリッドベースのシミュレーションを使用して、解析公式をテストします。さまざまな粘度領域で予想される反り挙動を再現し、導出した方程式と一致する位置でディスクの破壊を観察しました。ディスクの破壊は粘度の低いディスクでのみ観察されるため、歳差ベクトルへの迅速な位置合わせにより、隣接するリング間の最大の位置ずれを低減することで破壊を防ぐことができる、ディスク破壊の粘性基準も考慮します。これらの結果をオリオニス座周円盤に適用すると、円盤が比較的薄い場合、中心星から引き起こされる歳差運動によって円盤が破壊される可能性があることがわかりました。十分に急峻なべき乗則プロファイルを持つディスクでは、繰り返しまたは複数のディスク破壊が発生すると予想されます。急峻なべき乗則プロファイルを持つ円盤をシミュレートし、分析予測とほぼ一致する位置で2つの別々の破壊イベントを観察します。
3Gy前の火星の周極海洋の安定性
後期ヘスペリアの気候の性質は何でしたか?暖かくて湿っていますか、それとも寒くて乾燥していますか？このように定式化すると、どちらの選択肢も信じられないように見えるため、この質問は明らかな矛盾につながります。暖かく湿った気候は大規模な河川浸食を引き起こしたであろうが、後期ヘスペリアンの時代には谷のネットワークはほとんど観察されていない。寒すぎる気候では、北の海洋はほとんどの時間凍ったままになっていたでしょう。適度に寒い気候であれば、水は雪と氷の形で海から陸地に移動したでしょう。しかし、これにより津波の発生が防止されることには、いくつかの証拠がある。ここでは、地表の地質学的特徴と一致する数値気候シミュレーションからの新たな洞察を提供し、火星の気候が寒冷かつ湿潤であった可能性があることを実証します。高度な大循環モデル(GCM)を使用して、火星の平均表面温度が0$^\circ$Cより低い場合でも、海洋が安定し得ることを実証しました。海岸線近くや海洋では降水量は中程度です。南部の高原は大部分が氷で覆われており、平均気温は0$^\circ$C以下で、氷河が海に戻ってきます。この気候は、10\%H$_2$を含む1barCO$_2$主体の大気で実現されます。このシナリオ3Gaでは、海と陸の二分法に沿った海岸線と津波堆積物の地質学的証拠は、南部高地の氷床と氷河の谷と一致します。
惑星暦を用いたブラン・ディッケ理論の強い等価原理のベイジアンテスト
| Title |
Bayesian_test_of_the_strong_equivalence_principle_in_Brans-Dicke_theories_with_planetary_ephemerides |
| Authors |
Vincenzo_Mariani,_Olivier_Minazzoli,_Agn\`es_Fienga,_Jacques_Laskar,_Micka\"el_Gastineau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00719 |
背景:私たちは、ブランズ・ディッケ級のスカラーテンソル理論の枠組みで、惑星暦を使用した強力な等価原理をテストしています。目的:この研究では、強い等価原理の問題に重点を置き、ブランス・ディッケの場合に最近提案したベイジアン方法論を適用します。方法:この場合に完全に一貫して得られた事後分布を、強力な等価原理の潜在的な違反を組み込んでいない惑星暦における前述のパラメータ化ポストニュートン(PPN)積分と比較します。結果:得られた事後信頼度の変化が観察されました。私たちはこの変化を、惑星暦において強い等価原理違反の影響がもはや無視できないことを示唆するわずかな証拠として解釈します。また、惑星暦に関するブランスディッケパラメータの制約が、カッシーニ探査機のみから報告された数値に近づいているだけでなく、パルサーからの制約にも近づいていることも注目に値します。私たちは、ベピコロンボなどの将来の探査機ミッションからのデータによって、惑星暦に関する制約が大幅に強化されると予想しています。
2021年の木星のガリレオ衛星と内部衛星テーベの相互現象
| Title |
The_2021_mutual_phenomena_involving_the_Galilean_satellites_of_Jupiter_and_the_inner_satellite_Thebe |
| Authors |
L._M._Catani,_M._Assafin,_B._E._Morgado,_S._Santos-Filho,_F._Braga-Ribas,_R._Vieira-Martins,_J._Arcas-Silva,_A._C._Milone,_I._J._Lima,_R._B._Botelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00807 |
天文研究と惑星衛星の軌道モデリングは、衛星の軌道力学の理解を進めるのに大きく貢献してきました。これらの研究では、長期間にわたって正確な位置を測定する必要があります。この論文では、2021年のブラジルの木星の相互現象キャンペーンの結果を紹介します。このデータは、ガリレオ衛星間の8つのイベントに、内側の衛星であるテーベのまれな日食に加え、合計9つのイベントに対応しています。幾何学モデルとDE440/JUP365エフェメリスを使用して、イベントを再現し、光度曲線をシミュレートしました。モンテカルロ法とカイ二乗統計を使用して、シミュレーションされた光度曲線を観測値に適合させました。シミュレーションに採用された反射率モデルは、Oren-Nayerモデルの完全版でした。ガリレオ衛星の相対位置の平均不確実性は5マス(15km)、内側のテーベ衛星では32マス(96km)でした。ここで分析された7つの相互イベント(9つの独立した観測値)は、PHEMU21国際キャンペーンに関する17%のイベント(10%の光度曲線)を表し、追加されています。さらに、テーベ食の結果は、これまでに発表された2番目の測定にすぎません。私たちの結果は軌道暦データベースに貢献し、衛星軌道を改善し、不確実性を最小限に抑えるための基礎となります。
巨人に囲まれた: HD 141399 システム内のハビタブルゾーンの安定性
系外惑星の探索により、惑星系構造の多様性が明らかになり、その大部分は太陽系の原型から大幅に逸脱しています。特に、雪線を越える巨大惑星は、特に低質量星の場合には比較的まれであり、太陽系は、大きな間隔で複数の巨大惑星が存在する小さなカテゴリーに分類される。注目すべき系外惑星系はHD141399の系で、$\sim$4.5AUにまで広がる4つの巨大な惑星を抱えるK矮星主星から構成されています。この系の構造は、平均運動の共鳴と重力による摂動領域の複雑なパターンを作り出し、この系のハビタブルゾーン内を含む他の惑星の存在を排除する可能性があります。ここでは、系の既知の惑星の相互作用、その後尾軌道、共鳴位置、および動的進化を調査する動的シミュレーションの結果を紹介します。私たちは、地球質量惑星への注入の結果をさらに調査し、地球型惑星が長期的な安定性を維持できるハビタブルゾーン内で動的に生存可能な領域を提供します。我々は、これらの結果について、揮発性物質の供給と惑星の居住可能性の考慮における巨大惑星の重要性との関連で議論します。
フォトン宇宙船とエアロキャプチャー: 火星と金星の小型低周回軌道衛星を可能にする
| Title |
Photon_Spacecraft_and_Aerocapture:_Enabling_Small_Low-Circular_Orbiters_at_Mars_and_Venus |
| Authors |
Athul_Pradeepkumar_Girija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00891 |
低コストの打ち上げ機や小型惑星間探査機の進歩により、NASAは火星と金星で集中的な惑星科学調査を行う小規模ミッションの可能性を認識しました。NASASIMPLExプログラムの一部であるEscaPADEは、Photon宇宙船を使用して2台の小型宇宙船を火星の周りの楕円軌道に届けます。軌道投入、特に低円軌道への投入には大量の推進剤が必要であり、フォトン湿潤質量のかなりの部分を占めるため、小規模なミッションには大きな課題となります。低円軌道には大きな$\Delta$V要件があり、地球脱出と軌道挿入に必要な$\Delta$Vの合計がその能力を超えるため、高性能のPhotonであっても小型衛星をこれらの軌道に挿入するのは困難です。抗力変調エアロキャプチャーは、大気抗力を使用して大きな$\Delta$Vを取得する、有望な代替手段を提供します。この研究は、フォトンが抗力変調エアロキャプチャーと組み合わせることでどのようにして小型オービターを低円軌道に送り届け、幅広い小型オービターミッションを可能にするかを示しています。Aerocaptureにより、Photonが軌道挿入のために2～3.5km/sの$\Delta$Vを提供する必要がなくなり、質量とコストの削減につながり、低コストの小型周回機や小型衛星群を火星や金星に頻繁に設置できるようになります。近い将来。
宇宙ミッション時の巨大ガス惑星における潮汐散逸の流体力学的モデリング
| Title |
Hydrodynamical_modelling_of_tidal_dissipation_in_gas_giant_planets_at_the_time_of_space_missions |
| Authors |
Hachem_Dhouib,_Cl\'ement_Baruteau,_St\'ephane_Mathis,_Florian_Debras,_Aur\'elie_Astoul,_Michel_Rieutord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01031 |
巨大ガス惑星は差動回転する磁性物体であり、環境と強力かつ複雑な相互作用を持っています。私たちの太陽系では、非常に短い公転周期を持つ系外惑星（ホットジュピター）が主星と相互作用する一方で、それらは多数の衛星と相互作用します。内部で潮汐力によって励起された波の散逸が、これらのシステムの軌道構造と回転力学を形成します。最近、木星と土星系の天文観測により、巨大ガス系外惑星では弱いと思われる潮汐散逸とは対照的に、これらの惑星では以前の予測よりも強い潮汐散逸が見られ、その形成と進化に関する私たちの理解に疑問が投げかけられています。これらの新しい制約は、これらの惑星内部の潮汐散逸の現実的なモデルの開発を動機付けています。同時に、ジュノーとカッシーニの宇宙ミッションは、木星と土星の内部に関する知識に革命をもたらしました。木星と土星の構造は、安定した成層帯と対流領域の組み合わせです。この研究では、木星の最新かつ最先端の内部モデルを初めて使用して、木星における高波とその散逸をモデル化した流体力学計算の結果を紹介します。私たちは、粘性、熱、化学拡散を考慮して、木星内部で伝播および散逸する線形潮汐重力慣性波の2D数値シミュレーションを実行しました。この新しいモデルを使用すると、すべての主要な流体力学的パラメータと構造パラメータの関数として、散逸とそれに関連する潮汐トルクの特性を調査することができます。
深層学習を使用した系外惑星の大気パラメータの再構成
| Title |
Reconstructing_Atmospheric_Parameters_of_Exoplanets_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Flavio_Giobergia,_Alkis_Koudounas,_Elena_Baralis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01227 |
系外惑星の探査は、現在の理解に反する多くの惑星系を明らかにし、宇宙に対する私たちの理解を変えました。大気を研究するには、分光観測を使用して、直接測定できない重要な大気の特性を推測します。指定された大気モデル内で観測されたスペクトルに最もよく適合する大気パラメータを推定することは、モデル化が困難な複雑な問題です。この論文では、マルチモーダルアーキテクチャ内で深層学習と逆モデリング技術を組み合わせて系外惑星から大気パラメータを抽出する、マルチターゲット確率回帰アプローチを紹介します。私たちの方法論は計算上の限界を克服し、以前のアプローチよりも優れた性能を発揮し、系外惑星大気の効率的な分析を可能にします。この研究は系外惑星研究の分野の進歩に貢献し、将来の研究に貴重な洞察を提供します。
台形星団内の木星の質量連星天体
星と惑星の形成における重要な未解決の問題は、星と亜星天体の初期質量関数がどこまで広がるか、そして最も低い質量でカットオフがあるかどうかです。木星の質量13よりも下の惑星質量領域にある孤立した天体は、重水素ですら融合できないため、本質的に暗いため、観測するのは非常に困難です。ただし、近くの星形成領域は、それらを探すのに最適な機会を提供します。それらは若い間、まだ比較的暖かく、赤外線波長で明るいです。これまでの調査では、分子雲の断片化による形成に定められた最小質量限界付近の木星の質量3～5倍までの数個のそのような源が発見されているが、質量関数はさらに拡張されるのだろうか？ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるオリオン大星雲と台形星団内部の新しい近赤外線探査で、木星質量0.6倍までの質量を持つ540個の惑星質量候補のサンプルを発見し、特徴づけました。質量関数ではオフになります。さらに、惑星質量天体の9%がワイド連星にあることもわかりました。これは非常に予想外であり、星と惑星の両方の形成に関する現在の理論に疑問を投げかける結果です。
回転フレーム内の重力ポテンシャルの回復: 模擬棒状銀河に適用されたディープ ポテンシャル
| Title |
Recovering_the_gravitational_potential_in_a_rotating_frame:_Deep_Potential_applied_to_a_simulated_barred_galaxy |
| Authors |
Taavet_Kalda,_Gregory_M._Green,_Soumavo_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00040 |
星の運動学は、重力場、つまり暗黒物質を含むすべての質量の分布への窓を提供します。ディープポテンシャルは、深層学習から借用した数学的ツールを使用して分布関数をモデル化し、無衝突ボルツマン方程式を解くことにより、位相空間内の星の位置のスナップショットから重力ポテンシャルを決定する方法です。この研究では、ディープポテンシャル法を回転系に拡張し、恒星速度の凍結スナップショットのみを使用して、シミュレートされた棒状円盤銀河の重力ポテンシャル、密度分布、パターン速度を正確に復元できることを実証します。我々は、太陽のような位置を中心とした4kpcのサブボリューム内の星を使用してシミュレートされた銀河でバーパターンの速度を15%以内に回復できること、および2kpcのサブボリュームでは20%以内に回復できることを実証します。さらに、復元された総密度から疑似「観測された」恒星の密度を差し引くことにより、シミュレートされた銀河内の暗黒物質密度の半径方向のプロファイルを推測することができます。ディープポテンシャルのこの拡張は、中央の棒や渦巻腕などの回転する特徴を持つ天の川銀河への応用を可能にする重要なステップであり、さらに天の川バーのパターン速度を決定する新しい方法を提供する可能性があります。
粒子から軌道まで: 動的情報を使用した正確な暗黒物質密度プロファイル
| Title |
From_particles_to_orbits:_precise_dark_matter_density_profiles_using_dynamical_information |
| Authors |
Claudia_Muni,_Andrew_Pontzen,_Jason_L._Sanders,_Martin_P._Rey,_Justin_I._Read,_Oscar_Agertz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00044 |
シミュレーションから暗黒物質ハロー密度プロファイルを計算する新しい方法を紹介します。瞬間的な位置に基づいて粒子をビニングする従来のアプローチとは対照的に、各粒子はその軌道上で「塗りつけ」られ、動的時間にわたって平均化された動的プロファイルが得られます。動的プロファイルとビン化されたプロファイルはよく一致しており、動的アプローチでは最も内側の領域でポアソンノイズが大幅に減少していることが示されています。新しい動的プロファイルの内側カスプは軟化半径までずっと内側に続き、ビリアル平衡におけるハローの高解像度シミュレーションの中心密度プロファイルを95$\%$信頼区間内で再現していることがわかります。したがって、動的情報の折り畳みは、最小限の計算コストで、小さな半径での暗黒物質密度プロファイルの精度を向上させる新しいアプローチを提供します。私たちの手法では、ハローが平衡状態にある(相が混合している)という2つの重要な仮定と、ポテンシャルが球面対称であるという2つの重要な仮定を立てています。ハローの中心で球面対称性が大きく破れているにもかかわらず、この方法がなぜ成功するのかを議論し、大きな半径で下部構造がどのように平衡を乱すかを調査します。
宇宙初期における塵の形成と宇宙進化。 I. 粉塵の発生源
塵に覆われた星形成は、z=4以降の星形成の宇宙史を支配してきました。しかし、最近z=8までの銀河で大量の塵が発見されたことで、最も初期の塵の起源を調べるという新たな境地が開かれました。ビッグバンから最初の15億年以内の銀河形成の段階。銀河の進化の時間スケールが塵の形成の時間スケールと同等になるため、これは塵の進化にとって重要かつ急速な移行段階である。また、特に地上および宇宙の最先端の観測施設からの最近の結果のおかげで、目覚ましい成長を遂げている研究分野でもあります。私たちの目的は、z>4での塵の形成と進化に関するいくつかの発見と、観測結果を説明するための理論的な取り組みの概要を提供することです。レビューを2つのパートに分けてまとめました。ここで紹介する最初の部分では、主に超新星と漸近巨大枝星である塵の発生源と、その後の粒子の破壊と成長を伴う星間物質における塵の再処理に焦点を当てます。また、赤色超巨星、ウォルフ・ライエ星、古典新星、Ia型超新星、クエーサー風における塵の形成など、他の塵生成メカニズムについても説明します。この最初の部分では、ダスト生成源の理論モデルに焦点を当てますが、観測との比較についても説明します。後で公開される第2部では、z>4での最近の観測結果に焦点を当て、それらの結果を解釈するために提案されている理論モデルと、銀河形成に対する深い意味について議論します。
銀河団周辺の宇宙論的衝撃: DES、SPT、ACT による一貫した調査
| Title |
Cosmological_shocks_around_galaxy_clusters:_A_coherent_investigation_with_DES,_SPT_&_ACT |
| Authors |
D._Anbajagane,_C._Chang,_E._J._Baxter,_S._Charney,_M._Lokken,_M._Aguena,_S._Allam,_O._Alves,_A._Amon,_R._An,_F._Andrade-Oliveira,_D._Bacon,_N._Battaglia,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_B._A._Benson,_G._M._Bernstein,_L._Bleem,_S._Bocquet,_J._R._Bond,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Chen,_A._Choi,_M._Costanzi,_T._M._Crawford,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_S._Desai,_M._J._Devlin,_H._T._Diehl,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_J._Elvin-Poole,_I._Ferrero,_A._Ferte,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_M._Gatti,_G._Giannini,_S._Grandis,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_I._Harrison,_J._C._Hill,_M._Hilton,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Jain,_D._J._James,_M._Jarvis,_K._Kuehn,_M._Lin,_N._MacCrann,_et_al._(50_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00059 |
私たちは、ダークエネルギー調査(DES)の3年目、南極望遠鏡(SPT)のSZ調査、およびアタカマ宇宙論望遠鏡(ACT)の3つの調査からのクラスターカタログを使用して、銀河団のガス圧力プロファイルにおける宇宙論的衝撃の痕跡を検索します。データリリース4、5、および6を使用し、SPTおよびACTのスニヤエフ・ゼルドビッチ(SZ)サーマルマップを使用します。結合されたクラスターサンプルには、質量と赤方偏移範囲が$10^{13.7}<M_{\rm200m}/M_\odot<10^{15.5}$および$0.1<z<2$である約$10^5$のクラスターが含まれており、合計地図の空の範囲は$\約15,000\,\,{\rmdeg}^2$です。ACTクラスターとSPTクラスターの両方の周囲のSZプロファイルで$R/R_{\rm200m}\約1.1$の明らかな圧力欠損が見つかり、$6\sigma$の有意性と推定されます。これは衝撃誘発性の熱的非対称性と定性的に一致しています。電子とイオンの間の平衡。この機能は、DESクラスター周辺のプロファイルではそれほど明確に決定されていません。SPTまたはACTマップを使用した測定が、欠損特徴を含むすべてのスケールで一貫していることを検証します。光学的に選択されたクラスターとSZで選択されたクラスターのSZプロファイルは、より高質量のクラスターでも一貫しています。光学的に選択されたそれほど大規模ではないクラスターのクラスターは、予測と比較して2～5倍小さいスケールで抑制されます。この動作の考えられる解釈について説明します。クラスターの方向性のある積層(方向はSZ画像、最も明るいクラスター銀河、または銀河カタログを使用して測定された周囲の大規模構造から推定されます)では、1ハロー項と2ハロー項の正規化が次のように変化することがわかります。オリエンテーション。最後に、圧力欠損特徴の位置は、スプラッシュバック半径の既存の推定値と統計的に一致しています。
M 82 風における密度、流出速度、雲構造の半径方向分布はどのようなものですか?
| Title |
What_are_the_Radial_Distributions_of_Density,_Outflow_Rates,_and_Cloud_Structures_in_the_M_82_Wind? |
| Authors |
Xinfeng_Xu,_Timothy_Heckman,_Michitoshi_Yoshida,_Alaina_Henry_and_Youichi_Ohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00094 |
銀河風は、銀河が提供するフィードバックを通じて、銀河の進化において重要な役割を果たしています。風に関する集中的な研究にもかかわらず、その特性とフィードバックの放射状分布はほとんど観察できません。ここでは、すばる望遠鏡による観測に基づいた、典型的なスターバースト銀河M82の測定結果を紹介します。空間分解された[SII]$\lambda\lambda$6717,6731輝線から流出密度の動径分布($n_e$)を決定します。$n_e$は200から40cm$^{-3}$まで低下し、半径($r$)は0.5kpcから2.2kpcで、最適なべき乗則指数は$r^{-1.2}$であることが分かりました。分解されたH$\alpha$線と組み合わせると、$r$のこの範囲では非常にゆっくりと(エラーバー内でほとんど変化せずに)低下する質量、運動量、エネルギー流出率が得られます。これは、M82の銀河風が、最小限の損失で質量、運動量、エネルギーを中心領域から数kpcまで運ぶことができることを示唆しています。さらに、サイズやカラム密度などの流出雲のプロパティを導き出します。私たちが測定した雲の圧力と密度は、最近の理論モデルや風の数値シミュレーションによるものと一致するには高すぎます。UV吸収線を用いて研究された局所星形成銀河のアウトフローのサンプルと比較することにより、M82アウトフローについて上記で導かれた特性は、公表されているスケーリング関係とよく一致します。これらの一致は、放出と吸収で追跡されたイオン化ガス雲が強く関連していることを示唆しています。私たちの測定は、銀河風の将来の空間分解研究の動機付けとなり、これがフィードバック効果の構造をマッピングする唯一の方法です。
高赤方偏移ブラック ホールへの巨大シード経路の診断: 進化するブラック ホールとホスト銀河の質量比の統計
| Title |
Diagnosing_the_massive-seed_pathway_to_high-redshift_black_holes:_statistics_of_the_evolving_black_hole_to_host_galaxy_mass_ratio |
| Authors |
Matthew_T._Scoggins,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00202 |
宇宙の最初の10億年以内に$\sim10^9{\rmM_\odot}$の質量を持つ超大質量ブラックホール(SMBH)が、ブラックホールの形成と成長に関する従来の理解に疑問を投げかけています。これらのSMBHへの経路の1つは、原始的な原子冷却ハロー（ACH）で誕生した超大質量星（SMS）が、これらの初期SMBHに進化する巨大なシードBHを生成することを提案しています。このシナリオは、超大質量BH銀河(OMBG)をもたらします。この銀河では、BH対恒星の質量比が初期$M_{\rmbh}/M_*\geq1$であり、典型的な$\sim10の値を大幅に超えています。低赤方偏移では^{-3}$。以前、\texttt{Renaissance}シミュレーションから2つの大規模なシードBH候補を調査し、OMBGがより大規模なハローと合体するまで、それらは$M_{\rmbh}-M_{*}$関係の外れ値のままであることがわかりました。$z{=}8$で。この研究では、モンテカルロ合体ツリーを使用して、$10^に合体する$10,000$のツリー全体にわたる、大規模なBHシードをホストする$50,000$の原始銀河の$M_{\rmbh}-M_{*}$関係の進化を調査します。{12}{\rmM_\odot}$z{=}6$の$ハロー。これらのOMBGの最大$60\%$(成長パラメーターに応じて)は、{\itJWST}や高感度のX線望遠鏡で検出可能な赤方偏移に至るまで、数億年にわたって強い異常値のままであることがわかりました。これは、初期のSMBHの大量シード形成経路を診断する方法を表します。$z\gtrsim6$の単位赤方偏移あたり、{\itJWST}NIRCamフィールドごとに${\sim}0.1{-}1$個のこれらのオブジェクトが見つかると予想されます。$\sim10^7~{\rmM_\odot}$の質量を持つ最近検出されたSMBHや、推定される低質量のホストは、この集団の例である可能性があります。
XQ-100 レガシー調査におけるクエーサーのビリアル ブラック ホール質量推定
| Title |
Virial_Black_Hole_Mass_Estimates_of_Quasars_in_the_XQ-100_Legacy_Survey |
| Authors |
Samuel_Lai,_Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_Fuyan_Bian,_Guido_Cupani,_Sebastian_Lopez,_and_Valentina_D'Odorico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00271 |
ブラックホール(BH)の質量と光度は、クエーサーが環境とどのように相互作用するかを決定する重要な要素です。この研究では、ヨーロッパ南方天文台の大規模プログラムXQ-100のデータを利用します。これは、赤方偏移範囲$3.5<z<4.5$で最も明るいクエーサーの100個のXシュータースペクトルの高品質サンプルであり、Xシューターの広い波長範囲に存在する3つの顕著な光学輝線と紫外輝線、CIV、MgII、H$\beta$。3つのブロードラインすべてのラインプロパティは、BH質量のビリアル推定値に使用され、その結果として得られるこのサンプルの質量推定値は密接に相関しています。BHの質量範囲は$\log{(\rm{M_{BH}}/\rm{M_\odot})}=8.6～10.3$で、3000A連続体から推定されるボロメータ光度の範囲は$\log{(\rm{L_{bol}}/\rm{erg\,s^{-1}})}=46.7-48.0$。これらのクエーサーの特性が確実に決定されたことにより、ブロードライン領域における化学存在量や進化から放射駆動によるクエーサー流出に至るまで、クエーサー天体物理学におけるさまざまな追跡研究が可能になります。
幼児: 星形成領域用の新しい UV-mm 発光ライブラリ。 1. SKIRTとの統合と公開
| Title |
TODDLERS:_A_new_UV-mm_emission_library_for_star-forming_regions._1._Integration_with_SKIRT_and_public_release |
| Authors |
Anand_Utsav_Kapoor,_Maarten_Baes,_Arjen_van_der_Wel,_Andrea_Gebek,_Peter_Camps,_Angelos_Nersesian,_Sharon_E._Meidt,_Aaron_Smith,_Sebastien_Vicens,_Francesco_D'Eugenio,_Marco_Martorano,_Daniela_Barrientos,_Nina_Sanches_Sartorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00388 |
私たちは、公開されている放射伝達コードSKIRT用の新しい星形成領域発光ライブラリTODDLERS(ダスト診断と若い星を含む領域からの線発光を含む観測可能物の時間発展)を提示し、公開リリースします。ライブラリーの生成には、若い星団の周りの均質なガス雲の球形の進化が含まれます。これは、星風、超新星、輻射圧などの星のフィードバックプロセスとガスの重力を説明します。半分析進化モデルは光イオン化コードCloudyと結合され、さまざまな金属量、星形成効率、誕生雲密度、質量の星形成領域から時間依存のUV-mmスペクトルエネルギー分布(SED)を計算します。計算されたSEDには、高解像度で表にまとめられたHii、光解離、および分子ガス領域に由来する広範囲の輝線とともに、恒星、星雲、塵の連続体発光が含まれます。SKIRTに組み込まれたSEDは、各放出源が星形成雲のべき乗則集団で構成されていると仮定して、星の質量で正規化された光度を計算することによって生成されます。SKIRTでの星形成領域の以前の処理と比較すると、TODDLERSは、より包括的なライン発光サポートを提供しながら、IR波長範囲の低赤方偏移観測データとのより良い一致を示します。これにより、低赤方偏移および高赤方偏移でシミュレートされた銀河を使用するさまざまなアプリケーションへの道が開かれます。
スターバーストからスターバースト後、静止銀河系列に沿ったガス流の進化
| Title |
Evolution_of_Gas_Flows_along_the_Starburst_to_Post-Starburst_to_Quiescent_Galaxy_Sequence |
| Authors |
Yang_Sun,_Gwang-Ho_Lee,_Ann_I._Zabludoff,_K._Decker_French,_Jakob_M._Helton,_Nicole_A._Kerrison,_Christy_A._Tremonti,_Yujin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00424 |
私たちは、NaI$\lambda\lambda5890,5896$(NaD)星間物質吸収線の速度オフセットを測定し、主銀河の進化に伴って中性銀河風がどのように変化するかを追跡します。$0.010<z<0.325$の$\sim$80,000SDSSスペクトルのサンプルには、スターバースト銀河、スターバースト後銀河、静止銀河が含まれており、星形成率(SFR)が減少する進化シーケンスを形成しています。我々は、主により高いホスト恒星の質量($log(M_{\star}/M_{\odot})>10$)で、この系列全体にわたるバルクフローを検出した。このシーケンスに沿って、流出の割合は減少し($76\pm2\%$から$65\pm4\%$、3$\sigma$の上限$34\%$)、平均速度オフセットは流出から流入に変化します($-84.6\pm5.9$～$-71.6\pm11.4$～$76.6\pm2.3\,km\,s^{-1}$)。スターバースト後のサンプル内でも、スターバーストが終了してから時間の経過とともに風速が減少します。これらの結果は、銀河が老化するにつれて流出が減少することを明らかにした。スターバースト後の場合、特に最も速い流出に対してAGNが寄与しているという証拠があります。1)SFRは流出速度よりも時間の経過とともに早く低下し、大規模な恒星フィードバックに対するデカップリングが主張されます。2)星間物質から逃れるのに十分な強さの少数のアウトフロー(9/105)のうち、輝線が測定された4つのホストのうち3つはセイファート銀河です。しかし、円盤状スターバースト銀河の場合、傾向は核からではなく恒星円盤面(流出1/2開口角$>45$度)から流れ出ることを示唆しています。円盤がよりエッジオンになるにつれて風速は減少します。、そして流出率は、ディスク傾斜$i<45$度では$\sim$90$\%$で一定ですが、$i>45$度では$\sim$90$%$から20$\%$まで着実に減少します。
バーレッド S0 銀河 NGC 4371 のシュワルツシルト モデリング
| Title |
Schwarzschild_Modeling_of_Barred_S0_Galaxy_NGC_4371 |
| Authors |
Behzad_Tahmasebzadeh,_Ling_Zhu,_Juntai_Shen,_Dimitri_A._Gadotti,_Monica_Valluri,_Sabine_Thater,_Glenn_van_de_Ven,_Yunpeng_Jin,_Ortwin_Gerhard,_Peter_Erwin,_Prashin_Jethwa,_Alice_Zocchi,_Edward_J._Lilley,_Francesca_Fragkoudi,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Jairo_M\'endez-Abreu,_Justus_Neumann,_Rui_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00497 |
Tahmasebzadehらが開発したBarredSchwarzschild法を適用します。(2022)TIMERプロジェクトとATLAS3DプロジェクトのIFU機器によって観測された、禁止されたS0銀河、NGC4371。軸対称円盤と三軸棒を考慮した$3.6$$\mu$mS$^4$G画像から離投影された固定ブラックホール質量、球状暗黒物質ハロー、恒星質量分布を組み合わせて重力ポテンシャルを構築します。TIMERとATLAS3Dから得られた運動学データを別々にフィッティングする2セットの独立したモデルを作成します。モデルはすべての運動学データに非常によく適合します。2セットのモデルから一貫したバーパターンの速度がわかります。$\Omega_{\rmp}=23.6\pm2.8\hspace{.08cm}\mathrm{km\hspace{.04cm}s^{-1}\hspace{.04cm}kpc^{-1}}$。無次元バーの回転パラメータは$R_{\rmcor}/R_{\rmbar}=2.2\pm0.4$と決定され、NGC4371の遅いバーを示します。さらに、暗黒物質の割合$M_{\が得られます。rmDM}/M_{\rmtotal}$of$\sim0.51\pm0.06$バー領域内。私たちの結果は、円盤領域に大量の暗黒物質が存在し、動的摩擦が存在するとバーの速度が低下する可能性があるというシナリオを裏付けています。私たちのモデルに基づいて、銀河をBP/Xバー、古典的バルジ、核円盤、主円盤などの複数の3D軌道構造にさらに分解します。BP/Xバーは入力3D密度モデルに完全には含まれていませんが、運動学データへのフィッティングを通じてBP/Xをサポートする軌道が選択されます。3D棒を含むシュヴァルツシルト法を利用して実際の棒銀河がモデル化されたのはこれが初めてです。私たちのモデルは、IFUデータを使用して近くにある多数の棒銀河に適用でき、棒が明示的に含まれていない以前のモデルを大幅に改善します。
ライマン アルファおよびライマン ベータ森林における平均透過光束の新しい測定
| Title |
A_New_Measurement_of_the_Mean_Transmitted_Flux_in_the_Lyman-alpha_and_Lyman-beta_Forest |
| Authors |
Jiani_Ding,_Piero_Madau,_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00524 |
我々は、拡張バリオン振動分光調査（eBOSS）の第14回データリリース（DR14）からの27,008クエーサースペクトルを使用した、水素ライマンアルファおよびライマンベータフォレストにおける平均透過束の新しい測定結果を提示します。個々のスペクトルはまず、平均赤方偏移が2.8<z<4.9の範囲にある16個の複合画像に結合されます。次に、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)推論を適用して、有効な{\tau_{Ly\alpha}}(金属線と光学的に厚い吸収について補正)と相対的な{\Delta}{\tau_{Ly\の区分的適合を生成します。beta}}光学深度。私たちの大規模なデータセットの詳細な評価では、Kambleらによる最近の結果と比較して、{\tau_{Ly\alpha}}のより低い値に向けて系統的にオフセットしていることが示されています。(2020)SDSSDR12に基づく。
側転銀河の衝突後の特性を解明する: バーと内部領域の MUSE 探検
| Title |
Unravelling_the_Post-Collision_Properties_of_the_Cartwheel_Galaxy:_A_MUSE_Exploration_of_its_Bar_and_Inner_Region |
| Authors |
Chayan_Mondal,_Sudhanshu_Barway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00584 |
目的:衝突リング銀河側転銀河のバーと内部円盤の特性を調査すること。方法：超大型望遠鏡（VLT）のマルチユニット分光探査機（MUSE）を備えた積分フィールドユニット（IFU）観測を使用して、星の運動学、年齢、およびカートホイールの内側領域のイオン化ガスの性質を調査しました。私たちは、銀河IFU分光ツール(GIST)パイプライン。結果:観測された強度、V、$\sigma$プロファイルの性質は、近赤外(NIR)$K_s$バンドイメージングから以前に明らかになったように、星棒の存在をすべて裏付けるものである。V/$\sigma$とh$_3$の間の弱い相関関係が棒の半径内で見つかり、落下衝突で生き残った恒星棒のより多くの運動学的証拠が得られます。円盤内のV/$\sigma$とh$_3$の間の全体的な弱い逆相関は、円盤内の恒星軌道の安定性が低いことを意味しており、これは衝突の影響によるものである可能性があります。銀河の質量加重年齢マップは、棒領域の恒星集団が比較的古く、棒の端から中心に向かって勾配が増加していることを示しています。これは、銀河が衝突する前に棒が存在していたことを示すもう一つの証拠です。NIRイメージングを使用して以前に報告された中心の未解決の発生源のBPT分析では、活動銀河核(AGN)は見つかりませんでした。私たちの発見は、カートホイールの内側領域における衝突前の構造の保存を提供し、衝突銀河系の進化を理解するための重要なインプット、特に理論的研究のために衝突前の中央領域を調査するための重要なインプットとなります。
合体星団アベル514で大規模な曲がった電波ジェットを発見
| Title |
Discovery_of_a_large-scale_bent_radio_jet_in_the_merging_cluster_Abell_514 |
| Authors |
Wonki_Lee,_John_ZuHone,_M._James_Jee,_Kim_HyeongHan,_Ruta_Kale,_Eunmo_Ahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00914 |
我々は、合体銀河団アベル514($z=0.071$)内で大規模な曲がった電波ジェットを発見したことを報告する。電波放射は、南のサブクラスターの中心近くに位置するAGNの2つの電波ローブから発生し、複数の曲がりを伴いながら南の郊外に向かって伸びています。その独特の形態は、$400$-kpcの「橋」、$300$-kpcの「弧」、および$400$-kpcの「尾」によって特徴付けられ、これらが合わせてその最大の線形サイズ$に寄与します。\sim0.7$Mpc。放出の光束とスペクトルの両方の特徴が、AGNからの距離に応じて変化することがわかりました。また、「橋」は$60\%$の偏光電波放射を示し、これはX線寒冷前線と一致しました。我々の多波長観察に基づいて、我々は、A514が合体によるガス運動による古いAGNプラズマの再分布の明確な事例を提示していると提案します。我々は、宇宙線電子を表すパッシブトレーサ場を用いた理想的なクラスター合体シミュレーションで私たちの解釈を支持し、合体駆動の運動がクラスターの周辺にこれらの粒子の雲を効率的に生成でき、その後クラスターによって再加速できることを発見した。合併ショックとラジオの遺物を生成します。
NIKA-2によるおうし座とペルセウス座の星のない核の観測
| Title |
NIKA-2_observations_of_starless_cores_in_Taurus_and_Perseus |
| Authors |
C._Kramer,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_P._Caselli,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_A._Fuente,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F._Mac\'ias-_P/'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_A._Moyer,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_D._Navarro-Almaida,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_C._Tucker,_and_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01044 |
ほこりっぽい星のない核は、星や惑星の形成の初期段階を制御する上で重要な役割を果たします。それらの内部では、塵粒子が凝集し、氷のマントルが形成され、それによってミリメートル放射率が変化し、ひいては冷却能力が変化します。私たちは、IRAM30メートル望遠鏡のNIKA-2カメラを使用して、おうし座とペルセウス座の近くの銀河フィラメントにある十数個のコアを持つ4つの領域をマッピングしました。1mm～2mmの磁束比マップとHerschelの粉塵温度マップを組み合わせることで、2430および5600a.u.の解像度で粉塵放射率指数beta1、2のマップを作成することができました。それぞれおうし座とペルセウス座。ここでは、カラムの総密度と環境による変動を研究します。コア中心のベータ1,2値(Av=12-19mag)は、~1.1と2.3の間で大きく異なります。いくつかのコアは、約4等の周辺部から光の消滅のピークまでベータ1、2の強い上昇を示しており、これは粒子モデルの予測と、星のないコアの密な内部の凝集粒子上に氷のマントルが徐々に蓄積していることと一致している。
遠赤外線およびサブミリ波周波数での塵の放射率を特徴付けるベイズ推論手法
| Title |
Bayesian_inference_methodology_to_characterize_the_dust_emissivity_at_far-infrared_and_submillimeter_frequencies |
| Authors |
Debabrata_Adak,_Shabbir_Shaikh,_Srijita_Sinha,_Tuhin_Ghosh,_Francois_Boulanger,_Guilaine_Lagache,_Tarun_Souradeep_and_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01062 |
プランク周波数$\nu\ge217$\,GHzにおける拡散星間物質におけるよく知られたダスト-\hi\相関を使用して、ダスト放出特性を特徴付けるベイズ推論方法を提案します。私たちは、銀河全天調査(GASS)の銀河\hi\マップを、銀河の塵の放出を追跡するためのテンプレートとして使用します。ピクセルに依存する塵の放射率と、プランク強度マップに存在するゼロレベルを共同で推論します。ハミルトニアンモンテカルロ手法を使用して、多次元パラメーター空間をサンプリングします。我々は、銀河南極の周囲7500deg$^2$の領域にわたる現実的なプランク空のシミュレーションにこの方法論を適用した場合、偏りがないことを実証した。データへの応用として、353GHzでのプランク強度マップを分析し、$\Nside=32$解像度(1.8\deg\ピクセルサイズ)とグローバルオフセットでのピクセル依存の塵放射率を共同推定します。空間的に変化する塵の放射率の平均は0.031$\MJysr(10^{20}\mathrm{cm^{-2}})^{-1}$、$1\sigma$の標準偏差は0.007$\であることがわかりました。MJysr(10^{20}\mathrm{cm^{-2}})^{-1}$。平均粉塵放射率は、平均\hi\カラム密度が増加するにつれて単調に増加します。推定されたグローバルオフセットは、353GHzのプランクデータに追加される宇宙赤外線背景(CIB)モノポールの予想レベルと一致していることがわかります。この方法は、多相星間物質中の塵のスペクトルエネルギー分布の見通し方向の変化を研究するのに役立ちます。
JADES の低質量バースト銀河は効率的に電離光子を生成し、再電離の主な推進要因となる可能性がある
| Title |
Low-mass_bursty_galaxies_in_JADES_efficiently_produce_ionising_photons_and_could_represent_the_main_drivers_of_reionisation |
| Authors |
C._Simmonds,_S._Tacchella,_K._Hainline,_B._D._Johnson,_W._McClymont,_B._Robertson,_A._Saxena,_F._Sun,_C._Witten,_W._M._Baker,_R._Bhatawdekar,_K._Boyett,_A._J._Bunker,_S._Charlot,_E._Curtis-Lake,_E._Egami,_D._J._Eisenstein,_R._Hausen,_R._Maiolino,_M._V._Maseda,_J._Scholtz,_C._C._Williams,_C._Willot_and_J._Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01112 |
私たちは、JADESDeepで銀河を研究し、赤方偏移とともに増加することが観察される電離光子生成効率$\xi_{\rm{ion}}$の進化を研究します。NIRCam測光を使用して$z\sim4-9$の677個の銀河サンプルの$\xi_{\rm{ion}}$を推定します。具体的には、中帯域と広帯域のF335M-F356WとF410M-F444Wを組み合わせて、$\xi_{\rm{ion}}$:H$\alpha$および[OIII]をトレースする輝線を抑制します。さらに、スペクトルエネルギー分布フィッティングコード\texttt{Prospector}を使用して、利用可能なすべての測光をフィッティングし、銀河の特性を推測します。測光によって得られた光束測定値は、FRESCOおよびNIRSpec由来の光束と一致しています。さらに、輝線から推定された測定値は\texttt{Prospector}の推定値とよく一致しています。また、観察された$\xi_{\rm{ion}}$の傾向を赤方偏移とM$_{\rm{UV}}$で確認し、以下を求めます。$\log\xi_{\rm{ion}}(z,\text{M}_{\rm{UV}})=(0.05\pm0.02)z+(0.11\pm0.02)\text{M}_{\rm{UV}}+(27.33\pm0.37)$。\texttt{Prospector}を使用して、$\xi_{\rm{ion}}$と他の銀河の性質との相関関係を調査します。銀河の星形成の歴史における$\xi_{\rm{ion}}$とバースト性との間には明らかな相関関係があり、これは最近の星形成と古い星形成の比率から得られ、バースト性は星の質量が低いほどよく見られます。また、$\xi_{\rm{ion}}$関係を文献からの光度関数と10および20\%の定数エスケープ率と畳み込み、宇宙の電離光子の予算に制約を設けます。私たちの結果を組み合わせることで、私たちのサンプルが微光の低質量銀河集団を代表するものである場合、爆発的な星形成を伴う銀河は電離光子を生成するのに十分効率的であり、宇宙の再電離に関与している可能性があることがわかります。
Mrk71 の温度不均一性は無視できない
| Title |
Temperature_inhomogeneities_in_Mrk71_can_not_be_discarded |
| Authors |
J._Eduardo_M\'endez-Delgado,_C\'esar_Esteban,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_Kathryn_Kreckel_and_Manuel_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01197 |
ごく最近の研究で、[1]は、[2]によって提案された温度不均一性のシナリオ($t2$>0)ではO$^{2+}$/H$^{+}$を説明できないと主張しています。星形成銀河Mrk71の光[OIII]衝突励起線(CEL)とOII再結合線(RL)に基づく計算で観察された存在量の矛盾。この研究では、[1]の結論が絶対磁束校正、赤化補正、採用された電子密度に関するいくつかの仮定に依存していることを示します。実際、[1]のデータを別の方法で使用し、その1{\sigma}の不確実性を考慮しても、$t2$=$0.097^{+0.008}_{-0.009と一致する、逆の結論に達する可能性があります。}$。したがって、Mrk71におけるO$^{2+}$/H$^{+}$の存在量の不一致を引き起こす温度不均一性の存在を除外することはできない。
UNCOVER 調査: $0.2 \lesssim z \lesssim 15$ にわたる銀河赤方偏移と恒星集団のプロパティの初見
HST+JWST カタログ
| Title |
The_UNCOVER_Survey:_A_First-Look_HST+JWST_Catalog_of_Galaxy_Redshifts_and_Stellar_Populations_Properties_Spanning_$0.2_\lesssim_z_\lesssim_15$ |
| Authors |
Bingjie_Wang,_Joel_Leja,_Ivo_Labb\'e,_Rachel_Bezanson,_Katherine_E._Whitaker,_Gabriel_Brammer,_Lukas_J._Furtak,_John_R._Weaver,_Sedona_H._Price,_Adi_Zitrin,_Hakim_Atek,_Dan_Coe,_Sam_E._Cutler,_Pratika_Dayal,_Pieter_van_Dokkum,_Robert_Feldmann,_Danilo_Marchesini,_Marijn_Franx,_Natascha_F\"orster_Schreiber,_Seiji_Fujimoto,_Marla_Geha,_Karl_Glazebrook,_Anna_de_Graaff,_Jenny_E._Greene,_St\'ephanie_Juneau,_Susan_Kassin,_Mariska_Kriek,_Gourav_Khullar,_Michael_Maseda,_Lamiya_A._Mowla,_Adam_Muzzin,_Themiya_Nanayakkara,_Erica_J._Nelson,_Pascal_A._Oesch,_Camilla_Pacifici,_Richard_Pan,_Casey_Papovich,_David_J._Setton,_Alice_E._Shapley,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Katherine_A._Suess,_Edward_N._Taylor,_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01276 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による最近のUNCOVER調査では、近くの星団アベル2744を利用し、強力な重力レンズを利用してこれまでで最も深い宇宙の姿を作り出しました。この研究では、$z\sim15$までの50,000以上の確実に検出された光源の測光フィッティングを実行します。$0.2\lesssimz\lesssim15$の全範囲にわたる星の年齢、星形成率、静止系の色の赤方偏移の進化を示します。銀河の特性は、質量と星形成履歴に関する有益な\texttt{Prospector}-$\beta$事前分布を使用して\texttt{Prospector}ベイズ推論フレームワークを使用して推論され、結合赤方偏移と星集団事後分布が生成され、さらにレンズ倍率が実行されます。-the-flyを使用して、スケールに依存する事前分布との一貫性を確保します。このアプローチにより、確立された測光赤方偏移コード\texttt{EAzY}と同様の品質の$\sigma_{\rmNMAD}\sim0.03$で優れた測光赤方偏移が生成されることを示します。財務省調査のオープンソースの科学的目的に沿って、私たちはこの論文とともに、光源プロファイルに基づいて開口サイズを適応させた測光カタログから派生した恒星集団カタログを一般に公開します。このリリースには事後モーメント、最尤スペクトル、星形成履歴、完全な事後分布が含まれており、現在JWSTでアクセスできるパラメーター空間にわたって銀河の形成と進化を支配するプロセスを探索するための豊富なデータセットを提供します。
天の川円盤の非対称ドリフトマップ LAMOST および Gaia データセットを使用した 8 ドルから 16 ドル kpc の人口
| Title |
Asymmetric_Drift_Map_of_the_Milky_Way_disk_Populations_between_8$-$16_kpc_with_LAMOST_and_Gaia_datasets |
| Authors |
Xin_Li,_Peng_Yang,_Hai-Feng_Wang,_Qing_Li,_Yang-Ping_Luo,_Zhi-Quan_Luo,_Guan-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01311 |
さまざまな集団における非対称ドリフト(AD)トモグラフィーは、ディスクの運動学、ダイナミクス、回転曲線をより深く理解するのに役立ちます。LAMOSTとGaiaの調査で得られた共通の星と、GaiaDR3の円周速度を使用して、8$～$16\,kpcの銀河円盤の非対称ドリフト分布を定性的に調査します。$R-Z$面では、銀河円盤面付近の非対称ドリフトは小さく、垂直距離の増加とともに徐々に大きくなり、非対称ドリフトが$R-Z$面の「角」の形のように見えることがわかります。R-Z$平面一方、高[$\alpha$/Fe]集団は低[$\alpha$/Fe]集団よりも大きな非対称ドリフトを持つことを明らかにしました。6kms$^{-1}$であり、サンプル全体の非対称ドリフト中央値は16kms$^{-1}$であり、さらに、北(20kms)の非対称ドリフト中央値も判明します。銀河円盤の$^{-1}$)は南の円盤(13kms$^{-1}$)より大きいため、すべての誤差は2kms$^{-1}$以内に収まります。私たちは、単年齢の恒星集団における銀河円盤の非対称ドリフトを調査し、より古い恒星集団の非対称ドリフトと速度分散がより大きく、これは以前の数値モデルの予測と一致することも発見しました。最後に、化学に基づいて、厚いディスクの平均非対称ドリフトが薄いディスクの平均非対称ドリフトよりもはるかに高いことを明らかにします。
高赤方偏移における宇宙フィラメントの解剖: DM ハロー内のスパゲッティ型の流れの出現
| Title |
Dissecting_Cosmological_Filaments_at_High_Redshifts:_Emergence_of_Spaghetti-type_Flow_Inside_DM_Haloes |
| Authors |
Da_Bi,_Isaac_Shlosman,_Emilio_Romano-Diaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01369 |
私たちは、高解像度のズームインシミュレーションを使用して、高い赤方偏移(z>=2)での宇宙論的フィラメントからのガス降着による中心銀河の燃料供給を研究します。log(M_vir/M})~11.65の同様のDM質量を持つ親ハローは、異なるzでの同様のM内での進化を比較することを目的として、高/低過密度環境のz=6、4、および2で選択されました。、宇宙論的降着と銀河流出の二重作用の下で、銀河周縁媒体（CGM）を形成します。我々は、中心銀河に至るまでのいくつかのビリアル半径R_vir内のフィラメント状の拡散ガスの降着に焦点を当てます。ハイブリッドd-web/エントロピー法を使用して気体フィラメントをマッピングし、粒子運動学を呼び出すことで流入と流出を分離できるようになり、CGMの熱力学的および運動学的特徴を解決できました。我々は、(1)CGMは多相であり、熱力学的または動的平衡にないことを発見しました。(2)個々のフィラメントによる降着速度は、より低い赤方偏移でより低い降着速度と密度を示します。フィラメントに沿った流入速度は、200～30kms^-1で赤方偏移(z~6-2)とともに2倍減少します。(3)R_vir内のフィラメント内の温度は、降着速度の低下と並行して、赤方偏移が小さくなるほど速く増加します。(4)フィラメントはスパインに沿って複雑な構造を示します。コアの放射状の流れが低密度のエンベロープで囲まれています。コアは密度の上昇と温度の低下を示し、フィラメント断面に明らかな金属度の勾配はありません。また、フィラメントを異なる落下速度領域と密度コアに分離する傾向があり、その結果、スパゲッティ型の流れが生成されます。(6)内部約30\,h^-1kpcの内部で、フィラメントはケルビンヘルムホルツ不安定性を発生させ、フィラメントを切除および溶解し、フィラメントのスパインに沿って乱流を引き起こします。(7)最後に、銀河流出は主にCGMの内部~0.5R_vir~100h^-1kpcに影響を与えます。
塵に覆われたクェーサーの中赤外連続光度によるボロメトリック光度およびブラック ホール質量の推定: 塵に遮られた SDSS クエーサーの普及率
| Title |
Estimators_of_Bolometric_Luminosity_and_Black_Hole_Mass_with_Mid-infrared_Continuum_Luminosities_for_Dust-obscured_Quasars:_Prevalence_of_Dust-obscured_SDSS_Quasars |
| Authors |
Dohyeong_Kim,_Myungshin_Im,_Minjin_Kim,_Yongjung_Kim,_Suhyun_Shin,_Hyunjin_Shim,_and_Hyunmi_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01399 |
我々は、中赤外（MIR）連続光度（以下、$L_{\rm）に基づいたボロメータ光度（$L_{\rmbol}$）とブラックホール（BH）質量（$M_{\rmBH}$）の推定量を提示します。MIR}$)は、赤外線(IR)測光データから測定されます。$L_{\rmMIR}$ベースの推定量は塵消滅の影響を比較的受けにくいため、塵に覆われたクエーサーにも使用できます。$L_{\rmbol}$および$M_{\rmBH}$推定量を導出するために、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)クェーサーカタログから選択された不明瞭でないクエーサーを使用します。}$($10^{44.62}$--$10^{46.16}$\,$\rmerg\,s^{-1}$)および$M_{\rmBH}$($10^{7.14}$--$10^{9.69}$\,$M_{\odot}$)。(i)5100\,$\rm{\AA{}}$(以下、L5100)での連続光度と$L_{\rmMIR}$の間に経験的な関係があることがわかります。(ii)$L_{\rmbol}$および$L_{\rmMIR}$。これらの関係を使用して、$L_{\rmMIR}$ベースの$L_{\rmbol}$推定量と$M_{\rmBH}$推定量を導出します。私たちの推定器により、遮られていないクエーサーの光学特性に基づく基準推定値に対して$\sim$0.2\,dexの精度で$L_{\rmbol}$と$M_{\rmBH}$を決定できることがわかりました。。$L_{\rmMIR}$ベースの推定器を、不明瞭なものを含む$z\lesssim0.5$のSDSSクエーサーに適用します。$L_{\rmMIR}$ベースの推定量からの$L_{\rmbol}$と光度ベースの推定量からの$L_{\rmbol}$の比率は、塵の消滅量とともに大きくなり、無視できない割合になります($\sim$15\,\%)のSDSSクエーサーは1.5を超える比を示します。この結果は、SDSSクエーサーであっても塵の消滅が物理パラメータの導出に大きな影響を与える可能性があり、クエーサーの特性を導出する際には塵の消滅を注意深く考慮する必要があることを示唆しています。
回転する暗黒物質ハローと恒星バルジにおける恒星バーの進化
| Title |
Evolution_of_Stellar_Bars_in_Spinning_Dark_Matter_Halos_and_Stellar_Bulges |
| Authors |
Xingchen_Li_(University_of_Kentucky),_Isaac_Shlosman_(University_of_Kentucky_and_Theoretical_Astrophysics,_Osaka_University),_Daniel_Pfenniger_(University_of_Geneva),_Clayton_Heller_(Georgia_Southern_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01411 |
私たちは、高解像度の数値シミュレーションを使用して、バルジ対総(ディスク$+$バルジ)の質量比が$B/T\sim0-0.25である、徐々に巨大な恒星のバルジを備えた一連のモデルにおけるバードディスクの進化を追跡します。$、スピン$\lambda\sim0-0.09$の暗黒物質(DM)ハローに埋め込まれています。バルジに対する一連の初期回転サポートを持つモデルに焦点を当て、そのスピンアップとスピンダウンを分析します。我々は、(1)バルジの存在が恒星バーの進化、つまりバーの不安定性の時間スケール、バーのパターンの速度とその減衰、および垂直座屈の不安定性に影響を与えることを発見しました。バーの強度は、スピン$\lambda=0$のハローでは$B/T$にほぼ依存しませんが、$\lambda=0.09$のハローでは係数$\sim2$によって抑制されます。(2)バルジの主な効果は、座屈に影響を与える調和コアの破壊です。(3)バルジは、スピンアップとスピンダウン中のバードディスクとDMハローの間の角運動量の交換において小さな役割を果たします。(4)最も興味深いことに、座屈プロセスはディスクのミッドプレーンの上下で異なる応答を引き起こし、これはバルジ質量と逆相関します。(5)回転ハローでは、ラプラス面の歪みを測定することによって検証されるように、座屈過程には数ギルだけ伸びる長い振幅尾部があります。(6)さらに、軌道スペクトル分析によって検証されたように、バルジは主に内部リンドブラッド共鳴を介してバーからスピンを獲得する一方、外部リンドブラッド共鳴と内部リンドブラッド共鳴の間にあるいくつかの共鳴を介してスピンを失います。
活動銀河核の円盤内での三体散乱による潮汐擾乱現象
| Title |
Tidal_Disruption_Events_from_three-body_scatterings_in_the_disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Chaitanya_Prasad,_Yihan_Wang,_Rosalba_Perna,_K._E._Saavik_Ford,_Barry_McKernan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00020 |
潮汐擾乱現象(TDE)は、核星団からの星が中心の超大質量ブラックホール(SMBH)の損失円錐内に散乱するため、静止銀河で定期的に観察されています。TDEは、活動銀河核(AGN)の降着円盤に埋め込まれた星の散乱や軌道離心ポンピングにより、活動銀河核(AGN)でも発生すると予想されています。埋め込まれた恒星質量ブラックホール(BH)との遭遇は、AGN$\mu$TDEを引き起こす可能性があります。したがって、AGNTDEと$\mu$TDEは、観測されたAGN変動の一部を説明できる可能性があります。ここでは、少数体コードSpaceHubを使用して散乱実験を実行することにより、星と連星BHの間の3体相互作用の結果としてAGNTDEと$\mu$TDEが発生する確率を計算します。AGNTDEは、レートが$\sim0.006-0.17\rm{AGN}^{-1}$~yr$^{-1}$であるAGNの初期の時期に発生する可能性が高く、通常よりも大幅に高いことがわかります。静止した銀河核。対照的に、$\mu$TDEは、AGNの存続期間全体を通じて$\sim7\times10^{-7}-2\times10^{-5}$~yr$^{-1}$の割合で発生する必要があります。。RubinとRomanを使用した今後の調査によるAGNTDEと$\mu$AGNTDEの検出と特性評価は、LIGO/VirgoAGNチャネルへの重要な入力である、AGN円盤に埋め込まれた恒星とコンパクト天体の個体数を制限するのに役立ちます。
円盤に捉えられた潮汐破壊現象によって引き起こされる外観の変化する AGN の挙動
| Title |
Changing-Look_AGN_Behaviour_Induced_by_Disk-Captured_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Yihan_Wang,_Douglas_N.C._Lin,_Bing_Zhang,_and_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00038 |
外観が変化する活動銀河核(AGN)の最近の観測は、核星団(NSC)の緩和過程に起因する潮汐擾乱現象(TDE)では完全には説明できない降着活動の頻度を示唆しており、これは伝統的に10ドルの割合で起こると推定されている^銀河ごとに{-4}$～$10^{-5}$yr$^{-1}$。このレターでは、AGNディスクキャプチャプロセスを通じて強化されたTDEレートを提案し、外観を変更するAGNで観察される頻繁な遷移についての実行可能な説明を示します。具体的には、降着円盤とNSC内の逆行星との間の相互作用を調査し、その結果、凝縮された時間枠内でTDEが急速に発生します。詳細な計算を通じて、緩和誘起TDEとディスク捕捉TDEの両方の時間依存TDE率を導き出します。私たちの分析により、ディスクキャプチャプロセスによってトリガーされたTDEは、AGNフェーズ中にTDEレートを数桁増幅する可能性があることが明らかになりました。このメカニズムは、外観が変化するAGNの強化された高エネルギー変動特性の潜在的な説明を提供します。
ミリヘルツ帯の恒星質量連星からの重力波バーストの検出
| Title |
Detecting_Gravitational_Wave_Bursts_From_Stellar-Mass_Binaries_in_the_Milli-hertz_Band |
| Authors |
Zeyuan_Xuan,_Smadar_Naoz,_Bence_Kocsis,_and_Erez_Michaely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00042 |
重力波(GW)発生源の動的形成チャネルには通常、コンパクトな物体バイナリ発生源が環境と相互作用する段階が含まれ、その離心率が励起されて効率的なGW放射が得られる可能性があります。幅の広い偏心したコンパクトな天体バイナリの場合、GW放射は主に中心周縁通路付近で発生し、波形に独特のバーストのような特徴を作り出します。この研究では、将来のLISA検出に向けて、ミリヘルツ帯の恒星質量バースト源の可能性を調べます。寿命($\sim10^{7}\rm\,yr$)が長く、検出可能性が有望であるため、ミリヘルツのバースト源の数は局所宇宙で多数になる可能性があります。たとえば、私たちの推定に基づくと、天の川銀河には$\sim3-45$のバーストバイナリブラックホールが存在し、LISAミッション中に$\sim10^{2}-10^{4}$のバーストが検出されるでしょう。さらに、破裂源の数はその形成履歴に強く依存することがわかりました。最近数百万年の間に特定の領域でコンパクトな天体バイナリの形成が活発に行われた場合、バースト源の割合が大幅に増加するでしょう。したがって、ミリヘルツGWバーストの検出は、さまざまな形成チャネルを区別するための手がかりとなるだけでなく、天の川銀河のさまざまな領域における星形成の歴史を理解するのにも役立ちます。
ディスクワインドかディスクラインか？ Mrk 1513 の並外れた Fe-K 機能
| Title |
Disc_wind_or_disc_line?_The_extraordinary_Fe-K_feature_of_Mrk_1513 |
| Authors |
R._Middei,_E._Nardini,_G._A._Matzeu,_S._Bianchi,_V._Braito,_M._Perri,_S._Puccetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00054 |
我々は、セイフェルト銀河Mrk1513のFe-Kバンドで観察される非常に珍しいスペクトル構造の起源について議論する。このスペクトル構造は、中心の超大質量ブラックホールに物質を効率的に降着させている局所($z$=0.063)の活動銀河核(AGN)である。($L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}\sim$0.5)。我々は、これまでに入手可能なこの線源の最高品質のX線観察は、2003年にXMM-Newtonによって行われたものであると考えています。硬X線スペクトルは$\sim$7keVでの顕著なスペクトル降下を特徴とし、これは広い吸収谷の始まり、または相対論的輝線の青い翼のいずれかとして解釈できます。全体として、この複雑な特徴は>5$\sigma$で重要であり、定性的にP-Cygniプロファイルを彷彿とさせます。2015年にXMM-Newtonによって撮影された低品質の偶然のスペクトルは、同様のFe-K構造の存在を定性的に確認しています。現在のデータでは純粋な統計的根拠に基づいて2つの物理的シナリオを区別することはできませんが、いくつかの考慮事項により、Mrk1513が実際に降着円盤規模で持続的な流出を主催している可能性が重視され、これにより既知の少数のシナリオがさらに追加されます。これまでに広角X線風が確認されているAGN。
4 つの GMRT ミリ秒パルサーの 10 年にわたるタイミングを発見
| Title |
Decade-long_timing_of_four_GMRT_discovered_millisecond_pulsars |
| Authors |
Shyam_S._Sharma,_Jayanta_Roy,_Bhaswati_Bhattacharyya,_and_Lina_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00063 |
ミリ秒パルサー(MSP)の発見とタイミングの追跡は、パルサータイミングアレイ(PTA)での有用性だけでなく、それ自体の興味深い特性を調査するためにも必要です。この研究では、巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)によって発見された4つのMSPの10年にわたるタイミングに関する調査結果を提供します。これには、タイミング精度、モデルパラメーター、新たに検出された固有運動が含まれます。2017年のGMRTアップグレードの前後でこれらのMSPのタイミング結果を比較し、帯域幅のアップグレードによるタイミング精度の向上を特徴付けます。我々は、これら4つのGMRTMSPのPTA実験への適合性と、最近検出された重力波の信号の信号対雑音比(S/N)を改善する世界的な取り組みにおける10年にわたるタイミングデータの有用性について議論します。MSPの残差の相互相関統計。
Type II SN 2023axu における弱い星周媒体相互作用の証拠
| Title |
Evidence_of_weak_circumstellar_medium_interaction_in_the_Type_II_SN_2023axu |
| Authors |
Manisha_Shrestha,_Jeniveve_Pearson,_Samuel_Wyatt,_David_J._Sand,_Griffin_Hosseinzadeh,_K._Azalee_Bostroem,_Jennifer_E._Andrews,_Yize_Dong,_Emily_Hoang,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_M._J._Lundquist,_Darshana_Mehta,4_Nicolas_Meza_Retamal,_Stefano_Valenti,_Jillian_C._Rastinejad,_Phil_Daly,_Dallan_Porter,_Joannah_Hinz,_Skyler_Self,_Benjamin_Weiner,_Grant_G._Williams,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran,_Megan_Newsome,_Joseph_Farah,_Koichi_Itagaki,_Saurabh_W._Jha,_Lindsey_Kwok,_Nathan_Smith,_Michaela_Schwab,_Jeonghee_Rho,_and_Yi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00162 |
$-16.5\pm0.1$magの絶対$V$バンドピーク等級を持つ古典的なII型超新星であるSN~2023axuの高ケイデンス測光および分光観測を紹介します。SN~2023axuは、近くの銀河NGC2283(13.7Mpc)で最後に検出されなかった日から1日以内に、DistanceLessThan40Mpc(DLT40)調査によって発見されました。私たちは、ラインブランケットの効果を含む最近更新された衝撃冷却モデルを使用して初期の光度曲線をモデル化し、爆発の時期がMJD59971.48$\pm$0.03であり、おそらくその始祖が半径417$\の赤色超巨星であることを発見しました。pm$28$R_\odot$。衝撃冷却モデルは、$r$バンドと$i$バンドでの観測データの上昇に匹敵することができず、星周物質との相互作用の可能性を示す全体的なUVデータを過小予測します。この解釈はスペクトルの挙動によってさらに裏付けられます。非常に初期のスペクトル(爆発後+1.1日および+1.5日)の4600\AA\付近に棚状の特徴が見られ、これは星周相互作用の兆候である可能性があります。星周物質の兆候は、$>$40日のH$\alpha$とH$\beta$の青方向に吸収特徴が存在することによってさらに強化されており、これも一般に星周相互作用に起因すると考えられています。私たちの分析は、祖先の質量減少の歴史を解読するには、高リズムの初期の測光データと分光学データが必要であることを示しています。
X線活動SDSS矮小銀河のSRG/eROSITAカタログ
中心領域でX線活動がある99個の矮小銀河($M_*<10^{9.5}M_\odot$)のサンプルを紹介します。このサンプルは、銀河東半球のSRG/eROSITAX線点源カタログとMPA-JHUSDSSカタログの照合から取得されました。得られたマッチは、サンプルの純度を高めるために外部の光学カタログを利用して厳密に洗浄されました。この研究はこの種の研究としては最大規模であり、一致する矮星の$\約85$パーセントにおけるX線活動はこれまで報告されていなかった。BPT図上の位置から、X線活動矮星の大部分は星形成銀河であると特定されます。しかし、82個の天体については、そのX線の明るさはX線連星の集団放出では説明できず、中心に活発な降着ブラックホールを持つ矮銀河の有力な候補となっている。矮小銀河間のAGNの割合は、$L_X\sim10^{39}$erg/sの$\sim2\cdot10^{-2}$から$\sim(2-4)\cdotまで低下することがわかりました。$L_X\sim10^{41}$erg/sで10^{-4}$となり、母銀河の恒星の質量とともに増加します。私たちは予期せぬ特性を持つソースを偶然発見しました。我々は、矮銀河における潮汐擾乱現象（TDE）の候補、柔らかい熱スペクトルを持つ矮銀河中の巨大ブラックホール、不明瞭なX線スペクトルを持つ明るい矮銀河、およびその他いくつかの特異な発生源について報告する。クリーニング手順で拒否されたeROSITA/MPA-JHUの一致の中で、3つの超高輝度X線源(ULX)候補と、X線で明るい銀河のペアのサンプルが見つかりました。そのうち4つは両方のメンバーがX線で輝いています。。
大きな磁気プラントル数における垂直成層降着円盤における MRI 乱流
| Title |
MRI_turbulence_in_vertically_stratified_accretion_discs_at_large_magnetic_Prandtl_numbers |
| Authors |
Loren_E._Held,_George_Mamatsashvili,_Martin_E._Pessah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00453 |
最初の連星中性子星の合体であるGW170817の発見により、大量の全球数値相対性理論シミュレーションが生み出されました。これらのシミュレーションは、多くの場合、理想的(グリッドによって散逸が決定される)および/または軸対称(アドホック平均場ダイナモを呼び出す)になります。しかし、連星中性子星の合体（X線連星や活動銀河核の内部円盤と同様）は、大きな磁気プラントル数$\rmPm$（粘性対抵抗率の比）によって特徴付けられます。$\rmPm$はダイナモの動作と散逸を決定する重要なパラメータですが、理想的なシミュレーションでは明確に定義されていません(そして次数が統一される可能性が高い)。このギャップを埋めるために、円盤の局所パッチの完全圧縮可能な三次元垂直層状等温シミュレーションを使用して、大きな磁気プラントル数における磁気回転不安定性(MRI)とそれに関連するダイナモを調査します。円盤の大部分($z\lesssim2H$、$H$はスケールの高さ)内で、乱流の強度(応力対熱圧力の比$\alpha$によってパラメーター化される)、およびMRIダイナモによって生成される飽和磁場エネルギー密度$E_\text{mag}$、どちらも中程度のPmでのPmのパワーとしてスケールされます($4\lesssim\text{Pm}\lesssim32$):$E_\それぞれtext{mag}\sim\text{Pm}^{0.74}$と$\alpha\sim\text{Pm}^{0.71}$です。より大きなPm($\gtrsim32$)では、べき乗則スケーリングからの逸脱とプラトーの開始が見つかります。我々の最近の層別化されていない研究と比較して、このPmによるスケーリングは、パーカー不安定性が支配的なディスクの中央面から離れるほど弱くなります。私たちは徹底的なスペクトル解析を実行して、ミッドプレーン内の小規模なMRI駆動乱流と大気中の大規模なパーカー不安定構造の根底にある力学を理解します。
| Title |
Radio_Plateaus_in_Gamma-Ray_Burst_Afterglows_and_Their_Application_in_Cosmology |
| Authors |
Xiao_Tian,_Jia-Lun_Li,_Shuang-Xi_Yi,_Yu-Peng_Yang,_Jian-Ping_Hu,_Yan-Kun_Qu,_and_Fa-Yin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00596 |
電波残光のプラトー位相は、ごく少数のガンマ線バースト(GRB)で観察されており、この記事の公開文献からプラトー位相を含む27個の電波光度曲線が取得されました。プラトー段階中の時間インデックス($\alpha_1$および$\alpha_2$)、休憩時間($\Tbz$)、および対応する電波束($F_{\rmb)など、電波プラトーの関連パラメーターを取得します。}$)。プラトーのブレーク時間と、無線帯域における対応するブレーク光度($\Lbz$)の間の2つのパラメーターDainotti関係は$\Lbz\propto\Tbz^{-1.20\pm0.24}$です。等方性エネルギー$\Eiso$とピークエネルギー$\Epi$を含め、電波プラトーの3つのパラメーター相関は$\Lbz\propto\Tbz^{-1.01\pm0.24}\Eiso^{0.18\pmとして記述されます。それぞれ0.09}$と$\Lbz\propto\Tbz^{-1.18\pm0.27}\Epi^{0.05\pm0.28}$です。この相関関係は、X線および光学プラトーの相関関係とはあまり一致せず、電波プラトーには異なる物理的メカニズムがある可能性があることを示唆しています。観測帯域を横切る典型的な周波数は、ラジオ残光の中断を引き起こす合理的な仮説である可能性があります。宇宙論的パラメータを制約するための標準キャンドルとしてGRBの経験的光度相関を校正したところ、サンプルは平坦な$\Lambda$CDMモデルをうまく制約できる一方で、非平坦な${\Lambda}$CDMモデルには影響を受けないことがわかりました。GRBをSNやCMBなどの他の探査機と組み合わせることで、宇宙論的パラメーターの制約は、フラット${\Lambda}$CDMモデルでは$\om=0.297\pm0.006$、$\om=0.283\pm0.008となります。非フラット${\Lambda}$CDMモデルの場合、$、$\oL=0.711\pm0.006$です。
| Title |
In-plane_Tidal_Disruption_of_Stars_in_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Taeho_Ryu,_Barry_McKernan,_Saavik_Ford,_Matteo_Cantiello,_Matthew_Graham,_Daniel_Stern,_Nathan_W.C_Leigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00610 |
活動銀河核(AGN)円盤に埋め込まれた星、またはそれに捕らえられた星が超大質量ブラックホール(SMBH)上に飛散し、潮汐破壊現象(TDE)を引き起こす可能性があります。{\smallAREPO}による移動メッシュ流体力学シミュレーションを使用して、AGN円盤の面内TDEのデブリの特性が、円盤密度と円盤ガスに対する恒星軌道の向き(順方向および逆方向)に依存することを調査します。学年）。主な発見は次のとおりです:1)デブリは円盤ガスによる継続的な摂動を受けており、その結果、「裸の」TDEと比較してデブリのエネルギーと角運動量に大幅かつ継続的な変化が生じる可能性があります。2)質量$M_{\bullet}$($\rho_{\rmcrit}\sim10^{-8}{\rmg~cm^{-3}}のSMBHの周囲の円盤の臨界密度を超える)(M_{\bullet}/10^{6}{\rmM}_{\odot})^{-2.5}$)逆行星の場合、結合した破片と結合していない破片の両方が円盤内に完全に混合されます。TDEの降着成分を抑制する、境界のないデブリ帰還の密度閾値は$\rho_{\rmcrit,bound}\sim10^{-9}{\rmg~cm^{-3}}(M_{\bullet}/10^{6}{\rmM}_{\odot})^{-2.5}$。3)観察上、AGN-TDEは$\rho_{\rmdisk}\lesssim10^{-2}\rho_{\rmcrit,bound}$の制限内にあるネイキッドTDEに似たものから、内部ディスクが関連付けられた完全に消音されたTDEに移行します。$\rho_{\rmdisk}\gtrsim\rho_{\rmcrit,bound}$で状態が変化し、その間にAGN+TDEが重ね合わされます。恒星または残骸の通路自体が、内部円盤を大きく乱す可能性があります。これにより、即座にX線の特徴が得られ、光学的に検出可能な内部ディスクの状態変化が引き起こされる可能性があり、外観の変化するAGN現象に寄与する可能性があります。4)星の金属性が円盤ガスの金属性を超える場合、デブリの混合により円盤の平均金属性が時間の経過とともに増加する可能性があります。
PSR J1857+0057 のサブパルスドリフトの準規則的な変動
| Title |
Quasi-regular_variations_of_subpulse_drifting_for_PSR_J1857+0057 |
| Authors |
Yi_Yan_(NAOC),_J._L._Han_(NAOC),_C._Wang_(NAOC),_P._F._Wang_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00649 |
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)による銀河面パルサースナップショット(GPPS)探査の観測中に、PSRJ1857+0057を漂流するさまざまなサブパルスが検出されました。追跡観測では、約50周期ごとにドリフト率が準規則的に変化していることが確認されています。ドリフトバンド内のサブパルスのパルス中心経度への線形フィットを通じてドリフトレート$D$を決定し、2つの隣接するドリフトバンドのゼロ経度での2本のフィット線の交点から$P_3$を決定します。約50周期ごとの低周波変調は、パルス強度だけでなくドリフトパラメータの変化にも見られます。ほとんどの低周波変調サイクルでは、積分パルス強度$I$と絶対ドリフト率$|D|$は最初に増加し、その後減少する傾向があり、ドリフト周期$P_3$はまさにその逆に変化します。さらに、多くの変調サイクルで位相順方向の強度増強が観察されます。偏光データに基づくと、$|D|$が小さく、$P_3$が大きいパルスの平均PA曲線は、完全に平均化されたプロファイルと比較して、パルスプロファイルの前縁でわずかに急勾配になっています。
O-Rich 超新星残骸の子犬 A で奇妙な噴出物が鳴る：二元相互作用の証拠？
| Title |
The_Peculiar_Ejecta_Rings_in_the_O-Rich_Supernova_Remnant_Puppis_A:_Evidence_of_a_Binary_Interaction? |
| Authors |
Parviz_Ghavamian,_Ivo_Seitenzahl,_Fr\'ed\'eric_P._A._Vogt,_John_C._Raymond_and_Jasper_Scelsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00661 |
パピスAのSNRの中心近くに、高速噴出物の入れ子状の一連の発光リング(「渦巻き」として知られる)が数十年前にWinklerらによって確認されました。（1989年）。現在まで、これらのリングの追跡観察は発表されておらず、その物理的起源は謎のままです。オーストラリアのサイディングスプリング天文台にある2.3\,m望遠鏡の広視野積分分光器(\wifes)を使用した渦巻きの積分場分光法の結果を紹介します。最も外側のリングは、1350km/sまで青方偏移した窒素に富むスペクトルを示し、最初のリング内のより小さな青方偏移したリングは、主に酸素に富んだスペクトルを示し、1000km/sと750km/sで移動します。構造は、硫黄を多く含む材料を含む、中間の速度と可変組成の材料によって接続されています。渦巻きは乱流と衝撃励起であり、0.5M$_{\odot}$もの金属を豊富に含む物質を含んでいます。渦巻きの化学組成と専ら青方偏移した動径速度は、大質量の始原星における徐々に深くなった元素合成層と一致している。私たちは、渦巻きが、爆発の瞬間に近くにある巨大な連星伴星によって超新星噴出物に刻まれた「漏斗」を示している可能性を示唆しています。
電波銀河のローブの数値モデリング -- 論文 V: 宇宙圧力プロファイル クラスター大気
| Title |
Numerical_modelling_of_the_lobes_of_radio_galaxies_--_Paper_V:_Universal_Pressure_Profile_cluster_atmospheres |
| Authors |
Michael_Stimpson,_Martin_J._Hardcastle_and_Martin_G._H._Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00780 |
我々は、静水圧の球面対称クラスター大気中に突入するジェットの相対論的磁気流体力学モデルを提示する。数値シミュレーションで初めて、$M_{500}$という1つのパラメーターだけで記述される典型的な自己相似大気の温度プロファイルを組み込んだ、普遍圧力プロファイル(UPP)に基づいたクラスター大気のモデルを提示します。私たちは、現実的な大気とジェット出力の包括的な範囲を調査し、AGN流出の将来の高解像度研究に何を期待すべきかについての洞察を提供する動的、エネルギー的、旋光データを導き出します。ドップラービームを含むシミュレートされたシンクロトロン放射マップから、観測とよく一致する側面分布が見つかりました。私たちは、より大きなアスペクト比のローブを膨張させる高出力ジェットや、ローブと衝撃を受けた領域の間のエネルギーの分布に影響を与えるクラスター環境など、以前の研究で得られた多くの発見を再現しました。UPPと$\beta$-profileを比較すると、選択したクラスターモデルでは、結果として得られるローブの形態が異なり、UPPの方がコアからローブ物質をより除去できることがわかります。そして、これらの異なる大気は、完全に発達した葉のさまざまな形態のエネルギーの比率に影響を与えると考えられています。この研究は、現実的なローブのアスペクト比の形成においてケルビンヘルムホルツ(KH)不安定性が果たす重要な役割も強調しています。私たちのシミュレーションは、ジェット歳差運動など、高いジェット出力での追加のローブ拡大メカニズムの必要性を示しています。UPPが最も代表的な一般的なクラスター大気であることを考えると、これらの数値シミュレーションは、球面対称大気に関してこれまでで最も現実的なモデルを表しています。
近くの銀河M81の球状星団にあるFRB 20200120Eからの明るい電波バースト
| Title |
A_bright_radio_burst_from_FRB_20200120E_in_a_globular_cluster_of_the_nearby_galaxy_M81 |
| Authors |
S._B._Zhang,_J._S._Wang,_X._Yang,_Y._Li,_J._J._Geng,_Z._F._Tang,_C.M._Chang,_J._T._Luo,_X._C._Wang,_X._F._Wu,_Z._G._Dai,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00908 |
高速無線バースト(FRB)は、ミリ秒単位の非常にエネルギーの高い無線パルスです。観測によれば、近くのFRBは、銀河マグネターSGR1935+2154からのFRB20200428の検出によって示唆されるように、若い恒星集団と、球状の繰り返し発生源FRB20200120Eの局在によって示唆されるように、古い恒星集団の両方によって生成される可能性があることが示されている。M81のクラスター。それにもかかわらず、FRB20200120Eのバーストエネルギーは他の宇宙論的なFRBのバーストエネルギーよりも大幅に小さく、銀河事象FRB20200428のエネルギーを下回っています。さらに、そのバーストエネルギー分布は、高フルエンスで急峻なべき乗則の裾を示しています。このタイプのソースが宇宙論的なFRB集団に寄与できるかどうかは不明です。今回我々は、1.1～1.7GHzのFRB20200120Eからのフルエンス約31.4Jymsのバーストの検出を報告する。これは、以前に検出された1.4GHz周波数のバーストよりも44倍以上大きく、FRB20200428の5倍のエネルギーである。これまでに検出されたFRB20121102Aの最も弱いバーストのエネルギーの3分の1に達し、200Mpcを超える距離でも検出可能です。これは、球状星団が宇宙論的FRBをホストする可能性があり、現在局在しているFRBサンプルには球状星団からのFRBが含まれている可能性があることを示唆しています。SGR1935+2154と合わせて、これら2つの最も近いソースは、FRBの複数の前駆ソースをサポートします。
チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台によるパルサーハローの検出と特性評価
最近特定されたパルサーハローのソースクラスは、特に計画されている銀河面サーベイ（GPS）の文脈において、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）で観測されるソースの大部分を構成するほど密集し、TeVエネルギーで十分に明るい可能性がある。）。この研究では、そのような物体の検出と特性評価に関してCTAによって提供される見通しを検討します。CTAは20GeVから300TeVのエネルギーをカバーし、フェルミ広域望遠鏡と高高度水上チェレンコフ天文台ですでに探査されている範囲を橋渡しし、後者の機器よりも優れた角度分解能を備えているため、現象を補完的に観察することができます。。天の川銀河内の個々のパルサーハローとその集団の単純なモデルから、どのような条件下でそのような発生源がGPS観測から検出および研究できるかを検討します。完全な空間スペクトル尤度解析の枠組みで、機器応答関数の最新の推定値と科学ツールのプロトタイプを使用して、パルサーハローの特定の強度分布に対するCTAGPSのスペクトルおよび形態学的感度を導き出します。これらから、パルサーハローを検出、特定、特徴付けることができる物理的パラメータと、銀河系人口のどの部分がアクセス可能であるかを定量化します。また、これらの見通しに対する星間放出とデータ解析体系の影響についても議論します。
TeV光度曲線を用いたガンマ線連星の軌道パラメータの探索
ガンマ線連星系は、ガンマ線エネルギー帯域内でエネルギー束がピークとなる連星系です。それらは、強力な放射線場を提供する大質量星の周りを周回するコンパクトな天体(中性子星またはブラックホール)を収容しています。このような物体からのガンマ線放射は、ガンマ-ガンマ相互作用における電子-陽電子対の生成によって大きく減衰される可能性があると考えられています。ガンマ-ガンマ吸収の重要性は、軌道位相と系の幾何学的形状に依存します。この研究では、ガンマ線連星の軌道パラメータを、ガンマ-ガンマ吸収の特徴が刻印されたTeV光度曲線でどのように調べることができるかという方法を提案します。
| Title |
Searching_for_joint_neutrino_and_gravitational_wave_emission_from_the_environment_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Giacomo_Bruno,_Gwenha\"el_De_Wasseige,_Romain_Gorski,_Mathieu_Lamoureux_and_Matthias_Vereecken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01125 |
合体したコンパクトな連星系からの重力波の観測により、宇宙の新たな観測の窓が開かれました。現在検出されている重力波現象のほとんどは、ブラックホール連星系の合体によるものです。このようなシステムをより良く調査する1つの方法は、電磁波またはニュートリノの同時放出を探すことです。分離されたバイナリの典型的なモデルでは、そのような放出は予想されません。しかし、有望な合体クラスの1つは、活動銀河核の降着円盤にある連星ブラックホールの合体です。これらの環境には自然に多数のブラックホールが存在し、効率的に連星を形成し、急速に合体し、周囲のガスにより物質を急速に降着させる可能性があるため、このような合体は潜在的に高率で発生する可能性がある。ここでは、ビニングされていない最尤解析を使用して、既知のAGNの位置からの重力波とニュートリノの同時放出を検索し、現在利用可能な公開データに適用する方法を提案します。
Centaurus A: INTEGRAL による硬 X 線/軟ガンマ線放出の性質の探索
| Title |
Centaurus_A:_Exploring_the_Nature_of_the_Hard_X-ray/Soft_Gamma-ray_Emission_with_INTEGRAL |
| Authors |
James_Rodi,_E._Jourdain,_M._Molina,_J.-P._Roques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01161 |
ケンタウルス座A(CenA)の硬X線/軟ガンマ線放出の起源に関する疑問は、数十年にわたる観測にもかかわらず依然として残り続けています。X線装置の結果は、暗黙の電子温度(kT_e)がコロナ内でペア生成暴走を引き起こす可能性があるため、ジェットの起源を示唆しています。対照的に、軟ガンマ線に敏感な機器は、コロナ発生源の可能性を示す電子温度を報告します。これに関連して、私たちはアーカイブのINTEGRAL/IBIS-ISGRIおよびSPIデータと、2022CenAモニタリングプログラムの観察結果を分析しました。私たちの分析では、スペクトルの変動は見つかりませんでした。したがって、長期平均スペクトルのすべての観測値を組み合わせ、NuSTAR観測値と適合させて3.5keV～2.2MeVスペクトルを研究しました。CompTTモデルを使用してスペクトルを当てはめると、kT_e~550keVであり、ペア生産暴走に近いことがわかりました。スペクトルは、ジェットからのシンクロトロン自己コンプトン放射をモデル化する対数放物線によってもよく記述されました。さらに、対数放物線を使用した12年間のカタログフェルミ/LATスペクトルとのスペクトルフィットにより、最大3GeVまでのデータを説明できます。約3GeVを超えると、べき乗則の超過が存在します。これは、LAT/H.E.S.Sで以前に報告されています。分析。ただし、コロナスペクトル成分を含めることでデータを適切に記述することもできます。このシナリオでは、硬X線/軟ガンマ線はコロナによるもので、MeVからGeVへの放射はジェットによるものです。
高速無線バーストの回避
我々は、マグネターの磁気圏からの高速電波バースト(FRB)の高輝度コヒーレント放射の脱出を再考し、強力なFRBパルスが非線形吸収を回避する方法は数多くあると結論づけた。十分に強い表面場、量子場の$\geq10\%$は、波の非線形性を中程度の値に制限します。より弱い場の場合、粒子が経験する電場は、FRB/コロナ質量放出（CME）中に新たに開かれた磁力線に沿った入力FRBパルスによる電荷の重力動力と平行断熱順加速の組み合わせによって制限されます。その結果、粒子はパルスの弱い前部に乗り、放射損失が少なくなり、パルスの大部分が伝播するために磁気圏から取り除かれます。また、(i)磁場を横切る伝播では、Oモードの損失はXモードよりもはるかに小さいことがわかります。(ii)準平行伝播による損失は最小限に抑えられます。(iii)初期の緩やかに相対論的な放射状プラズマ流の損失がさらに減少する。(iv)横方向のサイズが制限されたパルスの斜め伝播の場合、パルスの先頭部分が重力運動的にプラズマを脇に掃引します。
より現実的な宇宙線力学による銀河中心のガンマ線放出のモデル化
| Title |
Modeling_the_Galactic_center_gamma-ray_emission_with_more_realistic_cosmic-ray_dynamics |
| Authors |
Andr\'es_Scherer,_Jorge_Cuadra,_and_Franz_E._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01226 |
銀河中心(GC)の超高エネルギーガンマ線観測では、中央分子帯(CMZ)の形態と強く相関する広範囲の放射が示されています。この放出の最良の説明は、宇宙線(CR)と周囲ガスの間のハドロン相互作用であり、CRの中心的かつ連続的な線源が陽子を最大1PeV(「PeVatron」)まで加速します。ただし、現在のモデルは非常に単純なCRダイナミクスを前提としています。私たちの目標は、GC環境のより現実的なCRダイナミクスが現在のガンマ線観測と一致しているかどうか、そしてチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)による今後の観測によって制約される可能性があるかどうかを検証することです。我々は、球面入射、異なる拡散領域（CMZの内外）、極移流、および1PeVの単エネルギー粒子を備えたCR輸送モデルを使用し、アーチから入射されたさまざまなCR集団を含む合成ガンマ線マップを生成しました。五つ子、若い大質量星の核クラスター、および超新星SgrAEast。内部空洞の有無にかかわらず、観察されたガス柱密度と一致する2つの異なる3Dガス分布を採用しました。高エネルギー立体視システム(HESS)によって検出された既存の観測を再現するために、標準的な銀河COからH$_2$への変換係数によって設定された質量を持つリング状のガス分布と、関連するすべてのシステムからのCR加速を再現します。ソースが必要です。変換係数を1桁低くするには、10倍高い噴射率が必要になります。我々は、CTAがその前例のない感度と角度分解能により、異なるCRダイナミクス、陽子源、CMZ形態を持つモデルを区別できることを示します。より現実的なCRダイナミクスは、CMZには大きな内部空洞があり、GCPeVatronはアーチ星団、五つ子星団、核星団、およびSgrAEastによって加速された複合CR集団であることを示唆しています。
IceCube による明るい過渡現象の MeV ニュートリノ放出の抑制
| Title |
Constraining_MeV_Neutrino_Emission_of_Bright_Transients_with_IceCube |
| Authors |
Nora_Valtonen-Mattila,_Spencer_Griswold,_Segev_BenZvi_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01274 |
MeVニュートリノは、星の崩壊や高エネルギージェットなどの多くの天体物理学的過渡現象で生成され、エネルギー爆発の維持と冷却に役割を果たします。MeVではニュートリノ核子の断面積が小さいため、天の川銀河の外側の発生源からこれらのニュートリノを検出することは非常に困難です。それにもかかわらず、高エネルギー過渡現象からのMeVニュートリノが観測されないことは、大量のMeV生成が期待される関連するニュートリノ生成メカニズムに有用な制約を与える可能性があります。IceCubeニュートリノ観測所は、南極でほぼ100%の稼働率で稼働している立方キロメートルのニュートリノ検出器であり、天の川銀河内外の天体物理学的発生源からのMeVニュートリノのバーストに敏感です。この研究では、IceCubeのMeVニュートリノ検出システムについて説明し、天体物理学的過渡現象のいくつかのカテゴリからの結果を示します。
非軸対称ジェットからの即時 GRB 偏光
即時ガンマ線バースト放出の時間分解直線偏光($\Pi$)測定により、その支配的な放射メカニズムを明らかにすることができます。広く考慮されているメカニズムはシンクロトロン放射であり、直線偏光を使用してジェットの磁場構造、ひいてはその組成を調べることができます。軸対称ジェットモデルでは、$\Pi$が一時的に消滅するため、偏光角(PA)は$90^\circ$だけしか変化しません。ただし、一部の時間分解測定では、連続的に変化するPAが検出されます。そのためには、流れが放射率、バルクローレンツ係数、または磁場のうちの少なくとも1つにおいて非軸対称である必要があります。ここでは、連続的に変化するPAを生み出す、全球ジェット内の複数の放射状に拡大するミニジェット(MJ)または放射率パッチで構成される超相対論的な薄いシェルからの非軸対称ジェットのシンクロトロン放射を検討します。私たちは、単一のパルスまたは複数の重なり合ったパルスから構成される放出に関する幅広い可能性を探求し、さまざまな磁場構成やジェットの角度構造からの時間分解および統合された偏光を提示します。複数のインコヒーレントなMJ/パッチからの放射により、ストークス面での部分的なキャンセルにより正味の偏光が減少することがわかりました。これらが半径方向を横切る平面内に大規模な秩序場を含む場合、$\Pi$は常に最大値付近で始まり、その後単一パルスにわたって減少するか、複数のパルスにより複数の高度に分極したピークを示します。1つ(複数)のパルスにわたって積分された$\Pi\lesssim40\%$($15\%$)を観測すると、代わりに、衝撃によって生成された小規模な磁場が半径方向に配列されるか、衝撃によって生成される小規模な磁場がそれを横切る平面内で絡み合うことが有利になります。。
準円形、回転、非歳差運動ブラックホール合体の高次重力波モードの信号検出のための AI アンサンブル
| Title |
AI_ensemble_for_signal_detection_of_higher_order_gravitational_wave_modes_of_quasi-circular,_spinning,_non-precessing_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Minyang_Tian,_E._A._Huerta,_Huihuo_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00052 |
ツインの高度なLIGO検出器と高度なVirgo検出器からのデータを同時に処理する時空間グラフモデルを紹介します。私たちはこれらのAI分類器を、成分質量$m_{\{1,2\}}\in[3M_\odot,50M_\odot]$、および個々のスピン$s^z_{\{1,2\}}\in[-0.9,0.9]$;これには$(\ell,|m|)=\{(2,2),(2,1),(3,3),(3,2),(4,4)\}$モードが含まれます。$\ell=3,|m|のモード混合効果=2$高調波。これらのAI分類子は、Summitスーパーコンピューターの96個のNVIDIAV100GPUでの分散トレーニングを使用して22時間以内にトレーニングされました。次に、転移学習を使用して、アンサンブル内のすべてのAI分類器によって特定された潜在的なバイナリブラックホールの総質量を推定するAI予測器を作成しました。このアンサンブル、3つのAI分類器と2つの予測器を使用して、300,000個の信号を注入した1年間にわたるテストセットを処理しました。この1年間にわたるテストセットは、アルゴンヌリーダーシップスーパーコンピューティング施設にあるPolarisスーパーコンピューター(AI推論用)の1024個のNVIDIAA100GPUとThetaKNLスーパーコンピューター(ノイズトリガーの後処理用)の128個のCPUノードを使用して、5.19分以内に処理されました。。これらの研究は、当社のAIアンサンブルが最先端の信号検出精度を提供し、検索データごとに2件の誤分類を報告していることを示しています。これは、高次の重力波モード信号を検索して見つけるように設計された最初のAIアンサンブルです。
ShOpt.jl: JWST NIRCam データの経験的点像分布関数特性評価用 Julia パッケージ
| Title |
ShOpt.jl:_A_Julia_Package_for_Empirical_Point_Spread_Function_Characterization_of_JWST_NIRCam_Data |
| Authors |
Edward_Berman_and_Jacqueline_McCleary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00071 |
天文データの量と複雑さが増大するにつれて、分析ソフトウェアのスケーラビリティがますます重要になります。同時に、天体物理学解析ソフトウェアはオープンソースの貢献に大きく依存しているため、パフォーマンスと読みやすさの両方を優先する言語とツールは特に価値があります。Juliaは、ジャストインタイムコンパイラと高レベルの構文を備えており、PythonやCなどの従来の言語に代わる魅力的な言語を提供します。このペーパーでは、点像分布関数(PSF)特性評価用に作成された新しいソフトウェアパッケージであるShOpt.jlについて概要を説明します。ジュリアで。ShOpt.jlは、マルチスレッド、プリコンディショナーの使用、メモリ制限のあるBroyden-Fletcher-Goldfarb-Shannoアルゴリズムの実装など、多数のパフォーマンスの最適化を特徴としています。また、主成分分析、オートエンコーダーの間で選択できる柔軟性も備えています。、およびPSF特性評価のための分析プロファイル。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡のような天文台が天体物理学を広視野高解像度イメージングの新時代に導くにつれて、PSFモデリングの課題はより顕著になります。ShOpt.jlのようなツールは、これらの課題に対するスケーラブルで効率的かつ正確なソリューションをコミュニティに提供すると同時に、現代の天体物理学研究の要求を満たす言語としてのJuliaの可能性を実証します。
広い視野のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡における物理的背景と組み合わせたディープラーニング手法の応用
| Title |
Application_of_Deep_Learning_Methods_Combined_with_Physical_Background_in_Wide_Field_of_View_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescopes |
| Authors |
Ao-Yan_Cheng,_Hao_Cai,_Shi_Chen,_Tian-Lu_Chen,_Xiang_Dong,_You-Liang_Feng,_Qi_Gao,_Quan-Bu_Gou,_Yi-Qing_Guo,_Hong-Bo_Hu,_Ming-Ming_Kang,_Hai-Jin_Li,_Chen_Liu,_Mao-Yuan_Liu,_Wei_Liu,_Fang-Sheng_Min,_Chu-Cheng_Pan,_Bing-Qiang_Qiao,_Xiang-Li_Qian,_Hui-Ying_Sun,_Yu-Chang_Sun,_Ao-Bo_Wang,_Xu_Wang,_Zhen_Wang,_Guang-Guang_Xin,_Yu-Hua_Yao,_Qiang_Yuan,_Yi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00343 |
中国のチベットに建設されるHADAR実験は、従来のEASアレイ検出器の広角の利点と集束チェレンコフ検出器の高感度の利点を組み合わせたものである。その物理学の目的は、ガンマ線バーストや重力波の対応物などの一時的な発生源を観察することです。この研究の目的は、最新のAI技術を利用してHADAR実験の感度を高めることです。私たちは、さまざまなアプリケーションに関連する物理理論を組み込むことで、独特の創造性を備えたトレーニングデータセットとモデルを構築しました。入射粒子の種類、エネルギー、方向を慎重に設計した上で決定することができます。10TeVでのテストデータセットでは、バックグラウンド識別精度98.6%、相対エネルギー再構成誤差10.0%、角度分解能0.22度が得られました。これらの発見は、天体物理研究における検出器データ分析の精度と信頼性を向上させる大きな可能性を示しています。深層学習技術のおかげで、かに星雲に対するHADAR実験の観測感度は、MAGICやH.E.S.S.の感度を上回りました。0.5TeV未満のエネルギーでは、従来の狭視野チェレンコフ望遠鏡との競争力を維持します。さらに、私たちの実験は、強く結びついた散在データを扱うための新しいアプローチを提供します。
太陽光球データ解析における画像処理手法の検討
特にここ数十年間のデータ量の急激な増加に伴い、あらゆる科学分野でデータ処理の需要が急増しています。天文データセット内では、太陽宇宙ミッションと地上の望遠鏡を組み合わせることで、太陽を観察するための高い空間的および時間的解像度が得られ、自動画像処理アプローチの利用の増加が促進されています。画像処理手法は、太陽の挙動と地球への影響を理解する上で重要な要素である太陽データの分析において極めて重要な役割を果たします。この論文では、太陽光球から撮影された画像に適用されるさまざまな処理技術の利用の概要を説明します。私たちの原稿の導入部では、太陽光球とその主な特徴について説明します。続いて、あらゆる形式の分析に取り組む前の重要な前提条件である、光球画像の前処理の重要性について概説します。次のセクションでは、太陽の表面に関する研究に画像処理手法を採用した多数の信頼できる情報源の調査を詳しく掘り下げます。このセクションには、太陽データ解析のための画像処理技術の最近の進歩と、将来の太陽研究への潜在的な影響に関する議論も含まれます。最後のセクションでは、生データから有意義な結果を導き出すために不可欠な補足的なステップとしての後処理手順について説明します。この文書は、太陽の表面、さまざまな種類の光球画像への画像処理技術の適用、不可欠な画像前処理段階、および生データを一貫した包括的な洞察に変換することを目的とした後処理手順に関する簡潔な説明を提供することで、重要な情報を効果的に伝えています。
太地町が宇宙ひもから背景重力波を検出できる見込み
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Prospects_for_Taiji_to_detect_a_gravitational-wave_background_from_cosmic_strings |
| Authors |
Zu-Cheng_Chen,_Qing-Guo_Huang,_Chang_Liu,_Lang_Liu,_Xiao-Jin_Liu,_You_Wu,_Yu-Mei_Wu,_Zhu_Yi_and_Zhi-Qiang_You |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00411 |
最近、複数のパルサータイミングアレイの共同研究により、宇宙ひもに由来する可能性のあるナノヘルツ周波数の確率的信号に関する有力な証拠が示されました。宇宙ひもは、初期宇宙の相転移中に、または超ひも理論の基本的なひもとして発生する可能性のある線形位相欠陥です。この論文は、計画されている宇宙ベースの重力波検出器であるTaijiの、宇宙ひもによって生成される重力波背景の検出能力の調査に焦点を当てています。シミュレートされたTaijiデータを分析し、包括的なベイジアンパラメーター推定技術を利用することにより、NANOGravの15年データと比較して精度が大幅に向上し、1桁上回っていることが実証されました。これは、Taijiの強化された測定機能を強調しています。その結果、Taijiは、初期宇宙における宇宙ひもの物理学を検証および探索する際に、パルサータイミングアレイを補完する貴重なツールとして機能します。
| Title |
Magnetic_Field_Sensitivity_of_Transition_Edge_Sensors |
| Authors |
R._C._Harwin,_D._J._Goldie,_C._N._Thomas,_S._Withington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00680 |
トランジションエッジセンサー(TES)の磁界感度を理解することは、磁気シールドの構成やTES自体の設計を最適化する上で不可欠です。TESの挙動に対する印加磁場の方向の調査を可能にする実験システムが開発され、このシステムからの最初の結果が提示されます。さらに、超電流とバイアス電流の両方に対する印加磁場の大きさの影響の測定結果が示されています。現在の理論的枠組みが結果をどの程度説明できるかが評価され、最後に、TESの設計と磁気シールドの設計に対するこの研究の影響が議論されます。
POLAR-2/LPDの軌道上背景・上空調査シミュレーション研究
| Title |
In-orbit_background_and_sky_survey_simulation_study_of_POLAR-2/LPD |
| Authors |
Zu-Ke_Feng,_Hong-Bang_Liu,_Fei_Xie,_Huan-Bo_Feng,_Qian-Nan_Mai,_Jiang-Chuan_Tuo,_Qian_Zhong,_Jian-Chao_Sun,_Jiang_He,_Yuan-Hao_Wang,_Qian_Liu,_Di-Fan_Yi,_Rui-Ting_Ma,_Bin-Long_Wang,_Zhen-Yu_Tang,_Shuang-Nan_Zhang,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00801 |
低エネルギーX線偏光検出器(LPD)は、POLAR-2実験のペイロードの1つで、2024年初頭の中国宇宙ステーション(CSS)配備の外部ペイロードとして設計されています。LPDは、偏光を観測するために特別に設計されています。ガンマ線バースト(GRB)は、予備設計では90度の広い視野(FoV)を備え、2～10keVのエネルギー範囲で放出を促します。この観察は、ガスピクセル検出器に基づくX線光電偏光計のアレイを使用して達成されます。広いFoV構成により、軟X線領域での軌道上のバックグラウンド計数率が高く、GRB自体もこのエネルギー帯域で高い光束を示します。総計数率に対するさまざまなバックグラウンドコンポーネントの寄与を評価するために、GEANT4C++パッケージを使用して詳細なシミュレーションを実施しました。私たちのシミュレーションは、機器材料内の主な相互作用を網羅し、広いFoVスキーム内のさまざまな背景コンポーネントについての洞察を提供しました。シミュレーション結果から、背景成分の中で主な原因は宇宙X線背景(CXB)と明るいX線源であることが明らかになりました。荷電粒子バックグラウンド除去アルゴリズムを適用した後のLPDの総バックグラウンド計数率は、平均で約0.55カウント/cm^2/sであり、検出器の軌道と指向方向によって異なります。さらに、さまざまなFoVおよび検出器の指向性の下で、CXBおよびX線高輝度光源の包括的なシミュレーションと比較分析を実行しました。これらの分析は、広いFoVを備えた軟X線偏光計のバックグラウンド特性に関する貴重な洞察を提供します。
| Title |
Empirical_Contrast_Model_for_High-Contrast_Imaging_--_A_VLT/SPHERE_Case_Study |
| Authors |
Benjamin_Courtney-Barre,_Robert_De_Rosa,_Rosita_Kokotanekova,_Cristian_Romero,_Matias_Jones,_Julien_Milli,_Zahed_Wahhaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00882 |
高コントラストのイメージャから得られるコントラストを正確に予測する機能は、現代の天文台における効率的なスケジュール設定と品質管理手段にとって重要です。私たちは、SPHERE/IRDISによって達成される生のコントラストをフレームごとに一貫して予測および測定し、超大型望遠鏡(VLT)でのSPHEREによる効率と科学的収量を向上させることを目指しています。コントラスト曲線は、5年以上のアーカイブデータから計算されました。H2/H3デュアルバンドフィルターで最も一般的なSPHERE/IRDISコロナグラフィックモードを使用し、約80,000の個別のフレームで構成されます。これらは大気データとマージおよび補間され、関連する特徴を含むコントラスト曲線の大規模なデータベースが作成されました。次に、物理的考慮に基づいたコントラストの経験的べき乗則モデルがトレーニングされ、最終的にサンプル外のテストデータセットでテストされました。300マスの角度分離で、コントラストモデルは平均(サンプル外)検査誤差0.13等級を達成し、残りの5～95%パーセンタイルはそれぞれ-0.23等級と0.64等級の間でした。モデルのテストセットの250～600マスの二乗平均平方根誤差(RMSE)は0.31～0.40の大きさで、文献に記載されている他の最先端のコントラストモデルと同等でした。一般に、このモデルは5～9Gバンドの大きさのターゲットに対して最高のパフォーマンスを発揮しましたが、この範囲外のターゲットに対してはパフォーマンスが低下しました。このモデルは現在、第1レベルの品質管理とリアルタイムスケジューリングのサポートのためにParanalSCUBAソフトウェアに組み込まれています。
チェレンコフ望遠鏡アレイの SST カメラのステータス
チェレンコフ望遠鏡アレイは、数十GeVから数百TeVのエネルギー範囲の次世代の地上ガンマ線観測所となります。空全体をカバーするために、各半球に1つずつ、計2つの敷地に建設されます。この天文台は、大、中、小の3つの異なるサイズの望遠鏡で構成され、主反射鏡の直径はそれぞれ23、11.5、4.3mです。小型望遠鏡(SST)は最高のエネルギーに焦点を当てます。数平方キロメートルをカバーするチリのパラナルの南部拠点に少なくとも37台（最大70台）が配備される予定だ。これらは、直径約4メートルの一次反射鏡を備えたシュワルツシルト・クーダーデュアルミラー設計を採用します。この構成により、直径約50cm、重量100kg未満のコンパクトなカメラが実現します。その焦点面は2048個のシリコン光電子増倍管ピクセルで構成されており、各ピクセルは最先端の全波形読み出しによって独立して読み取られます。カメラの設計は現在最終段階にあり、最初のコンポーネントがテストされています。この寄稿では、設計の選択について説明し、最新の開発によるテスト結果を示します。
SOFIA 用遠赤外場積分線分光計の特性評価と絶対校正
| Title |
Characterization_and_Absolute_Calibration_of_the_Far_Infrared_Field_Integral_Line_Spectrometer_for_SOFIA |
| Authors |
Dario_Fadda_(1),_Sebastian_Colditz_(2),_Christian_Fischer_(2),_William_D._Vacca_(3),_Jason_Chu_(4),_Melanie_Clarke_(1),_Randolf_Klein_(5),_Alfred_Krabbe_(2),_Robert_Minchin_(6),_Albrecht_Poglitsch_(7)_((1)_STSCI,_(2)_DSI,_(3)_NOIRLab,_(4)_LBTO,_(5)_Lockheed_Martin,_(6)_NRAO,_(7)_MPE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01277 |
SOFIAに搭載された遠赤外線フィールド積分線分光計(FIFI-LS)機器の特性評価と最終的な磁束校正について説明します。この研究は、内部校正器を使用して実験室で行われた測定と、機器の全耐用期間中に行われた絶対磁束校正器としての惑星、衛星、小惑星の観察に基づいています。フラットフィールド、水蒸気柱推定値、検出器の線形性、スペクトルおよび空間分解能、および絶対磁束校正を導出するために使用される手法について説明します。2018年に入口フィルターウィンドウを変更して52umの感度を向上させた前後の2セットの応答が示されています。これは、以前はハーシェルのPACSでカバーされていなかった波長範囲です。各検出器の相対スペクトル応答とFIFI-LSアレイの照明パターンは、各一連の観測の前に内部キャリブレーターを使用して導出されます。アレイ応答の線形性は、明るい光源の観測を考慮することによって推定されます。FIFI-LSアレイの線形性からの偏差が磁束推定に与える影響は1%未満であることがわかります。光束校正精度は、機器の波長範囲全体にわたって15%以上であると推定されます。各観測シリーズ中に利用できるスカイキャリブレーターが限られていることが、光束キャリブレーション精度の主な制限要因となっています。
| Title |
The_Comprehensive_Archive_of_Substellar_and_Planetary_Accretion_Rates |
| Authors |
S._K._Betti,_K._B._Follette,_K._Ward-Duong,_A._E._Peck,_Y._Aoyama,_J._Bary,_B._Dacus,_S._Edwards,_G.-D._Marleau,_K._Mohamed,_J._Palmo,_C._Plunkett,_C._Robinson,_H._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00072 |
若い星の降着率($\dot{M}$)は、天体の質量($M$)と強い相関関係を示します。ただし、$\dot{M}-M$関係が星以下領域に拡張されるかどうかは、あまり確実ではありません。ここでは、星間降着診断に関するこれまでで最大の編集物である、星間および惑星降着率の包括的アーカイブ(CASPAR)を紹介します。CASPARには、658個の恒星、130個の褐色矮星、および10個の結合惑星質量伴星が含まれます。この研究では、$\dot{M}-M$関係における散乱に対する方法論的体系の寄与を調査し、褐色矮星を星と比較します。私たちの分析では、方法論的な系統性を軽減するために、自己矛盾のないモデル、距離、経験的な線束と降着光度のスケーリング関係を使用してすべての量を再導出します。この処理により、$\log\dot{M}-\logM$関係における元の$1\sigma$散乱が$\sim17$%減少し、分散への寄与が小さいことが示唆されます。CASPARで再導出された値は、$\dot{M}\proptoM^{2.02\pm0.06}$によって10~$M_\mathrm{J}$から2~$M_\odot$に最もよく適合し、以前の結果が確認されました。しかし、我々は、褐色矮星と恒星の個体群は、質量と年齢の両方を考慮して別々に記述する方が適切であると主張します。したがって、これらの領域について年齢に依存する個別の$\dot{M}-M$関係を導き出し、褐色矮星の$\dot{M}-M$の傾きが年齢とともに急勾配になることを発見しました。この質量領域内では、散乱は1.36dexから0.94dexに減少し、$\sim$44%の変化になります。この結果は、降着速度の全体的な広がりにおいて進化が果たす重要な役割を強調しており、褐色矮星が恒星よりも速く進化するのは、潜在的に異なる降着メカニズムの結果であることを示唆している。
コンドルアレイ望遠鏡の紹介: III.矮新星 Z Camelopardalis の殻の拡大と年齢、および 2 番目のより大きな殻の検出
| Title |
Introducing_the_Condor_Array_Telescope:_III._The_expansion_and_age_of_the_shell_of_the_dwarf_nova_Z_Camelopardalis,_and_detection_of_a_second,_larger_shell |
| Authors |
Michael_M._Shara,_Kenneth_M._Lanzetta,_James_T._Garland,_Stefan_Gromoll,_David_Valls-Gabaud,_Frederick_M._Walter,_John_F._Webb,_David_R._Zurek,_Noah_Brosch,_R._Michael_Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00123 |
典型的な矮新星ZCamelopardalis(ZCam)を取り囲む巨大な新星殻の存在は、一部の古い新星が変成を受け、新星噴火から数千年後に矮新星として現れることを証明しています。古代の新星殻の膨張率は、新星噴火間の時間と新星爆発後の物質移動速度が大幅に減少する時間の両方を制限する方法を提供し、同時に新星熱核暴走モデルと冬眠理論をテストします。ZCam殻の一部の膨張率に関するこれまでの制限により、ZCam新星イベント間の噴火間隔は$>$1300年に制限されています。コンドルアレイ望遠鏡によるZカムの噴出物のより深い狭帯域イメージングにより、殻の残りの部分の表面輝度が非常に低い領域が明らかになりました。2番目の、さらに暗い殻も検出され、これは「内側」殻と同心で、大きさは「内側」殻のほぼ3倍です。これは、比較的巨大な白色矮星の頻繁に噴火する新星を同心円状の殻が取り囲んでいるに違いないという予測を初めて観測的に裏付けたものである。コンドルの画像は、ZCam画像のベースラインを15年に延長し、西南23度で$v=83\pm37$kms$^{-1}$という内殻の膨張率をもたらし、2012年の画像と見事に一致しています。予測。この速度は、おおよその年齢$t=2672^{-817}_{+2102}$年に相当します。ZCamの最新の新星噴火は、紀元前77年に中国帝国の占星術師によって記録された過渡現象であるという示唆と一致していますが、ZCamとの関連性を裏付けるか反証するには、年代の不確実性が依然として大きすぎます。
若い惑星ホスト V1298 タウの高エネルギースペクトル
| Title |
The_High-Energy_Spectrum_of_the_Young_Planet_Host_V1298_Tau |
| Authors |
Girish_M._Duvvuri,_P._Wilson_Cauley,_Fernando_Cruz_Aguirre,_Roy_Kilgard,_Kevin_France,_Zachory_K._Berta-Thompson,_J._Sebastian_Pineda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00155 |
V1298タウは、現世代の機器による透過分光法の主なターゲットである4つの既知の系外惑星をホストする若い前主系列星です。この研究では、NICERX線望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙望遠鏡画像分光器および宇宙起源分光器の観測結果と、経験に基づいたモデルを組み合わせて、1～100000オングストロームにわたるV1298タウのパンクロマティックスペクトルエネルギー分布を作成しました。我々は、パンクロマティックスペクトルを組み立てるために使用された方法と仮定を説明し、この星の明るさにもかかわらず、その高エネルギースペクトルが現在のX線および紫外線天文台の特徴づけ能力の限界に近いことを示します。最後に、太陽質量星からの高エネルギー放射の活動飽和段階のベンチマークとしてV1298タウのスペクトルを使用し、V1298タウ惑星の生涯累積高エネルギー放射を、同様の質量の恒星を周回する他の惑星と比較することで結論づけています。
非平衡イオン化による質量循環による Li および Na 様イオンの異常な増強
| Title |
Anomalous_Enhancement_of_Li-_and_Na-Like_Ions_Due_to_Mass_Circulation_with_Non-Equilibrium_Ionization |
| Authors |
Takuma_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00295 |
LiおよびNaのようなイオンに由来するスペクトル線の太陽紫外線強度は、コロナ近似によるプラズマから得られる予想を超えることが観察されています。コロナル近似の違反は、遷移領域付近で発生する動的プロセスによる非平衡イオン化(NEI)に部分的に起因する可能性があります。しかし、これらの動的効果の定量的な分析はまだ行われていません。これらの動力学の影響を調査するために、複数のイオン種のNEIを支配する一連の方程式を、アルフベン波で加熱されたコロナループを記述する1.5次元磁気流体力学方程式と組み合わせて数値的に解きました。光球からアルフベン波が注入された後、この系は蒸発、凝縮、準定常状態の段階によって特徴付けられる時間発展を経ます。蒸発段階中に、LiおよびNa様イオンのイオン化割合が増加することが観察され、イオン化平衡にある割合と比較した場合、最大1.6の増加が見られました。このLiおよびNa様イオンの過剰分別は蒸発プロセスによって引き起こされることが判明しましたが、衝撃と遷移領域の間の衝突ではイオン化平衡からの逸脱は見られませんでした。その結果、コロナル近似を使用して計算された強度は、LiおよびNa様イオンの強度を最大60%過小評価しました。逆に、凝縮段階および準定常状態では、少なくとも0.9のアンダーフラクションが観察されました。オーバー/アンダーフラクションの程度が質量運動に依存することを考えると、私たちの研究はコロナ加熱における質量循環と質量損失プロセスの両方に制限を課す可能性があります。
太陽フレアの発生と進化: 磁気リコネクションの 2D および 3D モデルの応用
| Title |
Onset_and_evolution_of_solar_flares:_Application_of_2D_and_3D_models_of_magnetic_reconnection |
| Authors |
Bhuwan_Joshi_(USO-PRL,_India),_Prabir_K._Mitra_(Univ._of_Graz,_Austria),_Astrid_M._Veronig_(Univ._of_Graz,_Austria),_R._Bhattacharyya_(USO-PRL,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00366 |
現在の多波長観測により、太陽フレア中のさまざまな重要な特徴が明らかになりました。これらの特徴は、一方では2次元(2D)の「標準フレアモデル」を裏付ける一方で、他方では3次元(3D)の探査を促すものでもあります。)フレアに関与する磁場トポロジー。伝統的に、極性反転線(PIL)の両側にある平行なリボンの形成とそれに関連するループアーケードが噴火フレアの最も顕著な特徴として認識されており、これが2D記述を提供する標準モデルの開発の基礎を形成してきました。フレア関連現象の説明。ただし、実際のフレアは、より複雑な3D磁気構造で発生します。したがって、一般的な適用可能性にもかかわらず、標準モデルには3D記述のみを必要とするいくつかの機能を説明する範囲が限られているか、まったくありません。これに関連して、リボンの1つがほぼ完全に閉じた準円形または準楕円体の形状を呈する「円形リボンフレア」の観察が際立っており、典型的なファンスパイン磁気構成の関与を証明しています。この記事では、磁気リコネクションの2Dおよび3Dモデルを考慮して、太陽フレアの理論的理解と比較した観測の特徴について説明します。平行なリボン、コロナジェット、および/または噴出する磁束ロープを示す円形リボンフレアのいくつかの複雑なケースを強調します。さまざまな3Dトポロジーを調査することで、ジェット、閉じ込められたフレア、CMEを生成する噴火フレアの発生を支配する状況間の類似性を調査することもできます。
LAMOST J1010+2358 の核崩壊超新星の説明について
初期質量$\sim140$--$260\、{\rmM_\odot}$の低金属量の非常に重い星は、対不安定超新星(PISNe)として一生を終えると予想されています。PISNから生じる存在量パターンは、通常の核崩壊超新星(CCSN)モデルとは大きく異なり、${\rm[Fe/H]}\lesssim-2$の非常に金属が少ない(VMP)星で見られると予想されています。。多くのVMP星が日常的に発見されているにもかかわらず、PISNeから予想される独特の存在量パターンは明確に検出されていません。しかし、最近発見されたVMP星LAMOSTJ1010+2358は、PISNに驚くほど良く適合する独特の存在量パターンを示しており、PISNによって汚染されたガスから生まれた正真正銘の星が初めて発見される可能性があることを示している。この論文では、質量が$12$--$30\の金属度${\rm[Fe/H]}=-3$のPopIIIおよびPopII星のCCSNモデルの大規模なセットにおける詳細な元素合成を研究します。,{\rmM_\odot}$。LAMOSTJ1010+2358で観察された存在量パターンは、爆発後のフォールバックが無視できる$\sim12$--$14\,{\rmM_\odot}$のCCSNモデルによって少なくとも同等にうまく適合できることがわかりました。最適なCCSNモデルは、最適なPISNモデルよりもわずかに優れた適合を提供します。私たちは、LAMOSTJ1010+2358で測定された存在量パターンはCCSNに由来する可能性があり、したがって、これまでに測定された一連の元素を考慮すると、PISNと明確に識別することはできないと結論付けています。私たちは、CCSNとPISN起源を区別できるLAMOSTJ1010+2358のような星の将来の検出で測定する必要がある重要な要素を特定します。
双極磁気活性領域への流入と三次元バブコック・レイトン太陽ダイナモモデルに対する非線形影響
太陽の変化する磁場は太陽ダイナモによって生成および維持されますが、その正確な性質は太陽物理学の未解決の基本的な問題のままです。この論文の目的は、太陽の全球太陽ダイナモに対する双極磁性領域への収束流(BMR流入)の役割と影響を調査することです。これらの流れは観測されている大規模な物理現象であるため、包括的な太陽ダイナモモデルに含める必要があります。我々は、表面磁場によって大きさが変化するBMR流入の非線形フィードバック効果を研究するために、表面磁束輸送およびバブコック・レイトン(STABLE)ダイナモ・モデルを拡張しました。この完全に3Dの現実的なダイナモモデルは、黒点バタフライダイアグラムを作成し、傾斜角消光やBMR流入などのダイナモ飽和メカニズムの相対的な役割の研究を可能にします。STABLEシミュレーションの結果は、磁場に依存するBMR流入がBMR自体の進化に大きな影響を及ぼし、その結果、BMR内の局所的な磁束の相殺による全体的なポロイダル場の蓄積が、磁場を飽和させるのに十分な程度まで減少することを示しています。ダイナモ。その結果、BMR流入のみで磁気サイクルの振幅と周期を制御する完全な3D太陽発電ソリューションを初めて達成しました。
ピリオドバウンサーシステム SDSS J105754.25+275947.5: 最初の動径速度研究
| Title |
The_period_bouncer_system_SDSS_J105754.25+275947.5:_first_radial_velocity_study |
| Authors |
J._Echevarria,_S._Zharikov,_I._Mora_Zamora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00909 |
我々は、食周期用バウンサーSDSSJ105754.25+275947.5の最初の動径速度分光研究を報告する。日食光度曲線モデリングと併せて、システムパラメータを再決定し、降着円盤の構造を研究しました。この系には$M_{\mathrm{WD}}=0.83(3)M_\odot$、実効温度11,500(400)Kの白色矮星が含まれていることを確認した。二次側の質量は$M_2=0.056M_\odot$で、有効温度はT$_2$=2,100K以下です。系の傾きは$i=84.3(6)$となります。このデータは、$K_1$=33(4)kms$^{-1}$という我々の決定とよく一致しています。物質移動速度は$\dot{M}=$1.9(2)$\times10^{-11}M_\odotyr^{-1}$と推定されます。SDSSおよびOSIRISスペクトルの分析に基づいて、光学連続体は主に白色矮星からの放射によって形成されていると結論付けています。降着円盤の寄与は低く、円盤の外側部分から生じます。バルマー輝線は、$\log$$N_0$=12.7[cm$^{-1}$]および運動温度T$\sim$10,000Kのプラズマ内で形成されます。輝線が形成される円盤の大きさは$R_\mathrm{d,out}=0.29R_\odot$まで拡大します。輝線形成領域の内側は$R_\mathrm{d,in}\about2R_\mathrm{WD}$まで続きます。ドップラー断層撮影法と追跡スペクトルは、ディスク内のホットスポットと塊状構造の存在を示し、ディスクの位置角度に沿って強度が変化します。ホットスポットの反対側には拡張領域があり、そこでの非ケプラー運動によって引き起こされた可能性が高い2つの明るい塊があります。
2012 年 11 月 10 日の高エネルギー嵐粒子イベントの首尾一貫したモデリング
| Title |
Self-consistent_modeling_of_the_energetic_storm_particle_event_of_November_10,_2012 |
| Authors |
A._Afanasiev_(1),_R._Vainio_(1),_D._Trotta_(2),_S._Nyberg_(1),_N._Talebpour_Sheshvan_(1),_H._Hietala_(3)_and_N._Dresing_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Turku,_Finland,_(2)_The_Blackett_Laboratory,_Department_of_Physics,_Imperial_College,_London,_United_Kingdom,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Queen_Mary_University_of_London,_London,_United_Kingdom) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00993 |
コロナ/惑星間衝撃波に伴う太陽エネルギーイオンは、拡散衝撃加速機構によって高エネルギーに加速されると考えられています。このメカニズムが効率的であるためには、衝撃の近くに強い磁気乱流が必要です。衝撃の上流で強化された乱流は、流れの不安定性を介して加速された粒子自体によって自己一貫して生成される可能性があります。このプロセスを含む準線形理論に基づく粒子加速モデルと観測結果の比較は、これまでのところ十分に成功していないため、別の性質の加速モデルの開発が動機付けられています。この研究の目的は、コロナショックにおける陽子加速をシミュレートするために以前に開発された、自己矛盾のない準線形コロナショックにおける太陽粒子加速(SOLPACS)シミュレーションコードが粒子前震領域をどの程度適切にモデル化しているかをテストすることです。我々は、2012年11月10日にSTEREOA探査機によって観測されたエネルギー嵐粒子(ESP)イベントをモデル化するためにSOLPACSを適用しました。シミュレーションでは、SOLPACSの1つを除くすべての主要な入力パラメータは、探査機からのその場プラズマ測定によって固定されています。衝撃時のシミュレートされた陽子エネルギースペクトルと観測されたものを比較することにより、加速プロセスへの粒子注入の効率に関連する最後のシミュレーション入力パラメータを修正することができました。その後、多数のエネルギーチャネルにおけるシミュレートされた陽子の時間強度プロファイルと観測されたものとを比較すると、上流領域全体にわたって非常に良好な一致が示された。
黒点上で長時間続くオーロラのような電波放射を検出
| Title |
Detection_of_long-lasting_aurora-like_radio_emission_above_a_sunspot |
| Authors |
Sijie_Yu,_Bin_Chen,_Rohit_Sharma,_Timothy_Bastian,_Surajit_Mondal,_Dale_Gary,_Yingjie_Luo,_Marina_Battaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01240 |
惑星磁気圏におけるオーロラ電波放射は通常、高度に分極した強力な電波バーストを特徴とし、通常、収束磁場を特徴とする惑星極域の高エネルギー電子からの電子サイクロトロンメーザー（ECM）放射に起因すると考えられています。同様のバーストは磁気的に活動的な低質量星や褐色矮星でも観察されており、しばしば同様の解釈を促しています。今回我々は、特定の低質量のものよりも2～3桁弱いものの、これらのオーロラ/系外オーロラの電波放射に似た、高輝度温度、広帯域幅、高い円偏光率を伴う長時間持続する太陽電波バーストの観測を報告する。出演者。空間的、スペクトル的、および時間的に分解された分析は、その発生源が強力な収束磁場が存在する黒点の上に位置していることを示唆しています。発生源の形態と周波数分散は、近くで繰り返されるフレアによって生成された高エネルギー電子の降下によるECM放射と一致しています。私たちの発見は、このような強力な太陽電波バーストの起源について新たな洞察を提供し、大きな星斑を持つ他のフレア星でのオーロラのような電波放射についての代替説明を提供する可能性があります。
AM CVn と二重爆発超新星始祖連星系 CD-30 のモデル化$^{\circ}$11223
| Title |
Modelling_the_AM_CVn_and_Double_Detonation_Supernova_Progenitor_Binary_System_CD-30$^{\circ}$11223 |
| Authors |
Kunal_Deshmukh,_Evan_B._Bauer,_Thomas_Kupfer_and_Matti_Dorsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01293 |
我々は、オープンソースの恒星を用いた、二重爆発超新星前駆体として同定された高温亜矮星(sdB)-白色矮星(WD)連星であるCD-30$^{\circ}$11223(CD-30)の詳細なモデリング研究を発表する。進化ソフトウェアMESA。$\logg$や$T_{\rmeff}$など、観測されたシステムの特性に一致するように注意深く調整されたバイナリ進化モデルの実装に重点を置いています。初めて、モデリング全体を通じて水素エンベロープの構造を説明し、元素拡散を含めることが観察された半径と温度を一致させるために重要であることを発見しました。このシステムに対して以前に提案された2つのsdB質量解(0.47および0.54$M_{\odot}$)を調査すると、0.47$M_{\odot}$解が強く支持されます。私たちのモデルを使用してWDの冷却年齢をsdB年齢と比較すると、コンパクトなsdB-WDバイナリの標準的な仮定に反して、sdBがWDよりも古い可能性が高いことが示唆されます。続いて、CD-30の代替形成チャネルの可能性を提案します。また、物質移動、軌道周期進化、光度進化などのさまざまな側面を研究するために、系のバイナリ進化モデリングも実行します。私たちのモデルは、CD-30が二重爆発の超新星始原体であることを確認しており、今から$\約55$Myrで爆発すると予想されています。WDは、爆発を引き起こす$\およそ0.17$$M_{\odot}$の厚いヘリウム殻を蓄積し、$\およそ$750km/sで0.30$M_{\odot}$sdBを放出します。この系の最後の1,500万ミリは、系の明るさを支配するヘリウムの降着によって特徴づけられ、おそらくAMCVnタイプの系に似ています。
地球外環境における生体高分子の折り畳みと進化に対する溶媒の制約
| Title |
Solvent_constraints_for_biopolymer_folding_and_evolution_in_extraterrestrial_environments |
| Authors |
Ignacio_E._S\'anchez,_Ezequiel_A._Galpern,_Diego_U._Ferreiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00067 |
私たちは、生体高分子の自発的折り畳みと分子進化は、生命が誕生するために必ず一致しなければならない2つの普遍的な側面であると提案します。これらの側面は基本的に生体高分子の化学組成に関連しており、生体高分子が埋め込まれている溶媒に決定的に依存します。私たちは、分子情報理論とエネルギーランドスケープ理論により、溶媒が生体高分子の存在に課す限界を調査できることを示します。私たちは、水、アルコール、炭化水素、ハロゲン化溶媒、芳香族溶媒、宇宙に豊富な元素で構成される低分子量物質など、代替生化学に関与する可能性のある54種類の溶媒を検討しています。私たちは、水と同様に、液体状態が生体高分子の折り畳みと進化に適合する溶媒が多数存在することを発見しました。生体高分子との適合性に関する溶媒のランキングを紹介します。これらの溶媒の多くは分子雲で発見されているか、太陽系外惑星で発生すると予想されています。
ハートル-ホーキングの無境界提案とホ\v{r}アヴァ-リフシッツの重力
私たちは、ハートル・ホーキングの無境界提案をホーヴァ・リフシッツ重力の枠組みで研究します。前者は宇宙の量子創造を説明する著名な仮説であり、後者は、少なくともいわゆる射影可能なバージョンにおいては、繰り込み可能性とユニタリティを保証する量子重力のポテンシャル理論です。簡単にするために、それぞれが閉じており、均質で、等方性である一連のローカル宇宙で構成されるグローバル宇宙に焦点を当てます。境界なしの提案をホ\v{r}アヴァ-リフシッツ重力に適用するのは簡単ではありませんが、量子のローレンツ経路積分定式化を利用して、この提案がホ\v{r}アヴァ-リフシッツ重力内で定式化できることを示します。重力。投影可能なHo\v{r}ava-Lifshitz重力では、全地球宇宙の境界のない波動関数には、「積分定数としての暗黒物質」によって引き起こされる異なる局所宇宙間のもつれが必然的に含まれます。一方、非投影可能バージョンでは、グローバル宇宙の境界のない波動関数は、単に各ローカル宇宙の波動関数の直接積になります。次に、ディリクレとロビンの境界条件の下で無境界波動関数がどのように定式化されるかを説明します。ディリクレ境界条件については、そのシェル上の作用が高次元の演算子によって発散することを指摘しますが、この問題は原理的には繰り込み群の流れを考慮することで改善できます。しかし、ピカール・レフシェッツ理論を利用して関連する臨界点を特定し、複素経過積分を実行すると、一般相対性理論の場合と同様に、トンネル波動関数のみが得られることがわかります。一方、初期超曲面における特定の仮想ハッブル膨張率をもつロビン境界条件の場合、Ho\v{r}ava-Lifshitz重力において無境界波動関数を達成できます。
スカラー場によるオブジェクトの崩壊に対する特異点回避の実現可能性
| Title |
Feasibility_of_singularity_avoidance_for_a_collapsing_object_due_to_a_scalar_field |
| Authors |
Eduardo_Bittencourt,_Alan_G._Cesar_and_Jonas_P._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00437 |
私たちは、外部の観察者から見た物体の重力崩壊の問題を研究します。結果として得られる時空は、外部のヴァイディア時空と、任意の空間曲率をもつ内部フリードマン・レマ\^イトレ・ロバートソン・ウォーカー(FRLW)時空と、計量に最小限および非最小限に結合したスカラー場との一致であると仮定します。。収縮(崩壊)する物体を研究するという目的で、観察の最初の瞬間では、そのエネルギー密度と圧力が正であり、捕捉面が存在せず、ヌルエネルギー状態(NEC)と強いエネルギー状態であると仮定します。（SEC）は満たされています。最小結合と非最小結合の両方で特異点を回避できるケースが数多くあることを示しますが、そのためのコンテキストは両方のケースで大きく異なります。最小限の結合の場合、特異点の回避は、蒸発によって、または一定期間のSEC違反によって完全に引き起こされる可能性があります。非最小カップリングの場合、完全な特異点の回避は蒸発が発生した場合にのみ発生し、SECの一時的な違反は特異点の形成を妨げません。上記の結果は、特異点定理が適用できるエネルギー条件のグローバル(時空全体)の妥当性の関連性を示しています。そうでなければ、崩壊する星の運命はアプリオリにわかりません。同時に、崩壊する物体の表面の挙動は、外部の観察者がアクセスできない時空領域で何が起こっているかについての部分的な診断を提供します。私たちの分析は、最初に崩壊するオブジェクトの表面のバウンド挙動がその内部のSEC違反の痕跡であり、それはそこにスカラーフィールドが存在するためである可能性があることを示唆しています。
暗黒エネルギーの本質を解明するという追求は、現代の宇宙論において非常に魅力的な取り組みとなっています。従来の宇宙定数アプローチに加えて、スカラー場ベースのモデルやさまざまな修正重力アプローチを含む、さまざまな範囲のアイデアが提案されています。特に興味深い概念には、量子重力に動機付けられた宇宙論内でのスカラー場ダークエネルギーモデルの探索が含まれており、この文脈では非正準理論が有力な候補として際立っています。したがって、この研究では、広く認識されている3つの非正準スカラー場ダークエネルギーモデル、ファントム、クイントム、およびDBIダークエネルギーモデルを調査します。Goriely-Hyde手順を使用することにより、これらの枠組み内で有限時間と無限時間の両方で特異点が存在することを実証します。そして、これらの特異点はシステムの初期条件に関係なく現れる可能性があること。さらに、タイプI～IVの宇宙論的特異点がこれらすべてのモデルでどのように発生するかをさらに確立します。この研究は、ダークエネルギーの非標準体制がさまざまなモデルの顕著な宇宙論的特異点のほとんどを許容できることを示しています。
アセチレン:アンモニアプラスチック共結晶における核量子効果
有機分子固体は豊富な状態図を示すことができます。構造的にユニークな相に加えて、並進および回転の自由度がさまざまな状態点で融解し、部分的に無秩序な固相が生じる可能性があります。これらの材料の構造的および動的無秩序は、有機固体の物理的特性に重大な影響を与える可能性があるため、原子スケールでの無秩序についての徹底的な理解が必要です。これらの無秩序な相が低温で形成される場合、特に軽い核を含む結晶では、核量子効果の重要性により材料特性の予測が複雑になる可能性があります。一例として、土星の衛星タイタンの表面に存在すると予想されるアセチレン:アンモニア(1:1)共結晶の配向性が乱れ、並進的に秩序化された可塑性相の構造とダイナミクスに対する核量子効果を研究します。。タイタンの表面温度が低い(約90K)ことは、この環境およびこれらの環境にある他の分子固体では原子核の量子力学的挙動が重要である可能性があることを示唆しています。ニューラルネットワークポテンシャルと環ポリマーの分子動力学シミュレーションを組み合わせて使用することで、核量子効果が水素結合を弱めることによってアセチレン：アンモニア（1：1）共結晶内の配向の乱れと回転動力学を増大させることを示しました。私たちの結果は、核量子効果が低温環境における分子固体とその物理的特性を正確にモデル化するために重要であることを示唆しています。
$f(R)$ Gravity におけるブラック バウンス ソリューションの一般化モデル
この記事では、$f(R)$理論におけるブラックバウンス解の実装について調査します。ブラックバウンスソリューションは、ブラックホールとワームホール構造の両方を含む、静的な球対称時空の規則的な構成です。一般相対性理論(GR)では、黒バウンス解はエネルギー条件の違反を意味します。$f(R)$理論における同じ問題を2つの戦略を使用して調査します。まず、$f(R)$関数に与えられた形式を仮定し、次に物質の挙動を決定します。次に、物質密度に条件を課し、その結果として得られる$f(R)$関数を取得します。すべての場合において、計量関数の特定の構造が想定されます。エネルギー条件の違反は依然として発生しますが、対応するGRケースよりも深刻ではありません。GRとは異なり、地平線を持ったゼロ密度モデルを提案します。また、正のエネルギー密度を持つモデルを提案し、$\rho+p_r>0$であることを示しますが、GRではそうではありませんでした。
$f(Q,T)$ 重力理論における一定ジャークパラメータの宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_implications_of_the_constant_jerk_parameter_in_$f(Q,T)$_gravity_theory |
| Authors |
N._Myrzakulov,_M._Koussour,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_and_H._M._Elkhair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00805 |
この研究は、一般相対性理論と同等ですが、曲率スカラーの代わりにねじれまたは非計量性スカラーを含む修正重力理論を詳しく調べます。具体的には、応力エネルギーテンソル$T$のトレースに非最小結合した非計量性スカラー$Q$の任意の関数を必要とする$f(Q,T)$重力に焦点を当てます。関数形式$f(Q,T)=f(Q)+f(T)$を調べます。ここで、$f(Q)=Q+\alpha\,Q^2$は$f(Q)のスタロビンスキーモデルを表します。$重力と$f(T)=2\,\gamma\,T$、$\alpha$と$\gamma$は定数です。フリードマン方程式の解を得るために、定ジャークの概念を導入し、その定義を使用して、減速パラメーター、エネルギー密度、EoSパラメーター、およびさまざまなエネルギー条件を含む他の運動学的変数の進化を追跡します。これらの分析は、提案されたモデルを検証するために役立ちます。最も利用可能なPantheonデータセット、Hubbleデータセット、およびBAOデータセットを使用して定数ジャークモデルを制約します。さらに、我々は、ダークエネルギーの異なる理論を区別する手段として$Om(z)$診断を採用します。私たちの調査を通じて、精査されたすべての宇宙論的パラメーターは一貫して宇宙が加速していることを示しています。
地震波解析によるスナイダーモデルとGUPモデルの境界の洗練
| Title |
Refining_Bounds_for_Snyder_and_GUP_Models_through_Seismic_Wave_Analysis |
| Authors |
Aleksander_Kozak,_Anna_Pacho\l,_Aneta_Wojnar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.00913 |
この研究では、スナイダーモデルを例として、非可換時空と一般化不確定性原理のアプローチから生じる、量子重力補正をテストするための新しい方法の適用を調査します。地震データを利用して、スナイダーの非可換性パラメータ$\beta_0$に対する制約を確立します。結果は、$\beta_0$が位相空間実現の特定の選択では$4.67\times10^{44}$未満に制約され、別の選択では$1.56\times10^{45}$未満に制約され、以前の研究と比較して限界が改善されたことを示しています。このアプローチは、地球の経験的データを使用して量子時空モデルの制約を改良できる可能性を示しています。
ループ量子重力によるホログラフィック ダーク エネルギーからインスピレーションを得たエントロピー
私たちは、標準的なベケンシュタイン・ホーキングのシナリオではなく、ループ量子重力に触発されたエントロピーに基づいて、新しい宇宙論的ホログラフィックダークエネルギーシナリオを構築します。前者は、非広範な統計と量子幾何学から生じる拡張ブラックホールエントロピーであり、特定のサブケースとして標準ホログラフィックダークエネルギーを持つ新しい無次元パラメータ$q$によって定量化されます。赤外線カットオフとしての将来の事象の地平線では、暗エネルギー密度パラメータの単純な微分方程式と、対応する状態方程式および減速パラメータの解析式を提供します。我々は、当面のシナリオが、$z\約0.6$で加速への移行が起こる一方で、一連の物質と暗黒エネルギーの時代を伴う宇宙の通常の熱履歴をうまく記述できることを示します。さらに、新しいエントロピーパラメータ$q$の値に応じて、ダークエネルギー状態方程式パラメータは豊かな振る舞いをすることができ、クインテッセンス的、ファントム的、またはファントム分割交差を経験することができます。
次世代地上検出器ネットワークによる非テンソル重力波の探査
一般相対性理論では、重力波の偏光は2つだけです。ただし、重力の一般的な計量理論では、最大6つの偏光が可能です。したがって、重力波の偏光内容を測定することは、重力理論をテストする効率的な方法を提供します。非テンソル偏光に対する次世代地上検出器ネットワークの感度を解析します。時間周波数領域でGW信号を位置特定し、既知の空の位置を持つイベントのヌルストリームを構築する方法を紹介します。5台の検出器ネットワークにおける連星中性子星の合体のシミュレーションに基づいた結果が得られます。光度距離$D_L=100$Mpcでの単一イベントの場合、テンソルモードに対するスカラーモードとベクトルモードの検出の最小振幅は、それぞれ$A_{s}=0.04$と$A_{v}=0.013$です。10年間の平均観測期間における複数のイベントの場合、検出限界は$A_s=0.05$および$A_v=0.02$です。運が良ければ、いくつかの強力なイベントによって制限が大幅に改善される可能性があります。
