大規模なニュートリノ自己相互作用とプランク+BICEP/ケックを考慮した、非最小結合ナチュラルインフレとコールマン・ワインバーグインフレに対する最初の制約
| Title |
First_constraints_on_Non-minimally_coupled_Natural_and_Coleman-Weinberg_inflation_in_the_light_of_massive_neutrino_self-interactions_and_Planck+BICEP/Keck |
| Authors |
Nilay_Bostan_and_Shouvik_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01491 |
この研究では、文献で初めて、$n_s-r$平面における非最小結合ナチュラルポテンシャルとコールマン・ワインバーグポテンシャルの予測を、拡張$\Lambda$CDMにおける最新の宇宙論データからの制約と比較しました。このモデルには、重いスカラー粒子またはベクトル粒子を介した、大質量ニュートリノ間の非標準的な自己相互作用が含まれています。インフレーションポテンシャルについては、インフレトンのスカラー場に最小限に結合していない重力における2つの異なる定式化、\textit{MetricとPalatini}を考慮します。$\tau$-間に存在するものは自己相互作用のみであると考えます。ニュートリノは中程度の強度でのみ発生します。これは、$\tau$ニュートリノ間の強い相互作用、あるいは電子ニュートリノとミューニュートリノ間のあらゆる強さの自己相互作用、およびあらゆる強さのフレーバー普遍相互作用は、素粒子物理学の実験では非常に嫌われるためである。宇宙論データに関しては、プランクとBICEP/Keckの共同研究による最新の公開CMBデータセットと、CMBレンズ、BAO、RSD、SNeIa光度距離測定による他のデータを使用します。インフレーションモデルからの予測が最小$\Lambda$CDM$+r$モデルによって2$\sigma$以上で除外される状況がいくつかあることがわかりましたが、自己相互作用ニュートリノのシナリオでは許容されます。
光子拡散による宇宙マイクロ波背景スペクトル歪みの角度相関
宇宙の再結合中、荷電粒子は中性原子に結合し、光子の平均自由行程が急速に増加し、その結果、原始放射温度変化のよく知られた拡散減衰が生じます。追加の影響は、特定の空の方向から到着する光子が、異なる温度のさまざまな空間位置で熱平衡状態にあるため、光子スペクトルの小さな歪みです。これらの異なる黒体温度分布を組み合わせると、コンプトン$y$歪みを伴うスペクトルが生じます。最後から2番目の散乱の前には光子の平均自由行程がゼロであるという近似を使用して、結果として生じる$y$-歪みの式を導出し、拡散$y$-歪みとその交差の角度相関関数を計算します。-光子の温度変動の二乗との相関。相互相関の検出は、アタカマ宇宙望遠鏡や南極望遠鏡などの既存の分角分解能のマイクロ波背景実験で実現できます。
初期の宇宙史におけるさまざまな起源からのブラックホールの影響と特徴を区別する
| Title |
Distinguishing_the_impact_and_signature_of_black_holes_from_different_origins_in_early_cosmic_history |
| Authors |
Saiyang_Zhang,_Boyuan_Liu_and_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01763 |
我々は半解析モデルを用いて、再電離期の宇宙放射線背景に対する原始ブラックホール(PBH)降着の影響を研究した($z\gtrsim6$)。我々は、PBHが銀河間物質(IGM)に浮遊し、星形成が起こり得るハローの内側に位置していると考えます。質量$\gtrsim25\rm\M_{\odot}$の星が適切なホストハローで形成されている場合、それらはすぐに燃え尽きて星残骸ブラックホール(SRBH)を形成すると考えられます。SRBHも周囲から物質を降着させるため、ハロー環境ではPBHと同様の放射線フィードバックがあると考えられます。バックグラウンド放射線レベルをより正確に推定するために、構造形成に対するPBHの影響を考慮し、ハロー質量関数のモデリングを改善します。私たちは、PBH、SRBH、高質量X線連星(HMXB)、および超大質量ブラックホール(SMBH)といった幅広いブラックホールからの放射線フィードバックを考慮します。$z\gtrsim30$では、放射バックグラウンドエネルギー密度はIGMに降着するPBHによって生成されるが、より低い赤方偏移ではハローからの降着フィードバック電力が支配的であることがわかります。また、降着スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化することで総出力密度を分析し、選択した波長帯に分割します。UVバンドでは、$f_{\rmPBH}\lesssim10^{-3}$の場合、PBH降着フィードバックからのHイオン化フラックスとライマン$\alpha$フラックスがタイミングに関する既存の制約に違反しないことがわかります。再イオン化の現象、および中性水素の21cmスピン温度とIGMの運動温度との有効なWouthuysenフィールド結合について説明します。しかし、X線帯域では、同じ存在量でPBHが大きく寄与しており、宇宙X線背景の未解決部分を説明できる可能性があります。
境界は、質量範囲$2.65-5.27$eVの2光子結合に対するアクシオン様粒子(ALP)上で導出されます。この境界は、ALPがハローの暗黒物質成分を構成すると仮定して、5つの矮小回転楕円体銀河のマルチユニット分光探査機(MUSE)観測でALP崩壊からの信号を検索することによって取得されます。これらの境界は同じ次数であり、Reference~\cite{Regis}の境界の堅牢性が向上しており、現在、考慮されている質量範囲内で最も強い境界を表しています。
ベラ・C・ルービン天文台による弱いレンズ測定におけるブレンドの影響
ベラ・C・ルービン天文台の時空間レガシー調査のような今後の深部光学調査では、前例のない深さまで空をスキャンし、数十億個の銀河を検出する予定です。しかし、この量の検出により、ブレンディングと呼ばれる画像上の銀河の見かけの重なりが生じ、情報源の混乱により新たな系統誤差が発生します。その結果、赤方偏移や形状などの個々の銀河の特性の測定が影響を受け、一部の銀河が検出されなくなります。ただし、銀河の形状は重要な量であり、弱い重力レンズ効果を通じて銀河団などの大規模構造の質量を推定するために使用されます。この研究では、DESCデータチャレンジ2のシミュレートされたLSSTデータ内のブレンドの検出と特性評価のための、フレンドリーと呼ばれる新しいカタログマッチングアルゴリズムを紹介します。特定のタイプのブレンドを識別することにより、データからそれらを削除することで、データの一部を修正できる可能性があることを示します。$\Delta\Sigma$の弱いレンズプロファイルの振幅。ブレンディングにより約20%低く偏る可能性があります。これは、クラスターの弱いレンズ質量推定と宇宙論に影響を与える可能性があります。
$r\leq 20$ における SDSS の CNN 測光赤方偏移
| Title |
CNN_photometric_redshifts_in_the_SDSS_at_$r\leq_20$ |
| Authors |
M._Treyer,_R._Ait-Ouahmed,_J._Pasquet,_S._Arnouts,_E._Bertin,_D._Fouchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02173 |
SDSSの北と南の銀河冠の11,500度$^2$にある$\sim$14M銀河の$\sim$0.7に達する測光赤方偏移を$r\leq20$で公開します。これらの推定値は、SDSS、GAMA、BOSS調査からの分光赤方偏移でラベル付けされた銀河の$ugriz$スタンプ画像でトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク(CNN)から推論されました。$\sim$370,000個の銀河の代表的なトレーニングセットは、バイアス、特に輝く赤い銀河の過剰表現から生じるバイアスを制限するために、はるかに大規模な結合分光データから構築されました。CNNは、適切に動作するPDFのすべての利点を提供する赤方偏移分類を出力し、不十分な測光や恒星光源による信頼性の低い推定値を効率的に通知する幅を備えています。中央点推定値の分散、平均バイアス、壊滅的失敗率は$\sigma_{\rmMAD}=0.014$、<$\Deltaz_{\rmNorm}$>$=0.0015$、$\etaのオーダーです。$r<19.8$の代表的なテストサンプルで(|\Deltaz_{\rmNorm}|>0.05)=4\%$となり、現在公開されている推定値を上回っています。測光サンプルについて推定された赤方偏移の大きさの狭い間隔での分布は、断層撮影分析の結果とよく一致しています。推定された赤方偏移は、推定されるクラスターメンバーのredMaPPer銀河団の測光赤方偏移とも一致します。CNNの入力と出力は、https://deepdip.iap.fr/treyer+2023で利用できます。
CNN測光赤方偏移を改善するためのマルチモダリティ
| Title |
Multimodality_for_improved_CNN_photometric_redshifts |
| Authors |
R._Ait-Ouahmed,_S._Arnouts,_J._Pasquet,_M._Treyer,_E._Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02185 |
光度測定による赤方偏移の推定は、宇宙の大規模構造や銀河の進化を研究するための現代の宇宙論的調査において重要な役割を果たしています。ディープラーニングは、銀河のマルチバンド画像から正確な測光赤方偏移推定値を生成する強力な方法として登場しました。ここでは、事前に画像バンドのいくつかのサブセットを並列処理し、その出力をマージして畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を介してさらなる処理を行うマルチモーダルアプローチを導入します。私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)、Canada-France-HawaiiTelescopeLegacySurvey(CFHTLS)、およびHyperSuprime-Cam(HSC)の3つの調査を使用して、この手法のパフォーマンスを評価します。異なるバンド間の相関関係に埋め込まれた情報を捕捉するモデルの能力を向上させることにより、私たちの技術は最先端の測光赤方偏移精度を超えています。正のゲインはCNNの特定のアーキテクチャには依存せず、利用可能な測光フィルターの数に応じて増加することがわかりました。
挟まれた惑星の形成: 中間惑星の質量を制限する
| Title |
Sandwiched_planet_formation:_restricting_the_mass_of_a_middle_planet |
| Authors |
Matthew_Pritchard,_Farzana_Meru,_Sahl_Rowther,_David_Armstrong_and_Kaleb_Randall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01488 |
私たちは、1つおよび2つの惑星が埋め込まれた原始惑星系円盤のガスと塵の流体力学シミュレーションを実施し、円盤のさらに外側に位置する2番目の惑星が、内惑星の局所的に外側の領域でその後の惑星形成の可能性に与える影響を決定します。特に外惑星が円盤の圧力プロファイルに最大値を生成するほど十分に大きい場合、第2惑星の存在が内惑星近くの固体物質の収集にどのように強い影響を与えるかを示します。この効果は一般に、内惑星によって生成される圧力バンプに集まる物質の量を減らすように作用します。したがって、内部の圧力隆起を、その後の第3惑星の惑星形成の可能性のある場所として見ると、そのような惑星の質量は、外惑星がない場合よりも小さくなり、その結果、小さな惑星が生成されると予想されます。これは、主星からの半径方向の距離に応じて惑星の質量が増加するという予想される傾向とは対照的です。いくつかの惑星系がこの傾向を示さず、より大きな惑星の間に小さな惑星が挟まれていることが観察されたことを示します。我々は、このような構造は、ある初期段階で隣接する2つの惑星が形成された後、その後に中間惑星が形成された結果である可能性があるという考えを提示します。
行間を読む: exoEarth と exoVenus の透過スペクトルの特徴を識別する JWST の能力を調査する
| Title |
Reading_Between_the_Lines:_Investigating_the_Ability_of_JWST_to_Identify_Discerning_Features_in_exoEarth_and_exoVenus_Transmission_Spectra |
| Authors |
Colby_Ostberg,_Stephen_R._Kane,_Andrew_P._Lincowski,_Paul_A._Dalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01527 |
トランジット系外惑星探査衛星(TESS)ミッションの成功により、比較的明るい主星を周回する金星ゾーン(VZ)地球型惑星が豊富に発見されました。これらの惑星の大気観測は、地球型惑星の進化の歴史、過去の居住可能な状態、金星と地球の気候の分岐を理解する上で重要な役割を果たします。ただし、金星に似た系外惑星の透過スペクトルは、地球に似た系外惑星の透過スペクトルと区別するのが難しい場合があり、そのため金星外の研究から学べることが大幅に制限される可能性があります。この研究では、大気中の二酸化炭素(CO$_2$)の量がどちらも異なる、仮想の地球外惑星と金星外との間の透過の違いをさらに調査します。exoEarthsとexoVenusesは、暴走温室境界上でTRAPPIST-1を周回していると仮定してモデル化されました。我々は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)近赤外分光器(NIRSpec)PRISMによる0.6～5.2$\mu$mの惑星の両セットの通過観測をシミュレートし、それらの透過スペクトルにおける主要な吸収特徴の検出可能性を定量化しました。地球外スペクトルには、わずか6回の通過で検出できるいくつかの大きなメタン(CH$_4$)の特徴が含まれています。3.4$\mu$mのCH$_4$特徴は、容易に検出でき、CO$_2$特徴と重ならないため、地球外金星を識別するための特徴として最適です。4.0$\mu$mの二酸化硫黄(SO$_2$)の特徴は外金星を示す最良の指標ですが、CO$_2$の存在量が減少した大気中でも検出可能です。
熱い木星には巨大な伴星がある: 同一平面内での高離心率移動の証拠
| Title |
Hot_Jupiters_Have_Giant_Companions:_Evidence_for_Coplanar_High-Eccentricity_Migration |
| Authors |
Jon_Zink_and_Andrew_Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01567 |
この研究は、カリフォルニアレガシーサーベイの惑星カタログの人口レベルの分析に基づいて、巨大な惑星を含む惑星系の特徴を考察します。私たちはホットジュピターに共通する3つの特徴を特定しました。まず、すべての熱い木星に外側の巨大惑星伴星が検出されているわけではありませんが($M\sini$=0.3--30$M_{\textrm{Jup}}$)、軌道に調査完全性補正を適用すると、そのような伴星は遍在します。期間は最大40,000日です。熱い木星のない巨大な居住系には、系ごとに少なくとも1つの外側の巨大惑星の仲間も存在します。第二に、ホットジュピターと他の巨大惑星の質量分布は区別がつきません。しかし、高温木星を含む惑星系内では、外側の巨大な惑星の仲間は内側の高温木星より少なくとも$3\times$重いです。第三に、ホットジュピター系の外側伴星の離心率分布(モデルの平均離心率は$\langlee\rangle=0.34\pm0.05$)は、ホットジュピターのない惑星系の対応する外側惑星($\langlee\rangle=0.19\pm0.02$)。私たちは、最も外側の惑星の離心率が$\ge0.2$で、質量が$3\times$である2つの巨大ガス惑星の存在が、ホットジュピターの生成の重要な要素であると結論付けています。これらの要因に基づく私たちの単純なモデルは、暖かい木星系と冷たい木星系の$\sim$10\%が偶然これらの集合基準を満たすと予測します。これは、すべての木星系に対する熱い木星系の相対的な発生$16\pm6\%$という私たちの測定結果と一致しています。巨大な港湾システム。これら3つの特徴が、ホットジュピター形成の支配的なメカニズムとして、同一平面内での高離心率の移動に有利であることがわかりました。
アポロ時代の終わり以降、OSIRIS-REx の到着を見据えたサンプルリターンカプセルのインフラサウンドと地震観測のレビュー
| Title |
A_Review_of_Infrasound_and_Seismic_Observations_of_Sample_Return_Capsules_since_the_End_of_the_Apollo_Era_in_Anticipation_of_the_OSIRIS-REx_Arrival |
| Authors |
Elizabeth_A._Silber,_Daniel_C._Bowman,_Sarah_Albert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01629 |
宇宙探査とサンプルリターン技術の進歩は、流星体や小惑星の大気圏突入の研究に向けてサンプルリターンカプセル（SRC）を活用するまたとない機会をもたらしています。貴重な地球外サンプルを惑星間空間から地球に安全に輸送するために特別に設計されたSRCは、本来の目的を超えた予期せぬ利点を提供します。SRCは超高速で地球の大気圏に突入するため、自然に発生する流星体に類似しており、したがって、あらゆる意味で人工流星と考えることができます。さらに、SRCは下部遷移流域に到達すると衝撃波を発生させることができるため、戦略的に配置された地球物理学的機器によって検出できます。NASAのOSIRIS-REx(起源、スペクトル解釈、資源識別、およびセキュリティレゴリスエクスプローラー)SRCは、アポロ時代の終わり以来、惑星間空間から地球の大気圏に再突入した数少ない人工天体の1つであり、これまでにない観察の機会。このレビューは、アポロ時代の終わり以降のSRC再突入に関する過去の超低周波および地震観測研究を要約し、大気中を通過する流星飛行のより良い特性評価に向けたその有用性を示しています。
スーパーアース LHS3844b は潮汐ロックされています
| Title |
Super-Earth_LHS3844b_is_tidally_locked |
| Authors |
Xintong_Lyu,_Daniel_D.B._Koll,_Nicolas_B._Cowan,_Renyu_Hu,_Laura_Kreidberg,_Brain_E.J._Rose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01725 |
円軌道上の短周期系外惑星は潮汐的に同期回転に固定されていると考えられている。もし潮汐力が固定されている場合、これらの惑星は永続的な昼側と夜側を持ち、昼側には極端な放射線があり、夜側には放射線がまったく存在しないはずです。しかし、これまでのところ、系外惑星の潮汐ロック仮説は経験的証拠によってほとんど裏付けられていません。以前の研究では、スーパーアースLHS3844bには大気が存在しない可能性が高く、このため惑星の回転を制限するのに理想的であることが示されました。ここでは、大気のない惑星の熱モデルを使用してLHS3844bのスピッツァー位相曲線を再検討し、非同期回転、離心率、潮汐散逸、表面組成の影響を分析します。観測された強い潮汐加熱の欠如に基づいて、我々は急速な非同期回転（水星のような3:2スピン軌道共鳴を含む）を除外し、惑星の離心率を0.001未満（イオの軌道よりも円形）に制限する。さらに、LHS3844bの位相曲線は、この惑星が小さいながらもゼロではない離心率(検出されない軌道伴星を必要とする)によって依然として弱い潮汐加熱を受けているか、あるいはその表面が宇宙風化によって黒ずんでいることを示唆しています。これら2つのシナリオのうち、宇宙風化の可能性がより高いと考えられます。したがって、我々の結果は、短周期の岩石系系外惑星が潮汐ロックしているという仮説を支持し、さらに宇宙風化によって大気のない系外惑星の表面が大きく変化する可能性があることを示している。
X線光蒸発による原始惑星系円盤風のホール磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Hall-magnetohydrodynamic_simulations_of_X-ray_photoevaporative_protoplanetary_disc_winds |
| Authors |
Eleftheria_Sarafidou,_Oliver_Gressel,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01985 |
原始惑星系円盤(PPD)の複雑な進化と、高エネルギーの恒星放射線によるその分散を理解することは、天体物理学における顕著な課題です。最近、特に中心の原始星からのX線の明るさが円盤の表面を著しく加熱し、円盤の質量のかなりの部分を噴出させる強力な光蒸発風を引き起こす可能性があることが確立された。さらに、この分野における最近の研究では、非理想的な磁気流体力学(MHD)効果と詳細な熱化学を同時に考慮するグローバルPPDシミュレーションの重要性が示されています。今回の論文の動機は、これら2つの側面を組み合わせて、それらがどのように相互作用するかを解明することにあります。ホール効果(HE)と、それがフィールドトポロジー全体および質量損失/降着率に及ぼす影響に焦点が当てられます。新しいX線温度パラメータ化を利用して、NIRVANA流体コードを使用して2D軸対称MHDシミュレーションを実行し、すべての非理想的な効果をカバーします。整列配向では、HEがポロイダル磁力線の顕著な内側への変位を引き起こし、層流マクスウェル応力を通じて降着速度を増加させる可能性があることがわかりました。磁場の強さがかなり強い場合（つまり、$\beta_p\leq10^{3}$）、またはX線の輝度が十分に低い場合（つまり、$\log{L_X}）を除いて、流出は主に光蒸発によって引き起こされることがわかりました。\leq29.3$)。推定される質量損失率は、期待値$10^{-8}$から$10^{-7}M_{\odot}yr^{-1}$の範囲内にあります。比較のために、純粋な流体力学(HD)実行も実行し、同等のMHD実行と比較しました。ここで、十分に低い$L_X$(つまり、$\log{L_X}\leq30.8$)の場合にのみ顕著であるにもかかわらず、磁場が実際に質量損失率に寄与していることがわかりました。それより高い値の場合、MHDセットから予測される風質量損失は、純粋なHDから予測されるものに収束します。
マーチソン隕石のガス放出組成：微惑星の揮発性枯渇と地球系外惑星の内部と大気のつながりへの影響
| Title |
Outgassing_Composition_of_the_Murchison_Meteorite:_Implications_for_Volatile_Depletion_of_Planetesimals_and_Interior-atmosphere_Connections_for_Terrestrial_Exoplanets |
| Authors |
Maggie_A._Thompson,_Myriam_Telus,_Graham_Harper_Edwards,_Laura_Schaefer,_Jasmeet_Dhaliwal,_Brian_Dreyer,_Jonathan_J._Fortney,_Kyle_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02028 |
ガス放出は、太陽系内外の地球型惑星とその大気の形成と進化における中心的なプロセスです。地球型惑星の初期大気は、惑星降着時のガス放出によって形成される可能性が高いが、惑星のバルク組成と初期大気の特性との関係はよくわかっていない。この関連性を知るための1つの方法は、隕石、特に炭素質コンドライトのガス放出組成を分析することです。なぜなら、それらは直接研究が可能な物質の中で最も揮発性が高く、原始的な物質(バルク組成の観点から)の一部だからです。さらに、それらは、私たちの太陽系や他の太陽に似た星の周りの地球型惑星の構成要素材料の組成類似体として機能する可能性があります。この研究は、マーチソン隕石から放出される揮発性種（H2O、CO、CO2など）の存在量を監視した以前のガス放出実験に基づいています。マーチソンのガス放出組成をより完全に理解するために、マーチソン隕石のサンプルに対して大気圧(1バール)および真空(1E-9バール)条件下で一連の加熱実験を行い、ガス放出の傾向を知るためにその後のバルク元素分析を行います。マーチソンの一連の主要元素(Fe、Mg、Zn、Sなど)。どちらの圧力条件下でも、最高温度(800℃～1000℃)では硫黄が大幅にガス放出されます。真空条件下で加熱したサンプルでは、亜鉛のガス放出も検出します。これまでのガス放出実験と組み合わせることで、この研究は、未分化微惑星の揮発性消耗パターンと地球型系外惑星の初期ガス放出組成について重要な洞察を提供する。
超軽量暗黒物質からの銀河の量子スケール
我々は、暗黒物質粒子が$m=O(10^{-22})eV$という小さな質量を持つ超軽量暗黒物質(ULDM)モデルが、質量、量子力学からのサイズ、加速度、質量流束、角運動量。暗黒物質粒子あたりの典型的な角運動量は$\hbar$であり、典型的な物理量は特定の角運動量$\hbar/m$と粒子の平均バックグラウンド密度の関数です。長さスケールの代わりにコンプトン波長を使用すると、これらの物理量の境界を取得できます。たとえば、ULDM主導のオブジェクトの加速には上限$a_c={c^3m}/{\hbar}$があります。私たちは、銀河の物理的スケールはその形成時期に依存し、これらの特徴的なスケールが観測された銀河のいくつかの謎に関係していることを示唆しています。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡とNANOgravによる今後の観測により、これらの天秤の存在と進化の証拠が得られる可能性があります。
銀河とその恒星集団に関する現代的な見方
重力の法則と銀河全体の恒星初期質量関数(GWIMF)の物理学に基づく変動に関する未解決の基本的な疑問を考慮して、銀河の天体物理学の現状に関する重要な議論が提供されます。アインシュタイン/ニュートンと冷たいまたは暖かい暗黒物質ベースのモデルは、多くの重要だが未解決の緊張に直面しています(例:衛星の平面、局所群の高度に組織化された対称構造、局所的なGpcスケールの空隙)。これらの累積的な性質は、別の理論的枠組みの必要性を非常に説得力をもって示しています。その一例は、2007年に発見されたヘラクレス矮小回転楕円体衛星銀河が暗黒物質のない潮汐矮小銀河である場合、その衛星銀河とほぼ正確な性質を持つ衛星銀河が存在するという1997年の予測である。このような結果は、重力が実質的にミルグロミアンである銀河では暗黒物質粒子が何の役割も果たしていないという証拠が受け入れられると、その結果得られる銀河の理論的理解がはるかに単純になり、顕著な成功を収めて予測可能になることを示しています。これらの科学の進歩に伴い、最近の観測データにより、星形成理論における最も重要な関係の1つ、すなわちmmax-Mecl関係の存在が確固たるものとなっています。データは確率的な星形成を除外し、星形成速度密度が増加するにつれてIMFがますますトップヘビーになることを裏付けています。したがって、銀河とその埋め込まれた星団の構成要素は、計算でアクセスできる自己制御力学システムです。銀河形成理論の発見には、暗黒物質に基づくモデルとは大きく異なる可能性がある新しい宇宙論モデルの開発が含まれます。このように、好奇心旺盛で大胆な研究者にとって、非常に重要な新たな機会が生まれており、今では危険に見えるかもしれませんが、ほぼ確実に大きなブレークスルーにつながります。
パボ：ローカルグループのすぐ外側に星形成矮小銀河を発見
| Title |
Pavo:_Discovery_of_a_star-forming_dwarf_galaxy_just_outside_the_Local_Group |
| Authors |
Michael_G._Jones,_Burcin_Mutlu-Pakdil,_David_J._Sand,_Richard_Donnerstein,_Denija_Crnojevic,_Paul_Bennet,_Catherine_E._Fielder,_Ananthan_Karunakaran,_Kristine_Spekkens,_Jay_Strader,_Ryan_Urquhart,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01478 |
我々は、$D\約2$Mpcにある微光($M_V=-10.0$)で、星を形成し、不規則で極めて孤立した矮小銀河であるパボの発見を報告する。Pavoは、表面輝度の低い銀河探索アルゴリズムと機械学習による候補分類を組み合わせた新しいアプローチにより、ダークエネルギーカメラのレガシー調査イメージングで特定されました。6.5mマゼランバーデ望遠鏡の稲盛マゼラン面カメラおよび分光器による追跡画像撮影により、統合された光を支配する若い恒星集団に加えて、古い恒星集団の色等級図(CMD)が明らかになりました。赤い巨人の枝の先端までの距離推定値は$1.99^{+0.20}_{-0.22}$Mpc。CMD内の星の青い集団は、最も若い星が1億5000万年前までに形成されたことと一致しています。また、SOAR望遠鏡の画像検査でもH$\alpha$の放出は検出されず、パボの星形成の一時的な低下を目撃している可能性があることが示唆されました。パボの恒星の総質量は$\logM_\ast/\mathrm{M_\odot}=5.6\pm0.2$と推定され、そのHIガス質量の上限は$1.0\times10^6\,\と測定されます。mathrm{M_\odot}$はHIPASS調査に基づいています。これらの特性を考慮すると、パボに最も近い類似物はしし座P($D=1.6$Mpc)です。これは、この質量範囲でこれまで知られていた唯一の孤立した星形成局所体積矮小銀河です。しかし、パボはさらに孤立しているようで、600kpc以上の範囲内に存在する既知の銀河は他にありません。調査と検索技術が向上し続けるにつれて、ローカルグループのすぐ外で類似のオブジェクトの集団全体が検出されることが予想されます。
銀河進化のバリオン物理学の探査としての L$_{\ast}$ 銀河の HI 円盤
| Title |
HI_discs_of_L$_{\ast}$_galaxies_as_probes_of_the_baryonic_physics_of_galaxy_evolution |
| Authors |
Jindra_Gensior,_Robert_Feldmann,_Marta_Reina-Campos,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Lucio_Mayer,_Benjamin_W._Keller,_Andrew_Wetzel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Philip_F._Hopkins_and_Jorge_Moreno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01482 |
銀河の冷たいガス成分がどのような形をしているのかを理解することは、星形成のための燃料を提供し、その後の星からのフィードバックによって強く影響を受けることの両方であり、銀河の進化をより深く理解するための重要なステップです。ここでは、宇宙論的シミュレーション(EMP-PathfinderとFIREbox)から抽出された46個の天の川ハロー質量銀河のサンプルのHI特性を分析します。この一連のシミュレーションは、異なるバリオンのサブグリッド物理学を使用して、宇宙時間にわたって自己一貫して進化した銀河で構成されています。3つの異なる星形成モデル[異なる星形成適格基準を備えた一定の星形成効率(SFE)、および環境に依存する乱流ベースのモデルSFE]と2つの異なるフィードバック処方があり、1つのサブサンプルのみに初期の優れたフィードバックが含まれています。私たちはこれらのシミュレーションを使用して、銀河のHI含有量に対するさまざまなバリオン物理学の影響を評価します。銀河全体のHI特性が互いに一致し、観測結果とも一致することがわかりました。ただし、小規模物件の場合は差が生じます。局所宇宙で観察される薄いHI円盤は、乱流に依存するSFEおよび/または初期の恒星フィードバックによってのみ再現されます。さらに、HI円盤の形態はさまざまな物理モデルの影響を特に受けやすいことがわかりました。乱流ベースのSFEでシミュレートされた銀河は、一定のSFEでシミュレートされた銀河と比較して、より滑らかで回転対称な円盤を持ちます。初期恒星フィードバックを使用してシミュレートされた銀河は、超新星フィードバックのみの銀河よりも規則的な円盤を多く持っています。私たちは、HI円盤の回転非対称性が基礎となる物理モデルに最も強く依存していることを発見し、これを銀河の星間物質の形成に関与する物理学を理解するための有望な観測材料としています。
球状星団からの恒星脱出。 II.クラスターが自分の尻尾を食べる可能性がある
| Title |
Stellar_Escape_from_Globular_Clusters._II._Clusters_May_Eat_Their_Own_Tails |
| Authors |
Newlin_C._Weatherford,_Frederic_A._Rasio,_Sourav_Chatterjee,_Giacomo_Fragione,_Fulya_K{\i}ro\u{g}lu,_and_Kyle_Kremer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01485 |
我々は、滑らかな銀河ポテンシャルにおける円軌道を仮定して、球状星団からの潮汐尾と星流の形成を研究するためにモンテカルロ星団モデリング手法を初めて適用しました。エネルギー的に拘束されていない物体(潜在的なエスケープ者、PE)を無衝突として近似することにより、この高速かつ球対称の方法で、前例のない詳細さで非対称の潮汐現象を捉えることが可能になります。周転円過密度などの既知の流れの特徴を再現するだけでなく、流れが銀河を完全に一周して銀河団に戻った後に「戻り潮尾」がどのように形成され、流れの速度分散が強化されるかを示します。現実的には塊状で時間に依存する銀河のポテンシャルがそのような尾部を破壊する可能性はあるが、銀河のポテンシャルの歴史と下部構造に対する潜在的に優れた制約となるため、精査する必要がある。PEのエスケープタイムスケール$\Deltat$を再検討すると、三体問題におけるカオス散乱に関連する新しい挙動が見つかります。$\Deltat$分布は、脱出の位相空間盆地を分離するカオス鞍部の局所的に滑らかなパッチに対応する鋭い平坦部を特徴とします。進化するクラスターで初めて$\Deltat$を研究し、$\Deltat\sim(E_{\rmJ}^{-0.1},E_{\rmJ}^{-0.4})$であることがわかりました。(低、高)ヤコビエネルギー$E_{\rmJ}$を持つPEの場合、静的クラスター($E_{\rmJ}^{-2}$)よりも平坦です。クラスターの質量損失と内部進化、そして(大まかに)PE間の進行中の緩和を考慮すると、$\Deltat$の中央値は${\sim}10\,$Gyrから${\lesssim}100\,$に低下します。ミル。最後に、完全な球状星団シミュレーションからの潮汐尾/星流形成に関する最初の大パラメータ空間研究と、流観測との詳細な比較の両方を可能にすることを目的とした、モンテカルロ法における物理学を回避するための将来の改善について概説します。
天の川銀河集合体を再構成する星団の年齢 (CARMA) I. NGC6388 と NGC6441 の起源に関する最後の言葉
| Title |
Cluster_Ages_to_Reconstruct_the_Milky_Way_Assembly_(CARMA)_I._The_final_word_on_the_origin_of_NGC6388_and_NGC6441 |
| Authors |
Davide_Massari,_Fernando_Aguado-Agelet,_Matteo_Monelli,_Santi_Cassisi,_Elena_Pancino,_Sara_Saracino,_Carme_Gallart,_Tom\'as_Ruiz-Lara,_Emma_Fern\'andez-Alvar,_Francisco_Surot,_Amalie_Stokholm,_Maurizio_Salaris,_Andrea_Miglio,_Edoardo_Ceccarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01495 |
我々は、既知の銀河系球状星団のシステム全体の正確な年齢測定値を決定し、それを使用して天の川銀河が経験した最も重要な合体現象を追跡することを目的とした、天の川銀河集合体を再構築するための星団年齢プロジェクトであるCARMAを紹介します。CARMAの強みは、均一測光、理論的等時線、および統計的手法の使用に依存しており、これにより、天の川球体の完全なサンプルに対して体系的で自由な年代スケールを定義できるようになります。この論文では、CARMAフレームワークを詳細に説明し、議論されているNGC6388とNGC6441の起源について最終的な結論を下すことを目的として、6つの金属豊富な球状星団のサンプルに対する最初のアプリケーションを紹介します。我々の結果は、この一対のクラスターが、明確なその場起源を持つ他の4つのシステムと同世代であることを示しています。さらに、年齢と金属性の平面におけるそれらの位置は、その場にある野星が占める位置と一致します。CARMA手法によって可能になるこのような正確な年齢の比較は、NGC6388とNGC6441が過去の合併イベントの一部として増加した可能性を排除します。
SIMBA シミュレーションにおける IGM と CGM 間の宇宙バリオン分割
我々は、宇宙論的流体力学シミュレーションのSIMBAスイートを使用して、$z\leq1$宇宙の銀河間(IGM)媒体と銀河周囲(CGM)媒体の間で宇宙バリオンを分割する際のさまざまな恒星およびAGNフィードバック機構の重要性を調査します。我々は、AGNジェットがCGMと大規模IGMの間のバリオンの再分布の最も顕著なメカニズムであることを特定しました。完全なフィードバックモデルとは対照的に、AGNジェットを非活性化すると、IGM内に存在するバリオンの割合が$\約15～20$パーセント減少し、その結果、CGM内のバリオンの割合が$\約50$パーセント増加します。さらに、優れたフィードバックメカニズムがIGMとCGMの間のバリオン分配を10ドルパーセントレベルで変更することも発見しました。さらに、さまざまな質量ビンでシミュレートされたハローの物理的特性と、さまざまなフィードバックモデルに対するその応答を調べます。平均すると、AGN駆動ジェットからのフィードバックを含めることによりCGMの質量分率が6倍減少していることが$10^{12}M_{\odot}\leqM_{\rm200}\leq10^{14}で検出されます。M_{\odot}$のハロー。$M_{200}>10^{12}M_{\odot}$ハローの平均半径方向ガス密度プロファイルを調べると、AGNジェットのフィードバックによるガス密度の最大1桁の減少が明らかになります。我々は、SIMBAシミュレーションからのガス密度プロファイルを解析的修正NFWモデルの予測と比較し、後者がCGM割合で再スケールした場合に、ハロー質量の全範囲のビリアル半径内のガス半径プロファイルの合理的な近似を提供することを示します。ハロー。宇宙バリオンの相対的な分割とその後のフィードバックモデルは、今後の調査で高速電波バースト(FRB)を使用して観測的に制限することができます。
中年星団における拡張主系列ターンオフとレッドクランプ：NGC 419 の研究
| Title |
Extended_Main-Sequence_Turnoff_and_Red_Clump_in_intermediate-age_star_clusters:_A_study_of_NGC_419 |
| Authors |
Francesca_Dresbach,_Davide_Massari,_Barbara_Lanzoni,_Francesco_R._Ferraro,_Emanuele_Dalessandro,_Mattia_Libralato,_Silvia_Raso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01499 |
星団における拡張主系列ターンオフ(eMSTO)と拡張赤色塊(eRC)の起源を解き明かすことを目的として、この研究では、小橋沿いに位置する中年星団NGC419の研究を紹介します。マゼラン雲。この目的のために、私たちはこの動的に若い星団についてハッブル宇宙望遠鏡で取得したマルチエポックの高角度分解能観測を分析しました。これにより、正確な固有運動の決定が可能になり、したがって、星団の分野における個々の星の星団メンバーシップの評価が可能になりました。ビュー。この前例のない情報を入手して、私たちはまず、さまざまなeMSTOサブ領域で運動学的に選択されたメンバー星の動径分布を研究しました。偏析が存在しないことは、ターンオフカラー拡張の原因として回転シナリオを支持し、星団内での長期間の星形成の存在を否定します。NGC419のeRCに関する同様の分析では分離がないことが確認され、年齢の広がりに対するさらなる証拠が提供されていますが、これは以前の調査とは矛盾しています。それでも、恒星の回転を含む現在利用可能な進化モデルは、2つの測光特徴を同時に再現することができません。私たちは、これらのモデルの欠点、または赤色巨星枝相に沿った非標準的な微分質量損失などの赤色塊の特徴の異なる起源のいずれかが、観察結果と理論的予想を調和させる唯一の方法であると主張します。
熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果による AGN フィードバック モデルの区別
| Title |
Distinguishing_AGN_Feedback_Models_with_the_Thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Effect |
| Authors |
Skylar_Grayson,_Evan_Scannapieco,_Romeel_Dav\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01502 |
現在の銀河形成モデルでは、z~2以降に観測された大質量銀河での星形成の欠如を説明するには、活動銀河核(AGN)からの強力なフィードバックが必要ですが、このエネルギー入力の直接的な証拠は限られています。我々は、SIMBA宇宙論的銀河形成シミュレーションを使用して、z~0.2-1.5の巨大な銀河の周りの銀河周囲媒体の圧力構造をマッピングすることにより、そのような証拠を提供する熱スニャエフ・ゼルドビッチ(tSZ)測定の能力を評価します。私たちは、AGNフィードバックのさまざまな仮定を使用してシミュレーションで合計tSZ信号とその動径プロファイルを計算するためのスタッキングアプローチを採用し、現在および将来の望遠鏡での観測可能性を評価します。私たちの予測をアタカマ宇宙望遠鏡(ACT)の2.1フィートのビームと畳み込むことにより、z~1での現在の観測はAGNフィードバックのSIMBAの基準処理と一致し、フィードバックのないSIMBAモデルとは一致しないことを示します。z~0.5では、観測信号はAGNフィードバックありとなしのSIMBA実行の間にあり、SIMBAのAGNが遅い時間に過剰なエネルギーを注入する可能性があることを示唆しています。大型ミリ波望遠鏡アルフォンソ・セラーノ(LMT)のTolTECカメラに対応する9.5インチのビームでデータを畳み込むことにより、将来の高解像度測定で区別できるAGNフィードバックの固有のプロファイルを予測します。最後に、m回対称のスタックの成分を表す放射状プロファイルをプロットすることにより、銀河の周囲の非球面対称の特徴を定量化する新しいアプローチを探索します。
$JWST$で静止銀河の中赤外放射を解明
| Title |
Uncovering_the_MIR_emission_of_quiescent_galaxies_with_$JWST$ |
| Authors |
David_Bl\'anquez-Ses\'e,_G.E._Magdis,_C._G\'omez-Guijarro,_M._Shuntov,_V._Kokorev,_G._Brammer,_F._Valentino,_T._D\'iaz-Santos,_E.-D._Paspaliaris,_D._Rigopoulou,_J._Hjorth,_D._Langeroodi,_R._Gobat,_S._Jin,_N.B._Sillassen,_S._Gillman,_T.R._Greve_and_M._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01601 |
我々は、局所宇宙を超えた静止銀河(QG)の中赤外(MIR)放射に関する研究を紹介します。SMACS-0723クラスターフィールドでディープ$JWST$イメージングを使用して、中間赤方偏移QG($0.2<z<)の質量限定($M_{*}>10^{9}$M$_{\odot}$)サンプルを特定しました。0.7$)を使用して、レストフレームUVからMIR測光のモデリングを実行します。我々は、QGが恒星連続体と星形成銀河よりも1～2桁暗い塵成分で構成される、ある範囲の中赤外スペクトルを示すことを発見しました。特に$\lambda_{\rmrest}>5\μ$mで観測されたMIRスペクトルの散乱は、異なるダスト連続体レベルおよび/または多環芳香族炭化水素(PAH)の特徴の存在に起因すると考えられます。後者は、6.2および7.7$\μ$mのPAH強度と比べて11.3および12.7$\μ$mのPAH強度が増強されていることを示しており、観測された局所楕円のスペクトルと一致し、柔らかい放射線場を示している。最後に、遠赤外/mmの冷たい塵とガス放出を伴う集団の平均UVから近赤外スペクトルを増強し、将来の探査のテンプレートとして機能するパンクロマティックUVからラジオSEDを構築します。ALMAと$JWST$による$z>0$QGの星間物質。
GBT 拡散イオン化ガス調査 (GDIGS): 離散源
| Title |
The_GBT_Diffuse_Ionized_Gas_Survey_(GDIGS):_Discrete_Sources |
| Authors |
Dylan_J._Linville,_Matteo_Luisi,_L._D._Anderson,_Bin_Liu,_T._M._Bania,_Dana_S._Balser,_Trey_V._Wenger,_L._M._Haffner,_and_J._L._Mascoop |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01607 |
グリーンバンク望遠鏡(GBT)拡散電離ガス調査(GDIGS)は、4～8GHzの無線再結合線(RRL)放射を観測することにより、銀河のミッドプレーン内の電離ガスを追跡します。公称調査ゾーンは$32.3^{\circ}>{\ell}>-5^{\circ}$,$|b|<0.5^{\circ}$です。ここでは、GDIGSHn${\alpha}$の離散源へのイオン化ガス放出を解析します。GDIGSデータを使用して、複数のRRL速度成分が検出された35のHII領域の速度を特定します。私たちは、これまで測定されたイオン化ガス速度が欠けていた88のHII領域からのRRL放出を特定し、特徴付けます。また、これまで未確認のHII領域であると思われる8か所からのRRL放射と、中赤外放射がないことからHII領域ではないと思われる30か所のRRL放射を特定し、特徴付けます。この後者のグループは、銀河拡散電離ガス(DIG)のコンパクトな構成要素である可能性があります。さらに、銀河面の位置に対して異常に高いRRL速度を持つ別個の発生源が10個あります。これらの天体のRRLデータを13CO、HIおよび中間赤外線データと比較したところ、これらの発生源はHIII領域で期待される24${\mu}$mの放射特性を持たないことが判明した。この比較に基づいて、これらの天体はHII領域ではないと考えられますが、既知のタイプの天体として分類することはできません。
SOFIA フィードバックレガシー調査: RCW 79 における分子雲の急速な拡散
| Title |
The_SOFIA_FEEDBACK_Legacy_Survey:_Rapid_molecular_cloud_dispersal_in_RCW_79 |
| Authors |
L._Bonne,_S._Kabanovic,_N._Schneider,_A._Zavagno,_E._Keilmann,_R._Simon,_C._Buchbender,_R._Guesten,_A.M._Jacob,_K._Jacobs,_U._Kavak,_F.L._Polles,_M._Tiwari,_F._Wyrowski,_A.G.G.M_Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01657 |
風や放射線の形での恒星のフィードバックが初期の分子雲を細断し、それによって星の形成速度を制御できるかどうかについては、長い間議論されてきた。しかし、初期の雲の中性ガスに対する恒星のフィードバックの影響を直接調査して定量化することは困難です。我々は、FEEDBACKLegacySurveyからの158$\mu$m([CII])のイオン化炭素線を使用して、RCW79HII領域に向けてまさにそれを行った調査を紹介します。私たちはこのデータを、この領域の進化に関与する電離星数十個のO星に関する情報と組み合わせ、最大25kmの速度に達する青偏移と赤偏移したほとんど中性の高速ガスの両方を[CII]で初めて観察しました。s$^{-1}$は分子雲のバルク発光と相対的です。この高速ガスは大部分が中性ガスを含んでおり、いくつかの銀河HII領域で最近発見された殻と同様に、部分的に断片化した殻を形成しています。ただし、このシェルは、観測された中性高速ガスのすべてを説明しているわけではありません。また、発生期の雲から穴を通って高速ガスが流れ出ていることも発見し、OBクラスターの年齢2.3$\pm$0.5Myrをはるかに下回る1.0Myr未満の高速ガスの動的タイムスケールの範囲を取得しました。これは、RCW79の進化に関する異なるシナリオを示唆しています。高速ガスは、球状に膨張する気泡だけから発生しているのではなく、乱流分子雲の端で最近アブレーションされて周囲の星間物質に低気圧を通過したガスからも発生しているということです。圧力穴や煙突。結果として生じる雲の質量放出率の推定値は0.9-3.5$\times$10$^{-2}$M$_{\odot}$~yr$^{-1}$であり、これにより浸食のタイムスケールが短くなります。$<500万ドル、初期の分子雲。この発見は、分子雲の急速な分散の直接的な観察証拠を提供します。
近隣の HII 領域の空間分解温度と密度構造
| Title |
Spatially-Resolved_Temperature_and_Density_Structures_of_Nearby_HII_regions |
| Authors |
Yifei_Jin,_Ralph_Sutherland,_Lisa_Kewley,_David_Nicholls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01703 |
光イオン化モデルは、HII領域内の温度または密度が一定であると仮定することがよくあります。私たちは、ANU2.3m望遠鏡の広視野分光器からの積分場分光データを使用して、大マゼラン雲と小マゼラン雲の4つのHII領域の詳細な温度と密度構造を測定することにより、この仮定を調査します。低電離種、中電離種、高電離種の輝線の分布を解析します。HII領域内の複雑な電子の温度と密度構造を示します。4つの星雲はすべて、電子密度プロファイルに負の勾配を示します。星雲では正と負の両方の温度勾配が観察されます。ISM圧力を一定にし、温度と密度の分布を変化させた一連の星雲モデルを作成します。HII領域とモデル間の線比を比較すると、単純な星雲モデルでは観測された温度と密度の構造を再現できないことがわかります。モデルとデータを比較すると、LMCとSMCの星雲のISM圧力はlog(P/k)=6～7.5であることがわかります。星雲の複雑な内部構造は、正確な星雲モデリングのための将来のモンテカルロ光イオン化コードの重要性を強調しています。これには、HII領域の任意の形状の包括的な考慮が含まれます。
J0107a: $z=2.467$ の棒渦巻塵星形成銀河
| Title |
J0107a:_A_Barred_Spiral_Dusty_Star-forming_Galaxy_at_$z=2.467$ |
| Authors |
Shuo_Huang,_Ryohei_Kawabe,_Kotaro_Kohno,_Toshiki_Saito,_Shoichiro_Mizukoshi,_Daisuke_Iono,_Tomonari_Michiyama,_Yoichi_Tamura,_Christopher_C._Hayward,_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01782 |
ダスティスター形成銀河(DSFG)は、宇宙の正午に最も大規模で活動的な星形成銀河の1つです。理論研究では、大規模な合体によるスターバーストや永続的な星形成円盤など、DSFGのさまざまな形成メカニズムが提案されています。ここでは、$z=2.467$で明るい(観測フレーム888$\mu$mで$\sim8$mJy)DSFGであるJ0107aを報告します。これは、ガスが豊富な巨大円盤のように見え、永続的なディスクのシナリオ。J0107aは、星の質量$M_\star\sim10^{11}M_\odot$、分子ガスの質量$M_\mathrm{mol}\gtrsim10^{11}M_\odot$、星形成速度(SFR)を持ちます。$\sim500M_\odot$年$^{-1}$。J0107aにはガスが豊富な仲間がいません。J0107aの残りフレーム1.28$\mu$mJWSTNIRCam画像には、$\sim15$kpcに伸びる顕著な恒星バーを備えたグランドデザインの渦巻きが示されています。アルマ望遠鏡のバンド7連続体マップは、塵の放出が中央のスターバーストと恒星棒の両方から発生していることを明らかにしています。CO(4-3)輝線の3Dディスクモデリングは、回転対分散比$V_\mathrm{max}/\sigma\sim8$を持つ動的に冷たいディスクを示します。この結果は、明るいDSFGが合体以外の起源を持っている可能性があり、その活発な星形成は棒状ガスや急速なガス流入によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。
銀河核円盤における化学進化
核恒星円盤は、天の川銀河を含む棒状円盤銀河の大部分で観察されています。それらの激しい星の形成は、周囲の棒によって引き起こされる激しいガスの流入によって維持され、しばしば大規模な銀河の噴水を支えています。銀河の進化における中心的な役割にもかかわらず、その化学進化はほとんど解明されていないままです。今回我々は、これらの核星円盤の化学進化を体系的に多帯的にモデル化した初めてのモデルを発表する。私たちは、恒星核円盤の化学組成は、ガスが取り出される棒の先端と比較して最もよく理解できると主張します。私たちは、銀河棒からの異なる降着シナリオの下で、核星円盤内の詳細な存在量プロファイルを予測し、どのような観察可能な違いによって決定できるかを示します。我々は、核円盤が通常の円盤星形成との違いにより、化学進化モデルにおけるパラメーターの縮退を解くためのユニークな実験室を提供することを示す。これにより、主要なガスパラメータの影響を特定し、それらを地球規模の濃縮履歴から解きほぐすことができます。これを、外側円盤と核円盤からの放出割合の例で示します。
AstroSat UV Deep Field North: UV 光度関数の直接決定と z $\sim$ 0.8-0.4 からのその展開
| Title |
The_AstroSat_UV_Deep_Field_North:_Direct_determination_of_the_UV_Luminosity_Function_and_its_evolution_from_z_$\sim$_0.8-0.4 |
| Authors |
Souradeep_Bhattacharya,_Kanak_Saha_and_Chayan_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01903 |
我々は、GreatObservatoriesOriginsSurveyNorth(GOODS-N)分野におけるAstroSat/UVITF154WおよびN242Wイメージングからのレストフレーム1500$\unicode{xC5}$UV光度関数(UVLF)の進化を特徴付けます。深部FUV観測を使用して、z$<0.13$の銀河のUVLFを構築し、その後シェクター関数フィットでそれを特徴付けます。適合パラメータは以前の決定と一致しています。深部NUV観測では、z$\sim$0.8～0.4の範囲の7つの赤方偏移ビンでUVLFを構築することができ、角度分解能が高いため、以前の調査よりも$\sim$2等暗い銀河まで特定できます。UVIT。近似されたシェクター関数パラメーターがこれらのUVLFに対して取得されます。z$\sim$0.8-0.7では、GOODS-Nフィールドのハッブル宇宙望遠鏡(HST)F275W観測も利用して2つの赤方偏移ビンのUVLFを構築します。その後、その近似シェクター関数パラメーターが決定されたパラメーターと一致することがわかります。z$\sim$0.75のUVITから。したがって、z$\sim$0.8-0.4(年齢の範囲$\sim$2.7Gyr)にわたる近似UVLFパラメータの変化を調べます。シェクター関数$\alpha$の傾きはz$\sim$0.65で最も急峻であることがわかり、この瞬間の星形成が最も高く、この時間の前後で銀河が比較的受動的であることを示唆しています(また、FUV星形成速度の決定)。この赤方偏移範囲では、宇宙の星形成はより長い期間にわたって終息しつつあるかもしれないが、これは宇宙の星形成が増加した短期間の例であると我々は推測している。
NGC 6328 における動的に不安定な分子ガスと電波ジェットとの関連性の可能性
| Title |
A_plausible_link_between_dynamically_unsettled_molecular_gas_and_the_radio_jet_in_NGC_6328 |
| Authors |
Michalis_Papachristou,_Kalliopi_Maria_Dasyra,_Juan_Antonio_Fern\'andez-Ontiveros,_Anelise_Audibert,_Ilaria_Ruffa,_Francoise_Combes,_Markos_Polkas,_Athanasia_Gkogkou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02033 |
我々は、近くの電波銀河NGC6328（z=0.014）の中心で流出分子ガスを検出したことを報告する。この銀河は、ギガヘルツピークのスペクトル電波コアとコンパクト（2pc）の若い二重電波ローブ追跡ジェットを有する。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)のCO(2-1)およびCO(3-2)観測と、3Dガス分布と運動学に適合するように開発された新しいコードを利用して、分子ガス運動学を研究すると、次のことがわかります。ガスの大部分は高度に歪んだ円盤構造の中に位置しており、おそらく過去の合体現象の結果であると考えられています。我々の解析により、ガス分布の内部領域(R<300pc)内で、ラジオジェットの位置角度(150度)と一致する位置角度で、運動学的に分離された2つの逆直径分子ガス構造の存在がさらに明らかになりました。メインディスク。これらの構造は、$2\,\mathrm{M_の流出率に相当する$2\times10^6\,\mathrm{M_\odot}$質量の総下限質量を持つジェット誘発の冷たいガスの流出を追跡する可能性が最も高いです。\odot\,yr^{-1}}$、運動パワーは$2.7\times10^{40}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$です。このような分子の流出を維持するために必要なエネルギーは、ジェットの機械的出力と一致します。
HI 自己吸収によって識別される冷たい原子ガス。巨大な分子フィラメントに向かう冷たい原子雲
| Title |
Cold_atomic_gas_identified_by_HI_self-absorption._Cold_atomic_clouds_toward_giant_molecular_filaments |
| Authors |
J._Syed,_H._Beuther,_P._F._Goldsmith,_Th._Henning,_M._Heyer,_R._S._Klessen,_J._M._Stil,_J._D._Soler,_L._D._Anderson,_J._S._Urquhart,_M._R._Rugel,_K._G._Johnston,_A._Brunthaler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02077 |
星は分子雲の密集した内部で形成されます。原子星間物質(ISM)の力学と物理的特性は、分子雲、そして最終的には星が形成される条件を設定します。したがって、全球の星形成プロセスを理解するには、原子と分子の気相の関係を調査することが重要です。天の川銀河のHI/OH/再結合線調査(THOR)からの高角度分解能データを使用して、我々は、銀河内部面に向かう冷たい原子水素気相の運動学的および物理的特性を制限することを目指しています。HI自己吸収(HISA)は、銀河面の冷たい原子水素雲を検出するための実行可能な方法であることが証明されました。新しく開発された自己吸収抽出ルーチン(astroSABRE)の助けを借りて、以前のケーススタディに基づいて、巨大分子フィラメント(GMF)のサンプルに対するHI自己吸収を特定します。私たちは、冷たい原子ガスが地球規模で分子ガスと空間的に相関していることを発見しました。HISAで追跡される冷たい原子ガスの柱密度は通常$10^{20}\rm\,cm^{-2}$程度ですが、$\rm^{13}CO$で追跡される水素分子の密度は少なくとも一桁高い。HISA柱の密度は、雲内の原子ガス総量の$\sim$5%の一部を占める冷たいガス成分に起因すると考えられます。HISAカラム密度分布は、HI発光で追跡されるものよりも広い、顕著な対数正規形状を示します。冷たい原子ガスは$\sim$fewのマッハ数を持つ中程度の超音速であることが判明しました。対照的に、高度な超音速の力学により、ほとんどのフィラメント内の分子ガスが駆動されます。
選択された中赤外線の明るいスターバーストブルーのコンパクト矮銀河の H I 含有量
| Title |
H_I_content_of_selected_mid-infrared_bright,_starburst_blue_compact_dwarf_galaxies |
| Authors |
Yogesh_Chandola,_Di_Li,_Chao-Wei_Tsai,_Guodong_Li,_Yingjie_Peng,_Pei_Zuo,_Travis_McIntyre,_Yin-Zhe_Ma,_Daniel_Stern,_Roger_Griffith,_Thomas_Jarrett,_Peter_Eisenhardt,_Chantal_Balkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02202 |
私たちは、アレシボ望遠鏡による21cmの観測から、近くにある活発に星形成を行っている青色コンパクト矮銀河(BCD)11個のHI含有量の測定結果を報告します。これらのBCDは、赤色(W2[4.6$\mu$m]$-$W3[12$\mu$m]$>$3.8等)と明るい中赤外(MIR)放射(W4[22$\mu])によって選択されます。$m]$<$7.6等)、高赤方偏移銀河と同様に、高い比星形成率(sSFR中央値$\sim$10$^{-7.8}$yr$^{-1}$)を持っています。HI放出は6つの発生源で検出されました。我々は、文献に記載されている218個の矮性イレギュラー(dI)およびBCDの以前のHI観察に関連して、新しい検出を分析します。私たちの観測から得られた$M_{\rmHI}$-$M_{\ast}$関係は、星の質量がより小さい銀河のバリオン間でHIガスの支配的な割合を裏付けています。このアレシボBCDサンプルのHI枯渇タイムスケールの中央値($\tau_{\rmHI}\sim$0.3Gyr)は、文献にある他のdIs/BCD($\sim$6.3Gyr)よりも大幅に低いです。アレシボサンプルのソースの大部分(10/11)はW1[3.4$\mu$m]$-$W2[4.6$\mu$m]色($>$0.8等)で非常に赤く、存在を示唆しています。暖かい粉塵の。$\tau_{\rmHI}$と星の質量($M_{\ast}$)およびsSFRの関係を調べます。$\tau_{\rmHI}$は、より高いsSFR($>$10$^{-8.5}$yr$^{-1}$)では$M_{\ast}$と有意に逆相関していることがわかります。より高い恒星質量($>10^{7.5}\,{\rmM}_{\odot}$)の矮小銀河のsSFR。アレシボ観測サンプル中のBCDのsSFRが高いのは、主に原子ガス星形成効率(SFE)が高いか、$\tau_{\rmHI}$が低いためである。これらの星源における低い$\tau_{\rmHI}$または高いSFEは、おそらくコンパクトで高密度の超星団における暴走星形成によるものと考えられます。
THOR 偏光測定による超新星残骸 G46.8-0.3 と G39.2-0.3 の乱流構造
| Title |
Turbulent_Structure_In_Supernova_Remnants_G46.8-0.3_And_G39.2-0.3_From_THOR_Polarimetry |
| Authors |
Russell_Shanahan,_Jeroen_Stil,_Loren_Anderson,_Henrik_Beuther,_Paul_Goldsmith,_Ralf_S._Klessen,_Michael_Rugel,_Juan_D._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02213 |
HI/OH/再結合線(THOR)のLバンド(1～2GHz)電波連続体における超新星残骸(SNR)G46.8-0.3およびG39.2-0.3の偏光とファラデー回転の継続的な解析を紹介します。）調査。この研究では、SNRのサイズに匹敵する角度スケールから、ファラデー分散(sigma_phi)による16インチビーム未満(<~0.7pc)のスケールまでのファラデー深度変動の調査を紹介します。THORから、中央値を見つけます。sigma_phiは、G46.8-0.3では15.9+/-3.2radm^-2、G39.2-0.3では17.6+/-1.6radm^-2です。6cmでの偏光と比較すると、sigma_phi>~の証拠が見つかります。THORで偏光が検出されない局所領域では30radm^-2ファラデー深さ分散と回転測定(RM)構造関数(SF)を組み合わせて、THORビームより小さいスケールでSFの破損の証拠を見つけます我々は、銀河系外電波源(EGRS)とパルサーのSFを使用して前景星間物質(ISM)のRMSFを推定し、測定したRM変動が最大の角度スケールを除くすべてのSNR内で発生していることを確認しました。
アグーン・ストーム 2. VI. Mrk 817 の降着円盤における温度変動のマッピング
| Title |
AGN_STORM_2._VI._Mapping_Temperature_Fluctuations_in_the_Accretion_Disk_of_Mrk_817 |
| Authors |
Jack_M._M._Neustadt,_Christopher_S._Kochanek,_John_Montano,_Jonathan_Gelbord,_Aaron_J._Barth,_Gisella_De_Rosa,_Gerard_A._Kriss,_Edward_M._Cackett,_Keith_Horne,_Erin_A._Kara,_Hermine_Landt,_Hagai_Netzer,_Nahum_Arav,_Misty_C._Bentz,_Elena_Dalla_Bonta,_Maryam_Dehghanian,_Pu_Du,_Rick_Edelson,_Gary_J._Ferland,_Carina_Fian,_Travis_Fischer,_Michael_R._Goad,_Diego_H._Gonzalez_Buitrago,_Varoujan_Gorjian,_Catherine_J._Grier,_Patrick_B._Hall,_Y._Homayouni,_Chen_Hu,_Dragana_Ilic,_Michael_D._Joner,_Jelle_Kaastra,_Shai_Kaspi,_Kirk_T._Korista,_Andjelka_B._Kovacevic,_Collin_Lewin,_Yan-Rong_Li,_Ian_M._McHardy,_Missagh_Mehdipour,_Jake_A._Miller,_Christos_Panagiotou,_Ethan_Partington,_Rachel_Plesha,_Richard_W._Pogge,_Luka_C._Popovic,_Daniel_Proga,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_David_Sanmartim,_Matthew_R._Siebert,_Matilde_Signorini,_Marianne_Vestergaard,_Fatima_Zaidouni,_and_Ying_Zu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01497 |
セイファート1銀河Mrk817のUV/光学ライトカーブを当てはめて、時間と半径で分解された降着円盤の温度変動$\deltaT$のマップを作成しました。$\deltaT$マップは、ゆっくりと内向きと外向きに移動する($v\llc$)コヒーレントな放射状構造によって支配されており、これは、円盤の変動が残響のみによって引き起こされるという考えと矛盾します。むしろ、このようなゆっくりとした温度変動は、円盤に固有の変動によるものである可能性があります。入力ライトカーブを平滑化および減算して変更すると、結果として得られる$\deltaT$マップがどのように変化するかをテストし、温度変動のほとんどが比較的長いタイムスケール($\sim$100日)にわたって存在することを発見しました。トレンド除去AGNライトカーブを使用して、ゆっくりとした温度変動によって引き起こされる光束変動を残響によって引き起こされる光束変動から分離する方法を示します。また、$U$バンドを汚染するバルマーブレークなど、波長内で局所的なスペクトル特徴を持つと予想されるブロードライン領域(BLR)からの連続体放射による、円盤からの連続体放射の汚染もシミュレーションします。滑らかな温度プロファイルを持つディスクは波長で局所的な信号を生成できず、BLR汚染はモデルのライトカーブに残留物として現れるはずであることがわかりました。観測された残差を考慮すると、$U$および$u$ライトカーブの可変光束の$\sim$20%のみがBLR汚染によるものである可能性があると推定されます。最後に、これらのマップがデータを記述するだけでなく、AGN変動の他の側面についてどのように予測できるかについて説明します。
Type IIP SN 2017eaw の単一起源と二進起源の考察
| Title |
Considering_the_Single_and_Binary_Origins_of_the_Type_IIP_SN_2017eaw |
| Authors |
K._Azalee_Bostroem,_Emmanouil_Zapartas,_Brad_Koplitz,_Benjamin_F._Williams,_Debby_Tran,_Andrew_Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01498 |
現在の集団合成モデリングでは、II型超新星の30～50%が二元前駆体に由来することが示唆されていますが、二元前駆体の同定は困難です。連星の前駆体の指標の1つは、周囲の恒星集団が大質量の単一星を含めるには古すぎるということです。SN2017eawの前駆体の質量の測定は、コア崩壊に時間的に近い状態で行われた観測との間ではっきりと分かれており、前駆体の質量は13-15個の太陽質量(最終的なヘリウム核の質量は4.4～6.0太陽質量-これは初期質量よりも有益な特性です)、およびM<10.8太陽質量(ヘリウム核質量<3.4太陽質量)であるSN周囲の恒星集団からの質量。この論文では、改良された天文法と測光法を用いて周囲の恒星集団を再解析し、5000万年（太陽質量4.7個のヘリウム核の質量）より若いすべての恒星の年齢中央値は16.8（+3.2、-1.0）ミル、85.9（+3.2）ミルであることが判明した。3.2、-6.5)1億5,000万ミルよりも若い星の場合。現在、1680万ドルは、単一星の一時的に爆発に近い観測から得られたヘリウム核の質量範囲と一致しています。組み合わせた制約を集団合成モデルに適用すると、SN2017eawの前駆体が最初は単一星である確率は、以前の二星相互作用の35%と比較して65%であることがわかります。8590万ドルはどの形成シナリオとも矛盾します。我々は、前駆体の年齢制約と、赤色超巨星のSEDモデリング、後期スペクトル、光度曲線モデリングからの間接的なヘリウム核質量推定値を組み合わせることで、単一前駆体シナリオとバイナリ前駆体シナリオを区別するのに役立ち、この技術を将来に適用するためのフレームワークを提供できることを実証します。観察。
| Title |
Observational_evidence_for_neutrino_natal_kicks_from_black-hole_binary_VFTS_243 |
| Authors |
Alejandro_Vigna-G\'omez,_Reinhold_Willcox,_Irene_Tamborra,_Ilya_Mandel,_Mathieu_Renzo,_Tom_Wagg,_Hans-Thomas_Janka,_Daniel_Kresse,_Julia_Bodensteiner_and_Tomer_Shenar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01509 |
最近報告されたVFTS243の観測は、ブラックホール形成後の連星相互作用が無視できるほどの大質量ブラックホール連星系の最初の例です。VFTS243のブラックホールの質量($\約10\M_{\odot}$)と円に近い軌道($e\約0.02$)は、始原星が完全な崩壊を経験し、エネルギー運動量が主に失われたことを示唆しています。ニュートリノを通して。VFTS243を使用すると、ブラックホール形成中のネイタルキックとニュートリノ放出の非対称性を制限することができます。C.L.68%では、ネイタルキック速度(質量減少)は$\lesssim10$km/s($\lesssim1.0\M_{\odot}$)です。おそらくニュートリノとして$\約0.3\M_{\odot}$が放出され、ブラックホールは毎秒$4$kmのネイタルキックを経験したと考えられます。ニュートリノ放出の非対称性は$\lesssim4$%で、最適値は$\sim$0-0.2%です。ブラックホールの形成に伴うこのような小さなニュートリノのネイタルキックは理論的予測と一致します。
中性子星の X 線と電波によるモニタリング 低質量 X 線連星 1A 1744-361: 準周期振動、過渡放出、円盤大気
| Title |
X-ray_and_Radio_Monitoring_of_the_Neutron_Star_Low_Mass_X-ray_Binary_1A_1744-361:_Quasi_Periodic_Oscillations,_Transient_Ejections,_and_a_Disk_Atmosphere |
| Authors |
Mason_Ng,_Andrew_K._Hughes,_Jeroen_Homan,_Jon_M._Miller,_Sean_N._Pike,_Diego_Altamirano,_Peter_Bult,_Deepto_Chakrabarty,_D._J._K._Buisson,_Benjamin_M._Coughenour,_Rob_Fender,_Sebastien_Guillot,_Tolga_G\"uver,_Gaurava_K._Jaisawal,_Amruta_D._Jaodand,_Christian_Malacaria,_James_C._A._Miller-Jones,_Andrea_Sanna,_Gregory_R._Sivakoff,_Tod_E._Strohmayer,_John_A._Tomsick,_and_Jakob_van_den_Eijnden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01511 |
我々は、2022年の3か月にわたる下降中性子星の低質量X線の高強度バーストの監視キャンペーンからのX線(NICER/NuSTAR/MAXI/Swift)と電波(MeerKAT)のタイミングと分光分析について報告します。バイナリ1A1744-361。バースト全体にわたる観測の0.5～6.8keVNICERX線の硬度強度と色対カラーの図は、1A1744-361がバーストのほとんどを環礁状態で過ごしたことを示唆していますが、その線源がZ状態を示したことを示します。噴火のピーク時の特性と同様、環礁州の他の発生源の少数のサンプルと同様です。NICERデータを用いたタイミング解析により、バーストのピーク付近で$\およそ8$Hzの準周期振動(QPO;分数実効値振幅~5%)が複数発生していることが明らかになりました。最初の振動源はこの発生源からのもので、通常の振動に接続されています。Z状態で見られるブランチQPO(NBO)。1A1744-361に関する我々の観察は、質量降着率が環礁とZ州の間の主な識別パラメータであるという考えと完全に一致しています。MeerKATによる電波監視データは、爆発のピーク時に発生源が最も放射線が明るく、爆発発生から3日以内に発生源が「島」スペクトル状態から「バナナ」状態に移行し、一時的なジェットを発射したことを示唆している。噴出物。この観測は、低降着率（環礁状態）での島からバナナへのスペクトル状態の遷移中に、ジェット噴出物を含む電波フレアの最も強力な証拠を示しています。この線源は、FeXXV、FeXXVIK$\alpha$、K$\beta$のX線吸収線も示しており、その起源はおそらく降着円盤大気中にあると考えられます。
大型双眼望遠鏡による失敗した超新星の探索: N6946-BH1 の中赤外相当物
| Title |
The_search_for_failed_supernovae_with_the_Large_BinocularTelescope:_The_Mid-IR_Counterpart_to_N6946-BH1 |
| Authors |
C.S._Kochanek_(1)_J.M.M._Neustadt_(1)_K.Z._Stanek_((1)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01514 |
我々は、失敗した超新星候補N6946-BH1のJWSTMIRI5.6、10、21ミクロンの観測結果と、HSTWFPC/IR1.1および1.6ミクロンのデータ、およびLBTによる進行中の光学モニタリングデータを紹介します。候補の位置には非常に赤いほこりっぽい光源があり、その明るさは始原星の約10～15%しかありません。この光源は、HST近赤外観測(~10^3Lsun)では非常に弱く、Rバンドでは~10^3Lsunの限界まで光学的に変化しません。このダストはケイ酸塩である可能性が高く、おそらく故障したSNで形成されたダストとして予測されるように、非常に大きな粒子が大半を占めているはずです。必要な視覚光学深度は控えめであるため、わずか数年以内に近赤外で光源を直接見ることができるようになるはずです。
SB DEM L50 の包括的な流体力学的研究: 中心から外れた SNe と軟 X 線輝度の理解
| Title |
A_comprehensive_hydrodynamical_study_of_SB_DEM_L50:_understanding_off-centre_SNe_and_soft_X-ray_luminosity |
| Authors |
Rogelio_Orozco-Duarte,_Guillermo_Garc\'ia-Segura,_Aida_Wofford,_Jes\'us_A._Toal\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01531 |
星風や超新星(SNe)によって星間物質に刻まれたスーパーバブル(SB)は、軟X線放出(0.3-2.0\,keV）。一定密度の媒体と中心のSNeイベントを仮定するモデルは、一部のSBで観察される軟X線の明るさを再現できません。我々は、SB内のSNeの履歴を追跡し、失われた軟X線放射を説明する中心外のSNeを生成するモデルを生成することで、この問題に対処します。私たちは、大マゼラン雲に位置するSBDEM\,L50のアーカイブ、電波、光学、およびX線観測に対してモデルをテストします。DEML50の高輝度を含む軟X線特性により、モデルをテストするのに最適な候補となります。さらに、この天体の複数の波長帯の観測は、モデルが軟X線特性以外の他のSB特性をどの程度再現できるかを評価するのに役立ちます。DEML50がフィラメントの端に形成される構成は、観察された軟X線の輝度、光学形態、殻速度、および中性ガスの掃き寄せられた質量を再現することがわかりました。この構成は、LMCのIR観測によって裏付けられています。さらに、軟X線放射を強化するオフセンターSNeが、モデルでテストしたすべての初期周囲条件で自然に発生することがわかりました。最後に、中心からずれたSNがDEML50で観察された軟X線の輝度を説明できること、および結果として得られる輝度が非平衡電離におけるプラズマと一致することを示します。
GW190521: 最も巨大なブラックホール連星のスピン歳差運動の跡を追跡
| Title |
GW190521:_tracing_imprints_of_spin-precession_on_the_most_massive_black_hole_binary |
| Authors |
Simona_J._Miller,_Maximiliano_Isi,_Katerina_Chatziioannou,_Vijay_Varma,_and_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01544 |
GW190521は、複数の面で注目に値する重力波信号である。その源はこれまでに確認された中で最も巨大なブラックホール連星であり、スピンがその軌道とずれている可能性があり、スピン誘起歳差運動を引き起こす可能性がある。これは連星の起源に関連する天体物理学的結果的な性質である。。しかし、GW190521は質量が大きいため、最後の3～4周期でしか観測されず、歳差運動の制約がわかりにくくなり、離心率などの別の解釈が生じた。これらの複雑さを動機として、私たちは新しい時間領域技術でデータを分析することにより、GW190521の歳差運動の観察痕跡を追跡し、観察されたいくつかのサイクルの形態と相互作用を調査することができます。歳差運動推論は、合併リングダウンに比べて抑制されている合併前のデータの静かな部分に依存していることがわかりました。合併前と合併後のデータ単独が推論の唯一の推進力となるのではなく、むしろそれらの組み合わせが推論の原動力となります。準循環シナリオでは、観察されたデータに照らして、より強力な合併前シグナルの欠如に対応するメカニズムとして歳差運動が現れます。合併後。ソースダイナミクスの観点から見ると、プリマージャー抑制は、観測者に対するバイナリの傾きから発生します。ソースのダイナミクスと観測データの間でこのような一貫した全体像を確立することは、増え続ける大規模な連星観測の特徴を明らかにし、その後の天体物理学的主張の堅牢性を強化するために重要です。
NICER 観測からの鋭くて強力な相転移の兆候
このレターでは、中性子星の質量と半径の観測に基づいて、急激で強い相転移を嫌う「標準的な」EoSモデルを超えた状態方程式(EoS)の発生確率を定量的に特定する新しい方法を紹介します。質量の異なる2つの中性子星の半径は、自然に相関関係があります。その理由の1つは、どちらもEoSの対称エネルギーに敏感であることです。NICERによって観測された2つの中性子星(PSRJ0740+6620およびPSR0030+0451)が、鋭く強い一次相転移を持たないEoS上に構築されている場合、その半径が相関していることを示します。さらに、強くて鋭い一次相転移が起こると、中性子星の半径の線形相関が大幅に弱まる可能性があることを示します。我々は、2つの中性子星の半径の線形相関がどの程度弱まるかを測定する新しい量${D}_{\mathrm{L}}$を提案します。私たちの方法では、NICER観察が鋭く強力な相転移の必要性を示していることを識別する確率が48%(誤報率は5%)となります。今後の観察により、この特定が確認されるか、除外される可能性があります。私たちの方法は、中性子星の質量の任意のペアに一般化でき、将来的には他の一連の観測にも使用できます。
BL Lac タイプ Blazar 1ES 0229+200 の X 線偏光
| Title |
X-ray_Polarization_of_the_BL_Lac_Type_Blazar_1ES_0229+200 |
| Authors |
Steven_R._Ehlert,_Ioannis_Liodakis,_Riccardo_Middei,_Alan_P._Marscher,_Fabrizio_Tavecchio,_Iv\'an_Agudo,_Pouya_M._Kouch,_Elina_Lindfors,_Kari_Nilsson,_Ioannis_Myserlis,_Mark_Gurwell,_Ramprasad_Rao,_Francisco_Jose_Aceituno,_Giacomo_Bonnoli,_Victor_Casanova,_Beatriz_Agiz-Gonzalez,_Juan_Escudero,_Jorge_Otero_Santos,_Alfredo_Sota,_Emmanouil_Angelakis,_Alexander_Kraus,_Garrett_K._Keating,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_et_al._(69_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01635 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によって観測された最初の超高放射光ピーク源であるブレーザー1ES0229+200からの$2-8\thinspace\mathrm{keV}$バンドでの偏光測定を示します。約2週間離れた2つの露光を組み合わせると、電気ベクトル位置角$\psi_X=25.0\pm4.6^{\circでの偏光度は$\Pi_{X}=17.9\pm2.8\%$であることがわかります。}$共同IXPEおよびXMM-Newton観測からの分光偏光フィットを使用します。短い時間スケール(時間)または長い時間スケール(日)の両方で、偏光度または角度がエネルギーまたは時間とともに大きく変化するという証拠はありません。光波長における同時の偏光度は$>$7$\times$低く、1ES0229+200はこれまでに観察された中で最も強い有彩色ブレーザーとなっています。光学偏光と比較してこの高いX線偏光は、高ピークブレーザーでのX線放射が衝撃加速されたエネルギー層状電子集団に由来することをさらに裏付けるものであるが、スペクトルエネルギーを再現しようとする最近の多くのモデリング努力と緊張関係にある。1ES0229+200の分布。これは、非常に高エネルギーのシンクロトロンピークとコンプトンピークが、強い乱流磁場の近くでのフェルミ加速によるものであると考えられます。
銀河中心の過剰に寄与する周期的ソースを特定する戦略
| Title |
A_Strategy_for_Identifying_Periodic_Sources_Contributing_to_the_Galactic_Center_Excess |
| Authors |
Eric_J._Baxter_and_Jason_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01724 |
銀河中心のガンマ線過剰の起源は、10年以上にわたる慎重な研究にもかかわらず、最終的には決定されていません。最も広く議論されている2つの可能性は、ミリ秒パルサー(MSP)の集団と暗黒物質粒子の消滅です。暗黒物質を消滅させるのとは対照的に、MSPは周期的な放射を生成すると予想されています。過剰に寄与する光子の数が少ない場合でも、フェルミからのデータには周期的なMSP信号を検出するのに十分な情報が潜在的に存在することを示します。このような検出は、過剰量の少なくとも一部がMSPによるものであることを決定的に証明するでしょう。たとえ摂動をモデル化するために使用しなければならないパラメータの数が$\sim7$であっても、この結論は、地球の軌道によるものなど、ガンマ線光子の潜在的なタイミング摂動に対して堅牢であると主張します。
超高エネルギー(UHE、$>$0.1\,PeV)$\gamma$線天文学は、12個のPeVatronの驚くべき発見と少数のPeVatronの検出により$\gamma$線天文学の拡大分野へと急速に進化しています。1PeVを超える光子の数。TeV帯で発光する既知の天体タイプのほぼすべてが、UHE光子も発光していることが判明しています。UHE$\gamma$線は、宇宙における赤外線および宇宙マイクロ波背景放射の吸収により、銀河内部に明確な地平線を持っています。過去30年間で、伝統的な宇宙線(CR)検出技術によりUHE$\gamma$線の検出が可能になり、最後の観測窓が開かれました。レプトニック源の場合、UHE放射線は、大部分が抑制される深いクライン-仁科体制にあります。したがって、UHE$\gamma$線の検出は、スペクトルの膝付近のCRの起源の歴史的追跡をたどり、ハドロン放射線源の位置を特定して特定するのに役立ちます。かに星雲は、1\,PeVを超える光子の放出が測定され、再び注目の的となっています。ハドロン過程が存在しない場合、これはe$^+$/e$^-$の極端な加速器の存在を示している可能性がある。CR広範囲空気シャワー検出技術を利用すると、線源観測の視野が広がり、線源周囲のUHE放射線の測定が可能になります。これらの観測により、加速器の内側と外側での粒子の伝播とその後の星間物質への注入/脱出を調べることができます。
超新星残骸 RCW 86 からの非熱 X 線放出に対する衝撃雲相互作用の影響について
| Title |
On_the_influence_of_shock-cloud_interactions_on_the_nonthermal_X-ray_emission_from_the_supernova_remnant_RCW_86 |
| Authors |
Aya_Bamba_(1),_Hidetoshi_Sano_(2),_Ryo_Yamazaki_(3),_Jacco_Vink_(4)_((1)_U._Tokyo,_(2)_Gifu_U.,_(3)_Aoyama_Gakuin_U.,_(4)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy/GRAPPA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01797 |
超新星残骸衝撃の周囲環境が、高密度物質との相互作用の有無にかかわらず、加速された電子からの非熱的X線にどのような影響を与えるかは未解決の問題である。我々は、XMM-Newtonを用いてRCW86の衝撃雲相互作用領域の空間分解X線分光分析を行った。12COおよびHI輝線で観察される濃い雲を明るい軟X線フィラメントが取り囲んでいることがわかります。これらのフィラメントは、相互作用がないものと比較して、熱X線放射ではより明るく、シンクロトロンX線ではより暗く、おそらくより柔らかいです。我々の結果は、雲との相互作用によって衝撃が減速し、その結果熱X線放射が増大することを示しています。これは、軟X線シンクロトロン成分も説明できる可能性があります。なぜなら、低密度環境を通って移動し、したがって減速がはるかに少ない衝撃が、より効率的な加速器となり得ることを意味するからです。これはSN1006やTychoに似ていますが、RXJ1713.7-3946とは対照的です。残骸間のこの違いは、衝撃と相互作用する高密度の物質の塊によるものである可能性があり、今後の観察で調べる必要があります。
現在、暗黒物質(DM)の多くのモデルが広く検討されており、加速器、地下検出器、天体物理学実験を使用して集中的に調査されています。さまざまなアプローチの中でも、高エネルギー天体物理観測は、実験室でのDM候補の探索を補完するのに非常に役立ちます。近い将来、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)により、より重くて弱く相互作用する大質量粒子や、他の広範囲のDM候補にアクセスできるようになるはずです。このトークでは、CTAを使用したDM検索について説明します。
銀河団内の 2 つの温度ジェットのシミュレーション: II.前方衝撃のX線特性
| Title |
Simulations_of_two-temperature_jets_in_galaxy_clusters:_II._X-ray_property_of_forward_shock |
| Authors |
Takumi_Ohmura,_Mami_Machida,_and_Hiroki_Akamatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02105 |
電波ジェットによる前方への衝撃は、クラスター内媒体に打ち込まれ、ジェットの威力を評価するために使用できる指標の1つです。一方、高角度分解能のX線観測では、強力な電波ジェットのマッハ数が理論的および数値的研究のマッハ数と比較して小さいことが示されており、$\mathcal{M_{\rmobs}}<2$です。私たちの目的は、投影効果や陽子と電子の間の温度非平衡など、強力なジェットのマッハ数推定に影響を与えるさまざまな要因を体系的に調査することです。マッハ数が約6であるシグナスAラジオジェットの2つの温度磁気流体力学シミュレーションデータを使用して、さまざまな視野角からシミュレートされたジェットの模擬X線マップを構築します。さらに、X線観測と同様の方法を用いて、密度・温度ジャンプから衝撃マッハ数を評価します。私たちの結果は、密度ジャンプからの測定値が、低い視野角でのジェットヘッド周囲のマッハ数$\mathcal{M}<2$を大幅に過小評価していることを示しています$\lessabout50^{\circ}$。私たちのジェットはガス密度が高いクラスター中心にあるため、観測された衝撃後の温度は投影効果によって大幅に低下します。一方、熱電子が陽子と瞬間的に平衡状態にある場合でも、温度上昇はほぼ一定です。比較すると、$<$$55^{\circ}$の視野角でのモデルの衝撃特性が、はくちょう座Aの観測の衝撃特性とよく一致していることがわかります。
銀河団内の 2 つの温度のジェットのシミュレーション: I. ダイナミクスと電子加熱に対するジェットの磁化の影響
| Title |
Simulations_of_two-temperature_jets_in_galaxy_clusters:_I._Effect_of_jet_magnetization_on_dynamics_and_electron_heating |
| Authors |
Takumi_Ohmura_and_Mami_Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02109 |
電波ローブ内の非放射陽子は、最近の電波やX線の観測によって示されているジェット形態を形成するために重要な役割を果たしています。しかし、陽子と電子は弱いクーロン結合により常にエネルギー平衡にあるわけではないため、電波ローブの膨張に対する陽子のエネルギー寄与を推定することは困難です。この研究の主な焦点は、電子と陽子の熱エネルギー分布に対する乱流と衝撃波による電子加熱の変数モデルの影響を調べることです。私たちは、ジェットの磁化パラメータを変化させながら、銀河団内の準相対論的ジェットの2温度3次元磁気流体力学シミュレーションを実行しました。衝撃波と乱流における電子と陽子の間のエネルギー分配率はプラズマ運動スケール物理学によって決定されるため、当社のグローバルシミュレーションには衝撃波と乱流の電子瞬間加熱サブグリッドモデルが含まれています。ジェットのバルク運動エネルギーの大部分が、衝撃と乱流の両方を通じて陽子の熱エネルギーに変換されることがわかりました。したがって、エネルギー的には陽子が優勢です。一方、ローブに蓄えられた熱電子は、乱流散逸を通じて磁気エネルギーとエネルギーを均等に分配する方向に進化します。さらに、電波やX線の観測と同じ方法に従って、電波ローブの電波出力と機械的ジェット出力を推定し、これらの出力を観測された電波ジェットの出力と比較しました。2温度モデルは放射効率の悪い無線空洞を定量的に説明しますが、たとえ強力な磁化ジェットであっても放射効率の良い空洞を再現することはできません。これは、放射効率の高い無線空洞内にかなりの量のペアプラズマが必要であることを意味します。
超大質量連星ブラックホールの影響によるTXS 0506+056のニュートリノ放出?
| Title |
Neutrino_Emissions_of_TXS_0506+056_caused_by_a_Supermassive_Binary_Black_Hole_Inspiral? |
| Authors |
Ilja_Jaroschewski,_Julia_Becker_Tjus,_Armin_Ghorbanietemad,_Imre_Bartos,_Emma_Kun,_Peter_L._Biermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02212 |
IceCubeニュートリノ観測所は、ブレーザーTXS0506+056の方向から高エネルギーニュートリノの2つの異なるフレアを検出しました。2017年9月22日の$\sim300$TeV単一ニュートリノと、12個のTeVニュートリノの$3.5\sigma$サインです。2014/2015年に。以前の研究では、これら2つのニュートリノ放出エピソードは、TXS0506+056の中心での合体に近い超大質量連星ブラックホール(SMBBH)の影響によるものである可能性があることが示されました。このような吸気は、最終的な合体に近いジェットの歳差運動により、準周期的な粒子の放出を引き起こす可能性があります。このモデルは、次のニュートリノ放出エピソードがいつ発生するかを予測しました。2022年9月18日、IceCubeは、モデルの予測と一致する、ブレーザーTXS0506+056と方向が一致する追加の$\sim170$TeVニュートリノを検出しました。さらに、2021年4月、バイカル共同研究は、TXS0506+056が事象方向の不確実性範囲内にある$224\pm75$TeVニュートリノの検出を報告しました。私たちは、TXS0506+056からのニュートリノ放出のこれら4つの異なるフレアが、インスピレーションを与えるSMBBHによって駆動される歳差運動ジェットのシナリオと一致していることを示します。改良されたモデリングを使用することで、バイナリの質量比とともに総質量を制限できるようになりました。私たちは、TXS0506+056からの次のニュートリノフレアがいつ起こるかを予測します。最後に、将来の合併に向けたレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の検出可能性を推定します。
IXPE を使用した 4U 1957+115 の分光偏光測定: 熱状態のブラック ホールの偏光放出に対するスピンと戻り放射の影響
| Title |
Spectro-polarimetry_of_4U_1957+115_with_IXPE:_Effects_of_spin_and_returning_radiation_on_polarised_emission_of_black_hole_in_thermal_state |
| Authors |
Ankur_Kushwaha,_Kiran_M._Jayasurya,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02222 |
我々は、{\itIXPE}と{\itNICER}の観測による、持続性ブラックホールX線バイナリ4U$1957\!+\!115$の包括的な分光偏光測定研究を発表します。この源は、ディスク温度kT$_{in}\約1.4$keVのディスクが支配的な熱状態で観測されます。ソースからの熱状態での放射は適度に偏光していることがわかり、\textit{IXPE}は偏光とともに偏光度(PD)$=1.95\pm0.37\%$($>4.79\sigma$)を測定します。角度(PA)$=-42.78^{\circ}\pm5.41^{\circ}$、エネルギー範囲$2-8$keV。PDはエネルギーの増加関数であることがわかりますが、PAはシステム内の高い傾斜と戻り放射線による可能性のあるエネルギー範囲内のスイッチングを示します。{\itNICER}からの同時エネルギースペクトル($0.6-10$keV)がモデル化され、スペクトル特性が研究されます。さらに、ブラックホールのスピンパラメーターは、分光偏光データを使用してa$_{\ast}=0.988\pm0.001\,(1\sigma)$として推定され、これは{\itNICER}の観測によって裏付けられています。最後に、調査結果の意味について説明します。
| Title |
Mapping_the_Intracluster_Medium_in_the_Era_of_High-resolution_X-ray_Spectroscopy |
| Authors |
Congyao_Zhang,_Irina_Zhuravleva,_Maxim_Markevitch,_John_ZuHone,_Fran\c{c}ois_Mernier,_Veronica_Biffi,_\'Akos_Bogd\'an,_Priyanka_Chakraborty,_Eugene_Churazov,_Klaus_Dolag,_Stefano_Ettori,_William_R._Forman,_Christine_Jones,_Ildar_Khabibullin,_Caroline_Kilbourne,_Ralph_Kraft,_Erwin_T._Lau,_Sheng-Chieh_Lin,_Daisuke_Nagai,_Dylan_Nelson,_Anna_Ogorza{\l}ek,_Elena_Rasia,_Arnab_Sarkar,_Aurora_Simionescu,_Yuanyuan_Su,_Mark_Vogelsberger,_Stephen_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02225 |
軟X線の高分解能分光法は、銀河団内の多相ガスをマッピングし、化学濃縮の歴史、大規模な構造進化中の物質とエネルギーの循環、恒星を含む銀河団内媒質（ICM）の物理学を調べるための新しい窓を開きます。ブラックホールフィードバック、ハロービリアライゼーション、ガス混合プロセスなどです。eVレベルのスペクトル分解能、広い視野、有効領域は、銀河の前景からクラスターの発光を分離し、クラスターの周辺を効率的にマッピングするために不可欠です。LEM、HUBS、SuperDIOSなど、これらの基準を満たすいくつかのミッションコンセプトが最近提案されています。この理論的研究は、そのようなミッションとそれに伴う課題によってICM物理学に関するどのような情報が回収できるかを調査します。高解像度の分光観測を正しく解釈するには、シミュレーションと観測を包括的に比較する必要があることを強調します。例としてライン放出マッパー(LEM)の特性を使用して、クラスター周辺からの軟X線輝線(OVII/VIIIやFe-L錯体など)を使用して、熱力学、化学、$r_{200}$までおよびそれ以降のガスの運動学的特性。完全な背景を備えた模擬観測を生成し、その画像/スペクトルを観測的アプローチで分析し、復元された特性をシミュレーションからの真の特性と比較することにより、銀河団内の多相ガスの探査を含む将来のミッションに向けた6つの主要な科学推進要因を開発します(例:温度変動、位相空間分布）、金属性、ICMガスのバルク運動と乱流パワースペクトル、ICMと宇宙フィラメントの相互作用、クラスター宇宙論の進歩。
PLATOによる星の回転と活動の測定
| Title |
Measuring_stellar_rotation_and_activity_with_PLATO |
| Authors |
Sylvain_N._Breton,_Antonino_F._Lanza,_Sergio_Messina,_Rafael_A._Garc\'ia,_Savita_Mathur,_Angela_R.G._Santos,_Lisa_Bugnet,_Enrico_Corsaro,_Isabella_Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01465 |
2026年後半に打ち上げ予定のPLATOミッションは、主系列太陽型星や低質量星の研究に新たな時代をもたらすでしょう。特に、PLATOは、太陽型振動と活動によって引き起こされる比類のないサイズの輝度変調を備えた恒星サンプルをコミュニティに提供します。ここでは、PLATOStellarAnalysisSystemにおける恒星の表面の回転と活動の測定に特化した解析モジュールの主な機能を紹介します。
SpectAcLE: 光エコー スペクトルをモデル化するための改良された方法
| Title |
SpectAcLE:_An_Improved_Method_for_Modeling_Light_Echo_Spectra |
| Authors |
Roee_Partoush,_Armin_Rest,_Jacob_E._Jencson,_Dovi_Poznanski,_Ryan_J._Foley,_Charles_D._Kilpatrick,_Jennifer_E._Andrews,_Rodrigo_Angulo,_Carles_Badenes,_Federica_B._Bianco,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_Ridden-Harper,_Xiaolong_Li,_Steve_Margheim,_Thomas_Matheson,_Knut_A._G._Olsen,_Matthew_R._Siebert,_Nathan_Smith,_Douglas_L._Welch,_A._Zenteno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01501 |
光のエコーは、超新星や非終末星の爆発の性質について独自の視点を与えてくれます。光エコーの分光法は、噴出物の運動学の詳細を明らかにし、非対称性を調べ、星周物質との相互作用の詳細を明らかにすることで、これらの一時的な現象についての理解を広げることができます。ただし、スペクトルの特徴は、光源光子、反射する塵の形状、機器のセットアップと観察条件の間の複雑な相互作用から生じます。この研究では、光エコースペクトルにおけるこれらの効果をモデル化するための改良された方法を紹介します。これは、光曲線加重和の単純化された仮定を緩和し、代わりに各位相の真の相対寄与を推定する方法です。私たちのロジック、過去に使用された光エコー解析方法と比較して得られる利点、およびさらなる改善の見通しについて説明します。最後に、例として、新しい手法がティコの超新星(SN1572)からのエコーの解析をどのように改善するかを示します。
ガンマ線天文台のレイアウトのエンドツーエンドの最適化
| Title |
End-To-End_Optimization_of_the_Layout_of_a_Gamma_Ray_Observatory |
| Authors |
Tommaso_Dorigo,_Max_Aehle,_Julien_Donini,_Michele_Doro,_Nicolas_R._Gauger,_Rafael_Izbicki,_Ann_Lee,_Luca_Masserano,_Federico_Nardi,_Sidharth_S_S,_Alexander_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01857 |
この文書では、南半球の超高エネルギーガンマ線を研究するために提案された一連の水チェレンコフ検出器のモデルと、ガンマシャワーと陽子シャワーから地上で生成される二次粒子の連続モデルについて説明します。検出器のモデルとシャワーのパラメータ化を使用して、検出器要素の最も有望な構成を特定します。シャワーを分類するために尤度比検定統計量を使用し、シャワーの測定精度を記述する効用関数を最大化するために確率的勾配降下法を使用します。ガンマ線束。
ローマ宇宙望遠鏡 H4RG 検出器における明るいほうの効果のスポットベースの測定とフラットフィールド データとの比較
| Title |
Spot-Based_Measurement_of_the_Brighter-Fatter_Effect_on_a_Roman_Space_Telescope_H4RG_Detector_and_Comparison_with_Flat-Field_Data |
| Authors |
Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Charles_Shapiro,_Ami_Choi,_Chris_Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01920 |
我々は、投影された点光源を用いた実験室測定を使用した、NASAローマ宇宙望遠鏡開発のTeledyneH4RG-10近赤外線検出器におけるブライトファター効果(BFE)の測定と特性評価を紹介します。古典的非線形性やピクセル間容量などの他のピクセル間非線形効果を補正した後、電荷コントラストの電子あたりの面積変化の割合を計算することでBFEの大きさを定量化します。また、フラットフィールド画像からの自己相関を使用して、同様のデバイスで測定されたBFEと結果を比較するための数学的フレームワークも導入します。2つの方法の間で18+/-5%の一致があることがわかります。私たちは不一致の潜在的な原因を特定し、それらを特徴づけて対処するための今後の調査について話し合います。
LST-1とMAGICの共同観測のパフォーマンスをかに星雲データで評価
| Title |
Performance_of_the_joint_LST-1_and_MAGIC_observations_evaluated_with_Crab_Nebula_data |
| Authors |
H._Abe,_K._Abe,_S._Abe,_V._A._Acciari,_A._Aguasca-Cabot,_I._Agudo,_N._Alvarez_Crespo,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_C._Aramo,_A._Arbet-Engels,_C._Arcaro,_M._Artero,_K._Asano,_P._Aubert,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baktash,_A._Bamba,_A._Baquero_Larriva,_L._Baroncelli,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._I._Bernardos,_J._Bernete_Medrano,_A._Berti,_J._Besenrieder,_P._Bhattacharjee,_N._Biederbeck,_C._Bigongiari,_A._Biland,_E._Bissaldi,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_P._Bordas,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_A._Bulgarelli,_I._Burelli,_L._Burmistrov,_M._Buscemi,_G._Busetto,_A._Campoy_Ordaz,_M._Cardillo,_S._Caroff,_A._Carosi,_R._Carosi,_M._S._Carrasco,_M._Carretero-Castrillo,_F._Cassol,_A._J._Castro-Tirado,_D._Cauz,_D._Cerasole,_et_al._(311_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01954 |
目的。近々建設されるチェレンコフ望遠鏡アレイ天文台用の大型望遠鏡のプロトタイプであるLST-1は、ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台で試運転を終了します。LST-1(大型望遠鏡1)は2台のMAGIC(大気ガンマ画像チェレンコフ)望遠鏡に近接しているため、両方のシステムで同じガンマ線現象を観測することができます。方法。LST-1+MAGICの共同解析パイプラインについて説明し、かに星雲の同時観測とモンテカルロシミュレーションを使用して3つの望遠鏡システムのパフォーマンスを評価します。LST-1望遠鏡を追加すると、MAGIC画像の1つが暗すぎて分析品質のカットに耐えられないようなイベントを復元できます。結果。収集領域の増加とバックグラウンド除去の強化により、感度が大幅に向上し、200GeV～3TeVのエネルギー範囲で30%弱いフラックスの検出が可能になりました。約60GeVから約10TeVのエネルギー範囲で再構成されたかに星雲のスペクトルは、以前の測定と一致しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台の中型望遠鏡の状況
| Title |
Status_of_the_Medium-Sized_Telescopes_for_the_Cherenkov_Telescope_Array_Observatory |
| Authors |
Federica_Bradascio_(on_behalf_of_the_CTA_MST_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02127 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ観測所(CTAO)は、大気中のチェレンコフ光を使用して非常に高いエネルギーで宇宙を研究する次世代の地上ガンマ線観測所です。CTAOは、北半球と南半球に設置された3つの異なるサイズの67台以上の望遠鏡で構成されます。このうち、中型望遠鏡(MST)はCTAOの観測において重要な役割を果たし、100GeV～5TeVのエネルギー範囲のガンマ線に対して優れた感度と角度分解能を提供します。MSTは、改良された単一ミラーのデイビスコットン設計に基づいており、直径12メートル、全反射面88平方メートル、焦点距離16メートルの分割ミラーを備えています。約8度の視野をカバーし、CTAOサイトの北部と南部にそれぞれNectarCAMとFlashCamという2つの異なるカメラが装備されます。MSTの設計は、ガンマ線バーストや活動銀河核の研究だけでなく、超新星残骸やパルサー風星雲などの広範囲の発生源の効率的な観測のために最適化されています。現在、MSTは、CTAOパスファインダープロジェクト用に2025年に設置されることを目指して、生産とテストの段階にあります。このプロジェクトでは、各CTAOサイトに1台のMST望遠鏡が配備され、試作コンポーネントのオンサイト体験が提供されます。このアプローチにより、連続生産を開始する前にコストとリスクを軽減できます。この寄稿では、北と南のCTAOサイトにおけるMSTの建設の現在の状況と計画の概要、ならびに望遠鏡とカメラの設計と期待される性能の詳細が提供されます。
尤度再重み付けを使用した強化されたベイジアン RFI 軽減と一時的なフラグ付け
無線周波数干渉(RFI)による汚染は、電波天文学にとって普遍的な課題です。特に、一時的なRFIは、多くの時間ビンを持つ大規模なデータセットの場合、検出および回避することが困難です。この研究では、時間依存の一時的な異常を軽減するためのベイズ手法を紹介します。一般に、時間的に分離されたデータセットの一時的な異常を修正するための計算時間は、時間ビンの数に比例して増加します。尤度の再重み付けを利用することで、時間ビンの数にほぼ依存しない計算時間でベイズ異常軽減法を実行できることを示します。特に、2000個のタイムビンを持つテストケースの計算時間が25倍改善されたことがわかります。また、この方法によりフラグしきい値を自由パラメーターとして適合させ、緩和プロセスを完全に自動化する方法も示します。このしきい値フィッティングにより、事前分布が広い場合のデータの過剰修正も防止できることがわかりました。最後に、過渡現象検出器としてのこの方法の可能性を調査します。この方法では、SNR>10の場合、302,000個の中から個々の異常なデータポイントに確実にフラグを立てることができることを示します。
NectarCAM カメラ用のアップグレードされたフロントエンドボードのパフォーマンス
| Title |
Performances_of_an_upgraded_front-end-board_for_the_NectarCAM_camera |
| Authors |
Federica_Bradascio,_F._Brun,_F._Cangemi,_S._Caroff,_E._Delagnes,_D._Gascon,_J.-F._Glicenstein,_C._Juramy-Gilles,_J.-P._Lenain,_J.-L._Meunier,_A._Sanuy,_P._Sizun,_F._Toussenel,_B._Vallage,_V._Voisin_(for_the_CTA_NectarCAM_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02155 |
フロントエンドボード(FEB)は、チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)の中型望遠鏡(MST)用に開発されたNectarCAMカメラの重要なコンポーネントです。FEBは、カメラの光電子増倍管(PMT)からの信号を読み取ってデジタルデータに変換し、モジュールレベルのトリガー信号を生成する役割を果たします。この寄稿では、NECTArチップの改良版を利用した新しいバージョンのFEBの設計とパフォーマンスの概要を提供します。NECTArチップには、1GHzで信号をサンプリングするためのスイッチトキャパシタアレイと、トリガー信号の受信時に各サンプルをデジタル化するための12ビットアナログ/デジタルコンバータ(ADC)が含まれています。この高度なNECTArチップの統合により、NectarCAMのデッドタイムが以前のバージョンと比較して1桁大幅に短縮されます。この寄稿では、タイミング性能、直線性、ダイナミックレンジ、デッドタイムの測定を含む、新しいFEBの実験室テストの結果も示しています。
恒常的な惑星状星雲の光度関数の起源 明端カットオフ
| Title |
The_Origin_of_the_Consistent_Planetary_Nebula_Luminosity_Function_Bright-end_Cutoff |
| Authors |
Philippe_Z._Yao,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01479 |
[OIII]5007オングストローム線は、通常、惑星状星雲(PN)スペクトルで最も明るい線です。観測により、銀河内で最も明るい[OIII]5007オングストロームPN、つまり惑星状星雲光度関数(PNLF)の明端カットオフは、驚くほど銀河の種類に依存しないことが示されています。この不可解な均一性の原因を理解するために、光イオン化コードCLOUDYを使用して、雲と星のパラメーターの範囲でPNeをシミュレートします。[OIII]5007オングストロームのピーク光度は、高温での恒星の中心有効温度とPN噴出物の総質量の両方に弱く依存することがわかりました。しかし、[OIII]5007オングストロームのピーク光度は、恒星の中心光度とPN塵対ガスの質量比に強く依存します。これらのスケーリングを物理的に説明します。これらの研究は、星の中心光度が高くなると塵とガスの質量比が高くなるということが、銀河の種類を問わずPNLFにおける一定の明るい端のカットオフを説明するのに役立つ可能性があることを示唆している。この予測は銀河PNeの調査で検証可能です。白色矮星の二重合体で生き残った残骸も、PNeに類似した光電離星雲を生成するはずです。これらは[OIII]PLNFの高輝度端に優先的に存在する可能性があり、単星の進化モデルから予想されるよりも[OIII]で明るい初期型銀河におけるPNeの存在を説明できる可能性がある。若い恒星集団と古い恒星集団の両方に白色矮星の合体が存在することは、銀河タイプ間の[OIII]PNLFの均一性に寄与している可能性があります。このような星雲には、PNeの特徴である水素線が欠けているでしょう。
低質量原始星の誕生と初期進化
| Title |
The_birth_and_early_evolution_of_a_low_mass_protostar |
| Authors |
Ahmad_Adnan_Ali,_Gonz\'alez_Matthias,_Hennebelle_Patrick,_Commer\c{c}on_Beno\^it |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01516 |
高密度の分子雲コアの恒星密度への崩壊とその後の原始星の進化を理解することは、そのような天体が周囲の環境に及ぼすフィードバック効果をモデル化し、それが恒星の進化の軌跡に入る条件を説明するために重要です。このプロセスは基本的にマルチスケールであり、堅牢な数値シミュレーションの使用が必要です。私たちは、低質量原始星の誕生と初期進化をモデル化することを目指しています。また、原始星の内部構造と降着衝撃フロントの放射挙動の記述も目指しています。私たちは、グレイフラックス制限拡散近似の下で三次元放射流体力学を用いて、重力的に不安定な$1$$\mathrm{M_{\odot}}$高密度分子雲コアの恒星密度への崩壊の高解像度数値シミュレーションを実行しました。最初の等温相、最初の断熱収縮、$\mathrm{H}_{2}$分子の解離によって引き起こされる二番目の重力崩壊、そしてその後の主な降着相の$\約247$日を追跡します。私たちは、原始星のショックフロントの未臨界放射挙動が物質を降着させるにつれて膨張させることを発見しました。また、原始星は放射の安定性にもかかわらず、誕生の瞬間から乱流であることもわかりました。この乱流は原始星の内部で大きなエントロピー混合を引き起こし、それが膨らみを調節します。さらに、原始星は誕生時に完全にイオン化されていないが、周囲から物質が降着するにつれて内部のイオン化物質の相対量が増加することがわかりました。最後に、放射伝達の周波数依存処理を含む最初の3D計算の結果を報告します。この計算では、灰色の対応物と大きな違いは生じませんでした。
Gaia DR3 の超低温分光異常値
GaiaDR3は、超低温矮星のRPスペクトルと天体物理学的パラメーターの最初のリリースを提供しました。これらのガイアRPスペクトルと天体物理学的パラメーターを使用して、最も外側にある超低温矮星を選択しました。これらの天体はM7以降のスペクトルタイプを持ち、若い褐色矮星または低金属度の天体である可能性があります。この研究は、典型的な個体群とは大きく異なるガイアRPスペクトルを持つ超低温矮星を見つけることを目的としていました。しかし、ガイアにおけるこれらの超低温矮星の本質的な弱さは、ガイアDR3におけるそれらのスペクトルのS/N比が通常かなり低いことを意味します。この研究は、今後のGaiaデータリリースの反復のための概念実証を目的としています。よく研究された亜矮星と若い天体に基づいて、GaiaRPスペクトルを使用して定義されたスペクトルタイプ固有の色比を作成しました。この比率は、どのオブジェクトが外れ値であるかを決定するために使用されます。次に、Gaiaの外部にあるオブジェクトの運動学と測光を使用して、外れ値のリストを「主要な候補」のリストに絞り込みました。58個のGaiaRPスペクトル外れ値のリストを作成し、そのうち7個を主要な候補とみなします。これらのうち、6つは亜矮星である可能性が高く、1つは既知の若い恒星です。6人の亜矮人候補のうち4人はすでに亜矮人として知られていました。他の2つの亜矮星候補、2MASSJ03405673+2633447(sdM8.5)と2MASSJ01204397+6623543(sdM9)は新しい分類です。
進化する太陽彩層ジェットにおける赤外ストークススペクトルの合成
| Title |
Synthesis_of_infrared_Stokes_spectra_in_an_evolving_solar_chromospheric_jet |
| Authors |
T.Matsumoto,_K.Kawabata,_K.Katsukawa,_H.Iijima,_C.Quintero_Noda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01692 |
彩層ジェットは、太陽彩層におけるエネルギーと物質輸送の有力な要因であると考えられていますが、その駆動メカニズムはまだ解明されていません。磁場の測定は、彩層ジェットの駆動メカニズムを区別するための鍵となります。私たちは、SUNRISEIII気球望遠鏡に搭載されたサンライズ色圏赤外分光偏光計(SCIP)からの分光偏光観測を予測するために彩層ジェットを生成する現実的な放射磁気流体力学シミュレーションを使用して、赤外領域で完全なストークス合成を実行しました。ジェットは、遷移領域と磁束管のエンベロープでのねじれた磁場の上昇運動によって駆動される上昇流との間の衝突によって発射されました。この動きは、上向きに伝播する非線形アルフヴェニ波と一致します。上昇流は、暗線コア強度と強い直線偏光が共存するエンベロープでCaII849.8nm線の連続ドップラー信号として検出できました。フラックスチューブの軸は、FeI846.8nmラインとCaII849.8nmラインの両方で明るく、その内部に下向きに流れるプラズマがありました。私たちの研究で予測された構造、時間発展、およびストークス信号は、SUNRISEIII/SCIPによる将来の分光偏光測定の物理的解釈を改善するでしょう。
FU Ori タイプ天体に関連する拡張中赤外線放出の半解析計算
| Title |
Semi-analytic_calculations_for_extended_mid-Infrared_emission_associated_with_FU_Ori-type_objects |
| Authors |
Michihiro_Takami_(1),_Pin-Gao_Gu_(1),_Gilles_Otten_(1),_Christian_Delacroix_(2),_Sheng-Yuan_Liu_(1),_Shiang-Yu_Wang_(1),_Jennifer_Karr_(1)_((1)_ASIAA_(2)_STAR_Institute,_Universit\`e_de_Li\`ege) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01813 |
(目的)高角度分解能での近赤外イメージング偏光測定により、FUOri型天体(FUor)に向かう星周塵の興味深い分布が明らかになりました。これらの塵粒子はおそらく降着円盤または降下エンベロープのいずれかに関連していると考えられます。中間赤外域での追跡観測は、FUorへの質量降着プロセスの階層（つまり、エンベロープ降着と円盤降着）のより良い理解につながり、降着バーストと降着の成長のメカニズムを理解するための鍵を握っています。低質量の若い恒星天体全般。（方法）Hバンド（ラムダ=1.65ミクロン）で観測された偏光強度（PI）分布を用いて中赤外強度分布を推定する半解析的手法を開発した。我々は、2つのFUor、FUOriとV1735Cygの強度分布を3つの波長(ラムダ=3.5/4.8/12ミクロン)で、さまざまな場合、つまり光源として星または平坦なコンパクトな自発光円盤を使用して導出しました。星周塵粒子の光学的に厚いディスクまたは光学的に薄いエンベロープ。そして3つの異なるダストモデル。（結果）特にディスク/エンベロープの視野角がゼロ（正面）の場合、多くの場合と領域について一貫した結果を得ることができました。私たちの計算は、上記の波長における中赤外の拡張放射は単一の散乱プロセスによって支配されることを示唆しています。スパイラル構造および/または断片に断熱加熱などの追加の加熱メカニズムを追加しない限り、熱放射の寄与は無視できます。中心照明源の不確実性、星周ダスト粒子の分布、ダスト粒子の光学的特性により、ディスク/エンベロープのアスペクト比が約0.2の場合、強度レベルが20～800など、桁違いに不確実になります。ラムダ=3-13ミクロン。
観測者のフレーム RIII 再分配行列の CRD 近似の評価
| Title |
Assessment_of_the_CRD_approximation_for_the_observer's_frame_RIII_redistribution_matrix |
| Authors |
Simone_Riva,_Nuno_Guerreiro,_Gioele_Janett,_Diego_Rossinelli,_Pietro_Benedusi,_Rolf_Krause,_Luca_Belluzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02021 |
RIIおよびRIII再分布行列の近似形式は、部分周波数再分布(PRD)効果を考慮して、偏光放射の放射伝達問題の数値解を単純化するために頻繁に適用されます。RIIIに対して広く使用されている近似は、観測点フレーム(RIIICRD)における完全周波数再分布(CRD)の仮定の下でその式を考慮することです。強度プロファイルのモデル化に対するこの近似の適切性は、しっかりと確立されています。対照的に、散乱偏光信号のモデル化へのその適合性は、簡素化された設定を考慮した少数の研究でのみ分析されています。この研究では、散乱偏光のモデリングにおけるRIIICRD近似の影響と有効性の範囲を定量的に評価することを目的としています。方法。まず、RIIIとRIIICRDの分析比較を示します。次に、現実的な1D大気モデルでRIIIとRIIICRDを使用して実行された、局所熱力学的平衡からの放射伝達計算の結果を比較します。4227Åの彩層Cai線と4607Åの光球Sri線に焦点を当てます。
2022 年 3 月 28 日の最初の太陽周回衛星公称ミッション近日点での STIX、EUI、AIA を使用した M4
フレアにおけるエネルギー放出と輸送の多点研究
| Title |
Multi-point_study_of_the_energy_release_and_transport_in_the_28_March_2022,_M4-flare_using_STIX,_EUI,_and_AIA_during_the_first_Solar_Orbiter_nominal_mission_perihelion |
| Authors |
Stefan_Purkhart,_Astrid_M._Veronig,_Ewan_C._M._Dickson,_Andrea_Francesco_Battaglia,_S\"am_Krucker,_Robert_Jarolim,_Bernhard_Kliem,_Karin_Dissauer,_Tatiana_Podladchikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02038 |
我々は、2022年3月28日、ソーラーオービターの最初の科学近日点(0.33天文単位)付近で発生したM4クラスのフレアのケーススタディを紹介します。ソーラー・オービターは太陽と地球の線の西83.5{\deg}にあり、この出来事は東縁近くに現れましたが、地球を周回する探査機は円盤の中心近くでそれを観測しました。STIXX線源のタイミングと位置は、太陽周回機の極端紫外線撮像装置(EUI)と太陽力学観測所の大気イメージングアセンブリ(AIA)によってEUV内で観測されたプラズマの進化と、彩層に関連していました。1600{\AA}にAIAによって観察された反応。さまざまなサブボリュームでのフレアリングプラズマの特徴をさらに明らかにするために、差動放出測定(DEM)分析を実行しました。フレア前の磁場構成は、非線形フォースフリー(NLFF)外挿を使用して分析されました。フレアリングループの端にある2つの古典的な硬X線(HXR)フットポイントに加えて、イベントの後半では、噴出するフィラメントのアンカーポイントの1つで非熱的HXR源が観察されます。AIA1600~{\AA}フットポイントの進化は、このフットポイントの位置の変化がフレア全体にわたるフットポイントの西方向への連続的な動きの不連続性を表していることを示しています。NLFFの外挿は、最初のHXRピーク中に、噴出するフィラメントの近く、またはおそらくその一部であった強く剪断された磁力線が、弱く剪断されたアーケードと再接続したことを示唆しています。これらの磁力線の残りの部分はイベントの後半に再接続され、フィラメントの南側のフットポイントにHXRピークが生成されました。私たちの結果は、フレアの初期段階で非常に異なる剪断力を持つ力線間の再接続が、フレアの後半部分でのHXRフットポイントの動きを理解する上で重要な役割を果たすことを示しています。これは、均一に剪断されたアーケードに沿って伝播する再接続のみを考慮するホイップ再接続などのより単純なモデルを一般化します。
白色矮星の主系列仲間 II: ガイアの共通固有運動ペアのサンプルからの年齢-活動-回転関係
| Title |
Main_sequence_companions_to_white_dwarfs_II:_the_age-activity-rotation_relation_from_a_sample_of_Gaia_common_proper_motion_pairs |
| Authors |
A._Rebassa-Mansergas,_J._Maldonado,_R._Raddi,_S._Torres,_M._Hoskin,_T._Cunningham,_M.A._Hollands,_J._Ren,_B.T._Gaensicke,_P.-E._Tremblay,_M._Camisassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02125 |
磁気活動と回転は、低質量主系列星の年齢に関連しています。これらの関係をさらに制約するために、ガイア天文法のおかげで特定された白色矮星との共通の固有運動ペアのメンバーである574個の主系列星のサンプルを研究しました。私たちは白色矮星を年齢の指標として使用し、活動指数と回転速度は標準的な手順を使用して主系列伴星から取得します。私たちは、5回転よりも古い恒星は、目に見えない伴星の存在による潮汐ロックにより高速回転体でない限り、ハルファ波やCaiiのH&K放出を示さないこと、および回転速度が時間の経過とともに減少する傾向があることを発見し、いわゆるジャイロクロノロジーを裏付けています。しかし、おそらく与えられた年齢よりも速く自転するため、活動している中程度に古い星（約2～6Gyr）も見つかりました。これは、それらが磁気ブレーキの弱まりに苦しんでいる可能性があること、または過去に風の降着プロセスを通じて進化した可能性があることを示しています。5Gyr未満のすべての星について私たちが測定した活動率は、約10〜40パーセントの範囲にあります。私たちのサンプルは活動寿命が短い(<2Gyr)と考えられているF星、G星、K星、および初期のM星で構成されているため、これは予想と一致しています。最後に、（ゆっくりと回転する）星のサンプルのアルファ光度比とR'HK指数が、一般的に見られる広がり(-4>log(LHalpha/Lbol);log(R'HK)>-5)を示していることを観察します。不活性なM星または弱く活性/不活性なF、G、K星。
RR Lyr における大気力学と衝撃波
| Title |
Atmospheric_dynamics_and_shock_waves_in_RR_Lyr |
| Authors |
D._Gillet,_F.L._Sefyani,_A._Benhida,_B._Mauclaire,_D._El_Youssoufi,_T._de_France,_Z._Benkhaldoun,_P._Lailly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02180 |
こと座RR星の分光観測はほぼ1世紀にわたって行われてきたが、水素線が脈動周期ごとに3回の連続発光を示すことが確認されたのはつい最近のことである。この研究の目的は、これら3つの放射の物理的起源、大気力学との関係、およびその強度に対するブラジコ変調の影響を明らかにすることです。主要なH$\alpha$放出の青方偏移の値から、極超音速衝撃フロントの速度は100～150$\pm10$km$\,$s$^{-1}$(マッハ数)と推定されました。10から15の間）。衝撃速度は、Blazhkoの最小値から最大値まで増加し、その後、Blazhkoの最小値まで徐々に減少して再び成長し始めることが確認されています。この観察結果は、ブラジコ効果を説明するために2013年に提案された衝撃モデルと一致しています。H$\alpha$放出の強度は衝撃速度とともに増加し、最大値は約137km$\,$s$^{-1}$であり、その後衝撃速度がさらに増加すると減少します。この効果は、放射衝撃波における原子のますます重要なイオン化の結果であると考えられます。2番目の(青方偏移した)H$\alpha$放出は、脈動周期の3～16%の間、光球層に降り注ぐ上層大気のほぼ一定の超音速圧縮(マッハ数2～3)の結果です。最後に、3番目のH$\alpha$放出(はくちょう座P型プロファイル)は、最終的な弱体化時の衝撃波によって引き起こされた高層大気の膨張の結果であると考えられます。
TESSで観測した新星V1674 Herの公転周期
2021年の新星ハーは、2021年6月12.537日の最新のバーストから12.62日後にTESSで観測されました。この激変変数は中間極クラスに属し、自転周期$\sim$501秒、公転周期0.1529日です。セクター40のTESS観測中に、バースト開始から17日後に0.1529(1)日の軌道周期が顕著に検出されました。$\sim$0.537日の周期を持つ原因不明の変調が13日目から17日目までのデータに存在します。
V892 タウ連星系の高角分解能イメージング: 新しい周回円盤検出と最新の軌道制約
| Title |
High_Angular_Resolution_Imaging_of_the_V892_Tau_Binary_System:_A_New_Circumprimary_Disk_Detection_and_Updated_Orbital_Constraints |
| Authors |
Christina_Vides,_Steph_Sallum,_Josh_Eisner,_Andy_Skemer,_Ruth_Murray-Clay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02241 |
我々は、恒星の伴星と周連系円盤を持つ若いハービッグAe/Be星であるV892タウの直接画像研究を発表する。私たちの観測は、K$^\prime$バンド(2.12$\mu$m)とL$^\prime$バンド(3.78$\mu)で非冗長マスキングとピラミッド波面センサーを使用してKeck2/NIRC2によって取得された画像で構成されています。$m)。L$^\prime$帯では低質量の降着伴星や冷たい円盤物質に対する感度が高く、K$^\prime$帯での補足的な観測では、より高い角度分解能でより高温の物質を探ります。これらの複数波長、複数時代のデータにより、恒星の二次発光と円盤発光を区別し、小さな角度間隔での周連星円盤の構造を深く調査することができます。幾何学的ディスクモデルとコンパニオンモデルをK$^\prime$バンドデータとL$^\prime$バンドデータに適合させることにより、システムのアーキテクチャ特性を制約します。これらのモデルから、恒星連星の天文特性と測光特性を制約し、軌道を更新して、V892タウの軌道パラメータをこれまでで最も厳密に推定します。また、外周円盤の幾何学的構造を拘束し、外周円盤を初めて解明しました。
Gaia と 2MASS 測光による Gaia DR3 での新しい視覚バイナリの検出 I. 太陽から 200 pc 以内の新しい候補バイナリ
| Title |
Detecting_New_Visual_Binaries_in_Gaia_DR3_with_Gaia_and_2MASS_Photometry_I._New_Candidate_Binaries_Within_200_pc_of_the_Sun |
| Authors |
Ilija_Medan_(1_and_2),_S\'ebastien_L\'epine_(1)_((1)_Georgia_State_University,_(2)_Vanderbilt_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02256 |
視差や固有の動きに依存しない、GaiaeDR3で可能性の高い視覚バイナリを識別する方法を紹介します。この方法では、2MASS/GaiaのさまざまなPSFサイズが利用されます。$<2.5$"では、2つの星は2MASSでは解決されませんが、Gaiaによって解決される可能性があります。このため、Gaiaにリストされている近接星が解決されたペアである場合、関連する2MASSソースはJバンドでは、ペアの$\DeltaG$に依存する予測可能な超過が発生します。2MASS超過と$\DeltaG$の間の予想される関係は、真の二元系と比較して、偶然の整合では異なることを示します。等級や空上の位置などのパラメータも考慮される場合、これらの多次元分布を使用して、近い星のペアが偶然の配列である可能性を計算し、その結果、可能性の高い68,725(50,230)個のバイナリの合計(クリーンな)カタログが得られます。200台のPCの完全性率は$\sim75\%$($\sim64\%$)、汚染率は$\sim14\%$($\sim0.4\%$)でした。この中に、これまで未確認だった590台が見つかりましたGaiaeDR3からのバイナリは、$<30$AUの物理的分離が予測されており、138個のシステムが以前に特定されていますが、$s<10$AUでは、15個の新しい可能性のあるバイナリのうち4個が高解像度イメージングでまだ観察されていないことがわかります。また、この低分離バイナリの増加から、物理的な分離分布とバイナリフラクションの推定値を決定するためのカタログの可能性も実証します。全体として、このカタログは、より小さな物理的分離と質量比を調査することにより、局所的なバイナリ個体群の研究を適切に補完し、スペックルモニタリングの主要なターゲットを提供します。
TeV フォトンの光学深さに基づく GRB 221009A のジェット ローレンツ因子制約
最近、記録破りのガンマ線バーストGRB221009Aからそのプロンプト段階でテラ電子ボルト(TeV)光子が検出されたため、そのローレンツ因子を制約するという課題が生じています。我々は、TeV光子が外部衝撃領域から発生し、低エネルギーMeV光子が内部即発放出領域から発生する2ゾーンモデルを考慮して、ジェットローレンツ因子の制約を再評価します。MeV光子のスペクトルと光度曲線の進化を適切に考慮することで、TeV光子の光学深さを計算し、約300の最小ローレンツ係数を導き出します。これは、TeV放射の残光モデリングと一致します。
大赤斑を含む木星の観測と一致する安定した 3 次元渦群
| Title |
Stable_3-dimensional_Vortex_Families_Consistent_with_Jovian_Observations_Including_the_Great_Red_Spot |
| Authors |
Aidi_Zhang,_Philip_S._Marcus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01435 |
私たちは、安定した長寿命の惑星渦の3次元構造を発見しました。木星の渦の水平速度の詳細な観察は、大気中の1つの高さにしか存在しないため、その垂直構造はほとんど理解されていません。観測された木星の静水圧大気温度と帯状流を使用して、高解像度の擬似スペクトル法で3次元非弾性方程式を解きます。いくつかの渦群を調べます。私たちは、{\itconstant-vorticity}渦が、高さと水平領域の関数としてほぼ均一な渦度を持ち、上部と底部でゼロになることがわかり、大赤斑(GRS)のように見える安定した渦に収束することがわかりました。。対照的に、以前の研究で提案された{\itconstant-area}渦は、高さの関数としてほぼ均一な面積と、上部と底部でゼロになる垂直渦度を持ち、平衡からはほど遠く、バラバラになり、{\itconstant-vorticity}渦に収束します。最終的な渦は、他の予期せぬ特性を示します。最初は中空ではなかった渦が中空になります(つまり、中心に垂直方向の渦度の極小値が存在します)。これは2次元シミュレーションでは説明できないGRSの特徴です。最終的な渦の中心軸は、最初は局所的な重力方向と一致していても、惑星の自転軸と一致します。我々は、垂直方向と水平方向の速度の大きさの小さな比がロスビー数と渦の垂直アスペクト比にどのように比例するかを示し、安定した渦の水平中心面は上空より高い高さになければならないことを分析的に証明します。対流帯の上部。
ダークマター散乱のためのベクトル空間統合
私は、特に困難な解析の評価時間を$10^7$分の1に短縮できる散乱計算の高効率な統合手法を紹介します。被積分関数の各項目を単純な基底関数で構成されるベクトル空間に射影することにより、多次元数値積分は行列乗算のはるかに簡単な演習に置き換えられます。この方法は、複数の入力関数に線形に依存する任意の被積分関数に一般化できます。この論文では、この方法を異方性ターゲット物質を用いた暗黒物質(DM)の直接検出に適用します。この場合、DM散乱率はDM粒子モデル、天体物理学的DM速度分布、およびターゲット物質の特性だけでなく、検出器の$SO(3)$方向にも影響します。ベクトル空間計算では、基底関数に作用する単純な行列乗算によって検出器の回転を記述しながら、天体物理学、DM粒子モデル、SM材料特性を相互に因数分解します。コンピューティングクラスターでは数十年、数百年かかる難しい分析が、ラップトップで数時間で実行できるようになりました。
| Title |
Nonlinear_acoustics_and_shock_dynamics_in_isentropic_atmospheres |
| Authors |
Tamar_Faran,_Christopher_D._Matzner_and_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01481 |
非線形音響進化は、衝撃波の形成につながる波の急峻化との関連で議論されることが多く、衝撃波のチャネルの狭小化や媒体の層化によって衝撃波が強化され続ける用途では特に興味深いものです。正確なスケーリングは低振幅の波と強い衝撃を制御しますが、これらの位相を接続するか、最初から非線形である波を記述するには、一般にシミュレーションが必要です。我々は、自由落下基準系におけるリーマン不変量の保存のおかげで、面平行で等エントロピーな重力成層大気内の波が正確な単純波解で記述されるという事実を利用して、この問題に取り組みます。当社のソリューションにより、反射波と衝撃を形成する波を区別し、常微分方程式を使用して波と衝撃の進化を捉えることができます。断熱指数$\gamma$のいくつかの関連する値については、解は明示的です。さらに、自由表面からの非線形波の反射は$\gamma=3$について解析的に記述することができます。流体力学シミュレーションとの比較により、解析的衝撃の近似は中程度($\sim$少数--15)のマッハ数まで正確であり、断熱指数が高くなるにつれて精度が向上することがわかります。私たちの解決策は、初期の亜音速パルスでは、エントロピーを大幅に増加させることなく、大気から質量を解放することはできないことも示唆しています。
ウェーブレット高調波積分法
新しい積分手法により、暗黒物質直接検出計算の効率が大幅に向上しました。この研究では、新しいベクトル空間積分法用に設計された、球面ウェーブレット調和関数の完全な直交基底を紹介します。これにより、数値計算が天体物理的速度分布のみに依存する部分に因数分解されます。2番目の部分は、検出器のフォームファクターのみに依存します。基底関数に基づいて定義された散乱行列は、暗黒物質(DM)粒子モデルの詳細(質量など)に依存します。一般的なスピン独立DM標準モデル相互作用の場合、この散乱行列はウェーブレット調和基底で解析的に評価できます。この因数分解は、近年必要になっているより複雑な解析、特に異方性検出器材料や局所DM速度分布のより現実的なモデルを含む解析に特に役立ちます。新しい方法を使用すると、多数の検出器の向きとDM粒子モデルを研究する解析を約1,000万倍高速に実行できます。この論文では、ウェーブレット係数空間の外挿や、より広範なクラスの線形関数積分へのベクトル空間法の一般化など、球面ウェーブレットに関するいくつかの解析結果を導き出します。両方の結果は、DM直接検出の分野以外でも非常に関連性があります。
リングブラックホールからの電磁場の超放射散乱
重力波(GW)の検出は、重力波天文学の新時代の始まりを切り開きます。リングダウン段階のブラックホール(BH)は、低エネルギー摂動下でのBHの基本的な性質を刻印する、放出されたGWの最もきれいな信号を提供します。GWとは別に、呼び出し中のBHの補完的なシグネチャが最も重要になる可能性があります。これを動機として、我々はそのような背景における電磁波の散乱を分析し、リンギングするシュヴァルツシルトBHの吸収断面積が超放射になり得ることを実証しました。さらに、このような超放射現象は本質的に一時的なものであり、その特徴的な時間スケールはGW発振の時間スケールと等しいことが分かりました。さらに、既存の地上設置型低周波アレイ(LOFAR)である電波望遠鏡は、質量範囲$M\sim10^{-1}-10^{-2}のBHからのこのような過渡信号を検出できる可能性があることを指摘します。M_{\odot}$、これは必ず始原起源のものでなければなりません。私たちの今回の結果は、ブラックホールの合体現象を電磁波を通して観測するという興味深い可能性を切り開きます。
巨大ニュートリノによる大規模構造形成のヴラソフシミュレーションのための量子アルゴリズム
| Title |
Quantum_algorithm_for_the_Vlasov_simulation_of_the_large-scale_structure_formation_with_massive_neutrinos |
| Authors |
Koichi_Miyamoto,_Soichiro_Yamazaki,_Fumio_Uchida,_Kotaro_Fujisawa,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.01832 |
現在、ニュートリノの質量は有限であることが実験的に証明されており、その宇宙論的な意味を調べることは基礎物理学にとっても非常に重要です。特に、物質の構成要素である質量ニュートリノは宇宙の大規模構造（LSS）の形成に影響を与え、逆にLSSの観測によりニュートリノの質量に制約を与えることができます。したがって、従来の冷たい暗黒物質とともに大質量ニュートリノを含むLSS形成の大規模な数値シミュレーションを実行することは重要な課題です。このためには、ヴラソフ方程式を解くことによって位相空間におけるニュートリノ分布を計算することが、従来の$N$-bodyシミュレーションよりも適切なアプローチですが、$(6+1)$次元空間で偏微分方程式を解く必要があり、各座標の$n_\mathrm{gr}$格子点と$n_t$時間の格子点を構成すると、$O(n_tn_\mathrm{gr}^6)$の複雑さになります。我々は、このタスクのための効率的な量子アルゴリズムを提案します。ニュートリノの比較的弱い自己重力を無視してウラソフ方程式を線形化し、ハミルトニアンシミュレーションを実行してニュートリノの位相空間分布をコード化する量子状態を生成します。また、$\epsilon$の精度で量子振幅推定を行い、$\widetilde{O}((n_\mathrm{gr}+n_t)/\epsilon)$。私たちが知る限り、これは保証された精度で実際に重要な量を出力するLSSシミュレーション用の最初の量子アルゴリズムです。
ダグナビット！階層ベイズ推論におけるノイズと検出間の一貫性の確保
| Title |
DAGnabbit!_Ensuring_Consistency_between_Noise_and_Detection_in_Hierarchical_Bayesian_Inference |
| Authors |
Reed_Essick,_Maya_Fishbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02017 |
階層ベイズ推論は、天文学カタログ内の測定の不確実性と選択効果の両方を同時に説明できます。特に、課された階層は、観察されたデータを生成する物理プロセスの相互依存性についての信念をコード化します。文献内で提案されているいくつかの近似が、実際には、有向非巡回グラフ(DAG)で記述できる物理的検出プロセスとは互換性のない推論に対応していることを示します。これは一般にバイアスにつながり、真のソースパラメータが与えられた場合、検出可能性は観察されたデータから独立しているという仮定に関連しています。この誤差が、重力波を通して観測された合体連星カタログに基づく天体物理学的推論にどのような影響を与えるかについて、合体速度の赤方偏移の進化を誤って推定したり、一般相対性理論が重力の正しい理論ではないのに誤って推論したりするなど、天体物理学的推論にどのような影響を与える可能性があるかについて、いくつかの例を示します。。一般に、「検出された分布」に直接適合させたり、後処理で選択効果を「分割」したりすることはできません。同様に、理論的な予測と観測値を比較する場合、イベントパラメーターの検出された分布の推定値(選択効果のみを含む)を比較するよりも、検出されたデータ(測定ノイズと選択効果の両方を含む)をシミュレートする方が適切です。誤った仮定によるモデルの仕様の誤りによってもたらされるバイアスは、中程度のカタログサイズ(O(100)イベント)の統計的不確実性よりも小さい可能性がありますが、それでも、天体物理集団の正確な測定には大きな障壁となります。
$Z_{\mathcalN}$アクシオンと呼ばれる均一な光QCDアクシオンは、強いCP問題を解決し、暗黒物質(DM)を説明することができます。$Z_{\mathcalN}$アクシオンとアクシオン様粒子(ALP)の間の質量混合では二重レベルクロスが自然に起こり得ることを指摘します。最初のレベルクロスはQCD相遷移よりもはるかに早く発生しますが、2番目のレベルクロスはQCD相遷移が存在する場合、まさにその最中に発生します。$Z_{\mathcalN}$アクシオンDMレリック密度は、アクシオン振動の開始に応じて、単一踏切では抑制または強化され、二重踏切では抑制されます。将来のアクシオン実験では、これらの踏切効果を検出できるようになります。
$Sp(2N)$ ゲージ理論と状態密度法における閉じ込め解除相転移
| Title |
The_deconfinement_phase_transition_in_$Sp(2N)$_gauge_theories_and_the_density_of_states_method |
| Authors |
David_Mason,_Biagio_Lucini,_Maurizio_Piai,_Enrico_Rinaldi,_Davide_Vadacchino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02145 |
初期宇宙の一次相転移は、検出可能な重力波の背景を生成する可能性があります。これらの相転移は新しい物理学によって生成される可能性があるため、これらの効果を定量化することが重要です。多くの純粋なヤン-ミルズゲージ理論は、格子シミュレーションで研究できる特性を備えた一次非閉じ込め相転移を起こすことが知られています。標準模型を超える物理モデルの候補として$Sp(2N)$ゲージ理論への関心が最近高まっているにもかかわらず、有限温度におけるこれらの理論の研究は依然として非常に限られています。この寄稿では、線形対数緩和アルゴリズムを使用した$Sp(4)$Yang-Mills理論における閉じ込め相転移の熱力学特性の進行中の数値研究の予備結果を紹介します。この方法により、状態密度を非常に正確に決定できるようになり、熱力学的観測値の正確な再構築が可能になります。特に、準安定および不安定分岐に沿った場合でも、系の自由エネルギーなどの他の方法では決定が困難な量にアクセスできるため、相転移のダイナミクスを研究するための追加の直接観察が可能になります。
