| Title |
Mass_bias_in_clusters_of_galaxies:_Projection_effects_on_the_case_study_of_Virgo_replica |
| Authors |
Th\'eo_Lebeau,_Jenny_G.Sorce,_Nabila_Aghanim,_Elena_Hern\'andez-Mart\'inez,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02326 |
観測された銀河団内ガスの圧力、密度、温度プロファイル、ひいては銀河団の質量を測定する場合、投影効果や球面対称仮説からの逸脱によりバイアスが生じる可能性があります。観測されたクラスターの特性が観測方向にどの程度強く依存するかを推定するために、実際の銀河団を再現するおとめ座クラスターの制約付き流体力学シミュレーションを使用します。このケーススタディでは、観察方向を模倣する天の川-乙女座軸に沿ったものなど、さまざまな方向に沿って投影されたときのおとめ座の特性を分析します。さまざまな観測方向に沿った投影からの静水圧質量および静水圧質量バイアスを、3Dシミュレーションから導出されたものと比較します。投影効果が乙女座の質量の決定に影響を与えることを示します。特に、視線に沿った質量と圧力が2Dおよび3Dの投影電子密度と圧力プロファイルの強度と相関し、導出される静水圧質量に影響を与えることを示します。また、クラスター内の圧力の不連続によって引き起こされる静水圧平衡への逸脱が投影解除プロセスによって強調され、したがってこれらの半径では静水圧質量の推定が無効になることも示します。
線形スペクトルテンプレートを使用して Ia 型超新星の色の変動に対処する
| Title |
Addressing_type_Ia_supernova_color_variability_with_a_linear_spectral_template |
| Authors |
C\'assia_S._Nascimento,_Jo\~ao_Paulo_C._Fran\c{c}a_and_Ribamar_R._R._Reis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02329 |
我々は、よく知られているスペクトル適応型光曲線テンプレート2(SALT2)に基づくIa型超新星光曲線フィッターの静止系光束の純粋な線形展開の可能性を調査します。代表的なトレーニングセットに対して主成分分析(PCA)と因子分析(FA)を実行することにより、拡張コンポーネントを生成します。次に、距離係数のTrippのような式を導出し、$\Lambda$CDM宇宙論モデルをPantheonサンプルに当てはめます。PureExpansionTemplateforSupernovae(PETS)と呼ばれるモデルとSALT2の制約力が評価され、$\Omega_{m0}$と$\Omega_{\Lambda0}$が$68\%$の不確実性の範囲内で互換性のある結果が得られました。2つのモデル間では、PETSの適合パラメーターはSALT2'パラメーターと無視できない線形相関を示します。PETSのフィットパラメータと超新星ホスト銀河の質量の間には無視できない相関があることがわかりましたが、ハッブル図残差はフィットパラメータ、赤方偏移、またはホスト銀河の質量との相関を示しません。モデルの迷惑パラメータ$\alpha$と$\beta$にはわずかな相関があり、$\beta$の赤方偏移の進化の証拠が見つかります。固有散乱$\sigma_{\textrm{int}}$は、微妙な赤方偏移の進化を示しており、宇宙論サンプル内の高赤方偏移超新星の数を増やすためにさらに調査する必要があります。
弱いレンズ効果を伴う原始非ガウス性: ウラガム全天シミュレーションにおける非線形スケールに関する情報
原始非ガウス性(PNG)は、インフレーション時代からの素粒子物理プロセスをコード化する密度場のシグネチャです。このような痕跡は、振幅$f^{X}_{\rmNL}$を制限することにより、宇宙マイクロ波背景放射を使用して広範囲に研究されており、大規模な構造調査から将来の改善が期待されています。具体的には、銀河相関関数です。弱いレンズ場を使用して、競合的かつ補完的な制約を達成できることを示します。これは、N体シミュレーションの新しいUlagamスイートを介して表示されます。そのサブセットは、4種類のPNGで原始フィールドを進化させます。全天レンズマップを作成し、マップ上で測定された3つの要約統計量(モーメント、累積分布関数、および3点相関関数)からフィッシャー情報を推定します。ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)からの10年サンプルは、PNGを$\sigma(f^{\rm\,eq}_{\rmNL})\約110$,$に制限できることがわかりました。\sigma(f^{\rm\,or,lss}_{\rmNL})\約120$、$\sigma(f^{\rm\,loc}_{\rmNL})\約40$。前の2つについては、これは、暗黒エネルギー分光装置(DESI)から予想される銀河クラスタリングに基づく制約よりも優れているか、同等です。レンズ領域のPNG情報は非線形スケールで低赤方偏移($z\lesssim1.25$)であり、大規模なハローの進化の歴史に明確な起源があります。$\gtrsim20{\,\rmMpc}$のスケール削減の下では、拘束力は$\sim\!\!60\%$低下します。これは、小規模な系統的効果の影響をほとんど受けないスケールに関する重要な情報がまだ存在することを示しています(例：バリオン）。よりアンケートに重点を置いた分析を可能にするために、Ulagamスイートを一般公開します。
全球 21 cm 信号の模擬データと高誘電率銀河の UV 視度関数をジョイントフィッティングする際に、エミュレータによって取得された事後分布を検証する
| Title |
Validating_posteriors_obtained_by_an_emulator_when_jointly-fitting_mock_data_of_the_global_21-cm_signal_and_high-z_galaxy_UV_luminosity_function |
| Authors |
J._Dorigo_Jones,_D._Rapetti,_J._Mirocha,_J._J._Hibbard,_J._O._Burns,_N._Bassett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02503 |
ニューラルネットワークベースのエミュレータにより、21cm宇宙論における効率的なパラメータ推定が可能になりますが、そのような制約の精度はほとんど理解されていません。入れ子になったサンプリングを使用して、全球21cm信号と高$z$銀河紫外光度関数(UVLF)のモックデータを当てはめ、全球信号エミュレータ${\ttglobalemu}$を使用して得られたエミュレートされた事後分布を初めて比較します。${\ttARES}$を使用してエミュレータがトレーニングされた完全なモデルを使用して取得された「真の」事後分布に変換します。私たちが使用する8つのモデルパラメーターのうち、4つは星形成効率(SFE)を制御するため、UVLFデータによって制約される可能性がありますが、残りの4つはUVおよびX線の光子の生成と、星形成ハローの最低ビリアル温度を制御します。($T_{\rmmin}$)であるため、再電離と21cm測定によって独自にプローブされます。ジョイントフィットされている21cmデータの50および250mKのノイズレベルの場合、エミュレートされた「真の」事後分布は$1\sigma$以内で一致します。ただし、10mKおよび25mKのより低いノイズレベルでは、${\ttglobalemu}$は$T_{\rmmin}$を過大予測し、SFEパラメータである$\gamma_{\rmlo}$を$\about3-4過小予測します。\sigma$ですが、「真の」${\ttARES}$事後分布は$1\sigma$内の基準値を捕捉します。モックUVLFデータと21cmデータをジョイントフィッティングすると、${\ttARES}$パラメーター空間の縮退が解消され、SFEパラメーターの制約が大幅に改善されることがわかりました。私たちの結果は、悲観的なものから楽観的なものまでのさまざまなノイズレベルに対する全球21cmの実験で予想される天体物理学的制約と、UVLFデータを含めることによってSFEパラメータの赤方偏移の進化を調査できる可能性を示しています。
LoReLi データベース: 3D 放射流体力学シミュレーションによる 21 cm 信号推論
| Title |
The_LoReLi_database:_21_cm_signal_inference_with_3D_radiative_hydrodynamics_simulations |
| Authors |
Romain_Meriot_and_Benoit_Semelin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02684 |
平方キロメートルアレイは、今後10年間に再電離時代からの21cm信号を測定すると予想されており、そのパスファインダーはさらに早い段階で統計的な検出を提供する可能性があります。現在報告されている上限は、再電離時代(EoR)のモデルの天体物理学的パラメーターに制約を課し始めています。このようなデータをベイズ推論を使用した3D放射流体力学シミュレーションで解釈するために、Licoriceコードの最新の開発を紹介します。主に未解決の星形成を説明するためのハロー条件付き質量関数の実装に依存することで、$256^3$の解像度でEoRの正確なシミュレーションが可能になります。私たちはこのバージョンのLicoriceを使用して、LoReLiの最初のイテレーションを生成します。これは現在、放射流体力学シミュレーションから計算された数百の21cm信号を含む公開データセットです。LoReLi上でニューラルネットワークをトレーニングして、シミュレートされた信号に対して$\sim5\%$rms誤差を持つリコリスパワースペクトルの高速エミュレータであるLorEMUを提供します。LorEMUはMCMCフレームワークで使用され、最初にSKAによる100時間の観測に対応するシミュレートされた信号と熱雑音で構成される模擬観測に対してベイズ推論を実行します。次に、推論パイプラインをHERA干渉計からの最新の測定値に適用します。我々はX線放射率に関する制約を報告し、冷再電離シナリオが宇宙を正確に表す可能性が低いことを確認しました。
プランク CMB データを使用して宇宙の統計的等方性を調べる
私たちは、モデルに依存しないアプローチで正確な全天CMBデータを使用して、宇宙の統計的等方性を調べるために、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度変動の角度分布を研究します。最近リリースされた4つのプランク前景クリーンCMBマップにおける温度と温度の角度相関を調査します。この研究では、CMB球に対して方向解析を実行し、温度と温度の角度相関が極端になる方向を探します。私たちの分析により、$98\%$-$99\%$の方向$(l,b)\simeq(250^{\circ},130^{\circ})$を指す、CMB球内の優先軸が確認されました。信頼水準、CMB角度相関が対蹠方向に対する最大超過を示す方向。この優先方向は、$\Lambda$CDM宇宙論モデルでは予期せぬものであり、シミュレーションされた統計的に等方性のCMBマップに同じ手順を適用して得られた結果と比較すると、大きな偏差を表しています。この結果は、以前に報告されたCMB異常の1つである現象である、最新のプランクデータにおける南北の非対称性を裏付けています。プランク前景でクリーン化された4つのCMBマップで、温度と温度の角度相関における南北非対称性の堅牢な検出を実行します(統計的有意性はわずかに異なります)。さらに、研究中のCMBマップに前景とノイズ(両方のプランクデータ製品)を追加することで一貫性テストを実行し、方法論の潜在的なバイアスも調査して破棄します。これらの詳細な分析の後、調査したプランクCMBマップには高い統計的有意性を持って南北非対称現象が存在すると結論付けました。この結果は、過去20年間の文献での以前の報告を裏付けるものです。
フィードバックのないスターバースト銀河が 21 cm 信号と再電離履歴に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_feedback-free_starburst_galaxies_on_the_21-cm_signal_and_reionization_history |
| Authors |
Sarah_Libanore,_Jordan_Flitter,_Ely_D._Kovetz,_Zhaozhou_Li,_Avishai_Dekel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03021 |
コズミック・ドーンのさまざまな星形成モデルは、今後の21cm実験の観測対象物に検出可能な痕跡を生成します。この研究では、フィードバックフリースターバースト(FFB)の物理的シナリオを考慮します。これによれば、星形成効率(SFE)は、十分に早い時期に十分に大きなハローで強化され、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡からの指摘を説明します。$z\geq10$で明るい銀河が過剰に存在する場合。PopIISFEに対するFFBの寄与をモデル化し、これらが21cmのグローバル信号とパワースペクトルに与える影響を計算します。我々は、FFBが輝度温度と21cmパワースペクトルの変化に影響を与えるが、中性水素部分には限定的な影響しか及ぼさないことを示します。私たちは、基礎となる星形成モデルの変化やpopIII星からの寄与によって観測物がどのような影響を受けるかを調査します。最後に、次世代再電離アレイ水素時代(HERA)がパワースペクトル測定を通じてFFB銀河の存在を検出できるかどうかを予測します。私たちの結果は、popII星がスピン温度を下げる主な要因であると仮定すると、重要な検出の可能性を示しています。PopIII星形成を効率的に行うと、検出がより困難になります。
GJ 357 d: 居住可能な世界か混沌のエージェントか?
複数惑星システムは、既知の系外惑星システムアーキテクチャの範囲内での動的相互作用を調査するための重要な実験室を提供します。そのような系の1つがGJ357で、低質量主星と3つの周回惑星で構成されており、その最外周(惑星d)は通過せず、主星のハビタブルゾーン(HZ)内にあります。惑星dの最小質量により、それが本当に地球型であるかどうか、また地表液体水を保持する候補であるかどうかの両方の点で、その性質は不明です。ここでは、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)の3つのセクターの測光を使用して、惑星cとdが主星を通過しないため、導出された最小質量よりも高い質量を持つ可能性があることを示します。惑星dの3つの異なる軌道および質量構成について、システムのHZ内に地球質量惑星を注入する一連の動的シミュレーションの結果を示します。これらの結果は、惑星dが潜在的に居住可能な惑星であるというよりも、HZ内の他の潜在的な地球型惑星にとって重大な軌道不安定の原因である可能性が高いことを示しています。惑星dの離心率が比較的小さいため、地球質量惑星ではHZの大部分が不安定になることがわかりました。これらの結果は、惑星の居住可能性の観点から優先されるシステムの動的安定性の重要性を浮き彫りにしています。
M 矮星の居住可能領域における系外惑星の高傾斜状態への捕獲の妥当性
| Title |
Plausibility_of_Capture_into_High-Obliquity_States_for_Exoplanets_in_the_M_Dwarf_Habitable_Zone |
| Authors |
Natalia_M._Guerrero,_Sarah_A._Ballard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02332 |
M型矮星の周りを周回する温帯系外惑星の場合、ハビタブルゾーンが恒星に近いため、潮汐効果を注意深く考慮する必要があります。惑星の公転周期と自転周期のスピン同期は、Mスペクトルタイプ全体にわたるハビタブルゾーン惑星の共通の仮定です。この予測された潮汐ロックは、地表の状況に重要な影響を及ぼします。この原稿では、M矮星を周回する280個の多惑星系の既知のサンプルについて、カッシーニ状態2への捕捉の妥当性を調査します。スピン歳差運動と軌道歳差運動周波数のこの共鳴は、惑星を励起して安定した非ゼロの回転傾斜をもたらすことができます。この予測された共鳴捕捉から生じる大きな軸傾斜は、同期回転を妨げ、あるバージョンの「昼」と「夜」を引き起こす可能性があります。それぞれの惑星ペアを考慮し、スピンと軌道の歳差運動周波数を推定すると、M型矮星を周回する検出された惑星の75%が、長い時間スケールにわたって高い傾斜角まで励起されている可能性があると報告されています。これは、FGK矮星の近くを周回する惑星に関する同様の発見と一致しています。ただし、カッシーニ状態2への捕捉に関連するパラメータ空間が恒星のハビタブルゾーンと重なるのは、M型準惑星の場合のみです。この効果は実効温度$T_{eff}<3000$Kの主星で最も強く、$T_{eq}<400$Kの惑星の半分以上はカッシーニ状態2にあるため、傾斜角がゼロ以外になる可能性があります。この重複により、カッシーニ状態への捕獲の可能性は、銀河の最も一般的な温帯惑星を理解するのに非常に関連するものになります。
氷の厚さの測定から氷衛星の海洋凍結速度を推測する方法
| Title |
How_to_infer_ocean_freezing_rates_on_icy_satellites_from_measurements_of_ice_thickness |
| Authors |
Nicole_C._Shibley,_Ching-Yao_Lai,_and_Riley_Culberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02404 |
エウロパとエンケラドゥスの氷殻の下には液体の水の海があると考えられています。ただし、氷が覆っているため、海洋の性質を測定するのは困難な場合があります。ここでは、入手が容易な氷殻の厚さの測定値を、地下の海洋に関する情報を推測するためにどのように使用できるかを検討します。特に、氷衛星の氷殻の重力による横方向の流れを考慮し、これを海洋の凍結速度と融解速度に関連付けます。私たちは、導電性氷殻に適用できる第一原理アプローチを採用しています。私たちは、温度に依存して垂直に変化する粘度を持つ貝殻の厚さ測定から海洋の凍結速度と融解速度を推定できるスケーリング則を導き出します。定常状態の仮定の下では、海洋の凍結速度と融解速度は氷の厚さの測定から推測できます。ただし、これらの速度は基礎粘度に依存しますが、重要な点は不明です。特徴的な厚さスケールと基礎粘度に応じて、特徴的な凝固速度と融解速度は約O(10$^{-1}$)からO(10$^{-5}$)mm/年の範囲になります。私たちは、氷貫通レーダーによる氷の厚さの測定と、南極のルーズベルト島の積雪モデルを使用して、地球環境におけるスケーリングを検証します。私たちのモデルは、今後のミッションによる殻の厚さの今後の観測と組み合わせることで、氷衛星上の推定海洋凍結速度と融解速度の大きさを制限し、潜在的な海洋層状構造を明らかにするのに役立つ可能性があります。
氷河下水による系外惑星の居住可能性の拡大
氷下の液体水を考慮すると、古典的なハビタブルゾーンの大幅な拡張が得られます。ワンデル(2023)のモデルを詳細に説明すると、ハビタブルゾーンの境界を内側に拡張しながら、M矮星の近くを周回する潮汐ロックされた惑星で大気と液体の水がどのようにして存続できるかが示されています。さらに、氷下の液体の水は、保守的なハビタブルゾーンの外側の境界を超えてハビタブルゾーンを拡張する可能性もあります。これら2つの結果は、古典的なハビタブルゾーンの控えめな境界をはるかに超えて液体の水が存在する可能性のある星周領域を強化します。最近のJWSTによる岩石質の地球サイズの系外惑星GJ486bでの大気中の水蒸気の検出と、M型矮星を周回する他の惑星での水の以前の検出は、よく議論されている質問に対する経験的な答えを与えると主張されています。そのような惑星が液体の水、有機化学、そして最終的には生命を維持できるかどうか。M型矮星の近くを周回する地球型惑星上の水が、氷河下の融解層の中でどのように維持されるのかが示された。最後に、モデルをいくつかの系外惑星に適用し、水の検出が大気の性質をどのように制限するかを実証します。
系外惑星としての地球。 Ⅲ．地球と双子の系外惑星の大気回収のための入力として経験的熱放射スペクトルを使用する
| Title |
Earth_as_an_Exoplanet._III._Using_Empirical_Thermal_Emission_Spectra_as_Input_for_Atmospheric_Retrieval_of_an_Earth-Twin_Exoplanet |
| Authors |
Jean-No\"el_Mettler,_Bj\"orn_S._Konrad,_Sascha_P._Quanz,_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02634 |
この研究では、地球を系外惑星として扱い、系外惑星用大型干渉計（LIFE）と呼ばれる将来の可能性のある中赤外線（MIR）宇宙ミッションを利用して、私たちの故郷の惑星を調査します。私たちは、円盤統合地球観測の経験的データセットからの熱スペクトルをLIFEのノイズモデルと組み合わせて、模擬観測を作成します。私たちは、最先端の大気検索フレームワークを適用して惑星を特徴づけ、既知の生物指標を検出する可能性を評価し、観測幾何学、季節性、斑状雲が特徴づけに及ぼす影響を調査します。主な発見は次のとおりです。(1)CO2、H2O、O3、CH4が大量に存在する温帯の居住可能な惑星を観察しています。(2)表面温度と平衡温度、およびボンドアルベドの季節変動が検出可能です。(3)観察の幾何学的形状と空間的および時間的に未解決の観察の性質は、特性評価にわずかな影響しか与えません。(4)地球の変動するH2Oプロファイルと斑点のある雲の範囲により、大気構造と微量ガス存在量について偏った検索結果が得られます。(5)地球のバイオシグネチャー存在量の季節変動の範囲が限られているため、大気の季節性を通じて地球の生物圏を直接検出することは可能性が低いです。私たちの結果は、検出可能なレベルの生物指標、温暖な気候、液体の地表水が許容される表面状態を備えた、生命が繁栄できる惑星としてLIFEが地球を正確に識別できることを示唆しています。大気の季節性が容易に観察されないとしても、私たちの研究は、次世代の最適化された宇宙ミッションによって、近くの温帯地球型系外惑星が居住可能かどうか、あるいは人が住んでいるかどうかを評価できることを示しています。
暗黒彗星の加速の説明としての季節変動するガス放出
| Title |
Seasonally_Varying_Outgassing_as_an_Explanation_for_Dark_Comet_Accelerations |
| Authors |
Aster_G._Taylor,_Davide_Farnocchia,_David_Vokrouhlicky,_Darryl_Z._Seligman,_Jordan_K._Steckloff,_and_Marco_Micheli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02733 |
放射線による影響とは両立しない大きさの重大な非放射状、非重力加速度が、測光的に不活性な7つの小型の地球近傍天体で報告されています。これらの天体のうち2つは大きな横加速度(つまり、軌道面内だが半径方向に直交)を示し、6つは大きな面外加速度を示します。今回、スピン極傾斜度がゼロではない原子核上での加熱差から生じる異方性ガス放出が、離心軌道上で平均化され、ほとんどの物体の加速を説明できることがわかりました。このバランスのとれたガス放出モデルは、スピン極の向き(R.A.とDec.)と加速度の大きさという3つのパラメーターに依存します。これらの「暗黒彗星」(2003RMを除く)については、観測された非重力加速度を再現するパラメーター値が得られます。太陽中心距離にわたる加速度のスケーリングに関する特定の仮定の下で、成分加速度の式を導き出します。値を確認するためのこれらの物体の自転軸の推定値は不足していますが、それでもこのメカニズムは観察された加速度のもっともらしい説明であり、これらの物体のほとんどの地動に対して正確な摂動を生成します。このモデルは、暗黒彗星群以外の活動的な天体にも適用できる可能性があります。
高精度の動径速度と Gaia DR3 天文軌道で褐色矮星砂漠を探索
| Title |
Exploring_the_Brown_Dwarf_Desert_with_Precision_Radial_Velocities_and_Gaia_DR3_Astrometric_Orbits |
| Authors |
N._Unger,_D._S\'egransan,_D._Barbato,_J.-B._Delisle,_J._Sahlmann,_B._Holl,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02758 |
コンテクスト。太陽型恒星の周囲の近軌道（10天文単位以内）で褐色矮星の数が少ないことが観測されているため、これらの恒星系伴星の起源について重大な疑問が生じています。これらの疑問は、惑星形成プロセスに関する私たちのより広範な理解に影響を与えます。ただし、これらの形成メカニズムを解決するには、正確な観測上の制約が不可欠です。褐色矮星のほとんどは動径速度調査によって発見されていますが、この方法では軌道傾斜角を決定できないため不確実性が生じ、真の質量、つまりそれらの本当の性質が未解決のままになります。これは、本物の褐色矮星と恒星を区別するのに役立つ天文データの重要な役割を強調しています。目的。私たちは、主に動径速度測定によって発見され、その後ガイアDR3天文法を使用して検証された太陽型恒星の大質量伴星の質量推定値を改良し、それらの真の質量と出現率をより明確に理解することを目指しています。方法。私たちは、GaiaDR3によって検証され、利用可能な動径速度を持つ準星伴伴候補を含む31個のソースのサンプルを選択しました。事前情報としてGaiaDR3ソリューションを使用し、利用可能な動径速度測定値を使用してMCMCフィッティングを実行し、これら2つのデータソースを統合して、それらの真の質量の推定値を取得しました。結果。動径速度測定とGaiaDR3データを組み合わせることで、より正確な質量推定が可能となり、当初褐色矮星として分類されていたいくつかの星系を低質量星として再分類することができました。分析された32個の伴星のうち、13個は星であると判断され、17個は準恒星であり、2個は現在のデータでは決定的な結果が得られません。重要なのは、これらの更新された質量を使用して、CORALIEサンプルの近軌道(<10天文単位)での褐色矮星伴星の出現率(13-80M$_{jup}$)を再評価し、暫定的な出現率を$0.8^{+0.3}_{-0.2}\%$
$\eta$ Chamaeleontis Association の原始惑星系円盤とデブリ円盤: APEX/LABOCA で得られたサブミリ測量
| Title |
Protoplanetary_and_debris_disks_in_the_$\eta$_Chamaeleontis_Association:_A_sub-millimeter_survey_obtained_with_APEX/LABOCA |
| Authors |
V._Roccatagliata,_A._Sicilia-Aguilar,_M._Kim,_J._Campbell-White,_M._Fang,_S._J._Murphy,_S._Wolf,_W._A._Lawson,_Th._Henning_and_J._Bouwman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02795 |
近くの協会は、後期のM型星に至るまでの原始惑星系円盤や破片円盤の同世代のサンプルを研究するのに理想的な領域です。円盤の大部分がすでに惑星を形成して散逸しているはずの5～10歳のマイヤーズは、特に興味深い。我々は、冷たい円盤の内容を研究するためのテストベンチとして$\eta$ChamaeleontisAssociationを使用し、若い領域における原始惑星系円盤とデブリ円盤の両方に関する最初の完全な研究を発表します。私たちは、後期M型星に至るコア集団全体と、いくつかのハローメンバーのサブミリメートルデータを取得しました。私たちはAPEX/LABOCAを用いて$\eta$Cha協会のすべてのコア集団を対象に連続サブミリ調査を実施しました。円盤の特性は、それぞれRADMC2DとDMSを使用して原始惑星系円盤とデブリ円盤をモデル化することによって導出されています。$\eta$Chaの原始惑星系円盤には通常、半径0.01～0.03天文単位の穴がある一方、破片円盤からのリング状の発光は中心星から20天文単位から650天文単位の間に位置していることがわかりました。視差とGaiaeDR3測光をPARSECおよびCOLIBRI等時線と組み合わせることで、$\eta$Chaの年齢が7〜9ミルであることが確認できます。一般に、円盤の質量は、たとえ最も質量の低い降着体であっても、長期にわたる降着を支えるには不十分であると思われ、これは他の地域と比べて明らかな違いであり、質量収支がさらに過小評価されていることの表れでもある。星の質量、降着速度、円盤の質量の間に相関関係は見つかりませんでしたが、これはサンプルの問題によるものである可能性があります。我々は、円盤の総質量含有量の劇的な変化を伴わない限り、内孔の存在だけでは降着を止めるのに十分ではないことを確認した。$\eta$Chaを異なる年代の他の地域と比較すると、デブリ円盤の原因となる物理的プロセス(塵の成長、塵の捕捉など)が5百万年未満で効率的に作用していることがわかります。
ギャップを開く惑星への降着の 3D 全球シミュレーション: 惑星周回円盤構造と降着率への影響
| Title |
3D_Global_Simulations_of_Accretion_onto_Gap-opening_Planets:_Implications_for_Circumplanetary_Disc_Structures_and_Accretion_Rates |
| Authors |
Ya-Ping_Li,_Yi-Xian_Chen,_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02822 |
私たちは一連の3Dシミュレーションを実行して、ギャップが開く時間スケールにわたる原始惑星系円盤(PPD)に埋め込まれた巨大惑星の降着を研究します。我々は、降着質量流束が主に円盤中央面の上の中緯度から来ていることを発見した。超熱惑星の周惑星円盤(CPD)は、惑星ヒル半径の$\sim$20-30\%まで回転をサポートします。CPDミッドプレーンには大量の流入と流出の両方が存在しますが、全体的な傾向は流出であり、高緯度の流入とともに子午線循環を形成します。以前の2Dシミュレーションのコンセンサスに反して、我々の3Dシミュレーションでは、大質量惑星によって励起された円盤離心率による降着爆発が存在しないことを確認しました。このことは、超木星であっても降着の3次元シミュレーションが必要であることを示唆しています。定常状態で測定される惑星の降着率は、「幾何学的」要因と「密度減少」要因に分解できます。広範なパラメータ調査を通じて、超熱惑星の幾何学的因子$\proptoq_{\rmth}^{2/3}$のべき乗則スケーリングを特定します($q_{\rmth}$は熱質量です)これは、それほど大規模でない場合には$\proptoq_{\rmth}^{2}$に変換されます。密度減少係数は、穏やかな超熱惑星の場合は円盤降着率によって制限され、高度に超熱な惑星の場合はギャップの開きによって制限されます。惑星の離心率が中程度であれば、ギャップを浅くすることで降着率を2～3ドル高めることができますが、流れの形状には影響しません。私たちはシミュレーション結果を降着原始惑星系PDS70に適用し、観測による降着率とCPDサイズを十分に説明することができました。
小惑星帯の複雑な構造をデコンボリューションする
| Title |
Deconvolving_the_complex_structure_of_the_asteroid_belt |
| Authors |
Stanley_F._Dermott_(University_of_Florida),_Dan_Li_(NSF's_NOIRLab),_and_Apostolos_A._Christou_(Armagh_Observatory_and_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02873 |
小惑星帯は、太陽系科学が直面するいくつかの最も重要な問題に関するユニークな情報源です。これらの質問には、惑星を形成した微惑星の大きさ、数、種類、軌道分布、および隕石や地球近傍小惑星の源である小惑星の特定が含まれます。これらの質問に答えるには、小惑星帯の動的進化を理解する必要がありますが、この進化は、壊滅的な破壊、ヤルコフスキー放射力による軌道進化、重力による無秩序な軌道進化などのメカニズムの複雑な相互作用によって支配されています。これらの損失メカニズムの時間スケールは、小惑星の熱特性、強度、平均密度を含むいくつかの重要なパラメーターの推定値を使用して計算されていますが、ここでは、これらのパラメーターの不確実性が非常に大きいため、小惑星の構造のデコンボリューションが必要であると主張します。ベルトは主に観察上の制約によって導かれる必要があります。私たちは、小惑星帯の内側の観察は、サイズ周波数分布がDohnanyi(1969)によって仮定された平衡分布に近くないことを示していると主張します。また、小惑星のサイズと軌道要素の間に観察された相関関係についても説明します。これらの相関関係の中には重要で有益なものもありますが、その他の相関関係は偽りであり、現在家族構成員を定義するために使用されている階層的クラスタリング法の制限から生じる可能性があります。
巨大惑星の構成：小石と微惑星の役割
惑星形成理論の現在の課題の1つは、観測された系外惑星大気の濃縮を説明することです。過去の研究は、小石または微惑星のいずれかが重元素濃縮の原動力であるシナリオに焦点を当ててきたが、今回は両方のアプローチを組み合わせて、惑星の組成がその形成経路を制限できるかどうかを理解する。私たちは、小石の降着、微惑星形成を伴う小石の降着、小石と微惑星の複合降着の3つの異なる形成シナリオを研究します。私たちはchemcompコードを使用して、粘性進化、小石ドリフト、および単純な化学を含む原始惑星系円盤の半解析1Dシミュレーションを実行し、惑星が円盤内を移動する際の惑星胚から巨大ガス惑星までの成長をシミュレートしながら、その組成を追跡します。私たちのシミュレーションにより、惑星大気の組成は、内側に漂流し蒸発する小石によって濃縮されたガスの降着によって支配されていることが確認されました。微惑星の形成を含めると、微惑星に閉じ込められた小石が蒸発して円盤を濃縮することができないため、濃縮が妨げられます。この結果、微惑星形成と降着の両方のケースで降着された重元素が大幅に減少し、重元素含有量が高い惑星を説明するには微惑星形成が非効率である必要があることが証明されました。微惑星の降着は大気の耐火性成分を強化し、純粋な小石のシナリオとは対照的に、揮発性物質と耐火性物質の比率が低くなります。このような低い揮発性物質と耐火性物質の比率は、純粋な小石のシナリオで惑星が内側の円盤内を移動することによっても達成できます。これら2つのシナリオを区別するには、惑星の大気中のC/H比とO/H比に関する知識が必要です。純粋な小石の降着の場合、これらの比はより高くなります。したがって、惑星の大気の組成に関する詳細な知識は、惑星の形成経路を制限するのに役立つ可能性があります。
救助者: 星団の宇宙論的 K 補正
JWST(ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡)の出現により、宇宙論的に重要な赤方偏移で銀河内の星団全体を画像化できるようになり、その大きさと色指数にK補正を適用する必要が生じました。星団内の恒星集団は単一の年齢と金属量によって十分に近似できるため、それらのスペクトルエネルギー分布は銀河や超新星のものとは大きく異なり、K補正も異なる動作をします。私たちは、幅広い年代と金属性をカバーするモデル星団の測光K補正と赤方偏移を導き出し、特にイメージングに最も一般的に使用されているHST/ACSおよびJWST/NIRCamカメラの広帯域フィルターの結果を示しています。遠方の銀河にある星団の個体数。付録では、ユーザー定義のクラスタープロパティの組み合わせに対してK値を生成できるRESCUERという単純なWebツールを紹介します。
銀河スケールの強力なレンズ効果の低質量領域の探索: 銀河団の質量構造についての洞察
| Title |
Exploring_the_low-mass_regime_of_galaxy-scale_strong_lensing:_Insights_into_the_mass_structure_of_cluster_galaxies |
| Authors |
Giovanni_Granata,_Pietro_Bergamini,_Claudio_Grillo,_Massimo_Meneghetti,_Amata_Mercurio,_Uros_Me\v{s}tri\'c,_Antonio_Ragagnin,_Piero_Rosati,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Luca_Tortorelli,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02310 |
私たちは、大規模な銀河団内の3つの銀河スケールのレンズのコンパクトさを直接測定し、銀河団の強力レンズ(SL)モデルのメンバーを記述するスケーリング則の精度をテストすることを目的としています。多重イメージソースMACSJ0416.1$-$2403ID14($z=3.221$)、MACSJ0416.1$-$2403ID16($z=2.095$)、およびMACSJ1206.2$-$0847ID14($z)を選択しました。=3.753ドル)。最初のSLシステムでは8つの画像が観察され、後の2つのSLシステムでは6つの画像が観察されました。私たちは、各銀河規模のSLシステム(それぞれメンバー8971、8785、および3910として特定される)の主偏向器に焦点を当て、その総質量分布を切頭等温球でモデル化しました。残りのクラスター成分のレンズ効果を考慮し、ブートストラップ手順を通じてクラスタースケールの質量分布の不確実性を考慮しました。打ち切り半径の値は$6.1^{+2.3}_{-1.1}\、\mathrm{kpc}$、$4.0^{+0.6}_{-0.4}\、\mathrm{kpc}$、$5.2^と測定されました。メンバー8971、8785、および3910の場合は、それぞれ{+1.3}_{-1.1}\、\mathrm{kpc}$。より多くの自由パラメータを備えた代替の非切り捨てモデルは、SLシステムの記述の改善にはつながりません。3つのメンバーの有効半径$R_e$内の恒星と総質量の割合を測定したところ、それぞれ$0.51\pm0.21$、$1.0\pm0.4$、$0.39\pm0.16$でした。全光度に関するべき乗則スケーリング関係に基づいたSLモデルにおけるクラスター銀河の特性のパラメーター化では、全質量範囲全体にわたる銀河のコンパクトさを正確に記述することができないことがわかりました。我々の結果は、基本面関係に基づくクラスターメンバーのモデル化と一致します。最後に、$R_e$内の恒星対総質量比の値と、SLACSサーベイからの初期型銀河の値とがよく一致していることを報告します。私たちの研究は、レンズ銀河の現在のサンプルの範囲を大幅に拡張します。
呼吸動作から推測される成長中のローカルアーム
| Title |
Growing_Local_arm_inferred_by_the_breathing_motion |
| Authors |
Tetsuro_Asano,_Daisuke_Kawata,_Michiko_S._Fujii,_Junichi_Baba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02312 |
渦巻き腕の理論モデルは、渦巻き腕が円盤星に垂直方向のバルク運動を引き起こすことを示唆しています。$\textit{Gaia}$DR3を使用して、天の川銀河円盤の中心面の周りのコヒーレントな非対称垂直運動である呼吸運動を分析することにより、局所腕に沿って圧縮呼吸運動が存在することがわかりました。一方、孤立した天の川のような円盤銀河の$N$-bodyシミュレーションでは、一時的で動的な渦巻腕は成長期にあるときは圧縮する呼吸運動を誘発し、一方、腕が成長期にあるときは拡張する呼吸運動を引き起こすことがわかりました。破壊フェーズで出現します。局所アームと圧縮呼吸動作が明確に一致していることが観察され、これはシミュレートされた螺旋アームの成長段階で見られるものと類似しています。したがって、局所腕の圧縮呼吸運動は、局所腕が一時的で動的な螺旋腕の成長段階にあることによって説明できると考えられます。また、ペルセウス腕に関連する拡張する呼吸動作の暫定的な兆候と、圧縮する呼吸動作と一致する外側の腕も特定しました。これは、ペルセウスとアウターアームがそれぞれ破壊段階と成長段階にあることを推測している可能性があります。
ビッグバン後の1Gyrの低質量銀河におけるバースト星の形成と銀河間相互作用
| Title |
Bursty_star_formation_and_galaxy-galaxy_interactions_in_low-mass_galaxies_1_Gyr_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Yoshihisa_Asada,_Marcin_Sawicki,_Roberto_Abraham,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Gabriel_Brammer,_Guillaume_Desprez,_Vince_Estrada-Carpenter,_Kartheik_Iyer,_Nicholas_Martis,_Jasleen_Matharu,_Lamiya_Mowla,_Adam_Muzzin,_Ga\"el_Noirot,_Ghassan_T._E._Sarrouh,_Victoria_Strait,_Chris_J._Willott,_and_Anishya_Harshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02314 |
私たちは、重力レンズ銀河団MACSJ0417.5-1154の背後にある銀河のCANUCSJWST/NIRCamイメージングを使用して、$z\の低質量($M_\star\sim10^8\M_\odot$)銀河における星形成のバースト性を調査します。SIM4.7-6.5ドル。123個の銀河のサンプルは、ライマンブレーク選択と測光輝線過剰法を使用して選択されています。このサンプルに含まれる123個の銀河の60%は、滑らかで安定した星形成履歴と一致する$\eta_{1500}$値の範囲から大きく逸脱するH$\alpha$対UV光束比を持っています。この大きな割合は、低質量銀河の大部分が高い赤方偏移でバースト的な星形成の歴史を経験していることを示しています。また、サンプル内で相互作用銀河を検索したところ、それらが非常に一般的であることがわかりました(サンプルの$\sim40\\%$)。相互作用しない銀河と比較して、相互作用する銀河はH$\alpha$対UV比が非常に低い可能性が高く、銀河間相互作用が星形成のバースト性を高め、より速い消光を可能にすることを示唆しています($\lesssim100$Myrのタイムスケールで))星形成活動の急速な上昇に続きます。銀河間相互作用の頻度が高く、それによって引き起こされると思われる急速なSFR変動を考慮すると、銀河間相互作用が低質量、高$z$銀河におけるバースト星形成の主な原因である可能性があると結論付けた。したがって、それらは宇宙論的初期の銀河集団の進化において重要な役割を果たした可能性があります。
核を越えた隠蔽：赤外線クエーサーは非常にコンパクトなスターバーストの中に埋もれる可能性がある
| Title |
Obscuration_beyond_the_nucleus:_infrared_quasars_can_be_buried_in_extreme_compact_starbursts |
| Authors |
Carolina_Andonie,_David_M._Alexander,_Claire_Greenwell,_Annagrazia_Puglisi,_Brivael_Laloux,_Alba_V._Alonso-Tetilla,_Gabriela_Calistro_Rivera,_Chris_Harrison,_Ryan_C._Hickox,_Melanie_Kaasinen,_Andrea_Lapi,_Iv\'an_E._L\'opez,_Grayson_Petter,_Cristina_Ramos_Almeida,_David_J._Rosario,_Francesco_Shankar,_and_Carolin_Villforth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02330 |
標準的なクェーサーモデルでは、降着円盤の遮蔽は正準ダスティトーラスによるものです。ここで我々は、クェーサーがコンパクトなスターバーストの中に埋め込まれている場合、クェーサーの遮蔽のかなりの部分が星間物質(ISM)に由来する可能性があると主張します。私たちは、$z\およそ1-3$の578個の赤外(IR)クエーサーの遮蔽のないサンプルと、アーカイブされたALMAのサブミリ波主銀河サイズを使用して、クェーサー遮蔽に対するISMの寄与を調査します。我々は、IRクェーサーと、クェーサー活動をホストしていないサブミリ波銀河(SMG)の対照サンプルのSFRおよびISM柱密度を計算し、次のことを示します:(1)クェーサーの不明瞭な部分は$\rmSFR\約300\:M_まで一定です。{\odot}\:yr^{-1}$、その後、より高いSFRに向かって増加し、スターバースト母銀河ではISMオブスキュレーションが重要な役割を果たしていることが示唆され、(2)$\rmSFR\gtrsim300\:M_{\odot}\:yr^{-1}$、SMGとIRクエーサーは同様にコンパクトなサブミリサイズ($R_{\rme}\約0.5-3\rm\:kpc$)を持ち、その結果、ISMクェーサーをかなり覆い隠す可能性があり、極端な場合にはコンプトン厚さ($N_{\rmH}>10^{24}\rm\:cm^{-2}$)レベルに達することさえあります。私たちの結果に基づいて、$\rmSFR\gtrsim300\:M_{\odot}\:yr^{-1}$を持つIRクエーサーの$\約10-30\%$は、ＩＳＭ。
修正重力シミュレーションにおける銀河の進化: 今後の調査で重力を制限するために受動的銀河を使用する
| Title |
Galaxy_evolution_in_modified_gravity_simulations:_using_passive_galaxies_to_constrain_gravity_with_upcoming_surveys |
| Authors |
Diego_Pallero,_Facundo_A._G\'omez,_Nelson_D._Padilla,_Yara_L._Jaff\'e,_Carlton_M._Baugh,_Baojiu_Li,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Christian_Arnold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02333 |
我々は、f(R)-重力(F)の2つの変形とDvali-Gabdadze-Poratti(N)braneworldモデルの2つの変形を含む、さまざまな修正重力モデルが支配する宇宙で進化する銀河と構造の特性の定量的分析を提示します。、それぞれカメレオンとヴァインシュタインのスクリーニングメカニズムを特徴としています。SimulationHYdrodynamicsBeyONdEinstein(SHYBONE)宇宙論的流体力学完全物理シミュレーションスイートを使用して、標準モデル(GR)と比較して、さまざまな環境に存在する銀河の特性の差異を研究します。2つの異なる基準を使用して比較したところ、修正重力内で形成された構造は、GR対応物よりも高密度のガス密度プロファイルを示す傾向があることがわかりました。さまざまな修正重力モデル内では、N1およびF5重力モデルは標準モデルからの大きな乖離を示しており、ガス密度プロファイル$\rho_{\rmIGM}\geq30\%$はN1モデルの郊外でより高密度であり、F5モデル用のインナーパーツです。さらに、MG宇宙で進化するハローは、一般にGRよりも大きな消光部分を示し、銀河の恒星の質量に関係なく、F5では最大$20\%$大きな消光部分に達することがわかりました。他のモデルに関しては、F6、N1、N5は焼入れ率がわずかに大きくなっていますが、大きな違いは見つかりません。これらの結果は銀河の色分布に直接影響を及ぼし、MGモデルの銀河はGRモデルよりも赤く、より古くなります。GRと同様に、環境が影響を及ぼし始めると、銀河は急速に消滅し、モデル間の差異はなくなります。
近くの初期型銀河における多相ガスの形成チャネル
| Title |
The_formation_channels_of_multiphase_gas_in_nearby_early-type_galaxies |
| Authors |
Ryan_Eskenasy,_Valeria_Olivares,_Yuanyuan_Su,_Yuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02352 |
初期型銀河(ETG)における冷たいガスと暖かいガスの集合に関与するプロセスはよく理解されていません。私たちは、多相ガスの起源を解明するために、主にマルチユニット分光探査機(MUSE)とチャンドラX線観測を通じて、15個の非中心付近($z\leq$0.00889)ETGの多波長特性について報告します。MUSEデータは、8/15の発生源にH$\alpha$輝線で追跡される暖かいイオン化ガスが含まれていることを明らかにしています。このガスの形態は、3/8の源でフィラメント状であることがわかり、多くの群銀河やクラスター中心銀河で観察されるものと同様です。すべてのH$\alpha$フィラメント状線源は、恒星集団からの予想放出を超えるX線輝度を持っており、おそらく冷却されてより低温の相を形成する拡散高温ガスの存在を示唆しています。残りの5/8源の形態は回転ガス円盤であり、高質量系では一般的に観察されるものではありません。回転するH$\alpha$ディスクを備えたETGのチャンドラX線観察(利用可能な場合)は、ETGに高温ガスがほとんど存在しないことを示しています。星の質量損失と外部降着の混合物が、NGC4526とNGC4710の冷たいガスの主要なチャネルである可能性があります。これらのETGは、星とガスの間の完全な運動学的配列を示し、高速回転体です。NGC4191(塊状で、星形成の可能性のあるリング)、NGC4643、NGC5507(拡張構造)内のH$\alpha$の特徴と、緩く重なり合う星とガスの集団により、外部降着が主な星形成チャネルであると考えられます。これらのシステム内の冷たいガス。
落下銀河Arp 25からの衝撃増強[CII]放射
| Title |
Shock_enhanced_[CII]_emission_from_the_infalling_galaxy_Arp_25 |
| Authors |
Dario_Fadda_(1),_Jessica_S._Sutter_(2),_Robert_Minchin_(3),_Fiorella_Polles_(4)_((1)_STScI,_(2)_UCSD,_(3)_NRAO,_(4)_USRA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02358 |
我々は、NGC2276またはUGC3740としても知られる特異な銀河Arp25のHAWC+とFIFI-LSによるSOFIA観測を紹介します。この銀河の形態は、NGC2300銀河群の群内媒質との衝突によって変形しています。これらの観測は、銀河群内のラム圧力によって引き起こされる衝撃による[CII]放射の増強の最初の直接的な証拠を示しています。銀河のさまざまな領域における[CII]放出をUV減衰、塵放出、PAH、およびCO放出と比較することにより、グループ内媒体との衝突フロントに沿って[CII]放出が明らかに過剰であることがわかります。我々は、グループ内媒体による衝撃による衝撃により、衝撃波面に沿った[CII]放射が60%増加し、全球の[CII]放射が、予測された[CII]放射に対して約25%増加すると推定されます。恒星の放射線によって引き起こされる励起。この結果は、衝撃やその他の機構が銀河群や銀河団からの[CII]放射の総量に大きく寄与する可能性があるため、[CII]放射を星形成に直接関係していると解釈することの危険性を示しています。
高密度星団におけるブラックホール連星の合体：原始連星の重要性
| Title |
Black_hole_binary_mergers_in_dense_star_clusters:_the_importance_of_primordial_binaries |
| Authors |
Jordan_Barber,_Debatri_Chattopadhyay,_Fabio_Antonini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02376 |
高密度の星団は、連星の進化と動的遭遇の両方を通じて、連星ブラックホール(BBH)の形成に理想的な条件を備えていると期待されています。我々は、理論的議論と$N$体のシミュレーションを使用して、クラスターの誕生からクラスター内部の恒星進化を通じて形成されるBBHの進化(これを$\textbf{原始バイナリ}$と呼びます)と、亜星星の進化を予測します。合併するBBHの人口。我々は3つの主要な集団を特定します。(i)クラスター内に形成され、$\textit{strong}$の動的相互作用が発生する前に結合するBBH。(ii)動的インタラクションが1回だけ行われた後にクラスターから排出されるバイナリ。(iii)クラスター内で複数の強い相互作用を経験するBBH。集団(i)と(ii)が、脱出速度$v_{\mathrm{esc}}\leq30$$\mathrm{km\,s^{-1のクラスターで形成されるすべてのBBH合体の主な発生源であることがわかります。}}$。より高い脱出速度では、力学がBBHの形成とその後の進化の両方に主要な役割を果たすと予測されます。最後に、$v_{\mathrm{esc}}\lesssim100$$\mathrm{km\,s^{-1}}$を持つ太陽系以下の金属量クラスターについて、原始BBHが経験する相互作用の支配的な形式であると主張します(クラスター内の原始バイナリから形成されたBBHは、他のBBHと一緒に存在します。これらの二項相互作用の複雑さは、BBHの将来の進化を複雑にし、生成される合体の総数に影響を与えるでしょう。
若い散開星団の分散している兄弟を見つける。 Gaia DR3 を使用した動的トレースバック シミュレーション
| Title |
Finding_the_dispersing_siblings_of_young_open_clusters._Dynamical_traceback_simulations_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
Eero_Vaher,_David_Hobbs,_Paul_McMillan,_Timo_Prusti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02441 |
コンテクスト。星はクラスターとして形成される傾向がありますが、多くは非常に早い段階で誕生クラスターから脱出します。逃げ出した星団のメンバーを特定することで、星団の崩壊だけでなく、銀河内の星の動態についても知ることができます。ガイア時代の大量のデータを最大限に活用するには、多くの星団から逃げ出した星を見つけることができる方法が必要です。目的。近くのクラスターから逃げたメンバーを特定する新しい方法を提示し、それを10個の若いクラスターに適用します。方法。私たちは、脱出した星々が過去に星団の近くにいたと仮定し、GaiaDR3の動径速度サブサンプルに基づいてトレースバック計算を実行しました。私たちの方法は、個々の星ごとに、それが星団の逃亡メンバーである確率推定値を生成し、各星団について、特定された逃亡者の野星の汚染率も推定します。結果。私たちの方法は、過去数千万年の間にその集団から逃げてきた逃亡者を見つけることができます。多くの場合、逃亡者は大きな空間を覆う細長い構造を形成します。結論。ここで示した結果は、GaiaDR3データを使用したトレースバック計算により、最近星団から脱出した星を特定できることを示しています。私たちの方法は、より多くの動径速度測定値を含む将来のGaiaデータリリースに適用されるとさらに便利になります。
局所銀河群およびそれ以降の矮小銀河の空間分布と運動学の異方性
| Title |
Anisotropies_in_the_spatial_distribution_and_kinematics_of_dwarf_galaxies_in_the_Local_Group_and_beyond |
| Authors |
Isabel_M.E._Santos-Santos,_Julio_F._Navarro,_Alan_McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02464 |
局所銀河群(LG)はM31と天の川銀河(MW)のペアによって支配されており、この配置はLGとその周囲の質量分布が高度に異方性であることを示唆しています。私たちはAPOSTLE宇宙論シミュレーションを使用して、この異方性がMWから3Mpcの距離にある矮小銀河の空間分布と運動学にどのように現れるかを調べます。シミュレーションは、LG周縁部(LGP、つまり、距離1.25<d/Mpc<3)の矮星であっても、MW-M31方向によって定義される軸の近くに位置する矮星を明らかに好むことを示しています。LGP「ハッブルフロー」も影響を受けます。MWから一定の距離での平均後退速度<V_{rad}>は、M31までの角距離に応じて変化し、反M31方向にピークに達し、M31の背後で最小値に達します。M31-MWの質量が結合すると、局所的な膨張が減速します。APOSTLEのLGの「ターンアラウンド半径」(<V_{rad}>=0)はLG重心からr~1.25Mpcの位置にあり、純粋なハッブル流(<V_{rad}>~H_0*d)はそうではありません。少なくとも3Mpcに達しました。予測される流れは非常に冷たく、重心分散は40km/s未満です。これらの予測された特徴を既存の観測結果と比較すると、さまざまな結果が得られます。導光板周囲のV_{rad}の角度異方性については明らかな観察証拠があるが、MW-M31軸に沿った導光板矮星の好ましい空間分布についてはほとんど証拠がありません。観測された局所的なハッブル流も独特です。流れの冷たさはシミュレーションと一致していますが、減速は大幅に低く、MWと比較して、平均して、d~1.25Mpcを超えるすべての銀河は純粋なハッブル流上にあるように見えます。私たちは、これらの奇妙さは空の範囲が不完全で不均一であることに起因する可能性があると主張していますが、完全な説明は、近隣の矮星の現在の目録のギャップを埋めることができる詳細な全天調査の完了を待つ必要があるかもしれません。
明らかにする：エイベル 2744 でサブミリメートルで検出された銀河の残りの紫外から近赤外の多波長構造と塵の分布
| Title |
UNCOVER:_The_rest_ultraviolet_to_near_infrared_multiwavelength_structures_and_dust_distributions_of_sub-millimeter-detected_galaxies_in_Abell_2744 |
| Authors |
Sedona_H._Price,_Katherine_A._Suess,_Christina_C._Williams,_Rachel_Bezanson,_Gourav_Khullar,_Erica_J._Nelson,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Seiji_Fujimoto,_Vasily_Kokorev,_Jenny_E._Greene,_Gabriel_Brammer,_Sam_E._Cutler,_Pratika_Dayal,_Lukas_J._Furtak,_Ivo_Labbe,_Joel_Leja,_Tim_B._Miller,_Themiya_Nanayakkara,_Richard_Pan,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02500 |
JWSTの波長範囲、感度、および高い空間分解能により、塵の減衰を通して覗いて、宇宙正午(z~1-3)。この論文では、Abell2744のALMAとJWST/HSTのカバー範囲を組み合わせて、明るいよりも暗い、z~0.9～3.5で検出された11個のサブミリメートル(サブミリメートル)銀河の多波長(0.5～4.4um)構造を研究します。「古典的な」サブミリ銀河(SMG)。これらの天体は構造とサイズの多様性を明らかにしていますが、いずれも長波長に向かってサイズが小さくなり、中心濃度が増加しています。長波長でのこれらの天体のサイズが小さいことは、おそらく中心に集中した塵の遮蔽のため、恒星の質量プロファイルが光学的光プロファイルよりもコンパクトであることを示しています。さらに、より高い中心濃度値を持つ銀河は、より極端なサイズ比を持つ傾向があることがわかりました（静止フレームのNIRと静止フレームの光学を比較）。これは、光の分布が最もコンパクトな銀河は塵の分布も最も集中していることを示唆しています。また、最も極端なサイズ比を持つ銀河は、サンプルの残りの部分と比較して1.2mmの磁束密度が高くないこともわかりました。これは、例えば銀河ではなく、コンパクトな塵の幾何学的形状を意味すると主張します。総塵量が多いと、観察されたレストフレームのNIR対光学サイズの比率が最も極端になります。今後登場する高解像度の1.2mmALMAイメージングでは、空間分解能の共同解析が容易になり、この代表的なサブmm集団内の塵の分布を直接テストできるようになります。
新しい動的チャネル: バイナリ相互作用のソースとしての銀河中心のワイドバイナリ
| Title |
New_Dynamical_Channel:_Wide_Binaries_in_the_Galactic_Center_as_a_Source_of_Binary_Interactions |
| Authors |
Erez_Michaely_and_Smadar_Naoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02558 |
銀河中心の内部$500\rmpc$には星が密集しており、ダイナミックに熱い環境が存在します。ここでは、潮汐相互作用または衝突相互作用の源としてワイドバイナリに焦点を当てます。これらの連星は、中心近傍を通過するには幅が広すぎるため、あるいは、通過する近隣との重力相互作用によりすぐに束縛が解けて(イオン化して)しまうため、これまでは連星相互作用の源として無視されてきました。しかし、我々は、幅の広い連星は重力インパルス相互作用の断面積が大きいため、隣接する星とより頻繁に相互作用する傾向があることを示した。これらの相互作用は主にシステム全体にトルクを与え、その離心率を変化させます。その結果、離心率が十分に高い値に励起され、連星が中心で相互作用する可能性があります。概念実証として、このような相互作用の4つのチャネル、すなわちバイナリ主系列(MS)、白色矮星(WD)-MS、ブラックホール-MS、そして最後にWD-WDを提示します。ギャラクシーの存続期間中に、後にG2のような物体を形成する可能性のある何万ものMS-MS相互作用バイナリが、その環境よりも若く現れると私たちは予測しています。X線の特徴、そしておそらく超新星は、このチャネルからの数千のWD-MSおよびWD-WD相互作用バイナリから生じる可能性があります。最後に、内部$500$~pcには数百のBH-MS相互作用バイナリが存在すると予測します。
NGC 253 II の多相 ISM の赤外線画像。イオン化した中性原子ガスのモデル化
| Title |
Infrared_view_of_the_multiphase_ISM_in_NGC_253_II._Modelling_the_ionised_and_neutral_atomic_gas |
| Authors |
Andr\'e_Beck,_Vianney_Lebouteiller,_Suzanne_C._Madden,_Aaron_Bryant,_Christian_Fischer,_Christof_Iserlohe,_Maja_Ka\'zmierczak-Barthel,_Alfred_Krabbe,_Serina_T._Latzko,_Juan-Pablo_P\'erez-Beaupuits,_Lise_Ramambason,_Hans_Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02584 |
コンテクスト。銀河と銀河核の多波長研究により、特にスターバースト銀河の塵に覆われた領域における星間物質(ISM)の比較的完全な全体像を構築することができます。近くの銀河の物理過程を理解することは、解決できない、より高い赤方偏移でのより遠くの源の研究に役立ちます。目的。私たちは、ガス密度や金属量などの主要パラメータを取得するために、この一連の論文の最初の部分で提示された観測結果を使用して、NGC253の核領域におけるISMの物理的条件をモデル化することを目的としました。作成したモデルから、さまざまな相のガス質量などの二次パラメータをさらに計算し、さまざまな相からの[CII]158umの割合を推定し、核星形成速度を調べることができました。方法。理論と観測結果を比較するために、MULTIGRISを使用しました。これは、分光線のセットとともに曇りモデルのグリッドから特定のISMパラメーターの確率を決定する確率ツールです。結果。観測された線で調べたところ、NGC253内の仮説上の活動銀河核は、スターバーストに比べてISMの加熱にわずかな影響しか与えていないことがわかりました。我々はISMの特徴を明らかにし、太陽金属量、約230cm-3の平均密度、logU=-3の電離パラメーター、約200万年の核クラスター年齢などのパラメーターを取得します。さらに、イオン化(3.8x10^6M_sol)、中性原子(9.1x10^6M_sol)、分子(2.0x10^8M_sol)の気相の質量、および塵の質量(1.8xNGC253の核内にある10^6M_sol)。
低質量銀河の相互作用が星形成に及ぼす影響
銀河形成の$\Lambda$冷暗黒物質モデルによると、階層的な集合プロセスはスケールフリーであり、すべての質量範囲の銀河間の相互作用が予想されます。矮小銀河間の相互作用がその進化に与える影響はよくわかっていません。この研究では、低質量銀河の相互作用が星形成速度(SFR)に及ぼす影響を理解することを目的としています。我々は、GALEXミッションからの遠紫外(FUV)画像を使用して、リンクス-ガン座ボイド領域にある22個の相互作用する銀河と36個のガスが豊富な単一の矮星銀河のSFRを推定しました。恒星の質量範囲が10$^{7}$-10$^{8}$M$\odot$の単一矮銀河と比較して、相互作用系ではSFRが3.4$\pm$1.2倍向上していることがわかりました。私たちの結果は、矮小銀河間の相互作用がSFRの向上につながる可能性があることを示しています。これらの観測は、より低い赤方偏移における矮小銀河のシミュレーションに基づく予測に似ています。今後のより深く、より高い空間解像度の紫外線研究は、星形成塊の空間分布に対する矮銀河の相互作用の影響を理解し、潮汐尾での星形成を特定するのに役立つでしょう。
渦巻銀河NGC~6946の大規模乱流カスケード
星間媒体(ISM)におけるキロパーセクスケールの圧縮性流体乱流の生成メカニズムは、長年の謎です。この研究では、外部渦巻銀河NGC~6946における大規模な乱気流の性質を調査します。可視モーメント推定器(VME)を使用して、カールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)のAアレイ構成とVLAB、C、\HINearbyGalaxySurvey(THINGS)からのD配列観測。推定されたパワースペクトルは、$6$kpcから$170$pcの範囲の長さスケールで、柱密度で$-0.96\pm0.05$、視線速度で$-1.81\pm0.07$の傾きを持つべき乗則に従います。。これは、少なくとも$6$kpcと同じ大きさの駆動スケールを持つ円盤面内の順方向エネルギーカスケードを示しています。べき乗則インデックスの値は、測定された乱流の原因となるソレノイド力と圧縮力の組み合わせを示します。銀河内の磁気渦巻き腕からの強力な規則的な磁場の存在がソレノイド部分に寄与している可能性がある一方、自己重力または重力不安定性が主に駆動機構における力の圧縮部分への入力である可能性があります。
恒星フィードバックと高/低$z$銀河の流出への応用を含む遷音速銀河風モデル
| Title |
Transonic_galactic_wind_model_including_stellar_feedbacks_and_application_to_outflows_in_high/low-$z$_galaxies |
| Authors |
Asuka_Igarashi,_Masao_Mori_and_Shin'ya_Nitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02780 |
銀河風は、星間物質(ISM)を銀河間空間に放出する際に重要な役割を果たします。この研究は、球面対称で定常な仮定の下で、暗黒物質のハローと恒星の成分の重力ポテンシャルにおける銀河風の可能な遷音速解を分類するモデルを提示します。私たちのモデルには、流線に沿った超新星フィードバックから生じる質量とエネルギーの注入が含まれています。銀河風の質量流束は、流れの加速過程を決定し、銀河の進化に対する銀河風の影響を明らかにする上で重要な要素です。恒星形成銀河の観測された流出速度に遷音速銀河風モデルを適用して、質量流束を推定します。質量流束を星形成速度(SFR)で割ると、質量負荷率(および質量負荷係数)が得られます。これは、高温ガス流によるISMの同伴効果を示します。私たちの結果は、質量負荷率が銀河の質量およびSFRと逆相関していることを示しています。それほど質量のない銀河(恒星の質量$\sim10^{7-8}M_\odot$)では、質量負荷率が1を超えており、ISMが銀河間空間に効果的に放出されていることを示しています。しかし、大質量銀河(恒星の質量$\sim10^{10-11}M_\odot$)では、質量負荷率は1を下回ります。これは、質量流束が超新星によって注入された質量を超えることができないことを意味し、その結果、非効率的になります。ISMの排出。
機械学習による銀河中心の観測による総質量と暗黒質量
| Title |
Total_and_dark_mass_from_observations_of_galaxy_centers_with_Machine_Learning |
| Authors |
Sirui_Wu,_Nicola_R._Napolitano,_Crescenzo_Tortora,_Rodrigo_von_Marttens,_Luciano_Casarini,_Rui_Li,_Weipeng_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02816 |
有効半径内の銀河の総質量は、暗黒物質と銀河進化モデルに関する重要な情報を符号化します。総「中心」質量は、銀河力学または重力レンズを使用して推定できますが、これらの方法には限界があります。私たちは、イメージングと分光調査からの単純な観測物を使用して、銀河の総含有量と暗黒物質含有量を予測するための、ランダムフォレストに基づく新しいアプローチを提案します。私たちは、Illustris-TNG100流体力学シミュレーションから得た、シミュレートされた銀河のマルチバンド測光、サイズ、星の質量、運動学的「測定」(特徴)および暗黒物質(ターゲット)のカタログを使用して、質量推定機械学習アルゴリズム(Mela)をトレーニングします。シミュレートしたサンプルを、「通常」と「矮小」の両方の受動的初期型銀河(ETG)と活動的な後期型銀河(LTG)に分離し、質量推定器が有効半径内の銀河の暗黒質量を正確に予測できることを示します。すべてのサンプルで。最後に、ジーンズ方程式に基づく標準的な力学手法で導出された、SPIDER、MaNGA/DynPop、SAMI矮小銀河を含む一連の低赤方偏移(z$\leq$0.1)データセットの中心質量推定値に対して質量推定器をテストします。動的質量は0.30dex($\sim2\sigma$)以内で再現され、外れ値は限られており、偏りはほとんどありません。これは、収集された運動学的データの高度化(ファイバー対3D分光法)および採用された動的解析(動径対軸対称のジーンズ方程式、ビリアル定理)とは無関係です。このため、Melaは、大規模なステージIV調査のデータセットの銀河の質量を予測するための強力な代替手段となります。
光学色と赤外線色を使用した銀河活動の多用途分類ツール
| Title |
A_versatile_classification_tool_for_galactic_activity_using_optical_and_infrared_colors |
| Authors |
Charalampos_Daoutis,_Elias_Kyritsis,_Konstantinos_Kouroumpatzakis,_Andreas_Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02888 |
(要約)銀河活動の診断ツールの圧倒的多数は活動銀河に焦点を当てています。受動銀河または休止銀河は、通常輝線の特徴を使用するこれらの診断から除外されることがよくあります。この研究では、星形成銀河、AGN、ライナー銀河、複合銀河、受動銀河を区別でき、局所銀河や低地銀河で使用できる包括的な銀河活動診断ツールを構築するために、赤外線と光学色を使用します。赤方偏移銀河。u、g、rSDSSバンドの光学色を補足した3つのWISEバンドの赤外線色に基づいた分類基準を検討します。これらから、最適な結果を得るために最小限の色の組み合わせを見つけることを目指します。さらに、絞り効果に関連するバイアスを軽減するために、さまざまなサイズの絞りを組み合わせた新しいWISE測光スキームを導入します。私たちは、機械学習手法を使用して、3色を使用する1つの統一スキームの下で活動銀河と受動銀河の両方を含む診断ツールを開発します。W1-W2、W2-W3、およびg-r色の組み合わせが良好なパフォーマンスを提供する一方、多数の銀河でこれらの色が幅広く利用できるため、大規模な銀河サンプルへの幅広い適用性が保証されることがわかりました。全体的な精度は$\sim$81%ですが、各クラスの達成された完全性は、星形成では$\sim$81%、AGNでは$\sim$56%、LINERでは$\sim$68%、複合材料では$\sim$65%です。、パッシブ銀河の場合は$\sim$85%。私たちの診断は、あらゆる種類の活動銀河と受動的銀河を含め、それらを局所宇宙に拡張することにより、既存のIR診断を大幅に改善しています。光学色を含めることで、一般に星形成銀河と混同される低光度のAGNを識別する際のパフォーマンスが向上し、よく知られている問題である、不明瞭なAGN銀河を模倣した極端な中赤外色のスターバーストのケースを識別するのに役立ちます。ほとんどのIR診断。
混合ガウスモデルを使用した銀河の物理構造の特定: 教師なし機械学習手法
| Title |
Identifying_physical_structures_in_our_Galaxy_with_Gaussian_Mixture_Models:_An_unsupervised_machine_learning_technique |
| Authors |
M._Tiwari,_R._Kievit,_S._Kabanovic,_L._Bonne,_F._Falasca,_C._Guevara,_R._Higgins,_M._Justen,_R._Karim,_\"U._Kavak,_C._Pabst,_M._W._Pound,_N._Schneider,_R._Simon,_J._Stutzki,_M._Wolfire,_and_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02939 |
私たちは、ISM内の一貫した物理構造を特定するための教師なし機械学習手法である混合ガウスモデル(GMM)の可能性を探ります。私たちが提示する実装は、あらゆる種類の空間的およびスペクトル的に解決されたデータセットで使用できます。これらのモデルをさまざまなソースやデータセットで使用するためのステップバイステップのガイドを提供します。ガイドに従って、SOFIA望遠鏡からの[CII]158$\mu$mマッピング観測を使用して、NGC1977、RCW120、およびRCW49でモデルを実行しました。このモデルにより、NGC1977、RCW120、およびRCW49でそれぞれ6、4、および5の速度コヒーレント物理構造が特定されたことがわかりました。これは、これらの構造に対する観察されたスペクトルを分析し、以前の発見と比較することによって検証されました。この研究では、GMMが、マッピング観測を解釈するための空間およびスペクトル分析のプロセスをより適切に自動化できる強力なツールであることを実証します。
低金属度の矮星銀河の X 線特性を探る
| Title |
Exploring_X-ray_Properties_of_Low_Metallicity_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Jenna_M._Cann,_Kimberly_A._Weaver,_Ryan_W._Pfeifle,_Nathan_J._Secrest,_Shobita_Satyapal,_and_Mario_Gliozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02999 |
銀河系外天文学における主な未解決の問題の1つは、ほぼすべての巨大銀河で見られる超大質量ブラックホールの形成と初期の進化です。低金属量の矮星銀河は、原始的な初期銀河の最も代表的な局所類似体を提供する可能性があり、これらの矮星銀河に存在する可能性のある中間質量ブラックホール(IMBH)の研究を通じて、ブラックホールの種モデルを精査する上で重要なツールとなります。それらがホストする可能性のあるIMBHは、通常、この文脈において、より金属性が高く、より質量の高い対応物ほどよく研究されていません。この論文では、アーカイブXMM観測を使用して37個の低金属度の矮銀河サンプルのX線特性を調査し、この集団の特性を高金属度の対応する代表的なサンプルと比較します。我々は、低金属度サンプル内で$10^{40}$~erg~s$^{-1}$を超える0.3～10keVの光度を持つ10個の線源を検出したことを報告し、これを潜在的な中間質量として追跡調査のために強調します。ブラックホール候補。最後に、2つの銀河集団間の異なる多波長スケーリング関係($L_X-L_{W2}$、$L_X-SFR$)と、金属量の関数としてのサンプルの$L_X$について議論します。
FRAMEx IV: NGC 3079 の活動銀河核からの機械的フィードバック
超長基線アレイを使用して、NGC3079の活動銀河核(AGN)を6か月にわたって観察し、2つの主要なパーセクスケールの電波成分$A$と$B$の変動性をテストしました。AGNのどちらかの側。私たちは、古いアーカイブデータから外挿されたこれらのコンポーネントの見かけの動きと一致する、6か月間にわたる$A$と$B$の位置の違いの証拠を発見し、それらの予測分離率$(0.040\pm0.003)$cは、ソース$A$の劇的な増光と同時に減速が発生した$\sim2004$以来、一定のままです。この挙動は、文献で以前に示唆されているように、ソース$A$と星間物質(ISM)の相互作用と一致しています。$A$が中央エンジンからの物質の放出であるシナリオと、$A$が相対論的ジェットによって生成される衝撃フロントであるシナリオの両方について、ISMに対する機械的フィードバックの量を計算しました。私たちが議論するいくつかの証拠によって支持されています。ISMに対する累積的な機械的フィードバックは、排出シナリオでは$2\times10^{44}$ergから$1\times10^{48}$ergの間、または$3\times10^{50}$ergから$1\times10^{50}$ergの間であることがわかります。ジェットシナリオの場合、$1\times10^{52}$erg。体積完全なFRAMExサンプルを統合した我々の結果は、ジェットモードの機械的フィードバックが局所宇宙におけるAGNのエネルギー論において無視できる役割しか果たしていないことを示唆している。
磁化電子・陽電子対プラズマにおける集団トムソン散乱と誘起コンプトン散乱への応用
| Title |
Collective_Thomson_scattering_in_magnetized_electron_and_positron_pair_plasma_and_the_application_to_induced_Compton_scattering |
| Authors |
Rei_Nishiura_and_Kunihito_Ioka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02306 |
磁化された電子と陽電子の対プラズマにおける入射Xモード波(背景磁場に垂直な電気ベクトルを持つ)の集団トムソン散乱を考察します。磁化されていない場合とは対照的に、集団効果は正確には相殺されません。それでも、断面積は非集合的な断面積と同等であり、強い磁場におけるサイクロトロン周波数の二乗による同じ抑制を伴います。電子と陽電子のドリフト運動により正味電流がほぼゼロであっても、同等の断面積が維持されます。プラズマ応答も断面にはあまり影響しません。有限温度プラズマ内の散乱波のスペクトルは、サイクロトロンの倍音でピークに達します。これらの結果に基づいて、強磁化ペアプラズマにおける誘起コンプトン散乱も推定します。パルサーと高速無線バーストの影響について説明します。
重力波現象に対応する長期残光のモデル化: GRB 170817A の全景
| Title |
Modelling_of_Long-Term_Afterglow_Counterparts_to_Gravitational_Wave_Events:_The_Full_View_of_GRB_170817A |
| Authors |
Geoffrey_Ryan,_Hendrik_van_Eerten,_Eleonora_Troja,_Luigi_Piro,_Brendan_O'Connor,_Roberto_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02328 |
重力波天文学の到来と時間領域に焦点を当てた天文台の増加により、地球に対して緩やかな傾斜で発射される短いガンマ線バースト(GRB)の検出数が増加することになるでしょう。これらは近隣のイベントであるため、非常に長期的な追跡キャンペーンや超長基線干渉法（VLBI）の主な候補でもあり、これらの情報源に適用されるマルチメッセンジャーモデリング、データ分析、統計的推論手法に影響を及ぼします。ここでは、GRB位置の残光天文観測、微光源のポアソン統計、および超相対論的な電子集団のモデリングを直接組み込んだ、包括的なモデリングの更新を紹介します。革新的なイベントGW170817を使用して、追加の遅延放出成分の統計的有意性を評価する最適な物理パラメーターとモデル選択方法の両方に対するこれらの拡張機能の影響を実証します。GRB170817Aの最新のチャンドラX線観測を分析に含めることにより、遅い時間には新しい放出成分の弱い証拠(2シグマ未満)しか見つかりません。これにより、重心の進化と予測によりわずかに自然に適合します。外部媒体密度の場合。
天体物理学応用のための多次元並列適応メッシュリファインメント特殊相対論的流体力学コードの構築
| Title |
Construction_of_a_Multidimensional_Parallel_Adaptive_Mesh_Refinement_Special_Relativistic_Hydrodynamics_Code_for_Astrophysical_Applications |
| Authors |
Ygal_Y._Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02331 |
私たちは、並列コンピュータ上で適応メッシュリファインメント(AMR)を使用して特殊相対論的流体力学(SRHD)の保存的方程式を解くための新しいコンピュータコードRELDAFNAを開発しました。SRHD方程式の完全な特性分解を使用して特性的に有限体積のGodunovスキームを実装し、空間での2次および3次の精度(PLMとPPMの両方の再構築)を達成しました。時間積分には、時間的に2次精度である対称化を伴う方向分割の方法を使用します。比較のために、2次および3次のルンゲ・クッタ時間積分スキームも実装しました。流体力学ソルバーに加えて、正確なリーマンソルバーとともに近似リーマンソルバーを実装しました。私たちは、プロセッサの数、コンピュータのメモリ、およびすべての積分時間にわたって、特殊相対論的流れを効率的に正確にシミュレートするRELDAFNAの能力を検証します。私たちは、RAM、GENESIS、PLUTOなどの高次プログラムで解くのと同じくらい正確に、さまざまなテスト問題を解くことができますが、メモリやコンピュータ計算に保持される変数の数がほとんどのスキームよりも少ないという利点があることを示します。3D高解像度シミュレーションが計算天体物理学の科学研究に実用化されるためには、これが極めて重要です。RELDAFNAは、1次元、2次元、3次元、およびデカルト、円筒、球の幾何学形状でテストされています。相対論的流れを伴う高エネルギー天体物理学における未解決の問題の理解を支援するRELDAFNAの機能を紹介します。
核磁気活動による超新星爆発前の爆発
私たちは、核崩壊の数年から数か月前に大質量星の核内で効率的なダイナモが動作するという仮定の下で、一次元の恒星進化数値シミュレーションを実施しました。その結果、磁気活動が質量損失率を高め、バーストにつながる二元相互作用を引き起こす可能性があることを発見しました。ダイナモが内核で形成する磁束管が外核に浮き上がり、そこでエントロピーが急激に上昇し、分子量が低下すると考えられます。そこで磁場は、つまり再接続によって熱エネルギーに変わります。エントロピーが急激に上昇するこのエネルギー蓄積をシミュレーションしたところ、シミュレーションしたケースでは包絡線半径が約1.2～2倍、光度が約1桁増加することがわかりました。これらの変更により質量損失率が向上します。エンベロープの拡張は、爆発を引き起こすバイナリ相互作用を引き起こす可能性があります。磁場の増幅はコアの回転速度に確実に依存し、サイクルで動作するため、すべての場合において磁気活動がエンベロープ特性を変更するほど強力になるわけではありません。つまり、核崩壊超新星のうち爆発前爆発を経験するのはほんの一部だけだ。
HAWC ガンマ線天文台によるブレーザー 1ES 1215+3031 および VER J0521+211 の長期超高エネルギー放射の研究
| Title |
Study_of_the_long-term_Very_High_Energy_emission_of_the_blazars_1ES_1215+3031_and_VER_J0521+211_with_the_HAWC_gamma-ray_observatory |
| Authors |
Fernando_Ure\~na-Mena,_Alberto_Carrami\~nana,_Anna_Lia_Longinotti,_Daniel_Rosa-Gonz\'alez,_HAWC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02468 |
ブレーザーは、銀河系外のガンマ線源の中で最も豊富な種類であり、通常、電磁スペクトル全体にわたって高い変動を示します。それらの超高エネルギー(VHE、0.1TeV以上)放出は空気チェレンコフ望遠鏡を使用して詳細に研究されており、観測はフレア期間に偏っており、その平均活動は適切に特徴づけられていません。この研究では、高高度水上チェレンコフ(HAWC)ガンマ線観測所で行われたブレーザー1ES1215+303とVERJ0521+211の2090日間の準連続観測の結果を報告します。銀河系外の背景光との光子間相互作用によって減衰するべき乗則を当てはめると、1ES1215+303では6.2$\sigma$レベルの検出が得られ、VERJ0521+211では4.3$\sigma$の限界検出が得られました。HAWCTeVスペクトルを含めることで、準同時の多波長スペクトル分布を構築し、レプトニック発光モデルを観測データに適合させました。
HAWC ガンマ線天文台による活動銀河の最新調査
| Title |
An_updated_survey_of_Active_Galaxies_with_the_HAWC_gamma-ray_observatory |
| Authors |
Fernando_Ure\~na-Mena,_Alberto_Carrami\~nana,_Daniel_Rosa-Gonz\'alez,_Anna_Lia_Longinotti,_HAWC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02484 |
高高度水チェレンコフ(HAWC)ガンマ線観測所による活動銀河の調査の最新情報を紹介します。この研究では、以前に公開された調査に567日分のHAWCデータが追加され、更新された合計2090日の暴露量の洗練された分析が提供されます。サンプルには、3FHLカタログからの138個の近くのAGNが含まれています。我々は、銀河系外背景光によって引き起こされる指数関数的減衰を含む、修正されたべき乗則をそれらの非常に高いエネルギースペクトルに当てはめました。我々は、重要な検出を行った4つのソース(5$\sigma$以上)、電波銀河M87とBLLac天体Mkn421、Mkn501、および1ES1215+303を発見しました。また、限界検出（3$\sigma$と5$\sigma$の間）を持つ8つのソースも報告し、そのうち7つはBLLac天体として分類され、1つは電波銀河として分類されます。
双方向 LSTM を使用したガンマ線バーストの欠落している光曲線の予測: 強化された分析のためのアプローチ
| Title |
Predicting_Missing_Light_Curves_of_Gamma-Ray_Bursts_with_Bidirectional-LSTM:_An_Approach_for_Enhanced_Analysis |
| Authors |
S.Sourav,_A.Shukla,_R.Dwivedi,_K.Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02602 |
ガンマ線バースト(GRB)は、数秒以内に大量のガンマ線を放出する強力な一時的な現象です。これらの短いバーストの研究は、大きな赤方偏移で観察される源から発生するため、宇宙論的研究にとって極めて重要です。これらの研究を効果的に実施するには、不確実性を軽減しながら、GRBの観察可能な特徴間の相関関係を確立することが重要です。これらの理由から、一般的なGRB光度曲線(LC)の包括的な説明が研究にとって重要です。ただし、さまざまな理由から主に避けられない不均一な間隔の観察とLC内の大きなギャップにより、GRBの特性評価が困難になります。したがって、GRBLCの一般的な分類は依然として困難です。この研究では、双方向長短期記憶(BiLSTM)を使用してガンマ線バースト(GRB)光度曲線を再構築する新しいアプローチを紹介します。実験結果は、BiLSTMアプローチが従来の方法よりも優れたパフォーマンスを示し、GRBに対してよりスムーズで説得力のある再構成を生成することを示しています。
宇宙からの超高エネルギー宇宙線研究のためのJEM-EUSOプログラムの概要
超高エネルギー宇宙線(UHECR)は、人工の加速器ではアクセスできないエネルギーで宇宙を研究するユニークな機会を提供します。地上の天文台による観測により、これらの粒子のいくつかの特徴が明らかになりましたが、その起源、性質、加速メカニズムは依然として不明であり、その主な原因は粒子の束が非常に低いことです。宇宙ベースの天文台には統計量が最大で数桁増加する可能性があり、全天をカバーできるため、スペクトルと到来方向の直接比較が可能になりますが、検出器の設計にはいくつかの恐るべき技術的問題が伴います。課題。JEM-EUSOプログラムはこの問題に対処し、宇宙ベースのUHECR観測への道を開こうとしています。いくつかのミッションはすでに完了しています（地上：EUSO-TA、成層圏気球：EUSO-Balloon、EUSO-SPB1、EUSO-SPB2、宇宙：TUS\cite{Klimov2017}、MINI-EUSO）。その他は研究中(K-EUSO)、または今後10年間に提案されている(POEMMA)\cite{Olinto_2021}。この研究では、JEM-EUSOプログラムの状況とこれまでに開発された技術について報告します。
長期X線光曲線を使用した偏心HMXB GX 301$-$2の軌道進化の調査
我々は、CGRO/BATSE、RXTE/ASM、Swift/BAT、Fermiからの長期X線光度曲線とパルス束履歴の解析から、高質量X線連星GX301$-$2の軌道崩壊率を報告する。/GBMとMAXIは、ほぼ30年にわたるプレペリアストロンフレアのタイミングを測定します。プレペリアストロンフレアの到着時間はエネルギー依存性（ハードラグ）を示し、それを補正した後に軌道周期の減衰が推定されました。この軌道崩壊推定方法は、質量降着率の変動に伴うX線パルサーのスピン速度の変動の影響を受けません。結果の$\dotP_\textrm{orb}$$=-(1.98\pm0.28)\times10^{-6}$ss$^{-1}$は、$|P_\textrm{の急速な進化のタイムスケールを示します。orb}/\dotP_\textrm{orb}|\sim0.6\times10^{5}$年であり、最も速い軌道崩壊を持つ高質量X線連星になります。$\dotP_\mathrm{orb}$の推定値は、以前に報告された$-(3.7\pm0.5)\times10^{-6}$ss$^{の値から$\sim2$倍外れています。-1}$はパルサーTOA解析から推定。我々は、この急速な軌道減衰を引き起こす可能性のあるさまざまなメカニズムについて議論し、GX301$-$2が将来のThorne-\.{Z}ytkowの候補であることも示唆しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる銀河面の調査の見通し
天の川銀河には、約100個の超高エネルギー(VHE)ガンマ線源が知られています。数十GeVから数百TeVのエネルギー範囲での銀河面全体の調査が、近々建設予定のチェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)の主要科学プロジェクトとして提案されている。この記事では、銀河面探査(GPS)に向けた研究の状況を紹介します。私たちは、既知のガンマ線放射体の観測データと、確立された銀河VHE線源の主要なクラスおよび星間惑星の合成集団の最先端の物理駆動モデルを組み合わせた天空モデルを構築し、一般公開しています。天の川銀河内の宇宙線相互作用からの放出。また、観測戦略の最適化も実行します。私たちは、改良された空のモデルと観測戦略を使用して、実際のデータに対して開発中の手法とソフトウェアツールを使用して分析されるGPSデータをシミュレートします。我々は、GPSが既知の銀河系VHE放射体の数をほぼ5倍に増加させる可能性があることを示しました。これは、1TeVを超える既存のサンプルよりも1桁低い平均積分束で200個を超えるパルサー風星雲と数十個の超新星残骸が検出されたことに相当し、したがって前例のない個体群研究を実行する可能性が開かれます。GPSには、連星系とパルサーの新しいVHE検出を提供し、明るいPeVatronを識別する可能性もあります。さらに、GPSは、これらのソースクラスをより詳細に追跡観察するためのパスファインダーを構成します。最後に、GPSデータから未解決の発生源からの拡散放射への寄与の推定値を抽出できること、および星間放射を検出し、さまざまなシナリオを統計的に区別できる見通しがあることを示します。(要約)
Swift J1626.6-5156 の光度依存サイクロトロンライン
| Title |
Luminosity_dependent_cyclotron_line_in_Swift_J1626.6-5156 |
| Authors |
Binay_Rai,_Biswajit_Paul,_Mohammed_Tobrej,_Manoj_Ghising,_Ruchi_Tamang_and_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02868 |
私たちは、2021年のバーストの\emph{NICER}観測を使用して、Be/X線パルサーSwiftJ1626.6-5156のタイミングとスペクトル特性を研究しました。最も重要な観察は、基本サイクロトロン線の重心エネルギーと光度との正の相関関係である。この観察は、未臨界領域における光度と重心エネルギーのサイクロトロン線の通常の正の相関関係と一致します。2つの量の間の相関関係は、2つの異なる連続体モデルを使用して検証されます。光子指数は、光束が増加すると減少します。したがって、フラックスが低い場合、スペクトルはより柔らかくなります。これは、フラックスの減少に伴う降着柱の光学的深さの減少によるものと考えられます。
銀河中心の煙突の中央「排気口」からのX線
| Title |
X-rays_from_a_Central_"Exhaust_Vent"_of_the_Galactic_Center_Chimney |
| Authors |
Scott_C._Mackey,_Mark_R._Morris,_Gabriele_Ponti,_Konstantina_Anastasopoulou,_Samaresh_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02892 |
チャンドラX線天文台からの詳細なアーカイブ観測を使用して、銀河中心煙突の南部内に位置し、座標l=0.08度を中心として銀河面に直角に配向された線状のX線放出特徴の分析を示します。、b=-1.42度。表面の明るさと硬度の比のパターンは、銀河の中心から伸びるプラズマ流出チャネルによって生成された可能性のある円筒形の形態を示唆しています。この特徴のスペクトルの私たちの当てはめは、熱成分と再結合するプラズマ成分からなる複雑な2成分モデルを支持しており、おそらく流出物質による星間物質の衝撃圧縮または加熱の兆候であると考えられます。プラズマの再結合シナリオを仮定すると、このプラズマの冷却タイムスケールは数百年から数千年のオーダーであるとさらに推定され、銀河ブラックホールへの一連の降着イベントはもっともらしいものである可能性があると推測されています。観察された形態を維持するための継続的なエネルギー源。
明るいX線パルサーにおける降着柱の重力レンズの影響を受ける見かけの光度とパルス率
| Title |
Apparent_luminosity_and_pulsed_fraction_affected_by_gravitational_lensing_of_accretion_columns_in_bright_X-ray_pulsars |
| Authors |
Ivan_D._Markozov_and_Alexander_A._Mushtukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02981 |
X線パルサーの明るさは、連星系の空間スケールと、恒星の表面近くに位置する放出領域のより小さなスケールの両方で、降着流の形状と物理的条件を決定する重要なパラメータです。従来、X線パルサーの明るさは、パルス周期にわたって平均化されたX線エネルギー束と発生源までの推定距離から推定されます。X線放射の異方性により、観察されたパルスプロファイルに基づいて推定された輝度は実際の輝度と異なる場合があります。降着柱を備えた超臨界X線パルサーは、柱からのX線束が中性子星による強力な重力レンズの影響を受けるため、特に興味深いものです。降着柱のおもちゃのモデルを使用して、超臨界X線パルサーのビームパターンをシミュレートし、パルサーと遠方の観測者のさまざまな形状と相互方向に対する理論的なパルスプロファイルを構築し、強い光の曲がりにも関わらず、見かけのパルスの典型的な偏差が発生することを示します。実際の明るさは$\sim20\%$のみで、$\sim90\%$の場合、見かけの明るさは$0.8L\lesssimL_{\rmapp}\lesssim1.25L$になります。ただし、パルスプロファイルの形状は、発光領域の形状に強く影響されます。我々は、降着柱の出現と成長が、観測されたパルス部分の増加を伴う傾向があることを示し、これは明るいX線過渡現象の最近の観測と一致している。
別途通知があるまで閉ループ: 閉ループでの予測制御方法の比較
| Title |
Closed-Loop_Until_Further_Notice:_Comparing_Predictive_Control_Methods_in_Closed-Loop |
| Authors |
J._Fowler,_M.A.M._van_Kooten,_R._Jensen-Clem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02514 |
将来の非常に大型の望遠鏡の場合、小さな角度間隔での極端な補償光学システムの誤差は、通常はミリ秒のタイムスケールである補正の遅れ時間によって大きな影響を受けるでしょう。解決策の1つは、システムの遅延に追いつくために予測補正を適用することです。予測制御により、シミュレーションではRMS誤差が大幅に減少します(標準的な積分コントローラと比較してRMS誤差が5～10倍程度改善)が、上空ではわずかな改善しか示されません(RMS誤差は2倍未満)。この性能制限は、疑似開ループ(POL)再構成の要素の影響を受ける可能性が高く、変形可能ミラーの応答と波面測定の精度に関する仮定が必要ですが、実際には検証することが困難です。この研究では、再定式化された経験的直交関数(EOF)を使用した、データ駆動型予測のための閉ループ手法を検討します。完全なシステムと、DM応答が不正確に理解されているシステムのシミュレーションで、開ループ手法と閉ループ手法のパフォーマンスを検証します。
国際宇宙ステーションに搭載された Mini-EUSO 望遠鏡による多重リング ELVES の研究
| Title |
Study_of_multiple_ring_ELVES_with_the_Mini-EUSO_telescope_on-board_the_International_Space_Station |
| Authors |
Giulia_Romoli_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02617 |
Mini-EUSO(MultiwavelengthImagingNewInstrumentfortheExtremeUniverseSpaceObservatory)は、2019年から国際宇宙ステーションのロシアのズベズダモジュールから紫外線帯域(290～430nm)で地球を観測する望遠鏡です。さまざまな時間スケールでの宇宙、大気、地球起源のUV放射。研究可能な大気現象のうち、ELVES(電磁パルス源による光の放射と超低周波摂動)は、Mini-EUSOによって2.5usの時間分解能で撮影されました。ELVESは、高さ75～95kmの光学放射と紫外線放射のリングで急速に拡大しています。これは、雷に関連した電磁波パルス(EMP)に続く下部電離層の窒素分子と酸素分子の励起解除によって生じます。これらの現象を理解するには、半径、速度、エネルギーなどの特性を詳細に研究する必要があります。本研究では、約30頭のエルフをMini-EUSOで観察した結果を紹介します。専用のアルゴリズムを使用して、その電気光学力学と形態学的特性が徹底的に研究されています。
Rainbow: マルチパスバンド光曲線推定におけるカラフルなアプローチ
| Title |
Rainbow:_a_colorful_approach_on_multi-passband_light_curve_estimation |
| Authors |
E._Russeil,_K._L._Malanchev,_P._D._Aleo,_E._E._O._Ishida,_M._V._Pruzhinskaya,_E._Gangler,_A._D._Lavrukhina,_A._A._Volnova,_A._Voloshina,_T._Semenikhin,_S._Sreejith,_M._V._Kornilov,_and_V._S._Korolev_(The_SNAD_team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02916 |
我々は、マルチバンドの光曲線フィッティングを同時に可能にする物理的動機に基づいたフレームワークであるRainbowを紹介します。これにより、各フィルターの観測数が大幅に制限されている状況でも、波長と時間にわたる2次元の連続表面を構築できます。過渡現象からの電磁放射放射が黒体によって近似できると仮定して、予想される温度の変化とそのボロメトリック光度曲線を記述するパラメトリック関数を組み合わせました。これら3つの要素により、1つの通過帯域で利用可能な情報が他の通過帯域での再構成をガイドできるようになり、複数の調査データを適切に使用できるようになります。光度測定LSST天文時系列分類チャレンジ(PLAsTiCC)のシミュレーションデータと若い超新星実験(YSEDR1)の実際のデータに適用することで、この手法の有効性を実証します。推定された光度曲線の品質を評価します。適合度、ピーク予測の時間、機械学習(ML)ベースの分類器に情報を転送する能力という3つの異なるテストによる。結果は、Rainbowが単色アプローチと比較した場合、同等(SNII)または最大75%優れた(SNIbc)適合度をもたらすことを確認しています。同様に、マルチクラスML分類のパラメーター空間としてRainbow最適値を使用する場合の精度は、サンプル内のすべてのクラスで向上します。Rainbowの効率的な実装は、https://github.com/light-curve/light-curveでライトカーブパッケージの一部として公開されています。私たちのアプローチは、複数のフィルターでの観察と複数の実験からの物体の光度曲線の直接的な推定を可能にします。これは、ライトカーブのサンプリングがまばらな状況に特に適しています。
SPB2 蛍光望遠鏡のデータプロセッサ: 飛行中のパフォーマンス
| Title |
The_Data_Processor_of_the_SPB2_Fluorescence_Telescope:_in_flight_performance |
| Authors |
Valentina_Scotti,_Antonio_Anastasio,_Alfonso_Boiano,_Francesco_Cafagna,_Claudio_Fornaro,_Vincenzo_Masone,_Marco_Mese,_Giuseppe_Osteria,_Francesco_Perfetto,_Gennaro_Tortone_and_Antonio_Vanzanella_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03012 |
EUSO-SPB2(超圧力気球IIによる極限宇宙宇宙観測所)は、マルチメッセンジャー天体物理学のための将来の宇宙観測所の前駆ミッションであり、飛行期間目標100日で2023年春に打ち上げられる予定です。船上に搭載された蛍光望遠鏡(FT)は、大気中の大気シャワーのUV蛍光放射を介して超高エネルギー宇宙線を検出するように設計されています。FTのデータプロセッサ(DP)は、望遠鏡のデータ管理と機器制御を実行する電子システムのコンポーネントです。DPはフロントエンド電子機器を制御し、GPSシステムを通じてイベントに到着時間とペイロード位置をタグ付けし、イベントの時刻同期のための信号を提供し、望遠鏡のライブタイムとデッドタイムを測定します。さらに、データ保存用の大容量メモリを管理し、ハウスキーピング監視を実行し、電源オンと電源オフのシーケンスを制御します。最後に、データプロセッサはPDMとオンボードディファレンシャルGPSからのデータを結合し、ダウンロードするデータに優先順位を付けます。飛行時間が長いため、電子機器とデータの処理に厳しい要件が課されます。非加圧環境における高地での操作は、熱放散に関する技術的な課題を表しています。この寄稿では、開発された革新的な要素の概要と、統合およびフィールドテストキャンペーンの結果を提供します。飛行中のパフォーマンスの予備分析もいくつか紹介します。
AstroCLIP: 天文基礎モデルのクロスモーダル事前トレーニング
| Title |
AstroCLIP:_Cross-Modal_Pre-Training_for_Astronomical_Foundation_Models |
| Authors |
Francois_Lanusse,_Liam_Parker,_Siavash_Golkar,_Miles_Cranmer,_Alberto_Bietti,_Michael_Eickenberg,_Geraud_Krawezik,_Michael_McCabe,_Ruben_Ohana,_Mariel_Pettee,_Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_Tiberiu_Tesileanu,_Kyunghyun_Cho,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03024 |
我々は、多様な観測モダリティ間のギャップを埋める天文基盤モデルの構築を容易にする戦略、AstroCLIPを紹介します。我々は、銀河の画像と光学スペクトル間のクロスモーダル対比学習アプローチにより、両方のモダリティの非常に有益な埋め込みが得られることを実証します。特に、ダークエネルギー分光装置(DESI)からのマルチバンド画像と光スペクトルにこの方法を適用し、次のことを示します。(1)これらの埋め込みはモダリティ間で適切に調整されており、正確なクロスモーダル検索に使用できます。(2)これらの埋め込みは、銀河に関する貴重な物理情報、特に赤方偏移と星の質量をエンコードしており、これを使用すると、さらに微調整することなく、競争力のあるゼロショットおよび少数ショットの予測を達成できます。さらに、アプローチを開発する過程で、銀河スペクトルを処理するための新しい変換ベースのモデルと事前学習アプローチも構築します。
時間のしわ -- I: 高離心率軌道で見つかった高速回転子
| Title |
Wrinkles_in_Time_--_I:_Rapid_Rotators_Found_in_High_Eccentricity_Orbits |
| Authors |
Rayna_Rampalli,_Amy_Smock,_Elisabeth_R._Newton,_Kathryne_J._Daniel,_Jason_L._Curtis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02305 |
最近の宇宙ベースのミッションは、観測天文学の新時代の到来をもたらしました。そこでは、太陽近傍の数千から数百万の恒星の高リズム測光光度曲線を使用して、ジャイロクロノロジーを含む星の年齢測定方法をテストおよび適用できます。これらのデータを正確な運動学と組み合わせることで、天の川の力学の歴史を理解する上で強力な新たな洞察が得られます。TESSデータを使用して、一連の自転周期の測定と確認のパイプラインを構築し、5つのベンチマークサンプルにわたる1,560個の恒星(すばる座、うお座、エリダヌス座、プレセペ、ヒアデス星団、およびMEarthプロジェクトの野星)でテストします。これらのグループ全体のパイプラインの回収率は平均89\%です。次に、これらのパイプラインを、銀河活動空間の2つの興味深い領域にあるTESS光曲線を持つ4,085個の単星に適用します。私たちは、円盤内の高度に離心した軌道にある141個のユニークな高速回転星を特定しました。その中には、120億年前のプレアデス星団と同じくらい回転的に若いように見える星もあります。若さを確認するための分光分析は保留中ですが、これは、これらの星が急速に進行する力学現象の影響を受けていたことを示しており、その起源はこのシリーズの後の論文で調査される予定です。
単極周囲磁場におけるコロナ質量放出の偏向
| Title |
Deflection_of_Coronal_Mass_Ejections_in_Unipolar_Ambient_Magnetic_Fields |
| Authors |
Michal_Ben-Nun,_Tibor_T\"or\"ok,_Erika_Palmerio,_Cooper_Downs,_Viacheslav_S._Titov,_Mark_G._Linton,_Ronald_M._Caplan,_Roberto_Lionello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02412 |
コロナ質量放出(CME)の軌道は、純粋に放射状の伝播方向から大きく逸脱していることがよく見られます。このような偏差は主にコロナで発生し、非対称な周囲磁場による噴出磁束の「チャネリング」または偏向に起因すると考えられています。ここでは、噴火前の周囲場の非対称性を必要としない追加のメカニズムを調査します。磁気流体力学の数値シミュレーションを使用して、単極放射状場で伝播が起こる場合、太陽コロナを通過するCMEの軌道が放射方向から大きく逸脱する可能性があることを示します。我々は、この偏差が太陽半径約15未満で最も顕著であり、単極背景磁場への正味の軸電流を伴う磁束ロープの侵入から生じる「実効IxB力」に起因すると考えられることを実証しました。これらの結果は、宇宙天気予報に関連したCME軌道の予測にとって、また、拡張された太陽コロナにおける周囲磁場とCMEの相互作用の基礎となる基礎物理学をより深く理解するために重要です。
APO & SMARTS フレアスターキャンペーン観測 I. 分光観測と測光観測の同時観測データから得た中期 M
矮星フレア中の彩層線における青い翼の非対称性
| Title |
APO_&_SMARTS_flare_star_campaign_observations_I._Blue_wing_asymmetries_in_chromospheric_lines_during_mid_M_dwarf_flares_from_simultaneous_spectroscopic_and_photometric_observation_data |
| Authors |
Yuta_Notsu,_Adam_F._Kowalski,_Hiroyuki_Maehara,_Kosuke_Namekata,_Kenji_Hamaguchi,_Teruaki_Enoto,_Isaiah_I._Tristan,_Suzanne_L._Hawley,_James_R._A._Davenport,_Satoshi_Honda,_Kai_Ikuta,_Shun_Inoue,_Keiichi_Namizaki,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02450 |
中M矮フレア星YZCMi、EVLac、ADLeoの時間分解光分光・測光同時観測を実施しました。分光観測は、アパッチポイント天文台の3.5メートル望遠鏡と中口径研究望遠鏡システムの1.5メートル望遠鏡を使用して、31晩にわたって行われました。検出された41個のフレアのうち、7個のフレアはH$\alpha$ラインで明確な青い翼の非対称性を示し、フレアの特性にさまざまな対応関係がありました。青い翼の非対称性の持続時間は、青い翼から赤い翼への非対称性の変化を示すフレアを含めて20分から2.5時間の範囲です。青色の翼の非対称性は、白色光フレアと非白色光フレア候補の両方で観察できます。7つのフレアのすべてがH$\beta$線でも青い翼の非対称性を示しましたが、他の彩層線でも青い翼の非対称性を示した大きな品種が存在します。7つのフレアのうちの1つは軟X線分光法でも観測され、フレア磁場やフレアループの長さを推定することができました。青方偏移した成分の視線速度は-73から-122kms$^{-1}$の範囲である。青方偏移がプロミネンス噴火によって引き起こされたと仮定すると、上向きに移動するプラズマの質量は10$^{15}$--10$^{19}$gと推定され、これはフレアエネルギーとフレアエネルギーの関係にほぼ一致する。太陽コロナ質量放出（CME）から予想される噴出質量。観察されたさまざまな性質を理解するにはさらなる調査が必要ですが、太陽噴火と同様の加速メカニズムを仮定すると、M型矮星で起こり得るプロミネンス噴火はCMEに進化する可能性があります。
V960 Mon のスペクトル ラインの進化に見られるディスク冷却と風ライン
| Title |
Disk_Cooling_and_Wind_Lines_As_Seen_In_the_Spectral_Line_Evolution_of_V960_Mon |
| Authors |
Adolfo_S._Carvalho,_Lynne_A._Hillenbrand,_Jerome_Seebeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02465 |
我々は、Keck/HIRESからの時系列スペクトルを使用した高分散での補足的な分光研究によって、FUOri天体V960Monのバースト後の進化に関する測光研究をフォローアップします。Carvalhoetal.で報告された測光結果と一致しています。2023年、V960Monのスペクトルの進化は、降着率の減少と内部円盤半径の増加の組み合わせによって引き起こされる、内部円盤の温度の低下に対応していることがわかりました。また、吸収線の大部分は降着円盤モデルのスペクトルとよく一致していますが、モデルによって捕捉されないいくつかの強い吸収線ファミリーと少数の輝線が存在することもわかりました。各時代のデータから降着円盤モデルを差し引くことにより、システムの風/流出成分を分離します。残差は、幅が広く青方偏移が大きいプロファイルと、幅が狭くわずかに青方偏移しているプロファイルの両方を示しており、一部のラインには両方のタイプの特徴が表示されています。
SPIRou による若い惑星ホスト V1298 タウの監視: 惑星系と進化する大規模磁場
| Title |
Monitoring_the_young_planet_host_V1298_Tau_with_SPIRou:_planetary_system_and_evolving_large-scale_magnetic_field |
| Authors |
B.Finociety,_J.-F._Donati,_P.I._Cristofari,_C._Moutou,_C._Cadieux,_N.J._Cook,_E._Artigau,_C._Baruteau,_F._Debras,_P._Fouqu\'e,_J._Bouvier,_S.H.P_Alencar,_X._Delfosse,_K._Grankin,_A._Carmona,_P._Petit,_\'A._K\'osp\'al_and_the_SLS/SPICE_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02613 |
私たちは、2019年末から2023年初頭にかけてカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡にある近赤外分光偏光計SPIRouで収集したデータに基づいて、若い太陽に似た星V1298~タウの分光偏光モニタリングの結果を報告します。円偏光スペクトルを用いた磁気星の時間依存イメージング法により、星の大規模磁気トポロジー(およびその時間的進化)を再構築しました。これは、主にポロイダルで軸対称であり、平均強度は90Gから170Gまで変化することがわかりました。約3.5年間のモニタリング。この磁場は双極子を特徴としており、その強さは85Gから245Gまで変化し、恒星の回転軸に対する傾きは2023年まで安定しており、その後突然の変化が観察されます。これは、磁場が極性反転を起こす可能性があることを示唆しています。太陽によって定期的に経験されます。私たちのデータは、V1298タウの表面を剪断する差動回転が太陽の約1.5倍強いことを示唆しています。私たちのデータをK2とTESSからの以前の測光結果と結合し、4つの惑星すべての円軌道を仮定すると、最も可能性の高い質量と密度に関連する、最も外側の惑星(e)の動径速度シグネチャの$3.9\sigma$検出が報告されます。公転周期は$M_e=0.95^{+0.33}_{-0.24}\\rmM_{\rmjup}$,$\rho_e=1.66^{+0.61}_{-0.48}$$\rmg\それぞれ、cm^{-3}$と$P_e=53.0039\pm0.0001\\rmd$です。3つの内惑星については、$0.44\\rmM_{\rmjup}$、$0.22\\rmM_{\rmjup}$、および$0.25\\rmM_{\の質量に対する99\%の信頼上限のみが導き出されます。rmjup}$、それぞれb、c、dです。
LOFAR および PSP 観測を使用した太陽タイプ III 電波バーストのコロナ診断
この研究は、LOFAR電波望遠鏡とPSP宇宙ミッションからの多波長観測を活用し、結果を組み込むことにより、2019年4月3日に発生した太陽タイプIII電波バーストのあいまいな発生源とその根底にある物理過程を調査することを目的としています。PFSSおよびMHDモデルから。主な目的は、放射線源の空間的および時間的特性と、その軌道に沿ったプラズマの状態を特定することです。データ前処理技術は、2.6kHz～80MHzのLOFARとPSPからの高周波と低周波の観測を組み合わせるために適用されます。次に、動的スペクトルから加速された電子ビームの周波数ドリフトと速度に関する情報を抽出します。さらに、LOFAR干渉観測を使用して複数の周波数で電波放射源を画像化し、コロナ内での位置と運動学を決定します。最後に、PFSSおよびMHDモデルの結果を使用して、放射線源の軌道に沿ったプラズマパラメーターと磁場を解析します。タイプIII無線バーストに関連するいくつかの注目すべき発見を紹介します。まず、自動実装により、LOFAR-PSP結合動的スペクトル内の9つのタイプIII無線バーストと、LOFAR動的スペクトル内の16つのタイプIII無線バーストを効果的に識別し、特徴付けることができました。第二に、私たちの画像観察は、これらのバーストの原因となる電子が同じ発生源から、30分未満の短い時間枠内で発生したことを示しています。最後に、私たちの分析は、電子ビームの経路に沿った物理的状態についての有益な洞察を提供します。たとえば、MASモデルから得られたプラズマ密度は、予想される理論密度よりも大幅に低いことがわかりました。
若い星の安定した降着：EXルピとTWヒャの場合
| Title |
Stable_accretion_in_young_stars:_The_cases_of_EX_Lupi_and_TW_Hya |
| Authors |
A._Sicilia-Aguilar,_J._Campbell-White,_V._Roccatagliata,_J._Desira,_S.G._Gregory,_A._Scholz,_M._Fang,_F._Cruz-Saenz_de_Miera,_\'A._K\'osp\'al,_S._Matsumura,_and_P._\'Abrah\'am |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02681 |
我々は、EX-LupiとTW-Hyaの長期の分光学的および測光的変動を調べ、安定した降着の存在とそれが観測された変動において果たす役割を研究しています。STAR-MELTを用いて輝線の速度変調を解析することで、降着柱の構造や円盤と星との結合に関する情報が得られます。輝線の動径速度から、TWHyaはEXルピと同様、降着柱のフットプリントが著しく安定しているか、ゆっくりと変化し、数年間星に固定されていることが明らかになりました。EXルピ、TWヒャともに線発光領域は無極性であり、エネルギーの異なる種の位置が異なります。対照的に、測光で観察される連続発光は非常に変化しやすく、輝線領域に対する位相、形状、温度、サイズ、位置が時間の経過とともに変化するホットスポットによってモデル化できます。連続放出領域は、特に高降着のエピソード中には、恒星の表面に限定されない可能性があります。EXLupiで降着増加のエピソード中に観察されたブロードライン発光は、共回転半径の内側のケプラー回転における非軸対称円盤によって適合できるさらなる構造を明らかにしています。降着フットプリントによる動径方向の速度変調は非常に安定しているため、それを使用してさらなる速度変調を探索しました。これらの天体には残留変調（恒星の回転によるもの以外）は検出されませんが、同様の分析は若い惑星/伴星を特定するのに役立つ可能性があります。したがって、安定した降着の足跡が若い星に共通するかどうかを判断することは、若い惑星を検出するための鍵となります。
Gaia DR3 で褐色矮星砂漠を探索する
| Title |
Combing_the_Brown_Dwarf_Desert_with_Gaia_DR3 |
| Authors |
Adam_T._Stevenson,_Carole_A._Haswell,_John_R._Barnes,_Joanna_K._Barstow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02695 |
$P<10^4$dのバイナリで214個の褐色矮星(BD)の最新カタログを作成しました。これにより、褐色矮星砂漠の人口統計を調べることができます。$\textit{Gaia}$DR3NSSの結果からBD候補の軌道傾斜角を検索し、12個の新しい質量を導き出しました。3つは砂漠の星として残りますが、9つの候補は低質量星であることが判明しています。以前に研究された3つのBD候補のRVソリューションを改良しました。$\sim$1200d未満の周期を持つさらに19個のBD質量がDR3$\texttt{binary_masses}$データベースで特定されました。最小値が約30-35M$_{\textrm{jup}}$である質量分布の谷を確認し、$<$100dの期間では、より長い期間と比較して依然として人口が少ないことがわかります。更新されたBDの質量と離心率の分布では、高質量BD集団と低質量BD集団へのわずかに統計的に有意な分割が依然として示されています。これは、2つの異なる親分布と、惑星形成に似た、または恒星の2つの潜在的な起源を示唆しています。100日前後の周期には低離心率BDはありません。BDの質量金属量分布は、BDが巨大系外惑星の金属量と同じ傾向に従わないため、コア降着がBDの主要な形成メカニズムではないことを示しています。34か月のデータから現在利用可能なNSSソリューションの検出閾値により、質量周期平面でGaiaBDを境界付ける対角包絡線を特定します。
太陽型活動の進化: 観察と理論の観点から
星が主系列から離れると、恒星内部の変化や恒星の風の影響により角運動量が失われるなど、さまざまな変化が起こります。これらのプロセスは、UVおよびX線のスペクトル領域での観測によって明らかになっているように、大気の加熱と放出の量に影響を与えます。理論的な観点から見ると、詳細な理論的シミュレーションによって示されているように、磁気エネルギーと音響エネルギーの生成は両方とも影響を受けます。ここでは、将来の太陽の代表例であり代用星である、うみへびベータ星(G2~IV)の最近の研究を含め、厳選された観測結果と理論結果を要約します。
ニュートリノH-R図における異なる回転と金属性を持つ大質量星の進化の軌跡
| Title |
Evolutionary_tracks_of_massive_stars_with_different_rotation_and_metallicity_in_neutrino_H-R_diagram |
| Authors |
Hao_Wang,_Chunhua_Zhu,_Helei_Liu,_Sufen_Guo,_Guoliang_L\"u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02824 |
ニュートリノの損失は、大質量星の進化において重要な役割を果たします。私たちは、ゼロ年齢主系列(ZAMS)から鉄核崩壊(FeCC)までの20から90M_{\odot}の範囲の星のニュートリノの明るさを、ニュートリノのヘルツシュプルング・ラッセル図で異なる回転と金属量で調べます。シミュレーションでは、{\omega}/{\omega}crit=0と0.7がそれぞれ非回転と高回転を表すと考え、金属度を0.014、0.001、0.0001に設定します。水素の燃焼段階では、ニュートリノの明るさは主にCNOサイクルに由来し、星の質量が大きくなるにつれて増加しますが、金属性の増加とともに減少します。ヘリウム燃焼段階中の高金属度モデル(Z=0.014)では、より大きな質量損失率によって引き起こされる水素エンベロープの減少により、ニュートリノの明るさが徐々に減少します。高速回転により大質量星の内部で余分な混合が生じ、主系列(MS)中のニュートリノの明るさが増加する一方、ヘリウム燃焼段階中のニュートリノの明るさは減少します。同時に、高速回転によりCOコアの質量も増加し、CとOの燃焼段階中のニュートリノの輝度が向上します。また、ニュートリノ磁気モーメント(NMM)が大質量星に及ぼす影響も調査します。NMMによって引き起こされるエネルギー損失は大質量星の進化の運命に影響を与えず、Feコアの崩壊時の緻密性にも大きな変化を与えないことがわかりました。
メタノールと水メーザーによる大質量原始星 G59.783+0.065 の周囲の円盤流出システムの運動学的研究
| Title |
A_kinematic_study_of_the_disc-outflow_system_around_a_high-mass_protostar_G59.783+0.065_probed_by_methanol_and_water_masers |
| Authors |
M._Nakamura,_K._Motogi,_H._Nakamura,_Y._Yonekura,_and_K._Fujisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02857 |
クラスIICH3OHメーザーは、高質量星形成における円盤状構造の便利なトレーサーとして使用されます。ただし、VLBI(VeryLongBaselineInterferometry)マップでは、それらの半分以上が複雑な分布を示しています。このような複雑な分布の起源はまだ不明です。私たちは、高質量星形成領域G59.783+0.065における複雑なクラスIICH3OHメーザーの起源を明らかにするために、VLBIモニタリング観測を実施しました。私たちは、日本のVLBIネットワークとVLBI電波天文探査により、詳細な星周運動学と構造を調査するために、6.7GHzでCH3OHメーザーと22GHzでH2Oメーザーを観測しました。両方のメーザーで同様の双極分布、特に東西方向に沿って2000天文単位離れて位置する2つのクラスターが見つかりました。我々は、西部クラスター内にCH3OHメーザーの線形分布を検出しました。位置速度図は、西側のCH3OHメーザーが、エッジオン円盤状構造の内側で回転する円盤風または落下成分を追跡していることを示しています。H2Oメーザーの単純な双極膨張運動とは対照的に、CH3OHメーザーは空間的な一致にもかかわらず複雑な運動を示しました。東部のCH3OHメーザーの一部はH2Oメーザーと同様の双極性の膨張を示しましたが、その他のメーザーはランダムな動きや、さらには内側への動きを示しました。このような複雑な運動学とH2Oメーザーとの密接な関係は、流出と流入の境界で発生する可能性があります。G59.783+0.065のようなクラスIICH3OHメーザーの複雑な分布は、同時にメーザー励起を達成するいくつかの異なる星周構造から生じていると考えられます。
閉じ込められた太陽フレアと爆発的太陽フレアの磁気的および熱力学的特性のデータベース
| Title |
A_Database_of_Magnetic_and_Thermodynamic_Properties_of_Confined_And_Eruptive_Solar_Flares |
| Authors |
Maria_D._Kazachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02878 |
太陽フレアは、地球環境に直接影響を与えるコロナ質量放出を引き起こすことがあります。しかし、太陽型恒星を含むフレアの大部分は、閉じ込められたフレアです。限定フレアと噴火フレアの物理的性質の違いは何ですか?我々は初めて、GOESクラスC5.0以上の数百の閉じ込めフレアと噴火フレア、合計480のフレアの熱力学的特性と磁気特性を定量化しました。まず、太陽力学天文台(SDO)によって観測されたGOESクラスM1.0以上の大規模フレアを分析します。2010年から2016年4月までに、103件の噴火フレアと113件の限定フレアを含む合計216件のフレアを分析し、次にC5より上のデータセット全体を調べます。.0/480フレア。ピーク温度と放出測定を含むGOESX線の熱力学的フレア特性と、再結合磁束とピーク再結合率を含む活性領域とフレアリボンの磁場特性を比較します。固定ピークX線束の場合、閉じ込めフレアと噴火フレアは同様のリコネクション束を持つことがわかりました。ただし、固定ピークX線束の場合、閉じ込めフレアは平均してピーク磁気リコネクション率が大きく、噴火性フレアよりもコンパクトで、より大きな活動領域で発生します。これらの発見は、閉じ込められたフレアが、より大きな活性領域内のよりコンパクトで強力な下層磁場間の再結合によって引き起こされ、これらの領域の磁場のより小さな部分が再組織化されることを示唆しています。この再結合はより速い速度で進行し、より早く終了するため、閉じ込められたフレア内でより効率的なフレア粒子の加速が可能になる可能性があります。
膨張ボックスモデルを用いたプラズマ膨張の第一原理説明
| Title |
First_Principle_Description_of_Plasma_Expansion_Using_the_Expanding_Box_Model |
| Authors |
Sebastian_Echeverr\'ia-Veas_(1),_Pablo_S._Moya_(1),_Marian_Lazar_(2,3)_and_Stefaan_Poedts_(2,4)._((1)_Universidad_de_Chile,_Chile.,_(2)_Katholieke_Universiteit_Leuven,_Belgium.,_(3)_Ruhr_University_Bochum,_Germany.,_(4)_University_of_Maria_Curie-Sk{\l}odowska,_Poland.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02302 |
膨張するプラズマのマルチスケールモデリングは、太陽風や恒星風などのさまざまな天体物理プラズマシステムのダイナミクスと進化を理解するために重要です。これに関連して、エキスパンディングボックスモデル(EBM)は、非慣性基準系でプラズマの膨張を模倣する貴重なフレームワークを提供し、膨張とともに移動しますが、体積が固定されたボックス内で移動します。これは数値シミュレーションに特に役立ちます。ここでは、磁化プラズマのヴラソフ方程式と座標変換のEBM形式主義に基本的に基づいて、EB系で放射状に膨張するプラズマの第一原理記述を初めて開発します。このアプローチから、私たちは顕微鏡スケールでのシミュレーションと理論の間のギャップを埋めて、動力学レベルでプラズマ膨張をモデル化することを目指しています。我々の結果は、膨張がウラソフ方程式（EB系）に自明ではない変化をもたらし、特に膨張に純粋に関係する非慣性力を通じてその保存形式に影響を与えることを示している。方程式の一貫性をテストするために、修正されたVlasov方程式の積分モーメントも提供し、関連する拡張モーメント(つまり、連続性、運動量、エネルギー方程式)を取得します。私たちの結果を文献と比較すると、同じ流体方程式(理想MHD)が得られますが、第一原理アプローチから始まります。また、EBフレームにおけるエネルギー/圧力方程式のテンソル形式も取得しました。これらの結果は、速度論的記述とMHD記述の間の一貫性を示しています。したがって、拡大するウラソフ運動理論は、複雑な天体物理学のシナリオにおいて、微視的スケールと巨視的スケールの両方でプラズマ物理学を探求するための新しい枠組みを提供します。
宇宙論的相転移の高次: 湯川モデルにおける地球規模の研究
| Title |
Higher_orders_for_cosmological_phase_transitions:_a_global_study_in_a_Yukawa_model |
| Authors |
Oliver_Gould_and_Cheng_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02308 |
私たちは、単純な湯川モデルの宇宙論的熱履歴に関する最先端の全球的研究を実施し、強い一次相転移の存在と強度の両方を決定するために高次摂動次数が重要であることを発見しました。高温有効場理論を使用して、$\mathcal{O}(y^5T^4)$までのモデルの自由エネルギー密度を計算します。ここで、$y$は湯川結合、$T$は温度です。格子モンテカルロシミュレーションの結果を使用して相転移の位置が特定され、一次転移の強度が摂動理論内で3ループ次数まで評価されます。これは、このオーダーにおけるモデルの最初の世界的な研究です。$\mathcal{O}(y^2T^4)$まで正確な通常の1ループ解析と比較して、このような精度に達すると、予測臨界温度$T_\の相対誤差を平均して5倍削減できます。text{c}$と、スキャンで特定される潜熱$L/T_\text{c}^4>0.1$を伴う追加の$\sim50\%$の強力な一次遷移です。
一般相対論的レイ トレーシングのすべての時空座標が同じように作成されるわけではありません
| Title |
Not_all_spacetime_coordinates_for_general-relativistic_ray_tracing_are_created_equal |
| Authors |
Gabriele_Bozzola,_Chi-kwan_Chan,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02321 |
天体物理学的ブラックホールの観測上の外観のモデルは、遠くの観測者によって測定された強度を計算するために、正確な一般相対論的光線追跡と放射線輸送に大きく依存しています。この論文では、座標と初期条件の選択がこのプロセスにどのように影響するかを説明します。特に、光子の運動量の空間部分が地平線の方向を向いているか、地平線から離れているかの場合、カメラから光源まで伝播する光線が異なる解決策につながることを示します。これを行う際、数値的な一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションに適した座標が、通常、一般的なレイトレーシングには最適ではないことも示します。我々は、ブラックホール画像への影響について議論し、最適な時空座標と最適でない時空座標における放射線輸送が、数値誤差やアルゴリズムの選択に至るまで同じ画像をもたらすことを示します。
宇宙論的相関関係者からの肯定的見解
平面空間および反ド・ジッター空間における有効場の理論は、多くの場合、正の境界の形で、因果関係と単一性によって制約されます。同様の限界は、単一性と因果関係の役割がより曖昧な宇宙論的背景では実証することがより困難です。幸いなことに、宇宙の膨張により、後期の宇宙論的相関関係は事実上古典的であり、ユニタリティの役割は古典的な統計的不等式によって果たされることが保証されています。複数フィールドのインフレーションの場合、結果として生じる正の制約は、須山・山口不等式の観点から長い間知られていました。この論文では、同様の統計的限界が初期宇宙の大規模な場に対して自明ではない制約を暗示していることを実証します。我々は、ド・シッター空間における主系列体の実異常次元は正でなければならないことを示します。また、宇宙衝突型物理学で生じるものを含め、インフレーションによる振動信号の振幅の制限も導き出します。最後に、これらの制約が、今後の調査で測定される物質と銀河の2点統計に直接現れることを示します。
タイタンの電離層におけるカッシーニの浮遊電位: 3D 細胞内粒子シミュレーション
タイタンの電離層におけるカッシーニ探査機の電位を正確に測定することは、低エネルギープラズマ機器による測定値を解釈するために重要です。ただし、浮遊電位の推定値は、さまざまな異なるプラズマ機器間で大きく異なりました。この研究では、3次元細胞内粒子シミュレーションを利用して、タイタンの電離層におけるカッシーニのプラズマ相互作用の重要な特徴を理解します。検討したすべてのシナリオで探査機が負の電位に帯電することが観察され、シミュレートされたラングミュア探査機に流れる電流とタイタンの電離層で観察される電流の間には密接な一致が見られます。したがって、これらのシミュレーションは、タイタンの塵っぽい電離層と相互作用する宇宙船をモデル化するための実行可能な技術を提供することが示されています。
次世代地上重力波観測所で検出可能なコンパクト連星合体からの未解決の確率的背景
| Title |
The_unresolved_stochastic_background_from_compact_binary_mergers_detectable_by_next-generation_ground-based_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Darsan_S._Bellie,_Sharan_Banagiri,_Zoheyr_Doctor,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02517 |
次世代の地上設置型重力波検出器は、宇宙のさらに奥深くまで探査し、前例のない感度と低周波機能を備えます。特に魅力的なのは、宇宙の始まりと非常に高いエネルギーでの基礎物理学についての重要な洞察を提供する可能性がある、初期宇宙論的な確率的背景を検出できる可能性である。しかし、たとえ次世代の検出器が宇宙論的な確率的背景に敏感であるとしても、それらはより支配的な天体物理学的背景、すなわち、分解可能なコンパクトバイナリ合体（CBC）の不完全な減算からの残留背景や、個別には分解不可能なCBCバックグラウンドによってマスクされてしまいます。CBC。質量、速度、遅延時間の分布に関する最新の知識を使用して、次世代の検出器で検出される分解不可能なCBCバックグラウンドのデータ駆動型推定値を提示します。統計的および系統的な誤差を考慮したこの推定値は、次世代検出器のCBCノイズバジェットの重要な部分を定量化し、検出器の設計と減算アルゴリズムに情報を提供するのに役立ちます。私たちはその結果を、文献にあるいくつかの宇宙論的情報源からの背景の予測と比較し、解決できない背景が多くのモデルにとって重大な障害となる可能性が高いことを発見しました。このため、初期宇宙の宇宙背景を検出するための同時推論法やその他の統計手法の必要性が生じています。
| Title |
Averaging_generalized_scalar_field_cosmologies_IV:_locally_rotationally_symmetric_Bianchi_V_model |
| Authors |
Alfredo_D._Millano_(Catolica_del_Norte_U.),_Genly_Leon_(Catolica_del_Norte_U._and_DUT,_Durban) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02741 |
この研究は、一般化された調和ポテンシャルを伴うスカラー場の宇宙論に焦点を当てています。私たちの注目は、異方性LRSBianchiIおよびIIIメトリクス、BianchiVメトリクス、およびそれらの等方性限界に集中しています。最初の2つのメトリッククラスの包括的な概要を提供し、BianchiVメトリックに関する新しい発見を提供します。ハッブルパラメーターは、完全システムと時間平均解の間の誤差の大きさを減少に応じて制御する時間依存の摂動パラメーターであり、完全システムと時間平均解が同じ漸近挙動を示すようになることを示します。したがって、システムに入る振動を制御して平滑化することができ、当面の問題が単純化されます。
超高エネルギー宇宙ニュートリノが観測されないことの説明の可能性
| Title |
Possible_explanation_of_not_observing_ultra-high_energy_cosmic_neutrinos |
| Authors |
Jakub_Rembielinski_and_Jacek_Ciborowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02763 |
ニュートリノが空間的(タキオニック)フェルミ粒子であると仮定して、運動学的に許容されるレプトン数保存型の三体崩壊の幅を計算します$\nu_{\alpha}\rightarrow\nu_{\alpha}\;標準モデルの\nu_{\beta}\bar{\nu}_{\beta}$。宇宙論的距離を超えたタキオニックニュートリノの崩壊は、スペクトルの高エネルギー端におけるニュートリノ束の減少につながる可能性があります。IceCube実験で観測されたPeVエネルギー宇宙論的ニュートリノ事象に基づいて、宇宙ニュートリノ質量の上限を推定します。これらの限界は、トリチウム崩壊実験KATRINの$m_{\nu}^2$の測定から推定された限界に近いです。
軸対称体の質量四重極モーメントとスピン八極子モーメントによって引き起こされるポストニュートン軌道効果
試験粒子の動きに合わせて剛体かつ均一に回転する、一定密度の孤立した扁平回転楕円体の質量四重極モーメントとスピン八極子モーメントによって引き起こされるポストニュートン軌道効果は、任意の軌道構成に対して解析的に計算され、優先されるものはありません。体の回転軸の向き。結果として得られる式は、a)赤道およびb)極軌道の場合に特化されています。ジュノーに似た高度な楕円形の極軌道に沿って木星の周りを移動する仮想的な新しい宇宙船がそれらを測定する機会を提供する可能性が事前に研究されています。実際に実装するのはより困難ですが、より楕円形でない軌道の場合も考慮されます。これは、関心のある相対論的効果についてはるかに大きな数値が得られるためです。銀河中心にあるSgrA$^\ast$の超大質量ブラックホールを周回するS星を、前述の軌道効果によってホール周囲の予測される拡張質量分布の一部のパラメーターを潜在的に制約するためのプローブとして使用できる可能性が簡単に示されています。調べた。
扁平回転楕円体の周りのポストニュートン運動: ニュートン偏平性とポストニュートン質量単極加速度による混合軌道効果
| Title |
The_post-Newtonian_motion_around_an_oblate_spheroid:_the_mixed_orbital_effects_due_to_the_Newtonian_oblateness_and_the_post-Newtonian_mass_monopole_accelerations |
| Authors |
Lorenzo_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02838 |
試験粒子が偏球体の周りを移動するとき、とりわけ2つの標準的な摂動加速度の影響を受けます。1つはニュートン起源のもので、周回天体の四重極質量モーメント$J_2$によるものです。もう1つは、$\mathcal{O}\left(1/c^2\right)$程度のもので、中心の物体の質量のみから生じる静的なポストニュートン場によって引き起こされます。両方とも$\mathcal{O}\left(J_2/c^2\right)$程度の\textrm{indirect}、\textrm{mixed}軌道効果を誘発することに一致しています。それらは、ここでは扱わない偏平音源の存在下で生じるポストニュートン加速によって引き起こされる\textrm{direct}のものと同じオーダーの大きさです。私たちは、接触するケプラー軌道要素の観点から、これらのあまり知られていない動きの特徴を完全な一般性で計算します。$\mathcal{O}\left(J_2/c^2\right)$の完全次数までの軌道ごとの混合正味\textrm{歳差運動}の正確な計算に関する微妙な点が解明されます。得られた結果は、任意の軌道幾何学および空間内の物体の自転軸$\boldsymbol{\hat{k}}$の任意の向きに当てはまります。提示された方法は完全に一般的であり、衛星の物理的性質に関係なく、衛星の運動方程式に入るケプラー後の加速度の任意のペアに拡張できます。
