DESI レガシー画像調査データ リリース 9: 最小バイアス モデルを使用した銀河クラスタリングと弱いレンズからの宇宙論的制約
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DESI_Legacy_Imaging_Surveys_Data_Release_9:_Cosmological_Constraints_from_Galaxy_Clustering_and_Weak_Lensing_using_the_Minimal_Bias_Model |
| Authors |
Haojie_Xu,_Hekun_Li,_Jun_Zhang,_Xiaohu_Yang,_Pengjie_Zhang,_Min_He,_Yizhou_Gu,_Jian_Qin,_Zhaozhou_Li,_Antonios_Katsianis,_Ji_Yao,_Zhaoyu_Wang,_Yirong_Wang,_and_Liping_Fu |
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https://arxiv.org/abs/2310.03066 |
我々は、DESILegacyImagingSurveysDataRelease9(DR9)からの銀河クラスタリングと銀河間レンズ効果の共同解析から、約10000平方度をカバーし、赤方偏移に及ぶ宇宙論的パラメーター$\Omega_m$と$\sigma_8$に対する暫定的な制約を提示します。0.1～0.9の範囲。レンズの赤方偏移に対する宇宙論的パラメーターの依存性を研究するために、レンズ銀河をほぼ体積が制限された7つのサンプルに分割し、それぞれのサンプルの測光赤方偏移の幅が等しいようにしました。レンズサンプルから固有の投影相関関数$w_{\rmp}(r_{\rmp})$を取得するために、赤方偏移の不確実性を考慮する新しい方法を採用します。さらに、\texttt{Fourier\_Quad}パイプラインをDR9に適用することでシアーカタログから選択したソース銀河を使用して、各レンズサンプルの銀河間レンズ信号$\Delta\Sigma(r_{\rmp})$を測定しました。画像。これらのオブザーバブルをフラットな$\Lambda$CDMフレームワーク内でモデル化し、最小バイアスモデルを採用します。最小バイアスモデルの信頼性を確保するために、保守的なスケールカットを適用します:$r_{\rmp}>8$および$12~h^{-1}{\rmMpc}$($w_{\rmp}の場合)それぞれ(r_{\rmp})$と$\Delta\Sigma(r_{\rmp})$です。私たちの調査結果は、$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}$がレンズの赤方偏移に伴って増加するという穏やかな傾向を示唆していますが、この傾向はわずかに重要です。低赤方偏移サンプルを組み合わせると、$S_8$の値は$0.84\pm0.02$と決定され、プランクの結果と一致しますが、2-5$\sigma$による3$\times$2pt分析よりも大幅に高くなります。測定とモデリングをさらに改良することで結果の精度が向上する可能性があるという事実にもかかわらず、標準値との一貫性は、将来的により正確で正確な宇宙論を実現するためのこの方法の可能性を示しています。
昏睡状態のクラスター内のクラスター内フィラメントの弱レンズ検出
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Weak-Lensing_Detection_of_Intracluster_Filaments_in_the_Coma_Cluster |
| Authors |
Kim_HyeongHan,_M._James_Jee,_Sangjun_Cha,_and_Hyejeon_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03073 |
私たちの一致する宇宙論モデルは、銀河団が数十メガパーセクに広がる宇宙の網を構成するフィラメントの交差点で成長すると予測しています。この仮説はバリオン成分によって裏付けられているが、個々のクラスターと結合する大規模な宇宙フィラメントの末端部分であるクラスター内フィラメント（ICF）の暗黒物質成分は観測研究で検出されていない。我々は、約12平方度のHyperSuprime-CamイメージングデータからのコーマクラスターフィールドにおけるICFの弱いレンズ検出を報告します。検出は、マッチドフィルター技術とせん断ピーク統計の2つの方法に基づいています。マッチドフィルター技術(シアーピーク統計)では、110$^{\circ}$および西のICFについて6.6-(3.1)$\sigma$および3.6-(2.8)$\sigma$の検出有意性が得られます。それぞれ340$^{\circ}$。両方のICFは、WL質量再構成における過密度と高度に相関しており、かみの超銀河団を構成する既知の大規模($>10$Mpc)の宇宙フィラメントとよく一致しています。
NFW プロファイルの楕円率パラメータ化について: 強力なレンズ モデリングで見落とされた角度構造
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On_the_ellipticity_parameterization_for_an_NFW_profile:_an_overlooked_angular_structure_in_strong_lens_modeling |
| Authors |
Matthew_R._Gomer,_Dominique_Sluse,_Lyne_Van_de_Vyvere,_Simon_Birrer,_Anowar_J._Shajib_and_Frederic_Courbin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03077 |
銀河スケールの重力レンズは、多くの場合、2成分の質量プロファイルでモデル化されます。1つの成分は星の質量を表し、2番目の成分は暗黒物質を表すNFWプロファイルです。球面の場合以外では、NFWプロファイルの実装にはコストがかかるため、2つの異なる方法で近似されます。楕円率は、レンズポテンシャル(NFWp)を介して、またはNFWプロファイルを分析プロファイルの合計(NFWm)として近似することによって質量を介して導入できます。NFWp法はレンズアプリケーションのデフォルトとなっていますが、方位角構造の異なる処方を提供します。これにより、一定の楕円形状ではなく、質量分布の楕円率と箱型性の遍在的な勾配が導入されることがわかります。モデル化されていない方位角構造はレンズモデルの結果に偏りをもたらす可能性があることが示されているため、この導入された方位角構造がモデルの精度にどの程度影響するかを調査します。NFWpメソッドとNFWmメソッドの両方を使用して複合モデルを使用して入力プロファイルを構築し、これらのモックを外部せん断を伴うべき乗則楕円質量分布(PEMD)モデルに適合させます。回復されたレンズポテンシャルの精度の尺度として、レンズフィットから決定されるハッブルパラメーター$H_0$の値を計算します。NFWp入力への適合により、NFWmの対応物よりも約$3\%$低い、系統的に偏った$H_0$値が返されることがわかりました。このような効果が質量シート変換(MST)に起因するかどうかを、MSTに依存しない量$\xi_2$を使用して調べます。予想どおり、NFWmモックがMSTを介してPEMDで縮退していることを示します。NFWpの場合、方位角構造{\itアインシュタイン半径の外側}により、MSTを超えて追加のバイアスが見つかります。将来的には、方位角構造を暗黙的ではなく明示的に導入できるように、モデラーがNFWm処方を使用することをお勧めします。
ダークエネルギー(DE)パラメータの推論に使用される理論的事前分布を再検討します。どのDEモデルも、過去に物質または放射線として振る舞ったような、何らかの形式の追跡メカニズムを備えている必要があります。それ以外の場合、モデルは微調整されます。我々は、これを事前に考慮し、放射線/物質からDE挙動への比較的突然の移行を可能にする、モデルに依存しないパラメータ化を構築します。我々はパラメータ化を現在のデータと照合し、DEの断熱音速と実効音速が宇宙論的パラメータの推論に重要な役割を果たしていると推測します。$1+z\simeq29-30$の優先遷移赤方偏移があり、ハッブルと大規模構造の張力がいくらか減少していることがわかります。
プランク 2018 温度データにおける $A_L$ レンズ異常の再考
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Revisiting_the_$A_L$_Lensing_Anomaly_in_Planck_2018_Temperature_Data |
| Authors |
Graeme_E._Addison,_Charles_L._Bennett,_Mark_Halpern,_Gary_Hinshaw,_Janet_L._Weiland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03127 |
プランク2018温度(TT)データのレンズ異常を再検討し、周波数選択と追加の空マスキングに対するその堅牢性を調べます。私たちの主な発見は次のとおりです:(1)現象学的レンズ振幅パラメータ$A_L$は黄道緯度によって変化し、黄道付近の$A_L>1$では$2.9\sigma$の優先度があり、黄道極付近では$1.0\sigma$の優先度があります。、元のマスクの$2.5\sigma$と比較します。この動作は主に、または単独で217GHzからのものであり、プランクスキャン戦略を考慮すると、何らかの非ランダムな効果が示唆されます。(2)217GHzTTデータも、低い周波数よりも$A_L>1$に対する強い優先度を示しています。追加の銀河塵マスキングによる217GHzからの$A_L$の変化は、統計的変動だけで説明するには大きすぎ、フォアグラウンド処理と何らかの関係があることを示しています。全体として、プランク$A_L$異常には単一の単純な原因があるわけではありません。217GHzTTデータを削除すると、$A_L>1$に対する$1.8\sigma$の優先順位が残ります。低多極($\ell<30$)TTデータは、$\Lambda$CDMパラメーターとの相関関係を通じて$A_L>1$の優先度に寄与します。$\ell\geq30$の100GHzと143GHzのデータは、$1.3\sigma$で$A_L>1$を優先しており、これは実行したマスキングテストに対して堅牢であるように見えます。レンズ異常は、代替宇宙論モデルへの適合に影響を与える可能性があります。オプションでプランクTTスペクトルのみに適用される$A_L$を超える境界化により、これを確認できます。宇宙論的緊張に対処するために提案されたモデルは、プランク217GHzTTデータの除去に対して堅牢でなければなりません。
ハッブル張力の探求: 宇宙論的観測による新しいアプローチ
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Exploring_the_Hubble_Tension:_A_Novel_Approach_through_Cosmological_Observations |
| Authors |
Darshan_Kumar_(DU),_Debajyoti_Choudhury_(DU),_Debottam_Nandi_(DU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03509 |
最も単純な宇宙論モデル($\Lambda$CDM)はハッブル張力の影響を受けることがよく知られています。つまり、(モデルに基づく)初期のハッブル定数$H_0$の決定とその定数の間にはほぼ$5\sigma$の差異があります。遅い時間の(そしてモデルに依存しない)決定。これを回避するために、赤方偏移に応じて変化する追加のエネルギー源を$(1+z)^n$($0<n<3$)として導入し、Ia型超新星のパンテオンコンパイルおよびCMBRに対してテストします。観察($z\約1100$で)。推定された$H_0$は、セファイド変光星の局所観測から得られた値とよく一致しています。曲率密度パラメーターにゼロ以外の値、$n>2$($n<2$)の場合は正(負)を提案すると、解像度もBAOデータと一致します。
宇宙のウェブの T ウェブ統計的記述に関する理論的見解
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A_theoretical_view_on_the_T-web_statistical_description_of_the_cosmic_web |
| Authors |
Emma_Ay\c{c}oberry,_Alexandre_Barthelemy,_Sandrine_Codis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03548 |
宇宙の網をさまざまな環境に分類することは、ハローや銀河の特性と大規模環境との関連性を介してハローや銀河の形成をより詳細に研究するためのツールであり、統計に宇宙論的情報が含まれる天体のクラスとしての両方です。この論文では、構造の固有値を研究することで構造を4つの異なるクラス(空隙、壁、フィラメント、結び目)に分類するTウェブ形式に基づいて、宇宙のウェブ内のさまざまな環境の確率を計算するための分析フレームワークを紹介します。潮汐テンソル(重力ポテンシャルのヘシアン)。この方法は、指定されたしきい値に関して潮汐テンソルの固有値を調べることに依存しているため、それらの固有値のJPDFの知識が必要です。私たちは、最小相関回転不変量の観点から変数の変更を実行し、構造形成の線形領域および準線形領域での分布をグラム・シャルリエ展開とツリーオーダーのオイラー摂動理論の助けを借りて研究します。この拡張により、選択したしきい値と赤方偏移の関数として、特定の平滑化スケールでの密度フィールド内のさまざまな環境の確率を予測できるようになります。これらの予測をN体Quijoteシミュレーションで行われた測定値と比較することで、予測の妥当性をチェックします。特に、密度場がガウス分布（構造の線形領域に対応する）であると仮定しても、変動の非線形振幅でしきい値をスケーリングすると、環境の確率の赤方偏移の変化をほぼ完全に捉えることができることがわかりました。形成）。また、場の3次キュムラントの形で穏やかな非ガウス補正を追加すると、最大5Mpc/hのスケールまでの宇宙ウェブ存在量とz~0までの赤方偏移のより正確な予測が提供されることも示します。
インフレーション中のローリングアクシオンからのパリティ違反のスカラー トライスペクトル
| Title |
Parity-violating_scalar_trispectrum_from_a_rolling_axion_during_inflation |
| Authors |
Tomohiro_Fujita,_Tomoaki_Murata,_Ippei_Obata,_Maresuke_Shiraishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03551 |
インフレーション中の観客アクシオン場とU(1)ゲージ場の力学を通じて曲率摂動のトライスペクトル(4点相関)を生成するメカニズムを研究します。チャーン・シモンズ結合により、ゲージ場の1つのヘリシティモードだけがタキオニック不安定性を経験し、スカラー摂動の原因となります。ソース曲率摂動はパリティ違反の性質を示し、そのトライスペクトルを通じてテストできます。ソースされたトライスペクトルの偶数パリティ成分と奇数パリティ成分を数値的に計算します。パリティ奇数モードとパリティ偶数モードの比率は、正確な等辺運動量構成ではO(10%)に達する可能性があることがわかります。また、運動量のうちの1つだけが他の3つよりわずかに長い準等辺形についても調査し、奇数パリティモードが偶数パリティ1に達し、さらに興味深いことにそれを超える可能性があることを発見しました。これは、BOSS銀河クラスタリングデータから抽出された大きなパリティ奇数トライスペクトル信号を解釈するのに役立つ可能性があります。
Axion ユニバーサル重力波によるパルサー タイミング アレイ データの解釈
| Title |
Axion_Universal_Gravitational_Wave_Interpretation_of_Pulsar_Timing_Array_Data |
| Authors |
Kaloian_D._Lozanov,_Shi_Pi,_Misao_Sasaki,_Volodymyr_Takhistov,_Ao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03594 |
宇宙論的ソリトンの形成は一般に重力波(GW)の生成を伴い、普遍的なGWバックグラウンドは非線形力学の周波数スケールよりも低い周波数スケールで期待されます。ソリトン形成に関連するGWの一般的な現象学的説明から始めて、アクシオン様粒子(ALP)ソリトニック振動からの普遍的なGWバックグラウンドが、最近のNANOGrav15年パルサータイミングアレイデータに実行可能な解釈を提供することを実証します。原始ブラックホールの過剰生成。パルサータイミングアレイデータは、形成されたソリトンが強く相互作用またはクラスター化しないモデルを優先することを示します。ナンシー・ローマン望遠鏡による同時観測により、宇宙論的ソリトンの異なるシナリオを区別できるようになります。
撹乱されたクラスター PSZ2G113.91-37.01 の LOFAR と XMM-Newton 解析の組み合わせ
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A_combined_LOFAR_and_XMM-Newton_analysis_of_the_disturbed_cluster_PSZ2G113.91-37.01 |
| Authors |
M.G._Campitiello,_A._Bonafede,_A._Botteon,_L._Lovisari,_S._Ettori,_G._Brunetti,_F._Gastaldello,_M._Rossetti,_R._Cassano,_A._Ignesti,_R.J._van_Weeren,_M._Br\"uggen,_M._Hoeft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03645 |
この研究では、CHEX-MATEプロジェクトの高品質XMMニュートン観測と、その画像を使用して、星団PSZ2G113.91-37.01(z=0.371)のX線と電波放射の間の相互作用を調査しました。LoTSS-DR2。この星団は南北軸に沿って合体しており、中央に電波ハローと、南部地域と北部地域に1つずつの2つの電波遺物が見られます。クラスター内の媒体分布の分析により、合体イベントに関連した北表面の明るさのジャンプの存在が明らかになりました。この不連続点を横切るスペクトルを抽出することにより、そのエッジを寒冷前線として分類しました。さらに、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡の観測を利用して、G113電波放射のスペクトル分析を行うことができました。私たちは北の遺跡で粒子の再加速の証拠を発見し、電波観測から推定されるように、関連するマッハ数M=1.95$\pm$0.01を測定しました。次に、ハローと北部の遺物領域の両方でX線と電波放射のポイントツーポイント分析を実行しました。ハローについては強い相関関係があり、遺物については逆相関があることがわかりました。前者の動作は以前の研究と一致しています。遺物の逆相関は、X線放射(クラスター中心に向かって増加)および電波放射(クラスター中心に向かって減少)の逆放射状分布に関連している可能性があります。最後に、電波放射と、X線放射からダブルベータモデルを差し引いて得られる残差のポイントツーポイント分析を実行しました。2つの量の間に強い相関関係があることがわかりました。この挙動は、電波放射の原因となるプロセスと、X線観測に変動を残すプロセスとの間に関連性が存在することを示唆しています。
EFTofLSS とシミュレーションベースの推論の出会い: バイアスされたトレーサーからの $\sigma_8$
宇宙論的推論は通常、データベクトルの尤度と共分散の明示的な式に依存します。データベクトルは通常、一連の要約統計量で構成されます。ただし、非線形の大規模構造の場合、尤度または共分散の正確な式は不明であり、考慮するスケールと要約統計量によっては、近似式であっても非常に複雑になる可能性があります。対照的に、シミュレーションベースの推論(SBI)は、尤度の明示的な形式を必要とせず、事前分布とシミュレーターのみを必要とするため、これらの問題は自然に回避されます。この論文では、この手法を使用して、バイアス付きトレーサーのラグランジュ有効場理論(EFT)ベースのフォワードモデルから$\sigma_8$を推論する方法を検討します。パワースペクトルとバイスペクトルは、ニューラル密度推定を通じて宇宙論的パラメータ、バイアスパラメータ、およびノイズパラメータの事後パラメータを取得するための要約統計量として使用されます。完全なシミュレーションベースの推論と、サンプルと分析の共分散を使用したガウス尤度からデータベクトルが抽出される場合と比較します。$k_{\text{max}}=0.1h\text{Mpc}^{-1}$と$0.2h\text{Mpc}^{-1}$の場合、共分散の形式は次のようになります。尤度の非ガウス性よりも重要ですが、この結論は推論された宇宙論的パラメーター、考慮された要約統計量、および調査されたスケールの範囲に依存すると予想されます。
フライド v2。外部から照射された原始惑星系円盤の質量損失率の新しいグリッド
| Title |
FRIED_v2._A_new_grid_of_mass_loss_rates_for_externally_irradiated_protoplanetary_discs |
| Authors |
Thomas_J._Haworth,_Gavin_A._L._Coleman,_Lin_Qiao,_Andrew_D._Sellek,_Kanaar_Askari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03097 |
我々は、外部から遠紫外線（FUV）を照射した原始惑星系円盤の質量損失率の新しいFRIEDグリッドを提示する。新しいグリッドの前駆体として、私たちは外部光蒸発の微物理学も調査し、多環芳香族炭化水素(PAH)の存在量、金属量、冷却剤の減少(凍結と半径方向のドリフトによる)および粒子の成長(内部の小さな塵の減少)の影響を特定します。外側ディスク）ディスクの質量損失率について。加熱、冷却、およびディスクへの光学的深さの変化の影響はほぼ相殺されるため、金属量の変化は通常、質量損失率にわずかな影響を与えることがわかりました。したがって、新しいFRIEDグリッドは、i)基本的な物理パラメータ空間(円盤質量、半径、UV場、星の質量)を拡大すること、ii)PAH存在量の変動を可能にすること、およびiii)粒子成長が発生するか、または発生するオプションを含めることに焦点を当てています。ディスクには入っていない。私たちが提案するのは、基準モデルがオリジナルのFRIEDグリッドに匹敵するということです。PAH対粉塵の比率が低い場合、または風中の粉塵がより多い場合、質量損失率は大幅に低くなります。我々は、円盤進化計算の小さなセットを用いて、これが円盤の質量/半径/進化と寿命に重大な影響を与える可能性があることを実証します。
惑星形成の核降着モデルでは、エンベロープの冷却が物質の降着を制御し、最終的に巨大惑星を形成する時間スケールを設定します。惑星形成環境の多様性、不透明度の不確実性、および3次元リサイクル流によるエネルギーの移流輸送を考慮すると、1Dモデルがすべての領域のエンベロープ構造と降着を適切に記述できるかどうかは不明です。3Dモデルであっても、近似放射伝達法が特に惑星光球における外面冷却を十分にモデル化しているかどうかは不明です。これらの不確実性に対処するために、伝達方程式を直接解く方法を採用した一連の3D放射流体力学シミュレーションを紹介します。さまざまなエンベロープの光学深さと冷却時間について、無次元パラメーターの観点から定式化されたパラメーター空間スタディを実行します。エンベロープの熱力学的構造は、冷却時間、ひいてはバックグラウンドディスクの温度と密度に基づいて断熱から等温までの範囲であることがわかります。私たちのモデルは1D静的計算とほぼ一致しており、エンベロープ構造の決定におけるリサイクルフローの役割が限定的であることを示唆しています。無次元フレームワークを採用することで、これらのモデルは幅広い地層条件や想定される不透明度に適用できます。特に、スーパーアースと原木星の場合にそれらを次元化し、暴走成長に先立って3D質量降着率に上限を設定します。最後に、近似放射伝達法の忠実度を評価し、最も困難なケースであっても、より近似的な方法が十分に正確であり、計算コストを節約する価値があることを発見しました。
リサイクルの流れにもかかわらず、地球の外皮は成長している
原始惑星のエンベロープ材料と背景の原始惑星系円盤との流体力学的交換は、スーパーアースの最大1%から巨人の最大90%までの質量分率に及ぶ観測された惑星エンベロープの多様性を説明する1つのメカニズムとして提案されています。ここでは、原始惑星と背景円盤の間の質量とエネルギーの交換が形成プロセスにどのような影響を与えるかを理解するために、原始惑星エンベロープの3D放射流体力学モデルを提示および解析します。私たちの原始惑星エンベロープのシミュレーションでは、外側の<0.4Rbondiエンベロープを定常状態に導く物質の交換が示されています。この交換は継続的なエネルギー源を提供し、ケルビン・ヘルムホルツ収縮のみから解放される結合エネルギーから推定される光度を超えて観測される光度を増加させるように作用する。これは潜在的な原始惑星観測にとって重要な発見である。一方、内側の<0.4Rbondiは絶縁されているように見え、1D準静的理論に従って成長しています。これらの3D流体力学効果を、物理的に動機づけられた3層のリサイクルパラメーター化を備えた拡張可能な1Dフレームワークに組み込みます。木星の場合に特化すると、リサイクルによって成長率に最小限の変化が生じるだけで、木星は依然として暴走降着を開始し、約100万年以内に巨大ガス惑星になります。内側のディスク(0.1AU)であっても、リサイクルはすべてのコアの巨大化を阻止できるほど堅牢かつ遍在的ではないことを、私たちの1Dモデルは示唆しています。しかし同時に、このリサイクルにより、内部ディスクの状態とコアの質量に応じて、暴走段階が桁違いに遅延する可能性があります。
HD 209458b の JWST 透過分光分析: 超太陽金属性、非常に低い C/O、CH4、HCN、または C2H2 の証拠なし
| Title |
JWST_transmission_spectroscopy_of_HD_209458b:_a_super-solar_metallicity,_a_very_low_C/O,_and_no_evidence_of_CH4,_HCN,_or_C2H2 |
| Authors |
Qiao_Xue,_Jacob_L._Bean,_Michael_Zhang,_Luis_Welbanks,_Jonathan_Lunine_and_Prune_August |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03245 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のNIRCam装置で観測された、2.3--5.1\,$\mu$mの元のトランジットホットジュピターHD\,209458bの透過スペクトルを示します。HD\,209458bの大気に関するこれまでの研究では、H$_2$Oの豊富さと炭素および窒素を含む種の存在に関して相反する結果が得られており、これらは惑星の金属量(M/H)と炭素対酸素(C/O)比。JWST透過スペクトルでH$_2$OとCO$_2$の強い特徴を検出しました。熱化学平衡と灰色雲の不透明度を仮定した検索を使用して解釈すると、$4^{+5}_{-2}$$が得られます。\times$太陽金属量とC/O=$0.08^{+0.09}_{-0.05}$。導き出された金属量は、太陽ガス巨大惑星で観察される大気の金属量と惑星の質量の傾向と一致しています。C/O比が低いことは、この惑星が内部への移動中に微惑星が蒸発することによって重大な汚染を受けていることを示唆しています。また、log($\chi_{\mathrm{CH}_4}$)=-4.4,log($のCH$_4$、C$_2$H$_2$、HCNの存在量に上限を設けることもできます。\chi_{\mathrm{C}_2\mathrm{H}_2}$)=-5.3、log($\chi_{\mathrm{HCN}}$)=-5.5であり、これらは最近の主張と矛盾しています。地上ベースの相互相関分光法を使用したこれらの種の検出。スケール高さで正規化した透過スペクトルを比較すると、HD\,209458bのCO$_2$特徴サイズはWASP-39bよりも弱いことがわかります。一方、HD\,209458bのH$_2$O特徴量のサイズはより強力であるため、低いC/O推論が強化されます。
連星系における S 型トランジット惑星の動的構造 I: ヒッパルコスとガイアの固有運動異常を用いたターゲット選択
| Title |
Dynamical_Architectures_of_S-type_Transiting_Planets_in_Binaries_I:_Target_Selection_using_Hipparcos_and_Gaia_proper_motion_anomalies |
| Authors |
Jingwen_Zhang,_Lauren_M._Weiss,_Daniel_Huber,_Eric_L._N._Jensen,_Timothy_D._Brandt,_Karen_Collins,_Dennis_M._Conti,_Howard_Isaacson,_Pablo_Lewin,_Giuseppe_Marino,_Bob_Massey,_Felipe_Murgas,_Enric_Palle,_Don_J._Radford,_Howard_M._Relles,_Gregor_Srdoc,_Chris_Stockdale,_Thiam-Guan_Tan,_Gavin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03299 |
星の多重度が惑星の構造と軌道力学に及ぼす影響は、系外惑星の人口統計に重要な背景を提供します。私たちは、伴星の存在を示す重大なヒッパルコス・ガイア固有運動異常を持つケプラー、K2、TESSの惑星と惑星候補を擁する66個の恒星を、最大300個の数量限定でカタログとして提供します。私たちは、地上での追跡観測を使用して、各通過惑星候補の信頼性を評価しました。その結果、重大な固有運動異常を伴うTESS対象物体(TOI)は、周縁部にあるTOIと比較して、食連星による誤検知が4倍近く多いことがわかりました。適切な動きの異常。さらに、重大な固有運動異常があるTOIを周回する惑星の公転周期は、重大な固有運動異常がないTOIを周回する惑星よりも短いという暫定的な証拠が見つかり、これは恒星伴星が惑星形成円盤を切り取る可能性があるというシナリオと一致する。さらに、重大な固有運動異常を伴うTOIは、重大な固有運動異常を伴う野星と比較して低いガイア速度差を示し、これは、惑星が低質量の準星伴星またはより広い間隔での恒星伴星を伴う連星系で形成される可能性が高いことを示唆している。最後に、動径速度、ガイアとヒッパルコスからの絶対天文測定、および画像からの相対天文測定を使用して、LTT1445ABCの3次元構造を特徴付けます。私たちの分析により、LTT1445はほぼ平坦な系であり、Aの周りのBCの軌道とBの周りのCの軌道の間の相互傾斜が2.88度であることが明らかになりました。共面性は、LTT1445Aの周りの複数の惑星が動的に敵対的な環境で生き残る理由を説明する可能性があります。このシステムの。
フライバイ遭遇による位置ずれした第2世代円盤の形成
| Title |
Formation_of_misaligned_second-generation_discs_through_flyby_encounters |
| Authors |
Jeremy_L._Smallwood,_Rebecca_Nealon,_Nicol\'as_Cuello,_Ruobing_Dong_and_Richard_A._Booth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03327 |
観測により、原始惑星系円盤が接近候補者によって撹乱されていることが明らかになった。私たちは、拘束されていない摂動体、つまりフライバイが傾斜したかすめ衝突を経験し、物質を捕捉して第二世代の原始惑星系円盤を形成するというシナリオをシミュレートします。$N$-本体と、粒子円盤とガスが豊富な原始惑星系円盤をかすめる放物線飛行の三次元流体力学シミュレーションをそれぞれ実行します。$N$-物体シミュレーションと流体力学シミュレーションの両方で、捕捉された第2世代の円盤が初期フライバイ傾斜の2倍の傾斜で形成されることがわかりました。この関係は、フライバイの傾き、位置角度、ペリアストロン、および質量の変動に対して堅牢です。この概念を拡張して、フライバイが遭遇前に物質の円盤を持っていた場合もシミュレートしますが、同じ傾向は見つかりませんでした。位置がずれたフライバイの周囲でプライマリディスクに対して傾斜したディスクは、初期のディスクの傾きに近いまま、数度傾いています。したがって、遭遇前にフライバイの周囲に円盤が存在する場合、二次周円盤の角運動量と捕捉粒子とのバランスによっては、円盤が摂動子の傾きの2倍まで傾かない可能性があります。摂動体に初期円盤がない場合、これらの第2世代円盤の向きを分析することで、フライバイ遭遇の軌道特性に関する情報が得られる可能性があります。
惑星位相曲線に対する潮汐変形の影響について
系外惑星観測の精度が継続的に向上することで、系外惑星のより包括的な特性評価を可能にする微妙な影響を探ることが可能になりました。注目すべき例は、主星による超高温の木星の潮汐変形であり、その検出により惑星の内部構造に関する貴重な洞察が得られる可能性がある。この研究では、位相曲線の潮汐変形を説明する簡単なアプローチを提案することにより、通過光度曲線の変形のモデリングに関する以前の研究を拡張します。惑星の形状は、半径方向の変形$h_{2f}$の2番目の流体Love数の関数としてモデル化されます。潮汐変形の影響は、惑星の投影面積が位相によって変化するため、惑星の軌道全体にわたって現れることを示し、これにより、惑星の形状を通過時よりも位相曲線でよりよく調査できるようになります。さまざまな宇宙機器による変形の影響と検出可能性を比較すると、位相曲線の振幅が最も大きい赤外観測では変形の影響がより顕著であることがわかります。WASP-12bのような変形惑星の単一のJWST位相曲線観測では、トランジットのみの観測による4$\sigma$と比較して、$h_{2f}$の最大17$\sigma$の測定が可能です。このような高精度$h_{2f}$測定により、惑星の中心質量を総質量の19\%以内に抑えることができ、内部構造に前例のない制約を与えることができます。光学式の位相曲線の振幅が低いため、他の機器は、観測される位相曲線の数に応じて$h_{2f}$に対して$\leq4\sigma$の精度を提供します。また、赤外線位相曲線からの変形の検出は、通過時の検出とは異なり、四肢の暗さの不確実性による影響が少ないこともわかりました。最後に、変形した惑星の位相曲線を分析する際に球形性を仮定すると、いくつかのシステムパラメーターに偏りが生じる可能性があります。
ウォーターワールドはどこにありますか？惑星形成と大気進化のモデルを使用して系外水世界を特定する
| Title |
Where_are_the_Water_Worlds?_Identifying_the_Exo-water-worlds_Using_Models_of_Planet_Formation_and_Atmospheric_Evolution |
| Authors |
Aritra_Chakrabarty_and_Gijs_D._Mulders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03593 |
惑星形成モデルによると、原始惑星系円盤の雪線の向こう側から移動する小さな系外惑星には、水の世界としても知られる、水と氷が豊富な核($\sim50\%$)が含まれている可能性が高いことが示唆されています。観察されたケプラー惑星の半径の谷は、岩石惑星の大気の二分法でよく説明されていますが、通過惑星の質量と半径の正確な測定は、これらの水の世界の存在を示唆しています。しかし、裸水と氷が豊富な惑星の密度と、大気の薄い岩石惑星のかさ密度との間には縮退があるため、観測ではこれらの惑星の核の組成を確認することはできません。私たちは、Genesisライブラリのさまざまな地層モデルと、光蒸発や衝撃剥離などの大気脱出モデルを組み合わせて、観測された半径の谷と一致する惑星系をシミュレートします。次に、質量半径軌道周期空間でシミュレートされた惑星と比較することにより、現在観測されているサンプルに水の世界が存在する可能性を探ります。移住モデルは、裸惑星、つまり原始的なH/He大気を持たない惑星の$\gtrsim10\%$と$\gtrsim20\%$が、G型とM型の周囲に水氷が豊富であることを示唆していることがわかりました。それぞれ主星の質量半径分布と一致しており、観測された惑星の質量半径分布と一致しています。ただし、水の世界のほとんどは10日間の期間外になると予測されています。動径速度と透過分光法による水の世界の独自の同定は、より長い公転周期を持つそのような惑星を標的とする場合に、より成功する可能性が高い。
DECam 黄道探査プロジェクト (DEEP) III: 調査の特性評価とシミュレーション方法
| Title |
The_DECam_Ecliptic_Exploration_Project_(DEEP)_III:_Survey_characterization_and_simulation_methods |
| Authors |
Pedro_H._Bernardinelli,_Hayden_Smotherman,_Zachary_Langford,_Stephen_K._N._Portillo,_Andrew_J._Connolly,_J._Bryce_Kalmbach,_Steven_Stetzler,_Mario_Juric,_William_J._Oldroyd,_Hsing_Wen_Lin,_Fred_C._Adams,_Colin_Orion_Chandler,_Cesar_Fuentes,_David_W._Gerdes,_Matthew_J._Holman,_Larissa_Markwardt,_Andrew_McNeill,_Michael_Mommert,_Kevin_J._Napier,_Matthew_J._Payne,_Darin_Ragozzine,_Andrew_S._Rivkin,_Hilke_Schlichting,_Scott_S._Sheppard,_Ryder_Strauss,_David_E._Trilling,_Chadwick_A._Trujillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03671 |
DECam黄道探査プロジェクト(DEEP)のB1データリリースの観測バイアスに関する詳細な研究と、モデルとデータ間の直接的な統計比較を可能にする測量シミュレーションソフトウェアを紹介します。オブジェクトの合成集団を画像に挿入し、実際の検出と同じ処理でそれらを復元します。これにより、見かけの大きさと上空の運動速度の関数として調査の完全性を特徴付けることができます。私たちは、マグニチュードの統計的に最適な関数形式を研究し、すべての調査のポインティンググループのマグニチュードと評価効率を同時に推定できる方法論を開発します。各ポインティンググループのピーク完全性は平均80\%であることが判明し、$m_{25}=26.22$でその大きさはこの値の$25\%$まで低下します。無料で利用できる測量シミュレーションソフトウェアとその方法論について説明します。これを使用して、40auでの物体の有効検索エリアは$14.8\deg^2$であり、動的に冷たい遠方の物体が存在しないため、$60<の物体は最大でも$8\times10^3$個しか存在しないことを意味すると結論付けています。a<80$au、絶対等級$H\leq8$。
DECam 黄道探査プロジェクト (DEEP) VI: 海王星横断天体の初の複数年観測
| Title |
The_DECam_Ecliptic_Exploration_Project_(DEEP)_VI:_first_multi-year_observations_of_trans-Neptunian_objects |
| Authors |
Hayden_Smotherman,_Pedro_H._Bernardinelli,_Stephen_K._N._Portillo,_Andrew_J._Connolly,_J._Bryce_Kalmbach,_Steven_Stetzler,_Mario_Juric,_Dino_Bektesvic,_Zachary_Langford,_Fred_C._Adams,_William_J._Oldroyd,_Matthew_J._Holman,_Colin_Orion_Chandler,_Cesar_Fuentes,_David_W._Gerdes,_Hsing_Wen_Lin,_Larissa_Markwardt,_Andrew_McNeill,_Michael_Mommert,_Kevin_J._Napier,_Matthew_J._Payne,_Darin_Ragozzine,_Andrew_S._Rivkin,_Hilke_Schlichting,_Scott_S._Sheppard,_Ryder_Strauss,_David_E._Trilling,_Chadwick_A._Trujillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03678 |
DECam黄道探査プロジェクト(DEEP)から取得したデータで、複数の夜に観測された太陽系外縁天体(TNO)の最初のセットを紹介します。これら110個のTNOのうち、105個は以前に知られていたTNOと一致せず、新しい発見であると思われます。私たちの物体の個々の検出は、2～4時間の露出セットを使用したTNO運動速度でのデジタル追跡検索から得られ、その後、検出は複数の観測季節にわたってリンクされました。この手順により、等級$m_{VR}\約26$の天体を見つけることができます。オブジェクト検出処理には、画像に挿入されたオブジェクトの包括的な母集団も含まれており、少なくとも$94\%$の回収率とリンク率が得られました。最終的な軌道は、デジタル追跡手順から得られる位置誤差を考慮した特殊な軌道フィッティング手順を使用して取得されました。私たちの結果には、絶対等級$H\sim10$を持つ古典的なTNOのロバストな軌道と等級、および76天文単位で見つかった動的に切り離された天体(長半径$a\およそ77\,\mathrm{au}$)が含まれています。。私たちは、古典的なTNOの母集団とカイパーベルトのCFEPS-L73成分モデルの間に不一致があることを発見しました。
モデルの不確実性を系外惑星大気解析に組み込む方法
| Title |
Methods_for_Incorporating_Model_Uncertainty_into_Exoplanet_Atmospheric_Analysis |
| Authors |
Matthew_C._Nixon,_Luis_Welbanks,_Peter_McGill_and_Eliza_M.-R._Kempton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03713 |
系外惑星分光法の主な目的は、化学種の存在量などの大気の特性を測定し、大気物理学や惑星形成の理解に結び付けることです。高品質のJWSTデータの新時代では、これらの測定方法が堅牢であることが最も重要です。大気モデルを観測値と比較する場合、複数の候補モデルがデータに適切に適合する可能性があります。通常、何らかの指標に従って最もパフォーマンスの高いモデルを選択することで結論に達します。これにより、モデルの不確実性が無視され、特定のモデルの仮定が優先され、測定された大気特性が過信されたり不正確になったりする可能性があります。この論文では、複数の解析からの事後分布を結合することでモデルの不確実性に対処するための3つのアンサンブル手法、つまりベイズモデルの平均化、リーブワンアウト予測密度を使用したベイズモデルの平均化の変形、および予測分布の積み重ねを比較します。異なる雲と霞の処方を持つモデルを使用して、ホットジュピターHD209458bのHST+Spitzer透過スペクトルをフィッティングすることにより、これらの方法を実証します。当社のアンサンブル手法はすべて、取得されたパラメータの不確実性をもたらします。これは、より大きくなりますが、より現実的であり、物理的および化学的な期待と一致します。通常、モデルの不確実性が考慮されていないため、HSTスペクトルから取得されたパラメータの不確実性は過小報告されている可能性があります。最も堅牢なモデルの組み合わせ方法としてスタッキングをお勧めします。私たちの方法を使用すると、独立した検索コードからの結果や、1つのコード内の異なるモデルからの結果を組み合わせることができます。これらは、さまざまなデータ削減の結果を組み合わせるなど、他の系外惑星解析プロセスにも広く適用できます。
Leave-one-out 相互検証で 2D Eclipse マッピングを影から引き出す
日食マッピングは、日食光度曲線の形状から通過する系外惑星の2D輝度マップを推測する技術です。JWSTの比類のない精度により、多数の系外惑星の日食マッピングが可能になりました。ただし、日食マッピングは2つの惑星にのみ適用されており、日食マップの当てはめの微妙な違いはまだ完全には理解されていません。ここでは、Leave-one-outCross-Validation(LOO-CV)を使用して、超高温木星WASP-18bのJWSTNIRISS/SOSS観測に適用して、日食マッピングを調査します。LOO-CVは、データポイントごとにモデルのサンプル外の予測力についての洞察を提供する手法です。惑星の明るさのパターンに対する制約が予想どおりに動作し、大規模な変動は光度曲線の位相曲線の変動によって駆動され、小規模な構造は日食の出入りによって制約されることを示します。WASP-18bについては、より高いモデルの複雑さ(より小規模な特徴)の必要性は、もっぱら日食の入口と出口の形状によって引き起こされることを示します。複雑なモデルの必要性をよりよく理解するために、LOO-CVを使用して、正の磁束制約の下でマッピングする際の惑星の明るさマップのコンポーネント間の関係を調査します。最後に、LOO-CVを使用して、WASP-18bの競合する「ホットスポット」と「プラトー」の輝度マップモデル間の縮退を理解します。これは、プラトーモデルが進入形状によって駆動され、ホットスポットモデルが駆動されることを示します。出力形状によって異なりますが、どちらのモデルも優先されるのは、外れ値またはモデル化されていない信号によるものではありません。この分析に基づいて、今後の日食マッピング研究におけるLOO-CVの使用について推奨します。
$\Lambda$CDM はまだ死んでいない: 大規模な高誘電率バルマーブレイク銀河は以前に報告されているほど一般的ではない
| Title |
$\Lambda$CDM_not_dead_yet:_massive_high-z_Balmer_break_galaxies_are_less_common_than_previously_reported |
| Authors |
Guillaume_Desprez,_Nicholas_S._Martis,_Yoshihisa_Asada,_Marcin_Sawicki,_Chris_J._Willott,_Adam_Muzzin,_Roberto_G._Abraham,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Gabe_Brammer,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Kartheik_G._Iyer,_Jasleen_Matharu,_Lamiya_Mowla,_Ga\"el_Noirot,_Ghassan_T._E._Sarrouh,_Victoria_Strait,_Rachel_Gledhill,_and_Gregor_Rihtar\v{s}i\v{c} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03063 |
いわゆるダブルブレイク源($z>7$のライマンブレイクとバルマーブレイクに起因する)を対象とした初期のJWST観測では、これまで知られていなかった非常に巨大な進化した高赤方偏移銀河の集団が報告された。この驚くべき発見は、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論パラダイムの代替案を援用するなど、これらの天体の予期せぬ存在を説明するための一連の試みにつながりました。これらの初期の結果をテストするために、同じダブルブレーク候補銀河選択基準を採用して、カナダNIRISS不偏銀河団調査(CANUCS)のJWST画像内でそのような天体を検索し、5つの独立したCANUCSフィールドにわたる19のソースのサンプルを見つけました。$z\sim8$で$\sim60\,$arcmin$^2$の合計有効領域をカバーします。ただし、(1)SEDフィッティングでは、候補に例外的に高い恒星質量が得られませんでした。(2)候補のうち5つの分光分析では、5つすべてが高い赤方偏移にあるものの、その赤い色は高EW輝線によるものであることが示されています。バルマーが大規模で進化した系で壊れるのではなく、星形成銀河で。さらに、(3)フィールド間の分散により、異なるフィールドで測定された最大星の質量に$\sim1.5$dexの差が生じ、初期の単一フィールドJWST観測が宇宙的な分散や/または影響を受けていた可能性があることを示唆しています。サンプルの偏り。最後に(4)たとえ1つの大規模な外れ値が存在しても、初期のJWST観測のような小さなサンプルからの結論を支配する可能性があることを示します。結論として、CANUCSのダブルブレークソースは、標準の$\Lambda$CDMパラダイムに疑問を呈するのに十分な量または数ではないことがわかりました。
超新星は高$z$銀河の星形成を消滅させることができるだろうか?
| Title |
Can_supernovae_quench_star_formation_in_high-$z$_galaxies? |
| Authors |
Viola_Gelli,_Stefania_Salvadori,_Andrea_Ferrara,_Andrea_Pallottini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03065 |
JWSTは、初期銀河における星形成(SF)を制御するフィードバックプロセスを直接研究するユニークな機会を提供しています。これまでに検出された2つの$z>5$静止システム(JADES-GS-z7-01-QUおよびMACS0417-z5BBG)は、SFが抑制された後の最近のスターバーストを示しています。このような消光が超新星(SN)フィードバックによるものであるかどうかを明らかにするために、我々は最小限の物理モデルを開発しました。赤方偏移$z$の銀河内のSFをガス金属性で消失させるのに必要な、時間間隔$\Deltat_{b}$継続する最小星形成速度$\rmSFR_{min}$の条件を導き出します。$Z$であり、質量$M_h$のハローによってホストされています。$(z,Z,M_h)$が低い系ほどクエンチしやすいことが分かりました。次に、この条件をJADES-GS-z7-01-QU($z=7.3$,$M_\star=10^{8.6}M_\odot$)とMACS0417-z5BBG($z=5.2$,$M_)に適用します。\star=10^{7.6}M_\odot$)、SNフィードバックでは観察された消光SF履歴をほとんど再現できないことがわかります。あるいは、2つの銀河の高い比SFR(それぞれ43および25Gyr$^{-1}$)によって維持される放射線による塵の多い流出によってSFが急速に抑制されることを我々は示唆する。私たちのモデルは、スターバースト後の銀河のSF履歴を解釈し、受信するJWSTデータから消光メカニズムを解明するための簡単なツールを提供します。
初期宇宙には驚くほど多数の二重活動銀河核があった
| Title |
A_surprisingly_high_number_of_dual_active_galactic_nuclei_in_the_early_Universe |
| Authors |
Michele_Perna,_Santiago_Arribas,_Isabella_Lamperti,_Chiara_Circosta,_Elena_Bertola,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Francesco_D'Eugenio,_Hannah_\"Ubler,_Giovanni_Cresci,_Roberto_Maiolino,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Andrew_J._Bunker,_St\'ephane_Charlot,_Chris_J._Willott,_Stefano_Carniani,_Torsten_B\"oker,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Gareth_Jones,_Nimisha_Kumari,_Madeline_A._Marshall,_Aayush_Saxena,_Jan_Scholtz,_Giacomo_Venturi,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03067 |
合体現象は、銀河の中心に位置する超大質量ブラックホール(SMBH)へのガスの降着を引き起こし、活動銀河核(AGN)の密接なペアを形成する可能性があります。ペアのAGNの割合は、SMBHとそのホスト銀河の環境特性と進化を制約するための重要な情報を提供します。しかし、二重AGNの特定は難しく、これまでのところ遠方の宇宙ではごくわずかしか発見されていません。我々は、推定分離距離が3～28kpcの範囲にある、トリプルAGNと4つのデュアルAGN(1つは候補と考えられている)の偶然の発見を報告します。彼らのAGN分類は主に、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の近赤外線分光器(NIRSpec)で観測された古典的な輝線束比に基づいており、追加の多波長診断によって補完されています。私たちのGA-NIFS調査で17のAGNシステムのうちこれらの複数のAGNが特定されたこと（すなわち、約20～30%）は、それらが二重AGNの一部を予測する最新の宇宙論的シミュレーションから予想されるよりも一般的である可能性があることを示唆しています。少なくとも一桁小さい。この研究は、遠方の二重AGNを検出するためのNIRSpecの卓越した能力を強調し、宇宙時間全体にわたってそれらの割合をより適切に制限し、今後の宇宙論的シミュレーションに情報を提供するための新しい調査を促します。
銀河円盤にある極度に金属に乏しい星のゴーストスペクトルで初期の天の川銀河を探る
| Title |
Probing_the_early_Milky_Way_with_GHOST_spectra_of_an_extremely_metal-poor_star_in_the_Galactic_disk |
| Authors |
Anya_Dovgal,_Kim_A._Venn,_Federico_Sestito,_Christian_R._Hayes,_Alan_W._McConnachie,_Julio_F._Navarro,_Vinicius_M._Placco,_Else_Starkenburg,_Nicolas_F._Martin,_John_S._Pazder,_Kristin_Chiboucas,_Emily_Deibert,_Roberto_Gamen,_Jeong-Eun_Heo,_Venu_M._Kalari,_Eder_Martioli,_Siyi_Xu,_Ruben_Diaz,_Manuel_Gomez-Jiminez,_David_Henderson,_Pablo_Prado,_Carlos_Quiroz,_J._Gordon_Robertson,_Roque_Ruiz-Carmona,_Chris_Simpson,_Cristian_Urrutia,_Fletcher_Waller,_Trsytyn_Berg,_Gregory_Burley,_Zachary_Hartman,_Michael_Ireland,_Steve_Margheim,_Gabriel_Perez,_Joanna_Thomas-Osip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03075 |
Pristine_183.6849+04.8619(P1836849)は、銀河円盤に限定された順行軌道上にある、金属が非常に少ない([Fe/H]$=-3.3\pm0.1$)星です。このような星は稀であり、その起源は、初期の天の川銀河を形成した原銀河の破片、後に銀河に降着した低質量衛星、または銀河面でその場で形成されたものである可能性があります。ここでは、新しいGemini高分解能光学分光器(GHOST)の科学検証中に取得された高分解能スペクトルからの$3700-11000$\r{A}のスペクトル特徴の化学力学的分析を紹介します。多くの化学元素(Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni)のスペクトル特徴が分析され、その他(C、Na、Sr、Ba)については価値のある上限が決定されます。銀河における星形成の最も初期の時代のすべての重要な追跡者。この主系列星は、(i)銀河円盤内の星としては金属度が極めて低い、(ii)金属に比べて軽い$\alpha$元素(Na、Mg、Si)の存在量が非常に少ないなど、いくつかの稀な化学的特徴を示している。-銀河のハローまたは円盤内の貧弱な星、および(iii)異常に豊富なCrとMn([Cr,Mn/Fe]$_{\rmNLTE}>+0.5$)。超新星モデルの理論的収量と単純に比較すると、2つの低質量集団III天体(10M$_\odot$超新星と17M$_\odot$超新星)が存在量パターン($\chi^の減少)をよく再現できることが示唆されます。2<1$）。この星を、平面軌道をもつ他の2つの極めて金属に乏しい星と比較すると、化学と運動学の両方における違いは、共通の起源を示す証拠がほとんどないことを意味します。P1836849のユニークな化学は、天の川銀河形成の初期段階の観点から議論されています。
ビッグバンから5億年後の星形成とAGN活動：JWSTからの洞察
| Title |
Star_formation_and_AGN_activity_500_Myr_after_the_Big_Bang:_Insights_from_JWST |
| Authors |
Jordan_C._J._D'Silva,_Simon_P._Driver,_Claudia_D._P._Lagos,_Aaron_S._G._Robotham,_Jake_Summers,_Rogier_A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03081 |
分光学的に確認された$z\約3.5-12.5$銀河109個のスペクトルエネルギー分布をJWSTでフィッティングする際に、活動銀河核(AGN)成分を含めることの影響を考慮します。注目すべきことに、AGNコンポーネントがフィッティングに含まれている場合、結果として得られる宇宙の星形成履歴は$z\gtrsim9.5$で$\およそ0.9$dex低くなることがわかります。これにより、暗黒物質ハロー内の典型的なバリオン変換効率に基づくモデルと比較して、以前に報告された$z\gtrsim9.5$での過剰な星形成が軽減されます。AGNコンポーネントを当てはめると、個々の恒星の質量と星形成速度が$\約4$dexも低くなる可能性があることがわかりました。これらの結果は、史上最初に存在した銀河の光分布を解釈する際に、星の質量集合と超大質量ブラックホールの成長の両方を考慮することの重要性を強調しています。
宇宙論的シミュレーションにおける $z \gtrsim 3$ の巨大銀河における星形成消失の起源について IllustrisTNG
| Title |
On_the_origin_of_star-formation_quenching_in_massive_galaxies_at_$z_\gtrsim_3$_in_the_cosmological_simulations_IllustrisTNG |
| Authors |
Shalini_Kurinchi-Vendhan,_Marion_Farcy,_Michaela_Hirschmann,_Francesco_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03083 |
宇宙論シミュレーションIllustrisTNGを使用して、$z\gtrsim3$で静止した大質量銀河の包括的な解析を実行します。目標は、何が宇宙時間の早い段階で星形成を抑制しているのか、そして他の同様の質量銀河がどのようにして星形成が活発な状態を維持しているのかを理解することです。私たちは、活動銀河核(AGN)のフィードバックが、初期の巨大銀河における星形成の停止の主な原因であることを発見しました。消光された銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、シードタイムが早いだけでなく、星形成銀河よりも速く成長します。その結果、消光された銀河はより長くAGNフィードバックにさらされ、星形成銀河よりも早くAGNフィードバックの動的ジェットモードを経験します。運動エネルギーの解放によりガスの流入は減少するが、おそらく流出は維持されるため、冷たいガスの割合が低く保たれ、銀河の星形成が静止状態にまで減少する。AGNフィードバックに加えて、大規模環境の影響も調査します。合体は消光プロセスにおいて重要な役割を果たしませんが、消光された銀河は進化の過程でより大規模なハローとより密度の高い領域に存在する傾向があります。これにより、銀河に流入するガスの初期量が増加するため、大規模な環境は中心ブラックホールの成長の運命に軽度の影響を与え、AGNフィードバックを介して星形成の消失に寄与する可能性があります。
銀河団AC114 -- Ⅱ．恒星集団と質量金属量の関係
| Title |
The_galaxy_cluster_AC114_--_II._Stellar_populations_and_the_mass-metallicity_relation |
| Authors |
Ivo_Saviane_(1),_Irina_Yegorova_(2),_Dominique_Proust_(3)_((1)_European_Southern_Observatory,_(2)_Universidad_Andres_Bello,_(3)_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03141 |
私たちは、2009年にESO-VLT望遠鏡で収集された7時間のVIMOS/MRデータから、アーベル銀河団AC114内の銀河の質量金属量関係を調査しました。前回の論文で完了した動的解析により、銀河団のメンバーを選択することができました。そのスペクトルは次のとおりです。ここでは恒星集団合成モデルを使用して分析されています。活動銀河と受動銀河は、[\ion{O}{II}]\lambda3727、[\ion{O}{III}]\lambda\lambda4959,5007および/またはH\beta放射の有無に基づいて識別されます。銀河の赤方偏移に応じて線が変化します。活動銀河は受動銀河よりも平均質量が低く、平均金属量も低いことがわかりました。この銀河団の質量金属量関係(MZR)は、局所宇宙の銀河のそれよりも急峻であることがわかりました。
エディブルズ調査。 VII.星間雲のC2とC3の調査
| Title |
The_EDIBLES_Survey._VII._A_survey_of_C2_and_C3_in_interstellar_clouds |
| Authors |
Haoyu_Fan,_Carlos_M._R._Rocha,_Martin_Cordiner,_Harold_Linnartz,_Nick_L._J._Cox,_Amin_Farhang,_Jonathan_Smoker,_Evelyne_Roueff,_Pascale_Ehrenfreund,_Farid_Salama,_Bernard_H._Foing,_Rosine_Lallement,_Heather_MacIsaac,_Klay_Kulik,_Peter_Sarre,_Jacco_Th._van_Loon_and_Jan_Cami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03259 |
EDIBLESデータセットを使用して、C$_2$とC$_3$の機密調査を実施しました。また、最も分子が豊富なサイトラインにおけるC$_4$、C$_5$、$^{13}$C$^{12}$C同位体同位体にも検索を拡張しました。物理励起モデルに従って生成された合成スペクトルをC$_2$(2-0)フィリップスバンドに当てはめて、C$_2$カラム密度($N$)と動的温度($T_\textrm{kin}$)とホストクラウドの数密度($n$)。C$_3$分子は、$\tilde{A}-\tilde{X}$(000-000)電子起源バンドシステムを通じて測定されました。二重温度ボルツマン分布を使用して、このバンドの励起をシミュレートしました。個々の移行を解決できる、これまでで最大のC$_2$とC$_3$を組み合わせた調査を提示します。合計で、40の視線に沿った51の速度成分でC$_2$が検出され、27の視線に沿った31の速度成分でC$_3$が検出されました。2つの分子は同じ速度成分で検出されます。$N$(C$_2$)と$N$(C$_3$)の間には、ピアソン$r=0.93$と平均$N$(C$_2$)/$N$(C$_3$)の比率は15.5$\pm$1.4。C$_2$DIBの動作と比較すると、C$_2$とC$_3$が検出された場合と検出されなかった場合の視線の間に明確な違いがないことがわかります。これは、分子が豊富な環境では強度が低下する、よく研究されている非C$_2$DIBとはまったく対照的です。また、$^{13}$C$^{12}$C(2-0)の$Q$(2)、$Q$(3)、$Q$(4)遷移も初めて特定しました。)積層平均スペクトルのフィリップスバンドを測定し、炭素の同位体比$^{12}$C/$^{13}$Cを79$\pm$8と推定します。C$_4$およびC$_5$の光バンドの検索は失敗しました。
クラスター内ライトとホスト グループ/クラスターの動的状態とのリンク: ハロー コンセントレーションの役割
| Title |
The_Intracluster_Light_and_its_Link_with_the_Dynamical_State_of_the_Host_Group/Cluster:_the_Role_of_the_Halo_Concentration |
| Authors |
E._Contini,_S._Jeon,_J._Rhee,_S._Han_and_S.K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03263 |
私たちは、銀河形成の最先端の半解析モデルによって予測される、銀河群および銀河団内でのクラスター内光(ICL)の形成におけるハロー濃度の役割を、一連の高度な計算と組み合わせて研究します。-解像度の暗黒物質のみのシミュレーション。この分析は、$13.0\leq\logM_{halo}\leq15.0$のグループおよびクラスターの大規模なサンプルにおける、ICLの割合がハローの質量、濃度、および初期型銀河(ETG)の割合とどのように相関するかに焦点を当てています。ICLの割合は正規分布に従います。これは、拡散光の形成に関与する物理プロセスの確率的性質の結果です。ICLの分数予算は、グループの規模が拡大するまでのハロー質量(非常に弱い)と濃度(著しく)の両方に依存します。さらに興味深いことに、濃度が最も重要な役割を果たす量であるハローの最も内側の領域で作用する強い潮汐力の結果、ICLの割合はより濃縮された物体ほど高くなります。私たちのモデル予測では、ICLとETGの画分間の依存性は示されていないため、代わりに、最近主張されているように、質量ではなく濃度がICL形成の主な要因であることを示唆しています。拡散光は星の剥離と合体を介してグループを形成し始め、その後、より巨大な天体に集合します。しかし、形成と集合は、主に潮汐力がより強い中央領域付近での星の剥離を介して、同じプロセスを経て、より低い赤方偏移でグループ/クラスタースケールで進行し続けます。
星形成複合体S254-S258のHII領域の3D構造
| Title |
3D_structure_of_HII_regions_in_the_star-forming_complex_S254-S258 |
| Authors |
Maria_S._Kirsanova,_Alexei_V._Moiseev,_Paul_A._Boley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03277 |
S254-258星形成複合体は、5つのOB星が光星雲として見えるHII領域を生成し、親分子ガスを破壊した大規模な星形成の場所です。この研究では、ロシア科学アカデミーの特別天体物理観測所の6メートルと1メートルの望遠鏡を使用した光分光法と可変フィルター測光法を使用して、これらの\HII領域の3D構造を研究します。光の減衰のマップを作成すると、HII発光が$2\leqA_V\leq5$magの中性物質によって減衰されることがわかります。S255とS257の典型的な電子密度は$\約100$cm$^{-3}$で、その境界では最大200cm$^{-3}$、最大400cm$^{-3}$は、活発な星の形成が行われているそれらの間の高密度の分子雲に向かって進みます。我々は、UV光子がガスを透過してイオン化する塊状の高密度の中性殻のモデル、または恒星風のいずれかが、イオン化ガスの殻状構造を説明できることを示す。S255は四方から中性物質に囲まれていますが、S257は分子雲の境界に位置しており、密な前壁と後壁がありません。コンパクトなHII領域S256およびS258は分子雲に深く埋め込まれています。
グリーンピース類似体 Mrk 71 の超星団 A の HST FUV 分光法: 非常に重い星の存在を明らかにする
| Title |
HST_FUV_Spectroscopy_of_Super_Star_Cluster_A_in_the_Green_Pea_Analog_Mrk_71:_Revealing_the_Presence_of_Very_Massive_Stars |
| Authors |
Linda_J._Smith,_M.S._Oey,_Svea_Hernandez,_Jenna_Ryon,_Claus_Leitherer,_Stephane_Charlot,_Gustavo_Bruzual,_Daniela_Calzetti,_You-Hua_Chu,_Matthew_J._Hayes,_Bethan_L._James,_Anne._E._Jaskot,_and_Goeran_Oestlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03413 |
Mrk71は局部矮銀河NGC2366の低金属度(Z=0.16Z_sun)スターバースト領域であり、2つのスーパースタークラスター(SSCAおよびB)をホストしており、SSCAが原因であるグリーンピース(GP)類似体として認識されています。GPプロパティ。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)で得られた、埋め込まれたSSCMrk71-AのSTISおよびFOS遠紫外(FUV)スペクトルを紹介します。STISFUVスペクトルは、非常に大質量な星(VMS、質量>100M_sun)の特徴を示しており、質量上限が100メートルのスペクトル集団合成モデルのCharlot&Bruzualスイートとの比較により、年齢が1+/-1Myrであると導き出されます。300および600M_sun。STISスペクトルを、VMSシグネチャを示すすべての既知のSSCスペクトル（NGC5253-5、R136a、NGC3125-A1、およびz=2.37サンバーストクラスター）と比較します。CIVPCygniプロファイルとHeII輝線の強度によって特徴付けられるクラスターの質量損失率と風速は、Z=0.16～0.4Z_sunにわたって非常に類似していることがわかります。これは、VMSの光学的に厚い風がエディントン限界付近で強化され、金属量への依存性がほとんどないという予測と一致します。Mrk71-Aに関連するlogN(HI)=22.2cm-2の非常に強い減衰ライマンアルファ吸収が見つかりました。私たちは、この若いSSCの出生環境について、放射によって駆動される風、壊滅的な冷却、そしてクラスターが大きな中立柱を備えた高圧の雲に囲まれている最近のモデルの観点から議論します。
NIKA2 による近隣銀河のミリ単位の塵の放出の抑制: NGC2146 と NGC2976 の場合
| Title |
Constraining_Millimeter_Dust_Emission_in_Nearby_Galaxies_with_NIKA2:_the_case_of_NGC2146_and_NGC2976 |
| Authors |
G._Ejlali,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_M._Baes,_A._Beelen,_Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_F._Galliano,_A._Gomez,_J._Goupy,_A._P._Jones,_C._Hanser,_A._Hughes,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_A._Moyer-Anin,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Nersesian,_L._Pantoni,_D._Paradis,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_M._W._S._L._Smith,_F._S._Tabatabaei,_J._Tedros,_C._Tucker,_E._M._Xilouris,_and_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03428 |
この研究は、保証時間大規模プロジェクトIMEGINの一環として、IRAM30メートル望遠鏡のNIKA2カメラを使用して、近くにある2つの銀河、スターバースト渦巻銀河NGC2146と矮小銀河NGC2976の1.15mmと2mmでの最初のミリメートル連続体マッピング観測を発表します。。これらの観測は、遠赤外線SEDをミリメートル領域に制限することにより、近くの銀河の塵の物理的特性に関する堅牢な分解情報を提供します。COライン放出からの寄与を差し引いた後、SEDはベイジアンアプローチを使用して空間的にモデル化されます。銀河の塵質量の表面密度、温度、放射率、熱電波成分のマップが表示され、塵の特性と星形成活動との関係を研究することができます（24$\μ$mでの観測をトレーサーとして使用））。私たちは、塵の温度が両方の銀河の星の形成速度と相関していることを報告します。星形成活動が塵の温度に及ぼす影響はNGC2976の方が強く、これは矮小銀河の星間物質が薄いことを示している。さらに、両方の銀河の塵の放射率指数と温度の間には逆相関の傾向が報告されています。
放射伝達モデルを使用した M51 の固有特性の導出
| Title |
Deriving_the_intrinsic_properties_of_M51_with_radiative_transfer_models |
| Authors |
Christopher_J._Inman,_Cristina_C._Popescu,_Mark_T._Rushton,_David_Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03460 |
銀河の基本的な構成要素、ガス、塵、星に関連する銀河の固有の特性を定量的に導き出すことは、銀河の進化を理解するために不可欠です。これらの特性の完全に自己矛盾のない導出は、パンクロマティック画像観察によって制約される放射伝達(RT)法を使用して達成できます。ここでは、フェースオン渦巻銀河M51のUV-光学-FIR/submmスペクトルと空間エネルギー分布の軸対称RTモデルを提示します。このモデルは、GALEX、SDSS、2MASS、Spitzer、Herschelからのこの銀河の利用可能な画像データから導出された方位角的に平均された動径プロファイルをかなりよく再現します。私たちは、バルジ、内部ディスク、主ディスクという3つの異なる形態学的コンポーネントを使用して銀河をモデル化します。恒星の放射率と塵の分布の長さパラメータを導き出します。また、M51の固有のグローバルおよび空間分解パラメータも導出します。M51と伴銀河M51bをつなぐ、かすかな\lq\lq外円盤\rq\rq\が見つかりました。最後に、銀河内でダストの特性が変化する代替モデルを提示し、議論します。
UV Fe II 放出モデルと、光学帯および IR 帯で観測された HE 0413-4031 のブロードライン時間遅延との関係
| Title |
UV_Fe_II_emission_model_and_its_relation_to_broad-line_time_delays_for_HE_0413-4031_observed_in_the_optical_and_IR_bands |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek,_Swayamtrupta_Panda,_Ashwani_Pandey,_Raj_Prince,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Vikram_Jaiswal,_Bo\.zena_Czerny,_Krzysztof_Hryniewicz,_Maciej_Urbanowicz,_Piotr_Trzcionkowski,_Marzena_\'Sniegowska,_Zuzanna_Fa{\l}kowska,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Norbert_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03544 |
FeII放射は、活動銀河核のUVスペクトルに寄与することがよく知られており、この部分のモデリングは、ブラックホールの質量測定や宇宙論的応用に使用されるラインの1つであるMgII放射で得られる結果に影響を与える可能性があります。私たちは、特定のテンプレートの使用がMgII線の特性とMgIIおよびUVFeIIの時間遅延の測定にどのような影響を与えるかを確認することを目的として、中間赤方偏移クエーサーHE0413-4031のUV放射をモデル化する際に、さまざまなFeII放射モデルをテストしました。連続体に関しては。私たちは、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)による選択されたクェーサーHE0413-4031の11年間のモニタリングを使用し、H$\betaへのアクセスを提供したSOAR望遠鏡で撮影された近赤外スペクトルでこのモニタリングを補完します。$および[OIII]輝線が静止フレームに存在し、赤方偏移の正確な測定が可能になりました。[OIII]線を使用した新しい赤方偏移の決定($z=1.39117\pm0.00017$)は、UVFeII擬連続体のみに基づく以前の決定($z=1.3764$)とは大きく異なる値を与えました。これは、MgII発光とUVFeII発光へのスペクトルの異なる分解を促進します。MgII放出の時間遅延($224^{+21}_{-23}$日)は大きな影響を受けません。残りのフレームのUVFeII時間遅延($251^{+9}_{-7}$日)は、$4200\,{\rmkm/s}$の最適なFeIIFWHMと一致しており、したがってFeII-放出物質は、HE0413-4031のMgII放出ガスより0.023pc(4700AU)離れています。さらに、系統的赤方偏移に対するMgII線と紫外FeII線の速度変化は現在かなり低く、300kms$^{-1}$以下となっている。194のソースから最新のMgII半径-光度($R-L$)関係を構築します。これは、UVFeII、光学FeII、およびH$\beta$$R-L$関係よりも平坦です。最新バージョンのコードCLOUDYを使用して、より優れたFeIIテンプレートを作成する必要があることがわかりました。
クエーサー B0254-3327B の BAL アウトフロー: 分析と他の極端 UV アウトフローとの比較
| Title |
BAL_Outflow_in_Quasar_B0254-3327B:_Analysis_and_Comparison_with_Other_Extreme_UV_Outflows |
| Authors |
Doyee_Byun_and_Nahum_Arav_and_Maryam_Dehghanian_and_Gwen_Walker_and_Gerard_A._Kriss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03588 |
クェーサーQSOB0254-3327BのHST/STISスペクトルに速度$v=-3200\text{kms$^{-1}$}$でのブロード吸収線(BAL)アウトフローを確認しました。流出には、NeVIII、NaIX、SiXII、NeVなどのイオンからの吸収トラフがあります。また、非常に高いイオン化を示唆するSXIV吸収トラフの最初の検出も報告します。イオン柱密度の測定、光イオン化分析、流出の電子数密度の決定により、流出系の動的光度がクエーサーのエディントン光度の$\sim1\%$、つまり$\に達することがわかりました。sim2\%$はボロメトリック光度に相当し、AGNフィードバックに寄与する可能性があります。単一相では測定されたイオン柱密度からの制約を満たすのに十分ではないため、2つのイオン化相を含むソリューションが必要でした。arXiv:astro-ph/0309096で説明されているように、流出の非常に高電離相の電離パラメータがX線温吸収体の予想範囲内であることがわかりました。また、24の流出システムの合計サンプルを使用して、以前に研究された極紫外線流出とQ0254-334の流出の物理的特性を調べ、流出速度と中心源からの距離との間に弱い負の相関関係を発見しました。Q0254-334流出の非常に高電離相は、これまでのUV吸収流出の中で最も高いイオン化パラメーターの1つを有しており、これはSXIVの存在によるものであると考えられます。
プロファイルを超えて: 対数正規分布を使用した多相銀河周囲媒体のモデル化
| Title |
Beyond_profiles:_Using_log-normal_distributions_to_model_the_multiphase_circumgalactic_medium |
| Authors |
Alankar_Dutta,_Mukesh_Singh_Bisht,_Prateek_Sharma,_Ritali_Ghosh,_Manami_Roy_and_Biman_B._Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03717 |
最近の観測とシミュレーションにより、銀河を取り囲む銀河周媒質(CGM)は多相であり、ガスの温度は最大半径$\sim10^4{\rm~K}$からビリアル温度($\天の川のsim10^6$K）。単純な密度プロファイルを使用する従来のCGMモデルは、このような多相大気を記述するには不十分です。あるいは、関連する物理プロセスによって動機付けられたパラメーターを備えた確率分布関数(PDF)に基づくモデルは、複数波長の観測結果とよりよく一致させることができます。この研究では、多相の星間および銀河周囲媒体のシミュレーションで一般的に見られる対数正規分布を使用して、さまざまな相の体積分率を定量化します。Faermanらによる等温バックグラウンドモデルを一般化します。2017年には、より一般的なCGMプロファイルが含まれます。既存の確率モデルを温度の1D-PDFから密度温度位相空間の2D-PDFに拡張し、天の川のような{\ttIllustrisTNG50-1}ハローを使用してパラメータを制約します。さまざまなイオンのカラム密度、UV/X線スペクトル、分散、放出測定など、さまざまな合成観測値を生成します。X線と無線(高速ラジオバースト)の観測により、高温ガスの特性が制限されます。ただし、寒冷相/暖相の診断を解釈するのは簡単ではありません。これらの相は塊状/斑状であり、任意の視線に沿ってこれらの雲を捉える際に固有のばらつきがあるためです。私たちはモデルの予測と観測値の比較を表形式で提供しており、これをモデルとデータの包括的な編集に拡張する予定です。私たちのモデリングは、多相CGMの重要な側面を説明するのに役立つ、シンプルな分析フレームワークを提供します。
| Title |
Evidence_for_the_evolution_of_black_hole_mass_function_with_redshift |
| Authors |
Stefano_Rinaldi,_Walter_Del_Pozzo,_Michela_Mapelli,_Ana_Lorenzo_Medina,_Thomas_Dent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03074 |
私たちは、LIGO-Virgo-KAGRA共同研究によって検出され、第3の重力波過渡カタログに含まれている重力波イベントを使用して、天体物理ブラックホールの結合一次質量、質量比、および赤方偏移分布を調査します。この分布は、最小限の数学的仮定の下で任意の確率密度を推論できるデータ駆動型モデルであるベイジアンノンパラメトリック手法を使用して再構成します。私たちは、一次質量分布と質量比分布の両方の赤方偏移による進化の証拠を見つけました。私たちの分析は、一次質量-赤方偏移平面に2つの異なる部分母集団が存在し、より軽い母集団$\lesssim$20$M_\が存在することを示しています。odot$、より高い赤方偏移、$z>0.4$で消失します。質量比分布は対称バイナリをサポートしていないことを示しています。観察された合体する連星ブラックホールの集団は遡及時間とともに進化しており、赤方偏移を伴う金属性の傾向および/または複数の赤方偏移に依存する形成チャネルの存在を示唆しています。
乱流磁場と相互作用するジェットの偏光研究
| Title |
A_polarization_study_of_jets_interacting_with_turbulent_magnetic_fields |
| Authors |
Moun_Meenakshi,_Dipanjan_Mukherjee,_Gianluigi_Bodo_and_Paola_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03139 |
私たちは、ジェットの周囲の非熱放射光とその偏光特性に対する影響を調査します。周囲媒体には乱流磁場があり、ジェットが進行するにつれて圧縮され、増幅されます。これにより、前方の衝撃面で高い分極が発生します。衝撃を受けた環境媒体（SAM）内の外部磁場の磁気極性のランダム性により、ジェットからの偏光成分がベクトルキャンセルされ、それによって繭からの放射の脱偏光が引き起こされます。SAM内の場の減衰が遅いため、相関長が大きい場によるこのような脱分極は、小規模な場と比較した場合に顕著であることがわかりました。また、低出力ジェットは、SAMの磁場と同等の強さの磁場を持っていますが、高出力ジェットよりもSAMの偏光解消効果により深刻な影響を受けます。繭内の乱流の逆流と、接触不連続点付近の場のせん断により、ジェット内のポロイダル成分が強化されます。これにより、場が規則的なトロイダルからポロイダルに移行するときに、視線に沿って直交する偏光成分が打ち消されるため、内部脱分極が引き起こされます。シンクロトロンマップには、繭内の高放射フィラメントとそれに沿って配置された磁場が表示されます。ねじれの不安定性はジェット機の背骨のうねり運動を引き起こし、その結果、低出力源にホットスポット複合体が発生します。
FR-I Radio Galaxy Jetsで加速された超高エネルギー宇宙線のモデルスペクトル
| Title |
Model_Spectrum_of_Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays_Accelerated_in_FR-I_Radio_Galaxy_Jets |
| Authors |
Jeongbhin_Seo,_Dongsu_Ryu,_and_Hyesung_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03231 |
ファナロフ・ライリークラスI(FR-I)の近くの電波銀河(RG)は、観測された超高エネルギー宇宙線(UHECR)の生成場所として考えられています。それらの中には、ブレーザーのような内部ジェットを示すものもあれば、プルームのような構造を示すものもあります。相対論的流体力学シミュレーションを使用してFR-Iジェットの流れ力学を再現します。続いて、モンテカルロシミュレーションを使用して、シミュレートされたジェット流内での宇宙線(CR)粒子の輸送とエネルギー付与を追跡します。流れ力学の重要な決定要因は、ジェットスパインの流れの平均ローレンツ因子$\langle\Gamma\rangle_{\rm{spine}}$です。$\langle\Gamma\rangle_{\rm{spine}}\gtrsim$が数個の場合、ジェットスパインはほとんど妨げられませんが、$\langle\Gamma\rangle_{\rm{spine}}\lesssim$の場合はかなりの量になります。ジェットの減速が発生します。CRは主に$E\lesssim1$EeVの拡散衝撃加速と$E\gtrsim1$EeVのせん断加速によってエネルギーを獲得します。ジェットから逃げるCRの時間漸近エネルギースペクトルは、破断エネルギー$の周りで$\simE^{-0.6}$から$\simE^{-2.6}$に遷移する二重べき乗則によってモデル化できます。E_{\rm{break}}$、指数カットオフは$E_{\rm{break}}\langle\Gamma\rangle_{\rm{spine}}^2$です。$E_{\rm{break}}$は、ヒラスの閉じ込め条件によって決定されるか、繭からの粒子の脱出につながる空間拡散によって制約されます。スペクトルの傾きは主に、相対論的なせん断加速と繭内の閉じ込めと脱出のプロセスから生じます。指数関数的なカットオフは、高エネルギーCRのエネルギーを$\sim\langle\Gamma\rangle_{\rm{spine}}^2$倍に高める非段階的なせん断加速によって決定されます。この研究で得られたモデルスペクトルを使用して、観察されたUHECR集団に対するRGの影響を調査できる可能性があることを示唆します。
調和した不協和音：ASASSN-14koの紫外線/光の周期的バーストは、繰り返しの隆起と再増光を示す
| Title |
Dissonance_in_harmony:_The_UV/optical_periodic_outbursts_of_ASASSN-14ko_exhibit_repeated_bumps_and_rebrightenings |
| Authors |
Shifeng_Huang,_Ning_Jiang,_Rong-Feng_Shen,_Tinggui_Wang_and_Zhenfeng_Sheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03236 |
ASASSN-14koは、周期が減少する可能性のある異常な周期的核過渡現象として特定されました。光学バンドと紫外バンドでの爆発は、発見以来、一貫して滑らかな「速い立ち上がりと遅い減衰」パターンを示してきましたが、私たちが提案した高ケイデンスのスウィフトによって明らかになったように、最近、最後の2つの時代に予期せぬ変化が見られました。観察。新しい光曲線プロファイルは、上昇段階での隆起と下降段階での再増光を示し、以前のものよりもはるかに幅広く対称的になっています。最後の2つのエポックでは、前のエポックと比較してX線スペクトルの傾きに大きな違いはなく、全体の光度は前のエポックよりも低くなります。初期の隆起と再増光段階($\sim10^{50}$erg)で放出されたエネルギーは、部分潮汐破壊現象(pTDE)によって剥ぎ取られた流れと、膨張した降着円盤との衝突によるものである可能性があります。また、円盤の不安定性や星盤衝突など、他の潜在的な説明についても議論しました。新たな興味深い特徴を持つユニークな周期的発生源を理解するには、後続のサイクルのさらに高頻度の多波長観測が奨励されます。
近くにある若い超新星残骸を研究するためのチェレンコフ望遠鏡アレイの可能性
| Title |
Potential_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_for_studying_the_young_nearby_supernova_remnants |
| Authors |
Dmitry_Prokhorov,_Shiu-Hang_Lee,_Shigehiro_Nagataki,_Jacco_Vink,_Donald_Ellison,_Gilles_Ferrand,_Daniel_Patnaude,_Friedrich_Roepke,_Ivo_Seitenzahlh,_Patrick_Slane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03280 |
最新の画像大気チェレンコフ望遠鏡は、超高エネルギー(VHE)ガンマ線帯で、年齢が約1000年以下の近くの若い超新星残骸(SNR)を広範囲に観察しています。これらの努力の結果、3つの若いSNR(カシオペアA、ティコ、SN1006)からのVHE放射が検出され、より遠いケプラーのSNRからの放射に関する重要な証拠が得られました。しかし、これらの残骸におけるVHEガンマ線の生成に関する多くの疑問は未解決のままです。CR-ハイドロ-NEIコードに基づくティコのSNRの詳細な物理モデルと、近くにある他の若い残骸の物理的動機モデルを使用して、これらのガンマ線源のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）による観測をシミュレートしました。私たちは、将来のCTA観察による調査のためにアクセス可能なこれらの残骸の特性を強調し、どのような疑問が答えられると予想されるかを議論します。
広視野空調査によるガンマ線放出FR0電波銀河の探索
| Title |
Hunting_Gamma-ray_emitting_FR0_radio_galaxies_in_wide-field_sky_surveys |
| Authors |
Meghana_Pannikkote,_Vaidehi_S._Paliya,_D._J._Saikia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03321 |
ジェット活動銀河核(AGN)ファミリーの最新のエントリーは、ファナロフ・ライリー0型(FR0)電波銀河です。これらは、核放出や主銀河の形態など、いくつかの観測的特徴をFRI源と共有しています。ただし、標準的なFRIおよびIIソースの特徴である、拡張されたキロパーセクスケールの無線構造が欠けています。今回我々は、進行中の多波長広視野天空調査（超大型アレイ天空調査など）によってもたらされた高品質の観測を利用して、FR0電波源として7つのガンマ線を放出するAGNを特定したことを報告する。これらの天体の広帯域観測特性は、ガンマ線が検出されない対応する天体と同様であることが判明しています。ガンマ線帯域では、FR0電波銀河は、より一般的なFRIおよびII電波銀河と同様のスペクトル特徴を示し、共通のガンマ線生成メカニズムと位置ずれしたジェットの存在を示しています。FR0のパーセクスケールの無線構造は一般に広範囲を示し、約半分がコアの反対側で放射を示しますが、ガンマ線検出FR0はコアジェット構造を備えた主要なコアを有する傾向があります。私たちは、この謎のクラスの微光だが多数の小型電波源集団における相対論的ジェットの起源を解明するには、専用の高解像度の観測が必要であると結論づけた。
ドナー星への遠紫外線の照射と中性子星の進化状態 LMXB Swift J1858.6-0814
| Title |
Shedding_far-ultraviolet_light_on_the_donor_star_and_evolutionary_state_of_the_neutron-star_LMXB_Swift_J1858.6-0814 |
| Authors |
N._Castro_Segura,_C._Knigge,_J._H._Matthews,_F._M._Vincentelli,_P._Charles,_K._S._Long,_D._Altamirano,_D._A._H._Buckley,_D._Modiano,_M._A._P._Torres,_D._J._K._Buisson,_S._Fijma,_K._Alabarta,_N._Degenaar,_M._Georganti,_M._C._Baglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03397 |
降着するX線連星系の進化は、ドナー星の特性と密接に関係しています。その結果、ドナーの性質を確立することで、システムの進化の軌跡を制約することができます。今回我々は、過渡中性子星低質量X線連星SwiftJ1858の3つの異なる降着状態（低ハード、高ハード、ソフト）における遠紫外分光法を紹介する。これらのスペクトルはすべて、異常なN\,{\scv}、C\,{\sciv}、Si\,{\sciv}およびHe\,{\scii}線を示しており、そのドナー星が異常な影響を受けていることを示唆しています。CNO処理。また、静止中に得られた測光観測に基づいて、ドナーの実効温度$T_{d}\simeq5700$~Kと半径$R_d\simeq1.7~R_{\odot}$を決定します。最後に、システムの一時的な性質を利用して、$\dot{M}_{\rmacc}\lesssim10^{-8.5}~M_{\odot}~yr^{-1}$の上限を設定します。現在の物質移動速度について。これらすべてをこの系の公転周期$P_{\rmorb}=21.3$~hrsと組み合わせて、実行可能な進化経路を探索します。許可されたソリューションの初期ドナー質量は、$1~M_{\odot}\lesssimM_{d,i}\lesssim3.5~M_{\odot}$の範囲に及びます。この範囲内の最低質量を除くすべての質量は、UVライン比における強力なCNO処理の特徴と一致します。現在の許可された軌道内のドナー質量は$0.5~M_{\odot}\lesssimM_{d,obs}\lesssim1.3~M_{\odot}$であり、最近の日食モデルで示唆されているよりも高くなります。$P_{\rmorb}$はいわゆる分岐周期に近いため、収束するバイナリトラックと分岐するバイナリトラックの両方が許可されます。スウィフトJ1858が収束軌道上にある場合、それは準恒星ドナー星を備えた超小型システムとしての寿命を終えることになります。
G189.6+03.3: SRG/eROSITA によって提供される最初の完全な X 線ビュー
コンテクスト。G189.6+03.3とIC443は、HII領域S249に空間的に近い、ガスと塵が豊富な領域に位置する超新星残骸の2つの例です。これまでのところ、IC443の実際の形状は過去の複数の超新星爆発の作用によって与えられたと考えられていますが、無関係な3番目の超新星爆発はG189.6+03.3によって生じた可能性があります。目的。IC443星雲がいくつかのバンドで広範囲に観測されている場合、その反対に、1994年にROSATで発見された近くのはるかに弱い超新星残骸G189.6+03.3では観測がほぼ完全に欠如しています。この2番目の残骸の範囲が比較的広いことを考えると、スペクトルレントゲンガンマ(SRG)ミッションに搭載されたX線望遠鏡eROSITAによって提供された新しいデータセットは、この残骸をより詳細に特徴付けるまたとない機会を与えてくれます。方法。我々は、G189.6+03.3発光の完全なスペクトル特性を、残骸全体をカバーする新しい画像とともに初めて提供します。有力な仮説の1つは、IC443の発光がIC443の発光と部分的に重なるということであるため、スペクトルを抽出した複数の領域に残存物を分割してこのシナリオをテストします。結果。eROSITAが提供する新しいX線画像には、細長い構造が示されています。太陽系外に存在するO、Mg、Ne、Siと太陽系下に存在するFeの検出と合わせて、これらの特徴は微弱な超新星爆発の兆候である可能性があります。X線スペクトルでは、すべての領域にわたって0.7keVのプラズマ成分が存在し、カラム密度がほぼ均一であることも強調されています。結論。0.7keVの血漿成分が遍在して存在することは、G189.6+03.3がIC443と完全に重なっていることを強く示しています。私たちは、G189.6+03.3とIC443の祖先はバイナリまたは複数のシステムにホストされ、異なる時間に異なる位置で2つの爆発を引き起こした可能性があると提案します。
JWST/MIRIによる塵の多いIIL SN 1980K型の偶然の検出
| Title |
Serendipitous_detection_of_the_dusty_Type_IIL_SN_1980K_with_JWST/MIRI |
| Authors |
Szanna_Zs\'iros,_Tam\'as_Szalai,_Ilse_De_Looze,_Arkaprabha_Sarangi,_Melissa_Shahbandeh,_Ori_D._Fox,_Tea_Temim,_Dan_Milisavljevic,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Nathan_Smith,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_WeiKang_Zheng,_Luc_Dessart,_Jacob_Jencson,_Joel_Johansson,_Justin_Pierel,_Armin_Rest,_Samaporn_Tinyanont,_Maria_Niculescu-Duvaz,_M._J._Barlow,_Roger_Wesson,_Jennifer_Andrews,_Geoff_Clayton,_Kishalay_De,_Eli_Dwek,_Michael_Engesser,_Ryan_J._Foley,_Suvi_Gezari,_Sebastian_Gomez,_Shireen_Gonzaga,_Mansi_Kasliwal,_Ryan_Lau,_Anthony_Marston,_Richard_O'Steen,_Matthew_Siebert,_Michael_Skrutskie,_Lou_Strolger,_Qinan_Wang,_Brian_Williams,_Robert_Williams,_Lin_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03448 |
爆発から40年以上経過した、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使用したIIL型超新星(SN)1980Kの中赤外線(中IR)イメージングを紹介します。SN1980Kは、近く($D\約7$Mpc)の「SN工場」銀河NGC6946に位置し、同じ銀河のSN2004etの領域で撮影されたJWST/MIRI画像に偶然にも捉えられました。SN1980Kは、若いSNeと古いSN残骸の間の移行期を研究するための有望な候補として機能し、また、その近い環境を調査する絶好の機会を提供します。SN1980Kは、F560WからF2550Wまでの8つのMIRIフィルターすべてにおいて、鮮明で明るい点光源として識別できます。解析ダストモデルを中赤外スペクトルエネルギー分布に当てはめると、$T_{ダスト}\約150$Kに大量($M_d\約0.002{M}_{\odot}$)のSiが優勢なダストが明らかになりました。(より高温の塵/ガス成分を伴う)、および数値SED塵モデルも計算されました。Keckによって最近得られた後期光スペクトルの放射伝達モデリングは、選択的消滅を説明するためにはさらに大量の($\sim0.24-0.58~{M}_{\odot}$)量の塵が必要であることを明らかにしました。SN1980Kで観察された非対称の線プロファイル形状。結論として、JWSTを使用すると、i)SN1987Aの赤道環と同様に、衝突(または部分的に放射)によって加熱された既存の星周塵、またはii)新たに形成されたと推定される塵の中赤外成分が見られる可能性があります。、噴出物中に存在するはるかに冷たい塵を伴います（遅い時間の光学スペクトルによって示唆されるように）。
パルサー電波放射のイオン陽子モデル: 概要
2010年から現在まで、このモデルの開発に関する20を超える論文が英国王立天文学協会のMonthlyNoticesに掲載されています。モデルの開発に不可欠な作業が含まれているものもありますが、そうでないものもあります。この論文は、以前の一連の論文とモデルが関連する観測現象のみを引用して要約したものです。
| Title |
Fallback_rates_in_partial_tidal_disruptions_of_white_dwarfs_by_intermediate_mass_black_holes |
| Authors |
Debojyoti_Garain,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03539 |
中質量ブラックホール(IMBH)を持つ星の部分的な潮汐破壊イベント後の破片のフォールバック率は、超大質量ブラックホールと比較して、そのようなブラックホールの重要な兆候を提供する可能性があります。ここでは、平滑粒子流体力学法を使用して、この現象の包括的な数値解析を提供します。私たちは、衝突パラメーターのさまざまな値に対して非自転$10^3M_{\odot}$IMBHを使用して、放物線軌道上の太陽質量白色矮星の単一の部分的な潮汐破壊の数値シミュレーションを実行し、コアの質量分率とフォールバック率を決定します。破片がIMBHに流入します。超大質量ブラックホールの場合、完全な破壊過程では、後期フォールバック率はべき法則$t^{-5/3}$に従うことが知られていますが、部分的な破壊では、そのような速度は最近飽和すると推測されています。残存コアの質量とは独立した、より急峻なべき乗則$t^{-9/4}$。ここで、IMBHの場合、部分的な混乱がこの結論を大きく変えることを示します。つまり、遅い時間のフォールバック率は$t^{-9/4}$べき乗則に漸近せず、この率もコア質量の強い関数です。白色矮星の質量を変化させて数値的に検証することで、白色矮星の質量とは独立した、コアの質量分率の関数として後期フォールバック率のロバストな式を導き出します。
陽子シンクロトロン、2018年の3C 279のVHE活動の遅れのもっともらしい説明
| Title |
Proton_synchrotron,_plausible_explanation_for_delayed_VHE_activity_of_3C_279_in_2018 |
| Authors |
Sunanda,_Reetanjali_Moharana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03561 |
クエーサー3C279からのフェルミLATフレアと比較して、ほぼ11日遅れた超高エネルギー(VHE)活動がH.E.S.S.によって報告されました。3C279は長い間、粒子加速の候補地と考えられてきました。したがって、そのようなイベントには高エネルギー現象に関する情報が埋め込まれている可能性があります。我々は、多波長フレアであるUV-光学-X線-$\gamma$-線の生成チャネルがレプトニックであるのに対し、遅延VHE活動は陽子シンクロトロンに由来すると提案します。私たちのモデルでは、磁場が2.3G、陽子光度(L$_{p}$)$1.56\times10^{46}$erg/secが必要ですが、レプトン光度(L$_e$)$3.9\times10が必要です。^{43}$エルグ/秒。
5BZB J0630-2406 で作動するハドロンプロセス
| Title |
Hadronic_processes_at_work_in_5BZB_J0630-2406 |
| Authors |
Ga\"etan_Fichet_de_Clairfontaine,_Sara_Buson,_Leonard_Pfeiffer,_Stefano_Marchesi,_Alessandra_Azzollini,_Vardan_Baghmanyan,_Andrea_Tramacere,_Eleonora_Barbano_and_Lenz_Oswald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03698 |
最近の観測により、高エネルギーニュートリノの生成において活動銀河核(AGN)が果たす重要な役割が明らかになりつつあります。この研究では、最初の7年間のIceCube観測中のニュートリノ放出に関連すると最近提案されたブレーザーの1つである5BZBJ0630-2406という1つの天体に焦点を当てます。準同時の広帯域スペクトルエネルギー分布をモデル化して、純粋なレプトニックモデルからレプトハドロンモデルまでのさまざまなシナリオを探索し、外部光子場の包含をテストします。この理論的研究は、提案されているニュートリノとブレーザーの関連性を補完する実験場を提供します。歴史的にはBLラックとして分類されてきたにもかかわらず、私たちの研究は、5BZBJ0630-2406が高出力フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)の比較的まれなサブクラスに属していることを示しています。私たちの結果は、陽子と外部放射線場の間の相互作用によって、IceCube検出器の届く範囲内にニュートリノ束が生成される可能性があることを示しています。さらに、X線放射のスペクトル形状は、非常にエネルギーの高い陽子に関連するハドロン過程の痕跡を示唆しています。
ドラゴン -- 概要
| Title |
DRAGONS_--_A_Quick_Overview |
| Authors |
Kathleen_Labrie,_Chris_Simpson,_Ricardo_Cardenes,_James_Turner,_Monika_Soraisam,_Bruno_Quint,_Oliver_Oberdorf,_Vinicius_M._Placco,_Daniel_Berke,_Olesja_Smirnova,_Simon_Conseil,_William_D._Vacca,_Joanna_Thomas-Osip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03048 |
DRAGONS(DataReductionforAstronomyfromGeminiObservatoryNorthandSouth)は、天文データの削減と処理のためのプラットフォームです。Pythonベースのオープンソースパッケージには、分析の準備が整った段階に至るまで、イメージングおよび分光データの処理のための自動化のためのインフラストラクチャとアルゴリズムが含まれています。DRAGONSは現在、Geminiデータの削減に重点を置いていますが、サードパーティの拡張機能を通じて他の機器や望遠鏡からのデータのサポートも可能です。その最新リリース(v3.1)では、現在アクティブなすべてのGeminiイメージング施設機器と、GMOSで取得された光学ロングスリット分光データの自動削減が可能になります。
さまざまな非線形曲率波面センサー構成の位相再構成精度の評価
| Title |
Assessing_Phase_Reconstruction_Accuracy_for_Different_Nonlinear_Curvature_Wavefront_Sensor_Configurations |
| Authors |
Stanimir_Letchev,_Jonathan_Crass,_Justin_R._Crepp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03062 |
非線形曲率波面センサー(nlCWFS)は、シャックハルトマンなどの既存の波面センサーと比較して補償光学(AO)システムの感度が向上しています。名目上のnlCWFS設計は、数値反復再構成アルゴリズムへの入力として、光伝播軸に沿って瞳孔からオフセットされた一連の結像面を使用します。nlCWFSの研究では、デバイスが光学系の瞳の周りに対称的に構成された4つの測定面を使用すると想定されています。この仮定は厳密には必須ではありません。この論文では、nlCWFSの測定面の位置、数、空間サンプリングの最初の系統的な調査を実行します。当社の数値シミュレーションでは、オリジナルの対称4面構成が、広範囲の観察条件にわたって、最も一貫して正確な結果を最短時間で生成することを示しています。内側の測定面は、$r_0$の空間周期に対応するタルボット距離を超えて位置する必要があることがわかります。外側の平面は電界強度を完全に捉えるのに十分な大きさであり、$\lambda=532$の$D=0.5$m瞳孔の場合、フレネル数スケールで$Z\およそ50$kmに相当する距離を超えて配置される必要があります。んー。回折限界の性能に必要な最小空間サンプリングは、瞳面で定義される$r_0$あたり4～5ピクセルです。3プレーン構成も5プレーン構成も、元の設計と比べて大幅な改善が見られないことがわかりました。これらの結果は、センサー設計に情報を提供することで、nlCWFSの将来の実装に影響を与える可能性があります。
| Title |
Photometric_Redshift_Estimation_for_Gamma-Ray_Bursts_from_the_Early_Universe |
| Authors |
H._M._Fausey,_A._J._van_der_Horst,_N._E._White,_M._Seiffert,_P._Willems,_E._T._Young,_D._A._Kann,_G._Ghirlanda,_R._Salvaterra,_N._R._Tanvir,_A._Levan,_M._Moss,_T-C._Chang,_A._Fruchter,_S._Guiriec,_D._H._Hartmann,_C._Kouveliotou,_J._Granot,_A._Lidz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03093 |
高赤方偏移ガンマ線バースト(GRB)の将来の検出は、初期宇宙を研究するための重要なツールとなるでしょう。検出されたGRBの高速かつ正確な赤方偏移推定は、地上および宇宙の望遠鏡による迅速な追跡観測を促進するための鍵となります。低赤方偏移の塵っぽい侵入者は、その高い吸光度が高赤方偏移GRBを模倣する可能性があるため、広い測光帯域を使用したGRB赤方偏移推定に最大の課題をもたらします。高赤方偏移GRB測光測定の誤警報を評価するために、GRB測光赤方偏移を推定するために開発されたシミュレーションコードであるphozzyを使用して、さまざまなGRBをシミュレートおよびフィッティングし、同時に使用したときに高赤方偏移GRBと低赤方偏移GRBを区別する能力をテストします。観察された測光バンド。ガモフのミッションコンセプト用に設計された機器であるPhoto-z赤外線望遠鏡(PIRT)の波長帯域と機器パラメータを使用してコードを実行します。私たちは、赤方偏移の関数としてのホスト銀河の消滅のさまざまな分布と、PIRTを使用した高赤方偏移GRB探索の完全性と純度に対するそれらの影響を調査します。現在の観察に基づく仮定の場合、完全性と純度はそれぞれ$\sim82$から$88\%$まで、$\sim84$から$>99\%$までの範囲であることがわかります。誤検知を減らすように最適化された事前分布の場合、低赤方偏移GRBの$\sim0.6\%$のみが高赤方偏移GRBと誤認され、検出された500個のGRBあたり$\sim1$の誤警報に相当します。
JEM-EUSO ミッション用のオフライン シミュレーションおよび再構成ソフトウェア フレームワーク
極限宇宙天文台のための共同実験ミッションは、非常に希少な超高エネルギー(E>50EeV）の宇宙線と非常に高エネルギー（E>100PeV）のニュートリノ。ここでは、宇宙線またはニュートリノによって誘発された大規模な空気シャワーが地球の大気を横切るときに生成される蛍光とチェレンコフ光の検出の両方を使用して、さまざまなミッションで観測された事象の詳細なシミュレーションと再構築を容易にするように設計された汎用ソフトウェアフレームワークについて説明します。このソフトウェアは、PierreAugerCollaborationによって開発されたフレームワークに基づいて構築されています。多数の協力者からの貢献を整理し、豊富な構成情報を管理し、時間依存の検出器や大気情報への簡単なアクセスを提供するために使用される手法について説明します。また、多数のコンピューティングプラットフォームをサポートし、迅速なインストールを提供し、大規模で異種混合のコードベースの安定性に必要な幅広いテスト範囲を維持する方法についても説明します。EUSO-SPB2機器を含む、JEM-EUSOミッションの一部によって収集されたシミュレーションおよび再構成されたデータの例をいくつか紹介します。
GPCAL を使用した VLBI 偏光データの校正。 I. 周波数依存の校正
この一連の論文では、超長基線干渉法(VLBI)の周波数および時間依存の機器偏光校正の新しい方法を紹介します。既存の校正ツールやパイプラインのほとんどでは、機器の偏波は機器の帯域幅内の周波数にわたって、また時間の経過とともに一定であると想定されてきました。この仮定は常に正しいとは限らず、正確なキャリブレーションが妨げられる可能性があり、その結果、直線偏光画像の品質が低下する可能性があります。この論文では、最近開発された偏光校正パイプラインであるGPCALで実装される、周波数依存の機器偏光校正の方法を紹介します。このメソッドは、実際のVeryLongBaselineArray(VLBA)データから生成されたシミュレートされたデータセットを使用してテストされます。この方法を15GHzと43GHzで観測された実際のVLBAデータセットに適用した結果を示します。周波数依存の機器偏光によって引き起こされる、周波数に対するクロスハンドの可視性の大幅な変動を排除することができました。キャリブレーションの結果、直線偏光画像は、周波数依存の機器偏光キャリブレーションなしで得られたものと比較して、わずかから中程度に改善されました。周波数依存の計器偏光校正が既存のVLBAデータセットに与える影響が小さい理由と、非常に大きな帯域幅を提供すると予想される将来のVLBIデータセットにこの方法を適用する見通しについて説明します。
GPCAL を使用した VLBI 偏光データの校正。 II.時間依存の校正
超長基線干渉法(VLBI)のための時間依存の機器偏光校正の新しい方法を紹介します。この方法は、最近開発された偏光校正パイプラインGPCALに実装されています。機器偏光は偏光漏れとしても知られ、方向に依存する効果であり、望遠鏡のビーム全体にわたって一定ではありません。アンテナポインティングモデルの精度は通常、時間に依存するため、軸外ポラリメトリックリークが発生し、時間とともに変化する可能性があります。この方法は、直線偏光画像を著しく劣化させる可能性がある大振幅の軸外漏れを補正するように設計されています。43GHzで観測された実際のVeryLongBaselineArray(VLBA)データに基づいて生成された合成データを使用して、この方法のパフォーマンスを評価します。この方法では、合成データで想定される軸外漏れ、特に振幅の大きい漏れを再現することができました。この方法は2組の実際のVLBAデータに適用されており、導出された軸外漏れは、近くの発生源のペアについて時間の経過とともに非常に類似した傾向を示しています。さらに、軸外漏れの振幅は、アンテナのゲイン補正係数と強い相関があります。結果は、この方法がVLBIデータに存在する軸外漏れを補正できることを示しています。時間依存の機器偏光を校正することにより、更新された直線偏光画像のrmsノイズレベルが大幅に低減されました。この方法により、既存および将来のVLBI観測から得られる直線偏光画像の品質が大幅に向上すると期待されています。
マイクロレンズ データのウェーブレット変換: ノイズ除去、固有脈動および惑星信号の抽出
| Title |
Wavelet_transforms_of_microlensing_data:_Denoising,_extracting_intrinsic_pulsations,_and_planetary_signals |
| Authors |
Sedighe_Sajadian,_Hossein_Fatheddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03338 |
ウェーブレットは、ノイズなどの過渡的で不安定な変動を記述する波形関数です。この研究では、マイクロレンズデータの離散および連続ウェーブレット変換(DWTおよびCWT)を使用してノイズを除去し、ノイズに隠された惑星信号と固有の脈動を抽出する利点を研究します。まず合成マイクロレンズデータを生成し、ウェーブレットノイズ除去をそれらのデータに適用します。OGLE測光精度に基づく理想的なガウスノイズを持つこれらのシミュレートされたマイクロレンズデータの場合、DWTによるノイズ除去により、実際のモデルからのデータの標準偏差が$0.044$～$0.048$mag減少します。ノイズ除去されたデータを使用して実際のモデルと惑星信号を再生成する効率は観測のリズムに大きく依存し、ケイデンスが分$15$から時間$6$に悪化することで$37\%$から$0.01\%$に減少します。次に、OGLEグループが発見した$100$のマイクロレンズイベントにノイズ除去を適用します。平均して、これらのデータのウェーブレットノイズ除去により、最適モデルに対するデータの標準偏差と$\chi^{2}_{\rmn}$が、それぞれ$0.023$magと$1.16$改善されます。最高のパフォーマンスのウェーブレット(最高の信号対雑音比のピーク($\rm{SNR}_{\rm{max}}$)、最高のピアソン相関、または最低の二乗平均平方根誤差(RMSE)(ノイズ除去データ用))は、それぞれシミュレートされたデータおよびOGLEデータの「Symlet」および「Biorthogonal」ウェーブレットファミリからのものです。一部のノイズ除去データでは、生データではノイズで覆われていた固有の恒星の脈動や惑星のような小さな偏差が現れます。ただし、DWTノイズ除去により、鮮明な信号よりもむしろ平坦で幅の広い惑星信号を再構築できます。CWTおよび3D周波数-電力-時間マップは、鋭い信号の存在についてアドバイスすることができます。
バイカル-GVDニュートリノ望遠鏡での軌道状事象解析
| Title |
Track-Like_Event_Analysis_at_the_Baikal-GVD_Neutrino_Telescope |
| Authors |
V.M._Aynutdinov,_V.A._Allakhverdyan,_A.D._Avrorin,_A.V._Avrorin,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I.A._Belolaptikov,_E.A._Bondarev,_I.V._Borina,_N.M._Budnev,_V.A._Chadymov,_A.S._Chepurnov,_V.Y._Dik,_G.V._Domogatsky,_A.A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A.N._Dyachok,_Zh.-A.M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T.V._Elzhov,_L._Fajt,_V.N._Fomin,_A.R._Gafarov,_K.V._Golubkov,_N.S._Gorshkov,_T.I._Gress,_K.G._Kebkal,_I.V._Kharuk,_E.V._Khramov,_M.M._Kolbin,_S.O._Koligaev,_K.V._Konischev,_A.V._Korobchenko,_A.P._Koshechkin,_V.A._Kozhin,_M.V._Kruglov,_V.F._Kulepov,_Y.E._Lemeshev,_M.B._Milenin,_R.R._Mirgazov,_D.V._Naumov,_A.S._Nikolaev,_D.P._Petukhov,_E.N._Pliskovsky,_M.I._Rozanov,_E.V._Ryabov,_G.B._Safronov,_D._Seitova,_B.A._Shaybonov,_M.D._Shelepov,_S.D._Shilkin,_E.V._Shirokov,_F._\v{S}imkovic,_A.E._Sirenko,_A.V._Skurikhin,_A.G._Solovjev,_M.N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A.P._Stromakov,_O.V._Suvorova,_V.A._Tabolenko,_B.B._Ulzutuev,_Y.V._Yablokova,_D.N._Zaborov,_S.I._Zavyalov,_D.Y._Zvezdov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03450 |
ニュートリノ相互作用で生成されたミューオンの再構成された軌跡は、ニュートリノの方向の正確なプローブを提供します。したがって、トラック状のイベントは、ニュートリノ点源を探索するための強力なツールとなります。最近、バイカルGVDは、各クラスターを独立した検出器として扱う、いわゆる単一クラスター分析で2019年シーズンのデータから抽出された低エネルギーニュートリノ候補事象の最初のサンプルを実証しました。この論文では、トラック状イベント分析のより広範なデータセットへの拡張について議論し、最初の高エネルギートラック状イベントを実証します。マルチクラスター軌道再構成の状況とイベント解析の状況についても議論します。
| Title |
Detection_of_anomalies_amongst_LIGO's_glitch_populations_with_autoencoders |
| Authors |
Paloma_Laguarta,_Robin_van_der_Laag,_Melissa_Lopez,_Tom_Dooney,_Andrew_L._Miller,_Stefano_Schmidt,_Marco_Cavaglia,_Sarah_Caudill,_Kurt_Driessens,_J\"oel_Karel,_Roy_Lenders,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03453 |
重力波(GW)干渉計は、陽子のサイズの$\sim$1/10,000の距離の変化を検出できます。このような感度は、グリッチとしても知られる、メイン検出器歪みにおける非ガウス過渡ノイズバーストの出現率を大きくします。これらのグリッチは、広範囲の周波数、振幅、時間の形態で発生し、環境または機器のプロセスによって引き起こされ、すべての重力波源の探索を妨げます。それらを識別するための現在のアプローチは、教師付きモデルを使用して主ひずみにおけるそれらの形態を学習しますが、干渉計の状態を監視する補助チャネルによって提供される関連情報や、新しいグリッチ形態に対する柔軟なフレームワークを提供する関連情報は考慮されていません。この研究では、異常なグリッチを見つけるための教師なしアルゴリズムを紹介します。LIGOLivingstonからの補助チャネルのサブセットをデータの複雑さの尺度であるフラクタル次元でエンコードし、定期的な畳み込みを伴う自動エンコーダーを使用してデータの基礎となる分布を学習します。このようにして、未知のグリッチの形態や、異なるグリッチと誤分類の間の時間的な重複を明らかにします。これにより、入力データの$6.6\%$に異常が発見されました。この調査の結果は、フラクタル次元でエンコードされた補助チャネルの学習可能な構造を強調し、最先端のグリッチ識別アルゴリズムを改善するための柔軟なフレームワークを提供します。
ガイアデータ処理。 SEAPipe: ソース環境分析パイプライン
| Title |
Gaia_data_processing._SEAPipe:_The_source_environment_analysis_pipeline |
| Authors |
D._L._Harrison_(1_and_2),_F._van_Leeuwen_(1),_P._J._Osborne_(1),_P._W._Burgess_(1),_F._De_Angeli_(1),_D._W._Evans_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy,_Cambridge,_(2)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03562 |
目的。Gaiaミッションのソース環境分析パイプラインSEAPipeの2つの潜在的なオプションについて説明します。このパイプラインにより、オンボード検出アルゴリズムでは発見されなかったという意味で、Gaiaにとって新しいソースの発見が可能になります。これらの追加の発生源(二次)は、搭載された検出によって発見されたガイア発生源(一次)の近くで発見できます。方法。必要な主なアルゴリズム手順について説明します。1次元の交通データの2次元画像の再構成、存在する追加の音源を見つけるためのこれらの画像の分析、およびこれらの音源の平均位置、固有の動き、視差および明るさの決定です。さらに、パイプラインのパフォーマンスを特徴付けるために使用されるモンテカルロシミュレーションについても説明します。結果。SEAPipeの2つのオプション、バニラバージョンとイメージ減算バージョンのパフォーマンスが比較されます。それらの選択関数は、二次ソースの大きさと、対応する一次ソースからの角度分離の観点から計算されます。一次音源の予想されるマグニチュード分布と二次音源のマグニチュードと角度分離分布を考慮して、各パイプラインによって検出された二次音源のカタログの完全性と純度も示されます。画像減算パイプラインはバニラパイプラインよりも優れたパフォーマンスを示すことが示されています。
フットポイントでの周期的なマイクロ波増光に由来するループに沿って移動する加速電子の特性
| Title |
Characteristics_of_the_Accelerated_Electrons_Moving_along_the_Loop_Derived_from_Cyclical_Microwave_Brightenings_at_the_Footpoints |
| Authors |
Keitarou_Matsumoto,_Satoshi_Masuda_and_Takafumi_Kaneko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03090 |
太陽フレア中に多くの粒子が加速されます。電子の加速および伝播プロセスを理解するには、粒子のピッチ角分布が必要です。加速された電子のピッチ角は、野辺山電波ヘリオグラフのデータに保存されている非熱マイクロ波源の伝播速度から推定されています。私たちは、2つのフットポイント領域で周期的なマイクロ波の増光を示すフレアイベント(2014年10月22日のMクラスフレア)を分析しました。増光が加速された電子によって引き起こされたと仮定すると、加速された電子の磁場に平行な速度は77,000km/sと90,000km/sと概算されました。加速された電子の推定ピッチ角は69～80度で、フットポイントでの損失円錐のサイズ(非線形無力場モデルの磁場強度から推定)は約43度です。加速された電子のほとんどはフットポイント領域で反射される可能性があります。この特徴は、加速された電子の跳ね返り運動によって生成される明るさとして解釈できます。
太陽電波バーストのピークフラックスと太陽フレアのX線クラスの関係：初期の大太陽フレアへの応用
| Title |
Relationship_of_peak_fluxes_of_solar_radio_bursts_and_X-ray_class_of_solar_flares:_Application_to_early_great_solar_flares |
| Authors |
Keitarou_Matsumoto,_Satoshi_Masuda,_Masumi_Shimojo,_Hisashi_Hayakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03135 |
大規模な太陽フレアは、現代文明の技術インフラに影響を与える重大な宇宙天気擾乱を引き起こすことがあるため、さらなる調査が必要です。これらの太陽フレアは1970年代から衛星観測によって監視されてきましたが、大規模な太陽フレアはまれにしか発生せず、データの制限により体系的な統計研究が制限されています。しかし、豊川天文台は1951年以来、低周波数(3.75GHzおよび9.4GHz)で太陽電波観測を実施し、太陽電波バーストとしての初期の大フレアを捉えました。静止運用環境衛星（GOES）による太陽X線（SXR）観測開始前に発生したフレアの規模を推定するために、3.75GHzおよび9.4GHzのマイクロ波束とフレアのX線束との関係を示します。私たちは、1988年から2014年までに野辺山電波偏光計と豊川天文台で観測された合計341件の太陽フレアを調査し、GOES衛星によって記録されたSXR観測と比較しました。相関係数は約0.7でした。したがって、GOESX線クラスは、3.75GHzおよび9.4GHzのピーク線束から、大きな分散と3倍の誤差(1シグマ)で推定できます。そこで、我々は初めて、SXR熱放射とマイクロ波非熱放射の関係を用いて、1956年2月に豊川太陽電波観測によって観測された2つの初期太陽フレアの光度曲線を定量的に推定した(Neupert,1968,ApJ,153,59)。。
非常に巨大な白色矮星がヒアデス星団から脱出
| Title |
An_Extremely_Massive_White_Dwarf_Escaped_From_the_Hyades_Star_Cluster |
| Authors |
David_R._Miller,_Ilaria_Caiazzo,_Jeremy_Heyl,_Harvey_B._Richer,_Kareem_El-Badry,_Antonio_C._Rodriguez,_Zachary_P._Vanderbosch,_and_Jan_van_Roestel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03204 |
私たちは、近くのヒアデス散開星団から脱出したことと一致する運動学を持つ超大質量白色矮星をGaiaDR3データベースで検索し、そのような候補を3つ特定しました。これらの候補のうち2つは、ガイア測光から推定された質量が約1.1太陽質量です。星団から逃れた単一恒星の進化の産物としてのそれらのステータスは、すぐに追跡分析するにはあまりにも疑わしいと考えられました。残りの候補は、太陽質量よりも1.3倍大きいと予想される質量を持っており、侵入者である可能性は大幅に減少します。この源の追跡調査ジェミニGMOS分光分析により、単一の星から形成されたものと一致する質量と年齢を持つ非磁性水素大気白色矮星が明らかになりました。単一恒星の進化形成経路を仮定すると、その候補者がヒアデス星団からの真の逃亡者である確率は97.8%と推定されます。決定された質量は1.317太陽質量で、これは既知の単一進化白色矮星の中で最も質量が大きい可能性があり、散開星団との強い関連性を備えた断然最大の質量です。
銀河バルジで周期が急速に減少する 32 個の接触バイナリの周期変動が改善されました
| Title |
Improved_period_variations_of_32_contact_binaries_with_rapidly_decreasing_periods_in_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Kyeongsoo_Hong,_Jae_Woo_Lee,_Dong-Jin_Kim,_Jang-Ho_Park,_Hye-Young_Kim,_Pakakaew_Rittipruk,_Cheongho_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03308 |
我々は、銀河バルジ内の32個の接触連星合体候補について更新された日食タイミング図の詳細な分析を提示します。測光データは、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク(KMTNet)と南部の3つのサイト(CTIO、SAAO、およびSSO)にある1.6m望遠鏡を使用して、2016年から2021年までに取得されました。最小光の時間は、観測から半年間隔で作成された完全な光度曲線に連星モデルを適用することによって決定されました。連星系の軌道周期の変動は、2001年から2015年のOGLE観測に基づいた文献(Hongら)で発表された他の時刻と、私たちの新しい時刻からの$O-C$図を使用して分析されました。32連星系の公転周期と周期減少率は、0.370$～$1.238日、および$-3.0$～$-13.1\times10^{-6}$日yr$^{-1}$の範囲にあることが判明しました。、それぞれ。これらの星のうち、24の星系は放物線と第3の天体による光の移動時間の組み合わせ効果を示しており、それらの外側軌道周期はそれぞれ9.1ドルから26.5ドルの範囲にあります。私たちは、すべての合体候補について、発光赤色新星(LRN)前駆体を研究するために追加のモニタリング観測が必要であると提案します。
進化した星からの塵: AGB から PN への移行のパイロット分析
| Title |
Dust_from_evolved_stars:_a_pilot_analysis_of_the_AGB_to_PN_transition |
| Authors |
F._Dell'Agli,_S._Tosi,_D._Kamath,_L._Stanghellini,_S._Bianchi,_P._Ventura,_E._Marini,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03454 |
我々は、低質量星と中質量星による塵の生成に対処するための新しいアプローチを提案します。私たちは、塵の形成が起こる漸近巨大枝(AGB)段階を、AGB後および惑星状星雲(PN)の進化段階の観点から研究します。星の進化と塵形成のモデリングの結果を使用して、同様の質量と化学組成を持つ祖先星の子孫であると考えられ、さまざまな進化段階を経て現在進化している炭素塵に富んだ源のスペクトルエネルギー分布を解釈します。AGBからPNeへの移行に沿ったさまざまな段階の結果を比較すると、AGBの非常に後期段階で放出される塵とガスの量について明確な洞察が得られます。ポストAGBはダスト生成の歴史をAGBフェーズの先端まで遡りますが、PNeを調査することは、最後の熱パルス後に経験した質量損失プロセスを再構築するために重要です。ポストAGBを取り囲む塵は、AGBの先端の直後に形成されました。PNeの塵とガスの比率は$\sim10^{-3}$で、最後のAGBインターパルス中に同じ初期質量星に対して予想される値よりも2.5倍小さく、おそらくPNフェーズ中に塵が破壊される可能性があることを示唆しています。星雲内に存在する塵の量を測定すると、中心星の加熱に耐える塵の能力が制限される可能性があります。
トラペジウム星団とオリオン星雲内部の JWST 調査。 I. 所見と概要
NASA/ESA/CSAのジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使用した、トラペジウム星団とオリオン星雲内部の近赤外調査を紹介します。NIRCam機器による調査は、1～5ミクロンの12個の広帯域、中帯域、狭帯域フィルターで10.9x7.5分角(約1.25x0.85pc)をカバーし、すべての波長で回折限界があり、最大の空間分解能を提供します。2ミクロンで0.063秒角、オリオン座の約25天文単位に相当します。選択された一連のフィルターは、木星質量1以下までの惑星質量範囲におけるIMFの極低質量端の形状など、多くの科学的疑問に対処するように設計されています。以前のHST研究と同様の解像度で、近赤外におけるイオン化および非イオン化星周円盤および関連するプロプリドの性質。非常に高い解像度と忠実度で、埋め込まれたBN-KL領域からの大きな断片化された流出を調べる。そして、トラペジウム星団と背後のオリオン分子雲1の若い星からの新しいジェットと流出を探します。この論文では、観測プログラムの設計について説明し、選択したフィルターセットと調査に使用した望遠鏡と検出器のモードの理論的根拠を説明します。JWSTパイプラインやその他のツールを使用したデータの削減。地域を覆う大きなカラーモザイクの作成。カラー画像と個々のフィルターモザイクで行われた発見の概要。ハイライトには、木星の質量が0.6という低さの多数の自由浮遊惑星質量候補の発見が含まれます。そのかなりの部分は広い連星の中にあります。BN-KL地域からの爆発的流出に関連した新たな放出現象。そして、この地域のさまざまな特徴に関連する謎の「ダークアブソーバー」ですが、これはF115Wフィルターでのみ見られます。今後の論文では、これらの発見やその他の発見についてさらに詳しく調査する予定です。
| Title |
Cepheid_Metallicity_in_the_Leavitt_Law_(C-_MetaLL)_survey:_IV._The_metallicity_dependence_of_Cepheid_Period-Luminosity_relations |
| Authors |
E._Trentin,_V._Ripepi,_R._Molinaro,_G._Catanzaro,_J._Storm,_G._De_Somma,_M._Marconi,_A._Bhardwaj,_M._Gatto,_V._Testa,_I._Musella,_G._Clementini,_and_S._Leccia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03603 |
古典的セファイド(DCEP)は、銀河系外距離はしごの校正において基本的な役割を果たし、最終的には周期光度($PL$)と周期ヴェーゼンハイト($PL$)のおかげでハッブル定数($H_0$)の決定につながります。$PW$)関係は、これらの脈動変数によって示されます。したがって、$PL/PW$関係の金属性への依存性を確立することが非常に重要です。我々は、光学から近赤外線に至るまでのさまざまな測光帯域について、銀河系DCEPの$PL/PW$関係の金属量依存性を定量化することを目的としています。私たちは、高分解能分光法から利用可能な[Fe/H]値、または\gaia\動径速度分光計からの金属性を含む910個のDCEPの文献サンプルを収集しました。これらすべての星について、$G_{BP}、G_{RP}、G、I、V、J、H、K_S$バンドの測光と\gaia\DR3からの天文測量を収集しました。これらのデータは、複数の波長におけるさまざまな$PL/PW$関係の切片と傾きの両方の金属依存性を調査するために使用されています。この研究で調査したすべての$PL/PW$関係の切片($\gamma$係数)に対する金属性の大きな負の影響が見つかりましたが、現在のデータでは傾きの金属依存性に関して確固たる結論を引き出すことはまだできません。($\delta$係数)。$\gamma$の典型的な値は約$-0.4:-0.5$mag/dexです。つまり、文献に記載されている最近の測定結果のほとんどよりも大きくなります。私たちは、結果の堅牢性を確認するいくつかのテストを実行しました。これまでの研究と同様に、\gaia\視差のグローバルゼロポイントオフセットを含めると、(絶対的な意味で)$\gamma$の値が小さくなることがわかりました。ただし、LMCの幾何学的距離の仮定は、(絶対的な意味で)$\gamma$の値が大きい方が好ましいことを示しているようです。
ケプラー、K2、TESS II によって観測されたクールジャイアントスターの星地震学を使用して、ガイア EDR3
の視差体系を調査します。赤い塊の星を使ったガイア視差体系の解読
| Title |
Investigating_Gaia_EDR3_parallax_systematics_using_asteroseismology_of_Cool_Giant_Stars_observed_by_Kepler,_K2,_and_TESS_II._Deciphering_Gaia_parallax_systematics_using_red_clump_stars |
| Authors |
Saniya_Khan,_Richard_I._Anderson,_Andrea_Miglio,_Beno\^it_Mosser,_and_Yvonne_P._Elsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03654 |
私たちは、最近公開された12,500個の小惑星地震による赤色巨星の距離のカタログを使用して、GaiaEDR3の視差体系を等級と空の位置の関数として分析します。この目的に最適なサブサンプルとして、同様の化学組成を持つ約3,500個の赤色塊(RC)星を選択しました。我々は、星間地震距離に基づく視差オフセット推定に関連する体系的な不確実性の詳細な評価を実行します。この評価に続いて、Elsworthetal.のように測定された星地震パラメータをベースライン解析に採用します。(2020)、APOGEE(DR17)の分光法を利用し、さらにGaiaEDR3の高品質の天文測定ソリューションを使用して、サンプルを低減光度のRC星に限定しました。次に、公開されているGaiaEDR3視差に対する視差オフセットと、Lindegrenらに従ってGaiaEDR3視差を補正した後の残留視差オフセットの両方を調査しました。（2021年）。初期のケプラー場でG>11等より暗い星の残留視差オフセットはゼロ(-1.6+/-0.5(stat.)+/-10(syst.)muas)に非常に近いことがわかります。同じ大きさの範囲にある17個のK2キャンペーンの場合、残留視差オフセットは+16.5+/-1.7(stat.)+/-10(syst.)muasです。より明るい等級(G<=11等)では、ケプラーフィールド、17個のK2キャンペーン、およびTESS南部連続視域の間で一貫性のない残留視差オフセットが見つかり、最大60muasの差があります。これは、視差オフセット補正を決定するために利用できる明るい物理ペアが不足しているため、明るい等級では空の位置に大きく依存していることを示唆しています。最後に、RCの絶対等級を推定し、2MASSKsバンドでM_Ks^RC=-1.650+/-0.025magおよびM_G^RC=(0.432+/-0.004)-(0.821+/-0.033)(Teff[K]-ガイアGバンドの4800K)/1000K[mag]。
ブラックホールとサトゥロンの合体における渦効果
| Title |
Vortex_Effects_in_Merging_Black_Holes_and_Saturons |
| Authors |
Gia_Dvali,_Oleg_Kaikov,_Florian_Kuhnel,_Juan_Sebasti\'an_Valbuena-Berm\'udez,_Michael_Zantedeschi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.02288 |
渦度は、高速回転するブラックホールの特性であることが最近示唆されています。渦度と制限スピンとの関係は、極小状態エントロピーが最大の天体、いわゆるサチュロンに共通する普遍的な特徴を表しています。$Q$ボールのようなサトゥロンをブラックホールの実験室として使用し、そのような2つの天体の衝突を研究し、渦度が放出される放射線や最終配置の電荷と角運動量に大きな影響を与える可能性があることを発見しました。。ブラックホールはサトゥロンのクラスに属しているため、渦の形成がブラックホールの合体において同様の影響を引き起こし、重力放射線の巨視的逸脱につながる可能性があると予想されます。これにより、今後の重力波探索で検出可能な固有の痕跡が残る可能性があり、それによってブラックホールにおける巨視的な量子効果への入り口として機能する可能性がある。
CCD ベースの暗黒物質検出器における低エネルギー放射バックグラウンド
| Title |
Low-Energy_Radiative_Backgrounds_in_CCD-Based_Dark-Matter_Detectors |
| Authors |
Peizhi_Du,_Daniel_Ega\~na-Ugrinovic,_Rouven_Essig,_Mukul_Sholapurkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03068 |
サブGeV暗黒物質検出器の到達範囲は、現在、さまざまな起源からの低エネルギーイベントによって深刻な影響を受けています。我々は、検出器材料を通過する高エネルギー粒子によって放出される二次放射線から生じる単一および数電子イベントを計算し、SENSEIデータに焦点を当てた(スキッパー)CCDベースの実験でそれらを定量化するシミュレーションを実行する理論的方法を提示します。フェルミ研究所のMINOS洞窟で収集されました。シミュレーションでは、チェレンコフからの二次物質の生成と発光再結合が考慮されています。検出器材料における光吸収、反射、屈折および薄膜干渉。界面の粗さ、ドープされたCCD裏面の電荷と部分電荷収集(PCC)のダイナミクス。我々は、いくつかの体系的な不確実性、特に裏面電荷拡散モデリングから生じる不確実性を考慮します。これは、「基準」モデルと「極端」モデルで推定され、前者のモデルの方がPCCデータとのより良い一致を示します。チェレンコフ光子は、両方のモデルで観測された単一電子事象の約40%を構成していることがわかりました。放射再結合率は基準モデルでは無視できますが、極端なモデルではチェレンコフ率よりも大きくなる可能性があります。また、1電子イベントの同一ピクセルの一致から2電子イベントの割合を推定し、2電子率全体が放射イベントとスプリアス電荷の一致によって説明できることを発見しました。背景を考慮して、さまざまな暗黒物質モデルに対する将来のスキッパーCCDベースの実験の感度を予測します。暗黒物質の質量が1、5、および10MeVの光メディエーターモデルの場合、10kg年曝露とバックグラウンド緩和の成功による将来の実験では、9、3、および2次の感度が得られる可能性があることがわかります。バックグラウンドの改善を行わなかった実験と比較した場合、それぞれ規模が大きくなります。(要約)
私たちは、暗黒物質と標準モデル粒子の間の相互作用がゴーストのない重重力ポータルによって媒介されるモデルを検討します。重重力モデルは、通常の無質量重力子および一般的なバイメトリック物質結合と結合した大質量スピン2粒子を呼び出します。暗黒物質の直接検出の断面積が計算され、実験の限界に直面します。巨大なスピン2メディエーターの存在は、コア・カスプ問題を解決し、その結果、このような重力理論における暗黒物質結合を大幅に制約します。しかし、XENONnTやPandaX-30Tなどの今後の直接検出実験でモデルをテストできるパラメーター空間の窓がまだ残っています。このモデルは、$10^6$GeV程度の再加熱温度も予測します。
非局所宇宙論の歪み関数の再構築: モデルに依存しないアプローチ
ダランベール演算子の逆関数による歪み関数によって与えられる一般相対性理論の非局所的修正を考慮します。これらの用語を含めることは、非局所重力から始まる現在の宇宙の加速膨張を再現できる可能性によって動機付けられています。特に、現在の観測に基づいて、特定の宇宙論的歴史に頼らずに歪み関数の形状を再構築する、モデルに依存しない方法を提案します。非局所的な重力作用を局所化するために導入された補助スカラー場の時間発展を研究できるようにする、Pad\'e多項式に基づく数値手順について説明します。したがって、適切な境界条件を採用して、非局所的なラグランジアンの形式を再構築し、数値結果の最適な分析的近似を推測します。さらに、物質支配時代には歪み機能がオンになり、その影響は最新の宇宙時代まで遅れます。これにより、後期宇宙加速の自然な説明が得られ、宇宙定数の微調整の問題が回避されます。最後に、再構築プロセスにおける標準の$\Lambda$CDMバックグラウンドの適用に基づいて、予測を以前の結果と比較します。
超大陸サイクル全体にわたるコアとマントルの境界の熱流束パターンの変化
| Title |
Changes_in_core-mantle_boundary_heat_flux_patterns_throughout_the_supercontinent_cycle |
| Authors |
Juliane_Dannberg,_Rene_Gassmoeller,_Daniele_Thallner,_Frederick_LaCombe_and_Courtney_Sprain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03229 |
地球の磁場は外核のダイナモによって生成され、地球を有害な放射線から守るために重要です。ダイナモの駆動力としてのコアとマントルの境界熱流束の重要性が確立されているにもかかわらず、熱流束の不均一性が磁場にどのような影響を与えるかについては未解決の疑問が残っています。ここでは、地球力学モデリングソフトウェアASPECTの圧縮可能な全球3次元マントル対流モデルを使用して、地球上のコアとマントルの境界熱流束の分布とその経時的変化を調査します。有限要素シミュレーションで境界熱流束をより正確に計算するツールとしての一貫した境界磁束法の使用と、計算された熱流束パターンを地球ダイナモシミュレーションの境界条件として提供するワークフローについて説明します。私たちのモデルは、超大陸サイクル全体を含む、過去10億年間にわたるプレートの再構成を使用して、沈み込んだプレートの位置と沈下速度を決定します。この結果は、マントルの湧昇流と降下流がどのようにして核とマントルの境界に局所的な熱流束の異常を生み出すのかを示しており、この異常は地球の歴史を通じて大幅に変化し、最下部のマントルの性質や進化、さらには表面の沈み込み帯の構成に依存する。核とマントルの境界における高温構造と低温構造の分布は、位置、形状、数の点で超大陸周期全体を通じて変化しており、これらの構造が変動しており、地球の過去にはまったく異なる姿をしていた可能性があることを示しています。私たちの結果は、地質学的時間スケールにわたる地球の熱進化と磁場の安定性を理解することに影響を与えます。これらは、磁場に対するマントルの潜在的な影響についての洞察を提供し、内核の核形成と最下部マントルの過去の状態に関する疑問をさらに調査するための道を開きます。
極度の質量比のインスピレーションからの重力波の同定
| Title |
Identification_of_Gravitational-waves_from_Extreme_Mass_Ratio_Inspirals |
| Authors |
Chang-Qing_Ye,_Hui-Min_Fan,_Alejandro_Torres-Orjuela,_Jian-dong_Zhang,_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03520 |
TianQinやLISAなどの宇宙ベースの重力波検出器は、ミリヘルツ周波数で極質量比吸入(EMRI)を観測できる可能性があります。データからこれらのEMRI信号を正確に特定することは、天文学と物理学の詳細な研究を可能にする上で重要な役割を果たします。私たちは、データ解析の同定段階を目指し、軌道周波数の変化などの信号の主要な特徴をデータから抽出し、データを適切に適合できるパラメータ範囲を正確に特定することを目的としています。後続のパラメータ推論段階。この原稿では、物理パラメータに関する追加の事前情報なしでEMRI信号の識別を実証しました。階層検索によりEMRI信号の高精度測定を実現しました。これは、後続のパラメータ推論をガイドする物理パラメータの検索と、現象学的波形パラメータ$\omega_{0}$,$について$10^{-4}$までの精度レベルに達する現象学的波形によるセミコヒーレント検索を組み合わせています。\dot{\omega}_{0}$と$\ddot{\omega}_{0}$です。その結果、大質量ブラックホールの質量の測定相対誤差は4%未満であり、他のパラメータの相対誤差は0.5%以内に抑えられています。
ディラックニュートリノ質量 $(g-2)_\mu$ と $\Delta N_{\rm eff}$ を持つ一重項二重項フェルミオン暗黒物質
| Title |
Singlet-doublet_fermion_dark_matter_with_Dirac_neutrino_mass,_$(g-2)_\mu$_and_$\Delta_N_{\rm_eff}$ |
| Authors |
Debasish_Borah,_Satyabrata_Mahapatra,_Dibyendu_Nanda,_Sujit_Kumar_Sahoo,_Narendra_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03721 |
私たちは、一ループニュートリノ質量、ミューオンの異常磁気モーメントの生成に一重項-二重項フェルミオン暗黒物質(DM)が重要な役割を果たすスコトジェニック機構を介して光ディラックニュートリノ質量を生成する可能性を研究しています$(g-2)_\mu$だけでなく、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験の範囲内にある追加の相対論的自由度$\Delta{N_{\rmeff}}$も得られます。ニュートリノのディラックの性質が、$\left(g-2\right)_\mu$異常とDMレリック密度、および有効相対論的自由度$\Delta{N_{を満たすパラメーター空間内で興味深い相関関係をもたらす可能性があることを示します。\rmeff}}$。私たちは検出の見込みが有望な熱一重項二重項DMに固執していますが、$\Delta{N_{\rmeff}}$の熱的起源と非熱的起源の両方が調査されています。DM、$(g-2)$、その他の素粒子物理実験での検出の見通しに加えて、このモデルはCMB-S4やSPT-3Gなどの将来のCMB実験でも検証可能です。
