マーチソン広視野アレイによる再電離パワースペクトルの深さ 21cm エポックにおける超微弱な無線周波数干渉の証拠
| Title |
Evidence_of_Ultra-faint_Radio_Frequency_Interference_in_Deep_21~cm_Epoch_of_Reionization_Power_Spectra_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Michael_J._Wilensky,_Miguel_F._Morales,_Bryna_J._Hazelton,_Pyxie_L._Star,_Nichole_Barry._Ruby_Byrne,_C._H._Jordan,_Daniel_C._Jacobs,_Jonathan_C._Pober,_C._M._Trott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03851 |
我々は、21cmのパワースペクトル（PS）における極めて微弱な無線周波数干渉（RFI）汚染のスペクトル指紋の特定に特に重点を置き、2014年のマーチソン広視野アレイ（MWA）フェーズI観測シーズンの深い上限を提示する。\textsc{SSINS}RFIフラガーと一連のPSベースのジャックナイフテストの組み合わせを含む綿密なRFI除去の後、再電離エポック(EoR)21~cmPS信号の最小上限は$\Delta^2\14.7時間のデータを使用した赤方偏移7.1でのleq1.61\cdot10^4\text{mK}^2$at$k=0.258\text{hMpc}^{-1}$。より微弱なRFIがどのようにEoRPSを汚染する可能性があるかについての理解を活用することで、円筒形PS内の超微弱なRFI信号を識別することができます。驚くべきことに、この特徴は1時間未満のデータで形成されたPSで最も明白ですが、複数時間の統合では他の体系よりも優勢である可能性があります。PS検出における総RFIバジェットは非常に厳密であるため、この重要な積分動作は、将来の検出への潜在的な寄与を診断できるように、PS測定においてコヒーレントに積分された超微弱RFIをより現実的にモデル化する必要性を示唆しています。
ベクトル暗黒物質、インフレーション、および重力との非最小結合
我々は、縦方向巨大ベクトルボソンの形での宇宙論的暗黒物質生成メカニズムを提案します。私たちはGrahamらの研究に基づいて構築しています。大規模なベクトルと重力の非最小結合を含め、効果的な場の理論の観点から十分に動機付けられたセットアップを開発します。我々は、インフレーションから放射線が支配する宇宙に移行する際のベクトル場のダイナミクスを注意深く追跡し、インフレーション中の量子ゆらぎによって最初に励起された縦モードの後期の豊富さが、十分に弱い非宇宙の観測された暗黒物質の量を提供できることを示します。最小限の結合と広範囲のベクトル質量$5\times10^{-7}\lesssimm\,[{\rmeV}]\lesssim5\times10^{3}$。暗黒物質の最終的な存在量は、ベクトル質量と重力との最小でない結合という2つのパラメータに依存します。確率的重力波背景の生成を含め、この枠組みを調査するための実験の場について議論します。後者は特に興味深い。なぜなら、暗黒物質を生成するのと同じメカニズムが、小さなスケールでの大きな暗黒物質の等曲率摂動の二次効果を通じて、潜在的にLISA周波数帯での重力波の生成につながる可能性があるからである。私たちはこの方向への第一歩を踏み出し、このシナリオ内の暗黒物質のパラメータ空間に関して重力波実験が提供できる潜在的な情報を特定します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_1_Clusters_are_Consistent_with_Planck |
| Authors |
Andr\'es_N._Salcedo,_Hao-Yi_Wu,_Eduardo_Rozo,_David_H._Weinberg,_Chun-Hao_To,_Tomomi_Sunayama,_and_Andy_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03944 |
最近の銀河団存在量と弱いレンズ効果に関するダークエネルギー調査1年目(DES-Y1)の分析では、プランクとの5.6$\sigma$緊張における$\Omega_{\rmm}$および$\sigma_8$制約が生成されました。その研究では、この緊張は光学クラスター選択におけるモデル化されていない体系によって引き起こされることが示唆されています。クラスター選択をモデル予測に明示的に組み込む、新しいシミュレーションベースのフォワードモデリングフレームワークを紹介します。このフレームワークをDES-Y1データに適用すると、プランクとの整合性が見つかり、DES-Y1分析で見つかった緊張が解決されます。このアプローチを最終的なDESデータセットに拡張すると、$\Lambda$CDMパラメーターに対する堅牢な制約と、それに対応する宇宙論的モデルの強力なテストが生成されます。
光確率的観客場からの微調整を行わない原始ブラックホール
| Title |
Primordial_Black_Holes_without_fine-tuning_from_a_light_stochastic_spectator_field |
| Authors |
Ioanna_Stamou,_Sebastien_Clesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04174 |
私たちは、特定のインフレーション現象やエキゾチックな物理学への依存を回避する原始ブラックホール(PBH)形成のメカニズムを研究します。このシナリオでは、PBH形成につながる必要な大きな曲率変動は、この場が一時的にエネルギー密度を支配するとき、インフレーション中の軽い確率的観客場の量子変動によってインフレーション後に生成されます。我々は、インフレーション中およびインフレーション後のこのような観客フィールドのダイナミクス、誘発された曲率摂動の分布、およびPBHの大量生成につながる非ガウス尾部を計算します。プラトー状のポテンシャルの場合、このシナリオでは、熱履歴の影響を考慮すると、太陽質量スケールでピークを持つ拡張されたPBH質量分布が生成されます。このシナリオで注目すべき点は、パラメーターの微調整が存在しないことです。代わりに、場の確率論によって予測されるPBH存在量のすべての実現に対して人為的な選択を呼び出します。このシナリオは、微調整を必要とせず、最小限の成分でPBHを形成するための新しい視点を提供します。これは、特に最近パルサータイミングアレイによって観測されたブラックホール合体やナノヘルツ周波数でのバックグラウンドの重力波観測などの観測テストに適しています。
クラスターの広範囲にわたる質量分布の CMB レンズ分析
| Title |
A_CMB_lensing_analysis_of_the_extended_mass_distribution_of_clusters |
| Authors |
Facundo_Toscano,_Heliana_Luparello,_Elizabeth_Johana_Gonzalez_and_Diego_Garcia_Lambas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04387 |
この研究の目的は、宇宙マイクロ波背景(CMB)データを使用して、大規模な銀河団の質量分布に関連する異方性の弱いレンズ信号を研究することです。この目的のために、赤方偏移範囲[0.4、0.5]内のSDSSDR8redMaPPerクラスターを中心とするPlanckCollaboration2018CMBレンズコンバージェンスマップのパッチをスタックします。収束パラメータkの平均動径プロファイルを取得し、40Mpc/hものスケールで強い信号を検出します。銀河のメンバーの分布によって定義された長軸に沿ってクラスターを配向することにより、平行配向と垂直配向の収束プロファイルの間に大きな違いがあることがわかります。平行方向に沿ったプロファイルの振幅は、垂直方向に沿ったプロファイルの振幅よりも約50%大きく、クラスターが周囲の質量分布とよく揃っていることを示しています。異方性表面質量密度を持つモデルから、弱いレンズシアー推定から得られた結果と比較して、銀河団の質量と楕円率の両方について適切な一致が得られ、銀河団メンバーの分布と大規模銀河団との間の相関関係の強力な証拠が見つかりました。質量分布。
JWSTトランジット分光観測中のTRAPPIST-1からのフレアの近赤外スペクトルの特性評価
| Title |
Characterizing_the_Near-infrared_Spectra_of_Flares_from_TRAPPIST-1_During_JWST_Transit_Spectroscopy_Observations |
| Authors |
Ward_S._Howard,_Adam_F._Kowalski,_Laura_Flagg,_Meredith_A._MacGregor,_Olivia_Lim,_Michael_Radica,_Caroline_Piaulet,_Pierre-Alexis_Roy,_David_Lafreni\`ere,_Bj\"orn_Benneke,_Alexander_Brown,_N\'estor_Espinoza,_Ren\'e_Doyon,_Louis-Philippe_Coulombe,_Doug_Johnstone,_Nicolas_B._Cowan,_Ray_Jayawardhana,_Jake_D._Turner,_Lisa_Dang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03792 |
我々は、岩石系系外惑星の通過中のTRAPPIST-1からの恒星フレアのJWST近赤外分光法の最初の解析を発表する。TRAPPIST-1b、f、gの通過中に、NIRISSでは0.6〜2.8$\μ$m、NIRSpecでは0.6〜3.5$\μ$mで4つのフレアが観察されました。P$\alpha$とBr$\beta$線の発光を発見し、1～3.5$\mu$mの波長でのフレア連続体の特徴を初めて明らかにしました。観察されたラインには、H$\alpha$、P$\alpha$-P$\epsilon$、Br$\beta$、HeI$\lambda$0.7062$\mu$m、2本のCaII赤外線トリプレット(IRT)ライン、およびHeIIRT。これらの線の光度曲線の形状の変化とともに、P$\alpha$-P$\gamma$からの逆パッシェン減少が観察されます。4つのフレアすべての連続体は、光の波長で通常観察される温度よりも低い5300K未満の実効温度での黒体放射によってよく説明されます。0.6--1$\mu$mスペクトルはTESS応答と畳み込まれ、TESSバンドパスにおけるTRAPPIST-1のフレア率を測定できるようになりました。通過スペクトルに影響を与えるのに十分な大きさの10$^{30}$ergのフレアが3.6$\substack{+2.1の割合で発生していることがわかりました。
それほど速くないケプラー 1513: エクソムーン回廊における不穏な惑星侵入者
| Title |
Not_So_Fast_Kepler-1513:_A_Perturbing_Planetary_Interloper_in_the_Exomoon_Corridor |
| Authors |
Daniel_A._Yahalomi,_David_Kipping,_David_Nesvorn\'y,_Paul_A._Dalba,_Paul_Benni,_Ceiligh_Cacho-Negrete,_Karen_Collins,_Joel_T._Earwicker,_John_Arban_Lewis,_Kim_K._McLeod,_Richard_P._Schwarz,_Gavin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03802 |
通過タイミング変動(TTV)は、惑星と惑星の相互作用、惑星と月の相互作用、恒星の活動など、さまざまな物理現象によって引き起こされる可能性があります。最近の研究では、衛星のおよそ半数が、恒星の周りの主惑星の2～4周分の範囲で、短い周期で高速TTVを引き起こすことが示されている。この期間範囲のケプラーTTVデータの調査により、主要な関心対象の1つであるケプラー1513bが特定されました。ケプラー-1513bは、$0.53^{+0.04}_{-0.03}$AUの後期G型矮星を周回する$8.05^{+0.58}_{-0.40}$$R_\oplus$惑星です。ケプラー測光法を使用したこの最初の分析では、ケプラー1513bのTTVが月と一致していることが示されました。今回我々は、最後のケプラー太陽面通過からほぼ10年後に、地上での観測とTESSによる宇宙での測光の両方を使用して、さらに2回の太陽面通過の測光観測を報告する。これらの新しいトランジット観測により、元の短周期TTV信号に加えて、これまで検出されていなかった長周期TTVが導入されます。完全な通過データセットを使用して、非通過惑星、月、または恒星の活動が観測されたTTVを誘発する可能性があるかどうかを調査します。私たちは、非通過摂動惑星だけが観測されたTTVを再現できることを発見しました。さらに、ケプラー測光法でトランジット折り紙を実行し、月の仮説に対して独立して圧力を加えます。具体的には、ケプラー1513bのTTVは、5:1周期外の広い軌道$\sim$5$\%$上にある外部の非通過$\sim$土星の質量惑星、ケプラー1513cと一致していることがわかります。ケプラー１５１３との比ｂ．この例では、エクソムーン回廊における惑星侵入者のこれまで未確認の原因、つまり観測のベースラインが不十分であることが紹介されています。
Euclid: 深層学習を使用したシミュレーション画像内の小惑星の縞の識別
| Title |
Euclid:_Identification_of_asteroid_streaks_in_simulated_images_using_deep_learning |
| Authors |
M._P\"ontinen_(1),_M._Granvik_(1_and_2),_A._A._Nucita_(3_and_4_and_5),_L._Conversi_(6_and_7),_B._Altieri_(7),_B._Carry_(8),_C._M._O'Riordan_(9),_D._Scott_(10),_N._Aghanim_(11),_A._Amara_(12),_L._Amendola_(13),_N._Auricchio_(14),_M._Baldi_(15_and_14_and_16),_D._Bonino_(17),_E._Branchini_(18_and_19),_M._Brescia_(20_and_21),_S._Camera_(22_and_23_and_17),_V._Capobianco_(17),_C._Carbone_(24),_J._Carretero_(25_and_26),_M._Castellano_(27),_S._Cavuoti_(21_and_28),_A._Cimatti_(29),_R._Cledassou_(30_and_31),_G._Congedo_(32),_Y._Copin_(33),_L._Corcione_(17),_F._Courbin_(34),_M._Cropper_(35),_A._Da_Silva_(36_and_37),_H._Degaudenzi_(38),_J._Dinis_(37_and_36),_F._Dubath_(38),_X._Dupac_(7),_S._Dusini_(39),_S._Farrens_(40),_S._Ferriol_(33),_M._Frailis_(41),_E._Franceschi_(14),_M._Fumana_(24),_S._Galeotta_(41),_et_al._(76_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03845 |
ESAユークリッド宇宙望遠鏡の画像には最大150,000個の小惑星が表示され、ユークリッドの機器はこれらの天体のマルチバンド視覚から近赤外測光とスリットレススペクトルを提供します。ほとんどの小惑星は画像内に縞として表示されます。画像と小惑星の数が多いため、自動検出方法が必要です。StreakDetソフトウェアに基づく非機械学習アプローチが以前にテストされましたが、結果は短い縞やかすかな縞に対して最適ではありませんでした。私たちは、深層学習を使用して、ユークリッド画像内の小惑星の縞を検出する機能を向上させることに着手しました。私たちは、シミュレートされたEuclid画像を使用して3ステップの機械学習パイプラインを構築、トレーニング、テストしました。まず、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)が完全な画像内の縞とその座標を検出し、検出の完全性(再現率)を最大化することを目指しました。次に、リカレントニューラルネットワーク(RNN)が、CNNによっていくつかの部分で検出された長い縞のスニペットを結合しました。最後に、勾配ブーストツリー(XGBoost)は、異なるEuclid露出間で検出された縞をリンクして、偽陽性の数を減らし、サンプルの純度(精度)を向上させました。ディープラーニングパイプラインは完全性を上回り、StreakDetソフトウェアに基づく非機械学習パイプラインと同様の純度レベルに達しています。さらに、深層学習パイプラインは、StreakDetよりも0.25～0.5等級暗い小惑星を検出できます。深層学習パイプラインにより、StreakDetソフトウェアと比較して、検出される小惑星の数が50%増加する可能性があります。特に、ストリーク座標の精度の向上と、複数の露光にわたる検出のリンクを含むパイプラインの最終段階の完全性の向上において、さらなる改良の余地がまだあります。
JWST を使用した海王星型トロヤの最初の近赤外分光調査: 赤色海王星型トロイの木と超赤色の海王星型トロヤの木馬の異なる表面組成
| Title |
First_Near-IR_Spectroscopic_Survey_of_Neptune_Trojans_with_JWST:_Distinct_Surface_Compositions_of_Red_vs_Ultra-Red_Neptune_Trojans |
| Authors |
Larissa_Markwardt,_Bryan_J._Holler,_Hsing_Wen_Lin,_David_W._Gerdes,_Fred_C._Adams,_Renu_Malhotra,_Kevin_J._Napier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03998 |
海王星のトロヤ群小惑星は、さまざまな光学色を持つことが観察されており、最も顕著なのは赤色(g$-$r<0.75)と超赤色(g$-$r>0.75)ですが、これらの異なる色の分類の根本的な原因はは不明です。近赤外分光法は、さまざまな物質の広い氷のバンドが近赤外領域に存在するため、これらの物体の表面組成のプローブとして使用できます。ここでは、JWSTのNIRSpec機器を使用した海王星のトロヤ群小惑星の分光調査の最初の結果を紹介します。8つの海王星のトロヤの木馬(NT)の近赤外スペクトルを、さまざまな光学色の分類に基づいて、またさまざまな氷のモデルスペクトルと比較します。私たちのターゲットのほとんどは、H$_2$OとCO$_2$の氷の薄い層で覆われた表面と一致していることがわかりましたが、確実にウルトラレッドとして分類される唯一のNTは、氷に加えて氷のトーリンで覆われています。CO$_2$。アイストーリンは、照射を受けると赤くなることが知られている物質であるため、これらの結果は、光学色の違いがこれらの物体の表面の照射の違いによるものであるという仮説を裏付けています。NTは非常に似た軌道を持っており、したがって現時点での放射線量はほぼ同様であるため、我々の結果は、これらの天体が独自の起源を持っているか、または衝突などの確率的擾乱によってこれらの天体の表面が進行中であることを示唆しています。
| Title |
Volatiles_in_the_H$_2$O_and_CO$_2$_ices_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Martin_Rubin,_Kathrin_Altwegg,_Jean-Jacques_Berthelier,_Michael_R._Combi,_Johan_De_Keyser,_Stephen_A._Fuselier,_Tamas_I._Gombosi,_Murthy_S._Gudipati,_Nora_H\"anni,_Kristina_A._Kipfer,_Niels_F._W._Ligterink,_Daniel_R._M\"uller,_Yinsi_Shou,_Susanne_F._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04095 |
チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星(67P)でのESAのロゼッタ探査機は、その軌道のかなりの部分を彗星に伴って行われた最初のミッションでした。搭載されていたのは、彗星の核内の氷から昇華する揮発性種の局所密度を測定するためのROSINA質量分析計スイートでした。これらの氷の性質を理解することがロゼッタの重要な目標でした。私たちはミッションのほぼ全体にわたって、67度の彗星主分子、すなわちH$_2$OとCO$_2$を一連の微量種とともに分析しました。私たちの調査により、CH$_4$やCOなどの揮発性の高い種の局所的な存在量は、H$_2$OとCO$_2$の両方の密度の線形結合によって再現されることが明らかになりました。これらの発見は、実験室ベースの非晶質氷の温度プログラム脱離実験と類似しており、揮発性の高い種がH$_2$OおよびCO$_2$氷に閉じ込められていることを示唆している。私たちの結果は、これらの揮発性の高い分子が支配的な氷の存在を示していません。最も可能性が高いのは、67Pが太陽系内部に偏向する前に、内部が熱処理されたために失われたと考えられます。H$_2$OとCO$_2$が同時に放出される割合の逸脱は、彗星がまだ太陽から遠く離れており、CO$_2$のガス放出に関連する揮発性の高い分子が豊富に存在する春分点の前にのみ観察できます。は低かった。対応するCO$_2$は季節性の霜である可能性が高く、前回の出現時に再凍結する前に閉じ込められていた揮発性の高い種が昇華して失われました。一方、COは同時期に上昇したため、さらなる調査が必要です。
THESAN プロジェクト: 再電離の時代にイオン化した気泡サイズをローカル環境に接続する
| Title |
The_THESAN_project:_connecting_ionized_bubble_sizes_to_their_local_environments_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Meredith_Neyer_(1),_Aaron_Smith_(2),_Rahul_Kannan_(3),_Mark_Vogelsberger_(1),_Enrico_Garaldi_(4),_Daniela_Gal\'arraga-Espinosa_(4),_Josh_Borrow_(1),_Lars_Hernquist_(5),_R\"udiger_Pakmor_(4),_Volker_Springel_(4)_((1)_MIT,_(2)_UT_Dallas,_(3)_York,_(4)_MPA,_(5)_Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03783 |
宇宙の再電離の重要な特徴は、初期の発光物体の周囲に電離したガスの泡が成長することです。これらの気泡の形成と合体と、その発生源である天体物理学的源との関係を理解することも同様に重要です。我々は、最先端のTHESAN放射線流体力学シミュレーションスイートを使用して気泡サイズを研究した結果を紹介します。このスイートは、放射線輸送と現実的な銀河形成を自己矛盾なくモデル化します。平均自由行程法を採用し、再電離エポック全体の各点($R_{\rmeff}$)における有効電離気泡サイズの変化を追跡します。早期にイオン化された領域ではゆっくりとした成長期間が存在しますが、後でイオン化された領域では、既存の大きなバブルにすぐに入るために急速なフラッシュイオン化プロセスが存在することを示しています。また、明るい光源が優先的に大きな気泡内に存在することもわかり、$z\gtrsim9$での最近の観測制約との整合性が見出されますが、サイズ分布が複雑な。我々は、高過密度領域はより大きな特徴的な気泡サイズを有するが、再イオン化が進行するにつれて相関関係が減少することを発見した。これはおそらく、大きな浸透した気泡の暴走形成が原因であると考えられる。最後に、領域が中性からイオン化に移行する赤方偏移($z_{\rmreion}$)と、特定の気泡サイズに達するまでにかかる時間を比較し、$z_{\rmreion}$が妥当であると結論付けます。小規模バブルサイズ統計のローカルプローブ($R_\text{eff}\lesssim1$cMpc)。しかし、より大きな気泡の場合、特に高い赤方偏移において、再電離の開始と大きな気泡の膨張との間の時間遅延により、$z_{\rmreion}$とサイズ統計の間の対応が弱まります。
JWST で隠された宇宙を明らかにする: $\mathbf{z\sim3-8}$ における恒星の質量関数に対する塵に覆われた銀河の寄与
| Title |
Unveiling_the_hidden_universe_with_JWST:_The_contribution_of_dust-obscured_galaxies_to_the_stellar_mass_function_at_$\mathbf{z\sim3-8}$ |
| Authors |
R._Gottumukkala,_L._Barrufet,_P._A._Oesch,_A._Weibel,_N._Allen,_B._Alcalde_Pampliega,_E._J._Nelson,_C._C._Williams,_G._Brammer,_Y._Fudamoto,_V._Gonz\'alez,_K._E._Heintz,_G._Illingworth,_D._Magee,_R._P._Naidu,_M._Shuntov,_M._Stefanon,_S._Toft,_F._Valentino,_M._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03787 |
赤外線観測における光学的に暗い大質量銀河の出現により、高赤方偏移の宇宙に関する私たちの見方がこれまで不完全であったことが明らかになりました。JWSTの出現により、$z>3$の銀河の静止系発光を高感度かつ空間分解能で初めて調査できるようになり、高い赤方偏移での銀河集団のより完全な個体数調査に向けて前進することができます。この目的を達成するために、JWST/CEERS調査から、JWSTバンドのみを使用して色選択された148個の巨大な塵に覆われた銀河のサンプルを紹介します。1.15$\μ$mから4.44$\μ$mまでの詳細なJWST/NIRCamデータと補助的なHST/ACSおよびWFC3データを使用して、BAGPIPESによるスペクトルエネルギー分布フィッティングを使用してサンプルの物理的特性を決定します。私たちの選択方法が、巨大な($\mathrm{\langle\logM_\star/M_\odot\rangle\sim10}$)と塵の多い($\mathrm{\langleA_V\rangle\sim2.7\mag)を効率的に識別することを示します。}$)源、大部分は$z>3$にあり、主に銀河主系列上にあります。この研究の主な結果は、$3<z<8$の間の赤方偏移から得られた光学的に暗い赤色の銀河の恒星質量関数(SMF)です。これらの銀河は、$3<z<のJWST以前の全SMFのかなりの部分を占めています。4$であり、$4<z<6$および$6<z<8$でJWST以前のSMFの高質量端を支配しており、これらの時代で銀河人口の調査が修正される必要があることを示唆しています。将来的にはより広い領域を調査する必要があるが、我々の結果は、$\mathrm{\logM_\star/M_\odot>9.25}$における恒星の積分質量密度が$\sim$20-25によって過小評価されている可能性があることをすでに示唆している。$z\sim3-6$では%、$z\sim6-8$では$\sim$110%。
球状星団の起源と形成は謎のままです。超高解像度シミュレーション(最小セルサイズ$<0.1\,\mathrm{pc}$、質量解像度$M_\mathrm{cell}=4\,\)で形成される古代の球状星団のような天体の形成シナリオを提示します。mathrm{M}_\odot$)。このシミュレーションは、局所群矮星の特性とよく一致する恒星の質量範囲$10^{6-7}\,\mathrm{M}_\odot$内の矮小銀河の宇宙論的ズームインシミュレーションです。私たちの調査により、現在の時代には暗黒物質が存在しないことを特徴とする、古代の恒星集団が存在していた球状星団が明らかになりました。星団は短い、エピソード的な星形成の歴史を示し、時には複数の星の世代の存在によって特徴付けられます。金属量の分布は、$10^{-4}<Z_\star/\mathrm{Z}_\odot<1$の範囲の星を取り囲むように広がっていることを示しています。これらの天体の存在は、宇宙の初期段階に低質量暗黒物質ハロー($M_\mathrm{halo}\about10^6\,\mathrm{M}_\odot$)内で起こった星形成に起因しています。前の再イオン化($z\gtrsim7$)。これらの星団が降着して矮銀河になると、暗黒物質は優先的に潮汐剥離を受け、平均降着赤方偏移は$\bar{z}\約5$になります。
アルマ望遠鏡による $z\sim 6$ OI 吸収関連銀河の最初のサンプルからの [CII] 発光の探索
| Title |
Searching_for_[CII]_Emission_from_the_First_Sample_of_$z\sim_6$_OI_Absorption-Associated_Galaxies_with_ALMA |
| Authors |
Yunjing_Wu,_Zheng_Cai,_Jianan_Li,_Kristian_Finlator,_Marcel_Neeleman,_J._Xavier_Prochaska,_Bjorn_H._C._Emonts,_Shiwu_Zhang,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Ran_Wang,_Xiaohui_Fan,_Dandan_Xu,_Emmet_Golden-Marx,_Laura_C._Keating,_and_Joseph_F._Hennawi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03796 |
我々は、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）によって得られた、再電離時代の終わりにある6つの強力なOI吸収体場における[CII]と塵連続体の観測の最初の統計解析を報告する。Wuetal.で報告されている1つの[CII]エミッターと組み合わせます。(2021)では、6つのフィールドで1つのOI関連[CII]エミッターを検出しました。非検出フィールドでのOI吸収体の赤方偏移では、衝突パラメータ50kpcおよび$\pm200\{\rmkm\s^{-1}}$間の速度オフセット以内で検出限界より明るいエミッタはありません。平均された[CII]検出上限は$<0.06$Jy${\rmkm\s^{-1}}$(3$\sigma$)で、$L_{\rmの[CII]光度に相当します。[CII]}<5.8\times10^7\L_{\odot}$および[CII]ベースの星形成率${\rmSFR_{\rm[CII]}}<5.5$$M_\odot$年$^{-1}$。宇宙論的シミュレーションによると、[OI]吸収体の周囲の$\sim10^{-2.5}$[CII]放出体だけが検出限界に匹敵するSFRを持っていることが示唆されています。6つの領域のうちの1つでの検出が報告されていますが、アルマ望遠鏡の観測から得られたエミッターの数が桁違いに多いということは、金属濃縮を引き起こした大質量銀河の寄与が無視できないことを裏付けています。さらに、大きな衝突パラメータ（$>50$kpc）でのS/Nが$\約4.3$で、$\pm600$kms$^{-1}以内でより大きな流出速度を持つ14個の暫定銀河候補も見つかりました。$。将来、これらの検出が確認された場合、金属をより高速で長距離に押し出すメカニズムを理論面からさらに調査する必要があります。
超音速プロジェクト: JWST UV 視度関数のかすかな端を照らす
| Title |
The_Supersonic_Project:_Lighting_up_the_faint_end_of_the_JWST_UV_luminosity_function |
| Authors |
Claire_E._Williams,_William_Lake,_Smadar_Naoz,_Blakesley_Burkhart,_Tommaso_Treu,_Federico_Marinacci,_Yurina_Nakazato,_Mark_Vogelsberger,_Naoki_Yoshida,_Gen_Chiaki,_Yeou_S._Chiou_Avi_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03799 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、暗黒物質とバリオン超密度の間の超音速の相対運動が構造形成を調節する、宇宙の極めて初期の時代を探査することができます($z>\sim10$)。私たちは、高解像度AREPO流体力学シミュレーションを使用して、この「流速」を含む低質量銀河の形成を研究し、極度に暗い低質量銀河に至るまでの紫外光度関数(UVLF)と銀河恒星質量関数(GSMF)の理論的予測を提示します($M_{UV}>\sim-15$、$10^4M_\odot<=M_*<=10^8M_\odot)$。我々は、流速が全体的には初期の星形成を抑制するものの、一部の大型矮星では短期間の急速な星形成を誘発し、$z=12$でのUVLFの暗端の増強につながることを示す。我々は、JWSTの観測がこの強化された領域に近いことを実証し、UVLFがJWSTと将来の観測所にとって高赤方偏移における流速の重要なプローブを構成する可能性があることを提案します。
星形成領域DR21OHの4mm波長域でのスペクトル探査
| Title |
Spectral_Survey_of_the_Star_Formation_Region_DR21OH_in_the_4_mm_Wavelength_Range |
| Authors |
S._V._Kalenskii,_E._A._Mikheeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03858 |
大質量星形成領域DR21OHの4mm波長範囲でのスペクトル調査の結果を示します。SO、SiO、CCHなどの単純な二原子または三原子種から、CH$_3$OCHOやCH$_3$OCH$_3$などの複雑な有機分子まで、69個の分子とその同位体が検出されています。得られた結果は、3mmでの同じ情報源の調査結果を定性的に繰り返します。3mmと4mmで見つかった分子の在庫はかなりの範囲で重複しています。しかし、4mmでは、3mmの波長範囲で遷移が許可されていない種が多数見つかりました。DCN、DNC、またはSO$^+$。4mmで検出された分子の大部分は、HC$_3$NやCH$_3$CCHなどの高密度コアに一般的なものですが、検出された種の一部はホットコアに典型的なものです。後者には、複雑な有機分子CH$_3$OCHO、CH$_3$CH$_2$OH、CH$_3$OCH$_3$などが含まれます。しかし、検出されたこれらの分子の発光は、おそらく30Kに加熱されたガス中で発生したものと考えられます。のみ。スペクトル線スタッキングにより、複合種CH$_3$C$_3$N、CH$_3$CH$_2$CN、CH$_3$COCH$_3$を含む9分子が発見された。これは、分子雲の研究におけるこの方法の見通しを示しています。
| Title |
Velocity-Resolved_Reverberation_Mapping_of_NGC_3227 |
| Authors |
Misty_C._Bentz,_Madison_Markham,_Sara_Rosborough,_Christopher_A._Onken,_Rachel_Street,_Monica_Valluri,_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03904 |
近くのセイファート銀河NGC3227に焦点を当てた新しい残響マッピングプログラムの結果について説明します。測光および分光モニタリングは、2022年12月から2023年6月までラスカンブレス天文台の望遠鏡ネットワークを使用して実施されました。いくつかの光ブロード輝線で時間遅延を検出しました。H$\beta$の遅延は$\tau_{\rmcent}=4.0^{+0.9}_{-0.9}$日で最も長く、HeIIの遅延は最も短かったです。$\tau_{\rmcent}=0.9^{+1.1}_{-0.8}$日遅れます。また、観測されたさまざまな時間遅延に対応するさまざまな視線速度を伴う、H$\beta$輝線の速度分解挙動も検出します。積分されたH$\beta$時間遅延と輝線の変動成分の幅および標準スケール係数を組み合わせると、ブラックホールの質量は$M_{\rmBH}=1.1^{+0.2}_{-0.3であることが示唆されます。}\times10^7M_{\odot}$。H$\beta$輝線の完全な速度分解応答を現象論的コードCARAMELでモデル化すると、同様の質量$M_{\rmBH}=1.2^{+1.5}_{-0.7}\times10^が見つかります。7M_{\odot}$であり、H$\beta$を放出するブロードライン領域(BLR)が$\theta_i\about33の傾斜角で見ている双円錐形またはフレア状の円盤構造によって表される可能性があることを示唆しています。^{\circ}$と回転が支配的なガス運動を伴います。新しい光イオン化ベースのBLRモデリングツールBELMACは、最適なCARAMEL結果を仮定した場合、観察結果と概ね一致しますが、BELMACは回転と流入が等しく構成される厚いディスク形状と運動学を好みます。どちらのコードも、流出していない放射状に拡張され平坦化されたBLRを推論します。
塵粒子凝集の実験室としてのサブミリ銀河
高密度星間物質(ISM)での凝集は、最大の粒子のサイズを決定する重要なプロセスです。サブミリ銀河(SMG)のいくつかは、既知のさまざまな銀河集団の中で銀河規模で最も密度の高いISMをホストしているため、私たちはサブミリ銀河(SMG)を粒子凝集の実験室として使用します。私たちは、SMGで観察された典型的なダスト質量密度から推定される平均ISM密度に基づいて、このような高密度環境で粒子がどの程度の大きさになり得るかを調べます。また、恒星からの強いフィードバックから予想される超音速乱流のモデルに基づいた局所密度の強化についても検討します。凝固閾値速度を課さない無制限凝固モデルでは、乱流のマッハ数が$\mathcal{M}\gtrsim3$。遠赤外線（FIR）で観測された放射率指数$\beta\simeq2$は、そのような大きな粒子がSMG内で積極的に形成できないことを示しているため、この可能性は除外されます。これは、凝固が無制限に進行するわけではないことを意味します。30-$\μ$mの粒子は凝固閾値よりも大きな速度を持つはずです。理論的研究から得られた凝固閾値（上限）の粒子速度（$\sim0.08$kms$^{-1}$）を使用すると、粒子はおそらく$\mu$mサイズまでしか成長しない可能性があり、これは小さいですFIR放射率指数に影響を与えない程度に十分です。上記の結果は、SMGを使用して凝固に関連する物理プロセスを制限できることを示しています。
大質量星形成領域IRAS 16351-4722で発見された低質量線に富んだ核
| Title |
A_low-mass_line-rich_core_found_in_Massive_Star-forming_Region_IRAS_16351-4722 |
| Authors |
Meizhu_Liu,_Sheng-Li_Qin,_Tie_Liu,_Mengyao_Tang,_Sheng-Yuan_Liu,_Li_Chen,_ChuanShou_Li,_HongQiong_Shi,_Xiaohu_Li,_Tianwei_Zhang,_Ken'ichi_Tatematsu,_Fengwei_Xu_and_Yuefang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04045 |
我々は、アルマ望遠鏡による大質量星形成領域IRAS16351-4722(以下、I16351)に向かう345GHzでの連続体線と分子線の両方の観測を報告します。連続体の高空間分解能観測に基づいて、合計12個の圧粉磁心が検出されました。そのうち、高質量コア(11.6Msun)と低質量コア(1.7Msun)は豊富な分子線発光を示します。29種からの164個の分子遷移と25種からの104個の分子遷移が、それぞれ高質量コアと低質量コアで同定されています。CH3OH、CH3OCHO、CH3OCH3、C2H5OH、C2H5CNなどの複雑な有機分子(COM)が2つのコアで検出されます。局所熱力学的平衡(LTE)の仮定の下で、COMの回転温度とカラム密度はXCLASSソフトウェアで導出されます。低質量核と高質量核の最大回転温度値は、それぞれ約130Kと198Kであることが判明しました。さらに、高質量コアの線幅は、低質量コアの線幅よりも大きくなります。豊富な複雑な有機分子線遷移、高いガス温度、より狭い線幅は、大質量星形成領域に低質量線に富むコアの存在を初めて示し、一方、高質量線に富むコアはホットコアを示している財産。2つのコアのCH3OH、CH3OCHO、CH3OCH3およびC2H5OHの分子存在量を文献で報告されている他のホットコアおよびホットコリノと比較すると、ホットコアと低質量線に富むコアの両方が同時に検出されることがさらに確認されます。I16351。
高いスペクトル分解能での相互相関手法の改訂
相互相関手法は1974年から使用されており、1979年からはフーリエ法に基づく解析が適用されています。ただし、現在、この技術が開発されたデータよりも高いスペクトル分解能のデータが得られているため、何らかの改訂が適時であると思われます。この研究の主な目的は、TonryとDavisの方法を適応させ、非常に高いスペクトル分解能のデータを処理するためにそれを実装することです。我々はこの技術を、MUSE分光器とMEGARA分光器でそれぞれ取得した中分解能と高分解能の2つの異なる分光データセットに適用しました。これら2つの機器で得られた星のスペクトルを使用して、(i)入力パラメータを最適化しました。(ii)手法の仮定を分析しました。(iii)2つのデータセットの結果を比較しました。MUSEデータに適用される最適なメソッドパラメーターは、$k_{min}$$\sim$3、$k_{max}$$\sim$60、および512ビンであり、$\Delta$vの均一速度シフト値に対応します。=27.1km/秒。MEGARAデータの場合、$k_{min}$$\sim$3、$k_{max}$$\sim$350、および4096ビンの値を提案し、より高い解像度では相互相関関数がガウス挙動を失うことがわかりました。そこで、この種のデータに使用できる同等の数学的手法を開発しました。さらに、速度分散誤差分析は、この方法で導入される最大の誤差が星雲線の減算またはマスキングによるものであることを示唆しています。高スペクトル分解能データに相互相関技術を適用するために、それぞれ幅$\mu_{gg}$と$\mu_{gt}$で銀河間相関と星間銀河相関を計算することを提案します。次に、広がり関数の幅は$\sigma=\sqrt{\mu_{gg}^2-\mu_{gt}^2}$として計算できます。
NIKA2カメラを使用してNGC 891の星間物質をミリメートル波長で探査
| Title |
Exploring_the_interstellar_medium_of_NGC_891_at_millimeter_wavelengths_using_the_NIKA2_camera |
| Authors |
S._Katsioli,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_M._Baes,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_C._J._R._Clark,_I._De_Looze,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_M._Galametz,_F._Galliano,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_A._Hughes,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_A._P._Jones,_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._L._Smith,_J._Tedros,_F._Tabatabaei,_C._Tucker,_E._M._Xilouris,_N._Ysard,_and_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04204 |
IMEGINLargeProgramの枠組みの中で、我々はIRAM30メートル望遠鏡のNIKA2カメラを使用して、エッジオン銀河NGC891をそれぞれ1.15mmと2mm、FWHM11.1インチと17.6インチで観察しました。HerBIESEDコード(THEMISダストモデルと組み合わせた)によって適合された新しいNIKA2観測で強化された多波長データは、ISMの物理的特性を制約するために使用されました。拡散ダストディスクからの放射は中赤外からミリまでのすべての波長で検出されますが、中赤外観測ではコンパクトなHII領域からの暖かいダスト放射が明らかになります。mm超過放出の痕跡は銀河円盤の外側部分でも発見されている。さらに、SEDフィッティング分析により、小さな(<15オングストローム)ダスト粒子の質量分率が制限されました。私たちは、小さな粒子が銀河面の塵の総質量の9.5%を構成していることを発見しましたが、この割合は銀河面から遠く離れた場所(|z|>3kpc)では最大20%まで増加します。
回転曲線フィッティングモデル
| Title |
Rotation_Curve_Fitting_Model |
| Authors |
Sophia_Natalia_Cisneros,_Richard_Ott,_Meagan_Crowley,_Amy_Roberts,_Marcus_Paz,_Zaneeyiah_Brown,_Landon_Joyal,_Roberto_Real_Rico,_Elizabeth_Gutierrez-Gutierrez,_Phong_Pham,_Zac_Holland,_Amanda_Livingston,_Lily_Castrellon,_Summer_Graham,_Shanon_J._Rubin,_Aaron_Ashleya,_Dillon_Battaglia,_Daniel_Lopez,_Maya_Salwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04372 |
暗黒物質に関する重要な証拠の1つは、平坦な回転曲線の問題、つまり測定された銀河の回転曲線とその光量の不一致です。この問題に対する新しい解決策をここで紹介します。発光銀河と天の川のわずかに湾曲したフレームによるドップラーシフトに対する相対論的フレーム効果のモデルが導出されます。このモデルは、観察された発光物質プロファイルと1つの自由モデルパラメーターのみに基づいて、観察されたドップラーシフトされたスペクトル(発光質量を超える)を予測します。銀河回転プロファイルのSPARCデータベースで報告されている175個の銀河への適合と正確な測光測定が、この新しいモデルと暗黒物質およびMOND(RAR)モデルとの間で比較されます。SPARCサンプルでは175個の銀河が見つかりました。MOND-RARの平均換算カイ二乗値は175個の銀河で$\chi^2_r=4.22$、等温暗黒物質モデルの165個の銀河で$\chi^2_r=1.90$、そして我々が提示する新しいモデルは$\chi^2_r=172個の銀河の場合は2.39$。このモデルの意味について説明します。
不規則銀河NGC4449の超新星残骸
近くの不規則銀河NGC4449の星形成速度は約0.4太陽質量/年で、20,000年よりも若い70個のSNRが存在するはずです。これは、SNRが放射相に達する単位密度のISMに拡大する典型的な年齢です。我々は、これらのSNRを特定するために、光学イメージングと分光調査を実施しました。[SII]:H-alphaの比率が高い拡散ガスがNGC4449内に遍在しており、この一般的な診断をSNRに使用する際に混乱を引き起こすため、この作業は困難です。狭帯域干渉フィルター画像を使用して、近くのHII領域と比較して[SII]:H-alpha比が上昇している49個の天体を最初に特定しました。次に、Gemini-NとGMOSを使用して、これらのSNR候補のうち30個の高解像度スペクトルを取得しました。そのうち25個の[SII]:H-alpha比は0.5を超えていました。これらのうち、15個の星雲は、HII領域で観察されるものよりも高い[OI]:H-alpha比とより広い線幅という特性の組み合わせに基づいて、ほぼ確実にSNRです。残りも同様に有力な候補ですが、追加の確認が必要です。驚くべきことに、調査すべき優れたイメージングおよび分光データセットがあるにもかかわらず、Leonidaki(2013)が提案した候補のほとんどを確認することができません。NGC4449は表面輝度が高く、拡散ガスの[SII]:H-α比が高いため、おそらく極端なケースですが、高感度の高分解能光学分光法、または高空間分解能の無線またはX線観測の必要性を浮き彫りにしています。外部銀河の正確なSNR識別を保証できます。
CGM のシード: 衛星が天の川ハローの冷たい段階にどのように存在するか
| Title |
Seeding_the_CGM:_How_Satellites_Populate_the_Cold_Phase_of_Milky_Way_Halos |
| Authors |
Manami_Roy,_Kung-Yi_Su,_Stephanie_Tonnesen,_Drummond_B._Fielding,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04404 |
CGMにおけるコールドフェーズの起源は、非常に議論の余地のある問題です。私たちは、天の川銀河に似た主銀河の環銀河媒質(CGM)における低温ガス収支に対する衛星銀河の寄与を調査します。私たちは、3つの異なる衛星質量分布を使用して制御された実験を実行し、ラム圧力ストリッピングやストリッピングされた冷ガスの混合層での誘導冷却など、衛星がCGMに冷ガスを追加できるいくつかのメカニズムを特定しました。これら2つのメカニズムは、同等の量の冷たいガスをホストCGMに提供します。それほど重くない衛星($\leq10^9M_\odot$)は、短期間($\sim$0.5-1Gyr)ですべての冷たいガスを失うだけでなく、剥ぎ取られた冷たい雲も混合することがわかりました。高温のCGMガスにより急速に加熱されます。しかし、これらのそれほど重くない衛星からの恒星フィードバックは、剥ぎ取られたガスの運命を大きく変える可能性があります。フィードバックは、これらの衛星から剥ぎ取られた冷たい雲の表面積を増やしてより拡散させることにより、その破壊を加速します。一方、より大規模な衛星(LMCまたはSMCのような$\sim10^{10}M_\odot$)は、ホストCGMの総ガス量に数ギール分の低温ガスを追加する可能性があります。
銀河塵の成分が空間的に分離している証拠
| Title |
Evidence_for_Spatial_Separation_of_Galactic_Dust_Components |
| Authors |
Corwin_Shiu,_Steven_J._Benton,_William_C._Jones,_Jeffrey_P._Filippini,_Aur\'elien_A._Fraisse,_Johanna_M._Nagy,_Ivan_L._Padilla,_and_Juan_D._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04410 |
銀河塵成分の空間分離を探索するために、ハミルトニアンモンテカルロ(HMC)手法を使用したベイジアン混合モデルの実装を紹介します。\Planck高周波測定器(HFI)からの強度測定を利用して、このモデルを高緯度の銀河塵の放出に適用します。私たちの分析では、強度が空間的に変化する2集団ダストモデルが強く好まれており、各集団は単一成分のダストスペクトルエネルギー分布(SED)によってよく特徴付けられていることが明らかになりました。可能性には空間情報は組み込まれていませんが、私たちの調査により、非常に重要な空間的に一貫した構造が明らかになり、観察された空間分離の物理的起源が示されています。これらの結果は、可能性と入力データの選択に対して堅牢です。さらに、ベイジアン証拠計算によると、単一成分ダストモデルよりも有利です。黒体関数のWein側を制約するために\IRAS100\,$\mum$を組み込むと、スペクトル指数($\beta_d$)対温度$(T_d)$飛行機。複数集団のダストの存在は、宇宙マイクロ波背景放射の回復に頻繁に使用される成分分離技術に影響を及ぼします。
系統的に特定された最初の部分潮汐破壊現象の繰り返し
| Title |
The_first_systematically_identified_repeating_partial_tidal_disruption_event |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Vikram_Ravi,_Yuhan_Yao,_Muriel_Guolo,_Matthew_Graham,_Erica_Hammerstein,_Wenbin_Lu,_Matt_Nicholl,_Yashvi_Sharma,_Robert_Stein,_Sjoert_van_Velzen,_Eric_C._Bellm,_Michael_W._Coughlin,_Steven_L._Groom,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03782 |
潮汐破壊現象(TDE)は、星が超大質量ブラックホール(SMBH)の潮汐半径に入るときに発生します。星が潮汐半径をかすめるだけの場合、星の質量の一部が部分TDE(pTDE)に降着します。残りは周回を続ける可能性があり、周心部で再破壊され、pTDEの繰り返しを引き起こす可能性があります。pTDEは完全TDE(fTDE)と同じかそれ以上に一般的ですが、知られているものはほとんどありません。この研究では、体系的に選択されたサンプルAT\,2020vdqからの最初の繰り返しpTDEの発見を紹介します。AT\,2020vdqは当初、光学的および電波的にフレアするTDEとして特定されました。発見から約3ドル後、光学的に劇的かつ急速に再輝きました。光学フレアは、以前のTDEと比較して、著しく高速で明るいものでした。これには、非常に幅広い(${\sim}0.1c$)光学/UVスペクトルの特徴と微弱なX線放射($L_X\sim3\times10^{41}$\,erg\,s$^{-)が伴っていました。1}$)ですが、新しい電波放射コンポーネントはありません。一時的な光学/UVスペクトルの特徴と広帯域の光曲線に基づいて、AT\,2020vdqが繰り返しpTDEであることを示します。次に、それを使用してTDEモデルを制約します。特に、もともと非常に緊密な連星系にあり、ヒルズ機構によって潮汐力によってバラバラになった星が好まれます。また、pTDEの未知の分布によって支配される不確実性を考慮して、反復pTDEレートを$10^{-6}$から$10^{-5}$yr$^{-1}$galaxy$^{-1}$に制限します。タイムスケールを繰り返します。ヒルズの枠組みでは、これは銀河核内の二元成分の割合が数パーセント程度であることを意味します。
光学フレアを伴う VLASS 潮汐破壊イベント I: サンプルと光学的に選択された TDE との比較
| Title |
VLASS_tidal_disruption_events_with_optical_flares_I:_the_sample_and_a_comparison_to_optically-selected_TDEs |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Vikram_Ravi,_Dillon_Z._Dong,_Erica_Hammerstein,_Gregg_Hallinan,_Casey_Law,_Jessie_Miller,_Steven_T._Myers,_Yuhan_Yao,_Richard_Dekany,_Matthew_Graham,_Steven_L._Groom,_Josiah_Purdum,_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03791 |
この研究では、JanskyVLASkySurvey(VLASS)を使用して、無線で選択された6つの潮汐破壊イベント(TDE)の最初のサンプルを、一時的な光学的対応物とともにコンパイルします。電波で選択されたTDEの詳細な個体群研究を行うための統計はまだ不足していますが、これらのイベントを使用して、主銀河と電波放射の存在と相関する可能性のある光学的光曲線特性の傾向を示唆し、したがって光学的に選択されたTDEに情報を提供することができます。ラジオフォローアップキャンペーン。電波で選択されたTDEは、SMBH質量が低い主銀河と同様に、弱くて冷たい光学フレアを持つ傾向があることがわかりました。また、当社の無線選択TDEは、無線検出され光学的に選択されたTDEよりもエネルギーが高く、より大きな無線放射領域を持つ傾向があります。我々は、スーパーエディントン降着や強化された核周囲媒体を援用するなど、これらの傾向について考えられる説明を検討します。最後に、電波放射TDEレートを$\gtrsim10$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$に制約します。
楕円銀河中心から500pc以内のAGNパワーと分子ガス質量の関係
| Title |
The_relationships_between_AGN_power_and_molecular_gas_mass_within_500_pc_of_the_center_of_elliptical_galaxies |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Takuma_Izumi,_Hiroshi_Nagai,_Nozomu_Kawakatu,_Norita_Kawanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03794 |
楕円銀河の銀河核（AGN）における活動銀河核（AGN）のフィードバックを直接制御する物理量はまだ解明されていない。AGNの周囲で分子ガスが発見されたことは、そのガスがAGNに燃料を供給していることを示唆しています。そこで、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)のCO線(J=1-0、2-1、3-2)放出データを解析し、12個の正規楕円銀河の中心から500pc以内の分子ガスの質量を推定します。最も明るい銀河団(BCG)10個。質量(M_mol~10^5-10^9M_sun)は、P_cav~6.2x10^42(M_mol/10^7M_sun)^{0.68}ergで表されるAGNのジェット出力と相関関係があることがわかりました。s^{-1}。また、M_molが~1.4GHz(L_{1.4})および~100-300GHz(L_con)でのAGN連続体の輝度と相関していることもわかりました。P_cavは銀河規模の長期的なAGN活動を反映するのに対し、連続光度は局所的(~<500pc)な短期的なAGN活動を反映するため、我々の結果は、AGN活動が時間に関係なくガスの量に依存することを示唆しています。規模。一方で、AGN内のブラックホールの質量(M_BH)とP_cavの間に明確な相関関係は見つかりません。これはおそらくサンプル銀河のブラックホールの質量が類似しているためですが、M_BHではなくM_molがAGN活動を制御する主な要因であることを示唆しています。〜1.4〜300GHzのAGNからの連続放射の起源はほとんどがシンクロトロン放射であることを確認しました。
光学フレアを伴う VLASS 潮汐破壊現象 II: 中間幅のバルマー輝線とあいまいな極端なコロナ線放射体への接続を持つ 2 つの TDE の発見
| Title |
VLASS_tidal_disruption_events_with_optical_flares_II:_discovery_of_two_TDEs_with_intermediate_width_Balmer_emission_lines_and_connections_to_the_ambiguous_extreme_coronal_line_emitters |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Vikram_Ravi,_Wenbin_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03795 |
電波を発する潮汐破壊現象(TDE)の多波長特性は、ほとんど理解されていません。以前の論文で、我々は電波で選択され、光学的に検出されたTDEの最初のサンプルを発表しました。これには、後期(光フレア後${\sim}2$年)に関連する2つのイベント(VTJ1008とVTJ2012)が含まれていました。TDEではほとんど前例のない輝線の中間です。この論文では、これら2つのイベントを詳細に調査します。これらのイベントの多波長特性は、その他の点では光学的に選択されたTDEと一致します。それらは、星形成率が低いグリーンバレー、E+A/バルマー支配銀河とブラックホール質量$M_{\rmBH}\約10^{5-6}\,M_\odot$によってホストされています。光学フレアの形状は、光学的に選択されたTDEの形状と完全に一致していますが、ピークではわずかにかすかで冷たいです。両方のイベントからの電波放射は、$L_R({\rmGHz})\sim10^{38}$ergs$^{-1}$による広角の非相対論的アウトフローと一致しています。バルマー輝線とヘリウム輝線は両方のイベントから、半値全幅${\sim}700$kms$^{-1}$と非対称の線プロファイルで検出されます。VTJ1008はさらに、同様の幅の冠状線放射を示します。VTJ2012の線は、ホスト銀河に対して${\sim}700$kms$^{-1}$だけ赤方偏移しています。我々は、これらの現象が、極端なコロナラインエミッターのあいまいなクラスと多くの共通の特徴を共有していることを示します。私たちは、これらの線は放射衝撃、または核周囲媒体中の流出ガスの高密度の光イオン化塊に関連している可能性が高いと主張します。
球状星団 NGC 6522 内のパルサーの MeerKAT ビュー
| Title |
A_MeerKAT_view_of_the_pulsars_in_the_globular_cluster_NGC_6522 |
| Authors |
F._Abbate,_A._Ridolfi,_P._C._C._Freire,_P._V._Padmanabh,_V._Balakrishnan,_S._Buchner,_L._Zhang,_M._Kramer,_B._W._Stappers,_E._D._Barr,_W._Chen,_D._Champion,_S._Ransom_and_A._Possenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03800 |
我々は、MeerTIMEおよびTRAPUM大規模調査プロジェクトによってMeerKAT望遠鏡を使用して実行された、核崩壊球状星団(GC)NGC6522内のパルサーの発見と研究を目的とした観測の結果を紹介します。新たに2つの孤立したパルサーを発見し、クラスター内の既知のパルサーの総数は6つになりました。PSRJ1803$-$3002Eはスピン周期17.9msの穏やかにリサイクルされたパルサーですが、パルサーPSRJ1803$-$3002Fはスピン周期148.1msの遅いパルサーです。NGC6522には孤立した低速パルサーの存在が予想されており、進化のこの段階でのクラスターに関する以前の理論の予測が裏付けられます。さらに、パークス64m電波望遠鏡(ムリヤン)で撮影された古い観測結果を組み合わせた、ミリ秒パルサー(MSP)PSRJ1803$-$3002Cの暫定的なタイミングソリューションを提案します。この解は、GCの古い年齢とは対照的に、パルサーの特徴的な年齢が比較的小さいことを意味します。遅いパルサーと明らかに若いMSPの存在は、どちらもGCではまれであり、それらの形成が星団の進化段階に関連している可能性があることを示唆しています。
AGN円盤における重力波放射による合体恒星質量ブラックホール連星の形成
多くの恒星質量ブラックホール(sBH)は、銀河中心にある超大質量ブラックホールを周回すると予想されています。活動銀河核(AGN)を持つ銀河の場合、sBHは円盤内に存在する可能性があります。私たちは、このような円盤内での重力波放射によるsBH連星の形成を研究しています。私たちは、超大質量ブラックホールを周回する2つのsBHのダイナミクスを分析的に調べ、捕獲断面積を推定し、さまざまな周波数帯域での結合連星の離心率分布を導き出します。したがって、この方法で組み立てられた合体恒星質量ブラックホール連星$\sim50\%$は、LIGO-おとめ座-KAGRAバンド内で高い離心率$e\gtrsim0.5$を持つと推定されます。これらの合併のかなりの部分は、奇抜なインスピレーションではなく、直接的な急落につながります。アインシュタイン望遠鏡やLISAなどの将来の重力波検出器で計画されているように、ランダム速度が高く、超大質量ブラックホールに近く、または観測周波数帯域が低いsBHでは、より偏心した合体が観測されるだろう。
核崩壊超新星(CCSNe)や中性子星合体(NSM)などの高密度環境にあるニュートリノは、ニュートリノレプトン数の角度分布が特定の方向に沿ってゼロを横切ると、高速フレーバー変換(FFC)を受ける可能性があります。最近の進歩により、これらの交差点の検出における機械学習(ML)の有効性が実証されました。この研究では、2つの重要な方法で先行研究を強化します。まず、CCSNシミュレーションからの現実的なデータを利用し、完全なボルツマン方程式を使用してニュートリノ輸送を解きます。私たちは、現実世界のコンテキストにおけるML手法の適応性を評価し、その堅牢性を強化します。特に、人工データを扱う場合、より単純なモデルがより複雑なモデルよりも優れたパフォーマンスを発揮することを実証します。これは、MLのコンテキストにおけるバイアスと分散のトレードオフの注目すべき例です。また、MLトレーニング用の人工データセットを改善する方法も検討します。さらに、ML技術を拡張して、$\nu_x$と$\bar\nu_x$が異なる可能性があるシナリオに対応して、高レプトニックチャネルの交差を検出します。私たちの研究は、ML技術の広範な多用途性と有効性を強調しており、CCSNおよびNSMシミュレーションにおけるFFCの発生を評価する比類のない機会を提供しています。
| Title |
The_Evolution_of_Inclined_Binary_Black_Holes_in_the_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Alexander_J._Dittmann,_Adam_M._Dempsey,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03832 |
活動銀河核(AGN)に燃料を供給する降着円盤には、その場で形成された、または近くの星団から捕獲された多数の星やコンパクトな天体が収容されている可能性があります。埋め込まれた中性子星とブラックホールは連星を形成し、最終的には合体して、LIGO/VIRGOで検出可能な重力波を放出する可能性があります。AGN円盤は、ペア不安定質量ギャップにあるブラックホールが関与する大質量重力波イベントの発生に特に有望な環境であり、ブラックホール連星合体に対する電磁対応物を促進する可能性があります。しかし、連星形成の典型的な長さのスケールと、重力波が連星の螺旋を駆動する可能性のある長さのスケールは何桁も離れており、円盤内での連星合体が不確実になっている。これまでのバイナリの流体力学シミュレーションは、完全に2次元に制限されているか、ディスクの中央面に位置合わせされたバイナリに焦点を当てていました。ここでは、ある範囲の軌道傾斜角にわたる円盤に埋め込まれた連星の最初の三次元、高解像度、局所剪断箱流体力学シミュレーションを紹介します。逆行バイナリは順行バイナリの最大4倍の速さで縮小する可能性があり、AGNディスクと完全に整列(または反整列)していないバイナリはすべて整列するよう駆動されることがわかりました。このことの重要な結果は、最初に逆行する連星が、フォン・ツァイペル・リドフ・コーザイ振動によって連星の離心率が大きな値に達し、合体が促進される可能性がある傾斜を横断することです。また、AGN円盤との相互作用によって逆行連星の離心率が励起され、埋め込まれた連星の軌道に歳差運動を引き起こす可能性があることもわかりました。
天の川中性子星の合体によるrプロセスの総収量
二重中性子星連星系(DNS)が重元素を大量に生成することは現在では知られているが、二重中性子星連星系(DNS)が高速中性子捕捉(rプロセス)元素合成の唯一の場所であるか、あるいは主要な場所であるかについては、依然として多くの憶測が残っている。重元素が生成される主な方法。DNSの発生率、遅延時間、銀河環境は、太陽系と銀河系の元素存在量に対するDNSの寄与度の合計を推定する上で影響力を持っています。さらに、DNSの予想される元素収量は、星の質量や半径などの合体パラメータ自体に依存する可能性があり、これは現在、多くの銀河化学進化モデルでは考慮されていません。天の川銀河で観察されたDNSサンプルの特徴をガイドとして使用し、DNS集団が合体時に生成すると予想される核合成収量を予測し、その核合成の特徴を太陽系の重元素存在量パターンと比較します。要素。現在のモデルでは、現在のDNS母集団は、太陽系に比べて最も重い元素の生成が少ない一方で、より軽いrプロセス要素の生成を優先していることがわかりました。この矛盾は、最も重い要素の追加サイト、または現在観察されているものとは大きく異なるDNSの集団を暗示している可能性があります。
AtomDB の新しい共鳴散乱モデル: 銀河団および楕円銀河における線抑制への応用
| Title |
New_resonance_scattering_model_in_AtomDB:_application_to_line_suppression_in_galaxy_clusters_and_elliptical_galaxies |
| Authors |
Priyanka_Chakraborty,_Adam_Foster,_Randall_Smith,_Nancy_Brickhouse,_John_Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03892 |
この論文では、AtomDBデータベースに基づいた、シンプルでワンステップの自己矛盾のない高速共鳴散乱モデルrspecを紹介します。このモデルは、このようなX線スペクトルを光学的に太い線でフィッティングするために一般的に使用されるAPECモデルの代替として使用できます。現在のモデルは、一般に、影響の存在を検証し、適用可能な仮定の下で銀河団と楕円銀河のスペクトルモデリングを目的としています。我々は、rsapecをテストして、楕円銀河NGC4636とペルセウス座銀河団の線抑制を導き出し、それぞれ~1.24と~1.30の共鳴抑制を取得しました。
断続的な極端な BL Lac 1ES~2344+514 からの広帯域放射の複数年にわたる特性評価
| Title |
Multi-year_characterisation_of_the_broad-band_emission_from_the_intermittent_extreme_BL_Lac_1ES~2344+514 |
| Authors |
H._Abe,_S._Abe,_V._A._Acciari,_I._Agudo,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_C._Arcaro,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_I._Batkovi\'c,_J._Baxter,_J.Becerra_Gonz\'alez,_E._Bernardini,_J._Bernete,_A._Berti,_J._Besenrieder,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}_Bo\v{s}jak,_I._Burelli,_G._Busetto,_A._Campoy-Ordaz,_A._Carosi,_R._Carosi,_M._Carretero-Castrillo,_A._J._Castro-Tirado,_Y._Chai,_A._Cifuentes,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_F._D'Ammando,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_A._Del_Popolo,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_D._Dominis_Prester,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_G._Emery,_J._Escudero,_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03922 |
BLLac1ES2344+514は一時的に極端な特性を示すことで知られています(例:シンクロトロンSEDピークエネルギー$\nu_{synch,p}$が1keVを超えてシフトする)。これらの極端な状態はこれまでのところ、高フラックスレベルのときにのみ観測されていますが、一貫した状況を把握するには、追加の複数年にわたる観測キャンペーンが必要です。今回我々は、断続的な極限状態の系統的な特徴付けに焦点を当て、これまでに実施されたラジオからVHEまでの音源の最長調査を報告する。私たちの結果は、1ES2344+514が通常、磁束上昇期間中に$\nu_{synch,p}>$1keVを示すことを確認していますが、極端な状態が低磁束活動と一致する期間も見つかりました。したがって、強いスペクトル変動が静止状態で発生しますが、これは電子注入光度の変化を伴わない電子加速効率の増加によって引き起こされる可能性があります。また、$\nu_{synch,p}$の大きなシフトがない、強いX線フレア(1ES2344+514で最も明るいものの一つ)も報告しています。この特別なフレアの間、X線スペクトルはキャンペーンの中で最も穏やかなものの1つです。これは、BLLacで観察される、明るいときほど硬くなるという一般的な傾向が破られている、スペクトル進化の複雑さを明らかにします。低硬X線状態では、より低いエネルギーへのX線スペクトルの外挿に関して過剰なUV束が見つかります。このUV過剰は、少なくとも2つの領域が赤外線/光学/紫外線/X線の放射に大きく寄与していることを意味します。MAGIC、XMM-Newton、NuSTAR、およびAstroSatの同時観測を使用して、おそらく10GHz無線コアに関連する領域がそのような過剰を説明できる可能性があると我々は主張します。最後に、VHEフレアを調査し、0.3～2keV帯域に同時変動がないことを示します。時間依存のレプトニックモデリングを使用して、単一ゾーンのシナリオに反して、この挙動が2成分モデルで説明できることを示します。
最初のX線爆発中のマグネターSGR J1830$-$0645のAstroSat観測
| Title |
AstroSat_observation_of_the_magnetar_SGR_J1830$-$0645_during_its_first_X-ray_outburst |
| Authors |
Rahul_Sharma,_Chetana_Jain,_Biswajit_Paul_and_T._R._Seshadri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04079 |
ここでは、最初に検出されたX線バーストの開始から約1週間後、2020年10月16日に実施されたAstroSat観測に基づくSGRJ1830$-$0645のタイミングとスペクトル分析を紹介します。軟X線望遠鏡(SXT)と大面積X線比例計数管(LAXPC)で取得したデータを使用して、$\sim$10.4秒の周期で0.9$～$10keVのコヒーレント脈動を検出しました。パルスプロファイルは単一ピークで非対称であり、中性子星表面のホットスポットに起因する小さなピークで構成されていました。パルス化された部分はエネルギーとともに大幅に進化しました。5keV付近のエネルギーまで増加し、その後は急激に低下します。0.9--25keVSXT--LAXPCエネルギースペクトルは、温度$\sim$0.46keVと$\sim$1.1keV(放射半径はそれぞれ$\sim$2.4kmと$\sim$0.65km)の2つの熱成分で最もよく表されます。4kpcの距離を仮定します)、$\sim$0.39のフォトンインデックスを持つべき乗則コンポーネントを伴います。平均継続時間$\sim$33ミリ秒の67個のX線バーストを検出したことを報告します。最も明るいバーストは約90ミリ秒継続し、$\sim5\times10^{-9}$ergcm$^{-2}$の3～25keVのフルエンスを持っていました。
GRB 180720B の乱流磁場による逆衝撃によるガンマ線
| Title |
Gamma_rays_from_a_reverse_shock_with_turbulent_magnetic_fields_in_GRB_180720B |
| Authors |
Makoto_Arimoto,_Katsuaki_Asano,_Koji_S._Kawabata,_Kenji_Toma,_Ramandeep_Gill,_Jonathan_Granot,_Masanori_Ohno,_Shuta_Takahashi,_Naoki_Ogino,_Hatsune_Goto,_Kengo_Nakamura,_Tatsuya_Nakaoka,_Kengo_Takagi,_Miho_Kawabata,_Masayuki_Yamanaka,_Mahito_Sasada,_Soebur_Razzaque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04144 |
ガンマ線バースト(GRB)は、電磁的に最も明るい宇宙爆発です。これらは、生まれたばかりの恒星質量ブラックホールまたは中性子星によって相対論的速度(光速に近い速度)で放出されるプラズマ(ジェット)の平行流によって動力を供給されます。噴出物内からの短時間(通常は数十秒)のプロンプト$\gamma$線放出に続いて、超相対論的前方衝撃による長寿命の多波長残光放出が続く。この衝撃はGRB噴出物によってサーカンバースト媒体に打ち込まれ、次に穏やかな相対論的逆衝撃によって減速されます。最近ではテラ電子ボルトエネルギー$\gamma$線までの前方衝撃放射が検出されており、このような非常に高エネルギーの放射は逆衝撃からも予測されていた。今回我々は、最初の数百秒間でGRB180720Bからの光学的およびギガ電子ボルトエネルギーの$\gamma$線放射を検出したことを報告する。これは、噴出物に伝播する逆衝撃によるシンクロトロン放射と逆コンプトン放射によって説明され、低エネルギー性を示唆している。-磁化イジェクタ。私たちの光学測定では、平均偏光角の90度の変化と偏光度および角度の変動を伴う、外周媒体に打ち込まれた逆衝撃から順衝撃への明確な移行が示されています。これは、それぞれ逆方向衝撃と順方向衝撃における大規模なトロイダル磁場構造と放射状に引き伸ばされた磁場構造による乱流を示しており、これは相対論的衝撃とGRBジェットの物理学(発射、組成、散逸、粒子加速)と密接に結びついています。
RCW 103 のグローバル減速と X 線の結び目とリムの内側への動き
| Title |
Global_deceleration_and_inward_movements_of_X-ray_knots_and_rims_of_RCW_103 |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Takaaki_Tanaka,_Tsuyoshi_Inoue,_Hiroyuki_Uchida,_Takuto_Narita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04177 |
衝撃、噴出物の結び目、超新星残骸のコンパクトな残骸の運動学は、始原体と周囲の環境の性質についての洞察を与えます。我々は、マグネターをホストする超新星残骸RCW103のX線の結び目と縁の固有運動測定について報告する。1999年、2010年、2016年の3つの時代に得られたチャンドラデータが使用される。過去$\sim24$年間に、北部と南部の両方の地域で12ノットとリムの世界的な減速が見られますが、その年齢は2千年よりも大きいと考えられています。中には、移動方向を外側($\sim1,000$kms$^{-1}$)から内側($\sim-2,000$kms$^{-1}$)に変更した人もいました。私たちの発見は、残骸の北端と南端の両方での高密度媒体との衝突で説明できますが、残骸は風に吹かれた空洞内でまだ膨張している可能性があります。関連するマグネター1E161348$-$5055の固有運動は、おそらく$\およそ500$kms$^{-1}$の速度で検出されます。
ブラックホール過渡現象におけるタイプAの準周期振動 MAXI J1348-630
| Title |
Type-A_quasi-periodic_oscillation_in_the_black_hole_transient_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Liang_Zhang,_Mariano_M\'endez,_Federico_Garc\'ia,_Yuexin_Zhang,_Ruican_Ma,_Diego_Altamirano,_Zi-Xu_Yang,_Xiang_Ma,_Lian_Tao,_Yue_Huang,_Shumei_Jia,_Shuang-Nan_Zhang,_Jinlu_Qu,_Liming_Song_and_Shu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04208 |
我々は、ハイソフト状態におけるブラックホールX線連星MAXIJ1348-630のNICER観測で検出された7HzのA型準周期振動(QPO)のスペクトル特性とタイミング特性の詳細な解析を報告する。QPOは広くて弱く、0.5～10keV帯域での積分分数実効値振幅は0.9パーセントです。NICERの大きな有効面積と、線源の高フラックスおよび比較的長い累積露光時間のおかげで、タイプAQPOの最初のrmsおよび位相遅れスペクトルが構築されます。私たちの分析では、QPOの分数実効値振幅が、1keVでの1パーセント未満から6keVでの3パーセントまで、エネルギーとともに増加することが明らかになりました。QPOスペクトルの形状はComptonizedコンポーネントの形状と似ており、Comptonized領域が変動を引き起こしていることを示唆しています。QPO周波数での位相遅れは、最低エネルギーを基準として常に緩やかです。ソースの時間平均スペクトルとQPOのrmsおよび位相遅れスペクトルを時間依存のComptonisationモデルvkompthdkで結合してフィッティングすることにより、タイプAQPOの放射特性が垂直方向に拡張された次の式で説明できることがわかります。面積2300kmのコントン化された地域。
ブラックホールコロナエIIIにおけるリコネクションプラズモイドによるコントンゼーション：ペアプラズマのガイドフィールドへの依存性
| Title |
Comptonization_by_Reconnection_Plasmoids_in_Black_Hole_Coronae_III:_Dependence_on_the_Guide_Field_in_Pair_Plasma |
| Authors |
Sanya_Gupta,_Navin_Sridhar,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04233 |
私たちは、磁気的に支配された電子陽電子プラズマにおいて、さまざまな強度のガイド磁場（反転磁場に垂直）について、磁気リコネクションの二次元セル内粒子シミュレーションを実行します。このような条件下での磁気リコネクションは、ブラックホールの周囲の降着円盤コロナで機能する可能性がある。そこでは、逆コンプトン冷却電子を含むリコネクションプラズモイドの超相対論的バルク運動が軟光子をコンプトンアップ散乱させて、観察される非熱的硬X線を生成する可能性があることが示唆されている。シミュレーションは、磁化$3\leq\sigma\leq40$(反転磁場のエンタルピー密度とプラズマのエンタルピー密度の比として定義)とガイド磁場の強度$0\leqB_{\rmg}/B_0\leq1に対して実行されます。$(反転磁界強度$B_0$に正規化)。再結合プラズマの平均体積エネルギーは、流れの磁化には弱く依存するが、ガイド磁場の強度には強く依存することがわかりました。$B_{\rmg}/B_0=1$により、平均体積エネルギーは$B_の2倍小さくなります。{\rmg}/B_0=0$。同様に、平均値付近のバルク運動の分散（プラズモイドチェーンの運動における確率性の兆候）は、磁化（$\sigma\gtrsim10$の場合）には弱く依存しますが、ガイド磁場の強度に強く依存します。$B_{\rmg}/B_0=0$から$B_{\rmg}/B_0=1$までの2倍以上。つまり、強いガイド場($B_{\rmg}/B_0\sim1$)での再結合は、弱いガイド場($B_{\rmg}/B_0\sim0)よりも遅く、より規則的なプラズモイドのバルク運動を引き起こします。$)の対応物。
電波銀河ケンタウルス座 A からの核偏極の X 線から電波への調査
| Title |
An_X-rays-to-radio_investigation_of_the_nuclear_polarization_from_the_radio-galaxy_Centaurus_A |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Marin,_Thibault_Barnouin,_Steven_R._Ehlert,_Abel_Lawrence_Peirson,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Maria_Petropoulou,_Kinwah_Wu,_and_Iv\'an_Mart\'i-Vidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04260 |
ケンタウルス座Aは、地球に最も近い電波銀河の1つです。その近さにより、活動銀河核を広範囲に研究することができましたが、局所的な強い塵とガスの遮蔽のため、中心核の放出メカニズムは依然としてとらえどころがありません。汚染放射を除去する偏光測定の機能は、これまでの研究では近赤外線では利用されていませんでしたが、イメージングX線偏光測定エクスプローラー(IXPE)による2～8keVの偏光のごく最近の測定により、疑問が再び生じました。前面に。ケンタウルス座Aの核からの多波長放射に対する一般的な光子生成メカニズムが何であるかを判断するために、私たちは中央の小型コンポーネントのパンクロ偏光測定をアーカイブから検索しました。私たちはコアの全偏光束スペクトルエネルギー分布を構築し、シンクロトロンのセルフコンプトンモデルがラジオからX線帯域までの偏光束にうまく適合することを実証しました。シンクロトロン連続体の直線偏光は、光帯域から無線帯域まではジェット無線軸に対して垂直であり、より高いエネルギーではジェット無線軸に対して平行である。紫外帯域で観察された偏光角の滑らかな回転は、ジェットの磁場の向きがジェット軸に対して垂直になる、粒子加速サイトに近づく領域からのシンクロトロン放射に起因すると考えられます。この現象は、いくつかの高放射光ピークブレーザーのIXPE観測と一致して、ケンタウルス座Aの粒子加速の衝撃加速メカニズムを裏付けています。
第一断熱不変量と相対論的ジェットの輝度温度
| Title |
First_Adiabatic_Invariant_and_the_Brightness_Temperature_of_Relativistic_Jets |
| Authors |
Vasily_Semyonovich_Beskin,_Timur_Igorevich_Khalilov,_Vladimir_Ivanovich_Pariev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04370 |
相対論的ジェットにおける放射粒子の第一断熱不変量が保存されていると仮定して、ジェット軸に沿った輝度温度の変化を調べます。この場合、観察された輝度温度の中央エンジンまでの距離への依存性の破れが説明できることを示します。
測光マイクロレンズ調査によるブラックホールの質量スペクトルのもつれの解明
| Title |
Disentangling_the_Black_Hole_Mass_Spectrum_with_Photometric_Microlensing_Surveys |
| Authors |
Scott_Ellis_Perkins,_Peter_McGill,_William_Dawson,_Natasha_S._Abrams,_Casey_Y._Lam,_Ming-Feng_Ho,_Jessica_R._Lu,_Simeon_Bird,_Kerianne_Pruett,_Nathan_Golovich,_George_Chapline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03943 |
星やコンパクトな天体の形成メカニズムから核物理学に至るまで、現代の天文学では、基礎的な疑問に答えるために、天体の集団を理解するために調査を頻繁に活用しています。銀河内にある暗く孤立したコンパクトな天体の集団には、これらのトピックの多くに関連する重要な情報が含まれていますが、実際には重力マイクロレンズを介してのみアクセスできます。しかし、測光マイクロレンズによる観測物はレンズの種類によって縮退しており、ある事象を小型天体または恒星レンズ単独に関係するものとして分類できることはほとんどありません。この困難に対処するために、レンズの種類を確率的に、そしてレンズ母集団モデルと組み合わせて扱うベイジアンフレームワークを適用します。この方法により、単一イベントのレンズクラスの固有の不確実性にもかかわらず、レンズ集団の特性を推測することができます。我々は、平均質量$30M_{\odot}$の仮説的な原始ブラックホール(PBH)の集団を特徴付けるという文脈で、模擬地上測光測量におけるこの方法の有効性を調査した。シミュレートされたデータでは、私たちの方法は現在のブラックホール（BH）レンズ識別パイプラインを上回っており、暗黒物質に対するPBHの寄与を${\約}25$\%に共同で制限しながら、レンズのさまざまな部分母集団を特徴付けます。堅牢な推論の鍵となる私たちの方法は、母集団モデルの不確実性を無視できます。私たちは、恒星由来のBHのより低い質量カットオフを発見しました。これは、BHの質量ギャップを理解する上で観察可能な重要な要素ですが、シミュレーションで推論するのは特に困難です。この研究は、現在の測光マイクロレンズ調査から抽出される最先端のPBH存在量制約の基礎を築きます。
視野内の星の軌道を使用した大気チェレンコフ望遠鏡の方向決定のイメージング
| Title |
Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescopes_pointing_determination_using_the_trajectories_of_the_stars_in_the_field_of_view |
| Authors |
Mykhailo_Dalchenko_and_Matthieu_Heller_(on_behalf_of_the_CTA-LST_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04101 |
我々は、画像大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）の指向決定に対する新しいアプローチを提案します。この方法は汎用的なもので、多少の変更を加えればあらゆるIACTに適用できます。これは、IACTのメインカメラの視野内の星の軌道を使用し、専用の補助ハードウェアや特定のデータ取得モードを必要としません。この方法は2つの部分で構成されます。まず、望遠鏡の点広がり関数を考慮して、時間の関数として個々の星の位置を再構成します。次に、直交距離回帰法を使用して、再構成されたすべての星の軌道の同時フィッティングを実行します。この方法は特定の星の軌道を仮定しておらず、長い積分時間を必要とせず、あらゆるIACT観測モードに適用できます。この方法の性能は、大型望遠鏡プロトタイプ(LST-1)の試運転データを使用して評価され、この方法の安定性とLST-1望遠鏡の顕著なポインティング性能が示されています。
巨大メートル波電波望遠鏡の偏光規約の詳細な研究
| Title |
A_detailed_study_of_the_polarisation_convention_of_the_Giant_Metrewave_Radio_Telescope |
| Authors |
Poonam_Chandra,_S._Suresh_Kumar,_Sanjay_Kudale,_Devojyoti_Kansabanik,_Barnali_Das,_Preeti_Kharb,_Silva_Sasikumar,_Biny_Sebastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04335 |
この研究は、巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)の偏波規則を調査し、これらが標準的なIAU/IEEE規則に従っているかどうかを理解することを目的としています。GMRTアンテナは主焦点アンテナです。つまり、フィードに当たる放射は円偏波を反転します。この反射を考慮しないと、円偏光が逆転してしまいます。GMRT偏波規則を理解するために、いくつかのテストを実行しました。観測は、主にバンド2、3、および4をカバーするGMRT波長での偏光特性が既知であるいくつかの強力で高度に偏光したパルサーで実行されました。さらに、GMRTフィードから光ファイバーシステム、および光ファイバーシステムまでの偏光を追跡しました。ユーザー側へ。この研究では、GMRTチャンネル1と2が真のRとLであることが示されていますが、GMRTは主焦点機器であるため、皿による反射により偏光の感覚が逆転し、RCPをLCPに、またはその逆に変換します。これは考慮されておらず、このため、GMRTストークスのV符号とU符号を逆にして、IAU/IEEEの規則と一致させる必要があります。この目的は、すべての循環フィード、つまりバンド2、3、および4に対してチャネル1をLに再割り当てし、チャネル2をRに再割り当てすることで達成できます。線形フィードを持つバンド5については、研究はまだ決定的ではありません。
質量スペクトル全体にわたる原始星の降着による流出の調査: JWST NIRSpec IFU 3-5~$\mu$m 5 つの若い原始星のスペクトル マッピング
| Title |
Investigating_Protostellar_Accretion-Driven_Outflows_Across_the_Mass_Spectrum:_JWST_NIRSpec_IFU_3-5~$\mu$m_Spectral_Mapping_of_Five_Young_Protostars |
| Authors |
Samuel_Federman,_S._Thomas_Megeath,_Adam_E._Rubinstein,_Robert_Gutermuth,_Mayank_Narang,_Himanshu_Tyagi,_P._Manoj,_Guillem_Anglada,_Prabhani_Atnagulov,_Henrik_Beuther,_Tyler_L._Bourke,_Nashanty_Brunken,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Neal_J._Evans_II,_William_J._Fischer,_Elise_Furlan,_Joel_Green,_Nolan_Habel,_Lee_Hartmann,_Nicole_Karnath,_Pamela_Klaassen,_Hendrik_Linz,_Leslie_W._Looney,_Mayra_Osorio,_James_Muzerolle_Page,_Riwaj_Pokhrel,_Rohan_Rahatgaonkar,_Will_R._M._Rocha,_Patrick_Sheehan,_Katerina_Slavicinska,_Thomas_Stanke,_Amelia_M._Stutz,_John_J._Tobin,_Lukasz_Tychoniec,_Ewine_F._Van_Dishoeck,_Dan_M._Watson,_Scott_Wolk,_Yao-Lun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03803 |
InvestigatingProtostellarAccretion(IPA)は、NIRSpec+MIRIIFUを使用して、光度0.2～10,000L$_{\odot}$の5つの若い原始星の2.9～28$\mu$mスペクトルキューブを取得するサイクル1JWSTプログラムです。それらの主な降着段階。この論文では、空間解像度28～300auの内部840～9000auのNIRSpec2.9～5.3$\mu$mデータを紹介します。スペクトルは、上昇する連続体発光、深氷吸収、H$_{2}$、H~I、[Fe~II]からの発光、および発光と吸収におけるCO基本系列を示しています。連続体発光のマップには、5つの原始星すべての散乱光空洞が示されています。空洞内では、4つの$<320$~L$_{\odot}$原始星について[Fe~II]で平行ジェットが検出され、そのうちの2つはさらにBr-$\alpha$で追跡されています。[Fe~II]放出の節は最も明るい原始星に向かって検出され、$<30$~yrsの動的時間を持つ[FeII]放出の節が他の原始星のジェットで見つかります。H$_2$ではジェットが1つだけ追跡されていますが、4つの原始星のジェットではH$_2$とCOの結び目が検出されます。H$_2$が空洞を通って広がっているのが見られ、空洞が温かい分子ガスで満たされていることを示しています。単一の空洞の壁に沿って明るいH$_2$放出が見られますが、3つの空洞ではH$_2$放出の狭い殻が見つかり、そのうちの1つはその頂点に[Fe~II]の結び目を持っています。これらのデータは、広角風中の暖かい分子ガスやジェットの弓形衝撃によって加速されたガスに囲まれた原子/イオンガス内で追跡された平行ジェットを含む空洞を示しています。
He I で $\eta$ りゅうこつ座の衝突する風をたどる
$\eta$りゅうこつ座は、非常に明るく、エネルギーに満ちた衝突風連星です。私たちの視線に対するその軌道と向きの組み合わせにより、衝突する風の状態と形状を直接調査することができます。私たちは、過去1.3周回周期をカバーするグローバルジェットウォッチ天文台からのHeI5876および7065$\unicode{x212B}$光学線プロファイルを分析します。アパストロン全体にわたる持続的なカバレッジは、放出成分と吸収成分の明確なダイナミクスを明らかにします。輝線は軌道速度に従いますが、吸収線の1つはアパストロンの周囲でのみ検出され($0.08<\phi<0.95$)、軌道速度から大幅に逸脱した速度を示します。軌道運動。これらの偏差を解釈するために、このHeI吸収成分は衝撃後の一次風で形成され、私たちの視線が2つの風の衝突によって形成されたショックコーンと交差したときにのみ検出されると推測します。衝突する風の幾何学的モデルを双曲面の観点から定式化します。このモデルでは、主星の風の運動量と伴星の風の運動量の比という観点から、その頂点の開き角と位置がパラメータ化されます。この幾何学的モデルを吸収速度に当てはめると、$\eta$りゅうこつ座のパンクロマティック観測とシミュレーションと一致する結果が得られました。ここで提示されたモデルは、連星の風の運動量バランスの正確な幾何学形状を非常に高感度に調査するものであり、質量損失の緯度依存性を調査するために拡張することができます。
2012 年 10 月 5 日に内部太陽圏で観測されたステルス CME の回転
| Title |
Rotation_of_a_Stealth_CME_on_2012_October_5_Observed_in_the_Inner_Heliosphere |
| Authors |
Sandeep_Kumar,_Dinesha_V._Hegde,_Nandita_Srivastava,_Nikolai_V._Pogorelov,_Nat_Gopalswamy,_Seiji_Yashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04023 |
コロナ質量放出(CME)は、伝播方向、傾き、その他の特性が変化する可能性があります。これは、CMEが周囲の太陽風やその他の大規模な磁場構造と相互作用するためです。この研究では、コロナ写真と太陽圏画像を使用した2012年10月5日のステルスCMEの観測について報告します。最大58太陽半径までの異なる太陽心距離での段階的円筒殻(GCS)再構成を使用して推定したところ、CMEの継続的な回転、つまり傾斜角の増加の明確な証拠が見つかりました。IMFと太陽風パラメータの現場観測でのトロイダルおよび円筒形の磁束ロープのフィッティングから推定されるL1での傾きのさらなる増加が見つかりました。この研究は、太陽地球関係観測所(STEREO)に搭載された太陽圏イメージャー(HI)の観測の重要性を強調しています。特に、HI視野におけるCMEのGCS再構成は、太陽近傍とL1でのその場観測の間のギャップを埋めることが期待されます。CME傾斜の変化は、ステルスCMEの宇宙天気への影響に重大な影響を及ぼします。
白色矮星伴星を持つ ELM 白色矮星の軌道パラメータ: LAMOST J033847.06+413424.2
| Title |
Orbital_parameters_for_an_ELM_white_dwarf_with_a_white_dwarf_companion:_LAMOST_J033847.06+413424.2 |
| Authors |
Hailong_Yuan,_Zhenwei_Li,_Zhongrui_Bai,_Yiqiao_Dong,_Yao_Cheng,_Xuefei_Chen,_Zhixiang,_Zhang,_Mengxin_Wang,_Mingkuan_Yang,_Xin_Huang,_Yuji_He,_Liyun_Zhang,_Junfeng_Wang,_Yongheng_Zhao,_Yaoquan_Chu_and_Haotong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04108 |
二重白色矮星系は、重力波やIa型超新星の分野において天体物理学的に非常に重要です。COコア白色矮星の連星部分は約数パーセントですが、極度に低質量の白色矮星はすべて連星系内にあると考えられています。この研究では、二重縮退系J033847.06+413424.24、CO核白色矮星の周りを周回する極めて低質量のHe核白色矮星の軌道解を報告します。LAMOSTとP200を使用して、時間領域の分光観測が行われ、スペクトル大気パラメータは$T_{\rmeff}\sim22500$Kとlog$g\sim5.6$dexと推定されています。ガイアの視差、3D消滅、進化の軌跡を組み合わせると、半径$\sim0.12$$R_{\odot}$と質量$\sim0.22$$M_{\odot}$と推定されます。37の単一露光スペクトルで動径速度が測定され、軌道パラメータは$P=0.1253132(1)$日、$K1=289\pm4$km/s、$V_{sys}=-41\と推定されます。pm3$km/秒。動径速度に基づくシステム天体暦も提供されます。いくつかの測光調査からの光度曲線は、軌道変調を示していません。軌道解は、目に見えない伴星の最小質量が約0.60$M_{\odot}$で、傾斜角$60.0^{\circ}$の場合$\sim0.79$$M_{\odot}$であることを示唆しています。おそらくCOコア白色矮星です。この星系は約1Gyrで合体すると予想されている。現在の周期と距離($\sim596$pc)では、LISAに十分な強度の重力波を照射できません。LAMOST調査が進むにつれて、より多くの二重縮退システムが発見され、パラメータ化されることが予想されます。
G 星の分光調査のための最新の線リスト - I: 太陽光球の存在量の再決定
| Title |
An_Updated_Line_List_for_Spectroscopic_Investigation_of_G_Stars-_I:_Redetermination_of_the_Abundances_in_the_Solar_Photosphere |
| Authors |
T._Sahin,_M._Marismak,_N._Cinar,_S._Bilir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04129 |
我々は、波長範囲4080～6780AのG型星の存在量分析に役立つ可能性のある線リストを提案します。この線リストは、スペクトル領域が重複する調査/図書館(例:ELODIE/SOPHIEライブラリ、Gaia-ESOのUVES-580設定)、特に一般的なF型およびG型星の分析に使用されます。原子データは、情報源への詳細な参照によって補足されます。我々は、loggf値の不確実性を決定するために、恒星線と太陽の高解像度キットピーク国立天文台(KPNO)スペクトルを使用して太陽存在量を推定しました。より低い励起電位とgf値を利用し、修正された多重項テーブルを最初のガイドとして使用する体系的な検索を実行することにより、正確なgf値を持ち、スペクトルに混合がない24種の363系統を特定しました。太陽と太陽類似星HD218209(G6V)。この星のELODIEスペクトルとPolarBASEスペクトルの両方から正確かつ最新の存在量が得られました。Gaia-ESOコラボレーションによって提供されたGaia-ESO系統リストv.6との共通系統について、さまざまな種の特定の系統のgf値に重大な不一致があることを発見しました。
太陽エネルギー電子の起源を探る I: 加速領域プラズマ環境の特性を制約する
| Title |
Exploring_the_Origin_of_Solar_Energetic_Electrons_I:_Constraining_the_Properties_of_the_Acceleration_Region_Plasma_Environment |
| Authors |
Ross_Pallister,_Natasha_L._S._Jeffrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04229 |
太陽フレアの電子加速は効率的なプロセスですが、その特性(メカニズム、場所)は十分に制約されていません。硬X線(HXR)の放出により、私たちは太陽で高エネルギーの電子を日常的に観察しており、惑星間空間で高エネルギーの電子を検出することもあります。私たちは、加速領域のプラズマ特性(サイズ、温度、密度)をその場観察から制約できるかどうかを調べ、コロナ内の加速領域の位置を特定し、その場で観察された電子と太陽で観察された電子の間の関係を推測するのに役立ちます。。衝突効果と非衝突効果を考慮して、コロナから太陽圏（1.0天文単位まで）までの高エネルギー電子の輸送をモデル化します。コロナでは、電子は高温の過密領域を通って輸送されます。この領域の特性が太陽圏のさまざまな位置の電子スペクトル(フルエンスとピーク束)から抽出できるかどうかをテストします。低温で密度の高いコロナ領域では、分布のピークフラックスとフルエンスが1.0天文単位まで測定されるエネルギーが大幅に減少することがわかりました。その程度は、領域内のプラズマの温度と密度と相関しています。機器のエネルギー分解能が対応するピーク値を区別するには不十分な場合、[7-10)keVと[4-7)keV]keVのスペクトル比をより簡単に識別でき、同じ関係を示します。その場で検出されたフレア電子が、HXR放出電子に近い高温の過密領域で生成されたり、そこを通って輸送されたりする場合、このプラズマの特徴は、観測可能な低エネルギースペクトル(1～20keV)に存在するはずです。ソーラー・オービターなどのミッションでは、さまざまな太陽圏距離での撮影が可能です。
| Title |
The_existence_of_hot_X-ray_onsets_in_solar_flares |
| Authors |
Andrea_Francesco_Battaglia,_Hugh_Hudson,_Alexander_Warmuth,_Hannah_Collier,_Natasha_L._S._Jeffrey,_Amir_Caspi,_Ewan_C._M._Dickson,_Jonas_Saqri,_Stefan_Purkhart,_Astrid_M._Veronig,_Louise_Harra,_and_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04234 |
科学界では、太陽フレアの活動が主な衝撃エネルギーの放出よりかなり前に始まることがよく知られています。私たちの目的は、ソーラーオービター/STIXによって観測された4つの異なるフレアの初期段階を調査し、新たに加熱されたプラズマとフレアの構造およびダイナミクスとの関係を明らかにすることです。この分析は、地球と太陽周回機の両方から観測された4つのイベントに焦点を当てており、STIXの観測とGOES/XRSおよびSDO/AIAの観測を比較することができます。この現象の初期段階は、STIXおよびGOES分光分析を使用して研究され、等温温度や放出測定などのプラズマの物理的パラメータの変化が調査されました。さらに、加熱されたプラズマの位置を特定するために、STIX観測とAIA画像が組み合わせられました。衝撃相に先立つ明確な放出を伴うイベントは、最初から温度の上昇($>10\,\mathrm{MK}$)を示しており、これはSTIXによる検出前にエネルギー放出が始まったことを示しています。初期段階では温度はほとんど変化しませんが、放出量は約2桁増加し、一連の段階的により大きなエネルギー放出が行われることを示唆しています。最初のビンからのSTIXとGOESのスペクトル分析は、放出が$10\,\mathrm{MK}$を超える高温成分を含むマルチサーマルの性質を持っていることを示唆しています。この分析により、「ホットオンセット」の存在が確認され、STIXはGOESよりもさらに早くホットオンセットのパターンを検出しました。これらの温度の上昇は、STIXによる検出のかなり前にエネルギー放出が実際に始まっていることを意味します。したがって、高温開始は、太陽フレアの開始、初期の発達、さらには予測において重要である可能性があります。
M17 の前主系列大質量星の分光変動
| Title |
Spectroscopic_variability_of_massive_pre-main-sequence_stars_in_M17 |
| Authors |
A.R._Derkink,_M.C._Ram\'irez-Tannus,_L._Kaper,_A._de_Koter,_F._Backs,_J._Poorta,_M.L._van_Gelder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04287 |
大質量星の形成過程を研究することは困難です。大質量星の形成時間は短く、数が少なく、深く埋め込まれていることが多く、比較的遠くにあります。私たちの戦略は、星形成プロセスの結果を研究し、形成の残存痕跡を探すことです。私たちは、巨大なHII領域M17にある(大量の)前主系列(PMS)星のユニークなサンプルにアクセスでき、光球と星周円盤が示されています。目的は、高温ガス状円盤の変動特性を測定して、輝線の物理的起源を理解し、これらの円盤内の主要な物理プロセスを特定することです。我々は、約10年間にわたるM17の6つの若い星の複数のエポック(4～5エポック)VLT/Xシュータースペクトルを取得しました。積み重ねられたスペクトルを使用してスペクトル分類を更新し、星周の特徴を特定します。時間分散法(TVS)を使用して、スペクトル線の変動の範囲と振幅を決定します。ガス状の円盤を持つPMS星の双峰輝線は、系のピークツーピーク速度、V/R比、動径速度を決定するために使用されます。我々は、COバンドヘッドとCI放出を新たに検出する多くのディスク特徴を特定しました。そのうちの3つの星では、主に星周円盤に由来する線のスペクトル変動が、最大320km/sの速度範囲で検出されます。2つのPMS星では、青と赤のピークの比がピーク間速度と相関関係を示しており、これはおそらく円盤内のらせん腕構造によって説明されると考えられます。変動性のあるPMS星は、HRD内の同様の位置にありますが、円盤線と変動性において大きな違いを示しています。変動の範囲と時間スケールは、星ごと、ライン(セット)ごとに異なります。これらのPMS星の変動の原因として、高温のガス状の内部円盤における降着流、遅い円盤風、および/または円盤構造の兆候が見つかりました。
赤色矮星との暮らし: M 矮星の X 線、紫外線、Ca II 活動量と年齢の関係
近隣の恒星にある星の大多数はM矮星です。質量と光度が低いため、核進化の速度は遅くなり、天文学的な時間スケールに沿っても、星の観察可能な特性の変化は最小限に抑えられます。ただし、ボロメータの光度に比べて、比較的強力な磁気ダイナモと、その結果として生じるX線からUVへの活動を備えています。この磁気活動は時間の経過とともに観察可能なほど低下するため、M型矮星の潜在的な年齢決定要因となる可能性があります。この活動を観察することは、これらの星の外部大気を研究するために重要であるだけでなく、M型矮星の異なるスペクトルタイプのサブセット、たとえば内部が部分的に対流しているものと完全に対流しているものなどの挙動を比較するためにも重要です。恒星の天体物理学を超えて、M型矮星のX線から紫外線への活動を経時的に理解することは、ホストされている系外惑星の大気と居住可能性を研究するためにも重要です。特に、地球サイズの系外惑星は、他のどの種類の恒星よりもM型矮星の周回軌道上でよく発見されており、熱逃避(M型矮星のX線からUV活動によって引き起こされる)が、これらの惑星における主な大気損失メカニズムであると考えられています。$\textit{赤色矮星との暮らし}$プログラム(Engle&Guinan2023)の一部として構築された、最近調整されたM型矮星の年齢と回転の関係を利用して、我々は、M型矮星の活動の経時的進化を次の観点から分析しました。コロナ（X線）、彩層（ライマン$\アルファ$、およびCaII）、および全体的なX-UV（5--1700オングストローム）放射。ここで提示された活動と年齢の関係は、系外惑星の居住可能性と大気の喪失を研究するのに役立つだけでなく、M型矮星で働いているさまざまなダイナモと外部大気の加熱メカニズムを研究するのにも役立つでしょう。
サブkeVエネルギー領域における素粒子物理学
コヒーレント弾性ニュートリノ核散乱(CE$\nu$NS)や暗黒物質検出などのその他のレアイベント物理学の研究は、低エネルギー粒子相互作用に対する感度を高めることによって特に強化されています。複数の検出器技術を使用した実験では、地球上の最も強度の高いニュートリノ発生源である核破砕施設や原子炉でCE$\nu$NSを求めました。この論文は、将来有望なヨーロッパの核破砕源における改良された次世代CE$\nu$NSターゲットとして極低温純粋CsIを使用する実現可能性について報告します。ここで紹介する校正とシミュレーションは、過去の室温CsI[Na]の使用と比較して、単位質量あたりの観測可能なニュートリノ誘発事象の割合が少なくとも$\sim33$倍増加すると予測します。また、NCC-1701と呼ばれる大質量半導体ゲルマニウムダイオードを使用した動力原子炉であるドレスデン発電所で反ニュートリノからのCE$\nu$NSを初めて測定したことも報告されている。これらのニュートリノ結合の検出に関する各セクションでは、低エネルギー核反動に対するデバイスの応答を理解することの重要性が強調されています。最後に、サブkeVCE$\nu$NS信号を抽出するために開発されたツールの相乗効果を発見し、ミューオン崩壊のエキゾチックモード$\mu^+\xrightarrow{}e^+X$の探索が実行されました。宇宙論的に興味深い巨大ボソン暗黒物質候補について、これまで触れられていなかったパラメータ空間における新しい感度限界が提示される。
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。
アクシオンミラーを見る: 刺激された崩壊の全天分析
| Title |
Looking_in_the_axion_mirror:_An_all-sky_analysis_of_stimulated_decay |
| Authors |
Yitian_Sun,_Katelin_Schutz,_Harper_Sewalls,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_Wesley_Masui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03788 |
アクシオン暗黒物質(DM)は、刺激された減衰を介して明るい電波源のエコー画像を生成します。これらの画像は、アクシオン質量の半分を中心とするかすかな電波線として表示され、その線幅はDM速度分散によって設定されます。崩壊の運動学により、エコーは入射する刺激放射線源とほぼ反対の方向に放射される可能性があり、これはアクシオンが効果的に不完全な単色ミラーとして動作することを意味します。我々は、銀河系外電波点源、銀河超新星残骸（SNR）、銀河シンクロトロン放射（GSR）を刺激放射線源として使用した、アクシオンDM誘起エコー画像の全天解析を紹介する。総信号強度は、刺激放射線の個々のソースの未知の特性によって大きく影響されません。全天信号テンプレートの実現のアンサンブルを生成するために経験的分布からサンプリングします。CHIME、HERA、CHORD、HIRAX、BURSTTの予測を実行したところ、これらは新しいハードウェアを必要とせず、他の目的と同時に競合アクシオン実験として実行できることがわかりました。
圧縮性磁気流体力学乱流の時間特性
圧縮性磁気流体力学(MHD)乱流の時間特性は、基本的な未解決の問題のままです。全地球座標系における時空間解析に基づく最近の研究では、乱流の変動パワーの大部分はMHD波の分散関係に従わず、有限の波数を持つ非常に低い時間周波数を持っていることが示唆されています。ここでは、非線形効果が調和振動子の減衰のように作用する3つのMHDモードの分散関係のローレンツ拡張が、すべてのMHDモードの周波数スペクトルの多くの顕著な特徴を説明できることを実証します。低周波変動は、非線形プロセスによって拡大された平行波数が低いモードによって支配されます。3つのMHDモードのローレンツ広がり幅は、グローバルフレーム波数とのスケーリング関係を示し、各モードのエネルギーカスケードに本質的に関連しています。私たちの結果は、乱流の時間特性を調査するための新しい窓を提供し、圧縮性MHD乱流の包括的な理解を構築するための洞察を提供します。
| Title |
The_cosmic_variance_of_testing_general_relativity_with_gravitational-wave_catalogs |
| Authors |
Costantino_Pacilio,_Davide_Gerosa,_Swetha_Bhagwat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.03811 |
複数の重力波観測を組み合わせることで、一般相対性理論の厳密なテストが可能になり、単一事象解析では検出できない効果をターゲットにできます。観測されたカタログの有限サイズが大きな変動要因を引き起こすことを示します。一般相対性理論は、適切に説明されない場合、たとえそれが重力理論の基礎となっているものであっても、恣意的に大きな信頼性を持って除外される可能性があります。この効果は一般的であり、宇宙論のいわゆる「宇宙分散」に完全に類似しています。本質的に、すべての出来事を含むカタログは1つだけです。宇宙の分散は任意の大きなカタログに適用され、信号対雑音比が大きい「黄金の」観測値を選択しても抑制できないことを示します。我々は、対象となるテストの信頼性に不確実性を割り当てることを可能にするブートストラップ（つまり、繰り返しによるリサンプリング）に基づいた軽減戦略を提案します。私たちは、おもちゃのモデルと実際の重力波データの両方を使用して、私たちの発見を実証します。特に、最新のLIGO/Virgoカタログを使用して、ブラックホールのリングダウン特性に対する宇宙の分散の影響を定量化します。
磁気環境における重力子と光子の変換について
ゲルツェンシュタイン機構として知られる、特定の外部電場または磁場における重力子と光子の変換は、通常、光子の4つのポテンシャルを使用して処理されます。ただし、電場と磁場(EM)に関しては、湾曲した時空における磁場を適切に特定することが重要です。文献でよく行われているように、ミンコフスキー形式の場を誤って識別することによって、光子変換の最終方程式が、均一で一定の外部場における平面重力波の場合にのみ、横方向無痕跡ゲージで正しいことを示します。前者の方法でも、曲がった時空の4つのポテンシャルから電磁場を復元するには、その関係に含まれる計量を適切に考慮する必要があります。重力子変換方程式に計量摂動を含めることにより、磁気環境が重力波方程式に指数関数的不安定項を引き起こす可能性があることを示します。
対称遠隔宇宙論におけるゼロ以外の空間曲率
空間曲率がゼロでないフリードマン--レマ\^{\i}トレ-ロバートソン-ウォーカー宇宙論における対称遠隔$f\left(Q\right)$-重力を考えます。非線形$f\left(Q\right)$モデルの場合、宇宙定数項の有無にかかわらず、一般相対性理論の極限が常に存在します。deSitter解は常に理論と特定のモデルによって提供されます$f_{A}\left(Q\right)\simeqQ^{\frac{\alpha}{\alpha-1}}%~,~f_{B}\left(Q\right)\simeqQ+f_{1}Q^{\frac{\alpha}{\alpha-1}}$と$f_{C}\left(Q\right)\simeqQ+f_{1}Q\lnQ$はユニークなアトラクターであることが判明しました。したがって、STGRからのわずかな偏差により、宇宙論的定数項を導入することなく平坦性の問題が解決され、ド・ジッター展開につながる可能性があります。この結果は、一般相対性理論の三位一体の他の2つのスカラーに対するべき乗則理論によって得られる結果とは異なります。非線形対称テレパラレル理論を際立たせるものは、非ゼロの空間曲率を記述する非一致フレームで定義された接続によって提供される新しい自由度です。
非対称二重井戸ポテンシャルの準安定極小で初期化された相対論的スカラー場の偽の真空減衰を調査します。真の基底状態への遷移は、リアルタイムで明確に定義された初期値問題であり、閉じた時間経路上の非平衡場の量子理論で定式化できます。我々は、大きなN展開における主次次数での2粒子既約(2PI)量子実効作用の非摂動的枠組みを採用します。また、高温領域における格子上の古典的統計的場の理論シミュレーションと比較します。これにより、リアルタイムの減衰率が従来のユークリッド(バウンス)アプローチから得られる減衰率に匹敵することを示します。一般に、減衰率は時間に依存することがわかります。ダイナミクスをより包括的に説明するために、非平衡遷移プロセス中に凸になる時間依存の有効ポテンシャルを抽出します。真空初期条件の1点および2点相関関数の量子発展方程式を解くことにより、量子補正が古典的な統計的近似では捉えられない遷移を引き起こす可能性があることを実証します。
$10^{-17}$レベルでの弱い等価原理の衛星量子テストのプラットフォームと環境要件
| Title |
Platform_and_environment_requirements_of_a_satellite_quantum_test_of_the_Weak_Equivalence_Principle_at_the_$10^{-17}$_level |
| Authors |
Christian_Struckmann,_Robin_Corgier,_Sina_Loriani,_Gina_Kleinsteinberg,_Nina_Gox,_Enno_Giese,_Gilles_M\'etris,_Naceur_Gaaloul,_Peter_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04212 |
最近提案された時空探査および量子等価原理宇宙テスト(STE-QUEST)は、一般相対性理論の基礎となる弱い等価原理(WEP)の精密テストを実行することを目的としています。衛星に搭載された高精度量子センシングの理想的な動作条件を利用して、WEP違反の可能性を$10^{-17}$レベルまで検出することを目指しています。このレベルの性能は、宇宙船の制御に対する厳しい環境要件につながります。二重回折構成におけるルビジウムとカリウム同位体の二重種原子干渉計の動作を想定し、統計学的にE\"otv\"osパラメータ$\eta=10^{-17}$を達成するための制約を導き出します。そして体系的な不確実性。我々は、MICROSCOPEなどの以前の衛星ミッションの技術遺産が、STE-QUESTミッション提案の技術的準備の基礎となる提案された目的を達成するためのプラットフォーム要件を満たしていることを示します。
Statefinder 診断を使用した相互作用するダーク エネルギー モデルの識別
| Title |
Discriminating_interacting_dark_energy_models_using_Statefinder_diagnostic |
| Authors |
Raul_Carrasco,_Angel_Rincon,_Joel_Saavedra_and_Nelson_Videla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04324 |
現在の研究では、Statefinder診断を使用して、さまざまな相互作用ダークエネルギー(DE)モデルの比較研究を実行します。特に、DEとダークマター(DM)間のエネルギー伝達率$Q$の17の異なる形式に焦点を当て、以下のカテゴリに属します:i)DEとDMのエネルギー密度の線形モデル、ii)非線形モデル、iii)DEとDM間のエネルギー伝達の方向が変化するモデル、iv)エネルギー密度の導関数を含むモデル、v)一致パラメータ$\tilde{r}$の関数を介したパラメータ化された相互作用、そして最後に、vi)DEを使用せずに、DM間の自己相互作用を伴う2種類のモデルを検討します。これらのモデルはすでに文献で研究されており、その時点で利用可能な観測データに基づいています。バックグラウンドレベルでこれらを区別するために、減速パラメータ$q$に加えて、いわゆるStatefinderパラメータ$r$、$s$の計算と調査に基づいて、Statefinder診断を使用します。$r-q$、$r-s$平面上で相互作用するいくつかのモデルの進化の軌跡をプロットすると、Quintessence、ChaplyginGas、実行中の真空モデルなど、$\Lambda$CDMや他のDEモデルからのいくつかの特徴的な特徴と逸脱が見つかります(RVM）とガリレオン。
| Title |
A_Serverless_Architecture_for_Efficient_and_Scalable_Monte_Carlo_Markov_Chain_Computation |
| Authors |
Fabio_Castagna,_Alberto_Trombetta,_Marco_Landoni,_Stefano_Andreon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04346 |
科学データ分析、特に積分関数やベイジアン事後確率の推定などマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法が関与する場合、コンピューターの能力に対する需要は常に増加しています。このペーパーでは、クラウドベースのサーバーレスアーキテクチャを使用したMCMCの並列計算の利点について説明します。まず、計算時間を数千のプロセスに分散できるため、ユーザーが計算が完了するまで待つ時間を大幅に短縮できます。。第2に、複数のプロセスを並行して実行するために必要なオーバーヘッド時間はわずかであり、プロセスの数に対して対数的に増加します。第三に、サーバーレスアプローチでは、ウォーカーの数が増加した場合にコンピューティングインフラストラクチャを保守および更新したり、インフラストラクチャを最適に使用するようにコードを適応させたりするための時間のかかる作業が必要ありません。この利点は、実際の天文解析の事後確率分布の計算で説明されます。
