PSJ2107-1611: 磁束比異常を伴う新しい広分離の 4 重像レンズ クエーサー
| Title |
PSJ2107-1611:_a_new_wide-separation,_quadruply_imaged_lensed_quasar_with_flux_ratio_anomalies |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Dux,_Cameron_Lemon,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Dominique_Sluse,_Alain_Smette,_Timo_Anguita,_Favio_Neira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04494 |
我々は、明るいレンズアークを持つ、褶曲構成4.3インチ分離の四重レンズクェーサーであるPSJ2107-1611の発見を報告する。これは、複数の近くのPanを持つ事前に選択されたクエーサー候補のPan-STARRSgri画像上の畳み込みニューラルネットワークを使用して発見された。-STARRS検出ESO3.58m新技術望遠鏡のEFOSC2による分光追跡調査により、その源がz=2.673のクェーサーであることが明らかになり、ブレンドされたフォールド画像のペアは他の画像に比べて変形した太い線を示しています。カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡レガシーサーベイ、Pan-STARRS、レガシーサーベイ、およびビスタ半球サーベイにおける光学から近赤外線イメージングは、フォールドペア画像が約15倍暗すぎるため、滑らかな質量モデルと矛盾しています。変動性、時間遅延効果、および赤化は、複数エポックのイメージングと色情報によって除外され、システムは、10mJyの検出を持つ超大型アレイスカイサーベイSバンドの無線でかろうじて解決されます。電波束比は、滑らかな質量マクロモデルと互換性があります。このシステムは、強力なマイクロレンズを使用したクエーサー構造の将来の研究のためのユニークなツールを提供します。JWST/MIRI、VLT/MUSE、VLT/ERIS、およびヨーロッパ超長基線干渉計からのデータによる追跡調査のより詳細な分析は、今後の論文で発表される予定です。
k番目の最近隣統計を使用した非線形スケールからの堅牢な宇宙論的推論
| Title |
Robust_cosmological_inference_from_non-linear_scales_with_k-th_nearest_neighbor_statistics |
| Authors |
Sihan_Yuan,_Tom_Abel,_and_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04501 |
k番目最近隣(kNN)統計を使用して、非線形スケール(<50Mpc/h)から正確で信頼性の高い宇宙論的制約を導出する方法論を提示します。堅牢な最小スケールカットを選択し、銀河とハローの接続モデルを検証するための方法を詳しく説明します。相互検証を使用して、さまざまな要約統計量にわたって適切な適合と不偏な予測の両方を保証する銀河ハローモデルを特定します。我々は、kNNをrp~3Mpc/hの横スケールまで効果的にモデル化し、物質密度とクラスタリング振幅に対する正確で不偏な制約を達成できることを実証し、sigma_8に対する2%の制約につながります。当社のシミュレーションベースのモデルパイプラインは、シミュレーションコード、ハロー発見、宇宙論の事前分布など、さまざまなモデル体系に柔軟に対応します。Beyond-2p模擬チャレンジへのアプリケーションを通じて、このアプローチの有効性を実証します。私たちは、より複雑な銀河とハローの接続モデルをテストし、潜在的な観測体系に取り組むためのさらなる探査を提案します。
無線遺物の形成に関する複数の衝撃シナリオ
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A_multishock_scenario_for_the_formation_of_radio_relics |
| Authors |
David_C._Smolinski,_Denis_Wittor,_Franco_Vazza_and_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04504 |
電波遺物は、銀河団の郊外にある拡散シンクロトロン電波放射の巨大な発生源であり、銀河団内媒体の衝撃に関連しています。それでも、遺物を構成する相対論的粒子の起源は完全には理解されていません。ほとんどの遺物では、熱電子の拡散衝撃加速度(DSA)は、観測された電波束を説明できるほど効率的ではありません。この論文では、銀河団の磁気流体力学シミュレーションをラグランジュ追跡子と組み合わせて使用し、電波遺物の形成をシミュレーションします。フォッカー・プランクソルバーを使用して相対論的電子のエネルギースペクトルを計算し、遺物のシンクロトロン放射を決定します。私たちは、化石電子の再加速が電波遺物のシンクロトロン放射を説明する上で重要な役割を果たしていることを発見しました。複数の衝撃を通過した粒子は、電波遺物の全体的な明るさに大きく寄与し、実効加速効率を大幅に高めます。さらに、電波遺物の光度が熱電子のDSAで説明できるという仮定は、加速効率を$10^3$倍以上過大評価することにつながることがわかりました。
NIKA2 スニャエフ-ゼルドビッチ大規模プログラム: サンプルと今後の製品公開リリース
| Title |
The_NIKA2_Sunyaev-Zeldovich_Large_Program:_Sample_and_upcoming_product_public_release |
| Authors |
L._Perotto,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_R._Barrena,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_A._Ferragamo,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_A._Moyer-Anin,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Paliwal,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_C._Tucker,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04553 |
IRAM30m望遠鏡で動作するNIKA2カメラは、中赤方偏移および高赤方偏移における銀河団に対する熱スニャエフ・ゼルドビッチ効果の高角度解像度マッピングに優れています。NIKA2保証時間の一環として、SZ大規模プログラム(LPSZ)は、プランク衛星とアタカマ宇宙望遠鏡のカタログに含まれ、X線でも観測された、SZが選択した銀河団の代表的なサンプルをtSZマッピングすることを目的としています。XMMNewtonまたはChandraを使用します。2023年1月に観測を完了したので、標的質量($3<M_{500}/10^{14}M_{\odot}<10$)と赤方偏移($0.5<z<0.9$)にわたる38個のクラスターのtSZマップを提示します。範囲。個々のクラスターの最初の詳細な研究は、正確な質量測定のために、同様の角度分解能でtSZとX線観測を組み合わせる可能性を強調しています。これらは、今後のLPSZデータリリースに向けて、NIKA2生データから銀河団の熱力学特性に至る標準データ分析パイプラインの開発におけるマイルストーンでした。最終製品には、SZが選択した特徴的なサンプルを使用した、平均圧力プロファイルと観測可能な質量スケーリング関係の前例のない測定が含まれます。これは、クラスターに基づく宇宙論の精度を最終的に向上させるための鍵となります。
局所宇宙における宇宙の均一性を探る
私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)からの青色銀河の分光サンプルを宇宙トレーサーとして使用して、均一性への遷移スケール$R_H$を調査します。銀河サンプルの空間分布を考慮して、2点相関関数$\xi(r)$、球内のスケーリングされたカウント$\mathcal{N}(<r)$、およびフラクタル次元$\mathcal{D}を計算します。_2(r)$を使用してローカルユニバースの均一性スケールを定量化します($0.04<z<0.20$)。分析中のサンプルは、同じジオメトリとデータセットと同じ数の合成宇宙天体を持つ{\itrandom}および{\itmock}カタログと比較され、誤差を決定するための共分散行列が計算されます。均一性への移行に採用された基準は文献に従い、$\mathcal{D}_2(r)$が限界値$3$の$1$パーセントレベルに達したとき(つまり、$2.97$に達したとき)に達します。）スケールが大きくなるにつれて。$0.04<z<の$150\,302$SDSS青色銀河を含むサンプルに対して、実効赤方偏移$z_{\text{eff}}=0.128$で$R_H=70.33\pm10.74$Mpc$/h$が得られます。0.20ドル。さらに、元のボリュームのサブボリュームの均一性スケールを分析することによってロバスト性テストを実行し、一貫した結果を取得します。また、均質な合成データセットを疑似データとして検査する手順でアーティファクトの可能性もチェックし、そのような体系的なものが存在しないことを確認します。私たちの分析は低い赤方偏移($z<0.20$)のデータに集中しているため、半径方向の共移動距離を計算するために宇宙像を使用するのは興味深いことがわかります。したがって、この主題では、我々の分析は基準宇宙論モデルを使用しません。完全を期すために、宇宙像と基準宇宙論を使用して、移動距離推定の差を評価します。
再加熱によって制約されるインフレモデル
インフレーションモデルにおける再加熱の研究は、初期宇宙を理解し、インフレーションのダイナミクスとパラメータについての洞察を得るために重要です。再加熱温度$T_{re}$と$e$倍$N_{re}$の数で定量化される再加熱段階の継続時間は、粒子の生成、熱化、原始パワースペクトルに重大な影響を及ぼします。再加熱の継続時間は、暗黒物質を含む粒子の存在量に影響を与え、原始パワースペクトルと宇宙マイクロ波背景放射の異方性を形成します。宇宙論的観測と理論的考察を組み合わせることで、$T_{re}$と$N_{re}$の両方を制約することができ、それによってスペクトルインデックス$n_s$、テンソル対スカラー比$r$、およびインフレーションモデルも制約されますパラメーター。$n_s$や$r$などのオブザーバブル間の一貫性関係を利用すると、インフレーションモデルに追加の制約が与えられ、スカラースペクトルインデックスの実行などの他のオブザーバブルの境界が決定されます。これらの境界はモデルの実行可能性を評価するのに貴重であり、特定のモデルのベイズ分析で事前確率を指定するのに役立ちます。どのように進めるかの例として、観測量を正確に再現する一般化$\alpha$-アトラクターモデルの特定のケースを詳細に研究します。瞬間的な再加熱の条件の方程式を提示し、一貫性関係を確立し、宇宙論的データを使用して一般化された$\alpha$-attractorモデルを探索します。
| Title |
Observational_evidence_for_parametrized_emergent_dark_energy_models |
| Authors |
Sarath_Nelleri_and_Navaneeth_Poonthottathil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05594 |
最近の宇宙論的観測では、標準的な$\Lambda$CDMフレームワーク内の宇宙論的パラメーターの推定値に統計的に有意な緊張があることが示されています。最近の研究で、LiとShafielooは、$\Lambda$CDMモデルと同じ数のパラメータを持つ単純な現象学的創発暗黒エネルギー(PEDE)モデルを導入しました。彼らの研究では、このモデルが$\Lambda$CDMに代わる実行可能なモデルであり、ハッブル張力を緩和し、後期の宇宙加速を説明できることが明らかになりました。これに続いて、1つのモデルを他のモデルから区別し、bPEDEモデルとして指定される新しいパラメーター$b$がダークエネルギー表現に導入された一連のPEDEタイプのモデルを検討します。PEDEモデルと$\Lambda$CDMモデルは、bPEDEモデルの特殊なケースでした。PEDEモデルとは対照的に、bPEDEモデルは過去にダークエネルギーが存在することを実証する一方で、漸近的な将来にはダークエネルギーが存在しないことを示します。これらのモデルを観測ハッブルデータ(OHD)と比較すると、一連のbPEDEモデルがPEDEモデルや標準の$\Lambda$CDMモデルよりもデータによく適合していることがわかります。特に、最適なbPEDEモデルを使用して計算されたハッブル定数($H_0$)の値は、CMBR予測とほぼ一致しています。これは、モデルに依存しないOHDデータの組み合わせの有意水準約$3.4\sigma$で、局所的な測定値から大きく逸脱しています。この結果は、局所測定に関連する体系的な不確実性を再考することを示唆しています。最適なbPEDEモデルは、赤方偏移$z_T\sim0.78$での減速から加速への移行を予測します。これは$\Lambda$CDM予測とほぼ一致しています。bPEDEモデルによって予測される宇宙の年齢は$\sim14$Gyrで、$\Lambda$CDMモデルによって予測される宇宙の年齢よりわずかに高くなります。ステートファインダーの軌跡は、暗黒エネルギーの本質を明らかにします。
21 cm のグローバル信号解析と前景分離のための FlexKnot およびガウス プロセス
| Title |
FlexKnot_and_Gaussian_Process_for_21_cm_global_signal_analysis_and_foreground_separation |
| Authors |
Stefan_Heimersheim,_Leiv_R{\o}nneberg,_Henry_Linton,_Filippo_Pagani,_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05608 |
宇宙論的な21cm信号は、再電離時代を研究するための最も有望な手段の1つです。この信号の検出を目的とした実験の1つのクラスは、空の平均21cmの輝度温度を周波数の関数として測定する全球信号実験です。このような測定値の解釈と分析における重要なステップは、信号の残りの部分から前景の寄与を分離することであり、両方の成分の正確なモデルが必要です。信号(非フォアグラウンド)コンポーネントの現在のモデルは、宇宙論的および体系的な寄与を含む可能性がありますが、不完全であり、完全な信号を捉えることができません。データからこの成分を抽出するための2つの新しい方法を提案します。まず、前景直交ガウスプロセスを使用して、前景では説明できない信号の部分を抽出します。次に、FlexKnotパラメータ化を使用して、特定の形状や機能形式を想定せずに、自由形式で完全な信号コンポーネントをモデル化します。この方法では、ベイジアンモデル選択を使用して、データを説明できる最も単純な信号を見つけます。私たちは合成データと公開されているEDGESローバンドデータの両方でメソッドをテストします。ガウスプロセスは両方のデータセットの前景直交信号成分を明確にキャプチャできることがわかります。FlexKnotメソッドは、合成データで使用される入力信号の完全な形状を正確に復元し、EDGES観察を説明できるさまざまな信号形状のマルチモーダル分布を生成します。
| Title |
Fast_production_of_cosmological_emulators_in_modified_gravity:_the_matter_power_spectrum |
| Authors |
Bartolomeo_Fiorini,_Kazuya_Koyama,_Tessa_Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05786 |
私たちは、物質パワースペクトルの予測のためのCOmovingLagrangianAcceleration(COLA)法に基づく高速シミュレーションの収束をテストし、高赤方偏移分光銀河調査に関連する赤方偏移範囲$1\lez\le1.65$に特化した分析を行います。次に、修正重力(MG)における物質のパワースペクトルの強化、ブースト係数に焦点を当てます。テストケースとしてDvali-Gabadadze-Porrati(DGP)理論を使用しますが、他のMG理論にも適用できる一般的なアプローチを開発します。。正確なDGPブースト係数に対する最小限のシミュレーション要件を特定した後、DGPブースト係数のニューラルネットワークエミュレーターをトレーニングするために使用するCOLAシミュレーションスイートを設計および作成します。MG-AREPOシミュレーションを参照として使用すると、エミュレータの精度は$k=5\,h{\rmMpc}^{-1}$で$0\leqz\まで$\sim3\%$になると推定されます。レク2ドル。このエミュレータは、https://github.com/BartolomeoF/nDGPemuで公開されています。
ダイヤモンド極低温検出器を使用した光暗黒物質探索
| Title |
Light_Dark_Matter_Search_Using_a_Diamond_Cryogenic_Detector |
| Authors |
CRESST_Collaboration:_G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Garai,_V.M._Ghete,_P._Gorla,_P.V._Guillaumon,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_S._Kuckuk,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_L._Marini,_B._Mauri,_L._Meyer,_V._Mokina,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05815 |
極低温熱量計として動作するダイヤモンドは、低質量暗黒物質候補を直接検出するための優れたターゲットです。天体粒子物理学応用のための吸収体としてダイヤモンドを使用する最初の低閾値極低温検出器の実現に続き、我々は今度は、暗黒物質とダイヤモンドとの弾性スピン非依存相互作用断面積の排除限界を提示する。それぞれW-TESを使用して、2つの0.175gCVD(化学蒸着)ダイヤモンドサンプルを測定しました。2つの検出器のうち1つの検出器のエネルギーしきい値がわずか16.8eVであるため、暗黒物質粒子と炭素核の弾性スピン非依存相互作用の排除限界を、0.122GeV/c2という低い暗黒物質質量まで設定しました。この研究は、ダイヤモンドから作られた極低温検出器の科学的可能性を示し、この物質を直接検出する暗黒物質実験のターゲットとして使用するための基礎を築きます。
XXLサーベイLV. NIKA2で観測された$z\sim1$の3つの低質量銀河団における圧力プロファイルと$Y_{\rm SZ}$-$M$スケーリング関係
| Title |
The_XXL_Survey_LV._Pressure_profile_and_$Y_{\rm_SZ}$-$M$_scaling_relation_in_three_low-mass_galaxy_clusters_at_$z\sim1$_observed_with_NIKA2 |
| Authors |
R._Adam,_M._Ricci,_D._Eckert,_P._Ade,_H._Ajeddig,_B._Altieri,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_C._Benoist,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_M._Birkinshaw,_O._Bourrion,_D._Boutigny,_M._Bremer,_M._Calvo,_A._Cappi,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_L._Faccioli,_C._Ferrari,_F._Gastaldello,_P._Giles,_A._Gomez,_J._Goupy,_O._Hahn,_C._Hanser,_C._Horellou,_F._K\'eruzor\'e,_E._Koulouridis,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.F._Mac\'ias-P\'erez,_S._Madden,_B._Maughan,_S._Maurogordato,_A._Maury,_P._Mauskopf,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_F._Pacaud,_L._Perotto,_M._Pierre,_G._Pisano,_E._Pompei,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_M._Sereno,_K._Schuster,_A._Sievers,_G._Tintor\'e_Vidal,_et_al._(2_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05819 |
銀河団内媒質(ICM)の熱力学的特性は、スケールフリーの重力崩壊によって引き起こされますが、銀河団内で進行している豊富な天体物理学的プロセスも反映しています。低質量($\sim10^{14}$M$_{\odot}$)と高い赤方偏移($z\gtrsim1$)では、分解能と高感度を得るのが難しいため、これらの特性は観測的にはあまり制約されないままです。データ。この論文は、この質量と赤方偏移の領域におけるスニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果を通して見られるICMの内部構造を調査することを目的としています。熱圧力プロファイルと、SZ束と質量の間のスケーリング関係、つまり$Y_{\rmSZ}-M$スケーリング関係に焦点を当てます。3つの銀河団XLSSC~072($z=1.002$)、XLSSC~100($z=0.915$)、XLSSC~102($z=0.969$)、$M_{500}\sim2\times10^{14}$M$_{\odot}$は、XXLX線調査から選択され、NIKA2ミリ波カメラで観察され、SZ信号が画像化されました。XMM-NewtonX線データは、$Y_X-M$関係と静水圧平衡に基づいて質量を導出するために、NIKA2データを補完するために使用されました。3つのクラスターのSZ画像は、X線および光学データとともに、合体イベントに関連する動的活動を示しています。圧力プロファイルは、比較的平坦なコアと浅い外側の傾斜を備えた、形態的に乱れたシステムで予想されるものと一致しています。ICMにおける重大な撹乱にもかかわらず、3つの高赤方偏移低質量クラスターは、標準進化から予想される$Y_{\rmSZ}-M$関係に驚くほどよく従う。これらの結果は、少なくとも$M_{500}\sim10^{14}$M$_{\odot}を超える質量を持つ系では、クラスターの進化を促す支配的な物理現象が$z\sim1$までにすでに存在していることを示しています。$。
惑星形成円盤の内部領域における炭化水素の化学
中間赤外線スペクトルの分析は、若い星の周りの円盤の内部の高密度で暖かい地球型惑星形成領域のガスの組成を理解するのに役立ちます。アルマ望遠鏡は惑星形成円盤の外側領域で炭化水素を検出し、スピッツァーは内側領域で\ce{C2H2}を検出しました。JWST-MIRIは\ce{C2H2}の高いスペクトル分解能の観測を提供し、一連のより複雑な炭化水素が報告されています。スペクトルで観察されるフラックスを解釈することは困難であり、ディスク構造、放射伝達、化学および熱平衡を適切に考慮するには放射熱化学コードが必要です。ガス対塵の比、半径方向のドリフトを含む塵の発生、塵の成長と沈降などのさまざまなディスク物理パラメータが、中赤外で観察される磁束に影響を与える可能性があります。それでも、熱化学ディスクモデルは、観測されたすべての分子発光バンドを同時に一致させることに必ずしも成功したわけではありません。このプロジェクトの目標は2つあります。私たちは、円盤の内部領域、つまり10au以内の暖かい炭素の化学を分析して、既存の化学ネットワークに潜在的に欠けている\ce{C2H2}を形成する経路を見つけます。次に、アセチレンのラインフラックスに対する新しい化学の影響を分析します。典型的な標準的なTタウリ円盤で発生する炭化水素化学を拡張するために、放射熱化学円盤コード{P{\smallRO}D{\smallI}M{\smallO}}を使用します。種に対する反応を収集するために、UMISTおよびKIDAレートデータベースを使用しました。STAND2020ネットワークからの多数の三体分解反応と熱分解反応が含まれています。データベースに存在する種のアイソトポマーを含めました。次に、中赤外スペクトルで観察可能な特徴を生成する領域の化学が分析されます。炭化水素化学の拡張が中赤外スペクトルに及ぼす影響が研究されています。アセチレンは2つの経路を経て生成されます。
| Title |
Tidal_migration_of_exoplanets_around_M-dwarfs:_frequency-dependent_tidal_dissipation |
| Authors |
Samantha_C._Wu,_Janosz_W._Dewberry,_and_Jim_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04588 |
短周期系外惑星系の軌道構造は、主星における潮汐散逸によって形成されます。動的な潮汐応答が低周波数の慣性モードの高密度スペクトルで構成される低質量M型矮星にとって、潮汐散逸の周波数依存性を解決することは、主星の進化段階を通じて惑星軌道に対する潮汐の影響を捉えるために極めて重要である。私たちは非摂動スペクトル法を使用して、MESAからの現実的な恒星のプロファイルを使用してモデル化された完全対流M型矮星の通常モード振動を計算します。各モードからの寄与とモード間の非断熱結合から構成される散逸潮汐応答を計算します。これは散逸計算の重要な要素であることがわかります。散逸の結果を使用して、主星の潮汐の影響下での円形の同一平面上の惑星軌道の進化を計算します。共鳴ロックによる軌道移動が、地球質量惑星の軌道周期$P_{\rmorb}\lesssim1.5$日と、木星質量惑星の$P_{\rmorb}\lesssim2.5$の軌道に影響を与えることがわかりました。日。共鳴による軌道減衰と外側への移動により、$P_{\rmorb}\sim1$日よりも近いところでは小さな惑星が不足し、同様に$P_{\rmorb}\までのより重い惑星の数もまばらになると予測されます。SIM3ドルの日。
流れの不安定性による流体力学的凝集中の塵の急速な成長
流れの不安定性は、塵の塊の重力崩壊による微惑星形成を促進する主要なプロセスの1つであると考えられています。流動の不安定性が進行すると、局所的な塵の密度が非常に高まり、ロシュの密度よりもさらに大きくなる塵の塊が形成されると予想されます。結果として生じる塊は崩壊して微惑星を形成する可能性があります。最近のシミュレーションでは長期シミュレーションが実施され、このような強い凝集が以前に予想されていたよりも広いパラメータ空間で発生することが示されました。ただし、強い凝集が発生する時間スケールは、ケプラー周期で数十から数百倍になる可能性があります。この論文では、凝集前の段階でのダスト粒子の成長時間を推定します。流れの不安定性による中程度の凝集でも局所的なダスト対ガス比$\gtrsim10$が増加するため、ダストの成長は強い凝集の前にかなり進行することがわかります。ガスの音速に応じて、十分に強い塵の凝集が発生すると、塵の衝突速度は$\sim1\;\mathrm{m/s}$未満に抑えることができます。したがって、ケイ酸塩粒子であっても、凝集中にストークス数が1となるサイズに向かって安全に成長する可能性がある可能性があります。我々の結果は、流れの不安定性によるダスト凝集中の局所的なダスト凝集の重要性を示しています。
ブライトクロイツサングレーザーの壮観な近日点後の尾
長谷川と中野(2001)によると、2世紀後半から18世紀初頭までの明るい彗星の大多数は、クロイツ軌道を周回している可能性があり、その見事な尾のおかげで、近日点から2日から16日後に初めて目撃されました。その後表示します。この論文では、19世紀と20世紀の3つの最も明るいクロイツ太陽観測星、1843年の大三月彗星(C/1843D1)、1882年の九月大彗星(C/1882R1）、池谷関（C/1965S1）。サングレーザーの近日点前尾部は近日点で完全に昇華するため、近日点後尾部の発達はゼロから始まります。近日点通過後の初期には、血漿成分の影響で尾の長さが急速に伸びます。ある時点で粉塵が発生し、数週間後には長さのピークに達します。地心距離が増加し続け、表面の明るさが低下するにつれて、尾の短縮が始まります。池谷関と1843年のサングレーザーのダスト尾には、太陽の重力加速度の0.6～0.7を超えない太陽輻射圧加速度を受けた粒子が含まれていました。1882年のサングレーザーのダストテールはより複雑でした。この彗星は、近日点近くで遠方の伴星が崩壊した結果、数週間にわたって彗星の中の彗星のように見えた。夜のクロイツ日食者は、幾何学的な理由から、朝の日食者よりも長い尾を持っていることがわかります。他の問題についても議論され、広範なテールデータのセットが提供されます。
系外惑星大気化学への複雑系アプローチ: 私たちが知っているように、宇宙人生命の可能性を排除するための新たな展望
近い将来、地球型系外惑星の大気を特徴付ける能力が得られれば、大気データを通じて地球外生命体の発見に近づく可能性があります。ただし、遠隔で検出可能なバイオシグネチャー候補ガスは非生物的に生成される可能性があるため、偽陽性シグナルの影響を受ける可能性があります。これらの大気ガスの生物学的、非生物的、異常な発生源を区別するために、私たちは惑星大気の化学反応ネットワーク分析を使用した複雑なシステムのアプローチを採用しています。私たちは、始生代の地球に似た世界と現代の地球に似た世界の2つのデータセットに編成された30,000の地球大気をシミュレートしました。始生代の地球に似た世界では、CH4が蛇紋岩化を通じて非生物的に、生物学的にメタン生成によって、または異常な供給源から生成されるケースを研究します。また、工業用CFC-12を使用した場合と使用しない場合の、現代の地球に似た大気もシミュレートします。平均次数や平均最短経路長などのネットワーク特性は、メタン生成や蛇紋岩化によってCH4が生成されるシナリオを効果的に区別し、生物学的に駆動されるネットワークがより高い接続性と効率を示します。ネットワーク分析では、CFC-12を含む現代の地球の大気と、CFC-12を含まない大気を区別し、工業的に汚染されたネットワークでは平均程度が増加していることが示されています。ベイジアン解析を使用して、大気ネットワーク特性統計が、ガス存在量統計のみと比較して、生物学的説明を除外するためのより強力な信頼性をどのように提供できるかを示します。私たちの結果は、考えられる説明として私たちが知っている生命を除外することを含め、ネットワーク理論的アプローチがどのようにして生物学的、非生物的、異常な大気要因を区別できるかを裏付けています。ネットワーク特性を組み込んだスペクトルデータの統計的推論方法を開発すると、将来のバイオシグネチャー検出の取り組みが大幅に強化される可能性があります。
$\tau$ Bo\"{o}tis 系外惑星系の追跡電波観測: NenuFAR の暫定結果
| Title |
Follow-up_radio_observations_of_the_$\tau$_Bo\"{o}tis_exoplanetary_system:_Preliminary_results_from_NenuFAR |
| Authors |
Jake_D._Turner,_Philippe_Zarka,_Jean-Mathias_Griessmeier,_Emilie_Mauduit,_Laurent_Lamy,_Tomoki_Kimura,_Baptiste_Cecconi,_Julien_N._Girard,_L.V.E._Koopmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05363 |
系外惑星の磁場を研究すると、その内部構造、大気の性質（脱出とダイナミクス）、および潜在的な居住可能性に関する貴重な情報が得られます。惑星外磁場を検出する最も有望な方法の1つは、そのオーロラ電波放射を研究することです。しかし、数十年にわたる探索にもかかわらず、電波から系外惑星が検出されたという確認はありません。最近、ターナーら。2021年には、LOFAR低周波ビームフォーミング観測を使用して、$\tau$Boo系外惑星系からの円偏光バースト放射の暫定的な検出が報告された。この放射の可能性のある発生源は$\tau$Boo惑星系からのものであると推定されており、考えられる説明は、サイクロトロンメーザー機構を介して生成される系外惑星$\tau$Boobからの電波放射です。放出が惑星からのものであると仮定すると、ターナーらは次のように述べている。2021年には、導き出された惑星磁場が理論的予測と互換性があることが判明した。決定的な検出は系外惑星科学に広範な影響を与えるため、この暫定的な検出を確認する必要性は非常に重要です。この研究では、2020年に新たに委託されたNenuFAR望遠鏡を使用して、$\tau$Boo星系の追跡キャンペーンを実施しました。NenuFAR観測ではバースト発光は検出されませんでした。私たちが検出されないことについては、さまざまな堕落した説明がたくさんあります。たとえば、元のバースト信号は未知の楽器体系によって引き起こされた可能性があります。あるいは、$\tau$Boobからの惑星放出は可変です。惑星の電波放射は、惑星磁気圏と磁化された恒星の風との相互作用によって引き起こされるため、惑星の電波放射の予想される強度は、星の回転や星の磁気周期に応じて大きく変化します。$\tau$Boob電波放射の変動の可能性の謎を完全に理解するには、さらなる観測が必要です。
NN Serの軌道周期変動に関する研究：仮説上の惑星、アップルゲート機構、軌道安定性への影響
| Title |
Investigation_on_the_Orbital_Period_Variations_of_NN_Ser:_Implications_for_the_Hypothetical_Planets,_the_Applegate_Mechanism_and_the_Orbital_Stability |
| Authors |
Aykut_\"Ozd\"onmez,_H\"useyin_ER,_\.Ilham_Nasiroglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05465 |
私たちは、トルコのT100望遠鏡を使用して2017年から2023年の間に得られた36回の新しい食中時刻を提示し、$O-C$図の期間を25年に延長しました。繰り返しになりますが、これらの新しい観測結果は、観測されたバイナリ周期の変動を説明することができた以前に発表されたモデルからの大幅な逸脱を示しています。我々は、この変動性についての2つのもっともらしい説明を調査します。1つは、遠く離れた周回軌道にある1つまたは2つの目に見えない低質量(惑星)伴星の存在によるLTT効果です。他のメカニズム、例えばアップルゲート機構は、WD+dM連星のM矮星成分の磁気サイクルに関連しています。MCMC解析を通じて、観測された$O-C$の変動が最小質量$\sim9.5M_J$の惑星の存在によって説明できることを証明しました。この周回惑星は約19.5年の周期で連星系の周りを公転し、1000万年のタイムラインにわたって安定した軌道を維持します。二次仮想惑星からの弱いLTT信号を追加することで、統計的により良い結果が得られます。ただし、2惑星系の天体の軌道はパラメーター空間の狭い範囲でのみ安定します。アップルゲートやその他のアップルゲートに似た機構に電力を供給するために必要なエネルギーは、観察された周期変動を説明するには高すぎます。したがって、一方では、NNSer系における惑星の存在を裏付ける実質的な証拠があるが、他方では、2番目の仮説上の惑星の存在に疑問を投げかける説得力のある兆候も存在する。
M 矮星 GJ 724 と GJ 3988 を周回する惑星伴星。カルメネスと IRD のコラボレーション
| Title |
Planetary_companions_orbiting_the_M_dwarfs_GJ_724_and_GJ_3988._A_CARMENES_and_IRD_collaboration |
| Authors |
P._Gorrini,_J._Kemmer,_S._Dreizler,_R._Burn,_T._Hirano,_F._J._Pozuelos,_M._Kuzuhara,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_H._Harakawa,_T._Kudo,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_V._J._S._B\'ejar,_P._Chaturvedi,_C._Cifuentes,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_A._Kaminski,_T._Kotani,_M._K\"urster,_J._H._Livingston,_M._J._L\'opez_Gonz\'alez,_D._Montes,_J._C._Morales,_F._Murgas,_M._Omiya,_E._Pall\'e,_E._Rodr\'iguez,_B._Sato,_A._Schweitzer,_Y._Shan,_T._Takarada,_L._Tal-Or,_M._Tamura,_S._Vievard,_M._R._Zapatero_Osorio,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05599 |
我々は、動径速度(RV)法を用いてM矮星GJ724とGJ3988の周りに2つの系外惑星を発見したことを報告する。両方のターゲットについて合計153の3.5mCalarAlto/CARMENESスペクトルを取得し、それらのRVとアクティビティ指標を測定しました。また、GJ724のアーカイブESO/HARPSデータと、GJ3988のスバル/IRDからの赤外線RV測定値も追加しました。その後、さまざまな惑星の数を考慮してケプラーモデルを構築するために、周期的で安定した信号を検索し、以下に基づいて最適なモデルを選択しました。彼らのベイズ的証拠。活動シグナルを考慮するために、一部のモデルにはガウス過程(GP)回帰が含まれています。どちらのシステムでも、最適なモデルは1つの惑星に対応します。最小質量は、GJ724bとGJ3988bのそれぞれ、地球質量$10.75^{+0.96}_{-0.87}$と$3.69^{+0.42}_{-0.41}$です。どちらの惑星も周期が短い(P<10d)ため、恒星の周りをほぼ公転しています(a<0.05天文単位)。GJ724bは離心軌道(e=$0.577^{+0.055}_{-0.052}$)を持ちますが、GJ3988bの軌道は円形です。GJ724bの高い離心率により、GJ724bは、M矮星の周囲の(現在までに)最も離心率の高い単一系外惑星となっています。したがって、惑星の形成と構造の文脈でその構成を理解するために、さらなる分析を提案します。対照的に、GJ3988bは、中期M矮星の周囲にある一般的なタイプの惑星の一例です。
地球近傍小惑星 2015 RN$_{35}$ の広範囲の位相角にわたる多色測光: ミッションにアクセス可能な A 型小惑星
| Title |
Multicolor_Photometry_of_Tiny_Near-Earth_Asteroid_2015_RN$_{35}$_Across_a_Wide_Range_of_Phase_Angles:_Possible_Mission_Accessible_A-type_Asteroid |
| Authors |
Jin_Beniyama,_Ryou_Ohsawa,_Chrysa_Avdellidou,_Shigeyuki_Sako,_Satoshi_Takita,_Masateru_Ishiguro,_Tomohiko_Sekiguchi,_Fumihiko_Usui,_Shinichi_W._Kinoshita,_Kianhong_Lee,_Asami_Takumi,_Marin_Ferrais,_Emmanu\"el_Jehin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05740 |
地球に近い小さな小惑星を研究することは、その力学的歴史と起源を理解するだけでなく、小惑星の衝突による地球への被害を軽減するためにも重要です。我々は、2022年12月と2023年1月の17夜にわたって、日本の3.8メートル晴明望遠鏡とチリのTRAPPIST-South望遠鏡を使用して、地球近傍の小さな小惑星2015RN$_{35}$の多色測光の結果を報告する。私たちは、$g$、$r$、$i$、および$g$の2$^{\circ}$から30$^{\circ}$までの幅広い位相角にわたって2015RN$_{35}$を観測しました。Pan-STARRSシステムの$z$バンド。これらの光曲線は、2015RN$_{35}$が$1149.7\pm0.3$sと$896.01\pm0.01$sの2つの特徴的な周期を持つ非主軸スピン状態にあることを示しています。2015RN$_{35}$の可視スペクトルの傾斜が、メインベルトの非常に赤い天体の1つである小惑星(269)Justitiaと同じくらい赤いことがわかりました。これは、2015RN$_{35}$がA型またはZ型小惑星として分類できます。位相曲線の傾きが浅いことから、2015RN$_{35}$は高アルベドのA型小惑星であると推定されます。私たちは、小さな小惑星の表面特性が、広範囲の位相角にわたる集中的な観測によって十分に制限される可能性があることを実証しました。2015RN$_{35}$は、2030年から2035年の打ち上げ枠で11.801kms$^{-1}$の小さな$\Deltav$を持ち、ミッション達成可能なA型地球近傍小惑星です。
WD0141-675: 白色矮星の周りの天文惑星候補を追跡する方法に関するケーススタディ
| Title |
WD0141-675:_A_case_study_on_how_to_follow-up_astrometric_planet_candidates_around_white_dwarfs |
| Authors |
Laura_K._Rogers,_John_Debes,_Richard_J._Anslow,_Amy_Bonsor,_S._L._Casewell,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Patrick_Dufour,_Boris_G\"ansicke,_Nicola_Gentile_Fusillo,_Detlev_Koester,_Louise_Dyregaard_Nielsen,_Zephyr_Penoyre,_Emily_L._Rickman,_Johannes_Sahlmann,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Andrew_Vanderburg,_Siyi_Xu,_Erik_Dennihy,_Jay_Farihi,_J._J._Hermes,_Simon_Hodgkin,_Mukremin_Kilic,_Piotr_M._Kowalski,_Hannah_Sanderson_and_Silvia_Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05778 |
この研究は、現在は天文観測用の超木星候補を格納している汚染された白色矮星WD0141-675の分光データと測光データを組み合わせ、ガイア天文惑星候補を確認し追跡データを取得するための最も有望な方法を調査します。白色矮星の正確な動径速度測定を取得することは、その固有の微光等級、スペクトル吸収線の欠如、および幅広いスペクトルの特徴のため、困難です。しかし、専用の動径速度キャンペーンでは、汚染された白色矮星の周囲にある巨大な系外惑星(数M$_{\textrm{Jup}}$)を確認することができ、追加の金属線が動径速度の測定に役立ちます。これらの巨大な系外惑星からの赤外線放射は、JWSTMIRIで検出可能であることが示されており、惑星の形成に制約を与えることになるでしょう。ケーススタディとしてWD0141-675の初期のガイア天文解析ソリューションを使用すると、周期が33.65日以下で軌道上にほぼ端がある惑星があった場合、1)地上ベースの動径速度監視により質量が$<$15.4に制限されます。M$_{\textrm{Jup}}$、および2)宇宙ベースの赤外線測光は、過剰な赤外線が不足していることを示しており、雲のない惑星冷却シナリオでは、恒星以下の伴星は$<$16Mでなければなりません。$_{\textrm{Jup}}$であり、3.7ギル以上であること。これらの結果は、動径速度と赤外線測光が天文信号の一部を生成する天体の質量をどのように調べ、褐色矮星や惑星の質量パラメータ空間の一部を除外できるかを示しています。したがって、白色矮星の周囲の天文惑星候補を確認し、特徴づけるためには、天文データと分光データおよび測光データを組み合わせることが重要です。
電子対陽子の質量比の空間的および時間的変化のプローブとしてのメタノール同位体置換反応
| Title |
Methanol_isotopologues_as_a_probe_for_spatial_and_temporal_variations_of_the_electron-to-proton_mass_ratio |
| Authors |
J._S._Vorotyntseva,_M._G._Kozlov,_S._A._Levshakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04485 |
我々は、(13C)H3OHおよびCH3(18O)Hにおけるマイクロ波分子遷移の感度係数Qmuを、基本物理定数mu(電子と陽子の質量比)の仮説上の変化に対して数値計算した結果を示します。時間と空間におけるミューの不変性は、素粒子物理学の標準モデルの基本的な仮定の1つであり、銀河内および外部銀河の天体観測によって宇宙論的スケールでテストできます。私たちの計算では、これら2つのメタノール同位体反応体は、周波数間隔1～100GHzのマイクロ波遷移が-109<Qmu<78の範囲にわたるQmu値の大きな広がりを示すため、このようなテストに利用できることが示されています。星形成領域NGC6334Iで観察された(13C)H3OHの輝線は、μの変動性を3x10^-8(1{\sigma})のレベルに抑制します。これは、以前に観測から得られた最も厳しい上限と一致しています。銀河内のメタノール(CH3OH)と他の分子の量。
天の川銀河の球状星団の生息地外起源の可能性を特定：運動学的研究
| Title |
Identifying_the_possible_ex-situ_origin_of_the_globular_clusters_of_the_Milky_Way:_A_kinematic_study |
| Authors |
Ali_Rostami_Shirazi,_Pouria_Khalaj,_Hosein_Haghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04492 |
これはシリーズの2番目の論文で、天の川銀河(MW)の一部の球状星団(GC)が矮小衛星銀河(DSG)から生じた可能性を研究しています。大規模な三体シミュレーションスイートを使用して、過去$8\,\mathrm{Gyrs}$にわたって41MWDSGから逃れた可能性がある154個のGCの現在の軌道特性を決定します。MWについては、MWの誕生以来の持続的な成長を説明する2セットの静的モデルと動的モデルを検討しました。マゼラン雲と射手座に焦点を当てます。我々は、MWGCの遠銀河距離、離心率、軌道傾斜角をDSGからの暴走GCと比較し、その起源の可能性を制約します。DSGの質量と($R_\mathrm{ap}$,$e$)の軌道パラメータ空間における暴走GCの分散との間に正の相関関係が観察されました。特定されたMWGCとそれらに関連すると考えられる前駆細胞の表を提供します。合計で、MWDSGと運動学的に関連している可能性のある29(19%)のMWGCが見つかりました。我々は、大マゼラン雲といて座とそれぞれ6つと10の新しい関連性を初めて報告する。射手座については、$R_\mathrm{ap}\estimate275-375\,\mathrm{kpc}$,$e\estimate0.8$の大きな遠銀河距離、および$\の相対傾斜に暴走GCが集中すると予測します。デルタ\シータ\約20^{\circ}$。これまでのところ、そのような軌道要素を持つGCは観察されていません。測光観測と分光観測、そして宇宙論的シミュレーションによって補完された本研究の発見は、MWGCの原位置起源と原位置外起源に関する議論に決定的な決着をもたらす可能性がある。
個々の $z \sim 2-6$ 塊の UV 連続体 $\beta$ の傾きとその進化
| Title |
UV-continuum_$\beta$_slopes_of_individual_$z_\sim_2-6$_clumps_and_their_evolution |
| Authors |
A._Bolamperti,_A._Zanella,_U._Me\v{s}tri\'c,_E._Vanzella,_M._Castellano,_P._Bergamini,_F._Calura,_C._Grillo,_M._Meneghetti,_A._Mercurio,_P._Rosati,_T._Devereaux,_E._Iani,_J._Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04498 |
私たちは、高赤方偏移銀河で観察される個々の星形成領域である166個の塊のサンプルの紫外線(UV)連続体$\beta$の傾きを研究しました。これらは、ハッブルフロンティアフィールド銀河団MACSJ0416.1-2403によって強くレンズ化された、赤方偏移が2～6.2の67個の銀河によってホストされています。$\beta$の傾きは、金属量、恒星集団の年齢、銀河全体の塵の減衰、恒星の初期質量関数(IMF)、星形成の歴史など、さまざまな物理的特性の影響を受けます(SFH）。この研究の目的は、個々の塊の$\beta$値を銀河全体で測定された値と比較し、これらの領域とそのホストの間で起こり得る物理的差異を調査することです。$\beta\sim-2.4$という中央値が見つかり、統合銀河の中央値よりも低くなりました。この結果は、塊が激しい星形成の場所であり、そのスペクトルが紫外で強く放射する若い大質量星が集まっていることを裏付けています。これは、塊の位置での塵の消滅が銀河の平均的な消滅よりも低い、または塊が異なるIMFまたはSFHを持つという仮定とも一致します。私たちは、高赤方偏移銀河で発見された$\beta$値と赤方偏移および紫外線等級$M_{UV}$の相関関係を利用し、銀河団がより暗い等級まで同じ関係に従うことを発見しました($M_{UV}<-13$)。また、非常に青い($\beta\lesssim-2.7$)傾斜を持つ8つの塊の証拠も見つかりました。これらは、低金属度の星の道しるべであり、高い赤方偏移での電離光子の放射率を制限している可能性があります。
Line Emission Mapper を使用してクラスター内媒体の化学濃縮を調査する
| Title |
Exploring_chemical_enrichment_of_the_intracluster_medium_with_the_Line_Emission_Mapper |
| Authors |
Fran\c{c}ois_Mernier,_Yuanyuan_Su,_Maxim_Markevitch,_Congyao_Zhang,_Aurora_Simionescu,_Elena_Rasia,_Sheng-Chieh_Lin,_Irina_Zhuravleva,_Arnab_Sarkar,_Ralph_P._Kraft,_Anna_Ogorzalek,_Mohammadreza_Ayromlou,_William_R._Forman,_Christine_Jones,_Joel_N._Bregman,_Stefano_Ettori,_Klaus_Dolag,_Veronica_Biffi,_Eugene_Churazov,_Ming_Sun,_John_ZuHone,_\'Akos_Bogd\'an,_Ildar_I._Khabibullin,_Norbert_Werner,_Nhut_Truong,_Priyanka_Chakraborty,_Stephen_A._Walker,_Mark_Vogelsberger,_Annalisa_Pillepich,_Mohammad_S._Mirakhor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04499 |
星や超新星の核で合成されるほとんどの金属は宇宙規模に分散し、最終的には母銀河の重力ポテンシャルのはるか外側に堆積します。それらの存在は、高温ガスが広がる銀河団内のX線輝線を通じてよく見えるため、銀河団内物質(ICM)中の金属存在量を測定することにより、宇宙全体の化学濃縮に関する独自の見解が得られます。CCD(および回折格子)装置を使用した40年にわたるX線分光法のおかげで、この分野では並外れた進歩があったにもかかわらず、大部分の金属の正確な星の起源を理解するには、また金属がMpcスケールで混合されたときは、X線ミッションが必要になります。広い視野にわたって少なくとも軟X線帯域をカバーする空間的非分散高分解能分光法が可能です。このホワイトペーパーでは、ラインエミッションマッパー(LEM)プローブのミッションコンセプトが現在のICMエンリッチメントのイメージをどのように変革するかを示します。具体的には、LEMが(i)近くの緩和クラスターのビリアル半径まで10種類の重要な化学元素の分布を空間的にマッピングできること、および(ii)偶然発見された高赤方偏移原始クラスター内の金属存在量を測定できることを示します。これらの重要な観測物を総合すると、宇宙最大の重力束縛構造の化学史を制約することが可能になります。また、初期質量関数(IMF)の普遍性や、これらの金属を生成する恒星集団の初期金属性、漸近巨大分岐(AGB)星、核崩壊、および核崩壊などの相対的な寄与などの重要な疑問も解決します。Mpcスケールを超える宇宙網を豊かにするIa型超新星。具体的な観察戦略についても簡単に説明します。
${\rm H{\scriptsize ALO}F{\scriptsize LOW}}$ I: 銀河の測光と形態からのハロー質量の神経推定
| Title |
${\rm_H{\scriptsize_ALO}F{\scriptsize_LOW}}$_I:_Neural_Inference_of_Halo_Mass_from_Galaxy_Photometry_and_Morphology |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Connor_Bottrell,_Khee-Gan_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04503 |
私たちは、銀河の測光と形態から主暗黒物質ハローの質量$M_h$を推定するための新しい機械学習アプローチ${\rmH{\scriptsizeALO}F{\scriptsizeLOW}}$を紹介します。${\rmH{\scriptsizeALO}F{\scriptsizeLOW}}$は、フローを正規化したシミュレーションベースの推論を使用して、厳密なベイズ推論を実行します。これは、Bottrellらの最先端の合成銀河画像でトレーニングされています。(2023;arXiv:2308.14793)。これはIllustrisTNG流体力学シミュレーションから構築されており、HyperSuprime-Camすばる戦略プログラム(HSC-SSP)観測の現実的な効果が含まれています。$grizy$バンドの大きさ、特徴的なサイズ、濃度、非対称性、測定された衛星の合計光度、および衛星の数。${\rmH{\scriptsizeALO}F{\scriptsizeLOW}}$が$M_h$の正確かつ不偏な事後推定を行うことを示します。さらに、$M_h$を制約することで、銀河の測光観測に含まれる完全な情報内容を定量化します。等級だけで、フィールド銀河とグループ銀河の$\sigma_{\logM_h}\sim0.115$と0.182dexで$M_h$を推測します。形態学的特性を含めると、衛星の全光度が向上するのと同様に、$M_h$制約の精度が大幅に向上します:$\sigma_{\logM_h}\sim0.095$および0.132dex。恒星とハローの質量関係を使用する標準的なアプローチと比較して、$M_h$制約を$\sim$40\%改善します。以降の論文では、実際の観測データに対する銀河間レンズ測定による${\rmH{\scriptsizeALO}F{\scriptsizeLOW}}$の検証と校正を行う予定です。
ボルツマン方程式場の理論 I: アンサンブル平均
無衝突ボルツマン方程式に特有のアンサンブル平均を取得する方法を説明する準非線形場の理論について説明します。分布関数のアンサンブル平均が極値のエントロピー状態$\langlef\rangle=f_0$に等しいという仮定は分解され、間違っていることが示されます。アプリケーションでは、ジーンズの不安定性の非線形飽和とポアソンノイズの重力増幅について説明します。
[Mg/Mn] 対 [Al/Fe] 存在比による銀河考古学 -- 不確実性と注意点
| Title |
Galactic_Archaeology_with_[Mg/Mn]_versus_[Al/Fe]_abundance_ratios_--_Uncertainties_and_caveats |
| Authors |
Arianna_Vasini,_Emanuele_Spitoni_and_Francesca_Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04530 |
存在比[Mg/Mn]対[Al/Fe]を示す図は、天の川銀河と局所銀河団の進化の基本的な側面を探る貴重なツールとして、最近の文献で注目を集めています。特に、この元素の組み合わせは、それらの存在量に残された痕跡によって明らかにされる星形成履歴(SFH)に対して非常に敏感であると考えられています。残念ながら、関連する不確実性に関する完全な議論はまだ行われていないため、関連する結果がどの程度信頼できるかを知ることが困難になっています。この論文では、詳細な化学進化モデルを使用して、Mg、Al、Mn、およびFeの核不確実性を分析し、収率の違いが[Mg/Mn]対[Al/Fe]面の傾向にどのように影響するかを示します。実際、異なる収率仮定によって矛盾する結果が生成される場合、[Mg/Mn]対[Al/Fe]の図は銀河のSFHの強力な診断を表しません。異なる元素合成処方を採用したいくつかの天の川銀河(MW)および大マゼラン雲(LMC)の化学進化モデルによって予測された、[Mg/Mn]対[Al/Fe]の図の結果について議論します。結果は、APOGEEDR17のMWにおけるMg、Al、およびMnの存在量を再現するには、文献の収率がいくつかの補正要素を必要とすること、および同じ要素がLMCの結果も改善できることを示しています。特に、大質量星のMgとAlの収量を変更することにより、[Mg/Mn]対[Al/Fe]プロットの挙動が大幅に変化することを示します。結論として、誤差範囲内で収量を変更すると、大きく異なる傾向が得られ、銀河のSFHに関して信頼できる結論を引き出すことが困難になります。したがって、提案された図は理論的な観点からは不確実であり、これらの元素（Mg、Mn、Al、Fe）の元素合成に関する不確実性が将来の恒星計算によって低減できれば、SFHの良い診断となる可能性があります。
最も明るい銀河団を持たない冷たい核の組成と熱的性質
| Title |
The_composition_and_thermal_properties_of_a_cool_core_lacking_a_brightest_cluster_galaxy |
| Authors |
Yuanyuan_Su,_Francoise_Combes,_Valeria_Olivares,_Gianluca_Castignani,_Pablo_Torne_and_Reinout_van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04629 |
我々は、近くの星団Abell~1142にある、どの銀河とも関係がないと思われる低温コアの多波長観測を発表します。$\lesssim2$keVのX線表面輝度ピークは周囲の銀河団内ガス$\gtrsim3$keVよりも低温であり、最も明るい銀河団(BCG)から投影で80kpcオフセットされており、既知の最大の低温コアを表します。--BCG分離。このBCGのないクールコアを使用すると、BCGの星間物質（ISM）からの寄与を大幅に低減しながら、クラスター中心の金属性を測定することができます。XMM-Newton観測により、$1.07^{+0.16}_{-0.15}$Z$_{\odot}$の顕著なFe存在量ピークと太陽比に近い$\alpha/$Fe存在量比が明らかになり、典型的なクールコアクラスターの中心に見られるもの。この発見は、BCGがクラスター中心を強化する上で限定的な役割を果たすことを示唆しています。しかし、オーファンクールコアとBCGISMの$\alpha/$Fe存在比に大きな違いがないことを考えると、議論は未解決のままです。Abell~1142は1億年以上前に大規模な合併を経験した可能性があり、そのクールなコアがBCGから切り離されました。これは、低温コアクラスター内のFe存在量のピークがクラスターの合併に対して回復力がある可能性があることを意味します。私たちの最近のIRAM30メートル観測では、X線ピークでのCO放出は検出されず、最近のAGNフィードバックがない場合の大規模な暴走冷却の証拠も見つかりませんでした。銀河の欠如は、イオン化された暖かいガスから冷たい分子ガスへの非効率的な変換に寄与している可能性があります。
入れ子になったバーがガスの流入によってどのように強化され、調整され、破壊されるのか
| Title |
How_Nested_Bars_Enhance,_Modulate,_and_are_Destroyed_by_Gas_Inflows |
| Authors |
Zhi_Li_(SHNU),_Min_Du_(XMU),_Victor_P._Debattista_(UCLan),_Juntai_Shen_(SJTU),_Hui_Li_(THU),_Jie_Liu_(SHAO),_Mark_Vogelsberger_(MIT),_Angus_Beane_(CfA),_Federico_Marinacci_(UNIBO),_Laura_V._Sales_(UCR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04666 |
2つの独立して回転する入れ子状の棒が存在する場合のガスの流れはまだ完全には理解されていないが、これが中心のブラックホールに燃料を供給する際に重要な役割を果たしている可能性がある。私たちは、この問題を研究するために、サブグリッド物理学の詳細なモデルを備えた高解像度の流体力学シミュレーションを使用します。私たちの結果は、二重棒銀河の内側の棒が核輪から中心へのガスの流れを促進するのに役立つことを示しています。対照的に、ガスの流入は通常、単棒銀河の核環で停止します。内側のバーは、2つのバーパターンの速度の差によって決定される周波数で準周期的な流入を引き起こします。星形成率は、バーが1本のモデルよりもバーが2本のモデルの方が高いことがわかります。私たちのモデルの内側の棒は、数十億年かけてガスの流入により徐々に弱くなり、溶解します。星の形成では、金属が豊富な/$\alpha$が少ない星が生成され、内側の棒の弱体化が遅くなりますが、最終的な崩壊は止まりません。また、シミュレーションにおけるガスの形態と運動学と、観測された二重棒銀河のガスの形態と運動学の定性的な比較も示します。
2024 年の NGC の星下人口に関する HST 研究
| Title |
A_HST_Study_of_the_Substellar_Population_of_NGC_2024 |
| Authors |
Massimo_Robberto,_Mario_Gennaro,_Nicola_Da_Rio,_Giovanni_Maria_Strampelli,_Leonardo_Ubeda,_Elena_Sabbi,_Dana_Koeppe,_Jonathan_C._Tan,_and_David_R._Soderblom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04888 |
私たちは、低質量天体および準星質量天体の集団の特徴である1.4~$\μ$mH$_2$O吸収特性を調べる3つのフィルターを使用して、若い星団NGC2024のHST/WFC3-IRイメージング調査を実行しました。数個の木星の質量まで。812個の点光源を検出し、そのうち550個が3つのフィルターすべてでS/N比が5を超えています。距離に依存しない2色図を使用して、$A_V\simeq40$もの消光値を決定します。また、フィルターの実効波長を変更すると、赤みが増すにつれて$A_V$値が高くなることがわかりました。赤みを除去した色振幅図を再構成して、候補クラスターメンバーの完全なサンプルと、$A_V\lesssim15$の光源の50%を含む消光限界サブサンプルの両方の明度ヒストグラムを導出します。Cardelliらのような標準的な絶滅の法則を仮定すると、(1989)公称$R_V$=3.1を使用して、1~Myr等時線に対するサルピーターのような初期質量関数から得られる光度関数とよく一致する光度関数を生成します。最も埋め込まれた領域には、過剰に輝く星があるという証拠がいくつかあります。私たちは、この相関関係は、これらの星団の星がより若く、したがって、より進化し、あまり絶滅していない星団の星よりも明るすぎるためである可能性があると仮定しています。1.4$\μ$mの測光特徴の深さに基づく分類スキームを、Levineらの分光調査の結果と比較します。(2006)、そして私たちは、若い星形成領域で一般的に遭遇する豊かな現象学に典型的ないくつかの特異な情報源と形態学的特徴を報告します。
TREX: M33 の高分散中間年齢恒星成分の運動学的特性評価
| Title |
TREX:_Kinematic_Characterisation_of_a_High-Dispersion_Intermediate-Age_Stellar_Component_in_M33 |
| Authors |
L._R._Cullinane,_Karoline_M._Gilbert,_Puragra_Guhathakurta,_A._C._N._Quirk,_Ivanna_Escala,_Adam_Smercina,_Benjamin_F._Williams,_Erik_Tollerud,_Jessamine_Qu,_Kaela_McConnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05023 |
矮小銀河さんかく座(M33)は、恒星のハロー形成を研究するための興味深い実験台を提供します。それは、より小さな衛星が降着した可能性が高いほど十分に重いですが、フィードバックやその他の「その場」形成メカニズムが期待される領域内にもあります。役割を果たす。この研究では、ハローの起源を理解することを目的として、TREX調査からM33を横切る星の視線の運動学を分析します。私たちはサンプルを、2032個の「古い」赤色巨星分枝(RGB)星と、671個の「中間年齢」の漸近巨星分枝(AGB)および炭素星からなる、さまざまな年齢の2つの広い集団に分割しました。私たちは、高齢者と中年層の両方の集団において、2つの異なる運動学的構成要素に関する決定的な証拠を発見しました。1つはM33のHIガスと共回転する低分散(~22km/s)の円盤状構成要素、もう1つは著しく高い分散(~22km/s)の構成要素です。これはガスと同じ平面内で回転しないため、M33の恒星のハローとして解釈されます。運動学的には類似していますが、ハロー成分に関連する星の割合は2つの集団間で大きく異なります。これは中年人口では一貫して~10%ですが、高齢者の場合は半径の関数として~34%から~10%に減少します。人口。さらに、中年ハロー個体群がM33の体幹速度から系統的に約25km/sオフセットされており、好ましい中心LOS速度は約-155km/sであるという証拠も見つかりました。これは、M33における中年代のハローの最初の検出と特徴付けであり、その場での形成メカニズムと潜在的に潮汐相互作用がその形成に役立ったことを示唆しています。
活動銀河核のブロードライン領域：塵が多いか、塵がないか？
| Title |
Broad-line_region_in_active_galactic_nuclei:_dusty_or_dustless? |
| Authors |
Ashwani_Pandey,_Bozena_Czerny,_Swayamtrupta_Panda,_Raj_Prince,_Vikram_Kumar_Jaiswal,_Mary_Loli_Martinez-Aldama,_Michal_Zajacek,_and_Marzena_Sniegowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05089 |
コンテクスト。活動銀河核内の塵は、塵っぽい分子トーラスの形で、ブロードライン領域(BLR)のすぐ外側に明らかに存在します。ただし、BLRの一部のモデルでは、BLR内に塵も存在する可能性があると予測しています。目的。私たちは、ダストの存在が再処理された連続体と線路の特性にどのような影響を与えるかを調べることを目的として、BLRによる放射線の再処理を研究しています。方法。CLOUDY光イオン化コードを使用して、塵の多いプラズマと塵のないプラズマのさまざまなモデルを計算します。私たちは、よく研究されている天体NGC5548に特に注目し、線相当幅の予測をこの天体の観測データと比較します。結果。H\b{eta}線とMgII線の予想等価幅と、時間遅延測定(H\b{eta}の場合)および媒体が埃っぽい場合の半径と光度の関係(MgIIの場合)。入射放射線は観察者が見る放射線と一致するため、内側のディスクとBLRの間のシールドは必要ありません。ただし、HeIIのような高電離線は、内部の塵のない領域で明確に形成されます。追加の吸収体が存在すると、H\b{η}放出領域は降着円盤表面の塵のない部分に近づきます。
コアラⅡ。遠く離れた形成中の銀河団では、拡張された分子ガスの貯蔵庫が一般的である
| Title |
COALAS_II._Extended_molecular_gas_reservoirs_are_common_in_a_distant,_forming_galaxy_cluster |
| Authors |
Zhengyi_Chen,_Helmut_Dannerbauer,_Matthew_Lehnert,_Bjorn_Emonts,_Qiusheng_Gu,_James_R_Allison,_Jaclyn_Champagne,_Nina_Hatch,_Balthasar_Inderm\"uehle,_Ray_Norris,_Jos\'e_Manuel_P\'erez-Mart\'inez,_Huub_R\"ottgering,_Paolo_Serra,_Nick_Seymour,_Rhythm_Shimakawa,_Alasdair_Thomson,_Caitlin_M_Casey,_Carlos_De_Breuck,_Guillaume_Drouart,_Tadayuki_Kodama,_Yusei_Koyama,_Claudia_Lagos_Urbina,_Peter_Macgregor,_George_Miley,_Jos\'e_Miguel_Rodr\'iguez-Espinosa,_Miguel_S\'anchez-Portal,_Bodo_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05206 |
この論文は、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用して\(z=2.16\)のクモの巣原始星団に向けて行った475時間の干渉観測の結果を示しています。私たちは、開発したカスタマイズされた方法を使用して、以前に検出された46個のCO(1-0)放出体の中から、大きく拡張された分子ガス貯留層を検索します。CO排出画像と位置-速度図、および6つの異なる基準のバイナリ重み付けを使用した発生源のランキングに基づいて、我々は、大きく拡張された分子ガス貯留を示す14個の確実な候補と7個の暫定的な候補を特定しました。これらの拡張された貯留層は、40kpcまたは超銀河規模を超えるサイズを持つものとして定義されます。この結果は、COで選択されたサンプルの少なくとも\(30\%\)を構成する拡張ガス貯留層が高頻度で存在することを示唆しています。N番目最近隣に基づいて候補の環境研究が実行され、大きな分子ガスの貯蔵所がより密な領域に存在する傾向があることがわかりました。私たちの候補の空間分布は主にクモの巣原始星団のコア領域に集中しています。私たちの方法のパフォーマンスと適応性について説明します。私たちは文献から、9つの銀河(原始)クラスターに位置する13個の(潜在的に)拡張されたガス貯留層を発見しました。私たちは、原始銀河団内の（通常の）星形成銀河を囲む大きく拡張された分子ガスの貯蔵庫がまれであることに気づきました。これは、low-JCO遷移の観察が不足していることと、分子ガス形態の定量的分析が不足していることに起因すると考えられます。クモの巣原始銀河団内の大きなガス貯留層は、赤方偏移の低い乙女座銀河団またはかみの親銀河団に見られるクラスター内物質の潜在的な供給源である。
動的摩擦下での偏心摂動体の軌道進化: 音速の壁を越える
| Title |
Orbital_evolution_of_eccentric_perturbers_under_dynamical_friction:_crossing_the_sound_barrier |
| Authors |
Robin_Buehler,_Roman_Kolyada_and_Vincent_Desjacques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05244 |
気体媒体では、円軌道上を移動する(点状の)摂動体の軌道速度が音速に近いときに、動摩擦(DF)が最大に達します。したがって、準定常状態では、(下から)防音壁に近づく摂動体の偏心軌道は、中心周囲の通過で最も強い抗力を受けるため、急速に円形になるはずです。この効果を調査するために、Desjacquesらの解決策を拡張します。均一ガス媒体中の円形DFから離心ケプラー軌道までの場合は2022年。定常状態のDF力の近似値を導き出します。これは、超音速領域への移行前後の限られたマッハ数範囲における$e=0.9$もの離心率に対して有効です。ガス密度応答の3次元シミュレーションを使用して分析結果を検証します。ガス状のDFは一般に軌道エネルギーを散逸しますが、離心率が$e\gtrsim0.9$の場合、軌道エネルギーは中心近傍通過近くの摂動子の運動に沿って方向付けられることがわかります。私たちはその結果を軌道パラメータの長期発展を計算するために適用します。摂動体が超音速領域に移行すると、ほとんどの軌道は円形になる傾向があります。ただし、音速障壁より下の離心率$e\gtrsim0.8$の軌道では、軌道エネルギーが失われるため、離心率がわずかに増加します。分析アプローチの拡張の可能性についても説明します。
死人が語る：天の川銀河の恒星のハローの金属量分布がGSE始祖銀河の過去を明らかにする
| Title |
Dead_man_tells_tales:_metallicity_distribution_of_the_Milky_Way_stellar_halo_reveals_the_past_of_the_GSE_progenitor_galaxy |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Ivan_Minchev,_Matthias_Steinmetz,_Julien_Marabotto,_Georges_Kordopatis,_Jeicot_Delgado_Gomez,_Noam_Libeskind |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05287 |
ガイア・ソーセージ・エンケラドゥス~(GSE)は、天の川銀河~(MW)史上最大の既知の古代降着現象として際立っています。この重要性にもかかわらず、その祖先銀河のパラメーターは依然として十分に制約されていません。ガウス混合モデルを使用してAPOGEEDR17からGSE星を特定し、MW恒星のハロー内のGSE破片の負の放射状金属度勾配を復元しました。その大きさは$\およそ-0.014^{-0.002}_{-0.022}$dexです。/kpc。我々は、この勾配は、MWによって破壊される前のGSE銀河前駆体の放射状金属量勾配を反映していると主張します。宇宙論的HESTIAシミュレーションと銀河合体の$N$体モデルを調査することにより、GSE前駆体の動径方向の金属量勾配を$\およそ-0.1^{-0.06}_{-0.15}$dex/kpcに制約します。したがって、我々は、降着星の運動積分を使用した降着星の化学的タグ付けは、合体中には保存されないが、MWに降着した星系の構造と過去についての重要な情報を提供することを提案する。
| Title |
The_Structure_Function_of_Mid-infrared_Variability_in_Low-redshift_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Suyeon_Son,_Minjin_Kim,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05389 |
$\sim10$年のベースラインにわたるWide-fieldInfraredSurveyExplorerのマルチエポック中間赤外(MIR)測光を使用して、$0.15<z<0.4の近くの活動銀河核(AGN)のMIR変動を広範囲に調査します。$。W1バンド($3.4\\mu$m)のアンサンブル構造関数が壊れべき乗則でモデル化できることがわかりました。タイプ1AGNは、おそらくトーラスによる消滅のため、タイプ2AGNよりも大きな変動振幅を示す傾向があります。変動振幅はAGN光度と逆相関しており、光学分野で知られている同様の関係と一致しています。一方、べき乗則の傾きは、AGNの光度とともに増加します。この傾向は、トーラスのサイズ$-$光度の関係から予想されるように、トーラスの内半径がAGN光度に比例するという事実に起因すると考えられます。興味深いことに、低輝度タイプ2AGNは、低輝度タイプ1AGNとは異なり、高輝度AGNよりも小さな変動振幅を示す傾向があります。私たちは、低光度のタイプ2AGNは、その低光度のために独特の中心構造を持っているか、あるいはその中赤外輝度が母銀河の冷たい塵からの放射によって汚染されているかのいずれかであると主張します。私たちの調査結果は、AGN統合スキームを修正する必要がある可能性があることを示唆しています。我々は、ダスト欠損AGNの変動振幅が通常のAGNより体系的に大きいことを発見し、ダスト欠損AGN内の高温および高温ダストが降着体からの紫外線の強さに応じて破壊され、再形成される可能性があるという考えを裏付けている。ディスク。
若い大質量星が過剰に存在する近くの銀河の内部領域の解明された研究: AGN-スターバースト接続のミッシングリンク?
| Title |
A_resolved_study_of_the_inner_regions_of_nearby_galaxies_with_an_excess_of_young_massive_stars:_missing_link_in_the_AGN-starburst_connection? |
| Authors |
Guinevere_Kauffmann,_Iker_Mill\'an-Irigoyen,_Paul_Crowther,_Claudia_Maraston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05496 |
私たちは、MaNGA調査の最終データリリースから、中心領域で非常に高いレベルのH$\alpha$放出(EQW(H$\alpha$)$>$700\AA.)を持つ銀河を選択しました。私たちの研究は、星の質量が$9.5<\logM_*/(M_{\odot})<11.5$の範囲にある、非常によく分解された近くの銀河14個に焦点を当てています。私たちは、若い大質量星の過剰な集団を抱えている可能性が高い銀河領域を選択するためのさまざまな手順を調査し、消滅補正されたH$\alpha$EQWおよび[SIII]/[SII]線の2次元空間での選択が可能であることを発見しました。この比率により最良の結果が得られます。これらの領域をカバーする積み上げスペクトルと、100\AA$<$EQW(H$\alpha$)$<$200\AAの通常のスターバースト領域をカバーする積み上げスペクトルを比較することにより、次の主な結果が得られます。1)過剰なWolfRayetの明確な兆候星はH$\alpha$過剰領域の半分で見つかります。2)過剰なウォルフ・ライエ星を含む銀河領域は、降着ブラックホールに特徴的な高電離輝線の存在と関連付けられることが多くなります。8つのWR領域のうち4つで過剰な[NeIII]が検出され、2つの銀河で暫定的に[FeX]が検出されました。3)ウォルフ・ライエ星が過剰に存在する銀河の領域は、星間物質のイオン化ガスの乱流速度が大きく、中性ガスの過剰密度が高い場所に位置しています。我々は、ウルフ・ライエ星の高波長分解能理論大気ライブラリーを含むHR-pyPopStar進化集団合成モデルを使用して、恒星の初期質量関数(IMF)の高質量端の変化を制限する最初の試みを行います。
JWST: 重水素化 PAH、PAH ニトリル、PAH の倍音と組み合わせバンド I: プログラムの説明とファーストルック
| Title |
JWST:_Deuterated_PAHs,_PAH-nitriles,_and_PAH_Overtone_and_Combination_Bands_I:_Program_Description_and_First_Look |
| Authors |
C._Boersma,_L._J._Allamandola,_V._J._Esposito,_A._Maragkoudakis,_J._D._Bregman,_P._Temi,_T._J._Lee,_R._C._Fortenberry,_E._Peeters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05774 |
最初の観察は、PAH放出を伴う低質量星のライフサイクルに沿った7つの天体を対象とするJWSTプログラム1591によるNIRSpec1-5$\mu$mの観測です。半径1.5$^{\prime\prime}$サイズの円形開口から抽出されたスペクトルが調査され、3$\μ$mPAH錯体、PAH連続体、原子および分子輝線などの豊富な特徴が示されています。HI、He、H$_{\rm2}$、その他の種。CO$_{\rm2}$-およびH$_{\rm2}$O-氷の吸収とCO排出も見られます。M17の明るいPDR位置に注目すると、PAHCHストレッチは3.29$\mu$m(FWHM=0.04$\mu$m)にあります。その1.68$\mu$m倍音の兆候は、すべてのターゲットの線発光によって混乱します。多成分分解により、4.65$\mu$m(FWHM=0.02$\mu$m)を中心とする脂肪族重水素化PAH特徴の可能性が明らかになり、[D/H]$_{\rmalip.}$=31$\pmが得られます。12.7%。しかし、4.36～4.43$\mu$mの間には、芳香族の対応物の兆候はほとんどありません。また、4.34～4.39$\mu$mの間ではPAHニトリル放出の兆候はほとんどありません。PAH連続体は$\sim$1から3.2$\mu$mまで上昇し、その後3.6$\mu$mで約2.5倍に上昇し、3.8、4.04、および4.34$\mu$mでバンプが追加されます。構造。M17のCO$_{\rm2}$吸収バンドは、10Kの10:1H$_{\rm2}$O:CO$_{\rm2}$氷と一致します。純粋な回転分子水素分布図は、$>$2200KのUV励起ガスを明らかにします。水素Pfundシリーズはレベル10から$>$30まであります。Br$\alpha$/Br$\beta$=0.381$\pm$0.01966とケースBの組換えを考慮すると、A$_{\rmV}{\simeq}$8になります。IRAS21282+5050のCO排出は258Kガスに由来します。すべての特徴とターゲットの詳細なスペクトル空間分析は、今後の一連の論文で計画されています。
ベラ超新星残骸における多相高速衝撃ガスの観測
| Title |
Observations_of_Multiphase,_High-Velocity,_Shocked_Gas_in_the_Vela_Supernova_Remnant |
| Authors |
Adam_M._Ritchey_(Eureka_Scientific) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05834 |
我々は、恒星HD75309のハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙望遠鏡画像分光器で得られた高解像度遠紫外アーカイブスペクトルの解析を発表します。この分光器は、ベラ超新星残骸(SNR)内の高速衝撃ガスを調査します。OI、SiII、SiII*、CII、CII*、SiIIIの本質的に強い吸収線からの高速特性を調べます。また、NVダブレットの高速成分も検出し、これらの特徴を、アーカイブの遠紫外分光エクスプローラーデータから入手できる高速OVI吸収の観察と比較します。反応速度は、観察されたさまざまなイオンの存在割合から得られ、ガス密度と熱圧力は、励起されたCIIおよびSiIIの微細構造準位の相対集団から得られます。我々の結果は、星間雲に押し込まれる衝撃の直後の領域にある高速プローブガスの高度にイオン化された種が、衝撃後流れの冷却領域のさらに下流にある物質の痕跡を示す低イオン化種であることを示しています。低速のNVおよびOVI吸収は、雲の衝撃を受けていない部分と熱いX線を放出する雲間媒体との間の導電性境界層内のガスを追跡する可能性があります。HD75309に向けて観察された高速CaII吸収特徴の時間的変動は、VelaSNRと相互作用する星間物質の非常に不均一な性質をさらに裏付けています。
FORGE'd in FIRE II: 宇宙論的初期条件からの磁気的に支配されたクエーサー降着円盤の形成
| Title |
FORGE'd_in_FIRE_II:_The_Formation_of_Magnetically-Dominated_Quasar_Accretion_Disks_from_Cosmological_Initial_Conditions |
| Authors |
Philip_F._Hopkins,_Jonathan_Squire,_Kung-Yi_Su,_Ulrich_P._Steinwandel,_Kyle_Kremer,_Yanlong_Shi,_Michael_Y._Grudic,_Sarah_Wellons,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Daniel_Angles-Alcazar,_Norman_Murray,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04506 |
関連論文では、流入速度$\sim10\,{\rmM_{\odot}\,yr^{-1}}$で、シュワルツシルト半径<300までのクエーサー降着円盤が自己矛盾なく形成されたことを報告しました。自己矛盾のない宇宙論的放射線、磁気、熱化学、流体力学的銀河および星形成シミュレーション。サブpcスケールでの星形成に対して安定した、明確な定常状態の降着円盤の形成が見られます。この円盤は光学的に厚く、放射冷却によって降着のバランスが保たれていますが、その特性は、これまでのほとんどの降着円盤モデルで想定されていたものとは異なります。圧力は（主にトロイダル）磁場によって強く支配されており、ディスクのミッドプレーン内にもプラズマ$\beta\sim10^{-4}$が存在します。それらは、磁気的に上昇したディスクや停止したディスクとは質的に異なります。円盤は、アルフヴェニック横断乱流と高度な超音速乱流を伴う強い乱流であり、円盤の動的時間と比較して短い冷却時間によってこれのバランスをとり、高度な超エディントン降着率を維持することができます。$\sim10^{3}-10^{5}$の重力半径での表面密度と三次元密度は、シャクラ・スンヤエフ円盤よりもはるかに低く、熱化学と安定性に重要な影響を及ぼします。私たちは、これらの「磁束が凍結した」円盤内のはるかに弱い銀河スケールの磁場からの流入による磁束の急速な移流によって磁場の強さと形状がどのように生じるのか、またこれがどのようにして円盤を安定させ、効率的なトルクを生み出すのかを示します。磁場を使用せずに再シミュレーションすると、非常に小さく、より低い$\dot{M}$のシャクラ・スンヤエフのような円盤で壊滅的な断片化が発生します。
磁気支配の降着円盤の解析モデル
| Title |
An_Analytic_Model_For_Magnetically-Dominated_Accretion_Disks |
| Authors |
Philip_F._Hopkins,_Jonathan_Squire,_Eliot_Quataert,_Norman_Murray,_Kung-Yi_Su,_Ulrich_P._Steinwandel,_Kyle_Kremer,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Sarah_Wellons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04507 |
最近の数値宇宙論的放射、磁気流体力学、熱化学、星形成シミュレーションにより、超大質量ブラックホール(SMBH)上へのエディントンまたは超エディントン降着率によるクエーサー降着円盤の形成が数百重力半径まで解明されました。これらの「磁束凍結」した超磁化ディスクは、古典的な$\alpha$ディスクや磁気的に停止したディスクとは質的に異なるようです。ミッドプレーンの圧力は、移流によって駆動されるプラズマ$\beta\ll1$を伴うトロイダル磁場によって支配されています。星間物質(ISM)からの磁束の影響を受けており、超音速乱流およびトランスアルフベン乱流であり、冷却時間が動的時間に比べて短いにもかかわらず、磁気サポートにより重力的に安定しています。この論文では、そのようなディスクの単純な分析類似性モデルを紹介します。合理的な仮定の場合、モデルは境界条件(BH影響半径[BHROI]での流入速度)によって完全に指定されます。我々は、このモデルからのスケーリングがさまざまな詳細な仮定に対して堅牢であり、（その単純さを考慮すると）シミュレーションと著しくよく一致することを示し、（BHROIに近づく）降着円盤の外側であってもそのような円盤の自己無撞着性と重力安定性を実証します。ハイパーエディントン降着率で。
ラジオ、X線、ガンマ線帯域におけるPSR J2229+6114とそのパルサー風星雲の多波長調査
| Title |
A_multi-wavelength_investigation_of_PSR_J2229+6114_and_its_pulsar_wind_nebula_in_the_radio,_X-ray,_and_gamma-ray_bands |
| Authors |
I._Pope,_K._Mori,_M._Abdelmaguid,_J._D._Gelfand,_S._P._Reynolds,_S._Safi-Harb,_C._J._Hailey,_H._An,_VERITAS_Collaboration:_P._Bangale,_P._Batista,_W._Benbow,_J._H._Buckley,_M._Capasso,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_G._M_Foote,_G._Gallagher,_W._F_Hanlon,_D._Hanna,_O._Hervet,_J._Holder,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_T._K._Kleiner,_N._Korzoun,_F._Krennrich,_S._Kumar,_M._J._Lang,_G._Maier,_C._E_McGrath,_C._L._Mooney,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_N._Park,_S._R._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_E._Roache,_I._Sadeh,_L._Saha,_G._H._Sembroski,_D._Tak,_J._V._Tucci,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_J._Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04512 |
G106.3$+$2.7は複合超新星残骸(SNR)であると一般に考えられており、ブーメラン型のパルサー風星雲(PWN)と電波帯域内の2つの異なる領域(「頭部」と「尾部」)によって特徴付けられます。超高エネルギー(VHE)ガンマ線放射($E_\gamma>100$GeV)の発見と、それに続く超高エネルギー(UHE)ガンマ線放射($E_\gamma>100$GeV)の最近の検出テール領域からの$TeV)は、G106.3$+$2.7がPeVatron候補であることを示唆しています。我々は、20年前に取得されたアーカイブ無線データとチャンドラデータ、2020年の新しいNuSTARX線観測、およびガンマ線の上限を使用した、ブーメランPWN（PSRJ2229+6114の周囲100インチ）の包括的な多波長研究を紹介します。NuSTAR観測により、パルサーPSRJ2229+6114からの51.67msのスピン周期と、$\Gamma=1.52\pm0.06$upのべき乗則モデルによって特徴付けられるPWN放射を検出することができました。Kothesetal.2006による以前の電波研究とは対照的に、我々ははるかに低いPWNBフィールド($B\sim3$$\mu$G)とより長い距離($d\sim8$kpc)を好みます。(1)過去20年間にわたって変化していないX線束、(2)シンクロトロンバーンオフに起因するエネルギー依存のX線PWNサイズ、および(3)多波長スペクトルエネルギー分布(SED)に基づいています。)データ.私たちのSEDモデルは、PWNが$\sim1000$年前のSNR逆衝撃によって圧縮された後、現在再膨張していることを示唆しています.この場合、ヘッド領域は、以前に注入されたGeV-TeV電子によって形成されるはずですパルサーは低密度環境に伝播します。
| Title |
Dataset_of_Classified_Chandra_Sources_in_Globular_Clusters |
| Authors |
Steven_Chen,_Oleg_Kargaltsev,_Hui_Yang,_Jeremy_Hare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04569 |
我々は、チャンドラX線天文台(CXO)によって観測された球状星団(GC)内の分類されたX線源のコレクションを紹介します。これには、活動連星、激変変数、ミリ秒パルサー、低質量X線連星が含まれます。私たちは、これらのソースの多波長観測から得られた最も正確な公開位置を、チャンドラソースカタログ(CSC)リリース2.1およびHSTUV球状星団探査(HUGS)とクロスマッチングして、それらの多波長特性を抽出します。このデータセットはインタラクティブなWebサイト経由でアクセスでき、GC内の未確認X線源を機械学習で分類するためのトレーニングデータセットとして使用できます。
最も近いウルトラストリップ超新星を発見：UGC 3855 の SN 2021agco
| Title |
Discovery_of_the_Closest_Ultrastripped_Supernova:_SN_2021agco_in_UGC_3855 |
| Authors |
Shengyu_Yan,_Xiaofeng_Wang,_Xing_Gao,_Jujia_Zhang,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_Jun_Mo,_Weili_Lin,_Danfeng_Xiang,_Xiaoran_Ma,_Fangzhou_Guo,_Lina_Tomasella,_Stefano_Benetti,_Yongzhi_Cai,_Enrico_Cappellaro,_Zhihao_Chen,_Zhitong_Li,_Andrea_Pastorello,_Tianmeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04827 |
$\sim$40Mpcの距離にあるヘリウムを豊富に含み、急速に進化している超新星(SN)2021agcoの発見と研究を紹介します。その初期のフラックスは、$2.4^{+1.5}_{-1.0}$日以内に$r$帯のピークの半分から$-16.06\pm0.42$magのピークまで上昇することがわかります。ピーク光度曲線も、タイプIb/Icの通常のストリップエンベロープSNeと比較して、はるかに速いペースで減少します。SN~2021agcoの初期スペクトル(ピークから$t\約1.0$日後)は、イオン化したCIIIの弱い輝線と重ね合わされた特徴のない青色の連続体によって特徴付けられ、その後のスペクトルは顕著なHeI線を示します。測光進化と分光学進化の両方が、極端に剥ぎ取られた祖先を持つと考えられているSN2019dgeとよく似ています。SN2021agcoの多色光曲線を、衝撃冷却発光と\Ni減衰を組み合わせたモデルで再現します。最適な結果では、噴出物の質量は$\およそ0.3$~M$_\odot$、合成ニッケルの質量は$\およそ2.2\times10^{-2}$~M$_\odot$となります。前駆体の包絡線半径は$R_{\rmenv}\約80$~R$_\odot$、質量$M_{\rmenv}\約0.10$~M$_\odot$と推定されています。これらすべては、SN~2021agcoがウルトラストリップされたSN~Ibとして分類され、この稀なサブタイプに最も近いオブジェクトであることを示唆しています。このSNは、年齢$\sim10.0$~Gyrで星形成活動が低いSab型銀河の円盤内で爆発することが発見された。通常のSNeIb/cと比較して、SN2021agcoやその他のウルトラストリップされたSNeの主銀河は金属性が比較的低い傾向があり、これが前駆体集団の特性を複雑にしている。
Swift-BAT ブレーザーの長期硬 X 線変動特性
我々は、14-195keV帯における$\sim$13年間の連続硬X線データに基づいた、長いタイムスケールでのブレーザーの硬X線変動挙動の時間領域における最初の専門的な研究の結果を紹介します。私たちは、最近の157か月のSwift-BATカタログからの月単位のデータを使用して、127個のブレーザーの硬X線変動性を特徴付け、BLレーステア天体(BLLacs)とフラットスペクトル電波クエーサーの変動性の間の潜在的な差異を探索します(FSRQ)。サンプル内のブレーザーのかなりの部分($\sim$37%)は、月単位のタイムスケールで統計的に有意な硬X線変動を示しません。これは、ブレーザーがX線内で大きく変動することを示した以前の研究と大きく矛盾しています。およびその他のエネルギーバンドを幅広いタイムスケールで観測します。また、変動を検出したFSRQとBLLacは、平均して、同様の磁束変動を示すこともわかりました。これは、これらのFSRQの変動は、必ずしも広範囲の領域から到達する外部散乱放射線の線源機能の変動によって引き起こされるわけではなく、粒子注入の変動につながるプロセスによって引き起こされる可能性があることを示唆しています。さらに、サンプル内の5つのブレーザーのみが、長期光度曲線で顕著なスペクトル変動を示しています。3つのブレーザーの場合、毎月のタイムスケールで傾きを変化させるべき乗則が、可変の硬X線スペクトルを特徴付けるのに十分であることがわかり、少なくとも一部の明るいブレーザーでは、硬X線の長期スペクトルが変化する可能性があることを示唆しています。比較的簡単に説明できます。
核崩壊超新星におけるニュートリノ衝突フレーバー不安定性の普遍性
| Title |
Universality_of_the_Neutrino_Collisional_Flavor_Instability_in_Core_Collapse_Supernovae |
| Authors |
Jiabao_Liu,_Hiroki_Nagakura,_Ryuichiro_Akaho,_Akira_Ito,_Masamichi_Zaizen,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05050 |
ニュートリノは、3つのフレーバーの間でフレーバー変換プロセスを受けることが知られています。高速フレーバー変換(FFC)は、他の種類のフレーバー変換と比較してフレーバー変換の完了までのタイムスケールが短いため、コア崩壊超新星(CCSNe)で行われるフレーバー変換の中心的な部分となっています。ニュートリノと物質との間の通常の衝突は、かつてニュートリノをデコヒーリングし、その結果フレーバー変換を弱めると考えられていたが、最近、それらがフレーバー変換を誘発する可能性があることが判明した。線形分析により、FFCが存在しない場合、いわゆる衝突フレーバー不安定性(CFI)が発生することが示されました。この論文では、異なる質量を持つ4つの前駆体モデルに対するCCSNeの球対称ボルツマンシミュレーションの結果を使用して、CCSNeのバウンス後のコアでCFIが発生するかどうかを調査します。また、光学的に厚く半透明な領域でのCFIの発生に必要な(しかし十分ではない)物質特性の条件も提供します。バリオン質量密度($\rho$)、電子分率($Y_e$)、電子型ニュートリノの縮退($\eta_{\nu_e}$)は、$10^{10}{\rmg/cmである必要があります。^3}\lesssim\rho\lesssim10^{12}{\rmg/cm^3}$、$Y_e\lesssim0.4$、$\eta_{\nu_e}\lesssim0.5$です。この条件により、詳細な安定性解析を行わなくても、CFIが発生する可能性のある場所を簡単に特定できるため、CCSNモデルのCFIを現象論的に解析するのに役立ちます。
遷移ブレーザーからの広帯域放射の起源 B2 1308+326
| Title |
Origin_of_broadband_emission_from_the_transition_blazar_B2_1308+326 |
| Authors |
Ashwani_Pandey,_Pankaj_Kushwaha,_Paul_J._Wiita,_Raj_Prince,_Bozena_Czerny,_and_C._S._Stalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05096 |
コンテクスト。遷移ブレーザーは、異なるフラックス状態中にあるサブクラスから別のサブクラスへの移行を示すため、その研究はブレーザーの基礎となる物理学を理解するために重要です。目的。フェルミからの14年間にわたるガンマ線光曲線とスウィフトからの準同時データを使用して、遷移ブレーザーB21308+326からの多波長放射の起源を調査します。方法。ベイジアンブロックアルゴリズムを使用してフレアおよび静止磁束状態のエポックを特定し、それらのエポックの広帯域SEDをモデル化しました。我々は、シンクロトロン放射がSEDの低エネルギー部分を担当し、高エネルギー部分が外部シード光子のIC放射によって生成される1ゾーンレプトニックモデルを採用しました。また、そのマルチバンド変動特性、ガンマ線束分布、および光学放射とガンマ線放射の間の相関関係も調査しました。結果。私たちは、2022年6月から7月にかけて、B21308+326から光学帯からガンマ帯にかけて歴史的に明るいフレアを観測しました。最高の日平均ガンマ線束は(14.24$\pm$2.36)$\times$10$^{-7}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$は2022年7月1日に検出されました。ガンマ線束分布は対数正規であることがわかりました。光放射とガンマ線放射は時間差ゼロでよく相関しています。シンクロトロンのピーク周波数は9$\times$10$^{12}$Hzから6$\times$10$^{14}$Hzに変化し、コンプトン優勢が減少し、LSPからの信号源遷移のヒントを提供しますISPに。これら2つの状態のSEDは、1ゾーンレプトニックモデルによく適合します。モデルフィットのパラメーターは、移行中に13.4から27に変化するドップラービーム係数を除いて、両方のSED間で基本的に一貫しています。結論。ドップラー係数の増加は、フレアとB21308+326のLSPからISPブレーザーへの移行の両方の原因である可能性があります。
TeV ブレーザーからの光学フレアの起源を調査 S4 0954+65
| Title |
Investigating_the_origin_of_optical_flares_from_the_TeV_blazar_S4_0954+65 |
| Authors |
Ashwani_Pandey,_Rumen_Bachev,_Bozena_Czerny,_Paul_J._Wiita,_Alok_C._Gupta,_Anton_Strigachev,_and_Adam_Popowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05104 |
目的。私たちは、2017年から2023年の間に3台の地上望遠鏡を使用して実行された光学測光および偏光観測を使用して、TeVブレーザーS40954+65の極端な変動特性を調査することを目的としています。方法。我々は、S40954+65の138の日内(1日より短い観察期間)光度曲線(LC)で構成される広範なデータセットを調べ、さまざまなタイムスケールでの光束、スペクトル、偏光の変化を調べました。変動するLCについては、最小変動タイムスケールを計算しました。長い（数週間から数年）タイムスケールでのスペクトルの変化を探すために、光束間の相関と色の変化を調査しました。さらに、Rバンドの光束と偏光度の間の関係を調べました。結果。138件の日中LCのうち59件で大きな変動が見つかりました。2017年3月25日に、$\sim$2.64時間以内にVバンドの大きさで0.58$\pm$0.11の最大変化が検出され、対応する最小変動タイムスケールは18.21$\pm$4.87分でした。VバンドとRバンドでは明るさが$\sim$4等級変化します。ただし、強いスペクトル変動は見つかりませんでした。相対スペクトルエネルギー分布の傾きは1.37$\pm$0.04でした。モニタリング中、分極度は$\sim$3%から39%まで変化しました。2022年4月13日の$\sim$3時間以内に、偏光角(PA)が$\sim$120度変化することが観測されました。光束と偏光度の間に明確な相関関係は見つかりませんでした。結論。私たちの光束、色、偏光の研究結果は、相対論的ジェットの乱流がブレーザーS40954+65の日中の光学的変動の原因である可能性があるというヒントを提供します。ただし、長期的な磁束変動はドップラー係数の変化によって引き起こされる可能性があります。
連星中性子星の合体および稀な核崩壊超新星からの高エネルギーニュートリノに対する低エネルギーニュートリノによる消滅の影響
| Title |
Effects_of_Annihilation_with_Low-Energy_Neutrinos_on_High-Energy_Neutrinos_from_Binary_Neutron_Star_Mergers_and_Rare_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Gang_Guo,_Yong-Zhong_Qian,_Meng-Ru_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05137 |
私たちは、軽度の相対論的衝撃で生成される高エネルギー（HE）ニュートリノが、連星中性子星合体や稀な核崩壊超新星のブラックホール周囲の降着円盤から放出される低エネルギー（LE）ニュートリノによって消滅できる可能性を探ります。恒星の中心($\lesssim10^{9}-10^{11}$cm)の近くで生成されたHEニュートリノの場合、$E\gtrsim0.1$PeVのニュートリノの出現するオールフレーバースペクトルが修正できることがわかりました。$E^{-n}$の係数で、$n\約0.4-0.5$になります。LEニュートリノのフレーバー進化はこの結果に影響を与えませんが、HEニュートリノの出現するフレーバー組成は変化する可能性があります。結果として、上記の消滅効果は、小さな半径での非相対論的衝撃または軽相対論的衝撃で生成されるHEニュートリノについて考慮する必要があります。特に、スロージェットとチャームド中間子崩壊を伴う核崩壊超新星のモデルは、HEニュートリノとLEニュートリノの消滅を考慮すると、IceCubeで観測された拡散HEニュートリノ束によりよく適合できることを指摘します。さらに、チャームド中間子と消滅効果の関連性は、拡散ニュートリノスペクトルとフレーバー組成の正確な測定によってテストできます。
X線準周期噴火源GSN 069の細線領域に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_narrow-line_region_of_the_X-ray_quasi-periodic_eruption_source_GSN_069 |
| Authors |
Kishore_C._Patra,_Wenbin_Lu,_Yilun_Ma,_Eliot_Quataert,_Giovanni_Miniutti,_Marco_Chiaberge,_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05574 |
準周期噴火(QPE)の起源はほとんど理解されていませんが、ほとんどの理論的説明は超大質量ブラックホールの周囲の降着円盤を想定しています。これらの源の銀河核内のガスや恒星の環境もあまり制約されていません。この論文では、QPE源GSN069の細線[OIII]放射を研究するために、アーカイブされたハッブル宇宙望遠鏡(HST)画像の分析を紹介します。サイズ$\lesssim35$pc、核から最大2kpc離れた拡張[OIII]放射の上に重ねられます。降着系の年齢は10年から100年と推定されています。コンパクト領域の[OIII]光度は$(2.1\pm0.3)\times10^{40}\,\rmerg\,s^{-1}$と測定されました。CLOUDYシミュレーションに基づいて、[OIII]放出ガスの水素数密度は$5\times10^{3}<n_{\rmH}\lesssim10^{8}\,\rmcmの範囲内であると制約します。^{-3}$および体積充填率$f_{\rmV}<2\times10^{-3}$。GSN069の核領域の高密度ガスは、ソフトXによって新たにイオン化された分子雲(総質量$\gtrsim3\times10^{3}\,M_{\odot}$)から発生していると考えられます。降着円盤からの光子線。我々は、輝線診断図上のコンパクトな細線領域の進化の可能性を予測しているため、将来のHSTまたは積分フィールドユニットの観測を使用して、この不可解なシステムの年齢をさらに突き止めることができます。
IceCube Neutrino における IceTop による宇宙線研究の最近の結果
| Title |
Recent_results_of_cosmic-ray_studies_with_IceTop_at_the_IceCube_Neutrino |
| Authors |
Donghwa_Kang_(on_behalf_of_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05614 |
IceCubeニュートリノ観測所は、南極の南極の氷の奥深くに設置された立方キロメートルのチェレンコフ検出器です。氷内アレイの真上に位置する平方キロメートルのコンパニオン表面検出器IceTopは、100TeV～1EeVの一次エネルギーを持つ宇宙線によって引き起こされる広範囲の空気シャワーを測定します。IceTopとIceCubeの氷内検出器によって測定されたイベントを同時に組み合わせることで、さまざまな一次質量グループのエネルギースペクトルを再構成できます。したがって、私たちは宇宙線の起源、特に高エネルギー宇宙線の銀河起源から銀河系外起源への移行領域に関する情報を提供します。この寄稿では、最近の実験結果と、IceTopの表面検出器の強化と将来のIceCube-Gen2表面アレイによる見通しを紹介します。
一致 (宇宙線、ニュートリノ、ガンマ線、電波非熱スペクトル)。 II.銀河の赤外線、電波、{\ガンマ}線放射の間の人口レベルの相関
| Title |
CONGRuENTS_(COsmic-ray,_Neutrino,_Gamma-ray_and_Radio_Non-Thermal_Spectra)._II._Population-level_correlations_between_galactic_infrared,_radio,_and_{\gamma}-ray_emission |
| Authors |
Matt_A._Roth,_Mark_R._Krumholz,_Roland_M._Crocker_and_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05693 |
銀河は、その電波、{\ガンマ}線、赤外線放射の間の多くの経験的な相関関係に従いますが、これらの相関関係の物理的起源は依然として不明です。ここでは、星形成銀河からの広帯域非熱放射に対してCOGRuENTSモデルを使用します。このモデルは、宇宙線のハドロンとレプトンからのエネルギー依存輸送と非熱放射を一貫して計算し、電波および{\ガンマ}線の放射を予測します。大規模な深視野調査から得られた特性を備えた合成銀河集団の場合。私たちは、合成銀河がFIRと電波の相関、FIRと{\gamma}の相関、電波スペクトル指数の分布などの観測された関係を再現していることを示し、モデルを使用してこれらの関係の物理的起源を説明します。我々の結果は、静水圧平衡と乱流ダイナモ作用によってガスの性質に課せられた制約の結果、シンクロトロン放出として最終的に放射される宇宙線電子パワーの量が銀河星形成速度に応じてわずかしか変化しないため、FIR-電波相関が生じることを示している。同じ物理学がさまざまな銀河における陽子の熱量測定の範囲を決定し、したがってFIR-{\gamma}線の相関関係を設定します。さらに、銀河の電波スペクトル指数は主に、熱による自由放出と、制動放射や銀河ハローへの脱出による宇宙線電子のエネルギー依存損失との間の競合から生じ、典型的には逆コンプトン、シンクロトロン、および電離プロセスによるスペクトルの形成を伴うことを示す。サブドミナント的な役割を果たします。既存の観測結果を説明することに加えて、私たちは解析を利用して、銀河の電波スペクトルの曲率とそのパイオン駆動の{\gamma}線放出との間のこれまで見たことのない相関関係を予測します。この予測は、今後の施設でテスト可能になります。
電子を共鳴加速する電波パルサー
最近実証された共鳴波動過程に基づいて、電波パルサーの磁気圏において電子が超相対論的エネルギーまで加速できることが示された。エネルギーの付与は、強力な電磁(EM)波と同時に移動する電子波(クライン・ゴードン(KG)方程式で記述される)の共鳴相互作用によって発生します。KG波/粒子はEMから継続的にエネルギーを引き出します。一般理論を簡単に要約すると、高エネルギー(共鳴的に増強された)電子状態は、EM場との結合を最小限に抑えたKG方程式を解くことによって調べられます。EM放射と同相で伝播する制限されたクラスの解($\zeta=\omegat-kz$のみの関数)が、電波パルサーで提案されている電子励起の基礎となる可能性があるとして研究されています。我々は、波動共鳴エネルギー付与メカニズムが、ミリ秒から通常の値($\sim1$秒)までの範囲の周期を持つ広範なクラスの電波パルサーで動作できることを示します。磁気圏の電子を駆動して、100ドルのTeV（ミリ秒パルサー）から10ドルのZeV（通常のパルサー）までのエネルギーを獲得できる可能性がある。
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイによる宇宙観測: GPS 衛星観測を使用した性能特性評価
| Title |
Space_Observation_by_the_Australia_Telescope_Compact_Array:_Performance_Characterization_using_GPS_Satellite_Observation |
| Authors |
Hamed_Nosrati,_Stephanie_Smith,_and_Douglas_B._Hayman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04653 |
宇宙状況認識(SSA)アプリケーション用にオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)を運用するために、干渉データに基づいて到達距離と到達方向(DOA)を推定するためのシステムモデルを開発します。全地球測位システム(GPS)衛星から収集された観測データを使用して、開発されたモデルを評価し、最新の2線要素(TLE)から伝播される事前の位置と比較して、距離情報と方向情報の両方が大幅に向上していることを実証しました。
20m級超大型分光測量望遠鏡の光学系
| Title |
Optical_system_of_a_20-m_class_extremely_large_spectroscopic_survey_telescope |
| Authors |
Ding-qiang_Su,_Hua_Bai,_Xiangyan_Yuan_and_Xiangqun_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04697 |
この作品は、中国とマウナケア分光探査機のために研究され、設計されました。資金の制限とスケールアップの簡単さを考慮して、例として2つのナスミス焦点を備えたSu-Meinel4ミラーシステムである12m望遠鏡が選択されています。1つの焦点は分光調査であり、ストリップレンズプリズム大気分散補正器(S-ADC)が使用されます。選択されたパラメータは次のとおりです:視野(FOV)1.5{\deg}、f比4、波長範囲0.36～1.8ミクロン、望遠鏡サイトの高度4200m、最大天頂距離60{\度}。設計された画質は、80%の幾何学的包囲エネルギー(EE80)の最大直径が0.36秒角に等しいことです。望遠鏡の焦点面には約20000本の光ファイバーを収納できます。ナスミスのもう1つの焦点は、精密な赤外線観察に使用される4ミラー全反射システムです。EE80は、大気分散を考慮しない場合、FOV1.5{\deg}の場合、0.10秒角に相当します。後続のcoud\'eシステムが設計されました。S-ADCは現在の光学ガラスサイズの制限を克服しているため、この12m望遠鏡は20mクラスの望遠鏡とほぼ同等の優れた画質で拡大できます。
エジプトの新しい地上望遠鏡のマルチパラメータ研究
| Title |
Multi-parameter_study_for_a_new_Ground-Based_telescope_in_Egypt |
| Authors |
Mohamed_S._Darwish,_Hazem_Badreldin,_Nasser_M._Ahmed,_Mostafa_Morsy,_E._E._Kohil,_Hany_M._Hassan,_I._Helmy,_Ahmed_shokry,_M._A._Hassan,_S._M._Saad,_G._M._Hamed,_Z._F._Ghatass_and_S._A._Ata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04746 |
エジプトの新しい光学/赤外線天体望遠鏡の建設予定地における気象パラメータ、夜空の明るさ、地震の危険性の影響を評価するために、マルチパラメータ解析が実施されました。ERA5再解析データセットは、総雲量率、降水可能水蒸気、相対湿度、風速と風向、気温などの気象パラメータを取得するために使用されます。エアロゾルの光学的深さを推定するために、Modern-EraRetrospectiveAnalysisforResearchandApplicationsバージョン2(MERRA-2)を使用しました。候補地上の光害は、可視赤外線画像放射計スイート(VIIRS)デイナイトバンド(DNB)から測定されました。最大加速度および応答スペクトルに関する地震入力は、地震の危険性を評価するために物理学に基づいた地震動アプローチを使用して計算され、その結果、候補地の地震の危険性を評価できるように、提案された場所の耐震構造が指定されました。。候補に挙げられた7つのサイトのうち、2つのサイトで最も優れた測定結果が得られ、将来のエジプトの新しい天体望遠鏡の設置場所とみなされる可能性があります。最初の場所はシナイ半島の南部に位置し、2番目の場所は紅海山地に位置します。
コッタミア天文台のUBVRI夜空の明るさ
| Title |
UBVRI_night_sky_brightness_at_Kottamia_Astronomical_Observatory |
| Authors |
Mohamed_F._Aboushelib,_Abdelfady_B._Morcos,_Samir_Nawar,_Osama_M._Shalabiea_and_Zainab_Awad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05429 |
エジプトのコッタミア天文台(KAO)の座標{\phi}=29{\deg}55.9'Nおよび{\lambdaのサイトで、空全体をカバーする、さまざまな天頂距離と方位角での夜空の明るさ(NSB)の光電観測}=東経31度49.5分、全自動光電光度計(FAPP)を使用して測定されました。ベッセルワイドレンジシステム（UBVRI）は、月が沈んだ後の良好なシーイング条件の下で、NSBを3夜連続（2022年8月1日から3日）観測するために初めて使用されました。推定結果は光子で取得され、mag/arcsec2に変換されました。U、B、V、R、およびIフィルターの平均天頂空の明るさは、それぞれ20.49、20.38、19.41、18.60、および17.94mag/arcsec2であることがわかります。天頂における平均色指数(U-B)、(B-V)、(V-R)、(R-I)は、それぞれ0.11、0.98、0.81、0.66であることが検出されました。KAOの空の明るさの等光線をU、B、V、R、Iの色(フィルター)でプロットし、これらのUBVRIフィルターを通して平均大気減光と空の透明度の両方を決定しました。夜間の観測では、大気やその他の気象条件が考慮されました。現在の研究結果は、KAOの周囲に建設された新しい都市がその上空の輝きに与える主な影響と、どの天体観測が影響を受けるかを示しています。
EST 望遠鏡に搭載された新世代マルチチャネル減算ダブルパス (MSDP) を使用したイメージング分光偏光測定の提案
| Title |
A_proposal_for_imaging_spectro-polarimetry_with_a_new_generation_Multichannel_Subtractive_Double_Pass_(MSDP)_onboard_the_EST_telescope |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe,_Fr\'ed\'eric_Say\`ede,_Pierre_Mein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05497 |
イメージング分光法は、ESTなどの大型望遠鏡の補償光学(AO)と組み合わせて、2DFOV上の速度と磁場の高い空間的および時間的分解能の測定を行うことを目的としています。我々は、AOと偏光計の恩恵を受ける新世代のスライサー(56チャンネル、高スペクトル分解能)を使用して、EST可視およびIR分光器に組み込まれたマルチチャンネル減算ダブルパス(MSDP)を提案します。目的は、AOの空間分解能で56チャンネルのスペクトル画像を生成し、高リズムで瞬間データ(X、Y、ラムダ)の立方体を再構成し、プラズマのダイナミクスと磁場の研究を可能にすることです。MSDPは、ほとんどの偏光測定法と互換性があります(そのうちの2つについてのみ説明します)。
異種混合の密結合アーキテクチャに基づく MKID 読み出し
| Title |
A_MKID-readout_based_on_a_heterogeneous,_closely_coupled_architecture |
| Authors |
Gerrit_Grutzeck,_Ingo_Kr\"amer,_Miroslaw_Ciechanowicz,_Nicolas_Reyes,_Carsten_K\"onig,_Andrey_Baryshev,_Stephen_Yates_and_Bernd_Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05544 |
この議事では、異種処理アーキテクチャに基づいた、信号の生成、取得、処理のための多用途プラットフォームであるU-Boardプラットフォームを紹介します。このプラットフォームに基づいて、APEX用のA-MKIDカメラ用のマイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)の読み取り値を示します。この異種アーキテクチャでの読み出しの実装に加えて、現在使用されているA-MKIDカメラの読み出しと比較した読み出しのパフォーマンスの最初の比較も示します。最後になりましたが、市販の既製コンポーネントに基づいた現在のプロトタイプをどのように小型化する計画があるかについて説明します。
アインシュタイン望遠鏡における地震実体波からのニュートンノイズをキャンセルするための地震計アレイの共同最適化
| Title |
Joint_Optimization_of_seismometer_arrays_for_the_cancellation_of_Newtonian_noise_from_seismic_body_waves_in_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Francesca_Badaracco,_Jan_Harms,_Luca_Rei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05709 |
地震性ニュートンノイズがアインシュタイン望遠鏡の感度を制限すると予測されています。これは、地震計からのデータを使用するコヒーレントノイズキャンセリング技術で軽減できます。最良の結果を得るには、地震センサーを最適な位置に配置することが重要です。このテーマに関する予備研究がアインシュタイン望遠鏡(ET)に対して行われました。それは、孤立した試験質量におけるニュートンノイズをキャンセルするための地震アレイの最適化に焦点を当てていました。この論文では、ETの入れ子形状、つまり検出器の各頂点にある低周波干渉計の4つのテスト質量を含むように研究を拡張します。結果は、実体波で構成される地震場の偏光内容の関数として調査されます。この研究では、センサーアレイを最適な位置からずらしたり、最適化に使用した周波数以外の周波数で動作させたりすることによって、パフォーマンスがどのような影響を受けるかについても調査しています。
FeH、CrH、NiH の実験室ラインリストと ESPaDOnS および SPIRou で収集された M スタースペクトル間の相関
| Title |
Correlations_between_laboratory_line_lists_for_FeH,_CrH,_and_NiH_and_M-star_spectra_collected_with_ESPaDOnS_and_SPIRou |
| Authors |
P._Crozet,_J._Morin,_A._J._Ross,_S._Bellotti,_J._F._Donati,_P._Fouqu\'e,_C._Moutou,_P._Petit,_A._Carmona,_A._K\'osp\'al,_A._G._Adam,_D._W._Tokaryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04497 |
金属酸化物と金属水素化物の分子バンドが、M型矮星の光学スペクトルと近赤外線スペクトルを支配しています。これらのバンドの高分解能スペクトルは、実効温度、表面重力、元素存在量、動径速度、表面磁場などの星の多くの特性を決定するための計り知れない可能性を秘めています。これを行うための技術が開発されていますが、分子データとスペクトル線リストの現在の入手可能性と精度によって制限されたままです。この論文は、近赤外および可視の実験室データから選択された金属一水素化物線リストを報告し、いくつかの電子遷移における特定のバンドを使用して、M星のCrH、NiH、およびFeHを識別し、ドップラーシフトから動径速度を決定できることを示しています。FeHとCrHについても磁場測定の可能性が調査されています。私たちは、M個の星からの非偏光スペクトルと州固有の実験室ラインリストの間の体系的な相互相関分析を使用しました。これらのリストは、既存のデータと、ゼロ磁場条件または最大0.6テスラの磁場でドップラー限界分解能で記録された新しい実験室レーザー励起スペクトルの組み合わせから生成されました。結果。M型星のスペクトル解析では通常無視されるFeHとNiHの可視波長での遷移が実際にスペクトルに寄与していることを示し、CrHとFeHの選択された遷移に対する磁気感度の影響を実証します。新しいラインリストは、恒星天体の温度よりも大幅に低い温度で記録された遷移に焦点を当てていますが、スペクトル密度の高いいくつかのバンドヘッド領域をカバーしているため、それらは依然として適切です。FeHバンドは、M型矮星の高分解能光学および近赤外スペクトルの分析のための原子線に有用な補足を提供できます。我々は、862nm付近のCrHシグネチャに対する磁場の影響を実証します。
KAPPA: 非マックスウェルカッパ分布の光学的に薄いスペクトルを合成するためのパッケージ。 Ⅲ．イオン化平衡の改善とカッパ < 2 の拡張
| Title |
KAPPA:_A_Package_for_Synthesis_of_Optically_Thin_Spectra_for_the_Non-Maxwellian_Kappa-Distributions._III._Improvements_to_Ionization_Equilibrium_and_Extension_to_Kappa_ |
| Authors |
Elena_Dzifcakova,_Jaroslav_Dudik,_Martina_Pavelkova,_Bozena_Solarova,_Alena_Zemanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04591 |
KAPPAパッケージは、非マクスウェル分布\k{appa}分布の光学的に薄いスペクトルを計算するために設計されています。この論文では、太陽外部大気における\k{appa}分布の正確な診断に重要な\k{appa}<2の極値のスペクトルの計算を可能にするデータベースの拡張について説明します。さらに、データベース内のイオン化平衡計算に2つの改善が加えられました。まず、イオン化平衡計算に電子衝撃多重イオン化(EIMI)の効果が含まれるようになりました。マクスウェル分布では比較的重要ではありませんが、鉄や\k{appa}の値が低いなどの一部の元素ではEIMIが重要になり、イオン化平衡が大幅に変更されます。第2に、KAPPAデータベースには、抑制係数を介して評価される、高電子密度での誘電子再結合の抑制が含まれるようになりました。同じ温度では、誘電子再結合の抑制は\k{appa}からほぼ独立していることがわかります。\k{appa}分布のイオン化平衡計算が、さまざまな電子密度に対して提供されるようになりました。
HMI/SDOとSP/Hinodeで得られた同時間ベクトル磁力線図の比較
磁場の正確な測定は、太陽磁場の形成と進化を理解するために非常に重要です。現在、太陽磁場測定装置にはフィルターベースの磁気記録計とストークス偏光計の2種類があります。前者は高い時間分解能の磁力図を提供し、後者は磁場のより正確な測定を提供します。フィルターベースの磁力計で得られた磁力図とストークス偏光計で得られた磁力図を校正することは、2つのタイプの利点を組み合わせる良い方法です。私たちのこれまでの研究では、「ひので」に搭載された分光偏光計（SP）によって得られた磁力図と比較して、懐柔太陽観測所（HSOS）のフィルターベースの太陽磁場望遠鏡（SMFT）とSOHOに搭載されたフィルターベースのマイケルソンドップラーイメージャー(MDI)による研究では、磁力線図の磁束密度と、両方の機器の磁力線図に存在する中心から端までの体系的な変動が過小評価されています。ここでは、安定したアルファ黒点の75個のベクトル磁力図のサンプルを使用して、SDOに搭載されたヘリオ地震・磁気イメージャ(HMI)によって取得されたベクトル磁力図と、SP/ひのでによって取得された同時間ベクトル磁力図とを比較します。私たちの分析では、HMI/SDOマグネトグラムの縦方向および横方向の磁束密度の両方がSP/Hinodeマグネトグラムの磁束密度に非常に近く、HMI/SDOマグネトグラムにおける中心から端までの体系的な変動が非常に小さいことが示されています。私たちの研究は、HMI/SDOによって行われるように、フィルターベースのマグネトグラフを使用して低スペクトル分解能のストークスプロファイルを構築すると、フィルタータイプの測定の欠点を大幅に取り除くことができ、なおかつ高い時間分解能の利点を維持できることを示唆しています。
地球側と裏側の太陽現象の影響を分離する。ケーススタディ
| Title |
Separating_the_effects_of_earthside_and_far_side_solar_events._A_case_study |
| Authors |
Silja_Pohjolainen,_Nasrin_Talebpour_Sheshvan,_Christian_Monstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04765 |
2013年11月8日、ハロー型のコロナ質量放出（CME）がフレアやタイプII電波バーストとともに観測されたが、フレア、電波バースト、CMEとの関連性は明らかではなかった。私たちの目的は、CMEの起源とその伝播方向を特定し、CMEに関係のない特徴を除外することです。地球側では、CMEの推定打ち上げ時間近くにGOESC5.7クラスのフレアが発生し、続いてX1.1クラスのフレアが発生した。後者のフレアはEUV波とメートルタイプIIバーストに関連していました。太陽の裏側では、フィラメントの噴出、EUVの減光、放出されたCMEループが、太陽の裏側を観察していた太陽地球関係観測所(STEREO)探査機に搭載された撮像装置によって観察されました。STEREO無線機器は、地球近くのL1に位置するWind宇宙船に搭載された無線機器では観測されなかった、デカメートル〜ヘクトメトリック波長の惑星間(IP)タイプII無線バーストを観測しました。我々は、ハローCMEが太陽の裏側の噴火に由来し、IPタイプIIバーストがハローCMEの前方の衝撃波によって生成されたことを示します。電波バーストは、太陽半径9倍を超える太陽中心の音源の高さであっても、地球側からは観測されませんでした。CMEの伝播中、Xクラスのフレア噴火は地球への小さなプラズモイド放出を引き起こし、その物質は投影で観察された初期のCME構造に重ねられました。メートルタイプIIバーストの推定高さは、Xクラスのフレアによって発射されるEUV波とよく一致します。この電波放射は周波数を下げ続けなかったので、衝撃波はそれ以上伝播しなかったと結論付けます。ショックドライバーが爆風として消滅したか、ドライバーの速度が現地のアルフヴェン速度を超えなくなったかのどちらかです。
星周メーザー源データベースを活用した噴水候補地の体系的探索
| Title |
Systematic_Search_for_Water_Fountain_Candidates_using_the_Databases_of_Circumstellar_Maser_Sources |
| Authors |
Haichen_Fan,_Jun-ichi_Nakashima,_D._Engels,_Yong_Zhang,_Jian-Jie_Qiu,_Huan-Xue_Feng,_Jia-Yong_Xie,_Hiroshi_Imai_and_Chih-Hao_Hsia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05065 |
噴水(WF)は、低質量および中質量の進化した星の星周エンベロープの形態進化における天体であり、球対称の形状から非対称の形状に移行すると考えられています。我々は、星周1612MHzOHおよび22.235GHzH$_2$Oメーザー源のデータベースを使用して、OHメーザー放出と比較してH$_2$Oメーザー放出のより広い速度範囲という基準を使用して、新しいWF候補を検索した。したがって、原理的には、以前に知られているWFよりも小さいH$_2$O速度範囲を持つWFを識別することが可能です。OHメーザー線については、2,195の情報源からの8,474件の観測値、H$_2$Oメーザー線については3,642件の情報源からの6,085件の観測値のデータベースエントリを分析しました。速度範囲とラインプロファイルを詳しく調べた結果、上記の基準を満たす11個の発生源を特定しました。選択した光源のIRAS色を調べたところ、そのうちの2つ(IRAS19069+0916とIRAS19319+2214)がAGB後の星の色の領域にあることがわかりました。私たちは、メーザー速度基準がWFだけでなく、天体物理学的に興味深い天体を発見できることを発見しました。このような天体には、メーザー放出を伴う特異な惑星状星雲や恒星合体残骸が含まれる可能性があります。
静かな太陽スペクトルに対する MURaM と MPS-ATLAS のテスト
| Title |
Testing_MURaM_and_MPS-ATLAS_against_the_quiet_solar_spectrum |
| Authors |
Veronika_Witzke_and_Alexander_I._Shapiro_and_Nadiia_M._Kostogryz_and_Lucien_Mauviard_and_Tanayveer_S._Bhatia_and_Robert_Cameron_and_Laurent_Gizon_and_Damien_Przybylski_and_Sami_K._Solanki_and_Yvonne_C._Unruh_and_Li_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05652 |
三次元(3D)放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、アドホックなパラメーター化を行わずに恒星大気をモデル化する唯一の方法です。いくつかの3D放射MHDコードは、太陽の観測対象と定量的に良好な一致を達成しています。私たちは、確立された静かな太陽の測定値、特に恒星の研究に関連する空間的に平均された測定値に対して、MURaMコードの最新バージョンを検証することを目指しています。この検証により、MURaMが高精度で再現できる太陽観測物の数が拡大します。これは、MURaMを使用して他のクールな星のスペクトルを正確に計算するためにも必須の条件です。私たちは、小規模ダイナモを収容する太陽上部対流帯と光球をシミュレートします。時系列の3Dスナップショットを使用して、スペクトル放射照度、四肢の暗化、および選択されたスペクトル線を計算し、観測値と比較します。計算された観測量は観測結果とよく一致しており、特に静かな太陽の周囲が暗くなる様子が非常によく再現されています。
ガイアは小規模なスケールでのB星とBe星の連星性の違いを明らかに：Be現象を引き起こす物質移動の証拠
| Title |
Gaia_uncovers_difference_in_B_and_Be_star_binarity_at_small_scales:_evidence_for_mass_transfer_causing_the_Be_phenomenon |
| Authors |
Jonathan_M._Dodd,_Ren\'e_D._Oudmaijer,_Isaac_C._Radley,_Miguel_Vioque_and_Abigail_J._Frost |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05653 |
Be星はB星人口のほぼ20%を占め、円盤に囲まれた高速回転星です。しかし、この回転の起源は依然として不明です。近接連星内での物質移動は主要な仮説を提供しており、Be星の剥ぎ取られた伴星の以前の検出はこれを裏付けています。ここでは、ガイアの絶妙な天文精度を利用して、明るい星カタログから近くのB星とBe星の一致するサンプルのバイナリティーに関するこれまでで最大の比較研究を実行します。ヒッパルコスとガイアのデータとガイアが提供するRUWEを使用して計算された以前の値と併せて、ガイアDR2とDR3の天文データから導出された新しい「固有運動異常」値を利用することで、0.02インチの分離まで未解決のバイナリを識別できることを実証します。'。これらの測定値を使用すると、B星とBe星の連星分率は0.04～10インチの間では類似していますが、0.04インチ未満の分離ではBe星の連星分率がB星の連星分率よりも大幅に低いことがわかります。これらの「失われた」バイナリの分離範囲は物質移動するには大きすぎ、剥ぎ取られたコンパニオンはこれらの手段では回収されないため、コンパニオンは三重系内のバイナリ強化を介して内側に移動すると考えられます。これは、バイナリの相互作用がBe現象を引き起こし、移動により0.02～0.04インチのBeバイナリの不足が引き起こされるという仮説を統計的に初めて裏付けました。さらに、我々は、三重性がこの移動、ひいては全体としてのBe星の形成において重要な役割を果たしていると示唆する。
$3 \alpha$ と $^{12}{\rm C}(\alpha,\gamma)^{16}{\rm O}$
反応の不確実性が、低次および中間次の He 燃焼相に及ぼす影響質量星
| Title |
Impact_of_the_uncertainties_of_$3_\alpha$_and_$^{12}{\rm_C}(\alpha,\gamma)^{16}{\rm_O}$_reactions_on_the_He-burning_phases_of_low-_and_intermediate-mass_stars |
| Authors |
F._Tognini,_G._Valle,_M._Dell'Omodarme,_S._Degl'Innocenti,_P.G._Prada_Moron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05745 |
$3\alpha$と$^{12}{\rmC}(\alpha,\gamma)^{16}{\rmO}$の反応速度[...]。私たちは、さまざまな速度の値に対して低質量星のモデルと中質量星のモデルを計算しました。$3\alpha$の反応率は$\pm24\%$まで変化しましたが、$^{12}{\rmC}(\alpha,\gamma)^{16}{\rmO}$の反応率は最大$\pm35\%$変動しました。モデルは、異なる恒星集団を表すために、2つの異なる初期化学組成に対して計算されました。$M=0.67$$M_{\odot}$モデルがハロー古代星の代表として選択されましたが、円盤星の場合は$M=1.5$$M_{\odot}$および$M=2.5$$M_{\odot}$モデルが検討されました。中央のHe燃焼寿命と漸近巨大分岐(AGB)寿命に対する2つの反応速度の影響、および中央のHe枯渇時のC/Oコアの質量と内部のCとOの存在量が調査されました。。$^{12}{\rmC}(\alpha,\gamma)^{16}{\rmO}$の反応速度の変化により、3つの恒星質量と考えられるものの間で分析された特徴にわずかな違いが生じました。C/Oの存在量。中心部のHe燃焼寿命の変化は4%未満でしたが、AGB寿命は1%レベルでしか影響を受けませんでした。内部のCとOの存在量はより大きな変動を示し、約15%の変化がありました。$3\alpha$の反応速度の不確実性は、主に、考慮されているすべてのモデルのCとOの中心存在量(最大10%)、および中間質量星のAGB寿命(最大5%)に影響します。調査された機能のほとんどは2%未満の影響を受けました。2つの反応速度における現在の不確実性は、他の不確実性源に関して、予測される進化の時間スケールにほとんど影響を与えません。シェルのHe燃焼段階の終了時の化学プロファイルの変動は依然として重要です。
高振幅$\delta$たて星の非線形脈動モード相互作用の複雑なシンフォニーを解明
| Title |
Unveiling_the_Intricate_Symphony_of_Nonlinear_Pulsation_Mode_Interactions_in_High-Amplitude_$\delta$_Scuti_Stars |
| Authors |
Jia-Shu_Niu,_Hui-Fang_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05831 |
人々は星の脈動を感知することで星の内部を診断できます。星の内部状態と構造によって決定される脈動モードは、通常、短い時間スケールでは安定していると考えられています。これらの独立した脈動モードは、星の内部構造を再構築するために星地震学で使用されてきました。今回我々は、高振幅$\delta$たて座星KIC6382916(J19480292+4146558)における特異な脈動モード相互作用の詳細を発見したことを報告し、星の内部構造の指標としての独立した脈動モードの信頼性に挑戦する。アーカイブデータの分析を通じて、約20日間にわたる3つの独立した脈動モードとその高調波/組み合わせの振幅と周波数の明確な変動を発見しました。これらの変動は、振幅が約140%、周波数変動が約12%に達する可能性があります。振幅と周波数の変動の相関分析により、脈動モードの相互作用の詳細とパターンがさらに明らかになりました。特に、独立した脈動モードの高調波に関連する現象に関する我々の発見は、この分野における従来の理解に疑問を投げかけています。これらの発見は、将来の研究の基礎となり、非線形アステ地震学を進歩させます。
拡張フィラメントチャネルからのコロナ質量放出のモデル化。 II. 1auまでの惑星間伝播
| Title |
Modeling_a_Coronal_Mass_Ejection_from_an_Extended_Filament_Channel._II._Interplanetary_Propagation_to_1_au |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Anwesha_Maharana,_Benjamin_J._Lynch,_Camilla_Scolini,_Simon_W._Good,_Jens_Pomoell,_Alexey_Isavnin,_Emilia_K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05846 |
我々は、2015年7月9日に始まった高緯度の拡張フィラメントチャネル噴出の地球への伝播と衝突の観測とモデル化の結果を紹介します。フィラメント噴出から生じたコロナ質量放出(CME)は、地球での中程度の擾乱と関連していました。地球。この現象は、いわゆる「問題嵐」として分類される可能性があります。なぜなら、重大な地質効果的影響をもたらすことが多い、大規模で高エネルギーの地球指向のCMEの特徴である通常の太陽の兆候が欠けていたからです。私たちは太陽観測を使用して初期パラメータを制約し、モデル化されたCMEの3つの異なる構成を使用した3D磁気流体力学太陽圏シミュレーションを使用して、太陽コロナから地球までの2015年7月9日の噴火の伝播をモデル化します。CME噴出物のトロイダル磁束ロープ構造を特徴とするシミュレーション実行では、観測された地球到着とモデル化された地球への到着が最もよく一致していることがわかりましたが、宇宙を評価する際にはCME観測者の幾何学的形状に応じて、異なるアプローチが多かれ少なかれ役立つ可能性があることに注意してください。規模が大きく非対称性が高いという点で極端な噴火による気象への影響。私たちは、CME進化の物理学の理解を進めることと宇宙天気予報の将来の改善の両方の文脈で結果について議論します。
再発新星V2487 Ophの公転周期が判明
| Title |
The_orbital_period_of_the_recurrent_nova_V2487_Oph_revealed |
| Authors |
Pablo_Rodr\'iguez-Gil_(1,_2),_Jes\'us_M._Corral-Santana_(3),_Nancy_El\'ias-Rosa_(4,_5),_Boris_T._G\"ansicke_(6),_Margarita_Hernanz_(5,_7)_and_Gloria_Sala_(7,_8)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_IAC,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain,_(3)_ESO,_Chile,_(4)_INAF,_Padova,_Italy,_(5)_Institute_of_Space_Sciences_(ICE,_CSIC),_Barcelona,_Spain,_(6)_University_of_Warwick,_UK,_(7)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_Barcelona,_Spain,_(8)_Universitat_Polit\'ecnica_de_Catalunya,_Barcelona,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05877 |
我々は、再発新星V2487Ophの公転周期の信頼できる最初の決定を発表します(NovaOph1998)。時系列Xシュータースペクトルで検出された強力なHeII$\lambda$4686輝線の動径速度曲線から$0.753\pm0.016$d($18.1\pm0.4$h)の値を導き出しました。公転周期はこれまでの主張よりも大幅に短いが、V2487Ophは既知の中で最も周期の長い大変動変数の1つとなっている。V2487Ophのスペクトルには、白色矮星のスペクトルに似た広いバルマー吸収が豊富にあります。しかし、我々は、それらが低い傾斜で見た降着円盤から来たものであることを示します。非常に推測的ですが、報告されている白色矮星の質量$M_1=1.35と仮定すると、動径速度曲線の解析により二元質量比$q\約0.16$とドナー星の質量$M_2\約0.21$M$_\odot$が得られます。$M$_\odot$。亜巨M型星がドナー星として暫定的に提案されています。V2487Ophがフレア状態にあったときに、うっかりスペクトルの一部を撮影できたのは幸運でした。フレア中、軌道位相0.4付近でバルマー線とHeII$\lambda$4686線で$-2000$kms$^{-1}$を超える高速放射を検出した。フェーズ0.3付近で最大$1200$kms$^{-1}$まで放出が後退することも観測されている。磁気激変変数との類似性は、フレアが繰り返される間に白色矮星に磁気が付着したことを示している可能性があります。
太陽のアルフベン面: コロナと太陽圏を統合する偏光計に関する最近の洞察と展望 (PUNCH)
| Title |
The_Sun's_Alfven_Surface:_Recent_Insights_and_Prospects_for_the_Polarimeter_to_Unify_the_Corona_and_Heliosphere_(PUNCH) |
| Authors |
Steven_R._Cranmer_(CU_Boulder),_Rohit_Chhiber_(U._Del.,_GSFC),_Chris_R._Gilly_(SwRI,_CU_Boulder),_Iver_H._Cairns_(U._Sydney),_Robin_C._Colaninno_(NRL),_David_J._McComas_(Princeton),_Nour_E._Raouafi_(JH/APL),_Arcadi_V._Usmanov_(U._Del.,_GSFC),_Sarah_E._Gibson_(HAO/NCAR),_and_Craig_E._DeForest_(SwRI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05887 |
太陽風は太陽の高温で電離したコロナの延長であり、惑星間空間に継続的に膨張した状態で存在します。風の流出速度がアルフベン波および高速モード磁気流体力学(MHD)波の位相速度を超える半径方向の距離は、アルフベン半径と呼ばれます。1次元モデルでは、これは特異点であり、これを超えるとプラズマと磁場のほとんどの変動が伝播して太陽に戻ることができなくなります。多次元の太陽風では、この点は不規則な形状の「アルフベン面」に沿ってさまざまな距離で発生する可能性があります。この記事では、この表面の特性をレビューし、太陽風加速度、角運動量輸送、MHD波と乱流、磁気的に閉じたコロナループの形状のモデルにおけるその重要性について議論します。また、アルフベン面の位置を決定することを目的としたシミュレーションとデータ分析手法の結果もレビューします。パーカー太陽探査機の最近の近日点と組み合わせると、これらの研究は、アルフベン表面が太陽半径約10～20の太陽中心距離でほとんどの時間を過ごしていることを示しているようです。太陽圏のこの領域は十分に乱流であるため、あらゆる放射線に沿ってアルフベン面の複数の（確率的かつ時間依存的な）交差が存在することが多いことが明らかになりつつある。したがって、多くの状況では、1つの閉じたサーフェスよりも、位相的に複雑な「アルフベンゾーン」の概念を利用する方が便利です。この記事では、コロナと太陽圏を統一する旋光計(PUNCH)ミッションがアルフベン表面の特性をどのように測定し、太陽風加速の理論に重要な制約を与えるのかについてもレビューします。
ソラリス測光調査: 日食のタイミング変動を使用して周連星を探す
| Title |
Solaris_photometric_survey:_Search_for_circumbinary_companions_using_eclipse_timing_variations |
| Authors |
Ayush_Moharana,_K._G._He{\l}miniak,_F._Marcadon,_T._Pawar,_G._Pawar,_P._Garczy\'nski,_J._Per{\l}a,_S._K._Koz{\l}owski,_P._Sybilski,_M._Ratajczak,_and_M._Konacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05890 |
食タイミング変動(ETV)は、食連星(EB)の周連星を検出するためのツールとして成功しています。TESSとKeplerはETV検索に多大な実績をもたらしていますが、時間と空の範囲によって制限される場合があり、これは専門的な地上ベースのETV調査で対処できます。我々は、南半球にある4台の0.5mロボット望遠鏡を使用して周回星の伴星を探すSolaris測光調査の初期結果を紹介する。Solarisネットワークからの観測を使用した、光度曲線の抽出、トレンド除去、EBモデリングの方法を紹介します。これらの光度曲線を使用して、7EBの正確な日食タイミングを抽出し、ロム・スカーグルピリオドグラム検索を使用して伴星を探します。ターゲットGSC08814-01026に対して考えられる2つの周期信号が見つかりました。この系の活動が活発であるため、これら2つの期間での軌道解の実現可能性を確認します。私たちは、245+/-1dの周期がM矮星の質量伴星によるものであることを発見しました。これにより、GSC08814-01026がコンパクトな階層トリプルシステムの候補となります。146+/-1dにあるもう1つの周期信号は、星の活動のアーチファクトです。
5 点の振幅から回転波形を再開
| Title |
Resummed_spinning_waveforms_from_five-point_amplitudes |
| Authors |
Andreas_Brandhuber,_Graham_R._Brown,_Gang_Chen,_Joshua_Gowdy,_Gabriele_Travaglini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04405 |
重力子の放出による回転天体の2対2散乱に対する古典的なツリーレベルの5ポイント振幅を計算します。この5点の振幅を使用して、次数の時間領域の重力波形の計算に移ります。我々が説明する方法は、カーブラックホールの古典的スピンの任意の値に適しており、スピンのパワーの拡張を必要としません。この論文では、1つのカーブラックホールと1つのシュワルツシルトブラックホールの散乱というより単純なケースでそれを説明します。私たちの計算の重要な要素は、ブラックホール摂動理論の計算とのマッチングから導出された接触項を含む、回転粒子によるコンプトン振幅の新しい形式です。これにより、波形がスピンの少なくとも4次まで有効であることが保証されます。コンプトン振幅の高次接触項が利用可能になると、私たちの方法をすぐに適用して、改善された波形を生成できます。最後に、スピンのすべての次数に対する重力記憶の式を示します。これは結果と一致しています。
硬い多流体塵およびガス流体力学のための高速二次ソルバー
| Title |
A_Fast_second-order_solver_for_stiff_multifluid_dust_and_gas_hydrodynamics |
| Authors |
Leonardo_Krapp,_Juan_Garrido-Deutelmoser,_Pablo_Ben\'itez-Llambay_and_Kaitlin_M._Kratter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04435 |
我々は、ガスと任意の数($N$)のダスト種の間の運動量伝達を研究するための多流体二次対角陰的ルンゲクッタ法であるMDIRKを紹介します。このメソッドは、流体力学方程式をIMEX(ImplicitExplicit)スキームで統合し、対角陰的漸近的に安定なRunge-Kutta法(DIRK)を使用して運動量方程式のスティッフなソース項を解きます。特に、DIRKは、標準の逆行列$\mathcal{O}(N)^3$の代わりに$\mathcal{O}(N)$演算で評価できる単純な解析解を認めています。したがって、この分析ソリューションは多流体法の計算コストを大幅に削減し、粒子サイズ分布を持つシステムのダイナミクスを研究するのに適しています。この方法が機械の精度まで運動量を保存し、一定の外部加速度で正しい平衡解に収束することを実証します。数値手法を検証するために、音波の減衰、粉塵の多い衝撃、多流体の粉塵の多いジーンズの不安定性、定常状態のガスと粉塵のドリフト計算を含む一連の単純な流体力学テストを提示します。MDIRKのシンプルさは、高速で漸近的に安定した多流体法を構築するための基礎を築きます。
ブラックホール合体シミュレーションからの線形および非線形準正規モードの抽出
| Title |
Extracting_linear_and_nonlinear_quasinormal_modes_from_black_hole_merger_simulations |
| Authors |
Mark_Ho-Yeuk_Cheung,_Emanuele_Berti,_Vishal_Baibhav,_Roberto_Cotesta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04489 |
一般相対性理論では、2つのブラックホールが合体すると、回転(カー)ブラックホール残骸が生成されます。摂動理論によれば、残骸は「リングダウン」放射線、つまり残存物の質量とスピンのみに依存する特徴的な複素周波数を伴う指数関数の重ね合わせを放出します。ブラックホール分光プログラムの目的は準正規モード周波数を測定することですが、その振幅と位相の知識は、どのモードが検出可能であるかを判断し、場合によっては追加の一貫性チェックを実行するためにも同様に重要です。複素周波数とは異なり、振幅と位相は、バイナリの質量比や成分スピンなどのバイナリ前駆体の特性に依存します。この論文では、数値シミュレーションに存在するモードを確実に識別し、その振幅と位相を抽出するように設計されたフィッティングアルゴリズムを開発します。このアルゴリズムを、公開されているSXS数値相対性理論シミュレーションカタログからの500を超えるバイナリブラックホールシミュレーションに適用し、結果として得られるモード振幅と位相のフィッティング式を前駆体の特性の関数として提示します。重要なのは、私たちのアルゴリズムでは、順行基本モードと倍音だけでなく、逆行モードと二次モードの抽出も可能です。さまざまなモードの振幅比に関する興味深い関係を明らかにします。フィッティングコードと一部のプロットのインタラクティブバージョンは公開されています。このホワイトペーパーに記載されている結果は、より多くのより優れたシミュレーションが利用可能になるにつれて更新される可能性があります。
ハートル・ソーン法によるゆっくりと回転する中性子星の周りの試験粒子動力学の構造を保存した数値シミュレーション
| Title |
Structure-preserving_numerical_simulations_of_test_particle_dynamics_around_slowly_rotating_neutron_stars_within_Hartle-Thorne_approach |
| Authors |
Misbah_Shahzadi,_Martin_Kolos,_Rabia_Saleem,_Yousaf_Habib,_Adrian_Eduarte-Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04514 |
この論文では、ゆっくりと回転するハートル・ソーン時空内を移動する粒子の測地線力学のカオス的な兆候を調査します。巨大で変形し、ゆっくりと回転するコンパクトな物体の外部を記述する真空アインシュタイン場方程式の近似解。数値研究を使用して、一般的な軌道の扁円形と扁円形の変形の測地線を調べ、回転曲線のプラトーを見つけます。これは、断面のポアンカレ曲面におけるバーコフ島の存在に関連しています。測地線の極周波数は島全体で一定のままです。私たちは、双曲点や共鳴島近傍のカオス領域など、さまざまな位相空間構造を調査します。さらに、カオス的な挙動は粘着性現象によって支配されることが観察されており、カオス的な軌道は長期間にわたって安定した軌道に付着したままになり、最終的には発散して中性子星の表面に向かって引き寄せられます。粒子の軌道をシミュレートするために使用される数値積分の精度は、断面のポアンカレ曲面の構造において重要な役割を果たします。我々は、考慮された非可積分力学システムに適用された、構造を保持する効率的な次数4の数値スキームの比較を示し、どのスキームがハミルトニアン流の正準特性を持っているかを調査します。非シンプレクティック積分器のクラスの中で、数値解を目的の多様体に射影するために、陽的ルンゲ・クッタ法と標準射影手法を備えた陽的一般線形法を採用します。この射影スキームは、所望の多様体からのドリフトなしで積分を可能にし、計算コスト効率が高い。私たちは、長期的な動作とCPU時間の消費という2つの重要な側面に関心を持っています。
曲がった時空における 2 つの巨大な微粒子間の重力によるもつれ: II.フリードマン-レマ\^イトレ-ロバートソン-ウォーカー宇宙
| Title |
Gravity-induced_entanglement_between_two_massive_microscopic_particles_in_curved_spacetime:_II.Friedmann-_Lema\^itre-Robertson-Walker_universe |
| Authors |
Chi_Zhang_and_Fu-Wen_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04650 |
私たちの以前の研究では、シュヴァルツシルト時空背景で測地線に沿って移動する粒子間のもつれの形成を観察し、湾曲時空における量子重力誘起質量もつれ(QGEM)を調査しました。私たちは、微視的な質量を持つ粒子であっても長い相互作用時間がもつれを誘発し、デコヒーレンスの問題に対処できることを発見しました。この研究では、調査を時間依存時空に拡張することで、以前の研究を基礎にしています。具体的には、フリードマン・レマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー(FLRW)宇宙における大質量粒子の相互重力によって引き起こされるもつれを調査します。位相変化とQGEMスペクトルの計算を通じて、私たちが提案したスキームは、FLRW宇宙を伝播する質量粒子の量子重力によって引き起こされるもつれの形成を観察するための潜在的な方法を提供します。その結果、私たちの研究は宇宙論におけるもつれの分野に新たな洞察を提供します。
数値シミュレーションによる宇宙論的一次相転移の不確かさの推定
| Title |
Estimating_the_Uncertainty_of_Cosmological_First_Order_Phase_Transitions_with_Numerical_Simulations |
| Authors |
Huai-Ke_Guo,_Yang_Xiao,_Jin_Min_Yang_and_Yang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.04654 |
真空気泡に関連する特徴的な物理量の計算に使用される解析式の妥当性を研究するために、宇宙論的な一次相転移の文脈で気泡運動学の数値シミュレーションをいくつか実行し、潜在的に存在する系統的不確実性を決定します。解析結果と比較すると、次のような観察結果が得られます。(1)気泡の総数については、シミュレーションの値と解析予測の値の間に10%の差異があります。(2)偽の真空率については、シミュレーション結果と解析予測結果の差は小さいですが、これは気泡の総数で観察される矛盾を説明する上で重要な役割を果たします。(3)シミュレーションから得られた気泡寿命分布は指数分布から逸脱しており、異なる核生成速度によって明らかに影響を受けません。(4)これらの差異は、最終的な重力波スペクトルに伝播します。通常、音波からの主な寄与についてサウンドシェルモデルを使用して計算すると、気泡数の偏差が重力波スペクトルのピーク値を強化するのに対し、偏差は重力波スペクトルのピーク値を強化することがわかります。寿命分布ではピーク値が抑制されます。
511 keV のガンマ線過剰に対する F\'eeton ($B-L$ ゲージボソン) 暗黒物質と低エネルギーニュートリノ束の予測
| Title |
F\'eeton_($B-L$_Gauge_Boson)_Dark_Matter_for_the_511-keV_Gamma-Ray_Excess_and_the_Prediction_of_Low-energy_Neutrino_Flux |
| Authors |
Yu_Cheng,_Weikang_Lin,_Jie_Sheng,_and_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05420 |
f\'eetonは、$U(1)_{B-L}$ゲージ理論のゲージボソンです。ゲージ結合定数が極端に小さい場合は暗黒物質の候補となります。私たちは、電子と陽電子のペアへのその崩壊が、観察された銀河の511keVガンマ線過剰を一貫した方法で説明することを示します。この大量の暗黒物質は主にニュートリノと反ニュートリノのペアに崩壊します。改善された指向性能力を備えた将来の低エネルギー実験により、これらのニュートリノ信号を捕捉することが可能になります。シーソー主導のパラメータ空間は、現在の宇宙論的制約に匹敵する比較的短いフリートン寿命を予測します。
ニュートリノの生存力と重さはどれくらいですか?
次世代の水チェレンコフハイパーカミオカンデ検出器は、ガドリニウムでの中性子捕獲に続く逆ベータ崩壊プロセスを介して、銀河の超新星爆発による数千のニュートリノイベントを検出できるようになります。この優れた統計は、ニュートリノの質量や寿命などのニュートリノの特性に限界を設定するための独自のウィンドウを提供します。我々は、超新星ニュートリノの時間とエネルギーのスペクトルに生じる時間遅延と磁束抑制によって前者の2つの特性を制約しながら、そのような将来の検出器の機能を探っていきます。通常は無視されている、統計的に準優勢な弾性散乱誘発事象に特別な注意が払われます。これにより、時間遅延によって束縛されるニュートリノ質量が大幅に改善される可能性があります。目に見えない衰退シナリオを考慮すると、$95\%~$C.L.$\tau/m$の下限は、SN1987Aニュートリノイベントで見つかったものよりもほぼ1桁優れています。ニュートリノ束の抑制と時間遅延特性を組み合わせて、$m_\nu$と$\tau_{\nu}$の両方に同時に制限を設定できます。最も制約された寿命は、最も豊かな$\nu_1$の寿命です。電子部品。$95\%~$C.Lで$\tau_{\nu_1}\gtrsim4\times10^5~$sが見つかります。最も厳しい$95\%~$C.L.私たちが発見したニュートリノ質量の限界は$0.34~$eVであり、これは今日最も厳しいニュートリノ質量制限に匹敵するだけでなく、将来の実験室での直接質量探索にも匹敵します。質量制限と寿命制限は両方とも質量順序に依存しないため、結果は非常に堅牢で関連性のあるものになります。
アラスカ州オクモク火山の最新のカルデラ形成噴火の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_the_latest_caldera-forming_eruption_of_Okmok_volcano,_Alaska |
| Authors |
Alain_Burgisser,_Ally_Peccia,_Terry_Plank,_Yves_Moussallam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05516 |
アラスカのオクモク火山の最近のカルデラ形成噴火は、遠く離れた北極の氷床コアで見つかったテフラ堆積物と南極の氷床コアで見つかった硫酸塩信号により、地球規模の大気への影響を与えた。これに伴う大規模な気候冷却は、噴火の極致期に成層圏に注入された硫黄の量によって引き起こされました。この段階は火砕流密度流によって支配されており、その定置力学は複雑であり、成層圏の硫黄負荷を直接推定することは不可能である。我々は、噴射質量流束、放出持続時間、地形のいくつかの組み合わせによる軸対称条件下で、二相流モデルMFIX-TFMを使用して、この極相のダイナミクスをシミュレーションしました。結果は、$8.6-28\times10^9$kg/sの定常質量流束が野外観測と一致することを示唆しています。成層圏への注入は、1)カルデラ中心の上に最初に上昇する中央プルーム、2)火砕流密度流と地形の遭遇によって引き起こされる連続的な共発火雲、および3)地形の希薄部分の浮力リフトオフから発せられるパルスで発生します。噴火終了後の流れ。全体として、火口での質量流束が安定している場合、放出された火山ガスの2.5～25%が成層圏に到達します。海水の相互作用による排出速度の変動や効率的な最終リフトオフがこの負荷を増加させた可能性は低い。脱ガスされた硫黄の岩石学的推定値と組み合わせると、我々の結果は、噴火によって対流圏に46.5～60.4TgSが放出され、成層圏に1.6～15.5TgSが注入され、それが大気の強制力とその後の気候反応を制御したことを示唆している。
月の軌道の動きの簡単な計算
月の軌道における遠点線の平均運動を計算するための単純かつ明確な方法を提案した。得られた結果は、地球の周りの月の公転の星空周期で$3^{\circ}1'12''$、または1年あたり$40^{\circ}22'48''$となります。後者の量の現代の観測値は年間$40^{\circ}41'$です。『プリンキピア』では、ニュートンは月の月に$1^{\circ}31'28''$、年間に$20^{\circ}12''$を導き出しました。これは観測可能な値の約2分の1です。ニュートンのアプローチとは異なり、私たちは地球の周りの月の公転の星空期間における太陽の擾乱力の単純かつ明白な平均を使用します。得られた公式が他の惑星の衛星や惑星自体に適用できるかどうかは根拠があります。ニュートンの計算を私たちの方法と比較すると、ニュートンが不適切な結果をもたらす理由が、かなり説得力のあるものであることが明らかになります。
非標準宇宙論の影にある光熱自己相互作用暗黒物質
| Title |
Light_Thermal_Self-Interacting_Dark_Matter_in_the_Shadow_of_Non-Standard_Cosmology |
| Authors |
Shu-Yu_Ho,_Pyungwon_Ko,_Dibyendu_Nanda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05676 |
この論文では、GeVスケールの自己相互作用する暗黒物質(DM)の実行可能なモデルを構築します。DMは初期宇宙で熱的に生成されました。このモデルでは、$U(1)_{D}$ゲージ対称の下にある暗い電荷を持つ新しいベクトル状フェルミ粒子が孤立したWIMPDMとして機能し、主に明るい暗いゲージボソンと一重項スカラーに消滅することができます。ダークゲージの相互作用。また、DMの自己相互作用は、同じゲージ相互作用を介して明暗ゲージボソンによって引き起こされます。これらの粒子に加えて、2つのワイルフェルミオンとダブレットスカラーをさらに導入します。これにより、$s$波DM消滅から生成されたダークゲージ粒子は、CMBが結合するように暗黒対称性が破れた後、ほとんどが活性ニュートリノに崩壊する可能性があります。質量の小さいDMは回避可能です。観測された遺物存在量とDMの自己相互作用を説明するための共通パラメータ領域を設けるために、新しいフィールド種によって引き起こされる宇宙膨張が標準放射線よりも速い非標準的な宇宙論的進化においてもこのモデルを研究します。-DMの凍結時間中に宇宙を支配しました。逆に、光熱DMの自己相互作用の性質を利用して、宇宙の非標準的な宇宙史を調べることもできます。
多成分確率的重力波背景探索を使用した天体物理学的個体群特性の推定
| Title |
Estimating_Astrophysical_Population_Properties_using_a_multi-component_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_Search |
| Authors |
Federico_De_Lillo,_Jishnu_Suresh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05823 |
LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)共同研究の4回目の観測が最近開始されたことにより、重力波(GW)信号の探索が再開され、数日ごとに1つのコンパクトバイナリ合体(CBC)信号が観測されると予想されています。。初めて検出できた信号の中には、個別には検出できない分解不可能なGW信号の重ね合わせから生じる確率的重力波背景(SGWB)があります。実際、発生源が多様であるため、複数のSGWBが発生する可能性が高く、主要な構成要素を特定し、その起源を評価することが重要になります。ただし、地上の検出器を使用したほとんどの探索方法は、一度に1つのSGWB成分が存在することを前提としているため、複数のSGWBが存在する場合、そのスペクトル形状を推定する際に偏った結果が生じる可能性があります。したがって、コンポーネントの共同推定が必要です。この研究では、このようなアプローチを採用し、最初の3回のLVK観測実行からのデータを分析し、多成分等方性SGWBを探索します。SGWBの証拠は見つからず、5つの異なるべき乗則スペクトル指数$\alpha=0,\,2に対して25Hzでの無次元エネルギーパラメーター$\Omega_{\rmgw}(f)$の上限を確立しました。/3、\、2、\、3、\、4$、共同。CBCからの天体物理学的SGWB、若い回転中性子星、およびマグネターのrモード不安定性に対応するスペクトル指数$\alpha=2/3,\,2,\,4$について、アンサンブルを制約することによってさらに天体物理学的意味を引き出します。パラメータ$K_{\rmCBC},\,K_{\rmr-modes},\,K_{\rmMagnetars}$、本文で定義されています。
トランスプランク検閲予想(TCC)を使用して、コサインポテンシャルを持つN個の同一のアクシオン様場のセットを特徴付ける減衰定数$f$を制約し、他のスワンプランド予想や既存の文字列理論の議論の精度を向上させます。TCCとの整合性を保つためには、そのようなアクシオン様場のセットが$f\sqrt{N}\lesssim0.6M_{pl}$($M_{pl}$は換算されたプランク質量)を満たす必要があることがわかりました。この限界により、アクシオン駆動インフレーションのモデルは、必要な数のe折り畳みと観測されたスカラースペクトル傾斜を同時に生成することができなくなることを示します。対照的に、アクシオンの初期場の値がそのポテンシャルの最大値付近、およそ$\pm\frac{\pi}{5}f$。
