1D ウェーブレット散乱変換と Lyman-$\alpha$ フォレストを使用して宇宙論的制約を予測する
| Title |
Forecast_Cosmological_Constraints_with_the_1D_Wavelet_Scattering_Transform_and_the_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Hurum_Tohfa,_Simeon_Bird,_Ming-Feng_Ho,_Mahdi_Quezlou,_Martin_Ferandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06010 |
ライマン$\alpha$森林宇宙論のコンテキストで1Dウェーブレット散乱変換(WST)の制約力を予測します。模擬シミュレーションとフィッシャー行列を使用して、散乱変換係数にかなりの宇宙論的情報が含まれていることを示します。単純な対数正規モデルから引き出されたレベルで、各クエーサーの無相関ガウスピクセルノイズを仮定して模擬共分散行列を推定します。追加の情報は、1次ウェーブレットパワーのより小さい推定共分散と、フォレスト内の非ガウス情報を調査する2次ウェーブレット係数から得られます。WSTからの宇宙論的パラメーターに対する予測制約は、パワースペクトルに対する制約よりも1桁も厳しいものです。これらの制約が実際のデータで確認されれば、たとえばニュートリノ質量に関する宇宙論的制約が大幅に改善されるでしょう。
すべてについてのちょっとした余談: $\eta$CDM、遅い時間に変動による加速を伴う宇宙論モデル
| Title |
Little_Ado_about_Everything:_$\eta$CDM,_a_Cosmological_Model_with_Fluctuation-driven_Acceleration_at_Late_Times |
| Authors |
Andrea_Lapi,_Lumen_Boco,_Marcos_M._Cueli,_Balakrishna_S._Haridasu,_Tommaso_Ronconi,_Carlo_Baccigalupi,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06028 |
[要約]我々は、宇宙量の確率的進化を特徴とする宇宙モデル($\eta$CDMと呼ばれる)を提案します。これは、均一性/等方性からの小さな偏差を$30-50\,h^{-のスケールで表現することを目的としています。宇宙時代後期の1}$Mpc、宇宙の網の出現に関連。具体的には、このようなサイズの宇宙のさまざまなパッチにおける物質/放射エネルギー密度の挙動は、質量エネルギー進化方程式の確率論的バージョンによって効果的に記述できると規定します。後者には、不均一性、異方性応力、物質の流れによる局所的な変動を統計的に説明する適切なノイズ項が含まれています。宇宙時間の関数としてのさまざまなパッチの進化は、ノイズ項の多様な実現を通じて表現されます。一方、任意の宇宙時間において、パッチのアンサンブルをサンプリングすると、宇宙量の自明ではない空間分布が生じます。ユニバースの全体的な動作は、パッチアンサンブルを平均することによって取得されます。ノイズ項の物理的に合理的なパラメータ化を仮定し、豊富な宇宙論的データセットと照らし合わせて評価します。標準的な$\Lambda$CDMに関して、$\eta$CDMモデルのアンサンブル平均された宇宙力学は、次の3つの主要な点で大幅に変化していることがわかります:(i)加速膨張は、宇宙時間の後期に強制されます。追加のエキゾチックなコンポーネント（ダークエネルギーなど）の必要性。(ii)低密度宇宙であっても空間曲率を小さく保つことができる。(iii)物質は遅い時間に有効な負圧を得ることができます。私たちは、宇宙時代後期における宇宙のさまざまな部分間の宇宙量の分散の予測を提供します。最後に、$\eta$CDMではハッブル張力が解決され、人間原理を援用することなく宇宙の一致問題が解決されることを示します。
21 cm 全球実験による宇宙論的な 21 cm 双極子の測定
| Title |
Measuring_the_cosmological_21-cm_dipole_with_21-cm_global_experiments |
| Authors |
Yordan_D._Ignatov,_Jonathan_R._Pritchard,_Yuqing_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06063 |
21cmの全球信号の測定は、暗黒時代、最初の星形成の時代、および再電離の時代を明らかにする探査となるでしょう。明るい銀河および銀河系外の前景汚染物質と、機器のノイズ、電離層効果、ビームの色度のせいで、とらえどころのないままです。21cmのグローバル信号と並行して一貫した21cmの双極子信号を同時に検出できれば、主張される検出に信頼性がもたらされます。シミュレーションデータを使用して、ドリフトスキャンダイポールアンテナ実験を使用してモノポールとダイポールの両方の検出を達成する可能性を調査します。ダイポールの位置を特定するには、異なる緯度に配置された少なくとも2つのアンテナが必要であることがわかりました。前景がない場合、双極子を検出するには$\sim10^4$時間の合計積分時間が必要です。単純な前景による汚染があると、必要な積分時間が$\sim10^5$時間に増加することがわかります。より現実的な前景から21cmの双極子を抽出するには、より洗練された前景モデリングアプローチが必要であることを示します。最後に、$\sim10^3$時間の積分時間で合理的にダイポールを検出できるダイポールアンテナのグローバルネットワークを起動します。
XLSSC 122 は成長の過程にある: z=1.98 銀河団の空間分解された SZ 観測
| Title |
XLSSC_122_caught_in_the_act_of_growing_up:_Spatially_resolved_SZ_observations_of_a_z=1.98_galaxy_cluster |
| Authors |
J._van_Marrewijk,_L._Di_Mascolo,_A._S._Gill,_N._Battaglia,_E._S._Battistelli,_J._R._Bond,_M._J._Devlin,_P._Doze,_J._Dunkley,_K._Knowles,_A._Hincks,_J._P._Hughes,_M._Hilton,_K._Moodley,_T._Mroczkowski,_S._Naess,_B._Partridge,_G._Popping,_C._Sif\'on,_S._T._Staggs,_E._J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06120 |
原始銀河団がどのようにして疎らな銀河団から成熟した銀河団に進化したのかはまだよくわかっていません。これに関連して、高赤方偏移(z~2)でのホットICMの検出と特徴付けは、フィラメント状の大規模構造からの継続的な降着とそれに沿った合体がクラスター形成の最初の段階にどのように影響するかを理解する鍵となります。私たちは、SZ効果によるICMの高解像度観測(~5インチ)を使用して、z=1.98銀河団XLSSC122の動的状態と形態を研究します。ベイジアンフォワードモデリングにより、ビリアル半径から下のスケールでICMをマッピングします。このような広範囲の空間スケールを制限するために、我々は、圧力分布のパラメトリック記述を干渉計ACAおよびALMA観測と6メートルからのマルチバンド画像データに共同フォワードモデル化する新しい技術を採用しています。単皿アタカマ宇宙望遠鏡アルマ望遠鏡+ACA観測で$11\sigma$のSZ効果を検出し、$>3\sigmaの有意性を持つ非冷却コアの分類と一致する平坦な内部圧力プロファイルを発見しました。$.以前の研究とは対照的に、SZ効果信号とX線放射およびクラスターメンバーの分布の間のより良い一致が見つかりました.さらに、XLSSC122はクラスターの南で過剰なSZフラックスを示します。X線の放射が検出されます。干渉観察を再構成し、紫外面でモデリングすることにより、ガス密度が低い間にICMを加速して加熱すると考えられる、落下するグループまたはフィラメント状構造の暫定的な検出が得られます。さらに、$M_{500,\mathrm{c}}=1.66^{+0.23}_{-0.20}\times10^{14}\rmM_\odot$という改良されたSZ質量を提供します。まとめると、観測結果は、XLSSC122がクラスター形成の動的な段階にある一方で、大きなガスの貯蔵庫がすでに熱化していることを示しています。
滑らかさのない21cmモノポール信号の回復
$100\,$MHz未満の最低周波数のモノポール信号は、宇宙マイクロ波背景放射の深いレイリージーンズ尾と2つの異なる特徴である$\sim17\,$の暗黒時代の谷の2つの成分で構成されると予想されます。MHzと$\sim75\,$Mhzの宇宙の夜明けの谷。これらは桁違いに明るい前景の下に隠されており、その発光はスペクトル指数$\およそ-2.5$のほぼべき乗則になります。通常、対象となるモノポール信号はスペクトルの平滑性に基づいて前景から分離可能であると想定されます。私たちは、これは困難なアプローチであり、暗黒時代の谷間ではおそらく不可能であると主張します。代わりに、空の周囲の前景放射の変動を使用して、前景の可能な形状のモデル分布を構築し、それを使用してモノポール信号の存在を制限することを提案します。我々は、正規化フローを使用してこのアイデアを実装し、この技術により、暗黒時代のトラフの振幅、幅、中心、および宇宙マイクロ波背景放射のレイリー・ジーンズ尾部の教師なし検出を十分に高感度な実験で効率的に行うことができることを示します。この方法における固有の仮定の限界と、将来の低周波実験の設計への影響について説明します。
地表サイトでの核乳剤検出器による暗黒物質の方向感応型探索の第一弾
| Title |
First_direction_sensitive_search_for_dark_matter_with_a_nuclear_emulsion_detector_at_a_surface_site |
| Authors |
Atsuhiro_Umemoto,_Tatsuhiro_Naka,_Takuya_Shiraishi,_Osamu_Sato,_Takashi_Asada,_Giovanni_De_Lellis,_Ryuta_Kobayashi,_Andrey_Alexandrov,_Valeri_Tioukov,_Nicola_D_Ambrosio,_Giovanni_Rosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06265 |
微粒子核乳剤フィルムは、この前例のない解像度を活用できる新しい読み出し技術のおかげで、方向に敏感な暗黒物質探索に使用されるナノメートルの空間解像度を持つ追跡検出器として開発されました。エマルジョン検出器は時間の影響を受けません。したがって、このような検出器を使用した指向性暗黒物質探索には、地球の自転の影響を吸収するために赤道望遠鏡を使用する必要があります。私たちは、赤道望遠鏡でエマルション検出器を39日間露出させ続けることにより、海面の遮蔽物がない場所での指向性暗黒物質探索を初めて実施しました。0.59g日に相当する曝露中に収集されたデータの観察された角度分布はバックグラウンドモデルと一致し、暗黒物質の質量と断面平面で除外プロットが導出されました:1.1$\times$10$より大きい断面^{-28}$cm$^{2}$と$1.1\times10^{-31}$cm$^2$は、暗黒物質質量$10$GeV$/c^2$と$100$GeVから除外されましたそれぞれ$/c^2$です。これは、固体粒子追跡検出器を使用した初めての方向感応型暗黒物質探索です。
元素合成の潜在的障壁に対する磁気の影響 II
私たちは、相互作用する2つの原子核間のポテンシャル障壁に対する磁場の影響を調査します。私たちは、磁場の存在下でボルツマン方程式とマクスウェル理論を解くことでこの問題に対処し、磁化された誘電率を決定しました。さらに、従来のデバイ電位と追加の磁気成分を組み合わせた磁化デバイ電位を導出しました。次に、ボルツマン手法とデバイ手法を比較しました。どちらの方法も、磁場が誘電率を増加させることを一貫して示しています。この誘電率の向上により電位障壁が減少し、その結果、元素合成の反応速度が増加します。さらに、各アプローチにおける温度と電子密度への依存性は一貫しています。私たちの発見は、ビッグバン以来存在してきた磁化プラズマが元素合成において重要な役割を果たしてきたことを示唆しています。
ハッブル定数上のLIGO重力波検出器で観測されたBNSダークサイレンの抑制能力
高い赤方偏移と低い赤方偏移で観測されたハッブル定数は矛盾しており、宇宙論の分野で解決すべき緊急の問題の1つを表しています。重力波の発見は、この問題に対処するための新しい扉を開きます。たとえば、GW170817事象では、電磁波信号と重力波信号の協調観測を通じて、まったく新しい観点から制約を課すことが可能になります。しかし、電磁波信号と重力波信号が同時に観測される重力波イベントの数は少なすぎるため、統計的手法で精度を高めることが困難です。この論文では、ダークサイレンを研究の対象として使用します。標準的な重力波データシミュレーションと解析プロセスを通じて、典型的な連星中性子星合体イベントがハッブル定数に課す制約を分析します。ランダムイベントをシミュレートしたところ、ハッブル定数に+0.04～0.05の誤差が生じることがわかりました。複数のイベントを組み合わせることで、この制約を改善できます。
$z \sim 1$ における 3 つの低質量銀河団の NIKA2 観測: 圧力プロファイルと $Y_{\rm SZ}$-$M$ 関係
| Title |
NIKA2_observations_of_3_low-mass_galaxy_clusters_at_$z_\sim_1$:_pressure_profile_and_$Y_{\rm_SZ}$-$M$_relation |
| 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\'eVidal,_C._Tucker,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06373 |
高赤方偏移および低質量のXXLX線調査から選択された3つの銀河団($z\sim1$および$M_{500}\sim1-2\times10^{14}$M$_{\odot}$))をNIKA2で観察し、Sunyaev-Zel'dovich効果(SZ)信号を画像化しました。それらはすべて、X線および光学データとの比較とともにSZ形態を示しており、合体イベントに関連する動的活動を示しています。クラスター内媒質の乱れ、高い赤方偏移、および低い質量にもかかわらず、3つのクラスターは、標準進化から予想される圧力プロファイルとSZの磁束と質量の関係に驚くほどよく従っています。これは、クラスター形成を促進する物理現象が$z\sim1$から$M_{500}\sim10^{14}$M$_{\odot}$まですでに存在していることを示唆しています。
AI と周波数差技術を使用した 21 cm の前景除去
| Title |
21_cm_foreground_removal_using_AI_and_frequency-difference_technique |
| Authors |
Feng_Shi,_Haoxiang_Chang,_Le_Zhang,_Huanyuan_Shan,_Jiajun_Zhang,_Suiping_Zhou,_Ming_Jiang,_and_Zitong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06518 |
深層学習技術は、21cmの強度マッピングから前景の汚染物質を除去するために使用されていますが、その有効性は前景の振幅のダイナミックレンジが大きいため制限されます。この研究では、U-Netネットワークに基づいた新しい前景除去技術を開発します。この技術の本質は、特に隣接する周波数帯域間の温度差を入力として利用する革新的なデータ前処理ステップを導入することにあり、これにより前景振幅のダイナミックレンジを約2桁大幅に縮小できます。この削減は、U-Netの前景の削除にとって非常に有利であることがわかります。機器効果がない場合、$k<0.3h^{-1}$Mpcのスケールで統一一致を示す相互相関パワースペクトルによって示されるように、HI信号が確実に回復できることが観察されます。さらに、体系的なビーム効果を考慮して、私たちの再構成は、スケール$k\lesssim0.1h^{-1}$Mpcの$1\sigma$レベルで一貫した自己相関および相互相関パワースペクトル比を示します。$k\simeq0.2h^{-1}$Mpcでの相互相関パワースペクトルで観察された減少率。四重極パワースペクトルのマッチングによって証明されるように、赤方偏移空間歪みの影響もうまく再構築されます。比較すると、私たちの方法は、導出された相互相関比が約75%過小評価されている従来の主成分分析方法よりも優れています。マップ内のさまざまなホワイトノイズレベルをシミュレートしたところ、熱ノイズのレベルが熱ノイズのレベル以下である場合、平均相互相関比$\bar{R}_\mathrm{cross}\gtrsim0.75$が得られることがわかりました。HI信号。提案された周波数差技術は、フォアグラウンドの振幅範囲を縮小し、HI損失の防止に役立つことで、ネットワークのパフォーマンスを大幅に向上させることができると結論付けています。
CMB-S4: 反復内部レンズ除去と r 制約
| Title |
CMB-S4:_Iterative_internal_delensing_and_r_constraints |
| Authors |
Sebastian_Belkner,_Julien_Carron,_Louis_Legrand,_Caterina_Umilt\`a,_Clem_Pryke,_Colin_Bischoff_(for_the_CMB-S4_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06729 |
テンソル対スカラー比$r$に対する最も厳しい制約は、レンズ$B$モードのサンプル分散のかなりの部分を除去した後にのみ取得できます。計画されているCMB-S4実験\footnote{\url{cmb-s4.org}}では、高解像度の観測から重力レンズを再構成することで、レンズ$B$モード信号を内部で除去します。ここでは、任意の空の範囲に対してこれを最適に達成できる最初のレンズ再構築パイプラインを文書化します。これをマップベースのフレームワークの一部として、不均一ノイズと2つの非ガウス銀河偏光前景モデルを含む、CMB-S4のレンズ除去パフォーマンスと$r$に対するその制約力をテストします。このフレームワークは、高解像度マップの成分分離を実行し、続いてレンズ$B$モードテンプレートを構築します。これらのテンプレートは、$r$のスペクトルに基づくパラメトリック小口径マップのクロススペクトルに含まれます。$92\を効果的に除去した後、レンズ再構成とフレームワークが、テンソル信号がない場合のターゲット$\sigma(r)\simeq5\cdot10^{-4}$と互換性のある、期待されたパフォーマンスを達成していることがわかります。レンズ$B$モード分散の%$～$93\%$(シミュレーションセットに応じて)。レンズ再構成のコードは、大規模構造の相互相関研究、レンズスペクトル再構成、クラスターレンズ、またはその他のCMBレンズ関連の目的にも使用できます。テストの一環として、密度変動の2次であるレンズカールポテンシャルモードを使用したレンズポテンシャルの最適な再構築も実証します。
ハッブル張力の初期のダークエネルギー解への適用による、モデルの不確実性を特徴付ける便利なアプローチ
| Title |
A_convenient_approach_to_characterizing_model_uncertainty_with_application_to_early_dark_energy_solutions_of_the_Hubble_tension |
| Authors |
S._Paradiso,_M._DiMarco,_M._Chen,_G._McGee,_W.J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06747 |
ますます正確な観測と洗練された理論モデルにもかかわらず、宇宙マイクロ波背景放射またはビッグバン元素合成と組み合わせたバリオン音響振動からのH0の測定値と、局所距離ラダープローブからのH0の測定値との間には差異があり、一般に$H_0$張力として知られています。科学界を困惑させ続けています。この緊張に対処するために、$\Lambda$CDMの代替として初期ダークエネルギー(EDE)モデルが提案されています。EDEモデルは、観測された音の水平線と、これに基づく測定から推定されるハッブル定数を変更できるからです。この論文では、H0張力に対するソリューションとしてEDEを評価するためのベイジアンモデル平均化(BMA)の使用を調査します。BMAは、ベイジアン分析における他の未知のパラメーターと同様に、モデルに事前分布を割り当て、事後分布を導出することで構成されます。BMAは、モデルとパラメーターの両方の関節事後を近似する必要があるため、計算的に困難になる可能性があります。ここでは、既存のMCMCソフトウェアを活用し、モデル固有の事後計算を事後的に組み合わせるBMAの計算戦略を紹介します。宇宙論的データセットの包括的な分析に適用して、H0の不一致に対するEDEの影響を定量化します。解析にIa型超新星からのH0測定を含めるたびに、EDEモデルの確率は$\sim$90%であることがわかりますが、他のデータは標準宇宙論モデルを強く好むことを示しています。最後に、両方の宇宙論モデルから疎外されている共通パラメータに対する制約を提示します。EDEの有無にかかわらずモデルの合理的な事前分布の場合、H0張力は少なくとも20%減少します。
ガスの降着に対する移流のそれほど劇的な影響ではない
スーパーアースとミニ海王星は、発見された最も一般的なタイプの系外惑星ですが、その形成の背後にある物理的シナリオについてはまだ議論が続いています。ガスが豊富な環境における標準的な核降着モデルでは、典型的な小型海王星質量惑星は、下にある円盤ガスが消散する前に木星に爆発することがわかっています。原始惑星系円盤からガス状エンベロープの形成へのエントロピーの注入は、特に短い軌道距離でのこの暴走降着を遅らせるメカニズムとして最近提唱されている。ここでは、ガスのリサイクル流を、より現実的な状態方程式と不透明度、移流の熱状態を備えた数値一次元熱力学モデルに組み込むことで、この推論を再評価します。0.1天文単位では、これらの移流が惑星の重力影響圏の$\sim$0.2以下に侵入できない限り、ガス対コア質量比(GCR)は星雲円盤が散逸するまで$\sim$10%以上に留まり、これはまだ限界を超えています。ミニ海王星の測定された特性を説明するには大規模であり、遅い時間の炉心組み立てなどの他のガス制限プロセスが必要です。ガスの降着に対するエントロピー移流の影響は、軌道間隔が広くなるとさらに弱まります。我々は、軌道距離、核の質量、塵の多い不透明度と塵のない不透明度によって自明ではなく変化する、GCRと移流の浸透深さとの間の最新のスケーリング関係を提示する。さらに、$\sim$1AUを超える惑星の質量分布の測定を使用して、ガスの少ない惑星の異なる形成条件を区別できることを示します。
恒星接近時の噴出による浮遊連星惑星
| Title |
Floating_binary_planets_from_ejections_during_close_stellar_encounters |
| Authors |
Yihan_Wang,_Rosalba_Perna,_and_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06016 |
太陽系外の惑星系の発見は、惑星形成の確立された理論に挑戦をもたらしました。惑星の軌道は第一原理では予測できないさまざまな構造を示し、自由浮遊惑星は遍在しているように見えます。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による木星質量連星天体候補(JuMBO)の最近の発見により、この謎はさらに広がりました。今回我々は、高精度の$N$体直接シミュレーションにより、恒星接近後の放出の結果としてJuMBOが形成される可能性を評価した。太陽に似た星の周りを距離$a_1$と$a_2$で、速度$v_1$と$v_2$の円軌道を運動する2つの木星に似た惑星からなる系を考えます。侵入者は、漸近速度$v_\infty$で接近する別の太陽に似た星です。侵入者が最接近するときに2つの惑星がほぼ一直線に並んでいる場合、脱出時にJuMBOが実際に形成される可能性があることがわかりました。JuMBOの生成断面積と、放出された単一浮遊惑星の断面積の比率は、$v_\infty/v_2\sim0.1～0.2$および$a_1/a_2\sim0.75～0.8の場合、$\sim20\%$に近づく可能性があります。$。このチャネルを介して形成されたJuMBOは、$\Deltaa=(a_2-a_1)$に匹敵する平均長半径と高い離心率を有し、特徴的な超熱分布を備えていると予想されます。これは、この形成チャネルを観察的に特定し、それと区別するのに役立ちます。原始的な形成。これらの、または将来のJWST観測で放出チャネルが確認された場合、これらのJuMBOは、これらの巨大惑星が原始惑星系円盤内で形成された条件を直接私たちに知らせ、巨大惑星形成理論に厳しい制約を課すことになります。
低質量内惑星を備えた惑星系アーキテクチャ: 1 天文単位を超える成熟系の直接画像探査
| Title |
Planetary_system_architectures_with_low-mass_inner_planets:_Direct_imaging_exploration_of_mature_systems_beyond_1_au |
| Authors |
Celia_Desgrange,_Julien_Milli,_Gael_Chauvin,_Thomas_Henning,_Anna_Luashvili,_Matthew_Read,_Mark_Wyatt,_Grant_Kennedy,_Remo_Burn,_Martin_Schlecker,_Flavien_Kiefer,_Valentina_D'Orazi,_Sergio_Messina,_Pascal_Rubini,_Anne-Marie_Lagrange,_Carine_Babusiaux,_Luca_Matra,_Bertram_Bitsch,_Mariangela_Bonavita,_Philippe_Delorme,_Elisabeth_Matthews,_Paulina_Palma-Bifani,_Arthur_Vigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06035 |
さまざまな系外惑星系において、主星から1天文単位未満の距離で、土星よりも質量が小さい惑星の発見は、惑星形成理論に革命をもたらしました。基本的な疑問は、これらの近接した低質量惑星が1天文単位までの円盤内側で形成されたのか、それとも惑星形成円盤のさらに外側で形成されて内側に移動したのかということである。これらの星系におけるさらなる巨大惑星の役割を調査することは、それらの地球規模の形成と進化を正確に特定するのに役立つかもしれません。私たちは、小さな惑星が接近していることが知られている系で直接イメージングを使用して、追加の恒星伴星を探しました。動径速度と天文検出限界によって補完された直接イメージングの使用により、これらのホストの周囲の巨大惑星と褐色矮星の人口統計を調査し、両方の集団間の潜在的な関係を調査することができました。我々は、動径速度によって発見された低質量惑星が存在する27の星系において、外側の巨大惑星と褐色矮星の伴星を探すために、VLT/SPHEREを用いた直接画像調査を実施した。私たちのサンプルは、G型、K型、およびM型の成熟した(0.5～10Gyr)恒星ホストを周回する、非常に近い(<20pc)惑星系で構成されています。私たちは、均一な直接イメージングデータの削減と分析を実行して、点源を検索して特徴付け、堅牢な統計的検出限界を導き出しました。337件の点光源検出のうち、新しいバインドされたコンパニオンは見つかりませんでした。象徴的な非常にクールなT型褐色矮星GJ229Bを回収しました。直接イメージングにおける通常の感度は、2auを超えて5～30MJupの範囲です。大質量伴星が検出されなかったことは、核降着による惑星形成のモデルに基づく予測と一致しています。私たちのパイロット研究は、将来の地上および宇宙観測所を使用した非常に近い系外惑星系の探査のための複数の技術によるアプローチへの道を開きます。
海洋惑星の潮の満ち引きの中で超大陸の音が聞こえるでしょうか?
| Title |
Can_one_hear_supercontinents_in_the_tides_of_ocean_planets? |
| Authors |
Pierre_Auclair-Desrotour,_Mohammad_Farhat,_Gwena\"el_Bou\'e,_Micka\"el_Gastineau,_Jacques_Laskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06635 |
地球と月の系の歴史に関する最近の観察と理論的進歩は、海洋における潮汐散逸が主に海洋惑星を擁する軌道系の長期的な進化を促進していることを示唆しています。特に、彼らはこのメカニズムにおいて陸地と海洋の分布の幾何学が果たす重要な役割を強調しています。しかし、大陸が海洋の潮汐にどのように影響を与えるかについては、まだ解明されていない。本研究では、単一の超大陸が海洋惑星の潮汐反応と誘導された潮汐散逸エネルギーに及ぼす影響を調査します。採用されたアプローチは、線形潮汐理論に基づいています。大陸を地球上の指定された角半径と位置の球形の冠に単純化することで、海洋荷重と自己引力の変動による固体部分との結合を含む、惑星全体の潮汐反応の調和解析に進みます。このフレームワークでは、潮流は、明示的に定義された海洋固有モードと、その結果として得られる潮汐ラブ数、散逸電力、およびトルクに関して解析的に定式化されます。この分析は、大陸の対称性の破れの影響を浮き彫りにしており、これにより潮汐量の潮汐頻度への依存性が非常に不規則になる。この大陸性効果を定量化するために導入された測定基準は、極地構成と非極地構成の間、および小型大陸と中規模大陸の間の突然の移行を明らかにします。さらに、南アメリカに似た大陸、またはそれより小さい大陸(角半径30{\deg})は、地球上の位置に関係なく、地球規模の海洋の潮汐反応を定性的に変化させないと予測しています。
HD 189733 システムの ESPRESSO ビュー。広帯域伝送スペクトル、差動回転、およびシステム アーキテクチャ
| Title |
An_ESPRESSO_view_of_HD_189733_system._Broadband_transmission_spectrum,_differential_rotation,_and_system_architecture |
| Authors |
E._Cristo,_E._Esparza_Borges,_N._C._Santos,_O._Demangeon,_E._Palle,_A._Psaridi,_V._Bourrier,_J.P._Faria,_R._Allart,_T._Azevedo_Silva,_F._Borsa,_Y._Alibert,_P._Figueira,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_M._Lendl,_J._Lillo-Box,_G._Lo_Curto,_P._Di_Marcantonio,_C._J.A.P._Martins,_N._J._Nunes,_F._Pepe,_J.V._Seidel,_S.G._Sousa,_A._Sozzetti,_M._Stangret,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_H._M._Tabernero,_and_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06681 |
最先端の分光器の開発により、系外惑星系の検出と特性評価において新たな時代が到来しました。私たちの目的は、ESPRESSO機器の高解像度および高精度機能を利用して、HD189733bの大気の広帯域透過スペクトルを検出および測定することです。さらに、改良されたロシター・マクラフリンモデルを使用して、星表面の速度場に関連する特性を導き出し、軌道構造を制約することを目指しています。私たちの結果は、ロシター・マクラフリン効果の改良されたモデリングを使用して、通過中に観測された動径速度をフィッティングする際の高い精度を示しています。測光の文献値内の回転周期を考慮する場合は$93.4\%$の信頼水準、より広い範囲の回転周期の場合は$99.6\%$の信頼水準で差動回転の影響を暫定的に検出します。前者の場合、差動回転比の振幅は、赤道の自転周期が$11.45\pm0.09$日、極周期が$14.9\pm2$であることを示唆しています。差動回転を加えると緯度対称性が破れ、真のスピン軌道角$\psi\about13.6\pm6.9^\circ$と恒星の傾斜軸角$i_{\star}\about71.87^{を測定できるようになります。+6.91^\circ}_{-5.55^\circ}$。さらに、対流青方偏移速度の太陽以下の振幅を決定します$V_{CB}$$\about$$-211^{+69}_{-61}$m$\,$s$^{-1}$は、K矮星主星の予想範囲内にあり、両方の実行と互換性があります。最終的に、高解像度ESPRESSOデータからHD189733bの透過スペクトルを取得することに成功しました。スーパーレイリー散乱の現象と一致して、波長が増加するにつれて半径が大幅に減少することが観察されます。
クエンチレベル近似を使用して、H2 主体の大気中の窒素含有種の存在量に対する金属量の影響を推定する
| Title |
Using_a_quench_level_approximation_to_estimate_the_effect_of_metallicity_on_N-bearing_species_abundances_in_H2-dominated_atmospheres |
| Authors |
Vikas_Soni_and_Kinsuk_Acharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06796 |
大気中の窒素元素の変動は、NH$_3$やHCNなどの主要な窒素含有種の存在量に大きな影響を与える可能性があります。また、垂直混合と光化学により、それらの存在量は熱化学平衡から逸脱します。この研究の目標は、CHO-に関する研究と組み合わせることで、垂直混合の存在下での大きなパラメータ空間にわたるNH$_3$、N$_2$、およびHCNの組成に対する大気金属量の影響を理解することです。SoniとAcharyya(2023)に生息する種を調べることで、大気の金属量の影響を包括的に理解することができます。計算にはクエンチング近似と完全な化学反応速度モデルを使用し、これら2つの方法を比較しました。熱プロファイルの生成には、petitRADTRANSコードが使用されます。NH$_3$とN$_2$の化学タイムスケールは金属性の複雑な関数であることがわかり、一方HCNは反比例します。NH$_3$およびCOでクエンチされた存在量を使用すると、HCNのクエンチされた存在量はNH$_3$、CO、およびH$_2$Oと平衡状態に保たれるため、制限できます。急冷されたNH$_3$は、特定の点までK$_{zz}$の増加とともに増加し、その後は垂直混合とは無関係になります。K$_{zz}$パラメータ空間には、特定のT$_{int}$およびT$_{equi}$のクエンチされたHCNを最大化するスイートスポットがあります。パラメーター空間はより低い平衡温度に向かって移動し、HCNの存在量は金属量とともに増加します。最後に、消光された存在量のデータセットを使用して、HCN観測が可能である可能性のある候補のリストを提供しました。
光化学ヘイズプロファイルを含む始生代地球の 3D シミュレーション
| Title |
3D_simulations_of_the_Archean_Earth_including_photochemical_haze_profiles |
| Authors |
M._T._Mak,_N._J._Mayne,_D._E._Sergeev,_J._Manners,_J._K._Eager-Nash,_G._Arney,_E._Hebrard,_K._Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06818 |
1D光化学モデルを通じて生成された所定の(非インタラクティブな)球状ヘイズを含む始生代の地球の3Dシミュレーションの結果を示します。私たちのシミュレーションは、CH4/CO2=0.1のときに形成される薄いヘイズ層が、ヘイズなしのシミュレーションと比較して、水蒸気と雲のフィードバックの変化により約10.6Kの地球温暖化を引き起こすことを示唆しています。しかし、CH4/CO2>0.1のときに形成されるより厚いヘイズ層は、ヘイズからの短波放射線の散乱と吸収によって惑星表面に到達する放射線が減少するため、最大約65Kの地球規模の冷却につながります。CH4/CO2比が増加すると、対流圏界面が低くなり、熱反転が形成されます。ヘイズは、CH4/CO2~0.175のときに光学閾値厚さに達し、それを超えると、大気構造と地球表面温度はあまり変化しません。
Ia 型超新星のハッブル残差におけるホスト「質量ステップ」の根本原因について
| Title |
On_the_root_cause_of_the_host_`mass-step'_in_the_Hubble_residuals_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Chul_Chung,_Suk-Jin_Yoon,_Seunghyun_Park,_Seunghyeon_An,_Junhyuk_Son,_Hyejeon_Cho,_Young-Wook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06011 |
Ia型超新星(SNeIa)のハッブル残差が、その母銀河の恒星質量に対して光度ステップを示すことは十分に確立されています。この「質量ステップ」は、SNIa光度標準化の追加の補正係数として採用されます。ここで我々は、質量ステップの根本原因を調査し、ホスト$age$分布の二峰性の性質が質量ステップの原因であることを提案します。特に、局所銀河の経験的な$非線形$質量と年齢の関係を使用して、SNIaホストの質量関数をその年齢分布に変換します。年齢分布は明らかな二峰性を示していることが分かりました。つまり、より低体重の若いグループ($<$6Gyr)と、より高齢のグループ($>$6Gyr)より高い質量($\sim10^{10.5}{\rmM}_{\rmsun}$)を持つグループ。ハッブル残差対ホスト質量平面上で、2つのグループは$\sim10^{10}{\rmM}_{\rmsun}$で質量ステップを作成します。これにより、ホスト銀河の質量ステップは、銀河の質量と年齢の間の非線形関係に関連した二峰性の年齢分布に起因すると結論付けることができます。質量ステップは、銀河の色-等級図で観察される古い「赤い系列」と若い「青い雲」の別の現れであると我々は示唆しています。
星間乱流磁場におけるミラー拡散によるIBEXリボンの解釈に向けて
我々は、星間境界探査機(IBEX)リボンのモデル化において、ボイジャーによって測定された極局所星間物質(VLISM)内の磁気流体力学(MHD)乱流の役割を調査します。我々は、MHD乱流の圧縮モードによるミラーリングが平均磁場によるミラーリングよりも優勢であることを実証します。MHD乱流中の大きなピッチ角を持つ粒子に対してLazarianとXuによって特定された新しいミラー拡散メカニズムに基づいて、ミラー拡散がピックアップイオンを閉じ込めることができ、その初期ピッチ角を維持することができ、したがってエネルギー的な中性粒子の強度の強化を説明できることがわかりました。太陽圏に還る原子。リボンの幅は、効果的な乱流ミラーリングのためのピッチ角の範囲と、アルフブニックモードによって引き起こされる磁力線のふらつきの両方によって決まります。これにより、高速モードの磁気変動の振幅に制約が与えられます。磁力線のふらつきは、空を横切るリボン構造の一貫性にも影響します。ボイジャーによって測定された磁気エネルギースペクトルを外挿することにより、リボン構造がコヒーレントになるためには、VLISMでの乱流の注入規模が$\sim500$au未満であることがわかります。
NEATH II: 静止した高密度ガスにおける差し迫った星形成のトレーサーとしての N$_2$H$^+$
| Title |
NEATH_II:_N$_2$H$^+$_as_a_tracer_of_imminent_star_formation_in_quiescent_high-density_gas |
| Authors |
F._D._Priestley,_P._C._Clark,_S._C._O._Glover,_S._E._Ragan,_O._Feh\'er,_L._R._Prole,_R._S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06037 |
分子雲における星形成活動は、$\sim10^{22}\,{\rmcm^{-2}}$の柱密度閾値を超える物質の量と相関していることがよくわかります。この柱密度の閾値を、それを超えると星形成が起こり得る${\itvolume}$密度に結びつける試みは、ガスの体積密度を観測から確実に測定することが難しいという事実によって制限されます。私たちは、時間依存の化学ネットワークを使用して分子雲の流体力学シミュレーションを後処理し、一般的に観察される分子種と星形成活動との関係を調査します。我々は、分子雲の高密度の星形成成分を特に追跡すると広く考えられている多くの分子（例えば、HCN、HCO$^+$、CS）が、実際には、一時的に密度が高まっただけで、最終的には密度が戻る物質中にも相当量存在していることを発見した。星を形成することなく、より拡散した状態になります。対照的に、N$_2$H$^+$は、体積密度$10^4\,{\rmcm^{-3}}$(Nと破壊的に反応するCOが発生する点)を超える検出可能な量でのみ存在します。$_2$H$^+$は、気相から粒子表面に減少し始めます。N$_2$H$^+$の検出可能な量のこの密度閾値は、シミュレーションでガスが不可逆的に重力結合される体積密度に非常に密接に対応します。つまり、N$_2$H$^+$によって追跡された物質は決して元に戻りません。密度が低く、目に見えるN$_2$H$^+$の放出を持つ分子雲の静止領域は、最終的に星を形成する運命にあります。N$_2$H$^+$線の強度は、約1000ミリグラムのタイムスケールで平均した星形成速度と直接相関している可能性があります。
へび座の原始星セルエンブ15によって引き起こされる二次流出
| Title |
Secondary_outflow_driven_by_the_protostar_Ser-emb_15_in_Serpens |
| Authors |
Asako_Sato,_Kazuki_Tokuda,_Masahiro_N._Machida,_Kengo_Tachihara,_Naoto_Harada,_Hayao_Yamasaki,_Shingo_Hirano,_Toshikazu_Onishi,_and_Yuko_Matsushita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06055 |
我々は、Serpens分子雲におけるクラスI発生源Ser-emb15に関連する二次流出の検出を紹介します。アルマ望遠鏡による12COとSiOのライン観測を318auの分解能で用いて、3つのローブからなる2対の分子アウトフロー、すなわち一次アウトフローと二次アウトフローを明らかにしました。二次流出は、空の面内で一次流出の軸に対してほぼ垂直に伸びています。また、解像度40auでの1.3mmの連続放射において、Ser-emb15に関連する拡張構造内にある2つのコンパクトな構造、ソースAおよびBを特定しました。ソースAとBの予測サイズは、それぞれ137auと60auです。塵の温度を20Kと仮定すると、塵の質量は線源Aでは0.0024Msun、線源Bでは0.00033Msunと推定されます。C18Oラインデータは、拡張構造の周囲に回転運動が存在することを示唆していますが、線源Aの回転運動は解決できません。および/またはB、角度および周波数分解能が不十分なため。したがって、Ser-emb15が単一系であるかバイナリ系であるかを結論付けることはできません。したがって、ソースAまたはBのいずれかが二次流出を引き起こす可能性があります。我々は、一次および二次流出の駆動メカニズムを説明するための2つのシナリオについて議論します。つまり、サーエンブ15系は、(1)源AとBから構成される連星系、または(2)源Aのみから構成される単一星系です。いずれの場合でも、このシステムは、複雑な環境におけるディスクやバイナリの形成プロセスを調査するのに適したターゲットとなる可能性があります。これらの流出を検出することは、星形成プロセスでは一般的である可能性のある複雑な星形成環境の理解に貢献するはずです。
Sgr A* に接近して蒸発する大規模な埋め込み星団 IRS 13。 I. IRS 13 クラスター内で多数の塵を含んだ物体の検出
| Title |
The_Evaporating_Massive_Embedded_Stellar_Cluster_IRS_13_Close_to_Sgr_A*._I._Detection_of_a_rich_population_of_dusty_objects_in_the_IRS_13_cluster |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Lauritz_Thomkins,_Andreas_Eckart,_Lucas_Labadie,_Vladim\'ir_Karas,_Nadeen_B._Sabha,_Lukas_Steiniger,_Maria_Melamed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06156 |
星核星団(NSC)の詳細な分析により、高速で移動する星と超大質量ブラックホール(SMBH)SgrA*を含む星団の存在が認められるだけではありません。また、IRS13と呼ばれる、恒星密度が非常に高いガスと塵が埋め込まれた領域も明らかになりました。IRS13星団は、それぞれIRS13NとIRS13Eと呼ばれる北部と東部の対応する星団に分けることができます。この研究では、両方の地域に焦点を当て、豊富な赤外線および無線/サブミリのデータベースラインを使用して、その最も著名なメンバーを研究します。多波長解析を適用すると、調査対象のクラスターサンプルの包括的な測光フットプリントを決定できます。レイトレーシングベースの放射伝達モデルHYPERIONを使用すると、IRS13メンバーのスペクトルエネルギー分布は、塵の多い源の恒星の性質を示唆しています。これらの推定上の若い恒星天体(YSO)は、Sクラスター内またはその近くのDおよびG源と同等の分光学的同定を持っています。さらに、IRS13には、主にH-、K-、およびLbandで特定できる粉塵源の集団が存在することを報告します。文献で報告されている天体と合わせて、この集団は最近の星形成プロセスの結果であると我々は提案します。さらに、これらのおそらく若い天体が円盤構造に配置されていることを報告します。IRS13の固有の配置が円盤構造を示していることを除外することはできませんが、調査されたクラスターサンプルが反時計回りの円盤に関連している可能性があることを示す兆候が見つかりました。
ガイアに焦点を当てた製品リリース: 2 つの拡散星間バンドの空間分布
| Title |
Gaia_Focused_Product_Release:_Spatial_distribution_of_two_diffuse_interstellar_bands |
| Authors |
M._Schultheis,_H._Zhao,_T._Zwitter,_C._Ordenovic,_F._Pailler,_C.A.L._Bailer-Jones,_R._Carballo,_R._Sordo,_R._Drimmmel,_M._Fouesneau,_O._Creevey,_U._Heiter,_A._Recio-Blanco,_G._Kordopatis,_P._de_Laverny,_D.J._Marshall,_T.E._Dharmawardena_and_Gaia_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06175 |
拡散星間バンド(DIB)は、星の光学および赤外線スペクトルに見られる吸収特徴であり、おそらくISM内の大きくて複雑な分子によって引き起こされます。今回我々は、ガイア動径速度分光計によって収集された約600万の恒星のスペクトルで特定された2つのDIBの銀河分布と特性を調査します。これらの測定値は、GaiaDR3データリリースとDR4データリリースの間に公開されるGaiaFocusedProductReleaseの一部を構成します。個々のスペクトルの星の特徴からDIB信号を分離するために、DIBを含まない参照サンプルと考えられる銀河の高緯度にある160,000のスペクトルのセットを特定しました。各ターゲットスペクトルを恒星のパラメータ空間で最も近い参照スペクトルに照合することで、恒星モデルを参照せずに経験的に恒星のスペクトルを削除し、600万のISMスペクトルのセットを残すことができました。積み重ねられたスペクトルで862.1nmと864.8nmの2つのDIBを特定し、それらの形状をモデル化し、それぞれの深さ、中心波長、幅、等価幅(EW)をこれらの測定の信頼限界とともに報告します。私たちの主な結果は次のとおりです:(1)DIB$\lambda$862.1の強度と空間分布は、GaiaDR3で見つかったものと非常に一致していますが、この研究では、積層構造でより高い信号対雑音比を達成しました。より遠距離までのスペクトルを観察することで、外側の渦巻き腕や、たて座を越えたケンタウルスの渦巻き腕のDIBを追跡することができました。(2)銀河緯度${\pm}65^{\circ}$以下から$\sim$4000pcまでのDIB特徴とそれらの相関関係の全天地図を作成しました。(3)ローカルバブル内でDIB\,$\lambda$862.1のシグナルを検出しました。(4)恒星の吸収と両方のDIBのEWから見出される塵の赤化と合理的な相関関係がある。
クエーサー SDSS J1321-0041 の VLT/UVES スペクトルにおける極端な FeLoBAL アウトフロー
| Title |
An_Extreme_FeLoBAL_Outflow_in_the_VLT/UVES_Spectrum_of_Quasar_SDSS_J1321-0041 |
| Authors |
Doyee_Byun_and_Nahum_Arav_and_Mayank_Sharma_and_Maryam_Dehghanian_and_Gwen_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06216 |
コンテクスト。クエーサーの流出は、活動銀河核(AGN)のフィードバックに寄与する能力を判断するために分析されることがよくあります。我々は、クエーサーSDSSJ1321-0041のVLT/UVESスペクトルにブロード吸収線(BAL)の流出を確認しました。流出にはFeIIからの谷が見られるため、FeLoBALとして識別されます。CIIおよびSiIIBALが示されているため、この集団の中で非常に極端です。目的。アウトフローシステムがAGNフィードバックに寄与するには、クエーサーの光度の$\sim0.5\%$を超える運動光度が必要です。このため、我々はJ1321-0041のスペクトルを分析して、流出の運動光度とクエーサーのボロメトリック光度を決定しました。方法。スペクトルの吸収谷からイオン柱密度を測定し、それらの柱密度を制約として使用して水素柱密度とイオン化パラメータを決定しました。また、FeIIとSiIIの励起状態と共鳴状態のカラム密度の比に基づいて電子数密度$n_e$を決定しました。これにより、中心源からの流出の距離とその動的光度を見つけることができました。結果。流出の運動光度は$8.4^{+13.2}_{-5.3}\times10^{45}\text{ergs}^{-1}$であり、クエーサーのボロメトリック光度は$1.72\であると決定されました。pm0.13\times10^{47}\text{ergs}^{-1}$、結果として比率は$\dot{E}_k/L_{Bol}=4.8^{+7.7}_{-3.1}\%$。この流出には、AGNフィードバックに寄与するのに十分な動的光度があると結論付けます。
ZFOURGE 調査を使用した $2.0\leq z<4.2$ の高密度環境における進化した銀河
高赤方偏移における銀河進化に影響を与える環境の役割を探るため、FourStarGalaxyEvolution(ZFOURGE)調査を使用して$2.0\leqz<4.2$環境を研究します。${\rmlog(M_{*}/M_{\odot})}\geq9.5$を持つCOSMOSレガシーフィールドからの銀河を使用し、7番目の最近傍密度推定器を使用して銀河環境を定量化し、これを次のビンに分割します。低、中、高密度。$2.0\leqz<2.4$と$3.1\leqz<4.2$にわたる新しい高密度環境の候補を発見します。私たちは銀河の静止率、恒星質量、比星形成率(sSFR)を分析して、これらが赤方偏移や環境によってどのように変化するかを理解します。私たちの結果は、$2.0\leqz<2.4$全体で、高密度環境が最も重要な領域であり、静止部分の上昇${\rmlog(M_{*}/M_{\odot})}\で構成されることを明らかにしました。geq10.2$の巨大銀河と星形成活動の抑制。$3.1\leqz<4.2$では、高密度領域が上昇した恒星質量で構成されていることがわかりますが、これらのより高い赤方偏移での環境の影響をより詳細に研究するには、静止状態およびsSFRデータのより完全なサンプルが必要です。全体として、我々の結果は、十分に進化した受動的銀河が$z\sim2.4$の高密度環境にすでに存在しており、ブッチャー・オムラー効果とSFR密度の関係は、これまで考えられていたようにより高い赤方偏移に向かって逆転しない可能性があることを示唆しています。。
炭化水素五角形と六角形を組み合わせた PAH 分子による天文拡散星間バンドの解析
| Title |
Astronomical_Diffuse_Interstellar_Bands_Analyzed_by_Hydrocarbon_Pentagon-Hexagon_Combined_PAH_Molecules |
| Authors |
Norio_Ota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06264 |
この研究では、特定の多環芳香族炭化水素(PAH)分子が天文観測された拡散星間バンド(DIB)と赤外バンド(IR)の両方を満たすことを理論的に予測しました。天文学的なトップダウン材料作成スキームの下で、我々はこれまでに、観測されたIRと密度汎関数理論（DFT）で計算された分子振動スペクトルを比較することにより、炭化水素の五角形と六角形が結合したPAH分子を発見した。分子は(C53H18)、(C23H12)、(C12H8)でした。DIBの起源は分子軌道間の光励起に由来すると考えられます。これらの分子について、時間依存のDFTによって励起エネルギーを計算しました。(C53H18)の場合、モノカチオンは、計算された722nm励起バンドが722.31nmで観察されたDIBとよく一致し、また計算された693nmが観察された693.90nmと一致することを示します。ジカチオン1も、864nmと864.82nmDIBの計算により良好な一致を示しています。中サイズの分子(C23H12)では、モノカチオンは計算値617nmと実測値617.73nmの一致を示し、また計算値645nmと実測値645.16nmの一致を示します。(C12H8)のより小さいサイズのジカチオン分子は、観測された442.89nmDIBにほぼ関連する440nmの計算バンドを示します。この研究により、五角形と六角形を組み合わせたPAHが星間空間に浮遊する有望な候補であることが示された。
局所的な星形成銀河は、$M_{*}=10^{10}M_{\odot}$ 付近で最も活発に中心質量集中を形成します。
| Title |
Local_star-forming_galaxies_build_up_central_mass_concentration_most_actively_near_$M_{*}=10^{10}M_{\odot}$ |
| Authors |
Zhizheng_Pan,_Xianzhong_Zheng_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06280 |
星形成銀河(SFG)がどのような質量体制で中心質量集中を最も活発に構築しているかを理解するために、$\sim3600の光度加重恒星年齢動径勾配($\nabla_{\rmage}$)分布に関する研究を紹介します。$SDSSDR17で利用可能なMaNGAPipe3Dデータを使用した低赤方偏移SFG。平均年齢勾配は負であり、$\nabla_{\rmage}=-0.14$logGyr/$R_{\rme}$であり、裏返しの円盤形成シナリオと一致しています。具体的には、$\nabla_{\rmage}$が正のSFGは、log$(M_{*}/M_{\odot})<9.5$の$\sim28\%$で構成され、この割合はピークまで上昇します。($\sim40\%$)はlog$(M_{*}/M_{\odot})=10$付近で減少し、log$(M_{*}/M_{\では$\sim15\%$に減少します)odot})=11$。$M_{*}$を固定した場合、$\nabla_{\rmage}$が正のSFGは通常、対応するものよりもサイズがコンパクトで、星形成が中心に集中しており、最近の中心質量増加現象を示しています。これらの結果は、局所SFGにおける中心星の質量集中の蓄積が主に$M_{*}=10^{10}M_{\odot}$付近で活発であることを示唆している。私たちの発見は、低質量SFGと高質量SFGの間の形態学的差異の起源に関する新たな洞察を提供します。
Gaia に焦点を当てた製品リリース: 強いレンズのクエーサーを検索するための、クェーサー周辺の光源のカタログ
| Title |
Gaia_Focused_Product_Release:_A_catalogue_of_sources_around_quasars_to_search_for_strongly_lensed_quasars |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_A._Krone-Martins,_C._Ducourant,_L._Galluccio,_L._Delchambre,_I._Oreshina-Slezak,_R._Teixeira,_J._Braine,_J.-F._Le_Campion,_F._Mignard,_W._Roux,_A._Blazere,_L._Pegoraro,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_A._Barbier,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_D.W._Evans,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_S._Randich,_P._Sartoretti,_R._Smiljanic,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_M._Cropper,_R._Drimmel,_D._Katz,_C._Soubiran,_F._van_Leeuwen,_M._Audard,_J._Bakker,_R._Blomme,_J._Castaneda,_F._De_Angeli,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fremat,_A._Guerrier,_E._Masana,_R._Messineo,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_P._Panuzzo,_F._Riclet,_G.M._Seabroke,_R._Sordo,_F._Thevenin,_et_al._(339_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06295 |
コンテクスト。強いレンズのクエーサーは宇宙論の基本的な情報源です。ガイア宇宙ミッションは、光学で$0.18$という前例のない解像度で空全体をカバーし、限界等級21までの重力レンズを探索するのに理想的な機器となっています。それにもかかわらず、以前のガイアデータリリースは不完全であることが知られています。目的:私たちは、クェーサー周囲のすべてのガイア検出を分析し、それらを音源にクラスター化して、周囲の二次音源のカタログを作成するために構築された、データ処理分析コンソーシアムのGravLensパイプラインを紹介します。各クェーサー.結果として得られたカタログを分析して、強いレンズのクェーサーと互換性のある音源構成を示すスコアを生成しました.方法.GravLensは、DBSCAN教師なしクラスタリングアルゴリズムを使用して、クェーサーの周囲の音源を検出します.結果として得られた多重項のカタログは、いくつかの方法で分析され、潜在的な重力レンズを特定する私たちは、コンポーネントの平均BPスペクトルとRPスペクトルを比較する外れ値スコア付け方法を開発して適用し、さらに非常にランダム化されたツリーアルゴリズムも使用しました。これらの方法では、最も可能性の高い構成を特定し、レンズ候補のリストを確立するためのスコアが生成されます。結果。3760032クエーサーの環境を分析しました。クエーサーを含む合計4,760,920個の発生源が、クェーサーの位置から6インチ以内で発見されました。このリストは、ガイアアーカイブに掲載されています。87%のケースでは、クエーサーは単一の発生源のままであり、501,385個のケースでは、クエーサーは単一の発生源のままです。隣接する音源が検出されました。私たちは381個のレンズ候補のリストを提案し、そのうち49個が最も有望であると特定しました。これらの候補を超えて、この重点製品リリースの関連テーブルにより、コミュニティ全体が強力なレンズ研究のための独自のGaiaデータを探索できるようになります。さらに遠く。
IAS/CEA 近傍銀河塵の進化 (ICED): NGC4254 の空間分解された塵の特性
| Title |
IAS/CEA_Evolution_of_Dust_in_Nearby_Galaxies_(ICED):_the_spatially-resolved_dust_properties_of_NGC4254 |
| Authors |
L._Pantoni,_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,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_F._Galliano,_A._Gomez,_J._Goupy,_A._P._Jones,_C._Hanser,_A._Hughes,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_A._Moyer-Anin,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Nersesian,_D._Paradis,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_A._Sievers,_M._W._S._L._Smith,_F._S._Tabatabaei,_J.Tedros,_C.Tucker,_E._M._Xilouris,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06463 |
私たちは、正面銀河NGC4254に焦点を当てた、プロジェクト\textit{ICED}の最初の暫定結果を発表します。私たちは、IMEGIN保証時間大規模プログラムの一部として、IRAM-30mでNIKA2で観測されたミリメートルマップと、公的に入手可能な補助データ(多波長測光および気相スペクトル線)の広範なコレクションを使用します。我々は、最先端のダストモデルTHEMISの粒子特性を含む階層ベイジアンコードHerBIEを使用して、赤外線から電波へのスペクトルエネルギー分布フィッティングを通じて星間ダスト粒子のグローバルおよびローカル特性を導き出します。私たちの方法では、ダストの質量、平均星間放射線場、小粒子の割合といったダストのパラメータを取得できます。また、塵のパラメータと星間物質の特性の間の固有の相関関係を取得するのにも効果的です。星間放射線場とNGC4254の中心にある小さな粒子の割合との間に明らかな逆相関があることがわかりました。これは、強い放射線場強度では、非常に小さな非晶質炭素粒子が、新しく発生した紫外線光子によって効率的に破壊されることを意味します。光脱離と昇華によって星が形成されました。半径方向の距離が大きくなると逆相関が平坦化することが観察されますが、これはNGC4254で測定された急峻な金属量勾配によって引き起こされる可能性があります。
非常に近い渦巻銀河 IC 342 の高感度、高解像度、広視野 IRAM NOEMA CO(1-0) 調査
| Title |
A_sensitive,_high-resolution,_wide-field_IRAM_NOEMA_CO(1-0)_survey_of_the_very_nearby_spiral_galaxy_IC_342 |
| Authors |
M._Querejeta,_J._Pety,_A._Schruba,_A._K._Leroy,_C._N._Herrera,_I-D._Chiang,_S._E._Meidt,_E._Rosolowsky,_E._Schinnerer,_K._Schuster,_J._Sun,_K._A._Herrmann,_A._T._Barnes,_I._Beslic,_F._Bigiel,_Y._Cao,_M._Chevance,_C._Eibensteiner,_E._Emsellem,_C._M._Faesi,_A._Hughes,_J._Kim,_R._S._Klessen,_K._Kreckel,_J._M._D._Kruijssen,_D._Liu,_N._Neumayer,_H.-A._Pan,_T._Saito,_K._Sandstrom,_Y.-S._Teng,_A._Usero,_T._G._Williams,_A._Zakardjian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06501 |
私たちは、非常に近い(d=3.45Mpc)の新しい広視野10.75x10.75arcmin^2(~11x11kpc^2)、高解像度(シータ=3.6"~60pc)のNOEMACO(1-0)調査を紹介します。)渦巻銀河IC342.調査は有効半径約1.5に及び、分子ガスが冷たい星間物質を支配する領域のほとんどをカバーしています.私たちはCO放出を600以上の個々の巨大な分子雲と会合に分解しました.私たちはそれらの特性と評価を行いました.典型的なビリアルパラメータがalpha_vir=1-2で、雲全体がほぼビリアルのバランスを示していることがわかりました。分子ガスの典型的な表面密度と線幅はアーム間領域からアームおよびバー領域に増加し、最高値に達します銀河の内部キロパーセクの値(中央値Sigma_mol~80、140、160、および1100M_sun/pc^2、sigma_CO~6.6、7.6、9.7、および18.4km/s(腕間、腕、棒、および中心)銀河の中心部にある雲は、その表面密度に比べて線幅が拡大しており、動的広がりのさらなる原因の証拠を示しています。これらの結果はすべて、同様の物理解像度でのより遠い銀河の雲の研究とよく一致しています。測定結果を利用して、1.5kpcの六角形の開口で平均した90pcの解像度での密度と重力自由落下時間を推定すると、自由落下時間あたりの典型的な星形成効率は0.45%、16～84%の変動は0.33-3と推定されます。このような1.5kpc地域では0.71%。私たちは、棒によるガスの流入が、中央キロパーセクにおける大量のガス濃度と巨大な核星団の蓄積を説明できるのではないかと推測しています。最も近い対面の大規模渦巻銀河のこの広域COマップは、NOEMAの現在のマッピング能力を実証しており、多くの潜在的な用途があります。データと製品は公開されています。
z=3-9 の JWST 銀河のアウトフローで探査された恒星と AGN のフィードバック: 頻繁に発生するほぼ球形の銀河噴水の意味
| Title |
Stellar_and_AGN_Feedback_Probed_with_Outflows_in_JWST_Galaxies_at_z=3-9:_Implications_of_Frequent_Nearly-Spherical_Galactic_Fountains |
| Authors |
Yi_Xu_(1_and_2),_Masami_Ouchi_(1,_3,_4,_and_5),_Kimihiko_Nakajima_(3),_Yuichi_Harikane_(1),_Yuki_Isobe_(1_and_6),_Yoshiaki_Ono_(1),_Hiroya_Umeda_(1_and_6)_and_Yechi_Zhang_(1,_2,_and_5)_((1)_Institute_for_Cosmic_Ray_Research,_the_University_of_Tokyo,_(2)_Department_of_Astronomy,_Graduate_School_of_Science,_the_University_of_Tokyo,_(3)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(4)_Graduate_University_for_Advanced_Studies_(SOKENDAI),_(5)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe_(Kavli_IPMU,_WPI),_The_University_of_Tokyo,_(6)_Department_of_Physics,_Graduate_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06614 |
私たちは、ERO、CEERS、FRESCO、GLASS、およびJADESプログラムによって取得されたJWSTNIRSpecおよびNIRCamWFSSデータで特定された、z=3-9で-22<MUV<-16の130個の銀河のアウトフローを研究します。イオン化流出を追跡するH${\alpha}$と[OIII]の輝線で、FWHM〜200〜700km/sの幅広い成分を持つ130の銀河のうち30を特定し、星形成からの過剰な部分は見つかりませんでした。メインシーケンス。流出銀河30個のうち4個はタイプ1AGNであり、そのH${\alpha}$輝線にはFWHM>1000km/sもの幅の線プロファイル成分が含まれています。流出ブロードラインの速度シフトと線幅により、流出速度は約80～500km/sになります。星形成速度の関数としての流出速度は、z~1の銀河の流出速度と同等かそれよりも高く、選択バイアスを説明する一方、AGNの流出速度は大きいものの、他のものと大きく変わらないことがわかりました。興味深いことに、これらの流出速度は通常、銀河ポテンシャルから逃れるほど高くはなく、噴水型の流出を示唆しており、これは最近のJWSTの結果との徹底的な比較に基づいて結論付けられています。質量負荷係数${\eta}$は0.1～1と推定され、特に大きくはありませんが、z~1の流出の係数と同等です。流出のある銀河の大部分(高解像度データでは30%)は流出パラメータに制約を与えており、45度を超える広い開口角と30%を超える大きなデューティサイクルを示唆しており、より頻繁で球状の銀河の画像が得られます。高誘電率銀河ではアウトフロー。
推定される高赤方偏移銀河の特性に対する既知の未知物質の影響の定量化: バースティネス、IMF、および星雲物理学
| Title |
Quantifying_the_Effects_of_Known_Unknowns_on_Inferred_High-redshift_Galaxy_Properties:_Burstiness,_the_IMF,_and_Nebular_Physics |
| Authors |
Bingjie_Wang,_Joel_Leja,_Hakim_Atek,_Ivo_Labbe,_Yijia_Li,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_Brammer,_Sam_E._Cutler,_Pratika_Dayal,_Lukas_J._Furtak,_Jenny_E._Greene,_Vasily_Kokorev,_Richard_Pan,_Sedona_H._Price,_Katherine_A._Suess,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker,_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06781 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の時代は、恒星集団モデルを未踏の領域、特に高赤方偏移のフロンティアに導きました。関連論文では、\texttt{Prospector}ベイジアンフレームワークを適用して、UNCOVER調査の一環として広帯域測光から銀河の赤方偏移と恒星集団の特性を共同で推論します。ここでは、スペクトルエネルギー分布(SED)モデリングにおける包括的な誤差バジェットを示します。$z_{\rmphot}>9$のサンプルを使用して、推定される星の質量、星形成率(SFR)、および年齢におけるさまざまなモデルの選択に起因する体系的な変化を定量化します。これらの選択には、星形成履歴(SFH)の変化、非普遍的な恒星の初期質量関数(IMF)、および可変の星雲存在量、ガス密度、電離光子バジェットの包含など、さまざまなタイムスケールが含まれます。IMFが推定特性に最も強い影響を及ぼしていることがわかりました。体系的な不確実性は、質量とSFRに関して正式に報告されている不確実性よりも1dexも大きく、2～5倍も大きくなる可能性があります。そして重要なことは、異なるSEDフィッティングコードを使用したときに見られる散乱を超えることです。これは、複数のコードを比較することによってSEDフィッティングプロセスの不確実性を評価する文献における一般的な手法が、真の系統的な不確実性を実質的に過小評価していることを意味します。高度に確率的なSFHは、形式的な不確実性よりもはるかに大きく推論されたSFHを変化させ、SFRに$\sim0.8$dex系統性、平均年齢に$\sim0.3$dex系統性を導入します。最後に、柔軟な星雲放出モデルを採用すると、形式的な不確実性に匹敵する$\sim0.2$dexの質量の体系的な増加が引き起こされます。この論文は、SEDモデリングにおける完全な不確実性推定に向けた最初のステップの1つを構成します。
金属性の富化の歴史を星形成の歴史に結び付ける: SFH によって制御される化学進化モデルとガス循環プロセスへのその影響
| Title |
Linking_the_Metallicity_Enrichment_History_to_the_Star_Formation_History:_An_SFH-regulated_Chemical_Evolution_Model_and_Its_Implications_for_the_Gas_Cycling_Process |
| Authors |
Jun_Yin,_Shiyin_Shen,_Lei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06785 |
銀河の金属量富化履歴(MEH)は、その星形成履歴(SFH)とガス循環プロセスによって決定されます。この論文では、システムのSFHによって制御される化学進化モデルを構築します。このSFH制御モデルでは、MEHを含む他のすべての変数の進化はSFHによって決定できます。我々は、孤立矮星からの局所宇宙論(LCID)プロジェクトによって観測された3種類の矮星をカバーする6つの局所的に孤立した矮小銀河でこのモデルをテストします。これらのLCID銀河のSFHとMEHは、主系列のターンオフ星に至るまでの深い色等級図から測定されています。星形成の法則と質量依存の流出の単純な仮定により、私たちのSFH制御モデルは、自由パラメータ1つだけ、風力効率$\eta\sim1.0$だけを使用して、SFHから6つのLCID銀河すべてのMEHを再現することに成功しました。6つの銀河すべてに。このモデルは、銀河のSFHとMEHを直接接続する物理的動機によるリンクを提供します。これは、最先端の恒星集団合成モデルに適応して、時代と時代の間の重度の縮退の煩わしさを軽減するのに役立ちます。恒星集団の金属性。
天の川銀河のガイア DR3 若い星から推定される局所円速度に対するローカルアームの影響
| Title |
Impacts_of_the_Local_arm_on_the_local_circular_velocity_inferred_from_the_Gaia_DR3_young_stars_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Aisha_S._Almannaei,_Daisuke_Kawata,_Junichi_Baba,_Jason_A._S._Hunt,_George_Seabroke,_Ziyang_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06831 |
単純な一次元軸対称円盤モデルを、GaiaDR3カタログから取得した太陽近くのOB星の運動学に適用しました。モデルは、「局所遠心速度」$V_\mathrm{c}(R_{0})$を決定します。これは銀河中心静止系での円速度として定義されます。ポテンシャルが次の場合、星は円に近い軌道で移動します。銀河のローカルポテンシャルと軸対称です。$V_\mathrm{c}(R_{0})$の値とその勾配は、太陽近傍内の星の選択された領域全体で異なることがわかりました。天の川銀河のような銀河のN体/流体力学シミュレーションと比較することで、太陽近傍の若い星の運動学が局所腕の影響を受け、$V_\mathrm{cの測定が困難になっていることがわかりました。}(R_{0})$。しかし、観測データとシミュレーションの類似性から、コーマバーニス運動群とヒアデス・プレアデス運動群の間の既知の回転速度ギャップは、ローカルアームの共回転共振によって駆動される可能性があることを示唆しています。方位角的に平均された円速度を推定します。$\mathrm{D}<2$kpcサンプルから得られた$V_\mathrm{c}(R)$が、ローカルアームの位置でのこのギャップとよく一致していることがわかります。したがって、$\mathrm{D}<2$kpcサンプルからの結果、$V_\mathrm{c}(R_{0})=233.95\pm2.24$km$\mathrm{s}^{-1}$は、ローカルアームの存在によって影響されるローカル遠心速度ではなく、方位角の平均円速度に近くなります。
ベラパルサーからのローレンツ不変性違反に関する制約
高エネルギー立体視システム(H.E.S.S)コラボレーションは、チェレンコフ望遠鏡によるベラパルサーからの新しい放射成分の発見を報告しました。少なくとも20TeVのエネルギーを持つガンマ線が予期せず記録されることは非常に重要です。H.E.S.Sコラボレーションは、このような結果はパルサーの高エネルギー放出に関する最先端のモデルに挑戦する可能性があると主張しました。我々はこの研究で、これらの結果が特定のローレンツ不変性破れパラメータを制約するユニークな機会を提供し、ガンマ線パルサーを使用したローレンツ不変性破れの研究の実現につながることを指摘します。ローレンツ不変性違反スケールは、線形シナリオの場合$E_{\mathrm{LV,}1}>1.66\times10^{17}\rmGeV$のレベルに制限され、$E_{\mathrm{LV,}2次シナリオの場合、2}>3.53\times10^{10}\rmGeV$。私たちは、ベラパルサーのデータの詳細な特徴を掘り下げ、将来的にパルサーからのより高エネルギーの光子データを分析することで、ローレンツ不変性の破れに対する制約が改善されると予想しています。
高度な重み初期化と自己教師あり学習技術を備えた機械学習を使用したガンマ線ブレイザー分類
| Title |
Gamma-ray_Blazar_Classification_using_Machine_Learning_with_Advanced_Weight_Initialization_and_Self-Supervised_Learning_Techniques |
| Authors |
Gopal_Bhatta,_Sarvesh_Gharat,_Abhimanyu_Borthakur_and_Aman_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06095 |
機械学習は、ガンマ線天体物理学の分野における強力なツールとして登場しました。このアルゴリズムは、ブレーザーやパルサーなどのさまざまな発生源の種類を区別でき、高エネルギー宇宙についての新たな洞察を明らかにするのに役立ちます。フェルミガンマ線望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡(LAT)は、宇宙についての理解を大幅に前進させました。この機器は多数のガンマ線放出源を検出しており、そのうちかなりの数の天体が活動銀河核(AGN)であることが確認されています。サンプルは主にブレザーで構成されています。しかし、これらの発生源の3分の1以上は、未知のクラスのものであるか、低エネルギーの対応物との明確な関連性がありません。この研究では、複数の機械学習アルゴリズムを使用して、他の物理的特性に基づいて発生源を分類します。特に、ブレーザーをBLLacertae天体(BLLac)とフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)に分類するために、スマート初期化技術と自己教師あり学習を利用しました。このアルゴリズムの主な利点は、そのシンプルさ、最小限の機能の使用、およびパフォーマンスを犠牲にすることなくパラメータの数が少ないため導入が容易であることです。このモデルは、4FGL-DR3カタログにある不確実なタイプの1,115のソースのうち、820がBLLacとして分類され、295がFSRQとして分類できると予測します。
Mrk 421 のジェット内部の磁場特性: イメージング X 線偏光測定エクスプローラーを含む多波長偏光測定
| Title |
Magnetic_Field_Properties_inside_the_Jet_of_Mrk_421:_Multiwavelength_Polarimetry_Including_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Dawoon_E._Kim,_Laura_Di_Gesu,_Ioannis_Liodakis,_Alan_P._Marscher,_Svetlana_G._Jorstad,_Riccardo_Midde,_Herman_L._Marshall,_Luigi_Pacciani,_Iv\'an_Agudo,_Fabrizio_Tavecchio,_Nicol\`o_Cibrario,_Stefano_Tugliani,_Raffaella_Bonino,_Michela_Negro,_Simonetta_Puccetti,_Francesco_Tombesi,_Enrico_Costa,_Immacolata_Donnarumma,_Paolo_Soffitta,_Tsunefumi_Mizuno,_Yasushi_Fukazawa,_Koji_S._Kawabata,_Tatsuya_Nakaoka,_Makoto_Uemura,_Ryo_Imazawa,_Mahito_Sasada,_Hiroshi_Akitaya,_Francisco_Jos\`e_Aceituno,_Giacomo_Bonnoli,_V\`ictor_Casanova,_Ioannis_Myserlis,_Albrecht_Sievers,_Emmanouil_Angelakis,_Alexander_Kraus,_Whee_Yeon_Cheong,_Hyeon-Woo_Jeong,_Sincheol_Kang,_Sang-Hyun_Kim,_Sang-Sung_Lee,_Beatriz_Ag\`is-Gonz\`alez,_Alfredo_Sota,_Juan_Escudero,_Mark_Gurwell,_Garrett_K._Keating,_Ramprasad_Rao,_Pouya_M._Kouch,_et_al._(90_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06097 |
私たちは、2022年12月6日から8日にかけて、イメージングX線偏光計エクスプローラー(IXPE)測定を含む、高シンクロトロンピーク(HSP)ブレーザーMrk421の電波からX線の波長までの偏光測定キャンペーンを実施しました。Mrk421のX線偏光度$\Pi_{\rmX}$=14$\pm$1$\%$および電気ベクトル位置角$\psi_{\rmX}$=107を検出しました。2～8keV帯の$\pm$3$^{\circ}$。時間変動分析から、$\psi_{\rmX}$に重大な一時的な変動が見つかりました。2022年5月に最初のIXPEによるMrk421の指摘から7か月間、$\psi_{\rmX}$は0$^{\circ}$から180$^{\circ}$の範囲で変動しました。Pi_{\rmX}$は$\sim$10-15$\%$内で同様の値を維持しました。さらに、2022年6月の$\psi_{\rmX}$の変動には、同時にスペクトル変動が伴いました。多波長偏光測定の結果から、X線の偏光度は一般に長波長側の偏光度に比べて$\sim$2～3倍大きくなる一方で、偏光角は変動することがわかりました。さらに、電波、赤外線、光学偏光測定に基づいて、同様のエポックでのより長いタイムスケールにわたって$\psi$の回転が$\psi_{\rmX}$の回転とは逆方向に発生したことがわかりました。複数の波長にわたって観察された偏光挙動は、HSPブレーザーに関する以前のIXPEの結果と一致しています。この結果は、相対論的ジェットの変動放出を説明するために開発されたエネルギー層別衝撃モデルを支持するものである。$\psi_{\rmX}$回転中に伴うスペクトル変化は、相対論的電子のエネルギー分布などの物理的条件の変動によって説明できます。X線偏光と長波長偏光の間の$\psi$の回転方向が逆であることは、X線放射領域が長波長の領域から空間的に分離されているという結論を強調します。
FRB 20220912A マイクロショットと Crab PSR ナノショットの放射モード
FRB20220912A\citep{H23}のマイクロショットは、不確実性関係$\Delta\omega\Deltat\ge1$をわずか$\lessestimate3$の係数で満たしています。クラブパルサーのナノショット\citep{HE07}も同様の要因でこの限界を超えています。コヒーレント放射に寄与する直交プラズマモードの数も$\about\Delta\omega\Deltat$であり、その励起と成長に制約が課されます。
ベラパルサーから20テラ電子ボルトに達する放射線成分を発見
| Title |
Discovery_of_a_Radiation_Component_from_the_Vela_Pulsar_Reaching_20_Teraelectronvolts |
| Authors |
The_H.E.S.S._Collaboration:_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_J._Aschersleben,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_J._Borowska,_F._Bradascio,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_B._Bruno,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_T._Bylund,_F._Cangemi,_S._Caroff,_S._Casanova,_J._Celic,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_O._Chibueze,_G._Cotter,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_K._Egberts,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Funk,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_L._Giunti,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_P._Goswami,_G._Grolleron,_M.-H._Grondin,_L._Haerer,_M._Haupt,_et_al._(123_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06181 |
ガンマ線の観測により、高エネルギーの孤立パルサーが銀河内の優れた粒子加速器および反物質工場であることが証明されました。しかし、加速メカニズムと作用する放射プロセス、あるいはそれらが起こる場所については合意がありません。これまでに観測されたすべてのガンマ線パルサーのスペクトルは、数ギガ電子ボルト（GeV）のエネルギーを超える強いカットオフまたはブレークを示しています。H.E.S.S.の使用チェレンコフ望遠鏡の配列を調査したところ、ベラパルサーの広帯域スペクトルにおいて、この一般的なGeVカットオフを超えて出現する新しい放射成分が発見されました。ガンマ線脈動エネルギーが少なくとも20テラ電子ボルト(TeV)まで拡張されたことは、ベラパルサーが$4\times10^7$より高いローレンツ因子まで粒子を加速できることを示しています。これは、TeVエネルギー範囲で検出された唯一の他のパルサーであるクラブパルサーの場合よりも1桁大きいです。私たちの結果は、パルサーの高エネルギー放出に関する最先端のモデルに挑戦すると同時に、加速と放出のプロセスを極限のエネルギー限界に制限するための新しいプローブ、つまり高エネルギーのマルチTeVコンポーネントを提供します。
ミリ秒パルサーの定義
ミリ秒パルサー(MSP)は、回転動力パルサー(RPP)の重要なサブクラスであり、伝統的に$P_s<20-30$~msおよび$B_s\lesssim10^{10}$~Gのパルサーとして定義されています。RPP母集団内の個別のクラスターを特定するために混合ガウスモデル(GMM)分析を適用することでこの定義を再検討し、MSPが条件$\mathbf{P_s\lesssim16}$~msによってより適切に境界設定されているように見えることを発見しました。
Insight-HXMT で検出された SGR J1935+2154 からの X 線バーストの統計的特性
| Title |
Statistical_Properties_of_X-Ray_Bursts_from_SGR_J1935+2154_Detected_by_Insight-HXMT |
| Authors |
Wen-Long_Zhang,_Xiu-Juan_Li,_Yu-Peng_Yang,_Shuang-Xi_Yi,_Cheng-Kui_Li,_Qing-Wen_Tang,_Ying_Qin,_and_Fa-Yin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06299 |
宇宙で最も重要な天体の一種であるマグネターは、X線バーストを含むさまざまな周波数のバーストを発生させることができます。\cite{2022ApJS..260...24C}では、2020年の活動期間中にマグネターSGRJ1935+2154によって生成された75件のX線バーストが公開されており、各バーストの持続時間と正味光子数、および待機時間に基づいた情報が含まれています。トリガーの時間差について。この論文では、べき乗則モデル$dN(x)/dx\propto(x+x_0)^{-\alpha_x}$を利用して、これらのパラメーターの累積分布を近似します。すべての累積分布がうまく適合できることがわかり、これは自己組織化臨界理論によって解釈できます。さらに、この現象がさまざまなエネルギーバンドで依然として存在するかどうかを確認すると、明らかな進化がないことがわかります。これらの発見は、マグネターからのX線バーストが何らかの自己組織化臨界過程によって生成される可能性が高いことをさらに裏付けており、これはマグネターにおける磁気リコネクションの可能性のシナリオによって説明できる。
FR 0 電波銀河のサブパーセクスケールの核組成について
ファナロフ・ライリー(FR)タイプ0電波銀河は、局地宇宙で最も多数のジェット集団であることが知られていますが、本質的に弱いため、十分に確立されているクラスのFRIおよびFRII銀河よりもはるかに探索されていません。観察上、それらの核の無線、光学、およびX線の特性は、FRIの核環境に匹敵します。高エネルギー帯域での2つのFR0の最近の検出は、FR1と同様に、そこで荷電粒子がガンマ線の生成を可能にするエネルギーまで加速されることを示唆しています。これまでのところ、FR0からの拡張無線放射がないことだけがFR1と区別されます。FR0のスペクトルエネルギー分布をFRIのスペクトルエネルギー分布と、特によく研究されたFRI集団の参照源としてのM87のスペクトルエネルギー分布と比較することにより、FR0の広帯域スペクトルがM87の静かな核発光に非常に近いことがわかりました。その類似性に基づいて、レプトハドロンジェット降着流モデルをFR0に適用します。このモデルは、粒子と場の等分配に近く、すべての観測上の制約に一致するパラメーターを使用して、広帯域スペクトルエネルギー分布を説明できます。この枠組みでは、FR0はマルチメッセンジャージェット源であり、FR1の裸の静かなコアと同様の性質と高度に磁化された環境を備えています。
$z=1.1$ での GRB 201216C の MAGIC 検出
| Title |
MAGIC_detection_of_GRB_201216C_at_$z=1.1$ |
| 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,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Baxter,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_J._Bernete,_A._Berti,_J._Besenrieder,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_I._Burelli,_G._Busetto,_A._Campoy-Ordaz,_A._Carosi,_R._Carosi,_M._Carretero-Castrillo,_A._J._Castro-Tirado,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Cifuentes,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_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,_A._Donini,_D._Dorner,_et_al._(160_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06473 |
ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙論的な距離で発生する爆発的過渡現象であり、いくつかのエネルギー帯域にわたって電磁放射線として大量のエネルギーを放出します。MAGIC望遠鏡による長いGRB~201216Cの検出を報告します。発生源は$z=1.1$に位置しており、非常に高いエネルギーで検出されたものの中で最も遠いものです。GRB~201216Cの\SI{70}{\GeV}を超える放射は、シンクロトロンおよびシンクロトロン自己コンプトン(SSC)シナリオ内の複数波長データとともにモデル化されます。私たちは、SSCが光帯域から超高エネルギー帯域までの広帯域データをうまく説明できることを発見しました。遅い時間の無線データの場合、観測された放射を考慮するために別のコンポーネントが必要です。超高エネルギー範囲で検出された以前のGRBとは異なり、GRB~201216Cのモデルは風のような媒体を強く好みます。モデルパラメータは、GeVエネルギーまで検出されたGRBの残光に関する過去の研究で見つかった値と同様の値を持っています。
中性子星 - 白色矮星連星: LISA による形成経路と出生キックの調査
| Title |
Neutron_Star_-_White_Dwarf_Binaries:_Probing_Formation_Pathways_and_Natal_Kicks_with_LISA |
| Authors |
Valeriya_Korol,_Andrei_P._Igoshev,_Silvia_Toonen,_Nikolaos_Karnesis,_Christopher_J._Moore,_Eliot_Finch,_and_Antoine_Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06559 |
中性子星-白色矮星(NS+WD)連星は、重力波によるNS特有の現象を研究するユニークな機会を提供します。この論文では、バイナリ集団合成技術を使用して、将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)を使用してNS+WDの銀河集団を研究します。我々は、異なる経路を介して形成される環状バイナリと偏心バイナリの両方を含む、LISAによって約$\mathcal{O}(10^2)$のNS+WDが検出可能であると予想しています。LISAデータでは、NS+WDをより一般的な二重白色矮星と区別するという課題(特に2mHz未満の周波数)があるにもかかわらず、それらの離心率とチャープ質量分布がNSの出生キックと共通エンベロープの進化を調査する手段となる可能性があることを示した。さらに、銀河面を基準とした検出可能なNS+WDの空間分布を調査し、電波波長での電磁対応物を特定する見通しについて議論します。我々の結果は、NS+WDを検出して特徴づけ、基礎となる集団の特性についての洞察を提供するLISAの能力を強調しています。私たちの結論は、LISAデータ分析戦略の形成と将来のデータ解釈に重要な意味を持ちます。
LISA による銀河連星の軌道離心率測定による中性子星発見
| Title |
Discovering_neutron_stars_with_LISA_via_measurements_of_orbital_eccentricity_in_Galactic_binaries |
| Authors |
Christopher_J._Moore,_Eliot_Finch,_Antoine_Klein,_Valeriya_Korol,_Nhat_Pham,_Daniel_Robins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06568 |
LISAは$\sim\!を検出します。10^4$の銀河連星、大部分は二重白色矮星です。ただし、約$\sim\!1\textrm{--}5\%$これらの星系には中性子星が含まれており、これらが正しく識別できれば、質量逆転や超新星を含む連星進化経路を研究する新たな機会が提供されるだけでなく、複数の星系の有望な標的となるでしょう。メッセンジャーの観察。中性子星の出生キックから予想される離心率は、中性子星を含む連星を識別する重要な特徴となるでしょう。偏心バイナリは、広範囲の周波数高調波で放射します。まず、単一の発生源から発生しているものとして特定し、次に一貫して分析する必要があります。このタイプのデータ解析のための多高調波ヘテロダインアプローチは、シミュレートされた一連の偏心LISA信号に対してベイジアンパラメーター推定を実行するために使用されます。これは、(i)軌道離心率を測定し、検出可能な最小離心率を定量化するLISAの能力を調査するために使用されます。(ii)離心率とペリアストロン歳差運動が質量縮退を解くのにどのように役立つかを実証し、個々の成分の質量を推測できるようにし、中性子星の存在を裏付ける可能性がある。(iii)偏心バイナリの個々の高調波が別個の循環バイナリを装った場合の音源誤認の可能性を調査する。(iv)複数の循環解析のパラメータ推定結果を後処理で組み合わせて、偏心音源のパラメータを迅速に推測する音源再分類の可能性を調査します。LISAグローバルフィットの進行中の設計に対するこれの広範な影響についても説明します。
反復新星 M31N の複数の噴火の多波長観測 2008-12a
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_multiple_eruptions_of_the_recurrent_nova_M31N_2008-12a |
| Authors |
Judhajeet_Basu,_M._Pavana,_G.C._Anupama,_Sudhanshu_Barway,_Kulinder_Pal_Singh,_Vishwajeet_Swain,_Shubham_Srivastav,_Harsh_Kumar,_Varun_Bhalero,_L._S._Sonith,_G._Selvakumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06586 |
我々は、再発新星M31N2008-12aの2017-2022ドル噴火の光学、紫外線、軟X線観測を報告します。噴火間の再発期間に基づいて、降着率は年々着実に減少していると推測されます。$r'$と$i'$バンドの光曲線のピーク近くに「カスプ」特徴が見つかり、これはジェットに関連している可能性があります。スペクトルモデリングは、各噴火中に10$^{-7}$から10$^{-8}$M$_{\odot}$の質量放出と、He/He$_{\odotのヘリウム存在量の増加を示しています}$$\estimate$3.スーパーソフトソース(SSS)の位相は顕著な変動を示し、これはUV放射と逆相関しており、共通の起源を示しています。この変動は降着円盤の再形成によるものである可能性があります。$\rmM_{WD}$$-\dot{M}$平面上のさまざまなモデルと降着率を比較すると、$\simごとに「H殻フラッシュ」に電力を供給するCOWDの質量が得られます。1年で$>1.36$M$_{\odot}$となり、時間の経過とともに増加するため、M31N2008-12aはIa型超新星始祖の単一縮退シナリオの有力な候補となっています。
Insight-HXMTによって測定された恒星ブラックホール4U 1543-47の回転
私たちは、2021年の爆発中に天の川銀河に位置する低質量X線連星4U1543-47の\textit{Insight}-HXMT観測のスペクトル分析を紹介します。私たちは、ソフト状態での観測に焦点を当て、熱連続体フィッティング(CF)法によってブラックホール候補のスピンを決定することを試みます。CF法から得られるスピンは、ブラックホールの質量、距離、内円盤の傾斜角に大きく依存します。この記事では、パラメータの推奨範囲を採用しました:$M=9.4\pm1M_{\odot}$、D=$7.5{\pm}0.5$kpcおよび$i=36.3^{+5.3}_{-3.4}$度。適度なスピン$a=0.46\pm0.12$が得られ、これは2002年のバーストで測定された以前の結果と一致しています。さらに、スペクトルは、高度にイオン化された鉄の線に由来すると考えられる、8～10keVの間で広範囲に青にシフトした吸収特徴を示していることに気付きます。私たちは特徴を{\emxstar}モデルに適合させようと試み、この特徴が速度$v_{\rm風}\sim0.2c$の相対論的円盤風に由来する可能性があることを示唆しました。我々は、この相対論的円盤風はブラックホールの爆発時のスーパー・エディントン降着によるものであると考えています。
電波偏波シグネチャを使用してコンパクト星磁気圏におけるアクシオン変換を特定する
| Title |
Identifying_axion_conversion_in_compact_star_magnetospheres_with_radio-wave_polarization_signatures |
| Authors |
Z._H._Xue,_K._J._Lee,_X._D._Gao,_R._X._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06660 |
アクシオンは物理学において十分に動機付けられています。基礎物理学における強電荷共役パリティ逆転問題CPと天文学における暗黒物質問題を解決します。電磁場との相互作用は予想されていましたが、実験的には検出されていませんでした。このような粒子は、強い磁場の環境では電波に変換される可能性があります。このアイデアに触発されて、さまざまな研究グループが、$10^{13もの強さの表面磁場が存在するコンパクト星の磁気圏におけるアクシオン変換によって生成される無線信号の痕跡を探すための理論モデリングと無線データ解析に取り組んできました。}$-$10^{14}$Gが予想されます。この研究では、中性子星磁気圏におけるアクシオン誘起電波信号(AIRS)の観測特性を計算し、電波放射の総強度と偏光特性の両方を導き出します。レイトレーシング法に基づいて、各変換で生成される電波の直線偏光が100%であると仮定して、さまざまな視野角に関する偏光放射プロファイルを計算します。プラズマと一般相対論的効果がAIRSの分極特性にとって重要であることに注目します。私たちの研究は、AIRSが狭い帯域幅と明確な偏波の特徴によって識別できることを示唆しています。
スウィフト J1727.8-1613 の硬 X 線と QPO: 2023 年のバーストの上昇と停滞
| Title |
Hard_X-rays_and_QPO_in_Swift_J1727.8-1613:_the_rise_and_plateau_of_the_2023_outburst |
| Authors |
I._Mereminskiy_(1),_A._Lutovinov_(1),_S._Molkov_(1),_R._Krivonos_(1),_A._Semena_(1),_S._Sazonov_(1),_A._Tkachenko_(1)_and_R._Sunyaev_(1,2)_((1)_IKI_RAS,_Moscow,_Russia,_(2)_MPA,_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06697 |
我々は、2023年のSwiftJ1727.8-1613の爆発の初期段階でのタイプCの準周期振動の検出について報告します。INTEGRAL天文台のデータとSRG/ART-XCおよびSwift/XRT望遠鏡では、QPO周波数の急速な成長が追跡されました。我々は、2023年のバーストの初期段階である急速な上昇とプラトーをカバーする硬X線のライトカーブを示し、QPO周波数がプラトー中に安定していたことを示します。タイプCからタイプBへのQPOの切り替えは、ソースフレアリングアクティビティの開始とともに検出されました。我々は、SwiftJ1727.8-1613の広帯域スペクトルを構築し、少なくとも400keVまで広がる追加のハードべき乗則スペクトル成分を発見しました。最後に、光爆発の開始時の硬X線束の上限を取得し、光爆発に対するX線爆発の遅延を推定しました。
MARES: 高エネルギー粒子カスケードからのレーダーエコー散乱に対する巨視的アプローチ
| Title |
MARES:_A_macroscopic_approach_to_the_radar_echo_scatter_from_high-energy_particle_cascades |
| Authors |
E._Huesca_Santiago,_K.D._de_Vries,_P._Allison,_J._Beatty,_D._Besson,_A._Connolly,_A._Cummings,_C._Deaconu,_S._De_Kockere,_D._Frikken,_C._Hast,_C.-Y._Kuo,_A._Kyriacou,_U.A._Latif,_I._Loudon,_V._Lukic,_C._McLennan,_K._Mulrey,_J._Nam,_K._Nivedita,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_S._Prohira,_J.P._Ralston,_M.F.H._Seikh,_R.S._Stanley,_J._Stoffels,_S._Toscano,_D._Van_den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_S._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06731 |
この研究では、氷のような高密度媒体中を伝播する宇宙線またはニュートリノ誘起粒子カスケードから無線信号が反射されるときに見つかるレーダーエコーシグネチャを予測するための巨視的モデルを提供します。その巨視的な性質により、エネルギーに依存しない実行時間が可能になり、単一の散乱イベントのシミュレーションにかかる時間は10秒未満です。最初の応用例として、基本的な信号特性について説明し、スタンフォード線形加速器センター(SLAC)でのT-576ビームテスト実験で予想される信号をシミュレートします。これまでに観測された高エネルギー粒子カスケードからの唯一のレーダーエコーと信号強度が良好に一致していることがわかりました。
降着中性子星GX 5-1におけるエネルギーに依存して変化するX線偏光を発見
| Title |
Discovery_of_a_variable_energy-dependent_X-ray_polarization_in_the_accreting_neutron_star_GX_5-1 |
| Authors |
Sergio_Fabiani,_Fiamma_Capitanio,_Rosario_Iaria,_Juri_Poutanen,_Andrea_Gnarini,_Francesco_Ursini,_Ruben_Farinelli,_Anna_Bobrikova,_James_F._Steiner,_Jiri_Svoboda,_Alessio_Anitra,_Maria_C._Baglio,_Francesco_Carotenuto,_Melania_Del_Santo,_Carlo_Ferrigno,_Fraser_Lewis,_David_M._Russell,_Thomas_D._Russell,_Jakob_van_den_Eijnden,_Massimo_Cocchi,_Alessandro_Di_Marco,_Fabio_La_Monaca,_Kuan_Liu,_John_Rankin,_Martin_C._Weisskopf,_Fei_Xie,_Stefano_Bianchi,_Luciano_Burderi,_Tiziana_Di_Salvo,_Elise_Egron,_Giulia_Illiano,_Philip_Kaaret,_Giorgio_Matt,_Romana_Miku\v{s}incov\'a,_Fabio_Muleri,_Alessandro_Papitto,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Simone_Castellano,_et_al._(72_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06788 |
中性子星低質量X線連星(NS-LMXB)\gxのX線(IXPE、NICER、Nustar、INTEGRAL)、光学(REM、LCO)、近赤外(REM)の連携観測について報告します。)、中赤外線(VLTVISIR)、および無線(ATCA)。このZ線源は、\IXPEによって2023年3月から4月にかけて2回観測されました(観測点1と2)。無線帯域では、ソースは検出されましたが、直線偏波の上限は、Obs.~1と5.5GHzで$6.1\%$、9GHzで$5.9\%$の$3\sigma$レベルでのみ得られました。Obs.~2では、5.5~GHzで$12.5\%$、9~GHzで$20\%$です。中赤外、近赤外、および光学観測は、中赤外または遠赤外でピークに達するコンパクトなジェットの存在を示唆しています。X線の偏光度は、観測~1の間、線源がZトラックの水平分岐にあるとき$3.7\%\pm0.4\%$($90\%$信頼水準で)であることが判明し、$1.8\%でした。\pm0.4\%$は観測~2の間、ソースが通常のフレア分岐にあったときです。これらの結果は、以前に観察されたZトラック光源(Cyg~X-2およびXTE~1701$-$462)と同様に、色対色図における光源の位置の関数としての偏光度の変化を確認します。エネルギーに応じた偏光角$\sim20^\circ$の変化の証拠が両方の観測で見つかりました。これは、おそらくディスクの異なる非直交偏光角と、異なるエネルギーでピークに達するコンプトン化成分に関連していると考えられます。
LS 5039のNuSTAR追跡観測では9秒の周期性が欠如していた
核分光アレイ(NuSTAR)は、前回のNuSTAR観測のデータに含まれる周期信号候補の存在を確認するために、ガンマ線連星LS5039を再度観測しました。前回の論文と同じ軌道暦を仮定すると、以前に報告された周波数付近では候補信号は検出されません。これは、以前に報告された周期信号候補がノイズ変動であることを意味します。また、2つのNuSTAR観測からの光曲線と結合スペクトルフィッティングの比較も実行します。私たちのスペクトル分析は、単一のNuSTAR観測から見つかった位相依存性をより高い有意水準で確認しました。
SN 2020zbf: 強い炭素線を持つ、急速に上昇する水素に乏しい超光度の超新星
| Title |
SN_2020zbf:_A_fast-rising_hydrogen-poor_superluminous_supernova_with_strong_carbon_lines |
| Authors |
A._Gkini,_R._Lunnan,_S._Schulze,_L._Dessart,_S._J._Brennan,_J._Sollerman,_M._Nichol,_L._Yan,_P._J._Pessi,_C._M._B._Omand,_T._Kangas,_T._Moore,_J._P._Anderson,_T.-W._Chen,_E._P._Gonzalez,_M._Gromadzki,_Claudia_P._Guti\'errez,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_N._Ihanec,_C._Inserra,_C._McCully,_T._E._M\"uller-Bravo,_C._Pellegrino,_G._Pignata,_M._Pursiainen,_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06814 |
SN2020zbfは、$z=0.1947$にある水素に乏しい超光度の超新星であり、水素に乏しいSLSNeの大部分とは対照的に、初期に顕著なCII特徴を示します。そのピーク等級は$M_{\rmg}$=$-21.2$magで、その上昇時間(初光から$\lesssim24$日)は、SN2020zbfを最も速く上昇するSLSNe-Iの中に入れます。紫外(UV)から近赤外の波長まで取得されたスペクトルは、スペクトルの特徴の識別に使用されます。CIIラインは他のイベントと比べて際立った特徴があるため、特に注目しています。また、UVおよび光学測光データを分析し、Niの放射性崩壊、磁星のスピンダウン、星周物質相互作用(CSM)という3つの異なる出力メカニズムを考慮して光度曲線をモデル化します。SN2020zbfのスペクトルは、Cリッチ低質量マグネターモデルのモデルスペクトルとよく一致します。これは、$M_{\rmej}$=1.5$M_\odot$によるマグネター動力の爆発をサポートする光曲線モデリングと一致しています。ただし、CSM相互作用モデルは観察された特徴を再現する可能性があるため、無視することはできません。ピーク付近の水素の少ない炭素酸素CSMとの相互作用は、CII輝線の存在を説明できる可能性があります。ピーク後約30～40日の光度曲線の短いプラトーと、6580\r{A}の輝線の存在は、拡張されたH-richCSMとの後期相互作用と解釈できます。SN2020zbfのマグネター相互作用モデルとCSM相互作用モデルは両方とも、爆発時の前駆体の質量が2〜5$M_\odot$であることを示しています。ホストのスペクトルエネルギー分布をモデル化すると、ホストの質量は10$^{8.7}$$M_\odot$、星形成速度は0.24$^{+0.41}_{-0.12}$$M_\odot$であることが明らかになった。yr$^{-1}$、金属量は$\sim$0.4$Z_\odot$です。
長期スペクトル分析による 3C 279 の広帯域放射プロセスの理解
| Title |
Understanding_the_Broadband_Emission_Process_of_3C_279_through_Longterm_Spectral_Analysis |
| Authors |
Aminabi_Thekkoth,_S._Sahayanathan,_Zahir_Shah,_Vaidehi_S._Paliya,_C._D._Ravikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06819 |
さまざまな磁束状態におけるフラットスペクトル電波クエーサーの長期広帯域スペクトル研究は、発光メカニズムとスペクトル変動の原因を推測できる可能性があります。これを精査するために、2008年8月から2022年6月までのSwift-XRT/UVOTとFermi-LATの同時観測を使用して、3C279の詳細な広帯域スペクトル解析を実行しました。また、これを線源の同時NuSTAR観測で補足しました。光束とスペクトル指数の長期変動を研究するために、光学/UV、X線、およびガンマ線のスペクトルをべき乗則によって個別に当てはめました。スペクトルエネルギー分布が最小となる遷移エネルギーを得るために、光学/UVおよびX線の同時スペクトルの組み合わせスペクトルフィットも実行されました。相関分析は、源の長期スペクトル変動が主に低エネルギー指数の変動と、広帯域放射の原因となるべき乗則が崩れた電子分布の破壊エネルギーに関連していることを示唆しています。線源の束分布は対数正規変動を表しますが、ガンマ線束分布は明確な二重対数正規挙動を示しました。ダブルガウス挙動を示したガンマ線を除いて、スペクトル指数分布は再び正常でした。これは、ソースの対数正規変動がスペクトル指数の正規変動に関連している可能性があることを示しています。シンクロトロンプロセスと逆コンプトンプロセスを使用した光源の広帯域スペクトルフィットは、さまざまな発光プロセスが光学/UV、X線、およびガンマ線のエネルギーで活動していることを示しています。
ロケットの高エネルギー性能データセット
打ち上げロケットの選択は、惑星間ミッションの事前計画において重要な考慮事項です。打ち上げロケットは信頼性が高く、宇宙船を地球脱出軌道に注入するのに十分なエネルギーを宇宙船に与えることができ、またミッションのコスト制約内に収まるものでなければなりません。近年、惑星間ミッションで最も一般的に使用されているランチャーには、アトラスV401、アトラスV551、デルタIVH、ファルコンヘビーの消耗品バージョンなどがあります。NASALaunchVehiclePerformanceWebサイトは、ミッション計画者がミッション研究中にさまざまな打ち上げロケットを評価するのに役立つツールを管理しています。しかし、さまざまなオプションの打ち上げパフォーマンスと打ち上げコストを迅速に比較するために使用できる包括的なデータセットはありません。本研究では、オープンソースデータから既存および計画中の打ち上げ機の高エネルギー性能のデータセットを編集し、打ち上げ性能とkg当たりの打ち上げコストを定量的に比較した。FalconHeavy消耗品は、高エネルギー打ち上げにおいて、kgあたりのコストが最も低く、1kgあたりわずか0.07万5000万ドルです。バルカンケンタウルスはファルコンヘビーと同等のパフォーマンスを提供します。結果は、ファルコンヘビーエクスペンダブルとバルカンケンタウロスが将来のいくつかのミッションでの選択肢となる可能性が高いことを示しています。
EUSO-SPB2 蛍光望遠鏡の校正とフィールドテスト
| Title |
EUSO-SPB2_Fluorescence_Telescope_Calibration_and_Field_Tests |
| Authors |
Viktoria_Kungel,_Matteo_Battisti,_George_Filippatos,_Tobias_Heibges,_Evgeny_Kuznetsov,_Marco_Mese,_Stephan_S._Meyer,_Etienne_Parizot,_Valentina_Scotti,_Patrick_Sternberg,_Lawrence_Wiencke_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06209 |
2022年5月13日にニュージーランドのワナカから打ち上げに成功したスーパー圧力気球2によるエクストリーム・ユニバース宇宙観測所(EUSO-SPB2)は、エクストリーム・マルチメッセンジャー天体物理探査機などの宇宙ベースの天体粒子観測所の前身です。（ポエマ）。EUSO-SPB2は2台のカスタム望遠鏡を飛行させた。どちらもUV/UV可視感度があり、シュミット光学を備えています。蛍光望遠鏡（FT）は、超高エネルギー宇宙線を下から観測して測定します。\v{C}erenkov望遠鏡(CT)は、地球の縁に向かってニュートリノの兆候を探します。2つの望遠鏡はそれぞれ、直径1mの入射瞳と、PeVおよびEeVスケールの広範囲の空気シャワーからの光を集めるセグメント化されたガラスミラーを備えています。ここでは、2022年8月から9月にかけてユタテレスコープアレイ(TA)サイトで行われたFTフィールドテストの結果とともに、FT望遠鏡の光学系について説明します。FTは夜空の背景、レーザー、人工点光源を記録しました。フィールドテストには、実験室での区分的校正と比較されるFT望遠鏡の絶対測光校正が含まれていました。
GPI 2.0: 波面センサーのEMCCDの性能評価
| Title |
GPI_2.0:_Performance_Evaluation_of_the_Wavefront_Sensor's_EMCCD |
| Authors |
Clarissa_R._Do_\'O,_Saavidra_Perera,_J\'er\^ome_Maire,_Jayke_S._Nguyen,_Vincent_Chambouleyron,_Quinn_M._Konopacky,_Jeffrey_Chilcote,_Joeleff_Fitzsimmons,_Randall_Hamper,_Dan_Kerley,_Bruce_Macintosh,_Christian_Marois,_Fredrik_Rantakyr\"o,_Dmitry_Savranksy,_Jean-Pierre_Veran,_Guido_Agapito,_S._Mark_Ammons,_Marco_Bonaglia,_Marc-Andre_Boucher,_Jennifer_Dunn,_Simone_Esposito,_Guillaume_Filion,_Jean_Thomas_Landry,_Olivier_Lardiere,_Duan_Li,_Alex_Madurowicz,_Dillon_Peng,_Lisa_Poyneer,_and_Eckhart_Spalding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06276 |
GeminiPlanetImager(GPI)は、太陽系外惑星を検出して特徴付けることを目的とした高コントラスト画像装置です。GPIはGPI2.0にアップグレードされており、機器のコントラストを向上させるためにいくつかのサブシステムが再設計されています。より暗いターゲットの観察を可能にし、より明るいターゲットでの安定性を高めるためのアップグレードの1つは補償光学システムです。現在のシャックハルトマン波面センサー(WFS)は、低ノイズ電子増倍CCD(EMCCD)を備えたピラミッドWFSに置き換えられています。EMCCDは、単一光子イベントを高速かつ高感度で計数できる検出器です。この作業では、GPI2.0用にカスタム構築されたN\"u\"uCamerasのHN\"u240EMCCDのパフォーマンスを特徴付けます。HN\"u240EMCCDの特性により、極端なAOに適しています。:低い暗電流($<$0.01e-/pix/fr)、低い読み出しノイズ(ゲイン5000で0.1e-/pix/fr)、高い量子効率(600～800nmの波長で90%)を備えています。;800～900nmで70%）、高速読み出し（フルフレームで最大3000fps）。ここでは、読み出しノイズ、ピクセル間のばらつき、CCDバイアスなど、EMCCDのノイズ要因に関するテスト結果を示します。また、検出器の直線性とEMゲインの校正もテストしました。すべてのカメラのテストは、GPI2.0PWFSシステムに統合する前に実施されました。
アルマ望遠鏡バンド9のアップグレード: 実現可能性の研究
既存のアルマ望遠鏡バンド9受信機(602～720GHz)のアップグレードの実現可能性に関する研究結果を紹介します。現在の構成では、各受信機は、ワイヤーグリッドとミラーのコンパクトな配置を使用して直交偏波信号を検出できるデュアルチャネルヘテロダインシステムです。この研究の主な目標は、ミキサアーキテクチャを両側波帯(DSB)から側波帯分離(2SB)にアップグレードすること、IFおよびRF帯域幅を拡張すること、偏光測定性能を改善する可能性を分析することです。私たちは、APEXのSEPIA660受信機を使用して、実験室と空の両方で2SBミキサーの性能を実証しました。これにより、20dBを超えるイメージ除去率が示され、バンドエッジに近いいくつかのスペクトル線の観測に成功することができました。アルマ望遠鏡バンド9の同じアーキテクチャは、実効スペクトル感度の増加と観測時間の2倍の向上につながります。また、受信機の偏波性能をシミュレートするための光学系の電磁モデルもセットアップしました。この偏波性能は現在、交差極性レベルとビーム斜視、つまり2つの偏波間の指向性の不一致によって制限されています。シミュレーションの結果を測定と比較して提示し、偏光グリッドの使用が制限の主な原因であると結論付けています。
非線形効果は対流エンベロープにおける潮汐散逸予測を混乱させるのでしょうか?
| Title |
Do_nonlinear_effects_disrupt_tidal_dissipation_predictions_in_convective_envelopes? |
| Authors |
Aur\'elie_Astoul_and_Adrian_J._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05980 |
密集した星/惑星または星/星の連星系における潮汐相互作用を研究するこれまでの研究のほとんどは、均一に回転する二次元球殻内の粘性流体の線形理論を採用していました。ただし、コンパクトなシステムでは、非線形効果が重要となるほど十分に大きな潮汐振幅を持つ可能性があります。慣性波の周波数範囲全体にわたる、3Dの薄い(太陽のような)対流シェル内で非線形効果を受ける潮流を計算します。固体回転を伴う線形理論の潮汐周波数平均散逸予測は、非線形シミュレーションでほぼ再現されます(ただし、数分の1に減少することがわかります)。しかし、潜在的に桁違いの大きな違いが見つかりました。特定の時代における特定の二体系に対応する固定潮汐周波数。これは主に、潮汐による差動回転（帯状流）の発生とそれが波に及ぼす影響によるものです。
Gaia-EDR3 探査における白色矮星を用いた基本定数の測定における温度の影響
| Title |
Effect_of_temperature_on_measurement_of_fundamental_constants_using_white_dwarfs_in_Gaia-EDR3_survey |
| Authors |
Akhil_Uniyal_(TDLI),_Surajit_Kalita_(UCT),_Sayan_Chakrabarti_(IIT-G) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06050 |
基本定数は物理メカニズムを理解するために重要ですが、その測定値には実験上の限界による不確実性が含まれています。私たちは、GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)調査で観測された近くの白色矮星を使用して、これらの不確実性に対するシステム温度の影響を調査します。これらの白色矮星の構造を使用して、系の温度の変化が微細構造定数や陽子対電子の質量比などの基本パラメータの測定精度に影響を与える可能性があることを示します。この調査では、基本定数の値に制限を設けながらシステムのエネルギーを考慮することの重要性を強調しています。
Gaia に焦点を当てた製品リリース: 長周期変数の動径速度時系列
| Title |
Gaia_Focused_Product_Release:_Radial_velocity_time_series_of_long-period_variables |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_Gaia_Collaboration,_M._Trabucchi,_N._Mowlavi,_T._Lebzelter,_I._Lecoeur-Taibi,_M._Audard,_L._Eyer,_P._Garc\'ia-Lario,_P._Gavras,_B._Holl,_G._Jevardat_de_Fombelle,_K._Nienartowicz,_L._Rimoldini,_P._Sartoretti,_R._Blomme,_Y._Fr\'emat,_O._Marchal,_Y._Damerdji,_A.G.A._Brown,_A._Guerrier,_P._Panuzzo,_D._Katz,_G.M._Seabroke,_K._Benson,_R._Haigron,_M._Smith,_A._Lobel,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_A._Barbier,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_C._Ducourant,_D.W._Evans,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_S._Randich,_R._Smiljanic,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_M._Cropper,_R._Drimmel,_M.G._Lattanzi,_C._Soubiran,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_J._Casta\~neda,_F._De_Angeli,_et_al._(347_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06051 |
3回目のGaiaDataRelease(DR3)では、200万を超える長周期変数(LPV)候補の測光時系列が提供されました。DR4での完全な動径速度(RV)の公開を予期して、この集中製品リリース(FPR)では、高品質の観測を備えた厳選されたLPVのRV時系列が提供されます。LPVRV時系列のGaiaカタログの作成と内容、およびGaiaFPRで公開されている変動パラメーターの計算に使用される方法について説明します。DR3LPVカタログから始めて、フィルターを適用して、高品質のRV測定値を含むソースのサンプルを構築しました。RVと測光時系列をモデル化して周期と振幅を導き出し、RV周期と$G$、$G_{\rmBP}$、$G_{の少なくとも1つとの間の互換性を要求することでサンプルをさらに洗練しました。\rmRP}$測光期間。カタログには、等級範囲$6\lesssimG/{\rmmag}\lesssim14$の9\,614個の光源のRV時系列と変動パラメータが含まれており、RV周期を持つ6\,093個の星のフラグ付き最高品質サブサンプルも含まれています。$G$、$G_{\rmBP}$、$G_{\rmRP}$測光時系列から導出された値と完全な互換性があります。RV時系列には、約3年間にわたって不均等に取得されたソースごとの24個の測定値の平均が含まれています。我々は、ほとんどの発生源(88%)が本物のLPVであることを特定し、そのうちの約半分は脈動周期を示し、残りの半分は長い二次周期を示します。残りの12%は、候補となる楕円体連星で構成されます。文献で入手可能なRVに対する品質チェックでは、優れた一致が示されています。わかりやすい例と注意点をご紹介します。約10,000個のLPVのRV時系列の公開は、これまでに文献で入手可能なデータベースとしては最大規模です。同時に測光測定ができるため、Gaiaカタログ(抜粋)に独自の付加価値が与えられます。
低質量接触二元系の不安定性質量比に対する金属性の影響
| Title |
Effects_of_Metallicity_on_the_Instability_Mass_Ratio_of_Low_Mass_Contact_Binary_Systems |
| Authors |
Surjit_S._Wadhwa,_Natalia_R._Landin,_Petar_Kostic,_Oliver_Vince,_Bojan_Arbutina,_Ain_Y._De_Horta,_Miroslav_D._Filipovic,_Nicholas_F.H._Tothill,_Jelena_Petrovic_and_Gojko_Djuravsevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06255 |
接触連星系の軌道安定性は、最近かなりの注目を集めている。理論的研究は、合体は非常に低い質量比で起こる可能性が高いことを示していますが、合体が起こる実際の質量比は変動しやすく、主成分の質量に依存する可能性があります。-1.25から+0.5の範囲のさまざまな金属量の値で、回転して潮汐方向に歪んだ一次成分の回転半径をモデル化することにより、接触連星系の軌道安定性に及ぼす金属含有量の影響を検討します。我々は、さまざまな金属量レベルで0.6M(sun)から1.4M(sun)の範囲の低質量主成分を含む接触二元系の不安定性質量比範囲を決定し、金属性度が低い系は、金属性レベルが低い系よりも不安定性質量比が低いことを示します。金属含有量が高いため、より安定している可能性があります。金属性が異なることを除けば非常によく似た2つの接触二元系の光度曲線分析を通じてその効果を説明します。金属性が考慮されていない場合、どちらも不安定であると考えられますが、金属性に基づいて適切な調整が行われた後は1つだけがそのカテゴリーに残ります。
WNh 単一星の表面の化学組成
WNhカテゴリーのウォルフ・ライエ(WR)星は、その表面にかなりの割合の水素を含んでいます。それらは、水素を燃やす非常に重い星や、進化の主系列後の段階にある星である可能性があります。また、WNh星は集団合成モデルに含まれない場合もあります。私たちは、銀河系とマゼラン雲にある単一のWNh星の特性をより良く特徴付けることを目指しています。特に、ヘリウム、炭素、窒素の表面存在量を決定することで、水素含有量を超えて表面化学を制限したいと考えています。私たちは22個のWNh単星の分光分析を行います。コードCMFGENで計算された合成スペクトルを使用して、紫外線および/または光学スペクトルをフィッティングします。私たちは、星の主要パラメータ(温度、光度、質量損失率)と表面のH、He、C、Nの質量分率を決定します。私たちは、現在の進化モデルがすべてのパラメーターを同時に再現する能力を調査します。私たちは、すべてのWNh星がその表面にCNOサイクル物質の痕跡を示していること、つまり炭素が枯渇し窒素が豊富であることを発見しました。予想どおり、金属度が高くなると窒素含有量が高くなるという明らかな傾向が観察されます。水素(X)の量は、明るさとは無関係に、星ごとに大きく異なります。0.4より大きいXの値は例外ではありません。銀河のWNh星の大部分は、進化計算の入力パラメーターを十分に微調整すれば、進化モデルによって説明できます。金属度が低い場合、ほとんどの星は進化モデルからの予測を逃れます。このことは文献で指摘されていますが、表面窒素含有量の制限により、この深刻な問題がさらに悪化します。私たちの研究は、恒星の進化モデルと集団合成モデルの両方におけるWR星の扱いを改良する必要性を強調しています。
Gaia に焦点を当てた製品リリース: サービス インターフェイス機能の画像分析からのソース -- オメガ Centauri の 50 万件の新しいソース
| Title |
Gaia_Focused_Product_Release:_Sources_from_Service_Interface_Function_image_analysis_--_Half_a_million_new_sources_in_omega_Centauri |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_K._Weingrill,_A._Mints,_J._Casta\~neda,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_M._Davidson,_F._De_Angeli,_J._Hern\'andez,_F._Torra,_M._Ramos-Lerate,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_C._Crowley,_D.W._Evans,_L._Lindegren,_J.M._Mart\'in-Fleitas,_L._Palaversa,_D._Ruz_Mieres,_K._Tisani\'c,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_A._Barbier,_O.L._Creevey,_C._Ducourant,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U._Lammers,_X._Luri,_F._Mignard,_S._Randich,_P._Sartoretti,_R._Smiljanic,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_M._Cropper,_R._Drimmel,_D._Katz,_C._Soubiran,_F._van_Leeuwen,_M._Audard,_J._Bakker,_R._Blomme,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_L._Galluccio,_A._Guerrier,_E._Masana,_R._Messineo,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_et_al._(343_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06551 |
ガイアの読み取りウィンドウ戦略は、空の非常に密なフィールドによって困難にさらされています。したがって、標準的なガイア観測に加えて、空の選択された9つの領域について完全なスカイマッパー(SM)画像が記録されました。新しいソフトウェアパイプラインは、混雑したフィールド(CF)のサービスインターフェイス機能(SIF)画像を活用し、完全な2次元(2D)情報の可用性を利用します。この新しいパイプラインは、オメガケンタウリ($\omega$Cen)クラスターの領域で50万個の追加のガイアソースを生成し、これらはこの重点製品リリースで公開されます。専用のSIFCFデータ削減パイプラインについて説明し、そのデータ製品を検証し、Gaiaアーカイブテーブルを紹介します。私たちの目的は、空の非常に密集した領域$\omega$Cenにおける{\itGaia}ソースインベントリの完全性を向上させることです。{\itGaia}の音源検出および画像パラメータ決定ソフトウェアの適応バージョンは、2DSIFCF画像内の音源の位置を特定しました。私たちは、公開されている{\itGaia}DR3カタログや外部のハッブル宇宙望遠鏡のデータと比較することで結果を検証しました。この重点製品リリースにより、$\omega$Cenの{\itGaia}カタログに526\,587の新しいソースが追加されました。追加のカタログには、位置と明るさのほかに、視差と固有の動きが含まれていますが、意味のある色の情報は含まれていません。SIFCFソースパラメーターは通常、名目上の{\itGaia}ソースよりも精度が低くなりますが、クラスター中心では、結合されたカタログの深さが3倍増加し、ソース密度が10倍向上します。この最初のSIFCFデータ公開は、すでに{\itGaia}カタログに大きな価値を加えています。これは、9つすべてのSIFCF地域の追加ソースを含む、4番目の{\itGaia}カタログに何が期待できるかを示しています。
Gaia DR3 と仮想天文台を使用した無視された WDS システムの確認と特性評価
| Title |
Confirmation_and_characterization_of_neglected_WDS_systems_using_Gaia_DR3_and_the_Virtual_Observatory |
| Authors |
E._Solano,_I._Novalbos,_A._J._Ros,_M._Cort\'es-Contreras,_C._Rodrigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06558 |
この論文の目的は、GaiaDR3カタログと仮想天文台ツールを利用して、ワシントン二重星カタログ(WDS)で無視されている(観測は1つだけ)と分類されている428個の連星系および多重星系を確認し、特徴付けることです。恒星系の構成要素は同じ視差と固有運動（誤差内）を持ち、50,000天文単位未満しか離れていないため、偶然の対応部分の数が最小限に抑えられます。VOSAを使用して計算された実効温度は、星の質量を推定するために使用されました。42個の二元系の結合エネルギーが計算され、それらが物理的なペアであることが確認されました。また、高質量成分からM星の金属性の決定を改善するのに非常に興味深い、F/G-Mスペクトルタイプを持つ75ペアも見つかりました。
二重白色矮星の合体による光学過渡現象について
| Title |
On_the_optical_transients_from_double_white-dwarf_mergers |
| Authors |
M._F._Sousa,_J._G._Coelho,_J._C._N._de_Araujo,_C._Guidorzi,_J._A._Rueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06655 |
白色矮星(DWD)の二重合体は、巨大で磁化の高いWD、超新星(SNe)Ia、および中性子星(NS)を生成すると期待される関連する天体物理学的起源です。それらは空に多数の発生源であると予想されていますが、それらの検出は最先端の一時的調査を回避しています。この記事では、中心の残りが安定した(チャンドラセカール以下の)WDであるDWDの合併から予想される光過渡現象を特徴付けます。合体による動的噴出物の膨張と冷却により、合体後の$1$-$10$にピークに達する発光が起こり、その明るさは$10^{40}$-$10^{41}$ergs$^{になることを示します。-1}$。光曲線、スペクトル、過渡現象の色の進化のシミュレーションを紹介します。我々は、これらの特性が、推定された合併率と合わせて、例えば、ZwickyTransientFacility(ZTF)による検出の欠如と一致することを示します。さらに重要なことは、ベラC.ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)が年間数個から数百個を検出する可能性が高く、WD、NS、およびSNIaの物理学への新しい窓を開くことを示しています。
コロナ質量放出の高速と低速の間の熱力学的謎を解明する
| Title |
Unraveling_the_Thermodynamic_Enigma_between_Fast_and_Slow_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Soumyaranjan_Khuntia,_Wageesh_Mishra,_Sudheer_K_Mishra,_Yuming_Wang,_Jie_Zhang,_and_Shaoyu_Lyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06750 |
コロナ質量放出(CME)は、磁化されたプラズマが太陽から最もエネルギー的に放出される現象であり、宇宙気象力学において重要な役割を果たします。この研究は、熱力学的測定が制限されているコロナ高さにおける2つのCME（CME1：2011年9月24日とCME2：2018年8月20日）の多様な運動学と熱力学的進化を調査します。CME1のピーク3D伝播速度は2段階の拡張(急速かつほぼ一定)で高速(1,885km/s)ですが、CME2のピーク3D伝播速度は遅く(420km/s)、段階的な拡張のみです。GCSモデルから推定された3D運動学の入力を取得し、改訂されたFRISモデルを実装して、ポリトロープ指数、加熱速度、温度、および内部力の距離依存の変動を推定します。CME1は初期の急激な加速減少中に熱放出を示し、一定の加速段階中に熱吸収状態にジャンプすることがわかりました。CME1とは対照的に、CME2は加速が徐々に増加する際に、ほぼ断熱状態から熱吸収状態へ徐々に移行します。私たちの分析により、両方のCMEが示差加熱を示しますが、後の伝播段階で熱吸収が起こり、等温状態に近づくことが明らかになりました。より高速なCME1は、より低速なCME2よりも太陽からの距離が短いところで、断熱状態に続いて等温状態に達します。また、CMEの膨張は主に遠心力と熱圧力によって影響を受け、ローレンツ力が膨張を妨げることもわかりました。発生源領域でのフラックスロープの多波長観察は、最初に観察されたより低いコロナ高さでのFRISモデル由来の発見を裏付けています。
コンテクスト。星団のメンバーである星は、同じ初期化学組成を持つ物質から同時に、同じ場所で形成されると想定されています。星団星の集合に対するこれらの追加の制約により、これらの星はベンチマークとして適したものになります。目的。私たちの目的は、1)散開星団NGC6791およびNGC6819内のこれまで知られていなかった赤色巨星を特定すること、2)それらの星地震パラメーターを抽出すること、そして3)それらの星団メンバーを決定することです。方法。私たちは、差分イメージングに基づく専用の方法に従い、ケプラースーパースタンプデータからNGC6791とNGC6819の潜在的な赤色巨星の光度曲線を抽出しました。私たちは、太陽のような振動を示す星の星地震パラメータを抽出しました。私たちは、これらの星のうちどの星団のメンバーである可能性が高いかを特定するために、星地震メンバーシップ研究を実行しました。結果。ケプラーのスーパースタンプ内に149個の赤色巨星が見つかり、そのうち93個が星団のメンバーである可能性があります。私たちは、ケプラーの主なターゲットではない29個の赤色巨星を見つけることができました。したがって、それらの光度曲線はこれまで公開されていませんでした。これらのこれまで知られていなかった赤色巨星のうち5つは、クラスターに属する確率が95%を超えています。
V1507 Cygni (HD187399): 離心軌道を持つ高度に進化した謎めいた相互作用連星系
| Title |
V1507_Cygni_(HD187399):_A_Highly_Evolved,_Enigmatic_Interacting_Binary_System_with_an_Eccentric_Orbit |
| Authors |
T._J._Davidge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06802 |
相互作用する離心軌道連星V1507Cyg(HD187399)の特性を、0.63～0.68umの波長をカバーするスペクトルで調べます。最も明るい星のスペクトルは、B8I星ベータオリのスペクトルと非常に似ていますが、変化する潮汐場と一致する部分構造を示す吸収線があります。スペクトル内のアルファ放射の大部分は、より明るい星に関連付けられているように見えます。この系の周期が数十年にわたるタイムスケールにわたって安定しているという証拠が提示されており、現在の時代における大規模な物質移動に反対している。伴星の周りの拡大する非対称エンベロープに由来する吸収線と輝線が特定され、太陽の成分質量6.4+/-0.9と14.0+/-0.9が見つかり、前者はより明るい星と46度の傾斜角に当てはまります。と想定されている。V1507Cygの進化状態は、質量比が逆転する点まで物質移動が進行し、より明るい星からその初期質量の多くが剥ぎ取られた系の状態になります。より明るい星はアルファCyg変数であり、システムの光度曲線を支配するのはそれらの光の変化であると主張されています。V1507Cygは、408MHzおよび1420MHzで検出される拡散HIバブルの中心またはその近くで観察されます。離心軌道は階層システムにおける進化の結果であることが示唆されています。
Leptonic ALP の闇セクターへのポータル
我々は、観察された異常磁気モーメントの不一致を暗黒物質遺物の存在量と結び付ける単純なシナリオとして、レプトニックALPポータルについて議論します。この枠組みでは、マルチMeV範囲のアクシオン様粒子がSMレプトンとDMフェルミオンと結合し、その質量はALP質量よりも大きいがGeVよりも小さい。ALPは主に2ループのBarr-Zee図を通じて$(g-2)_\mu$と$(g-2)_e$に寄与し、DM存在量はALPペアに対する$p$波消滅によって生成されます。ビームダンプ実験、衝突型加速器、CMBプローブによる制約は非常に厳しく、実行可能なパラメーター空間は近い将来テストされるかなり狭い領域に制限されています。
VLF 無線局のデータによるソーラーターミネーターによる大気の波の乱れ
| Title |
Atmospheric_waves_disturbances_from_the_solar_terminator_according_to_the_VLF_radio_stations_data |
| Authors |
Cheremnykh_O.,_Fedorenko_A.,_Voitsekhovska_A.,_Selivanov_Yu.,_Ballai_I.,_Verth_G.,_Fedun_V |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.05961 |
5分から1時間の音響重力波（AGW）周期の範囲におけるソーラーターミネーターからの摂動は、ヨーロッパの無線経路GQD--A118（英国--）上のVLF無線信号振幅の測定値を使用して分析されました。フランス）。これらの観測は、VLF電波が反射される中間界面($\sim$90km)付近の高度での波の伝播に関する情報を提供します。検討されている無線経路では、夕方のターミネーター通過後数時間以内に、電波の振幅の変動が系統的に増加することが観察されました。2020年4月、6月、10月、および2021年2月のイベントについて、AGWの期間にわたる大きな振幅を伴う波の摂動の数の分布が調査されました。私たちの結果は、さまざまな季節の夕方のターミネーターが15～20分の範囲の波によって支配されていることを示しています。中間圏の高さでのターミネーターからのAGWの振幅(中性粒子の濃度の変動、速度成分、体積要素の垂直変位)は、VLF無線信号の振幅の変動によってほぼ決まります。ターミネータ上のAGWの振幅は相対濃度変動で12～14%であり、これは1.1～1.3kmの大気ガス体積の垂直変位に相当します。AGWのエネルギーバランス方程式の分析に基づいて、波は主に終端装置で準水平方向に伝播すると結論付けられました。ターミネーターにおけるVLF電波の振幅の変動を利用して、中間圏パラメータの長期変化を研究できる可能性が示されました。
風力発電所の照明が夜の景観に及ぼす視覚的な影響を定量化する
風力発電所の照明は、夜の風景の中で際立った特徴です。それらの存在は、住民や環境にとって光害の原因となっており、場所によっては、自然のままの星空の美的、文化的、科学的価値を著しく混乱させています。この研究では、個々の風力タービンライトの明るさとよく知られている夜空の天体の明るさとの比較に基づいて、その視覚的影響を定量化するための簡単なモデルを紹介します。このモデルには大気変数と視覚変数が含まれており、典型的なパラメーターについては、中強度のタービンの光は、タービンから約4kmまでは金星よりも明るく、約4kmまではアルファCMa(夜空で最も明るい星)よりも明るくなる可能性があることを示しています。10km、~38kmで肉眼の標準的な星の視程限界(m_v=+6.00)に達します。これらの結果は、夜間の風力発電所の視覚範囲が日中よりも大幅に広い可能性があり、これは環境影響評価で考慮されるべき要素であることを示唆しています。
暗黒物質の波に乗る: LISA パスファインダーによる一般的な暗黒光子の新たな制限
| Title |
Riding_the_dark_matter_wave:_Novel_limits_on_general_dark_photons_from_LISA_Pathfinder |
| Authors |
Jonas_Frerick,_Joerg_Jaeckel,_Felix_Kahlhoefer,_Kai_Schmidt-Hoberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06017 |
LISAパスファインダーからの補助チャネルデータを使用して、ゲージバリオン（$B$）およびバリオンマイナスレプトン（$B-L$）ダークフォトンダークマター（DPDM）のパラメトリックに改良された検索を実行できる可能性に注目します。特に、2つのTM間の追跡とほぼ同じ感度である、テスト質量(TM)と宇宙船(SC)の間の差動の測定を使用します。TMとSCは異なる材料から作られているため、$B-L$と$B$の両方で異なる電荷対質量比を持ちます。したがって、周囲のDPDM場は、ほぼ一定の周波数の相対加速度を引き起こします。$B-L$の場合、LISAパスファインダーがこれまで探索されていなかったパラメータ空間を制約し、質量範囲$4\cdot10^{-19}\,\text{eV}<m<3\で世界をリードする限界を提供できることがわかりました。cdot10^{-17}\,\text{eV}$。この制限は、SMの他のグローバル対称性の測定から生じる暗い光子に対しても簡単に再計算できます。
カーのようなコンパクト天体の動的な潮汐愛数
私たちは、カーのようなコンパクトな物体の潮汐応答を、静的な場合と周波数依存の場合の両方で、その反射率、コンパクトさ、スピンの観点から計算するフレームワークを開発します。ここでは、完全に解析的に解決できる低周波領域に焦点を当てます。特に、いくつかの注目に値する新しい特徴を強調します。i)ゼロ周波数限界でも、潮汐ラブ数(TLN)は、自明ではない方法で物体の反射率の周波数線形依存性に依存します。ii)興味深いことに、周波数依存TLNの静的限界は不連続であるため、静的TLNは(現象学的に興味深い)周波数依存TLNの静的限界とは異なります。これは、超小型天体の静的TLNに関する以前の発見が、ブラックホール限界におけるTLNの対数挙動が保持されているにもかかわらず、パラメーター空間のメジャーゼロ領域に対応していることを示しています。iii)非回転の場合、反射率が${\calR}=1+{\calO}(M\の場合を除き、TLNは一般にゼロ周波数限界で消滅します(ブラックホールの場合と同様)。omega)$であり、この場合、ブラックホールの限界では、一般に対数であるモデル依存のスケーリングで消滅します。TLNは、反射率がゼロ以外の場合、最初は周波数とともに増加し、その後、物体の準正規モードに関連した振動と共振を表示します。iv)回転するコンパクトな物体の場合、反射率が低下するか回転パラメータが増加すると、TLNは減少します。私たちの結果は、重力波信号における潮汐効果を利用した、コンパクトな物体の性質についてのモデルに依存しないテストを開発するための理論的基礎を築きました。
連星中性子星合体におけるQCD相転移の検出可能性：次世代重力波検出器によるベイズ推論
| Title |
Detectability_of_QCD_phase_transitions_in_binary_neutron_star_mergers:_Bayesian_inference_with_the_next_generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Aviral_Prakash,_Ish_Gupta,_Matteo_Breschi,_Rahul_Kashyap,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Domenico_Logoteta,_and_B.S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06025 |
私たちは、次世代の重力波検出器であるCosmicExplorerとEinsteinTelescopeを用いて、中性子星連星における合体後のQCD相転移の検出可能性を研究しています。私たちは、ギブズ構造またはマクスウェル構造によるクォークの非閉じ込め相転移を含む状態方程式を使用して、中性子星合体の数値相対性理論シミュレーションを実行します。これらの後に、$\tt{NRPMw}$波形モデルを使用し、吸気信号の解析から推定される事前確率を使用して、関連する重力波信号のベイジアンパラメーター推定が続きます。合併後のピーク周波数$f_2^{\rmPeak}$を測定するモデルの能力を評価し、モデル内で改善すべき側面を特定します。マージ後の信号対雑音比が10という低い値であっても、ほとんどの場合、モデルは相転移のあるバイナリとないバイナリの間で$f_2^{\rmPeak}$を(90%レベルで)区別できることを示します。状態方程式に依存しない関係の予測からの$f_2^{\rmピーク}$の相転移誘発偏差も、$1.6\,\sigma$を超える場合に検出できます。私たちの結果は、次世代の重力波検出器が連星中性子星の合体における相転移効果を測定できることを示唆しています。ただし、相転移が「強い」場合を除き、それを他のハドロン物理学の不確実性から解きほぐすには、大幅な理論の改善が必要になります。
混沌としたインフレーションにおける重力再加熱の救済
単一場のインフレーションパラダイム内で、インフレトン場$\phi$とリッチスカラー$R$の間の線形非最小相互作用$\xi\,M_P\,\phi\,R$が次の結果をもたらす可能性があることを示します。インフレーションの成功は、完全に重力の助けによるインフレトンの摂動崩壊による宇宙の効率的な加熱で終わります。インフレトン場が二次ポテンシャルで振動すると考えると、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)とビッグバン元素合成(BBN)からの観測限界。興味深いことに、非最小結合の上限は、現在および将来計画されている実験の範囲内で、テンソル対スカラー比$r\gtrsim10^{-4}$を保証します。また、同じ重力ポータルを介して、インフラトン崩壊に起因する物質と反物質の非対称性が生成される可能性とともに、暗黒物質生成の影響についても議論します。
| Title |
The_use_of_calibration_techniques_in_gravitational_wave_astronomy |
| Authors |
Ruiting_Mao,_Jeong_Eun_Lee,_Ollie_Burke,_Alvin_J._K._Chua,_Matthew_C._Edwards,_Renate_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06321 |
近似は、科学的ベイズ推論の現実的な適用において一般的に使用されますが、多くの場合、必要ではないにしろ利便性を理由に使用されます。重力波(GW)データ解析の分野では、検出器のノイズに埋もれた真のGW信号の特性を推測するために、より正確なモデルの代わりに、評価が速いが天体物理学的GW信号の近似波形モデルが使用されることがあります。さらに、フィッシャー情報に基づく事後分布の正規近似を使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)シミュレーションなどの大規模な数値計算を必要とせずに、大量の推論を実行することもできます。このような近似は一般に、真の事後分布の統計的範囲が不十分で不正確な事後分布を引き起こす可能性があります。この記事では、分析者が指定したレベルで真の事後分布を確実にカバーするために、近似事後分布のファミリーの信頼できるセットを校正する新しい校正手順を紹介します。オートエンコーダや人工ニューラルネットワークなどのツールは、データを圧縮し(効率化のため)、ロジスティック回帰などのタスクを実行するためにキャリブレーションモデル内で使用されます。原理の証明として、近い将来の宇宙ベースのGW観測所LISAの有望な信号源である、大質量連星ブラックホール合体からのGW信号に関する形式主義を実証します。
中性子星内部地殻の時間依存性超流動バンド理論：現状と今後の課題
| Title |
Time-Dependent_Superfluid_Band_Theory_for_the_Inner_Crust_of_Neutron_Stars:_Current_Status_and_Future_Challenges |
| Authors |
Kazuyuki_Sekizawa_and_Kenta_Yoshimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06411 |
この寄稿では、現在進行中のプロジェクトの現状と将来の展望についてまとめています。中性子星の内部地殻では、超流動中性子の海に浸され、クーロン相互作用と核相互作用の競合の結果として、さまざまな結晶構造が現れることがあります。周期ポテンシャルの下で滴下中性子の特性を研究するための最良の量子力学的アプローチは、固体のバンド理論です。しかし、中性子の輸送特性に対するバンド構造の影響については状況が複雑であり、まだ明確なコンセンサスは確立されていない。バンド構造の効果について確実な結論を提供するために、我々はフェルミオン超流動性を完全に考慮した、時間依存密度汎関数理論（TDDFT）に基づく完全に顕微鏡的な時間依存バンド理論を開発しました。私たちは並列計算コードの開発に成功し、それを核物質のスラブ相に適用しました。現在進行中の取り組みを紹介し、今後の方向性について議論します。
重力波を調査するためのオスバウアー計画
局所的な重力場の下では、高周波重力波による摂動により、オスバウアー共鳴高さの垂直方向のシフトが引き起こされる可能性があります。$^{109}$Ag同位体を用いた定常スキームを考慮すると、非常に高い精度が得られることが実証されます。オッスバウアー共鳴により、KHzからMHz以上の周波数までの競争力のある重力波感度が可能になります。オオスバウアー共鳴は、マルチバンド重力波探索の探求において、新規で小型の代替手段を提供することができます。静的重力場の存在は、検出メカニズム、同位体の選択、感度予測において重要な役割を果たします。提案された定常スキームの低重力環境では感度が大幅に向上する可能性があります。
熱暗黒物質の最小質量と21cm宇宙論に影響を与えるミリ荷電粒子の生存可能性について
| Title |
On_the_minimal_mass_of_thermal_dark_matter_and_the_viability_of_millicharged_particles_affecting_21cm_cosmology |
| Authors |
Xiaoyong_Chu,_Josef_Pradler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06611 |
熱凍結は、初期条件を微調整することなく、暗黒物質密度の魅力的な説明を提供します。質量が数十MeV未満の暗黒物質の場合、標準モデルで直接消滅できるのは光子、電子、ニュートリノだけです。完全な3セクターの存在量計算を使用して、暗黒物質の最小質量を決定し、現在の宇宙論的観測と互換性のある電子/光子およびニュートリノへの任意の分岐を可能にします。この解析では、消滅と弾性散乱によるさまざまなセクター間の熱伝達が考慮されており、各セクターの温度を追跡する完全に自己矛盾のない初めての解析が実現されました。これにより、特に速度依存の場合の正確な熱消滅断面積を提供し、現在および今後のCMB実験のMeV熱暗黒物質に対する感度を推定します。後者の文脈では、最終状態におけるニュートリノの微量の混合がMeVスケールの$p$波でDMを電子に消滅させる微調整パラメータ領域も確立する。最後に、21cm宇宙論を妨げる相互作用強度を持つミリ荷電暗黒物質は、フリーズアウトにニュートリノへの消滅が補われた場合でも許容されることを示します。考慮したすべてのケースについて、具体的な粒子物理モデルを提供し、他の関連する実験結果の議論で発見を補足します。
