私たちは、中心ブラックホールと暗黒物質ハローの結合ポテンシャルにおける定常的な球対称の降着を調査します。ハローについては、ハーンクイストとNFWポテンシャルを考慮し、流れの臨界点を計算します。我々は、中心へのトランス音速解はブラックホールなしでは不可能であるが、ブラックホールが存在する場合には2種類のトランス音速解が可能であることを発見した。また、暗黒物質ハローの中心にあるブラックホールの質量降着率も導き出します。私たちの結果は、2つの段階の降着を示しています。最初のフェーズはブラックホールの質量に依存する低い降着率を伴う初期段階であり、次にハローの質量に依存する高い降着率を伴う第2フェーズが続きます。第2段階では、ブラックホールの質量が超大質量スケールまで急速に増加します。これは、赤方偏移$z\ge6$でのクエーサーの存在と、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって最近検出された超大質量ブラックホール(SMBH)の存在を説明します。さらに、成長するブラックホールのエディントン比の変化を計算します。降着は、質量降着率が低から高に移行するときの短いスーパーエディントンエピソードを除いて、ほとんどがサブエディントンです。しかし、そのエピソードの間、ブラックホールの質量は、放射フィードバックによる降着を妨げるには不十分である可能性があります。
ノイズ除去拡散モデルによる宇宙論的シミュレーションの確率的超解像
| Title |
Stochastic_Super-resolution_of_Cosmological_Simulations_with_Denoising_Diffusion_Models |
| Authors |
Andreas_Schanz,_Florian_List,_Oliver_Hahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06929 |
近年、深層学習モデルは、低解像度の宇宙論的シミュレーションを小規模な情報で強化するために使用されることに成功しており、これは「超解像度」として知られるタスクです。これまでのところ、これらの宇宙論的超解像度モデルは、非常に現実的な結果を達成できる敵対的生成ネットワーク(GAN)に依存していましたが、さまざまな欠点(サンプルの多様性が低いなど)がありました。私たちは、超解像宇宙の大規模構造予測のための強力な生成モデルとして、ノイズ除去拡散モデルを導入します(2次元での最初の概念実証として)。小さなスケールに至るまで正確な結果を得るために、ピクセル単位のトレーニング目標におけるさまざまなスケールの重要性を再配分する、新しい「フィルターブースト」トレーニングアプローチを開発しました。私たちのモデルは、説得力のある超解像度画像とパーセントレベルで一貫したパワースペクトルを生成するだけでなく、与えられた低解像度シミュレーションと一貫した小規模な特徴の多様性を再現できることを実証します。これにより、生成された小規模な特徴の不確実性の定量化が可能になります。これは、宇宙構造形成の実行可能な代替モデルとしての超解像モデルの有用性にとって重要です。
SZ効果と非熱放射を使用した銀河団の進化の探査：A1413からの最初の結果
| Title |
Probing_the_evolution_of_galaxy_clusters_using_SZ_effect_and_non-thermal_emission:_first_results_from_A1413 |
| Authors |
Mohini_Pachchigar,_Yvette_Perrott_and_Tulasi_Parashar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07087 |
質量は銀河団の最も基本的な特性です。ただし、それを測定することは依然として課題です。スニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果などのクラスター内媒体の観測量からの質量の校正は、静水圧平衡の仮定により不確実性とバイアスの影響を受けます。一方、合流するクラスターシステムは電波放射を示すことが示されており、これは静水圧平衡からの擾乱との関連を示唆しています。我々は、銀河団アベル1413の例と、アークミニッツマイクロケルビンイメージャーとプランクからのSZ効果データを使用して、銀河団のガス圧力プロファイルの平均(普遍)圧力プロファイルからの偏差を研究する研究について紹介します。このクラスターは、マーチソン広視野アレイを使用して低無線周波数でも観測されており、ガス圧力プロファイルの偏差と無線放射の存在との間の関連性を調査することができます。
銀河団の質量を正確に推定することは、宇宙論の中心的な問題です。乱流は静水圧質量の推定値からの大幅な逸脱を引き起こすと考えられています。乱流特性の推定は、3Dクラスターを空の2D平面に投影することによって複雑になり、通常はX線表面の明るさの変動やスニャエフ・ゼルドビッチ効果マップから間接的にプローブする形で行われます。この論文では、シミュレーションを使用してこの問題に対処します。2D投影変動データのパワースペクトルを推定し、空の2D平面に投影されたデータをエミュレートし、元の予想される3Dパワースペクトルと比較するためのさまざまな方法を検討します。ノイズはICM観測のパワースペクトルを汚染する可能性があるため、より適切なスペクトル推定を行うために画像内のノイズを低減するいくつかの方法も簡単に比較します。
超軽量暗黒物質の古典的な場近似: 量子ブレークタイム、補正、デコヒーレンス
| Title |
The_classical_field_approximation_of_ultra_light_dark_matter:_quantum_breaktimes,_corrections,_and_decoherence |
| Authors |
Andrew_Eberhardt,_Alvaro_Zamora,_Michael_Kopp,_Tom_Abel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07119 |
古典的な場の近似は、超軽量暗黒物質の予測をよりよく理解するために広く使用されています。ここでは、切り詰められたウィグナー近似法を使用して、超軽量暗黒物質の古典的な場近似をテストします。この方法は、量子状態を、ウィグナー関数から引き出された独立して進化する実現の集合体として近似します。この方法は高度に並列化可能であり、超軽量暗黒物質に関してこれまでに研究されてきたものよりも何倍も大きいシステムにおける量子補正とデコヒーレンス時間を直接シミュレーションすることができます。私たちの研究には、1、2、および3空間次元でのシステムのシミュレーションが含まれます。3つの空間次元でのガウスランダムフィールドの凝縮、3空間次元での安定した崩壊オブジェクト、および2つの空間次元での2つの安定したオブジェクトのマージの3つのシステムをシミュレートします。それぞれの場合における古典的な場の理論に対する量子補正を研究します。量子補正は、非線形増加中に指数関数的に増加し、そのタイムスケールはシステムの動的時間にほぼ等しいことがわかりました。安定したシステムでは、補正は二次関数的に増加します。また、量子補正の主な効果は、空間密度のドブロイスケールでの変動の振幅を低減することであることもわかりました。最後に、バリオン物質との重力結合によるデコヒーレンスに関連するタイムスケールが、重力相互作用による量子補正と少なくとも同じくらい速いことを発見しました。これらの結果は、量子補正が古典的な場理論の予測に影響を与えないことを強く示唆しています。
相対論的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果による温度測定
約5keVを超える温度では、古典的な熱スニャエフ-ゼルドビッチ効果スペクトルを導出するために使用される非相対論的近似は失敗し始めます。相対論的効果が含まれる場合、スペクトルは温度に依存します。これは問題と機会の両方をもたらします。温度依存性が考慮されていない場合、コンプトンy推定値に偏りがあるため、問題です。これは、X線観測とは独立してクラスター内物質の温度を測定する新しい方法を表すため、またチャンスでもあります。この研究は、プランク星団観測に対する相対論的効果の影響を調査した現在の結果と、アタカマ大口径サブミリ波望遠鏡を使用した星団温度の将来の測定の予測を示しています。
相互作用するダークエネルギーシナリオについて $-$ ハッブル定張力の場合
ハッブル定数$H_0$は、現時点での宇宙の膨張率を測定する重要な宇宙論的パラメーターの1つです。ここ数年、$H_0$は、さまざまな観測調査によるさまざまな標準偏差でのさまざまな推定値について、天体物理学および宇宙論のコミュニティで膨大な量の議論を巻き起こしてきました。$\Lambda$-冷暗黒物質($\Lambda$CDM)パラダイム内のプランクによる宇宙マイクロ波背景放射観測からの$H_0$の最近の推定値は、SH0ES(超新星および超新星)との$\gtrsim5\sigma$の信頼性との間に緊張関係にあります。$H_0$(ダークエネルギーの状態方程式)コラボレーション。その結果、そのようなシナリオがこの$H_0$の緊張を解決できるかどうかを検討するために、標準$\Lambda$CDMモデルの改訂がさまざまな方法で提案されています。提案された宇宙論的シナリオのリストの中で、この章では、宇宙の暗黒成分、つまり暗黒物質(DM)と暗黒エネルギー(DE)が相互作用する一般化された宇宙論に焦点を当てます。非重力の方法。InteractingDEまたはCoupledDEシナリオとして広く知られています。これらの相互作用するシナリオは、その魅力的な結果として科学界で大きな注目を集めています。具体的には、$H_0$緊張の文脈では、相互作用するDEシナリオがハッブル定数($H_0$)値のより高い値につながる可能性があり、その結果、$H_0$の緊張が緩和されるか、または解決しました。この章では、相互作用するさまざまなDEシナリオと、$H_0$の緊張を緩和する際のそれらの役割を検討します。
銀河クラスタリングによる $S_8$ 緊張の解決策の探求
CMBと物質変動の振幅の弱いレンズ測定との間の現在の不一致、いわゆる$S_8$張力は、次の$\Lambda$CDMモデルに亀裂があることを示している可能性があるため、最近大きな注目を集めています。宇宙学。我々は、この緊張の証拠を検討し、相互作用する暗黒エネルギーや改変された重力など、標準的な宇宙論モデルの拡張に焦点を当てて、潜在的な解決策について説明します。BOSSDR12データの尤度分析を示し、これらの代替モデルと$\Lambda$CDMを調査します。この分析から、我々は弱いレンズ観測で見られるものと互換性のある非標準的な宇宙論のヒントを示し、相互作用する暗黒エネルギーや改変された重力がそれらをうまく説明できることを実証した。次に、分析の選択に対するこれらの結果の堅牢性、および追加のデータでそれらの結果を確認し、モデルをさらに区別するための将来の道筋について説明します。
深層学習による CMB デレンズ化
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は、弱い重力レンズの研究に重要な情報源を提供します。レンズ付きCMBは宇宙論的パラメーターを制約するために使用できますが、元のCMBに対する平滑化効果もあります。レンズなしのCMBの角度パワースペクトルには、より鋭い音響ピークとより顕著な減衰テールがあり、これらの特性に影響を与える宇宙論的パラメーターの推論を改善できます。デレンズ化はBモードパワースペクトルを減少させますが、原始重力波の探索を支援し、レンズ効果やその他の二次CMB異方性源のより低い分散の再構築を可能にします。この研究では、深層学習手法、具体的にはここではU-Net++アルゴリズムがCMBデレンズ化において重要な役割を果たすことができるかどうかを調査します。3つのフィールド、つまりT、Q、Uのスカイマップを考慮し、レンズなしのCMBTT、EE、BBの角パワースペクトルを示し、それらをレンズなしのCMB角パワースペクトルと比較します。結果は、U-Net++によって処理されたレンズ付きCMBの角パワースペクトルがレンズなしのCMB角パワースペクトルとよく一致していることを示しています。したがって、U-Net++ベースのCMBデレンズは、弱い重力レンズによって引き起こされる影響を効率的に除去し、将来のCMB実験のためにCMBパワースペクトルに新たな光を当てることができます。
ハロー楕円率相関における非線形赤方偏移空間歪み: 解析モデルと N 体シミュレーション
| Title |
Nonlinear_redshift_space_distortion_in_halo_ellipticity_correlations:_Analytical_model_and_N-body_simulations |
| Authors |
Teppei_Okumura,_Atsushi_Taruya,_Toshiki_Kurita,_Takahiro_Nishimichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07384 |
赤方偏移空間における銀河/ハロー楕円率の非線形相関子の解析モデルを提示します。3次元楕円率場は、線形オーダーの赤方偏移空間歪み(RSD)の影響を受けませんが、実数空間から赤方偏移空間への座標変換によって引き起こされる、神の指効果として知られる非線形歪みの影響を受けます。非線形RSD効果を記述する単純なガウス減衰関数と、観測された楕円率と基礎となる潮汐場の関係についての非線形整列モデルを採用して、赤方偏移空間に展開された楕円率場のパワースペクトルの多極子モーメントの解析式を導出します。投影された銀河形状フィールドの自然な基底である関連するルジャンドル基底だけでなく、文献で従来使用されている標準のルジャンドル基底も含まれます。銀河形状場の対応する相関関数の多極子は、従来の銀河密度相関の場合と同様に、単純なハンケル変換によって表現されることが示されています。私たちは、大容量N体シミュレーションを使用して、パワースペクトルのこれらの多重極とハロー楕円率場の相関関数を測定します。次に、測定されたアライメント信号は、既存の線形アライメントモデルよりも非線形モデルの方が適切に予測できることを示します。ここで導き出された公式は、スローンデジタルスカイサーベイから測定された銀河形状フィールドの赤方偏移空間相関関数を使用して宇宙論的制約を設定するためにすでに使用されています(奥村と樽谷、2023)。
NIKA2 スニャエフ・ゼルドビッチ大規模プログラムによる最初の平均圧力プロファイル推定に向けて
| Title |
Towards_the_first_mean_pressure_profile_estimate_with_the_NIKA2_Sunyaev-Zeldovich_Large_Program |
| Authors |
C._Hanser,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_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._Gomez,_J._Goupy,_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,_C._Payerne,_L._Perotto,_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 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07400 |
銀河団内の高温ガスの高解像度マッピングは、クラスターベースの宇宙論的解析の重要なツールです。IRAM30メートル望遠鏡で操作されるNIKA2ミリ波カメラを利用して、NIKA2SZ大規模プログラムは、中程度から高程度の赤方偏移で広い質量範囲をカバーする38個の銀河団の高解像度追跡を取得することを目指しています。測定されたSZフラックスは、SZのスケーリング関係と銀河団の平均圧力プロファイルを校正するために不可欠であり、SZ調査の宇宙論的活用に必要となります。この研究では、クラスターの観察から平均圧力プロファイルを推測する方法を紹介します。私たちは、マップの作成とマップからの熱力学的特性の推定を含むパイプラインを設計しました。次に、個々の適合をすべて組み合わせて、$R_{500}$や$P_{500}$などの統合量の不確実性と、偏差から生じる固有の散乱を標準の自己相似モデルに伝播します。提案された方法を現実的なLPSZのようなクラスターシミュレーションで検証します。
NANOGrav 15 年データセットによる重力子の質量の制約
| Title |
Constraining_the_Graviton_Mass_with_the_NANOGrav_15-Year_Data_Set |
| Authors |
Yu-Mei_Wu,_Zu-Cheng_Chen,_Yan-Chen_Bi,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07469 |
いくつかのパルサータイミングアレイの共同研究によって最近検出された確率的信号は、重力子の潜在的な質量を含む重力の基本的な特性を精査する機会を提供します。この研究では、NANOGrav15年データセットを分析して、大規模重力によって予測される修正ヘリングス-ダウンズ相関を備えた確率的重力波背景を探索します。一方、ベイズ解析では、検索可能な有効質量範囲$m_g\in[3\times10^{-25},8\times10^{-24}]\,\rm{eV}内で質量重力と無質量重力を比較します。すべてのベイズ因子が$3$より小さいため、/c^2$は明示的な上限を与えません。大質量重力に固有の最小周波数と観測されたスペクトルを組み合わせて考慮すると、$m_g<8.2\という上限が得られます。10^{-24}\,\rm{eV}/c^2$を掛けます。
暗黒エネルギーの過小決定について
宇宙が加速膨張の後期段階にあることを示す有力な証拠があります。この動作の最も簡単な説明の1つは、暗黒エネルギーの存在です。暗黒エネルギーの微小物理モデルが数多く提案されています。宇宙論的調査の精度がますます高まることで、モデルを正確に突き止めることが可能になることが期待されています。私たちは、その可能性は低いことを示し、せいぜい、暗黒エネルギーの微物理の現象学的記述が得られるだけであることを示します。さらに、現在の現象学的処方は、暗黒エネルギーの基本理論に光を当てるには不十分であると主張します。
The Three Hundred シミュレーションにおける銀河団の特性に対するフィラメントの影響
銀河団とそのフィラメント状の周辺は、宇宙論モデルをテストし、宇宙の構成と進化を調査するための有用な実験室であることを明らかにしています。銀河団の環境、特に銀河団が接続されている宇宙の網のフィラメントは、銀河団の特性を形作る上で重要な役割を果たしています。このプロジェクトでは、DisPerSEフィラメントファインダーで抽出されたTheThreeHundred流体力学シミュレーションの324領域に存在するガスフィラメント構造を解析します。$10^{13}\leqM_{200}\,h^{-1}\,M_{\odot}の質量範囲で、いくつかの銀河団にグローバルに接続されているガスフィラメントの数、つまり接続性kを推定します。赤方偏移$z=0$の\leq10^{15}$。私たちは銀河団の結合性と質量の間の正の相関関係を研究しています。さらに、緩和度パラメータ$\chi$によって定量化される、クラスターの動的状態に対するフィラメントの影響を調査します。
ニューラル ネットワークを使用して E および B モードの CMB 偏光を 1 度未満のスケールで回復する
| Title |
Recovering_the_E_and_B-mode_CMB_polarization_at_sub-degree_scales_with_neural_networks |
| Authors |
J._M._Casas,_L._Bonavera,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_G._Puglisi,_C._Baccigalupi,_M._M._Cueli,_D._Crespo,_C._Gonz\'alez-Guti\'errez,_F._J._de_Cos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07590 |
偏光した宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を回復することは、宇宙のインフレーションを遮光するために重要です。異なる特性を持つ方法を開発し、最適化する必要があります。私たちはCENNと呼ばれるニューラルネットワークを使用し、CMBのEモードとBモードを回復するようにトレーニングすることを目的としています。CMB、熱塵、シンクロトロン、PS、ノイズを含む100、143、217GHzのプランクチャネルでの256x256ピクセルの正方形パッチの現実的なシミュレーションを使用してネットワークをトレーニングします。空の同じ位置に30、25、20分角解像度のパッチといういくつかのトレーニングセットを作成します。トレーニング後、CENNはQおよびUパッチで143GHzのCMB信号を回復できます。次に、NaMasterを使用して、テストデータセット内の各入力および出力パッチのEEおよびBBパワースペクトル、および入力と出力のパワースペクトルの差と残差を推定します。また、ノイズなしで5分角の解像度で別の前景モデルを使用して方法論をテストします。すべてのスケールで入力信号の下にあるEモードの一般的な残差を回復します。特に、l<200で約0.1muK2の値が見つかり、より小さいスケールでは0.01muK2未満に減少しました。Bモードの場合も同様に、0.01～0.001muK2の残差を持つCMBを回復します。また、ノイズなしで5分角のプランクシミュレーションを使用してネットワークをトレーニングし、前のケースと比較して明らかに優れた結果が得られます。別の前景モデルの場合、回復は同様ですが、Bモード残差は入力信号よりも増加します。一般に、テストに使用したのと同じ解像度でトレーニングすると、ネットワークのパフォーマンスが向上することがわかりました。結果に基づいて、CENNは、POLARBEAR、SO、CMB-S4などの地上基地実験において、1度未満のスケールでEモードとBモードの両方を回復するのに有望であると思われます。全空に適用可能性が拡張されれば、LiteBIRD衛星の代替成分分離方法となる可能性があります。
LOFAR 2 メートル上空測量データからの宇宙論リリース 2: 電波源の角度クラスタリング
| Title |
Cosmology_from_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_Data_Release_2:_Angular_Clustering_of_Radio_Sources |
| Authors |
C.L._Hale,_D.J._Schwarz,_P.N._Best,_S.J._Nakoneczny,_D._Alonso,_D._Bacon,_L._B\"ohme,_N._Bhardwaj,_M._Bilicki,_S._Camera,_C.S._Heneka,_M._Pashapour-Ahmadabadi,_P._Tiwari,_J._Zheng,_K.J._Duncan,_M.J._Jarvis,_R._Kondapally,_M._Magliocchetti,_H.J.A._Rottgering,_and_T.W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07627 |
$\sim$5600deg$^2$から$\sim$70$-$100$\mu$Jybeam$^{-1}$のrms感度をカバーするLOFAR2メートル上空測量データリリース2(LoTSS-DR2)はこれまでで最大の低周波($\sim$150MHz)電波カタログを提供しており、大規模な電波宇宙論の研究に最適なツールとなっています。この研究では、LoTSS-DR2ソースを使用して、調査内の銀河の角度2点相関関数を調査します。$\sim$900,000ソース$\geq$$1.5$mJyの角度クラスタリングとピーク信号対雑音比を提示する前に、LoTSS-DR1で使用されたものと比較して、データの体系性とランダムカタログを生成するための改良された方法論について説明します。観測領域の$\sim$$80\%$全体で$\geq$$7.5$。クラスタリングを使用して、2つの進化モデルを仮定してバイアスを推測します。線形バイアスモデルを使用して{角度スケール$0.5\leq\theta<5\,\deg$をフィッティングすると、LoTSS-DR2ソースは、$b_{C}=2.14のバイアスを持つ、基礎物質のバイアスのあるトレーサーであることがわかります。^{+0.22}_{-0.20}$(一定のバイアスを仮定)および$b_{E}(z=0)=1.79^{+0.15}_{-0.14}$(進化するモデルの場合、LoTSSDeepFields赤方偏移分布がデータを代表すると仮定すると、サンプルの赤方偏移中央値での$b_E=2.81^{+0.24}_{-0.22}$に相当します。優先的な赤方偏移分布を許可すると、これは$b_{C}=2.02^{+0.17}_{-0.16}$および$b_{E}(z=0)=1.67^{+0.12}_{-0.12}$に減少します。ディープフィールドからデータをモデル化します。クラスタリングの振幅はLoTSS-DR1($\geq$2mJy)よりわずかに低いですが、私たちの研究はより大きなサンプルと改善された赤方偏移推定値の恩恵を受けています。
LOFAR 2 メートル上空測量データによる宇宙論リリース 2: 宇宙マイクロ波背景放射との相互相関
| Title |
Cosmology_from_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_Data_Release_2:_Cross-correlation_with_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
S._J._Nakoneczny,_D._Alonso,_M._Bilicki,_D._J._Schwarz,_C._L._Hale,_A._Pollo,_C._Heneka,_P._Tiwari,_J._Zheng,_M._Br\"uggen,_M._J._Jarvis,_T._W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07642 |
私たちは、低周波アレイ(LOFAR)の2メートル天空測量(LoTSS)の第2データリリース(DR2)カタログと、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの重力レンズマップを組み合わせて、LoTSS電波銀河のバイアスの進化に制約を設けます。物質の摂動の振幅について。磁束限定カタログを構築し、プランクのCMBレンズマップ$C_\ell^{g\kappa}$との調和空間相互相関、およびその自己相関$C_\ell^{を分析します。gg}$。$C_\ell^{g\kappa}$と$C_\ell^{gg}$の両方の組み合わせを通じてそれらを区別しながら、大規模電波銀河バイアスの赤方偏移の進化を記述するモデルを探索します。バイアスの展開を修正し、これらのデータを使用して大規模な密度変動の振幅に制約を設けます。$26.6\sigma$のレベルでの$C_\ell^{g\kappa}$信号の重要性を報告します。$b_g(z)=b_{g,D}/D(z)$という形式の線形バイアス展開($D(z)$は成長率)が、データを測定し、$b_{g,D}=1.41\pm0.06$、$1.5\,{\rmmJy}$でフラックス制限されたサンプルの場合、$C_\ell^{ggのスケール$\ell<250$の場合}$、$C_\ell^{g\kappa}$の場合は$\ell<500$。サンプルの赤方偏移の中央値では、$b(z=0.82)=2.34\pm0.10$が得られます。$\sigma_8$を自由パラメーターとして使用し、他の宇宙論的パラメーターをプランク値に固定したままにすると、$\sigma_8=0.75^{+0.05}_{-0.04}$の変動が見つかります。結果は弱いレンズ調査と一致し、プランクCMB制約との差は$1\sigma$です。また、LOFARを使用して後期積分サックス・ウルフ効果を検出しようとしましたが、現在の空の範囲では、CMB温度マップとの相互相関はゼロと一致しています。私たちの結果は、LOFARによる連続電波探査や将来の大規模電波探査による宇宙論の制約に向けた重要な一歩となります。
Pantheon SNIa データを使用した Bianchi-I ユニバースの制約
私たちは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測などで見られる統計的等方性の破れの信号を動機とするBianchi-I宇宙論モデルを研究しています。そのために、モデルで異方性の原因となるさまざまな種類の異方性物質、具体的には宇宙ひも、磁場、磁壁、およびローレンツ破れ生成磁場を考慮します。これらの異方性物質源は、標準モデル(等方性)源、つまり宇宙定数としてモデル化された塵状(暗黒/通常)物質と暗黒エネルギーとの共進化について、一度に1つずつ研究されます。面対称、つまり全球楕円体幾何学を持つビアンキ-I宇宙におけるハッブルパラメータ、異方性物質の密度分率、等方性冷暗黒物質(CDM)、暗黒エネルギー($\Lambda$)を制約し、署名を見つけようとします。宇宙の優先軸が存在する場合。私たちの研究では、パンテオンIa型超新星(SNIa)データを使用して、このモデルの宇宙論的パラメーターに対する制約を取得しました。私たちの分析では、SN1eデータを使用して宇宙軸の異方性を発見しました。興味深いことに、この優先軸は、いくつかの異方性源を考慮して、CMB半球パワー非対称性などの文献で報告されている他のいくつかの宇宙異方性軸と、広く同じ方向にあります。また、これらの情報源を使用して、宇宙の宇宙せん断と離心率に関するゼロではない証拠も発見しました。より決定的な結論を得るには、距離と絶対等級の校正に対するより厳しい制約のために、より多くのSNIaホスト銀河データが必要であり、将来のJWST観測やその他の調査から入手できるようになることが期待されます。
水惑星のスノーボール分岐を時間の経過とともに追跡すると、臨界状態のダイナミクスの根本的な変化が明らかになる
| Title |
Tracing_the_Snowball_bifurcation_of_aquaplanets_through_time_reveals_a_fundamental_shift_in_critical-state_dynamics |
| Authors |
Georg_Feulner_(1),_Mona_Bukenberger_(1,2),_Stefan_Petri_(1)_((1)_Potsdam_Institute_for_Climate_Impact_Research,_(2)_ETH_Z\"urich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06922 |
全球の氷河作用に関する不安定性は、氷とアルベドの正のフィードバックによって引き起こされる気候システムの基本的な特性です。この雪だるま分岐が起こる大気中の二酸化炭素濃度は、太陽の光度がゆっくりと増加するため、地球の歴史を通じて変化します。この重要なCO$_2$レベルを定量化することは、気候力学の観点から興味深いだけでなく、過去のスノーボールアースの出来事や地球や他の惑星の居住可能性の条件を理解するための前提条件でもあります。これまでの研究は、地球の歴史全体に関する単純な気候モデルを使用した調査、またはさまざまなより複雑なモデルと異なる境界条件を使用して実行された個々の時間スライスの研究に限定されており、経年変化の比較や特定が困難になっています。ここでは、中程度の複雑さの結合気候モデルを使用して、一貫した1つのモデルフレームワークで地球の歴史を通じて水惑星のスノーボール分岐を追跡します。臨界CO$_2$濃度は、約10億年前までは太陽の光度の増加に伴って多かれ少なかれ対数的に減少していましたが、最近ではより速く減少していることがわかりました。さらに、風による海氷のダイナミクスと表面エネルギーバランスの相互作用によって、約12億年前に臨界状態のダイナミクスに根本的な変化が見られます。太陽の光度が低い臨界状態では、氷のラインはフェレルセルは、強い温室効果の下で適度な子午線温度勾配にもかかわらず、極方向の風によって安定化されています。一方、太陽照度が高い臨界状態では、氷線はハドリーセル境界に位置し、低緯度での太陽エネルギー入力の増加と海洋でのエクマン輸送の強化に起因する急な子午線温度勾配によって赤道方向の風に対して安定します。。
象限流星流における平均運動共鳴と (196256) 2003 EH1 のダスト トレイルの動的進化
| Title |
Mean-Motion_Resonances_in_the_Quadrantid_Meteoroid_Stream_and_Dynamic_Evolution_of_Dust_Trail_of_(196256)_2003_EH1 |
| Authors |
Georgy_E._Sambarov,_Anna_P._Kartashova,_Tatyana_Yu._Galushina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07037 |
この論文は、質量0.003～0.03gの粒子からなる象限流星流で検出された平均運動共鳴の数値モデルを示しています。これは、以下の平均運動共鳴の存在を証明するのに役立ちます。金星との1:9共鳴、1:地球との5つの共鳴、火星との1:3と3:8の共鳴、そして木星との2:1、7:3、9:4の共鳴。共鳴粒子は地球軌道から遠く離れたところにダストトレイルを作成します。実際、観測されたしぶんぎ座流星流における共鳴効果を裏付ける観測はありません。
ダストの凝集は原始惑星系円盤の観測と垂直せん断不安定性を調和させる -- パート I: ダストの凝集と VSI デッドゾーン
| Title |
Dust_Coagulation_Reconciles_Protoplanetary_Disk_Observations_with_the_Vertical_Shear_Instability_--_Part_I:_Dust_Coagulation_and_the_VSI_Dead_Zone |
| Authors |
Thomas_Pfeil,_Til_Birnstiel,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07332 |
原始惑星系円盤は角運動量の垂直勾配を示し、垂直せん断不安定性(VSI)の影響を受けやすくなっています。この機構の開始にとって最も重要な条件は、短い時間スケールの熱緩和($\lesssim0.1$軌道時間スケール)です。完全なVSIアクティブディスクのシミュレーションは、乱流で垂直に広がる塵の層によって特徴付けられます。これは、高度に沈降しているように見えるいくつかの原始惑星系円盤の外側領域の最近の観測と矛盾している。この研究では、塵の凝集のプロセスによって外側円盤内のガスの冷却速度が低下し、VSI活動が消滅する可能性があることを実証しました。我々の調査結果は、乱流の強さが特に粒子の破砕速度の変動の影響を受けやすいことを示しています。$\約100\mathrm{\,cm\,s^{-1}}$という小さい断片化速度では完全な乱流シミュレーションが発生しますが、$\約400\mathrm{\,cm\,s^の値では完全な乱流シミュレーションになります。{-1}}$の結果は層状の外側円盤となり、観測結果と一致します。我々は、VSI乱流が内部ディスク領域の最大粒子サイズの変動による影響を比較的受けていないことを示します。しかし、中心星からより離れた距離では塵の凝集によってVSI乱気流の発生が大幅に抑制されることがわかった。
マイクロレンズ調査による系外惑星の出現率
重力マイクロレンズ技術を使用して検出された系外惑星の数は現在200を超えており、人口研究が可能になっています。マイクロレンズは、いくつかの天文単位の距離を周回する低質量惑星、他の惑星検出技術ではアクセスできないパラメータ空間、および恒星の周りを周回していない自由浮遊惑星に対して独特の感度を持っています。このレビューでは、マイクロレンズで検出された系外惑星の人口統計に関する最先端の知識を、特にその出現率に重点を置いて紹介します。また、通常の重力に束縛された系外惑星よりも一般的であると思われる、とらえどころのない天体の集団である自由浮遊惑星に関する現在の知識を要約します。
二重線連星の動径速度測定と、TIC を周回する周連系惑星の検出のための新しい方法 172900988
| Title |
New_methods_for_radial-velocity_measurements_of_double-lined_binaries,_and_detection_of_a_circumbinary_planet_orbiting_TIC_172900988 |
| Authors |
Lalitha_Sairam,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Thomas_A._Baycroft,_Jerome_Orosz,_Isabelle_Boisse,_Neda_Heidari,_Daniel_Sebastian,_Georgina_Dransfield,_David_V._Martin,_Alexandre_Santerne,_Matthew_R._Standing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07527 |
太陽近傍の連星系の10個中9個以上が二重線であるにもかかわらず、周連惑星の検出を目的とした進行中の地上ベースの動径速度観測は、単線連星に焦点を当てている。二重線のバイナリは平均して明るく、原理的にはより正確な動径速度が得られるはずです。しかし、2つの星が互いに軌道を周回するにつれて、それらの弱いスペクトル線が時間とともに変化して混合されます。これにより、動径速度の正確な測定が困難になり、通常10～15m/sの散乱が発生します。この余分なノイズにより、周回惑星のほとんどが検出できなくなります。私たちは、二重線連星の2つの恒星の成分を解きほぐし、正確かつ精密な動径速度を抽出する2つの新しいデータ駆動型アプローチを開発しました。どちらのアプローチもガウス過程回帰を使用し、最初のアプローチはスペクトル領域で機能し、2番目のアプローチは相互相関スペクトルで機能します。私たちは、提案された二重線連星をもつ周連星系TIC172900988に新しい手法を適用し、これまで提案されていたものとは異なる公転周期150日の周連星系を検出しました。また、星の活動によって引き起こされると推測される顕著な残留散乱も測定しました。我々の2つのデータ駆動型手法が、特定のバイナリシステムに対して従来使用されてきたTODCORおよびTODMORよりも優れたパフォーマンスを発揮することを示します。
連星の周りの軌道惑星の安定性
| Title |
Stability_of_coorbital_planets_around_binaries |
| Authors |
Stefan_Adelbert,_Anna_B._T._Penzlin,_Christoph_M._Sch\"afer,_Wilhelm_Kley,_Billy_Quarles,_Rafael_Sfair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07575 |
これまでの流体力学シミュレーションで、ケプラー413のようなほぼ円形の連星が2つの惑星を安定した1:1共鳴状態に閉じ込めるメカニズムを発見しました。したがって、軌道配置の安定性は、連星の周りの惑星形成に関連した問題になります。ここでは、例としてケプラー413類似体を使用して軌道惑星の安定性を調査し、パラメータを拡張して連星の周りの離心馬蹄軌道にある惑星ペアの一般的なn体安定性を研究します。安定性は、初期長半径と惑星離心率を変化させて$10^5$連星周期で惑星の軌道を進化させることによってテストされます。この研究では、単一の周回惑星の不安定領域が、調査された軌道配置との比較として使用されます。我々は、単一惑星の安定性に関する以前の発見を確認し、さまざまな連星構成の安定した軌道を特定するために、軌道離心率と周心の間の一次線形関係を見つけます。このような線形関係は、連星周囲の1:1共鳴惑星の安定性にも見られます。偏心馬蹄形の安定軌道は、7バイナリ分離より近い周心で存在し、ケプラー413の場合、最初の安定軌道の周心は$r_{c,peri}=(2.88e_p+2.46)で近似できます。a_{bin}$。
熱い岩石の系外惑星大気中の硫黄種
| Title |
The_sulphur_species_in_hot_rocky_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
L._J._Janssen,_P._Woitke,_O._Herbort,_M._Min,_K._L._Chubb,_Ch._helling,_L._Carone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07701 |
ホットジュピターの最初のJWST観測では、水素が豊富な大気中に予想外のSO2が検出されたことが示されました。私たちは、岩石系系外惑星の大気中にどのくらいの量の硫黄が存在すると予想されるか、またどの硫黄分子が最も豊富に存在し、透過分光法で検出可能であると予想されるかを調査します。私たちは、表面温度500～5000K、表面圧力1～100bar、および一般的な岩石組成に基づくさまざまな元素存在量のセットを考慮して、地殻と大気の境界面での熱化学平衡モデルを実行します。1000Kから2000Kの間では、モデル内の岩石の上に最大25パーセントのガス状硫黄濃度が存在することがわかります。SO2、SO、H2S、およびS2は、最も豊富な硫黄分子です。SO2は、約4ミクロン、7～8ミクロン、および15ミクロンを超える透過スペクトルで潜在的に検出可能な特徴を示します。対照的に、H2OとCO2が大部分を占めるこれらのスペクトルでは、場合によっては豊富に存在するH2S分子を検出するのが困難です。PS分子は300ppm未満の濃度でのみ発生しますが、高い表面圧力に対して当社のモデルの一部では0.3～0.65ミクロンの間で強力な吸収特性を引き起こす可能性があります。硫黄分子が検出されれば、惑星表面のより良い特性評価が可能になるでしょう。
雲と透明度: 海王星サイズの系外惑星における大気の特徴の傾向を再考する
| Title |
Clouds_and_Clarity:_Revisiting_Atmospheric_Feature_Trends_in_Neptune-size_Exoplanets |
| Authors |
Jonathan_Brande,_Ian_J._M._Crossfield,_Laura_Kreidberg,_Caroline_V._Morley,_Travis_Barman,_Bj\"orn_Benneke,_Jessie_L._Christiansen,_Diana_Dragomir,_Jonathan_J._Fortney,_Thomas_P._Greene,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Andrew_W._Howard,_Heather_A._Knutson,_Joshua_D._Lothringer,_Thomas_Mikal-Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07714 |
過去10年間にわたり、主に\textit{ハッブル}宇宙望遠鏡のような天文台によって駆動された、正確な系外惑星透過分光法により、数十の系外惑星の大気を明らかにしてきました。主要な発見の1つは、大気中にエアロゾルが遍在しており、しばしば系外惑星の化学物質目録へのアクセスを妨げていることです。暫定的な傾向が特定されており、惑星大気の透明度は平衡温度に依存する可能性があることが示されています。これまでの研究では、傾向の統計的検出力を高めるために、異なる惑星をグループ化することがよくありましたが、これらの惑星が同じ大気の物理学と化学を示すかどうかは、観測された透過スペクトルからは不明のままです。我々は、広範囲の温度(200～1000K)にわたる15個の海王星外透過スペクトルのより小さく、より物理的に類似したサンプルの再分析を提示します。凝縮雲と炭化水素ヘイズのモデルを使用すると、系外海王星集団は非常に低い雲の堆積効率($\mathrm{f_{sed}}\sim0.01$)と高い金属量($100\times$Solar)によって最もよく記述されることがわかります。）。$\sim0.5$スケールの高さに固有の天体物理学的散乱があり、おそらくこれらの惑星の形成過程における確率論の証拠です。観測者は、海王星サイズの系外惑星の透過スペクトルが、500～800°Kの平衡温度で最大6スケールの高さまで大幅に減衰することを予測する必要があります。JWSTの波長感度の向上により、相対的な稀少性、より透明な大気、そして「スーパーパフ」とより典型的なガス主体の惑星を区別する必要性を考慮すると、より冷たい($<500$~K)惑星が最優先のターゲットとなるはずです。惑星。
暖かい暗黒物質による銀河の形成を理解する
暖かい暗黒物質を含む銀河の形成はほぼ断熱的です。冷たい暗黒物質の限界は特異であり、緩和が必要です。これらの講義ノートでは、暖かい暗黒物質を含む銀河とその形成の物理学を段階的に説明します。この理論は、観測された渦巻銀河の回転曲線で検証されています。これらの観察により、暗黒物質粒子の特性が制約されます。
イーグル銀河の恒星軌道の分布 - 合体、ガス降着、永年進化の影響
| Title |
The_distribution_of_stellar_orbits_in_Eagle_galaxies_--_the_effect_of_mergers,_gas_accretion,_and_secular_evolution |
| Authors |
Giulia_Santucci,_Claudia_Del_P._Lagos,_Katherine_E._Harborne,_Aaron_Ludlow,_Caro_Foster,_Richard_McDermid,_Adriano_Poci,_Katy_L._Proctor,_Sabine_Thater,_Glenn_van_de_Ven,_Ling_Zhu,_Daniel_Walo_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06885 |
銀河の合体履歴は、その内部ダイナミクスを決定する主要な要因の1つであると考えられており、異なるタイプまたは合体(ドライ合体、小規模合体、大合体など)を経験した銀河は、異なる力学特性を示すと予測されています。私たちは、星が特定の軌道（例えば、薄い円盤の中で）を形成しているかどうかを理解するために、星が特定の軌道（例えば、薄い円盤の中で）を形成しているかどうかを理解するために、イーグルシミュレーションで銀河の瞬間的な軌道分布を研究し、恒星年齢によって星の粒子の軌道を色付けします。我々はまず、イーグルがz=0における星の質量とスピンパラメータの関数として、さまざまな恒星軌道系で観測された恒星の質量分率をよく再現していることを示した。最も若い恒星は、最も内側にまで広がることができる薄い円盤構成要素の中に存在していることがわかった。銀河の領域と、古い星はより暖かい軌道を持ち、最も古い星は高温と逆回転の両方の分類に一致する軌道を示しており、これは天の川銀河や他の円盤銀河で見られる傾向と一致しています。また、逆回転軌道が銀河合体、特に乾性合体を追跡していること、合体が存在しない場合には、星形成につながる高度に位置ずれしたガスの降着からも逆回転軌道が誕生する可能性があることも示した。
フレスコ画: z=5.3 にある拡張した巨大な高速回転銀河
| Title |
FRESCO:_An_extended,_massive,_rapidly_rotating_galaxy_at_z=5.3 |
| Authors |
Erica_J._Nelson,_Gabriel_Brammer,_Clara_Gimenez-Arteaga,_Pascal_A._Oesch,_Hannah_Ubler,_Anna_de_Graaff,_Jasleen_Matharu,_Rohan_P._Naidu,_Alice_E._Shapley,_Katherine_E._Whitaker,_Emily_Wisnioski,_Natascha_M._Forster_Schreiber,_Renske_Smit,_Pieter_van_Dokkum,_John_Chisholm,_Ryan_Endsley,_Abigail_I._Hartley,_Justus_Gibson,_Emma_Giovinazzo,_Garth_Illingworth,_Ivo_Labbe,_Michael_V._Maseda,_Jorryt_Matthee,_Alba_Covelo_Paz,_Sedona_H._Price,_Naveen_A._Reddy,_Irene_Shivaei,_Andrea_Weibel,_Stijn_Wuyts,_Mengyuan_Xiao,_Stacey_Alberts,_William_M._Baker,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Stephane_Charlot,_Daniel_J._Eisenstein,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Gareth_C._Jones,_Roberto_Maiolino,_Brant_Robertson,_Lester_Sandles,_Katherine_A._Suess,_Sandro_Tacchella,_Christina_C._Williams,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06887 |
JWSTの赤外線における優れた感度と分解能により、$z>5$の銀河の静止光学運動学を測定することが初めて可能となった。この研究は、FRESCONIRCamグリズム分光法とJADES中帯域イメージングを組み合わせることにより、高度に多重化された不偏サンプルの銀河ダイナミクスを測定する新しい方法を試行します。ここでは、$z>5$の銀河に対する最初のJWST運動学的測定の1つを紹介します。かなりの速度勾配が見つかり、回転として解釈すると$V_{rot}=240\pm50$km/sが得られるため、この銀河をTwister-z5と呼びます。静止系光学有効半径が$r_e=2.25$kpcであるこの銀河の高い回転速度は、初期宇宙で予想されるようなコンパクトなサイズによるものではなく、むしろ高い総質量によるものです、${\rmlog(M}_{dyn}/{\rmM}_\odot)=11.0\pm0.2$。これは、有効半径内の星の質量の約4倍です。また、分解された恒星集団モデリングからの半径方向のH$\alpha$相当幅プロファイルと特定の星形成速度マップは、中心から$r_e$まで$\sim1.5$の係数で中心が抑制されていることも観察されます。連続体と比較した線放出ガスの形態と組み合わせると、この中心で抑制された星形成は、裏返しに成長する膨らみを取り囲む星形成円盤と一致します。大きくて高速回転する円盤はz~2に共通しているが、宇宙時間わずか1Gyr後の円盤の存在がイオン化ガスで初めて示され、銀河の歴史の中で予想よりも早く成熟した銀河があるという証拠が増えている。宇宙。
パワースペクトルの知恵: シミュレーションと観測において、銀河の重力ポテンシャルが銀河中央のガス貯蔵庫にどのような影響を与えるか
| Title |
The_WISDOM_of_power_spectra:_how_the_galactic_gravitational_potential_impacts_a_galaxy's_central_gas_reservoir_in_simulations_and_observations |
| Authors |
Jindra_Gensior,_Timothy_A._Davis,_Martin_Bureau,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Michele_Cappellari,_Ilaria_Ruffa_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06890 |
観測によれば、初期型銀河の中心ガス円盤は後期型銀河に比べて滑らかであることが示されているが、最近のシミュレーションでは、回転楕円体支配銀河における星形成の力学的抑制に先立って、星間物質の断片化が抑制されることが予測されている。質量表面密度パワースペクトルは、ガス貯留内の構造の程度を制限するための強力なツールです。特にここでは、パワースペクトルの傾きに焦点を当て、支配的な回転楕円体ポテンシャルによって引き起こされるせん断が断片化を抑制するのに十分な乱流を誘発し、その結果滑らかな中央ガスディスクが観察されるかどうかを制約することを目的としています。我々は、シミュレーションされた14個の孤立銀河と、暗黒天体質量のミリ波干渉探査(WISDOM)プロジェクトの一環として観測された12個の銀河の核ガス貯蔵庫の表面密度パワースペクトルを計算します。シミュレーションおよび観測された銀河はどちらも、円盤支配銀河から回転楕円体までの範囲に及び、バルジ支配の尺度である中心恒星質量の表面密度は一桁以上異なります。シミュレーションの場合、パワースペクトルは中心恒星質量の表面密度が増加するにつれて急峻になり、それによって断片化の抑制が回転楕円体によって引き起こされるせん断による乱流と明確に関連付けられます。WISDOMの観測では、異なる(しかし潜在的には一貫した)状況が示されています。パワースペクトルの傾きと中心星の質量の表面密度の間には相関関係はありませんが、傾きは値2.6付近でばらついています。これは、中心恒星質量の表面密度が高いシミュレーション銀河の斜面の挙動と似ており、高いせん断が最終的に非圧縮性乱流を引き起こすことを示している可能性があります。
ピークへの途中: JWST/MIRI による z=0.54 塵の多い銀河における空間分解された星形成と運動学
| Title |
Halfway_to_the_peak:_Spatially_resolved_star_formation_and_kinematics_in_a_z=0.54_dusty_galaxy_with_JWST/MIRI |
| Authors |
Jason_Young,_Alexandra_Pope,_Anna_Sajina,_Lin_Yan,_Thiago_S_Goncalves,_Miriam_Eleazer,_Stacey_Alberts,_Lee_Armus,_Matteo_Bonato,_Daniel_A._Dale,_Duncan_Farrah,_Carl_Ferkinhoff,_Christopher_C._Hayward,_Jed_McKinney,_Eric_J._Murphy,_Nicole_Nesvadba,_Patrick_Ogle,_Leonid_Sajkov,_and_Sylvain_Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06900 |
z=0.54の赤外線発光円盤銀河FLS1のJWST/MIRI/MRS観測を紹介します。遡及時間が5GyrであるFLS1は、時系列的に星形成のピーク期と現在との中間点にあります。MRSデータは、原子微細構造線[ArII]6.99ミクロン、[ArIII]8.99ミクロン、[NeII]12.81ミクロン、および[NeIII]15.55ミクロン、3.3ミクロンの多環芳香族炭化水素(PAH)の特徴のマップを提供します。、6.2ミクロン、および11.3ミクロン、および温分子ガスインジケーターH2S(5)およびH2S(3)。これらの放射特徴はすべて空間的に分解されます。よく研究されている星形成トレーサー[NeII]と比較すると、PAHの放射が銀河の北側に沿ってより広がっていることがわかりました。衝撃指標であるH2の回転線は、銀河の南側で最も強く、最も長く伸びています。[ArII]はFLS1で検出された微細構造線の中で2番目に明るく、JWSTでz=3まで検出できる有用な運動学プローブであることを示します。[ArII]の速度マップには、乱流の兆候のある回転円盤が示されています。私たちの結果は、空間分解能の中赤外分光法によって、銀河進化のピーク期に遡る途中の銀河における星形成とISMの状態をよりよく理解できるようにする方法の一例を提供します。
AGN による流出の複雑な構造を解明する。 VI.タイプ 1 AGN における強力なイオン化流出と流出サイズと輝度の関係
| Title |
Unraveling_the_Complex_Structure_of_AGN-driven_Outflows._VI._Strong_Ionized_Outflows_in_Type_1_AGNs_and_the_Outflow_Size-Luminosity_Relation |
| Authors |
Changseok_Kim,_Jong-Hak_Woo,_Rongxin_Luo,_Aeree_Chung,_Junhyun_Baek,_Huynh_Anh_N._Le,_Donghoon_Son |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06928 |
私たちは、ジェミニ多物体分光器積分場ユニット(GMOS-IFU)を使用して、z$<0.3$で強い電離ガス流出を伴う11個のタイプ1と5個のタイプ2活動銀河核(AGN)の空間分解ガス運動学、イオン化、およびエネルギー学を提示します。データ。[OIII]速度マップでは双円錐形の流出における円錐の接近を表す強い青方偏移領域が見つかり、H$\alpha$速度マップでは重力回転運動学を示す青方偏移領域と赤方偏移領域が見つかります。AGN光イオン化は、ほとんどのターゲットの中心領域で優勢であり、一部のターゲットでは、AGNが優勢な中心を取り囲むLINERまたは複合体のリング状構造も示されます。以前の研究に従って、[OIII]と星の速度分散の比によって流出サイズを運動学的に決定します。タイプ1AGNの流出サイズは、Kang&WooおよびLuoのタイプ2IFUサンプルから得られた同じ運動学的な流出サイズと[OIII]光度の関係に従います(更新された傾き$0.29\pm0.04$)。ただし、それらは中心kpcに限定されています。これは、星間物質への流出による地球規模の影響がないことを示しています。混合サンプルの小さな質量流出速度と大きな星形成速度は、流出による急速な星形成消失の証拠がないことを裏付けており、これは遅延したAGNフィードバックと一致します。
棒の起源と形態が星の移動に及ぼす影響
| Title |
The_impact_of_bar_origin_and_morphology_on_stellar_migration |
| Authors |
Elizabeth_J._Iles,_Alex_R._Pettitt,_Takashi_Okamoto_and_Daisuke_Kawata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07011 |
バー構造の形成を促進するさまざまなメカニズムは、バーの起源が銀河の恒星集団内で区別できるはずであることを示しています。これらの起源がさまざまなバーの形態にどのように影響し、星の軌道や移動に影響を与えるかを研究するために、円盤の不安定性と相互作用による潮汐発達によって動機付けられた孤立した進化の下でのバーの形成を表す3つのシミュレートされた円盤を分析します。最初の孤立円盤と潮汐によって駆動される円盤は同様のバー構造を生成しますが、伴侶のない潮汐の初期条件によって生成される2番目の孤立円盤は、明らかに似ていません。半径方向および垂直方向の位置の変化、円盤面の角運動量、軌道離心率、およびその後の円盤の金属性が、星の年齢や形成半径への依存性と同様に評価されます。棒状の起源は区別可能であり、潮汐円盤は全体的により大きな移動、内側と外側の円盤の間でより高い金属量の違いを示し、さらに内側の円盤の星の集団が大きな半径で円盤面の下に移動していることがわかります。この期間の前後および期間中に形成された星の集団に対する最接近の影響は明らかです。しかし、バーの形態は円盤星の特性の進化において重要な要素であることもわかっており、同様のバーは半径に伴う移動傾向、特に星の垂直運動や中心の金属性の特徴の進化において同様の特徴を生み出します。
CALIFA渦巻銀河の動的に分離されたバルジとディスクの恒星年齢の定量化
| Title |
Quantifying_the_stellar_ages_of_dynamically-separated_bulges_and_disks_of_CALIFA_spiral_galaxies |
| Authors |
Yunpeng_Jin,_Ling_Zhu,_Stefano_Zibetti,_Luca_Costantin,_Glenn_van_de_Ven,_Shude_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07201 |
私たちは、最近開発された集団軌道重ね合わせ技術を使用して、82個のCALIFA渦巻銀河の星の運動学マップと年齢マップを同時に適合させ、さまざまな力学的構造における星の年齢を取得します。まず、Aurigaシミュレーションから作成されたCALIFAのようなモックデータでこのメソッドの機能を評価します。動的に低温、高温、高温のコンポーネントの復元された平均年齢は真の値とよく一致しますが、模擬年齢マップでは最大$20\%$の観測誤差があります。CALIFA渦巻銀河の場合、低温、温暖、高温の構成要素の恒星年齢はすべて、銀河の星の質量とともに$\overline{t_{\rmcold}}\sim2.2$Gyr,$\overline{から増加することがわかります。恒星質量$M_*<10^{10}\,\rmM_を持つ銀河の場合は、t_{\rmWarm}}\sim2.3$Gyrと$\overline{t_{\rmhot}}\sim2.6$Gyr{\odot}$、$\overline{t_{\rmcold}}\sim4.0$ギル、$\overline{t_{\rmWarm}}\sim5.1$ギル、$\overline{t_{\$M_*>10^{11}\,\rmM_{\odot}$の銀河の場合はrmhot}}\sim5.9$Gyr。サンプル内の約$80\%$の銀河は$t_{\rmhot}>t_{\rmcold}$を持ち、$t_{\rmhot}-t_{\rmcold}$の平均値も増加します恒星の質量、低質量銀河では$0.7_{-0.2}^{+0.6}$Gyrから($10^{8.9}\,\rmM_{\odot}<M_*\le10^{10.5}\,\rmM_{\odot}$)から$1.7_{-0.2}^{+0.7}$銀河の大質量銀河($10^{10.5}\,\rmM_{\odot}<M_*<10^{11.3)}\,\rmM_{\odot}$)。バルジよりも円盤のほうが恒星の平均年齢が若いということは、円盤がより遅く形成されたか、より長く広範囲にわたる星形成期間を経たか、あるいはその両方であることを示唆しています。低質量の渦巻銀河はより若いバルジとより若い円盤を持ちますが、高質量の渦巻銀河は一般に古いバルジを持ち、その円盤は幅広い年齢に及びます。これは、より大規模な渦巻きの膨らみが、それほど大規模ではない渦巻の膨らみよりも早く形成されたというシナリオと一致しています。
SiO $J=$ 1 -- 0 大質量星形成領域への放出の調査
| Title |
A_survey_of_SiO_$J=$_1_--_0_emission_toward_massive_star-forming_regions |
| Authors |
W.-J._Kim,_J._S._Urquhart,_V._S._Veena,_G._A._Fuller,_P._Schilke,_and_K-T_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07257 |
一酸化ケイ素(SiO)のショックトレーサーとしての応用は、分子雲と拡大するHII領域または超新星残骸の間の流出活動や相互作用を含む、ショック誘発現象の結果として気相で発生する傾向から生じています。韓国VLBIネットワーク(KVN)の21m望遠鏡を用いて43GHzでSiOの地表回転遷移($v=0$,$J=1-0$)を観測することで、366の大質量星形成領域に向かう衝撃の兆候を探索した。星形成領域におけるSiOの起源についての理解を深めます。57個のIRDC、21個のHMPO、および26個のUCHIIからなる104個の領域に向けてSiO放出が検出されました。$N$(H$_2$)に対するSiOカラム密度の中央値$N$(SiO)と存在量$X$(SiO)は$8.12\times10^{12}$cm$^{-2となります。それぞれ、}$と$1.28\times10^{-10}$です。これらの値は、他の星形成領域に向けて得られた値と同様であり、低速衝撃($\lesssim$10-15kms$^{-1}$)の衝撃モデルからの予測値とも一致しています。$X$(SiO)は宿主塊の進化段階と強い相関を示さないが、$L_{\rmSiO}$は塵塊の質量と高い相関があり、$L_{\rmSiO}/L_{\rmbol}$は$T_{\rmDust}$とも強い負の相関関係を持っています。これは、より低温で若い塊では$L_{\rmSiO}/L_{\rmbol}$が高く、進化の傾向を示唆していることを示しています。$L_{\rmSiO}/L_{\rmbol}$比が高い低温源には翼の特徴がないため、この傾向はSiO翼の特徴などの高速での過剰放出によるものではありません。H$_2$OおよびクラスICH$_3$OHメーザーとSiO放出を比較すると、$L_{\rmSiO}$/$L_{\rmbol}$と$L_{\rmCH_3OH}の間に有意な相関があることがわかります。/L_{\rmbol}$比では、H$_2$Oメーザー発光については同様の相関が見られません。これは、これらの発生源におけるSiOおよびクラスICH$_3$OH放出の起源が類似していることを示唆しています。
HSTで見た、ラム圧を剥ぎ取った銀河における星形成塊の形態
| Title |
Morphology_of_star-forming_clumps_in_ram-pressure_stripped_galaxies_as_seen_by_HST |
| Authors |
Giunchi,_E,_Poggianti,_B._M.,_Gullieuszik,_M.,_Moretti,_A.,_Werle,_A.,_Zanella,_A.,_Vulcani,_B.,_Tonnesen,_S.,_Calzetti,_D.,_Bellhouse,_C.,_Scarlata,_C.,_Bacchini,_C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07267 |
私たちは、ラム圧ストリッピング中のGASPサンプルの6つの銀河内で\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}で観察された、H$\alpha$およびUVの若い星形成塊と光学複合体の統計的に関連性のあるサンプルの形態学的特性を特徴付けました。カタログには、2406(尾部では323)個のH$\alpha$クランプ、3750(899)個のUVクランプ、および424個の尾部光学複合体が含まれています。約15～20\%の凝集塊と50\%の複合体のサイズが解決されます。複合体の半分以上にはH$\alpha$クランプが含まれていませんが、ほとんどの複合体には少なくとも1つのUVクランプが含まれていることがわかります。凝集塊の数とサイズは複雑なサイズに応じて増加しますが、複素充填率の中央値は、H$\alpha$凝集塊($0.10$)よりもUV凝集塊($0.27$)の方が大きく、ほとんどの形態学的特性とは相関しません。これは、充填率を一定に保ちながら、複合体とともに凝集塊の数とサイズが増加することを示唆しています。複合体内の凝集塊の位置を調べると、H$\alpha$凝集塊、および程度は低いですがUV凝集塊は、複素中心から$0.1-1$kpcの変位を示し、$\simでは60$\%の変位を示します。この場合、それらは銀河円盤から遠ざけられます。これは、剥ぎ取られた銀河の尾部ですでに観察されている火球の配置と一致しています。最後に、充填率とクランプ半径は銀河円盤からの距離とともに増加し、ラム圧力によって引き起こされる速度勾配の結果として、異なる恒星の世代の相互変位が増加することを示唆しています。
$z\sim3.1$ で分光的に確認された Ly$\alpha$ エミッターからのライマン連続体放射
| Title |
Lyman_Continuum_Emission_from_Spectroscopically_Confirmed_Ly$\alpha$_Emitters_at_$z\sim3.1$ |
| Authors |
Yuchen_Liu,_Linhua_Jiang,_Rogier_A._Windhorst,_Yucheng_Guo,_Zhenya_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07283 |
我々は、すばる-XMM深部探査分野の$z\およそ3.1$にある$\sim$150Ly$\alpha$放射体(LAE)のサンプルにおけるライマン連続体(LyC)放射の研究を発表する。これらのLAEは、狭帯域技術を使用して事前に選択され、Ly$\alpha$等価幅(EW)$\ge45$\r{A}を用いて分光学的に確認された。$3330\sim3650$\r{A}の波長範囲をカバーするカスタム中間帯域フィルター$U_{\rmJ}$を使用して深紫外画像を取得します。これは、図の810$\sim$890\r{A}に相当します。残りのフレーム。$U_{\rmJ}$バンド内に5つの個別のLyC銀河候補が検出され、それらのLyC光子の脱出率($f_{\rmesc}$)はおよそ40%から80%の間です。これは、銀河のごく一部が非常に高い$f_{\rmesc}$を持つ可能性があるという以前の発見を裏付けています。5つのLyC銀河の$f_{\rmesc}$値は、Ly$\alpha$の光度とEW、UVの光度と傾き、星形成速度(SFR)などの他の銀河の特性と明らかに相関していないことがわかりました。。これは、これらの銀河がLAEサンプルのほんの一部($\sim3$%)にすぎないという事実が部分的に原因です。$U_{\rmJ}$で検出されなかった残りのLAEについては、$U_{\rmJ}$バンド画像をスタックし、平均$f_{\rmesc}$を制約します。平均$f_{\rmesc}$値の上限は約16%であり、文献の結果と一致しています。非LyCLAEと比較して、LyCLAEはLy$\alpha$光度、Ly$\alpha$EW、SFRが高い傾向がありますが、UV連続体の傾きは他の銀河の傾きと似ています。
赤方偏移 3.7 および 4.8 における Ly$\alpha$ エミッターと Ly$\alpha$ 視感度関数の分光学的調査
| Title |
A_spectroscopic_survey_of_Ly$\alpha$_emitters_and_Ly$\alpha$_luminosity_function_at_Redshifts_3.7_and_4.8 |
| Authors |
Weiyang_Liu_and_Linhua_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07285 |
$z\sim3.7$と$z\sim4.8$におけるLy$\alpha$エミッター(LAE)の分光調査を紹介します。LAEは、2つの深視野での深狭帯域イメージングデータと広帯域イメージングデータの組み合わせに基づく狭帯域技術を使用して選択され、MMTマルチファイバー分光器Hectospecで分光学的に確認されます。このサンプルは、$\sim1.5$deg$^2$を超える$z\sim3.7$に71個のLAEと$z\sim4.8$にある69個のLAEで構成されており、分光学的に確認されたLAEのサンプルの中で最大のものの1つとなっています。2つの赤方偏移。それらのLy$\alpha$光度は、安全な赤方偏移と深い測光データを使用して測定され、$\sim10^{42.5}$-$10^{43.6}\,\rmerg\,s^{-1の範囲に及びます。}$したがって、これらのLAEは、Ly$\alpha$の光度の点で赤方偏移で最も明るい銀河を表します。サンプルの不完全性を推定および補正し、2つの分光サンプルに基づいて$z\sim3.7$および4.8における信頼性の高いLy$\alpha$視感度関数(LF)を導出します。Ly$\alpha$LFは、測光サンプルまたは分光サンプルから得られた同様の赤方偏移での以前の測定値とほぼ一致していることがわかります($2-3$の係数内)。異なる赤方偏移での以前の研究と比較することにより、Ly$\alpha$LFが$z\sim3.1$から$z\sim5.7$まで緩やかに減少していることがわかり、$z間のLF進化が遅いという以前の主張を裏付けています。\sim2$と$z\sim6$です。$z>5.7$では、部分的には宇宙の再電離の影響により、LFはより高い赤方偏移に向かって急速に減少します。
CAHA/PPAK M81 の積分場分光観測。 II.空間分解ライナーでの光イオン化モデルのテスト
| Title |
CAHA/PPAK_Integral-field_Spectroscopic_Observations_of_M81._II._Testing_Photoionization_Models_in_A_Spatially-resolved_LINER |
| Authors |
Zongnan_Li,_Zhiyuan_Li,_Ruben_Garcia-Benito_and_Yifei_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07304 |
局所銀河に広がる低電離核輝線領域(LINER)の起源と、超大質量ブラックホールとの関係については、数十年にわたり議論されています。我々は、M81の核周囲イオン化ガスに対する従来の光イオン化モデルの包括的な評価を実行します。このガスについては、最近のCAHA/PPAK積分場分光観測により、銀河中心半径約1kpcまでのLINER特性が明らかになりました。光イオン化コードを曇らせて構築されたこのモデルは、典型的な低光度活動銀河核(LLAGN)とM81の古い恒星のバルジの広範な観察によって十分に制約された主要パラメータという新しい側面を持っています。さらに、これらのモデルには、かなり広範囲にわたる不確実な星雲特性が組み込まれています。LLAGNとバルジ内に分布する高温の低質量星による統合された光イオン化により、観測されたハルアルファ線、ヘベータ線、[Nii]線の動径強度分布を大まかに再現でき、バルジ星が100メートルの電離束を支配していることがわかりました。半径>~200pc。しかし、モデルは一般に、[Oiii]ラインの同様に減少するプロファイル、またはそれに応じて[Oiii]/Hbeta比の平坦なプロファイルを再現できません。これは、拡張された光イオン化源にもかかわらず、外側領域でのイオン化光子の不足を明らかに示しています。観測された[Oiii]線の多くが、より高密度のアルファ線放出円盤を囲むバルジ充填の低密度ガスから生じたものである場合、または最近のより高いAGN光度によって生じたものである場合、この不一致は軽減される可能性があります。M81の場合は、ライナーおよび低イオン化輝線領域一般のイオン化機構に重要な意味を持ちます。
低質量静止銀河は孤立した環境では小さい：低質量静止銀河の質量とサイズの関係の環境依存性
| Title |
Low-mass_Quiescent_Galaxies_Are_Small_in_Isolated_Environments:_Environmental_Dependence_of_the_Mass-Size_Relation_of_Low-mass_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Yongmin_Yoon,_Jae-Woo_Kim,_Jongwan_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07498 |
私たちは、$\log(M_\mathrm{star}/M_{\odot})\lesssim10.0の低質量部分における環境依存性に特に焦点を当てて、さまざまな環境にわたる静止銀河の質量とサイズの関係を研究します。$。私たちのサンプルは、SloanDigitalSkySurveyからの$\log(M_\mathrm{star}/M_{\odot})\ge9.4$および$0.01<z<0.04$を持つ13,667個の静止銀河で構成されています。低質量静止銀河(LQG)と$\log(M_\mathrm{star}/M_{\odot})\lesssim10.0$の質量とサイズの関係は環境に依存し、LQGが最も高いことが分かりました。-密度環境では、孤立した環境よりも平均サイズ$\sim70\%$が大きくなります。さらに、高密度環境におけるLQGの質量とサイズの関係の傾きは、孤立した環境における対応するLQGの傾きよりも大幅に浅くなっています。これは、すべての環境にわたってほぼ同一の質量サイズ関係を示す$\log(M_\mathrm{star}/M_{\odot})\gtrsim10.5$の高質量静止銀河とは対照的です。LQGと星形成銀河の質量とサイズの関係の傾きが高密度環境では互いに類似しており、高密度環境ではLQGはより円盤状の構造を示すという追加の発見と組み合わせると、私たちの結果は次の考えを裏付けます。高密度環境にあるLQGは、星形成銀河から環境効果によって進化しており、その影響により消滅して静止銀河に変化する可能性があります。宇宙論的銀河形成シミュレーションによる模擬銀河の合体速度の解析を利用して、最低密度環境におけるLQGの質量とサイズの関係の急勾配と低い正規化は、最近のガスリッチな合体に由来する可能性があることを示唆しています。これは、低赤方偏移の高密度環境の対応するものよりも、最低密度環境のLQGの前駆体で10～30倍以上頻繁に発生します。
銀河による強力なレンズ作用：過去のハイライト、現状、そして将来の展望
銀河スケールの強力なレンズ効果は、天体物理学と宇宙論における強力なツールであり、大質量銀河の内部構造、その形成と進化、恒星の初期質量関数、宇宙論的パラメーターの研究を可能にします。この会議の議事録では、銀河スケールでの強力なレンズ効果の天体物理学的応用における過去10年間の重要な発見に焦点を当てています。次に、最近の調査または進行中の調査からの新しいサンプルの発見と分析の現在の状況を簡単に要約します。最後に、ルービン天文台、ユークリッド天文台、ローマ天文台のおかげで、この分野の将来を形作るビッグデータの来るべき時代で予想される発展についての洞察を提供します。
局地銀河から遠方銀河までの塵による金属の枯渇 II: 宇宙の塵と金属の比率と塵の組成
| Title |
Dust_depletion_of_of_metals_from_local_to_distant_galaxies_II:_Cosmic_dust-to-metal_ratio_and_dust_composition |
| Authors |
Christina_Konstantopoulou,_Annalisa_De_Cia,_C\'edric_Ledoux,_Jens-Kristian_Krogager,_Lars_Mattsson,_Darach_Watson,_Kasper_E._Heintz,_C\'eline_P\'eroux,_Pasquier_Noterdaeme,_Anja_C._Andersen,_Johan_P._U._Fynbo,_Iris_Jermann,_and_Tanita_Ramburuth-Hurt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07709 |
宇宙の塵の含有量の進化と、星間物質(ISM)内の金属と塵の間のサイクルは、銀河の進化において基本的な役割を果たしています。宇宙の化学的濃縮は、金属性を伴う塵対金属比(DTM)および塵対ガス比(DTG)の進化を通じて追跡できます。私たちは、さまざまな環境（天の川、マゼラン雲、および減衰ライマン$\アルファ$吸収体、DLA）における金属の枯渇に関するこれまでの測定に基づいて、DTM、DTG、およびダスト組成の質量推定値を決定する新しい方法を使用しています。これは、主にVLT/UVESおよびXシューター、およびHST/STISから観察された吸収線分光鏡のカラム密度を通じて、ISM内の金属の相対存在量から計算されました。推定された塵の減少量($A_{V,\rmdepl}$)から塵の消滅を導出し、消滅からの$A_{V}$と比較します。DTMとDTGの比率は、金属量およびダストトレーサー[Zn/Fe]とともに増加することがわかりました。これは、ISMでの粒子の成長がダスト生成の主要なプロセスであることを示唆しています。金属性を伴うDTMおよびDTGの増加傾向は、ダストの生成と進化モデルとよく一致しています。私たちのデータは、星の塵の発生量が金属の発生量よりもはるかに低いこと、したがって星によって生成される暖かい中性媒体中の塵の総量がはるかに少ないことを示唆しています。$A_{V,\rmdepl}$は、天の川銀河といくつかのマゼラン雲の視線では$A_{V,\rmext}$よりも全体的に低いことがわかりました。この矛盾は、おそらく天の川の存在に関連していると考えられます。炭素質の粉塵。すべての環境において、ダスト組成に寄与する主な元素は、O、Fe、Si、Mg、C、S、Ni、Alであることを示します。低粉塵領域での豊富な存在は、粉塵中に輝石と金属鉄が存在することを示唆しています。
| Title |
Proposition_of_FSR_Photon_Suppression_Employing_a_Two-Positron_Decay_Dark_Matter_Model_to_Explain_Positron_Anomaly_in_Cosmic_Rays |
| Authors |
Ramin_Barak,_Konstantin_Belotsky_and_Ekaterina_Shlepkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06859 |
宇宙線中の高エネルギー（約100GeV以上）陽電子の異常な過剰の起源は、この分野におけるまれな問題の1つであり、暗黒物質(DM)を使用して解決することが提案されています。この問題を解決しようとすると、宇宙陽電子と、陽電子生成に必然的に伴うFSR（最終状態放射）などの宇宙ガンマ線のデータを同時に満たさなければならないという課題に直面する。私たちは、暗黒物質の空間分布についての仮定(*)と、その相互作用の物理学についての仮定(**)という2つのアプローチによって解決策を導き出そうと試みてきました。この研究は、2番目のアプローチを採用したガンマ抑制の探索に関する大規模な調査の小さな最終ステップであり、2つの陽電子に崩壊する二重荷電粒子(X++$\rightarrow$e+e+)を含むモデルが最も有望なものとして提案されています。以前に検討したものの中から1つ。
大規模ブラックホール連星を識別および確認するための高速テスト
| Title |
A_fast_test_for_the_identification_and_confirmation_of_massive_black_hole_binary |
| Authors |
Massimo_Dotti,_Fabio_Rigamonti,_Stefano_Rinaldi,_Walter_Del_Pozzo,_Roberto_Decarli,_Riccardo_Buscicchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06896 |
我々は、大規模なマルチエポック分光カタログから大規模なブラックホール連星を特定し、すでに提案されている連星候補の本当の性質を調査するための新しい観察テストを提案します。このテストは、各ブラックホールが独自のブロードライン領域を保持できるように十分に大きな分離を持つバイナリに合わせて調整されています。この限界では、通常数カ月にわたって観察される急速なAGN変動は、はるかに長い連星周期と関連付けることはできず、（単一のブラックホールの場合と同様に）2つの降着の最も内側の領域の進化の結果であると想定されます。ディスク。したがって、個々の幅広い輝線の異なる部分間の相互相関を簡単に分析することで、連続性が互いに独立して変化する2つの巨大なブラックホールの存在を特定できます。私たちの分析は、スペクトル内のノイズの影響を少なくするには、ブロードラインを2つのほぼ等しい磁束部分に分割する必要があることを示しています。これにより、単一の大質量ブラックホールのシナリオでは相互相関が常に高くなります。一方、残響マッピング研究で実行されたものと同様のモニタリングキャンペーンでは、バイナリは相互相関の任意の値を示すことができるため、標準AGNと区別できます。新しいテストは、文献ですでに議論されている代替テストよりも数桁短いタイムスケールで実行でき、すでに実施されている大規模ブラックホール二分探索戦略を強力に補完することができます。
| Title |
Cosmic-ray_energy_reconstruction_using_machine_learning_techniques |
| Authors |
A._Alvarado,_T._Capistr\'an,_I._Torres,_J._R._Sacahu\'I,_R._Alfaro_(for_the_HAWC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06938 |
HAWCは300台の水チェレンコフ検出器で構成される地上観測所で、数TeVから数PeVの宇宙線、特に300GeVから100TeV以上のガンマ線によって引き起こされる広範囲の空気シャワーを観測します。大規模な空気シャワーの検出器に必要な重要な機能の1つは、宇宙線とガンマ線のスペクトルを研究するためにその現象の一次エネルギーを推定することです。HAWCには現在2つのガンマ線エネルギー推定器があります。1つは地表密度パラメータに依存し、もう1つは人工ニューラルネットワークを利用します。宇宙線エネルギーの推定には、最尤法手順と事象の側方電荷分布の測定に基づく推定器が1つだけあります。HAWCにおける広範な空気シャワーのオフライン再構成技術が最近改良されたため、宇宙線エネルギー推定器を更新する価値はあります。したがって、空気シャワーを特徴付けるいくつかの観測値で訓練されたハドロン現象の一次エネルギーを再構築する人工ニューラルネットワークを実装しました。私たちはいくつかのモデルをトレーニングし、既存の宇宙線エネルギー推定器に対してそのパフォーマンスを評価しました。この記事では、これらのモデルの機能と性能を紹介します。
放射効率の悪い降着流に対するブラック ホール スピン全体にわたる MAD 降着状態の研究
| Title |
A_study_of_the_MAD_accretion_state_across_black_hole_spins_for_radiatively_inefficient_accretion_flows |
| Authors |
G.-Q._Zhang,_D._B\'egu\'e,_A._Pe'er,_B.-B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06996 |
磁気停止円盤(MAD)の研究は、多くの降着系で観察されるように、これらの円盤構成が強力なジェットを生成することが判明したため、近年強い関心を集めています。ここでは、cuHARMを使用して実行された、ブラックホールスピン全体にわたるMAD状態における移流支配降着流の14件の一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションの結果を紹介します。主な結果は以下の通りです。(i)ジェットは、マクスウェル応力の形で大量の角運動量を無限大に輸送します。正の高スピンの場合、角運動量の輸送速度は負のスピンの場合よりも約5倍大きくなります。回転していないブラックホールでは、この寄与はほとんどありません。(ii)地平線で計算された質量降着率とMADパラメータは相関していません。ただし、それらの時間導関数はスピンごとに逆相関になります。(iii)スピンがゼロの場合、磁場のトロイダル成分の磁気圧力への寄与は無視できますが、高速回転するブラックホールの場合、半径方向磁気成分の寄与と同じ程度です。高い正のスピンの場合、トロイダル成分がさらに支配的になります。(iv)負のスピンの場合、ジェットは正のスピンの対応物よりも狭くなりますが、その変動はより大きくなります。回転していないブラックホールからの弱いジェットは、最も幅が広く、変動は最も小さくなります。私たちの結果は、MAD領域におけるブラックホールのスピンとその結果として生じるディスクおよびジェットの特性との間の複雑な非線形の関係を強調しています。
ジョドレル銀行でのクラブパルサーの毎日の監視からのエコーの不協和音
| Title |
A_Cacophony_of_Echoes_from_daily_monitoring_of_the_Crab_Pulsar_at_Jodrell_Bank |
| Authors |
Thierry_Serafin_Nadeau,_Marten_H._van_Kerkwijk,_Cees_G._Bassa,_Ben_W._Stappers,_Mitchell_B._Mickaliger_and_Andrew_G._Lyne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07007 |
ジョドレルバンク天文台の42フィート望遠鏡からのアーカイブデータを使用して、私たちはクラブパルサーの整列した巨大パルスの毎日のスタックを生成し、2012年4月から2016年12月までの毎日のプロファイルの変化を研究します。これらから、私たちはエコーを特定します。材料が視線から離れていると、パルス放出が観測者に向けられるようになり、移動距離の増加に対応する遅延が発生し、追加のプロファイルコンポーネントが発生します。これらの観察は、そのようなエコーが以前の検出率によって暗示されるよりもはるかに一般的である可能性があることを示しています。観測されたすべてのエコーは、通常のジャイアントパルス放射に最も近いところで遅延がゼロに近づいていることと一致しています。これは、これらのイベントの生成に関与する構造が高度に異方性を持っている必要があり、典型的な長さは$\sim4\textrm{AU}$よりも大きく、空の典型的な幅は$\sim0.1\textrm{AU}$であり、典型的な深さである必要があることを示しています。以前に観測された星雲フィラメントの電子密度を考えると、$\sim5\textrm{AU}$は1000cm$^{-3}$程度です。これは、これらの不均一性がかに星雲のより大きな星雲フィラメントから派生した部分構造である可能性が高いことを示唆しています。
ベル不安定性の飽和と宇宙線の加速と輸送への影響
| Title |
The_saturation_of_the_Bell_instability_and_its_implications_for_cosmic_ray_acceleration_and_transport |
| Authors |
D._Caprioli,_G._Zacharegkas,_C._Haggerty,_S._Gupta,_B._Schroer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07038 |
高エネルギー粒子によって駆動される非共鳴（ベル）ストリーミング不安定性は、超新星残骸、銀河および銀河系外のCR源の周囲、およびCR輸送における宇宙線（CR）の加速の鍵となる増幅磁場の生成に重要です。。我々は、任意のCR分布に適用できる、自己矛盾のない運動シミュレーションによって実証された、ベル不安定性の飽和に関する共変理論を提示し、いくつかの太陽圏および天体物理学の文脈におけるその意味について議論します。
EUSO-SPB2 の四肢上宇宙線の解析
超圧力気球2(EUSO-SPB2)実験による極限宇宙宇宙観測所は、1EeVを超えるエネルギーと非常に高いエネルギー拡散を伴う超高エネルギー宇宙線(UHECR)の束をターゲットとする将来の宇宙ベースの機器のためのパスファインダーミッションです。エネルギーが1PeVを超える過渡ニュートリノ。EUSO-SPB2は、蛍光望遠鏡(FT)とチェレンコフ望遠鏡(CT)という2つの望遠鏡設計を使用して、宇宙ベースの検出に関連する背景の新しい観察を行いました。EUSO-SPB2は2023年春にニュージーランドのワナカから打ち上げられ、公称フロート高度33kmで長時間（最大100日）飛行する予定です。この寄稿では、結果として生じる大気シャワー(EAS)によって生成されるチェレンコフ放射を介して、地球の縁の上からの宇宙線を測定するCTの機能に焦点を当てます。EASCherSim光学チェレンコフ生成コードを使用して、装置のフィールドテスト中に決定されたトリガー効率の最新の値を考慮して、CTの四肢上の宇宙線のイベントレートの最新の推定値を提供します。我々は、エネルギーに依存する伸び率を考慮して、希薄大気中でのEASの長手方向の発達を考慮することに特に注意を払っています。さらに、EASCherSimに存在する磁場モデリングの改善を検討し、それが観察されたイベントと検出しきい値に及ぼす影響を示します。最後に、これらのシミュレーションをEUSO-SPB2の予備飛行データと比較します。
| Title |
Shock-Driven_Periodic_Variability_in_a_Low-Mass-Ratio_Supermassive_Black_Hole_Binary |
| Authors |
K._Whitley,_A._Kuznetsova,_K._G\"ultekin,_and_M._Ruszkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07090 |
私たちは、主周円盤に埋め込まれた低質量比超大質量ブラックホール連星(SMBHB)の時変する電磁放射を、連星によって引き起こされる衝撃の変動に特に関心を持って調査します。物理的に自己無撞着な定常円板モデルを使用して、質量比$q=0.01$および分離$a=100\;R_g$のSMBHBの2D局所等温流体力学シミュレーションを実行します。二次側への付着を監視し、人工粘性スキームを使用して衝撃を捕捉し、散逸エネルギーを監視することにより、システムからの電磁変動を推定します。SMBHBは、円盤内に広い偏心ギャップを生成します。これは、以前は質量比が大きい場合にのみ観察されていました。これは、円盤モデルが以前の研究の典型的なものよりもはるかに薄い(二次付近の$H/R\約0.01$)ためであると考えられます。。離心ギャップは、連星$t_{\rm{bin}}\estimate0.1\;\rm{yr}$の軌道周期と一致するタイムスケールで二次SMBHへの周期的な降着を引き起こし、これは、SMBHBパラメーター空間は、以前に確立されたよりも低い質量比まで拡張されます。この連星によって引き起こされる衝撃は周期的であり、その周期は公転周期と一致しており、衝撃は降着率と相関しており、衝撃光度のピークは降着率のピークより$0.43遅れています\;t_{\rm{bin}}$。我々は、単一波長帯の周期性だけではなく、AGNのX線およびUVモニタリングにおける相関変動の観察を通じて、これらの量の相関関係がSMBHB候補の有用な識別子を表すことを提案します。
活動銀河核に隠された潮汐破壊現象を検出する興味深い手がかり
論文では、長期的なAGN変動に対する潮汐擾乱現象(TDE)の影響が推定されており、TDEの予想される変動特性を圧倒する明らかな固有変動を伴う通常のブロードラインAGNの潜在的な隠れTDEを検出するための興味深い手がかりが得られます。固有のTDEでは変動パターンが予測されます。理論的なTDEの期待変動と連続自動回帰プロセスによってランダムにシミュレートされたAGNの固有変動に基づいて、TDEの寄与の有無にかかわらず、長期変動特性がAGNでよく分析されます。次に、TDEの興味深い影響が、長期的に観察されたAGNの変動に対して決定されます。まず、より大規模なBH、特に$10^7{\rmM_\odot}$を超える質量では、$\tau_{TN}$は、TDEの寄与のない固有の光曲線に対するTDEの寄与のある光曲線の変動タイムスケール比として、$R_{TN}$は、TDEの寄与のない固有のAGN変動の平均強度に対するTDEの予測変動のピーク強度の比として表されます。第二に、TDEの寄与$R_{TN}$が強いと、$\tau_{TN}$は5よりかなり大きくなる可能性があります。第三に、より長い変動タイムスケールを持つ本質的なAGN変動の場合、TDEの寄与によって$\tau_{TN}$は大きくなります。よりゆっくりと増加しました。この結果は実際に、異なるエポックにおける全く異なる変動特性、特に異なるDRW/CARプロセスの予想変動タイムスケールに起因して、通常のブロードラインAGNで起こり得る隠れたTDEを検出するための興味深い前向きな方法を提供します。特に、より短い通常のブロードラインAGNでは、固有の変動タイムスケールと$10^7{\rmM_\odot}$を超えるBH質量。
マルチメッセンジャー観測から中性子星の最大質量に対してどのような制約を課すことができるでしょうか?
| Title |
What_constraints_can_one_pose_on_the_maximum_mass_of_neutron_stars_from_multi-messenger_observations? |
| Authors |
Shunke_Ai,_He_Gao,_Yong_Yuan,_Bing_Zhang_and_Lin_Lan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07133 |
中性子星の最大質量($M_{\rmTOV}$)は、中性子星の状態方程式(EoS)を理解する上で重要な役割を果たします。これまでの研究では、大質量パルサーのコンパクトさと連星中性子星(BNS)合体における中性子星の潮汐変形能の測定結果を利用して、EoS、ひいては$M_{\rmTOV}$を制約してきた。質量$\sim2.35M_{\odot}$を持つ最も重いパルサーであるPSRJ0952-0607の発見により、$M_{\rmTOV}$の貴重な下限が提供されました。$M_{\rmTOV}$を制約するもう1つの効率的な方法は、BNSの合併後に形成された中心残存物のタイプを調べることです。重力波(GW)データはシステムの総質量を提供し、付随する電磁信号は残骸のタイプを推測するのに役立ちます。この研究では、これまでの制約をすべて組み合わせて、短いガンマ線バーストの約$24\%$の後にX線内部プラトーが続くという観察事実を利用します。これは、BNS合体のおよそこの部分が超大質量中性子を生成することを示しています。スター、(マルコフ連鎖)モンテカルロシミュレーションを実行します。これらのシミュレーションにより、$M_{\rmTOV}$の確率密度分布やBNS合併に関連するその他のパラメーターを調べることができます。私たちの調査結果では、$M_{\rmTOV}$はおそらく$249万_{\odot}～252万_{\odot}$程度で、不確実性の範囲は約[$-0.16M_{\odot}$,$0.15M_{\odot}$]([$-0.28M_{\odot}$,$0.26M_{\odot}$])、$1\sigma$($2\sigma$)信頼水準。さらに、GW170817やGW190425などの特定のイベントにおける合併残存物のタイプを調べて、$M_{\rmTOV}$やその他の関連パラメータをさらに制限します。これは、BNS合併に関与する物理プロセスを理解するのに役立ちます。
多極磁場の存在下での回転ベクトル モデルと半径から周波数へのマッピング
パルサーやマグネターに多極磁場が存在する場合の回転ベクトルモデルと半径から周波数へのマッピングが考慮されます。軸対称のポテンシャル場が仮定されます。(1)多重極場の場合の放射線ビームは、双極子の場合よりも広いことがわかります。これは、パルサーの高周波数でのパルス幅の増加を説明している可能性があります(反半径から周波数へのマッピング)。(2)偏光位置角度の式は変わりません。傾斜角{\alpha}と位相定数{\phi}_0のみが変化します。回転軸と視線の間の角度、および位置角度定数{\psi}_0は変わりません。マグネターのさまざまな位置角度を適合させるときは、これらの制約を考慮する必要があります。多重極場の出現と消滅は、電波を発するマグネターSwiftJ1818.0-1607の位置角度の傾きの変化を説明している可能性があります。磁気星磁気圏における同様の、しかしより活発なプロセスが、高速半径バーストにおける位置角度の多様性を説明している可能性があります。
公転周期全体を通してNICERで観測されたCircinus X-1のX線スペクトル変化
| Title |
X-ray_spectral_variations_of_Circinus_X-1_observed_with_NICER_throughout_an_entire_orbital_cycle |
| Authors |
Mayu_Tominaga_(1,2),_Masahiro_Tsujimoto_(1),_Ken_Ebisawa_(1),_Teruaki_Enoto_(3),_Kimitake_Hayasaki_(4,5)_((1)_Institute_of_Space_and_Astronautical_Science,_Japan_Aerospace_Exploration_Agency,_(2)_Department_of_Astronomy,_Graduate_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_(3)_Division_of_Physics_and_Astronomy,_Graduate_School_of_Science,_Kyoto_University,_(4)_Department_of_Space_Science_and_Astronomy,_Chungbuk_National_University,_(5)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07158 |
サーカスX-1(CirX-1)は、16.6日の楕円軌道を持つ中性子星連星です。この情報源はその極端な若さにおいて独特であり、初期のバイナリ進化を理解するための鍵を提供します。しかし、そのX線変動は複雑すぎて、明確な解釈に到達できません。私たちは、NICERX線望遠鏡を使用して、1つの軌道全体をカバーする最初の高頻度(平均4時間ごと)の観測を実施しました。X線束の挙動は、安定期、ディップ期、フレア期に分類できます。すべての相のX線スペクトルは、部分的に覆われた円盤黒体発光と高度に電離された光電離プラズマからの線特徴からなる共通モデルによって記述できます。軌道上のスペクトル変化は、視線内の部分的な被覆媒体の急速な変化と、円盤の黒体の発光の緩やかな変化に起因する。H様およびHe様のMg、Si、S、およびFeの輝線が、ディップ相で最も顕著に検出されます。Fe輝線はディップ相からフレア相への移行過程で吸収に変化します。推定された電離度は大きな変化を示さず、光電離プラズマが軌道上で安定していることを示唆しています。我々は、降着円盤の方位角に応じた空間構造を持つ視線内の局所媒質によって円盤黒体の発光が部分的に遮られるという単純なモデルを提案する。連続放出時の輝線は、遮断材料の外側に位置する光電離プラズマからのものです。
磁気的に支配されたガンマ線バーストジェットからの大きな放出ゾーンでのミニジェット放出の証拠
| Title |
Evidence_of_mini-jet_emission_in_a_large_emission_zone_from_a_magnetically-dominated_gamma-ray_burst_jet |
| Authors |
S.-X._Yi,_C.-W._Wang,_B._Zhang,_S.-L._Xiong,_S.-N._Zhang,_W.-J._Tan,_J.-C._Liu,_W.-C._Xue,_Y.-Q._Zhang,_C._Zheng,_R._Moradi,_Y._Wang,_P._Zhang,_Z.-H._An,_C._Cai,_P.-Y._Feng,_K._Gong,_D.-Y._Guo,_Y._Huang,_B._Li,_X.-B._Li,_X.-Q._Li,_X.-J._Liu,_Y.-Q._Liu,_X._Ma,_W.-X._Peng,_R._Qiao,_L.-M._Song,_J._Wang,_P._Wang,_Y._Wang,_X.-Y._Wen,_S._Xiao,_Y.-B._Xu,_S._Yang,_Q.-B._Yi,_D.-L._Zhang,_F._Zhang,_H.-M._Zhang,_J.-P._Zhang,_Z._Zhang,_X.-Y._Zhao,_Y._Zhao,_S.-J._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07205 |
ガンマ線バースト(GRB)の即発放出の起源は、ジェットの組成、放出領域の位置、$\gamma$線の生成メカニズムが十分に制約されていないため、依然として議論の余地がある。放出が非熱放射によって支配されるバーストの場合、2つの主要なパラダイムは、物質が支配する殻の衝突を引き起こす内部衝撃モデルと、磁気が支配する殻の衝突を引き起こす内部衝突誘起磁気リコネクションおよび乱流(ICMART)モデルです。これら2つのモデルは異なる発光領域を呼び出し、光度曲線の変動性とスペクトル進化の起源について明確な予測を持っています。史上2番目に明るいGRBであるGRB230307Aは、非常に高い光子統計量と、エネルギー依存性の高速上昇指数関数的減衰(FRED)によって特徴付けられる単一の幅広いパルス形状のおかげで、GRB即発放出の詳細を研究するための理想的な実験室を提供します。プロフィール。ここで、その広いパルスが、遅い成分の上に多くの短いパルスが重ね合わされたものではなく、多くの急速に変化する短いパルスで構成されていることを示します。このような特徴は、GRB中央エンジンから遠く離れた大放出ゾーンでの局所的な磁気再結合現象による多くのミニジェットを想定しているICMARTの図と一致しているが、高速変動と低速変動に起因する内部衝撃モデルに対して大きな課題を提起している。コンポーネントをさまざまな半径で衝撃に与え、放出はさまざまなコンポーネントの重ね合わせになります。この結果は、この明るいGRBのポインティング流束が支配的なジェット組成であるという強力な証拠を提供します。
Swift J0503.7-2819 の多波長研究: キメラ磁気 CV
| Title |
A_Multi-wavelength_Study_of_Swift_J0503.7-2819:_a_Chimeric_magnetic_CV |
| Authors |
Kala_G._Pradeep,_Kulinder_Pal_Singh,_G._C._Dewangan,_Elias_Aydi,_P._E._Barrett,_D._A._H._Buckley,_V._Girish,_K._L._Page,_S._B._Potter,_and_E._M._Schlegel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07293 |
我々は、AstroSatからの遠紫外線(FUV)とX線データを使用し、南アフリカ大型望遠鏡とXからの光学データを補足して、磁気激変変数(MCV)SwiftJ0503.7-2819の多波長の時間特性とスペクトル特性を示します。-XMM-ニュートン天文台とスウィフト天文台からの光線データ。4897.6657秒と3932.0355秒のX線変調は、それぞれ軌道($P_{\Omega}$)とスピン($P_{\omega}$)周期として解釈され、以前の報告と一致しています。スピン軌道周期比が0.8で、$P_{\Omega}$がCVの周期ギャップ(2～3時間)を下回っているため、SwiftJ0503.7-2819は、増加するほぼ同期MCVの集団に新たに追加されるものとなるでしょう。、これをEXHya様システムと呼んでいます。スウィフト・バースト・アラート望遠鏡で測定された硬X線の明るさは$<$$2.5\times10^{32}ergs^{-1}$であり、他のEXHyaと同様に低明るさの中間極であることが識別される。-のようなシステム。光度曲線とスペクトル特性の現象学から、純粋に円盤供給/流流供給モデルは除外され、代わりに白色矮星の周囲に複雑な降着構造が存在することが明らかになりました。周期比、安定性議論、観測特徴を用いて、EXHyaに似たリング状の降着流を提案します。SwiftJ0503.7-2819の非同期極性とほぼ同期の中間極性を区別する試みが行われます。さらに、高感度調査の出現により、極性と中間極性の両方の特徴を示すMCVの個体数が増加していることが特定され始めており、従来の2つのクラスのMCVの間に系譜的なつながりが形成されている可能性があることに注目します。
チェレクノフ望遠鏡アレイで重力波を追跡する
| Title |
Chasing_Gravitational_Waves_with_the_Chereknov_Telescope_Array |
| Authors |
Jarred_Gershon_Green,_Monica_Seglar-Arroyo,_Cta_Consortium:_Kazuki_Abe,_Shotaro_Abe,_Atreya_Acharyya,_Remi_Adam,_Arnau_Aguasca-Cabot,_Ivan_Agudo,_Jorge_Alfaro,_Nuria_Alvarez-Crespo,_Rafael_Alves_Batista,_Jean-Philippe_Amans,_Elena_Amato,_Filippo_Ambrosino,_Ekrem_Oguzhan_Ang\"uner,_Lucio_Angelo_Antonelli,_Carla_Aramo,_Cornelia_Arcaro,_Luisa_Arrabito,_Katsuaki_Asano,_Jann_Aschersleben,_Halim_Ashkar,_Luiz_Augusto_Stuani,_Dominik_Baack,_Michael_Backes,_Csaba_Balazs,_Matteo_Balbo,_Andres_Baquero_Larriva,_Victor_Barbosa_Martins,_Ulisses_Barres_de_Almeida,_Juan_Abel_Barrio,_Denis_Bastieri,_Pedro_Ivo_Batista,_Ivana_Batkovi\'c,_Rowan_William_Batzofin,_Joshua_Ryo_Baxter,_Geoffrey_Beck,_Julia_Becker_Tjus,_Lukas_Beiske,_Daniele_Belardinelli,_Wystan_Benbow,_Elisa_Bernardini,_Juan_Bernete_Medrano,_Konrad_Bernl\"ohr,_et_al._(520_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07413 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgo(GW170817)による連星中性子星の合体からの重力波の検出と、この重力波現象に対応する電磁波の発見は、マルチメッセンジャー天文学の新時代の幕開けとなり、次のことを示す最初の直接的な証拠を提供しました。BNSの合体は、短いガンマ線バースト(GRB)の前駆体です。このような現象は、重力波信号と同時にまだ検出されていない超高エネルギー（VHE、>100GeV）光子も生成する可能性があります。チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、比類のない感度と数十秒以内に空のどこでも観測できる能力を備え、この探索に不可欠となることを目指す次世代VHE天文台です。通常、CTAの視野よりも広い重力波現象の局在領域を迅速にカバーするために、CTA用の新しい観測モードと追跡戦略が開発されています。この研究では、軸上と軸外の両方の放射を考慮して、CTAで観測可能な重力波イベントの予想数を評価し、推定値を提供します。さらに、CTAとの潜在的なフォローアップ戦略の見通しを提示し、議論します。
PeVガンマ線源としてのクラブパルサー風終結ショックにおけるハドロン再加速
| Title |
Hadronic_Re-Acceleration_at_the_Crab_Pulsar_Wind_Termination_Shock_as_a_Source_of_PeV_Gamma-Rays |
| Authors |
Samuel_T._Spencer,_Alison_M.W._Mitchell_and_Brian_Reville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07429 |
LHAASOとチベットAS$\gamma$からの最近の結果は、かに星雲のガンマ線スペクトルがPeVエネルギー範囲にまで広がっていることを示唆していますが、この最高エネルギー放出の生成メカニズムは依然として不明です。ハドロン放出の二次成分が最高エネルギーのガンマ線束点を説明できると仮定されていますが、このハドロン集団の起源と加速メカニズムはまだ説明されていません。我々は、ハドロンが時間の経過とともに周囲の超新星噴出物からクラブパルサー風星雲に拡散し、その後パルサー風終結ショックによって再加速されるというシナリオを仮定します。我々は、このシナリオがCrabシステムの寿命にわたって実行可能であるかどうかを判断するために、粒子の直接輸送シミュレーション(半径方向の進化を含む)の結果を提示します。
GX 339-4 のハードからソフトへの状態遷移の予測子としての変動性
| Title |
Variability_as_a_predictor_for_the_hard-to-soft_state_transition_in_GX_339-4 |
| Authors |
Matteo_Lucchini,_Marina_Ten_Have,_Jingyi_Wang,_Jeroen_Homan,_Erin_Kara,_Oluwashina_Adegoke,_Riley_Connors,_Thomas_Dauser,_Javier_Garcia,_Guglielmo_Mastroserio,_Adam_Ingram,_Michiel_van_der_Klis,_Ole_K\"onig,_Collin_Lewin,_Labani_Mallick,_Edward_Nathan,_Patrick_O'Neill,_Christos_Panagiotou,_Joanna_Piotrowska,_and_Phil_Uttley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07462 |
ブラックホールX線連星(BHXRB)の爆発中に、その降着流はいくつかの状態を経て遷移します。光源の輝度は、黒体が支配的なソフト状態に移行する前に、非熱放射が支配的なハード状態で上昇します。光度が低下すると、ソースは硬い状態に戻り、消えて静止します。$\about$40$\%$のバーストは決して硬い状態から抜け出せないため、この状況が常に成り立つわけではありません。状態遷移を支配する物理学を特定することは、ブラックホール天体物理学における未解決の未解決の問題の1つです。この論文では、GX339-4の複数のバーストに関するアーカイブRXTEデータの分析を紹介します。X線の変動性と時間平均エネルギースペクトルの特性を比較し、変動性(パワースペクトルの色相で定量化)が正規の状態遷移(変化で定量化)より10～40日早く体系的に進化することを実証します。スペクトル硬度において）;ハードな状態ではそのような進化は見られず、バーストのみが発生します。これは、X線の変動を使用して、ハードからソフトへの状態遷移が発生するかどうか、またいつ発生するかを予測できることを示しています。最後に、観測範囲がよりまばらな、追加の4つのBHXRBの10回のバーストでも同様の動作が見られます。これらの発見に基づいて、BHXRBの状態遷移は円盤の外側領域の乱流の変化によって引き起こされ、変動性の劇的な変化につながる可能性があることを示唆します。この変化は、変動がコロナに向かって内側に伝播するため、数日から数週間後のスペクトルでのみ見られます。
| Title |
The_Impact_of_Southern-Hemisphere_Radio_Blazar_Observations_on_Neutrino_Astronomy |
| Authors |
F._R\"osch,_P._Benke,_M._Kadler,_E._Ros,_R._Ojha,_P._G._Edwards,_F._Eppel,_J._He{\ss}d\"orfer,_J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07468 |
IceCube天文台によって検出された高エネルギー宇宙ニュートリノの起源は、天体粒子物理学において激しく議論されているテーマです。これらのニュートリノの一部が活動銀河核(AGN)、特にブレーザーと関連している可能性があるという証拠が増えています。いくつかの最近の研究では、放射性高輝度AGNサンプルとIceCubeニュートリノイベントカタログとの間の統計的相関関係が明らかになりました。さらに、個々の高エネルギーニュートリノの数が、個々の放射線フレアブレーザーと一致することが判明している。これらの観測結果は、パーセクスケールのジェット構造を研究するために、そのようなニュートリノ関連ブレーザーの高品質で高角度分解能の電波観測を強く求めるものである。TANAMIは、南天に焦点を当てた唯一の大規模かつ長期的なVLBI監視プログラムです。TANAMI内では、2.3GHzと8.4GHzの南側IceCubeニュートリノ候補ブレーザーに重点を置いています。今回我々は、南天のIceCubeニュートリノホットスポットに関連する9つの南半球ブレーザーの高品質、高角度分解能VLBI観測の最初の結果を紹介します。近い将来、急速に成長するKM3NeTは、主に南半球からの高エネルギーニュートリノに敏感になることでIceCubeを補完するでしょう。これにより、TANAMIのようなニュートリノ関連ブレーザーの南半球電波監視プログラムの重要性が高まるでしょう。
15 年間の Fermi-LAT データを使用して、SPT-SZ で選択された銀河団からの GeV ガンマ線放出を検索
銀河団は、宇宙線電子の逆コンプトン散乱、または宇宙線陽子の銀河団内媒質とのハドロン相互作用からガンマ線を生成する可能性があります。銀河団からガンマ線放出($>$GeVエネルギー)が検出されたかどうかについては、まだ未解決の疑問が残っています。2500度$^2$SPT-SZ探査から選ばれた300個の銀河団を、約1～300GeVのエネルギー範囲における15年分のFermi-LATデータ。我々は、1つのクラスター、つまりSPT-CLJ2012-5649から約$6.1\sigma$の有意性を持つガンマ線放射を検出することができました。このクラスターからの推定光子エネルギー束は$1.3\times10^{-6}$MeVcm$^{-2}$s$^{-1}$にほぼ等しくなります。ガンマ線信号は$1-10$GeVの間で観測され、最適なスペクトル指数は$-3.61\pm0.33$に等しくなります。しかし、Fermi-LATPSF内にはSPT-CLJ2012-5649と空間的に一致する6つの電波銀河が存在するため、この信号がこれらの電波銀河の一部によって引き起こされた可能性を排除することはできません。他の6つのSPT-SZクラスターは、$3-5\sigma$の有意性を持つガンマ線放出の証拠を示しています。残りのクラスターはいずれも、ガンマ線放出に関する統計的に有意な証拠を示していません。
EUSO-SPB2 でのチェレンコフ望遠鏡の試運転、校正、および性能
| Title |
Commissioning,_Calibration,_and_Performance_of_the_Cherenkov_Telescope_on_EUSO-SPB2 |
| Authors |
Oscar_Fernando_Romero_Matamala_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07561 |
IceCubeによるTeV～PeVエネルギー範囲での天体物理ニュートリノの検出は、より高いエネルギーでこれらの粒子を観察するための機器の開発を促進します。さらに、超高エネルギー(VHE)ニュートリノの検出は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)線源モデルに制約をもたらす可能性があります。浅い角度で地球をかすめるタウニュートリノは、大気中に広範な空気シャワー（EAS）を引き起こすタウの崩壊を通じて検出できます。EASは、EAS粒子から発生する光チェレンコフ信号の一部を捕捉することで検出できます。高高度からの地球スキミング技術の実現可能性を評価するために、我々はチェレンコフ望遠鏡を開発し、5月$13^{th}$にニュージーランドのワナカからエクストリーム・ユニバース宇宙観測所の超圧力気球2号(EUSO-SPB2)に配備されました。。これは、ExtremeMulti-MessengerAstrophysicsの探査機の前身です。EUSO-SPB2用の直径1メートルのチェレンコフ望遠鏡は、GETスイッチキャパシタリングサンプラーに基づく100MS/秒の読み出しと結合された6.4x12.8平方度の視野をカバーする512個のシリコン光電子増倍管(SiPM)で構成される焦点面を備えていました。望遠鏡の校正と試運転、およびその飛行中の性能について説明します。
銀河PeVatron候補LHAASO J2108+5157の多波長解析
| Title |
Multi-wavelength_analysis_of_the_galactic_PeVatron_candidate_LHAASO_J2108+5157 |
| Authors |
G._Pirola,_J._Jury\v{s}ek,_M._Balbo,_D._Eckert,_A._Tramacere_and_R._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07603 |
LHAASOJ2108+5157は最近発見された発生源で、LHAASO共同研究により超高エネルギー帯域で検出されました。LHAASOJ2108+5157と一致する方向に2つの分子雲が確認され、LHAASOによって報告されたスペクトルからは、200TeVまでエネルギーカットオフの兆候はありません。この情報源は、銀河系のPeVatron候補として有望です。2021年、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)天文台の大型望遠鏡プロトタイプ(LST-1)は、LHAASOJ2108+5157で約50時間の厳選された質の高いデータを収集しました。これらの観測を通じて、私たちはマルチTeVバンドにおける線源放出の厳しい上限を計算することができました。XMM-Newtonデータと12年間のFermi-LATデータの分析と併せて、粒子加速のさまざまな考えられるシナリオを調査するために、源の多波長研究を実行しました。この寄稿では、解析結果、多波長モデリング、およびその結果として考えられるさまざまな放出シナリオの解釈を提示します。
天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホール、いて座A$^*$とその降着円盤との間の相互作用は、時折、X線、赤外線、電波で見られる高エネルギーフレアを生成します。観測されたフレアのメカニズムの1つは、降着円盤内および事象の地平線近くに現れるコンパクトな明るい領域の形成です。これらのフレアを理解することで、ブラックホールの降着プロセスを知ることができます。高度なシミュレーションによってこれらのフレアの形成が予測されていますが、その構造は観測によってまだ解明されていません。ここでは、2017年4月11日に観測されたアルマ望遠鏡の光度曲線から回収された、軌道上の発光フレアの最初の3次元(3D)再構成を示します。私たちの回収結果は、事象の地平線の約6倍の距離にあるコンパクトな明るい領域を示しています。さらに、我々の回収は低傾斜軌道面内で時計回りに回転していることを示唆しており、この結果はEHTとGRAVITYの共同研究による以前の研究と一致している。この放出構造を回復するために、ニューラル3D表現(3D再構成のための創発的人工知能アプローチ)をブラックホールの重力モデルと統合することにより、高度に不良位置のトモグラフィーの問題を解決します。復元された3D構造はモデルの仮定の影響を受けやすく、場合によっては敏感ですが、物理的に動機付けられた選択の下では、結果が安定しており、シミュレーションデータでのアプローチが成功していることがわかります。将来的には、このアプローチを使用して、ブラックホールとプラズマのダイナミクスを支配するメカニズムを解明できる、より豊富な時系列データのコレクションを分析できる可能性があると予想しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイ用の中型望遠鏡カメラ NectarCAM のタイミングパフォーマンス
| Title |
Timing_performances_of_NectarCAM,_a_Medium_Sized_Telescope_Camera_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
H._Rueda,_F._Bradascio,_J.A._Barrio,_J._Biteau,_F._Brun,_C._Champion,_J-F._Glicenstein,_D._Hoffmann,_P._Jean,_J.P._Lenain,_F._Louis,_A._P\'erez,_M._Punch,_P._Sizun,_K-H._Sulanke,_L.A._Tejedor_and_B._Vallage_(for_the_CTA_NectarCAM_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06910 |
NectarCAMは、チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)の北部アレイの中型望遠鏡に搭載されるチェレンコフカメラです。これは265個のモジュールで構成されており、各モジュールには7個の光電子増倍管、フロントエンドボード、データ収集用のカメラトリガーシステムが含まれています。最初のNectarCAMユニットは現在、フランスのCEAParis-Saclayで統合されています。NectarCAMのタイミング機能は、CTAOの北側サイトに設置されると、画像のノイズを低減し、画像のクリーニングを改善し、ガンマ線光子と宇宙線背景を区別するために非常に重要になります。さらに、立体観測のために隣接する望遠鏡との一致識別も可能になります。NectarCAMのタイミングシステムは、さまざまな光源を備えた暗室でテストされています。タイミング精度とレーザー光源に対するトリガー到着の精度、および個別および複数のピクセル信号のタイミングを含むテストの結果が表示されます。
高精度の宇宙ベースの測光をモデリングするためのエンドツーエンドの PLATO カメラ シミュレーター
| Title |
An_end-to-end_PLATO_camera_simulator_for_modelling_high-precision_space-based_photometry |
| Authors |
N._Jannsen,_J._De_Ridder,_D._Seynaeve,_S._Regibo,_R._Huygen,_P._Royer,_C._Paproth,_D._Grie{\ss}bach,_R._Samadi,_D._R._Reese,_M._Pertenais,_E._Grolleau,_R._Heller,_S._M._Niemi,_J._Cabrera,_A._B\"orner,_S._Aigrain,_J._McCormac,_P._Verhoeve,_P._Astier,_N._Kutrowski,_B._Vandenbussche,_A._Tkachenko,_C._Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06985 |
PLAnetaryTransitsandOscillationsofStars(PLATO)は、恒星ホストの星地震特性からの情報を含め、通過する系外惑星の検出と特性評価に特化したESAM3宇宙ミッションです。PLATOなどの宇宙搭載機器によって提供される中断のない高精度の測光には、長い準備段階が必要です。パフォーマンス要件を満たすミッションを設計するには、テストの徹底的なリストが最も重要であるため、シミュレーションはミッションの準備に不可欠なツールです。ミッション打ち上げ前のPLATOの多用途シミュレーションのニーズに応えるため、同時に革新的だが複雑な複数望遠鏡の設計を正確に記述するために、この目的のために特別に開発されたエンドツーエンドのPLATOシミュレーター、つまり\texttt{PlatoSimを紹介します。}。\texttt{PlatoSim}のソフトウェアアーキテクチャに組み込まれたアルゴリズムを段階的に示します。これにより、ユーザーは、PLATOの予想される観測に従って、CCD画像の測光時系列と光度曲線をシミュレーションできるようになります。PLATOペイロードの文脈では、空から入ってくる光子をエンドツーエンドでデジタル単位での最終測定までモデリングする一般的な形式が議論されます。私たちは、その多様な適用性とPLATOミッションコンソーシアム内の多数のワーキンググループへの貢献を通じて、\texttt{PlatoSim}の強力な予測力を示します。これには、進行中の機械的な統合と調整、ペイロードの性能研究、パイプラインの開発と科学的目標の評価が含まれます。\texttt{PlatoSim}は、PLATOの期待される測光観測を高レベルの精度で生成できる最先端のシミュレーターです。\texttt{PlatoSim}が、ミッション開始までの準備段階およびその後の将来のPLATOミッションにとって重要なソフトウェアツールであることを実証します。
系外惑星分光法用レンズレットアレイと組み合わせたスライサー (SCALES): 科学の事例と期待される成果の推進
| Title |
The_Slicer_Combined_with_Array_of_Lenslets_for_Exoplanet_Spectroscopy_(SCALES):_driving_science_cases_and_expected_outcomes |
| Authors |
Steph_Sallum,_Andrew_Skemer,_Deno_Stelter,_Ravinder_Banyal,_Natalie_Batalha,_Natasha_Batalha,_Geoff_Blake,_Tim_Brandt,_Zack_Briesemeister,_Katherine_de_Kleer,_Imke_de_Pater,_Aditi_Desai,_Josh_Eisner,_Wen-fai_Fong,_Tom_Greene,_Mitsuhiko_Honda,_Rebecca_Jensen-Clem,_Isabel_Kain,_Charlie_Kilpatrick,_Renate_Kupke,_Mackenzie_Lach,_Michael_C._Liu,_Bruce_Macintosh,_Raquel_A._Martinez,_Dimitri_Mawet,_Brittany_Miles,_Caroline_Morley,_Diana_Powell,_Ramya_Sethuram,_Patrick_Sheehan,_Justin_Spilker,_Jordan_Stone,_Arun_Surya,_Sivarani_Thirupathi,_Athira_Unni,_Kevin_Wagner,_and_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07134 |
系外惑星分光法用レンズレットアレイと組み合わせたスライサー(SCALES)は、現在ケック天文台用に構築されている2～5~\μmドルの高コントラスト積分フィールド分光器(IFS)です。低($R\lesssim250$)と中($R\sim3500-7000$)の両方のスペクトル分解能IFSモードを使用して、SCALESは、近赤外線($\sim1-2~\mu)でアクセス可能な系外惑星よりもかなり低温の系外惑星を検出し、特徴づけます。$m)高コントラスト分光器。これは、大気モデリングの最先端を進歩させるベンチマークシステムの詳細な特性評価を含む、系外惑星大気研究の新たな進歩につながるでしょう。SCALESのユニークなモードは、系外惑星の直接特性評価に特化して設計されていますが、銀河および銀河系外の研究だけでなく、より広範囲の新しい(系外)惑星観測を可能にします。ここでは、SCALESの設計を推進する科学的事例を紹介します。要件を追跡するために使用するエンドツーエンドの機器シミュレーターについて説明し、各駆動科学ケースで期待される科学成果のシミュレーションを示します。$\sim2025$で機器が初めて光を見たときの初期科学への準備についての議論で終わります。
| Title |
The_Qitai_Radio_Telescope |
| Authors |
Na_Wang,_Qian_Xu,_Jun_Ma,_Zhiyong_Liu,_Qi_Liu,_Hailong_Zhang,_Xin_Pei,_Maozheng_Chen,_Richard_N._Manchester,_Kejia_Lee,_Xingwu_Zheng,_Hans_J._K\"archer,_Wulin_Zhao,_Hongwei_Li,_Dongwei_Li,_Martin_S\"uss,_Matthias_Reichert,_Zhongyi_Zhu,_Congsi_Wang,_Mingshuai_Li,_Rui_Li,_Ning_Li,_Guljaina_Kazezkhan,_Wenming_Yan,_Gang_Wu,_Lang_Cui,_Ming_Zhang,_Haitao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07163 |
この研究は、Qitai電波望遠鏡(QTT)プロジェクトの概要を示します。望遠鏡が設置されたキタイ県は、中国の新疆ウイグル自治区の県で、天山山脈東部の標高約1800メートルに位置する。QTTは、直径110mの標準放物線主反射鏡を備えた、完全に操縦可能なグレゴリオ式望遠鏡です。QTTはアンブレラサポート、相同対称軽量設計を採用しています。メインリフレクターは、重力による変形を修正できるようにアクティブになります。この構造設計は、最終的には150MHzから115GHzまでの高感度観測を可能にすることを目指しています。初期の科学的目標の要件を満たすために、QTTには超広帯域受信機と広い視野のマルチビーム受信機が装備されます。RFSoCおよびGPUプロセッサチップに基づく多機能信号処理システムが開発されます。これらにより、QTTはパルサー、スペクトル線、連続体、および超長基線干渉計(VLBI)観察モードで動作できるようになります。電磁適合性(EMC)および無線周波数干渉(RFI)制御技術がシステム設計全体に採用されています。QTTは、パルサータイミングアレイ(PTA)技術による低周波(ナノヘルツ)重力波の検出、パルサー調査、連星ブラックホール系の発見、暗黒物質とその起源の探査のための世界クラスの観測プラットフォームを形成します。宇宙の生命のこと。
宇宙における Mini-EUSO 検出器のエンドツーエンド校正
| Title |
An_end-to-end_calibration_of_the_Mini-EUSO_detector_in_space |
| Authors |
Hiroko_Miyamoto,_Matteo_Battisti,_Dario_Barghini,_Alexander_Belov,_Mario_Bertaina,_Marta_Bianciotto,_Francesca_Bisconti,_Carl_Blaksley,_Sylvie_Blin,_Karl_Bolmgren,_Giorgio_Cambi\`e,_Francesca_Capel,_Marco_Casolino,_Igor_Churilo,_Christophe_De_La_taille,_Toshikazu_Ebisuzaki,_Johannes_Eser,_Francesco_Fenu,_Geroge_Filippatos,_Massimo_Alberto_Franceschi,_Christer_Fuglesang,_Alessio_Golzio,_Philippe_Gorodetzky,_Fumioshi_Kajino,_Hiroshi_Kasuga,_Pavel_Klimov,_Viktoria_Kungel,_Vladimir_Kuznetsov,_Massimiliano_Manfrin,_Laura_Marcelli,_Gabriele_Mascetti,_W{\l}odzimierz_Marsza{\l},_Marco_Mignone,_Alexey_Murashov,_Tommaso_Napolitano,_Hitoshi_Ohmori,_Angela_Olinto,_Etienne_Parizot,_Piergiorgio_Picozza,_Lech_Wiktor_Piotrowski,_Zbigniew_Plebaniak,_Guillaume_Pr\'ev\^ot,_Enzo_Reali,_Marco_Ricci,_Giulia_Romoli,_Naoto_Sakaki,_Sergei_Sharakin,_Kenji_Shinozaki,_Jacek_Szabelski,_Yoshiyuki_Takizawa,_Giovanni_Valentini,_Michal_Vrabel,_Lawrence_Wiencke_and_MikhailZotov_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07374 |
Mini-EUSOは広視野(FoV、44$^{\circ}$)の望遠鏡で、現在、国際宇宙ステーション(ISS)のロシアのズベズダモジュールにあるナディアに面したUV透過窓から作動しています。これは、2019年8月に打ち上げられ、ISSに導入されたJEM-EUSOプログラムの最初の検出器です。Mini-EUSOの主な目的は、軌道プラットフォームを使用して地上および大気からの紫外線放射を測定することです。Mini-EUSOは主に290～430nmの帯域幅で感度が高くなります。光は、それぞれ直径25cmの2つのフレネルレンズのシステムによって光検出器モジュール(PDM)上に集束されます。PDMは36個のマルチアノード光電子増倍管(MAPMT)のアレイで構成され、合計2304個のピクセルが動作します。フォトンカウンティングモード。2.5${\mu}$s、320${\mu}$s、40.96msの3つの異なる時間分解能で並列動作。最も長い時間スケールでは、地球のUV放射を監視するためにデータが継続的に取得されます。これは地上波源の観測に最適であるため、Mini-EUSOの観測キャンペーンに使用されています。この寄稿では、組み立てられたUVフラッシャー、フィールドキャンペーンの操作、および取得されたデータの分析を紹介します。この結果は、大気による減衰と、光学効率、MAPMT検出効率、BG3フィルターの透過率、ISSウィンドウの透明度などのさまざまな効果のパラメータ化を考慮した期待値から計算された全体の効率と比較されます。
EUSO-SPB2 蛍光望遠鏡での高速イベントに対する KI トリガーのテストと特性評価
| Title |
Tests_and_characterisation_of_the_KI_trigger_for_fast_events_on_the_EUSO-SPB2_Fluorescence_Telescope |
| Authors |
Hiroko_Miyamoto,_Matteo_Battisti,_Alexander_Belov,_Mario_Bertaina,_Sylvie_Blin,_Alxandre_Creusot,_Johannes_Eser,_George_Filippatos,_Pavel_Klimov,_Massimiliano_Manfrin,_Marco_Mignone,_Etienne_Parizot,_Lech_Wiktor_Piotrowski,_Guillaume_Pr\'ev\^ot_and_Daniil_Trofimov_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07388 |
第2世代超圧力気球による極限宇宙宇宙観測所(EUSO-SPB2)ミッションは、極限宇宙宇宙観測所共同探査ミッション(JEM-EUSO)プログラム内で開発された成層圏気球ミッションです。蛍光望遠鏡(FT)は、EUSO-SPB2の2つの独立したシュミット望遠鏡のうちの1つで、1EeVのエネルギーを超える宇宙線からの広範囲の空気シャワーの蛍光放射を測定することを目的としており、フロート高度から大気を見下ろしています。33キロ。FTは、単一光子計数(PC)と電荷積分(KI)という2つの異なるモードで1.05$\mu$sの時間分解能で光子を測定します。本稿では後者について説明し、その特性の測定について報告します。また、このチャネルに基づく新しいトリガー、いわゆるKIトリガーも紹介します。これにより、追加の種類のイベント、つまり非常に短く強力な光パルスの測定が可能になります。我々は、実験室とTurLab施設でのこのトリガーモードのテストと、EUSO-SPB2ミッションでのその実装について報告します。
V(WF)$^2$S: GLAO 用超広視野波面センサー
| Title |
V(WF)$^2$S:_Very_Wide_Field_WaveFront_Sensor_for_GLAO |
| Authors |
Olivier_Lai,_Mark_Chun,_Stefan_Kuiper,_Niek_Doelman,_Marcel_Carbillet,_Mamadou_N'Diaye,_Frantz_Martinache,_Lyu_Abe,_Jean-Pierre_Rivet,_Dirk_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07495 |
補償光学は、主に大型望遠鏡で使用される技術です。小型の望遠鏡（0.5～2m）では、アイソプラナティック角が小さく、サブ開口が小さく、可視波長で必要な補正速度が高いため、誘導には明るい星が必要で、空の範囲が大幅に制限されるため、困難であることが判明しました。NGSSCAOは惑星天体には理想的ですが、一般的な目的の観測には依然として制限されています。私たちが検討するアプローチは、画質の向上と空の範囲との間の妥協点です。数千の明るい星の周りに回折限界を設ける代わりに、空のどこでも画質を部分的に向上させることを提案します。我々は、まとめられた複数のAO概念に基づいた新しいソリューションを提案します。原理は、1953年にH.Babcockによって提案された最初のAO概念と同様に、RigautとTokovininによって提案されたGroundLayerAdaptiveOpticsに関する回転フーコーテストに基づいています。2000年代初頭、R.Ragazzoniによる層指向MCAOと瞳面波面解析のアイデアについて。私たちは、これらの技術を組み合わせて、大規模なフィールドで利用可能なすべての光を使用して地層の乱気流を測定し、従来のAOシステムではアクセスできない空の領域(星雲、銀河など)の高角度解像度イメージングを可能にすることを提案します。小型望遠鏡用のコンパクトで堅牢なAOシステムを開発する動機は2つあります。1つは、大学が教育プログラムの一環として小型望遠鏡を利用することが多いことです。また、資源が少ない国の研究者も、研究や教育の目的で小型の望遠鏡に搭載された信頼性の高い補償光学システムの恩恵を受けることができます。一方、アマチュア天文学者や愛好家は、目視観測や天体写真撮影の画質の向上を望んでいます。天文学クラブに容易にアクセスできる補償光学を導入することも、市民科学に大きな影響を与える可能性があります。
RF-ICE: 周波数多重マイクロ波運動インダクタンス検出器の大規模ギガヘルツ読み取り
| Title |
RF-ICE:_large-scale_gigahertz_readout_of_frequency-multiplexed_microwave_kinetic_inductance_detectors |
| Authors |
M._Rouble,_G._Smecher,_A._Anderson,_P._S._Barry,_K._Dibert,_M._Dobbs,_K._S._Karkare,_J._Montgomery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07657 |
我々は、ミリ波望遠鏡での使用に最適化されたマイクロ波動的インダクタンス検出器(MKID)用の新しい読み出しプラットフォームであるRF-ICEを紹介します。RF-ICEシステムは、現在世界中の望遠鏡で使用されている多用途で成熟した信号処理プラットフォームであるICEを、ギガヘルツ搬送波でバイアスされたMKIDを備えた新しい運用ドメインに拡張します。このシステムは、FPGAベースのICEマザーボードと無線周波数デジタル化ドーターボードを結合し、外部ミキシングを必要とせずに0～6GHzの直接デジタル合成を可能にします。このシステムは2つの独立した読み出しモジュールを動作させ、それぞれが500MHzの搬送波帯域幅にわたって配置された1024個の周波数多重読み出しチャネルを備えています。このシステムは現在鋭意開発中であり、プロトタイプの検出器ウェーハで稼働中であり、今後のSPT-SLIMおよびSPT-3G+実験に展開される予定です。
裏庭世界からの新しい褐色矮星スペクトル連星候補の調査: プラネット 9 シチズン サイエンス イニシアチブ
| Title |
An_Investigation_of_New_Brown_Dwarf_Spectral_Binary_Candidates_From_the_Backyard_Worlds:_Planet_9_Citizen_Science_Initiative |
| Authors |
Alexia_Bravo,_Adam_C._Schneider,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Adam_J._Burgasser,_Aaron_M._Meisner,_J._Davy_Kirkpatrick,_Jacqueline_K._Faherty,_Marc_J._Kuchner,_Dan_Caselden,_Arttu_Sainio,_Les_Hamlet,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06957 |
我々は、BackyardWorlds:Planet9プロジェクトを通じて市民科学者によって発見された、CWISEJ072708.09$-$360729.2、CWISEJ103604.84$-$514424.4、およびCWISEJ134446.62$-$732053.9の3つの新しい褐色矮星スペクトルバイナリ候補を紹介します。追跡近赤外分光分析では、これらの天体のそれぞれが単一の近赤外標準にあまり適合していないことが示されています。バイナリテンプレートを構築したところ、CWISEJ072708.09$-$360729.2のコンポーネントタイプはL7+T4、CWISEJ103604.84$-$514424.4の場合はL7+T4、CWISEJ134446.62$-$732053.9のコンポーネントタイプはL7+T7で、大幅に適合することがわかりました。。しかし、二値性と大きな振幅変動の証拠として利用可能な分光学的インデックスをさらに調査すると、代わりにCWISEJ072708.09$-$360729.2が強力な変動候補である可能性があることが示唆されています。私たちの分析は、これらの特異な褐色矮星源の暫定的な証拠と特徴付けを提供し、将来の高解像度イメージングや測光変動研究の有望なターゲットとしてのそれらの価値を強調しています。
超大質量ブラックホール(BH)によって引き起こされる高速の恒星衝突、またはBHによって引き起こされる破壊的衝突、高密度の核クラスターでは、鉄心の重力崩壊に続く超巨大星の爆発のエネルギー学に匹敵する可能性があります。ここでは、流体力学コードAREPOでシミュレートされた赤色巨星衝突のサンプルから開始して、非局所熱力学平衡時間依存放射伝達コードCMFGENを使用して測光観測量と分光観測量を生成します。より拡張された巨人またはより強力な衝突（より高い速度またはより小さな衝撃パラメータ）による衝突では、1日で1e43erg/s程度の光度が得られ、1週間のタイムスケールで最大1e41erg/sの明るいプラトーに変化し、その後急落します。光学的に厚い段階の終わりの20〜40日後に急激に変化します。この光度は、最初の数日間、つまり最大のときに主にUVに落ち、その後は光学に移行します。より低い速度での衝突や、あまり拡張されていない星からの衝突では、より暗い噴出物が生成されますが、膨張率が小さい場合は、光学的に厚いままの状態が最大40日間続く可能性があります。これらの衝突破片は、大質量星の青色超巨星の爆発で観察またはモデル化されたものと同様のスペクトル進化を示しますが、星雲相へのより急速な移行のみが異なります。このようなBHによる破壊的衝突は、ULTRASATのようなUVでの高頻度の調査によって検出できるはずです。
コロナループは投影効果なのでしょうか？
我々は、光学的に薄い太陽コロナ内で観測されたループ状構造に影響を与える可能性がある三次元投影効果の詳細な数値調査の結果を報告する。固定サイズおよびランダムサイズの円形断面を備えた発光構造の集合体、高度に異方性の断面を備えた発光構造、完全に開発された磁気流体力学によって生成された二次元確率的電流密度構造など、いくつかの典型的な発光ジオメトリがテストされます。乱気流。統計的シグネチャの包括的なセットを使用して、構築された数値モデルによって予測された視線統合放出信号と、高解像度コロナイメージャ(Hi-C)のフライト2.1に搭載された極端紫外線望遠鏡によって観測されたループプロファイルを比較します。。Hi-Cループについて得られた結果は、「冠状ベール」を構成するもののようなランダムに配向した準2次元発光構造に起因するものではなく(Malanushenkoetal.,2022)、ループ発光の典型的な断面エンベロープが大きな偏心はできません。非常に小さい（解像度限界に近い）または非常に大きい（活性領域のサイズに匹敵する）発光シートの明らかなループ状の投影の可能性は依然として残っていますが、観察されたループシステムに一般的に関連付けられている中間のスケール範囲は、3次元のコロナルボリュームに埋め込まれた真の準1次元(ほぼ軸対称)構造で満たされている可能性が最も高くなります。
フレアする彩層の光学的に薄いビュー: X クラスの太陽フレア中の彩層凝縮における非熱的幅
| Title |
An_Optically_Thin_View_of_the_Flaring_Chromosphere:_Nonthermal_widths_in_a_chromospheric_condensation_during_an_X-class_solar_flare |
| Authors |
Graham_S._Kerr,_Adam_F._Kowalski,_Joel_C._Allred,_Adrian_N._Daw_and_Melissa_R._Kane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07111 |
太陽フレアのエネルギーの大部分は彩層に蓄積されます。したがって、彩層内のフレアリボンとフットポイントは、フレアエネルギーの放出および輸送プロセスの診断に大きな可能性をもたらします。IRIS探査機からの質の高い観測により、フレアに対する太陽の大気の反応についての私たちの見方が変わりました。IRISで観察される彩層線のほとんどは光学的に太いため、それらが伝える情報を十分に認識して抽出するにはフォワードモデリングが必要です。MgIIラインの特定の側面を再現することは、最先端のフレアモデルではもどかしいほど手が届かないままであり、非常に幅広いラインプロファイルを満足に再現することができません。これに対して一般的に提案されている解決策は、非常に大きな値の「微小乱流」が存在すると主張することです。数値モデルへの制約として導出された非熱幅の値を使用して、XクラスフレアSOL2014-10-25T17:08:00からのフレア彩層内の光学的に細い線を分析することにより、そのアプローチの妥当性を評価します。3つのスペクトル線の短寿命の赤い翼成分内で、比較的狭い静止成分を伴う、10~km~s$^{-1}$程度の非熱幅が見つかった。このフレアのシミュレーションが作成され、後処理のスペクトル合成ではダウンフロー内に10~km~s$^{-1}$の微小乱流が含まれています。OI1355.598~\AA\ラインをかなりうまく再現でき、MgIIライン幅の一般的な形状と特性を捉えることができますが、合成ラインはまだ狭すぎます。
{\delta} たて星の構造パラメータを制約するために星地震学を適用
| Title |
Asteroseismology_applied_to_constrain_structure_parameters_of_{\delta}_Scuti_stars |
| Authors |
Subrata_Kumar_Panda,_Siddharth_Dhanpal,_Simon_J._Murphy,_Shravan_Hanasoge,_Timothy_R._Bedding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07203 |
アステ地震学は、星の構造を調査するための強力なツールです。CoRoT、ケプラー、TESSなどの宇宙搭載機器は、数多くの星の振動を観察してきましたが、その中でも{\delta}たて座は、その速い回転速度と複雑な脈動メカニズムにより特に興味深いものです。この研究では、最小二乗最小化を使用して、測光、分光、星地震観測から、たて座60個の{\delta}星のモデルに依存する質量、金属量、年齢を推定しました。これらの統計は、なぜ{\delta}Sct星のうちごく一部だけが非常にきれいに脈動するのかを説明できる可能性があります。これらの星のほとんどは、質量が約1.6{M_\odot}で、金属度がZ=0.010未満であることがわかります。我々はこれらの星の年齢に二峰性を観察し、サンプルの半分以上が3,000万人未満である一方、残りの星はそれよりも古い、つまり数百億年であると推測されました。この研究は、たて座{\delta}星の研究における大きな周波数分離({\Delta\nu})の重要性を強調しています。また、これらのパラメーターをより低い計算コストでより迅速に推論できる可能性を秘めた3つの機械学習(ML)モデルも設計しました。これらのモデルはさらに、双極子モードの制約が年齢推定の大幅な改善に役立つこと、および放射モードが星の明るさと温度に関する情報を簡潔にコード化していることを明らかにしました。MLモデルを使用することで、質量、金属量、年齢の推定における恒星の観測物の重要性について定性的な洞察も得られました。有効表面温度Teffはすべての構造パラメータの推論に強く影響し、星地震オフセットパラメータ{\epsilon}は年齢の推論に重要な役割を果たします。
特異な磁気構成を持つ活動領域の地下流
我々は、特異な磁気配置を持つ活性領域内およびその周囲の地下流の進化の解析を提示し、その特性を通常の活性領域と比較します。また、磁束移動におけるそれらの役割をよりよく理解するために、異なる極性領域での地下流れの帯状成分と子午線成分を個別に研究します。地表流と地下流の計算には、それぞれ局所相関追跡とリング図の手法を使用します。私たちの研究は、反ヘイル活性領域付近の流れの子午線成分が主に赤道方向にあり、プロヘイル活性領域で見られる極方向の流れパターンと一致しないという証拠を示しています。また、南半球または北半球のそれぞれの位置に応じて、反ジョイ活性領域を囲む時計回りまたは反時計回りの流れも見つかりました。
振幅変調された 5 分間の振動による太陽フレアの 1/f 変動
| Title |
Solar_Flare_1/f_Fluctuations_from_Amplitude_Modulated_Five_Minute_Oscillation |
| Authors |
Masahiro_Morikawa_and_Akika_Nakamichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07288 |
まず、GOES16データに基づいて太陽フレアの時系列を調べます。低エネルギー(E\leqE_{mean})フレアのパワースペクトル密度は1/f変動を示しますが、高エネルギー(E>E_{mean})フレアは平坦なスペクトルを示すことがわかります。さらに、フレアタイミングの時系列では1/fゆらぎがより鮮明に表れることが分かりました。これらの事実は、太陽フレアの1/fゆらぎが低エネルギー現象に関連していることを示しています。私たちは、1/fゆらぎは振幅変調と復調から生じるという最近の提案に基づいて、この1/fゆらぎの起源を調査します。この振幅変調は太陽5分間振動(SFO)との共鳴によってエンコードされ、磁気リコネクションによって復調されると推測されます。太陽の自転と共鳴による方位次数mの周波数縮退を解決するSFO固有モードを解析することにより、このシナリオを部分的に実証します。1/fゆらぎはロバストであるため、太陽フレアの1/fゆらぎは黒点数や宇宙線など太陽の周囲のさまざまな現象に引き継がれるのではないかと考えられています。最後に、太陽フレアと地震を比較します。どちらも1/f変動を示します。興味深いことに、SFOを地球の自由振動、磁気リコネクションを断層破壊と解釈すれば、太陽フレアに関する同じ分析が地震についても可能です。さらに、SFOをブラックホールの準周期振動と読み替えると、同じ分析がブラックホール/円盤系の活動にも当てはまる可能性を指摘します。
インフレーションを待つ：宇宙の新たな初期状態
我々は、インフレーションの特異点問題に対処するのに役立つ、インフレーション前の初期状態に対する宇宙論的残留段階を提案します。宇宙は一定の(ハーゲドーン)温度で始まり、その後、ヌルエネルギー状態(NEC)を維持しながらインフレーション宇宙に移行します。このような宇宙ではおそらく時間が出現し、宇宙の年齢に疑問が生じます。まず、一般相対性理論内で、NECを尊重する物質源を使用して、正の空間曲率モデルの位相空間を検討します。インフレーション後の持続時間に応じて、これらのモデルは宇宙マイクロ波背景放射で観測可能な少量の空間曲率を生成する可能性があります。また、粒子の熱力学的スケーリングと初期宇宙への影響を考慮する際に、量子重力理論における空間曲率の有無にかかわらず残存がどのように発生する可能性があるかについても議論します。弦理論のダイラトンはダイナミクスに不可欠です。多くの未解決の疑問が残っています。
39Ar 半減期測定への最頻度値法の適用
堅牢な統計分析によって裏付けられた評価方法を使用して、39Ar半減期の過去の測定値を分析しました。この方法は、最頻度値(MFV)アプローチとブートストラップ分析を組み合わせたもので、39Arの半減期を推定するためのより信頼性の高い方法を提供します。結果は、半減期がT1/2(MFV)=268.2+(3.1)-(2.9)年であり、不確実性は68%の信頼水準に相当することを示しています。この不確実性は、Stoennerらによる最も正確に再計算された測定値より3倍小さいです。(1965)であり、核データシートで採用されている半減期値より2.7倍小さい。最近、大気中のアルゴン中の39Arのベータ崩壊の比放射能がさまざまな地下施設で測定されました。これらの測定にMFV法を適用すると、比放射能はSA(39Ar/Ar)(MFV)=0.966+(0.010)-(0.018)Bq/kg(atmAr)となり、不確かさは68%の信頼水準に相当します。この論文では、大気中のアルゴン中の39Arの比放射能を使用して39Arの半減期を決定するために使用される方法についても説明します。
星間物質でボイジャー 1 号によって検出されたプラズマ線: 準熱雑音分光法のヒントと罠
| Title |
Plasma_line_detected_by_Voyager_1_in_the_interstellar_medium:_Tips_and_traps_for_quasi-thermal_noise_spectroscopy |
| Authors |
N._Meyer-Vernet,_A._Lecacheux,_M._Moncuquet,_K._Issautier,_and_W._S._Kurth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06884 |
プラズマ粒子の準熱運動は静電変動を生成し、電気アンテナに誘導されるその電圧パワースペクトルがプラズマの特性を明らかにします。弱磁化プラズマでは、スペクトルの主な特徴は、電子密度の平方根に比例するプラズマ周波数の線であり、その全体的な形状から電子温度が明らかになり、微細構造から超熱電子が明らかになります。準熱雑音分光法(QTN)は静電波に基づいているため、その場での測定が可能です。この方法は、さまざまな太陽圏環境で40年以上にわたって使用され、成功してきました。ごく最近、ボイジャー1号で発見された弱い線を解釈するために、また提案されている星間探査ミッションの文脈で、非常に局所的な星間媒体(VLISM)に暫定的に適用されました。本論文は、この線がボイジャープラズマ波動科学データで依然として観察されていることを示し、VLISMのプラズマQTNを太陽圏のプラズマQTNと区別する主な特徴に焦点を当てています。私たちは、この媒体でそれを解釈するためのいくつかのツールを提供し、最近いくつかの出版物で行われているように、注意せずに解釈した場合に生じる誤りを強調します。我々は、最近の太陽風のデータを示し、弱く磁化された安定したプラズマ中のQTN線の電場が局所的な磁場と一致していないことを確認した。なぜ線の振幅が超熱電子の濃度に依存しないのか、そしてなぜ短いアンテナでの観測にカッパ電子の速度分布が必要ないのかを説明します。最後に、QTNを生成する超熱電子の起源を示唆し、適切に設計された機器でのQTN分光法の適切な実装から推定できるVLISMの特性を要約します。
カーブラックホールの強い重力背景における連星合体
| Title |
Binary_mergers_in_strong_gravity_background_of_Kerr_black_hole |
| Authors |
Filippo_Camilloni,_Gianluca_Grignani,_Troels_Harmark,_Marta_Orselli,_Daniele_Pica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06894 |
連星ブラックホール(BBH)の合体は、超大質量ブラックホール(SMBH)の周りの境界軌道上にあるときに、その近くで起こることがあります。この論文では、このような束縛三重系を研究し、SMBHのニュートン点粒子記述と比較して、カー計量を使用してSMBHを記述する際に強い重力効果を含めることでダイナミクスが大幅に変更される可能性があることを示します。SMBHによる潮汐力の四重極近似を使用して、システムのダイナミクスを抽出します。私たちは、ジャイロスコープの歳差運動がこの力学にどのように組み込まれているかを示し、内側と外側の軌道の両方を平均することによって永年ハミルトニアンを見つけます。後者はSMBHの周りのBBHの軌道です。私たちは、連星系のペリアストロン歳差運動やGW放射反応などの長期スケールのダイナミクスを研究し、SMBHの強力な重力効果がフォン・ツァイペル・リドフ・コーザイ機構を強化し、より多くのサイクル、より高い速度をもたらす可能性があることを発見しました。特に連星がSMBHの最も内側の安定軌道に近いか、最も内側の安定軌道にある場合、離心率が最大になり、それによって合体時間が短縮されます。最後に、連星系からのGW放射のピーク周波数の分析を行い、LISAおよびET周波数帯域で観察可能な兆候を強調します。
BH と赤ちゃん BH の誕生によって触媒される超低速の相転移
| Title |
Super-slow_phase_transition_catalyzed_by_BHs_and_the_birth_of_baby_BHs |
| Authors |
Ryusuke_Jinno,_Jun'ya_Kume_and_Masaki_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06901 |
原始ブラックホール(BH)によって触媒される一次相転移(FOPT)のユニークな現象学について説明します。BHの周囲で真空核生成速度が向上するため、真空核生成はBHの周囲でのみ引き起こされます。1つのハッブル体積内のBHの平均数が気泡核生成時の1より小さい場合、その周囲で触媒作用を受けた各気泡はハッブルサイズまで膨張し、BHを含むハッブルパッチは真の真空に移行しますが、宇宙の残りの部分は真の真空に移行します。偽の真空の中に留まります。バブルの衝突に近い時点まで、真空エネルギーの差が総エネルギーに比べて無視できると仮定すると、ほとんどの偽真空パッチはインフレーションを受けず、最終的に宇宙全体はBHの形成とかなり後に真の真空バブルで満たされます。バブルの核形成。この「超ゆっくりとした相転移」シナリオは、泡の衝突による重力波信号の増強を予測しており、将来の観測で検証することができる。さらに、宇宙のごく一部は偽の真空の中に残り、偶然に膨張し、外部の観察者からは対応する領域がBHとして見えることがあります。触媒作用による相転移を介した「親BHから赤ちゃんBHの誕生」というこのシナリオは、私たちの宇宙の暗黒物質全体を説明できる可能性があります。
泡の壁と摩擦を越えた量子化
| Title |
Quantisation_Across_Bubble_Walls_and_Friction |
| Authors |
Aleksandr_Azatov,_Giulio_Barni,_Rudin_Petrossian-Byrne,_Miguel_Vanvlasselaer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.06972 |
私たちは、特にゲージ対称性の自発的破れの場合に焦点を当てて、平面極限における泡壁の背景に存在する第一原理場の理論から量子化します。これらのツールを使用して、遷移放射線、つまり壁を通過する高エネルギー粒子による放射線のソフト放射からの平均運動量伝達を、特にベクトルの縦偏光に焦点を当てて計算します。これらは、穏やかな過冷却を伴う対称破壊遷移における横分極に匹敵し、薄壁の破壊から破壊への遷移において支配的であることがわかります。私たちの結果は、一次相転移中の気泡の膨張に対する現象学的応用が可能です。私たちの一般的なフレームワークでは、バックグラウンドを破壊するような翻訳における対象となる粒子プロセスの計算が可能です。
| Title |
Probing_self-interacting_sterile_neutrino_dark_matter_with_the_diffuse_supernova_neutrino_background |
| Authors |
A._Baha_Balantekin,_George_M._Fuller,_Anupam_Ray,_Anna_M._Suliga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07145 |
拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)内のニュートリノは宇宙論的な距離を超えて移動するため、暗黒遺物と相互作用する絶好の機会となります。われわれは、強い自己相互作用を持つkeV質量不毛ニュートリノの宇宙論的に重要な遺物集団がDSNBにその存在を刻み込む可能性があることを示す。自己インタラクションの兆候は、それ以外の場合は滑らかなDSNBスペクトルの「ディップ」になります。ハイパーカミオカンデなどの今後の大規模ニュートリノ検出器は、DSNBとこれらのディップを検出できる可能性が高くなります。ディップが検出されない場合、この方法は、無菌ニュートリノの自己相互作用強度および活性ニュートリノとの混合に対する独立した制約として機能します。我々は、X線や構造境界を回避する遺物の無菌ニュートリノパラメータは、それでもTRISTANのような将来の検出器によって検査可能である可能性があるが、検出可能な可能性のあるDSNBにディップを生成する可能性があることを示す。このような検出は、宇宙論的に重要で、強力に自己相互作用する不毛なニュートリノ背景の存在を示唆しており、より豊かな暗黒領域に埋め込まれている可能性があります。
相対論的スピン力学と磁性に関する現代的なトピック
磁気は物理学のあらゆる側面に関わる豊富な主題です。この論文の私の目標は、量子と古典の両方の観点から\emph{相対論的}力学におけるスピンと磁気モーメントを調査することです。磁気回転比$g\!=\!2$の特殊な場合と、波動方程式の代数的スピン構造との関係を強調します。相対論的量子力学では、フェルミ粒子の任意の磁気モーメントに対するディラック方程式の一般化を研究します。異常磁気モーメント(AMM)の役割に重点を置き、均一磁場の場合と水素様原子のクーロン問題を解析します。私たちは質量と磁気モーメントを組み合わせた代替アプローチを模索します。古典的には、磁気4ポテンシャルの導入によるStern-Gerlach力の相対論的共変モデルを提案します。このモデルは、共変トルク方程式を変更し、磁気モーメントのアンプリアンモデルとギルバーシアンモデルを統合します。私たちはさらに、マヨラナニュートリノの（遷移）磁気双極子を研究し、特にフレーバー混合と電磁（EM）場の関係を分析します。2フレーバーモデルでEMフレーバーの混合を明示的に実証し、EM回転行列を使用して動的質量基礎を開発します。EM誘発ニュートリノ質量分裂はニュートリノ質量階層と比較されます。これらの理論的発展の興味深い応用は、高温高密度電子陽電子プラズマ時代の初期宇宙における原始磁化を研究することです。磁性熱物質反物質プラズマのモデルを提案します。私たちは、外部原始場にさらされたときの電子陽電子プラズマの常磁性特性を分析します。将来の研究の展望には、異常量子色力学(QCD)モーメントの二次方程式、強い電磁場におけるニュートリノCP破れ、カルーザ・クライン理論における5次元スピンダイナミクスが含まれます。
重力波は、コンパクトな物体の性質を調査し、ブラックホールの地平線を調査する可能性を開きます。修正重力モデルの中には、地平線がなく特異点のないコンパクトな天体の存在を予測するものもあります。このような暗いコンパクト天体は、標準的なブラックホールのシナリオとは異なる重力波信号を放出するでしょう。この章では、リングダウンにおけるその特有の周波数と合体後の信号における重力波エコーの放出を分析することによって、暗黒コンパクト天体の現象学を概観します。私たちは、将来の重力波検出器によって、ブラックホールパラダイムのモデルに依存しないテストを実行できるようになることを示します。
双曲接近遭遇による重力波放射に対する次次次次補正
| Title |
Next-to-leading_order_corrections_to_gravitational_wave_emission_from_close_hyperbolic_encounters |
| Authors |
Alex_Roskill,_Marienza_Caldarola,_Sachiko_Kuroyanagi,_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07439 |
この論文では、コンパクトな物体の双曲遭遇による重力波生成の次の次数の補正を研究します。信号はバーストイベントであり、放出されたエネルギーの大部分は最接近中に発生します。我々は、四重極放射である放射への最下位項の寄与と、その次の主要な項である質量八重極と四重極電流放射について議論し、重力波で放射されるパワーへの相対的な寄与を調査し、時間領域と周波数領域の両方で放出される総エネルギー。これらの補正が重要となる可能性があり、バーストイベントを分析する際に考慮する必要があるシステムの特定の構成が見つかりました。
ヘリングスダウン曲線を超えて: パルサータイミングアレイ相関における非アインシュタイン重力波
| Title |
Beyond_the_Hellings-Downs_curve:_Non-Einsteinian_gravitational_waves_in_pulsar_timing_array_correlations |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07537 |
パルサータイミングアレイ(PTA)による最近の天文学的マイルストーンにより、確率的重力波背景(SGWB)の形で銀河サイズの重力波(GW)が明らかになり、ミリ秒パルサーが放出する電波パルスと相関関係が明らかになりました。このことは、SGWBの起源と性質に関して未解決の疑問を引き起こします。後者は、パルサー間の空間相関がどの程度四極であるかをテストすることと同義です。この論文では、アインシュタインの一般相対性理論のヘリングスダウン(HD)曲線を超えた相関を考慮することで、SGWBの性質に取り組みます。HD相関と非アインシュタインGW相関をNANOGravとCPTAデータで精査した結果、両方のデータセットで重力子の質量$m_{\rmg}\lesssim1.04\times10^{-22}\{が許容されることがわかりました。\rmeV}/c^2$と管腔内進行波。我々は、SGWBにおける非アインシュタインGW相関をホストする可能性がある、一般相対性理論を超えた重力物理学のシナリオについて議論し、PTA観測を解釈する際の確率論から継承される宇宙分散の重要性を強調します。
宇宙論的気泡膨張の一般逆反力
| Title |
General_backreaction_force_of_cosmological_bubble_expansion |
| Authors |
Jun-Chen_Wang,_Zi-Yan_Yuwen,_Yu-Shi_Hao,_Shao-Jiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.07691 |
宇宙論的な一次相転移からの重力波エネルギー密度スペクトルは、有効電位差からの駆動力が熱プラズマからの逆反力によって徐々に均衡するとき、漸近的な気泡膨張の終端壁速度に決定的に依存する。これまで多くの注目は、気泡壁のみに作用する反力に集中していましたが、音殻や衝撃波面に作用する反力は見落とされてきました。これらは、以前の研究で数値的にも解析的にも達成されていましたが、次のバッグ方程式についてのみでした。州。この論文では、単純なバッグモデルを超えて、気泡の膨張に対する反力を一般化します。
