強力なレンズ下部構造検出における角度の複雑さ
強力な重力レンズを使用すると、他の方法では見えない暗黒物質のサブハローを見つけることができます。このような解析では、レンズ銀河質量モデルが体系的な不確実性の重要な原因となります。この論文では、レンズモデルにおける角度の複雑さの影響を分析します。等密度等高線の純粋な楕円率からの低次の偏差を導入する多極摂動を使用し、半径方向の密度プロファイルを固定します。HSTのようなデータでは、銀河等光線で見られるものと一致する多重極摂動が、偽陽性の下部構造検出を引き起こすのに非常に効果的であることがわかりました。この縮退の有効性が純粋な楕円からの偏差とレンズ構成に依存することを示します。レンズモデルで1パーセントの多極子が許可されると、サブハローが検出される観察領域が3分の1に減少することがわかりました。レンズを通した画像から離れると、感度はほとんど失われます。ただし、レンズ付き画像上またはその近くにある検出可能な物体の質量制限は変わりません。レンズモデルに多極子摂動を追加しても、基礎となる暗黒物質モデルを制約する強力なレンズ効果に重大な影響を与えるとは考えていません。ただし、誤検知率が高いことを考慮すると、そのような研究を信頼できるものにするためには、楕円べき乗則を超える角度の複雑さを含める必要があります。以前の検出と今後の作業への影響について説明します。
| Title |
A_representation_learning_approach_to_probe_for_dynamical_dark_energy_in_matter_power_spectra |
| Authors |
Davide_Piras,_Lucas_Lombriser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10717 |
我々は、宇宙の大規模構造の観測研究において動的ダークエネルギー（DE）モデルの圧縮表現を探索するための変分オートエンコーダ（VAE）アーキテクチャであるDE-VAEを紹介します。DE-VAEは、波数$k\in(0.01-2.5)\h/\rm{Mpc}$と4つの赤方偏移値$z\in(0.1,0.48,0.78,1.5)$で生成された物質パワースペクトルブーストでトレーニングされます。進化するDE状態方程式を記述する2つの追加パラメーターを使用した最も典型的な動的DEパラメーター化。ブーストは低次元表現に圧縮され、標準の冷暗黒物質(CDM)パラメーターと連結されてから、再構築されたブーストにマッピングされます。圧縮コンポーネントと再構築コンポーネントは両方ともニューラルネットワークとしてパラメータ化されます。驚くべきことに、宇宙分散を含むガウス誤差の$1\sigma$($2\sigma$)以内の広範囲の宇宙論的パラメーターにわたって生成されるDEパワースペクトルの95%(99%)を予測するには、単一の潜在パラメーターで十分であることがわかりました。、ステージIVのような調査のためのショットノイズと体系的な効果。この1つのパラメーターは、2つのDEパラメーターとの高い相互情報量を示しており、これら3つの変数は、シンボリック回帰を通じて明示的な方程式でリンクできます。2つの潜在変数を持つモデルを考慮すると、予測の精度がわずかに向上するだけであり、3番目の潜在変数を追加してもモデルのパフォーマンスに大きな影響はありません。DE-VAEアーキテクチャを概念実証から、広範な$\Lambda$CDMモデルを超えた共通の低次元パラメータ化やさまざまな宇宙論の探索に使用する一般的なフレームワークまでどのように拡張できるかについて説明します。データセット。このようなフレームワークは、最適なプローブをターゲットにすることで宇宙論的調査の開発に情報を提供し、beyond-$\Lambda$CDMモデルの共通の現象学的側面に対する理論的洞察を提供する可能性があります。
弱いレンズによる宇宙インフレの結果と予測
我々は、宇宙インフレーションの探索、特にスカラースペクトルインデックス$n_s$の測定における、現在および今後のステージIV画像調査からの弱いレンズ測定の役割を強調します。これを行うために、$r\Lambda$CDM内のDarkEnergySurveyの3年間の観察による弱いレンズとクラスタリングのデータを、BICEP/Keck、Planck、SloanDigitalSkySurveyのデータと組み合わせます。ここで、$r$はテンソル対スカラー比です。。拘束力には大きな改善はありませんが、$n_s$で1$\sigma$のシフトが得られます。さらに、ベラC.ルービン天文台による10年間のレガシー時空調査からの弱いレンズ効果とクラスタリングデータベクトルを予測し、それを現在のデータと組み合わせることで、$n_s$制約が25$\%$改善されることを示します。$r\Lambda$CDM。
UNWISE-CIB 相互相関を持つ星の形成、塵、および銀河の多さ
| Title |
The_star_formation,_dust,_and_abundance_of_galaxies_with_unWISE-CIB_cross-correlations |
| Authors |
Ziang_Yan_and_Abhishek_S._Maniyar_and_Ludovic_van_Waerbeke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10848 |
宇宙赤外線背景(CIB)は、主に初期の星によって加熱された星間塵から蓄積された赤外線(IR)放射です。この研究では、unWISEカタログの銀河とプランク衛星のCIBマップ間の相互相関を測定して、宇宙の星形成速度(SFR)、塵のスペクトルエネルギー分布(SED)、およびハローの占有分布を同時に制約します(ホッド）。unWISE銀河カタログは$z\sim0.6、1.1、1.5$を中心とする3つの断層撮影ビンに分割されており、CIBマップは353、545、および857$\mathrm{GHz}$にあります。これらの銀河サンプルとCIBマップ間の相互相関を測定し、角度スケール$100<\ell<2000$内で194$\sigma$信号を取得し、そこから以前の文献からの2つのCIBハローモデルと1つの新しいモデルを制約します。SFR、SED、およびHODモデルパラメーターは、3つのモデル間で一貫して制約されます。具体的には、$z=0$における塵の温度は$T_0=21.44^{+1.03}_{-1.06}\,\mathrm{K}$と制約され、$T_0=24.4\pm1.9\よりもわずかに低くなります。,\mathrm{K}$はプランクの共同研究によって測定されました。最も効率的な星形成をもたらすハロー質量は約$10^{11.8}M_{\odot}$です。モデルのパラメータと、多波長観測から合成された$z=0$でのSFR密度とを組み合わせることで、SEDとSFRの間の縮退を解消し、多波長観測と一致する宇宙の星形成履歴を復元します。また、赤外線束スタッキングからの以前の測定と一致するように灰体SEDモデルを制約します。HOD制約から、赤方偏移に沿った銀河の線形バイアスの増加傾向が導き出され、これは非WISE銀河との相互相関および自己相関の結果と一致します。この研究は、宇宙時間にわたる星の形成、塵、銀河の存在量を研究するためにCIB銀河相互相関を使用する能力を示しています。
ガリレオンインフレーション用のパルサータイミングアレイによって生成されるSIGWのPBH過剰生成の救世主としての原始非ガウス性
| Title |
Primordial_non-Gaussianity_as_a_saviour_for_PBH_overproduction_in_SIGWs_generated_by_Pulsar_Timing_Arrays_for_Galileon_inflation |
| Authors |
Sayantan_Choudhury,_Ahaskar_Karde,_Kritartha_Dey,_Sudhakar_Panda,_M._Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11034 |
我々は、ガリレオンインフレーションの単一場モデルにおける原始ブラックホール(PBH)の存在量の抑制における負の局所非ガウス性$f_{\rmNL}$の明確な役割を調査する。PBHの形成にはスカラーパワースペクトルを大幅に強化する必要があり、これはその存在量に大きく影響します。nHz領域の関連周波数は、パルサータイミングアレイ(PTA)からの現在のデータを説明する可能性があるスカラー誘起重力波(SIGW)の生成にも敏感です。圧縮関数のしきい値統計を使用した分析は、ガリレオン理論が$f_{\rmNL}\sim{\calO}(-6)$を与える曲率摂動強化を使用してPBHの過剰生成を回避するだけでなく、SIGWも生成することを示しています。PTAのデータとよく一致しています。
PDF-SYM 法を使用した準 2D 弱いレンズ宇宙論的制約
| Title |
Quasi-2D_Weak_Lensing_Cosmological_Constraints_Using_the_PDF-SYM_method |
| Authors |
Zhenjie_Liu,_Jun_Zhang,_Hekun_Li,_Zhi_Shen,_and_Cong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11209 |
2点相関関数(2PCF)などの宇宙シア統計は、従来の加重合計アプローチではなくPDF-SYMメソッドを使用して評価できます。これは、せん断推定量の完全なPDF情報を利用し、原理的に追加の系統的バイアスを導入する可能性があるせん断推定量の重み付けを必要としません。この研究では、PDF-SYM法を使用したせん断-せん断相関から$S_8$と$\Omega_m$に対する制約を示します。私たちが使用するデータは、ダークエネルギーカメラレガシーサーベイ(DECaLS)のZバンド画像からのもので、約10000度$^2$の範囲に1億個以上の銀河が含まれています。せん断カタログはFQ法によって作成され、フィールド歪み効果を伴う実際のデータ自体で十分にテストされています。私たちの主なアプローチは、個々の銀河のphoto-$z$情報を使用するため、準2Dと呼ばれますが、銀河を赤方偏移ビンに分割することはありません。主に、赤方偏移間隔が0.2～1.3で、角度範囲が$4.7$～$180$arcminの銀河ペアを使用します。私たちの分析では、バリオン効果と固有のアライメントを含めて、$S_8=0.762\pm0.026$および$\Omega_m=0.234\pm0.075$が得られます。結果は赤方偏移の不確実性に対して堅牢です。$\gamma_1$と$\gamma_2$の自己相関から宇宙論的制約を個別に導出して結果の一貫性をチェックすると、それらは互いに一貫していることがわかりますが、$\gamma_1$成分からの制約は大きく異なります。$\gamma_2$よりも弱いです。これは、$\gamma_1$のデータ品質がはるかに悪化していることを意味します。これは、(DECaLSの調査戦略によると)CCD電子機器によって引き起こされる追加のせん断不確実性によるものと考えられます。純粋な2D解析も実行し、$S_8=0.81^{+0.03}_{-0.04}$および$\Omega_m=0.25^{+0.06}_{-0.05}$が得られます。私たちの発見は、精密宇宙論に対するPDF-SYM法の可能性を示しています。
NANOGrav 15 年データセット内の非テンソル重力波背景の検索
| Title |
Search_for_Non-Tensorial_Gravitational-Wave_Backgrounds_in_the_NANOGrav_15-Year_Data_Set |
| Authors |
Zu-Cheng_Chen,_Yu-Mei_Wu,_Yan-Chen_Bi,_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11238 |
NANOGrav15年データセットで最近検出された確率的シグナルは、その起源を解明することに大きな関心を集めています。しかし、一般相対性理論によって予測される重力波背景(GWB)の重要な兆候であるヘリングス・ダウンズ相関の証拠は依然として決定的ではありません。この論文では、NANOGrav15年データセットで、重力の一般計量理論によって許可される等方性非テンソルGWBを探索します。私たちの分析では、四極子(テンソル横方向、TT)相関をスカラー横方向(ST)相関と比較して、ベイズ係数が約2.5であることが明らかになり、ST相関がNANOGravデータで観測された確率信号に匹敵する説明を提供することを示唆しています。中央値と$90\%$のイコールテール振幅を$\mathcal{A}_\mathrm{ST}=7.8^{+5.1}_{-3.5}\times10^{-15}$として取得します。頻度は1年に1回。さらに、ベクトル縦方向(VL)相関とスカラー縦方向(SL)相関がそれぞれデータによって弱く、強く嫌われ、振幅の上限が生じることがわかりました。$\mathcal{A}_\mathrm{VL}^{95\%}\lesssim1.7\times10^{-15}$と$\mathcal{A}_\mathrm{SL}^{95\%}\lesssim7.4\times10^{-17}$です。最後に、自由パラメーター$\alpha$でパラメーター化された一般横(GT)相関を使用してNANOGravデータを近似します。私たちの分析では$\alpha=1.74^{+1.18}_{-1.41}$が得られ、$90\%$のTT($\alpha=3$)モデルとST($\alpha=0$)モデルの両方が除外されます。信頼レベル。
バリオン音響振動によるホラヴァ・リフシッツ重力における EoS パラメータ化による後期宇宙加速の探索
| Title |
Exploring_Late-Time_Cosmic_Acceleration_with_EoS_Parameterizations_in_Horava-Lifshitz_Gravity_via_Baryon_Acoustic_Oscillations |
| Authors |
Madhur_Khurana,_Himanshu_Chaudhary,_Ujjal_Debnath,_Alok_Sardar,_G.Mustafa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11413 |
私たちの研究では、宇宙の暗黒物質と暗黒エネルギー成分をモデル化するためにホラヴァ・リフシッツ重力の枠組みを採用しました。具体的には、ダークエネルギーモデルの最近の2つのパラメータ化、CBDRMタイプとCADMMタイプのパラメータ化を検討しました。私たちの分析では、これら2つの異なるダークエネルギーモデルについて、$H(z)$で示されるハッブルパラメーターを明示的に表現しました。そうすることで、私たちは後期の宇宙を特徴づける加速された宇宙膨張率を調査し、定量化することを目指してきました。私たちの研究では幅広いデータセットを使用しています。このデータセットは、宇宙クロノメーター(CC)データセット、Ia型超新星(SNIa)データセット、ガンマ線バースト(GRB)のハッブル図、クエーサーを使用して20年間にわたって収集されたバリオン音響振動(BAO)の最近の測定値で構成されています。(Q)、およびハッブル定数の最新の測定値(R22)。したがって、$r_{d}$対$H_{0}$平面をプロットすることで、研究の重要な側面を提示します。$\Lambda$CDMモデルのコンテキストでは、以前のR22を含むすべてのデータセットを組み込んだ後、次の結果が得られます:$H_{0}$=$71.674089\pm0.734089$$kms^{-1}Mpc^{-1}$および$r_d=143.050380Mpc\pm3.702038$。CBDRMモデルの場合、$H_{0}$=$72.355058\pm1.004604$$kms^{-1}Mpc^{-1}$および$r_d=144.835069Mpc\pm2.378848$が見つかります。CADMMモデルの場合、解析により$H_{0}$=$72.347804\pm0.923328$$kms^{-1}Mpc^{-1}$および$r_d=144.466836Mpc\pm4.288758$が得られます。$\Lambda$CDMパラダイムと比較して、提案されたパラメータ化の両方について宇宙像解析を実行しました。さらに、診断テストを適用して両方のモデルの進化を調査しました。最後に、情報基準テストは、検討したモデルの中で$\Lambda$CDMモデルが好ましい選択肢であることを示しています。
非アトラクターインフレーションと NANOGrav データからの誘導重力波
この論文では、パルサータイミングアレイデータの単一フィールド非アトラクターインフレーションにおけるスカラー誘起重力波を調査します。私たちのモデルは3つのインフレーションフェーズで構成されています。第1フェーズと第3フェーズはスローロールインフレーションであり、第2フェーズは非アトラクターインフレーションの期間です。音速$c_s$のさまざまな値に対するモデルの予測を分析し、最終アトラクター段階への急激な移行を調べます。さらに、NANOGrav観測と将来の重力波観測に対するモデルの予測を研究します。また、一般的な音速とシャープネスパラメーターを使用して、非アトラクター設定の非ガウスパラメーター$f_{NL}$を計算します。
二重のトラブル: JWST NIRSpec G395H で観測されたスーパーアース GJ 1132 b の 2 つのトランジット
| Title |
Double_Trouble:_Two_Transits_of_the_Super-Earth_GJ_1132_b_Observed_with_JWST_NIRSpec_G395H |
| Authors |
E._M._May,_Ryan_J._MacDonald,_Katherine_A._Bennett,_Sarah_E._Moran,_Hannah_R._Wakeford,_Sarah_Peacock,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Alicia_N._Highland,_Kevin_B._Stevenson,_David_K._Sing,_L._C._Mayorga,_Natasha_E._Batalha,_James_Kirk,_Mercedes_Lopez-Morales,_Jeff_A._Valenti,_Munazza_K._Alam,_Lili_Alderson,_Guangwei_Fu,_Junellie_Gonzalez-Quiles,_Joshua_D._Lothringer,_Zafar_Rustamkulov,_Kristin_S._Sotzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10711 |
JWSTによる岩石惑星大気の探索は、M矮星を通過する惑星に焦点を当ててきました。このような惑星は惑星と星の大きさの比率が有利であり、大気の特徴の振幅が大きくなります。大気特徴の予想される信号強度はJWSTの単一通過パフォーマンスと同様であるため、検出を確認するには複数の観測が必要です。ここでは、2.8-5.2$\mu$mをカバーするJWSTNIRSpecG395Hによる岩石惑星GJ1132bの2回の通過観測を紹介します。GJ1132bの以前のHSTWFC3観測は決定的ではなく、同じデータセットの分析に基づいて大気または特徴のないスペクトルのいずれかの証拠が報告されました。私たちのJWSTデータは、2つの訪問の間に大きな違いがあることを示しています。1回の通過は、~1%のCH$_4$と微量のN$_2$O($\chi^{2}_{\nu}$=1.13)を含むH$_2$O主体の大気、または星の汚染のいずれかと一致します。隠れていない星スポットから($\chi^{2}_{\nu}$=1.36)。ただし、2番目のトランジットは特徴のないスペクトルと一致しています。どちらの訪問もHCNの以前の報告と一致しない。大気の変動は、訪問間で観察された差異の規模を説明する可能性は低いです。同様に、私たちのトランジット星のスペクトルでは、2回の訪問の間で恒星の不均一性が変化した証拠は示されておらず、8日の間隔で観察されており、星の自転速度の6.5%のみです。さらに、訪問間で異なる機器の体系的効果の証拠は見つかりませんでした。最も妥当な説明は、不運なランダムノイズの影響により、2つの大きく矛盾した透過スペクトルが生じたというものです。私たちの結果は、これらの小さな謎に満ちた惑星の大気検出を主張する前に、JWSTによる複数回の訪問の再現性の重要性を強調しています。
キラゼ・カルデラ: 冥王星の「超火山」の可能性*
2015年にニューホライズンズと冥王星が遭遇したときのデータでは、主にメタン氷の地域表面組成とは対照的な水氷のスペクトル特性により、キラゼという名前のクレーターとその周囲に注目が集まった。この水の氷は、氷火山活動が確認されている冥王星の他の2つの場所で見られるものと同様に、アンモニア化化合物のスペクトルの特徴を持っています。多数の崩壊ピットによる形成やクレーターの歪んだ形状を含むキラゼの断層構造は、スプニク平原の東にあるハヤブサテラの環境と一致しています。これらはさらに、過去の活動的な氷火山時代に形成されたカルデラが復活したという解釈と一致しており、このカルデラは、おそらく過去数百万年という惑星の表面の全体的な年齢よりもかなり新しいと思われます。カルデラの大きさと、周囲の水氷の分布の大規模さを考慮して、キラゼは、1つまたは複数の爆発現象が約1000km$^{3}$以上に散らばった「超火山」であると提案します。氷のクライオマグマが内部から地表に噴出した。
火星の二分法とダストデビルの発生と地殻磁場の関係について
| Title |
On_the_Relationship_of_Dichotomy_of_Mars_and_Occurrence_of_Dust_Devils_with_Crustal_Magnetic_Fields |
| Authors |
Shivam_Saxena_and_Jayesh_P._Pabari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11020 |
二分法は、全体を2つの部分に分割または分離することを指します。具体的には、この二分法は、火星の南部地域と北部地域の間の火星の非常に重要な特徴であり、火星を非常に特別なものにするもう1つの点は、ダストデビルの発生です。火星で。そこで、私たちは火星全体でさまざまな火星年におけるダストデビルの発生状況を研究し、調査しました。私たちは火星表面の2Dマップを作成し、活動中にダストデビルが捕らえられた座標をプロットし、それらの場所を通過した後に彼らが足跡を残した場所と、一般にダストデビルの足跡と呼ばれる足跡を使用します。そこで、ダストデビルの直接観察と間接観察という2つの異なるカテゴリにそれらをプロットし、マップ内にDDの位置(座標)をプロットしました。これは、観察された蛇のような変化を二分法で示し、発生場所の変化を示しています。ダストデビルの大部分は、火星の二分性の蛇のような軌道をたどる二分性とその近くの領域で発生していることがわかり、別の観察では、これらの場所は地殻磁場と呼ばれる火星の残留磁場ゾーンにあることが示されています。火星の地殻磁場、火星の二分性、ダストデビルの発生の間のこれまで知られていなかった関係がここで調査されています。
温暖ガス巨大系外惑星大気における炭化水素の光化学的生成の実験的研究
| Title |
Experimental_Investigation_of_the_Photochemical_Production_of_Hydrocarbons_in_Warm_Gas_Giant_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Benjamin_Fleury,_Yves_Benilan,_Olivia_Venot,_Bryana_L._Henderson,_Mark_Swain,_Murthy_S._Gudipati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11164 |
暖かい（平衡温度<1000K）ガス巨大系外惑星大気では、熱化学平衡予測から逸脱する微量種の豊富な観察は、光化学などの不平衡化学プロセスの指標として使用できる可能性があります。したがって、どの化合物がそのようなトレーサーとして使用できるかを予測するには、光化学プロセスがそれらの存在量にどのように影響するかを研究することが不可欠です。この目的のために、我々は、ミリバール圧力におけるガス温度の関数として、温暖ガス巨大大気を代表するガス混合物中での炭化水素の光化学生成効率を実験的に調査した。熱反応のみと比較して、研究した条件下では、一酸化炭素だけでなくアセチレン、エタン、プロパンも検出され、光化学が炭化水素の生成を効率的に促進することがわかりました。したがって、我々の結果は、不平衡プロセスとしての系外惑星大気における光化学の重要性を裏付けています。エタンは我々の実験で形成された主な炭化水素であり、アセチレンが主な炭化水素生成物であるはずであるという熱光化学モデルによる予測とは明らかに矛盾している。また、炭化水素生成効率の温度の関数としての変化も観察しましたが、これは0D熱光化学モデルでは再現されません。実験結果とモデル化結果の違いの原因を明確に理解し、温暖ガス巨大系外惑星大気における炭化水素生成を理解する上での結果の重要性を推論するには、追加の研究が必要である。最後に、私たちの研究は、系外惑星大気の観測を正確に解釈、理解、予測するためのモデリング研究と合わせた実験研究の重要性を実証しています。
JWSTが観測した(65803)ディディモスの近赤外分光法：二重小惑星リダイレクションテストを裏付ける特徴づけ観測
| Title |
Near_to_Mid-Infrared_Spectroscopy_of_(65803)_Didymos_as_observed_by_JWST:_Characterization_Observations_Supporting_the_Double_Asteroid_Redirection_Test |
| Authors |
Andrew_S._Rivkin,_Cristina_A._Thomas,_Ian_Wong,_Benjamin_Rozitis,_Julia_de_Le\'on,_Bryan_Holler,_Stefanie_N._Milam,_Ellen_S._Howell,_Heidi_B._Hammel,_Anicia_Arredondo,_John_R._Brucato,_Elena_M._Epifani,_Simone_Ieva,_Fiorangela_La_Forgia,_Michael_P._Lucas,_Alice_Lucchetti,_Maurizio_Pajola,_Giovanni_Poggiali,_Jessica_N._Sunshine,_and_Josep_M._Trigo-Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11168 |
ディディモス連星小惑星は、二重小惑星リダイレクトテスト(DART)ミッションのターゲットであり、連星系のより小さいメンバーであるディモルフォスに意図的に影響を与えました。JWSTの近赤外分光器(NIRSpec)と中赤外測定器(MIRI)を使用して、DARTの約2か月後にディディモスの0.6〜5$\mu$mと5〜20$\mu$mのスペクトルを測定しました。インパクト。これらの観察は、ディディモスがS小惑星クラスに属し、その0.6-2.5-$\μ$m反射率スペクトルから以前に決定されたLLコンドライト組成と最も一致していることを確認します。$>$2.5$\mu$mの波長での測定により、ディディモスはそのサイズのS複合体小惑星に典型的な熱特性を持ち、OHまたはH2Oによる$\sim$2\%より深い吸収が欠けていることが示されています。Didymosの中赤外線放射率スペクトルは、スピッツァー宇宙望遠鏡で観測されたS複合体小惑星で観測された範囲内にあり、小さな($<$25$\mu$m)表面粒子からの放射と最も一致しています。我々は、観察された反射率と物理的特性から、ディディモス星系は地球近傍空間を横切る通常のコンドライト小惑星の種類の良い代用であり、将来起こり得る衝突体の良い代表であると結論付けています。
木星のような惑星は低密度環境ではよくある可能性がある
| Title |
Jupiter-like_planets_might_be_common_in_a_low-density_environment |
| Authors |
Raffaele_Gratton,_Dino_Mesa,_Mariangela_Bonavita,_Alice_Zurlo,_Sebastian_Marino,_Pierre_Kervella,_Silvano_Desidera,_Valentina_D'Orazi,_Elisabetta_Rigliaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11190 |
動径速度調査は、太陽系が異常である可能性があり、木星に似た惑星の頻度が太陽型恒星の周囲で20%未満であることを示唆しています。しかし、太陽の近隣地域で最も密接な関係にある地域では、より一般的である可能性があります。若い移動恒星群は、系外惑星の直接イメージングに最適なターゲットであり、近くの若いベータ星移動群(BPMG)ではすでに4つの巨大な木星に似た惑星が高コントラストイメージングによって発見されており、他の4つは高精度天文計測によって示唆されています。欧州宇宙機関のガイア衛星による。ここでは、BPMGで30個の星を分析し、そのうちの20個の星は軌道が安定しているため、潜在的に木星に似た惑星をホストしている可能性があることを示します。観測の不完全性を考慮すると、私たちの結果は、木星に似た惑星がこれまでに発見されていたものよりも一般的である可能性があることを示唆しています。次回のGaiaデータのリリースは、おそらく私たちの予測を裏付けるものとなるでしょう。
2020 年 9 月 21 日のマルチコード恒星掩蔽からのキロメートル精度 (UII) ウンブリエルの物理的特性
| Title |
Kilometer-precise_(UII)_Umbriel_physical_properties_from_the_multichord_stellar_occultation_on_2020_September_21 |
| Authors |
M._Assafin,_S._Santos-Filho,_B._E._Morgado,_A._R._Gomes-J\'unior,_B._Sicardy,_G._Margoti,_G._Benedetti-Rossi,_F._Braga-Ribas,_T._Laidler,_J._I._B._Camargo,_R._Vieira-Martins,_T._Swift,_D._Dunham,_T._George,_J._Bardecker,_C._Anderson,_R._Nolthenius,_K._Bender,_G._Viscome,_D._Oesper,_R._Dunford,_K._Getrost,_C._Kitting,_K._Green,_R._Bria,_A._Olsen,_A._Scheck,_B._Billard,_M._E._Wasiuta,_R._Tatum,_P._Maley,_D._di_Cicco,_D._Gamble,_P._Ceravolo,_D._Ceravolo,_W._Hanna,_N._Smith,_N._Carlson,_S._Messner,_J._Bean,_J._Moore_and_R._Venable |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11196 |
2020年9月21日に(UII)ウンブリエルによる恒星食の結果を報告します。影はアメリカとカナダを横切り、19個のポジティブコードが得られました。四肢パラメータは、四肢フィッティングにおける推定地形特徴を考慮しました。楕円フィッティングはロバストではなく、推定上のウンブリエル楕円体の実際のサイズ/形状については上限のみが導出されました。採用された球面ソリューションでは、半径=582.4+/-0.8kmとなり、ボイジャーIIからは584.7+/-2.8kmより小さい/それに近い値になります。見かけの楕円近似の結果、推定楕円体の真の長半径は584.9+/-3.8km、短半径は582.3+/-0.6km、真の扁平率は0.004+/-0.008となります。幾何学的アルベドはpV=0.26+/-0.01でした。密度はρ=1.54+/-0.04gcm-3でした。表面重力は0.251+/-0.006ms-2、脱出速度は0.541+/-0.006kms-1でした。T=70Kにおける推定等温CO2雰囲気の表面圧力として、上限13および72nbar(それぞれ1シグマおよび3シグマレベル)が得られました。ミリ秒の精度の位置が導出されました:RA=02時間30分28.84556秒+/-0.1マス、DE=14o19'36.5836"+/-0.2マス。4.2kmの大きな四肢パラメーターが得られ、1986年のボイジャーIIによる反対側の南半球の測定と驚くほど一致しました。掩蔽とボイジャーの結果は、同じであることを示しています。ウンブリエルの表面には、両半球に大きな地形変化が見られます。
炭素質微惑星におけるプレバイオティクスビタミンB$_3$の合成
| Title |
Prebiotic_Vitamin_B$_3$_Synthesis_in_Carbonaceous_Planetesimals |
| Authors |
Klaus_Paschek,_Mijin_Lee,_Dmitry_A._Semenov,_Thomas_K._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11433 |
炭素質微惑星内の水化学は、すべての生命に不可欠な前生物的有機物質の合成に有望です。これらの微惑星に由来する隕石は、これらの生命の構成要素を初期の地球にもたらし、生命の起源を促進する可能性があります。ここでは、私たちが知っているすべての生命の代謝に不可欠な補酵素NAD(P)(H)の重要な前駆体であるビタミンB$_3$の生成を研究しました。我々は、ビタミンB$_3$の合成を説明する文献の既知の実験に基づいて、新しい反応機構を提案します。これは、酸素や他の酸化剤を使用せずに、水溶液中で糖前駆体であるグリセルアルデヒドまたはジヒドロキシアセトンとアミノ酸であるアスパラギン酸またはアスパラギンを結合させます。熱力学的有利性をテストするために、熱化学平衡計算を実行しました。この新しい経路から生じるビタミンB$_3$の予測存在量を、小惑星や隕石での測定値と比較した。我々は、隕石の前生物的内容を説明するには、反応物質の競合と加水分解による分解が必要であると結論づけた。要約すると、私たちのモデルは、この環境で活動する化学経路の複雑なネットワークによく適合します。
低金属量銀河における水素分子のモデル化
| Title |
Modeling_molecular_hydrogen_in_low_metallicity_galaxies |
| Authors |
Ava_Polzin,_Andrey_V._Kravtsov,_Vadim_A._Semenov,_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10712 |
私たちは、銀河円盤内の星間物質(ISM)の一連の流体力学シミュレーションを使用します。これには、放射伝達、水素分子の非平衡モデル、星形成とフィードバックの現実的なモデルが含まれ、ISMの構造を研究します。ローカルISMプロパティの関数としてのH$_2$の豊富さ。星形成速度とISMの構造はガスの金属性に敏感であり、金属性が減少するにつれて密度分布は徐々に滑らかになることを示します。HI-H$_2$遷移が金属量の減少とともにより高密度に移行するというよく知られた傾向に加えて、星間物質中で達成される最大分子分率は$Z\lesssim0.2\,Z_\odot$で大幅に低下します。H$_2$の形成時間は、ISMの高密度領域の典型的な寿命よりもはるかに長くなります。ガスの金属性、UV放射場、およびガス密度の関数として、さまざまなスケールで測定された体積および投影$f_\mathrm{H_2}$の両方に対する正確なフィッティング式を提示します。シミュレーションされた銀河のパッチに式を適用すると、金属性とスケールの全範囲にわたって分子ガス質量全体が$\lesssim1.5$の係数よりも良好に再現されることを示します。また、提示されたフィッティングは、以前のどの$f_\mathrm{H_2}$モデルや低金属量領域でのフィッティング式よりもかなり正確であることも示します。したがって、このフィットは、低解像度シミュレーションにおける分子ガスのモデリングや、矮小領域および高赤方偏移領域における銀河形成の半解析モデルに使用できます。
eROSITAが見た、暖かく熱い天の川銀河周縁体
| Title |
The_warm-hot_circumgalactic_medium_of_the_Milky_Way_as_seen_by_eROSITA |
| Authors |
N._Locatelli,_G._Ponti,_X._Zheng,_A._Merloni,_W._Becker,_J._Comparat,_K._Dennerl,_M._J._Freyberg,_M._Sasaki,_M._C._H._Yeung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10715 |
SRG/eROSITAによってX線で観測された高電離線の拡散放射の最初の全天マップは、銀河周縁物質の温熱相(T~10^6K)の研究に優れたプローブを提供します(天の川(MW)のCGM)。この研究では、最初のeROSITA全天測量データ(eRASS1)で検出されたOVIIIラインを分析します。私たちは、中高層（絶対）銀河に焦点を当て、銀河の周囲の高温ガスの密度分布を制限するために、3Dジオメトリに埋め込まれた物理的放出モデルを使用して、この線の周りの狭いエネルギービンで作成された天空図を当てはめます。緯度。eROSITAの泡やその他の明るく伸びた前景の光源をマスクすることによって、銀河円盤の周囲で平らにされた、スケール高さz_h~1～3kpcの暖かい高温ガス(T~0.15～0.17keV)の扁平な幾何学形状が最も優れていることがわかります。eRASS1OVIIIマップは、観測された放出のほとんどが太陽から数kpc以内で生成されたものであることを示しています。大規模な温熱球状ハローの追加の存在は、X線放射への寄与は小さいものの、XMMニュートンで検出される高いOVII吸収柱密度と、そのバリオンのバジェットの大部分を説明します。MWのCGM。eROSITAデータには、これまでで最も大量の情報とOVIIICGM強度の詳細が含まれており、推定される物理パラメータの統計的不確実性を大幅に低減できます。
BPT 診断または弱い輝線で誤分類された AGN の VLT-MUSE 分光法
| Title |
VLT-MUSE_spectroscopy_of_AGNs_misclassified_by_BPT_diagnostic_or_with_weak_emission_lines |
| Authors |
Christopher_J._Agostino,_Samir_Salim,_M\'ed\'eric_Boquien,_Steven_Janowiecki,_H\'ector_Salas,_and_Guillherme_S._Couto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10719 |
強力なX線放射にもかかわらず、一部のAGNには光学輝線がないか(いわゆる「光学的に鈍い」AGN)、またはBPTダイアグラムの星形成分岐に該当する線を持つ(「誤って分類された」AGN)ことが知られています。特にSDSS(3インチ)ファイバーに基づく場合、このような非定型スペクトルを説明するために、開口効果が提案されています。補償光学を備えたVLT-MUSEからの観察を使用して、4つの光学的に鈍いX線AGN候補と1つの誤分類されたX線AGN候補の空間分解光輝線特性を調査します。VLT-MUSEIFUスペクトルを使用すると、開口サイズが輝線測定にどの程度影響するかを調査できます。光学的に鈍いAGNは、SDSSファイバーと同じサイズ(3インチ)のより深いVLT-MUSE分光開口部で検出可能になり、真に線のないAGNはないことが示唆されます。しかし、強い連続体による希釈が線を弱く見せる原因である場合に予想されるように、開口が減少しても線がより検出可能になることはありません。また、誤分類されたX線AGNが、より小さな開口部(0.''5まで)でBPT図上の同じ位置を保持していることも示し、その誤分類がHII領域による希釈の結果ではないことを示しています。したがって、連続体のスワンピングや星形成の希釈、つまり開口効果は非定型線の原因ではないと結論付けます。むしろ、AGNラインは本質的に弱いのです。
多相星間物質を用いたラグランジュ流体力学シミュレーションにおける人為的凝集を回避するための解像度基準
| Title |
Resolution_criteria_to_avoid_artificial_clumping_in_Lagrangian_hydrodynamic_simulations_with_a_multi-phase_interstellar_medium |
| Authors |
Sylvia_Ploeckinger,_Folkert_S.J._Nobels,_Matthieu_Schaller,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10721 |
大規模な宇宙論的銀河形成シミュレーションでは、通常、星間物質(ISM)内のガスが$\約10^4$K以下に冷却されるのを防ぎます。これは、分子ガス(>>$10^5)のジーンズ質量を分解できないことが原因です。\,\mathrm{M}_{\odot}$)により、望ましくない人為的な凝集が発生します。密度の高いISMを表す解像度要素の間隔が重力軟化長を下回っており、したがって重力が軟化してニュートン重力ではない場合、ニュートン重力に対して導出された古典的なジーンズ基準はシミュレートされたISMには適用できないことを示します。ラグランジュコードで軟化重力のジーンズ基準を再導出し、それを使用して、適応的で一定の重力軟化長を使用したシミュレーションの流体力学的分解能限界以下で重力不安定性を解析します。さらに、重力分解能に対する流体力学的特性の過度の平滑化によって引き起こされる高密度ガス塊の数値暴走崩壊が発生する可能性がある基準を定義します。この効果は、平滑化粒子流体力学コードSwiftを使用した孤立した円盤銀河のシミュレーションを使用して説明されます。また、重力と流体力の分解能を調整することで、ガスや星における人工的な塊の形成を回避する方法も示します。
MaNGA 銀河と SAMI 銀河の衛星銀河とホスト恒星円盤の間の運動学的コヒーレンス
銀河の形成と進化に対する角運動量の影響は、数十年にわたって研究されてきました。IllustrisTNG-100シミュレーションを使用した最近の2つの論文は、大規模環境(数百kpc以内の衛星)から銀河周縁媒体(CGM)を通って恒星円盤に至る角運動量の取得経路を明らかにし、共回転を提唱しました。3つの距離スケールにわたるシナリオ。実際の観測では、CGMの回転署名や環境の3次元(3d)角運動量を取得することは困難ですが、グループメンバー銀河の視線運動学と中心銀河の星盤運動学は、既存のグループカタログデータを利用して入手できます。および積分フィールドユニット(IFU)データ。この論文では、(1)SDSSDR7とMaNGAIFU恒星運動学マップのグループカタログ、(2)GAMADR4データとSAMIIFU恒星運動学マップのグループカタログを使用して、上記の予測が実際に見られるかどうかをテストします。データ。2つのデータセットを組み合わせると、恒星円盤と衛星の間の共回転パターンが99.7パーセントの信頼水準($\sim3\sigma$)で結論付けられることがわかりました。そして、ランダムテストでは、信号がランダム分布からほとんど抽出できないことが示されています。
非常に重い星と窒素を放出する銀河
JWSTを用いたz=10.6のGN-z11などの高赤方偏移銀河の最近の研究では、そのスペクトルに大量の窒素(N)が含まれていることを示していますが、これは予想外です。この現象学は、球状星団だけでなく、z=2.37のサンバーストアークなど、宇宙正午の重力レンズ銀河にも拡張されているように見えるため、共通の成分は年齢0の主系列を持つ超大質量星(VMS)であると考えられます(ZAMS)の質量は100～1000Msunの範囲です。サンバーストアークのHeIIも、恒星の寄与全体に対するVMSの不釣り合いに大きな寄与の結果である可能性があります。私たちは、古典的なウォルフ・ライエ(cWR)星や超大質量星(SMS)を含むこれまでの提案の長所と短所を分析し、VMSの代替案だけが関連するすべてのボックスにチェックを入れると結論付けました。我々は、これらの風支配のVMSの自己調節効果から生じるHR図におけるそれらの独特の垂直方向の進化を介してVMSの質量損失の歴史を議論し、星形成銀河に存在する大量のNは確かにVMSに起因する可能性があると推定している。。我々は、VMSは個体群合成と化学進化モデルに含めるべきであり、さらに、その質量減少率のわずかな誤差が星の進化にも劇的な影響を与えるため、これが一貫して行われることが重要であると結論付けています。イオン化および化学フィードバックとして。
集団 III の星形成: 複数の気相により、高密度での状態方程式の使用が妨げられる
| Title |
Population_III_star_formation:_multiple_gas_phases_prevent_the_use_of_an_equation_of_state_at_high_densities |
| Authors |
Lewis_R._Prole,_Paul_C._Clark,_Felix_D._Priestley,_Simon_C._O._Glover,_and_John_A._Regan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10730 |
高度な原始化学ネットワークは、暗黒物質(DM)ハローの重力井戸内での金属を含まないバリオンガスの崩壊と、その後の人口III星への崩壊をモデル化するために開発されました。10^-26-10^-21gcm-3(10-3-10^2cm-3)の低密度では、崩壊はH2生成に依存し、これはDMによる圧縮加熱の関数です。潜在的。ガスがDMから切り離されると、温度と密度の関係は、10^-4gcm-3(10^19cm-3)の原始星が形成されるまで、さまざまな化学反応によって規定される確立された経路に従います。ここでは、最初の原始星の形成直前に、化学ネットワーク(CN)を順圧状態方程式(EoS)に置き換えて、超高密度のさらなる断片化、進化、特性をシミュレーションする計算負荷を軽減する実現可能性を検討します。ガス。EoSを使用すると断片化が大幅に減少することがわかりました。EoS法では、CN実験と比較してより高い質量でピークに達する原始星の質量分布が生成されます。断片化挙動の変化は、EoS使用時に最初の原始星の周囲の円盤を通って流入する冷たいガスが不足することが原因です。それにもかかわらず、すべてのシンクに降着した総質量はEoSへの切り替えに対して不変であるため、星形成速度(Msunyr^-1)はEoSを使用して正確に予測されます。EoSルーチンはCNよりも約4000倍高速ですが、この数値的向上は二次原始星形成のモデル化の精度の欠如によって相殺されるため、その使用は慎重に検討する必要があります。
ハローからギャラクシーまで。 VII.中心銀河の恒星の質量成長履歴、消光履歴、ハロー集合履歴の関係
| Title |
From_Halos_to_Galaxies._VII._The_Connections_Between_Stellar_Mass_Growth_History,_Quenching_History_and_Halo_Assembly_History_for_Central_Galaxies |
| Authors |
Cheqiu_Lyu,_Yingjie_Peng,_Yipeng_Jing,_Xiaohu_Yang,_Luis_C._Ho,_Alvio_Renzini,_Bitao_Wang,_Kai_Wang,_Bingxiao_Xu,_Dingyi_Zhao,_Jing_Dou,_Qiusheng_Gu,_Roberto_Maiolino,_Filippo_Mannucci,_Feng_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10733 |
宇宙時間にわたる銀河の集合は、そのホストである暗黒物質ハローの集合と密接に関係しています。SDSS-MaNGAでは、恒星の質量成長履歴と中心銀河の化学濃縮履歴を調査します。我々は、受動的中心銀河の導出された恒星の金属量が、星形成銀河のそれよりも常に高いことを発見した。この恒星の金属性の増強は、低質量銀河(特定の時代)とそれ以前の時代(特定の恒星質量)に向かって徐々に大きくなり、局所宇宙だけでなく中心銀河における星形成消失の主なメカニズムとして絞扼現象が示唆されています。しかし、$z\sim3$までのより高い赤方偏移でも発生する可能性が非常に高くなります。現在の同じ恒星質量において、受動的中心銀河は星形成中心銀河よりも$\sim2$Gyr早く最終的な恒星質量の半分を集合させたことを示し、これは半解析モデルとよく一致する。半解析モデルを調査すると、これは、受動的な中心銀河が平均して、宇宙時間にわたるハロー質量増加率がより高い、より大規模なハロー内に存在するためであることがわかります。その結果、受動的な中心銀河は星形成中の銀河よりも早く組み立てられ、また早く消光されます。同じ現在のハロー質量であっても、異なるハロー集合履歴によって、内部の中心銀河の非常に異なる最終恒星質量も生成され、以前に集合したハローは、特に「黄金のハロー質量」の周囲に、より高い消光率を有するより大規模な中心をホストする。$10^{12}\mathrm{M_\odot}$で。私たちの結果は、銀河進化の主要な推進力としての暗黒物質ハローに再び注目を集めています。
宇宙化学低エネルギー電子断面積 (ALeCS) データベース I. 半経験的な電子衝撃イオン化断面積の計算とイオン化率
| Title |
The_Astrochemistry_Low-energy_Electron_Cross-Section_(ALeCS)_database_I._Semi-empirical_electron-impact_ionization_cross-section_calculations_and_ionization_rates |
| Authors |
Brandt_A._L._Gaches,_Tommaso_Grassi,_Stefan_Vogt-Geisse,_Giulia_M._Bovolenta,_Claire_Vallance,_David_Heathcote,_Marco_Padovani,_Stefano_Bovino,_Prasanta_Gorai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10739 |
(要約)電子分子相互作用は、星間物質から彗星に至るまで、宇宙における放射線駆動化学の基本的なプロセスです。したがって、相互作用の断面についての知識が重要です。総イオン化断面積に関する研究は数多く行われていますが、データは多くのソースに分散しているか、公開されていないか、すぐに入手できないことがよくあります。宇宙化学の関心のある分子の電子相互作用断面積とイオン化率の公開データベースである、アストロケミストリー低エネルギー電子断面積(ALeCS)データベースを紹介します。この研究では、200を超える中性分子の総イオン化断面積とイオン化率を含む最初のデータを発表します。理論のさまざまなレベルでの最適化された形状と分子軌道エネルギー、および分子のサブセットのイオン化ポテンシャルが含まれています。二項遭遇ベーテモデルとスクリーニング補正された加成性則を使用して総イオン化断面積を計算し、二原子から複雑な有機物までの$>$200の中性分子の分子雲環境のイオン化率と反応ネットワーク係数を計算します。バイナリ遭遇ベーテ断面が実験データとよく一致することを示します。イオン化率が分子内の構成原子の数にほぼ直線的に比例することを示します。パブリックALeCSデータベースを紹介し、説明します。初期リリースでは、200ドルを超える中性分子の総イオン化断面積、さまざまなレベルの量子化学理論で計算されたいくつかのカチオンとアニオン、イオン化の化学反応速度、および最も一般的な2つの形式のネットワークファイルが含まれています。人気のある天体化学ネットワーク、KIDAとUMIST。データベースは、より多くの分子と相互作用のために継続的に更新されます。
アルマ望遠鏡による異常なカリーナ柱の観測: 補完的なサンプル
| Title |
ALMA_Observations_of_the_Extraordinary_Carina_Pillars:_A_Complementary_Sample |
| Authors |
Geovanni_Cortes-Rangel,_Luis_A._Zapata,_Pedro_R._Rivera-Ortiz,_Megan_Reiter,_Satoko_Takahashi,_and_Josep_M._Masqu\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10801 |
私たちは、カリーナ星雲に局在する6本の塵とガスの柱(HH1004およびHH1010天体を含む)と小球(HH666、HH900、HH1006、およびHH1066天体を含む)について、高感度かつ高角度の探査機を使用して研究した結果を発表します。解像度($\sim$0.3$''$)アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)観測。これは、\citet{Cortes}で発表されたものよりも広範な研究です。この以前の研究と同様に、1.3mmの連続放射とC$^{18}$O(2$-$1)、N$_2$D$^+$(3$-$2)、$^{12も分析しました。}$CO(2$-$1)スペクトル線。これらの新たな観測により、柱から発せられる分子の流出、それらを励起している塵まみれの封筒$+$円盤、そしてそれぞれの柱から遠く離れた拡張HH天体が明らかになった。ディスク$+$エンベロープの質量は0.02から0.38M$_\odot$の範囲にあり、分子流出の質量は10$^{-3}$M$_\程度であることが明らかになった。odot$は、赤外線およびサブミリ波帯での最近の研究ですでに明らかになっているように、それらの励起源が低質量または中質量の原始星である可能性があることを示唆しています。天体HH900とHH1004に関連する領域では、複数の分子流出がそこから発生している複数のミリメートルの連続源を報告します。
ローカルグループの矮小銀河の最初の星の極超新星サイン
| Title |
Hypernova_signatures_of_the_first_stars_in_dwarf_galaxies_in_the_Local_Group |
| Authors |
Teayong_Lee,_Myoungwon_Jeon,_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11008 |
第一世代の星であるポピュレーションIII(ポップIII)を観測することは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使っても、その暗さのため依然として困難です。代わりに、近くの矮小銀河でポップIII星の化石記録を検索することは、それらの物理的特性を研究するための代替方法を提供します。スカルプター矮小銀河で最近発見されたAS0039という星が、Pop~III星の独特の特徴を示していると考えられているのは興味深いことです。AS0039の詳細な存在量パターンは、高エネルギー極超新星(HN)として爆発するPop~IIIの元素合成モデルによって予測されたパターンとよく一致しており、最初の星の特性についての洞察を提供する可能性があることが確認されています。この研究の目的は、Z=0で太陽質量M_vir~10^8の質量を持つ矮小銀河に対する宇宙流体力学ズームインシミュレーションを使用し、Pop~IIIの割合を変化させながら、このようなユニークな星の形成に必要な環境条件を調査することです。HNeを受ける星。私たちのシミュレーションでは、AS0039と同様の星の形成を促進する可能性のある要因として、急速なガス流入(約0.08太陽質量/年)が特定されました。あるいは、ガスが豊富な環境では後続のPop~II星の形成が遅れて、AS0039のような低金属量の星が生じる可能性があります。さらに、A-SLOTHコードを使用して、近くの矮小衛星銀河でHN署名を持つPopII星の残骸が見つかる確率を調査します。HNサインを含む可能性が最も高い矮小銀河は、太陽質量M_peak~10^{10}-10^{11}およびM_star~10^7-10^8の範囲にある確率40%の巨大衛星であると考えられます。観測限界を考慮した太陽質量。
分光データのマイクロレンズ解析によるレンズクェーサー SDSS J1004+4112 の構造の探査
| Title |
Probing_the_structure_of_the_lensed_quasar_SDSS_J1004+4112_through_microlensing_analysis_of_spectroscopic_data |
| Authors |
C._Fian,_J._A._Mu\~noz,_R._For\'es-Toribio,_E._Mediavilla,_J._Jim\'enez-Vicente,_D._Chelouche,_S._Kaspi,_G._T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11212 |
私たちは、重力レンズクェーサーSDSSJ1004+4112のマイクロレンズの独特の特徴を分析することにより、この系の連続体およびブロード輝線(BEL)発光領域のサイズを明らかにすることを目指しています。2003年から2018年の間に取得された20件の分光観測の包括的な分析を通じて、さまざまなBELプロファイルの顕著な変形を研究し、それぞれの発光領域のサイズを決定しました。私たちのアプローチには、BEL翼とその隣接する連続体における大きさの違いの詳細な分析と、マイクロレンズ倍率の分布と影響を定量化するための統計モデルの実装が含まれます。マイクロレンズなしの信頼できるベースラインを確保するために、輝線コアを基準として使用しました。次に、ベイズ推定を適用して、Ly$\alpha$、SiIV、CIV、CIII]、およびMgII発光領域のサイズの下限と、その下にある連続体放出源のサイズを導き出しました。我々は、青色部分の顕著な拡大と赤色部分の強い縮小によって特徴付けられる、クエーサー画像AのさまざまなBELのラインプロファイルにおけるマイクロレンズ誘発の顕著な歪みを分析しました。マイクロレンズ倍率の統計とベイジアン手法の使用から、BELを放出する領域全体のサイズの下限は直径数lt日であると推定され、これは通常のレンズクエーサーよりも大幅に小さいです。BELの非対称な変形は、ブロードライン領域が一般的に球対称ではなく、平面に限定され、降着円盤の動きに追従している可能性があることを示しています。さらに、推定される連続体発光領域のサイズは、標準的な薄ディスク理論に基づく予測よりも平均$\sim$3.6倍大きくなります。サイズと波長の関係は、幾何学的に薄く光学的に厚い降着円盤の関係と一致しています。
宇宙のウェブノードを使用した銀河団に近接する銀河群の位置特定
| Title |
The_localization_of_galaxy_groups_in_close_proximity_to_galaxy_clusters_using_cosmic_web_nodes |
| Authors |
Daniel_J._Cornwell,_Ulrike_Kuchner,_Meghan_E._Gray,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Frazer_R._Pearce,_Weiguang_Cui,_Alexander_Knebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11268 |
私たちは、DisPerSEトポロジカルフィラメントファインダーによって特定された宇宙の網のノードを使用して、大規模な銀河団の周囲の降下領域にある銀河グループを体系的に特定することの有効性を調査します。銀河団周囲の領域における銀河のランダムな動きと落下速度が大きいため、通常のグループ探索アルゴリズムによる下部構造の検出と特徴付けが複雑になります。しかし、特に次世代の広視野分光調査を考慮すると、フィラメントおよび/またはグループ内の銀河の同じ位置を理解することは、銀河の進化における環境の役割を理解する上で重要な部分です。ここでは、TheThreeHundredコラボレーションからシミュレートされた大規模クラスターを使用し、派生グループカタログ($\sigma_{v}>300h^{-1}$km/sのハロー)をDisPerSEからの臨界点と比較します。粒子が100個以上。3Dでは、DisPerSEノードの56\%がグループ(純度)として正しく識別され、グループの68\%がノード(完全性)として識別されることがわかります。一致する割合は、グループの質量およびホストクラスターの中心からの距離に応じて増加します。これは、3Dで最も大規模な銀河グループ($M>10^{14}$M$_{\odot}$)の完全性が100\%に達し、投影された2D銀河分布を考慮すると63\%になります。宇宙のウェブノードと銀河グループの間で完全な一致が発生した場合、DisPerSEノード密度($\delta$)は、かなりのばらつきはあるものの、グループの質量の推定値として機能します。私たちは、宇宙フィラメントファインダーの使用は、大規模なクラスターの降下領域内の下部構造を解きほぐすための有用で簡単な観察ツールとして有望であると結論付けています。
アルマ望遠鏡による赤色ナゲット遺物銀河 PGC 11179 の超大質量ブラックホールのガス力学的質量測定
| Title |
ALMA_gas-dynamical_mass_measurement_of_the_supermassive_black_hole_in_the_red_nugget_relic_galaxy_PGC_11179 |
| Authors |
Jonathan_H._Cohn,_Maeve_Curliss,_Jonelle_L._Walsh,_Kyle_M._Kabasares,_Benjamin_D._Boizelle,_Aaron_J._Barth,_Karl_Gebhardt,_Kayhan_G\"ultekin,_Ak{\i}n_Y{\i}ld{\i}r{\i}m,_David_Buote,_Jeremy_Darling,_Andrew_J._Baker,_and_Luis_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11296 |
我々は、0$.\!\!^{\prime\prime}22$解像度のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)による、赤色ナゲット遺物銀河の核周囲ガス円盤からのCO(2$-$1)放出の観測結果を発表します。PGC11179。円盤は規則的な回転を示し、投影速度は400kms$^{-1}$の中心付近にある。CO排出は動的に冷たい薄い円盤から発生すると仮定し、ガス力学モデルをALMAデータに直接当てはめます。さらに、さまざまなモデルの仮定が結果に及ぼす影響をテストすることで、体系的な不確実性を調査します。超大質量ブラックホール(BH)の質量($M_\mathrm{BH}$)は、$M_\mathrm{BH}=(1.91\pm0.04$[$1\sigma$統計]$^{+0.11}と測定されます。_{-0.51}$[体系的])$\times10^9$$M_\odot$、および$H$帯の恒星の質量対光比$M/L_H=1.620\pm0.004$[$1\sigma$統計]$^{+0.211}_{-0.107}$[系統]$M_\odot/L_\odot$。この$M_\mathrm{BH}$はBHの質量$-$恒星の速度分散関係と一致しますが、BHの質量$-$バルジ光度の関係と比較すると3.7倍も大きすぎます。PGC11179は$z\sim2$レッドナゲットの遺物であると思われる局所的なコンパクトな初期型銀河のサンプルの一部であり、スケーリング関係に関連したその挙動は、以前に恒星力学で測定された3つの遺物銀河BHの挙動と一致しています。これらの超大質量BHは、BHがそのホスト銀河よりも先にその質量の大部分を獲得することを示唆している可能性があります。しかし、我々の結果は、スケーリング関係の高質量端でのより大きな固有散乱、またはガス力学および恒星力学法の体系的な違いによって説明することもできます。分子ガス力学法と恒星力学法との間の独立したクロスチェックを含む、サンプルの追加の$M_\mathrm{BH}$測定は、BHとそのホスト銀河の共進化についての理解を進めるだろう。
クラーケン、ガイア・エンケラドゥス、セコイアの類似体を使用した高忠実度の天の川シミュレーション: 降着の歴史の手がかり
| Title |
A_high_fidelity_Milky_Way_simulation_with_Kraken,_Gaia-Enceladus,_and_Sequoia_analogues:_clues_to_their_accretion_histories |
| Authors |
Guacimara_Garc\'ia-Bethencourt,_Chris_B._Brook,_Robert_J._J._Grand,_Daisuke_Kawata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11300 |
シミュレーションされた天の川に似た銀河内で、速度や化学存在量空間、$j_におけるそれらの分布などの観測結果と著しくよく一致する、ガイア-エンケラドゥス(GE)、クラーケン、セコイア合体の類似体を特定し、分析します。{z}$-エネルギー面。クラーケンの類似物は最も初期の合併であり、総質量比が最も高くなります。これまでの研究と一致して、この星は降着時の古いその場星と化学的に区別できない。GEとセコイアの類似イベントは、シミュレーションでは同じ時期に、どちらもフィラメントに沿って、しかし主銀河の反対側から発生します。GEとセコイアの類似体の平均恒星年齢はどちらも似ており、シミュレーション結果から、これらは別個の存在である可能性があり、なおかつ、地球の顕著な逆行速度など、現在において観察されている恒星の残骸の特性を自然に再現していることがわかります。セコイアの類似残存星と、化学物質存在量の空間を通る2つの銀河の軌跡の違い。私たちの結果は、これら3つの合体現象の特性に関する裏付けとなる情報を提供し、それらすべてが完全な宇宙論的シミュレーションで再現可能であることを初めて示し、天の川銀河形成の自己矛盾のない進化経路の可能性を提供します。
独自の流出による衝撃的な Sgr B2(N1): O 含有分子と N 含有分子間の分離に関する新たな視点
| Title |
Shocking_Sgr_B2(N1)_with_its_own_outflow:_A_new_perspective_on_segregation_between_O-_and_N-bearing_molecules |
| Authors |
Laura_A._Busch,_Arnaud_Belloche,_Robin_T._Garrod,_Holger_S._P._Mueller,_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11339 |
私たちは、ホットコアSgrB2(N1)によって引き起こされる強力な流出が周囲の媒体のガス分子インベントリに及ぼす影響を調査したいと考えています。3mmイメージングスペクトル線調査ReMoCA(ALMAによる分子複雑性の再探索)の一部として取得されたデータを使用しました。SOとSiOの発光の統合強度マップは、ホットコアの中心から南東に主に広がる青方偏移した発光と北西に赤方偏移した発光を伴う双極構造を明らかにします。これは、COMだけでなくCH3OH、CH3CHO、HNCO、NH2CHOなど、重元素としてNのみを含む他のS含有分子および種の発光でも顕著に観察されます。選択したCOMおよびより単純な種について、LTEの仮定に基づいてスペクトルがモデル化され、各流出ローブに1つずつ、合計2つの位置で個体数図が導出されました。この分析から、約100～200Kの範囲の回転温度とカラム密度が得られました。その後、その存在量は、天体化学モデルの予測と、低質量原始星L1157のよく研究された流出に位置するL1157-B1およびSgrB2分子雲に位置する源G+0.693-0.027の観測と比較されました。複雑な。分析された流出位置からSgrB2(N1)の中心までの距離が短いことを考慮して、ホットコア化学の段階(つまり、氷種の熱脱離と高温気相化学)が、核反応の段階に先行するというシナリオを提案します。衝撃波。その後の材料の圧縮とさらなる加熱により、(主にOを含む)分子の破壊が加速されました。シアン化物の気相形成は、衝撃後のガス中でのシアン化物の破壊と競合できるようです。HCnN(n=3,5)の量は流出成分で増加しており、(追加の)気相形成を示しています。このようなシナリオを確認するには、適切な化学ショックモデルを実行する必要があります。
宇宙の大規模な恒星の質量と金属量の関係: CAVITY マザーサンプル
| Title |
Stellar_mass-metallicity_relation_throughout_the_large-scale_of_the_Universe:_CAVITY_mother_sample |
| Authors |
Jes\'us_Dom\'inguez-G\'omez,_Isabel_P\'erez,_Tom\'as_Ruiz-Lara,_Reynier_F._Peletier,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Ute_Lisenfeld,_Bahar_Bidaran,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Manuel_Alc\'azar-Laynez,_Mar\'ia_Argudo-Fern\'andez,_Guillermo_Bl\'azquez-Calero,_H\'el\`ene_Courtois,_Salvador_Duarte_Puertas,_Daniel_Espada,_Estrella_Florido,_Rub\'en_Garc\'ia-Benito,_Andoni_Jim\'enez,_Kathryn_Kreckel,_M\'onica_Rela\~no,_Laura_S\'anchez-Menguiano,_Thijs_van_der_Hulst,_Rien_van_de_Weygaert,_Simon_Verley,_and_Almudena_Zurita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11412 |
空隙銀河は、フィラメント、壁、クラスターなどのより密度の高い環境にある銀河に比べて外的要因の影響が少ないため、銀河の進化を引き起こす物理プロセスを理解するために不可欠です。銀河の恒星の金属性は、その生涯を通じて蓄積された星形成の化石記録をたどります。空隙、フィラメント、壁、クラスターなどのさまざまな環境における銀河の恒星の金属性を比較することで、大規模な環境が銀河の化学進化にどのような影響を与えるかについて貴重な洞察が得られます。我々は、星形成履歴(SFH)タイプ、形態、色が異なるボイド、フィラメント、壁、クラスター内の銀河間で、10^8.0から10^8.0～10^11.5太陽質量、赤方偏移0.01<z<0.05。私たちは、数千の銀河の恒星の質量と金属量の関係を研究することで、大規模な構造が銀河の進化にどのような影響を与えるかをより深く理解することを目指しています。これにより、空隙、フィラメント、壁、クラスター内の銀河間で統計的に適切な比較が可能になります。SDSS-DR7の10807個のスペクトル(空隙の987個、フィラメントと壁の6463個、クラスターの3357個)にノンパラメトリックなフルスペクトルフィッティング技術(pPXFおよびSTECKMAP)を適用し、それらの中心質量加重平均恒星金属量を導き出します。我々は、ボイド内の銀河は平均してフィラメントや壁内の銀河よりわずかに星の金属性が低く（0.1dex）、クラスター内の銀河よりもはるかに低い（0.4dex）ことを発見しました。これらの違いは、高質量銀河よりも低質量(10^9.25)の銀河、短いタイムスケールのSFH(ST-SFH、初期に集中)よりも長いタイムスケールのSFH(LT-SFH、時間に沿って拡張)銀河の方が顕著です。倍)銀河、楕円銀河よりも渦巻銀河、赤い銀河よりも青い銀河。
SDSS MaNGA 円盤銀河の目に見える質量の完全な説明
我々は、異なる質量と進化段階の銀河に存在する暗黒物質の相対量をよりよく理解するために、渦巻銀河の総質量に対する可視質量の比率の研究を紹介します。SDSSMaNGADR17の分光観測で測定されたH-アルファ輝線の速度を使用して、5522個の円盤銀河の90%の楕円ペトロシアン半径R90における回転速度を評価します。これを、恒星、HI、水素分子、重金属、塵の質量から計算した、目に見える質量の合計から予想される速度と比較します。分子状水素の質量測定は、SDSSMaNGADR17で観測された銀河のごく一部についてのみ利用可能であるため、SDSSDR7の一部として観測された銀河を使用して、rバンドの絶対等級の関数として分子状水素の質量のパラメーター化を導き出します。これらのパラメータ化を使用して、観測された速度に対応するR90内の可視質量の割合を計算します。この部分の可能性を統計的に分析したことに基づいて、円盤銀河の可視範囲内では帰無仮説(暗黒物質なし)を95%以上の信頼レベルで除外することはできないと結論付けます。また、これらの質量成分をすべて含めることにより、星を形成する円盤銀河は、大きさに関係なく、統計的に見える質量と全質量の比率が同じであることもわかりました。
重力場における低エネルギー爆発：準エネルギー超新星と高速X線過渡現象への影響
| Title |
Low-energy_Explosions_in_a_Gravitational_Field:_Implications_for_Sub-energetic_Supernovae_and_Fast_X-ray_Transients |
| Authors |
Daniel_A._Paradiso,_Eric_R._Coughlin,_Jonathan_Zrake,_Dheeraj_R._Pasham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10713 |
観測と理論によれば、核崩壊超新星は爆発エネルギーの範囲に及ぶ可能性があり、準エネルギーの場合、爆発を引き起こす衝撃波は前駆体の脱出速度に匹敵する速度まで減速する可能性がある。このような場合、重力によって爆発の流体力学が複雑になり、おそらく、衝撃が始原星の内部の大きな半径で失速する可能性があります。弱い爆発のこれらのユニークな特性を理解するために、私たちは、最初に強い衝撃が、コンパクトな物体の重力場内で時間的に安定して落下する媒体への伝播をモデル化するための摂動的なアプローチを開発します。この方法では、衝撃の位置と衝撃後の速度、密度、圧力を、衝撃速度に対する自由落下速度の(時間依存の)比率の級数解として書き込み、爆発エネルギーが大きくなると衝撃が前駆体内で失速すると予測します。臨界値を下回っています。私たちのモデルが流体力学シミュレーションと非常によく一致し、時間依存の衝撃の位置と速度、および衝撃が失速する半径を正確に予測することを示します。私たちの結果は、ブラックホールの形成と、新たに検出された高速X線過渡現象(FXT)のクラスに影響を及ぼします。特に、我々は、FXTと同様に、星の外縁が失速した衝撃によって落下する「ファントム衝撃ブレークアウト」が、その後の光学/UVシグネチャなしでX線のバーストを生成する可能性があると提案します。このモデルは、X線バーストの立ち上がり時間$t_{\rmd}$と平均光子エネルギー$kT$がおよそ$T\proptot_{\rmd}^のように逆相関すると予測します。{-5/8}$。
複雑な星周環境内でのメシエ 101 の超新星 2023ixf の爆発を解決する
| Title |
Resolving_the_explosion_of_supernova_2023ixf_in_Messier_101_within_its_complex_circumstellar_environment |
| Authors |
E._A._Zimmerman_(1),_I._Irani_(1),_P._Chen_(1),_A._Gal-Yam_(1),_S._Schulze_(2),_D._A._Perley_(3),_J._Sollerman_(4),_A._V._Filippenko_(5),_T._Shenar_(6),_O._Yaron_(1),_S._Shahaf_(1),_R._J._Bruch_(7,_1),_E._O._Ofek_(1),_A._De_Cia_(8,_9),_T._G._Brink_(5),_Y._Yang_(5),_S._S._Vasylyev_(5),_S._Ben_Ami_(1),_M._Aubert_(10),_A._Badash_(1),_J._S._Bloom_(5),_P._J._Brown_(11),_K._De_(12,_13),_G._Dimitriadis_(14),_C._Fransson_(4),_C._Fremling_(15,_16),_K._Hinds_(3),_A._Horesh_(17),_J._P._Johansson_(2),_M._M._Kasliwal_(16),_S._R._Kulkarni_(16),_D._Kushnir_(1),_C._Martin_(18),_M._Matuzewski_(18),_R._C._McGurk_(19),_A._A._Miller_(20,_21),_J._Morag_(1),_J._D._Neil_(16),_P._E._Nugent_(22,_5),_R._S._Post_(23),_N._Z._Prusinski_(18),_Y._Qin_(16),_A._Raichoor_(22,_5),_R._Riddle_(15),_M._Rowe_(11),_B._Rusholme_(24),_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10727 |
超新星爆発を発生直後に観察すると、星の爆発の物理学や超新星の前駆星(SNe)の性質に関する重要な情報が明らかになる可能性があります。明確なエッジを持つ星が真空中で爆発するとき、その表面から逃げる最初の光子は、短い衝撃爆発のフレアとして現れます。このフレアの継続時間は、超巨星からの非球形のブレイクアウトの場合でも最長で数時間に及ぶ可能性があり、その後、爆発噴出物は膨張して冷却されるはずです。あるいは、十分に密度の高い光学的に厚い星周物質の分布内で爆発する星の場合、最初の光子は星の縁を越えて物質から脱出し、初期フレアの継続期間は数日間に及ぶ可能性があり、その間に逃げる放出は光球加熱を示します。SN爆発をイベント直後に検出することは困難であるため、超巨大恒星の爆発に関するデータはこれまでほとんど偶然の観測に限られており、紫外線(UV)データが欠如しているため、初期の放出が加熱しているのか冷却しているのかを判断することができませんでした。それが初期の爆発イベントの性質です。ここでは、近くの銀河M101のSN2023ixfの観測結果を報告し、この現象の初期段階をカバーします。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の紫外分光法と追加の多波長観測の包括的なセットを使用して、この現象の測光および分光学的進化を追跡し、SN発光の出現と進化を時間的に解決することができます。
未検出の検出: 重力波個体群研究におけるバイアスの克服
| Title |
Detecting_the_Undetected:_Overcoming_Biases_in_Gravitational-Wave_Population_Studies |
| Authors |
Ryan_Raikman,_Simone_Bavera,_Tassos_Fragos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10736 |
重力波天文学の盛んな分野では、連星ブラックホール合体形成チャネルを正確に推測することが最も重要です。ベイジアン階層モデル選択分析は、有望な方法論を提供します(例:OneChanneltoRuleThemAll、Zevinetal.2021を参照)。しかし、最近、Chengetal.(2023)は重要な警告を強調しました:既知のモデルに存在しない観察されたチャネルは分岐率の推定に偏りをもたらす可能性があります。このリサーチノートでは、そのような分析で欠落しているチャネルを検出するテストを紹介します。私たちの調査結果は、これらのとらえどころのないチャネルを特定するのに賞賛に値する成功率を示しています。しかし、失われたチャネルが認識されたチャネルと密接に重なるシナリオでは、違いを識別することは依然として困難です。
隠された活動銀河核における軟 X 線散乱放出のレイトレーシング シミュレーション
| Title |
Ray-tracing_simulations_of_the_Soft_X-ray_Scattered_Emission_in_obscured_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jeffrey_McKaig,_Claudio_Ricci,_St\'ephane_Paltani,_K._K._Gupta,_Nicholas_P._Abel,_Y._Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10771 |
局所宇宙のほとんどの活動銀河核(AGN)は隠されています。これらの不明瞭なAGNでは、通常、吸収されたX線連続体より約2keV未満の軟X線で過剰が観察されます。このスペクトル成分は、狭線領域(NLR)の自由電子からのX線光子の散乱、および/または光イオン化線と関連しています。最近の研究では、高度に不明瞭なAGNでは、この成分は、それほど不明瞭でないAGNよりも一次X線連続体に比べて低い束を持っていることが判明しました。これは、連続体に対する散乱束の比率である散乱率(fscatt)によって測定されます。ここでは、レイトレーシングプラットフォームRefleXを使用して散乱X線放射のシミュレーションを実行し、この現象について考えられる2つの説明をテストします。(1)fscattが低い線源はより高い傾斜で観察されている、または(2)fscattが低い線源は次のような特徴を持っています。より大きなカバーファクター。カラム密度と開口角(したがってカバー率)を変化させながら、自由電子の円錐形のNLRを考慮します。また、観測から推定された電子密度や、スペクトル合成コードCloudyを使用して実行されたシミュレーションから推定された電子密度も考慮します。私たちのシミュレーションは、fscattがトーラスの傾斜角と被覆率の両方に関連すると予想されることを示しています。ただし、fscattとNHの間に観察された負の相関関係は、カラム密度と隠蔽物質の被覆率との間の正の関係によってのみ説明できます。fscattへの追加の寄与は、未解決の光イオン化ラインやイオン化流出ガスからもたらされる可能性があります。
バイナリ用のアルゴリズムパルサータイマー
パルサータイミングは、パルサーのすべての回転を考慮して、スピン周波数、スピン周波数の導関数、天文位置、該当する場合のバイナリパラメーター、ISMの特性、および潜在的な一般相対論的効果を正確に測定する強力なツールです。通常、このプロセスでは、観測を監視するためのかなり厳しいスケジューリング要件と、タイミングデータを「位相接続」するための深い領域知識が必要です。バイナリパルサーのパルサータイミングプロセスを自動化するアルゴリズムを紹介します。このアルゴリズムは、孤立したパルサーに対しても機能しますが、タイミングソリューションの複雑さのレベルはさらに高くなります。統計的F検定と最小値付近の換算$\chi^2$の二次依存性を使用すると、パルサーのグローバル回転数を効率的かつ体系的に決定できます。私たちはアルゴリズムを使用して、過去13年間の$\sim$70グリーンバンク望遠鏡の観測を使用して、球状星団Terzan5内で新たに発見された2つの連星パルサーPSRJ1748$-$2446aqおよびJ1748$-$2446atのタイミング解を確立しました。。
ノンパラメトリックモデルによる中性子星の状態に依存しない関係方程式の評価
| Title |
Assessing_equation_of_state-independent_relations_for_neutron_stars_with_nonparametric_models |
| Authors |
Isaac_Legred,_Bubakar_O._Sy-Garcia,_Katerina_Chatziioannou,_Reed_Essick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10854 |
核の状態方程式に依存しない中性子星の特性間の関係は、中性子星の物理学に関する洞察を提供し、データ解析に実際に応用できます。このような関係は、現象学的または核物理学の状態方程式モデルの範囲に当てはめることによって取得されますが、それぞれの精度はさまざまです。この研究では、一般的に使用される関係を再検討し、ガウス過程に基づく現象学的ノンパラメトリック状態方程式モデルの非常に柔軟なセットを使用してそれらを再評価します。私たちのモデルは、ハドロンモデルを模倣する状態方程式と、相転移に似た急速に変化する挙動を伴う状態方程式の2つのセットに対応します。我々は両方の集合の下での関係の精度を定量化し、今後予想される天体物理観測の統計的不確実性に関してそれらの適用可能性を議論します。さらに、特定の状態方程式セットをモデル化する関係を使用することによって導入される系統誤差の推定値を提供する適合度メトリックを提案します。全体として、ノンパラメトリック分布は既存の関係との適合性がより低く、I-Love-Q関係が最も高い普遍性を保持しています。Binary-LoveやCompactness-Love関係など、潮汐変形可能性を含む関係、および相転移現象学を導入する場合、適合度は低下します。ほとんどの関係では、系統誤差は、ノンパラメトリックな状態方程式分布の下での現在の統計的不確実性に匹敵します。
RelativisticDynamics.jl: Julia での相対論的スピン軌道ダイナミクス
RelativisticDynamics.jlは、カー時空の重力強磁場における相対論的スピン軌道ダイナミクスのためのオープンソースJuliaパッケージです。強磁場領域におけるパルサーのような回転物体のダイナミクスをモデル化するための既存のコードは、そのようなシステムが一般に見落とされている中間領域を占有するため、一般的に不足しています。この領域の「下位」端には、根底にある時空計量に対するパルサーのスピンの影響（「スピン曲率」結合）を無視するポストニュートン記述があります。「上位」端には、質量比$\mathcal{O}(1)$を持つ2つのブラックホールに主に適用できる完全な相対性理論の解がありますが、多数の軌道上で観測されるパルサー系では計算的に処理が困難です。サイクル。RelativisticDynamics.jlは、Mathisson-Papetrou-Dixon形式主義を介して回転する相対論的システムの正確な数値進化のための最新の高速コードを提供することで、このギャップを埋めることを目的としています。Juliaは、「2言語問題」を解決する最新の言語であり、CやFortranなどの天体物理学コミュニティでよく知られている数値言語と同等のペタフロップスパフォーマンスと組み合わせて、高速な動的型指定とJITコンパイルを可能にします。RelativisticDynamics.jlは、型に完全に柔軟になるように書かれており、任意の数値形式をサポートでき、自動微分によって完全に微分可能です。
ブレーザーS4 0954+65の光学および$\gamma$線の最大輝度レベルにおける極端な測光および偏光変動
| Title |
Extreme_photometric_and_polarimetric_variability_of_blazar_S4_0954+65_at_its_maximum_optical_and_$\gamma$-ray_brightness_levels |
| Authors |
C._M._Raiteri,_M._Villata,_M._I._Carnerero,_S._S._Savchenko,_S._O._Kurtanidze,_V._V._Vlasyuk,_A._Marchini,_K._Matsumoto,_C._Lorey,_M._D._Joner,_K._Gazeas,_D._Carosati,_D._O._Mirzaqulov,_J._A._Acosta_Pulido,_I._Agudo,_R._Bachev,_E._Ben\'itez,_G._A._Borman,_P._Calcidese,_W._P._Chen,_G._Damljanovic,_S._A._Ehgamberdiev,_D._Els\"asser,_M._Feige,_A._Frasca,_H._Gaur,_T._S._Grishina,_A._C._Gupta,_D._Hiriart,_M._Holland,_B._Horst,_S._Ibryamov,_R._Z._Ivanidze,_J._Jensen,_V._Jithesh,_M._D._Jovanovic,_S._Kiehlmann,_G._N._Kimeridze,_S._Kishore,_E._N._Kopatskaya,_O._M._Kurtanidze,_E._G._Larionova,_H._C._Lin,_K._Mannheim,_C._Marinelli,_J._Moreira_Reyes,_D._A._Morozova,_M._G._Nikolashvili,_D._Reinhart,_F._D._Romanov,_E._Semkov,_J._Seufert,_E._V._Shishkina,_L._A._Sigua,_R._Skalidis,_O._I._Spiridonova,_M._Stojanovic,_A._Strigachev,_Y._V._Troitskaya,_I._S._Troitskiy,_A._Tsai,_A._A._Vasilyev,_O._Vince,_K._Vrontaki,_K._Wani,_D._Watts,_and_A._V._Zhovtan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11108 |
2022年にBLLac天体S40954+65は大きな変動段階を経て、光学帯および$\gamma$線帯で史上最大の明るさに達した。2022年4月6日から7月6日までにホールアースブレーザー望遠鏡(WEBT)コラボレーションによって取得された光測光データと偏光データを紹介します。前例のない高速変動の多くのエピソードが検出され、発光領域サイズの上限が10ドル程度であることを示唆しています。^{-4}$パーセク。WEBTデータは、偏光度および偏光角度の両方が急速に変動していることを示しています。ねじれジェットモデルの枠組みで偏光挙動を説明するために、さまざまなモデルを分析します。このモデルでは、光束の長期傾向が発光領域の視野角の変化によって生成されると仮定しています。すべてのモデルは分極度の平均傾向を再現でき、磁束との一般的な逆相関を説明できますが、データの分散には乱流、衝撃、磁気リコネクションなどの固有のメカニズムの存在が必要です。WEBT光学データは、フェルミ衛星からの$\gamma$線データと比較されます。これらは、固定ビニング手順と適応ビニング手順の両方で分析されます。私たちは、測定可能な遅延のない光学データと$\gamma$線データ間の強い相関関係が、暗い状態と高輝度状態で異なる傾きを仮定していることを示し、これは、暗い状態では主に幾何学的効果の痕跡が見られるというシナリオと一致します。一方、明るい状態では、シンクロトロンの自己コンプトン過程が支配的です。
IXPEの観測により、降着ブラックホールの高いスピン値が確認される 4U 1957+115
| Title |
IXPE_observation_confirms_a_high_spin_value_in_the_accreting_black_hole_4U_1957+115 |
| Authors |
L._Marra,_M._Brigitte,_N._Rodriguez_Cavero,_S._Chun,_J._F._Steiner,_M._Dov\v{c}iak,_M._Nowak,_S._Bianchi,_F._Capitanio,_A._Ingram,_G._Matt,_F._Muleri,_J._Podgorn\'y,_J._Poutanen,_J._Svoboda,_R._Taverna,_F._Ursini,_A._Veledina,_A._De_Rosa,_J._A._Garcia,_A._A._Lutovinov,_I._A._Mereminskiy,_R._Farinelli,_S._Gunji,_P._Kaaret,_T._Kallman,_H._Krawczynski,_Y._Kan,_K._Hu,_A._Marinucci,_G._Mastroserio,_R._Miku\v{s}incov\'a,_M._Parra,_P._O._Petrucci,_A._Ratheesh,_P._Soffitta,_F._Tombesi,_S._Zane,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_L._Baldini,_W._H._Baumgartner,_R._Bellazzini,_S._D._Bongiorno,_R._Bonino,_A._Brez,_N._Bucciantini,_S._Castellano,_E._Cavazzuti,_C._Chen,_S._Ciprini,_E._Costa,_E._Del_Monte,_L._Di_Gesu,_N._Di_Lalla,_A._Di_Marco,_I._Donnarumma,_V._Doroshenko,_S._R._Ehlert,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_K._Hayashida,_J._Heyl,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_V._Karas,_F._Kislat,_T._Kitaguchi,_J._J._Kolodziejczak,_F._La_Monaca,_L._Latronico,_I._Liodakis,_S._Maldera,_A._Manfreda,_F._Marin,_A._P._Marscher,_H._L._Marshall,_F._Massaro,_I._Mitsuishi,_T._Mizuno,_M._Negro,_C._Y._Ng,_S._L._O'Dell,_N._Omodei,_C._Oppedisano,_A._Papitto,_G._G._Pavlov,_A._L._Peirson,_M._Perri,_M._Pesce-Rollins,_M._Pilia,_A._Possenti,_S._Puccetti,_B._D._Ramsey,_J._Rankin,_O._J._Roberts,_R._W._Romani,_C._Sgro,_P._Slane,_G._Spandre,_D._A._Swartz,_T._Tamagawa,_F._Tavecchio,_Y._Tawara,_A._F._Tennant,_N._E._Thomas,_A._Trois,_S._S._Tsygankov,_R._Turolla,_J._Vink,_M._C._Weisskopf,_K._Wu_and_F._Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11125 |
我々は、2023年5月にImagingX-rayPolarimetryExplorerIXPEを用いて実施された、低質量X線連星4U1957+115の最初のX線偏光観測の結果を紹介する。この連星系は高/ソフトスペクトルに存在する。発見以来の状態であり、ブラックホールのホストであると考えられています。$\sim$571ksIXPEの観測により、$1.9\%\pm0.4$\%の直線偏光度と$-41.\!\!^\circ8\pm5.\!\!^\circ7の偏光角が明らかになりました。エネルギー範囲は2～8keVです。スペクトルモデリングは標準降着円盤からの主な寄与と一致しており、偏波データは帰還放射線、つまり強い重力の影響によって曲げられ、最終的に反射される前に円盤表面に強制的に戻される光子が重要な役割を果たしていることを示唆している。観察者に届く。この設定では、ブラックホールのスピンが0.96より低く、傾斜角が50$\hbox{$^\circ$}$より低いモデルが好まれないことがわかります。
微光 AGN の広帯域 X 線スペクトルの処理: ケーススタディ
この研究では、選択した3つの平均輝度硬X線AGN、ESO506-G27、IGRJ19039+3344、NGC7465を分析します。これらには、これまでに公開されたことのない同時Swift/XRTおよびNuSTARデータがあり、X線研究所では十分に研究されていませんでした。エネルギー。これらの情報源は、方法論と科学の両方の観点から興味深いターゲットになります。それらはおそらく重度に吸収される物体であり、特殊なクラスに属し、光束とスペクトル形状の両方が変化するため、科学的に興味深いものです。方法論的には、既存のスペクトルモデルを微光源にどのように適用できるか、NuSTARデータのみの使用と同時および/または平均データの使用がスペクトルパラメーターの決定にどのように影響するかを理解するのは興味深い演習だからです。この研究では、統計的品質が低い場合、同時データは十分ではないことを示します。さらに、暗いAGNを扱う場合に時間平均データを使用しても、より明るいAGNの場合と同様に常に信頼できる結果が得られるわけではないことも示します。分析で使用したデータの品質が低い場合でも、各ソースのスペクトル特性についての洞察を提供することができます。私たちは、ESO506-G27の鉄線複合体を初めて詳細に分析し、鉄K$\alpha$線とK$\beta$線の存在だけでなく、7keV付近の鉄Kエッジの存在も発見しました。NuSTARデータ。また、IGRJ19039+3344の吸収特性の変化も強調し、NGC7465が非吸収のタイプ1ライナーであることを確認します。
LHAASO による GRB 221009A の観測によるアクシオン様粒子の制約
| Title |
Constraints_on_Axion-like_Particles_from_the_Observation_of_GRB_221009A_by_LHAASO |
| Authors |
Lin-Qing_Gao,_Xiao-Jun_Bi,_Jun_Li,_Run-Min_Yao,_Peng-Fei_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11391 |
最近、LHAASOとの共同研究により、GRB221009Aのガンマ線スペクトルの測定が報告されました。これは、0.3から約10TeVのエネルギー範囲をカバーする史上最も明るいバーストです。LHAASOによる観測に基づいて、GRB221009Aと天の川銀河の主銀河におけるALP光子振動効果を調べます。ホスト銀河の不確実な磁場構成を考慮して、均一磁場モデル、銀河磁場モデルと同じモデル、ホスト銀河のHST観測から構築されたモデルの3つの異なるモデルを使用してALPパラメータに制約を設定しました。ハロー。この研究では、制約を設定するために${\rmCL_s}$メソッドが適用されます。我々は、3つのホスト銀河磁場モデルから導出された制約が同等であることを発見しました。我々の結果は、他の実験と比較して、小さなALP質量領域において相補的です。
BH-LMXB MAXI J1820$+$070 の線放出領域と降着円盤を加熱する X 線との間の経験的な関係
| Title |
An_empirical_connection_between_line-emitting_regions_and_X-rays_heating_the_accretion_disc_in_BH-LMXB_MAXI_J1820$+$070 |
| Authors |
B.E._Tetarenko,_A.W._Shaw,_and_P.A._Charles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11438 |
低質量X線連星(LMXB)で繰り返される一時的な爆発は、降着プロセスを研究するための理想的な実験室となります。超大質量の近縁種とは異なり、LMXBは直接画像化するには小さすぎるし、遠すぎる。幸いなことに、位相分解分光法は、非常に複雑で時間に依存する降着円盤を研究するための代替診断を提供できます。LMXBの主なスペクトル特徴は、光波長で検出される強力な円盤状の輝線です。これらの線の形状、プロファイル、出現/消失は連星軌道全体で変化するため、これらの円盤内の物質が時間の経過とともにどのように動作し、進化するかを追跡するために使用できます。\textit{Swift}の多波長モニタリングキャンペーン、グランテレスコピオカナリアス(GTC)とリバプール望遠鏡による位相分解分光法、そして現代の天体トモグラフィー技術を組み合わせることで、線の放出領域と天体の物理的特性との間に明確な経験的関連性が見出されます。2018年の爆発時にブラックホールLMXBMAXIJ1820+070内の円盤を加熱したX線。この論文では、これらの経験的相関関係が、LMXB降着円盤の形状と構造を理解するための効果的な観察ツールとしてどのように使用できるかを示し、この系に存在する放射線によって歪んだ降着円盤のさらなる証拠を示します。
BICEP アレイ高周波受信機の時分割多重化の結果と限界
| Title |
Results_and_Limits_of_Time_Division_Multiplexing_for_the_BICEP_Array_High_Frequency_Receivers |
| Authors |
S._Fatigoni_(1),_P.A.R._Ade_(2),_Z._Ahmed_(3,4),_M._Amiri_(5),_D._Barkats_(6),_R._Basu_Thakur_(8,1),_C.A._Bischoff_(7),_D._Beck_(4),_J.J._Bock_(1,8),_V._Buza_(6),_J._Cheshire_(9),_J._Connors_(6),_J._Cornelison_(6),_M._Crumrine_(9),_A.J._Cukierman_(1),_E.V._Denison_(13),_M.I._Dierickx_(6),_L._Duband_(10),_M._Eiben_(6),_J.P._Filippini_(11,12),_C._Giannakopoulos_(7),_N._Goeckner-Wald_(4),_D.C._Goldfinger_(3,4),_J.A._Grayson_(4),_P.K._Grimes_(6),_G._Hall_(9),_G._Halal_(4),_M._Halpern_(5),_E._Hand_(7),_S.A._Harrison_(6),_S._Handerson_(3,4),_S.R._Hildebrandt_(8),_G.C._Hilton_(13),_J._Hubmayr_(13),_H._Hui_(1),_K.D._Irwin_(3,4),_J._Kang_(4),_K.S._Karkare_(4),_S._Kefeli_(1),_J.M._Kovac_(6),_C.L._Kuo_(3,4),_K._Lau_(1),_E.M._Leitch_(14),_A._Lennox_(11),_T._Liu_(4),_K.G._Megerian_(8),_O.Y._Miller_(1),_et_al._(41_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10849 |
時分割多重化は、多重化における中心的な課題である低周波ノイズの優れた安定性が証明されている非常に成熟した技術であるため、多くの地上および宇宙実験で選択される読み出しアーキテクチャです。完全に実装されると、150GHzおよび220/270GHzで観測する2つのBICEPアレイ高周波受信機のそれぞれに、焦点面上に並べて配置された7776個のTES検出器が搭載されます。これら2つの受信機によって設定された制約により、ウォーム読み出し電子機器の再設計が必要になりました。ブリティッシュコロンビア大学で開発および構築された標準マルチチャネルエレクトロニクスの新しいバージョンがここで初めて紹介されます。BICEPアレイは、時分割多重読み出しテクノロジを多重化レート、ノイズ、クロストークの点で能力の限界まで運用し、極度のノイズ性能と体系的なエラー制御を必要とする厳密に要求の厳しい科学的アプリケーションに適用します。CMB-S4のような将来の実験では、さらに多数の検出器に対して時分割/SQUIDベースの読み出しを備えたTESボロメータを使用することが計画されています。
天文台における大気の点像分布関数をシミュレートするための現実的な入力パラメータの生成
| Title |
Generation_of_realistic_input_parameters_for_simulating_atmospheric_point-spread_functions_at_astronomical_observatories |
| Authors |
Claire-Alice_H\'ebert,_Joshua_E._Meyers,_My_H._Do,_Patricia_R._Burchat,_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10855 |
高忠実度でシミュレートされた天体画像は、画像処理アルゴリズムのパフォーマンスの開発と測定、特に宇宙シアー(大規模宇宙によって引き起こされる弱い重力レンズによる遠方の銀河の画像の相関歪み)の高精度測定において重要なツールです。宇宙の質量分布。宇宙シアーを不偏に測定するには、相関する画像歪みの他のすべての原因をモデル化するか、除去する必要があります。そのような原因の1つは、大気中の光学的乱流に起因する画像の相関的なぼやけであり、これが地上の機器の点像分布関数(PSF)を支配します。この研究では、気象予測モデルのデータを活用して、高度と現実的に相関する風速と風向、および乱気流パラメータを生成します。PSFのサイズと形状の相関関係を研究するために、約10平方度の視野(チリにあるベラC.ルービン天文台のカメラ焦点面のサイズ)にわたるPSFのシミュレーション画像を生成します。-天文台付近の地理的位置に関する気象データと歴史的観測を使用します。宇宙シアーの解析に使用される2点相関関数(2PCF)の定量的予測を行います。私たちは、実画像の観測に基づいて予想される二次元2PCFの強い異方性を観測し、その異方性の向きが地上付近および高高度での卓越した風向に依存することを研究しました。シミュレーションへの入力用の相関気象パラメーターを生成するコードリポジトリ(psf-weather-station)は、https://github.com/LSSTDESC/psf-weather-stationで公開されています。
GMagAO-X: GMT 用のファーストライト コロナグラフィー補償光学システム
| Title |
GMagAO-X:_A_First_Light_Coronagraphic_Adaptive_Optics_System_for_the_GMT |
| Authors |
Maggie_Kautz,_Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Olivier_Guyon,_Alexander_Hedglen,_Victor_Gasho,_Olivier_Durney,_Jamison_Noenickx,_Adam_Fletcher,_Fernando_Coronado,_John_Ford,_Tom_Connors,_Mark_Sullivan,_Tommy_Salanski,_Doug_Kelly,_Richard_Demers,_Antonin_Bouchez,_Breann_Sitarski,_Patricio_Schurter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10888 |
GMagAO-Xは、巨大マゼラン望遠鏡(GMT)の初光時に使用される可視から近赤外の極限補償光学(ExAO)システムです。GMagAO-Xは、可視および近赤外波長(6～10マス)で回折限界の性能を発揮し、$10^{-7}$程度のコントラストを実現するように設計されています。GMagAO-Xの主な科学事例は、成熟した、潜在的に居住可能な系外惑星の反射光による特性評価です。GMagAO-Xはウーファー/ツイーターシステムを採用しており、セグメント位相制御を備えています。ツイーターは21,000個のアクチュエーターをセグメント化した変形可能ミラー(DM)であり、7つの個別の3,000個のアクチュエーターDMで構成されています。7台のDMが並行して動作して21,000個のアクチュエータDMを生成するこの新しいExAOフレームワークは、モノリシックDMアーキテクチャの現在または近い将来のアクチュエータ数を大幅に上回ります。ブートストラップ、位相調整、高次センシングは、多段波面センシングシステムによって可能になります。7つのセグメントで構成されるGMTの前例のない25.4mの口径は、巨大なミラーを波長の1/100まで同位相にするという新たな課題をもたらします。GMTの主鏡セグメントは30cmを超える大きなギャップによって分離されているため、セグメントの振動や大気条件などにより瞳全体の光路長(ピストン)が変動します。光学テストベッド(HCAT)は、ホログラフィック分散フリンジセンサー(HDFS)やセグメント化された瞳全体の収差を補正するための新しいExAO平行DMコンセプトなど、GMTおよびGMagAO-Xの新しい波面センシングおよび制御アプローチをテストします。GMagAO-XのCoDRは2021年9月に開催され、予備設計レビューは2024年初めに予定されています。この文書では、GMagAO-Xのアーキテクチャ全体の科学的事例と要件、およびプロトタイプの現在の取り組みについて説明します。HCAT上のGMagAO-Xの新しいハードウェアコンポーネントと新しい波面センシングおよび制御コンセプト。
位相誘起振幅アポダイズドゼルニケ波面センサー (PIAA-ZWFS) による任意の開口での波面センシングの基本感度限界に到達
| Title |
Reaching_the_fundamental_sensitivity_limit_of_wavefront_sensing_on_arbitrary_apertures_with_the_Phase_Induced_Amplitude_Apodized_Zernike_Wavefront_Sensor_(PIAA-ZWFS) |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert_and_Jared_R._Males_and_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10889 |
過去20年間、ELTでの高コントラスト画像処理のパフォーマンスを桁違いに向上できる最適な波面センサーを多くの人が探してきました。古典的な情報理論によれば、波面センサーの最適感度は光子あたり1/2ラジアンrmsです。古典的な限界は星の光の量子計測の限界でもあることを示します。これは、光子あたり1/2ラジアンrmsが実際の限界であることを意味します。この議事では、位相誘起振幅アポダイズド・ゼルニケ波面センサーを紹介します。PIAA-ZWFSは、標準ZWFSを非球面レンズのセットで変更して感度を高めます。最適化されたシステムは、すべての空間周波数>1.7サイクル/瞳で基本限界に達し、空間周波数<1.7サイクル/瞳では限界に非常に近くなります。PIAA-ZWFSは、PIAA-CMCコロナグラフィーとシームレスに統合できます。このため、PIAA-ZWFSは高コントラストイメージング用の波面センサーとして理想的な候補になります。
PIAACMC によるコロナグラフィーと波面センシングの統合
| Title |
Integrated_coronagraphy_and_wavefront_sensing_with_the_PIAACMC |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert_and_Jared_R._Males_and_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10892 |
補正されていない波面誤差により、小さな内側作動角での高コントラスト観察でスペックルノイズが発生します。これらのスペックルは、コロナグラフ統合波面センサーを使用して感知および制御できます。ここでは、位相誘起振幅アポダイズド複素マスクコロングラフ(PIAACMC)を、焦点面波面センシング用のセルフコヒーレントカメラ(SCC)と非常に感度の高い高次瞳面ゼルニケ波面センサー(ZWFS)の両方とどのように統合できるかを紹介します。。非共通経路収差は、両方のセンサーをPIAACMCに統合することで完全に消去できます。これは、高コントラストイメージングにおいて非常に重要です。
太陽表面の構造の測光特性と磁気特性の関係
私たちは太陽磁場トレーサーで見える鋭い構造を調査します。黒点の磁気境界が測光境界と一致しないことが示されています。さらに、黒点の近くには磁場の明確な境界がありません。したがって、鋭利なエッジを持つ磁気チューブという広く受け入れられている概念は必ずしも正しいとは限らず、注意して使用する必要があります。また、太陽に目に見える斑点がまったくない瞬間でも、800ガウスを超える磁場が存在することも示されています。これらの強力な磁場の性質は依然として不明瞭です。それらは光球の下の比較的浅い深さで発生する可能性があります。
安定磁気圏における不安定現象：VCSSを用いた磁性OBA星からの電波フレアの探索
| Title |
Unstable_phenomena_in_stable_magnetospheres:_searching_for_radio_flares_from_magnetic_OBA_stars_using_VCSS |
| Authors |
E._Polisensky,_B._Das,_W._Peters,_M._E._Shultz,_E._Semenko,_T._E._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10825 |
高温磁気星の大部分は、単純なトポロジーを備えた非常に安定した$\sim$kG強度の表面磁場を持っていますが、一部の星は遠心ブレイクアウト(CBO)により小規模な爆発を起こします。結果として生じる小規模なフレアは通常、現在のマゼント球診断の感度を下回り、検出可能な一時的な兆候は生成されません。しかし、最近報告された高温磁気星CUVirからの電波フレアは、最もエネルギーの高いイベントのいくつかが実際に検出可能なレベルに達していることを示唆しています。これに動機づけられて、私たちはVLITECommensalSkySurvey(VCSS)の最初の2エポックで761個の高温磁気星の位置で一時的な電波源を探しました。3件の検出を報告します。誤った関連性分析では、ソースが画像アーチファクトである確率が1%未満であることが示されます。次に、3つの星の恒星パラメータを調べて、フレアが発生する可能性があるかどうかを理解します。私たちは、現段階ではこの検出と恒星との決定的な関連付けはできないものの、現在のデータはフレアが恒星の磁気圏で発生するという仮説と一致していると結論付けています。
WTP$\,$10aaauow: NEOWISE データで RCW$\,$49 星形成領域に向かう新しい FU Ori バーストを発見
| Title |
WTP$\,$10aaauow:_Discovery_of_a_new_FU_Ori_outburst_towards_the_RCW$\,$49_star-forming_region_in_NEOWISE_data |
| Authors |
Vinh_Tran,_Kishalay_De,_Lynne_Hillenbrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10832 |
若い星における大振幅の降着爆発は、原始星の集合において中心的な役割を果たすと期待されている。しかし、バーストの特定と詳細な研究のほとんどは、光学的時間領域調査での調査から得られたものであり、銀河面の塵でひどく隠された領域で発生した事象には敏感ではありません。今回我々は、高密度の銀河恒星域における過渡状態を回復するように設計された画像サブトラクション技術を用いたNEOWISEデータの系統的検索で特定された、大振幅の中赤外（MIR）バーストであるWTP$\,$10aaauowの発見を紹介する。新しいバーストはRCW$\,$49の星形成領域に向かって位置しており、$\約4\,$kpcの距離にあると推定されています。MIRの増光と同時に、この源は2014年から2015年頃に光学帯と近赤外(NIR)帯で$\gtrsim5\,$magのバーストを起こし、ピーク光度は$\およそ260\,$L$_に達したことが示された。\odot$はその後7年間にわたって緩やかに減少しました。バースト前後のスペクトルエネルギー分布の分析により、温度$3600-4400\,Kのバースト前の恒星の光球が、平らなスペクトルまたはクラスIに似たおそらく2成分のダスト構造に囲まれていることが明らかになった。「YSO」と入力します。我々は、光源の光学および近赤外追跡分光法を提示します。これは、強い吸収特徴で複雑な線プロファイルを示す光学帯域のGK型スペクトルと、風が$\約400\,$の終端速度に達する証拠を示しています。km$\,$s$^{-1}$。NIRバンドは、原子および分子の特徴が林立している、より低温のM型スペクトルを特徴としています。全体として、スペクトルはWTP\,10aaauowが新しいFUOriバーストであることを示しています。現在進行中の体系的な赤外線調査により、銀河円盤内のこの人口の範囲が明らかになり続けるでしょう。
CIDA 9A 周囲の非対称リングのデュアルバンド観測: 死ぬか生きているか?
| Title |
Dual-Band_Observations_of_the_Asymmetric_Ring_around_CIDA_9A:_Dead_or_Alive? |
| Authors |
Daniel_Harsono,_Feng_Long,_Paola_Pinilla,_Alessia_A._Rota,_Carlo_F._Manara,_Gregory_J._Herczeg,_Doug_Johnstone,_Giovanni_Rosotti,_Giuseppe_Lodato,_Francois_Menard,_Marco_Tazzari_and_Yangfan_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11007 |
原始惑星系円盤で観察されたダストの非対称性の最も魅力的な説明は原始惑星の存在ですが、他のメカニズムもダストの特徴を形成する可能性があります。この論文は、M型星CIDA9Aの周りにある大きな非対称の塵の多いリングの二重波長アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)観測を紹介します。1.3mmと3.1mmのデータの両方でダストの非対称性が検出されました。非対称構造を特徴付けるために、パラメトリックモデルを使用して、観察された可視性を適合させます。我々は、2つの波長での観測間の塵放出ピークの暫定的な方位角シフトを報告します。この変化は、埋め込まれた原始惑星やデッドゾーンなどの他の流体力学的不安定性によって形成される可能性のある渦によって引き起こされるダストトラップと一致しています。CIDA9Aの周囲の原始惑星系円盤で観察されたミリメートル空洞と塵の非対称性を形成するメカニズムを拘束するには、塵と分子ガスの深部高空間観測が必要です。
シュエ。極度に放射線を浴びた原始惑星系円盤の内部領域の分子在庫
| Title |
XUE._Molecular_inventory_in_the_inner_region_of_an_extremely_irradiated_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Mar\'ia_Claudia_Ramirez-Tannus,_Arjan_Bik,_Lars_Cuijpers,_Rens_Waters,_Christiane_G_oppl,_Thomas_Henning,_Inga_Kamp,_Thomas_Preibisch,_Konstantin_V._Getman,_Germ\'an_Chaparro,_Pablo_Cuartas-Restrepo,_Alex_de_Koter,_Eric_D._Feigelson,_Sierra_L._Grant,_Thomas_J._Haworth,_Sebasti\'an_Hern\'andez,_Michael_A._Kuhn,_Giulia_Perotti,_Matthew_S._Povich,_Megan_Reiter,_Veronica_Roccatagliata,_Elena_Sabbi,_Beno\^it_Tabone,_Andrew_J._Winter,_Anna_F._McLeod,_Roy_van_Boekel,_and_Sierk_E._van_Terwisga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11074 |
我々は、大質量星形成領域における惑星形成円盤の特性評価に焦点を当てた、エクストリームUV環境(XUE)ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)プログラムの最初の結果を発表します。これらの領域は、ほとんどの惑星系が形成された環境を代表していると考えられます。観察された系外惑星個体群の多様性についての洞察を得るには、惑星形成に対する環境の影響を理解することが重要です。XUEは、NGC6357の3つの領域にある15個の円盤をターゲットにしています。この領域には、多数の巨大なOB星が存在しており、その中には銀河系で最も重い星も含まれています。JWSTのおかげで、私たちは初めて、原始惑星系円盤の内側($<10$au)の地球型惑星形成領域に対する外部照射の影響を研究することができました。この研究では、NGC6357の高度に照射された円盤であるXUE1の内側の数天体で、豊富な水、CO、CO$_2$、HCN、およびC$_2$H$_2$が検出されたことを報告します。小さな、部分的に結晶質のケイ酸塩の塵がディスク表面に存在します。導出された柱密度、酸素が支配的な気相化学、およびケイ酸塩ダストの存在は、近くの比較的孤立した低質量星形成領域に位置する内部円盤で見られるものと驚くほど似ています。私たちの発見は、高度に照射された円盤の内部領域が、低質量星形成領域の円盤と同様の物理的および化学的条件を維持できることを示唆しており、したがって、円盤内部の岩石惑星形成のための同様の条件を持つ環境の範囲が最も極端な星にまで広がる可能性がある。私たちの銀河系に領域を形成しています。
A型主系列星の光球アルミニウム存在量
異常な表面存在量は、A型主系列星(化学的に特異な星として知られています。金属線星やAm星など)でよく観察されますが、アルミニウムの挙動についての理解はまだ不十分です。実は、Am星においてAlが過剰なのか過不足なのかさえも解明されていない。これはおそらく、この共振ダブレットではかなりの非LTE効果が期待されるにもかかわらず、以前の研究のほとんどがLTEを想定してAlI3944/3961回線を使用したためと考えられます。この問題を明らかにすることを目的として、AlI/AlIIに関する広範な統計平衡計算が広範囲の大気パラメータに対して実行され、それに基づいてスペクトルフィッティング技術を適用することにより非LTEAl存在量が決定されました。比較的低い回転速度(vsini<100km/s)の63個のA型矮星(7000<Teff<10000K)のAlI3944/3961ラインに一致します。以下の結果が得られた。(1)非LTE補正(デルタ)は正で(過剰イオン化の重要性を反映)、かなり大きい(Teffに応じて0.3<デルタ<1.0dex;一般にDelta_3944<Delta_3961)。(2)これらの補正を適用すること(および背景の不透明度としてバルマーラインの翼を不可欠に含めること)により、両方のラインの一貫した非LTE存在量が得られ、深刻なゼロ点の不一致(通常の金属性では大幅にマイナスの[Al/H])が得られます。古い研究で発見された[Fe/H]~0)の星が定着しました。(3)A型星のAl存在量は[Fe/H]にほぼ比例し(Am星では過剰になる傾向がある)、おおよそ[Al/H]~1.2[Fe/H]の関係があります。これは拡散理論の予測と定性的に一致しています（Am星の光球におけるAlの過剰を示唆しています）。
多次元フレアモデルにおける粒子ビームによる彩層蒸発
粒子ビームによる彩層プラズマの蒸発は、何十年にもわたって太陽フレアのモデルの標準的な特徴であり、強力な硬X線制動放射信号の観測と、近相対論的電子ビームを含む詳細な1D流体力学的放射伝達モデルの両方によって裏付けられています。しかし、多次元モデルでは、蒸発が含まれる場合、それは熱伝導と、下層大気への高速プラズマ流出の影響と反射によってのみ引き起こされます。ここでは、高エネルギーの電子によって駆動される蒸発を特徴とする最初の多次元フレアシミュレーションを紹介します。私たちはビーム物理学を含む最新の磁気流体力学モデルを使用していますが、初期の異常抵抗率を減少させてより穏やかな前駆体相を作成し、ビームが入射される場所を決定する動的抵抗率の処理を改善しました。ビーム駆動による蒸着が実現されます。関連する要因は熱伝導と電子ビームで、ビーム電子は運動エネルギー束を2倍以上にし、彩層から上向きの質量を50%増加させます。これらの発見により、最終的に、詳細な1Dフレアモデリングを一貫した2Dおよび3Dコンテキスト内に統合する道が開かれました。これらの自己無撞着モデルからのビーム束を使用すると、多次元の結果を1Dモデルの外部から入射されたビーム束からの結果と直接比較できるだけでなく、粒子のビームに関連する蒸発による現象をさらに理解することができます。
太陽の音響サイズ
fモード周波数の分析により、直接的な光学測定によって決定される光球の半径よりも数百分の1小さい太陽の半径の測定値が得られました。この違いの一部は、これらの本質的に断熱振動モードの構造を決定するのは主に、放射強度の側面ではなく、星の光球のかなり下の密度の変化であることを認識することで理解できます。この論文では、別の方法で定義され、動的により堅牢な地震半径、つまりpモード周波数から決定される地震半径を考慮することにより、この問題にさらに光を当てることを試みます。この半径は、太陽の中心から、密度スケール高さの一次導関数が本質的に不連続に変化する亜光球層内の位置までの距離によって校正されます。その半径は、fモードによって示唆されるものと多かれ少なかれ一致していることがわかります。さらに、pモードから推測される半径の解釈により、構造反転における総質量制約の役割をより深く理解できるようになります。これにより、音速反転を再解釈することが可能になり、対流包絡線内の光球と断熱成層の位置が標準的な太陽モデルの位置と非相同的に異なることが示唆されます。
Gaia FGK Benchmark Stars: 基本的な Teff と第 3 バージョンのログ g
| Title |
Gaia_FGK_Benchmark_Stars:_fundamental_Teff_and_log_g_of_the_third_version |
| Authors |
Caroline_Soubiran,_Orlagh_Creevey,_Nadege_Lagarde,_Nathalie_Brouillet,_Paula_Jofre,_Laia_Casamiquela,_Ulrike_Heiter,_Claudia_Aguilera_Gomez,_Sara_Vitali,_Clare_Worley,_Danielle_de_Brito_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11302 |
コンテクスト。ガイアを含む天の川銀河の研究に特化した大規模な分光調査では、自動化されたパイプラインを使用して、数百万の星の大気パラメータを大規模に決定します。ガイアFGKベンチマークスターは、分光法とは独立して基本的な関係から導出されたTeffとloggを備えた基準星であり、パラメータースケールのアンカーとして使用されます。サンプルの最初と2番目のバージョンは、その目的で、より一般的には恒星モデルを制約するために広く使用されています。目的。当社は、GaiaFGKBenchmarkStarsの3番目のバージョンを提供しています。これは、分光探査の校正とその相互接続を改善することを目的とした拡張セットです。方法。角径や視差を正確に測定できる候補を約200個集めました。それらのスペクトルエネルギー分布を当てはめることによって、それらの放射光束を決定しました。質量は、2セットの恒星進化モデルを使用して決定されました。関連論文では、金属量と詳細な存在量の決定について説明します。結果。当社では、基本的なTeffとloggを備えた192個のGaiaFGKベンチマークスターの新しいセットを提供しており、ほとんどのスターで不確実性は2%未満です。以前のバージョンと比較して、距離とボロメトリック光束を反映する高品質のGaiaデータのおかげで、基本パラメーターの均一性と精度が大幅に向上しました。
EUHFORIA の FRi3D CME モデルの更新
磁化されたフラックスロープモデル「3Dフラックスロープ」(FRi3D)は、コロナ質量放出(CME)の進化と伝播を研究するために、欧州太陽圏予測情報資産(EUHFORIA)のフレームワークで使用されています。この論文では、Maharanaetal.,2022で使用されたFRi3Dモデルの前述の磁場プロファイルの間違いを修正し、その研究で使用された実際のプロファイルを明らかにします。さらに、計算時間を短縮するために「ai.fri3d」Pythonパッケージを最適化したり、数値実装をより安定させるためにさまざまなCMEレッグ切断方法を検討したりするなど、EUHFORIAのFRi3D実装に導入された最近の更新を提供します。
この議事録は、ローレンツゲージ理論の宇宙論的応用への入門です。それは、ユニークではあるがまだ暫定的な宇宙論の$\Lambda$CDM理論の材料を提供します。時空の出現は、ここではクロノジェネシスと呼ばれる自発的な対称性の破れによって説明されます。次に、空間は反自己二重ゲージポテンシャルの場の強度に関連付けられ、重力は自己二重場の強度に関連付けられます。宇宙論的な設定では、クロノジェネシスはインフレを予測しているようです。ローレンツゲージ理論により、宇宙現象学において重要な役割を果たす可能性のあるスピン流の一貫した記述が可能になることが示されています。
重力波メモリによる基本的な時空対称性の推定: LISA からアインシュタイン望遠鏡まで
| Title |
Inferring_fundamental_spacetime_symmetries_with_gravitational-wave_memory:_from_LISA_to_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Boris_Goncharov,_Laura_Donnay,_Jan_Harms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.10718 |
一般相対性理論(GR)は、重力場から無限に遠く離れた時空の対称性に対応する多くの重力波記憶効果を生み出します。これらの対称性と記憶効果は、低エネルギーの「赤外線」領域における重力と量子場の間の基本的な数学的関係を示唆しています。この研究では、記憶のパラダイムを、単なる重力波探索のターゲットから、自然の対称性を測定する独自の方法へとシフトすることを提案します。したがって、これまでのメモリ検出の取り組みを原理証明パラメータ推定とモデル選択に拡張しました。時空が特定のボンダイ・メッツナー・サックス対称性を示すシナリオでの連星ブラックホール（BBH）合体をシミュレートすることにより、現在と将来の重力波観測所の両方が時空対称性の優れた探査機であることを指摘します。特に、提案されているアインシュタイン望遠鏡(ET)の設計感度により、超回転対称性に関連する主要次変位メモリのひずみ振幅を1年間で2%レベルに制限することができます。一方、より弱いスピンメモリ振幅は22%レベルに制限できるため、超回転対称性を調べるための経路が提供されます。最後に、GRの専門家の間では、変位記憶が自然界に存在することにほぼ疑いの余地はありませんが、パラメータ推定に対する変位記憶の影響は、LISAやETなどの将来の実験の科学成果の予測ではほとんど無視されてきました。これにより、最も大きなBBH合体の推定パラメータの測定の不確実性が10%程度過大評価される可能性があることがわかりました。
単一ニュートリノ交換の可能性を介した暗黒物質の自己相互作用について
既知の粒子の中で最も軽いニュートリノは、暗黒物質の自己相互作用と宇宙の小規模構造を駆動する力を媒介することができます。我々は、最も単純なニュートリノポータルダークセクターモデルでそのような可能性を探ります。ニュートリノは、質量が縮退し、一緒になって宇宙の暗黒物質の100\%を構成するスカラー$\phi$およびフェルミオン$\chi$との湯川結合を持ちます。単極子双極子形式である単一ニュートリノ交換によって生成される非相対論的ポテンシャルを導出し、位相シフト解析に基づいて$\chi\phi\to\chi\phi$散乱を探索します。私たちの結果は、ボルン近似が低エネルギー領域でも引き続き有効であり、散乱断面積が広範囲の暗黒物質速度にわたって$1/v^2$としてスケールされることを示しています。このような速度依存の自己相互作用断面積は、矮小銀河コアの浅い密度を説明するのに十分な大きさであり、衝突銀河団からの上限と一致する可能性があります。$1/v^2$の挙動はかなり低い速度$v\simm_\nu/m$($m$は暗黒物質の質量)まで持続し、さらなる天体物理探査の機会が残されています。ニュートリノポータルを介して、自己相互作用する暗黒物質パラメータ空間は、暗黒セクターに崩壊する$Z$ボソンと光中間子の探索や、低質量暗黒物質の直接検出実験によってテストできます。
いくつかの薄い円盤放射下での特異でないド・ジッターコアブラックホール幾何学的形状の光学的外観
| Title |
The_optical_appearance_of_a_nonsingular_de_Sitter_core_black_hole_geometry_under_several_thin_disk_emissions |
| Authors |
I._De_Martino,_R._Della_Monica,_D._Rubiera-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11039 |
シュヴァルツシルトブラックホールに対する$\mathcal{O}(l^2/r^2)$遠方補正を実装する中心ドジッターコアを持つ通常のブラックホールの薄い降着円盤の下での光学的外観を考察します。$l=0.25M$という選択を使用します。これは、このモデルのSgrA$^*$の周りのS2星の運動から最近発見された制約を満たし、熱力学的に安定したブラックホールにつながります。放出モデルとして、我々は、降着流の一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを再現するという文脈で文献で以前に使用されている、円盤のフレーム内の単色強度に対する標準非束縛放出プロファイルの10個のサンプルを適切に適合させた。我々は、円盤の直接放射と無視できない2つの光子リングの寄与によってキャストされた明るいリングに囲まれた通常の中心輝度の低下を発見しました。通常のシュワルツシルト解と比較すると、後者の相対光度は大幅に向上しますが、前者のサイズは大幅に減少します。我々は、これらのブラックホール画像を生成する際の背景幾何学のもつれと放出モデルの選択、さらに、降着円盤によって照らされたときの光学的外観に基づいて、シュヴァルツシルト解のこれらの修正が現在および将来のテストに合格する能力について議論します。
ダークマター消滅による連続ガンマ線スペクトルのゾンマーフェルト効果
| Title |
Sommerfeld_effect_for_continuum_gamma-ray_spectra_from_Dark_Matter_annihilation |
| Authors |
Barbara_J\"ager_and_Martin_Vollmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11067 |
我々は、ゾンマーフェルト効果を考慮したMSSMの枠組みにおける暗黒物質の消滅から生じるガンマ線スペクトルの連続部分の計算を提示する。純粋なwinoおよび純粋なhiggsinoシナリオに焦点を当てて、計算を既存の研究と比較し、以前の近似的な説明では捉えられなかった特徴の数値的影響を調査します。特に大きなニュートラリーノ質量の場合、ゾンマーフェルト強化が非常に大きい場合、これまで考慮されていなかったチャーギノ-アンチチャーギノ消滅プロセスが既存の計算とかなりの差をもたらすことがわかりました。中質量範囲のニュートラリーノを含むシナリオでは、エンドポイント体制においてカルギノの役割が重要であることがわかります。私たちの計算は、現在最も正確な連続ガンマ線スペクトルの予測を提供します。
QUEST-DMC 超流動 $^3$He 検出器によるサブ GeV 暗黒物質検出器
| Title |
QUEST-DMC_superfluid_$^3$He_detector_for_sub-GeV_dark_matter |
| Authors |
S._Autti,_A._Casey,_N._Eng,_N._Darvishi,_P._Franchini,_R._P._Haley,_P.J._Heikkinen,_A._Jennings,_A._Kemp,_E._Leason,_L.V._Levitin,_J._Monroe,_J._March-Russel,_M._T._Noble,_J._R._Prance,_X._Rojas,_T._Salmon,_J._Saunders,_R._Smith,_M._D._Thompson,_V._Tsepelin,_S._M._West,_L._Whitehead,_V._V._Zavjalov,_D._E._Zmeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11304 |
これまでの暗黒物質探索の焦点は、GeV/$c^2$-TeV/$c^2$質量範囲の弱相互作用大質量粒子(WIMP)に置かれてきた。この質量範囲での直接的、間接的、および衝突型探査は広範囲にわたって行われましたが、最終的には失敗に終わり、この範囲外で探査を拡大する強い動機となっています。ここでは、陽子の質量に近い1GeV/$c^2$オーダーの超流動$^3$Heを暗黒物質の検出器として利用する、暗黒物質実験の新しい概念について説明する。QUEST-DMC検出器のコンセプトは、ナノメカニカル共振器によるボロメータセル内の準粒子検出に基づいています。この論文では、エネルギー測定方法と検出器応答モデルを開発し、候補となる暗黒物質信号と予想されるバックグラウンド相互作用をシミュレートし、そのような検出器の感度を計算します。我々は、このような検出器がサブeVの核反動エネルギー閾値に到達し、軽い暗黒物質候補のスピン依存相互作用とスピン非依存相互作用のパラメータ空間に新たな窓を開くことができると予測している。
ICME 関連の GCR 変調に対する磁力線トポロジーの影響
| Title |
The_effect_of_magnetic_field_line_topology_on_ICME-related_GCR_modulation |
| Authors |
Emma_E._Davies_(1_and_2),_Camilla_Scolini_(1),_R\'eka_M._Winslow_(1),_Andrew_P._Jordan_(1),_Christian_M\"ostl_(2)_((1)_Institute_for_the_Study_of_Earth,_Ocean,_and_Space,_University_of_New_Hampshire,_Durham,_New_Hampshire,_USA,_(2)_Austrian_Space_Weather_Office,_GeoSphere_Austria,_Graz,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11310 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）の大規模な磁気構造は、宇宙船によってその場で測定される銀河宇宙線（GCR）束に影響を与え、フォーブッシュ減少（Fds）として知られる一時的な減少を引き起こすことが示されています。一部のICMEでは、磁気イジェクタは磁束ロープ(FR)構造を示します。このようなICMEFRの強い磁場強度と閉磁力線の形状は、GCR輸送に対するシールドとして機能すると提案されています。この研究では、同様の平均磁場強度（20〜25nT）でFdsを駆動した地球近くの4つのICMEを特定しました。より一般的な平均速度(~400km/s)の2つのICMEと、高速(~750km/s)の2つのICME。各速度ペア内で、開いた磁力線トポロジーを示したICMEを特定し、GCR磁束に対するその影響を、ほぼ閉じたトポロジーを示したICMEと比較します。私たちは、結果として得られるICME関連FDSとその回復に寄与するさまざまなメカニズムを調査し、FDSを推進する上で、どの特性が他の特性よりも重要な役割を果たすかを特定します。この研究では、ICMEイベントに対するGCR応答の多くがフラックスロープの開磁力線トポロジーまたは閉磁力線トポロジーとは無関係であり、速度の変動、磁場構造、FR内の膨張などの特徴があることがわかりました。Fdプロファイルのより小規模な構造を決定する上で、より大きな役割を果たす可能性があります。
惑星間衝撃時の高エネルギーへの不規則な陽子注入
| Title |
Irregular_proton_injection_to_high_energies_at_interplanetary_shocks |
| Authors |
Domenico_Trotta,_Timothy_S._Horbury,_David_Lario,_Rami_Vainio,_Nina_Dresing,_Andrew_Dimmock,_Joe_Giacalone,_Heli_Hietala,_Robert_F._Wimmer-Schweingruber,_Lars_Berger,_Liu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11390 |
熱粒子がどのように超熱エネルギーまで加速されるかは未解決の問題であり、多くの天体物理システムにとって重要です。我々は、高マッハ数の惑星間衝撃の上流における超熱粒子集団の不規則で分散的な増強の新たな観察を報告する。我々は、観測された挙動を衝撃波面の不規則性から生じる超熱粒子の不規則な「注入」として解釈します。私たちの発見は、一貫性のあるシミュレーション結果と直接比較され、衝撃構造が無視されがちな遠隔天体物理システムの研究に重要な洞察を提供します。
