連星運動の臨界期としての暗黒エネルギー: マルチスケール連星からの境界
| Title |
Dark_Energy_as_a_Critical_Period_in_Binary_Motion:_Bounds_from_Multi-scale_Binaries |
| Authors |
David_Benisty,_Jenny_Wagner,_Denitsa_Staicova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11488 |
ダークエネルギーとポストニュートン修飾の両方の影響下での二体問題を研究します。この統一された枠組みでは、暗黒エネルギーが$T_{\Lambda}=2\pi/c\sqrt{\Lambda}\およそ60~\text{Gyr}$の臨界期の役割を果たすことを実証します。また、軌道周期と臨界周期の比は、ド・シッター・シュヴァルツシルト時空で効果的に表されるすべての連星系を特徴づける二次曲率不変量であるクレッチマン・スカラーから自然に現れることも示します。暗黒エネルギーを制限するための連星系の適合性は、そのケプラー軌道周期$T_\text{K}$と臨界周期$T_\Lambda$の比によって決まります。$T_\text{K}\estimateT_\Lambda$を持つシステムは、ローカルグループや乙女座クラスターなど、宇宙定数$\Lambda$を制約するのに最適です。$T_{\text{K}}\llT_\Lambda$を持つシステムは引力重力によって支配されます(これは、修正された重力補正を研究するのに最適です)。$T_{\text{K}}\ggT_\Lambda$を持つシステムは、反発する暗黒エネルギーによって支配されているため、$\Lambda$を下から拘束するために使用できます。私たちは、ポストニュートンおよびダークエネルギー修正の統一フレームワークを使用して、有界および無界の天体物理システムの歳差運動を計算し、そこから$\Lambda$の制約を推測します。数日からギガ年の公転周期を持つパルサー、太陽系、SgrA*の周りのS星、局所銀河団、おとめ座星団が分析されます。この結果は、系の公転周期が増加すると宇宙定数の上限が減少することを明らかにし、$\Lambda$が連星運動における臨界周期であることを強調しています。
条件付き正規化フローを使用したファジィ暗黒物質宇宙論における再電離後の HI 分布のモデル化
| Title |
Modeling_Post-Reionization_HI_Distributions_in_Fuzzy_Dark_Matter_Cosmologies_Using_Conditional_Normalizing_Flows |
| Authors |
Tibor_Dome,_Rumail_Azhar,_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11502 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）のような今後の21cm強度マッピング実験には、暗黒物質の特性を制約する大きな可能性が秘められている。この研究では、再電離後の赤方偏移範囲$z=における冷暗黒物質(CDM)とファジー暗黒物質(FDM)宇宙論の両方の高解像度流体力学$N$体シミュレーションを使用して、中性水素(HI)分布をモデル化します。3.42〜4.94ドル。FDMのような宇宙論では、HI存在量とHIカラム密度分布関数が減少することを示します。$m\sim10^{-22}$eVの極端なFDMモデルは、測定範囲と矛盾します。ハローバイアスの増加により、HIバイアスも増加し、DLAの断面から推測される減衰\Lya\(DLA)バイアスと並行して増加します。極端なFDMモデルのDLA断面分布は、低質量端で高い中央値を持ち、これは宇宙フィラメントの高い柱密度に起因すると考えられます。$z=4.94$でSKA1-Lowを使用して最も明るいHIピークを検出する見通しを研究します。これは、角度分解能$\theta_A=2^{\prime}$で中程度の信号対雑音比(SNR)を示し、急激に低下することを示しています。$\theta_{A}$の値が低い場合のSNR。2DHIマップ上で条件付き正規化フローネットワークHIGlowをトレーニングした後、そのアクシオン質量の潜在空間を補間して、新しい合成FDM宇宙論のピークフラックスを予測し、期待との良好な一致を発見しました。したがって、この研究は、HIマップ内の複雑な非線形構造を捕捉する際の正規化フローの可能性を強調し、条件付きサンプル生成および予測タスクに多用途のツールを提供します。
インフレトンポテンシャルと宇宙論的摂動のスペクトルの特徴
インフレーションを引き起こす場の量子ゆらぎに起因する宇宙論的摂動は、最大スケールではほぼスケール不変であることが観察されています。ただし、より小さいスケールでは、摂動は厳しく制限されず、振幅が大きい場合は特に重要になる可能性があります。それらは、原始ブラックホール(PBH)や確率的重力波(GW)の生成を引き起こす可能性があります。小規模な摂動は、インフレの後期段階で生成されます。このとき、インフレトンポテンシャルの強力な特徴がスケールの不変性を破り、スペクトルに特徴的な痕跡を残す可能性があります。私たちは、ポテンシャルの変曲点と急なステップ、フィールド空間での膨張軌道の急な曲がりという3つのタイプの特徴に焦点を当ててレビューします。我々は、そのような特徴が特定の波数範囲内で曲率スペクトルの強い増強を引き起こすことを示します。特定の場合には、それらは二次GWのスペクトルに伝達される特徴的な振動パターンも生成します。これは、操作または設計された実験によって潜在的に観察可能です。我々は、インフレーションの$\alpha$-attractorsandsupergravity(SUGRA)モデルに関連した原始パワースペクトルとPBH存在量の計算を通じてこれらの効果を実証します。
Pantheon+ サンプルと領域フィッティング法による宇宙原理のテスト
| Title |
Testing_the_cosmological_principle_with_the_Pantheon+_sample_and_the_region_fitting_method |
| Authors |
J._P._Hu,_Y._Y._Wang,_J._Hu_and_F._Y._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11727 |
宇宙原理は標準的な宇宙論モデルの基礎です。宇宙は非常に大きなスケールでは均一かつ等方性であると仮定しています。基本的な前提として、さまざまな観察のテストに耐える必要があります。この論文では、宇宙論パラメータ($\Omega_{m}$と$H_{0}$)の全天分布をマッピングし、領域フィッティング(RF)法を使用してその分布が等方性から大きく逸脱していることを発見しました。(${313.4^{\circ}}$$_{-18.2}^{+19.6}$,${-16.8^{\circ}}$$_{-10.7}^に向かう局所物質過小密度領域が存在します。{+11.1}$)と宇宙異方性の優先方向(${308.4^{\circ}}$$_{-48.7}^{+47.6}$,${-18.2^{\circ}}$$_{-28.8}^{+21.1}$)銀河座標。同様の方向性は、局所的な物質密度が宇宙の加速膨張の異方性の原因である可能性があることを示唆している可能性があります。等方性および実データ位置(RP)による等方性を含む統計的等方性解析の結果は、高い信頼レベルを示します。局所物質の密度不足の場合、統計的有意性は2.78$\sigma$(等方性)および2.34$\sigma$(等方性(RP))です。宇宙異方性の場合、統計的有意性は3.96$\sigma$(等方性)と3.15$\sigma$(等方性(RP))です。これら2種類の統計的等方性解析の比較は、実際のサンプルの不均一な空間分布により等方性からの偏差が大きくなる可能性があることを示唆しています。同様の結果と所見は、低赤方偏移サンプル(lp+)とより低いスクリーニング角度(\tm=60$\degr$)の再分析からも見つかりますが、統計的有意性はわずかに減少します。全体として、私たちの結果は、宇宙の異方性の可能性を明確に示しています。この可能性は真剣に受け止めなければなりません。この信号をよりよく理解するには、さらなるテストが必要です。
40 個の強力なレンズを使用した暗黒エネルギーの状態方程式の測定
ダークエネルギーの宇宙定数モデルの問題は、代替シナリオの研究の動機となっています。TDCOSMOによって提供される階層的な強いレンズ時間遅延尤度を使用して、ダークエネルギーの状態方程式の最初の測定を行います。7枚のTDCOSMOレンズと33枚のSLACSレンズの組み合わせでは、ダークエネルギーの状態方程式の上限$w<-1.75$しか提供できないことがわかりましたが、それにもかかわらず、ファントムのダークエネルギー成分の存在が暗示されています。強力なレンズ効果の時間遅延データを宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星データの集合と組み合わせると、状態方程式が宇宙定数と一致したままであることがわかりました。
系外惑星系直接観測のための JWST 早期リリース科学プログラム IV: NIRISS 開口マスキング干渉計の性能と教訓
| Title |
The_JWST_Early_Release_Science_Program_for_Direct_Observations_of_Exoplanetary_Systems_IV:_NIRISS_Aperture_Masking_Interferometry_Performance_and_Lessons_Learned |
| Authors |
Steph_Sallum,_Shrishmoy_Ray,_Jens_Kammerer,_Anand_Sivaramakrishnan,_Rachel_Cooper,_Alexandra_Z._Greebaum,_Deepashri_Thatte,_Matthew_de_Furio,_Samuel_Factor,_Michael_Meyer,_Jordan_M._Stone,_Aarynn_Carter,_Beth_Biller,_Sasha_Hinkley,_Andrew_Skemer,_Genaro_Suarez,_Jarron_M._Leisenring,_Marshall_D._Perrin,_Adam_L._Kraus,_Olivier_Absil,_William_O._Balmer,_Mickael_Bonnefoy,_Marta_L._Bryan,_Sarah_K._Betti,_Anthony_Boccaletti,_Mariangela_Bonavita,_Mark_Booth,_Brendan_P._Bowler,_Zackery_W._Briesemeister,_Faustine_Cantalloube,_Gael_Chauvin,_Valentin_Christiaens,_Gabriele_Cugno,_Thayne_Currie,_Camilla_Danielski,_Trent_J._Dupuy,_Jacqueline_K._Faherty,_Christine_H._Chen,_Per_Calissendorff,_Elodie_Choquet,_Michael_P._Fitzgerald,_Jonathan_J._Fortney,_Kyle_Franson,_Julien_H._Girard,_Carol_A._Grady,_Eileen_C._Gonzales,_et_al._(76_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11499 |
ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡近赤外イメージャおよびスリットレス分光器(JWST/NIRISS)に搭載された開口マスキング干渉計(AMI)モードの性能解析を紹介します。自己校正可能な観測物のおかげで、AMIは古典的な回折限界まで、さらにはその内側の作動角にアクセスできます。このモードの科学的可能性は、最近、HIP65426系外惑星系内の近傍伴星を徹底的に探索する早期放出サイエンス(ERS)1386プログラムによって実証されました。ERS1386の一部として、同じデータセットを使用して、NIRISSAMI観測値のランダム誤差、静的誤差、および校正誤差を調査します。観察されたノイズ特性と達成可能なコントラストを理論的予測と比較します。我々は、校正誤差の考えられる原因を調査し、HIP65426の観測と点像分布関数校正星の間の電荷移動の違いが、達成されたコントラスト曲線の原因となる可能性があることを示します。最後に、自己校正テストを使用して、適切な校正によりNIRISSAMIが$\sim9-10$magのコントラストレベルに到達できることを実証します。これらのテストは、私たちに観測計画の推奨事項を導き出し、これらの体系的な効果を考慮した高度な校正戦略を作成することを目的とした将来の研究を強力に動機付けます。これにより、JWSTコロナグラフィーではアクセスできない軌道離隔距離にある地上設置よりも大幅に低温で低質量の系外惑星に対する感度が向上し、JWST/NIRISSAMIの前例のない機能が解放されます。
\textit{JWST} 系外惑星系の直接観測のための早期リリース科学プログラム III: 星 HIP
の開口マスキング干渉計観測\,65426 ($\boldsymbol{3.8\,\rm{\mu m}}$)
| Title |
The_\textit{JWST}_Early_Release_Science_Program_for_Direct_Observations_of_Exoplanetary_Systems_III:_Aperture_Masking_Interferometric_Observations_of_the_star_HIP\,65426_at_$\boldsymbol{3.8\,\rm{\mu_m}}$ |
| Authors |
Shrishmoy_Ray,_Steph_Sallum,_Sasha_Hinkley,_Anand_Sivamarakrishnan,_Rachel_Cooper,_Jens_Kammerer,_Alexandra_Z._Greebaum,_Deepashri_Thatte,_Cecilia_Lazzoni,_Andrei_Tokovinin,_Matthew_de_Furio,_Samuel_Factor,_Michael_Meyer,_Jordan_M._Stone,_Aarynn_Carter,_Beth_Biller,_Andrew_Skemer,_Genaro_Suarez,_Jarron_M._Leisenring,_Marshall_D._Perrin,_Adam_L._Kraus,_Olivier_Absil,_William_O._Balmer,_Mickael_Bonnefoy,_Marta_L._Bryan,_Sarah_K._Betti,_Anthony_Boccaletti,_Mariangela_Bonavita,_Mark_Booth,_Brendan_P._Bowler,_Zackery_W._Briesemeister,_Faustine_Cantalloube,_Gael_Chauvin,_Valentin_Christiaens,_Gabriele_Cugno,_Thayne_Currie,_Camilla_Danielski,_Trent_J._Dupuy,_Jacqueline_K._Faherty,_Christine_H._Chen,_Per_Calissendorff,_Elodie_Choquet,_Michael_P._Fitzgerald,_Jonathan_J._Fortney,_Kyle_Franson,_Julien_H._Girard,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11508 |
私たちは、近赤外線を使用して得られた\textit{JWST}直接イメージング早期放出科学(ERS)プログラムの一環として、恒星HIP65426の開口マスキング干渉法(AMI)観測を$3.8\,\rm{\mum}$で発表します。イメージャーおよびスリットレス分光器(NIRISS)機器。このモードは、\textit{JWST}コロナグラフの古典的な内部作用角ではアクセスできない、非常に小さな内部作用角(干渉計のマイケルソン限界${}0.5\lambda/D$をわずかに下回る分離も含む)へのアクセスを提供します。。\textit{JWST}の前例のない赤外線感度と組み合わせると、このモードは、幅広い天体観測にわたってパラメータ空間の新しい部分を調査できる可能性があります。このモードを使用すると、主星に対して${\sim}0.07\arcsec$の距離で$\Deltam_{F380M}{\sim}7.8$\,magのコントラストを達成できますが、それ以上のコントラストは検出されません既知のコンパニオンHIP\,65426\,bの内部のコンパニオン。したがって、私たちの観察では、HIPから${\sim}10{-}20\,\rm{au}$の距離にある$10{-}12\,\rm{M\textsubscript{Jup}}$よりも大きい伴星は除外されます\、65426、地上または宇宙ベースのコロナグラフィー画像化の範囲外の領域。これらの観測は、\textit{JWST}のAMIモードが、$\sim$100\,pcにあるより遠い恒星であっても、水の霜線を周回する惑星質量伴星に敏感であることを裏付けています。この結果により、近くの恒星系の内部領域を調査するための将来の観測の計画と成功した実行が可能になり、本質的に未踏のパラメータ空間が開かれることになります。
進化した広域連星系における第2世代星周円盤/原始惑星系円盤の動的進化
| Title |
Dynamical_evolution_of_second-generation_circumstellar/protoplanetary_disks_in_evolved_wide_binary_systems |
| Authors |
Raffaele_S._Cattolico_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11583 |
物質移動が起こる広い連星系では、伴星は進化した主星が風に放出した質量の一部を捕らえ、降着円盤を形成することができる。このような降着円盤は、原始惑星系円盤に匹敵する性質の円盤を形成するように進化する可能性があり、新しい惑星の形成や、新たに形成された円盤内での既存の惑星の相互作用、再成長、再移動を可能にする可能性がある。私たちは、太陽質量1～8の質量範囲にある主星を含む、進化した広域連星系におけるこのような「第2世代」(SG)原始惑星系円盤の形成と動的進化を研究しています。私たちは、赤色巨星恒星ドナーの漸近巨大枝（AGB）段階から白色矮星への進化まで、その進化を追跡します。我々は、質量減少率の変化と質量減少による連星軌道の拡大を考慮に入れて、進化した恒星ドナーの質量と初期軌道距離を変化させたいくつかの連星系について1次元半解析数値シミュレーションを実行します。形成されたSG降着円盤の半径方向の密度プロファイルとその温度プロファイルを、半径方向の温度プロファイルに依存する非定常粘度プロファイルを考慮して計算します。私たちは、SG星周円盤がドナー星の生涯にわたって長寿命の安定な構造を形成するように進化することを発見し、ミラが進化した広連星系について推測される観測条件と降着速度を一貫して生成できることを示しました。準定常状態の半径方向表面密度プロファイルは、観測された(通常の「第1世代」)原始惑星系円盤の質量と密度の典型的な範囲に匹敵します。これは、現実的なSG円盤が古い広域連星系における惑星形成とダイナミクスの第2段階を引き起こす可能性があることを示唆しています。
ケプラーのM星とFGK星のハビタブルゾーンに、より地球サイズの惑星が存在するという証拠はない
| Title |
No_Evidence_for_More_Earth-sized_Planets_in_the_Habitable_Zone_of_Kepler's_M_versus_FGK_Stars |
| Authors |
Galen_J._Bergsten,_Ilaria_Pascucci,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Rachel_B._Fernandes,_Jessie_L._Christiansen,_Gijs_D._Mulders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11613 |
ハビタブルゾーン内の地球サイズの惑星の信頼性の高い検出は、M型矮星であっても、ケプラーサンプルでは依然としてとらえどころがありません。ケプラーサンプルにはかつて、かなりの数のM矮星($T_\mathrm{eff}<4000$K)が含まれており、地球サイズ($[0.5,1.5]$R$_\oplus$)に相当する星が含まれていると考えられていました。ハビタブルゾーンにおける惑星の出現率($\eta_\oplus$)を推定します。しかし、ガイアからの恒星の特性の更新により、多くのケプラー星は初期のスペクトル型分類に移行し、ほとんどの星（およびその惑星）は以前に信じられていたよりも大きくて熱いと測定されています。現在、楽観的なハビタブルゾーンには部分的に信頼できる地球サイズの候補が1つだけ残っており、保守的なゾーンにはゼロです。今回我々は、更新されたパラメーターと候補の信頼性を考慮した出現率モデルを使用して、M矮星を周回する地球サイズのケプラー惑星の新たな調査を実行しました。モデルを低位の星群に外挿すると、保守的なハビタブルゾーン(および${14.22}_{-12.71}^{+24.96}\%$(楽観的な場合)、大きな不確実性を考慮すると、以前の研究と一致しています。これらの推定値を、太陽に似た星の同様に包括的な研究からの推定値と比較すると、現在のケプラーのサンプルでは、FGK星からM星への$\eta_\oplus$の増加を裏付ける証拠が得られないことがわかりました。ケプラーのサンプルはまばらすぎて、地球サイズの惑星の初期と中期から後期のM矮星の出現傾向を解明することはできませんが、より大きな惑星やK2やTESSミッションからのデータを含む研究は、この課題に適しています。
原始惑星系円盤の惑星が開いた隙間の構造の放射冷却への依存性
| Title |
The_dependence_of_the_structure_of_planet-opened_gaps_in_protoplanetary_disks_on_radiative_cooling |
| Authors |
Minghao_Zhang,_Pinghui_Huang,_and_Ruobing_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11757 |
惑星は密度波を励起し、原始惑星系円盤に環状のガスギャップを開くことができます。ギャップの深さは、密度波によって運ばれる進化する角運動量の影響を受けます。密度波の進化に対する放射冷却の影響は研究されていますが、ギャップの深さと冷却のタイムスケールを結び付ける定量的な相関関係は不足しています。この知識のギャップに対処するために、グリッドベースのコードAthena++を使用して円盤惑星をシミュレートしています。相互作用、冷却を熱緩和プロセスとして扱います。定常状態のギャップの深さと幅が惑星質量、シャクラ・スンヤエフ粘性、円盤スケールの高さ、熱緩和タイムスケール$(\beta)$に定量的に依存することを確立しました。熱緩和タイムスケールが局所動的タイムスケールに匹敵する場合、ギャップの開口が最も弱いという以前の結果を確認します。$\beta$が異なると、最大1桁までのギャップ深さの大幅な変動が見られます。幅に関しては、ギャップは$\beta=1$付近で最も狭くなり、等温の場合と比較して約$10\%$～$20\%$狭くなります。$\beta\sim100$の場合、$\sim20\%$の幅を広げることができ、粘度が高くなるとこの効果が高まります。局所的な熱緩和時間スケールの不確実性を考慮して、AS209、HD163296、MWC480、HLタウのガスギャップが開く惑星の可能性のある質量を導き出します。
TOI-2015b: 活動的な中度M矮星を周回する通過タイミング変動のある暖かい海王星
| Title |
TOI-2015b:_A_Warm_Neptune_with_Transit_Timing_Variations_Orbiting_an_Active_mid_M_Dwarf |
| Authors |
Sinclaire_E._Jones,_Gudmundur_Stefansson,_Kento_Masuda,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Cristilyn_N._Gardner,_Rae_Holcomb,_Corey_Beard,_Paul_Robertson,_Caleb_I._Ca\~nas,_Suvrath_Mahadevan,_Shubham_Kanodia,_Andrea_S.J._Lin,_Henry_A._Kobulnicky,_Brock_A._Parker,_Chad_F._Bender,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Rachel_B._Fernandes,_Arvind_F._Gupta,_Samuel_Halverson,_Suzanne_L._Hawley,_Fred_R._Hearty,_Leslie_Hebb,_Adam_Kowalski,_Jack_Lubin,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Lawrence_Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien,_John_Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11775 |
私たちは、近く($d=47.3\:\mathrm{pc}$)アクティブなM4スター、TOI-2015。私たちは、TESS測光、ハビタブルゾーン惑星ファインダー(HP)分光器による正確な近赤外線動径速度(RV)、地上測光、および高コントラスト画像を使用して、惑星の特性を特徴付けます。結合測光とRVフィットにより、半径$R_p~=~3.37_{-0.20}^{+0.15}\:\mathrm{R_\oplus}$、質量$m_p~=~16.4_{-4.1}^{が得られます。TOIの+4.1}\:\mathrm{M_\oplus}$、密度$\rho_p~=~2.32_{-0.37}^{+0.38}\:\mathrm{gcm^{-3}}$2015b、おそらく揮発性物質が豊富な惑星であることを示唆しています。若く活動的な主星の自転周期は$P_{\mathrm{rot}}~=~8.7\pm~0.9~\mathrm{days}$で、関連する自転に基づく推定年齢は$1.1~\pm~0.1\です。:\mathrm{ギル}$。TESSデータには他の通過惑星は見られませんが、システムは超周期$P_{\mathrm{sup}}~\およそ~430\:\mathrm{days}$と振幅$\sim$$100\の明確なTTVを示しています。:\mathrm{分}$。考えられる複数の周期比モデルを検討した後、2:1共鳴に近い外惑星候補が、動的に安定した解を提供しながら、観測されたTTVを説明できることを示します。ただし、3:2および4:3共鳴を含む、他の考えられる2つの惑星による解決策は、さらなる観察なしに最終的に除外することはできません。共同TTV-RVモデリングの2:1共鳴は、TOI-2015bと$m_cの質量$m_b~=~13.3_{-4.5}^{+4.7}\:\mathrm{M_\oplus}$を示唆すると仮定します。~=~6.8_{-2.3}^{+3.5}\:\mathrm{M_\oplus}$は外側の候補です。追加の通過およびRVの観察は、共鳴を明示的に特定し、システムの特性をさらに特徴付けるのに有益です。
$\nu_6$ 永年共鳴付近の衝突破片の進化と陸水の起源におけるその役割
| Title |
The_evolution_of_collision_debris_near_the_$\nu_6$_secular_resonance_and_its_role_in_the_origin_of_terrestrial_water |
| Authors |
\'A._S\"uli_and_E._Forg\'acs-Dajka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11851 |
この研究は、地球に輸送できる水の量についての理解を広げる新しい発見を示しています。重要な革新は、平滑化粒子流体力学(SPH)と$N$-bodyコードを組み合わせて使用し、水の配送における衝突破片の役割を評価することにあります。また、発射体がターゲットの表面上の指定された位置に指定された速度で衝突できるようにする初期条件を生成する方法も紹介します。この研究の主な目的は、$\nu_6$永年共鳴付近のSPHによってケレスサイズの2つの天体間の巨大衝突をシミュレートし、数値$N$-bodyコードによって放出された破片の進化を追跡することです。私たちの方法では、衝突の6つの異なる初期条件が決定され、対応する衝撃がSPHによってシミュレートされました。衝突後に放出された破片の軌道進化を調べることで、地球に運ばれた水の量を測定しました。これは、1つの大きな天体が海の7%の水を惑星に運んだという1つのケースを除いて、大まかに水の0.001海洋当量です。これに基づき、衝突の頻度を考慮すると、放出される水の量は、原始円盤の質量に応じて、海洋水量1.2個から8.3個分の間で変化します。私たちの結果によると、一般的な外部汚染モデルは、海洋1個分または10個分の水と推定されるかどうかに関係なく、地球上の想定される水分量を効果的に説明しています。
ディディモスでのヘラ無線科学実験
| Title |
The_Hera_Radio_Science_Experiment_at_Didymos |
| Authors |
Edoardo_Gramigna,_Riccardo_Lasagni_Manghi,_Marco_Zannoni,_Paolo_Tortora,_Ryan_S._Park,_Giacomo_Tommei,_S\'ebastien_Le_Maistre,_Patrick_Michel,_Francesco_Castellini,_Michael_Kueppers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11883 |
Heraは、欧州宇宙機関の初の惑星防衛宇宙ミッションを代表しており、運動インパクター技術を使用して最初の小惑星偏向実験を実施したNASADARTミッションとの小惑星衝突および偏向評価の国際協力において中心的な役割を果たしています。ディモルフォスと呼ばれる小さな衛星へのDART衝突後のディディモス連星小惑星の詳細な衝突後の調査を実施することを主な目的として、ヘラは詳細な調査を行いながら、小惑星の偏向における運動インパクター技術の実現可能性を包括的に評価し、特徴付けることを目指しています。小惑星連星の物理的および組成的特性、ならびにディモルフォスの表面および/または形状への衝突の影響を含む、小惑星連星の調査。この研究では、ヘラ電波科学実験について説明します。これにより、DART衝突による運動量の増大、質量分布、回転状態、相対軌道、ダイナミクスを決定するために必要な質量などの重要なパラメーターを正確に推定できるようになります。小惑星ディディモスとディモルフォスのこと。マルチアーク共分散解析を通じて、これらのパラメータの達成可能な精度を示します。これらのパラメータは、予想される小惑星の完全な位相を考慮し、地上放射測定、Hera光学画像、およびHeraからCubeSats衛星間リンクへの放射測定に基づいています。DidymosとDimorphosGMの予想される形式的不確実性は、それぞれ0.01%と0.1%より優れていますが、J2の形式的不確実性はそれぞれ0.1%と10%より優れています。回転状態に関しては、天体の絶対スピン極の向きは1度以上、ディモルフォスのスピン速度は10^-3%以上まで回復できます。ディモルフォスの再構築された相対軌道はサブメートルレベルで推定可能[...]
質量分析データを人工知能で分析して、火星の過去の居住可能性の理解を支援し、将来のミッションのための洞察を提供します
| Title |
Analyze_Mass_Spectrometry_data_with_Artificial_Intelligence_to_assist_the_understanding_of_past_habitability_of_Mars_and_provide_insights_for_future_missions |
| Authors |
Ioannis_Nasios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11888 |
この論文は、古代火星の居住可能性の可能性を検出するための質量分析データに対する人工知能の応用を紹介します。データは火星について収集されましたが、同じアプローチは太陽系のあらゆる地球物体にも再現できます。さらに、提案された方法論は、質量分析を使用するあらゆる分野に適用できます。この研究は、地質物質サンプル中の特定の化合物を同定するために使用される、発生ガス分析(EGA-MS)とガスクロマトグラフィー(GC-MS)という2つの質量分析技術のデータ分析に焦点を当てています。この研究は、EGA-MSおよびGC-MSデータの地球外物質分析への適用可能性を実証しています。提案された方法論の最も重要な機能には、質量分析値の平方根変換、生データの2Dスプレクトログラムへの変換、および比較的小さなデータセットでの過剰適合を回避するための特定の機械学習モデルと技術の利用が含まれます。EGA-MSデータセットとGC-MSデータセットは両方とも、NASAと、著者が参加して活用した2つの機械学習コンペティションから取得したものです。GC-MSデータセット/コンペティションの完全な実行コードは、GitHubで入手できます。1生のトレーニング質量分析データには、貴重な洞察を提供し、潜在的な過去の居住可能性の理解に貢献するために選択された、特定の化合物の[0,1]ラベルが含まれています。火星。
TOI-1338/BEBOP-1周連系惑星系の形成史を拘束する
| Title |
Constraining_the_formation_history_of_the_TOI-1338/BEBOP-1_circumbinary_planetary_system |
| Authors |
Gavin_A._L._Coleman,_Richard_P._Nelson,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Matthew_R._Standing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11898 |
周連星系TOI-1338/BEBOP-1で複数の惑星が最近発見されたことにより、このような星系がどのように形成されたのかについて疑問が生じています。このシステムの形成は発見論文で簡単に調査されましたが、現在の小石降着モデルにはシステムの起源を説明できる可能性があるのかという疑問に答えるだけでした。私たちは、惑星の移動、ガスや小石の付着、周回円盤との相互作用の処方を含むN体シミュレーションを利用した周回惑星形成の全球モデルを使用して、TOIの形成につながった可能性のある円盤パラメータを調査します。1338/BEBOP-1システム。円盤の寿命は惑星の形成方法を決定する主な要素であるため、パラメータ空間を円盤の寿命を決定するものに限定します。これらは、円盤内の乱流の強さ、初期の円盤質量、光蒸発風を引き起こす外部放射場の強さです。シミュレートされたシステムをTOI-1338/BEBOP-1と比較すると、低レベルの乱流を持つディスクのみが同様のシステムを生成できることがわかります。放射線環境は形成される惑星系の種類に大きな影響を与えますが、惑星の成長の大部分は円盤の寿命の初期に起こるため、初期の円盤質量は限定的な影響しかありません。TOI-1338/BEBOP-1に最も似た系はすべてパラメーター空間の同様の領域を占めており、我々の研究は、観測された周連系惑星系が惑星形成円盤の特性を潜在的に制約する可能性があることを示しています。
IRAS4A1: 非常にフレアしたクラス 0 円盤の多波長連続体解析
| Title |
IRAS4A1:_Multi-wavelength_continuum_analysis_of_a_very_flared_Class_0_disk |
| Authors |
O._M._Guerra-Alvarado,_N._van_der_Marel,_J._Di_Francesco,_L._W._Looney,_J._J._Tobin,_E._G._Cox,_P._D._Sheehan,_D._J._Wilner,_E._Mac\'ias,_C._Carrasco-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11999 |
原始惑星系円盤の下部構造の形成を理解することは、塵の成長と惑星形成のプロセスについての洞察を得るために不可欠です。しかし、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)を使用して、高度に埋め込まれたクラス0天体のこれらの下部構造を研究するには、大きな課題が生じます。それにもかかわらず、これらの下部構造の形成の背後にあるメカニズムとタイミングを解明するためには、そうすることが不可欠です。この研究では、NGC1333IRAS4Aクラス0原始連星系のバンド6および4における高解像度ALMAデータを提示します。このシステムは、1.8インチ離れた2つのコンポーネントA1とA2で構成され、$\sim$293pcの距離にあるペルセウス分子雲に位置しています。ダストの特性と初期段階の下部構造の形成を包括的に理解するために、我々は以下の実験を行いました。IRAS4A1の多波長解析さらに、非常に若い円盤で観察された下部構造の欠如が、高度な円盤フレアやスケールの高さなどの要因に起因するかどうかを検討しようとしました。RADMC-3Dを用いた転写モデルの結果、A1の多波長解析により、高いダスト表面密度、円盤内の大量のダスト質量、上昇したダスト温度などの特徴が発見され、これらの発見は、地球上のダスト粒子と比較して大きなダスト粒子の存在を示唆しています。この領域内にはサイズが100ミクロンを超える星間物質(ISM)さらに、下部構造は直接検出されていませんが、私たちのモデルは、小さなギャップなどのいくつかの構造が存在するはずであることを示しています。要約すると、この結果は、クラス0円盤の高度なフレアと組み合わせた大きなスケールの高さによって、円盤の下部構造がマスクまたは隠蔽される可能性があることを意味します。[要約]
小惑星への計画的衝突後の噴出物の進化: 最初の 5 週間
| Title |
Ejecta_Evolution_Following_a_Planned_Impact_into_an_Asteroid:_The_First_Five_Weeks |
| Authors |
Theodore_Kareta_(1),_Cristina_Thomas_(2),_Jian-Yang_Li_(3),_Matthew_M._Knight_(4),_Nicholas_Moskovitz_(1),_Agata_Rozek_(5),_Michele_T._Bannister_(6),_Simone_Ieva_(7),_Colin_Snodgrass_(5),_Petr_Pravec_(8),_Eileen_V._Ryan_(9),_William_H._Ryan_(9),_Eugene_G._Fahnestock_(10),_Andrew_S._Rivkin_(11),_Nancy_Chabot_(11),_Alan_Fitzsimmons_(12),_David_Osip_(13),_Tim_Lister_(14),_Gal_Sarid_(15),_Masatoshi_Hirabayashi_(16),_Tony_Farnham_(17),_Gonzalo_Tancredi_(18),_Patrick_Michel_(19,20)Richard_Wainscoat_(21),_Rob_Weryk_(22),_Bonnie_Burrati_(10),_Jana_Pittichova_(10)Ryan_Ridden-Harper_(6),_Nicole_J._Tan_(6),_Paul_Tristram_(23),_Tyler_Brown_(6),_Mariangela_Bonavita_(5),_Martin_Burgdorf_(24),_Elahe_Khalouei_(25),_Penelope_Longa_(26),_Markus_Rabus_(27),_Sedighe_Sajadian_(28),_Uffe_Graae_Jorgensen_(29),_Martin_Dominik_(30),_et_al._(49_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12089 |
小惑星ディディモスの衛星ディモルフォスへのDART探査機の衝突は、主に物質の放出によりディモルフォスの軌道を大きく変えた。我々は、衝突後最初の35日間の噴出物の明るさと形態を監視する世界規模のキャンペーンに参加している12の地球上の施設からの結果を紹介します。最初に約1.4等級の増光が発生した後、最初の1週間では0.11～0.12等級/日、研究期間全体では0.08～0.09等級/日の一貫した減光率が見られます。システムは、一次噴出物の尾部が残っているため、衝突後24.3～25.3日後に衝突前の明るさに戻りました。衝突から8日後、2番目の尾の出現にほぼ間に合うように、減光は一時的に止まりました。これはおそらく、最初の衝突で放出された岩の再衝突後の物質の二次放出によるもので、開口部を通る一次噴出物の移動が役割を果たしたと考えられます。
$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$-M* 図: SFR-M* 図を補完する貴重な銀河進化診断
| Title |
$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$-M*_Diagram:_A_Valuable_Galaxy_Evolution_Diagnostic_to_Complement_(s)SFR-M*_Diagrams |
| Authors |
Samir_Salim,_Sandro_Tacchella,_Chandler_Osborne,_S._M._Faber,_Janice_C._Lee_and_Sara_L._Ellison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11493 |
比星形成速度(sSFR)は、銀河星形成(SF)のレベルを記述し、消光された銀河を選択するために一般的に使用されます。ただし、若年者から高齢者までの人口の相対的な尺度であるため、sSFRが小さいのは、以前の大幅な質量蓄積またはSFが低いためである可能性があるため、解釈に曖昧さが生じる可能性があります。0<z<2にわたる大きなサンプルを使用して、SFが発生する物理的範囲(つまり、SFR表面密度、$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$)によるSFRの正規化がこの曖昧さを克服することを示します。。$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$には分子ガス密度と恒星のフィードバックの有効性に結びついた強力な物理的根拠があるため、$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$-M*を次の式として提案します。(s)SFR-M*図を補完する重要な銀河進化図。$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$-M*図を使用して、Schiminovichらの理論を確認します。(2007)の結果によると、今日の主系列に沿ったSFのレベルは質量にわずかに依存しているだけであり、高質量銀河は、より赤い色にもかかわらず、青色の低質量銀河と同じくらい活動的です。赤方偏移が高くなると、「$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$主系列」の傾きが急になり、大質量銀河におけるバルジの蓄積の時期を知らせます。また、光等光線半径に基づく$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$は、sSFRよりもスターバースト銀河と回転楕円体支配(初期型)銀河の両方をより明確に選択していることもわかります。私たちの分析の意味の1つは、インサイドアウト対アウトサイドインの焼入れシナリオの評価では、sSFRと$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$放射状プロファイルの両方を考慮する必要があるということです。sSFR（赤色）。
いくつかの星は静かに消えていく：さまざまな超新星爆発の結果と多相星間物質への影響
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Some_stars_fade_quietly:_Varied_Supernova_explosion_outcomes_and_their_effects_on_the_multi-phase_interstellar_medium |
| Authors |
Ulrich_P._Steinwandel_and_Jared_A._Goldberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11495 |
多相星間媒質(ISM)、質量分解能$4$M$_{\odot}$、空間分解能0.5pcを用いた銀河進化シミュレーションの結果を紹介します。これらのシミュレーションには、個々の大質量星からの解決されたフィードバックを含む恒星フィードバックモデルが含まれており、遠紫外線場からの加熱、非平衡冷却、化学および光イオン化を考慮しています。デフォルト設定では、個々の超新星(SN)残骸は$10^{51}$ergの熱注入として実現されます。これはリファレンスシミュレーションWLM-fidです。残りの7つのシミュレーションのうち、エネルギーを$10^{50}$ergと$10^{52}$erg(それぞれWLM-1e50とWLM-1e52)に固定して、この数値を変更する2つの実行があります。Sukhboldらのデータに基づいて、SNエネルギーを変化させて3つのバリエーションを実行します。(2016)(WLM-variable、WLM-variable-lin、およびWLM-variable-stoch)。星のうち10または60パーセントだけが$10^{51}$ergのSNeとして爆発し、残りの星は爆発しない2つのシミュレーションを実行しました(WLM-60probおよびWLM-10prob)。Sukhboldらの表に基づいて、SNエネルギーの変化が明らかになることがわかります。(2016)の影響はわずかです。星形成率は基準実行と比較しておよそ2倍変化し、質量とエネルギーにおける銀河流出の強さはおよそ30パーセントしか減少せず、典型的な値は$\です。eta_m\sim0.1$および$\eta_e\sim0.05$(熱風が銀河ISMから完全に切り離された後、高度3kpcで測定)。対照的に、正準SNエネルギーの増減は相構造に明らかな影響を及ぼし、負荷係数は少なくとも10分の1より低く/高くなり、相構造に明らかな変化が生じます。これらのわずかな変調は、SNエネルギーのわずかな変化によって引き起こされるのではなく、むしろ、可変のSNエネルギーが適用されたときにイベントが発生するかどうかの確率論によって引き起こされると結論付けます。
銀河合体では何個の星が形成されるのでしょうか?
私たちは、合体後の恒星と、同じ恒星の質量、環境密度、赤方偏移を持つ対照サンプルとの間の恒星の年齢の違いをフォワードモデル化します。特に、我々は、Bickleyetal.によって特定された最近視覚的に確認された合体後の合体サンプルからの445個の合体後合体の純粋なサンプルを使用します。そして、合体後の合体は、$10<\log(M_\star/\mathrm{M}_\odot)<11$の対照銀河よりも平均して若いことがわかります。対応する対照との年齢の差は最大1.5ギヤであり、恒星質量の低い銀河で最も高くなります。我々は、パラメトリックな星形成履歴を使用してこの差異をフォワードモデル化し、密接なペアのデータを使用した強化された星形成の合体前の吸気段階と、合体時の星形成の最終的な追加バーストを説明します。$10<\log(M_\に対して$f_\mathrm{burst}=\DeltaM_\star/M_{\star,\mathrm{merger}}=0.18\pm0.02$という最適な恒星の質量バースト率が見つかりました。star/\mathrm{M}_\odot)<11$銀河で、星の質量に傾向があるという証拠はありません。モデル化されたバースト部分は、パラメトリックな星形成履歴の選択やバースト持続時間の違いに対して堅牢です。この結果は、以前の観測から得られた値と一致しているように見えますが、流体力学シミュレーションで見つかった値よりも大幅に高くなります。公表されている発光赤外線銀河(LIRG)の星形成速度を使用すると、星の質量に応じてバースト持続時間が120万ドルから250万ドルに増加することがわかります。公表されている低温ガスの測定結果と比較すると、バーストを引き起こすのに十分な分子ガスが非常に近いペアで利用可能であることが示されています。さらに、恒星の質量バーストの推定値を考慮すると、バースト後に残存すると予測される冷たいガスの割合は、観測された合体後の合体と一致します。
2D 化学進化モデル II. O、Eu、Fe、Baの存在量勾配に対する複数のスパイラルアームパターンの影響
| Title |
2D_chemical_evolution_models_II._Effects_of_multiple_spiral_arm_patterns_on_O,_Eu,_Fe_and_Ba_abundance_gradients |
| Authors |
E._Spitoni,_G._Cescutti,_A._Recio-Blanco,_I._Minchev,_E._Poggio,_P._A._Palicio,_F._Matteucci,_S._Peirani,_M._Barbillon,_A._Vasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11504 |
観測と数値シミュレーションによると、天の川銀河は複数のパターン速度を持ついくつかの渦巻き腕モードを示す可能性があり、より遅いパターンはより大きな銀河中心距離に位置しています。私たちの目的は、銀河円盤内の酸素、鉄、そして初めての中性子捕獲元素（ユーロピウムとバリウム）の化学存在度の方位角変動に対する渦巻腕の影響を定量化することです。パターン速度が異なる複数のスパイラルアームモードに基づくモデルを想定します。結果として得られるモデルは、以前の2D化学進化モデルの更新バージョンを表します。私たちは、2D銀河円盤化学進化モデルの渦巻腕に新しい分析処方を適用し、異なるパターン速度と空間範囲を持つ塊の重なりによって渦巻構造が形成される可能性を探ります。存在量勾配における予測される方位角の変動は、考慮される化学元素に依存します。短い時間スケールで合成された元素(つまり、この研究では酸素とユウロピウム)は、より大きな存在量変動を示します。実際、寿命が短い前駆星の場合、ISMに復元された化学元素は、渦巻き腕の通過によって乱れた星の形成を完全に追跡します。我々の化学進化モデルによって複数のパターンの螺旋アームを用いて予測された星形成速度のマップは、複数のトレーサー（若い上部主系列星、セファイド、および低い動径作用を持つ星の分布）によって明らかにされたものと互換性のある弧およびアームを示しています。最後に、ごく最近の時点でパターン速度がすべての半径で銀河の回転曲線と一致する場合、私たちのモデルの予測は、GaiaDR3GSP-Spec[M/H]存在比の分析から明らかになった方位角の変動とよく一致します。
なぜ半解析モデルは、宇宙論的な流体力学シミュレーションよりも恒星の質量とハローの質量関係におけるより高い散乱を予測するのでしょうか?
| Title |
Why_do_semi-analytic_models_predict_higher_scatter_in_the_stellar_mass-halo_mass_relation_than_cosmological_hydrodynamic_simulations? |
| Authors |
Antonio_J._Porras-Valverde,_John_C._Forbes,_Rachel_S._Somerville,_Adam_R._H._Stevens,_Kelly_Holley-Bockelmann,_Andreas_A._Berlind,_Shy_Genel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11507 |
半解析モデル(SAM)は、流体力学シミュレーションやほとんどの経験的モデルよりも、特定のハロー質量におけるより高い恒星質量散乱を体系的に予測します。私たちの目標は、SAMDarkSageの物理への変更を調査することで、この散乱の物理的起源を調査することです。IllustrisTNG300-1流体力学シミュレーションの結果を近似する2つのブラックホール形成モデルを設計します。最初のモデルでは、$10^{10.5}\,\mathrm{M}_{に達するすべてのハローに$10^{6}\,\mathrm{M}_{\odot}$の固定ブラックホール質量を割り当てます。\odot}$。2番目のモデルでは、標準のDarkSageモデルで実装されているブラックホールの成長を無視します。代わりに、固定散乱を使用して、すべてのブラックホール質量がIllustrisTNG300-1のブラックホール質量とハロー質量の関係の中央値に従うように強制します。各モデル自体は、星の質量の散乱を大幅に減少させないことがわかりました。これを行うために、ネイティブのDarkSageAGNフィードバックモデルを、$10^{8}\,\mathrm{M}_{\odot}$を超えるブラックホール質量を持つ銀河の冷却をオフにする単純なモデルに置き換えます。この追加の修正により、SMBHシーディングおよび固定条件付き分布モデルでは、$10^{11-14}\,\mathrm{M}_{\odot}$の間のハロー質量における恒星の質量の散乱が大幅に減少していることがわかります。これらの結果は、SAMにおけるAGNフィードバックが、宇宙論的シミュレーションで実装されたフィードバックとは質的に異なる方法で作用することを示唆しています。恒星質量ハロー質量関係(SMHMR)の経験的に推測された散乱と一致させるには、どちらかまたは両方を大幅に変更する必要がある場合があります。
星とガスの共進化: 合成観測の分析を使用して STARFORGE で星とガスの相関を調査する
| Title |
Co-Evolution_of_Stars_and_Gas:_Using_Analysis_of_Synthetic_Observations_to_Investigate_the_Star-Gas_Correlation_in_STARFORGE |
| Authors |
Samuel_Millstone,_Robert_Gutermuth,_Stella_S._R._Offner,_Riwaj_Pokhrel,_and_Michael_Y._Grudi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11544 |
私たちは、STARFORmationinGaseousEnvironmentals(STARFORGE)プロジェクトの20,000M$_{\odot}$シミュレーションで、星の表面密度とガス表面密度の関係(星-ガスまたはS-G相関)を調査します。私たちは、スピッツァー望遠鏡とハーシェル望遠鏡に基づいて、活動銀河核の汚染をモデル化し、角度分解能に基づいて平滑化し、視野をトリミングし、近隣のものや低質量源を除去することにより、合成観測を作成します。高密度ガスの質量分率、クラスII:I比、S-G相関($\Sigma_{\rmYSO}/\Sigma_{\rmGas}$)などの星ガスの特性をシミュレーションから抽出し、それらを比較します。巨大分子雲、若い星団、星形成領域の観測や解析モデルまで。このシミュレーションにより、若い恒星の数とS-G相関の傾き中央値の傾向が再現されることがわかりました。これは、S-G相関が単に観察バイアスの結果ではなく、実際には実際の効果であることを意味します。ただし、クラスII:I比や高密度ガスの質量分率などの他の統計は、近くの雲で観測された同等の値と常に一致するとは限りません。これにより、シミュレーション年齢範囲全体をカバーするさらなる観測と、雲形成のより現実的なモデリングが促進されます。
超微光矮星銀河に対する斑状再電離の影響
| Title |
The_Impact_of_Patchy_Reionization_on_Ultra-faint_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Jaeeun_Kim,_Myoungwon_Jeon,_Yumi_Choi,_Hannah_Richstein,_Elena_Sacchi,_Nitya_Kallivayalil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11621 |
私たちは、斑状の再電離が星形成履歴(SFH)と超暗い矮星銀河(UFD)の星の金属性にどのような影響を与えるかを調査します。斑状の再電離とは、銀河の環境に応じて変化する紫外線(UV)バックグラウンド強度を指します。UFDは再イオン化期間中のホストハローに対する相対位置に応じて異なるSFHを持つ可能性があるため、最近の観察ではUFDに対するこの効果の重要性が強調されています。ただし、ほとんどの宇宙論的流体力学シミュレーションでは、斑状の再電離などの環境要因は考慮されておらず、再電離の効果は通常均一に適用されます。斑状再イオン化を実装する新しいアプローチを使用して、シミュレートされたUFDのSFHがどのように変化するかを示します。私たちの宇宙流体力学ズームインシミュレーションは、$z=0$でM_vir~10^9太陽質量、M_star<10^5太陽質量を持つUFD類似体に焦点を当てています。斑状の再電離は$z=3$まで再電離の効果を2桁弱めることができ、シミュレートしたUFDの半数で遅い星形成が可能となり、均質な再電離の場合よりもクエンチ時間が$\sim$460Myr遅くなることがわかりました。また、斑状の再イオン化に加えて、ハローの合体と質量集合がシミュレートされたUFDのSFHに影響を与える可能性があることも示します。斑状の再イオン化を伴うシミュレートされたUFDの平均恒星鉄対水素比[Fe/H]は、0.22～0.42dex増加します。最後に、我々の発見は、斑状の再電離が、非マゼランUFDと比較してマゼランUFDのSFHの延長の原因である可能性があることを示唆しています。
高いハロー質量にある銀河周天体 -- 輝く赤い銀河における冷たいガスの枯渇の痕跡
| Title |
Circumgalactic_Medium_at_High_Halo_Masses_--_Signatures_of_Cold_Gas_Depletion_in_Luminous_Red_Galaxies |
| Authors |
Marijana_Smailagic,_Jason_Xavier_Prochaska,_Joseph_Burchett,_Guangtun_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11717 |
我々は、赤方偏移$z\sim0.5$および最大400kpcの衝突パラメータで、15個の巨大な消光赤色銀河(LRG)の銀河周縁媒質(CGM)における紫外線HIおよび金属線遷移を研究します。私たちは、LRG周囲のCGMの一般的な特性を研究するためにLRG-CGMシステムのうち8つを選択しましたが、他の7つは、MgII光学研究(MgII-LRG)から冷たいCGMガスを含むことがすでに知られています。一般的な地方自治体集団では、8つの地方自治体のうち4つでHIが検出され、すべてのケースで$N_{HI}<10^{16.7}{\rmcm^{-2}}$でした。対照的に、すべてのMgII-LRGはHIを示します。4つのLRGの場合、HI列密度は$N_{HI}\gtrsim10^{18}{\rmcm^{-2}}$です。LRGのCGMはまた、低および中程度のイオン化線(CIII、CII、SiIII、SiIIなど)とOVIの高イオン化線を示します(ランダムサンプルでは7つのMgII-LRGのうち5つと8つのうち1つでOVIが検出されます)。次に、サンプルと文献のLRGおよび$\lesssimL^{*}$銀河を組み合わせると、$\lesssimL^{*}$銀河ではCGMHILy$\alpha$の吸収が銀河の数が多いほど強いことがわかります。巨大なため、HILy$\alpha$によって追跡された冷たいCGMは$M*\sim10^{11.5}$$M_{\odot}$の恒星の質量よりも上に抑制されています。ほとんどのLRGCGMシステムは弱いOVIまたは検出不能なOVI(0.2\AA未満の等価幅)を示しますが、少数のLRGCGMシステムは強いOVI1031を示します。これは、ほとんどの場合、LRGと青色星形成体の両方を含むグループに由来すると考えられます。隣の銀河。
巨大な表面輝度の低い銀河マリン 1 の MUSE 観測: 多数の HII 領域、星形成速度、金属性、塵の減衰
| Title |
MUSE_observations_of_the_giant_low_surface_brightness_galaxy_Malin_1:_Numerous_HII_regions,_star_formation_rate,_metallicity,_and_dust_attenuation |
| Authors |
Junais,_P._M._Weilbacher,_B._Epinat,_S._Boissier,_G._Galaz,_E._J._Johnston,_T._H._Puzia,_P._Amram,_K._Ma{\l}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11872 |
巨大低表面輝度(GLSB)銀河は、非常に暗く、ガスを豊富に含む円盤が広がっている極端なクラスの天体です。マリン1は現在までに知られている最大のGLSB銀河ですが、その形成についてはまだよくわかっていません。我々は、マリン1のVLT/MUSEIFU分光観測を用いて、その円盤に沿った半径方向の距離$\sim$100kpcまでの多数の領域に分布するH$\alpha$放射の存在を初めて明らかにしました。Balmer減分を使用して塵の減衰を推定したところ、マリン1の平均H$\alpha$減衰が0.36等であることがわかりました。星形成速度の表面密度($\Sigma_{\rmSFR}$)が内部20kpc内で急激に減少し、その後、拡張円盤で緩やかな減少が観察されます。同様に、我々が推定した気相金属量は、内側20kpcで急勾配を示し、続いて拡張円盤の金属量は$\sim$0.6$Z_{\odot}$という比較的高い値で平坦化しています。我々は、内側円盤の正規化された存在量勾配が通常の銀河で見られる値と似ているが、拡張円盤では極端な値を持つことを発見しました。星形成速度の表面密度とガス表面密度を比較すると、通常の円盤銀河や他のLSBとは異なり、マリン1は星形成効率が非常に低いことがわかります。マリン1の円盤の大部分にわたる輝線の検出により、この研究は、このユニークな銀河の星形成プロセスに光を当て、その拡張された星形成円盤、塵の減衰、外側のほぼ平坦な金属量分布を強調しています。円盤状であり、星形成効率が非常に低い。私たちの発見は、マリン1の巨大円盤の形成のより詳細な理解に貢献するとともに、GLSB銀河一般の性質に関して考えられる提案されたシナリオを制約するものでもあります。
JWST 銀河センター調査 -- ホワイトペーパー
| Title |
The_JWST_Galactic_Center_Survey_--_A_White_Paper |
| Authors |
Rainer_Schoedel,_Steve_Longmore,_Jonny_Henshaw,_Adam_Ginsburg,_John_Bally,_Anja_Feldmeier,_Matt_Hosek,_Francisco_Nogueras_Lara,_Anna_Ciurlo,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Ralf_Klessen,_Gabriele_Ponti,_Pau_Amaro-Seoane,_Konstantina_Anastasopoulou,_Jay_Anderson,_Maria_Arias,_Ashley_T._Barnes,_Cara_Battersby,_Giuseppe_Bono,_Luc\'ia_Bravo_Ferres,_Aaron_Bryant,_Miguel_Cano_Gonz\'aalez,_Santi_Cassisi,_Leonardo_Chaves-Velasquez,_Francesco_Conte,_Rodrigo_Contreras_Ramos,_Angela_Cotera,_Samuel_Crowe,_Enrico_di_Teodoro,_Tuan_Do,_Frank_Eisenhauer,_Rub\'en_Fedriani,_Jennifer_K._S._Friske,_Dimitri_Gadotti,_Carme_Gallart,_Teresa_Gallego_Calvente,_Eulalia_Gallego_Cano,_Macarena_Garc\'ia_Mar\'in,_Angela_Gardini,_Abhimat_K._Gautam,_Andrea_Ghez,_Stefan_Gillessen,_Alessia_Gualandris,_Robert_Gutermuth,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11912 |
天の川銀河の内側の100パーセクには、最も近い超大質量ブラックホール、高密度ガスの最大の貯蔵庫、最大の恒星密度、数百の巨大な主系列星と後主系列星、そして銀河の中で最も高い体積密度の超新星が存在します。宇宙を形成する極端なプロセスの多くを同時に観察できる最も近い環境として、天体物理学で最もよく研究されている領域の1つです。その近さにより、私たちは数百天文単位までのスケールで銀河の中心を研究することができます。これは、同様の局所銀河群よりも100倍、最も近い活動銀河よりも数千倍優れています。したがって、銀河中心(GC)は天体物理学的に非常に興味深いものです。しかし、過去数十年にわたる熱心な観測研究にも関わらず、GCについては依然として基本的なことがわかっていません。JWSTには、必要な革新的なデータを提供する独自の機能があります。このホワイトペーパーでは、私たちはコミュニティとして特定した中心的な疑問を解決することを目的としたJWSTNIRCam調査を提唱します。i)ガスと星の3D構造と運動学。ii)古代の星形成と天の川銀河全体の歴史との関係、ならびに最近の星形成と私たちの銀河核の全体的なエネルギー学に対するその影響。iii)星形成の（非）普遍性と星の初期質量関数。私たちは、コミュニティに公開されている財務省GOJWST大規模プログラムの形で、銀河内部100パーセントの大面積、複数時代、複数波長のNIRCam調査を提唱しています。私たちは、この調査がどのようにして約1,000万個の星の物理的および運動学的特性を導き出すのか、これが重要な未知の部分をどのように解決し、長期にわたる遺産の価値を持つ貴重なリソースをコミュニティに提供するのかについて説明します。
鏡面対称銀河への進化
回転する軸対称銀河が銀河面に関して非対称状態から鏡面対称状態に進化すると、基本的な結果として、非対称な初期状態では垂直$z$正規モードが$1:1$と$1に対して不安定になるという結果が得られます。:2$の共鳴。動的には、これにより質量と運動量が銀河面に向かって移動します。このような場合、対称平衡に至るまでの時間スケールによって、位置と速度を記述する最終的な分布関数が決まります。$1:1$共鳴の場合、非線形力学を記述する角運動量積分2断熱不変量とは別に、最終段階で得られます。$1:2$共鳴の場合、最終段階のダイナミクスはより単純であり、角運動量積分とは別に、ダイナミクスは2つのアクションによって支配されます。最初のセクションでは数学的分析の結果が要約され、進化の例はセクション3に示されています。
AGB の大質量星の周期と大きさの関係とその天文学的応用の意味
| Title |
Implication_of_the_period-magnitude_relation_for_massive_AGB_stars_and_its_astronomical_applications |
| Authors |
Akiharu_Nakagawa,_Tomoharu_Kurayama,_Hiroshi_Sudou,_and_Gabor_Orosz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12015 |
我々は、AGB星の天文超長基線干渉法(VLBI)による研究を紹介します。AGB星の特性と進化を理解するには、距離が重要なパラメーターです。VLBI法を使用すると、星周物質の分布と運動学も明らかになります。VERAアレイを使用して、AGB星のさまざまなサブクラスにある22\,GHzH$_2$Oメーザーを観測しました。3つのOH/IR星NSV17351、OH39.7$+$1.5、IRC$-$30363、およびミラ型変光星AW~Tauの視差を新たに取得した。NSV17351付近のH$_2$Oメーザーの星周分布と運動学を示します。非常に長い脈動周期を持つOH/IR星の中間赤外帯域の絶対等級が調査され、WISEW3帯域の周期と振幅の関係$M_{\mathrm{W3}}=(-7.21\pm1.18)\logP+(9.25\pm3.09)$が銀河AGB星で見つかりました。VLBIは、厚い塵の殻に囲まれた銀河AGB星の視差測定には今でも強力なツールです。
くじら座II超微光矮銀河候補の最も明るい恒星の化学分析
| Title |
Chemical_Analysis_of_the_Brightest_Star_of_the_Cetus_II_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Candidate |
| Authors |
K._B._Webber,_T._T._Hansen,_J._L._Marshall,_J._D._Simon,_A._B._Pace,_B._Mutlu-Pakdil,_A._Drlica-Wagner,_C._E._Mart\'Inez-V\'Azquez,_M._Aguena,_S._S._Allam,_O._Alves,_E._Bertin,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_L._N._Da_Costa,_J._De_Vicente,_P._Doel,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'Ia-Bellido,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_K._Kuehn,_J._Mena-Fern\'Andez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_M._E._S._Pereira,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'On,_E._Sanchez,_B._Santiago,_J._Allyn_Smith,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_N._Weaverdyck,_and_B._Yanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12090 |
我々は、超微光矮星（UFD）銀河候補くじら座IIの最も明るい星の高解像度マゼラン/MIKEスペクトルからの詳細な化学存在量分析を提示します。この星DESJ011740.53-173053では、炭素からユーロピウムまでの18個の元素の存在量または上限が導出されます。その化学存在量は一般に他のUFD銀河星のそれに続き、アルファ元素(Mg、Si、Ca)と低中性子捕獲元素(Sr、Ba、Eu)の存在量がわずかに増加しており、くじら座IIの分類を裏付けています。おそらくUFDです。この星は、同様の金属性を持つ天の川(MW)ハロー星よりも低いSc、Ti、Vの存在量を示します。この特徴は、太陽質量約11.2倍の質量を持つ星から発生した超新星(SN)からの発生量と一致しています。さらに、この星は[K/Fe]=0.81というカリウム存在量を持ち、これは同様の金属性を持つMWハロー星のK存在量よりも若干高く、これは多くのUFD銀河にも存在する特徴です。球状星団(GC)と星流星を含む比較は、高いKが一部のUFD銀河星に特有の特性であり、したがって天体をUFD銀河として分類するのに役立つことを示唆しています。
アウトフロー法で得られた射手座 A* の新しいブラックホールスピン値
| Title |
New_Black_Hole_Spin_Values_for_Sagittarius_A*_Obtained_with_the_Outflow_Method |
| Authors |
Ruth_A._Daly,_Megan_Donahue,_Christopher_P._O'Dea,_Biny_Sebastian,_Daryl_Haggard,_and_Anan_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12108 |
6つのアーカイブチャンドラ観測が8セットの電波データと照合され、$\rm{Sgr~A^*}$のスピン特性を測定および研究するためのアウトフロー法の文脈で研究されました。同時に、または部分的に同時に取得された3つの放射線およびX線データセットは、$\rm{Sgr~A^*}$のスピン特性を測定する目的に好ましいものとして識別されます。他のデータセットでも同様の結果が得られます。好ましいデータセットで得られた結果を組み合わせると、スピン関数の加重平均値$\rm{F}=0.62\pm0.10$と無次元スピン角運動量$\rm{a_*}=0.90\pm0.06が示されます。$。スピン関数は、ブラックホールの回転質量$\rm{M_{rot}}$、既約質量$\rm{M_{irr}}$、抽出に利用できるスピン質量エネルギー$\rmの測定値に変換されます。{M_{spin}}$、ブラックホールの総動的質量$\rm{M_{dyn}}$に対する相対値。$\rm{(M_{rot}/M_{dyn})=(0.53\pm0.06)}$、$\rm{({M_{irr}/M_{dyn})}=(0.85\pm0.04)}$,$\rm{({M_{spin}/M_{dyn})}=(0.15\pm0.04)}$,$\rm{{M_{rot}}=(2.2\pm0.3)\times10^6~M_{\odot}}$、$\rm{{M_{irr}}=(3.5\pm0.2)\times10^6~M_{\odot}}$、および$\rm{{M_{spin}}=(6.2\pm1.6)\times10^5~M_{\odot}}$が得られます。$\rm{{(M_{rot}/M_{irr})}=F}$なので、もちろん$\rm{{(M_{rot}/M_{irr})}=(0.62\pm0.10)}$。$\rm{Sgr~A^*}$で得られた値は、公表されているスピン関数に基づいてM87で得られた値と比較されます。これは、M87が全体(つまり動的)に比べてかなり多くの回転エネルギーとスピン質量エネルギーを保持していることを示しています。ブラックホールの質量、還元不可能なブラックホールの質量、および絶対的な意味で。
ニュートン重力とMONDにおける無散逸崩壊と楕円銀河の動的質量楕円率関係
| Title |
Dissipationless_collapse_and_the_dynamical_mass-ellipticity_relation_of_elliptical_galaxies_in_Newtonian_gravity_and_MOND |
| Authors |
Pierfrancesco_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12114 |
コンテクスト。Deur(2014)およびWintersetal.(2023)は、観測された全動的質量対光比データM/L=(14.1+/-5.4){\epsilon}から、楕円銀河における暗質量対全質量の比と楕円率との間の経験的関係を提案しました。言い換えれば、銀河内の暗黒物質の含有量が多ければ多いほど、星の成分はより平坦になるでしょう。このような観測上の主張が真実であるとすれば、適度な球対称性を持つ暗いハローの中に銀河が形成されるという一般的な直観とは全く対照的であるように思われる。目的。さまざまな重力理論における無散逸銀河の形成過程を比較し、その中での銀河のスケーリング関係の出現は、原理的にそれらを区別できる重要な枠組みです。方法。修正ニュートン力学(MOND)での無衝突N体シミュレーションと、活動的な暗黒物質ハローの有無にかかわらず、球状と塊状の両方の初期構造を使用したニュートン重力シミュレーションを使用して、固有楕円率と投影楕円率、セルシック指数、および楕円率の傾向を研究します。総動的質量対恒星質量比による異方性。結果。低温の球形の崩壊と小さな塊の合体両方の最終生成物は、少なくともハロー質量の範囲において、全動的質量の値が恒星質量に増加するにつれて、球対称性からどんどん離れていくことが示されている。MOND崩壊の最終生成物の等価なニュートン系は、同様の挙動を示します。しかし、両方の重力での数値実験から得られたM/L関係は、Deurと共著者によって報告されたものとはかなり異なります。
ツイストのあるジェット: ゼロ角運動量ブラック ホール降着の 3D GRMHD シミュレーションにおける FR0 ジェットの出現
| Title |
Jets_with_a_Twist:_Emergence_of_FR0_Jets_in_3D_GRMHD_Simulation_of_Zero_Angular_Momentum_Black_Hole_Accretion |
| Authors |
Aretaios_Lalakos,_Alexander_Tchekhovskoy,_Omer_Bromberg,_Ore_Gottlieb,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Matthew_Liska,_Haocheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11487 |
活動銀河核(AGN)内で回転する超大質量ブラックホール(BH)は、磁気的に相対論的な平行アウトフロー、つまりジェットを発射します。角運動量の供給がなければ、そのようなジェットはBHから3$桁以内の距離で、kpcスケールに達するかなり前に消滅すると考えられています。我々は、弱い垂直磁場を通した均一な角運動量ゼロのガスに浸漬された高速回転BHの3次元一般相対論的磁気流体力学シミュレーションを通じて、これまで最大規模の分離におけるそのようなジェットの生存を研究している。BHの影響範囲、つまりBHの重力半径$R_\text{B}=10^3R_\text{g}$よりもはるかに大きいボンダイ半径の外側にガスを配置します。BHは動的に重要な大規模磁場を発生させ、磁気停止円盤(MAD)を形成し、$R_\text{B}$のはるか外側に伝播する相対論的ジェットを発射し、BHの降着をボンダイの$1.5\%$に抑制します。レート、$\dot{M}_\text{B}$。したがって、MAD状態の低角運動量降着は、ファナロフ・ライリー(FR)タイプIおよびII銀河で大規模なジェットを形成する可能性があります。その後、円盤は縮小し、MAD状態から抜け出します。つまり、かろうじて円盤(BAD)ですが、急速に歳差運動し、ジェットを振り回し、全体的にジェットを破壊し、$\dot{M}_\text{の$5-10\%$を消費させます。B}$がBHに到達します。その後、円盤は角度$90-180^\circ$で前後に揺動し始めます。揺動降着円盤(RAD)が弱い断続的なジェットを発射し、そのエネルギーが広範囲に広がり、BHの降着を$\lesssim2\%~まで抑制します。\dot{M}_\text{B}$。BAD状態とRAD状態はジェットを絡め、$R_\text{B}$の内部でジェットを破壊するため、より豊富ではあるが光度が低いクラスのFR0銀河の有力な候補となります。
風と円盤乱流は、磁気的に停止した厚い円盤に等しいトルクを及ぼします
| Title |
Winds_and_Disk_Turbulence_Exert_Equal_Torques_on_Thick_Magnetically_Arrested_Disks |
| Authors |
Vikram_Manikantan,_Nicholas_Kaaz,_Jonatan_Jacquemin-Ide,_Gibwa_Musoke,_Koushik_Chatterjee,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11490 |
従来の降着円盤の伝承では、磁化乱流が降着を引き起こす主要な角運動量輸送プロセスであるとされています。しかし、動的に重要な磁場が降着円盤を通過すると、質量と角運動量の流出が発生し、これが降着を促進する可能性があります。しかし、乱流と風による角運動量輸送の相対的な重要性はまだ十分に理解されていません。この疑問を探るために、厚い($H/r\sim0.3$)、断熱磁気停止円盤(MAD)。その動的に重要な磁場が大量の流入を調節し、非平行流出と平行流出の両方を駆動します(例:それぞれ「風」と「ジェット」)。系内で発生するさまざまな角運動量輸送プロセスを注意深く解きほぐすことにより、円盤の風と円盤乱流の両方が円盤からほぼ同じ量の角運動量を抽出するという新しい結果を実証しました。累積角運動量と質量降着流出率がそれぞれ$\dot{L}\proptor^{0.9}$と$\dot{M}\proptor^{0.4}$であることがわかります。この結果は、乱流応力と層流応力の両方を理解することが、X線連星の硬い状態、低輝度の活動銀河核、いくつかの潮汐破壊現象、およびおそらくは幾何学的に厚いMADが発生する可能性のある系の進化を理解するための鍵であることを示唆しています。ガンマ線バースト。
合体星団 Abell 2146 における熱伝導率の制約
| Title |
Constraints_on_thermal_conductivity_in_the_merging_cluster_Abell_2146 |
| Authors |
A._Richard-Laferri\`ere,_H._R._Russell,_A._C._Fabian,_U._Chadayammuri,_C._S._Reynolds,_R._E._A._Canning,_A._C._Edge,_J._Hlavacek-Larrondo,_L._J._King,_B._R._McNamara,_P._E._J._Nulsen_and_J._S._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11491 |
エイベル2146銀河団は大規模な合体を起こしており、合体軸が空面にある単純な幾何学構造を持ち、その距離により関連するスケール全体にわたる特徴を解析できるため、ICM物理学を研究するのに理想的な銀河団です。その温度はチャンドラの感受性の範囲内にあります。サブクラスターの冷たいコアからのガスは部分的にガスの尾部に取り除かれており、これはそのようなガスの生存を調べ、ICM内の伝導率を決定するまたとない機会を与えます。我々は、アベル2146の2.4ミリ秒チャンドラ深度観測を使用して、ラム圧で剥がされた尾部のプルームに沿った温度構造の高空間分解能マップを生成します。このマップは、高温の周囲ガスと区別できる、部分円錐で表されます。ICMにおける伝導に関するこれまでの研究は、通常、寒冷前線などの重要な構造の生存時間の推定に基づいています。ここでは、Abell2146の詳細な流体力学シミュレーションを使用して、剥ぎ取られたプルームに沿った流速を決定し、その長さに沿った温度上昇のタイムスケールを測定します。使用されるエネルギーは利用可能なエネルギーの約1%であるため、伝導はスピッツァー速度と比較して数桁大きく抑制される必要があることがわかりました。伝導を抑制する可能性のあるメカニズムとして、コアの周りの磁気ドレープについて説明します。
ブラックホールのネイタルキックについて X線連星 H 1705--250
コンパクトな天体が形成されると、核崩壊超新星(SN)中に失われた質量によって系に衝撃(キック)が与えられます。他の多くのメカニズムがシステムに追加のキックを与える可能性がありますが、ブラックホールシステムにおけるこれらのネイタルキックの証拠は依然として限られています。最新のガイア天文法により、最近、多数の高い固有速度（銀河の運動を超える）のコンパクトな天体が特定されました。ここでは、特異な速度$\upsilon_{\mathrm{pec}}\,=\,221^{+101}_{-を持つブラックホール低質量X線連星H1705--250に焦点を当てます。108}\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$。集団合成を使用してその進化の歴史を再構築し（銀河面内での孤立した二進化による形成を想定）、祖先とSN以前の軌道の特性を制約します。質量損失のみによるキックの大きさは$\sim\,30\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$であることがわかり、これでは現在の最高気温を説明できません。独特の動き。したがって、ブラックホールは形成時に追加のネイタルキックを受けたと推定し、その大きさに制限を設け、$\sim\,295\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1であることがわかります。}$(最低$90\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$)。これは、これらのキックが中性子星に限定されないという議論をさらに強めます。
潮汐破壊現象によるフォールバック率のピーク: 星の種類への依存
| Title |
The_Peak_of_the_Fallback_Rate_from_Tidal_Disruption_Events:_Dependence_on_Stellar_Type |
| Authors |
Ananya_Bandopadhyay,_Julia_Fancher,_Aluel_Athian,_Valentino_Indelicato,_Sarah_Kapalanga,_Angela_Kumah,_Daniel_A._Paradiso,_Matthew_Todd,_Eric_R._Coughlin,_C._J._Nixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11496 |
潮汐破壊現象(TDE)で完全に破壊された星は、潮汐によって剥ぎ取られた破片が質量$M_{\bullet}$の超大質量ブラックホール(SMBH)にフォールバックすることを原動力として発光フレアを発火させる。我々は、TDEにおけるピークフォールバック率の2つの推定値を分析します。1つは「凍結」モデルです。これは、ピークフォールバック率までの時間$t_{\rmPeak}$が恒星の質量と質量の両方に強く依存することを予測します。年齢、$15\textrm{日}\lesssimt_{\rmピーク}\lesssim質量$0.2\leM_{\star}/M_{\odot}\le5$および$M_{の主系列星の場合は10$年\bullet}=10^6M_{\odot}$。2番目の推定は、潮汐が星の最大自己重力を支配するときに星が完全に破壊されると仮定し、$t_{\rmPeak}$が星の種類に非常に弱く依存することを予測します。$t_{\rmPeak}=\left(23.2\pm4.0\textrm{days}\right)\left(M_{\bullet}/10^6M_{\odot}\right)^{1/2}$で$0.2\leM_{\star}/M_{\odot}\le5$、$t_{\rmピーク}=\left(29.8\pm3.6\textrm{days}\right)\left(M_{\bullet}/10^6M_{\odot}\right)^{1/2}$は、Kroupaの初期質量関数の場合、$1.5M_{\odot}$で切り捨てられます。この2番目の推定値も流体力学シミュレーションとほぼ一致していますが、固定モデルでは桁違いに乖離しています。我々は、(1)完全なTDEの光度がピークに達するまでの時間は、ほぼ独占的にSMBHの質量によって決定され、(2)大質量星TDEが最大の降着光度に影響を与えると結論付けています。その結果、(a)数十年にわたる銀河系外爆発は、大質量星の破壊を含む完全なTDEによって引き起こされることはなく、(b)最も高度な超エディントンTDEは大質量星の完全な破壊によって引き起こされる。ジェット型TDEの生成を担当している--ジェット型TDEの希少性と、それらが若い星形成中の母銀河を好むことを説明できるだろう。
局所ISMにおける硫黄X線吸収
| Title |
Sulfur_X-ray_absorption_in_the_local_ISM |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_T._W._Gorczyca,_M._F._Hasoglu,_E._Costantini,_Javier_A._Garc\'ia_and_Timothy_R._Kallman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11498 |
我々は、36個の低質量X線連星の高分解能HETGS{\itChandra}スペクトルを使用した研究SKエッジを紹介します。各ソースについて、{\rmS}~{\sci}、{\rmS}~{\scii}、{\rmS}~{\sciii}、{\rmSのカラム密度を推定しました。}~{\scxiv}、{\rmS}~{\scxv}、および{\rmS}~{\scxvi}イオン種。銀河星間物質の中性相、暖相、高温相を追跡します。また、星間塵類似体のサンプルの柱密度も推定しました。私たちは、銀河の緯度、経度、およびソースまでの距離の関数として、それらの分布を測定しました。寒暖柱の密度は銀河の緯度に応じて減少する傾向がありますが、距離や銀河経度との相関関係は見つかりませんでした。これは、高分解能X線スペクトルを使用した、ISMによる硫黄K端吸収の初めての詳細な分析です。
X 線システム GRS 1747-312 および高次多重度モデルにおける考えられる第 3 の天体
| Title |
A_Possible_Third_Body_in_the_X-Ray_System_GRS_1747-312_and_Models_with_Higher-Order_Multiplicity |
| Authors |
Caleb_Painter,_Rosanne_Di_Stefano,_Vinay_L._Kashyap,_Roberto_Soria,_Jose_Lopez-Miralles,_Ryan_Urquhart,_James_F._Steiner,_Sara_Motta,_Darin_Ragozzine,_Hideyuki_Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11500 |
GRS1747-312は、地球から9.5kpcの距離にある球状星団テルザン6内にある明るい低質量X線連星です。約4.5か月ごとに規則的なバーストを示し、その間に周期日食が発生することが知られています。これらの日食はバースト段階でのみ観察されており、源が静止しているときにははっきりと見られません。最近のチャンドラによる源の観測は、2019年6月と2021年の4月、6月、8月に行われました。これらの観測のうち2つは、爆発中の源を捉え、日食の予想時刻に明らかな光束の減少を示しました。他の2つの観測は、信号源が静止しているときに発生しました。静止状態中に発生したディップの発見を紹介します。落ち込みは持続時間が長く、その発生時間は短い日食の暦には適合しません。私たちはディップの物理的特徴を研究し、それが明確に定義された表面を持つ物体による日食のすべての特性を備えていると判断しました。5.3ksの日食を引き起こした天体の性質にはいくつかの可能性があることがわかりました。第一に、GRS1747-312は、M型矮星、褐色矮星、または惑星である可能性のある外側の3番目の天体によって周回されるLMXBを備えたX線トリプルである可能性があります。第2に、2つのLMXBが互いに近接して存在し、結合されている可能性があります。日食の本当の性質が何であれ、その存在はGRS1747-312システムがユニークであることを示唆しています。
イメージング X 線旋光計エクスプローラーによる低および中間スペクトル ピーク ブレーザーの観察
| Title |
Observations_of_Low_and_Intermediate_Spectral_Peak_Blazars_with_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Herman_L._Marshall,_Ioannis_Liodakis,_Alan_P._Marscher,_Niccolo_Di_Lalla,_Svetlana_G._Jorstad,_Dawoon_E._Kim,_Riccardo_Middei,_Michela_Negro,_Nicola_Omodei,_Abel_L._Peirson,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Ivan_Agudo,_Giacomo_Bonnoli,_Andrei_V._Berdyugin,_Elisabetta_Cavazzuti,_Nicole_Rodriguez_Cavero,_Immacolata_Donnarumma,_Laura_Di_Gesu,_Jenni_Jormanainen,_Henric_Krawczynski,_Elina_Lindfors,_Frederic_Marin,_Francesco_Massaro,_Luigi_Pacciani,_Juri_Poutanen,_Fabrizio_Tavecchio,_Pouya_M._Kouch,_Francisco_Jose_Aceituno,_Maria_I._Bernardos,_Giacomo_Bonnoli,_Victor_Casanova,_Maya_Garcia-Comas,_Beatriz_Agis-Gonzalez,_Cesar_Husillos,_Alessandro_Marchini,_Alfredo_Sota,_Dmitry_Blinov,_Ioakeim_G._Bourbah,_Sebastian_Kielhmann,_Evangelos_Kontopodis,_Nikos_Mandarakas,_Stylianos_Romanopoulos,_Raphael_Skalidis,_et_al._(114_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11510 |
我々は、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による3つの低スペクトルピークと1つの中間スペクトルピークブラー、すなわち3C273、3C279、3C454.3、およびS50716+714のX線偏光測定観察を紹介します。これらの天体のいずれについても、IXPEは3$\sigma$レベルでX線偏光を検出できませんでした。ただし、分極度の上限を$\sim$10-30\%に設定しました。検出されない偏光は、ハドロンモデルが完全に排除されたわけではないが、X線バンドがブレーザージェット内の相対論的電子によって上方散乱された非偏光光子によって支配されているモデルに有利です。X線偏光の上限については、同時進行の多波長偏光キャンペーンとの関連で説明します。
連星 4FGL J1405.1-6119 の NuSTAR および XMM-Newton 観測。 $\gamma$ 線を放出するマイクロクエーサー?
| Title |
NuSTAR_and_XMM-Newton_observations_of_the_binary_4FGL_J1405.1-6119._A_$\gamma$-ray_emitting_microquasar? |
| Authors |
Enzo_A._Saavedra,_Federico_A._Fogantini,_Gast\'on_J._Escobar,_Gustavo_E._Romero,_Jorge_A._Combi,_Estefania_Marcel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11553 |
4FGLJ1405.1-6119は、いくつかの波長で研究されている高質量$\gamma$線を放出するバイナリーです。このタイプの連星の性質はまだ議論の余地があり、$\gamma$線放出の起源を説明するために通常引き合いに出される考えられるシナリオは3つあります:急速に回転する中性子星とその伴星の風との衝突、風同士の衝突です。2つの大質量星の放出、およびマイクロクエーサーのジェットからの非熱放射。私たちは、NuSTARとXMM-Newtonの2組の同時観測を分析して、電波、X線、$\gamma$線の放出の起源を調査します。それぞれエポック1およびエポック2と名付けられた2つの異なるエポックから0.5～78keVの光曲線を抽出しました。我々は、放物線状の穏やかな相対論的レプトハドロンジェットを含む観測を説明するシナリオを提案します。このジェットには、相対論的粒子のハードスペクトルを注入するコンパクトな加速領域があります。主な非熱放出プロセスには、電子のシンクロトロン放射、星の放射場からの光子の逆コンプトン散乱、ジェットのバルク物質内での非弾性陽子間衝突から生じる中性パイオンの崩壊が含まれます。これらの推定値は、スーパーエディントンレプトハドロンジェットシナリオの値と一致しています。このコンパクトな天体は、ブラックホールか、磁場が低い中性子星のいずれかである可能性があります。円盤から放出されるX線の大部分は、同じ円盤から放出される濃い風によって吸収される可能性があります。私たちは、連星4FGLJ1405.1-6119がSS433のような超臨界マイクロクエーサーである可能性があると結論付けています。
軌道周期、ブラックホールの質量、X線過渡現象GRS 1716-249 (=N Oph 93)までの距離
| Title |
The_orbital_period,_black_hole_mass_and_distance_to_the_X-ray_transient_GRS_1716-249_(=N_Oph_93) |
| Authors |
J._Casares,_I.V._Yanes-Rizo,_M.A.P._Torres,_T.M.C._Abbott,_M._Armas_Padilla,_P.A._Charles,_V.A._Cuneo,_T._Mu\~noz-Darias,_P.G._Jonker,_K._Maguire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11561 |
我々は、1995年のミニバースト中に検出されたスーパーハンプ変調と、1995年の楕円体変動に基づいて、X線過渡現象GRS1716-249(=NOph93)の軌道周期が0.278(8)d(=6.7h)であるという証拠を提示する。静止。静止光度がr=23.19+-0.15NであるOph93は、専用の時間分解分光法による完全な動的研究を保証するには弱すぎます。代わりに、GranTelescopioCanariasスペクトルで検出された円盤のアルファ輝線にFWHM-K2相関を適用し、K2=521+-52km/sを取得します。これにより、質量関数f(M)=4.1+-1.2Msunが得られ、この歴史的なX線過渡現象にブラックホールが存在することが示されます。さらに、アルファトラフの深さと静止光曲線から、連星の傾きをi=61+-15度に制限し、スーパーハンプの検出によりドナーとコンパクト星の質量比q=M2/M1に上限を設定します。<=0.25。我々の赤みを除去した（r-i）色は、0.278d軌道のロシュローブを満たす~K6主系列星と一致しています。これらすべての情報を使用して、コンパクトな物体の質量M1=6.4+3.2-2.0Msunを68%の信頼度で導き出します。また、GRS1716-249までの距離を6.9+-1.1kpcに制限し、大きなネイタルキックをサポートするために連星を銀河面の約0.8kpc上に配置します。
キロノバは人を殺す可能性がある: 脅威の評価
| Title |
Could_a_Kilonova_Kill:_a_Threat_Assessment |
| Authors |
Haille_M._L._Perkins,_John_Ellis,_Brian_D._Fields,_Dieter_H._Hartmann,_Zhenghai_Liu,_Gail_C._McLaughlin,_Rebecca_Surman,_and_Xilu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11627 |
連星中性子星合体(BNS)は、ガンマ線バースト(GRB)とその残光、キロノバ、そして遅い時には数パーセクの大きさの残骸など、いくつかの物理的に異なる発生源から高エネルギー放射を生成します。これらの線源からの電離放射線は、近すぎると地球に似た惑星の生命にとって危険となる可能性があります。これまでの研究では、GRBが軸上の観測者にもたらす重大な危険を調査してきましたが、ここでは代わりに、近くの軸外の観測者にもたらす潜在的な脅威に焦点を当てます。私たちの分析は主に、GW170817/GRB170817Aマルチメッセンジャーイベントの観察と理論的な予測に基づいています。ベースラインのキロノバパラメーターについては、残光からのX線放出は$\sim5$pcまで致死的である可能性があり、軸外のガンマ線放出は$\sim4$pcまでの範囲を脅かす可能性があることがわかります。最大の脅威は、爆発の数年後、キロノバ爆発によって加速された宇宙線から来ます。これは、$\sim11$pcまでの距離まで致死的な影響を与える可能性があります。ここで引用した距離は典型的なものですが、値には大きな不確実性があり、定量化する際の視野角、放出質量、爆発エネルギーに依存します。地球に似た惑星に対する全体的な脅威を評価すると、超新星と同様の致死距離を持っていますが、はるかに一般的ではありません。しかし、私たちの結果は入手可能なキロノバのデータが乏しいことに依存しており、複数のメッセンジャーによる観測によって、そのような現象によってもたらされる危険性が明らかになるでしょう。
核と地殻の界面の磁場は中性子星表面の磁場とどれくらい違うのでしょうか? -- 磁気弾性平衡で許容される範囲
| Title |
How_different_is_the_magnetic_field_at_the_core-crust_interface_from_that_at_the_neutron_star_surface?_--_the_range_allowed_in_magnetoelastic_equilibrium |
| Authors |
Yasufumi_Kojima_and_Shijun_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11660 |
この研究は、中性子星の中心から表面まで浸透する磁場の調査に焦点を当てました。力の平衡に作用する弾性力により、中間固体地殻内で可能な場の構成の範囲はあまり制限されません。ローレンツ力が強すぎると磁気弾性平衡が保てなくなり、磁場が拘束されてしまいます。薄い地殻における磁気弾性平衡を数値的に解くことにより、外部が真空中の双極子として固定されていると仮定しながら、コア・地殻界面における磁場の範囲が決定された。その結果、表面双極子$B_{0}>2.1\times10^{14}$Gの場合、トロイダル成分はコア地殻界面のポロイダル成分よりも小さくなければならないことが明らかになりました。したがって、マグネターの自由歳差運動によって示唆されるような強いトロイダル磁場、たとえば$B\sim10^{16}$Gは内部コアの奥深くに限定され、$B\sim10^{14に縮小されるはずです。}$Gがクラストの底にあります。この研究の結果は、マグネターの内部磁場の構造についての洞察を提供します。より高次の多重極や外部磁気圏を伴うより複雑な幾何学については、さらなる研究が必要です。
ニュートリノ観測の展望により銀河源からの超高エネルギーガンマ線の起源を解明する
| Title |
Determine_the_Origin_of_Very-high-energy_Gamma_Rays_from_Galactic_Sources_by_the_Prospect_of_Observing_Neutrinos |
| Authors |
Bo-Heng_Song,_Tian-Qi_Huang,_Kai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11813 |
最近、大高高度大気シャワー天文台(LHAASO)は、100TeVを超えるガンマ線を放出する12個の$\gamma$線源を特定し、これらはPeV宇宙線加速器(PeVatron)の可能性があるとしている。ニュートリノの観測は、ガンマ線放射プロセスがハドロン起源によるものなのかレプトン起源によるものなのかを判断する上で極めて重要です。この論文では、検出された3つの線源、LHAASOJ1908+0621、LHAASOJ2018+3651、およびLHAASOJ2032+4102を研究します。これらは、以下に基づく試行前のp値が最も低い最も有望な銀河高エネルギーニュートリノ候補線源でもあります。IceCubeニュートリノ天文台による過剰なニュートリノ放出をテストするスタッキングサーチ。我々は、LHAASO源の可能な対応源を考慮して、これらのLHAASO源の観測されたマルチバンドスペクトルのレプトハドロンシナリオを研究します。非常に高エネルギーのガンマ線は完全にハドロンの寄与によるものであるため、最も楽観的なニュートリノ束を導き出すことができます。次に、IceCubeニュートリノ観測所と次世代IceCube-Gen2ニュートリノ観測所のそれぞれの観測時間として統計的有意性(p値)を評価します。ガンマ線の起源が完全にハドロン過程に由来するか、多くても部分的にハドロン過程に由来するものは、LHAASOJ1908+0621のIceCube-Gen2によって$5\sigma$の有意水準、$\sim10の実行時間で決定できることがわかりました。$月。LHAASOJ2018+3651とLHAASOJ2032+4102の場合、必要な実行時間はそれぞれ$\sim10$年($3\sigma$)と$\sim4$年($5\sigma$)です。次世代ニュートリノ望遠鏡による将来の確認は、粒子の加速と線源内部の放射プロセスを理解するために非常に重要です。
史上最も明るい GRB 221009A からのハドロン放出の証拠
| Title |
Evidence_of_Hadronic_Emission_from_the_brightest-of-all-time_GRB_221009A |
| Authors |
Kai_Wang,_Qing-Wen_Tang,_Yan-Qiu_Zhang,_Chao_Zheng,_Shao-Lin_Xiong,_Jia_Ren,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11821 |
相対論的衝撃におけるハドロンの加速は長い間期待されており、GRBの高エネルギー光子とニュートリノ放出をモデル化するために援用されてきました。しかし、これまでのところ、GRBからのハドロン放出の直接的な観察証拠はありません。ボート。(「史上最も明るい」)ガンマ線バースト(GRB)221009Aは、極端なエネルギー($10^{55}$ergを超える等方性エネルギー)を持ち、超高エネルギー(VHE、VHE、$>100\,\rmGeV$)バンドは$>10$TeVまで。ここでは、keVからTeVのエネルギー範囲にわたるGRBの包括的なスペクトル解析を実行し、従来のシンクロトロン自己コンプトンプロセスと、加速された宇宙線によるハドロン相互作用によって開始される電磁(EM)カスケードプロセスの両方を考慮して、詳細なスペクトルおよび光曲線モデリングを実行します。外部からの衝撃。レプトニックシナリオだけでは観測結果を説明するのに十分ではないが、ハドロン成分とレプトニック成分を組み合わせた提案されたシナリオは、多波長スペクトルと光度曲線をうまく再現できることがわかりました。この結果は、この極端なバーストの初期の残光に加速されたハドロン成分が存在することを明らかにしています。このシナリオによれば、観測されたTeV光度曲線には即時MeV放出の痕跡が含まれるはずです。
点単位の再構成に基づく理想的な古典的および特殊相対論的 MHD のための $4^{\rm th}$ 次の正確な有限体積法
| Title |
A_$4^{\rm_th}$-order_accurate_finite_volume_method_for_ideal_classical_and_special_relativistic_MHD_based_on_pointwise_reconstructions |
| Authors |
Vittoria_Berta,_Andrea_Mignone,_Matteo_Bugli,_Giancarlo_Mattia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11831 |
我々は、拘束輸送（CT）形式に基づいた、多次元古典的および特殊相対論的磁気流体力学（MHD）のための真に$4^{\rmth}$オーダーの正確な有限体積スキームの新しい実装を提案します。このスキームは、以前のスキームと比較していくつかの新しい側面を導入し、より効率的な計算ツールを実現します。最も関連性の高いスキームの中で、私たちのスキームは(1次元の有限体積ではなく)点ごとの再構成を利用し、一般的な風上制約付き輸送平均化と、不連続性検出器と次数削減手順の両方を含む高度な制限戦略を採用しています。選択された数値ベンチマークは、メソッドの精度と堅牢性を示します。
FRB 人口と光度密度分布の二峰性の観察された傾向
本研究では、非CHIMEFRBとCHIMEFRBの両方を検討しました。私たちの確かな結論は、非CHIMEFRBには高光度密度イベントと低光度密度イベントの2つのカテゴリがあり、リピーターの大部分は後者のカテゴリに分類されるということです。CHIMEFRBの測定されたフルエンスと磁束密度が利用できないことを回避するために、推定されたCHIME下限値とフルエンスおよび磁束密度の比を利用して存在を調査する新しい無次元アプローチを考案しました。CHIME以外のFRB人口とCHIMEFRB人口の両方における傾向とパターンの分析。いくつかの物理的に意味のある無次元量を導入しましたが、確実な結果の1つは、これらの計算値がCHIMEイベントと非CHIMEイベントの両方でほぼ同じであるということです。この普遍性は、計算された無次元量の分布とその根底にある傾向にも見られます。CHIMEリピータの場合、いくつかの無次元量の分布は、無線トランジェントを繰り返す2つのモードの存在を示唆しています。
SCALES 用のダイヤモンド旋削光学部品の特性評価
| Title |
Characterization_of_diamond-turned_optics_for_SCALES |
| Authors |
Isabel_J._Kain,_Phil_Hinz,_Marius_Doetz,_Benjamin_Bulla,_Renate_Kupke,_Daren_Dillon,_Andrew_Skemer,_Deno_Stelter,_Michael_Gonzales,_Nicholas_MacDonald,_Aditi_Gangadharan,_Cristian_Rodriguez,_Christopher_Ratliff,_Mackenzie_R._Lach,_Steph_Sallum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11592 |
ハイコントラストイメージングは、これまでに数十の系外惑星を発見し、特徴づけるために使用されてきました。これらの機器の性能を制限する主な要因はコントラスト、つまり機器がうまく分解できる系外惑星と主星の明るさの比です。コントラストは主に、未補正の大気の乱流とAO補正の下流の光学収差で構成される波面誤差によって決まります。シングルポイントダイヤモンド旋削により、天文計測機器で使用するための高精度光学部品の製造が可能になり、従来のガラス研磨に代わる安価で多用途な代替手段となります。この研究では、ケック天文台向けに建設中の2～5ミクロンのコロナグラフィ積分場分光器である系外惑星分光用レンズレット配列(SCALES)装置と組み合わせたスライサーにおける、ダイヤモンド切削アルミニウム光学系の波面誤差の測定結果を示します。これらの光学系の波面誤差測定は、物理光学伝播ソフトウェアPoppyを使用してSCALESの点像分布関数をシミュレートするために使用され、SCALESのコントラスト性能が内部機器光学系からの波面誤差によって制限されないことを示しています。
恒星天体物理学実験用テストモジュール (MESA)
| Title |
Testing_Modules_for_Experiments_in_Stellar_Astrophysics_(MESA) |
| Authors |
William_M._Wolf,_Josiah_Schwab,_R._Farmer_and_Evan_B._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11618 |
定期的な自動テストは、最新のソフトウェア開発の基本原則です。広く使用されている継続的インテグレーションシステムは多数存在しますが、科学シミュレーションソフトウェア特有のニーズには適していないことがよくあります。ここでは、恒星天体物理学実験モジュール(MESA)プロジェクトのために開発され、使用されているテストインフラストラクチャについて説明します。このシステムを使用すると、計算量の多いMESAテストスイートを異種コンピューターのセット上で定期的に実行して集約し、回帰を迅速に特定して診断できる形式でテスト結果を表示できます。包括的なテストデータを定期的に収集することで、ソフトウェアのパフォーマンスとソフトウェアが生成するモデルの特性を長期的に調査することもできます。
量子電波天文学: 冗長ベースライン校正用の量子線形ソルバー
| Title |
Quantum_Radio_Astronomy:_Quantum_Linear_Solvers_for_Redundant_Baseline_Calibration |
| Authors |
Nicolas_Renaud_and_Pablo_Rodr\'iguez-S\'anchez_and_Johan_Hidding_and_P._Chris_Broekema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11932 |
将来の大規模電波望遠鏡の計算要件は、従来のデジタルリソースの能力をはるかに超えて拡大すると予想されます。現在および計画されている望遠鏡は、生成された膨大な量のデータを効率的に処理する能力によって、その科学的可能性が一般に制限されています。この問題を軽減するために、私たちは電波天文学アプリケーションに対する新しい量子コンピューターの実現可能性を調査します。この論文では、ノイズ中間スケール量子(NISQ)コンピューターでの変分量子線形ソルバーと、電波天文学の校正パイプライン用の量子アニーラーでの組み合わせソルバーの使用の可能性を実証します。これらのアプローチをキャリブレーションパイプラインに統合すると満足のいく結果が得られることを実証する一方、量子ハードウェアの現在の制限によってその適用性とパフォーマンスが制限されていることも示します。
太陽のHアルファ画像からのアイソプラナティック角と乱流強度プロファイルの測定
| Title |
Measurement_of_isoplanatic_angle_and_turbulence_strength_profile_from_H-alpha_images_of_the_Sun |
| Authors |
Saraswathi_Kalyani_Subramanian_and_Sridharan_Rengaswamy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11963 |
補償光学(AO)システムは地上天文学に不可欠なものとなっています。科学的事例に基づいて、AOシステムにはさまざまな種類があります。サイトを選択したり、特定の種類のAOシステムを導入したりする前に、乱流強度プロファイル($C_N^2(h)$)およびその他のサイト特性を測定することが不可欠です。太陽の長時間露光H-$\alpha$画像に対して反復デコンボリューション手順を使用して、日中のアイソプラナティックパッチサイズを決定しました。次に、異なる方向に沿った乱流間の関係を決定し、$C_N^2(h)$プロファイルの解析的推定値も取得しました。
科学データの変換器: 天文学者のための教育的レビュー
| Title |
Transformers_for_scientific_data:_a_pedagogical_review_for_astronomers |
| Authors |
Dimitrios_Tanoglidis,_Bhuvnesh_Jain,_Helen_Qu_(University_of_Pennsylvania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12069 |
ChatGPTおよび関連する生成AI製品に関連付けられた深層学習アーキテクチャは、トランスフォーマーとして知られています。当初は自然言語処理に適用されたトランスフォーマーと、トランスフォーマーが利用する自己注意メカニズムは、自然科学全体で幅広い関心を集めました。この教育的かつ非公式なレビューの目的は、科学者に変圧器を紹介することです。私たちの教育的かつ非公式なレビューには、注意メカニズムの基礎となる数学、元のトランスフォーマーアーキテクチャの説明、天文学における時系列データと画像データへの応用に関するセクションが含まれています。生成AIに興味があり、研究課題のためにトランスフォーマーを始めたいと考えている読者向けに、よくある質問セクションが含まれています。
| Title |
Quantum_Radio_Astronomy:_Data_Encodings_and_Quantum_Image_Processing |
| Authors |
Thomas_Brunet,_Emma_Tolley,_Stefano_Corda,_Roman_Ilic,_P._Chris_Broekema,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12084 |
私たちは、量子画像処理の最近の発展を利用して、電波干渉法や天文学への量子コンピューティングの応用を探ります。おもちゃの量子コンピューティング画像再構成パイプラインを使用して、さまざまな量子画像表現の適合性を評価し、そのパフォーマンスを古典的なコンピューティングの対応物と比較します。量子コンピューティングは、明るい電波源を特定して位置を特定する場合、データのエンコードコストや回路評価の繰り返しを考慮した場合でも、従来のアルゴリズムよりも大幅に高速化できます。また、干渉計の可視性を自己校正するための新しい変分量子コンピューティングアルゴリズムを提案し、電波天文学のための量子コンピューティングを現実にするために必要な将来の開発と研究についても議論します。
最大の GOES 軟 X 線フレア: 2 つのヘイル サイクルにわたる飽和と再校正
| Title |
The_greatest_GOES_soft_X-ray_flares:_Saturation_and_recalibration_over_two_Hale_cycles |
| Authors |
Hugh_Hudson,_Ed_Cliver,_Stephen_White,_Janet_Machol,_Courtney_Peck,_Kim_Tolbert,_Rodney_Viereck,_and_Dominic_Zarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11457 |
GOES衛星からの太陽軟X線観測は、1975年以来ほぼ継続的なフレア記録を含む、太陽活動の最良の定量的記録の1つを提供します。我々は、NOAAクラスC1レベルまたは1975年から2022年までの時系列全体の均一な分析を提示します。上では、1～8Aスペクトルバンドで観察されるフレアの発生分布関数(ODF)を特徴付けます。解析には、1～8Aの時系列を飽和させた12個のフレアのピークフラックスの推定が含まれています。私たちの新しい推定値には、1975年から2016年までをカバーするGOES-1からGOES-15データを調整するためにNOAAが最近確立した補正係数(1.43)が含まれています。12の飽和イベントのそれぞれについて、フレア時間プロファイルの立ち上がりと立ち下がりへの適合に基づいてピークフラックスの新たな推定を行い、人工的に切り詰められたが飽和していないX10クラスのイベントと比較することで外挿スキームを検証しました。SOL2003-11-04のピーク光束は4.32e-3W/m^2になりました。これは、新しいスケールではX43、古いスケールではX30に相当します。付録には、12の飽和イベントを含む、GOESX10レベルである10^-3W/m^2を超える38のイベントすべてのピークフラックスのリストが記載されています。完全なリストにより、最初の完全なサンプルが得られ、そこからピークエネルギーフラックスの発生分布関数(ODF)が得られます。これは、べき乗則dF/dE~E^-alphaとして表されることが多く、alpha=1.973+-が得られます。M1～X3の範囲では0.014。べき乗則の記述はハイエンドで失敗し、X10レベルを超えるODFの下降ブレークが必要になります。結果として得られるCCDF(相補累積分布関数)のテーパーべき乗則記述を与え、それを「スーパーフレア」、つまり10^33ergを超えるボロメーターエネルギーを持つフレアの領域に外挿します。この当てはめを外挿すると、100年および1000年のGOESピークフラックスの推定値が得られます。これは、異なるデータセットと方法論を使用した他の同様の推定値とかなりよく一致します。
バイナリスペクトルモデルを使用した、LAMOST-MRS 内の 12426 個の SB2 候補の検出
| Title |
Detection_of_12426_SB2_candidates_in_the_LAMOST-MRS,_using_a_binary_spectral_model |
| Authors |
Mikhail_Kovalev_(YNAO_and_SAI),_Zenghua_Zhou_(YNAO),_Xuefei_Chen_(YNAO),_Zhanwen_Han_(YNAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11673 |
スペクトルフィットからの$v\sin{i}$値を使用して二重線分光バイナリ(SB2)を検出するための更新された方法を使用します。この方法は、LAMOST-MRSからのすべてのスペクトルに適用されます。この方法を使用すると、12426個のSB2候補が検出されます。そのうち4321個は既知で、8105個は新規発見です。誤検知の可能性を最小限に抑えるために、スペクトルを手動でチェックします。また、太陽光によるスペクトルの汚染の事例もいくつか検出されました。さらに、複数の観測値を持つ候補については、体速との質量比を計算し、ケプラー軌道を決定します。すべてのSB2候補の更新されたカタログを、それらの一部の追加情報とともに別のデータテーブルに示します。
新しい理論的な色等級図で球状星団 47 ツカナエの化学と質量関数を探る
| Title |
Exploring_the_Chemistry_and_Mass_Function_of_the_Globular_Cluster_47_Tucanae_with_New_Theoretical_Color-Magnitude_Diagrams |
| Authors |
Roman_Gerasimov,_Adam_J._Burgasser,_Ilaria_Caiazzo,_Derek_Homeier,_Harvey_B._Richer,_Matteo_Correnti,_Jeremy_Heyl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11800 |
起源が同じであるにもかかわらず、球状星団のメンバーは星ごとに組成にばらつきを示します。観察された元素存在量のパターンはこれらの恒星の環境に特有のものであり、提案されているメカニズムによって完全に説明することはできません。恒星が化学的不均一性を伴って形成されるのか、それとも他の星団との相互作用からそれを継承するのかは依然として不明である。これらのシナリオは、化学物質の拡散が星の質量に依存するかどうかによって区別される可能性があります。ただし、十分に大きな質量ベースラインを取得するには、最も近い球状星団であっても分光法では弱すぎる下部主配列の存在量測定が必要です。私たちは、マルチバンド測光から主系列の終わり近くにある星の正確な化学存在量を取得するための恒星モデリング手法を開発し、それを球状星団トゥカナエ47に適用しました。計算効率は、化学元素を、その存在量に最も敏感なモデルコンポーネントに一致させることによって達成されます。我々は、文献にある進化したメンバーの分光学的測定に匹敵する精度で、主配列の膝の下にある約5,000のメンバーの[O/Fe]を決定しました。推定された分布は、化学物質の拡散の原因として恒星の相互作用を否定します。ただし、より決定的な結論を引き出すには、正確な降着理論が必要です。JWSTによるトゥカナエ47種の将来の観測により、解析の質量ベースラインが星以下領域にまで拡張されることが期待されます。したがって、我々は、トゥカナ科47種の褐色矮星のメンバーについて、予測される色と大きさの関係図と質量と大きさの関係を提示します。
太陽コロナ下部におけるプラズマ交換再接続のイオン動力学
| Title |
Ion_kinetics_of_plasma_interchange_reconnection_in_the_lower_solar_corona |
| Authors |
Vladimir_Krasnoselskikh_(1,2),_Arnaud_Zaslavsky_(3),_Anton_Artemyev_(4),_Clara_Froment_(1),_Thierry_Dudok_de_Wit_(1,5),_Nour_E._Raouafi_(6),_Oleksiy_V._Agapitov_(2),_Stuart_D._Bale_(2,_7),_Jaye_L._Verniero_(8)_((1)_LPC2E,_CNRS/University_of_Orleans/CNES,_France,_(2)_SSL,_UCB,_USA,_(3)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Meudon,_France,_(4)_University_of_California,_Los_Angeles,_USA,_(5)_ISSI,_Bern,_Switzerland,_(6)_Johns_Hopkins_Applied_Physics_Laboratory,_Laurel,_USA,_(7)_Physics_Department,_University_of_California,_Berkeley,_USA,_(8)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center:_Greenbelt,_MD,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12093 |
パーカー太陽探査機による太陽圏内部の探査により、スイッチバックとして知られるパーカー螺旋からの偏向が遍在する高度に構造化された太陽風が明らかになりました。インターチェンジ・リコネクション（IR）は、不安定な粒子分布を形成して波の活動を生成し、そのような構造に発展する可能性があるため、これらのスイッチバックの発生に重要な役割を果たしている可能性があります。IRは、非常に低いベータプラズマと強い誘導場の存在下で発生します。IRは、太陽風の加熱と加速に重要な寄与を与えるほど十分なエネルギーを放出する可能性は低いですが、太陽風がその発生源に接続され、開いた磁力線を閉じた磁場の領域に接続する方法に影響を与えます。この「スイッチオン」により、コロナホール境界付近のプラズマが閉ループ内に閉じ込められたプラズマと混合できるメカニズムが提供されます。この混合により、新たなエネルギーバランスが生まれる可能性があります。このプラズマはすでに予熱されており、密度や粒子分布が大きく異なる可能性があるため、太陽風の特性が大きく変化する可能性があります。それは太陽風を補充するだけでなく、電場にも影響を与え、それがエネルギーバランスに影響を与えます。この相互貫入は、コアとビーム状の集団を含む二峰性イオン分布の形成によって現れます。このような分布は、パーカー太陽探査機によって実際に頻繁に観察されています。ここでは、太陽風の加速と加熱におけるそのようなプロセスの役割を評価するための最初のステップを提供します。
SPIRou を使用したバーナード星の包括的な高分解能化学分光分析
| Title |
Comprehensive_High-resolution_Chemical_Spectroscopy_of_Barnard's_Star_with_SPIRou |
| Authors |
Farbod_Jahandar,_Ren\'e_Doyon,_\'Etienne_Artigau,_Neil_J._Cook,_Charles_Cadieux,_David_Lafreni\`ere,_Thierry_Forveille,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Pascal_Fouqu\'e,_Andr\'es_Carmona,_Ryan_Cloutier,_Paul_Cristofari,_Eric_Gaidos,_Jo\~ao_Gomes_da_Silva,_Lison_Malo,_Eder_Martioli,_J.-D._do_Nascimento_Jr.,_Stefan_Pelletier,_Thomas_Vandal_and_Kim_Venn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12125 |
星の基本パラメータの決定は、銀河の進化から系外惑星の内部構造の制約に至るまで、天体物理学のすべての分野に影響を与えます。この論文は、CFHT/SPIRouで取得された非常に高品質($H$バンドで$>$2500の信号対雑音比)の高解像度NIRスペクトルをPHOENIX-ACESと比較する、バーナード星の詳細な分光分析を紹介します。恒星の雰囲気モデル。観察されたスペクトルには、モデル内で識別されていない数千のラインが示されており、モデルには存在するが観察されたデータには存在しない同様の多数のラインがあります。また、連続体の不一致、未解決の汚染、予想される波長から大幅にシフトしたスペクトル線など、他のいくつかの注意点も特定しました。これらはすべて、存在量決定のバイアス源となる可能性があります。化学分光法に使用できるNIRで観察された$>10^4$のラインのうち、信頼できる数百ラインの短いリストを特定します。我々は、バルクスペクトルフィッティング法とは対照的に、いくつかの線グループを使用して、ゆっくり回転するM型矮星の有効温度と全体の金属量を決定するための新しい方法を提案します。この方法では、バーナード星について$T_{\rmeff}$=3231$\pm$21Kと推定され、干渉法から推定された3238$\pm$11Kの値と一致します。また、この星についてこれまで報告されたことのない4つの元素(K、O、Y、Th)の存在量を含む、バーナード星の15の異なる元素の存在量測定も提供します。この研究は、化学分光分析にNIRドメインを最大限に活用するために、現在の大気モデルを改善する必要性を強調しています。
パーカーソーラープローブによって観測されたスイッチバック境界は閉じていますか?
| Title |
Are_Switchback_boundaries_observed_by_Parker_Solar_Probe_closed? |
| Authors |
Nina_Bizien,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Clara_Froment,_Marco_Velli,_Anthony_W._Case,_Stuart_D._Bale,_Justin_Kasper,_Phyllis_Whittlesey,_Robert_MacDowall,_Davin_Larson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12134 |
スイッチバックは磁場の突然の大きな偏向であり、パーカー太陽探査機が内部太陽圏で頻繁に観察します。それらは遍在的に存在するため、その性質と起源を解明するために多くの研究が行われてきました。私たちの目標は、探査機が太陽に初めて遭遇したときに検出された一連のイベントを使用して、これらのスイッチバックの境界を記述することです。FIELDSとSWEAPデータを使用して、境界法線を決定するためのさまざまな方法を調査します。観察された境界は、常に平面内に含まれる回転を伴う円弧分極構造です。従来の最小分散分析(MVA)では誤解を招く結果が得られ、回転不連続性の数が過大評価されます。我々は、これらの不連続性の性質を識別するための堅牢な幾何学的手法を提案します。これには、不連続性を含む平面に原点($\textbf{B}=0$)も含まれるかどうかを判断することが含まれます。ほとんどの境界は、スイッチバックの状況における接線方向の不連続性と同じ特性を持っているように見えますが、回転方向の不連続性があるという証拠はほとんどありません。パーカースパイラル偏差の大きさの影響は見られません。さらに、境界の厚さはMHDスケール内にあります。これまでの研究とは対照的に、パーカー・ソーラー・プローブによって観測されたスイッチバック境界のほとんどは閉じている可能性が高いと結論付けています。私たちの結果は、それらの浸食が予想よりもはるかに遅い可能性があることを示唆しています。
| Title |
Determination_of_the_Equation_of_State_from_Nuclear_Experiments_and_Neutron_Star_Observations |
| Authors |
Chun_Yuen_Tsang,_ManYee_Betty_Tsang,_William_G._Lynch,_Rohit_Kumar,_Charles_J._Horowitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11588 |
最近の中性子星観測の進歩により、高密度の中性子星物質の圧力の決定において大きな進歩が見られました。この圧力は、中性子星の変形可能性によって制約されます。中性子星の変形可能性は、中性子星の合体で放出される重力波と、国際宇宙ステーションの新しいX線観測所を使用した2つの中性子星の半径の測定から決定されます。これまでの研究は、低密度での状態方程式を求めるために原子核理論の計算に依存していました。ここでは、広範囲の密度に及ぶ3つの天文観測と12の核実験制約から構成される15の制約の組み合わせを使用します。次に、ベイジアン推論を使用して、包括的な核状態方程式を取得します。このデータ中心の結果は、核物質と中性子星の理論計算とモデリングのベンチマークを提供します。さらに、中性子星の組成とニュートリノ放射による冷却についての洞察も得られます。
自然界に存在するアイソトポローグ回転スペクトルからの 3D 構造決定のための反射等変拡散
| Title |
Reflection-Equivariant_Diffusion_for_3D_Structure_Determination_from_Isotopologue_Rotational_Spectra_in_Natural_Abundance |
| Authors |
Austin_Cheng,_Alston_Lo,_Santiago_Miret,_Brooks_Pate,_Al\'an_Aspuru-Guzik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11609 |
構造決定は、天然物、法医学サンプル、星間物質、実験室合成に含まれる未知の有機分子を同定するために必要です。回転分光法は、慣性モーメントを介して小さな有機分子に関する正確な3D情報を提供することにより、構造決定を可能にします。これらのモーメントを使用して、クライッチマン解析は同位体置換座標を決定します。これは、炭素、窒素、酸素を含む、自然同位体存在量を持つすべての原子の符号なし$|x|,|y|,|z|$座標です。符号なしの置換座標は構造の推測を検証できますが、$+/-$記号が欠落しているため、置換座標のみから実際の構造を決定することが困難になります。この逆問題に取り組むために、私たちは、分子式、慣性モーメント、重原子の符号なし置換座標から分子の完全な3D構造を推測する生成拡散モデルであるKREED(KraitchmanREfflection-EquivariantDiffusion)を開発しました。KREEDのトップ1予測では、天然同位体存在量を持つすべての重原子の置換座標が提供された場合、QM9およびGEOMデータセット上で98%以上の精度で正しい3D構造を特定します。置換座標が炭素のサブセットのみに制限されている場合、精度はQM9では91%、GEOMでは32%維持されます。文献から収集した実験的に測定された置換座標のテストセットを使用して、KREEDは33ケース中25ケースで正しい全原子3D構造を予測し、回転分光法によるコンテキストフリー3D構造決定の実験的適用可能性を実証しました。
Borexino におけるアルファ/ベータ パルス形状識別のための新しい技術
| Title |
Novel_techniques_for_alpha/beta_pulse_shape_discrimination_in_Borexino |
| Authors |
D._Basilico,_G._Bellini,_J._Benziger,_R._Biondi,_B._Caccianiga,_F._Calaprice,_A._Caminata,_A._Chepurnov,_D._D'Angelo,_A._Derbin,_A._Di_Giacintov,_V._Di_Marcello,_X.F._Ding,_A._Di_Ludovico,_L._Di_Noto,_I._Drachnev,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_M._Giammarchi,_A._Goretti,_M._Gromov,_D._Guffanti,_Aldo_Ianni,_Andrea_Ianni,_A._Jany,_V._Kobychev,_G._Korga,_S._Kumaran,_M._Laubenstein,_E._Litvinovich,_P._Lombardi,_I._Lomskaya,_L._Ludhova,_I._Machulin,_J._Martyn,_E._Meroni,_L._Miramonti,_M._Misiaszek,_V._Muratova,_R._Nugmanov,_L._Oberauer,_V._Orekhov,_F._Ortica,_M._Pallavicini,_L._Pelicci,_O._Penek,_L._Pietrofaccia,_N._Pilipenko,_A._Pocar,_G._Raikov,_M.T._Ranalli,_G._Ranucci,_A._Razeto,_A._Re,_N._Rossi,_S._Schoenert,_D._Semenov,_G._Settanta,_M._Skorokhvatov,_A._Singhal,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_E._Unzhakov,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_F._von_Feilitzsch,_M._Wojcik,_M._Wurm,_S._Zavatarelli,_K._Zuber,_and_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.11826 |
Borexinoは、液体シンチレーター内のアルファ放射線とベータ放射線を、シンチレーションパルスの特徴的な時間プロファイルによって効率的に区別できました。このアルファ/ベータ識別は、計数試験施設のプロトタイプでトンスケールで初めて実証され、2007年から2021年までの実験期間中ずっと使用されました。この方法により、アルファ事象が特定され、ベータ様太陽ニュートリノ事象から差し引かれます。。アルファシンチレーションは何倍にもクエンチされるため、液体シンチレーターではこれは特に重要です。ボレキシノでは、顕著なPo-210崩壊ピークが、Be-7太陽ニュートリノから散乱された電子のエネルギー範囲の背景でした。最適なアルファとベータの識別は、光電子増倍管によって検出されたシンチレーション光子のタイミング情報を利用する高い能力を備えた「多層パーセプトロンニューラルネットワーク」によって達成されました。検出器内のバックグラウンドの空間分布を特徴付けるには、イベントごとの高効率、安定した均一なパルス形状の識別が不可欠でした。これは、\ppチェーン内の太陽ニュートリノや太陽のCNOサイクルの最初の直接観測など、ほとんどのBorexino測定に恩恵をもたらしました。この論文では、現在および将来の大型液体シンチレーター検出器の比較の用語として、Borexinoのアルファ/ベータ識別における重要なマイルストーンを紹介します。
物理学が時空のグローバルな葉状構造に依存する理論では、ブラックホールの地平線は「永遠の皮」で囲まれています。つまり、はるか彼方の領域で宇宙の始まりから常に覆われている宇宙のような葉の積み重ねです。未来の永遠へ崩壊する。物理法則における将来の葉状化に依存した変化はこの領域で施行され、ブラックホール形成に向けた崩壊の最終段階に影響を与えるだろう。場合によってはブラックホールが形成されず、むしろ爆発的な出来事に跳ね返る様子を示します。また、漸近宇宙と形成されたブラックホール前駆体の間には非局所的なエネルギーの移動があり、その結果、バックホール(形成されている場合)または爆発する星(そうでない場合)は、最初に投入されたものとは異なる質量を持つことになります。最後の事項は非局所理論に一般的であり、局所的なハミルトニアン制約の崩壊にまで遡ることができます。
再加熱中の粒子崩壊からの重力波
重力波は、インフレ後の宇宙を探索するためのかけがえのないツールとなっています。それらの宇宙論的および天体物理学的起源は多くの注目を集めています。この手紙の中で、我々は超短波重力波の新たな発生源、つまり再加熱時代に生成された粒子の崩壊を指摘します。代表的な事例としてヒッグス粒子の崩壊に焦点を当て、将来の観測によってテスト可能な重力波スペクトルがどのように得られるかを示します。
スカラーテンソル理論におけるヒッグス誘起スクリーニング機構
光の等角結合スカラー場の理論、つまり重力セクターのリッチスカラーに直接結合している理論を検討します。この理論は、ヒッグスポータル結合の特定の組み合わせを使用して素粒子物理学の標準モデルに結合された光スカラーの1つとして等価に記述することができます。共形結合関数に共形結合スカラーの線形および二次の項が含まれる場合、古典ポテンシャルの最小値付近で展開した後に得られる光伝播モードの有効質量と物質場への結合は、背景環境のエネルギー密度。これは、光等角結合場の元の運動方程式に非線形項が存在しないにもかかわらずです。その代わりに、プロトタイプのヒッグスポテンシャルの非線形性が光モードに伝達されることがわかりました。このようにして、標準モデルに結合された軽い自由度により、環境効果や薄殻効果を通じて実験上の制約を回避できる、スクリーニングメカニズムの新しい実現を提示します。
連続重力波源のサブキロパーセク集団に対するブラインドサーチ制約
私たちは、最新の全天連続重力波(CW)探索を使用して、キロパーセク未満の未知の中性子星(NS)の個体数に対する制約を推定します。次に、この分析を、今後のLIGO-Virgo-KAGRA観測実行と、地上設置型干渉検出器の第3世代(3G)(アインシュタイン望遠鏡と宇宙探査機)に拡張します。$\epsilon\gtrsim10^{-7}$より大きい楕円率を持つ光源は、その周波数に関係なく、現在および将来の検出器によって十分に制約される可能性があることがわかりました。3G検出器は、これらの制約を、感度帯域全体にわたって$\epsilon\gtrsim10^{-8}$まで、および$1\,\textrm{kHz}$を超える$\epsilon\gtrsim10^{-9}$まで拡張します。$\epsilon\lesssim10^{-8}$ソースが$1\,\textrm{kHz}$未満に制限されることは想定していません。最後に、感度と計算コストの観点から、全天探索に天文学的事前分布を使用することの潜在的な影響について説明します。ここで説明した個体群は、将来の全天CW捜索を設定するためのガイドとして使用できます。
NANOGrav 15 年データセット: 重力波背景における横偏光モードの探索
| Title |
The_NANOGrav_15-year_data_set:_Search_for_Transverse_Polarization_Modes_in_the_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Gabriella_Agazie,_Akash_Anumarlapudi,_Anne_M._Archibald,_Zaven_Arzoumanian,_Jeremy_Baier,_Paul_T._Baker,_Bence_B\'ecsy,_Laura_Blecha,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Rand_Burnette,_Robin_Case,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_Tyler_Cohen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Kathryn_Crowter,_Megan_E._DeCesar,_Dallas_DeGan,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Brendan_Drachler,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Gabriel_E._Freedman,_Nate_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Joseph_Glaser,_Deborah_C._Good,_Kayhan_G\"ultekin,_Jeffrey_S._Hazboun,_Ross_J._Jennings,_Aaron_D._Johnson,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Matthew_Kerr,_Joey_S._Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12138 |
最近、私たちは15年間のデータセットでヘリングスアンドダウンズ(HD)相関を伴う重力波背景の説得力のある証拠を発見しました。これらの相関関係は、2つの横偏光モードを持つ一般相対性理論によって予測される重力波を説明します。ただし、より一般的な重力計量理論には、異なるパルサー間相関を生成する追加の偏光モードが存在する可能性があります。この研究では、NANOGravの15年間のデータセットを検索して、四極ヘリングスアンドダウン(HD)相関とスカラートランスバース(ST)相関を備えた重力波背景の証拠を探します。HD相関がデータに最もよく適合しており、ST相関を支持する重要な証拠はないことがわかりました。ベイズ因子は相関信号の強力な証拠を示していますが、データはどちらの相関シグネチャも強く好んではいません。HDとSTの相関を比較する場合、ベイズ因子は$\sim2$であり、HDとSTの相関をHD相関と比較する場合は$\sim1$です。一人で。ただし、HD相関と並行してモデル化した場合、HDプロセスが信号全体の大部分を占めるため、ST相関の振幅と事後スペクトル指数は有益ではありません。パルサーペアの相互相関に焦点を当てた頻度主義的手法である最適統計を使用すると、個別に当てはめた場合のHD相関のS/N比の中央値が5.0、ST相関の場合が4.6となり、S/N比の中央値が得られます。-同時に適合した場合のHD相関の比率は3.5、ST相関の比率は3.0。各相関の信号対雑音比は同等ですが、ベイズ分析と一致して、HDの推定振幅とスペクトル指数は信号全体によりよく適合しています。
