| Title |
SPT_Clusters_with_DES_and_HST_Weak_Lensing._I._Cluster_Lensing_and_Bayesian_Population_Modeling_of_Multi-Wavelength_Cluster_Datasets |
| Authors |
S._Bocquet,_S._Grandis,_L._E._Bleem,_M._Klein,_J._J._Mohr,_M._Aguena,_A._Alarcon,_S._Allam,_S._W._Allen,_O._Alves,_A._Amon,_B._Ansarinejad,_D._Bacon,_M._Bayliss,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_B._A._Benson,_G._M._Bernstein,_M._Brodwin,_D._Brooks,_A._Campos,_R._E._A._Canning,_J._E._Carlstrom,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_J._Cordero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_C._Davis,_T._de_Haan,_J._DeRose,_S._Desai,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_A._M._Flores,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_G._Giannini,_M._D._Gladders,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_W._L._Holzapfel,_et_al._(71_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12213 |
我々は、ダークエネルギー探査(DES)とハッブル宇宙望遠鏡(HST)からの弱い重力レンズデータを使用した質量校正を同時に行い、南極望遠鏡(SPT)によって特定された銀河団の存在量を分析するためのベイジアン集団モデリング手法を提案します。DESデータを使用した堅牢な弱いレンズベースの質量校正に特に焦点を当てて、モデリングの選択について議論し検証します。DES3年目のデータについては、弱レンズ質量校正における体系的な不確実性が$z=0.25$の1\%から$z=0.95$の10\%に増加し、これに求積法で2\%を追加することを報告しています。バリオン効果の影響の不確実性を考慮するため。クラスター存在量の尤度を、個々のクラスターごとのSZ、光学的リッチネス、および弱いレンズ測定の複数の観測可能な尤度と結合する分析パイプラインを実装します。SPT-SZ、SPTpol~ECS、SPTpol~500d調査とDESYear~3およびHST-39の弱いレンズデータセットから抽出されたクラスターサンプルによく似たモックを分析することで、分析パイプラインが不偏の宇宙論的制約を回復できることを検証します。。この作業は、その後の実際のデータセットの宇宙論的解析のための重要な前提条件となります。
波動・ファジー暗黒物質による銀河形成：コア・ハロー構造
| Title |
Galaxy_formation_with_Wave/Fuzzy_Dark_Matter:_The_core-halo_structure |
| Authors |
Alvaro_Pozo,_Razieh_Emami,_Philip_Mocz,_Tom_Broadhurst,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Randall_Smith,_Grant_Tremblay,_Ramesh_Narayan,_James_Steiner,_Josh_Grindlay,_George_Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12217 |
よく研究されている局所的なグループの矮小銀河については、暗黒物質が支配する核があると長い間主張されてきた。より最近では、より詳細な画像化と分光法によって、これらの矮星のいくつかの周りに拡張した恒星のハローが発見されました。このようなコアハロー構造は、滑らかでスケールのないプロファイルが予測される無衝突粒子に基づく従来の冷暗黒物質(CDM)の特徴ではありません。対照的に、暖かい暗黒物質とファジー/波状暗黒物質(WDM/$\psi$DM)では、それぞれ滑らかで顕著な暗黒物質コアが予測されます。目に見える恒星のプロファイルがこの暗黒物質のコア構造をどの程度反映すべきかという疑問が生じます。ここでは、これら3つのDMシナリオの星のプロファイルを予測することを目的として、CDM、WDM$\&$$\psi$DMの宇宙論的流体力学シミュレーションを比較します。拡張ハローに囲まれたコアはWDMと$\psi$DMで区別できることを示します。$\psi$DMの場合のコアが最も顕著であり、相対的にハローの存在によりコア内の恒星密度が増加します。濃密なソリトン。私たちの分析は、そのような動作がCDMでは現れないことを示しており、WDMと$\psi$DMに存在するパワースペクトルの小規模なカットオフがコア-ハロー遷移を提供していることを示唆しています。したがって、このコア-ハロー転移点における$\psi$DM粒子の質量を推定します。さらに、ソリトンのランダムウォークによる$\psi$DMの予想される非対称性が観察されます。これは、WarmモデルとCDMモデルの星の対称分布には見られない特有の特性です。
KiDS-DR3 の AMICO 銀河団: 角パワースペクトルと相関関数からの宇宙論的制約
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_Cosmological_constraints_from_angular_power_spectrum_and_correlation_function |
| Authors |
M._Romanello,_F._Marulli,_L._Moscardini,_G._F._Lesci,_B._Sartoris,_S._Contarini,_C._Giocoli,_S._Bardelli,_V._Busillo,_G._Castignani,_G._Covone,_L._Ingoglia,_M._Maturi,_E._Puddu,_M._Radovich,_M._Roncarelli,_M._Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12224 |
角度相関関数とその球面調和関数の対応物である角度パワースペクトルに焦点を当て、キロ度測量の第3回データリリースから得られた測光クラスターカタログの断層撮影クラスター特性を研究します。光度計の赤方偏移範囲$z\in[0.1,0.6]$で、本質的な豊富さ$\lambda^*\geq15$を持つ5162個のクラスターのサンプルから角度相関関数とパワースペクトルを測定し、測定値を比較します。$\Lambda$-コールドダークマター宇宙論の枠組みにおける理論モデル。モンテカルロマルコフ連鎖解析を実行して、宇宙論パラメータ$\Omega_{\mathrm{m}}$、$\sigma_8$と構造成長パラメータ$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\mathrm{m}}/0.3}$。我々は、同じカタログで実行されたクラスター数と弱いレンズ質量測定の以前の共同分析から導出された事後分布に基づいて、質量リッチネス関係のパラメーターにガウス事前分布を採用します。角度相関関数から、$\Omega_{\mathrm{m}}=0.32^{+0.05}_{-0.04}$、$\sigma_8=0.77^{+0.13}_{-0.09}$、$を取得します。S_8=0.80^{+0.08}_{-0.06}$は、$1\sigma$以内で、同じクラスターサンプルに基づく3Dクラスタリング結果および他のデータセットに関する既存の補完研究と一致します。角度パワースペクトルについては、特に$\Omega_{\mathrm{m}}=0.24^{+0.05}_{-0.04}$および$S_8=0.93^{+0.11}_{-など、統計的に一貫した結果が得られます。$\sigma_8$単独の制約は、角度相関関数$\sigma_8=1.01^{+0.25}_{-0.17}$によって提供される制約と比較すると弱いです。私たちの結果は、測光クラスター調査からの2Dクラスタリングが完全な3Dクラスタリング統計に関して競合する宇宙論的制約を提供でき、進行中および今後の分光/測光調査にうまく適用できることを示しています。
300 プロジェクト: シミュレーションされた銀河団フィラメントとその周囲における熱力学特性、衝撃、ガス動力学
| Title |
The_three_hundred_project:_thermodynamical_properties,_shocks_and_gas_dynamics_in_simulated_galaxy_cluster_filaments_and_their_surroundings |
| Authors |
Agust\'in_M._Rost,_Sebasti\'an_E._Nuza,_Federico_Stasyszyn,_Ulrike_Kuchner,_Matthias_Hoeft,_Charlotte_Welker,_Frazer_Pearce,_Meghan_Gray,_Alexander_Knebe,_Weiguang_Cui,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12245 |
TheThreeHundredプロジェクトの銀河団領域の宇宙論的シミュレーションを使用して、私たちは大規模な銀河団に栄養を与えるフィラメント内のガスの性質を研究します。クラスターサンプル全体にフィラメントの拡散材料を積み重ねることにより、密度、温度、圧力、エントロピー、マッハ数などの平均的なガス特性を測定し、より大きな放射状に配向したフィラメントのサンプルの一次元プロファイルを構築して、それらの特徴を決定します。宇宙論的な物体として。フィラメントとその中心クラスター上へのガスと暗黒物質の降着パターン間の速度空間の類似性にもかかわらず、特にクラスター周囲の暗黒物質のより規則的な半径方向速度分散と、暗黒物質に比べてガスのより大きな降着速度に関して、いくつかの違いが確認されました。フィラメント内の物質。また、フィラメントや銀河団の周囲の衝撃を受けたガスの分布も研究しており、周囲の衝撃によって物質の効率的な内部輸送が可能であることが示され、層流の降下が示唆されています。フィラメントの積み重ねられた温度プロファイルは、宇宙論的な物質の希薄化と一致して、通常、背骨に向かうほど低温になります。したがって、フィラメントはその内部領域を隔離し、ガス温度とエントロピーを低く維持することができます。最後に、積層フィラメントのガス密度と温度の状態図の展開を研究します。これは、フィラメント状のガスが時間の経過とともに完全に断熱的に挙動するわけではなく、その展開中に衝撃を受けやすく、エントロピーが増大した特性z=0を確立することを示しています。我々のサンプルの典型的な銀河団では、スパインから約1-2$h^{-1}$Mpcの中間距離に分布している。
Lyman-$\alpha$ フォレストの修正された対数正規近似: $2\leq z\leq 2.7$ での完全な流体力学シミュレーションとの比較
| Title |
A_modified_lognormal_approximation_of_the_Lyman-$\alpha$_forest:_comparison_with_full_hydrodynamic_simulations_at_$2\leq_z\leq_2.7$ |
| Authors |
Bhaskar_Arya,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Aseem_Paranjape_and_Prakash_Gaikwad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12720 |
今後の調査による遠方のクエーサースペクトルにおけるライマン$\alpha$森林の観測により、大幅に大規模で高品質なデータセットが提供されることが期待されています。これらのデータセットを解釈するには、効率的なシミュレーションを開発することが不可欠です。そのようなアプローチの1つは、銀河間媒体(IGM)内のバリオン密度が対数正規分布に従うという仮定に基づいています。我々は以前の研究を拡張して、IGM状態を特徴付けるパラメータ、すなわち平均密度IGM温度($T_0$)、温度の傾きを回復する際のライマン$\alpha$フォレストの対数正規モデルの堅牢性を評価しました。赤方偏移範囲$2\leqz\leq2.7$にわたる高解像度シャーウッドSPHシミュレーションとの比較による、密度関係($\gamma$)および水素光イオン化率($\Gamma_{12}$)。これらのパラメータは、透過磁束の平均スペクトルとパワースペクトルを使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ手法によって推定されます。IGM密度の通常の対数正規分布ではSPHシミュレーションのパラメーターを復元できないことがわかりました。この制限は、SPHバリオニック密度分布が単純な対数正規形では記述できないという事実から生じます。これに対処するために、パラメータ$\nu$で線形密度コントラストをスケーリングすることでモデルを拡張します。結果として得られるバリオン密度は依然として対数正規ですが、追加のパラメーターにより、密度変動の分散を設定する際にさらに自由度が高まります。この拡張機能を使用すると、SPHシミュレーションに暗黙的に含まれる$T_0$と$\gamma$の値が、ほとんどの赤方偏移の中央値(最適適合)値の$\sim1-\sigma$($\lesssim$10%)で回復されます。ビン。ただし、この拡張対数正規モデルは$\Gamma_{12}$を確実に回復できず、$z>2.2$の場合、最適値は$\gtrsim3-\sigma$だけ乖離します。$\Gamma_{12}$の回復にはこのような制限があるにもかかわらず、このモデルは宇宙論的パラメーターを制約するのに依然として有用であると我々は主張します。
Athena X-IFU を使用した初期銀河団のケーススタディ
| Title |
A_case_study_of_early_galaxy_cluster_with_the_Athena_X-IFU |
| Authors |
F._Castellani,_N._Clerc,_E._Pointecouteau,_Y._M._Bah\'e,_J._Schaye,_F._Pajot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12759 |
背景:遠く離れた銀河団内の高温ガスの観測は、困難ではあるものの、大規模なハローの集合過程における激しい銀河活動、超大質量ブラックホールのフィードバック、化学濃縮の役割を理解するための鍵となります。目的:X線ハイパースペクトルデータのみを使用して、質量M500=7x$10^{13}M_{\odot}の$z=2$銀河団の熱力学的高温ガス特性と化学存在量を取得する実現可能性を評価します。$、Hydrangeaの流体力学シミュレーションから抽出。方法:アテナミッションに搭載される将来のX線積分フィールドユニット(X-IFU)の模擬X線観測を作成します。測定された0.4～1keVの表面輝度、予測されるガス温度および存在量プロファイルをフォワードモデル化することにより、ガス密度、圧力、温度、エントロピーの3次元分布を再構築します。結果:広い視野、高スループット、絶妙なスペクトル分解能のおかげで、100ks持続する1回のX-IFU露光により、R500の特性半径まで密度と圧力プロファイルを20%の精度で再構築でき、各量の固有分散を考慮に入れることができます。アジサイのシミュレーションで。存在量プロファイルの再構築には、より高い信号対雑音比と特定のビニングスキームの両方が必要です。我々は、より長い露出によってもたらされる強化と、同じ天体を後の進化段階($z=1-1.5$)で観察することによって評価します。結論:私たちの分析は、放射状にビン化されたガス特性における散乱の重要性を強調しており、それが観測される投影量に重大な影響を引き起こします。ガスプロファイルの再構築の忠実度は、見通し線に沿って混合するガス成分の程度に影響されます。将来の解析では、このような3次元、多相、拡散ガス構造の複雑さを把握できる専用のハイパースペクトルモデルとフィッティング手法を使用することを目指す必要があります。
明るい標準サイレンからの宇宙論的パラメータに対するレンズバイアス
次世代の重力波(GW)観測所は、前例のない感度でGW信号を測定し、宇宙について学ぶための新しい独立した道を開くことが期待されています。距離と赤方偏移の関係は宇宙論の支点であり、標準サイレンと呼ばれるコンパクトな天体のバイナリを結合することによって放出されるGWを使ってテストできます。これは、発生源からの絶対距離が得られるという事実のおかげです。一方、介在物質密度場の変動は、均質な宇宙のそれと比較して光度距離の測定に変化を引き起こす。赤方偏移情報が電磁対応物の検出を通じて得られると仮定して、GWのレンズ効果が宇宙論的パラメーターの推論に与える影響を調査します。レンズ効果を系統的誤差として扱い、宇宙論的パラメーターの値に残留バイアスがないかチェックします。これは、アインシュタイン望遠鏡に関連するさまざまなシナリオにおける明るいサイレン現象の模擬カタログを使用して行われます。私たちの基準シナリオでは、レンズバイアスは、宇宙論的パラメータの予想される統計的不確実性と同等かそれより大きくなる可能性がありますが、模擬カタログのさまざまな実現ではバイアス値の無視できない変動が観察されます。データ分析で採用できるいくつかの緩和戦略についても説明します。全体として、私たちの研究は、標準的なサイレンを距離と赤方偏移の関係のプローブとして使用する場合のレンズ効果をモデル化する必要性を強調しています。
極端な質量比のインスピレーションによる修正された重力波伝播の調査
極端質量比インスピラル(EMRI)、つまり、巨大なブラックホールとコンパクトな恒星質量天体で構成される連星系は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)によって検出される重力波(GW)発生源の1つであると予想されています。現在のGW検出器によって検出されるコンパクトな連星合体と同様に、EMRIは宇宙の膨張を調べるための宇宙の定規として使用できます。現在の宇宙論的観測における緊張やダークエネルギーの代替モデルによって動機付けられた修正重力理論は、一般に2つの現象論的パラメータ$\Xi_0$と$n$の観点からパラメータ化された修正により、宇宙論的距離を越えるGWの伝播に影響を与える可能性があります。この研究では、シミュレートされた銀河カタログを備えたダークサイレンとしてLISAによって検出された最大音量のシミュレートされたEMRIを使用して、一般相対性理論からのパラメータ化された偏差を初めて制限するベイジアンアプローチを採用しました。$\Xi_0$を除くすべての宇宙論的パラメーターがすでに厳密に制約されていると仮定すると、EMRIの検出率が判明しない限り、$\Xi_0$は4年間のLISA観測で数パーセントのレベル(90%C.I.)に制約できることが我々の予測で示されています。現在の悲観的な予想に近づくでしょう。これらの結果は、追加の宇宙論的パラメータが同時に推論されるとすぐに劣化しますが、LISA観測期間が10年に延長されるとより堅牢になります。全体として、LISAを備えたEMRIは、現在の第2世代地上設置型GW検出器よりも修正されたGW伝播を抑制する点で優れていることがわかりましたが、最も楽観的なシナリオでのみ第3世代検出器に匹敵することになります。
宇宙は統計的に等方性ではない
標準的な宇宙論モデルは、統計的に等方的な宇宙マイクロ波背景放射(CMB)変動を予測します。ただし、CMB等方性のいくつかの要約統計量には、次のような異常な値があります。低レベルの大角温度相関$S_{1/2}$。奇数対偶低$\ell$多極子の余剰電力$R^{TT}$;黄道北ではなく南ではない大規模な温度異方性の（低い）分散$\sigma^2_{16}$;そして温度の四極子と八極子$S_{QO}$の配列と平面性。個別に、それらの低い$p$値は、統計的等方性の違反の弱い証拠です。これらの統計の末尾の値の相関関係は、現時点では研究されていません。$\Lambda$CDMでこれら4つすべてが偶然に起こる同時確率は$\leq3\times10^{-8}$である可能性が高いことを示します。これは、統計的等方性の違反の$5\sigma$以上の証拠となります。
初期のダークエネルギーをハリソン・ゼルドビッチ・ユニバースに着陸させる
初期のダークエネルギーモデルからのハッブル張力を完全に解決しようとする最近の試みは、スカラースペクトルが極めてスケール不変である原始ハリソン・ゼルドビッチ宇宙を支持しているようです。単一フィールドのインフレーションパラダイム内でハリソン・ゼルドビッチのスペクトルを復元することは実行不可能であると思われ、カーバトンモデルまたはウォーターフォールモデルからのマルチフィールドアプローチに切り替えています。このレターでは、非最小導関数結合による単一フィールドのカオスインフレーション内のハリソン-ゼルドビッチスペクトルと、標準$\Lambda$CDMモデルのPlanck+BICEP/Keckデータによる以前は好ましくなかったカオスポテンシャルとの整合に成功しました。ここで、宇宙マイクロ波背景放射の将来の偏光観測の範囲に戻ります。
一貫性関係を使用して、圧縮されたレンズ バイスペクトルで $f_{\rm NL}$ を一貫して制約します
| Title |
Consistently_constraining_$f_{\rm_NL}$_with_the_squeezed_lensing_bispectrum_using_consistency_relations |
| Authors |
Samuel_Goldstein,_Oliver_H._E._Philcox,_J._Colin_Hill,_Angelo_Esposito,_Lam_Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12959 |
CMBレンズ収束と宇宙シアバイスペクトルのスクイーズ構成を使用して、局所型原始非ガウス性($f_{\rmNL}$)の振幅を制約する非摂動法を導入します。まず、宇宙論的整合性関係を使用して、$f_{\rmNL}$の存在下でのレンズ収束場の角度自動および交差バイスペクトルのスクイーズ限界のモデルを導出します。このモデルを使用して、シモンズ天文台とCMB-S4からの今後のCMBレンズ測定とルービンLSST/ユークリッド類似実験からの宇宙シア測定に予想される仕様を使用してフィッシャー予測を実行します。最小多重極$\ell_{\rmmin}=10$、最大多重極$\ell_{\rmmax}=1400$と仮定すると、$\sigma_{f_{\rmNL}}=175$($95$)と予測されます。シモンズ天文台(CMB-S4)用。3つの断層撮影ビンと$\ell_{\rmmin}=10$および$\ell_{\rmmax}=1400$($5000$)を$\sigma_で使用したLSST/ユークリッドのような宇宙せん断実験では、予測が大幅に改善されました。{f_{\rmNL}}=31$($16$)。CMB-S4レンズとLSST/ユークリッド様せん断の共同解析では、せん断のみの予測を上回る利益はほとんど得られません。しかし、せん断場よりも大きな角度スケールでCMBレンズ収束を確実に再構築できる場合には、共同解析が有用である可能性があることを示します。この研究で提示された方法は、銀河フィールド(したがって、$b_\phi$などの迷惑パラメータ)から完全に独立した、今後の大規模構造調査から局所的な原始非ガウス性を制限するための新規かつ堅牢な手法です。スケール依存のハローバイアスを使用して$f_{\rmNL}$を制約する既存の手法を補完します。
準ヒルダ天体中の彗星候補の集団が再検討され、更新されました
| Title |
The_population_of_Comet_candidates_among_quasi-Hilda_objects_revisited_and_updated |
| Authors |
J._Correa-Otto,_E._Garcia-Migani,_R._Gil-Hutton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12253 |
この論文では、不安定な準ヒルダ領域内のオブジェクトの個体群の動的研究を実行します。この研究の目的は、ケンタウルス座領域から最近到着した準ヒルダ彗星(QHC)の個体数を更新することです。目標を達成するために、動的基準を適用して不安定な準ヒルダ領域を制限し、828個の潜在的な候補を選択できるようにしました。潜在的な候補の軌道データはASTORBデータベースから取得され、太陽系の外側領域から最近到着した軌道データを後方積分して検索します。次に、遠日点と近日点の距離の関数として各候補のクローン数の時間平均分布を計算することにより、統計的な観点から候補の動的進化を研究しました。私たちは、47個の天体がケンタウルス座または太陽系外縁領域から太陽系内部に最近注入された可能性があることを発見しました。これらの天体には揮発性物質が保存されている可能性があり、彗星活動を示す候補となります。
RZ Piscium はコンパクトで高度に摂動されたデブリ ディスクをホストします
| Title |
RZ_Piscium_Hosts_a_Compact_and_Highly_Perturbed_Debris_Disk |
| Authors |
Kate_Y.L._Su,_Grant_M._Kennedy,_George_H._Rieke,_A._Meredith_Hughes,_Yu-Chia_Lin,_Jamar_Kittling,_Alan_P._Jackson,_Ramya_M._Anche,_and_Hauyu_Baobab_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12336 |
RZうお座(RZPsc)は、過去50年間に多数の不規則な光学的降下があったため、変光星の分野ではよく知られていますが、この系の性質については文献で激しく議論されています。我々は、内部デブリの生成活動を追跡するためにスピッツァーとWISEからの複数年にわたる赤外線監視データを提示し、90kmの大きさの小惑星を毎年破壊するのと一致する週単位という短いタイムスケールでの赤外線の確率的変動を明らかにした。アルマ望遠鏡の1.3mmデータとスペクトルエネルギー分布モデリングを組み合わせたところ、この円盤はコンパクト(半径方向に$\sim$0.1--13au)であり、冷たいガスが存在しないことが示されています。円盤は大きく傾斜しており、垂直スケールの高さがかなり高いことがわかります。これらの観測により、RZPscには、おそらく最近形成された巨大惑星の移動が原因で、エッジオンに近い高度に摂動されたデブリ円盤が存在し、惑星が雪線をはるかに超えて形成された場合、低質量伴星RZPscBによって引き起こされる可能性があることが確認されました。
K2-256bの反論とガイアDR3 NSSによる130の未確認通過惑星候補の拒否
| Title |
Refutation_of_K2-256b_and_Rejection_of_130_Unconfirmed_Transiting_Planet_Candidates_with_Gaia_DR3_NSS |
| Authors |
Thomas_Tarrants,_Elvis_Mendes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12380 |
今後数年間にわたる系外惑星発見の取り組みの多くは、次のアリエルミッションの候補を見つけることが主な任務となっている。これはTESSが最適な役割です。これらの系の惑星の性質を確認するには、動径速度の追跡調査が必要である。なぜなら、その惑星候補の多くは、小さな恒星二次星を伴う連星系を食っていることが判明しているからである。これらの動径速度を取得するための集中ドップラー追跡には費用がかかります。ガイア計画による目標恒星の動径速度測定は、周回惑星の伴星を一般的に探索するには十分な精度が得られません。RVデータからは何千もの分光連星系が得られましたが、そのうちの極少数のみが惑星質量領域に到達します。それにもかかわらず、彼らは通過する熱い木星に見せかけた日食連星系を検出します。この研究では、ガイアDR3非単一星のカタログとTESSの現在の惑星候補リストを比較し、これらの候補惑星系のいくつかが実際に連星を食んでいると判断します。以前に統計的に検証された惑星K2-256bを含む、文献には載っていないように見える$\sim130$がTOIおよびEPICリストの中に隠れているバイナリを見つけます。この研究は、系外惑星の検証作業に対する\textit{Gaia}の有用性を示しており、貴重な望遠鏡の時間を誤った方向に向けることを避けることで、アリエルのミッションで新しい通過惑星を発見するためのフォローアップ作業の指針となるでしょう。
マグマオーシャンと浅部潮汐加熱モデルを示すイオの極地火山熱放出
| Title |
Io's_polar_volcanic_thermal_emission_indicative_of_magma_ocean_and_shallow_tidal_heating_models |
| Authors |
Ashley_Gerard_Davies_(1),_Jason_Perry_(2),_David_A._Williams_(3),_David_M._Nelson_(3)_((1)_Jet_Propulsion_Laboratory-California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA,_(2)_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA._(3)_Arizona_State_University,_AZ,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12382 |
イオの火山活動の分布は、内部の潮汐加熱の位置と規模を反映している可能性があります。私たちは、ジュノー探査機木星赤外線オーロラマッパー(JIRAM)によるイオの極域の新たな観測結果を利用して、近赤外線による地球規模の観測を完了し、現在噴火しているイオの火山からの熱放射の地球規模の分布と規模を明らかにしました。我々は、266の活動的なホットスポットからの火山熱流の分布が、全球のマグマオーシャンおよび/または浅部のアセノスフェア加熱の存在と一致していることを示します。私たちは、イオの極地の火山の活動はそれほど活発ではありませんが、単位面積あたりの数は低緯度の火山とほぼ同じであることを発見しました。また、北極冠における火山熱流が南極冠よりも大きいこともわかりました。したがって、イオの極で見られる低い火山性移流は、イオの極が異常に暖かいことを示す背景温度の測定値と矛盾している。我々は、低緯度におけるものと比較したイオの極からの火山熱放射の違いは、特に南極地域においてイオの極への火山移流を阻害するリソスフェアの二分性を示していることを示唆する。
組み込みディスク (eDisk) における初期の惑星形成。 Ⅷ.極度に低質量で若いクラス 0 原始星の周りの小さな原始星円盤、IRAS 15398-3359
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)._VIII._A_Small_Protostellar_Disk_around_the_Extremely_Low-Mass_and_Young_Class_0_Protostar,_IRAS_15398-3359 |
| Authors |
Travis_J._Thieme,_Shih-Ping_Lai,_Nagayoshi_Ohashi,_John_J._Tobin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Jinshi_Sai,_Yusuke_Aso,_Jonathan_P._Williams,_Yoshihide_Yamato,_Yuri_Aikawa,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Ilseung_Han,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Zhi-Yun_Li,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Leslie_W._Looney,_Suchitra_Narayanan,_Nguyen_Thi_Phuong,_Adele_L._Plunkett,_Alejandro_Santamar\'ia-Miranda,_Rajeeb_Sharma,_Shigehisa_Takakuwa,_Hsi-Wei_Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12453 |
原始星円盤は、星形成プロセスの遍在的な部分であり、将来の惑星形成の場所です。埋め込みディスクによる初期惑星形成(eDisk)の大規模プログラムの一環として、クラス0の高角度分解能の塵連続体($\sim40\,$mas)と分子線($\sim150\,$mas)の観測を紹介します。原始星、IRAS15398-3359。ダスト連続体は小さく、コンパクトで、中央にピークがあり、流出方向にはより拡張したダスト構造が見られます。2Dガウスフィッティングを実行して、ダストディスクのデコンボリューション後のサイズと$2\sigma$半径が、それぞれ$4.5\times2.8\,\mathrm{au}$と$3.8\,\mathrm{au}$であることがわかります。光学的に薄い連続体の放出を仮定して、ガスと塵の円盤の質量を$0.6-1.8\,M_\mathrm{jup}$と推定し、非常に低質量の円盤であることを示しています。CO同位体は流出と内部エンベロープの成分を追跡しますが、SOはコンパクトな回転する円盤状の成分を追跡します。SO放出のPVダイアグラムにいくつかの回転曲線フィッティングを使用すると、原始星の質量とガス円盤の半径の下限は、修正2の単一パワーから$0.022\,M_\odot$と$31.2\,\mathrm{au}$になります。法律に適合する。原始星の質量の保守的な上限は$0.1\,M_\odot$であると推測されます。原始星系の質量降着速度と原始星系円盤端での比角運動量は$1.3-6.1\times10^{-6}\,M_\odot\,\mathrm{yr^{-1}}$とそれぞれ$1.2-3.8\times10^{-4}\,\mathrm{km\,s^{-1}\,pc}$、推定年齢は$0.4-7.5\times10^{4}\,$yr。円盤に明確な下部構造がないこの若い年齢では、惑星の形成はまだ始まっていないと考えられます。この研究は、深く埋め込まれたクラス0原始星の動的特性を導き出す際の、高解像度の観測と体系的なフィッティング手順の重要性を強調しています。
G 矮星を周回する亜土星サイズの太陽系外惑星の確認: TOI-1194 b と非常に低質量の伴星: TOI-1251 B (TESS より)
| Title |
Confirmation_of_a_Sub-Saturn-size_transiting_exoplanet_orbiting_a_G_dwarf:_TOI-1194_b_and_a_very_low_mass_companion_star:_TOI-1251_B_from_TESS |
| Authors |
Jia-Qi_Wang,_Xiao-Jun_Jiang,_Jie_Zheng,_Hanna_Kellermann,_Arno_Riffeser,_Liang_Wang,_Karen_A._Collins,_Allyson_Bieryla,_Lars_A._Buchhave,_Steve_B._Howell,_Elise_Furlan,_Eric_Girardin,_Joao_Gregorio,_Eric_Jensen,_Felipe_Murgas,_Mesut_Yilmaz,_Sam_Quinn,_Xing_Gao,_Ruo-Yu_Zhou,_Frank_Grupp_and_Hui-Juan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12458 |
我々は、約$0.456_{-0.051}^{+0.055}$$M_{J}$の質量を持つ亜土星サイズの系外惑星TOI-1194bと、質量が非常に低い伴星の確認を報告する。約$96.5\pm1.5$$M_J$、TOI-1251B。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって提供される系外惑星候補は、小口径および中口径の地上望遠鏡によるさらなる追跡観測に適しています。この分析は、世界中のいくつかの望遠鏡からのデータに基づいて実行されます。その中には、地上に設置された小口径望遠鏡と中口径望遠鏡を使用して、特に長期間にわたってTESSの対象物体(TOI)を確認することを目的とした、中国とドイツのマルチバンド測光キャンペーンの望遠鏡も含まれます。・期間目標。TOI-1194bは、マルチバンド測光データからの一貫した周期的通過深さに基づいて確認されます。測定した軌道周期は$2.310644\pm0.000001$d、半径は$0.767_{-0.041}^{+0.045}$$R_J$、RV曲線の振幅は$69.4_{-7.3}^{+7.9}です。$m/s。TOI-1251Bはマルチバンド測光データと高解像度分光データに基づいて確認され、その公転周期は$5.963054_{-0.000001}^{+0.000002}$d、半径は$0.947_{-0.033}^{+0.035}である。$$R_J$、RV曲線の振幅は$9849_{-40}^{+42}$m/sです。
小惑星の長期にわたる活動 (248370) 2005 QN 173
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Long-lasting_activity_of_asteroid_(248370)_2005_QN_173 |
| Authors |
Oleksandra_Ivanova,_Javier_Licandro,_Fernando_Moreno,_Igor_Luk'yanyk,_Johannes_Markkanen,_Dusan_Tomko,_Marek_Husarik,_Antonio_Cabrera-Lavers,_Marcel_Popescu,_Elena_Shablovinskaya,_Olena_Shubina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12495 |
2021年7月から2022年1月までに3台の望遠鏡で得られた小惑星(248370)QN$_{173}$の観測結果を紹介します。私たちの分析により、ダストテールが約半年にわたって存在していることが明らかになりました。小惑星の直接画像は広帯域フィルターを使用して取得されました。スペクトルには発光は見られず、この小惑星のスペクトルはC型小惑星のスペクトルとよく一致していました。尾部に沿って生成された色と直線偏光の変化が分析されました。小惑星は太陽と比べてより赤い色を示しました。異なるフィルターで得られたダスト生産性の劇的な変化は検出されませんでした。$g-r$の色はコマ収差で$0.2^{m}$から$0.7^{m}$に変化し、直線偏光度は約$1.2$\%から$0.2$\%、$-0.2$\%から$-0.2$\%まで変化します。位相角$23.2^{\circ}$および$8.16^{\circ}$では$-1.5$\%。10月10日の最新の観測までに放出された塵の総質量は、塵のモンテカルロモデルに基づくと、$4.2\times10^7$~kgで、最大速度は2.6~kg\,s$^{-1}$である。しっぽ。小惑星の大きさは1.3~kmと推定されています。大きな粒子が核の周囲に集中しているのに対し、小さな粒子が尾部で優勢であることが示されています。(248370)QN$_{173}$軌道の進化と464個の短周期彗星のサンプルの軌道が追跡されました。そのうちの10個が小惑星の軌道に接近した。これらの天体は、比較的長い間軌道の非常に近い距離にあったにもかかわらず、遺伝的に関連していません。
ミリメートルスケールの凝集体から構築された彗星表面塵層: モデル化された彗星ガス生成の層輸送特性への依存性
| Title |
Cometary_surface_dust_layers_built_out_of_millimetre-scale_aggregates:_dependence_of_modelled_cometary_gas_production_on_the_layer_transport_properties |
| Authors |
Yu._Skorov,_J._Markkanen,_V._Reshetnyk,_S._Mottola,_M._K\"uppers,_S._Besse,_M._R._El-Maarry,_P._Hartogh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12647 |
ガス生成の観察から彗星の表層の性質に関する知識を得る標準的なアプローチは2つの段階で構成されます。まず、さまざまな熱物理モデルを使用して、いくつかのパラメーターのセットに対するガス生成を計算します。次に、観察と理論的予測の比較が実行されます。多くのモデル特性の値はおおよそしかわかっていないため、このアプローチは複雑になります。したがって、表面層の特性の変化に対するシミュレートされたガス放出の感度を調査する必要があります。この問題は、最近、サイズが数十ミクロンまでの凝集体について検討されました。ミリメートルサイズの骨材の場合、層の構造特性をモデル化するために使用される方法を定性的に拡張する必要があります。このような大きな粒子にとって重要な役割を果たす可能性がある放射熱伝導率の役割を研究することも必要です。私たちは、大きな凝集体から構築され、さまざまな厚さと多孔性をもつ層を調査し、さまざまな太陽心距離での水の氷の効果的な昇華を評価しました。放射伝導率については、一般的に使用されている近似モデルと、高密度媒体放射伝達理論に基づく複雑なモデルを比較しました。ミリメートルサイズの骨材の場合、このエネルギー伝達のメカニズムにより、得られるガス生産性が数倍も変化する可能性があるため、放射熱伝導率を注意深く考慮する必要があることが示されました。私たちのモデルは、彗星の表面層の特性をパラメータ化した単純なモデルよりも、進化した彗星にとってより現実的でありながら、同等の計算複雑さを維持していることを実証します。
双曲面地球衝突源としてのオールト雲の摂動
| Title |
Oort_cloud_perturbations_as_a_source_of_hyperbolic_Earth_impactors |
| Authors |
Eloy_Pe\~na-Asensio,_Jaakko_Visuri,_Josep_M._Trigo-Rodr\'iguez,_Hector_Socas-Navarro,_Maria_Gritsevich,_Markku_Siljama,_and_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12673 |
星間天体1I/'オウムアムアと2I/ボリソフの観測は、無制限の軌道で地球に衝突する小型飛翔体が多数存在することを示唆しています。私たちは、2022年10月23日にフィンランドのファイアボールネットワークによって記録された小惑星かすめ流星(FH1)を分析します。FH1は、推定速度超過$\sim$0.7km$\,$s$^で、黄道面上にあると思われる双曲軌道を示しました。インパクト時は{-1}$。FH1は、この集団における強度の偏りを示す星間天体、または移住に基づく太陽系モデルを補強するオールトの雲天体のいずれかである可能性があります。さらに、計算された不確実性の下では、FH1は潜在的にショルツ連星系の通過に関連している可能性があります。CNEOSデータベースの不確実性の統計的評価とその双曲火球の研究により、異方性の地心放射分布と低い軌道傾斜角が明らかになり、星間集団がランダムに到来するという仮定に疑問が生じます。軌道積分は、CNEOSによる2017年3月9日のイベント(IM2)が、予想範囲内の速度の過大評価を条件として、ショルツ飛行中に重力摂動を経験した可能性があることを示唆しています。これらの発見は、見かけの星間流星が、実際には、太陽系内または太陽系を通過する巨大な物体との接近遭遇によって引き起こされる加速流星衝突の結果である可能性があることを示唆しています。
CB、CH、CR コンドライト間の年齢と遺伝的関係
炭素質のベンキュビン様(CB)、高金属(CH)、およびレナッツォ様(CR)コンドライトは、遺伝的に関連していることが示唆されている金属が豊富なコンドライトであり、CRコンドライト族としてグループ化されることもあります。これらのうち、CBコンドライトとCHコンドライトは、CRコンドライトと同位体的に類似している可能性のある物質から衝撃によって生成された蒸気溶解プルームの中で形成されたと考えられています。我々は、CBおよびCHコンドライトの形成時間を決定し、これらのコンドライトが遺伝的に関連しているかどうかを評価し、CRコンドライトとの潜在的な関連性を評価するために、CBおよびCHコンドライトのMo、Ti、Cr、およびHf-W同位体データを報告します。CHコンドライトAcfer182の内部Hf-W等時線は、Ca-Alに富んだ介在物(CAI)の形成後に3.8+-1.2Maの年齢をもたらします。これは、ChコンドライトAcfer182のCB金属の平均Hf-Wモデル年齢と区別できません。3.8±1.3Ma.CBおよびCHコンドライトのMo同位体データは、どちらも同じ金属成分とケイ酸塩成分の一部を含み、それら自体は同位体的に異なることを示しています。したがって、バルクのCBおよびCHコンドライトの異なるMo同位体組成は、それらの異なる金属対ケイ酸塩比を反映しています。CR金属はCBおよびCH金属と同じMo同位体組成を示しますが、CRケイ酸塩はCBおよびCHケイ酸塩と比較して異なるMoおよびTi同位体組成を有しており、CB/CHコンドライトは遺伝的にCR金属と関連している可能性がありますが、CRケイ酸塩とは関連していない可能性があることを示しています。総合すると、新しい同位体データは、衝突によって生成された共通の蒸気メルトプルームの異なる領域におけるCBおよびCHコンドライトの形成と一致しており、CBおよびCH金属が遺伝的にCRコンドライトに結合した金属豊富な前駆体に由来する可能性があることを示唆しています。CHおよびCBコンドライトのHf-W系統解析は、衝突がCa-Alに富む介在物の形成後3.8±0.8Maに発生したことを示しており、したがって、Pb-Pb年代学に基づいて以前に推定されたよりも最大約1Ma早く発生したことが示されています。。
流星体のアブレーションと断片化の初の全体的モデリング: カナダ自動流星観測所によって記録されたオリオン座流星群のケーススタディ
| Title |
First_holistic_modelling_of_meteoroid_ablation_and_fragmentation:_A_case_study_of_the_Orionids_recorded_by_the_Canadian_Automated_Meteor_Observatory |
| Authors |
Denis_Vida,_Peter_G._Brown,_Margaret_Campbell-Brown,_Auriane_Egal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12776 |
18mmサイズのオリオン座流星体は、2019年と2020年にカナダ自動天文台のミラー追跡システムによって捕捉されました。流星の位置測定は$\sim1$mの精度で行われ、流星は最も暗い点で約$+7.5$の限界等級まで追跡されました。軌道推定では、オリオン座流星の放射点の固有の物理的分散が$0.400^{\circ}\pm0.062^{\circ}$であることが示されています。侵食ベースの突入モデルを観測に適合させて、各流星のアブレーションと断片化を再現し、同時に光度曲線、ダイナミクス、および航跡を再現しました。航跡観察は、モデル化された侵食で放出された粒子質量分布を直接的に知らせることが判明した。新しい発光効率モデルはレーダーと光学の同時観測から導き出され、モデリングに適用されて精度が向上しました。結果は、オリオン座流星群の見かけの強さは、にわか雨活動期間中の放射位置と出現時間によって異なることを示しています。粒子質量分布差の平均指数は2.15で、おそらくは噴出以来の流星体の物理的特性の進化により、現場での推定値よりも高かった。すべてのオリオン座流星群は主要な破片形態を示しましたが、これは光度曲線のピークで浸食が止まり、元の質量の$\sim10\%$の非破砕流星体が残ることで最もよく説明されます。逆オリオン座流星体の平均かさ密度$\sim300$kgm$^{-3}$は、$\sim90\%$の空隙率に相当し、1PのVega-2によるより大きなダスト粒子のその場測定と一致します。/67Pのハレーとロゼッタ。
大気存在量による HAT-P-11 系の形成履歴の制約
惑星の化学指紋からは、いつ、どこで形成されたかという形成履歴に関する情報が明らかになります。惑星の水分含有量は、その形成経路を制限するのに役立ちます。惑星が円盤の外側領域で形成され、内側に移動した場合、水と氷が豊富な固体の降着により、惑星は水が豊富になります。逆に、水氷が利用できない内側の円盤で形成されると、水蒸気の付着が制限されるため、大気中の水分量が減少します。このプロセスは、隙間を開く巨大な惑星の存在によって複雑になります。巨大ガス惑星はその軌道の外側に圧力バンプを及ぼし、内部システムへの小石のさらなる流入を防ぎ、水の少ない環境をもたらします。さまざまな形成シナリオは、質量23.4$\mathrm{M_{\oplus}}$の内部亜海王星と恒星下水の存在量($X_\)を含むHAT-P-11システムの形成を制限するのに役立ちます。mathrm{H_2O}\約0.11$)、および水と氷の線の外側を周回する外側の巨大な惑星も同様です。私たちの惑星形成モデルには、円盤と惑星の化学組成を追跡できるようにする小石のドリフトと蒸発モジュールとともに、小石とガスの降着による惑星の成長が含まれています。私たちは、水と氷が豊富な物質を遮断するために巨大ガス惑星の存在が必要であり、その結果、内側の海王星未満に星以下の水分が含まれることになることがわかりました。巨大惑星の形成が早すぎると、内部円盤領域に十分な固体物質が入り込まず、内部惑星の効率的な成長が妨げられます。これは、システムの内部構造を説明する上で、巨大惑星形成のタイミングが重要であることを浮き彫りにしています。私たちのシミュレーションは、HAT-P-11bのほぼ恒星のC/O比と超恒星のC/HおよびO/Hを予測し、その形成をより詳細に理解するために不可欠な将来の観測に対する制約を提供します。
彗星はプレバイオティクス分子を岩石の多い系外惑星に届けることができるだろうか?
この研究では、彗星の衝突によって複雑な有機分子や生命に必要なプレバイオティクスの構成要素が岩石の多い系外惑星に届けられる可能性について考察します。数値実験により、これらの分子が生き残るためには、非常に低い速度での衝撃が必要であることが実証されました。この研究は、雪線を越えてハビタブルゾーンに飛散した彗星の場合、太陽型恒星の周りを周回する惑星の最小衝突速度がM型矮星よりも常に低いことを示している。私たちは、解析モデルと数値N体シミュレーションの両方を使用して、高質量(つまり、太陽質量)星の周囲に密集した惑星系の惑星に最低速度の衝突が発生し、複雑な有機分子をそのまま輸送できることを示しました。低質量星の周りの惑星への衝突は、惑星の構造に非常に敏感であることがわかっており、緩く詰め込まれた系では複雑なプレバイオティクス分子の生存は潜在的に不可能である。M型矮星の周囲の岩石惑星も、より高速度の衝突にさらされており、これらの惑星の生命にとって特有の課題を引き起こす可能性があります。彗星の飛来が生命の起源にとって重要であるというシナリオでは、この研究は、バイオシグネチャーの存在が、i)惑星の質量(つまり脱出速度)の減少、ii)恒星の質量の増加、およびiii)惑星間の距離の減少と相関すると予測しています。つまり、密集した系の系外惑星など）。
地球近傍物体探査ミッション
| Title |
The_Near-Earth_Object_Surveyor_Mission |
| Authors |
A._K._Mainzer,_Joseph_R._Masiero,_Paul_A._Abell,_J._M._Bauer,_William_Bottke,_Bonnie_J._Buratti,_Sean_J._Carey,_D._Cotto-Figueroa,_R._M._Cutri,_D._Dahlen,_Peter_R._M._Eisenhardt,6_Y._R._Fernandez,_Roberto_Furfaro,_Tommy_Grav,_T._L._Hoffman,_Michael_S._Kelley,_Yoonyoung_Kim,_J._Davy_Kirkpatrick,_Christopher_R._Lawler,_Eva_Lilly,_X._Liu,_Federico_Marocco,_K._A._Marsh,_Frank_J._Masci,_Craig_W._McMurtry,_Milad_Pourrahmani,_Lennon_Reinhart,_Michael_E._Ressler,_Akash_Satpathy,_C._A._Schambeau,_S._Sonnett,_Timothy_B._Spahr,_Jason_A._Surace,_Mar_Vaquero,_E._L._Wright,_Gregory_R._Zengilowski,_NEO_Surveyor_Mission_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12918 |
地球近傍天体(NEO)サーベイヤーミッションは、地球近傍の小惑星と彗星の発見と特徴付けを目的として設計されたNASA天文台です。このミッションの主な目的は、5年間のベースライン調査内で、地域に深刻な衝撃被害(有効球直径で1億4,000万ドルを超える)を引き起こすのに十分な大きさの天体の大部分を発見することです。太陽と地球のL1ラグランジュ点で運用されるこのミッションは、最も地球に似た軌道にある天体を見つけるために、太陽から45度以内まで調査します。調査周期は、地球に近い物体と、衝突の危険を引き起こすことができないより遠くにある小さな天体を確実に区別するのに十分な長さの観測アークを提供するように最適化されています。調査の過程で、NEOSurveyorは$\sim$200,000から300,000個の新しいNEOを$\sim$1000万ものサイズにまで発見し、数千個の彗星を発見し、次の世紀にわたる地球衝突の確率についての理解を大幅に改善します。。
NEOWISE データを使用した NEO Surveyor ミッション用の Survey Simulator ツールの検証
| Title |
Validation_of_the_Survey_Simulator_tool_for_the_NEO_Surveyor_mission_using_NEOWISE_data |
| Authors |
Joseph_R._Masiero,_Dar_W._Dahlen,_Amy_K._Mainzer,_William_F._Bottke,_Jennifer_C._Bragg,_James._M._Bauer,_Tommy_Grav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12919 |
地球近傍物体探査機のミッションには、サイズ140メートルを超える潜在的に危険な小惑星の3分の2を見つけるという要件があります。設計およびテスト中にこの目標に向けて予想されるミッションの進捗状況と、調査中の実際の進捗状況を判断するために、一貫した定量化可能な基準として機能するシミュレーションツールが開発されました。調査シミュレーションソフトウェアを使用して、NEOWISEミッションによる小惑星の公表された測定値を再現することにより、上空の位置と熱赤外線フラックスを正確に予測していることをテストします。次に、この作業を拡張して、NEOWISEデータアーカイブ内の既知の地球近傍小惑星のこれまで報告されていない検出を見つけました。検索の結果、これまでにNEOWISE観測が報告されていない1,166個の天体を含む21,661個の回復検出が得られました。これらの取り組みは、NEOSSurveySimulatorツールの信頼性と、太陽系の小天体に関する知識を広げるための検索可能な画像とソースカタログアーカイブの永続的な価値を示しています。
超初期の JWST 銀河、アウトフロー、EoR におけるライマンアルファの可視性
JWSTによって検出された超初期銀河(赤方偏移$z>10$)、明るい銀河($M_{\rmUV}<-20$)、および青色銀河の過剰は、無視できるほど小さいためであると説明されています(Ferraraetal.2023)。これらのシステムでは粉塵が軽減されます。このようなモデルが$z>10$におけるUV光度関数と星形成速度(SFR)の密度変化を正確に再現することを示します。このモデルは、データと一致して、宇宙固有のSFRが${\rmsSFR}\propto(1+z)^{3/2}$として増加することも予測します。$z\simeq10$で、宇宙のsSFRは臨界値$\rmsSFR^\star=25\、\rmGyr^{-1}$を超え、銀河の$\約45$%がスーパーエディントンとなり、アウトフローを引き起こす到達速度は$\約830\,(\epsilon_\star/f_M)^{1/2}\,{\rmkm\,s}^{-1}$、ここで$\epsilon_\star$と$f_M$はそれぞれSF効率と流出時に排出されるハローガスの割合です。この予測は、JWST/JADESサンプルの12個のスーパーエディントン銀河で測定された流出速度と一致しています。このような流出は塵を取り除き、銀河の明るさを高めます。また、速度オフセットを導入することにより、$z>10$銀河からのLy$\alpha$線の視認性が大幅に向上します。GN-z11($z=10.6$)で観察されたLy$\alpha$特性は、$\logN_{\rmHI}\simeq20.1$の場合の流出モデルによって同時に回復され、流出の大部分がイオン化されていることを意味します。他の超初期銀河のLy$\alpha$の視程についても同様の予測を行い、そのモデルを$z>7$でのLy$\alpha$調査と比較すると、基本的にすべての超エディントン(サブエディントン)銀河は、Ly$\alpha$では検出されません(検出されません)。最後に、流出がイオン化された透明なチャネルを形成し、そこを通ってLyC光子が漏洩するため、sSFRはLyC脱出率と正の相関関係があります。
LATIS: $z\sim 2.5$ における星形成銀河の恒星質量と金属性の関係
| Title |
LATIS:_The_Stellar_Mass-Metallicity_Relation_of_Star-forming_Galaxies_at_$z\sim_2.5$ |
| Authors |
Nima_Chartab,_Andrew_B._Newman,_Gwen_C._Rudie,_Guillermo_A._Blanc,_Daniel_D._Kelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12200 |
Ly$\alpha$TomographyIMACSSurvey(LATIS)からの静止系遠紫外(FUV)スペクトルを使用して、$2\lesssimz\lesssim3$における3491個の星形成銀河の恒星の質量と恒星の金属量の関係を示します。BinaryPopulationAndSpectralSynthesisコード(BPASSv$2.2.1$)から中解像度(R$\sim1000$)および高S/N比(100km/sあたり$>30$)までの恒星集団合成モデルを適合させます。1221-1800\r{A}の波長範囲にわたって、主に$\rmFe/H$を追跡して、星の金属性を決定するために恒星質量のビン内の銀河の複合スペクトルを解析します。星の質量と星の金属量の間には強い相関関係があり、星の金属量は低質量では星の質量とともに単調増加し、高質量では平坦になることが分かりました($M_*\gtrsim10^{10.3}M_\odot$)。さらに、恒星の金属量の測定値と同様の赤方偏移における銀河の気相酸素存在量を比較し、平均$\rm[\alpha/Fe]\sim0.6$を推定しました。このような高い$\alpha$増強は、高赤方偏移銀河がIa型超新星による顕著な鉄濃縮をまだ受けていないことを示しています。さらに、解析的化学進化モデルを利用して、銀河風の質量負荷パラメータを星の質量の関数として制約します。星の質量が増加するにつれて、質量負荷パラメータが減少することがわかりました。その後、パラメーターは平坦になるか、$M_*\sim10^{10.5}M_\odot$付近で転換点に達します。私たちの発見は、$M_*\gtrsim10^{10.5}M_\odot$の銀河については、$z\sim2.5$でブラックホールによる流出が始まることを示している可能性があります。
| Title |
A_Population_of_Short-duration_Gamma-ray_Bursts_with_Dwarf_Host_Galaxies |
| Authors |
Anya_E._Nugent_(Northwestern/CIERA),_Wen-fai_Fong,_Cristian_Castrejon,_Joel_Leja,_Michael_Zevin,_Alexander_P._Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12202 |
我々は、最も暗い($>25.5$ABmag)短ガンマ線バースト(GRB)ホスト銀河の11個の集団を紹介します。私たちは、恒星集団推論コードProspector-$\beta$を使用して、利用可能なまばらな観測をモデル化し、銀河の質量と半径の関係を組み込む新しい実装を開発します。これらのホストが銀河集団からランダムに抽出され、いくつかの測光バンドで観測された光束とサイズに基づいて条件付けすると、これらのホストの矮小銀河恒星の質量は$7.0\lesssim\log(M_*/M_\odot)\であると判断されます。レスシム9.1ドル。以前に推定された恒星の質量を持つ短いGRBホストのうち$14\%$だけが$M_*\lesssim10^{9}\,M_{\odot}$を持っていたので、これは驚くべきことです。さらに、これらの短いGRBは、残りの個体群よりも物理的および宿主で正規化されたオフセットが小さいことを示し、中性子星(NS)合体前駆体の大部分が宿主内に保持されていることを示唆しています。これらのホストのおそらく浅いポテンシャルは$\sim5.5-80$km/sという小さな脱出速度に変換され、超新星後の体系速度が低いか吸気時間が短いことを示しています。現在、矮小ホスト銀河が確認されている短いGRBは、スウィフトが検出した集団全体の$\約14\%$を占めていますが、（銀河系NS集団から観測された）より大きな体流速度により、銀河系の速度が非常に高くなるため、現在の集団ではいくつかが欠落している可能性があります。短いGRBと安全性の低いホストアソシエーションをオフセットします。しかし、低質量の母銀河に保持されている短いGRBの集団が明らかになったことで、局所群矮小銀河でのNS合体を介して観測された$r$過程の濃縮についての自然な説明が得られ、重力波の追跡戦略に影響を与える。
銀河系の高緯度における星間ガス対塵比の変動
| Title |
Variations_of_Interstellar_Gas-to-Dust_Ratios_at_High_Galactic_Latitudes |
| Authors |
J._Michael_Shull_(1)_and_Georgia_V._Panopoulou_(2)_((1)_University_of_Colorado_and_(2)_Chalmers_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12205 |
銀河系の高緯度にある星間塵は、天文学的な前景の減算に影響を与え、拡散散乱光を生成し、クエーサーのより硬い（赤みを除いた）紫外線スペクトルをもたらす可能性があります。高緯度で消光度が低い94個のクエーサーのサンプルにおいて、水素柱密度(HIとH$_2)を用いて星間の「ガス対塵比」$N_{\rmH}/E(B-V)$を評価しました。$)と塵の赤化の遠赤外線推定。銀河面では、この比率は$6.0\pm0.2$(単位は$10^{21}~{\rmcm}^{-2}~{\rmmag}^{-1}$)です。HIとH$_2$および$0.01\leqE(B-V)\lesssim0.1$の両方の測定値を持つ51個のクエーサーのサブサンプルでは、平均比$10.3\pm0.4$(すべての速度のガス)と$9.2\が見つかりました。pm0.3$(低速のみ)。H$_2$を含めると、高緯度でも$N_{\rmH}$が$\sim10$%増加します。平均して、低発赤視線における$E(B-V)$の最近のプランク推定値は、Schlafly&Finkbeiner(2011)の推定値よりも12%高く、$N_{\rmHI}$は、異なる電波望遠鏡で測定すると大きな変動を示します。。また、$E(B-V)$が遠赤外線モデル化された塵の温度$T_d$と放射率指数$\beta$に敏感であることも示します。その結果、$E(B-V)$が低い場合、ガス対ダスト比には大きな非対称誤差が生じます。速度の速い雲がある視線では比率が上昇し、$N_{\rmH}$に寄与しますが、赤みはほとんどありません。錯体Cでは、高速ガスを除くと比率が40%減少します。銀河面上の低金属度ガスでは、衝撃による粒子の破壊、円盤への沈降、および高温ハローガスでの熱スパッタリングの結果として、ダスト含有量の減少が予想されます。
すばるによる低光度クエーサー (SHELLQ) の High-$z$ 探査。 XVII. $z \sim 6$
におけるブラックホールの質量分布を低$z$クェーサーとのスペクトル比較により推定
| Title |
Subaru_High-$z$_Exploration_of_Low-luminosity_Quasars_(SHELLQs)._XVII._Black_Hole_Mass_Distribution_at_$z_\sim_6$_Estimated_via_Spectral_Comparison_with_Low-$z$_Quasars |
| Authors |
Ayumi_Takahashi,_Yoshiki_Matsuoka,_Masafusa_Onoue,_Michael_A._Strauss,_Nobunari_Kashikawa,_Yoshiki_Toba,_Kazushi_Iwasawa,_Masatoshi_Imanishi,_Masayuki_Akiyama,_Toshihiro_Kawaguchi,_Akatoki_Noboriguchi,_Chien-Hsiu_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12222 |
我々は、宇宙初期($5.6<z<7.0$)の131個の低光度クエーサーのサンプルについて推定したブラックホール(BH)質量の分布とエディンゴント比を報告する。私たちの研究は、スバルの低光度クエーサー高$z$探査(SHELLQs)プロジェクトに基づいており、ハイパーの調査データを利用して$M_{1450}\sim-21$等級までの低光度クエーサーサンプルを構築しました。すばる望遠鏡に搭載されたSuprime-Cam。これらのクエーサーの発見スペクトルは$\sim$1200--1400\AAの静止系波長に限定されており、BH質量推定器として使用できる輝線は含まれていません。この問題を克服するために、SloanDigitalSkySurveyの低$z$対応スペクトルを利用しました。これらのスペクトルは、重複する波長で高$z$スペクトルとスペクトル的に一致しています。次に、対応するもののC~{\sciv}輝線幅とSHELLQデータからの連続光度を組み合わせて、BH質量を推定しました。結果として得られるBH質量分布の範囲は$\sim10^{7-10}M_{\odot}$であり、ほとんどのクエーサーのBH質量は$\sim10^{8}M_{\odot}$であり、-エディントン降着。本研究は、再電離時代における通常のクエーサーについての新たな洞察を提供するだけでなく、近赤外分光法を用いずに高$z$クェーサーのBH質量を推定する新たな有望な方法も提供する。
JWSTの観点から見た解決済み銀河恒星質量推定と未解決銀河恒星質量推定の矛盾の解決
| Title |
Solution_to_the_conflict_between_the_resolved_and_unresolved_galaxy_stellar_mass_estimation_from_the_perspective_of_JWST |
| Authors |
Jie_Song,_GuanWen_Fang,_Zesen_Lin,_Yizhou_Gu,_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12228 |
CEERSフィールドで$0.2<z<3.0$の銀河の空間分解測光を利用することにより、スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングによって分解された恒星質量と未分解の恒星質量を推定し、それらの間の不一致を研究します。まず、測光から得られた$M_{\ast}$をJWST波長範囲ありとなしで比較し、残りのフレームのNIRデータが不足している場合、$M_{\ast}$が最大0.2dexまで過大評価される可能性があることを発見します。SEDフィッティングプロセスは、レストフレームNIRデータがない場合、星の年齢とダストの減衰の両方を過大評価する傾向があり、その結果、観測される質量対光比が大きくなり、$M_{\ast}$が上昇します。JWSTNIR測光を組み込むことで、解決された恒星質量推定値と未解決の恒星質量推定値の間に大きな差異は見出されず、$z\sim3$までのそれらの間の矛盾に対する妥当な解決策が提供されます。さらなる調査により、SEDフィッティングに含まれる最も赤いフィルターのレストフレーム波長がより大きい限り、空間分解測光から導出されたものであるか空間未分解測光から導出されたものであるかに関係なく、信頼性の高い$M_{\ast}$推定値を取得できることが実証されました。10000\AA。
小マゼラン雲の質量を持つほぼ暗黒の銀河
| Title |
An_almost_dark_galaxy_with_the_mass_of_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Mireia_Montes_(IAC/ULL),_Ignacio_Trujillo,_Ananthan_Karunakaran,_Raul_Infante-Sainz,_Kristine_Spekkens,_Giulia_Golini,_Michael_Beasley,_Maria_Cebrian,_Nushkia_Chamba,_Mauro_D'Onofrio,_Lee_Kelvin,_Javier_Roman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12231 |
ほぼ暗黒銀河は、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)などの従来の調査では検出できなかった天体です。これらの銀河の表面の明るさは低く($\mu_r$(0)$>26$mag/arcsec^2)、したがって表面の恒星質量密度も低い(pc^2あたり太陽質量数個以下)ことは、バリオニックフィードバックメカニズムによって放出されるエネルギー密度は、それらが存在する暗黒物質ハローの分布を変更するのに非効率的です。このため、ほぼ暗黒銀河は、暗黒物質の微物理的性質を調べるのに特に有望です。この論文では、$<\mu_V>$e~26.7等/秒^2のほぼ暗黒銀河であるぬーべーの偶然の発見について紹介します。この銀河は、IACStripe82LegacyProjectの深部光学イメージングを使用して特定されました。100mグリーンバンク望遠鏡による追跡観測では、この銀河が107Mpcの距離にあることが強く示唆されています。高さ10.4メートルのグランテレスコピオカナリアスによる超深度マルチバンド観測では、年代が約10ギル、金属量が[Fe/H]$\sim-1.1$であることが分かりました。恒星の質量は約4x10^8Msun、半質量半径はRe=6.9kpc(有効表面密度約0.9Msun/pc^2に相当)で、ぬーべーは発見されたこの種の天体としては最も重くて拡張された天体です。これまでのところ。この銀河は、同様の星の質量を持つ典型的な超拡散銀河よりも10倍暗く、有効半径は3倍大きいです。局所群内で同等の有効表面輝度を持つ銀河は、非常に低い質量(~10^5Msun)とコンパクトな構造(有効半径Re<1kpc)を持っています。バリオンフィードバックを含む、冷たい暗黒物質シナリオ内の現在の宇宙論的シミュレーションは、ぬーべーの構造特性を再現していません。しかし、その高度に拡張され平坦化された構造は、暗黒物質粒子が質量m$_B$=($0.8^{+0.4}_{-0.2}$)$\times10^の超軽量アクシオンであるというシナリオと一致します。{-23}$eV.}
系統樹から見る模擬円盤銀河の進化史について
| Title |
On_the_evolutionary_history_of_a_simulated_disc_galaxy_as_seen_by_phylogenetic_trees |
| Authors |
Danielle_de_Brito_Silva,_Paula_Jofr\'e,_Patricia_B._Tissera,_Keaghan_J._Yaxley,_Jenny_Gonzalez_Jara,_Camilla_J._L._Eldridge,_Emanuel_Sillero,_Robert_M._Yates,_Xia_Hua,_Payel_Das,_Claudia_Aguilera-G\'omez,_Evelyn_J._Johnston,_Alvaro_Rojas-Arriagada,_Robert_Foley,_and_Gerard_Gilmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12235 |
系統発生学的手法は生物学で長い間使用されてきましたが、最近では進化の歴史を研究するために言語学やテクノロジーなどの他の分野にも拡張されています。銀河にも進化の歴史があり、この広範な系統発生の枠組みに当てはまります。化学物質の存在量が星間物質のDNAの代用として使用できるという仮説に基づいて、系統発生学的手法により、星間の階層的な類似点と相違点、つまり本質的には進化関係、ひいては歴史のツリーを再構築することができます。この研究では、化学力学コードを使用して取得した模擬円盤銀河に系統発生学的手法を適用して、アプローチをテストします。このシミュレーションで選択された恒星集団の進化の歴史を確実に描写するには少なくとも100個の恒星粒子が必要であること、また、化学存在量の典型的な不確実性が0.08dexより小さい場合、全体の進化の歴史が確実に保存されることがわかりました。結果は、木の形状が銀河の星形成の歴史だけでなく、年齢と金属量の関係にも強く影響されることを示しています。星形成率が低い領域では、星形成率が高い領域よりも短い樹木が生成されることがわかりました。私たちの分析は、系統発生学的手法が銀河進化のプロセスを明らかにできることを示しています。
正確なパルサータイミングによる質量濃度の検索
この論文では、PPTA2調査データのリリースで電波パルスの経路に沿った質量集中の証拠を検索します。電波パルスの移動時間は、発信源から観測者までの経路に沿った重力場によって影響を受けます。輸送中の一時的な時間遅延は、経路に沿った物質の分布を示す有用な尺度です。多くのパルサーは、予測可能な到着時間を備えた非常によく理解されたタイミングソリューションを備えており、質量変動のサンプリングに使用できます。ソース、観測者、および質量の集中位置の変化により、到着時間の変化が生じ、これはパルサー時間の精度に重大な影響を与える可能性があります。この検索から12人の候補者が報告されます。
隣接するホットコアの物理的条件のマッピング: W3(H$_2$O) および W3(OH) の NOEMA 研究
| Title |
Mapping_Physical_Conditions_in_Neighboring_Hot_Cores:_NOEMA_Studies_of_W3(H$_2$O)_and_W3(OH) |
| Authors |
Morgan_M._Giese,_Will_E._Thompson,_Dariusz_C._Lis,_Susanna_L._Widicus_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12261 |
星形成領域で起こる複雑な化学は、星形成のさまざまな進化段階におけるプレバイオティクス分子の形成に関する洞察を提供する可能性があります。このプロセスを研究するために、NOEMA干渉計を使用して実行された、隣接するホットコアW3(H$_2$O)とW3(OH)のミリ波干渉観測を紹介します。我々は、両方のコアにわたって観察されたほとんどの線を占める6つの分子の分布を分析し、対応する不確実性を伴う回転温度、カラム密度、および速度場の物理パラメーターマップを構築しました。ソースの物理構造に関連して、これらのパラメーターの導出された空間分布について説明します。より一般的に使用されるCH$_3$CNに加えて、W3(H$_2$O)およびW3(OH)の新しい温度トレーサーとしてHCOOCH$_3$の使用を提案します。W3(H$_2$O)とW3(OH)の両方にわたる各分子の物理的に導出されたパラメーターを分析することにより、ここで提示された研究は、さまざまな進化段階におけるホットコアに対する物理環境の影響をさらに実証します。
AGN の選択と人口統計: JWST/MIRI による新時代
| Title |
AGN_Selection_and_Demographics:_A_New_Age_with_JWST/MIRI |
| Authors |
Jianwei_Lyu,_Stacey_Alberts,_George_H._Rieke,_Irene_Shivaei,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Fengwu_Sun,_Kevin_N._Hainline,_Stefi_Baum,_Nina_Bonaventura,_Andrew_J._Bunker,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Michael_Florian,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Jane_Morrison,_Marcia_Rieke,_Brant_Robertson,_Wiphu_Rujopakarn,_Sandro_Tacchella,_Jan_Scholtz,_Christopher_N._A._Willmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12330 |
超大質量ブラックホール(SMBH)とそのホストシステムの共進化を理解するには、広範囲の赤方偏移、光度、遮蔽レベル、銀河特性にわたる活動銀河核(AGN)の挙動の包括的な調査が必要です。我々は、組織的中間赤外線機器レガシー銀河系外探査(SMILES)から、この目標に向けてJWSTが行った重要な進歩を報告します。MIRIで検出された3273個の源の包括的なSED分析に基づいて、$\sim$34arcmin$^2$の調査領域にわたって217個のAGN候補を特定しました。これには、通常の大質量銀河($M_{*}>の111個のAGNの主サンプルも含まれます)が含まれます。$z\sim$0--4の10^{9.5}~M_\odot$)、低質量銀河($M_{*}<10^{9.5}~の86個のAGN{\it候補}の拡張サンプル)M_\odot$)と$z\sim$4--8.4の20個のAGN{\it候補者}の高$z$サンプル。注目すべきことに、JWST以前の広範囲にわたるAGN検索にもかかわらず、MIRIが選択したAGN候補の約80%が新しい発見です。以前のAGN探索が徹底的に行われたと考えられている巨大銀河の中でも、MIRIAGNの識別の34%は新しいものであり、以前の選択に対するオブスキュレーションの影響が浮き彫りになっています。私たちの結果を他の波長での取り組みと組み合わせることで、これまでで最も完全なAGNサンプルを構築し、さまざまな選択手法の相対的なパフォーマンスを調べます。隠蔽されたAGN割合が$L_{\rmAGN,bol}\sim10^{10}~L_\odot$から$10^{11}~L_\odot$まで増加し、その後、より高い光度に向かって低下することがわかります。さらに、隠蔽されたAGNの割合は$z\sim0$から$z\sim4$まで徐々に増加し、ほとんどの高$z$AGNは隠蔽されます。AGNの遮蔽、固有のSED変動、銀河汚染、調査深度および選択技術が、完全なAGNサンプルの構築をどのように複雑にするかについて説明します。
球状星団システムの力学によって制約される総質量の傾きと囲まれた質量
| Title |
Total_mass_slopes_and_enclosed_mass_constrained_by_globular_cluster_system_dynamics |
| Authors |
Tadeja_Ver\v{s}i\v{c}(1,2),_Sabine_Thater_(1),_Glenn_van_de_Ven_(1),_Laura_L._Watkins_(3),_Prashin_Jethwa_(1),_Ryan_Leaman_(1),_Alice_Zocchi_(1)_((1)_Vienna,_(2)_ESO,_(3)_ESA-AURA_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12338 |
この研究の目標は、柔軟なモデリング手法でプロファイルのパラメーターを制約することにより、運動学的トレーサーとして球状星団(GC)を使用して初期型銀河の総質量分布を調査することです。そのために、SLUGGS調査からのGCの拡張空間分布($\langleR_{\rmGC,\max}\rangle\sim8R_{\rme}$)を離散動的モデリングと組み合わせて活用します。円筒座標で離散ジーンズ異方性モデリングを使用して、サンプル内のGCの位置での速度モーメントを決定します。ベイジアンフレームワークを使用して、GCシステムの総質量密度プロファイルと軌道特性の最適パラメータを決定します。我々は、軌道特性(分散支配GCシステムの異方性と回転)が内部傾斜と密閉質量の測定に与える影響は最小限である一方、動的に異なる部分集団の強い存在や運動学的トレーサーの数が少ないと結果に偏りが生じる可能性があることを発見しました。トレーサーの空間範囲が広いため、私たちの方法は総質量プロファイルの固有の内部傾斜に敏感であり、ロバストな測定により12個の銀河について$\overline{\alpha}=-1.88\pm0.01$が得られました。結果を文献値と比較するために、結果として得られる総質量密度に単一のべき乗則プロファイルを当てはめました。半径範囲0.1-4~$R_{\rme}$では、測定された傾きの値は$\langle\gamma_{\rmtot}\rangle=-2.22\pm0.14$であり、文学。
JADES Origins フィールド: JADES の第 2 回 NIRCam データ リリースにおける新しい JWST ディープ フィールド
| Title |
The_JADES_Origins_Field:_A_New_JWST_Deep_Field_in_the_JADES_Second_NIRCam_Data_Release |
| Authors |
Daniel_J._Eisenstein,_Benjamin_D._Johnson,_Brant_Robertson,_Sandro_Tacchella,_Kevin_Hainline,_Peter_Jakobsen,_Roberto_Maiolino,_Nina_Bonaventura,_Andrew_J._Bunker,_Alex_J._Cameron,_Phillip_A._Cargile,_Emma_Curtis-Lake,_Ryan_Hausen,_D\'avid_Pusk\'as,_Marcia_Rieke,_Fengwu_Sun,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_Willott,_Stacey_Alberts,_Santiago_Arribas,_William_M._Baker,_Stefi_Baum,_Rachana_Bhatawdekar,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Zuyi_Chen,_Jacopo_Chevallard,_Mirko_Curti,_Christa_DeCoursey,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_de_Graaff,_Eiichi_Egami,_Jakob_M._Helton,_Zhiyuan_Ji,_Gareth_C._Jones,_Nimisha_Kumari,_Nora_L\"utzgendorf,_Isaac_Laseter,_Tobias_J._Looser,_Jianwei_Lyu,_Michael_V._Maseda,_Erica_Nelson,_Eleonora_Parlanti,_Bernard_J._Rauscher,_Tim_Rawle,_George_Rieke,_Hans-Walter_Rix,_Wiphu_Rujopakarn,_Lester_Sandles,_Aayush_Saxena,_Jan_Scholtz,_Katherine_Sharpe,_Irene_Shivaei,_Charlotte_Simmonds,_Renske_Smit,_Michael_W._Topping,_Hannah_\"Ubler,_Giacomo_Venturi,_Christina_C._Williams,_Joris_Witstok,_and_Charity_Woodrum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12340 |
我々は、JADESOriginsField(JOF)の特性と初期データリリースを要約します。JOFは、JamesWebbSpaceTelescope(JWST)でこれまでに観測された中で最も深い画像領域となる予定です。このフィールドは、ハッブル超深度フィールド(HUDF)の南西約8フィートのGOODS-S領域内にあり、最初にサイクル1でJWST先端銀河系外探査(JADES)内のHUDF分光観測の平行フィールドとして形成されました。）。このイメージングはサイクル2プログラム3215で大幅に拡張され、6つの中帯域フィルターで5日間JOFを観察し、z>15銀河の強力な候補を探します。このプログラムには、HUDFでの超深度並列NIRSpec分光法(分散モードの合計で最大104時間のオンソース)も含まれます。プログラム4540によるサイクル3の観測では、JOFに20時間のNIRCamスリットレス分光法が追加されます。これら3つのキャンペーンでは、15個のイメージングフィルターと2個のグリズムバンドパスを使用して、NIRCamでシャッターを開いたまま380時間にわたってJOFを観察します。さらに、JOFの一部ではF770Wで43時間の詳細なMIRI観測が行われています。これらを総合すると、JOFは間もなく、JWSTで利用できる最も魅力的な深層フィールドの1つとなり、初期宇宙への強力な窓となるでしょう。この論文は、JADESからの2回目のデータリリースを紹介し、1年のJOF観測からの画像とカタログを特集します。
3 次元磁場の探査: II -- 解釈可能な畳み込みニューラル ネットワーク
| Title |
Probing_Three-Dimensional_Magnetic_Fields:_II_--_An_Interpretable_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Yue_Hu,_A._Lazarian,_Yan_Wu,_Chengcheng_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12555 |
星間物質内の方向や強さを含む3D磁場を観察することは極めて重要ですが、難しいことで知られています。しかし、異方性磁気流体力学(MHD)乱流の理解における最近の進歩は、MHD乱流と3D磁場が分光観測の強度特徴に痕跡を残すことを示しています。これらの理論的枠組みを活用して、この埋め込まれた情報を抽出し、3D磁場の調査を可能にする新しい畳み込みニューラルネットワーク(CNN)モデルを提案します。このモデルでは、空平面上の磁場の向き($\phi$)だけでなく、視線に対する磁場の傾斜角($\gamma$)、および総磁化レベルも調べます。(M$_A^{-1}$)の雲。サブからの条件にわたる3DMHDシミュレーションから生成された$^{13}$CO(J=1-0)とC$^{18}$O(J=1-0)の合成輝線を使用してモデルをトレーニングします。-アルフブの分子雲からスーパーアルフブの分子雲へ。私たちのテストでは、CNNモデルが3D磁場のトポロジーと磁化を効果的に再構築していることが確認されています。不確かさの中央値は、$\phi$と$\gamma$の両方で$5^\circ$未満であり、サブAlfv\'enic条件のM$_A$では0.2未満です(M$_A\約0.5$)。超Alfvシナリオ(M$_A\およそ2.0$)では、$\phi$と$\gamma$では$15^\circ$未満、M$_A$では1.5です。この訓練されたCNNモデルをL1478分子雲に適用しました。結果は、CNNで予測された磁場の配向とプランク353GHzの偏波データから導かれた磁場の配向との間の強い一致を示しています。CNNアプローチにより、L1478の3D磁場マップを構築することができ、全球傾斜角$\about76^\circ$と全球M$_A$が$\about1.07$であることが明らかになりました。
CatNorth: Pan-STARRS1 と CatWISE を使用した改良された Gaia DR3 クエーサー候補カタログ
| Title |
CatNorth:_An_Improved_Gaia_DR3_Quasar_Candidate_Catalog_with_Pan-STARRS1_and_CatWISE |
| Authors |
Yuming_Fu,_Xue-Bing_Wu,_Yifan_Li,_Yuxuan_Pang,_Ravi_Joshi,_Shuo_Zhang,_Qiyue_Wang,_Jing_Yang,_FanLam_Ng,_Xingjian_Liu,_Yu_Qiu,_Rui_Zhu,_Huimei_Wang,_Christian_Wolf,_Yanxia_Zhang,_Zhi-Ying_Huo,_Y._L._Ai,_Qinchun_Ma,_Xiaotong_Feng,_and_R._J._Bouwens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12704 |
正確な赤方偏移を持つクエーサーの完全で純粋なサンプルは、クエーサーの研究と宇宙論にとって非常に重要です。この論文では、Gaia、Pan-STARRS1、およびCatWISE2020のデータを使用して構築された、3$\pi$の空に150万以上の音源を含む、改良されたGaiaDR3クエーサー候補カタログであるCatNorthを紹介します。XGBoostアルゴリズムは、元のGaiaDR3クエーサー候補を星、銀河、およびクエーサーとして再分類するために使用されます。分類のためのトレーニング/検証データセットを構築するために、分光銀河とクエーサーのサンプルに加えて、2つの異なるマスター恒星サンプルを注意深く構築しました。アンサンブル分類モデルは、異なるマスター恒星サンプルでトレーニングされた2つのXGBoost分類器を平均することによって取得されます。アンサンブル分類モデルで$p_{\mathrm{QSO\_mean}}>0.95$の確率しきい値とゼロ固有運動の対数確率密度の追加カットを使用して、親のGaiaDR3クエーサーから1,545,514個の信頼できるクエーサー候補を取得しました。候補者カタログ。アンサンブル回帰モデルを使用して、すべての候補に対して測光赤方偏移を提供します。89,100個の候補のサブセットについて、GaiaBP/RPスペクトルから畳み込みニューラルネットワークを使用して正確な分光赤方偏移が推定されます。CatNorthカタログは、高い完全性を維持しながら90%以上の高い純度を備えており、クエーサー集団とその統計的特性を理解するための理想的なサンプルです。CatNorthカタログは、$i<19.5$の明るいクェーサーの完全性の高いサンプルを構築することが期待されるLAMOSTフェーズIIIクェーサー調査の入力カタログの主なソースとして使用されます。
核周囲電離クラスターの物理的性質。 II. NGC 7469
核周星形成領域(CNSFR)は、銀河核の近くで見つかった大規模な星団です。これらの天体は、金属濃度の高い環境における星形成を研究し、それを活動銀河核と関連付ける絶好の機会を私たちに与えてくれます。私たちの主な目的は、発光赤外線銀河(ULIRG)として分類され、セイファート1核を収容する渦巻状NGC7469の2つのリングにあるCNSFRの物理的特性と動的質量を導き出すことです。私たちは、ESOVLT望遠鏡の1つに取り付けられたMUSE分光器で取得したアーカイブデータを使用し、シリーズの最初の論文で示した技術を適用しました。研究された銀河の領域は大きなサイズを示しており、これはWR星によって発生する星風によって説明できます。内側のリング領域は外側のリング領域よりもコンパクトであるように見え、より高い電子密度と充填率を示します。この星団の若い恒星集団は、年齢約5Maの電離集団の寄与があり、その質量は各星団の総質量の1%未満を占めます。活動銀河核に近い内側のリング領域は、おそらくAGNの作用に耐えられるだけの質量を持っている唯一の領域です。これらは内輪の総質量の$\sim$90\%を構成します。
星形成銀河と AGN のクラスタリングと物理的性質: 集合バイアスは AGN 活動に役割を果たしますか?
| Title |
Clustering_and_physical_properties_of_the_star-forming_galaxies_and_AGN:_does_assembly_bias_have_a_role_in_AGN_activity? |
| Authors |
Amrita_Banerjee,_Biswajit_Pandey,_Anindita_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12943 |
私たちは、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)からの体積制限サンプルを使用して、固定恒星質量における活動銀河核(AGN)と星形成銀河(SFG)の空間クラスタリングと物理的特性を比較します。2点相関関数の分析により、AGNはSFGよりも強くクラスター化されていることがわかります。AGNの$5^{th}$最近傍にSFGよりも近いことは、AGNがより密度の高い領域を好むことを示しています。AGNとSFGの星の質量分布を照合した後、$(u-r)$色、星形成率(SFR)、D$4000$、集中指数の分布を比較します。帰無仮説は、いずれの場合も$>99.99\%$の信頼水準で棄却できます。比較は異なる密度でも実行されます。この差異は、高密度領域と低密度領域の両方で同じ有意水準で持続しており、このような差異が密度の変動に起因するものではないことを示唆しています。別の言い方をすれば、AGN活動は高密度領域と低密度領域の両方で引き起こされる可能性があります。固定恒星の質量における異なる物理的特性間の相関関係の分析により、形態、色、および最近の星形成履歴とSFRの逆相関は、SFGよりもAGNの方が2～3ドル強いことが明らかになりました。これは、バルジの存在とガスの利用可能性が、AGN活動にとって2つの最も重要な要件であることを示唆しています。私たちは、恒星質量が固定された銀河が大きく異なる集合履歴を持ち、バルジ特性や冷たいガスの含有量に大きな変動をもたらしている可能性があるという図を提案します。特定の恒星質量の銀河がAGN活動に適した条件を獲得できるかどうかは、集合の歴史の広範な多様性により依然として不確実です。我々は、AGNは集合バイアスの根底にある役割による確率的現象であると結論付けています。
COSI による銀河拡散連続放射の探査
| Title |
Probing_the_Galactic_Diffuse_Continuum_Emission_with_COSI |
| Authors |
Christopher_Karwin,_Thomas_Siegert,_Jacqueline_Beechert,_John_Tomsick,_Troy_Porter,_Michela_Negro,_Carolyn_Kierans,_Marco_Ajello,_Israel_Martinez_Castellanos,_Albert_Shih,_Andreas_Zoglauer,_Steven_Boggs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12206 |
2016年、コンプトン分光計および撮像装置(COSI)は、NASAの超圧力気球プラットフォーム上で46日間の飛行に成功しました。この研究では、飛行中に銀河内部に向かって観測された銀河拡散連続放射(GDCE)の測定結果を報告します。これは、COSIエネルギー帯域(0.2～5MeV)で主に逆コンプトン放射から生成されます。不確実性の範囲内では、INTEGRAL/SPIおよびCOMPTELによる以前の測定値と全体的に良好な一致が見られます。これらの初期発見に基づいて、2016年のCOSI気球データを使用してGDCEをさらに調査する可能性と、今後の衛星ミッションの見通しについて説明します。
AGN 円盤におけるブラックホール連星形成の動的摩擦モデル
活動銀河核（AGN）のガス状円盤に埋め込まれた恒星質量ブラックホール（sBH）は、LIGO/おとめ座が連星を形成し、軌道崩壊により合体する際に、LIGO/おとめ座にとって検出可能な重力放射線の重要な発生源となる可能性がある。この論文では、$N$-bodyシミュレーションを使用して、AGN円盤内のBHバイナリの形成に対するガス動摩擦(DF)の影響を研究します。DFの2つの簡略化されたモデルを使用します。BHにかかる力は、背景のケプラーガスに対するsBHの速度である$\Delta{\bfv}$に依存します。最初に中心超大質量ブラックホール(SMBH)の周りの円軌道上で2つのsBHの運動を積分し、さまざまな条件下での連星形成の確率を評価します。DFの両方のモデル($|\Delta{\bfv}|$に対する摩擦係数の依存性が異なる)は、有効摩擦タイムスケール$\tau$が$\Omega_{\rmを満たす場合、バイナリの形成を促進できることがわかりました。K}\tau\lesssim20-30$($\Omega_{\rmK}$はSMBH付近のケプラー周波数):順行連星はDFがより強い($\tau$が小さい)ときに形成され、逆行連星は形成されます。DFが弱い($\tau$が大きい)場合に優位になります。順行と逆行の両方の連星の分布を、初期軌道間隔とDF強度の関数として決定します。DFのモデルを使用して、AGN円盤内の特定のsBH数密度に対して、sBHバイナリの形成速度は$\tau$の減少とともに増加し、十分に強いDFでは中程度の値に達する可能性があることを示します。
超高エネルギー宇宙ニュートリノに対する 2 つの検出器のフレーバー感度
| Title |
Two-detector_flavor_sensitivity_to_ultra-high-energy_cosmic_neutrinos |
| Authors |
Federico_Testagrossa,_Damiano_F._G._Fiorillo,_Mauricio_Bustamante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12215 |
100PeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー（UHE）宇宙ニュートリノが、近い将来ついに発見される可能性がある。フレーバーの組成を測定すれば、その生成と伝播に関する情報が明らかになるだろうが、計画されているUHEニュートリノ望遠鏡にそれを行う能力があるかどうかは不明である。我々は、フレーバー識別機能を備えた個々の望遠鏡に依存しない、UHEニュートリノフレーバー組成を測定する新しい方法を提案することでこれを回避します。私たちは、すべてのフレーバーに敏感な1つの望遠鏡(IceCube-Gen2の無線アレイ)と$\nu_\tau$に最も敏感な望遠鏡(GRAND)による共同検出からフレーバー感度を製造します。この限られたフレーバー感度、主に$\nu_\tau$から、そしてニュートリノ束と検出器サイズの保守的な選択の下でも、重要な洞察を抽出します。天体物理学に関しては、ニュートリノ生成メカニズムに対する意味のある制約が予測されます。基礎物理学に関しては、ローレンツ不変性の破れに対する制約が大幅に改善されました。これらは、UHE$\nu_\tau$コンテンツの最初の測定予測です。
チェレンコフ望遠鏡を使用した EUSO-SPB2 機会目標プログラムの概要
| Title |
Overview_of_the_EUSO-SPB2_Target_of_Opportunity_program_using_the_Cherenkov_Telescope |
| Authors |
Tobias_Heibges,_Jonatan_Posligua,_Hannah_Wistrand,_Claire_Gu\'epin,_Mary_Hall_Reno,_Tonia_M._Venters_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12310 |
超圧力気球2(EUSO-SPB2)ミッションでの極限宇宙宇宙観測では、$\gtrsim10\,{\rmPeV}$ニュートリノの可能性のある発生源を追跡するためのTargetofOpportunity(ToO)運用を計画しました。飛行前の当初の計画では、搭載されているチェレンコフ望遠鏡(CT)を向けて、地球の地平線のすぐ下の空にある線源の経路を捉えることでした。地球をタウニュートリノからタウレプトンへの変換器として使用することにより、CTは大気中でのタウレプトン崩壊によって引き起こされる広範囲にわたる光シャワー信号を探すことができるでしょう。CTの視野は、垂直$\times$$12.8^\circ$、水平$6.4^\circ$でした。考えられるニュートリノ発生源の候補には、ガンマ線バースト、潮汐破壊現象、その他のバーストまたはフレア発生源が含まれます。さらに、LIGO-おとめ座-KAGRAによるO4観測開始後は、連星中性子星合体の追跡調査が可能であったであろう。結果として得られる露出は、ToOモードのNuSpaceSimフレームワークを使用してモデル化されます。2023年5月13日のEUSO-SPB2ペイロードの開始に伴い、利用可能なToOプログラムのステータスと予備データがまとめられています。
| Title |
Inelastic_Scattering_of_Dark_Matter_with_Heavy_Cosmic_Rays |
| Authors |
Keyu_Lu,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Qiang_Yuan_and_Le_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12501 |
私たちは、暗黒物質(DM)と重い宇宙線(CR)核間の非弾性衝突がCR伝播に及ぼす影響を調査します。我々は、衝突型加速器で測定された陽子核散乱断面積を使用して、DM-CR衝突の断片化断面積を近似し、これらの衝突がCRホウ素と炭素のスペクトルにどのような影響を与えるかを評価できるようにしました。これらのDM-CR断面をソース項に組み込み、二次種の生成に関与する反応の完全なネットワークの拡散方程式を解くことにより、DM-CR衝突から新しいCRスペクトルを導き出します。ホウ素と炭素の比率に関するAMS-02とDAMPEの最新データを利用して、DM質量の関数としてDMプロトンの有効非弾性断面積の上限を95%と推定しました。私たちの発見は、$m_\chi\simeq2\,\rm{MeV}$において、DMと陽子間の有効非弾性断面積が$\mathcal{O}(10^{-32})~未満でなければならないことを明らかにしました。{\rmcm}^2$。
恒星質量ブラックホール磁気圏の 1D GRPIC シミュレーション: ギャップからのガンマ線の半解析モデル
| Title |
1D_GRPIC_Simulations_of_Stellar-Mass_Black_Hole_Magnetospheres:_Semi-Analytic_Model_of_Gamma-Rays_from_Gaps |
| Authors |
Koki_Kin,_Shota_Kisaka,_Kenji_Toma,_Shigeo_S._Kimura,_and_Amir_Levinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12532 |
ブラックホール(BH)磁気圏への十分な量のプラズマ注入がないと、磁気圏の力のない状態を維持することができず、時間に依存する強い縦電場(スパークギャップ)が発生します。分析手法とパーティクル・イン・セル（PIC）シミュレーションを使用した超大質量BH磁気圏の最近の研究では、粒子が効率的に加速され、その結果としてスパークギャップ内でガンマ線が放出される可能性が示唆されています。この研究では、一次元の一般相対論的PICシミュレーションを実行して、恒星質量BH磁気圏からのガンマ線放出を調べます。超大質量BHの場合と同様に、断続的な火花ギャップが出現し、粒子が効率的に加速されることがわかりました。シミュレーション結果の最大電子エネルギーとピークガンマ線光度を再現する、プラズマダイナミクスと放射プロセスの半解析モデルを構築します。このモデルに基づいて、星間物質をさまよう恒星質量BHからのガンマ線信号が、フェルミ大域望遠鏡やチェレンコフ望遠鏡アレイなどのガンマ線望遠鏡で検出できることを示します。
静止中の高傾斜ブラックホール過渡現象Swift J1357.2-0933のH$\beta$分光法
| Title |
H$\beta$_spectroscopy_of_the_high-inclination_black_hole_transient_Swift_J1357.2-0933_during_quiescence |
| Authors |
A._Anitra,_D._Mata_Sanchez,_T._Munoz-Darias,_T._Di_Salvo,_R._Iaria,_C._Miceli,_M._Armas_Padilla,_J.Casares,_J._M._Corral-Santana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12636 |
SwiftJ1357.2-0933は、恒星質量ブラックホールをホストする一時的な低質量X線連星です。この源は、爆発時と静止時の両方で光のディップと非常に幅広い輝線を示し、これは高い軌道傾斜角の結果であると考えられています。我々は、10.4mのGranTelescopioCanarias(GTC)で得られた位相分解分光法を紹介します。スペクトルは、X線静止中に$\rm{H}\beta$スペクトル領域に焦点を当てます。$\rm{H}\alpha$に焦点を当てた以前の研究と一致して、輝線は非常に広い(半値全幅、FWHM>4000\AA)。顕著な二重ピークのプロファイルに2ガウス近似を行うと、線の重心位置の周期的な変動が明らかになります。また、追加の軌道パラメータを制約することを目的とした診断図も作成しました。これらを組み合わせることで、前回の爆発から5年後に取得された新しいデータセットを使用して、この系の公転周期を独立して確認することができます。しかし、ブラックホールの系速度と動径速度半振幅の両方に対する私たちの推定値は、以前の研究で見つかった値よりも大きい値であることが明らかになりました。私たちは、これは円盤の歳差運動とホットスポットの存在によって説明できると主張します。私たちは、二重ピークのH$\beta$放出プロファイルに狭い内核の証拠を発見しました。私たちは軌道全体にわたるその進化を研究し、それが外縁の膨らみによる内部物質の掩蔽に起因する可能性が高いことを発見し、高軌道傾斜角仮説をさらに裏付けました。
有意周期性の高いフェルミ LAT ブレーザーの多波長解析: PG 1553+113 の長期上昇放射の検出
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Multiwavelength_Analysis_of_Fermi-LAT_Blazars_with_High-Significance_Periodicity:_Detection_of_a_Long-Term_Rising_Emission_in_PG_1553+113 |
| Authors |
P._Pe\~nil,_J.R._Westernacher-Schneider,_M._Ajello,_A._Dom\'inguez,_S._Buson,_J._Otero-Santos,_L._Marcotulli,_N._Torres-Alb\`a,_J._Zrake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12754 |
ブレーザーは、電磁スペクトル全体にわたってさまざまな放射を表示し、タイムスケールは数分から数年に及ぶ可能性があります。私たちの最近の研究では、5つのブレーザーのサンプルが、0.1~GeV$<$E$<$800の範囲の$\gamma$線エネルギーで地球規模の重要性$\gtrsim2\,\sigma$を持つ周期性のヒントを示していることが示されました。〜GeV。この研究では、X線、紫外線、光学、および無線帯域をカバーする多波長(MWL)放射を研究します。これらのブレーザーのうち3つが光帯域と無線帯域で同様の周期パターンを示していることを示します。さらに、5つのブレーザーの異なるバンドの光束は相関しており、共空間起源を示唆しています。さらに、PG~1553+113の光度曲線で長期($\約$10年)の上昇傾向を検出し、それを使用してバイナリーブラックホール仮説に対する考えられる制約を推測します。
ブラックホールX線連星の硬い状態での降着の流れ：高温ガスの凝縮の影響
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Accretion_flows_in_the_hard_state_of_black_hole_X-ray_binaries:_the_effect_of_hot_gas_condensation |
| Authors |
Yilong_Wang_(1_and_2),_Bifang_Liu_(1_and_2),_Erlin_Qiao_(1_and_2)_and_Huaqing_Cheng_(1)_((1)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12810 |
一般に、降着円盤は切り取られており、その内部領域はブラックホールX線連星のハードスペクトル状態における移流支配降着流(ADAF)によって記述されると考えられています。しかし、硬い連続体とともに相対論的にぼやけたFeK$\alpha$線の発生が増加していることは、最も内側の安定な円軌道(ISCO)の近くに位置する薄い円盤の存在を示しています。硬い状態での降着がシュヴァルツシルト半径100近くに及ぶADAFによるものであると仮定し、伴星からの恒星風、または蒸発した円盤の結果として供給されるADAFを介して、降着中に高温ガスが凝縮する可能性を研究する。ブラックホール。近距離での効率的な放射冷却の結果として、ADAFのごく一部が凝縮して冷たい円盤になり、ISCO付近で円盤コロナ構造を形成することがわかりました。これは、$\sim10^{-3}$からエディントン光度の数パーセントの範囲の光度に対応する降着率が低い場合に起こります。弱い内部円盤と支配的な高温降着流の共存は、硬い状態における幅広いK$\alpha$線の自然な説明を提供します。詳細な計算により、このような降着流は、2～10keVのフォトンインデックスとエディントン比との間に負の相関を有する弱い円盤成分を伴う硬X線スペクトルを生成することが実証された。白鳥座X-1の予測スペクトルと光子指数とエディントン比の相関は観測値とよく一致しています。
IceCube ニュートリノ観測所のハイライト
IceCubeが完全な検出器構成で運用されて10年を超えるにつれて、ニュートリノ天文学、宇宙線物理学、マルチメッセンジャー天文学、素粒子物理学などの分野を前進させる成果が加速度的に出現し続けています。IceCubeデータはバックグラウンドイベントによって支配されているため、信号を解明することがほとんどの解析にとって共通の課題となります。データの統計的蓄積、バックグラウンドフラックス、検出器の理解、分析ツールの継続的な開発により、ICRC2023で発表された多くの重要な結果が生まれました。ここで取り上げられるハイライトには、銀河面の最初のニュートリノ観測、定常放射ニュートリノ点源NGC1068の最初の観測、宇宙線束とその二次粒子の新しい特性評価、拡散光線のエネルギースペクトルの測定における新時代の可能性などが含まれます。天体物理学的フラックス。IceCubeは、多くの新しい分析がオンラインで公開されることで、近い将来さらに多くの発見を行い、分野を前進させる準備ができています。
GRB 221009A の TeV および多波長残光の 2 成分ジェット モデル
| Title |
A_Two-component_Jet_Model_for_the_TeV_and_Multi-wavelength_Afterglows_of_GRB_221009A |
| Authors |
Jian-He_Zheng,_Xiang-Yu_Wang,_Ruo-Yu_Liu_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12856 |
LHAASOによって検出されたTeV残光は狭いジェットから発生すると解釈されているのに対し、ラジオからX線への残光は広い構造のジェットから発生すると説明されています。しかし、TeVと低エネルギーの多波長残光を同時に説明するモデルはありません。今回我々は、初期のTeV残光と最大100日間続く多波長残光の両方を説明するために、内側の狭いコアと角張った構造を持つ外側の広い翼を含む2成分ジェットモデルを調査します。無線残光とH.E.S.S.によって課せられるTeV上限が存在することがわかりました。観測結果が組み合わされて、より大きな半径ではサーカムバースト密度が低く抑えられます。したがって、半径とともに減少する密度プロファイルが好ましい。残光開始時のTeV光度曲線の上昇が一定密度媒体に有利であることを考慮して、小さな半径での一定密度プロファイルと大きな半径での風密度プロファイルを含む層状密度プロファイルを呼び出します。我々は、このような成層密度プロファイルを持つ2成分ジェットモデルがGRB221009AのTeV、X線、光学的残光を説明できることを発見した。ただし、後のエポックでは電波束が観測されたものを2倍上回っている。電波残光の不一致は、時間の経過とともに加速粒子の割合が減少するなど、残光衝撃の微物理学に関する非標準的な仮定を援用することで解決できる可能性があります。私たちのモデルの2つのコンポーネントの合計運動エネルギーは$\lesssim10^{52}{\rmerg}$であり、単一構造ジェットモデルの運動エネルギーよりも大幅に小さくなります。
GRB 211211A からの Swift BAT および Fermi GBM ガンマ線データにおける強力な 19.5 Hz の磁束振動の証拠
| Title |
Evidence_for_a_strong_19.5_Hz_flux_oscillation_in_Swift_BAT_and_Fermi_GBM_gamma-ray_data_from_GRB_211211A |
| Authors |
Cecilia_Chirenti,_Simone_Dichiara,_Amy_Lien,_M._Coleman_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12875 |
ガンマ線バースト(GRB)GRB~211211Aは、継続時間が1分以上にも関わらず、2つの中性子星、または1つの中性子星とブラックホールの合体によって発生したと考えられています。その後の解析により、前駆体発光中に$\sim22$~Hzの準周期振動(QPO)が存在する可能性を含む、数多くの興味深い特性が明らかになりました。ここでは、GRB~211211Aのフェルミおよびスウィフトのガンマ線データのタイミング解析を実行しました。プリカーサー中に強いQPOは見つかりませんでしたが、非常に重要な19.5Hzの磁束振動が見つかりました。これは、より高い周波数でより高い分数振幅を持ちます。バーストの開始から$\sim1.6$~秒後に始まる$\sim0.2$~秒のセグメント内のエネルギー。私たちの分析を提示した後、考えられる振動のメカニズムについて議論します。
ワイベル媒介衝撃における粒子反射の微物理学
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Microphysics_of_Particle_Reflection_in_Weibel-Mediated_Shocks |
| Authors |
Jasmine_Parsons,_Anatoly_Spitkovsky,_Arno_Vanthieghem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12950 |
パーティクル・イン・セル（PIC）シミュレーションでは、ワイベル不安定性を介した相対論的無衝突衝撃が入射粒子の約1%を加速する一方、大部分は衝撃を透過して熱化することが示されています。入ってくる粒子が透過するか反射するかを決定する微小物理プロセスは、ほとんど理解されていません。私たちは、ペアプラズマ内の衝撃のPICシミュレーションでテスト粒子のシェルを追跡することにより、ワイベル媒介衝撃における粒子反射の微物理を研究します。我々は、陽電子支配フィラメント内の電子と電子支配フィラメント内の陽電子が衝撃時に強力な磁気構造から効率的に反射することを発見した。上流に向かうこれらの反射粒子は、衝撃とともにうまく移動して拡散衝撃加速(DSA)に参加するために、反射粒子によって運ばれる電流と同じ符号の電流のフィラメントを見つけなければなりません。したがって、約1%程度の最終的な注入効率は、衝撃時の初期反射の有効性と、上流の反射後における反射粒子の生存確率によって決まります。私たちは、ワイベルフィラメント化の特性の関数として高エネルギー粒子の割合を予測するモデルを開発します。
SCALES 角度/基準差分イメージングによる中スペクトル解像度の系外惑星特性評価のシミュレーション
| Title |
Simulating_medium-spectral-resolution_exoplanet_characterization_with_SCALES_angular/reference_differential_imaging |
| Authors |
Aditi_Desai,_Stephanie_E._Sallum,_Ravinder_Banyal,_Natalie_Batalha,_Natasha_Batalha,_Geoff_Blake,_Tim_Brandt,_Zack_Briesemeister,_Katherine_de_Kleer,_Imke_de_Pater,_Josh_Eisner,_Wen-fai_Fong,_Tom_Greene,_Mitsuhiko_Honda,_Isabel_Kain,_Charlie_Kilpatrick,_Mackenzie_Lach,_Mike_Liu,_Bruce_Macintosh,_Raquel_A._Martinez,_Dimitri_Mawet,_Brittany_Miles,_Caroline_Morley,_Diana_Powell,_Patrick_Sheehan,_Andrew_J._Skemer,_Justin_Spilker,_R._Deno_Stelter,_Jordan_Stone,_Arun_Surya,_Sivarani_Thirupathi,_Kevin_Wagner,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12193 |
SCALES(系外惑星分光法用レンズレット配列と組み合わせたスライサー)は、系外惑星とその大気を特徴付けるために設計された2～5ミクロンの高コントラストのレンズレットベースの積分フィールド分光器(IFS)です。SCALES中スペクトル解像度モードでは、0.34x0.36秒角の視野を持つレンズレットサブアレイを使用し、スペクトル解像度を向上させて系外惑星の特性評価を可能にします。現実的なノイズ源の存在下で惑星検出をシミュレートすることにより、このモードの感度制限を調査します。SCALESシミュレーターのscalesimを使用して、主星からのスペックルノイズやその他の大気ノイズ効果や機器ノイズ効果を含む、惑星の忠実度の高い模擬観測を生成します。注入された惑星信号からスペックルノイズを解きほぐす方法として、角度イメージングと基準差分イメージングの両方を採用しています。これらのシミュレーションにより、SCALES中解像度データのスペックルデコンボリューションの実現可能性を評価し、惑星の角度分離とコントラストに基づいて1つのアプローチが別のアプローチよりも優れているかどうかをテストできます。
正規化フローを使用したパルサー タイミング アレイの高速パラメーター推論
| Title |
Fast_Parameter_Inference_on_Pulsar_Timing_Arrays_with_Normalizing_Flows |
| Authors |
David_Shih,_Marat_Freytsis,_Stephen_R._Taylor,_Jeff_A._Dror,_Nolan_Smyth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12209 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、高価なMCMCメソッドを使用してベイジアン事後推論を実行します。約10～100個のパルサーとそれぞれO(10^3)個のタイミング残差からなるデータセットを仮定すると、確率的重力波背景(SGWB)の事後分布を生成するには、数日から1週間かかる場合があります。計算上のボトルネックが発生するのは、探索空間の次元を考慮すると、MCMCに必要な尤度評価に非常にコストがかかるためです。幸いなことに、シミュレーションデータの生成は高速であるため、最新のシミュレーションベースの推論技術をこの問題に適用できます。この論文では、シミュレートされたデータでトレーニングされた条件付き正規化フローを使用して、SGWB事後分布を非常に高速かつ正確に推定し、サンプリング時間を数週間から数秒に短縮する方法を示します。
アクティブ 3 ミラー非点収差宇宙望遠鏡の許容誤差と誤差バジェットを開発するアプローチ
| Title |
Approaches_to_developing_tolerance_and_error_budget_for_active_three_mirror_anastigmat_space_telescopes |
| Authors |
Heejoo_Choi,_Young-Sik_Kim,_Hyukmo_Kang,_Solvay_Blomquist,_Hill_Tailor,_Douglas_Kelly,_Mike_Eiklenborg,_Ewan_S._Douglas,_Daewook_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12376 |
天文台で使用される光学系のサイズは、製造、計測、取り扱い技術によって制限されることがよくありますが、大きな主鏡を持つことは科学研究に大きなメリットをもたらします。ロケット打ち上げオプションの進化により、重いペイロードを軌道上で運ぶことが可能になり、望遠鏡のフォームファクターの選択肢が広がります。さらに、打ち上げあたりのコストは従来の飛行方法よりも低く、これはさまざまな新しい宇宙観測コンセプトにとって明らかに有利です。アリゾナ大学は、大型双眼望遠鏡(LBT、直径8.4メートルの2つの主鏡)、大型シノプティックサーベイ望遠鏡(現在はベラC.ルービン天文台に改名、直径8.4メートル)など、地上の天文台用の多くの大規模な一次光学系の製造に成功しています。直径モノリシック主鏡と三次鏡）、およびジャイアントマゼラン望遠鏡（GMT、直径8.4メートルの主鏡7セグメント）。モノリシック主鏡を宇宙に打ち上げれば、セグメント化された主鏡の組み立てと展開中に遭遇する困難の多くを回避できる可能性があります。ただし、これには前例のない課題やハードルが生じる可能性もあります。私たちは、予想される課題を調査および予測し、それらを評価します。3ミラー非点収差望遠鏡などの宇宙にある大型光学系の許容誤差と光学誤差バジェットを推定するために、設計、製造、組み立て、および環境要因からのさまざまな誤差を考慮する方法論を開発しました。
SCALES アパーチャ マスキングを使用してシミュレートされた惑星と円盤の信号を復元する
| Title |
Recovering_simulated_planet_and_disk_signals_using_SCALES_aperture_masking |
| Authors |
Mackenzie_Lach,_Steph_Sallum,_Ravinder_Banyal,_Natalie_Batalha,_Geoff_Blake,_Tim_Brandt,_Zackery_Briesemeister,_Aditi_Desai,_Josh_Eisner,_Wen-fai_Fong,_Tom_Greene,_Mitsuhiko_Honda,_Isabel_Kain,_Charlie_Kilpatrick,_Katherine_de_Kleer,_Michael_Liu,_Bruce_Macintosh,_Raquel_Martinez,_Dimitri_Mawet,_Brittany_Miles,_Caroline_Morley,_Imke_de_Pater,_Diana_Powell,_Patrick_Sheehan,_Andrew_Skemer,_Justin_Spilker,_Deno_Stelter,_Jordan_Stone,_Arun_Surya,_Sivarani_Thirupathi,_Kevin_Wagner,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12483 |
系外惑星分光法用レンズレット配列と組み合わせたスライサー(SCALES)装置は、レンズレットベースの一体型フィールド分光器で、2～5ミクロンで動作し、現在の高コントラスト装置よりも冷たい(したがって古い)惑星を画像化して特性評価します。遠方の科学ターゲットや近くにある円盤や伴星に対する空間分解能は、スパースアパーチャマスキングなどの干渉技術によって改善できる可能性があります。初期のPythonパッケージであるNRM-artistを導入します。これを使用して、複数のSCALESマスクを非冗長でフーリエ空間で均一にカバーするように設計します。SCALESの2～5ミクロンの帯域幅にわたる低スペクトル解像度モード用のscalessimパッケージを使用して、忠実度の高い模擬SCALESデータを生成します。ケック補償光学やポアソンノイズなど、天体物理学的ソースや機器ソースからの現実的なノイズが含まれています。惑星と円盤の信号をモックデータセットに注入し、その後それらを復元して、SCALESのスパースアパーチャマスキングのパフォーマンスをテストし、さまざまな科学信号に対するさまざまなマスク設計の感度を決定します。
天文学のための影響力のある機械学習研究の構築: 研究者と査読者のためのベスト プラクティス
| Title |
Constructing_Impactful_Machine_Learning_Research_for_Astronomy:_Best_Practices_for_Researchers_and_Reviewers |
| Authors |
D._Huppenkothen,_M._Ntampaka,_M._Ho,_M._Fouesneau,_B._Nord,_J._E._G._Peek,_M._Walmsley,_J._F._Wu,_C._Avestruz,_T._Buck,_M._Brescia,_D._P._Finkbeiner,_A._D._Goulding,_T._Kacprzak,_P._Melchior,_M._Pasquato,_N._Ramachandra,_Y.-S._Ting,_G._van_de_Ven,_S._Villar,_V.A._Villar,_E._Zinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12528 |
機械学習は、天文学コミュニティにとって急速に選ばれるツールになりました。これは、過渡現象の分類から宇宙論的シミュレーションのニューラルネットワークエミュレーターに至るまで、幅広い波長や問題に適用されており、科学的結果を生成および報告する方法に関するパラダイムを変化させています。同時に、このクラスの方法には独自の一連のベストプラクティス、課題、欠点が伴い、現時点では天体物理学の文献では不完全に報告されていることがよくあります。この論文では、著者、査読者、編集者を含む天文コミュニティに、機械学習モデルを実装し、結果の正確性、結果の再現性、そしてその手法の有用性。
太陽の SDO 画像から天文測定で星の活動を探索するためのデータセット
| Title |
A_Dataset_for_Exploring_Stellar_Activity_in_Astrometric_Measurements_from_SDO_Images_of_the_Sun |
| Authors |
Warit_Wijitworasart,_Zoe_de_Beurs,_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12196 |
NASAの太陽力学観測所(SDO)による太陽の画像を使用して、天文測定における星の活動の影響を調査するためのデータセットを紹介します。系外惑星を検出するための天文測定の感度は、恒星の活動（星点など）によって制限されており、これにより、測定された星の「光束の中心」が真の幾何学的な中心から逸脱し、誤検出が発生します。私たちは、太陽のこの「天文ジッター」現象を調べるために、2015年7月から2022年12月の間にSDOから取得された太陽地震および磁気イメージャー連続体画像データを分析します。データ処理手順を使用して画像をクリーンにし、黒点によって引き起こされる光束の中心と幾何学的中心の間のシフトの時系列を計算します。結果として得られる時系列は、太陽の自転周期における半径の最大0.05%の準周期的変動を示します。
272 ～ 281 オングストローム範囲の Si VII および Mg VII ラインの基準波長を更新
272～281Åの波長範囲におけるMgVIIおよびSiVIIの原子遷移の新しい基準波長は、「ひので」宇宙船に搭載された極端紫外イメージング分光計（EIS）からの測定を使用して導出されます。MgVIIとSiVIIは、約0.6MKの太陽遷移領域のプラズマ特性を測定するための重要なイオンです。6つのSiVII波長は、NIST原子スペクトルデータベース(ASD)およびB.Edlenの編集物の値より、それぞれ13～21mAおよび7～11mA長いです。4つのMgVII波長は、ASDの値より8～12mA短いですが、Edlen値と妥当な一致を示しています。新しい波長は、EIS機器からのより正確なドップラーシフト測定につながり、今後のマルチスリット太陽探査ミッションのスペクトル曖昧さ解消モデリングに価値があります。
若い高離心率連星 DQ タウの磁気圏の衝突によって生成される X 線、近紫外線、光学フレア
| Title |
X-ray,_Near-Ultraviolet,_and_Optical_Flares_Produced_By_Colliding_Magnetospheres_in_The_Young_High-Eccentricity_Binary_DQ_Tau |
| Authors |
Konstantin_V._Getman_(1),_\'Agnes_K\'osp\'al_(2,3,4),_Nicole_Arulanantham_(5),_Dmitry_A._Semenov_(3),_Grigorii_V._Smirnov-Pinchukov_(3),_Sierk_E._van_Terwisga_(3)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Konkoly_Observatory,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(4)_ELTE_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12811 |
DQタウは、ペリアストロン付近で規則的な磁気リコネクションフレアとパルス降着を示す、ユニークな若い高離心率連星系です。私たちは、2022年7月30日のペリアストロン中にNuSTAR、Swift、およびChandraの観測を実施し、X線、近紫外(NUV)、および光フレア放射の特徴を明らかにしました。私たちの発見は、2010年と2021年のペリアストロンフレアの以前の発見と一致して、かなりのNUVフレアと光学フレアを伴うX線スーパーフレアの存在を確認しました。これらの観察は、新しい証拠によって裏付けられ、主要な推進要因として磁気圏衝突メカニズムを強く確立しています。DQタウのペリアストロンフレア中に放出される磁気エネルギーの量。観測されたX線スーパーフレアのエネルギー学は3つのペリアストロン全体で一貫しており、各通過中にエネルギー源が繰り返し発生し、単一星の能力を超えていることを示している。複数のバンドにわたって観察されたフレアは、Adamsetal.の主張を裏付けています。偏心連星における磁気圏相互作用のモデル。モデリングと過去および現在の観測からの証拠は、mm/X線ペリアストロンフレアと、暫定的に光/NUV放射の磁気リコネクション関連成分の両方が、古典的な太陽/恒星の非熱的厚いターゲットモデルに準拠していることを示唆しています。特徴的な磁気エネルギー源を除いて。しかし、私たちのNuSTAR観測ではバックグラウンドレベルが高く、予想される非熱硬X線の検出が妨げられました。さらに、我々は、磁気圏の相互作用に関連している可能性がある、ペリアストロンから離れた場所で発生するX線スーパーフレアの偶然の発見を報告する。現在の研究は、より広範な多波長キャンペーンの一環であり、DQタウの恒星放射が周連系円盤内の気相イオン化学に及ぼす影響を調査することが計画されている。
太陽EUV波の観測特性
| Title |
Observational_Characteristics_of_solar_EUV_waves |
| Authors |
Ramesh_Chandra,_Pooja_Devi,_P._F._Chen,_Brigitte_Schmieder,_Reetika_Joshi,_Bhuwan_Joshi_and_Arun_Kumar_Awasthi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12844 |
極紫外線(EUV)波は、太陽における大規模な現象の1つです。それらは、数十km/sから1000km/sの倍数の範囲の速度を持つ低コロナでの大きな伝播前線として定義されます。これらは、多くの場合、太陽フィラメント噴出、フレア、またはコロナ質量放出(CME)に関連しています。EUV波は、波動成分と非波動成分、静止面、反射、屈折、モード変換などのさまざまな特徴を示します。これらとは別に、それらは伝播中に近くのコロナルループやフィラメント/プロミネンスに衝突し、振動を引き起こす可能性があります。これらの振動ループとフィラメント/プロミネンスにより、コロナ磁場強度などのコロナパラメータを診断できます。この記事では、観測されたEUV波のさまざまな特徴を既存のモデルとともに紹介します。
回転圧縮性対流のシミュレーションにおける対流スケールと準断熱層
| Title |
Convective_scale_and_subadiabatic_layers_in_simulations_of_rotating_compressible_convection |
| Authors |
Petri_J._K\"apyl\"a_(KIS_and_G\"ottingen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12855 |
(要約)背景:回転は、星の対流渦の大きさと、星の深い対流帯における対流エネルギー輸送の効率に影響を与えると考えられています。回転的に拘束された対流は、太陽流の観測において大規模な電力が不足していることを説明するために援用されてきた。目的:主な目的は、対流の渦と速度のスケール、対流のオーバーシュートの深さ、および亜断熱的なディアドルフ層に対する回転の影響を定量化することです。方法:デカルト領域における回転対流の3次元流体力学シミュレーションを実行しました。この結果は、コリオリ力、慣性力、および浮力(アルケメデス)力の間のバランス(CIAバランス)を仮定した理論的なスケーリング結果と比較されました。結果:対流渦の規模は回転が増加するにつれて減少し、最終的にはCIAバランスと一致する回転制限状態に達します。系に対する回転の影響の新しい尺度を使用すると、太陽対流帯の深部でさえも回転拘束領域にないことが示されました。シミュレーションは、理論によって予測されるゆっくりと急速に回転するスケーリングの法則を捉えており、太陽はこれら2つの領域の間にあるように見えます。回転がより速くなると、オーバーシュートの深さとディアドルフ層の範囲の両方が減少します。十分に速い回転の場合、ディアドルフ層は存在しません。結論:シミュレーションを太陽と関連付けると、太陽の深部であっても対流スケールは自転の影響をわずかに受けるのみであり、太陽に強い大規模な流れが存在しないことを説明するには他のメカニズムが必要であることが示唆されます。現在の結果を額面どおりに受け取ると、オーバーシュート層とディアドルフ層は、太陽の対流帯の底部の圧力スケールの高さのおよそ5%に及ぶと推定されます。
遠赤外線の光度がバーストし、原始星への大量降着の痕跡を示す
| Title |
Far-Infrared_Luminosity_Bursts_Trace_Mass_Accretion_onto_Protostars |
| Authors |
William_J._Fischer,_Cara_Battersby,_Doug_Johnstone,_Rachel_Lee,_Marta_Sewilo,_Henrik_Beuther,_Yasuhiro_Hasegawa,_Adam_Ginsburg,_and_Klaus_Pontoppidan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12867 |
若い恒星が、星が形成されるのにかかる時間と比べて短い、強烈な降着の明るい爆発を起こすという証拠はたくさんある。これらの出来事が星の主系列質量にどの程度寄与しているかは依然として不明である。私たちは、この疑問に答えるための時系列遠赤外(遠IR)測光の威力を、短波長および長波長での同様の観測と比較して実証します。まず、オリオン分子雲の86個のクラス0原始星に適合したモデルのスペクトルエネルギー分布から始めます。原始星は、広範囲のエンベロープ密度、空洞の形状、視野角をサンプリングします。次に、各モデルの輝度を10、50、および100倍に増加させ、これらの輝度の増加が対象の波長範囲にわたる光束増加の形でどのように現れるかを評価します。バースト中の遠赤外光度の部分的な変化は、中赤外およびサブミリ波の波長での測光診断よりも降着速度の変化をより厳密に追跡することがわかりました。また、遠赤外およびより長い波長での観測は、より短い波長での研究の妨げとなる、大きく変動する星周および星間の消滅による混乱なしに、降着の変化を確実に追跡できることも示します。最後に、集団集合体における降着バーストの役割についての理解の向上を可能にする、2030年代に提案されている遠赤外測量装置の能力について議論します。
ベラ・C・ルービン天文台バーチャル2021プロジェクトおよびコミュニティワークショップ中の反黒人人種差別ワークショップ
| Title |
Anti-Black_racism_workshop_during_the_Vera_C._Rubin_Observatory_virtual_2021_Project_and_Community_Workshop |
| Authors |
Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Federica_Bianco,_Ranpal_Gill,_Robert_D._Blum,_Rosaria_(Sara)_Bonito,_Wil_O'Mullane,_Alsyha_Shugart,_Rachel_Street,_Aprajita_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12177 |
組織的な人種差別は世界中の社会に遍在するテーマであり、私たちの経済、社会、学術制度を形成する上で中心的な役割を果たしています。ベラC.ルービン天文台は、チリに拠点を置く米国の主要な地上施設であり、国際的にも参加しています。この天文台は卓越性の一例であり、これまでに試みられた中で最大規模の空の調査が行われます。ルービンの科学的および社会的可能性を最大限に発揮するには、体系的な人種差別とそれに伴う公平性、多様性、包括性(EDI)への障壁に対処する必要があります。ルービンのコミュニティベースの年次会議であるルービンの2021年のバーチャルプロジェクトおよびコミュニティワークショップ（PCW）中に、「BIPOCプロジェクト」組織の主催により、反黒人人種差別ワークショップが開催されました。Rubinエコシステムのさまざまな部分から約60人のメンバーが参加しました。このワークショップの動機、組織、課題、成果、短期および長期の目標について説明します。
若い中性子星からの長時間過渡重力波を探索するための区分的周波数モデル
| Title |
Piecewise_frequency_model_for_searches_for_long-transient_gravitational_waves_from_young_neutron_stars |
| Authors |
Benjamin_Grace,_Karl_Wette,_Susan_M._Scott,_Ling_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12463 |
連星中性子星合体イベントGW170817の可能性のある中性子星残骸からの重力波信号のこれまでの探索は、短期間（$<500$s）および長期間（2.5時間～8日）の信号に焦点を当てていた。現在まで、そのような合併後のシグナルは検出されていません。我々は、連星中性子星合体や超新星から誕生した若い中性子星から放出される可能性のある重力波信号など、周波数が急速に進化する重力波信号を正確に追跡する柔軟性を備えた新しい区分モデルを導入します。GW170817残骸からの可能性のある信号を含むシミュレートされたデータに対する完全にコヒーレントな1800秒の$\mathcal{F}$統計検索で使用したときの、この区分的モデルの感度と計算コストを調査します。区分的モデルを使用した検索の感度は、LIGOの2回目の観測実行と一致するノイズを使用して、シミュレートされたデータを使用して決定されます。100～2000Hzの周波数帯域にわたって、モデルは$h_{\text{rss}}^{50\%}=4.4\times10^{-23}\text{Hz}^{-のピーク感度を達成します。200Hzで1/2}ドル、他の方式と競合します。$1.1\times10^{12}$のテンプレートを大量に使用して検索を実行する計算コストは、100個のCPUで実行すると10日間かかると推定されます。
液体希ガス検出器用の新しい核反動校正
| Title |
A_novel_nuclear_recoil_calibration_for_liquid_noble_gas_detectors |
| Authors |
Fengbo_Gu,_Jiangfeng_Zhou,_Junhui_Liao,_Yuanning_Gao,_Zhuo_Liang,_Meiyuenan_Ma,_Zhaohua_Peng,_Lifeng_Zhang,_Lei_Zhang,_Jian_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12496 |
多くの暗黒物質(DM)モデルは、単一散乱核反動(NR)イベントを潜在的な信号として予測します。検出器のNR応答の特性評価は、地下DM直接検出プロジェクトにとって非常に重要です。従来の校正方法では、加速器、中性子発生器、または放射線源から放出される$\sim$keV-MeV中性子を使用して検出器の特性を評価します。これらの方法はいくつかの点で改善できる可能性があります:(a)中性子のエネルギーをより単一エネルギーにすることができる、(b)校正されるNRエネルギーは実験のROI(研究対象)と一致する必要がある、(c))校正ビームの光束は適切である必要があります。そこで、この論文では、（中性子の代わりに）ターゲット物質のビームを検出器に衝突させる新しい校正方法を紹介します。たとえば、ヘリウムビームを使用した液体ヘリウム検出器の校正です。ヘリウムビームは、(i)$\sim<$1\%エネルギージッター(反跳エネルギーの不確実性など)になるように正確に調整できるため、(ii)$\sim$100eVから数十keVのエネルギー間隔を持ちます((構成に応じて)、(iii)10$^{10}$/sまで調整可能な磁束を持ちます。これらのユニークな利点は他の希ガスにも適用できるため、したがって、この方法は他の液体希ガス検出器のNR応答を校正するために実装できると考えられます。
高密度磁化プラズマの動的構造因子に対する量子効果
我々は、古典的な磁気流体力学の形式主義を拡張して、現象論的なボームポテンシャルを介した非局所量子の挙動を含めます。次に、量子磁気流体力学方程式を解き、理論と実験を結び付ける基本的な量である動的構造因子(DSF)の新しい解析形式を取得します。私たちの結果は、量子流体力学ゆらぎから生じるDSFの3つのピーク構造(中央の1つのレイリーピークと2つのブリルアンピーク)が、(一般に)5つのピークの構造(中央の1つのレイリーピークと2つのピークのペア)になることを示しています。速い磁気音波と遅い磁気音波に関係します。ボームの寄与は、(a)有効熱圧力の増加、(b)断熱指数の減少、および(c)実効熱拡散率の向上。複数のDSFピークにより、磁化された高密度プラズマにおけるさまざまなプラズマ特性、輸送係数、熱力学パラメーターを同時に測定できます。私たちの理論が実験的に検証される可能性は、特に最先端のレーザー施設で行われる将来の実験を通じて大きく広がります。
$\sim$ MV DC HV を 4 K LHe 検出器に伝送する概念設計と進捗状況
| Title |
Conceptual_design_and_progress_of_transmitting_$\sim$_MV_DC_HV_into_4_K_LHe_detectors |
| Authors |
Zhuo_Liang,_Fengbo_Gu,_Jiangfeng_Zhou,_Junhui_Liao,_Yuanning_Gao,_Zhaohua_Peng,_Jian_Zheng,_Guangpeng_An,_Meiyuenan_Ma,_Lifeng_Zhang,_Lei_Zhang,_Xiuliang_Zhao,_Junfeng_Xia,_Gang_Liu,_Shangmao_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12504 |
二相TPC(TimeProjectionChamber)は、原理的にイベントの3D(X-Y-Z)画像を再構築できるのに対し、単相検出器は表示することしかできないため、単相TPC(TimeProjectionChamber)よりもイベントの特徴付けが高度です。2D(X-Y)画像。その結果、単相検出器よりも二相検出器の方がより充実した物理学が期待されます。ただし、このような検出器を構築するには、(静電場を発生させるために)DCHV(高電圧)をチャンバー内に供給する必要があります。これは、特にLHe検出器の場合、非常に低い温度$\simのため、困難な作業です。4,000ドル、そして非常に高い電圧、$\sim$MV(100万ボルト)。この記事では、$\sim$MVDCを4KLHe検出器に送信するための説得力のある設計を紹介します。また、4Kで動作可能な100kVDCフィードスルーの製造の進捗状況も報告します。驚いたことに、ここで開発した技術が、月や火星に居住基地を建設することを目指す科学者や技術者にとって貴重な参考になる可能性があることに気づきました。
むだ時間解析におけるローレンツ不変性破れニュートリノシナリオの一貫性
| Title |
Consistency_of_Lorentz-invariance_violation_neutrino_scenarios_in_time_delay_analyses |
| Authors |
J._M._Carmona,_J._L._Cort\'es,_M._A._Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12661 |
特殊相対性理論の運動学における量子重力に触発された変化は、質量のない粒子の飛行時間の異常や、安定した粒子の崩壊チャネルの出現など、さまざまな形で現れる可能性があります。通常、これらの効果は個別に研究されます。ただし、一貫した分析を実行するには、両方を組み合わせることが必要な場合があります。この研究では、ニュートリノ部門におけるフレーバーに依存しない高エネルギーのローレンツ不変則違反(LIV)に関連して、飛行時間異常とニュートリノの不安定性の間の相互作用を研究します。両方のタイプの効果の互換性を確保すると、新しい物理学のスケールによって決定される最大値を超えるエネルギーを持つ初期ニュートリノの存在に強い制約が課されます。このような制約は特定のLIVシナリオに依存し、LIV時間シフトを示すガンマ線バーストからの高エネルギーニュートリノの探索に統合される必要があります。
準古典重力の次数が減少した超小型の地平線のない天体
| Title |
Ultracompact_horizonless_objects_in_order-reduced_semiclassical_gravity |
| Authors |
Julio_Arrechea,_Carlos_Barcel\'o,_Ra\'ul_Carballo-Rubio,_Luis_J._Garay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.12668 |
真空状態における量子場の逆反応により、ブッフダールの緻密性の限界を超える平衡構造が生じます。このような逆反応は、繰り込み応力エネルギーテンソル(RSET)の真空期待値にカプセル化されます。以前の研究では、次元縮小によって得られ、球対称で利用可能なRSETの解析的近似を提示し、逆反応によって生成された解が負の質量内部を持つ超小型流体球を記述することを示しました。ここでは、次元の縮小に依存せず、むしろ微分次数の摂動的な縮小に依存するRSETへの新しい近似を導出します。この近似は、通常の星がブッフダール限界を超えることにもつながります。我々は、これは、十分にコンパクトな流体球の場合、球対称の中心付近でマイズナーシャープ質量を負にするブールウェア真空に関連する負のエネルギーの結果であると結論付けています。私たちの分析は、量子真空分極がRSETのさまざまな分析近似にわたってロバストな特性を備えた新しい形態の恒星平衡を生み出すことができるというさらなる累積的な証拠を提供します。
