WIMP暗黒物質のプロンプトカスプを個々のガンマ線源として検出できるでしょうか?
プロンプト$\rho\proptor^{-1.5}$密度カスプは、最も密度が高く、最も豊富な暗黒物質系です。暗黒物質が弱相互作用巨大粒子(WIMP)である場合、最近の研究では、プロンプトカスプが全体的な暗黒物質の消滅速度を支配していることが示されています。この記事では、個々のプロンプト・カスプがガンマ線源として検出できるかどうかを検討します。フェルミ望遠鏡の点源感度では、粒子質量が10GeV程度であれば、正準消滅断面積を持つWIMPは検出可能なプロンプト・カスプを形成する可能性があります。これらの物体は10～100個の距離にあり、太陽質量以下の重さである可能性があります。それらは空の上で約0.1度の範囲に収まります。標準以下の断面を持つGeVスケールの暗黒物質粒子の場合、個々のプロンプトカスプの検索は、銀河暗黒物質ハローからの消滅信号の検索よりも感度が高い可能性があります。
低密度銀河間物質における温度と密度の関係の出現
| Title |
Emergence_of_the_Temperature-Density_Relation_in_the_Low_Density_Intergalactic_Medium |
| Authors |
Alexandra_Wells,_David_Robinson,_Camille_Avestruz,_Nickolay_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15226 |
コンピュータによる宇宙再電離プロジェクトのさまざまな再電離履歴を含むシミュレーションボックスで、再電離時代における低密度銀河間媒体(IGM)の状態図の進化を調べます。固定密度でのガス温度のPDFは2つの明確なモードを示します。1つは温温度モード、もう1つは電離気泡の内側と外側のガスに対応する冷温モードです。2つのモード間の遷移は、そのタイミングが再電離履歴の体積加重中性率の値によって正確にパラメータ化されるという意味で「普遍的」であることがわかりました。この「普遍性」は、イオン化したガスは暖かく、中性ガスは冷たいという事実を単に反映するだけではなく、より複雑です。これは、ガス密度の固定値での遷移に当てはまり、異なる密度のガスは冷たい状態から暖かい状態に遷移します。これは、電離履歴、発生ガス密度PDF、および電離放射線のスペクトル間の重要な関係を反映しています。さらに、ウォームモードでの厳密な温度と密度の関係の「出現」も、再イオン化履歴の体積加重中性画分によってほぼ「普遍的に」制御されます。特に、温度と密度の関係の「出現」(幅の急速な減少によって定量化される)は、中性部分が$10^{-4}\lesssimX_\mathrm{HI}\lesssim10^{-3のときに発生します。}$再イオン化履歴。我々の結果は、再電離履歴に関係なく、中性部分が温度と密度の関係のさまざまな特性を制御する主要な量であることを示しています。
銀河カタログを使用したフィールドレベルのシミュレーションベースの推論: 系統的効果の影響
| Title |
Field-level_simulation-based_inference_with_galaxy_catalogs:_the_impact_of_systematic_effects |
| Authors |
Natal\'i_S._M._de_Santi,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_L._Raul_Abramo,_Helen_Shao,_Lucia_A._Perez,_Tiago_Castro,_Yueying_Ni,_Christopher_C._Lovell,_Elena_Hernandez-Martinez,_Federico_Marinacci,_David_N._Spergel,_Klaus_Dolag,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15234 |
最近、銀河の赤方偏移調査から宇宙論的パラメーターを制約する強力な方法は、スケールを削減することなくフィールドレベルの尤度フリー推論を実行するようにグラフニューラルネットワークをトレーニングすることであることが示されました。特に、デ・サンティら。(2023)天体物理学とサブグリッドモデルの不確実性に対して堅牢な銀河の位置と動径速度のみを含むカタログから$\Omega_{\rmm}$の値を正確に推測できるモデルを開発しました。しかし、観測は、1)マスキング、2)固有速度と半径距離の不確実性、3)異なる銀河の選択など、多くの影響によって影響を受けます。さらに、観測では赤方偏移、絡み合う銀河の半径方向の位置と速度を測定することしかできません。この論文では、これらの観測効果を組み込んだ、CAMELSプロジェクトのさまざまなコードを使用して実行された数千の最先端の流体力学シミュレーションから作成された銀河カタログ上でモデルをトレーニングおよびテストします。これらの影響の存在によりモデルの精度と精度が低下し、モデルが故障するカタログの割合が増加しますが、モデルが良好に機能する銀河カタログの割合は90%以上であることがわかり、これらのモデルは、実データに適用された場合でも宇宙論的パラメーターを制約します。
${\rm S{\scriptsize IM}BIG}$: 非線形銀河バイスペクトルからの最初の宇宙論的制約
| Title |
${\rm_S{\scriptsize_IM}BIG}$:_The_First_Cosmological_Constraints_from_the_Non-Linear_Galaxy_Bispectrum |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Michael_Eickenberg,_Shirley_Ho,_Jiamin_Hou,_Pablo_Lemos,_Elena_Massara,_Chirag_Modi,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Liam_Parker,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15243 |
我々は、非線形スケールでの高次銀河クラスタリングの解析から得た最初の宇宙論的制約を提示します。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$は、シミュレーションベースの推論を採用し、正規化フローを使用して高効率の宇宙論的推論を実行する銀河クラスタリング解析用のフォワードモデリングフレームワークです。高忠実度シミュレーションの予測力を活用し、現在の標準的な解析ではアクセスできない領域から宇宙論的な情報を確実に抽出します。この研究では、${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$をBOSS銀河サンプルのサブセットに適用し、赤方偏移空間バイスペクトルモノポール$B_0(k_1,k_2,k_3)$を$k_に解析します。{\rmmax}=0.5\,h/{\rmMpc}$。$\Omega_m=0.293^{+0.027}_{-0.027}$および$\sigma_8=0.783^{+0.040}_{-0.038}$という1$\sigma$制約を達成します。これは、1.2および2.4を超えています。同じデータセットの標準パワースペクトル解析による制約より$\倍$厳しいです。また、$\Omega_b$、$h$、$n_s$に対して1.4、1.4、1.7$\倍$厳しい制約も導き出します。この改善は、非線形スケールでの高次クラスタリングにおける追加の宇宙論的情報から得られ、$\sigma_8$の場合、$\sim$4$\times$より大きな銀河サンプルの標準解析から期待されるゲインに相当します。BOSSサブサンプルは、BOSSボリューム全体の10%にすぎませんが、構造の成長に関する競合制約$S_8=0.774^{+0.056}_{-0.053}$を導き出します。私たちの制約は、宇宙マイクロ波背景放射と弱いレンズ効果の両方からの結果と一致しています。ビッグバン元素合成前の$\omega_b$と組み合わせると、$H_0=67.6^{+2.2}_{-1.8}\,{\rmkm\,s^{-1}\,Mpcに対する制約も導出されます。^{-1}}$は初期の宇宙の制約と一致します。
| Title |
${\rm_S{\scriptsize_IM}BIG}$:_The_First_Cosmological_Constraints_from_Non-Gaussian_and_Non-Linear_Galaxy_Clustering |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Pablo_Lemos,_Liam_Parker,_Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_Michael_Eickenberg,_Shirley_Ho,_Jiamin_Hou,_Elena_Massara,_Chirag_Modi,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_David_Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15246 |
銀河の3D分布は、宇宙の膨張と成長の歴史に関する詳細な宇宙論的情報をコード化しています。我々は、現在の標準的な解析ではアクセスできない、銀河クラスタリングからの非線形スケール上の非ガウス宇宙論情報を利用する最初の宇宙論的制約を提示します。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$を使用して、BOSS銀河調査のサブセットを分析します。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$は、高忠実度のシミュレーションと深い生成モデルを活用した宇宙論的推論のための新しいフレームワークです。標準パワースペクトルを超える2つのクラスタリング統計、つまりバイスペクトルと畳み込みニューラルネットワークベースの銀河場の概要を使用します。$\Lambda$CDMパラメータ、$\Omega_b$、$h$、$n_s$、$\Omega_m$、$\sigma_8$に対する制約(1.6、1.5、1.7、1.2、2.3$\times)を推測します。$パワースペクトル解析よりも厳密です。この精度の向上により、ハッブル定数$H_0$と$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}$に対する制約が導出されます。これらの制約は、サンプルの範囲が10%に過ぎない場合でも、他の宇宙論的探査機と競合できます。BOSSのフルボリューム。バリオン密度に先立ってビッグバン元素合成を課す$H_0$制約は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの初期の時間制約と一致します。一方、$S_8$制約は弱いレンズ実験と一致しており、同様にCMB制約を下回っています。最後に、今後の研究${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$を今後の分光銀河調査(DESI、PFS、Euclid)まで拡張すると、主要な$H_0$制約と$S_8$制約が生成され、初期と後期の測定値の間のギャップを調べ、現在の宇宙の緊張に光を当てます。
${\rm S{\scriptsize IM}BIG}$: ウェーブレット散乱変換を使用した銀河クラスタリング解析
| Title |
${\rm_S{\scriptsize_IM}BIG}$:_Galaxy_Clustering_Analysis_with_the_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Bruno_R\'egaldo-Saint_Blancard,_ChangHoon_Hahn,_Shirley_Ho,_Jiamin_Hou,_Pablo_Lemos,_Elena_Massara,_Chirag_Modi,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Liam_Parker,_Yuling_Yao,_Michael_Eickenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15250 |
銀河の非ガウス空間分布は宇宙の大規模構造を追跡するため、宇宙論的パラメーターを制約する主要な観測対象を構成します。ウェーブレット散乱変換(WST)を組み合わせることにより、BOSSCMASS銀河サンプルから$\Lambda$CDMパラメーター$\Omega_m$、$\Omega_b$、$h$、$n_s$、$\sigma_8$のベイジアン推論を実行します。${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$フォワードモデルによって可能になるシミュレーションベースの推論アプローチを使用します。赤方偏移空間データの対称性を活用する、縮小されたWST統計のセットを設計します。事後分布は、調査の現実性を備えた20,000個のシミュレーション${\rmS{\scriptsizeIM}BIG}$銀河カタログ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推定されます。シミュレーションベースのキャリブレーションを使用して事後推定の精度を評価し、一連の2,000のテストシミュレーションを使用してフォワードモデルの変更に対する一般化とロバスト性を定量化します。プローブを$k_{\rmmax}=0.5~h/\text{Mpc}$までスケールダウンすると、$\sigma_8$を除くすべてのパラメータについて、順モデルの変更に対してロバストな正確な事後推定値を導き出すことができます。。$k\sim0.3~h/\text{Mpc}$より小さいプローブスケールのWST係数を削除することで、$\sigma_8$の堅牢性の問題を軽減します。BOSSCMASSサンプルに適用したWST解析では、$h$を除くすべてのパラメーターに対して$k_{\rmmax}=0.25~h/\text{Mpc}$を使用する標準PTベースのパワースペクトル解析から得られた制約が改善されたように見えます。。しかし、私たちはこの結果に対して依然として懸念を抱いています。観察による予測は、正規化フローアーキテクチャが異なると大きく異なりますが、これはモデルの仕様ミスの一形態であると解釈されます。これは、銀河クラスタリングに対する詳細なモデル固有の痕跡や観測による痕跡に敏感な要約統計量を使用する場合、フォワードモデリングのアプローチにとって重要な課題を浮き彫りにします。
SimBIG: 銀河クラスタリングのフィールドレベルのシミュレーションベースの推論
| Title |
SimBIG:_Field-level_Simulation-Based_Inference_of_Galaxy_Clustering |
| Authors |
Pablo_Lemos,_Liam_Parker,_ChangHoon_Hahn,_Shirley_Ho,_Michael_Eickenberg,_Jiamin_Hou,_Elena_Massara,_Chirag_Modi,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_David_Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15256 |
我々は、銀河クラスタリングのフィールドレベル分析からの宇宙論的パラメータの最初のシミュレーションベースの推論（SBI）を提示します。標準的な銀河クラスタリング解析は、摂動理論に基づく解析モデルを使用した、パワースペクトル$P_\ell$などの要約統計量の解析に依存しています。したがって、銀河分布の非線形および非ガウスの特徴を十分に活用できません。これらの制限に対処するために、{\scSimBIG}フォワードモデリングフレームワークを使用して、正規化フローを使用してSBIを実行します。確率的重み平均を備えた畳み込みニューラルネットワークを使用して、BOSSCMASS銀河サンプルのサブセットにSimBIGを適用し、銀河フィールドの大規模なデータ圧縮を実行します。$\Omega_m=0.267^{+0.033}_{-0.029}$および$\sigma_8=0.762^{+0.036}_{-0.035}$に対する制約を推測します。$\Omega_m$に対する制約は標準の$P_\ell$分析と一致していますが、$\sigma_8$に対する制約は$2.65\time$より厳しいです。私たちの分析では、銀河クラスタリングのみからのハッブル定数$H_0=64.5\pm3.8\{\rmkm/s/Mpc}$に対する制約も提供します。このより高い制約力は、$P_\ell$ではアクセスできない追加の非ガウス宇宙論情報から得られます。トレーニングデータセットで使用したものとは異なるフォワードモデルを使用して構築された一連のテストシミュレーションから、不偏の宇宙論的制約を推論する能力を示すことで、分析の堅牢性を実証します。この研究は、競争的な宇宙論的制約を提示するだけでなく、DESI、PFS、ユークリッドなどの今後の銀河調査で追加の宇宙論的情報を活用するための新しい方法も導入します。
暗黒時代の 21 cm 信号によるエキゾチックな暗黒物質モデルの制約
| Title |
Constraining_exotic_dark_matter_models_with_the_dark_ages_21-cm_signal |
| Authors |
Rajesh_Mondal,_Rennan_Barkana,_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15530 |
暗黒時代からの21cmの信号は、基本的な宇宙論と新しい物理学の探求のための強力なツールです。標準的な宇宙論の範囲内での精密測定に使用できますが、ここでは2つの非標準モデル、つまり過剰電波背景(ERB)モデル(おそらく暗黒物質の崩壊によって生成される)とミリ荷電暗黒物質(mDM)モデルを研究します。これらのモデルは、宇宙の夜明けにおける地球規模の21cmの強力な吸収の可能性のあるEDGES検出に触発されましたが、より一般的には、潜在的な発見空間を予測する方法を提供します。暗黒時代には、ERBモデルの21cmの全球信号が、振幅$A_{\rmr}=0.4$の飽和状態に達することがわかります。ここで、$A_{\rmr}$は、当時の電波背景強度です。宇宙マイクロ波背景放射と相対的な宇宙の夜明け。この振幅はEDGES信号を説明するために必要な最小値の5分の1であり、観測された銀河系外背景のわずか0.1%に相当します。5.9$\sigma$の有意性(標準シグナルの4.1$\sigma$と比較)で検出でき、8.5$\sigma$で標準(ERBなし)シグナルと区別できるシグナルが得られます。すべて1,000です。時間ごとのグローバル信号測定。より低い$A_{\rmr}=0.039$は5$\sigma$で区別できます。21cmのパワースペクトルには、より多くの情報が含まれる可能性がありますが、ERB信号に対する同等の制約には、はるかに多くのリソースが必要となります。mDMモデルの場合、実行可能なパラメーターの範囲にわたって、グローバルな信号検出の有意性は$4.7-7.2\,\sigma$となり、$2.2-9.3\,\sigma$で標準と区別できます。グローバル信号アンテナのアレイが効果的な100,000時間の統合を達成すると、その重要性は10$\倍$向上します。私たちの分析は、月面および宇宙ベースの暗黒時代実験の開発の動機付けに役立ちます。
再電離時代 (EoR) 21 cm バイスペクトルの単極子モーメントと四重極モーメント
| Title |
The_monopole_and_quadrupole_moments_of_the_Epoch_of_Reionization_(EoR)_21-cm_bispectrum |
| Authors |
Sukhdeep_Singh_Gill,_Suman_Pramanick,_Somnath_Bharadwaj,_Abinash_Kumar_Shaw_and_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15579 |
EoRシミュレーションから21cmバイスペクトル(BS)の単極子($\bar{B}^0_0$)と四重極子($\bar{B}^0_2$)のモーメントを研究し、圧縮された三角形と引き伸ばされた三角形の結果を示します。$\bar{B}^0_0$と$\bar{B}^0_2$はどちらもEoRの初期段階では正であり、平均中性水素(HI)密度分率$\bar{x}_{\rmHI}\約0.99ドル。大規模スケールと中規模スケールでの$\bar{B}^0_0$と$\bar{B}^0_2$のその後の進化$(k=0.29$と$0.56\,{\rmMpc}^{-1}$)は、HI分布の遷移を示す2つの符号の変化によって中断されます。$\bar{B}^0_0$が負になる最初の符号反転は、EoR$(\bar{x}_{\rmHI}>0.5)$の中間段階で、最初に大規模、次に中間スケールで発生します。。これは、中性の背景に明確なイオン化した泡が出現していることを示しています。$\bar{B}^0_2$はこの遷移による影響が比較的少なく、$\bar{B}^0_0$がマイナスになってもほとんどプラスのままです。$\bar{B}^0_0$と$\bar{B}^0_2$の両方に影響する2番目の符号反転は、EoRの後期段階で発生します$(\bar{x}_{\rmHI}<0.5)$。これはHI分布のトポロジーの遷移を示しており、その後、イオン化バックグラウンド内に明確なHIアイランドが存在します。これにより、$\bar{B}^0_0$が正になります。負の$\bar{B}^0_2$は、HI諸島が過密地域でのみ生き残ることを明確に示しています。
ユークリッドの準備。未定。 Euclid を使用した 3x2pt 分析に対するスーパーサンプル共分散の影響を予測する
| Title |
Euclid_preparation._TBD._Forecast_impact_of_super-sample_covariance_on_3x2pt_analysis_with_Euclid |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_D._Sciotti_(1_and_2_and_3),_S._Gouyou_Beauchamps_(4_and_5_and_6),_V._F._Cardone_(2_and_3),_S._Camera_(7_and_8_and_9),_I._Tutusaus_(10_and_11_and_12_and_5),_F._Lacasa_(11_and_13),_A._Barreira_(14_and_15),_A._Gorce_(16),_M._Aubert_(17_and_18),_P._Baratta_(4),_R._E._Upham_(19),_M._Bonici_(20),_C._Carbone_(20),_S._Casas_(21),_S._Ili\'c_(22_and_23_and_10),_M._Martinelli_(2_and_3),_Z._Sakr_(24_and_25_and_10),_A._Schneider_(26),_R._Maoli_(1_and_2),_R._Scaramella_(2_and_3),_S._Escoffier_(4),_W._Gillard_(4),_N._Aghanim_(13),_A._Amara_(27),_S._Andreon_(28),_N._Auricchio_(29),_M._Baldi_(30_and_29_and_31),_S._Bardelli_(29),_D._Bonino_(9),_E._Branchini_(32_and_33),_M._Brescia_(34_and_35),_J._Brinchmann_(36),_V._Capobianco_(9),_J._Carretero_(37_and_38),_F._J._Castander_(12_and_5),_et_al._(188_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15731 |
大規模な構造調査によって調査された場の分布におけるガウス性からの逸脱により、データ共分散行列に追加の項が生成され、宇宙論的パラメーターの測定における不確実性が増大します。スーパーサンプル共分散(SSC)は、これらの非ガウス寄与の中で最大のものの1つであり、研究中の宇宙論モデルの一部のパラメーター、特に弱いレンズ効果の宇宙せん断に対する制約を大幅に悪化させる可能性があります。我々は、フィッシャー行列分析で得られた、ユークリッド光度測量の宇宙論的パラメータの予測不確実性に対するSSCの影響を計算して検証します。ガウス共分散のみを考慮し、公開コードPySSCを通じて計算されるSSC項を追加します。測光プローブは単独で考慮され、「3$\times$2pt」分析で結合されます。SSCの影響は無視できないものであることがわかりました。3$\times$2ptの場合、ダークエネルギーパラメータの性能指数($w_0$、$w_a$)が半減し、$\Omega_{宇宙シアーの場合は{\rmm},0}、w_0$、$\sigma_8$。一方、測光銀河クラスタリングは、プローブの応答が低いため、あまり影響を受けません。SSCの相対的な影響は、赤方偏移ビニングスキームの変化の下では大きな変化を示さない一方で、乗算シアバイアス迷惑パラメータを無視する場合、弱いレンズ効果では小さくなり、これはまた、宇宙論的パラメータに対する制約の低下にもつながります。最後に、シアーと銀河バイアスに関する事前情報の使用がSSCの影響にどのように変化するかを調査します。シアーバイアス事前分布の改善には大きな影響はありませんが、SSCが含まれていない場合、性能指数を達成するために必要な量を大きくするには、銀河バイアスをパーセント未満のレベルに校正する必要があります。
| Title |
Low-_and_high-redshift_H_II_starburst_galaxies_obey_different_luminosity-velocity_dispersion_relations |
| Authors |
Shulei_Cao,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15812 |
HIIスターバースト銀河(HIIG)が標準化可能なろうそくであるかどうかを判断するために、H$\beta$の光度($L$)とHからのイオン化ガスの速度分散($\sigma$)の相関を研究します。$L-\sigma$関係パラメータと宇宙論モデルパラメータを同時に拘束することによるIIG測定。我々は、空間的に平坦および非平坦であり、宇宙論的定数または動的ダークエネルギーを伴う、6つの平坦および非平坦相対論的ダークエネルギー宇宙論モデルを調査します。低赤方偏移および高赤方偏移のHIIGデータサブセットは標準化可能ですが、異なる$L-\sigma$関係に従います。現在のHIIGデータは、赤方偏移であまりにもまばらで、不均一に分布しているため、我々が発見したものが単なるHIIG進化の結果であるかどうかを判断することはできません。この問題がよりよく理解されるまで、HIIGデータの宇宙論的制約は注意して扱う必要があります。
| Title |
Prospects_for_probing_the_interaction_between_dark_energy_and_dark_matter_using_gravitational-wave_dark_sirens_with_neutron_star_tidal_deformation |
| Authors |
Tian-Nuo_Li,_Shang-Jie_Jin,_Hai-Li_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15879 |
重力波(GW)の標準的なサイレン観測は、宇宙の進化を探索するためのかなり有用なツールを提供します。この研究では、第3世代(3G)GW検出器からの中性子星(NS)変形を伴うダークサイレンが、暗黒エネルギーと暗黒物質の間の相互作用の調査に役立つかどうかを調査したいと考えています。我々は、3年間の観測に基づいて4つの検出戦略のGWダークサイレンをシミュレートし、4つの現象学的相互作用ダークエネルギーモデルを考慮して宇宙論的分析を実行します。GWダークサイレンは4つのIDEモデルの$\Omega_{\rmm}$と$H_0$に厳しい制約を提供できますが、相互作用に比例する無次元結合パラメーター$\beta$を制約する場合にはうまく機能しないことがわかりました。冷たい暗黒物質のエネルギー密度。それにもかかわらず、CMBとGWのパラメーター縮退方向はほぼ直交しているため、これらを組み合わせると、$\beta$の制約誤差が0.00068～0.018となり、宇宙論的パラメーター縮退を効果的に打ち破ることができます。さらに、宇宙論的解析におけるNSのEoSの影響を調査するために、NSの3つの典型的な状態方程式(EoS)、すなわちSLy、MPA1、およびMS1を選択しました。より硬いEoSは、より柔らかいEoSよりも厳しい制約を与える可能性があります。それにもかかわらず、CMBとGWダークサイレンの組み合わせ(NSの異なるEoSを使用)は、基本的に同じ宇宙論的パラメーターの制約結果を示します。我々は、3GGW検出器からのダークサイレンは、ダークエネルギーとダークマターの間の相互作用の調査に重要な役割を果たし、CMB+GWの結果は基本的にNSのEoSの影響を受けないと結論付けています。
タリー・フィッシャー関係
観測された銀河の動径速度は、滑らかなハッブル膨張によって引き起こされる後退速度と、物質密度の変動による成長構造の重力引力によって生じる固有速度の2つの主要な要素で構成されます。後退速度成分を分離してハッブル定数を計算するには、実際の距離を正確に測定する必要があります。タリー・フィッシャー関係は、渦巻銀河の明るさと回転速度の間の経験的な相関関係であり、赤方偏移に関係なく距離を測定するための距離指標として機能します。タリー・フィッシャー関係は、ハッブル定数の測定が開始されて以来、重要な役割を果たしてきました。この章では、このような測定におけるタリー・フィッシャー関係の重要性を掘り下げ、その意味を探ります。まず、タリーとフィッシャーの関係の定義と歴史的背景について説明します。また、この関係を裏付ける観察証拠を調査し、その利点と限界についても説明します。次にこの章では、ハッブル定数測定にタリー・フィッシャー関係を使用する方法論に焦点を当てます。これには、キャリブレーション手法とバイアスの詳細な説明が含まれます。私たちは、他の方法では課題が発生する可能性がある大きな赤方偏移でも正確な距離測定を提供できる機能など、タリー・フィッシャー関係を利用する利点を強調します。
WD 1856 b の巨大な性質は、白色矮星の周囲を通過する岩石惑星がまれであることを示唆しています
| Title |
The_giant_nature_of_WD_1856_b_implies_that_transiting_rocky_planets_are_rare_around_white_dwarfs |
| Authors |
David_Kipping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15219 |
白色矮星(WD)の半径はほぼ地球サイズであり、この事実は、バイオシグネチャーを含む大気の特徴付けだけでなく、通過による地球以下のサイズの惑星の潜在的な発見を促進するために長い間認識されていました。それにもかかわらず、2020年に発見された最初の（そしてまだ唯一の）通過惑星は、TESS測光を使用して発見された、ほぼ木星サイズの世界でした。系外惑星の人口統計と理論的シミュレーション(「底部が重い」半径分布)の両方によって示される、地球型惑星と比較して巨大惑星が相対的に少ないことを考えると、これはおそらく多少驚くべきことです。ここでは、1)ボトムヘビーのケプラー由来の半径分布、および2)トップヘビーの動径速度に触発された半径分布を仮定して、幾何学的バイアスと検出バイアスを説明するこの事実の意外性を定量化します。どちらも憂慮すべきことであり、後者は岩石惑星が非常に珍しいことを暗示し、前者はWD1856bが0.5%未満のレベルで非常に驚くべき出来事でなければならないことを暗示しています。HBMを使用して、WD1856bを条件とした暗黙のべき乗則半径分布を推論し、0.1～2個の再地球惑星が、2～20個の再地球惑星よりも1桁少ないというトップヘビー分布に到達しました。期間範囲は0.1～10日です。暗黙の仮説は、トランジットWD岩石惑星はまれであるということです。私たちはこれをWDの周りの小規模団体の他の証拠と調和させる方法を議論し、最終的にはそれが簡単に検証可能であるべきであると主張します。
イメージングフーリエ変換分光法を使用した系外惑星の直接検出と特性評価
| Title |
Direct_detection_and_characterization_of_exoplanets_using_imaging_Fourier_transform_spectroscopy |
| Authors |
Jingwen_Zhang,_Michael_Bottom,_Eugene_Serabyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15231 |
宇宙ベースの直接イメージングにより、光学波長および近赤外線波長での系外惑星の検出とスペクトル特性評価の見通しが得られます。積分フィールド分光器(IFS)は、歴史的にこれらのミッションコンセプトに基づいて開発されてきました。しかし、複数の研究により、地球に似た惑星などの非常に暗いターゲットを観測する場合、検出器のノイズがそのような機器にとって重大な障害となることが明らかになりました。イメージングフーリエ変換スペクトログラフ(iFTS)は一般に検出器ノイズの影響を受けにくく、イメージングと分光の同時実行、より小型の検出器要件、可変スペクトル分解能など、他にもいくつかの魅力的な機能を備えています。現在まで、それらはそのようなミッションの選択肢として研究されていません。この研究では、解析モデルと数値モデルを使用して地球に似た惑星からスペクトルを直接取得する積分場分光器とイメージングフーリエ変換分光器の機能を比較します。具体的には、検出器と光学システムのパラメーターの範囲にわたって2つのアーキテクチャで同じS/N比を達成するために必要な露光時間を比較します。6メートルの望遠鏡では、光波長においてIFSがiFTSよりも優れていることがわかりました。近赤外では、IFSとiFTSの相対効率は機器の設計と検出器のノイズに依存します。近赤外検出器の読み出しノイズが2～3e-/pix/frame(t_frame=1000s)を超える場合、iFTSはIFSよりも効率的になります。これは、状態の検出器ノイズの半分から1/3に相当します。芸術の。ただし、読み出しノイズがこのしきい値よりもさらに低減されると、IFSのパフォーマンスが大幅に向上し、より効率的になります。これらの結果は、近赤外での将来の直接画像宇宙ミッションの代替オプションとしてiFTSを検討する動機になります。
天王星系内の動的相互作用と質量損失
惑星の環と衛星の起源と進化は、特に太陽系外縁部の衝突の歴史や揮発性の在庫に関連するため、依然として活発な研究分野です。天王星系には、軌道面に対して大きく傾斜した惑星赤道と同一平面上にある複雑な環系が含まれています。天王星には、惑星を取り囲む物質の分布において重要な役割を果たす5つの主な規則衛星もあります。ここでは、天王星系の5つの主な規則衛星と系内の粒子の間の相互作用を調査することを目的とした、一連の動的シミュレーションの結果を紹介します。我々は、リング内での衛星形成を促進する可能性がある共鳴位置での粒子軌道の離心励起を含む、天王星の惑星半径40以内の極端な質量損失の領域を特定した。動的粒子の総質量損失率は$0.5\times10^6$年以内に35\%、$10^7$年以内に40\%と計算されます。我々は、安定した環の位置の動的切断や、環材料の動的励起によって促進される月形成の位置など、衝突後の物質への影響について議論します。
天王星と海王星への応用による巨大惑星大気における熱流束限定雲活動と垂直混合
| Title |
Heat-Flux_Limited_Cloud_Activity_and_Vertical_Mixing_in_Giant_Planet_Atmospheres_with_an_Application_to_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Huazhi_Ge,_Cheng_Li,_Xi_Zhang_and_Chris_Moeckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15267 |
湿った対流と$\rmCH_{4}$または$\rmH_{2}S$の凝縮によって作動する嵐が天王星と海王星で観測されています。しかし、雲の形成メカニズム、熱構造、氷の巨大気象層の混合効率などは依然として不明である。この論文では、巨大惑星、特に惑星の熱流束が弱い氷の巨人では、湿った対流が熱輸送によって制限されることを示します。凝縮と蒸発に伴う潜熱は、降水を通じて気象層全体に熱を効率的に伝えることができます。この影響は通常、完全な水循環がない以前の研究では無視されていました。我々はまず解析理論を導き出し、雲密度の上限は惑星の熱流束と雲の微物理によって決まるが、大気の組成には依存しないことを示した。水分の渦拡散率は、熱流束、大気組成、惑星の重力に依存しますが、雲の微物理には直接関係しません。次に、SNAPを使用して対流および雲の分解シミュレーションを実行し、分析理論を検証します。シミュレーションされた雲密度と渦拡散率は、平衡雲凝縮モデルと混合長さ理論から得られた結果よりも数桁小さいですが、解析ソリューションと一致しています。一方、$\rmCH_{4}$と$\rmH_{2}S$の質量負荷効果は、超断熱で安定した気象層をもたらします。私たちのシミュレーションでは、最近の観測と定性的に類似した3つの雲層が生成されました。この研究は、巨大惑星の大気における雲の形成と渦の混合全般、そして将来の宇宙ミッションや地上の望遠鏡の観測に重要な意味を持っています。
スパイラルアームパターンモーションでサポートされるV1247 Oriのコンパニオン
| Title |
A_Companion_in_V1247_Ori_Supported_by_Spiral_Arm_Pattern_Motion |
| Authors |
Bin_B._Ren,_Chen_Xie,_Myriam_Benisty,_Ruobing_Dong,_Jaehan_Bae,_Tomas_Stolker,_Rob_G._van_Holstein,_John_H._Debes,_Antonio_Garufi,_Christian_Ginski,_and_Stefan_Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15430 |
惑星形成円盤からは近赤外線散乱光で20本近くの渦状腕が検出されているが、それらの星内駆動体はどれも確認されていない。複数年にまたがる少なくとも2つの時代に渦巻きシステムを観察し、渦巻きの動きを測定することによって、渦巻きの原因を識別し、渦巻きを引き起こす場合にはその駆動惑星の軌道を特定することができます。最近、伴星と螺旋との共運動を利用したこのアプローチの検証を行った結果、VLT/SPHEREを用いて$H$帯の偏光散乱光でV1247Oriの円盤内の螺旋系の第2エポック観測を得た。/IRDIS。私たちの観察とアーカイブのIRDISデータを組み合わせて、V1247Oriの螺旋運動を制限するための年間4.8ドルのタイムラインを確立しました。北東螺旋のパターン速度は$0.40^{\circ}\pm0.09^{\circ}$yr$^{-1}$となりました。これは、$900\pm200$年の公転周期に相当し、したがって、隠れた惑星ドライバーの長半径は、2.0$\pm$0.1M$_\odot$の中心星の場合、$118\pm19$auになります。この位置はアルマ望遠鏡による塵連続体観測のギャップと一致しており、ミリメートルのギャップを刻みながら散乱光の螺旋を駆動する伴星の存在を共同で裏付けることになる。角度分離が0.29インチ$\pm$0.05インチのこの隠れた仲間は、JWSTイメージングの理想的なターゲットです。
LHS 1140 惑星の新しい質量と半径の制約 -- LHS 1140 b は温帯ミニ海王星か水世界のいずれかである
| Title |
New_Mass_and_Radius_Constraints_on_the_LHS_1140_Planets_--_LHS_1140_b_is_Either_a_Temperate_Mini-Neptune_or_a_Water_World |
| Authors |
Charles_Cadieux,_Mykhaylo_Plotnykov,_Ren\'e_Doyon,_Diana_Valencia,_Farbod_Jahandar,_Lisa_Dang,_Martin_Turbet,_Thomas_J._Fauchez,_Ryan_Cloutier,_Collin_Cherubim,_\'Etienne_Artigau,_Neil_J._Cook,_Billy_Edwards,_Tim_Hallatt,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Romain_Allart,_Lucile_Mignon,_Fr\'ed\'erique_Baron,_Susana_C._C._Barros,_Bj\"orn_Benneke,_B._L._Canto_Martins,_Benjamin_Charnay,_Nicolas_B._Cowan,_J._R._De_Medeiros,_Xavier_Delfosse,_Elisa_Delgado-Mena,_Xavier_Dumusque,_David_Ehrenreich,_Nathan_C._Hara,_David_Lafreni\`ere,_Yolanda_G._C._Frensch,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Gaspare_Lo_Curto,_Lison_Malo,_Claudio_Melo,_Dany_Mounzer,_Vera_Maria_Passeger,_Francesco_Pepe,_Anne-Sophie_Poulin-Girard,_Nuno_C._Santos,_Danuta_Sosnowska,_Alejandro_Su\'arez_Mascare\~no,_Simon_Thibault,_Valentina_Vaulato,_Gregg_A._Wade,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15490 |
LHS1140bとcは、近くのM4.5矮星を通過する2つの小さな温帯系外惑星です。この惑星系は、2017年の発見以来、MEarth、$Spitzer$、HARPS、ESPRESSO、HST、TESSなどの複数の施設で観測されており、惑星や星の物理的パラメーターに強い制約が課されています。ここでは、外れ値の測定に強く、恒星スペクトルの動径速度成分を最大限に活用するように設計された新しいラインごとのフレームワークを使用して、LHS1140の公開されているESPRESSO観測を再分析します。この解析により、相互相関関数法から導出された公表値と比較して、動径速度の不確実性が60%削減されます。この改善は、更新された恒星パラメータと組み合わせることで、LHS1140b(5.60$\pm$0.19M$_{\oplus}$)とLHS1140c(1.91$\pm$0.06M$_{\oplus}$)の質量に関する私たちの知識を統合します。}$)を前例のない精度(3%)で実現しました。$Spitzer$、HST、TESSで取得した交通データを共同解析することで、b(1.730$\pm$0.025R$_{\oplus}$)とc(1.272$\pm$0.026R$)の惑星半径を微調整することができます。_{\oplus}$)。NIRPSで得られた耐火性元素(Fe、Mg、Si)の恒星存在量測定は、LHS1140bの内部構造を制約するために使用されます。このハビタブルゾーンの惑星は、岩石だらけのスーパーアースである可能性は低く、むしろ$\sim$0.1%のH/Heに富んだ質量エンベロープを持つミニ海王星か、水の質量割合が9～19%である水の世界です。大気の組成とFeとMgの相対的な存在量に関する研究。LHS1140cは依然として岩石惑星と一致していますが、$Spitzer$とTESSによって測定された通過深度には4$\sigma$の不一致が検出されました。最後に、候補LHS1140dの証拠は見つからず、この80日間のシグナルは恒星の活動によるものであると考えられます。
自由浮遊惑星の効率的な祖先としての傾斜周連惑星系
| Title |
Tilted_circumbinary_planetary_systems_as_efficient_progenitors_of_free-floating_planets |
| Authors |
Cheng_Chen,_Rebecca_G._Martin,_Stephen_H._Lubow_and_C.J._Nixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15603 |
自由浮遊惑星を生成する主要なメカニズムは、これまでのところ解明されていない。提案されているメカニズムの1つは、惑星間の相互作用により惑星が惑星系から弾き出されるというものです。しかし、単一の星の周囲が不安定であるためには、非常にコンパクトな間隔で配置された惑星系が必要です。私たちは、連星系の周りでは、特に連星が離心軌道にある場合、惑星と連星の相互作用と惑星と惑星の相互作用の複合効果により、連星軌道に対して傾いた軌道上にある広く離れた惑星であっても不安定が発生する可能性があることを発見しました。私たちは、さまざまな惑星の質量と構造を持つ惑星系の軌道の安定性を調査します。系の安定性は最大質量惑星の質量に依存することがわかりました。系内の惑星の順序は安定性に大きな影響を与えませんが、一般に、最も質量の大きい惑星は安定したままであり、より低い質量の惑星は排除されます。不安定性を引き起こすために必要な惑星の最小質量は、円軌道連星の場合は海王星の質量とほぼ同じであり、非常に離心した連星の場合は地球質量約10ドルのスーパーアースです。したがって、我々は、位置がずれた連星の周囲での惑星形成が、自由浮遊惑星の効率的な形成メカニズムである可能性があることを示唆しています。観測された浮遊惑星のほとんどは巨大惑星ですが、高質量の惑星よりもまだ観測されていない低質量の浮遊惑星の方が多いはずだと私たちは予測しています。
| Title |
The_positional_probability_and_true_host_star_identification_of_TESS_exoplanet_candidates |
| Authors |
Andreas_Hadjigeorghiou_and_David_J._Armstrong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15833 |
検出されたTESS通過イベントの真の原因の確率的推定を導出する方法を提示します。私たちの方法は、観測されたターゲット星の測光重心オフセットと、イベントがターゲットまたはガイアが特定した近くの発生源のいずれかで発生した場合に発生するオフセットのモデルと比較することに依存しています。比較は確率的に行われるため、観察およびモデル化されたオフセットの不確実性を結果に組み込むことができます。このメソッドは、SPOCパイプラインから生成されたTESSフルフレームイメージライトカーブ用に開発されましたが、他のソースからのライトカーブにも簡単に適用できます。SPOCからリリースされたライトカーブを使用して、このメソッドを3226個のTESSObjectsofInterest(TOI)に適用しました。この方法により、既知の系外惑星ホスト655個のうち96.5%が日食の発生源である可能性が最も高いと正確に特定されました。142個の確認された近傍日食連星(NEB)および近傍惑星候補(NPC)について、96.5%のケースで近くの発生源が最も可能性が高いことが判明しました。真の情報源がわかっている40のNEBおよびNPCについては、そのうち38で最も可能性が高いものとして正しく指定されました。最後に、2,365個の活動的な惑星候補について、この方法は2,072個が目標通りであり、293個が近くの発生源である可能性が高いことを示唆しています。このメソッドは、RAVENと呼ばれる開発中の検査および検証パイプラインの一部を形成し、スタンドアロンツールとしてリリースされます。
JWST を使用した温帯地球型惑星大気の効率的かつ堅牢な特性評価へのロードマップ
| Title |
A_roadmap_to_the_efficient_and_robust_characterization_of_temperate_terrestrial_planet_atmospheres_with_JWST |
| Authors |
Julien_de_Wit,_Ren\'e_Doyon,_Benjamin_V._Rackham,_Olivia_Lim,_Elsa_Ducrot,_Laura_Kreidberg,_Bj\"orn_Benneke,_Ignasi_Ribas,_David_Berardo,_Prajwal_Niraula,_Aishwarya_Iyer,_Alexander_Shapiro,_Nadiia_Kostogryz,_Veronika_Witzke,_Micha\"el_Gillon,_Eric_Agol,_Victoria_Meadows,_Adam_J._Burgasser,_James_E._Owen,_Jonathan_J._Fortney,_Franck_Selsis,_Aaron_Bello-Arufe,_Emeline_Bolmont,_Nicolas_Cowan,_Chuanfei_Dong,_Jeremy_J._Drake,_Lionel_Garcia,_Thomas_Greene,_Thomas_Haworth,_Renyu_Hu,_Stephen_R._Kane,_Pierre_Kervella,_Daniel_Koll,_Joshua_Krissansen-Totton,_Pierre-Olivier_Lagage,_Tim_Lichtenberg,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Manasvi_Lingam,_Martin_Turbet,_Sara_Seager,_Khalid_Barkaoui,_Taylor_J._Bell,_Artem_Burdanov,_Charles_Cadieux,_Benjamin_Charnay,_Ryan_Cloutier,_Neil_J._Cook,_Alexandre_C._M._Correia,_Lisa_Dang,_Tansu_Daylan,_Laetitia_Delrez,_Billy_Edwards,_Thomas_J._Fauchez,_Laura_Flagg,_Federico_Fraschetti,_Jacob_Haqq-Misra,_Ziyu_Huang,_Nicolas_Iro,_Ray_Jayawardhana,_Emmanuel_Jehin,_Meng_Jin,_Edwin_Kite,_Daniel_Kitzmann,_Quentin_Kral,_David_Lafreni\`ere,_Anne-Sophie_Libert,_Beibei_Liu,_Subhanjoy_Mohanty,_Brett_M._Morris,_Catriona_A._Murray,_Caroline_Piaulet,_Francisco_J._Pozuelos,_Michael_Radica,_Sukrit_Ranjan,_Alexander_Rathcke,_Pierre-Alexis_Roy,_Edward_W._Schwieterman,_Jake_D._Turner,_Amaury_Triaud,_Michael_J._Way |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15895 |
超低温の矮星は豊富で長命であり、JWSTを使用して通過する地球の伴星の大気研究を可能にするのに独特に適しています。それらの中で最も顕著なのは、M8.5V星TRAPPIST-1とその7つの惑星であり、8つのJWSTサイクル1プログラムの優先ターゲットとなっています。サイクル1の観測では惑星に関する予備的な洞察が得られ始めていますが、大気探査には主星についてのより深い理解が必要であることも明らかになりました。ここでは、TRAPPIST-1システムと同様のシステムを効率的かつ堅牢な方法で特徴付けるためのロードマップを提案します。特に、スケジューリングはより困難ですが、複数のトランジットウィンドウに優先順位を付けて、星の異質性を制限し、JWST時間当たり最大2$\times$多くのトランジットを収集することを推奨します。私たちは、このようなシステムでは惑星を小規模なプログラムで単独で研究することはできないため、JWST時代の地球型系外惑星の効率的かつ堅牢な探査を可能にするためには、コミュニティが支援する大規模なプログラムを支援する必要があると結論付けています。
高速回転および低速回転する地球型惑星の気候をシミュレーションするための新しい 2D エネルギー バランス モデル
| Title |
A_New_2D_Energy_Balance_Model_For_Simulating_the_Climates_of_Rapidly-_and_Slowly-Rotating_Terrestrial_Planets |
| Authors |
Ramses_M._Ramirez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15992 |
エネルギーバランスモデル(EBM)は、放射対流気候モデル(RCM)や全球気候モデル(GCM)と並んで、惑星の気候をシミュレーションするための有用なツールです。歴史的に、同期回転する惑星のシミュレーションに焦点を当てた奥谷らの研究まで、惑星および系外惑星EBMは経度依存性のない1D緯度依存モデルのみでした。奥谷らの研究に続いて、私は火星、地球、および火星に位置する系外惑星を含む、高速回転惑星と同期回転惑星の両方のN2-CO2-H2O-H2大気をシミュレートできる最初の2DEBM(PlaHab)を設計しました。彼らの星周のハビタブルゾーン。PlaHabには、水とCO2凝縮の両方の物理学が含まれています。地域の地形を組み込むことができます。ここでは、私は特にPlaHabを適用して、現在の地球、初期の火星、TRAPPIST-1e、およびプロキシマケンタウリbを調査しました。これは、太陽系およびそれ以降の居住可能な(および潜在的に居住可能な)世界の例を表しています。私は、EBMの結果を、最近のトラピスト1号居住可能大気(THAI)比較プロジェクトなど、他の1Dおよび3Dモデルの結果と比較します。全体として、EBMの結果は他の1Dモデルおよび3Dモデルの結果と一致していますが、すべてのモデル間の不一致は引き続き雲の処理や、熱輸送パラメーター化を含むEBMとGCM間のその他の既知の違いに関連しています。2次元EBMは惑星/系外惑星気候の研究では比較的新しいエントリですが、その使いやすさ、速度、柔軟性、幅広い適用性、および(1Dモデルと比較した)より複雑な点は、惑星/系外惑星気候の理想的な組み合わせを示している可能性があります。惑星と系外惑星の大気を同様にモデリングします。
銀河の塵と金属の進化に対する連星の影響
| Title |
The_impact_of_binary_stars_on_the_dust_and_metal_evolution_of_galaxies |
| Authors |
Robert_M._Yates,_David_Hendriks,_Aswin_P._Vijayan,_Robert_G._Izzard,_Peter_A._Thomas,_Payel_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15218 |
我々は、(a)バイナリ恒星の進化(binary_cを使用)と(b)宇宙論的な半解析的銀河進化シミュレーションであるL-Galaxiesへの塵の生成と破壊の詳細な実装を紹介します。この新しいバージョンのL銀河は、単一星のみを想定したバージョンと、および赤方偏移($z$)の範囲にわたる全球および空間分解能の観測データと比較されます。私たちは、大質量星から放出される総質量が変わらない場合に限り、連星が星の質量、ガスの質量、銀河の星形成速度に与える影響はごくわずかであることを発見しました。これは、大質量星が超新星(SN)フィードバックの強度を決定し、それが銀河の成長を制御するためです。共通エンベロープ放出や新星などのバイナリ効果は、銀河内の炭素と窒素の濃縮に影響を与えますが、より重いアルファ元素は、SNと風力発電量の選択により大きな影響を受けます。他の多くのシミュレーションとは異なり、新しいL銀河は$z\sim{}0-4$で観測された塵対金属(DTM)および塵対ガス(DTG)比を再現します。これは主に、塵の多い環境では塵の付着時間スケールが短いためです。しかし、$z>4$では塵の質量は過小予測されており、おそらく星形成の増加を伴う、シミュレーションの初期段階で塵の生成を強化する必要性が強調されています。亜銀河スケールでは、L銀河と$z=0$で観測された塵や金属の放射状プロファイルとの間には非常によく一致している。DTM比の低下は、拡散した低金属量領域でも見られ、普遍的な値の仮定に反しています。私たちは、この研究が将来、他の宇宙論的シミュレーションで恒星進化を実装するための有用なテンプレートとして機能することを願っています。
トゥカナ科 47 個の中心ブラック ホールの質量に関する力学モデルからの最も厳しい上限
| Title |
The_most_stringent_upper_limit_from_dynamical_models_on_the_mass_of_a_central_black_hole_in_47_Tucanae |
| Authors |
Alessandro_Della_Croce,_Raffaele_Pascale,_Eric_Giunchi,_Carlo_Nipoti,_Michele_Cignoni,_Emanuele_Dalessandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15221 |
球状星団(GC)は、中間質量ブラックホール(IMBH)を発見するための有望な場所として提案されており、これらのとらえどころのない天体の形成と進化について重要な洞察を提供する可能性があります。銀河GC47Tucanae(NGC104としても知られる)はIMBH宿主の可能性があると示唆されていますが、以前の研究では矛盾する結果が得られています。したがって、我々は、47のTucanaeにおけるIMBHの存在(または不在)を評価するための、作用積分に依存する分布関数(DF)に基づく自己矛盾のない動的モデルを提示します。最先端のマルチユニット分光探査機とハッブル宇宙望遠鏡のデータを活用して、私たちは星団の中心領域の三次元(3D)運動学を分析し、個々の星の速度を秒角未満のスケール(約$10^{-2}$個)。私たちの分析によると、47個のTucanaeの内部運動学は、578M$_\odot$($3\sigma$で)よりも重い中央BHと互換性がありません。これは、あらゆる力学的研究によって設定された、トゥカナ科47種の推定IMBHの質量に対する最も厳しい上限です。
銀河の空間分布と統計分布の早送りモデリング
| Title |
Fast_Forward_Modelling_of_Galaxy_Spatial_and_Statistical_Distributions |
| Authors |
Pascale_Berner,_Alexandre_Refregier,_Beatrice_Moser,_Luca_Tortorelli,_Luis_Fernando_Machado_Poletti_Valle,_Tomasz_Kacprzak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15223 |
フォワードモデリングアプローチは、複雑な基礎モデルを使用せずに、銀河調査のシンプル、高速、現実的なシミュレーションを提供します。この目的のために、銀河クラスタリングは、独自のプローブとしてのクラスタリングの使用と系統的な制御の両方のために、正確にシミュレートされる必要があります。我々は、銀河の調査をシミュレートするための順モデルを提示します。このモデルでは、超高速画像ジェネレーターを拡張して銀河クラスタリングを含めます。観測に合わせて調整された順モデルから導出された銀河特性の分布関数を使用します。この個体群モデルは、光度関数、サイズ、楕円率、SED、および見かけの等級を組み合わせて記述します。銀河の位置をシミュレートするには、サブハローアバンダンスマッチング(SHAM)を使用して銀河とハローの間の2つのパラメーターの関係を使用します。高速PINOCCHIOコードと、合併履歴から生き残ったサブハローを抽出する方法を使用して、ハローとサブハローをシミュレートします。私たちのシミュレーションには赤色と青色の銀河集団が含まれており、これに対して星形成消光に基づいてSHAMモデルを構築します。中心銀河の場合、質量消光はパラメータM$_{\mathrm{limit}}$で制御され、青い銀河は小さなハローの中に存在します。衛星銀河の場合、パラメータt$_{\mathrm{quench}}$を使用して環境消光が実装されます。青色の銀河は最近合体したサブハローのみを占めます。ダークエネルギー調査1年目の画像データと比較することでモデルを構築し、テストします。シミュレーションの完全性を保証するために、$i<20$の最も明るい銀河を考慮します。中規模から大規模の2点相関関数のシミュレーションとデータの間に統計的な一致が見られます。私たちのモデルは、2つのSHAMパラメータM$_{\mathrm{limit}}$とt$_{\mathrm{quench}}$に制約を与え、観測と一致するように最適化された銀河の模擬カタログを迅速に生成する大きな見通しを提供します。。
粒子形状に対する偏光の感度: I. 凸形状
整列した星間粒子は、偏光消光(遠紫外から中赤外の波長で観察)と偏光熱放射(遠赤外線およびサブミリ波長で観察)を生成します。粒子はかなり非球形であるはずですが、実際の形状は不明です。整列した粒子が光学波長と赤外線波長で偏光を生成する\emph{相対}効果は、粒子の形状によって異なります。離散双極子近似を使用して、20の異なる凸面形状、波長$0.1\mu$m～$100\mu$m、粒径$a_{\rmeff}$について$0.05\mu$m～$100\mu$mの偏光断面積を計算します。$0.3\μ$m。回転楕円体、円柱、四角柱、三軸楕円体が考慮されます。観測された星の光の偏光に必要な最小アスペクト比が決定されます。一部の形状は、遠赤外線およびサブmm波長での偏光が少なすぎる、または多すぎるため除外される可能性があります。$10\μ$m偏光と統合光偏光の比は粒子の形状にはほとんど依存せず、実行可能な凸形状間で$\pm8\%$だけ変化します。したがって、少なくとも凸状粒子の場合、粒子形状の不確実性は、CygOB2-12への10$\μ$m偏光の予測と観測の間の矛盾を説明することはできません。
Goldreich-Kylafis 効果の放射伝達コード PyRaTE へのマルチレベル実装
| Title |
A_multilevel_implementation_of_the_Goldreich-Kylafis_effect_into_the_radiative_transfer_code_PyRaTE |
| Authors |
Aris_Tritsis_and_Nikolaos_D._Kylafis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15230 |
星間物質の高密度の低温相における磁場を研究するために利用可能なすべての観測技術の中でも、文献ではGoldreich-Kylafis効果(Goldreich&Kylafis1981;以下「GK効果」)と呼ばれる、スペクトル線の直線偏光です。依然として最も活用されていない方法の1つです。この研究では、マルチレベルの非局所熱力学的平衡放射伝達コードPyRaTEにGK効果を実装します。偏光放射の異なるモードは、偏光方向ごとに計算された個別の光学深度を使用して個別に処理されます。分析結果に対して実装のベンチマークを行い、さまざまな限定的なケースに対するテストを提供します。以前の理論的結果と一致して、マルチレベルの場合、2レベル近似と比較して部分偏光の量が減少することがわかりますが、この結果は放射プロセスと衝突プロセスの間の相対的な重要性の影響を受けます。最後に、崩壊する星前核の軸対称で非理想的な磁気流体力学化学力学シミュレーションを後処理し、進化の初期段階におけるCOの分極率の形状(速度の関数として)に関する理論的予測を提供します。分子雲のこと。コードは無料でダウンロードできます。
バナナに向かう銀河: JWST-CEERS を使用した高赤方偏移銀河の 3D 形状の推論
| Title |
Galaxies_Going_Bananas:_Inferring_the_3D_Geometry_of_High-Redshift_Galaxies_with_JWST-CEERS |
| Authors |
Viraj_Pandya,_Haowen_Zhang,_Marc_Huertas-Company,_Kartheik_G._Iyer,_Elizabeth_McGrath,_Guillermo_Barro,_Steven_L._Finkelstein,_Martin_Kuemmel,_William_G._Hartley,_Henry_C._Ferguson,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Joel_Primack,_Avishai_Dekel,_Sandra_M._Faber,_David_C._Koo,_Greg_L._Bryan,_Rachel_S._Somerville,_Ricardo_O._Amorin,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Eric_F._Bell,_Emmanuel_Bertin,_Luca_Costantin,_Romeel_Dave,_Mark_Dickinson,_Robert_Feldmann,_Adriano_Fontana,_Raphael_Gavazzi,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Yuchen_Guo,_ChangHoon_Hahn,_Benne_W._Holwerda,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Anton_M._Koekemoer,_Jennifer_M._Lotz,_Ray_A._Lucas,_Laura_Pentericci,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Nor_Pirzkal,_Dale_D._Kocevski,_Casey_Papovich,_Swara_Ravindranath,_Caitlin_Rose,_Marc_Schefer,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15232 |
高赤方偏移銀河の3D幾何学構造はまだほとんど理解されていません。微分可能なベイジアンモデルを構築し、ハミルトニアンモンテカルロを使用して、JWST-CEERS観測における星形成銀河の3D形状を$\logM_*/M_{\odot}=9.0-10.5$at$z=で効率的かつ堅牢に推定します。0.5〜8.0ドル。HST-CANDELSによる以前の結果をわずかな計算時間で再現し、平均楕円率、三軸性、サイズ、および$\sim50$銀河ほどの小さなサンプルの共分散を制約します。すべての質量赤方偏移ビンで高い3D楕円率が見つかり、偏球(円盤状)または扁長(細長い)ジオメトリを示唆しています。$z>1$の$\logM_*/M_{\odot}=9.0-9.5$矮星の場合、平均三軸度を$\sim1$に制約し、三軸度が大幅に低くなり、この縮退を打破します(偏長シナリオに有利)。質量が大きく、赤方偏移が小さい場合は、円盤の出現を示します。扁長集団は、低$b/a$で大きな$\loga$銀河が過剰に存在する、投影された$b/a-\loga$図の「バナナ」を追跡します。矮長扁円率は、$z=0.5-1.0$の$\sim25\%$から$z=3-8$の$\sim50-80\%$まで上昇します。これらがディスクの場合、軸対称であることはできませんが、局所的な円ディスクとは異なり、異常な楕円形(3軸)でなければなりません。3Dサイズと質量の関係と3D形状への依存性を同時に制約します。確率の高い扁円形候補と扁円形候補は、著しく類似したセルシック指数($n\sim1$)、ノンパラメトリックな形態学的特性、および特定の星形成率を示します。どちらも視覚的には円盤または不規則であるがエッジオン偏球の候補として分類される傾向があり、より多くのダストの減衰を示します。選択の効果、追跡調査の見通し、理論的意味について議論します。
磁化された円盤銀河における星形成の制御
私たちは、孤立した円盤銀河の高解像度MHDシミュレーションを使用して、自己制御された星形成星間媒体(ISM)と磁場の共進化を調査します。シミュレーションは、ガス冷却、星形成、フィードバックを伴う標準的なAgora初期条件でRamsesAMRコードを使用して実行されます。私たちはさまざまな初期磁場の強さで銀河を動かします。フィールドは急速に成長し、5億ミリ以内でほぼ飽和状態に達しますが、レベルは異なります。銀河は準定常状態に達し、ガスの消費と中間のISM密度での場の強度の増加により、星形成がゆっくりと減少します。私たちはこの挙動を、ガスの性質や銀河の全体的な構造の違いと結びつけます。特に、強いフィールドはフィードバックバブルを制限します。さまざまなケースで、磁気圧力、乱流、熱エネルギーのさまざまな組み合わせを使用してISMがサポートされます。磁気サポートは、最初は弱い場の場合には恒星フィードバックと密接に関係していますが、最初から強い場の場合はそうではありません。これらの支持体の空間分布もそれぞれの場合で異なり、これがガスディスクの安定性に反映されます。これをそれぞれの場合の星形成の全体的な分布に関連付けます。私たちは、弱い初期磁場は成長して局所円盤銀河の現実的なモデルを生成できるが、典型的な磁場強度から始めるとそうはならないと結論付けています。
結合運動学および弱レンズデータによる銀河の半径方向加速度の関係
| Title |
Radial_acceleration_relation_of_galaxies_with_joint_kinematic_and_weak-lensing_data |
| Authors |
Tobias_Mistele,_Stacy_McGaugh,_Federico_Lelli,_James_Schombert,_Pengfei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15248 |
私たちは運動学的データと重力レンズデータを組み合わせて、広いダイナミックレンジにわたる銀河の動径加速関係(RAR)を構築します。私たちは、以前の弱いレンズの研究を2つの方法で改善しました。まず、運動学データと同じ恒星集団モデルを使用して星の質量を計算します。次に、過剰な表面密度プロファイルを半径方向の加速度に変換する新しい方法を導入します。この方法は、正確で計算効率が高く、以前の方法よりも体系的な不確実性が小さい新しい逆投影式に基づいています。弱いレンズデータから推論されたRARは、運動学データから推論されたRARが約$2.5\,\mathrm{dex}$の加速度で滑らかに継続していることがわかります。これまでの研究とは対照的に、十分に厳密な分離基準が採用され、その恒星質量とガス質量が運動学的RARと一致して推定された場合、初期型銀河と後期型銀河が同じ結合RAR上に存在することがわかりました。
JWST を使用して高赤方偏移銀河を見つけるための効率的な調査設計
| Title |
Efficient_survey_design_for_finding_high-redshift_galaxies_with_JWST |
| Authors |
Luka_Vujeva,_Charles_L._Steinhardt,_Christian_Kragh_Jespersen,_Brenda_L._Frye,_Anton_M._Koekemoer,_Priyamvada_Natarajan,_Andreas_L._Faisst,_Pascale_Hibon,_Lukas_J._Furtak,_Hakim_Atek,_Renyue_Cen,_Albert_Sneppen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15284 |
いくつかの大規模なJWSTブランクフィールド観測プログラムでは、$15\leqz\leq20$で形成されると予想される最初の銀河はまだ発見されていません。これにより、この赤方偏移範囲を効果的に調査できる、より効果的な調査戦略の探索が動機付けられました。ここでは、歴史的にHSTで最も効果的な発見ツールであった重力レンズクラスターフィールドの使用を検討します。この論文では、この集団を明らかにする際に、単一のJWSTNIRCamモジュール内で最高の中央倍率を提供する最も大規模な銀河団の有効性を分析します。$z>15$の壁を打ち破るためにこれらのレンズクラスターを活用した結果は、JADESやCEERSなどの大規模な空白フィールド調査の結果と比較され、JWSTにとって最も効果的な調査戦略が決定されます。我々は、光源面で高倍率の単一NIIRCamモジュールの最大部分を占めるように特別に選択された大規模な前景銀河団を含むフィールドが、単一モジュール内の画像面にすべての複数の画像を含むことを報告しています。$15\leqz\leq20$領域を調査し、JWSTで可能な限り最も高い赤方偏移銀河を発見しました。また、調査深度を浅くする代わりに複数の大規模クラスターを使用する方が、$z>15$領域を調査する時間効率の高い方法であることもわかりました。
銀河面における新しい PNe と SySt の測光的候補選択と分光学的確認
| Title |
Photometric_candidate_selection_and_spectroscopic_confirmation_of_new_PNe_and_SySts_in_the_Galactic_plane |
| Authors |
Giovanna_Liberato,_Denise_R._Gon\c{c}alves,_Luis_A._Guti\'errez-Soto_and_Stavros_Akras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15335 |
現在、天の川銀河には約3,500個の惑星状星雲(PNe)が知られていますが、これは、使用される基準($33-59\times10^{3}$)に関係なく、これらの天体の予想される数と大きな乖離を示しています。銀河内の予想数($3-400\times10^{3}$)は既知の星の数(約300)とはかなり異なるため、共生星(SySts)にも同じことが当てはまります。PNeとSyStsに関する研究は、低質量星から中質量星の星の進化の後期段階を理解する上で重要な手がかりを提供するため、非常に重要です。さらに、これらのクラスの天体は、その物質を星間物質(ISM)に放出し、進化の過程で生成されるさまざまな化学元素で銀河を豊かにすることで、銀河の化学進化に大きな役割を果たしています。このプロジェクトは、銀河内の新しいPNeとSyStの検出に貢献し、観測された個体群と理論上の個体群の間の差異を減らすことを目的としています。光学サーベイVPHAS+(南銀河面とバルジのVST測光H$\alpha$サーベイ)からの3番目のデータリリースを同時に使用し、銀河面の南半球を$r$、$i$、および$r$でマッピングします。H{$\alpha$}フィルター、およびカタログAllWISE(広視野赤外線サーベイエクスプローラー+ツーミクロン全スカイサーベイ)のIRカラーを考慮すると、最終的に多数のPNおよびSyStの候補が得られます。その後、SOAR望遠鏡（南天体物理研究望遠鏡）による分光観測を通じて、これらの天体の性質を確認します。これまでのところ、PN候補を選択し、そのうち8つについて分光追跡を行っています。このプレゼンテーションでは、少なくとも1つの新しい惑星状星雲の発見と、PNまたはSyStとしてまだ確認されていない他の輝線源の発見からなるプロジェクトの予備的な結果を示します。
| Title |
Orbital_evolution_of_LIGO/Virgo_binaries_in_stellar_clusters_driven_by_cluster_tides,_stellar_encounters_and_general_relativity |
| Authors |
Alexander_Rasskazov_and_Roman_R._Rafikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15374 |
LIGO/おとめ座の重力波現象の起源には、高密度の恒星系（球状星団または核星団）における相対論的構成要素を含む連星の生成と、その後の合体に向けた進化が関与している可能性がある。これらの連星の軌道パラメータ（内部軌道）と星団内部の運動（外部軌道）は、外部要因（星団星とのランダムな出会いや滑らかな星団ポテンシャルによる星団潮汐）と内部要因（さまざまな原因）の両方によって進化します。バイナリー内での散逸と歳差運動。我々は、これらすべての効果を同時に説明する連星の内部軌道と外部軌道の進化を追跡し、効率的なモンテカルロ研究を可能にする数値フレームワークである恒星クラスターにおける連星進化（BESC）を提案します。クラスター潮汐の永年効果は、外側の連星軌道で平均化することなく、単一平均近似で計算されます。恒星との遭遇に関しては、連星の内側と外側の軌道に対する近傍と遠方のフライバイの影響をそれぞれ含めます。特に、これにより、バイナリをクラスターの中心に向かって沈ませる動的摩擦を明示的に説明できるようになります。また、LIGO/おとめ座のソースに焦点を当てているため、一般相対論的な歳差運動(高い離心率でのクラスター潮汐を抑制する)と重力波の放出(連星軌道の縮小)も含めます。私たちはBESCを使用して、多くの特徴的な二値進化の結果を示し、さまざまな物理プロセスの相対的な寄与について議論します。BESCは、クラスター内の他のオブジェクトを研究するために使用することもできます。青いはぐれ星、ホットジュピター、X線連星など。
LAMOST およびガイアレッド塊サンプルを使用した銀河円盤のマッピング: VIII:
単一年齢および単一存在量の恒星集団を使用した銀河円盤の運動学のマッピング
| Title |
Mapping_the_Galactic_disk_with_the_LAMOST_and_Gaia_Red_clump_sample:_VIII:_Mapping_the_kinematics_of_the_Galactic_disk_using_mono-age_and_mono-abundance_stellar_populations |
| Authors |
Weixiang_Sun,_Yang_Huang,_Han_Shen,_Chun_Wang,_Huawei_Zhang,_Zhijia_Tian,_Xiaowei_Liu,_and_Biwei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15408 |
我々は、大規模な円盤体積(4.5$\leq$R$\leq$15.0kpcおよび$|Z|$$\leq$3.0kpc)、LAMOST-Gaia赤色塊サンプル星を使用。さまざまな空間ビンと人口ビンの中央速度を決定し、動径方向速度の波状挙動、方位角速度の南北不一致、垂直速度のワープ信号などの大規模なバルク運動、および振幅とこれらのバルク運動の空間依存性は、単年齢および単個体数の集団ごとに大きな変動を示します。速度分散の全球的空間挙動は、渦巻状腕の信号と、4ギヤ以内の円盤摂動イベントの信号、および外側領域(つまり$R\ge12$kpc)での円盤のフレアリングを明らかに示しています。若い恒星集団やアルファの乏しい恒星集団向け。さまざまな円盤体積に対する年齢/[$\alpha$/Fe]-速度分散関係の詳細な測定は、若い/$\alpha$に乏しい個体群が巨大分子雲と渦巻き腕の両方によって動的に加熱されたことに起因する可能性が高いことを示しています。/$\alpha$で強化された個体群は、合体や降着などの他の加熱メカニズムからの明らかな寄与を必要としたり、ガスが豊富な系や乱流の星間物質の混沌とした合体で誕生したりする必要があります。
銀河のさまざまな速度分散プロファイルの起源について
| Title |
On_the_Origin_of_the_Variety_of_Velocity_Dispersion_Profiles_of_Galaxies |
| Authors |
San_Han,_Sukyoung_K._Yi,_Sree_Oh,_Mina_Pak,_Scott_M._Croom,_Julien_Devriendt,_Yohan_Dubois,_Taysun_Kimm,_Katarina_Kraljic,_Christophe_Pichon,_Marta_Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15534 |
観測された銀河とシミュレーションされた銀河は、速度分散プロファイルに大きなばらつきを示します。私たちは積分場分光法データを使用して星の速度分散プロファイルの内側と外側の傾きを調べ、それらを宇宙論的な流体力学シミュレーションと比較します。シミュレートされた銀河は、観測された内部と外部の両方の斜面のさまざまな速度分散プロファイルと星の質量依存性を厳密に再現します。内側の傾斜は主に、その場で形成された若い星と古い星の相対的な半径方向の分布によって影響されます。つまり、若い中心はより平坦な内側の輪郭を示します。降着（その場外）星の存在は、速度分散プロファイルに2つの影響を与えます。まず、その場で形成された星と比較して、空間分布と速度分布がより分散しているため、速度分散プロファイルの外側の傾きが増加します。また、速度異方性がより放射状になります。より重い銀河は、その場外で形成された星の割合が高いため、外側の速度分散プロファイルの傾きがより大きくなり、半径方向の異方性がより高くなります。外側速度分散プロファイルの多様性は、銀河間の多様な集合履歴を反映しています。
タリー・フィッシャー関係とボスマ効果
| Title |
The_Tully-Fisher_relation_and_the_Bosma_effect |
| Authors |
Francesco_Sylos_Labini,_Giordano_De_Marzo,_Matteo_Straccamore,_S\'ebastien_Comer\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15673 |
我々は、THINGSサンプルと天の川銀河にある16個の近くの円盤銀河の回転曲線が、NFWハローモデルとボスマ効果によってほぼ同じレベルの精度で記述できることを示します。後者の効果は、大きな半径での回転曲線の挙動がスケール変更されたガス成分によって決定され、したがって暗黒物質とガスの分布が密接に相関していることを示唆しています。ガス表面密度が指数関数的に減衰する銀河に焦点を当てることで、十分に大きな半径で指数関数的な薄い円盤モデルに一致するように回転曲線を正規化できます。この正規化は、薄い円盤構造を仮定して、銀河の質量がこのモデル内で一貫して推定されることを前提としています。この再スケーリングにより、データにうまく適合する新しいバージョンのタリーフィッシャー(TF)関係、ボスマTF関係を導出できることを示します。このモデルの枠組みでは、ボスマタリーフィッシャー(TF)関係とバリオンTF関係の間の関係は、データで測定されたバリオン質量と円盤の総質量の間の追加の経験的関係を考慮することによって確立できます。。
超新星残骸MSH 15-52の結晶質ケイ酸塩塵を含む超新星噴出物
| Title |
Supernova_Ejecta_with_Crystalline_Silicate_Dust_in_the_Supernova_Remnant_MSH_15-52 |
| Authors |
Hyun-Jeong_Kim,_Bon-Chul_Koo,_Takashi_Onaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15733 |
若い超新星残骸(SNR)MSH15-52のIRAS15099-5856は、これまでに検出された結晶性ケイ酸塩ダストを含む最初で唯一のSNR関連天体ですが、その性質と結晶性ケイ酸塩の起源はまだ不明です。この論文では、ガスと塵の空間分布を研究するための、IRAS15099-5856の明るい中央コンパクト光源IRS1の高解像度中赤外(MIR)イメージング観察と、その起源を探るためのスピッツァーMIRスペクトルの分析を紹介します。IRS1の。ジェミニ南望遠鏡に取り付けられたT-ReCSで得られたMIR画像は、[NeII]12.81$\mu$mとQa18.30$\mu$mで明るい塊と拡散発光を伴うIRS1の複雑で不均一な形態を示しています。IRS1は、始原星の連星伴星の候補である近くのO星ムッツィオ10によって外部から加熱される拡張源であることが確認された。スピッツァーMIRスペクトルでは、強い[NeII]12.81$\μ$m線を含むいくつかのイオン輝線が明らかになりますが、水素線は検出されません。さまざまな元素組成を持つ光イオン化コードCLOUDYを使用してスペクトルをモデル化します。モデルから得られたIRS1の元素存在量は、減耗した水素と強化金属、特にネオン、アルゴン、鉄を含むSN噴出物の元素存在量に近いです。我々の結果は、IRS1がSN噴出物に由来することを示唆し、新たに形成されたSNダスト中で結晶性ケイ酸塩が形成される可能性を示唆している。
銀河暗黒物質ハローの温度プロファイル
| Title |
Temperature_profiles_of_galactic_dark_matter_halos |
| Authors |
Andr\'es_Ace\~na,_Juan_Barranco,_Argelia_Bernal_and_Ericson_L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15795 |
我々は、暗黒物質が古典的な理想気体、理想フェルミ気体、または理想ボース気体として扱われることを考慮して、銀河暗黒物質ハローの温度プロファイルを提示します。物質モデルにおける唯一の自由なパラメーターは、暗黒物質粒子の質量です。Persic、Salucci、Stel(1996)によって提案された回転速度プロファイルを使用し、暗黒物質ハローが自己重力の独立した構造であると仮定することにより、温度プロファイルを取得します。温度プロファイルから、古典的な理想気体と理想フェルミ気体は暗黒物質の実行可能な説明ではなく、粒子の質量が十分に小さい場合は理想的なボース気体であると結論付けられます。Donatoらによって提示された関係を考慮すると、（2009）およびGentileら。(2009)中心密度と核半径の間の計算により、すべての銀河の暗黒物質の中心温度は同じであると結論付けられます。また、暗黒物質ハローはボース・アインシュタイン凝縮状態にあり、少なくとも中心領域はボース・アインシュタイン凝縮状態にあります。観測データのフィッティングを使用することで、暗黒物質粒子の質量に$13\,eV/c^2$のオーダーで上限を設定することができます。
野辺山はくちょう座 X サーベイ: DR-6(W)、DR-9、DR-13S 領域の C$^{18}$O 塊の物性
| Title |
Nobeyama_Cygnus-X_Survey:_Physical_Properties_of_C$^{18}$O_clumps_in_DR-6(W),_DR-9_and_DR-13S_regions |
| Authors |
I._Toledano--Ju\'arez,_E._de_la_Fuente,_K._Kawata,_M._A._Trinidad,_D._Tafoya,_M._Yamagishi,_S._Takekawa,_M._Ohnishi,_A._Nishimura,_S._Kato,_T._Sako,_M._Takita,_R._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15807 |
白鳥座OB2の関連が白鳥座の繭内のPeVatronとして確認されているため、白鳥座Xは高エネルギー天体物理学の関心領域と考えられています。この研究ノートでは、新しい高解像度(16インチ)$^{12,13}$CO(J=1$\rightarrow$0)およびC$^{18}$O(J=1$\rightarrow$0)を紹介します。$0)野辺山はくちょう座X調査を補完するために、野辺山45メートル電波望遠鏡で得られた観測。星形成領域DR-6W、DR-9、DR13Sに関連する19個の新たなC$^{18}$O塊を発見した。これらの塊の物理的パラメーターを提示します。これは、隣接するカバーされた領域と一致します。これらの領域と、DR6とDR6Wの間に位置するフィラメントの塊状の性質が確認されました。これらの結果は、サイズ$\sim$10$^{-1}$pc、質量$\sim$10$^2$M$_\odot$、およびH$_2$密度の塊を持つこれらの領域で星形成が起こっていることを強く示唆しています。$\sim$10$^4$cm$^{-3}$の。
特異な銀河 NGC 232 の空間分解観測: AGN 風と恒星集団
| Title |
Spatially_resolved_observations_of_the_peculiar_galaxy_NGC_232:_AGN_winds_and_stellar_populations |
| Authors |
Jose_Henrique_Costa-Souza,_Rogemar_A._Riffel,_Oli_L._Dors,_Rogerio_Riffel,_and_Paulo_C._da_Rocha-Poppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15842 |
私たちは、VLT-MUSE積分フィールドユニットデータを使用して、電離ガスの物理的特性と運動学、およびセイファート2銀河NGC232の恒星集団を研究します。データは、60インチx60インチの視野をカバーします。~850pcの空間解像度。輝線プロファイルには、2つのガウス成分が当てはめられています。1つは円盤内のガスの放出に関連し、もう1つは双円錐形の流出によるものです。スペクトル合成により、年齢が2ギヤを超える古い恒星集団が優勢であり、最大の寄与が核で見られ、外側に向かって減少していることが明らかになりました。一方、若年および中年齢の恒星集団は半径の増加とともに正の勾配を示し、2000万年未満の恒星によって追跡される半径約0.5kpcの環状星形成リングが観察されます。これは、AGNとSFが優勢な領域が同様のガス状酸素存在量を示すという事実と合わせて、星形成とAGNの両方に供給する共有の貯蔵庫があることを示唆しています。我々は、核から約560pcの距離で観測された電離ガスの最大流出速度を約1.26M_{sun}/年と推定した。対応する流出の最大運動パワーは~3.4x10^{41}erg/sです。この放出されたエネルギーは、この領域で観測された星形成速度の低下によって証明されているように、電離円錐内での星形成を抑制するのに十分である可能性があります。
天の川銀河における球状星団の動的進化に関するフェルミ LAT 研究: プローブとしてのミリ秒パルサー
| Title |
A_Fermi-LAT_Study_of_Globular_Cluster_Dynamical_Evolution_in_Milky_Way_Galaxy:_Millisecond_Pulsars_as_the_Probe |
| Authors |
Li_Feng,_Zhongqun_Cheng,_Wei_Wang,_Zhiyuan_Li_and_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15859 |
$\sim12$年のアーカイブ{\itFermi}-LATデータを使用して、球状星団(GlC)内のミリ秒パルサー(MSP)の個体群を研究し、天の川銀河における星団の動的進化への依存性を調査します。。$\gamma$線の光度($L_{\gamma}$)と放射率($\epsilon_{\gamma}=L_{\gamma}/M$)がMSPの人口と存在量の良い指標であることを示します。それらはホストクラスターの動的進化の歴史に大きく依存しています。具体的に言えば、よりコンパクトな構造を持つ動的に古いGLCは、より大きな$L_{\gamma}$および$\epsilon_{\gamma}$を持つ可能性が高く、これらの傾向は星団恒星遭遇率$\との強い相関として要約できます。Gamma$と特定の遭遇率($\Lambda=\Gamma/M$)、$L_{\gamma}\propto\Gamma^{0.70\pm0.11}$および$\epsilon_{\gamma}\propto\動的に正常なGLCの場合はLambda^{0.73\pm0.13}$です。しかし、GLCが深部核崩壊に発展するにつれて、これらの傾向は逆転することがわかり、強力な遭遇が核崩壊したシステムからMSPの放出につながった可能性があることを示唆しています。さらに、GLCは、星の質量関数の傾きが増加し、潮汐半径が減少し、銀河中心(GC)からの距離が減少するにつれて、より大きな$\epsilon_{\gamma}$を示すことが分かりました。これらの相関関係は、GLCが運動エネルギーを失い、GCに向かって螺旋を描くにつれて、潮汐剥離と質量分離が優先的にGICから正常な星を失うのに対し、MSPはクラスター中心に集中し、星団に堆積する可能性が高いことを示しています。GC。さらに、GLCの$\epsilon_{\gamma}$は銀河バルジの$\sim10-1000$倍大きいと測定されており、後者には数千の未解決のMSPが存在すると考えられており、GC$\gamma$線の原因となっている可能性がありますこれは、GICがGC内のMSPの集団に多大な貢献をしていることを裏付けています。
ノエマ形成銀河団調査 (NICE): z=3.95 に放射発光コアを持つスターバースト銀河群を発見
| Title |
Noema_formIng_Cluster_survEy_(NICE):_Discovery_of_a_starbursting_galaxy_group_with_a_radio-luminous_core_at_z=3.95 |
| Authors |
Luwenjia_Zhou,_Tao_Wang,_Emanuele_Daddi,_Rosemary_Coogan,_Hanwen_Sun,_Ke_Xu,_Vinodiran_Arumugam,_Shuowen_Jin,_Daizhong_Liu,_Shiying_Lu,_Nikolaj_Sillassen,_Yijun_Wang,_Yong_Shi,_Zhi-Yu_Zhang,_Qinghua_Tan,_Qiusheng_Gu,_David_Elbaz,_Aurelien_Le_Bail,_Benjamin_Magnelli,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Chiara_d'Eugenio,_Georgios_E._Magdis,_Francesco_Valentino,_Zhiyuan_Ji,_Raphael_Gobat,_Ivan_Delvecchio,_Mengyuan_Xiao,_Veronica_Strazzullo,_Alexis_Finoguenov,_Eva_Schinnerer,_R._Michael_Rich,_Jiasheng_Huang,_Yu_Dai,_Yanmei_Chen,_Fangyou_Gao,_Tiancheng_Yang,_and_Qiaoyang_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15925 |
星形成のピーク期における遠方の銀河群や銀河団の研究は、統計的かつ均質に選択され、分光学的に確認されたサンプルが不足しているため、限界があります。クラスターコアにおける集中スターバースト活動の最近の発見により、統合された赤外光度に基づいてこれらの構造を探索するための新しい窓が開かれました。これにより、我々は、z>2における大質量銀河の過密度に関連する赤外発光源の統計サンプルを対象とした大規模なNOEMA(NOrthernExtendedMillimeterArray)プログラムであるNoema形成銀河団調査(NICE)を実行します。進行中のNICE調査からの最初の結果、ロックマンホールフィールド(LH-SBC3)のz=3.95にあるコンパクトなグループを紹介します。これは、CO(4-3)で検出された4つの大質量(M_star>10^10.5M_sun)銀河によって確認されました。および[CI](1-0)行。LH-SBC3のCOで検出された4つのメンバーは180kpcの物理スケールに分布しており、構造全体のハロー質量は約10^13Msun、総星形成速度(SFR)は約4000Msun/年と推定されています。さらに、最も巨大な銀河は、L_1.4GHz、残り=3.0*10^25W/Hzの電波大音量のAGNをホストしています。LH-SBC3の発見は、高インピーダンスのコンパクトグループまたはクラスターコアの形成を効率的に識別するための私たちの方法の実現可能性を示しています。z~4までのこれらのスターバースト銀河団コアの存在は、クラスター内の中心大質量銀河の質量集合の歴史に対する重要な洞察を提供します。
JWSTを用いた$z=2-4$におけるGRB母銀河の発光ベースと吸収ベースの気相金属量の比較
| Title |
Comparing_emission-_and_absorption-based_gas-phase_metallicities_in_GRB_host_galaxies_at_$z=2-4$_using_JWST |
| Authors |
P._Schady,_R._M._Yates,_L._Christensen,_A._De_Cia,_A._Rossi,_V._D'Elia,_K._E._Heintz,_P._Jakobsson,_T._Laskar,_A._Levan,_R._Salvaterra,_R._L._C._Starling,_N._R_Tanvir,_C._C._Th\"one,_S._Vergani,_K._Wiersema,_M_.Arabsalmani,_H.-W._Chen,_M._De_Pasquale,_A._Fruchter,_J._P._U._Fynbo,_R._Garc\'ia-Benito,_B._Gompertz,_J._Greiner,_D._Hartmann,_B._Milvang-Jensen,_E._Palazzi,_D._Perley,_S._Piranomonte,_G._Pugliese,_S._Savaglio,_B._Sbarufatti,_S._Schulze,_G._Tagliaferri,_A._de_Ugarte_Postigo,_D._Watson,_P._Wiseman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15967 |
JWST/NIRSpecは、遠方の銀河の高感度分光観測を提供しており、宇宙の化学進化の視野を再電離の時代にまで広げ、$z>2$でこれまで可能であったものよりも1～2dex低い銀河質量にまで拡張しています。それにもかかわらず、これらの観測は依然として、明るい星形成領域からの光によって大きく支配されている。銀河の金属性を探る別の高感度プローブは、主銀河内の介在物質からの長いガンマ線バースト(GRB)の発光残光スペクトルに刻印された吸収線を利用するものです。ただし、これら2つの独立しているが相補的なプローブは、組み合わせる前に相互校正する必要があります。我々は、GRB残光吸収線で測定された中性ガスの金属性とNIRSpecで測定されたGRBホストの星形成領域の輝線金属性との関係を調査するためのサイクル1JWSTプログラムからの最初の結果を提示する。$z=2-4$にある7つのGRBホスト銀河の初期サンプルを使用して、最近のLaseteretal.の解析結果を使用すると、吸収と輝線の金属性の間に密接な関係があることがわかります。(2023)$\hat{R}$金属性診断。比較的化学的に均質な多相星間物質を示唆し、吸収線プローブと輝線プローブを直接組み合わせて銀河の化学濃縮を調査できることを示しています。ただし、$R_{23}$や$R_3$などの他の診断を使用する場合、その関係はそれほど明確ではありません。吸収と輝線の金属性の関係を最終的に確認するには、GRBホスト銀河サンプル内の温度に敏感なオーロラ線の検出を介して、輝線の金属性をより直接的に決定する必要があります。
新しい CO から H2 への変換係数の処方で明らかになった、近くの銀河における星形成効率
| Title |
Star_Formation_Efficiency_in_Nearby_Galaxies_Revealed_with_a_New_CO-to-H2_Conversion_Factor_Prescription |
| Authors |
Yu-Hsuan_Teng,_I-Da_Chiang,_Karin_M._Sandstrom,_Jiayi_Sun,_Adam_K._Leroy,_Alberto_D._Bolatto,_Antonio_Usero,_Eve_C._Ostriker,_Miguel_Querejeta,_Jeremy_Chastenet,_Frank_Bigiel,_Mederic_Boquien,_Jakob_den_Brok,_Yixian_Cao,_Melanie_Chevance,_Ryan_Chown,_Dario_Colombo,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Maria_J._Jimenez-Donaire,_Daizhong_Liu,_Eric_J._Murphy,_Hsi-An_Pan,_Sophia_K._Stuber,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16037 |
銀河環境、特にバー供給銀河中心における高いガス密度と複雑な力学が分子ガスの星形成効率（SFE）をどのように変化させるかを解明することは、銀河の進化を理解する上で極めて重要です。ただし、これらと同じ物理的または力学的効果もCOの放射率特性を変化させ、ガス柱の評価に影響を与えるCOからH$_2$への変換係数($\alpha_\rm{CO}$)の変動につながります。密度、ひいてはSFEの密度。このような問題に対処するために、ダストベースの新しい$\alpha_\rm{CO}$測定セットを使用して、$\alpha_\rm{CO}$の局所的なCO速度分散への依存性を150pcスケールで調査し、次のことを提案します。銀河間のCO放射率の変動を考慮した新しい$\alpha_\rm{CO}$処方。この処方に基づいて、PHANGS-ALMA調査からの65個の銀河のサンプルのSFEを推定します。銀河中心のような表面密度の高い領域に向かってSFEが増加する一方、一定または金属量ベースの$\alpha_\rm{CO}$を使用すると、中心と円盤全体でより均一なSFEが得られることがわかりました。さらに、我々の処方では、棒状銀河の中心では分子ガスの平均枯渇時間が700Myrであることが明らかになり、これは全体として棒状銀河の中心や円盤に比べて3～4倍短いことになります。銀河円盤全体で、$\alpha_\rm{CO}$処方の選択に関係なく、枯渇時間は一貫して約2～3Gyrです。まとめると、我々の結果は、棒状中心における高レベルの星形成活動は、単純に分子ガス量の増加によるものではなく、棒状中心や円盤領域と比較してSFEの強化によるものであることを示唆しています。
NGC 1068 のコロナにおける加速陽子、X 線、ニュートリノ間の相互作用: キネティック プラズマ シミュレーションからの制約
| Title |
The_Interplay_between_accelerated_Protons,_X-rays_and_Neutrinos_in_the_Corona_of_NGC_1068:_Constraints_from_Kinetic_Plasma_Simulations |
| Authors |
Rostom_Mbarek,_Alexander_Philippov,_Alexander_Chernoglazov,_Amir_Levinson,_Richard_Mushotzky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15222 |
我々は、動的粒子内細胞（PIC）シミュレーションからの制約を使用して、NGC1068の方向で観測されたニュートリノ過剰の原因となる可能性のある加速陽子の特性を調べます。i)円盤内部のコロナルX線と光学/紫外線が、ブラックホールから100シュヴァルツシルト半径以内のハドロン$\gamma$線を効率的に吸収することを発見した。ii)コロナ熱プールから加速された陽子は、観測されたニュートリノを説明できない。iii)観測された信号を説明するには、$\gamma_p\sim10^4$でピークに達するハードスペクトルを持つ陽子を、磁気的に支配された乱流コロナに注入する必要があり、そこで陽子は閉じ込められて再加速されます。結果として得られるニュートリノ信号は、IceCubeの観測結果と一致する可能性があります。最も好ましいシナリオでは、注入された陽子はブラックホール付近の断続的な電流シート内で事前に加速され、円盤と流出の境界、または磁束噴出現象中に発生します。
高エネルギー天体物理学ニュートリノ空におけるフレーバー異方性
TeV～PeVエネルギーの高エネルギー天体物理ニュートリノは、天体物理学と素粒子物理学に対する独自の洞察を提供します。それらの到来方向とフレーバー組成、つまり、それらのフラックス中の電子、ミューオン、およびタウニュートリノの割合は、個別に観測値として価値があります。これらを組み合わせることで、これまで探求されていなかった新しい機会が初めて明らかになります。電子、ミューニュートリノ、およびタウニュートリノの到着方向の異方性は、空に異なる分布をしているニュートリノ発生源の複数の集団を明らかにし、ローレンツ不変性の破れから予想されるような、異なるフレーバーのニュートリノが特定の方向に沿って優先的に伝播するかどうかをテストする可能性があります。7.5年間の公開IceCube高エネルギー開始イベントを使用して、高エネルギー天体物理ニュートリノの指向性フレーバー組成の最初の測定を行い、フレーバー双極子と四重極の存在を制約し、ローレンツ不変性によって導入された「コンパスの非対称性」の制約を改善しました。違反。近い将来、今後登場するニュートリノ望遠鏡によって、これらの測定は全体的に改善されるでしょう。
| Title |
Predictions_for_Electromagnetic_Counterparts_to_Neutron_Star_Mergers_Discovered_during_LIGO-Virgo-KAGRA_Observing_Runs_4_and_5 |
| Authors |
Ved_G._Shah,_Gautham_Narayan,_Haille_M._L._Perkins,_Ryan_J._Foley,_Deep_Chatterjee,_Bryce_Cousins,_Phillip_Macias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15240 |
我々は、連星中性子星(BNS)合体の重力波検出に関連するキロノバエ(KNe)の電磁検出率を推定するための、包括的で構成可能なオープンソースフレームワークを紹介します。最新の感度と稼働時間の値を使用して現在のLIGO-Virgo-KAGRA(LVK)の観測実行(O4)と、予測された感度を使用して次の観測実行(O5)をシミュレートします。LVKO4中に発見可能なキロノバの数は${1}_{-1}^{+4}$または${2}_{-2}^{+3}$であることがわかります(信頼度90%)。合体する連星におけるNS質量の分布に依存し、その数はO5の間に${19}_{-11}^{+24}$まで一桁増加します。質量モデルに関係なく、O4で検出可能なKNeは最大5つ(信頼度95%)であると予測されます。また、各合流システムの物理的特性に対応する光学および近赤外の光曲線も作成します。我々は、特定の施設が各KNを検出できるいくつかの広帯域および時間スケールでのピークマグニチュードの分布を含む、観測リソースを割り当て、探索および追跡観測を指示するための重要な情報を照合しました。このフレームワークは適応しやすく、合併率やNS質量分布などの入力情報が洗練されると、新しいシミュレーションを迅速に作成できます。最後に、一連のシミュレーションをこれまでに完了したO4の部分(2023年10月14日時点)と比較し、検出可能なKNeの数の中央値が0、95パーセンタイルの上限が2であることがわかり、検出されないことと一致します。O4のはるか遠く。
最新の星形成速度測定と長期多次元超新星シミュレーションによる拡散超新星ニュートリノ背景
| Title |
Diffuse_supernova_neutrino_background_with_up-to-date_star_formation_rate_measurements_and_long-term_multi-dimensional_supernova_simulations |
| Authors |
Nick_Ekanger,_Shunsaku_Horiuchi,_Hiroki_Nagakura,_Samantha_Reitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15254 |
スーパーカミオカンデ(SK)、JUNO、ハイパーカミオカンデ(HK)、DUNEなどの現在および将来のニュートリノ検出器の感度により、拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)の検出が可能になると期待されています。ただし、核崩壊超新星(CCSN)率、ニュートリノ発光スペクトル、失敗した超新星の割合などのDSNBモデルの要素は正確にはわかっていません。我々は、(i)最近の星形成速度密度測定の大規模なデータベースを編集し、(ii)長期軸対称CCSNeシミュレーションからのニュートリノ放射と陽中性子星の冷却段階からの放射を推定する戦略を組み合わせることで、これらの各成分の不確実性を定量化します。、および(iii)失敗した超新星のさまざまなモデルを仮定します。最後に、複数の実験でフラックスとイベントレートを計算し、ガドリニウムアップグレードとJUNOを使用してSKでDSNBを有意に検出するのに必要な時間の単純化された統計的推定を実行します。私たちの基準モデルは、Gdタグを採用したSKで$5.1\pm0.4^{+0.0+0.5}_{-2.0-2.7}\,{\rmcm^2~s^{-1}}$のフラックスを予測します。または年間$3.6\pm0.3^{+0.0+0.8}_{-1.6-1.9}$のイベント数。誤差は星形成速度密度測定からの不確実性、ニュートリノ放出の不確実性、および失敗した超新星の不確実性を表します。シナリオ。この基準計算では、SK-Gdを使用した$\sim2030$による$3\sigma$の検出と、SK-Gd/JUNOの共同解析による$\sim2035$による$5\sigma$の検出が確認できましたが、依然としてバックグラウンドの低減が重要です。。
磁気星フレアに伴うfモード重力波を用いた中性子星パラメータ推定の展望
| Title |
Prospects_for_Neutron_Star_Parameter_Estimation_using_Gravitational_Waves_from_f-modes_Associated_with_Magnetar_Flares |
| Authors |
Matthew_Ball,_Raymond_Frey,_Kara_Merfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15315 |
磁気星の振動モードは、高エネルギーのX線フレアに関連していると理論化されています。これらのモードからの重力波の定期的な検索は、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoによって実行されていますが、これまでのところ検出はありません。現在、積分重力波ひずみの二乗和平方根の範囲で検索結果が得られています。しかし、現在の検出器の感度の向上と将来の検出器の可能性により、より天体物理学に基づいた方法の検討が求められています。我々は、一連の現象論的および解析的モデルを使用して、さまざまな探索シナリオにおいて磁星の天体物理的特性を測定または直接制限するために、重力波探索を強化するためのフレームワークを提示します。
位置のずれた歳差運動ジェットが降着円盤の風によって窒息する
| Title |
Misaligned_precessing_jets_are_choked_by_the_accretion_disk_wind |
| Authors |
Wenbin_Lu_(UC_Berkeley),_Tatsuya_Matsumoto_(Kyoto_University),_Christopher_D._Matzner_(University_of_Toronto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15336 |
私たちは、星の角運動量がブラックホールのスピンとずれている潮汐擾乱現象（TDE）に関連して、歳差運動ジェットの流体力学的伝播を解析的および数値的に研究します。幾何学的に厚い降着円盤がブラックホールの回転軸の周りでレンズ・サーリング歳差運動を起こし、ジェットが瞬間的な円盤角運動量と一致していると仮定します。スピン軌道のずれ角度が大きい場合、ジェットが通過する特定の方向に沿ったデューティサイクルは1よりもはるかに小さくなります。より速いジェット風とより遅い円盤風が交互に所定の角度領域を満たし、その結果、両者の間に強い衝撃相互作用が生じます。我々は、歳差運動するジェットは、位置ずれ角度がジェット開口角度の数倍未満である場合にのみ風の閉じ込めから抜け出すことができることを示します。観測された噴射TDEの非常に小さなイベント率は、二重整列の条件によって説明されます。つまり、星の角運動量と観測者の視線の両方がブラックホールのスピンとほぼ一致しています。ほとんどのTDEでは、ジェットは最初は円盤の風によって詰まり、その後、歳差運動の粘性減衰によって円盤が最終的に回転軸と整列するときに初めて噴出します。このような遅い時間のジェットは、多くの光学的に選択されたTDEで見られるように、遅延した電波再輝度を生成する可能性があります。
即時残光の物理的特性と広帯域スペクトルの証拠 TeV GRB 190114C での VHE 生成の理由としてのシンクロトロンの自己コンプトン放出
| Title |
Immediate_Afterglow_Physical_Characteristics_and_Broadband_Spectra_Evidence_Synchrotron_self-Compton_Emission_as_the_Reason_for_VHE_Production_in_TeV_GRB_190114C |
| Authors |
Aadi_Krishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15366 |
2019年1月14日に確認されたロングGRB190114Cは、シンクロトロンモデルで定義された10GeVのエネルギー制限を実質的に破った最初のガンマ線バーストであり、観測された放射は0.2～1TeVの間で、z=0.425の低い赤方偏移でした。この論文は、スウィフトX線望遠鏡(XRT)、フェルミガンマ線バーストモニター(GBM)、スウィフトによる観測に基づいて、10$^{17}$から10$^{26}$Hzまでの直後の残光広帯域スペクトルを分析した。バースト警報望遠鏡(BAT)、フェルミ大域望遠鏡(LAT)、および大気ガンマイメージングチェレンコフ望遠鏡(MAGIC)。まず、バーストの放出領域の状態を理解するために必要な物理的特性を計算し、次に、均一な周囲バースト密度における前方衝撃モデルのコンテキストで最適に適合する連鎖多項式を使用して光度曲線とスペクトルを導出することで、時間解析とスペクトル解析を実行します。スペクトルエネルギー分布は、T$_0$+68-180sで二重ピークであることがわかり、この分布は、高エネルギー電子がシンクロトロン光子を上方散乱することによって説明される、別個のシンクロトロン成分とそれに続く逆コンプトン成分で構成されていることを示します。計算されたバルクローレンツ係数=351が、直後の残光のサブTeVエネルギーレベルでの逆コンプトン成分のピークを十分に説明し、バーストのコンプトン化がクライン-仁科領域で進行することを発見しました。我々は、これがGRB190114Cにおける超高エネルギー光子の生成の背後にある機構としてシンクロトロンの自己コンプトン放出を証明するものであると結論づけた。
宇宙線の直接測定とその可能な解釈
過去20年間で、宇宙線(CR)の天体物理学と宇宙および地上の天文学に目覚ましい進歩がもたらされました。最先端の検出器技術を採用したミッションの打ち上げにより、最近では夢にも思わなかった広い有効面積、広い視野、精度での計測が可能になりました。一方、そのような実験によって得られる天の川の内部の働きに関する情報の個々のスライスの解釈は、従来の天体物理モデルに課題をもたらします。主な特徴がすでにかなりよく理解されていると考えられていたエネルギー範囲において、低エネルギーおよび高エネルギーにおけるCR種の組成とスペクトルに新たな謎が生じています。この未解決の謎の蓄積は、現在の時代の特殊性を浮き彫りにしており、大きな進歩がまだ先にあることを意味しています。私の講演では、CRの直接測定の現状を検討し、その可能な解釈について議論します。残念ながら、紙面の制限により、多くの重要なアイデアや出版物についてはここでは説明しません。
GRAPES-3実験によりTeVエネルギーで観測された小規模宇宙線異方性
| Title |
Small-scale_cosmic_ray_anisotropy_observed_by_the_GRAPES-3_experiment_at_TeV_energies |
| Authors |
M._Chakraborty,_S._Ahmad,_A._Chandra,_S.R._Dugad,_U.D._Goswami,_S.K._Gupta,_B._Hariharan,_Y._Hayashi,_P._Jagadeesan,_A._Jain,_P._Jain,_S._Kawakami,_T._Koi,_H._Kojima,_S._Mahapatra,_P.K._Mohanty,_R._Moharana,_Y._Muraki,_P.K._Nayak,_T._Nonaka,_T._Nakamura,_A._Oshima,_B.P._Pant,_D._Pattanaik,_S._Paul,_G.S._Pradhan,_M._Rameez,_K._Ramesh,_S._Saha,_R._Sahoo,_R._Scaria,_S._Shibata,_T._Tabata,_H._Takamaru,_K._Tanaka,_F._Varsi,_K._Yamazaki,_and_M._Zuberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15489 |
GRAPES-3は中高度(2200m)で赤道付近($11.4^{\circ}$North)の空気シャワーアレイであり、北半球と南半球に位置する実験と宇宙線観測の視野が重なっています。我々は、小規模（$<60^{\circ}$)角度スケールの異方性。私たちは、AとBとラベル付けされた2つの構造が、統計的に有意な方法で予想される宇宙線の等方性分布から逸脱していることを観察しました。構造`A'は、赤経座標で$50^{\circ}$から$80^{\circ}$まで、赤緯座標で$-15^{\circ}$から$30^{\circ}$に広がります。構造Aで観察された相対過剰は、$(6.5\pm1.3)\times10^{-4}$のレベルにあり、統計的有意性は6.8標準偏差です。構造`B'は$110^{\circ}$から$140^{\circ}$の右赤経範囲に観察されます。この領域で観察された相対過剰は$(4.9\pm1.4)\times10^{-4}$のレベルで、統計的有意性は4.7標準偏差です。これらの構造は、Milagro、ARGO-YBJ、およびHAWCによって報告された構造と一致しています。これらの観測は、銀河系内の宇宙線源、伝播、磁気構造についてのより良い理解を提供する可能性があります。
MHDトーラスの進化と自転するAGN周囲の質量流出
私たちは、回転するAGNの周りの降着流を調査するために、軸対称の2次元磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行します。回転するブラックホールの時空間形状を模倣するために、実効カーポテンシャルを考慮します。ブラックホールの質量は$10^8M_{\odot}$です。磁気ベクトルポテンシャルのトロイダル成分を採用することにより、降着円盤を磁化されたトーラスで初期化します。初期磁場強度はプラズマベータパラメーター($\beta_0$)を使用して設定されます。円盤内の磁気回転不安定性(MRI)によって生成される自己無撞着な乱流を観察します。MRIの乱流は円板内で角運動量を伝達し、その結果、ケプラー分布に近づく角運動量分布が生じます。私たちは、トーラスのダイナミクスに対する磁場の影響と、最大回転するブラックホールの周りの円盤からの関連する質量流出$(a_k=0.99)$を調べます。解析のために、シミュレーションモデルの磁気状態を調査します。モデル$\beta_0=10$は、「磁気拘束ディスク(MAD)」状態と同様の挙動を示しており、他のすべての低磁気モデルはSANE状態のままです。円盤内の磁場を調べ、磁場と質量流出速度の間に正の相関関係があることを発見しました。また、ブラックホールのスピンが磁化トーラスの進化に及ぼす影響も調べました。しかし、ブラックホールのスピンが質量に及ぼす有意な影響は見つかりませんでした。最後に、シミュレーション結果の天体物理学的応用の可能性について説明します。
キロノバの進化に対する噴出物の速度プロファイルの影響の探求: キロノバの光曲線の多様性
| Title |
Exploring_the_Impact_of_Ejecta_Velocity_Profile_on_Kilonova_Evolution:_Diversity_of_the_Kilonova_Lightcurves |
| Authors |
Donggeun_Tak,_Z._Lucas_Uhm,_James_H._Gillanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15608 |
キロノバは、2つのコンパクトな天体の合体によって生じる、宇宙における短命の爆発現象です。rプロセス元素合成による重元素の主要な供給源として重要であるにもかかわらず、その希少性のため、その性質はよく理解されていません。この研究では、放射状成層相対論的噴出物の密度を決定するモデルを導入します。このモデルをキロノバ噴出物に適用し、合体の噴出時間の関数としていくつかの仮説上の速度プロファイルを調査します。これらの速度プロファイルは、噴出物の多様な密度プロファイルをもたらします。これに対して、太陽rプロセス組成を備えたTARDISを使用して放射伝達シミュレーションを実行します。その結果、我々は、重元素の線遷移を通じた、結果として生じる光曲線とスペクトルの進化に対する噴出物の速度プロファイルの影響を調査します。これらの元素が線形成領域に蓄積する速度の変化により、特定の波長でキロノバライトカーブに痕跡が残り、ライトカーブがさまざまな速度で減衰します。さらに、いくつかのプロファイルでは、プラトー状の挙動(ゆっくりとしたおよび/または平坦な減少)も観察されます。結論として、この研究は噴出物の速度プロファイルによるキロノバ進化の潜在的なシナリオを提案しています。
若い星団からの銀河宇宙線への寄与
| Title |
Contribution_to_Galactic_cosmic_rays_from_young_stellar_clusters |
| Authors |
G._Morlino,_S._Menchiari,_E._Amato_and_N._Bucciantini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15640 |
銀河宇宙線(CR)の起源についてはまだ議論の余地があります。超新星残骸(SNR)衝撃に適用される拡散衝撃加速度(DSA)は、最も信頼できる説明を提供します。しかし、DSAの現在の理解では、CRの最大エネルギー、化学組成、銀河CRと銀河系外CRの間の遷移領域など、いくつかの問題が未解決のままです。これらの問題は、他の銀河起源の可能性を探る動機となります。最近、いくつかの若い星団(YSC)がガンマ線で検出されており、そのような天体が銀河CRの強力な発生源である可能性があることが示唆されています。エネルギー入力は、星団内にホストされている大質量星の風から来る可能性があり、これは星団の総質量と星の初期質量関数の関数です。この研究では、CR加速が星団の恒星風の合計から生じる集合風の終了衝撃時に発生すると仮定して、YSCの合成集団によって生成される全CRフラックスを評価します。風に吹かれた泡の内部の拡散がベーム状であり、スペクトルの傾斜がSNRによって生成されるものよりも硬い場合、YSCによって生成されるスペクトルがエネルギー$\gtrsim100$TeVに大きく寄与する可能性があることを示します。
降着するコンパクトな物体の周りの反射軸対称構造の単純な数値 X 線偏光モデル
| Title |
Simple_numerical_X-ray_polarization_models_of_reflecting_axially_symmetric_structures_around_accreting_compact_objects |
| Authors |
J._Podgorn\'y,_M._Dov\v{c}iak,_F._Marin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15647 |
降着系のX線偏光測定に適した一連の数値モデルを紹介します。まず、一般的な傾斜の下で見た任意のサイズの幾何学的トーラスの光学的に厚い内側の壁からの反射を統合する分光偏光測定ルーチンを提供します。研究された例では、降着するコンパクトな天体を取り囲む赤道トーラスが、高温のコロナを表すX線べき乗則放射の中心等方性光源によって照明されます。壁内のほぼ中立的な再処理は、複数の散乱と吸収を含む線プロセスと連続プロセスの両方を組み込んだモンテカルロコードSTOKESによって事前計算されます。変換スクリプトをトーラス反射出力に適用して、xsstokesと呼ばれる新しいXSPECモデルの表形式の依存関係を作成しました。このバージョンでは、xsstokesにより、トーラスパラメーター、観測者の傾斜、および主放射特性の効率的なX線偏光フィッティングが可能になり、主偏光の任意の状態を補間できます。結果をより洗練されたモンテカルロシミュレーションと比較します。偏光補間ルーチンは軸対称の反射構造に対して機能するため、幾何学的な厚さが薄く、光学的に厚い遠方のディスクからのほぼ中立の反射を近似するのに適したxsstokesの別のバージョンを提供します。2番目のバージョンでは、同じ事前計算済みのモンテカルロ再処理を使用しますが、拡散した垂直方向に伸びる熱い内部降着流のおもちゃのモデルを表す、高い入射角の範囲で平均化された局所照明を想定しています。両方のモデルの変形を評価すると、反射媒体が垂直/赤道方向に分布している場合、結果として生じる偏光は数十%になり、軸に向かって垂直/平行に配向される可能性があると結論付けられます。
| Title |
Probing_nuclear_physics_with_supernova_gravitational_waves_and_machine_learning |
| Authors |
Ayan_Mitra,_Daniil_Orel,_Y._Sultan_Abylkairov,_Bekdaulet_Shukirgaliyev,_Ernazar_Abdikamalov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15649 |
核崩壊超新星は、強力な重力波(GW)の発生源です。高密度物質の状態方程式(EOS)に関する情報をGW信号から抽出できる可能性を評価します。高速回転する超新星のバウンス信号とバウンス後の初期信号を使用します。GW信号の大規模なセットは、さまざまなEOSモデルの一般相対論的流体力学シミュレーションを使用して生成されます。電子捕獲率の不確実性は、6つの異なるモデルの信号を生成することによってパラメータ化されます。GWデータに基づいてEOSを分類するために、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)モデルをトレーニングします。電子捕獲率の不確実性にもかかわらず、CNNモデルは4つの異なるEOSモデルのセットについて平均約87%の精度でEOSを分類できることがわかりました。
ガンマ線バーストの光球モデルにおけるプロンプト段階の終了
| Title |
Ending_the_prompt_phase_in_photospheric_models_of_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Filip_Alamaa,_Fr\'ed\'eric_Daigne,_Robert_Mochkovitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15660 |
初期の急峻な減衰、つまり即時放出後の時間の関数としてのX線束の急速な減少は、十分に初期のX線観測によるほぼすべてのガンマ線バーストで見られる強力な特徴です。この特異な現象は、最後の閃光弾の高緯度からの放射として説明されることが多い。しかし、ガンマ線バーストの光球モデルでは、高緯度での放出のタイムスケールは、急峻な減衰段階の持続時間に比べて一般に短いため、別の説明が必要です。この論文では、初期の急峻な減衰が、瀕死の中央エンジンの最終的な活動に直接起因する可能性があることを示します。我々は、対応する光球放出が、観察された時間的進化とスペクトル進化の両方を再現できることを発見した。これには、すべてのGRB中央エンジンに共通する後期の動作が必要であり、運動出力とローレンツ係数の必要な進化を推定します。この解釈が正しければ、初期の急峻な減衰の観察により、中心活動の最終段階についての洞察が得られ、ローレンツ因子と光球半径の後期の進化に対する新たな制約が得られる可能性がある。
| Title |
X-ray_polarization_from_parsec-scale_components_of_active_galactic_nuclei:_observational_prospects |
| Authors |
J._Podgorn\'y,_F._Marin,_M._Dov\v{c}iak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15661 |
我々は、パーセクスケールの成分の役割に焦点を当て、電波の静かな活動銀河核（AGN）に関するX線旋光計による観測見通しの広範な分析を提示する。モンテカルロコードSTOKESで取得された、自己矛盾のないタイプ1およびタイプ2の汎用AGN放射伝達モデルの改訂版を提供し、吸収と散乱の影響を評価します。私たちのモデルは、街灯柱ジオメトリのKYNSTOKESコードを使用して取得された中央のディスクコロナ放射、赤道のくさび形のダストトーラス、および2つの対称円錐形の極流出で構成されています。我々は、このような成分の相互配向、形状、相対的なサイズ、組成に関する情報は、通常、他の波長での分光法や偏光測定から得られ、不明瞭なタイプ2AGNのX線偏光解析には不可欠であると主張する。私たちは、現在飛行中のIXPE衛星と今後のeXTPミッションに搭載された2～8keV偏光計を使用して、AGNの一般的な検出可能性の見通しを提供します。最後に、IXPE運用の最初の1年半を経て、統合AGNモデルの理解における現代のX線偏光測定の役割を評価します。
IceCube -- 深氷のニュートリノ パブリック Kaggle コンペティションのトップ 3 ソリューション
| Title |
IceCube_--_Neutrinos_in_Deep_Ice_The_Top_3_Solutions_from_the_Public_Kaggle_Competition |
| Authors |
Habib_Bukhari,_Dipam_Chakraborty,_Philipp_Eller,_Takuya_Ito,_Maxim_V._Shugaev,_Rasmus_{\O}rs{\o}e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15674 |
Kaggleの公開コンペティション「IceCube--NeutrinoinDeepIce」では、IceCube検出器によって記録されたニュートリノイベントの方向を推定することを目的として、何千もの再構成アルゴリズムが作成され、提出されました。ここでは、受賞歴のある3つの究極のベストソリューションについて詳しく説明します。これらの各機械学習モデルのデータ処理、アーキテクチャ、トレーニングプロセスが説明され、続いてkaggleデータセットのパフォーマンスが詳細に比較されます。IceCubeの10TeVを超えるカスケードイベントでは、最適なkaggleソリューションが5度を超える角度分解能を達成でき、それに対応してトラックでは0.5度を超える角度分解能を達成できることを示します。これらのパフォーマンス測定は、この分野の現在の最先端のものと比べても遜色ありません。
最も明るい惑星状星雲の前駆体による激しい質量放出: 超新星前駆体
| Title |
Violent_mass_ejection_by_the_progenitors_of_the_brightest_planetary_nebulae:_supernova_progenitors |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15785 |
私は、天の川銀河で最も明るい惑星状星雲(PNe)の形態を調べ、激しい連星相互作用プロセスが最も明るいPNeの主星雲を放出していると結論付けました。最も明るいPNeの典型的な形態は多極性です。つまり、さまざまな方向での2回以上の主要なジェット発射エピソードによって形成され、純粋な点対称からは小から中程度の逸脱があります。純粋な点対称からの逸脱は一般に大きくありません。これは、三重星相互作用が質量放出プロセスの背後にあるのではなく、むしろ激しい連星相互作用であることを示唆しています。ここで暴力的な相互作用とは、比較的短い時間内(PN形成時間よりもはるかに短い)に2回以上の高エネルギーのジェット発射エピソードを指します。特に、いくつかの相互作用のタイムスケールは、漸近巨大分岐(AGB)前駆体の動的タイムスケールよりも短いと考えられます。共通エンベロープ進化(CEE)の急速な始まりや、CEEの終了時のコンパニオンとAGBコアの合併など、いくつかの可能性について説明します。このような相互作用を経験する可能性が最も高い仲間は白色矮星(WD)であると私は考えています。これらのいくつかは、銀河で最も若いSNIaであるSNRG1.9+0.3について私が示唆しているように、実際にはIa型超新星(SNeIa)の前駆体である可能性があります。ここで私は、最も明るいPNeと、一部のSNeIaの前駆体を含むWDコアの合併で終わるCEEの症例との間の正の相関関係（ただし1対1の対応ではない）について推測します。
| Title |
High-energy_Neutrino_Emission_Associated_with_GWs_from_Binary_Black_Hole_Mergers_in_AGN_Accretion_Discs |
| Authors |
Zi-Hang_Zhou,_Kai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15832 |
バイナリブラックホール(BBH)合体のマルチメッセンジャー信号の探索は、BBHの合体プロセスと相対的な天体物理環境を理解するために重要です。活動銀河核(AGN)降着円盤で起こるBBH合体を考慮し、合体後の残骸BHによって発射されるジェットと円盤物質との相互作用から生じる、それに伴う高エネルギーニュートリノ生成に焦点を当てます。粒子はジェットとディスクの相互作用によって生成される衝撃によって加速され、その後ディスクのガスや放射線と相互作用してハドロン過程を通じて高エネルギーニュートリノを生成します。我々は、AGN円盤におけるBBH合体からの高エネルギーニュートリノ信号の同定が実現可能であることを実証しました。さらに、BBH重力波(GW)とニュートリノの結合検出率が導出され、これを使用して、将来のGWとニュートリノの関連検出に基づいて、BBHの合体率と残存BHの降着率を制限することができます。
大規模な広視野天文台における低エネルギーの中性宇宙線および荷電宇宙線現象の特定
| Title |
Identification_of_low_energy_neutral_and_charged_cosmic_ray_events_in_large_wide_field_observatorie |
| Authors |
L_Apolin\'ario,_P._Assis,_P._Brogueira,_R._Concei\c{c}\~ao,_P._J._Costa,_G._La_Mura,_M._Pimenta,_B._Tom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15860 |
大規模な広視野ガンマ線天文台のエネルギー閾値の低さは、多くの場合、非常に低エネルギーの宇宙線背景を処理する能力によって決まります。実際、数万平方メートルまたは数十万平方メートルの面積を持つ天文台では、ランダムな非常に低エネルギーの宇宙線の重ね合わせによって生成される背景事象の数は膨大であり、考えられる信号事象をはるかに超える可能性があります。この記事では、シャワーフロントのパターン認識に基づいたトリガー戦略により、バックグラウンドを大幅に排除し、数十GeVという低いエネルギーのガンマ線に対して良好な効率と良好な角度精度(数平方度)を維持できると主張します。このようにして、アラートを秒単位の時間経過内で追跡または発信できるため、広視野ガンマ線観測所が天体物理観測所のグローバルなマルチメッセンジャーネットワークにさらに貢献できるようになります。
GRB 221009Aのジェット構造と爆発環境
私たちは、LHAASOによる超高エネルギー(VHE)観測からの新たな洞察と完全な多波長残光データセットを使用して、史上最も明るいGRB221009Aの包括的な調査を実施しました。データフィッティングを通じて、GRB221009Aのジェット構造、放射メカニズム、バースト環境に制約を課しました。私たちの発見により、コア+翼の構成を特徴とする構造化されたジェットの形態が明らかになりました。ジェット内のエネルギーのスムーズな移行はコアと翼の間で行われますが、バルクローレンツ因子には不連続性があります。ジェットの構造は、短いGRB170817Aの場合とも、長時間バーストの数値シミュレーションの結果とも異なります。VHE放射は、コアコンポーネントの前方衝撃シンクロトロン自己コンプトン放射によって説明できるが、これにはバースト環境が均一から風状への独特の移行が必要であり、複雑なプレバースト質量放出プロセスの存在が示唆されている。低エネルギーの多波長残光は主に、翼コンポーネントの前方および後方の衝撃からの放射光によって支配されます。私たちの分析では、翼コンポーネントの磁化係数が5であることが示されています。さらに、炉心と翼の構成要素の前方衝撃パラメータを比較することにより、電子の加速効率と、衝撃のローレンツ係数および磁場等分配係数の両方との間に潜在的な相関関係があることがわかりました。私たちは発見の重要性、潜在的な解釈、残された問題について話し合います。
二重中性子星の1つの高スピン成分との合体：より明るいキロノバとフォールバック降着、より弱い重力波
| Title |
Mergers_of_double_neutron_stars_with_one_high-spin_component:_brighter_kilonovae_and_fallback_accretion,_weaker_gravitational_waves |
| Authors |
S._Rosswog,_P._Diener,_F._Torsello,_T._Tauris,_N._Sarin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15920 |
両方の星のスピンが無視できるほど小さい中性子星の合体は、一般に最も可能性の高い「標準的な」ケースと考えられています。しかし、観測された系に基づいて、実際にはすべての二重中性子星合体の無視できない部分($\sim$5%)に1ミリ秒の成分が含まれている可能性があると推定しています。ラグランジュ数値相対性理論コードSPHINCS_BSSNを使用して、一方の星がスピンを持たず、もう一方の星が$\chi=0.5$の無次元スピンパラメータを持つ場合の合体をシミュレートします。これらの合併は、非回転の場合と比較して、いくつかの異なる特徴を示します。形態学的には、それらは不等質量合体に似ており、特に1つの非常に顕著な螺旋腕を形成します。回転していない場合と比較して、それらは中性子星の元の低い電子割合で、一桁多くの衝撃を受けていない物質の質量を動的に放出するため、合体から数か月後には特に明るい赤いキロノバとより明るいキロノバの残光を生成します。また、自転しているケースではフォールバック降着が大幅に多く、後期のX線フレアとそれに伴うガンマ線バーストの持続時間に影響を与えることもわかりました。全体として、回転ケースの衝突はそれほど激しくなく、衝撃によって生成される半相対論的物質の放出量も少ないため、生成される青色/UVキロノバ前駆体信号はそれほど顕著ではありません。合体後の重力波信号は弱くなり、シミュレートされた時間中に放出されるエネルギーと角運動量は大幅に減少します。したがって、中央の残骸にはより大きな角運動量の貯蔵庫が含まれており、より長期間「アクティブなエンジン」であり続ける可能性があります。
GRB 191221B の残光における光学プラトーの 2 成分ジェット モデル
| Title |
A_two-component_jet_model_for_the_optical_plateau_in_the_afterglow_of_GRB_191221B |
| Authors |
Yi-Ming_Zhu,_Yun_Wang,_Hao_Zhou,_Vladimir_Lipunov,_David_A.H._Buckley,_Pavel_Balanutsa,_Zhi-Ping_Jin,_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15947 |
長いガンマ線バーストGRB191221Bは、X線、光学、電波帯域で豊富な観測を行っています。文献によれば、GRB191221Bで観察された光学的光度曲線は、0.1日付近でプラトーを示しており、これはガンマ線バーストではかなり特殊です。ここでは、Swift/UVOT、VLT、LCOの観測データを詳細に解析し、GRB191221Bのマルチバンド残光の光度曲線を取得しました。このイベントの光学、紫外線、X線、および電波データを調べることにより、軸上の2成分ジェットモデルが観測を説明できることを実証しました。私たちの分析によると、狭いコンポーネントの初期ローレンツ係数は400、ジェット開口半角は$1.4^{\circ}$ですが、幅広コンポーネントの初期ローレンツ係数は25、ジェット開口半角は$2.8であることがわかりました。^{\circ}$。狭いジェットは初期の減衰を支配しますが、幅の広いジェットは光学プラトーを引き起こし、後期の減衰を支配します。このモデルによると、X線プラトーが存在しない理由は、ワイド成分のスペクトル指数がより急峻であるためであり、その結果、X線バンドにおけるワイドジェットからの光束寄与が光学バンドよりも少なくなるということになります。。さらに、我々は、逆衝撃放射を使用して、2000秒付近のUVOTとRcバンドデータの減衰指数の不一致を説明しました。
高スペクトル分解能の X 線イメージャーを使用して、極端なブラックホールの流出を短時間スケールで調査する
| Title |
Probing_extreme_black-hole_outflows_on_short_timescales_via_high_spectral-resolution_X-ray_imagers |
| Authors |
Ciro_Pinto,_James_F._Steiner,_Arash_Bodaghee,_Priyanka_Chakraborty,_Malgosia_Sobolewska,_Dheeraj_R._Pasham,_Anna_Ogorzalek,_John_Zuhone,_Akos_Bogdan,_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15997 |
私たちは、ブラックホール系における流出とスーパーエディントン体制とサブエディントン体制の物理学を調査します。私たちは、次世代の高解像度軟X線装置を使用した将来の科学に焦点を当てています。特にブラックホール超高輝度X線源(ULX)システムの特性に焦点を当てます。降着ブラックホールのスケール不変性により、その流出を含むULXの降着特性は、（類似質量の）X線連星系の密接に関連した個体群だけでなく、超大質量星の周りの潮汐破壊現象（TDE）についての私たちの理解にも情報を提供します。ブラックホール。TDEのサブサンプルは、進化するにつれてスーパーエディントン体制からサブエディントン体制を超え、ULXおよびサブエディントンX線バイナリに重要な統合アナログを提供する可能性があります。我々は、分解能>1000、収集面積>1000cm^2を備えた次世代軟X線観測が、超高速かつより典型的な風の成分を同時に特定し、異なる風のメカニズムを区別し、特性変動タイムスケールにわたって変化する風の特性を抑制できることを実証します。
人類を月に戻す取り組みを動機として、月面からのX線天文学に関する3つのケースがレビューされます。(1)高スループット望遠鏡、長焦点距離光学系、X線干渉計を含む野心的な工学設計の促進。(2)掩蔽研究とそれによって可能になる天文精度の向上。(3)マルチメッセンジャー時間領域調整観測。月からの活動の潜在的な利点とそれによってもたらされる課題について説明します。これらの事例の中には、比較的少ない予算で初期の経路探索として実施できるものもあれば、より野心的なものもあり、技術の改善や十分に発達した月面基地を待つ必要がある可能性が高い。
TREVR2: $N\log_2\,N$ の高速放射伝達の照射
| Title |
TREVR2:_Illuminating_fast_$N\log_2\,N$_radiative_transfer |
| Authors |
James_W._Wadsley,_Bernhard_Baumschlager_and_Sijing_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15235 |
粒子コードとメッシュコードの両方に適した、放射線場を計算するための高速で一般的なアルゴリズムであるTREVR2(ツリーベースのリバースレイトレーシング2)を紹介します。これは、大きな周期的な体積ではなく、内部ソースと所定の背景放射線の両方を持つ宇宙論的銀河など、ズームインした天体物理学シミュレーションのために化学を自己矛盾なく進化させるように設計されています。光は吸収されるまで伝播し、不透明度の変化（イオン化フロントなど）による速度制限を除いて速度制限は課されません。TREVR2は、HEALPIXアルゴリズムによって設定された個別の方向で受信ガスから外側に向かって探索し(低速な前バージョンのTREVRとは異なります)、光学的深度を蓄積し、距離とともに徐々に大きくなるツリーセルに結合されたソースによる光束を追加します。吸収と多くのソースを使用した$N_\textrm{active}\log_2N$の実行時間を示します。これにより、ツリーベースの重力や流体力学に匹敵するマルチバンドRTコストと、アクティブな粒子が個々のタイムステップで進化するときの通常の高速化が可能になります。不均質な吸収材料に埋め込まれた放射線源は系統誤差を引き起こします。吸収平均の代わりに透過平均を導入することで、これらの系統的影響を劇的に軽減します。明示的な複雑なソースモデルを含む体系化に対処する他の方法について概説します。一連の天体物理学テスト問題を通じて、この方法の全体的なパフォーマンスを実証します。
双曲線伝導: 平滑化粒子流体力学で実装された高速物理伝導モデル
| Title |
Hyperbolic_Conduction:_A_Fast,_Physical_Conduction_Model_Implemented_in_Smoothed_Particle_Hydrodynamics |
| Authors |
N._A._Owens,_J._Wadsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15238 |
平滑化粒子流体力学(SPH)における双曲熱伝導の最初の実装を紹介します。双曲線伝導は、従来の放物線伝導に代わる物理的動機による伝導です。これには緩和時間が組み込まれており、熱が物理的な信号速度より速く伝播しないようにします。これにより、陽的スキームに対してクーラントのようなより大きなタイムステップが可能になります。双曲線伝導方程式の数値解では、不連続部で安定を保つために追加の散逸が必要であり、これに対する新しいスキームを提案します。テストケースには、単純なステップ、Sodショックチューブ、Sedov-Taylorブラスト、およびスーパーバブルが含まれます。緩和時間を長くすると伝導が制限され、純粋な流体力学的結果が回復されますが、緩和時間が短いと放物線状の伝導結果が収束します。私たちのスキームは明示的なクーラント状のタイムステップで安定しており、アプリケーションに応じて明示的な放物線伝導よりも桁違いに高速になる可能性があることを示します。
NASA SMD ブリッジ プログラムの初期のキャリアの展望
| Title |
Early_Career_Perspectives_For_the_NASA_SMD_Bridge_Program |
| Authors |
Jenna_M._Cann,_Arturo_O._Martinez,_Amethyst_Barnes,_Sara_Doan,_Feyi_Ilesanmi,_Margaret_Lazzarini,_Teresa_Monsue,_Carlos_Pinedo,_Nicole_Cabrera_Salazar,_Amy_Steele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15287 |
Astro2020DecadalReportのStateoftheProfessionalの調査結果とNASAのコアバリューであるインクルージョンに沿って、NASAScienceMissionDirectorate(SMD)BridgeProgramが創設され、学生の代表性とインクルージョンを高める取り組みに財政的およびプログラム的な支援を提供しています。STEM分野で過小評価されている少数派からの支持です。特にこうした会話から外されがちな人々にとって効果的なプログラムを確実にするために、NASASMDブリッジプログラムワークショップは、多様な人々のグループから独自のニーズや興味についてのフィードバックを収集する方法として開発されました。EarlyCareerPerspectivesWorkingGroupは、ブリッジプログラムの現状、学界一般、および学生と初期キャリア専門家に対するその影響を調査する任務を負っていました。10人の初期キャリアおよび学生メンバーで構成されるこのワーキンググループは、ワークショップの分科会セッションと2つの調査からの議論と回答、さらには彼ら自身の経験を分析し、効果的で支援的なブリッジプログラムを実施するための具体的な推奨事項と指標を開発しました。このホワイトペーパーでは、私たちの仕事を通じて生じた主要なテーマについて説明し、学生と初期キャリアの専門家を最大限にサポートするためのNASASMDブリッジプログラムの厳選された推奨事項に焦点を当てます。
Gemini 赤外線多物体分光器用補償光学システム: パフォーマンス モデリング
| Title |
The_Adaptive_Optics_System_for_the_Gemini_Infrared_Multi-Object_Spectrograph:_Performance_Modeling |
| Authors |
Uriel_Conod,_Kate_Jackson,_Paolo_Turri,_Scott_Chapman,_Olivier_Lardi\`ere,_Masen_Lamb,_Carlos_Correia,_Gaetano_Sivo,_Suresh_Sivanandam,_and_Jean-Pierre_V\'eran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15338 |
ジェミニ赤外線多物体分光器(GIRMOS)は、近赤外線、複数物体、中スペクトル分解能、ジェミニ北望遠鏡用積分場分光器(IFS)であり、将来のジェミニ北方補償光学システム(GNAO)の背後で動作するように設計されています。。GNAOによって実行される閉ループでの最初のグラウンド層の補償光学(AO)補正に加え、4つのGIRMOSIFSのそれぞれが独立して追加のマルチオブジェクトAO補正を開ループで実行し、その結果、重要な画質が向上します。トップレベルの科学要件を達成します。GNAOとGIRMOSAOシステムの両方をモデル化することで得られたGIRMOSのベースラインパラメーターとシミュレートされたパフォーマンスを示します。GIRMOSの画質要件は、未解決の点像分布関数のエネルギーの57%が2.0{\μ}mで0.1x0.1秒角内に収まることです。パフォーマンス、リスク、コスト間のトレードオフを検討した結果、GIRMOSは16x16のオーダーの補償光学(AO)システムであることが確立されました。二乗エネルギー要件は、マウナケアの天頂から30{\deg}の中央大気条件で満たされます。
天文データセット内の異常な画像の検出
環境条件や機器条件によって天体画像に異常が生じる可能性があり、除外しないとあらゆる種類の測定値に偏りが生じる可能性があります。異常な画像の検出は通常、人間の目によって行われますが、時間がかかり、正確でない場合もあります。これは、弱いレンズ研究、特に大規模銀河調査の時代では重要な問題であり、銀河形状測定の成功には画質が重要です。この研究では、天文データセット内の異常な画像を検出するための2つの自動方法を紹介します。異常な特徴は2つのタイプに分類できます。1つはソース画像に関連するもの、もう1つは背景に現れるものです。エントロピー法と呼ばれる最初の方法は、ソース形状の配向分布と背景の勾配のランダム性を利用して、異常な暴露の可能性を定量化します。2番目の方法では、異常を検出するためにニューラルネットワーク(オートエンコーダー)をトレーニングします。CFHTLenSおよびDECaLSDR3データに対するエントロピー法の有効性を評価します。CFHTLenSでは、1171件の暴露があり、エントロピー法は人間の検査で見つかった13件の異常な暴露のうち12件を検出し、10件の新たな暴露を発見することで、人間による検査を上回りました。DECaLSDR3では、17112回のエクスポージャーを含むエントロピー法により、誤検知率を低く保ちながら、かなりの数の異常なエクスポージャーを検出します。ニューラルネットワークはソースの異常を検出する点では比較的うまく機能しますが、現在のパフォーマンスはエントロピー法ほど良くないことがわかりました。
HROS-TMT の多物体分光モード用の大気分散補正器
| Title |
Atmospheric_dispersion_corrector_for_a_multi-object_spectroscopic_mode_of_HROS-TMT |
| Authors |
Manjunath_Bestha,_Amirul_Hasan,_Devika_Divakar,_Arun_Surya,_S._Sriram,_T._Sivarani,_Ajin_Prakash,_Parvathy_M,_and_Sudharsan_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15685 |
高度に多重化された分光調査は、近年の天文学の状況を変えてきました。ただし、これらの調査は低および中程度のスペクトル分解能に限定されます。高スペクトル分解能の分光法は光子が不足していることが多く、大きな望遠鏡の口径の恩恵を受けます。多重化された高解像度調査には、多数の明るいターゲットに適した広い視野と大きな開口部が必要です。この要件は、特に将来のELTなどの大型望遠鏡の場合、いくつかの実際的な困難をもたらします。課題のいくつかは、広視野大気分散補正器の必要性と、湾曲した非テレセントリック焦点面に対処することです。ここでは、TMT高分解能光学分光器(HROS)の多物体分光法(MOS)モードの概念を紹介します。ファイバーポジショナー内に収まる個々の物体用の大気分散補正器を設計しました。TMTがアクセス可能なすべての標高における、ZEMAXの設計と大気分散補正装置のパフォーマンスを紹介します。
国際 LOFAR ステーションを使用したデュアルサイトテクノシグネチャの同時検索
| Title |
A_Simultaneous_Dual-site_Technosignature_Search_Using_International_LOFAR_Stations |
| Authors |
Owen_A._Johnson,_Vishal_Gajjar,_Evan_F._Keane,_David_J._McKenna,_Charles_Giese,_Ben_McKeon,_Tobia_D._Carozzi,_Cloe_Alcaria,_Aoife_Brennan,_Bryan_Brzycki,_Steve_Croft,_Jamie_Drew,_Richard_Elkins,_Peter_T._Gallagher,_Ruth_Kelly,_Matt_Lebofsky,_Dave_H._E._MacMahon,_Joseph_McCauley,_Imke_de_Pater,_Shauna_Rose_Raeside,_Andrew_P._V._Siemion_and_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15704 |
地球外知性体の探索は、技術的に進歩した地球外生命体の存在の可能性を示すテクノシグネチャーの証拠を見つけることを目的としています。地球上で設計されたものと同様の無線信号が他の文明によって送信される可能性があり、無線スペクトル全体にわたるテクノシグネチャの検索が動機付けられます。この取り組みにおいて、低周波無線帯域はほとんど未開拓のままです。主に1GHzを超える事前の無線検索を使用します。110～190MHzでのこの調査では、TESSとGaiaからの1,631,198個のターゲットの観測が報告されています。観測は、アイルランドとスウェーデンにある低周波アレイの2つの国際局(非干渉計)で同時に行われました。110(または190)MHzで40万(または130万)の恒星系に対して、等価等方性放射出力が1017Wの重心基準系におけるドップラードリフト狭帯域送信の存在を拒否できます。この研究は、テクノシグネチャーの探索において人為的シグナルを排除するために複数サイトの同時観測を使用することの有効性を実証しています。
SAXO+ アップグレード : 第 2 段階 AO システムのエンドツーエンド数値シミュレーション
| Title |
SAXO+_upgrade_:_second_stage_AO_system_end-to-end_numerical_simulations |
| Authors |
Charles_Goulas,_Fabrice_Vidal,_Rapha\"el_Galicher,_Johan_Mazoyer,_Florian_Ferreira,_Arnaud_Sevin,_Anthony_Boccaletti,_\'Eric_Gendron,_Cl\'ementine_B\'echet,_Michel_Tallon,_Maud_Langlois,_Caroline_Kulcs\'ar,_Henri-Fran\c{c}ois_Raynaud,_Nicolas_Galland,_Laura_Schreiber,_Ga\"el_Chauvin_and_Julien_Milli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15765 |
SAXO+は、ESO超大型望遠鏡のSPHERE装置のAOシステムであるSAXOへのアップグレード案です。これにより、若い巨大惑星の検出と特性評価のための機器の機能が向上します。これには、専用の近赤外線波面センサーと可変ミラーで構成される第2段階の補償光学システムが含まれています。この第2段階では、現在のプライマリAOループ(SAXO)によって残された残留波面誤差が除去されます。このペーパーでは、第2段階(SAXO+)の数値シミュレーションに焦点を当て、設計戦略の構築に使用される主要なAOパラメーターの影響について結論をまとめます。エンドツーエンドのAOシミュレーションツール(COMPASS)を使用して、AOシステムのパフォーマンスに対するいくつかのパラメーターの影響を調査します。コロナグラフィー画像内の星残差を最小限に抑えるパフォーマンスを測定します。私たちが研究するパラメータは、第2ステージの周波数、各WFS上の光子束、第1ステージのゲイン、および第2ステージのアクチュエータのDM数です。現在のAOシステム(SAXO)と比較して、パフォーマンスが10倍向上していることを示します。良好な観測条件下では、最適な第2段階周波数は1～2kHzです。赤星の場合、最高のSAXO+パフォーマンスは、0.05という低い初段ゲインで達成され、初段の拒絶が減少します。
非共面重力レンズと「通信ブリッジ」
私たちは、複数の重力レンズを横切る光信号の伝播を調査します。レンズは非共面であり、各レンズが弱い重力の限界内で薄いレンズとして独立して扱われるほど互いに十分に離れていると仮定されます。私たちは、幾何光学、フォトンマッピング、波動光学、レイトレーシングなど、いくつかの異なるツールを使用してこれらのシナリオを分析します。具体的には、これらのツールを使用して、2つのレンズシステムによる光の増幅と結像を評価します。次に、光線追跡解析を複数の非共面レンズの場合に拡張し、比較的単純なレンズ構成でも投影される画像の複雑さを実証します。弱い重力限界における非共面重力単極子によるレンズ作用を、薄いレンズとして扱って解析するために使用できる、簡単なシミュレーションツールを紹介します。
LEM 全天サーベイ: マイクロ熱量計分解能での軟 X 線空
| Title |
LEM_All-Sky_Survey:_Soft_X-ray_Sky_at_Microcalorimeter_Resolution |
| Authors |
Ildar_Khabibullin,_Massimiliano_Galeazzi,_Akos_Bogdan,_Jenna_M._Cann,_Eugene_Churazov,_Klaus_Dolag,_Jeremy_J._Drake,_William_Forman,_Lars_Hernquist,_Dimitra_Koutroumpa,_Ralph_Kraft,_K._D._Kuntz,_Maxim_Markevitch,_Dan_McCammon,_Anna_Ogorzalek,_Ryan_Pfeifle,_Annalisa_Pillepich,_Paul_P._Plucinsky,_Gabriele_Ponti,_Gerrit_Schellenberger,_Nhut_Truong,_Milena_Valentini,_Sylvain_Veilleux,_Stephan_Vladutescu-Zopp,_Q._Daniel_Wang,_and_Kimberly_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16038 |
ライン放射マッパー(LEM)は、0.2～2.5keVのスペクトル分解能~2eVFWHMと1keVでの有効面積>2,500cm$^2$を備えたX線プローブで、直径33分角の視野を15の視野でカバーします。arcsecの角分解能により、非常に広い空域の効率的なスキャン観測を実行でき、全天の初めての高スペクトル分解能の調査が可能になります。LEM-All-SkySurvey(LASS)は、ROSATやeROSITAなどの以前の全天調査の成功に続き、高解像度マイクロ熱量計分光計によって提供される3次元を追加し、調査の各15秒角ピクセルに完全な画像が含まれると予想されています。空の任意の領域にわたって統合できる1～2eVの分解能のエネルギースペクトルにより、統計的な精度が得られます。前任者と同様に、LASSは長期にわたる遺産を提供するとともに未知への扉を開き、新たな発見を可能にし、独自のGO研究のベースラインを提供します。現在、または計画されているミッションで、マイクロ熱量計のエネルギー分解能と、良好な角度分解能と画像処理能力を維持しながら空全体をカバーする広い把握力を組み合わせたものは他にありません。LASSは、太陽風力交換による太陽系内の放出から、北極支線やフェルミ星を含む星間および銀河周縁媒体に至るまで、天の川銀河の高温相の物理的状態を複数のスケールで調査できるようになる。eROSITAの泡。銀河の内部のガスの速度を測定し、ローカルホットバブルの放射率を抽出します。元の角度解像度を維持することで、LASSはスタッキングを通じて点光源のクラスを研究することもできます。~$10^4$オブジェクトを持つクラスの場合、1Msに相当する高スペクトル解像度データが提供されます。LASSの技術仕様を説明し、取り組む予定の主な科学的目標を強調します。(要約)
2つの新しいデブリ円盤検出によるベータ・ピクトリス移動群のM型矮星のアルマ望遠鏡調査
| Title |
An_ALMA_Survey_of_M-dwarfs_in_the_Beta_Pictoris_Moving_Group_with_Two_New_Debris_Disc_Detections |
| Authors |
Patrick_F._Cronin-Coltsmann,_Grant_M._Kennedy,_Quentin_Kral,_Jean-Fran\c{c}ois_Lestrade,_Sebastian_Marino,_Luca_Matr\`a,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15255 |
これまでの遠赤外線による調査では、サンプル中にM型矮星の破片ディスクが見つかったとしても、ごくわずかしか発見されていませんでした。M型矮星円盤は単に以前のタイプに比べて一般的ではないのか、それとも検出率が低いのはこれらの研究に利用できる波長と感度に起因するのかという疑問が持たれています。高感度、長波長のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイは、この問題に光を当てることができます。この論文は、バンド7(880\,$\mu$m)のアルマ望遠鏡を使用した、若く近くのベータピクトリス移動群にあるM型矮星の調査を報告します。観測サンプルから、GJ\,2006\,AとAT\,Mic\,Aの周囲に未解決のデブリ円盤を構成している可能性が高い2つの新しいmm未満の超過領域を検出し、円盤の明度比と温度の分布をモデル化しました。AU\,Micを含む36個のM矮星の科学サンプルから、円盤検出率は4/36、つまり11.1$^{+7.4}_{-3.3}$\%であり、23.1$^{+8.3}まで上昇することがわかります。完全性を調整すると_{-5.5}$\%。我々は、この検出率はG型およびK型星の周りの円盤の検出率と一致しており、円盤の特性も初期の型星の場合と一致している可能性が高いと結論付けています。さらに、M型矮星には破片円盤が存在する可能性が低いわけではないが、その代わりに、その検出にはこれまでよりも長い波長と高感度の観測が必要であると結論づけた。
GALAH DR3 の化学ドッペルゲンガー: 天の川円盤星における中性子捕獲元素の識別力
| Title |
Chemical_Doppelgangers_in_GALAH_DR3:_the_Distinguishing_Power_of_Neutron-Capture_Elements_Among_Milky_Way_Disk_Stars |
| Authors |
Catherine_Manea,_Keith_Hawkins,_Melissa_K._Ness,_Sven_Buder,_Sarah_L._Martell,_and_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15257 |
観測された天の川星の化学的多様性は、銀河の化学進化と星間物質内で行われる混合プロセスに重要な制約を課します。最近の研究により、円盤星の化学的多様性が低いことが判明した。たとえば、APOGEEの「化学ドッペルゲンガー率」、つまり野星のランダムなペアが一緒に生まれた星と化学的に似ているように見える割合は高く、一部の銀河集団におけるAPOGEE星の化学分布は次の2つの方法でよく説明されます。-次元モデル。ただし、この文脈では重元素(Z>30)には限定的な注意が払われています。この研究では、中性子捕獲元素が化学的ドッペルゲンガー率に及ぼす影響を決定することにより、星の化学的多様性を高める中性子捕獲元素の可能性を調査します。私たちは、TheCannonを使用して再計算された存在量を使用して、GALAHDR3のドッペルゲンガー率を測定しました。その結果、-0.1<[Fe]の星では、中性子捕獲元素を考慮するとドッペルゲンガー率が2.2%から0.4%に減少し、ほぼ6倍になることがわかりました。/H]<0.1。化学的類似性は年齢やダイナミクスの類似性と相関しますが、中性子捕獲元素を含めても、これらの特性がより類似した星を選択することはないようです。私たちの結果は、中性子捕獲元素には軽い元素の情報とは異なる情報が含まれており、したがって天の川銀河の存在量空間に少なくとも1つの次元が追加されることを強調しています。この研究は、星を化学的に特徴付ける際に中性子捕獲元素を考慮することの重要性を示しており、分光調査における原子データと測定値を改善するための継続的な研究の動機となっています。
14 個のマゼラン雲星団の測光連星
| Title |
Photometric_Binaries_in_14_Magellanic_Cloud_Star_Clusters |
| Authors |
Anjana_Mohandasan,_Antonino_P._Milone,_Giacomo_Cordoni,_Emanuele_Dondoglio,_Edoardo_P._Lagioia,_Maria_Vittoria_Legnardi,_Tuila_Ziliotto,_Sohee_Jang,_Anna_F._Marino,_and_Marilia_Carlos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15345 |
連星は、星団の動的な進化を決定する上で重要な役割を果たします。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡で収集された画像を使用して、$\sim0.6$から$2.1$Gyrの年齢間隔と$10^{4}-10^{5}$M$_{の質量を持つ14個のマゼラン雲星団を研究しました。\odot}$。私たちは、2つの主系列星で構成される連星系の割合と、青色散乱星(BSS)候補の割合を推定しました。さらに、コア半径、中心密度、質量関数、総質量などのクラスターの構造パラメーターを導き出しました。質量比が0.7を超えるバイナリの割合は、NGC1846の$\sim$7%からNGC2108の$\sim$20%の範囲であることがわかります。半径および光度の分布は、クラスターごとに変化する可能性があります。しかし、すべての星団の結果を組み合わせると、連星は平坦な放射状傾向に従い、主星の質量と有意な相関関係がないことがわかります。バイナリの割合とBSSの間に関係があるという証拠は見つかりません。私たちは、研究されたマゼラン雲星団の連星の結果と、67個の銀河球状星団および78個の散開星団で得られた結果を組み合わせました。コア内のバイナリ部分とホストクラスターの質量の間に有意な逆相関が検出されました。ただし、同様の質量を持つ星団は、広範囲の二成分分数を示します。逆に、バイナリの割合とクラスターの年齢または動的年齢との間に相関関係があるという証拠はありません。
メンセプⅢ．多変量アンサンブルアプローチを使用して太陽エネルギー粒子イベントの発生と特性を予測するための機械学習指向の多変量データセット
| Title |
MEMPSEP_III._A_machine_learning-oriented_multivariate_data_set_for_forecasting_the_Occurrence_and_Properties_of_Solar_Energetic_Particle_Events_using_a_Multivariate_Ensemble_Approach |
| Authors |
Kimberly_Moreland,_Maher_Dayeh,_Hazel_M._Bain,_Subhamoy_Chatterjee,_Andres_Munoz-Jaramillo,_Samuel_Hart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15390 |
我々は、太陽エネルギー粒子（SEP）の生成に関与する物理プロセスに関連していることが示されている太陽圏の測定値をその場で収集し、リモートセンシングする複数の探査機を利用した、新しい多変量データセットを導入します。太陽周期(SC)23およびSC24(1998～2013年)の一部からの静止運用環境衛星(GOES)フレアイベントリストを使用して、SEPを生成する252件の太陽イベント(フレア)と、SEPを生成しない17,542件の太陽イベント(フレア)を特定します。特定されたイベントごとに、GOESやAdvancedCombopositionExplorer(ACE)探査機に搭載されたさまざまな機器を使用して、高エネルギーの陽子と電子のデータ、上流の太陽風の状態、惑星間磁場ベクトル量などの局所的なプラズマ特性を1auで取得します。また、太陽力学天文台(SDO)、太陽太陽圏天文台(SoHO)、および風力太陽電波観測装置WAVESに搭載された機器からのリモートセンシングデータも収集しています。このデータセットは、太陽物理学における機械学習(ML)の入力と特徴セットのバリエーションを考慮して設計されており、SEPイベントの発生とその後の特性を予測するという特定の目的を持っています。このペーパーでは、機械学習パイプライン用に検証、クリーニング、慎重にキュレーションされた複数の公的に利用可能な観測ソースから作成されたデータセットについて説明します。このデータセットは、新しく開発された太陽エネルギー粒子の確率的予測のためのモデルの多変量アンサンブル(MEMPSEP)を推進するために使用されています。関連論文については、MEMPSEPI(Chatterjeeetal.,2023)およびMEMPSEPII(Dayehetal.,2023)を参照してください。）。
40 個以内の白色矮星の初期質量と最終質量の関係
| Title |
Initial-final_mass_relation_from_white_dwarfs_within_40_pc |
| Authors |
Tim_Cunningham,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Mairi_O'Brien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15410 |
我々は、分光学的に完全な体積制限された白色矮星の40pcサンプルから導出された初期と最終の質量関係を示します。この関係は集団合成法を使用してモデル化され、観察された白色矮星の質量分布に適合できる初期の恒星集団を導き出します。集団の合成は二星進化を説明しており、高質量の白色矮星は低質量の白色矮星よりも合体生成物である可能性が高い。不確実性は、初期の質量関数、星の金属量、銀河円盤の年齢から説明されます。また、白色矮星のスペクトルの種類によって引き起こされるバイアスも考慮します。純粋な水素雰囲気の白色矮星はより正確な質量を持つ可能性が高く、一方、完全な白色矮星のサンプルではスペクトルの進化から生じるバイアスが少なくなります。モンテカルロ法を使用して、初期の恒星集団の不確実性の1-$\sigma$範囲をサンプリングする4つの部分に分割された線形回帰を提供します。導出された初期質量と最終質量の関係は、太陽近傍の白色矮星の前駆体の質量の首尾一貫した決定を提供し、局所的な恒星の形成史を研究するのに役立ちます。
組み込みディスク (eDisk) X における初期の惑星形成: クラス I Oph IRS43 バイナリにおけるコンパクト
ディスク、長期降下、および化石噴出
| Title |
Early_Planet_Formation_in_Embedded_Disks_(eDisk)_X:_Compact_Disks,_Extended_Infall,_and_a_Fossil_Outburst_in_the_Class_I_Oph_IRS43_Binary |
| Authors |
Suchitra_Narayanan,_Jonathan_P._Williams,_John_J._Tobin,_Jes_K._Jorgensen,_Nagayoshi_Ohashi,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Merel_L._R._van't_Hoff,_Zhi-Yun_Li,_Adele_L._Plunkett,_Leslie_W._Looney,_Shigehisa_Takakuwa,_Hsi-Wei_Yen,_Yusuke_Aso,_Christian_Flores,_Jeong-Eun_Lee,_Shih-Ping_Lai,_Woojin_Kwon,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Rajeeb_Sharma,_Chang_Won_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15491 |
我々は、太陽質量原始星の連星系であるOphIRS43を対象とした、埋め込みディスク(eDisk)のアルマ望遠鏡大規模プログラムによる初期惑星形成の最初の結果を発表します。1.3mmの塵連続体の観測では、北の成分の周りの半径約6auのコンパクトな円盤が分解され、南の成分の周りの円盤がさらに小さく、<約3auであることが示されています。CO、13CO、およびC18Oマップは、低質量エンベロープ内の大きな空洞を明らかにし、約2000auまで広がる回転と落下の運動学的特徴を示しています。約130年前の発生源の推定位置を中心に拡大するCOバブルは、最近の爆発を示唆しています。ディスクのサイズは小さいにもかかわらず、全体像は非常に大きく、動的にアクティブな領域です。
部分的な周波数再配分による放射伝達の正確なソリューション
面平行媒質における放射伝達の正確な解の構築は、周波数コヒーレント散乱と完全インコヒーレント散乱の線形結合からなるスペクトル線形成の部分周波数再分布モデルについて、1972年にHemschとFerzigerによって取り組まれました。この解法は放射線場の固有関数展開に基づいており、コーシー型カーネルを使用した2つの特異積分方程式が導かれ、これらを順番に解く必要があります。我々は、出発点として放射伝達方程式の積分定式化を使用して、この問題を再検討します。ここでは、2つの散乱機構間の結合に関係する項と、光子の主な発生源が明確に表示されます。逆ラプラス変換を使用して、以前に確立された特異積分方程式を復元し、前の研究と同様にヒルベルト変換を使用して、それらを複素平面の境界値問題として再キャストします。彼らの解決策は、無限および半無限の媒質について詳細に提示されています。結合項は慎重に分析され、コヒーレントまたはインコヒーレントの制限のいずれかとの一貫性が系統的にチェックされます。無限媒質については正確な解が存在するが、半空間補助関数の導入が必要な半無限媒質については、解は解くべきフレドホルム積分方程式によって与えられるという、以前の研究の重要な結果を回復します。数値的には。特異積分方程式の解は、媒質内の放射場の明示的な式を構築するために使用され、半無限媒質の場合は、出現する場の明示的な式も構築されます。
地上データとTESSデータを使用した双子連星系V1175 Casの初の光曲線解析
食連星系は、星の基本パラメータを直接観測によって決定できるという点で、天体物理学の中心的な位置を占めています。高品質の宇宙観測と地上の測光データを組み合わせた同時解析により、多色測光による基本的な恒星のパラメータのより高感度な検出が可能になりました。論文では、V1175Cas連星系の構成星の基本パラメータは、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)の光度曲線と、{\itBVRI}フィルターで得られた新しいCCD観測の同時解析によって高感度に得られました。TUBITAK国立天文台にある60cmロボット望遠鏡。分析後、一次および二次二元成分の質量と半径は$M_{1}=1.64\pm0.04\,M_\odot$,$M_{2}=1.63\pm0.07\,M_\と決定されました。odot$、$R_{1}=1.77\pm0.05\,R_\odot$、$R_{2}=1.77\pm0.25\,R_\odot$です。さらに、V1175Casの距離は$280\pm32$pcとして計算されました。測光分析により、システムのコンポーネントが同様の進化状態にあることが明らかになりました。一次成分と二次成分はほぼ同じ質量を示し、その半径は完全に一致します。さらに、コンポーネントの年齢も統計的不確実性の範囲内で一貫しています。したがって、システム全体の使用年数は約$750\pm70$Myrと推定されます。
機械学習を使用した GSP-Phot Gaia DR3 天体物理パラメータの品質フラグ: 実効温度のケーススタディ
| Title |
Quality_flags_for_GSP-Phot_Gaia_DR3_astrophysical_parameters_with_machine_learning:_Effective_temperatures_case_study |
| Authors |
Aleksandra_S._Avdeeva,_Dana_A._Kovaleva,_Oleg_Yu._Malkov,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15671 |
GaiaDataRelease3(DR3)には、4億7,000万を超える天体に関する実効温度、表面重力、金属性、光度などの星の天体物理的特性に関する広範な情報が含まれています。ただし、GSP-PhotモジュールのGaiaの恒星パラメータはモデル依存の方法と間接測定を通じて導出されるため、導出パラメータに追加の系統誤差が生じる可能性があります。ここでは、GSP-Photの実効温度推定値を2つの高分解能および高信号対雑音比の分光カタログ、具体的にはAPOGEEDR17およびGALAHDR3と比較して、Gaiaの温度の信頼性を評価します。XGBoost、CatBoost、LightGBMなどの機械学習手法を使用して、高品質のGaiaDR3有効温度を区別するアプローチを開発します。モデルは品質フラグを作成します。これは、高品質のGSP-Phot有効温度を区別するのに役立ちます。私たちは、さまざまな高解像度研究から分光学的に導出された恒星のパラメーターを編集したPASTELを含む3つの独立したデータセットでモデルをテストします。テストの結果は、これらのモデルを使用すると、銀河面のような複雑な領域であっても$\sim90$パーセントの精度で250~Kの精度で実効温度をフィルタリングできることを示唆しています。したがって、ここで開発されたモデルは、GaiaDR3のGSP-Phot有効温度の価値ある品質評価ツールを提供します。すべてのGSP-Phot実効温度推定値のフラグを含むデータセットは、モデル自体と同様に公開されています。
太陽円盤を横切るFe I線の対流特性
| Title |
Convective_characteristics_of_Fe_I_lines_across_the_solar_disc |
| Authors |
M._Ellwarth,_B._Ehmann,_S._Sch\"afer,_A._Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15782 |
太陽の対流は吸収線の正味の青方偏移として見ることができ、これは静かな太陽の粒状化を観察すると明らかになります。この青方偏移は、太陽大気への投影角度の違いにより、円盤の中心から太陽縁までの変化を示します。私たちの目標は、円盤中心から太陽縁までの観測に基づいて対流ドップラー速度を調査することです。その結果、私たちは大気流体力学の理解を深め、太陽や恒星の大気モデルの改良に貢献することを目指しています。私たちは、分解された静かな太陽のスペクトルを使用して、太陽円盤上の複数の中心から縁までの位置にわたる1,000本以上の\,\ion{Fe}{I}線の対流速度の変化を調査しました。線の深さに関するドップラー速度を決定しました。さらに、地層温度を計算し、ドップラー速度との相関を調査しました。対流線のシフトの一般的な挙動は、中心から端までのすべての観察位置で線が深くなるにつれて青方偏移が減少することを示します。太陽縁で得られたスペクトルでは、さらに深い線でも赤方偏移が見られます。さまざまな観察角度での速度傾向が観察され、太陽縁に向かう対流の青方偏移はそれほど顕著ではありません。対流速度は、線の深さに基づいて分析すると、観察角度ごとに波長依存性を示します。線の形成温度が低下するにつれて、対流の青方偏移が減少することが観察されます。温度範囲にわたる速度変化は、太陽縁に向かうにつれてゆっくりと進行します。地層温度に対するドップラー速度を調査すると、円盤中心は最も強い青方偏移を示しません。
極端ヘリウム星の起源と進化の探査としてのその分布、運動学、光度
| Title |
The_distribution,_kinematics_and_luminosities_of_extreme_helium_stars_as_probes_of_their_origin_and_evolution |
| Authors |
A._Philip_Monai,_P._Martin,_C._S._Jeffery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15869 |
水素欠乏星には、冷たいRCrB変光星(RCBs)と水素欠乏炭素(HdCs)巨人から、極端ヘリウム星(EHes)に至るまで、非常に熱いヘリウムに富んだ亜矮星(He-sdO星やO(He)星)や白色矮星が含まれます。。表面にはヘリウム、窒素、炭素が豊富に含まれており、その起源は2つの白色矮星の合体であると特定されています。ガイアを使用してEHeに焦点を当て、祖先集団を特定し、進化モデルをテストすることを目指しています。GaiaDR3の測定値と地上の動径速度は、galpyを使用して銀河軌道を計算するために使用されています。各軌道は人口によって分類されています。EHe星は、RCB、HdC、He-sdO星と同様に、薄い円盤、厚い円盤、ハロー、バルジのすべてに存在します。スペクトルエネルギー分布はすべてのEHeに対して構築され、角直径、したがって半径と光度が提供されます。EHeは、L～2500太陽Lで分けられる2つの光度グループに分類されます。これは、EHeの起源に関する理論を裏付けており、光度の点でこれまでのところ最も強力な裏付けです。より低い光度のEHeは、二重ヘリウム白色矮星連星の合体後の進化とよく一致します。同様に、より高い光度のEHeは、炭素/酸素とヘリウム白色矮星の連星の合体後の進化と一致します。親集団に関して、現在のモデルは白色矮星の二重合体がすべての銀河集団で起こるはずであると予測していますが、統計ではより古い時代（つまり厚い円盤）の方が有利であるのに対し、最近の星形成（つまり薄い円盤）から生じる合体が有利です。
Ca II H&K ラインからの星表面情報 I. 太陽活動成分の強度プロファイル
| Title |
Stellar_surface_information_from_the_Ca_II_H&K_lines_I._Intensity_profiles_of_the_solar_activity_components |
| Authors |
M.Cretignier,_A.G.M._Pietrow,_S._Aigrain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15926 |
動径速度法による地球に似た惑星の検出は、星の活動の痕跡の存在によって現在制限されています。回転時間スケールでは、斑点と斑点(または白斑)が異なるRV信号を導入することが知られていますが、それらの補正にはより優れた活動プロキシが必要です。可視領域で最もよく知られている彩層活動の代理はCaIIH&Kラインですが、それらのプロファイルによって測定される物理量を明確にする必要があります。まず、ムードンのスペクトロヘリオグラムを使用して、プラージュ、スポット、およびネットワークのスペクトルをよりよく理解するために、太陽の分解画像を調査します。我々は、明確な線プロファイルがプラージュ、スポット、およびネットワーク構成要素によって生成されることを示し、また、3つのプロファイルの中心から端までの変化も導き出しました。それらの貢献は類似しているため、それらの貢献を解きほぐすにはある程度の注意が必要です。ISSの高解像度分光器からのディスク統合スペクトルと太陽のSDO直接画像を組み合わせることで、さまざまな成分の高解像度発光スペクトルを抽出することができました。これは、ムードンのスペクトロヘリオグラムデータキューブから抽出されたスペクトルを裏付ける傾向があります。HARPS-NSun-as-a-starスペクトルでも同様の結果が得られました。私たちは、3成分モデルを使用して、一般的なS指数の時間変動には、第24太陽周期の平均で、プラージュの70+/-12%、ネットワークの26+/-12%、および4+/-を含むと結論付けました。スポットの4％。この予備調査は、CaIIH&Kプロファイルの詳細な研究により、充填率とさまざまな種類の活性領域の分布に関する豊富な情報が得られる可能性があることを示唆しています。
カイロン分光法を使用して WN4 星 EZ CMa の歳差軌道の仮説を検証する
| Title |
Using_CHIRON_Spectroscopy_to_Test_the_Hypothesis_of_a_Precessing_Orbit_for_the_WN4_star_EZ_CMa |
| Authors |
Krister_DG._Barclay,_Sophie_Rosu,_Noel_D._Richardson,_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e,_Nicole_St-Louis,_Richard_Ignace,_Anthony_F._J._Moffat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15986 |
明るいWN4星EZCMaは、測光、分光法、偏光測定において3.77日の周期性を示しますが、測定値の変動は厳密には位相ロックされておらず、基準時間、振幅、および時間の経過とともに発生する変動の形状の変化が非常に短いことが示されています。数週間として。最近、BRITE-Constellationによる137日間の連続した可変測光は、回転によって変調された大規模で密な風の構造、またはわずかに短い3.626日の公転周期と速い後尾体の運動速度を持つ高速歳差運動連星によって引き起こされたと解釈されました。$1315^\circ\,\text{yr}^{-1}$のうち。我々は、分光分析を通じて後者の仮説を検証することを目的としており、N\,{\scv}$\lambda\,4945$線に焦点を当てます。この系の軌道解を導き出し、EZCMaの動径速度の変動を表す3.626日の周期を拒否します。軌道周期3.77日の軌道解が得られましたが、その代償として、非常に高い、したがってありそうもないほどの後方運動速度が犠牲になりました。私たちの最良の軌道解では、後尾運動がない場合の期間は$3.751\pm0.001$\,daysになります。私たちは結果を他の変動性研究やシステム特性と照らし合わせて配置します。歳差運動二元モデルを完全に否定することはできませんが、共回転相互作用領域(CIR)仮説は、CIRの定性モデルを介したこれらのデータやその他のデータによってより適切に裏付けられることがわかりました。
| Title |
Searching_for_sub-populations_within_the_gamma-ray_solar_flares_catalog:_a_graph-based_clustering_analysis |
| Authors |
Jonathan_Mauro_and_Gwenha\"el_de_Wasseige |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16011 |
太陽フレアは、太陽大気中で起こる非常にエネルギーの高い現象です。それらは主に、太陽の表面にあるX線またはガンマ線バーストとして観測されます。これらは粒子加速の場所であることが知られていますが、観測された磁束の原因となる加速プロセスは不明のままです。ガンマ線束の形状と持続時間の多様性は、ハドロン加速の異なる段階の存在を示唆しています。さらに、異なる加速プロセスにより、フレア間で観察される違いを説明できる可能性があります。この研究では、Fermi-LATによって観測されたガンマ線太陽フレアのカタログ内の部分集団の証拠を検索します。私たちは、同様の物理的特性を持つフレアをグループ化して、異なるクラスのフレア内でのニュートリノ生成の理論モデルを調査できるようにすることを目的としています。X線とガンマ線の束、CMEとSEPの測定値を使用して、グラフベースのアルゴリズムを使用してイベントをクラスター化します。さらに、定性分析とモデル開発を可能にするために、特定された部分母集団を特徴付ける最も代表的な特徴を調査します。
熱化学モデルを使用した原始惑星系円盤パラメータの取得: I. 重水素化水素分光法による円盤ガス質量
| Title |
Retrievals_of_Protoplanetary_Disk_Parameters_using_Thermochemical_Models:_I._Disk_Gas_Mass_from_Hydrogen_Deuteride_Spectroscopy |
| Authors |
Young_Min_Seo,_Karen_Willacy,_Geoffrey_Bryden,_Dariusz_C._Lis,_Paul_F._Goldsmith,_Klaus_M._Pontoppidan,_Wing-Fai_Thi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16026 |
原始惑星系円盤の質量と重水素化水素(HD)線放射および3000個のProDiMo円盤モデルを使用して決定された塵のスペクトルエネルギー分布(SED)との間の統計的関係について議論します。モデルには、円盤の物理的特性、中心星、局所的な放射場を記述する15個の自由パラメーターがあります。物理パラメータのサンプリングは、物理パラメータの関数としてオブザーバブルの確率密度関数を評価するモンテカルロ手法を使用して行われます。UV束が数桁変化しても、HDの存在割合はほぼ一定であることがわかりました。物理量とHD線束の間の統計的関係を調査すると、低質量(光学的に薄い)ディスクは平均ディスクガス温度とHD線束の間に密接な相関関係を示すが、大質量ディスクではそのような相関関係が見られないことがわかります。我々は、中心星の明るさ、円盤のサイズ、塵のサイズ分布、およびHDフラックスを使用して、円盤のガス質量を3倍以内に決定できることを示します。また、遠赤外およびサブmm/mmSED、およびHD磁束が、ディスクのガス質量を係数2以内に決定するための強力な制約として機能する可能性があることもわかりました。HDラインが完全にスペクトル分解されている場合($R\gtrsim1.5\times10^6,\Deltav=0.2~\rmkm\,s^{-1}$)、56$\mu$mと112$\mu$mHDラインプロファイルだけでは、ディスクのガス質量が2の係数以内に制限される可能性があります。
ド・ジッター宇宙の創発粒子: 確率的形式主義とその先の熱的解釈
ド・シッター(dS)宇宙におけるゆっくりと回転するスカラー場の確率的形式主義の熱的解釈を与えた。創発粒子の概念とスカラー場の二重記述を導入することにより、場の赤外部分の確率的発展が、質量のない粒子の熱浴で満たされた抽象空間におけるブラウン運動と同等であることを示します。第1スローロール条件とハッブル展開も、それぞれ光速度と保存エネルギーの移動として抽象空間で再解釈されます。これに触発されて、指数関数的な粒子生成によってハッブル膨張を実現する可能性のある量子創発粒子をスケッチします。これは、グローバルなdS宇宙におけるハッブル体積あたりのエントロピーとしてのdSエントロピーの別の意味を与えます。
高調波を含む重力波のテンプレート バンクへの新しいアプローチ: マッチド フィルターのコストを 1 桁以上削減
| Title |
A_new_approach_to_template_banks_of_gravitational_waves_with_higher_harmonics:_reducing_matched-filtering_cost_by_over_an_order_of_magnitude |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Tejaswi_Venumadhav,_Ajit_Kumar_Mehta,_Javier_Roulet,_Seth_Olsen,_Jonathan_Mushkin,_Barak_Zackay,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15233 |
重力波イベントの検索では、対象の信号のモデルまたはテンプレートを使用します。LIGO-Virgo-Kagra(LVK)データの現在の検索で使用されるテンプレートは、信号の支配的な四重極モード$(\ell,m)=(2,2)$をモデル化し、サブドミナントの高次モードを省略します(HM)$(\ell,m)=(3,3)$、$(4,4)$など、一般相対性理論によって予測されます。したがって、これらの検索では、高質量および非対称質量比を持つ系など、パラメーター空間の興味深い部分におけるブラックホールの合体に対する感度が失われる可能性があります。私たちは、モード間の自然なつながりを利用する、テンプレートバンクにHMを含める新しい戦略を開発しました。ポストニュートン式と機械学習ツールを組み合わせて、特定の$(2,2)$波形に対応する整列スピン$(3,3)$、$(4,4)$波形をモデル化します。これらの各モードは、データに対して個別にフィルター処理して、個別の信号対雑音比(SNR)の時系列を生成できます。これらを比較的安価な方法で組み合わせて、信号の外部パラメーターを無視できます。これにより、HM検索パイプラインのマッチドフィルタリングコストは、四重極のみの検索のわずか$\約3\倍$になります(以前に提案されたHM検索方法のように$\約\!100\times$であるのとは対照的に)）。私たちの方法は効果的であり、確率的または幾何学的配置手法で構築されたテンプレートバンクに一般に適用できます。さらに、機械学習アルゴリズムを使用した$(2,2)$のみの幾何学的配置テンプレートバンクの圧縮についても説明します。
正の空間曲率を伴うスタロビンスキー インフレーションの初期条件
| Title |
Initial_conditions_for_Starobinsky_Inflation_with_a_positive_spatial_curvature |
| Authors |
Daniel_M\"uller_and_Alexey_Toporensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15377 |
正の空間曲率を持つ等方計量の$R+R^2$重力におけるスタロビンスキーインフレーションにつながる$(R,H)$平面の数値初期条件を数値的に発見しました。軌道は、インフレ体制に直接到達することもあれば、バウンスを経由して到達することもあり、さらにはバウンスに続いて再崩壊することもあります。私たちの数値プロットは、大きな初期空間曲率であっても「良好な」初期条件が存在することを示していますが、そのような軌道はかなり大きな$R$または$H$の領域を横切らなければならないと主張します。これは、$(R,H)$平面における$R+R^2$理論は、正の空間曲率等方性宇宙におけるスタロビンスキーインフレーションの実行可能性の問題に直接影響します。
内部加熱され完全に圧縮可能な対流: 流れの形態とスケーリング則
| Title |
Internally_heated_and_fully_compressible_convection:_flow_morphology_and_scaling_laws |
| Authors |
Whitney_T._Powers,_Evan_H._Anders,_and_Benjamin_P._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15380 |
星や惑星では、自然のプロセスにより、厳密な境界ではなく、対流領域の大部分で対流が加熱されます。内部加熱源の強度によって対流のダイナミクスがどのように決定されるかを特徴付けることで、天体物理的な対流を引き起こすプロセスについての洞察を得ることができます。内部加熱対流は非圧縮性流体中で広く研究されてきましたが、成層と圧縮性の影響については詳細には調べられていませんでした。この研究では、2Dおよび3Dのデカルト流体力学シミュレーションで、空間的に均一な熱源によって駆動される完全圧縮性対流を研究します。固定温度の上限条件を使用すると、システムの内部がバルクで加熱され、上部で冷却されます。マッハ数で測定される流速とレイノルズ数で測定される乱流は、内部加熱と拡散率からの特性温度勾配を個別に変化させることによって独立して制御できることがわかりました。固定マッハ数(流速)での2Dシミュレーションは、拡散率が低下するため、低波数で一貫したパワーを示します。我々は、速度分布が冷たくて速い下降流に向かって偏っている対流を観察し、流速は下降流が駆動される上部境界の長さスケールとエントロピー勾配に関連していることを観察しました。さらに、以前の非圧縮性の研究と一致する熱輸送スケーリング則も発見しました。
共変 $f(Q)$ 重力における非伝播ゴースト
| Title |
Non-propagating_ghost_in_covariant_$f(Q)$_gravity |
| Authors |
Kun_Hu,_Makishi_Yamakoshi,_Taishi_Katsuragawa,_Shin'ichi_Nojiri,_Taotao_Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15507 |
$f(Q)$重力は、一般相対性理論(STEGR)と同等の対称テレパラレルの拡張です。この研究は、スカラー非計量公式に基づいて、$f(Q)$重力のスカラーモードが負の運動エネルギーを持つことを示しています。この結論は、STEGRや$f(Q)$重力で頻繁に使用される一致ゲージに関係なく当てはまります。スカラーモードを研究するために、高次スカラーテンソル(HOST)理論の特別なクラスとして共変$f(Q)$重力をさらに考慮し、St\"{uの役割を果たす4つのスカラー場を書き換えます。ベクトル場による微分同相写像に関連付けられたエッケルベルグ場標準のアーノウィット・デザー・マイズナー(ADM)定式化を$f(Q)$重力の新しい定式化に適用することで、ゴーストスカラーモードが次の式によって除去できることを示します。これにより、$f(Q)$重力が健全な理論であることが保証されます。
ホモダイン検波における真空揺らぎの混合を考慮した光バネ量子ロックによる宇宙重力波アンテナDECIGOの量子雑音の最適化
| Title |
Optimization_of_quantum_noise_in_space_gravitational-wave_antenna_DECIGO_with_optical-spring_quantum_locking_considering_mixture_of_vacuum_fluctuations_in_homodyne_detection |
| Authors |
Kenji_Tsuji,_Tomohiro_Ishikawa,_Kentaro_Komori,_Koji_Nagano,_Yutaro_Enomoto,_Yuta_Michimura,_Kurumi_Umemura,_Ryuma_Shimizu,_Bin_Wu,_Shoki_Iwaguchi,_Yuki_Kawasaki,_Akira_Furusawa,_Seiji_Kawamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15522 |
光バネとホモダイン検出を使用した量子ロックは、原始重力波検出用の0.1Hz付近の周波数帯域の宇宙ベースの重力波アンテナであるDECIGOの感度を制限する量子ノイズを低減するために考案されました。エネルギー密度の上限${\Omega}_{\mathrm{GW}}$が$2{\times}10^{-15}$から$1{\times}10^{-16}$に減少、最近の観察から推測されるように、科学の主な目標を達成するにはDECIGOの感度を向上させる必要があります。この手法の有効性を正確に評価するために、本稿ではホモダイン検出に対する真空変動の影響を考慮した検出メカニズムを検討します。さらに、各光検出器からの信号を効率的に利用するための高度な信号処理手法が考案され、この構成の設計パラメータは量子ノイズに合わせて最適化されています。我々の結果は、真空変動が感度に悪影響を与えるにもかかわらず、この方法が量子ノイズの低減に効果的であることを示しています。
CERN n_TOF 施設における (n,$\gamma$) 測定の最近のハイライトと展望
| Title |
Recent_highlights_and_prospects_on_(n,$\gamma$)_measurements_at_the_CERN_n_TOF_facility |
| Authors |
J._Lerendegui-Marco,_V._Alcayne,_V._Babiano-Suarez,_M._Bacak,_J._Balibrea-Correa,_A._Casanovas,_C._Domingo-Pardo,_G._de_la_Fuente,_B._Gameiro,_F._Garc\'ia-Infantes,_I._Ladarescu,_E._Musacchio-Gonzalez,_J._A._Pav\'on-Rodr\'iguez,_A._Tarife\~no-Saldivia,_and_the_n_TOF_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.15714 |
中性子捕獲断面積の測定は、元素合成の遅い中性子捕獲（s-）プロセスの研究や革新的な原子力技術の開発において基礎的です。すべての用途で対象となる恒星の全範囲にわたる放射中性子捕獲断面積(n,$\gamma$)を測定するのに最も適した方法の1つは、飛行時間(TOF)技術です。TOF測定、特に低質量の不安定なサンプルに関する現在の実験上の制限を克服するには、CERNn_TOF施設などの高い瞬間フラックスを備えた施設と、強化された検出感度および高い計数率機能を備えた検出システムを組み合わせる必要があります。この寄稿では、n_TOFにおける(n,$\gamma$)測定の分野における最近の注目点についての概要を示します。施設における最近のアップグレードと、(n,\g)測定用の新しい検出器コンセプトについて説明します。最後に、不安定なターゲットを含むTOF測定の既存の制限と見通し、および最新の高磁束n_TOF-NEARステーションでの放射化測定の見通しについて概説します。
インフレーション中およびインフレーション後の、無菌ニュートリノなどの一重項フェルミ粒子の重力生成を考慮します。古典重力による生産効率はフェルミ粒子の質量によって抑制される。一方、量子重力効果は、質量に関係なく、プランクスケール抑制作用素によってフェルミ粒子セクターの共形不変性を破ると予想されます。このような演算子は、インフレーション直後のフェルミオン生成において非常に効率的であり、安定したまたは長寿命の弱く相互作用する粒子の重要なバックグラウンドを生成することがわかりました。これは特に、keVスケールを含む幅広い質量の冷たい非熱暗黒物質を構成する可能性がある無菌ニュートリノに当てはまります。
計量アフィン重力における宇宙論的摂動理論
| Title |
Cosmological_Perturbation_Theory_in_Metric-Affine_Gravity |
| Authors |
Katsuki_Aoki,_Sebastian_Bahamonde,_Jorge_Gigante_Valcarcel,_Mohammad_Ali_Gorji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16007 |
ねじれと非計量性を含む重力の計量アフィンゲージ理論の文脈で、空間的に湾曲したFLRW背景を中心とした宇宙論的摂動理論を定式化します。空間摂動のスカラーベクトルテンソル分解を実行すると、リーマン幾何学から生じる通常のスカラー、ベクトル、テンソル計量摂動に加えて、この理論がヘリシティ0、1、2、3の豊富な摂動スペクトルを表示していることがわかります。したがって、この理論は多様な現象学を提供します。ねじれテンソルおよび/または非計量テンソルのヘリシティ2モードは、線形レベルでのヘリシティ2計量テンソル摂動を発生させ、重力波の生成につながります。直接の応用として、曲率、ねじれ、および非計量性の二次項を含む計量アフィン重力の一般的なパリティ保存作用のための非計量性ヘリシティ3モードの線形摂動を研究します。次に、スピン3場のヘリシティ3モードで起こり得る不安定性を回避する条件を見つけます。
ファブリー・ペローのオープンキャビティアクシオンハロスコープの品質係数の実験的測定
| Title |
Experimental_measurement_of_the_quality_factor_of_a_Fabry-P\'erot_open-cavity_axion_haloscope |
| Authors |
Juan_F._Hern\'andez-Cabrera,_Javier_De_Miguel,_E._Hern\'andez-Su\'arez,_Enrique_Joven-\'Alvarez,_H._Lorenzo-Hern\'andez,_Chiko_Otani,_Miguel_A._Rapado-Tamarit,_J._Alberto_Rubi\~no-Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16013 |
アクシオンは、強い核力における電荷とパリティの対称性の問題に対する最も自然な解決策から生じる仮想ボソンです。さらに、この擬似スカラーは、質量数十年に及ぶパラメータ空間における暗黒物質の候補として出現します。暗黒光子&アクシオン様粒子干渉計(DALI)は、まだ調査が不十分な範囲でアクシオン暗黒物質を探索するための提案です。現在、設計と試作段階にあるこのハロスコープは、多層ファブリ・ペロー干渉計です。原理実証実験は、プロトタイプの共振を観察するために実行されます。このテストにより、数十メガヘルツ程度の帯域幅にわたって、オープンキャビティあたりの品質係数が数百であることが明らかになりました。この結果は、強力な相互作用における対称性の問題と暗黒物質の謎を同時に解決できる分野で、これまでとらえどころのなかったアクシオンを発見する物理学の可能性を明らかにしました。
| Title |
GW190521:_a_binary_black_hole_merger_inside_an_active_galactic_nucleus? |
| Authors |
Sophia_Morton,_Stefano_Rinaldi,_Alejandro_Torres-Orjuela,_Andrea_Derdzinski,_Maria_Paola_Vaccaro,_Walter_Del_Pozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16025 |
GW190521は、LIGO-おとめ座-KAGRA共同研究によって確実に検出された最も大質量の連星ブラックホール合体であり、中質量ブラックホールの最初の重力波観測である。この信号の約34日後にフレアZTF19abanrhrが続き、ZwickyTransientFacilityによってAGNJ124942.3+344929でGW190521の空の位置特定の78\%空間輪郭で検出されました。GWTC-2.1データリリースを使用すると、GW190521とその電磁対応物としてのフレアZTF19abanrhrとの関連性が、$\sim$のオッズ比に相当する対数ベイズ係数8.6を持つ2つの過渡現象のランダムな一致よりも優先されることがわかります。事前オッズが等しい場合は5400対1、天体物理学的事前オッズが1/13であると仮定すると$\sim$は400対1となります。関連性が与えられると、マルチメッセンジャー信号によりハッブル定数の推定が可能になり、$H_0=102^{+27}_{-25}\mathrm{\km\s^{-1}\Mpc^{-が得られます。GW190521のみを解析する場合は1}}$、連星中性子星合体からの事前情報を仮定すると$79.2^{+17.6}_{-9.6}\mathrm{\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$GW170817、どちらも既存の文献と一致しています。
