ガスの飛び散りで砕けたラジオの泡？
| Title |
A_radio_bubble_shredded_by_gas_sloshing? |
| Authors |
A._Botteon,_F._Gastaldello,_J._A._ZuHone,_M._Balboni,_I._Bartalucci,_G._Brunetti,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_T._W._Shimwell,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16874 |
私たちは、銀河団アベル2657の中央領域における特異な形態を持つ拡散電波放射の検出について報告します。私たちの144MHzLOFAR画像で確認された最も顕著な特徴は、投影サイズ150～200kpcに広がる分岐した電波アークです。。XMM-ニュートンデータの分析から、クラスター内のガスのスロッシングの明確な証拠と、確認に値する2つの電波アーク間のX線表面輝度の低下の可能性を発見しました。興味深いことに、分岐した電波アークのシンクロトロン放射はスロッシングスパイラルに沿って伸びています。私たちは観測結果を、ガスの運動と相互作用する非熱成分の数値シミュレーションと比較します。検出された放射はガスのスロッシングによって細断された電波バブルを追跡している可能性があり、そこでは相対論的な電子と磁場が、らせん状のガス運動によって引き起こされる接線方向の流れの結果として引き伸ばされ、撹拌されると予想されます。最後に、我々は、銀河団、電波銀河、そして銀河中心。この研究は、星団内媒体の熱成分と非熱成分の間の複雑な相互作用をさらに実証していますが、アベル2657で観察された特徴の起源を確実に特定するには、電波とX線による追跡観察が必要です。
| Title |
Observational_Constraints_on_Dynamical_Dark_Energy_Models |
| Authors |
Olga_Avsajanishvili,_Gennady_Y._Chitov,_Tina_Kahniashvili,_Sayan_Mandal,_Lado_Samushia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16911 |
$\phi$CDMモデルは、標準の$\Lambda$CDMパラダイムに代わる代替手段を提供すると同時に、物理的に動機付けが向上します。これらのモデルは、$w$CDMパラメータ化によって再現することが困難なダークエネルギーの音速の時間依存性をもたらします。この論文では、$\phi$CDMモデルの観察証拠の最新の状況をレビューします。まず、これらのクラスのモデルの背後にある動機、基本的な数学的形式主義、およびさまざまなクラスのモデルの概要を説明します。次に、$\phi$CDMモデルのパラメーターを制約するためにさまざまな観測プローブを適用した最近の結果をまとめて示します。過去20年間で、観測データの精度は大幅に向上し、制約がますます厳しくなりました。最近の測定結果を組み合わせると、空間的に平坦な$\Lambda$CDMモデルが有利ですが、大規模なクラスの$\phi$CDMモデルが依然として除外されていません。
弱いレンズ質量マップのニューラル スタイル転送
我々は、遠方の銀河の弱い重力レンズ観測から推論された投影宇宙質量密度マップ（弱いレンズ質量マップ）の新しい生成モデルを提案します。レイトレーシングレンズシミュレーションで予測されるように、ガウスの弱いレンズ質量マップを深い非ガウスの対応物に変換できるように、ニューラルスタイル転送に基づいてモデルを構築します。私たちは、入力ドメインからターゲットドメインへの効率的なマッピングを学習するサイクル一貫性のある敵対的生成ネットワーク(CycleGAN)を使用した、ペアのない画像から画像への変換手法を開発します。私たちのモデルは重要な利点を享受できるように設計されています。ペアのシミュレーションデータを必要とせずにトレーニング可能で、入力ドメインを視覚的に意味のあるものにするための柔軟性があり、追加の学習なしでトレーニングデータよりも広い空域をカバーする地図を迅速に作成するために拡張可能です。10,000回のレンズシミュレーションを使用した結果、場の分散に基づいてトレーニングデータを適切にラベル付けするには、モデルが弱いレンズ質量マップのさまざまな要約統計量の望ましい多様性を示す必要があることがわかりました。一般的な対数正規モデルと比較して、私たちのモデルは、3点相関の統計的性質と、まれな高密度領域の局所的特性の予測が向上しています。また、このモデルにより、空の範囲が$\sim166\,\mathrm{deg}^2$であるが、$\sim12\,\mathrm{degをカバーするトレーニングデータと同様の非ガウス特徴を持つ連続マップを生成できることも示します。GPU1分で}^2$。したがって、私たちのモデルは合成弱いレンズ質量マップの大量作成に有益であり、これは将来の正確な現実世界の解析において非常に重要です。
宇宙初期の膨張と熱履歴の再構築
我々は、軽元素存在量の測定から得られた、宇宙の初期膨張と熱履歴のモデルに依存しない再構成を提示します。膨張の歴史は、ビッグバン元素合成(BBN)の開始付近に厳しく制限されています。光子の温度は、ニュートリノのデカップリングの前後でさらに制限されます。標準膨張率への変動を考慮すると、放射エネルギー密度は$\Lambda$CDM値の15%以内に制限され、BBNの時代の周囲では1%の余分な物質エネルギー密度のみが許容されることがわかります。我々は、温度変動に対する新しい一般的な解析フィッティング式を導入します。これは、初期のエネルギー注入を通じて温度を変更できる大規模なクラスのCDMを超えた粒子モデルの信号を再現するのに十分な柔軟性を備えています。我々は、BBNデータと、宇宙マイクロ波背景放射異方性によって調べられた相対論的種の有効数とヘリウム4存在量の測定値から、その制約を提示します。私たちの結果は、初期宇宙の最も基本的な特性を明確にし、keVからMeVのエネルギースケールで起こり得る未知の物理学について最小限の仮定で再構築され、宇宙論にとって興味深いモデルの広範なクラスにマッピングすることができます。
ウェーブレット高調波、散乱変換、および弱いレンズ質量マップのモーメントを使用したシミュレーションベースの宇宙論的推論 I:
シミュレーションの検証
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_simulation-based_cosmological_inference_with_wavelet_harmonics,_scattering_transforms,_and_moments_of_weak_lensing_mass_maps_I:_validation_on_simulations |
| Authors |
M._Gatti,_N._Jeffrey,_L._Whiteway,_J._Williamson,_B._Jain,_V._Ajani,_D._Anbajagane,_G._Giannini,_C._Zhou,_A._Porredon,_J._Prat,_M._Yamamoto,_J._Blazek,_T._Kacprzak,_S._Samuroff,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._Becker,_G._Bernstein,_A._Campos,_R._Chen,_A._Choi,_C._Davis,_J._Derose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Ferte,_D._Gruen,_R._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_N._Kuropatkin,_P._F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_C._Sanchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._Troxel,_I._Tutusaus,_T._N._Varga,_B._Yanny,_B._Yin,_Y._Zhang,_J._Zuntz,_M._Aguena,_O._Alves,_J._Annis,_D._Brooks,_J._Carretero,_F._J._Castander,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17557 |
2点を超えた統計には、宇宙論的パラメータ、天体物理学パラメータ、および観測(体系的)パラメータに関する追加情報が含まれています。この方法論論文では、ダークエネルギー調査の詳細なモックカタログを使用して、一連のガウスおよび非ガウスの弱いレンズ統計のエンドツーエンドのシミュレーションベースの分析を提供します。私たちは以下を実装します:1)2番目と3番目のモーメント。2)ウェーブレット位相高調波(WPH)。3)散乱変換(ST)。私たちの分析は完全にシミュレーションに基づいており、7つの$\nuw$CDM宇宙論的パラメータの空間に及び、データの系統的な最も関連性の高いソース(マスク、ノイズ変動、ソースのクラスタリング、固有のアラインメント、せん断と赤方偏移のキャリブレーション）。要約統計量のニューラルネットワーク圧縮を実装し、尤度自由推論アプローチを使用して事後パラメーターを推定します。パイプラインを広範囲に検証したところ、セカンドモーメントと組み合わせるとWPHが最も強力なパフォーマンスを発揮し、次にSTが続くことがわかりました。そして三番目の瞬間までに。さまざまな統計をすべて組み合わせることで、二次モーメントに関する制約がさらに強化され、$S_8$、$\Omega_{\rmm}$、およびFigure-Ofについて最大25パーセント、15パーセント、90パーセントまで強化されます。-それぞれ${\rmFoM_{S_8,\Omega_{\rmm}}}$のメリットがあります。さらに、非ガウス統計が$w$と二次モーメントの制約に関する固有のアライメントの振幅の制約を改善することがわかりました。ここで紹介する方法論の進歩は、Euclid、Rubin-LSST、およびRomanのステージIV調査への適用に適しており、各調査のモックカタログで追加の検証が行われます。関連論文では、DES3年目のデータへの応用を紹介します。
2 つのフィールド インフレーション機能を 1 つのフィールドで模倣する
原始パワースペクトルにおける大規模な減衰重畳振動が、単一磁場モデルと2磁場モデルの両方で生成される可能性があることはよく知られています。単一フィールドのインフレーションモデルでは、通常、これらの特徴はスローロールレジームからの逸脱によって発生します。一方、2つのフィールドモデルでは、これらの特徴はフィールド空間内の背景の軌跡の回転によって生成されます。この研究では、単一フィールドモデルと2フィールドモデルの両方が原始パワースペクトルの大規模スケールで同一の特徴を生成できることを実証します。これを達成するために、一般化されたスローロール近似を利用し、通常2つのフィールドモデルで生成される特徴的なパワースペクトルに基づいて単一フィールドモデルを再構築することに成功しました。私たちの方法論を検証するために、再構成されたポテンシャルからパワースペクトルを数値的に計算し、2フィールドモデルから得られたパワースペクトルとの顕著な一致を見つけました。
近くの若い星のイメージングによる円盤進化の研究 (DESTINYS): HD 34700 A が内側のリングを明らかにする
| Title |
Disk_Evolution_Study_Through_Imaging_of_Nearby_Young_Stars_(DESTINYS):_HD_34700_A_unveils_an_inner_ring |
| Authors |
G._Columba,_E._Rigliaco,_R._Gratton,_D._Mesa,_V._D'Orazi,_C._Ginski,_N._Engler,_J._P._Williams,_J._Bae,_M._Benisty,_T._Birnstiel,_P._Delorme,_C._Dominik,_S._Facchini,_F._Menard,_P._Pinilla,_C._Rab,_\'A._Ribas,_V._Squicciarini,_R._G._van_Holstein,_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16873 |
コンテクスト。原始惑星系円盤の研究は、その進化と周囲の環境との相互作用を理解し、惑星形成メカニズムを制約するために不可欠です。目的。我々は、豊富な構造を示す若い連星系HD34700Aの特徴を明らかにすることを目的としています。方法。VLTの高コントラスト画像装置SPHERE、LBTのLMIRCam、およびアルマ望遠鏡の観測を利用して、このシステムを複数の波長で分析します。私たちはリングと渦巻腕の形態とダストの散乱特性を研究します。観察されたすべての特徴について考えられる原因について説明します。結果。H${\alpha}$バンドにおいて、最近の研究ですでに知られているリングの内側に、$\sim$65auから${\sim}$120auまで広がるリングを初めて検出しました。これら2つは異なる物理的および幾何学的特性を持っています。散乱特性に基づいて、外側のリングは典型的なサイズ$a_{out}>4{\mu}m$の粒子で構成され、内側のリングはより小さい粒子($a_{in}<=0.4{\μm)で構成されている可能性があります。}$)。2つの延長された対数螺旋アームが円盤の反対側から伸びています。外側のリングは、中心からの半径方向の距離が変化し、基礎構造が延長された、それ自体が螺旋状の腕のように見えます。アルマ望遠鏡のデータは、外輪のすぐ外側を中心としたミリメートル単位のダスト基礎構造の存在を確認し、HD34700AとBの位置ずれしたガス回転パターンを検出しました。観察されたさまざまな特徴によって明らかになったHD34700Aの複雑さは、1つ以上のディスク形成物理メカニズムの存在を示唆しています。私たちの発見と一致する可能性のあるシナリオには、いくつかの木星の質量からなるまだ検出されていない惑星が円盤内に存在すること、およびガス雲粒捕捉またはフライバイによるシステムの周囲との相互作用が含まれます。JWST/MIRIまたはALMA(ガス運動学)によるさらなる観測により、これらについてさらに解明される可能性があります。
TNG XLIX の GAPS プログラム。 TOI-5398、内側の亜海王星と外側の暖かい土星で構成される最も若いコンパクトな多惑星系
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_XLIX._TOI-5398,_the_youngest_compact_multi-planet_system_composed_of_an_inner_sub-Neptune_and_an_outer_warm_Saturn |
| Authors |
G._Mantovan,_L._Malavolta,_S._Desidera,_T._Zingales,_L._Borsato,_G._Piotto,_A._Maggio,_D._Locci,_D._Polychroni,_D._Turrini,_M._Baratella,_K._Biazzo,_D._Nardiello,_K._Stassun,_V._Nascimbeni,_S._Benatti,_A._Anna_John,_C._Watkins,_A._Bieryla,_J._J._Lissauer,_J._D._Twicken,_A._F._Lanza,_J._N._Winn,_S._Messina,_M._Montalto,_A._Sozzetti,_H._Boffin,_D._Cheryasov,_I._Strakhov,_F._Murgas,_M._D'Arpa,_K._Barkaoui,_P._Benni,_A._Bignamini,_A._Bonomo,_F._Borsa,_L._Cabona,_A._C._Cameron,_R._Claudi,_W._Cochran,_K._A._Collins,_M._Damasso,_J._Dong,_M._Endl,_A._Fukui,_G._Fur\'esz,_D._Gandolfi,_A._Ghedina,_J._Jenkins,_P._Kab\'ath,_D._W._Latham,_V._Lorenzi,_R._Luque,_J._Maldonado,_K._McLeod,_M._Molinaro,_N._Narita,_G._Nowak,_J._Orell-Miquel,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_M._Pedani,_S._N._Quinn,_H._Relles,_P._Rowden,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16888 |
短周期の巨大惑星は、他のクラスの系外惑星と比較して、孤立していることが頻繁に発見されています。$P\lesssim$15日の巨大惑星の小さな内部伴星は、WASP-47、ケプラー730、WASP-132、TOI-1130、TOI-2000の5つの小型星系でのみ知られています。今回我々は、内部を短周期で周回する高温の海王星亜星（TOI-5398c、$P_{\rmc}$=4.77271日）で構成される最も若いコンパクトな多惑星系であるTOI-5398の確認を報告する。土星(TOI-5398b,$P_{\rmb}$=10.590547日)惑星、両方とも650$\pm$150MyrG型星の周りを通過します。GAPSYoungObjectプロジェクトの一環として、私たちはこのコンパクトなシステムを確認および特性評価し、両方の惑星の半径と質量を測定して、それらのバルク組成を制約しました。多次元ガウス過程を使用して、TESSセクター48光度曲線とHARPS-N動径速度時系列からの恒星の活動と惑星信号を同時にモデル化しました。私たちは、星のパラメータの正確な推定とともに、両惑星、TOI-5398bとTOI-5398cの惑星の性質を確認しました。天文観測、測光観測、分光観測の使用を通じて、我々の発見は、TOI-5398が若い活動的なG矮星(650$\pm$150Myr)であり、自転周期が$P_{\rmrot}$であることを示している。=7.34日。通過測光と動径速度の測定により、惑星bの半径と質量の両方を測定することができました。$R_b=10.30\pm0.40R_{\oplus}$、$M_b=58.7\pm5.7M_{\oplus}$、そしてc、$R_c=3.52\pm0.19R_{\oplus}$、$M_c=11.8\pm4.8M_{\oplus}$。TESSはセクター48中にTOI-5398を観測しましたが、現在の拡張ミッションではさらなる観測は計画されていないため、地上からの光度曲線は軌道暦改善にとって重要なものとなっています。透過分光測定基準値が約300であるTOI-5398bは、JWST大気の特徴付けに最も適した温暖巨星(10<$P$<100日)です。
月と月の水の起源
月の形成に関する3つの主要な概念、降着仮説、メガインパクト理論、マルチインパクトモデルが検討されています。マルチインパクトモデルは、メガインパクト理論と降着仮説の顕著な側面を融合させたものです。このモデルによると、直径約10～100キロメートルの多数の微惑星(原始小惑星)との衝突中に、地球の地殻の破片が宇宙に放出されます。この噴出物は降着円盤と相互作用し、その質量を増大させます。月形成のさまざまなモデルにより、月の水の量、その地下分布、同位体組成に関してさまざまな結論が得られます。月の極地における地形学的構造（滑らかなクレーター、地滑り、規則的なパターン）は、およそ1キロメートルの厚さの実質的な永久凍土層の存在を示唆しています。
トランジット光源効果の定量化: 高解像度分光法とマルチカラー測光による AU Microscopii の光球上のスポット温度とカバレッジの測定
| Title |
Quantifying_the_Transit_Light_Source_Effect:_Measurements_of_Spot_Temperature_and_Coverage_on_the_Photosphere_of_AU_Microscopii_with_High-Resolution_Spectroscopy_and_Multi-Color_Photometry |
| Authors |
William_Waalkes,_Zachory_Berta-Thompson,_Elisabeth_Newton,_Andrew_Mann,_Peter_Gao,_Hannah_Wakeford,_Lili_Alderson,_Peter_Plavchan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17043 |
AUMicは、恒星近傍(d$=$9.7pc)にある活動的な24Myrのプレメイン系列M矮星で、回転周期は4.86日です。AUMicを周回する2つの通過惑星、AUMicbとcは、周期が8.5日と18.9日の暖かい海王星の亜星であり、若い惑星の大気観測の対象となっています。ここでは、AUMicの惑星の現在および将来の透過分光法を補完するために、地上の測光とスペクトルを使用して、AUMicの隠れていない星黒点を研究します。私たちは、星の回転変調を研究するためにマルチカラーLCO0.4mSBIG測光を収集し、3つのスペクトル成分とそのカバー率によってパラメータ化された星の統合スペクトル内のさまざまなスペクトル成分を測定するためにLCONRES高解像度スペクトルを収集しました。AUMicの表面には少なくとも2つのスペクトル成分があり、温度が$3000\pm70$Kで表面の$39\pm4\%$パーセントを覆い、温度が$4000\pm15$Kの低温スポットを伴う周囲光球であり、増加および減少しています。ローテーション全体の平均から5$\%$です。また、充填率が0.5$\%$未満の3番目の磁束成分と、時間平均スペクトルで完全には省略されていないフレアフラックスによるものと考えられる、温度がほとんど不確実であることも検出しました。2温度モデルと3温度モデルの両方からのスポット温度とカバレッジ率の測定値が含まれており、それらは互いに強く一致していることがわかります。星黒点を研究するためのさまざまな技術の拡張された使用は、このシステムをより深く理解するのに役立ち、さまざまな活動レベルの星を通過する系外惑星の透過スペクトルを解釈するための応用が可能になる可能性があります。
主系列後の微惑星の熱進化
惑星物質が降着した白色矮星は、系外惑星の内部と形成を調査するための強力なツールとなります。特に、一部の白色矮星汚染物質の高いFe/Si比は、それらが大規模な溶融と鉄心形成を起こすのに十分なほど加熱された天体の破片であることを示唆しています。太陽系では、この現象は、初期に形成された天体とその溶融を促進する短寿命の放射性核種を持った天体、および/または大きく成長した天体に関連しています。しかし、主星の（前）主系列の生涯中に形成された白色矮星によって降着した惑星体であれば、それらの惑星体は星の巨大な枝分かれの間に第二の時代の加熱にさらされている可能性がある。この研究は、恒星の進化を微惑星の熱的および軌道的進化と結びつけることにより、惑星体上の巨大な分岐中の恒星の照射の影響を定量化することを目的としています。私たちは、鉄の核を形成するのに十分な大規模な融解が恒星の照射によって引き起こされる可能性があることを発見しましたが、それは近接した小さな天体、つまり元々は天体を周回する$\sim$2天文単位内にある半径$\lesssim$30kmの微惑星に限られます。1$-$3$\,M_{\odot}$太陽金属性を持つ主星。観測された白色矮星の汚染物質のほとんどは、巨大な枝分かれの際に溶けたこれらの小さな微惑星の降着では説明できないほど質量が大きい。したがって、Fe/Siが強化または減少した物質を大量に降着させた白色矮星は、形成直後の微惑星の分化の指標であり、潜在的に放射線加熱に関連していると結論付けます。
CosmosDSR -- 無香カルマンフィルターを使用した軌道上のデブリの自動検出と追跡のための方法論
| Title |
CosmosDSR_--_a_methodology_for_automated_detection_and_tracking_of_orbital_debris_using_the_Unscented_Kalman_Filter |
| Authors |
Daniel_S._Roll,_Zeyneb_Kurt_and_Wai_Lok_Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17158 |
ケスラー症候群とは、頻繁な宇宙活動によって増加するスペースデブリを指し、将来の宇宙探査を脅かします。この問題に対処することが重要です。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)、カーネル主成分分析(KPCA)、モデル非依存メタ学習(MAML)などのいくつかのAIモデルが、さまざまなデータタイプで評価されています。以前の研究では、物体検出と追跡のためのYOLO物体検出器と線形カルマンフィルターの組み合わせに焦点を当てていました。これに基づいて、私たちのプロジェクトは、線形カルマンフィルターと比較して、連続画像内の衛星を追跡するためのYOLOv3と無香料カルマンフィルターを組み合わせた新しい方法論であるCosmosDSRを導入します。トレーニングとテストにルクセンブルク大学のSPARKデータセットを使用したYOLOv3は、すべての衛星カテゴリ(mAP=97.18%、F1=0.95)をほとんどエラー(TP=4163、FP=209、FN=237)で正確に検出および分類しました。CosmosDSRとLKFは両方とも衛星を正確に追跡しました(UKF:MSE=2.83/RMSE=1.66、LKF:MSE=2.84/RMSE=1.66)。クラスの不均衡と実際の画像の欠如に関する懸念にもかかわらず、このモデルは期待を示しています。今後の作業では、これらの制限に対処し、追跡サンプルサイズを増やし、指標を改善する必要があります。この研究は、衛星の検出と追跡におけるアルゴリズムの可能性を示唆しており、ケスラー症候群の解決策への道を切り開きます。
TESS調査データを用いた通過時間解析によるホットジュピターの長期軌道周期変動
| Title |
Long-term_Orbital_Period_Variation_of_Hot_Jupiters_from_Transiting_Time_Analysis_using_TESS_Survey_Data |
| Authors |
Wenqin_Wang,_Zixin_Zhang,_Zhangliang_Chen,_Yonghao_Wang,_Cong_Yu,_and_Bo_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17225 |
多くのホットジュピターは軌道減衰を経験する可能性があり、それは長期的な通過タイミングの変動として現れます。私たちは、326個のホットジュピターのサンプルについて、トランジット系外惑星調査衛星(TESS)からの7,068回のトランジットを分析しました。これらの新しい中間通過時間データにより、これらのシステムの暦を更新できるようになります。新しいTESSの通過タイミングデータとアーカイブデータを組み合わせることで、線形および二次軌道暦モデルを使用して、これらのホットジュピターで考えられる長期的な軌道周期変動を探索します。我々は、軌道周期が減少する候補18個と軌道周期が増加する候補8個を含む、長期的な軌道周期変動の可能性を示す26個の候補を特定しました。そのうち12人の候補者は、Leave-one-out相互検証(LOOCV)テストで不合格となったため、限界候補とみなされる必要があります。潮汐相互作用に加えて、後尾体歳差運動、レーマー効果、アップルゲート効果などの代替メカニズムも、観察された周期変動に寄与している可能性があります。この研究で得られた暦は、将来これらのホットジュピターの追跡観測をスケジュールするのに役立ちます。エフェメリスの生成に使用されるPythonコードは、オンラインで入手できます。
南黄半球からのTESSデュオトランジット候補
| Title |
TESS_Duotransit_Candidates_from_the_Southern_Ecliptic_Hemisphere |
| Authors |
Faith_Hawthorn,_Sam_Gill,_Daniel_Bayliss,_Hugh_P._Osborn,_Ingrid_Pelisoli,_Toby_Rodel,_Kaylen_Smith_Darnbrook,_Peter_J._Wheatley,_David_R._Anderson,_Ioan_nis_Apergis,_Matthew_P._Battley,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Philipp_Eigm\"uller,_Maximilian_N._G\"unther,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_Maximiliano_Moyano,_Ares_Osborn,_Gavin_Ramsay,_Sol\`ene_Ulmer-Moll,_Jose_I._Vines,_Richard_West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17268 |
長い公転周期を持って通過する系外惑星を発見することで、私たちの太陽系の惑星と同様の温度を持つ暖かい惑星系と冷たい惑星系を研究することができます。TESSミッションは、サイクル1（2018年8月～2019年7月）、サイクル3（2020年7月～2021年6月）、サイクル5（2022年9月～2023年9月）において南黄半球全体を測光調査した。サイクル1とサイクル3の観測結果を使用して、各年に1つの通過イベント(デュオトランジットと呼ばれます)を示す系外惑星系を検索します。これらの惑星候補の周期は通常20日を超え、その下限は個々のTESS観測の期間によって決まります。85個のデュオトランジットの候補が見つかり、主星の明るさの範囲は8<$T_{mag}$<14、トランジットの深さは0.1パーセントから1.8パーセント、トランジットの継続時間は2時間から10時間で、上限は決まっています。正規化関数による。これらの候補のうち、25はすでに知られており、60は新しいものです。これらの候補を、測光および分光による追跡調査の状況とともに紹介します。
夜: 系外惑星系のヘリウムを調査するためのコンパクトな近赤外線高解像度分光器
| Title |
NIGHT:_a_compact,_near-infrared,_high-resolution_spectrograph_to_survey_helium_in_exoplanet_systems |
| Authors |
C._Farret_Jentink,_V._Bourrier,_C._Lovis,_R._Allart,_B._Chazelas,_M._Lendl,_X._Dumusque,_F._Pepe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17275 |
高度に放射線を浴びた系外惑星の中には、大気圏外への脱出によって顕著な流体力学的膨張が起こることが判明しているものがある。惑星進化の文脈でこれらのプロセスをより深く理解するために、私たちはNIGHT(ヘリウム通過の近赤外線収集者)を提案します。NIGHTは、恒星および惑星の大気における1083nmでのHeI三重項吸収の調査と時間的監視に特化した高解像度分光器です。このホワイトペーパーでは、科学的な目的、要件、およびコスト効率の高い設計について概説します。以前の検出と現在の系外惑星人口を使用したモデリングに基づいたシミュレーションにより、要件と調査対象が決定されます。2メートルの望遠鏡で70,000のスペクトル分解能を備えたNIGHTは、ヘリウム三重項を正確に分解し、1回の通過で118個の既知の系外惑星の1%のピーク吸収を検出できます。さらに、2回の通過の間にある66個の系外惑星の0.4%のスリーシグマ時間変動を検索できます。これらは、大気の特徴付けに適した通過惑星の継続的な検出を考慮した控えめな推定値です。HeIの透過分光法には、動径速度モニタリングほど厳しくない40m/sでの機器の安定性が十分であることがわかりました。そのため、NIGHTはほとんど既製のコンポーネントを利用でき、コスト効率が確保されます。ファイバー給電システムにより、さまざまな望遠鏡の訪問計器としての柔軟性が可能になり、JWSTまたは地上での検出後の追跡観測に最適です。数年間の調査を経て、NIGHTは既知の蒸発大気を持つ惑星の統計サンプルを大幅に拡大することで、熱い海王星の砂漠とそれに近い惑星の人口を形成するメカニズムについての詳細な洞察を提供することができました。最初の光は2024年に期待されています。
ルービン天文台の時空遺産調査による星間天体の総合検出
| Title |
Synthetic_Detections_of_Interstellar_Objects_with_The_Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Du\v{s}an_Mar\v{c}eta_and_Darryl_Z._Seligman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17575 |
太陽系を通過する2つの星間天体、1I/`オウムアムアと2I/ボリソフの発見は、$\sim0.1$au$^{-3}$オーダーの空間数密度を持つ銀河集団が存在することを示唆しています。今後行われるルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)では、1I/`オウムアムアのようなさらに多くの小惑星星間天体が検出されると予測されています。私たちは、最近開発された手法を適用して、さまざまな想定される運動学、アルベド、サイズ周波数分布(SFD)を使用して星間天体の一連の銀河集団をシミュレートします。これらの母集団を、任意の調査による移動物体の検出をシミュレートするobjectInField(OIF)アルゴリズムに組み込みます。我々は、LSSTがSFDの傾きとホスト集団の特徴的なアルベドに敏感に依存しながら(暗黙の数密度を仮定して)$\sim0-70$の間の小惑星星間天体を毎年検出するはずであることを発見しました。空の見かけの運動速度と、それに伴う後続損失が、星間天体を検出する上での最大の障壁となっているようです。具体的には、急速な空の動き($>0.5^\circ$d$^{-1}$)がなければ、比較的多数の合成物体がLSSTによって検出可能です。したがって、高速に移動する天体をうまくリンクして検出できるアルゴリズムがあれば、LSST(および一般的に)による星間天体の発見数が大幅に増加するでしょう。検出可能な不活動な星間天体の平均直径は$\sim50～600$mの範囲にあり、SFDの傾きとアルベドに敏感に依存します。
宇宙時間を通じて活動銀河核の遮蔽を形成する際の方向性とマルチスケールのガス分布の役割を調査する
| Title |
Probing_the_roles_of_orientation_and_multi-scale_gas_distributions_in_shaping_the_obscuration_of_Active_Galactic_Nuclei_through_cosmic_time |
| Authors |
Alba_V._Alonso-Tetilla_(1),_Francesco_Shankar_(1),_Fabio_Fontanot_(2,3),_Nicola_Menci_(4),_Milena_Valentini_(5,6,2),_Johannes_Buchner_(7),_Brivael_Laloux_(8,9),_Andrea_Lapi_(10),_Annagrazia_Puglisi_(1,11),_David_M._Alexander_(9),_Viola_Allevato_(12),_Carolina_Andonie_(9),_Silvia_Bonoli_(19,_20),_Michaela_Hirschmann_(11,2),_Ivan_E._Lopez_(13,14),_Sandra_I._Raimundo_(15,16,1),_Cristina_Ramos_Almeida_(17,18)_((1)_University_of_Southampton,_(2)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Trieste,_(3)_IFPU_-_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_(5)_University_of_Trieste,_(6)_Universitats-Sternwarte_Munchen,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_(8)_National_Observatory_of_Athens,_(9)_Durham_University,_(10)_SISSA,_(11)_Observatoire_de_Sauverny,_(12)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_(13)_Universita_di_Bologna,_(14)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_(15)_University_of_California,_(16)_University_of_Copenhagen,_(17)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_(18)_Universidad_de_La_Laguna,_(19)_Donostia_International_Physics_Center,_(20)_Ikerbasque) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16854 |
活動銀河核(AGN)におけるオブスキュレーションの起源については、まだ議論の余地があります。特に、銀河規模およびトーラスに関連したオブスキュレーションからの視線柱密度への相対的な寄与を引き起こす要因は不明です。後者の情報源は統一モデルで重要な役割を果たすことが期待されていますが、前者は統一モデルと進化モデルの両方に関連すると考えられています。この研究では、宇宙論的な半解析モデルと、銀河とAGNの特性に関する半経験的な処方を組み合わせて、AGNオブスキュレーションを研究します。さまざまなAGN光度曲線(LC)、ガス密度プロファイル、およびAGNフィードバックによって引き起こされるガス空洞など、AGN進化のオブジェクトごとの詳細なモデリングを検討します。特定のAGNLCや銀河ガスの割合に関する仮定に関係なく、ガス成分の指数関数的なプロファイルを厳密に仮定すると、銀河スケールのオブスキュレーションだけでは$\log(N_{\rmH}/$cm$^{-2})\geq24$のソースは少なくとも$z\lesssim3$にあります。これには、データと一致するように、光度に応じて厚さが減少する追加のトーラスコンポーネントが必要です。効果的であるためには、目に見えるAGNのすべての進化段階にトーラスが存在する必要がありますが、$22<\log(N_{\rmH}/$cm$^{-)で不明瞭な部分を再現するには銀河規模のガス遮蔽で十分である可能性があります非常にコンパクトなガスディスクコンポーネントを仮定した場合、2})<24$(コンプトン薄型、CTN)。明るさの増加に伴うCTN部分の減少は主張されており、AGNフィードバックの結果ではなく、むしろ星の質量の減少に伴ってガス貯蔵庫がよりコンパクトになることの結果であると思われる。
原子状水素が真の色を示す: シミュレーションにおける HI と銀河の色の相関関係
| Title |
Atomic_Hydrogen_Shows_its_True_Colours:_Correlations_between_HI_and_Galaxy_Colour_in_Simulations |
| Authors |
Calvin_Osinga,_Benedikt_Diemer,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Elena_D'Onghia,_Peter_Timbie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16884 |
宇宙論的パラメーターと物質の大規模分布を制約するために、中性原子水素(HI)の空間分布を測定する強度マッピング実験が開始されています。しかし、物質の追跡者としてのHIの挙動のモデルは、銀河の進化によって複雑になっています。この研究では、$z$=0、0.5、および1のIllustrisTNGで、銀河の色、恒星の質量、およびHI質量に関連するHIのクラスタリングを調べます。HI-赤色銀河とHI-青色銀河のクロスパワーを比較します。スペクトルの結果、大きなスケールではHI-redの振幅がHI-blueの1.5倍であることがわかりました。クロスパワースペクトルは、実空間では$\およそ3$Mpc、赤方偏移空間では$\およそ10$Mpcで交差しており、$z\およそ0$の観測結果と一致しています。HIクラスタリングは銀河HI質量とともに増加し、$M_{\mathrm{HI}}\leq10^8M_\odot$の範囲の検出限界に弱く依存することを示します。また、最大の恒星質量ビンにある青色の銀河は、他の恒星質量ビンにある青色の銀河よりも多く集まっていることもわかりました。しかし、最大の恒星質量ビンにある赤い銀河は、赤い銀河の中で最も弱い銀河をクラスター化します。これらの傾向は、中央衛星の構成によって生じます。中心星は星の質量の増加に関してHIとの相関が低いのに対し、衛星は色に関係なく相関が高くなります。星の質量とのクラスター化関係にもかかわらず、クロスパワースペクトルはHIおよび銀河調査の検出限界にほとんど影響を受けないことがわかりました。直観に反しますが、IllustrisTNGでは、赤と青の銀河とHIのすべてのオートスペクトルとクロスパワースペクトルが時間の経過とともに減少します。我々は、焼入れに関連するプロセスがこの傾向に寄与していることを実証します。HIと銀河の間の複雑な相互作用は、$z\leq1$におけるHI、青色、赤色銀河の大規模クラスタリングを解釈する際にバリオン効果を理解することの重要性を強調しています。
測光変動による分離したブラックホール連星の検出
| Title |
Detecting_Detached_Black_Hole_binaries_through_Photometric_Variability |
| Authors |
Chirag_Chawla,_Sourav_Chatterjee,_Neev_Shah_and_Katelyn_Breivik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16891 |
ブラックホール(BH)の特性とその前駆体の関係を理解することは、天体物理学の多くの分野において興味深いものです。発光伴星(LC)を伴う分離軌道でBHを発見することは、LCとBH前駆体が同じ金属性と形成時間を有すると予想されるため、このマップの作成に役立つことが期待されます。私たちは、潮汐楕円体変動、相対論的ビーミング、および自己レンズによって引き起こされるLCフラックスの測光変動を使用して、分離した軌道でBH-LCバイナリを検出できる可能性を探ります。私たちは、観察に基づいた初期の恒星と連星の特性、星形成の歴史、およびこれらの源の現在の分布を採用する連星集団合成を使用して、天の川銀河(MW)における分離されたBH-LC連星の現実的な現在の集団を作成します。詳細な宇宙論的シミュレーションについて。私たちは、ガイアミッションとTESSミッションによる測光変動を介して、それぞれの詳細な検出バイアスと星間消滅を組み込むことにより、これらの発生源の検出可能性をテストします。Gaia(TESS)は、測光精度と超新星物理学の詳細に応じて、約700～1500(約100～400)個の分離されたBH-LCバイナリを解決すると予想されることがわかりました。約369個のBH-LCバイナリがGaiaとTESSの両方で共通であることがわかります。さらに、これらのBH-LCバイナリの~80～270(~70～290)は、Gaiaの動径速度(天文学)測定を使用してさらに特徴付けることができます。
エイベル 2390 の最も明るい銀河団にある巨大な多相ガスプルーム
| Title |
A_massive_multiphase_plume_of_gas_in_Abell_2390's_brightest_cluster_galaxy |
| Authors |
Tom_Rose,_B._R._McNamara,_F._Combes,_A._C._Edge,_H._Russell,_P._Salome,_P._Tamhane,_A._C._Fabian,_G._Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16892 |
私たちは、アベル2390の最も明るい銀河団内の分子ガス$2.2\times10^{10}$M$_{\odot}$を追跡する新しいアルマ望遠鏡CO(2-1)観測結果を発表します。ガスの半分は片側に位置しています。プルームは銀河の中心から15kpcの外に伸びています。この分子ガスは滑らかで正の速度勾配を持っており、最遠点では銀河中心よりも250km/s速く後退しています。プルームの発生源を制約するために、既存のX線、光学、電波データと合わせて新しい観測結果を分析します。我々は、プルームがジェットによって駆動され、ジェットで膨張したX線気泡によって揚力が助けられる可能性を検討します。あるいは、重力擾乱の後に形成された可能性もあります。この場合、プルームは、ラムの圧力によって主銀河から剥ぎ取られたガスの痕跡、または最近冷却されて落下したガスのいずれかである可能性があります。この銀河の星の形成とガスの冷却速度は、その分子ガスの寿命がプルームの年齢に比べて短い可能性があることを示唆しており、これは最近冷却されたプルームに有利であると考えられる。活動銀河核のすぐ近くにある分子ガスは、電波コアに対する250km/s幅のCO(2-1)吸収、および以前に検出されたCO(1-0)およびHI吸収によっても示されています。この吸収は光学的に厚く、銀河中心に向かう視線速度は200km/sです。その起源を説明するための簡単なモデルについて説明します。
SPICE: 宇宙の再電離と最初の銀河における恒星のフィードバックとの関係
| Title |
SPICE:_the_connection_between_cosmic_reionisation_and_stellar_feedback_in_the_first_galaxies |
| Authors |
Aniket_Bhagwat,_Tiago_Costa,_Benedetta_Ciardi,_R\"udiger_Pakmor,_Enrico_Garaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16895 |
我々は、再電離の時代をターゲットとしたRHD宇宙論シミュレーションの新しいスイートであるSPICEを紹介します。これらのシミュレーションの目的は、「バースト」および「スムーズ」形態の超新星エネルギー注入や、超新星爆発や放射圧などの十分に調査されていないシナリオを含む、さまざまな恒星フィードバックモデルを系統的に調査することです。超新星フィードバックの挙動の微妙な違いが再電離の歴史に大きな違いをもたらし、よりバースト的な形態のフィードバックが早期の再電離を引き起こします。また、塵によって減衰する光度関数や星形成の主系列など、一部の全銀河特性がモデル間で縮退したままであることもわかりました。恒星のフィードバックとその強度は、z=5までに出現する銀河の形態的混合を決定し、再電離の歴史は銀河の運動学や形態などの固有の特性と密接に関係していると考えられます。星形成中、超新星フィードバックが「滑らか」であれば大質量円盤が蔓延し、「バースト」フィードバックは分散支配系を優先的に生成します。フィードバックの異なるモードは異なる強度の流出を生成し、さまざまな方法でISM/CGMを変化させ、その結果、LyC光子の脱出に強い影響を与えます。我々は銀河の形態とLyCの脱出率との相関関係を確立し、分散支配系の脱出率がすべての赤方偏移において回転支配系の系よりも10～50倍高いことを明らかにしました。したがって、分散が支配的なシステムは、回転が支配的なシステムと比較して、大きなHII領域を優先的に生成するはずです。恒星フィードバックがより爆発的であれば、分散支配システムがより蔓延するため、よりバースト的なフィードバックを使用すると、シミュレーションの早い段階で再電離が発生します。JWST、ALMA、MUSEで調査された再電離後の銀河形態の統計サンプルは、恒星のフィードバックと宇宙再電離のモデルを制約することができます。
銀河進化の放射流体力学シミュレーションのためのスペクトル再構成
| Title |
Spectral_reconstruction_for_radiation_hydrodynamic_simulations_of_galaxy_evolution |
| Authors |
Bernhard_Baumschlager,_Sijing_Shen,_James_W._Wadsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16902 |
星からの放射線とAGNは銀河の形成と進化に重要な役割を果たし、IGM、CGM、ISMを大きく変えます。オンザフライRTは宇宙論的シミュレーションに組み込まれ始めていますが、複雑で進化する放射線スペクトルは、多くの場合、区分的に一定の強度と固定された光イオン化断面積を持つ少数の広帯域で大まかに近似されます。このような処理では、光が不透明度がゼロではない媒体を伝播する間に吸収されるため、スペクトルの変化を捉えることができません。これにより、光イオン化と加熱速度に大きな誤差が生じる可能性があります。我々は、放射線場のべき乗則の傾きを捉えるために、通常使用される帯域の端に位置する狭い帯域で放射線場を離散化する新しいアプローチを提案します。光イオン化断面積のべき乗則近似と組み合わせて、このモデルを使用すると、異なるスペクトルを持つ線源からの放射線を自己矛盾なく組み合わせ、原始種と金属種のイオン化状態を経時的に正確に追跡することができます。このメソッドは、Trevr2と連携してGasoline2に実装されます。進化するUVBと星のスペクトルの下で原始化学の光イオン化と加熱速度を計算する際に、新しい区分的べき乗則再構成を区分的定数法と比較したところ、私たちの方法では誤差が最大2桁まで大幅に減少することがわかりました。HeIIイオン化の場合の規模。私たちは、星からの放射線やライブUVBを含む宇宙論的ズームインシミュレーションのRT後処理に新しいスペクトル再構成手法を適用し、ISMとCGMにおける総中性水素質量の大幅な増加を発見しました。UVBおよび恒星放射線の脱出率が低い。これは、CGM銀河生態系のシミュレーションにおけるRTと正確なスペクトル近似の重要性を示しています。
JWST NIRCam 測光: z=0.0513 の明るい楕円銀河 VV 191a を取り囲む球状星団の研究
| Title |
JWST_NIRCam_Photometry:_A_Study_of_Globular_Clusters_Surrounding_Bright_Elliptical_Galaxy_VV_191a_at_z=0.0513 |
| Authors |
Jessica_M._Berkheimer_(1),_Timothy_Carleton_(1),_Rogier_A._Windhorst_(1_and_2),_William_C._Keel_(3),_Benne_W._Holwerda_(4),_Mario_Nonino_(5),_Seth_H.Cohen_(1),_Rolf_A._Jansen_(1),_Dan_Coe_(6),_Christopher_J._Conslice_(7),_Simon_P._Driver_(8),_Brenda_L._Frye_(9),_Norman_A._Grogin_(10),_Anton_M._Koekemoer_(10),_Ray_Lucas_(10),_Madeline_A._Marshall_(11),_Nor_Pirzka_(10),_Clayton_Robertson_(4),_Aaron_Robotham_(12),_Russell_E._Ryan_Jr._(10),_Brent_M._Smith_(13),_Jake_Summers_(1),_Scott_Tompkins_(1),_Christopher_N._A._Willmer_(9),_Haojing_Yan_(14) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16923 |
ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡のNIRCam画像により、$z=0.0513$の楕円銀河VV191aの周囲に443個の球状星団(GC)候補が存在することが明らかになった。NIRCam広帯域観測は、フィルターF090W、F150W、F356W、およびF444Wを使用して、0.9～4.5$\μ$mで行われます。測光を使用してデータが分析され、かなり均一なGC集団を示唆する色振幅図(CMD)が表示されます。カラーヒストグラムは、主に金属性をトレースするために色を使用し、単一のガウス分布によく適合する単峰性の色分布を示します。調査結果は、サンプルの球状星団光度関数(GCLF)がターンオーバー値に達していないため、絶対AB等級$M_{F090W}=-8.70$magで、通常予想される値よりも明るく、範囲内に達していることを示しています。従来の売上高のほぼ1倍です。これはサンプルの完全性のおかげであると考えられます。モデルは、検出されたGCの質量推定値がより大量になる傾向があり、$\simeq10^7M_{\odot}$以上に達することを示しています。ただし、結果は、現在のGCモデルがデータと完全に一致していないことを示しています。モデルは、最も赤いフィルター(F356W～F444W)のJWSTデータよりも青く、最も青いフィルター(F090W～F150W)のデータよりも赤く見えることがわかり、近赤外のモデリングを改善するには修正が必要な可能性があります。古い、金属の乏しい恒星集団の色。
蒸発する原始星からの流出を照らす: ERIS/SPIFFIER は HH 900 の解離とイオン化を明らかにする
| Title |
Illuminating_evaporating_protostellar_outflows:_ERIS/SPIFFIER_reveals_the_dissociation_and_ionization_of_HH_900 |
| Authors |
Megan_Reiter,_Thomas_J._Haworth,_Carlo_F._Manara,_Suzanne_Ramsay,_Pamela_D._Klaassen,_Dominika_Itrich,_and_Anna_F._McLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16943 |
原始星のジェットと流出は、活発な星形成の道しるべです。HII領域では、COなどの分子トレーサーは流出の埋め込まれた部分のみを明らかにします。出生雲の外側では、流出物は解離、イオン化され、最終的には完全に消失し、高密度のジェットコアのみが残ります。このプロセスが完了する前に、流出物が部分的に分子化され、部分的にイオン化される段階が存在するはずです。このペーパーでは、このプロセスの実行中のHH900の流出をキャプチャします。K-middleフィルター($\lambda$=2.06-2.34$\mu$m)を使用したERIS/SPIFFIER近赤外積分フィールドユニット(IFU)分光器からの新しい観測により、解離流出とBrからのH$_2$発光が明らかになった-$\gamma$はイオン化した皮膚を追跡します。どちらの線も広角の流出形態を追跡していますが、H$_2$は$\sim$5000auだけHII領域に伸びていますが、Br-$\gamma$は流出の全長($\sim$12,650au)に伸びており、急速な流出を示しています。分子の解離。H$_2$は駆動源から離れるほど速度が速くなり、ジェット駆動の流出と一致します。診断線比は、ショックだけでなく光励起が流出の励起に寄与していることを示しています。私たちは、HH900が蒸発分子流出の最初の明確な例であると主張し、アルマ望遠鏡で検出できる可能性のある中性物質の大きな柱が解離分子に付随すると予測しています。この研究の結果は、外部から照射されたジェットや流出の近赤外画像（これらの条件が一般的である可能性がある大質量星形成領域でジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で得られた画像など）の解釈の指針となるでしょう。
基本的な MHD スケール -- II: 超音速小型ダイナモの運動学的段階
| Title |
Fundamental_MHD_scales_--_II:_the_kinematic_phase_of_the_supersonic_small-scale_dynamo |
| Authors |
Neco_Kriel,_James_R._Beattie,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz,_Justin_Kin_Jun_Hew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17036 |
小規模発電機(SSD)は、運動運動によって弱い磁場を指数関数的に高速に増幅します。非圧縮性流れにおけるSSDについては確立された理論が存在しますが、多くの天体物理学的SSDは超音速乱流中で動作します。増幅された磁場に対する圧縮率の影響を理解するために、広範囲の音速マッハ数$\mathcal{M}$、流体力学的レイノルズ数Re、磁気プラントル数Pmをカバーする広範な粘抵抗SSDシミュレーションを実行します。私たちは、運動エネルギー散逸スケール$\ell_\nu$と$\ell_\eta$、およびこれらのシミュレーションの運動学的段階で磁場が最も強くなるスケール$\ell_p$を測定するための堅牢な方法を開発します。$\ell_\nu/\ell_\eta\sim$Pm$^{1/2}$は、$\mathcal{M}に関係なく、Pm$\geq1$SSDの運動学的位相における普遍的な特徴であることを示します。$またはReであり、非圧縮性プラズマ($\mathcal{M}\leq1$またはRe$<$Re$_{\rmcrit}\約100$のいずれか)内で動作するSSDが磁気エネルギーを磁気散逸によって許容される最小スケール$\ell_p\sim\ell_\eta$は、磁場の強度と磁力線の曲率が逆相関するように組織化された磁場を生成します。しかし、衝撃によって磁気エネルギーが大規模かつ過密に集中する圧縮性SSD($\mathcal{M}>1$およびRe$>$Re$_{\rmcrit}$)では、これらの予測が当てはまらないことを示します。、サイズ$\ell_p\sim(\ell_{\rmturb}/\ell_{\rmShock})^{1/3}\ell_\eta\gg\ell_\eta$のコヒーレント構造、ここで$\ell_{\rm衝撃}\sim\mathcal{M}^2/[$Re$(\mathcal{M}-1)^2]$は衝撃幅、$\ell_{\rmturb}$は乱流の外側規模;磁力線の曲率は磁場の強さとほとんど無関係になります。銀河合体と、磁力線曲率統計に敏感な星間物質における宇宙線輸送モデルへの影響について議論します。
熱ダスト分極と粒子配列理論を使用した 3D 磁場の調査
| Title |
Probing_3D_magnetic_fields_using_thermal_dust_polarization_and_grain_alignment_theory |
| Authors |
Thiem_Hoang_and_Bao_Truong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17048 |
磁場は宇宙のいたるところに存在し、さまざまな天体物理学的プロセスにおいて重要な役割を果たしていると考えられています。磁場に沿って整列したダスト粒子からの熱ダスト放出の偏光は、空の平面(POS)に投影された2次元磁場を測定するために広く使用されていますが、視線に沿った成分(LOS)はまだ信頼性が高くありません。塵の分極によって制限されます。ここでは、熱ダスト分極と粒子配列物理を使用して3次元(3D)磁場を推定する新しい方法を紹介します。我々はまず、磁気強化放射トルク（MRAT）配向理論に基づく最新の粒子配向理論を使用して、熱ダスト分極の物理モデルを開発します。次に、更新されたPOLARISコードを使用して、フィラメント状雲の磁気流体力学(MHD)シミュレーションの合成観測を使用してこのモデルをテストします。テストされた物理偏光モデルと合成偏光を組み合わせることで、Bフィールド傾斜角が合成観測からの偏光度によって正確に制限できることを示します。真の3D磁場と比較すると、粒子の位置合わせを行う私たちの方法は、均一な粒子の位置合わせを前提とした以前の方法よりも正確です。この新しい技術は、熱ダスト分極と粒子配列理論を使用して3DBフィールドを追跡し、ダストの特性と粒子配列物理を制約するための道を開きます。
COSMOS場における矮銀河の表面輝度変動法の実験
矮小銀河は小規模な宇宙論的構造の重要なトレーサーですが、これらの系に関する私たちの知識の多くは、ローカルグループ内の矮小銀河の限られたサンプルから得られています。局所宇宙における矮星の個体群の包括的な目録を作成するには、多数の微光で表面輝度の低い天体の距離推定値を導き出すための効果的な方法が必要です。今回我々は、伝統的に明るい初期型銀河に適用されてきた表面輝度変動（SBF）法を、COSMOS領域で検出された近くの20個の矮小銀河のサンプルでテストします。これらの物体はHSTACS画像で部分的に解像されており、17～130Mpcの範囲の赤方偏移距離が確認されています。SBF法の適用に必要な多くのモデルの選択について説明し、それらが最終的な距離推定にどのような影響を与えるかを調査します。この方法のバリエーションの中でも特に、SBF法を適用する場合、標準方程式を変更して背景のパワースペクトルを説明する項を含めることにより、結果が大幅に改善されました。最も堅牢なモデリングの選択肢として、50～100Mpcの距離まで距離と直線的に相関する、おおよそのガウスSBF信号が見つかりますが、パワーは予想のほんの一部に過ぎません。より長い距離では、おそらく検出されていない点光源から、予測された電力に比べて過剰な電力が存在します。全体として、暗く不規則な銀河までの正確なSBF距離を取得することは依然として困難ですが、銀河の特性と点光源集団に関するより多くの情報を含め、より高度な技術を使用することで可能であることが証明される可能性があります。
2点相関関数を使って天の川銀河の集合履歴を理解する
| Title |
Using_two_point_correlation_functions_to_understand_the_assembly_histories_of_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Yike_Zhang,_Wenting_Wang,_Jiaxin_Han,_Xiaohu_Yang,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Carles_G._Palau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17104 |
2点相関関数(2PCF)は、銀河のクラスタリングを測定するための強力な統計ツールです。2PCFはパーセクおよびサブパーセクスケールでの星のクラスタリングを研究するためにも使用されていますが、そのような非線形スケールにおけるその物理的意味は明らかではありません。この研究では、Illustris-TNG50シミュレーションを使用して、降着ハロー星の2PCF信号と天の川質量銀河の集合履歴との関係を研究します。一般に、2PCFシグナルは、銀河中心半径$r$の増加とペアの間隔の減少に伴って増加することがわかります。平均して遅く集合する銀河は、より強い2PCF信号を持ちます。$z_{1/4}$、$z_{1/2}$、$z_{3/4}$は、銀河がその場外の恒星質量の4分の1、5、4分の3に降着したときの赤方偏移として定義されます。今日、それらはすべて$r\sim0.2R_{200}$の2PCF信号と最も強い相関を示していることがわかりました。$z_{3/4}$は、すべての半径で$z_{1/4}$や$z_{1/2}$よりも最も強い相関を示します。これは、後に降着した星がより良好なクラスタリングを保持するためです。ただし、異なる半径での2PCF信号と銀河形成時間の間の相関には、すべて大きなばらつきがあります。速度空間における2PCFは、実空間2PCFよりも$0.38R_{200}$以内の銀河形成時間との相関が弱く、散乱はかなり大きい。実数空間2PCFと速度空間2PCFの両方は、ホストの暗黒物質ハローの集合履歴とも相関します。$0.38R_{200}$以内では、実空間2PCFはハロー形成履歴よりも銀河形成履歴との強い相関を示しますが、速度空間2PCFは大きな差を示しません。我々は、2PCFのみを使用して銀河の形成時期や集合履歴を正確に予測することは困難であると結論付けています。
赤方偏移 0.1 ～ 4 にわたる HI 21 cm 吸収体のコールド分子
| Title |
Cold_molecules_in_HI_21-cm_absorbers_across_redshifts_0.1-4 |
| Authors |
Francoise_Combes_(Obs-Paris),_Neeraj_Gupta_(IUCAA,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17204 |
クエーサーの前の高い赤方偏移における吸収線は、mm領域ではまれです。関連するシステムと介在するシステムが5つだけ知られています。これらは、例えば流入と流出を区別するために、輝線を補完する非常に有用な情報をもたらします。これらは、基本定数の変動を研究するのにも適した候補です。我々はここで、16個の関連する16個のHI21cm吸収体と14個の介在するHI21cm吸収体を含む30個のターゲットのサンプルの前での発光および吸収における分子の探索を報告する。観測はIRAM-30m望遠鏡で3mmと2mmで同時に行われ、COラダーとHCO+ラインを探索しました。放出物からは8つの標的が検出され、そのうち5つは新規のものである。それらの分子ガス質量の範囲は10^9から710^11Moです。また、吸収における4つの新しい検出も報告します。高赤方偏移(z=1.211および1.275)での関連するCO吸収線検出のうち2つは、NOEMAによる高空間分解能の追跡調査から得られました。これらのmm分子吸収線とHI21cm吸収線と、HNCでz=1.275で検出された別の介在システムとの間の差異は、異なる媒体を追跡する無線およびmm視線に起因します。14種類の既知の高赤方偏移分子吸収剤のHIとH2を比較すると、関連するHI吸収線は幅広く、複数の成分があり、分子吸収はより広く弱い21cm吸収成分に対応します。これは、2つの異なる相があることを示しています。1つは銀河中心近くでCO対HIの存在比が高く、もう1つは銀河の外側領域で分子の存在比が低いことです。干渉計観察と単一皿観察の比較は、吸収の検出には放射による希釈を克服するのに十分な空間分解能が必要であることを示しており、進行中の大規模調査からの21cmの吸収体のmm追跡にとって重要な基準となるでしょう。
分子雲におけるV字偏光スペクトルの起源について
この研究では、いわゆるV字型、つまり350$\mu$m付近で顕著な最小値を示す、最近観察された分子雲の偏光度スペクトルの起源をより深く理解するために、以前の理論的研究を拡張しました。この目的のために、我々は半分析ダスト偏極モデルの結果を提示する。POLARISで実行される塵の偏光放射伝達計算に対してモデルのベンチマークを行います。V字型の偏光スペクトルは、2つのダスト相、1つは高密度で冷たい相、もう1つは暖かくて希薄な相が視線に沿って存在する場合にのみ取得できることを示します。以前の結果とは対照的に、ケイ酸塩粒子の整列効率とダスト温度との間に相関関係は必要ありません。炭素粒子は磁場に沿って整列していないと仮定されます。両相間の密度と温度のコントラストが大きくなるほど、V字型がより強く顕著になることがわかります。さらに、温かい希薄相でのUV放射による炭素粒子の破壊により、偏光スペクトルのV字形が著しく顕著になります。低温で緻密な相での配向効率の低下も、より顕著なV字型をもたらしますが、その影響は、UVによる炭素粒子の破壊の影響よりも小さいです。さらに、3D磁気流体力学分子雲シミュレーションから得られた、初めての首尾一貫した分極スペクトルを提示します。このスペクトルは、偏光スペクトルを研究するためのこのような複雑な3Dシミュレーションの可能性を示す半解析予測とよく一致しています。モデルの結果と実際の観察を比較すると、これらの観察と一致するには、照射された領域の炭素粒子の破壊が必要である可能性があることがわかります。低温で緻密な相におけるケイ酸塩粒子の整列効率を下げると、両方のデータ間の一致がさらに改善されますが、必ずしも必要ではないようです。
| Title |
The_influence_of_globular_cluster_evolution_on_the_specific_frequency_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
Elizabeth_Moreno-Hilario,_Luis_A._Martinez-Medina,_Hui_Li,_Stefano_O._Souza_and_Angeles_P\'erez-Villegas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17396 |
矮小銀河は、球状星団(GC)の数が異常に豊富であることが知られており、その特性は特定の周波数($S_N$)によって定量化されます。これは、矮小銀河や巨大楕円銀河では高くなりますが、中間質量銀河では最小となります。この研究では、GC進化がこの傾向の形成に果たす役割を研究し、そのために${\itN}$-bodyシミュレーションを使用して矮銀河内のGCを進化させ、その破壊効率を定量化します。私たちは、GCの形成と主銀河内部でのそれらの経路の追跡を含む高解像度の宇宙論的シミュレーションから5つの個別の矮小銀河を選択しました。次に、各GCの潮汐履歴をNBODY6++GPUに結合して、GCとその銀河環境との相互作用とその内部ダイナミクスの両方を説明する${\itN}$-bodyモデルを生成します。これにより、ハッブル時間後の溶解時間と質量損失率を推定するためのGC質量損失パラメータ化が行われます。GCの進化は各銀河内の特定の軌道履歴に敏感ですが、全体的な結果として、GCシステムが失う質量の量はホスト銀河の質量(および密度)に比例します。つまり、GC質量損失効率が最も低いのは、GC系の質量損失効率です。低質量矮星。12ジャイロ進化後、シミュレートされたすべてのGC系は初期質量の重要な部分(最大25%)を保持しており、これは一部の矮星で観察されたGC対フィールド星比の高さと一致しており、GC破壊メカニズムが影響を与えるというシナリオを裏付けています。矮小銀河におけるGC固有の周波数を形成する上で重要な役割を果たします。
MIGHTEE: COSMOS 分野における多波長対応物
| Title |
MIGHTEE:_multi-wavelength_counterparts_in_the_COSMOS_field |
| Authors |
I._H._Whittam,_M._Prescott,_C._L._Hale,_M_.J._Jarvis,_I._Heywood,_Fangxia_An,_M._Glowacki,_N._Maddox,_L._Marchetti,_L._K._Morabito,_N._J._Adams,_R._A._A._Bowler,_P._W._Hatfield,_R._G._Varadaraj,_J._Collier,_B._Frank,_A.R._Taylor,_M._G._Santos,_M._Vaccari,_J._Afonso,_Y._Ao,_J._Delhaize,_K._Knowles,_S._Kolwa,_S._M._Randriamampandry,_Z._Randriamanakoto,_O._Smirnov,_D._J._B._Smith_and_S._V._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17409 |
この論文では、MeerKAT国際GHz段階的銀河系外探査(MIGHTEE)調査からの初期科学連続電波データと光学データおよび近赤外線データを組み合わせ、相互照合されたカタログを公開します。この研究で使用される無線データはCOSMOSフィールドの$0.86$deg$^2$をカバーし、熱雑音は$1.7$$\mu$Jy/beamに達し、$6102$の無線コンポーネントが含まれています。私たちは無線サンプルを視覚的に検査し、HyperSuprime-Cam(HSC)およびUltraVISTA調査からの光学および近赤外線データと照合します。これにより、活動銀河核と星形成銀河集団の性質を$z\約5$まで調べることが可能になります。さらに、尤度比法を使用して、無線および光学カタログを自動的に相互照合し、これを視覚的に相互照合されたカタログと比較します。私たちの電波源カタログの94パーセントがこの方法で照合でき、その信頼性は$95$パーセントであることがわかりました。私たちは、複雑で拡張された電波源の相互照合には視覚的な分類が引き続き不可欠なプロセスであることを示していきます。近い将来、MIGHTEE調査の範囲は拡大され、合計$\sim$20~deg$^2$がカバーされる予定です。したがって、自動化された識別と視覚的な識別の組み合わせが重要になります。SFGとAGNの赤方偏移分布をSKADSおよびT-RECSシミュレーションと比較し、$z\sim1$での予測よりも多くのAGNが見つかった。
核が崩壊した球状星団 NGC 6284 を測光的に詳しく見る
| Title |
A_Photometric_in-depth_look_at_the_core-collapsed_globular_cluster_NGC_6284 |
| Authors |
Dan_Deras,_Mario_Cadelano,_Barbara_Lanzoni,_Francesco_R._Ferraro,_Cristina_Pallanca,_Emanuele_Dalessandro,_and_Alessio_Mucciarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17503 |
高解像度ハッブル宇宙望遠鏡(\textit{HST})の光学観測は、十分に研究されていない銀河球状星団NGC6284の最も深い測光研究を実行するために使用されました。私たちが取得した深い色等級図(CMD)は、以下の6等級に達します。メインシーケンスがオフになります。我々は、分解された星からの重力中心($C_{\rmgrav}$)と系の密度プロファイルの最初の決定を提供します。$C_{\rmgrav}$は文献の値から大幅にオフセットされています($1.5～3''$)。密度プロファイルは急峻な中央カスプの存在を示しており、クラスターがコア崩壊段階を経験したことを明確に示しています。システムの構造パラメーターと緩和時間の更新された値が提供されます。また、クラスター方向の最初の高解像度赤化マップを構築しました。これにより、赤化差の影響についてCMDの進化シーケンスを修正できるようになりました。補正されたCMDへの等時線フィッティングにより、クラスターの年齢、平均色の過剰、金属性、および距離の新しい推定値が得られました。絶対年齢は$13.3\pm0.4$Gyr、平均色過剰$E(B-V)=0.32\pm0.01$、金属度[Fe/H]$=-1.36\pm0.01$、および真の距離係数がわかります。$(m-M)_0=15.61\pm0.04$により、太陽からの星団の距離は$13.2\pm0.2$kpcになります。CMDの優れた品質により、赤色巨星枝(RGB)バンプを明確に識別することができ、狭いRGBに沿ってはっきりと区別できました。この特徴の絶対等級は、以前の同定より$\sim0.2$等暗いことが判明しました。
アタカマ宇宙望遠鏡: 2008 年から 2010 年の間に観測された 150、220、280 GHz の南方探査における銀河系外点源
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Extragalactic_Point_Sources_in_the_Southern_Surveys_at_150,_220_and_280_GHz_observed_between_2008-2010 |
| Authors |
Cristian_Vargas_(1),_Carlos_H._L\'opez-Caraballo_(2_and_3),_Elia_S._Battistelli_(4),_Rolando_Dunner_(1),_Gerrit_Farren_(6),_Megan_Gralla_(7),_Kirsten_R._Hall_(8),_Carlos_Herv\'ias-Caimapo_(1),_Matt_Hilton_(10),_Adam_D._Hincks_(11_and_12),_Kevin_Huffenberger_(13),_Tobias_Marriage_(14),_Tony_Mroczkowski_(15),_Michael_D._Niemack_(16_and_17),_Lyman_Page_(18),_Bruce_Partridge_(19),_Felipe_Rojas_(1),_Francesca_Rizzo_(20_and_21),_Crist\'obal_Sif\'on_(22),_Suzanne_Staggs_(18),_Edward_J._Wollack_(23)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_and_Centro_de_Astro-Ingenie\'ia,_Facultad_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Av._Vicu\~na_Mackenna_4860,_7820436_Macul,_Santiago,_Chile,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_E-38200_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_E-38206_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Sapienza_-_University_of_Rome_-_Physics_department,_Piazzale_Aldo_Moro_5_I-00185,_Rome,_Italy,_(5)_DAMTP,_Centre_for_Mathematical_Sciences,_University_of_Cambridge,_Wilberforce_Road,_Cambridge_CB3_OWA,_UK,_(6)_Kavli_Institute_for_Cosmology_Cambridge,_Madingley_Road,_Cambridge_CB3_0HA,_UK,_(7)_Department_of_Astronomy/Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_933_N._Cherry_Ave.,_Tucson,_AZ_85721,_USA,_(8)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_60_Garden_St.,_Cambridge,_MA_02138,_USA,_(9)_Wits_Centre_for_Astrophysics,_School_of_Physics,_University_of_the_Witwatersrand,_Private_Bag_3,_2050,_Johannesburg,_South_Africa,_(10)_Astrophysics_Research_Centre,_School_of_Mathematics,_Statistics,_and_Computer_Science,_University_of_KwaZulu-Natal,_Westville_Campus,_Durban_4041,_South_Africa,_(11)_David_A._Dunlap_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_50_St._George_St.,_Toronto_ON_M5S_3H4,_Canada,_(12)_Specola_Vaticana_(Vatican_Observatory),_V-00120_Vatican_City_State,_(13)_Department_of_Physics,_Florida_State_University,_Tallahassee_FL,_USA_32306,_(14)_The_William_H._Miller_III_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_3701_San_Martin_Drive,_Baltimore,_MD_21220,_USA,_(15)_European_Southern_Observatory,_Karl-Schwarzschild-Str._2,_D-85748,_Garching,_Germany,_(16)_Department_of_Physics,_Cornell_University,_Ithaca,_NY_14853,_USA,_(17)_Department_of_Astronomy,_Cornell_University,_Ithaca,_NY_14853,_USA,_(18)_Joseph_Henry_Laboratories_of_Physics,_Jadwin_Hall,_Princeton_University,_Princeton,_NJ,_USA_08544,_(19)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Haverford_College,_Haverford,_PA,_USA_19041,_(20)_Cosmic_Dawn_Center,_Denmark,_(21)_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_Jagtvej_128,_2200_Copenhagen_N,_Denmark,_(22)_Instituto_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Valpara\'iso,_Casilla_4059,_Valpara\'iso,_Chile,_(23)_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA_20771) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17535 |
私たちは、銀河系外のソースの複数の周波数、複数の時代のカタログを提示します。このカタログは、アタカマ宇宙望遠鏡のミリ波ボロメトリックアレイカメラを使用して2008年、2009年、2010年に実施された150、220、280GHzの観測に基づいています。また、2008年と2010年の280GHzマップも提示およびリリースしています。このカタログには、${\sim}600$平方度の空域で見つかった695個のソースが含まれています。これは、季節および周波数帯域ごとに1つずつ、11のサブカタログにあるソースを相互照合することによって取得されます。2年と3年の重複観測を使用した${\sim}150$平方度および${\sim}160$平方度からの追加データも含まれます。我々は、150～220GHzの周波数範囲でのスペクトル挙動に基づいて、放射源を2つの集団、シンクロトロンとダスティエミッターに分類します。374個の放射光源と321個の粉塵源候補が見つかりました。ラジオからX線までのカタログとのクロスマッチングの結果、264個の放射光源(71%)と89個のダスト源(28%)が対応するものとなり、232個のダストの候補が既存のカタログにないことが示唆されます。私たちは各集団の変動性と数を研究します。放射光源の場合、年ごとの変動は最大60%であり、平均値は約35%であることがわかります。予想通り、粉塵源の変動を示す証拠は見つかりませんでした。数値カウントは、一部のモデルが結果を過大評価している280GHzの粉塵源を除いて、以前の測定値やモデルとほぼ一致しています。また、私たちのデータと高周波観測を使用して、塵の多い星形成銀河ACT-SJ065207-551605のスペクトルエネルギー分布を特徴付けます。
ブランコ DECam バルジ調査 (BDBS) VIII: ガイア DR3 固有運動による 230 万個の赤い塊状星からの南銀河バルジの化学運動学
| Title |
The_Blanco_DECam_Bulge_Survey_(BDBS)_VIII:_Chemo-kinematics_in_the_southern_Galactic_bulge_from_2.3_million_red_clump_stars_with_Gaia_DR3_proper_motions |
| Authors |
Tommaso_Marchetti,_Meridith_Joyce,_Christian_Johnson,_R._Michael_Rich,_William_Clarkson,_Andrea_Kunder,_Iulia_T._Simion,_Catherine_A._Pilachowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17542 |
BlancoDECamBulgeSurvey(BDBS)は、約2億5,000万個の固有の星について近紫外から近赤外までの測光を提供します。BDBS測光と最新のガイア天文測定を組み合わせることにより、前例のないサンプルサイズと空の範囲を使用して、BDBSフットプリント全体の赤い塊状星の化学力学を特徴付けます。私たちは、測光金属性、BDBS測光距離、適切な動きを使用して、バルジ内の約230万個の赤色塊状巨人のサンプルを構築しました。私たちは、南銀河バルジ全体の固有運動回転曲線、速度分散、固有運動相関を調査することにより、空の位置と金属性の関数として赤い塊状星の運動学を研究します。金属の少ない赤色塊星は、約29kms$^{-1}$kpc^{-1}で低い回転振幅を示すことがわかりました。角速度のピークは、[Fe/H]~-0.2dexで~39kms^{-1}kpc^{-1}であり、[Fe/H]が高くなると回転の減少を示します。速度分散は金属の少ない星の方が大きいのに対し、金属の豊富な星は銀河の緯度に応じてより急な勾配を示し、バルジ短軸に沿った低緯度で最大の分散を示します。金属の豊富な星([Fe/H]>~-0.5dex)だけがその運動学においてバーの明確な特徴を示しますが、金属の少ない星団は銀河経度l=0の周りで軸対称のパターンを持つ等方性運動を示します。この研究は報告しています。距離、金属性、天文法を備えたバルジ星の最大のサンプルであり、金属性による明確な運動学的差異を示しています。バルジ上の全体的な運動学は、以前の研究と一致します。しかし、金属量の増加に伴う顕著な変化が見られ、[Fe/H]>-0.5の星の運動学的差異が初めて確認され、棒自体が金属量に依存する運動学を持つ可能性があることが示唆されています。
超高密度物質物理学の鍵となる最大質量中性子星
我々は、中性子星（NS）内部の超高密度物質の状態方程式の普遍的な近似を提案します。これには、最大質量の中性子星の中心の圧力と密度という2つのパラメーターのみが含まれています。我々は、バリオンモデルとハイブリッドモデルの両方を含む、広範囲の異なるタイプの状態方程式に対するこの近似の有効性を実証します。最近発見された最大質量の中性子星の内部特性(密度、圧力、中心の音速)と外部特性(質量、半径)の相関関係と組み合わせると、この近似は状態方程式を決定するための効果的なツールであることが判明しました。天体物理学的観測を利用した超高密度物質の解明。
重力波を利用した連星中性子星の合体からの高エネルギーニュートリノの探索：次世代検出器の展望
| Title |
Gravitational_wave_triggered_searches_for_high-energy_neutrinos_from_binary_neutron_star_mergers:_prospects_for_next_generation_detectors |
| Authors |
Mainak_Mukhopadhyay,_Shigeo_S._Kimura,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16875 |
次世代の重力波(GW)検出器であるアインシュタイン望遠鏡(ET)と宇宙探査機(CE)は、連星中性子星(BNS)の合体を検出するために$\mathcal{O}(10)$Gpcまでの距離の地平線を持つ予定です。これにより、IceCube-Gen2などの次世代ニュートリノ検出器でのBNS合体からの高エネルギーニュートリノ探索をトリガーするのに最適になります。ニュートリノ解析の時間窓の関数として距離制限を計算します。この距離までの距離まで、GW検出器からの意味のあるトリガーを使用してバックグラウンドを最小限に抑え、空を使用してニュートリノ検出器での高エネルギーニュートリノイベントの良好なサンプルを収集できます。GW検出器の位置特定機能。次に、次世代検出器が相乗的に機能してニュートリノの同時検出を促進したり、ニュートリノが検出されない場合のパラメータ空間を制限したりする可能性について議論します。我々は、GW関連ニュートリノ事象を検出したり、ニュートリノ放出モデルに意味のある制約($\sim3\sigma$信頼水準)を課したりするには、複数の第3世代GW検出器によって達成できるGWイベントの良好な位置特定が必要であることを示す。。このようなモデルに依存しない解析は、物理モデルを制約するのにも役立つため、連星中性子星の合体におけるニュートリノ生成メカニズムについての洞察が得られます。
この章では、潮汐破壊現象の概要を説明します。これは、宇宙の巨大ブラックホールを間接的に観察するためのツールとしてそれらを導入するという包括的な目標とともに、この場の理論的状態と観測的状態の両方の概要を提供することを目的としています。まず、古典的な枠組みと、この分野が始まって以来、これがどのように改善されてきた（そしてこれからも）改善されてきたかに重点を置きながら、関連する理論的概念、物理的スケール、時間スケールを紹介します。次に、電磁スペクトル全体の光子、重力波、ニュートリノ粒子など、さまざまなメッセンジャーを介してTDEを観測する現在および将来の見通しについて説明します。繰り返しのTDEや恒星質量ブラックホールによるTDEなど、この分野における最近の進歩も強調されています。
II 型超新星の初期紫外線光度曲線とその前駆星の半径
| Title |
The_Early_Ultraviolet_Light-Curves_of_Type_II_Supernovae_and_the_Radii_of_Their_Progenitor_Stars |
| Authors |
Ido_Irani,_Jonathan_Morag,_Avishay_Gal-Yam,_Eli_Waxman,_Steve_Schulze,_Jesper_Sollerman,_K-Ryan_Hinds,_Daniel_A._Perley,_Ping_Chen,_Nora_L._Strotjohann,_Ofer_Yaron,_Erez_A._Zimmerman,_Rachel_Bruch,_Eran_O._Ofek,_Maayane_T._Soumagnac,_Yi_Yang,_Steven_L._Groom,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Eric_C._Bellm,_David_Hale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16885 |
我々は、ZwickyTransientFacilityで検出された34個の正常なSNeIIのサンプルを提示する。爆発後$t\leq4$日で始まるマルチバンドUV光曲線、およびX線検出と上限を示す。私たちは初期のUV光学色の特徴を明らかにし、経験的な宿主消滅補正の処方箋を提供します。$t>2\,$daysのUV光学色とサンプルの黒体の進化が、「フラッシュイオン化」の特徴の存在とは無関係に、球面相衝撃冷却(SC)の予測と一致することを示します。半径と速度に最大20%の大きな偏りを与えることなく、一連のマルチグループシミュレーションのパラメーターを再現できるSCモデルをフィッティングするためのフレームワークを提示します。サンプル内のSNeIIの約半分の観測値はモデルによく適合しています。ブレークアウト半径は$<10^{14}\,$cmです。残りの半分は通常より明るく、1日目以降の観測では大きな$>10^{14}\,$cmを持つモデルによりよく適合します。ただし、これらの当てはめは、初日の上昇が遅すぎることを予測しています。これらの大規模なブレイクアウト現象は、膨張したエンベロープを持つ星の爆発、または急峻な密度プロファイルを持つ閉じ込められたCSMであり、そこでブレイクアウトが発生することを示唆しています。X線データを使用して、スペクトルモデリングとは独立して拡張された($\sim10^{15}$cm)CSM密度に対する制約を導き出し、ほとんどのSNeII前駆体が$<10^{-4}M_{\odotを失うことがわかりました。}\,\rmyr^{-1}$爆発の数年前。これは、多くのSNeII前駆細胞の周囲のCSMが閉じ込められているという独立した証拠を提供する。観察されたブレークアウト半径分布全体が、光度バイアスによりより高い半径に偏っていることを示します。我々は、赤色超巨星(RSG)の$66^{+11}_{-22}\%$が、観察されたRSG場の分布と一致するブレイクアウト半径を持つSNeIIとして爆発し、尾部が大きな半径に伸びていると主張します。CSMの存在に。
射手座 A* の地平線スケールのダイナミクスの解決
私たちの銀河の中心にある超大質量ブラックホールである射手座A*(SgrA*)は、ブラックホールの降着、ジェットの形成、重力物理学を研究するユニークな機会を提供します。SgrA*の発光における急速な構造変化は、従来のイメージング技術にとって大きな課題となっています。我々は、2017年4月6日と7日のイベントホライゾンテレスコープ(EHT)データを使用し、Resolveフレームワークを使用して1分間の時間分解能で分析した、SgrA*の動的再構成を示します。このベイジアンアプローチでは、データ駆動型の自己正則化のために適応ガウスプロセスと変分推論を採用しています。私たちの結果は、時間平均源に関するEHTコラボレーションによる初期の発見を完全に裏付けるだけでなく、ブラックホール環境内の時間的ダイナミクスに関する複雑な詳細も明らかにします。4月6日には、時計回りの方向に伝播する興味深い動的な特徴が見つかりました。レイトレーシングによる幾何学的モデリングは、完全に決定的ではありませんが、他の研究で見られるように、約$\theta_o=160^\circ$の高傾斜構成との互換性を示しています。
| Title |
Multi-messenger_prospects_for_black_hole_-_neutron_star_mergers_in_the_O4_and_O5_runs |
| Authors |
Alberto_Colombo,_Rapha\"el_Duqu\'e,_Om_Sharan_Salafia,_Floor_S._Broekgaarden,_Francesco_Iacovelli,_Michele_Mancarella,_Igor_Andreoni,_Francesco_Gabrielli,_Fabio_Ragosta,_Giancarlo_Ghirlanda,_Tassos_Fragos,_Andrew_J._Levan,_Silvia_Piranomonte,_Andrea_Melandri,_Bruno_Giacomazzo_and_Monica_Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16894 |
合体ブラックホール・中性子星（BHNS）連星の存在は、重力波（GW）信号の観測を通じて確認されている。しかし、これまでのところ、これらの合併に確実に関連付けられた電磁波(EM)放射は存在しません。このような関連性は、これらの系に関する重要な情報、たとえば、BHスピン分布、NSの状態方程式(EoS)、重元素生成速度などを解明するのに役立つ可能性があります。有効性を高めるのに役立つ詳細な予測を提供するために、LIGO-Virgo-KAGRAGW検出器ネットワークの4回目(O4)と5回目(O5)の観測実行中に検出可能なBHNS合体からのマルチメッセンジャー(MM)放射をモデル化します。観察努力を強化し、そのような注目すべき出来事から可能な限り最高の科学情報を抽出します。私たちの方法論は集団合成アプローチに基づいており、これには検出器内のGW信号の信号対雑音比のモデリング、GWから推測される発生源の天空位置、キロノバ(KN)光学および近距離天体位置のモデル化が含まれます。赤外線光曲線、相対論的ジェットガンマ線バースト（GRB）プロンプト放出ピーク光子束、および電波、光学およびX線帯域におけるGRB残光光曲線。O4中のBHNSMM検出の結果の見通しは有望ではなく、GW検出率は$15.0^{+15.4}_{-8.8}$yr$^{-1}$ですが、共同MM率は$\sim10^です。KNの場合は{-1}$yr$^{-1}$、ジェット関連の排出量は$\sim10^{-2}$yr$^{-1}$です。O5では、GW検出器ネットワークの感度向上と、将来のEM施設のオンライン化の両方により、予想される検出率が全体的に約1桁増加していることがわかりました。最後に、KN検出の見通しがますます薄れている中で、新たに考えられる追跡戦略として、広い視野の機器を使用したGRB電波残光の直接探索について説明します。
銀河合体後の超大質量ブラックホール(SMBH)の対形成については確固たる理論的および観測的根拠があるにもかかわらず、合体に近づく近接(サブパーセク)分離SMBH連星(SMBHB)の存在を示す決定的な証拠はまだ見つかっていない。この章では、銀河核内でそのようなSMBHBを発見することを目的とした技術を概説します。SMBHBの形成と進化の概要、および現在の理論的理解のギャップを探求の動機とします。次に、SMBHBに関する既存の観察証拠を提示し、前述の理論上のギャップの多くが存在するサブパーセク軌道間隔の集団に関する決定的な証拠を提供するための進行中の取り組みについて議論します。最後に、電磁波(主に時間領域)探査、高解像度イメージング実験、低周波重力波検出器による発見の将来の見通しについて説明します。
このテキストは、書籍「重力波天文学の時代のブラックホール」の第5章のセクションIIとして掲載されます。独立したテキストとして、天体物理学と極質量比インスピラル(EMRI)の重力波放射の概要を説明します。取り上げられるトピックは、動的およびガス支援形成チャネル、EMRIダイナミクスと重力放射線の基礎、天体物理学と基礎物理学両方の科学の可能性で構成されます。
CHIME/FRB によって観測された SGR 1935+2154 からの FRB 様バーストの包括的なベイズ分析
| Title |
Comprehensive_Bayesian_analysis_of_FRB-like_bursts_from_SGR_1935+2154_observed_by_CHIME/FRB |
| Authors |
Utkarsh_Giri,_Bridget_C._Andersen,_Pragya_Chawla,_Alice_P._Curtin,_Emmanuel_Fonseca,_Victoria_M._Kaspi,_Hsiu-Hsien_Lin,_Kiyoshi_W._Masui,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_Thomas_C._Abbott,_Fengqiu_Adam_Dong,_B._M._Gaensler,_Calvin_Leung,_Daniele_Michilli,_Mohit_Bhardwaj,_Moritz_M\"unchmeyer,_Ayush_Pandhi,_Aaron_B._Pearlman,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Alex_Reda,_Kaitlyn_Shin,_Kendrick_Smith,_Ingrid_H._Stairs,_David_C._Stenning_and_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16932 |
2020年4月に銀河マグネターSGR1935+2154から発生したミリ秒持続の明るい電波バーストは画期的な出来事であり、少なくとも一部の高速電波バースト(FRB)発信源がマグネターである可能性があることを示しました。この2成分バーストは、同時期の短いX線バーストエンベロープ内で観察されたピークと時間的に一致し、FRBのようなバーストが対応するX線バーストと一致して観察された最初の例となりました。この研究では、2020年10月から2022年12月の間にCHIME/FRB機器によって観測された、SGR1935+2154からの5つの新しい無線バースト検出について詳しく説明します。最先端のマルコフを組み込んだ高速かつ効率的なベイジアン推論パイプラインを開発します。モンテカルロ手法を連鎖させ、それを使用して、柔軟なバーストモデルの下でこれらのバーストの強度データをモデル化します。2020年4月のバーストを再検討し、両方の無線サブコンポーネントが高エネルギーの対応するコンポーネントの対応するピークをリードしていることを裏付けます。2022年10月に観測されたバーストについては、推定電波パルス到着時間がGECAM、HEBS、コーヌス風によって検出された短いX線バーストと同時期であり、GBTによって検出された電波バーストの到着時間と一致していることがわかりました。。サイドローブで検出されたバーストの改良された推定器を使用して、5つすべてのバーストの磁束とフルエンスの推定値を示します。また、トリガー時にCHIME/FRBの視野内にあったX線放射源の無線放射の上限も示します。最後に、エクスポージャーと感度の分析を示し、SGR1935+2154からのFRBのようなイベントのポアソン率を、フルエンス$10~\mathrm{を超える$0.005^{+0.082}_{-0.004}$events/dayと推定します。2018年8月28日から2022年12月1日までの期間におけるkJy~ms}$ですが、これは線源からのX線活動が活発な時期に測定されたものであることに注意してください。
低光度AGNの時間遅れの根源にある磁束噴出
| Title |
Magnetic_flux_eruptions_at_the_root_of_time-lags_in_low-luminosity_AGN |
| Authors |
Jesse_Vos,_Jordy_Davelaar,_Hector_Olivares,_Christiaan_Brinkerink,_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16938 |
いて座A$^\ast$は、天の川銀河の中心にあるコンパクトな電波源ですが、相対論的ジェットの存在を示す証拠は決定的には示されていません。それにもかかわらず、無線周波数での間接的な方法は、一貫した流出の兆候を示しています。ブリンカリンクら。(2015)は、降着システムのフレアおよび/または流出に関連する、タイムラグと呼ばれる周波数帯域間の時間的シフトを発見しました。これらのタイムラグを解釈することで、排出と潜在的な流出のメカニズムに関する情報を得ることが可能です。一般相対論的磁気流体力学と放射伝達モデリングを組み合わせて、3つのブラックホールスピン($a_\ast$=0.9375,0,-0.9375)における磁気的に停止した円盤モデルの時間遅れの起源を研究します。この研究には、最適な「速い光」窓の1つを対象とした「遅い光」の研究も含まれています。Brinkerinkらが発見したタイムラグを回復することができました。(2015)シミュレーションされたライトカーブのさまざまなウィンドウで。これらの最も有望なタイムラグウィンドウの理論的解釈は3つあります。i)磁束の噴出がジェットとディスクの境界を乱して磁束チューブを作成する、ii)磁束チューブが周回して明確な放出特徴を作成する、およびiii)磁束チューブがジェットとディスクの境界と相互作用する。最適なウィンドウは、中間(i=30$^\circ$/50$^\circ$)の傾きとゼロBHスピンを持ちます。対象を絞った「遅い光」の研究では、より適切に適合する時間差の結果は得られませんでした。これは、速い光と遅い光のパラダイムが直観的に理解されていないことが多く、タイミングに敏感な研究に影響を与える可能性があることを示しています。
中性子星の周りには降着円盤と考えられるX線の脈動源があります。このようなディスクは詳細な分析が必要です。特に、中心星の双極子磁場が円盤を貫通する可能性があり、その結果、凍結状態により円盤内部に誘導磁場の出現が引き起こされます。誘導された場の成長は、場の乱流拡散によって制限される可能性があります。今回は、この場合の誘導磁場を計算します。この問題は、乱流拡散を考慮した誘導方程式に帰着します。私はこの方程式の解析解を発見し、場の放射状構造と垂直構造を同時に発見しました。半径方向の構造は、磁気圏と円盤の間の角速度の差に対する以前に予測された依存関係である$b\propto\Omega_{\rms}-\Omega_{\rmk}$に近いのに対し、垂直構造は次のようになります。赤道上の高度に対する誘導場の線形依存性:$b\proptoz$。誘導場の非定常準周期成分が存在する可能性について議論します。
磁気支配領域の自由電子レーザー: ONEDFEL コードを使用したシミュレーション
| Title |
Free_electron_laser_in_magnetically_dominated_regime:_simulations_with_ONEDFEL_code |
| Authors |
Maxim_Lyutikov_(Purdue),_Henry_Freund_(University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17028 |
ONEDFELコードを使用して、天体物理学的に重要なガイドフィールド支配領域で自由電子レーザーシミュレーションを実行します。ウィグラー(アルフベン波)の波長が数十メートルで、ビームのローレンツ因子$\sim10^3$の場合、結果的にコヒーレントに放射される波はセンチメートル範囲になります。私たちのシミュレーションでは、$\sim$数キロメートルの天体物理学的に関連するスケールにわたって、波の強度が14桁以上増加していることが示されています。信号はノイズから成長します(シードなし)。結果として得られるスペクトルには、高速無線バースト(FRB)で観察されたものを彷彿させる、微細なスペクトル部分構造が示されています。
超新星残骸カシオペア A は PeVatron として動作しましたか?
| Title |
Does_or_did_the_supernova_remnant_Cassiopeia_A_operate_as_a_PeVatron? |
| Authors |
Zhen_Cao,_F._Aharonian,_Q._An,_Axikegu,_Y.X._Bai,_Y.W._Bao,_D._Bastieri,_X.J._Bi,_Y.J._Bi,_J.T._Cai,_Q._Cao,_W.Y._Cao,_Zhe_Cao,_J._Chang,_J.F._Chang,_A.M._Chen,_E.S._Chen,_Liang_Chen,_Lin_Chen,_Long_Chen,_M.J._Chen,_M.L._Chen,_Q.H._Chen,_S.H._Chen,_S.Z._Chen,_T.L._Chen,_Y._Chen,_N._Cheng,_Y.D._Cheng,_M.Y._Cui,_S.W._Cui,_X.H._Cui,_Y.D._Cui,_B.Z._Dai,_H.L._Dai,_Z.G._Dai,_Danzengluobu,_D._della_Volpe,_X.Q._Dong,_K.K._Duan,_J.H._Fan,_Y.Z._Fan,_J._Fang,_K._Fang,_C.F._Feng,_L._Feng,_S.H._Feng,_X.T._Feng,_Y.L._Feng,_S._Gabici,_B._Gao,_C.D._Gao,_L.Q._Gao,_Q._Gao,_W._Gao,_W.K._Gao,_M.M._Ge,_L.S._Geng,_G._Giacinti,_G.H._Gong,_Q.B._Gou,_M.H._Gu,_F.L._Guo,_X.L._Guo,_Y.Q._Guo,_Y.Y._Guo,_Y.A._Han,_H.H._He,_H.N._He,_J.Y._He,_X.B._He,_Y._He,_M._Heller,_Y.K._Hor,_B.W._Hou,_C._Hou,_X._Hou,_H.B._Hu,_Q._Hu,_S.C._Hu,_et_al._(200_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17082 |
何十年もの間、超新星残骸(SNR)は銀河宇宙線(CR)の主要な発生源であると考えられてきました。しかし、SNRがCR陽子をPeVエネルギーに加速して、膝までのCR束を支配できるかどうかは、現在、理論的および現象学的に集中的に議論されています。CRPeVatronとして動作するSNRの能力の直接テストは、超高エネルギー(UHE;$E_\gamma\geq100$~TeV)$\gamma$線によって行うことができます。これに関連して、歴史的なSNRカシオペアA(CasA)は、UHE観測の最も有望なターゲットの1つと考えられています。ＬＨＡＡＳＯＫＭ２Ａ検出器によるＣａｓＡとその近傍の観察について紹介した。UHEバンドにおけるLHAASOKM2Aの並外れた感度とCasAの若い年齢を組み合わせることで、爆発後の任意のエポックでCasAによって加速されたUHE陽子と原子核のエネルギー収支に対するモデルに依存しない厳しい制限を導き出すことができました。この結果は、CasAタイプのSNRが天の川銀河におけるPeVCRの主要な供給者であるという一般的なパラダイムに疑問を投げかけるものである。
KT エリダニ新星超残骸の流体力学シミュレーション
| Title |
Hydrodynamic_simulations_of_the_KT_Eridani_nova_super-remnant |
| Authors |
M._W._Healy-Kalesh,_M._J._Darnley,_M._M._Shara,_K._M._Lanzetta,_J._T._Garland,_and_S._Gromoll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17258 |
新星超残骸(NSR)は、頻繁かつ反復的な新星噴火によって周囲の星間物質(ISM)が高密度の遠く離れた殻に押し上げられるときに形成される、新星に関連する巨大な構造です。直径100ピースを超える典型的な北極海航路は、毎年噴火している新星M31N2008-12aの周囲で2014年に発見されました。流体力学シミュレーションでは、大量のISMを運ぶ噴火の繰り返しによる動的な北極星形成が実現可能であるだけでなく、白色矮星(WD)の質量が増加しているか減少しているかに関係なく、これらの構造がすべての新星の周囲に存在するはずであることが実証されました。しかし、観測可能な北極星をホストするのは、WD質量と降着率が最も高い再発新星(RNe)だけです。KTエリダニは、銀河系で記録された11番目のRNeである可能性があり、最近公開された直径数十パーセクのH{\alpha}殻に囲まれており、北極航路と一致しています。KTEriからの新星噴出物のモデル化を通じて、このような観測可能な北極星が約50,000年以内に形成される可能性があることを実証しました。これは新星の適切な運動履歴と一致します。私たちは、KTEriNSRから予想されるH{\alpha}放出を計算し、この構造が広視野X線施設にアクセスできる可能性があると予測します。
O4 II の準備: 2022 年春の 8 週間の Swift GRB の GRANDMA 観察
| Title |
Ready_for_O4_II:_GRANDMA_Observations_of_Swift_GRBs_during_eight-weeks_of_Spring_2022 |
| Authors |
I.Tosta_e_Melo,_J.-G._Ducoin,_Z._Vidadi,_C._Andrade,_V.Rupchandani,_S.Agayeva,_J.Abdelhadi,_L._Abe,_O._Aguerre-Chariol,_V._Aivazyan,_S._Alishov,_S._Antier,_J.-M._Bai,_A._Baransky,_S._Bednarz,_Ph._Bendjoya,_Z._Benkhaldoun,_S._Beradze,_M.A._Bizouard,_U._Bhardwaj,_M._Blazek,_M._Bo\"er,_E._Broens,_O._Burkhonov,_N._Christensen,_J._Cooke,_W._Corradi,_M._W._Coughlin,_T._Culino,_F._Daigne,_D._Dornic,_P.-A._Duverne,_S._Ehgamberdiev,_L._Eymar,_A._Fouad,_M._Freeberg,_B._Gendre,_F._Guo,_P._Gokuldass,_N._Guessoum,_E._Gurbanov,_R._Hainich,_E._Hasanov,_P._Hello,_R._Inasaridze,_A._Iskandar,_N._Ismailov,_A._Janati,_T._Jegou_du_Laz,_D._A._Kann,_S._Karpov,_R._W._Kiendrebeogo,_A._Klotz,_R._Kneip,_N._Kochiashvili,_A._Kaeouach,_K._Kruiswijk,_M._Lamoureux,_N._Leroy,_W.L._Lin,_J._Mao,_D._Marchais,_M._Ma\v{s}ek,_T._Midavaine,_et_al._(45_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17287 |
私たちは、GRANDMAネットワークとそのインフラストラクチャをトレーニングして、一時的なアラートを追跡し、その初期の残光を検出するように設計されたキャンペーンを紹介します。O4IIキャンペーンの準備として、私たちはGRBアラートに焦点を当てました。これは、GRBアラートが重力波イベントの電磁波に対応すると予想されるためです。私たちの目標は、アラートへの対応を改善し、できるだけ早く迅速な観測を開始して、LIGO-Virgo-Kagraの4回目の観測実行(2023年5月末に開始)や将来のミッションに備えてGRANDMAネットワークをより適切に準備することでした。SMとして。観測計画を受信、管理し、パートナー望遠鏡に送信するために、私たちは専用のインフラストラクチャをセットアップし、望遠鏡チームへの24時間体制の支援を保証するためにフォローアップ研修員のロータを組織しました。多数の観測を確実に行うために、私たちは位置推定誤差が一般的にGRANDMA望遠鏡の視野よりも小さいSwiftGRBに焦点を当てました。これにより、一時的な識別プロセスをバイパスし、ネットワークの反応時間と効率に重点を置くことができました。「ReadyforO4II」では、市民から選ばれた17台のGRANDMA望遠鏡と17人のアマチュア天文学者により、11個のSwift/INTEGRALGRBトリガーが選択され、9つのフィールドが観察され、3つの残光が検出されました(GRB220403B、GRB220427A、GRB220514A)。科学プロジェクトKilonova-Catcher。ここでは、ホスト銀河の長期追跡により$z=0.82\pm0.09$の測光赤方偏移とその光曲線溶出を取得し、残光の減衰勾配を当てはめることができたGRB220427A解析を取り上げます。母銀河の性質を研究します。
足首から先のオージェの宇宙線スペクトル特徴をディップモデルと銀河伝播効果で解説
| Title |
Explaining_the_cosmic_ray_spectrum_feature_of_Auger_beyond_the_ankle_with_dip_model_plus_the_galactic_propagation_effect |
| Authors |
Weikang_Gao,_Dan_Li,_Wei_Liu,_Hua_Yue_and_Hongbo_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17313 |
オージェ共同研究は最近、1EeVを超える宇宙線のエネルギースペクトルを発表しましたが、これは興味深い特徴を示しています。これらのスペクトルの特徴は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の伝播を調査する機会を提供します。本研究では、銀河内での拡散と相互作用による抑制を考慮しながら、銀河系外伝播におけるUHECRのディップモデルを組み込んだモデルを開発しました。私たちのモデルは、オージェによって測定されたエネルギースペクトルとの優れた一致を示しており、$5\times10^{18}$eVから始まる銀河内の拡散係数のスペクトルインデックス2をサポートしています。
条件付き変分オートエンコーダを使用した Kilonova ライトカーブの高速生成
| Title |
Rapid_Generation_of_Kilonova_Light_Curves_Using_Conditional_Variational_Autoencoder |
| Authors |
Surojit_Saha,_Michael_J._Williams,_Laurence_Datrier,_Fergus_Hayes,_Matt_Nicholl,_Albert_K.H._Kong,_Martin_Hendry,_IK_Siong_Heng,_Gavin_P._Lamb,_En-Tzu_Lin,_Daniel_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17450 |
最初の連星中性子星合体の光学的対応物とGW170817からの重力波の発見は、マルチメッセンジャー天体物理学の新時代を切り開いた。GWデータをキロノバに分類されるAT2017gfoとしても知られる光学データと組み合わせることで、バイナリの総質量、質量比、システムの幾何学形状、および州。キロノバの検出はマルチメッセンジャー天文学の分野に革命をもたらしたものの、重力波で検出された連星中性子星の合体現象からのキロノバはこれまでのところ1つしか存在していないため、このことがキロノバの起源と伝播の正確な理解を制限している。キロノバ。ここでは、異なる時間長を持つ2つのキロノバモデルからの光度曲線データでトレーニングされた条件付き変分オートエンコーダーを使用し、その結果、選択した物理パラメーターに基づいて精度の高いキロノバ光度曲線を迅速に生成します。トレーニングが完了すると、ライトカーブ生成の時間スケールは数ミリ秒程度になるため、シミュレーションと比較してライトカーブの生成が1000倍高速化されます。生成された光曲線と元の光曲線の間の平均二乗誤差は、通常、考慮される物理パラメータのセットごとに$0.015$、最大$0.08$です。パラメータ空間全体で最大$\およそ0.6$の誤差が生じます。したがって、この手法を実装すると、迅速かつ確実に正確な結果が得られます。
相対論的磁気リコネクションによって刷り込まれたピッチ角度異方性
相対論的磁気リコネクション中に加速された非熱粒子によって放出される放射線は、ブレーザージェット、ブラックホールコロナ、パルサー、マグネターなどのさまざまな天体物理システムにおける非熱放出を理解するために重要です。我々は、完全運動学的なパーティクル・イン・セル（PIC）シミュレーションによって、リコネクション駆動の粒子加速がエネルギー依存のピッチ角異方性を刻み込み、粒子のエネルギースペクトルとピッチ角の両方でべき乗則の崩れを引き起こすことを実証しました。異方性。粒子の分布は、磁場の非再結合成分(ガイド磁場)と再結合成分($B_g/B_0$)およびレプトン磁化($\sigma_0$)の相対的な強さに依存します。ブレークローレンツ因子$\gamma_0$(射出)未満では、粒子のエネルギースペクトルは非常にハード($p_<<1$)ですが、$\gamma_0$を超えると、スペクトルインデックス$p_>$は$B_gの影響を非常に受けやすくなります。/B_0$。粒子の速度は磁場と一致し、$B_g/B_0$と$\sigma_0$によって制御されるローレンツ因子$\gamma_{\min\alpha}$で最小ピッチ角$\alpha$に達します。エネルギー依存のピッチ角異方性は、与えられたエネルギーにおける粒子の$\sin^2\alpha$の平均を通じて評価され、負($m_<$)と正($m_>$)のべき乗則範囲を示します。$\gamma_{\min\alpha}$の上下の傾きは、$B_g/B_0$が増加するにつれて急になります。異方性ピッチ角分布の生成には、天体物理学的に重要な意味があります。私たちは、放射光の明るさ、スペクトルエネルギー分布、偏光、粒子冷却、放射光のバーンオフ限界、放射ビーム、および温度異方性の制御に対するそれらの影響に取り組みます。
PROCODA コードを使用した X 線で照射されたアセトニトリル氷の特性評価: II。脱着工程
| Title |
Characterization_of_acetonitrile_ice_irradiated_by_X-rays_employing_the_PROCODA_code:_II._Desorption_processes |
| Authors |
G._A._Carvalho,_S._Pilling,_S._Gerasimenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17604 |
この研究では、広帯域X線(6eV～2keV)を照射したアセトニトリル氷中で、さまざまな放射線フルエンスでFTIR分光法でモニタリングした放射線誘起脱着プロセスの研究に焦点を当てます。以前の研究では、PROCODAコードを使用して氷の化学進化を導き出しました。ここで、アセトニトリル脱着カラム密度は、化学平衡段階における娘分子種または孫娘分子種の脱着カラム密度より少なくとも2桁大きいことがわかりました。これは、これも実験研究で以前に仮説が立てられていたように、総脱着カラム密度が主に父親分子によって支配されることを示しています。これは基本的に、アセトニトリルカラムの密度が他のカラムよりも大きいために発生します。特に、化学平衡におけるアセトニトリル脱着カラムの密度は全体のほぼ98\%を占めるが、化学平衡において分子脱着パーセンテージがより大きい種であるH、CNおよびCH$_2$では1\%に近い。もう1つの派生量は、固有脱着速度と呼ばれるもので、これは個々の種の1秒あたりの数値です。より大きな固有の脱離速度には、CH$_3$CN($6.2\times10^{-6}$)、CN($6.2\times10^{-6}$)、H($5.7\times10^{-)があります。6}$)、CH$_2$($5.7\times10^{-6}$)、およびC$_2$N$_2$($4.4\times10^{-6}$)。これらの結果は、天体化学モデルに制約を与えるのに役立ち、また、いくつかの天文電波観測を解明するのにも役立ちます。
金属量依存性と連星ブラックホール合体の進化時間: 個々の重力波検出と確率的背景からの制約の組み合わせ
| Title |
The_metallicity_dependence_and_evolutionary_times_of_merging_binary_black_holes:_Combined_constraints_from_individual_gravitational-wave_detections_and_the_stochastic_background |
| Authors |
Kevin_Turbang,_Max_Lalleman,_Thomas_A._Callister,_Nick_van_Remortel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17625 |
重力波天文学の出現により、宇宙全体のコンパクトな連星合体の人口統計の研究が可能になりました。この情報は、大質量星、その環境、およびその進化を理解するためのツールとして活用できます。活発な疑問の1つは、コンパクトな連星形成の性質、つまりブラックホールの誕生に必要な環境的および化学的条件と、連星が合体するまでに経験する時間遅延です。しかし、現在検出されている重力波現象は、現在の干渉計の感度により、主に低または中程度の赤方偏移で発生するため、これらの量の高赤方偏移の挙動を調査する能力は限られています。この研究では、追加の情報源を使用することでこの制限を回避します。それは、遠い宇宙の未解決の連星からの重力波背景の観測限界です。LIGO-Virgo-KAGRAの最初の3回の観測実行からの現在の重力波データを使用して、直接検出された連星のカタログと確率的背景の制限を組み合わせて、連星ブラックホール進化の時間遅延分布と金属量依存性を制約します。将来を見据えて、AdvancedLIGOA+感度でこれらの制約がどのように改善されるかについても検討します。今日のデータでは連星ブラックホールの形成を強く制限することはできないが、AdvancedLIGOA+による重力波背景の将来の検出（または非検出）は、連星ブラックホールの進化に強い意味をもたらすだろうと我々は結論付けている。
光位相ロックヘテロダイン干渉法による6自由度のテスト質量読み出し
| Title |
Six-degrees-of-freedom_test_mass_readout_via_optical_phase-locking_heterodyne_interferometry |
| Authors |
Xin_Xu,_Jinsong_Liu,_Henglin_Mu,_Yan_Li,_and_Yidong_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16852 |
宇宙飛行による重力波検出ミッションの成功には、自由落下する試験質量の正確な位置と姿勢の測定が不可欠です。この論文では、四分円光検出器を利用して試験質量の並進と傾斜を測定する、研究室が開発した新しい試験質量の動きの読み取りについて説明します。ゼーマン効果やAOM周波数シフト変調などの従来の方法とは異なり、読み出しシステムは2つのレーザーの位相ロックを使用してデュアル周波数ヘテロダイン光源を生成します。特に、位相ロックのループ外感度は、1mHzおよび10Hzの周波数帯域内で30pm/Hz1/2未満に達します。このシステムは3つの測定干渉計と1つの参照干渉計で構成され、偏波多重化と差動波面センシングに基づいて最大6自由度の測定を可能にする対称設計を特徴としています。地上でシミュレートされた実験結果は、提案されたシステムが1Hzで4pm/Hz1/2および2nrad/Hz1/2の測定感度、5nmおよび0.1uradの分解能、200umおよび600uradの範囲を達成したことを示しています。、それぞれ。これらの発見は、宇宙飛行重力波検出ミッションや、正確な位置決めと多自由度センシングを必要とするその他の用途において、試験質量の動きを正確に監視するための代替方法としてのシステムの可能性を示しています。
ライン放射マッパー X 線探査機で大質量星の物理学における未解決の問題に対処
| Title |
Addressing_Outstanding_Problems_in_the_Physics_of_Massive_Stars_with_the_Line_Emission_Mapper_X-ray_Probe |
| Authors |
Jeremy_J._Drake,_David_Cohen,_Michael_Corcoran,_Maurice_Leutenegger,_Kristina_Monsch,_Ya\"el_Naz\'e,_Lidia_Oskinova,_Vallia_Antoniou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16865 |
ライン発光マッパーX線プローブを使用した初期型星の高解像度軟X線分光分析に対する科学的動機の顕著な側面のいくつかを紹介します。ホットスター物理学における{\itLEM}の主な強みは、マイクロ熱量計の固有のエネルギー分解能によって容易に1000の分解能を達成し、比較的非効率な分散光学素子の必要性を排除する、その有効面積が広いことです。この感度の向上により、現在の施設でアクセス可能なものよりもはるかに暗く、より遠くにある高質量星を観測できるようになり、潜在的なターゲットのプールが大幅に増加します。より明るい光源の場合、この感度により時間領域の研究が可能になり、短時間の露光時間で十分な信号を収集し、ksタイムスケールで光源の変動を調べることができます。私たちは、{\itLEM}のこれらの機能が、単一のOBおよびWR星の風と、それらが金属量によってどのように変化するかの理解から、衝突する風系の衝撃や磁気的に誘導された風の調査に至るまで、あらゆる種類の高温星系にブレークスルーをもたらすと主張します。磁性OB星の数。{\itLEM}は、WR星のバブルのエネルギー学と、SN前の強力な恒星風からのフィードバックも研究します。
CAESAR: ASPIS 用の Space Weather アーカイブ プロトタイプ
| Title |
CAESAR:_Space_Weather_archive_prototype_for_ASPIS |
| Authors |
Marco_Molinaro,_Valerio_Formato,_Carmelo_Magnafico,_Federico_Benvenuto,_Alessandro_Perfetti,_Rossana_De_Marco,_Cristina_Campi,_Andrea_Tacchino,_Valeria_di_Felice,_Ermanno_Pietropaolo,_Giancarlo_de_Gasperis,_Luca_di_Fino,_Gregoire_Francisco,_Igor_Bertello,_Anna_Milillo,_Giuseppe_Sindoni,_Christina_Plainaki,_Marco_Giardino,_Gianluca_Polenta,_Dario_Del_Moro,_and_Monica_Laurenza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16871 |
プロジェクトCAESAR(ASPISプロトタイプ実現のための総合宇宙気象研究)は、宇宙天気(SWE)の関連するすべての側面に取り組み、ASPISと呼ばれるイタリア宇宙庁(ASI)の宇宙天気のための科学データセンターのプロトタイプを実現することを目的としています。(ASIスペース気象インフラストラクチャ)。この寄稿は、ASPIS用のCAESARプロトタイプ開発の最初のステップに注目を集めることが目的であり、CAESARASPISアーカイブの技術設計と実装に特化したワークパッケージのセットであるCAESARのNode2000の活動に焦点を当てます。プロトタイプ。アーカイブを形成する対象となるリソースの製品仕様、プロトタイプインフラストラクチャの設計のシードとなる最初のステップとして収集される機能およびシステム要件、および既存のフレームワーク、ツール、標準の評価が、そのステータスとともに提示されます。プロジェクトは初期段階にあります。
物理化されたオートエンコーダを使用したブラック ホール X 線バイナリの高速スペクトル パラメーター予測
| Title |
Rapid_Spectral_Parameter_Prediction_for_Black_Hole_X-Ray_Binaries_using_Physicalised_Autoencoders |
| Authors |
Ethan_Tregidga,_James_Steiner,_Cecilia_Garraffo,_Carter_Rhea,_Mayeul_Aubin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17249 |
ブラックホールX線連星(BHB)は、極限の重力環境と一般相対性理論の検証についての洞察を提供します。NICERによって収集されたX線スペクトルは、スペクトルフィッティングを通じてBHBの特性と挙動に関する貴重な情報を提供します。ただし、従来のスペクトルフィッティング方法は時間がかかり、モデルの複雑さに合わせて拡張することができません。この論文では、BHBのパラメータ予測とスペクトル再構築のための新しい半教師ありオートエンコーダニューラルネットワークを紹介し、同等の精度を維持しながら最大2,700倍の速度向上を示します。このアプローチは、NICERによってカタログ化された多数のバーストからのスペクトル特徴をマッピングし、それらを効率的かつ正確なスペクトルフィッティングのための新しいシステムに一般化します。このアプローチの有効性は、BHBのスペクトルフィッティングで実証されており、大規模なデータセットを分類するための天文学や物理学の他の分野での使用が期待されています。
ZTF および LSST の空調査における衛星の輝きの割合
私たちは、衛星グリント（回転する衛星の平らな表面からの太陽光の反射によって生成される急速な閃光）が、ツヴィッキー一時施設（ZTF）やベラCによって実施されるような現在および将来の深空調査に及ぼす影響を評価します。ルービン天文台の今後のレガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイム（LSST）。画像を汚染する多数の縞を生成することに加えて、人工衛星と宇宙ゴミは、新たな急速な天体物理学的過渡現象の探索を妨げる大量の誤った点源警報も生成します。この問題の程度を調査するために、3年以上の運用期間中にZTFによって検出された孤立した単一フレームイベントの分析を実行し、3つの異なる方法を使用して、そのうちの人工衛星に関連する割合が少なくとも20であると評価しました。\%。それらを引き起こす衛星は地球の周りのあらゆる種類の軌道を占めており、その回転によって生成される閃光の持続時間は数分の一秒から数ミリ秒までであり、全天の平均速度は1時間あたり最大80,000回に達します。
ライン放射マッパー X 線プローブによるクールな星物理学のブレークスルー
| Title |
Breakthroughs_in_Cool_Star_Physics_with_the_Line_Emission_Mapper_X-ray_Probe |
| Authors |
Jeremy_J._Drake,_Juli\'an_Alvarado_Gomez,_Costanza_Argiroffi,_Ettore_Flaccomio,_Cecilia_Garraffo,_Nicolas_Grosso,_Nazma_Islam,_Margarita_Karovska,_Vinay_L._Kashyap,_Kristina_Monsch,_Jan-Uwe_Ness,_Salvatore_Sciortino,_Bradford_Wargelin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17563 |
ライン放射マッパーX線プローブ({\itLEM})を使用した、星の高エネルギー物理学の進歩に関する科学的事例のハイライトのいくつかを概説します。LEMの進歩の鍵は、その広い有効面積({\itChandra}MEGの最大100倍)と1~eVのスペクトル分解能にあります。大きな有効領域により、フレアやコロナ質量放出などの時間依存現象を自然な時間スケールで高解像度で研究する能力が初めて開かれ、また、チャンドラが利用できるものよりもはるかに暗いターゲットまで空が開かれます。}または{\itXMM-Newton}。
3D 断層撮影 21 cm ライトコーン画像からの再電離パラメータのシミュレーションベースの推論 -- II: 固体高調波ウェーブレット散乱変換の応用
| Title |
Simulation-based_Inference_of_Reionization_Parameters_from_3D_Tomographic_21_cm_Light-cone_Images_--_II:_Application_of_Solid_Harmonic_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Xiaosheng_Zhao,_Yi_Mao,_Shifan_Zuo,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17602 |
銀河間物質が天体物理源によってどのように再電離されるかに関する情報は、再電離時代の断層撮影による21cmの三次元画像に含まれています。Zhaoらでは、(2022a)(「論文I」)では、密度推定尤度自由推論(DELFI)を効率的に適用して21cm画像から再電離パラメータのベイズ推論を実行できることを初めて実証しました。それにも関わらず、3D画像データは、例えば論文I(DELFI-3DCNN)のようなトレーニング済み3D畳み込みニューラルネットワーク(CNN)によって、DELFIの入力として情報の多い概要に圧縮する必要があります。この論文では、代替データ圧縮器である固体高調波ウェーブレット散乱変換(WST)を紹介します。これは、CNNと同様ではありますが、固定された(つまり、トレーニングなし)アーキテクチャを持っていますが、このアプローチ(つまり、固体高調波WST)が次のことを行うことを示します。DELFIを使用）は、パラメーターの信頼できる領域の点で、DEELFI-3DCNNを使用した3D21cm画像に基づく以前の分析よりも優れています。熱ノイズや除去後の残留前景などの現実的な効果も、平方キロメートルアレイ(SKA)からの模擬観測に適用されます。DELFIを使用した同じ推論戦略の下で、固体高調波WSTを使用した21cm画像解析が21cmパワースペクトル解析よりも優れていることを示します。この研究は概念実証として機能し、WSTとシミュレーションベースの推論の長所を活用して、将来の21cmライトコーン画像データから洞察を引き出す可能性を実証しています。
共通エンベロープ進化の後動的吸気段階。磁場の役割
| Title |
Post-dynamical_inspiral_phase_of_common_envelope_evolution._The_role_of_magnetic_fields |
| Authors |
D._Gagnier,_O._Pejcha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16880 |
共通のエンベロープの進化中、最初は弱い磁場が、螺旋密度波や、吸気伴星によって星のエンベロープ内に生成される乱流と相互作用することによって増幅される可能性があります。中央領域を切除して適応的にリファインした球形グリッド上での3D磁気流体力学シミュレーションを使用して、磁場の増幅と、磁場の増幅と、力学的吸入後の段階での包絡線構造、ダイナミクス、および連星の軌道進化に対する影響を研究します。磁気エネルギーの増幅の約$\sim5\%$は、磁気圧力に対する圧縮が残りの$\sim5\%$を占める一方で、差動回転と乱流による磁場の伸縮、折り畳み、巻き上げによって磁気エネルギーの増幅が発生します。磁気エネルギーの生成は$3a_\text{b}$のスケールでピークに達します。ここで$a_\text{b}$は中心連星の軌道の長半径です。磁気エネルギーの生成は半径方向の大きなスケールで減少するため、個々のコアの近くで小さなスケールで生成されない限り、磁気的に平行な双極ジェットのようなアウトフローの形成にとって条件は好ましくありませんが、それは解決されていません。磁場は、連星軌道の進化、平均運動エネルギー、角運動量輸送の円盤状形態にほとんど影響を与えませんが、中心連星への降着が許可されると、乱流マクスウェル応力がレイノルズ応力を支配する可能性があり、$\alpha$が発生します。-diskパラメータは$\simeq0.034$です。最後に、軌道面の周りのトロイダル磁場からの磁気張力の安定化効果から生じる降着流を発見しました。これにより、過剰密度が乱流によって破壊されるのを防ぎ、質量を蓄積して最終的に連星に向かって移動することが可能になります。
カリーナ協会のリチウム枯渇時代
| Title |
A_Lithium_Depletion_Age_for_the_Carina_Association |
| Authors |
Mackenna_L._Wood,_Andrew_W._Mann,_Madyson_G._Barber,_Jonathan_L._Bush,_Reilly_P._Milburn,_Pa_Chia_Thao,_Stephen_P._Schmidt,_Benjamin_M._Tofflemire,_and_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16883 |
恒星の苗床や恒星連合の分散した残骸は、恒星や惑星の形成と進化の研究に重要な同世代の星の比類のないサンプルを提供します。カリーナ恒星協会は地球に最も近い恒星協会の1つですが、その年齢の測定値は13万年から45万年とさまざまです。私たちは、リチウム枯渇境界法を使用してカリーナの年齢を更新することを目指しています。SOARのGoodmanHTSとLCOのNRESからの光学スペクトルを使用して、Li6708オングストローム、可能性のあるメンバーの吸収特性の新しい測定値を取得します。M_K~=6.8(M5)で枯渇境界を検出します。これは41(+3,-5)Myrの年齢に相当します。年代は、磁場やスポットを考慮したモデルを含む6つの異なるモデルにわたって、不確実性の範囲内で一貫しています。また、グループの全体的な変動の分析を通じて年齢を推定し、ガウス混合モデルを使用して協会メンバーのCMDを星の進化モデルと比較することによって、LDBと一致する年齢を回復します。結果として得られた年代は、以前の年代測定値の古い端と一致し、隣接するトゥカナ・ホロロギウム移動群のリチウム枯渇年代と一致しています。
ヒルベルト・ファン分析を使用した多成分活動サイクル
| Title |
Multicomponent_Activity_Cycles_using_Hilbert-Huang_Analysis |
| Authors |
E._N._Velloso_(1),_F._Anthony_(1),_J._D._do_Nascimento_Jr_(1_and_2),_L._F._Q._Silveira_(1),_J._Hall_(3),_S._H._Saar_(2)_((1)_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Norte,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Lowell_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.16974 |
恒星の活動進化の時間解析は、通常、モデルの複雑さと解釈可能性の間の複雑なトレードオフによって支配され、多くの場合、プロセスの非定常的な性質が無視されます。最近の研究は、単一の星に複数の共存サイクルが存在することが、これまで考えられていたよりも一般的であることを示しているようです。したがって、分光学的時系列における物理的に意味のある周期成分を正しく識別することは、局所的な挙動を見逃すことができない重要なタスクです。ここでは、振幅および周波数が変化する成分を適応的に回復する分解手法を提案します。我々は、黒点数と$K$線放出指数の両方で測定した太陽活動の結果を提示し、シュワーベ周期とグライスバーグ周期、そしておそらくヘイル周期に関連するグネヴィシェフ・オールパターンを一貫して再現しています。また、グネヴィシェフ・オールの法則を彷彿とさせる3周期の長さのパターンの証拠に加えて、白鳥座61番座の既知の8年周期も回復しました。これは、測定された磁場の極性反転とこのヘイル様の周期性との間の関係の可能性を捨て去ることができないため、特に興味深いものです。
SPLUS J142445.34-254247.1: Rプロセス強化、アクチニドブースト、極度に金属に乏しい星をGHOSTで観測
| Title |
SPLUS_J142445.34-254247.1:_An_R-Process_Enhanced,_Actinide-Boost,_Extremely_Metal-Poor_star_observed_with_GHOST |
| Authors |
Vinicius_M._Placco,_Felipe_Almeida-Fernandes,_Erika_M._Holmbeck,_Ian_U._Roederer,_Mohammad_K._Mardini,_Christian_R._Hayes,_Kim_Venn,_Kristin_Chiboucas,_Emily_Deibert,_Roberto_Gamen,_Jeong-Eun_Heo,_Miji_Jeong,_Venu_Kalari,_Eder_Martioli,_Siyi_Xu,_Ruben_Diaz,_Manuel_Gomez-Jimenez,_David_Henderson,_Pablo_Prado,_Carlos_Quiroz,_Roque_Ruiz-Carmona,_Chris_Simpson,_Cristian_Urrutia,_Alan_W._McConnachie,_John_Pazder,_Gregory_Burley,_Michael_Ireland,_Fletcher_Waller,_Trystyn_A._M._Berg,_J._Gordon_Robertson,_Zachary_Hartman,_David_O._Jones,_Kathleen_Labrie,_Gabriel_Perez,_Susan_Ridgway,_Joanna_Thomas-Osip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17024 |
我々は、急速中性子捕獲プロセスによって形成された元素が強化された極度に金属の少ないハロー星であるSPLUSJ142445.34-254247.1の化学力学的分析について報告する。この星は、最初にその狭帯域S-PLUS測光から金属が少ない候補として選択され、ジェミニサウス/GMOSを用いて中解像度で分光学的に追跡調査され、金属が少ない状態であることが確認されました。ジェミニサウスのGHOSTによって高解像度分光法が収集され、炭素からトリウムに至る36の元素の化学存在量を決定することができました。[Fe/H]=-3.39のSPLUSJ1424-2542は、Th測定値が最も低い金属度の星の1つであり、これまでに観測された最も高いlogeps(Th/Eu)を持ち、星の「アクチニドブースト」カテゴリーの一部となっています。rプロセス強化星。ここで提示された分析は、SPLUSJ1424-2542が形成されたガス雲が少なくとも2つの前駆体集団によって濃縮されたに違いないことを示唆しています。軽元素(Z<=30)の存在量パターンは、11.3～13.4Msunの金属のない星の超新星爆発からの収量と一致しており、重元素(Z>=38)の存在量パターンは次の方法で再現できます。中性子星の合体（1.66Msunと1.27Msun）イベントからの収量。運動学的分析により、SPLUSJ1424-2542は低質量の古いハロー星であり、その起源がおそらくその場にあり、天の川銀河における既知の初期合体現象とは関連していないことも明らかになった。
コンドルアレイ望遠鏡の紹介: IV.推定再発新星 KT エリダニを取り囲む新星スーパー残骸の可能性
| Title |
Introducing_the_Condor_Array_Telescope:_IV._A_possible_nova_super-remnant_surrounding_the_putative_recurrent_nova_KT_Eridani |
| Authors |
Michael_M._Shara,_Kenneth_M._Lanzetta,_James_T._Garland,_Stefan_Gromoll,_David_Valls-Gabaud,_Frederick_M._Walter,_John_K._Webb,_Alexei_Kniazev,_Lee_Townsend,_Matthew_J._Darnley,_Michael_Healy-Kalesh,_Jesus_Corral-Santana,_and_Linda_Schmidtobreick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17055 |
私たちの銀河系で知られている再発新星(RNe)は、1世紀よりも短いタイムスケールで繰り返し噴火するもので、わずか10個です。知られている中で最も極端なRN(アンドロメダ銀河に位置する)、M31N2008-12aは毎年新星爆発を起こしており、その周囲は134個の範囲の巨大な新星「超残骸」に囲まれています。シミュレーションでは、すべてのRNeが同様の巨大な殻に囲まれているはずであると予測されていますが、これまでの探索ではそれらを検出できませんでした。KTEriは最近RNであることが示唆されており、私たちはコンドルアレイ望遠鏡を使用して、複数の狭帯域フィルターを通してその周囲を画像化しました。我々は、KTEriを中心とする大きな($\sim$直径50pc)のH$\,\alpha$明るい殻が、まさに予測どおりに存在することを報告します。これは、KTEriが11番目の銀河回帰新星であり、スーパー残骸に囲まれていることが知られている唯一の2番目の新星であるという主張を強く裏付けています。スーパーレムナントのSALTスペクトルは、その速度幅がM31-2008-12aの速度幅と一致していることを示しています。
炭素凝縮による星周エンベロープ内のフラーレンの進化: 反応性分子動力学シミュレーションからの洞察
| Title |
Evolution_of_Fullerenes_in_Circumstellar_Envelopes_by_Carbon_Condensation:_Insights_from_Reactive_Molecular_Dynamics_Simulations |
| Authors |
Zhisen_Meng_and_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17095 |
\ce{C60}や\ce{C70}を含むフラーレンは、さまざまな天文環境で検出されています。それらの構造が時間の経過とともにどのように進化するかを理解することは、そのライフサイクルについての洞察を得て、さらなる観察を行うために不可欠です。これに対処するために、我々は反応性分子動力学シミュレーションを実施し、炭素が豊富な漸近巨大枝星を取り囲む星周エンベロープにおけるフラーレンの進化を調査した。私たちのシミュレーションでは、炭素ベースの小さな分子を吸収して凝縮することによってフラーレンが成長する、ボトムアップ化学スキームが採用されました。その結果、水素濃度に基づく不均一反応によってさまざまな構造が形成され、タマネギ状のナノ構造や単層フラーレンの出現につながることが明らかになりました。これらの構造変化がフラーレンの赤外線放射特性に与える影響を調べるために、量子化学計算を実行しました。結果は、フラーレンが大きくなるにつれて、追加の発光特徴が赤外スペクトルに導入されることを示しています。さらに、2層のフラーレンは、面外振動モードに関連するバンドに対して顕著なブルーシフトまたは弱めの効果を示します。
Gradient Boosting Decision Tree法に基づくLAMOST赤色巨星枝星の年齢決定
| Title |
Age_Determination_of_LAMOST_Red_Giant_Branch_stars_based_on_the_Gradient_Boosting_Decision_Tree_method |
| Authors |
Hai-Feng_Wang,_Giovanni_Carraro,_Xin_Li,_Qi-Da_Li,_Lorenzo_Spina,_Li_Chen,_Guan-Yu_Wang,_Li-Cai_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17196 |
この研究では、GradientBoostingDecisionTreeアルゴリズム(GBDT)に基づいて、LAMOSTDR5赤色巨星枝(RGB)星の星の年齢を推定します。APOKASC-2天体地震学カタログから抽出した2088個のRGB星をトレーニングデータセットとして使用しました。GBDTを使用して年齢と相関性の高いパラメーターを選択した後、RGB星として分類された690,000個を超える星の新しいカタログに同じGBDT手法を適用します。テストデータセットは、このメソッドの相対誤差の中央値が約0.3$\%$であることを示しています。また、RGB星の予測年齢を他の研究(例:APOGEEに基づく)と比較し、それらがほぼ一致していることを発見しました。最終的な不確実性は、散開星団の年齢と比較して約14$\%$です。次に、年代測定を行ったRGBサンプルの空間分布を示し、いくつかの系統的考察を行います。これらすべての診断は、GBDT法を他の星のサンプルに適用して、大気パラメータと年齢を推定できることを示しています。
RNO 54: これまで評価されていなかったFU Ori Star
| Title |
RNO_54:_A_Previously_Unappreciated_FU_Ori_Star |
| Authors |
Lynne_A._Hillenbrand,_Adolfo_Carvalho,_Jan_van_Roestel,_Kishalay_De |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17227 |
我々は、若い恒星天体RNO54が成熟段階のFUOriタイプの源であるという仮説を支持する証拠を提示します。この星は1980年代に初めて「赤い星雲状の天体」としてカタログに登録されましたが、1890年代以前に爆発があったようです。現在の光学スペクトルと近赤外線スペクトルは、他のFUOri型星のスペクトルと一致しています。スペクトル線の存在と形状の詳細、および光学のFGKタイプから近赤外で示されるMタイプへのスペクトルタイプの全体的な変化に加えて、RNO54のスペクトルエネルギー分布も良好です。-パラメータを使用した純降着円盤モデルによる適合:$\dot{M}=10^{-3.45\pm0.06}$$M_\odot$yr$^{-1}$,$M_*=0.23\pm0.06\M_\odot$、および$R_\mathrm{inner}=3.68\pm0.76\R_\odot$ですが、$R_\mathrm{inner}$はおそらく上限の$4.5R_に近いと考えられます。\odot$を計算して、光から近赤外のスペクトルと一致する$T_\mathrm{max}=7000$Kを生成します。結果の$L_\mathrm{acc}$は$\sim265\L_\odotですこれらの値を見つけるために、初期の円盤モデルからの信頼区間の考慮に基づいて、円盤の傾き$i=50$度とともに、源の距離$d=1400$pcと消滅$A_V=3.9$magを採用しました。観測上の制約と一致しています。有名なソースがFUOriタイプの物体であるという新たな評価は、他のそのような例が現存するサンプルの中に潜んでいる可能性があることを示唆しています。
EUHFORIA のトロイダル Miller-Turner および Soloviev CME モデル: I. 実装
| Title |
Toroidal_Miller-Turner_and_Soloviev_CME_models_in_EUHFORIA:_I._Implementation |
| Authors |
L._Linan,_A._Maharana,_S._Poedts,_B._Schmieder,_R._Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17239 |
このペーパーの目的は、宇宙天気予報ツールEUHFORIAにおける2つの新しいCMEモデルの実装を紹介することです。EUHFORIAでの数値実装とともに、2つのトロイダルCMEモデルを解析的に紹介します。1つのモデルは修正ミラーターナー(mMT)解に基づいており、もう1つはグラッドシャフラノフ方程式の特定の解であるソロビエフ平衡から導出されています。両モデルの磁場分布は解析式で提供されており、迅速な数値計算が可能です。2つのモデルの違いを詳細に説明した後、現実的な太陽風を背景としたEUHFORIAでこれらのCMEソリューションを使用して地球で得られた熱力学および磁気プロファイルのコレクションを提示します。続いて、L1での時間プロファイルに対する初期パラメータの影響を調査します。特に、初期密度、磁場の強さ、速度、短半径の影響を調べます。EUHFORIAでは、使用したCMEモデルに応じて異なる熱力学的プロファイルと磁気プロファイルを取得しました。初期パラメータを変更すると、時間プロファイルの振幅と傾向の両方に影響を与えることがわかりました。たとえば、高い初速度を使用すると、磁気構造が急速に進化して圧縮されます。CMEの膨張に対するローレンツ力の寄与により、CMEの速度は初期磁場の強度にも関係します。ただし、初期磁場を増加すると、計算時間も増加します。最後に、磁気構造の拡張と完全性は、CMEの初期密度によって制御できます。両方のトロイダルCMEモデルはEUHFORIAで正常に実装されており、実際のCMEイベントの影響の地理的有効性を予測するために利用できます。さらに、現在の実装は、他のトロイダル磁気構成をモデル化するために簡単に変更できます。
切り離された磁気大変動変数としての周期用心棒
| Title |
Period_bouncers_as_detached_magnetic_cataclysmic_variables |
| Authors |
Matthias_R._Schreiber,_Diogo_Belloni,_Jan_van_Roestel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17276 |
すべてのCVの半分以上が最小期間を過ぎて進化したという一般的な予測は、これらの天体の相対数がわずか数パーセントであることを示す観測調査とは大きく異なります。ここでは、回転および結晶化駆動のダイナモによって潜在的に生成される強力な白色矮星磁場の出現により、周期後の多数の最小CVが分離する可能性があるかどうかを調査します。MESAコードを使用して、白色矮星のスピンの進化と冷却、圧縮加熱を組み込んだCVの進化の軌跡を計算しました。ダイナモの条件が満たされれば、白色矮星の出現磁場が伴星の磁場と接続し、スピン角運動量を軌道に伝達する対応する同期トルクを組み込んだと仮定した。ドナー質量が0.04Msunを超えるCVの場合、物質移動が始まる前に白色矮星が結晶化し始めると磁場がほとんど発生することがわかりました。周期ギャップ内に白色矮星の磁場が若干発生している可能性があります。残りのCVでは、降着率が大幅に減少した最小期間を超えてダイナモが動作する条件が満たされます。同期トルクにより、白色矮星の磁場の強さがたった1MGであっても、これらのシステムは数ギールにわたって切り離されます。回転と結晶化によって駆動されるダイナモ（現在、CVとその前駆体の磁性に関連するいくつかの観測事実を説明できる唯一のメカニズム）、または同様の温度依存メカニズムが白色矮星の磁場の発生に関与しているのであれば、期間の最小値を超えて進化したほとんどのCVは、ある時点で数回デタッチする必要があります。これにより、半独立した期間の用心棒の予測数が最大60～80パーセント減少します。
コロナ磁気零点付近の波動変化
私たちは、ヌル点で強い電流蓄積を引き起こすMHD波、特に音響pモードの実行可能性を調査します。まず、重力成層太陽大気とコロナ磁気ヌルポイントを含む軸対称磁場を組み込んだ3次元数値設定から始めます。波を励起するために、グローバルpモードを模倣する波ドライバーを採用します。私たちは、垂直速度の大部分が音響特性を維持しながらAlfv\'en音響等分配層を通過する一方で、ごく一部がモード変換プロセスを介して高速波を生成することを発見しました。速い波は、密度と速度の急勾配により、遷移領域でほぼ全反射を受けます。高速からAlfv\'enモードへの変換により、遷移領域付近でAlfv\'en波が生成された痕跡は弱いだけです。遅い波は局所的な音速で伝播するため、遷移領域での密度勾配の影響をあまり受けず、ヌルポイントを囲むアルフエン音響等分配層で二次モード変換と伝達を受け、速い波につながります。ヌルポイントでピントを合わせます。これらの高速波は電流密度の摂動を伴い、駆動周波数の第2高調波と一致する振動の兆候を示し、有限抵抗の存在下で抵抗加熱と強度の増大を引き起こす可能性があります。我々は、MHD波が磁気零点付近の振動電流散逸の潜在的な原因である可能性があると結論付けています。私たちは、振動磁気リコネクションのほかに、グローバルpモードがさまざまな準周期的なエネルギー事象の形成につながる可能性があると推測しています。
予熱のための効果的なアクションのアプローチ
我々は、インフレーション終了時の予熱プロセスを計算するための半古典的な非摂動的なアプローチを提案します。私たちの方法では、経路積分フレームワーク内で崩壊した粒子を統合し、その後、効果的なアクションで世界線インスタントン解を決定します。これにより、コヒーレントなインフレトン場の振動によって駆動される粒子生成現象にその虚数部がリンクされたインフレトンの効果的な作用を得ることが可能になります。さらに、ボゴリューボフ変換を利用して、複数のインフレトン振動後の媒質内の粒子密度の変化を調査します。私たちは、スカラー場、タキオニック場、ゲージ場などのさまざまな最終状態粒子にアプローチを適用します。非摂動的なアプローチにより、以前の方法と一致する予熱の分析結果が得られます。
QCD カラーチャージを伴う原始ブラック ホール
我々は、宇宙初期に顕著なQCDカラー電荷を持つブラックホールが形成された可能性がある現実的なメカニズムを説明します。原始ブラックホール(PBH)がQCD閉じ込め遷移のかなり前に形成された場合、暗黒物質のかなりの部分を占める可能性があります。このようなPBHは、非閉じ込めクォークとグルーオンを吸収することによって形成されるため、正味の色電荷を獲得することができます。さまざまなシナリオについて、極値に近い色電荷を持つハッブルボリュームあたりのPBHの数を推定し、起こり得る現象学的影響について議論します。
連星ブラックホールの合体におけるスピン偏心の相互作用
軌道離心率とスピン歳差運動は、重力波データから連星ブラックホールの形成履歴を推測するための貴重な観測データです。我々は、長い吸気期間にわたる歳差運動と偏心運動の両方を捉えることができる、バイナリダイナミクスのポストニュートン的、マルチタイムスケール分析を提示します。我々は、離心率の長期進化に対するポストニュートン的処方と組み合わせて、離心率連星の進化を準円軌道上の有効光源の進化に低減できることを示す。私たちの発見は、歳差運動と離心率の相互作用を明らかにしました。つまり、離心連星のスピンはより短い時間スケールで歳差運動し、その章動振幅は準円軌道上のブラックホールと比べて変化し、その結果、いわゆるスピン形態に影響を及ぼします。たとえ連星が検出器の感度窓に入るまでに環状になったとしても、そのスピンの向きには離心軌道上での過去の進化の記憶がある程度残っているため、重力波検出と天体物理学的形成との間に新たなつながりがもたらされることになる。同時に、スピンの向きを使用してブラックホール連星の過去の歴史を再構成する際には、残留離心率が体系的な情報源として考慮されるべきであることを指摘します。
スケール不変性の行動原則と応用（パートI）
一般的な動作原理に基づいて、ディラック(1973)によるコテンソル関係を使用してスケール不変場方程式を再考します。この動作原理は、スケール係数$\lambda$の式にもつながります。これは、巨視的な空の空間がスケール不変、均一、等方性であると仮定する計測条件から導出される式に対応します。これらの結果は、スケール不変真空(SIV)パラダイムの基礎を強化します。場および測地方程式から、現在の時間単位(年、秒)で、ニュートンのような方程式、二体問題の方程式、およびその経年変化を導き出します。二体系では、軌道はごくわずかに拡大しますが、拡大中の軌道速度は一定に保たれます。興味深いことに、ケプラーの第3法則は、驚くべきスケール不変の性質です。
| Title |
Dark_matter_signatures_of_black_holes_with_Yukawa_potential |
| Authors |
A._A._Ara\'ujo_Filho,_Kimet_Jusufi,_B._Cuadros-Melgar,_Genly_Leon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17081 |
この研究では、非特異値湯川修正ポテンシャルを使用して、宇宙定数を持つ静的で球対称のブラックホール解を取得します。湯川氏のような補正は、長距離ではニュートンの重力法則を変更する2つのパラメーター$\alpha$と$\lambda$、および近距離で重要な役割を果たす変形パラメーター$\ell_0$にエンコードされています。最も重要な効果は$\alpha$にエンコードされており、$\alphaM$に比例する追加質量でブラックホールの総質量を変更し、ブラックホールから遠く離れた場所での暗黒物質効果を模倣します。一方、天体物理量の場合、$\lambda$による影響は小さいです。私たちは、球対称ブラックホールに関連する\textit{準正規}周波数と影、および湯川ポテンシャルの影響を受ける熱力学的挙動を詳しく調べます。特に、このブラックホールの熱力学は、起こり得る相転移を含む豊富な挙動を示します。私たちはWKB法を使用して、質量のないスカラー、電磁、および重力場の摂動の\textit{準正規}モードを調査します。影の半径に対するパラメータの影響を確認するために、天体物理データを考慮してその値を決定し、ブラックホールの周囲の光学的に薄い放射および流入ガスに関する情報を組み込んでブラックホールの影の画像をモデル化します。特に、SgrA*ブラックホールを例として考えたところ、その影の半径が$10^{-9}$のオーダーで変化することが分かりました。これは、湯川ポテンシャルを持つブラックホールの影の半径が実質的に同じものを引き起こすことを意味します。シュヴァルツシルトブラックホールで遭遇した結果。また、eikonal領域では、湯川パラメータの天体物理データを使用して、QNM周波数の実部の値が$10^{-18}$変化することを示します。
パルサー タイミング アレイ データによる原始曲率パワー スペクトルの制約: 多項式パラメーター化アプローチ
| Title |
Constraints_on_the_Primordial_Curvature_Power_Spectrum_by_Pulsar_Timing_Array_Data:_A_Polynomial_Parameterization_Approach |
| Authors |
Qin_Fei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17199 |
NANOGrav、PPTA、EPTA、CPTAによって共同観測された最近の確率信号は、スカラー誘起重力波(SIGW)によって説明できます。SIGWのソースは原始曲率摂動からであり、SIGWへの主な寄与は原始曲率パワースペクトルのピークからのものです。このピークを効果的にモデル化するために、テイラー展開を適用してパラメータ化します。テイラー展開パラメータ化では、ベイジアン法を適用して、NANOGrav15年データセットに基づいて原始曲率パワースペクトルを制約します。テイラー展開は広範囲の関数プロファイルを効果的に近似できるため、原始曲率パワースペクトルの制約にはある程度の一般性があります。
我々は、バンチ・デイビス真空から始まるインフレーション期とそれに続く放射線支配の時代を通して、球状領域内の質量のない場のもつれエントロピーの進化を計算した。インフレーション中の地平線出口での各モードのスクイーズ状態への移行と、放射線支配が始まったときの追加のスクイーズにより、エンタングルメントエントロピーが強化されます。放射線が支配的な時代への移行直後、体積項が発達し、圧縮状態にある系ではよくあることですが、遅い時間ではエントロピーへの主な寄与となります。エントロピーの大きさを推定し、インフレーション中に地平線から出るモードの量子から古典への移行に照らしてその解釈を議論します。私たちの結果は、インフレーション中のテンソルモードから生じる重力波など、弱い相互作用場の量子的性質が今日の宇宙で検出できる可能性を提起します。一方、地平線の向こう側の自由度についての知識を持たない観察者は、エントロピーを熱として解釈するでしょう。この観点からすると、インフレーション後の再加熱は量子のもつれの結果であると考えられます。
暗黒物質は中性子星の周囲に、その地球規模の特性に影響を与えるほどの量が蓄積する可能性がある。この研究では、暗黒物質の特定のモデル(大規模で自己相互作用するベクトル(スピン1)場)が中性子星に及ぼす影響を研究します。核物質項と組み合わせたアインシュタイン・プロカ理論を使用して、中性子星とベクトル暗黒物質の結合システムを記述し、運動方程式における場成分と計量成分の間のスケーリング関係を見つけます。組み合わせたシステムの平衡解を構築し、それらの質量と半径を計算し、またそれらの安定性と高次モードを解析します。組み合わせたシステムにより、ダークマター(DM)コアとクラウドソリューションが可能になります。コアソリューションは中性子星コンポーネントをコンパクトにし、結合されたシステムの総質量を減らす傾向があります。クラウドソリューションは逆効果です。特定の雲のような構成を電磁気的に観測すると、ブッフダール限界に違反しているように見えます。これにより、ブッフダール限界に違反した天体が中性子星の暗黒物質に対する銃信号を発する可能性がある。自己相互作用の強さは質量と半径の両方に大きく影響することがわかりました。また、フェルミオンのプロカ星を、複雑なスカラー場を使用して暗黒物質がモデル化された天体と比較します。私たちは、フェルミオンのプロカ星は、ボソン質量と自己相互作用の強さが等しい場合、スカラー場の対応物よりも質量が大きく、幾何学的に大きい傾向があることを発見しました。どちらのシステムでも、異なる量のDMおよびDM粒子質量の縮退質量と半径を生成できます。
| Title |
Baryon_density_dependence_of_viscosities_of_the_quark-gluon_plasma_at_hadronization |
| Authors |
Zhidong_Yang,_Yifeng_Sun,_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17444 |
$\phi$中間子と$\Omega$バリオンは、相対論的重イオン衝突におけるハドロン化におけるクォーク・グルーオン・プラズマ(QGP)の特性のユニークなプローブを提供します。粘性爆風でパラメータ化されたクォークの位相空間情報を備えたクォーク再結合モデルを使用して、$\phiを分析することにより、$T\sim160$MeVの温度でのハドロン化におけるQGPのせん断粘性と体積粘性のベイズ推論を実行します。$\sqrt{s_{\rmNN}}のAu+Au衝突における$および$\Omega$のデータ$\sqrt{s_{\rmNN}}=$19.6-200GeVおよびPb+Pb衝突$\sqrt{s_{\rmNN}}=$2.76TeV、$\mu_B\約0$($\sqrt{s_{\rmNN}}=2.76$TeVで)から$200$MeV($\sqrt{s_{\rmNNで)までのバリオン化学ポテンシャルの変化に相当します。}}=19.6$GeV)。ハドロン化時のQGPのせん断粘度とエンタルピーの比$\etaT/(\epsilon+P)$は$\mu_B$が増加するにつれて減少し、$\etaT/(\epsilon+P)\約0.18$であることがわかります。$\mu_B=0$および$\mu_B=200$MeVで$\etaT/(\epsilon+P)\約0.08$ですが、対応する比バルク粘度は$\zetaT/(\epsilonで本質的に一定です+P)=0.02\sim0.04$($\mu_B<200$MeVの場合)。我々の結果は、有限バリオン密度でのハドロン化($T\sim160$MeV)におけるQGPは、バリオン密度がゼロの場合よりも完全流体に近いことを示唆している。
リコネクションにおける電子通電: オイラーとラグランジュの観点
| Title |
Electron_Energization_in_Reconnection:_Eulerian_versus_Lagrangian_Perspectives |
| Authors |
Jason_M._TenBarge,_James_Juno,_Gregory_G._Howes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17480 |
磁気リコネクションによる粒子の励起は、無数の宇宙および天体物理プラズマにとって重要な未解決の問題です。磁気リコネクションにおける電子の通電は、従来、パーティクル・イン・セル（PIC）シミュレーションを使用して、粒子またはラグランジュの観点から検討されてきました。PIC粒子の集合体の誘導中心解析により、フェルミ(曲率ドリフト)加速とリコネクション電場による直接加速が主要な電子エネルギー付与メカニズムであることが示唆されています。ただし、PICガイドセンターのアンサンブル解析と宇宙船の観測は両方ともオイラー系で実行されます。この研究では、Gkeyllシミュレーションフレームワーク内で連続体Vlasov-Maxwellソルバーを使用して、運動連続体、オイラーの観点から電子のエネルギー付与を再検討します。我々は、中程度のガイドフィールドGkeyllリコネクションシミュレーションにおける支配的な電子エネルギー付与機構を決定するために、各ドリフトエネルギー付与コンポーネントの寄与を個別に検査する。オイラーの視点では、反磁性ドリフトと非回転性ドリフトが、直接加速が支配的なリコネクションx点から離れた主要な電子エネルギー付与メカニズムであることがわかります。オイラー(VlasovGkeyll)の結果をラグランジュ(PIC)解析から得られた知恵と比較します。
恒星および準星天体の異方性と修正重力理論
修正された重力理論のいくつかのクラスでは、恒星および準星天体の内部で余分な自由度が完全には遮蔽されていません。このような理論では、これらの物体の内部の静水圧平衡状態が変化します。さらに、これらの物体の内部構造には、回転や磁場などのいくつかの物理現象によって引き起こされる小さな圧力異方性がある可能性があります。これらすべての影響は、個別にも集合的にも、予測される恒星の観測量に変化を引き起こします。このような変化は、星の誕生から死に至るまでの星のライフサイクルのさまざまな段階に影響を及ぼし、ハーツシュプルング・ラッセル図のほぼすべての部分をカバーします。この研究の目的は、このテーマに関する現在の文献を体系的にレビューすることです。修正重力理論のクラスに関して得られた主な結果と制約について説明します。
私たちは複数の重力レンズの文脈で光の伝播を調査します。これらのレンズが相互作用を防ぐのに十分な間隔を置いていると仮定して、送信機、レンズ、受信機の線形配置シナリオに焦点を当てます。驚くべきことに、この軸対称の構成では、関連する回折積分を正確に解くことができ、貴重な分析的洞察が得られます。点広がり関数(PSF)は、システム内のレンズの数とレンズ間の距離の影響を受けます。単一のレンズであっても、送信機の一部として使用されるか、受信機側で機能するかのいずれかで送信に役立ちます。一対のレンズを介した電力伝達は最初のレンズに依存し、その質量と送信機の位置の両方の影響を受けることを示します。2番目のレンズは、信号をより狭いスポットに集中させることで重要な役割を果たします。しかし、現実的なレンズシナリオでは、2番目のレンズは望遠鏡よりもはるかに小さいスケールでPSFの構造を変更するため、2番目のレンズによってもたらされるゲインの増加はその特性とは無関係です。私たちは、一対のレンズを介した伝送が伝送リンクの両端での重力増幅の恩恵を受けることを実証しました。この発見は、星間電力伝送を対象としたアプリケーションにとって重大な意味を持ちます。
