再電離時代におけるより最適な銀河間媒体シミュレーションのためのツールとしての SVR アルゴリズム
| Title |
SVR_Algorithm_as_a_Tool_for_More_Optimal_Intergalactic_Medium_Simulation_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
S._Mobina_Hosseini,_Mahsa_Berahman,_Seyed_Sajad_Tabasi,_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17789 |
銀河間物質の歴史を解明するために、流体力学シミュレーション、N体シミュレーション、数値および半数値シミュレーションなど、銀河間物質のあらゆる種類のシミュレーションが使用されてきました。これらのシミュレーションの1つは21SSDで、特に再電離の時代に焦点を当てています。このシミュレーションは、銀河間物質におけるワウトイセン-フィールド結合変動とX線およびライマン線の伝達に関連する自由パラメーターを考慮し、パワースペクトル、輝度温度のプロットを提示することにより、銀河間物質の背後にある物理学についての理解を深めます。、など、さまざまな赤方偏移で表示されます。しかし、この時代には多くの物理現象が重要な役割を果たしているため、銀河間物質のシミュレーションは通常非常に複雑で時間がかかり、非常に強力なハードウェアを必要とします。この研究では、サポートベクトル回帰アルゴリズムを使用し、21SSDシミュレーションデータセットに基づいて、さまざまな天体物理学的自由パラメーター値に対する赤方偏移の観点から輝度温度変化をマシンに完全に理解させることを試みました。まず、21SSDシミュレーションの結果を使用してマシンをトレーニングしました。その後、マシンは、他の間隔係数に対して非常に高い精度で赤方偏移の観点から輝度温度を予測することができました。私たちはこのアルゴリズムを明るさ温度の推定に使用しましたが、このアルゴリズムは宇宙論や天体物理学の他の部分にも簡単に使用できるようです。これを利用すると、通常のハードウェアを使用した場合でも、時間を節約し、複雑なシミュレーションと同様の非常に正確な結果を得ることができます。
ニューラル ネットワーク アクセラレーションを使用した構成空間での BOSS からのフルシェイプ宇宙論解析
| Title |
Full_Shape_Cosmology_Analysis_from_BOSS_in_configuration_space_using_Neural_Network_Acceleration |
| Authors |
Sadi_Ramirez,_Miguel_Icaza-Lizaola,_Sebastien_Fromenteau,_Mariana_Vargas-Maga\~na,_Alejandro_Aviles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17834 |
最近、大規模構造コミュニティ内でフルモデリング解析の新たな波が台頭しており、ステージIII実験の共同解析で過去10年間に使用されてきた標準的なアプローチと比較すると、主に宇宙論的パラメーターの推定に対する制約が厳しくなりました。ただし、これらのフル形状解析の大部分は主にフーリエ空間で実行されており、構成空間の探索には重点が置かれていません。構成空間でのn点相関の調査には、通常、追加の統合ステップが必要となるため、フーリエ空間と比較して高い計算コストが必要になります。これは、これらのアプローチを使用する場合、特に高次の統計を考慮する場合に制限が生じる可能性があります。長い計算時間を軽減する1つの方法は、ニューラルネットワークの高速化技術を利用することです。この研究では、ニューラルネットワークアクセラレータを使用した構成空間でのSloanDigitalSkySurveyIII/BOSSの完全な形状解析を紹介します。パイプラインの有効性が精度を犠牲にすることなく時間係数$10^{3}$だけ強化され、サロゲートモデリングに関連する誤差を$10^{-2}$パーセント未満に削減できることを示します。DESIなどの現在のステージIV実験に必要な精度。$\Omega_m=0.286\pm0.009$、$H_0=68.8\pm1.2$$\mathrm{km}\mathrm{s^{-1}}\mathrm{Mpc^{-1}}$と$A_sが見つかります。\times10^9=2.09^{+0.25}_{-0.29}$。公開されているBOSSデータに関する私たちの結果は、BOSS公式の結果とよく一致しており、他の独立した完全なモデリング分析と互換性があります。宇宙論的パラメータの事後分布の平均値を大きく変えることなく、$\omega_b$の事前分布を緩和し、$n_s$を変化させることを検討しますが、その幅を拡大します。最後に、宇宙論的パラメータを制約する際の多極子の情報内容を調査します。
SKAO 調査と DESI 調査を組み合わせて線形スケールで成長率を抑制する
宇宙の大規模構造の理解を追求する場合、相補的な宇宙論的調査間の相乗効果が強力なツールであることが証明されています。大規模構造の複数のトレーサを使用すると、宇宙論的パラメータの制約を大幅に改善できます。私たちは、平方キロメートルアレイ天文台(SKAO)とダークエネルギー分光装置(DESI)の分光調査を組み合わせて、宇宙構造の成長速度の精度を高める可能性を探ります。SKAOおよびDESI仕様に基づく模擬調査のペアを使用する場合、マルチトレーサーフィッシャー分析を使用して、成長率の精度を推定します。ペアは低赤方偏移と高赤方偏移の両方にあります。SKA-MIDの場合、HI銀河とHI強度マッピングサンプルを使用します。小規模スケールでの複雑さと不確実性を回避するために、線形摂動が信頼できるスケールに解析を限定します。個々の調査における結果として生じる信号の損失は、マルチトレーサからのゲインによって軽減されます。宇宙論的パラメーターや迷惑パラメーターを無視した後、成長率の精度が大幅に向上していることがわかりました。
21 cm 宇宙論実験におけるモデル化されていない時間変動系統学の影響を軽減するベイズ手法
| Title |
A_Bayesian_Method_to_Mitigate_the_Effects_of_Unmodelled_Time-Varying_Systematics_for_21-cm_Cosmology_Experiments |
| Authors |
Christian_J._Kirkham,_Dominic_J._Anstey_and_Eloy_de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17975 |
宇宙の夜明けと再電離時代からの中性水素信号の電波観測は、最初の星や銀河の性質に制約を与えるのに役立ちました。宇宙の夜明けからのこの全球的な21cmの宇宙論的信号は、観測タイムスケールにおいて事実上一定であり、体系化から生じる影響は時間とともに変化するため、体系化のモデルを必要とせずにこれらの体系化の影響を軽減することができます。完全なベイズ法で時間ビン間の相関を説明するために二乗指数ガウスプロセスカーネルを使用して、21cm電波宇宙論実験におけるモデル化されていない時間変動系統を説明する方法を提案します。シミュレートされたシステマティックのモデルパラメーターを変更することで、ガウスプロセス法がシステマティックの存在下で事後分布を広げ、平均適合パラメーターのバイアスを低減することにより、信号パラメーターを回復する能力が向上することがわかりました。体系的な正弦波モデルの振幅を21cm信号振幅の0.25～2.00倍、周期を信号幅の0.5～4.0倍の間で変化させると、当てはめられた信号の二乗平均平方根誤差が平均して5%改善されることがわかります。。近似されたガウスプロセスハイパーパラメータを使用して、データ内の系統的なものの存在を特定し、診断ツールとしてのこの方法の有用性を実証できます。さらに、ガウス過程回帰を使用して、時間の経過に伴う残差への平均適合を計算し、時変系統モデルを作成するための基礎を提供できます。
MISTRALによるスニャエフ・ゼルドヴィッチ効果による銀河団と宇宙網の観察
| Title |
Observing_galaxy_clusters_and_the_cosmic_web_through_the_Sunyaev_Zel'dovich_effect_with_MISTRAL |
| Authors |
E.S._Battistelli_(1),_E._Barbavara_(1),_P._de_Bernardis_(1),_F._Cacciotti_(1),_V._Capalbo_(1),_A._Carbone_(1),_E._Carretti_(2),_D._Ciccalotti_(1),_F._Columbro_(1),_A._Coppolecchia_(1),_A._Cruciani_(3),_G._D'Alessandro_(1),_M._De_Petris_(1),_F._Govoni_(4),_G._Isopi_(1),_L._Lamagna_(1),_E._Levati_(1),_P._Marongiu_(4),_A._Mascia_(4),_S._Masi_(1),_E._Molinari_(4),_M._Murgia_(4),_A._Navarrini_(4),_A._Novelli_(1),_A._Occhiuzzi_(1),_A._Orlati_(2),_E._Pappalardo_(1),_A._Paiella_(1),_G._Pettinari_(5),_F._Piacentini_(1),_T._Pisanu_(4),_S._Poppi_(4),_I._Porceddu_(4),_A._Ritacco_(4),_M.R._Schirru_(4)_and_G.P._Vargiu_(4)_((1)_Sapienza_University_of_Rome,_(2)_INAF_Istituto_di_Radioastronomia,_(3)_INFN_Sezione_di_Roma,_(4)_INAF_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_(5)_Istituto_di_Fotonica_e_Nanotecnologie_CNR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18029 |
銀河団とその周囲の物質は、X線制動放射とスニャエフゼルドビッチ(SZ)効果を使用して研究できます。どちらの天体物理探査機も、異なるパラメーター依存性を持つ同じ環境をサンプリングします。SZ効果は低密度環境で比較的敏感であるため、宇宙の網の繊維構造を研究するのに役立ちます。さらに、物質分布の観察には、銀河団内および銀河団周囲の物質分布をマッピングできるようにするために、高い角度分解能が必要です。MISTRALは90GHzで動作するカメラで、サルデーニャ電波望遠鏡に接続すると、$4'$の視野(f.o.v.)で$12''$の角度分解能を達成できます。予測感度は$NEFD\simeq10-15mJy\sqrt{s}$、マッピング速度は$MS=380'^{2}/mJy^{2}/h$です。MISTRALは最近SRTの焦点に設置され、間もなく最初の光子を取得します。
プランク、SPT、およびACTによって実証されているように、質量および赤方偏移にわたるスニャエフ・ゼルドヴィッチによって検出された銀河団の豊富さは、強力な宇宙論的探査となります。サイモンズ天文台(SO)などの今後の実験では、これまでの実験で発見されたものよりも1桁以上多くの物体が検出されるため、前例のない制約の可能性がもたらされます。ただし、この可能性を実現するには、これまでに実証されているよりもはるかに高い精度でクラスターの検出および分析のパイプラインを構築し、理解する必要があります。ここでは、公開されているSZiFiパッケージに実装されている、最適化バイアス、共分散推定、前景逆投影に関するいくつかの改善点に焦点を当てて、tSZクラスター数の正確なモデリングに向けた継続的な取り組みについて説明します。次に、これらの改良されたクラスター検出法のプランクデータへの適用について簡単に説明します。最後に、間もなく公開される新しいクラスター数カウント尤度コードであるcosmocncを紹介します。
HOD での衛星銀河サンプリングの非ポアソン分布の改善と拡張: eBOSS ELG へのアプリケーション
| Title |
Improving_and_extending_non-Poissonian_distributions_for_satellite_galaxies_sampling_in_HOD:_applications_to_eBOSS_ELGs |
| Authors |
Bernhard_Vos-Gin\'es,_Santiago_Avila,_Violeta_Gonzalez-Perez,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18189 |
ハロー占有分布(HOD)モデルは、銀河を暗黒物質ハローに割り当てることで、観測と理論を結び付けるのに役立ちます。この研究では、HODモデルのコンポーネントの1つである確率分布関数(PDF)を研究します。これは、銀河の平均数が与えられた場合に、離散的な数の銀河をハローに割り当てるために使用されます。衛星銀河の場合、最も一般的に使用されるPDFはポアソン分布です。スーパーポアソン分散を持つPDFも研究されており、分散の連続値が考慮されています。これは、サブポアソン分散の場合には当てはまりません。これまでは、分散が1つの最近接整数分布のみが使用されていました。この研究では、連続的なサブポアソン分散を提供する二項分布に基づく分布を提案します。我々は、異なるPDFを想定したHODモデルを使用した2つの暗黒物質のみのシミュレーション(UNITとOUTERIM)から模擬銀河カタログを生成しました。衛星銀河のPDFの分散が、投影相関関数の1ハロー項とセル内カウント(CIC)の1点統計に影響を与えることを示します。PDFの分散と衛星の割合を制御するパラメーターのみを変更した場合に、eBOSS輝線銀河のクラスタリングを適合させ、サブポアソンPDFの優先度を見つけました。モックカタログを参照として使用し、HODモデルのパラメーターを制約するためにクラスタリングとCICの両方も組み込みました。CICは衛星銀河のPDF分散に強力な制約を与えることができます。
さまざまな力学的状態における 39 個の強いレンズ銀河団の形状と重心の偏差を理解する
| Title |
Understanding_Shape_and_Centroid_Deviations_in_39_Strong_Lensing_Galaxy_Clusters_in_Various_Dynamical_States |
| Authors |
Raven_Gassis,_Matthew_B._Bayliss,_Keren_Sharon,_Guillaume_Mahler,_Michael_D._Gladders,_H{\aa}kon_Dahle,_Michael_K._Florian,_Jane_R._Rigby,_Michael_McDonald,_Lauren_Elicker,_M._Riley_Owens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18250 |
強いレンズ銀河団の観測テストを通じて、$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)宇宙論に基づくシミュレーション由来の構造予測をテストできます。全物質分布、恒星物質分布、および高温星団内ガス分布の間の形状と重心の偏差は、これらの理論的構造予測の観測テストとして役立ちます。私たちは、最も明るい銀河団(BCG)、クラスター内光(ICL)、熱いクラスター内媒質(ICM)の位置角度、楕円率、および位置/重心を測定します。また、地球からの強いレンズ銀河団のサンプルのコアレンズ質量を測定します。SDSSジャイアントアークサーベイ(SGAS)。HSTWFC3/IR画像データを利用してICLおよびBCG分布の形状/重心を測定し、ChandraACIS-IX線データを使用してICMの形状/重心を測定します。さらに、クラスターの動的状態を解析に組み込むために、集中パラメーターcと非対称パラメーターAを測定します。この多成分アプローチを使用して、強力なレンズクラスターサンプルの天体物理学を制約し、さまざまな動的状態にあるクラスターのDMハローを追跡する能力の観点からさまざまな成分を評価することを試みます。
クラスターの弱いレンズのスケーリング関係に対するプロパティの共分散の影響
| Title |
Impact_of_Property_Covariance_on_Cluster_Weak_lensing_Scaling_Relations |
| Authors |
Zhuowen_Zhang,_Arya_Farahi,_Daisuke_Nagai,_Erwin_T._Lau,_Joshua_Frieman,_Marina_Ricci,_Anja_von_der_Linden,_Hao-yi_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18266 |
我々は、弱い重力レンズ効果による銀河団質量推定の精度に影響を与える、これまで未踏の系統的研究を紹介します。具体的には、弱いレンズ信号$\Delta\Sigma$と、投影効果のない球体積内で測定された「真の」銀河団数$N_{\rmgal}$との間の共分散を研究します。。この共分散が質量校正に及ぼす影響を定量化することにより、この研究は体系的な不確実性の重大な原因を明らかにしました。SAGE半解析モデルによって追跡された銀河を使用したMDPL2シミュレーションを使用して、光学クラスター調査に関連する動的質量と赤方偏移の値の範囲にわたる、クラスターの3D近傍内のこれらの観測対象間の固有特性の共分散を測定します。結果は、ほとんどの質量ビンと赤方偏移ビンにわたって、小さな放射スケール($R\lesssimR_{\rm200c}$)で負の共分散が、大きなスケール($R\gtrsimR_{\rm200c}$)でヌル共分散が明らかになりました。また、この共分散により、ほとんどのビンのハロー質量推定値に$2-3\%$の偏りが生じることもわかりました。さらに、$N_{\rmgal}$と$\Delta\Sigma$を二次ハロー特性の多重(対数)線形方程式としてモデル化することにより、小規模スケールでの負の共分散の物理的起源の定量的説明を提供します。具体的には、$N_{\rmgal}$-$\Delta\Sigma$共分散が、その形成履歴を調べるハローの二次特性によって説明できることを示します。私たちの結果と、(モック)クラスターファインダーを使用した他の研究で見られる正のバイアスとの差は、投影効果によるものであると考えます。これらの発見は、クラスター質量推定における観測量間の共分散を考慮することの重要性を強調しており、これは宇宙論的パラメーターに対する正確な制約を得るために重要です。
機械学習によって可能になる惑星科学データセットからの特徴抽出と分類
| Title |
Feature_Extraction_and_Classification_from_Planetary_Science_Datasets_enabled_by_Machine_Learning |
| Authors |
Conor_Nixon,_Zachary_Yahn,_Ethan_Duncan,_Ian_Neidel,_Alyssa_Mills,_Beno\^it_Seignovert_(OSUNA),_Andrew_Larsen,_Kathryn_Gansler,_Charles_Liles,_Catherine_Walker,_Douglas_Trent,_John_Santerre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17681 |
この論文では、機械学習(ML)ニューラルネットワーク(NN)を外惑星ミッションからの画像データセットに適用して特徴認識を実現する、私たちが行った最近の研究の2つの例を紹介します。私たちの最初の調査は、エウロパの砕氷のカオス領域にある氷のブロック(いかだ、プレート、ポリゴンとも呼ばれる)を認識することでした。私たちは転移学習アプローチを使用し、業界標準のマスクR-CNN(地域ベースの畳み込みニューラルネットワーク)に新しい層を追加してトレーニングし、トレーニングデータセット内のラベル付きブロックを認識しました。その後、更新されたモデルが新しいデータセットに対してテストされ、68%の精度が達成されました。別のアプリケーションでは、マスクR-CNNを適用してTitan上の雲を認識しました。これも更新されたトレーニングとその後の新しいデータに対するテストを通じて、369枚の画像にわたって95%の精度で行われました。私たちは技術の相対的な成功を評価し、トレーニングと認識をさらに改善する方法を提案します。私たちが惑星データセットに使用した新しいアプローチは、地球を含む他の惑星の同様の認識タスクにもさらに適用できます。特に外惑星の画像の場合、この技術は、最も興味深い画像サブセットのオンボード識別を介して、または差分データ(変化が発生した画像)のみを返すことによって、返されるデータの量を大幅に削減する可能性を秘めており、情報内容を大幅に強化します。最終的なデータストリームの。
| Title |
Kepler_Bonus:_Light_Curves_of_Kepler_Background_Sources |
| Authors |
Jorge_Martinez-Palomera_(1,_2),_Christina_Hedges_(3,_4)_and_Jessie_Dotson_(2)_((1)_Bay_Area_Environmental_Research_Institute,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_(3)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(4)_University_of_Maryland,_Baltimore_County) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17733 |
NASAの\textit{ケプラー}の主なミッションは、地球に似た系外惑星を発見するために、3年半連続で空の約116$deg^2$を観測しました。このミッションでは、科学的収量を最大化するために選択された200,000ドルを超えるターゲットの、ターゲットピクセルファイル(TPF)として知られるピクセルカットアウトが記録されました。Keplerパイプラインは、これらの主要なターゲットに対して絞り測光を実行して、光度曲線を作成しました。しかし、何十万ものバックグラウンドソースがTPFに記録されており、体系的に分析されたことはありません。この作業では、点像分布関数(PSF)測光アルゴリズムである線形フィールドデブレンディング(LFD)法を使用して、光度曲線を抽出します。GaiaDR3を入力カタログとして使用し、ロングケイデンスTPFから$606,900$のライトカーブを抽出します。$406,548$は背景光源の新しい光曲線であり、残りはケプラーのターゲットです。これらの光度曲線は、ケプラーパイプラインによって計算されたものと同等の品質を備えており、ソース$G<16$に対してCDPP値$<100$ppmです。光度曲線ファイルは、MASTで高レベルの科学製品として入手できます。ファイルには、PSF、絞り測光、および抽出メトリックが含まれます。さらに、LFD法におけるバックグラウンドとPSFモデリングを改善します。LFDメソッドは\texttt{Python}ライブラリ\texttt{psfmachine}に実装されています。この新しいデータセットの利点を2つの例で示します。汚染された偽陽性ケプラー関心対象のデブレンディング。通過信号の起源を特定します。そして、絞り測光と比較して希釈を改善するPSF測光を使用した惑星の推定通過深度の変化。この新しいほぼ公平なカタログにより、惑星探索、出現率、その他の時間領域の研究におけるさらなる研究が可能になります。
| Title |
Global_Chemical_Transport_on_Hot_Jupiters:_Insights_from_2D_VULCAN_photochemical_model |
| Authors |
Shang-Min_Tsai,_Vivien_Parmentier,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Xianyu_Tan,_Russell_Deitrick,_Mark_Hammond,_Arjun_B._Savel,_Xi_Zhang,_Raymond_T._Pierrehumbert,_and_Edward_W._Schwieterman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17751 |
潮汐にロックされた熱い木星の大気力学は、赤道の風によって支配されています。地球循環と化学の相互作用を理解することは、大気の研究や観測結果の解釈において非常に重要です。二次元(2D)光化学輸送モデルは、大気の組成が循環にどのように依存するかを明らかにします。この論文では、不均一な帯状風を考慮して擬似2Dアプローチを改良した2D光化学輸送モデルVULCAN2Dを紹介します。当社は、分析ソリューションとベンチマーク比較を使用して、VULCAN2Dを広範囲に検証しています。HD189733bおよびHD209458bへの適用により、水平輸送が支配的な領域と垂直混合が支配的な領域における明確な特性が明らかになります。Giacobbeetal.による推定された炭素豊富な大気によって動機付けられました。(2021)によると、超太陽の炭素対酸素比(C/O)を持つHD209458bは、夜側からの水平輸送により、朝の肢では顕著なC2H4吸収を示すが、夕方の肢では顕著なC2H4吸収を示さないことがわかりました。擬似2Dアプローチが有効な前提となる場合と、その固有の制限について説明します。最後に、透過観測における水平輸送の影響と、合成スペクトルを使用した朝夕の四肢の非対称性への影響を実証し、系外惑星の大気を解釈する際に全球輸送を考慮する必要性を強調します。
中質量星の周りの巨大惑星の形成
巨大惑星の形成を理解するには、これらの惑星の出現率が最も高い$1.7\\rmM_{\odot}$に近い主星に焦点を当てる必要があります。この初期研究では、$1{-}2.4\\rmM_{\odot}$の範囲の主星の周りに巨大惑星が形成される傾向と最適条件を調査するために、小石駆動の核降着惑星形成モデリングを実行します。。私たちは、初期の円盤半径が大きい系では巨大惑星が形成される可能性が高いことを発見しました。より高い円盤ガス降着率。サイズ$\sim$ミリメートルの小石。そして、$\sim10$AUの中程度の半径距離にある胚の誕生位置。また、私たちのモデルの人口合成研究も実施し、星の質量が増加するにつれて巨大惑星とスーパーアースの頻度が減少することを発見しました。これは、$1.7\\rmM_{\odot}$での観測ピークと対照的であり、この範囲での星の質量依存性についての強い仮定の必要性を強調しています。惑星集団合成研究の文脈において、星の質量に依存する円盤の質量、サイズ、寿命の複合効果を調査することは、この矛盾を軽減するための有望な手段である。私たちのモデルにおけるホットジュピターの出現率は、$1\\rmM_{\odot}$付近の$\sim0.7{-}0.8\%$であり、太陽に似た星の周りのRV観測と同様ですが、より高質量の星では大幅に減少します。。
黄金の隕石の落下: 火の玉の軌道、軌道、隕石の特徴
| Title |
The_Golden_Meteorite_Fall:_Fireball_Trajectory,_Orbit_and_Meteorite_Characterization |
| Authors |
P.G._Brown,_P.J.A._McCausland,_A.R_Hildebrand,_L.T.J._Hanton,_L.M._Eckart,_H._Busemann,_D._Krietsch,_C._Maden,_K._Welten,_M._W._Caffee,_M._Laubenstein,_D._Vida,_F._Ciceri,_E._Silber,_C.D.K._Herd,_P._Hill,_H._Devillepoix,_Eleanor_K._Sansom,_Martin_Cup\'ak,_Seamus_Anderson,_R.L._Flemming,_A.J._Nelson,_M._Mazur,_D.E._Moser,_W.J._Cooke,_D._Hladiuk,_Barbara_Male\v{c}i\'c,_Maja_Teli\v{s}man_Prtenjak_and_R._Nowell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17822 |
ゴールデン(カナダ、ブリティッシュコロンビア州)隕石の落下は、2021年10月4日午前5時34分に発生し、最初に回収された破片(1.3kg)が占有されたベッドに落下しました。この隕石は、角化していない、低衝撃(S2)の中間組成の通常のコンドライトで、L/LL5として分類されます。希ガスの測定によると、宇宙線曝露年齢は25Maですが、ガスの滞留年齢はすべて2Gaを超えています。大気圏以前のサイズの短寿命放射性核種と希ガスの測定値は、好ましい大気圏以前のサイズを生み出すインフラサウンドおよびライトカーブモデリングからの推定値と重複しています。質量は70〜200kg。ゴールデンの軌道は高い傾斜(23.5度)を持ち、内側のメインベルトからの配信と一致しています。起源の可能性が最も高い(60%)のはハンガリーグループです。私たちは、ゴールデンはハンガリー地域に散在している背景のS型小惑星から発生した可能性があると提案します。現在の18個のLおよびLLコンドライト軌道のコレクションは、内側メインベルトの起源を強く好むことを示しており、CREの年代とショック状態の多様性を説明するには複数の親天体が必要である可能性があることを示唆しています。
非常に若い小惑星族の偏りのない集団
| Title |
Debiased_population_of_very_young_asteroid_families |
| Authors |
David_Vokrouhlick\'y,_David_Nesvorn\'y,_Miroslav_Bro\v{z},_William_F._Bottke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17985 |
私たちは、CatalinaSkySurvey(CSS)の観測結果を使用して、数百メートルに相当するサイズまでの、非常に若い4つの家族の小さなメンバーのバイアス補正された母集団を決定します。既知の小惑星の最新カタログを使用して、最近人口が大幅に増加した4つの若い家族のメンバーを特定しました。これらの物体の大部分はCSSによっても検出されています。我々は、これらのファミリーのバイアス補正モデルのテンプレートとして、少数のパラメーターによって大きさ分布が制御された小惑星の合成個体群を使用しました。CSS観察の既知の検出確率を適用すると、若い家族で観察された(偏った)集団に一致するようにこれらのモデルパラメーターを調整できます。チョウセンアサガオ、アデレード、ランポの3つのファミリーの場合、$300$メートルから$400$メートル付近でマグニチュード分布が急な斜面から浅い斜面に移行するという証拠が見つかりました。逆に、ホブソン家の人口は単一のべき乗則モデルで表すことができます。ルーカスカビン家の人口は限られています。過去20年間、新たなメンバーは発見されていない。我々は、脱出する二次波が潮汐的に2つの成分に分割される(これにより、このファミリー内に3つのメンバーが提供される)母体の回転分裂のモデルを検討します。この考えを裏付けるように、絶対等級$H\leq18.3$を持つ小惑星は、ルーカスカビン族の既知の3つのメンバーに付随するものは他にないことがわかります。同様の結果が、典型的な小惑星ペアであるラインラント-クルプファルツでも見られます。
恒星掩蔽によるケンタウルス (60558) 174P/エケクルスの物理的性質
| Title |
Physical_properties_of_Centaur_(60558)_174P/Echeclus_from_stellar_occultations |
| Authors |
C._L._Pereira,_F._Braga-Ribas,_B._Sicardy,_A._R._Gomes-J\'unior,_J._L._Ortiz,_H._C._Branco,_J._I._B._Camargo,_B._E._Morgado,_R._Vieira-Martins,_M._Assafin,_G._Benedetti-Rossi,_J._Desmars,_M._Emilio,_R._Morales,_F._L._Rommel,_T._Hayamizu,_T._Gondou,_E._Jehin,_R._A._Artola,_A._Asai,_C._Colazo,_E._Ducrot,_R._Duffard,_J._Fabrega,_E._Fernandez-Valenzuela,_M._Gillon,_T._Horaguchi,_M._Ida,_K._Kitazaki,_L._A._Mammana,_A._Maury,_M._Melita,_N._Morales,_C._Moya-Sierralta,_M._Owada,_J._Pollock,_J._L._Sanchez,_P._Santos-Sanz,_N._Sasanuma,_D._Sebastian,_A._Triaud,_S._Uchiyama,_L._Vanzi,_H._Watanabe,_H._Yamamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18084 |
ケンタウロス(60558)エケクルスは、2000年3月3日に木星と天王星の軌道の間を周回するように発見されました。頻繁な爆発を示した後、彗星174Pの指定も受けた。放出された物質がさらなる構造を形成する破片の源となる可能性がある場合、エケクルスのような活動天体の周囲を研究することで、小さな天体の周りにリング、ジェット、または塵の多い殻が形成されるシナリオについての手がかりが得られる可能性があります。恒星掩蔽は、地球上の観測から、これらの天体の周囲の不透明度が低い小さな構造を検出できるため、この種の調査には便利な技術です。エケクルスによる恒星食は、2019年、2020年、2021年に予測・観測されました。幅0.5km以上、光学的深さ$\tau$=0.02のリングの検出上限が得られました。これらの値は、Charikloのメインリングの値よりも小さいです。言い換えれば、カリクロのようなリングが検出されたことになります。2020年に観測された掩蔽は、文献で入手可能な3Dモデルと極の方向に基づいてエケクルスの3軸寸法を導き出すために使用される2つの正の弦を提供しました。$a=37.0\pm0.6$km、$b=28.4\pm0.5$km、$c=24.9\pm0.4$kmが得られ、面積相当半径は$30.0\pm0.5$kmとなります。掩蔽エポックで投影された四肢と利用可能な絶対等級($\rm{H}_{\rm{v}}=9.971\pm0.031$)を使用して、$p_{\rm{v}}のアルベドを計算します。=0.050\pm0.003$。物体の密度と内部摩擦に関する制約も提案されています。
(3) H コンドライトの母体としてのジュノの力学的実現可能性
| Title |
Dynamical_feasibility_of_(3)_Juno_as_a_parent_body_of_the_H_chondrites |
| Authors |
John_W._Noonan,_Kathryn_Volk,_David_Nesvorn\'y,_and_William_F._Bottke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18252 |
我々は、(3)ジュノーがHコンドライトの母天体であるという仮説を、小惑星族形成衝突の動的モデリングと現在の観測データとの比較によって検証します。シミュレートされたジュノー族に対するヤルコフスキー力を含む力学モデルと単純化された宇宙線被ばく年齢モデルを使用して、メインベルトと300ミリを超える地球近傍軌道の両方におけるジュノー族メンバーの予想分布と宇宙線被曝分布を調べます。3:1J、5:2J、および8:3Jを介してメインベルトから出る断片は運動共鳴を意味します。(3)Junoのモデル化された最小($D<$1000万)ファミリーメンバーは、観察されたHコンドライトフラックスに直接関与することができず、より大きなファミリーメンバーの分割により、測定されたHコンドライトCRE分布に似たCRE分布が作成されることがわかりました。しかし、CRE年齢が6～8ミルのかなりの数のHコンドライトについてはまだ十分に説明できていません。同様のモデルが、別の母天体候補である小惑星(6)ヘベに対して実行され、測定されたHコンドライトCRE年齢と一致しないCRE年齢分布が生成されました。また、我々の力学モデルから、現在の地球近傍軌道上に$<7km規模のジュノー族メンバーが存在すると予想できることも分かりました。これは、ショックダークニングされたHコンドライト様小惑星(52768)1998ORの最近の発見と一致します。$_{2}$。
| Title |
Effects_of_general_relativity_on_habitable_zone_particles_under_the_presence_of_an_inner_perturber_around_solar-mass_stars |
| Authors |
Coronel_Carla_Florencia,_de_El\'ia_Gonzalo_Carlos,_Zanardi_Macarena,_Dugaro_Agust\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18253 |
我々は、太陽質量星の周囲のハビタブルゾーン（HZ）に位置するテスト粒子の節点リブレーションに対する一般相対性理論（GR）の役割を分析します。テスト粒子は、長半径が0.1au。四重極レベルまでの永年ハミルトニアンに基づいて、HZ粒子の節点のリブレーション領域を離心率$e_2$と傾斜$i_2$、質量$m_1$と離心率$e_1の関数として定義する解析基準を導出します。パータバーの$。$e_2$と$i_2$の適切な組み合わせを採用することで、HZ粒子が任意の$m_1$と$e_1$に対して軌道反転または純粋な逆行軌道を伴う節点のリブレーションを経験できることを示します。$m_1<$0.84M$_\textrm{Jup}$の場合、$m_1$値が大きくなるほど、$e_2$値は小さくなり、この値を超えると、特定の$e_1$に対して節点リブが可能になります。$m_1>$0.84M$_{\textrm{Jup}}$の場合、HZテスト粒子は任意の$e_2$と$e_1$および$i_2$の適切な値に対して節点リブレーションを受けることができます。$m_1$と$e_2$の間の同じ相関は、軌道反転を伴う節点リブでも得られますが、この場合、$m_1$の質量制限として1.68M$_{\textrm{Jup}}$が必要です。さらに、内部摂動体の質量が大きくなるほど、$e_2$の値が与えられた場合の($e_1$,$i_2$)平面内の軌道反転に関連する節点の解放領域が大きくなります。最後に、土星のような惑星から超木星に至るまでの$m_1$の値について、分析基準とN体シミュレーションの結果との間に良好な一致があることがわかりました。
L* 銀河と大質量楕円銀河団にわたるジェット消光基準の解明
| Title |
Unraveling_Jet_Quenching_Criteria_Across_L*_Galaxies_and_Massive_Cluster_Ellipticals |
| Authors |
Kung-Yi_Su,_Greg_L._Bryan,_Christopher_C._Hayward,_Rachel_S._Somerville,_Philip_F._Hopkins,_Razieh_Emami,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Eliot_Quataert,_Sam_B._Ponnada,_Drummond_Fielding,_Du\v{s}an_Kere\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17692 |
追加の加熱がなければ、大質量銀河（天の川質量以上）のハローガスの放射冷却により、観測されたものを超える冷たいガスや星が生成されます。AGNジェットによる加熱が必要と考えられますが、ジェットの特性は不明のままです。私たちの以前の研究(Suetal.2021)では、$10^{14}M_\odot$のハローのシミュレーションから、成功したジェットモデルは冷却半径における自由落下エネルギー束に匹敵するエネルギー束を持つべきであり、十分な冷却時間をかけて、十分な幅の繭を膨らませます。この論文では、$10^{12}-10^{15}\,{\rmM}_{\odotにおける熱ジェット、CRジェット、歳差運動ジェットを含む、基準を満たす一定の流束を持つ3つのジェットモードを調査します。}$ハローは、FIRE-2(現実的な環境でのフィードバック)恒星フィードバックモデル、伝導、および粘性を使用した高解像度の非宇宙論的MHDシミュレーションを使用します。冷却半径における自由落下エネルギーに応じてジェットエネルギーをスケーリングすると、明らかに観測上の制約に違反することなく冷却流を抑制し、銀河を消滅させることができることがわかりました。冷却半径内の総冷却速度に基づいてエネルギー束を調整する代替スケーリング方法を調査します。ただし、このスケーリング手法では、強力なISM冷却が総冷却速度を支配し、その結果、冷却流を抑制するのに必要な量を超えるジェット流束が発生することが観察されています。同じエネルギー束の場合、宇宙線優勢ジェットは、強化されたCR圧力サポートにより、調査対象のハロー質量すべてにわたる冷却流を抑制するのに最も効果的です。Suetal.で提案した、成功するジェットモデルの基準が満たされていることを確認します。(2021)、$10^{12}-10^{15}{\rmM_\odot}$のハロー質量を含む、はるかに広い範囲にわたって機能します。
ISM のどこで星が爆発するのでしょうか? -- M33の大質量星と超新星残骸の周囲の高密度ガスの分布
| Title |
Where_do_stars_explode_in_the_ISM?_--_The_distribution_of_dense_gas_around_massive_stars_and_supernova_remnants_in_M33 |
| Authors |
Sumit_K._Sarbadhicary,_Jordan_Wagner,_Eric_W._Koch,_Ness_Mayker_Chen,_Adam_K._Leroy,_Natalia_Lah\'en,_Erik_Rosolowsky,_Kathryn_F._Neugent,_Chang-Goo_Kim,_Laura_Chomiuk,_Julianne_J._Dalcanton,_Laura_A._Lopez,_Nickolas_M._Pingel,_Remy_Indebetouw,_Thomas_G._Williams,_Elizabeth_Tarantino,_Jennifer_Donovan_Meyer,_Evan_D._Skillman,_Adam_Smercina,_Amanda_A._Kepley,_Eric_J._Murphy,_Jay_Strader,_Tony_Wong,_Sne\v{z}ana_Stanimirovi\'c,_Vicente_Villanueva,_Fabian_Walter,_Juergen_Ott,_Jeremy_Darling,_Julia_Roman-Duval,_and_Claire_E._Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17694 |
銀河における星の形成は、乱流、流出、ガスの加熱、雲の分散によって制御されており、これらのプロセスは超新星(SNe)が爆発する星間物質(ISM)の特性に敏感に依存します。残念ながら、SNeはまれであり、遠く離れていることが多いため、SNe周辺のISM環境の直接測定は依然として不足しています。ここでは、間もなく爆発する大質量星の周囲にISMをマッピングするという新しいアプローチを示します。これにより、SNeのみを使用した場合よりもはるかに大規模な爆発現場の調査結果が得られ、ジャンスキーVLAやアルマ望遠鏡による原子および分子ガスの高感度の高解像度マップとの比較が可能になります。よく分解された局所群螺旋M33では、赤色超巨星(RSG、II型SNeの前駆体)、ウォルフ・ライエ星(WR、追跡星$>$30M$_{\odot}$、およびおそらく将来のストリップエンベロープSNe）、および超新星残骸（SNR、SNeが爆発した場所）。私たちは、大質量星が高密度の分子が支配的なガスの中で進化するだけでなく（若い星はより高密度のガスの中で）、かなりの部分（WRの$\sim$45\%、RSGの場合はより高い）がより低密度の原子の中で進化することも発見しました。-ガス主体のクラウド間メディア。我々は、これらの測定結果がさまざまな恒星年齢トレーサーマップからの予想と一致しており、銀河の数値シミュレーションにおけるSNフィードバックモデルの検証に役立つ可能性があることを示します。WRの周囲に直径20%の分子ガス空洞が存在することの発見と併せて、これらの発見は、爆発前に大質量星の周囲の高密度ガスを排出するプレSN/相関SNフィードバックの重要性と、高解像度の必要性を改めて強調しています。近くの銀河の多相ISMの(PCスケールまでの)調査。
0.2 < z < 1.3 における星形成速度密度の電波と UV-IR 測定の間の実質的な不一致の確認
| Title |
Confirmation_of_a_Substantial_Discrepancy_between_Radio_and_UV--IR_Measures_of_the_Star_Formation_Rate_Density_at_0.2_ |
| Authors |
A._M_Matthews,_D._D._Kelson,_A._B._Newman,_F._Camilo,_J._J._Condon,_W._D._Cotton,_M._Dickinson,_T._H._Jarrett,_M._Lacy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17701 |
我々は、これまでに観測された中で最も深い$\sim$1.4\,GHz電波場であるMeerKATDEEP2場における3,839個の銀河の赤方偏移の初期サンプルを提示します。粗い光学スペクトルと広帯域測光を組み合わせた分光測光技術を使用して、$\sigma_z\leq0.01(1+z)$で赤方偏移を取得します。3,839個の個々の銀河のサンプルから得られた$0.2<z<1.3$の間の電波視度関数は、モデル化された電波源数から推測されるものと顕著に一致しており、これは、比較された遅い時間における電波ベースのSFRD$(z$)測定の過剰を裏付けるものである。UV-IRからのものまで。体系的誤差のいくつかの原因が議論されており、そのほとんどは矛盾を悪化させる可能性があり、宇宙の星形成予算の完全な説明に自信をもつには重要な研究が残っているという結論に達している。
ナタールは銀河中心から飛来し、その環境とローマ宇宙望遠鏡への影響
| Title |
Natal_Kicks_from_the_Galactic_Center_and_Implications_on_their_Environment_and_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Carlos_Jurado,_Smadar_Naoz,_Casey_Y._Lam,_Bao-Minh_Hoang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17707 |
天の川銀河を含むほとんどの銀河には、数百万から数十億の太陽質量の重さの超大質量ブラックホール(SMBH)が中央に存在します。これらのSMBHの周囲には、中性子星やブラックホールなどの星や星の残骸が密集した領域があります。中性子星とおそらくブラックホールは、誕生時に数百kms$^{-1}$のオーダーで大きな出生衝撃を受ける。SMBHの近くで発生するネイタルキックは、コンパクトな天体の軌道構成を再分布させ、その根底にある密度分布を変える可能性があります。私たちは、異なる初期密度分布を持つ大質量星と恒星連星の銀河中心(GC)集団に対するネイタルキックの影響をモデル化します。GC付近の恒星軌道からの観測上の制約を使用して、初期の恒星のプロファイルの急峻さに上限を設定し、それが核のようなものであることを発見しました。さらに、30～70ドルの\%$の小型天体がキックによりSMBHから解放され、銀河全体に移動すると予測しています。ブラックホールキックの処方が異なると、空間的および運動学的分布が明確になります。私たちは、ローマ宇宙望遠鏡がこれらの分布を区別でき、それによってネイタルキックのメカニズムを区別できる可能性があることを示唆しています。
アーカイブに保存: 近くの U/LIRG の CN/CO 強度比をアルマ望遠鏡で解明
| Title |
Stored_in_the_archives:_Uncovering_the_CN/CO_intensity_ratio_with_ALMA_in_nearby_U/LIRGs |
| Authors |
Blake_Ledger,_Toshiki_Saito,_Daisuke_Iono,_Christine_D._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17717 |
我々は、近く（z<0.05）の超発光銀河および発光赤外銀河（U/LIRG）におけるCNN=1-0/COJ=1-0の強度比に関するアーカイブされたアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)の研究を発表します。我々は、16の異なるALMAプロジェクトに基づいて$\sim$500pc解像度でCN線とCO線の両方で観測された16個のU/LIRGを特定しました。分子雲スケールのアンサンブルで(明るいCN)/COおよび(明るいCN)/(暗いCN)強度比を測定します(CN明るい=CNN=1-0、J=3/2-1/2;CNかすかな=CNN=1-0、J=1/2-1/2超微細グループ化)。当社の世界全体で測定された(CN明るい)/CO比は、LIRGで0.02～0.15、ULIRGで0.08～0.17の範囲です。LIRGのより大きな広がりは、サンプルに含まれるさまざまな銀河環境によるものであると考えられます。全体として、核領域では(CN明るい)/CO比が高く、物理的および励起条件が円盤領域に比べてCN放出の増加に有利であることがわかりました。活動銀河核が存在することが十分に証明されている銀河11個のうち10個では、円盤と比較して核の方が高い比率を示しています。最後に、分解された(CN明るい)/(CN暗い)比の中央値を測定し、それを使用してULIRG($\tau\sim$0.96)およびLIRG($\tau\sim$0.23)の統合CNライン光学深さの合計を推定します。）。光学的深さの違いは、よりコンパクトなULIRGシステムで見られる分子ガスの表面密度がより高いためであると考えられます。
クエーサーの光学/UV および X 線の光度相関の波長依存性
| Title |
Wavelength_Dependences_of_the_Optical/UV_and_X-ray_Luminosity_Correlations_of_Quasars |
| Authors |
Chichuan_Jin,_Elisabeta_Lusso,_Martin_Ward,_Chris_Done,_Riccardo_Middei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17866 |
活動銀河核(AGN)の光学/UVおよびX線の光度間のバンド間相関は、円盤と冠の関係を理解する上で、またAGNを宇宙論の標準キャンドルとして使用する上で重要です。静止フレーム2keVでのX線輝度を測定し、静止フレーム2500\AAでのUV輝度と比較するのが一般的ですが、波長依存性については十分に調査されていませんでした。この研究では、赤方偏移範囲0.13～4.51の不明瞭でないクエーサー1169個の明確に定義されたサンプルを採用し、直接相関法を適用して、2keVの光度との相関が1280からのさまざまな光学/UV波長でどのように変化するかを調査します。-5550\AA\スペクトル品質が高い。すべてのUV連続体波長での光度は2500\AAでの光度と同様にX線光度に相関しており、これらの相関は光波長での相関よりも優れていることがわかります。強力な自己相関は広帯域光/UV連続体でも見られ、ディスク発光によって支配されているというシナリオを裏付けています。ボールドウィン効果や線に関係する相関を含め、さまざまな輝線の相関関係も調査されます(例:CIV、CIII]、MgII、H$\beta$、[OIII]$\lambda\lambda4959/5007$)。幅。これらのライン相関の形式は異なっており、基礎となる連続体とも異なることがわかり、ライン生成プロセスにおけるさまざまな複雑性を示唆しています。これらの結果を円盤風シナリオで議論します。私たちの研究は、静止系2500\AA\がクエーサーの光学/UV連続特性を表すのに適した波長であることを確認し、直接相関法の利点を示しています。
銀河内およびその周囲の Mg II 共鳴線のダブレット磁束比について
金属二重線輝線、特にMgII2796、2803の観測は、銀河とその周囲銀河媒体を理解するための重要な情報を提供します。この研究では、球面および円筒形状のMgIIダブレット線と恒星連続体に対する共鳴散乱の影響を調査します。私たちの調査結果は、特定の状況下では、共鳴散乱が光学的に薄い球状媒体で予想される以上にダブレット磁束比とラインの逃げる磁束の増加を引き起こす可能性があることを示しています。予想どおり、散乱媒体が球対称で塵が多い場合、ダブレット比は常に固有比よりも低くなります。ただし、散乱体がフェースオンディスク銀河などのディスク形状をしていて、正面から見た場合、ダブレット比は2よりも大きくなると予測されます。これらの結果は、遠く離れた空間的に未解決の銀河の形状と方向の複雑さに関する貴重な洞察を提供する可能性があります。連続体励起輝線と膨張媒質の重要性は、対称または非対称の線プロファイルだけでなく、1.5未満または2よりも高いダブレット磁束比を含むさまざまな観察側面を理解するために議論されます。拡散した暖かい中性媒体がMgII輝線の重要な供給源である可能性についても議論されています。
アルファルファ銀河の恒星の固有角運動量、質量、実効表面輝度の間に存在する緊密な平面関係について
恒星の質量($M_*$)に対する恒星の固有角運動量($j_*$)の依存性の測定結果は、恒星の質量範囲$\sim10^8$-$10^{11}にわたるアルファルファ銀河の大規模サンプルについて示されています。$M$_{\odot}$。$j_*$の正確な推定値は、$I$バンドの有効半径とHIラインプロファイルの速度幅の測定値を使用して生成されます。銀河の完全なサンプル($N=3~607)$では、べき乗則指数$\alpha=0.404\pm0.03$と$j_*$-$M_*$の関係が得られますが、さまざまなサブサンプルでは次のことが示されています。は、最良の文献結果と非常によく似たインデックスを持ちますが、固有の散乱は比較的低くなります。銀河の有効半径($<\mu_\mathrm{eff}>$)内の平均$I$バンド表面輝度は、$j_*$-$M_*$散乱と有意に相関することが示された。$\log_{10}j_*$-$\log_{10}M_*$-$<\mu_\mathrm{eff}>$空間内のすべての$N=3~607$銀河に適合する3D平面は、$j_を生成します。*\proptoM_*^{0.589\pm0.002}<\mu_\mathrm{eff}>^{0.193\pm0.002}$と散乱$\sigma=0.089$dex。$<\mu_\mathrm{eff}>$N=1~450$までのサイズの$-選択されたサブサンプルは、$\alpha=0.55\とほぼ一致するべき乗則$j_*$-$M_*$関係を生成します。文献からのpm0.02$、固有散乱は0.083～0.129dexの範囲です。したがって、この論文は、銀河の形成と進化において角運動量が果たす重要な役割をより深く理解するために使用できる$j_*$-$M_*$関係の新しくて高精度な測定を提示する。
JWSTは、巨大なz ~ 2銀河におけるAGN主導の中性ガスの広範囲にわたる流出を明らかにする
| Title |
JWST_Reveals_Widespread_AGN-Driven_Neutral_Gas_Outflows_in_Massive_z_~_2_Galaxies |
| Authors |
Rebecca_L._Davies,_Sirio_Belli,_Minjung_Park,_J._Trevor_Mendel,_Benjamin_D._Johnson,_Charlie_Conroy,_Chlo\"e_Benton,_Letizia_Bugiani,_Razieh_Emami,_Joel_Leja,_Yijia_Li,_Gabriel_Maheson,_Elijah_P._Mathews,_Rohan_P._Naidu,_Erica_J._Nelson,_Sandro_Tacchella,_Bryan_A._Terrazas,_Rainer_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17939 |
私たちは、質量完了ブルージェイ調査から選択された、1.7<z<3.5の113個の銀河の深いJWST/NIRSpecR~1000スリットスペクトルを使用して、宇宙正午の中性ガス流出の蔓延と典型的な特性を調査します。大質量銀河($\log$M$_*$/M$_\odot>$10)の46%で過剰なNaID吸収(恒星の寄与を超える)が検出され、星形成系と消光系でも同様の発生率となっています。。吸収プロファイルの半分は少なくとも100km/s青方偏移しており、中性ガス流出の明白な証拠を提供します。強いNaID吸収を持つ銀河は、AGNイオン化と一致する増強された輝線比によって区別されます。我々は保守的に3から100$M_\odot$yr$^{-1}$の質量流出率を測定します。これは、同様の恒星質量と赤方偏移をもつ銀河で測定されたイオン化ガスの流出速度と同等かそれを上回っています。急冷システムからの流出(log(sSFR)[yr$^{-1}$]$\lesssim$-10)の質量負荷係数は4～360であり、エネルギーと運動量の流出率は、冷却システムからの予想噴射率を超えています。これは、これらの銀河がAGNによる急速な爆発段階に巻き込まれる可能性があることを示唆しています。私たちの発見は、AGNによる低温ガスの放出が、z~2での星形成の急速な消失の主要なメカニズムである可能性があることを示唆しています。
1.1
| Title |
Time_Variation_of_Fine-Structure_Constant_Constrained_by_[O_III]_Emission-Lines_at_1.1 |
| Authors |
Ge_Li,_Luming_Sun,_Xiangjun_Chen,_and_Hongyan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17947 |
[OIII]$\lambda\lambda$4960,5008二重線は、スターバースト銀河や準恒星天体(QSO)で最も強く細い輝線であることが多く、微細構造定数$\alphaの変動の可能性を探る有望なプローブとなります。宇宙時間を超える$。QSOの光スペクトルを使用したこれまでのそのような研究は$z<1$に限定されていました。この研究では、公開されているVLT/X-Shooter近赤外スペクトルを使用して、Ly$\alpha$放出銀河(LAE)の40スペクトルのサンプルと$1.09<z<3.73$のQSOの46スペクトルのサンプルを構築しました。。スピン軌道ダブレットの2つの成分の波長比を測定し、それに応じて2つの方法を使用して$\alpha(z)$を計算しました。86個のスペクトルすべてを分析すると、実験室の$\alpha$測定値と比較して$\Delta\alpha/\alpha=(-3\pm6)\times10^{-5}$が得られ、調査時間にわたる変動はありませんでした。間隔。一様な変動率を仮定すると、$\alpha^{-1}{\rmd}\alpha/{\rmd}t=(-3\pm6)\times10^{-15}$yr$^{が得られます。過去12ガイル以内で-1}$。広範なテストにより、今後の研究ではQSOスペクトルを使用するよりもスターバースト銀河のスペクトルを使用した方が$\alpha$変動をよりよく抑制できる可能性があることが示されています。
大質量星形成における乱流の役割: 亜音速および遷音速乱流は初期段階で遍在的に発見される
| Title |
The_role_of_turbulence_in_high-mass_star_formation:_Subsonic_and_transonic_turbulence_are_ubiquitously_found_at_early_stages |
| Authors |
Chao_Wang,_Ke_Wang,_Feng-Wei_Xu,_Patricio_Sanhueza,_Hauyu_Baobab_Liu,_Qizhou_Zhang,_Xing_Lu,_F._Fontani,_Paola_Caselli,_Gemma_Busquet,_Jonathan_C._Tan,_Di_Li,_J._M._Jackson,_Thushara_Pillai,_Paul_T._P._Ho,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Nannan_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17970 |
コンテクスト。伝統的に、超音速乱流は、高密度の塊の重力崩壊を遅らせ、それによって大質量星の形成を可能にする最も可能性の高いメカニズムの1つであると考えられています。しかし、いくつかの最近の研究は、十分に高い空間分解能とスペクトル分解能で実行された観察に基づいて、異なる観点を提起しています。これらの研究は、大規模な星形成領域で乱流が果たす役割の再評価を求めています。目的。私たちの目的は、コアの断片化と熱線幅の両方を解決できる、十分な空間分解能とスペクトル分解能を備えた大質量星形成領域のサンプルにおけるガスの性質、特に乱流を研究することです。方法。固有の乱流を評価するために、VLA(VeryLargeArray)を使用してNH3準安定線を観察しました。結果。32個の特定されたNH3コアの乱流分布ヒストグラムの分析により、3つの異なる成分の存在が明らかになりました。さらに、我々の結果は、(1)亜音速乱流および遷音速乱流が大質量星形成領域の一般的な特徴(32個中21個)であり、それらの寒冷領域が進化の初期段階にあることを示唆しています。この研究は、乱流だけでは大質量星の形成に必要な内圧を提供するには不十分であり、代替候補のさらなる探索が必要であることを示しています。(2)7つのマルチコアシステムの研究では、各システム内のコアが主に同様のガス特性と質量を共有していることが示されています。ただし、このうち2つの系は、各系の空間中心に非常に低温で高密度の核が存在するという特徴があります。私たちの発見は、この観察された分布の説明としてハブフィラメントモデルを裏付けています
少ないことは少ないことです: 測光だけでは LEGA-C 分光探査から観測された $z\sim1$ 銀河のスペクトル指数を予測することはできません
| Title |
Less_is_less:_photometry_alone_cannot_predict_the_observed_spectral_indices_of_$z\sim1$_galaxies_from_the_LEGA-C_spectroscopic_survey |
| Authors |
Angelos_Nersesian,_Arjen_van_der_Wel,_Anna_Gallazzi,_Joel_Leja,_Rachel_Bezanson,_Eric_F._Bell,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_de_Graaff,_Yasha_Kaushal,_Marco_Martorano,_Michael_Maseda,_Stefano_Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18000 |
私たちは、遠方の銀河の深視野測光から光学スペクトルを予測できるかどうかをテストします。私たちの目標は、データ空間で比較を実行し、予測スペクトルと観測スペクトルの違いを強調することです。大初期銀河天体物理学センサス(LEGA-C)は、赤方偏移$0.6<z<1$で数千の銀河の高品質な光学スペクトルを提供します。最近のCOSMOS2020カタログから抽出された同じ銀河の広帯域測光を使用して、スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングコードProspectorとMILES恒星ライブラリを使用して光スペクトルを予測します。観察されたスペクトルと予測されたスペクトルは、2つの年齢と金属に敏感な吸収特性(H$\delta_\mathrm{A}$とFe4383)の観点から比較されます。測光空間における星形成銀河と静止銀河の全体的な二峰性は、モデルスペクトルを使用して復元されます。しかし、Fe4383線強度における系統的なオフセットの存在と、観察された線強度とモデル化された線強度の間の弱い相関関係は、正確な年齢や金属度の決定が測光だけでは推測できないことを意味します。現時点では、最高品質の測光データセットと最先端のフィッティング技術を使用している場合でも、測光に基づく星の個体群特性の推定は、銀河の物理的特性ではなく、主にモデリング手法によって決定されることに注意してください。新しい物理パラメータ空間(赤方偏移や銀河質量など)を探索する場合、測光の分析に情報を提供するために常に高品質の分光法が必要です。
巨大な（原始）星からの電波爆発。 II. S255 NIRS3 からの膨張するラジオジェットの時空のポートレート
| Title |
Radio_outburst_from_a_massive_(proto)star._II._A_portrait_in_space_and_time_of_the_expanding_radio_jet_from_S255_NIRS3 |
| Authors |
R._Cesaroni,_L._Moscadelli,_A._Caratti_o_Garatti,_J._Eisloeffel,_R._Fedriani,_R._Neri,_T._Ray,_A._Sanna,_B._Stecklum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18002 |
観測によると、星形成における降着プロセスは降着バーストを通じて発生する可能性があります。この現象は現在、いくつかの若い大質量(原始)星(8Msun以上)でも検出されています。大質量（原始）星S255NIRS3の最近の電波波長での爆発は、落下する物質によって供給された熱ジェットの膨張として解釈されています。以前の研究をフォローアップし、解釈を確認するために、1.5GHzから45.5GHzまでの6つの帯域で1年以上、発生源を監視し、約1.5年後、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを2つのエポックで監視しました。ジェットローブの適切な動きを検出することが可能になりました。私たちの以前の研究の予測は、新しい結果によって確認されました。ラジオジェットは膨張することがわかりますが、磁束は最初の指数関数的な増加の後、安定し、最終的には減少するように見えます。私たちのモニタリング中に測定された電波束は、北東の単一のローブによるものであると考えられていますが、2019年からは、少なくとも数年の遅れはあるものの、おそらく同じ降着バーストを原動力として、2番目のローブが南西に出現しています。6GHzを超える磁束密度はジェットモデルに十分に適合しましたが、6GHz未満の磁束密度はモデルによって明らかに過小評価されています。これは、長波長では非熱放射が支配的になることを示しています。私たちの結果は、熱流束の年間変動が検出された場合、熱ジェットが降着現象の直接的な結果である可能性があることを示唆しています。降着爆発の終わりは電波ジェットにも反映されており、電波爆発の開始から約1年後、ジェットの動力機構が正常であれば予想されるように、ジェットの質量の増加が停止する一方で、ジェットの内半径は増加し始めました。焼き入れられる。私たちの発見は、大質量星の降着と放出の間に密接な関係があることを裏付けており、低質量星の場合と同様のディスクジェットシステムが関与する形成プロセスと一致しています。
Gaia BP/RP スペクトルからの半径方向速度
| Title |
Radial_velocities_from_Gaia_BP/RP_spectra |
| Authors |
Sill_Verberne,_Sergey_E._Koposov,_Elena_M._Rossi,_Tommaso_Marchetti,_Konrad_Kuijken,_Zephyr_Penoyre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18101 |
ガイアのミッションは、$1.5$Bを超えるソースに対して完全な天文ソリューションを提供してきました。ただし、それらのうち最も明るい34Mのみが動径速度の測定を行っています。概念実証として、この論文は、Gaiaが現在提供している低解像度のBP/RPスペクトルから動径速度推定値を取得することで、そのギャップを埋めることを目的としています。これらのスペクトルは現在、約2億2,000万のソースに対して公開されており、この数はGaiaDataRelease4では完全な$\sim2$BGaiaソースにまで増加しています。動径速度の測定値を取得するために、GaiaBP/RPスペクトルを、合成スペクトルのグリッド。これを使用して、各オブジェクトの動径速度の事後確率を取得します。私たちが測定した速度は、主に星の色と等級に依存する系統的な偏りを示しています。これらの影響を、動径速度測定の外部カタログを使用して補正します。この研究では、最も信頼性の高い動径速度測定値とBP/RPスペクトルから得られた不確実性$<300$kms$^{-1}$を含む約640万ドルのソースのカタログを提示します。このうち約23%は、GaiaRVSでこれまでに動径速度を測定したことがありません。さらに、動径速度測定値を取得できた1億2,500万個のソースをすべて含む拡張カタログを提供します。ただし、後者のカタログには、報告された動径速度と不確かさが不正確な測定値の一部も含まれています。カタログ内の典型的な不確実性は、精密分光装置で得られる不確実性と比較して大幅に高くなりますが、この方法を適用できる潜在的な発生源の数は、以前のどの動径速度カタログよりも桁違いに多くなります。したがって、解析をさらに発展させることは、銀河の力学を理解する上で非常に有益であることが判明する可能性があります。
球状星団と棒: 捕らえられたか捕らえられなかったのか?
球状星団の力学の研究では、棒パラメーター(質量、速度、サイズ)のさまざまな値を仮定し、選択した値の範囲にわたる軌道分類の結果を分析します。軸対称ポテンシャルから非軸対称ポテンシャルを得るために、球状の膨らみ成分を棒に変換することも通常のことである。バーパラメータの選択と、バルジからバーを変換する方法により、本研究で調査する軌道分類に系統性が導入されます。銀河系の内部領域($R\lesssim5$kpc)に存在する30個の膨らんだ球状星団の軌道を、3つの異なるポテンシャルに対して時間的に逆方向に積分します。そのうちの2つは回転曲線を当てはめることによって取得され、1つは回転曲線から取得されます。私たちの銀河系を表す代理$N$-bodyモデル。各軌道を、その座標スペクトルから得られる支配的な周波数の観点から分析します。バーパターンの速度が軌道分類の重要な要素であることがわかりました。それが増加すると、周波数は「バー」周波数比2:1からますます逸脱します。バーの質量とサイズが果たす役割は小さくなります。また、$N$-bodyポテンシャルでは、バーに従う軌道の割合が、回転曲線のフィッティングから得られる軌道よりも高いこともわかります。
機械学習による基本平面相関の再解釈
| Title |
Reinterpreting_Fundamental_Plane_Correlations_with_Machine_Learning |
| Authors |
Chad_Schafer,_Sukhdeep_Singh,_Yesukhei_Jagvaral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18177 |
この研究では、大容量の宇宙論的流体力学シミュレーションで、銀河のサイズと関連する観測可能な銀河の特性との関係を調査します。この研究の目的は、銀河の特性と銀河の物理学に対する環境の影響との間の相関関係をより深く理解し、{\it基本面}に基づいて銀河サイズの改善されたモデルを構築することです。正確な固有の銀河サイズ予測器を使用すると、観測された銀河サイズの残差は、分光サンプル中の銀河速度の測定、宇宙膨張速度の推定、および測光赤方偏移の不確実性の抑制など、複数の宇宙論的用途に使用できる可能性があります。銀河。このモデルは射影追跡回帰を使用して、固有の銀河サイズを正確に予測し、銀河の特性との相関が限定的な残差を持ちます。このモデルは、平均サイズが予測子として使用される場合、ベースライン相関と比較して、小規模スケールでは銀河サイズ残差の空間相関を$\sim$5分の1に減少させます。
高解像度の吸光度マッピングによる M51 の分子雲
| Title |
Molecular_clouds_in_M51_from_high-resolution_extinction_mapping |
| Authors |
Helena_Faustino_Vieira,_Ana_Duarte-Cabral,_Timothy_A._Davis,_Nicolas_Peretto,_Matthew_W._L._Smith,_Miguel_Querejeta,_Dario_Colombo,_Michael_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18210 |
ここでは、新しい高解像度塵消滅技術を銀河に適用した後、M51から抽出された雲の集団を示します(FaustinoVieiraetal.2023)。この技術を使用すると、M51の円盤全体のガス含有量を5pc(0.14インチ)まで画像化することができ、これにより、さまざまな大規模な動的環境にわたって高解像度の分子雲特性の統計的特徴付けを行うことができます。我々は、せん断力が最小限に抑えられている銀河内の領域で雲の成長が促進されることを発見しました;つまり、雲は渦巻き腕と分子環の内側でより高い質量(および表面密度)に成長することができます。これは、大質量および/または高密度の雲が大質量星形成の唯一の要素ではないことを示しており、渦巻き腕では銀河中心半径の増加に伴って雲の表面密度が大幅に減少していることがわかりました。また、渦巻状腕雲の表面密度分布は、銀河の内側と外側で2つの異なる挙動を示し、より大きな銀河中心半径での平均雲表面密度は、腕間領域と同様になることもわかりました。腕の雲。私たちは、M51とその伴星(NGC5195)の間の潮汐相互作用(渦巻き構造の性質に大きな影響を与える)が、この背後にある主な要因である可能性があると提案します。
コンテキスト内の天の川: 銀河の積分フィールド分光器データ キューブの構築
| Title |
The_Milky_Way_in_Context:_Building_an_integral-field_spectrograph_data_cube_of_the_Galaxy |
| Authors |
Zixian_Wang_(Purmortal),_Michael_R._Hayden,_Sanjib_Sharma,_Jesse_van_de_Sande,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sam_Vaughan,_Marie_Martig,_Francesca_Pinna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18258 |
天の川銀河(MW)は、これまで最もよく研究されている銀河であり、銀河の進化を理解するための理想的な実験室とみなされてきました。しかし、銀河と銀河系外の観測結果を直接比較することは、選択効果や観測と方法論の違いなど、多くの課題によって損なわれます。この研究では、単純な恒星集団モデルとE-Galaxiaから派生した銀河の模擬恒星カタログを使用して、MWの模擬積分場分光写真データキューブを生成することにより、これらの課題に対処する新しいコードGalCraftを紹介します。データ製品は外部銀河と同じ形式であるため、直接比較できます。私たちは、MWの真正面からの模擬観察のために運動学と恒星集団の特性を回復するpPXFの能力を調査します。我々は、pPXFが薄い円盤と厚い円盤の間の運動学的および星の個体群の違いを区別できることを確認しました。しかし、pPXFは星形成履歴を復元するのに苦労しており、SFRは2～4Gyrと12～14Gyrの範囲で期待値に比べて過大評価されています。これは、テンプレートの年齢間隔、pPXF正則化アルゴリズム、および古い母集団テンプレートのスペクトルの類似性によるものと考えられます。さらに、スペクトル分解能が不十分であることと、[M/H]および視線を通した経年変化による視線速度の変化が原因である可能性がある、復元された運動学に体系的なオフセットが見つかりました。将来のより高い解像度と複数の[$\alpha$/Fe]SSPテンプレートを使用すると、GalCraftは、さまざまな$R$および$での[$\alpha$/Fe]-[M/H]分布などの調号を識別するのに役立ちます。|z|$を解析し、MW様銀河の詳細な化学力学的進化を研究するために、半径方向の移動と運動学的加熱効率を測定する可能性があります。
観測を動機とした TNG50 モックを使用した、銀河周縁体におけるガスの物理的起源
| Title |
The_physical_origins_of_gas_in_the_circumgalactic_medium_using_observationally-motivated_TNG50_mocks |
| Authors |
Simon_Weng,_Celine_Peroux,_Rahul_Ramesh,_Dylan_Nelson,_Elaine_M._Sadler,_Martin_Zwaan,_Victoria_Bollo,_Benedetta_Casavecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18310 |
銀河の環銀河媒質(CGM)内のガスは、観測において背景天体のスペクトルの吸収体によって探査されていますが、媒質の物理的性質は依然として制約されていません。宇宙論的流体力学シミュレーションTNG50を用いて、$z=0.5$の銀河周囲のHILy-$\alpha$吸収体の起源を統計的に追跡し、星の質量は10$^8$から10$^{11}$M$_の範囲にある。\odot$。中心から$\pm500$\kms\以内の視線速度を持つすべてのガスを含めることで、CGMの観測研究を模倣して、視線と交差するIGM内の他の銀河ハローや過密ガスの影響を定量的に評価します。柱密度log(NHI)$>16.0$のHI吸収体の75パーセントが、$M_*=10^{10}(10^8)の$\pm150$(80)\kms\以内の中心銀河を追跡していることがわかりました。$M$_\odot$個の中心銀河。総吸収体部分に対する人工衛星の影響は、衝突パラメーター$0.5R_{\rmvir}<b<R_{\rmvir}$および典型的な検出限界($M_*<10^8$M)を下回る質量の人工衛星で最も顕著になります。$_\odot$)は、$10^{10}$および$10^{11}$$(10^9)$M$_\odot$中心に結合する衛星と交差する吸収体の10(40)パーセントを占めます。短軸に沿って流出がより支配的であることを確認した後、我々はさらに、少なくとも20パーセントの吸収体が強い半径方向の動きを伴わずに見つかることを示し、吸収体が準静的なガスも追跡できることを強調しました。吸収体の金属性は方位角にも依存しますが、この信号は主に、濃縮された流入ガスと準静的ガスによって駆動されます。私たちの研究は、$z_{\rmabs}$における銀河の恒星質量を決定することが、吸収で追跡されるガスの物理的起源を制約するために不可欠であり、それがひいては銀河内のガスと金属の運動学と分布を特徴付ける鍵となることを示しています。CGM。
高度に赤くなった静止ブラックホールを明らかにするための赤外線FWHM-$K_2$相関
| Title |
An_infrared_FWHM-$K_2$_correlation_to_uncover_highly-reddened_quiescent_black_holes |
| Authors |
V._A._C\'uneo,_J._Casares,_M._Armas_Padilla,_J._S\'anchez-Sierras,_J._M._Corral-Santana,_T._J._Maccarone,_D._Mata_S\'anchez,_T._Mu\~noz-Darias,_M._A._P._Torres,_F._Vincentelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17693 |
これまでに発見された銀河一過性X線連星（SXT）のサンプルのうち、約70個がブラックホールの存在する候補として提案されています。しかし、動的に確認されたのは19件だけです。このような信頼性の高い確認には、伴星の位相分解分光法が必要であり、通常、系が静止状態にある場合に実現可能です。しかし、SXT集団の大部分は銀河面に存在し、星間消滅の影響を強く受けているため、静止時の光学的明るさは通常、現在の機器($R\gtrsim22$)の能力を超えています。これらの制限を克服し、確認された銀河ブラックホールの数を増やすために、H$\alpha$線の半値全幅(FWHM)とドナーの動径速度曲線の半振幅との相関を調べます($K_2$)が過去に発表されました。ここでは、動的に確認されたサンプルのHeI$\lambda$10830、Pa$\gamma$、Br$\gamma$などのディスクラインを利用して、FWHM-$K_2$相関を近赤外(NIR)まで拡張します。ブラックホールSXT。$K_2=0.22(3)~\textrm{FWHM}$が得られ、H$\alpha$を使用して導出された光学相関とよく一致します。2つの相関関係の類似性は、H$\alpha$とNIRラインの幅が静止状態では一貫していることを示唆しているようです。軌道周期に関する情報と組み合わせると、NIR相関により、シングルエポック分光法を使用して、静止状態にある系のコンパクトな物体の質量を制限することができます。この新しい相関関係により、他の方法では光波長では研究できない、高度に赤色化したブラックホールSXTにアクセスできるようになることが期待されます。
超高エネルギー宇宙線組成を推論するための相互相関ツールを磨き上げる
| Title |
Honing_cross-correlation_tools_for_inference_on_ultra-high-energy_cosmic-ray_composition |
| Authors |
Konstantinos_Tanidis,_Federico_Urban_and_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17699 |
最高エネルギーの宇宙線の化学組成、つまりエネルギー$E\gg1~\text{EeV}$の宇宙線の原子番号$Z$は、現在に至るまでほとんど不明のままです。組成に関する一部の情報は、帯電した超高エネルギー宇宙線が介在する磁場を横切るときに受ける偏向から推測できます。実際、そのような偏向は宇宙線の到来方向における元の異方性を歪め、抑制します。したがって、異方性の測定はたわみの測定でもあり、それによって化学組成がわかります。この研究では、宇宙線と銀河の間の角度調和相互相関を通じて超高エネルギー宇宙線の異方性を定量化することで、鉄分率$f_{\rmFe}\leq{\を除外できることを示します。$2\sigma$レベルの基準水素マップ上のcalO}(10\%)$、および鉄マップ上の水素の逆の場合のさらに小さな分数は$f_{\rmH}\lesssim10\%$を下回ります銀河の中心を緯度$40\,\text{deg}$までマスクすると、これは、以前の方法と比較して数倍の改善であり、主に、各高調波多極子を個別に検出する新しいテスト統計に起因します。私たちの方法は、現在の宇宙線データは銀河磁場の既存のモデルでは再現できないという最近の主張に対する独立したテストとして、また、現実的な競合するデータを比較するための追加のハンドルとして、実際のデータに適用できます。-駆動型の構成モデル。
2 つの超高輝度赤外線銀河のマルチライン CO イメージング
| Title |
Multi-line_CO_Imaging_of_Two_Ultra-luminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
Grishma_Adenkar,_Viktor_Lipovka,_Nihar_Prabhala_and_Srikar_Vakkalagadda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17810 |
このプロジェクトの主な目標は、2つの超高輝度赤外線銀河からの4つの輝線の所定のデータを使用して、各銀河の分子ガス質量と動的質量を計算することでした。これらの量は、銀河の年齢、星の形成特性、分子構成に関する貴重な情報を提供する可能性があります。超高輝度赤外線銀河は、ガスが豊富な銀河の合体または相互作用によって形成され、1012L?を超える光度を持つことで分類されます。分子ガス雲と塵の存在は、これらの銀河での若くて明るい星の形成を促進しますが、ガス雲内では分子水素が事実上検出できないため、総重力質量と分子質量の測定も困難になります。代わりに、私たちのデータでは、J=1->0またはJ=2->1の遷移で2つのULIRGからの一酸化炭素(CO)の放出が観察されました。ソフトウェアDifmapを使用して、PlateaudeBure干渉計(PdBI)から得られた干渉計データをマッピングしました。）。私たちのデータはクリーニング、フィルタリングされ、その後、計算に必要な他の値とともに、排出量のUVプロットを生成するために使用されました。主要な結果には、iras15250は分子ガスの大部分を使い切っていないためはるかに若いが、iras17208は分子ガスを使い果たしているため古い、ガスの質量分率は暗黒物質の量を推定するために使用できることが含まれます。銀河内に存在し、ガスの含有量と円盤の中心面の明るさは直接相関していることがわかっています。
超新星残骸によって照らされた分子雲としての LHAASO J2108+5157
銀河PeVatron（宇宙線をPeVエネルギーに変換する天体物理学加速器）の探索は、銀河系による最初の超高エネルギー(UHE、$E>100$TeV)ガンマ線源の発見により、近年新たな段階に入った。HAWCとLHAASOの実験。ただし、放出の性質がレプトニックであるかハドロンであるかを確立するには、多波長データとモデリング研究が必要です。現在知られているUHE源の中で、LHAASOJ2108+5157は、もっともらしい加速器との明確な関連性がない謎の源ですが、分子雲と空間的に一致しています。私たちは、LHAASOJ2108+5157の説明として、近くの超新星残骸(SNR)で加速された宇宙線に照らされた分子雲のシナリオを調査します。私たちは、SNRの必要な特性と、付近で特定された雲のどれが最も関連性が高いかを制限することを目的としています。私たちは、SNRにおける宇宙線の加速、星間物質を通る宇宙線の輸送、およびその後の分子物質との相互作用のモデルを使用して、対応するガンマ線の放出を予測します。LHAASOJ2108+5157のガンマ線スペクトルを説明できる最も妥当なパラメーターの組み合わせを見つけるために、SNR特性のパラメーター空間が調査されます。SNRが雲を照らしている場合、それは新しく($<10$kyr)、雲から$40～60$pc以内に位置している必要があることがわかります。最大陽子エネルギーを3PeVと仮定し、Sedov時間が短いSNシナリオが推奨されます。これらの特性に一致するSNRは現在知られていませんが、まだ検出されていないSNRは依然として実現可能です。銀河のCR海は観測されたフラックスだけを説明するには不十分であるため、PeVatron加速器が近くに存在する必要があります。
明るいセイファート銀河 PG1211+143 でエディントン風の発生を観察
| Title |
Observing_the_launch_of_an_Eddington_wind_in_the_luminous_Seyfert_galaxy_PG1211+143 |
| Authors |
Ken_Pounds,_Sergei_Nayakshin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18105 |
ESAのXMMX線天文台による初期の観測に基づいて、明るい細い線のセイファート銀河PG1211+143は、強力な電離風を明らかにした最初の非BALAGNでした。その後の主にXMMと日本のすざく天文台による観測では、そのような風が光るAGNの共通の特徴であることが判明した。典型的な流出速度v$\sim0.1$cと流れの運動量$mv\simL_{\rmEdd}/c$は、局所的な質量降着率がスーパーエディントンであるときに円盤からの連続体によって引き起こされる風と一致します。ここでは、5週間のXMM観測キャンペーンの終わり近くに、PG1211+143で新しい超高速流出コンポーネントが打ち上げられたことを報告し、一部で検出された同様の速度の超高速{\it流入}におけるその起源について議論します。3週間前。我々は、流入が少なくとも3日間続き、地球質量約10個分の新鮮な物質を発生源の最も内側の領域に送り込んだことを発見した。この質量だけでは完全な内部円盤の再構築を引き起こすには不十分ですが、円盤のX線放出コロナを破壊するには十分であることを示します。我々は、PG1211+143の内部の10の重力半径のこのコロナ方向の再配置が、その後新たな風の発生を引き起こしたと結論付けています。
| Title |
Identifying_heavy_stellar_black_holes_at_cosmological_distances_with_next_generation_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Stephen_Fairhurst,_Cameron_Mills,_Monica_Colpi,_Raffaella_Schneider,_Alberto_Sesana,_Alessandro_Trinca,_Rosa_Valiante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18158 |
私たちは、次世代の地球型重力波観測装置、特にアインシュタインを用いて、宇宙論的距離($5\lesssimz\lesssim20$)で総質量$100-600M_{\odot}$の単一イベント合体ブラックホール連星の検出可能性を調査します。望遠鏡と宇宙探査機。これらのバイナリを観測する私たちの能力は、検出器の低周波性能によって制限されます。これらのシステムでは重力波信号の高次多重極が観測可能であり、そのような多重極の検出は、ブラックホール連星が観測可能な質量範囲を特定するとともに、個々の質量と赤方偏移の回復を改善するのに役立ちます。$\sim200M_{\odot}$の高赤方偏移システムの場合、赤方偏移は少なくとも$z=12$であると自信を持って推論できます。また、$\sim400M_{\odot}$のシステムの場合、次のことができます。少なくとも$z=8$の最小赤方偏移を推測します。我々は、これらの観測が対不安定性質量ギャップの存在に関する不確実性を狭める上で与える影響と、高エネルギーエネルギーを供給する超大質量ブラックホールの成長の種となる可能性がある最初の恒星ブラックホールの形成への影響について議論する。$z$クエーサー。
セイファート 1 銀河の X 線コロナの性質について
| Title |
On_the_properties_of_X-ray_corona_in_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Indrani_Pal,_Anju_A.,_H._Sreehari,_Gitika_Rameshan,_C._S._Stalin,_Claudio_Ricci,_and_Stefano_Marchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18196 |
私たちは、近くにある明るいセイファート1型AGNのサンプル112個の均一かつ系統的な分析を実施しました。その観測は、2013年8月から2022年5月までに{\it核分光望遠鏡アレイ(NuSTAR)}によって行われました。主な目的この解析の目的は、セイファート1銀河のX線コロナの性質を調査することです。{\itNuSTAR}スペクトルに適合する物理モデルから、サンプル内の73個の線源の高エネルギーカットオフ($\rm{E_{cut}}$)を制約できます。これら73個の発生源について、コンプトン化モデルを当てはめてコロナの温度($\rm{kT_{e}}$)を推定しました。$\rm{kT_{e}}$は42個のソースで制約される可能性があります。私たちは、観測されたスペクトルに物理モデルを当てはめることから得られたコロナのさまざまな特性と、さまざまなコロナパラメータとエディントン比やブラックホール質量などの発生源の物理的特性との間の相関関係を調査しました。我々は、(a)$\rm{E_{cut}}$と光子指数との間に強い相関関係があり、(b)$\rm{kT_{e}}$と光学深度の間に有意な負の相関関係があることを発見しました。
NGC 1068 のコロナにおける相対論的再結合からの TeV ニュートリノと硬 X 線
| Title |
TeV_neutrinos_and_hard_X-rays_from_relativistic_reconnection_in_the_corona_of_NGC_1068 |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Maria_Petropoulou,_Luca_Comisso,_Enrico_Peretti,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18254 |
セイフェルト銀河NGC1068からの天体物理学的ニュートリノの最近の発見は、中心ブラックホールに近いコンパクトな「コロナ」領域内に非熱陽子が存在することを示唆しています。これらの非熱陽子の加速メカニズムは依然として解明されていません。我々は、数重力半径程度の大規模な磁気リコネクション層がそのような機構を提供する可能性があることを示す。このようなシナリオでは、磁場、X線光子、および非熱陽子間の大まかなエネルギー均等分配がリコネクション領域で確立されます。相対論的リコネクションの最近の3次元セル内粒子シミュレーションに基づいて、加速された陽子のスペクトルはべき乗則に反しており、破壊エネルギーはエネルギー保存によって制限されていると仮定します(つまり、加速された陽子のエネルギー密度はです)。磁気エネルギー密度に最も匹敵します)。陽子スペクトルはブレイクより下の$dn_p/dE_p\proptoE_p^{-1}$であり、ブレイクより上の$dn_p/dE_p\proptoE_p^{-s}$であり、IceCubeニュートリノ観測により$s\simeq3$が示唆されています。。ブレークの上の陽子は、コロナX線との光陽子衝突によってリコネクション層内でエネルギーのほとんどを失い、最近の観測とよく一致するニュートリノ信号を生成します。光陽電子衝突で注入されたガンマ線は、より低いエネルギーにカスケードされ、電子陽電子対の集団を維持し、コロナのコンプトンを適度に厚くします。
対数正規シミュレーションと eBOSS DR16 LRG EZmock を使用した球面フーリエベッセル パワー スペクトル解析の検証
| Title |
Validation_of_Spherical_Fourier-Bessel_power_spectrum_analysis_with_lognormal_simulations_and_eBOSS_DR16_LRG_EZmocks |
| Authors |
Henry_Grasshorn_Gebhardt,_Olivier_Dor\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17677 |
大規模な構造物の低音をチューニングするには、広角から生じる幾何学的な効果に細心の注意を払う必要があります。球面フーリエベッセル(SFB)基底は、すべての広角効果を完全に考慮した調和空間座標系を提供します。SFBパワースペクトルの実現可能性を実証するために、このホワイトペーパーでは、SFBパイプラインを対数正規表現と、eBOSSDR16LRGサンプル用に生成された完全で現実的なEZmockシミュレーションの両方に適用することで検証します。赤方偏移空間歪みと局所平均効果(別名積分制約)が含まれます。共分散行列は1000回のEZmockシミュレーションから取得され、固有値分解を使用して反転されます。
M87 までの距離測定のメタ分析
DeGrijsetal(2020)で照合されたすべての測定値を使用して、M87までの距離の中央値、算術平均、および加重平均に基づく中心推定値を取得します。次に、結合された測定値の残差の誤差分布を再構築し、使用したトレーサーに基づいてそれらを分割します。次に、ガウス分布や、コーシー分布、ラプラシアン分布、Student-$t$分布などの他の対称分布との整合性をチェックしました。組み合わせたデータを分析すると、加重平均に基づく推定値がガウス分布とあまり一致していないことがわかり、一部の測定値には説明のつかない系統誤差があることがわかります。したがって、M87までの距離の中央値に基づく推定が最も確実になります。M87までのこの中央値ベースの距離弾性率は、「平均」として分類された測定値を考慮した場合と考慮しない場合、それぞれ$31.08\pm0.09$magと$31.07\pm0.09$magで与えられます。この推定値は、DeGrijsetal(2020)で得られた対応する値と$1\sigma$以内で一致します。
Prompt-NER: 大規模言語モデルを介した天文学文献におけるゼロショットの固有実体認識
| Title |
Prompt-NER:_Zero-shot_Named_Entity_Recognition_in_Astronomy_Literature_via_Large_Language_Models |
| Authors |
Wujun_Shao,_Yaohua_Hu,_Pengli_Ji,_Xiaoran_Yan,_Dongwei_Fan,_Rui_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17892 |
この研究では、天文学の分野における固有表現認識(NER)タスクのための大規模言語モデル(LLM)の応用について詳しく調査します。天文学的な名前付きエンティティに対するLLMのゼロショット認識機能を強化するために、我々はPrompt-NERと呼ばれる戦略を提案します。Prompt-NERには、タスクの説明、エンティティ定義、タスクの強調、タスクの例、および第2の会話という5つのプロンプト要素が含まれています。Prompt-NER戦略の有効性を評価するために、3つの代表的なLLM(Claude-2、GPT-3.5、およびLLaMA-2-70b)を利用して、天文学文献にある望遠鏡と天体の名前付き実体を識別します。私たちの実験は2つの異なるデータセットに基づいて行われます。最初のデータセットは30個の元のPDFドキュメントで構成されており、これらを順番に段落に分割し、30個の段落コレクションで構成される2番目のデータセットが得られます。さらに、実験を多様化し、簡潔で完全なテキストに対するPrompt-NERに基づいたLLMのパフォーマンスを評価するために、30個の天文電報を組み込みました。私たちの実験結果は、Prompt-NER戦略により、トレーニング中に事前の天文学知識がなくても、LLMが天文学の分野でNERタスクを効果的に達成できることを示しています。私たちは、さまざまなプロンプト要素のメカニズムや、長いテキストと短いテキストのさまざまな特徴がそれぞれの実験結果に与える影響など、実験結果を注意深く分析します。この研究は、天文学文献におけるゼロショットNERタスクの経験を提供し、この分野における将来の研究を示唆しています。
遠赤外線イメージング分光法用のレンズ吸収体結合 MKID
| Title |
Lens_Absorber_Coupled_MKIDs_for_Far_Infrared_Imaging_Spectroscopy |
| Authors |
Shahab_O._Dabironezare,_Sven_van_Berkel,_Pierre_M._Echternach,_Peter_K._Day,_Charles_M._Bradford_and_Jochem_J.A._Baselmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18161 |
将来世代の天文イメージング分光計は、THz天文ギャップを埋めるために遠赤外線波長をターゲットにしています。レンズアンテナ結合マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)と同様に、レンズ吸収体結合MKIDは、高感度のラージフォーマット検出器アレイの候補です。ただし、後者は、そのインコヒーレントな検出メカニズムにより、テラヘルツ周波数での位置ずれや組み立ての問題に対してより堅牢であり、必要な製造プロセスがそれほど複雑ではありません。この研究では、そのような検出器の性能が調査されます。6.98および12THzの中心周波数で動作するいくつかのレンズ吸収体結合MKIDアレイプロトタイプの製造と感度測定が進行中です。
星団のヘルツシュプルング・ラッセル図(HRD)の主系列に少数の星のギャップまたは領域が存在することが文献で報告されています。これは、星の形成や急速な進化、または不安定性に関連している可能性があるため、興味深く重要です。この論文では、GaiaDR3測光と確認されたメンバーシップデータを使用して、ギャップが報告されている9つの散開星団のHRDを調査し、それらを特定し、それらの重要性とスペクトルタイプを評価します。
物理学に基づいたニューラル ネットワークによる太陽コロナ磁場のモデル化
我々は、コロナ環境における磁化プラズマの平衡構造と力学構造を計算することを目的とした新しい数値アプローチを提案します。モデルの偏微分方程式を統合するニューラルネットワークの使用に基づく、Physics-InformedNeuralNetworks(PINN)と呼ばれる手法が導入されています。PINNの機能は、さまざまな磁気流体力学(MHD)平衡構成の計算と、正確な2次元定常状態の磁気リコネクション解の取得によって調査されます(Craig&Henton1995)。将来の改善を提案するために、従来の数値コードと比較したPINNの長所と短所について説明します。興味深いことに、PINNはメッシュフリーの手法であり、取得された解とそれに関連するさまざまな次数の導関数が空間領域の任意の点で準瞬時に生成されます。私たちは、この結果が、PINNに基づく時間依存MHDコードの将来の開発への道を開くのに役立つと信じています。
褐色矮星を取り囲むプラズマのいくつかの性質
最近、褐色矮星が天体物理学研究の新しいトピックとして浮上しています。これらの天体は、太陽型恒星と巨大ガス惑星の中間に位置します。この記事では、周囲のプラズマに焦点を当てて、褐色矮星と惑星木星の類似点を考察します。私は、レイリー・テイラー不安定性（またはいわゆる「交換不安定性」）の磁気流体力学的バージョンを、木星の周囲のプラズマ円盤の膨張の最小モデルとして考えています。円盤の半径方向の膨張率の理論的予測を観測結果と比較することにより、レイリー・テイラー不安定性が速すぎる膨張をもたらすと予測する既存の定性的結果を定量的に確認します。したがって、現実的なプラズマディスクでは、膨張を遅くするさらに別のメカニズムが動作する必要があります。私は、観測された褐色矮星の放射線帯でも同様のメカニズムが起こっているのではないかと考えています。
金属に乏しい大質量星の近紫外偵察
| Title |
A_near-UV_reconnaissance_of_metal-poor_massive_stars |
| Authors |
Chris_Evans,_Wagner_Marcolino,_Jean-Claude_Bouret,_Miriam_Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18081 |
私たちは合成モデルスペクトルを使用して、O型大質量星の近紫外(3000-4050\r{A})観測の可能性を調査します。この範囲の潜在的な温度診断として、HeI$\lambda$3188とHeII$\lambda$3203のペアを強調します。これは、高バルマー級数線を使用した重力の推定によって裏付けられています。近紫外には、化学存在量(特に酸素)の決定やO型スペクトルの投影回転速度の推定に重要な金属線も含まれています。モデルスペクトルを使用して、現在超大型望遠鏡用に建設中のカセグレンUバンド効率分光器(CUBES)による銀河系外大質量星の観測の性能推定を示します。CUBESの高い効率は、外部銀河にある大質量星の研究において刺激的な新しい可能性を切り開くでしょう。例えば、CUBESは、わずか2～3時間の積分から、金属の乏しい~1Mpcの不規則銀河における酸素存在量を含むO型星の物理的特性についての新たな洞察を提供します。さらに、CUBESは、わずか半夜の観測で、しし座PのO型星(V～21.5等)(1.6Mpc)など、より遠くにあるターゲットの定量的な分光分析を初めて実現します。
大質量星の特性に対する対流基準の影響
| Title |
The_impact_of_convective_criteria_on_the_properties_of_massive_stars |
| Authors |
Yves_Sibony,_Cyril_Georgy,_Sylvia_Ekstr\"om,_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18139 |
私たちは、内部構造、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HRD)の進化の軌跡、寿命、表面存在量と速度の進化、HeおよびCOコアの質量に関するLedoux基準とSchwarzschild基準で計算されたモデル間の違いを研究します。私たちは、超新星(SN)前駆体の性質とSN現象の種類、さらには軽元素の収量に及ぼす影響を調査します。また、集団合成モデルの出力への影響も研究します。太陽金属度($Z$=0.014)での初期質量が7から120M$_\odot$で、初期回転がゼロ年代の主系列での臨界速度の0倍または0.4倍に等しいモデルは、次のいずれかの方法で計算されました。C燃焼フェーズの終了までは、SchwarzschildまたはLedoux基準を使用します。Schwarzschild基準で計算された15～32M$_\odot$の初期質量を持つモデルは、Ldoux基準で計算されたモデルよりもH燃焼殻に付着したより大きな中間対流ゾーンを示します。赤色超巨星(RSG)相のCOコアと外側対流帯も小さくなります。これは、中心部のHe燃焼段階中の星の多くの出力に影響を与えます。シュヴァルツシルト模型は、RSG相のCOコアと外側対流ゾーンが小さく、青色と赤色の超巨星の比率がルドゥー模型よりもはるかに高くなります。また、ヘルツシュプルングギャップのより長い交差も生成し、青いループが好まれます。RSGの上部光度は、対流基準の変化による影響をほとんど受けません。非回転モデルでシュワルツシルト基準の代わりにルドゥ基準を使用すると、タイプII-PSNイベントのRSG前駆細胞の最大光度が5.2から4.95に低下します。シュワルツシルト基準は、より長く持続し、窒素の富化が少なく、より速く回転するセファイドを予測します。回転混合により、SchwarzschildモデルとLedouxモデル間の差異が減少します。
SWASTi-CME: CME の進化と太陽風との相互作用を研究するための物理ベースのモデル
| Title |
SWASTi-CME:_A_physics-based_model_to_study_CME_evolution_and_its_interaction_with_Solar_Wind |
| Authors |
Prateek_Mayank,_Bhargav_Vaidya,_Wageesh_Mishra,_and_D._Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18219 |
コロナ質量放出（CME）は宇宙天気の主な要因であり、タイムリーな対応に備えるためには太陽圏内部でのそれらの進化を研究することが不可欠です。太陽風の流れは背景として機能し、太陽圏での伝播とそれに伴う磁気嵐の活動に影響を与えます。この研究では、SpaceWeatherAdaptiveSimulation(SWASTi)フレームワークに統合された新しく開発されたMHDベースのCMEモデルであるSWASTi-CMEを紹介します。非磁化楕円錐と磁化フラックスロープCMEモデルが組み込まれています。L1でのその場観察でモデルの性能を検証するために、2つのキャリントン回転が選択されました。1つは複数のCMEによる太陽極大期、もう1つは単一のCMEによる太陽極小期です。この研究では、このモデルを使用したCMEと太陽風の相互作用の定量的分析も示しています。周囲の太陽風の影響を考慮するために、太陽風の条件における複雑さの異なる2つのシナリオが確立されました。この結果は、周囲条件が太陽圏内部のCME特性の一部に大きな影響を与える可能性があることを示しています。我々は、CME前縁の抗力が変動する性質を示し、その結果CME前縁が非対称に変形することを発見しました。さらに、この研究では、CME内圧分布への影響は主に初期段階で発生し、CME密度分布はその伝播全体にわたって影響を受けることが明らかになりました。さらに、周囲条件に関係なく、特定の伝播時間(t)の後、CME体積は次の達成により非フラクタルべき乗則展開($\proptot^{3.03-3.33}$)に従うことが観察されました。周囲とのバランスがとれた状態。
アクシオン-マグノン変換における有限材料サイズの影響
磁性材料は、電子スピンの集団励起であるマグノンがアクシオン-マグノン変換プロセスを通じて励起される可能性があるため、電子と相互作用するアクシオンを検出するのに特に好ましいターゲットです。マグノンのゼロ運動量一様歳差静磁場(キッテル)モードのみが励起されるとしばしば仮定されます。これは、アクシオンのドブロイ波長がターゲットの磁性材料のサイズよりもはるかに長い場合に正当化されます。ただし、ドブロイ波長が短ければ、有限運動量マグノンモードも励起される可能性があります。アクシオンマグノン変換率のターゲット材料サイズ依存性を系統的に解析します。我々は、相対論的アクシオンの検出および物質サイズが大きい比較的重い質量のアクシオン暗黒物質の検出におけるこれらの効果の重要性について議論します。
$D_3$-$D_7$ ホログラフィック モデルのクォーク スター
この研究では、$D_3-D_7$ホログラフィックモデル内の静的および動的クォーク星の特性を調査します。ブレーン配置から得られるクォーク物質の状態方程式のトールマン・オッペンハイマー・ボルコフ方程式を解き、クォーク星族の質量半径図がパルサーPSRJの最近のNICER観測データと互換性があるモデルパラメータの範囲を決定します。$0030+0451$およびPSRJ$0740+6620$。このモデルは、パルサーPSRJ$1614-2230$、PSRJ$0348+0432$、およびPSRJ$0740+6620$の推定質量と一致して、太陽質量$2$を超える最大質量の安定した構成をサポートしていることを示します。さらに、$m=330$MeVから$m=350$MeVの範囲の構成クォーク質量について、連星系の各成分の潮汐変形パラメータがLIGO-Virgoによって検出されたGW170817イベントと一致することを示します。コラボレーション。
チャップマン・エンスコグプラズマの速度論的安定性
この論文では、古典的な衝突プラズマ、つまり、磁場とバルク運動が起こる長さスケール$L$に比べて構成粒子の平均自由行程$\lambda$が短いプラズマの速度論的安定性を調査します。プラズマ中の衝突時間は巨視的に変化し、衝突時間は進化時間に比べて短い。このようなプラズマの分布関数はマクスウェル分布に近いため、流体方程式は通常、このようなプラズマを記述するために使用されます。マクスウェル分布からのわずかな偏差は、$\lambda/L\ll1$のチャップマン・エンスコッグ(CE)展開によって計算され、プラズマ内の巨視的な運動量と熱流束を決定します。このような計算は、基礎となるCE分布関数が衝突のない長さスケールおよび/または時間スケールで安定している場合にのみ有効です。十分に高い血漿$\beta$では、CE分布関数が広範囲のスケールにわたって多数の微小不安定性を受けやすいことがわかりました。磁化プラズマで生じるCE分布関数の特定の形式について、ピーク成長速度とそれに関連する波数を含む、すべての重要な微小不安定性の詳細な分析特性を提供します。特に注目すべきは、いくつかのパラメータ領域での成長率が他の不安定性に比べて大きい、サブ電子ラーモアスケールのもの（「ささやき不安定性」）を含む、いくつかの新しい微小不安定性の発見である。私たちのアプローチにより、$\lambda$、電子慣性スケール$d_e$および$\beta$の観点から、古典的な2種衝突プラズマの速度論的安定性マップを構築することができます。この研究は、高$\beta$衝突プラズマが速度論的に不安定になり得るという事実を強調するという一般的な結果をもたらします。強く磁化されたCEプラズマの場合、不安定の条件は$\beta>L/\lambda$です。この状況では、標準CEアプローチによる伝送係数の決定は無効です。
| Title |
Design_and_implementation_of_a_seismic_Newtonian-noise_cancellation_system_for_the_Virgo_gravitational-wave_detector |
| Authors |
Soumen_Koley,_Jan_Harms,_Annalisa_Allocca,_Enrico_Calloni,_Rosario_De_Rosa,_Luciano_Errico,_Marina_Esposito,_Francesca_Badaracco,_Luca_Rei,_Alessandro_Bertolini,_Tomasz_Bulik,_Marek_Cieslar,_Mateusz_Pietrzak,_Mariusz_Suchenek,_Irene_Fiori,_Andrea_Paoli,_Maria_Concetta_Tringali,_Paolo_Ruggi,_Stefan_Hild,_Ayatri_Singha,_Bartosz_Idzkowski,_Maciej_Suchinski,_Alain_Masserot,_Loic_Rolland,_Benoit_Mours,_and_Federico_Paoletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.17781 |
地震場によって引き起こされる地球の重力摂動は、重力波検出器にいわゆるニュートンノイズを生成し、今後の観測では感度が制限されると予測されています。以前は、このノイズはインフラストラクチャの制限、つまり、検出器のインフラストラクチャを改善するための大規模な投資がなければ克服できないものとみなされていました。ただし、検出器の吊り下げられた試験質量の周囲に配置された多数の地震計からのデータを使用することにより、このノイズを少なくとも間接的に推定することは可能です。ノイズ推定値は重力波データから差し引くことができます。ニュートンノイズキャンセル(NNC)と呼ばれるプロセスです。この記事では、AdV+アップグレードの一環として、Virgo検出器での最初のNNCシステムの設計と実装について説明します。これは、最適化されたアレイ構成でVirgoビル内に配置された110台の垂直受振器からのデータを使用します。原理検証でパイプラインをテストするために、別の傾斜計チャネルを使用します。システムは数か月にわたって良好なパフォーマンスで稼働しています。
以前は、中性子星の中心全体が超伝導であるというのが標準的な仮定でした。しかし、内核の物質密度は核飽和密度0.16$\mathrm{fm}^{-3}$よりも高いと予想されているため、内核の物質含有量は定性的にも不明です。その結果、中性子星の内核にある中性子星物質を記述する信頼できるモデルは存在しません。したがって、今日の時点では、内核に通常の非超電導プラズマが存在する可能性を排除することはできません。この点は、[1]で実行された数値計算によって裏付けられています。計算は、状態方程式とキラル有効場理論から導かれたプロトンのクーパー対ギャップエネルギーに基づいています。数値結果は、超伝導ギャップが地殻とコアの境界から約1km下の深さを超えるとゼロになることを示しています。星の半径が12km程度であることを考えると、超伝導陽子物質は外核の先端の薄い層にのみ存在すると予想されます。最近、超伝導体の対称性は、クラストの底に位置するパスタ相のラザニア領域において異方性であることが判明した。しかし、この対称性が連続的であるか、それとも不連続であるかという問題は未解決でした。[1]で実行された数値計算では、対応する密度の全範囲において、隣接するスラブ間のトンネル率が無視できるほど小さいことが示されています。したがって、ラザニア領域の説明には慎重なモデルが必要です。研究の不確実性と将来の方向性について議論します。
中性子干渉法による暗黒エネルギーの探索
| Title |
Search_for_dark_energy_with_neutron_interferometry |
| Authors |
Hauke_Fischer,_Christian_K\"ading,_Hartmut_Lemmel,_Stephan_Sponar,_and_Mario_Pitschmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18109 |
我々は、中性子干渉法によって以前に得られた実験結果を使用して、いくつかの著名な暗黒エネルギーモデルのパラメータ空間を効果的に制約します。この研究は、シンメトロン場やカメレオン場と並んで、弦理論の強い結合限界内で自然に出現する暗黒エネルギーの有力な候補である、環境依存性のディラトン場を対象としています。私たちの研究では、ディラトンとシンメトロン場の以前の制約に比べて大幅な改善が見られ、パラメータ制約が数桁改善されました。ただし、この分析ではカメレオン分野に関する新たな制約は得られません。さらに、最近決定的な原理実証実証を完了した投影中性子分割干渉計の制約を確立します。私たちのシンメトロンシミュレーションでは、パラメーター値に応じて、円筒形の真空チャンバー内のノードの数とエネルギーが増加する複数の静的解が存在することが明らかになりました。これは、無限に平行なプレートについて文献で以前に得られた結果と一致します。興味深いことに、これらの複数の解は真空チャンバー内で形成される磁壁に対応する可能性がありますが、真空チャンバー内の真空期待値に達していないにもかかわらず複数のノードを表示する解も見つかりました。
ほぼ衝突のないプラズマ乱流における位相空間エントロピーカスケードと確率的加熱の不可逆性
| Title |
Phase-space_entropy_cascade_and_irreversibility_of_stochastic_heating_in_nearly_collisionless_plasma_turbulence |
| Authors |
Michael_L._Nastac,_Robert_J._Ewart,_Wrick_Sengupta,_Alexander_A._Schekochihin,_Michael_Barnes,_and_William_D._Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.18211 |
外部から課せられた確率的電場によって撹拌された、1D-1Vの「テスト粒子」の種からなるほぼ衝突のないプラズマを考えます。粒子分布関数に対する平均効果は確率的加熱です。この加熱に伴い、分布関数内に微細スケール構造が生成されます。これは、無衝突(カシミール)不変量$C_2\propto\iintdxdv\,\langlef^2\rangle$で特徴付けられます。$C_2$は、粒子流動と粒子と確率電場の間の非線形相互作用の両方によって可能になる位相空間カスケードを介して、位置空間と速度空間の両方で大スケールから小スケールに移動することがわかりました。$k$と$s$はそれぞれ空間波数と速度波数を示し、フーリエ空間における$C_2$の定常状態の磁束とスペクトルを計算します。線形相混合だけでも$k$ごとに$C_2$から高い$s$(衝突散逸範囲に向かって)の一定の磁束が生じるが、非線形性は速度と位置空間を絡み合わせることでこのカスケードを加速し、磁束が$C_2$の高値は$k$と高値$s$の両方に同時に達します。速度(空間)波数を積分すると、$C_2$の$k$空間($s$空間)フラックスは、たとえ衝突散逸速度は有限のままです。慣性範囲で得られるスペクトルは、$(k,s)$平面での自己相似関数であり、大きな$k$と$s$でべき乗則漸近があります。我々は、このエントロピーカスケードによって確率的加熱が不可逆的になること、また、相混合を介してアクセスされる衝突散逸は、線形システムのようにあらゆるスケールで起こるのではなく、小さな空間スケールでのみ発生するが、カスケードにより全体として相混合がさらに効果的になる、と主張する。線形領域よりも非線形領域の方が有利です。
