| Title |
Primordial_black_holes_and_their_gravitational-wave_signatures |
| Authors |
Eleni_Bagui,_Sebastien_Clesse,_Valerio_De_Luca,_Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Gabriele_Franciolini,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Cristian_Joana,_Rajeev_Kumar_Jain,_Sachiko_Kuroyanagi,_Ilia_Musco,_Theodoros_Papanikolaou,_Alvise_Raccanelli,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Antonio_Riotto,_Ester_Ruiz_Morales,_Marco_Scalisi,_Olga_Sergijenko,_Caner_Unal,_Vincent_Vennin,_David_Wands_(for_the_LISA_Cosmology_Working_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19857 |
近年、原始ブラックホール(PBH)は、宇宙論において最も興味深く、激しく議論されているトピックの1つとして浮上しています。他の可能性の中でも、PBHは、重力波検出器で観察されたバイナリブラックホール合体からの信号の一部と、宇宙の暗黒物質の重要な成分の両方を説明できる可能性があります。新しいモデルや、PBHの形成、進化、クラスタリング、合体速度のより正確な計算、さらには新しい天体物理学および宇宙論的探査機など、理論面と観測の観点の両方で重要な進歩が達成されました。この研究では、PBHのさまざまな重力波の特徴のエンドツーエンドの計算を実行するために、最新の開発をレビュー、分析、組み合わせます。PBHと恒星のブラックホールを区別するさまざまな方法が強調されています。最後に、宇宙で最初に計画された重力波観測所であるLISAによるそれらの検出可能性について議論します。
| Title |
Cosmological_Constraints_on_4-Dimensional_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravity |
| Authors |
Carola_M._A._Zanoletti,_Brayden_R._Hull,_C._Danielle_Leonard,_Robert_B._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19871 |
4次元アインシュタイン・ガウス・ボンネット(4DEGB)重力は、一般相対性理論に対する現象学的競合相手として、ここ数年で大きな注目を集めています。我々は、初期宇宙と後期宇宙の両方におけるこの理論の理論的および観測的意味を考察し、背景方程式と摂動方程式を（再）導出し、宇宙論的探査機からのデータを用いてその特性パラメーターを制約します。私たちの調査は、非平坦な空間セクションを組み込むことにより、以前の研究の範囲を超えています。我々は、極初期の宇宙における音と粒子の地平線に対する4DEGBの影響を調査し、4DEGBがその特性パラメータ$\alpha$のいくつかの値に対して地平線問題に対する独立した解決策を提供できることを実証します。最後に、この理論の未踏の領域を小さな結合$\alpha$の限界内に制約します(ビッグバン後の元素合成時代には事前の制約によって経験的に裏付けられています)。このバージョンの4DEGBには、背景レベルでの暗放射線に似た幾何学的項が含まれていますが、摂動方程式に対するその影響は、標準的な形態の暗放射線の影響とは定性的に異なります。この制限では、$\Lambda$CDMを超える自由度が1つだけ存続し、これを$\tilde{\alpha}_C$と表します。私たちの分析により、$\tilde{\alpha}_C=(-9\pm6)\times10^{-6}$という推定値が得られ、これにより、これまでテストされていなかった4DEGBセクターの新しい制約が得られます。
| Title |
Observational_constraints_on_early_dark_energy |
| Authors |
Evan_McDonough,_J._Colin_Hill,_Mikhail_M._Ivanov,_Adrien_La_Posta,_Michael_W._Toomey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19899 |
私たちは、宇宙論的データセット、特にプランクPR3およびPR4の宇宙マイクロ波背景背景(CMB)データおよび銀河クラスタリングや弱いレンズデータを含む大規模構造(LSS)データセットからの初期暗黒エネルギー(EDE)モデルの制約をレビューおよび更新します。DarkEnergySurvey、SubaruHyperSuprime-Cam、KiDS+VIKING-450、BOSS/eBOSS銀河クラスタリング、Lyman-$\alpha$森林データなどです。CMBデータへの適合を詳細に調べ、PlikではなくプランクCMBデータのCAMSPECおよびHillipop尤度を使用してEDEの最初の分析を実行します。どちらも、Plikで見つかったものよりも、許容されるEDE分率の上限が厳密です。次に、一連の新しい解析でCMBデータを大規模構造データで補完します。これらの分析はすべて、周縁化事後分布で示されるように、EDEよりも$\Lambda$CDMをベイズ的に優先するという点で一致しています。これらの結果における事前分布の影響について一連の検定を実行し、プロファイルの尤度に基づく頻度主義分析と比較して、ベイズの結果との定性的な一致を発見しました。これらすべてのテストは、事前の体積効果がEDEの分析における決定要因ではないことを示唆しています。この作業では、既存の制約のレビューといくつかの新しい分析の両方が提供されます。
ベイジアン シミュレーションに基づく宇宙論的初期条件の推論
| Title |
Bayesian_Simulation-based_Inference_for_Cosmological_Initial_Conditions |
| Authors |
Florian_List,_Noemi_Anau_Montel,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19910 |
観測から天体物理学および宇宙論の場を再構築することは困難です。非線形変換、空間構造の混合、ノイズを考慮する必要があります。対照的に、フィールドを観測値にマッピングするフォワードシミュレーターは、多くのアプリケーションですぐに利用できます。シミュレーションベースの推論に根ざし、自己回帰モデリングによって強化された多用途のベイジアン場再構成アルゴリズムを紹介します。提案された手法は、一般的な(微分不可能な)フォワードシミュレーターに適用でき、基礎となるフィールドの事後からのサンプリングが可能になります。我々は、概念実証アプリケーションに関する最初の有望な結果、つまり後期密度場からの宇宙論的初期条件の回復を示します。
近赤外背景(NIRB)は、バンド1-10$\mu$mで観察される未解決の光源からの集合光です。角度スケール$\theta\gtrsim1$arcminで測定されたNIRB角パワースペクトルは、既知の銀河集団からの予測をおよそ2桁上回っています。これらの変動を引き起こす原因の性質はまだ不明です。ここでは、NIRB過剰の発生源として原始ブラックホール(PBH)をテストします。PBHを冷たい暗黒物質(DM)成分として考慮し、PBHに降着するガスの放出を宇宙論的な枠組みでモデル化します。我々は、銀河間物質(IGM)とDMハローの両方の降着を説明します。我々は、PBHからのX線放出によるイオン化と加熱を考慮して、IGMの温度変化を自己一貫して導出します。$\Lambda$CDMに加えて、PBHの存在による線形物質パワースペクトルの変化を考慮したモデルを検討します。また、2つのPBH質量分布、つまり$\delta$関数と対数正規分布も調査します。各モデルについて、質量1-$10^3~\mathrm{M}_{\odot}$のPBHによって生成されるNIRBの平均強度と角パワースペクトルを計算します。DM全体がPBHでできているという限定的なケースでは、PBHの放出は観測されたNIRB変動に$<1$パーセント寄与します。PBHの存在量に関する現在の制約を考慮すると、この値は$<0.1$パーセントに減少します。我々は、PBHはNIRBへの実質的な貢献者としては除外されると結論付けています。
銀河内のスカラー第 5 力のスクリーニングの正確な計算
| Title |
Accurate_Computation_of_the_Screening_of_Scalar_Fifth_Forces_in_Galaxies |
| Authors |
Clare_Burrage,_Bradley_March_and_Aneesh_P._Naik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19955 |
スクリーニングメカニズムにより、光スカラーフィールドは、長距離の第5の力の観測不足から生じる制約を動的に回避できます。銀河規模のテストは、私たちの宇宙論を支配する暗黒物質または暗黒エネルギーを説明するために光スカラーが導入される場合に特に興味深いものです。これまで、銀河のスクリーニングを研究した文献の多くは、単純化した近似を使用したスクリーニングについて説明しています。この研究では、銀河系のコンテキストにおけるスクリーニング機構を備えたスカラー場の数値解を計算し、これらを使用して、第5の力がスクリーニングされる場所を支配する新しい正確な条件を導き出します。私たちは、一般的に使用されているスクリーニング済み/スクリーニングなしの2値のしきい値によって、より完全な治療では予測できない状況でも5番目の力の信号を予測できることを示し、既存の制約が大幅に過大評価されている可能性があると結論付けました。我々は、スクリーニング半径の他のさまざまな近似が、パラメータ空間の特定の領域で真のスクリーニング表面を正確に再現できないにもかかわらず、スクリーニングのより正確な代用を提供することを示します。私たちのスキームのデモンストレーションとして、それを理想化された天の川に適用し、太陽系が遮蔽されるパラメーター空間の領域を特定します。
ビッグバン元素合成における $f(R)$ 重力スカラロンによる原始ブラックホール質量の拘束
| Title |
Constraining_primordial_black_hole_masses_through_$f(R)$_gravity_scalarons_in_Big_Bang_Nucleosynthesis |
| Authors |
Abhijit_Talukdar,_Sanjeev_Kalita,_Nirmali_Das_and_Nandita_Lahkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19968 |
ビッグバン元素合成(BBN)は、重力を含む新しい物理を制約するための強力なプローブです。$f(R)$重力理論は、スカラロンとして知られる追加の自由度を導入する、一般相対性理論に代わる興味深い理論です。この研究では、$f(R)$重力におけるブラックホール解の存在を実証し、スカラロン質量とブラックホール質量の関係を展開します。我々は、BBN時代における宇宙膨張率を変更することにより、スカラロンの質量範囲を制限するために、フリーズアウト温度の観測限界を使用しました。天体物理学の暗黒物質候補である原始ブラックホール(PBH)の質量範囲を推定した。BBN時代を損なわないスカラロン質量の範囲は$10^{-16}-10^4\text{eV}$であることがわかります。スカラロン質量ウィンドウ$10^{-16}-10^{-14}\text{eV}$は、太陽系実験から得られた$f(R)$重力PPNパラメーターと一致します。PBHの質量範囲は$10^6-10^{-14}\text{}M_{\odot}$として得られます。BBNによって拘束されたスカラロンは、暗黒物質粒子のようなアクシオンを収容する資格もあります。$f(R)$重力シナリオにおける重水素(D)の割合と相対的なD+$^3$He存在量の推定は、BBNの歴史が一般相対性理論の歴史を模倣していることを示している。PBHの質量範囲は非バリオン暗黒物質に適していますが、BBN有界スカラーロンは$f(R)$重力の独立した強力な場テストを提供します。
混合超軽量暗黒物質の宇宙論的シミュレーション
| Title |
Cosmological_simulations_of_mixed_ultralight_dark_matter |
| Authors |
Alex_Lagu\"e,_Bodo_Schwabe,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_David_J._E._Marsh,_Keir_K._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20000 |
精密宇宙論の時代により、暗黒物質の組成をテストできるようになりました。混合超軽量またはファジィ暗黒物質(FDM)は、質量$m\leq10^{-20}$eVの天体物理学的ドブロイ波長の粒子と、無視できる波長の粒子の組み合わせで構成される暗黒物質を含む宇宙論モデルです。冷たい暗黒物質(CDM)の特性を共有します。この研究では、CDM粒子に重力結合した超軽量成分の暗黒物質波動関数を使用して宇宙体積をシミュレートします。さまざまな割合のCDMとFDMの混合物$(0\%,\;1\%,\;10\%,\;50\%,\;100\%)$と超軽量粒子質量の影響を調査します。$(2.5\times10^{-25}\;\mathrm{eV}-2.5\times10^{-21}\;\mathrm{eV})$の範囲は5桁以上になります。非線形領域における密度摂動の発展を追跡するために、シミュレーションコードAxioNyxを適用して、シュレーディンガーポアソン方程式に従うFDM波動関数と結合したCDMダイナミクスを解きます。非線形パワースペクトルとさまざまなスケールでの構造の成長に対する波の効果の影響を研究します。50ドルを構成するCDMコンポーネントの存在下で、シュルオーディンガーポアソン系の定常状態解がハローの中心に保持されることを確認します。\%$以下の暗黒物質が存在しますが、FDMが$10\%$以下の暗黒物質を占める場合、安定した密度のコアは見つかりません。修正された友人の友人ハローファインダーを実装し、観察されたハローの豊富さと、適応されたハローモデルaxionHMCodeからの予測との間の良好な一致を見つけました。
ベストフィットとモデル選択を超えて -- 暗黒物質ハローのカスプコア推論の「信頼性」を紹介
| Title |
Beyond_Best-Fits_and_Model_Selection_--_Introducing_"Reliability"_of_cusp-core_inference_of_dark_matter_halos |
| Authors |
Manush_Manju_and_Subhabrata_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20272 |
我々は、観測された銀河群におけるカスプコアと他のハローパラメータ（質量濃度など）をより正確に区別する「信頼性」を動機とするベイジアン解析の概念を導入する。私たちのアプローチは、パラメーター推定やモデルフィッティングといった標準的な統計手法を超えています。私たちは、カスピとコアの両方のDM密度プロファイルをモデル入力として使用して、何十万もの現実的なモックSPARCRCを作成します。これらのRCには、観測された不確実性の性質や、観測から生じるさまざまな散乱源、バリオンの存在、DM質量濃度などのSPARCデータの詳細が注意深く組み込まれています。これらの疑似RCのベイジアン解析により、パラメータを再構築して特定することができます。観測可能な銀河内の空間と、推奨されるDMハローモデルまたは異なる密度モデル間でのモデル選択への最適適合を超えて冒険できる理論。カスプとコアを確実に区別するには、恒星表面密度の低い($\Sigma_{\star}$)銀河を選択することが不可欠であることがわかりました。たとえば、$\Sigma_{\star}\leq2.5$の銀河のRCデータは、カスプとコアを75\%の信頼度で区別するために必要です。同様に、ハローの質量と濃度を正しく推定するには、RCを少なくとも半径方向の距離$\geq0.8r_s$まで測定する必要があることもわかりました。ここで$r_s$は、対応するDMハロー密度プロファイルのスケール半径です。私たちの信頼性基準を使用すると、合計$\sim$135個のSPARC銀河のうち、$\geq$75でのDMハローの質量濃度推定値と不偏なカスプコアの区別に使用できる基準をクリアしているのは21個のRCのみであることがわかります。\%信頼性の信頼レベル。$\geq$66\%($\geq$50\%)の信頼性設定では、サンプルサイズは44(59)に増加します。興味深いことに、$\geq75$\%の信頼できるサブサンプルには、確実に核を持つ銀河がカスピよりも5倍多く存在します。[要約]
宇宙物質分布に対するバリオンの影響は、規模や局所密度環境によってどのように変化するのでしょうか?
この研究では、主に新しい統計である環境依存ウェーブレットパワースペクトル(env-WPS)を利用して、バリオン効果がスケールと局所密度環境によってどのように変化するかを調査します。EAGLE、SIMBA、Illustris、IllustrisTNGの4つの最先端の宇宙論シミュレーションスイートを使用して、$z=での流体力学実行と暗黒物質のみ(DMO)実行の間の全物質密度場の環境WPSを比較します。0ドル。クラスタリングは$\rho_\mathrm{m}/\bar\rho_\mathrm{m}<0.1$の最も空の環境で最も強く抑制され、スケール$\の最大振幅$\sim67-89$パーセントであることがわかります。sim1.86-10.96\h\mathrm{Mpc}^{-1}$であり、小規模の高密度環境ではあまり抑制されません(Illustrisを除く)。$\rho_\mathrm{m}/\bar\rho_\mathrm{m}\geqslant0.316$(EAGLEでは$\geqslant10$)の環境では、フィードバックは中規模および大規模な拡張機能にもつながります。$\rho_\mathrm{m}/\bar\rho_\mathrm{m}\geqslant100$の最も密度の高い環境で最も顕著であり、スケール$\sim0.87-では最大$\sim7-15$パーセントに達します。2.62\h\mathrm{Mpc}^{-1}$(Illustrisを除く)。ローカル環境のバリオンの割合は密度の増加とともに減少します。これはフィードバックの強度を示し、シミュレーション間の差異を説明できる可能性があります。また、バリオン物理による$\gtrsim1$パーセントの影響を受ける局所環境の体積と質量の割合も測定します。結論として、私たちの結果は、バリオン過程が$k>0.1\h\mathrm{Mpc}^{-1}$のスケールにわたって宇宙全体の構造を大きく変える可能性があることを明らかにしました。これらの発見は、はるかに大規模またはより多数のシミュレーションを使用したり、異なる宇宙構造分類を比較したり、シミュレーション内の特定のプロセスを変更したりすることによって、さらなる調査と確認を保証するものです。星の形成、ブラックホールの降着、恒星のフィードバック、または活動銀河核のフィードバック。
| Title |
Square-Root_parametrization_of_dark_energy_in_$f(Q)$_cosmology |
| Authors |
M._Koussour,_N._Myrzakulov,_Alnadhief_H._A._Alfedeel,_E._I._Hassan,_D._Sofuo\u{g}lu,_and_Safa_M.Mirgani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20405 |
この論文は、ダークエネルギー(DE)の状態方程式(EoS)パラメータのパラメータ化であり、平方根(SR)形式、つまり$\omega_{SR}=\text{$\omega_{0を使用してパラメータ化されます。}$}+\text{$\omega_{1}$}\frac{z}{\sqrt{z^{2}+1}}$、ここで$\omega_{0}$と$\omega_{1}$は自由な定数です。このパラメータ化は、一般相対性理論(GR)の代替として最近提案された$f(Q)$重力理論の文脈で検証されます。この理論では、重力の効果は、関数形式$を持つ非計量性スカラー$Q$に起因すると考えられます。f(Q)=Q+\alphaQ^{n}$、ここで$\alpha$と$n$は任意の定数です。私たちは、31個のデータポイントを持つハッブルデータセットと、1048個のデータポイントを持つパンテオンサンプル編集データセットからの超新星(SNe)データセットを使用して、モデルパラメーターに対する観測制約を導き出しました。現在のモデルでは、減速パラメータ、密度パラメータ、DEのEoS、$Om(z)$診断の進化がすべて調査されています。減速パラメータが現在の加速膨張段階に有利であることが示されています。現時点では、DEのEoSパラメータが本質的な性質を持っていることも示されています。
NANOGrav 15 年データセットによる超スローロール インフレーションの制約
超スローロール(USR)インフレーションは、小規模スケールでのスカラー摂動の指数関数的増幅を予測し、これは、スカラーモードとテンソルモードの二次膨張における結合を通じて確率的重力波背景波(SGWB)をもたらす。アインシュタインの方程式。この研究では、NANOGrav15年(NG15)データセットからそのようなスカラー誘発SGWBを検索し、USRインフレーションからのSGWBが観測データを説明できることを発見しました。スカラーパワースペクトルの振幅に、$k\sim20\のスケールで$95\%$信頼水準(C.L.)で$P_{\mathrm{Rp}}>10^{-1.80}$までの制約を設けます。\mathrm{pc}^{-1}$。$\log_{10}P_{\mathrm{Rp}}$がピークスケール$\log_{10}k_{\mathrm{p}}$で縮退していることがわかります。また、USRインフレシナリオのデータによって許容されるパラメーター空間も取得します。ここで、USR段階の期間の$e$折り畳み数の下限は$\DeltaN>2.80$($95\%$C.L.)です。USRフェーズは$N\約20$で終了します。USRモデルのモデルパラメーターの事前確率は不確実であるため、ベイズ係数は計算しません。代わりに、適合度を定量化するために、USRインフレーション、宇宙論的相転移のバブル衝突、およびインスピレーションを与える超大質量ブラックホール連星(SMBHB)の対数尤度の最大値をそれぞれ計算します。私たちの結果は、USRインフレからのSGWBがSMBHBからのデータよりもよくデータに適合できることを示唆しています。
制約付き宇宙論シミュレーションにおける個々のハローの再構成の評価
| Title |
Evaluating_the_reconstruction_of_individual_haloes_in_constrained_cosmological_simulations |
| Authors |
Richard_Stiskalek,_Harry_Desmond,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20672 |
制約付き宇宙論シミュレーションは、局所宇宙のモデル化において重要な役割を果たし、局所構造の暗黒物質含有量とその形成履歴の調査を可能にします。私たちは、制約付きシミュレーション間で個々のハローがどの程度確実に再構築されるかを決定する方法を導入し、それをベイジアンからの初期条件の事後確率分布全体にわたる$101$の高解像度実現のConstrainedSimulationsinBORG(CSiBORG)スイートに適用します。OriginReconstructionfromGalaxies(BORG)アルゴリズム。この方法は、あるシミュレーションにおけるハローの初期ラグランジュパッチと別のシミュレーションにおけるハローの初期ラグランジュパッチの重なりに基づいており、したがってハローの粒子が最初に一致する度合いを測定します。この指標により、CSiBORGシミュレーション全体で$M\gtrsim10^{14}~M_\odot/h$ハローの一貫した再構成がわかり、BORGアルゴリズムからの制約が、CSiBORGの質量、位置、固有速度を特定するのに十分であることを示しています。高精度にクラスタリングします。ただし、制約の効果は質量が小さくなるにつれて徐々に減少し、ハローのスピンと濃度はすべての質量でほとんど制約されません。初期条件でハローの一貫性を評価する利点を文書化し、BORGなどの確率的推論マシンのレンズを通して分析された銀河調査データが与えられた場合に、ハローフィールドの知識を定量化するためにこの方法がどのように使用されるかを説明し、マッチングされたもののアプリケーションについて説明します。制約のないシミュレーション。
DECam 黄道探査プロジェクト (DEEP) II.観測戦略と設計
| Title |
The_DECam_Ecliptic_Exploration_Project_(DEEP)_II._Observational_Strategy_and_Design |
| Authors |
Chadwick_A._Trujillo,_Cesar_Fuentes,_David_W._Gerdes,_Larissa_Markwardt,_Scott_S._Sheppard,_Ryder_Strauss,_Colin_Orion_Chandler,_William_J._Oldroyd,_David_E._Trilling,_Hsing_Wen_Lin,_Fred_C._Adams,_Pedro_H._Bernardinelli,_Matthew_J._Holman,_Mario_Juric,_Andrew_McNeill,_Michael_Mommert,_Kevin_J._Napier,_Matthew_J._Payne,_Darin_Ragozzine,_Andrew_S._Rivkin,_Hilke_Schlichting,_and_Hayden_Smotherman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19864 |
我々は、軌道決定のための観測リズム、露光時間、フィールドポインティング、フィルター選択を含むDECam黄道探査プロジェクト(DEEP)の調査戦略を紹介します。この調査の全体的な目標は、セロ・トロロ米州天文台(CTIO)のブランコ4メートル望遠鏡に搭載されたダークエネルギーカメラ(DECam)を使用して、数千個の太陽系外縁天体(TNO)の軌道を発見し、特徴づけることです。この実験は、VとRの両方を包含する広いVRフィルターを使用して、約26.2のマグニチュードを達成するために、いくつかの2.7平方度のDECam視野ごとに空で合計数時間の非常に深い一連の露出を収集するように設計されています。バンドパス。最初の年は、いくつかの夜を組み合わせて、約34平方度の空の面積を達成しました。その後数年で、軌道決定のためにTNOを追跡できるようにフィールドが再調査されました。DEEPが完了すると、新たに発見された天体の数という点でこれまでに行われた太陽系外縁部の調査としては最大規模となり、海王星から30天文単位の距離にある小惑星の個体群に関する複数年分の軌道情報を最も多量に生成することになります。
巨大惑星の不規則衛星とトロイの木馬の間の分光的つながり
| Title |
Spectroscopic_Links_Among_Giant_Planet_Irregular_Satellites_and_Trojans |
| Authors |
Benjamin_N.L._Sharkey,_Vishnu_Reddy,_Olga_Kuhn,_Juan_A._Sanchez,_William_F._Bottke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19934 |
4つの木星の不規則衛星の近赤外線スペクトル($\sim0.75-2.55\\mum$)と2つの木星の不規則衛星と2つの天王星の可視スペクトル($\sim0.32-1.00\\mum$)を収集します。不規則な衛星と4つの海王星のトロイの木馬。私たちは、観測された木星の不規則衛星と、以前に特徴付けられていた木星のトロヤ群との間に密接な類似性があることを発見しました。しかし、不規則な衛星の独特な衝突履歴により、他のグループとの比較が複雑になります。CMおよびCIコンドライトの実験室研究では、粒径とレゴリスの充填状態が暗い炭素質材料のスペクトルに強く影響することが示されています。私たちは、これらの天体のさまざまな活動履歴が、もともと揮発性の氷を含んでいてその後昇華した可能性があり、レゴリスの粒径や充填特性の違いを引き起こし、したがってスペクトルの変動を引き起こす可能性があると仮説を立てています。天王星の衛星SycoraxとCalibanはTNOに似ています。しかし、Sycoraxでは0.7$\mum$付近に特徴が検出され、水和物質の存在が示唆されます。海王星のトロヤ群のサンプルは、私たちが観察している天王星の衛星よりも中立的なスペクトルを持っていますが、カイパーベルトの幅広い色分布と一致しています。NeptuneTrojan2006RJ103の0.65～0.70$\mum$付近に可能性のある特徴が検出され、この集団には水和物質も存在する可能性があることが示唆されています。太陽系外部の水和物質の特徴を明らかにすることで、水和CIおよびCMコンドライト隕石の起源に関する重要な背景が得られる可能性があります。我々は、不規則な衛星の水和状態が、原始カイパーベルトの間に形成された可能性のある母天体の内部の熱履歴をどのように制約するのかについて議論する。
時空を越えた惑星 (PAST) IV: LAMOST-Gaia-Kepler
サンプルによって明らかにされた運動学的年齢の関数としてのケプラー惑星系の発生と構造
| Title |
Planets_Across_Space_and_Time_(PAST)_IV:_The_Occurrence_and_Architecture_of_Kepler_Planetary_Systems_as_a_Function_of_Kinematic_Age_Revealed_by_the_LAMOST-Gaia-Kepler_Sample |
| Authors |
Jia-Yi_Yang,_Di-Chang_Chen,_Ji-Wei_Xie,_Ji-Lin_Zhou,_Subo_Dong,_Zi_Zhu,_Zheng_Zheng,_Chao_Liu,_Weikai_Zong,_and_Ali_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20113 |
天文学における基本的な疑問の1つは、惑星系がどのように形成され、進化するかということです。時間の関数として惑星の出現と構造を測定することは、この問題に直接対処します。PlanetsAcrossSpaceandTime(PAST)シリーズの4番目の論文では、LAMOST-Gaia-Keplerサンプルを使用して、運動年齢の関数としてケプラー惑星系の発生と構造を調査します。年齢の影響を分離するために、他の恒星の特性(金属性など)が制御されてきました。次のような結果が得られます。(1)ケプラー型惑星を持つ星の割合($F_{\text{Kep}}$)は、すべての星で約50%です。$F_{\text{Kep}}$と年齢の間に有意な傾向は見られません。(2)平均惑星多重度($\bar{N}_p$)は、年齢とともに減少傾向(~2$\sigma$有意性)を示します。1回転未満の星の場合は$\bar{N}_p$~3から、約8回転の星の場合は$\bar{N}_p$~1.8まで減少します。(3)恒星あたりの惑星の数($\eta=F_{\text{Kep}}\times\bar{N}_p$)も減少傾向を示しています(~2-3$\sigma$有意性)。若い星の場合は$\eta$~1.6-1.7から、古い星の場合は$\eta$~1.0まで減少します。(4)惑星の相互軌道傾斜角($\sigma_{i,k}$)は、恒星になるにつれて$1.2^{+1.4}_{-0.5}$から$3.5^{+8.1}_{-2.3}$まで増加します。老化は0.5から8Gyrで、$\log{\sigma_{i,k}}=0.2+0.4\times\log{\frac{\text{Age}}{\text{1Gyr}}}$が最適です。興味深いことに、太陽系もそのような傾向に当てはまります。$F_{\text{Kep}}$が年齢に対してほぼ50%独立していることは、銀河系の歴史を通じて惑星の形成が堅牢で安定していることを意味します。$\bar{N}_p$と$\sigma_{i,k}$の年齢依存性は、惑星の構造が進化しており、一般に惑星系は年齢が上がるにつれて動的に温度が上がり、惑星の数が減ることを示しています。
NEO Surveyor Near Earth 小惑星の既知の天体モデル
| Title |
The_NEO_Surveyor_Near_Earth_Asteroid_Known_Object_Model |
| Authors |
Tommy_Grav,_Amy_K._Mainzer,_Joseph_R._Masiero,_Dar_W._Dahlen,_Tim_Spahr,_William_F._Bottke_and_Frank_J._Masci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20149 |
既知の地球近傍天体(NEO)の数は32,000個を超える天体で構成されており、年間発見率は3,000個を超えるNEOです。次世代のNEO調査の重要な要素は、サイズの関数としての年間発見率の計算を含む、既知の天体の個体数を理解することです。NASAのNEOSurveyor(NEOS)ミッション用に開発された地球近傍小惑星(NEA)参照モデルと、現在および過去の主要な地上調査のモデルを使用し、サイズと絶対等級の関数として現在のNEA調査の完全性を推定します。が決定されました(既知のオブジェクトモデル(KOM)と呼ばれます)。これにより、NEAの既知のカタログとNEOSによって観測されると予想される天体の交差部分を理解することができます。現在のNEAの個体数は、1億4000万個を超える天体に対して$\sim38\%$完全であることが判明し、Harris&Chodas(2021)による推定と一致しています。NEOSは、1億4,000万以上のNEAの3分の2以上をカタログ化すると予想されており、その結果、5年間の名目調査終了時点でカタログ化されたNEAの$\sim76\%$が得られ(Mainzeretal,2023})、米国に向けて大きな進歩を遂げています。議会の命令。KOMは、現在カタログ化されているオブジェクトの$\sim77\%$がNEOSによって検出され、検出されなかったオブジェクトは5年間のミッション終了時の最終的な完全性への$\sim9\%$に寄与すると推定しています。このモデルでは、危険な小惑星の個体群をカタログ化するという目標に向けた進捗状況をより完全に評価するために、NEOSurveyorのミッションを現在の調査の文脈に位置づけたことに対して。
構造化された原始惑星系円盤の外部光蒸発
| Title |
The_external_photoevaporation_of_structured_protoplanetary_disks |
| Authors |
Mat\'ias_G\'arate,_Paola_Pinilla,_Thomas_J._Haworth,_and_Stefano_Facchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20214 |
惑星形成円盤内の塵は成長と半径方向のドリフトを通じて急速に進化し、外部の光蒸発も大規模な星形成領域でのこの進化に寄与します。私たちは、下部構造の存在が、大規模な星形成領域内に位置する原始惑星系円盤で観測された塵成分とミリメートル連続放射の存続を説明できるかどうかをテストします。また、光蒸発風によって除去される塵の内容も特徴付けます。このため、異なるダストトラップ位置で$F_{UV}=10^2$、$10^3$、および$10^4\,G_0$の照射野にさらされる原始惑星系円盤の流体力学シミュレーションを実行しました。FRIEDグリッドを使用して、各照射野とディスク特性の質量損失率を導き出し、時間の経過に伴う塵の質量の変化を測定しました。各シミュレーションについて、$\lambda=1.3\,\textrm{mm}$での連続体放出を、連続体束の$90\%$を包含する半径とともに推定し、光蒸発風に同伴される塵のサイズ分布を特徴付けます。得られた遠紫外(FUV)断面図。私たちのシミュレーションによると、ダストトラップの存在により、FUV照射が$F_{UV}\lesssim10^3G_0$の場合、ディスクのダスト成分の寿命が数百万年に延長される可能性がありますが、これはダストトラップが存在する場合に限ります。光蒸発切断半径内。FUV照射が強い場合($10^4\,G_0$)、または基礎構造が光蒸発半径の外側にある場合、円盤のダスト成分は急速に飛散します。しかし、光蒸発風に乗ったダスト粒子により、進化の初期には$\sigma\およそ10^{-22}\,\textrm{cm}^2$の吸収FUV断面積が生じる可能性があることがわかりました($<0.1Myr)、これは総質量損失率を低減する自己遮蔽効果を引き起こし、負のフィードバックループプロセスで円盤の分散を遅くするのに十分です。
Ncorpi$\mathcal{O}$N : 衝突系および断片化系における N 体統合のための $\mathcal{O}(N)$ ソフトウェア
| Title |
Ncorpi$\mathcal{O}$N_:_A_$\mathcal{O}(N)$_software_for_N-body_integration_in_collisional_and_fragmenting_systems |
| Authors |
J\'er\'emy_Couturier,_Alice_C._Quillen,_Miki_Nakajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20374 |
Ncorpi$\mathcal{O}$Nは、中心質量を周回する微惑星や小惑星の衝突および断片化システムを時間効率よく統合するために開発された$N$体ソフトウェアです。クレーターのスケーリングと噴出物モデルに基づいた破砕モデルを備えており、激しい衝撃をリアルにシミュレートできます。Ncorpi$\mathcal{O}$Nのユーザーは、4つの異なる組み込みモジュールから選択して、自己重力を計算し、衝突を検出できます。これらの1つは、メッシュベースのアルゴリズムを利用して、相互作用を$\mathcal{O}(N)$時間で処理します。標準のBarnes-Hutツリーコードよりもはるかに効率的なもう1つのモジュールは、FalcONと呼ばれる$\mathcal{O}(N)$ツリーベースのアルゴリズムです。これは重力計算のために高速な多極展開に依存しており、それを衝突検出にも適用しました。3次元のヒルベルト曲線を使用してツリー構造を構築することにより、計算時間が短縮されます。相互重力計算の精度が同じ場合、Ncorpi$\mathcal{O}$Nは有名なソフトウェアREBOUNDよりも最大25倍高速であることがわかります。Ncorpi$\mathcal{O}$Nは完全にC言語で書かれており、実行にはCコンパイラのみが必要です。基本的なPythonライブラリのみを必要とするPythonアドオンは、出力ファイルからシミュレーションのアニメーションを生成します。サソリを思わせるNcorpi$\mathcal{O}$Nという名前は、$N$-体を意味するフランス語の$N$-corpsと数学表記$\mathcal{O}(N)$に由来しています。これは、ソフトウェアの実行時間がムーンレットの総数$N$に対してほぼ直線的であるためです。Ncorpi$\mathcal{O}$Nは、微惑星または小惑星の降着または断片化する円盤の研究のために設計されています。REBOUNDよりも高速に衝突を検出し、相互重力を計算します。また、他の$N$-bodyインテグレータとは異なり、断片化によって衝突を解決できます。高速多極拡張は最大6次まで実装され、相互重力計算の高精度が可能になります。
人工ニューラル ネットワークを使用して重力 N 体問題を解決するためのハイブリッド アプローチ
| Title |
A_hybrid_approach_for_solving_the_gravitational_N-body_problem_with_Artificial_Neural_Networks |
| Authors |
Veronica_Saz_Ulibarrena,_Philipp_Horn,_Simon_Portegies_Zwart,_Elena_Sellentin,_Barry_Koren,_Maxwell_X._Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20398 |
問題の複雑さは物体の数に応じて二次関数的に増加するため、重力N体問題の展開のシミュレーションは、Nが増加するにつれて非常に計算コストが高くなります。私たちは、惑星システムの統合の高価な部分を置き換えるための人工ニューラルネットワーク(ANN)の使用を研究しています。物理知識を含むニューラルネットワークはここ数年で人気が高まっていますが、天体の運動のシミュレーションを高速化するためにニューラルネットワークを使用する試みはほとんど行われていません。私たちは、数値シミュレーションの計算コストのかかる部分をハミルトニアンニューラルネットワークで置き換えることの利点と限界を研究します。私たちは、この問題の課題を理解することに特に注意を払いながら、小惑星を伴う惑星系の数値積分の結果を、ハミルトニアンニューラルネットワークおよび従来のディープニューラルネットワークによって得られた結果と比較します。重力運動方程式の非線形性により、積分誤差が伝播します。ニューラルネットワークを使用する方法の堅牢性を高めるために、ネットワークの予測を評価し、不正確であるとみなされる場合は数値解に置き換えるハイブリッドインテグレーターを提案します。ハミルトニアンニューラルネットワークは、シンプレクティック積分器の動作に似た予測を行うことができますが、トレーニングが難しく、今回の場合、入力が最大7桁異なる場合に失敗します。対照的に、ディープニューラルネットワークはトレーニングが簡単ですが、エネルギーを節約できないため、リファレンスソリューションからの乖離が早くなります。ニューラルネットワークを組み込むように設計されたハイブリッドインテグレータにより、計算コストを大幅に増加させることなく、方法の信頼性が向上し、大きなエネルギーエラーが防止されます。この問題では、小惑星の数が70を超える場合、ニューラルネットワークを使用するとシミュレーションが高速になります。
セドノイドの原始軌道配列
私たちは、最も分離された3つの太陽系外天体(TNO)であるセドナ、2012VP113、およびLeleakuhonua(2015TG387)の過去の歴史を調べました。これらは、セドノイドとして知られる動的クラスの最も明確な3つのメンバーであり、近日点距離$q$が高くなります。太陽系の年齢に応じてそれらの公称（および一連のクローン）軌道を逆方向に統合すると、驚くべきことに、それらのすべての後尾線が密集した唯一の時期は、4.5ギル前の近日点経度$\varpi$200{\deg}であることがわかりました。。この「原始配列」は、大長径カイパーベルトにおける現在の空上クラスタリングに寄与する観測バイアスとは独立しています。将来のセドノイドの発見によってこれらの発見が確認される場合、これは、初期の分離したTNO個体群にこの特定の背側方位を刻印し、その後4つの巨大惑星からの単純な歳差運動によってのみ修正された、惑星形成時代の最初の出来事であることを強く主張することになる。他のセドノイドも同じ原始値の周りに集まっている場合、太陽系外縁部にまだ惑星が存在することを示唆するさまざまなモデルは、この配列と互換性がないことになります。私たちは、原始的な配列を説明できる可能性がある2つのシナリオを検証しました。まず、不正惑星モデル(別の巨大な惑星が、放出されるまでその経度付近で近日点を上昇させるモデル)は、自然にこの痕跡を生成します。あるいは、太陽系の歴史の初期に恒星が接近すると近日点が上昇しますが、強力な後天体クラスターを形成するのは苦手です。他の既知の$35<q<55$auTNOはすべて、摂動が大きすぎるか、軌道がまだ不確実すぎて、このパラダイムに賛成か反対かの証拠を提供できないことを示します。
TOI-5344 b: 超太陽金属量 M0 矮星を周回する土星のような惑星
| Title |
TOI-5344_b:_A_Saturn-like_planet_orbiting_a_super-Solar_metallicity_M0_dwarf |
| Authors |
Te_Han,_Paul_Robertson,_Shubham_Kanodia,_Caleb_Ca\~nas,_Andrea_S.J._Lin,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Alexander_Larsen,_Henry_A._Kobulnicky,_Suvrath_Mahadevan,_Chad_F._Bender,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Mark_E._Everett,_Arvind_F._Gupta,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20634 |
TOI-5344bの惑星の性質は、M0矮星の周りを通過する巨大な系外惑星であることが確認されました。TOI-5344bは、トランジット系外惑星調査衛星測光によって発見され、地上測光(レッドビューツ天文台0.6メートル望遠鏡)、動径速度(ハビタブルゾーン惑星ファインダー)、およびスペックルイメージング(NN-ExploreExoplanet)によって確認されました。ステラスペックルイメージャ）。TOI-5344bは、惑星半径$9.7\pm\の土星のような巨大惑星($\rho=0.80^{+0.17}_{-0.15}\\text{gcm}^{-3}$)です。0.5\\text{R}_{\oplus}$($0.87\pm\0.04\\text{R}_{\text{Jup}}$)および惑星質量$135^{+17}_{-18}\text{M}_{\oplus}$($0.42^{+0.05}_{-0.06}\\text{M}_{\text{Jup}}$)。公転周期は$3.792622\pm0.000010$日、軌道離心率は$0.06^{+0.07}_{-0.04}$です。TOI-5344の[Fe/H]=$0.48\pm0.12$という高い金属量を測定しました。この高い金属量は、形成から核の降着までの予想と一致しています。巨大系外惑星のM型矮星母体の金属量を、非巨人のM型矮星母体の金属量と比較します($\lesssim8\\text{R}_{\oplus}$)。2つの母集団は異なる金属量分布を示しているように見えますが、サンプルに関するさまざまな注意事項により定量的試験は禁止されています。
FIRE宇宙論的流体力学シミュレーションにおける強いクエーサー風によって駆動される高密度の恒星塊の形成
| Title |
Dense_stellar_clump_formation_driven_by_strong_quasar_winds_in_the_FIRE_cosmological_hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Jonathan_Mercedes-Feliz_(1),_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar_(1_and_2),_Boon_Kiat_Oh_(1),_Christopher_C._Hayward_(2),_Rachel_K._Cochrane_(3_and_2),_Alexander_J._Richings_(4),_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere_(5),_Sarah_Wellons_(6),_Bryan_A._Terrazas_(3),_Jorge_Moreno_(7),_Kung_Yi_Su_(8,_3_and_2),_Philip_F._Hopkins_(9)_((1)_UConn,_(2)_Flatiron,_(3)_Columbia,_(4)_University_of_Hull,_(5)_Northwestern,_(6)_Wesleyan,_(7)_Pomona,_(8)_Harvard,_(9)_Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19863 |
私たちは、強いクェーサー風の存在下で$z\sim2$にある巨大な星形成銀河の一連の高解像度宇宙論的ズームインシミュレーションで、高密度の星の塊の形成を調査しました。私たちのシミュレーションには、FeedbackInRealisticEnvironments(FIRE)プロジェクトからの多相ISM物理学と、高度に洗練された降着円盤風の新しい実装が含まれています。私たちは、強力なクェーサー風が銀河の成長に地球全体に悪影響を及ぼし、最も強い場合には星の質量${\rmM}_{\star}\sim10^{7}を持つ中心から外れた塊の形成を引き起こす可能性があることを示しました。\,{\rmM}_{\odot}$、有効半径${\rmR}_{\rm1/2\,\rm塊}\sim20\,{\rmpc}$、表面密度$\Sigma_{\star}\sim10^{4}\,{\rmM}_{\odot}\,{\rmpc}^{-2}$。塊状の始原ガス雲はもともと星を形成するものではありませんが、クエーサー風によって引き起こされる強いラム圧力勾配（風のない場合に経験されるよりも桁違いに強い）により、ガスが急速に圧縮され、その後、はるかに高い密度の星に変換されます。星形成ガスの平均密度よりも高い。AGNによって引き起こされる星形成塊は${\rmSFR}\sim50\,{\rmM}_{\odot}\,{\rmyr}^{-1}$および$\Sigma_{\rmに達しますSFR}\sim10^{4}\,{\rmM}_{\odot}\,{\rmyr}^{-1}\,{\rmkpc}^{-2}$のほとんどを変換します$\sim$2\,Myrでは、始原ガス雲が星に流れ込み、最初の自由落下時間よりも大幅に速く、星のフィードバックによって星の形成を止めることができません。対照的に、クェーサー風のない同じガス雲は、はるかに長い期間($\sim$35\,Myr)にわたって星を形成し、密度は低くなり、空間的一貫性が失われます。したがって、最近消光した銀河内に若くて超高密度の重力で束縛された星の塊が存在するということは、強力なクェーサー風の強い負の影響と並行して作用する局所的な正のフィードバックを示している可能性があり、球状星団のもっともらしい形成シナリオを提供することになる。
SDSS J1004+4112 用の自由形式およびハイブリッド レンズ モデル: サブ構造と中心画像の時間遅延制約
| Title |
Free-Form_and_Hybrid_Lens_Models_for_SDSS_J1004+4112:_Substructure_and_Central_Image_Time_Delay_Constraints |
| Authors |
Derek_Perera,_Liliya_L._R._Williams,_Jori_Liesenborgs,_Agniva_Ghosh,_Prasenjit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19884 |
SDSSJ1004+4112はよく研究された重力レンズで、最初に到着するクエーサー画像と4番目に到着するクエーサー画像の間の時間遅延が最近測定されました。この新しい制約を使用して、複数の画像と時間遅延データのみを入力として使用するレンズ反転法{\ttGRALE}を使用して、更新された自由形式レンズ再構成を提示します。さらに、最も明るい銀河団(BCG)のモデルをSersicレンズとして含めることにより、ハイブリッドレンズ再構成を取得します。どちらの再構成でも、入力として2つの画像セットを使用します。1つはすべての識別された画像を含み、もう1つは誤って識別された可能性のある画像を除いた修正されたセットです。また、完了した{\ttGRALE}実行時に実行されるソース位置最適化MCMCルーチンも開発しました。これにより、各モデルが観察された画像の位置と時間遅延をよりよく一致させることができます。すべての再構成では同様の質量分布が生成され、ハイブリッドモデルでは中心でより急なプロファイルが見つかります。同様に、すべての質量分布はNavarro-Frenk-White(NFW)プロファイルによって適合され、以前のパラメトリック再構成およびチャンドラX線観察から得られた結果と一致する結果が得られます。私たちは、明らかにどの星団メンバー銀河にも属さず、すべてのモデルに存在する$\sim5\times10^{11}M_{\odot}$部分構造を特定し、その現実を研究します。自由形式モデルとハイブリッドモデルを使用して、クエーサー画像の中心時間遅延がそれぞれ$\sim2980\pm270$日と$\sim3280\pm215$日であると予測します。この時間遅延を将来測定する可能性は、観測上の課題ではあるものの、中心密度プロファイルの急峻性をさらに制約することになるでしょう。
ERGO-ML -- 対照学習による IllustrisTNG と HSC 銀河画像の比較
| Title |
ERGO-ML_--_Comparing_IllustrisTNG_and_HSC_galaxy_images_via_contrastive_learning |
| Authors |
Lukas_Eisert,_Connor_Bottrell,_Annalisa_Pillepich,_Rhythm_Shimakawa,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Dylan_Nelson,_Eirini_Angeloudi,_Marc_Huertas-Company |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19904 |
最新の宇宙論的流体力学的銀河シミュレーションは、宇宙時間にわたって合理的に現実的な数万の合成銀河を提供します。しかし、実際の宇宙と比較して、シミュレートされた宇宙の現実性のレベルを定量的に評価することは困難です。ERGO-MLシリーズ(機械学習による銀河観測データからの現実の抽出)のこの論文では、対照学習を利用して、星の光の画像に基づいて、シミュレートされた銀河と観測された銀河の大規模なサンプルを直接比較します。これにより、要約統計を指定する必要がなくなり、観測の情報コンテンツ全体を活用できるようになります。私たちは、宇宙論シミュレーションTNG50およびTNG100を使用して、実際のHyperSuprime-Cam(HSC)観測に似た調査現実的な銀河模擬データセットを作成します。私たちの焦点は、$z=0.1-0.4$で$10^9$から$10^{12}M_\odot$までの星の質量を持つ銀河にあります。これにより、実際のHSC観測と比較して、シミュレートされたTNG銀河の現実性を評価することができます。自己教師あり対比学習法NNCLRを、シミュレーションデータセットと観測データセット(g、r、i-バンド)の両方からの画像に適用します。これにより、関連するすべての観測可能な銀河特性がコード化された256次元の表現空間が得られます。まず、この多次元空間で類似の画像を探すことで、実際の銀河によく似た模擬銀河を特定することができます。さらに強力なのは、これら2つの画像セットの表現間の配列を定量化し、TNG銀河の大部分($\gtrsim70$パーセント)が観測されたHSC画像とよく配列していることを発見したことです。しかし、より大きなサイズ、より急峻なSersicプロファイル、より小さなSersic楕円率、およびより大きな非対称性を備えたシミュレーション銀河のサブセットは非現実的であるように思われます。また、シミュレートされたTNG銀河をグラウンドトゥルースとして使用して実際のHSC銀河の特性を推測することにより、得られた画像表現の有用性を実証します。
核星団密度プロファイルの衝突形成
高密度の核星団に囲まれた超大質量ブラックホール(SMBH)は、多くの銀河の中心に存在します。この高密度の環境では、星間で高速衝突が頻繁に発生します。天の川銀河核星団内の約$10\%$の星は、主系列から進化する前に他の星と衝突します。衝突は、最も速く周回し、最も高い星の密度の領域を通過する、強く結合した星に優先的に影響を及ぼします。したがって、時間の経過とともに、衝突は核星団のバルク特性を形成します。私たちは、星団の恒星密度プロファイルに対する衝突の影響を調べます。衝突によって密度プロファイルに転換点が生じ、それが解析的に決定できることを示します。初期密度プロファイルと衝突モデルを変化させて、$10$Gyrにわたる恒星の密度プロファイルの進化を特徴づけます。古く、最初尖った個体群は、密度プロファイルが$0.1$pc付近で切れ目を示すのに対し、浅い密度プロファイルは$0.01$pcの外側で初期形状を保持していることがわかりました。初期密度プロファイルは、初期条件に関係なく、常に数10パーセクの範囲内で保存されます。最後に、衝突の形をした内部星団内の星の明るさと色に対する衝突の影響についてコメントします。
宇宙の網のフィラメントとノードにおける HOD の特徴付け
| Title |
Characterising_HOD_in_filaments_and_nodes_of_the_cosmic_web |
| Authors |
Noelia_R._Perez,_Luis_A._Pereyra,_Georgina_Coldwell,_Facundo_Rodriguez,_Ignacio_G._Alfaro,_Andr\'es_N._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19928 |
宇宙形成の標準的なパラダイムは、フィラメントを介したより質量の小さい銀河系の継続的な降着による階層的クラスタリングから大きな構造が形成されることを示唆しています。これに関連して、フィラメント状構造は、ノードなどの高密度領域を接続し、宇宙空隙などの低密度領域に囲まれることにより、銀河の性質と進化において重要な役割を果たしています。\textsc{Illustris}TNG300-1流体力学シミュレーションから\textsc{DisPerSE}によって抽出されたフィラメントおよびポイントクリティカルカタログを利用できるため、これらの構造の詳細な分析が可能になります。ハロー占有分布(HOD)は、銀河と暗黒物質ハローを結び付けるための強力なツールであり、銀河の形成と進化の制約付きモデルを可能にします。この研究では、ハロー占有の利点とフィラメントネットワークからの情報を組み合わせて、フィラメントとノードのHODを分析します。私たちの研究では、宇宙のフィラメントとノードの内部領域をその周囲から区別します。結果は、フィラメント構造が全銀河サンプルと同様の傾向を示し、フィラメントが広範囲の密度に広がっているにもかかわらず、平均密度の領域を表している可能性があることを示しています。ノードサンプルの場合、低質量ノードで過剰な淡い青色の銀河が見つかり、これらの構造がウイルス化されておらず、銀河がフィラメントを通って継続的に落下している可能性があることを示唆しています。むしろ、より高質量のハローは進化のより進んだ段階にあり、ウイルス化構造の特徴を示している可能性があります。
MAGPI 調査: 星間物質のさまざまなトレーサーと z~0.3 の恒星集団に対するスパイラル アームの影響
| Title |
The_MAGPI_Survey:_Effects_of_Spiral_Arms_on_Different_Tracers_of_the_Interstellar_Medium_and_Stellar_Populations_at_z~0.3 |
| Authors |
Qian-Hui_Chen,_Kathryn_Grasha,_Andrew_J._Battisti,_Emily_Wisnioski,_Trevor_Mendel,_Piyush_Sharda,_Giulia_Santucci,_Zefeng_Li,_Caroline_Foster,_Marcie_Mun,_Hye-Jin_Park,_Takafumi_Tsukui,_Gauri_Sharma,_Claudia_D.P._Lagos,_Stefania_Barsanti,_Lucas_M._Valenzuela,_Anshu_Gupta,_Sabine_Thater,_Yifei_Jin,_Lisa_Kewley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20073 |
渦巻き構造は円盤銀河の永年進化の重要な推進力ですが、渦巻き腕の起源と銀河の発達に対する渦巻き腕の影響は依然として謎に包まれています。この研究では、積分場分光法(MAGPI)による中世銀河特性調査で、z~0.3にある2つの3本腕渦巻銀河を紹介します。マルチユニット分光ユニット(MUSE)の高い空間分解能(約0.6インチ)を利用して、さまざまなスペクトルパラメーター(アルファ、気相金属量、D4000)の2次元分布を調査します。MAGPI1202197197(SG1202)の下流と上流のスパイラルアームの間で、ハルファ(~0.2dex)および気相金属量(~0.05dex)の大きなオフセットが見られます。この観察上の特徴は、SG1202の螺旋構造が密度波理論から生じたものと一致していることを示唆しています。MAGPI1204198199(SG1204)では、ハルファまたは気相金属度の方位角の変化は観察されません。これは、SG1204の螺旋腕がSG1202よりも緊密であり、円盤内でのより強い混合効果が生じていることに起因すると考えられます。両方の銀河に方位角D4000の変化がないことは、異なる年齢の星が渦巻き腕の間でよく混合され、円盤領域の周囲に分布していることを示唆しています。HalphaとD4000の異なる方位分布は、渦巻銀河の2D分布を研究する際に、さまざまなスペクトルパラメーターによって追跡される時間スケールの重要性を強調しています。この研究は、z~0.3の星間物質(ISM)と星の集団を追跡することによってらせん構造を制約する実現可能性を実証しており、この研究をMAGPI調査全体に拡大する計画がある。
温吸収体の時間依存性光イオン化モデリング: 高分解能スペクトルとフレア光曲線への応答
| Title |
Time_Dependent_Photoionization_Modeling_of_Warm_Absorbers:_High-Resolution_Spectra_and_Response_to_Flaring_Light_Curves |
| Authors |
Dev_R_Sadaula,_Timothy_R_Kallman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20080 |
活動銀河核における高温吸収体流出の時間依存性光イオン化モデル化は、高温吸収体と中心ブラックホールとの相互作用を理解する上で重要な役割を果たす可能性がある。中心連続体の可変的な性質により、暖かい吸収体は平衡状態から外れている可能性があります。この論文では、時間依存の光イオン化モデリングを利用して、温かい吸収体ガスが時間とともにどのように変化するか、また放射線場の変化にどのように反応するかを研究します。フレア入射光曲線を組み込んで、準位分布、加熱と冷却、および放射伝達の時間依存方程式を同時に一貫して解く光イオン化コードを使用して、暖かい吸収体の挙動を調査します。電離、再結合、加熱、冷却、雲を通る電離放射線の移動など、ガス雲内の物理プロセスをシミュレートします。時間依存の放射伝達が重要であり、この影響を定量的かつ体系的に省略した計算では吸収が過小評価されることを示します。このようなモデルは、暖かい吸収体の特性についての重要な洞察を提供し、その密度と空間分布を制限することができます。
BP3M: ハッブル宇宙望遠鏡とガイア データから導出されたベイジアン位置、視差、固有運動
| Title |
BP3M:_Bayesian_Positions,_Parallaxes,_and_Proper_Motions_derived_from_the_Hubble_Space_Telescope_and_Gaia_data |
| Authors |
Kevin_A._McKinnon,_Andr\'es_del_Pino,_Constance_M._Rockosi,_Miranda_Apfel,_Puragra_Guhathakurta,_Roeland_P._van_der_Marel,_Paul_Bennet,_Mark_A._Fardal,_Mattia_Libralato,_Eduardo_Vitral,_Laura_L._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20099 |
我々は、ハッブル~宇宙~望遠鏡(HST)画像とガイアの間で相互一致するソースの位置、視差、固有運動(PM)を、疎なフィールド($N_*<10)であっても測定する、階層型ベイジアンパイプラインBP3Mを紹介します。画像あたり$)--最近のGaiaHubツールから拡張。この技術は、HST画像内の光源の位置を予測するための事前予測としてGaiaで測定された天文法を使用するため、背景銀河/QSOを使用せずにHST画像をグローバル基準フレームに配置することができます。FornaxおよびDracodSphsで公開されているコードをテストすると、$20.5<G<21~\mathrm{mag}$でGaiaDR3単体の中央値より8～13倍正確なPMを測定できます。私たちは、合成データを使用してBP3M天文法に対する観測戦略の効果を調査し、PMの不確実性を犠牲にすることなく視差と位置精度を改善する最適な戦略を見つけることができます。まばらなCOSMOSフィールドの1619枚のHST画像(HST画像あたり中央値9個のガイアソース)を使用して、$16<G<21.5~\mathrm{mag}$の範囲にある2640個の固有のソースのBP3MPMを測定します。そのうちの25%にはガイアが含まれていませんPM;$20.25<G<20.75~\mathrm{mag}$ソースのBP3MPM不確実性の中央値は、Gaiaからの$1.03~$mas/yrと比較して$0.44~$mas/yrですが、Gaiaで測定されたPMのないソースのBP3MPM不確実性の中央値は$0.44~$mas/yrです。($20.75<G<21.5~\mathrm{mag}$)は$1.16~$mas/年です。BP3Mパイプラインを支える統計は、さまざまな画像、時代、望遠鏡からの位置測定値を組み合わせる汎用的な方法であり、これにより調査とアーカイブ間で情報を共有し、各カタログのみから得られるものよりも高い天文精度を達成できます。
クラスター内ライトとそのホスト ハローの関係: 形成時間とさまざまなチャネルからの寄与
| Title |
The_Connection_between_the_Intracluster_Light_and_its_Host_Halo:_Formation_Time_and_Contribution_from_Different_Channels |
| Authors |
Emanuele_Contini,_Jinsu_Rhee,_San_Han,_Seyoung_Jeon_and_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20135 |
Continietal.で提示された分析を拡張します。2023年、大規模なサンプルにおけるクラスター内光(ICL)の割合とハロー質量の関係、赤方偏移との依存性、ハロー濃度と形成時間の役割に焦点を当て、$z=2$までのより高い赤方偏移へ$13\lesssim\logM_{halo}\lesssim15$でシミュレートされた銀河グループ/クラスターの数。さらに、主要な焦点は、総量に対するICL形成の主要チャネルによってもたらされる相対的な寄与を分離することです。より高い赤方偏移でのICL画分はハロー質量に弱く依存しており、最近の観察と一致して、現時点でのICL画分と同等です。恒星の剥離、結合、前処理はICL形成の主要な経路であり、恒星の剥離はハロー質量や赤方偏移に関係なく、ICL全体の$\sim90\%$を占めます。前処理は、クラスターがすでに形成されたICLを形成するための重要なプロセスです。拡散成分は$z\sim0.6$と非常に早く形成され、その形成はハローの濃度と形成時間の両方に依存し、より集中して早期に形成されたハローは、後から形成されるハローよりも早くICLを組み立てます。このプロセスの効率はハローの質量とは無関係ですが、赤方偏移が減少するにつれて増加します。これは、濃度が増加するにつれて星の剥離が時間の経過とともにより重要になることを意味します。これは、ICLとハローの動的状態との間の関連性を強調しています。拡散光の割合が高いグループ/クラスターは、より集中し、緩和され、成長の高度な段階にあります。
準銀河POX 52の共進化と核構造を電波からX線までの多波長データで研究
| Title |
Co-evolution_and_Nuclear_Structure_in_the_Dwarf_Galaxy_POX_52_Studied_by_Multi-wavelength_Data_From_Radio_to_X-ray |
| Authors |
Taiki_Kawamuro,_Claudio_Ricci,_Satoshi_Yamada,_Hirofumi_Noda,_Ruancun_Li,_Matthew_J._Temple,_Alessia_Tortosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20137 |
$z=0.021$にある近くの矮銀河POX52には、$M_{\rmBH}\sim10^{5-6}M_\odot$のブラックホール(BH)質量を持つ活動銀河核(AGN)が存在します。エディントン比は$\sim$0.1-1です。この天体は、低質量高度降着系におけるAGNとホスト銀河の両方の特性を研究する貴重な機会を提供します。そのために、X線からラジオまでの多波長データを収集しました。まず、スペクトルエネルギー分布を構築し、それをAGNとホスト銀河の成分に当てはめることにより、AGN円盤とダスト-トーラスの成分を制約します。次に、AGNディスクの発光を考慮しながら、光学HST画像を分解します。その結果、古典的なバルジ成分が存在する可能性が高く、その質量($M_{\rmbulge}$)が局所関係からの期待値と一致することがわかりました。最後に、NuSTARとXMM-Newtonによって取得された新しい準同時X線(0.2～30keV)データを解析します。X線スペクトルは、マルチカラーの黒体、暖かいコロナと熱いコロナ、およびディスクとトーラスの反射コンポーネントによって再現できます。これに基づいて、スピンは$a_{\rmスピン}=0.998_{-0.814}$と推定され、これは現在のBH質量の大部分が長期にわたる質量降着によって達成されたことを示唆している可能性があります。バルジの存在を考慮すると、POX52は銀河合体を起こしたと考えられますが、$M_{\rmBH}$-$M_{\rmbulge}$関係と推定される長期にわたる降着は、AGNフィードバックが発生したことを示唆している可能性があります。AGN構造に関しては、高温コロナのスペクトル勾配、ボロメータ放射に対する相対強度、およびトーラス構造が、近くのAGNで見られるエディントン比依存性と一致していることがわかりました。
同位体比は、星の元素合成と化学進化を調べるための優れたツールです。IRAM30m望遠鏡を用いて、銀河中心巨大分子雲いて座B2(SgrB2)に向かうOCS、OC34S、O13CS、OC33SのJ=7-6回転遷移の高感度マッピング観測を実施しました。硫黄同位体比を決定するには、光学的に細く汚染されていない線のある位置が選択されます。32S/34S比17.1\pm0.9はOCSおよびOC34S系統から得られ、34S/33S比6.8\pm1.9はOC34SとOC33Sの統合強度比から直接得られました。独立した正確な32S/34S比の測定により、我々の結果は、銀河中心に向かう32S/34S比の減少傾向の終結を裏付け、銀河中心での大質量星の生成の減少を示唆しています。
グラフ理論的アプローチにより、銀河のフィラメント構造が形成される臨界閾値を特定
| Title |
Graph_Theoretic_Approach_Identifies_Critical_Thresholds_at_which_Galaxy_Filamentary_Structures_Form |
| Authors |
Sophia-Gisela_Strey,_Alexander_Castronovo,_Kailash_Elumalai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20184 |
数値シミュレーションと観測は、銀河が均一に分布していないことを示しています。宇宙論では、宇宙で知られている最大の構造は、重力による銀河の階層的な集合から形成される銀河フィラメントです。これらはクラスタ間を繋ぐ「壁」と「橋」で構成されています。ここでは、グラフ理論を使用して、これらの構造を3次元空間のユークリッドネットワークとしてモデル化します。パーコレーション理論を使用すると、ノードの原子価に基づいて宇宙論的グラフが縮小され、内部の最も堅牢な構造形成が明らかになります。ネットワークを制約することで、銀河フィラメントクラスターが識別される長さスケールや密度などの物理的特徴のしきい値を見つけます。
銀河「スネーク」IRDC G11.11$-$0.12: 複数のハブフィラメントシステムと衝突するフィラメント状雲のサイト
| Title |
Galactic_`Snake'_IRDC_G11.11$-$0.12:_a_site_of_multiple_hub-filament_systems_and_colliding_filamentary_clouds |
| Authors |
L._K._Dewangan,_N._K._Bhadari,_A._K._Maity,_C._Eswaraiah,_Saurabh_Sharma,_O._R._Jadhav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20404 |
星の形成過程を調べるために、「蛇」星雲/赤外線暗雲G11.11$-$0.12(以下、G11;長さ$\sim$27pc)のマルチスケールおよびマルチ波長の調査を紹介します。スピッツァー画像は（吸収中の）サブフィラメントの存在を示唆しており、G11に向かって4つの赤外暗ハブフィラメント系(HFS)の候補(範囲$<$6pc)を明らかにしており、そこには巨大な凝集塊($>$500$M_)が存在する{\odot}$)と原始星が特定されました。$^{13}$CO(2-1)、C$^{18}$O(2-1)、およびNH$_{3}$(1,1)ラインデータは、G11に向かう顕著な速度振動を明らかにしています。、31.5kms$^{-1}$のV$_{lsr}$付近の左側部分(または部分A)、およびV$_{lsr}付近の右側部分(または部分B)$29.5kms$^{-1}$。これらのクラウドコンポーネントの共通ゾーンは、1つのHFSを収容するセンターのG11に向けて調査されます。各クラウドコンポーネントは2つのサブフィラメントをホストします。パートAと比較して、パートBに向かってより多くのATLASGAL凝集塊が観察されます。JWSTの近赤外画像は、巨大な原始星G11P1（すなわち、G11P1-HFS）の周囲に1つの赤外暗HFS候補（範囲$\sim$0.55pc）を発見しました。したがって、赤外観測により、G11のマルチスケールで複数の赤外暗HFS候補が明らかになります。アルマ望遠鏡の1.16mm連続体マップには、G11P1-HFSの中心ハブに向かって埃っぽい封筒のような特徴(範囲$\sim$18000AU)を囲む複数の指のような特徴(範囲$\sim$3500-10000AU)が示されています。大質量星形成の痕跡は、封筒状の特徴の中心に向かって見つかります。アルマ望遠鏡のH$^{13}$CO$^{+}$線データは、G11P1に向かって$\sim$2kms$^{-1}$の速度分離を持つ2つの雲成分を示しています。全体として、衝突プロセス、「ほつれと断片」メカニズム、「地球規模の非等方性崩壊」シナリオはG11でも機能しているようだ。
かみのけ銀河団内のラム圧力が除去された銀河の放射連続スペクトル
| Title |
Radio-continuum_spectra_of_ram_pressure_stripped_galaxies_in_the_Coma_Cluster |
| Authors |
I.D._Roberts,_R.J._van_Weeren,_D.V._Lal,_M._Sun,_H._Chen,_A._Ignesti,_M._Br\"uggen,_N._Lyskova,_T._Venturi,_M._Yagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20417 |
$目的:$私たちは、星形成に対するラム圧力の影響を調査するため、また非熱的ISMの剥離に特有の時間スケールと速度を制約するために、近くの昏睡星団を実験室として使用しました。$方法:$高解像度($6.5''\約3\,\mathrm{kpc}$)、多周波数($144\,\mathrm{MHz}-1.5\,\mathrm{GHz}$)の無線を使用しました。25個のラム圧を除去した銀河の円盤と尾にわたる低周波電波スペクトルを解析するための、かみのまい星団の連続イメージング。これらの銀河円盤にわたる分解されたスペクトルインデックスマップを使用して、銀河の星形成に対するラム圧力の摂動の影響を抑制しました。サンプルのラム圧力で剥離されたテールのそれぞれに沿って、多周波数の磁束密度プロファイルを測定しました。次に、得られた電波連続体スペクトルを単純なシンクロトロン老化モデルに適合させます。$結果:$昏睡状態のラム圧力で剥ぎ取られた尾部のスペクトル指数が急峻($-2\lesssim\alpha\lesssim-1$)であることを示しました。ラム圧力ストリッピングを受けている銀河の円盤は、超新星による衝撃加速度の予想範囲($-0.8\lesssim\alpha\lesssim-0.5$)内にある積分スペクトル指数を持っていますが、より平坦な値に向かう尾部はあります。解像された意味では、かみの座にあるラム圧が剥ぎ取られた銀河の円盤全体にスペクトル指数の勾配が存在します。これらの勾配は、観測された電波尾部の方向と一致しており、最も平坦なスペクトル指数が「先頭半分」に見られます。最適な破壊周波数から、尾部に沿って投影されるプラズマ速度は秒速数百キロメートル程度であると推定され、正確な大きさは想定される磁場の強さに依存します。
異常セファイド変数の最初の分光調査
| Title |
First_spectroscopic_investigation_of_Anomalous_Cepheid_variables |
| Authors |
V._Ripepi,_G._Catanzaro,_E._Trentin,_O._Straniero,_A._Mucciarelli,_M._Marconi,_A._Bhardwaj,_G._Fiorentino,_M._Monelli,_J._Storm,_G._De_Somma,_S._Leccia,_R._Molinaro,_I._Musella,_and_T._Sicignano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20503 |
異常セファイド(ACEP)は、主に局部銀河群の矮小銀河で発見される中間質量の金属の少ないパルセーターです。しかし、GaiaDR3を含む最近の銀河調査では、天の川銀河内に数百のACEPが発見されました。それらの起源はよくわかっていません。私たちは、銀河ACEPの大気の化学組成を初めて研究することで、銀河ACEPの起源と進化を調査することを目指しています。UVES@VLTを使用して、銀河ハローに属する9個のACEPのサンプルの高解像度スペクトルを取得しました。C、Na、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Fe、Ni、Y、Baを含む12元素の存在量を導き出しました。私たちはこれらのデータを、以前はタイプIIセファイドとして誤って分類されていた追加の3つのACEPの文献存在量で補完し、サンプルを合計12個の星に増やしました。調査されたすべてのACEPは、これらのパルセーターの理論的予測から予想されるように、鉄存在量[Fe/H]$<-1.5$dexを持っています。鉄に対するさまざまな元素の存在比は、ACEPの化学組成が銀河ハロー野星の化学組成とほぼ一致していることを示しています。ただし、測定された11個のACEPのうち9個で過剰に存在しているナトリウムは例外で、非常に類似しています。銀河球状星団の第二世代星たちと。天の川銀河の矮小衛星や超微光衛星と同様に比較すると、類似点よりも相違点の方が多く、銀河ACEPの大部分がそのような種類の銀河で発生し、後に銀河のハローに溶け込んだとは考えにくい。この研究の主な発見は、ACEP中のナトリウムが予想外に過剰に含まれていることです。私たちはこの特徴を説明するためにいくつかの仮説を検討し、最も有望なシナリオは物質移動または合体のいずれかを伴う連星系における低質量星の進化であることが判明しました。この仮説を確認するには、詳細なモデリングが必要です。
遠方の大質量銀河団における超拡散銀河の構造と色の勾配
| Title |
Structure_and_Color_Gradients_of_Ultra-diffuse_Galaxies_in_Distant_Massive_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Pinsong_Zhao,_Fengshan_Liu,_Qifan_Cui,_Hassen_M._Yesuf,_Hong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20530 |
我々は、ハッブルフロンティアフィールド（HFF）にある6つの遠方の大銀河団から慎重に選択した108個の超拡散銀河（UDG）の構造パラメータと動径方向のカラープロファイルを赤方偏移範囲0.308から0.545で測定した。最適なGALFITモデルは、HFFUDGのS\'ersicインデックスの中央値が1.09であることを示しています。これは、Comaクラスター内のローカルUDGの0.86に近い値です。軸比の中央値は、それぞれ、HFFUDGの場合は0.68、ComaUDGの場合は0.74です。HFFとかみのけUDGの構造の類似性は、これらが異なる時期に見られた同じ種類の銀河であり、UDGの構造が少なくとも数十億年間は変化しないことを示唆しています。レストフレーム$UVJ$および$UVI$ダイアグラムでHFFUDGの分布をチェックすると、それらの大部分がスター形成していることがわかります。さらに、大多数のHFFUDGは\,1\,*\,$R_{e,SMA}$領域内で小さな$\rmU-V$カラーグラデーションを示し、HFFUDGの半径方向カラープロファイルの中央値の変動は0.1未満です。\,mag、ComaUDGと互換性があります。我々の結果は、クラスターUDGは半径方向の距離に関係なく、$\sim$4Gyrs未満で自己相似的に減光または消光する可能性があることを示しています。
おうし座分子雲におけるフィラメントの塵放出のモデル化
| Title |
Modelling_of_dust_emission_of_a_filament_in_the_Taurus_molecular_cloud |
| Authors |
M._Juvela_(1)_((1)_University_of_Helsinki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20585 |
塵の放出は、星形成雲の研究において重要なツールであり、柱密度の追跡手段として、また雲の歴史と物理的条件に関連する塵の進化を介して間接的に利用されます。例としておうし座分子雲のフィラメントを使用して、広範囲の雲領域にわたる塵放出の放射伝達(RT)モデリングを検討します。私たちは、遠赤外線観測が雲と塵の両方の特性を決定するためにどの程度うまく利用できるかを調べます。雲の形状、放射線場、塵の特性に関するさまざまな仮定を使用して、RTモデルをおうし座フィラメントのハーシェル観測に当てはめました。近赤外線の減衰の測定値とさらに比較します。モデルは、さまざまな雲パラメータと塵の特性間の縮退を調べるために使用されます。結果は、想定される雲の構造と外部放射場のスペクトル形状に大きく依存することを示しています。これらが最も可能性の高い値に制約されている場合、塵の遠赤外線(FIR)の不透明度が拡散媒体の値と比較して2～3倍増加した場合にのみ、観察結果を説明できます。しかし、狭い範囲のFIR波長では、分子雲の数平方度をカバーするモデルであっても、塵の空間的変化の弱い証拠しか得られません。FIRダスト放出の分析は、いくつかの不確実性源の影響を受けます。したがって、特に塵の進化の傾向に関して、より短い波長での観測にはさらなる制約が必要です。
NOEMA が赤く輝く JWST z>10 銀河候補の正体を明らかに
| Title |
NOEMA_reveals_the_true_nature_of_luminous_red_JWST_z>10_galaxy_candidates |
| Authors |
R._A._Meyer,_L._Barrufet,_L._A._Boogaard,_R._P._Naidu,_P._A._Oesch,_F._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20675 |
JWSTの初年度は、$z>10$を超える驚くほど多数の明るい銀河候補を明らかにしました。一部の銀河はすでに分光学的に確認されていますが、特に赤色の推定UV色を持つ候補のサブサンプルが、実際には低赤方偏移汚染物質であるという証拠が増えています。これらの侵入者は、しばしば「HSTの暗い」銀河または「光学的に暗い」銀河であることが判明します。$z\sim2-6$は、宇宙時間を通じて塵に覆われた星の形成を理解するための鍵となる集団です。この論文は、地上ベースのmm干渉法とJWST赤外線イメージングの相補性を実証し、超高赤方偏移銀河候補として選ばれた赤色1.5-2.0$\μ$mドロップアウトの本当の性質を明らかにします。我々は、Yanらによって選択された4つのJWSTred1.5-2.0$\mu$mドロップアウトのNOEMAPolyfix追跡観察を紹介する。2023年にPEARLS分野の超高赤方偏移候補として選ばれる。新しいNOEMA観測は、静止フレームの遠赤外線連続放射を抑制し、中間赤方偏移解と高赤方偏移解を効率的に識別します。$\nu$=236GHzと252GHzの観測周波数ですべての対象銀河の$>10\sigma$NOEMA連続体検出を報告し、FIRの傾きは赤方偏移$z<5$を示しています。複数のSEDコードを用いてそれらの光からFIRまでのスペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化したところ、それらは$z>10$銀河ではなく、$z\sim2-4にある塵に覆われた大質量星形成銀河であることが判明した。$。このような源の宇宙星形成速度密度への寄与は、$z\simeq3.5$($\phi\gtrsim(1.9-4.4)\times10^{-3}\\rm{cMpc}^{-では無視できません。3}$)、光学的に暗い/サブミリメートル銀河に関する以前の研究と一致しています。この研究は、最小限の波長範囲を持つJWSTフィールドで中間から高赤方偏移の塵に覆われた銀河を選択する新しい方法を示し、中間赤方偏移での不明瞭な星形成に関する新しい窓を開きます。
APEX による LMC の観察: 30 頭のドラダスの分子雲における大規模なフィードバックの署名
| Title |
Observing_the_LMC_with_APEX:_Signatures_of_Large-scale_Feedback_in_the_Molecular_Clouds_of_30_Doradus |
| Authors |
Konstantin_Grishunin,_Axel_Weiss,_Dario_Colombo,_M\'elanie_Chevance,_C.-H._Rosie_Chen,_Rolf_G\"usten,_M\'onica_Rubio,_Leslie_K._Hunt,_Friedrich_Wyrowski,_Kevin_Harrington,_Karl_M._Menten,_Rodrigo_Herrera-Camus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20701 |
星のフィードバックは、星の形成と分子雲のライフサイクルにおいて重要な役割を果たします。大マゼラン雲(LMC)に位置する激しい星形成領域30ドラドゥスは、中心銀河に近いことと、個々の分子を解明できる最新の観測能力により、星のフィードバックを詳細に調査するためのユニークなターゲットです。星形成の雲$-$苗床。APEX望遠鏡で得られた$^{12}$CO(3$-$2)線の新しい観測データを用いて、分子ガスに対する大規模フィードバックの影響を研究します。私たちのデータは、13.9平方度という前例のない領域をカバーしています。5pcの空間解像度を持つLMCディスクの画像を提供し、銀河内の分子雲に関する公平なビューを提供します。このデータを使用して、銀河円盤内の分子雲の位置を特定し、面数密度、相対速度と間隔、線プロファイルの幅、CO線の明るさ、サイズ、ビリアル質量などの特性を推定し、これらの特性を相互に比較します。30ドラダスの雲とLMC円盤の残りの雲。LMC円盤で観測された残りの分子雲と比較して、ドラドゥス30の分子雲が最も高い面数密度を示していることがわかりました。それらは空間的により密集しており、互いに対してより速く移動し、より大きな線幅を特徴とします。同時に、ドラダス30号の雲と観測範囲の残りの雲の間で、CO線の明るさ、サイズ、ウイルス質量などの特性に統計的に有意な差は見つかりませんでした。私たちは、この結果を、高エネルギーの大規模フィードバックによるガスの分散と断片化の兆候であると解釈します。
| Title |
Detectable_MeV_Neutrino_Signals_from_Neutron-Star_Common-Envelope_Systems |
| Authors |
Ivan_Esteban,_John_F._Beacom,_Joachim_Kopp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19868 |
恒星が伴星に飲み込まれる共通包絡線進化は、例えば重力波源の形成経路などにおいて重要であるが、十分に理解されていない段階である。しかし、そのようなシステムの観察可能なシグネチャを特定することは非常に困難でした。中性子星を含むシステムの場合、中性子星への仮説上のスーパーエディントン降着により、現在および計画されている検出器の到達範囲内でMeV範囲の数か月にわたるニュートリノ信号が生成されることを示します。このような現象の発生率（天の川銀河では0.01-1/世紀）とニュートリノの光度（降着力よりも小さい可能性がある）にはかなりの不確実性があるが、この信号は専用の新しい探索が開発された場合にのみ発見できる。ニュートリノ信号が検出されれば、共通包絡線進化の天体物理学に対する重要な新たな洞察がもたらされることになる。
| Title |
Updated_Proper_Motion_of_the_Neutron_Star_in_the_Supernova_Remnant_Cassiopeia~A |
| Authors |
Tyler_Holland-Ashford,_Patrick_Slane,_Xi_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19879 |
この論文では、20年以上にわたるチャンドラ観測を使用して、超新星残骸(SNR)カシオペアAの中の中性子星(NS)の速度の最新の推定値を提示します。我々は2つの方法を使用します:1.)数十のチャンドラ観測からNS位置を記録します。これにはデータ点の天文不確実性推定値が含まれますが、観測の天文測定は補正されません。2.)13個のチャンドラ観測の天文測定を補正します。ガイア対応物が特定された十分な数の点源。方法#1では、東から南に87$\pm$22度の角度で、速度280$\pm$123kms$^{-1}$が得られます。方法#2では、東から南に68$\pm$12度の角度で445$\pm$90kms$^{-1}$の速度が求められます。これらの結果はどちらも、爆発中心推定速度$\sim$350kms$^{-1}$および過去10年間のベースライン固有運動測定値570$\pm$260kms$^{-1と一致します。}$ですが、より長いベースラインにわたって追加データを使用することで、不確実性が2$\unicode{x2013}$3倍小さくなりました。私たちの推定では速度$\gtrsim$600kms$^{-1}$が除外され、NSキック機構を含むカシオペアAのシミュレーションとよりよく一致します。
FR0電波銀河からの$\gamma$線放出の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_$\gamma$-ray_Emission_from_FR0_Radio_Galaxies |
| Authors |
Nikita_S._Khatiya_(1),_Margot_Boughelilba_(2),_Christopher_M._Karwin_(1_and_3),_Alex_McDaniel_(1),_Xiurui_Zhao_(4),_Marco_Ajello_(1),_Anita_Reimer_(2),_Dieter_H._Hartmann_(1)_((1)_Clemson_University,_USA,_(2)_Universit\"at_Innsbruck,_Austria,_(3)_NASA_GSFC,_USA,_(4)_Center_for_Astrophysics,_Harvard-Smithsonian,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19888 |
FR0銀河は、局所宇宙で最も豊富なジェット集団を構成しています。コンパクトなジェット構造により、それらは広帯域光子放出体であり、マルチメッセンジャー源として提案されています。最近、これらの線源が$\gamma$線で初めて検出されました。改訂されたFR0カタログを使用して、FR0集団全体が$\gamma$線放出体であることを確認し、また2つの重要な線源も特定しました。5GHzのコア電波光度と1-800GeV帯域の$\gamma$線光度との間に相関関係があり、統計的有意性は4.5$\sigma$であることが初めてわかりました。これは、ジェット放出メカニズムがFR0とよく研究されている正準FR(FRIおよびFRII)電波銀河とで本質的に類似しているという明らかな証拠です。さらに、1ゾーンSSCモデルを使用して、顕著に検出された発生源および閾値以下の発生源集団に対して広帯域SEDモデリングを実行します。最大ジェット出力範囲内で、我々のモデリングは、ジェットから検出されたガンマ線が逆コンプトン光子として説明できることを示しています。これらの銀河の多波長観測を説明するために、モデリング結果は低いバルクローレンツ因子と等分配から程遠いジェット組成を規定しており、粒子エネルギー密度が磁場エネルギー密度よりも支配的である。
銀河中心にあるSgr B雲複合体の分子エンベロープからの大規模放射光の検出
| Title |
Detection_of_large-scale_synchrotron_radiation_from_the_molecular_envelope_of_the_Sgr_B_cloud_complex_at_the_Galactic_center |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_M._Wardle,_R._Arendt,_J._W._Hewitt,_Y._Hu,_A._Lazarian,_N._Kassim,_S._Hyman,_and_I._Heywood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19901 |
1280MHzでMeerKATを使用して取得した高感度測定と、333、88、および74MHzでのアーカイブGBT、MWA、およびVLA画像を紹介します。我々は、SgrB複合体のハローに関連する赤外暗雲(IRDC)からの放射光放射を約60pcのスケールで検出したことを報告します。低周波無線連続放射と高密度分子ガスとの間の強い空間相関は、スペクトル指数測定と組み合わせると、宇宙線電子によるシンクロトロン放射の増強を示している。FeI6.4keVカルファ線とシンクロトロン放射の相関関係は、低エネルギー宇宙線電子がカルファ線放射の生成に関与しているという有力な証拠を提供します。SgrB雲複合体のハロー内で観測されたシンクロトロン放射は、平均スペクトル指数α-1+/-1を持ち、雲密度nH=10^4-10^5cm-3に対して磁場強度は約100μGとなり、宇宙の推定値となります。-10^-13から10^-14s^-1の間の線イオン化率。さらに、一次宇宙線電子のエネルギースペクトルは、数百MeVの典型的なエネルギーに対してE^-3+/-1に制約されます。このスペクトルをより高いエネルギーに外挿すると、この雲から検出されたX線およびガンマ線の放出と一致します。これらの測定は、銀河中心における高い宇宙線電子束が、放射光放射、6.4keVのFeIカルファ線放射、および中央分子帯(CMZ)全体にわたる~GeVのガンマ線放射の生成において果たす役割に重要な意味を持っている。。
核崩壊超新星(SN)は、数MeVのエネルギーを持つ最も強力な宇宙ニュートリノ発生源の1つです。あらゆる種類のニュートリノと反ニュートリノの放出により、コンパクト残骸の重力結合エネルギーが運び去られ、熱い初期状態から冷たい最終状態への進化が促進されます。地球からこれらのニュートリノを検出し、放出された信号を分析することは、ニュートリノの質量秩序問題を調査するまたとない機会を提供します。この研究では、SNからのニュートリノの検出と、ニュートリノの質量秩序の理解におけるそれらの関連性について概説します。焦点は、大型の地下検出器の個別の検出チャネルを比較することによって達成される、モデルに依存しない分析戦略の開発にあります。目的は、ニュートリノ分野内の大量秩序の潜在的な指標を特定することです。さらに、両方の質量秩序について予想されるニュートリノ信号に対して徹底的な統計分析が実行されます。超新星爆発のパラメータには不確実性があるにもかかわらず、パラメータ空間を探索すると、質量秩序を区別するための重要な感度を備えた広範なモデルが明らかになります。さまざまな観測物質とその組み合わせの評価は、ニュートリノの質量秩序問題に対処する上で、今後の超新星観測の可能性を強調しています。
3 次元での X 線過渡現象を検出するための STATiX パイプライン
| Title |
The_STATiX_pipeline_for_the_detection_of_X-ray_transients_in_three_dimensions |
| Authors |
A._Ruiz,_A._Georgakakis,_I._Georgantopoulos,_A._Akylas,_M._Pierre,_J._L._Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19940 |
最近、短期間のX線過渡現象の新たな集団が偶然発見され、これは遠方の銀河での小型天体の衝突や恒星の爆発に関連していると考えられており、X線望遠鏡のアーカイブをマイニングして統計サンプルを構築する取り組みの動機となっています。しかし、これまでのほとんどの検索では、信号および画像処理の研究領域における最近の開発を十分に活用して、短いX線フラッシュの検索を最適化していません。この論文は、2つの空間次元と1つの時間次元で構成される3次元X線データキューブを直接操作する、新しい線源検出パイプラインSTATiX(X線の過渡現象のための空間および時間アルゴリズム)を提示することで、この問題に対処します。このアルゴリズムは、ウェーブレット変換とスパース性の原理を利用してX線観測のノイズを除去し、ノイズが除去されたデータキューブ上で線源候補を検出します。次に、ベイジアンブロックアルゴリズムを使用して、検出された光源の光度曲線を特徴付け、フレア期間を特定します。XMM-Newtonデータの場合のSTATiXの実装について説明し、シミュレーションに基づいた広範な検証およびパフォーマンス検証テストを示し、また、過渡信号源を含むことが知られている7つのXMM-Newton観測の小さなサブセットにパイプラインを適用します。選択したフィールドでの既知のフレアに加えて、私たちのアルゴリズムによって発見された、フレアする銀河の星に関連している可能性が高い、これまで知られていなかった短時間の過渡現象を報告します。この発見は、STATiXを完全なXMM-Newtonアーカイブに適用できる可能性を示しています。
コラプサーの最初の直接証拠に対する別の統計的解釈
| Title |
An_alternative_statistical_interpretation_for_the_first_direct_evidence_of_Collapsars |
| Authors |
Joshua_Alexander_Osborne,_Christopher_Michael_Bryant,_Fatemeh_Bagheri,_Amir_Shahmoradi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19941 |
観測された宇宙論的なロングソフトガンマ線バースト（LGRB）の分布の短期間の尾部にプラトーが存在することが、コラプサーの最初の直接的な証拠として主張されてきた。観測されたショートハードガンマ線バースト（SGRB）の持続時間分布の短期間の尾部にある同様のプラトーが、コンパクトな連星合体の証拠として示唆されている。我々は、この証拠に対して同様にもっともらしい別の解釈を提示しますが、これは純粋に統計的なものです。具体的には、LGRBの持続時間分布の短期間のテールで観察されたプラトーは、厳密に正の物理量の統計分布で自然に発生し、SGRBの持続時間分布との混合の影響、観察選択効果によって悪化する可能性があることを示します。データ集約(ビニングなど)方法論。SGRBの観察された分布の短期間の尾部で観察されたプラトーは、同様に、サンプルの不完全性とデータの不均一なビニングの組み合わせによって生じる可能性があります。
ピエール・オージェ天文台における大規模な空気シャワーの最大深さの電波測定と蛍光測定の一致を実証
| Title |
Demonstrating_Agreement_between_Radio_and_Fluorescence_Measurements_of_the_Depth_of_Maximum_of_Extensive_Air_Showers_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_R._Aloisio,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_Anukriti,_L._Apollonio,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J.C._Arteaga_Vel\'azquez,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A._Bakalova,_F._Barbato,_A._Bartz_Mocellin,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_M._Bianciotto,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_S._Cabana-Freire,_L._Caccianiga,_R._Caruso,_et_al._(319_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19963 |
我々は、宇宙線によって引き起こされた空気シャワーのシャワー最大深さ($X_\text{max}$)の電波測定を初めて示し、同じ場所での確立された蛍光法の測定と比較しました。ピエール・オージェ天文台での測定を使用して、私たちの無線と以前に公開された蛍光データセットの間、およびピエール・オージェ天文台に特有の測定セットアップである無線技術と蛍光技術の両方で同時に観測された空気シャワーのサブセット間の完全な互換性を示しました。さらに、無線$X_\text{max}$分解能をエネルギーの関数として示し、まばらな無線アレイでも競争力のある高分解能$X_\text{max}$測定を実行できることを実証します。これにより、オージェと他の実験の両方で、この無線技術が宇宙線の質量組成の研究が可能であることを示しました。
ピエール・オージェ天文台におけるエアシャワー最大深さの電波測定
| Title |
Radio_Measurements_of_the_Depth_of_Air-Shower_Maximum_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_R._Aloisio,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_Anukriti,_L._Apollonio,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J.C._Arteaga_Vel\'azquez,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A._Bakalova,_F._Barbato,_A._Bartz_Mocellin,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_M._Bianciotto,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_S._Cabana-Freire,_L._Caccianiga,_R._Caruso,_et_al._(319_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19966 |
ピエール・オージェ天文台の一部であるオージェ工学無線アレイ(AERA)は、現在、宇宙線の検出のために配備されている最大の無線アンテナ局アレイであり、17$km$^2$のエリアに153の無線局が広がっています。それは、$30-80$MHz帯域の宇宙線によって生成される広範囲の空気シャワーの電波放射を検出します。ここでは、質量組成の探査となる、$10^{17.5}$から$10^{18.8}$までの宇宙線エネルギーにおけるシャワー最大深さ($X_\text{max}$)のAERA測定結果を報告します。eV、ピエール・オージェ天文台での蛍光技術による初期の測定との一致を示しています。CORSIKA/CoREAS空気シャワーシミュレーションの専用セットと比較して、無線$X_\text{max}$再構成方法の進歩を示します。これには、不規則または疎な場合に特に重要な再構成バイアスの特定と修正のステップが含まれます。無線アレイ。これまでの最大の無線エアシャワー測定セットを使用して、無線$X_\text{max}$の分解能をエネルギーの関数として示し、最高で$15$gcm$^{-2}$よりも優れた分解能に達しました。これは、無線$X_\text{max}$測定が確立された高精度蛍光技術と競合できることを示しています。さらに、受容バイアス、再構成バイアスの影響、残留バイアスの可能性の調査など、体系的な不確実性に関する広範なデータ主導型研究を実行するための手順を開発しました。これらの結果は、ピエール・オージェ天文台独自の設定である電波技術と蛍光技術の両方を使用して独立して測定された空気シャワーと照合されています。
私たちは、消滅する暗黒物質の存在下で対不安定性を経験する重い星($M\ge40{\rmM}_\odot$)の進化を研究しています。暗黒物質が捕獲-消滅平衡にあるシナリオに焦点を当て、局所熱平衡近似でエネルギー注入のプロファイルをモデル化します。周囲の暗黒物質密度$\rho_{\rmDM}\gtrsim10^9\rm\,GeV\,cm^{-3}$。暗黒物質の質量に応じて、2つの異なる結果があります。質量$m_{\rmDM}\gtrsim1$GeVの場合、DMは主にコアに限定されます。消滅によって炉心ヘリウムの燃焼寿命が延長され、その結果、より多くの酸素が生成され、ペアの不安定性によって引き起こされる収縮中により激しい爆発が引き起こされます。これにより、より強い脈動が引き起こされ、標準モデルで予測されるよりも軽いブラックホールが形成されることになります。$m_{\rmDM}\lesssim0.5$GeVの質量では、エンベロープ内に大量の暗黒物質が存在し、星が消滅によるエネルギーによってサポートされる段階につながります。これにより、中心の温度と密度が低下し、星が対不安定性を回避できるようになり、より重いブラックホールが形成されるようになります。調査したすべてのモデルの質量ギャップが見つかりました。
巨大な白色矮星の合体生成物からの光学的に厚い回転磁気風 -- II.軸対称磁気流体力学シミュレーション
| Title |
The_optically_thick_rotating_magnetic_wind_from_a_massive_white_dwarf_merger_product_--_II._axisymmetric_magnetohydrodynamic_simulations |
| Authors |
Yici_Zhong,_Kazumi_Kashiyama,_Shinsuke_Takasao,_Toshikazu_Shigeyama,_Kotaro_Fujisawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20126 |
私たちは、WDJ005311で推定されるような、強力な磁場、高速スピン、および激しい質量損失を伴う巨大な白色矮星(WD)合体残骸の観測特性を調査することを目的として、一連の軸対称回転磁気風ソリューションを数値的に構築します。表面磁束$\Phi_*$、スピン角周波数$\Omega_*$、質量損失率$\dotM$に関して、磁気圏の構造と合体残骸に働くスピンダウントルクを調べます。$\sigma\equiv\Phi^2_*\Omega_*^2/\dotMv_\mathrm{esc}^3\gtrsim1$の風の特性が球面パーカー風の特性から大幅に逸脱していることを確認します。v_\mathrm{esc}$は恒星表面での脱出速度です。このような回転磁気風シーケンスについて、(i)赤道面に沿った磁気リコネクションによって引き起こされる準周期的な大量噴火(ii)スピンダウントルク$T\about(1/2)\のスケーリング関係がわかります。\dot{M}\Omega_*R^2_*\sigma^{1/4}$倍。我々は、この結果を応用して、大規模なWD合体残骸のスピンダウン進化と風の異方性について議論する。後者は、チャンドラを使用したWDJ005311の連続観測によって調査できる可能性がある。
休眠銀河核AT2017bccの突然の点火に続く時間変化する二重ピークの輝線
| Title |
Time-varying_double-peaked_emission_lines_following_the_sudden_ignition_of_the_dormant_galactic_nucleus_AT2017bcc |
| Authors |
E._J._Ridley,_M._Nicholl,_C._A._Ward,_P._K._Blanchard,_R._Chornock,_M._Fraser,_S._Gomez,_S._Mattila,_S._R._Oates,_G._Pratten,_J._C._Runnoe,_P._Schmidt,_K._D._Alexander,_M._Gromadzki,_A._Lawrence,_T._M._Reynolds,_K._W._Smith,_L._Wyrzykowski,_A._Aamer,_J._P._Anderson,_S._Benetti,_E._Berger,_T._de_Boer,_K._C._Chambers,_T.-W._Chen,_H._Gao,_C._P._Guti\'errez,_C._Inserra,_T._Kangas,_G._Leloudas,_E._A._Magnier,_L._Makrygianni,_T._Moore,_T._E._M\"uller-Bravo,_S._J._Smartt,_K._V._Sokolovsky,_R._Wainscoat,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20408 |
我々は、報告されているバースト状重力波候補G274296のスカイマップ内で2017年に発見された核過渡現象AT2017bccのパンクロマティック研究を紹介します。これは当初、超光度の超新星として分類されましたが、その後、潮汐破壊現象の候補として再分類されました。それ以来、その光学的光度曲線は、活動銀河核の構造関数と一致する構造関数による継続的な変動を示していますが、初期のデータでは、2017年の爆発前の少なくとも10年間は変動がありませんでした。スペクトルは、広範なバルマー線で複雑なプロファイルを示しています。:幅広の青い翼を持つ中央コンポーネントと、時間によって変化する青と赤の肩を持つ箱状のコンポーネント。H$\alpha$放出プロファイルは、円形の降着円盤コンポーネントと、部分的に隠された流出を示す可能性がある青方偏移ダブルガウスを使用して適切にモデル化されています。弱い細い線と、以前は平坦だった光度曲線は、この天体が最近再活性化された休眠銀河核を表していることを示唆しています。私たちのバルマー線の時系列モデリングは、これが円盤形態の乱れに関係していることを示唆しており、これには中心の超大質量ブラックホールが関与する潮汐破壊事象などの突然の暴力的な事象が関与している可能性があると推測しています。AT2017bcc($z=0.13$)とG274296($z>0.42$)の赤方偏移は矛盾していることがわかりましたが、この現象により核一時現象とマルチメッセンジャー汚染物質の両方の多様性が増大しています。
高速回転する核崩壊超新星からの新しいキロヘルツ重力波の特徴
| Title |
A_New_Kilohertz_Gravitational-Wave_Feature_from_Rapidly_Rotating_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
He-Feng_Hsieh,_Rub\'en_Cabez\'on,_Li-Ting_Ma,_Kuo-Chuan_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20411 |
我々は、平滑化粒子流体力学コードを使用して、$0.0$から$4.0$rads$^{-1}$までのさまざまな初角速度をもつ回転$20M_\odot$前駆体モデルの首尾一貫した3次元核崩壊超新星シミュレーションを提示します。SPHYNX、およびグリッドベースの流体力学コードFLASH。最初の$100$msポストバウンスで$\sim300$Hzと$\sim1.3$kHzのピーク周波数を持つ2つの強力な重力波の特徴を特定しました。これら2つの特徴が、シミュレーションコードに関係なく、低$T/|W|$不安定性によって引き起こされる原始中性子星(PNS)変調による$m=1$変形に関連していることを示します。$300$Hz機能は、初期角速度が$1.0$から$4.0$rads$^{-1}$のモデルに存在しますが、$1.3$kHz機能は、$1.5$から$3.5$までの狭い範囲にのみ存在します。rads$^{-1}$。$1.3$kHz信号がPNSの高密度内核から発生し、$m=1$変形が反電子ニュートリノの強力な非対称分布を引き起こすことを示します。$300$Hzと$1.3$kHzの特徴に加えて、$1.5$から$3.5$rads$^{-1}$の範囲の高次モードからの、弱いながらも顕著な重力波の特徴も観測されています。そのピーク周波数は最初は約800$Hzで、徐々に$900～1000$Hzまで増加します。したがって、重力バウンス信号に加えて、$300$Hz、$1.3$kHz、高次モード、さらには関連するニュートリノの非対称放射の検出は、崩壊の初期角速度を推定するための追加の診断を提供する可能性があります。芯。
非軸対称構造ジェットにおけるガンマ線バースト残光の特徴
| Title |
Characteristics_of_gamma-ray_burst_afterglows_in_the_context_of_non-axisymmetric_structured_jets |
| Authors |
Jin-Da_Li,_He_Gao,_Shunke_Ai_and_Wei-Hua_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20442 |
宇宙で最もエネルギーの高い爆発であるガンマ線バースト(GRB)は、相対論的ジェットによって発生すると一般に考えられています。最近の観測証拠は、GRBを生成するジェットには構造的な性質がある可能性が高いことを示唆しています。いくつかの研究は、非軸対称構造のジェットが内部の不均一な磁気散逸プロセスまたは中央エンジンの歳差運動を通じて形成される可能性があることを示唆しています。本研究では、非軸対称構造ジェットの枠組み内でGRB残光の潜在的な特性を解析します。非対称ジェットのプロファイルを方位角の階段関数として単純化し、ジェット全体を個々の要素に分割します。特定のケースを考慮することで、各ジェット要素の速度、エネルギー、視線方向が全体の光度曲線の挙動に大きく影響する可能性があることを示します。複数の元素からの放射の寄与により、光度曲線に複数の異なるピークまたはプラトーが現れる場合があります。さらに、各ピークの上昇セグメントと下降セグメントの変動が観察できます。これらの発見は、GRB残光データを活用してGRBの構造特性を将来調査するための理論的基盤を確立します。
無衝突の高$\beta$プラズマにおける電磁波相互作用について
我々は、磁化された高$\beta$衝突のないプラズマにおける、平行伝播するアルフエン波とイオン音響波および他のアルフエン波との相互作用について説明する。これは、ランダウ流体熱流束によって閉じられたチュー・ゴールドバーガー・ロー(CGL)磁気流体力学(MHD)方程式の解析理論と数値流体シミュレーションの組み合わせによって実現されます。漸近順序付けは、CGL-MHD方程式を単純化し、イオン音響波または別のより大きな振幅のAlfv\'en波によって生成される圧力異方性との相互作用から生じるAlfv\'en波の変形の解を導き出すために使用されます。「波」。高$\beta$での音響変動とアルフブの変動のタイムスケールの違いは、波数空間で局所的な相互作用は、音響波がランダウに減衰するまでの時間内にどちらのモードにもほとんど変化をもたらさないことを意味します。その代わりに、周波数が一致した音波と相互作用した後に、アルフビエニック変動の振幅の次数が統一された変化が生じる可能性があります。さらに、均一なバックグラウンドにおけるAlfv\'en-waveパケットの伝播速度が、その自己生成圧力異方性の関数であることを示します。これにより、異なる振幅の別々の共伝播するAlfv\'en-waveパケットの最終的な相互作用が可能になります。CGL-MHDシミュレーションの結果はこれらの予測とよく一致しており、特定の天体物理環境ではこれらのモードの相互作用に依存する理論モデルを再検討する必要があることを示唆しています。これらの結果を弱いアルフベニック乱流や、強い衝突のない乱流における圧縮カスケードとアルフベニック乱流の間の相互作用に適用することについても議論します。
LMXB システムのバースト進化に対する熱風の影響
降着円盤の理論モデルと観測データは、降着円盤の内部からのX線放射がその外側領域を照射し、熱風を誘発し、その熱風が円盤から質量と角運動量を持ち去る可能性があることを示しています。私たちの目的は、ブラックホールX線連星系のバースト光曲線に対する熱風の影響を調査することです。私たちは、アップグレードされたオープンコードのfreddiを使用して、風による非定常円盤降着の数値シミュレーションを実行します。風は円盤のイオン化された部分からのみ発生し、後者が十分な速さで収縮すると消える可能性があると考えられます。粘性パラメーター$\alpha$の推定値は、風のないシナリオと比較して下方にシフトしています。一般に、$\alpha$の補正は中心X線のスペクトル硬度と円盤の外半径に依存しますが、ブラックホール低質量X線連星(BHLMXB)の場合は10倍を超える可能性は低いです。。熱風を考慮して、BHLMXB4U1543-47の2002年のバーストに適合します。熱風による質量損失は、爆発のピークにおける中心天体への降着率と同程度です。この系の降着円盤の粘性パラメーター$\alpha$の新しい推定値は、以前の推定値よりも約2倍低くなりました。さらに、ホットディスクからの熱風による4U1543-47に向かう水素原子の数の進化を計算します。
GRMHD におけるストリームインジェクションによる強磁化された潮汐破壊イベントディスク
| Title |
Strongly_Magnetized_Tidal_Disruption_Event_Disks_via_Stream_Injection_in_GRMHD |
| Authors |
Brandon_Curd,_Richard_Anantua,_Hayley_West,_Joaquin_Duran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20592 |
急速に回転するブラックホール(BH)の周りの磁気停止降着円盤(MAD)は、噴流潮汐破壊現象(TDE)のモデルとして提案されています。ただし、TDE中のカオス的なダイナミクスを模倣できる、より現実的なシミュレーションにおける強力に磁化されたディスクのダイナミクスは、これまで調査されていませんでした。ここでは、影響パラメーター$\beta\equivR_t/R_p=4-7$を使用して注入されたTDEストリームと相互作用する既存のMADディスクのグローバルGRMHDシミュレーションを使用して、強く磁化されたTDEが標準のMAD画像とどの程度異なるかを調査します。我々は、MADまたは半MAD状態が維持され、BHスピンによって駆動されるジェットがTDE内で生成されることを初めて実証しました。また、自己交差衝撃の強さは、流れに対する円盤の密度、つまり密度コントラスト$f_\rho=\rho_d/\rho_s$に依存することも示します。$f_\rho\leq0.1$の場合、自己交差流出により、ジェットまたはファンネルが大幅に傾く可能性があります($10-30^\circ$だけ)。強力なジェットと$f_\rho\leq0.01$を備えたモデルでは、傾いたジェットが円盤と相互作用し、最終的には入ってくる流れに対して23度も円盤を傾けます。$f_\rho$が増加すると、ジェットと円盤の傾きは$f_\rho\geq0.1$でBHスピンと再調整されると予想されることを示します。$f_\rho$が急速に増加した場合にどのように傾きが急速に再調整されるかを示し、これを日から週のタイムスケールでX線の進化を示したTDEに適用します。
NGC 1068の ${\gamma}$ 線の明るさに対するジェットの寄与の可能性について
| Title |
On_the_possible_jet_contribution_to_the_${\gamma}$-ray_luminosity_in_NGC_1068 |
| Authors |
S._Salvatore,_B._Eichmann,_X._Rodrigues,_R.-J._Dettmar,_J._Becker_Tjus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20629 |
NGC1068は、近くで広く研究されているセイファートII銀河であり、電波、赤外線、X線、$\gamma$線の放射のほか、高エネルギーニュートリノ放射の強力な証拠を示しています。最近、ニュートリノ放出の証拠は、ニュートリノが活動銀河核(AGN)のコロナから発生するマルチメッセンジャーモデルで説明できるようになりました。この環境では$\gamma$線が強く吸収されるため、例えば核周スターバーストリングが必要です。この研究では、フェルミLATによって観測される約$0.1$から$100$GeVの間の$\gamma$線の代替源としてラジオジェットがあり得るかどうかについて議論する。特に、レプトン過程とハドロン過程の両方を含めます。つまり、逆コンプトン放出と、$pp$および$p\gamma$相互作用からの署名を説明します。計算を制約するために、超大質量ブラックホールからさまざまな距離で空間的に分解されたラジオノット構造のVLBAおよびALMA観測を使用します。我々の結果は、フェルミ-LATデータの予測に最適なレプトニックシナリオは、中央エンジンに最も近いラジオノットによって提供されることを示しています。そのためには、磁場の強さ$\sim1\,\text{mG}$と$(1-10)\,\text{GeV}$における相対論的電子分布の強力なスペクトル軟化が必要です。しかし、その結び目では、それほど弱い磁場強度もそれほど強い軟化も期待できないことを示します。$\sim$10GeV$\gamma$線の考えられる説明は、ガス密度$\gtrsim10^4\,\text{cm}^{-3}$の場合のハドロンパイオン生成によって提供できます。それにもかかわらず、このプロセスはフェルミLAT範囲の低エネルギー端に大きく寄与することはできません。我々は、ジェット内の放出サイトはフェルミ-LATエネルギーバンド全体の$\gamma$線を説明できないと結論付けた。
ブラックホールへの降着は、宇宙で最も効率的なエネルギー源の1つです。ブラックホールの降着は、クエーサー、活動銀河核、潮汐破壊現象、ガンマ線バースト、ブラックホールX線過渡現象など、宇宙で最も明るい天体のいくつかに電力を供給します。本総説では、特にブラックホールX線連星系に焦点を当てて、ブラックホールの降着過程の天体物理学的概要を説明します。セクション1では、ブラックホール降着の基本的なパラダイムを簡単に紹介します。ブラックホールへの降着に関連する物理学はセクション2で紹介されます。このセクションでは、シャクラ・スニャエフの薄い円盤降着から移流支配の降着流まで、ブラックホール降着に関して提案されたモデルが議論されます。スペクトル特性や高速変動特性など、恒星質量ブラックホール降着と接触する観測の痕跡はセクション3で紹介されています。短い結論をセクション4に示します。
ロッシュ・ローブの歪んだ星の爆発: 連星における相対論的弾丸
最先端の調査により、宇宙のほとんどの大質量星は近接した連星で進化していることが明らかになりました。このような系の大質量星は、潮汐相互作用や回転効果により非球面エンベロープを発達させると予想されます。最近、扁平星の点爆発が相対論的な赤道リング状の流出を引き起こす可能性があることが示された。さらに、連星の外皮を剥がされた星は、ロシュローブを新たに満たすほどに十分に膨張する可能性があるため、これらの星は、以前に研究された扁平回転楕円体形状よりも高度な非球面性を持って消滅する可能性が高い。私たちは、ロシュローブを満たすさまざまな段階にある星の軸対称点爆発のガス力学を研究することにより、この非対称性の影響を調査します。これらの洋梨の形をした星での点爆発が超相対論的噴出物を生成し、それが合体して連星伴星に向かう方向と遠ざかる方向の両方を指す弾丸となることがわかりました。我々はこの結果を提示し、球形星と連星系の歪んだ星の核崩壊爆発の間の重要な形態学的違い、重力波源への影響、現在および将来の調査からこれらの爆発の形状を収集するために使用できる観測の兆候についてコメントします。
連星小惑星の二次への堅牢な弾道着陸の設計と解析
| Title |
Design_and_Analysis_of_Robust_Ballistic_Landings_on_the_Secondary_of_a_Binary_Asteroid |
| Authors |
Iosto_Fodde,_Jinglang_Feng,_Massimiliano_Vasile,_Jes\'us_Gil-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19844 |
ESAのヘラミッションは、2026年末に連星小惑星ディディモスを訪問し、その物理的特徴とNASAによるDART探査機による影響の結果をより詳細に調査することを目的としている。ヘラに搭載された2つのCubeSatは、ディモルフォスと呼ばれるシステムの二次衛星に弾道着陸を実行することを計画しています。このようなタイプの着陸では、降下中の並進状態が制御されないため、宇宙船の複雑さは軽減されますが、展開操作エラーや動的不確実性に対する感度も高まります。この論文では、着陸船のダイナミクスに対するこれらの不確実性の影響を分析し、それらに対して堅牢な軌道を設計するための新しい方法論を紹介します。この方法論は、多項式展開を使用して不確実なダイナミクスを近似する非侵入チェビシェフ補間(NCI)技術を使用して着陸船の不確実な状態を伝播することと、多項式展開。時間の経過に伴う宇宙船の可能な状態のセットの増加率を定量化します。この指標は、衝撃速度と角度を表面上での安定を可能にする値に制限するためにここで使用されます。この情報は、問題の転写内でNCI技術を適用することにより、着地軌道を最適化するために使用されます。結果として得られる軌道は、従来の方法と比較して軌道のロバスト性を高め、着陸成功率を20%向上させ、着陸面積を大幅に削減します。
天文台の設計とモデリングのためのハイブリッド伝播物理学: コロナグラフの例
| Title |
Hybrid_propagation_physics_for_the_design_and_modeling_of_astronomical_observatories:_a_coronagraphic_example |
| Authors |
Jaren_N._Ashcraft,_Ewan_S._Douglas,_Daewook_Kim,_A.J.E._Riggs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20026 |
回折限界の光学システムの場合、機器の性能を適切に評価するには正確な物理光学モデルが必要です。直接系外惑星イメージング用のコロナグラフを備えた天文台では、位置ずれや回折の影響をシミュレートする物理光学モデルが必要です。天文台のPSFに関する正確な知識は、高コントラストの撮像機器の設計や天体物理観測のシミュレーションに不可欠です。最新技術では、複数のソフトウェアパッケージにわたる位置ずれ、光線収差、回折をモデル化することが求められており、設計プロセスが複雑化しています。ガウスビームレット分解(GBD)は、商用の光学設計ソフトウェアで広く実装されている光線ベースの回折計算方法です。天文台の光線モデルからのデータを使用してコヒーレント計算を実行することにより、光線収差誤差をコロナグラフの物理光学モデルに直接入力することができ、より統合された天文台のモデルが可能になります。GBDのトランスファーマトリックス法の正式なアルゴリズムを開発し、解析結果と従来の物理光学モデルに対して評価して、ハイコントラストイメージングシミュレーションに対するGBDの適合性を評価します。天文台PSFのGBDシミュレーションは、解析的なエアリー関数と比較すると、合計正規化されたRMSの差が約10^-6あります。これらの磁場は、系外惑星イメージングコロナグラフのフラウンホーファーモデルを介して伝播されます。ここで、平均残留数値コントラストは4x10^-11で、最大値は内部作用角付近の5x10^-9です。これらの結果は、ハイコントラストイメージングにおける実行可能な普及技術としてのGBDの将来の開発に大きな期待を示しています。私たちはこのアルゴリズムをオープンソースソフトウェアパッケージで開発し、GBDを使用した回折シミュレーションの忠実度と柔軟性を高めるための継続的な開発の道筋を概説しました。
Zephyr : 測光赤方偏移推論のための正規化フローによる異種トレーニング データのステッチ
| Title |
Zephyr_:_Stitching_Heterogeneous_Training_Data_with_Normalizing_Flows_for_Photometric_Redshift_Inference |
| Authors |
Zechang_Sun,_Joshua_S._Speagle,_Song_Huang,_Yuan-Sen_Ting,_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20125 |
我々は、最先端の正規化フロー技術を混合密度推定フレームワークに統合し、測光赤方偏移推論のための異種トレーニングデータの効果的な使用を可能にする新しい方法であるzephyrを紹介します。以前の方法と比較して、zephyrは、密度推定のための正規化フローを活用し、慎重な不確実性の定量化を組み込むことにより、点推定と分布再構築の両方で強化されたロバスト性を示します。さらに、zephyrは、マルチソースのトレーニングデータからの寄与を明示的に解きほぐすことで独自の解釈可能性を提供し、追加の品質評価を提供することで将来の弱いレンズ分析を容易にすることができます。確率的生成深層学習技術が天文学でますます重要になるにつれ、zephyrは解釈可能性を維持し、観測の不確実性を確実に考慮しながら異種トレーニングデータを処理するためのインスピレーションとなるはずです。
X線偏光データのイベントベース解析のさらなる発展
X線偏光測定データを処理するためのイベントベースの最尤法が拡張され、バックグラウンドの影響や、可能な位置角度空間の不均一サンプリングが含まれるようになりました。位置角度空間における不均一なサンプリングでは、一般に、偏光パラメータの不確実性において交差項が導入され、縮退が生じる可能性がありますが、バイアスやパラメータの共分散が生じない興味深いケースもあります。ポアソンベースの尤度定式化にバックグラウンドを含めた場合、最小検出可能偏光(MDP)の式は、Elsnerらによって導出されたガウス統計の場合とほぼ同じ形式になります。(2012)非偏波信号の限定的な場合。偏光したバックグラウンドも考慮されますが、これにより光源の偏光測定の不確実性が明らかに増加します。さらに、イベント位置角度分布のコルモゴロフスタイルのテストが提案されており、ストークス空間の偏光角が時間やエネルギーなどのイベント特性に依存するモデルの非ビン化テストを提供できます。
ESO 科学アーカイブ施設: ステータス、影響、および展望
| Title |
The_ESO_Science_Archive_Facility:_Status,_Impact,_and_Prospects |
| Authors |
Martino_Romaniello,_Magda_Arnaboldi,_Mauro_Barbieri,_Nausicaa_Delmotte,_Adam_Dobrzycki,_Nathalie_Fourniol,_Wolfram_Freudling,_Jorge_Grave,_Laura_Mascetti,_Alberto_Micol,_J\"org_Retzlaff,_Nicolas_Rosse,_Tomas_Tax,_Myha_Vuong,_Olivier_Hainaut,_Marina_Rejkuba,_Michael_Sterzik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20535 |
ESOの天文台で収集された科学データは、ESOScienceArchiveFacilityを通じてオンラインで自由かつオープンにアクセスできます。ESOサイエンスアーカイブには、機器から直接取り出された生データに加えて、世界中の科学者や天文学愛好家が使用できる400万件の処理済み科学ファイルも含まれています。ESOは、科学データの管理と管理に関するFAIR(検索可能、アクセス可能、相互運用可能、再利用可能)の基本原則に同意しています。ESOサイエンスアーカイブ内のすべてのデータは、クリエイティブコモンズ表示4.0国際ライセンス(CCBY4.0)の条件に従って配布されています。
PRIMA 一般観察者科学書
| Title |
PRIMA_General_Observer_Science_Book |
| Authors |
A._Moullet_(National_Radio_Astronomy_Observatory),_T._Kataria_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology),_D._Lis_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology),_S._Unwin_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology),_Y._Hasegawa_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology),_E._Mills_(University_of_Kansas),_C._Battersby_(University_of_Connecticut),_A._Roc_(Pomona_College),_M._Meixner_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20572 |
PRIMA(ThePRobefor-InfraredMissionforAstrophysics)は、遠赤外線(IR)天文台の概念です。PRIMAは極低温で冷却された直径1.8mの望遠鏡を備えており、24～235ミクロンの波長範囲での超高感度イメージングと分光研究を可能にする2つの科学機器を搭載できるように設計されています。結果として得られる天文台は強力な調査および発見マシンであり、遠赤外の以前の天文台と比較してマッピング速度が2～4桁向上しています。PRIMAの観測時間の大部分は、5年間のミッション時間の75%を提供する一般観測者(GO)プログラムを通じてコミュニティに提供されるべきです。2023年3月、国際天文学コミュニティは、望遠鏡の大幅な感度の進歩と広いスペクトル範囲によって可能になり、GOプログラムの文脈内で実行できる科学的事例を明確に述べた寄稿文を作成することが奨励されました。この文書、PRIMAGeneralObserverScienceBookは、受け取った76件の寄稿を編集して編集したものです。
Korg: フィッティング、モデルの雰囲気補間、およびブラケット ライン
FGKM星の1DLTEスペクトル合成用パッケージであるKorgのいくつかのアップデートについて説明します。合成または等価幅を介して観察されたスペクトルを適合させる組み込み関数により、コルグの自動微分を簡単に活用できます。18Scoの過去の分析と比較すると、コルグではライン間の存在量の散乱が大幅に減少していることがわかります。フィッティングと合成は、厳密にテストされたモデル大気補間法によって容易に行われます。これにより、$T_\mathrm{eff}\gtrsim4000\,\mathrm{K}$で合成された星のスペクトルに無視できる誤差が生じます。低温の恒星の場合、大気補間は分子の存在によって複雑になりますが、低温の矮星に対しては適切な方法を示しています。化学平衡ソルバーは多原子分子や荷電分子を含むように拡張され、コルグのMスターへの適用範囲が拡張されました。また、赤外線での水素線の合成に関する一般的な見落としについても説明し、コルグのブラケットラインプロファイルが他の入手可能なプロファイルよりも観測結果にかなり近いことを示します。ドキュメント、インストール手順、およびチュートリアルは、https://github.com/ajwheeler/Korg.jlで入手できます。
W UMa タイプ システムの 2 次元パラメータ関係の再考
| Title |
Two-dimensional_Parameter_Relationships_for_W_UMa-type_Systems_Revisited |
| Authors |
Atila_Poro,_Ehsan_Paki,_Ailar_Alizadehsabegh,_Mehdi_Khodadadilori,_Selda_Ranjbar_Salehian,_Mahya_Hedayatjoo,_Fatemeh_Hashemi,_Yasaman_Dashti,_Fatemeh_Mohammadizadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19836 |
さまざまなパラメーター間の経験的および理論的なパラメーター関係を検討することは、接触連星系についてさらに理解する良い方法です。この調査では、P-M_V(system)、P-L_1,2、M_1,2-L_1,2、およびq-L_ratioの2次元(2D)関係が再検討されました。使用されたサンプルは、軌道周期が0.6日より短い118個の接触連星系に関連しており、その絶対パラメータはGaiaDataRelease3(DR3)視差に基づいて推定されています。2D関係に関する以前の研究をレビューし、6つのパラメーターの関係を更新しました。したがって、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)および機械学習(ML)手法が使用され、結果が比較されました。比較のために、分光データを使用した光度曲線ソリューションを持つ8つの以前の研究から22の接触バイナリシステムを選択しました。結果は、システムがこの研究の結果とよく一致していることを示しています。
ワイド連星を使用した白色矮星の質量と半径の関係の測定
| Title |
Measuring_The_Mass-Radius_Relation_of_White_Dwarfs_Using_Wide_Binaries |
| Authors |
Stefan_Arseneau,_Vedant_Chandra,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_L._Zakamska,_Gautham_Adamane_Pallathadka,_Nicole_R._Crumpler,_J.J._Hermes,_Kareem_El-Badry,_Hans-Walter_Rix,_Keivan_G._Stassun,_Boris_T._Gaensicke,_Joel_R._Brownstein,_and_Sean_Morrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19866 |
個々の白色矮星の質量と半径の関係を測定することは、経験的に困難な作業であり、これまでに数十個の星についてのみ実行されてきました。主系列伴星を伴うワイド連星における137個の白色矮星の重力赤方偏移と半径を使用して、白色矮星の質量と半径の関係を測定します。私たちは主系列コンパニオンを使用してこれらの系への空間速度を取得し、白色矮星の見かけの動きからこれらのドップラー赤方偏移を差し引いて、重力赤方偏移を分離します。私たちはガイアデータを使用してこれらの白色矮星の表面温度と半径を計算し、それによって経験的な重力赤方偏移と半径の関係を導き出します。この研究は、白色矮星の状態方程式を測定するための低解像度銀河探査の有用性を実証しています。私たちの結果は理論モデルと一致しており、これまでの白色矮星の重力赤方偏移測定の最大のサンプルを表しています。
異常な炭素と窒素の比率を持つAPOKASC赤色巨星を調査する
| Title |
Investigating_APOKASC_Red_Giant_Stars_with_Abnormal_Carbon_to_Nitrogen_Ratios |
| Authors |
Erica_Bufanda,_Jamie_Tayar,_Daniel_Huber,_Sten_Hasselquist,_Richard_Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19872 |
銀河考古学の成功と銀河の形成史の再構築は、星の集団の正確な年齢に大きく依存しています。赤色塊と赤色巨星の分枝にある進化した星については、炭素と窒素の比([C/N])が、SDSSなどの分光調査による星のサンプルに適用できる質量と年齢の強力な診断法であることが最近特定されました。アポジー。ここでは、少なくとも10\%の赤色塊星と%$\約10\%$の赤色巨星枝星が[C/N]と質量の標準的な関係から逸脱していることを示します。{APOGEE-\kepler\(APOKASC)のオーバーラップサンプルを使用して、%これらの外れ値の大部分の原因となるのはバイナリ相互作用の大部分の寄与者であり、%現在または以前のバイナリティを示す指標を持つ星は銀河系から除外されるべきであることを示します。[C/N]存在量に基づいて星の質量を推測する考古学分析。また、%standardDR14APOGEE解析は、中程度に回転する巨人(vsini$>2$km/s)であっても表面重力を過大評価していることも示します。
| Title |
Asteroseismic_g-mode_period_spacings_in_strongly_magnetic_rotating_stars |
| Authors |
Nicholas_Z._Rui_and_J._M._Joel_Ong_and_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19873 |
強い磁場は、赤色巨星の核や中質量および高質量の主系列星の放射エンベロープ内を伝播する波の脈動周波数を大幅に変化させると予想されている。ローレンツ力とコリオリ力の両方を非摂動的に扱い、回転軸と一直線に並ぶ双極子磁場を持つ星のgモード周波数を計算します。我々は、gモードの周期間隔のコンパクトな漸近式を提供し、強い磁力によってこの周期間隔が摂動理論で予測されるよりも大幅に減少することが普遍的にわかりました。これらの結果は、現実的な恒星モデルの明示的な数値モード計算によって検証されます。私たちが提示するアプローチは非常に汎用性が高く、特定の微分演算子の固有値$\lambda$が磁気重力と回転周波数(モード周波数の単位)の関数として事前に計算されると、コリオリとローレンツの非摂動的な影響が計算されます。力は広範な妥当性領域の下で理解され、アスタ地震モデリングに容易に組み込まれます。
$\nu_{\max}$ のスケーリング関係は金属性に依存しますか? 3D 対流シミュレーションからの洞察
| Title |
Does_the_$\nu_{\max}$_scaling_relation_depend_on_metallicity?_Insights_from_3D_convection_simulations |
| Authors |
Yixiao_Zhou,_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard,_Martin_Asplund,_Yaguang_Li,_Regner_Trampedach,_Yuan-Sen_Ting_and_Jakob_L._R{\o}rsted |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20050 |
現代の宇宙ミッションのおかげで、太陽に似た振動が何千もの星で検出されています。これらの振動は星の質量と年齢を測定するために使用されており、銀河考古学で広く応用されています。このようなアプリケーションの柱の1つは、$\nu_{\max}$スケーリング関係です。つまり、最大パワー$\nu_{\max}$の周波数は、音響カットオフ周波数$\nu_{に比例すると想定されます。\rmac}$、実効温度と表面重力に応じてスケールします。しかし、$\nu_{\max}$のスケーリング関係の理論的根拠は不明であり、金属の少ない星に適用できるかどうかについては議論が続いています。私たちは、[Fe/H]が-3から0.5dexの太陽型星の表面近くの3次元対流シミュレーションを実行することにより、$\nu_{\max}$のスケーリング関係の金属量依存性を調査します。まず、$\nu_{\rmac}$と3Dモデルからの金属性の間に負の相関があることがわかりました。これは、1Dモデルを使用した研究によって特定された正の相関関係と矛盾しています。次に、以前の研究で検証された方法でモード励振率と減衰率を定量化し、第一原理から決定された速度振幅を使用して理論的な$\nu_{\max}$値を推定しました。太陽の有効温度と表面重力では、$\nu_{\max}$は金属量と相関を示さないことがわかりました。この研究は、現実的な3D流体力学恒星モデルに対して星地震スケーリング関係をテストするという刺激的な展望を開きます。
磁束の出現段階の関数としてのジョイの法則の依存性
| Title |
The_Dependence_of_Joy's_Law_as_a_Function_of_Flux_Emergence_Phase |
| Authors |
Lucy_Will,_Aimee_A._Norton,_Jon_Todd_Hoeksema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20171 |
マイケルソンドップラーイメージャー(MDI)とヘリオ地震磁気イメージャー(HMI)からのデータは、双極磁気領域の傾斜角($\gamma$)とサイクル23、24、および一部のジョイの法則を調査するために1996年から2023年まで分析されました。25.HMI半径方向磁場($B_{r}$)とMDI磁力図($B_{los}$)データは、正極性と負極性の磁束加重重心を使用して($\gamma$)を計算するために使用されます。各ARは1回だけサンプリングされます。複雑な活性領域の$\gamma$を計算することはあまり意味がないため、解析にはベータ($\beta$)クラスの活性領域のみが含まれます。ARの出現中に、平均傾斜角($\bar{\gamma}$)が、磁束の20\%が出現したときの3.30$^{\circ}\pm$0.75から6.79$^{まで増加することがわかりました。ARが最大フラックスにあるとき\circ}\pm$0.66。サイクル24の平均傾斜$\bar{\gamma}_{24}$=6.67$\pm$0.66は、サイクル23$\bar{\gamma}_{23}$=5.11$\pm$0.61よりも大きくなりました。半球では$\bar{\gamma}}$に持続的な差があり、サイクル23と24では南半球の${\bar{\gamma}}$が高くなりますが、誤差が大きいため、これらの差は統計的に有意ではありません。
Gaia DR3 からの天文マイクロレンズ イベントの予測
| Title |
Predicting_Astrometric_Microlensing_Events_from_Gaia_DR3 |
| Authors |
Jie_Su,_Jiancheng_Wang,_Yigong_Zhang,_Xiangming_Cheng_and_Lei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20176 |
現在、天文マイクロレンズは、単一の星の質量を直接測定できる唯一のツールであり、孤立した中性子星やブラックホールのようなコンパクトな天体を検出するのにも役立ちます。予測および報告されるマイクロレンズ現象の数は増加しています。論文では、可能性のあるレンズ星は、高固有運動星、近接星、高質量星の3種類の星から選択されています。潜在的なレンズ星ごとに、可能な限りイベントの欠落を避けるために、一致する可能性のあるソースを見つけるために、より大きな検索範囲を選択します。GaiaDR3データを使用して、J2010.0からJ2070.0の間に発生する信号>0.1masの4500件の天文マイクロレンズイベントを予測します。そのうち1664件のイベントは以前に発見されたものとは異なります。2つ以上のイベントを引き起こす可能性のあるレンズスターは293個あり、5つのレンズスターは50を超えるイベントを引き起こす可能性があります。116個のイベントは、基準エポックでレンズ星の固有運動経路から背景星までの距離が8秒角以上離れていることがわかり、最大距離は16.6秒角であるため、それぞれのイベントのソースの検索範囲を拡大する円錐検索方法が有効です。潜在的なレンズスターは、イベントが見逃される可能性を減らすことができます。
超音速重力球の流れの形態
星や惑星は、惑星の飲み込みや恒星の相互作用、原始惑星系円盤内でガス状媒体中を超音速で移動します。ほぼ均一な媒体の場合、関連するパラメーターはマッハ数と降着半径$R_A$に対する天体の大きさ$R$です。何十年にもわたって、数値的および分析的な研究により、流れ、物体への抵抗、および起こり得る一連の不安定性が特徴付けられてきました。これらの天体物理学的設定の多くにおける星の境界、つまり$R$の硬い球体を扱っている研究は限られた量だけです。したがって、広範囲のパラメータに対する新しい3-DAthena++流体力学計算を提示します。$R_A\llR$の場合、結果は重力による影響が最小限に抑えられた純粋な流体力学の予想どおりであり、これは空気中での実験的な風洞データと比較することで検証されます。$R_A\ほぼR$のとき、静水圧で支えられた分離気泡が重力体の背後に形成され、球体に大きな圧力を加え、船首衝撃と交差する再圧縮衝撃を引き起こします。$R_A\ggR$の場合、以前の研究で見られたように、バブルは等エントロピーの球面対称のハローに移行します。これら2つの異なる流れ形態の領域は、衝撃スタンドオフ距離と抗力係数の観点から別々に扱うことができます。天体物理学への応用にとって最も重要なことは、$R_A$に対する衝撃スタンドオフ距離の比率に依存する動摩擦の新しい公式を提案することです。この調査により、重力による流入流線のたわみを正確に捉えるために必要なシミュレーションドメインの最小サイズも明らかになります。
大規模な近接連星系における急速に回転する古典的Be星の形成
この論文は、ヘルツシュプルングギャップにおける質量交換の第1段階を通過する近接連星系における質量降着星のスピンアップを調査します。降着星の内部では、角運動量は子午線循環とせん断乱流によって運ばれます。循環は、降着体に入る角運動量の一部をその表面に運びます。降着体への角運動量の到達速度が大きいほど、この部分は大きくなります。角運動量のこの部分は、降着体から離れた円盤によって除去される可能性があると想定されています。降着器に入る物質の角運動量がケプラー値の半分より大きい場合、質量交換段階で降着器によって得られる角運動量は角運動量の到達速度に依存しません。付加体は、物質交換の終了直後にはBe-starの特徴を持っている可能性があります。
観察バイアスと若い大規模星団の特徴 II.ガイアは若いクラスターと結合を正確に観察できるでしょうか?
| Title |
Observational_Bias_and_Young_Massive_Cluster_Characterisation_II._Can_Gaia_accurately_observe_young_clusters_and_associations? |
| Authors |
Anne_S.M._Buckner,_Tim_Naylor,_Clare_L._Dobbs,_Steven_Rieder,_Thomas_J._R._Bending |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20413 |
星団の観測には、完全性、投影効果、個々の星の分解、消滅などの問題があります。したがって、測定と結論はどの程度正確なのでしょうか?ここでは、クラスターシミュレーション(Westerlund2およびOrionタイプ)を取得し、それらを総合的に観察して光度を取得し、絶滅とガイアの固有の限界を考慮して、実際のガイアDR3カタログ内に配置します。次に、500pcから4300pcの間の距離にあるクラスターの再検出を試みます。完全性を最大化し、汚染を最小限に抑えて、シミュレートされたクラスターを最もよく選択できる空間的および運動学的基準を示します。次に、「観察された」クラスターのプロパティを元のシミュレーションと比較します。クラスタリングの程度、データセット内のクラスタとサブクラスタの識別、クラスタが拡大しているか縮小しているかを調べました。不完全性が高くても($<2\%$恒星のメンバーが特定されたなど)、元のデータセットと比較して同様の定性的結論に達する傾向がありますが、ほとんどの定量的結論は不正確になる可能性があります。サブクラスターの数、恒星のメンバーシップ、および運動学的特性を正確に決定することは、特にデータが不完全になるにつれてクラスターの下部構造が消失するため、特に長距離では星印の誤認が発生する短距離でも正確に決定するのに最も困難です。実際の構造には問題がある可能性があるためです。当然のことながら、より大規模なWesterlund2型クラスターの特性については、より定量的な一致が得られる傾向があります。また、一定範囲の距離にわたる星団の光学式画像も作成します。
低緯度中速度アーチと天の北極ループの超新星起源
| Title |
Supernovae_Origin_for_the_Low-Latitude-Intermediate-Velocity_Arch_and_the_North-Celestial-Pole_Loop |
| Authors |
J.T._Schmelz,_G.L._Verschuur,_A._Escorza,_and_A._Jorissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20454 |
第3回ガイアデータリリース(ガイアDR3)によって特定されたいくつかの連星系の目に見えない伴星に起因すると考えられる超新星爆発は、低緯度中間衛星を含む電波空のよく知られ、よく研究されている多くの特徴の原因となっている可能性があります。ベロシティアーチと北-天-極のループ。$\lambda$-21cm銀河の中性水素HI4PI探査(HI4PICollaborationetal.2016)の経度-緯度-速度データキューブからのスライスには、拡張する殻の複数の痕跡が示されています。接近する側の低緯度中速度アーチを含むこの膨張の源は、ガイアDR31093757200530267520連星の中性子星候補である可能性があります。空洞の拡大が一様で球対称であるという単純化した仮定を立てると、爆発は約70万年前に起こったことになります。この勢いは、これほど古い超新星に関する最近のモデル推定と合理的に一致しています。このキャビティの後退側のHIは、2番目のキャビティの手前側で接近するガスと相互作用しています。北天極ループは、これら2つの拡大地形の交差点に位置しているように見えます。ガイアDR31144019690966028928連星の中性子星候補が、この空洞の原因となっている可能性があります。他の候補からの爆発は、この2番目のキャビティの視線に沿って観察された伸びを説明している可能性があります。これらの連星の主星を使用して、低緯度中速度アーチと北天極ループまでの距離を固定することができます。これらの距離は、それぞれ約167と約220pcです。
Pantheon コンパイルを使用した宇宙論のニューラル ネットワーク再構成
| Title |
Neural_network_reconstruction_of_cosmology_using_the_Pantheon_compilation |
| Authors |
Konstantinos_F._Dialektopoulos,_Purba_Mukherjee,_Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15499 |
この研究では、人工ニューラルネットワーク(ANN)の相関データを含むさまざまなデータセットを使用してハッブル図を再構成します。独立した不確実性を持つデータセット用に構築されたReFANNを使用して、非ガウスデータポイントや特に共分散行列を持つデータセットを含むように拡張します。さらに、我々の結果をガウス過程から導出された既存の結果と比較し、宇宙論の一致モデルの妥当性をテストするためにヌルテストも実行します。
検出可能で欠陥のない暗黒光子暗黒物質
超軽量の暗黒光子は有力な暗黒物質候補であるが、標準模型光子との許容される動力学的混合は、初期宇宙において暗黒光子が宇宙ひもネットワークに崩壊しないことが要求されるため、厳しく制限されている。最小限の生成シナリオにおける暗黒光子暗黒物質の直接検出は、完全に排除されないにしても、非常に制限されています。したがって、サブmeVの暗黒光子暗黒物質の発見は、最小ではない暗黒セクターを示すことになるでしょう。我々は、そのような制約を回避し、将来の直接検出実験にアクセス可能な任意のパラメータ空間で冷暗光子を生成できるモデルについて説明します。関連する生産ダイナミクスは、宇宙論と小規模構造における追加の特徴をもたらし、この特定のクラスの生産メカニズムの確実な同定の可能性を可能にします。
神とビッグバン: 科学と神学の過去と現代の論争
宇宙の起源と進化に関する短い現象学的説明が、原始段階とその物理的構成、つまり暗黒物質と暗黒エネルギーに重点を置いて提示されています。アインシュタインの一般相対性理論と、その理論が現代の相対論的天体物理学の誕生にもたらした影響について説明します。モンスのビッグバン理論を紹介します。Lemaitreとフレッド・ホイルの定常状態宇宙の競合理論。ビッグバン理論はキリスト教の創造教義と完全に一致しているように見えたため、教皇ピウス12世は1951年に教皇庁科学アカデミーにメッセージを送り、創世記の創造に関する記述とビッグバン理論（一致した見解）、彼は後にこの立場を繰り返しませんでした。一方、ルメートルは常に科学的面と神学的面を決して交わることのない2本の平行な「線」として、つまり2つの相補的な「教導職」として分離し続けました。科学と神学との間の同様の種類の緊張は、今日でも量子宇宙論におけるウィーラー・デウィット方程式に対するハートル・ホーキング解とそれに関連する推測によって現れています。神学概念と物理学概念の間のある種の混乱を避けるために、キリスト教神学における創造の概念を簡単に要約します。
湾曲した時空と外部磁場における重力子から光子への変換
| Title |
Graviton_to_photon_conversion_in_curved_space-time_and_external_magnetic_field |
| Authors |
A._D._Dolgov,_L._A._Panasenko,_V._A._Bochko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19838 |
宇宙磁場における電磁放射への変換による遺物の重力波の抑制が研究されています。その後、一次プラズマとの相互作用によりビームから光子が除去されると、光子による重力波の逆回復が妨げられることが示されている。任意の湾曲した時空および外部磁場における重力波と電磁波の伝播を記述する連立方程式が導出されます。連立方程式は、銀河間磁場強度の上限1nGについて、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量法で数値的に解かれます。私たちは、銀河間磁場における重力波の光子への変換により、遺物の重力波の振幅とその周波数スペクトルが大きく変化する可能性があると結論付けています。
2 ヒッグスダブレットモデルにおける原始磁気発生
ブレーザーの$\gamma$線放出は、銀河間物質に大規模な磁場の存在を示唆していますが、その起源は依然として謎のままです。MAGIC、H.E.S.S.の最新データを使用$\textit{Fermi}$-LATと$\textit{Fermi}$-LATを利用して、銀河間媒体の大規模磁場が2ヒッグス二重線モデル(2HDM)における一次電弱相転移によって生成された可能性があるかどうかを調査します。我々は、磁場とプラズマの初期条件を変化させる2つの代表的なシナリオを研究します。このシナリオでは、運動ヘリシティを持つプラズマ内で最大の磁気ヘリシティを持つ原始磁場、または無視できるほどの磁気ヘリシティを持つ原始磁場を想定しています。最大のヘリシティを持つ原始磁場を考慮し、MAGICと$\textit{Fermi}$-LATデータから導かれた保守的な制約を適用することにより、2HDM内の一次電弱相転移が観測された銀河間磁場を説明できる可能性があることを実証します。最も強い遷移の場合。このパラメータ空間は、LISAなどの宇宙ベースの検出器の到達範囲内の強力な重力波信号も予測し、2HDMの顕著なマルチメッセンジャー信号を提供することを示します。
SNR 1987A における NS 1987A からの重力波放射の上限の改善
| Title |
Improved_Upper_Limits_on_Gravitational_Wave_Emission_from_NS_1987A_in_SNR_1987A |
| Authors |
Benjamin_J._Owen,_Lee_Lindblom,_Luciano_Soares_Pinheiro_and_Binod_Rajbhandari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.19964 |
私たちは、AdvancedLIGOと乙女座の3回目の観測(O3)からのオープンデータを使用して、SN1987Aに誕生した中性子星NS1987Aからの連続重力波の新たな探索について報告します。この探索は35～1050Hzの周波数をカバーしており、これはNS1987Aを拘束するための以前の唯一の重力波探索の帯域の5倍以上です[B.J.Owen他、ApJL935、L7(2022)]。改良されたコードが使用され、頻度に応じて5.10日から14.85日まで一貫して統合されました。天体物理学的信号は検出されませんでした。周波数範囲を拡大し、O3データを使用することにより、この探索では前回の探索からひずみの上限が改善され、最高周波数で1.6e-5の楕円率と4.4e-4のrモード振幅に対する感度が向上しました。前回の探索よりも規模が改善されており、両方とも理論的予測の範囲内に十分収まっています。
外れ値に対するマルチスケールの特徴の帰属
機械学習技術を使用すると、大規模なデータセット内の外れ値を自動的に特定でき、これまで人間による検査よりもはるかに高速かつ再現性が高くなります。しかし、そのような外れ値を見つけると、すぐに「どの機能がこの入力を異常なものにするのか?」という疑問が生じます。私たちは、特定したい特徴の種類に関する知識がほとんどなく、異常なテストデータが制限を超えている可能性が高いためモデルのパフォーマンスに疑問があると予想される外れ値向けに特別に設計された、新しい特徴帰属手法であるインバースマルチスケールオクルージョンを提案します。トレーニングデータの。私たちは、ダークエネルギー調査装置からの銀河スペクトルで検出された外れ値に関する方法を実証し、その結果が代替の帰属アプローチよりもはるかに解釈しやすいことを発見しました。
アンドレーエフ・バシキン超流体の渦
アンドレーエフ・バシキンのエントレインメントにより、二成分超流動溶液の流体力学が特に興味深いものになります。私たちはこのような系における量子渦の安定性と運動を調査します。
回転する糸状ブラックホールからのエネルギー抽出
私たちは、カー・セン時空における磁化プラズマの流入と流出をモデル化する最初の数値シミュレーションを実行します。これは、弦理論における古典的な回転ブラックホール(BH)を説明します。私たちは、天体物理学の相対論的アウトフローまたは「ジェット」に動力を供給すると考えられているブランドフォード・ズナジェク（BZ）機構が、極限付近を含む代替重力理論のBHに対しても有効であることを発見しました。BZメカニズムは、フレームの引きずりによって磁力線がねじれると、ポインティング磁束が支配的なプラズマを外側に放出します。しかし、フレーム引きずりが存在しない非回転BHの場合、降着時の重力位置エネルギーの解放を介した代替動力メカニズムが見つかりました。非回転ストリングBHからのアウトフローは、シュヴァルツシルトBHと比較して約$250\%$強力になります。これは、イベントホライズンのサイズが比較的小さく、したがって曲率が高いためです。最後に、時間依存シミュレーションから極値に近い非カーBHの最初の合成画像を構築することにより、降着する超大質量BHの地平線スケールの干渉画像によってこれらの画像を除外できることがわかりました。
ブラックホール時空からのエネルギー抽出の普遍性について
天体物理ジェットの発射は、ブランドフォード・ズナジェック(BZ)機構によるブラックホール(BH)スピンエネルギーの直接抽出に関する最も説得力のある観測証拠を提供します。一般相対性理論(GR)内で回転するカーBHがBZジェット出力関係に従うことは知られていますが、一般重力理論におけるBHエネルギー抽出の性質については十分に検討されていません。この研究は、GRのカー計量からのパラメトリック偏差を記述する一般化されたBH時空幾何学を利用することにより、BZジェットの出力関係の最初の包括的な調査を実行しますが、すべての偏差パラメータが消える限界でカー計量を回復します。これらの一般化されたBH時空への磁化ガスの降着に関する一連の広範な三次元共変磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行および分析することにより、BZジェット出力の関係が依然として維持され、場合によっては想定できるものをはるかに超えるジェット出力が得られることがわかりました。極端なカーBHによっても生成されます。BHの四重極モーメントの変化により、フレームドラッグの拡張により、BHスピンの効果が強化または抑制されることが示されています。この変動により、観測されたジェット出力とその根底にある光子リング像の非対称性が大幅に強化または抑制され、BHパラメーター推論においてこれまで未解明でありながら重要な縮退が導入されます。
生成事前トレーニングトランスフォーマーを使用したコンパクトなバイナリ システム波形生成
| Title |
Compact_Binary_Systems_Waveform_Generation_with_Generative_Pre-trained_Transformer |
| Authors |
Ruijun_Shi,_Yue_Zhou,_Tianyu_Zhao,_Zhoujian_Cao,_Zhixiang_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20172 |
宇宙ベースの重力波検出は、今後10年間で最も期待される重力波(GW)検出プロジェクトの1つであり、豊富な小型連星系を検出します。しかし、宇宙GW波形の正確な予測はまだ解明されていない。検出器の応答と第2世代時間遅延干渉法(TDI2.0)によって引き起こされる波形の複雑さの増大におけるデータ処理の困難を解決するために、CBS-GPT(CompactBinarySystemsWaveformGenerationwithGenerativePre-訓練されたトランスフォーマー）が提案されています。コンパクトな連星系の波形については、大質量ブラックホール連星(MBHB)、極度質量比吸殻星(EMRI)、銀河連星(GB)の波形を予測するために3つのモデルがトレーニングされ、98%、91%、および91%の予測精度を達成しました。それぞれ99％。CBS-GPTモデルは、複雑な機器の応答や広いパラメータ範囲であっても、隠れパラメータが波形の複雑な情報を効果的に捕捉するため、顕著な解釈可能性を示します。私たちの研究は、重力波データ処理における大規模な事前トレーニング済みモデルの可能性を実証し、ギャップ補完、GW信号検出、信号ノイズ低減などの将来のタスクに新たな機会を開きます。
$f(T,\phi)$ 重力における宇宙論的特異点
暗黒エネルギーを取り巻く謎の理解の追求は、宇宙論の分野で大きな関心を引き起こしています。宇宙定数などの従来のアプローチが広く研究されてきましたが、スカラー場ベースのモデルと修正重力を組み込んだ代替理論が興味深い手段として浮上しています。これらの中で、重力のテレパラレル理論、特に$f(T,\phi)$定式化は、テレパラレリズムの枠組み内でダークエネルギーを理解する手段として注目を集めています。この研究では、テレパラレル暗黒エネルギーの2つのよく研究されたモデルを調査し、これらのシナリオ内の宇宙論的特異点の存在を調べます。ゴリーリー・ハイド法を使用して、これらのモデルの宇宙論的方程式を支配する力学系を調べます。私たちの分析により、どちらのモデルもタイプIVの特異点を示しますが、それは限られた範囲の初期条件に対してのみであることが明らかになりました。これらの結果は、我々が検討したモデルは、非一般的な条件下での弱い特異点のみを許容しているように見えるため、テレパラレル宇宙論モデルが他の修正重力モデルよりも優れている可能性があることを示している可能性があります。
$\alpha + {}^{12}{\rm C}$ 合成の新しい ANC は、外挿法と ${}^{12}{\rm
C}(\alpha,\gamma の $S$-factor を使用して取得) を使用して取得されました){}^{16}{\rm O}$
放射捕捉
| Title |
New_ANCs_for_$\alpha_+_{}^{12}{\rm_C}$_synthesis_obtained_using_extrapolation_method_and_the_$S$-factor_for_${}^{12}{\rm_C}(\alpha,\gamma){}^{16}{\rm_O}$_radiative_capture |
| Authors |
A._M._Mukhamedzhanov,_R._J._deBoer,_B._F._Irgaziev,_L._D._Blokhintsev,_A._S._Kadyrov,_and_D._A._Savin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20255 |
背景:赤色巨星の炭素の生存を決定する$^{12}{\rmC}(\alpha,\gamma)^{16}$O反応は、核反応理論と核天体物理学にとって興味深いものです。$^{12}{\rmC}(\alpha,\gamma)^{16}$O反応の天体物理学的因子を取得しようとする多くの試みが、実験的および理論的に行われてきました。$^{16}$O核構造の詳細は、(6.92MeV、2$^+$)と(7.12MeV、1$^-$)という2つの閾値以下の境界状態が存在し、低原子核の挙動を支配していることです。-エネルギー$S$-係数。これらのサブスレッショルド状態の強度は、高精度で知る必要がある漸近正規化係数(ANC)によって決まります。最近、モデルに依存しない外挿法を使用して、Blokhintsev{\itetal.}[Eur.物理学。J.A{\bf59},162(2023)]は、$^{16}$Oの3つのサブスレッショルド状態のANCを決定しました。目的:この論文では、これらの新しく決定されたANCを使用して、$^{12}{\rmC}(\alpha,\gamma)^{16}$O放射の低エネルギー天体物理$S$因子を計算しました。捕獲。方法:$S$-factorは、AZURE2コードを使用して$R$-matrixメソッドのフレームワーク内で計算されます。結論:合計$S$因子には、対応する直接捕獲と$^{の基底状態へのカスケード放射捕獲を妨げる$^{16}$Oの基底状態への共鳴$E1$と$E2$遷移が含まれます。16}$Oから4つのサブしきい値状態まで:$0_2^+、\,3^-、\、2^+$、$1^-$。私たちのANCはdeBoer{\itetal.}[Rev.モッド。物理学。{\bf89},035007(2017)]、最も有効な天体物理エネルギー300keVでの現在の合計$S$ファクターは174keVbであるのに対し、その研究の137keVbです。したがって、低温($T_{9}<2$)で計算された反応速度は、前述の論文で示された反応速度よりも高くなります。
高次元のインフレーションによる大きな余剰次元
私たちは、実際の重力の弱さを観測可能な宇宙のサイズに関連付けて、コンパクトな余分な次元が高次元のインフレーションによって大きなサイズを獲得できる可能性を提案します。地平線問題の解決策は、重力の基本スケールが$10^{13}$GeVより小さいことを意味しており、これは任意の数の追加次元のbraneworldフレームワークで実現できます。しかし、現在の観測と一致する原始密度変動の（近似的に）平坦なパワースペクトルの要件により、この単純な提案はミクロンスケール程度の追加の次元が1つだけしか可能になりません。５次元インフレーションの終了後、ラジオン弾性率は、現在の暗黒エネルギースケール程度の正のエネルギーを有する真空中で安定化することができる。魅力的な可能性は、同様のスケールの質量を持つ右手ニュートリノのカシミールエネルギーへの寄与に基づいています。
指数関数的$F(R)$重力の枠組み内での宇宙論的進化は、暗黒物質の2つの形態、(a)標準的な塵状流体と(b)アクシオンスカラー場を仮定することによって分析されます。以前の文献で示されているように、アクシオンのような場は宇宙論的進化中に振動しますが、その可能性が最小値に近づくと暗黒物質の役割を果たす可能性があります。どちらのシナリオも、パンテオンIa型超新星、ハッブルパラメーター推定(宇宙クロノメーター)、バリオン音響振動、宇宙背景マイクロ波距離などの最近の観測データに直面します。このモデルは、$\Lambda$CDMモデルと比較した場合、これらの観測を記述する上で大きな可能性を示しており、指数関数的な$F(R)$重力の実行可能性を裏付けています。暗黒物質の両方の記述の違いが分析されます。
中性子星の合体後における熱効果の一貫した処理：第 3 世代重力波検出器への観測的意義
| Title |
Self-consistent_treatment_of_thermal_effects_in_neutron-star_post-mergers:_observational_implications_for_third-generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Ver\'onica_Villa-Ortega,_Ana_Lorenzo-Medina,_Juan_Calder\'on_Bustillo,_Milton_Ruiz,_Davide_Guerra,_Pablo_Cerd\'a-Duran,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20378 |
私たちは、第3世代の重力波検出器を使用して、中性子星合体残骸における熱効果の正確で自己矛盾のないモデリングの影響を評価します。これは、ベイジアンモデル選択実験において、次の方法でモデル化された連星中性子星(BNS)合体の数値相対性シミュレーションを使用することによって行われます。a)核の有限温度(または「表形式」)状態方程式(EoS)、およびb)単純化された区分的(または「ハイブリッド」)表現。これらは、SLy4、DD2、HShen、LS220という4つの異なるEoSをカバーしています。私たちの解析では、数値シミュレーションによって出力されたニューマン・ペンローズスカラー$\psi_4$を直接利用します。3人の宇宙探査機によって形成された検出器ネットワークを考慮すると、2つのモデルによって予測される重力波放射の違いが、平均距離での自然対数ベイズ係数$\log{\cal{B}}\geq5$で検出可能であることを示します。EoSに関係なく、$d_L\simeq50$Mpcで、ソース傾斜$\iota\leq0.8$では$d_L\simeq100$Mpcに達します。この影響はHShenEoSで最も顕著です。低い傾斜の場合、$d_L\simeq150$Mpcでのそのようなモデリングの違いの検出可能性を防ぐのはDD2EoSだけです。私たちの結果は、熱効果の一貫した処理の使用が第3世代の重力波検出器にとって重要であることを示唆しています。
| Title |
A_forecast_of_the_sensitivity_of_the_DALI_Experiment_to_Galactic_axion_dark_matter |
| Authors |
Juan_F._Hern\'andez_Cabrera,_Javier_De_Miguel,_Enrique_Joven_\'Alvarez,_E._Hern\'andez-Su\'arez,_J._Alberto_Rubii\~no-Mart\'in,_Chiko_Otani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20437 |
アクシオンは、現代物理学の2つの基本的な問題、つまり強い相互作用における電荷パリティ対称性の問題と暗黒物質の謎を同時に解決できる、長い間仮定されてきたボソンです。この研究では、モンテカルロシミュレーションによって、アクシオン暗黒物質を探査するために提案された新世代のファブリー・ペロー・ハロスコープである暗黒光子$\&$アクシオン様粒子干渉計(DALI)の感度を推定します。25-250$\mu$eV帯域内。
暗黒物質の直接検出: 批判的なレビュー
宇宙の暗黒物質の性質は、現代物理学における最も困難な未解決の問題の1つです。実際、一方では、天体物理学からの圧倒的な間接的証拠がその存在に疑いの余地を残していないように見えます。一方、直接探索実験、特に世界中の地下研究所で低バックグラウンド検出器を使用して行われた実験は、議論の余地のあるいくつかの例外を除いて、無効な結果しか得られないようです。さらに、LHCエネルギー規模で予測される候補が不足しているため、この二分法はさらに不可解なものになっています。私たちは、天体素粒子実験物理学のこの新しい分野の最も重要な段階を思い出し、この挑戦的な探求に関わる主要プロジェクト間の相互関係を分析し、この問題が一般に理解されている方法とは少し異なる結論を導き出します。
私たちは、運動的デカップリング後に暗黒物質が放射線浴との運動的平衡状態に戻る可能性を研究しています。このシナリオを我々は運動的再カップリングと呼んでいます。これは、たとえば、特定の種類の共鳴増強相互作用によって、または相転移の結果として自然に発生します。後期運動的デカップリングはカットオフ以下の小さなスケールで構造を減衰させますが、運動的再カップリングは、再結合期間の性質と程度に応じてパワースペクトルにより複雑な変化を引き起こします。私たちは、速度論的再結合が物質のパワースペクトルに痕跡を残す特徴を調査し、将来の観察によってそのような特徴が暗黒物質の微物理学にどのように追跡できるかを議論します。
カーブラックホールにおける力の自由磁場と変化
最近の研究では、バックグラウンド計量の正準形式がどのように変化するかを示す、力のない磁場を用いたシュワルツシルトブラックホールの解決策が提示されました。物理学。52(2022)4,93.したがって、この研究がカーブラックホールに対しても修正された解決策を求めるのは論理的です。したがって、この論文の目的は、力のない磁場によって摂動されるカーブラックホールの正確な解決策を特定することです。ただし、これを行うには、よく知られている四進形式を使用し、接線空間計算に基づいて背景計量における電磁強度テンソル、つまりカーの明示的な式を取得します。応力エネルギーテンソルを分析すると、計量の摂動要因が明らかになり、大質量および超大質量ブラックホールの周囲の円盤の物理学をより深く理解できるようになります。これらの結果は、力のない磁性流体の逆反応を考慮せずに、バックグラウンドメトリックに対して設定された摂動理論だけに依存するだけでは十分ではないことを示しています。この研究は、神秘的な宇宙の物体の構造と進化に対する力のない磁場の影響を研究する必要性を示しています。
「GW150914のリングダウン倍音の解析」へのコメントへの返信
| Title |
Reply_to_Comment_on_"Analysis_of_Ringdown_Overtones_in_GW150914" |
| Authors |
Gregorio_Carullo,_Roberto_Cotesta,_Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2310.20625 |
この返信には、コメント[Phys.レット牧師。131、169001]。我々は、それらが我々の結果に及ぼす影響は小さいこと、そして論文[Phys.レット牧師。129、111102]は堅牢です。この記事で指摘されているように、これまでのほとんどの研究では無視されていた、リングダウン開始時間の統計的不確実性を考慮することが重要です。この不確実性は、コメントで言及されているソフトウェアのバグによって引き起こされる体系的な変化よりも約40倍大きくなります。コメントと記事の間の残りの不一致は、セットアップにおける追加の違い、特にサンプリングレートとノイズ推定方法に起因する可能性があります(記事では、[Phys.Rev.Lett.123]の元の方法を模倣するために後者が選択されています)、111102]）。データ分析の考慮事項を超えて、問題の物理学を無視することはできません。[arXiv:2302.03050]に示されているように、波形のピークから始まる一定振幅の倍音の合計で構成されるモデルでは、動的効果と強磁場の影響により、測定に制御されていない系統的な不確実性が生じます。これらの理論的考察は、そのようなモデルに基づく研究はブラックホール分光テストとして解釈できないことを意味します。
