銀河恒星速度マップのモデル独立再構成
| Title |
Model_Independent_Reconstruction_of_Galaxy_Stellar_Velocity_Map |
| Authors |
Mikhail_Denissenya,_Eric_V._Linder,_Sangwoo_Park,_Arman_Shafieloo,_Satadru_Bag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00030 |
私たちは、積分フィールド分光器からスパセルの2D配列にわたる銀河回転速度を決定するための、モデルに依存しない堅牢な方法を開発しました。シミュレーションでは、この方法が標準的な方法よりも低いスペクトルS/N比に至るまで正確であることが実証されています。中央値$S/N=4$の場合、99\%の精度です。これをMaNGAデータに適用して、銀河速度マップと銀河回転曲線を構築します。また、計算速度が$25\times$高い、高効率の3次平滑化アプローチも開発していますが、精度はわずかに劣ります。このようなモデルに依存しない方法は、銀河モデルを仮定せずに暗黒物質の特性を研究するのに役立つ可能性があります。
強化された 21cm EoR パラメータ制約のためのウェーブレット ベースの統計
| Title |
Wavelet_Based_Statistics_for_Enhanced_21cm_EoR_Parameter_Constraints |
| Authors |
Ian_Hothi,_Erwan_Allys,_Benoit_Semelin_and_Francois_Boulanger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00036 |
我々は、再電離時代(EoR)からの21cm信号に対する天体物理パラメータ制約の精度を向上させる新しいアプローチを提案します。私たちの方法では、固定赤方偏移を計算した2D空間統計のスペクトル展開を定量化する、新しい要約統計量セット(以下、展開圧縮統計量と呼びます)を導入します。このような圧縮統計をパワースペクトル(PS)、縮小ウェーブレット散乱変換(RWST)およびウェーブレットモーメント(WM)に対して定義しました。これらは非ガウス特徴も特徴付けます。これらの異なる統計を基準3Dパワースペクトルと比較するために、100および1000に相当する平方キロメートルアレイ(SKA)ノイズレベルを使用して、ノイズのないシナリオとノイズのあるシナリオの両方で、21cmEoRデータのシミュレーションのアンサンブルから3つの宇宙論的パラメーターに関するフィッシャー情報を推定します。何時間もの観察。ノイズのない場合、圧縮ウェーブレット統計により、3D等方性パワースペクトルよりも最大5倍高い精度の制約が得られますが、非ガウス特徴の抽出が難しい100時間のSKAノイズでは、依然として30%優れた制約が得られます。。この研究から、進化圧縮統計が通常の3D等方性アプローチよりも多くの情報を抽出すること、およびウェーブレットベースの統計が常にパワースペクトルベースの統計を上回ることができることを実証します。このようなウェーブレットベースの統計を構築する場合、調査対象の天体物理学的プロセスに関して適切なスペクトル分解能を備えたウェーブレットのセットを選択する必要性も強調します。
LATIS: Galaxy-galaxy および Galaxy-Ly$\alpha$ クラスタリングからの $z \sim 2.5$
での Galaxy-halo 接続の制約
| Title |
LATIS:_Constraints_on_the_Galaxy-halo_Connection_at_$z_\sim_2.5$_from_Galaxy-galaxy_and_Galaxy-Ly$\alpha$_Clustering |
| Authors |
Andrew_B._Newman,_Mahdi_Qezlou,_Nima_Chartab,_Gwen_C._Rudie,_Guillermo_A._Blanc,_Simeon_Bird,_Andrew_J._Benson,_Daniel_D._Kelson,_Brian_C._Lemaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00184 |
銀河と暗黒物質ハローの関係は、恒星質量-ハロー質量(SMHM)関係を使用して定量化されることがよくあります。光学および近赤外線画像調査により、銀河の存在量と角度相関関数の測定に基づいて、進化するSMHM関係についてほぼ一貫した全体像が得られました。$z\gtrsim2$での分光調査では、銀河の自己相関関数や、横方向の視線で測定された銀河とLy$\alpha$吸収間の相互相関を通じて、SMHM関係を制約することもできます。しかし、そのような研究は非常に少なく、予想外の、または決定的ではない結果が得られています。ライマンアルファ断層撮影法IMACSサーベイ(LATIS)からの$z\sim2.5$銀河の$\sim$3000スペクトルを使用して、恒星質量にまたがる4つのビンにおける銀河-銀河および銀河-Ly$\alpha$相関関数を測定します。$10^{9.2}\lesssimM_*/M_{\odot}\lesssim10^{10.5}$。MultiDarkN体とASTRIDの流体力学宇宙論シミュレーションを並行して解析することで、相関関数のモデル化、共分散行列の推定、ハロー質量の推定が可能になります。2つの方法の結果は相互に一貫しており、標準的なSMHM関係とほぼ一致していることがわかりました。この一貫性は、LATISでLy$\alpha$伝送変動$\delta_F$を正確に測定してモデル化できることを示しています。また、これらの赤方偏移における光学分光銀河調査の副産物である銀河-Ly$\alpha$相互相関が、銀河-銀河クラスタリングと同様の精度でハロー質量を制約できることも示す。
ラニアケアとその反作用の効果的な説明: 宇宙論への影響とハッブル定数の局所的決定
| Title |
An_effective_description_of_Laniakea_and_its_backreaction:_Impact_on_Cosmology_and_the_local_determination_of_the_Hubble_constant |
| Authors |
L._Giani,_C._Howlett,_K._Said,_T._Davis,_S._Vagnozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00215 |
我々は、天の川銀河をホストする重力超銀河団であるラニアケアによって引き起こされる宇宙論的観測物に対する逆反応を記述するための効果的なモデルを提案します。このモデルは、コズミックフロー4(CF4)からの固有速度データを使用して定義されました。この構造は、三軸膨張を示す楕円体形状によってよく表され、主軸に沿った一定の膨張率によって合理的に近似されます。私たちの最良の適合は、背景の膨張を差し引いた後、楕円体が2つの小さい軸に沿って収縮し、最も長い軸に沿って膨張することを示唆しており、平均膨張は$\sim-1.1~\rm{km}/\rm{s}/であると予測されます。\rm{Mpc}$。平均宇宙論的膨張と比較した領域内の異なる膨張率により、光度距離の計算において視線依存の補正が引き起こされます。これらの補正を2つの低赤方偏移データセットに適用します。1つはIa型超新星(SN~Ia)のPantheon+カタログ、もう1つはMASSIVE調査による初期型大質量銀河の表面輝度変動(SBF)の63個の測定値です。次数$\sim2-3\%$の距離の補正が見つかり、その結果、次数$\DeltaH_0^{\rm{SN~Iaのハッブル定数$H_0$の推定最適値がシフトします。}}\約0.5~\rm{km}/\rm{s}/\rm{Mpc}$および$\DeltaH_0^{\rm{SBF}}\約1.1~\rm{km}/\rm{s}/\rm{Mpc}$、ハッブル緊張を悪化させているようです。
超軽量アクシオンによる振動メトリック摂動からのパルサー タイミング アレイの署名
| Title |
Pulsar_Timing_Array_Signature_from_Oscillating_Metric_Perturbations_due_to_Ultra-light_Axion |
| Authors |
Jai-chan_Hwang,_Donghui_Jeong,_Hyerim_Noh,_and_Clemente_Smarra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00234 |
コヒーレントに振動する超軽量アクシオンは、暗黒物質のように振る舞うことがあります。特に、そのコヒーレントに振動する圧力摂動は、アクシオンコンプトン周波数の2倍である特有の振動周波数を持つ振動するスカラー計量摂動を引き起こす可能性があります。質量範囲$10^{(-24,-21)}{\rmeV}$の候補は、現在および将来のパルサータイミングアレイ(PTA)プログラムによってテストされる周波数範囲の信号を提供できます。高度に非線形な環境における圧力の摂動を伴うこのような解析には、相対論的かつ非線形の処理が必要です。ここでは、ゼロせん断ゲージにおける弱い重力とアインシュタイン重力の低速運動限界を仮定した効果の厳密な導出を行い、暗黒物質の速度ポテンシャルが振動位相と周波数変化を決定することを示します。速度場と相関する単色PTA信号は、たとえばPTA結果と将来の局所流速測定値を相互相関させることによって予測を裏付けます。
ワイル対称によるインフレーションにおける予熱からの重力波
ワイルスケーリング対称性を伴うインフレーションは、ほぼスケーリング不変の原始密度変動と暗黒物質候補の両方を生成できる実行可能なシナリオを提供します。ここで我々は、量子ゆらぎによる原始重力波（GW）に加えて、そのようなインフレーションモデルにおける予熱による高周波GWの生成が、インフレーションダイナミクスの別の探査を提供できることを指摘する。典型的なモデルで線形解析解析と非線形数値格子シミュレーションの両方を実行します。かなりの確率的GWが生成され、その周波数帯域が$10^8$Hz$\sim$$10^9$Hz付近に位置することがわかり、これは将来の共鳴空洞実験によって調査される可能性があります。
現在および今後の CMB 調査からの kSZ パワースペクトルを使用した再電離の物理学の調査
| Title |
Probing_the_Physics_of_Reionization_Using_kSZ_Power_Spectrum_from_Current_and_Upcoming_CMB_Surveys |
| Authors |
Divesh_Jain,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Srinivasan_Raghunathan,_Suvodip_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00315 |
再イオン化プロセスの斑点は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の統計を変化させ、CMB温度パワースペクトルにおける運動学的スニャエフ・ゼルドビッチ(kSZ)効果が顕著な結果となります。この研究では、再電離プロセスの詳細を推測する際の将来のkSZパワースペクトル測定の可能性を探ることを目的としています。この追求では、信号対雑音比($S/N$)によるkSZパワースペクトルの堅牢な検出を可能にするクロス内部線形結合(Cross-ILC)技術を使用したフォアグラウンド緩和技術の最近の開発を活用します。SPT-3Gとシモンズ天文台(SO)によると、この10年間でおよそ20～30\sigma$です。CMB-S4による$\geq80\sigma$は、SPTデータを使用して$\ell=3000$でビニングされたkSZの限界証拠を大幅に改善します(Reichardtetal.2021)。SPT-3G、SO、およびCMB-S4の上記の手法から予想される現実的なエラーバーとともに基準kSZパワースペクトルを使用して、再イオン化の物理モデルのパラメーター空間を制約します。改善されたエラーバーを使用すると、ベイズ推論で$\tau$に事前に何も課すことなく、Cross-ILCで回復されたSPT-3GkSZのみを使用して再電離に厳しい制約を課すことが可能であることがわかりました。特に、CMB-S4による高忠実度のkSZ測定と、LiteBIRDによる$\tau$測定を組み合わせることで、$\sim0.25$のエラーバーで再イオン化の中点と、$でのエラーバーで再イオン化の継続時間に関する前例のない制約が可能になります。\sim0.21$はCMBデータのみを使用します。この研究は、不均一再電離時代についての洞察を得るために、広範囲の多重極でkSZパワーを捕捉する必要性を強調しています。
マスクせん断カタログ用の正確なカッパ再構成アルゴリズム (AKRA)
| Title |
Accurate_Kappa_Reconstruction_Algorithm_for_masked_shear_catalog_(AKRA) |
| Authors |
Yuan_Shi,_Pengjie_Zhang,_Zeyang_Sun,_and_Yihe_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00316 |
弱い重力レンズは、基本的な宇宙物理学を理解するための貴重なツールです。弱いレンズ宇宙論における未解決の問題は、サーベイマスクを使用した離散せん断カタログからレンズ収束$\kappa$マップを正確に再構成することですが、独創的なKaiser-Squire(KS)法はこれに対処するように設計されていません。マスクの問題に対処するために、マスクされたせん断カタログ(AKRA)の正確なカッパ再構成アルゴリズムを紹介します。AKRAは、事前自由最尤マップ作成法(または不偏最小分散線形推定器)に基づいて構築されています。マスクの処理において数学的に堅牢であり、実装が数値的に安定しており、再構成精度の向上に実質的に効果的です。10\%から50\%の範囲のマスク率とさまざまなマスク形状を使用してシミュレートされたマップを使用して、AKRAがマップレベルと、再構成されたマップの自動パワースペクトル$C_\kappa$などの要約統計量の両方でKSよりも優れていることを示します。その相互相関係数$r_\ell$と真の$\kappa$マップ、散布図、局在化測定。ウィーナーフィルター法とは異なり、信号パワースペクトルに事前分布を採用しないため、マップレベルと相互相関統計の両方でウィーナーフィルター関連のバイアスが回避されます。マスクされていない領域で再構成されたマップのみを使用する場合、再構成された$C_\kappa$は$1\%$以上、および$1-r_\ell\lesssim1\%$(最小スケールの$\ell$を除く)まで正確です。調査済み）、マスクの割合と形状の極端な場合でも同様です。最初のステップとして、AKRAの現在のバージョンはマスクの問題のみに対処するため、湾曲した空や不均一な形状測定ノイズなどの複雑さを無視します。AKRAはこれらの問題に直接対処することができ、次のバージョンで対処される予定です。
さまざまな空モデルと周波数依存の体系にわたる 21 cm の前景除去のためのディープ ラーニングの安定性
| Title |
The_stability_of_deep_learning_for_21cm_foreground_removal_across_various_sky_models_and_frequency-dependent_systematics |
| Authors |
T._Chen,_M._Bianco,_E._Tolley,_M._Spinelli,_D._Forero-Sanchez,_J.P._Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00493 |
深層学習(DL)は、21cmの前景を除去するための新しいアプローチとして最近提案されました。DLを実際の観測に適用する前に、確立された手法との一貫性、さまざまなシミュレーションモデルにわたるパフォーマンス、および機器体系に対する堅牢性を評価することが不可欠です。この研究では、一般的に使用されるU-Netを開発し、純粋なガウス実現、ラグランジュ摂動理論、プランク空モデルに基づく3つの異なる空シミュレーションモデルにわたる再電離後の前景除去のパフォーマンスを評価します。トレーニングデータとテストデータが同じモデルと一致していれば、モデル全体で安定した結果が得られます。平均すると、U-Net再構成データ内の残留前景は、考慮された赤方偏移範囲における角度スケール全体の信号の$\sim$10%です。従来のアプローチでも同等の結果が得られます。ただし、あるモデルでトレーニングされたネットワークを別のモデルのデータに対して盲目的に使用すると、不正確な再構築が生じるため、一貫したトレーニングデータの必要性が強調されます。次に、この研究では、周波数依存のガウスビームとゲインドリフトをテストデータに導入します。ネットワークは、事前情報のない「予期せぬ」系統的影響を受けたデータのノイズを除去するのに苦労しています。ただし、体系的に汚染されたデータを使用して一貫して再トレーニングした後、ネットワークは再構築精度を効果的に回復します。これは、ノイズ除去を成功させるためにトレーニング中に事前の体系的な知識を組み込むことの重要性を強調しています。私たちの研究は、特定のデータ属性に合わせて21cmの前景を除去するためにDLを使用するための重要なガイドラインを提供します。特に、現時点で最も現実的な前景であるプランク空モデルにDLが適用されたのはこれが初めてです。
ハッブル張力の解決としてアクシオンのような初期暗黒エネルギーに対するプランク制約を改善
| Title |
Improved_Planck_constraints_on_axion-like_early_dark_energy_as_a_resolution_of_the_Hubble_tension |
| Authors |
George_Efstathiou_and_Erik_Rosenberg_and_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00524 |
$\Lambda$CDMの拡張としてのアクシオンのような初期暗黒エネルギー(EDE)は、「ハッブル張力」に対する可能な解決策として提案されています。{\itPlanck}NPIPEデータリリースから構築された新しい宇宙マイクロ波背景放射(CMB)温度と偏光尤度を使用して、このモデルを再検討します。ベイジアン解析では、赤方偏移範囲$z\in[10^3,10^4において、総エネルギー密度に対するEDEの部分的寄与の最大値は$f_{\rmEDE}<0.061$(SH0ESなし)であることがわかります。]$、そしてハッブル定数は$66.9<H_0<69.5$km/s/Mpc(両方とも95\%C.L.)の範囲内に収まるように制約されます。したがって、データは$\Lambda$CDMに近いモデルを支持し、$H_0$のSH$0$ESCepheidベースの測定値で$3.7\sigma$の残留張力を残します。尤度プロファイルとの比較は、私たちの結論が以前のボリューム効果に対して堅牢であることを示しています。私たちの新しいCMBの可能性は、重要なEDEコンポーネントを支持する証拠を提供しません。
高速回転する恒星の周囲にある近接惑星の欠如の恒星のスペクトル型 (質量)
依存性。ケプラーの構造は、恒星惑星進化モデルと比較して単一系外惑星システムを確認した
| Title |
Stellar_spectral-type_(mass)_dependence_of_the_dearth_of_close-in_planets_around_fast-rotating_stars._Architecture_of_Kepler_confirmed_single-exoplanet_systems_compared_to_star-planet_evolution_models |
| Authors |
R._A._Garc\'ia,_C._Gourv\`es,_A._R._G._Santos,_A._Strugarek,_D._Godoy-Rivera,_S._Mathur,_V._Delsanti,_S._N._Breton,_P._G._Beck,_A._S._Brun,_and_S._Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00108 |
2013年、ケプラーデータの統計的テストを使用して、高速回転する主星の周囲に近接する惑星が不足していることが判明しました。2022年にさらに多くのケプラーとトランジット系外惑星探査衛星(TESS)システムが追加されたことで、星の自転周期(Prot)と惑星の公転周期(Porb)の図のこの領域が埋められました。私たちはケプラー惑星主星のProt抽出を再検討し、スペクトルの種類によって星を分類し、それらのProt-Porb関係を研究しました。バイアスを最小限に抑えるために、確認された系外惑星システムのみを使用しました。働いている物理的プロセスについて学ぶために、私たちは星-惑星進化コードESPEM(惑星システムと磁気の進化のフランス語の頭字語)を使用して、系外惑星システムの現実的な個体群合成を計算し、それらを観測値と比較しました。ESPEMは単一の主系列星の周りを周回する単一の惑星を対象として機能するため、連星、進化した星、および複数の惑星を除外するケプラー観測システムの集団に研究を限定します。私たちは観測とシミュレーションの両方で、高速回転する星の周りを周回する近接惑星に、質量の代理である星のスペクトルタイプ(F、G、K)に依存する欠乏の存在を発見しました。私たちの星のサンプルでは。スペクトルの種類(および質量)の関数として、デアースのエッジに変化があります。温度（および質量）が増加するにつれて、より短いProtに向かって移動し、欠損が小さく見えるようになります。モデルに含まれる現実的な形成仮説と、潮汐移動と磁気移動の適切な処理は、高速回転する恒星の周りの高温惑星の不足と、スペクトルの種類で明らかになった傾向を定性的に説明するのに十分です。
ケプラー惑星候補のカタログを更新: 精度と公転周期に焦点を当てる
| Title |
Updated_Catalog_of_Kepler_Planet_Candidates:_Focus_on_Accuracy_and_Orbital_Periods |
| Authors |
Jack_J._Lissauer,_Jason_F._Rowe,_Daniel_Jontof-Hutter,_Daniel_C._Fabrycky,_Eric_B._Ford,_Darin_Ragozzine,_Jason_H._Steffen,_and_Kadri_M._Nizam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00238 |
私たちは、均一性よりも惑星の配置と特性の正確さを優先したケプラー惑星候補の新しいカタログを紹介します。このカタログには、709の複数惑星系内に存在する1791個を含む4376個のトランジット惑星候補が含まれており、ケプラー惑星候補の大規模なサンプルに利用可能な最良のパラメーターが提供されています。また、出現率の研究で使用するために一様に導出された、トランジット候補の恒星および惑星のプロパティの2番目のセットも提供します。軌道周期の推定値は改善されましたが、以前のカタログと同様に、周期の不確実性について表にまとめた値は、通過タイミング変動(TTV)を完全には考慮していません。我々は、多くの惑星が軌道歳差運動を含むさまざまなプロセスによって引き起こされる長い周期性のTTVを持っている可能性が高いこと、またそのようなTTVは、ケプラー惑星の暦が数十年単位の時間スケールで、小さな形式的誤差(通常、ケプラー時代に測定された惑星の平均公転周期では、$10^6$に1部分、まれに$>10^{-5}$)になります。正規化された通過期間の分析は、惑星の離心率が伴走惑星の数と逆相関していることを示唆しています。私たちの主要なカタログには、1つの星のみを周回および通過する既知のケプラー惑星候補がすべてリストされています。完全を期すために、ケプラーが発見したトランジット惑星をホストする恒星の周囲で確認された24個の非トランジット惑星の特性の簡略リストも提供します。
時空を越えた惑星 (PAST)。 V. 主星の年齢分布からわかるホットジュピターの進化
| Title |
Planets_Across_Space_and_Time_(PAST)._V._The_evolution_of_hot_Jupiters_revealed_by_the_age_distribution_of_their_host_stars |
| Authors |
Di-Chang_Chen,_Ji-Wei_Xie,_Ji-Lin_Zhou,_Subo_Dong,_Jia-Yi_Yang,_Wei_Zhu,_Chao_Liu,_Yang_Huang,_Mao-Sheng_Xiang,_Hai-Feng_Wang,_Zheng_Zheng,_Ali_Luo,_Jing-Hua_Zhang_and_Zi_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00305 |
ホットジュピターの予期せぬ発見は、太陽系からインスピレーションを得た古典的な惑星形成理論に疑問を投げかけました。これまでのところ、ホットジュピターの起源と進化はまだ不明です。それらの年齢分布と時間的進化を決定することは、それらの形成とその後の進化のメカニズムについてのより多くの手がかりを提供する可能性があります。PlanetsAcrossSpaceandTime(PAST)プロジェクトの運動学的カタログから収集された、太陽に似た星の周囲にある383個の巨大惑星のサンプルを使用すると、熱い木星は銀河の薄い円盤内の比較的若い星によって優先的にホストされていることがわかります。その後、ホットジュピターの頻度が年齢とともに減少することがわかりました。対照的に、暖かい/冷たい木星の頻度は、年齢に大きな依存性を示しません。このような傾向は、ホットジュピターの軌道の潮汐変化から予想されており、今回の結果は、大規模なサンプルを使用した裏付けとなる証拠を提供します。また、星の年齢と金属性の平面における惑星の周波数についても共同解析を実行します。この結果は、年齢依存性を取り除いた後の高温木星と温暖/低温木星の周波数は両方とも星の金属量と相関していることを示唆しています。さらに、RVターゲットはトランジットよりも金属が豊富で若い傾向があることを考慮すると、上記の相関関係が、トランジットと動径速度(RV)調査から推測されるホットジュピターの周波数の不一致の大部分を説明できることを示します。
ディディモス系の近赤外スペクトル観測 -- DART 衝突前後の日々の進化は、ディモルフォがディディモスに由来することを示す
| Title |
Near-IR_Spectral_Observations_of_the_Didymos_System_--_Daily_Evolution_Before_and_After_the_DART_Impact,_Indicates_Dimorphos_Originated_from_Didymos |
| Authors |
David_Polishook,_Francesca_E._DeMeo,_Brian_J._Burt,_Cristina_.A._Thomas,_Andrew_.S._Rivkin,_Juan_.A._Sanchez,_Vishnu_Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00421 |
DARTミッション衝突後のディモルフォスからの噴出物により、ディディモス-ディモルフォス系の明るさが大幅に増加し、地下物質を調べることが可能になりました。我々は、NASAのIRTFを使用したディディモス系の近赤外分光観測を毎日報告し、衝突の前日から1週間にわたる噴出物雲のスペクトル特徴の進化を追跡します。全体として、噴出物が消散してもスペクトルの特徴は固定されたままであり（Sタイプ分類）、ディディモスとディモルフォスの両方が同じケイ酸塩材料から構築されていることが確認されました。この新しい結果は、km幅の天体の回転分裂による単一天体の分裂を含む連星小惑星形成モデルを強く裏付けるものである。衝突時間+14時間および+38時間では、スペクトルの傾きは減少しましたが、その後の夜にはスペクトルの傾きが増加し、ほぼ衝突前の傾きに戻りました。しかし、$1~\mum$バンドのパラメータは固定されたままであり、「フレッシュ」/Qタイプのようなスペクトルは測定されませんでした。これらを次のように解釈します。1.噴出物雲は、衝突後の$\sim40$時間の間、全体の光に主に寄与しています($60-70\%$)。2.より粗いデブリ($\geq100~\mum$)が噴出物雲を支配し、スペクトルの傾きを減少させました(衝突後$\leq10$時間で放射圧により微粒子が除去された後)。3.約1週間後、噴出物雲は十分に分散し、ディディモス表面の細かい粒子が光の支配的な部分となり、スペクトルの傾きが衝突前のレベルまで増加しました。4.無視できる量の非風化物質がディモルフォスの地表から放出され、ディモルフォスがディディモスの表面から放出された風化物質から蓄積されたことを示唆しています。
惑星衝突の結果: 重力と材料特性の重要性
| Title |
Outcomes_of_Planetary_Collisions:_Importance_of_Gravity_and_Material_Properties |
| Authors |
Jeremy_L._Smallwood,_Jeffrey_S._Lee,_Lorin_S._Matthews,_Bryant_M._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00516 |
固体惑星体の最終的なサイズ、組成、角運動量は、惑星胚間の衝突の結果によって決まります。胚の衝突をシミュレーションするための最も一般的な数値手法は、重力ソルバーと流体力学ソルバーを組み合わせて、圧力勾配、衝撃波、重力トルクによって材料を軌道上に持ち上げることができるようにするものです。ここでは、流体力学的な手法と、重力と二次反発力のみを使用する単純化された手法との間の最初の直接比較を実行します。おそらく最も厳密にシミュレートされた惑星衝突である、地球の月の形成がテストケースとして使用されます。物質の周回円盤や無傷の衛星が形成される衝突を含む、2つの惑星胚間の衝突の主な特徴の多くは、重力のみによって制御されます。これらの方法を比較すると、衛星の質量と軌道、および原始地球と衝突体の物理的混合の程度は、流体力学効果の有無や使用する状態方程式に関係なく、類似していることがわかります。衝突による熱的および化学的影響を研究し、月の降着の時間スケールを決定するには、依然として完全な流体力学計算が必要です。単純化された重力と二次反発力のアプローチにより、さまざまな初期条件を迅速にテストして、さらに詳細な研究のためのケースを特定できます。
ケックとハッブルの観測は、MOA-2008-BLG-379Lb が M 矮星を周回する超木星であることを示しています
| Title |
Keck_and_Hubble_Observations_Show_That_MOA-2008-BLG-379Lb_Is_a_Super-Jupiter_Orbiting_an_M_Dwarf |
| Authors |
David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Jean-Philippe_Beaulieu,_Naoki_Koshimoto,_Joshua_W._Blackman,_Ian_A._Bond,_Clement_Ranc,_Natalia_Retksini,_Sean_K._Terry,_Aikaterini_Vandorou,_Jessica_R._Lu,_Jean_Baptiste_Marquette,_Greg_Olmschenk,_and_Daisuke_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00627 |
我々は、KeckNIRC2機器とハッブル宇宙望遠鏡による補償光学の両方を使用して、MOA-2008-BLG-379L系外主星を明らかにする高角解像度イメージングを紹介します。これらの観測により、主星と惑星の質量は$M_{\rmhost}=0.434\pm0.065M_\odot$、$m_p=2.44\pm0.49M_{\rmJupiter}$であることがわかりました。それらの推定分離距離は$2.70\pm0.42\,$AUで、銀河中心に向かって$D_L=3.44\pm0.53\,$kpcの距離に位置しています。これらの結果は、\citet{suzuki16}統計サンプル内の系外主星の質量を測定するという私たちの取り組みに貢献します。このプログラムが完成すると、惑星の出現率が主星の質量と銀河中心距離に依存する測定結果が得られることになる。私たちの分析では、光曲線データがこれらの効果に重大な制約を与えていない場合でも、マイクロレンズ視差や惑星の軌道運動などの高次の効果を含めることの重要性も明らかにしています。これらの効果を含めることは、アインシュタイン半径横断時間や惑星質量比など、他のマイクロレンズパラメーターの不確実性を正確に推定するために必要です。これは、ローマ宇宙望遠鏡の系外惑星マイクロレンズ調査にとって特に重要であり、ローマ宇宙望遠鏡は、私たちの分析で使用したのと同じ質量測定方法を採用し、独自の高角度分解能観測を使用して、ほとんどの系外惑星主星の特性を決定します。ローマン氏はまた、これらの高次のマイクロレンズ効果を無視することによって導入されるバイアスが重大になる可能性が高いように、惑星外マイクロレンズ系の十分な量のサンプルを提供する必要がある。
VaTEST III: TESS データからの 8 つの潜在的なスーパーアースの検証
| Title |
VaTEST_III:_Validation_of_8_Potential_Super-Earths_from_TESS_Data |
| Authors |
Priyashkumar_Mistry,_Aniket_Prasad,_Mousam_Maity,_Kamlesh_Pathak,_Sarvesh_Gharat,_Georgios_Lekkas,_Surendra_Bhattarai,_Dhruv_Kumar,_Jack_J._Lissauer,_Joseph_D._Twicken,_Abderahmane_Soubkiou,_Francisco_J._Pozuelos,_Jon_Jenkins,_Keith_Horne,_Steven_Giacalone,_Khalid_Barkaoui,_Mathilde_Timmermans,_Cristilyn_N._Watkins,_Ramotholo_Sefako,_Karen_A._Collins,_Avi_Shporer,_Zouhair_Benkhaldoun,_Chris_Stockdale,_Emmanu\"el_Jehin,_Felipe_Murgas,_Martin_Paegert,_Michael_B._Lund,_Norio_Narita,_Richard_P._Schwarz,_Robert_F._Goeke,_Thiam-Guan_Tan,_Yugo_Kawai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00688 |
NASAの全天調査ミッションであるトランジット系外惑星調査衛星(TESS)は、明るい恒星の周りを周回するトランジット系外惑星を検出するように特別に設計されています。TESSはすでに約400個の通過系外惑星と、検証を待っている約6000個の候補を特定しています。この研究では、統計的検証ツールを使用して新しい太陽系外惑星の検証と特徴付けに専念する継続的な取り組みである、統計ツールを使用したトランジット系外惑星の検証(VaTEST)プロジェクトの結果を紹介します。私たちは、地上の望遠鏡データ、高解像度画像、\texttt{TRICERATOPS}として知られる統計検証ツールを組み合わせて、8つのスーパーアースの可能性を検証しました。これらの検証された惑星には、TOI-238b(1.61$^{+0.09}_{-0.10}$R$_\oplus$)、TOI-771b(1.42$^{+0.11}_{-0.09}$R)という名称が付けられています。$_\oplus$)、TOI-871b(1.66$^{+0.11}_{-0.11}$R$_\oplus$)、TOI-1467b(1.83$^{+0.16}_{-0.15}$R$_\oplus$)、TOI-1739b(1.69$^{+0.10}_{-0.08}$R$_\oplus$)、TOI-2068b(1.82$^{+0.16}_{-0.15}$R$_\oplus$)、TOI-4559b(1.42$^{+0.13}_{-0.11}$R$_\oplus$)、TOI-5799b(1.62$^{+0.19}_{-0.13}$)R$_\oplus$)。また、\texttt{PLATON}と\texttt{PandExo}を使用して、HSTとJWSTのバンドパスにおける検証された8つの惑星すべての合成透過スペクトルも研究しました。これらすべての検証された惑星のうち、6つは「キーストーン惑星」として知られる領域内にあり、研究にとって特に興味深いものとなっています。半径の谷の下にあるTOI-771bとTOI-4559bの位置に基づいて、我々はそれらをスーパーアースである可能性が高いと特徴付けましたが、これらの惑星の動径速度質量測定により、それらの特徴付けについてさらに詳細な情報が得られるでしょう。ここで調査されたサイズ範囲内の惑星は私たちの太陽系には存在しないことは注目に値し、その研究は地球と海王星の間の進化段階についての洞察を得るために重要です。
アルマ望遠鏡の深部観測で明らかになった、z~2の静止銀河の高い塵含有量
| Title |
High_dust_content_of_a_quiescent_galaxy_at_z~2_revealed_by_deep_ALMA_observation |
| Authors |
Minju_M._Lee,_Charles_C._Steidel,_Gabriel_Brammer,_Natascha_F\"orster-Schreiber,_Alvio_Renzini,_Daizhong_Liu,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Thorsten_Naab,_Sedona_H._Price,_Hannah_\"Ubler,_Sebasti\'an_Arriagada,_and_Georgios_Magdis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00023 |
$z\sim2$(G4)にある明らかに静止している大質量銀河($\log({M_{\star}/M_{\odot}})\about11$)内で冷たい塵が検出されたことを報告します。この線源は、$z=2.21$の大質量星形成円盤銀河であるQ2343-BX610の視野内の深部アルマ望遠鏡観測で偶然の2mm連続線源として特定された。G4の利用可能なマルチバンド測光は、$z\sim2$の赤方偏移と低い比星形成率(sSFR)、$\log(SFR/M_{\star})[yr^{-1}]\estimate-を示唆しています。10.2$、$z=2$メインシーケンス(MS)の下の$\about1.2$dexに相当します。G4は、その恒星の質量($\log({M_{\rmダスト}/M_{\star}})=-2.71\pm0.26$)の割に、特異な塵の多い静止銀河であるように見えます。その質量重み付け推定値は、年齢($\sim$1～2ギル)。受動的進化を調べるために、文献にある$z\gtrsim1$静止銀河を編集し、その年齢と$\Delta$MSおよび$\log({M_{\rmdust}/M_{\star}})$の関係を議論します。粉塵減少スケール。長い塵の枯渇時間とその形態は、G4に作用した可能性のある効率の低いフィードバックとともに形態学的消光を示唆しています。G4の推定ダスト収量はこの考えをさらに裏付けており、ダストおよび/または粒子の成長の効率的な生存と若返り(または追加の降着)が必要です。銀河進化研究と初期宇宙の消光というより広い文脈におけるこれらの発見の意味を理解するには、星の光と冷たい塵のピークを詳しく調べる追跡観測が必要である。
$z\約0-1.3$以上の銀河のガス降着率
| Title |
The_Gas_Accretion_Rate_of_Galaxies_over_$z\approx0-1.3$ |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_N._Chengalur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00025 |
我々はここで、銀河進化の2つの重要な時期における主系列銀河への中性ガスの降着とこれらの銀河における原子ガスから分子ガスへの変換の平均速度の推定値を提示します:(i)$z\およそ1.3-1.0$、宇宙における星形成活動のピーク期の終わりに向かう時期、および(ii)星形成活動が一桁減少する$z\estimate1-0$時期。星の質量と原子ガスの質量、分子ガスの関係を組み合わせることで、正味のガス降着速度$\rm{R_{Acc}}$と分子ガス生成速度$\rm{R_{Mol}}$を決定します。銀河は星形成主系列に沿って継続的に進化すると仮定して、$z=1.3$、$z=1.0$、$z=0$の3つの時代における星形成速度(SFR)と質量、および星形成速度(SFR)を計算した。すべての銀河について、$\rm{R_{Acc}}$は平均SFR$\rm{R_{SFR}}$よりもはるかに低く、$z\estimate1.3-1.0$であることがわかりました。ただし、この間隔では$\rm{R_{Mol}}$は$\rm{R_{SFR}}$と同様になります。逆に、$\rm{R_{Mol}}$と$\rm{R_{Acc}}$は両方とも、後の区間$z\estimate1-0$では$\rm{R_{SFR}}$よりも大幅に低くなります。。我々は、巨大な主系列銀河が$z\およそ1.3$までに現在のバリオン質量の大部分をすでに獲得していることを発見した。$z\約1.3-1.0$では、正味のガス降着率が低いにもかかわらず、既存の原子ガスから分子ガスへの急速な変換が高い平均SFRを維持するのに十分でした。しかし、その後、正味のガス降着率の低下と分子ガスの形成率の低下が組み合わさって、星形成に利用できる燃料の減少につながり、その結果、観測された宇宙のSFR密度の減少が引き起こされます。最後の8ギル。
天の川銀河バー形成の時代: 核恒星円盤のミラ変数の力学モデリング
| Title |
The_epoch_of_the_Milky_Way's_bar_formation:_dynamical_modelling_of_Mira_variables_in_the_nuclear_stellar_disc |
| Authors |
Jason_L._Sanders,_Daisuke_Kawata,_Noriyuki_Matsunaga,_Mattia_C._Sormani,_Leigh_C._Smith,_Dante_Minniti,_Ortwin_Gerhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00035 |
天の川の歴史における重要な出来事は、バーの形成です。この出来事は、その後の銀河全体の構造的および力学的進化に影響を与えます。この棒が形成されると、ガスが銀河の中心に急速に注ぎ込まれ、星を形成する核円盤に落ち着いたと考えられます。その後、形成された核星円盤内の最古の星を考慮することで、天の川バーの形成年代を特定することができます。この非常に不明瞭で混雑した領域では、信頼できる年齢追跡子は限られていますが、明るく高振幅のミラ変数は、時代と年齢の関係を追跡するため、有用な年齢指標となります。私たちは、天の川銀河の核星円盤領域にあるミラ変光星のサンプルの固有運動に力学モデルを当てはめました。核星円盤の内側から外側への成長と時間の経過に伴う半径方向および垂直方向の両方の動的加熱に関する弱い証拠が提示されており、核星円盤が動的によく混合されていることを示唆しています。さらに、$\sim350$日周期付近のミラ変数では、核恒星円盤主導の運動学から背景バーバルジ主導の運動学への明らかな移行が見られます。太陽近傍で校正されたミラ変数の周期と年齢の関係を使用すると、これは、$(8\pm1)\,\mathrm{Gyr}$前の星形成における重大なバーストで核星円盤が形成されたことを示唆していますが、データも同様です。これは、さらに初期の時代における核星円盤のより緩やかな形成と弱い一致を示します。これは、天の川バー($\gtrsim8\,\mathrm{Gyr}$)の形成時期が比較的早いことを意味しており、若い天の川銀河の成長と状態、そしてその後の歴史に影響を及ぼします。
バーの存在は超大質量ブラックホールの燃料供給にどのような影響を与えるのでしょうか? IllustrisTNG100の視点
| Title |
How_does_the_presence_of_bar_affects_the_fueling_of_supermassive_black_holes_?_An_IllustrisTNG100_perspective |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Kataria_and_M._Vivek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00040 |
私たちは、IllustrisTNG100宇宙論的磁気流体力学シミュレーションで、棒状銀河と棒状銀河のブラックホール質量の統計的研究を実施します。この研究は、中心超大質量ブラックホール質量の成長におけるバーの役割と、AGN燃料供給へのその影響を理解することを目的としています。私たちのサンプルは、IllustrisTNG100シミュレーションにおける1191個の棒状銀河と2738個の棒状銀河で構成されています。公平な研究を行うために、銀河の総質量、恒星の質量、ガスの質量、暗黒物質ハローの質量などのさまざまな制御パラメータを使用して、同じ数の棒状銀河と棒状銀河を使用して解析を実行します。恒星の質量制御を除いて、彼らは、棒状銀河のブラックホール質量分布の中央値が、棒状銀河のブラックホール質量分布の中央値よりも高いことを発見しました。これは、星の質量がブラックホールの成長に影響を与える重要なパラメーターであることを示しています。棒状銀河におけるブラックホールの平均降着率がより高く、棒状銀河におけるブラックホールの平均質量がより高いことは、棒状銀河におけるブラックホールの平均質量がより高いことを説明する。さらに、これらの結果が、マイナー/メジャー合併履歴やブラックホールの近隣のガス密度などの他の環境プロセスの影響を受けないこともテストします。星の質量、棒の形成、ブラックホールの成長の関係はさまざまなメカニズムが関与しており複雑ですが、我々の分析は、特に巨大な恒星円盤を持つ銀河では、棒がブラックホールに栄養を与える上で重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。
現実的にシミュレートされた銀河は、星形成速度の持続的な低下により [$\alpha$/Fe]-[Fe/H] の膝を形成します。
| Title |
Realistic_simulated_galaxies_form_[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]_knees_due_to_a_sustained_decline_in_their_star_formation_rates |
| Authors |
Andrew_C._Mason,_Robert_A._Crain,_Ricardo_P._Schiavon,_David_H._Weinberg,_Joel_Pfeffer,_Joop_Schaye,_Matthieu_Schaller_and_Tom_Theuns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00041 |
私たちは、高解像度EAGLEシミュレーションで$\simeq1000$現在の銀河の恒星[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]分布を調べます。銀河のわずかに大多数は正準分布を示し、[$\alpha$/Fe]が高い一連の低金属度星が「膝」で遷移し、[$\alpha$/Fe]が低下する一連の星に特徴づけられます。金属性が増します。この集団は、傾きと散乱の両方において、局所群銀河で観察されるものと同様の、膝金属量と銀河質量の関係をもたらします。しかし、シミュレートされた銀河の多くには膝関節がないか、より複雑な分布を示します。ニーは、初期のピーク($t\simeq7~{\rmGyr}$)からの持続的な減少を特徴とする星形成履歴(SFH)を持つ銀河でのみ見られ、これにより、Ia型超新星による濃縮がII型超新星による濃縮を圧倒することが可能となる(SNII)、星間ガス中の[$\alpha$/Fe]を還元します。したがって、このシミュレーションは、銀河化学進化(GCE)解析モデルが示唆する一般的な解釈に反して、ニー形成はSNIaによる濃縮の開始の結果ではないことを示しています。我々は、VICEGCEモデルへの入力として膝を示すシミュレーション銀河のSFHを使用し、それがSNIIによってのみ富化された$\alpha$に富んだ台地を生成することを発見したが、その台地は星の質量をほとんど含まず、銀河は金属をほとんど形成しなかった。([Fe/H]$\lesssim-1$)星が少ない。これは、GCEが通常想定する短くて一定のガス消費のタイムスケールに由来しており、容易に濃縮される低質量ガス貯留層の存在を示唆しています。最初により長い、進化する消費タイムスケールが採用されると、VICEは[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]平面とその金属量分布関数を通じてシミュレーションされた銀河の軌跡を再現します。
CCD UBV および Gaia DR3 による散開星団キング 6 および NGC 1605 の分析
| Title |
CCD_UBV_and_Gaia_DR3_Analyses_of_Open_Clusters_King_6_and_NGC_1605 |
| Authors |
S._Gokmen,_Z._Eker,_T._Yontan,_S._Bilir,_T._Ak,_S._Ak,_T._Banks,_A._Sarajedini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00054 |
散開星団キング6とNGC1605について、地上ベースのCCDUBV測光と宇宙ベースのガイアデータリリース3(DR3)データの詳細な分析が行われました。ガイア天文データに対してpyUPMASKアルゴリズムを使用してクラスターのメンバーシップの確率を推定したところ、キング6の112個の星とNGC1605の160個の星が、各クラスターの統計的に最も可能性の高いメンバーであることが特定されました。UBV2色図を使用して赤みと金属性を別々に計算し、独立した方法でパラメーター値を推定しました。キング6の色超過$E(B-V)$と測光金属量[Fe/H]は、それぞれ$0.515\pm0.030$magと$0.02\pm0.20$dexです。NGC1605の場合、$0.840\pm0.054$magと$0.01\pm0.20$dexです。赤みと金属性を一定に保ち、GAIAとUBVデータに基づく色等級図にPARSEC等時線を当てはめることにより、距離とクラスターの年齢を推定しました。測光距離は、キング6の場合は723$\pm$34個、NGC1605の場合は3054$\pm$243個です。星団の年齢は、キング6とNGC1605の場合、それぞれ$200\pm20$Myrと$400\pm50$Myrです。。質量関数の傾きは、King6とNGC1605でそれぞれ1.29$\pm$0.18と1.63$\pm$0.36であることがわかりました。これらの値は、Salpeter(1955)の値とよく一致しています。緩和時間は、キング6では580万時間、NGC1605では6000万時間と推定されました。これは、これらの時間が推定クラスター年齢よりも短いため、両方のクラスターが動的に緩和されていることを示しています。銀河軌道分析により、両方の星団が太陽円の外側で形成され、若い薄い円盤集団のメンバーであることが示されました。
AGN のカバーファクター: 進化と選択
| Title |
Covering_factor_in_AGNs:_evolution_versus_selection |
| Authors |
Mateusz_Ra{\l}owski,_Krzysztof_Hryniewicz,_Agnieszka_Pollo,_and_{\L}ukasz_Stawarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00072 |
活動銀河核(AGN)について提案されているすべての統一スキームにおいて、不可欠な要素は、トーラス状構造に配置された核周囲塵の存在です。この文脈における重要なモデルパラメータは、ダストトーラス$L_{\rmIR}$の赤外線光度$L_{\rmIR}$と降着円盤のボロメータ光度$L_{\rmagn}$の比として定義される被覆率(CF)です。。私たちの研究は、CFの進化が本物であるかどうか、あるいは選択効果がそれに大きな影響を与えているかどうかを判断することを目的としています。5つの主要な調査(SDSS、GALEX、UKIDSS、WISE、SPITZER)からの相互照合された多波長測光データに基づいて、約2,000個のクエーサーのサンプルが抽出されました。ブラックホールの質量やエディントン比などのクエーサーの主要パラメーターは、分光データに基づいて計算されました。データは、Low-$z$(赤方偏移~1)とHigh-$z$(赤方偏移~2)クエーサーの2つの赤方偏移ビンに分割されました。WISEW4フィルターの精度に関する問題を特定しました。可能な限り、SPITZERMIPS24$\mu$mデータを利用することをお勧めします。最高品質のSPITZERデータの計算されたCF中央値は、誤差$\log$CF$_{\textrm{low}-z}=-0.19\pm0.11$および$\log$CF$_{\textrm{以内で比較可能です。high}-z}=-0.18\pm0.11$。エフロンとペトロシアンのテストでは、$L_{\rmIR}$と$L_{\rmagn}$の両方で赤方偏移を伴う光度進化の存在が確認されました。Low-$z$サンプルとHigh-$z$サンプルはどちらも、$L_{\rmagn}$と$L_{\rmIR}$の間に同様の相関関係を示しています。高いSMBH質量ビンまたは高い光度をもつクエーサーのサブサンプルでは、CFの識別可能な進化は観察されませんでした。$L_{\rmIR}$と$L_{\rmagn}$の関係は、予想される1:1のスケーリングからわずかに逸脱しています。ただし、データセット全体にわたって、CFの明度に対する統計的に有意な依存性は主張できませんでした。
化学進化モデル: 鉄の相対存在量に対する $\alpha$ 元素における Ia 型超新星の役割とその時間と空間における変化
| Title |
Chemical_evolution_models:_the_role_of_type_Ia_supernovae_in_the_$\alpha$-elements_over_Iron_relative_abundances_and_their_variations_in_time_and_space |
| Authors |
M._Moll\'a,_O._Cavichia,_J.J._Baz\'an,_A._Castrillo,_L._Galbany,_I._Mill\'an-Irigoyen,_Y._Ascasibar._A.I_D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00076 |
Ia型超新星の役割、主に連星系によって決定される遅延時間分布(DTD)、およびさまざまな爆発機構によって生成される元素の収量が、私たちの銀河系に適用された{\scMulChem}化学進化モデルを使用して研究されています。。私たちは、15のDTDと、さまざまなSNIa爆発メカニズムによって生成される元素収量の12の表を調査し、合計180のモデルを実行しました。これらのモデルから導出された$\alpha$元素(O、Mg、Si、S、Ca)とFeの化学存在量を、鉄の相対存在量[X/Fe]に対する$\alpha$元素の最近の観測データと比較します。。これらのデータは13のデータセットにコンパイルされ、ビン化されています。$\chi^2$手法を使用すると、どのモデルもこれらのデータセットを同時に適合させることができなくなります。13個の個別の最良モデルを使用して計算されたモデルは、それらを再現するのに十分です。したがって、対数傾き$\sim-1.1$と$\Delta\tau=40--350$Myrの範囲の遅延を持つべき乗則はDTDの可能性がありますが、複数のチャネルの組み合わせの方が可能性が高くなります。他の円盤領域に対するこの平均モデルの結果は、観察されたように高い分散を示しており、これは星の移動によって説明される可能性があります。分散は、DTDまたは爆発チャネルの組み合わせによってもたらされる可能性があります。SNIaのシナリオの組み合わせに加わった星の移動が、観測された分散の原因であると考えられます。
この論文は、中性子星(NS)の質量とその暗黒物質(DM)の蓄積に関連する以前の研究で提案された仮説を調査します。DMが蓄積するにつれてNS質量は減少し、銀河中心に向かってNS質量が低下すると予測されます。銀河中心近くのNSデータが限られているため、DM塊内に位置するNSを調べます。CLUMPYコードシミュレーションを使用して、質量が10から$10^{8}$$M_{\odot}$、スケールが$10^{-3}$から10kpcであるDM塊の分布を決定します。これらの塊のDMは、中心にピークがあり、外側に向かって先細りになっており、銀河系のDM分布に似ています。我々は、多様なDM粒子質量と銀河タイプを考慮して、これらのDM塊のNS質量変動を解析します。クランプ中心から0.01～5kpc以内に比較的安定したNS質量が見つかります。この安定性は、特に凝集中心から0.01kpcを超えて位置するNSについて、初期の仮説を裏付けます。NSの質量は約0.1kpc付近でプラトーに達します。それにもかかわらず、銀河団の周縁近くのNS質量は空間依存性を明らかにしています。つまり、DM銀河団内のNSの位置は、天の川型銀河におけるその質量に影響を与えます。さらに、この依存性は考慮するDMモデルによって異なります。要約すると、我々の研究は、DM凝集塊内のNSを調べることにより、NS質量とDM蓄積との間の提案された関連性を調査する。NS質量は凝集塊の中心から一定の距離で安定したままですが、特定のDMモデルに応じて、凝集塊の外側領域近くで空間依存性が生じます。
SuperCAM CO(3-2) 小マゼラン雲における 6 pc 解像度での APEX 調査
| Title |
SuperCAM_CO(3-2)_APEX_survey_at_6_pc_resolution_in_the_Small_Magellanic_Clouds |
| Authors |
H._P._Salda\~no,_M._Rubio,_A._D._Bolatto,_K._Sandstrom,_B._J._Swift,_C._Verdugo,_K._Jameson,_C._K._Walker,_C._Kulesa,_J._Spilker,_P._Bergman,_G._A._Salazar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00145 |
我々は、SMCのバーの6pc解像度でCO(3-2)APEX調査を提示します。私たちはSMC-BarでCO分析に参加し、CO(3-2)調査と同様の解像度のCO(2-1)調査を比較しました。私たちは、環境特性(星形成領域など)に非常に敏感なCO(3-2)とCO(2-1)の比(R32)を研究します。私たちは、この比と、局所的なCO放出、スピッツァー色[70/160]、スピッツァーバンドとハーシェルバンドから測定された全IR表面輝度などの星形成を追跡する観測量との相関関係を分析しました。CO(3-2)雲の識別には、雲の物理的特性を測定できるCPROPSアルゴリズムを使用しました。このような物性のスケール関係を分析しました。SMCの中央値として0.65のR32が得られ、標準偏差は0.3でした。私たちは、R32が星形成活動に応じて地域ごとに異なることを発見しました。HIIおよび光解離領域(N22、N66など)が大半を占める領域では、R32は中央値よりも高くなる傾向があります。一方、静かな雲に向かって低い値が見られました。また、R32がIRの色[70/160]およびIR表面の合計輝度と正の相関があることもわかりました。この発見は、R32が塵の温度、総ガス密度、放射線場などの環境特性とともに増加することを示しています。サイズR>1.5pc、信号対雑音比(S/N)>3の225個の分子雲を特定しましたが、S/N比>5に増加する高解像度のCO(3-2)雲は17個のみでした。17個の雲は内側の天の川雲と一貫したスケーリング関係に従いますが、多少の逸脱はあります。CO(3-2)は、同様のサイズの内側の天の川雲よりも乱流が少なく、明るさが低い傾向があります。最後に、サンプル全体のビリアルベースのCOからH2への変換係数の中央値は12.6_{-7}^{+10}Msun/(Kkms^{-1}pc^{2})と推定されました。
MALS $z\sim1.35$ で稀な HI 21 cm 吸収体を発見: 強力な AGN における吸収ガスの起源
| Title |
MALS_discovery_of_a_rare_HI_21-cm_absorber_at_$z\sim1.35$:_origin_of_the_absorbing_gas_in_powerful_AGN |
| Authors |
P._P._Deka,_N._Gupta,_H._W._Chen,_S._D._Johnson,_P._Noterdaeme,_F._Combes,_E._Boettcher,_S._A._Balashev,_K._L._Emig,_G._I._G._J\'ozsa,_H.-R._Kl\"ockner,_J-.K._Krogager,_E._Momjian,_P._Petitjean,_G._C._Rudie,_J._Wagenveld,_F._S._Zahedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00336 |
私たちは、MeerKAT吸収線を通じて発見された$z_{em}$=1.3531のJ2339-5523に向かうクエーサー($1<z<2$で6つだけ知られている)に関連するHI21cm吸収の新しく珍しい検出を報告します。調査(MALS)。吸収プロファイルは幅広く($\sim400$km/s)、ピークは$z_{em}$から$\sim200$km/sだけ赤方偏移しています。興味深いことに、マゼランMIKE/HST-COS分光器からのクエーサーの光学/FUVスペクトルには、21cmの吸収に関連する吸収の特徴がまったく示されていません。これは、高周波数($>5$GHz)での磁束密度$\sim65$mJyの平坦なスペクトル成分から推定される光クエーサーと無線の「コア」が同時に存在しているにもかかわらずです。最も簡単な説明は、無線「コア」と光AGNに向かって大きなHI列(N(HI)$>10^{17}$cm$^{-2}$)が存在しないということです。16個のクエーサー($z_{median}$=0.7)と15個の電波銀河($z_{median}$=0.3)の不均質サンプルの、HI21cm吸収検出と1.4でのマッチングによる光学および電波の共同解析に基づく。GHz光度(L$_{\rm1.4\,GHz}$)では、ジェットとISMの相互作用によって生成された内側の核円盤と繭内のガスをクエーサーが主に追跡しているという一貫した画像が現れます。これらは、L$_{1.4\,\rmGHz}$-$\DeltaV_{\rmnull}$相関を示し、無線スペクトル線と光スペクトル線の間に頻繁な不一致が見られます。電波銀河はそのような相関を示さず、繭からのガスと光イオン化円錐の外側の銀河全体のISMを追跡している可能性があります。ここで紹介する分析は、光学観察では見逃される可能性のあるAGNに関連する吸収ガスの起源を明らかにするための電波分光観察の可能性を実証しています。
視差から距離を推定します。 VI: Gaia Data Release 3 で実証された視差と固有運動から距離と横速度を推測する方法
| Title |
Estimating_distances_from_parallaxes._VI:_A_method_for_inferring_distances_and_transverse_velocities_from_parallaxes_and_proper_motions_demonstrated_on_Gaia_Data_Release_3 |
| Authors |
C.A.L._Bailer-Jones_(MPIA_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00374 |
純粋に視差から推定される恒星距離の精度は、距離が増すにつれて急速に低下します。適切な運動測定は、典型的な速度に関する考え方と組み合わせると、恒星の距離に関する独立した情報を提供します。ここでは、銀河内の恒星速度の分布の方向と距離に依存するモデルを構築し、これを視差や固有運動とともに使用して、GaiaDR3の星の運動幾何学的な距離と横方向の速度を推測します。ノイズのあるシミュレーションを使用してメソッドのパフォーマンスを評価し、その精度を純粋に視差ベースの(幾何学的)距離と比較します。Gaiaカタログ全体で、運動幾何学的距離は幾何学的距離よりも平均して1.25倍正確です。ただし、この平均は相対的なパフォーマンスの大きな変動を隠します。たとえば、運動幾何学的距離は、数kpcを超える幾何学的距離よりも大幅に優れています。平均して、運動幾何学的距離は19%の精度で、速度(sqrt[vra^2+vdec^2])は16km/s(絶対偏差の中央値)まで測定できます。ガイアDR3では、運動幾何学的距離は、遠方の星の平均的な幾何学的距離よりも小さいですが、バルジとディスクではパターンがより複雑です。GaiaDR5ではより正確な固有動作が期待されており、平均で(わずか)1.35倍の距離精度のさらなる改善が予測されます(運動幾何学的距離は依然として幾何学的距離よりも1.25倍正確です)。適切な動作による改善は、事前の速度の幅によって制限されますが、視差の改善による改善は事前の距離の幅によって制限されません。
SPT-チャンドラ BCG 分光サーベイ I: 過去 10 回転にわたる銀河団の冷却とフィードバックのエントロピー閾値の進化
| Title |
The_SPT-Chandra_BCG_Spectroscopic_Survey_I:_Evolution_of_the_Entropy_Threshold_for_Cooling_and_Feedback_in_Galaxy_Clusters_Over_the_Last_10_Gyr |
| Authors |
Michael_S._Calzadilla,_Michael_McDonald,_Bradford_A._Benson,_Lindsey_E._Bleem,_Judith_H._Croston,_Megan_Donahue,_Alastair_C._Edge,_Benjamin_Floyd,_Gordon_P._Garmire,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Minh_T._Huynh,_Gourav_Khullar,_Ralph_P._Kraft,_Brian_R._McNamara,_Allison_G._Noble,_Charles_E._Romero,_Florian_Ruppin,_Taweewat_Somboonpanyakul,_G._Mark_Voit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00396 |
我々は、南極望遠鏡(SPT)スニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)の調査から選択された95個の最も大質量の銀河団のサンプルにおける最も明るい銀河団(BCG)の多波長研究を紹介します。私たちのサンプルは0.3<z<1.7の赤方偏移範囲に及び、さまざまな地上の天文台からの光学分光法と、光学、X線、電波帯による地上および宇宙のイメージングを備えています。z~0では、これまでの研究で、低エントロピーの低温コアの存在と、中心BCGにおける星形成および電波大音量のAGNの存在との間に強い相関関係があることが示されている。我々は、星形成の中心エントロピー閾値がz~1まで持続することを初めて示した。星形成BCGが存在するクラスターの中心エントロピー(この研究では半径10kpcで測定)は、$K_\mathrm{10~kpc}=35\pm4$keVcm$^2と低いことが判明した。z<0.15では$、z~1では$K_\mathrm{10~kpc}=52\pm11$keVcm$^2$となります。この閾値における進化の証拠はわずか(~1$\sigma$)しか見つかりません。対照的に、フィードバックのエントロピーしきい値については同様の高インピーダンスの類似体は見つかりませんが、その代わりに、高エントロピーコア内の無線ラウドBCGの割合の強力な変化が赤方偏移の関数として測定されます。これは、冷却とフィードバックのループが以前ほど緊密ではなかったか、あるいは合併などの他の燃料源が赤方偏移の増加に伴って電波源に燃料を供給する頻度が高くなったために、電波の輝度が電波ジェットのパワーの代用としてますます信頼できなくなっていることを示唆している可能性がある。また、SZベースのサンプルでは、おそらく無線が原因で、最も明るい放射線源($\nuL_{\nu}>10^{42}$erg/s)の少数(~4%)の母集団が欠けていることもわかりました。汚染により、これらのクラスターが検出されるSZ信号が抑制されます。
近くの 41 の銀河における CO から H$_2$ への変換係数の解決されたマップ
| Title |
Resolved_Maps_of_the_CO-to-H$_2$_Conversion_Factor_in_41_Nearby_Galaxies |
| Authors |
I-Da_Chiang,_Karin_M._Sandstrom,_Jeremy_Chastenet,_Alberto_D._Bolatto,_Eric_W._Koch,_Adam_K._Leroy,_Jiayi_Sun,_Yu-Hsuan_Teng,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00407 |
ガス表面密度のトレーサーとして遠赤外放射から推定される塵の表面密度を使用して、41個の銀河のCOからH$_2$への変換係数($\alpha_\mathrm{CO}$)を2kpcの解像度で測定します。そして、塵と金属の比率が一定であると仮定します。$\sim940$と$\sim660$は、それぞれCO(2-1)と(1-0)の$\alpha_\mathrm{CO}$の独立した測定値を取得しました。$\alpha_\mathrm{CO~(2-1)}$と$\alpha_\mathrm{CO~(1-0)}$の平均値は、$6.9^{+3.9}_{-4.5}$と$3.1です。それぞれ^{+1.6}_{-1.7}$。$\alpha_\mathrm{CO~(2-1)}$のCO強度加重平均は4.37、$\alpha_\mathrm{CO~(1-0)}$では2.58です。$\alpha_\mathrm{CO}$が、星形成速度(SFR)、星の質量、星間放射場(ISRF)などのいくつかの物理量にどのように対応するかを調べます。その中で、ISRFの強度と分解された特定のSFRは、空間的に分解された$\alpha_\mathrm{CO}$と最も強い逆相関を持ちます。銀河平均$\alpha_\mathrm{CO}$と銀河の特性との間に強い相関関係は見つかりません。また、$\alpha_\mathrm{CO}$は、高密度領域($\Sigma_\star\geq200~{\rmM_\odot~pc^{-2}}$)、べき乗則関係$\alpha_\mathrm{CO~(2-1)}\propto\Sigma_\star^{-0.5}$および$\alpha_\mathrm{CO~(1)-0)}\propto\Sigma_\star^{-0.3}$。べき乗則インデックスは、想定されるD/Mの影響を受けません。一方、CO~(2-1)と(1-0)データのべき乗則指数間の不一致は、$\Sigma_\star$によって追跡されるCOライン比の変動を示しています。$\alpha_\mathrm{CO}$の減少は、孤立した自己重力雲と比較してより高い速度分散の結果であると解釈します。$\Sigma_\star$が高いときの$\alpha_\mathrm{CO}$の減少は、銀河中心の分子ガス含有量と星形成効率を評価するのに重要であり、MW様からスターバースト様への変換係数の橋渡しとなります。
RCW 117 のハブフィラメント系における大規模な星形成
ハブフィラメントシステムRCW117(IRAS17059-4132)の多波長調査を紹介します。これは、ハーシェル画像を使用してマッピングされた遠赤外線での複雑なフィラメントの特徴を示します。Herschel画像を使用して領域の柱密度とダスト温度マップを取得し、領域の柱密度マップから88個のコアと12個のフィラメントを特定します($18'\times18'$)。RCW117の運動学を調べるためにThrUMMS$^{13}$CO(J=1-0)データを使用し、速度勾配($\sim0.3-1$kms$^{-1}$pc$)を求めます。^{-1}$)は、フィラメント構造に沿った物質の流入を示唆しています。関連するHII領域からの電離ガス放出は、巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)を使用して610および1280MHzで検査され、その強度は$5\times3$pc$^2$程度で、強度はハブに向かって最も明るいことがわかります。ハブに向かうピーク電子密度は$\sim750$cm$^{-3}$と推定されます。34個のクラス0/I若い恒星天体(YSO)が、SpitzerGLIMPSE色対色図を使用してこの領域で特定されており、その多くは繊維状構造に沿って存在しています。(i)フィラメント状構造の存在、(ii)フィラメント状構造に沿って$\sim39$%が見られる領域全体のコアの分布、(iii)ハブ内の巨大な星形成トレーサー、および(iv)運動学の観点から言えば、RCW117で観察された特徴は、大規模な階層構造の崩壊によってもっともらしく説明できると考えられます。
銀河核の分離と衝突: 超大質量ブラックホール付近の破壊的事象の発生率
| Title |
Segregation_and_Collisions_in_Galactic_Nuclei,:_Rates_of_Destructive_Events_Near_a_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Shmuel_Balberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00497 |
銀河の中心には、高密度の星団に囲まれた超大質量ブラックホールがあります。この星団は質量分離を発達させると予想されており、星間の重力散乱により重い物体が中心のブラックホール近くに沈み、軽い物体は外側の領域に過度に集中する傾向がある。この研究は、星団内の星の暴力的な破壊、つまり潮汐力の乱れ、重力波によるインスピレーション、星間の高速破壊衝突に対する、さまざまなチャネルでの質量分離の影響に焦点を当てています。このような出来事はすべて、より重い天体が集まる中心ブラックホールの近くで発生します。この分析は、天の川のような超大質量ブラックホールを囲むクラスター内の2つの質量集団を進化させる簡略化されたモンテカルロシミュレーションに基づいています。このシミュレーションは、SariとFragione(2019)およびBalbergとYassur(2023)によって使用された単一質量スキームに基づいており、不等質量集団に典型的な動的摩擦効果を考慮して拡張されています。さまざまな破壊チャネルの速度に対する質量分離の影響は、クラスターの全体的な進化の中で一貫して分析されます。超大質量ブラックホールによって連星系から破壊された後に星団に注入された星も考慮されています。このような星は星団の内部領域に捕らえられるため、その軌道進化と破壊速度は、超大質量ブラックホールの近くに豊富に存在する可能性のある重い天体の影響を受ける。
原始星団候補の DEIMOS 分光 COSMOS の $z=6$ 原始星団候補の DEIMOS 分光 -- 大規模構造物に埋め込まれた巨大な原始星団?
| Title |
DEIMOS_spectroscopy_of_protocluster_candidate_DEIMOS_spectroscopy_of_$z=6$_protocluster_candidate_in_COSMOS_--_A_massive_protocluster_embedded_in_a_large_scale_structure? |
| Authors |
Malte_Brinch,_Thomas_R._Greve,_David_B._Sanders,_Conor_J._R._McPartland,_Nima_Chartab,_Steven_Gillman,_Aswin_P._Vijayan,_Minju_M._Lee,_Gabriel_Brammer,_Caitlin_M._Casey,_Olivier_Ilbert,_Shuowen_Jin,_Georgios_Magdis,_H._J._McCracken,_Nikolaj_B._Sillassen,_Sune_Toft,_Jorge_A._Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00511 |
COSMOS分野の$z\sim6$にあるiバンドドロップアウト原始銀河団候補銀河のKeck/DEIMOS分光追跡調査の結果を紹介します。我々は、対象となった30天体のうち14天体でライマン$\alpha$輝線を確実に検出し、そのうち10天体は$z=6$にあり、信号対雑音比は$5-20$であり、残りの銀河は、$z=6$と赤方偏移が違いすぎる検出または侵入者はプロトクラスターの一部ではありません。$z\about6$にある10個の銀河により、原始銀河団は$z>5$にある富裕層の1つになります。輝線は、2.87～31.75の範囲の高い歪度値(中央値7.37)を持つ非対称プロファイルを示します。この非対称性はLy$\alpha$であることと一致しており、赤方偏移の範囲は$z=5.85-6.08$になります。分光赤方偏移を使用して、COSMOS場の過密度マップを再計算すると、銀河が$4\sigma$レベルで大幅な過密度にあり、ピーク過密度は$\delta=11.8$であることがわかります(以前と比較して)$\delta=9.2$の値)。原始銀河団の恒星質量は、バグパイプSEDフィットに由来する$10^{8.29}-10^{10.28}\rm\,M_{\rm\odot}$であり、星形成率は$2-39\,\rmM_{\です。rm\odot}\rm\,yr^{-1}$を作成し、このエポックのメインシーケンスに配置します。恒星とハローの質量の関係を使用して、原始星団内で最も重いハローの暗黒物質ハローの質量は$\sim10^{12}\rmM_{\rm\odot}$と推定されます。シミュレーションによるハロー質量進化の軌跡と比較すると、原始星団は現在、おとめ座またはかみさま座のような星団に進化すると予想されます。
銀河星間比18O/17Oに関する体系的な観測研究。 II. C18O および C17O J=2-1 データ分析
| Title |
A_Systematic_Observational_Study_on_Galactic_Interstellar_Ratio_18O/17O._II._C18O_and_C17O_J=2-1_Data_Analysis |
| Authors |
Y._P._Zou_(1),_J._S._Zhang_(1),_C._Henkel_(2,_3_and_4),_D._Romano_(5),_W._Liu_(1),_Y._H._Zheng_(6_and_7),_Y._T._Yan_(2),_J._L._Chen_(1),_Y._X._Wang_(1)_and_J._Y._Zhao_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00547 |
高質量星と中質量星からの噴出物の相対量を調査し、銀河の化学進化を追跡するために、私たちはIRAM30m望遠鏡とSMT10m望遠鏡を使用して、銀河の星間18O/17O比の体系的な研究を実施しました。1～22kpcの銀河中心距離範囲をカバーする421個の分子雲のサンプル。この論文で示された結果は、J=2-1遷移に基づいており、C18OとC17Oの両方の検出を示す364のソースを網羅しています。以前に提案された18O/17O勾配が確認されました。両方の施設で検出された41の発生源について、良好な一致が得られました。18O/17O比と太陽中心距離との相関関係は見つからず、ビームの希釈と線形ビームのサイズが無関係であることを示しています。正確な視差距離を持つIRAM30mの高質量星形成領域のサブサンプルの場合、重み付けなしのフィットにより、相関係数R=0.67で18O/17O=(0.12+-0.02)R_GC+(2.38+-0.13)が得られます。傾きはJ=1-0の測定結果と一致していますが、比率は体系的に低くなります。これは、対応する1-0遷移を考慮したC18O2-1ラインのより大きな光学深さによって引き起こされるはずであり、これはRADEX計算とC18O/C17Oが13CO/C18Oと正の相関があるという事実によって裏付けられています。C18OJ=2-1が通常0.5の光学的深さに達する場合の光学的深さの効果を考慮すると、J=1-0およびJ=2-1の線から補正された18O/17O比が一貫します。回転星と新星の両方を含むMWG-12モデルによって、データへの良好な数値的適合が得られます。
複雑なクラスターの弱レンズ解析 Abell 746 とスバル/Hyper Suprime-Cam の合併
| Title |
Weak-Lensing_Analysis_of_the_Complex_Cluster_Merger_Abell_746_with_Subaru/Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Kim_HyeongHan,_Hyejeon_Cho,_M._James_Jee,_David_Wittman,_Sangjun_Cha,_Wonki_Lee,_Kyle_Finner,_Kamlesh_Rajpurohit,_Marcus_Br\"uggen,_Christine_Jones,_Reinout_van_Weeren,_Andrea_Botteon,_Lorenzo_Lovisari,_Andra_Stroe,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez,_Ewan_O'Sullivan,_Jan_Vrtilek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00643 |
銀河団アベル746(A746;$z$=0.214)は、二重電波遺物システム、2つの孤立した電波遺物、可能性のある電波ハロー、乱れたV字型のX線放射、および複雑な銀河分布を特徴としており、ユニークでユニークな銀河です。複雑な結合システム。我々は、スバル/HyperSuprime-Cam観測からの広視野画像データに基づいたA746の弱レンズ解析を紹介します。質量分布は、X線放射の中心と一致するメインピークによって特徴付けられます。この主峰では、北と西に向かって2つの拡張部が検出され、銀河団とX線の分布が追跡されます。進行中の合体にもかかわらず、A746の全球質量$M_{500}=4.4\pm1.0\times10^{14}~M_{\odot}$の推定値は、SZおよびX線観測による以前の結果と一致しています。私たちは、質量、銀河、クラスター内物質の分布と二重電波遺物システムやその他の電波機能を調和させることは依然として困難であると結論付けています。
4U 1210-64: 希少な中間質量 X 線バイナリ サブクラスの新しいメンバー
| Title |
4U_1210-64:_a_new_member_of_the_rare_intermediate-mass_X-ray_binary_subclass |
| Authors |
Itumeleng_M._Monageng,_Vanessa_A._McBride,_Julia_Alfonso-Garzon,_Lee_J._Townsend,_Joel_B._Coley,_Benjamin_Montesinos,_Robin_H._D._Corbet,_Katja_Pottschmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00008 |
4U1210-64は、1978年にウフル衛星によって初めて発見された特異なX線連星です。X線データの分析により、6.7日の軌道周期と、低磁束状態と高磁束状態として現れる追加の長期変調が明らかになりました。光学スペクトルの解析によるドナー星の以前の分類に基づいて、この系は高質量のX線連星であることが示唆されています。我々は、南アフリカ大型望遠鏡(SALT)からのスペクトルに基づいて、ドナー星がスペクトルクラスA8III-IVであり、希少な中間質量X-のメンバーであると結論付ける光学分類を再検討します。レイバイナリ。円軌道と離心軌道を考慮したSALTスペクトルを使用して動径速度解析を実行します。導出された質量関数とドナー星の質量制約から、我々は中性子星が連星系のコンパクトな天体として好まれていることを証明した。我々は、折り畳まれた光光曲線を初めて示し、その形状は楕円体の変化、ドナー星の照射、星と降着円盤の相互食の組み合わせによるものと解釈されている。
3D GRMHD シミュレーションで超大質量ブラックホール近くのジェットを円柱に変える方法
| Title |
How_to_Turn_Jets_into_Cylinders_near_Supermassive_Black_Holes_in_3D_GRMHD_Simulations |
| Authors |
Valeriia_Rohoza,_Aretaios_Lalakos,_Max_Paik,_Koushik_Chatterjee,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy,_Ore_Gottlieb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00018 |
降着する超大質量ブラックホール(SMBH)は、磁化された相対論的ジェットを生成し、外側に伝播するにつれて徐々に平行になる傾向があります。しかし、3C84銀河の最近の電波干渉観測により、すでに数百SMBH重力半径$r\gtrsim350r_{\rmg}$に驚くべき円筒形のジェットが存在していることが明らかになりました。私たちは、一連の3D一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを通じて、このような極端なコリメーションがどのようにして現れるかを調査します。SMBHの影響範囲の端から始まり、SMBHの重力半径$r_{\text{B}}=よりもはるかに大きくなるように選択された、一定密度の周囲媒体に浸された磁化されたトーラスに囲まれたSMBHを考えます。10^3r_{\text{g}}$。私たちは、放射効率の悪い降着流（M87など）がBH付近でジェットを放物線に平行にする風を生み出すことを発見しました。円盤風が$r\lesssim{}r_\text{B}$でジェットの平行化を止めると、ジェットは円錐形に変わります。$r_\text{B}$の外に出ると、ジェットは周囲媒体に流れ込み、$r_{\text{B}}$を超えた距離でジェットを円柱に平行にする逆流を形成します。興味深いことに、3C84のような放射効率の高い降着の場合、放射冷却によって円盤風からエネルギーが奪われます。初期の段階では、ジェットを効率的に平行にすることができず、最初の放物線状の平行化段階をスキップし、SMBH付近で円錐形から始まります。、3C84で観察されたように、$r\simeq300r_{\rmg}$ですでに円柱に変わります。時間の経過とともに、ジェット出力はほぼ一定のままですが、質量降着率は増加します。つまり、風が強まり、平行化し始めます。ジェットは基部付近でほぼ放物線状になります。ほぼ円筒形のジェットプロファイルへの移行点は、$r_\text{B}$の内側に留まりながら外側に移動します。
薄ディスクの多周波数一般相対論的放射磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Multi-Frequency_General_Relativistic_Radiation-Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Thin_Disks |
| Authors |
P._Chris_Fragile,_Peter_Anninos,_Nathaniel_Roth,_Bhupendra_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00028 |
我々は、非回転から高速回転までの範囲のスピンを持つブラックホールの周囲の異なるターゲット質量降着率を持つ薄い降着円盤の6つの一般相対論的、多周波数、放射磁気流体力学シミュレーションを提示する。シミュレーションでは、対数的に$5\times10^{-3}$から$5\times10^3$keVまでの範囲の12の独立した周波数(またはエネルギー)ビンを持つ$\mathbf{M}_1$クロージャスキームを使用します。多周波数機能により、特別な後処理を必要とせずに、シミュレーションから直接粗スペクトルとエネルギー依存の光曲線を生成できます。通常、約1～4keVにピークを持つ大まかな熱スペクトルが見つかりますが、高スピンの場合は、ソフトまたは熱的に支配的な状態の予想よりも硬いテールを示しました。これにより、同じ回転でノビコフ・ソーンディスクで予想されるよりも最大5倍高い放射効率が得られます。私たちは、これらの高効率は高エネルギーのコロナ放射によるものであると考えています。これらのコロナは主に円盤の内縁近くの事実上光学的に薄い領域を占め、円盤の内側$\sim15GM/c^2$を覆うか挟んでいます。
| Title |
Neutrino_trapping_and_out-of-equilibrium_effects_in_binary_neutron_star_merger_remnants |
| Authors |
Pedro_Luis_Espino,_Peter_Hammond,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Rossella_Gamba,_Francesco_Zappa,_Luis_Felipe_Longo_Micchi,_Albino_Perego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00031 |
私たちは、3D一般相対論的ニュートリノ放射大渦シミュレーションを使用して、中性子星合体における熱力学的平衡状態からの影響を研究します。合体中、中性子星の中心は冷たい状態（$T\sim$数MeV）のままで、星間の熱い衝突界面から生じる捕捉ニュートリノとの熱力学的平衡から外れています。しかし、${\sim}2{-}3$ミリ秒以内に問題が発生し、ニュートリノは残骸のあらゆる場所で平衡に達します。我々の結果は、バルク粘度などの散逸効果が存在するとしても、それが存在するのは合併後の短期間のみであることを示しています。
磁気回転ダイナモは、降着ブラックホールの 3D GRMHD シミュレーションで大規模な垂直磁場を生成できる
| Title |
Magnetorotational_dynamo_can_generate_large-scale_vertical_magnetic_fields_in_3D_GRMHD_simulations_of_accreting_black_holes |
| Authors |
Jonatan_Jacquemin-Ide,_Fran\c{c}ois_Rincon,_Alexander_Tchekhovskoy,_and_Matthew_Liska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00034 |
連星の合体、ジェット潮汐破壊現象、X線連星など、ブラックホール(BH)エンジンによるジェット天体物理現象には、効率的なジェット形成のために大規模な垂直磁場が必要です。しかし、これらの重要な大規模磁場を生成できるダイナモ機構は特定されておらず、特徴付けられていません。私たちは、降着円盤の3次元全球一般相対論的磁気流体力学（MHD）シミュレーションを利用して、大規模な磁場を生成するダイナモ機構を初めて定量化しました。このダイナモ機構は主に磁気回転不安定性(MRI)の非線形発展から生じます。このメカニズムでは、軸対称方位角磁場によって媒介される大きな非軸対称MRI増幅せん断波モードが、その非線形相互作用を通じて大規模な垂直磁場を生成および維持します。私たちは、大規模な垂直磁場を降着円盤の外側領域から内側領域に輸送する、磁気ループの移流が重要な特徴であることを特定しました。これにより、局所的なディスクの高さと比較した場合、移流された磁場の特徴的なサイズが大きくなります。完全なダイナモ機構を2つのタイムスケールで特徴付けます。1つは局所的な磁場の生成$t_{\rmg}$で、もう1つは大規模スケールの移流$t_{\rmadv}$です。私たちが説明するダイナモは非線形ですが、その中核となる機能を再現するための線形平均場モデルの可能性を探ります。私たちの発見は、層状せん断ボックスシミュレーションで計算されることが多い従来の$\alpha$-ダイナモモデルは不十分であり、効果的な大規模ダイナモはせん断流効果または確率的$\alpha$-ダイナモによってよりよく記述されることを示しています。
| Title |
Bayesian_real-time_classification_of_multi-messenger_electromagnetic_and_gravitational-wave_observations |
| Authors |
Marina_Berbel,_Miquel_Miravet-Ten\'es,_Sushant_Sharma_Chaudhary,_Simone_Albanesi,_Marco_Cavagli\`a,_Lorena_Maga\~na_Zertuche,_Dimitra_Tseneklidou,_Yanyan_Zheng,_Michael_W._Coughlin,_Andrew_Toivonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00045 |
合体中に生成される電磁放射により、中性子星とのコンパクトな連星合体がマルチメッセンジャー観測をもたらす可能性がある。電磁望遠鏡で重力波信号を追跡するには、これらの発生源の特性を迅速に特定することが重要です。この識別は、低遅延の検出パイプラインによってリアルタイムで決定される、成分の質量やスピンなどの前駆体ソースの特性に依存する必要があります。ただし、これらのパイプラインの出力には偏りがある可能性があり、パラメーター回復の精度が低下する可能性があります。このバイアスを修正するために機械学習アルゴリズムが使用されます。この研究では、この問題を再検討し、低遅延のコンパクトバイナリ内で中性子星と合体後の物質の残骸の存在を予測できる、教師付き機械学習アルゴリズムの2つの新しい実装、K最近傍アルゴリズムとランダムフォレストについて説明します。さまざまな検索パイプラインとデータセットにわたる検索を結合します。さらに、これら2つの指標のベイズ確率を計算するための新しいアプローチを紹介します。バイナリ機械学習分類器から導出されるメトリクススコアの代わりに、私たちのスキームは、天文学コミュニティに明確に定義された確率を提供するように設計されています。これにより、電磁望遠鏡が重力波現象をリアルタイムで追跡するかどうかを決定するのを支援する、より直接的で容易に解釈可能な製品が提供されるでしょう。
ベースバンド データによる高速無線バーストの最初の CHIME/FRB カタログを更新
| Title |
Updating_the_first_CHIME/FRB_catalog_of_fast_radio_bursts_with_baseband_data |
| Authors |
The_CHIME/FRB_Collaboration:_Mandana_Amiri,_Bridget_C._Andersen,_Shion_Andrew,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_P.J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Daniela_Breitman,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Amanda_M._Cook,_Alice_P._Curtin,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Gwendolyn_Eadie,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Utkarsh_Giri,_Antonio_Herrera-Martin,_Hans_Hopkins,_Adaeze_L._Ibik,_Ronniy_C._Joseph,_J._F._Kaczmarek,_Zarif_Kader,_Victoria_M._Kaspi,_Adam_E._Lanman,_Mattias_Lazda,_Calvin_Leung,_Siqi_Liu,_Juan_Mena-Parra,_Marcus_Merryfield,_Daniele_Michilli,_Cherry_Ng,_Kenzie_Nimmo,_Gavin_Noble,_Ayush_Pandhi,_Chitrang_Patel,_Aaron_B._Pearlman,_Ue-Li_Pen,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Scott_M._Ransom,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_Vishwangi_Shah,_Kaitlyn_Shin,_Yuliya_Shpunarska,_Seth_R._Siegel,_Kendrick_Smith,_Ingrid_Stairs,_David_C._Stenning,_Keith_Vanderlinde,_Haochen_Wang,_Henry_White,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00111 |
2021年に、カナダ水素強度マッピング実験(CHIME)電波望遠鏡で検出された536個の高速電波バースト(FRB)のカタログがCHIME/FRBコラボレーションによってリリースされました。単一の機器と均一な選択効果で観察されたこの大規模なバーストのコレクションにより、FRB母集団についての理解が深まりました。ここでは、チャネル化された生の電圧(ベースバンド)データが利用可能なこれらのFRBのうち140個の結果を更新します。望遠鏡のアンテナによって測定された電圧を使用すると、一次ビーム内の任意の方向で望遠鏡の感度を最大化することができます。これはビームフォーミングと呼ばれる操作です。これにより、バーストの信号対雑音比(S/N)を向上させ、分角未満の精度でバーストの位置を特定することができます。改善された位置特定は、機器のビーム応答を補正し、〜10%の不確実性で光束とフルエンスを測定するためにも使用されます。さらに、最初のCHIME/FRBカタログに比べて時間分解能が3桁向上し、コヒーレント分散を適用することでバースト形態を詳細に研究できるようになりました。140のFRBの完全なサンプルについても偏光情報が利用可能であり、母集団の偏光特性を研究するための前例のないデータセットが提供されます。各FRBの最も可能性の高い位置にビームフォーミングされたベースバンドデータをリリースします。これらのデータは、一連の付随論文で詳細に分析されています。
Advanced LIGO と Virgo の 3 回目の観測で異常な NSBH と BNS の合併を探す
| Title |
Search_for_eccentric_NSBH_and_BNS_mergers_in_the_third_observing_run_of_Advanced_LIGO_and_Virgo |
| Authors |
Rahul_Dhurkunde_and_Alexander_H._Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00242 |
中性子星連星の形成史の可能性は、現在の重力波カタログでは未解明のままである。偏心連星系の検出は、コンパクトな連星形成モデルを制約する上で極めて重要である可能性があります。我々は、高度なLIGO検出器と高度なVirgo検出器の3回目の観測実行からのデータを使用した、整列したスピン偏心中性子星-ブラックホール連星(NSBH)の最初の探索と、整列したスピン偏心連星中性子星(BNS)系の最も感度の高い探索を紹介する。。統計的に有意な新しい候補は見つかりません。局所的な合体率を、フィールド内の連星中性子星の場合は150$\text{Gpc}^{-3}\text{Yr}^{-1}$未満に、また50、100、および70$未満に制限します。\text{Gpc}^{-3}\text{Yr}^{-1}$は、それぞれ球状星団、階層三重星団、核星団の中性子星とブラックホールの連星で、信頼水準90$\%$です。これらの集団からは発生源が観察されていないと仮定します。私たちは、今後および次世代の天文ネットワークの機能を予測します。私たちは、3台のLIGO($\text{A}^{#}$)検出器とCosmicExplorerCE(20km)+CE(40km)が中性子星連星の形成履歴を決定するために偏心連星観測を使用する能力を調査します。明らかに偏心したNSBH連星を観測するには、3つの$\text{A}^{#}$観測所で2～100年の観測が必要であることがわかりました。これはわずか10日に短縮されますが、CE検出器ネットワークを使用すると1年になります。CEは、私たちが検討する各地層モデルから、数十から数百の測定可能な偏心連星を観察します。
高エネルギー天体物理ニュートリノの起源: 新たな結果と展望
高エネルギーニュートリノ天体物理学は急速に発展しており、過去2年間で新しく刺激的な結果が得られています。その中には、新しい独立したバイカル-GVD実験による拡散天体物理ニュートリノ束の存在の確認、私たちの銀河のニュートリノ放出の発見、ブレーザーにおける天体物理ニュートリノの一部の起源の新たな確認などが含まれる。。この短いレビューは、RAS物理科学部門のセッション「宇宙からのガンマ量子とニュートリノ:私たちが今見ることができるもの、そしてもっと見る必要があるもの」での著者のプレゼンテーションに基づいており、レビューの出版以来得られた結果を要約しています。arXiv:2112.09611であり、これと同類のものと考えることができます。
FASTによる銀河の中緯度でのパイロット調査で5つのパルサーを発見
| Title |
Discovery_of_five_pulsars_in_a_pilot_survey_at_intermediate_Galactic_latitudes_with_FAST |
| Authors |
Q._J._Zhi,_J._T._Bai,_S._Dai,_X._Xu,_S._J._Dang,_L._H._Shang,_R._S._Zhao,_D._Li,_W._W._Zhu,_N._Wang,_J._P._Yuan,_P._Wang,_L._Zhang,_Y._Feng,_J._B._Wang,_S._Q._Wang,_Q._D._Wu,_A._J._Dong,_H._Yang,_J._Tian,_W._Q._Zhong,_X._H._Luo,_Miroslav_D._Filipovi,_G._J._Qiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00370 |
我々は、500開口球面望遠鏡(FAST)を用いた銀河の中緯度でのパイロット調査で発見された5つのパルサーの発見とタイミングの結果を紹介します。これらのパルサーのうち、2つは自転周期が20ms未満のミリ秒パルサー(MSP)のカテゴリーに属します。他の2つは、伴星として巨大な白色矮星を伴う「穏やかにリサイクルされた」パルサーに分類されます。注目すべきことに、この小規模な調査は4.7平方度のエリアをカバーし、リサイクルされた4つのパルサーを含む5つのパルサーの発見につながりました。このような成功は、銀河の中緯度における将来の調査の計り知れない可能性を強調しています。MSPの潜在的な収量を評価するために、我々は個体群シミュレーションを実施したところ、銀河の中緯度に焦点を当てたFASTとパークスの新しいフェーズドアレイフィード調査の両方が、数百の新しいMSPを発見する能力があることを発見した。
位置がずれた磁化された降着体が回転するブラックホールに流れる: 磁気スピンの配列、流出パワー、断続的なジェット
| Title |
Misaligned_magnetized_accretion_flows_onto_spinning_black_holes:_magneto-spin_alignment,_outflow_power_and_intermittent_jets |
| Authors |
Koushik_Chatterjee,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy_and_Sera_Markoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00432 |
磁場はブラックホール(BH)の降着を調節し、流入と流出の両方のダイナミクスを支配します。BHが大規模な垂直磁束で飽和すると、磁気停止ディスク(MAD)状態になります。動的に重要なBH磁束は、高効率の相対論的流出(またはジェット)に電力を供給し、BHからディスクのミッドプレーンに散発的に噴出します。ここでは、BHとガスの角運動量がずれている場合のMADの進化を調査しますが、これはより一般的であると予想されます。数値シミュレーションを使用すると、急速に回転する順行BHからのジェットが、最初に$\mathcal{T}\lesssim60^{\circで位置がずれていた円盤の磁気スピン整列メカニズムを介して、内部降着流を強制的にBHスピンと整列させることがわかりました。}$。一方、極端に位置がずれているMADディスクは断続的なジェットを示し、ディスクの一部を重力半径$\約100$まで吹き飛ばしてから崩壊し、高温の空洞と磁化したフィラメントを残します。これらの間欠的なジェット機構はミニフィードバックサイクルを形成し、薄暗いAGNで観察されるX線および電波準周期噴火のいくつかのケースを説明できる可能性があります。さらに、(i)低出力ジェットを備えたBHの場合、BHスピンと初期ディスク傾斜角によって地平線磁束の量が変化し、(ii)幾何学的に厚く位置がずれた降着流は持続的なレンズ・サーリングを受けないことがわかりました。LT)歳差運動。したがって、低光度の降着BH($\dot{M}\ll10^{-3}\dot{M}_{\rmEdd}$)は、次の理由により光曲線で準周期振動を示す可能性は低いと考えられます。LTへの歳差運動は、BHX線連星および低硬度/静止状態のAGNの観察と一致します。その代わりに、磁束の噴出は、ジェット内で大規模な表面波を駆動することによって、M87ジェットで観察されたような歳差運動のような動きを模倣できると我々は提案します。
LS V +44 17 の VLA モニタリングにより、X 線の散乱 - Be/X 線バイナリの電波相関が明らかに
| Title |
VLA_monitoring_of_LS_V_+44_17_reveals_scatter_in_the_X-ray--radio_correlation_of_Be/X-ray_binaries |
| Authors |
J._van_den_Eijnden,_A._Rouco_Escorial,_J._Alfonso-Garz\'on,_J._C._A._Miller-Jones,_P._Kretschmar,_F._F\"urst,_N._Degenaar,_J._V._Hern\'andez_Santisteban,_G._R._Sivakoff,_T._D._Russell,_R._Wijnands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00631 |
LSV+4417は、2022年後半から2023年初頭に明るい二重ピーク期間のX線活動を示した持続型Be/X線バイナリ(BeXRB)です。大きな配列。電波放射が検出されましたが、それはX線の爆発の上昇と減衰に続いて電波放射が発生した、X線が2番目に明るいピークの間のみでした。したがって、LSV+4417は、電波対応する3番目の中性子星BeXRBです。他の2つのシステム(SwiftJ0243.6+6124および1A0535+262)と同様に、そのX線と電波の明るさは相関しています。べき乗則の傾き$\beta=1.25^{+0.64}_{-0.30を測定します。}$および$0.5-10$keVでの$L_R=(1.6\pm0.2)\times10^{26}$erg/sの電波輝度$2\times10^{36}$erg/sのX線輝度(例:$\sim1\%$$L_{\rmEdd}$)。この相関指数は、他の2つのソースで測定されたものよりわずかに急峻であり、電波輝度はより高くなります。特にジェット機の打ち上げに関連して、電波放射の起源について説明します。他の2つのBeXRBと比較して電波輝度が向上していることは、巨大BeXRBアウトバーストX線における散乱と電波相関の最初の証拠であり、低質量X線連星のサブクラスで観察される散乱と同様です。このような散乱の普遍的な説明は知られていませんが、我々はいくつかの選択肢を検討します。我々は、3つの発生源がジェット出力と中性子星のスピンまたは磁場の間の提案されたスケーリングに従っていないと結論付け、その代わりに周囲の恒星風の密度が及ぼす影響を簡単に調査します。BeXRBジェットの明るさを持っています。
点像分布関数の正則化とアクティブラーニングによる画像復元
| Title |
Image_Restoration_with_Point_Spread_Function_Regularization_and_Active_Learning |
| Authors |
Peng_Jia,_Jiameng_Lv,_Runyu_Ning,_Yu_Song,_Nan_Li,_Kaifan_Ji,_Chenzhou_Cui,_Shanshan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00186 |
大規模な天文調査では、銀河や星雲などの天体の画像を多数撮影できます。これらの画像を分析および処理すると、これらの物体の複雑な内部構造が明らかになり、研究者はそれらの形態、進化、および物理的特性について包括的な研究を行うことができます。ただし、ノイズレベルと点像分布関数が変化すると、これらの画像からの情報抽出の精度と効率が妨げられる可能性があります。これらの影響を軽減するために、深層学習ベースの復元アルゴリズムと高忠実度の望遠鏡シミュレーターを接続する新しい画像復元アルゴリズムを提案します。トレーニング段階では、シミュレーターはさまざまなレベルのぼやけとノイズを含む画像を生成し、復元された画像の品質に基づいてニューラルネットワークをトレーニングします。トレーニング後、ニューラルネットワークは、シミュレーターによって表されるように、望遠鏡によって取得された画像を直接復元できます。実際の観測データとシミュレートされた観測データを使用してこのアルゴリズムをテストしたところ、ぼやけた画像内の微細構造が効果的に強調され、観測画像の品質が向上することがわかりました。このアルゴリズムをLSST、Euclid、CSSTなどの大規模天空測量データに適用することで、情報抽出の精度と効率がさらに向上し、天文研究分野の進歩を促進します。
2023 天体フォトニクスロードマップ: 多機能統合天体フォトニクス機器の実現への道筋
| Title |
2023_Astrophotonics_Roadmap:_pathways_to_realizing_multi-functional_integrated_astrophotonic_instruments |
| Authors |
Nemanja_Jovanovic,_Pradip_Gatkine,_Narsireddy_Anugu,_Rodrigo_Amezcua-Correa,_Ritoban_Basu_Thakur,_Charles_Beichman,_Chad_Bender,_Jean-Philippe_Berger,_Azzurra_Bigioli,_Joss_Bland-Hawthorn,_Guillaume_Bourdarot,_Charles_M._Bradford,_Ronald_Broeke,_Julia_Bryant,_Kevin_Bundy,_Ross_Cheriton,_Nick_Cvetojevic,_Momen_Diab,_Scott_A._Diddams,_Aline_N._Dinkelaker,_Jeroen_Duis,_Stephen_Eikenberry,_Simon_Ellis,_Akira_Endo,_Donald_F._Figer,_Michael_Fitzgerald,_Itandehui_Gris-Sanchez,_Simon_Gross,_Ludovic_Grossard,_Olivier_Guyon,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Samuel_Halverson,_Robert_J._Harris,_Jinping_He,_Tobias_Herr,_Philipp_Hottinger,_Elsa_Huby,_Michael_Ireland,_Rebecca_Jenson-Clem,_Jeffrey_Jewell,_Laurent_Jocou,_Stefan_Kraus,_Lucas_Labadie,_Sylvestre_Lacour,_Romain_Laugier,_Katarzyna_{\L}awniczuk,_Jonathan_Lin,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00615 |
フォトニクスは、天体フォトニクス機器を実現するために使用できる多数の機能を提供します。これまでで最も壮観な例は、チリの超大型望遠鏡にあるESO重力装置です。統合型天体写真デバイスは、極度の小型化、統合化、設置面積が小さいことによる優れた熱的および機械的安定性、コスト削減をもたらす高い再現性など、機器開発にとって重要な利点を提供します。これまでの従来の機器の欠点に対処するために、数多くの天体写真技術が開発されてきました。たとえば、フォトニックランタン、複雑な非周期ファイバーブラッググレーティング、長い基線干渉法を可能にする複雑なビームコンバイナ、分光計の高精度スペクトル校正のためのレーザー周波数コムの開発などです。。これらの成功にも関わらず、天文計測機器におけるフォトニックソリューションの施設実装は、(1)ファイバーへの結合、ファイバーとチップへの結合、伝播損失と曲げ損失、デバイス損失などのスループットが低いこと、(2)スケールに合わせて拡張することが困難であることなどの理由により、現在制限されています。いくつか例を挙げると、広い帯域幅と高解像度に必要な多数のチャネル数のデバイス、(3)フォトニクスと検出器の効率的な統合などです。このロードマップでは、さらなる開発が必要な24の分野を特定しています。設計ツール、シミュレーション機能、製造プロセス、まったく新しいコンポーネントの必要性、統合とハイブリッド化、デバイスの特性評価など、これらの分野にわたって必要とされる課題と進歩について概説します。これらの進歩を実現するには、天体フォトニクスコミュニティは、より高度な製造能力を持つ産業パートナーと協力する必要があります。ここで説明する進歩により、多機能機器が実現され、地上プラットフォームと宇宙プラットフォームの両方に新しい観察能力がもたらされるでしょう。
青色超巨星問題を解決するための星地震学の可能性
| Title |
The_Potential_of_Asteroseismology_to_Resolve_the_Blue_Supergiant_Problem |
| Authors |
Earl_Patrick_Bellinger,_Selma_E._de_Mink,_Walter_E._van_Rossem,_and_Stephen_Justham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00038 |
大質量星の理解は大きく進歩しているにもかかわらず、観測と理論の間には依然として懸念すべき矛盾が残っています。最も注目すべきは、理論上の主系列を超えて観測された多数の星であり、この進化段階は短命であり、したがって人口がまばらであると予想されている。それが「青色超巨星問題」です。異常な内部構造を持つ恒星モデルは、この問題の長寿命の解決策を提供する可能性があります。特大の核を持つ水素燃焼星がより高温の星であることを説明できる可能性があり、小さすぎる核を持つヘリウム燃焼星がより低温の星であることを説明できる可能性があります。このような星は、単一星の混合が強化または抑制された結果として生じる可能性があり、あるいは、連星相互作用や恒星の合体の生成物として生じる可能性が高くなります。ここで我々は、青色超巨星の性質を解明するための星地震学の可能性を調査します。上記のシナリオに対して恒星モデルを構築し、それらが$g$モードの周期間隔を1桁異なる値で予測することを示します。長寿命のコアHでは$\sim$200~minと$\sim$20~minです。彼はそれぞれ星を燃やしています。H殻の燃焼星がヘルツシュプルングギャップを急速に横切るという古典的なシナリオでは、高値で$10^{-2}\,\mu\rm{Hz\,yr}^{-1}$程度の変化がさらに予測されます。-周波数モード;これらのモードが特定できれば、この影響は原則として$\sim5$~年間の星地震モニタリングから観察可能です。これにより、青色超巨星の内部構造が明らかになり、これらの星が本当に連星合体であるかどうかが判明する可能性が高まっている。これらの星地震診断は、進行中のTESSミッションと今後のPLATOミッションによる長期の時系列観測を通じて測定できる可能性があり、それによって青色超巨星問題の解決に向けた道筋が築かれる可能性があります。
改善された 3D 放射流体力学による重力的に不安定な原始惑星系円盤における質量と角運動量の輸送
| Title |
Mass_and_Angular_Momentum_Transport_in_a_Gravitationally_Unstable_Protoplanetary_Disk_with_Improved_3D_Radiative_Hydrodynamics |
| Authors |
Thomas_Y._Steiman-Cameron_(1),_Richard_H._Durisen_(1),_Aaron_C._Boley_(2),_Scott_Michael_(1),_Karna_Desai_(1),_Caitlin_R._McConnell_(1)_((1)_Indiana_University,_USA,_(2)_University_of_British_Columbia,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00175 |
原始惑星系円盤の生涯の初期段階では、重力の不安定性によって重大な物質移動が生じ、円盤の構造が劇的に変化し、気体と固体が混合して衝撃処理が行われる可能性があり、惑星の形成に役立つ可能性があります。我々は、0.5M$_\odot$星の周りを周回する0.07M$_\odot$円盤が、その半径方向の範囲の大部分にわたって準定常漸近状態に落ち着くときの、さまざまな解像度を用いた3Dグリッドベースの放射流体力学の研究を提示します。GIによって生成される加熱と、現実的な塵の不透明度によって支配される放射冷却との間のおおよそのバランスを維持します。私たちは、円盤の安定性基準、熱力学特性、GIの強度、GIによって生成される密度波とトルクの特性、これらのトルクから生じる半径方向の質量輸送、および輸送が局所的プロセスまたは非局所的プロセスとして表現できるレベルを評価します。物理的および熱的プロセスにより、ディスクの内側の光学的に厚い領域と外側の光学的に薄い領域の間に明確な違いが表示されます。内側領域では、重力トルクは方位角質量分布の低次フーリエ成分によって支配されます。これらのトルクは局所的な動的時間で大きく変化し、おそらく反復的なスイング増幅によって引き起こされる急速なフレアの影響を受けます。外側領域では、m=1のトルクが支配的です。強い非円運動を示すリング状の構造と渦が8～14auの内縁近くに発達します。我々は、GI誘起スパイラルモードが円盤の低Q部分全体にわたって無秩序に噴出し、多くのスパイラルモードが現れたり消えたりして重力乱流を生成するが、単純な$とは大きく異なる変動する大規模モードによって支配されることが判明した。\alpha$-ディスク。
Be X線バイナリCPDの光学特性と変動性 -29 2176
| Title |
Optical_Properties_and_Variability_of_the_Be_X-ray_binary_CPD_-29_2176 |
| Authors |
Clarissa_M._Pavao,_Noel_D._Richardson,_Jonathan_Labadie-Bartz,_Herbert_Pablo,_Andr\'e-Nicolas_Chen\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00293 |
BeX線連星(BeXRB)は、臨界に近い速度で回転する非超巨大B星からの物質を周回および降着する中性子星またはブラックホールを含む高質量X線連星です。これらの天体は、中性子星やブラックホールの前駆体が現在観察しているBe星をスピンアップさせるためにロッシュローブのオーバーフローを経験した可能性が高いため、過去の連星相互作用を理解するための主要なターゲットとなっている。星の変動により、これらの天体の星の構造を調査できるようになります。最近、高質量X線連星CPD-292176が超剥離超新星から派生し、最終的に連星中性子星やキロノバに進化する主要な標的であることが実証された。この論文では、TESSとASASの両方からの測光変動を、システムのスペクトル特性とディスク変動とともに示します。HeII$\lambda$4686吸収線を除き、すべての光線はディスク発光で汚染されています。円盤変動の時間スケールは軌道の時間スケールと同じではありませんが、スウィフトによって記録されたX線の爆発に関連している可能性があります。CPD-292176を古典的なBe星や他のBeX線連星と比較し、星の回転が1.5サイクルd$^{-1}$の周波数に近いことを発見し、3つの周波数グループ。
太陽フィラメントの部分的な爆発。 I. ダブルデッカーフィラメントの構成と形成
| Title |
Partial_Eruption_of_Solar_Filaments._I._Configuration_and_Formation_of_Double-decker_Filaments |
| Authors |
Yijun_Hou,_Chuan_Li,_Ting_Li,_Jiangtao_Su,_Ye_Qiu,_Shuhong_Yang,_Liheng_Yang,_Leping_Li,_Yilin_Guo,_Zhengyong_Hou,_Qiao_Song,_Xianyong_Bai,_Guiping_Zhou,_Mingde_Ding,_Weiqun_Gan,_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00456 |
太陽フィラメントの部分噴火は、太陽噴火挙動の多様性を代表するものです。今回我々は、典型的なフィラメントの部分噴火事象を調査し、噴出前のフィラメントの構成とその形成に関する総合的な証拠を提示する。CHASEH$\alpha$観測により、噴火前のフィラメント内の構造化されたドップラー速度分布が明らかになりました。そこでは、明確な赤方偏移が南側フィラメント領域の東側の狭い部分にのみ現れ、部分噴火後に消失しましたが、一方、青方偏移が支配的な北側部分は残っていました。。SDO、ASO-S観察、およびNLFFFモデリング結果を組み合わせると、プレフレアフィラメント内に2つの独立した物質流システムが存在し、その磁気トポロジーが2本の磁束ロープ(MFR)で構成される特別な2階建て構成であることを検証します。逆磁気ツイスト付き。このフィラメントシステムの形成中、その北端付近で連続的な磁束の相殺とフットポイントの動きが観察されました。したがって、このような二階建て構成を構成する2つのMFRが、異なる初期接続と反対の磁気ツイストを持つ2つの磁気システムから生じるという、新しい二階建て形成シナリオを提案します。その後の周囲の新たに出現した磁場との磁気再結合により、上部MFRのフットポイントが下部MFRのフットポイントの周囲の領域に移動し、最終的に同様のフットポイントを持つが反対の符号を持つ2つのMFRからなる2階建て構造が形成されました。磁気ツイストの。これらの結果は、部分的噴火フィラメントの前駆体構成を明確に決定し、特殊なタイプのダブルデッカーMFR構成と新しいダブルデッカー形成シナリオを明らかにする潜在的な方法を提供します。
太陽周期の構造と後期型星の活動周期
| Title |
The_Structure_of_the_Solar_Cycle_and_of_the_Activity_Cycles_of_Late-Type_Stars |
| Authors |
V.N._Obridko,_D.D._Sokoloff_and_M.M._Katsova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00472 |
太陽磁場の奇数帯調和を考慮した太陽周期の記述により、太陽活動の2つの重要な側面についての知識を深めることができることが示されています。第一に、近い将来の太陽の周期活動の進化の予測を明確にし、拡張することです。第二に、太陽型星の磁場に関する新たな情報を取得することを目的として、太陽型星の放射線の分光測光特性を監視するプログラムを開発すること。
静かな太陽の 3D シミュレーションにおける加速粒子ビーム。高度なビーム伝播モデリングの効果
| Title |
Accelerated_particle_beams_in_a_3D_simulation_of_the_quiet_Sun._Effects_of_advanced_beam_propagation_modelling |
| Authors |
L._Frogner,_B._V._Gudiksen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00490 |
荷電粒子は、太陽大気中の再結合磁場によって常に非熱エネルギーに加速されます。粒子とその環境の間の相互作用を理解するには、非熱粒子ビームを考慮した3次元大気シミュレーションから恩恵を受けることができます。以前の出版物で、このようなシミュレーションの最初の結果を紹介しました。しかし、ビーム伝播の本来の扱いでは、潜在的に重要な現象が無視されています。ここでは、磁気勾配力、リターン電流、周囲電場による加速、および温度依存の衝突率を組み込んだ、より一般的なビーム伝播モデルを提示します。衝突速度のランダム化を無視すると、モデルは数百万のビームをシミュレートできるほど軽量になります。私たちは、それぞれの新しい物理的効果が三次元大気中のビームエネルギー輸送をどのように変化させるかを調査します。電子束の定常連続方程式に特性法を適用して、距離に伴うエネルギー、ピッチ角、束の平均変化の常微分方程式を導き出しました。各ビームについて、初期エネルギーの範囲についてこれらを数値的に解いて、発展する磁束スペクトルを取得し、そこから周囲のプラズマに蓄積されるエネルギーを計算しました。磁気勾配力はビームエネルギーの堆積に大きな影響を与えます。強力な磁場の収束により、小さなコロナ堆積ピークが生じ、その後、磁気ミラーリングの開始によって大きなディップが発生します。ミラーされた電子は、平均して、注入されたビームエネルギーの5～10%を持ち去ります。残りのエネルギーのある電子によって生成される遷移領域のピークは、均一な磁場の場合よりもわずかに深く発生します。最初の発散磁場は、その後のミラーリングの影響を強化します。他の新しい物理的影響は、調査された大気条件ではそれほど重要ではありません。
太陽圏における星間塵粒子の動的帯電
星間塵(ISD)粒子は、太陽と局所的な星間雲の相対運動により太陽系に侵入します。太陽圏に入る前に、それらは太陽圏境界面、つまり太陽風の星間プラズマとの相互作用の領域を通過します。ダスト粒子のサイズ分布と数密度は、本質的に界面で変更されます。この変化は、塵粒子の軌道に沿った帯電に依存します。この論文では、太陽圏界面を通過するISD粒子の帯電のモデル化結果を示します。太陽圏条件内での帯電に関与する主な物理プロセスは、一次プラズマ粒子の付着、二次電子放出、光電子放出、および宇宙線電子の影響です。我々は、(1)電荷は局所的なプラズマと放射線条件にのみ依存するという古典的な定常状態の仮定、および(2)粒子の軌道に沿った電荷の動的計算に基づいて、ISD粒子の電荷を計算する2つの方法を検討します。我々は、太陽圏を貫通する比較的大きなISD粒子(半径100nm以上)の軌道と数密度分布をモデル化するために、定常状態の仮定が非常に正当であることを実証します。推定によると、これらのサイズのISD粒子は、LISMから太陽圏に移行してから平衡に達するまでに0.25年未満(距離は約1天文単位)かかりません。小さな粒子(半径10nm)の場合、電荷の動的計算は軌道に影響を与え、数密度を大幅に変更します。電荷が動的に変化する場合、定常状態の電荷近似を使用した場合と比較して、ダスト密度の蓄積は太陽圏界面に沿ったより細長い領域内に分布します。
日食バイナリについての再議論。紙 XV。 B型超巨星系V1765はくちょう座
V1765Cygは、B0.5超巨星とB1主系列星を含む分離された食連星で、公転周期は13.37日、離心率は0.315です。この系は後尾運動を示し、超巨星は強い確率的変動性を示します。V1765Cygは、トランジット系外惑星探査衛星によって4つのセクターにわたって観測されました。これらのデータを分析して、システムの最初の決定的な光曲線モデルを取得します。これに、公開されている分光軌道を追加して、質量が23+/-2Msunおよび11.9+/-0.7Msun、半径が20.6+/-0.8Rsunおよび6.2+/-0.3Rsunであると推定します。これらの特性は、太陽の化学組成と700万年前後の年齢に関する理論的予測とよく一致しています。また、主星の光度分類を確認し、副星からの吸収線を示していると思われる青色光学分光法の2つの時代も紹介します。広範な分光分析とシステムのさらなる分析が推奨されます。
$SU(N)$ 閉じ込めからの重いバリオン暗黒物質: 泡壁の速度と境界効果
| Title |
Heavy_Baryon_Dark_Matter_from_$SU(N)$_Confinement:_Bubble_Wall_Velocity_and_Boundary_Effects |
| Authors |
Yann_Gouttenoire,_Eric_Kuflik,_Di_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00029 |
$SU(N_{\rmDC})$Yang-Mills理論における閉じ込めは、一次相転移を経て進行することが知られています。壁速度は、相転移中に放出されるかなりの潜熱がハッブル膨張によって消散するのに必要な時間により、$v_w\lesssim10^{-6}$によって制限されます。閉じ込めスケールよりもはるかに重いクォークは、閉じ込めダイナミクスを変更せずに導入できます。重いクォークは、凍結した後、反クォークで完全に消滅するまで、非閉じ込め相のポケットに押し込められます。私たちは、バルクと、初めて境界の両方で起こる束縛状態の形成により、消滅から生き残るダークバリオンの存在量を計算します。私たちは、暗黒バリオンが最大$10^3~\rmTeV$の質量を持つ暗黒物質である可能性があることを発見しました。私たちは、ヒッグスやニュートリノへの入り口を想定して、間接的および直接的な検出、CMBおよびBBNプローブを研究しています。
非弾性暗黒物質による MeV-GeV 間接検出の復活
$\sim10\\text{GeV}$以下の熱遺物暗黒物質は、再結合の時代近くで可視粒子への消滅が抑制されない場合、宇宙マイクロ波背景データから除外されます。この限界を回避するための通常のモデル構築手段には、低速限界での消滅率を運動学的に抑制することが含まれており、それにより、遅い時間における間接的な検出シグネチャの見通しは暗いものになります。この研究では、広範囲のパラメータ空間にわたって既存および提案されている望遠鏡で検出可能な、後期消滅速度を持つ宇宙論的に実行可能なサブGeV熱遺物のクラスを調査します。我々は、安定状態$\chi_1$と、再結合前に熱的にその存在量が枯渇するわずかに重い励起状態$\chi_2$を特徴とする非弾性暗黒物質の代表的なモデルを研究した。天の川銀河の暗黒物質の運動エネルギーは再結合時よりもはるかに大きいため、$\chi_1\chi_1\to\chi_2\chi_2$上方散乱により、宇宙論的に長命の銀河集団$\chi_2$を効率的に再生できます。その後の$\chi_1$との共消滅により、$\sim1\\text{MeV}-100\\text{MeV}$のエネルギー範囲で観測可能なガンマ線が発生します。e-ASTROGAM、AMEGO、MASTなどの提案されているMeVガンマ線望遠鏡は、このクラスのモデルの熱遺物パラメーター空間の多くに敏感であり、それによって、災害発生時の発見とモデルの識別の両方が可能になることがわかりました。加速器での信号または直接検出実験。
宇宙の暗黒物質が$\mu$eVアクシオン様粒子(ALP)で構成されている場合、それらの2光子への刺激された崩壊に関連して豊かな現象学が現れる可能性があります。我々は、銀河電波源の天体物理ビームによって引き起こされるALP刺激崩壊について議論します。2つのエコーと1つの共線放射によって作成された3つのシグネチャが減衰に関連付けられており、同時に検出できるため、明確なALP識別のためのユニークな機会が提供されます。我々は、第一原理から始めてそのような署名に関連する形式を導き出し、ALP現象学の研究に適用される関連方程式を提供します。次に、刺激源として銀河パルサーの場合に焦点を当て、将来の観測の予測を導き出します。
超高強度のフェムト秒レーザーによって駆動されるビームプラズマシステムにおける磁気励起の完全な進化のマッピング
| Title |
Mapping_the_complete_evolution_of_magnetic_excitation_in_beam-plasma_system_driven_by_an_ultra-intense,_femtosecond_laser |
| Authors |
Moniruzzaman_Shaikh,_Amit_D_Lad,_Devshree_Mandal,_Kamalesh_Jana,_Deep_Sarkar,_Amita_Das,_and_G_Ravindra_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00083 |
プラズマは、流体力学、磁気流体力学、電磁気など、あらゆる種類の不安定性に悩まされています。これらの不安定性は複雑で、広範囲の時間的および空間的スケールで発生し、ほとんどの場合管理不可能であり、実験室や天体物理環境におけるプラズマの物理学の理解に光を当てたとしても、応用における私たちの取り組みに深刻な挑戦を与えています。。彼らの封じ込めの成功が限定的である主な理由は、時間的および空間的両方におけるそれらの起源と進化に関する直接的な実験情報が欠如していることです。高強度、短パルス、および超短パルスレーザーによって生成されるプラズマの不安定性についての私たちの知識は、プラズマが生成する（二次）信号から得られます。ラマン散乱またはブリルアン散乱の形での電磁波の散乱。プラズマ中の不安定性の瞬間的な変化を直接測定したことは、あったとしてもほとんどありません。この論文では、固体ターゲット上の超高強度レーザー生成プラズマにおける順電流と戻り電流の相互作用から生じる電磁ビーム駆動の不安定性のフェムト秒進化の直接測定を紹介します。
対称エネルギーの傾きと閉じ込め解除相転移の相関関係
| Title |
Correlation_between_the_symmetry_energy_slope_and_the_deconfinement_phase_transition |
| Authors |
Luiz_L._Lopes,_Debora_P._Menezes,_Mateus_R._Pelicer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00125 |
私たちは、核対称性エネルギーの傾き($L$)がハドロン-クォークの相転移と中性子星の性質にどのような影響を与えるかを研究します。臨界化学ポテンシャルや臨界圧力などの主要な物理量が対称エネルギーの傾きに強く影響されることを示します。極端な場合には、閉じ込められていないクォークの総量は、ハイブリッド星の質量の最大99$\%$に達する可能性があります。
ワームホールに伴う連星系による重力波の発生を考察しました。ニュートン限界では、ワームホールの重力ポテンシャルには、半径方向の張力効果を考慮したワームホールの有効質量が必要です。この定義により、均一および不均一連星系における重力波の生成を導き出すことができます。そこで、合体前のワームホール-ワームホールおよびワームホール-ブラックホール連星系を周回することによる重力波の発生を研究しました。負の質量が含まれる場合は、より慎重な取り扱いが必要です。また、ワームホールの周囲を周回する粒子とワームホールの口を直進する粒子による重力放射線に対するエネルギー損失もそれぞれ計算しました。
凍結した暗黒物質と重力波による一般振動インフレトンポテンシャルの抑制
| Title |
Constraining_the_General_Oscillatory_Inflaton_Potential_with_Freeze-in_Dark_Matter_and_Gravitational_Waves |
| Authors |
Jose_A._R._Cembranos_and_Mindaugas_Kar\v{c}iauskas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00378 |
インフレーション後の再加熱段階は、宇宙の進化において観測上の制約が最も少ない時代の1つです。今後の重力波観測所により、非標準的なシナリオの少なくとも一部を制限することが可能になります。たとえば、放射線浴が$V\propto\phi^{2n}$形式($n>2$)のポテンシャルの平らな最小値の周りで振動する摂動的なインフレトン崩壊によって生成される場合。このようなシナリオでは、インフレーションエネルギースケールと再加熱温度に応じて、インフレーション重力波スペクトルの一部が青く傾き、観測可能になります。宇宙の暗黒物質が凍結メカニズムによって生成される場合、後者の2つのパラメータ間の縮退は解消される可能性があります。暗黒物質質量の独立した測定と重力波観測を組み合わせることで、再加熱温度と膨張終了時のエネルギー密度を制限することが可能になります。
強い重力波における光の伝播と放射の遅延時間
| Title |
Propagation_of_light_and_retarded_time_of_radiation_in_a_strong_gravitational_wave |
| Authors |
Konstantin_E._Osetrin_and_Vladimir_Y._Epp_and_Sergey_V._Chervon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.00659 |
強力な重力波モデルの場合、波動変数を含む特権座標系から、時間変数と空間変数を分離した同期基準系への明示的な変換が得られます。同期基準系では、重力波計量の一般形式、ハミルトン・ヤコビ形式における試験粒子の軌道方程式の解、放射線のアイコナール方程式の解、および光円錐の方程式の形式。重力波の中にいる観測者が発見された。得られた関係を用いて、重力波における放射の遅延時間の形式を求めた。得られた一般関係は、アインシュタインの一般相対性理論と修正重力理論の両方に適用できます。得られた関係は、アインシュタインの真空方程式の正確な解に基づいたビアンキVI型宇宙の重力波の正確なモデルの研究に適用されました。
いくつかの意味のある極端なカー・ニューマン ブラック ホールの表面幾何学
私たちは、Christodoulou-Ruffini/Hawkingの質量エネルギー公式を考慮することによって、極端なブラックホールの特性に取り組みます。単純な幾何学的議論により、質量/エネルギー公式は、質量(m)、電荷(Q)、および角運動量/スピン(L)がブラックホールの既約質量(m_{ir})。これらのブラックホールはクリストドゥルー図で研究され、E^3のトポロジーは微分幾何学によって研究されています。解析されたカー・ニューマンブラックホールの1つが、極でガウス曲率がゼロになる場合に対応することを示します。調べた2番目の極端なブラックホールでは、基本量m、Q、およびLは、黄金比数-\phi_-のみに依存する係数によって既約質量に関連付けられています。この場合、この極端なブラックホールがへその点でピタゴラスの基本形関係を満たしている場合、「スケールパラメーター」(既約質量の2倍に相当)と極での表面のガウス曲率の両方が等しいことを示します。黄金比の数字に。これら2つの極端なブラックホールについて、可逆変換によって抽出できるエネルギーを計算すると、後者のブラックホールから抽出できるエネルギーの方が前者のブラックホールよりも高いことがわかります。
ループ量子宇宙論の枠組みにおける Gravastar
この論文では、ループ量子宇宙論のUV補正フレームワークを使用して、通常のグラバスターモデルの構築を試みます。我々は、安定したGravastarモデルが多くのユニークな特徴を備えて構築できることを発見しました。(i)有限の厚さであると考えられるシェル内の解を得るために、薄いシェル近似を呼び出す必要はありません。(ii)中心自己重力物体の特異点は、バウンス機構によって回避でき、グラヴァスターの内部密度は最大臨界密度に達し、動作斥力によってそれ以上上昇できなくなります。(iii)有効流体記述の固有の等方性安定したグラバスタの形成を妨げるものではなく、異方性圧力は必須の要件ではありません。
