Euclid の準備は未定。ハロー質量関数に対するバリオンの影響
| Title |
Euclid_preparation_TBD._The_effect_of_baryons_on_the_Halo_Mass_Function |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_T._Castro_(1_and_2_and_3_and_4),_S._Borgani_(5_and_3_and_1_and_2),_M._Costanzi_(1_and_5),_J._Dakin_(6),_K._Dolag_(7),_A._Fumagalli_(5_and_1_and_2_and_3),_A._Ragagnin_(8_and_3_and_9),_A._Saro_(5_and_3_and_1_and_2_and_4),_A._M._C._Le_Brun_(10),_N._Aghanim_(11),_A._Amara_(12),_S._Andreon_(13),_N._Auricchio_(8),_M._Baldi_(14_and_8_and_15),_S._Bardelli_(8),_C._Bodendorf_(16),_D._Bonino_(17),_E._Branchini_(18_and_19),_M._Brescia_(20_and_21_and_22),_J._Brinchmann_(23),_S._Camera_(24_and_25_and_17),_V._Capobianco_(17),_C._Carbone_(26),_J._Carretero_(27_and_28),_S._Casas_(29),_M._Castellano_(30),_S._Cavuoti_(21_and_22),_A._Cimatti_(31),_G._Congedo_(32),_C._J._Conselice_(33),_L._Conversi_(34_and_35),_Y._Copin_(36),_L._Corcione_(17),_F._Courbin_(37),_H._M._Courtois_(38),_M._Cropper_(39),_et_al._(186_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01465 |
銀河団のユークリッド測光調査は、宇宙に関する私たちの理解を大幅に推進する強力な宇宙論的ツールとして機能します。私たちの宇宙のバリオン成分は、暗黒物質や暗黒エネルギーに比べて準優勢であるにもかかわらず、銀河団の構造と質量に大きな影響を及ぼしています。この論文は、銀河団内のバリオンの割合をその影響の代用として使用し、銀河団のビリアルハロー質量に対するバリオンの影響を正確に定量化する新しいモデルを提示します。準断熱性を前提として構築されたこのモデルには、非放射宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して校正された2つのパラメーターと、銀河形成を駆動する物理プロセスを含むMagneticumセットからの単一の大規模シミュレーションが含まれています。私たちの解析の主な結果として、流体力学シミュレーションで測定された対応する全クラスター質量とバリオン分率から出発して、ビリアル暗黒物質のみの銀河クラスターの等価質量を決定する際に、このモデルが1%という驚くべき相対精度を実現することが実証されました。さらに、この結果が宇宙論的パラメータの変化に対して、およびシミュレーションに含まれるサブ解像度の物理プロセスの数値実装の変動に対してロバストであることを実証します。私たちの研究は、クラスター宇宙論の研究に対するバリオンの影響についてのこれまでの主張を裏付けています。特に、これらの効果を無視すると、ユークリッドのようなクラスター存在量分析において偏った宇宙論的制約がどのように生じるかを示します。重要なのは、クラスター質量に対するバリオン補正から生じるモデルに関連する不確実性が、ユークリッドを使用して質量と観測可能な関係を校正する精度と比較した場合、バリオン分数に関する現在の理解と比較すると、準優勢であることを実証したことです。銀河団内。
pyC$^2$Ray: 再電離の宇宙時代をシミュレートするための、柔軟で GPU 高速化された放射伝達フレームワーク
| Title |
pyC$^2$Ray:_A_flexible_and_GPU-accelerated_Radiative_Transfer_Framework_for_Simulating_the_Cosmic_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Patrick_Hirling,_Michele_Bianco,_Sambit_K._Giri,_Ilian_T._Iliev,_Garrelt_Mellema,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01492 |
再電離時代の銀河間物質における中性水素の進化の詳細なモデル化$5\leqz\leq20$は、低周波アレイ(LOFAR)などの現在および今後の21cm実験からの宇宙論的信号を解釈する上で重要です。)と平方キロメートルアレイ(SKA)。数値放射伝達コードは、再イオン化プロセスをシミュレートするための最も物理的なアプローチを提供します。ただし、小規模なスケール($\lesssim\rmMpc$)で発生する天体物理学的プロセスを正確に捕捉しながら、膨大な宇宙論的体積を網羅する必要があるため、計算コストが高くなります。ここでは、再イオン化シミュレーションで広く使用されている超並列レイトレーシングおよび化学コードC$^2$Rayの更新バージョンであるpyC$^2$Rayを紹介します。コードの最も時間がかかる部分は、電離光子の経路に沿った水素柱密度の計算です。ここでは、グラフィックプロセッシングユニット(GPU)で実行するように特別に設計されたレイトレーシングアルゴリズムである、AcceleratedShort-characteristicsOcthaedralRAytracing(ASORA)メソッドを紹介します。最新のPythonインターフェイスが含まれており、計算効率を損なうことなくコードを簡単にカスタマイズして使用できます。一連の標準的な光線追跡テストと、体積サイズ$(349\,\rmMpc)^3$、メッシュサイズ$250^3$、約$10^6の完全な宇宙論的シミュレーションでpyC$^2$Rayをテストします。$ソース。元のコードと比較すると、pyC$^2$Rayは、$\sim10^{-5}$というごくわずかな違いで同じ結果を達成し、2桁の高速化係数を実現します。ベンチマーク分析によると、ASORAはボクセルごとにソースごとに数ナノ秒かかり、レイトレーシング半径内のソースとボクセルの数が増加するにつれて線形にスケールします。
| Title |
Gauge_preheating_with_full_general_relativity |
| Authors |
Peter_Adshead,_John_T._Giblin_Jr,_Ryn_Grutkoski,_Zachary_J._Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01504 |
私たちは、完全な一般相対性理論における擬似スカラー駆動インフレーションに続くゲージの予熱を研究します。Baumgarte-Shapiro-Shibashi-nakamura(BSSN)スキームを実装して、擬似スカラーフィールドとゲージフィールドのダイナミクスと並行して計量の完全な非線形進化を解決します。背景の力学と重力波の放射は、フリードマン・レマ\^{i}トレ・ロバートソン・ウォーカー(FLRW)時空でのシミュレーションとほぼ一致しています。BSSNシミュレーションでは$\delta=\delta\rho/\rho\sim30$の大きな局所的な過密度が見つかり、$\delta$の無次元パワースペクトルは1を超えてピークに達します。これらの過密領域は、地平線よりわずかに小さい長さスケールでシードされ、コンパクトさ$C\sim0.1$を持ちます。ピークのコンパクトさのスケールはジーンズの長さよりも短く、これは物質場の圧力がこれらの天体の進化に重要な役割を果たしていることを意味します。
低温中心銀河団におけるガスの回転と暗黒物質のハロー形状
| Title |
Gas_rotation_and_dark_matter_halo_shape_in_cool-core_clusters_of_galaxies |
| Authors |
Tommaso_Bartalesi,_Stefano_Ettori,_Carlo_Nipoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01521 |
目的。私たちは、銀河の低温核クラスター内のガスが無視できない回転サポートを持っている可能性、現在のX線観測からの質量推定に対するガスの回転の影響、および今後のX線観測所がそのような回転を検出する能力を研究します。方法。我々は、宇宙論的に動機づけられた球形、扁円形、または長円形の暗黒物質ハロー内で平衡状態にある回転クラスタ内媒質（ICM）を備えた大質量クールコアクラスタの3つの代表的なモデルを提示する。モデルでは、ガスは複合ポリトロープ分布に従い、現在の観測上の制約と一致する回転速度プロファイルを持っています。我々は、このモデルが、熱力学的プロファイル、表面輝度分布の形状、静水圧質量バイアス、X線放射線の広がりなど、大規模なクラスター集団のICM特性の利用可能な測定結果と一致していることを示します。XRISM衛星に搭載されたマイクロ熱量計の構成を使用して、クラスターモデルの一連の模擬X線スペクトルを生成し、それを分析して、このような機器で得られる回転速度の推定値を予測します。次に、(0.1～1)r500の範囲にわたるXRISM分光法で回転速度を検出することにより、モデルの静水圧質量バイアスのどの部分が説明できるかを評価します。結果。現在のデータでは、回転速度のピークが600km/sに達するクールコアクラスターでICMを回転させる余地が残されています。私たちは、このような回転が存在する場合、XRISMなどの今後のX線施設で検出できること、および回転による静水圧質量バイアスの60～70%が、以下から測定される視線速度を使用して説明できることを示しました。XRISMを使用したX線分光法。過剰密度500での残留バイアスは3%未満です。このように、XRISMを使用すると、回転とは異なる起源の質量バイアスを突き止めることができます。
複数のデータセットにわたって宇宙論的パラメーターを制約するためのドメイン適応グラフ ニューラル ネットワーク
| Title |
Domain_Adaptive_Graph_Neural_Networks_for_Constraining_Cosmological_Parameters_Across_Multiple_Data_Sets |
| Authors |
Andrea_Roncoli,_Aleksandra_\'Ciprijanovi\'c,_Maggie_Voetberg,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Brian_Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01588 |
深層学習モデルは、複雑な宇宙論的データセットから情報を抽出する際に、パワースペクトルなどの要約統計量に依存する方法よりも優れたパフォーマンスを発揮することが示されています。ただし、異なるシミュレーションスイート間でのサブグリッド物理実装と数値近似の違いにより、ある宇宙論的シミュレーションのデータでトレーニングされたモデルは、別のシミュレーションでテストするとパフォーマンスの低下を示します。同様に、シミュレーションでトレーニングされたモデルも、観測データに適用するとパフォーマンスが低下する可能性があります。CAMELS流体力学宇宙論シミュレーションの2つの異なるスイートからのデータをトレーニングして、ドメイン適応グラフニューラルネットワーク(DA-GNN)の一般化機能を調べます。GNNを利用することで、銀河分布から構造化されたスケールフリーの宇宙論情報を取得する能力を活用します。さらに、最大平均差異(MMD)による教師なしドメイン適応を含めることにより、モデルがドメイン不変の特徴を抽出できるようになります。DA-GNNがデータセット間のタスクでより高い精度と堅牢性を実現することを示します(相対誤差が最大$28\%$向上し、$\chi^2$がほぼ1桁向上します)。データの視覚化を使用して、適切な潜在空間データの配置に対するドメイン適応の効果を示します。これは、DA-GNNがドメインに依存しない宇宙論的情報を抽出するための有望な方法であり、実際の宇宙調査データに対する堅牢な深層学習に向けた重要なステップであることを示しています。
崩壊したアクシオン凝縮体のモデルにおける重力および温度駆動の相転移
| Title |
Gravity-_and_temperature-driven_phase_transitions_in_a_model_for_collapsed_axionic_condensates |
| Authors |
Sanjay_Shukla,_Akhilesh_Kumar_Verma,_Marc_E._Brachet,_and_Rahul_Pandit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01769 |
3次-5次のGross-Pitaevskii-Poisson方程式（cq-GPPE）と3次-5次の確率論的ギンツブルク・ランダウ・ポアソン方程式（cq-SGLPE）を使用して、希薄なアキオン性ガスから崩壊空間への重力崩壊を調べる方法を示します。ゼロ温度と有限温度$T$の両方のアクシオン凝縮体。$T=0$では、球対称密度のガウスアンザッツを使用して、コンパクトなアキシオニック凝縮体が見つかることが期待されるパラメーター領域を取得します。次に、cq-SGLPEを使用して、$T=0$におけるアクシオン凝縮体の重力強さ$G$への依存性を調査することで、このアンザッツを超えます。$G$が増加するにつれて、平衡構造は希薄なアキシオニクスガスから、平らなシートまたは$\textit{ゼルドビッチのパンケーキ}$、円筒構造、そして最後に球状のアキシオニクス凝縮物へと変化することを示します。$G$を変化させることにより、系がこれらの構造の1つから次の構造に移行するときに、一次相転移が存在することがわかります。これらの遷移に関連するヒステリシスループが見つかりました。フーリエ切断cq-GPPEを介して、これらの状態とこれらの状態間の遷移を調べます。また、cq-SGLPEから熱化された$T>0$状態も取得します。これらの状態間の遷移により、熱駆動による一次相遷移とそれに関連するヒステリシスループが生成されます。最後に、私たちのcq-GPPEアプローチを使用して、回転するアキシオニック凝縮体と回転する二成分系のアキシオニック凝縮体系の時空間進化を追跡する方法について説明します。特に、前者では、大きな角速度$\Omega$での渦の出現を実証し、後者では、この連星系の構成要素の結合の豊かな力学を実証します。合併中。
スカラー場ダークエネルギーによって駆動される質量変化ニュートリノモデルが、現在のニュートリノ質量の既存の上限を${\summ_\nu<0.72}$eVに緩和することを示します。標準の$\Lambda$CDMモデルを拡張するために、$e$フォールド数によるスカラー場の変化率とニュートリノと場の結合という2つのパラメーターを導入します。私たちは、それらが物質のパワースペクトル、CMB異方性、およびそのレンズ効果にどのような影響を与えるかを調査します。このモデルは、バックグラウンドの進化を抑制するBAO測定と組み合わせて、温度、偏光、レンズ効果のプランク観察に対してテストされます。結果は、小さな結合は宇宙定数に有利である一方、より大きな結合は動的暗黒エネルギーに有利であり、現在のニュートリノ質量の上限を弱めることを示しています。
CMB原始Bモード測定における銀河前景汚染の制御におけるボロメトリック干渉法の利点
| Title |
The_advantage_of_Bolometric_Interferometry_for_controlling_Galactic_foreground_contamination_in_CMB_primordial_B-modes_measurements |
| Authors |
E._Manzan,_M._Regnier,_J-Ch._Hamilton,_A._Mennella,_J._Errard,_L._Zapelli,_S.A._Torchinsky,_S._Paradiso,_E._Battistelli,_M._Bersanelli,_P._De_Bernardis,_M._De_Petris,_G._D'Alessandro,_M._Gervasi,_S._Masi,_M._Piat,_E._Rasztocky,_G.E_Romero,_C.G._Scoccola,_M._Zannoni,_and_the_QUBIC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01814 |
宇宙マイクロ波背景放射の微弱な原始Bモード偏光を探求するには、現在または将来の実験にとって重要な要件が3つあります。それは、最高の感度、機器の系統的効果と銀河前景の汚染に対する優れた制御です。ボロメトリック干渉法(BI)は、ボロメトリック検出器の感度、干渉法による機器体系の制御、および帯域分割を実行する機能によるソフトウェアベースの調整可能な帯域内スペクトル分解能を組み合わせることにより、これらすべてに適合する新しい技術です。データ分析中（スペクトルイメージング）。この論文では、分析で前景放射の過度に単純化されたモデルが仮定された場合に、BIのスペクトルイメージング機能が残留汚染の検出にどのように役立つかを調査します。この状況を模倣するために、次世代の地上CMB実験であるCMB-S4に焦点を当て、その予想される感度、周波数、上空の範囲を、BIに基づく同じ実験の仮説バージョンであるCMB-S4/BIと比較します。見通し線(LOS)周波数の無相関性が粉塵放出に存在するが、成分分離時には考慮されないと仮定します。パラメトリック成分分離法(FGBuster)に基づくモンテカルロ解析の結果を示し、次の場合のテンソル対スカラー比$r$の推定における前景残差の存在をBIが診断できる可能性を強調します。説明されていない銀河塵のLOS周波数無相関性。
| Title |
Solving_the_inverse_cosmological_calibration_problem_of_gamma-ray_bursts |
| Authors |
S._I._Shirokov,_R._I._Gainutdinov,_N._Yu._Lovyagin,_and_V._L._Gorokhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01849 |
私たちは、スウィフト計画の長時間ガンマ線バースト(LGRB)からの実際の観測データに基づいてフィッティングされた新しい物理的特性を受け取りました。線形相関のAmatiパラメータ($E_\text{iso}-E_{\text{p},i}$)や重力レンズとマルムクイストバイアス(GLMB)効果の$k$補正などの特性を考慮しました。PantheonSNIaカタログと、ハッブル関数$\mu(z)$のベースラインとして$H_0=70$km/s/Mpcの固定ハッブル定数を持つ標準$\Lambda$CDMモデルを使用しました。私たちの論文では、ノンパラメトリック統計フレームワークで逆宇宙論的校正問題(ICCP)を定式化しました。ICCPには、固定された宇宙論的モデルを仮定しながら、観測不可能な物理的特性を当てはめることが含まれます。この問題を解決するために、私たちは非ガウス過程に強い新しい手法を開発しました。この方法は、モンテカルロ法と線形回帰推定のためのTheil-Sen法による誤差伝播に基づいています。我々は、この評価方法の安定性と堅牢性を実証しました。パラメータの推定値は次のとおりです:GLMB効果を考慮しない$a=0.92^{+0.12}_{-0.12}$、$b=50.32^{+0.33}_{-0.32}$、および$a=0.63^{+0.13}_{-0.14}$、$b=50.12^{+0.33}_{-0.31}$、$k=1.98^{+0.25}_{-0.24}$（エフェクトを含む）。提案された方法は、既知の標準キャンドルの他の校正サンプル、LGRBの校正サンプル、およびハッブル関数$\mu(z)$に適用できます。将来的には、ICCPのアイデアは、GLMB効果を含む宇宙論的パラメーターを推定するための代替宇宙論的テストとして、あるいはモデルの選択にも使用され、宇宙に関する新しい情報が提供される可能性があります。これは、ベイズ統計パラダイム内で観察データの残差値を分析することによって行うことができます。
実行可能な $f(Q)$ 非計量重力モデルに対する宇宙力学と観測上の制約
文献で研究されている指数関数的な$f(R)$重力モデルに触発され、この研究では$\Lambda$CDMの摂動として表すことができる新しい実行可能な$f(Q)$重力モデルを導入します。通常、$f(Q)$重力の領域内では、宇宙論的進化を調査するための慣例的なアプローチには、赤方偏移、$H(z)$などの戦略によるハッブル膨張率のパラメータ化の採用が含まれます。この研究では、$H(z)$の分析的近似を導き出す別の戦略を実装し、そこからパラメーター$w_{\rm{DE}}$、$w_{\rm{effの近似分析式を推定しました。}}$、$\Omega_{\rm{DE}}$、および減速パラメータ$q$。この近似解析解の実行可能性を検証するために、遅い時間領域でのこれらのパラメーターの動作を調べました。$b>0$の場合、$w_{\rm{DE}}$は真髄のような動作を示し、$b<0$の場合、ファントムのような動作を示すことがわかります。ただし、$b$の符号に関係なく、$w_{\rm{eff}}$は典型的な動作を示します。さらに、パラメータ$b$の大きさが増加するにつれて、現在のモデルは$\Lambda$CDMから徐々に逸脱することが推定されています。マルコフ連鎖モンテカルロ統計解析を実行して、ハッブルパラメーター、パンテオン超新星(SN)観測データ、およびそれらのサンプルの組み合わせを使用してモデル予測をテストし、モデルのパラメーターとハッブルの現在値に対する制約を取得します。パラメータと物質密度。私たちの発見は、この$f(Q)$重力モデルが実際に宇宙の後期進化を背景レベルで記述するための有力な候補であることを示しています。
宇宙の網の中にある銀河群と銀河団、およびそれらの最も明るい銀河
| Title |
Galaxy_groups_and_clusters_and_their_brightest_galaxies_within_the_cosmic_web |
| Authors |
Maret_Einasto,_Jaan_Einasto,_Peeter_Tenjes,_Suvi_Korhonen,_Rain_Kipper,_Elmo_Tempel,_Lauri_Juhan_Liivam\"agi,_Pekka_Hein\"am\"aki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01868 |
私たちの目的は、単一銀河、銀河グループ、そのBGG、および宇宙網内での位置に関するデータを組み合わせて、グループのクラスを決定し、それらの特性と進化についてより深く理解することです。グループとそのBGGに関するデータは、SloanDigitalSkySurveyDR10MAIN分光銀河サンプルに基づいています。我々は、光度密度フィールドとそのフィラメントメンバーシップによってグループ環境を特徴付けます。私たちは、BGGをその星形成特性に応じて、消光銀河、赤色および青色の星形成銀河として分類します。多次元ガウス混合モデリングを適用して、グループの特性と環境に基づいてグループを分割します。群中心に対するBGGのオフセット、およびBGGの恒星速度分散と群速度分散の関係を解析します。サンプル内のグループは2つの主なクラスに分類できることがわかります。高輝度のリッチなグループとクラスターと、閾値輝度$L=15\times10^{10}h^{-2}を持つ低輝度の貧弱なグループです。L_{sun}$と質量$M=23\times10^{12}h^{-1}M_{sun}$。豊富なクラスターでは、BGGの約90%が赤色で消光した銀河ですが、貧弱なグループでは、BGGの40～60$%だけが赤色で消光しており、残りのBGGは星を形成しており、青色(20～40%)です。BGGの17%)または赤(BCGの17%)。豊かなグループとクラスターはフィラメントまたはフィラメントの郊外の地球規模の高密度領域に位置しますが、貧しいグループは宇宙の網のあらゆる場所に存在します。私たちの結果は、グループとクラスターの特性は宇宙網内の位置によって調節されるが、BGGの特性は主にグループまたはクラスターの暗黒物質ハロー内のプロセスによって決定されることを示唆しています。私たちは、グループの成長のための特別な環境としてのスーパークラスターの役割を強調します。
私たちは、高度な3D格子シミュレーションを使用して、宇宙初期のアクシオニックストリングと磁壁(DW)から放出される重力波(GW)を調べます。私たちの調査には、ドメインウォール番号$N_{\rmDW}=1$および$N_{\rmDW}>1$のシナリオが含まれており、それぞれ主に文字列とDWからのGWに対応します。シミュレーションは、Peccei-Quinn(PQ)相転移の前に始まり、QCDアクシオンとアクシオン様粒子(ALP)の両方に関連する、QCDエネルギースケール以下のストリング壁ネットワークの破壊で終了します。$N_{\rmDW}=1$の場合、アクシオンストリングからのGWエネルギー密度は、QCDアクシオンとALPの両方で検出できないようです。対照的に、$N_{\rmDW}>1$の場合、GWスペクトルはバイアス項の係数によって主に決定され、QCDアクシオンモデルは検出不可能なGW放射を予測しますが、ALPsモデルはナノ領域で検出可能なGW信号を考慮します。-ヘルツからキロヘルツまでの周波数範囲。
Extreme Axions が明らかに: 宇宙論モデリングのための新しい流体アプローチ
| Title |
Extreme_Axions_Unveiled:_a_Novel_Fluid_Approach_for_Cosmological_Modeling |
| Authors |
Harrison_Winch,_Renee_Hlozek,_David_J._E._Marsh,_Daniel_Grin,_and_Keir_Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02052 |
アクシオン様粒子(ALP)は、宇宙論における大規模構造のクラスタリングの問題の一部を解決する、十分に動機付けられた暗黒物質の候補です。ALPは、アクシオン場のダイナミクスを指定するための単純化された二次ポテンシャルによって記述されることが多く、修正された流体処方を使用する宇宙論的解析コードに含まれます。この論文では、エクストリームアクシオンについて考察します。これは、ジーンズの長さの周りの小さなスケールで構造の(抑制ではなく)強化を生み出す高い初期視野角を持つアクシオンのバージョンであり、これは次のようなクラスタリングの測定によって調べることができます。eBOSSDR14Ly-$\alpha$フォレスト。私たちは、極限アクシオンを宇宙流体としてモデル化する新しい方法を提案します。これは、一般化暗黒物質モデルと\texttt{axionCAMB}ソフトウェアで提供される効果的な流体アプローチを組み合わせ、さらに極限アクシオンを効率的にシミュレートするための一連の計算革新を実装します。アクシオン。$10^{-23}\text{eV}\lesssimm_a\lesssim10^{-22.5}\text{eV}$の間のアクシオン質量については、eBOSSDR14Ly-$\によって課されるアクシオン分数の制約が判明します。alpha$フォレストは、$\pi-10^{-1}\lesssim\theta_0\lesssim\pi-10^{-2}$の間の開始角度を持つ極端なアクシオンの形にできるようにすることで、大幅に弱体化できます。この研究は、将来的に高解像度のLy-$\alpha$森林データと比較するために、極端なアクシオンのより堅牢な流体力学的解析を動機付け、可能にします。
放射活性雲がある場合とない場合の大循環モデルにおけるダブルグレーと多波長放射伝達の使用の直接比較
| Title |
A_Direct_Comparison_between_the_use_of_Double_Gray_and_Multiwavelength_Radiative_Transfer_in_a_General_Circulation_Model_with_and_without_Radiatively_Active_Clouds |
| Authors |
Isaac_Malsky,_Emily_Rauscher,_Michael_T._Roman,_Elspeth_K._H._Lee,_Hayley_Beltz,_Arjun_Savel,_Eliza_M._R._Kempton,_L._Cinque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01506 |
不均一な雲の形成と波長依存の現象がホットジュピターの大気を形成すると予想されています。多波長の「ピケットフェンス」放射伝達と放射活性で温度に依存する雲を含む大循環モデル(GCM)を提示し、その結果をダブルグレールーチンと比較します。ダブルグレー法は本質的にホットジュピター大気における多色効果をモデル化することができませんが、ピケットフェンスはこれらの非グレーの側面を捉えており、完全に波長に依存する方法と比較して良好に機能します。放射活動が活発な雲と雲のないモデルを使用して両方の方法を比較し、ダブルグレー法の限界を評価します。大まかな類似点はありますが、ピケットフェンスモデルには、より大きな昼夜の側面温度差、非等温上層大気、および放射活動が活発な雲の存在下での多波長効果があります。有名なホットジュピターHD189733bとHD209458bをモデル化します。より高温のHD209458bでは、ピケットフェンス方式により雲が日中の温度を調節するのを防ぎ、その結果、上層大気がより高温になり、日中の雲が消散します。温度構造の違いは、循環パターンや雲の微妙な違いに関連付けられます。より低温のHD189733bのモデルには、放射伝達スキームに関係なく全球の雲がカバーされていますが、HD209458bのモデルには、特に昼間の部分的な雲のカバー範囲に大きな違いがあります。これにより、HD189733bの熱位相曲線と反射光位相曲線にはわずかな変化が生じますが、HD209458bのピケットフェンスとダブルグレーバージョンではより大きな違いが生じます。
潮汐による連星惑星の形成
系外惑星の周囲の衛星の探索は、惑星系の特性評価を進める上での最大の課題の1つです。現在、私たちが検出できるのは、岩だらけの衛星ではなく、追加の惑星の仲間に似た巨大な衛星だけです。連星惑星として知られるこのような亜星のペアが一般的であるかどうか、またそれらがどのように形成されるかはまだよくわかっていません。この研究では、重力不安定シナリオにおける接近遭遇時の潮汐散逸に起因する連星惑星の形成シナリオを調査しました。私たちは、システムに注入される初期惑星の数を2から5まで変化させ、潮汐によるエネルギー損失量を変化させて、7セットのシミュレーションを実施しました。私たちの結果は、この形成メカニズムが連星惑星の生成において非常に効率的であることを示しており、シミュレートされたシステムの平均出現率は14.3%です。さらに、惑星と惑星のペアに関連する物理パラメータ(長半径、離心率、質量比、形成時間)の分布を示します。また、単一惑星および惑星と惑星のペアに関する包括的な統計も提供します。
原始惑星系円盤における非理想的な磁気流体力学的不安定性: 垂直モードと反射非対称性
| Title |
Non-ideal_Magnetohydrodynamic_Instabilities_in_Protoplanetary_Disks:_Vertical_Modes_and_Reflection_Asymmetry |
| Authors |
Lile_Wang,_Sheng_Xu,_Zhenyu_Wang,_Min_Fang,_Jeremy_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01636 |
磁化された円盤の風と風による降着は、原始惑星系円盤の分散機構として重要であり、集中的に研究されています。しかし、これらのメカニズムの安定性はまだ十分に検討されていません。この論文では、ディスクのミッドプレーンから表面まで磁気拡散率が数桁変化するディスクモデルに焦点を当て、非理想的な磁気流体力学のもとで半解析的な線形摂動理論を採用しています。線形モードは、ミッドプレーンに対する対称性によって区別されます。これらのモードは定性的に異なる成長率を持っています。対称モードはほぼ常に減衰しますが、少なくとも1つの非対称モードは常に正の成長率を持ちます。この成長率は、ディスク内の円筒半径$R$のケプラー角速度よりも速く減少し、基準ディスクモデルでは$R^{-2}$としてスケールされます。反対称モードの成長は、ディスク赤道面全体での反射対称性を破り、ホール効果がない場合でも発生する可能性があります。完全に発達した反対称モードが発生する円盤領域では、降着流は円盤の片側でのみ発生し、円盤風はもう一方の側でのみ発生します。これは、観測されたいくつかの原始惑星系円盤の流出の非対称性を説明できる可能性がある。
原始惑星系円盤に埋め込まれた惑星の周囲のガス流の解析的記述
原始惑星系円盤に埋め込まれて成長する惑星は三次元のガス流を誘発し、これによりミッドプレーンの流出が見られ、惑星への塵の付着が抑制され、地球規模の塵の下部構造（リングとギャップ）が形成されます。惑星誘発流出の解析式は、局地的および全球の塵の表面密度と惑星の降着への影響をモデル化するのに役立つため、惑星誘発流出の形態と速度を記述する解析式を導き出します。まず、惑星を通過するガス流の3次元非等温流体力学シミュレーションを実行します。これにより、流出の形態を記述するフィッティング式を導入することができます。次に、ベルヌーイの定理を使用して流出速度の解析式を導き出します。我々は、無次元熱質量が$m\lesssim0.6$を下回る場合に有効な、ミッドプレーンの流出形態(流線の形状)のフィッティング公式を導き出すことに成功しました。得られた流出の解析式(最大流出速度やディスクの半径方向および垂直方向の流出速度分布など)は数値結果とよく一致している。以下の傾向がわかります:(1)最大流出速度は惑星の質量とともに増加し、無次元熱質量が$m\sim0.3のとき音速の$\sim$30--40$\%$のピークを持ちます。$、典型的な定常降着円盤モデルの1天文単位の超地球質量惑星に相当、(2)逆風の存在(つまり、円盤の正の半径方向に作用する地球規模の圧力)が強化(減少)）惑星軌道の外側（内側）への流出。惑星によるガスの流出は、塵の無次元停止時間が${\rmSt}\lesssim\min(10m^2,0.1)$を下回ると塵の運動に影響を与えます。
DART 衝突怪異全体にわたる Didymos システムの測光
| Title |
Photometry_of_the_Didymos_system_across_the_DART_impact_apparition |
| Authors |
Nicholas_Moskovitz,_Cristina_Thomas,_Petr_Pravec,_Tim_Lister,_Tom_Polakis,_David_Osip,_Theodore_Kareta,_Agata_Ro\.zek,_Steven_R._Chesley,_Shantanu_P._Naidu,_Peter_Scheirich,_William_Ryan,_Eileen_Ryan,_Brian_Skiff,_Colin_Snodgrass,_Matthew_M._Knight,_Andrew_S._Rivkin,_Nancy_L._Chabot,_Vova_Ayvazian,_Irina_Belskaya,_Zouhair_Benkhaldoun,_Daniel_N._Berte\c{s}teanu,_Mariangela_Bonavita,_Terrence_H._Bressi,_Melissa_J._Brucker,_Martin_J._Burgdorf,_Otabek_Burkhonov,_Brian_Burt,_Carlos_Contreras,_Joseph_Chatelain,_Young-Jun_Choi,_Matthew_Daily,_Julia_de_Le\'on,_Kamoliddin_Ergashev,_Tony_Farnham,_Petr_Fatka,_Marin_Ferrais,_Stefan_Geier,_Edward_Gomez,_Sarah_Greenstreet,_Hannes_Gr\"oller,_Carl_Hergenrother,_Carrie_Holt,_Kamil_Hornoch,_Marek_Hus\'arik,_Raguli_Inasaridze,_Emmanuel_Jehin,_Elahe_Khalouei,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01971 |
2022年9月26日、二重小惑星リダイレクトテスト（DART）探査機が、地球近傍連星小惑星（65803）ディディモスの衛星であるディモルフォスに衝突した。これは、ディモルフォスの公転周期を33分変更することによる、惑星防衛に対する運動インパクターの有効性を実証しました(Thomasetal.2023)。周期の変化の測定は、衛星の公転周期の直接的な探査として相互の事象（掩蔽と日食）を検出するように設計されたライトカーブ測光の調整されたキャンペーンに大きく依存していました。2022年7月から2023年2月までの衝突出現中に、合計28台の望遠鏡が224個の個別のライトカーブを提供しました。ここでは、分解可能なライトカーブ、つまり相互イベントを抽出できるライトカーブに焦点を当てます。ライトカーブ分解のプロセスを説明し、それを使用して将来の分析のために完全なデータセットをリリースします。私たちはこれらのデータを活用して、衝突後の噴出物の進化に制約を設けます。モデルと比較して相互事象の深さを測定したところ、衝突後最初の約1日以内に噴出物が光学的に薄くなり、その後約25日の減衰時間で消えていくことが示されました。システムのバルクの大きさから、衝突後約20日後には噴出物が測定可能な輝度向上に寄与しなくなったことがわかりました。このバルク測光動作は、HG測光モデルでは十分に表現されませんでした。HG1G2モデルは、広範囲の位相角にわたってデータによく適合しました。最後に、少なくとも2023年3月まで噴出物の尾部が存在することに注目します。その持続は、DART衝突後何ヶ月もシステムから噴出物が継続的に脱出していることを示唆しています。
DART ミッション衝突周囲のデンマークの望遠鏡によるディディモス・ディモルフォス小惑星系の光学モニタリング
| Title |
Optical_monitoring_of_the_Didymos-Dimorphos_asteroid_system_with_the_Danish_telescope_around_the_DART_mission_impact |
| Authors |
Agata_Ro\.zek,_Colin_Snodgrass,_Uffe_G._J{\o}rgensen,_Petr_Pravec,_Mariangela_Bonavita,_Markus_Rabus,_Elahe_Khalouei,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Martin_J._Burgdorf,_Abbie_Donaldson,_Daniel_Gardener,_Dennis_Crake,_Sedighe_Sajadian,_Valerio_Bozza,_Jesper_Skottfelt,_Martin_Dominik,_J._Fynbo,_Tobias_C._Hinse,_Markus_Hundertmark,_Sohrab_Rahvar,_John_Southworth,_Jeremy_Tregloan-Reed,_Mike_Kretlow,_Paolo_Rota,_Nuno_Peixinho,_Michael_Andersen,_Flavia_Amadio,_Daniela_Barrios-L\'opez_and_Nora_Soledad_Castillo_Baeza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01982 |
NASAの二重小惑星リダイレクトテスト(DART)は、この種のものとしては初めてのユニークな惑星防衛および技術テストミッションでした。DARTミッションの主力探査機は、2022年9月26日に、小惑星(65803)ディディモスを周回する小さな月である目標の小惑星ディモルフォスに衝突しました。衝突により大量の噴出物が発生し、衝突による直接的な運動量伝達と合わせて、地上観測で測定された軌道周期の変化は33+/-1分です。我々はここで、衝突当時、ラ・シーラにあるデンマークの1.54メートル望遠鏡からのディディモス・システムの光学監視キャンペーンの結果を報告する。arXiv:2303.02077で報告されているように、この観測はディディモス・ディモルフォス系の軌道パラメータの変化の決定に貢献しましたが、この論文ではDART衝突によって生成された噴出物に焦点を当てます。H-G測光モデルを使用してDidymos-Dimorphosシステムからの寄与を除去した測光測定を示します。2つの測光絞りを使用して、衝突後の最初の1週間で噴出物の退色率が0.115+/-0.003mag/d(2インチ絞りの場合)および0.086+/-0.003mag/d(5インチ)であると測定しました。衝突後約8日後には、減光が0.057+/-0.003mag/d(2インチ口径)および0.068+/-0.002mag/d(5インチ)まで減速することがわかります。最初の18日間の噴出物の進化を説明するために、システムのディープスタック画像を含めます。反太陽方向に押し出された噴出物から形成されたダストテールの出現に注目し、太陽方向に噴出された粒子の範囲を測定すると、少なくとも4000km。
木星ファミリー彗星のピットと彗星表面の年齢
| Title |
Pits_on_Jupiter_Family_Comets_and_the_age_of_cometary_surfaces |
| Authors |
Aur\'elie_Guilbert-Lepoutre,_Selma_Benseguane,_Laurine_Martinien,_J\'er\'emie_Lasue,_S\'ebastien_Besse,_Bj\"orn_Grieger,_Arnaud_Beth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02036 |
探査機ミッションで撮影されたすべての木星ファミリー彗星(JFC)の表面には、ピットとしても知られる大きくて深いくぼみが観察されます。これらは、彗星の核の表面下の特徴を垣間見て、表面構造と彗星の活動の間の複雑な相互作用を研究する機会を提供します。この研究は、Benseguaneらによる研究の継続として、81P/Wild2、9P/Tempel1、および103P/Hartley2の表面におけるピットの進化を調査します。（2022）、67P/チュリュモフ・ゲラシメンコに掲載。ピットは各原子核の表面全体で選択され、高解像度の形状モデルを使用してそれらが受け取るエネルギーを計算します。熱進化モデルは、現在の照明条件下で維持される彗星の活動がそれらをどのように変化させるかを制限するために適用されます。67Pで発見されたものと同様に、水による活動に起因する浸食は主に、その形状と回転特性の結果として各彗星に固有の季節パターンによって制御されることが示されました。しかし、近日点を複数回通過した後に続く進行性の浸食では、観察されたピットのいずれも形成することができません。むしろ、彗星の活動は鋭い形態学的特徴を消去する傾向があり、時間の経過とともにその幅は広くなり、浅くなっていきます。私たちの結果は、バーストしやすい鋭い表面地形を持つ「若い」彗星の表面を「古い」彗星の表面に変えるという、独立した測定値から証明された進化の順序を補強するものです。最後に、我々は、JFC上のピットの起源のメカニズムが、水の氷が昇華しない太陽系の領域にこれらの構造を刻むことができるはずであることを提案します。したがって、ケンタウルス相は、JFCの表面特性を理解するために重要であると考えられます。
ウサギ -- I. 円盤銀河と楕円銀河の合体における合体超大質量ブラックホールに対する AGN フィードバックの影響
| Title |
RABBITS_--_I._The_impact_of_AGN_feedback_on_coalescing_supermassive_black_holes_in_disc_and_elliptical_galaxy_mergers |
| Authors |
Shihong_Liao,_Dimitrios_Irodotou,_Peter_H._Johansson,_Thorsten_Naab,_Francesco_Paolo_Rizzuto,_Jessica_M._Hislop,_Ruby_J._Wright,_Alexander_Rawlings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01493 |
我々は、銀河合体中の超大質量ブラックホール(SMBH)の軌道進化を調査するための「銀河系流体力学シミュレーションにおける超大質量ブラックホールバイナリの解決」(RABBITS)シリーズの研究を紹介します。KETJUコードを使用して、円盤銀河と楕円銀河の両方の合体をシミュレートします。KETJUコードは、ポストニュートン補正を使用して銀河(流体)力学と小規模SMBH力学を同時に追跡できます。SMBHバイナリサブグリッドモデルを使用して、活動銀河核(AGN)のフィードバックが銀河の特性とSMBH合体にどのように影響するかを示します。AGNフィードバックなしのシミュレーションでは過剰な星形成が見られ、その結果、観測された特性から逸脱した合体残骸が生じることがわかりました。速度論的AGNフィードバックは、中心からのガスの排出と星の形成の抑制において、熱的AGNフィードバックよりも効果的であることが証明されています。異なる中心銀河の特性は、異なるAGNフィードバックモデルの結果であり、SMBH軌道崩壊の速度の変化につながります。動的摩擦段階では、より多くの星形成とより大きなSMBH質量を持つ銀河は、より高密度の中心を持ち、潮汐剥離に対する抵抗力がより強くなり、より大きな動的摩擦を経験し、その結果、より早くSMBH連星を形成します。AGNのフィードバックにより中心部のガス密度が減少するため、星による動的摩擦がガスよりも支配的になります。SMBHの硬化段階では、楕円合体と比較して、円盤合体は新たに形成された星の中心密度が高く、その結果、SMBHの硬化が加速され、合体時間スケールが短くなります(つまり、$\lesssim500$Myr対$\gtrsim1$Gyr)。私たちの発見は、低周波重力波観測所にとって重要な焦点であるSMBH合体プロセスを理解する上で、AGNフィードバックとその数値実装の重要性を強調しています。
ウサギ -- II.超大質量ブラックホール連星合体の推進における核星形成の重要な役割
| Title |
RABBITS_--_II._The_crucial_role_of_nuclear_star_formation_in_driving_the_coalescence_of_supermassive_black_hole_binaries |
| Authors |
Shihong_Liao,_Dimitrios_Irodotou,_Peter_H._Johansson,_Thorsten_Naab,_Francesco_Paolo_Rizzuto,_Jessica_M._Hislop,_Alexander_Rawlings,_Ruby_J._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01499 |
「銀河流体力学シミュレーションにおける超大質量ブラックホールバイナリの解決」(RABBITS)シリーズの2回目の研究では、銀河合体における超大質量ブラックホール(SMBH)バイナリの硬化と合体プロセスに焦点を当てます。さまざまな銀河形成プロセス（ガス冷却、星形成、SMBH降着、恒星およびAGNフィードバック）を含むシミュレーションの場合、SMBH硬化段階で確率的離心率を同様の値に固定することで、確率的離心率の影響を体系的に制御します。私たちは、SMBH合併の時間スケールと核星形成の存在との間に強い相関関係があることを発見しました。銀河の合体プロセス全体を通じて、冷却と潮汐トルクにより中心でガスが凝縮し、核星の形成につながります。これらの最近形成された星は、ガスから低い角運動量を受け継ぎ、損失円錐に寄与し、三体相互作用を介してSMBHの硬化を助けます。非放射流体力学的実験と比較して、冷却、恒星、およびSMBH物理プロセスを含む実験から測定されたSMBH合併時間スケールは、${\sim}1.7$の係数で短縮される傾向があります。硬化段階で離心率を$e\sim0.6$～$0.8$の範囲に固定した後、AGNフィードバックを使用したシミュレーションにより、ディスクの結合の結合時間スケールが${\sim}100$～$500$Myrであることが明らかになりました。${\sim}1$--$2$Gyr(楕円合併の場合)。半解析的アプローチにより、連星とその周連星円盤との間のトルク相互作用が、逆行銀河合体における連星軌道の縮小に最小限の影響しか与えていないことが判明した。私たちの結果は、SMBH合併の時間スケールと重力波イベント率のモデリングを改善するのに役立ちます。
E(2) 堅牢な銀河形態分類のための等変ニューラル ネットワーク
| Title |
E(2)_Equivariant_Neural_Networks_for_Robust_Galaxy_Morphology_Classification |
| Authors |
Sneh_Pandya,_Purvik_Patel,_Franc_O,_Jonathan_Blazek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01500 |
我々は、銀河画像に存在するデータの対称性を、銀河画像における帰納的バイアスとして利用することにより、銀河形態分類のタスクに、2Dユークリッド群$E(2)$と等価なグループ畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャ(GCNN)を使用することを提案します。建築。私たちは、限られた観測能力の影響をシミュレートするために、ポアソンノイズ挿入と1ピクセル敵対的攻撃を介して人工摂動を導入することにより、ロバスト性の研究を実施します。$E(2)$の離散サブグループ($N$次の周期群および二面体群)と等価なGCNNをGalaxy10DECalsデータセット上でトレーニング、検証、テストしました。その結果、GCNNはより高い分類精度を達成し、一貫してより堅牢であることがわかりました。それらの非等変対応物は、グループ$D_{16}$と等価なアーキテクチャを備えており、$95.52\pm0.18\%$のテストセット精度を達成しています。また、$50\%$ノイズデータセットではモデルの精度が$<6\%$失われ、すべてのGCNNが同一に構築されたCNNよりも1ピクセルの摂動の影響を受けにくいこともわかりました。私たちのコードはhttps://github.com/snehjp2/GCNNMorphologyで公開されています。
AGN 放射線が巨大銀河の銀河周縁体に痕跡を残す
| Title |
AGN_radiation_imprints_on_the_circumgalactic_medium_of_massive_galaxies |
| Authors |
Aura_Obreja,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Andrea_V._Macci\`o_and_Tobias_Buck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01503 |
宇宙論的シミュレーションにおける活動銀河核(AGN)は、大質量銀河での星形成を制御する爆発的なフィードバックを生成し、長距離にわたる気相構造を変化させます。ここでは、クエーサーホストと同じくらい重い1つの高解像度$z=3$暗黒物質ハロー内でAGN放射がガスの加熱と冷却に与える直接的な影響を調査します($M_{\rmh}=$10$^{\rm)12.5}$M$_{\rm\odot}$)、AGNフィードバックなしで実行します。AGN放射は角度$\alpha$の双円錐内で異方的に銀河周縁体(CGM)に衝突すると仮定します。比較的弱いAGN(エディントン比$\lambda=0.1$のブラックホール質量$M_{\rm\bullet}=10^{\rm8}$M$_{\rm\odot}$)であっても、紫外線バックグラウンド(UVB)のみによって光イオン化されたガスの場合と比較して、壊滅的に冷却されているハローガスの割合を大幅に減らすことができます。$M_{\rm\bullet}$、$\lambda$、$\alpha$を変化させて、それらが観測対象物に及ぼす影響を研究します。$\lambda=0.1$および$\alpha\estimateq60^{^{\rmo}}$を備えた10$^{\rm9}$M$_{\rm\odot}$AGNは、平均表面輝度を再現します(SB)は、Ly$\alpha$、HeII、およびCIVのプロファイルを解析し、その結果、観察推定値内の光学的に厚い吸収体の被覆率が得られます。シミュレートされたSB$_{\rmCIV}$プロファイルは観察されたものよりも急勾配であり、十分な金属がCGMの最内側を越えて押し出されていないことを示しています。このパラメータの組み合わせでは、CGM質量の壊滅的な冷却はUVBのみの場合と比較して半分に減少し、静水圧平衡から離れたほぼ同じ質量が加熱および冷却され、AGN周りの自己制御の重要性を示唆しています。この研究は、CGM観測がCGM自体の特性だけでなく、AGNエンジンの特性もどのように制限できるかを示しています。
$\texttt{slick}$: 流体力学シミュレーションにおける分子線発光の宇宙のモデル化
| Title |
$\texttt{slick}$:_Modeling_a_Universe_of_Molecular_Line_Luminosities_in_Hydrodynamical_Simulations |
| Authors |
Karolina_Garcia,_Desika_Narayanan,_Gerg\"o_Popping,_R._Anirudh,_Sagan_Sutherland,_Melanie_Kaasinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01508 |
私たちは、雲と雲の現実的なCO、[\ion{C}{1}]、および[\ion{C}{2}]の光度を計算するソフトウェアパッケージである{\scslick}(スケーラブルライン強度計算キット)を紹介します。流体力学シミュレーションで形成された銀河。放射伝達コード{\scdespotic}に基づいて構築された{\scslick}は、物理的特性と個々の環境に基づいて、モデル雲の同心円ゾーンにおける熱平衡、放射平衡、および統計平衡を計算します。{\scSimba}シミュレーションの高解像度実行に{\scslick}を適用して結果を検証し、導出された光度を経験的および理論的/分析的関係に対してテストします。放出雲の宇宙からの線放出をシミュレートするために、ランダムフォレスト機械学習(ML)手法をアプローチに組み込み、CO、[\ion{C}{1}]および[\の宇宙論的に進化する特性を予測できるようにしました。銀河からのイオン{C}{2}]放射（光度関数など）。このモデルを100,000個のガス粒子と2,500個の銀河でテストし、すべてのラインで$\sim$99.8\%の平均精度に達しました。最後に、宇宙論的流体力学シミュレーションで現実的かつMLで予測されたCO、[\ion{C}{1}]、[\ion{C}{2}]の光度を使用して作成された最初のモデル光錐を$z=から提示します。0$から$z=10$まで。
中間セイファート銀河の 2 つの相補的なサンプルの光学的特性
| Title |
Optical_properties_of_two_complementary_samples_of_intermediate_Seyfert_galaxies |
| Authors |
Benedetta_Dalla_Barba,_Marco_Berton,_Luigi_Foschini,_Giovanni_La_Mura,_Amelia_Vietri,_Stefano_Ciroi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01510 |
セイファート銀河の2つの相補的なサンプルの光学スペクトル解析の予備結果を紹介します。最初のサンプルは、第4期フェルミガンマ線大面積望遠鏡(4FGL)のカタログから抽出されたもので、9個の$\gamma$線を放出するジェット状セイファート銀河で構成されています。2つ目はSwift-BATAGN分光探査(BASS)から抽出されたもので、硬X線で選択された38個の活動銀河核(AGN)で構成されています。これら2つのサンプルは相補的であり、前者は視野角が小さいと予想されますが、後者には視野角が大きいオブジェクトが含まれる可能性があります。私たちは、よく知られているAGNの統一モデル(UM)によって示唆されているように、これらのセイファートの挙動が遮蔽の観点から説明できるかどうか、またはジェットや流出の存在による本質的な違いがあるかどうかを調査するために輝線比を測定しました。、または進化。本質的な違いを示す兆候は見つかりませんでした。このモデルにとって一部の結果が困難である場合でも、UMは依然としてこれらのクラスのオブジェクトに対して最も妥当な解釈です。
暗黒物質物理学のテストとしての明るい天の川衛星のハロー密度と周心距離
| Title |
Halo_Densities_and_Pericenter_Distances_of_the_Bright_Milky_Way_Satellites_as_a_Test_of_Dark_Matter_Physics |
| Authors |
Kevin_E._Andrade,_Manoj_Kaplinghat_and_Mauro_Valli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01528 |
位相空間分布関数(DF)法を使用して、天の川(MW)矮小回転楕円体銀河(dSphs)の暗黒物質ハロー密度プロファイルに新しい制約を与えます。ガイアチャレンジプロジェクトからの模擬データに対するアプローチの体系性を評価した後、十分に測定されたMW矮星衛星の運動学的サンプル全体に初めてDF解析を適用します。これらのオブジェクトの一部に関するこれまでの結果とは異なり、DF解析では標準のジーンズ解析と一致する結果が得られることがわかりました。特に、本研究では、i)dSphsの内部ハロー密度の大きな多様性(DracoとFornaxが括弧内に含む)、およびii)内部ハロー密度と明るいMW衛星の中心距離との間の逆相関を再発見しました。逆相関の強さに関係なく、これらの衛星の密度対中心空間の分布は、円盤ポテンシャルを含む高解像度N体シミュレーションの結果と一致しないことがわかります。私たちの分析は、これらのdSphsにおける内部フィードバックと暗黒物質の微物理の役割に関するさらなる研究を動機づけます。
初期型中心銀河における恒星集団と星間物質の探査
| Title |
Probing_Stellar_Populations_and_Interstellar_Medium_in_Early-Type_Central_Galaxies |
| Authors |
Vanessa_Lorenzoni,_Sandro_B._Rembold,_Reinaldo_R._de_Carvalho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01577 |
本研究では、SPIDER調査から得た15,107個の初期型中心銀河の星間物質と星間物質(ISM)の特徴を解析します。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)の光学スペクトルを使用して、星の年齢(Age)、金属量($Z$)、視減光($A_{\rmV}$)、およびH$\alpha$相当幅(EWH$\alpha$)を使用すると、これらの銀河のバリオン成分の進化を理解できます。私たちの分析では、これらの特性と、孤立中心星(IC)および群中心星(GC)の中心速度分散($\sigma$)およびハロー質量($M_{\rmhalo}$)との関係を調査します。私たちの結果は、ICとGCの両方の星の個体群とガスの性質が主に$\sigma$の影響を受け、$M_{\rmhalo}$が二次的な役割を果たすことを裏付けています。より高い$\sigma$値は、ICとGCの両方で、より古く、より金属が豊富な恒星集団に対応します。さらに、$\sigma$値を固定すると、$M_{\rmhalo}$の値が高くなると年齢が若くなることが観察され、これはICとGCの両方で一貫した傾向です。さらに、暖かいガスの電離源を調査し、ボンダイ降着を想定した銀河団内媒体（ICM）内の冷却と活動銀河核（AGN）からのフィードバックの組み合わせによって電離ガスの特性が形成されるというシナリオを提案します。政権。我々は、ICとGCの間に固有の違いを観察し、AGNの運動出力とICMの熱エネルギーの比率がICのEWH$\alpha$に影響を与えることを示唆しています。一方、GCでのガスの堆積には、単一のAGN-ICM相互作用を超えた、より複雑な相互作用が関与しているようです。
Planck と Herschel によって選択された高赤方偏移原始クラスター候補の AGN 画分
| Title |
The_AGN_fraction_in_high-redshift_protocluster_candidates_selected_by_Planck_and_Herschel |
| Authors |
Caleb_Gatica,_Ricardo_Demarco,_Herv\'e_Dole,_Maria_Polletta,_Brenda_Frye,_Clement_Martinache,_Alessandro_Rettura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01658 |
宇宙における構造の集団集合の歴史を完全に理解するには、宇宙時間にわたる局所環境の関数としての銀河とその超大質量ブラックホール(SMBH)の成長を研究する必要があります。これに関連して、銀河団発達の初期段階が中小企業の成長に与える影響を定量化することが重要です。$\sim$228の赤色およびコンパクトなプランク選択の原始銀河団(PC)候補のHerschel/SPIRE源のサンプルを使用して、これらの候補内の銀河の大規模なサンプルから活動銀河核(AGN)の割合を推定しました。高い赤方偏移における$\sim650$対応物のWISE/AllWISEデータによって提供される中赤外(中IR)測光を使用して、AGN割合を推定します。クラスタリング機械学習アルゴリズムを使用してAllWISE中赤外カラーの選択を作成し、3.4$\mum$(W1)、4.6$\mum$(W2)および12$を使用した2つの{\itWISE}カラーカットを作成しました。\mum$(W3)通過帯域。ソースをAGNとして分類します。また、銀河の発達に対する環境の影響をより深く理解するために、PC内のAGN比率を野外のAGN比率と比較しました。PC候補では$f_{AGN}=0.113\pm0.03$のAGN分率が見つかり、現場では$f_{AGN}=0.095\pm0.013$のAGN分率が見つかりました。また、より高い過密度有意性を持つ「赤色」のSPIREサブサンプルのサブサンプルを選択し、「非赤色ソース」の$f_{AGN}=0.037\pm0.010$に対して$f_{AGN}=0.186\pm0.044$を得ました。より高密度な環境では、より高いAGNフラクションと一致します。私たちは、他の研究と同様に、私たちの結果はPCのAGN割合が高いことを示していると結論付けました。
宇宙でのシアノホルムアミドNCCONH2の暫定検出
| Title |
Tentative_detection_of_cyanoformamide_NCCONH2_in_space |
| Authors |
Juan_Li,_Donghui_Quan,_Junzhi_Wang,_Xia_Zhang,_Xing_Lu,_Qian_Gou,_Feng_Gao,_Yajun_Wu,_Edwin_Bergin,_Shanghuo_Li,_Zhiqiang_Shen,_Fujun_Du,_Meng_Li,_Siqi_Zheng,_Xingwu_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01721 |
ペプチド様分子であるシアノホルムアミド(NCCONH2)は、ホルムアミド(NH2CHO)のシアノ(CN)誘導体です。プレバイオティクス条件下での核酸前駆体の合成に役割を果たすことが知られています。この論文では、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)アーカイブデータを使用した、星間物質(ISM)におけるNCCONH2の暫定的な検出結果を紹介します。NCCONH2の10本の未ブレンドのラインが、射手座B2(N1E)に向かう3シグマノイズレベル付近、つまり連続体ピークからわずかにオフセットされた位置に見られました。NCCONH2のカラム密度は2.4\x10^15cm^-2と推定され、SgrB2(N1E)に対するNCCONH2の存在割合は6.9\x10^-10でした。NCCONH2とNH2CHOの存在比は約0.01と推定されます。また、SgrB2(N1E)に向かう他のペプチド様分子も検索しました。SgrB2(N1E)に対するNH2CHO、CH3NCOおよびCH3NHCHOの存在量はSgrB2(N1S)に対する存在量の約10分の1でしたが、CH3CONH2の存在量はSgrB2(N1S)に対する存在量のわずか20分の1でした。
J1046+4047: O32 = 57 の極めて低金属度の矮星形成銀河
| Title |
J1046+4047:_an_extremely_low-metallicity_dwarf_star-forming_galaxy_with_O32_=_57 |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1),_T._X._Thuan_(2_and_3),_N._G._Guseva_(1)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA,_(3)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01799 |
アパッチポイント天文台(APO)3.5メートル望遠鏡に搭載されたキットピークオハイオ州立多天体分光器(KOSMOS)とスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)スペクトルで得られた光学スペクトルを使用して、最も優れたものの1つである天体の特性を研究します。局所宇宙の金属に乏しい矮星形成銀河(SFG)、J1046+4047。赤方偏移z=0.0487の銀河は、SDSSのデータリリース16(DR16)から選択されました。その特性は、いくつかの点でSFGとしては最も極端なものの1つです。その酸素存在量12+log(O/H)=7.091+/-0.016は、これまでに観測された中で最も低いものの一つです。絶対等級Mg=-16.51等、低い星の質量Mstar=1.8x10^6Msun、および非常に低い質量対光比Mstar/Lg~0.0029(太陽単位)により、J1046+4047は非常に高い比重を持ちます。星形成速度sSFR~430Gyr^-1は、非常に活発に星形成が進行中であることを示しています。J1046+4047のもう1つの顕著な特徴は、比率O32=I([OIII]5007)/I([OII]3727)~57を有することです。この非常に高いO32を使用して、12+log(O/H)<7.65の範囲で最も金属欠乏の銀河の酸素存在量を決定するための強線校正を確認し、改善しました。この改良された方法は、O32<60のすべての銀河に適しており、観測された最高のO32比にも適用可能です。J1046+4047のアルファ輝線はいくつかの非再結合プロセスによって増強されるため、決定には使用できないことがわかりました。星間絶滅のこと。
銀河バルジ内の惑星状星雲の化学量のカタログ
| Title |
A_Catalogue_of_Planetary_Nebulae_Chemical_Abundances_in_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Shuyu_Tan,_Quentin_A._Parker,_Albert_A._Zijlstra_and_Bryan_Rees |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01836 |
一連の論文の3番目であるこの論文では、8.2mESO超大型望遠鏡(VLT)からの深く長いスリットのFORS2スペクトルから、銀河バルジにある124個の惑星状星雲(PNe)について明確に決定された化学存在量を示します。この研究以前には、化学存在量が約50年間にわたって決定され、品質が非常にばらつきのあるバルジPNeは約240個しかありませんでした。これらのPNeのうち34個について、我々は初めてその存在量を提示し、利用可能なバルジPNe存在量のサンプルに約14%追加します。星間の赤化、物理的条件(電子密度、$n_{\mathrm{e}}$、温度、$T_{\mathrm{e}}$)、および化学組成は、各PNの単一の値として導出されますが、異なる値も使用されます。回線診断。75PNeに共通する最良の文献フラックスとの選択された比較により、これらの重要な新しいデータは堅牢で信頼性が高く、内部的に矛盾がなく、現在研究に利用できる最大の独立した高品質でよく理解されたPNe存在量の導出を形成していることが明らかになりました。
渦巻き腕による銀河の分解 -- II: S$^4$G からの 29 個の銀河
| Title |
Galaxies_decomposition_with_spiral_arms_--_II:_29_galaxies_from_S$^4$G |
| Authors |
Ilia_V._Chugunov,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Alexander_A._Marchuk,_Sergey_S._Savchenko,_Ekaterina_V._Shishkina,_Maxim_I._Chazov,_Aleksandra_E._Nazarova,_Maria_N._Skryabina,_Polina_I._Smirnova,_Anton_A._Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01848 |
渦巻構造は銀河の重要な部分を占める可能性がありますが、測光分解で適切に説明されることはほとんどありません。これにより、決定されたパラメータに重大な誤差が生じる可能性があります。渦巻腕の存在を無視することが銀河分解パラメータの推定にどのような影響を与えるかを推定するために、渦巻腕を別個のコンポーネントとして考慮して29個の銀河のフィッティングを実行します。この研究では、S$^4$G調査からの3.6$\mu$mバンド画像を利用し、各スパイラルアームが独立してモデル化された新しい2D測光モデルを使用します。私たちのモデルでは、アーム全体の形状だけでなく、アームに沿った光の分布もアーム全体の光の分布も大きく変えることができます。スパイラルアームのあるモデルとないモデルの違いを分析し、分解時にスパイラルアームを無視すると、ディスク、バルジ、バーのパラメータの推定に誤差が生じることを示します。私たちは、渦巻腕自体のピッチ角、幅、渦巻きと全光度の比などのさまざまなパラメータを取得し、それらと他の銀河パラメータとの間のさまざまな関係を調べます。特に、より多くの発光円盤を持ち、バルジ対全体の比率が高い銀河では、渦巻対全体の比率がより高いことがわかります。バルジまたはバーの割合が増加すると、スパイラルアームのピッチ角が減少することを報告します。スパイラルアームの幅を測定すると、平均してディスクスケールの長さの53\%でした。方位平均輝度プロファイルに対する渦巻きアームの寄与を調べたところ、渦巻きアームがこのプロファイル上に典型的な高さ0.3～0.7等の「バンプ」を生成していることがわかりました。
染色体マップに沿った金属量の変化: 球状星団 47 ツカナ科
| Title |
The_metallicity_variations_along_the_chromosome_maps:_The_Globular_Cluster_47_Tucanae |
| Authors |
A._F._Marino,_A._P._Milone,_E._Dondoglio,_A._Renzini,_G._Cordoni,_H._Jerjen,_A._I._Karakas,_E._P._Lagioia,_M._V._Legnardi,_M._McKenzie,_A._Mohandasan,_M._Tailo,_D._Yong,_T._Ziliotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01871 |
球状星団(GC)の「染色体地図」(ChM)から、これらの古代の構造は金属性がさまざまな点で均一ではなく、性質も異なることが明らかになりました。タイプIIGCは一般に大きな変動を示し、ChMのより赤い配列における遅い中性子捕獲元素の濃縮と組み合わされることもあり、これは星の複数世代によるものと解釈されています。一方、ほとんどのGCは、デルタ(F275W、F814W)値の大きな範囲の形で不均質な最初の集団(1P)を持ち、完全に混合されていない元の分子雲を示しています。私たちは、GC47Tucanaeの化学組成を分析しました。GC47は不均一な1P星と、正式にはII型GCではありませんが、ChM星の主流の赤い側に少数の星が分布していることを示しています。我々の結果は、1P星は全体的な金属量が均一ではなく、すべての化学種において約0.10dex程度のばらつきがあることを示唆しています。ChMのより赤い配列に分布する異常星は金属がさらに豊富ですが、s元素が大幅に濃縮されているという証拠はありません。地図の法線成分上に位置する3つの第2集団星は、金属が豊富な1Pグループと同様の金属性を有しており、この集団がこれらの星から形成されたことを示唆しています。3つ星は強力な結論を導き出すにはサンプルが少なすぎますが、これらの物体の金属の拡散が低いことは、おそらく冷却流段階後の、完全に混合された媒体中での地層を示している可能性があります。
ViCTORIA プロジェクト: おとめ座銀河団の星形成銀河における環境への影響に関する LOFAR ビュー
| Title |
ViCTORIA_project:_The_LOFAR-view_of_environmental_effects_in_Virgo_Cluster_star-forming_galaxies |
| Authors |
H._W._Edler,_I._D._Roberts,_A._Boselli,_F._de_Gasperin,_V._Heesen,_M._Br\"uggen,_A._Ignesti,_L._Gajovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01904 |
ラム圧力ストリッピング(RPS)などの環境影響は、高密度領域の銀河の進化を形作ります。私たちは、星形成銀河の非熱成分に対する環境の影響を研究するための実験室として、近くのおとめ座銀河団を使用しています。私たちは、おとめ座銀河団内の17個のRPS銀河のサンプルと、ハーシェル参照サーベイからの近くの119個の銀河の統計的対照サンプルを構築しました。これらのサンプル内のすべての天体はLOFAR144MHz観測で検出され、H$\alpha$および/または遠紫外星形成速度(SFR)の推定値が付属しています。私たちは無線とSFRの関係を導き出し、$\およそ1.4$という明らかに超線形の傾きを確認しました。私たちは、おとめ座銀河団RPS銀河が、対照サンプルの銀河よりも2～3倍大きい電波輝度を持っていることを発見しました。また、総質量スペクトル指数の関係も調査し、おとめ座銀河団RPS銀河については、より急峻なスペクトル指数値に$0.17\pm0.06$シフトする関係を発見しました。ハイブリッド近紫外+100$\,\mu$mSFR表面密度に基づいて、観測された電波放射と予想される電波放射の間の空間分解比を分析すると、いくつかの主要な放射を除いて、一般に円盤全体にわたって過剰な電波放射が観測されます。-端の放射線欠乏地域。RPSサンプルの電波過剰とスペクトル急峻化は、ディスク全体の電波増強が投影効果によるものである場合、磁場強度の増加によって説明できる可能性があります。最も強い電波過剰を示す銀河(NGC4330、NGC4396、NGC4522)については、SFR($t_\mathrm{quench}\leq100$Myr)の急速な低下が別の説明になる可能性があります。電子の衝撃加速は、スペクトル急峻化や電波形態を簡単に説明できないため、電波過剰の原因としては好ましくありません。
金属量が極めて低い星形成銀河 J2229+2725 における非常に強い CIV 1550 星雲発光
| Title |
Extremely_strong_CIV_1550_nebular_emission_in_the_extremely_low-metallicity_star-forming_galaxy_J2229+2725 |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1),_D._Schaerer_(2_and_3),_N._G._Guseva_(1),_T._X._Thuan_(4),_G._Worseck_(5)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Observatoire_de_Geneve,_Universite_de_Geneve,_Versoix,_Switzerland,_(3)_IRAP/CNRS,_Toulouse,_France,_(4)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA,_(5)_Institut_fur_Physik_und_Astronomie,_Universitat_Potsdam,_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02015 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)と宇宙起源分光器(COS)を使用して、局所宇宙で最も金属の少ない矮星形成銀河(SFG)の1つであるJ2229+2725の観測を行った結果、非常に強い星雲CIV1549を発見しました。1551輝線ダブレットは43Åの等価幅を持ち、低赤方偏移SFGでこれまでに観察された値よりも数倍大きい。光学分光法から得られる他の極端な特性(酸素存在量12+log(O/H)=7.085+/-0.031、比O32=I([OIII]5007)/I([OII]3727)~53、および同等のものと組み合わせるHベータ輝線の幅EW(Hベータ)=577Å)、この銀河は低赤方偏移における矮星SFGの物理的特性の範囲を大幅に拡大しており、宇宙の再電離に関与する高赤方偏移の矮星SFGの類似体である可能性が高い。J2229+2725の電離放射線はもともと恒星であり、高いEW(CIV1549,1551)は極端な電離条件と高い炭素存在量の両方によるものであり、対応するlogC/O=-0.38であることがわかります。は、近くの低金属度のSFGの平均値より約0.4デックス高いです。
トップヘビー恒星の初期質量関数を持つ初期宇宙の星雲支配銀河
| Title |
Nebular_dominated_galaxies_in_the_early_Universe_with_top-heavy_stellar_initial_mass_functions |
| Authors |
Alex_J._Cameron,_Harley_Katzm,_Callum_Witten,_Aayush_Saxena,_Nicolas_Laporte,_Andrew_J._Bunker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02051 |
JWSTの開始により、初期宇宙における星の形成を理解することは、現代の天体物理学の活発なフロンティアです。宇宙初期の高いガス圧と低い金属量が恒星の初期質量関数(IMF)の形状を変えたかどうかは、依然として根本的な未解決の問題である。IMFは銀河の観測可能なほぼすべての特性に影響を与え、星が銀河の成長をどのように制御するかを制御するため、IMFが可変であるかどうかを判断することは、銀河形成を理解する上で非常に重要です。今回我々は、再電離時代に例外的にトップ重いIMFを持つ2つのライマン$\alpha$放出銀河を検出したことを報告します。JWST/NIRSpecデータの私たちの分析は、これらの銀河が星雲連続体によって完全に支配されているスペクトルを示していることを示しています。明らかなバルマージャンプに加えて、紫外線連続体における急激なターンオーバーが観察されます。この特徴は人為的な減衰ライマン$\alpha$吸収モデルで再現できますが、代わりに、これが中性水素からの2光子放出であることを示します。二光子放射は、電離放射率が典型的な星形成銀河の放射率の$\gtrsim10\times$である場合にのみ支配的になります。He~{\sc~II}の弱い放出はAGNやX線連星からの電離寄与を妨げるが、そのような放射場は$\gtrsim50\{\rmM_{\odot}の低金属度の星が優勢な星団で生成される可能性がある。}$、ここでIMFは通常想定されているよりも$10-30\times$多いトップヘビーです。このようなトップヘビーIMFは、宇宙初期の星形成に関する私たちの理解を暗示しており、再電離の原因は修正が必要である可能性があります。
M82 の熱い銀河風の構造を特徴付ける発見ツールとしてのニューラル ODE
| Title |
Neural_ODEs_as_a_discovery_tool_to_characterize_the_structure_of_the_hot_galactic_wind_of_M82 |
| Authors |
Dustin_Nguyen,_Yuan-Sen_Ting,_Todd_A._Thompson,_Sebastian_Lopez,_Laura_A._Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02057 |
動的天体物理現象は主に微分方程式によって記述されますが、これらのシステムに対する私たちの理解は、非線形物理学の不完全な理解と包括的なデータセットの不足によって制限されています。そのため、非線形逆問題を解く技術の進歩は、この分野での数多くの未解決の問題に対処する上で極めて重要になります。特に、熱い銀河風のモデル化は、さまざまな物理用語の構造が不明であり、\textit{any}運動学的観測データが不足しているため、困難です。さらに、流れ方程式には数値の不安定性を引き起こす特異点が含まれており、パラメーターのスイープが自明ではなくなります。私たちは、ニューラルネットワークを支配的な結合常微分方程式(ODE)内の個々の項として埋め込むことを可能にする微分可能プログラミングを活用し、この方法が隠れた物理学を適切に学習できることを示します。私たちは、雲の破壊と熱い超風への巻き込みの物理的影響を捉える質量負荷関数の構造を確実に識別します。教師あり学習フレームワーク内で、天体物理エントロピー($K\proptoP/\rho^{5/3}$)に基づいた損失関数を定式化します。私たちの結果は、運動学的データ$v$が存在しない場合でも、このアプローチの有効性を示しています。次に、これらのモデルをスターバースト銀河M82の実際のチャンドラX線観測に適用し、超風内の質量負荷に関する初めての系統的な説明を提供します。この研究では、非線形逆問題における機構的な解釈可能性を備えた有用な発見ツールとしてニューラルODEをさらに強調しています。私たちのコードは、このGitHubリポジトリ(https://github.com/dustindnguyen/2023_NeurIPS_NeuralODEs_M82)で公開されています。
BASS XLII: 近くの活動銀河核における塵状ガスの被覆率とエディントン比の関係
| Title |
BASS_XLII:_The_relation_between_the_covering_factor_of_dusty_gas_and_the_Eddington_ratio_in_nearby_active_galactic_nuclei |
| Authors |
C._Ricci,_K._Ichikawa,_M._Stalevski,_T._Kawamuro,_S._Yamada,_Y._Ueda,_R._Mushotzky,_G._C._Privon,_M._J._Koss,_B._Trakhtenbrot,_A._C._Fabian,_L._C._Ho,_D._Asmus,_F._E._Bauer,_C._S._Chang,_K._K._Gupta,_K._Oh,_M._Powell,_R._W._Pfeifle,_A._Rojas,_F._Ricci,_M._J._Temple,_Y._Toba,_A._Tortosa,_E._Treister,_F._Harrison,_D._Stern,_and_C._M._Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01494 |
銀河の中心に位置する降着超大質量ブラックホール(SMBH)は、通常、大量のガスと塵に囲まれています。この核周囲物質の構造と進化は、サブミリ波からX線まで、さまざまな波長で研究できます。最近のX線研究では、おそらく粉塵ガスの放射フィードバックが原因で、エディントン比が増加すると、隠蔽物質の被覆率が減少する傾向があることが示されています。今回我々は、近く（z<0.1）の硬X線（14～195keV）で選択された非ブレーザー活動銀河核（AGN）549個のサンプルを研究し、AGNの赤外線とボロメータ光度の比を代用として使用する。カバーファクター。同じサンプルのX線研究で判明したことと一致して、エディントン比が増加すると被覆率が減少することがわかりました。また、不明瞭なAGNは通常、隠蔽されていないソースよりも大きなカバーファクターを持つことを示した以前の調査結果も確認します。最後に、カラム密度-エディントン比図のさまざまな領域に位置するAGNのカバー率の中央値が、SMBHの放射線制御された成長から予想されるものとよく一致していることがわかりました。
マイクロミラーによる銀河団内へのサブTeV宇宙線の効率的な閉じ込め
| Title |
Efficient_micromirror_confinement_of_sub-TeV_cosmic_rays_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Patrick_Reichherzer,_Archie_F._A._Bott,_Robert_J._Ewart,_Gianluca_Gregori,_Philipp_Kempski,_Matthew_W._Kunz,_Alexander_A._Schekochihin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01497 |
最近の観測は、特定の天体物理システムにおける宇宙線(CR)の閉じ込めが、現在のCR輸送理論で予測されているよりも強力であることを示唆しています。我々は、マイクロスケール物理学をCR輸送モデルに組み込むことで、この強化されたCR閉じ込めを説明できると仮定します。我々は、巨視的なCR拡散に対するミラーの不安定性に起因する微小磁気変動の影響の理論的説明を開発します。我々は、銀河団のクラスター内媒質(ICM)におけるCR輸送の広いダイナミックレンジのシミュレーションと、マイクロミラー場におけるCR輸送の動力学シミュレーションによって、我々の理論を確認した。私たちは、ICMへのサブTeVCR閉じ込めは、銀河輸送の外挿に基づいて以前に予想されていたよりもはるかに効果的であると結論付けています。
パルサー タイミング アレイに対する異常値の影響
パルサータイミングアレイ(PTA)による重力波の検出には、パルサーのタイミングモデルと観測されたパルスの間の差異を正確に測定する必要があるほか、多数の、場合によっては診断が困難なノイズ源に対処する必要があります。特に使用される手法がそのような異常な観測に対して堅牢でない場合、外れ値はこのすでに困難な手順に影響を与える可能性があります。これまでのところ、PTAデータに対するそれらの影響の完全かつ実用的な定量化は提供されていません。この取り組みでは、このギャップを埋めることを目指しています。私たちは、均一に分布する外れ値の割合が変化することで複雑さが増すことを特徴とするシミュレートされたデータセットを破壊し、注入された重力波信号とパルサーノイズ項の回復に対する後者の影響を調査しました。私たちは、重力波信号は、予想される相関関係により、注入された他のプロセスと比較した場合、これらの異常観測に対してより堅牢であることを発見しました。この結果は、PTAデータセットにおける重力波背景の新たな統計的証拠との関連で特に関連性があり、これらの主張をさらに強化します。
クロージャトレース解析による M87* におけるアクシオン雲の存在の制約
| Title |
Constraining_the_Existence_of_Axion_Clouds_in_M87*_with_Closure_Trace_Analyses |
| Authors |
Zhiren_Wang_and_Avery_E._Broderick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01565 |
ブラックホールは、回転超放射を介して到来するボソン波を増幅し、その周囲に超軽量ボソンの束縛状態を誘導することができます。この現象は、新しいボソンのパラメータ空間を制限する可能性があります。アクシオンおよびアクシオン様粒子（ALP）は、超大質量ブラックホール（SMBH）の周囲にこのような雲を形成し、アクシオンと光子の結合を介したファラデー回転と同様の方法で偏光信号に影響を与える可能性がある、標準モデルを超えた粒子の候補です。これまでの取り組みでは、イベントホライゾンテレスコープ(EHT)M872017観測による偏光画像を使用して、無次元のアクシオンと光子の結合をこれまで未踏の領域に限定していました。しかし、新しいキャリブレーションに影響されない量、クロージャトレース、および共役クロージャトレース積を使用すると、ステーションゲインや分極漏れなどの体系的な不確実性の主要な原因を回避しながら、アクシオン雲の存在を制限することが可能です。私たちは、M87*の偏光マップに単純な幾何学モデルを利用して、モデルパラメーターをシミュレーションデータセットと実際のデータセットの両方に適合させ、M87でアクシオン雲を除外できる精度において同等の制約レベルに達しました。私たちのアプローチの将来の応用には、EHTによるその後のM87*およびSgrA*の観測が含まれ、次世代EHT(ngEHT)は、より広範囲のアクシオンおよびALP質量にわたってより強力な制約を生み出すことが期待されています。イメージングを必要としないため、クロージャトレース解析は、イメージングが限界であるターゲットAGNに適用でき、アクシオン限界を取得できるSMBHの数を大幅に拡張できます。
| Title |
Off-axis_Afterglow_Closure_Relations_and_Fermi-LAT_Detected_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Nissim_Fraija,_M._G._Dainotti,_D._Levine,_B._Betancourt_Kamenetskaia,_A._Galvan-Gamez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01705 |
ガンマ線バースト(GRB)は、極限状態での多波長観測を研究するための最も有望な過渡現象の1つです。バーストからのGeV光子の観察は、軸外放出を含むGRB物理学に関する重要な情報を提供するでしょう。第2のガンマ線バーストカタログ(2FLGC)がフェルミ大域望遠鏡(Fermi-LAT)コラボレーションによって発表されました。このカタログには、10GeVを超える光子エネルギーを持つ29個のバーストが含まれています。シンクロトロン前方衝撃モデルはGRBの残光データを十分に説明していますが、10GeVを超える光子エネルギーをこの枠組み内で解釈するのは非常に困難です。2FLGCに記載されているバーストのスペクトルインデックスと時間インデックスを研究するために、Fraijaetal.(2022a)は、恒星風と一定密度媒体中で減速する軸上ジェットから放射されるシンクロトロン自己コンプトン(SSC)の閉包関係(CR)を提案しました。この論文では、軸外に見えるシンクロトロン残光放射を含め、SSC残光のCRを軸上シナリオから軸外シナリオまで拡張します。2FLGCで報告されたこれらのバーストのスペクトルおよび時間インデックスの進化を調査するために、$1<p<2$および$2<pのスペクトルインデックスを持つ電子分布に対する断熱および放射領域でのエネルギー注入による流体力学的進化を考慮します。$。その結果、シンクロトロン放出の最も可能性の高いシナリオは、エネルギー注入の有無にかかわらず恒星風に対応し、SSC放出の最も可能性の高いシナリオは、エネルギー注入がない場合は密度一定、エネルギー注入がある場合は恒星風に対応することが示されました。エネルギー注入です。
GRB フェルミ LAT フレアと層状残光における高エネルギー光子の説明
| Title |
An_Explanation_of_GRB_Fermi-LAT_Flares_and_High-Energy_Photons_in_Stratified_Afterglows |
| Authors |
Nissim_Fraija,_Boris_Betancourt_Kamenetskaia,_Antonio_Galv\'an-G\'amez,_Peter_Veres,_Rosa_L._Becerra,_Simone_Dichiara,_Maria_G._Dainotti,_Francisco_Lizcano,_Edilberto_Aguilar-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01710 |
LAT共同研究による最初の10年間の運用を網羅する2番目の{\itshapeFermi}/LATガンマ線バースト(GRB)カタログ(2FLGC)が最近リリースされました。シンクロトロン前方衝撃(FS)モデルの閉包関係は、このコレクションの残光相光曲線のかなりの部分を再現できず、他のメカニズムによる大きな寄与がある可能性があることを示しています。最近、逆衝撃(RS)領域からのシンクロトロン自己コンプトン(SSC)光度曲線が、一定密度媒体の厚いシェル領域と薄いシェル領域で導出され、分析光度曲線が~GeVを説明できることが実証されました。GRB160509Aを含む2FLGCからのいくつかのバーストでフレアが観察されました。ここでは、一定密度から層状媒体までのSSCRSシナリオを一般化し、この寄与がいくつかの{\itshapeFermi}/LAT検出バーストで示される初期の光曲線を記述するのに役立つことを示します。特別なケースとして、恒星風環境で進化し、微物理パラメータ、周囲バースト密度、バルクを制約しながら、シンクロトロンとFS領域およびRS領域からのSSCモデルを使用して短期間の放射を示した8つのバーストのサンプルをモデル化します。ローレンツ因子、および衝撃加速された電子の割合。我々は、最高エネルギーの光子は前方衝撃領域からのSSCによってのみ記述できることを実証します。
$\gamma$ 線による S4 0954+65、PKS 0903-57、および 4C +01.02 のディスクジェット結合の調査
| Title |
Probing_the_disc-jet_coupling_in_S4_0954+65,_PKS_0903-57,_&_4C_+01.02_with_$\gamma$-rays |
| Authors |
Ajay_Sharma,_Sushanth_Reddy_Kamaram,_Raj_Prince,_Rukaiya_Khatoon,_Debanjan_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01738 |
我々は、log(M/M$_{\odot}$)=8--9の質量範囲をカバーする3つのブレーザー、S40954+65、PKS0903-57、および4C+01.02に関する包括的な変動性研究を、\textit{Fermi}-LATからの$\sim$15年にわたる$\gamma$線の光曲線。変動レベルは、光学/UVおよびX線放射と比較して$\gamma$線の方が高い部分変動振幅によって特徴付けられます。パワースペクトル密度(PSD)の調査と減衰ランダムウォーク(DRW)モデリングは、特性のタイムスケールを調査するために実行されます。PSDには単一のべき乗則(PL)モデルと曲げべき乗則モデルが当てはめられ、対応する成功率が推定されました。PKS0903-57の場合、256日で$\gamma$線PSDの中断が観察されました。これは降着円盤の粘性時間スケールに匹敵し、円盤とジェットのカップリングの可能性を示唆しています。DRWモデリングからの非熱減衰タイムスケールは、3つのソースを含むAGNの熱減衰タイムスケールと比較されます。私たちの情報源は、AGNから導出された$\mathrm{\tau^{rest}_{damping}}-M_{BH}$プロットの最良適合に基づいており、降着ディスクとジェットの接続の可能性を示唆しています。ジェットの変動が円盤の変動に関連している場合、対数正規流束分布が予想され、多くの場合、降着円盤の乗法過程に関連しています。私たちの研究では、おそらく降着円盤とジェットからの長期および短期の変動に関連している、二重対数正規分布の磁束分布が観察されました。要約すると、文献で研究されているブレーザーおよびAGNと組み合わせたこれら3つのソースのPSDおよびDRWモデリングの結果は、ディスクとジェットの結合シナリオに有利です。しかし、この理解をさらに深めるには、さらにそのような研究が必要です。
高放射光ピークブレーザー 1ES 1959+650 における X 線偏光の検出
| Title |
Detection_of_X-ray_Polarization_in_the_High_Synchrotron_Peaked_Blazar_1ES_1959+650 |
| Authors |
Athira_M._Bharathan,_C._S._Stalin,_Rwitika_Chatterjee,_S._Sahayanathan,_Indrani_Pal,_Blesson_Mathew,_and_Vivek_K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01745 |
我々は、高シンクロトロンピーク（HSP）ブレーザー1ES1959+650からの2$-$8keVバンドにおけるX線偏光の初めての測定を報告する。log$\nu$対$\nuF_{\nu}$平面におけるブレーザーの広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)における低エネルギーこぶは、ジェット内の相対論的粒子からのシンクロトロン放射プロセスによるものと考えられています。HSPブレーザーでは、観測されたX線放射はSEDのシンクロトロン部分の高エネルギー尾部にあり、X線偏光測定は粒子がジェット内で加速されるプロセスを制限する可能性があります。ここでは、{\itImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)}によって実行された観測を使用して、1ES1959+650のX線偏光特性に関する結果を紹介します。{\itIXPE}は、2022年5月から2023年8月までの4つのエポックにわたってこの源を観測し、観測時間は約50～300キロ秒の範囲でした。4つの観測エポックのうち、2つのエポックで、最小検出可能な偏光値よりも大幅に大きい偏光が検出されました。2022年10月28日の2$-$8keV帯におけるモデルに依存しない解析から、偏光度は$\Pi_X$=9.0$\pm$1.6\%、電気ベクトル位置角は$であることが分かりました。\psi_X$=53$\pm$5度同様に、2023年8月14日の観測から、$\Pi_X$と$\psi_X$の値は、2$-$8keVバンドでそれぞれ12.5$\pm$0.7\%と20$\pm$2degであることがわかりました。モデルに依存しない解析から得られたこれらの値は、2$～8keV範囲のI、Q、およびUスペクトルの分光偏光分析から得られた値とも一致します。測定されたX線偏光は、2008年から2018年の間に2.5$～$9\%の範囲にある光学的に知られている偏光よりも大きかった。この結果は、1ES1959+650のジェット内の粒子の衝撃加速度として推測できます。。
若い大質量星団の核内部での核崩壊超新星: 3D MHD シミュレーション
| Title |
Core-collapse_supernova_inside_the_core_of_a_young_massive_star_cluster:_3D_MHD_simulations |
| Authors |
D._V._Badmaev,_A._M._Bykov,_M._E._Kalyashova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01789 |
コンパクトな星団内の若い大質量星は、星団が構築されてから数百万年後に核崩壊超新星として進化を終える可能性があります。超新星爆発の爆発波は、若い輝く星の複数の星風とともに星団内部領域を伝播します。我々は、ウェスタールンド1号と同様の大質量星集団を有する星団内での超新星現象によって生成されたプラズマ流の3D磁気流体力学シミュレーションの結果を提示する。我々は数千年にわたるその進化を追跡した(つまり、数回の衝撃通過時間)。。プラズマの温度、密度、磁場は超新星現象によって大きく乱され、調査期間中に初期に近い値まで緩和します。星団の緩和時間は数千年で、これは年齢数百万年の巨大な星団の連続する超新星現象間の期間のかなりの部分に相当します。ここでシミュレートされたクラスターの拡散X線放射のスペクトルは、銀河および銀河系外の若い大質量クラスターを代表するものとなるはずです。結果として生じる磁場は非常に断続的であるため、一連の磁場範囲の体積充填係数を導き出しました。100$\mu$Gを大きく超える高度に増幅された磁場がクラスター体積の数パーセントを占めていますが、依然として磁気エネルギーを支配しています。システム内の磁場の構造と衝撃を伴う高速プラズマ流は、陽子と電子の両方をTeVをはるかに超えるエネルギーまで加速するのに有利です。
4FGL J1409.1-6121e 付近の超新星残骸 G312.4-0.4 をフェルミ LAT で検出
| Title |
Fermi-LAT_detection_of_the_supernova_remnant_G312.4-0.4_in_the_vicinity_of_4FGL_J1409.1-6121e |
| Authors |
Pauline_Chambery,_Marianne_Lemoine-Goumard,_Armelle_Jardin-Blicq,_Atreyee_Sinha_and_J._Eagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01834 |
ガンマ線の放出は、天体物理学の粒子加速器で行われる非熱放射プロセスに制約を与えます。これにより、加速された粒子の性質と粒子が到達できる最大エネルギーの両方を決定することができます。特に、超新星残骸(SNR)が銀河宇宙線の海にどの程度寄与しているのかは未解決の問題のままです。銀河面では、銀河経度約312{\deg}にあるフェルミLATの観測により、5つの強力なパルサーの周囲に拡張されたソース(4FGLJ1409.1-6121e)が示されています。この発生源は、4FGL-DR3カタログでは、重要度が45シグマで、半径0.7{\deg}の1つの大きな円盤として記述されています。私たちは、14年間にわたるフェルミLAT観測を利用して、その基礎となる構造を解き明かすために、詳細な分光形態学的分析によってこの領域を再検討しました。超新星残骸G312.4-0.4を含む3つの発生源が識別されており、そのガンマ線放射は電波エネルギーで観察される殻とよく相関しています。LATによって検出されたハードスペクトルは、カットオフの兆候もなく100GeVまで拡張され、純粋なハドロンモデルによってよく再現されます。
ブレーザージェットの電波変動の起源としてのフィラメント構造
| Title |
Filamentary_structures_as_the_origin_of_blazar_jet_radio_variability |
| Authors |
Antonio_Fuentes,_Jos\'e_L._G\'omez,_Jos\'e_M._Mart\'i,_Manel_Perucho,_Guang-Yao_Zhao,_Rocco_Lico,_Andrei_P._Lobanov,_Gabriele_Bruni,_Yuri_Y._Kovalev,_Andrew_Chael,_Kazunori_Akiyama,_Katherine_L._Bouman,_He_Sun,_Ilje_Cho,_Efthalia_Traianou,_Teresa_Toscano,_Rohan_Dahale,_Marianna_Foschi,_Leonid_I._Gurvits,_Svetlana_Jorstad,_Jae-Young_Kim,_Alan_P._Marscher,_Yosuke_Mizuno,_Eduardo_Ros,_and_Tuomas_Savolainen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01861 |
活動銀河核の中心にある超大質量ブラックホールは、宇宙で最も明るい天体の一部に電力を供給しています。通常、ブレーザーの超長基線干渉計(VLBI)観察では、噴出されたプラズマの内部構造に関する情報がほとんどなく、漏斗状の形態のみが明らかになったり、拡張されたジェット放出を再構成するのに十分なダイナミックレンジが不足していました。今回我々は、宇宙VLBIミッションRadioAstronにより22GHzで取得されたブレーザー3C279のマイクロ秒スケールの角度分解能画像を示す。これにより、ジェットを横方向に分解し、速度論的に支配的な流れにおけるプラズマの不安定性によって生成されたいくつかのフィラメントを明らかにすることができた。我々の高い角度分解能とダイナミックレンジ画像は、ブレーザージェットの電波変動を説明するために援用される標準的なジェット内衝撃モデルとは対照的に、ジェットを伝わって伝わる放出の特徴がフィラメント内での差動ドップラーブーストの結果として現れる可能性があることを示唆している。さらに、3C279のフィラメントは、流れの動きの方向から見て時計回りに回転する螺旋磁場によって、ローレンツ係数が~のジェット内で固有の螺旋ピッチ角が~45度である可能性があると推測されます。観察時は13歳。
高速無線バーストに関する簡単なレビュー
これは、銀河系外の距離から発生する新しいカテゴリーの無線過渡現象である高速無線バースト(FRB)に関する簡単で非網羅的なレビューです。これまでに知られている主要な観測特性とFRBの科学的応用について説明します。フランスの天体物理学コミュニティにおけるFRB関連の研究を要約し、FRB科学の将来についてのいくつかの洞察を共有して締めくくります。
パルサーJ1544+4937の日食カットオフ周波数の変化を報告する最初の系統的研究
| Title |
First_systematic_study_reporting_the_changes_in_eclipse_cut-off_frequency_for_pulsar_J1544+4937 |
| Authors |
Sangita_Kumari,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Rahul_Sharan,_Devojyoti_Kansabanik,_Benjamin_Stappers,_Jayanta_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02071 |
我々は、コンパクトな連星系における「クロゴケグモ」ミリ秒パルサー（MSP）であるPSRJ1544+4937からの電波放射の周波数依存性食の長期モニタリングの結果を発表する。このような星系の大部分は、伴星からの物質のアブレーションによって引き起こされる比較的長時間の電波食を示すことがよくあります。改良型巨大メートル波電波望遠鏡(uGMRT)の広いスペクトル帯域幅を利用して、食カットオフ周波数の時間的変動に関する初めての体系的な研究を発表します。PSRJ1544+4937の39回の食を10年間にわたって監視したところ、観測されたカットオフ周波数が343$\pm$7MHzから>740MHzまでの範囲で大幅に変化していることが分かりました。また、日食カットオフ周波数の変化を数十日のタイムスケールで監視し、22日間隔の観測間で最大$\ge$315MHzの変化を観測しました。さらに、隣接する軌道間、つまり$\sim2.9$時間のタイムスケールで、食カットオフ周波数の$\sim$47MHzの変化が観測されました。日食カットオフ周波数のこのような変化は、動的に進化するPSRJ1544+4937系の日食環境を表しており、電子密度の変化に伴って磁場も変化している可能性があると推測されます。また、食のカットオフ周波数と伴星の質量損失率との間に有意な相関関係があることも報告します。この研究は、クモのMSPにおける周波数依存性の食に影響を与える質量損失率の最初の直接的な証拠を提供する。
フォトニックランタンによる焦点面波面センシング II: 数値特性評価と最適化
| Title |
Focal-plane_wavefront_sensing_with_photonic_lanterns_II:_numerical_characterization_and_optimization |
| Authors |
Jonathan_Lin,_Michael_P._Fitzgerald,_Yinzi_Xin,_Yoo_Jung_Kim,_Olivier_Guyon,_Sergio_Leon-Saval,_Barnaby_Norris,_Nemanja_Jovanovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01622 |
我々は、少数モードフォトニックランタン波面センサー（PLWFS）の波面センシング性能の数値的特性を示します。これらの特性評価には、スループット、制御スペース、センサーの線形性の計算、および3～19ポートを備えた標準およびハイブリッドランタンの波長1550nmでの最大線形再構成範囲の推定値が含まれます。さらに、瞳面に配置されたビーム整形光学系とチャージ1渦マスクの影響を考慮します。前者は、高分解能分光法へのPLの応用によって動機付けられており、これにより分光計への効率的な注入と焦点面波面の同時検出が可能になります。同様に、後者は、PLをボルテックスファイバーナリング(VFN)に適用することによって動機付けられており、波面の検出と軸上のスターライトのナリングを同時に可能にします。全体として、この研究でテストしたPLWFSセットアップは、RMS波面誤差(WFE)の約0.25～0.5ラジアンまで良好な直線性を示していることがわかります。一方、センサーの応答が低下する前に、これらのセンサーが処理できるWFEの最大量は約1～2ラジアンRMSであると推定されます。将来的には、より高いモード数のランタンを採用するか、ランタン出力を分散するか、偏波を分離することによって自由度を増やすことによって、これらの限界がさらに押し広げられると予想されます。最後に、PLWFS設計の最適化戦略を検討します。これには、ランタン自体の変更と、位相マスクや干渉ビーム再結合器などのランタン前後の光学系の使用の両方が含まれます。
ProPane: 火による画像の歪み
| Title |
ProPane:_Image_Warping_with_Fire |
| Authors |
A._S._G._Robotham,_R._Tobar,_S._Bellstedt,_S._Casura,_R._H._W._Cook,_J._C._J._D'Silva,_L._J._Davies,_S._P._Driver,_J._Li,_L._P._Garate-Nu\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01761 |
このペーパーでは、Rデータ分析言語用に作成されたソフトウェアパッケージProPaneを紹介します。ProPaneは、wcslibプロジェクションの全範囲を、CImgライブラリによって提供されるC++画像操作ルーチンと組み合わせます。ProPaneは、画像のワーピングと結合(スタッキングを含む)、および画像の位置調整やピクセルマスキングなどのさまざまな関連タスクのルーチンを提供します。複数の並列コアを使用して事実上無制限の数のターゲットフレームをスタックでき、多くの下位レベルのルーチンにスレッドを提供します。これは、現在および今後の大規模な調査の多くに使用されており、その機能と特徴の範囲を紹介します。ProPaneは、寛容なオープンソースLGPL-3ライセンスに基づいて、github.com/asgr/ProPane(DOI:10.5281/zenodo.10057053)ですでに入手可能です。
周波数多重読み出しにおける TES ループ ゲインのモニタリング
| Title |
Monitoring_TES_Loop_Gain_in_Frequency_Multiplexed_Readout |
| Authors |
T._de_Haan,_T._Adkins,_M._Hazumi,_D._Kaneko,_J._Montgomery,_G._Smecher,_A._Suzuki,_Y._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01846 |
電熱フィードバック下で遷移エッジセンサー(TES)のループゲインを正確に監視する方法を紹介します。測定はICEDfMux電子機器に実装され、デジタルアクティブヌリング(DAN)と同時に動作します。TESごとに1つの追加のバイアス正弦波を使用し、追加の読み出しチャネルは必要ありません。ループゲインモニターはSimonsArrayに実装されており、次期LiteBIRD衛星のベースラインキャリブレーション戦略に不可欠な部分です。
VVV-WIT-12 とそのファッショナブルな星雲: 4 年周期の光エコーのある若い恒星体?
| Title |
VVV-WIT-12_and_its_fashionable_nebula:_a_four_year_long_period_Young_Stellar_Object_with_a_light_echo? |
| Authors |
Roberto_K._Saito,_Bringfried_Stecklum,_Dante_Minniti,_Philip_W._Lucas,_Zhen_Guo,_Leigh_C._Smith,_Luciano_Fraga,_Felipe_Navarete,_Juan_Carlos_Beam\'in,_Calum_Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01593 |
私たちは、周囲の星雲に変動を引き起こすと思われる異常な変動源であるVVV-WIT-12の偶然の発見を報告します。情報源は、V\'iaL\'actea(VVV)調査のVISTA変数内で発見されたWIT(WhatIsThis?の略)と呼ばれる希少なオブジェクトに属します。VVV-WIT-12は、VVV調査の近赤外画像を使用した、天の川銀河の遠方の超新星(SNe)からの光エコーのパイロット探索中に発見されました。この源は非常に赤いスペクトルエネルギー分布を持ち、非常に赤くなった（$A_V\sim100$mag）長周期変光星（$P\sim1525$日）と一致します。さらに、それは時間とともに明るさと色が変化する星雲に包まれており、明らかに中心源の変化と同期しています。近赤外光度曲線と補足的な追跡分光観測は、周囲の星雲を照らす変光星天体(YSO)と一致しています。この場合、周期に沿った光源の周期的な変化により、星雲のさまざまな領域に前例のない光エコーが生成されます。
禁断の輝線の輪郭と原始惑星系円盤風について何が分かるか
酸素、ネオン、その他の種の禁制線での発光は、原始惑星系円盤からの風を追跡するためによく使用されます。Cloudyを使用して、Baietal.に従って、磁気熱タイプのパラメータ化された風モデルに対するそのような放出を計算します。（2016年）。これらのモデルは、端要素と見なすことができる光蒸発風と磁気遠心風の両方の特性を共有しており、最近の理論研究で好まれています。ラインの広い低速成分と狭い低速成分の両方を、妥当な風のパラメータで生成できますが、これは従来の風モデルでは困難でした。線の光度、青方偏移、幅、および降着光度と円盤の傾きによるこれらの傾向は、観測結果とほぼ一致しています。
Gaia DR3を使用して銀河の暴走O星とBe星を発見
| Title |
Galactic_runaway_O_and_Be_stars_found_using_Gaia_DR3 |
| Authors |
M._Carretero-Castrillo,_M._Rib\'o,_J._M._Paredes_(Universitat_de_Barcelona,_ICCUB,_IEEC-UB) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01827 |
大質量星の関連する部分は暴走星です。これらの星は、環境に対してかなりの固有速度で移動します。私たちは、GaiaDR3天文データを使用して、GOSCおよびBeSSカタログに含まれる大質量および初期型の暴走星の集団を発見し、特徴付けることを目指しています。我々は、銀河の自転曲線に従うと考えられる野星の速度分布から大きく逸脱する暴走星を速度空間上で発見する二次元手法を提案する。私たちは106個のO暴走星を発見しましたが、そのうちの42個はこれまで暴走星として特定されていませんでした。我々は69個のBe暴走星を発見したが、そのうち47個はこれまで暴走体として特定されていなかった。暴走星の分散は、野星の分散よりもZとbで数倍高くなります。これは、彼らが逃亡したときに受けた追放によって説明されます。暴走率はO型星では25.4%、Be型星では5.2%となっている。また、カタログでは3次元でシミュレーションを行っております。彼らは、これらの割合がそれぞれ最大30%と最大6.7%に増加する可能性があることを明らかにしました。私たちの暴走星には、7つのX線連星と1つのガンマ線連星が含まれます。さらに、O型およびBe型フィールドスターについては、銀河面に垂直な速度分散が約5km/sであることがわかりました。これらの値は、銀河面内では不確実性によりO型星では最大7km/sまで増加し、Be型星では銀河の速度拡散により最大9km/sまで増加します。優れたGaiaDR3天文データにより、GOSCおよびBeSSカタログでかなりの数のOタイプおよびBeタイプの暴走を特定することができました。Be型暴走と比較してO型で見つかった高いパーセンテージと高い速度は、動的放出シナリオが連星超新星シナリオよりも可能性が高いことを強調しています。私たちの結果は、詳細な研究を実施することによって、暴走中の新しい高エネルギーシステムを特定するための扉を開きます。
大質量連星の進化
大質量星は、その母銀河の進化に主要な役割を果たし、遠い宇宙の重要な探査機として機能します。大質量星の大部分は近接連星に存在し、生涯にわたって伴星と相互作用することが確立されています。このような相互作用は、それらのライフサイクルを劇的に変化させ、それらの進化に関する理解を複雑にしますが、興味深い、エキゾチックな相互作用産物の生成にも関与しています。-十分に理解された検出感度を備えた広範な観察キャンペーンにより、観察された特性を固有の特性に変換することが可能になり、理論との直接比較が容易になりました。-私たちの銀河系とマゼラン雲にある大質量星の大規模なサンプルの研究により、物質移動段階とコンパクトな天体の形成に重大な制約を与える新しいタイプの相互作用積が明らかになりました。-重力波の直接検出は、恒星の質量コンパクト天体の研究に革命をもたらし、大質量星の進化を研究するための新しい窓を提供します。しかし、その形成過程はまだ不明です。既知の小型天体合体のサンプルは、今後10年間で桁違いに増加し、最もよく理解されている天体物理学的集団となるでしょう。
食連星 KIC 9851944 の物理的特性と潮汐によって乱れた p モードおよび g モードの脈動の解析
| Title |
Physical_properties_of_the_eclipsing_binary_KIC_9851944_and_analysis_of_its_tidally-perturbed_p-_and_g-mode_pulsations |
| Authors |
Zachary_Jennings,_John_Southworth,_Kresimir_Pavlovski,_Timothy_Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.02064 |
脈動と食の両方を行う星は、質量と半径が正確かつ正確にわかっている星の脈動周波数を測定することができるため、星で発生する多くの物理現象をより深く理解する重要な機会を提供します。KIC9851944は、圧力モードと重力モードの両方の脈動を示す2つのF星を含む、二重線の切り離された食連星です。我々は、システムの新しい高解像度分光法の分析と、ケプラーおよびTESS宇宙ミッションからの高品質光度曲線を紹介します。星の質量と実効温度は0.6%の精度で、半径は1.0%と1.5%の精度で決定されます。二次コンポーネントは低温ですが、一次コンポーネントよりも大きくて重いため、より進化しています。どちらも{\delta}Scutiと{\gamma}Doradusの不安定性ストリップの内側にあります。それぞれが3～19の周波数を含む14個の多重項を含む、光度曲線内の合計133個の重要な脈動周波数を測定します。私たちは、pモードとgモードの一部に対する潮汐摂動の証拠を見つけ、周波数のサブセットを主星または副星のいずれかに帰し、主成分の浮力半径と中心付近の回転周波数を測定しました。KIC9851944は軽度に金属が豊富で、MESA進化コードからのMIST等時線は、1.25ギヤ時代に観察された系の特性とよく一致します。
一般的な可積分時空のフォトンリングと影のサイズ
現在、イベントホライゾンテレスコープ(EHT)による直接イメージングなど、ブラックホールホライズン付近の領域の直接探査が複数行われています。その結果、現在では、基礎となる時空のどのような側面がこれらの観測によって制約されているかを特定することが非常に興味深いものになっています。この目的のために、我々は、4つの自由動径関数によって指定される、既存の広範な積分可能で軸対称な静止回転ブラックホール時空の新しい定式化を提示し、どの関数が事象の地平線の位置と形態の設定に関与しているかを明らかにする。エルゴスフィア。私たちは、M87*のEHT観測にほぼ適した、極観測者向けのブラックホールの影と高次光子リングのサイズを調査し、一般的な球状時空のものと類似した表現を見つけます。特に興味深いのは、これらがエルゴスフェアの特性から独立しているが、事象の地平線を定義する自由関数を直接調べていることです。これらに基づいて、地平線付近のさまざまな測定の重力の影響の非摂動的かつノンパラメトリックな特徴付けを回転時空にまで拡張します。最後に、いくつかの明示的な代替時空についてこの特徴付けを示します。
IR光子によるCRYOSEL検出器のフォノンセンサーの特性評価
| Title |
Characterization_of_the_phonon_sensor_of_the_CRYOSEL_detector_with_IR_photons |
| Authors |
Hugues_Lattaud_and_Elsa_Guy_and_Julien_Billard_and_Jules_Colas_and_Maryvonne_De_J\'esus_and_Jules_Gascon_and_Alexandre_Juillard_and_Stefanos_Marnieros_and_Christine_Oriol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01554 |
極低温検出器による光ダークマター(DM)粒子探索の感度は、イオン化信号を生成しないイベントの大きなバックグラウンドによってほとんど制限されます。CRYOSELプロジェクトは、e$^によるネガノフ・トロフィモフ・ルーク効果を通じて放出されるフォノンを検出するように設計された超伝導単一電子デバイス(SSED)センサーからの信号を使用することで、ゲルマニウム極低温検出器のこのバックグラウンドを除去する新しい技術を開発しています。-$h$^+$ペアは、近くの非常に高い磁場領域を漂います。このデバイスからの信号のタグは、熱のみのバックグラウンドを抑制する必要があります。最初のCRYOSELプロトタイプのIRレーザーパルスに対する応答の測定は、そのようなセンサー技術の関連性を示しています。
フォトニックランタン焦点面波面センサーのデモンストレーション: 非線形領域における大気波面誤差モードと低風の影響の測定
| Title |
Demonstration_of_a_photonic_lantern_focal-plane_wavefront_sensor:_measurement_of_atmospheric_wavefront_error_modes_and_low_wind_effect_in_the_non-linear_regime |
| Authors |
Jin_Wei,_Barnaby_Norris,_Christopher_Betters,_Sergio_Leon-Saval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01716 |
ここでは、波面誤差を測定する補償光学(AO)用の効率的な焦点面波面センサー(FP-WFS)として、ニューラルネットワーク(NN)アルゴリズムと組み合わせた19コアのフォトニックランタン(PL)の使用に関する実験室分析を紹介します。低風効果(LWE)、ゼルニケモード、コルモゴロフ位相マップなど。収差波面は、線形領域(平均入射RMS波面誤差(WFE)0.88rad)と非線形領域(平均入射RMSWFE)の両方で異なる位相マップを組み合わせた空間光変調器(SLM)を使用して実験的にシミュレーションされました。1.5ラジアン）。結果は、NNを使用して解析され、PLのマルチモード入力における入力モードでの入射波面誤差(WFE)とPLのマルチコアファイバ出力端における強度分布出力の間の関係の伝達関数が決定されました。非線形領域では、ペタルモードとLWEモードの再構成の二乗平均平方根誤差(RMSE)は、それぞれわずか$2.87\times10^{-2}$radと$2.07\times10^{-1}$radでした。ゼルニケの組み合わせの再構成RMSEは、ゼルニケ項の数とWFEが使用したインシデントRMSに応じて、$5.67\times10^{-2}$radから$8.43\times10^{-1}$radの範囲でした。これらの結果は、NNと組み合わせた革新的なFP-WFSとしてのPLの有望な可能性を示しています。
私たちは、回転ブラックホール(BH)の超放射からのアクシオン源の有無にかかわらず、非球形アクシオンクラスターにおける光子の誘導放出を調査します。特に、BH超放射によって引き起こされるアクシオン雲の形状を模倣する$(l,m)=(1,1)$モードの初期アクシオン分布を持つクラスターに焦点を当てます。一般的な非球形アクシオン光子系を支配するボルツマン方程式の階層を確立した後、クラスター内の光子とアクシオンの分布と、考えられる誘導放出信号の進化を調べます。アクシオン源がない場合、結果として生じる信号は大きな単一光子パルスになります。アクシオン源としてBH超放射を使用するシステムに関しては、さまざまな振幅の複数のパルスが予測されます。また、後者の場合、誘導放出とBH超放射からのアクシオン生成の複合効果が、アクシオンクラスターが均一かつ球状に分布するバランスに達する可能性があることも示します。得られたパルスのエネルギーと時間特性により、BH超放射を源とするアクシオンによるアクシオンクラスターからの誘導放出が、観測された高速電波バーストの説明候補となることを実証します。
原始ブラックホール(PBH)のホーキング蒸発は宇宙を局所的に再加熱し、その生涯にわたって存続するホットスポットを形成します。私たちは、このようなホットスポットの温度プロファイルを使用して、ハートル・ホーキング真空またはウンルー真空に固有の不一致を回避して、宇宙論における準安定真空の減衰速度を計算することを提案します。この形式を電弱真空安定性の場合に適用すると、PBHエネルギー分率$\beta>7\times10^{-80}(M/g)^{3/2}$がブラックホールから除外されることがわかります。質量$0.8g<M<10^{15}g$。
これらのノートは、第59回理論物理学冬季スクールおよび第3回COSTアクションCA18108トレーニングスクール「重力--古典、量子および現象学」のためにAndreaMaselliが行った講義の一部をカバーしています。この学校は、2023年2月12日から21日まで、ポーランドのPalacWojan\'owで開催されました。講義は、ブラックホール物理学のいくつかの重要な側面、特に粒子の力学とシュヴァルツシルトにおける波の散乱に焦点を当てました。時空。このコースの目標は、学生にブラックホールの準正規モードの概念を紹介し、その特性と質量のない粒子の測地線運動との関係について話し合い、実際の値を計算するための数値的アプローチを提供することでした。
等曲率変動による宇宙重力波
大きな原始曲率変動によって引き起こされる重力波は、かなりの確率的重力波背景を引き起こす可能性があります。興味深いことに、初期の等曲率変動によって曲率変動が徐々に生成され、それが重力波を誘発します。初期等曲率変動は、インフレーションの多場モデルや、原始ブラックホールやオシロンや宇宙ひもなどのソリトンなど、宇宙初期の散乱したコンパクトな物体の形成によく現れます。ここでは、等曲率誘起重力波と、暗黒物質と原始ブラックホールが支配していた初期宇宙へのその応用について概説します。
