銀河クラスタリングに対する摂動モデルの有効範囲とその不確実性について
| Title |
On_the_range_of_validity_of_perturbative_models_for_galaxy_clustering_and_its_uncertainty |
| Authors |
Giosu\`e_Gambardella,_Matteo_Biagetti,_Chiara_Moretti_and_Emiliano_Sefusatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04608 |
赤方偏移空間での数値シミュレーションから銀河パワースペクトルの測定値を正確に記述するために、摂動理論(PT)のワンループでの解析モデルの到達範囲を探索します。3つの異なる診断の観点から妥当性の範囲を検討します。1)適合度。2)宇宙論的パラメータの基準値を回復する際の誤差を定量化するバイアス指数。3)スケールカットによるモデルパラメータの実行を定量化する理論モデルの内部整合性チェック。赤方偏移空間における累積シミュレーションボリュームの増加に対応するさまざまな測定値のセットを考慮します。体積ごとに、モデルが有効な最大波数(モデルの$k$-reach)の中央値とそれに関連する散乱値を定義します。比較的一般的な結果として、統計的誤差が小さいほどモデルのテストがより厳密になるため、予測どおり、リーチの中央値がシミュレーションボリュームとともに減少することがわかります。これは、検討した3つの定義すべてに当てはまりますが、バイアス指数に関して与えられた定義が最も厳密なスケールカットを提供します。さらに興味深いことに、$k$-reach値に関連する誤差は非常に大きく、かなりの確率で0.1$\,h\,{\rmMpc}^{-1}$になる可能性があることもわかりました。(より一般的には、考慮されたすべてのシミュレーションボリュームに対して、中央値より最大40%小さい)。シミュレーションボリュームの関数として、単極子および四重極子の解析と比較して、パワースペクトルの16十極子にエンコードされた成長速度パラメーターに関する追加情報も調査します。私たちの分析は多くの点でかなり単純化されていますが、成長率の決定における利益は絶対値で非常に小さく、対応する性能指数の統計誤差の範囲内に十分収まっていることがわかります。
Pantheon+ Ia 超新星データから得られる暗黒エネルギーの制約
標準的なろうそくを使用した現在の宇宙の膨張率$H_0$の測定値は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の観測から得られた測定値と一致しません。\emph{ハッブル張力}として知られるこの矛盾はかなりのものであり、標準的な宇宙論モデル(宇宙定数$\Lambda$と冷たい暗黒物質-LCDM)が修正される可能性を示唆しています。LCDMと比較して膨張履歴に偏差を導入する動的ダークエネルギー(DE)モデルは、この緊張を説明できる可能性があります。私たちは、Ia型超新星(SNe)データを使用して、宇宙論的スケールファクター$a$とともに線形に変化する状態方程式で構成される動的DEモデルをテストしました。このモデルを評価するために、新しい統計(\ta\統計)を開発し、その値を最小化してモデルパラメーターを取得する最適化コードと組み合わせて使用しました。\ta\統計は、残差の符号を保持するため、($\chi^2$統計と比較して)バイアス誤差を低減します。これは、このモデルによって導入された拡張履歴の偏差として動的DEモデルをテストする場合に意味があります。赤方偏移空間では非対称的に作用します。DEモデルはSNeデータにかなりよく適合しますが、利用可能なSNeデータにはLCDMモデルと代替モデルを区別するための統計的検出力がありません。CMBデータを使用してモデルをさらに評価するために、最後の散乱面までの距離を計算し、その結果を\emph{Planck}観測から得られた結果と比較しました。テストされた単純な動的DEモデルは張力を完全には解決していませんが、データによって除外されておらず、他の物理的影響と並んで役割を果たす可能性があります。
BOSS および Future Galaxy Surveys からのインフレーション中のライト フィールド
| Title |
Light_Fields_during_Inflation_from_BOSS_and_Future_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Daniel_Green,_Yi_Guo,_Jiashu_Han,_Benjamin_Wallisch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04882 |
インフレーション中に存在する追加の場によって生成される原始的な非ガウス性は、銀河調査のための説得力のある観測目標を提供します。これらの分野は、インフレトン分野における素粒子物理学への扉を提供するため、理論的に非常に興味深いものです。また、単一フィールドの一貫性条件にも違反し、銀河のパワースペクトルにスケール依存の偏りを引き起こします。この論文では、光スカラー場のこの特定の信号を調査し、銀河サーベイでそれを測定する見通しを研究します。現在および将来の調査の感度は、分光赤方偏移測定と測光赤方偏移測定の間など、さまざまな構成に対して著しく安定していることがわかりました。これは、信号が大きなスケールで明らかに局在化していない非ゼロ質量の場合にも当てはまります。現実的な銀河数密度については、サンプルの赤方偏移範囲と銀河バイアスがパワースペクトルの感度に最も大きな影響を与えることを示します。これらの結果は、私たちに、マルチトレーサー分析を通じてベラ・ルービン天文台のLSSTの感度が向上する可能性を探求する動機をさらに与えました。最後に、この理解をバリオン振動分光探査(BOSSDR12)の最新データリリースからの現在のデータに適用し、インフレトンに結合された光場に新しい制約を課します。
惑星の彫刻がデブリディスクの内縁の急峻さに及ぼす影響
| Title |
The_effect_of_sculpting_planets_on_the_steepness_of_debris-disc_inner_edges |
| Authors |
Tim_D._Pearce,_Alexander_V._Krivov,_Antranik_A._Sefilian,_Marija_R._Jankovic,_Torsten_L\"ohne,_Tobias_Morgner,_Mark_C._Wyatt,_Mark_Booth,_Sebastian_Marino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04265 |
デブリディスクは、惑星系の外側領域を調査するための最良の手段です。多くの研究では、惑星は海王星やカイパーベルトに似た破片円盤の内側の端に位置し、円盤の形態を利用して、他の方法では検出できない惑星を拘束していると想定されています。ただし、これにより惑星の質量と長半径に縮退が生じます。我々は、円盤内側エッジにおける半径方向表面密度プロファイルに対する彫刻惑星の影響を調査し、エッジプロファイルの急峻さを考慮することでこの縮退を打ち破ることができることを示した。以前の研究と同様に、円軌道上の惑星が不安定な破片を放出し、平均運動共鳴を通じて生き残った物質を励起することを示しました。非移動の円軌道惑星の場合、衝突が無視できる場合、円盤の内縁の急峻さは惑星と星の質量比と初期の円盤励起レベルに依存します。アルマ望遠鏡で解像された円盤の端の急峻さから惑星の特性を推測するための単純な解析モデルを提供します。また、衝突解析も実行し、純粋に惑星が彫刻された円盤は純粋に衝突した円盤と区別できること、衝突によって惑星が彫刻されたエッジは平らになるものの、惑星の痕跡が完全に消去される可能性は低いことが示されました。最後に、我々の結果をアルマ望遠鏡で解像したデブリ円盤に適用し、多くの内部エッジは衝突だけで説明するには急峻すぎる一方、非移動の円軌道惑星による完全な彫刻によって生じるには平坦すぎることを示した。私たちは、これが惑星系の外側領域の構造、歴史、力学に及ぼす影響について議論します。
キメラ掩蔽によるキロメートル規模のカイパーベルト天体の存在量の制約
| Title |
CHIMERA_Occultation_Constraints_on_the_Abundance_of_Kilometer-scale_Kuiper_Belt_Objects |
| Authors |
Qicheng_Zhang,_Gregg_W._Hallinan,_Navtej_S._Saini,_Hilke_E._Schlichting,_Leon_K._Harding,_Jennifer_W._Milburn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04267 |
掩蔽は、望遠鏡で直接検出するには暗すぎる小さなカイパーベルト天体(KBO)の数密度に対する間接的な感度を提供します。我々は、パロマー・ヘイル望遠鏡を用いたカリフォルニア工科大学の高速マルチカラー・カメラ（キメラ）調査の結果を紹介する。この調査では、黄道面に沿ったM22球状星団の中心5フィート×5フィートの星々を監視し、63年にわたるキロメートル規模のKBOによる偶然の掩蔽を観察した。i'とg'では同時に33Hzのフレームレートで24晩にわたって1時間再生されます。私たちは、高密度フィールド測光と掩蔽テンプレートフィッティング手法をこのデータセットに適用し、直径1kmを超える古典的なKBOの黄道空密度<10^7deg^-2に対応する掩蔽率の95%信頼度の上限を見つけました。上限の設定に関与する感度限界の端にある掩蔽のような光曲線の兆候のいくつかと、それらが真の掩蔽として存在しない可能性について説明します。
原始惑星系円盤の氷が支配的な領域における衝突微惑星成長の経路
| Title |
A_Pathway_for_Collisional_Planetesimal_Growth_in_the_Ice-Dominant_Regions_of_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Elizabeth_Yunerman,_Diana_Powell,_Ruth_Murray-Clay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04286 |
我々は、原始惑星系円盤内のミリメートルからメートルサイズの粒子の成長、ドリフト、脱着、断片化に関する半解析モデルを提示します。断片化は、粒子の衝突速度が臨界断片化速度を超える場合に発生します。この基準を使用して、さまざまな材料特性、構造、組成(SiO$_2$、Mg$_2$SiO$_4$、H$_2$を含む)を持つ粒子のディスク軌道半径-粒子サイズ位相空間に断片化領域を生成します。O、CO$_2$、CO)。妥当な円盤条件では、緻密な凝集体H$_2$O、CO$_2$、CO氷粒子は破壊的な相対速度に達しないため、衝突による破片化が起こる可能性は低いです。以前の研究と一致して、コーティングされていないケイ酸塩粒子は衝突破壊を受けやすく、内側の円盤で断片化すると予想されます。次に、最初は外側円盤にあった小さな粒子の成長、ドリフト、昇華を計算します。氷で覆われた粒子は、粒子が0.1$\μ$mサイズのモノマーから構成される凝集体である限り、かなりの範囲の円盤条件下で成長して内側に向かって漂流する際に断片化を回避できることがわかりました。このような粒子は、想定されるディスク温度構造に応じて、H$_2$OまたはCO$_2$氷が豊富なディスク領域で暴走成長する可能性があります。これらの結果は、微惑星に関連するサイズへの氷の衝突成長が円盤の寿命を通じて効率的に起こる可能性があり、円盤の塵とガスの比率が星間物質のそれに匹敵する初期の時期に特に強力であることを示している。
小石束の減少に伴う原始惑星系円盤における広軌道巨大惑星の形成
| Title |
The_formation_of_wide-orbit_giant_planets_in_protoplanetary_disks_with_a_decreasing_pebble_flux |
| Authors |
Nerea_Gurrutxaga,_Anders_Johansen,_Michiel_Lambrechts_and_Johan_Appelgren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04365 |
遠方にある原始惑星の存在は、原始惑星系円盤で観測された塵放出のギャップを説明できる可能性がある。ここで我々は、半径方向のドリフトの結果として原始惑星系円盤を通る小石束の時間減衰を記述する新しい解析モデルを導き出します。これにより、円盤の寿命を通じて、遠く離れた原始惑星の成長と移動を調査することができます。初期に形成された月質量原始惑星は、$20$から$80\,\mathrm{Myr}$未満の$1\,\mathrm{Myr}$以内で、約$20$から$80\,M_{\oplus}$の間の小石孤立質量まで成長できることがわかりました。,\mathrm{AU}$太陽に似た星の周りの領域。小石の降着が停止した後のガス降着の初期段階でのその後の高速移動により、これらの巨大惑星は$<\,$$10\,\mathrm{AU}$の最終軌道に運ばれます。ただし、私たちの小石減衰モデルでは、小石フラックスが大幅に減衰した後に小石付着からガス付着への移行を引き起こす可能性がある新しい経路を含めることができます。この小石の崩壊経路により、$10\,\mathrm{AU}$を超えても巨大ガス惑星が形成される可能性があることを示します。これらの広軌道ガス巨人の発生は比較的低いはずである。なぜなら、過剰な移動を避けながら、小石束が減衰する前にその中心がガスを降着させるのに十分な質量に達する必要があるからである。これらの巨大ガス惑星は小石孤立質量に達しないため、重元素含有量は通常$10\,M_{\oplus}$未満です。我々の結果は、原始惑星系円盤で観察されたギャップは、遠方の原始惑星が小石孤立質量に到達してから移動したことによって引き起こされた可能性があることを示唆しているが、一方、PDS70bやcなどの広い軌道にある巨大ガス惑星は、小石の崩壊後にガスを蓄積した。フラックス。
JUICE ミッションの惑星電波干渉法およびドップラー実験 (PRIDE)
| Title |
Planetary_Radio_Interferometry_and_Doppler_Experiment_(PRIDE)_of_the_JUICE_mission |
| Authors |
Leonid_I._Gurvits,_Giuseppe_Cimo,_Dominic_Dirkx,_Vidhya_Pallichadath,_Alexander_Akins,_Nicolas_Altobelli,_Tatiana_M._Bocanegra-Bahamon,_Stephanie_M._Cazaux,_Patrick_Charlot,_Dmitry_A._Duev,_Marie_S._Fayolle,_Judit_Fogasy,_Sandor_Frey,_Valery_Lainey,_Guifre_Molera_Calves,_Krisztina_Perger,_Sergey_V._Pogrebenko,_N._Masdiana_Md_Said,_Claire_Vallat,_Bert_L.A._Vermeersen,_Pieter_N.A.M._Visser,_Kuo-Nung_Wang_and_Konrad_Willner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04376 |
惑星電波干渉法およびドップラー実験(PRIDE)は、惑星ミッションの科学的成果を高めることを目的とした多目的実験手法です。この技術は、専用の搭載計器を必要とせず、また既存の計器にPRIDE要件のための特別な機能を課すことなく、科学ペイロードと宇宙船サービスシステムを活用します。PRIDEは、近接場位相基準超長基線干渉計(VLBI)と、地球にある複数の電波望遠鏡で観測することによる宇宙船から送信された無線信号のドップラーシフトの評価に基づいています。PRIDEの方法論は、2005年にタイタンの大気圏に降下中のESAのホイヘンス探査機を追跡するために、最初はVLBIERIC共同研究所(JIVE)で開発されました。その時点から、この技術はさまざまな惑星やその他の惑星に対して実証されてきました。宇宙科学ミッション。ターゲット宇宙船の横位置の推定は、位相基準VLBI技術を使用して行われます。これらの観測値は、動径ドップラー推定値と併せて、宇宙船の状態ベクトルの知識の向上など、さまざまな用途に使用できます。PRIDE測定は、電波掩蔽を利用した大気の研究、惑星および衛星暦の改善、重力場パラメータやその他の関心のある測地特性、惑星間プラズマの推定など、幅広い研究分野に適用できます。プロパティ。この文書では、ESAの木星氷衛星探査機(JUICE)ミッションのコンポーネントとしてのPRIDEの実装について説明します。
トランジットエクムーンの光曲線のモデリング: トランジットおよび光曲線モデラーに追加されたゼロ次光力学エージェント
| Title |
Modelling_the_Light_Curves_of_Transiting_Exomoons:_a_Zero-order_Photodynamic_Agent_Added_to_the_Transit_and_Light_Curve_Modeller |
| Authors |
Sz._K\'alm\'an,_Sz._Csizmadia,_A._E._Simon,_K._W._F._Lam,_A._Deline,_J.-V._Harre,_Gy._M._Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04647 |
発見される系外惑星の数は増え続けており、その潜在的な衛星を見つけるために大規模な分析が行われているにもかかわらず、これまでに発見された系外衛星候補はケプラー1625b-iとケプラー1708b-iの2つだけです。系外光度曲線における系外衛星のモデリング、検索、検出のためのアルゴリズムの開発には、かなりの労力が費やされてきました。この作業では、月の処理機能を最先端の公開コードであるTransitandLightCurveModeller(TLCM)に組み込んでいます。このコードは、ウェーブレットベースのノイズ処理アルゴリズムを組み込んで、通過中の系外惑星システムの分析用に設計されています。ここで我々は、2つの天体間の相互日食を考慮して(摂動効果を無視して)ホストの周りの楕円軌道上にある同一平面上にある惑星と月の系をモデル化できるTLCMの更新バージョン、いわゆる光力学モデルを紹介します。このフレームワークの主な利点は、複数の惑星と月の通過を共同分析できることです。Kepler-1625bのケーススタディでこのソフトウェアの必要性を実証します。以前の研究と同様に、我々は、時間的に相関するノイズが見かけの月面通過を模倣できることを示すことにより、その星系には外ムーンの確固たる証拠は存在しないと結論付けた。
系外金星の 3D 全球気候モデル: 近くのスーパーアース LP 890-9 c の現代の金星のような大気
| Title |
3D_Global_climate_model_of_an_exo-Venus:_a_modern_Venus-like_atmosphere_for_the_nearby_super-Earth_LP_890-9_c |
| Authors |
Diogo_Quirino,_Gabriella_Gilli,_Lisa_Kaltenegger,_Thomas_Navarro,_Thomas_J._Fauchez,_Martin_Turbet,_J\'er\'emy_Leconte,_S\'ebastien_Lebonnois_and_Francisco_Gonz\'alez-Galindo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04675 |
最近発見されたスーパーアースLP890-9cは、ハビタブルゾーンの内縁にある近くの低活動後期型M矮星を通過するため、大気研究の興味深いターゲットです。暴走温室限界に位置するため、高温の岩石惑星の気候進化を研究するための自然な実験室となっています。我々は、潮汐ロックされたLP890に適用された、現代の金星のような大気(92バールの表面圧力、現実的な構成、H$_2$SO$_4$放射活動雲)の最初の3D-GCM外金星モデルを提示します。9cは、JWSTおよび将来の機器による観測結果を通知します。LP890-9cが現代の系外金星に発達した場合、モデル化された温度は、星以下領域でもH$_2$SO$_4$雲が発生する可能性があることを示唆しています。現代の金星と同様に、LP890-9c上の雲は平坦なスペクトルを生成します。LP890-9cのモデルによって予測される透過における最も強いCO$_2$バンドは約10ppmであり、JWST推定ノイズフロアを考慮すると検出は困難です。推定された位相曲線の振幅は、連続バンドとCO$_2$バンドでそれぞれ0.9と2.4ppmです。これらの結果は、現代の系外金星の類似物を特徴づけるという課題を指摘すると同時に、JWSTの提案に新たな洞察を提供し、熱い岩石系系外惑星のスペクトルのスペクトルにおける雲の影響を強調しています。
大気イオン化学に対する宇宙線の影響とTRAPPIST-1eのスペクトル透過特性
| Title |
Impact_of_Cosmic_Rays_on_Atmospheric_Ion_Chemistry_and_Spectral_Transmission_Features_of_TRAPPIST-1e |
| Authors |
Konstantin_Herbst,_Andreas_Bartenschlager,_John_Lee_Grenfell,_Nicolas_Iro,_Miriam_Sinnhuber,_Benjamin_Taysum,_Fabian_Wunderlich,_N._Eugene_Engelbrecht,_Juandre_Light,_Katlego_D._Moloto,_Jan-Vincent_Harre,_Heike_Rauer,_Franz_Schreier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04684 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)などの進行中の観測プロジェクトや将来のミッションは、地球に似た系外惑星の大気を特徴づける機会を提供します。したがって、M型矮星は、惑星と星のコントラスト比が有利であるため、トランジット観測の好ましい対象となります。しかし、これらの冷たい星の放射線と粒子環境は、私たちが太陽から知るものよりもはるかに極端である可能性があります。したがって、恒星の放射線と粒子環境、および検出可能なバイオシグネチャー、特にオゾンやメタンなどの生命の兆候に対するその影響の可能性を知ることは、今後のトランジットスペクトルを理解する上で極めて重要です。この研究では、独自のモデルスイートINCREASEの助けを借りて、大気イオン化、中性およびイオン化学、およびTRAPPIST-1eの大気バイオシグネチャーに対する強力な恒星エネルギー粒子イベントの影響を調査します。したがって、6つのシナリオの通過スペクトルがシミュレートされます。私たちは、キャリントンのような現象が大気のイオン化を劇的に増加させ、イオン化学とスペクトル透過特性に大きな変化を引き起こすことを発見しました。すべてのシナリオで、現象によって引き起こされる二酸化窒素の量が高く（つまり、6.2$\μ$m）、すべての水帯における大気通過深度（つまり、5.5～7.0$\μ$m）、メタンバンドの減少（つまり、3.0～3.5$\μ$m）、オゾンの減少（つまり、、$\sim$9.6$\mu$m)。したがって、オゾンやメタンなどからのバイオシグネチャー信号を正しく割り当てるには、高エネルギー粒子効果を含めることが不可欠です。さらに、恒星粒子の汚染の代用として議論されている11.0-12.0$\μ$mの硝酸の特徴が、湿った死んだ大気中には存在しないことを示した。
KMTNet マイクロレンズ イベントの系統的再分析、論文 I: 測光パイプラインの更新と新惑星候補
| Title |
Systematic_Reanalysis_of_KMTNet_microlensing_events,_Paper_I:_Updates_of_the_Photometry_Pipeline_and_a_New_Planet_Candidate |
| Authors |
Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Kyu-Ha_Hwang,_Qiyue_Qian,_Ian_A._Bond,_Andrew_Gould,_Zhecheng_Hu,_Jiyuan_Zhang,_Shude_Mao,_Wei_Zhu,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Weicheng_Zang,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Stela_Ishitani_Silva,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04876 |
この作業では、新しい、ほとんど自動化されたTLCパイプラインを作成するために、KMTNetテンダーラブケア(TLC)測光のアルゴリズムを更新および開発します。次に、新しいTLCパイプラインを歴史的なKMTNetマイクロレンズイベントに体系的に適用し、埋もれた惑星信号を探索するプロジェクトを開始します。我々は、マイクロレンズイベントMOA-2019-BLG-421/KMT-2019-BLG-2991でそのような惑星候補の発見を報告する。異常な信号は、レンズ星の周りの惑星、または源星の軌道運動のいずれかによって説明できます。惑星の解釈については、多くの退化した解決策にもかかわらず、この惑星は典型的なマイクロレンズ惑星であるMまたはK矮星の周りを周回する木星惑星である可能性が最も高くなります。この発見は、このプロジェクトが実際に歴史的出来事の感度を高め、これまで発見されていなかった信号を発見できることを証明しました。
GOODS-N および GOODS-S における高赤方偏移銀河の過密度の特定
| Title |
Identification_of_High-Redshift_Galaxy_Overdensities_in_GOODS-N_and_GOODS-S |
| Authors |
Jakob_M._Helton,_Fengwu_Sun,_Charity_Woodrum,_Kevin_N._Hainline,_Christopher_N._A._Willmer,_Marcia_J._Rieke,_George_H._Rieke,_Stacey_Alberts,_Daniel_J._Eisenstein,_Sandro_Tacchella,_Brant_Robertson,_Benjamin_D._Johnson,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Andrew_J._Bunker,_Zuyi_Chen,_Eiichi_Egami,_Zhiyuan_Ji,_Roberto_Maiolino,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04270 |
我々は、GOODS-N領域とGOODS-S領域の両方で、$4.9<z_{\,\mathrm{spec}}<8.9$の高赤方偏移銀河過密度の体系的な探索を、JADESとJEMSのJWST/NIRCamイメージングを使用して実行します。FRESCOのJWST/NIRCam広視野スリットレス分光法。高赤方偏移銀河の候補は、$\lambda=0.4-5.0\\mu\mathrm{m}$にわたるHST+JWST測光を使用して特定されます。これらの銀河のおよそ3分の1について、$\lambda=3.9-5.0\\mu\mathrm{m}$にわたるJWST/FRESCO分光法を使用して、$\mathrm{H}\alpha$または$\leftのいずれかの識別を通じて赤方偏移を確認しました。[\mathrm{OIII}\right]\lambda5008$は、最適な測光赤方偏移の周囲にあります。これらの銀河の残りのUV等級と連続体の傾きは測光から推測されました。最も明るく最も赤い天体は、より密度の高い環境で出現するため、より暗く青い対応する銀河よりも多くの隣接銀河に囲まれており、過密な環境内で銀河の進化が加速していることを示唆しています。両方の領域にわたって$17$の有意な($\delta_{\mathrm{galaxies}}\geq3.04$、$N_{\mathrm{galaxies}}\geq4$)の銀河過密度が見つかりました(GOODS-Nでは$7$、$10$)GOODS-S))、これまでに分光学的に確認された銀河の過密度が最も高い2つの赤方偏移$\left<z_{\mathrm{\,spec}}\right>=7.955$と$\left<z_{\mathrm{\,spec}}\right>=8.222$(ランダムボリュームの$\sim6$および$\sim12$倍の密度を表します)。これらの大規模構造のハローの総質量は$11.5\leq\mathrm{log}_{10}\left(M_{\mathrm{halo}}/M_{\odot}\right)\leq13.4$と推定されます。経験的な恒星質量とハロー質量の関係を使用していますが、不完全さの結果として過小評価されている可能性があります。これらの原始銀河団候補は、$\mathrm{log}_{10}\left(M_{\mathrm{halo}}/M_{\odot}\right)\gtrsim14$by$z=の巨大銀河団に進化すると予想されています。0ドル。
銀河風における分子と塵の生存と同伴
近年、銀河風におけるT$\sim$$10^4$K原子ガスの同伴モデル化において大きな進歩が見られました。しかし、同じく高速で流出するのが観察される、冷たくて塵っぽいT$\sim$10-100K分子ガスの同伴については、あまり理解されていない。このようなガスは、熱風よりも$10^5$倍密度が高い可能性があり、同伴するのは非常に困難であると思われます。光イオン化自己遮蔽機能を備えた3D風洞シミュレーションを実行し、熱ダストのスパッタリングと成長を進化させます。これまでのそのようなシミュレーションのほとんどすべてとは異なり、私たちは人工的な温度下限を強制しません。私たちは、効率的な分子ガスの形成と同伴、さらには降着による塵の生存と成長を発見しました。この成功の鍵は、混合によって大量の10^4K原子ガスが形成されたことです。これが保護用の「バブルラップ」として機能し、雲の過密度を$\sim$100まで低減します。これは、混合の比率から理解できます。冷却時間へ。同伴前のせん断が大きい場合、t_mix/t_cool$\leq$1となり、ガスは5000Kの「冷却ボトルネック」以下に冷却できなくなります。したがって、クラウド生存基準は、よく研究された純粋にアトミックな場合と同じです。飛沫同伴後、せん断力が低下すると、t_mix/t_cool>1となり、雲は多相になり、分子量と原子量が同等になります。形式的に不安定な50K<T<5000K範囲に豊富なガスを含む幅広い温度PDFは、駆動乱流と放射冷却を伴う以前のISMシミュレーションと一致します。私たちの発見は、恒星やAGNの流出、クラスターフィラメント、「クラゲ」銀河、およびAGB風における塵の多い分子ガスに影響を及ぼします。
完全な CEERS 初期宇宙銀河サンプル: z ~ 8.5-14.5 の明るい銀河の空間密度の驚くほど遅い進化
| Title |
The_Complete_CEERS_Early_Universe_Galaxy_Sample:_A_Surprisingly_Slow_Evolution_of_the_Space_Density_of_Bright_Galaxies_at_z_~_8.5-14.5 |
| Authors |
Steven_L._Finkelstein,_Gene_C._K._Leung,_Micaela_B._Bagley,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Casey_Papovich,_Hollis_B._Akins,_Pablo_Arrabal_Haro,_Romeel_Dave,_Avishai_Dekel,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Norbert_Pirzkal,_Rachel_S._Somerville,_L._Y._Aaron_Yung,_Ricardo_Amorin,_Bren_E._Backhaus,_Peter_Behroozi,_Laura_Bisigello,_Volker_Bromm,_Caitlin_M._Casey,_Oscar_A._Chavez_Ortiz,_Yingjie_Cheng,_Katherine_Chworowsky,_Nikko_J._Cleri,_Michael_C._Cooper,_Kelcey_Davis,_Alexander_de_la_Vega,_David_Elbaz,_Maximilien_Franco,_Adriano_Fontana,_Seiji_Fujimoto,_Mauro_Giavalisco,_Norman_A._Grogin,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Michaela_Hirschmann,_Kartheik_G._Iyer,_Shardha_Jogee,_Intae_Jung,_Rebecca_L._Larson,_Ray_A._Lucas,_Bahram_Mobasher,_Alexa_M._Morales,_Caroline_V._Morley,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04279 |
我々は、宇宙進化早期放出科学(CEERS)調査による完成したNIRCamイメージングから選択された88個の候補z~8.5-14.5銀河のサンプルを紹介します。これらのデータは、6つの広帯域イメージングフィルターと1つの中帯域イメージングフィルターで~90arcmin^2(10NIRCamポインティング)をカバーします。このサンプルにより、この時代の明るい銀河はほとんどの理論モデルで予測されるよりも豊富であるという初期のJWSTの結論がより高い信頼度で確認されます。z~9、11、14でレストフレーム紫外光度関数を構築し、明るい(M_UV=-20)銀河の空間密度がz~14からz~9まで急激に増加するのに比べて、緩やかにしか変化しないことを示します。z~8からz~4まで。私たちの候補は測光的に選択されていますが、分光学的追跡調査により、そのうち13個が確認され、顕著な侵入者は1人だけであり、このサンプルの忠実度が高いことが示唆されています。したがって、紫外で明るいz>10銀河の数密度のより平坦な進化の証拠をうまく説明するには、星の形成を制御する支配的な物理プロセスの変更が必要になる可能性がある。私たちの結果は、赤方偏移による塵の減衰の大幅な変動がこれらの高い赤方偏移では支配的な要因である可能性は低いことを示していますが、それらは自然に星形成効率および/または確率性が強化されたモデルからの予測と一致しています。進化する恒星の初期質量関数によって、モデルの予測が結果とよりよく一致する可能性もあります。初期銀河の大規模なサンプルを分光学的に詳細に追跡することで、これらの競合するシナリオを区別することができます。
赤方偏移3の天の川に似た棒渦巻銀河
| Title |
A_Milky_Way-like_barred_spiral_galaxy_at_a_redshift_of_3 |
| Authors |
Luca_Costantin,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Yuchen_Guo,_Chiara_Buttitta,_Shardha_Jogee,_Micaela_B._Bagley,_Guillermo_Barro,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Anton_M._Koekemoer,_Cristina_Cabello,_Enrico_Maria_Corsini,_Jairo_M\'endez-Abreu,_Alexander_de_la_Vega,_Kartheik_G._Iyer,_Laura_Bisigello,_Yingjie_Cheng,_Lorenzo_Morelli,_Pablo_Arrabal_Haro,_Fernando_Buitrago,_M._C._Cooper,_Avishai_Dekel,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Mauro_Giavalisco,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Ray_A._Lucas,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Lise-Marie_Seill\'e,_Jes\'us_Vega-Ferrero,_Stijn_Wuyts,_and_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04283 |
私たちの天の川を含む、局所宇宙の大規模な円盤銀河の大部分は、その中心領域に星の棒構造を示しています。高赤方偏移の円盤銀河に典型的な強いガス乱流がバーの形成を抑制または遅延させるため、バーは低赤方偏移の動的に冷たい恒星円盤で発達すると考えられています。さらに、シミュレーションでは、天の川銀河のような銀河の前駆体では、$z=1.5$を超えるとバーがほとんど存在しないことが予測されています。今回我々は、赤方偏移$z_{\rmphot}\sim3$にある棒状渦巻銀河ceers-2112の観測を報告します。この銀河は、宇宙が誕生してわずか2ギルのときにすでに成熟していました。恒星の質量($M_{\star}=3.9\times10^9M_{\odot}$)と棒状の形態は、構造と質量の両方の観点から、ceers-2112が天の川銀河の祖先であると考えられることを意味します。宇宙の最初の2ギルでの集合の歴史があり、最初の4ギルでは質量が最も近かった。我々は、銀河内のバリオンが$z\sim3$ですでに暗黒物質を支配していた可能性があり、高赤方偏移バーが約400ミル後に形成された可能性があり、動的に冷たい恒星円盤が赤方偏移$z=4-によって所定の位置に存在した可能性があると推測します。5ドル（12G以上前）。
\textit{JWST} NGDEEP 調査による $z \sim 9-16$ の淡い銀河のレストフレーム UV カラー
| Title |
Rest-Frame_UV_Colors_for_Faint_Galaxies_at_$z_\sim_9-16$_with_the_\textit{JWST}_NGDEEP_Survey |
| Authors |
Alexa_M._Morales,_Steven_L._Finkelstein,_Gene_C._K._Leung,_Micaela_B._Bagley,_Nikko_J._Cleri,_Romeel_Dave,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Nimish_P._Hathi,_Ewan_Jones,_Anton_M._Koekemoer,_Casey_Papovich,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Nor_Pirzkal,_Britton_Smith,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04294 |
私たちは、これまでで最も深いJWSTNIRCam調査の1つである次世代深部銀河系外銀河で発見された、z~9-16の36個の微光星形成銀河のサンプルの静止フレームUVスペクトル勾配$\beta$の測定結果を示します。ExploratoryPublic(NGDEEP)調査。我々は、当初Leung+23で発表されたUV微光銀河($M_{UV}$~-16まで)の堅牢な測光測定を使用し、観測された測光と測光の両方に測光べき乗則を当てはめることでUVスペクトル傾斜の値を測定します。そして、バグパイプを用いたスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを通じて得られた恒星集団モデル。$\beta_{PL}=-2.7^{+0.5}_{-0.5}$の測光べき乗則フィッティングとSEDフィッティング$\beta_から$\beta$の中央値と68%信頼区間を取得します。完全なサンプルの場合、{SED}=-2.3^{+0.2}_{-0.1}$。利用可能な測光検出が2～3つだけの場合、SEDフィッティングは測光べき乗則フィッティングよりも散乱が小さく、バイアスが減少することを示します。この偏りを定量化すると、補正後の中央値$\beta_{SED,corr}=-2.5^{+0.2}_{-0.2}$であることがわかります。私たちはバグパイプを使って銀河の物理的特性を測定し、微光($M_{UV}=-18.1^{+0.7}_{-0.9}$)のサンプルが低質量(${log}[M_{\ast}]であることを発見しました)/M_\odot]=7.7^{+0.5}_{-0.5}$)、かなり塵が少なく($A_{v}=0.1^{+0.2}_{-0.1}$mag)、適度に若い(${log[年齢]}=7.8^{+0.2}_{-0.8}$年)、星形成率の中央値は$\mathrm{log(SFR)}=-0.3^{+0.4}_{-0.4}M_\odot{/yr}$。私たちのサンプル内では、エキゾチックに金属が少ない($Z/Z_{\odot}$<10$^{-3}$)LyC脱出率が非常に高い恒星集団。私たちの観測は、z~9-16にあるこれらの恒星質量の銀河は、適度に低い金属性($Z/Z_{\odot}$~0.1--0.2)しか持たないはずだというモデルの予測と一致しています。
ワイドバイナリの離心力学 -- II.恒星の遭遇と形成経路に対する制約の影響
| Title |
Eccentricity_dynamics_of_wide_binaries_--_II._The_effect_of_stellar_encounters_and_constraints_on_formation_channels |
| Authors |
Chris_Hamilton_(IAS),_Shaunak_Modak_(Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04352 |
GAIAのワイド恒星連星(長半径$\gtrsim10^3\,\mathrm{AU}$)には超熱離心率分布関数(DF)があり、$P(e)\proptoe^\alpha$と$でよく適合します。\alpha\sim1.2$。論文Iでは、このDFが、すでに超熱状態ではない現実的なDFから始まる銀河の潮汐トルクによって生成されたものではないことを証明しました。ここでは、ワイドバイナリに対するもう1つの主要な力学的影響、つまり通過する星との遭遇を考慮します。私たちは、多くの弱い、衝撃的、貫通的な恒星との遭遇の下で、長半径と離心率における連星の進化を支配するフォッカー・プランク方程式を導出し、解きます。これらの出会いが、長半径$a$をイオン化方向に駆動するのと同じタイムスケールで、離心率DFを熱方向に駆動することを解析的に示します。$t_\mathrm{ion}\sim4\,\mathrm{Gyr}\,(a/10^4\,\mathrm{AU})^{-1}$。我々は、観察された超温性DFは、さらに超温性(つまり、より高い$\alpha$)の出生分布に由来するに違いないと結論付けています。この要件により、ほとんどのワイドバイナリがたとえば次のような方法で形成される可能性が排除されます。星団の崩壊が起こり、代わりに乱流の断片化シナリオが有利になります。私たちの理論の検証可能な予測は、$\alpha$が二進数の年齢の単調減少関数であるはずであるということです。
Determina\c{c}\~ao da Dist\^ancia \`a Grande Nuvem de Magalh\~aes
Atrav\'es das Estrelas Vari\'aveis Cefeidas Dispon\'iveis no Cat\'algo
OGLE-IV
| Title |
Determina\c{c}\~ao_da_Dist\^ancia_\`a_Grande_Nuvem_de_Magalh\~aes_Atrav\'es_das_Estrelas_Vari\'aveis_Cefeidas_Dispon\'iveis_no_Cat\'alogo_OGLE-IV |
| Authors |
Kevin_Mota_da_Costa,_Alan_Miguel_Vel\'asquez_and_Julio_Cesar_Fabris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04470 |
この研究では、観測プロジェクトOGLE-IV(変光星の光学重力レンズ実験コレクション)からの古典セファイド変光星の公開カタログを利用して、リービットの法則を使用して大マゼラン雲(LMC)までの距離を決定する方法について説明します。)、大マゼラン雲の4709個の星から構成されます。セファイド変光星の脈動周期を決定するために、データ用に修正された計算アルゴリズム\textit{Lomb-Scargleperiodogram}を使用します。さらに、周期の計算により、大マゼラン雲のセファイド変光星の周期と光度の関係を導き出し、独立した校正距離を使用してそれらの距離係数を推定することができます。また、変光星の振動の背後にある物理的メカニズムに関するいくつかの一般的な理論的概念についても説明します。
運動学的観点から見た B/PS の膨らみとバーレンズ。 Ⅱ
銀河の内部力学と運動学は、視線速度分布(LOSVD)に影響を与えます。ガウス・エルミートのパラメータ化により、LOSVDの歪度~($h_3$)と広さ~($h_4$)の偏差に関してシステムの運動学的特徴を識別することができます。$h_3-\overlineV$相関は細長い軌道の兆候であり、逆相関は円軌道または円に近い軌道の兆候であるため、このような方法は軌道の種類に関する情報を提供します。以前の研究では、$h_3-\overlineV$関係の分析により、隠れたバーまたはB/PSバルジ~(edge-on,$\mathrm{PA}=90^\circ$)を特定し、調査するためのツールが提供されました。彼らの強さ。メカニズムを調べるために、明確なB/PSバルジを持つ2つの$N$体銀河モデルを用意しました。1つは通常の棒~(Xモデル)、もう1つは棒~に埋め込まれたバーレンズを持つモデル(BLモデル)です。観測者の任意の位置での$h_3$フィーチャの形成の様子。$h_3-\overlineV$相関が棒粒子と円板粒子が混合している領域に現れることを示します。また、実のないモデルの中心に$h_3-\overlineV$逆相関があることも明らかにし、実の実特有の軌道がこの信号の原因であることを示します。さらに、この特徴は、コンパクトな膨らみと棒状の銀河でのみ観察できます。この研究の結果は、B/PSバルジを持つ実際の銀河、特に棒レンズを持つ天体の将来の積分場ユニット(IFU)データの解釈に適用できます。
| Title |
Bar-driven_Gas_Dynamics_of_M31 |
| Authors |
Zi-Xuan_Feng_(SHAO),_Zhi_Li_(SHNU),_Juntai_Shen_(SJTU),_Ortwin_Gerhard_(MPE),_Roberto_Saglia_(MPE),_Matias_Blana_(PUC),_Hui_Li_(THU),_Yingjie_Jing_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04796 |
M31のバルジにおける大規模なガス衝撃は、回転する恒星棒によって自然に説明できます。ガス力学モデルを使用して、M31のバーパターン速度の独立した測定を提供します。私たちのシミュレーションの重力ポテンシャルは、星の測光と運動学によって制約された一連の特注モデルからのものです。ガス円盤の傾きを$i=77^{\circ}$に固定すると、パターン速度は$16-20\;\rmkm\;s^{-1}\;kpc^{$\Omega_{b}$の高いモデルでは衝撃位置がバーの長軸に近すぎるため、観測された衝撃特徴の位置と振幅を一致させるには-1}$が必要です。内側のガスディスクの傾斜角が外側のディスクに比べてわずかに小さい場合、パターン速度は$20-30\;\rmkm\;s^{-1}\;kpc^{-1}$まで増加する可能性があります。星形成や星のフィードバックなどのサブグリッド物理学を含めることは、衝撃振幅にわずかな影響を与えますが、衝撃位置は大きく変わりません。内側のガス円盤がHIおよびイオン化ガスの観測と同様のさまざまな傾斜に従うことができる場合、パターン速度$38\;\rmkm\;s^{-1}\;kpc^{-1のガスモデルが作成されます。}$は恒星力学モデルと一致しており、衝撃特徴と中心ガス特徴の両方に一致します。
Cosmic Vine: 巨大な静止銀河を収容する z=3.44 の大規模構造
| Title |
Cosmic_Vine:_A_z=3.44_Large-Scale_Structure_Hosting_Massive_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Shuowen_Jin,_Nikolaj_B._Sillassen,_Georgios_E._Magdis,_Malte_Brinch,_Marko_Shuntov,_Gabriel_Brammer,_Raphael_Gobat,_Francesco_Valentino,_Adam_C._Carnall,_Minju_Lee,_Aswin_P._Vijayan,_Steven_Gillman,_Vasily_Kokorev,_Thomas_R._Greve,_Bitten_Gullberg,_Katriona_M._L._Gould,_and_Sune_Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04867 |
EGSフィールドのJWSTデータによって明らかになったz=3.44における大規模構造の発見を報告します。「CosmicVine」と名付けられたこの構造は、3.43<z<3.45の分光赤方偏移を持つ20個の銀河と、一貫した測光赤方偏移を持つ6個の過剰密度の銀河で構成され、約4x0.2pMpc^2の領域に広がる蔓状構造を構成しています。CosmicVineの2つの最も重い銀河(M*~10^10.9Msun)は、バルジが支配的な形態(B/T>70%)を持ち静止していることがわかります。シミュレーションとの比較から、コズミック・ヴァインはz=0でハロー質量>10^14Msunの星団を形成し、2つの大質量銀河が最も明るい星団銀河(BCG)を形成している可能性が高いことが示唆されている。この結果は、z>3で成長する大規模構造の中で巨大な静止銀河が形成される可能性があり、したがってウイルス化されたクラスターコアを必要とする環境消光メカニズムが不利になることを明確に示しています。その代わりに、相互作用しバルジが支配的な形態から示唆されるように、2つの銀河はおそらく合体によって引き起こされるスターバーストまたはAGNフィードバックによって消滅し、その後クラスターコアに陥る可能性があります。さらに、z>3の高密度環境で観測された大質量静止銀河の比星形成率は、TNG300シミュレーションでのBCGの比星形成率よりも2桁低いことがわかりました。この矛盾は、大規模な銀河団形成のモデルに潜在的に課題をもたらす可能性があります。この問題を解決するには、大規模なサンプルと専用のクラスターシミュレーションを比較する今後の研究が必要です。
中心銀河の特性と大規模なブラックホールバイナリ集団との関連性
私たちは、大質量ブラックホール連星の特性が、観察される中心銀河の特性にどのような影響を与えるかを調査します。私たちは、中心銀河内の恒星の総質量の関数として観測された恒星の質量不足の傾向を、IllustrisTNGで予測された傾向と比較します。私たちは、文献のN体実験の結果に基づいたサブグリッドの後処理物理学を適用することにより、シミュレートされた銀河の質量欠損を計算します。コアを作成できる最小二元質量比の事後分布の中央値が0.7であることがわかります。コアが消去されるガス質量分率の中央値は0.6です。したがって、質量比の低い連星は核形成に寄与せず、ガスが豊富な合体は核内で星形成を引き起こし、最終的に核を消滅させるに違いない。このような制約は、大規模なブラックホール連星集団全体、ブラックホールと銀河の共進化、および重力波背景の起源に重要な影響を及ぼします。
銀河間磁場の天体物理学的起源の制約
高エネルギー光子は、銀河系外背景光(EBL)と相互作用すると電子陽電子対を生成します。これらのペアは、おそらく宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の上方散乱光子の前に、銀河間磁場(IGMF)によって偏向され、それによって電磁カスケードが開始されます。この電磁カスケードによる過剰なGeVフォトンと個々のブレーザーの周囲に広がるハローが観測されないことを利用して、IGMFの特性を制限することができます。この作業では、FermiLATとH.E.S.Sによる1ES0229+200の公開データを使用します。さまざまな磁気発生シナリオの宇宙論的MHDシミュレーションを制約し、強力な空間充填原始成分や過度に楽観的なダイナモ増幅を持たないすべてのモデルを95%の信頼水準で除外できることを発見しました。実際、強力なIGMFによって満たされる空間の割合は少なくとも$f\gtrsim0.67$でなければならないことがわかり、したがってほとんどの天体物理学的生産シナリオが除外されます。さらに、ブレーザー活動時間に対する空間充填原始IGMFの下限値$B_0>5.1\times10^{-15}$G($B_0>1.0\times10^{-14}$G)を設定しました。$\Deltat=10^4$年($\Deltat=10^7$年)。
| Title |
Neural_Networks_unveiling_the_properties_of_gravitational_wave_background_from_massive_black_hole_binaries |
| Authors |
Matteo_Bonetti,_Alessia_Franchini,_Bruno_Giovanni_Galuzzi,_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04276 |
大質量ブラックホール連星(MBHB)は、太陽質量数百万を超えるブラックホールによって形成される連星系であり、銀河の核内で形成および進化すると予想されています。このような物体の非常にコンパクトな性質により、重力波(GW)の大音量で効率的な放出が決まります。これは、パルサータイミングアレイ(PTA)実験によって、重力波背景(GWB)、つまりGWの重ね合わせの形で検出できます。さまざまなソースからの信号。GWBのモデリングにはバイナリ母集団に関するいくつかの仮定が必要であり、関係するパラメータ空間全体の探索は計算コストがかかるため法外です。ここでは、恒星環境と相互作用する偏心したMBHB集団によって生成されたGWBの半分析モデリングに基づいてニューラルネットワーク(NN)モデルをトレーニングします。次に、NNを使用して、分析的にサンプリングしなかったパラメーター空間の領域におけるGW信号の特性を予測します。開発されたフレームワークを使用すると、さまざまな宇宙実現で生成されるGWB信号のレベル、形状、分散を迅速に予測できます。
3D GRMHD シミュレーションでの中性子星の降着: ジェット、磁極性、および交換スリングショット
降着中性子星は、星自体の磁場の存在がブラックホールとは異なり、降着流との相互作用は、これらの系の円盤構造、流出、ジェット、スピンの進化を理解する上で中心的な要素となります。また、恒星の双極子は内部円盤の磁場に対して任意の方向を向くことができるため、追加の自由度も導入されます。我々は、降着状態とプロペラ状態の両方において、双極子場が初期の円盤場に対して平行または反平行である2つの極端な極性を調査する一連の3D一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを提示します。磁気圏が共回転半径付近またはそれを超えて円盤を切り取る場合、相対論的ジェット出力を含むシステムの特性のほとんどは、星と円盤の相対極性に依存しません。しかし、ディスクが共回転半径の内側に十分に伸びている場合、平行配向ではジェット出力が抑制され、内側のディスクの密度が低くなり、より強く磁化されます。我々は、この挙動を説明できる可能性のある物理的メカニズムである交換スリングショットを提案し、その天体物理学的意味について議論します。
巨大な回転星におけるさまざまな円盤風による爆発
| Title |
Variety_of_disk_wind-driven_explosions_in_massive_rotating_stars |
| Authors |
Ludovica_Crosato_Menegazzi,_Sho_Fujibayashi,_Koh_Takahashi,_Ayako_Ishii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04297 |
私たちは、物質と角運動量の移動によって接続されたブラックホールと円盤の系への回転する大質量星の恒星核の崩壊に関連する超新星様の爆発について、一連の2次元、非相対論的、流体力学シミュレーションを実行します。中央エンジンのモデルには、円盤風の寄与も含まれています。この研究では、arXiv:2008.09132からのゼロ年齢主系列質量$M_\mathrm{ZAMS}=20\,M_\odot$を持つ回転する大質量始原星の風による爆発を特に調査します。この研究は、オープンソースの流体力学コードAthena++を使用して実行され、軸対称の密度分布の自己重力を計算する方法が実装されています。次に、爆発特性と$^{56}$Ni生成を風力噴射の(変化する)いくつかの特徴の関数として調査します。$\sim0.049\times10^{51}$~ergから$\sim34\times10^{51}$~ergまでの範囲の$E_\mathrm{expl}$と噴出物の質量$を持つ多種多様な爆発エネルギーが見つかりました。M_\mathrm{ej}$は0.58から6$M_\odot$で、高エネルギーと低エネルギーの分岐で二峰性分布を示します。我々は、特定の恒星構造における高エネルギー爆発または準エネルギー爆発の結果として生じる結果は、主に、注入された物質のラム圧力と落下するエンベロープのラム圧力との間の競合によって決定されることを実証する。元素合成解析では、モデルで生成される$^{56}$Niの質量は、準エネルギー爆発の$<0.2~M_\odot$から高エネルギー爆発の$2.1~M_\odot$まで変化します。これらの結果は、ストリップドエンベロープやブロードライン型IcSNeなどの高エネルギーSNeの観測データと一致しています。しかし、爆発エネルギーと噴出物の質量の間には、観測的に測定されたものよりも強い相関関係があることがわかりました。
SN 2023ixf に対するチャンドラの洞察
爆発後13日目と86日目のM101のSN2023ixfのチャンドラACIS観察を報告します。両方の時代のX線放射は、星周相互作用の結果としての前方衝撃領域からの高温プラズマによって特徴付けられます。両方のチャンドラエポックで吸収カラム密度を制限することができます。柱の密度は銀河吸収柱の密度よりもはるかに大きく、これは星周物質による吸収によるものと考えられます。これを4日目のNuSTAR公開測定と組み合わせると、カラム密度は4日目から13日目まで$t^{-2}$として減少し、その後$t^{-1}$として増加することがわかります。吸収されなかった$0.3-10$keVの光度も、チャンドラ時代には$t^{-1}$として進化します。最初のチャンドラ時代では、SN付近に冷たい物質が存在することを示す6.4keVのFeK-$\alpha$蛍光線が検出されました。ラインは86日目には存在しません。これは、2つのエポック間でカラム密度が7分の1に減少していることと一致しています。私たちの分析によると、爆発前の10年から1.5年の間、始祖は$5.6\times10^{-4}$$M_\odot\,\rmyr^{-1}$の一定の質量損失率で進化していました。。X線測定により、CSMの非対称性が示されます。
射手座 A* の数値モデルの $230$ GHz 変動 I. $R_{\rm Low}$ の変動に関するパラメータ調査
| Title |
The_$230$_GHz_Variability_of_Numerical_Models_of_Sagittarius_A*_I._Parameter_Surveys_on_Varying_$R_{\rm_Low}$ |
| Authors |
Ho-Sang_Chan,_Chi-kwan_Chan,_Ben_S._Prather,_George_N._Wong,_Charles_Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04388 |
\citet{2022ApJ...930L..16E}の一般相対論的磁気流体力学および光線追跡(GRRT)モデルによって予測された射手座~A*(Sgr~A*)の$230$\,GHzの光曲面は、より高い変調指数$M_を持っています。{\DeltaT}$を観測結果と比較。この一連の論文では、このような大きな輝度変動の原因を探ります。この最初の論文では、$1$から$60$までの$R_{\rmLow}$をカバーする、光学的に薄い領域から光学的に厚い領域にわたる大規模なGRRTパラメータ調査を実行しました。モデルパラメータに応じて、\emph{i})$R_{\rmLow}$をより高い値に増加させると、$M_{\DeltaT}$の一貫性を維持しながら系統的に$M_{\DeltaT}$を削減できることがわかります。場合によってはSgr~A*の変動が観察される。\emph{ii})$R_{\rmLow}$を増やすと、$M_{\DeltaT}$がより高い値に増加します。GRRT画像スナップショットの分析により、$R_{\rmLow}=1$モデルの大きな$M_{\DeltaT}$は主にフォトンリングに由来することが明らかになりました。ただし、スピンパラメータに応じて、降着流からの二次的な寄与も確認できます。私たちの研究は、放射効率の悪い降着流のモデル化に使用される電子温度の重要性を実証し、イオンと電子の温度比に新たな制約を課します。$R_{\rmLow}$に対する$M_{\DeltaT}$の依存関係を理解するためのより詳細な分析は、後続の論文で実行されます。
等粒子クォークモデルにおけるクォークの閉じ込め: 恒星物質への応用
| Title |
Quark_confinement_in_an_equiparticle_quark_model:_application_to_stellar_matter |
| Authors |
Isabella_Marzola,_S\'ergio_B._Duarte,_C\'esar_H._Lenzi_and_Odilon_Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04393 |
密度に依存するクォーク質量($m'_{u,d,s}$)をもつ熱力学的一貫モデルの改良を、高密度領域およびゼロ温度でのクォーク閉じ込め/脱閉じ込め相転移の効果を導入することによって実行します。トレースされたポリアコフループ($\Phi$)。ParticleDataGroupによって提供される現在のクォーク質量の現実的な値を使用し、$m'_{u,d,s}$の相互作用部分の定数を$\Phi$の関数で置き換えます。$\Phi$が秩序パラメータである対称クォーク物質の秩序相転移構造。改良されたモデルが、非閉じ込め相の出現によるキラル対称性回復の方向性を示していることを示します。別の応用例では、この新しいモデルから得られたクォーク星の質量半径プロファイルを構築し、LIGOと乙女座の共同研究による最近の天体物理学的観測データと、ミリ秒パルサーPSRJ0030+0451に関するNICERミッションを満たすことが可能であることを示します。、PSRJ0740+6620。
自転する中性子星をパルサーとして観察すると、グリッチとして知られるスピンアップ現象が時折発生することが見られます。数十年の研究にもかかわらず、グリッチの原因となる物理的メカニズムはまだよく理解されていませんが、おそらく星の外側の弾性地殻と、その中にある超流動体および超伝導コアとの間の相互作用が関係していると考えられます。グリッチには、ある程度の重力波の放出が伴います。この記事では、重力波の放射とグリッチを結び付ける提案されたモデルをレビューおよび批判し、短期間のバースト状の放射と長寿命の信号の両方を調査します。私たちは、重力信号の検出(場合によっては非検出)によって、グリッチメカニズム、ひいては高密度での物質の挙動の両方をどのように調査するかを説明します。
X 線連星環状体 X-1 の降着幾何学に関する X 線偏光ビュー
| Title |
X-Ray_Polarized_View_on_the_Accretion_Geometry_in_the_X-Ray_Binary_Circinus_X-1 |
| Authors |
John_Rankin,_Fabio_La_Monaca,_Alessandro_Di_Marco,_Juri_Poutanen,_Anna_Bobrikova,_Vadim_Kravtsov,_Fabio_Muleri,_Maura_Pilia,_Alexandra_Veledina,_Rob_Fender,_Philip_Kaaret,_Dawoon_E._Kim,_Andrea_Marinucci,_Herman_L._Marshall,_Alessandro_Papitto,_Allyn_F._Tennant,_Sergey_S._Tsygankov,_Martin_C._Weisskopf,_Kinwah_Wu,_Silvia_Zane,_Filippo_Ambrosino,_Ruben_Farinelli,_Andrea_Gnarini,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04632 |
CirX-1は、離心軌道$\sim$16.6日の間の磁束の強い変動を特徴とする中性子星X線連星です。スペクトル状態にも大きな変動があり、歴史的には環礁とZ状態の両方の特性を示してきました。我々は、イメージングX線旋光計エクスプローラーを使用して、6日間隔で2つの軌道セグメントを合計263kにわたって観測しました。$1.6\%\pm0.3\%$と$1.4\%\pm0.3\%$のこれらのセグメントのX線偏光度が$37^\circ\pm5^\circ$と$-の偏光角で見つかります。それぞれ12^\circ\pm7^\circ$です。したがって、軌道に沿って$49^\circ\pm8^\circ$だけ偏光角が回転することが観察されました。軌道中に降着流の変化、そして硬度比の変化が予想されるため、硬度比で分類された分極も調査し、最低と最低の間で偏光角が$67^\circ\pm11^\circ$異なることを発見しました。硬度比の最高値。我々は、軌道角運動量に対する中性子星の角運動量のずれによって引き起こされる、降着円盤とコンプトン化領域の対称軸の間のずれの可能性を示唆する可能性がある、この結果の可能な解釈について議論する。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 活動銀河核内の X 線コロナの物理を探る
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Probing_the_physics_of_the_X-ray_corona_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
E._Kammoun,_A._M._Lohfink,_M._Masterson,_D._R._Wilkins,_X._Zhao,_M._Balokovi\'c,_P._G._Boorman,_R._M._T._Connors,_P._Coppi,_A._C._Fabian,_J._A._Garc\'ia,_K._K._Madsen,_N._Rodriguez_Cavero,_N._Sridhar,_D._Stern,_J._Tomsick,_T._Wevers,_D._J._Walton,_S._Bianchi,_J._Buchner,_F._Civano,_G._Lanzuisi,_L._Mallick,_G._Matt,_A._Merloni,_E._Nardini,_J._M._Piotrowska,_C._Ricci,_K.-W._Wong,_A._Zoghbi,_and_the_HEX-P_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04679 |
活動銀河核(AGN)やブラックホールX線連星における硬X線の放出は、コロナと呼ばれる電子の熱い雲によって生成されると考えられています。この放出は、一般に高エネルギーカットオフを伴うべき乗則で説明され、熱電子によるコンプトン化を示唆しています。コロナの起源、形状、構成を説明するためにいくつかの仮説が提案されていますが、この基本的な構成要素についてはまだ明確な理解が不足しています。NuSTARは、10keVを超える前例のない感度により、X線コロナに関する知識を向上させる重要な役割を果たしてきました。ただし、これらの制約は、近くにある明るい光源に限定されます。高エネルギーX線プローブ(HEX-P)は、高空間分解能X線イメージングと広いスペクトル範囲(0.2～80keV)を組み合わせたプローブクラスのミッションコンセプトで、現在の施設よりも優れた感度を備えています。この論文では、特にAGNにおけるX線コロナの洞察をさらに進める上でHEX-Pが果たす主要な役割に焦点を当てます。私たちは、HEX-Pがどのように重要な特性を測定し、隠蔽されていないAGNにおけるコロナの時間的進化を追跡するかを実証します。これにより、電子の分布を決定し、主要な放出メカニズムをテストできるようになります。さらに、HEX-Pが局所宇宙の不明瞭なAGNのコロナ特性をどのように正確に推定し、AGNの統合に関する基本的な疑問の解決に役立つかを示します。さらに、HEX-Pは、宇宙論的赤方偏移における発光クェーサーの大規模サンプルにおけるコロナの特徴を初めて明らかにし、過渡系におけるコロナの進化をリアルタイムで追跡します。また、HEX-Pがスペクトルタイミング技術を使用して冠状構造の推定をどのように可能にするかを示します。したがって、HEX-Pは、広範な質量、距離、光度にわたるブラックホールの進化と成長を理解するために不可欠であり、宇宙の形成におけるブラックホールの役割を明らかにするのに役立ちます。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 中性子星の降着への新たな窓
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_A_New_Window_into_Neutron_Star_Accretion |
| Authors |
R._M._Ludlam,_C._Malacaria,_E._Sokolova-Lapa,_F._Fuerst,_P._Pradhan,_A._W._Shaw,_K._Pottschmidt,_S._Pike,_G._Vasilopoulos,_J._Wilms,_J._A._Garc\'ia,_K._Madsen,_D._Stern,_C._Maitra,_M._Del_Santo,_D._J._Walton,_M._C._Brumback,_and_J._van_den_Eijnden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04687 |
降着中性子星(NS)は、強い磁場の存在下での降着の物理学を調査するためのユニークな実験室を代表します($B\gtrsim10^8$G)。さらに、NS内部の物質自体は、地球上の実験室では再現できない超高密度の冷たい状態で存在します。したがって、これらの物体の観察研究は、最も極端な物理的状況を調査する方法です。ここでは、この分野の概要を示し、NS降着に関連する最も重要な未解決の問題について説明します。我々は、低質量X線連星系と高質量X線連星系の両方におけるNSの降着に関するこれらの未解決の疑問が、高エネルギーX線プローブ（HEX-P）を使用してシミュレーションデータを介してどのように対処できるかを示します。特に、HEX-Pは、広いX線通過帯域と低いX線バックグラウンドによる感度の向上により、1)競合する連続体放射モデルを区別することができます。2)他の既存の方法とは独立しており、それを補完する反射モデリング技術により、NS半径のより厳しい上限を提供します。3)基本波および高調波サイクロトロン線を特徴付け、パルス位相によるそれらの挙動を調査することにより、磁場形状、プラズマパラメータ、および降着柱放出パターンを制約します。4)最も低い降着光度で高度に磁化されたNSの表面磁場強度を直接測定します。同様に、5)幾何学的進化と降着による磁場の減衰を区別するために、銀河系外源のサイクロトロン線の特徴を検出し、スーパーエディントン領域における光度への依存性を調査します。このようにして、HEX-Pは、NSの物理学、その磁場、極度の降着の物理学を調査するための重要な新しいツールを提供します。
高エネルギー X 線プローブ (HEX-P): 超高輝度 X 線源による極端な降着の研究
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Studying_Extreme_Accretion_with_Ultraluminous_X-ray_Sources |
| Authors |
Matteo_Bachetti_(1),_Matthew_J._Middleton_(2),_Ciro_Pinto_(3),_Andr\'es_G\'urpide_(2),_Dominic_J._Walton_(4),_Murray_Brightman_(5),_Bret_Lehmer_(6),_Timothy_P._Roberts_(7),_Georgios_Vasilopoulos_(8),_Jason_Alford_(9),_Roberta_Amato_(10),_Elena_Ambrosi_(3),_Lixin_Dai_(11),_Hannah_P._Earnshaw_(5),_Hamza_El_Byad_(1)Javier_A._Garc\'ia_(12_and_5),_Gian_Luca_Israel_(13),_Amruta_Jaodand_(5),_Kristin_Madsen_(12),_Chandreyee_Maitra_(9),_Shifra_Mandel_(9),_Kaya_Mori_(9),_Fabio_Pintore_(3),_Ken_Ohsuga_(14),_Maura_Pilia_(1),_Daniel_Stern_(15),_George_Younes_(12),_Anna_Wolter_(16)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton_(3)_INAF-IASF_Palermo,_(4)_Centre_for_Astrophysics_Research,_University_of_Hertfordshire,_(5)_Cahill_Center_for_Astrophysics,_California_Institute_of_Technology,_(6)_Department_of_Physics,_University_of_Arkansas,_(7)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy_\&_Department_of_Physics,_Durham_University,_(8)_Department_of_Physics,_National_and_Kapodistrian_University_of_Athens,_(9)_Columbia_Astrophysics_Laboratory,_Columbia_University,_(10)_IRAP,_CNRS,_Universit\'e_de_Toulouse,_CNES,_(11)_Department_of_Physics,_University_of_Hong_Kong,_(12)_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(13)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_(14)_Center_for_Computational_Science,_University_of_Tsukuba,_(15)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(16)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Brera) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04733 |
超高輝度X線源(ULX)は、降着するコンパクトな天体の極端な部類に属します。降着体の一部が中性子星であることの特定から、0.1～0.2度で移動する強力な風の検出に至るまで、ULXに恒星が含まれていることを示す証拠が増えています。高度にスーパーエディントン降着を起こしている質量コンパクト天体。ULXはほとんどが銀河系外にあり、混雑した領域にあるため、コンパクト天体への降着率、流出率、降着体/随伴体の質量、したがってそれらの祖先、寿命、将来の進化などの固有の特性を測定することは困難です。。しかし、ULXは、スーパーエディントン降着の物理学と、最終的にダブルコンパクト天体バイナリと重力波源に至るバイナリ進化の経路を理解するための最良の機会を表しています。エンドツーエンドシミュレーションと単一ソースシミュレーションの組み合わせを通じて、ホスト銀河の文脈でULXを研究するHEX-Pの能力を調査し、最も類似した現在の機器であるXMM-NewtonおよびNuSTARと比較します。能力。HEX-Pは、その狭い点広がり関数と低いバックグラウンドによって駆動される高感度により、XMM-NewtonやNuSTARよりも優れたULXからの脈動と幅広いスペクトル特徴を検出できます。私たちは、広帯域感度、タイミング分解能、角度分解能の組み合わせを通じて、ULXとそれに関連する重要な物理学を理解する際のHEX-Pの価値について説明します。これらにより、このミッションは脈動検出や低バックグラウンドの広帯域スペクトル研究に理想的なものになります。
高エネルギー X 線探査機: 銀河系外環境における X 線集団の解明
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe:_Resolved_X-ray_Populations_in_Extragalactic_Environments |
| Authors |
Bret_D._Lehmer,_Kristen_Garofali,_Breanna_A._Binder,_Francesca_Fornasini,_Neven_Vulic,_Andreas_Zezas,_Ann_Hornschemeier,_Margaret_Lazzarini,_Hannah_Moon,_Toni_Venters,_Daniel_Wik,_Mihoko_Yukita,_Matteo_Bachetti,_Javier_A._Garc\'ia,_Brian_Grefenstette,_Kristin_Madsen,_Kaya_Mori,_and_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04735 |
私たちは、高エネルギーX線探査機(HEX-P)ミッションコンセプトに基づいてシミュレーション銀河データセットを構築し、HEX-P天文台によってもたらされる銀河科学の大幅な進歩を実証します。高空間解像度イメージング($<$20秒角FWHM)、広いスペクトル範囲(0.2～80keV)、および現在の施設(XMM-NewtonやNuSTARなど)よりも優れた感度の組み合わせにより、HEX-Pはハード(4-25keV)$\sim$800銀河内の分解された点源集団からのX線放射と、$\sim$6000銀河から100Mpcまでの統合放射。これらの銀河は、広範囲の銀河タイプ(例:通常銀河、スターバースト銀河、受動的銀河)と特性(例:金属量や星形成履歴)をカバーしています。このような銀河では、HEX-Pは次のことを行います。(1)降着子の人口統計(ブラックホールと中性子星)、降着状態の分布、および状態遷移のリズムを含む、X線連星集団に関する独自の情報を提供します。(2)スターバースト環境での粒子加速に関連する逆コンプトン放出に対して、桁違いに厳しい制約を課す。(3)低金属量銀河の周囲の星間物質のイオン化と$z>8$宇宙の銀河間物質の加熱の両方に対するX線放射集団の寄与を明確に説明する。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): マグネターとその他の孤立した中性子星
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Magnetars_and_Other_Isolated_Neutron_Stars |
| Authors |
J._A._J._Alford,_G._A._Younes,_Z._Wadiasingh,_M._Abdelmaguid,_H._An,_M._Bachetti,_M._Baring,_A._Beloborodov,_A._Y._Chen,_T._Enoto,_J._A._Garc\'ia,_J._D._Gelfand,_E._V._Gotthelf,_A._Harding,_C.-P._Hu,_A.D._Jaodand,_V._Kaspi,_C._Kim,_C._Kouveliotou,_L._Kuiper,_K._Mori,_M._Nynka,_J._Park,_D._Stern,_J._Valverde,_D._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04739 |
マグネターやその他の孤立した中性子星からの硬X線の放出は、まだ調査されていません。硬X線に対する感度が高い機器は、中性子星磁気圏の物理学、さらにはマグネターと高速電波バースト(FRB)の関係を理解するために不可欠です。硬X線尾部を持つマグネターの数を決定し、バースト後何年にもわたってこれらの線源からの一時的な非熱放射を追跡するには、硬X線に対する高い感度が必要です。この感度により、これまで不可能だった中年期の回転動力パルサー(RPP)からの微弱な非熱放射の研究や、より若い明るいRPPの詳細な位相分解分光研究も可能になるでしょう。高エネルギーX線プローブ(HEX-P)は、高空間分解能X線イメージング(0.2～25keVで$<5$秒角の半出力直径(HPD))と、現在の施設（XMM-NewtonおよびNuSTARを含む）よりも優れた感度を備えた広いスペクトル範囲（0.2～80keV）。HEX-Pは、他の施設によって特定された発生源の追跡観測を実行し、脈動中性子星の候補を確実に特定するために必要なタイミング分解能を備えています。ここでは、HEX-Pがマグネターやその他の孤立した中性子星の物理学に関する重要な疑問に対処するのにどのように理想的に適しているかについて説明します。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 集団スピン測定による超大質量ブラックホールの成長の抑制
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Constraining_Supermassive_Black_Hole_Growth_with_Population_Spin_Measurements |
| Authors |
J._M._Piotrowska,_J._A._Garc\'ia,_D._J._Walton,_R._S._Beckmann,_D._Stern,_D._R._Ballantyne,_D._R._Wilkins,_S._Bianchi,_P._G._Boorman,_J._Buchner,_C.-T._Chen,_P._Coppi,_T._Dauser,_A._C._Fabian,_E._Kammoun,_K._Madsen,_L._Mallick,_G._Matt,_G._Matzeu,_E._Nardini,_A._Pizzetti,_S._Puccetti,_C._Ricci,_F._Tombesi,_N._Torres-Alb\`a,_K.-W._Wong_and_the_HEX-P_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04752 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の主要な成長チャネルの制約は、宇宙論的構造形成の文脈において最も活発に議論されている問題の1つです。SMBHスピンパラメータの進化と個々のブラックホールの降着および合体履歴との間に予想される関連性があるため、集団スピン測定はSMBH宇宙の成長への貴重な観察窓を提供します。現在のところ、SMBHスピンを推定する最も一般的な方法は、X線で観察される反射スペクトル内の相対論的に広がった原子プロファイルのモデル化に依存しています。この論文では、Horizon-AGN宇宙論シミュレーションによって予測された明確なスピン質量分布に基づいて、主要なSMBH成長チャネルを確実に区別するために必要な観測要件を研究します。そうすることで、既存の測定に関連する顕著な限界を特徴づけ、将来のX線天文台で計画および実行できる将来の観測キャンペーンの状況について議論します。私たちは、2030年代の高エネルギーコミュニティに貢献することを目的としたコンセプトプローブクラスのミッションである高エネルギーX線プローブ(HEX-P)に焦点を当てています。
相対論的ジェットのせん断境界層で加速される相対論的粒子の逆コンプトン放出と冷却
| Title |
Inverse_Compton_Emission_and_Cooling_of_Relativistic_Particles_Accelerated_at_Shear_Boundary_Layers_in_Relativistic_Jets |
| Authors |
Tej_Chand_and_Markus_B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04756 |
観測証拠とジェットのMHDシミュレーションからの理論的考察の両方から、活動銀河核(AGN)の相対論的ジェットは放射状に層状になっており、高速の内部スパインがゆっくりと動く外部の鞘で囲まれていることが示唆されています。結果として生じる相対論的せん断層は、AGNおよびガンマ線バースト(GRB)のジェットにおける相対論的粒子加速の場所の主な候補です。この記事では、AGNおよびGRBのジェットの相対論的せん断境界層(SBL)における磁場の生成と粒子加速のセル内粒子シミュレーションの結果を紹介します。我々は、等方性の外部ソフトフォトン場における相対論的電子の逆コンプトン散乱によって生成される放射スペクトルの自己無撞着計算を含め、相対論的ジェットのSBL内で加速される相対論的粒子に対する逆コンプトン冷却の影響を調査します。我々は、外部放射場の特性エネルギー(黒体温度とエネルギー密度)に応じて、コンプトン冷却がかなり大きくなる可能性があることを発見しました。生成されたコンプトン放出は高度に異方性であり、バルク・ローレンツ因子$\Gamma$でジェットに沿って移動する放出領域の共移動系における本質的に等方性の放出から予想される特徴的な$1/\Gamma$パターンよりもジェットの方向に沿ってより強くビーム化されます。これにより、ドップラー因子危機という長年の問題が解決される可能性があると考えられます。
高エネルギーX線探査機（HEX-P）：恒星質量ブラックホールへの降着を探る
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Probing_Accretion_onto_Stellar_Mass_Black_Holes |
| Authors |
Riley_Connors,_John_Tomsick,_Paul_Draghis,_Benjamin_Coughenour,_Aarran_Shaw,_Javier_Garcia,_Dominic_Walton,_Kristin_Madsen,_Daniel_Stern,_Nicole_Cavero_Rodriguez,_Thomas_Dauser,_Melania_Del_Santo,_Jiachen_Jiang,_Henric_Krawczynski,_Honghui_Liu,_Joseph_Neilsen,_Michael_Nowak,_Sean_Pike,_Andrea_Santangelo,_Navin_Sridhar,_Andrew_West,_Joern_Wilms,_and_the_HEX-P_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04782 |
降着は、再電離の時代から銀河や星の形成と進化に至るまで、宇宙の歴史において重要な役割を果たす普遍的な天体物理学的プロセスです。X線連星における恒星質量ブラックホールの降着は、降着プロセスを研究し、強力な重力を調査するのに最適な研究室の1つです。そして最も重要なことは、ブラックホールの角運動量(スピン)と、ブラックホールの角運動量(スピン)とその役割を測定することです。相対論的天体物理現象の動力メカニズム。降着ブラックホールの円盤コロナシステムとその共進化の包括的な特性評価は、ブラックホールのスピンの測定の基礎となります。ここでは、シミュレーションデータを使用して、降着恒星質量ブラックホールの研究における未解決の重要な疑問が、{\it高エネルギーX線プローブ}(\hexp)によってどのように解決されるかを実証します。\hexp\は、高空間分解能X線イメージングと広いスペクトル範囲($0.2\mbox{--}80$keV)を現在の施設(\xmm\と\を含む)よりも優れた感度で組み合わせる探査機クラスのミッションコンセプトです。nustar)を利用して、さまざまな重要な天体物理学の問題に対する革新的な新しい洞察を可能にします。\hexp\の次の機能を説明します。1)詳細なX線反射分光法により、低い($\lesssim0.1\%$)エディントンスケールの光度までのブラックホール連星降着流の進化する構造を測定します。2)コロナプラズマの前例のないスペクトル観測を提供し、その捉えどころのない幾何学的形状とエネルギー学を調査する。3)近くの銀河にある恒星質量ブラックホールの詳細な広帯域研究を実行し、降着物理の研究とブラックホールの基本的な性質の決定に使用できる情報源のレパートリーを拡大します。4)将来の地上および宇宙ベースの一連の天文台に対する補完的な天文台として機能し、BH-XRBの内部降着流からの多成分放射の重要なスペクトル測定を提供します。
高エネルギー X 線プローブ (HEX-P): 優れた X 線の目のレンズを通る最も強力なジェット
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_the_most_powerful_jets_through_the_lens_of_a_superb_X-ray_eye |
| Authors |
Lea_Marcotulli,_Marco_Ajello,_Markus_B\"ottcher,_Paolo_Coppi,_Luigi_Costamante,_Laura_Di_Gesu,_Manel_Errando,_Javier_A._Garc\'ia,_Andrea_Gokus,_Ioannis_Liodakis,_Greg_Madejski,_Kristin_Madsen,_Alberto_Moretti,_Riccardo_Middei,_Felicia_McBride,_Maria_Petropoulou,_Bindu_Rani,_Tullia_Sbarrato,_Daniel_Stern,_Georgios_Vasilopoulos,_Michael_Zacharias,_Haocheng_Zhang,_and_the_HEX-P_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04801 |
私たちの宇宙の銀河の中心にある活動的な超大質量ブラックホールの一部は、キロパーセクの長さの極端な相対論的ジェットを発射することができます。これらのジェットは、マルチバンド($\gamma$線への電波)およびマルチメッセンジャー(ニュートリノ)放射体として知られており、それらの一部は、アクセス可能なすべての波長で数十年にわたって監視されています。しかし、これらの高エネルギー現象を動かすプロセスについては、多くの未解決の疑問が未解決のままです。これらのジェットは本質的に、$E\sim0.1\,\rmkeV$から$E>100\,\rmkeV$までの範囲の軟X線から硬X線の放射を生成します。ジェットの物理学を解明するには、同時に広帯域のX線を照射し、優れたタイミングとイメージング機能を組み合わせることが必要です。実際、現在および将来の高エネルギー施設(IXPE、COSI、CTAOなど)およびニュートリノ検出器(IceCubeなど)と相乗効果を発揮して、軟X線から硬X線までを真に同時にカバーできれば、もつれを解くことが可能になるでしょう。これらのジェットからの高エネルギー放射線の原因となる粒子集団。高感度の硬X線調査($F_{8-24\,\rmkeV}<10^{-15}\,\rmerg~cm^{-2}~s^{-1}$)により、次のことが明らかになる可能性があります。宇宙初期の彼らの人口の大部分。X線放出の大部分を担う加速および放射プロセスは、軟X線と硬X線の両方でマイクロ秒のタイミング機能によって特定されます。さらに、硬X線領域で初めてジェット構造を画像化することで、その高エネルギー放出の起源を解明できる可能性がある。提案されているプローブクラスのミッションコンセプトである高エネルギーX線プローブ(HEX-P)は、これらの必要な機能をすべて兼ね備えており、マルチメッセンジャー、タイムドメイン時代における重要な次世代X線望遠鏡となります。HEX-Pは、宇宙で最も強力な加速器の背後にある科学を解明する理想的なミッションとなります。
中性子星合体からの不安定な状態方程式分岐について何が分かるでしょうか?
| Title |
What_can_we_learn_about_the_unstable_equation-of-state_branch_from_neutron-star_mergers? |
| Authors |
Maximiliano_Ujevic,_Rahul_Somasundaram,_Tim_Dietrich,_Jerome_Margueron,_Ingo_Tews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04809 |
高密度の強相互作用物質の状態方程式(EOS)は、パルサーのX線検出やNS合体の吸気段階でのNSの潮汐変形能の測定など、中性子星(NS)の天体物理学的観測によって調べることができます。。これらの観測は、EOSを最大でも最大質量配置$n_\textrm{TOV}$の密度までに制限します。これは、特定のEOSについて安定したNSによって探査できる最高密度です。しかし、適切な状況下では、連星中性子星(BNS)の合体により、$n_\textrm{TOV}$を超える密度を探査する合体後の残骸が生成される可能性があります。この研究では、$n_\textrm{TOV}$上のEOSが合併後の残骸の重力波または電磁観測から測定できるかどうかを調査します。我々は、さまざまなEOSに対してBNS合併の数値相対性シミュレーションを合計25回実行したが、$n_{\rmTOV}$を超える物質の異なる記述が合併後の観測量に検出可能な影響を与えるケースは見つからなかった。したがって、$n_\textrm{TOV}$を超えるEOSは、現行および次世代の検出器のBNS合体観測では探査できない可能性が高いと結論付けられます。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 宇宙 X 線背景に焦点を当てる
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Bringing_the_Cosmic_X-ray_Background_into_focus |
| Authors |
Francesca_Civano,_Xiurui_Zhao,_Peter_Boorman,_Stefano_Marchesi,_Tonima_Ananna,_Samantha_Creech,_Chien-Ting_Chen,_Ryan_Hickox,_Daniel_Stern,_Kristin_Madsen,_Javier_A._Garc\'ia,_Ross_Silver,_James_Aird,_David_M._Alexander,_Mislav_Balokov\'ic,_William_N._Brandt,_Johannes_Buchner,_Poshak_Gandhi,_Elias_Kammoun,_Stephanie_LaMassa,_Giorgio_Lanzuisi,_Andrea_Merloni,_Alberto_Moretti,_Kirpal_Nandra,_Emanuele_Nardini,_Anrealuna_Pizzetti,_Simonetta_Puccetti,_Ryan_Pfeifle,_Claudio_Ricci,_Daniela_Spiga,_Nuria_Torres-Alb\'a,_and_the_HEX-P_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04832 |
宇宙X線背景放射の発見以来、天文学者は、10～40keV帯域のピークに寄与する降着超大質量ブラックホールを理解しようと努めてきました。既存の軟X線望遠鏡は、この集団を最大10keVまでしか研究できませんでした。NuSTAR(3～24keVに焦点を当てた)は大きな進歩を遂げましたが、電流の校正に重要な硬X線集団の特徴付けにおいて重大な不確実性も残しました。集団合成モデル。この論文は、高エネルギーX線探査機(HEX-P)を使用した2つの銀河系外調査(深部および広範囲)のシミュレーションの詳細な分析を示しており、それぞれ2メガ秒間観測されています。確立された音源検出技術を適用すると、HEX-P調査は10年間で$\sim$10$^{-15}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$のフラックスに達することがわかります。40keVバンド、現在のNuSTAR調査よりも一桁暗い。新しい硬X線検出源の大規模なサンプル($\sim2000$)を使用して、最大40keVの宇宙X線背景の80%以上を個々の線源に分解するHEX-Pの能力を紹介します。HEX-Pの分解されたバックグラウンド測定で予想される不確実性により、SMBH増殖の集団合成モデルを区別できるようになります。HEX-Pは、正確な広帯域(0.5～40keV)スペクトル分析と軟X線と硬X線の色の組み合わせを活用して、より暗い光源に対しても遮蔽の制約を提供し、コンプトン-シック分率を測定するという全体的な目的を達成します。10～40keV帯域における前例のない感度を備えたHEX-Pは、AGNからの硬X線放射をこれまでに到達したことのない磁束限界まで調査し、偶然の発見のためのパラメータ空間を拡大します。したがって、HEX-Pが明らかにする人口を捕捉するには、新しいモデルが必要になる可能性が考えられます。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): 銀河 PeVatron、星団、スーパーバブル、マイクロクエーサー ジェット、ガンマ線連星
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Galactic_PeVatrons,_star_clusters,_superbubbles,_microquasar_jets,_and_gamma-ray_binaries |
| Authors |
Kaya_Mori,_Stephen_Reynolds,_Hongjun_An,_Aya_Bamba,_Roman_Krivonos,_Naomi_Tsuji,_Moaz_Abdelmaguid,_Jason_Alford,_Priyadarshini_Bangale,_Silvia_Celli,_Rebecca_Diesing,_Jordan_Eagle,_Chris_L._Fryer,_Stefano_Gabici,_Joseph_Gelfand,_Brian_Grefenstette,_Javier_Garcia,_Chanho_Kim,_Sajan_Kumar,_Ekaterina_Kuznetsova,_Brydyn_Mac_Intyre,_Kristin_Madsen,_Silvia_Manconi,_Yugo_Motogami,_Hayato_Ohsumi,_Barbara_Olmi,_Jaegeun_Park,_Gabriele_Ponti,_Toshiki_Sato,_Ruo-Yu_Shang,_Daniel_Stern,_Yukikatsu_Terada,_Jooyun_Woo,_George_Younes,_and_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04851 |
HEX-Pは、高空間分解能X線イメージング(<10インチFWHM)と広いスペクトル範囲(0.2～80keV)を組み合わせ、現在の施設(XMM-Newtonを含む)よりもはるかに優れた有効面積を実現するプローブクラスのミッションコンセプトです。銀河面での40以上の超高エネルギーガンマ線源(100TeV以上で検出)とニュートリノ放出の最近の発見により、私たちは天体物理学のさまざまな重要な問題に対する革新的な新しい洞察を可能にします。マルチメッセンジャー天体物理学の新時代は、銀河PeVatronのエキサイティングな現実に直面しています。今後10年で、より多くの銀河PeVatronとTeVガンマ線源が発見されると予想されるため、それらの加速および放出メカニズムの特定が最も差し迫った問題となるでしょう。この論文では、関連論文(Reynoldsetal.2023、Morietal.2023)とともに、HEX-Pがさまざまな宇宙物理学の重要な問題に対処するのに独自に適していることを紹介します。レプトニックプロセスとハドロンプロセスの両方によって生成されるTeV-PeV電子のシンクロトロンX線放出の調査を通じて、銀河PeVatronを含む線加速器を研究しました。
高エネルギー X 線探査機 (HEX-P): Sgr A* フレア、コンパクト天体連星、銀河中心およびそれ以降の拡散 X 線放射の性質を解明
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_resolving_the_nature_of_Sgr_A*_flares,_compact_object_binaries_and_diffuse_X-ray_emission_in_the_Galactic_Center_and_beyond |
| Authors |
Kaya_Mori,_Gabriele_Ponti,_Matteo_Bachetti,_Arash_Bodaghee,_Jonathan_Grindlay,_Jaesub_Hong,_Roman_Krivonos,_Ekaterina_Kuznetsova,_Shifra_Mandel,_Antonio_Rodriguez,_Giovanni_Stel,_Shuo_Zhang,_Tong_Bao,_Franz_Bauer,_Maica_Clavel,_Benjamin_Coughenour,_Javier_A._Garcia,_Julian_Gerber,_Brian_Grefenstette,_Amruta_Jaodand,_Bret_Lehmer,_Kristin_Madsen,_Melania_Nynka,_Peter_Predehl,_Ciro_Salcedo,_Daniel_Stern,_and_John_Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04854 |
HEX-Pは、高空間分解能X線イメージング($<10"$FWHM)と広いスペクトル範囲(0.2～80keV)を組み合わせ、現在の施設(施設を含む)よりもはるかに優れた有効面積を実現するプローブクラスのミッションコンセプトです。XMM-NewtonおよびNuSTAR).これらの機能により、さまざまな重要な天体物理学問題に対する革新的な新しい洞察が可能になります.私たちは、銀河中心(GC)とバルジのHEX-P観測の科学的目的とシミュレーションを提示します.私たちは、ユニークで強力な機能を実証しますX線点源と拡散X線放射の両方を研究するためのHEX-P天文台のHEX-Pは、銀河天体物理学のさまざまな主要なトピックを調査するための独自の装備があり、(1)広帯域特性を調査することができます。SgrA*の超大質量ブラックホール(BH)から放出されるX線フレアの観測と、それに関連する粒子の加速と放出メカニズムの調査(2)NuSTARによって検出された硬X線源を特定し、さまざまな地域のX線点線源集団を決定する領域と明るさの範囲。(3)核星団内のコンパクト天体連星の分布と銀河嶺のX線放射の組成を決定する。(4)X線過渡現象を特定し、BHスピンなどの基本パラメータを測定します。(5)GC内に隠れたパルサーを見つけます。(6)若い大質量星団内の若い恒星からのBH-OB連星と硬X線フレアの検索。(7)白色矮星(WD)磁性CVの質量を測定し、CVの進化とWD磁場の起源についての理解を深めます。(8)将来のTeVおよびニュートリノ観測所と相乗効果を発揮してGC内の一次粒子加速器を探索する。(9)非熱X線フィラメントを観察することによって宇宙線の分布をマッピングする。(10)巨大分子雲からのX線反射成分を通じて、SgrA*からの過去のX線アウトバーストを探索します。
高エネルギーX線探査機（HEX-P）：2030年代の過渡現象を高感度広帯域X線で観測
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Sensitive_broadband_X-ray_observations_of_transient_phenomena_in_the_2030s |
| Authors |
Murray_Brightman,_Raffaella_Margutti,_Ava_Polzin,_Amruta_Jaodand,_Kenta_Hotokezaka,_Jason_A._J._Alford,_Gregg_Hallinan,_Elias_Kammoun,_Kunal_Mooley,_Megan_Masterson,_Lea_Marcotulli,_Arne_Rau,_George_A._Younes,_Daniel_Stern,_Javier_A._Garc\'ia_and_Kristin_Madsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04856 |
HEX-Pは、経過観察研究のために高感度の広帯域X線望遠鏡の能力を必要とする、過渡重力波、電磁波、ニュートリノ現象がないか空を定期的にスキャンしている時期に打ち上げられる。これには、中性子星やブラックホールなどのコンパクト天体の合体、星の爆発、新しいコンパクト天体の誕生などが含まれます。\hexp\は、相対論的流出と再処理放出の研究を通じて、これらの過渡現象からの降着と噴出物を調査し、ジェット物理学を理解するための独自の機能を提供し、中央エンジンの性質を明らかにする可能性があります。
中性子星合体候補の測光的優先順位付け
| Title |
Photometric_prioritization_of_neutron_star_merger_candidates |
| Authors |
E._O._Ofek,_N_L._Strotjohann,_I._Arcavi,_A._Gal-Yam,_D._Kushnir,_E._Waxman,_M._M._Kasliwal,_A._Drake,_M._Graham,_J._Purdum,_B._Rusholme,_Y._Sharma,_R._Smith,_A._Wold,_B._F._Healy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04863 |
重力波検出器によって発見された中性子星（NS）合体現象の光学的対応物を迅速に特定するには、大きな誤差領域を観察し、多数の過渡現象を選別して対象の天体を特定する必要がある可能性があります。分光観測の費用を考慮すると、候補の優先順位付けに測光観測をどのように活用できるのか、この目標を達成するにはどのような測光観測が必要なのかという疑問が生じます。NS合体キロノバは、噴出物の質量が低く(太陽質量約5x10^-2)、光球半径が急速に進化しています(速度約0.2c)。結果として、これらの光源は急速な光束の変化を示します。実際、速い磁束変化に基づく選択は、若い超新星やNS合体によく使用されます。この研究では、現在利用可能な最良の磁束制限過渡調査であるZwickyTransientFacilityBrightTransientSurveyを利用して、このアプローチを拡張し定量化します。3日間のケイデンス調査で検出され、1日のケイデンスで観察された過渡現象を選択することに重点を置いています。g-r、g-dot、r-dotで定義される位相空間におけるそれらの分布を調べます。私たちの分析は、最初の週のかなりの部分で、キロノバAT2017gfoがこの位相空間で目立っていることを示しています。この調査はさまざまな偏見や課題の影響を受けることに注意することが重要です。それにもかかわらず、この研究は、特定の測光観測を利用して、急速に進化するイベントである可能性が最も高い過渡現象を特定できることを示唆しています。また、|g-dot|>0.7mag/dayを持つ一時的候補の大部分(~0.75)が激変変数または電波対応銀河核である活動銀河核であることもわかりました。
AstroSat観測を使用してHFQPOでGRS 1915+105のソフトラグを初めて検出
| Title |
First_detection_of_Soft-lag_in_GRS_1915+105_at_HFQPO_using_AstroSat_observations |
| Authors |
Prajjwal_Majumder,_Broja_G._Dutta,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04869 |
銀河ブラックホールGRS1915+105は、電波が静かな「よりソフトな」変動クラス中にのみ$\sim$67Hzで一般的な高周波準周期振動(HFQPO)を示します。すべてのAstroSat観測を使用して、広いエネルギー帯域(3$～60keV)でのHFQPOに関連するタイムラグ特性を示します。すべての「よりソフトな」変動クラス($\delta$、$\omega$、$\kappa$、$\gamma)について、3$～$6keV帯域に対して6$～$25keV帯域のソフトラグを初めて検出しました。$)。さらに、私たちの調査結果は、ソフトラグが光子のエネルギーとともに徐々に増加することを明らかにしました。これらの特徴は、RXTE観測で得られたハードラグに関する以前のレポートとはまったく逆です。エネルギー依存のタイムラグ研究では、$\delta$クラスと$\omega$クラスではそれぞれ$\sim$3msと$\sim$2.5msの最大ソフトラグが示されていますが、$\kappa$と$\gamma$クラスは両方とも、$\sim$2.1ミリ秒の最大ソフトラグを示します。4つの変動クラスすべてについて一貫したラグとエネルギーの相関関係が見つかり、ソフトラグの振幅はエネルギーとともに増加し、$\sim$18keVで最大になります。私たちは、この観測されたソフトラグを「より低温の」降着円盤におけるハードフォトンの反射として解釈します。一般的なラグとrmsの相関関係は、ソフトラグがHFQPOのrms振幅とともに増加することを意味します。広帯域（0.7$-$50keV）スペクトル研究は、コンプトン化媒質の光学的深さの高い値（$\tau$$\sim$6.90$-$12.55）を示唆しており、ソフトラグの大きさは増加に伴って線形に増加します。光学的深さ($\tau$)。考えられる降着円盤シナリオの文脈で、HFQPOで観察されたタイムラグの特徴を説明します。
Ookami: A64FX コンピューティング リソース
| Title |
Ookami:_An_A64FX_Computing_Resource |
| Authors |
A._C._Calder,_E._Siegmann,_C._Feldman,_S._Chheda,_D._C._Smolarski,_F._D._Swesty,_A._Curtis,_J._Dey,_D._Carlson,_B._Michalowicz,_R._J._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04259 |
理化学研究所と富士通の共同開発により開発され、日本のスーパーコンピュータ「富岳」に導入されたARMベースのA64FXプロセッサを搭載したテストベッドスーパーコンピュータへのコミュニティアクセスを提供するプロジェクト「Ookami」について紹介します。プロジェクトについて説明し、ユーザーベースと教育/トレーニングプログラムの詳細を示し、2つの天体物理シミュレーションコードのパフォーマンス研究からのハイライトを示します。
天文データインフラの将来: 会議レポート
| Title |
The_Future_of_Astronomical_Data_Infrastructure:_Meeting_Report |
| Authors |
Michael_R._Blanton,_Janet_D._Evans,_Dara_Norman,_William_O'Mullane,_Adrian_Price-Whelan,_Luca_Rizzi,_Alberto_Accomazzi,_Megan_Ansdell,_Stephen_Bailey,_Paul_Barrett,_Steven_Berukoff,_Adam_Bolton,_Julian_Borrill,_Kelle_Cruz,_Julianne_Dalcanton,_Vandana_Desai,_Gregory_P._Dubois-Felsmann,_Frossie_Economou,_Henry_Ferguson,_Bryan_Field,_Dan_Foreman-Mackey,_Jaime_Forero-Romero,_Niall_Gaffney,_Kim_Gillies,_Matthew_J._Graham,_Steven_Gwyn,_Joseph_Hennawi,_Anna_L._H._Hughes,_Tess_Jaffe,_Preshanth_Jagannathan,_Tim_Jenness,_Mario_Juri\'c,_JJ_Kavelaars,_Kerk_Kee,_Jeff_Kern,_Anthony_Kremin,_Kathleen_Labrie,_Mark_Lacy,_Casey_Law,_Rafael_Mart\'inez-Galarza,_Curtis_McCully,_Julie_McEnery,_Bryan_Miller,_Christopher_Moriarty,_August_Muench,_Demitri_Muna,_Angela_Murillo,_Gautham_Narayan,_James_D._Neill,_Robert_Nikutta,_Roopesh_Ojha,_Knut_Olsen,_John_O'Meara,_Ben_Rusholme,_Robert_Seaman,_Nathaniel_Starkman,_Martin_Still,_Felix_Stoehr,_John_D._Swinbank,_Peter_Teuben,_Ignacio_Toledo,_Erik_Tollerud,_Matthew_D._Turk,_James_Turner,_William_Vacca,_Joaquin_Vieira,_Benjamin_Weaver,_Benjamin_Weiner,_Jason_Weiss,_Kyle_Westfall,_Beth_Willman,_Lily_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04272 |
天文学界は、データのアーカイブの削減、アクセス、分析、結合が困難であるため、最新の望遠鏡によって生成されるデータの量と複雑さの増大に取り組んでいます。この課題に対処するために、私たちは、天文データとソフトウェアの両方の相互運用性、アーカイブ、配布、生産を強化するという特定の使命を持った調整機関、つまり「エンティティ」の設立を提案します。このレポートは、2023年2月に開催された天文データインフラストラクチャの将来に関するワークショップの集大成です。天文学研究の全範囲にわたる地上および宇宙ベースのミッションとアーカイブから70名の科学者とソフトウェア専門家が参加したこのグループは、天文学におけるソフトウェアとデータインフラストラクチャの一般的な状態について議論し、差し迫った問題を特定し、潜在的な解決策を模索しました。このレポートでは、天文データのエコシステム、その既存の欠陥、多くのギャップ、重複、不一致、アクセスの障壁、生産性の低下、機会損失、重要なデータセットの長期的な整合性に対するリスクについて説明します。また、付録として含まれる、エコシステムのいくつかの異なる実例コンポーネントを深く掘り下げた一連の成功と失敗にも焦点を当てています。
CMB-S4 の TDM 読み出しシステムのエンドツーエンド モデリング
| Title |
End-to-End_Modeling_of_the_TDM_Readout_System_for_CMB-S4 |
| Authors |
David_C._Goldfinger,_Zeeshan_Ahmed,_Darcy_R._Barron,_W._Bertrand_Doriese,_Malcolm_Durkin,_Jeffrey_P._Filippini,_Gunther_Haller,_Shawn_W._Henderson,_Ryan_Herbst,_Johannes_Hubmayr,_Kent_Irwin,_Ben_Reese,_Leonid_Sapozhnikov,_Keith_L._Thompson,_Joel_Ullom,_Michael_R._Vissers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04424 |
CMB-S4実験では、前例のない感度で宇宙マイクロ波背景放射を観測するための次世代の地上マイクロ波望遠鏡を開発しています。これには、100mKの検出器数を一桁増やす必要があり、読み出しシステムに対する要求も増加します。CMB-S4の読み出しでは時分割多重(TDM)が使用され、より高速なスイッチとアンプを利用して多重化係数を向上します。新しい読み出しシステムの設計を容易にするために、この回路とその相互接続の帯域幅とノイズ性能を予測するモデルを開発しました。これは、システム全体に必要なパフォーマンスを満たすために、個々のコンポーネントの要件を設定するために使用されます。このモデルの概要を示し、モデルの結果を従来の読み出しハードウェアとプロトタイプの読み出しハードウェアの両方のパフォーマンスと比較します。
準数値再イオン化コード用の GPR ベースのエミュレーター SCRIPT: 21 cm データからのパラメーター推論
| Title |
A_GPR-Based_Emulator_for_Semi-numerical_Reionization_Code_SCRIPT:_Parameter_Inference_from_21_cm_Data |
| Authors |
T._Roy_Choudhury,_A._Paranjape,_and_B._Maity |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04556 |
再電離の半数値モデルには通常、観測値との比較によって値が制約される多数の未知のパラメーターが含まれます。半数値シミュレーションを使用してこのパラメータ空間を探索すると、計算量が多くなり、エミュレータの使用が必要になることがますます多くなっています。この研究では、半数値再イオン化コードSCRIPT用のガウス過程回帰(GPR)に基づく尤度エミュレータを提示し、模擬21cmパワースペクトルデータとベイジアンMCMC解析を使用したパラメータ推論にそれを使用します。私たちの方法論のユニークな点は、適度な計算時間のみを使用して、パラメータ空間内の高確率領域を特定するために粗い解像度のシミュレーションを利用していることです。これらの高確率領域から抽出されたサンプルは、エミュレーターのトレーニングセットを構築するために使用されます。このGPRで訓練されたエミュレーターを使用した後続のMCMCは、従来のMCMCを使用して取得されたものとかなりよく一致するパラメーター事後値を提供することがわかります。トレーニングセットの生成とエミュレーターのトレーニングの両方を含む分析の計算時間は、約1桁短縮されます。この方法論は、再電離モデルのさまざまなパラメータ化を使用したい場合、および/またはパラメータの広範な事前分布から開始する必要がある場合に特に有利であり、パラメータ推論の効率的かつ効果的な手段を提供します。
協奏曲: 楽器とステータス
| Title |
CONCERTO:_instrument_and_status |
| Authors |
Alessandro_Fasano,_Peter_Ade,_Manuel_Aravena,_Emilio_Barria,_Alexandre_Beelen,_Alain_Beno\^it,_Matthieu_B\'ethermin,_Julien_Bounmy,_Olivier_Bourrion,_Guillaume_Bres,_Martino_Calvo,_Andrea_Catalano,_Carlos_De_Breuck,_Fran\c{c}ois-Xavier_D\'esert,_Carlos_Dur\'an,_Thomas_Fenouillet,_Jose_Garcia,_Gregory_Garde,_Johannes_Goupy,_Christopher_Groppi,_Christophe_Hoarau,_Wenkai_Hu,_Guilaine_Lagache,_Jean-Charles_Lambert,_Jean-Paul_Leggeri,_Florence_Levy-Bertrand,_Andreas_Lundgren,_Juan_Mac\'ias-P\'erez,_Hamdi_Mani,_Julien_Marpaud,_Philip_Mauskopf,_Alessandro_Monfardini,_Giampaolo_Pisano,_Nicolas_Ponthieu,_Leo_Prieur,_Samuel_Roni,_Sebastien_Roudier,_Damien_Tourres_and_Carol_Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04704 |
CONCERTO(再イオン化後およびイオン化後の炭素CIIライン)は、地上からの透明なミリメートル窓内の星形成銀河および銀河団の研究に特化した低解像度フーリエ変換分光計です。この望遠鏡は、瞬間18.6分角の広い視野を特徴とし、130～310GHzで動作し、海抜5100メートルにある高さ12メートルのアタカマパスファインダー実験(APEX)望遠鏡に設置されました。CONCERTOの二重焦点面には、2152個の運動インダクタンス検出器の2つのアレイが搭載されており、最先端の科学的課題に対処する先駆的な機器となります。この論文では、CONCERTO装置を紹介してその状況を説明し、オリオン座の最初のCONCERTOスペクトルマップを示し、プロジェクトの展望について説明します。
ILMT観察にはTDI光学補正器の必要性
| Title |
Necessity_of_a_TDI_optical_corrector_for_ILMT_observations |
| Authors |
Vibhore_Negi,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04712 |
国際液体鏡望遠鏡(ILMT)は最近、インドのナイニタールにあるARIESのデヴァスタール天文台で運用を開始しました。ILMTは、列に沿ってCCDのピクセル上に電荷を電子的にステップさせることによって画像が形成される時間遅延積分(TDI)モードで観察します。天頂付近の観測では、星の軌道の曲率や速度差による画像の変形など、緯度に応じた一定の制約が課せられます。これらの効果により、ILMTの焦点面内の星の軌道は双曲線になります。これは、ILMT用に特別に設計されたTDI光学補正器の導入によって補正されます。ここでは、ILMT焦点面内の星がたどる軌道に対するこの補正装置の影響に関する最初の結果を報告します。ILMTの最初の試運転段階で記録された9夜のデータを天文的に校正すると、CCD-y座標と星の赤経(RA)の間、およびCCD-x座標と赤緯の間の単純な(ほぼ線形)関係が見つかりました。DEC)、それぞれ、TDI補正器が星の軌道を直線に変換する際に非常にうまく機能していることを確認しています。
ILMT データ用の自動測光パイプライン
| Title |
An_automated_photometric_pipeline_for_the_ILMT_data |
| Authors |
Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04713 |
国際液体鏡望遠鏡(ILMT)は、SDSSg'、r'、およびi'バンドの天頂に向かって継続的に観測する4メートルの測量望遠鏡です。この探査望遠鏡は、さまざまな天体物理学的過渡現象(超新星など)や、多重画像クエーサーや表面輝度の低い銀河などの非常に暗い天体を検出するように設計されています。22$'$の空の帯を1回スキャンすると、大量の測光情報が含まれます。このタイプのデータを処理するには、人間のバイアスを最小限に抑えてデータを効率的かつ正確に処理できるツールまたはパイプラインを用意することが重要になります。CCDで時間遅延積分(TDI)モードで取得したILMTデータに対して絞り測光を実行するために、Pythonで生成された完全に自動化されたパイプラインを提供します。機器の大きさは、Pan-STARRS-1カタログに基づいて校正されています。校正された等級から生成された光度曲線により、天体を変光星または急速に減衰する過渡現象として特徴付けることができます。
4m ILMT のコンテキストでの自動トランジェント検出
| Title |
Automated_transient_detection_in_the_context_of_the_4m_ILMT |
| Authors |
Kumar_Pranshu,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04716 |
パロマー一時工場(PTF)、ツヴィッキー一時施設(ZTF)、そして今後のベラルービン天文台(VRO)やILMTなどの空調査の時代には、大量の画像データが利用可能になります。ZTFは48度$^{2}$の視野で空をスキャンし、VROは9.6度$^{2}$のFoVを持ちますが、口径ははるかに大きくなります。4メートルのILMTは、22$'$の幅の空の帯をカバーします。ILMTは天頂望遠鏡であるため、観測空気質量が少なく、最高の画質、最小限の光害、ポインティング時間のロスがないなど、いくつかの利点があります。トランジェントを検出するには、これらすべてのイメージングデータを差分イメージングアルゴリズム(DIA)を通じて処理し、その後トランジェントを識別して分類する必要があります。ILMTは、トランジェントを含むいくつかの既知および未知の天体物理天体を発見することも期待されています。ここでは、画像減算アルゴリズムと畳み込みニューラルネットワーク(CNN)ベースの自動過渡現象検出および分類システムを備えたパイプラインを提案します。パイプラインはILMTデータでテストされ、一時的な候補と変数の候補が回復され、分類されました。
| Title |
Accessibility_of_the_ILMT_survey_data |
| Authors |
Kuntal_Misra,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04717 |
4m国際液体鏡望遠鏡(ILMT)は、天頂の空の幅22$'$の帯を連続的にスキャンし、4K$\times$4KCCDカメラを使用して3つの広帯域フィルター(g'、r'、およびi')に画像を記録します。。一晩の約10～12時間の観測で、$\sim$15GBのデータ量が生成されます。2022年10月から11月の観測から得られた生の画像は、前処理され、天文計測的に校正されています。より大きな科学コミュニティによってILMT調査データの科学的能力を活用するために、私たちは生データ(暗視野および平坦視野とともに)と天文測量によって校正されたデータを配布しています。ユーザーはこれらのデータセットをダウンロードして、興味のある科学プロジェクトを実施できます。将来的には、データはほぼリアルタイムで処理され、ARIESデータアーカイブポータル経由で利用できるようになります。
4m ILMTによる小惑星の検出と識別
| Title |
Detection_and_Identification_of_Asteroids_with_the_4-m_ILMT |
| Authors |
Anna_Pospieszalska-Surdej,_Bhavya_Ailawadhi,_Talat_Akhunov,_Ermanno_Borra,_Monalisa_Dubey,_Naveen_Dukiya,_Jiuyang_Fu,_Baldeep_Grewal,_Paul_Hickson,_Brajesh_Kumar,_Kuntal_Misra,_Vibhore_Negi,_Kumar_Pranshu,_Ethen_Sun_and_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04718 |
デヴァスタール天文台の非常にユニークな強みは、4m国際液体鏡望遠鏡(ILMT)で光過渡現象を検出し、1.3mデヴァスタール高速光学望遠鏡(DFOT)および/または3.6望遠鏡を使用してそれらを迅速に追跡できることです。-mDevasthal光学望遠鏡(DOT)、すぐ隣に設置されています。これに関連して、私たちはILMTの最初の試運転段階で、2022年10月から11月にかけて9晩連続で観察された20のフィールドを視察しました。これらの各フィールドの角度範囲は、赤経で$9\times22^\prime$の赤緯$22^\prime$です。光学トランジェントの視覚的検索と、画像減算技術を使用したこれらの自動検索(Pranshuetal.によるILMTポスター論文を参照)の両方を組み合わせて、合計232の重要なトランジェント候補を報告します。小惑星センターのデータベースを調べた結果、これら219個の位置の中から、$V=22$より明るい既知の小惑星を特定することができました。これらは、78個の既知の小惑星の確認された位置に対応しています。さらに19フィールド(20フィールド中)をカバーする残りのCCDフレームを分析すると、わずか9夜の間に驚くべき数の小惑星が観測されるはずです。結論としては、ILMT光学過渡現象の中で新しい超新星、マイクロレンズ現象、高度に変光する星、多重画像クエーサーなどを検出して特徴付けるためには、まず既知の小惑星と新しい小惑星をすべて特定する必要があるということです。直径が大きく焦点距離が短い(f/D$\sim$2.4)ため、ILMTは優れた小惑星ハンターであることがわかります。
キロノバ検出のためのアラートのベイジアン マルチバンド フィッティング
| Title |
Bayesian_multi-band_fitting_of_alerts_for_kilonovae_detection |
| Authors |
Biswajit_Biswas,_Junpeng_Lao,_Eric_Aubourg,_Alexandre_Boucaud,_Axel_Guinot,_Emille_E._O._Ishida,_C\'ecile_Roucelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04845 |
マルチメッセンジャー天文学の時代では、分光追跡調査を開始するには、広視野で高頻度の調査からの測光アラートを早期に分類することが必要です。これらの分類は、対応する重力波(GW)の特徴を持つ可能性のある潜在的な候補を特定する上で重要な役割を果たすことが期待されています。ライトカーブのパラメトリックフィッティングの特徴を使用した機械学習分類器は、何百万ものアラートを分析するためにブローカーソフトウェアによって広く導入されていますが、これらのアルゴリズムのほとんどは、フィッティングを生成するためにパラメータの数と同じ数のフィルタ内のポイントを必要とするため、問題が発生する可能性が高くなります。短いトランジェントが欠けています。さらに、分類器は、最終スコアを生成する際の適合の不確実性を考慮することができません。これに関連して、適合パラメータの結合事後分布を抽出し、それによって分類スコアの分布を取得するためのデータ駆動型事前分布を組み込んだ新しい分類戦略を提案します。他の19個の非キロノバ系イベントを含むツヴィッキー過渡施設観測のシミュレーションの中で、連星中性子星合体または中性子星ブラックホール合体に由来するキロノバイベントを識別するための分類器を訓練およびテストします。私たちの方法が誤分類の不確実性を推定できること、および点推定としての分類スコアの分布の平均がシミュレートされたデータで0.96のAUCスコアを取得できることを示します。さらに、この方法を使用すると、アラートストリーム全体をリアルタイムで処理し、可能性のあるイベントのサンプルをドメインの専門家が分析できる規模にまで引き下げることができることを示します。
負の値を持つノイズの多いデータに対する非負行列因数分解のアルゴリズム
非負行列因数分解(NMF)は、ノイズの多いデータ、特に天文データの分析に有望であることが示されている次元削減手法です。これらのデータセットの場合、実際の基礎となる物理信号が厳密に正である場合でも、観測データにはノイズにより負の値が含まれる場合があります。これまでのNMFの研究では、統計的に一貫した方法で負のデータが処理されていなかったため、負の値が多く含まれる信号対雑音比が低いデータの場合には問題が発生しました。この論文では、入力データのノイズ性と導入された否定性の両方を処理できる2つのアルゴリズム、Shift-NMFとNearly-NMFを紹介します。これらのアルゴリズムは両方とも、クリッピングせずに負のデータ空間を使用し、負のデータをクリッピングするときに発生する正のオフセットを導入することなく、非負の信号を正しく回復します。これを単純な例とより現実的な例の両方で数値的に実証し、両方のアルゴリズムが単調減少する更新ルールを持っていることを証明します。
アルミニウム KID における宇宙線と近赤外光子のモデリング
| Title |
Modeling_of_cosmic_rays_and_near-IR_photons_in_aluminum_KIDs |
| Authors |
Elijah_Kane,_Chris_Albert,_Ritoban_Basu_Thakur,_Charles_(Matt)_Bradford,_Nicholas_Cothard,_Peter_Day,_Logan_Foote,_Steven_Hailey-Dunsheath,_Reinier_Janssen,_Henry_(Rick)_LeDuc,_Lun-Jun_(Simon)_Liu,_Hien_Nguyen,_Jonas_Zmuidzinas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04859 |
PRobe遠赤外線天体物理学ミッション(PRIMA)は、極低温に冷却された宇宙望遠鏡の遠赤外線分光計の感度目標を満たすことができる動的インダクタンス検出器(KID)の開発に取り組んでいます。高感度を達成するための重要な要素は、分数周波数応答性を高めることです。ここでは、ジェット推進研究所で製造されたアルミニウムKIDの応答性の研究を紹介します。具体的には、準粒子再結合ダイナミクスとペア分割効率を組み込んだMattis-Bardeen理論の枠組みでペア分割励起に対するKIDの時間応答をモデル化します。近赤外レーザーを使用して、時間分解光子パルスを測定し、モデルに当てはめて、時間分解準粒子密度と準粒子再結合寿命を抽出します。適合性をレーザーの既知のエネルギーと比較することで、ペア分割効率の測定値が得られます。光子源による励起に加えて、宇宙線からのフォノン源による励起に対するKIDの応答を理解することが重要です。私たちは、デバイスによって検出される二次宇宙線の割合を測定し、L2軌道上のアレイの宇宙線による不感時間を予測します。この研究は、宇宙環境における宇宙線現象に対するKIDの堅牢性に対する信頼をもたらします。
電波望遠鏡における近接場の干渉と遠方場の天体物理信号を区別するための機械学習技術
| Title |
Machine_learning_techniques_to_distinguish_near-field_interference_and_far-field_astrophysical_signals_in_radio_telescopes |
| Authors |
K._J._Luke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04868 |
CHIME電波望遠鏡は400～800MHzの周波数帯域で動作します。CHIME/FRBコラボレーションには、データをリアルタイムで分析し、無線周波数干渉(RFI)を抑制し、FRBを検索するデータパイプラインがあります。ただし、RFI除去技術は、広帯域および狭いFRBに最適に機能します。私たちは、FRB信号の特性について仮定することなく機能するRFI除去技術を作成したいと考えています。この論文では、まずCHIME/FRBバックエンドによって生成された強度のデータを調査します。データの構造と構成を理解した後、CHIME望遠鏡の複数のビームを使用する教師なし機械学習クラスタリング技術を使用した、RFI除去の新しい新しい方法を紹介します。私たちは、データ内の近距離フィールドのRFI信号と遠距離フィールドの天体物理信号を区別することにより、RFI除去に干渉理論のアナロジーを使用しようとしています。K平均法、DBSCANなどの多くのクラスタリング手法を検討しましたが、HDBSCANと呼ばれる1つの手法が特に有望と思われます。HDBSCANクラスタリング技術を使用して、RFI除去のための新しい方法を開発しました。ここまでの除去技術はCHIME望遠鏡の3ビームを使用して開発されました。この新しい斬新なアイデアはまだ孵化段階にあり、近いうちに新しいRFI除去方法にさらに多くのビームを組み込む予定です。RFIがデータから大幅に削除されていることを視覚的に観察しました。将来的には、RFI除去後のFRB信号の信号対雑音比(SNR)をさらに測定するためにさらに多くの計算を行う予定であり、この手法を使用してCHIME/FRBデータパイプラインで現在のRFI除去手法によって測定されたSNRを比較する予定です。
超低温矮星の均一フォワードモデリング解析。 Ⅲ．若い移動グループ、プレアデス星団、ヒアデス星団の後期 M 型と L 型の矮星
| Title |
Uniform_Forward-Modeling_Analysis_of_Ultracool_Dwarfs._III._Late-M_and_L_Dwarfs_in_Young_Moving_Groups,_the_Pleiades,_and_the_Hyades |
| Authors |
Spencer_A._Hurt,_Michael_C._Liu,_Zhoujian_Zhang,_Mark_Phillips,_Katelyn_N._Allers,_Niall_R._Deacon,_Kimberly_M._Aller,_William_M._J._Best |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04268 |
我々は、低解像度（$R\約150$）の近赤外線を使用して、近隣の若い（約$10-200$Myr）移動グループ、プレアデス星団、およびヒアデス星団の後期M型およびL型矮星90体の均一なフォワードモデリング解析を発表します。($0.9-2.4$$\mathrm{\mum}$)スペクトルとBT-Settlモデルの大気。入れ子になったサンプリングを備えたベイジアンフレームワークを使用してスペクトルをモデルと比較することで、物体の有効温度、表面重力、半径、質量を導き出し、進化モデルを使用して同じパラメーターを計算します。進化ベースのパラメーターがより堅牢であると仮定すると、BT-Settlから分光的に推論されたパラメーターは、M-Lスペクトルタイプ境界に近いオブジェクトに対して2種類の系統的な動作を示します。いくつかは$T_\mathrm{eff}\約1800$Kおよび$\logg\約5.5$dexの周りに集中しており、ありえないほど大きな塊($150-1400$$M_\mathrm{Jup}$)であることを示唆しています。$T_\mathrm{eff}\gtrsim3000$Kと$\logg\lesssim3.0$dexの周りに集中しており、非物理的な低質量と不当に若い年齢を意味します。当てはめられたBT-Settlモデルのスペクトルは、M-L境界付近に位置する天体のピーク$J$および$H$バンドフラックスを過大予測する傾向があることがわかり、モデル大気に含まれるダスト含有量が観測結果と一致するには不十分であることを示唆しています。星間物質のような赤化則をBT-Settlモデルのスペクトルに追加することにより、モデルと観測されたスペクトル間の適合が大幅に改善され、最大の赤化係数がM-L遷移で発生することがわかりました。この研究は、BT-Settlモデル大気の体系的な調査を提供し、これまでの基準となる後期M型およびL型褐色矮星の最大のスペクトル解析を構成します。
M 矮星と K 矮星を含む分離された近接連星サンプルからの飽和および破壊された磁気ブレーキの証拠
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Evidence_for_saturated_and_disrupted_magnetic_braking_from_samples_of_detached_close_binaries_with_M_and_K_dwarfs |
| Authors |
Diogo_Belloni,_Matthias_R._Schreiber,_Maxwell_Moe,_Kareem_El-Badry,_Ken_J._Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04309 |
コンテクスト。近接して分離した日食のMおよびK矮星連星の最近の観測は、星が十分に速く回転するときの磁気飽和を実質的に裏付け、星の回転に比例した磁気制動(MB)トルクをもたらしました。目的。ここでは、磁気飽和の仮定の下で、白色矮星とM矮星の共通包絡後連星の観察から推定された相対数を再現するには、MBトルクがどの程度強い必要があるかを調査しました。方法。経験的に導出された相互相関主系列バイナリ分布を初期バイナリ母集団として採用したBSEコードを使用してバイナリ母集団シミュレーションを実行し、シミュレーション結果を観測値と比較しました。結果。私たちは、相互相関のある初期分布における極端な質量比の連星が不足していることが、低質量M矮星をホストする共通包絡後の連星の大部分を再現する鍵であることを発見しました(${\sim0.1-0.2}$M$)_\odot$)。さらに、MBによる軌道角運動量損失率は、放射核を持つM型矮星では高く、完全対流星では数桁小さいはずであり、完全対流境界で観測された短周期連星の割合の劇的な変化を説明することができる。結論。我々は、飽和しているが破壊されている、つまり完全対流境界で急激に低下しているMBは、MとKの矮星を含む近接した主系列連星と共通包絡後の連星の両方の観測を説明できると結論づけた。同様の処方で単一星のスピンダウン率と、より重い星を含む連星のスピンダウン率を説明できるかどうかをテストする必要がある。
ASAS-SNとGaiaデータによる長二次周期現象の調査
| Title |
Investigating_the_Long_Secondary_Period_Phenomenon_with_the_ASAS-SN_and_Gaia_data |
| Authors |
Michal_Pawlak,_Michele_Trabucchi,_Laurent_Eyer,_and_Nami_Mowlavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04314 |
この研究の目的は、ASAS-SN変光星のカタログにある長副周期(LSP)を示す源の完全なリストを作成し、LSPを持たない他の長周期変光星と比較してこのサンプルの特性を分析することです。周期振幅図を使用して、カタログ内の脈動赤色巨星の27%に相当するLSPを示す55572個の星を特定します。私たちは、GaiaDR3からの天文データと、APOGEE、GALAH、およびRAVE調査によって提供された分光データを使用して、サンプルの統計的特性を調査します。LSPを示す星は非LSP巨星よりも分散した空間分布を持っていることがわかり、それらがより古い集団に属していることを示唆しています。分光学的に導き出された年齢はこれを裏付けるようです。LSPを持つ星は、LSPを持たない星とはC/O比の点でも異なるようです。
惑星の摂動体: ケプラーと TESS におけるフレアする星と惑星の相互作用
| Title |
Planetary_perturbers:_Flaring_star-planet_interactions_in_Kepler_and_TESS |
| Authors |
Ekaterina_Ilin,_Katja_Poppenh\"ager,_Judy_Chebly,_Nikoleta_Ili\'c,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04316 |
これまでに発見された多くの恒星・惑星系では、最も内側の惑星はわずか数恒星の半径内を周回しています。これらのシステムでは、惑星が拡張された恒星磁場のその場探査機になる可能性があります。移動するときにフィールドを妨害するため、コロナでのフレアを引き起こすことが期待されています。固有の恒星フレアのエネルギーと形態に対する潜在的な差異は、十分に抑制されていません。しかし、惑星誘発フレアは惑星の公転周期と相関すると予想されるため、惑星の軌道と同位相のフレアの集合からフレアを識別することができます。私たちは、ケプラーとトランジット系外惑星調査衛星の優れた位相カバレージを利用して、フレアリングする恒星惑星系を発見し、すべてのフレアのカタログを編集し、それらが軌道位相でどれだけ集まっているかを測定しました。1811個の検索システムで、それぞれ3つ以上のフレアを持つ25個の単星が見つかりました。私たちは各星系におけるクラスター化の重要性を定量化し、それを惑星誘発フレアを引き起こす理論的に予想される磁気相互作用の力と比較しました。ほとんどのシステムではクラスタリングが見られず、これは予想される電力が低いことと一致します。クラスタリングが示されると予想されるものは2つのブランチに分類されます。クラスタリングの兆候がない非アクティブなクラスタと、期待される相互作用のパワーが増加するにつれてクラスタリングがより顕著になる暫定的なアクティブなクラスタです。HIP67522のフレアは顕著にクラスター化されています(p<0.006)。この若いホットジュピター系は、私たちのサンプルにおける磁気星-惑星相互作用の最も有望な候補です。
熱い亜矮星における重金属の自己合成起源?
| Title |
A_self-synthesized_origin_of_heavy_metals_in_hot_subdwarf_stars? |
| Authors |
T._Battich,_M._M._Miller_Bertolami,_A._M._Serenelli,_S._Justham,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04700 |
Heを多く含む高温亜矮星(He-sdOB)の中には、Sr、Y、Zr、Pbなどのトランス鉄元素を豊富に含むものもあります。高温の亜矮星では拡散過程が重要であり、これらの星に豊富に存在する重元素は放射浮遊の作用によるものと考えられている。ただし、He-sdOBの形成中に、Heコアのフラッシュによって駆動される対流ゾーンに水素が取り込まれる可能性があります。陽子がヘリウム燃焼対流帯に取り込まれるエピソードは、中性子捕獲プロセスと重元素の形成につながる可能性があることが知られています。この研究では、He-sdOBの前駆体の炉心で起こる後期He炉心フラッシュで中性子捕獲プロセスが起こり得るかどうかを初めて調査することを目的としています。私たちは、32個の同位体からなる核ネットワークを備えた星の進化コードを使用して、剥ぎ取られた赤色巨星の詳細な進化モデルを計算します。次に、中性子捕捉プロセスを詳細に追跡できる1190種の原子核ネットワークを備えた後処理元素合成コードを使用して、HeとHの燃焼段階で恒星モデルを後処理します。モデル内で中性子捕獲プロセスが発生し、中性子密度が$\sim5\times10^{12}\,{\rmcm}^{-3}$の値に達していることがわかります。初期組成と比較して、表面でのトランス鉄元素が1～2dex増加していることがわかります。さらに、中性子捕獲過程によって生成される相対存在量パターン$[{\rmX}_i/\rm{Fe}]$は、一部のHe-sdOBで観察されるものとよく似ており、重元素の自己合成起源の可能性を示唆しています。この星々の中で。我々は、剥ぎ取られた赤色巨星のHe核フラッシュにおける陽子取り込みイベント中に、中間の中性子捕獲プロセスが発生する可能性があると結論づけた。このメカニズムは、一部のHe-sdOBで観察される重元素を生成するための自然なチャネルを提供します。
銀河球状星団のAGB後の星における3回目の浚渫の証拠
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Evidence_of_Third_Dredge-Up_in_Post-AGB_Stars_in_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
William_V._Dixon_(Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04775 |
低質量星が漸近巨大分岐(AGB)に上昇する際に経験する混合と質量損失をより深く理解するために、私は銀河球状星団内のAGB後の星に含まれるCNOとs過程元素の豊富さを文献から収集しました。これらの種は第3回浚渫(3DU)イベント中に地表に混合されるため、星がAGBを上昇するにつれてその存在量は増加するはずです。このサンプルの17個の星のうち、11個のCNO存在量が得られます。このうち4個は、その子孫であるRGB星と比較してCNOが強化されており、これをAGB上の3DUの証拠とみなします。強化は主に炭素の形で行われます。重元素の存在量のみが利用可能な6つの星のうち、1つは以前の著者が3DUの証拠として解釈したs過程の強化を示しています。これらの17個の星と他の最近のサンプルを組み合わせると、AGB後の球状星団のほとんどの星の光度log(L/L_sun)~3.25があることが明らかになります。これらは、中間の金属量([Fe/H]~-1.5)を持つクラスター内の青い水平分枝(HB)星の子孫です。2番目のグループは、赤いHBを持つ高金属量クラスター([Fe/H]~-1.0)に関連付けられた亜光度の星で構成されます。水素ではなくヘリウムを燃やしている可能性があります。高温の超高輝度恒星の3番目のグループは、ヘルツシュプルング-ラッセル図上で急速に進化しています。中には合併の名残もあるかもしれません。
後期M型およびL型矮星の金属性と近赤外色との相関関係の可能性
| Title |
A_Possible_Correlation_between_Metallicity_and_Near-IR_Color_for_Late-M_and_L_Dwarfs |
| Authors |
Ruihan_Zhang_(1),_Michael_C._Liu_(1),_Zhoujian_Zhang_(2)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawai'i,_(2)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04862 |
私たちは、64個の基準となる後期M型およびL型矮星について、金属性と$J-K$色の関係を調べます。それらはすべて高質量星の広範な伴星であり、そのうち6個は新発見です。$\Delta(J-K)$の色異常（同じスペクトルタイプのフィールド天体の中央色と天体の$J-K$の色の差）と主星の金属性との相関を評価し、金属性が超低温光球にどのような影響を与えるかを調査します。。スピアマンの順位相関検定とスチューデントのt検定を使用すると、後期M矮星(L矮星)サンプルの$\Delta(J-K)$と金属量は、95\%(90\%)の信頼水準で正の相関を示します。金属量の関数として色の異常を線形当てはめると、後期M型矮星では$0.17\pm0.07$の傾き、L型矮星では$0.20^{+0.07}_{-0.08}$の傾きが見出されます。また、Drift-Phoenixを使用して生成されたマルチ金属量モデルのスペクトルによって予測される$\Delta(J-K)$と金属量の関係も計算しました。モデル化された後期M矮星は0.202$\pm$0.03の傾きを示し、これは観測結果に近いですが、モデル化されたL矮星は0.493$\pm$0.02の傾きを示し、観測結果よりも急峻です。私たちの経験的結果とモデルの両方が、金属を多く含む物体は測光的により赤く見えるはずであることを示しています。私たちは、より高い金属量がこれらの大気中でより多くの凝縮物の形成を促進し、その結果、これらの超低温矮星がより赤く見えるのではないかと推測しています。
V606 Vul の新星噴火の TESS 測光: 非対称光球と複数の噴出?
| Title |
TESS_photometry_of_the_nova_eruption_in_V606_Vul:_asymmetric_photosphere_and_multiple_ejections? |
| Authors |
Kirill_V._Sokolovsky,_Elias_Aydi,_Konstantin_Malanchev,_Colin_J._Burke,_Koji_Mukai,_J._L._Sokoloski,_Brian_D._Metzger,_Kirill_E._Atapin,_Aleksandre_A._Belinski,_Yu-Ching_Chen,_Laura_Chomiuk,_Pavol_A._Dubovsky,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Rebekah_A._Hounsell,_Natalia_P._Ikonnikova,_Vsevolod_Yu._Lander,_Junyao_Li,_Justin_D._Linford,_Amy_J._Mioduszewski,_Isabella_Molina,_Ulisse_Munari,_Sergey_A._Potanin,_Robert_M._Quimby,_Michael_P._Rupen,_Simone_Scaringi,_Nicolai_I._Shatsky,_Yue_Shen,_Elad_Steinberg,_Zachary_Stone,_Andrey_M._Tatarnikov,_Indrek_Vurm,_Montana_N._Williams,_Antonio_Agudo_Azcona,_David_Boyd,_Stewart_Bean,_Horst_Braunwarth,_John_Blackwell,_Simone_Bolzoni,_Ricard_Casas,_David_Cejudo_Fernandez,_Franky_Dubois,_James_Foster,_Rafael_Farfan,_Charles_Galdies,_John_Hodge,_Jose_Prieto_Gallego,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04903 |
多くの古典的な新星の光曲線は、標準的な「急速な上昇-滑らかな下降」パターンから逸脱しており、複雑な変動挙動を示します。我々は、この現象に関する最初のTESS空間測光ベースの調査を紹介します。私たちは、TESSセクター41のフルフレーム画像を使用して、TESS観測開始の9日前に噴火した遅い銀河新星V606Vulの光曲線を抽出します。この光曲線は、噴火開始から19日後に到達したV606ヴァルの2つの主要なピークのうちの最初のピークをカバーしています。新星は、セクター41の観測が完了した後、噴火開始から64日後に2番目のピークで最も明るい視等級V=9.9に達しました。抽出されたライトカーブの信頼レベルを高めるために、絞り測光(Lightkurve、VaST)と画像減算(TESSreduce、tequila_shots)を実装する4つの異なるコードを使用して分析を実行し、それらの間で良好な一致が見つかりました。TESSデータを補完するために、地上ベースの測光および分光モニタリングを実行しました。TESSの光曲線は2つの特徴を明らかにします。1つは光源がピーク光学輝度の1等級以内にあるときに消失した周期的な変動(0.12771d、0.01等級の平均ピークツーピーク振幅)と、一連の孤立したミニフレア(ピークツーピークの振幅)です。振幅は最大0.5等）、一見ランダムな時間に現れます。この周期的変動は、新星を含む連星を飲み込む光球の方位角の非対称性が、連星によって歪められ、連星とともに回転した結果であると我々は解釈している。私たちはスペクトルを使用して、新星ライトカーブの2つの主要なピークを質量放出の明確なエピソードと関連付けますが、ミニフレアの起源は依然としてとらえどころがありません。
2 つのブレーン宇宙から出現するスカラー場によって引き起こされる C/CP 対称性の違反: バリオ形成と暗黒物質への入り口
バリオ発生のモデルが導入されており、私たちの通常の目に見える宇宙は、多次元バルクの中で隠れた3ブレーンと共進化する3ブレーンです。目に見える物質と反物質のセクターは、隠れた物質と反物質のセクターと自然に結合し、C/CPの不変性を破り、クォークグルーオン時代の後に発生するバリオジェネシスにつながります。レプトジェネシスの問題についても議論されています。対称性の破れは、$U(1)\otimesU(1)$ゲージ群によってサポートされる追加のスカラー場の存在に関連して自発的に発生します。これは、2ブレーン宇宙における従来の電磁ゲージ場を拡張します。スカラー波も、潜在的な暗黒物質の候補として、またモデルを制約する手段として浮上します。
大質量スカラー テンソル理論におけるバイナリ系: 有効場理論からの次次次次重力波形
| Title |
Binary_Systems_in_Massive_Scalar-Tensor_Theories:_Next-to-Leading_Order_Gravitational_Waveform_from_Effective_Field_Theory |
| Authors |
Robin_Fynn_Diedrichs,_Daniel_Schmitt,_Laura_Sagunski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04274 |
中性子星連星とそれに関連する重力波信号は、一般相対性理論の精密なテストを容易にします。したがって、検出された重力波形の一般相対性理論からの逸脱は、追加の力、暗黒物質粒子、または余分な重力自由度の形で、新しい物理学の決定的な兆候となるでしょう。新しい理論を調査できるようにするには、予想される波形についての正確な知識が必要です。私たちの研究では、追加の大規模なスカラー場で一般相対性理論を拡張することによる一般的なセットアップを検討します。次に、計算フレームワークについて詳しく説明しながら、効果的な場理論的アプローチを採用してバイナリ系の吸気力学を計算します。最後に、修正された重力波形を先頭から2番目の次数で導出します。私たちのモデルに依存しないアプローチの結果として、私たちの結果は、修正重力理論やスカラー暗黒物質モデルなど、多数の新しい物理シナリオに容易に適応できます。
宇宙線物理学と医学に応用できる高速タイミング検出器
我々は、2つの特定の用途、すなわちNASAと協力して宇宙での宇宙線を測定するための低利得雪崩(LGAD)シリコン検出器の使用について説明します。また、フラッシュビーム療法でがん治療を受けている患者のビーム特性と受光線量を測定します。
CompOSE データベースの使用に関するクイック ガイド
| Title |
Quick_Guides_for_Use_of_the_CompOSE_Data_Base |
| Authors |
Veronica_Dexheimer,_Marco_Mancini,_Micaela_Oertel,_Constanca_Providencia,_Laura_Tolos,_and_Stefan_Typel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04715 |
CompOSE核状態方程式リポジトリに関する関連情報を要約することを目的とした2つのクイックガイドを組み合わせて提供します。1つ目は核物理学者を対象としており、標準的な状態方程式テーブルを提供する方法について説明します。2番目のクイックガイドはユーザー向けであり、状態方程式データを含むカスタマイズされたテーブルを取得するための基本手順について説明します。プロバイダーとユーザーがCompOSEデータベースを理解し、そのメリットを享受できるように、いくつかの例が含まれています。
ゆっくりとしたスカラー力学とハッブル張力の解決策として
| Title |
Slow-rolling_scalar_dynamics_and_as_solution_for_the_Hubble_tension |
| Authors |
Giovanni_Montani,_Nakia_Carlevaro,_Maria_G._Dainotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04822 |
自己相互作用するスカラー場のゆっくりとした力学を利用してハッブル張力を解釈するための理論的枠組みを構築します。特に、赤方偏移の関数として、ハッブルパラメーター$H$、スカラー場$\phi$、およびその自己相互作用ポテンシャル$V$に対応する3つの未知数の系を構築するために、フリードマン方程式を分割しました。。得られた画像では、真空エネルギー密度はポテンシャル$V(\phi)$の定数項によって提供されますが、対応する小さな運動項は赤方偏移によるハッブル定数$H_0$の見かけの変化を再現する役割を果たします。新しい解決策は2つの自由パラメーターに依存しており、そのうちの1つは、それぞれスーパーノヴァIaパンテオンのサンプルとプランク衛星データによって測定された$H_0$の値の間の不一致を考慮して固定されています。もう一方のパラメーターは、スーパーノヴァパンテオンサンプルの40ビン分析に対応するデータ全体にわたる見かけのハッブル定数変動のフィッティング手順によって代わりに決定されます。各$H_0$は独立して決定されます。今回の解析の基本的な結果は、赤方偏移の関数として出現したハッブルパラメータであり、これは$z=0$でのSuperNovaIa予測を正確に取り込み、自然に、プランクによって検出された宇宙論的パラメータ。スーパー新星Iaデータを$H(z=0)$を決定するための単一点に縮小することなく、ビン分割解析によって観測の赤方偏移間隔にわたる分布を考慮してこの成果が達成されたことは注目に値します。
