| Title |
A_cool_dark_sector,_concordance,_and_a_low_$\sigma_8$ |
| Authors |
Ellie_Hughes,_Fei_Ge,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Lloyd_Knox,_Srinivasan_Raghunathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05678 |
私たちは、暗黒物質の一部が原子暗黒物質(ADM)である宇宙論モデルを研究します。このADMは、電子と陽子のダークバージョンで構成されており、ライトセクターバージョンと同様に、相互作用やダークフォトンと相互作用しますが、他のすべてとの相互作用は重力によってのみ行われます。現在の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)とバリオン音響振動(BAO)のデータから、事前に$H_0$がある場合とない場合、およびビッグバン元素合成の一貫したヘリウム存在量を強制する場合としない場合の制約を見つけます。我々は、暗い光子の温度が低い場合、ADM($f_{\rmadm}$)である暗黒物質の割合が$\sim0.1$ほどの大きさで、BAOおよびCMBデータと一貫性を保つことができることを発見しました。このような大きな$f_{\rmadm}$は、今日では$\sigma_8$張力に関連している可能性のある約60Mpc以下のスケールでの密度変動の抑制につながります。私たちの研究は、ADMモデルにおけるパワースペクトル予測に対する非線形補正の計算を動機付けています。我々は、将来の地上CMB調査からパラメータの制約が得られると予測し、ADMが実際に$\sigma_8$張力の原因である場合、主にCMBレンズに対するADMの影響は、高い意味で検出可能である可能性が高いことが判明した。
| Title |
Cosmological_parameter_estimation_with_Genetic_Algorithms |
| Authors |
Ricardo_Medel-Esquivel,_Isidro_G\'omez-Vargas,_Alejandro_A._Morales_S\'anchez,_Ricardo_Garc\'ia-Salcedo,_J._Alberto_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05699 |
このペーパーでは、シングルおよびマルチモーダル関数の最適化における強力なツールとしての遺伝的アルゴリズムの概要を説明します。解析例を使用してこの手法を説明し、尤度関数を最大化するために遺伝的アルゴリズムを宇宙論的モデルのパラメーター推定ツールとして使用する方法を検討します。最後に、これらのアルゴリズムの宇宙論分野での将来の応用の可能性について説明します。
再構成前および再構成後の銀河サンプルのパワー スペクトルをエミュレートする
| Title |
Emulating_power_spectra_for_pre-_and_post-reconstructed_galaxy_samples |
| Authors |
Yuting_Wang,_Ruiyang_Zhao,_Zhongxu_Zhai,_Kazuya_Koyama,_Will_J._Percival,_Hong_Guo,_Yin_Li,_Gong-Bo_Zhao,_Takahiro_Nishimichi,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Yonghao_Feng,_Hanyu_Zhang,_Yi_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05848 |
通常、非線形成長中に失われる銀河サンプル内の小規模な線形情報は、密度場再構成によって一定のレベルまで復元でき、バリオン音響振動（BAO）測定の精度を向上させることが実証されています。文献で提案されているように、再構成の前後でパワースペクトルを共同解析することで、高次統計によってもたらされる情報を効率的に抽出できます。ただし、再構成後の密度フィールドの統計をモデル化するのは困難です。この研究では、再構成前、再構成後、およびクロスパワースペクトル($P_{\rmpre}$、$P_{\rmpost}$、$P_{\)の正確なエミュレータを開発することで、この問題を回避しました。rmcross}$)\textsc{DarkQuest}N-bodyシミュレーションに基づいて$k=0.5~h~{\rmMpc^{-1}}$まで。エミュレータの精度はパーセントレベルです。つまり、エミュレートされたパワースペクトルの単極と四重極の誤差は、それぞれグランドトゥルースの$1\%$と$5\%$未満です。エミュレータを使用してパワースペクトルの例に当てはめると、$P_{\rmpre}$+$P_{\rmpost}$+$P_{\rmcross}$と$k_を使用すると、宇宙論的パラメータの制約が大幅に改善されることがわかります。{\rmmax}=0.25~h~{\rmMpc^{-1}}$、$P_{\rmpre}$のみから導出されたもの、つまり($\Omega_m$,$H_0の制約)と比較$,$\sigma_8$)は$\sim41\%-55\%$と、派生したBAOおよびRSDパラメーターの不確実性($\alpha_{\perp}$,$\alpha_{||}$,$f\sigma_8$)は、それぞれ$\sim28\%-54\%$ずつ縮小します。これは、$P_{\rmpre}$、$P_{\rmpost}$、および$P_{\rmcross}$間の補完性を強調しており、共同$P_{\rmpre}$の効率と実用性を示しています。宇宙論的な意味についての$P_{\rmpost}$および$P_{\rmcross}$分析。
CMB-HI 強度マッピング相関のクロスバイスペクトル推定器
| Title |
A_cross-bispectrum_estimator_for_CMB-HI_intensity_mapping_correlations |
| Authors |
Kavilan_Moodley,_Warren_Naidoo,_Heather_Prince_and_Aurelie_Penin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05904 |
中性水素(HI)からの21cm放射の強度マッピングは、再電離後の時代における大規模構造の強力なプローブとなることが期待されます。ただし、HI強度マッピング(IM)実験では、銀河の前景減算プロセスで長波長の見通し線HIモードが失われることになります。これらのモードの損失は、CMB二次異方性などの投影された大規模構造トレーサーとのHIIM相互相関を検出する場合に特に問題になります。ここでは、位置依存のHIパワーを相関させることによって構築されたHIIM場$\deltaT_{21},$とCMBレンズ場$\kappa,$の相互相関を回復するクロスバイスペクトル推定器を提案します。CMBレンズによって追跡された平均過剰密度のスペクトル。スクイーズド限界におけるクロスバイスペクトル推定器$B^{\bar\kappa\deltaT_{21}\deltaT_{21}},$を研究し、HIRAXおよびCMBレンズ測定からのHIIM測定に基づいてその検出可能性を予測します。AdvACTより。クロスバイスペクトルにより、宇宙論的パラメータの制約が改善されます。特に、ダークエネルギー状態方程式パラメータ$w_0,$の制約は、HIIM自動パワースペクトル制約を44\%(0.014まで)改善し、$w_a$の制約は33\改善します。%(～0.08)、それぞれの場合にプランク事前確率を仮定します。これらの結果は主に小規模なHIモードに由来するため、HIIM前景除去に対して堅牢です。したがって、HI-HI-$\kappa$クロスバイスペクトルは、CMBレンズでHI相関を回復し、次世代銀河赤方偏移調査と競合するレベルで宇宙論的パラメーターを制約する新しい方法を提供します。この顕著な例として、$w_0w_a\Omega_K$CDMモデル内のすべての赤方偏移と標準宇宙論的パラメーターを変化させながら、ニュートリノ質量の合計に対する複合制約が5.5meVであることがわかります。
近赤外線における超新星兄弟を使用した宇宙論的距離の一貫性の評価
| Title |
Evaluating_the_Consistency_of_Cosmological_Distances_Using_Supernova_Siblings_in_the_Near-Infrared |
| Authors |
Arianna_M._Dwomoh,_Erik_R._Peterson,_Daniel_Scolnic,_Chris_Ashall,_James_M._DerKacy,_Aaron_Do,_Joel_Johansson,_David_O._Jones,_Adam_G._Riess,_Benjamin_J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06178 |
同じ主銀河を持つ超新星の兄弟である超新星の研究は、Ia型超新星(SNIa)の光度曲線(LC)の特性を理解および測定するための重要な手段です。これまでのところ、兄弟解析は主に光学LCデータに焦点を当ててきました。近赤外(NIR)のLCは光学式のLCよりも優れた標準キャンドルであると予想されることを考慮して、NIRデータのみを使用してSN兄弟をコンパイルする最初の分析を実行します。私たちはすべてのSN兄弟について広範な文献検索を実行し、公開されているNIR測光法を備えた6組の兄弟を見つけました。均質な測光システム上にあることを確認して兄弟の各セットを校正し、LCをSALT3-NIRおよびSNooPyモデルでフィッティングし、兄弟間の$\mu$値の絶対差の中央値(それぞれ0.248等と0.186等)を見つけます。測定ノイズを超えたこれらの差の重要性を評価するために、これらのLCを模倣するシミュレーションを実行し、$\sim$0.052magのこれらの絶対差の中央値の不確実性の推定値を提供します。そして、私たちの分析が、内部散乱の存在を裏付けることがわかりました。99%レベルのNIR。同じセットのSN兄弟を比較すると、兄弟間の$\mu$値の絶対差の中央値は、光学データのみを使用した場合は0.177等であるのに対し、NIRデータのみを使用した場合は0.186等であることが観察されました。これは統計が限られているか、NIRデータの品質が低いか、NIRデータの削減が不十分であるかのいずれかであると考えられます。これらはすべて、ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡によって改善される予定です。
宇宙マイクロ波背景温度と分極四重極の緊張のヒント
| Title |
Hints_of_tensions_in_the_cosmic_microwave_background_temperature_and_polarization_quadrupoles |
| Authors |
Jahmour_J._Givans_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06196 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）温度の自己相関関数における大きな角スケールの低下は、長い間宇宙学者の興味をそそられ、抑制されたスーパーホライズンパワーについての憶測を刺激してきました。ここでは、温度四重極と、プランクPR3から最近取得されたEモード偏波四重極との間の不一致を強調します。温度四重極は主に最後の散乱のCMB表面で発生し、分極は主に再イオン化のエポックから発生しますが、この2つは依然として同等の距離スケールを調査します。標準的な$\Lambda$CDM宇宙論モデルで予想されるものと比較して、温度四重極は興味深いほど低い($1\sigma$変動よりもはるかに大きい)ものの、分極四重極は$1\sigma$レベルでやや高いことが判明しました。。両方の結合確率分布関数を計算し、わずかな張力を見つけます。観測された四極子のペアは$2.3\sigma$の信頼水準で矛盾しています。この問題は、宇宙論的モデルへの単純な変更に対して堅牢です。高分極四重極がさらなる精査に生き残った場合、この結果は、同等の重要性で、新しいスーパーホライズン物理学を不利にするものになります。LiteBIRD衛星の全天カバーと自然な前景の除去は、この問題を解決するのに理想的です。
CO$^中の $^{12}$C/$^{13}$C 同位体比を測定するための $^{12}$CO$^+$ 彗星および
$^{13}$CO$^+$ 彗星の蛍光モデル+$
| Title |
Comets_$^{12}$CO$^+$_and_$^{13}$CO$^+$_fluorescence_models_for_measuring_the_$^{12}$C/$^{13}$C_isotopic_ratio_in_CO$^+$ |
| Authors |
Philippe_Rousselot_(1),_Emmanuel_Jehin_(2),_Damien_Hutsem\'ekers_(2),_Cyrielle_Opitom_(3),_Jean_Manfroid_(2),_Pierre_Hardy_(1_and_4)_((1)_Inst._UTINAM,_Besan\c{c}on,_France,_(2)_STAR_Institute,_Univ._Li\`ege,_Belgium,_(3)_Inst._for_Astronomy,_Univ._of_Edimburgh,_UK,_(4)_LICB,_Dijon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05700 |
背景:COは彗星に豊富に存在し、光学スペクトル範囲で観察できる輝線を持つCO$^+$イオンを生成します。その蛍光スペクトルを適切にモデル化することは、CO$^+$存在量をより適切に測定するために重要です。このような種が十分に豊富であれば、$^{12}$C/$^{13}$C同位体比の測定にも使用できます。目的:この研究は、光学範囲で明るいCO$^{+}$輝線を生成したC/2016R2彗星(PanSTARRS)で観察された高いCO含有量の機会を利用して、彗星の新しい蛍光モデルを構築してテストします。この化学種の$^{12}$C/$^{13}$C同位体比を地上観測で初めて測定することに成功した。方法:実験室データと科学文献で入手可能な理論研究のおかげで、$^{12}$CO$^+$イオンと$^{13}$CO$^+$イオンの両方に対する新しい蛍光モデルを開発しました。$^{13}$CO$^+$モデルは、微弱な輝線を加算するために使用でき、この同位体置換反応を検出するのに十分な信号対雑音比を得ることができます。結果:私たちの蛍光モデルは$^{12}$CO$^+$輝線の適切なモデリングを提供し、修正された蛍光効率を発表することを可能にします。$^{12}$CO$^+$と$^{13}$CO$^+$の同様の遷移確率に基づいて、次の$^{12}$C/$^{13}$C同位体比を導き出します。C/2016R2彗星のCO$^+$は73$\pm$20。この値は誤差範囲内の太陽系比率89$\pm$2と一致しており、この彗星が星間天体である可能性は低くなります。
原生代の地球に似た系外惑星の化学不均衡バイオシグネチャーの推定
| Title |
Inferring_Chemical_Disequilibrium_Biosignatures_for_Proterozoic_Earth-Like_Exoplanets |
| Authors |
Amber_V._Young,_Tyler_D._Robinson,_Joshua_Krissansen-Totton,_Edward_W._Schwieterman,_Nicholas_F._Wogan,_Michael_J._Way,_Linda_E._Sohl,_Giada_N._Arney,_Christopher_T._Reinhard,_Michael_R._Line,_David_C._Catling,_James_D._Windsor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06083 |
利用可能な自由エネルギーを介して定量化される化学的不平衡は、潜在的なバイオシグネチャーとして以前に提案されています。しかし、系外惑星のバイオシグネチャーのリモートセンシング研究では、観測の不確実性が生命が生成する利用可能な自由エネルギーを推測する能力にどのような影響を与えるかはまだ調査されていない。私たちは、大気回復ツールと熱力学モデルを組み合わせて、酸素とメタンの不平衡ペアの大気存在量が比較的高かった可能性がある原生代を強調しながら、地球に似た系外惑星の化学的不平衡の痕跡の検出可能性を評価します。さまざまなガス存在量にわたって適用された回復モデル研究により、不平衡エネルギーに対する桁違いの制約が、高存在量シナリオおよび信号対雑音比(50)でのシミュレートされた反射光観測によって達成される一方で、弱い制約が存在するシナリオで見出されることが明らかになりました。中程度のSNR(20\,--\,30)(中程度、--\、存在量が少ない場合)。さらに、不平衡エネルギーの制約は、光学波長および近赤外線波長の水蒸気不透明度にエンコードされた適度な熱情報によって改善されます。これらの結果は、化学的不平衡バイオシグネチャーの遠隔検出が、代謝に依存しないバイオシグネチャー検出への有用なアプローチとなり得ることを強調しています。
火星の磁気圏イオンドリフトパターンの検出
| Title |
Detection_of_magnetospheric_ion_drift_patterns_at_Mars |
| Authors |
Chi_Zhang,_Hans_Nilsson,_Yusuke_Ebihara,_Masatoshi_Yamauchi,_Moa_Persson,_Zhaojin_Rong,_Jun_Zhong,_Chuanfei_Dong,_Yuxi_Chen,_Xuzhi_Zhou,_Yixin_Sun,_Yuki_Harada,_Jasper_Halekas,_Shaosui_Xu,_Yoshifumi_Futaana,_Zhen_Shi,_Chongjing_Yuan,_Xiaotong_Yun,_Song_Fu,_Jiawei_Gao,_Mats_Holmstr\"om,_Yong_Wei,_Stas_Barabash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06151 |
火星には全球磁場が存在せず、その代わりに小規模な地殻磁場が存在するため、その磁気環境は地球や土星のような固有磁気圏とは根本的に異なります。今回我々は、火星大気と揮発性進化ミッションの測定を用いて、火星における固有磁気圏に典型的な磁気圏イオンドリフトパターンの発見を報告する。具体的には、火星の地殻内で蝶の形の分布を示す水素イオンのくさび状の分散構造を観察します。これは、これまで惑星規模の固有磁気圏でのみ観察されていた特徴です。これらの分散した構造は、本質的に固有磁気圏で観察される構造に似た漂流運動の結果です。私たちの発見は、火星の周囲の地殻磁場の強度と空間スケールが広範囲であるため、火星の磁気圏は磁化されていないイオンと磁化されたイオンの両方の挙動が観察できる中間のケースを具体化していることを示しています。
Keck-NIRSPEC による天王星の赤外線オーロラの検出
| Title |
Detection_of_the_infrared_aurora_at_Uranus_with_Keck-NIRSPEC |
| Authors |
Emma_M._Thomas,_Henrik_Melin,_Tom_S._Stallard,_Mohammad_N._Chowdhury,_Ruoyan_Wang,_Katie_Knowles_and_Steve_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06172 |
天王星の近赤外線（NIR）波長観測では、1990年代以来何度も試みられてきたにもかかわらず、赤外線オーロラを発見することができなかった。木星と土星では、近赤外調査によって磁気圏電離層熱圏結合についての理解が再定義されましたが、天王星では近赤外オーロラ検出がないということは、天王星でこれらのプロセスを研究する窓がなかったことを意味します。ここでは、2006年9月5日に撮影されたKeckII望遠鏡による近赤外天王星観測を紹介し、増強された$\text{H}_{\text{3}}^{\text{+}}$放出を検出しました。温度とカラム密度を分析すると、局所的な$\text{H}_{\text{3}}^{\text{+}}$カラム密度が88\%増加しており、大幅な温度上昇はなく、オーロラと一致しています。イオン化の増加を引き起こす活動。これらの構造を$\text{Q}_{\text{3}}^{\text{mp}}$磁場モデルおよびボイジャー2号の紫外線観測と比較することにより、これらの領域が北極圏の一部を構成していることが示唆されます。オーロラ。
WInDI: 原始惑星系円盤のワープ誘発ダスト不安定性
私たちは、歪んだ円盤で発生する新たなダストの不安定性を特定しました。この不安定性は、曲げ波領域の反りによって引き起こされる振動ガス運動によって引き起こされます。まず、歪んだせん断ボックスの座標に基づいたローカル1D(垂直)おもちゃモデルを使用して不安定性を実証し、不安定性の増大に対する反りの大きさとダストストークス数の影響を調査します。次に、3DSPHシミュレーションを実行し、ガス圧力の最大値に対応しない独特のダスト構造を生成することによって、不安定性が全体的に現れることを示しました。1DおよびSPH解析は、不安定性が動的時間スケールで増大するため、惑星形成にとって潜在的に重要であることを示唆しています。
半解析モデリングによる天の川衛星の構造と軌道の確率的推論
| Title |
Probabilistic_Inference_of_the_Structure_and_Orbit_of_Milky_Way_Satellites_with_Semi-Analytic_Modeling |
| Authors |
Dylan_Folsom,_Oren_Slone,_Mariangela_Lisanti,_Fangzhou_Jiang,_Manoj_Kaplinghat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05676 |
半解析モデリングは、ハロー間の差異、衛星の軌道の乱れ、バリオンのフィードバック、そして、恒星とハローの質量（SMHM）の関係。私たちは、SatGen半解析衛星ジェネレーターを使用します。これには、現場での銀河とハローの関係に関する経験的モデルと、これらの衛星がホスト銀河に入った後の軌道進化の解析的処方の両方が組み込まれています。天の川に似た星系とその衛星。特定の矮小銀河の観察された特性と一致するサンプル内の衛星を選択することにより、コールドダークマターパラダイム内で衛星銀河の任意の特性を推測することができます。天の川銀河の古典的矮星の場合、フィードバックモデルと物理的に異なる銀河を暗黒物質ハローに配置するSMHM関係の処方箋。単純な経験的スケーリング関係では$v_{max}$と$r_{max}$の推定値の中央値を回復できますが、このアプローチは現実的な相関不確実性を提供し、モデルのバリエーションを通じて解釈可能性を高めます。これらのさまざまなモデルについて、衛星の暗黒物質プロファイルの内部特性がその軌道とどのように相関するのかも実証し、強力なバリオンのフィードバックなしではフォルナックス矮星の観測を再現するのは難しいことを示します。この研究で開発された技術は、観測データの適用において柔軟であり、衛星銀河に関する任意の情報を活用して、暗黒物質のハローと人口統計についての推論を行うことができます。
天の川の降着の歴史。 II.球状星団と矮小銀河の内部運動学
| Title |
The_accretion_history_of_the_Milky_Way._II._Internal_kinematics_of_globular_clusters_and_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Francois_Hammer,_Jianling_Wang,_Gary_A._Mamon,_Marcel_S._Pawlowski,_Yanbin_Yang,_Yongjun_Jiao,_Hefan_Li,_Piercarlo_Bonifacio,_Elisabetta_Caffau,_and_Haifeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05677 |
私たちは、球状星団と矮小銀河の構造特性が天の川ハローの軌道とどのように関連しているかを研究します。内側のハローから外側のハローに向かって、軌道エネルギーが増加し、恒星系は徐々に内部平衡状態から外れます。内側のハローでは、表面輝度の高い球状星団が擬似平衡状態にありますが、さらに遠ざかると、表面輝度の低い星団と矮星が存在します。潮の流れがさらに乱れているように見えます。矮小銀河は、その大きな軌道エネルギーと周中心からわかるように、ハローに到達するのが最も遅く、複数の軌道を周回する時間がありません。彼らの（ガスが豊富な）祖先は、銀河のハローに最近到着した際にガスを失ったと考えられます。矮星が暗黒物質(DM)の含有量で平衡にある場合、DM密度は周中心と逆相関するはずです。しかし、DMが優勢な矮星の、ガスが豊富な回転に支えられた系から、ガスが少ない分散に支えられた系への変化は、単一の軌道中に達成される可能性は低いです。代わりに、上記の逆相関はラム圧力ストリッピングと銀河潮汐衝撃の組み合わせによってもたらされると提案します。最近のガス除去により、それに伴う重力損失により星の内容物が膨張し、中心付近通過付近で変形するほど脆弱になっています。平衡状態から外れた矮星は、DM密度そのものを援用することなく、運動学に基づくDM密度と周中心との観察された逆相関を説明し、その以前の推定値に疑問を呈するでしょう。ラム圧の剥離と潮汐衝撃が矮星の速度分散の過剰に寄与する可能性があります。それは、その周辺に多数の星が存在し、その中心部にいくつかの若い星が存在すると予測します。
クラゲ銀河の磁化され熱的に不安定な尾部
クラゲ銀河は、混相ガス流における放射冷却と磁場を研究するための有望な実験室です。それらの長くて密な尾は磁化されていることが観察されており、それらはクラスター内媒体(ICM)内に100kpcまで伸びています。これは、そのガスが熱的に不安定であるため、冷たいガスの塊が高温のガスの中に完全に溶解するのではなく、時間の経過とともに成長することを示唆しています。流体力学的界面の不安定性の結果として生じる風。この論文では、AREPOコードを使用して、ICM風との相互作用によってラム圧力の剥離が発生するクラゲ銀河の磁気流体力学的風洞シミュレーションを実行します。銀河が遭遇するICMの密度、温度、速度は時間に依存しており、実際のクラゲ銀河がICMを周回している間に経験するものに匹敵します。乱流の磁化風を使ったシミュレーションでは、磁場がクラゲの尾と一致していることを示す観測結果を再現しました。銀河がほぼエッジオンの形状で銀河団に突入する間、尾部のガスの流れは噴水のようなもので、回転速度ベクトルがラム圧力と加算され、逆にフォールバックが発生するガスの優先的な剥離を意味します。場合。したがって、テール速度はディスクの回転パターンの記憶を示します。最も近いクラスター通過の時点では、ラム圧力によるストリッピングが非常に強いため、噴水の流れが破壊され、代わりに尾部でガスの除去が支配的になります。尾部のガスは非常に断片的であることを示し、これは放射冷却による粉砕の予測です。
天の川の降着の歴史：Ⅲ．最初の降下時の銀河矮小銀河の流体力学シミュレーション
| Title |
The_Accretion_History_of_the_Milky_Way:_III._Hydrodynamical_Simulations_of_Galactic_Dwarf_Galaxies_at_First_Infall |
| Authors |
Jianling_Wang,_Francois_Hammer,_Yanbin_Yang,_Marcel_S._Pawlowski,_Gary_A._Mamon,_and_Haifeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05687 |
天の川銀河のほとんどの矮小銀河は、ガイア・ソーセージ・エンケラドゥスやSgrの遺物に比べて、ホストへの束縛がはるかに少ない。これらの矮星は、3ギル未満前に銀河のハローに落ちたと予想されており、したがって、完全な軌道を1回しか経験していないことになります。ここでは、それらの祖先がガスに富み、回転に支えられた矮星であると仮定して、このプロセスの流体力学的シミュレーションを実行しました。私たちは、熱いコロナと銀河の重力場との相互作用を通じて彼らの変容を追跡します。私たちの専用シミュレーションは、3つの矮小銀河、スカルプター、アントリアII、そして精度はやや低いもののクレーターIIの構造特性を再現します。これには、ラム圧の剥離や銀河の潮汐衝撃によって引き起こされる大きな速度分散の再現が含まれます。矮星間の違いは、軌道経路の違いや、始原ガスや星の内容物の初期条件の違いによるものと解釈できます。しかし、私たちは、暗黒物質が完全に支配している場合、Sculptorアナログの回転サポートを単一の軌道で抑制することに失敗しました。さらに、スカルプターのような古典的な矮小銀河は、断熱収縮による周縁通過を生き残るのに十分な密度の恒星核を持っている可能性があることも発見しました。反対に、AntliaIIとCraterIIの類似物は潮汐によって剥離されており、その大きなサイズ、非常に低い表面輝度、および速度分散を説明しています。このモデリングは、矮小銀河を平衡から外れた恒星系のさまざまな段階にあるものとして再現することで、それらの違いを説明します。
CloudFlex: 環銀河媒体の小規模構造のための柔軟なパラメトリック モデル
| Title |
CloudFlex:_A_Flexible_Parametric_Model_for_the_Small-Scale_Structure_of_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Cameron_B._Hummels_(1),_Kate_H._R._Rubin_(1),_Evan_E._Schneider,_and_Drummond_B._Fielding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05691 |
我々は、複雑な小規模構造を持つ銀河ハロー内の低温ガスの吸収線の痕跡を予測するための新しいオープンソースツールであるCloudFlexを紹介します。乱流多相媒体の流体力学シミュレーションにおける低温物質の解析を動機として、個々の低温ガス構造を、クラウドレット質量のべき乗則分布をもつクラウドレットの集合体としてモデル化します$\proptom_{\rmcl}^{-\alpha}$乱流速度場から得られる相対速度。ユーザーは、クラウドレット質量分布の下限($m_{\rmcl,min}$)である$\alpha$と、複合体の総質量、サイズ、および速度分布を設定するその他のいくつかのパラメーターを指定できます。次に、ペンシルビームの視線に沿った雲粒によって誘発されるMgII2796の吸収プロファイルを計算します。金属量が一定の場合、等価幅$W_{2796}<0.3$Angの視線の被覆率は、$m_{\rmcl,min}$の減少に伴って大幅に増加すること、および冷たい雲粒数密度($n_{\rmcl}$)、およびクラウドレットの複雑なサイズ。次に、このフレームワークを使用して、${\sim}L^*$銀河の周囲に予測される$W_{2796}$分布を予測する最初のアプリケーションを紹介します。10kpc<$R_{\perp}$<50kpc以内で観察された$W_{2796}>0.3$Angの視線の発生率は、パラメータ空間のほとんどにわたってモデルと一致することがわかります。ただし、これらは、$m_{\rmcl,min}\ge100M_{\odot}$および$n_{\rmcl}\ge0.03$$\rmcm^{-3}$のモデルによって過小予測されます。内部の冷たい銀河周回媒体(CGM)が体積充填率${\lesssim}1\%の多数の低質量雲粒($m_{\rmcl}\lesssim100M_{\odot}$)によって支配されている写真付き$。マルチサイトラインおよび/または空間的に拡張されたバックグラウンドプローブから構築された吸収線データセットを同時にモデル化するために使用される場合、CloudFlexを使用すると、光イオン化CGMを構成する構造のサイズと速度分布に対する詳細な制約が可能になります。
アベル2029年のホットモード降着の事例
放射冷却とAGN加熱は、低赤方偏移のクールコア銀河団の進化を制御するフィードバックループを形成すると考えられています。数値シミュレーションによると、クラスターコア内での多相ガスの形成により、$\minにおける冷却時間($t_{\rmCool}$)と自由落下時間($t_{\rmff}$)の比率に下限が課せられることが示唆されています。(t_{\rmクール}/t_{\rmff})\約10$。銀河団の観測ではそのような底の証拠が示されており、通常、$\min(t_{\rmCool}/t_{\rmff})\lesssim30$の銀河団コアには豊富な多相ガスが含まれています。ただし、重要な外れ値もあります。そのうちの1つは、$\min(t_{\rmCool}/t_{\rmff}を持つ巨大銀河団($M_{200}\gtrsim10^{15}$M$_\odot$)であるAbell2029です。)\sim20$ですが、明らかな多相ガスはほとんどありません。この論文では、A2029に類似したクラスターの高解像度3D流体力学AMRシミュレーションを提示し、それが1～2Gyrの期間にわたってどのように進化するかを研究します。これらのシミュレーションは、アーベル2029が多相ガスを生成することなく自己制御することを示唆しています。その理由は、その中心ブラックホールの質量($\sim5\times10^{10}\,M_\odot$)が高温周囲ガスのボンダイ降着に十分大きいためです。放射冷却を補償するのに十分なフィードバックエネルギーを生成します。
合体銀河団における H アルファ放射体の分布
| Title |
Distribution_of_H-alpha_Emitters_in_Merging_Galaxy_Clusters |
| Authors |
David_Wittman,_Dariush_Imani,_Rutger_Hartmann_Olden_(UC_Davis),_Nathan_Golovich_(LLNL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05809 |
さまざまな銀河団の合体における星形成の研究は、合体が星の形成を刺激するのか、抑制するのか、あるいは何の影響も与えないのかについて、明らかに矛盾した結論に達している。研究された合体は周心(TSP)からの時間範囲にわたるため、星形成に対する明らかな影響はTSPの関数である可能性がある。我々は、TSPの関数として星形成を評価するために、12個の二峰性合体のサンプルを使用しました。各合体における${\sim}100$メンバー銀河のHアルファ輝線の等価幅を測定し、銀河を発光体または非発光体として分類し、次に発光体を星形成銀河(SFG)または活動銀河として分類します。[NII]$\lambda6583$ラインに基づく核(AGN)。サブクラスター分離によって定義される空間軸に沿って、非エミッターに対するSFGとAGNの分布を定量化します。SFGとAGNの割合は合併ごとに異なりますが、TSPでは傾向が見られません。SFGの空間分布は、8つの合併における非エミッターの空間分布と一致していますが、TSPが最も低い3つを含む残りの4つの合併ではシステム中心を大幅に回避していることが示されています。星形成活動とTSPの間に関連性がある場合、それをさらに詳しく調べるには、より正確なTSP推定値と、0〜4億ミリルの範囲でのTSPとのさらなる合体が必要になります。
射手座降着現象の痕跡: O に富む若い星と天の川円盤における不連続な化学進化
| Title |
Imprints_of_Sagittarius_accretion_event:_Young_O-rich_stars_and_discontinuous_chemical_evolution_in_Milky_Way_disc |
| Authors |
Tiancheng_Sun,_Shaolan_Bi,_Xunzhou_Chen,_Yuqin_Chen,_Chao_Liu,_Xianfei_Zhang,_Tanda_Li,_Yaguang_Li,_Yaqian_Wu,_Zhishuai_Ge,_Lifei_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05815 |
天の川銀河は、その初期の歴史において、激しい合体と衛星銀河の付加を特徴とする大きな変化を経験しました。これらの出来事の中で、衛星銀河ガイア・エンケラドゥス/ソーセージの突入は、天の川銀河の進化を根本的に変え、その化学力学的構造を形成する最後の大規模な合体出来事として認識されている。しかし、最近の観測証拠は、天の川銀河が過去4ギルの間に顕著な星形成現象を経験したままであることを示唆しており、これはいて座矮小銀河(Sgr)からの摂動によって引き起こされたと考えられています。今回我々は、初めて報告された薄い円盤内の[Fe/H]と[O/Fe]比を用いて、過去4GyrにおけるSgr降着現象の化学的特徴を報告する。これにより、これまでに発見されていた年齢と[Fe/H]の関係を示すV字型構造が銀河の場所ごとに異なり、豊富な下部構造を持っていることが明らかになった。興味深いことに、z$_{\rmmax}$$<$0.3kpcで不連続構造が発見され、これは4Gyrから2Gyr前の最近の星形成のバーストによって中断されました。このエピソードでは、酸素存在量の大幅な増加が明確な[O/Fe]勾配をもたらし、Oに富む若い星の形成に寄与していることがわかりました。シミュレートされた星形成の歴史とSgrの化学存在量と組み合わせると、Sgrが天の川円盤の不連続な化学進化において重要な役割を果たしていることが示唆されます。
宇宙初期の動的に冷たい円盤：神話か現実か？
| Title |
Dynamically_cold_disks_in_the_early_Universe:_myth_or_reality? |
| Authors |
Mahsa_Kohandel,_Andrea_Pallottini,_Andrea_Ferrara,_Anita_Zanella,_Francesca_Rizzo,_Stefano_Carniani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05832 |
理論モデルは、宇宙初期の星形成銀河で観察される、赤方偏移$z>4$で顕著な回転対分散サポート($V_{\rm{rot}}/\sigma$)を持つ動的に冷たい円盤を再現するのに苦労しています。私たちは、宇宙論的シミュレーションにおいて動的に冷たい円盤が出現する可能性を探り、さまざまな運動学トレーサーが理論と観測の間の緊張を調和させるのに役立つかどうかを理解することを目的としています。ズームインシミュレーションのSERRAスイートからの3218個の銀河を使用します。$8<\log(M_*/M_{\odot})<10.3$およびSFR$<128\,M_{\odot}{yr}^{-1}$、$4<z<9$の範囲内。H$\alpha$と[CII]の6436個の合成観測のハイパースペクトルデータキューブを生成します。運動学的トレーサーの選択がガス速度分散の推定に大きな影響を与えることがわかりました。H$\alpha$([CII])合成観測を使用すると、$\sigma$と$M_*$の間に強い(穏やかな)相関関係が観察されます。このような違いは主に$M_*>10^9\,M_{\odot}$銀河で発生し、サンプルのかなりの部分では$\sigma_{H\alpha}>2\sigma_{CII}$になります。トレーサーに関係なく、私たちの予測は、$z>4$に$V_{rot}/\sigma>10$の巨大な($M_*>10^{10}M_{\odot}$)銀河が存在することを示唆しています。10軌道周期(200Myr)を超えるコールドディスク。さらに、サンプルでは$V_{rot}/\sigma$比に対する重大な赤方偏移依存性は見つかりませんでした。私たちのシミュレーションは、初期宇宙に動的に冷たい円盤が存在することを予測しています。ただし、トレーサーが異なれば、異なる運動学的特性に敏感になります。[CII]は銀河の薄いガス状の円盤を効果的に追跡していますが、H$\alpha$には円盤を超えたイオン化ガスの寄与が含まれており、流出に関連する可能性のある垂直または半径方向の運動が蔓延していることが特徴です。H$\alpha$ハローの存在は、そのような銀河流出の兆候である可能性があります。これは、ALMAとJWST/NIRspecによる高誘電率銀河の研究を組み合わせる重要性を強調しています。
局所ボリューム内の 50 個の矮小銀河の表面測光
ハッブル宇宙望遠鏡で得られたアーカイブ画像に基づいた局所体積内の50個の銀河の表面測光の結果が示されています。サンプル銀河のVバンドとIバンドの積分等級が、明るさと色のプロファイルとともに導入されます。得られた測光パラメータは他の著者の測定値と比較されます。
矮小回転楕円体銀河 KKs3 と ESO269-66 の星の金属量と年齢の勾配
| Title |
Gradients_of_metallicity_and_age_of_stars_in_the_dwarf_spheroidal_galaxies_KKs3_and_ESO269-66 |
| Authors |
M.E._Sharina,_L.N._Makarova,_and_D.I._Makarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05990 |
私たちは、2つの矮小回転楕円体銀河(dSphs)の球状星団と野星の恒星集団の特性を比較します。ESO269-66は、巨大なS0銀河NGC5128の近くにあり、KKs3は、銀河内で極度に孤立した数少ないdSphの1つです。10Mpc。これらの銀河における星形成の歴史は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)からの画像を使用した深部恒星の測光に関する以前の研究から知られています。KKs3およびESO269-66の核球状星団の年齢と金属含有量は、文献の分光学的研究から知られています:T=126億年、[Fe/H]=-1.5および-1.55dex。我々は、Sersic関数を使用して、KKs3とESO269-66の金属量の高い星と低い星(赤と青)の表面密度のプロファイルを構築および分析し、(1)赤い星の密度のプロファイルは次のことを示します。(2)KKs3とESO269-66の球状星団には、銀河内のすべての古い星のおよそ4%と40%が含まれています。金属度[Fe/H]~-1.5～-1.6dexで、年齢は120～140億年です。したがって、球状星団は、これらの天体の中心領域での星形成の最初の最も強力なバーストの名残です。おそらく、KKs3は孤立しているため、ESO269-66よりも古い低金属度の星の一部を失ったと考えられます。
異なる環境における矮小不規則銀河の表面測光
おとめ座銀河団の広範囲にある90個の矮小不規則銀河(dIrr)と30個の孤立したdirrに関する表面測光データが示されています。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)の画像が使用されています。2つのサンプルの天体について、次の平均測光特性(色と中心面の明るさ)が得られます:(V-I)o=0.75mag(sigma=0.19mag)、(B-V)o=0.51mag(sigma=0.13mag)、SBvおとめ座星団付近のdIrrでは=22.16等/平方秒角(シグマ=1.02等/平方アーク秒)、(V-I)o=0.66等(シグマ=0.43等)、(B-V)o=0.57等(孤立銀河の場合はsigma=0.16等)、SBv=22.82mag/sq.arcsec(sigma=0.73mag/sq.arcsec)。このサンプル内の孤立した銀河の中心表面の平均輝度は、より密度の高い環境にあるdirrよりも低くなります。異なる環境におけるdIrrの平均的な色特性は、~0.2等の範囲内で同じです。
街の新しい子供たち。 Sextans~II: 天の川の外れにある新しい恒星系
| Title |
New_Kids_in_Town._Sextans~II:_a_new_stellar_system_in_the_outskirts_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Massimiliano_Gatto,_Michele_Bellazzini,_Crescenzo_Tortora,_Vincenzo_Ripepi,_Massimo_Dall'Ora,_Michele_Cignoni,_Konrad_Kuijken,_Hendrik_Hildebrandt,_Shiyang_Zhang,_Jelte_de_Jong,_Nicola_R._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06037 |
我々は、KiDS調査で、古くて金属の乏しい恒星に関する顕著でコンパクトな過密度の発見について報告します(データリリース4)。この発見は、太陽から$D_{\sun}=145^{+14}_{-13}$~の距離にある恒星系の古い主系列ターンオフを明らかにする、より詳細なHSC-SSCデータによって確認されました。kpcは六分角星座の方向にあります。この系は絶対積分等級($M_V=-3.9^{+0.4}_{-0.3}$)、半光半径($r_h=193^{+61}_{-46}$~pc)、超微光矮星銀河(UFD)に典型的な楕円率($e=0.46^{+0.11}_{-0.15}$)。中心表面の明るさは、これまで検出を免れていた恒星系で予想される、同様の積分光度を持つ既知の局所矮銀河の下限に近い。新たに発見された星系の距離は、それが私たち自身の天の川銀河の衛星である可能性が高いことを示唆しているため、暫定的にこれをSextans~II(KiDS-UFD-1)と名付けました。
z > 10 における塵のない恒星集団の出現の証拠
| Title |
Evidence_for_the_emergence_of_dust-free_stellar_populations_at_z_>_10 |
| Authors |
F._Cullen,_D._J._McLeod,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_C._T._Donnan,_A._C._Carnall,_L._C._Keating,_D._Magee,_K._Z._Arellano-Cordova,_R._A._A._Bowler,_R._Begley,_S._R._Flury,_M._L._Hamadouche,_T._M._Stanton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06209 |
$8<z_{\mathrm{phot}}<16$の$176$銀河候補のサンプルのUV連続体の傾きの分析を示します。$15$の独立したデータセットにわたる公開JWST画像データの$\simeq320$arcmin$^2$から選択された$\langlez\rangle\simeq11$の$125$銀河の新しいサンプルに主に焦点を当て、$の進化を調査します。$z>8$の銀河人口における\beta$。赤方偏移範囲$8<z<10$では、$\beta$と$M_{\rmUV}$の関係の証拠が見つかり、より明るいUV光度を持つ銀河はより赤いUV傾斜を示します。}\beta/\rm{d}M_{\rmUV}=-0.17\pm0.03$。$z\simeq2$までの文献研究との比較は、$\beta-M_{\rmUV}$関係が少なくとも$z\simeq10$から存在し、その傾きは赤方偏移によって強く進化しないことを示唆しています。ただし、より高い赤方偏移にある銀河は固定$M_{\rmUV}$でより青くなるなど、正規化が進化しています。$\beta$と赤方偏移の間には顕著な傾向があり、逆分散加重平均値は$z=9.5$の$\langle\beta\rangle=-2.17\pm0.05$から$\langle\beta\まで変化しています。rangle=-2.56\pm0.05$at$z=11.5$。恒星集団モデルとの比較に基づいて、$z>10.5$での平均UV連続体の傾きは、「塵のない」恒星集団の固有の青色限界と一致していることがわかります$(\beta_{\mathrm{int}}\シメク-2.6)$。これらの結果は、$z<10$にある適度に塵で赤くなった銀河集団は、$z\simeq11$には本質的に塵が存在しないことを示唆しています。$z>10$で発見されている極めて青い銀河は、初期銀河の塵の含有量に重要な制約を課しており、すでに観測されている銀河集団が$\gtrsim5$のイオン化IGM部分を維持できる電離光子予算を供給している可能性が高いことを示唆しています。$z\simeq11$でのパーセント。
マグネター巨大フレアにおけるバリオン放出のダイナミクス: 電波残光、r 過程元素合成、および高速電波バーストへの影響
| Title |
Dynamics_of_baryon_ejection_in_magnetar_giant_flares:_implications_for_radio_afterglows,_r-process_nucleosynthesis,_and_fast_radio_bursts |
| Authors |
Jakub_Cehula,_Todd_A._Thompson,_and_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05681 |
私たちは、中性子星(NS)の地殻に対するマグネター巨大フレア(GF)の影響と、それに関連する潜在的なバリオン質量放出を調査します。我々は、突然の磁気エネルギーの散逸によって、NS表面の一部の上に薄い高圧殻が形成され、それが相対論的衝撃波を地殻内に押し込み、これらの層の一部が十分に高いエネルギーに加熱され、磁気によって制限されていない方向に沿って結合が解けると考えられる。分野。私たちは、球対称の相対論的流体力学シミュレーションによってこのプロセスを調査します。初期砲弾圧力$P_{\rmGF}$の場合、結合していない噴出物の総質量は$M_{\rmej}\sim4-9\times10^{24}$g$(P_{\rmGF}/10^{30}$ergscm$^{-3})^{1.43}$。$P_{\rmGF}\sim10^{30}-10^{31}$ergscm$^{-3}$の場合、強さ$\sim10^{15.5}-10^の磁場の散逸に相当します。{16}$Gの場合、$M_{\rmej}\sim10^{25}-10^{26}$gが漸近速度$v_{\rmej}/c\sim0.3-0.6$で、SGR1806-20のGFの電波残光から推定される噴出物の特性。フレアは地殻物質を電子比率$Y_e\約0.40-0.46$で特徴付けられる深さまで掘り起こし、高いエントロピーと急速な膨張タイムスケールで放出されるため、アルファを介した重元素$r$プロセス元素合成の条件が満たされます。-豊富なフリーズアウトメカニズム。天の川銀河内で約1世紀に1回のエネルギー的なGFの割合を考えると、GFが星の形成を追跡するかなりの重度の$r$プロセス源に寄与している可能性があることがわかります。我々は、GFはスケーリングに似た、$r$プロセス減衰(「ノヴァブレビス」)によって駆動される、数分間の明るい$\sim10^{39}$ergss$^{-1}$光過渡現象を伴うと予測します。-ダウンキロノバエ。私たちの発見は、繰り返されるマグネターフレアによるFRB、特にこれらの発生源を囲むシンクロトロン星雲の高回転の測定にも影響を及ぼします。
最も近いブラックホールからのX線や電波はなく、将来の探索への影響
| Title |
No_X-Rays_or_Radio_from_the_Nearest_Black_Holes_and_Implications_for_Future_Searches |
| Authors |
Antonio_C._Rodriguez,_Yvette_Cendes,_Kareem_El-Badry,_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05685 |
ガイアミッションによる天文計測は、最近、既知の2つの最も近い恒星質量ブラックホール(BH)、ガイアBH1とガイアBH2の発見に使用されました。両方の星系には、$\sim9\,M_{\odot}$BHの周りの広い軌道($a\約$1.4AU、4.96AU)に$\sim1\,M_{\odot}$星が含まれています。これらの天体は、X線や重力波では発見されなかった最初の恒星質量BHの1つです。伴星（ガイアBH1の太陽型主系列星とガイアBH2の低光度赤色巨星）は、ロシュローブの十分内側にある。しかし、BHは依然として恒星風を降着させ、潜在的に検出可能なX線または電波放射を引き起こすと予想されています。ここでは、チャンドラX線天文台による両方のシステムの観測と、超大型アレイ(ガイアBH1用)およびMeerKAT(ガイアBH2用)による電波観測を報告します。どちらのシステムも検出されなかったため、X線の上限は$L_X<10^{29.4}$および$L_X<10^{30.1}\,\rmerg\,s^{-1}$となり、電波の上限も決まりました。$L_r<10^{25.2}$および$L_r<10^{25.9}\,\rmerg\,s^{-1}$の制限。ガイアBH2の場合、検出されないということは、地平線付近の降着率がボンダイの降着率よりもはるかに低いことを意味しており、高温降着流の最近のモデルと一致しています。我々は、これらの非検出が広範なBH探索に与える影響について議論し、近い将来にISM降着によって孤立したBHが検出される可能性は低いと結論付けています。また、恒星天体物理学実験モジュール(MESA)を使用して、連星の将来の進化に関する進化モデルを計算します。我々は、ガイアBH1が赤色巨星であるとき、安定したロッシュローブオーバーフローの500万年を含めて、5000万年から5000万年の間X線が明るいことを発見した。共生BHX線バイナリは知られていないため、これは、天の川銀河に存在するのは$\sim10^4$GaiaBH1のようなバイナリよりも少ないか、またはそれらは一般的であるものの、おそらく非常に長い天体の影響で検出を回避していることを意味します。バースト再発のタイムスケール。
中性子星合体流出による元素合成に対する磁場強度の影響
| Title |
Magnetic_Field_Strength_Effects_on_Nucleosynthesis_from_Neutron_Star_Merger_Outflows |
| Authors |
Kelsey_Alexandra_Lund,_Gail_McLaughlin,_Jonah_Miller,_Matthew_Mumpower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05796 |
磁気流体力学的乱流は、合体後の残骸の中央エンジンを駆動し、元素合成的に活動する円盤風と、短いガンマ線バーストの背後にある相対論的ジェットの両方に動力を供給する可能性があります。モンテカルロニュートリノ輸送を伴う一般相対論的磁気流体力学を使用し、それぞれの場合で初期磁場の強さを変化させ、合体後の3つのブラックホール降着円盤をシミュレートすることにより、このエンジンに対する磁場の影響を調査します。我々は、磁場強度の増加に伴って噴出物の質量が増加することを発見した。かなり堅牢なメインrプロセスパターンが3つのケースすべてで生成され、放出された質量によってスケールされることがわかります。初期磁場強度の変更は流出の形状に大きな影響を及ぼし、ランタニド流出に影響を与える複雑な中央エンジンのダイナミクスを示唆しています。我々は、アクチニドの生成が磁場の強さに特に敏感であり、合体後の1Gyrで計算された全体のアクチニドの質量分率は、磁場強度が10倍増加すると6倍以上増加することを発見した。これは、金属が乏しく、rプロセスで強化された星によって示されるアクチニド強化の変動との関連の可能性を示唆しています。
Fitburst を使用した高速無線バーストと無線パルサーの形態のモデル化
| Title |
Modeling_the_Morphology_of_Fast_Radio_Bursts_and_Radio_Pulsars_with_fitburst |
| Authors |
Emmanuel_Fonseca,_Ziggy_Pleunis,_Daniela_Breitman,_Ketan_R._Sand,_Bikash_Kharel,_Patrick_J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Utkarsh_Giri,_Victoria_M._Kaspi,_Kiyoshi_W._Masui,_Bradley_W._Meyers,_Chitrang_Patel,_Paul_Scholz,_Kendrick_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05829 |
電波パルサーと高速電波バースト(FRB)からの天体物理パルスをモデル化するためのフレームワークを紹介します。フィットバーストと呼ばれるこのフレームワークは、いくつかの物理パラメータとヒューリスティックパラメータの関数である動的スペクトルの合成表現を生成します。それにもかかわらず、ヒューリスティックパラメータはスペクトルエネルギーの広範囲の分布に対応できます。fitburstは、パルス分散や散乱拡大の大きさと周波数依存性など、放出メカニズムの固有および外部の効果によって誘発される特徴のモデリングを最適化するように設計されています。fitburstは、2次元アップサンプリングを通じてチャネル内スミアリングを除去し、パルサータイミング観測中に通常取得される「折り畳まれた」信号の位相ラッピングを説明できます。カナダ水素強度マッピング実験(CHIME)望遠鏡で観測されたパルサーとFRBを含むデータのモデリングにおけるフィットバーストの有効性を実証します。
いて座A*の76分のガンマ線周期
射手座A*(SgrA*)の公開されているガンマ線観測を使用して、その約6か月(2022年6月22日から2022年12月19日まで)の光度曲線を構築し、その後、明確な周期信号を探すために関連するピリオドグラムを構築しました。ライトカーブは、フェルミ衛星の観測からFermitoolsパッケージを使用して構築されました。関連するピリオドグラムは、RパッケージRobPerアルゴリズムを使用し、重み付けされていないタウ回帰法を使用する2段階のモデルフィッティング手順を通じて構築されました。誤検知の可能性を減らすために、分析に窓関数法を組み込みました。ピリオドグラム上の76.32分に明確な有意なピークが特定されます。発見された周期性は、異なる波長での文献にある他の2つの研究と一致しており、ユニークな振動物理メカニズムの考えを裏付けています。
| Title |
Direct_Measurement_of_the_Spectral_Structure_of_Cosmic-Ray_Electrons+Positrons_in_the_TeV_Region_with_CALET_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W._R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J._H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M._L._Cherry,_G._Collazuol,_G._A._de_Nolfo,_K._Ebisawa,_A.W._Ficklin,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T._G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M._H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H._S._Krawczynski,_J._F._Krizmanic,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_A._M._Messineo,_J.W._Mitchell,_S._Miyake,_A._A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H._M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_S._Okuno,_J._F._Ormes,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B._F._Rauch,_S._B._Ricciarini,_K._Sakai,_3_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05916 |
10.6GeVから7.5TeVまでの宇宙線電子と陽電子のスペクトル構造の詳細な測定結果が、国際宇宙ステーションのCALorimetricElectronTelescope(CALET)による7年以上の観測から得られます。CALETは、優れたエネルギー分解能(10GeV以上で数パーセント)と優れたe/p分離(10$^5$)により、エネルギースペクトル内の構造の詳細な検索に最適なパフォーマンスを提供します。この解析では2022年末までのデータが使用されており、観測された電子候補の統計量は2018年の前回発表時から3倍以上増加しています。最新のブースト決定木解析を採用することで、最大7.5TeVまで十分な陽子阻止能力が得られます。残留プロトン汚染は10%未満で達成されました。観測されたエネルギースペクトルは、AMS-02と同様に、30GeV付近から低エネルギー領域では徐々に硬くなりますが、300GeVから600GeVでは、DAMPEやFermi-LATで測定したスペクトルよりもかなり柔らかくなります。高エネルギーでは、スペクトルは1TeV付近で急激な変化を示し、スペクトル指数は-3.15から-3.91に変化し、30GeVから4.8TeVのエネルギー範囲のデータに単一のべき乗則よりも適合する壊れたべき乗則が現れます。有意性は6.9シグマであり、DAMPEの結果と互換性があります。この中断は、遠方のソースからの伝播中に予想される放射損失の影響と一致しています(最高エネルギービンを除く)。我々は、AMS-02によって1TeV未満で測定された陽電子束と一致するモデルをスペクトルに当てはめ、パルサーや近くの発生源からの寄与の可能性を考慮して電子+陽電子スペクトルを解釈しました。4.8TeVを超えると、ベラを含む近くにある既知の超新星残骸からの寄与の可能性が、純粋に統計的な分析よりも高い陽子排除能力を提供するイベントごとの分析によって対処されます。
| Title |
Limits_on_the_Primordial_Black_Holes_Dark_Matter_with_current_and_future_missions |
| Authors |
Denys_Malyshev,_Emmanuel_Moulin,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05942 |
この議事では、原始ブラックホール(PBH)を暗黒物質の候補として検討します。PBHを構成する暗黒物質の割合$f_{pbh}$に関する既存の限界をPBHの質量の関数として議論する。議論されている限界は、PBHが宇宙の暗黒物質含有量の最大100%を占めることができる$3\cdot10^{16}-10^{18}$gの現在唯一の開いている領域で、考えられるほぼすべての質量範囲をカバーしています。。我々は、近い将来の機器(アインシュタインプローブ/WXT、SVOM/MXT)の能力の推定値を提示し、この質量範囲を調査するための次世代ミッション(Athena、THESEUS、eXTP)の可能性について議論します。我々は、これらのミッションを伴うPBH暗黒物質探索に最も適したターゲットと、得られた結果に対する系統的な制限要因について議論します。
近くの銀河M60にあるセンチPCスケールの小型無線コア
| Title |
A_centi-pc-scale_compact_radio_core_in_the_nearby_galaxy_M60 |
| Authors |
Xiaofeng_Li,_Jun_Yang,_Xiaopeng_Cheng,_Mai_Liao,_Xiaoyu_Hong,_Liming_Dou,_Tianle_Zhao,_Zhongying_Fan,_Fupeng_Zhang,_Weirong_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06126 |
M60は16.5~Mpc離れたところにある楕円銀河で、非常に低い光度と非常に低い降着率を持つ活動的な核を持っています。その中心の超大質量ブラックホールの質量は$M_{\rmBH}\sim4.5\times10^{9}\,M_{\odot}$で、シュヴァルツシルト半径は$R_{\rmS}\sim5に相当します。4\,\mu\mathrm{as}$。その最も内側の電波核の性質を調査するために、4.4GHzおよび7.6GHzのVeryLongBaselineArray(VLBA)からのデータが削減されました。VLBA画像は、両方の周波数で$\sim$20~mJyの総磁束密度、$\leq$0.27~mas(99.7$\%$信頼水準)、約0.022~pc($50\,R_)のサイズを持つコンパクトなコンポーネントを明らかにします。{\rmS}$)は7.6~GHz、輝度温度は$\geq6\times10^{9}$~Kです。これは、観測されたセンチパーセク規模のコンパクトコアが非熱ジェットベース、または非熱電子を伴う移流支配降着流（ADAF）に起因する可能性があることを示唆しています。非常にコンパクトな構造により、中央にSMBHが存在することもサポートされます。私たちの結果は、M60が、ADAFシナリオを調査し、そのSMBHの周囲の潜在的な光子リング（約28\,$\mu$as）を厳密に制限するための、ミリメートル波長での広帯域VLBI観測の有望なターゲットであることを示しています。
低光度型 Iax 超新星のモデル化の課題
| Title |
Challenges_Modeling_the_Low-Luminosity_Type_Iax_Supernovae |
| Authors |
Catherine_Feldman_and_Ellis_Eisenberg_and_Dean_M._Townsley_and_Alan_C._Calder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06168 |
数値モデルを使用すると、実験室では存在できない現象を調査できます。したがって、計算シミュレーションは、天体物理学の知識を進歩させるために不可欠ですが、シミュレーションの性質そのものが、結果に大きな影響を与える可能性のある仮定を立てることを必要とします。ここでは、薄暗い熱核爆発であるIax型超新星をシミュレートする際に直面する課題を紹介します。このクラスの薄暗いイベントは、ゆっくりとした動きでまばらな噴出物を生成し、シミュレーションに課題をもたらします。私たちは状態方程式の限界と、膨張し冷却する噴出物へのその適用可能性を調査します。また、「綿毛」、つまり真空の代わりにグリッド上の低密度ガスが噴出物の膨張をどのように抑制するかについても説明します。爆発の結果に影響を与える燃焼の特性を変えると、シミュレーションの最終状態がどのように変化するかを調査します。これらの課題は広範囲の天体物理シミュレーションに当てはまり、コミュニティとして議論して克服することが重要です。
| Title |
Application_of_neural_networks_to_synchro-Compton_blazar_emission_models |
| Authors |
A._Tzavellas,_G._Vasilopoulos,_M._Petropoulou,_A._Mastichiadis,_S._I._Stathopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06181 |
活動銀河の中心にある超大質量ブラックホールからのジェットは、宇宙で最も強力な持続的な電磁放射線源です。銀河系外ジェットの到達不可能な領域の物理的状態を推測するには、通常、スペクトルエネルギー分布(SED)のフィッティングに頼っています。ジェットの非熱放出の放射モデルの計算は、通常、連成偏微分方程式の数値ソルバーに依存します。この研究では、ベイジアン推論手法によるSEDフィッティングに必要なSEDモデルの評価時間を大幅に短縮するために、機械学習を使用して計算の複雑さの問題に取り組んでいます。私たちは、放射コードATHE${\nu}$Aを使用してブレーザー放射のシンクロトロンセルフコンプトンモデルに基づいてSEDを計算し、それを使用してニューラルネットワークをトレーニングし、元の計算コストのかかるコードを置き換えることができるかどうかを調査します。ゲート型リカレントユニットニューロンを備えたニューラルネットワークは、このアプリケーションのATHE${\nu}$Aレプトニックコードを効果的に置き換えることができると同時に、フィッティング目的でMCMCおよびネストされたサンプリングアルゴリズムと効率的に組み合わせることができることがわかりました。これを、シミュレートされたデータセットへのアプリケーションと観測データへのアプリケーションを通じて実証します。このツールはパブリックリポジトリを通じてコミュニティに提供されています。私たちは、ニューラルネットワークをブレイザーサイエンスに応用した概念実証を紹介します。これは、ハドロンプロセスやさらに大きなパラメータ空間を含む将来のアプリケーションのリストの最初のステップです。
核崩壊超新星とニュートリノの性質のリアルタイム特性評価の見通し
| Title |
Prospects_for_realtime_characterization_of_core-collapse_supernova_and_neutrino_properties |
| Authors |
Meriem_Bendahman,_Isabel_Goos,_Joao_Coelho,_Matteo_Bugli,_Alexis_Coleiro,_Sonia_El_Hedri,_Thierry_Foglizzo,_Davide_Franco,_J\'er\^ome_Guilet,_Antoine_Kouchner,_Rapha\"el_Raynaud,_and_Yahya_Tayalati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06216 |
核崩壊超新星(CCSNe)は、銀河のダイナミクスについての非常に貴重な洞察を提供します。特に、CCSNeからのニュートリノ時間プロファイルは、星の崩壊や高密度環境における粒子の挙動に関する独特の詳細を明らかにする可能性があります。しかし、私たちの銀河系のCCSNeと大マゼラン雲はまれであり、これまでに超新星ニュートリノが観測されたのは1件だけです。次期銀河CCSNから得られる情報を最大化するには、複数のニュートリノ実験からの分析をリアルタイムで組み合わせ、関連情報を数分以内に電磁施設に送信することが不可欠です。CCSNの位置を特定することは特に困難であり、超新星前駆体の特性とニュートリノの物理学に関連する観測特徴からCCSNの位置情報を解きほぐす必要があります。しかし、ニュートリノ信号から前駆体までの距離を推定できれば、ニュートリノ警報の伝播直後に開始される電磁追跡キャンペーンの最適化に非常に役立つだろう。したがって、ニュートリノ観測に基づく既存のCCSN距離測定アルゴリズムは、ニュートリノの特性が標準モデルで記述できるという仮定に依存しています。この論文では、標準モデルを超えた効果による潜在的な測定バイアスに対抗するために、多様な次世代ニュートリノ検出器を活用して、CCSNおよびニュートリノ物理情報を抽出するための迅速かつ堅牢なアプローチを紹介します。
LIGOリビングストンにおける高周波散乱ノイズのモデリングと低減
| Title |
Modeling_and_Reduction_of_High_Frequency_Scatter_Noise_at_LIGO_Livingston |
| Authors |
Siddharth_Soni,_Jane_Glanzer,_Anamaria_Effler,_Valera_Frolov,_Gabriela_Gonz\'alez,_Arnaud_Pele,_Robert_Schofield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05730 |
aLIGO検出器の感度は、光散乱によって生じるノイズの存在によって悪影響を受けます。低周波地震擾乱は、重力波を検出する周波数帯域に悪影響を与える高周波散乱ノイズを発生させる可能性があります。この論文では、1Hzを超える周波数の動きによって生成される「高速散乱」と呼ばれる散乱光ノイズの例を分析し、ノイズの原因となっている可能性のある検出器内の表面を特定します。現場付近の地震ノイズの増加と、その結果として観察される高速散乱との関係をよりよく理解するために、位相ノイズをモデル化します。最近のデータでは、アームキャビティバッフル(ACB)の機械的減衰により、この騒音が大幅に減少することがわかりました。1～3Hzの範囲で同程度の地震動が発生した場合、過渡ノイズの割合は最大50分の1に減少します。
| Title |
Crosstalk_effects_in_microwave_SQUID_multiplexed_TES_bolometer_readout |
| Authors |
John_C._Groh,_Zeeshan_Ahmed,_Shawn_W._Henderson,_Johannes_Hubmayr,_John_A._B._Mates,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Joel_Ullom,_Cyndia_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05793 |
トランジションエッジセンサー(TES)ボロメーターは、遠赤外線からミリ波までの背景が限定された天体物理測定に広く使用されています。将来計画されている多くの機器では、ますます大規模な検出器アレイが必要になりますが、その拡張性は極低温読み出し電子機器によって制限されます。マイクロ波SQUID多重化は、本質的に広帯域の回路を使用することにより、高度に機能的なスケーリングソリューションを提供し、マイクロ波ラインごとに数百から数千のチャネルの読み出しを可能にします。他の多重化技術と同様に、チャネル化メカニズムは電気的クロストークを引き起こしますが、機器の感度を低下させないように理解し、制御する必要があります。ここでは、特にシモンズ天文台やAliCPTなどの今後のミリ波天文台に焦点を当てて、TESボロメーターアレイアプリケーションに関連する意味を探ります。基礎となるさまざまなクロストークメカニズムの相対的な寄与をモデル化し、固定トーン読み出しシステムとトーン追跡読み出しシステムの違いを評価し、クロストークの非線形性がオンスカイ測定をどのように複雑にするかを議論します。
拡散した夜空の背景によって引き起こされるゲインの変化: ASTRI-Horn エクスペリエンス
| Title |
Gain_variations_as_induced_by_the_diffuse_night_sky_background:_the_ASTRI-Horn_experience |
| Authors |
D._Impiombato,_A._A._Compagnino,_T._Mineo,_O._Catalano,_S._Giarrusso,_M._C._Maccarone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06155 |
ASTRI-Hornは、スペインのテイデ天文台で建設中のASTRIミニアレイを構成する9台の望遠鏡のプロトタイプで、10TeVを超える空の観測に特化しています。デュアルミラーシュワルツシルトクーダー構成に基づく革新的な光学設計を採用しており、モノリシックマルチピクセルシリコン光電子増倍管（SiPM）のマトリックスで構成されたカメラは、ピーク検出器に基づいたアドホックに調整されたフロントエンド電子機器によって管理されます。動作モード。2018年から2019年のCrabNebulaキャンペーン中、ASTRI-Hornは、高レベルの夜空の背景によって引き起こされるゲイン変動の影響を受けました。この論文では、シャワー画像におけるこれらのゲイン変動の影響を検出し、定量化するために実行された研究について報告します。この分析では、単一計数モードで動作する校正済みのマルチアノード光電子増倍管である補助機器UVscopeを使用して実行される、波長帯域300～650nmにおける夜空の背景光束の同時観察の使用が要求されました。その結果、各画像の背景レベルの分散から事前に計算された値と一致して、最大15%のゲインリダクションが得られました。このASTRI-Hornゲインの低下は、電源電圧の電流制限によって引き起こされました。この論文で紹介される分析は、暗いまたは灰色の条件など、高い夜空の背景が存在する中で科学観測が実行される場合に、SiPMの公称応答で起こり得る変動を評価する方法を提供します。
星周円盤の寿命と低質量星の回転進化との関連性
| Title |
Linking_circumstellar_disk_lifetimes_to_the_rotational_evolution_of_low-mass_stars |
| Authors |
Kristina_Monsch,_Jeremy_J._Drake,_Cecilia_Garraffo,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05673 |
若い星から放出される高エネルギー放射線は、後の段階での回転進化に強い影響を与える可能性があります。これは、内部光蒸発が星周円盤の分散の主要な推進力の1つであるためです。星周円盤は、進化の最初の数百万年間に新しく誕生したすべての低質量星を取り囲んでいます。内部EUV/X線光蒸発モデルを使用して、原始惑星系円盤の現実的な内部円盤寿命を計算するための簡単なレシピを導き出しました。この処方は磁気形態に基づく回転進化モデルに実装され、低質量星のスピン進化に対するディスクロックの影響を調査するために使用されます。我々は、円盤ロック段階の長さが若い星のその後の回転進化に重大な影響を及ぼし、現実的な円盤寿命を実装することで、さまざまな散開星団の観測された回転周期分布とモデルの結果の一致性が向上することを発見しました。歳。しかし、私たちのモデルでテストした両方の若い星形成領域では、hPerで観察される回転周期の強い二峰性を回復できませんでした。hPerは、モデルが初期ディスク部分$65\,\%$の二重ピーク分布から開始された場合にのみ正常に回復されます。ただし、$\sim1\,\mathrm{Myr}$しか存在しない時代では、このような低いディスク割合は、外部光蒸着などの追加のディスク分散プロセスが呼び出された場合にのみ達成できます。したがって、これらの結果は、若い星の回転進化モデルに現実的な円盤分散メカニズムを含めることの重要性を強調しています。
対流核のオーバーシュートと大質量星の最終運命
大質量星は強力な超新星(SNe)として爆発して中性子星を形成することがありますが、直接崩壊してブラックホール(BH)になることもあります。重力波天文学などの観点から、それらの最終的な運命を理解して予測することがますます重要になっています。一般的な星の内部混合と対流境界混合は、その進化における最大の不確実性の一部として残っています。ここでは、大質量星のプレSN構造と爆発特性に対する対流境界混合の影響を調査します。1D恒星進化コードMesaを使用して、初期質量$5-70\mathrm{M_\odot}$と対流核ステップオーバーシュート$0.05-0.50H_\mathrm{P}を持つ太陽金属性の単一の非回転星をモデル化します。$。星は鉄心の崩壊が始まるまで進化し、SN以前のモデルはパラメトリックな半解析SNコードを使用して爆発します。私たちは、コンパクトネスパラメータを使用して、核崩壊時の星の内部構造を記述します。対流コアのオーバーシュートが大きくなると、緻密性のピークの位置が$1-2\mathrm{M_\odot}$だけより高い$M_\mathrm{CO}$に移動します。pre-SN前駆体の輝度は$M_\mathrm{CO}$によって決定されるため、輝度$5.35<\log(L/\mathrm{L_\odot})<5.50$および$\を持つ前駆体のBH形成を予測します。log(L/\mathrm{L_\odot})>5.80$。BH形成の光度範囲は、明るいSNを持たずに消滅し、BHに崩壊した可能性が高い赤色超巨星N6946BH1の観察された光度とよく一致します。$\log(L/\mathrm{L_\odot})=5.1-5.5$の光度範囲にあるモデルの一部は確かに崩壊してBHを形成しますが、これはこれらの光度で観察されるSN~IIP前駆細胞の欠如を完全に説明するものではありません。、つまり赤色超巨星の欠落問題です。対流コアのオーバーシュートは、BH質量、ヘルツシュプルング・ラッセル図における星のSN前の位置、プラトー光度およびSN~IIPライトカーブの持続時間に影響を与えます。
惑星間の衝撃によって加速された相対論的電子ビーム
| Title |
Relativistic_electron_beams_accelerated_by_an_interplanetary_shock |
| Authors |
Immanuel_C._Jebaraj,_Nina_Dresing,_Vladimir_Krasnoselskikh,_Oleksiy_V.Agapitov,_Jan_Gieseler,_Domenico_Trotta,_Nicolas_Wijsen,_Andrea_Larosa,_Athanasios_Kouloumvakos,_Christian_Palmroos,_Andrew_Dimmock,_Alexander_Kolhoff,_Patrick_Kuehl,_Sebastian_Fleth,_Annamaria_Fedeli,_Saku_Valkila,_David_Lario1,_Yuri_V._Khotyaintsev,_Rami_Vainio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05765 |
衝突のない衝撃波は、宇宙で最も多量の粒子加速器の一つであると長い間考えられてきました。衝撃は伝播するプラズマを変化させ、多くの場合、複数のスケールにわたる複雑な進化を示します。惑星間（IP）移動衝撃は、半世紀以上にわたってその場で記録されており、大規模な無衝突衝撃のさまざまな側面を実験的に検証するための自然の実験室として機能しています。ヘリオ物理学と天体物理学の両方における基本的に興味深い問題は、移動衝撃による電子の相対論的エネルギー(300keV以上)への加速です。この手紙は、ソーラー・オービターの機器機能のおかげで観測されたIPショックの上流での相対論的電子の場に整列したビームの最初の観測を紹介する。この研究は、線源に近い電子ビームの特性を提示し、その加速メカニズムの理解に貢献することを目的としています。2022年7月25日、ソーラーオービターは0.98天文単位でIPショックに遭遇しました。この衝撃は、実際の衝撃通過の14分前に観察された上流の場に整列した相対論的電子ビームも特徴とする高エネルギーの嵐粒子イベントに関連していました。ビームの原点までの距離は、速度分散解析(VDA)を使用して調査されました。ピーク強度エネルギースペクトルが分析され、半解析高速フェルミ加速モデルから得られたものと比較されました。SolarOrbiterの高時間分解能エネルギー粒子検出器(EPD)を活用することで、相対論的電子ビームを加速するIPショックの能力を実証することに成功しました。私たちが提案した加速メカニズムは、観察された電子ビームとその特性の説明を提供すると同時に、より複雑なメカニズムの潜在的な寄与も調査します。
恒星の浮力不安定性を示す例外的なリング
| Title |
The_Exceptional_Ring_of_buoyancy_instability_in_stars |
| Authors |
Armand_Leclerc,_Lucien_Jezequel,_Nicolas_Perez,_Asmita_Bhandare,_Guillaume_Laibe,_Pierre_Delplace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05944 |
我々は、非エルミートトポロジーを使用して、有名なシュワルツシルト基準によって特徴付けられる、星の線形浮力不安定性のグローバルモードの特性を明らかにします。系の擬エルミート対称性と擬キラル対称性に由来する次数4の例外点のリングを特定します。リングは、問題のエルミート安定層化対応部分における縮退点の双極子のマージから生じます。その存在は、球対称の不安定モードに関連しています。このような放射状モードにわたって対流が成長する条件を取得します。これらは、低質量星形成の初期段階で満たされます。最後に、非エルミート問題で波長帯間を通過するモードの存在を報告することにより、トポロジカル波が対流領域の存在に対して頑強であることを示し、星地震学との関連性を強化します。
更新された BaSTI 恒星の進化モデルと等時線。IV。アルファ枯渇計算
| Title |
The_updated_BaSTI_stellar_evolution_models_and_isochrones.IV._alpha-depleted_calculations |
| Authors |
Adriano_Pietrinferni,_Maurizio_Salaris,_Santi_Cassisi,_Alessandro_Savino,_Alessio_Mucciarelli,_David_Hyder_and_Sebastian_Hidalgo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05985 |
これは、BaSTI(ステラトラックと等時線のバッグ)恒星モデルと等時線ライブラリの新しいリリースの4番目の論文です。更新された太陽スケール、アルファ強化、および白色矮星のモデルライブラリに続いて、ローカルグループで発見されたアルファ枯渇星の研究に適した、アルファ枯渇([α/Fe]=-0.2)進化の軌跡と等時線をここに提示します。矮小銀河と天の川。これらの計算には、太陽スケールおよびアルファ強化モデルのすべての改善と更新が含まれており、0.1～15Msunの質量範囲、ヘリウム対金属の[Fe/H]=-3.20～+0.45の21の金属度に及びます。濃縮率dY/dZ=1.31、太陽スケールおよびアルファ強化モデルと均一。等時線は、いくつかの測光フィルタで利用可能で、プレメインシーケンス段階を含む、2000万年から14.5ギヤまでの年齢範囲をカバーしています。我々は等時線を、現在の研究で採用されたのと同じアルファ元素枯渇に対して利用可能な、アルファ枯渇恒星モデルの独立した計算と比較した。我々は、異なる波長領域におけるボロメータ補正に対するアルファ枯渇重元素分布の影響についても議論しました。私たちのアルファ枯渇進化軌跡と等時線は、BaSTIWebサイトで公開されています。
大質量星形成における星の多重性の始まり: $L'$ バンド補償光学イメージングを用いた大質量若い恒星の低質量伴星の探索
| Title |
The_onset_of_stellar_multiplicity_in_massive_star_formation:_A_search_for_low-mass_companions_of_massive_young_stellar_objects_with_$L'$-band_adaptive_optics_imaging |
| Authors |
E._Bordier,_W.-J._de_Wit,_A._J._Frost,_H._Sana,_T._Pauwels,_E._Koumpia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06131 |
成熟した野外大質量星の間で連星の発生率が高いことを考えると、多重性が大質量星形成の必然的な結果であることは明らかです。大質量多重星がどのように形成されるかを理解するには、最も内側から最も外側の領域をカバーする大質量星の誕生環境を研究する必要があります。私たちは、巨大な若い恒星天体(MYSO)の形成期中および形成直後に、その周囲の低質量伴星を検出し、特徴づけることを目指しています。大きな空間スケールを調査するために、低質量伴星($L_{\text{bol}}\約10L_{\odot}$まで、または後期Aタイプ）VLT/NACO装置を使用して、以前に約13個のMYSOが特定されました。これらの画像から、300天文単位から56,000天文単位までの広い軌道上で伴星の存在を探しました。すべてのターゲットについて検出限界が決定され、偶然の投影確率に基づいて中心物体への重力結合をテストしました。私たちは、8つのMYSOの周囲で合計39の潜在的な仲間を発見しましたが、その大部分は現在まで報告されていません。多重度頻度(MF)は$62\pm13$%、コンパニオンフラクション(CF)は$3.0\pm0.5$と導き出されました。導出されたMFとCFは、同様の分離範囲に関する他の研究と比較されます。この比較は、広範囲の集団にまたがる固定進化段階に対して有効であり、その逆も同様です。MYSOを対象とした以前の研究と比較してMFとCFが増加していることがわかり、多重度が一次質量に比例するというステートメントがより若い進化段階にも当てはまることを示しています。伴星が発見される間隔と、主星との関係におけるその位置によって、大質量星の形成理論への影響を議論することができます。
スペクトル線の中心から縁までの変化と円盤全体の観察に対するそれらの影響
| Title |
Center-to-limb_variation_of_spectral_lines_and_their_effect_on_full-disk_observations |
| Authors |
Alexander_G.M._Pietrow_and_Adur_Pastor_Yabar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06200 |
恒星のスペクトルの中心から縁までの変動(CLV)を正確に記述することは、恒星と系外惑星の両方の特性評価においてますます重要な要素になりつつあります。特に、スペクトル線のCLVは、その特性評価に星の物理的条件に関する非常に詳細な知識が必要なため、非常に困難です。この目的を達成するために、我々は、部分視野の高解像度太陽観測をディスク積分スペクトルに変換するためのツールとして数値経験的太陽積分器(NESSI)を紹介します。このスペクトルは、一般的な仮定をテストするために使用できます。恒星の物理学。
大気タウニュートリノの新たな信号出現：JUNO におけるサブ GeV 中性電流相互作用
| Title |
New_Signal_of_Atmospheric_Tau_Neutrino_Appearance:_Sub-GeV_Neutral-Current_Interactions_in_JUNO |
| Authors |
Stephan_A._Meighen-Berger,_John_F._Beacom,_Nicole_F._Bell,_Matthew_J._Dolan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.01667 |
我々は、GeV以下のエネルギーで大気タウニュートリノの出現を検出するための最初の実用的な方法を提案する。これは$\nu_\mu\rightarrow\nu_\tau$振動と新しい物理シナリオの重要なテストとなるだろう。江門地下ニュートリノ観測所(JUNO、2024年開始)では、活性フレーバーニュートリノが中性電流準弾性散乱を介して炭素から中性子を放出します。これにより、2つの部分からなる信号が生成されます。即時部分はシンチレーター内での中性子の散乱によって引き起こされ、遅延部分はその放射捕捉によって引き起こされます。このような出来事はカムランドでも観察されていますが、少数であり、背景として扱われていました。$\nu_\mu\rightarrow\nu_\tau$振動では、JUNOは年間55イベントのクリーンなサンプルを測定する必要があります。単純な$\nu_\mu$消失の場合、これは年間41回のイベントになります。後者は、同様のニュートリノエネルギーでのスーパーカミオカンデの荷電電流測定から決定されます。この方法を実装するには、ニュートリノ原子核の断面の正確な実験室測定またはその他の開発が必要です。これらにより、JUNOは5年間の曝露でタウニュートリノの出現に対して$5\sigma$の感度を持つことになり、おそらくそれよりも早くなるでしょう。
Z-Physics によって制約された完全なダーク フォトン モデルのクラス
| Title |
Classes_of_complete_dark_photon_models_constrained_by_Z-Physics |
| Authors |
Miguel_P._Bento,_Howard_E._Haber,_Jo\~ao_P._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.04976 |
ダークセクターへのベクトルポータルを使用するダークマターモデルは、通常、$Z$ボソンを統合した新しいU(1)ゲージボソンと光子の運動学的混合を組み込んだ効果的な理論として扱われます。ただし、より完全な理論には、完全なSU(2)$_L\times$U(1)$_Y\times$U(1)$_{Y^\prime}$ゲージグループを使用する必要があります。$Z$ボソンと新しいU(1)ゲージボソンが考慮されます。より完全な解析の重要性は、観測された暗黒物質遺物密度をもたらす有効理論のパラメータ空間が、全体的な当てはめから推定される適切に定義された電弱$\rho$パラメータと矛盾する例によって実証されます。$Z$の物理データ。
| Title |
First_Detailed_Calculation_of_Atmospheric_Neutrino_Foregrounds_to_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_in_Super-Kamiokande |
| Authors |
Bei_Zhou,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05675 |
拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)--核崩壊メカニズムと宇宙の星形成の歴史の調査--はまだ検出されていませんが、その発見は差し迫っている可能性があります。スーパーカミオカンデ(Super-K)におけるDSNB検出の重大な障害は、特に大気ニュートリノ(より正確には前景)による検出器のバックグラウンドですが、これは十分に理解されていません。我々は、検出された電子エネルギーが16～90MeVの範囲でこれらの前景について最初の詳細な理論計算を実行し、いくつかの物理的効果と検出器効果を考慮し、不確実性を定量化し、我々の予測をガドリニウム以前の15.9年間の生存期間データと比較しました。スーパーKステージI～IV。私たちのモデリングは、この低エネルギーデータと通常の高エネルギー大気ニュートリノデータを合理的に再現することを示します。DSNBの検出の進歩を加速するために、今後の理論的および実験的研究で取られる重要なアクションの概要を説明します。今後の論文では、私たちはモデリングを使用して、低エネルギー大気ニュートリノ現象がどのようにSuper-Kに記録されるかを詳細に説明し、その影響を軽減するための新しいカットを提案します。
| Title |
Measuring_the_nuclear_equation_of_state_with_neutron_star-black_hole_mergers |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Hiranya_V._Peiris,_Daniel_J._Mortlock,_Justin_Alsing,_Samaya_M._Nissanke,_Stephen_M._Feeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05689 |
中性子星とブラックホール(NSBH)の合体を重力波(GW)で観測すると、核状態方程式(EOS)の影響を受けやすくなります。NSBH合併の現実的なシミュレーションを使用し、GWと電磁(EM)選択の両方を組み込んでサンプルの純度を確保することで、O5感度で動作するGW検出器ネットワークが$1.4~M_{\odot}$NSの半径を制限し、それぞれ$1.6\%$と$13\%$の精度の最大NS質量。この結果は、NSBHシステムが確実に同定されれば、核EOSについての洞察が得られる強力な可能性を示しています。
最適なシミュレーションベースのベイジアン決定
我々は、アクションとデータ空間の関数として期待される効用（またはその分布）の代理モデルを学習することにより、手に負えない尤度の下で最適なベイジアン決定を効率的に計算するためのフレームワークを提示します。私たちは、シミュレーションベースの推論とベイジアン最適化における最近の進歩を活用して、パラメーターとアクション空間のどこをシミュレートするかを選択するアクティブラーニングスキームを開発します。これにより、できるだけ少ないシミュレーションで最適なアクションを学習することができます。結果として得られるフレームワークは非常にシミュレーション効率が高く、通常、関連する事後推論タスク単独よりも必要なモデル呼び出しが少なく、モンテカルロベースの手法よりも100～1000ドル効率的です。私たちのフレームワークは、特に可能性が手に負えず、シミュレーションが高価であるという以前の困難な状況において、ベイジアン意思決定を実行するための新しい機能を開きます。
暗黒物質の消滅による電子上の星の光の逆コンプトン散乱によるアンドロメダからのガンマ線の非対称性の可能性について
| Title |
On_the_Possible_Asymmetry_in_Gamma_Rays_from_Andromeda_Due_to_Inverse_Compton_Scattering_of_Star_Light_on_Electrons_from_Dark_Matter_Annihilation |
| Authors |
Konstantin_Belotsky_and_Maxim_Solovyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05768 |
暗黒物質は、一次荷電粒子、特に宇宙線に含まれる陽電子の新しい発生源の人気のある候補であり、観測可能な異常を説明するために提案されています。DMが崩壊または消滅するというこの仮説は主に私たちの銀河系に適用されますが、他の銀河系にも適用されると、興味深い現象が起こる可能性があります。この研究では、DMで生成された電子と陽電子上の星の光の逆コンプトン散乱による、アンドロメダ銀河の暗黒物質ハローの上半球と下半球からのガンマ線の非対称性を仮説的に調べます。私たちの2Dおもちゃモデルは可能な効果への期待を高めますが、より複雑なアプローチでは、ダークハローの場合には無視できる程度の効果しか与えませんが、ダークディスクモデルについてはある程度の見通しが示されています。
インフレトン崩壊による非熱レプトジェネシスの系統的研究に向けて
この論文は、正準タイプIシーソーモデルの最小拡張におけるインフレトン崩壊からの非熱レプトジェネシスを調査します。ここでは、複素一重項スカラー$\phi$が導入されて、右手ニュートリノ(RHN)のマヨラナ質量を生成し、再生されます。インフレトンの役割。まず、モデル依存性が最も少ない非熱レプトジェネシスを体系的に研究します。パラメータ空間の一般的な分類を行い、RHNへのインフレトン崩壊と標準モデル粒子へのRHNの崩壊の間の相互作用を注意深く調べることによって4つの特性限界を見つけます。4つの限界のうち3つは真に非熱的であり、最終効率は熱レプトジェネシスよりも大きくなります。これら3つの制限に対する2つの分析推定値が、有効性を調べるための作業条件とともに提供されます。特に、{\it強く非熱的なRHNs}シナリオは、発振に優先される$K$範囲を含む大きなパラメーター空間を占め、比較的低い再加熱温度$T^{}_{でうまく機能することがわかりました。\rmRH}\geq10^3~{\rmGeV}$、RHN質量の下限を$2\times10^{7}~{\rmGeV}$に拡張します。レプトンのフレーバー効果について議論します。第二に、インフレーション、ニュートリノ質量、バリオン数の非対称性についてのこのような統一的な全体像は、コールマン・ワインバーグポテンシャル($\phi$の実部の場合)または自然インフレーションポテンシャル(虚数部の場合)のいずれかによって実現できることを示します。$\phi$の)。成功したインフレーションと非熱レプトジェネシスの許容パラメーター範囲は、インフレーション観察がない場合よりもはるかに制限されています。私たちは、インフレトン崩壊による非熱的レプトジェネシスが初期宇宙の検証可能な枠組みを提供していることを発見しました。今後の宇宙論データとニュートリノデータを使用してさらにテストすることができます。非熱レプトジェネシスのモデルに依存しない研究は、この方向性を探るのに役立つはずです。
EMRIにおける放射線反応効果によるカー幾何学への逸脱の検出の見通し
| Title |
Prospects_of_detecting_deviations_to_Kerr_geometry_with_radiation_reaction_effects_in_EMRIs |
| Authors |
Shailesh_Kumar,_Abhishek_Chowdhuri,_Arpan_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.05983 |
重力波と連星ブラックホール合体の直接検出は、一般相対性理論の注目すべき研究であることが証明されています。テスト対象のブラックホール時空がカーであるか非カーであるかについて最終的な答えを得るには、計量の正確なマッピングが必要です。EMRIは宇宙ベースの検出器の完璧な候補であるため、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の観測は、時空測定基準をマッピングする上で重要な目的を果たすことになります。この記事では、カーブラックホールからの逸脱を捕捉するヨハンセン時空を使ったそのような研究について考察し、その検出の見通しについてさらに議論します。我々は、ヨハンセン背景で離心赤道運動を示す恒星質量物体によって生成されるエネルギーと角運動量束の平均損失における主要な次数のポストニュートン補正を解析的に導き出します。さらに、断熱近似内でインスピレーションを与える天体の軌道進化を取得し、軌道位相を推定します。最後に、重力波の位相ずれを推定することでカーブラックホールからの逸脱を検出できる可能性を示し、LISA観測の重要な役割を強調します。
LIGO-Virgo O3b データにおける新しいバイナリ ブラック ホールの合体
| Title |
New_binary_black_hole_mergers_in_the_LIGO-Virgo_O3b_data |
| Authors |
Ajit_Kumar_Mehta,_Seth_Olsen,_Digvijay_Wadekar,_Javier_Roulet,_Tejaswi_Venumadhav,_Jonathan_Mushkin,_Barak_Zackay,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06061 |
我々は、先進LIGOと先進Virgoの第3回観測ラン（O3b）の後半からの公開データで、5つの新たなバイナリブラックホール（BBH）合体シグナル候補を検出したことを報告する。LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)共同研究は、O3bデータの分析で35個のコンパクトバイナリ合体(CBC)を報告しました[1]。ハンフォード検出器とリビングストン検出器では30個のBBH合体が一致しました。ハンフォードとリビングストンの同時発生したO3bデータの分析では、そのうち17件、合計22件の検出が確認されました。整列したスピン四重極のみの波形を使用する検索パイプラインを使用して候補を特定します。私たちのパイプラインは、O3a同時分析[2]で使用したものと似ていますが、拒否権手順とランキング統計にいくつかの改善が加えられており、次のアプローチに従い、引き続き天体物理学的確率の2分の1を検出閾値として使用しています。LVKのカタログより。この研究で報告された新しい候補のほとんどは、ブラックホール(BH)の質量分布の上部と下部の質量ギャップに位置します。1つのBBHイベントでは、スピンが負に揃ったスピン軌道歳差運動の兆候も示されています。また、中性子星とブラックホール(NSBH)の合体の可能性も特定します。私たちは、これらの出来事が、完全な個体群分析で推定されるブラックホールの質量とスピンの分布を知らせるのに役立つと期待しています。
