$R_h=ct$ 宇宙における均一性のスケール
LCDMの文脈における宇宙の滑らかさへの移行に関する研究はすべて、移行半径が最大300Mpc未満であることを示しています。これらは、銀河、星団、クエーサー、Ly-αフォレスト、宇宙マイクロ波背景放射の異方性など、物質のパワースペクトルの幅広いトレーサーに基づいています。したがって、異常ではないにしても、予想よりおよそ1桁大きい、約2Gpcものスケールに広がる多くの構造が見つかったことは驚くべきことです。このような差異は、新しい物理学が大規模構造の形成に寄与している可能性があることを示唆しており、$R_h=ct$宇宙として知られる別のFLRW宇宙論の検討が正当化されます。このモデルは、LCDMにおける他の多くの問題を解決することに成功しました。この論文では、この宇宙論におけるフラクタル(またはハウスドルフ)次元を距離の関数として計算し、約2.2Gpcで滑らかさへの移行を示し、これまでに見られたすべての巨大構造を完全に収容します。この結果により、標準モデルに対するR_h=ctの観測上のサポートがさらに追加されます。
再電離期における電離光子の平均自由行程の直接測定のロバスト性
| Title |
Robustness_of_direct_measurements_of_the_mean_free_path_of_ionizing_photons_in_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
Sindhu_Satyavolu_(TIFR),_Girish_Kulkarni_(TIFR),_Laura_C._Keating_(Edinburgh),_Martin_G._Haehnelt_(Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06344 |
再電離期の銀河間物質におけるライマン連続体光子の平均自由行程の測定は、水素電離放射線の発生源および吸収源の性質を制約するのに役立ちます。この測定に対する最近のアプローチは、$z\sim6$にある複数のクェーサーの合成スペクトルを利用し、クェーサー近接ゾーンの存在についてスペクトルを補正した後、平均自由行程を推測することでした。これにより、平均自由行程が$z=5$から$z=6$に急降下するだけでなく、再イオン化シミュレーションによる潜在的な穏やかな張力も明らかになりました。我々は、クエーサー環境、不完全な再電離、およびクエーサー近接ゾーンによるバイアスの平均自由行程のこのような直接測定を批判的に検査します。再電離の宇宙論的放射伝達シミュレーションとクエーサー近接ゾーンの一次元放射伝達計算を組み合わせた結果、クエーサー周囲の過密度による平均自由行程の偏りは$z\sim6$で最小であることがわかりました。この赤方偏移における再イオン化のむらも測定に大きな影響を与えません。モデルをデータに当てはめると、$z=6$での平均自由行程は$\lambda_{\mathrm{mfp}}=0.90^{+0.66}_{-0.40}$pMpcとなり、これは最近の結果と一致します。文献に記載されている測定結果は、クエーサー近接ゾーンのモデリングに関する堅牢性を示しています。また、再イオン化が終了する前に、シミュレーションで平均自由行程を定義したさまざまな方法を比較します。全体として、私たちの発見は、平均自由行程の最近の測定が、潜在的なバイアスのいくつかの原因と比較して堅牢であるように見えるということです。
LISA による WIMP の狩猟: 暗黒物質と重力波信号の相関
| Title |
Hunting_WIMPs_with_LISA:_Correlating_dark_matter_and_gravitational_wave_signals |
| Authors |
Torsten_Bringmann,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Felix_Kahlhoefer,_Jonas_Matuszak,_and_Carlo_Tasillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06346 |
古典的な形式の熱凍結メカニズムは、多大な実験努力の対象となっている電弱スケールに関する標準模型を超えた物理学と密接に結びついています。この研究では、ダークセクター内の強力な一次相転移によって凍結が引き起こされるダークマターモデルを研究し、この相転移は電弱スケールに近い、つまり関連する温度範囲でも起こるはずであることを示します。LISAミッションによる重力波探査用。具体的には、スカラー場の真空期待値による$U(1)^\prime$ゲージ対称性の自発的破れを考慮します。これにより、フェルミオン暗黒物質候補の質量が生成され、その後、暗黒ヒッグスとゲージ粒子に消滅します。この設定では、重力波背景のピーク周波数は暗黒物質遺物の存在量と密接に相関しており、後者の観測値を課すことは、前者がミリヘルツ範囲にあるに違いないことを意味します。私たちのセットアップの独特な特徴は、ダークセクターが相転移中に必ずしも標準モデルと熱平衡にあるわけではないため、2つのセクターの温度が独立して変化することです。それにもかかわらず、宇宙が相転移後に物質支配の長期間に入らないという要件は、重力波信号を大幅に弱めることになるため、2つのセクター間のエントロピー移動を制御するポータル結合に下限を課します。その結果、LISAバンドにおける重力波のピーク周波数の予測は確実ですが、振幅はダークセクターの初期温度に応じて変化する可能性があります。
平均自由行程の直接測定に対する再イオン化の影響
| Title |
The_effect_of_reionization_on_direct_measurements_of_the_mean_free_path |
| Authors |
Joshua_T._Roth,_Anson_D'Aloisio,_Christopher_Cain,_Bayu_Wilson,_Yongda_Zhu,_George_D._Becker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06348 |
複合クエーサースペクトルに基づく電離光子平均自由行程(MFP)の最近の測定は、$z<6$での再電離の後期終焉を示している可能性がある。ただし、これらの測定は解析におけるクェーサーの近接ゾーンに関する仮定に依存しているため、困難です。たとえば、合成物中の$z\sim6$クエーサーの一部は、再電離がまだ進行中の大規模な領域(「中性島」)の近くにあった可能性がありますが、これが測定にどのような影響を与えるかは不明です。ここでは、放射伝達シミュレーションによる模擬MFP測定を使用して、この問題に対処します。中立島が存在する場合でも、推定されたMFPは、イオン化媒体と島の両方からの不透明度を含む空間平均IGMの真の減衰スケールを$30\%$以内に追跡することがわかりました。再イオン化中、このスケールは常にイオン化媒体内のMFPよりも短くなります。推定されたMFPは、現実的なモデルのクエーサー環境と寿命に関する仮定に対して$<50\%$レベルで敏感です。我々は、改善されたデータによる将来の解析では、複合スペクトルに対する中性島の影響を明示的にモデル化する必要がある可能性があることを実証し、これを行うための方法の概要を説明します。最後に、以前のMFP解析で光学的に薄いシミュレーションを使用してモデル化されたライマン系列伝送に対するニュートラルアイランドの影響を定量化します。中性島は$\lambda_{\rmrest}<912$\r{A}での透過を大幅に抑制することができ、もっともらしい再電離シナリオでは$z_{\rmqso}=6$の場合、吸収により最大2倍になります。クエーサー光が赤方偏移して共鳴するにつれて、多くの狭い間隔で配置された線によって変化します。ただし、抑制はスペクトル正規化によってほぼ完全に縮退するため、推定されるMFPに大幅な偏りはありません。
ウォームアフィンインフレーション
温暖なインフレシナリオは、アフィン重力形式主義の文脈で調査されます。さまざまな単一フィールドのポテンシャルを研究するための一般的なフレームワークが提供されます。スファレロンのメカニズムを使用して、$\Gamma=\Gamma_0T^3$散逸係数をもたらす、放射線へのインフレトン場の継続的な散逸を説明します。処理は弱い散逸限界と強い散逸限界で実行されます。詳細な研究を提供するためのケーススタディとして4次ポテンシャルを考慮します。さらに、この研究では、インフレモデル一般に関するさまざまな制約について議論します。温暖インフレーションにおける4次ポテンシャルモデルの理論的結果を、テンソル対スカラー比、スペクトル指数、摂動スペクトルによって示されるPlanck$2018$およびBICEP/Keck2018の観測制約と比較します。
宇宙ひもによって生成される確率的重力波背景を検出するリサ、タイジ、および彼らのネットワークの能力
| Title |
The_ability_of_Lisa,_Taiji,_and_their_networks_to_detect_the_stochastic_gravitational_wave_background_generated_by_Cosmic_Strings |
| Authors |
Bo-Rui_Wang_and_Jin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07116 |
宇宙ひもは、宇宙の基本構造と進化パターンの理解と解明に貢献し、宇宙に関する私たちの知識を統合し、新しい物理法則と現象を明らかにします。したがって、宇宙ベースの検出器で宇宙ひもによって生成される確率的重力波背景(SGWB)信号の検出が期待されています。私たちは、他の天文ノイズ源を考慮に入れて、宇宙ひもによって生成されるSGWB信号について、個々の宇宙ベースの検出器であるLisaとTaijiおよび共同の宇宙ベースの検出器ネットワークであるLisa-Taijiの検出能力を分析しました。この結果は、Lisa-Taijiネットワークが宇宙ひもによって生成されたSGWB信号の検出において優れた能力を示し、強力な証拠を提供できることを示しています。Lisa-Taijiネットワークは、宇宙ひも張力$G\mu\sim4\times10^{-17}$について$\DeltaG\mu/G\mu<0.5$という不確かさの推定を達成でき、宇宙ひもの張力の存在の証拠を提供できます。$G\mu\sim10^{-17}$で宇宙ひもによって生成されたSGWB信号と$G\mu\sim10^{-16}$での強力な証拠。SGWB信号のみが存在する場合でも、宇宙ひもの張力$G\mu<10^{-18}$に対して$\DeltaG\mu/G\mu<0.5$という相対的な不確実性を達成でき、強力な証拠を提供します。$G\mu\sim10^{-17}$で。
本質的配列の経験的モデル: 宇宙論的シミュレーションからの洞察
| Title |
An_Empirical_Model_For_Intrinsic_Alignments:_Insights_From_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Nicholas_Van_Alfen_and_Duncan_Campbell_and_Jonathan_Blazek_and_C._Danielle_Leonard_and_Francois_Lanusse_and_Andrew_Hearin_and_Rachel_Mandelbaum_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07374 |
私たちは、ハロー占有分布(HOD)の現在のモデルを拡張して、銀河の固有配列(IA)の順方向モデリングのための柔軟で経験的な枠組みを組み込みます。この研究の主な目的は、弱いレンズ測定におけるIAを軽減するための既存のモデルと方法を検証する目的で、模擬銀河カタログを作成することです。この技術は、IAおよび銀河クラスタリングに関する新しいシミュレーションベースの予測を生成するためにも使用できます。私たちのモデルは確率論的に定式化されており、銀河の向きがホストの暗黒物質(サブ)ハローの向き、またはハロー内の位置と相関関係を示すという仮定に基づいています。我々は、宇宙論的暗黒物質のみのシミュレーションにおける（サブ）ハロー間の配列を考慮することにより、そのようなモデルに必要なコンポーネントと現象論を検討します。次に、Illustris-TNGスイートの一連のシミュレーションで、このモデルを現実的な銀河集団として検証します。私たちの方法を使用してIllustrisのような相関を持つHODモックを作成し、関連するIAモデルパラメーターを制約します。モデルの相関とIllustrisの相関の間の$\chi^2_{\rmdof}$は、1.4および1.1とほぼ一致します。それぞれ、方向-位置と方向-方向の相関関数です。銀河とそのホストハローの間の位置ずれをモデル化することにより、シミュレーションされた(サブ)ハローと銀河の3次元2点位置および方位相関関数が、$0.1~h^{までの準線形スケールから正確に再現できることを示します。-1}{\rmMpc}$。また、ハロー内のIAに対する環境の影響の証拠も見つかりました。私たちの一般公開されているソフトウェアは、高度に非線形な領域における銀河方位相関関数の観測測定を使用して、IAモデルパラメーターのベイジアン事後分布を効率的に決定できる重要なコンポーネントを提供します。
H0 の問題: CMB、BAO、Ia 型超新星データを使って非熱的暗黒物質とファントム宇宙論に対峙する
| Title |
The_H0_trouble:_Confronting_Non-thermal_Dark_Matter_and_Phantom_Cosmology_with_the_CMB,_BAO,_and_Type_Ia_Supernovae_data |
| Authors |
Simony_S_da_Costa,_D\^eivid_R_da_Silva,_\'Alvaro_S_de_Jesus,_Nelson_Pinto-Neto_and_Farinaldo_S_Queiroz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07420 |
私たちは過去数年間、ハッブル定数のさまざまな値が文献で見つかるのを目撃してきました。それにもかかわらず、初期の測定では、後期の測定よりも$H_0$がはるかに小さくなることが多く、統計的に有意な不一致が生じ、いわゆるハッブル張力が生じます。ハッブル定数の問題は、宇宙論的な問題として扱われることがよくあります。ただし、ハッブル定数は、宇宙論と素粒子物理学モデルを調査するための実験室になる可能性があります。私たちの研究では、ファントムのような宇宙論に助けられた非熱的暗黒物質生成を使用して$H_0$トラブルを説明できる可能性が、宇宙背景放射(CMB)およびバリオン音響振動(BAO)データと一致するかどうかを調査します。CMBおよびBAOデータセットを使用して、宇宙論的パラメーター$\Omega_bh^2$、$\Omega_ch^2$、$100\theta$、$\tau_{opt}$、$w$を維持して、完全なモンテカルロシミュレーションを実行しました。研究者らは、ファントムのような宇宙論に助けられた非熱的暗黒物質の生成は、最大でも$H_0=70.5$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$を生み出すと結論付けており、これは一部の後期の宇宙論と一致している。測定。しかし、多くの最近の観測が示すように、$H_0>72$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の場合は、ハッブル問題に対する代替の解決策が必要です。最後に、物質と放射が等しい場合の相対論的暗黒物質の割合を最大1\%に制限しました。
Abell 3391/95 フィールドの eROSITA ビュー: クラスターの郊外とフィラメント
| Title |
The_eROSITA_view_of_the_Abell_3391/95_field:_Cluster_Outskirts_and_Filaments |
| Authors |
Angie_Veronica,_Thomas_H._Reiprich,_Florian_Pacaud,_Naomi_Ota,_Jann_Aschersleben,_Veronica_Biffi,_Esra_Bulbul,_Nicolas_Clerc,_Klaus_Dolag,_Thomas_Erben,_Efrain_Gatuzz,_Vittorio_Ghirardini,_J\"urgen_Kerp,_Matthias_Klein,_Ang_Liu,_Teng_Liu,_Konstantinos_Migkas,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Jeremy_Sanders,_and_Claudia_Spinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07488 |
目的。私たちは、A3391/95系のクラスター周辺($R_{500}<r<R_{200}$)と検出されたクラスター間フィラメント($>R_{200}$)のガスの性質を特徴付けることを目的としています。予測と比較します。方法。eROSITAPVデータを使用してX線画像およびスペクトル解析を実行し、以前に検出されたA3391/95システムのノーザンおよびサザンフィラメントの方向の郊外およびフィラメントのガス形態と特性を評価しました。特に前景には気を配りました。結果。A3391とノーザンクランプのフィラメントに面した郊外では、$1.6-2.8\sigma$の有意性を持つ典型的なクラスター郊外プロファイルよりも高い温度が見つかり、フィラメントとの接続による加熱を示唆しています。ノーザン、イースタン、サザンフィラメントのプロファイルでSB過剰が確認されます。スペクトル分析から、北フィラメントと南フィラメントで約1keVの高温ガスが検出されました。フィラメントの金属量は太陽の金属量の10%未満で、$n_e$の範囲は2.6～$6.3\times10^{-5}~\mathrm{cm^{-3}}$です。リトルサザンクランプ（サザンフィラメントのA3395Sから約1.5$R_{200}$）の特徴的な性質は、それが小さな銀河群であることを示唆しています。サザンフィラメントの解析からLSCを除外すると、ガス密度が30%減少します。これは、郊外およびフィラメント領域でのガス測定値の過大評価を避けるために、凝集塊を考慮することの重要性を示しています。結論。フィラメントの$n_e$は、宇宙論的シミュレーションによって予測されたWHIM特性と一致していますが、温度はより高く、WHIM温度の上限に近くなります。どちらのフィラメントも短く、より密度の高い環境に位置しているため、より強力な重力加熱がこの温度上昇の原因である可能性があります。金属量は低いですが、それでもシミュレーションから予想される範囲内です。
500平方度のSPTpol調査で熱スニャエフ・ゼルドヴィッチ効果を介して発見された銀河団
| Title |
Galaxy_Clusters_Discovered_via_the_Thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_in_the_500-square-degree_SPTpol_Survey |
| Authors |
L._E._Bleem,_M._Klein,_T._M._C._Abbott,_P._A._R._Ade,_M._Aguena,_O._Alves,_A._J._Anderson,_F._Andrade-Oliveira,_B._Ansarinejad,_M._Archipley,_M._L._N._Ashby,_J._E._Austermann,_D._Bacon,_J._A._Beall,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Calzadilla,_J._E._Carlstrom,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_H._C._Chiang,_T-L._Chou,_R._Citron,_C._Corbett_Moran,_M._Costanzi,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_L._N._da_Costa,_T._de_Haan,_J._De_Vicente,_S._Desai,_M._A._Dobbs,_P._Doel,_W._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_B._Floyd,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Gallicchio,_J._Garc'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._M._George,_G._Giannini,_S._Grandis,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_N._Gupta,_G._Gutierrez,_N._W._Halverson,_S._R._Hinton,_G._P._Holder,_D._L._Hollowood,_et_al._(69_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07512 |
我々は、500平方度のSPTpol調査からの95および150GHzデータにおける熱スニヤエフ・ゼルドヴィッチ(SZ)効果シグネチャを介して、重要度$\xi>4$で検出された689個の銀河団候補のカタログを提示します。私たちは、ダークエネルギーカメラ、広視野赤外線調査エクスプローラー(WISE)、および\spitzer\衛星からの光学および赤外線データを使用して、これらの候補のうち544個が$\sim94\%$純度のクラスターであることを確認します。サンプルには、赤方偏移$z>0.25$でほぼ赤方偏移に依存しない質量閾値があり、範囲は$1.5\times10^{14}<M_{500c}<9.1\times10^{14}$$M_\odot/h_{70質量と赤方偏移でそれぞれ}$\と$0.03<z\lesssim1.6$。確認されたクラスターの21\%は$z>1$にあります。シドニー大学モロンロスカイサーベイ(SUMSS)からの外部電波データを使用して、シンクロトロン源からのSZ信号への汚染を推定します。汚染により、回収された$\xi$は中央値0.032、つまり$\xi=4$しきい値の$\sim0.8\%$だけ減少し、候補の$\sim7\%$の予測汚染はそれより大きくなります。$\Delta\xi=1$よりも。少数のシステム$(<1\%)$を除いて、単一周波数の95GHzおよび150GHzのデータで検出されたクラスターの分析では、塵やシンクロトロン源からの放射によるSZ信号の重大な汚染は示されていません。このクラスターサンプルは、今後のクラスターの天体物理学的および宇宙論的分析における重要な要素となります。このサンプルの作成に使用されたSPTpolミリ波マップと関連データ製品は、https://pole.uchicago.edu/public/Data/Releases.htmlおよびNASALAMBDAWebサイトで入手できます。SPTpolマップとダークエネルギー調査データリリース2画像を備えたインタラクティブなSkyサーバーも、NCSAhttps://skyviewer.ncsa.illinois.eduで利用できます。
インフレーション中のaxion-SU(2)ダイナミクスの逆反応
| Title |
Backreaction_of_axion-SU(2)_dynamics_during_inflation |
| Authors |
Oksana_Iarygina,_Evangelos_I._Sfakianakis,_Ramkishor_Sharma_and_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07557 |
インフレーション中のaxion-SU(2)ダイナミクスに対する逆反応の影響を考慮します。ゲージ場モードの線形発展方程式を使用し、ハートリー近似を使用してバックグラウンド量に対する逆反応を数値的に計算します。アクシオン場の新しい動的アトラクター解とゲージ場の真空期待値を見つけます。後者は色自然インフレーション解に対して反対の符号を持ちます。我々の発見は、実行可能なパラメーター空間の一部を再定義する、アクシオン-SU(2)インフレーションの現象学にとって特に興味深いものです。さらに、逆反応効果は、原始重力波背景に特徴的な振動特徴をもたらし、今後の重力波検出器で検出できる可能性があります。
| Title |
TESS_Giants_Transiting_Giants_V_--_Two_hot_Jupiters_orbiting_red-giant_hosts |
| Authors |
Filipe_Pereira,_Samuel_K._Grunblatt,_Angelica_Psaridi,_Tiago_L._Campante,_Margarida_S._Cunha,_Nuno_C._Santos,_Diego_Bossini,_Daniel_Thorngren,_Coel_Hellier,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Monika_Lendl,_Dany_Mounzer,_St\'ephane_Udry,_Corey_Beard,_Casey_L._Brinkman,_Howard_Isaacson,_Samuel_N._Quinn,_Dakotah_Tyler,_George_Zhou,_Steve_B._Howell,_Andrew_W._Howard,_Jon_M._Jenkins,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Nicholas_Saunders,_Daniel_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06678 |
この研究では、赤色巨星、TOI-4377bとTOI-4551bを周回する2つのホットジュピターの発見と確認を紹介します。これらは黄道南半球のTESSによって観測され、その後動径速度(RV)観測によって追跡されました。。TOI-4377bについては、進化した中間体を周回する$0.957^{+0.089}_{-0.087}\M_\mathrm{J}$の質量と$1.348\pm0.081\R_\mathrm{J}$の膨張半径が報告されています。-質量星($1.36\\mathrm{M}_\odot$,$3.52\\mathrm{R}_\odot$;TIC394918211)、期間は$4.378$日。TOI-4551bについては、質量$1.49\pm0.13\M_\mathrm{J}$と明らかに膨張していない半径$1.058^{+0.110}_{-0.062}\R_\mathrm{J}$を報告します。は、進化した中質量星($1.31\\mathrm{M}_\odot$,$3.55\\mathrm{R}_\odot$;TIC204650483)を$9.956$日の周期で周回しています。我々は、両惑星を、進化したホストを周回するホットジュピターを含む既知の系の文脈に配置し、両惑星が、これらの短周期巨星で観察された既知の恒星入射磁束と惑星半径の関係の観察された傾向に従っていることに注目する。さらに、恒星入射フラックスが惑星内部に堆積する加熱効率を推定するための惑星内部モデルを作成し、TOI-4377bとTOI-の値を$1.91\pm0.48\%$と$2.19\pm0.45\%$と推定しました。それぞれ4551b。これらの値は、主系列母星の周りを周回するホットジュピターを含むホットジュピターの既知の個体数と一致しており、これは、私たちの惑星の半径が、主系列後への進化に伴って親星の増光に合わせて再膨張したことを示唆している。最後に、両方の系で軌道減衰を観測できる可能性を評価します。
初期の地球と人の住む地球に似た地球型系外惑星における大気中のメタンの制御
メタン(CH4)は主に生物起源の温室効果ガスです。そのため、これは系外惑星で生命を探すために不可欠なバイオシグネチャーとなります。地球に似た人が住む系外惑星の大気中のCH4の存在量は、海洋の生物起源の生産と大気中の光化学物質の消費によって制御されている可能性があります。このような相互作用は、原始的な海洋生態系が大気中にCH4を供給していた初期の地球の場合について以前に調査されており、生物起源のCH4フラックス変動に対する大気のCH4応答が非線形であり、バイオシグネチャーとしてのCH4の信頼性を評価する際の重要な特性であることが示されている。しかし、この非線形応答に対する大気の光化学、代謝反応、または太陽放射照度の寄与はよく理解されていません。大気光化学モデルと海洋微生物生態系モデルを使用して、水蒸気光解離によるヒドロキシルラジカルの生成が大気中のCH4存在量を制御する重要な要因であることを示します。その結果、太陽に似た星(F型、G型、およびK型星)の周りを周回する、人が住む地球に似た系外惑星の大気CH4分圧(pCH4)は、主に恒星の放射照度によって制御されると考えられます。具体的には、二酸化炭素分圧が170～200nmの恒星の放射照度のほとんどを吸収するほど十分に高い場合、約200～210nmの波長における放射照度が大気pCH4の主要な制御因子となります。最後に、K型星のハビタブルゾーンの外縁近くを周回する居住可能な系外惑星は、大気中のpCH4の蓄積により適していることも実証しました。このような特性は、将来の生命痕跡の検出を貴重にサポートします。
K 矮星 K2-198 の周りの 3 つの若い惑星: 高エネルギー環境、蒸発の歴史と予想される将来
| Title |
Three_young_planets_around_the_K-dwarf_K2-198:_High-energy_environment,_evaporation_history_and_expected_future |
| Authors |
Laura_Ketzer,_Katja_Poppenhaeger,_Martina_Baratella,_Ekaterina_Ilin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06897 |
若い恒星の周りを回る惑星は、主星の高い磁気活動の結果として大気の蒸発を経験すると考えられています。私たちは、若い多惑星系K2-198内の3つの既知の通過系外惑星の蒸発の歴史と予想される将来を研究します。分光測定と測光測定に基づいて、K矮星主星の年齢を2億から5億ミルの間と推定し、eROSITAX線測定を使用してこれらの惑星の高エネルギー環境を計算します。私たちは、最も内側の惑星K2-198cは、恒星が飽和X線領域から脱落する年齢に関係なく、最初の数十ミリア以内に原始的なエンベロープを失った可能性が高いことを発見しました。外側の2つの惑星については、まだ測定されていない惑星の質量と星のスピンダウン履歴に応じて、初期エンベロープ質量分率の範囲が考えられます。この系の将来については、最も外側の惑星K2-198bは、広範囲の惑星質量に対して光蒸発に対して安定であるが、中央の惑星K2-198dは、~7から7までの質量範囲でのみ大気を保持できることがわかりました。18地球の質量。低質量惑星は質量損失の影響を非常に受けやすく、推定された質量損失率では、高質量惑星の非常に薄い現在のエンベロープは簡単に失われます。私たちの結果は、3つの惑星すべてが（亜）海王星体制の半径の谷の上で始まり、その後大気の蒸発によって現在の状態に変化したという考えを支持していますが、（若い）多惑星系の惑星質量を測定することの重要性も強調していますより詳細な光蒸着シミュレーションを実行する前に。
Kepler マルチトランジットシステムの物理的特性と衝撃パラメータの変動
| Title |
Kepler_Multi-Transiting_Systems_Physical_Properties_and_Impact_Parameter_Variations |
| Authors |
Yair_Judkovsky,_Aviv_Ofir,_Oded_Aharonson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06941 |
解析手法AnalyticLCを使用して、4つ以上のトランジット惑星を含むケプラー系に力学モデルを適合させ、23系の101個の惑星の物理パラメータと軌道パラメータを取得しました。そのうち95個は3シグマより質量重要性があり、46個は質量重要性がありません。以前に報告された質量制限も上限もありません。さらに、重大な衝突パラメーター変動(TbV)を示す71個のKOIのリストを作成し、2つおよび3つの通過惑星系に関する以前に公開された研究を補完します。これらの研究には、130個の惑星の重要なTbV信号の検出が含まれており、これは私たちの知る限り、この種のこれまでの最大のカタログです。この結果は、ケプラー集団における典型的な検出可能なTbV率は10^{-2}年^{-1}程度であり、急速なTbV率(>~0.05年^{-1})は系でのみ観察されることを示している。公転周期が約20日未満の通過惑星が含まれています。観測されたTbV率は、ケプラー周期<~100日の惑星内では公転周期と弱い相関しかありません。これがより長い周期に及ぶ場合、長周期惑星の通過技術の有用性には限界があることを意味します。私たちが発見したTbVは、直接的な衝撃パラメーターの測定では検出できない可能性がありますが、むしろシステムの完全なダイナミクスから推測され、あらゆるタイプの通過変動にエンコードされています。最後に、独立したアプローチを使用して、相互傾斜分布が以前に提案されたAMD(角運動量不足)モデルと定性的に一致しているという証拠を発見しました。
交通変動のフィッティングにおけるグローバル測光モデルの利点
| Title |
The_Advantages_of_Global_Photometric_Models_in_Fitting_Transit_Variations |
| Authors |
Yair_Judkovsky,_Aviv_Ofir,_Oded_Aharonson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06948 |
ライトカーブデータからの惑星軌道および物理パラメータの推定は、通過タイミング変動(TTV)測定の正確な解釈に大きく依存しています。このレターでは、TTV測定のプロセスをレビューし、2つのフィッティングパラダイムを比較します。1つは通過ごとのタイミング推定を作成し、観測されたタイミングにTTVモデルを当てはめることに依存するパラダイムであり、もう1つはグローバルフラックスモデルを観測されたタイミングに当てはめることに依存するパラダイムです。ライトカーブデータ全体を同時に取得します。後者の方法は、基礎となる惑星の運動(「光力学」と呼ばれることが多い)を解くか、TTV信号の近似または経験的な形状を使用することによって実現されます。通過SNR領域の広い範囲にわたって、磁束誤差が正常に分布している場合でも、通過時間の途中の確率分布関数(PDF)がガウス分布から大幅に逸脱していることを示します。タイミングの不確実性を正規分布しているかのように扱うと、そのような場合、TTV測定値の誤った解釈につながります。数値実験を使用してこれらの点を説明し、導出されたTTVではなくグローバルな磁束フィッティングに依存するフィッティングプロセスが優先されるべきであると結論付けています。
固有色の共同微分エントロピーによって明らかにされる惑星の複雑さ
| Title |
Planetary_Complexity_Revealed_by_the_Joint_Differential_Entropy_of_Eigencolours |
| Authors |
Gary_Segal,_David_Parkinson,_and_Stuart_Bartlett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06986 |
我々は、空間的に未解決の光度曲線データのみを使用して系外惑星の空間的複雑さを決定するための尺度である固有色の共同微分エントロピーを提案します。この尺度は、生命と系外惑星の複雑さの間に潜在的な関連性があるという前提に基づいて、居住可能な惑星を探すために使用できます。我々は、これまでの研究で開発された、地球からの円盤統合光曲線を系外惑星データの代用として使用した解析を提示する。この量は、雲量など、波長間の相互情報量が大きい特徴によってマスクされる空間情報に対する感度が高いため、系外惑星の複雑さのこれまでの測定値とは異なることを示します。この尺度には自然な上限があり、特定の惑星の特徴に対する強い偏りを回避しているようです。これは、生命がどのような形態をとるかについて不可知であるため、系外惑星の居住可能性の一般化可能な尺度として使用される候補になります。
TOI-1736 と TOI-2141: TESS と SOPHIE によって明らかにされた太陽類似体の周囲の海王星を含む 2 つのシステム
| Title |
TOI-1736_and_TOI-2141:_two_systems_including_sub-Neptunes_around_solar_analogs_revealed_by_TESS_and_SOPHIE |
| Authors |
E._Martioli,_G._H\'ebrard,_L._de_Almeida,_N._Heidari,_D._Lorenzo-Oliveira,_F._Kiefer,_J._M._Almenara,_A._Bieryla,_I._Boisse,_X._Bonfils,_C._Brice\~no,_K._A._Collins,_P._Cort\'es-Zuleta,_S._Dalal,_M._Deleuil,_X._Delfosse,_O._Demangeon,_J._D._Eastman,_T._ForveilleE._Furlan,_S._B._Howell,_S._Hoyer,_J._M._Jenkins,_D._W._Latham,_N._Law,_A._W._Mann,_C._Moutou,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_K._G._Stassun,_C._Stockdale,_G._Torres,_J._D._Twicken,_J._N._Winn,_C._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07011 |
太陽類似体の周りの惑星系は、太陽系に似た環境で惑星がどのように形成され進化するのかを私たちに教えてくれます。我々は、オートプロヴァンス天文台(OHP)の1.93m望遠鏡に搭載されたSOPHIE装置で得られたTESS測光データと分光データを使用して、太陽類似体TOI-1736とTOI-2141の周囲の2つの惑星系の検出と特性評価を報告します。私たちは、これらの系の詳細な分光分析を実行して、主星の正確な動径速度(RV)と物理的特性を取得しました。TOI-1736とTOI-2141はそれぞれ、半径が$2.44\pm0.18$R$_{\oplus}$と$3.05\pm0.23$R$_{\oplus}$、公転周期が$_{\oplus}$のトランジット亜海王星をホストしています。$7.073088(7)$dと$18.26157(6)$d、質量はそれぞれ$12.8\pm1.8$M$_{\oplus}$と$24\pm4$M$_{\oplus}$です。TOI-1736は、2惑星解と一致する長期RV変動と、$-0.177$ms$^{-1}$d$^{-1}$の線形傾向を示しています。外側伴星TOI-1736cのRV半振幅$201.1\pm0.7$ms$^{-1}$を測定しました。これは、投影質量$m_{c}\sin{i}=8.09\を意味します。pm0.20$M$_{\rmJup}$.GAIADR3天文過剰ノイズから、TOI-1736cの質量を$8.7^{+1.5}_{-0.6}$M$_{\rmJup}$に制約しました。この惑星は$570.2\pm0.6$dの軌道上にあり、離心率$0.362\pm0.003$、長半径$1.381\pm0.017$auで、$0.71\pm0.08の磁束を受けています。これは、地球上で発生するボロメータ光束の$倍であり、太陽類似体のハビタブルゾーン内の離心軌道に落ち着いた超巨大惑星の興味深い事例となっています。トランジット亜海王星の質量と半径の関係を我々が分析した結果、TOI-1736bとTOI-2141bの両方が、おそらく地球のような緻密な岩石のコアと水を豊富に含むエンベロープを持っていることが示されました。
WASP-4 b の見かけの潮汐減衰は、R{\o}mer 効果によって説明できる
潮汐軌道減衰は、ホットジュピター系の進化において重要な役割を果たします。現時点では、これはWASP-12システムについてのみ観察的に確認されています。WASP-4bなど、他にもいくつかの候補がありますが、現時点ではこれらのシステムについて決定的な結果は得られていません。この研究では、第2惑星伴星によって引き起こされる光時間効果(LTE)も考慮に入れて、WASP-4bの新しいTESSデータとアーカイブデータの解析を紹介します。3つの異なるマルコフ連鎖モンテカルロモデルを利用します。一定の軌道周期をもつ円軌道、減衰する軌道をもつ円軌道、そして後天体歳差運動をもつ楕円軌道です。この分析を4つのケースについて繰り返します。最初のケースはLTE補正を特徴とせず、残りの3つのケースは3つの異なるタイミング補正アプローチを特徴とします。これらのモデルを比較しても、WASP-4\,bの明らかな通過タイミング変動の原因に対する決定的な答えは得られません。LTE補正に応じて、軌道減衰パラメータと後プサイダル歳差運動パラメータの幅広い値が可能です。この研究は、ホットジュピターの継続的な測光および分光モニタリングの重要性を強調しています。
若い惑星質量天体の近赤外線変動調査
| Title |
A_Near-infrared_Variability_Survey_of_Young_Planetary-mass_Objects |
| Authors |
Pengyu_Liu,_Beth_A._Biller,_Johanna_M._Vos,_Niall_Whiteford,_Zhoujian_Zhang,_Michael_C._Liu,_Clemence_Fontanive,_Elena_Manjavacas,_Thomas_Henning,_Matthew_A._Kenworthy,_Mariangela_Bonavita,_Mickael_Bonnefoy,_Emma_Bubb,_Simon_Petrus,_and_Joshua_Schlieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07218 |
私たちは、JsバンドとKsバンドの新技術望遠鏡を使用した若い惑星質量天体の測光変動調査を紹介します。若い低重力L型矮星は野外L型矮星よりも変動率が高いため、表面重力は褐色矮星の大気構造において重要な役割を果たしています。この研究では、変動研究を若いT型惑星質量天体に拡張し、大規模なサンプルにわたるL矮星とT矮星の変動に対する表面重力の影響を調査します。L5からT8までのスペクトルタイプを持つ18個の天体を継続的に監視し、4つの新しい変数と2つの変数候補を検出しました。野外天体と若いLおよびT天体に関する以前の変動調査と組み合わせると、ピークからピークまでの変動振幅範囲が0.5～10パーセント、周期範囲が1.5～20時間の範囲内で、若い天体は野外天体よりも変動する傾向があることがわかりました。。初めて、若いT矮星の変動率を56パーセントに制限したのに対し、野外T矮星の変動率は25パーセントでした。野外サンプルと若いサンプルの両方で、L/T移行部の変動率がL/T移行部の外側よりも高くなります。野外サンプルと若いサンプルの間の変動率の差は約1シグマであるため、結果を確認して改良するには、より大きなサンプルサイズが必要です。L/T遷移に加えて、強い変動性を持つ若いL矮星は、L6～L7.5の狭いスペクトルタイプ範囲に集まる傾向があります。この研究は、LからTのスペクトルタイプにわたる大気構造に対する表面重力の重要な役割を裏付けています。
スプライト: 小さな惑星の確率論的な質量 - 密度 - 半径の関係
私たちは、小型惑星の質量-密度-半径の関係を高速かつ軽量に実装するPythonパッケージであるSprightを紹介します。この関係は、結合惑星半径およびかさ密度の確率分布を、解析的な3成分混合モデルの平均事後予測分布として表します。次に、解析モデルは、惑星のかさ密度の確率を、理論的組成モデルに基づいた半径依存の重みと平均を持つ3つの一般化されたスチューデントのt分布として表します。このアプローチはベイズ推論に基づいており、単純なパラメトリックな質量と半径の関係の硬直性と、ノンパラメトリックな質量と半径の関係の過学習の危険性を克服することを目的としています。このパッケージには、2つのM矮星カタログ、1つのFGK恒星カタログ、および水が豊富な惑星の2つの理論的組成モデルに基づいた、事前にトレーニングされ、すぐに使用できる関係のセットが含まれています。新しいモデルの推論は簡単かつ迅速であり、パッケージには、出版品質のプロットの作成など、コーディングなしで関係を使用できるコマンドラインツールが含まれています。さらに、小型系外惑星の現在の質量と半径の観測結果が、岩石惑星と海王星未満の惑星の間に位置する水の豊富な惑星の集団の存在を裏付けるかどうかを研究します。この研究はベイズモデルの比較に基づいており、M型矮星の周りに水世界の個体群が存在することをある程度強く支持している。ただし、研究の結果は、選択した理論的な水世界密度モデルに依存します。より決定的な結果を得るには、正確に特徴付けられた惑星のより多くのサンプルと、現実的な水世界の内部構造と大気組成モデルに関するコミュニティの合意が必要です。
ディモルフォス形成の再考: ピラミッド体制の視点とディンキネシュの衛星への応用
| Title |
Revisiting_Dimorphos_formation:_A_pyramidal_regime_perspective_and_application_to_Dinkinesh's_satellite |
| Authors |
Gustavo_Madeira_and_Sebasti\'en_Charnoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07271 |
ディモルフォスの扁円形は形成モデルに挑戦します。YORP効果によって引き起こされたディディモスの地滑りは、おそらくディモルフォスが形成されたであろう瓦礫の輪を作り出した。それにもかかわらず、リング由来の衛星は通常、扁平なレモンの形で形成されます。最新のDimorphos形状モデルを踏まえて、以前の研究であるMadeiraetalを再検討します。(2023a)、ディディモス半径1.0から1.5の拡張領域での材料堆積による新しい1Dシミュレーションを実施しました。瞬間的な地滑りにより、リングから直接長形のディモルフォスが急速に形成されます。ここで、ディディモスが徐々に質量を蓄積すると、ディモルフォスは、衝突体と標的の質量比が大きい低速衝突によって成長します(ピラミッド型成長)。日規模の急速な堆積中であっても、ディモルフォスはこれらの衝突のいずれかを経験しますが、ゆっくりとした堆積の場合、衛星の形成は主にピラミッド型の衝突によって行われます。このプロセスにより、衛星は扁平形状(Leleuetal.,2018)または接触バイナリ形状に変形する可能性があり、これは研究に値するシナリオであり、将来的にはより適切なツールを使用して研究する必要があります。私たちの結論は、NASAのルーシーミッションによって最近発見されたディンキネシュの衛星にも適用できます。
JWST観測に基づくWASP-39bの大気中のヘイズと雲の微物理現象の結合
我々は、WASP-39bの大気中の霞と雲の結合に関する研究を紹介します。我々は、巨大ガス大気中の光化学ヘイズ上でのNa2SおよびMgSiO3凝縮物の形成をシミュレートする雲の微小物理モデルを開発しました。私たちは、このモデルを最近JWSTで観測されたWASP-39bに適用し、これらの不均一な成分が通過スペクトルにどのような影響を与えるかを研究します。朝と夕方の両方のターミネーターを個別にシミュレートし、それらの通過スペクトルを平均します。MgSiO3の形成はスペクトルにほとんど影響を与えませんが、HSTおよびJWSTの観察と一致して、Na2S凝縮物は水バンドに灰色の不透明度を生成します。さらに、朝側でのNa2Sの形成により、大気中のナトリウム含有量が枯渇し、Naラインの強度が低下します。朝と夕方のプロファイルを組み合わせると、Naの観察結果がよく一致します。これらの公称結果は、小さなNa2S/ヘイズ接触角(5.7{\deg})を仮定しています。より大きな値(61{\deg})を使用すると、雲の密度と不透明度が減少しますが、Naプロファイルとスペクトル線への影響は同じままです。さらに、上層大気におけるヘイズの存在は、HSTおよびVLTデータで観察された紫外可視勾配を再現し、2ミクロン未満の波長における水のバンド間の不透明度に寄与します。平均スペクトルは、この研究でテストした渦拡散とヘイズの質量流束の変化にはあまり影響を受けませんが、雲の上のヘイズ層を調べる紫外可視の勾配は影響を受けます。最後に、光化学を含む不平衡化学モデルは、観察されたSO2およびCO2の吸収特性を再現します。
デシジョンツリーフレームワークに適用された検索は、地球に似た系外惑星の類似体を特徴付けることができる
| Title |
Retrievals_Applied_To_A_Decision_Tree_Framework_Can_Characterize_Earth-like_Exoplanet_Analogs |
| Authors |
Amber_V._Young,_Jaime_Crouse,_Giada_Arney,_Shawn_Domagal-Goldman,_Tyler_D._Robinson,_Sandra_T._Bastelberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07530 |
将来計画されている系外惑星特性評価ミッションにより、間もなく太陽系外の生命の探索が可能になるでしょう。探索において重要なのは、観察効率を維持しながらバイオシグネチャーを探索できる生命検出戦略の開発です。この研究では、地球に似た系外惑星の遠隔特性評価のために新しく開発されたバイオシグネチャー決定木戦略を採用しました。デシジョンツリーは、地球の生物圏とその時間の経過に伴う進化に基づいて、系外惑星のバイオシグネチャーを検出し、偽陽性を排除するための段階的なロードマップを提供します。私たちは、現代の地球に似た惑星と始生代の地球に似た惑星を特徴づけるための道筋をたどり、ハビタブルワールド天文台（HWO）の先駆的研究と一致する設計のコロナグラフバンドパスの組み合わせに関連する観測取引を評価しました。各バンドパス（または組み合わせ）の検索分析により、決定木の有用性を実証し、一連のバイオシグネチャー化学種と居住性指標（つまり、H$_2$O、O$_2$のガス存在量）の不確実性を評価しました。、O$_3$、CH$_4$、CO$_2$)。特に現代の地球では、戦略的に配置された3つのバンドパスにより、H$_2$OとO$_2$、惑星の表面圧力、大気温度の存在量について、1-$\sigma$の不確実性の広がりが1桁未満に抑えられました。(可視光で2つと近赤外線で1つ)。始生代では、CH$_4$とH$_2$Oが単一のバンドパスで可視領域で検出可能でした。
銀河団の中心: TNG クラスターシミュレーションにおけるクールコアハローと非クールコアハローの人口統計と物理的特性
| Title |
The_heart_of_galaxy_clusters:_demographics_and_physical_properties_of_cool-core_and_non-cool-core_halos_in_the_TNG-Cluster_simulation |
| Authors |
Katrin_Lehle,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Nhut_Truong,_Eric_Rohr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06333 |
私たちは、新しい宇宙論的磁気流体力学シミュレーションであるTNG-Clusterを使用して、大質量銀河団の中心にあるガス状の銀河団内媒質(ICM)の物理的特性を解析します。私たちのサンプルには、$z=0$で$10^{14}<{\rmM}_{\rm500c}/M_\odot<2\times10^{15}$のハロー質量範囲にわたる352個のシミュレートされたクラスターが含まれています。我々は、提案されているクラスターのクールコア(CC)集団と非クールコア(NCC)集団への分類、クラスター中心ICM特性の$z=0$分布、CCクラスター集団の赤方偏移の進化に焦点を当てます。エントロピー、温度、電子数密度、圧力の分解された構造と動径プロファイルを分析します。CCクラスターとNCCクラスターを区別するために、中心冷却時間、中心エントロピー、中心密度、X線濃度パラメーター、密度プロファイルの傾きなどのいくつかの基準を考慮します。TNGクラスターによると、アプリオリなクラスター選択がない場合、これらのプロパティの分布は単峰性であり、CCとNCCは2つの極端な値を表します。$z=0$におけるTNGクラスターサンプル全体で、中心冷却時間に基づくと、強いCC割合は$f_{\rmWCC}=60\と比較して$f_{\rmSCC}=24\%$です。弱いコアと非クールコアの場合、%$と$f_{\rmNCC}=16\%$です。ただし、トレンドの大きさや方向は定義によって異なりますが、CCの割合はハロー質量と赤方偏移の両方に強く依存します。TNG-Clusterでシミュレートされた大質量クラスターの豊富な統計により、観測サンプルとの照合やデータとの比較が可能になります。$z=0$から$z=2$までのCC分率は、熱力学量の動径プロファイルと同様に観測値と大まかに一致しており、CC対NCCハローで分割されています。したがって、TNG-Clusterは、合併、AGNフィードバック、およびその他の物理プロセスによるクラスターコアの進化と変換を研究するための実験室として使用できます。
ペルセウス様クラスター内のコア ICM の X 線推定運動学: TNG クラスター シミュレーションからの洞察
| Title |
X-ray_inferred_kinematics_of_the_core_ICM_in_Perseus-like_clusters:_insights_from_the_TNG-Cluster_simulation |
| Authors |
Nhut_Truong,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Irina_Zhuravleva,_Wonki_Lee,_Mohammadreza_Ayromlou,_and_Katrin_Lehle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06334 |
銀河団のクラスター内媒体(ICM)は、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)からのフィードバックなど、これらの大規模なハローを形成する物理プロセスの影響をエンコードしています。この研究では、新しいシミュレーションスイートであるTNG-Clusterを使用して、ガスの熱力学、運動学、およびペルセウス座銀河団の中心に対するSMBHフィードバックの影響を調べます。まず、総質量と内部ICM特性、つまり冷却コアの性質に基づいて、ペルセウス座に似たシミュレートされたクラスターを選択します。$z=0$にある352個のTNG星団ハローの中から30個のペルセウス星系を特定しました。多くは、ペルセウス座のX線観測と定性的に類似した、波紋、泡、衝撃面などの乱れた特徴を伴う熱力学的プロファイルとX線形態を示します。観測可能なガスの動きを研究するために、XRISM模擬X線観測を生成し、合成データのスペクトル分析を実行します。既存のひとみ測定と一致して、TNGクラスターは、典型的な見通し線速度分散が200km/sである、ペルセウス座のような星団の中心領域における亜音速のガス乱流を予測します。これは、乱流圧力が支配的な熱圧力に$<10\%$寄与していることを意味します。TNGクラスターでは、このような低い(推定)値のICM速度分散が、最大数千km/sで移動する比較的少量の超ビリアル高温ガスの高速流出およびバルク運動と共存します。ただし、これらの流出を観察的に検出することは、その異方性の性質と投影効果により困難であることが判明する可能性があります。SMBHフィードバックによって引き起こされるこのような流出は、クラスターコアのX線マップにおける多くの形態学的乱れの原因となります。また、推定されたICM速度分散と固有のICM速度分散の両方が増加します。この効果は、速度分散が高エネルギー線から測定される場合に多少強くなります。
JWSTから見たドラダス30頭の階層構造
大マゼラン雲(LMC)の30Doradus領域は、ローカルグループの中で最も活発な星形成領域です。それは、1-200万年前の古い中央大質量星団であるR136の大質量星からのフィードバックによって動かされています。そのため、ドラダスは長い間、初期の宇宙を彷彿とさせる条件下で星や星団の形成を研究するための実験室とみなされてきました。JWSTNIRCam観測を利用して、この領域で星形成がどのように進行するかを解析します。色等級図上の理論的等時線に基づいた選択を使用して、さまざまな年齢の集団を識別します。我々は、暖かい塵や輝線からの過剰な放射を示す前主系列(PMS)星と若い恒星を選択します。さまざまな集団の空間分布を研究すると、年齢が0.5ミル未満の最も若いPMS星が、中心星団から北東に向かって伸びる細長い構造の中に位置していることがわかります。同じ構造が赤外線の過剰を示す源にも見られ、冷たい分子ガスと重なっているように見え、以前に調査された進行中の星形成の場所を覆っています。年齢が100万から400万歳の間の前主系列星と上部主系列星はR136の中心に集中しているが、より古い星はフィールド全体に均一に分布しており、LMCフィールドの集団に属している可能性が高い。それにもかかわらず、中心から100pcも離れた塵または輝線からの過剰な放出を持つ星が見つかり、これは最近の星形成の延長を示しています。私たちは、最も若いPMS星によって形成された細長い構造は、R136星団の階層的な集合が現在も続いていることを示していると解釈します。さらに、中心領域で進行中の降着による発光を伴う古いPMS星の密度が低いことは、R136星からのフィードバックがPMS星の円盤を破壊するのに効果的であることを示唆しています。
TNG-クラスターシミュレーションにおける巨大クラスター衛星の熱い環状銀河媒体: 存在と検出可能性
| Title |
The_hot_circumgalactic_media_of_massive_cluster_satellites_in_the_TNG-Cluster_simulation:_existence_and_detectability |
| Authors |
Eric_Rohr,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Mohammadreza_Ayromlou,_and_Elad_Zinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06337 |
宇宙で最も大規模な銀河団には数十から数百の巨大な衛星銀河が存在しますが、これらの衛星が独自のガス大気を保持できるかどうかは不明です。私たちは、質量$M_{\rmvir}\sim10^{14.3-15.4の352銀河団の周りの恒星質量$\sim10^{9-12.5}\,M_\odot$の$\sim90,000$衛星の進化を分析します。宇宙論的磁気流体力学銀河団シミュレーションの新しいTNG-Clusterスイートからの$z=0$における}\,M_\odot$。ホストあたりの衛星の数はホストの質量とともに増加し、質量と豊富さの関係は観測結果とほぼ一致します。現在、質量$M_{\rm200c}\sim10^{14.5}\,(10^{15})\,M_\odot$のハローに$\sim100\,(300)$衛星が存在します。一部の衛星だけがガスを保持しており、この割合は星の質量とともに増加します。低質量の衛星$\sim10^{9-10}\,M_\odot$は冷たい星間物質の一部を保持する可能性が高く、これはラム圧力が高温の拡張ガスを優先的に除去することと一致しています。より高い星の質量$\sim10^{10.5-12.5}\,M_\odot$では、ガスを豊富に含む衛星の割合が増加し、ほぼすべての衛星が、高温で空間的に広がった銀河周囲媒体(CGM)のかなりの部分を保持します。超大質量ブラックホールの放出活動にもかかわらず。TNG-Clusterによると、これらのガス衛星のCGMは、局所背景よりも$\gtrsim10$倍明るい軟X線放射(0.5～2.0keV)で見ることができます。衛星の周囲のこのX線表面の明るさの超過は$\sim30-100$kpcにまで及び、星の質量がより大きく、ホスト中心の距離がより長い銀河で最も強くなります。星団周辺$\sim0.75-1.5R_{\rm200c}$における軟X線放射の約10%は衛星から発生しています。メンバー銀河のCGMは、星団と衛星の相互作用のダイナミクスを反映しており、観測によって推測される星団内媒質の特性に貢献します。
TNG クラスター シミュレーションの紹介: ガス状クラスター内媒体の概要と物理的性質
| Title |
Introducing_the_TNG-Cluster_Simulation:_overview_and_physical_properties_of_the_gaseous_intracluster_medium |
| Authors |
Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Mohammadreza_Ayromlou,_Wonki_Lee,_Katrin_Lehle,_Eric_Rohr,_Nhut_Truong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06338 |
銀河形成の宇宙論的磁気流体力学シミュレーションのIllustrisTNGスイートに追加された、新しいTNG-Clusterプロジェクトを紹介します。私たちの目的は、宇宙で最も巨大で希少な天体、つまりz=0でlog(M_200c/Msun)>14.3-15.4の銀河団の統計的サンプリングを大幅に増やすことです。そのために、IllustrisTNG物理モデルと数値解像度を完全に固定したまま、TNG300の36倍である1Gpcボリュームから描画された352のクラスター領域を再シミュレートします。数百もの大質量銀河団のこの新しいサンプルにより、高質量楕円体とその超大質量ブラックホール(SMBH)、最も明るい銀河団銀河(BCG)、衛星銀河の進化と環境プロセス、クラゲ銀河、クラスター内媒質(ICM)の集合の研究が可能になります。特性、冷却および活動銀河核(AGN)のフィードバック、合体と緩和、磁場増幅、化学濃縮、高質量端での銀河とハローの結合、光から電波のシンクロトロンおよびスニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果、X線放射、およびその宇宙論的応用への応用。シミュレーションの概要、クラスターサンプル、選択されたデータとの比較、およびシミュレートされたクラスターとそのホットICMの多様性と物理的特性の概要を示します。
TNG クラスター シミュレーションにおけるガス運動のアトラス: クラスターの中心から周辺まで
| Title |
An_Atlas_of_Gas_Motions_in_the_TNG-Cluster_Simulation:_from_Cluster_Cores_to_the_Outskirts |
| Authors |
Mohammadreza_Ayromlou,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Eric_Rohr,_Nhut_Truong,_Yuan_Li,_Aurora_Simionescu,_Katrin_Lehle,_Wonki_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06339 |
銀河団は、天体物理学的プロセスとそれがガス運動学に及ぼす影響を研究するためのユニークな研究室です。それらの重要性にもかかわらず、クラスター内およびその周囲のガス運動の完全な複雑さは依然としてほとんど知られていません。この論文は、新しいTNGクラスターシミュレーションの最初の結果を提示するシリーズの一部です。このシミュレーションは、完全な宇宙論的状況、合体、降着、バリオン過程、フィードバック、磁場を含む352個の大規模クラスターのスイートです。ガスの流れのダイナミクスと一貫性を研究すると、クラスターコアと中間領域のガスの運動は流入と流出の間でほぼバランスが取れており、速度ゼロを中心とするガウス分布を示していることがわかります。郊外では、正味速度分布さえも非対称になり、2つのピークが宇宙降着を反映する二重ピークを特徴とします。すべてのクラスター領域にわたって、結果として生じる正味の流量分布により、複雑なガスのダイナミクスが明らかになります。これらはハローの特性と強く相関しています。つまり、クラスターの総質量が一定の場合、ブラックホールの質量が少なく、降着率が低い、緩和されていない後期形成ハローは、より動的な挙動を示します。私たちの分析では、見通し線と半径方向のガス速度の間に明確な関係は示されておらず、見通し線速度だけでは流入ガスと流出ガスを区別するには不十分であることが示唆されています。温度などの追加のプロパティは、この縮退を解消するのに役立ちます。速度構造関数(VSF)解析により、郊外ではより一貫したガス運動が、ハロー中心に向かってより乱れた運動学が示されています。すべてのクラスター領域で、VSFはコルモゴロフの理論モデル(1/3)に近い傾きを示しますが、クラスターコアから50kpc以内の傾きが著しく急である場合を除きます。TNGクラスターの結果は、1kpcからメガパーセクのスケールにわたる銀河団のさまざまなスケールにわたる多相ガスのVSFの観測結果とほぼ一致しています。
TNG-銀河団シミュレーションにおける大規模銀河団合体における電波遺物
| Title |
Radio_relics_in_massive_galaxy_cluster_mergers_in_the_TNG-Cluster_simulation |
| Authors |
W._Lee,_A._Pillepich,_J._ZuHone,_D._Nelson,_M._J._Jee,_D._Nagai,_K._Finner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06340 |
電波遺物は、合体ショックによってエネルギーを与えられた合体銀河団の郊外にある拡散放射光源です。この論文では、新しいTNG-クラスターシミュレーションで特定された大規模クラスター合併における電波遺物の概要を示します。これは、1Gpcサイズの宇宙論的ボックスからサンプリングされた、$M_{\rm500c}=10^{14.0-15.3}\rm~M_{\odot}$の352個の大質量銀河団の一連の磁気流体力学的宇宙論的ズームインシミュレーションです。。シミュレーションは、銀河形成モデルとIllustrisTNGシリーズのTNG300実行と一致する高い数値解像度を備えた移動メッシュコードAREPOを使用して実行されます。オンザフライ衝撃探知機から得られた衝撃特性を後処理して、赤方偏移$z=0-1$の合計$\sim300$電波遺物の宇宙論的衝撃波によって生成される拡散電波放射を推定します。TNG-Clusterは、二重電波遺物、単一遺物、およびクラスター中心に凸の「反転」電波遺物の教科書的な例を含む、多様な形態を持つさまざまな電波遺物を返します。さらに、シミュレートされた電波遺物は、存在量と量の両方を再現します。観測された遺物の統計的関係.非常に大きな電波遺物($>$2Mpc)は主に$M_{\rm500c}\gtrsim8\times10^{14}~\rm~M_{\との大規模なクラスター合体で生成されることがわかりました。odot}$.これは、観測で見つかったものと同様の巨大な電波遺物を研究するために、大規模な合併をシミュレーションすることの重要性を強調しています。私たちは、TNGクラスターシミュレーションからの電波遺物のライブラリをリリースします。これは、今後の次世代の重要な参考資料として役立ちます。調査。
SOFIA による銀河系外磁気 (SALSA レガシー プログラム)。 VII.銀河のMHDシミュレーションによる遠赤外線および電波偏波観測の断層像
| Title |
Extragalactic_Magnetism_with_SOFIA_(SALSA_Legacy_Program)._VII._A_tomographic_view_of_far_infrared_and_radio_polarimetric_observations_through_MHD_simulations_of_galaxies |
| Authors |
Sergio_Martin-Alvarez,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Tara_Dacunha,_Susan_E._Clark,_Alejandro_S._Borlaff,_Rainer_Beck,_Francisco_Rodr\'iguez_Montero,_S._Lyla_Jung,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Julia_Roman-Duval,_Evangelia_Ntormousi,_Mehrnoosh_Tahani,_Kandaswamy_Subramanian,_Daniel_A._Dale,_Pamela_M._Marcum,_Konstantinos_Tassis,_Ignacio_del_Moral-Castro,_Le_Ngoc_Tram,_Matt_J._Jarvis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06356 |
銀河の進化における磁気の重要性にもかかわらず、銀河内の磁場の構造は依然として十分に制約されていない。シンクロトロンおよび遠赤外線ダスト偏光(FIR)偏光観測は、天の川銀河を越えた銀河の磁場の銀河規模の特性を測定する最良の方法です。私たちは、シミュレートされた銀河の合成偏光観測を使用して、FIRおよび電波波長でプローブされた領域、スケール、星間物質(ISM)の位相を特定し、定量化します。私たちが研究した一連の磁気流体力学的宇宙論的ズームインシミュレーションは、高解像度(10pcフルセルサイズ)と複数の磁化モデルを備えています。私たちの合成観測は、観測された銀河の観測と驚くほど似ています。私たちは、全偏波放射が銀河円盤上の高度の約2倍まで広がっていることを発見しました($h_\text{Iradio}\simh_\text{PIradio}の半強度円盤の厚さ=0.23\pm0.03$kpc))ディスクのミッドプレーンに集中するFIRの合計と偏光放射との相対値($h_\text{IFIR}\simh_\text{PIFIR}=0.11\pm0.01$kpc)。電波放射は$\gtrsim300$pcのスケールで磁場を追跡しますが、FIR放射はシミュレーションの最小スケールで磁場を調査します。これらのスケールは、我々の空間分解能に匹敵しますが、既存のFIR旋光測定の空間分解能($<300$pc)を大幅に下回ります。最後に、シミュレーションでは、シンクロトロン放射は暖かい中性ガス相と冷たい中性ガス相の組み合わせをたどるのに対し、FIR放射は冷たい中性相の最も密度の高いガスをたどることを確認します。これらの結果は、ISM磁場の強度とは無関係です。私たちが測定する電波波長と遠赤外波長の間の相補性は、将来の多波長偏波観測の動機となり、銀河系外磁気に関する知識を前進させることができます。
表面輝度の低い巨大銀河の星形成主系列
巨大低表面輝度銀河(GLSBG)は、星の形成と進化において通常の銀河(LSBG)とは根本的に異なります。この作業では、27個のローカルGLSBGを収集しました。それらは高い星の質量(M*>10^10Msolar)と低いSFRを持っています。特定のSFRがM*=10^10Msolar(sSFR<0.1Gyr^-1)の局所星形成(SF)銀河の特性値よりも低いため、GLSBGは局所的に定義されたSF主系列(MS)から逸脱します。高M*領域におけるE07およびS16によるSFG。これらは、S16MS銀河よりも高いHIガス質量分率(fHI)を持つHIに富んだ系ですが、分子ガス(H2)がほとんどなく、HI表面密度が低いためにHIからH2への転移効率が低いことを示唆しています。これは、形成されたH2を光解離から保護するために必要な最小値6～8Msolarpc^-2よりもはるかに低い値です。GLSBGの場合、SFRが低くM*が高い内側のバルジが支配的な部分がGLSBG全体をMSから引き離す主な力ですが、SFRが比較的高くM*が低い外側のディスクが支配的な部分は、MSからの逸脱を低減します。MS。場合によっては、外側の円盤が支配的な部分がMSに従う傾向さえあります。NUV-rとg-rの色の比較では、外側の円盤が支配的な部分は青色で、通常の星形成銀河と同様に動作しますが、内側のバルジが支配的な部分は統計的に赤色であり、裏返しであることを示しています。GLSBGの星形成メカニズム。最近の大規模な合併シナリオを除いて、それらは形態学における外部相互作用の兆候をほとんど示しません。
Astrosat/UVIT FUV画像を用いた衝突後の側転銀河の星形成史
| Title |
Star_formation_history_of_the_post-collisional_Cartwheel_galaxy_using_Astrosat/UVIT_FUV_images |
| Authors |
Y._D._Mayya_(1),_Sudhanshu_Barway_(2),_V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez_(3),_J._Zaragoza-Cardiel_(1,4,5)_((1)_INAOE,_Puebla,_Mexico,_(2)_IIA,_Bengaluru,_India,_(3)_Potsdam,_Germany,_(4)_CONAHCYT,_Mexico,_(5)_CEFCA,_Teruel,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06583 |
衝突リング銀河カートホイールの新しいAstrosat/UVIT遠紫外(FUV)画像を解析して得られた結果を紹介します。FUV放射は主に星形成の外輪に関連しており、核や内輪からはUVは検出されません。内側リングと外側リングの間の領域でいくつかの発生源が検出され、すべてスポークに沿って存在します。検出された光源からのFUV束は、アーカイブ画像からの絞りが一致したマルチバンド測光データと組み合わされて、カートホイールの衝突後の星形成の歴史を調査します。データは、Balmer減少率と一般的に使用される減衰曲線から導出されたAvを使用して減衰について補正されました。我々は、リング領域には幅広い年齢層の恒星集団が含まれており、FUV放射の大部分は、過去20万年から150万年の間に形成された非電離星から来ており、その質量は電離集団よりも約25倍大きいことがわかりました。一方、スポークに属する領域では現在の星形成はほとんどなく、外輪からの距離が増すにつれて支配的な高齢者集団の年齢が系統的に増加しています。リング内に幅広い年齢層の集団が存在することは、過去に波の中で形成された星が波に沿って現在のリングの位置まで引きずられたことを示唆しています。我々は、過去1億5,000万年にわたる平均の安定した星形成速度、SFR=5Msun/年を導き出し、最近の1,000万年では約18Msun/年まで増加しました。
銀河形成の半解析モデルからのコンパクトなグループ -- V: 環境の関数としてのそれらの集合チャネル
| Title |
Compact_groups_from_semi-analytical_models_of_galaxy_formation_--_V:_their_assembly_channels_as_a_function_of_the_environment |
| Authors |
A._Taverna_(1,_2_and_3),_E._Diaz-Gimenez_(1_and_2),_A._Zandivarez_(1_and_2),_H.J._Martinez_(1_and_2),_A.N._Ruiz_(1_and_2)_((1)_OAC/UNC_-_(2)_IATE/CONICET/UNC_-_(3)_IAE-UNAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06721 |
私たちは、ミレニアムシミュレーションの半解析モデル(SAM)から生成された模擬カタログを使用して、銀河のコンパクトグループ(CG)の集合経路と環境を詳しく調べました。私たちは、観察されたCG環境を再現するSAMの能力と、異なる集合履歴を持つCGが特定の宇宙環境に生息する傾向があるかどうかを調査します。また、CGプロパティを調整する際に、環境とアセンブリ履歴のどちらが重要であるかについても分析します。SAM内のCGの約半分は非埋め込みシステムであり、40%はフィラメントの緩やかなグループまたはノードに存在し、残りは観察と一致してフィラメントと空隙に均等に分布していることがわかります。私たちは、初期に組み立てられたCGが大きな銀河系(約60%)に優先的に生息しているのに対し、約30%は埋め込まれていないままであることを観察しています。逆に、最近制作されたCGは逆の傾向を示します。また、最近形成されたCGは、初期に形成されたCGよりも速度分散が低く、通過時間が短いこともわかりましたが、これは主に、それらが優先的に非埋め込みであるためです。大規模なシステムに存在する最近形成されたCGは、同じ特徴を示しません。したがって、環境は、最近形成されたCGのこれらの特性において強い役割を果たします。初期に形成されたCGはさらに進化しており、環境に関係なく、より大きな速度分散、より短い通過時間、より支配的な第1位の銀河を表示しています。最後に、CGの最も明るい2つのメンバー間の明るさの違いは、アセンブリ履歴のみに依存し、環境には依存しません。さまざまな環境に生息するCGはさまざまな組み立てプロセスを経ており、その進化や自然と特性の育成の相互作用を研究するのに適しています。
活動銀河核の自己重力円盤における星形成。 Ⅲ．鉄の効率的な生産と赤外線スペクトルエネルギー分布
| Title |
Star_Formation_in_Self-gravitating_Disks_in_Active_Galactic_Nuclei._III._Efficient_Production_of_Iron_and_Infrared_Spectral_Energy_Distributions |
| Authors |
J.-M._Wang,_S.,_Zhai,_Y.-R._Li,_Y.-Y._Songsheng,_L._C._Ho,_Y.-J._Chen,_J.-R._Liu,_P._Du_and_Y.-F._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06782 |
強い鉄の線は$z\sim6-7$から局地宇宙までの活動銀河核(AGN)とクエーサーの光学スペクトルに共通の特徴であり、[Fe/Mg]比は宇宙の進化を示していない。活発なエピソードの間、超大質量ブラックホール(SMBH)を囲む降着円盤は必然的に自己重力部分に星を形成し、これらの星は高い降着率で降着します。この論文では、AGNで鉄とマグネシウムを生成する降着改変星(AMS)の集団進化を調査します。新しいタイプの星であるAMSは、いかなる金属性を持つことも許されていますが、風は円盤の高密度媒体によって窒息して中心星に戻るため、星風による大きな損失はありません。AMS集団の質量関数は、恒星風が強い場合、トップヘビーまたはトップ優勢の形でパイルアップまたはカットオフパイルアップ形状を示し、既知のペアによって引き起こされる狭い範囲の超新星(SN)爆発と一致します。不安定。これにより、金属を生産する効率的な方法が提供されます。一方、SN爆発は、膨張した円盤を塵の多いトーラスとして支えます。さらに、進化するトップヘビー初期質量関数(IMF)により、塵の多い領域の赤外線帯域で明るい光度が得られます。これは、降着円盤の中心部からの放射とは独立した赤外線バンドの新しい成分に寄与し、光学的変化と比較したNIR連続体の長期傾向として現れます。さらに、モデルは、重力波のLIGO/LISA検出やGRAVITY+/VLTIの空間分解観測からのシグネチャなど、輝線の残響マッピングを通じてさらにテストすることができます。
-2.5 <= [Fe/H] <= -0.5 のゼロ年代水平枝モデルと球状星団の見かけの距離係数に対するその意味
ゼロ年齢水平分岐(ZAHB)モデルのグリッドは、Y=0.25および0.29と仮定して、-2.5<=[Fe/H]<=-0.5の場合、0.2dex刻みで、適切な内挿コードとともに表示されます。[他のすべてのアルファ要素については、O/Fe]=+0.4および+0.6、および[m/Fe]=0.4。37個の球状星団(GC)のHB集団をこれらのZAHBに当てはめて、それらの見かけの距離係数(m-M)_Vを導き出します。いくつかの例外を除いて、ダストマップからの赤化の最良の推定値が採用されます。距離係数は、M_F606W>~5.0の(M_F606W-M_F814W)_0色の金属に乏しい主系列星の[Fe/H]に対する感度が非常に低いという予測を使用して制約されます。固有の(M_F336W-M_F606W)_0色の青色HBスターは、青色のみのHBを持つGCと赤色HB成分も持つ同様の金属性の他のクラスターとの間の貴重なつながりを提供し、相対(m-M)_V値の不確実性を+/以内に制限します。-0.03～0.04等ZAHBに基づく距離は、Baumgardt&Vasiliev(2021、MNRAS、505、5957)によって導出された距離とよく一致します。GC年齢に対するそれらの影響について簡単に説明します。星の回転と質量損失は、第2パラメータのGC(金属性が異常に非常に青いHBを持つもの)の色等級図を説明する際に、ヘリウム存在量の変化よりも重要であると思われます。
MAGPI のコンパクトから拡張 Lyman-$\alpha$ エミッター: $z\gtrsim3$ での強い青色ピーク発光
| Title |
Compact_to_extended_Lyman-$\alpha$_emitters_in_MAGPI:_strong_blue_peak_emission_at_$z\gtrsim3$ |
| Authors |
T._Mukherjee_(MAPS,_AstroSpaceTech,_ASTRO3D),_T._Zafar_(MAPS,_AstroSpaceTech,_ASTRO3D),_T._Nanayakkara_(Swinburne,_ASTRO3D),_E._Wisnioski_(ANU,_ASTRO3D),_A._Battisti_(ANU,_ASTRO3D),_A._Gupta_(Curtin,_ASTRO3D),_C._D._P._Lagos_(ICRAR,_ASTRO3D),_K._E._Harborne_(ICRAR,_ASTRO3D),_C._Foster_(UNSW,_ASTRO3D),_T._Mendel_(ANU,_ASTRO3D),_S._M._Croom_(USyd,_ASTRO3D),_A._Mailvaganam_(MAPS,_AstroSpaceTech,_ASTRO3D),_J._Prathap_(MAPS,_AstroSpaceTech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07019 |
我々は、中世銀河特性の一部として得られたVLT/MUSEデータにおいて、2.9$\lesssimz\lesssim$4.8で強い青色ピーク発光を示す3つの双峰ライマン$\alpha$放射体(LAE)を発見したことを報告する。積分場分光法(MAGPI)調査による。これらの強い青色のピーク系は、中性水素(HI)によるライマン$\alpha$光子の散乱に対する独特の窓を提供し、見通し線に沿ったガス流入と低いHIカラム密度を示唆しています。そのうち$z=2.9$と$z=3.6$にある2つは空間的に広がったハローであり、そのコア領域は明らかに赤いピークよりも強い青いピークの発光を示しています。ただし、これらの拡張ハローの$25\times26$kpc($z=2.9$)および$19\times28$kpc($z=3.6$)の領域では、ピーク比とピーク分離の空間的変動が明らかです。注目すべきことに、これらの星系はライマン$\alpha$の塊や星雲の領域には当てはまりません。私たちの知る限り、このような青色のコアが優勢なライマン$\alpha$ハローはこれまでに観察されたことがありません。対照的に、$z\sim4.8$のLAEは、$9\times9$kpc領域にまたがるコンパクトなシステムであり、これまでに検出された中で最も赤方偏移の強い青色ピーク発光体として立っています。これら3つのシステムにおける明るいコアのピーク分離は、$\Delta_{\mathrm{peak}}\sim370$から$660$km/sの範囲にあります。半径の増加に伴ってピーク分離が減少するという観察された全体的な傾向は、HIカラム密度とガス被覆率によって制御されると考えられます。さまざまな推定に基づいて、コンパクトなLAEとは対照的に、私たちのハローはLyCリーカーの良い候補であることがわかります。これらの発見は、ライマン$\alpha$放出、ガス運動学、電離放射線特性の間の複雑な相互作用に光を当て、高赤方偏移銀河の進化と性質についての貴重な洞察を提供します。
赤方偏移範囲 $z \sim 0.6-1.2$ における UV 銀河のダスト特性について
| Title |
On_the_Dust_properties_of_the_UV_galaxies_in_the_redshift_range_$z_\sim_0.6-1.2$ |
| Authors |
M._Sharma,_M._J._Page,_M._Symeonidis,_I._Ferreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07122 |
\textit{ハーシェル宇宙天文台}からの遠赤外線(FIR)観測は、UVで選択された銀河のIR特性を推定するために使用されます。チャンドラ深磁場南部(CDFS)のPACS(100、160$\mu\mathrm{m}$)マップとSPIRE(250、350、500$\mu\mathrm{m}$)マップをソースリストに積み重ねます。赤方偏移の範囲が$0.6～1.2$のレストフレーム紫外(UV)で選択された銀河の数。このソースリストは、UVW1(2910{\AA})フィルターを使用したCDFS内のXMM-OM望遠鏡調査からの観測を使用して作成されます。積み重ねられたデータは、これらの光源のUV視感度関数(LF)に従ってビニングされ、UVで選択された銀河の平均測光が推定されます。修正された黒体とIRモデルテンプレートを積み重ねられた測光に適合させることにより、平均ダスト温度と総IR光度が決定されます。明度加重平均温度は、0.7と1.0を中心とする赤方偏移ビンの間で大きな変化を示しません。赤外過剰(IRX)、隠蔽されていない、および隠蔽されたSFR値は、UVおよびIR光度から取得されます。塵の減衰は、\num{9e10}$\mathrm{L_\odot}$を超えるUV光度では一定ですが、UV光度がこのしきい値を下回ると増加します。これは、光源の光度範囲全体にわたって固定赤方偏移でのIR光度の関数として一定のままです。同様のSFRを持つ局所発光赤外銀河(LIRG)と比較して、サンプル内の赤方偏移が大きい星形成銀河は、塵の減衰の度合いが低いことを示しています。最後に、推定された塵の減衰を使用して、赤方偏移0.6～1.2の範囲で不明瞭な星形成速度密度(SFRD)を補正します。ダスト補正されたSFRDは、同じ赤方偏移でのIRで選択されたサンプルからの測定値と一致していることがわかります。
宇宙論的シミュレーションにおけるガラクト地震学: 暗黒物質、衛星銀河、ガスによる垂直摂動
| Title |
Galactoseismology_in_cosmological_simulations:_Vertical_perturbations_by_dark_matter,_satellite_galaxies_and_gas |
| Authors |
B._Garc\'ia-Conde,_T._Antoja,_S._Roca-F\`abrega,_F._G\'omez,_P._Ramos,_N._Garavito-Camargo,_and_MA.G\'omez-Flechoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07137 |
つい最近になって、矮小衛星銀河からの全球力学、暗黒物質ハロー構造、ガス降下、および宇宙論的文脈における恒星円盤を含む複雑なモデルが、天の川銀河(MW)などの円盤銀河の動力学を研究するために利用できるようになりました。私たちは、GARROTXAという高解像度流体力学宇宙論シミュレーションのMWモデルを使用して、銀河円盤に見られる垂直擾乱と、暗黒物質ハロー、衛星、ガスからの複数の擾乱との関係を確立します。私たちは、進化の最後の6ギルにおける銀河円盤の曲げモードを計算します。暗黒物質とガスの影響を定量化するために、これらの成分が円盤上に及ぼす垂直加速度を計算し、フーリエ解析による曲げ挙動と比較します。私たちは、高周波の内側逆行モードや、異なる時間に励起される外側のゆっくりとした逆行モードなど、さまざまな半径と時間での複雑な屈曲パターンを発見しました。これらの曲げモードの振幅は、薄い円盤形成の初期段階で最大となり、円盤の進化の後期には最大8.5kms-1に達します。我々は、衛星銀河の落下が円盤の傾きを引き起こし、その後の星形成イベントや超新星とともに異方性ガスの降着を引き起こし、円盤面に大きな垂直加速度を生み出すことを発見した。古代の銀河の組み立て中に形成された円盤と内部の恒星/暗黒物質の三軸構造の間のずれにより、恒星に強い垂直加速度が生じます。このシミュレーションでは、衛星銀河、暗黒サブハロー、位置がずれたガス構造、内部暗黒物質プロファイルなど、複数の要因が恒星円盤の曲がりとその位相螺旋を引き起こし、これらが共存して相互に影響を与えるため、困難になっていると結論付けています。直接の因果関係を立証するため。
宇宙初期における超大質量ブラックホール（SMBH）の出現は、依然として深い関心と議論の的となっている。この論文では、重力が増加した強度を示す修正重力(MOG)の枠組み内で最初のSMBHの形成と成長を調査します。私たちは、MOGが標準モデルの代替としてどのようにSMBHの出現に関する新たな洞察を提供し、降着と成長のプロセスで観察された矛盾を調整する可能性があるかを探ります。私たちは、この修正された重力枠組みにおけるガスと物質のダイナミクスを調べ、重力とSMBHの形成の間の独特な相互作用に光を当てます。
\ion{H}{I} が豊富な超拡散銀河は拡張シュミット法則に従う
| Title |
The_\ion{H}{I}-rich_Ultra-diffuse_Galaxies_follow_the_Extended_Schmidt_Law |
| Authors |
Sai_Zhai,_Yong_Shi,_Zhi-Yu_Zhang,_Jun-Zhi_Wang,_Yu_Gao,_Qiusheng_Gu,_Tao_Wang,_Kaiyi_Du,_Xiaoling_Yu,_and_Xin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07240 |
\ion{H}{I}に富む超拡散銀河(HUDG)は、星形成効率(SFE)が低く、主にガスが存在する金属量の少ない環境を抱えているため、星形成則(SFL)の研究にユニークなケースを提供します。原子的な。現場で6つのHUDGのサンプルを収集し、拡張シュミット則($\Sigma_{\text{SFR}}\propto\left(\Sigma_{\text{star}}^{0.5}\Sigma_)におけるそれらの位置を調査します。{\text{ガス}}\right)^{1.09}$)。それらはこの関係とよく一致しています(偏差はわずか1.1シグマです)。さらに、HUDGは銀河の中央面の静水圧とx軸上の量との間に密接な相関関係があることが分かりました($\rmlog(\Sigma_{star}^{0.5}\Sigma_{gas})$）拡張シュミット則の。この結果は、これらのHUDGが動的平衡と熱平衡に達する自己制御システムである可能性があることを示しています。この枠組みでは、いくつかの理論モデルで示唆されているように、星の重力が円盤を垂直に圧縮し、銀河の中央面のガス圧力に対抗して星の形成を調節します。
銀河力学および強力なレンズ効果における一定の恒星の質量対光比の仮定によるモデル化バイアス
| Title |
Modeling_biases_from_constant_stellar_mass-to-light_ratio_assumption_in_galaxy_dynamics_and_strong_lensing |
| Authors |
Yan_Liang,_Dandan_Xu,_Dominique_Sluse,_Alessandro_Sonnenfeld_and_Yiping_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07442 |
恒星の質量と光の一定の比率$M_{\star}/L$は、暗黒物質とバリオンの質量密度分布を解きほぐすことを目的とした銀河力学と強力レンズ効果の研究で広く使用されてきました。この研究では、宇宙論的流体力学IllustrisTNG-100シミュレーションから初期型銀河を取り出し、一定の$M_{\star}/L$仮定による推論における系統的な偏りの可能性を調査します。そのために、2成分の物質密度モデルを構築します。1つの成分は暗黒物質の分布を表し、もう1つの成分は星の質量を表し、$M_{\star}の定数係数を仮定することで光のプロファイルに従うように作成されます。/L$。具体的には、一般的に使用される複数のダークマターモデルと配光を採用しています。2成分モデルをシミュレーション銀河の{\ittotal}物質密度分布に直接当てはめて、他のモデリング手順から体系的な要素を排除しました。銀河は一般に、光の分布よりも中心に集中した星の質量プロファイルを持っていることがわかりました。これは、より重い銀河の間でより顕著であり、その$M_{\star}/L$プロファイルは中心に向かって著しく上昇しており、約1つの有効半径で進行中の星形成によりへこんだ特徴を示すことがよくあります。焼き入れされたバルジ領域。結果として、定数$M_{\star}/L$により、特定のモデルの仮定の下でモデルの縮退が人為的に破られ、その結果、中心の暗黒物質の割合や初期のダークマターの割合など、推定された特性に強いモデル依存のバイアスが生じます。質量関数。過剰予測された密度分率を伴うより急峻な暗黒物質プロファイル、または過剰予測された恒星の質量正規化($M_{\star}/L$)は、多くの場合、モデルフィッティングを通じて得られます。正確な偏りのある挙動は、質量と光の間の傾きの違い、および暗黒物質と光に対して採用されたモデルに依存します。
広域調査時代における強力なレンズ発見へのベイジアンアプローチ
| Title |
A_Bayesian_Approach_to_Strong_Lens_Finding_in_the_Era_of_Wide-area_Surveys |
| Authors |
Philip_Holloway,_Philip_J._Marshall,_Aprajita_Verma,_Anupreeta_More,_Raoul_Ca\~nameras,_Anton_T._Jaelani,_Yuichiro_Ishida,_Kenneth_C._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07455 |
ベラC.ルービン天文台の時空遺産サーベイ(LSST)、ユークリッドワイドおよびローマ広域の高感度サーベイの到来は、既知の強力レンズの数が今後も増加すると予想される強力レンズ科学の新時代の到来を告げるものとなるでしょう。$\mathcal{O}(10^3)$から$\mathcal{O}(10^5)$まで。しかし、現在のレンズ発見方法では、偽陽性を除去するために強力なレンズの専門家による時間のかかる追跡目視検査が依然として必要であり、こうした調査では偽陽性が増加する一方である。この研究では、特定のレンズ候補の真実性を判断するのに役立つ、校正された確率を生成するさまざまな方法を実証します。これを行うために、私たちは市民科学による分類と、HyperSuprime-Cam(HSC)調査から選択された銀河の複数のニューラルネットワークを使用します。私たちの方法論は特定の分類器の種類に限定されず、定量的なスコアを生成するあらゆる強力なレンズ分類器に適用できます。これらの校正された確率を使用して、市民科学とニューラルネットワークレンズファインダーを組み合わせたアンサンブル分類器を生成します。このようなアンサンブルは、個々の分類器よりも優れた分類を提供できることがわかりました。最良の個別分類器の場合$34\%$と比較して、$46\%$の完全性で$10^{-3}$の誤検知率を達成できることがわかりました。LSSTでは多数の銀河間強力レンズが予想されるため、そのような改善でも依然としてかなりの数の偽陽性が発生する可能性があり、その場合、レンズの大きな母集団の母集団分析には校正された確率を使用することが不可欠になります。
| Title |
The_galaxies_missed_by_Hubble_and_ALMA:_the_contribution_of_extremely_red_galaxies_to_the_cosmic_census_at_3 |
| Authors |
Christina_C._Williams,_Stacey_Alberts,_Zhiyuan_Ji,_Kevin_N._Hainline,_Jianwei_Lyu,_George_Rieke,_Ryan_Endsley,_Katherine_A._Suess,_Benjamin_D._Johnson,_Michael_Florian,_Irene_Shivaei,_Wiphu_Rujopakarn,_William_M._Baker,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Emma_Curtis-Lake,_Christa_DeCoursey,_Anna_de_Graaff,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Justus_L._Gibson,_Ryan_Hausen,_Jakob_M._Helton,_Roberto_Maiolino,_Michael_V._Maseda,_Erica_J._Nelson,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Marcia_J._Rieke,_Brant_E._Robertson,_Fengwu_Sun,_Sandro_Tacchella,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_J._Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07483 |
JADES、JEMS、SMILESの深部JWSTイメージングを使用して、これまで銀河人口調査の推定から欠落していた$z>3$の光学的に暗く、非常に赤い銀河の特徴を明らかにしました。このデータは、スピッツァーやアルマ望遠鏡の感度限界を下回る$10^8$M$_\odot$までの、塵に覆われたスターバースト後のような銀河が豊富に存在することを示しています。これらの赤色光源のNIRCamおよびHST測光をモデル化すると、星の質量と星形成率(SFR)の両方が極端に高い値になる可能性があります。ただし、21$\mu$mまで除外する7つのMIRIフィルターを含めると、質量が減少し(log$_{10}$M$^*$/M$_{\odot}>$10の中央値0.6dex)、SFR(SFR$の中央値は10$\times$>$100M$_{\odot}$/年)。$z>6$では、サンプルには小さな赤い点(LRD;NIRCamが選択した塵で赤くなったAGN候補)が高い割合で含まれています。我々は、LRD内の古い恒星集団をレストフレーム3$\mu$m(恒星バンプ)まで大幅に測定し、恒星集団測定に対するAGN汚染の兆候である高温塵の放出による主要な寄与を除外しました。これにより、アルマ望遠鏡の典型的な検出限界($L_{\rmIR}<10^{12}L_\odot$)を下回る$z>3$で、宇宙勢調査へのそれらの寄与を測定することができます。HSTとALMAでは圧倒的に見逃されているこれらの光源は、$4<z<6$でいくつかの推定値と比較して、星形成速度密度の不明瞭な部分を効果的に2倍にする可能性があることがわかり、JWSTが登場する以前は、より暗い光源による不明瞭な寄与があったことを示しています。情報源は過小評価される可能性があります。最後に、$5.5<z<7.7$でのバルマーブレイクと高い恒星の質量の証拠を持つ5つの情報源を特定します。それらの性質を決定するには分光法が必要ですが、将来のデータを使って探索できる測定体系について説明します。
AGN放射フィードバックと大規模ブラックホールスピンの関係について
| Title |
On_the_connection_between_AGN_radiative_feedback_and_massive_black_hole_spin |
| Authors |
Francesco_Bollati,_Alessandro_Lupi,_Massimo_Dotti_and_Francesco_Haardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07576 |
コードギズモの超高速風による活動銀河核(AGN)フィードバックの新しい実装を紹介します。私たちのフィードバックレシピは、ブラックホールのスピンに対する放射フィードバックの角度依存性を考慮しています。私たちは、時間の経過とともに自己矛盾なく進化します。i)分解されたスケールから未分解のAGN円盤へのガス降着プロセス、ii)大質量ブラックホール(MBH)のスピンの進化、iii)分解された空間へのAGN駆動の風の注入スケール、およびiv)全体的なフィードバックプロセスのスピン誘起異方性。風による流出の均質な媒体への伝播を追跡することによって実装をテストし、その結果を単純な解析モデルと比較します。次に、孤立した銀河の設定を検討し、そこでMBHとホスト銀河の進化に対するAGNフィードバックの影響を研究します。i)AGNフィードバックはMBHに電力を供給するガス流入を制限し、その結果、核領域における星形成(SF)の抑制が約2倍になることを特徴とする母銀河に弱い影響を及ぼします。ii)ホスト銀河およびMBHの成長に対するAGNフィードバックの影響は、MBHスピンによって設定される角度パターンによってではなく、主にAGNの光度によって決まります。iii)AGN放射線放出の角度パターンの痕跡は、降着率が高い場合により明確に現れます。このような高い速度では、より高いスピン値に適したより等方的な角度パターンが核領域内のガスをより容易に一掃するため、MBHの質量とスピンの成長が遅くなり、SFの消光が促進されます。MBHと銀河進化に対するAGNフィードバックのスピン依存異方性の影響は、高度かつ長期にわたるMBH降着エピソードと、高度なAGN風銀河結合を特徴とするシナリオに関連している可能性が高いと我々は主張する。このような条件は、銀河の合体や高赤方偏移銀河でより頻繁に満たされます。
| Title |
Observing_supermassive_black_holes_with_deci-Hz_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Jakob_Stegmann,_Lorenz_Zwick,_Sander_M._Vermeulen,_Fabio_Antonini,_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06335 |
私たちの宇宙で最も巨大なブラックホールは、銀河の合体中心で連星を形成します。パルサーのタイミングからの重力波(GW)バックグラウンドの最近の証拠は、これらの超大質量ブラックホール連星(SMBHB)が合体するという最初の観測を構成する可能性があります。しかし、最も大規模なSMBHBは干渉検出器の範囲外にあり、パルサータイミングを使用して個別に解決することは非常に困難です。これらの制限により、その存在量を確立し、そのホスト銀河との共進化を解読するために、未踏の周波数帯域$\lesssim10^{-5}\,\rmHz$で個々のSMBHBを検出する未踏の戦略が必要となります。今回我々は、SMBHBが、同じ銀河に存在する恒星質量連星からの検出可能な長期変調をGWに刻み込むことを示す。提案されているデシヘルツGW干渉計は、多数の恒星質量バイナリに感度が高く、質量$\sim\mathcalの$\sim\mathcal{O}(10^{-1}$-$10^4)$SMBHBからの変調を明らかにできると判断しました。{O}(10^7$-$10^9)\,\rmM_\odot$を赤方偏移$z\sim3.5$に変換します。これは、宇宙時間を通じてSMBHBの人口をマッピングするユニークな機会を提供しますが、そうでなければアクセスできない可能性があります。
最も明るい降降中性子星 Sco X-1 からの X 線偏光の非常に重要な検出
| Title |
Highly_Significant_Detection_of_X-Ray_Polarization_from_the_Brightest_Accreting_Neutron_Star_Sco_X-1 |
| Authors |
Fabio_La_Monaca,_Alessandro_Di_Marco,_Juri_Poutanen,_Matteo_Bachetti,_Sara_E._Motta,_Alessandro_Papitto,_Maura_Pilia,_Fei_Xie,_Stefano_Bianchi,_Anna_Bobrikova,_Enrico_Costa,_Wei_Deng,_Mingyu_Ge,_Giulia_Illiano,_Shu-Mei_Jia,_Henric_Krawczynski,_Eleonora_V._Lai,_Kuan_Liu,_Guglielmo_Mastroserio,_Fabio_Muleri,_John_Rankin,_Paolo_Soffitta,_Alexandra_Veledina,_Filippo_Ambrosino,_Melania_Del_Santo,_Wei_Chen,_Javier_A._Garcia,_Philip_Kaaret,_Thomas_D._Russell,_Wen-Hao_Wei,_Shuang-Nan_Zhang,_Chao_Zuo,_Zaven_Arzoumanian,_Massimo_Cocchi,_Andrea_Gnarini,_Ruben_Farinelli,_Keith_C._Gendreau,_Francesco_Ursini,_Martin_C._Weisskopf,_Silvia_Zane,_Ivan_Agudo,_Lucio_Angelo_Antonelli,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_et_al._(70_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06359 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorerは、最も明るいZ線源ScoX-1のX線偏光を有意に測定し、その結果、公称2～8keVエネルギーバンド、偏光度1.0(0.2)%、偏光が得られました。信頼水準90%での角度は8(6){\deg}です。この観測は、NICER、NuSTAR、およびInsight-HXMTによって実行された観測と厳密に同時であり、軟X線から硬X線までの広帯域スペクトルの正確な特性評価が可能になりました。発生源は主に柔らかい状態で観察されており、短期間のフレアが発生しています。低周波の準周期振動も観測されました。分光偏光分析から、信頼水準90%で3.2%未満の偏光が降着円盤に関連付けられます。これは、ScoX-1傾斜角44{\degで電子散乱が支配する光学的に厚い大気の予想と一致します。};高エネルギーのコンプトン化コンポーネントでは、1.3(0.4)%の分極が得られます。これは、トムソン光学深さ約7、電子温度約3keVのスラブの予想と一致します。OSO-8とPolarLightによる以前の観測に対する偏光回転、および放射ジェットの位置角度に対する偏光回転が観測されています。この結果は、相対論的歳差運動または降着流によるコロナ形状の変化に関連する可能性のある、ソース状態に伴う偏光の変化を示している可能性があります。
Be/X線連星の円盤歳差運動がバーストと色の超軌道変動を引き起こす
Be/X線連星の明るさで観察される超軌道周期は、位置がずれて歳差運動するBe星円盤によって駆動されている可能性があります。我々は、歳差運動する円盤モデルが、(i)観察されたX線バーストの大きさと(ii)観察された色の超軌道変動をどのように説明するかを調べます。流体力学シミュレーションにより、中性子星への平均降着率の大きさ、したがってX線バーストの大きさは、Be星のスピン軌道のずれによって超軌道期間にわたって一桁以上変化する可能性があることを示しました$\gtrsim70^\circ$は弱い潮汐の切り捨ての結果です。ほとんどのBe/X線バイナリは、ディスクが発光に大きな赤色成分を追加するため、ディスクを正面に最も近い状態で見た場合、光学最大値でより赤くなります。ただし、光学最小ではA0538-66の方が赤くなります。この反対の動作には、光学最小のエッジオンディスクと、正面から見たときに大きな赤いサインが追加されないように半径方向に狭いディスクが必要です。A0538-66の場合、連星軌道に対する円盤の位置ずれは約$70-80^\circ$でなければならず、視線に対する連星軌道の傾きも同様に大きくなければなりませんが、$<75^\circ$に制限されます。X線日食が存在しないことによる$。
二重パルサー食の MeerKAT ビュー: パルサー B の測地歳差運動とシステムの幾何学
| Title |
A_MeerKAT_view_of_the_double_pulsar_eclipses:_Geodetic_precession_of_pulsar_B_and_system_geometry |
| Authors |
M._E._Lower,_M._Kramer,_R._M._Shannon,_R._P._Breton,_N._Wex,_S._Johnston,_M._Bailes,_S._Buchner,_H._Hu,_V._Venkatraman_Krishnan,_V._A._Blackmon,_F._Camilo,_D._J._Champion,_P._C._C._Freire,_M._Geyer,_A._Karastergiou,_J._van_Leeuwen,_M._A._McLaughlin,_D._J._Reardon_and_I._H._Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06445 |
ダブルパルサー系、PSRJ0737$-$3039A/Bは、地球からほぼ真正面から見える高度に相対論的な軌道上で束ねられた2つの中性子星で構成されています。この配列により、高速回転パルサーAが低速回転パルサーBのトロイダル磁気圏の背後を通過するときに、短時間の電波食が発生します。これらの食の形態は、パルサーBの幾何学的方位と回転位相、およびその回転位相に強く依存します。時間発展は、パルサーの測地歳差運動速度を制約するために使用できます。2019年から2023年の間にMeerKATで取得された日食の光曲線をモデル化するためのベイズ推論フレームワークを実証します。階層的推論アプローチを使用して、$\Omega_{\rmSO}^{\rmB}={5.16^{\circ}}^{+0.32^{\circ}}_{-0.34^の歳差運動率を取得しました。パルサーBの{\circ}}$yr$^{-1}$は、一般相対性理論による相対不確実性6.5%の予測と一致しています。この更新された測定値は、強磁場領域における相対論的スピン軌道結合の6.1%のテストを提供します。観測されたすべての日食に同時に当てはめると、原理的にはスピン軌道結合の$\sim$1.5%のテストが返されることを示します。しかし、パルサーBの現在の幾何学的な向きによってもたらされる体系的な影響と、観測された日食光度曲線と予測された日食光度曲線間の不一致により、定量化が困難な不確実性が生じます。一般相対性理論の妥当性を仮定すると、パルサーBのスピン軸が全角運動量ベクトルから$40.6^{\circ}\pm0.1^{\circ}$ずれており、その系の軌道が視線の方向から約$90.5^{\circ}$傾いています。パルサーBについて測定された幾何学的形状は、ほとんど空の放射円錐が磁軸を中心とする細長い馬蹄形のビームを含んでいることを示唆しており、2035年初頭まで電波パルサーとして再検出されない可能性があります。
GRB残光中の熱電子の探査
細胞内粒子シミュレーションにより、衝撃加速された電子は純粋なべき乗則分布には従わず、電子の総エネルギーのかなりの部分を占める低エネルギーの「熱」部分が追加されていることが明らかになりました。ガンマ線バースト(GRB)残光に対するこれらの熱電子の影響を調査すると、粒子の加速メカニズムについて貴重な洞察が得られる可能性があります。エネルギー空間における電子の連続方程式を解き、そこから放射光、放射光自己吸収、放射光自己コンプトン散乱、ガンマ-ガンマ消滅などのプロセスを組み込むことで多波長残光を導き出します。まず、電子の冷却により、時間指数とスペクトル指数の間には基本的な正の相関関係が存在します。さらに、熱電子は、複数の波長でのスペクトル指数と時間指数の両方に同時に非単調な変化をもたらし、これは2.5メートル幅の観測望遠鏡とベラ・ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)によって個別に記録される可能性があります。）。熱電子は、光学(LSSTを使用)およびX線バンド(空間変動物体モニターに搭載されたマイクロチャネルX線望遠鏡を使用)での相乗観察によって残光スペクトルから診断することもできます。最後に、モンテカルロシミュレーションを使用して、軟X線と硬X線の間のピーク磁束比($R_{\rmX}$)の分布と、軟X線のピーク時間間の時間遅延($\Deltat$)の分布を取得します。X線と光学的な光の曲線。熱電子は$R_{\rmX}$と$\Deltat$の両方の上限を大幅に上昇させます。したがって、熱電子を伴うGRB残光の分布は$R_{\rmX}-\Deltat$平面でより分散的になります。
NuSTAR と ASCA による LS 5039 の約 9 秒の脈動に関するさらなる証拠
本研究は、2007年の「すざく」観測と2016年のNuSTAR観測で得られたガンマ線連星LS5039における約9秒の脈動の証拠を補強することを目的としている(Yonedaetal2000)。軌道ドップラー補正を組み込んだNuSTARデータの再解析により、これまで検出できなかった3～10keVの範囲でも9.0538秒の脈動を確認することに成功した。これは、10keV未満のパルス位相におけるエネルギー依存のドリフトを認識し、その影響に合わせて個々の光子のパルスタイミングを補正することによって達成されました。同様に、1999年10月にASCAGISで撮影されたLS5039のアーカイブ0.7～12keVデータセットが分析されました。データは約8.882秒で周期性の可能性を示しましたが、やはりエネルギー依存の位相ドリフトが10keV以下で認められました。この効果とLS5039システムの軌道ドップラー遅延を補正することにより、2.8～12keVの周期性は8.891+-0.001秒で統計的に有意になりました。ASCA、Suzaku、NuSTARで測定された周期は、dP/dt=3.0e-10s/sの平均周期導関数にほぼ従う。これらの結果は、この天体における脈動のさらなる証拠を提供し、LS5039のコンパクトな天体が強力に磁化された中性子星であるというシナリオ(Yonedaetal2000)を強化します。
放射伝達コードに基づく超軟X線源CAL87のスペクトルモデリング
| Title |
Spectral_Modeling_of_the_Supersoft_X-ray_Source_CAL87_based_on_Radiative_Transfer_Codes |
| Authors |
Masahiro_Tsujimoto_(1),_Misaki_Mizumoto_(2),_Ken_Ebisawa_(1,_3),_Hirokazu_Odaka_(4),_Qazuya_Wada_(5)_((1)_JAXA_ISAS,_(2)_University_of_Teacher_Education_Fukuoka,_(3)_University_of_Tokyo,_(4)_Osaka_University,_(5)_Regrit_Partners,_Inc.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06492 |
超軟X線源(SSS)は、ほぼ完全に$\sim$1~keV以下で放射する白色矮星(WD)連星です。X線回折格子分光計で観察すると、X線スペクトルは複雑になることが多く、多数の発光と吸収の特徴が混在しており、分離するのが困難です。吸収の特徴は主にWD大気からのものであり、それに対して放射伝達モデルが構築されています。放射の特徴は、WD大気を取り囲むコロナからのものであり、WD表面からの入射放射が再処理されます。コロナのモデル化には、放射伝達に関するさまざまなソルバーと仮定が必要ですが、これはまだ達成されていません。我々は、大マゼラン雲のSSSであるCAL87を選択しました。これは、WD大気放出が降着円盤によって完全に遮断されると想定されているため、コロナからの放出が支配的なスペクトルを示します。我々は、2つの放射伝達コードを使用してコロナの放射伝達モデルを構築しました。1次元2ストリームソルバーの場合はxstar、3次元モンテカルロソルバーの場合はMONACOです。XMM-Newton衛星に搭載された反射格子分光計で取得したスペクトルと比較して、それらの違いと限界を特定しました。私たちは最終的に、コロナの放射伝達と追加の衝突電離プラズマに基づいて、CAL87の十分に優れたスペクトルモデルを取得しました。来たるべきX線マイクロ熱量計の時代では、ここで示したものよりも広範囲の線源における放射伝達に基づいてスペクトルを解釈することが必要となります。
ポアソン限定データを使用した X 線パルサーの周期不確かさの定量化
過去数十年の間に、高エネルギーパルサーを解析するための周期推定ツールと方法が大幅に開発されました。ただし、これらのツールには、期間推定の不確実性や、ポアソンが支配的なデータのその他の回復パラメーターを計算するための十分に標準化された方法がありません。誤差推定は、私たちが研究するモデルに信頼区間を割り当てるために重要ですが、計算コストが高いため、過去にはパルサー周期の誤差はほとんど無視されていました。さらに、既存の文献では、厳密な数学的基礎が欠けていたり、ホワイトノイズや時系列データの分析に重点を置いた半分析的な手法が多く採用されてきました。$Z_n^2$法を使用して、高エネルギーパルサーデータの回復されたパラメータの誤差分布の数値的および解析的研究の結果を紹介します。私たちは、いくつかの一般的な方法よりもはるかに高い信頼性で、一般的なパルサー周期の誤差の尺度を包括的に形式化します。私たちの誤差推定方法は、パルサーを数キロ秒間観測する場合、特に周期が数ミリ秒から数秒の範囲の典型的なパルサーの場合、より信頼性が高く堅牢になります。私たちは、\emph{Crab}パルサーとシミュレートされた大規模なパルサーの観測によって結果を検証しました。私たちのコードは公開されており、使用できます。
大規模な空気シャワーの電子およびミュオンの横方向分布関数の形状
大規模空気シャワー(EAS)のさまざまな二次粒子について検出器アレイから得られた横方向密度データは、通常、いくつかの適切な横方向密度関数(LDF)によって記述されます。CORSIKAコードを使用して生成された非垂直シミュレーションEASを分析すると、電子とミュオンの横方向および極方向の密度分布が地表で非対称であることがわかります。これは、対称横方向密度関数(SLDF)の典型的な式(\emph{例}西村-鎌田-グライゼン関数)では、そのような非対称な電子またはミュオン密度の横方向および極性依存性を正確に再構成するには不十分であることを意味します。地表での非垂直シャワー再構築のためのより一貫したLDFを提供するために、この論文ではSLDFの修正の問題を分析的に検討します。カスケード粒子の位置座標(半径および極)の追加の減衰と補正から生じる非対称性により、同心等密度楕円の中心とEASコアの間にギャップ長が生じます。おもちゃ関数は、EASの電子またはミューオンの非対称の横方向および極密度分布を記述するための基本的なLDFとして導入され、それによってギャップ長パラメータを予測します。その結果、EASの電子とミューオンの非対称密度分布を記述する望ましいLDFが出現しました。詳細なシミュレーションの結果と分析パラメータ化の予測を比較します。この研究で導出されたLDFは、地表面でEASを直接再構築するのに適していることがわかりました。
捕らえられた低質量伴星によって引き起こされるブラックホールの合体
ブラックホール連星の離心率が大きくなると、合体時間の短縮につながります。n体シミュレーションと一般相対性理論(GR)の効果を含む解析的近似を用いて、ブラックホール連星を周回する低質量伴星であっても、香西・リドフ機構の結果として連星に重大な離心率振動を引き起こす可能性があることを示します。連星の質量の約1%ほどの低い質量を持つ伴星は、連星の離心率を最大0.8以上まで駆動することができますが、数パーセントの質量では0.98を超える離心率を駆動することができます。低質量の伴星の場合、このメカニズムでは伴星が連星軌道に順行するよりも逆行に近い軌道上にあることが必要であり、これは第3の天体を捕捉することによって起こる可能性があります。GRの効果は、このメカニズムが最も近いバイナリに対して機能するコンパニオンの半径範囲を制限します。連星の質量のわずか数パーセントの捕獲された伴星の質量については、合体の時間スケールが数桁短縮される可能性があります。
Thorne-\.Zytkow の天体形成の再考: X 線連星 LMC X-4 の運命と超長ガンマ線バーストへの影響
| Title |
Rethinking_Thorne-\.Zytkow_Object_Formation:_The_Fate_of_X-ray_Binary_LMC_X-4_and_Implications_for_Ultra-long_Gamma-ray_Bursts |
| Authors |
Tenley_Hutchinson-Smith,_Rosa_Wallace_Everson,_Aldo_Batta,_Ricardo_Yarza,_Angela_A._Twum,_Jamie_A.P._Law-Smith,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06741 |
我々は、高質量X線連星の長期的な運命と、最終的にThorne-\.Zytkow天体(T\.ZO)が生成されるかどうかを研究することを目的とした、最初から最後までのシミュレーションを紹介します。私たちは、初星がロシュローブを満たして伴中性子星を飲み込んだ後の、コンパクトな高質量X線連星系であるLMCX-4の最終的な運命をモデル化した3D流体力学シミュレーションの結果を分析します。私たちは、T\.ZO形成の標準パラダイム内でのこの飲み込みの結果について議論します。たとえ少量の回転でも球面対称性が破れ、遠心力で支えられた降着円盤が生成される可能性があるため、合体後の恒星の核の角運動量の内容が重要な要素となります。私たちの研究結果は、このインスピレーションを与える中性子星が、核と合体すると、円盤を介して高い速度（$\約10^{-2}M_\odot/{\rms}$）で効率的に降着し、その後黒色に崩壊する可能性があることを示唆しています。ホールを形成し、超長ガンマ線バーストに典型的な明るさと持続時間を持つ明るい過渡現象を引き起こします。合併後の重要な降着フィードバックにより周囲のエンベロープの大部分の結合が不可避的に解除されるため、共通エンベロープを介したT\.ZO形成の標準フレームワークを修正する必要があると提案します。
超新星残骸における CNO 元素の線比を用いた前駆体制約
| Title |
Progenitor_constraint_using_line_ratios_of_the_CNO_elements_in_supernova_remnants |
| Authors |
Hiroyuki_Uchida_and_Takuto_Narita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06743 |
前駆体の性質を明らかにすることは、核崩壊と熱核超新星(SNe)の起源とメカニズムを理解するために重要です。これまでに星の特性を導き出すためにいくつかの方法が開発されてきましたが、多くの問題はまだよく理解されていません。この論文では、衝撃加熱された星周物質(CSM)中の豊富な炭素(C)、窒素(N)、および酸素(O)を使用して、超新星残骸(SNR)の前駆体を拘束するための観測的アプローチを実証します。星の進化コードを用いた我々の計算は、これらのCNO元素の総量により、噴出物の存在量に基づく従来の方法よりも、より高感度に前駆体の質量を決定できることを示している。CNOライン(特にCとNのライン)が検出され、その存在比が正確に測定されれば、SNRの前駆体質量(場合によっては回転速度)に対して比較的強力な制約を与えることができます。私たちの方法では、軟X線帯域($<1$~keV)でより優れたエネルギー分解能とより大きな有効面積が必要であるため、XRISMは2023年9月7日に打ち上げられ、Athena、Lynx、LEM、およびHUBSは、祖先とその残骸の間のつながりについて新たな洞察をもたらします。
活動銀河核の降着円盤における降着変化星: 低光度の場合と Sgr A$\!^{*}$ への応用
| Title |
Accretion-modified_Stars_in_Accretion_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei:_the_Low-luminosity_Cases_and_an_Application_to_Sgr_A$\!^{*}$ |
| Authors |
J.-M._Wang,_J.-R._Liu,_Y.-R._Li,_Y.-Y._Songsheng,_Y.-F._Yuan_and_L._C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06781 |
この論文では、低光度の活動銀河核(AGN)内の超大質量ブラックホール(SMBH)の移流支配降着流(ADAF)に埋め込まれた恒星質量ブラックホール(sMBH)の天体物理学的プロセスを調査します。sMBHは、SMBHよりも低い速度でボンダイ付加を受けています。sMBH-ADAFからの流出は周囲と動的に相互作用し、SMBH-ADAF内に空洞を形成し、それによってSMBHへの付着を鎮めます。ボンダイ付加の回復は乱流によって急速に行われます。これらのプロセスは、sMBH活動の準周期的なエピソードを引き起こし、sMBHが最大限に回転している場合、ブランドフォード・ズナジェック機構によって発生する相対論的ジェットからのちらつきを引き起こします。連続したsMBH流出が蓄積すると、SMBH-ADAFの粘性不安定性が引き起こされ、一連のちらつきに続いてフレアが発生します。最近、近赤外線フレアの軌道の類似性がSgrA$\!^{*}$のGRAVITY/VLTI天文観測によって発見されました。過去4年間のそれらの軌跡は、よく決定された軌道と一致するリングで構成されています。SMBHマス。このモデルをSgrA$\!^{*}$に適用すると、準周期的なちらつきが見られます。$\sim40M_{\odot}$のSMBHHは、無線からX線連続体へのフィッティングまで、SgrA$\!^{*}$の中心SMBHの周りを周回することが望ましいです。このような極限質量比インスピレーション(EMRI)は、$\sim10^{-17}$のひずみを持つmHz重力波とその偏光のLISA、太極および天琴の検出に優れた実験室を提供します。
静的な前駆体の多孔性長方形超新星残骸について
| Title |
On_the_plerionic_rectangular_supernova_remnants_of_static_progenitors |
| Authors |
Meyer_D._M.-A.,_Meliani_Z.,_Velazquez_P._F.,_Pohl_M.,_and_Torres_D._F. |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06817 |
パルサー風星雲は、大質量星の星周進化の最終段階である可能性があり、高速回転する磁化された中性子星が強力な風を生成し、超新星噴出物と相互作用します。これらのいわゆるプレリオン超新星残骸の形状は、爆発時の星周物質の分布に影響され、それ自体は、始祖星の星周バブルの膨張に関与する周囲媒体の磁場の影響を受ける。星周媒体とその結果として生じるパルサー星雲に対する磁化の影響を理解するために、2D磁気流体力学シミュレーションを実施します。私たちのモデルは、天の川銀河星間物質の温暖期にある大質量星の始祖の星周物質で発達する超新星残骸とパルサー風星雲の形態に対する星間物質磁場の影響を調査します。私たちのシミュレーションにより、ジェットのような構造がパルサーの赤道面に垂直な両側に形成され、複雑な電波合成シンクロトロン放射が生成されたことが明らかになりました。この形態は、投影された長方形内のこま構造の外観とともに、磁化された媒体中の大質量星の星周媒体に典型的な長方形のような残骸によって特徴付けられます。我々は、このメカニズムが、ほとんどの場合に観察される典型的なトーラス、ジェットまたはバウショック、尾部の形状に適合しないパルサー風星雲で観察される複雑な形態の一部に関与している可能性があることを示唆しています。
KASCADE実験データを用いた宇宙線の質量組成解析のための機械学習方法
| Title |
Methods_of_machine_learning_for_the_analysis_of_cosmic_rays_mass_composition_with_the_KASCADE_experiment_data |
| Authors |
M._Yu._Kuznetsov,_N._A._Petrov,_I._A._Plokhikh,_V._V._Sotnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06893 |
私たちは、大規模な空気シャワーの実験データから高エネルギー宇宙線の質量組成を再構成する問題を研究します。私たちは、KCDCプラットフォームのKASCADE実験の公開データとモンテカルロシミュレーションを使用して、エネルギー1～100PeVの個別の一次原子核のエネルギースペクトルを再構成するためのいくつかの機械学習手法を開発します。展開手順を含む私たちの方法の不確実性を推定し、全体的な精度がKASCADE実験の元の研究で使用された方法の精度を超えていることを示します。
スターバースト後の銀河における潮汐破壊現象の過剰表現の説明
| Title |
An_Explanation_for_Overrepresentation_of_Tidal_Disruption_Events_in_Post-starburst_Galaxies |
| Authors |
Mengye_Wang,_Yiqiu_Ma,_Qingwen_Wu,_Ning_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07040 |
潮汐破壊現象(TDE)は、銀河の核環境における星のダイナミクスを研究する上で貴重な調査手段となります。最近の観察では、スターバースト後の銀河や「グリーンバレー」銀河ではTDEが強く過剰に存在していることが示されていますが、根底にある物理的メカニズムは依然として不明です。星と活動銀河核(AGN)円盤との間の相互作用の可能性を考慮すると、TDE速度は静止銀河核の速度と比較して大きく変化する可能性があります。この研究では、「ロスコーン」理論の枠組み内に進化するAGNディスクを組み込むことにより、TDEレートを再検討します。私たちは、星と円盤の相互作用、AGN円盤外側の不安定領域におけるその場での星形成、超大質量ブラックホール(SMBH)の降着過程の進化を考慮することにより、フォッカー・プランク方程式を数値的に発展させます。AGNが非アクティブ段階に移行した直後に、TDE率が約2桁増加することがわかりました。この段階では、内部標準の薄い円盤が消失するため、蓄積された星は急速に損失円錐内に散乱します。私たちの結果は、スターバースト後の銀河におけるTDEの過剰表現の説明を提供します。
| Title |
Nuclear_physics_inputs_for_dense-matter_modelling_in_neutron_stars._The_nuclear_equation_of_state |
| Authors |
A._F._Fantina,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07144 |
この寄稿では、中性子星に適用するための状態方程式モデリングを簡単に紹介し、核物理学の理論と実験から生じる電流の制約について説明します。モデルの不確実性の影響を評価するために、原子核メタモデリングアプローチを採用し、ベイジアン解析を実行して、現在の低密度核物理学の知識と高密度中性子星の両方を考慮したフィルターを使用して状態方程式の事後分布を生成します。物理的な制約。このように予測された中性子星の全球構造について、最近の天体物理学的観測と関連付けて議論します。
Swift、NuSTAR、INTEGRALによる共生X線バイナリIGR J16194-2810の観測
我々は、共生X線バイナリIGRJ16194-2810をターゲットとしたSwift/XRTとNuSTARの両方による同時観測キャンペーンについて報告する。このキャンペーンの主な目的は、光源の広帯域スペクトルにおけるサイクロトロン散乱吸収特徴の存在の可能性を調査し、降着による白色矮星の崩壊による中性子星形成プロセスの理解を進めることでした。私たちのキャンペーン中に測定された線源の1～30keVスペクトルでは、統計的に有意な吸収特徴の存在は明らかにされませんでした。このスペクトルは、降着中性子星の表面から出現する可能性が最も高い熱黒体高温成分と、測定可能なカットオフエネルギーのない（そして適度な吸収柱の影響を受ける）べき乗則で構成されるモデルを使用してうまく説明できます。密度）。これまでの文献分析と比較すると、降着円盤から現れるより低温の熱成分の存在を除外することができ、これは、IGRJ16194-2810が風によって供給される連星であるという考えと一致します（ほとんどの共生X線連星と同様））。私たちの結果は、アーカイブXRTおよびINTEGRALデータを活用することで強化され、使用したスペクトルモデルの有効性を0.3～40keVまで拡張し、IGRJ16194-2810がX線領域で時間の経過とともに大きなスペクトル変動を受ける可能性が低いことを実証しました。
銀河中心の過剰なガンマ線放出源としてのミリ秒パルサーのテスト
| Title |
Testing_Millisecond_Pulsars_as_the_Source_of_the_Galactic_Center_Excess_Gamma-Ray_emission |
| Authors |
Yi_Xing,_Zhongxiang_Wang,_Feng_Huang_(1._Shanghai_Astronomical_Observatory,_2._Yunnan_University,_3._Xiamen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07205 |
{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡}に搭載された広域望遠鏡で検出された銀河中心超過(GCE)$\gamma$線放出は、暗黒物質(DM)消滅の可能性のある兆候と考えられていますが、他の可能性も考えられます。ミリ秒パルサー(MSP)の起源なども示唆されています。$\gamma$線MSPの特性に基づいて構築されたスペクトルフィッティング手法が開発されているので、GCEのMSP起源を探ることを目的として、この手法をGCE放射の研究に適用します。多くの$\sim$1660MSPは$\sim$10\,GeVまでのGCE放射のスペクトルに適合できますが、スペクトルの高エネルギー部分には追加の放射コンポーネントが必要です。我々はさらに、比較的近い$\gamma$線MSPの30--500GeVデータの積層解析を実行し、その結果得られたフラックスの上限はGCE放射の上限よりも依然として低い。単一のDM消滅チャネル$\tau^{+}\tau^{-}$またはチャネル$b\bar{b}$、あるいはその2つの組み合わせを比較対象として検討したところ、一般にそれらの方がより良い適合を提供できることがわかりました。MSP。MSPとDMチャネルの組み合わせもテストされ、MSPとDMチャネル$b\bar{b}$は常により適切な適合を提供します。この組み合わせの場合を純粋なDMチャネル$b\bar{b}$と比較すると、MSPの寄与はわずかに必要であることがわかります。
中性子星のモデルは均一な密度分布の場合に考慮されます。あらゆる状態方程式に有効な代数方程式が得られます。この方程式を使用すると、微分方程式の積分に頼ることなく、特定の密度の星のおおよその質量を求めることができます。論文で示されているさまざまな状態方程式の解(より現実的なものを含む)は、微分方程式の数値積分によって得られる正確な解とは最大で20%程度異なります。
大規模なポスト共通包絡線バイナリの進化と最終的な運命
現在、重力波(GW)天文学のおかげで、中性子星(NS)とブラックホール(BH)の合体が日常的に観察されています。孤立した連星進化チャネルでは、軌道を十分に縮小し、それによってGW放射による合体を可能にするために、赤色超巨星(RSG)とコンパクト天体の共通包絡線(CE)相が重要です。ここでは、初期の太陽質量10.0のRSGと太陽質量5.0のBHおよび太陽質量1.4のNSの2つの3次元(3D)磁気流体力学CEシミュレーションの結果を使用して、さらなる進化とCE後のバイナリの最終的な運命。特に、3Dシミュレーションは、CE後の連星が周連星円盤（CBD）に囲まれている可能性が高く、その後の進化に影響を与える相当な質量と角運動量を含んでいることを明らかにしている。MESAモデリングにおける連星系は物質移動(MT)の別の段階を経ており、ほとんどのドナー星はウルトラストリップ超新星(SNe)では爆発せず、Ib/c型SNeで爆発することがわかりました。BH伴星を伴うモデルの最終軌道は広すぎるため、軌道を十分に乱してGW放出による合体を促進するには、実際にはNSキックが必要です。さらに、CBDの影響を調査することで、円盤からの質量降着が連星軌道を広げる一方で、CBDと連星の共鳴相互作用が円盤の質量と寿命に応じて分離を縮小し、離心率を増加させる可能性があることを発見しました。効率的な共鳴収縮により、NS/BHが2回目のSN爆発の前に残存He星と合体することさえ可能になる可能性があり、これはガンマ線バーストのような過渡現象、明るい青色の光過渡現象、およびThorne-\.Zytkow天体として観測される可能性があります。生き残ったポストCEバイナリの場合、CBDとバイナリの相互作用により、GWによって引き起こされるダブルコンパクトマージ率が大幅に増加する可能性があります。私たちは、観測されたGWの合併をよりよく理解するにはCBDを考慮することが重要である可能性があると結論付けています。
2019年$\gamma$線フレア中のレンズクエーサーPKS 1830$-$211の多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_the_lensed_quasar_PKS_1830$-$211_during_the_2019_$\gamma$-ray_flare |
| Authors |
S._Vercellone_(INAF/OAB),_I._Donnarumma,_C._Pittori,_F._Capitanio,_A._De_Rosa,_L._Di_Gesu,_S._Kiehlmann,_M._N._Iacolina,_P._A._Pellizzoni,_E._Egron,_L._Pacciani,_G._Piano,_S._Puccetti,_S._Righini,_G._Valente,_F._Verrecchia,_V._Vittorini,_M._Tavani,_E._Brocato,_A._W._Chen,_T._Hovatta,_A._Melis,_W._Max-Moerbeck,_D._Perrodin,_M._Pilia,_M._Pili,_A._C._S._Readhead,_R._Reeves,_A._Ridolfi,_F._Vitali,_A._Bulgarelli,_P._W._Cattaneo,_F._Lucarelli,_A._Morselli,_A._Trois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07332 |
PKS1830$-$211は、$\gamma$線を放出する、高赤方偏移(z$=2.507\pm0.002$)の、レンズ付きフラットスペクトル電波クエーサーです。2019年2月中旬から4月中旬にかけて、この線源は一連の強い$\gamma$線フレアを受け、AGILE-GRIDとFermi-LATの両方で検出され、最大$\gamma$線束に達しました。$F_{\rmE>100MeV}\約2.3\times10^{-5}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$。ここでは、PKSの多波長特性を調査することを目的とした、地上(Medicina、OVRO、REM、SRT)と軌道上の施設(AGILE、Fermi、INTEGRAL、NuSTAR、Swift、Chandra)の両方からの調整されたキャンペーンについて報告します。ここで初めて示されたほぼ同時の観測による1830$～$211。我々は、15GHzを超えるさまざまなエポックで無線スペクトルの途切れの可能性を発見し、$\gamma$線の主な活動期間から約110日後に15GHzのデータの明らかな最大値を発見した。スペクトルエネルギー分布は、標準的な1成分放出モデルに疑問を呈する非常に顕著なコンプトン優勢(>200)を示しています。したがって、我々は、最初の成分の冷却された電子が、例えば$\gamma$線のフレア期間中のねじれや引裂き不安定性によって、第二の成分まで再加速されると提案する。また、PKS1830$-$211は、コンプトン衛星(e-ASTROGAMなど)とチェレンコフアレイ(CTAO)の両方による将来の観測の有望な候補となる可能性があることにも注目します。これは、感度の向上により、データの利用可能性を拡大するのに役立ちます。現在発見されているエネルギーバンド。
LoTSS を使用した過渡研究 - フレームワーク開発と暫定結果
| Title |
Transient_study_using_LoTSS_-_framework_development_and_preliminary_results |
| Authors |
Iris_de_Ruiter,_Zachary_S._Meyers._Antonia_Rowlinson,_Timothy_W._Shimwell,_David_Ruhe,_Ralph_A.M.J._Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07394 |
LOFARTwo-meterSkySurvey(LoTSS)を使用して、144MHzで数秒から数時間の時間スケールでの過渡電波源の検索を紹介します。この検索は、LoTSSデータから得られた短い時間スケールの画像を調べることによって実行されます。短い時間スケールでLoTSSのイメージングを可能にするために、新しいイメージングおよびフィルタリング戦略が導入されています。これには、天空モデルの光源減算、クリーニングや一次ビーム補正なし、シンプルな光源ファインダー、高速フィルタリングスキーム、光源カタログのマッチングが含まれます。この新しい戦略は、まず、さまざまな磁束密度と持続時間でシミュレートされた過渡現象をデータに注入することによってテストされます。限界感度は、8秒間と1時間の過渡電流でそれぞれ113mJyと6mJyであることがわかります。新しいイメージングおよびフィルタリング戦略は、LoTSS-DR1(調査の2%)に対応する、LoTSS調査の58分野に適用されます。1つの一時的なソースが8秒と2分のスナップショット画像で特定されます。ソースは、8時間の観測で1分間の継続時間のフレアを示しています。私たちの方法は、数秒から数時間の時間スケールで、低周波数での過渡表面密度の推定に最も敏感な制約を課します。$<4.0\cdot10^{-4}\;6.3mJyの感度で1時間で\text{deg}^{-2}$。$5.7\cdot10^{-7}\;\text{deg}^{-2}$、感度30mJy、2分間。そして$3.6\cdot10^{-8}\;\text{deg}^{-2}$、感度113mJy、8秒。将来的には、この論文で紹介した戦略をすべてのLoTSSデータに適用する予定です。
HESS J1809-193: 過去の爆発による宇宙線によるガンマ線放出
非常に高エネルギーのガンマ線源HESSJ1809-193が、LHAASOとHAWCの天文台によって100TeVのエネルギーを超えて検出されました。超新星残骸、パルサー、分子雲がその近くに存在するため、ガンマ線生成の根底にあるメカニズムを探る上で興味深い候補です。我々は、拡張ガンマ線源HESSJ1809-193内に位置するSNRG011.0-00.0を思い出させる、過去の爆発からの高エネルギー宇宙線の注入を検討しました。我々は、シンクロトロン、逆コンプトン、宇宙線電子の制動放射、および宇宙線陽子と局所分子雲内の冷陽子との相互作用における二次ガンマ線生成を伴う、HESSJ1809-193領域からの多波長データを説明します。宇宙線の拡散損失を含む時間依存のフレームワーク。観測データは、爆発の年齢を4500年と仮定して、時間発展した宇宙線スペクトルによって生成された二次光子を使用してモデル化されています。
| Title |
Interferometric_Image_Reconstruction_using_Closure_Invariants_and_Machine_Learning |
| Authors |
Nithyanandan_Thyagarajan,_Lucas_Hoefs,_O._Ivy_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06349 |
干渉法におけるクロージャ不変量は、観察されるオブジェクトの形態に関するキャリブレーションに依存しない情報を伝えます。単純な場合を除いて、閉包不変式と形態間のマッピングは十分に確立されていません。私たちは、単純な機械学習モデルを使用して、閉包不変式を使用して形態を分類し、形態パラメータを推定できることを実証することを目的としています。現象学的パラメータによって記述される6つの形態学的クラス(点状、均一な円盤、三日月、二重円盤、楕円形の降着円盤を持つ三日月、および二重ジェットローブを持つ三日月)を考慮します。単純なロジスティック回帰、多層パーセプトロン(MLP)、畳み込みニューラルネットワーク、および疎な開口カバレッジから得られた閉包不変量のランダムフォレストモデルを使用すると、ロジスティック回帰を除くすべてのモデルが$F_1$で形態を分類できることがわかります。スコア$\gtrsim0.8$。分類精度は、開口範囲が広くなると顕著に向上します。また、単純なMLPモデルを使用して均一な円板、三日月形、および二重板の形態パラメータを推定し、パラメトリック画像再構成を実行します。再構成された画像には、絶対位置や強度スケールに関する情報は保持されません。推定されたパラメーターと再構成された画像は、入力とよく一致していることがわかります。ただし、形態の複雑さが増すにつれて予測精度は悪化します。この概念実証手法は、イベントホライズンテレスコープや超長基線干渉法が一般的に直面するような困難な観察条件下での干渉イメージングへの独立したアプローチを切り開き、他の手法を補完して物体の形態を強力に制約することができます。
Insight-HXMTの軌道上熱制御状態と熱変形影響解析
| Title |
Insight-HXMT_on-orbit_thermal_control_status_and_thermal_deformation_impact_analysis |
| Authors |
Aimei_Zhang,_Yifan_Zhang,_Jinyuan_Liao,_Yupeng_Xu,_Yusa_Wang,_Wenbo_Luo,_Yupeng_Zhou,_Zhiying_Qian,_Xiaobo_Li,_Fangjun_Lu,_Shuangnan_Zhang,_Liming_Song,_Congzhan_Liu,_Fan_Zhang,_Jianyin_Nie,_Juan_Wang,_Sheng_Yang,_Tong_Zhang,_Xiaojing_Liu,_Ruijie_Wang,_Xufang_Li,_Yifei_Zhang,_Zhengwei_Li,_Xuefeng_Lu,_He_Xu,_Di_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06529 |
目的:硬X線変調望遠鏡は、2017年6月15日に打ち上げられた中国初のX線天文衛星で、Insight-HXMTと呼ばれます。デバイスを適切な温度に保つために、アクティブおよびパッシブの熱制御手段が採用されています。この論文では、最初の5年間の軌道上の熱モニタリングデータを分析し、望遠鏡の点広がり関数(PSF)に対する熱変形の影響を調査しました。方法:コリメータ、検出器、およびそれらの支持構造に配置された157個のサーミスタを使用して測定された軌道上の温度のデータを調べ、結果を熱制御要件と比較しました。熱変形は、主支持構造に取り付けられた2つの星型センサーの相対的な向きによって評価されました。その効果は、かに星雲のキャリブレーションスキャン観測で得られたPSFの進化から推定されました。結論:これまでのところ、軌道上の温度は熱制御要件を満たしており、軌道上のポインティング校正後はPSFに対する熱変形の影響は無視できました。
Galclaim: 天体物理学的過渡現象源の主銀河を特定するツール
Galclaimソフトウェアは、偶然の一致の確率を計算することによって、天体物理学的過渡発生源とホスト銀河の間の関連性を特定するように設計された青色です。オープンソースのPythonソフトウェアとして配布されています。これは、GRBの主銀河候補の特定、確認、拒否、および天体物理観測における一時的な候補の検証または無効化にすでに使用されています。このようなツールは、大型の天空測量望遠鏡でアーカイブされた一時的な候補を特徴付けるのにも非常に役立ちます。
暗黒物質探索における中性子校正: ANAIS-112 の場合
| Title |
Neutron_calibrations_in_dark_matter_searches:_the_ANAIS-112_case |
| Authors |
T._Pardo,_J._Amar\'e,_J._Apilluelo,_S._Cebri\'an,_D._Cintas,_I._Coarasa,_E._Garc\'ia,_M._Mart\'inez,_M._A._Oliv\'an,_Y._Ortigoza,_A._Ortiz_de_Sol\'orzano,_M._Pellicer,_J._Puimed\'on,_A._Salinas,_M._L._Sarsa_and_P._Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07290 |
ANAISは暗黒物質の直接検出実験であり、その目的は、DAMA/LIBRAが主張する正の年次変調信号をモデルに依存しない方法で確認または反論することです。112.5kgのNaI(Tl)シンチレータで構成されるANAIS-112は、2017年8月からスペインのカンフラン地下研究所でデータを取得しています。3年間のデータの分析に対応する結果は、変調がないことと一致し、DAMAとは互換性がありません/天秤座。ただし、この信号のテストは、電子によって蓄積された同じエネルギーに対する核反動エネルギーの光への変換効率を測定するシンチレーション消光係数(QF)の知識に依存します。NaI(Tl)におけるQFの以前の測定では、大きなばらつきが示されています。したがって、核反動に対するANAIS-112検出器の反応をよりよく理解するために、特定の中性子校正プログラムが開発されました。このプログラムは2つの異なるアプローチを組み合わせたものです。一方で、QF測定は単一エネルギー中性子ビームで実行されました。一方、ここで紹介する研究は、鉛遮蔽の外側に配置された低放射能$^{252}$Cf線源からの中性子にANAIS-112結晶を直接曝露することにより、QFを評価することを目的としている。これらの現場での中性子測定と詳細なGEANT4シミュレーションの比較が示され、このアプローチによりさまざまなQFモデルのテストが可能になることが確認されます。
全球 21 cm 実験におけるアンテナ電力パターンの不確実性の影響
| Title |
The_effects_of_the_antenna_power_pattern_uncertainty_within_a_global_21_cm_experiment |
| Authors |
John_Cumner,_Carla_Pieterse,_Dirk_De_Villiers,_Eloy_de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07392 |
実験的な21cm宇宙論は、21cm水素線遷移を利用して、宇宙の夜明けとその後の再電離時代における最初の星の形成を検出することを目的としています。いくつかの実験でこの信号の形状を制限し始める結果が発表されましたが、決定的な検出はまだ達成されていません。この論文では、信号検出の可能性に対する不確実なアンテナと空の相互作用の影響を調査します。この論文は、地球規模の21cm信号を確実に検出できるようにするために、シミュレートされたアンテナビームパターンが実際に観測しているアンテナのビームパターンと一致するために必要な精度のレベルを定義することを目的としています。特異値分解を利用することで、物理的に動機付けられた小さな変動を組み込んだ一連のアンテナ電力パターンを構築します。元のビームと周波数全体で平均した摂動ビームの間の絶対平均差($\DeltaD$)を取得してこの差を定量化し、$\DeltaD$とアンテナ温度の相関関係を特定します。確実な検出を行う際の$\DeltaD$の影響を分析するために、REACHベイズ分析パイプラインを利用し、ベイズ証拠$\log\mathcal{Z}$と異なる$のアンテナビームの二乗平均平方根誤差を比較します。\デルタD$値。私たちの計算は、グローバル21cm信号を確実に検出するには、元のアンテナパワーパターンと摂動されたアンテナパワーパターンの間で$\DeltaD$が-35dBよりも良好な一致を達成することが必要であることを示唆しています。さらに、全球21cmの実験内で必要な高レベルの精度を達成するための可能性のある方法についても説明します。
3D から 1D へ: 共通包絡線の進化への一次元アプローチ
| Title |
Going_from_3D_to_1D:_A_one-dimensional_approach_to_common-envelope_evolution |
| Authors |
V.A._Bronner,_F.R.N._Schneider,_Ph._Podsiadlowski,_F.K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06332 |
共通包絡線（CE）相は、巨星の包絡線を放出する間に軌道間隔が大幅に縮小する可能性があるため、連星の進化において重要な段階です。CE進化の3次元(3D)流体力学シミュレーションは、CE段階で役割を果たすメカニズムについて学ぶために不可欠です。これらのシミュレーションは優れた洞察を提供しますが、計算コストが高くなります。我々は、動的抗力に対するパラメトリック抗力処方を使用し、解放された軌道エネルギーを熱としてエンベロープに追加することにより、星の進化コード$\texttt{MESA}$内のCE段階をシミュレートする1次元(1D)モデルを提案します。$0.97\,\mathrm{M}_\odot$の漸近巨分枝星と質量比0.25、0.50、0.75の点質量伴星のCEイベントを計算し、同じ設定の3Dシミュレーションと比較します。1DCEモデルには2つの自由パラメーターが含まれており、これらはいずれも1D法のスパイラルイン動作と放出されたエンベロープ質量の割合を3Dシミュレーションに適合させるために必要であることを示します。質量比0.25および0.50では、1Dシミュレーションは良好に適合していますが、質量比0.75では、1D法の仮定の一部がもはや有効ではないため、3Dシミュレーションへの満足のいく適合は見つかりません。私たちのすべてのシミュレーションでは、放出された再結合エネルギーがエンベロープを加速し、放出を促進するために重要であることがわかりました。
天体地震学は、星の表面ではなく内部で星の回転を測定する唯一の手段です。この種の測定手法の中には、「回転反転」という手法では、基準恒星モデルから計算された線形応答カーネルの形状が、照合対象の恒星の形状を代表するものであることが必要です。これは、重力音響混合モードを示す進化した星には当てはまりません。我々は、星地震表面項の作用、つまり表面近くの層のモデリングにおける系統的誤差が、その反転カーネルの形状を変化させることを示します。表面項の補正は、通常、回転反転には必要とは考えられません。我々は、このことがどのようにして混合モード天体地震反転による赤色巨星の包絡線回転速度の過去の推定値が、結果として核の回転によって意図せず汚染され、報告された推定値全体に匹敵する誤差を生じさせたのかを示す。私たちは、これまで説明されていなかったこの系統的エラーの軽減手順を導き出し、その実行可能性と有効性を実証します。既存の回転反転を修正する場合は、この緩和策を適用することをお勧めします。最後に、このような緩和策を（回転ではなく）恒星の構造の反転というより困難な問題に適用する見通しと、内部角運動量輸送の長年の問題に関するこの系統的誤差のより広範な影響について議論します。
球状星団 M4 領域における 5 つの接触連星の多波長測光研究
| Title |
Multi-wavelength_photometric_study_of_five_contact_binaries_in_the_field_of_globular_cluster_M4 |
| Authors |
Shanti_Priya_Devarapallia,_Rukmini_Jagirdara,_Ravi_Raja_Pothunenia,_Dereje_Wakgari_Amentea,_Vineet_Thomasb,_Margarita_Safonovac_and_Noah_Broschd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07051 |
連星は球状星団の進化を理解する上で重要な決定要因であると考えられています。この論文では、CASE、M4コアプロジェクトの4つの変数（V48、V49、V51、V55）に対するHSTによる観測とデータから、最も近い銀河球状星団M4の5つの変数のマルチバンド測光解析を紹介します。ワイズ天文台のT40およびC18望遠鏡から1つの変数(NV4)について収集されました。5つの連星の光度曲線はWilson-Devinney法(WD)を使用して分析され、その基本パラメーターが導出されています。4つのバイナリについて文献から得られた最小値の時間を使用して周期変動研究が実行され、観察された変動の性質が議論されました。システムの進化状態はM-R図を使用して評価され、他の球状星団内のよく研究されたいくつかの近似連星の状態と相関します。GaiaDR3データベースから取得したデータに基づいて、変数のクラスターメンバーシップを評価するために3次元ベクトル点図(VPD)が構築され、そのうち2つ(V49とNV4)がクラスターメンバーではないことが判明しました。。
太陽光球における磁気ヘリシティプロキシの観測: 太陽周期に伴うヘリシティ
| Title |
Observations_of_Magnetic_Helicity_Proxies_in_Solar_Photosphere:_Helicity_with_Solar_Cycles |
| Authors |
Hongqi_Zhang,_Shangbin_Yang,_Haiqing_Xu,_Xiao_Yang,_Jie_Chen,_and_Jihong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07131 |
太陽光球を通る磁気ヘリシティ輸送の観察は、太陽ダイナモプロセスにおける乱流プラズマの動きと磁場の相互作用を反映しています。この章では、光球内で観測された太陽磁場から推測される磁気ヘリシティの研究プロセスと、太陽周期に伴う太陽の形態学的配置を概観しました。磁気ヘリシティの研究におけるいくつかの成果を紹介した後、いくつかの重要なポイントを要約したいと思います。太陽表層の磁気（電流）ヘリシティは黒点バタフライ図と同様の統計分布を示しますが、その最大値は黒点バタフライ図の極値より遅れており、統計的な太陽の噴火と位相が一致しています。フレア。磁気（電流）ヘリシティが太陽周期の時空間スケールで太陽の内部から惑星間空間に空間輸送される間に、半球符号則に従った統計分布と変動を示します。これらは、電流ヘリシティと磁気ヘリシティ輸送の計算方法が相互に補完的であることを示しています。また、磁気ヘリシティと太陽周期の間の固有の関係の研究は依然として太陽磁場の観測精度に依存していることにも気づきました。
STIX硬X線観測から推測される太陽フレアループに沿った電子束スペクトルの変化
| Title |
Variation_of_the_electron_flux_spectrum_along_a_solar_flare_loop_as_inferred_from_STIX_hard_X-ray_observations |
| Authors |
Anna_Volpara,_Paolo_Massa,_Sam_Krucker,_A_Gordon_Emslie,_Michele_Piana,_Anna_Maria_Massone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07148 |
正規化イメージング分光法は、ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光イメージャー(RHESSI)によって記録されたカウント可視度からさまざまなエネルギーでの電子束画像を構築するために導入されました。この研究では、このアプローチを太陽周回衛星ミッションに搭載されたX線イメージング用分光計/望遠鏡(STIX)からのデータに拡張することを目指しています。私たちの目的は、STIXデータの分析方法として正規化イメージング分光法の実現可能性を実証すること、また、そのような分析がSTIXによって観測された硬X線放出の原因となる非熱電子に影響を与える物理プロセスへの洞察にどのようにつながるかを示すことです。。STIXは、RHESSIとは本質的に異なる方法で画像データを記録します。STIXは、同心円のセット(検出器ごとに1つの円)で角周波数平面を掃引するのではなく、特定の角周波数に対応する30ドルのコリメーターを使用します。この論文では、STIXによって観測された可視性の分析のための以前の計算アプローチの適切な修正を導き出します。このアプローチでは、観測されたカウントデータを不均一な間隔のエネルギービンに配置することもできます。我々は、正規化イメージング分光法アプローチが、STIXによって観察される可視性の分析に実行可能であるだけでなく、より信頼性が高いことを示します。規則化イメージング分光法技術をよく観察されたいくつかのフレアに適用すると、フレア源全体にわたる電子束スペクトルの変動の詳細が明らかになります。我々は、可視性に基づく正規化イメージング分光法アプローチがSTIXデータの分析に適していると結論付けています。また、STIX電子束スペクトル画像を使用して、太陽コロナの加速サイトから彩層に向かう経路中の加速電子の挙動を初めて追跡しました。
大変動変数 GY Cnc のドナー星の動径速度曲線は、白色矮星食のモデリング質量を確認します
| Title |
The_donor_star_radial_velocity_curve_in_the_cataclysmic_variable_GY_Cnc_confirms_white_dwarf_eclipse_modelling_mass |
| Authors |
S._P._Littlefair,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_T._R._Marsh,_S._G._Parsons_and_V._S._Dhillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07192 |
大変動変数に含まれる多数の白色矮星およびドナー質量は、未検証の仮定に依存する方法である初発日食のモデル化によって発見されています。紫外線スペクトルのモデル化によって得られた、大変動変数GYCncにおける白色矮星の質量の最近の測定値は、日食光度曲線のモデル化によって得られた質量と矛盾します。ここで、GYCncのドナー星からの吸収線の動径速度を測定すると、$K_{\rmabs}=280\pm2$kms$^{-1}$となり、これは、日食光度曲線のモデル化から導出された質量。GYCncの紫外スペクトルから得られる白色矮星の質量は、降着円盤のスペクトルから白色矮星のスペクトルを解きほぐすことの難しさの影響を受けている可能性があります。
緊密な階層構造をもつ三重星における高次永年摂動の観測による検出
| Title |
Observational_Detection_of_Higher_Order_Secular_Perturbations_in_Tight_Hierarchical_Triple_Stars |
| Authors |
Tam\'as_Borkovits,_Tibor_Mitnyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07232 |
この研究では、3つの日食連星における高次の永年摂動の観測証拠を探します。これらはわずかに偏心した連星であり、緊密でコンパクトな階層的な三重星系の内部ペアを形成します。私たちは、高精度衛星($Kepler$と$TESS$)の光度曲線、日食タイミングの変動、組み合わせスペクトルエネルギー分布(カタログ通過帯域の大きさによる)、および利用可能な場合はKIC9714358、5771589、およびTIC219885468の動径速度を同時に分析します。3つのシステムの堅牢な天体物理学的および力学的特性の決定により、KIC9714358で観察された異常な日食タイミング変動は、太陽系間の異常な共鳴挙動によって強制される八極子オーダーの永年離心率摂動の直接の結果であるという証拠が見つかりました。内側と外側の軌道楕円の頂点。また、周期的な日食の深さの変動にもかかわらず、KIC~5771589はほぼ完全に同一平面上にある星系($0.3^\circ$以内)であることも示し、日食のかすめ性質による急速な日食の深さの変動を説明します。最後に、TIC~219885468の内側のペアが2つの双星で構成されており、したがって、この三重星には8極次の三体摂動が存在しないことがわかります。さらに、この三重星も前のものと同じレベルで同一平面上にありますが、その深い食のため、食の深さの変化を示さないことを示します。我々は、この研究をさらに分析し、理論的摂動と観察された摂動の定量的比較を行う予定です。
噴火した原始星 V900 Mon の円盤。 MATISSE/VLTI および MUSE/VLT の視点
| Title |
The_disk_of_the_eruptive_protostar_V900_Mon;_a_MATISSE/VLTI_and_MUSE/VLT_perspective |
| Authors |
F._Lykou,_P._\'Abrah\'am,_F._Cruz-S\'aenz_de_Miera,_J._Varga,_\'A._K\'osp\'al,_J._Bouwman,_L._Chen,_S._Kraus,_M._L._Sitko,_R._W._Russell,_and_M._Pikhartova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07250 |
この研究では、最も若い噴火星の1つであるV900Monの円盤内のケイ酸塩塵の含有量を、その円盤の内側10天文単位まで探査する最高の角度分解能で研究し、この系の歴史的進化を研究します。その一部は新たに発見された発光塊によるものです。私たちは、MATISSE/VLTIを使用して、ベースライン38mから130mの範囲の空間カバー範囲でV900Monの高角度分解能の中赤外干渉観測を実行し、アーカイブのMIDI/VLTIデータと比較しました。また、1990年代の噴火以来の長期的な進化を研究するために、この星のアーカイブされた光学測光と赤外線測光を採掘して再分析しました。私たちは、MUSE/VLTからの積分場分光法データを使用して発見を補完しました。MATISSE/VLTIデータは、塵の多い円盤内のケイ酸塩の特徴が放射状に変化していることを示唆しており、それによって大きな空間スケール($\geq10$au)では、原始星円盤の発光は大きなサイズ($\geq1\,\mum$)によって支配されます。)ケイ酸塩粒子であるが、空間スケールが小さく星に近い($\leq5$au)ではケイ酸塩の放出はなく、自己遮蔽を示唆しています。私たちは、この自己遮蔽は、以前にアルマ望遠鏡によって検出されたコリメートされたCO流出の底部にある小さなダスト粒子の結果である可能性があると提案します。MUSE/VLTデータで新たに発見された結び目は、星から約27,000天文単位の投影距離に位置しており、PAでの分子ガスの流出と一致しています。$250^o$($\pm5^o$)は円盤の位置角度と傾きと一致します。この結び目は、H$\alpha$、[NII]、および[SII]ダブレットの発光に見られ、その運動学的年齢は約5150年です。この放出された物質は以前の噴火に由来する可能性があります。
若い太陽型星 EK ドラコニスの多波長キャンペーン観測 I. スーパーフレアに伴うプロミネンス噴火の発見
| Title |
Multi-wavelength_Campaign_Observations_of_a_Young_Solar-type_Star,_EK_Draconis_I._Discovery_of_Prominence_Eruptions_Associated_with_Superflares |
| Authors |
Kosuke_Namekata,_Vladimir_S._Airapetian,_Pascal_Petit,_Hiroyuki_Maehara,_Kai_Ikuta,_Shun_Inoue,_Yuta_Notsu,_Rishi_R._Paudel,_Zaven_Arzoumanian,_Antoaneta_A._Avramova-Boncheva,_Keith_Gendreau,_Sandra_V._Jeffers,_Stephen_Marsden,_Julien_Morin,_Coralie_Neiner,_Aline_A._Vidotto,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07380 |
若い太陽型星はスーパーフレアを頻繁に発生させ、若い太陽と地球の環境を知るためのユニークな窓として機能します。大規模な太陽フレアは、フィラメント/プロミネンス噴火に伴うコロナ質量放出（CME）と密接に関連していますが、恒星のスーパーフレアに関する観測証拠は依然として不足しています。ここでは、TESS、NICER、晴明望遠鏡を利用した、若い太陽型星EKドラコニス(G1.5V、年齢50-120ミル)の12日間の多波長キャンペーン観測を紹介します。この星は以前、スーパーフレアに伴うフィラメント噴出の証拠として青方偏移したH$\alpha$吸収を示した。光学とX線の同時観測により、$1.5\times10^{33}$--$1.2\times10^{34}$ergの3つのスーパーフレアが確認されました。我々は、太陽型星における2つのプロミネンス噴火の最初の発見を報告する。この噴火は、速度690kmおよび430kms$^{-1}$で青方偏移したH$\alpha$放出として観測され、質量$1.1\times10^{19}である。$と$3.2\times10^{17}$gです。より高速で大規模なイベントは、最大$\sim$10\%の振幅を持つフレア後のX線減光の候補を示しています。いくつかの観測的側面は、この現象に関連する高速CMEの発生を一貫して示しています。フレアループ、プロミネンス、減光の可能性のある領域、スタースポットの推定長さスケールの比較分析により、噴火現象の全体像が得られます。さらに、光学バンドとX線バンドで観測されたスーパーフレアのエネルギー分配は、太陽、M型矮星、および近接連星からのフレアと一致しており、統一された経験的関係が得られます。これらの発見は、これらの噴火現象が初期の金星、地球、火星、そして若い系外惑星に及ぼす影響についての深い意味を提供します。
私たちは、ジョンソンシステムフィルターB、V、R、およびIで球状星団NGC5897のCCD測光観察を報告します。これらの等級の値を使用して、さまざまな色指数を取得し、いくつかの色等級図を作成します。8つの色振幅図を示します:VvsB-V、BvsB-V、VvsV-I、IvsV-I、RvsR-I、IvsR-I、VvsV-R、およびRvsV-R。これらの図のすべてで、巨大なブランチ、水平ブランチ、メインシーケンスの始まりがはっきりとわかります。メインシーケンスのターンオフポイントの左側で、やや多数の青いストラグラー星が検出されます。HBの視等級の平均値を$16.60\pm0.46$と決定します。この値は他の著者が見つけた値よりも暗いです。
ウィンドロッシュローブオーバーフローがバイナリ進化に及ぼす影響
| Title |
The_Effects_of_Wind_Roche-lobe_Overflow_on_Binary_Evolution |
| Authors |
Meng_Sun,_Sasha_Levina,_Seth_Gossage,_Vicky_Kalogera,_Emily_M._Leiner,_Aaron_M._Geller,_Zoheyr_Doctor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07528 |
WindRoche-LobeOverflow(WRLOF)は恒星連星の物質移動メカニズムであり、ドナー星の風加速ゾーンがそのロシュローブ半径を超え、物質が降着器に移動することを可能にします。WRLOFは、青いラーカーや青いストラグラーで観察される、回転速度の速さなどの特徴を説明できる可能性があります。WRLOFは高速ポピュレーション合成コードに実装されていますが、MESAなどの詳細なバイナリモデルや広範囲の初期バイナリ構成ではまだ徹底的に調査されていません。私たちは、POSYDONインフラストラクチャを使用してMESAにWRLOF降着を組み込み、太陽金属度での広範囲の低質量連星を調査し、初期軌道周期と星の質量にわたるパラメーター研究を実行します。降着時の角運動量の伝達を考慮するほとんどのモデルでは、降着体は臨界回転速度まで回転し、促進風が発生します。増加した風による損失によって均衡が保たれるため、降着体は風の降着によってその総質量の$\sim2\%$しか増加しませんが、WRLOF中に臨界に近い回転速度を維持できます。注目すべきことに、物質移動効率は、降着星の回転が無視されていた以前の研究よりも大幅に小さい。私たちの結果をM67のブルーラーカーの観測データと比較し、WRLOFメカニズムがその速い回転速度、HR図上の位置、および公転周期を定性的に説明できることを発見しました。
ミラーツイン・ヒッグス内での非対称再加熱によるバリオ発生
| Title |
Baryogenesis_through_Asymmetric_Reheating_in_the_Mirror_Twin_Higgs |
| Authors |
Gonzalo_Alonso-\'Alvarez,_David_Curtin,_Andrija_Rasovic,_Zhihan_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06341 |
我々は、難しい$\mathbb{Zを必要とせずに、右手ニュートリノの非平衡崩壊を通じて非対称再加熱、バリオ発生、双子バリオ発生を実現するミラーツインヒッグス(MTH)モデル$\nu\phi$MTHを提示します。}_2$を突破しました。MTHは、小さな階層問題に対する最も単純な中立自然性の解決策であり、上位の双子によってのみ緩やかに破られる$\mathbb{Z}_2$対称性によって、標準モデル(SM)に関連する双子のダークセクターの存在を予測します。ヒッグス真空の期待値。非対称再加熱により双晶セクターは目に見えるセクターに比べて冷却され、$\DeltaN_{\mathrm{eff}}$の宇宙論的限界を回避します。(ツイン)カラーのスカラーを追加すると、目に見えるバリオンの非対称性の生成が可能になり、$\mathbb{Z}_2$対称性のおかげで、ツインのバリオンの非対称性も生成されます。我々は、すべての宇宙論的制約、陽子崩壊制約、およびLHC制約を満たすことができる新しいスカラーのトップフィリック結合を備えた独自のシナリオを特定します。観察されたSMバリオン非対称性を生成します。無視できるものから単一のものまで、広範囲の可能な双晶バリオンDMフラクションを生成します。この理論の実行可能な体制には、ツインヒッグスUV完成の可能な構造に関するいくつかのヒントが含まれています。私たちの結果は、双子バリオンや原子暗黒物質の豊かな宇宙論的および天体物理学的特徴を、より一般的に宇宙論的、銀河的、恒星のスケールで探求する動機付けとなります。
場の量子論における暗黒エネルギー: 現代宇宙論への影響
この論文では、ダークエネルギー(DE)の性質を理論的および現象学的観点の両方から検証します。DEが湾曲時空における場の量子論(QFT)における動的量である可能性が研究されています。主な目的は、アドホック場に依存する通常のアプローチを超えて、適切なQFT繰り込みの下でDEを量子真空として扱うことです。具体的には、DEの動的挙動は宇宙の量子真空ゆらぎから生じ、背景の膨張とともに進化する可能性があります。したがって、真空エネルギー密度の変化はハッブル関数とその導関数$\rho_{\rmvac}=\rho_{\rmvac}(H)$で表すことができます。このアプローチは重要な事実をもたらします。第一原理から導かれた量子真空の状態方程式は、従来の定数値$w_{\rmvac}=-1$から逸脱しています。さらに、この文脈では、湾曲した時空の量子効果に根ざした新しいインフレーションメカニズムが出現します。さらに、この論文では、$\Lambda$CDMモデルを超える2つの関連モデル、つまり宇宙論的定数を備えたブランズ・ディッケモデルと、QFT計算に関連するランニング真空モデルの現象学的探求が示されています。これらのモデルは、自由パラメーターの制約を決定するために、さまざまなデータセットとシナリオの下でテストされています。フィッティングの結果は、$H_0$と$\sigma_8$に関する宇宙論的張力に関連して提示され、議論されます。この論文から導かれた結論は、量子真空の動的挙動の有望な信号を示しており、宇宙論的定数の問題と宇宙論的張力に影響を与える可能性があります。
TESLA-X: 対象人口モデルを使用して閾値以下のレンズ重力波を探索する効果的な方法
| Title |
TESLA-X:_An_effective_method_to_search_for_sub-threshold_lensed_gravitational_waves_with_a_targeted_population_model |
| Authors |
Alvin_K._Y._Li,_Juno_C.L._Chan,_Heather_Fong,_Aidan_H.Y._Chong,_Alan_J._Weinstein,_Jose_M._Ezquiaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06416 |
強力な重力レンズ効果により、同じソースから同じ波形形態を持つが振幅と到着時間が異なる重力波信号のコピーが生成される可能性があります。これらの強力なレンズの重力波信号の一部は縮小され、閾値以下になる可能性があります。我々は、これらの潜在的なサブスレッショルドレンズ信号の検出効率を向上させるための、オリジナルのGstLALベースのTargetEdサブスレッショルドレンズサーチ（TESLA）メソッドに対する強化されたアプローチであるTESLA-Xを紹介します。TESLA-Xは、レンズ付きインジェクションを利用して、ターゲットを絞った母集団モデルとターゲットを絞ったテンプレートバンクを生成します。シミュレーションキャンペーンを通じて、フルテンプレートバンク検索、TESLA、およびTESLA-Xメソッドのパフォーマンスを比較し、特に模擬イベントを対象としたレンズ注入の回復におけるTESLA-Xのパフォーマンスを実証します。我々の結果は、TESLA-X法が閾値以下の範囲内でTESLA法と比較して最大$\sim20\%$高い探索感度を達成することを示し、最初のレンズ重力波の検出に向けた一歩を示しています。TESLA-Xは、LIGO-Virgo-KAGRAのコラボレーション全体の分析に使用され、4回目の観測実行でレンズの痕跡を検索します。
修正されたホログラフィック リッチ相互作用ダーク エネルギー モデル: 動的システム解析とベイズ比較
| Title |
Modified_holographic_Ricci_interacting_dark_energy_models:_dynamical_system_analysis_and_bayesian_comparison |
| Authors |
Antonella_Cid_and_Israel_Obreque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06470 |
修正されたホログラフィックリッチダークエネルギーモデル(MHR-IDE)のフレームワークで、相互作用する新しいシナリオのセットに対して動的システム解析とベイジアンモデルの選択を実行します。動的解析では、修正された放射線エポックと、ダークエネルギーに対応する後期アトラクターが示されています。私たちは、Ia型超新星、宇宙クロノメーター、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動測定などの背景データを組み合わせて使用します。完全な結合分析を考慮すると、$\Lambda$CDMに関して調査されたすべてのMHR-IDEシナリオに対する証拠が見つかります。
$\textit{q}$ 計量の裸の特異点: 天の川銀河の中心天体の性質についての実行可能な説明
| Title |
The_$\textit{q}$-metric_naked_singularity:_A_viable_explanation_for_the_nature_of_the_central_object_in_the_Milky_Way |
| Authors |
F._D._Lora-Clavijo,_G._D._Prada-M\'endez,_L._M._Becerra,_E._A._Becerra-Vergara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06653 |
この研究では、天の川銀河の中心にあるコンパクトな天体が$\textit{q}$計量時空で記述される裸の特異点であるかどうかを調査します。S2星の天文データと分光データのフィッティングは、シュワルツシルトブラックホールと同様に、$\textit{q}$計量の裸の特異点が観測された測定値に満足のいくフィッティングを提供することを意味します。さらに、裸の特異点によって生成された影は、Sgr-A*のイベントホライズンテレスコープ共同研究によって観察された影と一致することが示されています。S星の空間分布は、私たちの銀河系の中心にあるコンパクトな天体がほぼ静的な時空によって記述できるという概念を支持していることは言及する価値があります。これらの発見に基づいて、$\textit{q}$-metricの裸の特異点がさらなる調査の有力な候補として判明します。
私たちは、オリジナルのアルクビエールワープドライブメトリックを湾曲した時空背景の場合に一般化したものを研究します。球座標からデカルト座標に移動する場合、追加の特異点を避けるために地平線の存在が不可欠であることがわかりました。シュヴァルツシルトブラックホールの特定のケースでは、ワープバブル内の観察者には地平線が事実上存在せず、ワープドライブが地平線を横切るための安全なルートを提供する可能性があることを示唆しています。さらに、ブラックホールの重力場がワープドライブを維持するのに必要な負のエネルギーの量を減少させる可能性があることを発見しました。これは、実験室の実験で微細なワープドライブを作成するのに役立つ可能性があります。AnalogueGravityフレームワークで可能なテストを提案するために、BECモデルも導入されています。
1 AU の太陽風中の小規模磁束ロープを詳しく見る: 自動検出の改善による結果
| Title |
A_Closer_Look_at_Small-Scale_Magnetic_Flux_Ropes_in_the_Solar_Wind_at_1_AU:_Results_from_Improved_Automated_Detection |
| Authors |
Hameedullah_Farooki,_Sung_Jun_Noh,_Jeongwoo_Lee,_Haimin_Wang,_Hyomin_Kim,_Yasser_Abduallah,_Jason_T._L._Wang,_Yu_Chen,_Sergio_Servidio,_Francesco_Pecora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06759 |
小規模惑星間磁束ロープ(SMFR)は磁気構造においてICMEに似ていますが、より小さく、ICMEプラズマの特徴を示しません。我々は、Grad-Shafranov(GS)技術に基づいた単一宇宙船自動SMFR検出アルゴリズムの計算効率が高く、GPUを利用したバージョンを紹介します。私たちのアルゴリズムは、より高解像度のデータを処理でき、$\avg{B}$の固定しきい値によって引き起こされる選択バイアスを排除し、検出基準が改善され、MHDシミュレーションでより良い結果が得られることが実証され、GS再構成を使用して完全な2.5D断面を復元します。。これを使用して、27年間(1996年から2022年)の3秒間のケイデンス\emph{Wind}測定から512,152件のSMFRを検出しました。私たちの新しい発見は次のとおりです:(1)1auでのSMFRの半径方向密度($\si{10^6\kilo\meter}$あたり${\sim}1$)と充填率(${\sim}$35\)%)は太陽活動、太陽圏電流シート(HCS)までの距離、太陽風プラズマの種類には依存しませんが、${\sim}$0.01auを超える直径を持つ少数のSMFRは太陽活動に強い依存性を持っています。(2)SMFR直径は、分解範囲($\gtrsim10^4$km)以下でピークとなる対数正規分布に従いますが、充填率は$10^5$から$10^6$kmの間のSMFRによって支配されます。(3)1auのほとんどのSMFRは、PSP測定から得られたものと同様に、強力な磁場整合フローを持っています。(4)直径$d$、SMFRポロイダル磁束$\proptod^{1.2}$、軸方向磁束$\proptod^{2.0}$、平均ねじれ数$\proptod^{-0.8}$に関して、電流密度$\proptod^{-0.8}$とヘリシティ$\proptod^{3.2}$です。SMFRとスイッチバックの起源への影響について簡単に説明します。新しいアルゴリズムとSMFRデータセットは無料で利用できます。
崩壊するアクシオン星の刺激された崩壊と高速電波バースト
高速無線バースト(FRB)の放射メカニズムは広範囲に研究されていますが、依然として解明されていません。暗黒物質候補の探索において、QCDアクシオンおよびアクシオン様粒子(ALP)が有力な可能性として浮上しています。これらのとらえどころのない粒子は、ボース・アインシュタイン凝縮(BEC)を通じてアクシオン星と呼ばれる高密度構造に集合することがあります。このようなアクシオン星は、宇宙の謎に満ちた暗黒物質の重要な部分を構成している可能性があります。これらのアクシオン星が臨界質量を超えて成長すると、通常は降着や合体などのプロセスを通じて、自発的に崩壊します。従来、球面対称のアクシオン塊の場合、特にQCDアクシオンと光子の結合が標準レベルにある場合、アクシオンと光子の間の相互作用はパラメトリック共鳴を引き起こしません。それにもかかわらず、私たちの研究は、典型的な結合値を持つQCDアクシオン星でさえ、自己相互作用を通じて相対論的アクシオンを生成するのではなく、崩壊中に刺激崩壊を引き起こす可能性があることを示しています。このプロセスにより、持続時間が約0.1秒の短い電波バーストが発生し、FASTやSKAなどの電波望遠鏡を使用して観測できる可能性があります。さらに、特定のパラメータを持つALPの崩壊するアクシオン星は、ピーク光度$1.60\times10^{42}\rm{erg/s}$でわずかミリ秒続く電波バーストを放出する可能性があり、これは観測された非反復星の特性と一致することがわかりました。FRB。
| Title |
Propagation_of_Gravitational_Waves_in_Einstein--Gauss-Bonnet_Gravity_for_Cosmological_and_Spherically_Symmetric_Spacetimes |
| Authors |
Shin'ichi_Nojiri,_S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06932 |
この研究では、GW170817事象を考慮して、アインシュタイン-ガウス-ボンネット重力の文脈で、宇宙論的および天体物理学的時空における重力波の伝播を調べます。私たちがこの問題に取り組む観点は、真空中の光の速度と等しい重力波速度を生成できる理論、または少なくともその速度がGW170817現象によって課せられた制約と両立できる理論を取得することです。私たちが示すように、アインシュタイン-ガウス-ボンネット重力の文脈では、宇宙論的時空における重力波の伝播速度はGW170817イベントと互換性があり、いくつかの実行可能なモデルを再構成します。しかし、球対称時空における重力波の伝播はGW170817の制約に違反するため、球対称時空を伝播する重力波が真空中の光と同等の伝播速度を持つことは不可能である。同じ結論が、2つのスカラーを使用したアインシュタイン-ガウス-ボネット理論にも当てはまります。球面対称時空に関する結果の考えられる影響について議論します。
CREST実験用の検出器開発
| Title |
Detector_development_for_the_CRESST_experiment |
| Authors |
G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F.v._Feilitzsch,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Garai,_V.M._Ghete,_P._Gorla,_P.V._Guillaumon,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_S._Kuckuk,_A._Langenkaemper,_M._Mancuso,_L._Marini,_B._Mauri,_L._Meyer,_V._Mokina,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Proebst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Schaeffner,_J._Schieck,_S._Schoenert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07318 |
最近、低質量暗黒物質の直接探索は、低エネルギー背景によって妨げられており、実験の物理的範囲が大幅に減少しています。CRESST-III実験では、この信号は200eV未満のイベントが大幅に増加することを特徴としています。このバックグラウンドの起源はまだ不明であるため、観測をより深く理解するために新しい検出器の設計を開発する必要がありました。CRESSTコラボレーション内で、3つの新しい異なる検出器レイアウトが開発されており、それらはこの寄稿で紹介されています。
強結合時の一般的な気泡膨張
クォーク-ハドロン転移(1次の場合)のような強結合系は、宇宙論的な1次相転移の物理学の活発なプレイヤーになりつつあります。しかし、強結合一次相転移に対する従来の場の理論的アプローチは大きな課題であり、最近では明示的な数値シミュレーションを用いたホログラフィック双対理論の取り組みが推進されています。これらのホログラフィック数値シミュレーションにより、位相圧力差(壁から離れたところの圧力差)と拡大する平面壁の非相対論的終端速度との間の興味深い線形相関が明らかになりました。これは、完全な状態から円筒壁と球壁の両方と並んで解析的に再現されています。以前の研究では流体流体力学を取り上げましたが、バッグの状態方程式のみを対象としました。我々は以前の研究で、壁の形状に関係なく、壁の圧力差（気泡壁付近の圧力差）と非相対論的な終末壁速度との間に普遍的な二次相関関係があることも発見しました。この論文では、位相/壁の圧力差と終末壁の速度の間のこれらの解析関係を、単純なバッグモデルを超えたより現実的な状態方程式に一般化し、強力なホログラフィック数値シミュレーションから将来のテストにこれまでのところ最も一般的な予測を提供します。-結合一次相転移
アクシオンインフレーション中のカイラリティ生成に対する流体力学的アプローチ
| Title |
Hydrodynamical_approach_to_chirality_production_during_axion_inflation |
| Authors |
E._V._Gorbar,_A._I._Momot,_O._O._Prikhodko,_O._M._Teslyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07429 |
緩和時間近似におけるプラズマ中のシュウィンガー効果と粒子衝突を考慮した磁気発生の擬スカラーインフレーションモデルにおけるキラリティーの生成を研究します。アーベルゲージ場による1つのディラックフェルミオン種のシュウィンガー生成を2つのケースで検討します:(i)フェルミオンはU(1)群に関して弱い電荷のみを運ぶ、および(ii)他のフェルミオンに関しても荷電される強結合ゲージグループ。勾配膨張形式はゲージ場の発展の記述に使用されますが、プラズマは流体力学的アプローチによって記述され、生成されるフェルミオンの数、エネルギー密度、およびキラリティーを決定することができます。カイラリティーの生成は、弱く相互作用するフェルミオンと強く相互作用するフェルミオンの両方に対して非常に効率的ですが、結果として生じるゲージ場は、通常、粒子の衝突によるシュウィンガー伝導率の抑制により、強く相互作用するフェルミオンの場合により強くなることがわかりました。
NRTidalv3: 動的潮汐効果を伴う高質量比連星中性子星系のための新しくて堅牢な重力波形モデル
| Title |
NRTidalv3:_A_New_and_Robust_Gravitational-Waveform_Model_for_High-Mass-Ratio_Binary_Neutron_Star_Systems_with_Dynamical_Tidal_Effects |
| Authors |
Adrian_Abac,_Tim_Dietrich,_Alessandra_Buonanno,_Jan_Steinhoff_and_Maximiliano_Ujevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07456 |
重力波信号の解析には、高速かつ正確な重力波形モデルが必要です。これらにより、コンパクトなバイナリマージからシステムプロパティに関する情報を取得できるようになります。この記事では、連星中性子星系の記述に焦点を当て、潮汐効果を記述する閉形式の式を含むNRTidalv3モデルを紹介します。このモデルは、より広範囲の状態方程式もカバーする高質量比システムを含めることにより、キャリブレーションに大規模な数値相対性データを採用することで、以前のバージョンを改良しています。また、動的潮汐効果と、個々の校正パラメーターの既知のポストニュートン質量比依存性も考慮されます。さまざまなバイナリブラックホール波形モデル(IMRPhenomD、IMRPhenomX、SEOBNRv5_ROM)を拡張することで、公開されているLALSuiteソフトウェアライブラリにモデルを実装しました。NRTidalv3を数値相対性波形や他の潮汐モデルと比較することで、NRTidalv3の妥当性をテストします。最後に、新しい潮汐近似値を使用してGW170817とGW190425のパラメーター推定を実行し、以前の研究に関して全体的に一貫した結果を見つけます。
