巨大ニュートリノがハロー集合バイアスに及ぼす影響を解明
巨大ニュートリノは大規模構造の形成に無視できない影響を与えます。初期密度ピーク$\hat{s}$の曲率、ニュートリノ過剰$\の関数としての相対ハローバイアス$\hat{b}$によって測定される、ハロー集合バイアス効果に対する大質量ニュートリノの影響を調査します。同じ初期条件で$\SigmaM_\nu{=}0.0$eVおよび$0.4$eVシミュレーションの大規模なスイートを使用して、epsilon_\nu$、またはハロー濃度$\hat{c}$を計算します。暗黒物質ハローをその初期密度ピークまで追跡することにより、同じピークから崩壊したが、大質量ニュートリノの有無にかかわらず別々に進化したハロー「双子」のカタログを構築し、それによってハロー形成に対するニュートリノの影響を分離します。巨大ニュートリノの存在下で$\hat{b}(\epsilon_\nu)$によって測定されるように、ハロー集合バイアスが$2\%$弱まることが検出されました。$\hat{s}$と$\epsilon_\nu$~($r_{cc}{=}0.319$)の間には有意な相関関係があるため、ニュートリノの影響は$\hat{b}(\hat{s})$ですが、$0.1\%$に一桁減りました。$\hat{c}$と$\epsilon_\nu$の相関は$r_{cc}{=}0.087$に低下するため、$\hat{b}(\hat{c})$、以前の研究と一致しています。また、その濃度がニュートリノの大規模クラスタリングと逆相関する「ニュートリノハロー」にも同様の集合バイアス効果があることを発見した。
| Title |
Dynamical_friction_in_dark_matter_superfluids:_The_evolution_of_black_hole_binaries |
| Authors |
Lasha_Berezhiani,_Giordano_Cintia,_Valerio_De_Luca,_Justin_Khoury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07672 |
超流動暗黒物質の理論は、熱化して凝縮して銀河内に超流動コアを形成する、自己相互作用するサブeV粒子によって特徴付けられます。しかし、銀河の中心にある巨大なブラックホールは暗黒物質の分布を変化させ、暗黒物質スパイクとして知られるその付近の密度の増加をもたらします。これらのスパイクの存在は、重力波の放出を変更し、周回天体に動的摩擦効果を誘発することにより、連星系の進化に影響を与えます。この研究では、中心の巨大なブラックホールによって強化された超流動コアの中を移動する物体に対する動的摩擦の役割を評価します。最初のステップとして、円軌道上を移動する物体が受ける動的摩擦力を計算します。次に、連星の重力波の位相ずれを推定し、衝突のない暗黒物質とは対照的に、超流体抗力の影響がLISAのような宇宙ベースの実験の範囲を超えていることを示し、したがって、これらの暗黒物質モデルを区別する機会を提供します。
異方性宇宙からの磁気発生
大規模な異方性の存在は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射によって除外することはできません。長年にわたり、CMBのコールドスポットと半球の非対称性を説明するために、異方性インフレーションに関連していくつかのモデルが提案されてきました。ただし、インフレ中に小規模な異方性が存在する場合、その後の段階での非線形展開により制約されません。インフレーション中のこの小規模な異方性は、現在の研究の主題である宇宙磁場の発生に重要な役割を果たす可能性があります。異方性インフレーション宇宙の特定の現象学的形態を仮定すると、それが$\sim4\times10^{-20}~G$の大きさの$1$-Mpcスケールの大規模磁場を生成できることを示しました。観察された限界。異方性により、共形平坦性特性が失われ、明示的な結合がなくてもマクスウェル場が生成されます。これにより、標準的な磁気発生シナリオにおける強結合の問題が即座に解決されます。さらに、再加熱時代の伝導率が非常に低いと仮定すると、状態方程式(EoS)$\omega_{eff}$による電磁場の発展と、現在の磁場に対するその影響をさらに観察できます。
| Title |
Non-Virialized_Axion_Search_Sensitive_to_Doppler_Effects_in_the_Milky_Way_Halo |
| Authors |
C._Bartram,_T._Braine,_R._Cervantes,_N._Crisosto,_N._Du,_C._Goodman,_M._Guzzetti,_C._Hanretty,_S._Lee,_G._Leum,_L.J._Rosenberg,_G._Rybka,_J._Sinnis,_D._Zhang,_M._H._Awida,_D._Bowring,_A.S._Chou,_M._Hollister,_S._Knirck,_A._Sonnenschein,_W._Wester,_R._Khatiwada,_J._Brodsky,_G._Carosi,_L._D._Duffy,_M._Goryachev,_B._McAllister,_A._Quiskamp,_C._Thomson,_M._E._Tobar,_C._Boutan,_M._Jones,_B._H._LaRoque,_E._Lentz,_N._E._Man,_N._S._Oblath,_M._S._Taubman,_J._Yang,_John_Clarke,_I._Siddiqi,_A._Agrawal,_A._V._Dixit,_J._R._Gleason,_Y._Han,_A._T._Hipp,_S._Jois,_P._Sikivie,_N._S._Sullivan,_D._B._Tanner,_E._J._Daw,_M._G._Perry,_J._H._Buckley,_C._Gaikwad,_J._Hoffman,_K._W._Murch,_J._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07748 |
AxionDarkMattereXperiment(ADMX)は、暗黒物質が等温ハローモデルで記述されるという仮定の下、680～790MHzのDine-Fischler-Srednicki-Zhitnisky(DFSZ)軸を以前に除外しました。しかし、暗黒物質の速度分布の正確な性質はまだ不明であり、代替モデルが提案されています。周波数範囲680～800MHzに相当する質量範囲2.81～3.31{\μ}eVにわたる非ウイルス化アクシオン探索の結果を報告します。この分析は、天の川ハローにおけるドップラー効果の影響を受けやすい非ウイルス化アクシオンのこれまでで最も高感度な検索を示しています。銀河を通る検出器の動きによる周波数シフトを考慮して、10^-7cオーダーの速度分散を持つコールドフロー遺物のアクシオンを95%の信頼度で除外します。
Galaxy-Halo システムの回転速度とサポート性の相関と進化
| Title |
Spin_Speed_and_Supportedness_Correlation_and_Evolution_of_Galaxy-Halo_Systems |
| Authors |
Ming-Jie_Sheng,_Lin_Zhu,_Hao-Ran_Yu,_Hongchuan_Ma,_Haikun_Li,_Peng_Wang,_Xi_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07969 |
銀河の角運動量(スピン)には、位置と速度を補完する貴重な宇宙論的情報が含まれています。銀河のバリオンスピンの方向は、ホストハローと原始スピンモードの信頼できる追跡手段として調査されてきました。ここでは、IllustrisTNGプロジェクトのTNG100シミュレーションを使用して、銀河ハロー系の暗黒物質、ガス、恒星の成分間のスピンの大きさの相関と、宇宙の歴史にわたるそれらの進化を研究します。これらのコンポーネントは、ラグランジュ空間で同じ潮汐トルクから同様の初期スピンの大きさを生成することがわかりました。低い赤方偏移では、ガス成分は依然として暗黒物質ハローのスピンの大きさと原始スピンの大きさを追跡します。ただし、星の成分の追跡可能性は$ex$$situ$星の質量分率$f_{\rmacc}$に依存します。我々の結果は、銀河のバリオンスピンの大きさがホストのハローと初期摂動のトレーサーとしても機能し、それらの進化の歴史の類似性が銀河とハローの相関に影響を与えることを示唆しています。
CMB $B$ モード偏光の測定に対する半波長板体系の影響
| Title |
Impact_of_half-wave_plate_systematics_on_the_measurement_of_CMB_$B$-mode_polarization |
| Authors |
Marta_Monelli,_Eiichiro_Komatsu,_Tommaso_Ghigna,_Tomotake_Matsumura,_Giampaolo_Pisano_and_Ryota_Takaku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07999 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の偏光は、原始$B$モードの測定を通じて宇宙インフレーションの背後にある基礎物理学を調べるのに役立ちます。これには機器系統の精緻な制御が必要であるため、一部の次世代CMB実験では、偏光変調器として回転半波長板(HWP)を使用することが計画されています。ただし、HWPの非理想性は、分析で適切に処理されないと、追加の体系化が生じる可能性があります。この論文では、CMB実験を構成するマクロステップ(複数周波数マップ、フォアグラウンドクリーニング、およびパワースペクトルの観察)を通じてHWPの非理想性を伝播するための、シンプルで半分析的なエンドツーエンドモデルを紹介します。推定)、推定されたテンソル対スカラー比に対するHWPによるバイアス$r$を計算します。HWPの実効偏光効率が偏光信号を抑制し、$r$の過小評価につながることがわかりました。HWPの特性の実験室測定はこの影響を校正するために使用できますが、CMB温度のゲイン校正を使用して部分的に軽減する方法も示します。私たちの調査結果に基づいて、ゲインキャリブレーションの利点を最大化するのに役立つHWP設計に関する一連の推奨事項を示します。
DES Y1 とプランク データによるバリオン物理学の制約 -- 銀河クラスタリング、弱いレンズ、CMB レンズの組み合わせ
| Title |
Constraining_Baryonic_Physics_with_DES_Y1_and_Planck_data_--_Combining_Galaxy_Clustering,_Weak_Lensing,_and_CMB_Lensing |
| Authors |
Jiachuan_Xu,_Tim_Eifler,_Vivian_Miranda,_Xiao_Fang,_Evan_Saraivanov,_Elisabeth_Krause,_Hung-Jin_Huang,_Karim_Benabed,_Kunhao_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08047 |
ダークエネルギー調査(DES)のデータを使用して、弱いレンズ効果、銀河クラスタリング、宇宙マイクロ波背景(CMB)レンズ効果、およびそれらの相互相関(いわゆる6$\times$2)を共同解析して、宇宙論とバリオンのフィードバックシナリオを制約します。)Y1とプランク衛星ミッション。当社の6$\times$2パイプラインの注目すべき機能は次のとおりです:CMBレンズ相互相関測定をDESY1フットプリント(ペアで$\sim25\%$ゲイン)を囲む帯域まで拡張し、以下を考慮した分析共分散機能を開発します。6$\times$2分析におけるさまざまなフットプリントとすべてのクロスタームについて。また、DESY1宇宙シア2点相関関数(2PCF)を$0.^\prime25$まで測定しましたが、$2.^\prime5$を下回ると形状ノイズにより宇宙論的情報が増加しないことがわかりました。私たちは、一連の水力シミュレーションから導出された主成分(PC)の振幅を介してバリオン物理学の不確実性をモデル化します。統計的不確実性を考慮すると、小規模な宇宙シア2PCFをモデル化するには、最初のPC振幅$Q_1$を変化させるだけで十分です。DESY1+Planck6$\times$2の場合、$S_8=0.799\pm0.016$が見つかり、DESY3+SPT/Planck$S_8=0.773\pm0.016$の5$\times$2の結果と同等です。最も有益な宇宙論の事前解析であるバリオン音響振動(BAO)、ビッグバン元素合成(BBN)、Ia型超新星(SNeIa)、およびプランク2018EE+lowEと組み合わせると、$S_8=0.817\pm0.011$が測定されます。バリオン物理学の制約に関しては、6$\times$2解析により$Q_1=2.8\pm1.8$が見つかりました。前述の事前分布と組み合わせると、制約が$Q_1=3.5\pm1.3$に改善されます。比較のために、この論文で検討した最も強力なフィードバックシナリオであるcosmo-OWLSAGN($\DeltaT_\mathrm{heat}=10^{8.7}$K)は、$Q_1=5.84$に対応します。
セファイドとIa型超新星の距離に対する塵の影響
天の川銀河と銀河系間の塵の消滅と赤化は、宇宙全体の距離の測定に考慮されなければなりません。この研究では、特に距離はしごで使用される2つの重要な距離指標、セファイド変光星とIa型超新星に対する影響に焦点を当て、宇宙塵のさまざまな影響を包括的にレビューします。波長の関数としての塵の消滅と赤化の計算と説明に使用される形式を検討します。また、天の川銀河と主銀河の塵の性質に関する最新の知識についても詳しく説明します。セファイドとSNの両方の距離測定において塵がどのように考慮されているかについて説明します。最後に、ダストモデリングにおける現在の不確実性が推定される光度と距離にどのような影響を与えるか、しかしハッブル定数の測定はこれらの不確実性に対して頑強であることを示します。
木星の内部の逆Z勾配の仮説について
| Title |
On_the_hypothesis_of_an_inverted_Z-gradient_inside_Jupiter |
| Authors |
Saburo_Howard,_Tristan_Guillot,_Steve_Markham,_Ravit_Helled,_Simon_M\"uller,_David_J._Stevenson,_Jonathan_I._Lunine,_Yamila_Miguel,_Nadine_Nettelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07646 |
木星の内部のモデルは、大気組成の測定値と一致するのに苦労しています。内部モデルは重元素Zが亜太陽系または太陽系に豊富に存在することを支持しますが、大気測定は超太陽系に豊富に存在することを示唆しています。考えられる解決策の1つは、逆Z勾配の存在、つまりZの内側への減少である可能性があります。これは、大気中の重元素の存在量が外側のエンベロープよりも大きいことを意味します。我々は、逆Z勾配がヘリウム雨が発生する場所(Mbarレベル)または放射領域が存在する可能性がある上層(kbarレベル)に位置する2つのシナリオを調査します。私たちは、これらのシナリオがどれほど妥当であるかを評価することを目的としています。このような逆Z勾配をもつ木星の内部モデルと進化モデルを計算し、逆Z勾配の安定性と形成に関する制約を使用します。ヘリウムの雨が降る場所での逆Z勾配は、遅い降着と多すぎる物質を必要とするため機能しないことがわかりました。我々は、下方混合を防ぐ放射ゾーンにより、上層で逆Z勾配を持つ内部モデルを発見し、これが惑星の現在の重力場を満たす可能性がある。ただし、私たちの進化モデルは、この2番目のシナリオが適切に存在しない可能性を示唆しています。木星の逆Z勾配は安定している可能性があります。しかし、Mbarレベルまたはkbarレベルでその存在が存在する可能性はかなり低いです。
OGLE-IV 銀河バルジ領域のトランジット惑星の候補
| Title |
Candidates_for_Transiting_Planets_in_OGLE-IV_Galactic_Bulge_Fields |
| Authors |
M._J._Mr\'oz,_P._Pietrukowicz,_R._Poleski,_A._Udalski,_M.K._Szyma\'nski,_M._Gromadzki,_K._Ulaczyk,_S._Koz{\l}owski,_J._Skowron,_D.M._Skowron,_I._Soszy\'nski,_P._Mr\'oz,_M._Ratajczak,_K.A._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07647 |
我々は、銀河バルジの方向に沿って撮影された数千のエポックによる10年間にわたる測光で、通過する系外惑星を検索した結果を提示する。この測光は、光学重力レンズ実験(OGLE-IV)の第4段階で収集されました。私たちの検索はおよそをカバーしました。Iよりも明るい星が222,000個=15.5等。選択されたトランジットは確率的方法を使用して検証されました。検索の結果、通過する系外惑星の可能性が高い候補が99個見つかりました。これらのターゲットまでの推定距離は0.4kpcから5.5kpcの間で、これは以前の交通機関の捜索よりも大幅に広い範囲です。見つかった惑星は、熱い海王星の砂漠に位置する1つ(OGLE-TR-1003bと名付けられた)を除いて、木星サイズです。もしその候補が確認されれば、高度に放射線を浴びた中型惑星の研究にとって重要になる可能性がある。私たちの候補の既存の長期、高ケイデンス測光は、長いタイムスケールで通過タイミングの変動を検出する可能性を高めます。選ばれた候補は、将来のNASAの主力ミッションであるナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡によって銀河バルジマイクロレンズイベントの探索で観測され、これらの星の測光範囲がさらに強化されることになります。
arXiv 提出 2308.15623、「CNEOS 2014-01-08 (IM1) Bolide
の太平洋サイトにおける太陽系外組成の可能性のある小球体の発見」、A. Loeb らによる批判
| Title |
Critique_of_arXiv_submission_2308.15623,_"Discovery_of_Spherules_of_Likely_Extrasolar_Composition_in_the_Pacific_Ocean_Site_of_the_CNEOS_2014-01-08_(IM1)_Bolide",_by_A._Loeb_et_al |
| Authors |
Steve_Desch_and_Alan_Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07699 |
最近、ローブらによる原稿が発表されました。arXiv(プレプリント2308.15623)にアップロードされ、2014年1月のCNEOS火球が星間であると主張されました。大気爆発近くの海底から回収された小球体はこの火球と関連していた。それらは微小隕石としての起源を示すFe同位体比を持っていた。微小隕石小球体ではこれまでに見られなかった、Be、La、Uが豊富に含まれる珍しい化学組成を持っていたこと。これらの組成は分化した太陽系外惑星のマグマオーシャン段階で形成されたということ。そして、Beの存在量は星間物質の通過を反映していると考えられます。査読を受けていないにもかかわらず、アップロードされたこの原稿はメディアによって「出版された」と報道され、その結論は事実として広く配布されました。この原稿の目的は、潜在的な査読者や一般の人々に、この原稿の議論に含まれる複数の致命的な欠陥についての認識を提供することです。2014年1月8日の火球が星間ではないという公表された証拠について議論します。我々は、化学的特徴や回収された小球体の偶数数と2014-01-08の火球との間に統計的空間相関がないことを示します。私たちは、Fe同位体比が太陽系の起源を決定的に示していることを、99.995%以上の確率で示します。我々は、La、Uなどの異常な濃縮が実際に以前にも微小隕石で観察されており、地球の汚染に起因するものであることを実証する。また、Beの存在量は、海水と反応した後のフェロマンガンノジュールの存在量と同様に一致します。ローブらによって収集および分析された小球体は、太陽系外惑星からのエキゾチックな粒子とは程遠いものでした。太陽系の起源と海底での数万年の滞留によって組成が変化したものは、世界中で発見されているものとまったく同じであるようです。
原始惑星系円盤の粒径測定により、もろい小石と低い乱流が示される
| Title |
Grain-size_measurements_in_protoplanetary_disks_indicate_fragile_pebbles_and_low_turbulence |
| Authors |
Haochang_Jiang,_Enrique_Mac\'ias,_Osmar_M._Guerra-Alvarado,_and_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07775 |
最近の実験室での実験により、氷の塵粒子の破壊的な衝突は、これまで考えられていたよりもはるかに低い速度で発生する可能性があることが明らかになりました。これらの低い断片化速度により、衝突成長モデルの最大粒子サイズが押し下げられます。ALMA/VLAの多波長連続体解析から推測される小石サイズの滑らかな半径方向分布に動機付けられ、この特徴を説明し、原始惑星系円盤の中央面での乱流レベルを抑制することを目的とした簡潔なモデルを提案します。私たちのアプローチは、破砕閾値が最大圧力内での小石の成長を制限する主要な障壁であるという仮定に基づいて構築されています。その結果、リング位置の粒子サイズから、小石の衝突を支配する乱流速度、ひいてはディスクのミッドプレーンでの乱流レベルについての直接的な洞察が得られます。粉塵の輸送と凝集をシミュレートするDustpyコードを使用して、この方法を検証します。多波長連続体分析から粒子サイズが測定された7つのディスク(TWHya、IMLup、GMAur、AS209、HLTau、HD163296、およびMWC480)にこの方法を適用します。私たちの分析から共通の特徴が明らかになり、断片化速度$v_{\rmfrag}=1{\rm\をとった場合、7枚中5枚のディスクで$\alpha\sim10^{-4}$という全体的に低い乱流係数が観察されました。,m\,s}^{-1}$。断片化速度が高いということは、乱流係数が現在の観測上の制約よりも大幅に大きいことを意味します。IMLupは$10^{-3}$という比較的高い係数で際立っています。特に、HLタウは距離に応じて$\alpha$が増加する傾向を示しており、これはおそらくHLタウへの落下ストリーマーに関連した、その外側の円盤領域での乱流の強化を裏付けています。円盤内で制約されている現在の（サブ）mmの小石サイズは、最近の実験室測定と一致する、低レベルの乱流と壊れやすい小石を意味します。
スペクトル線解析/モデリング (SLAM) I: pvanaization
(サブ)ミリメートル波長での若い恒星天体(YSO)の線観測は、星や惑星の形成環境におけるガスの運動学の重要な情報を提供します。クラス0およびクラス1のYSOの場合、ケプラー回転の同定は、落下するエンベロープにまだ埋め込まれている回転的に支持された円盤の存在を明らかにし、原始星の質量を動的に測定できるようになるため、特に興味深いものです。私たちは、（サブ）ミリメートル波長での輝線データの分析に主に焦点を当てたPythonライブラリSLAM(スペクトル線分析/モデリング)を開発しました。ここでは、SLAMのpvanaizationツールの概要を紹介します。このツールは、輝線データの位置速度(PV)ダイアグラムを使用して、円盤のケプラー回転を特定し、中心物体の動的質量を測定するように設計されています。このツールの利点は、詳細な放射伝達モデリングとは対照的に、特定のデータの観測特徴を分析するため、計算時間とパラメータの仮定がほとんど必要ないことです。この記事では、このツールの基本的な概念と使用法を紹介し、観測データへの応用例を示し、残りの注意点について説明します。
冷たい褐色矮星の大気中の 15NH3
| Title |
15NH3_in_the_atmosphere_of_a_cool_brown_dwarf |
| Authors |
David_Barrado,_Paul_Molli\`ere,_Polychronis_Patapis,_Michiel_Min,_Pascal_Tremblin,_Francisco_Ardevol_Martinez,_Niall_Whiteford,_Malavika_Vasist,_Ioannis_Argyriou,_Matthias_Samland,_Pierre-Olivier_Lagage,_Leen_Decin,_Rens_Waters,_Thomas_Henning,_Mar\'ia_Morales-Calder\'on,_Manuel_Guedel,_Bart_Vandenbussche,_Olivier_Absil,_Pierre_Baudoz,_Anthony_Boccaletti,_Jeroen_Bouwman,_Christophe_Cossou,_Alain_Coulais,_Nicolas_Crouzet,_Ren\'e_Gastaud,_Alistair_Glasse,_Adrian_M._Glauser,_Inga_Kamp,_Sarah_Kendrew,_Oliver_Krause,_Fred_Lahuis,_Michael_Mueller,_G\"oran_Olofsson,_John_Pye,_Daniel_Rouan,_Pierre_Royer,_Silvia_Scheithauer,_Ingo_Waldmann,_Luis_Colina,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Tom_Ray,_G\"oran_\"Ostlin,_Gillian_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08054 |
褐色矮星は、その中で支配される物理的および化学的プロセスがほぼ同一であるため、広い軌道上の巨大な系外惑星の大気を研究するための理想的な実験室として機能します。巨大ガス惑星の形成を理解することは困難であり、多くの場合、炭素対酸素(C/O)比などの大気存在比を形成シナリオに結び付ける取り組みが必要になります。ただし、測定されたC/O比の明確な解釈には複雑さが伴うため、惑星形成の複雑さには追加のトレーサーが必要です。重水素と水素の比や14N/15Nなどの同位体比は、太陽系内でのその有用性を反映し、この形成プロセスについてさらに洞察を得る有望な手段となります。系外惑星の場合、12C/13Cに関する制約は少数しか存在せず、これは円盤のCO氷線を超えたところから13Cを多く含む氷が降着することを示しています。今回我々は、ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡の中赤外線装置で撮影したスペクトルで、実効温度380Kの冷たい褐色矮星の大気中の14NH3および15NH3同位元素の中赤外線検出について報告する。予想通り、我々の結果は、重力崩壊による星状形成と一致する14N/15N値を明らかにし、この比を正確に制限できることを示しています。若い星とその惑星は15N同位体がより強く濃縮されているはずであるため、多くの低温で間隔の広い系外惑星で15NH3が検出されると予想されます。
野辺山45メートル望遠鏡によるアンモニア線マッピングによる鹿児島天体探査（かごんま）：おおいぬ座星形成領域におけるパーセク規模のCO枯渇を発見
| Title |
KAgoshima_Galactic_Object_survey_with_Nobeyama_45-metre_telescope_by_Mapping_in_Ammonia_lines_(KAGONMA):_Discovery_of_parsec-scale_CO_depletion_in_the_Canis_Major_star-forming_region |
| Authors |
Yushi_Hirata,_Takeru_Murase,_Junya_Nishi,_Yoshito_Shimajiri,_Toshihiro_Omodaka,_Makoto_Nakano,_Kazuyoshi_Sunada,_Takumi_Ito,_and_Toshihiro_Handa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07638 |
赤外線暗雲の観測研究では、pcスケールでの塵粒子上へのCOの凍結(CO枯渇)の検出数は非常に限られており、したがって、その発生条件はまだ不明です。私たちは、PC規模のCO枯渇が予想される新しい天体を報告します。野辺山45m望遠鏡によるアンモニア線マッピング(KAGONMA)による鹿児島銀河天体探査の一環として、IRAS07077-1026を含むCMaOB1に関連する星形成領域に向かうNH3反転遷移線のマッピング観測を行ってきました。IRAS07081-1028、およびPGCCG224.28-0.82。NH3(1,1)とC18O(J=1-0)の空間分布を比較すると、IRAS07077-1026とIRAS07081-1028で~1pcスケールの強度逆相関が見つかりました。さらに、少なくともIRAS07077-1026では、星形成領域の他の部分よりも少ないC18Oが得られました。高密度ガス散逸、光解離、およびCO枯渇を調査した結果、IRAS07077-1026の強度逆相関はCO枯渇によるものであると結論付けました。一方、PGCCG224.28-0.82の中心付近では、ガス温度や温度が低いにもかかわらず、NH3(1,1)とC18O(J=1-0)の両方の輝線強度が強く検出されました。密度はIRAS07077-1026と同様でした。これは、C18O(J=1-0)がpcスケールで高密度ガスを追跡できない状況があることを示しており、C18O(J=1-0)が高密度ガスを追跡できる場合とできない場合の条件の違いが不明瞭であることを意味します。
正味順行回転を伴う暗黒物質ハローによる動的摩擦の減少の起源
| Title |
Origin_of_reduced_dynamical_friction_by_dark_matter_halos_with_net_prograde_rotation |
| Authors |
Rimpei_Chiba_and_Sandeep_Kumar_Kataria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07640 |
我々は、回転する暗黒物質ハローにおける銀河棒の動的摩擦の減少について説明します。線形理論に基づいた以前の研究では、順行軌道は逆行軌道よりも強くバーと結合するため、暗いハローが正味順回転する場合、動的摩擦の増加が予測されました。しかし、その後の数値研究では、逆の傾向が判明しました。つまり、ハローのスピンが増加すると、動摩擦が弱まるということです。我々はこの問題を再検討し、線形理論が実際に前方回転ハローのトルクの減少を正確に予測することを実証します。ハロー質量を逆行位相空間から順行位相空間にシフトすると、z角運動量の原点(Lz=0)付近で分布関数に正の勾配が生成され、その結果バーへのLzの共鳴移動が生じ、正味の動摩擦は弱くなります。この効果は、共回転共振を含む主要な共振に対しては優勢ではありませんが、一連の直接的な半径方向の共振では、これらの共振がLz=0で最も強いため、バーに大きな正のトルクが生じます。回転するハローからの全体的な動的摩擦は、N体シミュレーションの永年挙動と一致して、ハローの回転とともに減少することが示されています。角度平均ハミルトニアンを使用して個々の共振から非線形トルクを計算することで、線形計算を検証します。
ブラックホールは大質量銀河における冷たいガスの降着を制御する
| Title |
Black_holes_regulate_cold_gas_accretion_in_massive_galaxies |
| Authors |
Tao_Wang,_Ke_Xu,_Yuxuan_Wu,_Yong_Shi,_David_Elbaz,_Luis_C._Ho,_Zhi-Yu_Zhang,_Qiusheng_Gu,_Yijun_Wang,_Chenggang_Shu,_Feng_Yuan,_Xiaoyang_Xia_and_Kai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07653 |
ほぼすべての大質量銀河の中心には超大質量ブラックホール(BH)が含まれています。何十年にもわたって、理論と数値シミュレーションの両方で、BHが銀河の成長と消光の制御において中心的な役割を果たしていることが示されてきました。具体的には、星間物質(ISM)の加熱または吹き飛ばしによるBHフィードバックは、大規模銀河形成の現在のモデルの基礎として機能します。しかし、BHによる銀河全体のISMへのそのような影響の直接的な証拠は、いくつかの極端な天体でのみ発見されています。一般的な銀河集団については、BHがISMに影響を与えるかどうか、またどのように影響するかは依然として不明です。ここでは、ブラックホールとコールドISMの主成分である原子状水素の両方の質量を測定した近くの銀河の大規模なサンプルに基づいて、原子状水素の含有量($f_{\rmHI}=M_{\rmHI})が明らかになりました。/M_{\star}$)は、$f_{\rmHI}\proptoM^{-\alpha}_{\rmBHによりブラックホールの質量($M_{\rmBH}$)と密接に逆相関します。}$($\alpha\sim0.5-0.6$)。この相関関係は、$M_{\rmBH}$の5桁にわたって有効です。この相関関係が考慮されると、$f_{\rmHI}$は他の銀河パラメータへの依存性を失い、$M_{\rmBH}$が$f_{\rmHI}$の主な推進力として機能することが実証されます。これらの発見は、BHの降着によって蓄積されたエネルギーが銀河全体のISMにどのような影響を与えるかについての重要な証拠を提供し、大質量銀河の成長と消光の制御におけるBHの役割についての理解において重要な前進を示しています。
z = 1 以降の円盤銀河の強力なサイズ進化: 物理的動機に基づくサイズ指標を使用した銀河の成長の再調整
| Title |
Strong_size_evolution_of_disc_galaxies_since_z_=_1:_Readdressing_galaxy_growth_using_a_physically-motivated_size_indicator |
| Authors |
F._Buitrago_(UVa,_IA)_and_I._Trujillo_(IAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07656 |
銀河の大きさが宇宙時間の経過とともにどのように進化したかについての私たちの理解は、大きさの指標としての半光（有効）半径の使用に基づいています。半光半径は銀河の構造をパラメータ化するのに多くの利点がありますが、天体の地球規模の尺度を提供するものではなく、銀河の光の最も内側の50%を含む領域のサイズを示すものにすぎません。したがって、観測された宇宙時間に伴う円盤銀河の有効半径の穏やかな進化は、構造全体の進化の性質ではなく、銀河の中心部分の進化によって条件づけられている。Trujilloらの研究を拡張。(2020)およびチャンバら。(2022)では、星形成のガス密度閾値の半径方向の位置をサイズ指標として使用して、円盤銀河のサイズ進化を研究しています。この量を評価するための代用として、銀河の星表面質量密度プロファイルにおける切断(エッジ)の半径方向の位置を使用します。このタスクを実行するために、HST内でM$_{\rmstellar}$$>$10$^{10}$M$_{\odot}$と分光赤方偏移を持つ1048個の円盤銀河を選択しました。CANDELSフィールド。私たちは、それらの表面の明るさ、色、および星の質量密度のプロファイルを導き出しました。新しいサイズ指標を使用すると、観察されるサイズと質量の関係の散乱(~0.1デックス)は、有効半径を使用した場合と比較して~2倍減少します。恒星の質量が一定の場合、天の川銀河(M$_{\rmstellar}$~5$\times$10$^{10}$M$_{\odot}$)の円盤銀河は、平均してそのサイズを最後の8Gyrでは2倍になりましたが、端の位置での表面恒星の質量密度は~13M$_{\odot}$/pc$^2$(z=1)から1桁以上減少しました。)から~1M$_{\odot}$/pc$^2$(z=0)。これらの結果は、MW型円盤銀河の外側部分の劇的な進化を反映しており、約1.5kpcGyr$^{-1}$が成長している。
局所的な星形成環境の測光推定とIa型超新星光度との相関を再考する
| Title |
Reconsidering_photometric_estimation_of_local_star_formation_environment_and_its_correlation_with_Type_Ia_Supernova_luminosity |
| Authors |
Young-Lo_Kim,_Martin_Briday,_Yannick_Copin,_Isobel_Hook,_Mickael_Rigault,_Mat_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07659 |
Ia型超新星(SNIa)の光度の環境依存性に関する最近の研究は、SN前駆体とより直接的に関連していると考えて、SNが爆発した局所環境に焦点を当てています。しかし、局所的な環境、特に局所的な星形成速度（SFR）、SNIa光度の依存性については議論があります。最近の研究では、局所的な$ugrizy$測光データをフィッティングすることによる局所的なSFR測定に基づいて、依存性は重要ではないと主張しています($0.051\pm0.020$mag;$2.6\sigma$)。ただし、この測光による局所SFR測定は不正確であることがわかりました。私たちはこれを、SFR測定の理論的背景と、ローカル$ugrizy$測光データでその主張を行うために使用された方法論、特にデータをフィッティングする際に使用される吸光パラメータの範囲が限られていることに基づいて主張します。したがって、同じフィッティングコードを使用して同じホスト銀河を再解析しますが、より物理的に動機付けられた消滅処理とホスト銀河の全球$ugriz$測光を使用します。全球の恒星の質量とSFRを推定します。次に、全球受動的銀河のSNeIaは局所的に受動的環境を持ち、全球的に星を形成する低質量銀河のSNeIaは局所的に星形成環境を持つことを示した方法を使用して、局所的な星形成環境を推定します。SNIaの光度には局所的な環境依存性が大きいことがわかりました。SNIaの光度は局所的な星形成環境にあるものよりも$0.072\pm0.021$等($3.4\sigma$)暗いのです。依存関係のサイズを減らすBBCメソッドによってさらに修正されています。
天の川銀河周回媒体における超ウイルスのホットフェーズ：更なる証拠
| Title |
Super-virial_Hot_Phase_in_Milky_Way_Circumgalactic_Medium:_Further_Evidences |
| Authors |
Rebecca_McClain,_Smita_Mathur,_Sanskriti_Das,_Yair_Krongold,_Anjali_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07660 |
天の川銀河周縁体(CGM)の超バイリアルなホット相の最近の発見により、銀河系の周囲のCGMの多相構造に関する新たな疑問が生じました。1.05Msのアーカイブチャンドラ/HETG観測を使用して、クエーサーNGC3783の視線に沿ったz=0での高度にイオン化された金属の吸収を特徴付けます。T$_1=5.83^{+0.15}_{の2つの異なる温度相を検出しました。-0.07}$K、ウォームホットビリアル温度、およびT$_2=6.61^{+0.12}_{-0.06}$K、ホットスーパービリアル温度。ウォームホットビリアル相と共存するスーパービリアルホット相は、他の2つの視線に沿った吸収と1つのスタッキング分析のみで検出されています。高温ガスだけでなく、高温ガスの温度にもばらつきがあります。以前の観測と同様に、高温相中の金属の超太陽存在比が検出され、Ne/O比は太陽混合物よりも2$\sigma$高くなります。これらの新しい検出は、スーパーバイリアルホットフェーズの背後にあるメカニズムの謎を継続しますが、これが孤立した観察ではなくCGMの真の特性であるという証拠を提供します。スーパーバイリアルCGMは、天の川銀河の物理的および化学的歴史を理解する鍵を握る可能性があります。
Gaia GraL: Gaia DR2 重力レンズ システム。 Ⅷ.レンズ付きシステムの無線調査
| Title |
Gaia_GraL:_Gaia_DR2_Gravitational_Lens_Systems._VIII._A_radio_census_of_lensed_systems |
| Authors |
Dougal_Dobie,_Dominique_Sluse,_Adam_Deller,_Tara_Murphy,_Alberto_Krone-Martins,_Daniel_Stern,_Ziteng_Wang,_Yuanming_Wang,_C\'eline_B{\o}e_hm,_S._G._Djorgovski,_Laurent_Galluccio,_Ludovic_Delchambre,_Thomas_Connor,_Jakob_Sebastiaan_den_Brok,_Pedro_H._Do_Vale_Cunha,_Christine_Ducourant,_Matthew_J._Graham,_Priyanka_Jalan,_Sergei_A._Klioner,_Jonas_Kl\"uter,_Fran\c{c}ois_Mignard,_Vibhore_Negi,_Quentin_Petit,_Sergio_Scarano_Jr,_Eric_Slezak,_Jean_Surdej,_Ramachrisna_Teixeira,_Dominic_J._Walton,_Joachim_Wamsbsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07836 |
我々は、ガイア重力レンズ(GraL)作業グループによって特定された、確認済みおよび候補の強いレンズを持つクエーサー24個の電波観測を紹介します。オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)による5.5GHzおよび9GHzの観測では8システムからの電波放射を検出し、カールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)による6GHzの観測では12システムからの電波放射を検出しました。ATCA観測の解像度は、電波放射を複数のレンズ画像に分解するには不十分ですが、11個のVLAターゲットから複数の画像を検出します。私たちは、画像ごとに無線位置と光学位置の間のオフセットの測定を含む既存の光学測定と組み合わせた観察を使用して、これらのシステムを分析し、最新のレンズモデルを構築しました。これらの観測は、レンズ電波クエーサーの既存のサンプルを大幅に拡大し、ほとんどのレンズ電波システムが対象を絞った観測により電波波長で検出可能であることを示唆し、高解像度電波イメージングによる個体群研究の実現可能性を示しています。
星前核における重水素化アンモニアの核スピン比。 LAsMAによるH-MM1とOph Dの観測
| Title |
Nuclear_spin_ratios_of_deuterated_ammonia_in_prestellar_cores._LAsMA_observations_of_H-MM1_and_Oph_D |
| Authors |
Jorma_Harju,_Jaime_E._Pineda,_Olli_Sipil\"a,_Paola_Caselli,_Arnaud_Belloche,_Friedrich_Wyrowski,_Wiebke_Riedel,_Elena_Redaelli,_and_Anton_I._Vasyunin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08006 |
我々は、2つの高密度のスターレスコアにおけるNH2DとNHD2のオルト/パラ比を決定します。そこでは、それらの形成は気相反応によって支配されると考えられており、その結果、統計的なスピン比からの逸脱が生じると予測されます。アタカマパスファインダー実験(APEX)望遠鏡の大型APEXサブミリ波アレイ(LAsMA)マルチビーム受信機は、オルトおよびパラNH2DおよびNHD2の基底状態線にあるへびつかい座の星前核H-MM1とOphDを観察するために使用されました。これらの分子の存在割合は、密度の関数としての存在量プロファイルに関するさまざまな仮定を使用して、3D放射伝達モデリングを使用して導出されました。また、陽子または重陽子の交換と粒子からの化学脱離に関するさまざまなシナリオでガス粒子化学モデルを実行し、これらのモデルの1つが観察されたスピン比を再現できるかどうかを確認しました。観察により推定されたNH2DとNHD2のオルト/パラ比は、両方のコアでそれぞれ統計値3と2の10%以内にあり、3シグマ制限を考慮すると、これらからの約20%の偏差は許容されます。ここでテストした化学モデルのうち、アンモニア生成に寄与する反応におけるプロトンホップ（完全なスクランブリングとは対照的に）と化学脱離の一定の効率を仮定したモデルが、観察された存在量とスピン比に最も近くなります。ここで導出された核スピン比は、重水素化アンモニアをもたらす陽子供与および水素引き抜き反応における完全なスクランブリングを仮定するスピン状態化学モデルとは対照的である。化学脱着の効率は、NH3、NH2D、およびNHD2の予測存在量に大きな影響を与えますが、それらのオルト/パラ比にはあまり影響しません。これらについては、ガス中のプロトン交換シナリオが決定的です。これは、気相イオン分子反応によるアンモニアおよび関連するカチオンの急速な再処理によるものであると考えられます。
スターレスコア L 1512 の磁場
| Title |
Magnetic_fields_of_the_starless_core_L_1512 |
| Authors |
Sheng-Jun_Lin,_Shih-Ping_Lai,_Kate_Pattle,_David_Berry,_Dan_P._Clemens,_Laurent_Pagani,_Derek_Ward-Thompson,_Travis_J._Thieme,_Tao-Chung_Ching |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08026 |
JCMTPOL-2850umダスト偏光観測と、星のない核L1512に向けたミミールHバンド恒星偏光観測を紹介します。POL-2データによって追跡された高度に秩序化されたコアスケールの磁場を検出しました。その磁場の向きは、プランクデータによって追跡されたパーセクスケールの磁場と一致しており、低密度からの大規模な磁場のスレッドを示唆しています。このクラウド内の高密度コア領域に領域を移動します。Mimirデータによって追跡された周囲の磁場は、磁場の向きのより広い変動を示しており、包絡線スケールで磁場の形態の遷移が存在する可能性があることを示唆しています。以前の研究では、時間依存の化学分析により、L1512はおそらく140万年以上古いことが示唆されており、磁場がL1512の崩壊を遅らせるのに十分強い可能性があることが示唆されています。この研究では、Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して、18$\pm$7uGの平面磁場強度($B_{pos}$)と観測された質量対磁束比($\lambda_{obs}$)は3.5$\pm$2.4であり、L1512が磁気的に超臨界であることを示唆しています。しかし、顕著な落下運動の欠如と振動エンベロープの存在は、磁気的に超臨界状態と矛盾します。ビリアル解析を使用して、質量対磁束比($\lambda_{tot}$)が約1.6で、これまで隠されていた見通し内磁場強度が約27uGであることを示唆します。この場合、両方ともL1512コアをサポートするには、磁力と動圧が重要です。一方、L1512は超臨界に達したばかりで、いつ崩壊してもおかしくない。
光ディスクの客観的特性であるミルグロムの臨界加速度境界の統計信号
| Title |
The_statistical_signal_for_Milgrom's_critical_acceleration_boundary_being_an_objective_characteristic_of_the_optical_disk |
| Authors |
David_Roscoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08039 |
ミルグロムのMONDのさまざまな成功は、その臨界加速度パラメーター$a_0\およそ1.2\times10^{-10}\,mtrs/sec^2$が重力定数と同じカテゴリーの基本的な物理定数であるという示唆につながりました(例)、したがって、これ以上の説明は不要です。この推測を裏付ける独立した証拠はありません。光ディスクの外側部分(光環)における自己相似性の経験的指標に動機付けられ、旋光曲線の4つの大きなサンプルの統計分析を説明し、光環における自己相似のダイナミクスの定量的指標が次のとおりであることを発見しました。各サンプル中に還元不能に存在します。これらの対称性により、各環状回転曲線上の特徴点$(R_c,V_c)$が明確に特定されます。ここで、絶対等級は$R_c\ほぼf(M,S)$および$V_c\ほぼg(M)$です$M$と表面の明るさ$S$。これにより、各サンプルにわたる関連する特性加速度$a_c\equivV_c^2/R_c$の挙動の調査への扉が開かれます。最初の観察は、$a_c\estimateg^2(M)/f(M,S)$であるため、$a_c$は任意のディスク内では定数ですが、ディスク間で異なるということです。計算によると、$a_c$はサンプルごとに$(1.2\pm0.5)\times10^{-10}\,mtrs/sec^2$のおおよその範囲で変動することがわかります。したがって、ミルグロムの$a_0$は実質的に$a_c$と同一であり、彼の臨界加速境界は実際には任意のディスク上の特性境界$R=R_c$であることがわかります。$a_c$は銀河ごとに異なるため、$a_0$も異なるはずです。要約すると、ミルグロムの臨界加速度境界は光ディスクの客観的な特性であり、$a_0$は基本的な物理定数であることはできません。
Cosmic Evolution Early Release Science (CEERS) 調査: 遠い宇宙の銀河の色の進化
| Title |
Cosmic_Evolution_Early_Release_Science_(CEERS)_survey:_The_colour_evolution_of_galaxies_in_the_distant_Universe |
| Authors |
Stephen_M._Wilkins,_Jack_C._Turner,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Ricardo_O._Amor\'in,_Adrien_Aufan_Stoffels_D_Hautefort,_Peter_Behroozi,_Rachana_Bhatawdekar,_Avishai_Dekel,_James_Donnellan,_Nicole_E._Drakos,_Flaminia_Fortuni,_Nimish_P._Hathi,_Michaela_Hirschmann,_Benne_W._Holwerda,_Dimitrios_Irodotou,_Anton_M._Koekemoer,_Christopher_C._Lovell,_Emiliano_Merlin,_Will_J._Roper,_Louise_T._C._Seeyave,_Aswin_P._Vijayan,_and_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08065 |
JWSTの波長範囲と感度により、高赤方偏移($z>4$)での銀河のレストフレームUV光スペクトルエネルギー分布(SED)を調べることができるようになりました。これらのSEDから、原理的にはSEDフィッティングを通じて、星の質量、星形成速度、塵の減衰などの主要な物理的特性を推測することが可能です。これらを銀河形成シミュレーションの予測と比較することで、組み込まれた物理学を検証し、改良することができます。ただし、物理的特性の推論、特に測光のみからの推論は、大きな不確実性と潜在的なバイアスにつながる可能性があります。その代わりに、シミュレーションを\emph{フォワードモデル化}して、実際の観測値と直接比較できる合成観測値を生成することが可能になり、一般的になりました。この研究では、宇宙進化早期放出科学(CEERS)調査を使用して、$5<z<10$銀河の堅牢なサンプルのJWSTブロードバンドフラックスと色を測定します。次に、同じ方法論を使用してさまざまなモデルからの予測を分析し、NIRCam/F277Wの等級分布とNIRCamの色を観測結果と比較します。少なくとも$5<z<8$では、予測光度分布と観測光度分布が類似していることがわかります。$z>8$では、分布は多少異なりますが、観測されたサンプルサイズは小さいため、統計的変動の影響を受けやすくなります。同様に、予測および観察された色の進化は、少なくとも$5<z<8$において、広範囲の一致を示しています。ただし、強線の寄与の観察された強度とモデル化された強度の間には、いくらか不一致があります。特に、すべてのモデルは$z>8$でF410M～F444Wの色を再現できません。ただし、ここでもサンプルサイズは小さいです。
矮小渦巻銀河NGC 5474の空間分解された星形成史
| Title |
The_spatially_resolved_star_formation_history_of_the_dwarf_spiral_galaxy_NGC_5474 |
| Authors |
G._Bortolini,_M._Cignoni,_E._Sacchi,_M._Tosi,_F._Annibali,_R._Pascale,_M._Bellazzini,_D._Calzetti,_A._Adamo,_Daniel._A._Dale,_M._Fumagalli,_John._S._Gallagher,_K._Grasha,_Kelsey_E._Johnson,_Sean._T._Linden,_M._Messa,_G._\"Ostlin,_E._Sabbi,_A._Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08160 |
私たちは、解明された恒星集団を研究し、ハッブル宇宙望遠鏡の探査用高度カメラによる従来の銀河系外UVサーベイ(LEGUS）プログラム。コードSFERAに基づいて改良された色振幅図フィッティング手法を適用し、最新のPARSEC-COLIBRI恒星モデルを使用します。結果は以下の通りです。銀河の膨らみを構成すると示唆されている中心から外れた膨らみのような構造は、14$Gyr前に始まり、少なくとも1$Gyr前まで続いた星形成(SF)活動によって支配されている。それにもかかわらず、この成分は長期にわたるSF活動の明らかな証拠を示しています($\sim10$Myr前まで持続)。バルジ状構造の恒星の総質量は$(5.0\pm0.3)\times10^{8}$\MSUNと推定されます。このような質量は、この構造が実際にはNGC5474の円盤内ではなく周囲を周回する独立した系であるという公表された提案と一致しています。バルジ状構造の南西に位置する恒星の過剰密度は、$1$Gyrよりも古い重大なSFイベントを示していますが、$\sim10$と$\sim100$Myr付近の2つの最近のSFピークによって特徴付けられています。前。最後の回転では、恒星円盤の挙動は文献で「あえぎ」として知られているものと一致しています。すべての構成要素の$10-35Myrでの同期バーストは、星のバルジのような構造とNGC5474の円盤の間の最近の重力相互作用を示唆している可能性があります。
ほぼ正面を向いた銀河のガス分布にある穴は、ホスト円盤のパラメータについてどのようなことを教えてくれるのか: NGC 628
サウスイーストスーパーバブルの場合
| Title |
What_holes_in_the_gas_distribution_of_nearly_face-on_galaxies_can_tell_us_about_the_host_disk_parameters:_the_case_of_the_NGC_628_South-East_superbubble |
| Authors |
S._Jim\'enez,_S._Silich,_Y._D._Mayya_and_J._Zaragoza-Cardiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08178 |
今回我々は、不均一なガス分布、銀河の回転、重力などの主要な要因が、ほぼ正面を向いた渦巻銀河のスーパーバブルの観察上の外観に及ぼす影響を調査します。私たちの3次元数値シミュレーションの結果は、後期型渦巻銀河NGC628の南東最大のスーパーバブルで観測されたガス柱密度分布と対峙しています。私たちは、解明された恒星集団に由来するバブル内部の星形成履歴を利用します。HST画像で観察してそのエネルギーを取得し、数値シミュレーションの結果が観測されたガス表面密度分布とよく一致していることを実証します。また、エネルギー入力率が観測から得られる場合、観測されたガス柱密度分布がガス状円盤スケールの高さとミッドプレーンのガス密度を制約することも示す。このことは、星間ガス分布における大きな穴とその星集団の観測には、ほぼフェースオン銀河における中央面のガス密度とガス状円盤のスケール高さの縮退問題を解決する潜在的な力があることを意味している。銀河における二次星形成の促進におけるスーパーバブルの役割の可能性についても簡単に議論されています。
DenseLens -- DenseNet アンサンブルと情報基準を使用して、強力な重力レンズを見つけてランク付けします。
| Title |
DenseLens_--_Using_DenseNet_ensembles_and_information_criteria_for_finding_and_rank-ordering_strong_gravitational_lenses, |
| Authors |
Bharath_Chowdhary_Nagam,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Edwin_A._Valentijn,_Gijs_Verdoes_Kleijn,_Jelte_T._A._de_Jong,_Nicola_Napolitano,_Rui_Li_and_Crescenzo_Tortora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08184 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)は、強力な重力レンズを識別するための最先端の技術です。高い真陽性率で本物のレンズシステムを復元することに成功していますが、データセットの不均衡な性質(レンズシステムはまれです)により、依然として高い偽陽性率が発生します。これらの手法が今後の調査(Euclidなど)で成功するためには、偽陰性を減らすことよりも、偽陽性を減らすことに最も重点を置く必要があります。この論文では、レンズを分類し、レンズのランク順をそれぞれ決定するための分類CNNと回帰CNNのアンサンブルを含む新しいパイプラインアンサンブルモデルのCNNアーキテクチャとして、高密度接続ニューラルネットワーク(DenseNets)を導入します。DenseNetは同等の真陽性率を達成しますが、偽陽性率はかなり低いことを示します(残留ネットワーク、ResNetと比較した場合)。したがって、Euclidなどの大規模なデータセットを伴う将来のミッションにはDenseNetsをお勧めします。このミッションでは、人間による精査が不可能になった場合に、多数の強力な重力レンズ候補の自動追跡と分析において低い偽陽性率が重要な役割を果たします。
2つの低金属量矮小星形成銀河SBS 1420+540とJ1444+4840のスペクトルにおける幅広い輝線成分のモニタリング
| Title |
Monitoring_broad_emission-line_components_in_spectra_of_the_two_low-metallicity_dwarf_compact_star-forming_galaxies_SBS_1420+540_and_J1444+4840 |
| Authors |
N._G._Guseva_(1),_T._X._Thuan_(2),_Y._I._Izotov_(1)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_Ukrainian_National_Academy_of_Sciences,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08286 |
我々は、2つの低赤方偏移、低金属量の矮小星形成銀河（SFG）、SBS1420+540とJ1444+4840において、水素とヘリウムの輝線のP-Cygniプロファイルを持つ幅広い成分を発見したことを報告する。我々は、10^{6.24}と10^{6.59}M$_\odot$の小さな星の質量、7.75と7.45の低酸素存在量12+logO/H、$\sigma$~700と~に達する高速分散を発見した。1200km/s、恒星風の終末速度はそれぞれ約1000km/sと約1000-1700km/s、そして両方とも約300Aという大きなEW(H$\beta$)です。SBS1420+540では、広帯域成分と狭帯域成分の磁束比の変化を監視することで噴出段階を捉えることに成功しました。2017年にはその比率が4倍に急激に増加し、2023年には約1桁減少することが観察されています。$L$(H$のブロード成分のピーク光度は~10^{40}ergs/sです)\alpha$)は30年間の監視のうち約6年間続きました。このことから、おそらくこの銀河にはLBV候補(LBVc)が存在すると結論付けられます。J1444+4840に関しては、その$L$(H$\alpha$)は約10^{41}ergs/sと非常に高く、活動銀河核(AGN)やタイプIIn超新星(SNe)で観察される値に近い。8年間のモニタリングにおける水素とヘリウムの輝線の広帯域と狭帯域の光束比の変動は20%未満であるため、この中にLBVcが含まれていると明確に結論付けることはできません。一方、線の変動がLBV/SNIIn型の長寿命恒星過渡現象によるものである可能性も排除できません。
Radio Galaxy Zoo: 変分オートエンコーダーからの潜在空間表現を活用する
| Title |
Radio_Galaxy_Zoo:_Leveraging_latent_space_representations_from_variational_autoencoder |
| Authors |
Sambatra_Andrianomena,_Hongming_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08331 |
私たちは、電波銀河の潜在空間表現を学習し、この目的のために、ラベルなしのデータセットであるRGZDR1上で非常に深い変分オートエンコーダー(\protect\Verb+VDVAE+)をトレーニングすることを提案します。エンコードされた特徴が、ラベル付きデータセット内の銀河の分類や類似性検索などの下流タスクに利用できることを示します。結果は、モデルが指定された入力を再構築し、後者の顕著な特徴を捕捉できることを示しています。MiraBestConfidentおよびFR-DEEPNVSSデータセットからの銀河画像の潜在コードを使用して、さまざまな非ニューラルネットワーク分類器をトレーニングします。後者は\textit{accuracy}$\ge76\%$、\textit{roc-auc}$\ge0.86$、\textit{特異性}$\ge0.73$を達成してFRI銀河とFRII銀河を区別できることがわかりました。\textit{recall}$\geMiraBestConfidentデータセットでは0.78$、以前の研究で得られた結果と同等。FR-DEEPNVSSデータ表現でトレーニングされた単純な分類器のパフォーマンスは、以前の研究で画像でトレーニングされた深層学習分類器(CNNベース)のパフォーマンスと同等であり、圧縮された情報がいかに強力であるかを強調しています。私たちは、学習した表現を利用して、別のデータセットに属するクエリ画像と意味的に類似するデータセット内の銀河を検索することに成功しました。新しい銀河イメージの生成(データ拡張など)は私たちの主な目的ではありませんが、\protect\Verb+VDVAE+モデルが比較的優れたエミュレータであることがわかりました。最後に、異常/新規性の検出に向けたステップとして、データの対数尤度を推定できるように、密度推定器であるマスクされた自己回帰フロー(\protect\Verb+MAF+)が潜在コードに対してトレーニングされます。この作業で実行された下流タスクは、潜在コードの意味を実証します。
Gaia-ESO 調査: GES および Gaia EDR3 からの若いグループとクラスターの 3D ダイナミクス
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_3D_dynamics_of_young_groups_and_clusters_from_GES_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Nicholas_J._Wright,_R.D._Jeffries,_R.J._Jackson,_G.G._Sacco,_Becky_Arnold,_E._Franciosini,_G._Gilmore,_A._Gonneau,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_S._Randich,_Clare_C._Worley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08358 |
我々は、ガイア天文法とガイア-ESOサーベイ分光法の組み合わせによる、18の星団およびOB連合（以下、グループ）内の分光法で確認された約2000個の若い星（2000万人未満）に関する初の大規模3D運動学的研究を発表する。すべてのグループの3D速度分散を測定します。その範囲は0.61～7.4km/s(1D速度分散は0.35～4.3km/s)です。大部分の群が異方性の速度分散を持っていることがわかり、それらが動的に緩和されていないことを示唆しています。3D速度分散、測定された半径、総質量の推定値からビリアル状態を推定し、星の質量のみを考慮するとすべての系がスーパービリアルであるが、分子雲の質量が考慮されると一部の系はサブビリアルであることがわかります。が考慮されます。3D速度分散とグループ質量の間にはほぼ線形の相関関係が観察されます。これは、グループのビリアル状態がグループ質量の平方根に比例することを意味します。ただし、ウイルスの状態とグループの質量の間に強い相関関係は観察されません。それらのビリアル状態と一致して、調査したグループのほぼすべてが拡大の過程にあり、その拡大が異方性であることがわかり、これは拡大前にグループが球形ではなかったことを意味します。1つのグループであるRhoOphは、収縮しており、サブウイルス状態にあることがわかります(周囲の分子雲の質量を考慮した場合)。この研究は、ガイアと次世代の分光調査からのデータの組み合わせの可能性を垣間見ることができます。
蒸発年齢: 若い星団の新しい年代測定法
若い星団の年齢は、前主系列星とその原始惑星系円盤と系外惑星の形成と進化を制約する基本的な時計である。ただし、非常に若い星団の年代測定方法は一致しないことが多く、導き出される年齢の正確さに疑問が生じます。我々は、星の蒸発年齢に基づいて星団の運動年齢を導き出す新しい方法を提案します。この方法は、250pc領域内で約4000万メートルにわたって星を形成する星間物質の超新星駆動シミュレーションで特定された数百のクラスターを使用して検証および校正されています。我々は、蒸発した星の数が十分に多く、小さくても現実的な観測誤差がある星団では、星団の蒸発年齢の不確実性が約10%程度に小さくなる可能性があることを実証しました。我々は10個のクラスターのパイロットサンプルの蒸発年齢を取得し、公表されている等時年齢とよく一致していることがわかりました。蒸発年齢は、低質量星の前主系列進化のモデル化や、若い星団の星形成やガス蒸発の歴史の調査に重要な制約を与えることになる。これらの年齢は、観察やモデルがより不確実である非常に若い星団の等時年齢よりも正確である可能性があります。
| Title |
Prospects_for_Time-Domain_and_Multi-Messenger_Science_with_AXIS |
| Authors |
The_AXIS_Time-Domain_and_Multi-Messenger_Science_Working_Group:_Riccardo_Arcodia,_Franz_E._Bauer,_S._Bradley_Cenko,_Kristen_C._Dage,_Daryl_Haggard,_Wynn_C._G._Ho,_Erin_Kara,_Michael_Koss,_Tingting_Liu,_Labani_Mallick,_Michela_Negro,_Pragati_Pradhan,_J._Quirola-Vasquez,_Mark_T._Reynolds,_Claudio_Ricci,_Richard_E._Rothschild,_Navin_Sridhar,_Eleonora_Troja,_and_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07658 |
先進X線画像衛星(AXIS)は、X線およびマルチメッセンジャー時間領域における革新的な科学を約束します。AXISは、優れた空間分解能(<1.5秒角)、感度(Swiftの80倍)、直径24分角の視野にわたる広い収集領域(Chandraの5～10倍)を活用して、広範囲の物質を発見し、特徴づけます。超新星ショックの発生から潮汐破壊現象、変動性の高い超大質量ブラックホールに至るまでのX線過渡現象。微弱なX線源を位置特定して監視するこの天文台の能力は、遠方の連星中性子星の合体、高速電波バースト、高速X線過渡現象などの珍しい現象に相当するものを探す新たな機会を開きます。AXISは、コミュニティのアラートに対して2時間未満の応答時間を提供し、重力波源、高エネルギーニュートリノ放射体、X線連星、マグネター、その他の機会のターゲットの研究を可能にします。このホワイトペーパーでは、タイムドメインおよびマルチメッセンジャー天体物理学のこの急成長分野においてAXISによって推進される発見科学の一部に焦点を当てています。
KPCからサブPCまでのSMBH合併をAXISで追跡
| Title |
Tracking_SMBH_mergers_from_kpc_to_sub-pc_scales_with_AXIS |
| Authors |
Adi_Foord,_Nico_Cappelluti,_Tingting_Liu,_Marta_Volonteri,_Melanie_Habouzit,_Fabio_Pacucci,_Stefano_Marchesi,_Nianyi_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Labani_Mallick,_Michael_Koss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07664 |
活動銀河核(AGN)のペアは、合体によるSMBH成長の観測上の旗であり、銀河合体と重力波(GW)イベントの間の観測可能な関連性を表しています。したがって、これらのシステムをさまざまな進化段階にわたって研究することは、SMBHの成長において合併が果たす役割や、パルサータイミングアレイ（PTA）によって検出されることが期待される将来のGW信号を定量化するのに役立ちます。初期段階では、このシステムは、SMBHが重力で束縛されておらず、典型的な間隔が30kpc未満である「デュアルAGN」として分類でき、最新の段階では、システムは2つの巨大なSMBHが存在する「バイナリAGN」として分類できます。ホスト銀河は数百メガ年からギガ年にわたって相互作用してきた可能性があります。ただし、AGNのペアの検出と確認は簡単ではなく、マージ環境の固有の特性によって複雑になります。現在までに、X線で確認された二重AGNは50個未満で、強力な二重AGN候補は1個だけです。AXISはデュアルAGNの分野に革命をもたらします。点像分布関数(PSF)、視野(FOV)、および有効領域(Aeff)により、全領域にわたって数百から数千の新しいデュアルAGNが検出されることが期待されています。赤方偏移の範囲は0<z<4です。AXISAGN調査により、デュアルAGNの周波数をz=3.5までの赤方偏移の関数として定量化する最初のX線調査が行われます。
| Title |
Surveying_the_onset_and_evolution_of_supermassive_black_holes_at_high-z_with_AXIS |
| Authors |
Nico_Cappelluti,_Adi_Foord,_Stefano_Marchesi,_Fabio_Pacucci,_Angelo_Ricarte,_Melanie_Habouzit,_Fabio_Vito,_Meredith_Powell,_Michael_Koss,_Richard_Mushotzky,_and_the_AXIS_AGN-SWG |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07669 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の性質と起源は、科学界内で依然として議論の余地があるままです。さまざまな理論的シナリオが提案されており、それぞれが特定の観測兆候を備えていますが、十分な感度のX線観測が存在しないことが観測試験の進歩を妨げています。このホワイトペーパーでは、AXISがこの問題の解決にどのように貢献するかを示します。軸上で1.5$^{\prime\prime}$の角度分解能と軸外の劣化を最小限に抑え、[0.5-2]keV範囲の約2$\の磁束限界に到達できるディープサーベイを設計しました。約700万秒(7Ms)で0.13deg$^2$の領域にわたって$10$^{-18}$\fcgs~倍。さらに、かなりの数のX-を有するSMBHを検出するために、約2deg$^2$をカバーし、約2$\times$10$^{-17}$\fcgs~のフラックス限界に達する中深度調査を計画しました。光線の光度(L$_X$)は約10$^{42}$\lxからz$\sim$10までです。これらの観測により、AXISは、エディントン限定降着とタイプIIAGNの典型的なボロメータ補正を想定して、10$^5$\msより小さい質量のSMBHを検出できるようになります。AXISは、SMBHの播種および個体群合成モデルに関する貴重な情報を提供し、初期質量関数(IMF)とz$\sim$0-10の降着履歴に対するより正確な制約を可能にします。これを達成するために、AXISはJWST、Roman、Euclid、LSSTなどの測量望遠鏡と新世代の30mクラスの望遠鏡の独自の相乗効果を活用します。これらの機器は光学的識別と赤方偏移の測定を提供する一方、AXISは、特に初期宇宙で予測され最近観察されたような非常に不明瞭なAGNや特異なUVスペクトルの場合、核活動の決定的な証拠を発見するでしょう。
星の死から宇宙の啓示まで: AXIS でコンパクト天体、相対論的アウトフロー、超新星残骸にズームイン
| Title |
From_Stellar_Death_to_Cosmic_Revelations:_Zooming_in_on_Compact_Objects,_Relativistic_Outflows_and_Supernova_Remnants_with_AXIS |
| Authors |
S._Safi-Harb,_K._B._Burdge,_A._Bodaghee,_H._An,_B._Guest,_J._Hare,_P._Hebbar,_W._C._G._Ho,_O._Kargaltsev,_D._Kirmizibayrak,_N._Klingler,_M._Nynka,_M._T._Reynolds,_M._Sasaki,_N._Sridhar,_G._Vasilopoulos,_T._E._Woods,_H._Yang,_C._Heinke,_A._Kong,_J._Li,_A._MacMaster,_L._Mallick,_C._Treyturik,_N._Tsuji,_B._Binder,_C._Braun,_H.-K._Chang,_A._Chatterjee,_G._Ferrand,_T._Holland-Ashford,_C.-Y._Ng,_R._Plotkin,_R._Romani,_S._Zhang_(for_the_AXIS_Compact_Objects-Supernova_Remnants_Science_Working_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07673 |
コンパクトな天体や超新星残骸は、星の死後の運命や、星が周囲の物質にどのように影響を与え、またどのように影響を受けるかを調査するための近くの実験室を提供します。過去50年間で、これらの天体に対する私たちの理解は大幅に進歩し、それらが高速電波バーストや重力波源など、遠い宇宙の最も神秘的なエネルギー現象のいくつかについての私たちの理解に最も関連していることが示されました。しかし、まだ多くの疑問が残されています。これらには以下が含まれます:何が電磁スペクトル全体の爆発現象の多様性に影響を与えているのでしょうか?中性子星と恒星質量ブラックホールの質量とスピンの分布はどのようなものですか?重力波LISA源の電磁対応物である白色矮星と相互作用するコンパクト連星はどのように形成され、動作するのでしょうか?X線の視度関数の暗い端に存在するのはどの天体ですか?相対論的な風は周囲にどのような影響を与えるのでしょうか?中性子星のキックは基礎物理学と超新星爆発について何を明らかにしますか?超新星残骸の衝撃は宇宙磁気にどのような影響を与えるのでしょうか?この多くの疑問は、今後10年間の最高の高角度分解能X線ミッションになるように設計されたNASA探査機ミッションコンセプトであるAXIS(先進X線画像衛星)によって解決されます。AXISは、(a)全視野にわたる前例のない撮像解像度、(b)大きな有効領域と低背景による暗いオブジェクトに対する前例のない感度、(c)迅速な応答能力の組み合わせにより、大きな飛躍をもたらします。特に球状星団や銀河中心などの密集領域におけるコンパクト天体（孤立天体および連星）の集団を発見および特定する一方で、科学上の疑問や米国天文学・天体物理学十年調査（Astro2020）の優先事項に取り組みます。
マイクロクエーサー恒星系は電磁放射線と高エネルギー粒子を放出します。私たちの銀河系内に位置しているため、非常に詳細に観察することができます。それでも、彼らの内部構造の多くはとらえどころのないままです。したがって、観察と理論を結びつけるシミュレーションは非常に役立ちます。この論文では、模擬マイクロクエーサージェットからの高エネルギー粒子とシンクロトロン無線放射の両方が、特別な相対論的イメージングを使用して計算されます。有限光線速度イメージングアルゴリズムが流体力学シミュレーションデータに採用され、静止した観察者から見える合成画像が生成されます。流体力学モデルは上記の排出モデルに統合されています。その後、検出器アレイからの観測値と比較できる合成スペクトルとマップが生成されます。応用として、このモデルは、2つの異なる時空間スケールで一時的な放出中のマイクロクエーサーを合成的に観測します。1つはニュートリノ放出領域スケールで、もう1つはシンクロトロン電波放出スケールです。結果は既存の検出器の感度と比較されます。
トロイダル磁場と衝突する放射流における冷却と不安定性
| Title |
Cooling_and_Instabilities_in_Colliding_Radiative_Flows_with_Toroidal_Magnetic_Fields |
| Authors |
R.N._Markwick,_A._Frank,_E.G._Blackman,_J._Carroll-Nellenback,_S.V._Lebedev,_D.R._Russell,_J.W.D._Halliday,_L.G._Suttle,_P.M._Hartigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07717 |
磁化プラズマ流の衝突に関するシミュレーションに基づく研究の結果について報告します。私たちのセットアップは、パルスパワー実験室の天体物理学実験を模倣していますが、適切なフレーム変更を行うことで、内部速度が変化する天体物理学ジェットに関連します。2つの流れが衝突する相互作用領域の進化を追跡します。放射損失による冷却も計算に含まれます。流れのプラズマベータ($\beta_m$)、冷却の強さ($\Lambda_0$)、および冷却関数の温度依存性の指数($\alpha$)を系統的に変化させます。強い磁場の場合、「スパイン」と呼ばれる逆伝播ジェットが、衝撃を受けたトロイダル磁場からの圧力によって駆動されることがわかりました。脊椎は最終的に不安定になり、ばらばらになります。スパインの形成と進化が初期の流れパラメーターにどのように依存するかを実証し、流れの基本的な特徴を捉える単純な解析モデルを提供します。
LPA LPIにおけるマグネターSGR1935+2154からのパルス放射の探索について
| Title |
About_the_search_for_pulsed_radiation_from_the_magnetar_SGR1935+2154_at_the_LPA_LPI |
| Authors |
E.A._Brylyakova_and_S.A._Tyul'bashev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07944 |
J1935+2154はソフトガンマ線の発生源として知られています。マグネターからのハイパーフレアは、2020年5月にFAST望遠鏡の周波数1.25GHzで検出されました。マグネターは、LPA電波望遠鏡で行われた調査に111MHzで参加しました。以前に発表された(Fedorovaetal.2021)マグネターSGR1935+2154からのパルスのチェックが実行されました。LPAで受信したデータは、低周波数と高周波数時間分解能を持つ2つのモードで並行して記録されます。チャネル幅415kHz、時間分解能\Deltat=100msの6チャネル。チャネル幅78kHz、時間分解能\Deltat=12.5msの32チャネル。元の検索は、時間周波数分解能が低いデータを使用して実行されました。メートル波長範囲での分散信号の検索は、周波数の4乗に比例する散乱と、周波数の2乗に比例する周波数チャネル内のパルスの分散スミアのため、デシメートル範囲での検索と比較して困難です。広がったパルス信号を収集し、最良のS/N値を得るために、マルチチャネルデータと散乱パルスパターンの畳み込みに基づくアルゴリズムを使用して検索が実行されました。テンプレートの形状は、分散測定(DM)が375pc/cm3の散乱パルスの形状に対応します。繰り返し検証するために、マグネターからのパルスが検出された同じデータが使用されました。公表されたパルスの追加チェックも、より高い周波数時間分解能のデータを使用して実行されました。32チャネルデータでは、周波数チャネルの分散スミアが6チャネルデータの5分の1であるため、S/Nパルスの約2倍の増加が期待できます。SGR1935+2154からのDMに依存するパルスピークシフトを持つS/N>4のパルス放射は、32チャネルデータでも6チャネルデータでも検出されませんでした。
磁気星の磁気圏は強くねじれており、蓄積された電磁エネルギーを急速に放出することで突然のエネルギー事象に電力を供給することができます。この論文では、回転中性子星のねじれた相対論的力のない軸対称磁気圏を調査します。我々は、光シリンダーの内側と外側の磁場の同時緩和法を使用して、このような構成の数値解を取得します。私たちは、閉磁力線の領域にトロイダル磁場を導入し、その領域のポロイダル電流分布に関連付けて、その分布に関するさまざまな数学的表現を探索します。ねじれを増やすと、磁力線のより多くの部分が光の円柱を横切り、無限に広がり、その結果、極性キャップのサイズが増加し、スピンダウン速度が向上することがわかりました。また、中程度から強くねじれた磁気圏では、閉じた磁力線の領域が光円柱の内側のある距離で終わることもわかりました。我々は、マグネターのスピンダウン速度の変動、パルサーのモーディングとヌリング、角度せん断とねじれの関係、磁気圏の全体的な形状に対するこれらの解決策の影響について議論します。
AT 2023prq: アンドロメダ銀河の後光の古典新星
| Title |
AT_2023prq:_A_Classical_Nova_in_the_Halo_of_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
Michael_W._Healy-Kalesh_and_Daniel_A._Perley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08171 |
古典新星、AT2023prqは2023年8月15日に発見され、アンドロメダ銀河(M31)から46kpcの距離に位置しています。ここでは、新星の測光と分光測定について報告します。過渡現象の「非常に高速」($t_{2,r^{\prime}}\sim3.4$d)かつ低光度($M_{r^{\prime}}\sim-7.6$)の性質スペクトルにヘリウムが含まれているということは、AT2023prqが「微速」のHe/N新星であることを示しています。さらに、M31の中心から非常に離れたところにあるAT2023prqは、ハロー新星集団のメンバーです。
後期キロノバエおよび潜在的な JWST 観測のエネルギー源としての特定の重元素の放射性崩壊
| Title |
Radioactive_Decay_of_Specific_Heavy_Elements_as_an_Energy_Source_for_Late-Time_Kilonovae_and_Potential_JWST_Observations |
| Authors |
Meng-Hua_Chen,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08260 |
連星中性子星の合体からの合体噴出物で合成される個々の重元素の時間的進化を明らかにすることで、鉄以外の重元素の起源についての理解が深まるだけでなく、キロノバエのエネルギー源も明らかになります。この研究では、$r$プロセス元素合成シミュレーションに基づいて、各核種のエネルギー部分の時間的発展の包括的な解析を提示します。$\sim100$~日以内にキロノバ放出を支配する重元素が特定される。これには、$^{127}$Sb、$^{128}$Sb、$^{129}$Sb、$^{130}$Sb、$^{129}$Te、$^{132}$I、$^{222}$Rn、$^{223}$Ra、$^{224}$Ra、$^{225}$Ac。後期キロノバ光度曲線($t\gtrsim20$~days)は重元素$^{225}$Ac(半減期10.0~日)の存在に非常に敏感であることがわかった。私たちの分析は、近赤外線帯域で高い感度を備えたジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)が、これらの特定の重元素を同定するための強力な装置であることを示しています。
非降着中性子星は多様な特徴を示すため、それらをいくつかのグループに分類することができます。この章は観察に基づいたレビューであり、孤立した中性子星のさまざまなクラスの特性を調査します。「通常の」回転動力を持つパルサーから、私たちが知っている宇宙で最も磁性のある中性子星であるマグネターまで。超新星残骸の中心にあるコンパクトな天体（反磁星とも呼ばれる）から、X線で暗く孤立した中性子星まで。また、さまざまなサブグループにまたがる特徴を示し、中性子星動物園の見かけの多様性をぼやけ、大規模な統一を示唆しているいくつかの情報源も強調します。
ブラックホール周囲の降着円盤のダイナミクスをシミュレーションすることにより、観測されたさまざまなQPOの発生源を説明するための物理的メカニズムの提案
| Title |
Proposing_a_Physical_Mechanism_to_Explain_Various_Observed_Sources_of_QPOs_by_Simulating_the_Dynamics_of_Accretion_Disks_around_the_Black_Holes |
| Authors |
Orhan_Donmez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08388 |
我々は、X線連星系とAGNで観察される低周波QPOを説明するメカニズムを提案します。これを行うために、カーブラックホールとEGBブラックホールの周囲の安定降着円盤をさまざまな角速度で摂動させ、円盤上に現れる衝撃波と振動の特性を明らかにしました。この摂動を、EGBブラックホールの異なるアルファ値とカーブラックホールの異なるスピンパラメーターを使用したシナリオに適用して、円盤の動的構造の変化と振動を数値的に観察しました。さまざまな数値モデリングを通じて、円盤上での1本腕および2本腕の螺旋衝撃波の形成がQPOの生成メカニズムとして機能することを発見しました。数値計算から得られたQPOを、$X-$ray連星系およびAGN源で観測された低周波QPOと比較しました。得られた結果は観察と非常に一致していることがわかりました。私たちは、準周期振動を引き起こす円盤上の衝撃メカニズムが、この記事で研究したX線連星とAGNを説明していることを観察しました。数値的発見の結果、QPOはブラックホールのスピンパラメーターよりもEGB定数により強く依存していることがわかりました。ただし、振動とQPOに対する主な影響は摂動の角速度によって引き起こされることを強調しました。モデルから得られた結果によると、V_{\infty}=0.2での摂動の漸近速度が、ブラックホールのスピンパラメーターやEGB結合定数とは無関係にQPO周波数を生成する原因となっていることが観察されました。したがって、V_{\infty}が中程度の値の場合、ディスク上に形成される2本の腕を持つらせん状の衝撃波が、低周波数QPOを説明する決定的なメカニズムとして提案されます。
AXIS による高空間解像度での銀河と星団の進化
| Title |
The_evolution_of_galaxies_and_clusters_at_high_spatial_resolution_with_AXIS |
| Authors |
H._R._Russell,_L._A._Lopez,_S._W._Allen,_G._Chartas,_P._P._Choudhury,_R._A._Dupke,_A._C._Fabian,_A._M._Flores,_K._Garofali,_E._Hodges-Kluck,_M._J._Koss,_L._Lanz,_B._D._Lehmer,_J.-T._Li,_W._P._Maksym,_A._B._Mantz,_M._McDonald,_E._D._Miller,_R._F._Mushotzky,_Y._Qiu,_C._S._Reynolds,_F._Tombesi,_P._Tozzi,_A._Trindade-Falcao,_S._A._Walker,_K.-W._Wong,_M._Yukita_and_C._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07661 |
恒星とブラックホールは熱をフィードバックして周囲の冷たいガス雲を分散させ、核周円盤や銀河円盤からガス流を発射し、動的な星間物質を生成します。宇宙の網に隣接する大規模なスケールでは、フィードバックによって濃縮ガスが銀河や銀河群から排出され、銀河間媒体に重元素が播種されます。このように、フィードバックは星の形成を停止させ、最終的に赤方偏移2～3のピーク後の構造の成長を抑制することによって、銀河の進化を形作るのです。重力とフィードバックの間の複雑な相互作用を理解するには、銀河内の重要な物理学の両方を解明し、これらのプロセスの影響を大規模な宇宙網にマッピングする必要があります。先進X線画像衛星(AXIS)は、秒角の空間分解能、大きな有効面積、低バックグラウンドを備えた2030年代のX線探査ミッションとして提案されています。AXISは、銀河の進化を引き起こす広範囲の質量スケールと大容量にわたって、風、放射線、ジェット、超新星と周囲のISMとの相互作用を解きほぐし、フィードバックの確立を宇宙の正午のメインイベントまで遡って追跡します。
高エネルギーの観点から見た星とその惑星のライフサイクル
| Title |
The_life_cycle_of_stars_and_their_planets_from_the_high_energy_perspective |
| Authors |
Lia_Corrales,_Keivan_G._Stassun,_Tim_Cunningham,_Girish_Duvvuri,_Jeremy_J._Drake,_Catherine_Espaillat,_Adina_D._Feinstein,_Elena_Gallo,_Hans_Moritz_Gunther,_George_W._King,_Marina_Kounkel,_Carey_M._Lisse,_Rodolfo_Montez_Jr.,_David_A._Principe,_Jesus_A._Toala,_Scott_J._Wolk,_Raven_Cilley,_Tansu_Daylan,_Margarita_Karovska,_Pragati_Pradhan,_Peter_J._Wheatley,_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07674 |
Astro2020の10年にわたる調査で特定された主要な研究テーマの1つは、文脈内の世界と太陽です。先進X線画像衛星(AXIS)は、NASAAPEXミッションで提案されており、誕生から消滅までの星と惑星のつながりを研究するための主要な高エネルギー機器になります。この研究は、幅広い年齢層にまたがる星団内の恒星、系外惑星のホストとして知られるフレアするM型矮星、および若い星のX線観測を通じて、AXISミッションによって可能になるこの広範な研究領域における大きな進歩を探求します。原始惑星系円盤との降着相互作用を示しています。さらに、惑星状星雲、白色矮星、太陽系を使用して、微視的（例：電荷交換）から巨視的（例：恒星風の周囲の星間物質との相互作用）に至る重要な物理プロセスを制約するAXISの能力を調査します。。
MATHUSLA検出器による宇宙線探索
| Title |
Cosmic-ray_searches_with_the_MATHUSLA_detector |
| Authors |
Cristiano_Alpigiani,_J._C._Arteaga-Vel\'azquez,_Daniela_Blanco-Lira,_Davide_Boscherini,_K._S._Caballero-Mora,_Paolo_Camarri,_Roberto_Cardarelli,_Dennis_Cazar_Ram\'irez,_Giuseppe_Di_Sciascio,_Arturo_Fern\'andez_T\'ellez,_H._J._Lubatti,_O._G._Morales-Olivares,_Piter_Amador_Paye_Mamani,_David_Rivera_Rangel,_Mario_Rodr\'iguez-Cahuantzi,_Rinaldo_Santonico,_Martin_Alfonso_Subieta_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07704 |
広範な空気シャワーを測定することによって宇宙線の物理学を研究するための機器として提案されたMATHUSLA検出器の性能が示されています。MATHUSLA検出器は、HL-LHCデータ取得期間中にCERNのCMS検出器のpp相互作用点で生成された長寿命粒子の崩壊を観察および研究するように設計されています。提案されているMATHUSLA検出器は、長い発光バーの多くの層で構成されており、バーごとに複数のヒットを測定できず、複数のヒットの場合にヒット座標を正確に報告できません。この研究は、アナログとデジタルの両方の読み出しを備えたRPC検出器の層を追加することで、空気シャワーの前面での荷電粒子の局所密度と到着時間を測定するMATHUSLAの機能が大幅に強化されることを示しています。我々は、RPC検出器の追加層を備えた提案されたMATHUSLA検出器が対処できる宇宙線物理学の未解決の問題について議論し、PeVエネルギー範囲で宇宙線を測定する他の空気シャワー施設と比較することによって結論を下します。
NIRISS/SOSS 観測における GR700XD スペクトル トレースの訪問間の安定性の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_visit-to-visit_Stability_of_the_GR700XD_Spectral_Traces_for_NIRISS/SOSS_Observations |
| Authors |
Tyler_Baines,_N\'estor_Espinoza,_Joseph_Filippazzo,_Kevin_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07769 |
本報告では、NIRISS/SOSS観測中の痕跡位置の変化を解析した結果を紹介します。これまでに得られたデータを使用して、スペクトル次数1および2のトレース位置に対するGR700XD瞳ホイール(PW)位置調整の訪問間の影響を調べます。私たちの目標は、検出器上のトレース位置をPW位置角度と相関させることにより、波長ソリューションを改善することです。両方の次数のPW位置とスペクトルトレース回転の間に1対1の対応関係があることがわかります。これにより、約0.1ピクセル以下のサブピクセル精度でPW位置の関数としてトレースの位置/形状を予測できる解析モデルを見つけることができました。このような関数は、信号対雑音比が低い場合にトレース位置を予測したり、時系列観測(TSO)で時間の関数としてトレース位置の変化を追跡するためのテンプレートとして使用したりできます。
NIRISS/SOSS 観測のための GR700XD 波長校正の訪問間の安定性の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_visit-to-visit_Stability_of_the_GR700XD_Wavelength_Calibration_for_NIRISS/SOSS_Observations |
| Authors |
Tyler_Baines,_N\'estor_Espinoza,_Joseph_Filippazzo,_and_Kevin_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07771 |
JWSTでNIRISS/SOSSモードを使用すると、瞳ホイール(GR700XDグリズムを光路に向けるという役割を果たします)が指示された位置に一貫して落ち着かず、数分の1度の偏差でわずかな位置ずれが発生します。これらの小さなオフセットにより、訪問間のNIRISSSOSSスペクトル次数のトレース位置に顕著な変化が生じます。この不一致により、波長ソリューションの変動が生じる可能性があります。このレポートでは、スペクトル次数1および2のNIRISSGR700XD波長校正の訪問から訪問までの特性評価を示します。A-starBD+60-1753と、この効果をモデル化するための以前の試運転および校正作業からのデータを使用して、波長ソリューションが訪問間で予測可能な方法で最大数ピクセル変動する可能性があることを実証しました。Aスタースペクトルの既知の水素吸収特徴の測定されたxピクセル位置と瞳ホイール位置を回帰変数として使用し、それぞれスペクトル次数1と2の2つの独立した多項式回帰モデルを介して、波長解を正確に予測できることを示します。特定の訪問の場合、RMS誤差はピクセルの数十分の1以内です。これらのモデルを、GR700XDスペクトルトレースを予測するためのPythonパッケージであるPASTASOSSに組み込んでいます。これにより、NIRISS/SOSS観測のスペクトルトレース位置とそれに関連する波長を正確に予測できるようになりました。
X 線偏光に関する最適な要約統計量
我々は、散乱偏光計やガスピクセル検出器偏光計など、個々の光子の位置角度を制約する実験で偏光（ストークスパラメータ）を測定するための2つの新しい高効率推定器を開発し、以前に提案された推定器を詳細に分析します。これら3つの推定器はすべて、一般的なデータセットにおいて、現場で使用されている標準的な推定器よりも少なくとも50%効率的です。これらの推定量の分散の分析的推定値と、これらの推定値を検証するための数値実験を示します。3つの推定量のうち2つは、個々の光子の測定値の合計を通じて迅速かつ直接計算できます。
| Title |
Research_on_the_X-Ray_Polarization_Deconstruction_Method_Based_on_Hexagonal_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Ya-Nan_Li,_Jia-Huan_Zhu,_Huai-Zhong_Gao,_Hong_Li,_Ji-Rong_Cang,_Zhi_Zeng,_Hua_Feng_and_Ming_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07834 |
トラック再構成アルゴリズムは偏光測定にとって重要です。従来のモーメントベースの軌道再構成アプローチに加えて、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)も有望な代替手段です。ただし、異方性を向上させるガスピクセル検出器(GPD)の六角形グリッドトラック画像は、古典的な長方形ベースのCNNと一致せず、トラック画像を六角形から正方形に変換すると情報が失われます。我々は、X線偏光計における軌道再構築と偏光推定のための新しい六角形CNNアルゴリズムを開発しました。このアルゴリズムは、光電子軌道画像から放射角度と吸収点を抽出し、予測された放射角度の不確実性を予測するために使用されました。PolarLightテストのシミュレートされたデータは、六角形CNNモデルのトレーニングとテストに使用されました。個々のエネルギーに関して、六角形のCNNアルゴリズムは、100%偏光データのモーメント解析法と比較して変調係数が15～30%向上し、そのパフォーマンスは、IXPEチームが新たに開発した長方形ベースのCNNアルゴリズムに匹敵しましたが、はるかに劣っていました。計算コスト。
軟X線用CMOS検出器の電荷分布に基づくノイズ判別法
相補型金属酸化膜半導体(CMOS)センサーは、最近の開発と独自の利点により、軟X線検出器としてさまざまな分野で広く使用されています。CMOS検出器のパラメータは広範囲に研究され、評価されてきました。しかし、特定の分野における重要なパラメータである信号対雑音比は十分に研究されていません。本研究では、CMOS検出器GSENSE2020BSIの電荷分布を解析し、電荷分布に応じて信号を識別するための2次元セグメンテーション手法を提案しました。GSENSE2020BSI検出器に対する2次元セグメンテーション法の効果が定性的に評価されました。G2020BSIに向けて、2次元セグメンテーション手法に使用される最適な特徴パラメータを検討しました。ただし、2次元セグメンテーション方法は特徴パラメータの影響を受けません。
深層学習ベースの物体検出アルゴリズムを使用して光曲線信号を識別します。 II.一般的な光曲線分類フレームワーク
| Title |
Identifying_Light-curve_Signals_with_a_Deep_Learning_Based_Object_Detection_Algorithm._II._A_General_Light_Curve_Classification_Framework |
| Authors |
Kaiming_Cui,_D._J._Armstrong,_Fabo_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08080 |
さまざまなプロジェクトから膨大な量の天文測光データが生成され、変光星やその他の天体クラスを特定するには多大な労力が必要です。これを考慮すると、一般的で広く適用可能な分類フレームワークがあれば、カスタム分類子の設計タスクが簡素化されます。弱く教師された物体検出モデルを使用して光度曲線を分類するための新しい深層学習フレームワークを紹介します。私たちのフレームワークは、光度曲線とパワースペクトルの両方に最適なウィンドウを自動的に特定し、対応するデータにズームインします。これにより、時間領域と周波数領域の両方からの自動特徴抽出が可能になり、モデルがさまざまなスケールやサンプリング間隔にわたるデータを処理できるようになります。私たちは、変光星と過渡現象の宇宙ベースと地上ベースの両方のマルチバンド観測から得られたデータセットに基づいてモデルをトレーニングします。組み合わせた変数と過渡イベントに対して87%の精度を達成しました。これは、以前の機能ベースのモデルのパフォーマンスに匹敵します。私たちのトレーニング済みモデルは、再トレーニングや微調整を必要とせずに、ASAS-SNなどの他のミッションに直接利用できます。予測確率が誤って調整された既知の問題に対処するために、等角予測を適用して、所定の確率で真のラベルカバレッジを保証する堅牢な予測セットを生成します。さらに、さまざまな異常検出アルゴリズムを組み込んで、分布外のオブジェクトを識別する機能をモデルに提供します。私たちのフレームワークは、GithubおよびPyPIでホストされているオープンソースPythonパッケージであるDeep-LCツールキットに実装されています。
FASTサーベイのためのマルチモダリティによるパルサー候補選別におけるハイブリッドクラスタリングの適用
| Title |
Applying_hybrid_clustering_in_pulsar_candidate_sifting_with_multi-modality_for_FAST_survey |
| Authors |
Zi-Yi_You,_Yun-Rong_Pan,_Zhi_Ma,_Li_Zhang,_Shuo_Xiao,_Dan-Dan_Zhang,_Shi-Jun_Dang,_Ru-Shuang_Zhao,_Pei_Wang,_Ai-Jun_Dong,_Jia-Tao_Jiang,_Ji-Bing_Leng,_Wei-An_Li,_Si-Yao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08134 |
パルサー探索は常に、パルサー航行、重力波検出、その他の研究テーマの基礎となります。現在、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)によって収集されたパルサー候補の量は爆発的な増加率を示しており、パルサー候補フィルタリングシステムに課題をもたらしています。特に、マルチビューの異種データと、真のパルサーと非パルサー候補の間のクラスの不均衡は、従来のシングルモーダル教師あり分類法に悪影響を及ぼします。この研究では、マルチモーダルで半教師あり学習ベースのパルサー候補ふるい分けアルゴリズムが提示されます。このアルゴリズムは、入力データと並列化のためのデータパーティション戦略。HTRU(TheHighTimeResolutionUniverseSurvey)2とFASTの実際の観測データの両方での実験は、提案されたアルゴリズムがパルサーを優れて識別できることを示しています。HTRU2では、その並列モードの精度と再現率は0.981と0.988に達します。FASTデータでは、並列モードの速度は0.891および0.961に達しますが、実行時間も制限内で並列ノードの増加に伴って大幅に減少します。したがって、私たちのアルゴリズムは、FASTドリフトスキャン観測の大規模パルサー候補ふるい分けに実行可能なアイデアである可能性があるという結論を得ることができます。
電波天文学コミュニティは、次世代の電波天文台に期待される膨大なデータに対処するためにディープラーニング技術を採用しています。ベイジアンニューラルネットワーク(BNN)は、深層学習モデルによって行われる予測の不確実性をモデル化する原理に基づいた方法を提供し、これらのモデルの出力から適切に校正された不確実性の推定値を抽出する際に重要な役割を果たします。ただし、変分推論やMCMCベースのアルゴリズムなど、最も一般的に使用される近似ベイジアン推論手法では、「コールド事後効果(CPE)」が発生します。これによると、良好な予測パフォーマンスを得るには、事後効果をダウンウエイトする必要があります。CPEは、データの拡張やデータセットのキュレーションなどのいくつかの要因に関連付けられており、可能性の誤りや事前の仕様の誤りにつながります。この研究では、MCMCサンプリングを使用して、ガウスパラメトリックファミリが真の事後分布に対する不十分な変分近似であり、変分推論に基づくBNNを使用した電波銀河の形態学的分類で以前に観察されたCPEを引き起こすことを示します。
将来の CMB 実験のための偏光角の精度。 COSMOCalプロジェクトと1mm帯の試作機
| Title |
Polarization_angle_accuracy_for_future_CMB_experiments._The_COSMOCal_project_and_its_prototype_in_the_1mm_band |
| Authors |
A._Ritacco,_L._Bizzarri,_F._Boulanger,_M._P\'erault,_J._Aumont,_F._Bouchet,_M._Calvo,_A._Catalano,_D._Darson,_F.X._D\'esert,_J._Errard,_A._Feret,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_B._Maffei,_A._Monfardini,_L._Montier,_M._Murgia,_P._Morfin,_F._Nati,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_J._L._Puget,_S._Savorgnano,_B._Segret,_K._Schuster,_J._Treuttel,_and_M._Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08307 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射は、初期宇宙へのユニークな窓を提供し、基本的な宇宙論の正確な調査を容易にします。しかし、インフレの理論モデルによって予測されるCMBのBモードを検出する探求は、キャリブレーションとフォアグラウンドモデリングの点で大きな課題に直面しています。COSMOCal(CMB実験キャリブレーション用のミリメートル波長オブジェクトのCOsmicSurvey)プロジェクトは、現在および将来のCMB実験の偏光角$\psi$の絶対キャリブレーションの精度を向上させることを目的としています。この概念には、地球上のいくつかの偏波施設の絶対校正器として機能する、[20～350]GHzの周波数範囲で放射する非常によく知られた人工光源の構築が含まれています。地球上のすべての望遠鏡の遠方界にある静止軌道上に人工光源を配置する実現可能性の研究が進行中です。その間、進行中のハードウェア作業は、1mm帯域(220～300GHz)での偏波回復の技術、精度、安定性をテストするためのプロトタイプの構築に専念しています。IRAM30m望遠鏡のNIKA2カメラのような高解像度実験は、このような用途に展開されます。慎重に校正（$\Delta\psi$<0.1度）すると、CMB実験の絶対校正の最有力候補であるかに星雲などの天体物理源の観測に使用されます。
VLT-MUSE を使用してタランチュラ星雲の中心部をマッピングします。 Ⅲ．可視光および遠紫外線における金属の少ないスターバースト領域のテンプレート
| Title |
Mapping_the_core_of_the_Tarantula_Nebula_with_VLT-MUSE._III._A_template_for_metal-poor_starburst_regions_in_the_visual_and_far-ultraviolet |
| Authors |
Paul_A_Crowther_(Sheffield),_N_Castro_(AIP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07642 |
我々は、大マゼラン雲のタランチュラ星雲の支配的な巨大HII領域であるNGC2070の中央2'x2'(30x30pc$^{2}$)の統合VLT-MUSEスペクトルを経験的な遠紫外スペクトルとともに提示する。ULLYSES調査からのLMCテンプレート星とハッブルタランチュラ財務プロジェクトのUV測光によって構築されたスペクトル。NGC2070は、金属の少ないスターバースト領域における個々の恒星個体群(VLTFLAMESタランチュラ調査など)の結果と、個体群合成ツールStarburst99、Charlot&Bruzual、BPASSからの統合結果を比較するユニークな機会を提供します。標準的な星雲強線キャリブレーションから推定されるNGC2070の金属度は、直接法から得られるものより0.4$\pm$0.1dex低いです。Starburst99から推定される420万年というアルファ星年齢は、この領域内のOB星の年齢の中央値に近いですが、個々の星は100万年から7000万年という広い範囲に及びます。推定される星の質量は、NGC2070内の豊富な星団R136で得られた質量に近いですが、統合された遠紫外連続体には21%しか寄与していません。HeII1640の発光は、古典的なWR星と主系列WNh+Of/WN星によって支配されています。NGC~2070の遠紫外連続光束の18%は、いくつかの非常に明るい超巨星を含む、100Msunを超える非常に重い星から生じます。低金属量で予測された集団合成モデルはどれも、NGC2070の遠紫外スペクトルをうまく再現できません。我々は、問題の原因を、非常に重い星の質量損失の扱い、現代の経験的な金属不足のテンプレートの欠如にあると考えています。二進化進化によって生み出されたWRスター。
エッジオン原始惑星系円盤の JWST イメージング II.内側領域が傾斜したエッジオンディスクの外観: IRAS04302+2247 のケーススタディ
| Title |
JWST_imaging_of_edge-on_protoplanetary_disks_II._Appearance_of_edge-on_disks_with_a_tilted_inner_region:_case_study_of_IRAS04302+2247 |
| Authors |
M._Villenave,_K._R._Stapelfeldt,_G._Duchene,_F._Menard,_S._G._Wolff,_M._D._Perrin,_C._Pinte,_R._Tazaki,_D._Padgett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07668 |
我々は、埋め込まれた若い星IRAS04302+2247の周囲のエッジオン原始惑星系円盤の2$\μ$mから21$\μ$mまでのJWSTイメージングを提示する。光源の構造には、暗いレーンで区切られた2つの反射星雲が示されています。光源の範囲は、$\sim$4.4$\mu$mおよびそれより短い波長では拡張されたフィラメント状エンベロープによって支配され、7$\mu$mおよびより長い波長では円盤自体からの散乱光のよりコンパクトなローブに移行します。暗いレーンの厚さは波長によって大きく変化せず、これは円盤の上層にある中間サイズ($\sim10\mu$m)の粒子を示すものと解釈されます。興味深いことに、IRAS40302の最も明るい星雲が12.8$\mu$mと21$\mu$mの間で切り替わっていることがわかりました。エッジオンディスクの全体的な外観に対する傾斜した内部領域の影響を調査します。我々は、傾斜した内部領域を含む円盤の放射伝達モデルが最も明るい星雲の反転を再現できることを発見した。さらに、特定の方向について、このモデルは、考えられる視方位の半分以上で発生する可能性がある強い横方向の非対称性も予測します。散乱光で観察された多数のエッジオン原始惑星系円盤はそのような横方向の非対称性(15/20)を示しており、これは原始惑星系円盤の大部分が傾斜した内部領域を持つ可能性があることを示唆しています。星状斑点も横方向の非対称性を引き起こす可能性があり、これは大幅に短い時間スケールで変化すると予想されます。エッジオンディスクの変動性研究により、これらの非対称性の原因に関する支配的なシナリオをテストできるようになります。
JWST が原始惑星系円盤のネオンライン変動を検出
| Title |
JWST_Detects_Neon_Line_Variability_in_a_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
C._C._Espaillat,_T._Thanathibodee,_C._V._Pittman,_J._A._Sturm,_M._K._McClure,_N._Calvet,_F._M._Walter,_R._Franco-Hernandez,_and_J._Muzerolle_Page |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07739 |
我々は、2023年に撮影されたSZChaのJWSTMIRIMRSスペクトルと2008年のこの天体のSpitzerIRSSHスペクトルを比較することにより、原始惑星系円盤の中赤外ネオンライン放射の変動性を初めて検出したことを報告する。]-[NeII]線束比。これは、EUVまたはX線駆動のディスク光蒸着の優位性を区別するための高エネルギー放射線場の診断です。[NeIII]と[NeII]の線束比が2008年の$\sim1.4$から2023年の$\sim0.2$まで大きく変化することがわかりました。これはEUV主体からXへの切り替えを示しています。-光線が支配的なディスクの光蒸発。我々は、2023年に強風の存在を示す、同時期の地上ベースのアルファ輝線の光学スペクトルを提示します。我々は、この強風がEUV放射の円盤表面への到達を妨げ、X線が風を透過して円盤を照射すると提案します。。スピッツァー観測時には風が抑えられ、EUV放射が円盤に到達したと推測されます。これらの観察は、MIRネオン輝線がディスク表面に到達する高エネルギー放射線の変化に敏感であることを裏付けています。これは、惑星形成のタイムスケールに制約を与えるために、ディスクの光蒸発の効率を測定するツールとして[NeIII]対[NeII]の線束比を強調しています。ただし、観測結果を解釈し、星と円盤の関係を適切に検討するには、多波長観測が不可欠です。
Urca 反応の変化に対する 3D 対流 Urca シミュレーションの感度
| Title |
Sensitivity_of_3D_Convective_Urca_Simulations_to_Changes_in_Urca_Reactions |
| Authors |
Brendan_Boyd,_Alexander_Smith_Clark,_Alan_C._Calder,_Dean_M._Townsley,_Michael_Zingale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07743 |
熱核(Ia型)超新星の提案された設定は、伴星から中心の炭素点火点まで質量が増加した白色矮星です。燃焼の初期段階には、中心対流ゾーンの形成と成長を伴う煮込み段階があります。この段階の1つの側面は、白色矮星の組成と構造を変化させる可能性のある弱い核反応と対流の結びつきである対流ウルカ過程です。対流ウルカは十分に理解されていないため、現実的にモデル化するには3D流体シミュレーションが必要です。さらに、対流は比較的遅い(マッハ数が0.005未満)ため、計算でシミュレーションを実行可能にするには低マッハ法が必要です。MAESTROeX低マッハ流体力学コードを使用して、対流ウルカシミュレーションで弱い反応をモデル化する方法に対する最近の変更を調査します。反応速度の変化とそれがシミュレーションの展開に及ぼす影響を定量化した結果を示します。
白色矮星と主系列星の合体による青色の大振幅パルセータの形成
| Title |
The_formation_of_blue_large-amplitude_pulsators_from_white-dwarf_main-sequence_star_mergers |
| Authors |
Xianfei_Zhang,_C._Simon_Jeffery,_Jie_Su,_Shaolan_Bi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07812 |
青色大振幅パルセータ(BLAP)は熱い低質量星であり、おそらく鉄族の不透明度によって引き起こされる放射状振動による大振幅の光の変動を示します。期間の変化は、階級間の長期的な縮小と拡大の両方の証拠を提供します。さまざまな形成履歴が提案されていますが、完全に満足のいくものはありません。\citet{Zhang2017}は、ヘリウム核白色矮星と低質量主系列星(HeWD+MS)の合体により、いくつかのクラスの高温亜矮星の形成につながる可能性があると提案しました。私たちはこれらのHeWD+MS合併モデルをより詳細に分析しました。ヘリウムシェルの点火とヘリウムコアの完全燃焼の間に、モデルはBLAPが占める光度、重力、温度の体積空間を通過します。ヘリウムシェルのフラッシュに伴う膨張と収縮の周期は、観測された周期変化率を説明できる可能性があります。私たちは、HeWD+MS合併モデルが少なくとも1つのBLAP形成チャネルを提供すると主張します。
LAMOST-MRS調査による階層三重系の質量比分布
| Title |
Mass_Ratio_Distribution_of_Hierarchical_Triple_Systems_from_the_LAMOST-MRS_Survey |
| Authors |
Tongyu_He,_Jiangdan_Li,_Xuefei_Chen,_Rong-jia_Yang,_Lin_Xiao_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07832 |
階層的な三重星系は、内側の連星($M_{1}$,$M_{2}$)と、より遠くにある外側の三次星($M_{3}$)に編成された3つの構成要素で構成されます。LAMOST中解像度分光測量(LAMOST-MRS)は、三重系個体群の研究に優れたサンプルを提供しました。ピーク振幅比(PAR)法を使用して、正規化されたスペクトルから三重系の質量比($q_\mathrm{{in}}$,$q_\mathrm{{out}}$)を取得しました。相互相関関数(CCF)を計算することにより、質量比$q_\mathrm{{out}}$($M_{3}$/($M_{1}$+$M_{2}$))と振幅比($A_{3}$/($A_{1}$+$A_{2}$))。$0.5～1.0$の$q_\mathrm{{in}}$と0.2～0.8の$q_\mathrm{{out}}$を導き出しました。修正された$q_\mathrm{{in}}$分布のべき乗関数を当てはめることにより、$\gamma_\mathrm{{in}}$は$-0.654\pm2.915$、$4.304\pm1と推定されます。A、F、Gタイプの星では.125$と$11.371\pm1.309$です。導出された$\gamma_\mathrm{{in}}$値は、質量が減少するにつれて増加します。これは、質量が小さい星ほど同様の質量を持つ伴星を持つ可能性が高いことを示しています。修正された$q_\mathrm{{out}}$分布のべき乗関数を当てはめることにより、${\gamma_\mathrm{{out}}}$は$-2.016\pm0.172$と推定されます。G、F、Aタイプの星では、それぞれ-1.962\pm0.853$と$-1.238\pm0.141$です。${\gamma_\mathrm{{out}}}$値は、主星の質量が小さくなる方向に成長する傾向を示しています。
太陽自転の表面近くせん断層：起源と重要性
ヘリ地震学は、太陽の表面の下に、深さとともに自転速度が急速に増加する薄い層を発見しました。層の上部10Mmにおける正規化された回転せん断は緯度に対して一定です。差動回転理論は、地表近くの対流のラジアル型異方性と、自転周期に比べて対流乱流の相関時間が短いことによって、このような回転状態を説明する。せん断層は、地球の子午線循環の主な推進力です。
惑星の破片を蓄積する冷たい磁性白色矮星
| Title |
A_cool,_magnetic_white_dwarf_accreting_planetary_debris |
| Authors |
Stephane_Vennes,_Adela_Kawka,_Beth_L._Klein,_B._Zuckerman,_Alycia_J._Weinberger,_Carl_Melis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07937 |
我々は、低温で磁性が高く、汚染された白色矮星2MASSJ0916-4215の分光データの分析を紹介します。白色矮星の大気は水素が大半を占めていますが、不完全なパッシェン星には、LiI、NaI、AlI、およびKI線に加えて、マグネシウム、カルシウム、チタン、クロム、鉄、ストロンチウムの多数のスペクトル線が見つかります。CaIIラインの場合、最も顕著に現れるバックレジーム。いくつかのスペクトル線におけるパッシェンバック効果の広範な新しい計算が提示され、計算結果がCaIIH&Kダブレットについて表にまとめられています。存在量パターンはリチウムとストロンチウムの大幅な過剰を示しており、これは星に降着した地球の大陸地殻に似た惑星の破片の兆候と見なすことができるが、シリコンの不足はバルク地球物質の希釈の可能性を示している。正確な存在量測定は、特にCaIやCaIIの共鳴線などの飽和線において、中性水素(Gamma_HI)との衝突による広がりパラメーターの値に敏感であることが判明しました。Gamma_HIを文献からの値で定式化すると、ほとんどの共鳴線で10倍過大評価される可能性があることがわかりました。
SDSS と ZTF を用いたストライプ 82 領域のブラジコ型 RRc 星の研究
| Title |
Study_of_the_Blazhko_type_RRc_stars_in_the_Stripe_82_region_using_SDSS_and_ZTF |
| Authors |
Vaidehi_Varma,_Jozsef_M._Benko,_Chow-Choong_Ngeow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07950 |
RRLyrae星は脈動する星であり、その多くは光曲線の振幅と位相の変調であるBlazhko効果と呼ばれる長期変動も示します。この研究では、銀河のハローの第1倍音で脈動するRRLyrae(RRc)星におけるブラジコ効果の発生率を調べました。焦点は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)データを使用してSesarらによって研究された銀河ハローのストライプ82領域にありました。彼らの研究では、104個のRRこと座星がRRcタイプとして分類されました。私たちは、それらのSDSS光度曲線をツヴィッキー過渡施設(ZTF)データと組み合わせ、これらを使用してこれらのRRc星のブラジコ特性を文書化しました。私たちの分析では、104個のRRc星のうち、8個はむしろRRd星であり、研究から除外されたことが示されました。残りの96個のうち、34個はBlazhkoタイプ、62個は非Blazhkoタイプで、BlazhkoRRc星の出現率は35.42%となった。見つかった最短のブラジコ周期はSDSS747380の12.808+/-0.001日で、最長はSDSS3585856の3100+/-126日でした。SDSSとZTFデータセットを組み合わせると、ブラジコ効果による小さな変動を検出する確率が増加しました。したがって、より長いブラシュコの期間を見つけるユニークな機会を提供しました。RRc星の85%が200日より長いブラジコ周期を持つことを発見しました。
LTE からの離脱が A-B 型星のスカンジウム存在量の決定に及ぼす影響
ScII-ScIIIの包括的なモデル原子を開発しました。大気パラメータが明確に決定された未進化のA9-B3型星の8つのサンプルのスカンジウムの存在量は、ScII-ScIIIの非局所熱力学的平衡(NLTE)線形成と高解像度の観測スペクトルに基づいて決定されました。ScIIラインの場合、NLTEとLTEの間の存在量の差は、実効温度(Teff)の上昇に伴って急速に増大し、Teff=7250Kでのわずかなマイナスから、Teff=10400Kでの最大0.6dexのプラスの値まで増加します。\iota$彼女、NLTEは、LTEの場合と比較して、回線間の散乱を大幅に低減します。表面的に正常な5つの星のNLTEのSc存在量は、太陽系のSc存在量と誤差範囲内で一致していますが、後期B型星のLTE存在量は、太陽系よりも大きく下回っています。NLTEは、AmスターHD72660およびSiriusのSc欠乏を減少させますが、除去しません。私たち自身のデータと文献データに基づいて、16個のAm星のサンプルのCa/Sc存在比は[Ca/Sc]=0.6～0.7と近いことが判明しました。私たちはCa/Sc存在比を提案しますが、星をAmとして分類したり拡散モデルをテストしたりするために使用される個々のCaおよびSc元素の存在量ではありません。我々は、A型星から後期B型星に適したモデル大気のグリッド内のScIIの10系列のNLTE存在量補正を提供します。
AGB後の連星におけるケプラー円盤と流出
ケプラー円盤に囲まれ、しばしば円盤からのガスの流出による流出を示すAGB後の連星がある。我々は、ACHerculis、89Herculis、IRAS19125+0343、RScutiの4つの天体に対する12COおよび13COJ=2-1輝線のマップと複雑なモデルを提示します。私たちのマップとモデルを使用すると、それらの形態、運動学、質量分布を研究できます。ACHerの地図とモデリングにより、星雲の総質量の95%が円盤内に位置していることが明らかになりました。したがって、このソースはディスクを中心としたソースです(RedRectangle、IWCarinae、IRAS08544-4431など)。それどころか、ヘルクリス89星、IRAS19125+0343、およびたて座赤子の地図とモデリングは、流出がこの星雲の主要な構成要素であり、その結果、連星ポストAGB星の周りに新しいサブクラス星雲、つまり流出が支配的な星雲をもたらすことを示唆しています。。CO以外に、この種の発生源の分子含有量はほとんど知られていませんでした。また、1.3、2、3、7、および13mmバンドにおける最初の非常に詳細なシングルディッシュ電波分子調査も紹介します。私たちの結果により、供給源をOリッチまたはCリッチとして分類することができます。また、これらの源は、AGB星やその他のAGB以降の星の周囲の星周エンベロープと比較して、一般的に分子量が低く、特に円盤が支配的な源であると結論付けています。この論文は、ミリメートル波長に関する包括的な研究を示しています。一方では、NOEMA干渉観測と複雑なモデルを通じて、これらの物体の詳細な動力学研究を実行します。その一方で、私たちは単一皿の繊細な観察のおかげで、これらのソースの化学を研究しています。これらの異なる方法を組み合わせることで、これらのソースに存在する分子ガスの包括的な研究が得られます。うまくいけば、この博士号はこの論文は、AGB後の連星の周りの星雲内の分子ガスに関する将来の研究の参考になるでしょう。
謎の多重星VVオリ
| Title |
The_enigmatic_multiple_star_VV_Ori |
| Authors |
Edwin_Budding,_John_Southworth,_Kresimir_Pavlovski,_Michael_D._Rhodes,_Wu_Zihao,_Tom_Love,_Mark_G._Blackford,_Timothy_S._Banks,_Murray_Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08247 |
TESSデータを含む新しい測光が、オリオンIb脈動三連星系VVOriの最近の分光観測と組み合わされました。これにより、精度が向上した改訂された絶対パラメータのセットが得られます。光度曲線分析には2つの異なるプログラムが利用され、結果は予想通りほぼ一致しました。この合意により、分析手順に対する信頼が促進されます。スペクトルは、{\scFDBinary}プログラムを使用して分析されました。主なパラメータは次のとおりです:$M_1=11.6\pm0.14$および$M_2=4.8\pm0.06$(M$_\odot$)。広い伴星のおおよその質量は$M_3=2.0\pm0.3$M$_\odot$と推定されます。同様に、$R_{1}=5.11\pm0.03$、$R_2=2.51\pm0.02$、$R_3=1.8\pm0.1$(R$_\odot$);$T_{\rme1}=26600\pm300$、$T_{\rme2}=16300\pm400$、$T_{\rme3}=10000\pm1000$(K)。近接連星の軌道間隔は$a=13.91$(R$_\odot$)です。その年齢は$8\pm2$(Myr)で、測光距離は$396\pm7$pcです。初級星の$\beta$Cep型振動はこれらの特性を裏付けており、その進化の状態についての我々の理解を裏付けています。明確に定義された$\lambda$6678HeIプロファイルを調べると、プライマリの予想回転が著しく低く、同期値の約80\%であることが明らかになりました。これは、揃っていないスピン軸の歳差運動に基づいて説明できます。この提案は、観察された見かけの傾きの変動も解決し、文献で報告されているシステムの他の長期的な不規則性にも対処できます。このトピックは、この興味深い若い多重星のダイナミクスについてのさらなる観察と追跡理論的研究を促します。
風力/WAVES におけるキロメートルタイプ II 電波放射 TNR データと地球近くの惑星間構造との関連性
| Title |
Kilometric_type_II_radio_emissions_in_Wind/WAVES_TNR_data_and_association_with_interplanetary_structures_near_Earth |
| Authors |
Franco_Manini,_Hebe_Cremades,_Fernando_M._L\'opez,_Teresa_Nieves-Chinchilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08266 |
タイプII電波バーストは、通常、コロナ質量放出(CME)によって引き起こされる衝撃の結果として発生します。これらの衝撃が太陽から外側に伝播すると、励起された粒子が局所的なプラズマ周波数で放射するため、関連する電波放射の周波数がドリフトし、通常のタイプIIパターンが形成されます。この研究では、風/WAVES熱雑音受信機(TNR)からの動的スペクトルを使用して、2000年1月1日から2012年12月31日まで、つまり1年間にわたるキロメートル波長範囲(kmTII、f<300kHz)のタイプII無線放射を特定します。太陽周期。私たちは134kmTIIイベントを特定し、それぞれのさまざまな特徴をまとめました。特に重要なのは、公式のWind/WAVESカタログ(RAD1およびRAD2データに基づく)では報告されていない45kmTIIイベントの発見です。kmTII放出の発生と相関する可能性のある特有の属性を明らかにするために、惑星間構造との関連性を探索し、その主な特徴を分析します。我々は、kmTIIに関連する磁気雲（MC）として分類される惑星間コロナ質量放出（ICME）の割合が、kmTIIに関連しないMCの割合とほぼ同じであることを発見した。逆に、双方向電子を持つICMEの割合は、kmTIIに関連するICMEの方が大幅に大きくなります(74%対48%)。同様に、kmTIIに関連付けられたICMEは平均23%高速です。kmTIIに関連するICMEの擾乱嵐時間(DsT)の平均値はほぼ2倍であり、これらのICMEが激しい磁気嵐を引き起こす傾向があることを示しています。さらに、中程度から激しい磁気嵐を発生させるICMEの割合は、kmTIIに関連するICMEの2倍となっています。この調査の後、TNRデータは、kmTII事象の解析のための補足データとしてだけでなく、地球への衝撃の到達を予測するためにも貴重であることが判明しました。
黒点周期は地球と木星に関係している
黒点数の記録は3世紀以上にわたり、これらの数値は太陽の活動を測定します。この活動は約11年の太陽周期に従います。ダイナモ理論では、差動回転と対流の間の相互作用によって太陽磁場が生成されます。太陽の表面では、この場は黒点に集中します。ダイナモ理論は、太陽周期の周期、振幅、位相は確率的であると予測します。ここでは、太陽周期が決定論的であり、地球と木星の公転運動に関連していることを示します。この惑星の影響理論により、黒点の記録全体だけでなく、近い過去と近い将来の黒点数をモデル化することができます。1859年9月の壊滅的なキャリントン現象のような、非常に強い太陽フレアの正確な時期を予測することは決してできないかもしれませんが、そのような現象が発生する可能性が高い時期を推定することはできます。私たちの研究結果は、今後数十年間、太陽が気候変動に対処するのにもはや役立たないことも示しています。ある現象に予測可能性が見つからないからといって、その現象自体が確率的であることは証明されません。
共生系における噴火新星
私たちは、漸近巨大分岐(AGB)伴星を含む、広く離れた分離した共生系における複数の新星噴火の数値シミュレーションを実施し、白色矮星(WD)の質量と連星分離が系の進化に及ぼす影響を調査します。降着率は、重力放射、磁気ブレーキ、抗力などの要因によって引き起こされる軌道運動量の損失を組み込んだボンダイ・ホイル・リトルトン法を使用して決定されます。このような星系のWDは、その外皮を脱ぎ終えるまで、AGB伴星の強風から来る物質を降着させます。これは$\およそ3\×10^5$年の進化の時間スケールで発生します。すべてのシミュレーションを通じて、初期質量$1.0\mathrm{M_\odot}$の一貫したAGBモデルを使用し、WD質量と連星分離は新星噴火の挙動に影響を与える重要な要素であるため、変化させます。我々は、進化の過程で降着速度が高速度と低速度の間で変動し、AGBの質量損失速度に大きく影響されることを発見した。私たちは、天変地異の新星とは異なり、モデルに応じて進化中に軌道周期が増加または減少する一方、間隔は一貫して減少することを示します。さらに、WDが弱い非射出新星を生成し、質量増加を経験するケースを特定しました。これは、より大規模なWDによって降着効率が達成され、十分に長く維持されるのであれば、それらがIa型超新星の前駆体として機能する可能性があることを示唆しています。
EUHFORIA モデルと iPATH モデルを組み合わせた、太陽周回探査機によって観測された 2 つの高エネルギー嵐粒子イベントのモデル化
| Title |
Modelling_two_Energetic_Storm_Particle_Events_Observed_by_Solar_Orbiter_Using_the_Combined_EUHFORIA_and_iPATH_Models |
| Authors |
Zheyi_Ding,_Gang_Li,_Glenn_Mason,_Stefaan_Poedts,_Athanasios_Kouloumvakos,_George_Ho,_Nicolas_Wijsen,_Robert_F._Wimmer-Schweingruber,_Javier_Rodr\'iguez-Pacheco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08346 |
欧州太陽圏フォーキャスティング情報資産(EUHFORIA)と改善された太陽圏粒子加速および輸送(iPATH)モデルを組み合わせることで、同じ活動領域(AR13088)から発生し、ソーラーオービターによって観測された2つの高エネルギー嵐粒子(ESP)イベントが発生します。(SolO)2022年8月31日と2022年9月05日がモデル化されています。両方のイベントは同じ活動領域から発生しましたが、次のような顕著な違いがありました。1)8月のESPイベントは7時間続きましたが、9月のイベントは16時間続きました。2)9月のイベントの時間強度プロファイルは、高エネルギー陽子の強度が低エネルギー陽子の強度を上回り、衝撃の前に正の(「逆」)スペクトル指数をもたらす衝撃の上流で明確なクロスオーバーを示しました。通路。どちらの事象についても、シミュレーションでは、CMEの減速履歴に応じて、観測された衝撃シースの継続時間を再現しています。上流乱気流の減衰に関連する脱出長スケールのさまざまな選択を課すことにより、衝撃到達前のモデル化された時間強度プロファイルも観測結果と一致します。特に9月イベントでの今回のプロフィールのクロスオーバーがよく再現されています。「逆」上流スペクトルが2つの長さスケール間の相互作用の結果であることを示します。1つは上流の衝撃加速粒子の減衰を特徴づけるものであり、これはエネルギー依存の拡散係数によって制御され、もう1つは上流の乱流力の減衰を特徴づけるもので、これは衝撃の上流に流れる陽子がどのようにAlfvを励起するかというプロセスに関連しています。{e}n波。大規模なSEP現象のESP段階を完全に理解するには、リアルタイムの背景太陽風、CME伝播のダイナミクス、ショックフロントでの上流乱流を考慮したシミュレーションが必要です。
OBA 星の Be 現象を探る: 中間赤外線探索
| Title |
Exploring_Be_phenomena_in_OBA_stars:_a_mid-infrared_search |
| Authors |
Mingjie_Jian,_Noriyuki_Matsunaga,_Biwei_Jiang,_Haibo_Yuan,_Ruoyi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08395 |
Be星は臨界速度に近い回転速度を持つ初期型星として、Be現象と呼ばれる一種の現象を経験します。Be現象中に赤道にある物質は外部空間に放出され、星周円盤を形成します。これらの現象を引き起こすメカニズムは依然としてよく理解されておらず、これらの現象の観察は限られています。赤外帯域での長期エポック測光は、光学式に比べて明るさの変化が大きく、星間消滅の影響も小さいため、Be現象の検出に最適であると期待されています。この研究では、中間赤外線における天の川大天体のBe現象の体系的な探索を実施しました。私たちは、WISEW1およびW2測光バンドを使用して、既知の古典的Be星の明るさと色の変化を調べ、その特性を定量化しました。その後、OBA星の大規模なサンプルにおいて同様の測光変動を特定するための一連の基準を確立しました。過去13年間に916個のOBA星がBe現象を示すことが発見され、そのうち736個が新たに発見されました。大きさと色のピーク間の変化には相関があることが判明し、減少ディスクが一般的に存在することを示しています。色の増加は、H_α線の発光と強い相関があることが観察され、星周円盤との関連性のさらなる証拠が得られた。Be現象による星の明るさの変化は最大1.5等、色の変化は最大0.4等になります。ディスクの構築フェーズと減衰フェーズの期間の中央値は、それぞれ474日と524日です(180日未満の期間はサンプリングされていません)。WISEバンドにおけるBe現象の探索により、円盤変動を示す星の数が大幅に増加し、現在および将来の光学測光調査の助けを借りて、これらの現象のマルチバンド測光分析が可能になります。
| Title |
Binary_neutron_star_mergers_as_a_probe_of_quark-hadron_crossover_equations_of_state |
| Authors |
Atul_Kedia,_Hee_Il_Kim,_In-Saeng_Suh,_Grant_J._Mathews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.05461 |
将来の重力波(GW)検出器で連星中性子星(NS)合体から検出される重力放射線は、高密度状態方程式(EOS)を調べることができると期待されています。クォーク・ハドロン・クロスオーバー（QHC）EOSのさまざまなパラメータ化を採用したバイナリNS合体の最初のシミュレーションを実行します。これらは、ハドロンEOS($n_{b}<2~n_0$)とクォーク物質EOS($n_{b}>~5~n_0$)の組み合わせから構築されます。ここで、$n_{b}$と$n_0$はそれぞれバリオン数密度と核飽和密度です。クロスオーバー密度($2~n_0<n_{b}<5~n_0$)では、QHCEOSは継続的に軟化しますが、ハドロンおよび一次相転移EOSよりも硬いままであり、強相関クォーク物質の剛性を達成します。この強化された剛性により、純粋なハドロンEOSよりも合併後のNSの寿命が大幅に長くなります。これらのEOSには二重の性質があり、その最大チャープGW周波数$f_{max}$はソフトEOSのカテゴリーに分類されますが、マージ後の段階の支配的なピーク周波数($f_{peak}$)はソフトEOSの間に分類されます。柔らかくて硬いハドロンEOSの。特徴的なGW周波数におけるこの種の二重性の観察は、QCDのクロスオーバー密度で強く相互作用するクォーク物質の存在についての重要な証拠を提供します。
ゲージ付きグローバルストリング
ゲージ${\rmU(1)_Z}\,\times$グローバル${\rmU(1)_{PQ}}$モデルの文字列解と宇宙論的意味を調査します。2つの階層的な対称性を破るスケールを使用するこのモデルは、従来のグローバルストリング、重いコアを持つグローバルストリング、および2つのグローバルストリングの束縛状態としてのゲージストリングという3つの異なるストリングソリューションを示します。このモデルは、宇宙論における豊富な現象学的意味を明らかにします。宇宙の進化の過程で、これら3種類の文字列がY字接合構造を形成することがあります。興味深いことに、このモデルをQCDアクシオンフレームワークに組み込むと、ヘビーコアグローバルストリングは張力が高いため、従来のアクシオンコズミックストリングと比較してより多くのアクシオン粒子を放出します。この放射線はQCDアクシオンの暗黒物質量を大幅に増加させ、それによってQCDアクシオンの質量ウィンドウが開きます。したがって、$\sim10^{-5}\,{\rmeV}$を超える質量を持つアクシオンは、暗黒物質全体の存在量を構成する可能性があります。さらに、このモデルのゲージ弦は従来のゲージ弦とは異なり、アクシオンを放射することで独特の挙動を示します。
弾丸クラスターにおける暗黒物質のコヒーレントな自己相互作用
| Title |
Coherent_Self-Interactions_of_Dark_Matter_in_the_Bullet_Cluster |
| Authors |
Zachary_Bogorad_and_Peter_W._Graham_and_Harikrishnan_Ramani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07648 |
暗黒物質の多くのモデルには、重力を超えた自己相互作用が含まれています。このような自己相互作用の強さに制限を設けるために、これまでさまざまな天体物理学的観測が使用されてきました。しかし、これまでの研究は一般に、個々のダークマター粒子が互いに散乱する短距離相互作用、またはダークマターハロー全体を合計する実質的に無限距離の相互作用のいずれかに焦点を当てていた。この研究では、中間領域に焦点を当てます。つまり、暗黒物質粒子の粒子間距離よりもはるかに広い範囲の力ですが、既知のハローの長さスケールよりはまだ短いです。私たちは、このようなハローの暗黒物質密度の勾配が依然として観察可能な効果をもたらすことを示します。我々は主に弾丸星団における効果に焦点を当てており、有限範囲の力が星団の衝突速度の変更、または衝突後の各星団の暗黒物質と銀河の分離につながる可能性がある。また、超微光矮銀河のハローの束縛や、Abell370星団の重力レンズによる制約も考慮します。これらの観測結果を総合すると、少なくとも5桁の範囲にわたる暗黒物質の自己相互作用に対して最も強力な制約を設定することが可能となり、全体を通して既存の限界を何桁も超えています。
巨大な混沌とした重力三体システム II。角運動量と天体物理スケールへの依存性
| Title |
Gargantuan_chaotic_gravitational_three-body_systems_II._Dependence_on_angular_momentum_and_astrophysical_scale |
| Authors |
Tjarda_C._N._Boekholt_and_Simon_F._Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07651 |
私たちは最近、超大質量ブラックホール三重系の約5パーセントが根本的に予測不可能であると推定しました。これらの巨大なカオス系は、相互作用の時間スケール内でプランク長の摂動を天文学的なスケールまで指数関数的に拡大することができます。これらの結果は、最もカオスであると素朴に予想されていたゼロ角運動量限界で得られました。ここでは、初期ビリアル比を体系的に変化させることによって、任意の角運動量を持つ三重系を一般化します。私たちは、角運動量の増加により三重体のカオス的性質が強化されるという驚くべき結果を発見しました。これは、寿命が長くなり、長期にわたる指数関数的成長が可能になるだけでなく、最大リアプノフ指数自体が増加することによっても説明されます。最初にウイルス化されたトリプル系のアンサンブルでは、予測不可能な超大質量ブラックホールトリプルの割合が約30%に増加すると結論付けられます。より小さな天体物理スケールでトリプルを考慮すると、さらに最大約50パーセントの増加に達します。したがって、基本的な予測不可能性は、混沌とした自己重力三重個体群の一般的な特徴です。
超微光矮星の動的加熱による暗黒物質の制約。パート 1: マッチョと原始ブラックホール
| Title |
Constraints_on_Dark_Matter_from_Dynamical_Heating_of_Stars_in_Ultrafaint_Dwarfs._Part_1:_MACHOs_and_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Peter_W._Graham_and_Harikrishnan_Ramani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07654 |
私たちは、MACHOや原始ブラックホール(PBH)など、太陽質量よりもはるかに重いコンパクトな天体で構成される暗黒物質に制限を設けています。銀河では、そのような天体のガスは一般に星のガスよりも高温であるため、純粋に重力相互作用によってさえ星のガスを加熱します。超微光矮星銀河(UFD)はこの効果を最大化します。したがって、UFDでの光の半分の半径の観測により、MACHO暗黒物質の限界が決まります。以前の制約に基づいて、直接加熱と潮汐加熱の両方を含む加熱速度の計算を改善し、$10^4\,M_\odot$を超えるより重い質量範囲を考慮しました。さらに、MACHOがエネルギーを失ってUFDの中心に移動し、星への熱伝達が増加する可能性があることもわかりました。UFDは、約$10M_\odot$から$10^8M_\odot$までの質量を持つMACHO暗黒物質を制約できます。これらは、この範囲のほとんどにおいて最も強力な制約です。
ドメイン壁(DW)は、宇宙初期の相転移に起因するトポロジカル欠陥です。個別の真空間のエネルギーの不均衡が存在する場合、密閉されたDW空洞は、ネットワーク全体が消滅するまで縮小します。一般相対性理論で薄殻バブルのダイナミクスを研究することにより、宇宙の地平線を超えるサイズの閉じたDWは平均よりも遅く消滅する傾向があることを実証しました。この消滅の遅れにより、大規模な過密度の形成が可能になり、ハッブル地平線に入ると最終的に崩壊して原始ブラックホール(PBH)が形成されます。私たちは3Dパーコレーション理論に基づいてこれらの後期消滅DWの数密度を計算し、PBHの存在量を推測することができます。私たちの研究からの重要な洞察は、観測可能な重力波を放出する可能性のあるDWネットワークも検出可能なPBHを生成する可能性が高いということです。さらに、私たちは赤ちゃん宇宙に関連するワームホールの生成を研究し、多宇宙を生成する可能性について結論を下しました。
{\Large $\nu$}GRe: 重力 {\Large $\nu$} トリノの再加熱
重要な宇宙論的意味があるにもかかわらず、再加熱段階は宇宙論と素粒子物理学モデルの構築において重要な役割を果たすと考えられています。従来、無質量場にインフレトンを任意に結合させた再加熱モデルは当然ながら正確な予測を欠いており、観測による検証が困難でした。この論文では、粒子物理モデル、つまりタイプIシーソーが、インフラトンがすべての場と重力のみで結合する再加熱プロセス全体において主要な役割を果たすことが示される、シンプルで自然な再加熱メカニズムを提案します。このシナリオは、よく知られているニュートリノ質量とバリオンの非対称性の問題を首尾よく解決することに加えて、再加熱の成功を提供し、明確な原始重力波スペクトルと消失しない最低活動ニュートリノ質量を予測します。私たちの新しい機構は、再加熱の文脈において素粒子物理学と宇宙論を統合する新たな道を切り開きます。
暗黒セクターからの長寿命粒子に対するビッグバン元素合成境界の更新
| Title |
Updated_Big_Bang_Nucleosynthesis_Bounds_on_Long-lived_Particles_from_Dark_Sectors |
| Authors |
J._R._Alves,_L._Angel,_L._Guedes,_R._M._P._Neves,_F._S._Queiroz,_D._R._da_Silva,_R._Silva,_Y._Villamizar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07688 |
電磁シャワーはヘリウム、リチウム、重水素の存在量を変化させる可能性があるため、長寿命粒子によって注入される電磁エネルギーの寿命と量に厳しい制限を設けることができます。$Y_p=0.245\pm0.003$,$({\rmD/H})=(2.527\pm0.03)\times10^{-5}$を示す軽元素存在量の最新の測定値を考慮すると、,$(^7{\rmLi/H})=1.58^{+0.35}_{-0.28}\times10^{-10}$,$(^6{\rmLi/^7Li})=0.05$、および宇宙マイクロ波背景データから得られたバリオンと光子の比率$\eta=6.104\times10^{-10}$から、長寿命粒子によって生成される電磁エネルギーの割合の上限を導き出します。。私たちの発見は、崩壊する暗黒物質モデル、長寿命の重力子、および初期宇宙で$10^2-10^{10}$秒の間に起こった他の非熱過程に当てはまります。
私たちは、中性子星の通常の核物質とフェルミ粒子暗黒物質の混合物である回転コンパクト星を研究しています。任意の数の完全流体で構成されるゆっくり回転するシステムを記述する方程式を導出した後、最初の流体が通常の物質を記述し、2番目の流体が暗黒物質を記述する2流体の場合に特化します。慣性モーメントと角運動量の電磁観測は、暗黒物質ではなく通常の物質を直接調査します。これを考慮すると、暗黒物質が混合された中性子星のI-Love-Q関係は、標準的な単一流体の関係から大幅に逸脱する可能性があることがわかります。
非局所重力の局所限界: 宇宙論的摂動
| Title |
Local_Limit_of_Nonlocal_Gravity:_Cosmological_Perturbations |
| Authors |
Javad_Tabatabaei,_Abdolali_Banihashemi,_Shant_Baghram,_Bahram_Mashhoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07749 |
我々は、テレパラレリズムの枠組み内でアインシュタインの重力理論を古典的に一般化した非局所重力の局所限界の宇宙論的意味を探ります。この理論の適切な解決策は、修正デカルト平面宇宙論モデルです。この論文の主な目的は、このモデルの標準的な共移動観測者に適応された正規直交四進数フレームフィールドに関する線形摂動を研究することです。摂動モデルの観測上の実行可能性は、宇宙マイクロ波背景放射に関する利用可能なすべてのデータを使用して検査されます。線形摂動を加えた修正デカルト平面モデルの意味が調べられ、このモデルが$H_0$張力を緩和できることが示されました。
天王星の熱境界層の条件下でのメタンの音速
| Title |
The_Speed_of_Sound_in_Methane_under_Conditions_of_the_Thermal_Boundary_Layer_of_Uranus |
| Authors |
Thomas_G._White,_Hannah_Poole,_Emma_E._McBride,_Matthew_Oliver,_Adrien_Descamps,_Luke_B._Fletcher,_W._Alex_Angermeier,_Cameron_H._Allen,_Karen_Appel,_Florian_P._Condamine,_Chandra_B._Curry,_Francesco_Dallari,_Stefan_Funk,_Eric_Galtier,_Eliseo_J._Gamboa,_Maxence_Gauthier,_Peter_Graham,_Sebastian_Goede,_Daniel_Haden,_Jongjin_B._Kim,_Hae_Ja_Lee,_Benjamin_K._Ofori-Okai,_Scott_Richardson,_Alex_Rigby,_Christopher_Schoenwaelder,_Peihao_Sun,_Bastian_L._Witte,_Thomas_Tschentscher,_Ulf_Zastrau,_Bob_Nagler,_Jerome_Hastings,_Giulio_Monaco,_Dirk_O._Gericke,_Siegfried_H._Glenzer_and_Gianluca_Gregori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07774 |
我々は、暖かい高密度物質における音響波の最初の直接観察を発表する。私たちは、極低温液体ジェットをレーザー加熱することによって生成された温かい高密度メタンから取得した波数分解X線スペクトルとエネルギー分解X線スペクトルを解析します。X線回折と非弾性自由電子散乱により、サンプル条件は0.3$\pm$0.1eVおよび0.8$\pm$0.1g/cm$^3$となり、$\sim$13GPaの圧力に相当し、実験で予測された条件と一致します。天王星の内殻と外殻の間の熱境界層。非弾性X線散乱を使用して、イオンの集団振動を観察しました。$\sim$50meVという大幅に向上したエネルギー分解能により、ブリルアンピークと準弾性レイリー特徴を明確に区別することができました。異なる波数のデータを使用して音速5.9$\pm$0.5km/sを取得し、この新しいパラメーター領域でのバーチの法則の使用を検証することができました。
私たちは、特定のインスピレーションを与えるフィールドと空間の軌道から生じる、急速に回転するダークエネルギーモデルのダイナミクスを調査します。背景周囲のダークエネルギー摂動の音速$c_s$を求め、$c_s$が時間とともに単調減少することを示します。さらに、特定のクラスタリングスケールを意味する正定値の下限があります。また、これまで知られていた暗黒エネルギーのバックグラウンド解を、物質を含む正確な解に拡張しました。これにより、2つの宇宙論的緊張に対するモデルの意味に対処できるようになります。より正確には、$\sigma_8$張力は一般的に緩和できるが、ハッブル張力を軽減するにはモデルのパラメーター空間に特定の制約が必要であると主張します。特に、ハッブル張力を緩和するために必要な条件は、物質支配から暗黒エネルギー時代への移行が$\Lambda$CDMよりも早く始まることです。
ここ数年、サブGeV暗黒物質粒子の検出器として多くのメソスケールシステムが提案されてきた。この研究では、meVスケールのエネルギー閾値を持つ超伝導体ベースの量子デバイスを使用して、暗黒物質-核子散乱断面積を調査する実現可能性を指摘します。私たちは、MeVから10GeV質量までの3つの異なる実験からの既存のパワー測定データを使用して、スピンに依存しない暗黒物質散乱断面積の新しい限界を計算します。ハローと熱化暗黒物質の両方の集団の限界を導き出します。
ブラックホールの自己双対点からの隠された対称性
回転するブラックホールは、その地平線近くで驚くべき一連の隠れた対称性を示します。これらは、吸収散乱、超放射、さらに最近ではラブ数としても知られる潮汐変形などの現象を決定することが示されています。彼らはまた、ブラックホールのエントロピーを回復する左右のムーバーを備えたデュアルサーマルCFTの提案にもつながりました。この研究では、クライン署名への解析的継続を通じて、これらの隠れた対称性の建設的な説明を提供します。まず、極値ブラックホールの地平線に近い領域が、質量$M$とNUT電荷$N$をもつクライン静的解であることを示します。次に、自己双対解、つまりNUT電荷$N=\pmM$を持つカーブラックホールを解析します。注目すべきことに、自己双対解は地平線に近いものに対して自己相似であるため、近似対称性が正確になります。特に、カーの元の2つの等値性は、共形代数に埋め込まれた7つの正確な対称性に昇格されます。クラインツイスター空間でその完全な共形群を解析します。そこでは、$SO(4,2)\toSL(2,\mathbb{R})\timesSL(2,\mathbb{R})$の破壊が次の理由で発生します。ブラックホールの優先時間方向の挿入。最後に、そのスペクトルが積分可能であり、水素原子として動作し、初等多項式で解けることを示します。$N=0$の天体物理ブラックホールに摂動を与えると、超微細分裂構造が得られます。
銀河中心における恒星の運動による計量アフィン重力ブラック ホールの制約
| Title |
Constraints_on_metric-affine_gravity_black_holes_from_the_stellar_motion_at_the_Galactic_Center |
| Authors |
Ivan_De_Martino,_Riccardo_Della_Monica,_Diego_Rubiera-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08031 |
一般相対性理論の二次計量アフィン拡張から生じる電場を伴う静的な球対称時空を考えます。このような時空にはブラックホールの中心には特異点がありませんが、遠く離れた場所ではすぐに通常のライスナーノルドシュトルム解に帰着します。私たちは、次の2つの特徴を持つこの時空計量を調べます。長さスケール$r_q$と$\ell$は、銀河中心の周りのS2星の軌道運動の天文測定と分光測定を使用しています。私たちの分析では、値$\ell<120の場合、$r_q$が$270未満に制限されます。AU$、シュヴァルツシルトブラックホールに似た中心天体を強く支持します。
一般相対性理論のパラメータ化テストにおける離心率誘発の系統的誤差: バイナリ ブラック ホール母集団に適用された階層ベイズ推論
| Title |
Eccentricity-induced_systematic_error_on_parametrized_tests_of_general_relativity:_hierarchical_Bayesian_inference_applied_to_a_binary_black_hole_population |
| Authors |
Pankaj_Saini,_Sajad_A._Bhat,_Marc_Favata,_K._G._Arun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08033 |
一般相対性理論(GR)をテストする1つのアプローチでは、重力波(GW)相のポストニュートン(PN)膨張に自由パラメーターを導入します。これらのテストGR(TGR)パラメータの系統誤差が統計誤差を超える場合、これはGRの誤った違反を示す可能性があります。ここでは、モデル化されていない二値偏心によって生じる系統誤差を考慮します。地上の検出器におけるGWイベントの離心率は小さいか無視できると予想されるため、少数のイベントを分析する場合には、GRのテストに準円形波形モデルを使用するのが安全である可能性があります。ただし、GW検出のカタログサイズが増加するにつれて、複数のイベントからの情報を組み合わせることで、GR偏差に対してより厳しい制限を設けることができます。その場合、たとえ小さな系統的な偏りでも重大になる可能性があります。階層ベイズ推論のアプローチを適用して、偏心バイナリブラックホール(BBH)の母集団から推論されたTGRパラメーターの事後確率分布をモデル化します。各TGRパラメータ値はガウス分布に従ってBBH母集団全体で変化すると仮定します。これらのガウスハイパーパラメータの事後分布を計算します。これは、LIGOとCosmicExplorer(CE)に対して行われます。イベントのカタログによって設定された制約を考慮すると、モデル化されていない離心率からの系統的なバイアスが両方の検出器に対して誤ったGR違反を示す可能性があることがわかりました。また、離心率が波形モデルのパラメータとして含まれている場合、$10$TGRパラメータの予測境界も計算します。最初の4つの無次元TGR変形パラメータは、LIGOおよび$\lesssim10^{-3に対して$90\%$の信頼度で$\delta\hat{\varphi}_i\lesssim10^{-2}$に制限されることがわかります。}$CEの場合[$i=(0,1,2,3)$]。円軌道の場合と比較して、離心率が波形に含まれる場合、TGRパラメータの結合限界は$\lesssim2$という適度な係数だけ悪化します。
過去の光円錐に関する $\delta N$ 形式主義
我々は、勾配膨張近似を光円錐ゲージに適用し、この枠組み内の摂動理論における非線形オーダーで別個の宇宙像を取得します。その後、これを使用して、光錐体の摂動に関して$\deltaN$形式主義を一般化します。一貫性チェックとして、完全な非線形レベルでの一様密度超曲面$\zeta$上のゲージ不変曲率摂動の保存を実証します。研究されたアプローチは、光円錐パラメータの観点から書かれた$\zeta$などの原始宇宙からの量を、後期の観測量に非線形レベルで結び付けるための自己矛盾のないフレームワークを提供します。
超顆粒凝集: 一定の熱流束によって駆動される対流のプラントル数に依存しない特徴
| Title |
Supergranule_aggregation:_a_Prandtl_number-independent_feature_of_constant_heat_flux-driven_convection_flows |
| Authors |
Philipp_P._Vieweg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08327 |
超顆粒凝集、つまり水平方向に広がる流れ構造のネットワークへの対流セルの緩やかな凝集は、一定の熱流束によって駆動される乱流対流の独特の特徴です。本研究では、この流れの自己組織化メカニズムがあらゆる流体に存在するかどうかという疑問に取り組みます。したがって、プラントル数$\Pr\in\left[10^アスペクト比$\Gamma=60$の水平方向に拡張された周期領域での直接数値シミュレーションによる{-2},10^{2}\right]$。私たちの研究は、調査された流体の全範囲について超顆粒凝集のメカニズムが遍在していることを確認しました。さらに、$\Pr$が全球の熱と運動量の輸送に及ぼす影響を解析し、流体層の大部分における潜在的な安定な層の役割を明らかにします。研究された流れの自己組織化メカニズムの遍在性は、地球物理学および天体物理学の対流におけるパターン形成との関連性を強調しており、後者は規定の熱流束によって駆動されることが多い。
