拡散モデルを使用した偏ったトレーサーからのダークマターフィールドの確率的再構成
| Title |
Probabilistic_reconstruction_of_Dark_Matter_fields_from_biased_tracers_using_diffusion_models |
| Authors |
Core_Francisco_Park,_Victoria_Ono,_Nayantara_Mudur,_Yueying_Ni,_Carolina_Cuesta-Lazaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08558 |
銀河は、直接観察できない暗黒物質成分が大半を占める、根底にある宇宙の網の偏ったトレーサーです。暗黒物質密度場と銀河分布との関係は、銀河形成モデルに組み込まれた宇宙論や天体物理学的プロセスの仮定の影響を受けやすい可能性があり、多くの点で不確実なままです。さまざまな宇宙論的パラメーターとサブグリッド天体物理学を備えた最先端の銀河形成シミュレーションスイートに基づいて、与えられた恒星質量場から基礎となる暗黒物質場の不偏事後分布を予測するための拡散生成モデルを開発します。宇宙論や銀河形成の不確実性を無視できる。
コーマ星団のX線スペクトルの研究
かみの銀河団のX線スペクトルは、XMMニュートン天文台からのデータを使用して研究されました。XMM-NewtonのMOSカメラを使用して、昏睡星団を中心とする40フィートx40フィートの領域で実行された7つの観測を組み合わせました。分析された観測は2000年から2005年に実施され、合計継続時間は196ksecでした。MOSカメラのスペクトルは、強い計器線のような背景による影響が少ないため、MOSカメラのスペクトルの分析に焦点を当てます。得られたスペクトルは、太陽系/天の川熱プラズマとべき乗則X線背景からの寄与を含むモデルに適合されました。楽器の背景の寄与は、べき乗則(有効領域と畳み込まれていない)および多数のガウスラインとしてモデル化されました。コーマ星団からの寄与は、単一温度の高温プラズマ放出でモデル化されました。さらに、我々は、昏睡銀河団の中心付近に存在する可能性のある非熱放射を探しました。乱流磁場上の相対論的電子のシンクロトロン放出から。この結果を、他の著者による以前の研究や、1～10keVの同様のエネルギー範囲で動作する他の機器から得られたスペクトルと比較しました。慎重かつ詳細なスペクトル分析は、コーマ星団におけるアクシオン様粒子の出現の探索という今後の研究に必要な貢献となるでしょう。
ハロー異方性特性のマージ応答
異方性特性(ハローのスピン、形状、位置オフセット、速度オフセット、配向)は、ハローの内部構造の方向変化のレベルを示すダークマターハロー特性の重要なファミリーです。これらの特性はハローの動的状態を反映しており、それは集合体の履歴に依存します。この研究では、IllustrisTNGシミュレーションを使用して、合併活動に応じた異方性特性の進化を研究します。異方性特性の応答軌跡が長期進化から大きく逸脱していることがわかりました。これらの軌跡は、広範囲の合併およびホスト資産にわたって同じ定性的特徴とタイムスケールを持っています。我々は、これらの特性の挙動の説明を提案し、それらの進化を合併ダイナミクスの関連段階に結び付けます。関連する動的タイムスケールを測定します。また、応答の強さの合体時間、合体比率、主ハローの質量への依存性も調査します。これらの結果は、ハロー合体の物理学とハロー特性の統計的挙動に対するそれらの影響についての洞察を提供します。この研究は、スケーリング関係の物理的理解、特にその散乱における系統的性質がハローの集団集合の歴史にどのように関連しているかについての道を開くものです。
パラメトリック自己共振によって促進されるインフレ後の構造形成
| Title |
Post-inflationary_structure_formation_boosted_by_parametric_self-resonance |
| Authors |
Benedikt_Eggemeier,_Peter_Hayman,_Jens_C._Niemeyer,_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08780 |
インフレーション後の宇宙は、実質的に物質が支配する膨張の長い時代を通過する可能性があります。この時代では、初期変動のパラメトリック増幅とインフレトン摂動の重力崩壊の両方が可能になる可能性があります。私たちは、共鳴の完全なクライン・ゴードン処理から計算効率の高いシュルオーディンガー・ポアソン記述に移行することにより、共鳴相とそれに続くインフレトン場の重力崩壊に及ぶこの種初の高解像度シミュレーションを実行します。は、ほとんどの量子が非相対論的である場合の重力力学を正確に捉えています。共鳴によって$\mathcal{O}(10^{-1})$の過密度が生成され、共鳴が終了するとすぐに重力崩壊が続くという代表的な例を考えます。インフレトンハロー内のソリトニックコアと$10^{-27}\,\mathrm{m}$スケールの複雑な重力力学により、非線形ポストインフレーション重力力学の可能な範囲が大幅に拡張されます。
クエーサーの広い輝線における原始ブラックホールによるマイクロレンズ効果の証拠
LIGO重力波望遠鏡によるブラックホール合体の検出により、暗黒物質が太陽質量原始ブラックホールの形をしている可能性への関心が高まっている。この考えに暗黙的に含まれている予測の1つは、高赤方偏移クエーサーの広い輝線領域にあるコンパクトな雲がマイクロレンズ化され、線構造の変化と新しい発光特徴の出現につながるというものです。この論文では、輝線のマイクロレンズを明確に識別できる重力レンズクェーサー系を参照して、広い輝線領域に対するマイクロレンズの効果をレビューします。次に、セイファート銀河の線の輪郭の変化は数年のタイムスケールで発生するが、それらがマイクロレンズで捉えられる大きな可能性をするには近すぎるため、線の構造の固有の変化に起因すると考えられることが示された。対照的に、53個の高赤方偏移クエーサーのサンプルでは、9個のクエーサーがマイクロレンズと一致する速度で線プロファイルに大きな変化を示しています。これらの変化は、輝線領域のダイナミクスに関連する変化としては一桁短すぎる時間スケールで発生します。この論文の主な結論は、クエーサー輝線プロファイルで観察された変化は、暗黒物質を構成する太陽質量コンパクト体の集団によるマイクロレンズ効果と一致するというものだが、固有の変動性など他の説明も可能である。このような天体は、原始ブラックホールとして特定される可能性が最も高いです。
恒星質量ブラックホールの宇宙成長パラメータの決定
最近、ブラックホール(BH)は時間の経過とともに質量の増加を示し、その質量は宇宙論的スケール係数の$n$乗に比例する可能性があることが示唆されています。超大質量BHの推奨値は$n\sim3$です。楕円銀河では。ここでは、X線連星の質量と年齢を使用して、恒星の質量BHでこれらの予測をテストします。$n$の互換性のある値を評価するために2セットのテストを実行します。まず、中性子星とBHの境界線を示すトールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界を超えて成長するコンパクト天体は存在しないと仮定します。$n=3$が適用される場合、BHの半分はこの制限を下回る質量で生まれることを示します。$n=3$が適用される場合、すべてのBHが制限を超えて生まれた可能性は$4\,\sigma$で拒否されます。2番目のテストでは、BHの形成時の質量は宇宙の歴史を通じて変わらないと仮定します。まだ成長していない可能性がある最年少のBHの質量分布を、古いBHと比較します。分布は$n=-0.8^{+1.2}_{-4.5}$と互換性がありますが、$n=3$は$87\,\%$の信頼度で除外されます。大規模なBHには大規模なコンパニオンが存在する傾向があるため、この結果には偏りがある可能性があります。このバイアスを修正すると$n\sim0$が得られます。我々は、恒星質量BHの質量と年齢の推定値は$n\sim3$による宇宙論的成長と両立せず、それらの質量は時間とともに変化しないことが好ましいと結論付けた。
CMBにニュートリノ暗黒物質が散乱するヒント？疎外された分布とプロファイル分布による制約
| Title |
Hints_of_Neutrino_Dark_Matter_scattering_in_the_CMB?_Constraints_from_the_Marginalized_and_Profile_Distributions |
| Authors |
William_Giar\`e,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Eleonora_Di_Valentino,_Carsten_van_de_Bruck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09116 |
私たちは、プランク衛星、アタカマ宇宙望遠鏡(ACT)、南極望遠鏡(SPT)という3つの独立したCMB実験によって発表された、温度、偏光、レンズ効果のデータのさまざまな組み合わせに基づいて、ニュートリノと暗黒物質の間の散乱のような相互作用を研究します。-バリオン音響振動(BAO)測定と組み合わせて。私たちは2つの異なる統計手法を適用します。通常の周辺化手法に加えて、プロファイル尤度分析を通じてすべての結果をクロスチェックします。最初のステップとして、無質量ニュートリノの仮定の下で作業し、小規模CMBデータからの非消失相互作用に対する穏やかな優先性を示唆するいくつかの最近の結果の妥当性を評価することを目的とした包括的な（再）分析を実行します。すでに文献に記載されている結果には説得力のある回復力があることがわかり、強さ$u_{\nu\rm{DM}}\sim10^{-5}-10^{-4}$の相互作用がグローバルであるように見えることを確認しました。ACTが好んで使用します(単独およびプランクとの組み合わせの両方)。この結果は、プロファイル尤度分析だけでなく、最近のACT-DR6レンズ効果の可能性などの追加データを含めることによって裏付けられます。興味深いことに、ACTから得られるものよりも弱いとはいえ、インタラクションに対する完全に一貫した選好がSPTからも同様に現れます。第2ステップとして、ニュートリノを質量粒子とみなして同じ解析を繰り返します。より大きなパラメーター空間にもかかわらず、このより現実的なケースでも、相互作用を示すすべてのヒントが確認されます。さらに、プランク+BAO単独での相互作用に対する非常に穏やかな優先性(質量のない場合には見られない)を報告します。これは小規模データと一致します。この後者の結果は、プロファイル尤度分析では完全には確認されていませんが、交互作用がプランクによって不利にならないことがプロファイル分布によって確認されています。
表面にマグマオーシャンのないクールな暴走温室
衝突や高い日射量によって生じる、地球の海洋と同等の含有量の水蒸気大気は、表面にマグマオーシャンを生成することが判明した。ただし、これは完全に対流構造を想定した結果でした。今回我々は、一貫した気候モデルを用いて、純粋な水蒸気の大気は一般に放射層によって形成され、その熱構造が星のスペクトルと内部の熱流に強く依存していることを報告する。断熱プロファイルが課されていない場合、地表面はより低温になります。地殻の溶解には、今日よりも数倍高い日射量が必要ですが、太陽の主系列中にはこのようなことは起こりません。金星の表面は水蒸気雰囲気が逃げる前に固まる可能性があり、これは以前の研究とは逆です。最も赤い恒星($T_{eff}<$3000K)の周囲では、水の含有量に関わらず、表面のマグマオーシャンは恒星の力だけでは形成できません。これらの発見は、水蒸気大気と系外惑星の質量と半径の関係の観察可能な特徴に影響を与え、トラピスト1惑星の水分含有量に対する現在の制約を劇的に変化させます。断熱構造とは異なり、放射対流プロファイルは不透明度の影響を受けやすくなります。したがって、地球型惑星の進化の重要な段階である水蒸気大気のモデルを改良するには、特にH$_2$O吸収帯から遠く離れた、十分に拘束されていない高圧不透明度の新たな測定が必要である。
| Title |
Protective_Effects_of_Halite_to_Vacuum_and_Vacuum-Ultraviolet_Radiation:_A_Potential_Scenario_During_a_Young_Sun_Superflare |
| Authors |
Ximena_C._Abrevaya,_Douglas_Galante,_Paula_M._Tribelli,_Oscar_J._Oppezzo,_Felipe_Nobrega,_Gabriel_G._Araujo,_Fabio_Rodrigues,_Petra_Odert,_Martin_Leitzinger,_Martiniano_M._Ricardi,_Maria_Eugenia_Varela,_Tamires_Gallo,_Jorge_Sanz-Forcada,_Ignasi_Ribas,_Gustavo_F._Porto_de_Mello,_Florian_Rodler,1_Maria_Fernanda_Cerini,_Arnold_Hanslmeier,_and_Jorge_E._Horvath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08606 |
岩塩(NaCl鉱物)は、地球上で何百万年にもわたって微生物を保存する可能性を示しています。この鉱物は火星や隕石でも確認されました。この研究では、例えば、太陽系初期の岩石層形成プロセス（惑星間移動ステップ）中に、空気のない物体（隕石など）の表面で微生物生命体を保護する岩塩結晶の可能性を調査しました。若い太陽の放射線が微生物に及ぼす影響を調べるために、私たちは放射光施設を利用して大規模なシミュレーション実験を行いました。我々は、真空(地球低軌道、10^{-4}Pa)と真空紫外(VUV)放射線(範囲57.6～124nm、光束7.14W・m^{-2})の2つの曝露条件に焦点を当てた。これは、若い太陽からの恒星のスーパーフレアの放射量に匹敵する高いVUV束を伴う極端なシナリオを表しています。恒星のVUVパラメータは、非常によく研究されている若い太陽の太陽類似物であるk^{1}Cetを使用して推定されました。岩塩の保護効果を評価するために、実験室で栽培した岩塩に好塩性古細菌（Haloferaxvolcanii）と非好塩性細菌（Deinococcusradiodurans）を閉じ込めました。対照群は、それぞれ塩の結晶（異なる塩とNaClの混合物）に捕捉された細胞と捕捉されていない（裸の）細胞でした。すべてのグループは、真空のみ、または真空とVUVのいずれかに曝露されました。私たちの結果は、微生物の種類に関係なく、岩塩が真空およびVUV放射線に対する保護として機能することを示しています。さらに、塩の混合物から得られる結晶よりも保護力が高いこともわかりました。これは、以前の研究で記録されている岩塩の保護効果を拡張し、この鉱物の結晶を空気のない天体の潜在的な保存構造、または微生物の惑星間移動の媒体として考慮する可能性を強化します。
巨大ガス惑星ケプラー 1658b の軌道崩壊について
巨大ガス惑星ケプラー1658bは、亜巨大F型主星ケプラー1658a(KOI-4)へと螺旋を描きながら進行していると推測されています。測定された公転周期の変化率は$\dot{P}_{\rmorb}=-131^{+20}_{-22}\mathrm{ms/yr}$であり、これは潮汐によって説明できます。修正潮汐品質係数が$Q^{\,\prime}\約2.50\times{10}^{4}$と同じくらい低い場合、星内での散逸。私たちは、これが、新しく導出された観測上の制約と一致する恒星モデル（恒星の質量、年齢、金属量の変化）に最新の潮汐理論を適用することに基づく理論的予測とおそらく一致するかどうかを調査します。恒星の有効温度と半径の組み合わせ制約に一致するモデルのほとんどでは、恒星の散逸は非常に弱すぎて$Q^{\,\prime}\gtrsim10^9$を提供できるため、軌道進化。恒星の半径に関する制約のみを使用すると、亜巨星相中の対流エンベロープ内の慣性波により、観測を説明するのに十分な効率的な潮汐散逸が可能となり、$Q^{\,\prime}\sim10^4$が得られますが、進化のこの期間は非常に短命です(私たちのモデルでは$10^2$年より短い)。惑星が非同期に回転する場合にのみ、惑星内での散逸が観測された$\dot{P}_\mathrm{orb}$を説明できることを示します。ペリアストロン引数が$3\pi/2$付近で、四極子のLove数が0.26を超えている場合、潮汐によって引き起こされる周心歳差運動は実行可能な説明になります。この系の恒星や惑星の特性を制約するさらなる観測は、恒星や惑星の潮汐理論を検証する刺激的な可能性を秘めています。
HD 163296 のリングにおける流動不安定下での微惑星形成の観察
| Title |
Observing_planetesimal_formation_under_streaming_instability_in_the_rings_of_HD_163296 |
| Authors |
Francesco_Zagaria,_Cathie_J._Clarke,_Richard_A._Booth,_Stefano_Facchini,_Giovanni_P._Rosotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08950 |
我々は、ダストの成長がリング中心での乱流の断片化によって制限されるという仮定の下で、明るい円盤リング内のガスの乱流と表面密度を決定するための新しい手法を導入します。HD163296でこの処方をベンチマークし、測定結果が利用可能な乱流の上限と一致し、係数2以内でガス表面密度の独立した推定値と一致することを示しています。我々の結果を塵の表面密度と粒子サイズの文献測定値と組み合わせて、67auリングと100auリングの塵対ガス比とストークス数を決定します。我々の推定では、粒子の凝集が100auリング内のストリーミング不安定性(SI)の影響下で発生していることが示唆されています。外部等方性乱流の存在下ではこのプロセスが妨げられる可能性があるが、乱流は両方のリングで非等方性であり、おそらくSIのもとで粒子の凝集を緩和するメカニズム(両極性拡散など)から生じている可能性があるという証拠を提供します。最後に、円盤が定常状態にあり、乱流が角運動量輸送を調節するという仮定の下で質量降着率を決定します。我々の結果は分光測定と矛盾しており、この系における磁気遠心風の検出と定性的に一致して、他の機構が降着の原因である可能性があることを示唆している。私たちの方法をより大きなサンプルに適用すると、SIが明るいリングで微惑星を形成する実行可能なメカニズムであるかどうかを統計的に評価することができます。
短期間の遭遇における衛星とスペースデブリの衝突確率: 再導出と高速計算の上限と下限
| Title |
Probability_of_Collision_of_satellites_and_space_debris_for_short-term_encounters:_Rederivation_and_fast-to-compute_upper_and_lower_bounds |
| Authors |
Ricardo_Ferreira,_Cl\'audia_Soares_and_Marta_Guimar\~aes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08978 |
LEOにおけるスペースデブリの拡散は、宇宙産業にとって大きな懸念となっている。宇宙探査への関心が高まるにつれ、軌道上の物体間の衝突の可能性を予測することが重要な問題となっています。軌道上には数ミリの大きさの破片が数百万個、動作不能になった衛星や廃棄されたロケットステージが数千個あると推定されている。これらの破片が高速で到達する可能性があることを考えると、サイズが数ミリメートルの破片であっても、衛星の船体に亀裂を引き起こしたり、スペースシャトルの窓に重大な亀裂を入れたりする可能性があります。2000年にAkellaとAlfriendによって提案された従来の方法は、短期間の遭遇における衝突確率を推定するために今でも広く使用されています。短い時間を考慮すると、遭遇中は次のように仮定されます。(1)軌跡は等速度の直線で表されます。(2)速度の不確実性はなく、位置は遭遇全体を通じて定常分布を示します。(3)位置の不確実性は独立しており、ガウス分布で表されます。この研究では、衝突確率の厳密かつ迅速な上限と下限を自然に考慮する、第一原理に基づいた新しい導出を導入しています。ESAの衝突回避チャレンジで使用された実際のCDMデータセットで、オリジナルと私たちの定式化を使用して、確率計算と限界計算の両方の実装をテストしました。私たちのアプローチは、確率の計算を2つの1次元積分に減らし、従来の方法と比較して処理時間を80%からほぼリアルタイムにまで大幅に短縮できる可能性があります。
AXIS を使用して天の川銀河と局所大質量銀河でさまよう中質量ブラックホールを検出
| Title |
Detecting_Wandering_Intermediate-Mass_Black_Holes_with_AXIS_in_the_Milky_Way_and_Local_Massive_Galaxies |
| Authors |
Fabio_Pacucci,_Bryan_Seepaul,_Yueying_Ni,_Nico_Cappelluti,_Adi_Foord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08448 |
このホワイトペーパーでは、特にAXISの役割に重点を置き、天の川銀河(MW)および巨大な局所銀河内をさまよう中間質量ブラックホール(IMBH)の検出可能性を調査しています。IMBHは$10^{3-6}\,M_\odot$以内の範囲にあり、一般的に矮銀河の中心で発見されており、まだ発見されていないがMWに存在する可能性があります。移流優勢降着流(ADAF)のモデルスペクトルを使用することにより、さまざまなMW環境で$10^5\,M_\odot$の質量をもつさまようIMBHの集団によって放出されると予想されるフラックスを計算し、その結果を大規模な局所的なものに外挿しました。銀河。MWの徘徊IMBHの潜在的な個体群の約$40\%$が、AXIS深層フィールドで検出できます。私たちは、すでに利用可能な光学調査を使用してIMBH候補を選択するのに役立つ基準を提案しました。また、$10$Mpc以内の$>200$銀河内をさまよっているIMBHが、高密度の銀河環境(分子雲や冷たい中性媒体など)内を通過するときにAXISで簡単に検出できることも示しました。要約すると、我々は局所銀河内でさまようIMBHがX線で検出できる可能性があることを強調し、今後の調査の指針となる洞察を提供しました。徘徊するIMBHを検出することは、その人口統計、進化、銀河の合体の歴史を理解するために非常に重要です。
AXIS の深層および中間調査による不明瞭な AGN の X 線赤方偏移
| Title |
X-ray_Redshift_for_obscured_AGN_with_AXIS_deep_and_intermediate_surveys |
| Authors |
Alessandro_Peca,_Nico_Cappelluti,_Stefano_Marchesi,_Edmund_Hodges-Kluck,_Adi_Foord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08449 |
この研究では、X線スペクトルのみから赤方偏移(X線赤方偏移、XZ)を推定するAXIS望遠鏡の機能を紹介します。広範なシミュレーションを通じて、AXIS観測により、提案されている深部(7Ms)および中間(375ks)の探査において赤方偏移$z\sim6$までの5500以上の隠れた活動銀河核(AGN)の信頼できるXZ推定が可能であることが証明されました。特に、そのうち少なくとも1600個はコンプトン-シック領域($\logN_H/\mathrm{cm^{-2}}\geq24$)にあると予想されており、これらのとらえどころのない天体のサンプルにおけるAXISの重要な役割が強調されています。それは依然としてよく理解されていません。XZは、光学/赤外線微弱光源の効率的な代替手段を提供し、時間のかかる分光法の必要性、測光赤方偏移の潜在的な制限、およびマルチバンド対応物の関連付けに関連する潜在的な問題を克服します。このアプローチにより、X線視感度関数と高赤方偏移までの不明瞭なAGN部分に対する制約の精度が大幅に向上します。このホワイトペーパーは、AXISProbeConceptMissionのために委託されたシリーズの一部です。追加のAXISホワイトペーパーは、AXISWebサイト(http://axis.astro.umd.edu)でミッションの概要をご覧いただけます:arXiv:2311.00780。
AXIS で最初の AGN Jet を明らかにする
初期宇宙($z\gtrsim6$)のAGNを動力源とするジェットは、最初に形成される巨大銀河の軌道を定義するだけでなく、それに関連するSMBHの加速成長を可能にする可能性を秘めています。典型的な仮定の下では、ジェットは、軽いシード形成シナリオで観測されたクエーサーを修正することさえできる。しかし、最初のジェットのパラメータに対する制約が不足しているだけでなく、これらの天体の観測はほとんどありません。これらの時代におけるCMBのエネルギー密度は電波放射を消失させることができるため、観測にはこれらのジェットをマッピングして特徴付けるために強力で角度分解能の高いX線イメージングが必要となります。そのため、初期のSMBHの成長とフィードバックを理解するには\textit{AXIS}が必要になります。
惑星形成円盤の隙間で見つかった整列した粒子と散乱光
| Title |
Aligned_Grains_and_Scattered_Light_Found_in_Gaps_of_Planet-Forming_Disk |
| Authors |
Ian_W._Stephens,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Manuel_Fernandez-Lopez,_Zhi-Yun_Li,_Leslie_W._Looney,_Haifeng_Yang,_Rachel_Harrison,_Akimasa_Kataoka,_Carlos_Carrasco-Gonzalez,_Satoshi_Okuzumi,_Ryo_Tazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08452 |
星周円盤内の塵粒子からの偏光（サブ）ミリメートル放射は、磁場に沿って整列した粒子によるものであると当初考えられていました。しかし、改良されたモデルを伴うより高い分解能の多波長観察により、この偏光は、より短い波長（例えば、870$\μ$m）では自己散乱によって支配され、より長い波長（例えば、870$\μ$m）では磁場以外のものと整列した粒子によって支配されることが判明した。、3mm）。それにもかかわらず、偏光信号は基礎となる下部構造に依存すると予想されており、これまでの観測では複数のリングやギャップにおける偏光を解決することができませんでした。HLタウは、147.3$\pm$0.5個離れたところにある原始惑星系円盤で、ミリメートル/サブミリメートル波長で最も明るいクラスIまたはクラスII円盤です。ここでは、リングとギャップの両方の偏光を分解して、HLタウの深い、高解像度の870$\μ$m偏光観察を示します。ギャップには、重要な方位角成分を伴う偏光角があり、リングよりも高い偏光率が存在することがわかります。私たちのモデルは、ディスクの偏光が、整列した効果的に扁平な粒子からの散乱と放射の両方によるものであることを示しています。整列したダスト粒子の固有分極は10%以上である可能性が高く、これは低解像度観察で予想される値(~1%)よりもはるかに高くなります。偏光観察では、非偏光観察では見られない非対称性と塵の特徴が明らかになります。
高解像度銀河シミュレーションにおける計算量の多い超新星シミュレーションのためのサロゲート モデリング
| Title |
Surrogate_Modeling_for_Computationally_Expensive_Simulations_of_Supernovae_in_High-Resolution_Galaxy_Simulations |
| Authors |
Keiya_Hirashima,_Kana_Moriwaki,_Michiko_S._Fujii,_Yutaka_Hirai,_Takayuki_R._Saitoh,_Junichiro_Makino,_and_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08460 |
一部の星は、超新星(SNe)と呼ばれる、寿命の終わりに爆発することが知られています。SNeが放出するかなりの量の物質とエネルギーは、銀河内の星の形成とガスのダイナミクスに重要なフィードバックを提供します。SNeはかなりの量の物質とエネルギーを星間物質に放出し、その結果、銀河内の星の形成とガスのダイナミクスに重大なフィードバックをもたらします。このようなフィードバックは銀河の形成と進化において重要な役割を果たしますが、銀河形成のシミュレーションでは、SNeの周囲のガス元素の進化を詳細に数値的に解く代わりに、単純な{\itサブグリッドモデル}を使用してのみ実装されてきました。解像度の欠如。私たちは、機械学習とギブスサンプリングを組み合わせて、超新星(SN)が周囲のガスにどのような影響を与えるかを予測する方法を開発しました。熱エネルギーと運動量の分布におけるモデルの忠実度は、低解像度のSNシミュレーションを上回ります。私たちの方法はSNサブグリッドモデルを置き換えることができ、銀河形成シミュレーションにおける未解決のSNフィードバックを適切にシミュレートするのに役立ちます。新しいアプローチを採用すると、SNフィードバックを直接解決する場合と比較して、必要な計算コストが$\sim$1パーセントに削減されることがわかりました。
広域連星系の化学的均一性：近赤外分光法からのアプローチ
| Title |
Chemical_homogeneity_of_wide_binary_system:_An_approach_from_Near-Infrared_spectroscopy |
| Authors |
Dongwook_Lim,_Andreas_J._Koch-Hansen,_Seungsoo_Hong,_Sang-Hyun_Chun,_Young-Wook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08461 |
2つの星間の距離が数天文単位から数千天文単位以上に及ぶ広い連星は、銀河天文学のさまざまな研究テーマにとって貴重な対象です。新たに報告されるワイド連星の数が増え続けるにつれて、それらを構成する星の化学存在量を研究することがより重要になっています。私たちは、ジェミニ南望遠鏡の液浸回折格子赤外分光計(IGRINS)を使用して、6ペアのワイドバイナリ候補に対して高分解能近赤外(NIR)分光分析を実施しました。1つのペアは、その構成星間の動径速度に大きな違いがあるため、幅広い連星サンプルから除外されましたが、残りの5つのペアは、ペア星間で3D運動と化学組成において均一な特性を示しました。これらの幅広いバイナリペアでは、[Fe/H]の差は0.00～0.07dexの範囲でした。成分間の存在量の違いは、他のサンプルの光学分光法による以前の結果に匹敵します。さらに、私たちのデータを文献データと組み合わせると、分離が大きい広いバイナリでは存在量の差の変動が増加するようです。ただし、SVO2324とSVO3206は、大きな分離にもかかわらず、ほとんどの要素で最小限の差異を示し、各ワイドバイナリに応じた複数の形成メカニズムの概念を裏付けています。この研究は、NIR分光法に基づいてワイドバイナリの化学的性質を解明する最初のアプローチです。私たちの結果は、NIR分光法が、それぞれの広範な連星系の2つの星からの化学存在量の同等の測定に基づく星の化学研究にとって効果的なツールであることをさらに強調しています。
回転が支配的な軌道を持つ非常に金属度の低い星がバーによって守られていた可能性はあるでしょうか?
| Title |
Could_very_low-metallicity_stars_with_rotation-dominated_orbits_have_been_shepherded_by_the_bar? |
| Authors |
Zhen_Yuan,_Chengdong_Li,_Nicolas_F._Martin,_Giacomo_Monari,_Benoit_Famaey,_Arnaud_Siebert,_Anke_Ardern-Arentsen,_Federico_Sestito,_Guillaume_F._Thomas,_Vanessa_Hill,_Rodrigo_A._Ibata,_Georges_Kordopatis,_Else_Starkenburg,_Akshara_Viswanathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08464 |
最も金属の少ない星(例:[Fe/H]$\leq-2.5$)は、銀河系の集合初期の時代、おそらく厚い円盤が形成される前の古代の化石です。最近の研究では、それらの無視できない部分が順行平面軌道を持っていることが示されており、その起源は謎になっています。後に形成された回転棒がこれらの古い星を銀河系の内側から外側に動かし、その軌道をより回転が支配的なものに変えた可能性があることが示唆されている。しかし、このメカニズムが太陽近傍で観察されるこれらの星を説明できるかどうかは明らかではありません。この論文では、棒状摂動を使用して軸対称の天の川ポテンシャルでこれらの星を後方に追跡することにより、このシナリオの可能性を探ります。2つのバーモデル(1つは一定のパターン速度、もう1つは減速速度)の下で、6Gyrの軌道を逆方向に積分します。私たちの実験は、絶えず回転する棒モデルの下では、対象の星は棒の影響をほとんど受けず、回転楕円体の内側の天の川から現在の軌道まで導かれることはできないことを示しています。急激に減速するバーの極端なケースでは、平面軌道や順行軌道上にある非常に金属の少ない恒星の一部は天の川銀河内部からもたらされる可能性がありますが、それらの$\sim90\%$はすでに回転に支配されています($J_{\phi}$$\geq$1000kms$^{-1}$kpc)6ギル前。これらの星が小さな自転($J_{\phi}$$\lesssim$600kms$^{-1}$kpc)の回転楕円体のような軌道で始まった可能性は非常に低いです($<$3$\%)$)。したがって、太陽近傍では、このバーが銀河内部の回転楕円体星のかなりの部分を誘導して、今日観察されているような順行の平面軌道上の星の過密度を生み出した可能性は低いと結論付けています。
輝く赤い銀河の周囲のライマンアルファの森における AGN フィードバックの痕跡を探す
| Title |
Searching_for_the_Imprints_of_AGN_Feedback_on_the_Lyman_Alpha_Forest_Around_Luminous_Red_Galaxies |
| Authors |
Vikram_Khaire,_Teng_Hu,_Joseph_F._Hennawi,_Joseph_N._Burchett,_Michael_Walther,_Frederick_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08470 |
私たちは、活動銀河核(AGN)フィードバックモデルを制約するツールとして、発光赤色銀河(LRG)を囲む低赤方偏移ライマン$\alpha$(Ly$\alpha$)フォレストを使用する可能性を探ります。私たちの分析は、$z=0.1$の赤方偏移でのIllustrisおよびIllustrisTNGシミュレーションからのスナップショットに基づいています。これらのシミュレーションは、初期条件と基礎となるコードは同じですが、異なるフィードバック処方が組み込まれているため、銀河周囲のガスに対するAGNフィードバックの影響を研究するための理想的なプラットフォームを提供します。どちらのシミュレーションでも、大規模なハローの周囲のガスの温度と密度に対するフィードバックの重大な影響が示されています。以前の研究に続いて、銀河間物質で観察されたLy$\alpha$線の数密度($\rmdN/dz$)と一致するように両方のシミュレーションのUVバックグラウンドを調整し、周囲のLy$\alpha$森林を研究しました。LRGをホストする巨大なハロー。衝撃パラメータ($r_{\perp}$)は0.1～100pMpcの範囲です。私たちの調査結果では、$r_{\perp}$の関数としての$\rmdN/dz$は、$\sim10の$r_{\perp}$まで、IllustrisTNGではIllustrisに比べて約1.5～2倍高いことが明らかになりました。$pMpc。既存のデータがこれらの違いを効果的に識別できるかどうかをさらに評価するために、前景LRGを探査する背景クエーサーのスペクトルを含むアーカイブデータを検索します。このデータに基づく実現可能性分析を通じて、${\rmdN/dz}(r_{\perp})$測定がIllustrisTNGとIllustrisのフィードバックモデルを12$\sigma$を超える精度で区別できることを実証します。これは、異なるフィードバックモデルを区別するための貴重なベンチマーク観察として、LRG周辺の${\rmdN/dz}(r_{\perp})$測定の可能性を強調しています。
ALMA-ALPINE [CII] 調査: z~4.5 の 4 つの大質量主系列銀河における Kennicutt-Schmidt 関係
| Title |
The_ALMA-ALPINE_[CII]_survey:_Kennicutt-Schmidt_relation_in_four_massive_main-sequence_galaxies_at_z~4.5 |
| Authors |
M._B\'ethermin,_C._Accard,_C._Guillaume,_M._Dessauges-Zavadsky,_E._Ibar,_P._Cassata,_T._Dereveaux,_A._Faisst,_J._Freundlich,_G._C._Jones,_K._Kraljic,_H._Algera,_R._O._Amorin,_S._Bardelli,_M._Boquien,_V._Buat,_E._Donghia,_Y._Dubois,_A._Ferrara,_Y._Fudamoto,_M._Ginolfi,_P._Guillard,_M._Giavalisco,_C._Gruppioni,_G._Gururajan,_N._Hathi,_C._C._Hayward,_A._M._Koekemoer,_B._C._Lemaux,_G._E._Magdis,_J._Molina,_D._Narayanan,_L._Mayer,_F._Pozzi,_F._Rizzo,_M._Romano,_L._Tasca,_P._Theul\'e,_D._Vergani,_L._Vallini,_G._Zamorani,_A._Zanella,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08474 |
ガスと星形成速度(SFR)表面密度($\Sigma_{\rmGas}$-$\Sigma_{\rmSFR}$)との間のKennicutt-Schmidt(KS)関係は、星形成プロセスを理解するために不可欠です。銀河。これまでに、主系列銀河ではz~2.5まで測定されています。このレターでは、アルマ望遠鏡によって高解像度で観測された4つの大質量主系列銀河のサンプルを使用して、z~4.5に制約を設けることを目指しています。私たちは、オブジェクトの約0.3インチの解像度[CII]と連続体マップを取得し、それをガスおよび不明瞭なSFR表面密度マップに変換しました。さらに、残りのフレームにハッブル補助データを畳み込むことによって、不明瞭でないSFR表面密度マップを作成しました。UV.その後、さまざまな$\Sigma_{\rmgas}$ビンの平均$\Sigma_{\rmSFR}$を導出し、モンテカルロサンプリングを使用して不確実性を推定しました。私たちの銀河サンプルは、メインで測定されたKS関係に従います。銀河配列はより低い赤方偏移であり、シミュレーションからの予測よりわずかに低くなります。私たちのデータポイントは、$\Sigma_{\rmgas}$と$\Sigma_{\rmgas}$の両方の観点からハイエンドを調査し、ガス枯渇のタイムスケール(285-843Myr)はz~2天体と同様のままですが、我々の天体のうち3つは明らかに形態学的に乱れており、より低い赤方偏移での合体駆動のスターバーストと同様に、より短いガス枯渇タイムスケール(~100Myr)が予想された可能性があります。高赤方偏移でスターバーストを引き起こすメカニズムは、低z宇宙や中z宇宙とは異なる可能性があるということです。
z=3.7の電波銀河からの拡張ライマン$\alpha$の流出?
| Title |
An_extended_Lyman_$\alpha$_outflow_from_a_radio_galaxy_at_z=3.7? |
| Authors |
Miguel_Coloma_Puga_(1,2)_Barbara_Balmaverde_(2)_Alessandro_Capetti_(2)_Francesco_Massaro_(1)_Cristina_Ramos_Almeida_(3,4)_George_Miley_(5)_Roberto_Gilli_(6)_Alessandro_Marconi_(7,8)_((1)_Department_of_Physics,_Universit\`a_di_Torino_Via_Pietro_Giuria,_1,_10125,_Torino,_Italy_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino_Via_Osservatorio_20,_I-10025_Pino_Torinese,_Italy_(3)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias_C._V\'ia_L\'actea,_s/n,_38205_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna_38206,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(5)_Leiden_Observatory,_Leiden_University_PO_Box_9513,_2300_RA_Leiden,_The_Netherlands_(6)_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna_Via_Gobetti_93/3,_I-40129_Bologna,_Italy_(7)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_degli_Studi_di_Firenze_Via_G._Sansone_1,_I-50019,_Sesto_Fiorentino,_Firenze,_Italy_(8)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri_Largo_E._Fermi_5,_I-50125,_Firenze,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08507 |
AGNフィードバックがガス貯蔵庫、星形成、あらゆるスケールのAGN環境に長期にわたる影響を与えることを考慮すると、フィードバックプロセスを受けているAGNホスト銀河の空間分解観測は、銀河の進化を研究できる最も関連性の高い手段の1つです。これに関連して、既知の最も強力な電波源の1つであるTNJ1049-1258の赤方偏移3.7におけるVLT/MUSE積分場光分光法の結果を報告します。電波軸と空間的に整列し、母銀河系の速度に対して2250$\pm$60kms$^{-1}$だけ赤方偏移した、拡張された($\sim$18kpc)ライマン$\alpha$放射を検出した。、およびUV連続放射との共空間。このライマン$\alpha$放出は伴銀河から生じた可能性がありますが、この解釈には反対の議論があります。あるいは、電波銀河から生じる電離ガスの流出に対応する可能性もあります。この流出は、これまでで最高の赤方偏移空間分解能のイオン化流出となるだろう。しかし、注入された膨大な量のエネルギーは、遠距離観測を使用して推定される$\sim$4500M$_{\odot}年^{-1}$の速度で起こる、母銀河の驚異的な星形成を消すことはできないようです。赤外線の明るさ。フィールド内では、ホストから$\sim$25kpcと$\sim$60kpcの投影距離に2つの伴銀河も見つかりました。これは、ホスト銀河が原始銀河団の中に隠されていると示唆しています。
アルマクォークス調査: -- I. 調査の説明とデータの削減
| Title |
The_ALMA-QUARKS_survey:_--_I._Survey_description_and_data_reduction |
| Authors |
Xunchuan_Liu,_Tie_Liu,_Lei_Zhu,_Guido_Garay,_Hong-Li_Liu,_Paul_Goldsmith,_Neal_Evans,_Kee-Tae_Kim,_Sheng-Yuan_Liu,_Fengwei_Xu,_Xing_Lu,_Anandmayee_Tej,_Xiaofeng_Mai,_Leonardo_Bronfman,_Shanghuo_Li,_Diego_Mardones,_Amelia_Stutz,_Ken'ichi_Tatematsu,_Ke_Wang,_Qizhou_Zhang,_Sheng-Li_Qin,_Jianwen_Zhou,_Qiuyi_Luo,_Siju_Zhang,_Yu_Cheng,_Jinhua_He,_Qilao_Gu,_Ziyang_Li,_Zhenying_Zhang,_Suinan_Zhang,_Anindya_Saha,_Lokesh_Dewangan,_Patricio_Sanhueza,_Zhiqiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08651 |
この論文は、「ALMA-ResolvedGasKinematicsandStructuresを使って大質量星形成の根底にあるメカニズムを調べる」の略であるQUARKS調査の概要を示します。QUARKSの調査では、アルマ望遠鏡バンド6($\lambda\sim$1.3mm)で156の点で覆われた139個の巨大な塊が観察されています。バンド3($\lambda\sim$3mm)でのALMA-ATOMS調査から得られたデータと組み合わせて、QUARKSは、原始星団内の大質量星形成プロセスを1000天文単位のスケールまで公平に統計的に調査することを目指しています。この概要論文では、QUARKS調査の観測とデータ削減について説明し、典型的な発生源であるミニスターバーストSgrB2(M)を初めて紹介します。QUARKS探査の広帯域幅(7.5GHz)と高い角度分解能(~0.3秒角)の観測により、ATOMS探査で行うことができるよりもはるかにコンパクトなコアを解像することができ、これまで明らかにされていなかったより暗いフィラメント構造を検出することができます。スペクトルウィンドウは、CO、SO、N$_2$D$^+$、SiO、H$_{30}\alpha$、H$_2$CO、CH$_3$CN、その他多くの複雑な有機物を含む種の遷移をカバーします。分子、さまざまな温度と空間範囲を持つガス成分を追跡します。QUARKSは、（ハブ）フィラメント状構造による原始星団内の物質輸送、大規模な星のない核の存在、原始星団内の高密度の核の物理的および化学的性質、およびすでに形成されている大質量の若い原始星からのフィードバック。
速度勾配と恒星偏光: L1688 雲に向かう磁場トモグラフィー
| Title |
Velocity_Gradient_and_Stellar_Polarization:_Magnetic_Field_Tomography_towards_the_L1688_Cloud |
| Authors |
Tyler_Schmaltz,_Yue_Hu,_A._Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08681 |
磁場は星間物質(ISM)の特徴的でありながら謎に満ちた側面であり、その3次元マッピングは大きな課題となっています。本研究では、磁気流体力学(MHD)乱流理論に裏付けられた革新的な速度勾配法(VGT)を利用し、原子中性水素(HI)輝線と分子トレーサーに適用することで磁場の構造を解明します$^{12}$CO.我々は、低質量星形成領域L1688の磁場のトモグラフィーを、(1)銀河の回転曲線と組み合わせたVGT-HIと、(2)正確な星視差測定と組み合わせた星の偏光という2つのアプローチを利用して構築しました。私たちの分析により、恒星の偏光から推定される磁場の向きがL1688付近で明確な方向変化を受けることが明らかになり、VGT-HIと恒星の偏光の間の不整合が星の光の偏光に対する分子雲の磁場の影響から生じているという証拠が得られる。。VGT-$^{12}$COを恒星偏光およびプランク偏光データと比較すると、VGT-$^{12}$COがVGT-HIで観察された不整合を効果的に調整し、プランク偏光測定と統計的に一致していることが観察されました。これは、VGT-$^{12}$COがVGT-HIと統合され、分子雲の磁場に関する重要な洞察を提供し、それによって3D磁場再構成の精度が向上する可能性があることを示しています。
| Title |
Origin_of_an_Orbiting_Star_Around_the_Galactic_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Shogo_Nishiyama,_Tomohiro_Kara,_Brian_Thorsbro,_Hiromi_Saida,_Yohsuke_Takamori,_Masaaki_Takahashi,_Takayuki_Ohgami,_Kohei_Ichikawa,_Rainer_Sch\"odel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08869 |
私たちの銀河の中心にある超大質量ブラックホール(SMBH)に関連する巨大な潮汐力は、その付近での星の形成を強力に抑制すると予想されています。したがって、SMBHから1インチ以内の星は、SMBHからさらに離れて形成され、現在の位置に移動した可能性があります。この研究では、最も近い恒星の1つ（SMBHからの投影距離は約0.3インチ）であるS0-6/S10の分光観測が行われました。）後期型スターを実施しました。S0-6のスペクトルの金属吸収線を使用して、2014年から2021年までのS0-6の動径速度が測定され、限界加速度が検出されました。これは、S0-6がSMBHに近いことを示しています。S0-6スペクトルは、温度、化学存在量([M/H]、[Fe/H]、[α/Fe]、[Ca/Fe]、[Mg/Fe]、[Ti]などの星のパラメータを決定するために使用されました)/Fe])、および年齢。この研究の結果が示唆するように、S0-6は非常に古く(>~10Gyr)、中央PC領域で誕生した星とは異なる起源を持っています。
すばる Hyper Suprime-Cam Wide フィールドの $z\sim4$ における低輝度クエーサーのブラック ホール質量とエディントン比分布
| Title |
Black_hole_mass_and_Eddington_ratio_distributions_of_less-luminous_quasars_at_$z\sim4$_in_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Wide_field |
| Authors |
Wanqiu_He,_Masayuki_Akiyama,_Motohiro_Enoki,_Kohei_Ichikawa,_Kohei_Inayoshi,_Nobunari_Kashikawa,_Toshihiro_Kawaguchi,_Yoshiki_Matsuoka,_Tohru_Nagao,_Masafusa_Onoue,_Taira_Oogi,_Andreas_Schulze,_Yoshiki_Toba,_Yoshihiro_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08922 |
我々は、HyperSuprimeからの3.50<z<4.25でi<23.2を持つ52個のクエーサーのサンプルに基づいて、z=4でのブロードラインAGNのブラックホール質量関数(BHMF)とエディントン比分布関数(ERDF)を調査します。Camすばる戦略計画(HSC-SSP)S16A-wide2データセット、およびスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)DR7クエーサーカタログからの同じ赤方偏移範囲内にあるi<20.2の1,462個のクエーサー。クエーサーのビリアルBH質量は、CIV1549{\AA}線の幅と1350{\AA}での連続光度を使用して推定されます。固有のブロードラインAGNBHMFおよびERDFを取得するには、磁束制限された選択によって引き起こされる低質量および/または低エディントン比範囲の不完全性を補正します。結果として得られるBHMFは$\logM_{\rmBH}/M_{\odot}\sim7.5$までに制限されます。文献におけるz=2のブロードラインAGNBHMFと比較すると、大規模なSMBHの数密度はより高い赤方偏移でピークに達し、「ダウンサイジング」進化シナリオと一致していることがわかります。さらに、結果として得られるERDFはBH質量に対する負の依存性を示し、z=4でより質量の大きいSMBHがより低いエディントン比で降着する傾向があることを示唆しています。導出された内因性ブロードラインAGNBHMFを使用して、z=4でのSMBH集団全体の中のブロードラインAGNの活性画分も評価します。得られた活性画分は、BH質量への正の依存性を示唆している可能性があります。最後に、連続方程式を解くことによって、z=4と6の間のブロードラインAGNBHMFの時間発展を調べます。結果は、z=4-6のブロードラインAGNBHMFは正規化の進化のみを示し、形状には大きな変化がないことを示唆しています。
SFG電波視度関数の新しいモデリングによる宇宙の星形成史の制約
背景:電波の波長は、隠蔽された銀河と隠蔽されていない銀河の両方における星形成速度(SFR)を追跡する独自の可能性を提供します。塵による偏りのない星形成の歴史を調べるには、星形成銀河(SFG)の電波視感度関数(LF)を正確に測定することが重要です。目的:VeryLargeArray(VLA)COSMOS3GHzデータからのSFGサンプル(5915ソース)を利用して、無線LFの新しいモデリングを実行します。解析的LFを統合することにより、$z\sim5$以降の宇宙SFR密度(SFRD)の履歴を計算することを目的としています。方法：初めて、純粋な光度進化（PLE）と結合光度+密度進化（LADE）の両方のモデルを使用して、サンプルの完全性補正を考慮して、完全最尤解析を使用してLFを無線データに直接適合させます。また、追加の制約を取得するために、ローカル無線LFと無線ソース数に関する最新の観測結果をフィッティングプロセスに組み込みます。結果:PLEモデルは、高赤方偏移($z>2$)での無線LFの進化を記述するのに適用できないことがわかりました。構築により、当社のLADEモデルは、最近の観測からの無線LFおよびSFGのソース数に関する大量のデータをうまく適合させることができます。私たちのSFRD曲線は、以前の無線推定によって導出されたSFRDポイントによく適合していることを示しています。$1/V_{\rmmax}$LFポイントをフィッティングすることによって実行された以前の研究とは対照的に、私たちの無線LFに偏りがないことを考慮すると、SFRDの結果はこれらの以前の推定値を改善するはずです。$z<2$未満では、SFRDはMadau\&Dickinsonの多波長コンピレーションとよく一致しますが、SFRDはわずかに高い赤方偏移($2<z<2.5$)で反転し、より急速に高赤方偏移に落ちます。
最初の調査で63個の巨大電波銀河を発見
| Title |
The_Discovery_of_63_Giant_Radio_Galaxies_in_the_FIRST_Survey |
| Authors |
Soren_Ramdhanie,_Yjan_A._Gordon,_Heinz_Andernach,_Eric_J._Hooper,_Brianna_Sampson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09079 |
巨大電波銀河(GRG)は、予測サイズ$>0.7\,$Mpcに広がる電波放射を持つ活動銀河核(AGN)です。GRGに関連する大きな角サイズにより、従来の信号源探知機を使用した無線調査画像でのGRGの識別が複雑になります。このノートでは、二重ローブ電波銀河を見つけるように設計されたアルゴリズムであるDRAGNhunterを使用して、20cmサーベイ(FIRST)の電波天の淡い画像からGRGを検索します。特定された候補者の無線画像と光学画像は、その真正性を確認するために目視検査され、その結果、これまで報告されていなかった63ドルのGRGが発見されます。
ガイア DR2 の若い銀河散開星団の質量と風の明るさについて
| Title |
On_the_mass_and_wind_luminosity_of_young_Galactic_open_clusters_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
Silvia_Celli,_Andreas_Specovius,_Stefano_Menchiari,_Alison_Mitchell_and_Giovanni_Morlino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09089 |
コンテクスト。星団は、私たちの銀河系の恒星集団の関連部分を構成しています。それらが星間物質に及ぼすフィードバックプロセスは、銀河の化学的進化から力学的進化に至るまで、複数の物理的プロセスに影響を与えます。さらに、若く巨大な星団は効率的な粒子加速器として機能し、宇宙線の生成に寄与する可能性があります。目的。私たちは、ガイア宇宙ミッションによって観測された若い（年齢3000万年未満）銀河散開星団によって駆動される風の明るさを評価することを目的としています。これは、加速された粒子に導かれるエネルギーを決定するために重要です。方法。この点で、私たちは星団ごとに観測される星の数、大きさ、視線上の減光に依存する方法を開発します。恒星の質量関数がクルパ質量分布に従うと仮定し、親星団の年齢と質量の両方によって許容される最大恒星質量を考慮して、ガイアの2回目のデータリリース内の387個の局所星団の質量と風の明るさを保守的に推定します。結果。私たちは計算結果を若いクラスター質量の最近の推定値と比較します。これらに関して、我々は、特に数千太陽質量以上の3倍豊富なサンプルを提供します。これは、加速された粒子の相互作用から生じるガンマ線放出を予測するのに最も関連性があります。実際、我々が得たクラスター風の光度分布は3x10^38erg/sまで広がることがわかり、これは潜在的な粒子加速シナリオの観点から有望な特徴です。
枝を残さない: 合体ツリーから銀河のバリオニック特性を予測
| Title |
Leaving_No_Branches_Behind:_Predicting_Baryonic_Properties_of_Galaxies_from_Merger_Trees |
| Authors |
Chen-Yu_Chuang,_Christian_Kragh_Jespersen,_Yen-Ting_Lin,_Shirley_Ho,_and_Shy_Genel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09162 |
銀河は、宇宙で構造形成がどのように進行するかを理解する私たちの取り組みにおいて重要な役割を果たします。宇宙論や銀河形成の精密な研究には、宇宙論的に重要なボリュームに及ぶ、現実的な模擬銀河カタログの膨大なセットが強く求められています。このような気の遠くなる作業では、本格的な流体力学シミュレーションや半解析モデルからモックを作成するにはコストが高すぎるため、暗黒物質のみのシミュレーションから暗黒物質ハローと銀河の間の直接マッピングを作成できる方法が強く推奨されます。ここでは、純粋に抽出された暗黒物質の特性から、恒星の質量、$g-r$の色、星形成速度、ガス質量、恒星の金属性、ガスの金属性などの銀河の主要な特性を正確に予測できる、グラフニューラルネットワークベースのモデルを紹介します。銀河の完全な集合履歴に沿ったハローから。IllustrisTNGプロジェクトのTNG300シミュレーションに基づくテストでは、私たちのモデルが、星の質量が10ドルを超えるすべての銀河について、広い赤方偏移範囲($z=0-5$)にわたって銀河のバリオン特性を高精度に復元できることが示されています。^9\,M_\odot$とその祖先は、最先端のメソッドを大幅に改良しています。さらに、私たちの方法がIllustrisTNG銀河形成モデルの意味の理解を提供することに大きく前進したことを示します。
恒星集団特性のトレーサーとしての惑星状星雲: 積分場分光法でその可能性を解き放つ
| Title |
Planetary_nebulae_as_tracers_of_stellar_population_properties:_unlocking_their_potential_with_integral-field_spectroscopy |
| Authors |
Ana_Ennis,_Johanna_Hartke,_Magda_Arnaboldi,_Claudia_Pulsoni,_Fuyan_Bian,_Chiara_Spiniello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09176 |
惑星状星雲(PNe)は、強い輝線のため恒星分光法が不可能な拡散ハローや星団内光の運動学を追跡するのに不可欠な存在です。しかし、根底にある恒星集団について明らかにできるのはそれだけではありません。近年、銀河の金属の少ないハローにあるPNeは、金属が豊富な銀河中心にあるPNeとは異なる特性(特定の周波数、視感度関数)を持っていることも判明しました。これらの関係における年齢と金属量の役割をより定量的に理解できれば、PNeは貴重な恒星集団追跡装置となるでしょう。そのためには、星の光も詳細に分析できる領域におけるPNeの完全な特性評価が必要です。この研究では、銀河の中心領域をカバーする積分場分光データを利用します。これにより、星の年齢と金属量の両方を測定したり、PNeを検出したりすることができます。この解析は、PNeを恒星集団追跡装置として校正し、前例のない銀河中心距離における銀河の特性についての理解を進めるための基礎となります。
AXIS による AGN 研究の展望: AGN 燃料供給 -- SMBH のボンダイ半径内の高温ガスの解決
超大質量ブラックホール(SMBH)の周囲の高温ガスは、ボンダイ半径によって特徴付けられる重力の「影響圏」内に捕捉されるはずです。チャンドラ深部観測により、少なくとも5つの近くのSMBHのボンダイ半径が空間的に解明されました。ボンダイ半径内の急激な温度上昇を予測した初期の高温降着モデルとは対照的に、解析された温度プロファイルはどれもそのような上昇を示していません。ボンダイ半径内の温度は複雑であるようで、約0.2～0.3keVの低温成分を含む高温ガスの多温度相を示しています。ボンダイ領域内の密度プロファイルは浅く、強い流出の存在を示唆しています。これらの発見は、ボンダイ半径内での大規模な降着が、ある方向では冷たいガスが降り注ぎ、他の方向ではより熱いガスが流出するなど、無秩序である可能性があることを示唆する最近の現実的な数値シミュレーションによって説明される可能性がある。チャンドラと同様の角度分解能と非常に広い収集領域を備えたAXISは、活動銀河核(AGN)サンプルの「影響圏」内およびその周囲で発生する降着流をマッピングするのに十分な光子を収集します。AXISは、最終的にAGNを促進する流入と、環境にフィードバックを提供する流出の遷移を明らかにします。
フェルミバブルのバルクおよびエッジ解析により塵、冷却破壊、宇宙線の拡散が明らかになり、一貫性のあるモデルが容易になります。
| Title |
Fermi-bubble_bulk_and_edge_analysis_reveals_dust,_cooling_breaks,_and_cosmic-ray_diffusion,_facilitating_a_self-consistent_model |
| Authors |
Uri_Keshet,_Ilya_Gurwich,_Assaf_Lavi,_Dina_Avitan,_and_Teodor_Linnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08459 |
周囲の星間放射線が強い場合、フェルミバブルの電波から$\gamma$線までの完全なスペクトルは、アドホックエネルギーカットオフなしで、バブルの端での標準的な強い衝撃電子の加速と一致することが示されています。$\gamma$線の冷却破壊には、今まで検出されていなかったマイクロ波の対応物が存在するはずです。実際、広帯域バブルエッジ解析により、予想される$\sim35$GHzのスペクトルブレイクを覆い隠す顕著な下流ダスト成分と、以前に$\gamma$線で報告されたクライクナン拡散と一致する同じ全体的な電波の軟化が明らかになりました。
歴史的な X 線過渡現象 A 1524-61 (=KY TrA) におけるブラック ホールの証拠
| Title |
Evidence_for_a_black_hole_in_the_historical_X-ray_transient_A_1524-61_(=KY_TrA) |
| Authors |
I.V._Yanes-Rizo,_M._A._P._Torres,_J._Casares,_M._Monelli,_P._G._Jonker,_T._Abbot,_M._Armas_Padilla,_T._Mu\~noz-Darias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08480 |
我々は、X線バイナリA1524-61の光学的対応物であるKYTrAのVLT分光法、高解像度イメージング、および時間分解測光について紹介します。我々は、この場の精密な天文測定を実行し、KYTrAと、$0.64\pm0.04$arcsecSEに位置する同様の光学的明るさのフィールドスターインターロパーの改善された座標を取得しました。分光法から、このパラメータと半値全幅の相関を利用して、ドナー星の動径速度半振幅を$K_2=501\pm52$kms$^{-1}$に精密化します。H$\alpha$輝線の。$r$バンドの光度曲線は、おそらく$0.26\pm0.01$d($6.24\pm0.24$h)の軌道周期を持つ楕円体状の変調を示しています。これらの数値は、質量関数$f(M_1)=3.2\pm1.0$M$_\odot$を意味します。KYTrAの赤みを除去した静止色$(r-i)_0=0.27\pm0.08$は、降着円盤光が光連続体に大きく寄与する場合、スペクトルタイプK2以降のドナー星と一致します。この色により、伴星の質量$M_2\leq0.94$M$_\odot$に非常に控えめな上限を設定することができ、さらに連星質量比$q=M_2/M_1\leq0.31に設定することができます。$。バイナリの傾きとH$\alpha$線の谷の深さとの相関関係を利用して、$i=57\pm13$degを確立します。これらすべての値は、それぞれ$M_1=5.8^{+3.0}_{-2.4}$M$_\odot$と$M_2=0.5\pm0.3$M$_\odot$のコンパクトな物体とドナー質量をもたらします。、したがって、降着物体のブラックホールの性質が確認されました。さらに、システムまでの距離は$8.0\pm0.9$kpcと推定されます。
マイクロクエーサー連星系は、広いエネルギースペクトルにわたって電磁放射線と高エネルギー粒子を放出します。しかし、遠くにあるので詳細を観察することは困難です。シミュレーションは、比較的希少な観測データと豊富な理論的背景の間のつながりを提供します。この研究では、シミュレートされたツインマイクロクエーサージェットからの高エネルギー粒子放出が統一された方法で計算されます。ジェット物質の要素内の放出のカスケードから、動的で放射的なジェット全体のモデルまで、関与する一連の物理プロセスが統合されます。モデルデータを中心に組み立てられたプログラムスイートは、現代のアレイによる潜在的な観測に直接匹敵する合成画像とスペクトルを生成します。このモデルは、必要性と利用可能な計算リソースに応じて現実性のレベルを高めながら、多数のシステムジオメトリを記述することができます。アプリケーションとして、モデリングプロセスは典型的なマイクロクエーサーに適用され、さまざまなイメージングジオメトリを使用してさまざまな角度から合成的に観察されます。さらに、得られる強度は既存の検出器の感度に匹敵します。マイクロクエーサーの潜在的な分布からのバックグラウンド放射の組み合わせもモデル化されます。
相対論的磁化乱流から生じる断続性と散逸構造
| Title |
Intermittency_and_Dissipative_Structures_Arising_from_Relativistic_Magnetized_Turbulence |
| Authors |
Zachary_Davis,_Luca_Comisso,_and_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08627 |
相対論的乱流の運動学的シミュレーションにより、乱流粒子の加速についての理解が大幅に進歩しました。最近の進歩により、プラズマのコヒーレント構造内の加速を説明できる最新の加速理論の必要性が浮き彫りになっています。ここでは、乱流間欠モデルが乱流の統計的変動を散逸の高い領域にどのように結び付けるかを調査します。この関係は、一般化されたShe-Levequeモデルを使用して構造関数$S^p\proptol^{\zeta_p}$の指数$\zeta_p$を記述することによって確立されます。スケーリング指数のフィッティングにより、散逸構造の共次元の尺度が得られ、その後、それらの充填率を測定します。磁化$\sigma$と磁場の変動${\deltaB_0}/{B_0}$の範囲について解析を実行します。$\sigma$と${\deltaB_0}/{B_0}$の値を増やすと、カスケードがシートをプラズモイドの鎖に似た小さな散逸領域に分割できることがわかりました。ただし、散逸が増加すると、散逸領域の体積充填が少なくなります。この研究により、我々は、相対論的乱流内のコヒーレント構造との相互作用からの粒子のエネルギー付与を組み込んだ将来の乱流加速理論を情報提供することを目指しています。
3C 84 のジェットを形成する高密度環境媒体の観察証拠
| Title |
Observational_Evidence_for_a_Dense_Ambient_Medium_Shaping_the_Jet_in_3C_84 |
| Authors |
Jongho_Park,_Motoki_Kino,_Hiroshi_Nagai,_Masanori_Nakamura,_Keiichi_Asada,_Minchul_Kam,_and_Jeffrey_A._Hodgson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08647 |
高度に平行化された相対論的ジェットは、特定の活動銀河核(AGN)の特徴的な特徴ですが、その形成メカニズムは依然として解明されていません。これまでの観察や理論モデルでは、ジェットを取り囲む周囲媒体が圧力を及ぼし、ジェットの形成に重要な役割を果たしている可能性があると提案されている。しかし、そのような媒体の直接観察による確認は不足しています。この研究では、ペルセウス星団の中心に位置する3C84(NGC1275)の非常に長い基線干渉(VLBI)観測を紹介します。43GHzの超長ベースラインアレイ(VLBA)によるモニタリング観測を通じて、2010年代後半にサブパーセク規模のコアからジェットノットが放出されたことが検出されました。興味深いことに、この結び目はパーセク規模のジェットの方向から大幅にオフセットされた方向に伝播しました。この問題をさらに深く掘り下げるために、私たちはVLBA43GHzの追跡観測を利用し、2022年末まで結び目の軌道を追跡しました。私たちは、結び目が2020年代初頭に突然その軌道を変更し、パーセク規模のジェットの方向と再調整したことを発見しました。。さらに、観測期間近くに実施されたGlobalVLBIAlliance(GVA)による22GHzでの3C84の観測結果も紹介します。GVA22GHzの画像と約1週間間隔で観測されたVLBA43GHzの画像を共同解析することでスペクトルインデックスマップを生成し、結び目がたわんだジェットの端近くの反転スペクトル領域を明らかにしました。これらの発見は、$\sim10^5\{\rmcm^{-3}}$を超える電子密度を特徴とする高密度で冷たい周囲媒体の存在を示唆しており、これがパーセク規模でジェットの伝播を導き、全体的な影響に大きく寄与しています。ジェットの整形。
最初の射手座 A* イベント ホライズン テレスコープの結果。 II. EHT および多波長観測、データ処理、および校正
| Title |
First_Sagittarius_A*_Event_Horizon_Telescope_Results._II._EHT_and_Multi-wavelength_Observations,_Data_Processing,_and_Calibration |
| Authors |
The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08679 |
我々は、2017年4月5日から11日までのキャンペーン中に収集された、超大質量ブラックホール射手座A*(SgrA*)の位置にある電波源のイベントホライズンテレスコープ(EHT)による1.3mm測定結果を紹介します。観測は、世界6か所、8つの施設で実施されました。SgrA*の磁束変動を考慮するために、新しい校正方法が採用されています。1.3mmの放射の大部分は地平線スケールから発生し、固有の構造源の変動が数分から数時間のタイムスケールで検出されます。画像に対する星間散乱の影響とその変動性は、固有の光源構造よりも支配的であることがわかりました。校正された視程の振幅、特に視程の最小値の位置は、このシリーズの後の研究で決定された$\sim$50$\mu$asの直径を持つぼやけたリングとほぼ一致しています。SgrA*の同時多波長モニタリングは、22、43、および86GHz、および近赤外線およびX線の波長で実行されました。SgrA*からのいくつかのX線フレアはチャンドラによって検出され、1つは2017年4月7日にスウィフトと共同で重要性が低く、もう1つは2017年4月11日にNuSTARと共同で重要でした。より明るい4月11日のフレアはチャンドラによって同時に観測されません。EHTに続いて、X線爆発の直後にミリメートルの光束変動が大幅に増加し、事象の地平線近くの放出物理学に関連がある可能性があることを示しています。我々は、EHT作戦中のSgrA*の広帯域フラックスをその歴史的なスペクトルエネルギー分布と比較し、静止放射とフレア放射の両方がその長期的な挙動と一致していることを発見した。
最初の射手座 A* イベント ホライズン テレスコープの結果。 I. 天の川の中心にある超大質量ブラックホールの影
| Title |
First_Sagittarius_A*_Event_Horizon_Telescope_Results._I._The_Shadow_of_the_Supermassive_Black_Hole_in_the_Center_of_the_Milky_Way |
| Authors |
The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08680 |
我々は、超大質量ブラックホールに関連する銀河中心源である射手座A*(SgrA$^*$)の最初のイベントホライズンテレスコープ(EHT)観測を発表します。これらの観測は、$\lambda=1.3\,{\rmmm}$の波長で動作する8台の望遠鏡からなるグローバル干渉アレイを使用して2017年に実施されました。EHTデータは、時間内変動のあるコンパクトな放出領域を解決します。さまざまなイメージングおよびモデリング解析はすべて、直径$51.8\pm2.3$\,\uas(68\%信頼区間)の明るく厚いリングによって支配されている画像をサポートしています。このリングは、方位角の明るさの非対称性が控えめで、内部は比較的薄暗いです。大規模な一連の数値シミュレーションを使用して、SgrA$^*$のEHT画像が、質量${\sim}4\times10^6\,{\rmのカーブラックホールの予想される外観と一致していることを実証しました。M}_\odot$。これは、個々の恒星の軌道に関する以前の赤外線観測とメーザーの固有運動研究に基づいて、この位置に存在すると推定されています。私たちのモデルは、ブラックホールが高い傾斜($i>50^\circ$)で観察されるシナリオ、および非回転ブラックホールと逆行性降着円盤を伴うブラックホールを比較します。私たちの結果は、天の川銀河の中心に超大質量ブラックホールが存在することの直接的な証拠を提供し、$10^3-10^5$の重力半径のスケールでの恒星軌道の力学的測定からの予測を初めて結びつけました。事象の地平線スケールのイメージと変動性へ。さらに、超大質量ブラックホールM87$^*$のEHT結果との比較は、中心質量の3桁にわたる一般相対性理論の予測との一致を示しています。
光学、電波、X線で見たクロゴケグモパルサーJ1641+8049
| Title |
The_black_widow_pulsar_J1641+8049_in_the_optical,_radio_and_X-rays |
| Authors |
A._Yu._Kirichenko,_S._V._Zharikov,_A._V._Karpova,_E._Fonseca,_D._A._Zyuzin,_Yu._A._Shibanov,_E._A._L\'opez,_M._R._Gilfanov,_A._Cabrera-Lavers,_S._Geier,_F._A._Dong,_D._C._Good,_J._W._McKee,_B._W._Meyers,_I._H._Stairs,_M._A._McLaughlin,_J._K._Swiggum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08688 |
PSRJ1641+8049は、電波と$\gamma$線で検出された2.2時間の公転周期を持つ2ミリ秒のブラックウィドウパルサーです。カナリアス大望遠鏡のOSIRIS装置を使用して、PSRJ1641+8049の新しい位相分解マルチバンド測光を実行しました。得られたデータは、カナダ水素強度マッピング実験(CHIME)からの新しい電波タイミング観測、Spectrum-RG/eROSITA全天測量からのX線データ、および利用可能なすべての光学測光観測とともに分析されました。CHIMEデータに基づいた更新されたタイミングソリューションが提示され、パルス分散における経年変化と周期的変調が考慮されます。光源までの距離4.6～4.8kpc、軌道傾斜角56～59度など、光度曲線解析を通じて得られたシステムパラメーターは、以前の研究と一致していることがわかりました。ただし、最大輝度位相における光源の光束は、以前の観測と比較して$\sim$2の係数で減衰しました。それにもかかわらず、J1641+8049伴星の表面は、既知のクロゴケグモパルサーの中でパルサーによって最も加熱された(8000～9500K)ものの1つです。また、パルサーの固有運動$\estimate$2masyr$^{-1}$に関する新たな推定結果も報告します。これにより、スピンダウン光度は$\estimate$4.87$\times10^{34}$ergss$^となります。{-1}$とパルサーによる伴星の対応する加熱効率は0.3～0.7です。パルサーはX線で検出されなかったため、観測日のX線輝度は3$\times$10$^{31}$ergs$^{-1}$未満であった。
Abell 1060で拡散電波源を発見
乱流、磁場、宇宙線などのクラスター内媒体(ICM)内の非熱成分は、銀河団によって引き起こされる擾乱だけでなく、メンバー銀河の活動銀河核(AGN)からのジェットの過去および現在のエネルギー活動を刻み込みます。合併。放射光のメートルおよびセンチメートル電波観測により、非熱成分を診断することができます。ここでは、エイベル1060フィールドの中心近くで、フライングフォックスと呼ばれる未確認の拡散電波源を発見したことを報告します。オオコウモリは細長いリング状の構造と中央の棒状の形状をしていますが、明らかな主銀河はありません。オオコウモリの平均スペクトル指数は-1.4で、メートル波長で見られる電波源のスペクトル指数よりも急峻です。私たちは、電波ローブ、フェニックス、電波ハローと遺物、そして奇数電波サークル(ORC)の可能性について話し合いました。結論として、フライングフォックスは既知の電波情報源によって明確に説明されていません。
最初の射手座 A* イベント ホライズン テレスコープの結果。 IV.変動性、形態、およびブラック ホールの質量
この論文では、2017年4月にEHTによって波長1.3mmで観測された、SgrA*からの地平線スケールの放射の時間的変動と画像形態を定量化します。SgrA*データは、データの不確実性や星間散乱の影響によって説明できる範囲を超える変動性を示していることがわかりました。この変動の大きさは相関磁束密度のかなりの部分になる可能性があり、ベースラインによっては$\sim$100\%に達します。単純な幾何学的ソースモデルの調査を通じて、リング状形態の方が、同等の複雑さを持つ他の形態よりもSgrA*データへの適合が良好であることを示します。私たちは、静的な幾何学的リングモデルを時間変数SgrA*データに適合させるための2つの戦略を開発します。1つの戦略は、ソースが静的なデータの短いセグメントにモデルを適合させ、これらの独立した適合を平均するものであり、もう1つの戦略は、平均的なソース構造の周囲の構造変動パワースペクトルのパラメトリックモデルを使用して、モデルを完全なデータセットに適合させるものです。幾何学的モデリングと画像領域の特徴抽出技術の両方により、リングの直径は$51.8\pm2.3$$\mu$as(68\%信頼区間)と決定され、リングの厚さは$\sim$30\%の間のFWHMを持つように制限されます。リング直径の50%です。直径測定値を一般的な物理スケールに合わせるために、GRMHDシミュレーションから生成された合成データを使用して測定値を校正します。このキャリブレーションは、重力半径の角度サイズを$4.8_{-0.7}^{+1.4}$\mathrm{\muas}に制限します。これを、メーザー視差からの独立した距離測定と組み合わせて、SgrAの質量を決定します。*$4.0_{-0.6}^{+1.1}\times10^6$M$_{\odot}$になります。
明るいフレア期間中の BL Lac の多波長変動と広帯域 SED モデリング MJD 59000-59943
私たちは、MJD\,59000-59943の期間における長期\emph{Fermi}-LATおよび\emph{Swift}-XRT/UVOT観測を使用して、BL\,Lacの詳細な時間的およびスペクトル研究を実施しました。毎日ビン化された$\gamma$線光度曲線は、最大光束$1.74\pm0.09\times10^{-5}\rmph\,cm^{-2}\,s^{-1}$を示します。MJD\,59868、これはBL\,Lacから観測された1日の$\gamma$線束の最高値である。$\gamma$線の変動は、パワースペクトル密度(PSD)、実効値束関係および束分布研究によって特徴付けられます。べき乗則モデルがインデックス$\sim1$のPSDに適合することがわかり、これは動作中の長いメモリプロセスを示唆しています。観測された実効値と線束の関係は線形傾向を示しており、これは$\gamma$線束分布が対数正規分布に従うことを示しています。歪度/アンダーソンダーリング検定とヒストグラムフィットは、フラックス分布の正規性を拒否し、代わりにフラックス分布が対数正規分布であることを示唆します。微分変動振幅は、光源が光学/UV/$\gamma$線帯域よりもX線帯域でより変動しやすいことを示しています。根底にある物理プロセスについての洞察を得るために、ライトカーブのさまざまな期間から広帯域スペクトルを抽出しました。広帯域スペクトルは、さまざまな形式の粒子エネルギー分布を使用して、畳み込みワンゾーンレプトニックモデルに統計的に適合します。我々は、異なる磁束状態におけるスペクトルエネルギー分布が、べき乗則が崩れた電子分布からのシンクロトロン、シンクロトロン自己コンプトン、および外部コンプトン放出で良好に再現でき、等分配状態を確保できることを発見した。最適な物理パラメータを比較すると、さまざまな磁束状態の変化がバルクローレンツ因子の増加と粒子分布のスペクトル硬化に主に関連していることがわかります。
IceCube-Gen2 における定常降着衝撃不安定性の検出の見通し
| Title |
Prospects_for_the_Detection_of_the_Standing_Accretion_Shock_Instability_in_IceCube-Gen2 |
| Authors |
Jakob_Beise_(for_the_IceCube-Gen2_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08898 |
核崩壊超新星(CCSNe)は、宇宙で最もエネルギーの高いプロセスの1つであり、宇宙の形成と化学組成を理解するために非常に重要です。CCSNeからのニュートリノ光度曲線の正確な測定は、CCSNeを駆動する流体力学と基本的なプロセスを理解するために重要です。IceCubeニュートリノ観測所は、天の川銀河内では質量に依存しない感度を持ち、大マゼラン雲と小マゼラン雲内のより高質量のCCSNeに対してある程度の感度を持っています。IceCube検出器の大規模拡張が計画されているIceCube-Gen2は、CCSNeバーストから検出されるニュートリノの数をIceCubeと比較して増加できる新しいセンサー設計とトリガーコンセプトの可能性を開きます。この寄稿では、我々は、波長シフト技術をIceCube-Gen2で使用して、定常降着衝撃不安定性(SASI)によるニュートリノ信号の高速変調を測定する方法を研究します。
マグネターからの高速電波バーストのプラズマ放射モデル
我々は、最近マグネターからのフレアとして確認された宇宙高速無線バースト（FRB）のコヒーレントで強力なミリ秒無線放射に関する新しいアイデアを提案します。タイプIII太陽電波バーストの従来のパラダイムを動機として、マグネターフレアに関連するコヒーレントFRB放射の潜在的な候補として、電子プラズマ周波数とその高調波におけるコヒーレントプラズマ線放射の放射を調査します。電子、陽電子、陽子からなる相対論的強磁化プラズマの発光領域パラメータについて議論します。目標は、マグネターからのFRBの多波長観測に対抗するために、このモデルの観測可能な予測を行うことです。これらの結果は、観測電波天文学と宇宙ベースの天体物理学の両方に影響を与えるでしょう
4FGL J1838.2+3223 の性質: フレアする「スパイダー」パルサー候補
| Title |
Nature_of_4FGL_J1838.2+3223:_a_flaring_`spider'_pulsar_candidate |
| Authors |
D._A._Zyuzin,_A._Yu._Kirichenko,_A._V._Karpova,_Yu._A._Shibanov,_S._V._Zharikov,_M._R._Gilfanov,_C._Perez_T\'ortola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09108 |
未確認の$\gamma$線源4FGLJ1838.2+3223がパルサー候補として提案されています。我々は、メキシコにあるアストロン・オミコ国立サン・ペドロ・マルティール天文台の2.1メートル望遠鏡で得られた、そのおそらく光学伴星の光学的時系列マルチバンド測光を紹介する。ツヴィッキー過渡施設からの観測とデータにより、おそらく連星系の軌道運動に関連している可能性が高い、約4.02ドルの周期で光源の明るさが変動することが明らかになりました。折り畳まれた光曲線は、周期ごとに1つの正弦波状のピークを持ち、振幅は約3等級で、最大1等級レベルまでの高速散発フレアが伴います。パルサーによる伴加熱をモデルとして再現しています。その結果、パルサーに面した伴側は11300$\pm$400Kまで強く加熱されますが、裏側の温度はわずか2300$\pm$700Kです。質量は0.10$\pm$0.05${\rmM}_\odot$となり、そのロシュローブが$0.60^{+0.10}_{-0.06}$の充填率でアンダーフィルされます。これは、4FGLJ1838.2+3223が「スパイダー」パルサーファミリーに属している可能性が高いことを意味します。$\about$3.1kpcの推定距離は、Gaiaの結果と一致します。私たちは、Swiftのアーカイブデータを使用してX線と紫外線で発生源からのフレアを検出し、eROSITA全天サーベイを使用してX線で別のフレアを検出します。どちらのフレアも$\sim$10$^{34}$ergs$^{-1}$のX線輝度を持ち、これはスパイダーパルサーに典型的なスペクトル形状を仮定してeROSITAから得られた静止時の上限より2桁高いです。。スパイダーの解釈が正しければ、これらのフレアは、非降着スパイダーパルサーから観察された最も強いフレアの1つとなります。
AXISによる局所矮銀河のブラックホール占有率
| Title |
The_black_hole_occupation_fraction_of_local_dwarf_galaxies_with_AXIS |
| Authors |
Elena_Gallo,_Edmund_Hodges-Kluck,_Tommaso_Treu,_Vivienne_Baldassare,_Anil_Seth,_Jenny_Greene,_Fabio_Pacucci,_Richard_Plotkin,_Amy_Reines,_Belinda_Wilkes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09161 |
大質量ブラックホールが存在する局所矮銀河の一部は、おそらく今日の超大質量ブラックホールの支配的なシード形成メカニズムを最も正確に診断するものである。この量に対する5パーセントの制約は、偶然の銀河系外磁場と専用の1ミリ秒のGOプログラムの組み合わせによる、質量スペクトル全体にわたる3,300個の銀河のAXIS観測によって達成できます。
パルサー プロファイルのトポロジ (ToPP)。 I. グラフ理論手法と EPN の分類
| Title |
Topology_of_Pulsar_Profiles_(ToPP)._I._Graph_theory_method_and_classification_of_the_EPN |
| Authors |
D._Vohl,_J._van_Leeuwen,_Y._Maan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09201 |
電波パルサーに関する最も重要な情報の一部は、その平均パルスプロファイルから得られます。初期のパルサー研究の多くは、必然的に、ほんの少数のそのようなプロファイルに基づいていました。そこでは、人間の解釈を通じて、個別のプロファイル成分が個々の星の放出機構モデルに関連付けられました。集団全体として、プロファイルの形態は、電波放射領域の幾何学的形状と全体的な進化を反映している必要があります。しかし、問題は、この母集団があまりにも大きくなりすぎて、すべての情報源を個別に集中的に研究できないことです。さらに、パルサーの大規模なコレクションからのプロファイルを接続するのは急速に面倒になります。この記事では、グラフトポロジーを使用して、プロファイル形状の類似性によってパルサーを分類する史上初の教師なし手法であるToPPを紹介します。我々は、一般に利用可能な欧州パルサーネットワークプロファイルデータベースにToPPを適用し、90個の個々のパルサーを表す複数周波数プロファイルの組織化された視覚的な概要を初めて提供します。私たちは、すべての周波数における単純な単一成分プロファイルから、より複雑なプロファイルと周波数進化の多様な混合に至るまで、さまざまな個別の進化の軌跡を発見しました。プロファイルの進化は継続的で、ミリ秒パルサーまで拡張されており、シャープなクラスには分類されません。我々は、プロファイルをパルサーコア/コーン放出タイプ、スピンダウンエネルギー学、および磁軸に向かう見通し線の衝突角度の混合として解釈します。ToPPがソースを体系的にRankin経験的プロファイルスキームに分類する方法を示します。ToPPは、平方キロメートルアレイで期待される今後のパルサーセンサスデータを調査するために不可欠となる重要な教師なし手法の1つを形成します。
コンテクスト。測光校正の精度は、天文学のさまざまな分野で徐々に制限要因となり、多くの研究の科学的成果を制限しています。地球低軌道での人工光源を使用した校正は、ほとんど解明されていないままです。目的。私たちは、地球低軌道上の光源を使用した測光校正が、現在の校正技術に対する実行可能で競争力のある代替/補完であることを実証し、関連するアイデアと基本理論を探ることを目的としています。方法。実際の光ストリークとシミュレートされた光ストリークを使用してフォトメトリックキャリブレーションをシミュレートおよび実行する手段として、公開されているPythonコードStreaktoolsを紹介します。我々は、Streaktoolsを使用して、131個のシミュレートされたストリークに対して「ピル」絞り測光を実行し、425個のシミュレートされたストリークに対してMCMCベースのPSFモデルフィッティング測光を実行し、Blanco4m望遠鏡のDECam機器の実際の露出の等級ゼロ点を回復することを試みました。結果。錠剤測光法を使用したキャリブレーションは不正確すぎて役に立たないが、PSF測光法は、現実的なシナリオで実画像のゼロ点の不偏で正確な($1\sigma$誤差=3.4mmag)推定値を生成できることを示します。合理的な光源。
AXIS を使用した高 $z$ の過密環境における AGN
| Title |
AGN_in_overdense_environments_at_high-$z$_with_AXIS |
| Authors |
Fabio_Vito,_Paolo_Tozzi,_Roberto_Gilli,_Stefano_Marchesi,_Nico_Cappelluti,_Adi_Foord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08466 |
高赤方偏移($z\gtrsim2$)の過密領域は、環境とSMBHの成長の関係、および周囲の銀河や拡散ガスに対するAGNフィードバックプロセスを研究するのに最適な実験室です。このホワイトペーパーでは、AXISがどのようにするかについて説明します。1)赤方偏移、過密度、構造の質量などのパラメーターの関数として、原始クラスター内のAGNの発生率を制限します。2)$z>6$の明るいQSOの衛星銀河内で、そのような偏った天体の周りの大きな銀河密度を利用して、低輝度で不明瞭なAGNを検索します。３）ガスのイオン化および励起に対するＡＧＮの寄与の測定、およびイオン化ガスおよび無線ジェットからの拡張Ｘ線放出の検出を介して、プロトＩＣＭ上のＡＧＮフィードバックを調査する。4)広くて深いAXIS調査で、X線源の赤方偏移分布のスパイクとして新しい大規模構造を発見します。これらの目標は、AXISの機能を備えたX線ミッションによってのみ達成でき、他の波長における現在および将来の最先端施設との強力な相乗効果が保証されます。このホワイトペーパーは、AXISProbeConceptMissionのために委託されたシリーズの一部です。追加のAXISホワイトペーパーはhttp://axis.astro.umd.edu/で、ミッションの概要はhttps://arxiv.org/abs/2311.00780でご覧いただけます。
エイリアンハンティングの解体
地球外(エイリアン)生命の探索は、最も偉大な科学的探求の1つですが、私たちが何をどのように探索すべきなのかという根本的な疑問を引き起こします。私たちは、真の交絡陽性確率(TPPとCPP)を使用して二項分類に従事する実験者の観点からエイリアンの狩猟にアプローチします。私たちは、2つの競合する仮説の間のこのような枠組みでベイズ因子を導き出し、実験を無力、不完全、または理想のいずれかに分類するために使用します。同様に、実験者は独断的、偏見のある、または不可知論者に分類できます。私たちは、エイリアンの際限のない説明能力と回避能力が、エイリアンを直接探索する実験にどのように根本的な問題を引き起こすかを示します。代わりに、私たちは既知のプロセスの外側でそれを探すものとして実験を組み立てることを主張します。これは、私たちがテストする仮説がエイリアンそれ自体に直接関係しないことを意味します。エイリアンに接続し直すには、第2レベルのモデル選択が必要です。これについて、ベイジアンフレームワークで最終的なオッズ比を導き出します。これは、まだ発見されていない自然過程が存在する可能性があるという事前確率を考慮しない限り、ある閾値オッズ比$\mathcal{O}_{\mathrm{crit}}$で地球外生命体を確立することは基本的に不可能であることを明らかにしています。イベントが$(1+\mathcal{O}_{\mathrm{crit}})^{-1}$未満であると説明します。これは、エイリアンハンターが新しい物理学や化学などの未知の可能性がどれほどあるのかという難しい問題を慎重に検討する必要があること、そして私たちの領域知識が漸近的に完全であると考えられている実験に焦点を当てることがおそらく最も有益であることを明らかにします。
NASA 超圧力気球からパラシュート経由でダウンロードされたデータ
| Title |
Data_downloaded_via_parachute_from_a_NASA_super-pressure_balloon |
| Authors |
Ellen_L._Sirks,_Richard_Massey,_Ajay_S._Gill,_Jason_Anderson,_Steven_J._Benton,_Anthony_M._Brown,_Paul_Clark,_Joshua_English,_Spencer_W._Everett,_Aurelien_A._Fraisse,_Hugo_Franco,_John_W._Hartley,_David_Harvey,_Bradley_Holder,_Andrew_Hunter,_Eric_M._Huff,_Andrew_Hynous,_Mathilde_Jauzac,_William_C._Jones,_Nikky_Joyce,_Duncan_Kennedy,_David_Lagattuta,_Jason_S.-Y._Leung,_Lun_Li,_Stephen_Lishman,_Thuy_Vy_T._Luu,_Jacqueline_E._McCleary,_Johanna_M._Nagy,_C._Barth_Netterfield,_Emaad_Paracha,_Robert_Purcaru,_Susan_F._Redmond,_Jason_D._Rhodes,_Andrew_Robertson,_L._Javier_Romualdez,_Sarah_Roth,_Robert_Salter,_Jurgen_Schmoll,_Mohamed_M._Shaaban,_Roger_Smith,_Russell_Smith,_Sut_Ieng_Tam,_Georgios_N._Vassilakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08602 |
2023年4月から5月にかけて、superBIT望遠鏡はヘリウムを満たした超圧力気球によって地球の成層圏まで持ち上げられ、地球の大気の上(99.5%)から天体画像を取得しました。ニュージーランドから打ち上げられ、40日間かけて南緯40度から50度の地球を5周した。この望遠鏡には、5TBのソリッドステートデータストレージを含む4つの「DRS」(データ回復システム)カプセルに加えて、GNSS受信機、イリジウム送信機、およびパラシュートが取り付けられていました。望遠鏡からのデータはこれらにコピーされ、2機がアルゼンチン上空に投下されました。彼らは32km降下しながら61km水平に漂流しましたが、私たちは降下ベクトルを2.4km以内と予測しました。この場所では、高速、強風、および局地的な地形のため、この不一致は2km以下では縮小できないようです。その後、カプセルは自身の位置を数メートル以内に報告しました。望遠鏡自体は着陸時に破壊されたにもかかわらず、私たちはカプセルを回収し、superBITのデータをすべて取得することに成功しました。
2014 年から 2016 年の SDSS-IV: 3 年間にわたる詳細な人口統計の比較
| Title |
SDSS-IV_from_2014_to_2016:_A_Detailed_Demographic_Comparison_over_Three_Years |
| Authors |
Amy_M._Jones,_Rachael_L._Beaton,_Brian_A._Cherinka,_Karen_L._Masters,_Sara_Lucatello,_Aleksandar_M._Diamond-Stanic,_Sarah_A._Bird,_Michael_R._Blanton,_Katia_Cunha,_Emily_E._Farr,_Diane_Feuillet,_Peter_M._Frinchaboy,_Alex_Hagen,_Karen_Kinemuchi,_Britt_Lundgren,_Mariarosa_L._Marinelli,_Adam_D._Myers,_Alexandre_Roman-Lopes,_Ashley_J._Ross,_Jose_R._Sanchez-Gallego,_Sarah_J._Schmidt,_Jennifer_Sobeck,_Keivan_G._Stassun,_Jamie_Tayar,_Mariana_Vargas-Magana,_J._C._Wilson,_and_Gail_Zasowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08970 |
SloanDigitalSkySurvey(SDSS)は、最大の国際天文学組織の1つです。SDSSの第4段階(SDSS-IV)の2014年、2015年、2016年に行われた会員への調査に基づく人口統計データを紹介します。SDSS-IVコラボレーションメンバーの約半数が北米、4分の1がヨーロッパ、残りがアジアと中南米に拠点を置いていることがわかりました。全体として、26～36%が女性(2014年から2016年)、最大2%が非バイナリーの性別であると報告しています。11～14％が、住んでいる地域では人種的または民族的少数派であると報告しています。女性の割合は年功が上がるにつれて低下し、コラボレーションのリーダーの間でも低下します。SDSS-IVの男性は、指導的な役割を果たしており、その役割が資金提供を受け、正式に認められていると報告する可能性が高かった。SDSS-IV協力メンバーは、一般人口に比べて大卒の親を持つ確率が2倍、博士号を持つ親を持つ確率が10倍です。この傾向は、女性コラボメンバーの場合、若干強まります。それにもかかわらず、第一世代の大学生(FGCS)の割合はかなりの数(31%)です。この割合は、人種的または民族的少数派である協力メンバーの間で増加し(40～50%)、女性の間では減少しました(15～25%)。SDSS-IVは多くの包括的な政策を実施し、専門委員会であるSDSSにおける包括性委員会(COINS)を設立しました。コラボレーションの60%以上が、コラボレーションが包括的であることに同意しています。ただし、コラボレーションのリーダーシップは、一般メンバーよりもこれに強く同意します。本稿では、SDSS-IVにおける包括的な取り組みの歴史を含め、これらの結果を完全に説明します。最後に、私たちの調査結果に基づいて提案された推奨事項のリストを示します。これは、大規模な天文学協力における公平性と包括性を向上させるために使用でき、これは道徳的であるだけでなく、科学的成果も最適化すると私たちは主張します。
[D2,C,S] 系の回転分光による特性評価: 研究室と理論からの最新情報
| Title |
Rotational_spectroscopic_characterisation_of_the_[D2,C,S]_system:_an_update_from_the_laboratory_and_theory |
| Authors |
Natalia_Inostroza-Pino,_Valerio_Lattanzi,_C._Zachary_Palmer,_Ryan_C._Fortenberry,_Diego_Mardones,_Paola_Caselli,_Oko_E._Godwin,_and_Timothy_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09063 |
高分解能回転分光法と量子化学計算の間の相乗効果は、特に分光法のパラメーターがまだ利用できない場合、分子の将来の検出を探求するために不可欠です。明示的に相関した結合クラスター理論からの高度に相関した非経験四次力場(QFF)を使用することにより、D$_2$CSおよびcis/trans-DCSD異性体の回転定数と遠心歪み定数の完全なセットが生成されました。D$_2$CSの新しいabinitio結果と、同じ種の新しい回転分光実験室データを比較すると、計算されたBおよびC回転定数の精度は0.1%以内ですが、A定数はわずかに高いだけです。さらに、量子化学振動周波数も提供され、これらのスペクトル基準データと新しい実験回転線は、地上の電波望遠鏡または宇宙ベースの赤外線天文台によるこれらの重水素化硫黄種の潜在的な観測に追加の基準を提供します。
高速回転体の星地震モデリングと天体物理学へのその機会
| Title |
Asteroseismic_Modelling_of_Fast_Rotators_and_its_Opportunities_for_Astrophysics |
| Authors |
Conny_Aerts_and_Andrew_Tkachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08453 |
回転は星の寿命にとって重要です。それは星の進化中に星の内部に多数の動的現象を引き起こし、その影響は星が死ぬまで蓄積されます。すべての星はある程度回転しますが、太陽の質量の約1.3倍を超える質量で生まれた星は、核寿命の90%以上の間、急速に回転します。内部回転は、恒星の内部全体にわたる角運動量と化学元素の輸送を導きます。これらの輸送プロセスは、星が進化するにつれて時間の経過とともに変化します。星の回転とそれに誘発される輸送プロセスの累積的な影響により、核の水素同位体が使い果たされるまでの核のヘリウム含有量が決まります。その段階でのヘリウムの量は、星の寿命の終わりにおける重元素の収量にも影響します。恒星の進化に関する適切な理論と銀河の化学的濃縮に関する現実的なモデルは、恒星の回転と誘導輸送プロセスの観測による校正に基づいていなければなりません。数年前から、星地震学は単星および連星に対してそのような校正を提供しています。我々は、さまざまな星の質量領域における回転星の小惑星地震モデリングの現状を、専門家以外の人でもアクセスできる方法でレビューします。そうしながら、私たちは、惑星系外科学から銀河構造、重力波物理学への進化に至るトピックに触れながら、天体物理学のさまざまな領域において星地震学によって引き起こされるエキサイティングな機会について説明します。その過程で、ケプラー、TESS、PLATO、ガイア、および分光調査の組み合わせの利用から、低速および高速回転子への星地震学の将来の「工業化された」応用のための十分なスニークプレビューを提供します。私たちは、天体物理学の多くの分野に関連する、星地震学の重要なメッセージと成果のリストでレビューを終了します。
近くのMドワーフのポケモンスペックル調査。 II. 1124 個のターゲットの観測
| Title |
The_POKEMON_Speckle_Survey_of_Nearby_M_dwarfs._II._Observations_of_1124_Targets |
| Authors |
Catherine_A._Clark,_Gerard_T._van_Belle,_Elliott_P._Horch,_Michael_B._Lund,_David_R._Ciardi,_Kaspar_von_Braun,_Jennifer_G._Winters,_Mark_E._Everett,_Zachary_D._Hartman,_Joe_Llama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08489 |
星の多重度は多くの星の性質と相関しているが、銀河系で最も一般的なタイプの星であるM型矮星については、その明るさと、その後のM型矮星のかなり完全な目録が存在していたという事実により、多重度の測定が困難であることが証明されている。最近まで存在しませんでした。そのため、我々は、4.3メートルのローウェル発見望遠鏡の微分スペックル調査装置とNN-EXPLORE系外惑星恒星を利用した、「近所のすべてのMドワーフの「仲間」の広範な概要(POKEMON)」調査を実行しました。3.5メートルWIYN望遠鏡のスペックルイメージャー。POKEMONサンプルは、M0VからM9Vまでのボリュームが15個に制限されており、より遠くにあるより明るいターゲットが追加されています。合計1,124個のターゲットが観察されました。シリーズの最初の論文では新しい発見が示されました。シリーズの2番目の論文では、検出されたすべての伴星を紹介し、天文測光と測光の精度を測定し、フィルターを使用したスペックル観測とフィルターを使用しないスペックル観測を比較します。スペックル画像で検出した伴星の大部分(58.9%)がガイアでは解像されていないことがわかり、長期にわたる天文観測に加えて高解像度の画像化が必要であることがわかりました。さらに、模擬恒星の伴星の大部分(73.2%)がスペックル観測によって検出可能であることがわかりました。具体的には100au以内で、シミュレートされたコンパニオンの70.2%が回復されることがわかります。最後に、ポケモン調査の今後の方向性について説明します。
フレアに伴うキンク振動と極紫外線を同時検出
| Title |
Simultaneous_detection_of_flare-associated_kink_oscillations_and_extreme-ultraviolet_waves |
| Authors |
Dong_Li,_Zhenyong_Hou,_Xianyong_Bai,_Chuan_Li,_Matthew_Fang,_Haisheng_Zhao,_Jincheng_Wang,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08767 |
キンク振動は、コロナルループやプロミネンスで頻繁に観察され、極紫外(EUV)波を伴うことがよくあります。ただし、キンク振動とEUV波の因果関係については、さらに多くのことを調査する必要があります。この記事では、2023年3月3日(SOL2023-03-03T17:39)のX2.1フレアに関連するキンク振動とEUV波の同時検出について報告します。ループ状構造の軸にほぼ垂直なキンク振動は、3つのコロナルループと1つのプロミネンスで観察されます。1つの短いループは、3つの位置で5.2分の同じ期間内に同相発振を示します。この振動は、拡張ループの押し込みによって引き起こされ、定在キンク波として解釈される可能性があります。短いループと2つの長いループのキンク振動の間には時間差が見られ、キンク波が異なるループを伝播することが示唆されます。1つの長いループとプロミネンスのキンク振動はCMEの外乱によって駆動される可能性があり、別の長いループのキンク振動はEUV波の相互作用に起因する可能性があります。ショートループのキンク振動の開始時間は、EUV波の開始時間とほぼ同じです。この事実は、それらがほぼ同時であることを示しています。EUV波は、拡張するループ構造によって励起される可能性が高く、2つの成分を示します。先行成分は速いコロナ波であり、後続成分は磁力線の伸びによるものである可能性があります。
SkyMapper DR2 で新しい青色の大振幅パルセータを発見: SMSS J184506.82-300804.7
| Title |
Discovery_of_A_New_Blue_Large-Amplitude_Pulsator_in_the_SkyMapper_DR2:_SMSS_J184506.82-300804.7 |
| Authors |
Seo-Won_Chang,_Christian_Wolf,_Christopher_A._Onken,_Michael_S._Bessell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08775 |
SkyMapperSouthernSkySurveyのデータリリース2で、新しい青色大振幅パルセータ、SMSSJ184506-300804(SMSS-BLAP-1)が発見されたことを報告します。$u$帯で高ケイデンス測光観測を行い、光曲線の周期的な変調を確認しました。SMSS-BLAP-1は、uバンドで振幅0.2等級の約19分の脈動周期を持ち、OGLEによって発見された古典的なBLAPに似ています。ANU2.3m望遠鏡の広視野分光器による分光観測から、これが低重力BLAPであることが確認されました。スペクトルモデルグリッドからの最適パラメータは$T_\mathrm{eff}$=27,000Kと推定され、$\logg$(cms$^{-2}$)=4.4。注目すべきことに、非放射状脈動モードと、潜在的な星周物質からの過剰なCaIIKおよびNaID吸収を示唆する可能性のある周期信号の証拠が残留光線曲線に見つかりました。
磁力線ヘリシティの概要
磁力線ヘリシティは、磁束と単一磁力線の正味の結合を測定します。これは、通常のグローバル磁気ヘリシティ積分よりも詳細なトポロジカルな記述を提供しますが、ドメイン境界を通るヘリシティの磁束がない限り、理想的な進化では依然として不変です。この章では、意味のあるトポロジー的解釈を維持する方法で、さまざまなボリュームで磁力線のヘリシティを適切に定義する方法を検討します。また、境界運動と磁気リコネクションの両方の下での力線ヘリシティの時間発展もレビューします。
Gaia DR3 のクールドワーフの恒星大気パラメータ
| Title |
Stellar_Atmospheric_Parameters_for_Cool_Dwarfs_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Cai-Xia_Qu,_A-Li_Luo,_Rui_Wang,_Hugh_R._A._Jones,_Bing_Du,_Xiang-Lei_Chen,_You-Fen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08944 |
我々は、LAMOST冷矮星分光パラメータがカバーする範囲内にあるGaiaDR3からの1,806,921個の冷矮星の大気パラメータのカタログを提供しています:3200K<T_{eff}<4300K、-0.8<[M/H]<0.2dex、および4.5<log{g}<5.5dex。私たちの値は、塵を補正したマルチバンド測光でトレーニングされた機械学習モデルに基づいて導出されます。測光データは、SDSSr、i、zバンドの光学、2MASSJ、H、Kの近赤外、ALLWISEW1、W2の中赤外で構成されます。ランダムフォレストとLightGBM機械学習モデルの両方を使用したところ、T_{eff}、[M/H]、log{g}の誤差分散がそれぞれ68K、0.22dex、0.05dexで、両方とも同様の結果が得られました。異なる測光色の相対的な特徴の重要性を評価すると、W1--W2がT_{eff}とlog{g}の両方に最も敏感であることが示され、J--Hは[M/H]に最も敏感であることが示されました。私たちの値はAPOGEEとよく一致していますが、GaiaDR3の一部として提供される値とは大きく異なることがわかりました。
恒星の深部対流帯に対する回転と表面強制の影響
恒星対流の標準的な理解は、太陽地震の結果と全球の3D対流シミュレーションにより、最近疑問の対象となっています。この「対流の難題」は、太陽地震の結果と比較して大規模なシミュレーションでの速度振幅がはるかに高いこと、および全球3Dシミュレーションで太陽の差動回転とダイナモを再現することが難しいことによって明らかになります。ここでは、この難題のいくつかの側面について、深い対流に対する回転の影響と表面力のテストを目的とした流体力学デカルト3Dシミュレーションの観点から説明します。より具体的には、対流の支配的な規模、対流ゾーンと弱断熱性がありながら対流しているディアドルフゾーンの深さが詳細に議論されています。
太陽系天文観測で重力波を観測する
天体の見かけの位置に対する重力波の微妙な影響は、新しい観察の窓を提供します。短距離限界における等方性確率重力波背景(SGWB)によって誘発される予想される天文信号を計算します。私たちは、太陽系天体の結果として生じる固有運動、つまりパルサータイミングアレイ(PTA)によって扱われる同じ時間スケールの信号に焦点を当てています。我々は、対応する天文偏向パターンを導き出し、それらが独特の双極子相関と四重極相関として現れるか、場合によっては存在しない可能性があることを発見しました。私たちの分析には、アインシュタインの二極化と非アインシュタインの二極化の両方が含まれます。我々は、小惑星などの多数の太陽系天体の固有運動を追跡することで得られる、スケール不変のSGWBの振幅の上限を推定します。ガイア衛星とベラC.ルービン天文台は、$O(10^5)$から$O(10^6)$に及ぶ小惑星の広範なサンプルを追跡する準備ができているため、同様の調査が将来的に可能になる可能性が大きいことを強調します。SGWBの理解に貢献します。
低いプラントル数における成層乱流の領域
| Title |
Regimes_of_stratified_turbulence_at_low_Prandtl_number |
| Authors |
Kasturi_Shah,_Gregory_P._Chini,_Colm-cille_P._Caulfield_and_Pascale_Garaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.06424 |
低プラントル数($Pr$)流体における強い成層乱流による輸送を定量化することは、恒星内部の構造と進化についてのより良いモデルの開発にとって非常に重要です。スケール分離されたダイナミクスを示唆する強い異方性の流れを示す最近の数値シミュレーションを動機として、支配方程式のマルチスケール漸近解析を実行します。すべての場合において、結果として生じる低速-高速システムは自然に準線形の形式をとることがわかります。私たちの解析では、創発浮力のレイノルズ数とペクレ数、それぞれ$Re_b=\alpha^2Re$と$Pe_b=PrRe_b$に応じて、いくつかの異なる力学的領域が存在することも明らかにしています。ここで、$\alpha$は、$Re$は大規模乱流構造のアスペクト比、$Re$は外側スケールのレイノルズ数です。アスペクト比、特徴的な垂直速度、および層状構造の強度(フルード数$Fr$によって測定される)に関連するスケーリング関係が、解析から自然に明らかになります。$Pe_b\ll\alpha$の場合、すべてのスケールでのダイナミクスは浮力拡散によって支配され、我々の結果はCopeらによる直接数値シミュレーションから経験的に得られたスケーリング則を復元します。（2020年）。$Pe_b\geO(1)$の場合、拡散はすべてのスケールで無視できるほど(または少なくとも準支配的で)、我々の結果はChiniらの結果と一致しています。(2022)$Pr=O(1)$における強成層地球物理学的乱流について。最後に、低速で大規模なスケールが拡散する一方、高速で小規模な$\alpha\llPe_b\ll1$の新しい領域を特定しました。スケールはそうではありません。最後に、等方性乱流、非拡散成層乱流、拡散成層乱流、粘性支配流れの間の遷移を明確に示すパラメータ空間のマップを提示します。
| Title |
The_Unsettled_Number:_Hubble's_Tension |
| Authors |
Jorge_L._Cervantes-Cota,_Salvador_Galindo-Uribarri,_and_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.07552 |
現代の宇宙論における不確実性の主な原因の1つは、ハッブル定数と呼ばれる現在の宇宙の膨張率H0です。ここでもまた、異なる観測技術は異なる結果をもたらし、新たな「ハッブル緊張」を引き起こします。本研究では、近代宇宙論が始まった20世紀初頭から現在に至るまで、ハッブル定数の歴史的ルーツを振り返ります。私たちは、宇宙の膨張とその発見を測定することの重要性を生み出した議論を展開し、それを測定するためのさまざまな先駆的な研究について説明します。この問題については長い論争があり、ハイテク機器が導入され、関連パラメータの不確実性が小さくなっている現代においてさえも同じです。いわゆるハッブル張力を解決するために新しい物理学を呼び出す前に、さまざまな方法を慎重かつ批判的に修正することが再び必要になっています。
タングステン 183 同位体を使用した、よりクリーンで高率の反ニュートリノ検出のための新しい技術
| Title |
A_new_cleaner_and_higher_rate_techniques_for_anti-neutrino_detection_using_Tungsten_183_Isotope |
| Authors |
Jarred_Novak,_Nickolas_Solomey,_Brooks_Hartsock,_Brian_Doty_and_Jonathan_Folkerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08418 |
原子炉またはその他の発生源から検出される低エネルギー反ニュートリノは、通常、水素上の反ニュートリノの変換を使用して、陽電子と自由中性子を生成します。この中性子は、その後、ガドリニウムやカドミウムなど、中性子捕獲断面積が大きい二次元素に捕獲されます。私たちは反ニュートリノ変換を研究し、反ニュートリノ反応に匹敵する断面積を持つ他の元素を提案しています。ガドリニウムでの中性子捕捉のほとんどでは、既知のエネルギーの2つまたは3つの遅延ガンマ信号を発生させることが可能です。今日の高速エレクトロニクスを使用すると、原子殻電子の陽電子消滅を開始信号として使用して、三重の遅延一致が起こる可能性が生じます。また、$1.19\times10^{-46}$m$^2$という大きな反ニュートリノ相互作用断面積と、2.094MeV。この反応により、$^{183}$Ta$^*$の核m1励起状態が形成され、半減期107nsの73keVの特徴的な二次ガンマパルスが放出されます。これは、反ニュートリノのしきい値が低エネルギーにシフトするというさらなる利点を備え、より少ない遮蔽で反ニュートリノを明確に識別するために使用できる新しい遅延同時計数技術を提供します。
重力波を使った一般相対性理論のテストにおけるマイクロレンズバイアスを明らかにする
チャーピング連星ブラックホール(BBH)からの重力波(GW)は、強磁場領域で一般相対性理論(GR)をテストするユニークな機会を提供します。ただし、予期される信号の不完全な物理モデリングにより系統的なバイアスが生じる場合、GRのテストは困難になる可能性があります。この研究では、GWを使用したGRのテストに対する重力レンズ(マイクロレンズと呼ぶ)の波の影響の潜在的な影響を初めて調査します。我々は、$10-10^5~$M$_\odot$の範囲のレンズ質量を持つマイクロレンズ用の孤立点レンズモデルを利用し、LIGO-Virgo検出器ネットワーク内の天体物理学的に動機付けられたBBHの集団に基づいて結論を導き出します。私たちの分析は、理論に依存しない2つの重力テスト、つまり吸気・マージャー・リングダウン一貫性テスト(IMRCT)とパラメーター化テストに重点を置いています。私たちの調査結果では、2つの重要な洞察が明らかになりました。まず、マイクロレンズはGRテストに大きな偏りをもたらす可能性があり、信頼水準は$5\sigma$を超えます。特に、GR$(\sigma>3)$からの大幅な逸脱は、レンズなしの信号よりもマイクロレンズを強く好む傾向と一致する傾向があり、誤ったGR偏差を主張する前にマイクロレンズ分析の必要性が強調されます。それにもかかわらず、GRからの逸脱が依然として大きい($1<\sigma<3$)というシナリオに遭遇しますが、ベイズ係数にはマイクロレンズを自信を持って主張する強度がありません。第二に、GRからの逸脱は顕著な干渉効果と相関しており、これはGW周波数($f_\mathrm{GW}$)がマイクロレンズ誘発画像間の逆時間遅延($t_\mathrm{d}$)と一致するときに現れます。これらの誤った偏差は、波が支配的な領域でピークに達し、$f_\mathrm{GW}\cdott_\mathrm{d}$が1から大きく逸脱したところで減衰します。私たちの発見は、観察されたバイアスをレンズの基本的な特性に関連付けるため、特定のモデルやパラメーター空間を超えて、あらゆるマイクロレンズのシナリオに広く適用されます。
2 次元バーンスタイン・グリーン・クラスカル モードの高解像度粒子内セル シミュレーション
| Title |
High-Resolution_Particle-In-Cell_Simulations_of_Two-Dimensional_Bernstein-Greene-Kruskal_Modes |
| Authors |
J._McClung,_M._T._Franciscovich,_K._Germaschewski,_and_C._S._Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08613 |
我々は、ウラソフ・ポアソン方程式の正確な非線形定常状態解である2Dバーンスタイン・グリーン・クラスカル(BGK)モードの2次元(2D)パーティクル・イン・セル(PIC)シミュレーションを、平面に垂直な2D平面上で提示します。背景磁場。平面上に局在する円筒対称の電位を伴います。PICシミュレーションは、理論に基づく解析的な電子分布と電位を使用して初期化されます。我々は、最大2048^2グリッドの高解像度を使用して、このようなソリューションの有効性を確認します。モデルの他のパラメーターを固定したまま、背景磁場が強い場合には解が動的に安定しますが、磁場の強さが特定の値よりも弱い場合には不安定になることを示します。モードが不安定になると、その不安定性が方位角静電波の励起で始まり、螺旋パターンで終わることが観察されます。
暗黒エネルギー放射の宇宙論
この研究では、暗黒エネルギー放射の宇宙論的特徴を定量化します。これは、暗黒エネルギーの新しい記述であり、暗黒エネルギーの動的成分が、ゆっくり回転するスカラー場からの熱摩擦によって供給される相対論的粒子の熱浴で構成されていると提案しています。。第一原理に基づく粒子生成を伴う最小モデルの場合、暗黒エネルギーを源とする放射線の量は$\Omega_{\text{DER}}=0.03$にもなり、遺物の暗黒放射線の限界を超える可能性があることがわかります。3桁の大きさ。暗黒エネルギー放射のバックグラウンドと摂動進化はクインエッセンスとは異なりますが、現在および近い将来の宇宙マイクロ波背景放射と超新星データはこれらの暗黒エネルギーモデルを区別しないことがわかりました。また、すべてのモデルに対する制約は、宇宙の膨張率への影響によって支配されることもわかりました。暗黒放射がニュートリノ、アクシオン、および暗黒光子に存在することを可能にする拡張を考慮して、暗黒エネルギー放射に対する宇宙論的制約と一致するこれらの候補で構成される熱背景の直接検出の見通しを評価します。私たちの研究は、トリチウムでのニュートリノ捕捉実験において、暗黒エネルギー放射と互換性のある相対論的ニュートリノに対する感度を達成するには$\sim6\,\text{meV}$の分解能が必要であることを示しています。また、暗黒物質アクシオン実験は、たとえ暗黒エネルギー放射によって強化されたとしても、相対論的熱アクシオン背景に対する感度が欠けており、新しいパラメータ空間を調査するには専用の探索戦略が必要であることも判明した。私たちは、可視光子への振動による暗い光子背景から生じる制約を導き出し、DMRadioやLADERAなどの計画された実験プログラムで数桁の大きさの実行可能なパラメータ空間を探索できることを発見しました。
物質に囲まれたブラックホールの周りでの軌道共鳴の成長
この研究では、シュヴァルツシルトブラックホールを囲む質量の遠軸対称分布の重力場によって摂動される、シュヴァルツシルトブラックホールの周囲の湾曲した時空内での測地線運動のダイナミクスを研究します。この時空は、さまざまな天体物理学シナリオ、特に私たちの研究のような極端な質量比のインスピレーションに対する多用途モデルとして機能します。ポアンカレ断面と回転数を使用することにより、この系が非積分可能であることを示します。回転数を利用することにより、共鳴の幅が計算され、システムを可積分性から駆動する基礎となる摂動パラメータと摂動計量を特徴付ける四重極パラメータとの間の関係を確立する際に使用されます。この関係により、吸気中の共鳴によって引き起こされる位相シフトを推定することができます。
我々は、ド・シッター真空を持たず、スローロールの真髄を導くことはできないが、それでもスカラー$\phi$と隠れ扇形熱浴のいずれかとの間の相互作用によって宇宙論的膨張が加速される過渡期を支持する理論を分析します。暗黒放射、または暗黒物質の非常に軽い成分として進化します。私たちは、単純なモデルが現在の宇宙のダークエネルギーを現在の観測と一貫して説明できることを示します。これは、$\phi$のポテンシャルが丘の上の形をしている場合と、文字列理論から自然に生じるように、急峻な指数関数的暴走がある場合の両方で可能です。また、マルチフィールドクインテッセンスの関連理論についても説明します。この理論では、$\phi$が、ダークエネルギーのサブドミナントコンポーネントを供給するセクターに結合されており、スローロールクインテッセンスの多くの課題を克服します。
宇宙論的時空における物理スケールの断熱正則化
| Title |
Physical_scale_adiabatic_regularization_in_cosmological_spacetimes |
| Authors |
Antonio_Ferreiro,_Samuel_Monin,_Francisco_Torrenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.08986 |
我々は、応力エネルギーテンソルと宇宙論的時空を伝播する自由量子スカラー場の二点関数を正規化するための新しいスキームを提案します。標準プログラムには存在しない2つの追加の質量スケールを導入することにより、断熱正則化法を一般化します。それらを問題の物理スケールのオーダーに設定すると、宇宙の非断熱膨張によって増幅された赤外線運動量スケールでのパワースペクトルの振幅を歪めない紫外線規則化量が得られます。これは、標準的な断熱方法では保証されません。また、提案した減算項がアインシュタイン方程式の結合定数の繰り込みとしてどのように解釈できるかも示します。最後に、宇宙論的に興味深い2つのシナリオ、ド・ジッター・インフレーションと幾何学的再加熱で、提案した正則化手法を説明します。
ハイペロンとデルタ等圧線を使用したコンパクトな物体における差動回転
| Title |
Differential_Rotation_in_Compact_Objects_with_Hyperons_and_Delta_Isobars |
| Authors |
Delaney_Farrell,_Fridolin_Weber,_Jia_Jie_Li,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09158 |
中性子星は、連星中性子星の合体などの極端な天体物理現象の後に、短い動的タイムスケールで回転差を経験する可能性があります。この研究では、差動回転する中性子星モデルの質量と半径が計算されます。相対論的ハートリー・フォック(RHF)近似におけるCDF理論の枠組み内で得られた高密度ハイパー核物質および$\Delta$混合超核物質の状態方程式のセットを使用します。結果は、さまざまな中間子$\Delta$結合、または同等の核物質の$\Delta$ポテンシャルについて示されています。私たちの結果を回転していない星について得られた結果と比較すると、差動回転する星と静止している星の間の最大質量差は、星の基礎となる粒子組成とは無関係であることがわかります。さらに、$\Delta$等圧線を超核物質に加えたときの恒星モデルの半径の減少と最大質量の増加（静止星と均一に回転する星で最初に観察されたもの）が、差動回転する中性子の場合でも持続することを発見した。出演者。
重力波イベント付近の地球過渡ノイズを差し引く方法の有効性とパラメータ推定への影響を特徴付ける
| Title |
Characterizing_the_efficacy_of_methods_to_subtract_terrestrial_transient_noise_near_gravitational_wave_events_and_the_effects_on_parameter_estimation |
| Authors |
Sudarshan_Ghonge,_Joshua_Brandt,_J._M._Sullivan,_Margaret_Millhouse,_Katerina_Chatziioannou,_James_A._Clark,_Tyson_Littenberg,_Neil_Cornish,_Sophie_Hourihane,_and_Laura_Cadonati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09159 |
私たちは、重力波推論に対する過渡ノイズアーチファクト、つまり{\itグリッチ}の影響と、不偏のソース特性を回復する際のデータクリーニング手順の有効性を調査します。広帯域グリッチは、その時間周波数形態により、事後分布が真の値から中程度から重大な偏りを示します。対照的に、狭帯域グリッチは、信号とグリッチの形態が異なるため、バイアス効果は無視できます。過去のLIGO-Virgo観測実行からの3つの一般的なグリッチタイプを含むデータに、シミュレートされたバイナリブラックホール信号を注入し、ウェーブレットベースのベイジアン解析である{\ttBayesWave}を使用して信号波形とグリッチ波形の両方を再構築します。標準のLIGO-Virgo-KAGRAグリッチ除去手順を検出器データに適用します。詳細なコンパクトなバイナリ波形モデルを使用してパラメーター推定を実行する前に、結合{\ttBayesWave}推論によって推定されたグリッチ波形を減算します。このグリッチ除去により、広帯域グリッチによるバイアスが効果的に軽減され、後方ピークがグリッチ除去後の真の値と一致することがわかりました。これは、既存の技術のベースライン検証を提供すると同時に、グリッチが発生しやすい検出器データにおける堅牢な天体物理学的特性評価のためのベイジアンアルゴリズムに対する波形再構成の改善を実証します。
