uGMRT を使用した銀河団間のブリッジにおける拡散電波放射の調査
| Title |
Probing_diffuse_radio_emission_in_bridges_between_galaxy_clusters_with_uGMRT |
| Authors |
G.V._Pignataro,_A._Bonafede,_G._Bernardi,_C.J._Riseley,_D._Dallacasa,_T._Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09287 |
この研究の主な目的は、相互作用状態で見つかった相互作用クラスターのペアであるAbell0399-Abell0401およびAbell21-PSZ2G114.9における非熱放射の特性を調査することです。どちらの場合も、フィラメントに沿ったそれらの接続は、プランク衛星によって検出されたSZ効果によって裏付けられており、アベル0399とアベル0401の特別なケースでは、無線ブリッジの存在が140MHzでのLOFAR観測によってすでに確認されています。ここでは、これら2つのシステムの新しい高感度広帯域(250～500MHz)uGMRTデータを分析し、Abell0399～Abell0401のスペクトルと、Abell21～PSZ2G114.9間の無線放射に制限を設ける注入手順について説明します。A399-A401ペアの場合、140MHzと400MHzの間で95%の信頼レベルで、ブリッジ放射の急峻なスペクトル指数をアルファ>2.2に制限することができます。A21-PSZ2G114.9ペアの場合、2つの異なる方法でブリッジ放射の磁束密度に上限を設けることができ、中心周波数383MHzで95%の信頼水準でfu_1<260mJyという控えめな値が得られます。、目視検査と形態学的基準に基づいて、信頼水準80%でfu_2<125mJyの下限値。私たちの研究は、橋A399～A401のスペクトルに制約を与え、無線放射の主なメカニズムとして衝撃加速を妨げます。
超軽量ベクトル暗黒物質、異方性、宇宙論的断熱モード
この研究では、超軽量ベクトル暗黒物質の初期の挙動とバックグラウンド進化を研究します。異方性ビアンキI型宇宙におけるベクトル暗黒物質のモデルを提示します。ベクトル場は、場が振動し始めると急速に減衰するせん断テンソルを特徴とする初期宇宙の異方性を発生させ、有力な暗黒物質候補となります。同期ゲージとニュートンゲージの両方で、線形領域におけるスカラー宇宙論的摂動を進化させるために必要な一連の方程式を提示します。断熱初期条件の計算ではせん断テンソルを考慮する必要があることを示します。
標準的な再構成手法と比較した反復再構成手法の分析
| Title |
Analysis_of_an_iterative_reconstruction_method_in_comparison_of_the_standard_reconstruction_method |
| Authors |
Xinyi_Chen_and_Nikhil_Padmanabhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09531 |
新しい反復密度再構成アルゴリズムの詳細な分析を紹介します。このアルゴリズムは、ラグランジュ空間で密度場をより適切に再構築するために、減少する平滑化スケールを使用します。Quijoteシミュレーションで実行するためにこのアルゴリズムを実装し、(a)異方性から等方性にスムーズに移行するスムージングカーネルを含め、(b)赤方偏移空間の歪みを補正しないバリアントを含めるように拡張します。このアルゴリズムのパフォーマンスを標準の再構成手法と比較します。この方法の検査には、再構成された密度場と線形密度場との相互相関、再構成された2点関数、およびBAOパラメーターのフィッティングが含まれます。また、平滑化スケール、異方性平滑化、トレーサーの種類/バイアス、二次摂動理論の組み込みなど、さまざまなパラメーターの影響も調べます。2つの再構成アルゴリズムは、調査したほとんどの領域で同等であることがわかりました。特に、両方のアルゴリズムはBAOパラメータの一貫したフィッティングを提供します。近似は、平滑化スケールの範囲にわたって堅牢です。反復アルゴリズムは、赤方偏移空間の歪みを除去する点で大幅に優れていることがわかります。この新しいアルゴリズムは、現在および将来の大規模構造調査で採用される有望な手法となります。
ジェームス・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって観測された赤色で大質量の候補銀河の過剰な存在は、高い赤方偏移$z\sim10$での効率的な構造形成または大きな星の形成効率を示唆しています。星形成効率が低いシナリオでは、大質量ニュートリノが宇宙構造の成長を抑制する傾向があるため、JWST観測ではニュートリノ質量の上限が厳しくなります。$\Lambda$冷暗黒物質宇宙論と星形成効率$\epsilon\lesssim0.1$を仮定して、Planck+JWSTとPlanck+BAO+JWSTの共同解析を実行し、改善された制約$\summ_\nu<0.214\を取得します。,\mathrm{eV}$と$\summ_\nu<0.114\,\mathrm{eV}$はそれぞれ95%の信頼水準です。$\summ_\nu\geq0.1\mathrm{eV}$を意味する逆質量順序は、Planck+BAO+JWSTによって92%の信頼水準で除外されます。
Abell 521 の超急峻スペクトル電波ハローの詳細な uGMRT ビュー
| Title |
A_Deep_uGMRT_view_of_the_ultra_steep_spectrum_radio_halo_in_Abell_521 |
| Authors |
Ramananda_Santra_(1),_Ruta_Kale_(1),_Simona_Giacintucci_(2),_Maxim_Markevitch_(3),_Federico_De._Luca_(4,5),_Herve_Bourdin_(4,5),_Tiziana_Venturi_(6),_Daniele_Dallacasa_(7),_Rossella_Cassano_(6),_Gianfranco_Brunetti_(6),_Kaushal_Buch_(8)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Pune_411007,_India,_(2)_Naval_Research_Laboratory,_4555_Overlook_Avenue_SW,_Code_7213,_Washington,_DC_20375,_USA,_(3)_NASA/Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD_20771,_USA,_(4)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Via_della_Ricerca_Scientifica_1,_I-00133_Roma,_Italy,_(5)_INFN,_Sezione_di_Roma_2,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Via_della_Ricerca_Scientifica,_1,_Roma,_Italy,_(6)_INAF_-_IRA,_Via_Gobetti_101,_I-40129_Bologna,_Italy,_IRA_-_INAF,_via_P._Gobetti_101,_I-40129_Bologna,_Italy,_(7)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Bologna,_via_P._Gobetti_93/2,_40129,_Bologna,_Italy,_(8)_Digital_Backend_Group,_Giant_Metrewave_Radio_Telescope,_NCRA-TIFR,_Pune,_410504,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09717 |
私たちは、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡(uGMRT)の観測に基づいて、合体銀河団アベル521内の超急峻なスペクトル電波ハローの初めての詳細な分析を発表します。電波観測(300～850MHz)とアーカイブX線データの組み合わせは、このシステムで発生する複雑な物理学への新しい窓を提供します。これまでのすべての解析と比較すると、私たちの高感度電波画像は、$\sim$1.3Mpcというより大きな範囲で中心に位置する電波ハロー放射を検出しました。南東の電波遺物のかすかな延長部分が発見された。私たちは、MeerKATによって最近発見された別の遺物を検出しました。これは、中心の北西の位置で、X線のショックフロントの可能性と一致しています。電波ハローの統合スペクトルは$-1.86\pm0.12$のスペクトル指数によく適合していることがわかります。空間的に分解されたスペクトルインデックスマップにより、スペクトルインデックスの変動と、平均スペクトルインデックスの外側への放射状の急峻化が明らかになりました。電波とX線の表面輝度は、ハローの全体およびさまざまな部分部分でよく相関しており、準線形の相関勾配(0.50$～0.65$)があります。また、スペクトル指数とX線表面輝度との間に穏やかな逆相関があることも発見しました。新たに検出された南東遺物と対向遺物の延長部分は、空の面での合体と一致しています。
$\Lambda$CDM内の$\mathtt{GalWCat19}$クラスターカタログから導出された観測クラスター質量関数(CMF)を表現する能力を調査するために、大規模なハロー質量関数(HMF)モデルのセットを使用します。宇宙学。$\chi^2$最小化手順を適用して、モデルの自由パラメーター、つまり$\Omega_m$と$\sigma_8$を制約します。我々は、すべてのHMFモデルが観測CMFによく適合することを発見しました。アル。モデルは最小の$\chi^2$値で最適な適合を提供します。{\em不一致指数}(IOI)測定を利用して、さまざまなプローブの組み合わせから生じる、さまざまな{\emPlanck2018}$\Lambda$CDM宇宙論に関してモデルの不一致の可能性をさらにテストします(CMB-BAOまたはCMB-DES）。観測されたCMFによく適合したHMFモデルは、Press$\&$Schechter、Yahagietを除き、{\emPlanck}CMB解析のものと一貫した宇宙論的パラメーターを提供することがわかりました。ａｌ．、およびＤｅｓｐａｌｉら。アル。大きなIOI値を返すモデル。23理論的HMFモデルすべてにわたる$\Omega_m$と$\sigma_8$の逆$\chi_{\rmmin}^2$加重平均値は次のとおりです:${\bar\Omega_{m,0}}=0.313\pm0.022$と${\bar\sigma_8}=0.798\pm0.040$は、{\emPlanck}-CMBの結果と明らかに一致しており、$S_8=\sigma_8\left(\Omega_m/0.3\が得られます)右)^{1/2}=0.815\pm0.05$。$\Lambda$CDMパラダイム内で、解析で選択されたHMFモデルとは無関係に、現在のCMFは、対応する{\emPlanck}-CMBの結果で$\sigma_8$-張力を示さないことがわかります。
| Title |
Probing_cosmology_via_the_clustering_of_critical_points |
| Authors |
Junsup_Shim,_Christophe_Pichon,_Dmitri_Pogosyan,_Stephen_Appleby,_Corentin_Cadiou,_Juhan_Kim,_Katarina_Kraljic,_Changbom_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09886 |
密度場の臨界点（ピーク空隙、ピーク壁、フィラメント壁、フィラメント空隙）間の相互相関における除外ゾーンは、暗黒物質および暗黒エネルギーの宇宙論的パラメーターを制約するために使用できる準標準定規を定義します。排他ゾーンの平均サイズは、極値間の一般的な距離に比例して増加することがわかります。後者は、予測可能な方法で宇宙の物質内容の関数として変化しますが、赤方偏移と距離の関係で誤った宇宙論が仮定されない限り、その共動サイズは大規模な構造成長の線形領域では本質的に一定のままです。これは、赤方偏移の範囲をスキャンする調査を検討するときに、暗エネルギーパラメーターを制約するために使用できます。パラメータ推定の精度は、一連の宇宙論的シミュレーションを使用して評価され、物質含有量の5%の変化を4$\sigma$検出するか、物質含有量の50%の変化を約3.8$\sigma$検出することがわかります。赤方偏移0.5までの全天調査を使用したダークエネルギーパラメーター。
銀河の相互相関と宇宙マイクロ波背景レンズによる f(R) 重力の制約
| Title |
Constraining_f(R)_gravity_with_cross-correlation_of_galaxies_and_cosmic_microwave_background_lensing |
| Authors |
Rapha\"el_Kou,_Calum_Murray_and_James_G._Bartlett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09936 |
観測された宇宙の加速膨張を説明するために提案されたHu-Sawickif(R)修正重力理論の痕跡を探します。銀河分布、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、およびCMBの重力レンズの観測において。銀河のパワースペクトルとCMBレンズとの相互相関を追加する前に、CMBの一次異方性のみの観測を使用して得られた制約を研究します。我々は、銀河分布とレンズ測定の相互相関がパラメータ縮退を打破するために重要であり、モデルにより厳しい制約を課すことを示します。特に、95%の信頼水準で$\log{\lvertf_{R_0}\lvert}<-4.61$という強力な上限を設定しました。これは、モデルが加速膨張を説明できる一方で、大規模構造への影響は一般相対性理論によく似ていることを意味します。将来のデータセットを使用したこの種の研究では、一般相対性理論からのより小さな潜在的な逸脱が調査されるでしょう。
宇宙の網におけるベティ曲線の進化について
この研究では、さまざまな宇宙論的$N$-bodyシミュレーションにおけるハローによって形成された点群の永続的相同解析によって得られたBetti曲線の進化を研究します。それらは、適切な精度でスケーリングされた対数正規分布関数で近似できることを示します。私たちの分析は、Betti曲線の形状と最大値が選択したハローの部分母集団の質量範囲に依存することを示していますが、同時に、シミュレーションされたハローの質量分布が適切である限り、シミュレーションの解像度は重要な役割を果たしていないことを示しています。所定の質量スケールまで完全に完了します。さらに、宇宙の進化に伴ってベティ曲線がどのように変化するか、つまり赤方偏移への依存性を研究します。赤方偏移$z=2.5$までの特定の質量範囲内のハローの部分母集団をサンプリングすると、対応するBetti曲線間に驚くほど小さな差が生じます。私たちは、これが宇宙の構造における新しい特定のトポロジー的不変量の存在の指標である可能性があると提案します。
拡張されたクラスター内媒質をバックライトとして利用したX線吸収による銀河周縁媒質および銀河間媒質の検出の見通し
| Title |
Prospects_for_detecting_the_circum-_and_intergalactic_medium_in_X-ray_absorption_using_the_extended_intracluster_medium_as_a_backlight |
| Authors |
L\'ydia_\v{S}tofanov\'a,_Aurora_Simionescu,_Nastasha_A._Wijers,_Joop_Schaye,_Jelle_S._Kaastra,_Yannick_M._Bah\'e,_Andr\'es_Ar\'amburo-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10062 |
宇宙のウェブフィラメント内の高温プラズマは、局所宇宙のガスの大部分を構成すると考えられています。これまでのところ、このガスの探索は、その放出をマッピングするか、明るい点状の光源に対するその吸収の痕跡を検出することに重点が置かれてきました。将来の非分散性の高スペクトル分解能X線検出器により、拡張された物体に対する吸収の研究が初めて可能になります。ここでは、アジサイ宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、大規模な銀河団内およびその周囲の銀河間ガスの予想される特性を予測し、近くの巨大な緩和銀河団の明るいコアに対する吸収でそれを検出する可能性を調査します。シミュレーションボリュームから合計$138$の投影を調べ、総柱密度$N_{OVII}>10^{14.5}$cm$^{-2}$の$16$方向を見つけます。最も強い吸収体は、通常、最も近いクラスターの静止フレームに対して$\pm1000$km/sだけシフトされます。アテナX線積分フィールドユニットや提案されているライン放射マッパー(LEM)X線プローブなどの将来のマイクロ熱量計を使用した現実的な模擬観測では、OVIIおよびOVIIIの銀河の吸収における宇宙の糸フィラメントの検出が示されています。クラスターコアも実現可能です。$5\sigma$の有意性を持つOVIIの検出は、Athenaを使用すると、考慮された銀河団のほとんどについて$10～250$ksで達成できます。OVIIIの検出は、LEMで想定されているスペクトル分解能と同等の約$1$eVのスペクトル分解能でのみ実現可能になります。
原始的な非ガウス性に対するアセンブリ バイアスの調整
| Title |
Taming_assembly_bias_for_primordial_non-Gaussianity |
| Authors |
Emanuele_Fondi,_Licia_Verde,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Marco_Baldi,_William_R._Coulton,_Gabriel_Jung,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Andrea_Ravenni,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10088 |
局所型の原始的な非ガウス性は、後期宇宙におけるハローのクラスタリングに強いスケール依存性のバイアスを引き起こします。この署名は、バイアス振幅がスケールとともに増大し、大規模な線形スケールで重要になるため、銀河調査からの非ガウス性パラメーター$f_{\rmNL}$に制約を与えることが特に有望です。ただし、実際の賞金である$f_{\rmNL}$パラメーターと(非ガウス)集合バイアス、つまりハロー形成履歴に依存する信号振幅への寄与の間にはよく知られた縮退があります。これは、$f_{\rmNL}$を制約する大規模構造調査の能力を著しく損なう可能性があります。私たちは、集合バイアスをモデル化して制約する方法を示し、これにより、原始非ガウス性を競合的に制約する銀河調査の力をほぼ完全に回復します。特に、流体力学シミュレーションを研究すると、集合バイアスを決定するハロー特性の代理が銀河の測光特性から構築できることがわかります。このプロキシによって導かれたアセンブリバイアスに事前分布を使用すると、アセンブリバイアスが完全にわかっている理想的な場合と比較して$f_{\rmNL}$の統計誤差がわずかに悪化するだけです。プロキシが引き起こす$f_{\rmNL}$の系統的エラーは、安全に制御できます。
惑星横断小惑星の軌道投入
太陽系ケンタウロスは、惑星の軌道横断イベントが巨大惑星の領域内に軌道を注入する太陽系外縁空間に起源を持ちます。ここでは、海王星の衝突特異点に位置する経海王星小惑星の軌道進化をティッセランド不変量Tの関数として研究することにより、三体問題におけるこの注入プロセスを調べます。2つの注入モードが見つかり、1つはT>0.1の場合、または同等の場合です。不安定な運動が噴射を支配する、惑星から遠く離れた順行傾斜と、T<=0.1の場合のもう1つ、または惑星から遠く離れた同等の極および逆行の傾斜で、安定した運動が噴射を支配します。注入モードは、初期長半径および衝突特異点での動的時間には依存しません。このシミュレーションにより、力学的時間が太陽系の年齢を超える極回廊の領域が明らかになり、巨大惑星の領域にケンタウロスを供給する長寿命の原始極地経海王星の貯留層が存在する可能性が示唆された。
DART 衝撃によるディモルフォス噴出物の VLT/MUSE 特性評価
| Title |
VLT/MUSE_Characterisation_of_Dimorphos_Ejecta_from_the_DART_Impact |
| Authors |
Brian_P._Murphy,_Cyrielle_Opitom,_Colin_Snodgrass,_Matthew_M._Knight,_Jian-Yang_Li,_Nancy_L._Chabot,_Andrew_S._Rivkin,_Simon_F._Green,_Paloma_Guetzoyan,_Daniel_Gardener,_Julia_de_Le\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09977 |
我々は、超大型望遠鏡（VLT）に取り付けられたMUSE積分フィールドユニット分光器を使ってDART衝突前後のディディモス・ディモルフォス連星系を観測し、その後の噴出円錐、デブリ雲、尾翼を秒角以下の解像度で捉えた。私たちは2022年9月26日から10月25日までの11晩にわたってDidymosシステムをターゲットにし、補償光学を使用した場合と使用しない場合の狭視野観察と広視野観察の両方を利用しました。私たちはスペクトルと空間を組み合わせた測定を利用して、白色光画像と塵の反射率のスペクトルマップの両方を作成しました。私たちは、噴出円錐、らせん、翼、塊、尾など、多数の塵の特徴を特定し、特徴付けました。我々は、10月3日から19日までの翼の太陽方向の縁の基部が0.05～0.2mm程度の最大粒子サイズと一致し、最も初期に検出された塊が10m/程度の最高速度を持っていることを発見した。s.また、狭視野モード(8x8インチ)の3つの塊が、周囲の噴出物よりも赤い色と遅い速度(約0.09m/s)を示していることもわかります。これは、塊がより大きくて遅い粒子で構成されている可能性があることを示しています。私たちは、他のどの発表された研究よりも早く一次尾部の特性を測定し、二次尾部の特性を解明して測定し、最初の取得は10月3日でした。両方の尾部は曲率と相対的な磁束において類似性を示しますが、二次尾部はより薄く見えます。これは、より低いエネルギーの噴出物と、おそらく二次衝突などの低エネルギー形成メカニズムによって引き起こされる可能性があります。
PALANTIR: 惑星系外電波放射の最新予測ツール
| Title |
PALANTIR:_an_updated_prediction_tool_for_exoplanetary_radio_emissions |
| Authors |
E._Mauduit,_J.-M._Griessmeier,_P._Zarka,_J.D._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10033 |
過去20年間、サイクロトロンメーザー起源の磁気圏電波放射が、太陽惑星と同様に、惑星軌道と同じ周期性で系外惑星系でも発生する可能性があると説得力を持って主張されてきた。これらの放射は主に低周波数（通常は100MHz未満、Farrelletal.、1999;Zarka、2007を参照）で発生すると予想されます。系外惑星の電波検出は、比較磁気圏物理学と星と惑星のプラズマ相互作用の分野を大幅に拡大するでしょう(Hess&Zarka、2011)。私たちは、惑星系外電波放射の予測コード「PALANTIR:PredictionAlgorithmforstar-pLANeTInteractionsinRadio」を開発しました。このコードは、観測された系外惑星の物理パラメータ、電波放射理論、スケーリング則に組み込まれた磁気圏物理学に基づいて、最新かつ進化的なターゲットカタログを構築するために開発されました。これは、Grie{\ss}meierらによる以前の研究に基づいており、それを拡張したものです。(2007b)。PALANTIRを使用して、電波放射に関する対象ターゲットの最新リストを作成しました。さらに、同様のモデルを使用して実施された以前の研究と結果を比較します(Grie{\ss}meier、2017)。次のステップでは、新しいモデルを追加し、すでに使用されているモデルを更新することで、このコードを改善することを目指します。
ドワーフとドワーフの相互作用は星の形成を誘発することも抑制することもできる
| Title |
Dwarf-Dwarf_Interactions_Can_Both_Trigger_and_Quench_Star_Formation |
| Authors |
Erin_Kado-Fong,_Azia_Robinson,_Kristina_Nyland,_Jenny_E._Greene,_Katherine_A._Suess,_Sabrina_Stierwalt,_Rachael_Beaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09280 |
静止した低質量銀河が野外で見つかることは非常にまれです。UGC5205は、そのような消光フィールドドワーフ($M_\star\sim3\times10^8M_\odot$)の例です。豊富な低温ガス($M_{\rmHI}\sim3.5\times10^8M_\odot$)と、過去数百ミリアにおける重要な星形成を示すGALEX放出にもかかわらず、H$\は検出されていません。alpha$放出--最後の$\sim10$Myrにおける星形成--銀河の表面を横切る。一方、UGC5205のほぼ等しい質量の伴星であるPGC027864はスターバースト中です($\rmEW_{\rmH\alpha}>1000$オングストローム)。この研究では、UGC5205の新しいカールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)21cm線観測を紹介します。これは、星形成の欠如が銀河本体にHIが存在しないことによって引き起こされることを示しています。UGC5205のHIは非常に乱れています。HIの大部分は数kpcの長さの尾部に存在しますが、PGC027864のHIは秩序ある回転によって支配されています。我々は、UGC5205の恒星集団をモデル化し、UV-H$\alpha$放射が示すように、この銀河が$\sim\!100-300$Myr前に協調消光イベントを経験したことを示しました。UGC5205とPGC027864の結果の非対称性は、大規模な合体が矮星における星形成を抑制することも誘発することもできることを示しています。しかし、ガスは系に結合したままであるため、このような合体は星の形成を一時的に停止させるだけであると考えられます。UGC5205の総クエンチ時間は$\sim560$Myrと推定されており、これは現場の矮星の数パーセントというクエンチ率の確立された上限と一致しています。
近隣銀河のハローと環境 (HERON) 調査 IV: 箱状銀河 NGC 720 および NGC 2768 の複雑さ
| Title |
The_Halos_and_Environments_of_Nearby_Galaxies_(HERON)_Survey_IV:_Complexity_in_the_boxy_galaxies_NGC_720_and_NGC_2768 |
| Authors |
Andreas_J._Koch-Hansen,_Anna_Pasquali,_R._Michael_Rich,_Ortwin_Gerhard,_Oliver_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09286 |
銀河の形状、特にその外側領域は、銀河の形成と進化への重要な道しるべです。今回我々は、これまでよく研究されてきた楕円銀河とレンズ状銀河NGC720とNGC2768の強い箱型の形態を深部イメージングから発見したことについて報告する。箱型性は両方の天体で$-0.04$の形状パラメータ$A_4/a$に強く現れており、$\sim$2--4kpcの等光線の大きな中心シフトも見られます。文献で一般的に述べられているこのような非対称性の理由の1つは合併の起源ですが、そのようなケースの数はまだまばらであり、個々の箱状オブジェクトの正確な特性は非常に多様です。実際、NGC2768については、残存画像で前駆体候補(ペロプスと呼ばれる)を特定しました。これは、現在NGC2768と合体している矮小衛星であるように見えます。その絶対等級M$_r$は$-$12.2等で、対応するSersic半径2.4kpcは、文献に記載されている典型的な矮小銀河の半径よりも拡張されています。ただし、潮汐力が乱れているシステムでは、体系的により大きな半径が発生することが知られています。この発見は、アーカイブGALEXデータに暫定的な潮流特徴が存在することによって裏付けられます。最後に、魅力的な主銀河のさらなる構造には、豊富なダストレーンと痕跡的なX字型のバルジ構成要素が含まれています。
天の川銀河における金属の含有量が非常に少ない円盤の存在について
天の川銀河の円盤が低金属度まで広がっているかどうかについては、長年議論されてきました。私たちは、GaiaDR3XPスペクトルに基づいた動径速度と均一な金属性を持つ巨大星の大規模なサンプルを使用することで、この問題に対処することを目指しています。我々は、非常に金属が乏しい領域（VMP、[M/H]$<-2.0$）を含む、さまざまな金属量範囲における星の3次元速度分布を研究します。[M/H]$\sim-1.3$付近でのみ明確な円盤集団が出現し始め、[M/H]$<-1.6$では見えないことがわかります。混合ガウスモデリング(GMM)を使用して、VMP領域には2つのハロー母集団が存在することを示します。1つは静止していて、もう1つは$\sim80\,\mathrm{km/s}$の正味順行回転を持ちます。この低金属量範囲では、回転をサポートする円盤部分母集団の寄与に最大$\sim3$\%までの制限を設けることができます。私たちは、観測とシミュレーションの両方で円盤状のVMP星に関するこれまでの主張と結果を比較し、順行ハロー成分があればこれらのほとんどを説明できることがわかりました。
プロジェクト Dinos I: 大質量楕円体の質量プロファイルにおけるべき乗則からの逸脱に関するレンズ力学共同制約
| Title |
Project_Dinos_I:_A_joint_lensing-dynamics_constraint_on_the_deviation_from_the_power_law_in_the_mass_profile_of_massive_ellipticals |
| Authors |
Chin_Yi_Tan,_Anowar_J._Shajib,_Simon_Birrer,_Alessandro_Sonnenfeld,_Tommaso_Treu,_Patrick_Wells,_Devon_Williams,_Elizabeth_J._Buckley-Geer,_Alex_Drlica-Wagner,_Joshua_Frieman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09307 |
巨大な楕円銀河の質量分布はその進化の歴史をコード化しており、その進化においてバリオン天体物理学を制約する手段を提供します。楕円体の動径質量プロファイルに対するべき乗則の仮定は、強力なレンズ作用や星の力学など、いくつかの観測物をノイズレベルまで記述するのに十分です。この論文では、77個の銀河間レンズ系を含む大規模な統計サンプルの共同レンズ力学解析を通じて、大質量楕円体のべき乗則質量プロファイルからの逸脱、または逸脱の欠如を定量的に抑制しました。私たちは、自動レンズモデリングパイプラインdolphinを使用して、アーカイブされたハッブル宇宙望遠鏡の画像からこれらのシステムの改良された均一なレンズモデリングを実行しました。私たちは、銀河間レンズの解析では初めて、視線レンズ効果を考慮した後、べき乗則からの逸脱を制限するために、レンズの事後モデルと恒星のダイナミクスを組み合わせました。平均赤方偏移が0.2のSloanLensACSSurvey(SLACS)レンズ銀河は、1.1$\sigma$(2.8$\sigma$)以内のべき乗則プロファイルおよびStrongLensingLegacySurvey(SL2S)レンズと一致していることがわかりました。平均赤方偏移が0.6の銀河は、空間的に一定の(オシコフメリット)恒星の異方性プロファイルの場合、0.8$\sigma$(2.1$\sigma$)以内に収まります。局所楕円の以前の動的観測値に基づいて、空間的に一定の異方性プロファイルをベースラインの選択として採用しました。ただし、2つの異方性モデルを区別するには、レンズ銀河の空間的に分解された星の運動学が必要です。今後の研究では、私たちのレンズモデルを使用して、暗黒物質とバリオン成分の質量分布を個別に制限する予定です。
12 バンドにおけるうみへび座銀河団のバルジディスク分解
| Title |
Bulge-disc_decomposition_of_the_Hydra_cluster_galaxies_in_12_bands |
| Authors |
Ciria_Lima-Dias,_Antonela_Monachesi,_Sergio_Torres-Flores,_Arianna_Cortesi,_Daniel_Hern\'andez-Lang,_Gissel_P._Montaguth,_Yolanda_Jim\'enez-Teja,_Swayamtrupta_Panda,_Kar\'in_Men\'endez-Delmestre,_Thiago_S._Gon\c{c}alves,_Hugo_M\'endez-Hern\'andez,_Eduardo_Telles,_Paola_Dimauro,_Cl\'ecio_R._Bom,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Antonio_Kanaan,_Tiago_Ribeiro,_William_Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09313 |
銀河が銀河団に陥ると、その最も外側の部分が環境の影響を最も大きく受けます。この論文では、高密度環境が銀河の進化にどのような影響を与えるかをよりよく理解するために、さまざまな銀河の構成要素に対する高密度環境の影響を研究することに興味があります。私たちはこの研究の実験室として、ウイルス化に近いHydraクラスターを使用します。しかし、依然として下部構造の証拠が示されています。m$_{r}$=16より明るい52個の銀河のS-PLUSデータから12バンドで同時に実行された多波長バルジディスク分解を示します。バルジのSersicプロファイルと指数関数プロファイルを使用して銀河をモデル化します。ディスク用。私たちは、より小さく、よりコンパクトで、バルジが支配的な銀河は、恒星の質量が一定であればより赤い色を示す傾向があることを発見しました。これは、これらの銀河の圧縮を引き起こしているのと同じメカニズム（ラム圧ストリッピングと潮汐ストリッピング）が、星形成の停止も引き起こしていることを示唆しています。バルジのサイズは銀河の恒星の質量とは無関係ですが、円盤のサイズは恒星の質量が大きくなるにつれて増加します。これは、見つかった銀河全体の質量とサイズの関係における円盤の主要な役割を示しています。さらに、私たちの環境分析により、消光銀河が下部構造に関連している可能性が高い領域に蔓延していることが明らかになりました。しかし、これらの領域には、主に銀河の相互作用に起因する少数の星形成銀河も存在します。最後に、銀河の約37パーセントが円盤よりも青い膨らみを示していることがわかりました。これは、この種の高密度環境におけるアウトサイドイン消光プロセスを示しています。
5つの小さな高速雲の金属性
| Title |
The_Metallicities_of_Five_Small_High-Velocity_Clouds |
| Authors |
Trisha_Ashley,_Andrew_J._Fox,_Felix_J._Lockman,_Bart_P._Wakker,_Philipp_Richter,_David_M._French,_Vanessa_A._Moss,_Naomi_M._McClure-Griffiths |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09377 |
高速雲(HVC)は多相ガス構造であり、その速度(|v_LSR|>100km/s)は銀河円盤の回転では説明できないほど速すぎます。大型のHVCはよく特徴付けられていますが、小型および小型のHVC(HI角サイズが数度)についてはほとんど理解されていません。このような小さな雲の起源として考えられるのは、天の川ハローガスやマゼラン系の破片などですが、その起源も天の川ハローとの関連性も確認されていません。私たちは、新しいハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源分光器のUVスペクトルとグリーンバンク望遠鏡のHIスペクトルを使用して、マゼラン系近くに投影された銀河南部の空にある5つの小さなHVCの金属量を測定しました。各雲に対して距離依存の曇り光イオン化モデルのセットを構築し、イオン化補正された金属量を計算します。5つの小型HVCはすべて、酸素金属度が0.17Z_sun未満であり、これらが天の川円盤に起源を持っていないことを示しています。5つのうち2つは、マゼラン流と同様に0.16～0.17Z_sunの金属量を持ち、これらの雲がマゼラン系の断片であることを示唆しています。残りの3つの雲の金属量は0.02～0.04Z_sunとはるかに低くなります。これらの低金属量の雲の起源は不明ですが、ガス状のミニハロー、またはラム圧や潮汐相互作用によって矮銀河から剥ぎ取られたガスである可能性があります。これらの結果は、小型HVCがすべて天の川銀河内部のハローやマゼラン系に存在するわけではなく、より遠くの構造を追跡できることを示唆しています。
WIM では私たちの存在は塵にすぎません: 天の川の暖かい電離媒体における塵の特性に関する制約
| Title |
All_We_Are_Is_Dust_In_The_WIM:_Constraints_on_Dust_Properties_in_the_Milky_Way's_Warm_Ionized_Medium |
| Authors |
J._L._West,_B._M._Gaensler,_M.-A._Miville-Desch\^enes,_N._Mahajan,_J._Dechant,_F._Boulanger,_P._G._Martin,_and_I._A._Zelko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09434 |
我々は、天の川銀河の星間物質の2つの異なる相、すなわち温中性媒体(WNM)と温電離媒体(WIM)における塵の存在と特性の比較を示します。銀河系の高緯度と垂直距離（$|b|>40\deg$、$D\sin|b|>2\mathrm{\,\,kpc}$）にある遠方のパルサーを探査機として使用し、その分散度を測定します。HIカラム密度を使用した、温かい中性媒体の中性水素成分($\text{WNM}_\text{HI}$)。これらの同じ視線に沿ったダスト強度とともに、イオン化成分がダスト信号に寄与しているかどうかを判断するために、各ISMフェーズのそれぞれのダスト寄与を分離します。両方の段階で温度($T$)、スペクトル指数($\beta$)、および塵の不透明度($\tau/N_{H}$)を測定します。$T~{\text{(WNM}_\text{HI})}=20^{+3}_{-2}$~K,$\beta~{\text{(WNM}_\text)がわかります。{HI})}=1.5\pm{0.4}$、および$\tau_{\text{353}}/N_{H}~{\text{(WNM}_\text{HI})}=(1.0\pm0.1)\times10^{-26}$~cm$^2$。温度とスペクトル指数がWNM$_\text{HI}$とWIMの両方で同じであると仮定し、広く離れた視線を一緒に当てはめることができるという単純なモデルを考慮すると、次のような証拠が見つかります。イオン化ガスに関連するダスト信号と$\tau_{\text{353}}/N_{H}~\text{(WIM)}=(0.3\pm0.3)\times10^{-26}$、$\tau_{\text{353}}/N_{H}~{\text{(WNM}_\text{HI})}$の約3倍小さいです。$\tau_{\text{353}}/N_{H}~\text{(WIM)}$が$\tau_{\text{353}}/N_{より少なくとも2倍小さいことを80%確信しています。H}~{\text{(WNM}_\text{HI})}$。
赤い塊の星によって追跡された古い銀河円盤の歪みとフレア
| Title |
Warp_and_flare_of_the_old_Galactic_disc_as_traced_by_the_red_clump_stars |
| Authors |
Namita_Uppal,_Shashikiran_Ganesh,_and_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09616 |
私たちの研究は、赤い塊（RC）星を使って天の川銀河の外円盤構造を調べることを目的としています。私たちは、$40^\circ\le\ell\le340^\circ$と$-10^\circ\leb\の範囲の銀河面全体を均一にカバーする、これまでで最大のRC星のサンプルの分布を分析しました。ル+10^\circ$。このサンプルを使用すると、銀河円盤内のRC星の分布をモデル化し、銀河のフレアとワープの特性をより適切に制限することができます。私たちの結果は、古い恒星円盤のスケール長は方位角にほとんど依存せず、平均値は$1.95\pm0.26$kpcであることを示しています。一方、顕著な円盤フレアが検出され、円盤のスケール高さは太陽近傍の0.38kpcからR$\約15$kpcで$\sim2.2$kpcまで増加します。このフレアはわずかな非対称性を示し、北方フレアと比較して銀河面の下のスケール高さが$\sim1$kpc高くなります。外側のディスクの反りも確認します。これは$Z_w=(0.0057\pm0.0050)~[R-(7358\pm368)(pc)]^{1.40\pm0.09}\sin(\phiでモデル化できます。-(-2^\circ.03\pm0^\circ.18))$。私たちの分析により、縦糸の南北の非対称性が顕著であり、北方向と比較して南方向でより大きな振幅が観察されることが明らかになりました。私たちの発見を文献からのより若いトレーサーと比較すると、フレアとワープの両方の年齢依存性が観察されます。加齢に伴うフレア強度の増加は、フレアを形成するための好ましいメカニズムとしての円板の経年進化を示唆しています。経時変化による最大反り振幅の増加は、経時変化による反り特性の変動の原因として反りの動力学が考えられることを示しています。
| Title |
Optical_polarisation_study_of_Galactic_Open_clusters |
| Authors |
Namita_Uppal,_Shashikiran_Ganesh,_Santosh_Joshi,_Mrinmoy_Sarkar,_Prachi_Prajapati_and_Athul_Dileep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09617 |
塵は私たちの銀河系に遍在する成分です。ISMの質量は$1\%$にすぎませんが、それでも銀河系の重要な部分です。それは、より短い波長で星の光を覆い隠し、より長い波長で再放射することによって、銀河の見方に影響を与えます。より長い波長で銀河内の塵の分布を研究すると、未知の銀河ポテンシャルによって引き起こされる距離の曖昧さによって不一致が生じる可能性があります。しかし、塵の別の側面、つまり背景の星の光の偏光は、距離情報と組み合わせると、視線内で遭遇する塵雲の数を直接観察する証拠を与えるのに役立ちます。私たちは、インドの2つの国立施設を使用して、3つの見通し線内で徐々に距離を置いて分布する15個の散開星団を観察しました。測定された偏光結果は、塵の分布と選択された方向への空の磁場の局所面の向きを精査するために使用されました。遠方の星団キング8星団に向かって観測された星の分析では、$\sim500$pcと$\sim$3500pcの距離にある2つの前景層が示されています。異なるクラスターに対して同様の分析を行うと、複数のダスト層が生成されます。
He による H$_{2}$ の回転 (脱) 励起
| Title |
Rovibrational_(de-)excitation_of_H$_{2}$_by_He_revisited |
| Authors |
Hubert_J\'o\'zwiak,_Franck_Thibault,_Alexandra_Viel,_Piotr_Wcis{\l}o,_and_Fran\c{c}ois_Lique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09890 |
ヘリウムによるH$_{2}$の衝突(脱)励起は、さまざまな天体物理環境の熱平衡と化学に重要な役割を果たしており、星間物質の観測の解釈には正確な速度係数が不可欠です。私たちの目標は、最先端の位置エネルギー面(PES)を利用して、H$_{2}$の振動準位間のHe誘起遷移に対する包括的な状態間速度係数を提供することです。H$_{2}$-He系の量子散乱計算を実行し、最大15,000cm$の内部エネルギーを持つH$_{2}$の振動準位間の1,089回の遷移に対する状態間速度係数を提供します。^{-1}$は、20から8000Kの範囲の温度です。私たちの結果は、低地回転レベル間の純粋な回転遷移に関する以前の計算とよく一致していますが、高度に励起された回転と振動が関与する振動プロセスについては大きな矛盾があることがわかりました。州。これらの違いは、2つの重要な要因によるものであると考えています。1つは、abinitioポイントによってカバーされる分子内距離のより広い範囲であり、もう1つは、以前の手法と比較して、最先端の量子化学手法の利用によるPESの優れた精度です。下位レベルの計算。新しい衝突データを使用して実行された放射伝達計算は、励起振動状態の回転準位の母集団が大幅な変化を受けることを示しており、高温の天体物理環境のモデルにおけるこの更新されたデータセットの重要な必要性を強調しています。
ジェイド：ガスが豊富な銀河でのビッグバン後 3 億 5000 万メートルの炭素濃縮
| Title |
JADES:_Carbon_enrichment_350_Myr_after_the_Big_Bang_in_a_gas-rich_galaxy |
| Authors |
Francesco_D'Eugenio,_Roberto_Maiolino,_Stefano_Carniani,_Emma_Curtis-Lake,_Joris_Witstok,_Jacopo_Chevallard,_Stephane_Charlot,_William_M._Baker,_Santiago_Arribas,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Mirko_Curti,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Hainline,_Zhiyuan_Ji,_Benjamin_D._Johnson,_Tobias_J._Looser,_Kimihiko_Nakajima,_Erica_Nelson,_Marcia_Rieke,_Brant_Robertson,_Jan_Scholtz,_Renske_Smit,_Giacomo_Venturi,_Sandro_Tacchella,_Hannah_Uebler,_Christopher_N._A._Willmer,_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09908 |
宇宙初期における第一世代の金属の出現を発見し、その起源を特定することは、現代の天体物理学の最も重要な目標の一部です。我々は、z=12.5の銀河GS-z12の深部JWST/NIRSpec分光法を発表し、CIII]${\lambda}{\lambda}$1907,1909星雲発光の検出を報告する。これは、金属転移の最も遠い検出であり、輝線を介した最も遠い赤方偏移の決定です。さらに、[OII]${\lambda}{\lambda}$3726,3729と[NeIII]${\lambda}$3869、そしておそらくOIII]${\lambda}{\lambda}の暫定的な検出を報告します。1661,1666ドル。CIII]からの正確な赤方偏移を使用することで、Ly${\alpha}$の降下をモデル化し、$N_{HI}\約10^{22}$cm$^{-の水素の吸収カラム密度を確実に測定できます。2}$-IGMの起源としては高すぎ、GS-z12またはその周囲のCGMに豊富なISMがあることを意味します。中性ガスの質量の下限は約$10^7$MSunであると推定されます。これは、連続体フィッティングから推定される$\about4\times10^7$MSunの星の質量と比較すると、ガスの割合が約0.1-よりも高いことを意味します。0.5。太陽または超太陽の炭素対酸素比を暫定的に[C/O]>0.15として導き出します。これは、JWSTによって発見されたz=6-9の銀河で測定されたC/Oよりも高く、タイプII超新星の濃縮から生じるC/Oよりも高い一方で、AGB星はこれらの初期の時代では炭素濃縮に寄与できず、金属性。ビッグバンから3億5000万年後に観測された銀河でのこのような高いC/Oは、極度に金属に乏しい星の生成量によって説明される可能性があり、さらには集団IIIの祖先からの第一世代の超新星の遺産である可能性さえあります。
矮小銀河群との潮汐相互作用による巨大なレンズ状銀河の形成
| Title |
Formation_of_a_massive_lenticular_galaxy_under_the_tidal_interaction_with_a_group_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Jin-Long_Xu,_Ming_Zhu,_Kelley_M._Hess,_Naiping_Yu,_Chuan-Peng_Zhang,_Xiao-Lan_Liu,_Mei_Ai,_Peng_Jiang,_Jie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09925 |
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)を使用した原子水素(HI)観測に基づいて、近くの銀河群にあるガスが豊富な大質量S0銀河NGC1023の詳細な研究を紹介します。NGC1023にHIが拡張して歪んだ円盤が存在することは、このS0銀河が渦巻銀河に由来することを示しています。このデータは、NGC1023が4つの矮小銀河と相互作用していることも示唆しています。特に、最大の矮小銀河の1つがNGC1023のガス円盤に落ち、大きなガス塊を持つ珍しい明るい銀河と暗い銀河のペアを形成しました。この塊は銀河の特徴を示していますが、光学的に対応するものはなく、新しく形成された星のない銀河であることを示唆しています。我々の結果は、まず、銀河群内の巨大なS0銀河が、複数の潮汐相互作用の共同作用の下で渦巻きから形態学的変化を経て形成される可能性があることを示唆しています。
相対論的噴流波の構造と進化
私たちは、ガンマ線バーストの残光を生成するような、均一媒質中を伝播する相対論的ジェット爆発波の構造と進化を解析的および数値的に研究します。以前の研究と同様に、進化は2つの部分に分けられることがわかりました。(i)ジェットコアの角度がほぼ一定である拡散前段階、$\theta_{c,0}$、および衝撃ローレンツ軸に沿った係数$\Gamma_a$は、ブランドフォード-マッキー解の一部として進化します。(ii)$\Gamma_a$が半径と中心角$\theta_c$とともに指数関数的に減少する拡散段階急速に成長します。それにもかかわらず、ジェットは相対論的段階では平行のままであり、$\theta_c(\Gamma_a\beta_a=1)\simeq0.4\theta_{c,0}^{1/3}$です。フェーズ間の移行は、$\Gamma_a\simeq0.2\theta_{c,0}^{-1}$のときに発生します。初期の「狭い」構造($\frac{d\log\,E_{iso}}{d\log\,\theta}<-3$)を持つジェットの「翼」がコアの外側にあることがわかります。ここで$E_{iso}$は等方性等価エネルギーです)、拡散前段階で進化を開始します。拡散段階までに、これらのジェットは初期構造から独立した自己相似プロファイルに進化します。翼では$\Gamma(\theta)\propto\theta^{-1.5}$と$E_{iso}(\theta)\propto\theta^{-2.6}$。初期の「幅広」構造を持つジェットは、進化全体を通じてほぼ初期のプロファイルを維持します。我々は、$\Gamma_a$と$\theta_c$の進化だけでなく、さまざまな初期構造のジェットの横方向プロファイルの進化の解析的記述を提供します。軸外GRBについては、初期ジェット構造と光曲線の立ち上がり段階との関係を示します。私たちのモデルをGW170817に適用すると、当初ジェット機には$\theta_{c,0}=0.4-4.5~\deg$と$E_{iso}\propto\theta^{-3}-と一致する翼があったことがわかります。\シータ^{-4}$。
ごちそうから飢餓まで: 3D GRMHD シミュレーションによる斜めパルサーへの降着の系統的研究
| Title |
From_Feast_to_Famine:_A_Systematic_Study_of_Accretion_onto_Oblique_Pulsars_with_3D_GRMHD_Simulations |
| Authors |
Ariadna_Murguia-Berthier,_Kyle_Parfrey,_Alexander_Tchekhovskoy,_Jonatan_Jacquemin-Ide |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09309 |
中性子星への円盤供給降着は、X線連星から降着動力ミリ秒パルサー、超高輝度X線源、ガンマ線バーストに至るまで、幅広い天体物理源に電力を供給することができます。ガスと磁気圏の相互作用を制御する重要なパラメーターは、恒星の双極子の強度です。さらに、多くの中性子星系におけるコヒーレントなX線脈動は、星の双極子モーメントがその回転軸に対して斜めであることを示しています。したがって、星の磁場の強さと傾斜度の2Dパラメータ空間を体系的に調査することが重要であり、これはこの研究が3D一般相対論的磁気流体力学の枠組みで初めて行うことです。降着円盤が独自の垂直磁場を持っている場合、円盤と恒星の磁場の相対極性という追加の要素が導入されます。私たちは、星の双極子の強さと星と円盤の相対極性に応じて、中性子星のジェット出力が傾斜の増加とともに増加または減少する可能性があることを発見しました。双極子強度が弱い(降着率が高い)場合、平行極性ではジェット出力と傾斜角の間に正の相関関係が生じますが、反平行配向では逆の傾向が見られます。より強い双極子の場合、相対極性の効果はなくなり、ジェット出力は傾斜の増加とともに常に減少します。相対極性の影響は、傾きが大きくなるにつれて徐々に消えていきます。高度に傾斜したパルサーは、磁気圏半径が大きくなり、質量降着率が低くなり、整列した星よりも低い磁気モーメントでプロペラ領域に入る傾向があります。
Gemini-N/'Alopeke による高速イメージングによる中継 FRB 20180916B の光学的対応物の制限
| Title |
Limits_on_Optical_Counterparts_to_the_Repeating_FRB_20180916B_from_High-speed_Imaging_with_Gemini-N/'Alopeke |
| Authors |
Charles_D._Kilpatrick,_Nicolas_Tejos,_J._Xavier_Prochaska,_Consuelo_N\'u\~nez,_Emmanuel_Fonseca,_Zachary_Hartman,_Steve_B._Howell,_Tom_Seccull_and_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09316 |
我々は、ジェミニ北望遠鏡の「アロペケ」カメラで撮影された2つの繰り返しバースト（FRB20201023、FRB20220908）のうちの高速電波バースト（FRB）20180916Bから、約10ミリ秒のタイムスケールでの同時光学観測について報告する。これらの繰り返しの無線フルエンスはそれぞれ2.8および3.5Jymsであり、この繰り返しバーストからのフルエンスの約50パーセンタイルの下位にあります。'Alopekeデータは、FRB位置で重大な光学的検出がないことを明らかにしており、視線消光を補正した後、光学フルエンスに3シグマの上限を<8.3e-3および<7.7e-3Jymsと設定します。これらを総合すると、η<3e-3のタイムスケールで、FRBの光対無線フルエンス比に対する最も感度の高い制限が得られます(η<3e-3)。これらの測定は、FRB20180916Bがクラブパルサーと同様の光パルサーと同様のフルエンス比を持っているか、パルサー磁気圏や若い超新星残骸で逆コンプトン放射として光放射が生成される前駆モデルを除外します。ジェミニNの「アロペケ」との進行中のプログラムは、FRB20180916Bを含む繰り返しFRBを監視し続け、msタイムスケールで光対応物を探索します。
GRB 180128A: 彫刻家銀河からの 2 番目のマグネター ジャイアント フレア候補
| Title |
GRB_180128A:_A_Second_Magnetar_Giant_Flare_Candidate_from_the_Sculptor_Galaxy |
| Authors |
Aaron_C._Trigg,_Eric_Burns,_Oliver_J._Roberts,_Michela_Negro,_Dmitry_S._Svinkin,_Matthew_G._Baring,_Zorawar_Wadiasingh,_Nelson_L._Christensen,_Igor_Andreoni,_Michael_S._Briggs,_Niccolo_Di_Lalla,_Dmitry_D._Frederiks,_Vladimir_M._Lipunov,_Nicola_Omodei,_Anna_V._Ridnaia,_Peter_Veres,_Alexandra_L._Lysenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09362 |
マグネターは、宇宙で知られている中で最も強い磁場($10^{14}-10^{15}\mathrm{G}$)を持つゆっくりと回転する中性子星です。それらは、さまざまな一時的な高エネルギー電磁活動を示します。これらの現象の中で最も明るく、エネルギーが最も強いのは、マグネター巨大フレア(MGF)として知られるガンマ線バースト(GRB)で、等方性エネルギー$E\about10^{44}-10^{46}\mathrm{erg}$を持ちます。現在までにMGFとして特定された検出は7件のみです。そのうち3件は私たちの銀河とマゼラン雲で発生した明白な事象であり、他の4つのMGF候補は近くの星形成銀河に関連しています。確認された7つのMGFはすべて地球では明るいため、さらに弱いイベントはアーカイブデータでは未確認のままです。私たちはフェルミガンマ線バーストモニター(GBM)データベースで銀河系外MGFの候補を検索し、可能であれば惑星間ネットワーク(IPN)衛星から位置データを収集しました。私たちの検索により、GRB180128Aという説得力のあるイベントが1つ見つかりました。IPNは、一般にスカルプター銀河として知られるNGC253を使用して、このバーストの位置を特定します。この出来事は、現代天文学においてこの銀河に関連する2番目のMGFであり、2つのバーストが私たちの銀河以外の単一の銀河に関連するのは初めてです。ここでは、MGFの期待と一致する、このイベントとそのスペクトル的および時間的特性を明らかにしたアーカイブ検索基準を詳しく説明します。また、さまざまなビニング方法から解決される理論的意味とより詳細なバースト構造についても説明します。私たちの分析は、8番目に特定されたMGFの観察証拠を提供します。
潮汐破壊イベント後の変動する電離吸収を伴う遅延したX線増光
| Title |
Delayed_X-ray_brightening_accompanied_by_variable_ionized_absorption_following_a_tidal_disruption_event |
| Authors |
T._Wevers,_M._Guolo,_D.R._Pasham,_E.R._Coughlin,_F._Tombesi,_Y._Yao_and_S._Gezari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09371 |
超大質量ブラックホールは、星の潮汐力の乱れに続いて、超エディントンピークの質量フォールバック率を経験する可能性があります。理論的には、降下物質の一部が降着円盤風によって放出されると考えられており、その観測痕跡には、X線スペクトルにおける高度にイオン化された種の青方偏移した吸収線が含まれています。しかし、これまでのところ、潮汐破壊現象(TDE)ASASSN-14liでそのような超高速流出(UFO)が報告されたのは1件だけです。ここでは、TDEAT2020ksf/Gaia20cjk($z$=0.092の赤方偏移)のX線スペクトルにおける、UV/から230$日後のX線の増光に続く、一時的な吸収のような痕跡の発見について報告します。光学ピーク。最初は統計的に有意な吸収特徴は存在しませんが、それらは数日のタイムスケールで現れ、ピーク後770日まで検出され続けることがわかりました。べき乗則または中性吸収体と組み合わせた単純な熱連続体モデルでは、これらの特徴を十分に説明できません。部分的なカバーを追加すると、低速イオン化吸収体が初期のフィット感を向上させますが、後期にはフィット感が低下します。高速(v$_w$$\sim$42000kms$^{-1}$、または-0.15c)、イオン化吸収体(超高速流出)により、すべてのデータに良好に適合します。変動の数日の時間スケールは、塊状の風の予想と一致しています。X線の遅延と、大規模な風によるフィードバックの可能性を説明できるいくつかのシナリオについて説明します。この発見の偶然の性質は、TDEでのUFOの発生率が高いことを示唆しており、理論的な期待との緊張をいくらか和らげる可能性があります。
BNS Kilonova プロパティのシミュレーションベースの推論: AT2017gfo を使用したケーススタディ
| Title |
Simulation_Based_Inference_of_BNS_Kilonova_Properties:_A_Case_Study_with_AT2017gfo |
| Authors |
Phelipe_A._Darc,_Clecio_R._Bom,_Bernardo_M._O._Fraga_and_Charlie_D._Kilpatrick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09471 |
キロノバエは、連星中性子星(BNS)やブラックホール-中性子星(BHNS)のようなコンパクトな連星系の合体に対応して観察される天文過渡現象の一種です。これらは、天体物理環境における重元素元素合成のプローブとして機能する一方、合体そのものまでの距離を制限する重力波放射と併せて、ハッブル定数に制約を課すことができます。観測からキロノバの物理パラメータ(噴出物の質量、速度、組成など)を取得することは複雑な逆問題であり、通常はマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)やネストされたサンプリング手法などのサンプリングベースの推論手法によって取り組みます。これらの方法は、多くの場合、近似尤度の計算に依存します。これは、コンパクトなオブジェクトの結合の完全なシミュレーションには積分などの高価な計算が含まれるため、パラメーターを指定して観測データの尤度を計算することが困難になり、尤度ベースの推論アプローチが適用できなくなる可能性があるためです。ここでは、KilonovaNetで生成されたシミュレーションを使用して、シミュレーションベースの推論(SBI)技術を使用して、スペクトルからBNSキロノバの物理パラメーターを推測することを提案します。私たちのモデルは、埋め込みニューラルネットワークとともに償却ニューラル事後推定(ANPE)を使用して、シミュレートされたスペクトルから事後分布を正確に予測します。さらに、マルチメッセンジャーデータを持つ唯一のキロノバであるAT2017gfoからの実際の観測値を使用してモデルをテストし、推定値が以前の尤度ベースのアプローチと一致することを示します。
最初の射手座 A* イベント ホライズン テレスコープの結果。 V. 銀河中心ブラックホールの天体物理モデルのテスト
この論文では、イベントホライゾンテレスコープ(EHT)による2017年のSgrA*の観測に対する最初の物理的解釈を提供します。私たちの主なアプローチは、230GHzでの分解されたEHTデータと、無線からX線の波長までの未分解の非EHT観測を、整列、傾斜、整列、傾きなどの時間依存の一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションに基づくモデルのライブラリからの予測と比較することです。そして恒星の風によるシミュレーション。放射伝達は、熱電子分布関数と非熱電子分布関数の両方を仮定して実行されます。EHT230GHzデータと86GHz、2.2$\mu$m、およびX線での観測から引き出された11の制約に対してモデルをテストします。すべてのモデルは少なくとも1つの制約に失敗します。光度曲線の変動は特に厳しい制約をもたらし、ほぼすべての強磁化(MAD)モデルと大部分の弱磁化(SANE)モデルが失敗します。多くのモデルは、変動性制約のみを満たしていません。我々は、MADであり、傾き$i\le$30$^\circ$を持つこれらのモデルの有望なクラスターを特定します。降着率は$(5.2$-$9.5)\times10^{-9}M_\odot$yr$^{-1}$、光度は$(6.8$--$9.2)\times10^{35}$ergsです。$^{-1}$、流出電力$(1.3$--$4.8)\times10^{38}$ergs$^{-1}$。また、$i\ge$70$^\circ$を持つすべてのモデルは、イオンと電子の温度が等しいすべてのモデルと同様に、少なくとも2つの制約を満たさないこともわかります。探索的な非熱モデルセットは、2.2$\μ$mより高い磁束密度を持つ傾向があります。冷電子の数は、制動放射の過剰生成のリスクによるX線の制約によって制限されます。最後に、モデルの物理的および数値的制限について説明し、運動効果とシミュレーションの継続時間の重要性の可能性を強調します。
最初の射手座 A* イベント ホライズン テレスコープの結果。 III: 銀河中心の超大質量ブラックホールの画像化
我々は、2017年4月にイベントホライゾン望遠鏡で波長1.3mmで撮影されたSgrA*の最初のイベントホライズンスケールの画像と時空間解析を紹介します。SgrA*のイメージングは、古典的なCLEANアルゴリズム、正規化された最尤法、およびベイジアン事後サンプリング法を使用した、広範囲のイメージング仮定にわたる調査を通じて実行されました。銀河中心に向かう星間物質による散乱効果を説明するために、さまざまな処方が使用されています。SgrA*の特徴である急速な日内変動の緩和は、観測された可視度に「変動ノイズバジェット」を追加することによって実行され、静的なフルトラック画像の再構成が容易になります。SgrA*の静的再構成は、3つの異なる方位角輝度分布を持つリング画像に対応する4つの代表的な形態と、多様な非リング形態を含む小さなクラスターにクラスタリングできます。まばらな$(u,v)$カバレッジ、発生源の変動性、星間散乱の影響に関する広範な分析と、シミュレートされた視程データの研究に基づいて、我々は、イベントホライズンテレスコープSgrA*データが、リング直径$\sim$50$\mu$asの明るい発光リングが支配的な画像。これは、銀河にある$4\times10^6M_\odot$ブラックホールの予想される「影」と一致します。中心は8kpcの距離にあります。
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。 VI: ブラック ホール メトリックのテスト
天体物理学のブラックホールは、カー計量によって記述されることが期待されています。これは、電磁荷を持たず、アインシュタイン方程式を満たし、事象の地平線の外側に病理を持たない、唯一の静止した真空の軸対称計量です。我々は、いて座A*(SgrA*)の2017年のEHT観測に基づいて、カー予測からの潜在的な逸脱に関する新しい制約を提示します。カーシミュレーションと非カーシミュレーションの両方を含むライブラリを使用して、幾何学的に定義されたブラックホールの影とリング状の画像の観察サイズとの関係を校正します。SgrA*の質量対距離比に対する絶妙な事前制約を使用して、観測された画像サイズがカー予測の$\sim$10$\%$以内であることを示します。これらの境界を使用して、カーとはパラメトリックに異なるメトリックと、いくつかの既知の時空の電荷を制限します。事象の地平線の存在に代わる選択肢を検討するために、SgrA*が入射放射線を吸収して熱再放出するか、部分的に反射する表面を持つコンパクトな天体である可能性を探ります。観察された画像サイズとSgrA*の広帯域スペクトルを使用して、熱表面は除外でき、完全に反射する表面はありそうにないと結論付けます。私たちはその結果を重力試験のより広範な状況と比較します。恒星質量ブラックホールとM87ブラックホールで見つかった境界と合わせて、私たちの観測は、すべてのブラックホールの外部時空が質量とは無関係にカー計量によって記述されるというさらなる裏付けを提供します。
圧縮性MHD乱流における加速粒子の拡散と散乱
| Title |
The_diffusion_and_scattering_of_accelerating_particles_in_compressible_MHD_turbulence |
| Authors |
Nana_Gao_(Xiangtan_Univ.),_Jianfu_Zhang_(Xiangtan_Univ._and_CNU-Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09554 |
私たちは、磁気流体力学(MHD)乱流の現代的な理解の枠組みにおいて、宇宙線(CR)の拡散と散乱、およびその加速プロセスを数値的に研究します。観測と数値実験から得られた圧縮性MHD乱流の特性に基づいて、CRとプラズマモードの相互作用を調査します。(1)粒子のジャイロ半径は加速タイムスケールとともに指数関数的に増加することがわかります。(2)運動量拡散は、強い乱流領域ではジャイロ半径とべき乗則の関係を示し、弱い乱流領域ではプラトーを示し、確率的加速プロセスを意味します。(3)サブアルフエニック領域では空間拡散は平行拡散が支配的ですが、スーパーアルフエニック領域では垂直拡散が支配的です。(4)CRとプラズマモードの相互作用に関しては、$\beta$が高い場合には粒子加速は高速モードによって支配され、$\beta$が低い場合には高速モードと低速モードによって支配される。;(5)加速が存在する場合でも、磁気超音波モードは依然としてCRの拡散および散乱プロセスにおいて重要な役割を果たしており、これは初期の理論的予測とよく一致しています。
PSR J$0952-0607$ および GW170817: 新しい広範囲の相関関係による中性子星の状態方程式に対する直接マルチメッセンジャー制約
| Title |
PSR_J$0952-0607$_and_GW170817:_Direct_Multimessenger_Constraints_on_Neutron_Star_Equation_of_State_through_a_Novel_Wide-ranging_Correlation |
| Authors |
Lan_Guo_and_YiFei_Niu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09792 |
中性子星(NS)の質量に関する私たちの知識は、最も重いNSPSRJ$0952-0607$の認識により再び更新されました。超大質量中性子星の質量観測とイベントGW170817から得られる潮汐変形能の両方を利用することにより、潮汐変形能に関する共同制約が得られます。飽和密度$\rho_0$から$5.6\rho_0$までの密度範囲内でNS圧力と潮汐変形能の間に広範囲な相関関係が発見され、これにより拘束されたNSEoSが直接得られます。新たに制約されたEoSは、余分な自由度を含めることなく、不確実性が小さく、高密度でよりソフトな動作を示します。これは、NSコアのコンポーネントの指標として使用できる可能性を示しています。
明るいセイファート銀河 PG 1211+143 における低赤方偏移吸収の検出 - ゆっくりとした遠方からの流入摂食降着、あるいは
SMBH に近い物質の環からの重力赤方偏移?
| Title |
Detection_of_low-redshift_absorption_in_the_luminous_Seyfert_galaxy_PG_1211+143_-_a_slow,_distant_inflow_feeding_accretion_or_the_gravitational_redshift_from_a_ring_of_matter_close_to_the_SMBH_? |
| Authors |
Ken_Pounds_and_Kim_Page_(University_of_Leicester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09853 |
2014年の明るいセイファート銀河PG1211+143のXMMニュートンによる長時間観測中に高度に電離した物質の高速(約0.3c)流入が検出されたことにより、短命の降着現象の直接的な観測証拠が初めて提供されました。ブラックホールの回転面に対して高い傾斜で接近すると、内部の降着円盤の歪みや引き裂きが生じる可能性があり、その後のリング間衝突により衝撃が生じ、回転支持が失われ、急速な質量の降下が起こる可能性がある。次に、このような降着現象は、現在多くの明るいセイファート銀河の共通の性質として認識されている超高速流出(UFO)の説明を提供します。PG1211+143の超高速流入は7つの探査機軌道のうちの1つでのみ検出されましたが、合計すると、軟X線スペクトルでは、赤方偏移が約0.123と非常に低い、より弱い(柱密度が低い)流入が明らかになります。5週間にわたるXMM-Newtonキャンペーン全体にわたるRGSデータ。同時の積み重ねられたpnデータのモデリングにより、6keV付近のFeK輝線錯体の低エネルギー翼上のこれまで説明されていなかった特徴に、同様の低赤方偏移吸収成分の証拠が見つかりました。観察された赤方偏移に対するドップラーと強い重力の説明を簡単に検討します。前者は、遠方からの流入が面外降着を供給していることを示しています。ここで、落下速度v~0.038c、(自由落下)半径は1400R$_{g}です。$はPG1211+143の引き裂き半径を超えていますが、依然としてSMBHの影響範囲内にあります。最近信憑性が追加された興味深い代替案は、SMBHの半径約27R_gを周回する物質における吸収の重力赤方偏移である可能性があります。後者の場合、穴に非常に近い強い速度せん断により、狭いRGS吸収線スペクトルが軌道輪の厚さを制限します。
天文学、ドーナツ、そして運搬能力
私は宇宙環境主義に関連する問題を議論する際に、生態学的概念の適用可能性を検討します。「生態系」、「収容力」、「転換点」などの用語は曖昧であるか明確に定義されていますが、軌道空間とその内容には適用できません。このような用語を無批判に使用すると、啓発よりも混乱が生じる可能性があります。一方で、宇宙環境へのダメージを捉える追跡可能な指標を定義する、惑星境界フレームワークのアプローチを採用することは有益かもしれません。私は、重要な指標は、例えば現在1.7年ごとに2倍になっている人為的宇宙物体(ASO)の反射率ではなく、単純にその数であると主張します。私たちは学位スケールの分離に向かっています。空の過密は、天文学者と衛星運用者が共通して抱えている問題です。
次世代の非常に大規模なアレイにおけるドイツの科学的関心のコレクション
| Title |
A_Collection_of_German_Science_Interests_in_the_Next_Generation_Very_Large_Array |
| Authors |
M._Kadler_(1),_D._A._Riechers_(2),_A._K._Baczko_(3,20),_H._Beuther_(4),_F._Bigiel_(5),_T._Birnstiel_(6),_B._Boccardi_(3),_L._Boogaard_(7),_S._Britzen_(3),_M._Br\"uggen_(8),_A._Brunthaler_(3),_P._Caselli_(9),_D._Els\"asser_(10),_S._von_Fellenberg_(3),_M._Flock_(7),_C._M._Fromm_(1),_M._Hoeft_(11),_R._P._Keenan_(7),_Y._Kovalev_(3),_K._Kreckel_(12),_J._Livingston_(3),_A._P._Lobanov_(3),_H._M\"uller_(3),_E._Ros_(3),_P._Schilke_(2),_L._Spitler_(3),_T._Ueda_(4),_E._Vardoulaki_(11),_S._Vegetti_(13),_C._Wendel_(1),_M._H._Xu_(14),_G._Y._Zhao_(3),_A._Basu_(11),_J._Becker_Tjus_(15),_S._Bernhart_(16),_E._Bonnassieux_(1),_G._DiGenaro_(7),_F._Eppel_(1),_H._Hase_(16),_D._Hoang_(7),_M._Kaasinen_(17),_E._Kun_(15,21,22),_Y._Lin_(9),_K._Mannheim_(1),_K._Menten_(3),_D._M._Powell_(13),_L._Rezzolla_(18),_L._Ricci_(1),_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10056 |
次世代超大型アレイ(ngVLA)は、21cm～3mmの波長で前例のない感度を提供する計画された電波干渉計です。その263個のアンテナ素子アレイは北米全域に空間的に分散され、優れた低表面輝度回復とミリ秒未満の角解像度イメージングの両方を可能にします。このプロジェクトは、国立電波天文台(NRAO)の主導の下、国際天文学コミュニティによって開発され、2027年から2037年の間に建設される予定です。2つのワークショップが、2022年と2023年に開催され、ドイツの天文学界におけるngVLAへの科学的関心。このコミュニティ文書は、ドイツのコミュニティが2030年代にngVLAとともに追求することを目指している41の科学アイデアを集めたものです。これは完全なリストではなく、アイデアは「科学書」のレベルで開発されていないため、この文書は主にコミュニティ内でのさらなる議論の基礎を提供する「生きた文書」とみなされます。したがって、追加の貢献は歓迎されており、将来の改訂に含めることが検討されます。
白色矮星の結晶化中に動作する対流ダイナモは、観測された強力な磁場を生成する有望なチャネルの1つです。結晶化ダイナモによって生成される場の大きさは不確かですが、そのタイミングはこのチャネルの寄与の直交テストとして機能する可能性があります。$M\約0.5-1.0\、{\rmM}_\odot$の白色矮星の炭素と酸素の核は、年齢$t_{\rmcrist}\proptoM^{-5/3}$で結晶化し始めます。しかし、磁場は最初は対流ゾーン、つまりCOコアの奥深くに閉じ込められています。$m_{\rmcrist}$の塊が結晶化して初めて、対流帯が白色矮星のヘリウム層に近づき、エンベロープを通る磁気拡散時間が十分に短くなり、磁場が表面にまで広がります。観察されること。このブレイクアウト時間は$t_{\rmcrist}$より数Gyr長く、$t_{\rmBreak}\proptot_{\rmcrist}f^{-1/2}$としてスケールされます。ここで、$f\equiv1-m_{\rmcrist}/M$は、結晶化前の白色矮星の初期C/Oプロファイルに依存します。体積が限られたサンプルにおける強い磁場$B\gtrsim1\textrm{MG}$の最初の出現は、数値的に計算された$t_{\rmBreak}(M)$とほぼ一致しており、結晶化ダイナモが支配的な磁化チャネルである可能性を示しています。。しかし、観測された磁性白色矮星の一部は若干若く、このシナリオに疑問を投げかけています。ブレークアウトプロセスが白色矮星のC/Oプロファイルに依存しているということは、磁気がCO状態図や白色矮星の$^{12}{\のような、白色矮星の核ヘリウム燃焼段階中の不確実性を調べている可能性があることを示唆している。rmC}(\alpha,\gamma)^{16}{\rmO}$核反応。
ハンブルク/ESO調査からの2つのCEMP-noスターの化学力学的研究
中性子捕獲元素の強化を持たない炭素強化金属プア（CEMP）星、いわゆるCEMPなし星は、第一世代星の直接の子孫であると考えられており、初期銀河を探査するまたとない機会を提供します。元素合成。私たちは、高分解能(R${\sim}$86,000)のHERMESスペクトルを使用して、金属の極めて少ない2つの星HE1243$-$2408とHE0038$-$0345の詳細な化学的および運動学的分析を発表します。HE1243$-$2408のオブジェクトについては、入手可能な文献値と詳細な比較を行うことができます。ただし、他のオブジェクトHE0038$-$0345については限られた情報しか入手できません。これら2つの物体の推定金属量は、それぞれ$-$3.05と$-$2.92です。[C/Fe](1.03と1.05)と[Ba/Fe]($-$0.18と$-$0.11)がそれぞれ推定され、この天体は正真正銘のCEMP星ではないことがわかります。観測されたC、Na、Mg、Ba(つまり、A(C)、A(Na)、A(Mg)、A(Ba))の存在量から、この天体はグループIICEMPに属することがわかります。星はありません。。詳細な存在量プロファイル分析により、これらの天体は階層的な銀河集合をサポートするdSph衛星銀河から降着したことが示されました。さらに、私たちの分析は、星の祖先がポップII核崩壊超新星である可能性が高いことを示しています。天体HE0038$-$0345は高エネルギー、順行、外側ハロー天体であることが判明し、HE1243$-$2408は高エネルギー、逆行、内側ハロー天体であることが判明しました。我々の詳細な化学力学的分析により、HE1243$-$2408はI'itoi構造に関連しており、HE0038$-$0345はSgrまたはGSEイベントに関連している可能性が高いことが示されています。その力学から推測されるプログラム星の前駆銀河の質量は、それらの起源と考えられる大質量dSph銀河と同等です。
適度に回転する太陽類似物における活動的/非活動的な枝の起源について
高速回転する太陽類似体は、10日から25日の範囲の中程度の恒星の自転周期では、自転速度の増加に伴いダイナモ周期が減少することを示しています。同時に、観測により2つの分岐が示されます。「非アクティブ」な分岐星は短いダイナモサイクルを示し、活動的な分岐星は比較的長い磁気サイクルを示します。この現象は、第2高調波の励起によるダイナモ波の2倍の周波数の影響によって引き起こされる可能性があることを示唆します。これは大規模ダイナモにおける非線形$B^{2}$効果により生成されます。
数十年にわたるCa II Kスペクトロヘリオグラムを用いた太陽彩層の差動回転
| Title |
Differential_Rotation_of_the_Solar_Chromosphere_using_multidecadal_Ca_II_K_Spectroheliograms |
| Authors |
Dibya_Kirti_Mishra,_Srinjana_Routh,_Bibhuti_Kumar_Jha,_Subhamoy_Chatterjee,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09629 |
太陽の彩層における回転差の研究は、高高度での太陽大気の回転挙動や太陽大気のさまざまな層間の結合機構についての貴重な洞察を提供するため、非常に重要です。この研究では、彩層の回転差を推定することを目的として、明示的にプラージュに焦点を当てた画像相関技術を採用しました。この目的のために、私たちはコダイカナル太陽天文台(KoSO)のCaIIKスペクトロヘリオグラム(1907～2007年)を利用しました。最近、精度を確保するためにより優れた技術で校正されました。私たちの分析は、黒点追跡によって得られた回転速度と比較して、彩層内のプラージュがより速い自転とより小さな緯度勾配を示すことを示しています。さらに、さまざまな太陽周期にわたる彩層の回転差パラメータの時間解析を調査します。
セミデタッチバイナリの配布。 I. 効率的なパイプライン
| Title |
The_Distribution_of_Semi-Detached_Binaries._I.An_Efficient_Pipeline |
| Authors |
JianPing_Xiong,_Xu_Ding,_Jiadong_Li,_Hongwei_Ge,_Qiyuan_Cheng,_Kaifan_Ji,_Zhanwen_Han,_and_Xuefei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09752 |
半分離バイナリは物質移動の段階にあり、相互作用するバイナリ間の物質移動物理の研究において重要な役割を果たします。大規模な時間領域調査では連星系の大規模な光度曲線が得られ、Gaiaでは高精度の天文データが提供されます。この論文では、MCMC法とフォワードモデルおよびDBSCANクラスタリングを組み合わせたパイプラインを開発、検証、適用し、光度曲線を使用して半分離連星を検索し、その傾き、相対半径、質量比、および温度比を推定します。PHOEBEのモック光曲線でモデルをトレーニングします。PHOEBEは、半分離バイナリの光曲線シミュレーションを幅広くカバーします。私たちのパイプラインをTESSセクター1～26に適用すると、77のセミデタッチ型バイナリ候補が特定されました。ガイアからの距離を利用して、それらの質量と半径を、それぞれ最大26%と最大7%の部分不確かさの中央値で決定します。77個の候補が追加されたことで、軌道パラメータを持つ半分離連星のカタログは約20%拡張されました。比較と統計の結果は、Teff-LおよびM-R関係において、半分離バイナリ候補がコンパイルされたサンプルおよびPARSECモデルとよく一致していることを示しています。文献サンプルと組み合わせた、保存物質移動の安定性基準による比較分析は、サンプルの約97.4%が核時間スケールの物質移動を受けており、2つのサンプル(GOCygおよびTIC454222105)が動的安定性基準の範囲内に位置していることを示しています。-および熱タイムスケール物質移動。現在、熱タイムスケール物質移動が進行中です。さらに、1つのシステム(IRLyn)は、遅延された動的時間スケールの物質移動の上限に非常に近いです。
星と踊る: 星の多重性についてのレビュー
スターは仲間のようなものです。彼らは主に集団で形成されており、1人または複数の仲間の存在によってその生活が変化することがよくあります。いくつか例を挙げると、構成要素間の相互作用プロセスは、アルゴル、青いはぐれ者、化学的に変化した星、Ia型超新星、重力波源の始祖などの複雑な結果を引き起こす可能性があります。観測天文学はビッグデータの時代に入り、空間ミッションケプラー、TESS、ガイアなどの大規模な調査や、RAVE、Gaia-ESO、APOGEE、LAMOST、GALAHなどの地上分光調査のおかげで、この分野はビッグデータの時代に入りました。恒星ブラックホールと中性子星が大質量星の伴星であると同時に低質量星の伴星であることが最近検出されたことからわかるように、地球は真の革命を経験している。このレビューでは、恒星の倍数を気にすることがなぜ重要なのか、多くの連星が収集される主な大規模調査とは何かを示し、最後に、天文観測、分光観測、日食連星の最大のカタログに関連するいくつかの機能を紹介します。ガイアの非単一星カタログ。これは、これまでのところ、恒星連星の最大の均質なカタログです。
異なる強さの太陽磁場の子午線循環
太陽周期21～24における太陽磁場の子午線循環を考察しました。地上と宇宙の両方の天文台からのデータが使用されました。光球磁場とその子午線循環の時間緯度分布は、磁場強度に応じて3種類に分類されることが判明した。(i)低強度の磁場。それらは緯度全体に均一に分布しており、活動領域の磁場とその周期変動には弱く依存していました。(ii)中程度の強さの磁場。これらの磁場では、約22年の周期を持つ波のような、極から極への逆位相の子午線循環が明らかになりました。子午線流の速度は、太陽活動の極小時、つまり反対半球の高緯度にあるときは遅くなり、正極性と負極性の波が赤道を横切る太陽極大時に最大になります。これらの磁場の子午線循環は、太陽の地球規模の磁場のダイナミクスを反映し、太陽の極磁場の反転を決定します。(iii)高強度(活性領域)磁場。それらは北半球と南半球に対称的に分布していました。先行黒点極性と後続黒点極性の両方の磁場が高緯度から低緯度に移動しました。高強度磁場の子午線流速度は、最小時よりも上昇時および最大時で速かった。高緯度の活動領域の磁場の一部は、第2タイプの子午線循環流によって捕捉され、それらとともに適切な極に輸送されました。しかし、活動領域の磁場は太陽の極磁場反転の主要な磁場ではありません。この結果は、強い磁場が弱い磁場の主な発生源ではないことを示しています。
四肢の突起上の三日月形の構造におけるキンク波とソーセージ波が同時に発生
太陽西縁上の三日月形のプロミネンス構造(CS)をEIS/HINODEとAIA/SDOを用いて研究した。まず、CSの上部と下部の境界の時間変化する位置と、その中心軸が導出されます。ドップラーシフトの時間発展とFe~{\scriptsize\rmXII}195.119線の線幅をCS境界上で研究します。横キンク振動は、太陽-Y方向と観測者のLOS上のドップラーシフトの両方で観察されます。1つの説明としては、主なキンク波の振動方向が観測者のLOSと角度を形成していることが考えられます。この角度は、CSの上端の27度に等しいと計算されます。主なキンク振幅の速度と周期は、それぞれ5.3$\rmkm/s$と33.4分と得られます。CSの明るさと厚さの間に観察された逆相関(-178.1$^\circ$)は、20.8分の周期のソーセージモードの存在を示唆しています。AIA画像に基づいて、発生したジェットとその後の減光がソーセージモードを引き起こす原因であることが示唆されています。研究期間にわたるCSの平均電子密度はlog($\rmn_e$)=9.3$\rm[cm^{-3}]$であることが得られます。CS上で観測された高速キンクモードの速度、磁場、エネルギー束は、16.7$\rmkm/s$、2.79$\rmG$、41.93$\rmW/m^と推定されています。2ドル。CS内部の磁束保存を考慮すると、CS断面を拡大すると、$\rm4.95\times10^{-4}\,G/sec$の速度で磁場が減衰します。
Ba 星の形成シナリオ: 伴星 AGB の集団からの新たな証拠
| Title |
Formation_scenarios_of_Ba_stars:_new_evidence_from_the_masses_of_the_companion_AGBs |
| Authors |
Partha_Pratim_Goswami_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10015 |
バリウム星で観察される低速中性子捕捉（s-）過程元素の豊富さは、連星系における漸近巨大分岐（AGB）星からより質量が小さく進化の進んでいない連星伴星への物質移動を考慮することで説明できます。中性子捕獲元素の豊富さに基づいて、バリウム星は「強い」バリウム星と「穏やかな」バリウム星という2つのカテゴリーに大別されます。しかし、さまざまな種類のバリウム星の形成における伴星AGBの特徴的な特性の役割についての理解はまだ不足しています。この研究は、この文脈における伴星AGB星の質量の役割を調査することに焦点を当てています。最近の高分解能分光研究で、私たちは特定したいくつかのバリウム星の化学組成を詳細に研究しました。伴星の性質と質量を理解するために、まずこれらの天体の質量を推定し、次にパラメトリックモデルベースの解析を使用して主伴星の質量を導き出しました。計算は、文献から取得した205個のバリウム星まで拡張されます。質量分布の分析により、強いバリウム星と弱いバリウム星は両方とも同じ範囲の質量を占めていることが明らかになりました。しかし、その伴星であるAGB星の質量分布は、強いバリウム星と穏やかなバリウム星について、それぞれ2.5M$_{\odot}$と3.7M$_{\odot}$という2つの異なる値でピークに達します。これは、穏やかなBa星の形成と強いBa星の形成が伴星のAGB星の初期質量に大きく影響されるという明確な証拠を提供します。しかし、バリウム星の形成シナリオに対する公転周期や金属量などの他の要因の影響の可能性はまだわかっていません。
銀河考古学における炭素強化金属欠乏星の可能性について
| Title |
On_the_potential_of_Carbon-Enhanced_Metal-Poor_stars_for_Galactic_Archaeology |
| Authors |
Aruna_Goswami,_J_Shejeelammal,_Partha_Pratim_Goswami_and_Meenakshi_Purandardas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10043 |
大気中に保存されている銀河内の低質量の星や、それらが形成されたガス雲の化学的痕跡は、初期銀河の元素の起源と進化についての洞察を得るプローブとして使用できます。星の形成と元素合成。金属に乏しい星の大部分、いわゆる炭素増強金属に乏しい（CEMP）星は、高い炭素量を示します。これらの星は、特に重元素に関して多様な存在パターンを示し、それに基づいてさまざまなグループに分類されます。豊富なパターンの多様性は、さまざまな形成シナリオを示しています。したがって、CEMPスターの正確な分類とその分布に関する知識は、各グループの役割と貢献を理解するために不可欠です。CEMP-sおよびCEMP-r/sスターは、非常に低い金属量での二元相互作用についての洞察を得るために使用できますが、CEMP-noスターは、最初の星の特性や初期の元素合成を調べるために使用できます。銀河考古学でCEMP星の可能性を最大限に活用するには、各クラスの均質な分析が非常に重要です。CEMP-sおよびCEMP-r/s星の正確な分類、およびCH、CEMP-no、CEMP-sおよびCEMPの伴漸近巨大分岐(AGB)星の特性評価のための改良された分類スキームの提供に対する私たちの取り組みと貢献-r/sバイナリシステムについて説明します。多数の潜在的なCHおよびCEMP星候補の低解像度および高解像度の分光分析に基づいて得られたいくつかの最近の結果が強調されています。
| Title |
Gravitational-wave_constraints_on_scalar-tensor_gravity_from_a_neutron_star_and_black-hole_binary_GW200115 |
| Authors |
Hiroki_Takeda,_Shinji_Tsujikawa,_Atsushi_Nishizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09281 |
スカラー場がリッチスカラーに結合する非最小結合理論では、中性子星(NS)は重力を介した物質との相互作用を通じてスカラー電荷を持つことができます。一方、同じ理論ではヘアリーブラックホール(BH)の解は生じません。インスピレーションを与えるNS-BH連星系から放出される重力波(GW)の観測により、NSのスカラー変化を抑制できる可能性が得られます。さらに、非最小結合スカラーテンソル理論は、2つのテンソル分極に加えて呼吸スカラーモードを生成します。BH-NS連星の合体に関するGW200115データを使用して、内腔GW伝播を伴う無質量ホーンデスキ理論のサブクラスの非最小結合強度だけでなく、NSスカラー電荷にも観測上の制約を課します。過去の関連研究とは異なり、テンソル分極とスカラー分極の混合の波形を利用します。ブリージングモードを考慮すると、テンソルGWのみの解析と比較して、スカラー電荷はより厳密に制限されます。ブランズ・ディッケ重力や動的スクリーニングの有無にかかわらず自発的スカラー化シナリオを含む非最小結合理論では、各理論のモデルパラメーターに新しい限界を設定します。
1AUの太陽風における磁束ロープの物理的特性を理解するための機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_Understanding_the_Physical_Properties_of_Magnetic_Flux_Ropes_in_the_Solar_Wind_at_1_AU |
| Authors |
Hameedullah_Farooki,_Yasser_Abduallah,_Sung_Jun_Noh,_Hyomin_Kim,_George_Bizos,_Youra_Shin,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09345 |
惑星間磁束ロープ(MFR)は太陽風で一般的に観察される構造であり、コロナ質量放出に関連しているかどうかに応じて磁気雲(MC)と小規模MFR(SMFR)に分類されます。私たちは機械学習を適用して、SMFR、MC、周囲の太陽風プラズマの特性を体系的に比較します。\emph{Wind}からの約20年間の測定を使用して、太陽風の瞬間的なバルク流体プラズマ特性の3分間の平均連続データポイントのデータセットを構築します。当社では、Grad-Shafranov(GS)のSMFR自動検出に基づくカタログとNASAのMCカタログを使用して、それらを含むMFRの存在と種類に応じてサンプルをラベル付けします(サンプルはいずれもラベル付けされていない非MFRに含まれています)。ランダムフォレスト機械学習アルゴリズムを適用して、どのカテゴリをどのような特徴によってより簡単に区別できるかを見つけます。MCは、94%のAUCで非MFRおよび89%のAUCでSMFRと区別され、特有の血漿特性を持っていました。対照的に、SMFRは86%のAUCで非MFRと区別されましたが、これはGSカタログによって適用される$\langleB\rangle$>5nT閾値のみに依存しているようです。この結果は、MCの異なるプラズマ領域とは異なり、SMFRが周囲の太陽風と実質的に同じプラズマ特性を持っていることを示しています。我々は今回の発見を、1auのSMFRのほとんどが太陽風内で生成されるという追加の証拠として解釈し、さらに、SMFRが一時的な現象ではなく太陽風の磁気構造の顕著な特徴と考えられるべきであることを示唆しています。
キロヘルツ検出器による合体後の超大質量中性子星からの重力波検出の可能性について
連星中性子星(BNS)合体における永年合体後重力波(GW)信号の検出は、長寿命の合体後中性子星(NS)の形成の強力な証拠となり、最大寿命を制限するのに役立ちます。NSの質量とNS状態方程式の微分。我々は、設計された数キロヘルツのGW検出器を使用して、BNS合併によって形成された剛回転NSからのGW放射の検出に特に焦点を当てています。我々は、LIGO-Virgo-KARGAO4の検出限界内でBNS合体をシミュレートし、シミュレートされたソースが検出可能な永続的な合体後のGW信号をどの部分に持つ可能性があるかを調べようとしました。LIGOA+と同じ構成で設計されたキロヘルツ検出器の場合、ピーク感度が約$2{\rmkHz}$の設計がそのような信号に最も適していることがわかります。検出可能な永続的な合併後のGW信号を持つ線源の割合は、合併後に固定的に回転するNSのスピンダウンがGW放射によって支配されている場合、約$0.94\%-11\%$になりますが、一方、約$0.46\%-1.6になります。\%$は、スピンダウンプロセスに対する電磁(EM)放射の寄与が無視できない場合です。また、他のよく知られている提案されているキロヘルツGW検出器に基づいてこの割合を推定したところ、高度な設計を使用すると、GW主体のスピンダウンのケースでは約$12\%-45\%$に達し、$4.7\%-16\%に達する可能性があることがわかりました。$GW放射線とEM放射線の両方を考慮した場合。
現在および今後の地上設置アレイ CTA および SWGO による宇宙線散乱による keV-MeV 暗黒物質に対する感度
| Title |
Sensitivity_to_keV-MeV_dark_matter_from_cosmic-ray_scattering_with_current_and_the_upcoming_ground-based_arrays_CTA_and_SWGO |
| Authors |
Igor_Reis,_Emmanuel_Moulin_and_Aion_Viana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09688 |
豊富な天体物理学および宇宙論的な観測証拠は、宇宙の物質内容は約85$\%$の非バリオン暗黒物質でできていることを示しています。標的核子上での散乱によるダークマターの直接検出、衝突型加速器での生成、消滅生成物による間接検出を探るため、大規模な実験努力が展開されてきた。天の川ハローに存在するダークマター粒子からの高エネルギー宇宙線の非弾性散乱は、そのような相互作用で生成される中性パイオンの崩壊から最終状態で二次ガンマ線を生成し、ダークマターの特性を調査するための新しい手段を提供するでしょう。ここでは、銀河宇宙線と天の川銀河中心の暗黒物質の衝突から予想されるガンマ線束に対する、現世代の地上設置型チェレンコフ望遠鏡であるH.E.S.S.のような天文台の感度を計算します。また、今後のチェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)と南方広視野ガンマ線天文台(SWGO)の感度見通しも導き出します。期待される感度により、これまで十分に制約されていなかった、keVからサブGeVまでの範囲の暗黒物質質量の範囲を調査することができ、従来、地下深部の直接暗黒物質実験によって調査されてきた暗黒物質-陽子散乱断面積に補完的な制約を与えることができます。
| Title |
Neutrino_nonradiative_decay_and_the_diffuse_supernova_neutrino_background |
| Authors |
Pilar_Iv\'a\~nez-Ballesteros,_M._Cristina_Volpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09725 |
拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)は、観測可能な宇宙における過去のすべての核崩壊によって放出されるニュートリノと反ニュートリノの一定の束です。私たちは、今後のDSNBフラックスの観測からニュートリノの寿命に関する情報を抽出できる可能性を研究しています。DSNB束は、$\tau/m\in\left[10^9,10^{11}\right]$~s/eVのニュートリノ非放射崩壊に対して独特の感度を持っています。この目的を達成するために、私たちは初めて、天体物理学的不確実性、失敗した超新星からの寄与、およびニュートリノの非放射崩壊の3つのニュートリノ記述を統合します。我々は、現在進行中のスーパーカミオカンデ+Gdと今後のハイパーカミオカンデ、JUNO、およびDUNE実験での将来の検出に関する予測を提示します。最後に、我々の結果は、DSNBに対する非放射性ニュートリノ崩壊の影響について考えられる崩壊シナリオを制限するには、ニュートリノの質量秩序を特定することが重要であることを示しています。
機能の上限
上限と信頼区間は、実験結果を示す便利な方法です。現代の実験ではますます多くのデータが生成されるため、多くの場合、結果の量を減らす必要があります。一般的なアプローチは、一連の上限を超えて最大値を取得し、セット全体に有効な上限を求めることです。ただし、これは非常に非効率的になる可能性があります。このホワイトペーパーでは、結果をより効率的に要約できる機能的な上限と信頼区間を紹介します。線形計画法を用いて上限値を導出する手法を用いて、全天連続重力波探索における上限値への応用を検討した。
機械学習ノイズ軽減による GW200129 の再検討: (まだ) 歳差運動中
| Title |
Revisiting_GW200129_with_machine_learning_noise_mitigation:_it_is_(still)_precessing |
| Authors |
Ronaldas_Macas,_Andrew_Lundgren,_Gregory_Ashton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09921 |
GW200129は、個々の連星系からの重力波(GW)によって検出されたスピンディスク軌道歳差運動の史上初の観測であると主張されています。しかし、GW事象は45MHz電気光学変調器システムによって引き起こされたLIGOリビングストンの広帯域ノイズ障害と同時だったため、この主張は慎重な評価を正当化します。この論文では、LIGOLivingston干渉計からの広帯域ノイズをモデル化して軽減できる最先端のニューラルネットワークを紹介します。また、私たちのニューラルネットワークが、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションで使用されるアルゴリズムよりもノイズを軽減できることも実証します。最後に、データ品質を改善してGW200129を再分析し、歳差運動の証拠が依然として観察されていることを示します。
最近の地上実験と天体物理学的観測によって制約されたモデルにおける中性子星の反ニュートリノ不透明度
| Title |
Antineutrino_Opacity_in_Neutron_Stars_in_the_Models_Constrained_by_Recent_Terrestrial_Experiments_and_Astrophysical_Observations |
| Authors |
Parada_T._P._Hutauruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.09986 |
この論文では、ゼロ温度における中性子星(NS)物質成分による中性電流(NC)反ニュートリノ散乱を研究します。NSにおける標準事項のモデル化は、拡張相対論的平均場(E-RMF)モデルと非相対論的韓国-IBS-大邱-SKKUエネルギー密度汎関数(KIDS-EDF)モデルの両方の枠組みで構築されます。E-RMFモデルでは、$^{208}\rm{Pb}$の中性子分布の最近のPREXII実験測定によって制約されたG3(M)の新しいパラメータを使用します。一方、KIDS-EDFモデルは、地球上の実験、重力波信号、天体物理学的観測によって制約されます。次に、最適かつ十分に制約された物質モデルの両方を使用して、線形応答理論を使用して、反ニュートリノとNS物質の構成成分相互作用の反ニュートリノ微分断面積(ADCS)と反ニュートリノ平均自由行程(AMFP)を計算します。KIDS0およびKIDSAモデルのAMFPは、SLy4モデルおよびG3(M)パラメーターを備えたE-RMFモデルと比較して小さいことがわかりました。SLy4モデルのAMFP結果は、G3(M)パラメーターを使用したE-RMFモデルの予測とほぼ同様の予測であることがわかります。総AMFPに対する各核子の寄与も、G3(M)モデルについて示されています。
データから現実世界の軌道運動の法則を見つける
宇宙における衛星の運動を支配する偏微分方程式を発見するための新しいアプローチが提示されます。この方法は、時系列データから複雑な物理システムの基礎となるダイナミクスを特定できるデータ駆動型技術であるSINDyに基づいています。SINDyは、宇宙の物理法則を記述する偏微分方程式を明らかにするために利用されます。偏微分方程式は非決定的で、抗力や基準領域(衛星の姿勢に関連する)などのさまざまな要因の影響を受けます。従来の研究とは対照的に、物理的に解釈可能な座標系は維持され、次元削減技術はデータに適用されません。さまざまな傾斜、離心率、高度を含む、LEOの複数の代表的な軌道でモデルをトレーニングし、目に見えない軌道運動パターンでテストすることにより、位置の平均誤差は約140km、速度の平均誤差は0.12km/sに達しました。この方法には、解釈可能で正確かつ複雑な軌道運動モデルを提供できるという利点があり、このモデルは、伝播に使用したり、大気抵抗や宇宙船との遭遇時の衝突確率など、他の関心のある変数の予測モデルへの入力として使用したりできます。または宇宙オブジェクト。結論として、この研究は、宇宙における衛星の挙動を支配する方程式を発見するためにSINDyを使用することの有望な可能性を実証しています。この技術は、LEOの衛星の運動を高精度で記述する偏微分方程式を明らかにするために適用されることに成功しました。この方法には、高エントロピーデータセットから得られる、物理的に解釈可能で正確かつ複雑な軌道運動モデルを提供できる機能など、従来のモデルに比べていくつかの利点があります。これらのモデルは、伝播に利用したり、他の対象変数の予測モデルへの入力として利用したりできます。
