| Title |
High_precision_accelerator_for_our_hybrid_model_of_the_redshift_space_power_spectrum |
| Authors |
M._Icaza-Lizaola,_Yong-Seon_Song,_Minji_Oh,_Yi_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10823 |
今後の大規模構造調査は、銀河クラスタリングの測定において前例のないレベルの精度を達成することを目的としています。ただし、これらの統計を正確にモデル化するには、特に小さなスケールで精度を達成するために、二次摂動理論を超える理論的テンプレートが必要になる場合があります。前回の研究では、銀河の赤方偏移空間パワースペクトルのハイブリッドモデルを導入しました。このモデルは、二次テンプレートとN体シミュレーションを組み合わせて、銀河のパワースペクトルに対するスケールに依存しないパラメーターの影響を捉えます。ただし、スケール依存パラメーターの影響は、計算コストのかかるN体シミュレーションから得られた一連の入力統計を事前計算することで対処されました。結果として、このアプローチではスケール依存のパラメーター空間を探索することは実現できませんでした。この課題に対処するために、機械学習技術であるガウスプロセスを利用してこれらの入力統計をエミュレートする高速化された方法論を紹介します。当社のエミュレータは驚くべき精度を示し、トレーニング用のわずか13個のN-bodyシミュレーションで信頼性の高い結果を達成します。一連のテストシミュレーションに必要なすべての入力統計を、プランク予測の$5\sigma$内のパラメーター空間で約0.1パーセントの誤差で再現します。特に$k>0.1$$h$Mpc$^{付近のスケールについては、-1}$。エミュレーターのトレーニング後、指定した赤方偏移でハイブリッドモデルのすべての入力を約0.2秒で予測できます。13個のN体シミュレーションを実行するのは管理可能なタスクであることを考えると、私たちの現在の方法論により、管理可能な時間枠内で効率的かつ高精度の銀河パワースペクトルモデルを構築することができます。
IllustrisTNG における銀河団のスプラッシュバック半径と動径速度プロファイル
| Title |
The_Splashback_Radius_and_the_Radial_Velocity_Profile_of_Galaxy_Clusters_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Michele_Pizzardo,_Margaret_J._Geller,_Scott_J._Kenyon,_and_Ivana_Damjanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10854 |
IllustrisTNGシミュレーションのTNG300-1実行には、赤方偏移範囲$0.01\leqz\leq1.04$をカバーする質量$M_{200c}>10^{14}$M$_\odot$の1697個の銀河団が含まれています。シミュレートされた銀河から導出された平均動径速度プロファイル${\rmv_{rad}}(r)$と、各赤方偏移における銀河の平均速度分散${\rm\sigma_v}(r)$を使用して、クラスター流入領域を特徴付けるクラスター中心の動的半径を調査します。ターンアラウンド半径、落下領域の制限外側半径、および落下速度が明確に定義された最小値を持つ半径を再検討します。また、2つの新しい特性半径も調査します。(i)速度最小値内にある${\rmv_{rad}}(r)$の変曲点、および(ii)${\rm\sigma_vが成立する最小半径}(r)$=$|{\rmv_{rad}}(r)|$。これら2つのほぼ一致する半径は、放射状降下がクラスターのダイナミクスを支配しなくなる降下領域の内側の境界を示しています。注目すべきことに、これらの銀河速度に基づく半径は両方とも、銀河数密度の対数勾配が最小に達する従来の観測可能なスプラッシュバック半径の$1\sigma$以内にあります。それらは直接観測できませんが、2つの新しい動的半径は、クラスターの落下領域の内部境界としてキャストすることにより、スプラッシュバック半径の物理的解釈を強化します。
| Title |
Cosmic-Enu:_An_emulator_for_the_non-linear_neutrino_power_spectrum |
| Authors |
Amol_Upadhye,_Juliana_Kwan,_Ian_G._McCarthy,_Jaime_Salcido,_Kelly_R._Moran,_Earl_Lawrence,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11240 |
宇宙論はニュートリノの質量合計$M_\nu$を測定する準備が整っており、ニュートリノに敏感ないくつかの小規模な観測物質を特定しているため、広範囲の長さスケールにわたるニュートリノのクラスタリングを正確に予測する必要があります。大質量ニュートリノパワースペクトル$\Delta^2_\nu(k)$に対するFlowsForTheMassesの非線形摂動理論は、$k\leqの$10\%-15\%$レベルでの対応するN体シミュレーションと一致します。1~h/$Mpc。低温物質用のMira-TitanIVエミュレータを基盤として、FlowsForTheMassesを使用して、広範囲の宇宙論パラメータとニュートリノ分数をカバーする$\Delta^2_\nu(k)$のエミュレータを構築します$\Omega_{\nu,0}h^2\leq0.01$、これは$M_\nu\leq0.93$~eVに相当します。$3.5\%$レベルのFlowsForTheMassesと同様に、ミリ秒単位でパワースペクトルを返します。初期運動量によってニュートリノをランク付けし、運動量十分位のパワースペクトルもエミュレートし、その摂動分布関数に関する情報を提供します。$M_\nu=0.15$~eVモデルをさまざまなN体シミュレーション手法と比較すると、$k\leq3k_\mathrm{FS}=0.17~h/$Mpcについて$3\%$に一致することがわかります。$k\leq0.4~h/$Mpcの場合は$19\%$になります。$\Delta^2_\nu(k)$とその線形応答等価物との比率である強化係数は、$\Omega_{\nu,0}h^2$と最も強く相関しており、またクラスタリング振幅$\sigma_8$。さらに、非線形性により、フリーストリーミング制限のスケーリング$\partial\log(\Delta^2_\nu/\Delta^2_{\rmm})/\partial\log(M_\nu)$が線形性を超えて強化されます。値を4に設定すると、小規模ニュートリノ密度の$M_\nu$感度が増加します。
銀河ガスとのクーロン的相互作用による暗黒物質サブハロー蒸発
クーロン様相互作用は通常、$\sigma=\sigma_0v^{-4}$の速度依存性を持つ断面積スケールを持ちます。わずかに帯電した暗黒物質とイオン化した粒子の間の運動量伝達率は、低速では大幅に増加し、小型の暗黒物質の過密度に対して顕著な蒸発効果をもたらします。我々は、サブハローが天の川銀河円盤近くの高温ガスに遭遇したとき、その生存のためにクーロン状の散乱強度に厳しい制限が課される可能性があることを示した。$M<10^5M_\odot$サブハローが銀河の中心からキロパーセクの距離で存続し、暗黒物質の質量がサブGeV範囲にある場合、蒸発限界は現在の限界よりも1桁強くなります。宇宙マイクロ波背景放射とバリオン音響振動データ。また、我々の限界を電子反跳直接検出断面積に解釈し、直接検出実験と比較して、蒸発効果がサブMeV暗黒物質のクーロン様相互作用に対するより強い制約をもたらす可能性があることを示す。
| Title |
Probing_primordial_black_holes_at_high_redshift_with_future_gravitational_wave_detector |
| Authors |
Paolo_Marcoccia,_Germano_Nardini,_Mauro_Pieroni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11760 |
私たちは、LVK共同研究によって推定された恒星起源ブラックホール連星(SOBHB)集団に埋もれた潜在的な原始ブラックホール連星(PBHB)集団の検出見通しを分析します。さまざまなPBHB人口シナリオと将来のいくつかの重力波(GW)検出器を検討します。PBHB成分をSOBHB成分から分離するために、PBHBの合併率は、高赤方偏移ではSOBHBの合併率ほど低下しないという予測を利用します。ただし、個別に解決できるのはPBHBイベントのほんの一部だけであり、閾値以下のイベントでは検出できない確率的GWバックグラウンド(SGWB)が発生する可能性があります。この理由から、我々は、将来の地球上の検出器で見られる解決可能なイベントの数とLISAで測定されたSGWBのPBHB寄与の統計的有意性を決定します。これらのプローブ間の相乗効果が、かなりの量のPBHB集団が存在するかどうかを評価するのに一貫して役立つことがわかりました。
ピノキオでの nDGP 重力の実装
| Title |
An_implementation_of_nDGP_gravity_in_Pinocchio |
| Authors |
Yanling_Song,_Bin_Hu,_Chengzong_Ruan,_Chiara_Moretti,_Pierluigi_Monaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11840 |
この論文では、PINOCCHIOアルゴリズムを使用して、Dvali-Gabadadze-Porrati(nDGP)モデルの正常分岐における暗黒物質構造の形成を調査します。まず、nDGPモデルの2次ラグランジュ摂動理論を提示します。これは、nDGPの1次および2次の成長関数が{\Lambda}CDMの成長関数よりも大きいことを示します。次に、nDGPにおける楕円体崩壊のダイナミクスを調べます。nDGPは、重力相互作用の強化により{\Lambda}CDMと比較して加速されます。512Mpc/hのボックスサイズおよび1024*1024*1024粒子でnDGP-PINOCCHIOコードを実行し、ハローパワースペクトルおよびハロー質量関数を含む出力ハローカタログの統計的特性を分析します。校正済みのPINOCCHIOハローパワースペクトルは、赤方偏移z=0での共動波数範囲k<0.3(h/Mpc)でN体シミュレーションと5%以内で一致します。この一致は、より高い赤方偏移ではより小さなスケールに拡張されます。累積ハロー質量関数の場合、N-bodyとPINOCCHIOの間の一致もシミュレーション散乱内にあります。
重力波によるブラックホール連星系の最近の検出を動機として、この論文では、数太陽質量から数百太陽質量までの質量を持つ原始ブラックホール(PBH)を観測するための2つの相補的なチャネルについて議論します。まず、天体物理学的ブラックホール集団と仮説的な原始ブラックホール集団を別々に調べ、ガス降着の過程で放出される電磁放射を通じて天の川銀河内のブラックホールを検出する可能性を検討します。私たちは、放射フィードバックを考慮できる最先端の降着モデルを採用しています。私たちの発見は、銀河中心付近で天体物理学的に孤立したブラックホールの検出が目前に迫っていることを示唆しています。この予測に関連する不確実性について完全なパラメトリック研究を実行します。次に、同じチャネルを介してPBH存在量の制限に移り、モデリングの不確実性を考慮すると、既存の限界が大幅に緩和される可能性があることがわかりました。宇宙の熱履歴によって引き起こされるPBH質量関数が考慮されます。後半では重力波の観測に移ります。現在のデータの可能性のある原始信号から天体物理学的背景を解きほぐす可能性は、両方の集団の特性に関する大きな理論的不確実性によって妨げられています。しかし、第3世代の重力波検出器は、天体物理学的背景が存在しないと予想される暗黒時代までの合体を検出できるようになります。模擬データの生成と分析を通じて、イベント距離の測定のみに基づいて、PBHのサブドミナント集団を特定し、それを天体物理学的集団から解きほぐすアインシュタイン望遠鏡(ET)の能力を評価します。PBHが暗黒物質の$10^5$の少なくとも約1部分を構成している場合、ETはPBHの存在量を検出して抑制できるはずであることがわかりました。
| Title |
Taxonomic_analysis_of_asteroids_with_artificial_neural_networks |
| Authors |
Nanping_Luo,_Xiaobin_Wang,_Shenghong_Gu,_Antti_Penttil\"a,_Karri_Muinonen,_Yisi_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10954 |
私たちは可視および/または赤外分光法を使用して小惑星の表面組成を研究します。たとえば、小惑星の分類は、可視および近赤外線の波長におけるスペクトル特徴または複数の色指数に基づいています。小惑星の構成は、その起源と進化を理解するための重要な情報を与えます。しかし、地上の観測機器には限界があるため、微光小惑星の組成情報は不足しています。近い将来、中国宇宙測量望遠鏡(CSST)は、それぞれ25等と23等より明るい見かけの等級の小惑星の複数の色と分光データを提供する予定です。CSST分光データの分析を目的として、人工ニューラルネットワーク(ANN)を使用したアルゴリズムを適用し、CSSTの調査モジュールの設計に従って小惑星分類のための予備分類モデルを確立しました。SMASSIIスペクトルとBus-Binzel分類システムを使用して、5つの個別のANNで構成されるANN分類ツールが構築され、この分類システムの精度は92%以上です。当社のANNツールの最初のアプリケーションとして、中国国立天文台の興隆観測点(天文台コード327)にある2.16m望遠鏡を使用して2006年と2007年に当社が取得した42個の小惑星の64個のスペクトルが分析されました。ANNツールを使用してこれらのスペクトルの予測されたラベルは、既知の分類学的ラベルと比較した場合、合理的であることがわかります。精度と安定性を考慮すると、当社のANNツールは将来、CSST小惑星スペクトルの解析に適用できる可能性があります。
月やその外からのジルコン粒子の 176Lu-176Hf 分析方法
| Title |
Methodologies_for_176Lu-176Hf_Analysis_of_Zircon_Grains_from_the_Moon_and_Beyond |
| Authors |
Xi_Chen,_Nicolas_Dauphas,_Zhe_J._Zhang,_Blair_Schoene,_Melanie_Barboni,_Ingo_Leya,_Junjun_Zhang,_Dawid_Szymanowski,_Kevin_D._McKeegan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11152 |
ジルコンは、月、火星、およびいくつかの分化した隕石の母天体からの地球外の岩石で見つかります。これらのジルコンは希少で、多くの場合サイズが小さく、宇宙線曝露によって引き起こされる中性子捕獲の影響を受けています。176Lu-176Hf崩壊系を月などの惑星からのジルコンに適用すると、月のマグマオーシャンの結晶化などの大規模な分化過程の年代を確立するのに役立ちます。ここでは、化学研磨後にID-TIMSU-Pbを使用して年代測定された地球外ジルコンのHfの同位体組成を測定する方法を紹介します。将来の同位体分析のために未使用のZr画分を保存しながら、ZrからHfを分離する2段階の溶出スキームを導入します。中性子捕獲の効果も、最新の熱中性子捕獲断面積と外熱共鳴積分を使用して再検査されます。私たちのテストでは、Hf同位体分析の精度が理論的に達成可能な精度に近いことが示されています。我々はこの方法を、アポロ計画によって持ち帰られた月の岩石の限られたセットのジルコン粒子（月の土壌14163、断片的なポリミクト角礫岩72275、および砕屑に富んだ角礫岩14321）に対してテストしました。モデルの年代は以前に報告された値と一致していますが、分析されたのはほんの一握りの小さなジルコン（3つのサンプルから5つのジルコン）だけであるため、月のマグマオーシャンの結晶化の年代を評価するにはさらなる研究が必要であり、分析の精度は次の方法で改善できる可能性があります。より多くのより大きな月のジルコン粒子を測定しています。
2015年7月10日にチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星上のアスワンの崖が崩壊しました。これにより、深さ約12mの比較的原始的な彗星の物質が表面に露出しました。マイクロ波機器ロゼッタ/MIROによる崩壊現場の観察は、崩壊の8か月前と崩壊後5、7、11か月にわたって収集されました。MIROデータは、熱物理モデルと放射伝達モデルを使用して分析されます。崩壊前の観測結果は、少なくとも3cmの厚さを持つ30MKSの熱慣性ダストマントルと一致しています。崩壊後のデータは以下と一致しています:1)塵/水-氷の質量比は0.9$\pm$0.5、モル$\mathrm{CO_2}$存在量は水に対して約30パーセント。2)〜7か月後に数ミリメートルまたはその数分の1の厚さのダストマントルが形成される。3)$\mathrm{CO_2}$の氷昇華フロントは0.4cmで、2.0cmまで後退し、その後20$\pm$6cmまで後退しました。4)10-45MKSの範囲の熱慣性。5)ガス拡散率が$0.1\,\mathrm{m^2\,s^{-1}}$から$0.001\,\mathrm{m^2\,s^{-1}}$に減少しました。6)固体温室効果が部分的に存在する。このデータと分析は、氷が豊富な彗星物質が太陽熱にさらされたときにどのように老化し、進化するのかを初めて経験的に垣間見ることができる。
瓦礫の山のダイナミクスに対する粒子形状の影響をモデル化するための効率的な数値アプローチ
| Title |
An_efficient_numerical_approach_to_modeling_the_effects_of_particle_shape_on_rubble-pile_dynamics |
| Authors |
Julian_C._Marohnic,_Joseph_V._DeMartini,_Derek_C._Richardson,_Yun_Zhang,_Kevin_J._Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11322 |
高解像度N体離散要素法(DEM)シミュレーションに非球形構成要素を含めるアプローチを紹介します。結合した球で構成される集合体を使用して、非球形コンポーネントをモデル化します。この方法はより一般的に適用できますが、既存のNボディコードpkdgravでの実装について詳しく説明します。非球形の粒子は、球と比較して追加のせん断強度と流動抵抗を与えることが長い間認識されてきました。その結果、瓦礫の山の小惑星もこれらの特性を示し、理想化された球体で構成される同等の瓦礫の山とは異なる動作をする可能性があると我々は予想しています。球形粒子はいくつかの重大な技術的課題を回避するため、ほとんどのDEM重力コードは球形粒子のみを使用するか、比較的低い解像度に限定されてきました。また、DEM重力コードの中でpkdgravの既存の最先端の計算効率を基盤として、非球形粒子のパフォーマンスを向上させるために行われた取り組みについても説明します。これにより、pkdgravのツリー実装と並列化によってもたらされる効率を維持しながら、非球形の形状を追加することができます。テストとして、25,000個の非球体の重力崩壊を並行してシミュレートしました。この場合、効率の向上により、単純な実装と比較して速度がほぼ3倍向上しました。これらの機能強化がなければ、非球形コンポーネントを使用した大規模な実行は依然として法外なコストがかかることになります。最後に、YORP効果によるスピンアップ、潮汐遭遇、ブラジルナッツ効果など、いくつかの小規模テストの結果を紹介します。すべての場合において、非球形の構成要素を含めることがシミュレーション結果に測定可能な影響を与えることがわかります。
巨大衝突後の極端なデブリ円盤を維持する微惑星
| Title |
Post-Giant_Impact_Planetesimals_Sustaining_Extreme_Debris_Disks |
| Authors |
Lewis_Watt,_Zo\"e_M._Leinhardt,_Philip_J._Carter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11376 |
極端なデブリ円盤は、巨大衝突で生成された小さな粒子の進化と消滅を通じて短期的な挙動を示す可能性があり、巨大衝突噴出物から形成された微惑星集団によって引き起こされる長期変動の可能性もあります。この論文では、微惑星が密集した円盤が、観測された小さな粒子を含む極端なデブリ円盤にどのように供給できるかを説明する数値シミュレーションの結果を示します。私たちは、微惑星集団を形成する元となる巨大衝突のサンプルをシミュレートしました。次に、$N$-bodyコード{\scRebound}を使用して、微惑星を空間的および衝突的に進化させます。我々は、壊滅的な破壊閾値$V^*$の2倍を超える相互衝突速度を持つ微惑星間の破壊的衝突を定義する、単純化した衝突基準を採用します。いくつかの構成では、微惑星が密集した円盤が、観測可能な円盤を維持するためにかなりの量の塵を生成する可能性があることがわかりました。巨大衝突が発生する長半径は、観察された円盤に追加される質量を大幅に変化させますが、衝突の方向はあまり影響しません。衝突点での衝突率が時間の経過とともにどのように変化するかを決定し、長半径と方向の変化によってのみ円盤の初期衝突率が変化することを示します。すべてのディスクの衝突率は同様の速度で変化します。
木星の表面と深部の帯状風が高度の重力モーメントによって明らかになった
| Title |
Strong_resemblance_between_surface_and_deep_zonal_winds_inside_Jupiter_revealed_by_high-degree_gravity_moments |
| Authors |
Hao_Cao,_Jeremy_Bloxham,_Ryan_S._Park,_Burkhard_Militzer,_Rakesh_K._Yadav,_Laura_Kulowski,_David_J._Stevenson,_Scott_J._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11494 |
木星の大気内部は、背景の急速な回転の影響を強く受けた結合流体力学系です。目に見える大気は100m/s程度の東西の帯状風を特徴としていますが(Tollefsonetal.2017)、ダイナモ領域の帯状の流れはかなり遅く、1cm/s以下のオーダーです。最新の磁気経年変動解析(Bloxhametal.2022)。帯状流の垂直方向のプロファイルとその根底にあるメカニズムは依然として解明されていません。最新のジュノー電波追跡測定により、木星の重力場を球面調和次数40まで導出することができました。ここでは、最新の重力ソリューションを使用して、緯度プロファイルに関するアプリオリな仮定をせずに木星の深層帯風を再構築します。私たちが再構築した深帯風のパターンは、赤道から$\pm$緯度35度以内の表面風、特に赤道外北部ジェット(NOEJ)と赤道外南部ジェット(SOEJ)のパターンに非常に似ています(Kulowski)他、2021)。再構成では、ジュノーの軌道が南北非対称であるため、南半球では不確実性が大きくなっていることが特徴です。再構成された深部NOEJの振幅は、風が深さ約2500kmで打ち切られた場合には地表風の振幅と一致し、打ち切り深さが約1500kmまで減少すると表面風の振幅の2倍になります。私たちの分析は、表面帯状風の顕著な部分が水雲層よりもかなり深い木星の内部にまで広がっているという物理的な状況を裏付けています。
ルーシー木星のトロイの木馬フライバイターゲットの JWST 近赤外分光法: OH 吸収、脂肪族有機物、CO$_{2}$ の証拠
| Title |
JWST_near-infrared_spectroscopy_of_the_Lucy_Jupiter_Trojan_flyby_targets:_Evidence_for_OH_absorption,_aliphatic_organics,_and_CO$_{2}$ |
| Authors |
Ian_Wong,_Michael_E._Brown,_Joshua_P._Emery,_Richard_P._Binzel,_William_M._Grundy,_Simone_Marchi,_Audrey_C._Martin,_Keith_S._Noll_and_Jessica_M._Sunshine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11531 |
我々は、ルーシー宇宙船が訪問する5つの木星トロヤ群、パトロクロス、メノエティウス連星、エウリバテス、オルス、レウカス、ポリメレのJWST/NIRSpec観測を紹介する。測定された1.7-5.3$\μ$mの反射率スペクトルは、スペクトル分解能、信号対雑音比、波長範囲の点でこれまでの地上分光法を大幅に上回り、いくつかの異なる吸収特性を明らかにしました。我々は、3$\μ$mを中心とする幅広いOHバンドを確実に検出しました。これは、赤みの少ない天体であるエウリュバテス、パトロクロス・メノエティウス、およびポリメレで最も顕著です。脂肪族有機物を示す3.3～3.6$\μ$mでの追加の吸収は、赤色の物体OrusとLeucusでは体系的により深くなります。衝突破片ユーリベーツは、4.25$\μ$mに吸収バンドを示す点で独特であり、これは結合または捕捉されたCO$_2$(クラスレートなど)によるものと考えられます。他の太陽系小天体との比較により、トロヤ群の2.7～3.6$\mu$mバンドに広範な類似点があり、ケンタウロス、カイパーベルト天体、活動小惑星238Pにも同様の特徴があることが明らかになりました。トロイの木馬が最初に太陽系の外側で形成されたと仮定する最近の太陽系進化モデルの文脈では、カイパーベルト天体に比べてトロイの木馬における2.7-3.6$\mu$mの吸収の大幅な減衰は、二次的な影響の結果である可能性があります。木星地域の高温でのトロイの木馬の表面の熱処理。ユーリバテスの若い表面に現れたCO$_2$バンドは、CO$_2$がトロイの木馬の大部分の組成の主要な構成要素である可能性があることを示唆していますが、それは地下またはより深い内部に存在し、太陽系から形成された耐火物によってほとんど隠されています。内部への移動中に活性化された熱物理学的プロセス。
ボライドの迎撃?
地球と隕石または彗星の間の衝突の可能性をテーマにした文献のレビューを紹介します。我々は、十分なエネルギーが関与する場合の全体的な影響を強調します。我々は、衝突型衝突物の物理化学的性質に適応した人間の行動のいくつかのタイプを提案します。
実験室実験に基づく赤外線 VIRTIS/Rosetta データからの彗星 67P/C-G 表面上のアンモニウム塩の同定。意味と展望
| Title |
Identification_of_Ammonium_Salts_on_Comet_67P/C-G_Surface_from_Infrared_VIRTIS/Rosetta_Data_Based_on_Laboratory_Experiments._Implications_and_Perspectives |
| Authors |
Olivier_Poch_(IPAG),_Istiqomah_Istiqomah_(IPAG),_Eric_Quirico_(IPAG),_Pierre_Beck_(IPAG),_Bernard_Schmitt_(IPAG),_Patrice_Theul\'e,_Alexandre_Faure_(IPAG),_Pierre_Hily-Blant_(IPAG),_Lydie_Bonal_(IPAG),_Andrea_Raponi,_Mauro_Ciarniello,_Batiste_Rousseau_(IPAG),_Sandra_Potin_(IPAG),_Olivier_Brissaud_(IPAG),_Laur\`ene_Flandinet_(IPAG),_Gianrico_Filacchione,_Antoine_Pommerol,_Nicolas_Thomas,_David_Kappel,_Vito_Mennella,_Lyuba_Moroz,_Vassilissa_Vinogradoff,_Gabriele_Arnold,_St\'ephane_Erard,_Dominique_Bockel\'ee-Morvan,_C\'edric_Leyrat,_Fabrizio_Capaccioni,_Maria_Cristina_de_Sanctis,_Andrea_Longobardo,_Francesca_Mancarella,_Ernesto_Palomba,_Federico_Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11712 |
67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の核は、3.2$\mu$m付近の幅広いスペクトル反射率の特徴を示しており、これは表面のすべてのスペクトルに遍在していますが、その帰属は発見以来依然として解明されていません。実験室での実験に基づいて、この吸収特性のほとんどは、暗い表面物質と混合されたアンモニウム(NH4+)塩によるものであることがわかりました。バンドの深さは、彗星の窒素の主要な貯蔵庫である半揮発性アンモニウム塩と一致しており、これは耐火性有機物や揮発性種よりも優勢である可能性がある。したがって、これらの塩は、長年探し求められてきた彗星の窒素貯蔵庫を代表するものである可能性があり、その窒素と炭素の比率を太陽の値と一致させる可能性がある。さらに、いくつかの小惑星の反射率スペクトルは、それらの表面のNH4+塩の存在と一致します。このような塩、および小惑星、彗星、そしておそらくは原始星の環境上にそのような塩や他のNH4+を含む化合物が存在することは、NH4+が氷、鉱物、有機物における窒素の取り込みと変換のさまざまな段階でのトレーサーである可能性があることを示唆しています。太陽系の形成。
TNG L の GAPS プログラム - TOI-4515 b: 年齢 1.2 年の G 星の周りを周回する偏心した暖かい木星
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_L_-_TOI-4515_b:_An_eccentric_warm_Jupiter_orbiting_a_1.2_Gyr-old_G-star |
| Authors |
I._Carleo,_L._Malavolta,_S._Desidera,_D._Nardiello,_S._Wang,_D._Turrini,_A._F._Lanza,_M._Baratella,_F._Marzari,_S._Benatti,_K._Biazzo,_A._Bieryla,_R._Brahm,_M._Bonavita,_K._A._Collins,_C._Hellier,_D._Locci,_M._J._Hobson,_A._Maggio,_G._Mantovan,_S._Messina_M._Pinamonti,_J._E._Rodriguez,_A._Sozzetti,_K._Stassun,_X._Y._Wang,_C._Ziegler,_M._Damasso,_P._Giacobbe,_F._Murgas,_H._Parviainen,_G._Andreuzzi,_K._Barkaoui,_P._Berlind,_A._Bignamini,_F._Borsa,_C._Brice\~no,_M._Brogi,_L._Cabona,_M._L._Calkins,_R._Capuzzo-Dolcetta,_M._Cecconi,_K._D._Colon,_R._Cosentino,_D._Dragomir,_G._A._Esquerdo,_T._Henning,_A._Ghedina,_R._F._Goeke,_R._Gratton,_F._Grau_Horta,_A._F._Gupta,_J._M._Jenkins,_A._Jord\'an,_C._Knapic,_D._W._Latham,_I._Mireles,_N._Law,_V._Lorenzi,_M._B._Lund,_J._Maldonado,_A._W._Mann,_E._Molinari,_E._Pall\'e,_M._Paegert,_M._Pedani,_S._N._Quinn,_G._Scandariato,_S._Seager,_J._N._Winn,_B._Wohler,_and_T._Zingales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11903 |
コンテクスト。接近した巨大惑星の起源と特性を説明するためにさまざまな理論が開発されてきましたが、そのどれも単独で暖かい木星の特性のすべてを説明することはできません(WJ、ポーブ=10～200日)。WJの最も興味深い特徴の1つは、軌道離心率が広範囲に及ぶことであり、その形成と進化についての私たちの理解に疑問を投げかけています。目的。これらのシステムの研究は、形成と進化の理論に制約を加えるために非常に重要です。TESSは、分光学的追跡研究が可能になるのに十分な明るさの星の周囲を通過するWJの重要なサンプルを提供しています。方法。我々は、GAPSプロジェクトの一環として、高解像度分光器HARPS-Nを使用して、TESS候補TOI-4515bの動径速度(RV)追跡調査を実施しました。その目的は、若い巨大惑星の特徴を明らかにすることです。TRESおよびFEROS分光器。次に、この惑星系を完全に特徴付けるために、HARPS-N、TRES、FEROS、およびTESSデータの共同解析を実行しました。結果。TOI-4515bは、年齢1.2回転のG星を周回し、公転周期Pb=15.266446+-0.000013日、質量Mb=2.01+-0.05MJ、半径Rb=1.09+-であることがわかりました。0.04RJ。また、離心率e=0.46+-0.01であることがわかり、この惑星は離心率の高い軌道を持つWJの中に位置します。追加の伴星は検出されていないため、この高い離心率は過去の激しい散乱現象の結果である可能性があります。
木星の極低気圧の西方向への移動を重心アプローチで説明
| Title |
The_westward_drift_of_Jupiter's_polar_cyclones_explained_by_a_center-of-mass_approach |
| Authors |
Nimrod_Gavriel_and_Yohai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11917 |
2016年にジュノー探査機が木星の周りを初めて周回したとき、複数のサイクロンの対称構造がその後5年間にわたって安定していたことが明らかになりました。個々の低気圧の軌道は、両極の周りで一貫して西向きの周極運動を示していました。この論文では、ベータドリフトの概念と「質量中心」アプローチを使用して、この傾向を説明することを提案します。グループとしてのこれらの低気圧の動きは、ベータドリフトによって極方向と西方向に継続的に押され、個々の低気圧の西方向への動きを具体化した、同等の唯一の低気圧によって表現できることを提案します。我々は、2Dモデルのシミュレーションと観測証拠によってこの仮説を裏付け、この西向き移動のメカニズムを実証しました。この研究は、これらの低気圧の側面が渦度勾配の力からどのように生じるかを明らかにした以前の研究と一貫して結合しており、木星の極低気圧の物理的性質に光を当てています。
DART-ディモルフォス衝突の紫外から近赤外までの観測
| Title |
UV_to_near-IR_observations_of_the_DART-Dimorphos_collision |
| Authors |
E._O._Ofek,_D._Kushnir,_D._Polishook,_E._Waxman,_A._Tohuvavohu,_S._Ben-Ami,_B._Katz,_O._Gnat,_N._L._Strotjohann,_E._Segre,_A._Blumenzweig,_Y._Sofer-Rimalt,_O._Yaron,_A._Gal-Yam,_Y._Shvartzvald,_M._Engel,_S._B._Cenko,_O._Hershko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12007 |
ディモルフォスによる二重小惑星リダイレクションテスト（DART）探査機の影響により、運動量伝達、噴出物の特性、太陽系におけるそのような現象の可視性など、小惑星衝突物理学を研究することができます。紫外(UV)、可視光、近赤外(IR)の波長におけるDARTの影響の観察結果を報告します。この観察は、噴出物の少なくとも2つの別個の成分、つまり高速成分と低速成分の存在を裏付けています。高速噴出成分は気相で構成され、約1.6km/sで移動し、質量は<10^4kgです。高速噴出物は紫外光や可視光では検出されるが、近赤外$z$バンド観測では検出されない。簡略化された光学厚さモデルをこれらの観察に当てはめることにより、散乱効率やガスの不透明度など、高速噴出物の特性の一部を制限することができます。遅い噴出物成分は、最大約10m/sの典型的な速度で移動します。それは、観測者の方向で10^-3程度の散乱効率と総質量約10^6kgを持つマイクロメートルサイズの粒子で構成されています。遅い噴出物中のより大きな粒子は、そのサイズが~1mmから~1mの範囲にあると考えられており、衝突前のディディモス系よりも散乱効率が高いと考えられます。
$z$~1 の小型銀河グループでの高速無線バースト
| Title |
A_Fast_Radio_Burst_in_a_Compact_Galaxy_Group_at_$z$~1 |
| Authors |
Alexa_C._Gordon_(Northwestern/CIERA),_Wen-fai_Fong,_Sunil_Simha,_Yuxin_Dong,_Charles_D._Kilpatrick,_Adam_T._Deller,_Stuart_D._Ryder,_Tarraneh_Eftekhari,_Marcin_Glowacki,_Lachlan_Marnoch,_August_R._Muller,_Anya_E._Nugent,_Antonella_Palmese,_J._Xavier_Prochaska,_Marc_Rafelski,_Ryan_M._Shannon,_Nicolas_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10815 |
FRB20220610Aは、高赤方偏移の高速無線バースト(FRB)であり、繰り返しは観察されていません。ここでは、FRB20220610Aの領域のレストフレームUVおよび光学$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$観測を紹介します。この画像では7つの拡張源が明らかになり、そのうちの1つが$z$=1.017の分光赤方偏移を持つ最も可能性の高い主銀河であると特定されました。少なくとも3つの追加の源が同じ赤方偏移にあることを分光学的に確認し、この系がグループのメンバー間の相互作用の可能性のある兆候を伴うコンパクトな銀河グループであることを特定しました。FRB20220610Aの主星は、星の質量が$\およそ10^{9.7}\,M_{\odot}$、質量加重年齢が$\およそ2.6$~Gyr、そして星を持つ星形成銀河であると決定されます。形成率(過去100億円で統合)$\およそ1.7$~M$_{\odot}$~yr$^{-1}$。これらのホストの特性は、z~1における星形成野銀河の集団と一致しており、それらの特性は低$z$FRBホストの集団と同様に追跡されます。銀河群の恒星の総質量の推定値に基づいて、群内媒質$\約110-220$$\rmpc\,cm^{-3}から観測された分散測定(DM)への基準寄与を計算します。$(残りフレーム)。これにより、$500^{+272}_{-109}$$\rmpc\,cm^{-3}$(オブザーバーフレーム内)の大幅な超過が残り、追加のDMソースはおそらくサーカンバースト環境から発生します。ホスト銀河の星間物質、および/または視線に沿った前景構造。コンパクトな銀河群の出現率が低いことを考慮すると、このような銀河群でのFRBの発見は、FRBが発生する可能性のある稀で新しい環境であることを示しています。
銀河形成の磁気流体力学シミュレーションのための新しい星形成レシピ
| Title |
A_new_star_formation_recipe_for_magneto-hydrodynamics_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Eden_Girma_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10826 |
星の形成は、世界的には低いものの局所的に異なる効率で起こることが観察されています。そのため、数値シミュレーションで星形成を正確に捉えるには、その小規模な変動と大規模な特性の両方を再現できるメカニズムが必要です。磁場は乱流星間物質(ISM)内で重要な役割を果たし、分子雲の崩壊に影響を与えると考えられています。しかし、星形成の磁化モデルが銀河の進化にどのような影響を与えるのかについては、まだ十分に調査されていない。磁場に依存するサブグリッド星形成レシピの新しいモデルを提案します。コードRAMSESを使用して、孤立円盤銀河シミュレーションを実行し、星形成の制御への影響を評価します。既存の数値手法に基づいて、私たちのモデルは、サブパーセクスケールで一定のアルフエン速度を仮定して、サブグリッド磁化ISM乱流の局所的特性から星形成効率を導き出します。磁化されていないものと比較して、私たちの星形成モデルは初期のスターバーストを2分の1に抑制しますが、その後の星形成は$\sim1~M_{\odot}~\mathrm{yr}のほぼ一定の速度に制御されます。^{-1}$。磁化された星形成モデルの浅いべき乗則指数では、局所的なシュミット則にも違いが生じます。私たちの結果は、星や銀河の形成を理解する上で磁場が重要な役割を果たしている可能性があるという概念をさらに検討することを奨励します。
宇宙正午のライマン アルファ I: ブロードバンド イメージングによる z ~ 2-3 ライマン ブレーク銀河の Ly-alpha スペクトル タイプの選択
| Title |
Lyman-alpha_at_Cosmic_Noon_I:_Ly-alpha_Spectral_Type_Selection_of_z_~_2-3_Lyman_Break_Galaxies_with_Broadband_Imaging |
| Authors |
Garry_Foran,_Jeff_Cooke,_Naveen_Reddy,_Charles_Steidle_and_Alice_Shapley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10985 |
高赤方偏移のライマンブレーク銀河(LBG)は、わずか3つの広帯域フィルターを使用して深部画像から効率的に選択され、ライマンアルファに関連する複数の固有の小規模から大規模な環境特性を持つことが示されています。この論文では、正味ライマンアルファ等価幅(正味LyaEW)とz~2におけるLBGの光学広帯域測光特性との間の統計的関係を実証します。吸収における正味LyaEWが最も強いLBG(aLBG)と放出における正味LyaEW(eLBG)が最も強いLBGは、$(U_n-R)$カラーと$R$バンド振幅空間において重複するが離散的な分布に分離することを示します。この分離動作を使用して、わずか3つの広帯域光フィルタからのデータを使用して、所望のLyaスペクトルタイプを持つサブサンプルを選択できる測光基準を決定します。我々は、数百から数千Mpcにわたる数億のLBGを選択し、Lyaスペクトル情報を取得するための分光追跡が法外な、現在および将来の大規模な全天測光調査にこの結果を適用することを提案します。この目的のために、正味のLyaEWに基づいて四分位に分割された798個のLBGのサンプルから得られた複合スペクトルの分光測光を使用して、$ugri$ブロードバンドを使用してz~3LBGのLya吸収およびLya放出集団の選択基準を計算します。ベラルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)からの測光データ。
雲の中心近くの回転円盤内の自己重力ポリトロピック乱流流体の密度プロファイル
| Title |
Density_profile_of_a_self-gravitating_polytropic_turbulent_fluid_in_a_rotating_disk_near_to_the_cloud_core |
| Authors |
S._Donkov,_I._Zh._Stefanov,_T._V._Veltchev,_R._S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11002 |
自己重力ポリトロピック円筒対称で回転する乱流ガス円盤の密度プロファイルに関する2つの方程式(2つの異なるアプローチから得たもの)を取得します。採用された物理的な画像は、ガスの状態方程式が等温（雲の外側層）から「硬いポリトロープ」の1つに変化し、対称性が球形から円筒形に変化する、雲の核に近い状態を記述するのに適切です。定常状態を仮定すると、降着物質がすべての空間スケールを通過するため、単位質量あたりの総エネルギーが流体の流れに関して不変であることを示します。得られた方程式は、流体要素の運動エネルギー、熱エネルギー、重力エネルギーのバランスを表します。また、密度プロファイル解を(べき乗則形式で)近似する方法も導入し、3つの異なる領域の出現につながります。流体要素の運動の動的解析も適用します。2つのアプローチ(エネルギーと力のバランス)に従っているのは1つの体制だけです。これは、重力が熱圧力によって均衡しているときの、傾き-2、ポリトロープ指数3/2、および円盤のサブケプラー回転の密度プロファイルに対応します。また、これはいくつかの観測や数値研究とも一致し、特に、密な自己重力雲領域の密度分布関数の2番目のべき乗則の尾部(傾きが約-1の)につながります。
銀河合体で観測されたイオン化ガスの流出速度に対する塵の消滅の明らかな影響
この研究では、観測された流出ガスの速度と塵の消滅の見かけの影響との関係に特に焦点を当てて、銀河合体の後期段階における光イオン化流出を調べます。銀河合体シミュレーションにはN体/平滑粒子流体力学(SPH)コードASURAを使用しました。これらのシミュレーションは、10$^8$M$_\odot$の超大質量ブラックホール(SMBH)と30\%と10\%のガス部分を特徴とする同一銀河の合体に焦点を当てました。シミュレーションデータから、AGN駆動のイオン化流出ガスの速度と速度分散図を導き出しました。私たちの研究結果は、銀河合体の後期段階では500kms$^{-1}$以上の速度分散を持つ高速流出が観察される可能性があることを示している。特に、埋設型AGNでは、ダスト消滅の明らかな影響により、光度加重流出速度と速度分散の両方が増加します。これらの効果により、ガス分率が高いモデルでは、速度-速度分散図に顕著な青方偏移の傾きが表示されます。重要なことは、この傾きはAGNの明るさの影響を受けず、塵の消滅による観測上の影響から現れることです。私たちの結果は、埋没AGNで観測された1000kms$^{-1}$を超える高速\OIII流出が、ガスが豊富な銀河合体の後期段階で起こる塵の絶滅に関連している可能性があることを示唆している。
G213.0$-$0.6、真の超新星残骸、それとも単なる HII 領域?
| Title |
G213.0$-$0.6,_a_true_supernova_remnant_or_just_an_HII_region? |
| Authors |
X._Y._Gao,_C._J._Wu,_X._H._Sun,_W._Reich,_J._L._Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11277 |
G213.0$-$0.6は、銀河面の反中心領域に位置する微かな拡張光源です。殻状の形態、急峻な電波連続スペクトル、および[SII]/H$\alpha$の高い比に基づいて、殻型超新星残骸(SNR)として分類されています。大空多物体ファイバー分光望遠鏡によって最近観測されたH$\alpha$、[SII]、および[NII]の新しい輝線データにより、[SII]/H$\alpha$の比がおよび[NII]/H$\alpha$が再評価されます。以前に報告された値よりも低い値により、G213.0$～$0.6はSNR-HII領域分類の境界線付近になります。多周波数連続電波データを用いて、G213.0$-$0.6の領域における急峻なスペクトルのシンクロトロンと平坦なスペクトルの熱自由放射を分解します。G213.0$-$0.6は、シェル型SNRの特性と矛盾する平坦なスペクトルを示すことがわかります。このような結果は、863MHz、1.4GHz、および4.8GHzのデータ間で作成されたTTプロットによってさらに確認されます。光連続体と無線連続体の両方で抽出された証拠を組み合わせると、G213.0$-$0.6はおそらくSNRではなく、代わりにHII領域であると主張します。H$\alpha$フィラメントに関連する$V_{LSR}$は、ペルセウス腕内でG213.0$-$0.6を約1.9kpc離れた位置に配置します。
天の川衛星の共回転について: LMC質量衛星は外側のハロートレーサーに見かけの動きを誘発する
| Title |
On_the_co-rotation_of_Milky_Way_satellites:_LMC-mass_satellites_induce_apparent_motions_in_outer_halo_tracers |
| Authors |
Nicolas_Garavito-Camargo,_Adrian_M._Price-Whelan,_Jenna_Samuel,_Emily_C._Cunningham,_Ekta_Patel,_Andrew_Wetzel,_Kathryn_V._Johnston,_Arpit_Arora,_Robyn_E._Sanderson,_Lehman_Garrison,_and_Danny_Horta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11359 |
天の川銀河(MW)の周りで観察されるような、衛星銀河の共回転する薄い平面の形成の背後にある物理的メカニズムを理解することは、困難でした。大マゼラン雲(LMC)のような巨大な衛星銀河によって引き起こされる摂動は、この問題に対する貴重な洞察を提供します。LMCは、外側のハローに対してハローの内側の領域を移動させることによって、外側のハローに見かけの共回転運動を引き起こします。MW質量銀河のFIRE-2宇宙論シミュレーションのLatteスイートを使用して、大質量衛星の落下によって引き起こされる外側ハローの見かけの運動が、衛星を含む外側ハロートレーサーの観測された軌道極の分布を変化させることを確認した。二点角度相関関数を使用して軌道極の分布の変化を定量化し、すべての衛星が変化を誘発することを発見しました。ただし、30～100kpcの周心通路を持つ最も巨大な衛星は、最大の変化を引き起こします。最良のLMCのような衛星アナログは、軌道極の分布に最大の変化を示します。軌道極の分散は、最初の2つの周心円通過中に20{\deg}減少します。LMC型衛星で持ち込まれた衛星を除いても、軌道極のクラスタリングが存在します。これらの結果は、MWにおいて、LMCの最近の周心円通過により、観測された他のすべての衛星の軌道極の分布が変化したはずであることを示唆しています。したがって、MWを宇宙論的な文脈に位置づけようとする衛星の運動学的にコヒーレントな面の研究は、LMCのような巨大衛星の存在を説明する必要があります。
ALMA-ALPINE [CII] 調査: アルマ望遠鏡によって明らかにされた z~4.5 の 3 つの主系列銀河系のサブ kpc 形態
| Title |
The_ALMA-ALPINE_[CII]_survey:_sub-kpc_morphology_of_3_main-sequence_galaxy_systems_at_z~4.5_revealed_by_ALMA |
| Authors |
T._Devereaux,_P._Cassata,_E._Ibar,_C._Accard,_C._Guillaume,_M._B\'ethermin,_M._Dessauges-Zavadsky,_A.Faisst,_G._C._Jones,_A._Zanella,_S._Bardelli,_M._Boquien,_E._D'Onghia,_M._Giavalisco,_M._Ginolfi,_R._Gobat,_C._C._Hayward,_A._M._Koekemoer,_B._Lemaux,_G._Magdis,_H._Mendez-Hernandez,_J.Molina,_F._Pozzi,_M._Romano,_L._Tasca,_D._Vergani,_G._Zamorani_and_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11493 |
背景:赤方偏移6から赤方偏移$\およそ$4の銀河は、宇宙の正午に見られる低質量銀河からより成熟した大質量銀河に向かって急速に成長します。ガスの降着と合体による成長がこの進化を形作るのは間違いありませんが、現在、銀河の全体的な進化に対するこれらの各プロセスの寄与については多くの不確実性が存在します。さらに、分子気相における銀河の形態のこれまでの特徴付けは、以前の観測の解像度が粗かったために制限されていました。目的:この論文の目標は、バンド7の新しい高解像度ALMAデータを使用して、ALPINE調査から得られた$z\sim4.5$における3つの主系列システムの形態運動学特性を導き出すことです。以前は、3つの構成要素と2つの分散支配銀河からなる1つの合体として特徴付けられていました。方法:[CII]の強度マップ、速度マップ、位置-速度図、動径プロファイルを塵連続マップと組み合わせて使用し、3つのシステムの形態と運動学を分析します。}結果:一般に、高い効果が得られることがわかりました。-解像度のALMAデータは、より複雑な形態運動学的特性を明らかにします。我々は、ある銀河で相互作用によって引き起こされた塊を特定し、最近のシミュレーションで示唆されている内容と一致して、合体が銀河内の分子ガスに大きな影響を与えることを示した。これまで分散支配型として分類されていた銀河は、2つの明るい[CII]発光領域を示していることが判明しました。これらは銀河自体の合体銀河か大質量星形成領域のいずれかである可能性があります。他の分散が支配的な物体の高解像度データからも、これまで確認されていなかった[CII]の塊が明らかになりました。サンプル内では、拡散ガス領域に燃料を供給し、銀河周囲の物質を濃縮していると思われる、星形成による流出（または活動銀河核からの流出）も検出される可能性があります。
低金属量矮銀河 DDO 154 の 12CO と 13CO の観測
一酸化炭素(CO)強度から分子ガス質量への変換係数は、ガスと銀河の星形成との関係を理解する上で大きな不確実性の原因となります。特に、12+log(O/H)<8.0の環境では、CO同位体中に銀河が2つしか検出されていないため、低金属量環境における変換係数は依然としてわかりにくいままです。今回我々は、12+log(O/H)=7.67の低金属度の矮小不規則銀河であるDDO154の星形成領域に向けた12CO(J=1-0)と13CO(J=1-0)の観測を報告する。これは、以前の非検出をより高い角度および速度分解能で再観察したものです。顕著な放出は検出されなかった。関連する星形成から分子ガスの質量を推定することにより、DDO154の変換係数が天の川銀河の10^3倍を超えることがわかりました。あるいは、塵連続体の放出を使用して分子量を推定すると、換算係数は天の川銀河よりも少なくとも2桁大きくなります。これらの推定値は、この銀河内に大量のCO-暗黒分子ガスが存在することを意味します。
大質量星形成領域におけるNH2Dの空間分布
| Title |
Spatial_distribution_of_NH2D_in_massive_star-forming_regions |
| Authors |
Yuqiang_Li,_Junzhi_Wang,_Juan_Li,_Shu_Liu,_Kai_Yang,_Siqi_Zheng,_Zhe_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11534 |
NH$_2$Dとその物理環境の関係を理解するために、オルト-NH$_2$D$1_{11}^s-1_{01}^a$を85.9GHzで24銀河の後期大質量星に向けてマッピングしました。-ミリム電波天文学研究所(IRAM)の30メートル望遠鏡による領域の形成。Ortho-NH$_2$D$1_{11}^s-1_{01}^a$は24のソースのうち18で検出されました。高密度ガストレーサーとしてのH$^{13}$CN1-0の分布と無線再結合線H42$\alpha$、オルト-NH$_2$D$1_{11}^s-1_{01}の比較^a$は、これらのターゲット内に複雑かつ多様な空間分布を示します。18ターゲットのうち11ターゲットは、オルト-NH$_2$D$1_{11}^s-1_{01}^a$とH$^{13}$CN1-0の間で異なる分布を示しますが、有意な差はありませんこれら2つの線の間には、主に空間解像度と感度が限られているため、他の7つのソースでも見つかります。さらに、H42$\alpha$が若い大質量天体を追跡しているため、ortho-NH$_2$D$1_{11}^s-1_{01}^a$は、若い大質量天体の近くで比較的弱い発光を示しているようです。
z=4 にある巨大な静止銀河の原始銀河団
| Title |
A_proto-cluster_of_massive_quiescent_galaxies_at_z=4 |
| Authors |
Masayuki_Tanaka,_Masato_Onodera,_Rhythm_Shimakawa,_Kei_Ito,_Takumi_Kakimoto,_Mariko_Kubo,_Takahiro_Morishita,_Sune_Toft,_Francesco_Valentino,_and_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11569 |
我々は、z=4に位置する巨大な静止銀河の集中の発見について報告する。この濃度は、スバル/XMM-ニュートン深層フィールドの深いマルチバンドデータに基づく高品質測光赤方偏移を使用して最初に特定されます。ケックのMOSFIREによる追跡近赤外分光観測により、z=3.99に巨大な(~10^{11}Msun)静止銀河が確認された。私たちのスペクトルエネルギー分布（SED）分析により、この銀河は観測された時代の約5億年前にスターバーストのエピソードを経験し、その後急速に消光したことが明らかになりました。そのスペクトルは星の速度分散を測定するのに十分に優れているため、その動的質量を推測し、それが星の質量と一致していることがわかります。この銀河は、物理的Mpcスケールが~1の4つの巨大な(>10^{10}Msun)静止銀河に囲まれており、これらはすべて、高精度の分光測光赤方偏移に基づいて同じ赤方偏移に位置していることと一致しています。これはおそらく静止銀河が支配する（原始）銀河団であり、z=4のような高い赤方偏移で報告されたものとしては初めてのものである。興味深いことに、それはVANDELSの分光赤方偏移によって明らかにされた大規模な構造の中にあります。さらに、それは赤色のシーケンスを示し、銀河の物理的集中をさらに裏付けています。Illustris-TNG300シミュレーションではそのような集中は見られません。クラスターが非常にまれなシステムであるため、シミュレーションボックスがそれを再現するには十分な大きさではない可能性があります。静止銀河のハローの総質量は約10^{13}Msunであり、これらの銀河が一度崩壊するとグループサイズのハローを形成することが示唆されています。我々の発見が焼入れ物理学に及ぼす影響について議論し、将来の見通しについて結論を導き出します。
サブ/ミリメートル VLBI による相対運動の追跡により、超大質量ブラック ホール連星をいくつ検出できるか
| Title |
How_many_supermassive_black_hole_binaries_are_detectable_through_tracking_relative_motions_by_sub/millimeter_VLBI |
| Authors |
Shan-Shan_Zhao,_Wu_Jiang,_Ru-Sen_Lu,_Lei_Huang,_Zhi-Qiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11589 |
サブ/ミリ波(86～690GHz)の非常に長いベースライン干渉法(VLBI)は、角度分解能として$\sim5-40\\mu$、$\sim10$mJyのベースライン感度、および$\sim1\\mu$を提供します。2つの可視光源を画像化し、それらの相対運動を追跡することにより、超大質量ブラックホール連星(SMBHB)システムを直接検出できます。このような方法は、競合モデルから確認することが難しい、運動中の周期信号や光度曲線を観察する間接的な検出方法と比較して利点を示します。さらに、発光領域とブラックホールの中心との間には無視できるオフセットがあるため、サブ/ミリメートル波長での相対運動の追跡はより信頼性が高くなります。このようにして、長波長では必要となるジェット形態の事前補正によるブラックホールの位置の補正は不要です。D'Orazio&Loeb(2018)で開発された形式を拡張して、$\lesssim$10kpcの動的摩擦段階から$\lesssim0.01$pcの重力輻射段階までのSMBHBの軌道進化と観測を結び付け、検出可能な粒子を推定します。SMBHBの数。SMBHBを保有するAGNの5\%を仮定すると、赤方偏移$z\le0.5$と質量$M\leq10^{11}M_\odot$をもつ検出可能なSMBHBの数は約20であることがわかります。このような検出は、適切な動作精度と感度。さらに、同時多周波数技術が観測要件を満たす上で重要な役割を果たすことを提案します。
銀河形成の二段階モデル: II.動的に熱い銀河の大きさと質量の関係
| Title |
A_two-phase_model_of_galaxy_formation:_II._The_size-mass_relation_of_dynamically_hot_galaxies |
| Authors |
Yangyao_Chen,_Houjun_Mo_and_Huiyuan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11713 |
Paper-Iでは、動的に高温の銀河(楕円形やバルジなど)を、暗黒物質ハローの高速集合に伴う自己重力乱流ガス雲(SGC)の形成と結び付けるための2相モデルを開発しました。ここでは、動的に熱い銀河のサイズと恒星の質量の関係に対するモデルの意味を探ります。SGCの断片化によって生成される星形成サブクラウドは、その空間構造と動的ホットネスを継承し、密接な「相同」関係$r_{\rmf}\estimate\,100r_{\rmbulge}$を生み出します。、動的に熱い銀河($r_{\rmbulge}$)のサイズと、赤方偏移やハローの質量とは無関係に、高速集合体制で組み立てられたホストのハローのサイズ($r_{\rmf}$)の間のサイズです。この関係は、銀河が非効率的な冷却によってガス不足になったときに動的加熱によって引き起こされる「乾燥」膨張によって保存され、バルジの質量成長が止まり動的加熱が効果的でなくなるゆっくりとした集合状態の間に凍結されます。したがって、サイズと恒星の質量の関係は、銀河とハローの相同性と、恒星の質量とハローの質量の間の非線形関係の単純な組み合わせです。一連のハロー集合履歴を使用して、このモデルが、低質量端での関係の平坦化と非常に重い端での好転を含む、動的に高温の銀河の観察されたサイズと質量の関係におけるすべての特性を再現できることを実証します。この関係の予測された進化は、$z\約4$の赤方偏移に現在利用可能な観測データと一致しており、将来的にはより高い$z$でテストすることができます。私たちの結果は、動的に熱い銀河のサイズは、星が形成されるサブ雲の自己重力システムを確立するために、暗黒物質ハロー内のガスの散逸と崩壊によって生成されることを示しています。
分子雲の飽和等温乱流における流体要素の熱力学
| Title |
Thermodynamics_of_fluid_elements_in_the_context_of_saturated_isothermal_turbulence_in_molecular_clouds |
| Authors |
Sava_Donkov,_Ivan_Zh._Stefanov,_Todor_V._Veltchev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11729 |
提示された論文は、古典的熱力学のいくつかの強力なツールを使用して、流体力学的等温乱流自己重力システムの力学状態を調査する試みです。私たちの主な仮定は、Ketoらの研究に触発されたものです。(2020)は、流体要素のカオス的な運動のマクロ温度を乱流の運動エネルギーで置き換えることができるというものです。私たちのシステムの適切なサンプルとして、ダイナミクスがほぼ定常状態にあるライフサイクルの最終段階にある乱流の自己重力等温分子雲のモデルを使用します。この点から開始して、物理的に小さい雲の体積の内部エネルギーを書き留め、熱力学の第一原理を使用して、この体積のエントロピー、自由エネルギー、およびギブスポテンシャルを明示的な形式で取得します。後者のシステム(小ボリューム)に基準境界条件を設定して、壮大な標準アンサンブルとしてのその安定性を探ります。ギブズポテンシャルの極値を探索すると、流体力学系の安定した動的状態に対応する最小値の条件が得られます。この結果は、私たちの新しいアプローチの能力を示しています。
A$^{3}$COSMOS: 1.2 $\leq z$ < 1.6 における主系列全体にわたる星形成銀河のガス含有量の分析
| Title |
A$^{3}$COSMOS:_Dissecting_the_gas_content_of_star-forming_galaxies_across_the_main_sequence_at_1.2_$\leq_z$_ |
| Authors |
Tsan-Ming_Wang,_Benjamin_Magnelli,_Eva_Schinnerer,_Daizhong_Liu,_Eric_Faustino_Jim\'enez-Andrade,_Christos_Karoumpis,_Sylvia_Adscheid,_Frank_Bertoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11832 |
私たちは、1.2$\leqz$<1.6の質量完全(>10$^{9.5}M_{\odot}$)の星形成銀河(SFG)のサンプルにおいて星形成を引き起こす物理的メカニズムを理解することを目指しています。COSMOS2020カタログからSFGを選択し、アーカイブされたアタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ(ALMA)データに$uv$ドメインスタッキング解析を適用しました。当社のスタッキング分析により、SFGの平均分子ガス質量とサイズを正確に測定できます。また、\textit{HST}$i$バンド、UltraVISTA$J$-および$K_{\rms}$バンドの画像に画像ドメインスタッキング分析を適用しました。これらの静止系の光学サイズを、静止5,000オングストロームでの$R_{\rm半恒星光}$から$R_{\rm半恒星質量}$への変換を使用して補正すると、MSの恒星質量サイズが得られます。銀河。MS(-0.2<$\Delta$MS<0.2)にわたって、SFGの平均分子ガス分率は$\sim$1.4倍増加しますが、平均分子ガス枯渇時間は$\sim$1.8倍減少します。したがって、MSの散乱は、星形成効率とSFGの分子ガス分率の両方の変動によって引き起こされる可能性があります。MS上にあるSFGの大部分は$R_{\rmFIR}$$\about$$R_{\rmstellar}$を持っています。それらの中心領域は塵による大きな減衰を受けます。スターバースト(SB、$\Delta$MS>0.7)は、MS銀河よりも平均分子ガス分率$\sim$2.1倍大きく、平均分子ガス枯渇時間$\sim$3.3倍短いです。さらに、それらはよりコンパクトな星形成領域(MS銀河では$\sim$2.5~kpc、SBでは$\sim$1.4~kpc)と系統的に乱れた静止系光学形態を持ち、これは大合体との関連と一致しています。。SB銀河とMS銀河は、分子ガスの質量と星形成速度の表面密度の間に$\sim1.1-1.2$の傾きを持つ同じ関係、つまりいわゆるKS関係に従います。
大質量星形成における密度分布、磁場の構造、断片化
| Title |
Density_distributions,_magnetic_field_structures_and_fragmentation_in_high-mass_star_formation |
| Authors |
H._Beuther,_C._Gieser,_J.D._Soler,_Q._Zhang,_R._Rao,_D._Semenov,_Th._Henning,_R._Pudritz,_T._Peters,_P._Klaassen,_M.T._Beltran,_A._Palau,_T._Moeller,_K.G._Johnston,_H._Zinnecker,_J._Urquhart,_R._Kuiper,_A._Ahmadi,_A._Sanchez-Monge,_S._Feng,_S._Leurini,_S.E._Ragan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11874 |
方法:IRAM30m望遠鏡で大規模なpcスケールのストークスImm塵連続放射を観測し、サブミリ波アレイで20個の高質量星形成領域のサンプルに向けて中間スケール(<0.1pc)の偏光サブミリメートル塵放射を観測することで、私たちは、密度と磁場の構造に依存するこれらの領域の断片化挙動の依存性を定量化します。結果:典型的なべき乗則の傾きpが~1.5程度の領域の密度分布n~r^{-p}を推測します。より大きな塊スケール(~1pc)での密度構造のべき乗則の傾きと、より小さなコアスケール(<0.1pc)でのフラグメントの数との間に明らかな相関関係はありません。大規模な単一ディッシュの密度プロファイルを、より小さな空間スケールでの干渉観察から以前に導出されたものと比較すると、より小さなスケールのべき乗則の傾きがより急で、通常は約2.0程度であることがわかります。より大きなスケールに向かって平坦化することは、星形成領域が特定のコアから離れても密度が減少しないより大きな雲構造に埋め込まれていることと一致しています。磁場に関しては、いくつかの領域では、最も密度の高い中心コアに向かうフィラメント状構造と整列しているように見えます。さらに、一部の領域では中心の偏光ホールが見られる一方、他の領域では中心のピーク位置に向かって偏光発光が見られるという、異なる偏光構造も見つかりました。それにもかかわらず、偏光強度はストークスI強度に反比例します。磁場強度は約0.2～約4.5mGと推定されますが、磁場強度と領域の断片化レベルの間に明確な相関関係は見つかりません。乱流エネルギーと磁気エネルギーを比較すると、このサンプルではそれらの重要性がほぼ同じであることがわかります。質量対磁束比は約2から約7の範囲であり、星形成領域の崩壊と一致しています。
S-PLUS 内部の 4 番目のデータリリースにおける高速星の特性評価
| Title |
Characterisation_of_high_velocity_stars_in_the_S-PLUS_internal_fourth_data_release |
| Authors |
F._Quispe-Huaynasi,_F._Roig,_V._M._Placco,_L._Beraldo_e_Silva,_S._Daflon,_C._B._Pereira,_A._Kanaan,_C._Mendes_de_Oliveira,_T._Ribeiro,_W._Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11940 |
一般に、銀河系のいくつかの星の異常な高速度は、天の川銀河の極端な天体物理現象に関連する加速メカニズムを援用することによってのみ説明できます。ガイアからの天文データとS-PLUSの12フィルターの測光情報を使用して、銀河中心速度が400$\mathrm{km\,s}^{-1よりも高い64個の星の運動学的、力学的、および化学的分析を実行しました。}$。すべての星は重力で銀河に結合しており、ハロー運動学を示します。星の一部は、セコイアやガイアソーセージ/エンケラドゥスなどの構造物の残骸である可能性があります。軌道分析と化学分析の裏付けにより、我々はガイアDR35401875170994688896が銀河の中心で発生した可能性が高い星であると特定しました。S-PLUS測光データに機械学習技術を適用すると、この高速星のサンプルのマグネシウム存在量の非常に良好な推定値を得ることができます。
TNG50 シミュレーションにおける恒星棒と暗黒物質ハローの関係
円盤銀河の恒星棒は、ダークマター(DM)ハロー、恒星およびガス円盤、相互作用する衛星銀河などの環境に角運動量を失うことによって成長します。銀河の進化におけるこの角運動量の交換は、バーの性質とDMハロースピン$\lambda$(DM角運動量の無次元形式)との関係を示唆しています。我々は、3つの赤方偏移$z_r=0、0.1$、および1での宇宙論的磁気流体力学TNG50シミュレーションを使用して、恒星棒の存在/非存在におけるハロースピン$\lambda$と銀河特性の関係を調査します。銀河円盤に近い、および円盤から遠く、ハローのビリアル半径に近いDMハローの中心領域にある棒状銀河とない銀河(棒の強さ:$0<A_2/A_0<0.7$)。$z_r=0$では、強い縞銀河($A_2/A_0>0.4$)は低スピンで比角運動量の低いDMハロー内に存在し、一方、縞のない銀河と弱い縞銀河($A_2/A_0<0.2$)はDMハローに存在します。高スピンと高比角運動量ハロー。以前の研究では、バーが角運動量をDMハローに伝達することが示されているため、バーの強度とハロースピンの逆相関は驚くべきことです。ただし、バーの強度とハロースピンの関係は、$z_r=0$の場合よりもすべての銀河のハロースピンが高く、赤方偏移がより高い($z_r=1$)場合により複雑になります。さまざまなDMハロー質量範囲にわたる銀河サンプルを使用して、有意義な結果を得るにはサンプル選択の重要性を強調します。バーとハローの関係をさらに詳細に調査することは、銀河進化モデルに対するバーの影響を理解するために重要です。
CIGALE でモデル化した活動核を含む低赤方偏移孤立銀河の多波長特性
| Title |
Multiwavelength_properties_of_the_low-redshift_isolated_galaxies_with_active_nuclei_modelled_with_CIGALE |
| Authors |
O._Kompaniiets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12000 |
CIGALEソフトウェアを使用して、活動核を持つ18個の低赤方偏移孤立銀河(孤立AGN)の多波長解析の予備結果を提示します。このサンプルは、2MIG分離AGNサンプルとSDSSDR9カタログのクロスマッチングによって作成されました。このサンプルのホスト銀河は少なくとも30億年間合体を起こしていないため、他の銀河との合体やより高密度な環境の影響といった複雑な要因なしに、さまざまな天体物理学的プロセス間の相互作用を研究できるユニークな研究室となっています。さらに、孤立したAGNの研究は、宇宙の大規模構造の分布というより広い文脈における銀河の進化と活動に関する貴重な情報を提供する可能性があります。まず、これらの銀河の超大質量ブラックホールへの物質の降着に関わる物理プロセスに環境がどのような影響を与えるかを理解しようとします。第二に、星形成や核活動の退化のプロセスは、これらの銀河の進化をどの程度継続させるのでしょうか?第三に、大規模構造の空隙またはフィラメントにおける孤立したAGNの局在化は、低赤方偏移におけるこの環境の特性をどのように決定するのでしょうか?宇宙生まれおよび地上の天文台(GALEX、SDSS、2MASS、スピッツァー、ハーシェル、IRAS、WISE、VLA)のアーカイブデータベースからの紫外線から電波範囲までの観測可能なフラックスを使用して、活動核の放出による寄与を推定しました。銀河の総発光、星の質量、星の形成速度に影響を与えます。恒星の構成要素の質量は$10^{10}$$M_{Sun}$と$10^{10}$$M_{Sun}$の範囲になります。ほとんどの銀河(UGC10120を除く)の星形成率は年間3$M_{Sun}$を超えません。最良のSEDフィッティング(${\chi}^2$<5)は、銀河CGCG248-019、CGCG179-005、CGCG243-024、IC0009、MCG+09-25-022、UGC10244に対して得られます。
3D 多周波数磁気流体力学シミュレーションによる活動銀河核降着円盤の UV 放射領域における X 線残響のシミュレーション
| Title |
Simulating_X-ray_Reverberation_in_the_UV-Emitting_Regions_of_Active_Galactic_Nuclei_Accretion_Disks_with_3D_Multi-Frequency_Magnetohydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Amy_Secunda,_Yan-Fei_Jiang,_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10820 |
さまざまな波長帯で観察された活動銀河核(AGN)の光度曲線は、長波長帯の変動が短波長帯の変動よりも遅れることを示しています。これらの遅れ、または残響マッピングの測定は、通常、X線が他の波長帯域の変動の主な要因であると仮定した再処理モデルを使用して、AGNディスクの半径方向の温度プロファイルと範囲を測定するために使用されます。この再処理が現実的な降着円盤構造でどのように機能するかを実証するために、3D局所せん断ボックス多周波放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションを使用して、磁気回転不安定性(MRI)に対して不安定なAGN円盤のUV放射領域をモデル化します。対流。同時に、硬X線($>1$~keV)をシミュレーションボックスに注入し、乱流の局所的特性に対するX線照射の影響と、その結果として生じる放射UV光曲線の変動を研究します。我々は、ディスク乱流が放出されるUV光曲線の固有の変動を引き起こすのに十分であること、および減衰ランダムウォーク(DRW)モデルが$>5$~dayのタイムスケールでこのUV光曲線によく適合することを発見しました。一方、注入されたX線は、放出されるUV光曲線のパワースペクトルにほとんど影響を与えません。さらに、注入されたX線と放出されたUV光の曲線は、タイムスケール$>1$~dayでX線の変動がある場合にのみ相関します。この場合、相関係数$r=0.52$が見つかります。これらの結果は、散乱が支配的な不透明度を持つ硬X線が残響信号の主な要因ではない可能性を示唆しています。
ルービン天文台の時間領域モニタリングによる連星超大質量ブラックホールの信頼性の高い識別
| Title |
Reliable_Identification_of_Binary_Supermassive_Black_Holes_from_Rubin_Observatory_Time-Domain_Monitoring |
| Authors |
Megan_C._Davis,_Kaylee_E._Grace,_Jonathan_R._Trump,_Jessie_C._Runnoe,_Amelia_Henkel,_Laura_Blecha,_W._N._Brandt,_J._Andrew_Casey-Clyde,_Maria_Charisi,_Caitlin_Witt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10851 |
クエーサーの時間領域観測における周期的痕跡は、連星超大質量ブラックホールの探索に使用されてきました。これらの検索は、既存の時間領域調査全体で数百の候補者を生み出しました。ただし、クエーサーの一般的な確率的変動は、特に監視のリズムと継続時間が制限されている場合、偽陽性の周期信号のように見せかける可能性があります。この研究では、今後のルービン天文台のレガシー時空間調査(LSST)における連星超大質量ブラックホールの検出可能性を予測します。私たちは、単一の孤立したクエーサーとバイナリクェーサーの両方の何百万ものシミュレートされたLSST深部掘削場の光度曲線に、計算コストの低い正弦曲線フィットを適用します。シミュレートされたバイナリ信号の周期と位相は、通常、クェーサーの変動性から解き放つことができます。クェーサー降着の変動性により、連星の振幅は過大評価され、潜在的な連星の3分の2については十分に回復されていません。強い固有の変動性を持つクエーサーは、バイナリ信号を覆い隠しすぎて回復できない可能性があります。また、最も明るいクェーサーは、現在のバイナリ候補光度曲線とその特性を模倣していることもわかりました。これらのクェーサーの偽陽性率は60\%です。広範囲の入力バイナリLSST光曲線に対するバイナリ周期と位相の信頼性の高い回復は、バイナリ超大質量ブラックホールのマルチメッセンジャー特性評価に有望です。ただし、振幅が0.1を超える測光周期を使用したバイナリの純粋な電磁検出では、サンプルが偽陽性で圧倒されてしまいます。この論文は、Rubinによって特定されたバイナリ候補の真陽性率と偽陽性率を理解するための、重要かつ計算コストが低い方法を示しています。
CCO 1E 1207.4-5209 およびそのホスト SNR G296.5+10.0 からのガンマ線放射
宇宙における高エネルギー粒子の起源と加速メカニズムは、現代の天体物理学において依然として謎に包まれています。最近の取り組みは、PeVatronとして知られる、粒子を1PeVまで加速できる銀河源の特定に焦点を当てています。銀河超新星残骸のさまざまな形態は、星の爆発の種類と、表面に強い放射重力場を持つコンパクト中心天体(CCO)の存在の可能性と直接関係しています。これらのCCOは、その強い磁場と周囲の磁気雲との相互作用により、宇宙線生成の潜在的な候補となります。残骸G296.5+10.0の近くに位置する小型X線源1E1207.4-5209の観測と、強化されたGALPROPコードを使用して、宇宙から生じる高エネルギーガンマ線（E>100GeV）の放出を解析します。-光線の加速と伝播。さらに、エネルギー損失や粒子相互作用を含む銀河内の宇宙線伝播を考慮して、観測された銀河宇宙線束全体に対するこの関連性の寄与を計算します。私たちの発見は、この機構が銀河系内でGeVからTeV、さらにはPeVに至るまでの幅広い宇宙線エネルギーを生成するための肥沃な環境を提供していることを示唆しています。
最初の M87 イベントホライゾン望遠鏡の結果。 IX.地平線付近の円偏光の検出
| Title |
First_M87_Event_Horizon_Telescope_Results._IX._Detection_of_Near-horizon_Circular_Polarization |
| Authors |
The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10976 |
イベント・ホライズン・テレスコープ（EHT）の観測により、M87銀河の中心にある超大質量ブラックホールの周囲に明るい発光リングがあることが明らかになった。直線偏光のEHT画像では、放出プラズマを貫く秩序ある磁場から生成される、ブラックホールの周囲のコヒーレントな螺旋パターンがさらに特定されました。ここでは、2017年に取得されたEHTデータを使用した円偏光の最初の解析を紹介します。これにより、ブラックホール付近の磁場とプラズマの組成についてさらなる洞察が得られる可能性があります。干渉閉合量は、イベント-ホライズンスケールでの円偏光放射の存在についての説得力のある証拠を提供します。従来の方法と新しく開発された方法の両方を使用して円偏光の画像を生成します。すべての方法で、画像全体にわたって中程度のレベルの分解円偏光($\langle|v|\rangle<3.7\%$)が検出され、これはALMAアレイによって測定された低い画像積分円偏光率($|v_{\)と一致しています。rmint}|<1\%$)。この大まかな一致にもかかわらず、この方法は円偏光放射の形態にかなりのばらつきを示しており、ベースラインの適用範囲が限られていること、望遠鏡のゲイン校正が不確実であること、および偏光が弱い信号のため、我々の結論がイメージングの仮定に大きく依存していることを示しています。この上限は、一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションモデルとの最新の比較に含めています。この解析は、以前に報告された磁気停止降着流モデルの優先性を裏付けるものです。ほとんどのシミュレーションでは、上限に一致する低レベルの円偏波が自然に生成され、ファラデー変換がM87*の230GHzにおける円偏波の主な生成メカニズムである可能性が高いことがわかりました。
パルサーによる標準モデル拡張における重力の局所ローレンツ不変性違反に対する新しい制限
| Title |
New_limits_on_the_local_Lorentz_invariance_violation_of_gravity_in_the_Standard-Model_Extension_with_pulsars |
| Authors |
Yiming_Dong,_Ziming_Wang,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11038 |
ローレンツ不変性違反(LIV)は、低エネルギースケールでの量子重力の可能性のある遺物効果として仮定されています。標準モデル拡張機能は、LIVに起因する可能性のある逸脱を調べるための効果的な場の理論フレームワークを提供します。パルサーからのパルスのプロファイルと到達時間(TOA)を観察することで、LIVによって引き起こされるパルサーのスピン歳差運動と軌道力学を調査し、さらにLIV係数に厳密な制限を設けることができます。最新のパルサー観測を使用して、局所LIVを制限するプロジェクトを再検討します。新しいパラメータ推定方法を採用し、最先端のパルサータイミング観測データを活用し、12の異なるシステムからの25のテストに基づいて、LIV係数の8つの線形結合に関する新しい制限を取得しました。パルサーによる以前の限界と比較して、精度は2～3倍向上しました。さらに、パルサーからのさらなる改善の可能性を探ります。シミュレーション結果は、孤立ミリ秒パルサーにおけるスピン歳差運動の観測が増えれば、空間LIV係数の精度が3～4桁大幅に向上する可能性があることを示しています。観測データが蓄積されるにつれて、パルサーはLIVのテストにますます貢献すると予想されます。
XSPEC の存在量と排出量の解釈について
この研究の目的は、プラズマの元素存在量と放出測定値を計算するためにX線スペクトルフィッティングソフトウェアXSPECに組み込まれた仮定を説明し、それらの仮定が正確でない場合の影響を説明することです。XSPECにおける電子密度と水素密度の比は一定に固定されています。正しい比率は、元素のイオン化状態から計算できます。XSPECで使用される定数値が、太陽豊富なプラズマに対して3.5%以内で有効であることを示します。超新星残骸の噴出物に見られるような、水素に乏しいプラズマや重元素に富むプラズマなど、太陽の存在量から逸脱したプラズマの場合、この比は0.1～0.001倍小さくなる可能性があります。水素放出の尺度は、電子密度とプラズマ体積に対する水素密度の積で定義され、XSPECの標準から導出されますが、水素存在量係数を含める必要があります。他の元素の場合、排出量の測定値は、XSPEC値に元素存在量係数を乗じたものになります。正しい電子対水素比と放出測定を使用して、正しい電子密度が、正しい電子密度比をXSPEC値で割った平方根によって小さくなることを示します。元素の密度と総質量(指定された距離と体積の場合)は、上記の平方根で割った存在量係数によって大きくなります。Ia型超新星残骸の噴出物では水素の少ないプラズマが発生するため、これまでにX線スペクトルから推定された元素質量は大幅に過小評価されている可能性があります。
ボルツマンニュートリノ輸送を用いた二次元核崩壊超新星シミュレーションにおける衝突および高速ニュートリノのフレーバー不安定性
| Title |
Collisional_and_Fast_Neutrino_Flavor_Instabilities_in_Two-dimensional_Core-collapse_Supernova_Simulation_with_Boltzmann_Neutrino_Transport |
| Authors |
Ryuichiro_Akaho,_Jiabao_Liu,_Hiroki_Nagakura,_Masamichi_Zaizen,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11272 |
我々は、ボルツマン放射流体力学コードを使用して実行された二次元（2D）コア崩壊超新星（CCSN）シミュレーションに基づいた、ニュートリノの衝突フレーバー不安定性（CFI）と高速フレーバー不安定性（FFI）の発生に関する包括的な研究を紹介します。。CFIはバリオン質量密度$10^{10}\lesssim\rho\lesssim10^{12}\,\mathrm{g}\,\mathrm{cm}^{-3}の領域で発生することがわかりました。これは、1次元(1D)CCSNモデルでの以前の結果に似ています。ただし、1Dとは対照的に、CFI領域は1Dでは静止構造であったのに対し、2Dモデルでは時間とともに激しく変化します。これは、利得領域から移流される乱流が時間的変動を説明するためであると考えられます。1Dモデルとのもう1つの顕著な違いは、$\nu_e$、$\bar\nu_e$の数密度がほぼ一致する共鳴のようなCFIが出現することです。そこでのCFI成長率は強化され、$\sim10^{-3}\,\mathrm{cm}^{-1}$に達する可能性があります。一方、FFIについては、3つの異なる地域で発生します。(1)共鳴様CFIと重なった領域、(2)$\bar{\nu}_e$が強く放出されるニュートリノデカップリング領域、(3)中性電流散乱が帯電より支配的な光学的に薄い領域-現在の反応。FFIの全体的な特性は以前の研究と一致していますが、電子ニュートリノのレプトン数交差(ELN交差)の数が一時的に複数になり、これはニュートリノ輸送における多角度処理によってのみ正確に評価できることがわかりました。両方が発生した場合、FFIの成長率は常にCFIよりも高いことがわかり、線形進化では前者が支配的であることが示唆されます。
RXJ0852.0-4622 のガンマ線の起源 ハドロン成分とレプトン成分の定量化: ヤングシェル型 SNR における宇宙線加速のさらなる証拠
| Title |
The_Gamma_Ray_Origin_in_RXJ0852.0-4622_Quantifying_the_Hadronic_and_Leptonic_Components:_Further_Evidence_for_the_Cosmic_Ray_Acceleration_in_Young_Shell-type_SNRs |
| Authors |
Yasuo_Fukui,_Maki_Aruga,_Hidetoshi_Sano,_Takahiro_Hayakawa,_Tsuyoshi_Inoue,_Gavin_Rowell,_Sabrina_Einecke_and_Kengo_Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11355 |
福井ら(2021)若いTeVガンマ線殻型超新星残骸(SNR)RXJ1713.7-3946(RXJ1713)のハドロンガンマ線とレプトニックガンマ線を定量化し、ガンマ線がハドロンガンマ線成分とレプトニックガンマ線成分の組み合わせであることを実証しました。ガンマ線数の$\sim6:4$の比率では$N_\mathrm{g}$になります。この発見は、多重線形ガンマ線分解という新しい方法論を採用したもので、2つのガンマ線成分を初めて定量化した。本研究では、同じ方法論を、[星間陽子柱密度$N_{\mathrm{p}}$]-[非熱X線カウント$N_{\mathrm{x}}$]-[$N_{\mathrm{g}}$]、ハドロンガンマ線成分とレプトンガンマ線成分を定量化して、$N_{\mathrm{g}}$の$\sim5:5$。今回の研究では、3D空間内で1つの平面の代わりに2つまたは3つの平面をフィッティングすることにより、フィッティング誤差を抑制することができました。定量化により、これら2つのコア崩壊SNRではハドロンガンマ線とレプトニックガンマ線が同程度の大きさであることが示され、重要なハドロンガンマ線成分が確認されます。私たちは、ガンマ線放出の原因となる粒子の種類を特定するあらゆる試みにおいて、ターゲットとなる星間陽子、特にその空間分布が不可欠であると主張します。今回の結果は、CRエネルギー$\lesssim100$\,TeVが、SNRがこれらの銀河CRの主要な源であるというスキームと一致することを確認しています。
NGC 6517 の中心にある暗いコンテンツの証拠
| Title |
Evidence_of_Dark_Contents_in_the_Center_of_NGC_6517 |
| Authors |
Yi_Xie,_Dejiang_Yin,_Lichun_Wang,_Yujie_Lian,_Liyun_Zhang_and_Zhichen_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11478 |
ミリ秒パルサーは、銀河球状星団(GC)内の中間質量ブラックホール(IMBH)の存在を調査するための効果的なプローブとして機能します。GCの標準構造モデルに基づいて、NGC6517の中心領域内のパルサー加速度の分布を解析するシミュレーションを実行します。パルサーの周期導関数$\dotP$から得られた測定加速度を、シミュレーションされた分布プロファイルと比較することにより、我々は、測定された加速度を説明するには中心部の過剰な暗黒質量が必要であることを実証した。既存のパルサータイミング観測に依存する私たちの分析では、現時点では2つの考えられるシナリオを区別することができません。それは、質量$\gtrsim9000^{+4000}_{-3000}~M_{のクラスターの中心に正確に位置するIMBHです。\odot}$、または同等の総質量を持つ恒星質量暗黒残骸の中心集中。ただし、クラスター内のさらにいくつかのパルサーからの追加の加速度測定により、非発光物質の発生源を区別することが可能になります。
ブレイクを追う: 多波長スペクトルモデリングでブラックホール X 線バイナリージェットの完全な進化を追跡
| Title |
Chasing_the_break:_Tracing_the_full_evolution_of_a_black_hole_X-ray_binary_jet_with_multi-wavelength_spectral_modeling |
| Authors |
Constanza_Echibur\'u-Trujillo,_Alexandra_J._Tetarenko,_Daryl_Haggard,_Thomas_D._Russell,_Karri_I._I._Koljonen,_Arash_Bahramian,_Jingyi_Wang,_Michael_Bremer,_Joe_Bright,_Piergiorgio_Casella,_David_M._Russell,_Diego_Altamirano,_M._Cristina_Baglio,_Tomaso_Belloni,_Chiara_Ceccobello,_Stephane_Corbel,_Maria_Diaz_Trigo,_Dipankar_Maitra,_Aldrin_Gabuya,_Elena_Gallo,_Sebastian_Heinz,_Jeroen_Homan,_Erin_Kara,_Elmar_K\"ording,_Fraser_Lewis,_Matteo_Lucchini,_Sera_Markoff,_Simone_Migliari,_James_C._A._Miller-Jones,_Jerome_Rodriguez,_Payaswini_Saikia,_Craig_L._Sarazin,_Tariq_Shahbaz,_Gregory_Sivakoff,_Roberto_Soria,_Vincenzo_Testa,_Bailey_E._Tetarenko,_Valeriu_Tudose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11523 |
ブラックホールX線連星(BHXRB)は、降着の流入とジェットの流出との関係を研究するための理想的なターゲットです。ここでは、銀河ブラックホールシステムMAXIJ1820+070の2018年から2019年の爆発期間にわたる、準同時の複数波長観測を紹介します。私たちのデータセットには、17の異なる機器/望遠鏡からのX線バンドを介して無線からのカバレージが含まれており、7か月にわたる19のエポックが含まれており、その結果、BHXRBアウトバーストの最も適切にサンプリングされた多波長データセットの1つが得られます。現在まで。私たちは、ジェット、伴星、降着流からの放出を含む現象論的モデルを使用して、このソースの広帯域スペクトルを収集し、モデル化します。このモデリングにより、ジェット発射領域をサンプリングする重要な観測値であるジェットスペクトルのスペクトルブレークの進化を追跡することができます。この期間にわたって、スペクトルの中断位置が電磁周波数で少なくとも$\およそ3$桁にわたって変化することがわかりました。これらのスペクトルブレイク測定を使用して、上昇、消火、再点火を含むジェットの挙動の全サイクルを、ソースがさまざまな降着状態を経て進化するにつれて変化する降着流特性と関連付けます。私たちの分析は、噴出の同様の段階で他の発生源と一貫したジェットの挙動を示し、噴流の消失と回復が噴出時のBHXRBシステムの全体的な特徴である可能性を裏付けています。私たちの結果はまた、内部降着流の形状とジェットの基部との間の密接な関係を裏付ける貴重な証拠を提供します。
| Title |
Measuring_the_Hubble_constant_with_coalescences_of_binary_neutron_star_and_neutron_star-black_hole:_bright_sirens_\&_dark_sirens |
| Authors |
Jiming_Yu,_Zhengyan_Liu,_Xiaohu_Yang,_Yu_Wang,_Pengjie_Zhang,_Xin_Zhang_and_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11588 |
重力波(GW)の観測は、宇宙を研究するための新しい探査機を提供します。GWイベントは、赤方偏移が測定されている場合、標準のサイレンとして使用できます。通常、標準サイレンは、赤方偏移が電磁波(EM)対応観測によって測定されるかどうかに応じて、明るいサイレンと暗いサイレンに分類できます。まず、キロノバ相当物の追跡観測を行うための2.5メートル広視野探査望遠鏡(WFST)の能力を調査します。連星中性子星(BNS)の明るいサイレンについては、WFSTは第2世代(2G)GW検出時代に年間10～20キロノバエを観測すると予想されています。中性子星とブラックホール(NSBH)の合体に関しては、BHスピンが非常に高く、NSが硬い場合、観測率は年間$\sim10$になります。光学観測とGW観測を組み合わせると、明るいサイレンは5年間の観測でハッブル定数$H_0$を$\sim2.8\%$に制限すると予想される。ダークサイレンに関しては、合体時の中性子星（NS）の潮汐効果は、GW源の赤方偏移を測定するための宇宙論的モデルに依存しないアプローチを提供します。次に、赤方偏移測定における潮汐効果の応用を調査します。3G時代には、EOSがms1であれば、$z<0.1$で約45\%のBNS合体の主銀河群がこの方法で識別できることがわかり、これは光度距離制約からの結果とほぼ同等である。したがって、潮汐効果の観測は、BNS合体のホスト銀河グループを特定する信頼性の高い、宇宙論的モデルに依存しない方法を提供します。この方法を使用すると、BNS/NSBHダークサイレンは、5年間の観測期間にわたって$H_0$を0.2\%/0.3\%に制限できます。
モーメントを伴うニュートリノの高速フレーバー振動: 線形安定性解析と中性子星の合体への応用
| Title |
Neutrino_fast_flavor_oscillations_with_moments:_linear_stability_analysis_and_application_to_neutron_star_mergers |
| Authors |
Julien_Froustey,_Sherwood_Richers,_Evan_Grohs,_Samuel_Flynn,_Francois_Foucart,_James_P._Kneller,_Gail_C._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11968 |
連星中性子星の合体などの高密度の天体物理環境におけるニュートリノ物理学の正確なモデリングを提供することは、流体力学シミュレーションにとって課題となります。それにもかかわらず、フレーバー変換がどのように起こり、ダイナミクス、質量放出、および元素合成にどのように影響を与えるかを理解することは、将来的には達成される必要があるでしょう。ニュートリノ分布の第一角モーメントを使用した線形安定性解析に基づく高速フレーバー振動の研究を紹介します。ニュートリノ分布の第一角モーメントは、計算コストのかかる大規模シミュレーションで頻繁に進化する量です。このような方法では、量子フレーバーのコヒーレンスを扱うためにモーメント方程式の階層を適切に切り捨てる古典的な閉包関係を一般化する必要があります。よく理解されたテスト状況でこの方法の効率を示した後、中性子星合体シミュレーションにおける高速フレーバー不安定性の発生の体系的な検索を実行します。このフレームワークは、将来的により良い閉包処方を設計および研究するための時間効率の良い方法を提供するため、モーメント線形安定性解析の成功と欠点について説明します。
銀河系 PeVatron 候補 LHAASO J1825-1236 および J1839-0545 のガンマ線研究
| Title |
A_gamma_ray_study_of_Galactic_PeVatron_candidates_LHAASO_J1825-1236_and_J1839-0545 |
| Authors |
Rubens_Jr._Costa,_Debora_B._Gotz,_Rita_C._Anjos,_Luiz._A._Stuani_Pereira,_Alexandre_J._T._S._Mello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12005 |
LHAASOによる最近の研究では、私たちの銀河系に高輝度のPeVatronが存在することが示されました。私たちは、LHAASOによって検出された2つの注目すべき発生源を調べます。それぞれは2つのパルサーで構成されています。私たちは、これらのパルサーからのガンマ線や粒子を含むマルチメッセンジャー放出を研究しています。スピンダウンによるエネルギー損失による放出を考慮して、GALPROPソフトウェアを使用して銀河全体の粒子伝播をシミュレーションしました。その結果、この伝播段階中に生成された粒子スペクトルと、対応するガンマ線放射を示します。さらに、現在開発中のCTA天文台で行われる将来の解析を見据えて、Gammapyソフトウェアを使用してこれらの線源からのガンマ線測定を実行しました。この結果は、CTAがこれらの線源を観測し、陽子の伝播によって生成されるガンマ線が高エネルギーのガンマ線スペクトルに与える重大な影響を実証できる可能性があることを示しています。
改良された多項式フィッティング アルゴリズムを使用した宇宙 21 cm の全球信号の検出
| Title |
Detecting_Cosmic_21_cm_Global_Signal_Using_an_Improved_Polynomial_Fitting_Algorithm |
| Authors |
Tianyang_Liu,_Junhua_Gu,_Quan_Guo,_Huanyuan_Shan,_Qian_Zheng,_Jingying_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10951 |
再電離時代(EoR)からの21cmの宇宙信号を検出することは、常に困難な課題でした。銀河の前景は滑らかなべき乗則スペクトルと見なすことができますが、アンテナの色度により、追加の構造がグローバルスペクトルに導入され、多項式フィッティングアルゴリズムのパフォーマンスが低下します。このペーパーでは、改良された多項式フィッティングアルゴリズムであるVARI-Zeroth-OrderPolynomial(VZOP)フィッティングを導入し、それをシミュレーションデータのフィッティングに使用します。このアルゴリズムは、今後の低周波電波暗室実験(LACE)用に開発されたものですが、単一アンテナベースの全球21cm信号実験への適用に適した一般的な方法です。VZOPは、アンテナビームに関する情報を多項式モデルに取り込む24時間平均ビームモデルを定義します。ビームが測定できると仮定すると、たとえビームが周波数に非常に依存している場合でも、VZOPは21cmの吸収特性を正常に回復できます。実際の観測では、さまざまな体系化により、補正された測定ビームには完全にランダムではない残留誤差が含まれます。誤差が周波数に依存すると仮定すると、誤差が10%に達した場合でも、VZOPは21cmの吸収特性を回復できます。誤差が完全にランダムである最も極端なシナリオでも、VZOPは少なくとも一般的な多項式フィッティングよりも悪くないフィッティング結果を与えることができます。結論として、VZOPのフィッティング効果は、誤差の構造とビーム測定の精度に依存します。
地心軌道における編隊飛行干渉法
宇宙船の編隊飛行は、宇宙に大規模な仮想構造を構築できるようにする天文計測の方法として機能します。編隊飛行干渉法には一般に非常に高い制御精度が必要であり、通常は地球外軌道が選択されます。対照的に、この研究は編隊飛行干渉法に地心軌道を使用することを提案しています。地心軌道は、経済的にアクセスしやすく、編隊飛行の自律性、安全性、管理のための飛行実績のある技術が利用できるため、有益です。その実現可能性は、擾乱が少なく良好な観測条件を満たす特定の軌道が存在するかどうかにかかっています。天力学に基づいて開発されたこの理論は、摂動の小さい領域が高度が高く、間隔が短い領域に現れる傾向があることを示しています。候補軌道は、サイズ100kmの三角形レーザー干渉重力波望遠鏡の場合は地球高軌道で、サイズが0.5kmの線形天文干渉計の場合は中地球軌道で特定されます。約0.1km離れた低軌道は実験目的に適している可能性があります。これらの例に示されているように、地心軌道はさまざまなタイプの編隊飛行干渉法に適用できる可能性があります。
SPIAKID用の光・近赤外帯MKIDの開発
| Title |
Development_of_MKIDs_in_the_Optical_and_Near-infrared_Bands_for_SPIAKID |
| Authors |
Jie_Hu,_Paul_Nicaise,_Faouzi_Boussaha,_Jean-Marc_Martin,_Christine_Chaumont,_Alexine_Marret,_Florent_Reix,_Josiane_Firminy,_Thibaut_Vacelet,_Viet_Dung_Pham,_Michel_Piat,_Elisabetta_Caffau,_Piercarlo_Bonifacio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11121 |
SpectroPhotometricImaginginAstronomywithKineticInductanceDetectors(SPIAKID)は、光学および近赤外帯域のマイクロ波動的インダクタンス検出器(MKID)に基づく分光測光イメージャーを設計、構築し、空に展開することを目的としています。MKIDは、従来の電荷結合素子(CCD)と比較して、高速応答と光子エネルギーを分解する能力を示します。このペーパーでは、SPIAKIDのMKIDアレイの設計とシミュレーションについて説明します。検出器は4つのアレイで構成され、各アレイは20,000個の集中素子ピクセルからなり、各アレイは10本の読み出しラインで読み取られます。このアレイは、周波数間隔2MHz、結合品質係数(Qc)が約50000で4～8GHzの間で共振するように設計されています。アレイ全体の臨界温度。また、設計と製造を検証するために、設計された2000ピクセルアレイのサブセットである$30\times30$ピクセルのテストアレイの測定結果も示します。現在測定された最高のエネルギー分解能$R=E/\DeltaE$は$\lambda=405~$nmで2.4で、現在の媒体Rは約1.7です。また、TiN/Ti/TiNの応答が予想よりもはるかに小さいことも観察されました。
トレーニング可能な COSFIRE フィルターを使用した電波銀河の分類
| Title |
Classification_of_Radio_Galaxies_with_trainable_COSFIRE_filters |
| Authors |
Steven_Ndungu,_Trienko_Grobler,_Stefan_J._Wijnholds_Dimka_Karastoyanova,_George_Azzopardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11286 |
電波銀河は豊かな多様性を示し、さまざまな放射メカニズムを通じて電波を放出するため、形態に基づいて銀河を異なるタイプに分類することは複雑な課題となっています。この課題に効果的に対処するために、COSFIREフィルターを使用した電波銀河分類の革新的なアプローチを導入します。これらのフィルターは、画像内のプロトタイプパターンの形状と方向の両方に適応する機能を備えています。COSFIREのアプローチは説明可能で、学習不要、ローテーション耐性があり、効率的であり、大規模なトレーニングセットを必要としません。私たちの方法の有効性を評価するために、1180個のトレーニングサンプルと404個のテストサンプルで構成されるベンチマーク電波銀河データセットで実験を実施しました。特に、私たちのアプローチは93.36\%の平均精度を達成しました。この成果は、現代の深層学習モデルを上回り、このデータセットでこれまでに達成された最高の結果です。さらに、COSFIREフィルターは計算パフォーマンスが向上し、DenseNetベースの競合メソッドよりも操作が$\sim$20$\times$少なくなります(同じ精度で比較した場合)。私たちの発見は、電波銀河分類に関連する複雑さに対処する上でのCOSFIREフィルターベースのアプローチの有効性を強調しています。この研究は、電波銀河観測に固有の方向の課題を克服する堅牢なソリューションを提供することで、この分野の進歩に貢献します。私たちの方法は、さまざまな画像分類アプローチに適用できるという点で多用途です。
NectarCAM カメラ用のアップグレードされたフロントエンドボードの特性とパフォーマンス
| Title |
Characterization_and_performances_of_an_upgraded_front-end-board_for_the_NectarCAM_camera |
| Authors |
F._Bradascio,_F._Brun,_F._Cangemi,_S._Caroff,_E._Delagnes,_D._Gascon,_J.-F._Glicenstein,_D._Hoffmann,_P._Jean,_C._Juramy-Gilles,_J.-P._Lenain,_V._Marandon,_J.-L._Meunier,_E._Pierre,_M._Punch,_A._Sanuy,_P._Sizun,_F._Toussenel,_B._Vallage,_V._Voisin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11631 |
この論文では、チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)用に開発されたNectarCAMカメラ用フロントエンドボード(FEB)の最新バージョンの分析について説明します。FEBは、カメラの光電子増倍管からの信号を読み取ってデジタルデータに変換し、モジュールレベルのトリガー信号を生成する重要なコンポーネントです。この調査では、高度な機能を備えた改良されたNECTAr3チップの使用を含む、新しいFEBバージョンの設計とパフォーマンスの概要を示します。NECTAr3チップには、1GHzで信号をサンプリングするためのスイッチトキャパシタアレイと、トリガー信号の受信時にデジタル化するための12ビットアナログ-デジタルコンバータ(ADC)が含まれています。新しいNECTAr3チップの統合により、NectarCAMのデッドタイムが以前のバージョンと比べて1桁大幅に短縮されました。この論文では、新しいFEBの性能を特徴付けるために、タイミング性能、直線性、ダイナミックレンジ、デッドタイムの測定を含む実験室テストの結果も示しています。
バイナリの 1 つのコンポーネントの周りの逆行ディスクは傾きに対して不安定です
流体力学シミュレーションにより、連星系の1つの構成要素の周囲にある共面円盤が連星系に対して逆行方向に周回する場合、大域的傾斜に対して不安定になる可能性があることを示します。円盤は、伴星に最も近い円盤の最も外側の半径で連星軌道に対して最大の傾斜角の成長を経験します。この傾斜の不安定性はテスト粒子でも発生します。逆行円盤は潮汐方向に切り取られておらず、伴星の軌道に向かって外側に広がっているため、順行円盤よりもはるかに大きくなります。同一平面上の逆行ディスクは円形のままですが、同一平面内の順行ディスクは偏心する可能性があります。我々は、この傾斜の不安定性は、連星の傾斜と潮汐場の相互作用によって引き起こされる円盤共鳴によるものであると示唆しています。このモデルは、中性子星伴星を形成した超新星からの十分に強いキックがあった場合に、Be星の円盤が連星軌道に対して逆行する可能性があるBe/X線連星に適用できます。中性子星への降着とその結果として生じるX線の爆発は、順行の場合に比べて逆行の場合の方が弱いです。
光度曲線の導関数を使用したオーバーコンタクトバイナリの質量比推定
食連星の測光質量比は、通常、反復法による光曲線モデリングによって推定されます。我々は、合理的な不確実性値を提供する光度曲線の導関数を使用して、オーバーコンタクトバイナリの測光質量比を推定するための新しい方法を提案します。この方法では主に、光度曲線の三次導関数で見つかった2つの局所極値の間の時間間隔値のみが必要であり、反復手順は必要ありません。この方法を実際のオーバーコンタクトバイナリデータのサンプルに適用し、推定された質量比を分光学的に決定された値と比較しました。比較の結果、サンプルの$\sim$67%の推定質量比が推定不確かさの範囲内で分光学的質量比と一致し、それらの95%の誤差が$\pm0.1$以内であることがわかりました。私たちの方法は、既存および将来の調査で見つかった多数のオーバーコンタクト食連星の質量比の推定や、各システムの光曲線解析に役立つはずです。
実験用ナノ粒子から推測されるダスト粒子とその集合体の多様な特徴
ナノメートルからマイクロメートルサイズの固体塵粒子は、星や惑星の形成において重要な役割を果たします。しかし、その重要性にもかかわらず、塵粒子の物理的および化学的特性に関する私たちの理解はまだ暫定的なものです。宇宙に近い元素比率を持つ固体出発物質から発生する蒸気の凝縮実験を行った。レーザーフラッシュ加熱とその後の冷却により、多様な種類のナノ粒子が同時に生成されました。ここでは、宇宙に存在する可能性のあるダスト粒子として4種類のナノ粒子を紹介します。鉄または水素化鉄コアと非晶質ケイ酸塩マントルを備えたコア/マントルナノ粒子（タイプIS）。オキシ炭化ケイ素ナノ粒子および水素化オキシ炭化ケイ素ナノ粒子（SiOC型）。およびカーボンナノ粒子(タイプC)はすべて1回の加熱と冷却で生成されます。タイプISおよびSiOCナノ粒子は、潜在的な天体物理学的塵に対しては新しいものです。ナノ粒子は凝集して、緻密なものからふわふわしたもの、ネットワーク状のものまで、さまざまな構造をとります。化学、形状、構造が多様なナノ粒子が同時に形成されることで、天体物理学的塵粒子の再評価が促される
新千年紀の連星
連星は単星と同じくらい一般的です。連星は、距離に関係なく星の質量を決定できるため、天体物理学者にとって非常に重要です。それらは恒星の進化理論理解の基礎であり、宇宙距離の測定、銀河の進化、元素合成、および激変変星、X線連星、Ia型超新星、重力波などの重要な天体の形成において重要な役割を果たしています。二重にコンパクトなオブジェクトを生成します。この記事では、新千年紀における連星に対処する上での重要な理論的および観測的進歩をレビューします。大規模な調査プロジェクトの増加により、膨大な数の連星が発見され、連星個体群の統計的研究が可能になり、恒星と連星進化の物理学について前例のない洞察が得られるようになりました。一方、バイナリ進化の理論概念と数値的アプローチの急速な発展により、物質移動や共通包絡線進化の安定性など、長年のバイナリ関連の問題の軽減に大きな進歩が見られました。それにもかかわらず、恒星および連星の天体物理学の基本的な問題を完全に理解することは依然として課題です。今後の大規模な調査プロジェクトとますます洗練された計算手法が将来の進歩につながるでしょう。
ロジェン天文台の望遠鏡によるPMS星の測光モニタリング
| Title |
Photometric_monitoring_of_PMS_stars_with_the_telescopes_at_Rozhen_Observatory |
| Authors |
Evgeni_Semkov,_Sunay_Ibryamov,_Stoyanka_Peneva,_Asen_Mutafov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11627 |
数十年にわたり、私たちはいくつかの星形成領域の測光モニタリングを行ってきました。私たちのプログラムでは、FUオリオニス、EXルピ、UXオリオニス、およびその他の同様だが未分類のタイプの天体の観測が重要な位置を占めています。これら3種類の若い変光天体は、大きな振幅で明るさの変化を示し、星形成研究者の注目を集めています。しかし、長期にわたる多色測光データがなければ、それらを区別することが常に可能であるとは限りません。このため、私たちは現在のCCD観測からデータを収集し、写真乾板アーカイブからのデータを補足しています。この論文では、ロジェン天文台で作成された4つのPMS天体(V2493Cyg、V582Aur、V733Cep、V1180Tau)の光学測光研究から得られた最新のデータを示します。私たちのモニタリングは$BVRI$フィルターで実行され、カラーインデックスの変動も調べることができます。これらの天体の歴史的な光度曲線を分析することで、私たちは恒星の進化の初期段階に関連するプロセスに関する情報を得ようとしています。
$f_{68}$ 周波数を示す基本波モードと倍音モード RR こと座星にも同様の追加周波数パターン
| Title |
Similar_additional_frequency_patterns_on_fundamental_and_overtone_mode_RR_Lyrae_stars_showing_$f_{68}$_frequencies |
| Authors |
J\'ozsef_M._Benk\H{o}_and_G\'abor_B._Kov\'acs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11670 |
これまで、RRこと座星の基本モード(RRab)と脈動する倍音モード(RRcおよびRRd)の追加周波数は異なる性質を持っているように見えました。RRabスターは、周期的な2倍化に関連する周波数、1番目と2番目の放射倍音の周波数、およびこれらの線形結合を示します。RRc星は、非放射状モードによって説明される特定の比($f_1/f_x\sim$0.61または$\sim$0.63)を持つ周波数と、現在受け入れられている説明が存在しない$f_x/f_1\sim0.68$比を持つ周波数を示します。スペクトル内容の類似性を探すために、最近発表されたRRc星のTESSおよびK2データのフーリエスペクトルと、ブラジコ効果を示さないが追加の周波数を含むケプラーRRab星のスペクトルを比較しました。時系列データは標準的なフーリエ法を使用して解析され、RRab星における第2動径倍音モードの励起の可能性も数値流体力学コードを使用してテストされました。非ブラジコRRab星の第2動径倍音モードの位置に追加の周波数が現れ、それらが作成するパターンが、図の周期比$\sim0.68$の追加の周波数によって引き起こされるパターンと非常によく似ていることを示します。Rrcスター。これらのRRab星の追加の周波数が2番目の放射状倍音によって説明されるという前者の説明はありそうもありません。
おうし座のおうし座 T 型星の集団の特定: 紫外線と光の相乗効果
| Title |
Identifying_the_population_of_T-Tauri_stars_in_Taurus:_UV-optical_synergy |
| Authors |
Prasanta_K._Nayak_(1_and_5),_Mayank_Narang_(1_and_4),_Manoj_Puravankara_(1),_Himanshu_Tyagi_(1),_Bihan_Banerjee_(1),_Saurabh_Sharma_(2),_Rakesh_Pandey_(2),_Arun_Surya_(1),_Blesson_Mathew_(3),_R._Arun_(6),_K._Ujjwal_(3)_and_Sreeja_S._Kartha_(3)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India,_(2)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences_(ARIES),_Nainital,_India,_(3)_Department_of_Physics_and_Electronics,_CHRIST_(Deemed_to_be_University),_Bangalore,_India,_(4)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_&_Astrophysics,_Taipei,_Taiwan,_Republic_of_China,_(5)_Institute_of_Astrophysics,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(6)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11781 |
正確な測光と天文測定を備えたガイアミッション$Gaia$DR3の3回目のデータ公開により、これまでにない規模で星の挙動を研究することが可能になりました。この論文では、GALEXとGaiaの調査を組み合わせて、UVおよび光学CMDを使用してT-Tauri星(TTS)候補を特定するための新しい基準を開発しました。我々は19個のTTS候補を発見しました。そのうち5個は、TaurusMolecularCloud(TMC)で新たに特定されたTTSであり、これまでTMCメンバーとしてカタログ化されていませんでした。TTS候補の一部については、インドのいくつかの望遠鏡から光学スペクトルも取得しました。また、$Gaia$DR3のデータを使用した、おうし座の若い星の距離と固有運動の分析も紹介します。おうし座の星は距離とともに二峰性の分布を示し、$130.17_{-1.24}^{1.31}$pcと$156.25_{-5.00}^{1.86}$pcにピークがあることがわかりました。この二峰性の理由は、TMC領域の異なる雲の距離が異なるためであると考えられます。さらに、2つの集団が同様の年齢と適切な運動分布を持っていることを示します。$Gaia$DR3の色等級図を使用して、おうし座の年齢が100万歳と一致していることを示します。
大規模星形成領域AFGL 5180におけるアウトフローとYSOの近赤外線観測
| Title |
Near-Infrared_Observations_of_Outflows_and_YSOs_in_the_Massive_Star-Forming_Region_AFGL_5180 |
| Authors |
S._Crowe,_R._Fedriani,_J._C._Tan,_M._Whittle,_Y._Zhang,_A._Caratti_o_Garatti,_J.P._Farias,_A._Gautam,_Z._Telkamp,_B._Rothberg,_M._Grudic,_M._Andersen,_G._Cosentino,_R._Garcia-Lopez,_V._Rosero,_K._Tanaka,_E._Pinna,_F._Rossi,_D._Miller,_G._Agapito,_C._Plantet,_E._Ghose,_J._Christou,_J._Power,_A._Puglisi,_R._Briguglio,_G._Brusa,_G._Taylor,_X._Zhang,_T._Mazzoni,_M._Bonaglia,_S._Esposito,_and_C._Veillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11909 |
方法:AFGL5180の広帯域および狭帯域イメージングは、視限界($\sim0.5\arcsec$)と高角度解像度($\sim0.09\arcsec$)の両方で、LBTを使用したNIRで行われました。補償光学(AO)モードおよびHSTを使用。アーカイブされたアルマ望遠鏡連続体データも活用されました。結果:H$_2$および[FeII]追跡衝撃ガスからのNIR放出により、少なくとも40個のジェットノットが特定されました。中心の最も重い原始星S4から流出する明るいジェットノットは、源の東に向かって検出され、AOイメージングで詳細に解像されます。追加の結び目はフィールド全体に分布しており、おそらく複数の駆動源が存在することを示しています。アルマ望遠鏡によって検出されたサブミリ波源は、AFGL5180Mという2つの主要な複合体と、その南にある小さなクラスター$\sim15\arcsec$であるAFGL5180Sに分類されることが示されています。私たちのNIR連続体画像から、質量に至るまでYSO候補を特定します。$\sim0.1\:M_\odot$の。サブmm線源と組み合わせると、約0.1pcの投影半径内で$N_*\sim10^3{\rmpc}^{-2}$のYSOの面数密度が得られます。このような値は、乱流塊状環境からのコア降着と競合降着の両方のモデルによって予測される値と類似しています。$N_*$の半径方向のプロファイルは、0.2~pcまでのスケールでは比較的平坦ですが、0.05~pc内の巨大な原始星の周囲ではわずかな増強のみが見られます。結論:この研究は、遠方領域での流出活動とYSOを検出するための、特にAOを使用した高解像度NIRイメージングの有用性を実証します。提示された画像は、大質量原始星の大規模な双極流内の流出衝撃を受けたガスの複雑な形態を明らかにするとともに、この領域にある他のいくつかの流出駆動源の明確な証拠を明らかにしている。最後に、この研究は、私たちの研究で観測されたYSO表面数密度を大質量星形成のさまざまなモデルと比較するための新しいアプローチを提示します。
太陽コロナ加熱を解読する: 表面対流による小規模ループの活性化
| Title |
Deciphering_the_solar_coronal_heating:_Energizing_small-scale_loops_through_surface_convection |
| Authors |
D._N\'obrega-Siverio,_F._Moreno-Insertis,_K_Galsgaard,_K._Krikova,_L._Rouppe_van_der_Voort,_R._Joshi,_M._S._Madjarska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11912 |
太陽大気は、一般にコロナ輝点(CBP)として知られる高温の小規模ループのクラスターで満たされています。これらのユビキタスな構造は、数時間から数日間にわたって強力なX線および/または極紫外線(EUV)を放出するため、太陽の中で目立つため、太陽コロナ加熱のパズルを解く際に重要なピースとなります。さらに、それらはコロナジェットや小規模なフィラメント噴出の原因となる可能性があります。ここでは、数時間にわたる持続的なCBP加熱を説明するBifrostコードを使用した新しい3D数値モデルを紹介します。我々は、確率的光球対流運動だけがCBPの磁場トポロジーに大きなストレスを与え、太陽表面から数メガメートル上にあるCBPの内部スパインの周囲に集中する重要なジュール加熱と粘性加熱を引き起こすことを発見した。また、観測されたダークコロナジェットに似た微弱なEUV信号を伴う継続的な上昇流や、H$_{\alpha}$フィブリルがリコネクションサイトと相互作用するときの小規模な噴火も検出した。SDOとSSTからの同時CBP観測を、Multi3D合成コードを使用してEUV波長およびH$_{\alpha}$ラインの数値結果から計算された観測可能な診断と比較することにより、モデルを検証します。さらに、「ひので」、「ソーラーオービター」、「IRIS」と比較できる合成観測物も提供します。私たちの結果は、太陽コロナ加熱問題のさまざまな側面の理解において一歩前進となります。
ゼロおよび有限温度における高密度物質の状態方程式
| Title |
Dense-matter_equation_of_state_at_zero_&_finite_temperature |
| Authors |
Alexander_Clevinger,_Veronica_Dexheimer,_Jeffrey_Peterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10852 |
高密度では、物質は非閉じ込めクォーク物質に相転移すると予想されます。それが起こる密度と転移の強さはまだほとんどわかっていませんが、既知の実験データや信頼できる理論結果と一致するようにモデル化することができます。CMFモデル内の温度と強い磁場の両方によって、高密度物質の閉じ込めがどのように影響を受けるかを説明します。私たちのアプローチにおけるさまざまな依存関係を調査するために、すべてゼロ温度でのさまざまな自由度、さまざまなベクトル結合項、およびさまざまな脱閉じ込めポテンシャルの仮定によって脱閉じ込めがどのような影響を受けるかを調査します。中性子星におけるゼロネットストレンジネスおよびアイソスピン対称重イオン衝突物質とベータ平衡電荷中性物質の両方について議論します。
修正されたライスナー・ノルドストルム時空の影響
ここでは、修正されたライスナー・ノルドシュトルム時空を考慮します。ここでは、中心の物体(ブラックホールや裸の特異点など)が、通常の、つまり標準モデル(SM)の電荷を持つ質量と、暗い電荷を持っています。暗黒物質(DM)に関連する電荷。この暗黒電荷を含めると、通常の電気力学には影響を与えませんが、時空の重力特性が変更されます。帯電したSM試験粒子と帯電していないSM試験粒子の両方の測地線運動は、暗電荷の存在により変更されます。この変更により、暗電荷の検出と測定が可能になる可能性があり、特に、(1)軌道を周回する粒子の実効ポテンシャルが変更され、その結果、(2)円軌道上の試験質量の角運動量とISCOが、通常のReissner-Nordstr\"omのケース。(3)裸の特異点の場合、短距離の反発重力により、SM電荷とDM電荷の両方に依存する「浮遊大気」が無重力半径で形成される可能性があります。その場合、空中浮遊大気が裸の特異点を覆い隠す可能性があります。
タリウム 208: その場中性子捕獲元素合成の標識
| Title |
Thallium-208:_a_beacon_of_in_situ_neutron_capture_nucleosynthesis |
| Authors |
Nicole_Vassh,_Xilu_Wang,_Maude_Lariviere,_Trevor_Sprouse,_Matthew_R._Mumpower,_Rebecca_Surman,_Zhenghai_Liu,_Gail_C._McLaughlin,_Pavel_Denissenkov,_and_Falk_Herwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.10895 |
我々は、タリウム208からのよく知られた2.6MeVガンマ線輝線が、その合成が可能な高速(r)中性子捕獲プロセスと中間(i)中性子捕獲プロセスの両方により、天体物理学的重元素生成のリアルタイム指標として機能する可能性があることを実証します。。我々は、銀河中性子星合体におけるr過程を考察し、Tl-208が約12時間から約10日間、そして再びイベントから約1〜20年後に検出可能であることを示した。Tl-208の検出は、（金の合成を示唆する）鉛生成の直接信号について確認された唯一の見通しを表しており、銀河系の出来事を検出することを目的としているが、銀河系の近くのいくつかの銀河にも到達できるかもしれない将来のMeV望遠鏡ミッションの重要性を主張している。ローカルグループ。
相対論的熱伝導の汎用モデルがカーターの多流体であることを示します。これにより、汎用形式から直接多流体の構成関係を計算できます。簡単な応用として、無限熱伝導率の極限において、GENERIC熱伝導が超流動性の相対論的二流体モデルに還元されることを証明します。この驚くべき「クロスオーバー」は相対論的因果関係の結果です。拡散が速すぎると、すべての拡散電荷が光円錐の表面に蓄積され、最終的には波のように光速で移動します。私たちの分析は非摂動的であり、完全な非線形領域で実行されます。
私たちは、粒子が赤道面以外の全空間に分布しているとみなして、カーブラックホールへの相対論的ウラソフガスの降着を研究します。カー幾何学の完全な$3+1$次元枠組みで相対論的Liouville方程式を解きます。静止した軸対称の流れの場合、分布関数が共役座標から独立していることを証明します。Maxwell-J\"{u}ttner分布に近似できる明示的な分布については、粒子電流密度、応力エネルギー運動量テンソル、質量、エネルギー、角運動量の単位付加率をさらに計算します。解析結果全体距離は有限距離で計算された数値限界と一致することを示し、特に単位質量降着率は低温限界の場合のシュヴァルツシルトの結果と一致することを示す。3つの単位降着速度はカー計量の角度によって変化し、ウラソフガスの降着はカーブラックホールの速度を低下させます。赤道に近づくほど、ブラックホールの速度は速くなります。
高速ラジオバースト信号の高周波重力波
MHzからGHzまでの高周波重力波(HFGW)に関する証拠が増えています。いくつかのHFGW検出器は10年以上稼働しており、最近2つのGHzイベントが報告されています。ただし、検出が確認されるまでには10年かかる可能性があります。このエッセイは、高速電波バースト(FRB)のような説明のつかない観測された天体物理現象がHFGWの間接的な証拠を提供する可能性があると主張しています。特に、Gertsenshtein-Zel$'$dovich効果を使用して、私たちのモデルがFRBの3つの重要な特徴を説明できることを示します。最大$1000~{\rmJy}$のピーク磁束を生成し、パルス幅とコヒーレントを自然に説明します。FRBの性質。つまり、私たちのモデルは、現在の検出能力を超えた、HFGWの間接検出に関する新しい視点を提供します。したがって、FRBのような過渡現象は、マルチメッセンジャー天文学の豊富な情報源です。
M31銀河とM87銀河に暗黒物質混合パルサーが存在する可能性
| Title |
Possible_Existence_of_Dark_Matter_Admixed_Pulsar_in_M31_and_M87_Galaxies |
| Authors |
Sulagna_Mondal,_Sajahan_Molla,_Prabir_Kumar_Halder_and_Mehedi_Kalam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11170 |
以前の研究[1、2、3]では、暗黒物質混合パルサーの存在の可能性が、特異等温球密度プロファイル、普遍回転曲線密度プロファイル、およびナバロ・フレンク・ホワイト密度プロファイルという3つの異なる暗黒物質密度プロファイルに基づいて議論されてきました。それらは、私たちの天の川銀河に存在するパルサーや、天の川銀河のいくつかの衛星矮星銀河について議論するために使用されてきました。この記事では、普遍回転曲線(URC)暗黒物質密度プロファイルを使用して、銀河M31とM87に対する同様の影響を観察します。現在、M31銀河とM87銀河にも暗黒物質混合パルサーが存在する可能性がかなりあると結論付けることができるため、これらの研究は非常に重要です。
| Title |
Quantum_entanglement_of_ions_for_light_dark_matter_detection |
| Authors |
Asuka_Ito,_Ryuichiro_Kitano,_Wakutaka_Nakano_and_Ryoto_Takai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11632 |
ポールイオントラップシステムを使用して、アクシオン暗黒物質や暗黒光子暗黒物質などの軽い暗黒物質の検出スキームが検討されています。我々はまず、ポールトラップ内のイオンの振動モードの基底状態と最初の励起状態から構築された量子ビットが、その共鳴励起による弱い電場の効果的なセンサーとして機能できることを実証します。結果として、ポールイオントラップを使用すると、neV範囲付近の質量を持つ軽い暗黒物質によって誘発される弱い電場を探索することができます。さらに、$N$イオンが関与するもつれ量子ビット系は励起率を$N^2$倍高めることができることを示します。アクシオンと光子の結合およびゲージ速度論的混合に対するPaulイオントラップシステムの感度は、これまで探索されていなかったパラメーター空間に到達する可能性があります。
恒星 $\beta$-$s$ の減衰率-プロセス分岐点 $^{204}$Tl: 禁止された遷移
| Title |
Stellar_$\beta$-decay_rate_of_$s$-process_branching-point_$^{204}$Tl:_forbidden_transitions |
| Authors |
Yang_Xiao,_Bin-Lei_Wang,_Long-Jun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11687 |
我々は、許容遷移と最初に禁止された遷移の両方からの寄与を考慮した投影殻モデルに基づいて、高温と密度の恒星環境における星核の$\beta$崩壊速度を計算する理論的方法を提案します。最初の例として、最後の$s$過程分岐点核の1つである$^{204}$Tlの恒星$\beta$崩壊率が計算され研究されます。ここで、すべての関連する遷移は最初に禁止されます。トランジション。地上の場合、基底状態から基底状態への遷移は、固有の最初に禁止された遷移であり、これは私たちの計算によって合理的に説明されます。典型的な$s$プロセス温度($T\約0.3$GK)では、親原子核の熱的に密集した励起状態からの非固有の第一禁止遷移が関与しており、我々の計算による実効速度は、高橋と横井によって広く使用されているデータテーブルから。第一禁止遷移における核マトリックス元素の消光因子が恒星の$\beta$崩壊速度に及ぼす影響についても議論する。
さまざまな薄い降着物によって照らされた、帯電したホーンデスキ ブラック ホールの影の画像とリングを調査する
| Title |
Investigating_shadow_images_and_rings_of_the_charged_Horndeski_black_hole_illuminated_by_various_thin_accretions |
| Authors |
Xiao-Jun_Gao,_Tao-Tao_Sui,_Xiao-Xiong_Zeng,_Yu-Sen_An_and_Ya-Peng_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.11780 |
この論文では、幾何学的にも光学的にも薄い降着流によって照らされた、荷電ホーンデスキブラックホールの影とリングを調査します。球状降着流と薄円盤降着流の2種類の降着モデルを検討します。どちらのタイプのモデルでも、荷電したホーンデスキブラックホールの影のサイズは電荷の増加とともに減少し、ライスナーノルドストレム(RN)ブラックホールではよりゆっくりと減少することがわかります。球状降着流ではモデルを解析すると、ホーンデスキブラックホールの電荷の増加により周囲の光の輪が明るくなり、ドップラー効果により、放射運動の降着流に伴って帯電したホーンデスキブラックホールが明るくなることがわかります。静的な降着流モデルに比べて影は暗くなりますが、影の大きさは降着流の動きには影響されません。降着流からの直接放射が支配的であり、レンズリングからの寄与は比較的小さく、フォトンリングからの寄与は無視できるほどである.また、ホーンデスキブラックホールの電荷が増加するにつれてリングの明るさが減少し、その減少が起こることも判明したRNブラックホールの場合よりも重要です。さらに、降着流の放射位置は、荷電ホーンデスキブラックホールの影のサイズとリングの明るさに影響を与える可能性があります。
