ローカルスーパーボリュームのアンチハローボイドカタログ
| Title |
An_Anti-halo_Void_Catalogue_of_the_Local_Super-Volume |
| Authors |
Stephen_Stopyra,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12926 |
ローカルスーパーボリューム($<135\,h^{-)内に半径$R>10\,h^{-1}\mathrm{\,Mpc}$を持つ$150$ボイドのアンチハローボイドカタログを構築します。1}\mathrm{\,Mpc}$(天の川銀河から))、銀河からのベイジアン原点再構成(\codefont{BORG})によるフィールドレベルの推論によって推論された初期条件の事後再シミュレーションを使用します。事後からの異なるサンプルを結合することによって、単一の統一されたボイドカタログを作成するための新しいアルゴリズムを説明し、利用します。カタログは$135\,h^{-1}\mathrm{\,Mpc}$まで完成しており、ボイドの存在量は理論的予測と一致しています。最後に、後方サンプル全体にわたって確実に特定された空隙の積層密度プロファイルを計算し、これらが環境選択後の$\Lambda$CDMの期待値と一致することを示します(例:推定$\sim4\%$過小密度)ローカルスーパーボリューム）が考慮されます。
宇宙空隙内の空隙確率関数: 実空間における高次相関の階層的スケーリングの証拠
| Title |
Void_Probability_Function_inside_cosmic_voids:_evidence_for_hierarchical_scaling_of_high-order_correlations_in_real_space |
| Authors |
Federico_D\'avila-Kurb\'an_(1),_Andr\'es_N._Ruiz_(1_and_2),_Dante_Paz_(1_and_2)_and_Diego_Garcia_Lambas_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia_Te\'orica_y_Experimental,_CONICET-UNC,_C\'ordoba,_Argentina,_(2)_Observatorio_Astron\'onmico,_Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_C\'ordoba,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12928 |
TNG300-1シミュレーションにおける宇宙空隙の内側と外側の縮小空隙確率関数(VPF)を、実際の赤方偏移空間とシミュレートされた赤方偏移空間の両方で比較します。VPFは、銀河の分布を完全に理解するために重要な高次クラスタリングの情報を抽出するためのセル内カウントアプローチの特殊なケースです。これまでの研究では、赤方偏移調査において、銀河クラスタリングモーメントの階層的スケーリングパラダイムが「負の二項」モデルとよく一致していることが検証されていますが、このパラダイムは実空間では有効ではないことも報告されています。しかし、この研究では、階層的なスケーリングが実際に宇宙の空洞内の現実空間で見られることがわかります。これは、負の二項モデルによってよく適合されます。この結果は、空隙の識別、銀河の質量、ランダムな希釈、および赤方偏移の変化に対して堅牢であることがわかります。また、高赤方偏移における実空間のVPFは負の二項モデルに近づき、したがって現時点の空隙内のVPFと類似していることがわかります。この研究は、実空間の空洞内部の銀河の高次クラスタリングが階層的にスケーリングされ、宇宙の原始的な構造形成プロセスが保存されているという証拠を初めて示した。
宇宙時間による二次ハローバイアス I: スケーリング関係と宇宙の網とのつながり
| Title |
Secondary_halo_bias_through_cosmic_time_I:_Scaling_relations_and_the_connection_with_the_cosmic_web |
| Authors |
Andr\'es_Balaguera-Antol\'inez,_Antonio_D._Montero-Dorta,_Ginevra_Favole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12991 |
私たちは、さまざまな固有および環境ハロー特性の関数として二次ハローバイアスの信号を測定し、その統計的重要性を宇宙論的赤方偏移の関数として特徴付けます。暗黒物質ハローの固定および対の$N$-bodyシミュレーション--\texttt{UNIT}シミュレーション--を使用し、$10^{11}M_{\odot}h^{-1}$を超える質量を広範囲にわたって特定宇宙論的赤方偏移の範囲($0<z<5$)を使用して、さまざまなハロー特性間のスケーリング関係の挙動を調査します。ハロー分布とその根底にある暗黒物質場に基づいた新しい環境特性が含まれています。大規模な有効バイアスのオブジェクトごとの推定器を実装し、標準的なアプローチに対してその妥当性をテストします。各トレーサーにバイアスを割り当てて、バイアスの分布と二次ハローバイアスの信号を特徴付けることを目的とした統計分析を実行します。ハローポテンシャル井戸の直接プローブをリンクするハロースケーリング関係がどのように環境に依存しないかを示します。それどころか、ハロー質量といわゆる一連の二次ハロー特性との間のリンクは、宇宙論的環境の影響を受けやすい。二次バイアスの信号が、ハロー質量への標準的なリンクを超えた二次相関から統計的に派生することを示します。我々は、二次バイアスが、ハロー分布またはその下にある暗黒物質場の特性に関連する非局所的および/または環境的特性を通じて生じることを示します。潮汐場や局所的なマッハ数などの特性は、最も重要性の高い二次バイアスの信号を生成します。私たちは、二次バイアスの信号を含む模擬カタログの生成のための個別バイアスの割り当ての応用と、大規模な銀河データセットのマイニングを目的とした一連の宇宙論的解析を提案します。
宇宙21cm信号で宇宙の夜明けと再電離の時代を解明
中性水素からの21cm宇宙信号は、有望なツールと考えられており、宇宙の夜明け(CD)や再電離時代(EoR)の観測と研究に使用されています。この論文の重要な部分は、いくつかの物理プロセスを考慮したCDからの全球HI21cm信号の半解析モデリングに焦点を当てています。さらに、現在利用可能な観測を使用して、CDおよびEoR中に支配的な銀河の性質を調査します。私たちの研究では、暗黒時代と宇宙の夜明けの間の原始磁場(PMF)の赤方偏移の進化と、「より冷たいIGM」背景のEDGES21cm信号に照らしてそれを抑制する見通しを研究しています。PMFによるIGM加熱速度が標準シナリオと比較して向上することがわかります。ただし、PMFは、より低い赤方偏移でのEDGES吸収信号の上昇を説明する可能性の低い候補です。さらに、初期のPop~III星とPop~II星の両方からの超新星によって生成された宇宙線陽子によるIGMの加熱を詳細に考察します。我々は、EDGES信号がライマン-$\alpha$結合および暗黒物質-バリオン相互作用とともに宇宙線加熱によってうまく適合できることを示します。さらに、EDGES検出が現在の再電離および再電離後の観測と一致する条件を調査します。再電離の放射伝達流体力学シミュレーションから導出された物理的動機のソースモデルをMCMCサンプラーに結合することにより、既存の制約を同時に再現するには、高いフォトン脱出率とともに低質量ハローからの高い寄与が必要であることがわかりました。より高度で洗練された望遠鏡の構築に多大な努力が払われれば、将来の21cm信号検出では、PMFの振幅と宇宙線陽子の効率、ひいては初期の星形成速度に対してより適切な制約を与えることができるでしょう。
LIGO/おとめ座重力波イベントGW190412とDESI銀河によるハッブル定数のダークサイレン測定
| Title |
A_dark_siren_measurement_of_the_Hubble_constant_with_the_LIGO/Virgo_gravitational_wave_event_GW190412_and_DESI_galaxies |
| Authors |
W._Ballard,_A._Palmese,_I._Maga\~na_Hernandez,_S._BenZvi,_J._Moon,_A._J._Ross,_G._Rossi,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_R._Blum,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_A._de_la_Macorra,_A._Dey,_P._Doel,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_K._Honscheid,_A._Kremin,_M._Manera,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_F._Prada,_E._Sanchez,_G._Tarl\'e,_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13062 |
LIGO/Virgoによって検出された非対称バイナリブラックホール合体である重力波イベントGW190412をダーク標準サイレンとして使用したハッブル定数$H_0$の測定結果を示します。このイベントには対応する電磁波が存在しないため、統計的標準サイレン法を使用し、ダークエネルギー分光器(DESI)調査からの潜在的な主銀河よりも周縁化します。GW190412は12deg$^2$(90%の信頼区間)によく局在しているため、ダークサイレン解析に有望です。$H_0=85.4_{-33.9}^{+29.1}$km/s/Mpcのダークサイレン値。赤方偏移の過剰密度と一致する後方形状を持ちます。GW170817からの明るい標準サイレン測定と組み合わせると、$H_0=77.96_{-5.03}^{+23.0}$km/s/Mpcが回復します。これは、$H_0$の初期および後期の両方の宇宙測定と一致します。この研究は、DESIデータを使用して実行された最初の標準サイレン分析を表しており、これまでにダークサイレン分析で使用された最も完全な分光サンプルが含まれています。
SPHEREx マルチトレーサ Redshift Space Bispectrum を使用した $f_{\mathrm{NL}}$ の測定
| Title |
Measuring_$f_{\mathrm{NL}}$_with_the_SPHEREx_Multi-tracer_Redshift_Space_Bispectrum |
| Authors |
Chen_Heinrich,_Olivier_Dore_and_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13082 |
バイスペクトルは、原始非ガウス性パラメータ$f_{\mathrm{NL}}$を誤差で次数単位未満に測定するのに役立つ重要な統計であり、単一フィールドインフレーションモデルとマルチフィールドインフレーションモデルを区別できるようになります。宇宙の歴史、再電離時代と氷の探査のための分光光度計(SPHEREx)ミッションは、近赤外線での$\sim$100バンドの全天観測を使用してこの測定を行うのに特に適しています。その結果、SPHERExデータには、分光器のような赤方偏移測定値を持つ銀河や、はるかに大きな誤差を持つ銀河が含まれることになります。この論文では、SPHERExの更新されたマルチトレーサー予測に関連して$f_{\mathrm{NL}}$制約に対する測光赤方偏移誤差の影響を評価し、最初の3つの偶数バイスペクトル多極子の方位平均が（文献に示されている分光調査の場合とは対照的に）ほとんどの情報を捕捉するにはもはや十分ではありません。ただし、5つの銀河サンプルすべてと6つの赤方偏移ビンを含む最終的なSPHERExの結果は、深刻な影響を受けません。これは、全体の結果は赤方偏移誤差が最も優れたサンプルによって支配され、悪いサンプルは宇宙の分散を低減するのに役立つためです。バイスペクトルのみからの基準結果$\sigma_{f_{\mathrm{NL}}}=0.7$は、$l_{\mathrm{max}}=0$を使用すると$18\%$と$3\%$増加します。それぞれ2。また、基準赤方偏移誤差を変更したり、複数のトレーサーの組み合わせのサブセットや、さまざまな圧縮係数を持つ三角形を使用したりするときのパラメーター制約への影響も調査します。ここでの基準結果は最終的なSPHEREx機能ではないことに注意してください。パワースペクトルが含まれると$\sigma_{f_{\mathrm{NL}}}=0.5$になるという目標はまだ達成されています。
CSSTとLSSTによる宇宙シアと超新星倍率の共同解析の予測
宇宙せん断と宇宙倍率は、同じ重力レンズ場を反映します。これら2つのプローブはそれぞれ、異なる体系の影響を受けます。私たちは、中国宇宙測量望遠鏡(CSST)からの宇宙シアーと大型シノプティックサーベイ望遠鏡(LSST)からの超新星の宇宙倍率の自己相関と相互相関を研究します。私たちは、倍率データを追加することによって、宇宙シア測定における系統的な偏りをどの程度除去できるかに答えたいと考えています。異なる断層撮影ビン間の相関に基づいて模擬せん断/倍率マップを生成します。補正されたパワースペクトルを取得した後、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)手法を採用して理論モデルをフィッティングし、宇宙論的パラメータと迷惑パラメータの制約を調査します。宇宙シアーデータのみでは、$\sigma_8$と固有のアライメントモデルパラメータに$1\sigma$のバイアスがあることがわかります。倍率データを追加することで、これらのバイアスを完全に取り除くことができます。
多くの $H_0$ の物語
ハッブルパラメーター$H_0$は一義的に定義された量ではありません。赤方偏移を近宇宙の距離に関連付けますが、$\Lambda$CDM標準宇宙論モデルの重要なパラメーターでもあります。そのため、$H_0$は、異なる宇宙時代のいくつかの物理プロセスと複数の観測物に影響を与えます。我々は、a)データとその解釈に重要な系統性がなく、b)採用された宇宙論的モデルが正しい場合に一致すると予想される$H_0$を12個以上数えました。いくつかの例外を除いて（ことわざ的に規則を裏付ける）、これらの決定は高い統計的有意性で一致しません。それらの値は、低(68km/s/Mpc)キャンプと高(73km/s/Mpc)キャンプの2つのキャンプの周りに集中しています。それはアンカーの問題のようです。宇宙膨張履歴の形状はモデルと一致しますが、一致しないのは正規化です。データ/分析の体系化を超えて、モデルが間違っている場合、それを「修正」する実行可能な方法は2つだけです。初期時間($z\gtrsim1100$)の物理を変更して初期時間の正規化を変更することによって、またはグローバルな正規化を行うことです。変更により、モデルの基本的な仮定(均一性、等方性、重力など)に影響を与える可能性があります。これら3つのオプションはどれもコミュニティのコンセンサスを持っていません。研究コミュニティは20年間、$\Lambda$CDMからの逸脱を積極的に探してきました。私たちが見つけたかもしれないものは、魔神を瓶に戻せたらいいのにと思います。
暗黒物質は、銀河内のドブロイ波長が1kpc程度である超軽量粒子で構成されている可能性があります。このファジィ暗黒物質(FDM)の標準モデルは、シュルオーディンガー・ポアソン方程式に従う複雑なスカラー場です。FDMの波状の性質により、重力場の変動が生じ、銀河の恒星構成要素にエネルギーを送り込むことができます。ヒューリスティックな議論と理論的分析は、FDMを準粒子(QP)系で置き換えることによって、これらの変動をモデル化できることを示唆しています。シュレーダー場の自己矛盾のないシミュレーションと、次のQP系を使用したシミュレーションを比較することで、この仮説を検証します。一つの空間次元。純粋なFDMシステムのシミュレーションにより、特定のドブロイ波長でFDMをモデル化するために必要なQPの数間の現象学的関係を導き出すことができます。また、FDMと星のシステムもシミュレーションし、QPによって記述されるか、FDMが断熱収縮し、恒星系が断熱膨張するシュルオーディンガー場によって記述されるかにかかわらず、FDMが星にエネルギーを送り込むことがわかりました。しかし、QPが過大評価していることがわかりました。動的加熱。
$\Omega_{\rm m0}$ を独立して明らかにする: 一次摂動理論による旅と一貫性の探求
| Title |
Unveiling_$\Omega_{\rm_m0}$_independently:_a_journey_and_consistency_quest_with_first-order_perturbation_theory |
| Authors |
Bikash_R._Dinda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13498 |
この研究では、宇宙クロノメーター(CC)のハッブルパラメーターデータと成長率(f)観測値を組み合わせて、$\Omega_{\rmm0}$パラメーターを制約します。宇宙論的モデルから独立した一貫性関係を利用して、ガウス過程回帰を使用してハッブルパラメータと成長率の値を再構築します。結果の$\Omega_{\rmm0}h^2$制約は$\Omega_{\rmm0}h^2=0.139\pm0.017$になります。$H_0$測定を組み込むと、CCデータ($0.308\pm0.057$)、赤色巨星枝の先端($0.285\pm0.038$)、およびSHOES測定($0.259)から$\Omega_{\rmm0}$の値が見つかります。\pm0.033$)。興味深いことに、平均$H_0$が高いほど平均$\Omega_{\rmm0}$が低いと相関しています。要約すると、私たちの宇宙論的モデルに依存しないアプローチは$\Omega_{\rmm0}$に貴重な制約を提供し、FLRWとニュートン摂動理論の一貫性を確認します。
大規模構造の持続的相同性に対する巨大ニュートリノの痕跡
| Title |
Imprint_of_massive_neutrinos_on_Persistent_Homology_of_large-scale_structure |
| Authors |
M._H._Jalali_Kanafi,_S._Ansarifard_and_S._M._S._Movahed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13520 |
永続的相同性技術と、宇宙論的パラメーター間の縮退を低減する際にベティ曲線によって定量化されたさまざまな位相的特徴に対する相乗的なパイプラインを構築できる関連する相補的表現を利用して、合計された大質量ニュートリノのフットプリントを調査します($M_{\nu}$)公開されているQuijoteスイートによってシミュレートされたさまざまな密度フィールドで。三次元密度場におけるスーパーレベルのフィルタリングの文脈におけるトポロジカル特徴の進化は、$M_{\nu}$と$\sigma_8$を制約するための注目すべき指標を明らかにします。2穴の豊富さは$M_{\nu}$の存在により敏感であり、また位相的特徴の持続は宇宙論的推論において重要な役割を果たし、$M_{\nu}$シミュレーションに関連する縮退を軽減します。総物質密度($m$)フィールド、または冷たい暗黒物質+バリオン($cb$)のみを含む部分のいずれかが利用される場合の、それらの誕生閾値。$M^+_{\nu}$シミュレーションのしきい値を超えた$cb$部分にBetti-1とBetti-2を組み込むことは、無質量ニュートリノシミュレーションと比較して$5\%$の変動を意味します。$\beta_k$からの$M_{\nu}$に対する制約と、ゼロにおける$R=5$Mpch$^{-1}$で平滑化された全質量密度場のトポロジカル特徴の誕生閾値と永続性との共同解析赤方偏移は、$1\sigma$信頼区間で、それぞれ$0.0172$eVと$0.0152$eVに達します。
Euclid の準備は未定。 $\Lambda$CDM を超えたモデルにおける軽度非線形スケールでの分光学的クラスタリングのモデリング
| Title |
Euclid_preparation_TBD._Modelling_spectroscopic_clustering_on_mildly_nonlinear_scales_in_beyond-$\Lambda$CDM_models |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_B._Bose_(1),_P._Carrilho_(1),_M._Marinucci_(2_and_3),_C._Moretti_(4_and_1_and_5_and_6),_M._Pietroni_(2_and_7),_E._Carella_(8_and_9),_L._Piga_(2_and_7),_B._S._Wright_(10),_F._Vernizzi_(11),_C._Carbone_(9),_S._Casas_(12),_G._D'Amico_(2_and_7),_N._Frusciante_(13),_K._Koyama_(14),_F._Pace_(15_and_16_and_17),_A._Pourtsidou_(1_and_18),_M._Baldi_(19_and_20_and_21),_L._F._de_la_Bella_(14),_B._Fiorini_(14_and_10),_C._Giocoli_(20_and_22),_L._Lombriser_(23),_N._Aghanim_(24),_A._Amara_(14_and_25),_S._Andreon_(26),_N._Auricchio_(20),_S._Bardelli_(20),_C._Bodendorf_(27),_D._Bonino_(17),_E._Branchini_(28_and_29_and_26),_M._Brescia_(13_and_30_and_31),_J._Brinchmann_(32),_S._Camera_(15_and_16_and_17),_V._Capobianco_(17),_V._F._Cardone_(33_and_34),_J._Carretero_(35_and_36),_M._Castellano_(33),_et_al._(195_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13529 |
$\Lambda$CDMを超えるシナリオにおける物質と暗黒物質ハローの大規模クラスタリングを効率的に予測するために必要な近似を調査します。我々は、Dvali-Gabadadze-Porratiモデルの通常分岐、Hu-Sawicki$f(R)$モデル、ゆっくりと進化するダークエネルギー、相互作用するダークエネルギーモデル、および大質量ニュートリノを調べます。それぞれについて、スクリーニング項の省略やアインシュタイン・デ・ジッター宇宙に基づく摂動カーネルの使用など、摂動カーネル計算の近似をテストします。私たちは、さまざまな赤外線再開スキーム、トレーサーバイアスモデル、および巨大ニュートリノの線形処理を調査します。赤方偏移空間歪みには、樽谷・西西・斉藤処方と大規模構造の有効場理論という2つのモデルを使用します。この研究はさらに、$\Lambda$CDMを超えたシナリオにおける分光クラスタリングプローブ用にEuclidによって検討されているコードの予備的な検証を提供します。$\chi^2$統計を計算して比較し、さまざまなモデリングの選択肢を評価します。これは、分光学的クラスタリング予測を数値シミュレーションおよび摂動理論に基づく模擬データからの測定値に適合させることによって行われます。$\Lambda$CDMを超えた場合のこの統計の動作を、近似に含まれる最大スケールの関数としてベースライン$\Lambda$CDMの場合と比較します。シミュレーションから得られたハロークラスタリング単極子および四重極と比較すると、スクリーニングなしのアインシュタインデシッター近似はすべてのケースで驚くほど正確であることがわかります。私たちの結果は、巨大ニュートリノ、改変された重力、暗黒エネルギーに関する情報を抽出するには、複数の赤方偏移ビン、高次多重極子、高次クラスタリング統計(バイスペクトルなど)、および弱いレンズなどの測光プローブを含めることが不可欠であることを示唆しています。。
O2 偽陽性を排除するために直接画像化された地球系外惑星の背景 N2 インベントリを制限する
| Title |
Constraining_Background_N2_Inventories_on_Directly_Imaged_Terrestrial_Exoplanets_to_Rule_Out_O2_False_Positives |
| Authors |
Sawyer_Hall,_Joshua_Krissansen-Totton,_Tyler_Robinson,_Arnaud_Salvador,_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13001 |
将来の宇宙望遠鏡による直接イメージング分光法は、地球型惑星の大気組成を制限し、バイオシグネチャーガスを検出する可能性があります。生命の有望な兆候の1つは、大気中の豊富なO2です。しかし、さまざまな非生物学的プロセスによって、太陽に似た恒星の周囲にある潜在的に居住可能な惑星の大気中にO2が蓄積する可能性もあります。特に、N2などの非凝縮性バックグラウンドガスが存在しない場合、かなりの量のHが放出され、非生物的なO2が蓄積する可能性があるため、O2検出の状況を把握するにはバックグラウンド大気の組成を特定することが重要です。ここでは、直接イメージング解析機能を備えた新しい系外惑星大気検索スイートであるrfastを使用して、シミュレートされた直接イメージングされた地球型惑星の検索を実行します。さまざまな大気組成、雲の性質、表面圧力について地球のアナログ検索をシミュレートすることで、バックグラウンドガスの正体と存在量を制限するためにどのような波長範囲、スペクトル分解能、信号対雑音比（S/N）が必要かを決定します。N2バックグラウンドは、波長範囲が$\sim$1.6$\mu$mを超えてCO主体の大気を除外する限り、S/N$\sim$20観測によって一意に識別できることがわかりました。さらに、O2-N2縮退によるO2主体の大気の可能性は低いですが、これはS/N$\sim$40でのみ完全に除外されます。波長範囲が0.2～1.1$\μ$mに制限されている場合、宇宙化学的に考えられる他のすべてのバックグラウンドは容易に除外できますが、N2とCOのバックグラウンドは区別できません。全体として、我々のシミュレートされた検索と関連する積分時間の計算は、実行可能な積分時間内でO2バイオシグネチャーの誤検知を自信を持って排除するには、少なくとも1.6$\μ$mまでの近赤外範囲と8mに近い開口部が必要であることを示唆しています。
KMT-2023-BLG-1431Lb: 微妙な署名からの新しい $q < 10^{-4}$ マイクロレンズ惑星
| Title |
KMT-2023-BLG-1431Lb:_A_New_$q_ |
| Authors |
Aislyn_Bell,_Jiyuan_Zhang,_Youn_Kil_Jung,_Jennifer_C._Yee,_Hongjing_Yang,_Takahiro_Sumi,_Andrzej_Udalski,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Yunyi_Tang,_Jennie_McCormick,_Subo_Dong,_Zhuokai_Liu,_Shude_Mao,_Dan_Maoz,_Wei_Zhu,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13097 |
マイクロレンズ惑星に関する現在の研究は、少数の統計によって制限されています。高倍率マイクロレンズ現象の追跡観察により、統計的な惑星サンプルを効率的に形成できます。2020年以来、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク(KMTNet)とラスカンブレス天文台(LCO)グローバルネットワークは、高倍率のKMTNetイベントのフォローアッププログラムを実施しています。ここでは、マイクロレンズ惑星イベントKMT-2023-BLG-1431の検出と分析を報告します。KMTNetとLCO。バイナリレンズ単一ソース(2L1S)解析により、惑星とホストの質量比$q=(0.72\pm0.07)\times10^{-4}$とシングルレンズバイナリソース(1L2S)モデルが明らかになりました。$\Delta\chi^2=80$によって除外されます。銀河モデルを使用したベイズ解析により、主星の質量$M_{\rmhost}=0.57^{+0.33}_{-0.29}~M_\odot$、惑星の質量$M_{\rmが得られます。}=13.5_{-6.8}^{+8.1}~M_{\oplus}$、レンズ距離$D_{\rmL}=6.9_{-1.7}^{+0.8}$kpc。予測される惑星とホストの距離は$a_\perp=2.3_{-0.5}^{+0.5}$auまたは$a_\perp=3.2_{-0.8}^{+0.7}$(近接/広域の影響を受ける)退化。また、追跡データがなければ、調査のみのデータでは中心/共鳴コースティクスの縮退と2L1S/1L2Sモデルの縮退を打破できないこともわかり、現在のマイクロレンズ調査における追跡観測の重要性が示されています。
Didymos-Dimorphos の偏光測定: DART の影響による予期せぬ長期的な影響
| Title |
Polarimetry_of_Didymos-Dimorphos:_Unexpected_Long-Term_Effects_of_the_DART_Impact |
| Authors |
Zuri_Gray,_Stefano_Bagnulo,_Mikael_Granvik,_Alberto_Cellino,_Geraint_H._Jones,_Ludmilla_Kolokolova,_Fernando_Moreno,_Karri_Muinonen,_Olga_Mu\~noz,_Cyrielle_Opitom,_Antti_Penttil\"a,_Colin_Snodgrass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13483 |
私たちは、二重小惑星リダイレクションテスト（DART）ミッションによる衝突の前後に、イメージング偏光モードでディディモス・ディモルフォス連星系を監視しました。以前の分光偏光測定研究では、衝撃により偏光が劇的に低下することが示されました。私たちの長期モニタリングでは、衝突後数ヶ月経っても衝突後のシステムの分極が衝突前のシステムよりも低いままであることが示されており、これは、観測時に軌道上または軌道上にあるシステム内に新鮮な噴出物物質が残っていることを示唆しています。表面に定着しました。衝突後の旋光曲線の傾きは衝突前のシステムの傾きよりも浅くなっており、システムのアルベドが増加していることを示唆しています。これは、放出された物質が、衝突前の小惑星の表面に存在する粒子よりも小さく、おそらくより明るい粒子で構成されていることを示唆しています。私たちの偏光マップは、衝突直後に放出された塵雲が空間的に均一な方法で（そして衝突前よりも低いレベルで）光を偏光していることを示しています。その後の地図では、光中心（小惑星の表面を調べる）と周囲の雲と尾の間の偏光の勾配が示されています。分極は時折小規模な変動を示しますが、その原因はまだ明らかになっていません。ディディモス・ディモルフォスの旋光位相曲線は、S型小惑星クラスの位相曲線に似ています。
ソフィーは北方系外惑星を探索します - XIX。 V = 6.5 星 HD88986 を通過する可能性のある冷たい海王星を含む星系
| Title |
The_SOPHIE_search_for_northern_extrasolar_planets-XIX._A_system_including_a_cold_sub-Neptune_potentially_transiting_a_V_=_6.5_star_HD88986 |
| Authors |
N._Heidari,_I._Boisse,_N._C._Hara,_T._G._Wilson,_F._Kiefer,_G._H\'ebrard,_F._Philipot,_S._Hoyer,_K._G._Stassun,_G._W._Henry,_N._C._Santos,_L._Acu\~na,_D._Almasian,_L._Arnold,_N._Astudillo-Defru,_O._Attia,_X._Bonfils,_F._Bouchy,_V._Bourrier,_B._Collet,_P._Cort\'es-Zuleta,_A._Carmona,_X._Delfosse,_S._Dalal,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_R._F._D\'iaz,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_T._Forveille,_M._J._Hobson,_J._S._Jenkins,_J._M._Jenkins,_A._M._Lagrange,_D._W._Latham,_P._Larue,_J._Liu,_C._Moutou,_L._Mignon,_H._P._Osborn,_F._Pepe,_D._Rapetti,_J._Rodrigues,_A._Santerne,_D._Segransan,_A._Shporer,_S._Sulis,_G._Torres,_S._Udry,_F._Vakili,_A._Vanderburg,_O._Venot,_H._G._Vivien,_J._I._Vines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13513 |
公転周期が40日を超えるトランジット惑星は、これまでに発見された5000個以上の惑星の中で極めて稀である。この集団に関する発見の欠如は、惑星の人口統計、形成、進化の研究に課題をもたらしています。ここでは、既知の通過小惑星の中で最も長い公転周期(<4R$_{\oplus}$)を持つ、通過する可能性のある海王星未満のHD88986bの検出と特性評価を、正確な質量測定($\sigma_M/)で示します。M$>25%)。さらに、HD88986の周囲のより広い軌道に巨大な伴星の存在を確認しました。私たちの分析により、セクター21とセクター48での2つの潜在的な単一トランジットに基づいて、HD88986bがトランジットしている可能性があることが明らかになりました。これらは両方ともRVモデルから予測されたトランジット時間と一致しています。RVと測光データの共同解析により、HD88986bの半径は2.49$\pm$0.18R$_{\oplus}$、質量は17.2$^{+4.0}_{-3.8}$M$_{\であることがわかりました。oplus}$であり、最も近くて最も明るい系外主星の1つである亜巨HD88986の周りを146.05$^{+0.43}_{-0.40}$dごとに周回しています(G2V型、R=1.543$\pm$0.065R$)_{\odot}$、V=$6.47\pm0.01$等、距離=33.37$\pm$0.04pc)。外側の巨大な伴星の性質はまだ確認されていません。RV、ヒッパルコス、ガイアの天文データを共同解析した結果、信頼区間3$\sigma$では、その長半径は16.7～38.8auであり、質量は68～284M$_{Jup}$であることが示されています。。HD88986bの広い軌道は、この惑星が主星からの極紫外線による重大な質量損失を受けなかったことを示唆しています。したがって、おそらくその原始的な組成を維持しており、その形成シナリオを調査することができます。さらに、HD88986b(460$\pm$8K)の低温の性質は、その長い公転周期のおかげで、低温大気組成の特性評価の将来の研究に刺激的な機会を開くでしょう。
アップグレードされた CRIRES+ の目から見た $\beta$ Pictoris b
| Title |
$\beta$_Pictoris_b_through_the_eyes_of_the_upgraded_CRIRES+ |
| Authors |
Rico_Landman,_Tomas_Stolker,_Ignas_Snellen,_Jean_Costes,_Sam_de_Regt,_Yapeng_Zhang,_Siddharth_Gandhi,_Paul_Molli\`ere,_Aurora_Kesseli,_Arthur_Vigan,_Alejandro_S\'anchez-L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13527 |
背景:補償光学(AO)によって供給される高解像度分光器は、直接画像化された系外惑星を特徴付けるユニークな機会を提供します。このような機器による観測により、大気の組成、自転回転、惑星の動径速度を調べることができ、それによって惑星の形成や移動の歴史に関する情報を明らかにするのに役立ちます。VLTの極低温高分解能赤外エシェル分光器(CRIRES+)は最近アップグレードされ、直接画像化された系外惑星の特性評価に非常に適した機器となっています。目的:この研究では、CIRES+による$\beta$Pictorisbの観測を報告し、それらを使用して惑星の大気特性を制約し、そのスピン回転の推定を更新します。方法:データは、オープンソースの\textit{pycrires}パッケージを使用して削減されました。その後、惑星の大気中の分子を検出するために、データに対する恒星、惑星、および系統的な寄与をフォワードモデル化しました。また、大気検索を使用して、大気に対する新しい制約を提供しました。結果:$\beta$Pictorisbの大気中の水と一酸化炭素を自信を持って検出し、太陽よりわずかに低い炭素対酸素比を取得しました。これは以前の結果と一致しています。この解釈は、主星のC/O比に関する知識が限られているために妨げられています。また、スピン回転に対する$19.9\pm1.0$km/sという大幅に改善された制約も得られ、これにより、傾斜がないと仮定すると、$8.7\pm0.8$時間の回転周期が得られます。金属性と雲の間に縮退があることがわかりましたが、これは取得されたC/O、$v\sin{i}$、および動径速度には最小限の影響を与えています。私たちの結果は、CRIRES+が良好なパフォーマンスを示しており、直接画像化された惑星の特徴を評価するための非常に有用な手段であることを示しています。
半解析モデルにおける恒星の初期質量関数の変動 III: 宇宙線で制御された銀河全体にわたる統合された初期質量関数のテスト
| Title |
Variation_of_the_stellar_initial_mass_function_in_semi-analytical_models_III:_testing_the_cosmic_ray_regulated_integrated_galaxy-wide_initial_mass_function |
| Authors |
Fabio_Fontanot_(INAF-OATS,_IFPU),_Francesco_La_Barbera_(INAF-OACN),_Gabriella_De_Lucia_(INAF-OATS,_IFPU),_Rachele_Cecchi_(Trieste_University),_Lizhi_Xie_(Tianjin_Normal_University),_Michaela_Hirschmann_(EPFL,_INAF-OATS),_Gustavo_Bruzual_(CRyA-UNAM),_St\'ephane_Charlot_(IAP),_Alexandre_Vazdekis_(IAC,_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12932 |
私たちの以前の研究では、CR-IGIMFを導き出しました。これは、星形成ガスの熱状態を設定する際に宇宙線が果たす役割に関する数値結果と解析結果を組み合わせた、可変恒星の初期質量関数(IMF)の新しいシナリオです。銀河規模で統合されたIMFのアプローチ。この研究では、力学研究、測光研究、分光研究から推測される、局所初期型銀河(ETG)の特性に対するこのシナリオの意味を研究します。GalaxyEvolutionandAssembly(GAEA)モデルのフレームワークにCR-IGIMF形状のライブラリを実装します。私たちの実現には、各モデル銀河の合成スペクトルエネルギー分布の導出が含まれており、低質量星の平均IMFにおける質量分率(つまり、矮星と巨人の比-$\rmf_{dg}$)を直接導出することができます。）およびIMFに敏感なスペクトル特徴との比較。CR-IGIMFを実装したGAEAモデルの予測は、私たちの以前の発見を裏付けています。それは、普遍的な仮定を仮定した分光学的(測光)推定値に対して、観察されたz$\sim$0動的質量(質量対光比)の超過の両方を正確に再現しています。、MW様、IMF、および回転楕円体銀河の恒星質量に伴う[$\alpha$/Fe]比の増加が観察されました。さらに、この実現は$\rmf_{dg}$と速度分散を伴うIMFに敏感な線強度の増加傾向を再現しますが、予測された関係は観測された関係よりも大幅に浅いものです。我々の結果は、CR-IGIMFが、ローカルETGにおけるさまざまなIMFの動的、測光、分光学的指標を同時に再現する有望なシナリオであることを示しています。スペクトル指数で見つかった浅い関係は、観測された傾向の強さと一致するには、銀河の特性の関数としてのより強い変動性、または追加の依存性（例えば、星形成ガスの金属量の関数として）のいずれかが必要である可能性があることを示唆しています。
M31 の熱水酸基 (OH) 18cm 放出の銀河系外初の検出により、豊富な CO 微光分子ガスが明らかになった
| Title |
First_Extragalactic_Detection_of_Thermal_Hydroxyl_(OH)_18cm_Emission_in_M31_Reveals_Abundant_CO-faint_Molecular_Gas |
| Authors |
Michael_P._Busch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12954 |
最も豊富な星間分子である水素分子(H$_{2}$)は、冷たい分子雲ではほとんど見えません。天文学者は通常、一酸化炭素(CO)を使用して、私たちの銀河や他の多くの銀河におけるH$_{2}$のバルク分布と質量を追跡します。COの観測だけでは、「COダーク」ガスとして知られる分子ガスの大量の成分を追跡することはできません。我々は、100mのロバート・C・バード・グリーンバンク望遠鏡を使用した、アンドロメダ銀河（M31）の18cmの水酸基（OH）線の超高感度パイロット探索を紹介します。微弱発光中の1667MHzと1665MHzOHの検出に成功しました。1665/1667MHzのライン比は、局所熱力学的平衡(LTE)に関連する特徴的な5:9比と一致しています。私たちの知る限り、これは別の銀河で非メーザー18cmOH放出が初めて検出されたものです。OHおよびHIの観測値をアーカイブCO(1-0)観測値と比較します。私たちのOH検出位置は、COで以前に発見されたArpアウターアームと重なっています。私たちの最良の推定では、OHによって追跡されたH$_{2}$の量は、この視界内でCOによって追跡された量よりも140％多いことが示されています。我々は、塵のデータによって示唆される暗黒分子ガスの量がこの結論を裏付けることを示します。我々は、18cmOH線は、特に今後開発される電波望遠鏡のマルチビーム、フェーズドアレイフィード受信機を使用して、近くの銀河の「CO濃い」および「CO薄い」分子気相をマッピングするための貴重なツールとして有望であると結論付けています。これにより、微弱な信号のマッピング速度が大幅に向上します。
$\rm ^{12}C/^{13}C$ および $\rm ^{14}N/^{15}N$ 存在比を測定する改良された方法: 銀河系外円盤の
CN 同位体同位体を再考する
| Title |
An_improved_method_to_measure_$\rm_^{12}C/^{13}C$_and_$\rm_^{14}N/^{15}N$_abundance_ratios:_revisiting_CN_isotopologues_in_the_Galactic_outer_disk |
| Authors |
Yichen_Sun,_Zhi-Yu_Zhang,_Junzhi_Wang,_Lingrui_Lin,_Padelis_P._Papadopoulos,_Donatella_Romano,_Siyi_Feng,_Yan_Sun,_Bo_Zhang,_Francesca_Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12971 |
銀河中心半径に沿った元素の存在量とその比率の変化は、天の川円盤の化学進化の結果として生じます。特に$\rm^{12}C/^{13}C$比は、$\rm^{16}O/^{18}O$や$などの他の同位体比を決定するための代用としてよく使用されます。\rm^{14}N/^{15}N$。$\rm^{12}CN$および$\rm^{13}CN$(または$\rmC^{15}N$)の測定--光学的深さを超微細構造線によって補正--は伝統的に、CNO同位体比の銀河中心勾配を制約するために利用されてきました。このような方法では通常、単一の平均気相を採用しながら、いくつかの単純化された仮定(例:1の充填係数、レイリージーンズ近似、宇宙マイクロ波背景放射の無視)を行います。ただし、これらの単純化により、測定された$\rm^{12}C/^{13}C$および$\rm^{14}N/^{15}N$に重大な偏りが生じます。$\rm^{12}CN$の光学的に細い衛星回線を利用することが、$\rm^{12}C/^{13}C$と$\rm^{14}を導出するより信頼性の高い新しい方法となることを実証します。CNアイソトポローグからのN/^{15}N$。この衛星線法を$\rm^{12}CN$、$\rm^{13}CN$、$\rmC^{15}N$$N=1の新しいIRAM30m観測に適用します。\to0$は銀河外円盤にある15個の金属に乏しい分子雲($R_{\rmgc}>$12kpc)であり、文献データによって補足されています。銀河中心距離を更新した後、$\rm^{12}C/^{13}C$と$\rm^{14}N/^{15}N$の勾配が、独立した関数を使用して導出された勾配とよく一致していることがわかりました。金属量が最も低い領域であっても、光学的に薄い分子トレーサー。したがって、銀河および銀河系外のCNO同位体測定には光学的に薄いトレーサーを使用することをお勧めします。これにより、従来の方法に伴うバイアスが回避されます。
射手座スパイラルアームの磁場構造の断層撮影
| Title |
Tomographic_Imaging_of_the_Sagittarius_Spiral_Arm's_Magnetic_Field_Structure |
| Authors |
Yasuo_Doi,_Kengo_Nakamura,_Koji_S._Kawabata,_Masafumi_Matsumura,_Hiroshi_Akitaya,_Simon_Coud\'e,_Claudia_V._Rodrigues,_Jungmi_Kwon,_Motohide_Tamura,_Mehrnoosh_Tahani,_Antonio_Mario_Magalh\~aes,_Reinaldo_Santos-Lima,_Yenifer_Angarita,_Jos\'e_Versteeg,_Marijke_Haverkorn,_Tetsuo_Hasegawa,_Sarah_Sadavoy,_Doris_Arzoumanian,_Pierre_Bastien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13054 |
銀河の全球磁場は、渦巻き腕や巨大分子雲などの銀河構造の形成に重要な役割を果たしていると考えられています。しかし、磁場のマッピングに使用される測定値は視線に沿った統合効果であるため、さまざまな距離における銀河面の磁場構造に関する私たちの知識は限られています。この研究では、銀河の渦巻き腕における磁場構造の断層撮影イメージングを初めて発表します。$17'\times10'$の視野にわたって恒星偏光計を使用して、いて座の渦巻き腕を調べます。これらのデータと$Gaia$ミッションからの恒星距離を組み合わせると、偏光測定データを距離の関数として分析することで、視線に沿った5つの個別の雲の寄与を分離できます。観測された雲には、前景雲($d<200$pc)と、射手座腕の1.23kpc、1.47kpc、1.63kpc、2.23kpcの4つの雲が含まれます。これらの雲の柱密度は、0.5～$2.8\times10^{21}~\mathrm{cm}^{-2}$の範囲です。各雲に関連付けられた磁場は、観測領域内で10pc未満のスケールで滑らかな空間分布を示し、明確な方向を示します。銀河の北から東に向かって測定した、空の平面上に投影された雲の位置角度は、距離の短い順に、$135^\circ$、$46^\circ$、$58^\circ$、$150^\です。circ$と$40^\circ$ですが、数度の不確実性があります。注目すべきことに、これらの位置角度は銀河面に平行な方向から大きくずれています。
AGNアウトフローによる狭線領域での衝撃励起
| Title |
Shock_Excitation_in_Narrow_Line_Regions_Powered_by_AGN_Outflows |
| Authors |
Misaki_Mizumoto,_Hiroaki_Sameshima,_Naoto_Kobayashi,_Noriyuki_Matsunaga,_Sohei_Kondo,_Satoshi_Hamano,_Chikako_Yasui,_Kei_Fukue,_Akira_Arai,_Hideyo_Kawakita,_Shogo_Otsubo,_Giuseppe_Bono,_Ivo_Saviane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13085 |
活動銀河核(AGN)の流出は、大量のエネルギーの移動を通じて主銀河の進化に重要な役割を果たしていると考えられています。AGNの細線領域(NLR)は、pcスケールからkpcスケールに及ぶイオン化ガスで構成されます。NLRガスのイオン化には衝撃が必要であることが示唆されています。AGNの流出がそのような衝撃を発生させると、NLRを一掃し、流出エネルギーが銀河規模の領域に伝達されることになります。NLR規模のショックに対するAGN流出の寄与を調べるために、[\ion{Fe}{2}]$\lambda12570$/[\ion{P}{2}]$\lambda11886$ライン比を測定します。これは、新技術望遠鏡に搭載されたWINERED(極端な分散と感度を実現するための温赤外線エシェル分光器)による近赤外分光観測を使用した、衝撃の優れた追跡装置です。私たちが観測した13個のセイファート銀河のうち、[\ion{Fe}{2}]線と[\ion{P}{2}]線がそれぞれ12個と6個のターゲットで検出されました。4つのターゲットの[\ion{Fe}{2}]/[\ion{P}{2}]比が10より高いことが判明し、これはショックの存在を意味します。また、イオン化した流出、つまり[\ion{S}{3}]$\lambda9533$の青い翼が存在する場所にショックが存在する可能性が高いこともわかりました。私たちの結果は、NLRスケールの領域上に存在するイオン化した流出が星間物質を通過して衝撃を生成することを示唆しています。
SDSS-MaNGA からのタリー・フィッシャー関係: 異なる半径での散乱と変動の物理的原因
| Title |
The_Tully-Fisher_relation_from_SDSS-MaNGA:_Physical_causes_of_scatter_and_variation_at_different_radii |
| Authors |
Andrei_Ristea,_Luca_Cortese,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Barbara_Catinella,_Jesse_van_de_Sande,_Scott_M._Croom,_Mark_Swinbank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13251 |
恒星質量のタリー・フィッシャー関係(STFR)とその散乱は、宇宙時間にわたる銀河の進化を形成するプロセスに関する貴重な情報をコード化しています。しかし、回転速度の定量化に使用されるバリオントレーサ、速度測定半径、銀河統合特性に対するSTFRの傾きと散乱の依存性を適切に定量化することはまだできていません。私たちは、MaNGAGalaxySurveyから抽出された銀河サンプルの星と電離ガス(H$\alpha$放出によって追跡)の運動学的測定のカタログを提示します。これは、銀河形成モデルの校正や高赤方偏移研究との比較に理想的なツールを提供します。。有効半径1、1.3、2での恒星とガスの回転のSTFRを計算します($R_e$)。両方のバリオン成分の関係は、1$R_e$および1.3$R_e$と比較して、2$R_e$でより浅くなります。我々は、ガスと比較して、内部の星についてはより急峻なSTFR($\leq1.3R_e$)を報告します。2$R_e$では、2つのコンポーネントの関係は一貫しています。積分されたv/$\sigma$で共分散を考慮すると、星とガスのSTFRの散乱は、光学形態、星形成速度の表面密度、潮汐相互作用の強さ、またはガス降着の痕跡と強い相関関係を示しません。私たちの結果は、STFR散乱が、外部(結合)または内部(フィードバック)プロセスによる星/ガスの分散サポートの増加によって引き起こされていることを示唆しています。STFR散乱と環境の間に相関関係は見つかりません。近くの宇宙の銀河は、その内部($\leq1.3R_e$)では星とガスが統計的に異なる動的平衡状態にありますが、2$R_{e}$では2つの成分が動的に結合しています。
活動銀河核のスペクトル変動研究: LSST と JWST の時代における連続体と輝線領域の探索
| Title |
Spectral_variability_studies_in_Active_Galactic_Nuclei:_Exploring_continuum_and_emission_line_regions_in_the_age_of_LSST_and_JWST |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Paola_Marziani,_Bozena_Czerny,_Alberto_Rodriguez-Ardila,_Francisco_Pozo_Nunez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13298 |
活動銀河(AGN)内の輝線領域の研究には豊かで広範な歴史があり、現在では「標準化可能な」宇宙論的指標としてAGNとクエーサーの使用にまで広がり、宇宙の進化に光を当てています。JWSTの打ち上げの成功や今後のベラC.ルービン天文台による時空遺産調査(LSST)など、先進的な天文台の時代を迎えるにつれ、宇宙時代をまたがるAGN探査の風景は刺激的な進歩に向けて準備が整っています。この研究では、LSSTによって促進される大量のデータの流入を予測しながら、AGN変動研究の最近の発展を詳しく掘り下げます。この記事では、LSSTへの貢献におけるAGNポーランドコンソーシアムの最近の進歩に焦点を当てています。この作品は宇宙論におけるクエーサーの役割を強調し、標準キャンドルとしてのクエーサーの校正の複雑さを分析しています。主な焦点は、ブロードライン領域のサイズと明るさの関係にあり、この相関関係の理解を強化する最近の画期的な成果を示しています。これらのブレークスルーには、分光分析、光イオン化モデリング、他の宇宙論的ツールとの共同研究など、さまざまな視点が含まれています。この研究はさらに、厳選された研究に触れ、理論的洞察と観測能力の進歩の相乗効果によって、これらの魅惑的な宇宙実体についてのより深い洞察がどのように得られたかを強調しています。
GUAPOS プロジェクト: G31.41+0.31 の不偏アルマ望遠鏡観測調査。 IV.リン含有分子とショックトレーサーとの関係
| Title |
The_GUAPOS_project:_G31.41+0.31_Unbiased_ALMA_sPectral_Observational_Survey._IV._Phosphorus-bearing_molecules_and_their_relation_with_shock_tracers |
| Authors |
F._Fontani_(1,2,3),_C._Mininni_(4),_M.T._Beltr\'an_(1),_V.M._Rivilla_(5),_L._Colzi_(5),_I._Jim\'enez-Serra_(5),_\'A._L\'opez-Gallifa_(5),_\'A._S\'anchez-Monge_(6,7),_and_S._Viti_(8)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(2)_Max-Planck-Institute_for_Extraterrestrial_Physics_(MPE),_(3)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_(4)_INAF-Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_(5)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(INTA-CSIC),_(6)_Institut_de_Ci\'encies_de_l_Espai_(ICE,_CSIC),_(7)_Institut_de_Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_(8)_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13367 |
重要な生体元素であるリン(P)の宇宙化学はまだよくわかっていませんが、観察証拠は、リンを含む分子がショックに関連している可能性が高いことを示しています。私たちは、プロジェクト「G31.41+0.31不偏アルマ望遠鏡観測調査」（GUAPOS）の枠組みの中で、化学的に最も豊富なホット分子コアの1つであるG31.41+0.31に向けて、リンを含む分子といくつかのショックトレーサーを研究しています。）、アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）で観測された。我々は、GUAPOSプロジェクトの対象となるスペクトル範囲84.05～115.91GHzの回転線を通して、分子PN、PO、SO、SO2、SiO、SiSを観察しました。PNは明確に検出されますが、POは暫定的に検出されます。PN放射は、ホットコアピークの南西の2つの領域、「1」および「2」から発生し、ホットコアピークに向かって検出されないか、または暫定的に検出されます。PN線とSiO線は、空間発光形態とスペクトル形状の両方において非常に似ています。領域「1」は部分的にホットコアと重なっており、ホットコアから十分に離れており、以前の研究で特定された流出に沿って位置する領域「2」よりも暖かい。カラム密度比SiO/PNは領域「1」と「2」で一定のままですが、SO/PN、SiS/PN、およびSO2/PNは領域「1」から領域「2」にかけて約1桁減少します。これは、物理的条件が異なる領域であっても、SiOとPNが共通の起源を持っていることを示しています。私たちの研究は、PN放出がSiOと密接に関連しており、高温コアへのPNの明確な検出の欠如により、高温ガス中の関連形成経路を除外できるため、PN放出がSiOと密接に関連しており、衝撃化学の産物である可能性が高いというこれまでの観察証拠をしっかりと確認しています。。私たちは、衝撃化学研究のための新しい天体物理実験室としてPN発光領域「2」を提案します。
FRI および FRII 源の z=2.5 までの宇宙進化
| Title |
Cosmic_evolution_of_FRI_and_FRII_sources_out_to_z=2.5 |
| Authors |
J.M.G.H.J._de_Jong,_H.J.A._R\"ottgering,_R._Kondapally,_B._Mingo,_R.J._van_Weeren,_P.N._Best,_L.K._Morabito,_M._Magliocchetti,_J.B.R._Oonk,_A._Villarrubia-Aguilar,_and_F._F._Vecchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13427 |
放射性大音量の活動銀河核(RLAGN)は、環境への影響を通じて銀河の進化に重要な役割を果たしています。2つの主要な形態学的クラスは、コアブライト(FRI)ソースとエッジブライト(FRII)ソースです。低周波アレイ(LOFAR)を用いて、L_150~L_150~の間の空間密度の進化を分析することにより、FRIとFRIIの宇宙空間密度の進化を調べることを目的として、より低い磁束密度までのFRIとFRIIの進化を以前よりも大きなサンプルで比較した。10^24.5W/Hz、L_150~10^28.5W/Hz、z=2.5まで。150MHzでのLOFARからの最近のデータに基づいてFRIおよびFRIIカタログから電波視感度関数(RLF)を構築し、電波視感度と赤方偏移の関数として空間密度を研究します。選択のバイアスと完全性を部分的に修正するために、ある範囲の赤方偏移でソースがどのように表示されるかをシミュレートします。L_150~10^27W/Hzより明るいFRIおよびFRII光源について、低赤方偏移から高赤方偏移への空間密度の向上を報告する。これはおそらく、初期の高密度宇宙におけるガスの利用可能性の高さに関係していると考えられます。私たちの結果における電波視度と赤方偏移の関数としてのFRI/FRII空間密度比の一定の変化は、FRIのジェット破壊が、銀河系の変化によって引き起こされるのではなく、主銀河内の規模で発生するイベントによって主に引き起こされる可能性があることを示唆しています。全体的に大規模な環境。私たちの結果に残っている選択バイアスは、40秒角未満の角度スケールでより多くのソースを解決する必要性を強調しており、そのため、サブ秒角の解像度で画像を生成するためのLOFARデータのキャリブレーションおよびイメージングパイプラインのさらなる開発と自動化への動機が強化されています。
ラム圧力ストリッピングを受けているz~0.35銀河団銀河での星形成速度の向上の証拠
| Title |
Evidence_for_enhanced_star_formation_rates_in_z~0.35_cluster_galaxies_undergoing_ram_pressure_stripping |
| Authors |
Benedetta_Vulcani_(INAF-OaPD),_Alessia_Moretti,_Bianca_M._Poggianti,_Mario_Radovich,_Ariel_Werle,_Marco_Gullieuszik,_Jacopo_Fritz,_Cecilia_Bacchini,_and_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13486 |
ラム圧力ストリッピング(RPS)は、観測された銀河団とフィールド銀河の違いを説明するために最もよく利用されるメカニズムの1つです。局所的な宇宙では、銀河の星形成特性に対するその影響が主に研究されており、一般的なコンセンサスは、このプロセスは最初に銀河円盤内で利用可能なガスを圧縮し、限られた時間内に星の形成を促進し、その後、ガスを除去するというものである。残留ガスが焼き入れの原因となります。統計サンプルが不足しているため、より高い赤方偏移におけるRPSの効果と優位性についてはほとんどわかっていません。0.2<z<0.55の銀河のVLT/MUSE観測とMorettiらによるラム圧力除去銀河のカタログを利用して、RPSを受けている29個の銀河団の全球星形成速度と質量(SFR-M*)の関係を比較します。私たちの対照サンプルを構成する26個の野外銀河と銀河団の乱れのない銀河の銀河です。剥離銀河は対照サンプルのSFR-M*関係の上部エンベロープを占めており、任意の質量でSFRが体系的に強化されていることを示しています。銀河の尾部と円盤の両方で発生するSFRを考慮すると、ブーストは3シグマを超えます。この強化は局所スケールでも取得されます。空間的に分解されたデータを考慮すると、ラム圧力が除去された銀河は全体的に大きな{\Sigma}SFR値を持ち、特にSigma_*>10^7.5M_sunkpc~2で顕著です。RPSは、ローカルユニバースとz~0.35の両方のSFR-M*関係とSigma_SFR-Sigma_*関係に同じ痕跡を残すようです。
連星中性子星の合体における微物理学と噴出物に対するモーメントベースのエネルギー統合ニュートリノ輸送の影響
| Title |
Impact_of_moment-based,_energy_integrated_neutrino_transport_on_microphysics_and_ejecta_in_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Pedro_Luis_Espino,_David_Radice,_Francesco_Zappa,_Rossella_Gamba,_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12923 |
我々は、モーメントベースのエネルギー統合ニュートリノ放射輸送（M1）スキームを使用した、連星中性子星（BNS）合体の3次元一般相対論的放射流体力学（GRHD）シミュレーションにおけるニュートリノ輸送の影響に関する広範な研究を紹介します。状態方程式モデル、質量比、グリッド解像度を変えながら、合計16回のシミュレーションで合計8つのBNS構成を検討します。私たちは、M1ニュートリノ輸送が、ニュートリノの局所吸収と媒質全体にわたるレプトン数の沈着をモデル化する上で重要であることを発見しました。我々は、吸入後期および合体後の段階における流体力学と光度、噴出物と流出の特性、および合体後の元素合成に対するニュートリノの影響を詳しく調べます。この研究で提示されたシミュレーションは、BNS合体のGRHDシミュレーションにおける状態方程式とM1ニュートリノ輸送の複合効果に関する広範な研究で構成されており、M1スキームによって提供されるソリューションがシステム特性全体にわたって堅牢であることを確立し、BNS合併におけるニュートリノ捕捉の影響。
ブラックホールトランジェントGRS~1915+105のラジオ大音量およびX線に遮られた段階中の高速赤外線風
| Title |
Fast_infrared_winds_during_the_radio-loud_and_X-ray_obscured_stages_of_the_black_hole_transient_GRS~1915+105 |
| Authors |
J._S\'anchez-Sierras,_T._Mu\~noz-Darias,_S._E._Motta,_R._P._Fender,_A._Bahramian,_C._Mart\'inez-Sebasti\'an,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_J._Casares,_M._Armas_Padilla,_D._A._Green,_D._Mata_S\'anchez,_J._Strader,_M._A._P._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12933 |
ブラックホール過渡現象GRS~1915+105は2018年に活動の新たな段階に入り、一般にX線と電波の束が低いことが特徴です。この段階は、強く変動する電波放射のエピソードによってのみ中断されており、その間、線源の局所的な高レベルのX線吸収が測定されました。GTC/EMIRとVLT/Xシューターを使用して得られた、電波がうるさい期間と静かな期間の両方にわたる近赤外分光法の18のエポック(2018～2023年)を紹介します。我々は、電波のうるさい位相が、最大$\mathrm{\sim3000~km~s^{-1}}$の速度の降着円盤風を示す強いはくちょう座P星線プロファイルによって特徴付けられることを実証します。この速度は、他のブラックホール過渡現象で測定された速度と一致します。これは、GRS~1915+105のピークアウトバースト段階で検出されたX線風の速度にも匹敵し、大規模な多段階の流出が最大かつ最も強力なブラックホール降着円盤の特徴であるという考えを強化しています。逆に、電波が静かな段階でのBr$\gamma$線プロファイルの進化は、固有光度が徐々に低下し、より弱い強度とより顕著な二重ピークを示す系の降着円盤線の予想される傾向に従います。
X線爆発中に白色矮星と中性子星のX線連星をどのように区別するのでしょうか?
中性子星(NS)と白色矮星(WD)は、幾何学的および物理的特性が異なるという特徴がありますが、観測される特性は類似していることが多く、区別することが困難です。したがって、観測から容易に特定できるスペクトルの特徴を探索することが望ましい。我々は、X線観測から容易に識別できる、降着X線バイナリにホストされているNSとWDのスペクトルおよびタイミングシグネチャを提示します。私たちは、RXTE、ASCA、すざく、BeppoSAXによるX線観測に基づいて、NSバイナリやWDバイナリの代表例である4U~1636--53とSS~Cygniのスペクトルとタイミング解析を{\itComptonization}スペクトルを使用して実行します。モデル。その結果、このようなバイナリでNSとWDを簡単に区別できる基準を定式化しました。NSX線は、インデックス$\Gamma\to2$を持つ明確な準安定動作を示し、準周期振動(QPO)によって特徴付けられます。$\nu_{QPO}>0.5$~Hzでは、WDX線は$\Gamma\to1.85$で安定しており、線源バースト中に$\nu_{QPO}<0.05$~HzでQPOを伴います。さらに、4U~1636--53では、mHzQPOがコンプトン雲(またはNS周囲のコロナ)のプラズマ温度$T_e$と逆相関することを明らかにしました。これにより、mHz-QPOをコロナダイナミクスと関連付けることができました。上記の指数効果は、広範な観測により4U~1636--53およびSS~Cygniについて現在十分に確立されており、以前に他の低質量X線NSおよびWD連星でも発見されており、ここではNSとWDを区別します。
高速無線バーストを繰り返す際の狭いスペクトル
| Title |
Narrow_spectrum_in_repeating_fast_radio_burst |
| Authors |
Wei-Yang_Wang,_Yuan-Pei_Yang,_Hong-Bo_Li,_Jifeng_Liu_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13114 |
高速無線バースト(FRB)は、さまざまな偏波特性を持つ狭帯域スペクトルを示す可能性があります。私たちは、湾曲した軌道で移動する帯電バンチングのバンチング機構と摂動を利用することにより、固有放射機構の観点からスペクトル特性を研究します。狭帯域発光は、バンチの大部分に何らかの準周期構造を反映している可能性があり、これは「ギャップ」における準周期的なスパーク、または準単色のラングミュア波によるものである可能性があります。摂動がバンチの単色振動を誘発する可能性がある場合、スペクトルにスパイクが表示されますが、ローレンツ因子の大きな振幅散乱によってスパイクが広くなる可能性があるため、狭帯域スペクトルを作成することはほとんどありません。単色アルフエン波は摂動として100MHzから10GHzの狭帯域スペクトルを生成しません。バンチングのメカニズムと摂動のシナリオはどちらも、正規分布した大量のバンチと同じ偏光特性を共有します。私たちは、磁気圏におけるランダウ減衰や曲率自己吸収など、低周波数で顕著な吸収効果を調査します。サブルミナスOモード光子は磁気圏から逃げることができないため、高さに依存する低い周波数のカットオフが発生し、そのカットオフが曲率放射の特性周波数に近い場合、スペクトルは狭帯域になります。スペクトル指数は、曲率自己吸収のため、低周波数帯域では5/3ですが、観測値ほど急峻ではありません。
磁気リコネクション加熱コロナモデル: 発光活動銀河核の硬 X 線放出に対するハイブリッド電子の影響
| Title |
Magnetic-Reconnection-Heated_Corona_Model:_Implication_of_Hybrid_Electrons_for_Hard_X-ray_Emission_of_Luminous_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jie-Ying_Liu,_Jirong_Mao_and_B._F._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13135 |
発光活動銀河核(AGN)のX線放射が高温コロナから発生することは広く受け入れられています。強力なX線放射によるコロナの過冷却を防ぐには、コロナを安定的に加熱することが不可欠であり、そのための最も有望なメカニズムは磁気リコネクションである。結合した円盤とコロナを、円盤からコロナに降着放出エネルギーを伝達する磁場の枠組みで詳細に研究すると、熱電子は$\Gamma_{\rm2-10\のX線スペクトルしか生成できないことが明らかになりました。,keV}>2.1$、これは熱コロナとディスクの放射結合の必然的な結果です。本研究では、熱電子に加えて、磁気リコネクション過程で加速される潜在的な非熱電子を考慮して、磁気リコネクション加熱コロナモデルを開発する。結合した円盤とコロナの構造とスペクトルの特徴が、熱電子に割り当てられる磁気エネルギーの割合によって影響を受ける可能性があることを示します。さらに、非熱電子のべき乗則指数とエネルギー範囲、およびスペクトルに対する磁場の影響を調査します。観察と一致して、ハイブリッド電子のコンプトン化からのX線スペクトルは、熱電子のみからのX線スペクトルよりも平坦になる可能性があることがわかります。観測された硬X線データと比較することにより、磁気エネルギーの大部分($>40\%$)が、明るく平坦なX線スペクトルのAGN内の非熱電子に割り当てられていることが示唆されます。
RATAN-600電波望遠鏡による多方位観測モードによるシグナスX-3マイクロクエーサーの研究
| Title |
Study_of_the_Cygnus_X-3_Microquasar_with_the_RATAN-600_Radio_telescope_in_Multi-Azimuth_Observing_Mode |
| Authors |
S.A._Trushkin,_A.V._Shevchenko,_N.N._Bursov,_P.G._Tsybulev,_N.A._Nizhel'skii,_A.N._Borisov,_A.A._Kudryashova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13239 |
私たちは10年以上にわたり、RATAN-600電波望遠鏡の北側セクターを用いて、1.2～20GHzの明るいマイクロクエーサーの観測を毎日行っています。2019年から2021年の観測中に、私たちは明るいフレアを記録しました。これらのイベント中にフラックスが記録的なレベル（20~Jy以上）に達したため、私たちはこれを巨大フレアと呼びます。この論文では、はくちょう座X-3の巨大フレア中に「平板反射鏡を備えた北セクター」で行われた多方位観測における、はくちょう座X-3}マイクロクエーサーの日内変動の結果を報告します。これらは、短い時間スケール(10分)で複数の周波数で同時に行われた最初のこのような観測でした。観測データは、天体の頂点から+/-2.7時間以内に行われた31回の測定で構成されます。私たちは、はくちょう座X-3のフレア放射のスペクトルの進化を、連星の公転周期に匹敵する時間スケールで発見した最初の者です。測定データにより、相対論的ジェットにおけるシンクロトロンフレア放射に典型的な、電波放射の時間的パラメータとスペクトルパラメータを決定することができました。短い時間スケールでのX線連星の電波放出の進化は、ドナー星の物質が相対論的天体に大量降着する過程でのジェットバーストの形成を理解する鍵となります。
Be/X線バイナリパルサーGX 304-1でトルク逆転を発見
私たちは、Be/X線連星パルサーGX304-1の長期的な自転周期の進化を研究し、約3年間のスピンアップ後に新たなトルクの逆転を発見しました。トルク反転前の平均スピンアップレートは$\sim1.3\times10^{-13}$Hzs$^{-1}$ですが、これは$\sim-5\timesの平均スピンダウンレートに変化します。10^{-14}$Hzs$^{-1}$。パルサーは、トルク反転中にペリアストロン通過付近の低い光度(約${2}\times10^{35}$ergs$^{-1}$)で検出され、この期間中に降着が消失しないことを示唆しています。伴星の長期光学観測は、パルサーからX線バーストが早期に検出された時期に比べて伴星の活動が低下している可能性を示唆している。パルサーの定期的な明るい爆発中に推定されるスピンアップ率は、パルサーが爆発後に低活動状態に入り、トルク反転を起こすにつれて系統的に減少することが観察されています。我々は、このパルサーにおけるトルク反転と長期スピンダウンを説明するためのもっともらしいメカニズムを探ります。
GRS 1915+105 の準周期振動における高速で変化するタイムラグ
| Title |
Fast-varying_time_lags_in_the_Quasi-periodic_Oscillation_in_GRS_1915+105 |
| Authors |
Tomaso_M._Belloni_(INAF),_Mariano_Mendez_(Univ._of_Groningen),_Federico_Garcia_(Instituto_Argentino_de_Radioastronomia)_and_Dipankar_Bhattacharya_(IUCAA/Ashoka_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13467 |
ブラックホール連星GRS1915+105のX線放射の1秒未満の時間変動の特性は非常に複雑で、長い時間スケールで観察される変動パターンと厳密に関係しています。降着流の形状を決定するための重要な側面は、異なるエネルギーでの放出間の時間差を研究することです。これは、それらがシステムの重要な時間スケールに関連しているためです。特に、QPOは変動をサンプリングするための明確な特殊周波数を提供するため、強い低周波数の準周期振動(QPO)に関連する遅れを調べることが重要です。私たちは、AstroSat衛星による観測データを分析しました。このデータでは、低周波QPOの周波数が、約10時間の時間スケールで2.5～6.6Hzの間で滑らかに変化しています。導出された位相遅れは、数百日の時間スケールで観察されたものと同じ特性と展開を示し、システム形状の変化が1日未満の時間で発生する可能性があることを示しています。以前に同じソースのRossiXTEデータに対して行ったように、ソースの選択されたエネルギースペクトルとQPOのrmsおよび位相遅れスペクトルを時間変数コンプトン化モデルに適合させたところ、実際に導出されたパラメーターが、上の変動に対して得られたパラメーターと一致することがわかりました。はるかに長い時間スケール。
大きく傾斜したミリ秒パルサー連星 PSR J1012$-$4235 における相対論的シャピロ遅延の検出
| Title |
Detection_of_the_relativistic_Shapiro_delay_in_a_highly_inclined_millisecond_pulsar_binary_PSR_J1012$-$4235 |
| Authors |
T._Gautam,_P._C._C._Freire,_J._Wu,_V._Venkatraman_Krishnan,_M._Kramer,_E._D._Barr,_M._Bailes,_A._D._Cameron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13563 |
PSRJ1012$-$4235は、白色矮星伴星を持つ幅の広い連星(37.9日)の3.1ミリ秒のパルサーです。PSRJ1012$-$4235で強い相対論的シャピロ遅延シグネチャを初めて検出しました。私たちの検出は、グリーンバンク、パークス、ミーアカット電波望遠鏡とフェルミ$\ガンマ$線宇宙望遠鏡で収集された13年間にわたるデータのタイミング分析の結果です。シャピロ遅延の海抜パラメータを測定し、1.222(54)$\mu$sの$h_{\rm3}$パラメータの22$\sigma$検出と$\varsigmaの200$\sigma$検出を取得しました。0.9646(49)ドル。一般相対性理論の仮定により、これらの測定は白色矮星の質量であるパルサーの質量($M_{\rmp}=1.44^{+0.13}_{-0.12}$M$_{\odot}$)を制約します。伴星($M_{\rmc}=0.270^{+0.016}_{-0.015}$M$_{\odot}$)、および軌道傾斜角($i=88.06^{+0.28}_{-0.25)}\度$)。初期の$\gamma$線データをタイミング解析に含めることで、6.58(5)masyr$^{-1}$の系の固有運動の正確な測定が容易になりました。また、この系は軌道周期微分値の測定に対して異常に小さい運動学的補正を持っているため、将来的には重力定数の変動に対して厳しい制約を与える可能性があることも示した。
ガンマ線バーストスペクトルに適合する物理的動機モデルの探索
| Title |
Exploring_Physically-Motivated_Models_to_Fit_Gamma-Ray_Burst_Spectra |
| Authors |
Suraj_Poolakkil,_Robert_Preece,_Peter_Veres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13566 |
私たちは、3つの物理的動機モデルを使用してガンマ線バーストスペクトルのフィッティングを検討し、GRB即発放出の主な光源としてのシンクロトロン放射光の実現可能性を再考します。エネルギー束値に基づいて、フェルミガンマ線バーストモニター(GBM)によって観察された100個の明るいGRBのサンプルを選択します。以前のGBM分光カタログで使用されていた標準的な経験的スペクトルモデルに加えて、3つの物理的に動機付けられたモデルも考慮します。(a)熱シンクロトロンモデル、(b)高エネルギーカットオフを備えたバンドモデル、および(c)乗算累乗則(MBPL)を備えた平滑累乗則(SBPL)モデル。次に、ベイズ情報量基準(BIC)を採用して、得られた適合値を比較し、最適なモデルを選択します。フルエンススペクトルからのGRBの42%とピーク磁束スペクトルからのGRBの23%が、3つの物理的動機モデルのうちの1つを優先モデルとして持っていることがわかりました。ピーク磁束スペクトルのフィットから、実験モデルの低エネルギー指数分布はシンクロトロン値-2/3付近の長いGRBピークに適合するのに対し、SBPL+MBPLの2つの低エネルギー指数は長いGRBは、冷却周波数以下および冷却周波数以上のシンクロトロンスペクトルで予想される-2/3および-3/2の値に近いピークになります。
LiDAR デブリ追跡と光汚染の影響を最適化する宇宙船コーティング
宇宙の安全と天文学は相反するものです。地球低軌道にあるスペースデブリや遺棄された衛星によってもたらされる問題は、あらゆる宇宙活動にとって存続の脅威となっています。宇宙にあるこれらの危険な物体は、特に近赤外線(NIR)範囲で反射率が高い場合、地上のLiDARで追跡するのがより簡単になります。同時に、軌道上の反射物体は地上の天文学者にとって悩みの種であり、光害を引き起こし、明るい縞模様で画像を傷つけます。この緊張はどうすれば解決できますか？検証された仮説は、可視光域では不透明で、NIR域では透明な近赤外透明(NIRT)コーティングが衛星建設に使用する有望な候補であるというものです。この実験では、陽極酸化アルミニウムやNIRTコーティングを施した多層断熱材(MLI)などの一般的な宇宙船の表面が可視光を吸収し、NIRを反射するかどうかをテストします。この結果は、この目的に対するNIRTコーティングの有効性を裏付けており、可視光反射が47%(+/-3%)減少し、NIRでの反射が7%(+/-2%)増加しました。この有望な新しいNIRTコーティングは、天文学と宇宙産業の間の緊張を解決するための道を提供するのに役立つ可能性があります。
高い光学深さの領域におけるモンテカルロ放射伝達の改善: 最小散乱次数
| Title |
Improving_Monte_Carlo_radiative_transfer_in_the_regime_of_high_optical_depths:_The_minimum_scattering_order |
| Authors |
Anton_Krieger,_Sebastian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13252 |
放射伝達(RT)シミュレーションは、広範囲の天体物理オブジェクトの合成画像の計算を可能にする強力なツールです。これらのシミュレーションは、オブジェクト内に見られる多様で複雑な条件を考慮できる必要な多用途性を提供するため、モンテカルロ(MC)法に基づいていることがよくあります。しかし、この方法は、光学的深度が高い場合に、ノイズの多い画像や光束値が過小評価される可能性がある根本的な問題に直面しています。この研究では、高度なMCRT法、つまり決定された磁束推定値の最低品質を提供することを目的とした強制最小散乱次数を提案します。この目的のために、私たちは散乱次数問題の調査を拡張し、系のアルベドと光学的深さに依存する相互作用の最小数の解析式を導き出しました。これは散乱次数の一定の範囲を達成するために考慮する必要があります。分布。この方法は、この推定された最小散乱次数の利用に基づいており、シミュレーション中に十分な数の相互作用の考慮を強制します。さらに、MCRTシミュレーションで生じる一種の複雑さを形作る2つの顕著に異なるケース、つまりアルベドが支配的なケースと光学的深度が支配的なケースを特定しました。これに基づいて、散乱次数の問題を軽減する手段としてストレッチ法の最適な使用法に関する影響を分析しました。その最適な用途には、アルベドと光学的深さを考慮する必要があることがわかりました。次に、導出された最小散乱次数を使用して、その使用によって促進される散乱次数に関するストレッチ法のパフォーマンスを評価できると主張します。最後に、高い光学的深さの領域におけるMCRTシミュレーションの問題を完全に解決するには、高度な経路探索技術を開発する必要性を強調します。
分光イメージングとスペクトル相互相関を使用して系外惑星の検出を制限します。 ELT-HARMONIの事例に適用した解析モデル
| Title |
Exoplanets_detection_limits_using_spectral_cross-correlation_with_spectro-imaging._An_analytical_model_applied_to_the_case_of_ELT-HARMONI |
| Authors |
Alexis_Bidot,_David_Mouillet,_Alexis_Carlotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13275 |
高コントラストのイメージングと中～高スペクトル分解能の分光法の組み合わせは、系外惑星の検出と特性評価に新たな可能性をもたらします。分子マッピング技術では、惑星と恒星のスペクトルの違いを利用します。従来の後処理技術は、短い角度分離ではスペックルノイズによってすぐに制限されてしまいますが、スペックルを効果的に抑制します。その性能は、星の等級、補償光学の残留ハロー、随伴スペクトル、地テル吸収、望遠鏡や機器の特性などの複数のパラメーターに依存します。潜在的な科学ケースを予測し、将来の機器設計を最適化するために、エンドツーエンドのシミュレーションを通じてこのパラメーター空間を探索することは非常に時間がかかり、結論を出すことが困難になります。私たちは、そのような分析のための効率的な方法論を定義することを提案します。信号とノイズの推定値の明示的な式が導出され、エンドツーエンドのシミュレーションとの比較を通じて検証されます。これらは機器の依存関係を理解し、対象のターゲットに関して最適な機器の選択を議論するのに役立ちます。これらは、さまざまな観察ケースにおけるコントラスト性能を予測するツールとして、ELT/HARMONIの場合に適用されます。私たちは、特に距離が短い冷たい惑星の高コントラスト検出における分子マッピングの可能性を確認しました。当社は、将来の機器の設計上のトレードオフに関する定量化された推定値に基づいたガイドラインを提供します。HARMONI観測モードの惑星検出性能について説明します。これらは、温暖な系外惑星の高い検出能力に対する適切な要件をうまくカバーしていますが、Jバンドまで拡張された送信は有益でしょう。分子マッピングを使用したフォトンノイズ領域では、50masで数個の1E-7のコントラストが明るいターゲットに届くはずです。
ソフトウェア提案の荷電レプトンと光子の伝播の改善
| Title |
Improvements_in_charged_lepton_and_photon_propagation_for_the_software_PROPOSAL |
| Authors |
Jean-Marco_Alameddine,_Johannes_Albrecht,_Hans_Dembinski,_Pascal_Gutjahr,_Karl-Heinz_Kampert,_Wolfgang_Rhode,_Maximilian_Sackel,_Alexander_Sandrock,_Jan_Soedingrekso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13357 |
天体粒子物理学の次世代の実験には、正確な粒子シミュレーションが不可欠です。モンテカルロシミュレーションライブラリPROPOSALは、地下天文台などで高エネルギーのレプトンと光子を大量の媒体を通して効率的に伝播させる柔軟なツールです。これは、Pythonインターフェイスを含むC++ライブラリとして作成されます。この論文では、新しい相互作用タイプが実装された電子、陽電子、および光子の伝播の追加を含む、PROPOSALの最新の更新について説明します。これにより、例えば空気シャワーシミュレーションのコンテキストで、PROPOSALを使用して電磁粒子カスケードをシミュレートできるようになります。まれな相互作用プロセス、新しい光核パラメータ化、確率的相互作用の偏向、および不均一な密度分布での伝播の可能性を含めることにより、伝播の精度が向上しました。補間ルーチンと伝播アルゴリズムに関する追加の技術的改善について説明します。
METIS SCAO システムのシミュレーション
| Title |
Simulating_METIS_SCAO_System |
| Authors |
Markus_Feldt,_Horst_Steuer,_Carlos_Correia,_Andreas_Obereder,_Stefan_Raffetseder,_Thomas_Bertram,_Julia_Shatokina,_Faustine_Cantalloube |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13437 |
中赤外ELTイメージャおよび分光器であるMETISは、2028年に初光が確認される予定の4つの第一世代ELT機器のうちの1つです。その2つの主要な科学モジュールは、90×90のサブアパーチャを備えたピラミッドセンサーを備えた補償光学システムによってサポートされています。HバンドとKバンド。PDRおよびFDRフェーズでは、METIS単一共役補償光学(SCAO)システムのセンシング、再構成、および制御の概念をサポートするために広範なシミュレーションが実行されました。シミュレーションに使用されたCOMPASSベースの環境の実装に関する詳細、パフォーマンスの期待値の分析に使用されたメトリクス、主な結果の概要、および非共通経路逸脱(NCPA)や水などの特殊なケースに関する詳細を示します。蒸気が見えるだけでなく、低風の効果も得られます。
白色矮星降着惑星物質からの合成 X 線放出
| Title |
Synthetic_X-ray_emission_from_white_dwarf_accreting_planetary_material |
| Authors |
S._Estrada-Dorado,_V._Lora,_J._A._Toal\'a,_A._Esquivel,_M._A._Guerrero,_R._F._Maldonado_and_Y.-H._Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12942 |
白色矮星(WD)に関連する硬X線の放射は、伴星のコロナ放射、または伴星から剥ぎ取られた物質によって形成される降着円盤のいずれかによって、伴星の存在によって発生する可能性があります。最近の研究では、木星に似た惑星も、WDへの降着によって硬X線を生成する物質の提供者である可能性があることが示唆されています。{\scguacho}コードを使用して、このWD惑星シナリオの状況を再現します。硬X線WDKPD\,0005+5106の例を使用して、将来のシミュレーションネットワークに向けて、ドナー惑星のさまざまな終末風速と質量損失率を調査し、惑星の光度とスペクトルおよび時間特性を調査します。WDプラネットシステムにおける硬X線の放出。私たちのシミュレーションは、惑星から剥ぎ取られた物質が円盤を形成し、WD上に降着して、低質量伴星を伴うX線連星で通常見られるような硬X線を生成するのに十分な温度に達することを示しています。終末風速が高い場合、惑星物質は円盤を形成せず、WD表面に直接付着します。シミュレーションは、別のX線降着WD(G\,29$-$38)のX線輝度を再現しますが、一部の場合のみKPD\,0005+5106の硬X線輝度に達します。X線変動は確率的であり、KPD\,0005+5106の期間を再現しないため、追加の物理的プロセス（例えば、降着物質の磁気チャネリングに起因するホットスポット）を調査する必要があることを示唆しています。
不均一な粘性とエントロピー拡散率をもつ対流球殻における差動回転
| Title |
Differential_rotation_in_convecting_spherical_shells_with_non-uniform_viscosity_and_entropy_diffusivity |
| Authors |
Parag_Gupta,_David_MacTaggart,_Radostin_D._Simitev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.12957 |
太陽対流帯の現代の三次元物理学に基づくシミュレーションは、観測結果と一致しません。それらは、太陽太陽地震学によって推測される真の回転とは実質的に異なる差動回転を特徴とし、観測では見つからない対流「ブッセ」柱のコンベアベルトを示します。このいわゆる「対流の難問」を解明するために、私たちは3次元の擬似スペクトルシミュレーションコードを使用して、半径方向に不均一な粘度とエントロピー拡散率が、密度成層回転球状流体シェルにおける差動回転と対流パターンにどのような影響を与えるかを調査します。我々は、流体特性の半径方向の不均一性が極対流を促進し、その結果、無視できない横方向のエントロピー勾配を誘発し、熱風のバランスによる差動回転地栄養からの大きな逸脱につながることを発見しました。我々は、高緯度では不一致が残るものの、このメカニズムが接線円筒の外側の真の太陽プロファイルに非常に類似した差分回転パターンを維持するシミュレーションを報告します。差動回転は太陽のような周期双極子ダイナモの維持に重要な役割を果たしているため、これは重要です。
原始惑星系星雲の変動: X. 潜在的な連星の指標としての複数年の期間
| Title |
Variability_in_Protoplanetary_Nebulae:_X._Multi-year_Periods_as_an_Indicator_of_Potential_Binaries |
| Authors |
Bruce_J._Hrivnak,_Wenxian_Lu,_Gary_Henson,_and_Todd_C._Hillwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13013 |
光度曲線に長年にわたる数年にわたる変動を示す4つの進化した天体の新しい観察が発表されました。これらは、進化した星の重心運動によって引き起こされる変調により、周連星円盤による周期的な遮蔽が生じ、連星の性質を示す良い証拠として解釈されています。原始惑星状星雲(PPNe)は通常、連星伴星によって形作られると考えられている双極星雲を持っていますが、連星伴星が見つかっているPPNeはほとんどありません。この研究の対象のうち3つは、PPNe、IRAS07253-2001、08005-2356、および17542-0603であり、それぞれ5.2年、6.9年、および8.2年という長い周期を持つようです。IRAS08005-2356のバイナリの性質は最近、動径速度の研究によって確認されました。2つのサンプル、1つはPPNeで、もう1つはポストAGB星候補であり、長周期の光度曲線変動がどの程度一般的であるかについてのさらなる証拠を調査しました。どちらのサンプルも、このような光の変化は一般的ではないことを示唆しています。4番目の天体IRAS20056+1834(QYSge)は、RVbサブクラスの不明瞭なRVタウ変数で、周期が3.9年、脈動周期が102.9日と51.5日です。この天体の周期は2%変化していることがわかります。最近の大量放出の証拠はIRAS17542-0603に示されています。
恒星の時計の同期から星の形成と散乱を洞察する
| Title |
Insights_into_star_formation_and_dispersal_from_the_synchronisation_of_stellar_clocks |
| Authors |
N\'uria_Miret_Roig,_Jo\~ao_Alves,_David_Barrado,_Andreas_Burkert,_Sebastian_Ratzenb\"ock,_Ralf_Konietzka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13042 |
年齢は星の最も基本的なパラメータの1つですが、星の形成と進化のさまざまな側面をモデル化する必要があるため、決定するのが最も難しいパラメータの1つです。6つの若い恒星連合について等時性トレースバック法と動的トレースバック法から得られた年齢を比較すると、体系的な不一致が見つかります。具体的には、動的トレースバックの年齢は、平均$\langle\Delta_{\rmAge}\rangle=5.5\pm1.1$Myrだけ一貫して若くなっています。私たちは、年齢の不一致の原因としての測定誤差を除外し、$\Delta_{\rmAge}$が若い星が兄弟から離れる前に親の雲に拘束されている時間を示すことを提案します。このフレームワークでは、動的トレースバック「時計」は、ガスの大部分を放出した後に星団または星団が膨張し始めるときに開始されますが、等時性「時計」は、ほとんどの星が形成されるより早く開始されます。等時性年齢は動的追跡年齢よりも若いことはできないため、これら2つの年齢年代測定手法の違いは、進化モデルを制約するための強力なツールとなります。$\Delta_{\rmAge}$を正確に測定し、さまざまな環境にわたるその変化を理解することで、局所的な条件と星団の形成と分散に対する星からのフィードバックの影響についてのさらなる情報が得られます。
重力慣性モードに対する磁場の影響の摂動解析
| Title |
Perturbative_analysis_of_the_effect_of_a_magnetic_field_on_gravito-inertial_modes |
| Authors |
Fran\c{c}ois_Ligni\`eres,_J\'er\^ome_Ballot,_S\'ebastien_Deheuvels,_Marion_Galoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13296 |
最近、恒星の振動周波数に及ぼす影響を利用して、赤色巨星の中心部で磁場が測定されてきました。$\gamma$DoradusやSlowlyPulsationB星などの脈動する星の磁気痕跡を探すには、ゆっくりと回転する赤色巨星用に開発された形式を、急速に回転する星に適応させる必要があります。私たちは、高速で回転する星における高半径次重力とロスビーモードに対する任意の磁場の影響の理論的解析を実行します。磁気効果は摂動として扱われます。高半径次数モードの場合、磁場の半径方向成分の寄与が方位角成分および緯度成分よりも支配的になる可能性があります。回転は、従来の回転の近似によって考慮されます。任意の半径方向の磁場によって引き起こされる周波数シフトの一般式を導出します。$\gamma$Dor星で最も頻繁に観察されるモードの高次高スピンパラメータ限界で近似的な解析形式が得られます。私たちは、地震の磁気痕跡を検出し、そのような星に存在する可能性のある磁場を測定するための簡単な方法を提案します。これらの方法は、PLATOミッションなどの将来の観測で内部磁場を探したり、既存のケプラーやTESSデータを再調査したりするための新たな可能性を提供します。
銀河系で最も熱い恒星の光球
| Title |
The_photospheres_of_the_hottest_fastest_stars_in_the_Galaxy |
| Authors |
Klaus_Werner,_Nicole_Reindl,_Thomas_Rauch,_Kareem_El-Badry,_Antoine_B\'edard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13388 |
私たちは、現在までに知られている最もホットな3つの超高速星($\約$1500-2800kms$^{-1}$の空間速度)の非局所熱力学的平衡(NLTE)モデル大気解析を実行します。これらの星は最近分光学的に発見され、Ia型超新星からの暴走。3つの中で最も熱いもの(J0546$+$0836、実効温度$T_\mathrm{eff}$=95,000$\pm$15,000K、表面重力logg=$5.5\pm0.5$)は、酸素が支配的な大気を持ち、炭素の量(C=$0.10\pm0.05$、O=$0.90\pm0.05$、質量分率)。その混合吸収線スペクトルは、OVおよびOVIからの光球吸収線と、$10^{-8程度の質量損失率で放射線駆動の風で形成されるOIIIおよびOIV輝線を示します。}$$M_\odot$年$^{-1}$。分光学的には、J0546$+$0836は[WC]-PG1159遷移型前白色矮星です。2番目の天体(J0927$-$6335)は、CIII/CIVとOIII/OIVが支配的な純粋な吸収線スペクトルを持つPG1159型白色矮星です。$T_\mathrm{eff}$=60,000$\pm$5000K、logg=$7.0\pm0.5$、炭素と酸素が支配的な大気C=$0.47\pm0.25$、O=$0.48\がわかります。pm0.25$、そしておそらく微量のヘリウム(He=$0.05\pm0.05$)。AGB後の進化の軌跡との比較は、そのような軌跡がこれらの星に安全に適用できる場合、両方の天体の質量が$M\約0.5$$M_\odot$であることを示唆しています。3番目の天体(J1332$-$3541)は、$T_\mathrm{eff}$=65,657$\pm$2390の比較的巨大な($M=0.89M_\odot$)水素豊富(DAO)白色矮星であることがわかります。K、logg=$8.38\pm0.08$、存在量H=$0.65\pm0.04$、He=$0.35\pm0.04$。これらの星の起源について提案された「動的駆動の二重縮退二重爆発」(D$^6$)シナリオの文脈で結果を議論します。
観測された地理効果的な CME/ICME 特性のカタログ
| Title |
A_catalogue_of_observed_geo-effective_CME/ICME_characteristics |
| Authors |
R._Mugatwala,_S._Chierichini,_G._Francisco,_G._Napoletano,_R._Foldes,_L._Giovannelli,_G._De_Gasperis,_E._Camporeale,_R._Erd\'elyi,_D._Del_Moro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13429 |
宇宙天気研究の目標の1つは、コロナ質量放出(CME)などの衝撃現象をより深く理解し、それらを予測する能力を向上させ、技術主導の社会に対するリスクを軽減することです。この目標を達成するために重要なのは、予測モデルのパフォーマンスを評価することです。この目的を達成するには、適切なデータの品質と可用性が最も重要です。この研究では、CME特性のデータベースを構築するために、現場計測とリモート計測の両方から既に公開されているCMEのデータを統合しました。このようなデータベースの精度を評価し、現場観測と遠隔観測との関係を確認するために、その単純さと計算リソースのコストが安価である抗力ベースモデル(DBM)を採用しました。この研究では、DBMがデータセット内のイベントに対するCMEの伝播をどの程度適切に決定するかを評価するために、モンテカルロ手法を使用して抗力パラメーターと太陽風速のパラメーター空間も調査しました。この研究の結果として構築された地盤効果のあるCMEのデータセットは、DBMと太陽風速に関する最初の仮説の検証を提供し、到着時間、到着速度、離陸時間などのCMEの特徴についてのさらなる洞察ももたらします。この手順により、CME伝播の調査のための均質で信頼性の高い堅牢なデータセットを提示することができます。一方、モデルの制限や入力パラメータの不確実性が高いためにDBM近似が有効ではない、可能性のあるCMEイベントが特定されます。これらのイベントについては、より徹底的な調査が必要です。
COCONUT を使用したコロナ質量放出の伝播のモデル化: 正規化されたビオ・サバールの法則フラックス ロープ モデルの実装
| Title |
Modelling_the_propagation_of_coronal_mass_ejections_with_COCONUT:_implementation_of_the_Regularized_Biot-Savart_Laws_flux_rope_model |
| Authors |
Jinhan_Guo,_L._Linan,_S._Poedts,_Y._Guo,_A._Lani,_B._Schmieder,_M._Brchnelova,_B._Perri,_T._Baratashvili,_Y._W._Ni,_P._F._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13432 |
背景:コロナ質量放出(CME)は、太陽で発生する磁化プラズマの急速な噴出であり、宇宙の悪天候の主な原因として知られています。太陽圏におけるそれらの進化を数値モデルで正確に追跡することは、宇宙天気予報にとって最も重要です。目的:このペーパーの主な目的は、新しい世界的なコロナモデルCOCONUTに正則化ビオサバールの法則(RBSL)メソッドを実装することです。このアプローチには、任意の形状の軸を持つ磁束ロープを構築する機能があります。方法:COCONUTでのRBSLフラックスロープモデルの実装プロセスを提示します。このモデルは、太陽活動の最小値付近で観測された磁気記録から再構成された現実的な太陽風に重ねられます。これに基づいて、太陽表面から太陽半径25の距離までのS字型磁束ロープの伝播をシミュレーションします。結果:私たちのシミュレーションは、シグモイドから始まるCMEの誕生プロセスを首尾一貫した方法で再現しました。このモデルはさまざまな物理プロセスを効果的に捉え、観測におけるCMEの顕著な特徴を取得します。さらに、シミュレーション結果は、約20太陽半径でのCME磁束ロープの磁気トポロジーが一貫した構造から逸脱し、多様なフットポイントを持つ開いた磁力線と閉じた磁力線の混合として現れることを示しています。結論:この研究は、観測とより一貫性のあるCMEイベントを再現する際のRBSLフラックスロープモデルの可能性を示しています。さらに、我々の発見は、CME伝播中の磁気再接続がCMEフラックスロープのコヒーレント特性を破壊する上で重要な役割を果たすことを強く示唆しています。
TESS を使用して超低温矮星の測光変動を調査する
| Title |
Exploring_the_photometric_variability_of_ultra-cool_dwarfs_with_TESS |
| Authors |
Romina_P._Petrucci,_Yilen_G\'omez_Maqueo_Chew,_Emiliano_Jofr\'e,_Ant\'igona_Segura,_Leticia_V._Ferrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13591 |
20秒と2分のリズムのTESS光度曲線から、M4とL4の間のスペクトルタイプを持つ208個の超低温矮星(UCD)の測光特性を示します。87個の天体(42パーセント)の回転周期を決定し、103個のUCD(49.5パーセント)で778個のフレアイベントを特定しました。777個のフレアイベント(102個の天体に相当)について、56個のスーパーフレアイベントを含む2.1e30から1.1e34ergまでのボロメトリックエネルギーを導き出します。通過する惑星や日食連星は確認されなかった。回転およびフレア活動を伴うUCDの割合は、M4～M6スペクトルタイプでは、それ以降のUCD(M7～L4)よりも少なくとも20%高いことがわかりました。M4とL0の間のスペクトルタイプについて、フレアボロメータのエネルギーと持続時間の相関の傾きを測定すると、ガンマ=0.497+/-0.058となり、これは太陽型矮星とM型矮星に関する以前の研究で見つかったものと一致します。さらに、フレア周波数分布の傾きは、M4-M5矮星ではalpha=-1.75+/-0.04、M6-M7およびM8ではalpha=-1.69+/-0.04、alpha=-1.72+/-0.1であると決定します。-L0矮星、それぞれUCDのみを分析した以前の研究と一致しています。これらの結果は、磁気活動を生み出す物理的メカニズムとは無関係に、完全対流型UCDと部分対流型太陽型および初期M星の両方で回転変調とフレアの特性が類似しているという考えを裏付けています。測定されたUCDフレア分布に基づいて、フレアから放出されるUV放射にはプレバイオティクス化学を開始する可能性がないことがわかりました。
ホーキング放射 II による光の原始ブラック ホールのスピンの決定: 高スピン領域
我々は、一次光子ホーキングスペクトルの双極子ピークと四極子ピークでのエネルギーと放出率の測定に基づいて、原始ブラックホールの質量とスピンを決定する方法を提案する。これは無次元スピンパラメータに適用可能$\tilde{a}\gtrsim0.6$。特に、2つのピークのエネルギー間の比はブラックホールのスピンの関数にすぎず、それらの放出率間の比は視線の傾きにも依存することを示します。ブラックホールの質量と地球からの距離は、ピークエネルギーと放出率の絶対値から推測できます。この方法は、現在まだ蒸発プロセスの初期段階にある、大きなスピンパラメータを持って誕生した原始ブラックホールに関連しています。
連星中性子星合体における合体後の初期段階は、特徴的な回転速度と激しい密度振動によって形成され、重力波放射を観測することで中性子星物質の性質を制約できる可能性をもたらします。そうするための1つの可能性は、弱い化学平衡の違反から生じるバルク粘度による重力波の減衰を調査することです。これらの見通しに動機付けられ、M\"uller、Israel、Stewartによって提案された散逸流体の相対論的流体力学の方程式の自己無撞着な2次定式化の実装に関する包括的なレポートを提示します。さらに、結果についても報告します。2つのテスト問題、すなわち孤立した非回転中性子星の線形密度振動の粘性減衰と粘性移動テストのいずれも、実装を確認し、将来のコードテストに使用できます。連星中性子星合体.私たちは一定のバルク粘度処方を用いて連星中性子星合体の構造的および熱的性質を調査し、動的質量放出に対するバルク粘度の影響を調査します.$\sim1\次の逆レイノルズ数が得られることを発見しました%$は、使用される最高の粘度で達成でき、それにより、非粘性の場合と比較して、動的に放出される質量を$\sim5$の係数で抑制できます。
強い重力により押し出される大質量中性子星の音速プロファイルのピーク
大質量中性子星(NS)の音速2乗(SSS)$s^2$は、内部の超高密度の中性子物質の剛性だけでなく、強磁場の重力と物質による湾曲した形状の特性も同様に特徴づけます。ジオメトリカップリング。$s^2$のピーク密度または半径プロファイルは、さまざまなNS状態方程式(EOS)モデルを使用して、大規模なNSについて予測されています。ただし、$s^2$プロファイルのピークの性質、原因、位置、サイズは依然としてEOSモデルに大きく依存します。この研究では、核EOSモデルから独立し、NSの構造や組成についてのいかなる推定も行わない新しいアプローチで、大規模なNSの$s^2$プロファイルを体系的に調査します。小さな量（中心値によってスケーリングされた半径、エネルギー密度および圧力）に関しては、スケーリングされたトールマン-オッペンハイマー-ヴォルコフ（TOV）方程式を摂動的に解き、$s^を分析する際に二重要素摂動展開を実行します。ニュートン極限から一般相対論的(GR)の場合までの2$プロファイル。TOV方程式のGR項は2つの役割を果たします。NS物質を圧縮し、圧力/エネルギー密度比を$s^2$ピークを示さないニュートン星の小さな値から$s^2$ピークを持つ巨大なNSの大きな値まで変更します。s^2$はプロファイルを作成し、最終的には因果関係の限界に近づく非常にコンパクト/大規模なNSのピークを取り除きます。私たちの解析から明らかになったこれらの特徴は、NS内の超高密度中性子物質の依然として非常に不確実なEOSとは独立したGR恒星の構造方程式の固有の特性であるため、普遍的です。
時間領域リングダウン解析におけるノイズ推定の効果: GW150914 を使用したケーススタディ
| Title |
Effect_of_Noise_Estimation_in_Time-Domain_Ringdown_Analysis:_A_Case_Study_with_GW150914 |
| Authors |
Hai-Tian_Wang_and_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13300 |
重力波(GW)データからの正確なノイズ推定は、ベイズ推論にとって重要です。しかし、リングダウン信号に関する最近の研究、例えばIsiらによる研究は、[1]、Cotestaetal.[2]、およびIsiとFarr[3]は、ノイズ推定において意見の不一致に遭遇し、一貫性のない結果をもたらしました。これらの研究間の主な相違点は、異なるノイズ推定方法の使用にあり、異なるサンプリングレートの使用によってさらに大きくなります。GW150914リングダウン信号のケーススタディに示されているように、ノイズ推定を正しく管理することで、さまざまなサンプリングレートにわたって一貫した結果を達成しました。信号のピークから開始してGWデータに対して時間領域のベイジアン推論分析を実行することにより、最初の倍音モードは振幅分布によって弱くサポートされており、信頼水準は$1.6{\sigma}$であることがわかりました。対数ベイズ係数によりわずかに不利になります。全体として、私たちの時間領域分析では、GW150914には倍音に関する強力な証拠はないと結論付けています。
中性子星の粒子あたりのエネルギーの曲率
中性子星(NS)は、最も極端な密度で強く相互作用する物質を調べるための実験室として機能します。それらの内核は、非閉じ込められたクォーク物質を受け入れるのに十分な密度であると予想されます。最先端の理論的制約とマルチメッセンジャー制約を利用して、高密度NS物質のバルク特性を統計的に決定します。音速は粒子あたりのエネルギーの傾きと曲率で表現できることを示します。我々は、共形対称性を回復するには、粒子あたりのバルクエネルギーの曲率の符号をエネルギー密度の関数として変更する必要があることを実証します。さらに、このような符号の変化は音速のピークと密接に関係していることがわかりました。我々は、粒子当たりのエネルギーの曲率が、NSコアにおける強く結合した共形物質の始まりを示す近似的な秩序パラメータとして機能する可能性があると主張する。
