再電離終了時の銀河電離出力の増減について
| Title |
On_the_rise_and_fall_of_galactic_ionizing_output_at_the_end_of_reionization |
| Authors |
Christopher_Cain,_Anson_D'Aloisio,_Garett_Lopez,_Nakul_Gangolli,_Joshua_T._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13638 |
クエーサー吸収スペクトルの測定は、再電離が急速に進行し、$z\sim5.5$で遅く終了し、その後電離バックグラウンドが平坦に発展したことを示唆しています。この挙動を再現できるシミュレーションは、微調整された銀河電離放射率に依存することが多く、$z\sim6-7$でピークに達し、$z\sim5$までに$1.5～2.5$の係数で低下します。この期間中、銀河の数は単調増加することが観察されているため、これは不可解である。これについての説明には、イオン化する光子が逃げる塵による遮蔽や、IGMの光加熱によるフィードバックなどの影響が含まれます。私たちは、この放射率の低下が再電離シミュレーションにおける1つまたは複数のモデリング欠陥によるアーチファクトである可能性を調査します。これらには、イオン化スペクトルに関する誤った仮定やIGMの凝集性の不正確なモデリングが含まれる可能性があります。私たちの結果は、シミュレーションが巨大な星形成ハローからのIGM不透明度を過小評価している場合、ドロップの必要性が軽減される可能性があることを示唆しています。他の潜在的なモデリングの問題は、影響が小さいか、修正時により急激な低下が必要になります。再イオン化の終わりに放射率がほぼ平坦になり、$5<z<7$で$\sim0.05$dexだけ進化する例示的なモデルを構築します。ただし、より現実的なシナリオでは$\sim0.1～0.3$dexの低下が必要です。また、これらのシナリオにおけるLy$\alpha$の有効光学深度分布の変化も研究し、最近の測定結果と比較します。私たちは、ハードイオン化スペクトルを特徴とするモデル、および/または微弱な低バイアス源によって駆動されるモデルが、森林の平均透過率と光学的深度分布を同時に最も簡単に再現できることを発見しました。最後に、森林内の光速近似の低下と空間分解能の低さが、再電離の終焉について誤った結論につながる可能性があることを示します。
銀河または銀河団によって生成される重力レンズ信号は、その総物質の分布によって決定され、暗黒物質の含有量を直接制限する方法を私たちに提供します。最先端の数値シミュレーションは、観測された銀河の多くの特性を再現することに成功しており、模擬観測や予測のソースとして使用できます。重力レンズ研究の多くは、暗黒物質の性質を制約し、冷たい暗黒物質と代替モデルを区別することを目的としています。ただし、過去の結果の多くは、バリオン物理学を含まないシミュレーションとの比較に基づいています。ここでは、バリオンの存在が予測を大きく変える可能性があることを示します。楕円銀河の構造特性(プロファイルと形状)とサブハローの内部密度勾配を調べます。私たちの結果は、現在の制約を大幅に変更する可能性のある現実的な予測を生成するには、将来のシミュレーションでバリオンと代替暗黒物質の間の相互作用をモデル化する必要があることを示しています。
階段状のインフレ潜在力のスペクトルの歪みの特徴
この研究では、原始パワースペクトルに特徴を導入できるステップで強化されたべき乗則のインフレーションポテンシャルを分析します。我々は、インフレーションダイナミクスから得られたこれらの特徴によって引き起こされるスペクトル歪み(SD)の計算に焦点を当てます。このシナリオでは、$n=2/3$のべき乗内でモデルのSDを検出するPIXIEのような今後の実験ミッションの可能性を探ります。このべき乗は、最近のテンソル対スカラー比の制約と一致します。このモデルは、宇宙論的位相とさまざまなスカラー場ダイナミクスを備えたモデルへの洞察を提供します。インフレトンポテンシャルにステップを導入すると、特定のスケールでの振動や局所的な増強/抑制など、原初のパワースペクトルに明確な特徴が生じます。SDの振幅と特性に対する3つの主要パラメータ$-\beta$、$\delta$、$\phi_{\text{step}}-$の影響を分析します。$\phi_{\rmステップ}$は、原始パワースペクトルに振動の始まりを配置します。$\beta$パラメータは$\mu$-SDの大きさに大きな影響を与え、パラメータが増加するとSDが大きくなり、その逆も同様です。同様に、$\delta$パラメーターはポテンシャルのステップの滑らかさに影響し、値が大きいほどSDが小さくなります。私たちの調査結果は、$0.02<\delta/{\rmM_{pl}}\lesssim0.026$、$0.10\lesssim\beta<0.23$、および$7.53\lesssim\phi_{\rmstep}/{で定義される明確なパラメーター空間を示しています。\rmM_{pl}}\lesssim7.55$、PIXIEで検出できる可能性のあるSDを生成します。この領域は、$\mu$および$y$SDの最大観測値にも対応しており、特殊な場合には$\Lambda$CDMで予想される値よりも1桁大きくなります。ただし、現在の観測技術の限界により$\mu$と$y$SDが検出できない可能性があるパラメーター範囲も特定します。
タイプ III ヒルトップ インフレーション モデルの終わりにおける原始摂動に対する量子ループ効果
| Title |
Quantum_Loop_effects_to_Primordial_perturbations_at_the_end_of_Type_III_hilltop_inflation_models |
| Authors |
Chia-Min_Lin,_Da-Shin_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13746 |
この研究では、スローロール近似の下で、タイプIIIヒルトップインフレーションモデルの終わりにおける原始摂動のスペクトルを解析的に計算します。スペクトルの1ループ補正を調べたところ、インフレトンの自己相互作用による補正は無視できることがわかりました。逆に、ウォーターフォール場の真空期待値が小さい場合、インフラトン場とウォーターフォール場の相互作用によるループ効果が大きくなる可能性があります。その影響について議論します。
宇宙の成長から独立した暗黒物質の特性をモデル化する
暗黒物質は宇宙の物質収支を支配していますが、その性質は不明です。暗黒物質がバリオンと同じ重力の強さを持ち、バリオンと同じ無圧力の状態方程式を持っているという標準モデルからの逸脱は、宇宙の成長測定によってテストすることができます。私たちはモデルに依存しないアプローチを採用し、赤方偏移のビンの偏差を許容し、赤方偏移空間の歪みと固有速度を通じて進行中の宇宙構造調査によって可能になる制約を計算します。これらにより、$z=[0,4]$にわたる4つの独立した赤方偏移ビンの$3-14\%$レベルで制約が生成される可能性があります。
DHOST インフレに対する CMB バイスペクトル制約
非ガウス性に関するPlanck2018宇宙マイクロ波背景背景(CMB)の結果を使用して、縮退高次スカラーテンソル(DHOST)インフレーションモデルに対する最初の直接制約を提示します。バイスペクトルは、パワースペクトルからの固定寄与と、DHOSTモデルに対する3次摂動を定義する5つの自由パラメーターに依存する項の線形結合で構成されていることがわかります。前者は絞り限界でピークに達しますが、後者は等辺限界で最大になります。私たちは、パブリックコードCMB-BESTを介してCMBバイスペクトル統計に対するモデル予測に直接対峙し、自由パラメーターを無視します。プランクのパワースペクトルとバイスペクトルの両方の制約を満たす実行可能なDHOSTインフレモデルが存在することを明示的に示します。しかし、かなり驚くべきことに、この制約により、従来のファッジ要素テストに合格した場合でも、$6\sigma$レベルの特定のモデルが除外されます。この場合、少数の自由パラメーターがあるにもかかわらず、モデルの大きな圧縮バイスペクトルは、プランクによる原始非ガウス性の非検出によって強く制約される他の限界に大きなバイスペクトルを導入することなく打ち消すことはできません。ファッジ係数などの一次近似は、文献では一般的に使用されていますが、誤解を招く可能性があり、弱い制約を提供する可能性があることを強調します。プランクからの制約を適切に分析するには、CMB-BESTコードで提供されるような、より堅牢なアプローチが必要です。
| Title |
A_Non-parametric_Reconstruction_of_the_Hubble_Parameter_$H(z)$_Based_on_Radial_Basis_Function_Neural_Networks |
| Authors |
Jian-Chen_Zhang,_Yu_Hu,_Kang_Jiao,_Hong-Feng_Wang,_Yuan-Bo_Xie,_Bo_Yu,_Li-Li_Zhao,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13938 |
ハッブルパラメータを正確に測定することは、宇宙の膨張の歴史と性質を理解するために不可欠です。この論文では、OHDデータセットを使用してハッブルパラメータの再構成を改善するために、赤方偏移ペア間の共分散を補足する新しい方法を提案します。私たちのアプローチは、宇宙論的モデルに依存しない動径基底関数ニューラルネットワーク(RBFNN)を利用して、ハッブルパラメーターを赤方偏移の関数として効果的に記述します。私たちの実験では、この方法により、再構築されたハッブルパラメータ$H_0=67.1\pm9.7~\mathrm{km~s^{-1}~Mpc^{-1}}$が得られ、ノイズ耐性が高く、高い赤方偏移では$\Lambda$CDMモデルによりよく適合します。後続の観測で赤方偏移ペア間の共分散を提供すると、ハッブルパラメトリックデータ再構成の信頼性と精度が大幅に向上します。この手法の将来の応用は、これまでの手法の限界を克服し、宇宙の理解に新たな進歩をもたらす可能性があります。
Pretty Overlap Reduction 機能のすべて
パルサータイミングアレイは、パルサー内で誘発されるタイミング残差の角度2点相関関数を通じて重力波(GW)を探索し、研究します。標準的な横トレースレスGWによって引き起こされる2点相関関数は、有名なヘリングスダウンズ曲線であり、2つのパルサー間の角度のみの関数です。代替重力理論で生じる可能性のある追加の偏光モード(ベクトル/スカラー)は、異なる角度相関関数を持ちます。さらに、確率的GWバックグラウンドの異方性、直線偏光、または円偏光により、2つのパルサーの角度分離の観点から単純に記述することができない2点相関関数の追加構造が生じます。この論文では、強度と偏光に異方性が含まれている可能性がある任意の偏光状態を持つ重力波背景に対する、最も一般的な2点相関関数、つまりオーバーラップ低減関数(ORF)の簡単な公式を提供します(直線/円形)。代替重力理論で生じる可能性のある一般相対論的な横トレースレスGWモードおよびベクトル(またはスピン1)モードをソースとするORFの特定の式を提供します。
小変位侵入者の存在下での BAO 測定の自動校正
| Title |
Self-calibrating_BAO_measurements_in_the_presence_of_Small_Displacement_Interlopers |
| Authors |
Alan_B._H._Nguyen,_Elena_Massara,_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14210 |
バリオン音響振動(BAO)観測は、宇宙論的膨張を測定するための堅牢な方法を提供します。ただし、銀河サンプル内のBAO信号は、侵入者、つまり間違った赤方偏移が割り当てられた銀河によって希釈され、シフトされる可能性があります。ローマ宇宙望遠鏡とユークリッド宇宙望遠鏡で採用されているスリットレス分光法のため、単一線検出から得られる銀河サンプルには、侵入銀河の割合が比較的高くなります。真の赤方偏移と偽の赤方偏移の間の変位が小さい侵入者は、測定されたクラスタリングに最も強い影響を及ぼします。BAO信号をモデル化するには、そのような侵入者の割合とそのクラスタリングを正確に知る必要があります。我々は、インターローパーオフセットによって視線に沿って汚染サンプルを近づけたり遠ざけたりして、これらのずれたサンプル間の相互相関を測定することにより、これらの量を自己校正する新しい方法を導入します。この相互相関では、さまざまな成分からの寄与が汚染サンプルの自己相関と比較してスケールがシフトされ、成分項の分解と抽出が可能になります。数値シミュレーションを使用してこの方法の適用を実証し、不偏のBAO測定値を抽出できることを示します。汚染物質の影響をモデル化するこれまでの試みとは異なり、セルフキャリブレーションでは、汚染物質の偏りなど、汚染物質の形態についての仮定を少なくすることができます。
ガウス過程による成長指数 $\gamma$ の再構成
| Title |
Reconstructing_the_growth_index_$\gamma$_with_Gaussian_Processes |
| Authors |
Fernanda_Oliveira,_Felipe_Avila,_Armando_Bernui,_Alexander_Bonilla,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14216 |
一致宇宙論モデルで報告されている緊張を緩和するため、または現在の宇宙の加速段階を説明するために、代替の宇宙論モデルが提案されています。一般相対性理論と修正重力モデルを区別する1つの方法は、現在の天文データを使用して成長指数$\gamma$を測定することです。成長指数$\gamma$は、物質の摂動の成長に関連するパラメーターであり、異なる計量理論では異なる動作をします。私たちは$\gamma$を決定するためのモデルに依存しない方法論を提案します。この手法では、$\{f(z_i)\}$、$\{[f\sigma_8](z_i)\}$、および$\{f(z_i)\}$、および$\{H(z_i)\}$を使用し、関数の再構築に適したノンパラメトリックアプローチであるガウス過程を使用します。この方法論は、$\gamma$定数の新しい整合性テストです。私たちの結果は、赤方偏移区間$0<z<1$について、$\gamma$が$2\sigma$信頼水準(CL)以内で、一般相対性理論で期待される定数値$\gamma=0.55$と一致することを示しています。さらに、$\{f(z_i)\}$と$\{[f\sigma_8](z_i)\}$データセットはそれぞれ、$\gamma=0.55$の2$\sigma$CLでも一致する値です。私たちの主な結果は、成長指数の進化の可能性のある証拠を指摘する文献における現在の議論を考慮した第3の方法です。
構造の成長に関する堅牢な分析について
現在の宇宙論的緊張は、さまざまな宇宙時間における標準$\Lambda$CDMパラダイムからの予測をテストすることが重要であることを示しています。宇宙における構造形成の非常に魅力的なテストの1つは、宇宙$f$の構造の成長率です。通常、$f\equiv\Omega_m(a)^\gamma$と$を使用して成長指数$\gamma$によってパラメータ化されます。標準の$\Lambda$CDMの場合\gamma\simeq0.55$。最近の研究では、$\gamma>0.55$を特徴とするさまざまな宇宙論的観測から構造の成長が抑制されていることが主張されています。ここでは、異なる自己矛盾のない成長パラメータ化スキームを採用することで、$\gamma<0.55$が得られ、代わりに\emph{今日の構造の成長が強化された}ことが示されます。この優先度は、宇宙マイクロ波背景放射観測、超新星Iaおよびバリオン音響振動の測定を使用すると、$3\sigma$の有意性に達します。宇宙マイクロ波背景レンズデータを追加すると、そのような優先度が$2\,\sigma$レベルに緩和されます。これは、より大きなレンズ効果は、より小さい構造成長、または同等の$\gamma>0.55$で常に補償できるためです。また、レンズ振幅$A_{\rmL}$をデータ分析の自由パラメーターとして含めました。これは、レンズ観測時の特定のパラメーター化を除いて、$A_{\rmL}>1$の優先順位が依然として残っていることを示しています。が含まれています。また、$A_{\rmL}$の多重極依存性に対する有意な優先性も見つかりません。非標準的な成長の影響をさらに再評価するために、$\gamma$のさまざまな値に対する暗黒物質密度場、暗黒物質ハロー質量関数、およびハロー密度プロファイルをN体シミュレーションによって計算しました。平方キロメートル配列からの将来の観測により、$\gamma$パラメータの現在の誤差が3分の1に減少し、最終的に問題が解決される可能性があります。
相互作用する暗黒エネルギーの効果的な理論に対する重力赤方偏移の制約
| Title |
Gravitational_Redshift_Constraints_on_the_Effective_Theory_of_Interacting_Dark_Energy |
| Authors |
Sveva_Castello,_Michele_Mancarella,_Nastassia_Grimm,_Daniel_Sobral_Blanco,_Isaac_Tutusaus,_Camille_Bonvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14425 |
今後の銀河調査では、銀河クラスタリングデータに双極子を生成する一般相対論的効果である重力赤方偏移を測定するために必要な感度が提供されます。ここでは、相互作用する暗黒エネルギーの効果的な理論の枠組みの中で、重力赤方偏移の抑制力を研究します。この形式主義は、限られた数の自由関数を使用して重力のスカラーテンソル理論における線形宇宙論的摂動を記述し、各粒子種を重力セクターに異なる方法で結合することを可能にします。この研究では、ダークマターとスカラー自由度の非最小結合を伴うホーンデスキ理論に焦点を当て、この宇宙成分の弱い等価原理の打破をもたらしますが、このシナリオはまだテストされていません。重力赤方偏移によって生成された双極子は、銀河相関関数の偶数多極子のみに基づく標準的な赤方偏移空間歪み解析と比較して、縮退を大幅に打ち破り、有効理論のパラメーターの制約を強化し、最大で1まで改善することを示します。$\sim50\%$。私たちは、この作業のために開発されたPythonパッケージ\texttt{EF-TIGRE}(\textit{ダークエネルギーと重力REdshiftの相互作用の実効場理論})を公開します。
Uchuu-GLAM BOSS および eBOSS LRG ライトコーン: クラスタリングと共分散エラーの調査
| Title |
The_Uchuu-GLAM_BOSS_and_eBOSS_LRG_lightcones:_Exploring_clustering_and_covariance_errors |
| Authors |
Julia_Ereza,_Francisco_Prada,_Anatoly_Klypin,_Tomoaki_Ishiyama,_Alex_Smith,_Carlton_M._Baugh,_Baojiu_Li,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Jos\'e_Ruedas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14456 |
宇宙学者は、宇宙の形成と進化を支配する基礎的な宇宙論モデルを解明することを目指しています。アプローチの1つは、銀河赤方偏移調査によって追跡された大規模構造(LSS)を研究することです。この論文では、新世代の銀河ライトコーンを使用した構成およびフーリエ空間におけるBOSSおよびeBOSS調査のクラスタリングと共分散誤差を調査します。UCHUUシミュレーション、つまりPlanck-$\Lambda$CDM宇宙論内の2.1兆個の暗黒物質粒子を追跡する2$h^{-1}$Gpc$N$-bodyシミュレーションを使用して16個のライトコーンを作成します。シミュレーションの(サブ)ハローには、サブハローの存在量マッチングを使用して、発光赤色銀河(LRG)が配置されます。共分散誤差を推定するために、GLAM$N$-bodyシミュレーションに基づいて5,040個のGLAM-UCHUULRGライトコーンを生成します。LRGは、Halo職業分布を使用して含まれます。シミュレートされたライトコーンは、構成内の赤方偏移0.2～1.0、2～150$h^{-1}$Mpc、および0.005～0.7$h$Mpc$^{-1}$のスケールでBOSS/eBOSSクラスタリング統計を再現します。とフーリエ空間、それぞれ。クラスタリングとバイアスに対する星の質量と赤方偏移の影響を分析し、データとの一貫性を明らかにし、赤方偏移によるバイアス係数の増加に注目します。私たちの調査により、Planck-$\Lambda$CDM宇宙論が観測されたLSSを正確に説明しているという結論に至りました。さらに、GLAM-UCHUULRGライトコーンをMD-PATCHYおよびEZMOCKと比較し、20$h^{-1}$Mpc以内の観測からの大きな偏差を特定しました。共分散行列を調べたところ、データの推定誤差が以前に報告された誤差よりも高く、宇宙論的パラメーターの推論に重大な影響を及ぼしていることがわかりました。最後に、銀河クラスタリングに対する宇宙論の影響を探ります。私たちの結果は、現在の不確実性のレベルを考慮すると、LSSに対する大規模なニュートリノの影響があるモデルとないモデルを区別できないことを示唆しています。
スカラー誘起重力波は、宇宙論的重力波背景に寄与します。これらは、インフレーションの終わりに向けて生成される原始密度パワースペクトルに関連付けることができるため、インフレーションモデルを制約するための便利な新しいツールとなります。これらの波は摂動の二次項によって発生するため、宇宙論的摂動理論では二次的に現れます。これまでの研究の焦点は純粋にスカラーソース項にありましたが、追加のソースとして一次テンソル摂動を含めた効果も研究しました。これにより、2つの追加のソース項が生成されます。1つはテンソル摂動の2次項、もう1つはスカラー摂動とテンソル摂動が混合した交差項です。これらの新しいソース項のスペクトル密度の完全な分析式を提示し、それらの一般的な動作について説明します。生成メカニズムを説明するために、小規模なピークを含む2つの玩具モデルを研究します。これらのモデルでは、スカラー-テンソルの寄与が、より小さいスケールでのスカラー-スカラーの寄与と比較して無視できなくなることを示します。将来の重力波調査への影響も考慮します。
ボイドレンズによる宇宙論へ: 弱いレンズの影響を受けやすいボイドを見つけて数値的に解釈する方法
| Title |
Towards_cosmology_with_Void_Lensing:_how_to_find_voids_sensitive_to_weak-lensing_and_numerically_interpret_them |
| Authors |
Renan_Boschetti,_Pauline_Vielzeuf,_Marie-Claude_Cousinou,_Stephanie_Escoffier_and_Eric_Jullo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14586 |
この研究では、宇宙空隙の周りの空隙レンズ信号または過剰表面質量密度(ESMD)の研究を紹介します。まず、空隙の周囲のESMDを捕捉するように設計された新しい空隙ファインダーアルゴリズムを提案します。投影されたスライスに適用されたアルゴリズムをZOBOVボイドファインダーと比較し、現実的な銀河モックのコンテキストでアルゴリズムによって定義されたボイドの非常に深い弱いレンズプロファイルを見つけました。次に、背景銀河のシアーを通じて測定されたESMDの測定値と、同じ空隙の暗黒物質密度プロファイルを通じて直接計算されたESMDの測定値との間の一貫性をテストします。私たちは、視線に沿った直径$\geq100h^{-1}\mathrm{Mpc}$の空隙について不一致を発見しましたが、その一貫性はより小さな空隙にも当てはまります。これは、私たちが実際に以下の方法で根底にある暗黒物質フィールドを調査していることを意味します。これらの空隙の周囲のせん断力を測定します。さらに、レンズ効果に非常に敏感な、投影されたスライス内に見られるボイドが、それらの間の固有の整列を示す$3$Dボイドと相関していることを示します。
クラス I 原始星の円盤に降り注ぐ塵のような流れ。粒子特性と質量降下率に関するアルマ望遠鏡デュアルバンド制約
| Title |
A_dusty_streamer_infalling_onto_the_disk_of_a_class_I_protostar._ALMA_dual-band_constraints_on_grain_properties_and_mass_infall_rate |
| Authors |
L._Cacciapuoti,_E._Macias,_A._Gupta,_L._Testi,_A._Miotello,_C._Espaillat,_M._Kuffmeier,_S._van_Terwisga,_J._Tobin,_S._Grant,_C._F._Manara,_D._Segura-Cox,_J._Wendeborn,_R._S._Klessen,_A._J._Maury,_U._Lebreuilly,_P._Hennebelle,_S._Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13723 |
最近の電波干渉法の進歩により、星間物質が星や惑星形成系に降り注ぐ様子が観察されることがますます一般的になってきました。これらの構造は、ディスクに新鮮な物質を補充し、ディスクのダイナミクスを大幅に変更し、下部構造の形成を引き起こし、衝撃を誘発し、物理的および化学的特性を変更する可能性があります。この研究では、新しいアルマ望遠鏡バンド3とアーカイブバンド6の観測を組み合わせて、リンズ1641領域にあるクラスIの若い恒星であるM512に衝突する4,000天文単位のアーク状構造の塵含有量と質量降下速度を特徴付けます。オリオン座分子雲。私たちは初めてスペクトル指数マップを測定し、ストリーマに沿った粉塵不透明度指数プロファイルを導き出し、粒子の特性と粉塵の質量を制限しました。構造全体のスペクトル指数$\alpha\sim$3.2、ダスト不透明度指数$\beta\sim$1.6を測定しました。測定された$\beta$と一致する粒子の特性を考慮すると、この構造には最大245M$_{\oplus}$の塵が存在する可能性があり、これは原始惑星系円盤を含む内部の未解明の600天文単位の質量に匹敵するか、さらにはそれを超えています。M512の。このような巨大なストリーマーは、星や惑星を形成する内部システムの進化に強い影響を与える可能性があります。典型的なISMの塵対ガス比を1%と仮定すると、自由落下時間スケール(50kyr)は、最大1.5$\cdot$10$^{-6}$M$_{\odot}$/の総質量降下率を意味します。年M512はマルチエポック測光による噴出源として分類されており、降下ストリーマーと降着噴出との関連の可能性を探る興味深い事例研究となっています。
HAT-P-41b 雰囲気中の TiO 吸収の確認と MgH と CrH の暫定検出
| Title |
Confirmation_of_TiO_absorption_and_tentative_detection_of_MgH_and_CrH_in_the_atmosphere_of_HAT-P-41b |
| Authors |
C._Jiang,_G._Chen,_F._Murgas,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_Y._Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13840 |
光吸収体の役割を理解することは、ホットジュピターの昼側大気と終端大気の特性を結び付けるために重要です。この研究は、ホットジュピターHAT-P-41bの大気中の光吸収体の痕跡を特定することを目的としています。私たちは、GranTelescopioCanarias(GTC)を使用して、この惑星の光透過スペクトルを取得するために5回の通過観測を実施しました。私たちは、12種類の化学種が自由に存在すると仮定して、大気回収を実行しました。ベイジアンモデルの比較により、TiO吸収の強力な証拠($\Delta\ln\mathcal{Z}=21.02$)、CrHの適度な証拠($\Delta\ln\mathcal{Z}=3.73$)、およびMgH($\Delta\ln\mathcal{Z}=2.32$)。GTC透過スペクトルを、以前に公開されたハッブル宇宙望遠鏡(HST)およびスピッツァーのデータと組み合わせた場合、検索結果とモデル推論は一貫したままでした。結論として、HAT-P-41bには金属が豊富な大気があり、高高度の雲や霧はありません。私たちの結果が示唆する高層大気の熱逆転のヒントを確認するには、昼側大気のさらなる観測が行われる必要があります。
星周ガス円盤を持つ 7 つの白色矮星 I: 白色矮星のパラメータと降着惑星存在量
| Title |
Seven_white_dwarfs_with_circumstellar_gas_discs_I:_white_dwarf_parameters_and_accreted_planetary_abundances |
| Authors |
L._K._Rogers,_A._Bonsor,_S._Xu,_P._Dufour,_B._L._Klein,_A._Buchan,_S._Hodgkin,_F._Hardy,_M._Kissler-Patig,_C._Melis,_A._J._Weinberger_and_B._Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14048 |
白色矮星の大気を汚染している惑星物質の観察は、系外惑星物質のバルク組成を調べる重要な調査手段である。星周塵とガス放出が知られている7つの白色矮星の中解像度および高解像度の光学および紫外分光法を紹介します。光球吸収線の検出または意味のある上限は、C、O、Na、S、P、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Niについて測定されます。既知の観測可能なガス放出円盤(および測定された光球存在量)を持つ16個の白色矮星については、平均して、それらの降着速度が検出可能なガス放出のない白色矮星と異なるという証拠はありません。これは、通常、降着はガス抵抗によって強化されないことを示唆しています。このサンプルの白色矮星の有効温度範囲(16,000～25,000K)では、分光白色矮星のパラメーターと測光白色矮星のパラメーターから得られた存在量を比較すると、元素の存在比は絶対存在量よりも一貫しています。重要なことに、このことは、白色矮星のパラメータの不確実性が惑星組成の研究に白色矮星を利用することを妨げるものではないことを強調している。光学スペクトルと紫外スペクトルの両方を持つサンプル内の3つの水素支配白色矮星の酸素とシリコンの存在量は、それらが光学スペクトルから得られたものであるか紫外スペクトルから得られたものであるかによって0.62dex異なります。この光学的/紫外線の不一致は、大気中での線形成の深さの違いに関連している可能性があります。この矛盾を理解するには、白色矮星の大気モデリングに関するさらなる研究が必要です。
MIRI による WD 2149+02 周辺の惑星と塵の探索
| Title |
A_MIRI_Search_for_Planets_and_Dust_Around_WD_2149+02 |
| Authors |
Sabrina_Poulsen,_John_Debes,_Misty_Cracraft,_Susan_E._Mullally,_William_T._Reach,_Mukremin_Kilic,_Fergal_Mullally,_Loic_Albert,_Katherine_Thibault,_J._J._Hermes,_Thomas_Barclay,_Elisa_V._Quintana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14165 |
JWSTの打ち上げにより、高精度赤外線天文学の新時代が到来し、近くの白色矮星で冷たい塵、系外惑星、潮汐加熱された系外衛星を探査できるようになりました。これらの系外惑星のこれまでの探索では、木星の質量が7～10個程度の小さな伴星を除外することに成功しましたが、JWSTが登場するまでは、白色矮星の周囲に存在する可能性が高い木星の亜質量惑星を感知できる機器はありませんでした。この論文では、JWSTの中赤外線計測器(MIRI)を使用してWD2149+021を撮影した最初のマルチバンド測光(F560W、F770W、F1500W、F2100W)を紹介します。解決された惑星と未解決の惑星の両方を注意深く検索した結果、WD2149+021の周囲に有力な候補は特定されませんでした。私たちの分析によると、私たちは1."263(28.3au)の外側で約0.34MJup、最も内側の作用角(0."654、14.7au)で約0.64MJupの小さな伴星に対して5シグマの信頼度で敏感であることが示されており、有意な位置にあります。この白色矮星の周囲の未検出の伴星に対する制約。これらの観測結果は、JWSTによる木星亜惑星の検出限界が今後どのくらいの頻度でこれらの惑星が主星の進化を生き延びるかを制限し始める可能性があるという興味深い将来性を強調しています。
土星上層大気中に存在する原子状水素の謎の多さ
| Title |
The_enigmatic_abundance_of_atomic_hydrogen_in_Saturn's_upper_atmosphere |
| Authors |
Lotfi_Ben-Jaffel,_Julie_Moses,_Robert_A._West,_M-K._aye,_Eric_T._Bradley,_John_T._Clarke,_Jay_B._Holber,_Gilda_E._Ballester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14191 |
惑星のライマン{\アルファ}(Ly{\alpha})放射は、その熱圏構造に敏感です。ここでは、カッシーニのグランドフィナーレの2週間前に行われた、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)とカッシーニによる土星のLy{\alpha}放出の相互校正観測を共同で報告します。さまざまな紫外線観測機器で観測された長期の土星Ly{\alpha}大気光を調査するために、それらの校正を相互相関させ、公式のカッシーニ/UVIS感度は最大75%低下する必要がある一方、ボイジャー1/UVS感度は低下する必要があることがわかりました。Ly{\alpha}チャネルでは最大20%強化されます。この比較により、土星円盤Ly{\alpha}の明るさの永続的な特徴が、すべての経度で~30%(~12{\sigma})の明るさ超過(Ly{\alpha}バルジ)として現れることを発見することもできました。赤道および北緯約60度の地域と比較して、北緯約5～35Nの範囲にわたっています。この特徴は、土星の北半球で1980年から2017年の間に3つの異なる機器によって確認されました。Ly{\alpha}の観測を分析するために、太陽および惑星間Ly{\alpha}光子の共鳴散乱の放射伝達(RT)モデルと、掩蔽と遠隔地によって制約された高層大気の緯度依存光化学モデルを使用します。センシング観察。各緯度について、Ly{\alpha}の観測は上部成層圏と下部熱圏の温度プロファイルに敏感であることを示し、したがって、他の手段では探査が難しい大気領域における有用な情報を提供します。〜5から〜35{\deg}の間の緯度にある土星のLy{\alpha}のバルジ領域では、観察された増光と線の広がりは、季節の影響、温度の垂直プロファイルの変化、確認が必要な潜在的な超熱原子を裏付けています。
ジェミニ惑星イメージャーによるデブリ円盤の均一解析 I: 偏光画像における惑星伴星からの摂動の実証的探索
| Title |
A_Uniform_Analysis_of_Debris_Disks_with_the_Gemini_Planet_Imager_I:_An_Empirical_Search_for_Perturbations_from_Planetary_Companions_in_Polarized_Light_Images |
| Authors |
Katie_A._Crotts,_Brenda_C._Matthews,_Gaspard_Duch\^ene,_Thomas_M._Esposito,_Ruobing_Dong,_Justin_Hom,_Rebecca_Oppenheimer,_Malena_Rice,_Schuyler_G._Wolff,_Christine_H._Chen,_Clarissa_R._Do_\'O,_Paul_Kalas,_Briley_L._Lewis,_Alycia_J._Weinberger,_David_J._Wilner,_Mark_Ammons,_Pauline_Arriaga,_Robert_J._De_Rosa,_John_H._Debes,_Michael_P._Fitzgerald,_Eileen_C._Gonzales,_Dean_C._Hines,_Sasha_Hinkley,_A._Meredith_Hughes,_Ludmilla_Kolokolova,_Eve_J._Lee,_Ronald_A._L\'opez,_Bruce_Macintosh,_Johan_Mazoyer,_Stanimir_Metchev,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Eric_L._Nielsen,_Jenny_Patience,_Marshall_D._Perrin,_Laurent_Pueyo,_Fredrik_T._Rantakyr\"o,_Bin_B._Ren,_Glenn_Schneider,_Remi_Soummer,_and_Christopher_C._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14599 |
GeminiPlanetImager(GPI)は、近赤外線でのデブリ円盤の画像化に優れています。GPI系外惑星探査(GPIES)は24個のデブリ円盤を偏光$H$バンドで画像化したが、他のプログラムではこれらの円盤の半分を偏光$J$バンドや$K1$バンドで観測した。これらのデータを使用して、各円盤の形態の均一な分析を行って、摂動、特に惑星と円盤の相互作用による摂動を示唆する非対称性を見つけます。多波長の表面の明るさ、円盤の色、形状により、歪みや中心星からの円盤のオフセットなどの非対称性を識別できます。このサンプルのディスクのうち19個が、表面の明るさ、ディスクの色、ディスクの形状、またはその3つの組み合わせにおいて非対称性を示していることがわかり、このサンプルでは、散乱光に見られるような摂動が一般的であることが示唆されています。これらの摂動と系内の潜在的な惑星との関係について議論します。また、星の温度、年齢、円盤の特性、観測された摂動の間の相関関係も調査します。垂直アスペクト比と星の温度、円盤の半径範囲、および塵の粒径分布のべき乗則$q$との間に重要な傾向があることがわかりました。また、円盤の色と恒星の有効温度の間の傾向も確認されており、温度が上昇するにつれて円盤は赤/中性色になります。このような結果は、さまざまなスペクトルタイプの星の周りのデブリ円盤システムの進化に重要な意味を持ちます。
すべてのサブハローが同じように作成されるわけではない: TNG50 におけるサブハロー密度プロファイルの多様性のモデル化
| Title |
Not_All_Subhaloes_Are_Created_Equal:_Modelling_the_Diversity_of_Subhalo_Density_Profiles_in_TNG50 |
| Authors |
Felix_M._Heinze,_Giulia_Despali,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13639 |
この研究では、バリオン効果を含めることを目的として、TNG50シミュレーションで質量$M_\mathrm{sh}\geq1.4\times10^8$M$_\odot$のサブハローの密度プロファイルを解析します。標準のNFW、Einasto、NFWプロファイルの滑らかに切り詰められたバージョンなど、頻繁に使用されるモデルのパフォーマンスを評価します。これらのモデルは大部分のサブハローに対して適切に機能せず、ほとんどの場合、NFWプロファイルが最悪の適合を与えることがわかりました。これは主に内側と外側の対数傾きの不一致によるもので、バリオンが存在する多数のサブハローでは傾きが著しく急になります。この問題に対処するために、新しい3パラメーターモデルを提案し、サブハローの特定の特性とは関係なく、適合度が大幅に向上することを示します。最もパフォーマンスの高いモデルは、内部対数勾配が-2で、標準のNFWプロファイルの勾配遷移よりも急峻かつ急峻な可変切り捨てを備えたNFWプロファイルの修正バージョンです。さらに、最良の密度プロファイルモデルのパラメーター値と平均密度プロファイルの両方が、サブハロー質量、$V_\mathrm{max}$、ホストハロー中心からの距離、バリオン含有量、および降下時間によってどのように変化するかを調査します。個々のプロファイルの平均パラメータの明示的なスケーリング関係を示します。新しく提案されたフィットとスケーリング関係は、質量範囲$10^8$M$_\odot$$\leqM_\mathrm{sh}\leq$$10^{13}$Mの現実的なサブハローの特性を予測するのに役立ちます。$_\odot$はバリオンの存在によって影響を受ける可能性があります。
古典新星の殻進化の 2 成分塊状モデル: V5668 Sgr の場合
| Title |
A_two-component_clumpy_model_for_the_shell_evolution_of_classical_novae:_the_case_of_V5668_Sgr |
| Authors |
Zulema_Abraham,_Larissa_Takeda,_Pedro_P._B._Beaklini,_Marcos_Diaz,_Kim_L._Page,_Laura_Chomiuk_and_Justin_D._Linford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13659 |
古典新星V5668Sgrの殻は、噴火から927日後に230GHzの周波数でアルマ望遠鏡によって分解され、連続制動放射の大部分が$10^{15}$cmより小さい直径の塊から発生していることが示されました。噴火後2日から1744日までに1～35GHzの周波数で得られたVLA電波観測を使用して、最初に殻が一定数の同一の塊から形成されていると仮定し、その後、塊がサイズのべき乗則分布を計算し、塊の物理パラメータ(半径、密度、温度)を取得することができました。我々は、塊の密度がシェルの体積の増加に伴って直線的に減少することを発見しました。これは、塊との圧力平衡にある、より熱くて薄い第2の媒体の存在と矛盾しません。我々は、この薄い媒質が新星噴火の初期に観察された硬X線の放出に関与している可能性があり、この塊の温度変化が超軟X線の明るさの変化に従うことを示す。我々は、この塊は、噴火後の白色矮星の速い風と、より遅い速度の熱核噴出物の衝突によって生じた放射衝撃で形成されたと提案する。塊の総質量、観測された膨張速度、熱核爆発モデルから、白色矮星の質量の近似値は1.25M$_{\odot}$、中心温度は$10^7$K、そして副星からの降着率は$10^{-9}-10^{-8}$M$_{\odot}$y$^{-1}$です。
$z\sim 5-8$ UV選択銀河のJWST分光法: 再電離時代におけるLy$\alpha$エスケープフラクションの進化に対する新たな制約
| Title |
JWST_spectroscopy_of_$z\sim_5-8$_UV-selected_galaxies:_New_constraints_on_the_evolution_of_the_Ly$\alpha$_escape_fraction_in_the_reionization_era |
| Authors |
Zuyi_Chen,_Daniel_P._Stark,_Charlotte_Mason,_Michael_W._Topping,_Lily_Whitler,_Mengtao_Tang,_Ryan_Endsley,_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13683 |
$z\gtrsim5$銀河におけるLy$\alpha$放射の{\itJWST}/NIRSpecプリズム測定について説明します。我々は、CEERSおよびEGS場のDDT-2750観測における$5\leqz<7$での堅牢な静止光輝線赤方偏移測定により、69個の銀河のうち10個でLy$\alpha$の検出を特定しました。$z\simeq6$にある暗い連続銀河(F150W$=$27--29等)が、非常に大きなLy$\alpha$相当幅(最大286Aの範囲)で見つかっています。おそらくLy$\alpha$の検出は、CEERS観測の第2エポックからの2つの新しい$z>7$銀河($z=$7.49と7.17)でも見られ、どちらもおそらく大きなLy$\alpha$相当幅を示しています。IGMを介した重大な送信を示します。サンプル中の12個のLy$\alpha$エミッターの高いLy$\alpha$エスケープ率を測定しました(中央値0.28)。そのうちの2つは$f_{\rmesc}^{{\rmLy}\alpha}$に近い値を示しました。団結($>0.80$)。[OIII]+H$\beta$EW$>$1000Aを持つ$z\simeq6$銀河の$50_{-11}^{+11}$%が$f_{\rmesc}^{{\rmLy}\alpha}$$>0.2$、一致する[OIII]+H$\beta$EWを持つ低赤方偏移サンプルで見つかった分数と一致します。不確実性は依然として大きいものの、同様に強い静止輝線を持つ$z>7$銀河のうち$10_{-5}^{+9}$%だけがそのような大きな$f_{\rmesc}^{{\rmLy}\alpha}$は、Ly$\alpha$のIGM減衰が赤方偏移の増加に向かって増加する場合に予想されるとおりです。$z\gtrsim7$Ly$\alpha$エミッタ付近の光度測定銀河の過密度を特定し、Ly$\alpha$の透過を促進する大きなイオン化視線の生成に必要な電離束を提供している可能性がある。最後に、我々は、Abell2744場の$z=7.88$にある同等の(そして分光学的に確認された)銀河過密度においてLy$\alpha$発光が存在しないことを調査し、UNCOVERプログラムで得られたこの場の新しいプリズムスペクトルについて議論する。
GBT/ArgusによるIC 342の内部領域における分子ガスの観測
| Title |
GBT/Argus_Observations_of_Molecular_Gas_in_the_Inner_Regions_of_IC_342 |
| Authors |
Jialu_Li,_Andrew_I_Harris,_Erik_Rosolowsky,_Amanda_Kepley,_David_Frayer,_Alberto_Bolatto,_Adam_K_Leroy,_Jennifer_Donovan_Meyer,_Sarah_Church,_Joshua_Ott_Gundersen,_Kieran_Cleary,_and_DEGAS_team_members |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13684 |
内部領域の88-115GHzにおける$^{12}$CO、$^{13}$COC$^{18}$O、HCN、HCO$^+$の基底状態遷移の観測を報告します。これらのデータは、100mのロバート・C・バード・グリーンバンク望遠鏡(GBT)上の16ピクセル分光焦点面アレイArgusを使用して、解像度6-9$^{\prime\prime}$で取得されました。。核バー領域では、$^{12}$CO(1-0)と$^{13}$CO(1-0)の発光の強度分布は中程度の密度をたどっており、Cでサンプリングされた高密度ガス分布とは異なります。$^{18}$O(1-0)、HCN(1-0)、およびHCO$^+$(1-0)。$\sim$1kpcバー全体にわたって、HCN(1-0)対HCO$^+$(1-0)の一定の比率1.2$\pm$0.1が観察されます。これは、HCN(1-0)とHCO$^+$(1-0)の線が中間の光学深さを持ち、放出を生成するガスの対応する$n_{\textrm{H}_2}$が10であることを示しています。$^{4.5-6}$cm$^{-3}$。HCO$^+$(1-0)が熱化されており、HCN(1-0)が熱化に近いことを示します。1~kpcバーにわたるHCN(1-0)とHCO$^+$(1-0)の強度間の非常に緊密な相関関係は、この比がガス密度よりも2つの種の相対存在量に敏感であることを示唆しています。分子ガスの空間分布と星形成サイト間の角度オフセット($\sim$10$^{\prime\prime}$)を確認します。最後に、IC342のHCN放出による星形成領域の不完全なサンプリングの影響による、高空間分解能での$L_\textrm{IR}$-$L_\textrm{HCN}$相関の内訳を発見しました。$L_\textrm{IR}$-$L_\textrm{HCN}$関係の散乱は、空間スケールが10$^{\prime\prime}$~から30$^{\prime\prime}$に増加するにつれて減少します(170-510~pc)であり、340pcのスケールでのグローバル関係の散布に匹敵します。
AURIGA シミュレーションにおける星の集団と厚い円盤の起源
| Title |
Stellar_populations_and_origin_of_thick_disks_in_AURIGA_simulations |
| Authors |
Francesca_Pinna,_Daniel_Walo-Mart\'in,_Robert_J._J._Grand,_Marie_Martig,_Francesca_Fragkoudi,_Facundo_A._G\'omez,_Federico_Marinacci,_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13700 |
厚い円盤の起源と、薄い円盤との進化的な関係については、依然として議論の余地がある。我々は、AURIGAのズームイン宇宙論シミュレーションから得られた24個の天の川質量銀河における、赤方偏移$z=0$の厚い円盤の恒星集団とその過去の形成と成長を結び付けることにより、このトピックに対する新たな洞察を提供します。通常観測で行われるように、薄い円盤と厚い円盤を幾何学的に定義するために、各銀河の端を投影し、形態学的に2つの円盤構成要素に分解しました。年代、金属量、[Mg/Fe]エッジオンマップを作成しました。私たちは、生息地外の星の分布をマッピングすることで、衛星の合体による影響を定量化しました。厚いディスクは、薄いディスクよりも平均で$\sim3$~Gyr古く、$\sim0.25$~dex金属が貧弱で、$\sim0.06$~dex多く[Mg/Fe]が強化されています。彼らの平均年齢は$\sim6$から$\sim9$~Gyr、金属量は$\sim-0.15$から$\sim0.1$~dex、[Mg/Fe]は$\sim0.12$から$の範囲です。\sim0.16$~dex.これらの特性は、初期の初期のその場での形成、その後の星の直接降着、合体によって促進される一部のその場での星形成、および星の動的加熱の組み合わせによって引き起こされるその後の成長の結果です。これらのプロセス間のバランスは銀河ごとに異なります。合体は厚い円盤の集合体において重要な役割を果たし、分析された厚い円盤が優勢な領域における平均降着質量分率$\sim22$\%に寄与します。2つの銀河では、幾何学的な厚い円盤の質量の約半分が直接降着しました。原始的な厚い円盤はすべての銀河で高い赤方偏移で形成されますが、[Mg/Fe]存在量がはるかに低い、金属が豊富な若い薄い円盤は、銀河に応じて異なる時期(赤方偏移が高いか低いか)で形成され始めます。私たちは、厚い円盤は外部プロセスと銀河の内部進化との相互作用から生じると結論付けています。
| Title |
Supermassive_black_holes_in_a_mass-limited_galaxy_sample |
| Authors |
Zachary_Byrne,_Michael_J._Drinkwater,_Holger_Baumgardt,_David_Blyth,_Patrick_C\^ot\'e,_Nora_L\"uetzgendorf,_Chelsea_Spengler,_Laura_Ferrarese,_Smriti_Mahajan,_Joel_Pfeffer,_Sarah_Sweet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13747 |
超大質量ブラックホールの質量とそのホスト銀河の特性との間で観察されたスケーリング関係は、超大質量ブラックホールが銀河の進化に影響を与えることを示しています。ただし、スケーリング関係は選択バイアスの影響を受ける可能性があります。我々は、銀河質量とブラックホール質量のスケーリング関係の制約を改善し、選択バイアスをテストするために、すべての未検出を含む質量制限された銀河サンプルのブラックホール質量を測定することを提案します。私たちは、ケック望遠鏡とジェミニ望遠鏡の高空間分解能分光法と、ジーンズ異方性モデリング法を使用して、おとめ座銀河団の初期型銀河のブラックホール質量を測定します。銀河質量(1.0-3.2)x$10^{10}M_\odot$の銀河の質量選択サンプルで、4つの新しいブラックホール質量と1つの上限を提示します。これにより、測定された合計は18個の銀河の完全なサンプルのうち11個の銀河となり、スケーリング関係を制限できるようになります。サンプル内のブラックホールの平均質量の下限は3.7x$10^{7}M_\odot$と計算されます。これは、銀河恒星の平均質量が(1.81+/-0.14)x$10^{10}M_\odot$であり、バルジの平均質量が(1.31+/-0.15)x$10^{10}M_\odot$です。この下限は、初期型銀河のブラックホール質量が選択バイアスの影響を強く受けていないことを示しています。
CO同位体を用いた銀河巨大分子雲のCOからH$_2$への変換係数:高解像度$X_{\rm CO}$マップ
| Title |
The_CO-to-H$_2$_Conversion_Factor_of_Galactic_Giant_Molecular_Clouds_using_CO_isotopologues:_High-resolution_$X_{\rm_CO}$_maps |
| Authors |
Mikito_Kohno,_and_Yoshiaki_Sofue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13760 |
銀河巨大分子雲(GMC)W51A、W33、N35-N36複合体に向かう$^{12}$CO線と$^{13}$CO線($J=1$-0)の強度間の相関を調べた。、W49A、M17SW、G12.02-00.03、W43、M16をFUGIN（野辺山45メートル望遠鏡によるFOREST不偏銀河面画像探査）のCOラインデータを使用して撮影しました。$^{13}$COの輝度温度が約$\sim5$Kの閾値温度よりも高い場合、すべてのGMCは$^{12}$COラインで強度飽和を示します。高解像度($\sim20"$)CO同位体同位体相関図を用いた個々のGMCにおける$X_{\rmCO}$因子($X_{\rmCO,iso}$)の分布図。$X_{\rmCO,iso}$は各GMCで$X_{\rmCO,iso}\sim(0.9{\rm-}5)\times10^{20}$cm$^{-2}の範囲内で可変です$(Kkms$^{-1})^{-1}$.GMCのばらつきにもかかわらず、GMC間の平均値は$X_{\rmCO,iso}=(2.17\pm0.27)\times10^{20}$cm$^{-2}$(Kkms$^{-1})^{-1}$、これはミルキーでの以前の研究の結果と一致しています。方法。
Sloan Digital Sky Survey の細線セイファート 1 銀河: 新しい光学分光カタログ
| Title |
Narrow-line_Seyfert_1_galaxies_in_Sloan_Digital_Sky_Survey:_a_new_optical_spectroscopic_catalogue |
| Authors |
Vaidehi_S._Paliya,_C._S._Stalin,_Alberto_Dominguez,_D._J._Saikia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13818 |
細線セイファート1(NLSy1)銀河は、電磁スペクトル全体にわたって独特の多波長特性を示す、謎めいた種類の活動銀河核(AGN)です。たとえば、これらの情報源により、X線観測を使用してAGNの中央エンジンの最も内側の領域を探索することが可能になり、また、電波やガンマ線の帯域を考慮して相対論的ジェットの起源に関する手がかりも得られました。現在および今後行われる広視野の複数周波数天空調査を念頭に置き、NLSy1銀河の新しいカタログを提示します。これは、公開されているソフトウェア「SDSSスペクトル用ベイジアンAGN分解解析」を使用して、SloanDigitalSkySurveyDataRelease17(SDSS-DR17)からのクェーサーと銀河の200万を超える光学スペクトルの詳細な分解を実行することによって行われました。このカタログには22656個のNLSy1銀河が含まれており、これはSDSS-DR12に基づいて以前に特定されたNLSy1の2倍以上の大きさです。その結果として、52273個のブロードラインセイファート1(BLSy1)銀河の新しいカタログもリリースします。推定された光学スペクトルパラメータと導出された量は、NLSy1銀河が高度に降着する低質量ブラックホールによってAGN駆動されているというこれまでに知られている発見を裏付けるものである。私たちは、この拡大されたNLSy1銀河とBLSy1銀河のサンプルにより、進行中または今後の広視野天空調査によってもたらされる高感度で高品質の観測を効果的に利用することにより、AGN集団の低光度端を探索できるようになると結論付けています。カタログはhttps://www.ucm.es/blazars/seyfertで公開されています。
QUIJOTEラインサーベイによる低温星前核TMC-1内の振動励起C6Hの検出
| Title |
Detection_of_vibrationally_excited_C6H_in_the_cold_prestellar_core_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
J._Cernicharo,_R._Fuentetaja,_M._Agundez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13860 |
この研究では、TMC-1に向かうC6Hのv11振動励起状態の量子数N=12-11～N=17-16を持つ12個のダブレットの検出を示します。これは、冷たい星のない核内で分子の励起振動状態が検出された初めてのことである。データは、イエベス40メートル電波望遠鏡で収集されたQUIJOTEライン調査の一部です。線強度は、回転温度6.2+/-0.4Kおよびカラム密度(1.2+/-0.2)e11cm-2で適切に再現されました。また、C6Hの基底状態遷移も解析し、2つの2Pi_3/2および2Pi_1/2ラダーのそれぞれについて、J=23/2-21/2からJ=35/2までの量子数を持つ14本のラインを検出しました。単一の列密度を使用して、基底状態のすべての遷移の強度を同時にモデル化することはできません。2つのはしごを2つの異なる種とみなしたところ、回転温度は両方のはしごで同じであることがわかり、Trot(2Pi_3/2)=Trot(2Pi_1/2)=6.2+/-0.2であり、それに匹敵する結果が得られました。v11の状態。導出されたカラム密度は、N(2Pi_3/2)(6.2+/-0.3)e12cm-2およびN(2Pi_1/2)=(8.0+/-0.4)e10cm-2です。2Pi_3/2、2Pi_1/2、v11状態にあるC6H分子の割合は、それぞれ96.8%、1.3%、1.9%でした。最後に、この振動モードは低温核Lupus-1AおよびL1495B、ならびに低質量星形成核L1527およびL483に向けて検出されており、このモードのC6H分子の割合は3.8%、4.1%であることを報告します。、14.8%、6%でした。
銀河形成とダークハロー緩和の自己相似モデル
私たちは、孤立した自己重力暗黒物質ハロー内でのガス崩壊による銀河の形成に関する球形の自己相似モデルを開発しました。私たちは、自己相似崩壊に関する既存の文献を2つの方法で改良しています。まず、放射冷却の影響と崩壊中心での擬似円盤の形成をパラメータ化した方法で組み込みます。さらに重要なことは、新しい反復アプローチを使用して、ガスと暗黒物質の進化を同時にかつ自己矛盾なく解決できることです。その結果、私たちのモデルは、完全な流体力学シミュレーションの結果と定性的に一致する、ガスと暗黒物質の両方のシェル軌道を生成します。降着速度、ガスの状態方程式、円盤半径、冷却速度の振幅などのさまざまな要素がガス殻の進化に及ぼす影響について議論します。ガスと暗黒物質の自己矛盾のない進化により、崩壊するガスの存在に対する暗黒物質の軌道の反応を研究することができます。この効果は、物質のような小規模な統計の正確な推定の文脈において、最近ますます重要性を増しています。パワースペクトル。私たちのデフォルト設定は、宇宙論的流体力学シミュレーションで見られる緩和関係と定性的に一致する緩和関係を生成し、さらに、上記のモデル成分の影響を簡単に研究できるようにします。最初の応用として、一度に1つの成分を変更したところ、降着速度とガスの状態方程式が緩和関係に最も大きな影響を与える一方、冷却振幅は小さな役割しか果たさないことがわかりました。したがって、私たちのモデルは、銀河ハロー内の暗黒物質の質量と速度プロファイルに対する複数の天体物理学的プロセスの結合された非線形影響を迅速に調査するための便利なフレームワークを提供します。(要約)
活動銀河核の宇宙金属量の進化: 光学診断図への影響
| Title |
Cosmic_metallicity_evolution_of_Active_Galactic_Nuclei:_Implications_for_optical_diagnostic_diagrams |
| Authors |
Oli_L._Dors,_M._V._Cardaci,_G._F._Hagele,_G._S._Ilha,_C._B._Oliveira,_R._A._Riffel,_R._Riffel,_A._C._Krabbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14026 |
我々は、赤方偏移範囲0<z<11.2における宇宙金属量の進化に応じた活動銀河核(AGN)の分類に基づいて、輝線比に基づいた光学診断図の妥当性を分析します。この点に関して、我々は、4つの局所渦巻銀河のサンプルにおける電子温度の直接推定(Te法)によって導出されたN/O存在比の半径方向の勾配に化学進化モデル(CEM)の結果を当てはめました。このアプローチにより、代表的なCEMを選択し、サンプル内の銀河の核領域への放射状勾配を外挿し、この方法で中心のN/OおよびO/Hの存在量を推測することができます。異なる進化段階にある、選択されたCEMからの理論銀河の核存在量予測は、Cloudyコードで構築されたAGN光イオン化モデルの入力パラメーターとして使用されます。標準的なBPT診断図では、酸素存在量12+logO/H>8.0[(Z/Zsolar)>0.2)、好ましくは赤方偏移z>4で見られるAGNを分類できることがわかりました。一方、HeII4685/Hbeta対[NII]6584/Halpha図は、これらの天体の進化段階に関係なく、信頼性の高いAGN分類を生成します。
積分場分光法: 惑星状星雲と PNLF の観察のための破壊的イノベーション
| Title |
Integral_Field_Spectroscopy:_a_disruptive_innovation_for_observations_of_Planetary_Nebulae_and_the_PNLF |
| Authors |
Martin_M._Roth,_George_Jacoby,_Robin_Ciardullo,_Azlizan_Soemitro,_Peter_M._Weilbacher,_Magda_Arnaboldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14230 |
積分場分光法（IFS）という観測技術が惑星状星雲（PNe）に初めて適用されてから四半世紀が経過しました。初期の実験以降の進歩は、主に第一世代の装置の視野(FoV)が限られていたため、比較的遅かったです。ESO超大型望遠鏡でのMUSEの出現により、この状況は変わりました。MUSEは、広い視野、高い角度分解能、1オクターブにわたる高スループットの光学積分フィールド分光器です。その主要な科学ミッションにより、z=6.5までの赤方偏移でLy{\alpha}を放出する銀河の前例のない高感度な探索が可能になりました。このユニークな特性は、赤方偏移が低い淡い天体にも利用できます。MUSEは、母銀河の表面輝度が高い領域内であっても、30Mpcの距離に至る非常にかすかな等級に至るまで、高い測光精度で銀河系外PNeを検出および測定する理想的な装置であることが実証されています。微分輝線フィルタリング(DELF)技術と組み合わせると、MUSEは従来の狭帯域イメージングよりもはるかに優れたものになるため、MUSEは正確な惑星状星雲光度関数(PNLF)の距離測定に最適です。MUSEにより、PNLFは、ハッブル定数の独立した測定と、十分な数のPNeを示すホスト銀河の恒星個体群研究のための競合ツールとなることができます。
アンドロメダ銀河の北東と西の恒星棚の金属量分布の起源
| Title |
The_origin_of_the_metallicity_distributions_of_the_NE_and_W_stellar_shelves_in_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
Stanislav_Milo\v{s}evi\'c,_Miroslav_Mi\'ci\'c,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14252 |
潮流と星の殻は、銀河の相互作用や合体によって自然に形成されます。アンドロメダ銀河(M31)で観察された巨大星流(GSS)、北東(NE)、西(W)の星棚はこれらの構造の例であり、M31と衛星銀河の合併によって形成されました。最近の観察論文は、貝殻とGSSが単一の祖先に由来するという強力な証拠を提供しました。この論文では、これら2つの恒星棚の形成と、それらとGSSとの関係の詳細な性質を調査します。衛星銀河がGSSと殻系の前駆体であると仮定して、衛星銀河の潮汐破壊の数値シミュレーションを示します。我々は、この始祖銀河を恒星質量$10^{9}M_{\odot}$の矮小回転楕円体銀河として表し、M31との合体を3年間進化させて、北東棚と西棚の化学力学的特性を再現します。$\Delta$FeH=-0.3$\pm$0.2の負の動径勾配を持つ前駆体の初期金属量は、北東棚、西棚、およびGSSで観察された金属量をうまく再現し、これらすべての構造が可能であることを示しています。同じ合併イベントに由来します。
BETIS: 温温度イオン化ガス I の二次元探査。サンプルの提示と最初の結果
| Title |
BETIS:_Bidimensional_Exploration_of_the_warm-Temperature_Ionised_gaS_I._Sample_presentation_and_first_results |
| Authors |
R._Gonz\'alez-D\'iaz,_F._F._Rosales-Ortega,_L._Galbany,_J._P._Anderson,_C._Jim\'enez-Palau,_M._Kopsacheili,_H._Kuncarayakti,_J._D._Lyman,_and_S._F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14254 |
我々は、MUSEで観察された、異なる形態と平均空間分布を持つ265個の渦巻銀河の選択における拡散電離ガス(DIG)の空間的およびスペクトル研究のために設計された、温温度電離ガス(BETIS)の二次元探査プロジェクトを紹介します。解像度274pc(z<0.06)。私たちの主な目的は、光学スペクトルにおけるさまざまな種の分布を分析することによって、DIG内で作用するイオン化メカニズムを研究することです。残りのSNを高めるために、[SII]ラインの分光信号対雑音比(SN)に基づいて観測データキューブに革新的な適応ビニング手法を採用して、DIGを定義するための新しい方法論を導入します。ラインの。続いて、明るいHII領域と暗いHII領域の両方に関連する発光を差し引いてDIGマスクを作成します。また、H{\alpha}等価幅(EW(H{\alpha}))をDIGおよびそれに関連するイオン化レジームを定義するための代用として使用することの適切性も検討します。特に、EW(H{\alpha})<3{\AA}の場合、測定値は実行される選択された母集団合成手法に依存します。ショーケースのサブサンプルでの分析により、それら全体で一貫した累積DIG割合が明らかになり、平均すると約40%～70%になります。主線比の平均動径分布は、DIG領域(最大0.2dex)で強化されており、DIG領域とHII領域の間で同様の傾向をたどり、H{\alpha}表面輝度との間の相関関係を示しています。DIG領域とHII領域の両方におけるこれらの種のイオン化。BPTダイアグラムのDIG軌跡は、星形成による光イオン化に対応する線比内に見られます。主にサブサンプル内の2つのセイファート銀河の寄与により、高速衝撃による電離に対応するオフセットがあり、高速衝撃による電離モデルと厳密に一致しており、DIG放射を模倣しています。
$\textit{ASTROSAT 紫外線画像望遠鏡}$ で観測された最も大規模な渦巻銀河 5 つにおける星形成の探査
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Probing_star_formation_in_five_of_the_most_massive_spiral_galaxies_observed_through_$\textit{ASTROSAT_UltraViolet_Imaging_Telescope}$ |
| Authors |
Shankar_Ray,_Suraj_Dhiwar,_Joydeep_Bagchi_and_M._B._Pandge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14274 |
私たちは、インドの多波長天文衛星ASTROSATに搭載された紫外線画像望遠鏡によって観測された、近くにある5つの巨大渦巻銀河(回転速度$\rm>300kms^{-1}$)の高解像度かつ高感度の画像を発表します。アーカイブ観察。これらの大規模な渦巻きは、$\sim$$\rm1.4$$-$$\rm13.7M_{\odot}yr^{-1}$の範囲の遠紫外星の形成速度を示し、「緑色」に分類されます。$\sim$$\rm10^{-11.5}$$-$$\rm10^{-10.5}年r^{-1}$以内の特定の星形成率を持つバレー領域。さらに、これらの天体の高度に分解された星形成塊の平均星形成速度密度は$\rm0.011$$-$$\rm0.098M_{\odot}yr^{-1}kpc^{-の範囲にあります。2}$、局所的な星形成を意味します。スペクトルエネルギー分布から、遅れた星形成モデルの仮定の下で、これらの天体の星形成は$\sim$$\rm0.8$$-$$\rm2.8$の期間にピークに達したことを示します。「ビッグバン」後の外周回軌道と、「ビッグバン」の直後にピークを経験した天体は、$\rm\it{z}$$\sim$0で比較的少ない星形成活動を示し、主系列より下に位置します。$\rm\gtrsim10^{11}M_{\odot}$の恒星の含有量の関係。また、これらの天体は進化の初期に恒星の質量の多くを蓄積しており、その質量は$(1/16)$$-$の期間に得られた恒星の総質量の$\sim31$$-$$42$パーセントであることも示します。$(1/5)^{\rmth}$宇宙の年齢。これらの巨大天体は、$\sim7-31$パーセントの効率でハローバリオンを星に変換すると推定されています。
ダークエネルギー調査レンズによる矮小銀河の質量プロファイル
| Title |
The_mass_profiles_of_dwarf_galaxies_from_Dark_Energy_Survey_lensing |
| Authors |
Joseph_Thornton,_Alexandra_Amon,_Risa_H._Wechsler,_Susmita_Adhikari,_Yao-Yuan_Mao,_Justin_Myles,_Marla_Geha,_Nitya_Kallivayalil,_Erik_Tollerud,_Benjamin_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14659 |
我々は、測光データから矮小銀河を抽出し、弱いレンズ作用で平均ハロー質量プロファイルを測定する新しいアプローチを提案します。私たちは、分光校正サンプルを使用して、星の質量と赤方偏移の分布を特徴付けます。DarkEnergySurveyからの${\sim}5000\mathrm{deg}^2$マルチバンド測光と、教師なし機械学習手法によるSatellitesAroundGaopticAnalogs(SAGA)調査からの赤方偏移を使用して、低質量銀河を選択します。$z{<}0.3$にわたるサンプルを赤方偏移し、それを3つの質量ビンに分割します。質量中央値の低いものから高いものまで、ビンには[146420,330146,275028]個の銀河が含まれており、恒星の質量の中央値は$\log_{10}(M_*/M_{\odot})=[8.52^{+0.57]です。}_{-0.76}、9.02^{+0.50}_{-0.64}、9.49^{+0.50}_{-0.58}]$。これらの銀河の積み重ねられた過剰表面質量密度プロファイル$\Delta\Sigma(R)$を、信号対雑音比[14,23,28]の銀河レンズ効果を使用して測定します。シミュレーションベースのフォワードモデリングアプローチを通じて、恒星とハローの質量関係を制約するために測定値をフィッティングし、これらのサンプルのハロー質量の中央値が$\log_{10}(M_{\rmhalo}/M_であることを発見しました){\odot})$=[$10.67\サブスタック{+0.2
宇宙の夜明けにおけるフィードバックのないスターバースト: JWST の観測可能な予測
| Title |
Feedback-Free_Starbursts_at_Cosmic_Dawn:_Observable_Predictions_for_JWST |
| Authors |
Zhaozhou_Li,_Avishai_Dekel,_Kartick_C._Sarkar,_Han_Aung,_Mauro_Giavalisco,_Nir_Mandelker,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14662 |
私たちは、フィードバックフリースターバースト(FFB)による宇宙の夜明けの巨大銀河における高い星形成効率(SFE)を確実に予測する、標準宇宙論内の物理モデルの解析を拡張します。これは、後の時代の低いSFEに基づく標準モデルと比較して、z>~10で明るい銀河が過剰であることを意味しており、この過剰はJWST観測によって示されています。ここでは、シミュレーションやJWST観測と比較するために、解析的なFFBシナリオに基づいた観測可能な予測を提供します。このモデルを使用して、FFB領域での最大SFEを0.2～1と仮定して、赤方偏移と質量の関数としてSFEを近似します。これから、銀河の質量と光度関数の進化と、恒星と星形成の密度の進化を導き出します。次に、星形成履歴(SFH)、銀河の大きさ、流出、ガスの割合、金属量、塵の減衰をすべてFFB領域の質量と赤方偏移の関数として予測します。主な特徴は、赤方偏移とともに減少する質量閾値を超えるFFBの発生です。明るい銀河の明るさと星形成率は、標準的な経験モデルや宇宙論的シミュレーションの外挿を超えていると予測されており、その超過はz～9からより高い赤方偏移まで増加します。約100MyrのFFB位相は、約10Myrのタイムスケールで変動する特徴的なSFHを示すと予測されます。恒星系はコンパクトです（z~10でRe~0.3kpc、zとともに減少します）。銀河ガスは、古い世代の超新星によって駆動される定常風で構成されており、高い流出速度（FWHM〜1400〜6700km/s）、低いガス分率（<0.1）、低い金属量（<〜0.1太陽）、および低い塵の減衰を備えています。(z~10では$A_{UV}$~0.5、zに伴って減少)。現在のJWST観測との暫定的な比較は予備的な印象として行われ、より完全で信頼できるデータが利用可能になったときに定量的に実行されます。
連星コンパクト天体合体を考慮した回転中性子星の性質
回転する中性子星の特性は、8つの状態方程式(EOS)を使用して研究されます。また、これらすべてのEOSの異なる角速度に対応するさまざまな観測量間の関係も研究します。これらのEoSはすべて、最大質量が1.8から2.25$M_{\odot}$の非回転のコンパクト星につながります。私たちは慣性モーメントを計算し、質量による慣性モーメントの変化と中心エネルギー密度と角運動量の関係を研究しました。私たちの結果を、最も重いパルサーPSRJ0740+6620およびブラックホールの最も重い二次成分である中性子星合体GW190814からの観測結果と比較します。質量$\sim2.6M_{\odot}$を持つGW190814の二次コンパクト天体は、1000Hzを超える周波数で高速回転する中性子星(NS)として説明できる可能性があることに注意してください。
GRB 221009A からの超高エネルギーガンマ線の起源: 逆衝撃陽子シンクロトロン放出への影響
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The_origin_of_very-high-energy_gamma-rays_from_GRB_221009A:_implications_for_reverse_shock_proton_synchrotron_emission |
| Authors |
B._Theodore_Zhang,_Kohta_Murase,_Kunihito_Ioka_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13671 |
最近、史上最も明るい(BOAT)として知られるGRB221009Aが、無線からVHE帯域にわたる$\sim18$桁の驚くべきエネルギー範囲にわたって観測されました。特に、大高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、$10\rm~TeV$を超える初めての検出を含む、$0.2\rm~TeV$を超えるエネルギーを持つ$60000$を超える光子を記録しました。しかし、VHEバンドで観察されたエネルギー束の進化を、後期の多波長データと並べて説明することは、大きな課題となります。私たちのアプローチには、磁気エネルギーが支配する狭いコアと物質が支配する広いジェット成分で構成される2成分構造のジェットモデルが含まれます。我々は、両方のジェットからの前方衝撃電子シンクロトロン自己コンプトン放出とワイドジェットからの逆衝撃陽子シンクロトロン放出の組み合わせが、VHEバンドのエネルギー束とスペクトル進化の両方を説明できることを示し、初期のTeV光曲線は次のように考えられる。初期の急峻な立ち上がり段階を説明できるプロンプト光子の影響を受ける。私たちは、LHAASO-KM2Aによって検出された最高エネルギーの光子の到着時間が、逆衝撃陽子シンクロトロン放出のピークと一致していることに気づきました。特に、観測されたスペクトル硬化と一致して、トリガーから約$\sim500-800$秒後に発生する小さなフレアです。LHAASOによって検出された$\sim13\rm~TeV$光子の到着時間。これらの発見は、GRB逆衝撃が超高エネルギー宇宙線の潜在的な加速器として機能する可能性があることを示唆しており、この仮説は将来のマルチメッセンジャー観測を通じて検証される可能性がある。
PSR J1849-0001、そのパルサー風星雲、および TeV 源 HESS J1849-000 のチャンドラ X 線観測
| Title |
Chandra_X-ray_Observations_of_PSR_J1849-0001,_its_Pulsar_Wind_Nebula,_and_the_TeV_Source_HESS_J1849-000 |
| Authors |
Seth_Gagnon,_Oleg_Kargaltsev,_Noel_Klingler,_Jeremy_Hare,_Hui_Yang,_Alexander_Lange,_and_Jordan_Eagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13677 |
我々は、PSRJ1849-0001の108ksチャンドラX線天文台(CXO)の観測結果と、TeV源HESSJ1849-000と一致するそのPWNを取得しました。新しいおよび古い(アーカイブ)CXOデータを分析することで、PWNからのパルサーを解析し、秒角および分角スケールでPWNの形態を調査し、PWNのさまざまな領域のスペクトルを測定しました。パルサーとコンパクト内部PWNスペクトルは両方とも、べき乗則光子インデックスがそれぞれ$1.20\pm0.07$と$1.36\pm0.14$であるため、困難です。比較的低い輝度を持つジェット主体のPWN、ガンマ線脈動の欠如、パルサーの比較的硬くて非熱的なスペクトル、およびその正弦波状のパルスプロファイルは、パルサーのスピンと磁気の間の角度が比較的小さいことを示しています。双極子軸。この点では、他のいくつかのいわゆるMeVパルサーと同様の特性を共有しています。X線とTeVSEDの結合は単一ゾーンモデルで大まかに説明できますが、得られる磁場値は非現実的に低いです。より現実的なシナリオは、もはやシンクロトロンX線を放出していないが、逆コンプトンアップ散乱によって依然としてTeVで放射している遺物PWNの存在です。また、成分が相互作用しないはずの非常に幅の広い連星から、驚くほど明るいX線放射が偶然にも検出されました。
珍しいSN 2020jfo: 濃い風を伴った8つのムスン赤色超巨星の通常の爆発
| Title |
Uncommon_SN_2020jfo:_Ordinary_explosion_of_8_Msun_red_supergiant_with_dense_wind |
| Authors |
V._P._Utrobin_(1,2),_N._N._Chugai_(2)_((1)_NRC_"Kurchatov_Institute",_Moscow,_Russia,_(2)_Institute_of_Astronomy,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13696 |
異常に短い(ほぼ60日)光度曲線プラトーを持つIIPSN2020jfo型の流体力学モデルを紹介します。このモデルは、約0.8x10^51ergのエネルギーでほぼ6Msunを放出した約8Msun赤色超巨星の爆発を示唆しています。超新星前の風密度は既知のSNeIIPの中で最も高いことが判明した。しかし、前超新星は、一部のIIP型超新星の特徴である非常に高密度で閉じ込められた星周殻に組み込まれていなかったため、近接環境での星周相互作用は、初期(約10日間)のボロメータ光度に顕著には寄与しません。珍しい外観にもかかわらず、SN2020jfoは、Vバンド光度曲線、光球速度、そしておそらく光度においてもSN1970Gと類似していることが判明しました。
宇宙線の陽子と原子核の線源および星間物質内での相互作用により、「ハドロン」ガンマ線が放出されます。ガンマ線は「レプトニック」起源、つまり陽子と一緒に加速された高エネルギー電子から発生することもあります。ガンマ線データのみに基づいてハドロン放出メカニズムとレプトン放出メカニズムを区別することは困難です。ハドロン過程のみがニュートリノ生成につながるため、これはニュートリノの検出によって行うことができます。私たちは、公開されている10年分のIceCubeニュートリノ望遠鏡データセットを使用して、天の川銀河の白鳥座領域の方向からの高エネルギー放出のハドロン的性質を実証します。私たちは、拡張された白鳥座の繭から3シグマ過剰のニュートリノ現象を発見し、その束はHAWCとLHAASO望遠鏡で観測されるマルチTeVエネルギー範囲のガンマ線束に匹敵します。
暴走する偏心性の成長: AGN ディスクにおけるバイナリ ブラック ホールの合体への道
| Title |
Runaway_Eccentricity_Growth:_A_Pathway_for_Binary_Black_Hole_Mergers_in_AGN_Disks |
| Authors |
Josh_Calcino,_Adam_M._Dempsey,_Alexander_J._Dittmann,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13727 |
活動銀河核(AGN)を燃料とする降着円盤内に埋め込まれた連星ブラックホールは、LIGO/VIRGOによって検出された重力波イベントの発生源の有望な前駆体です。いくつかの最近の研究は、これらの連星が形成されるとき、それらは高度に偏心し、逆行するはずであることを示しています。しかし、これらの連星が合体または分離に向けて刺激されるため、これらの連星の軌道進化に関しては多くの不確実性が残っています。軌道進化を探るこれまでの流体力学シミュレーションは主に2次元であったか、ほぼ円軌道上の連星系に限定されていました。我々は、AGN円盤に埋め込まれた順行と逆行の両方の偏心連星ブラックホールの最初の高解像度3次元局所シャーリングボックスシミュレーションを発表します。逆行連星は順行連星よりも数倍の速さで縮小し、軌道離心率が大きく増加し、その割合は連星の離心率とともに単調増加することがわかった。我々の結果は、逆行連星が軌道離心率の暴走を経験する可能性があり、それが周縁で十分に接近して重力波が放出され、合体に向かう可能性があることを示唆している。離心率は減衰しているものの、順行連星は軌道離心率の減衰よりもはるかに速く縮小しており、合体に向けて収縮する際にも適度な離心率を維持するはずであることを示唆している。最後に、連星の降着率とAGN円盤内でのその位置に応じて、AGN円盤によって駆動される連星の歳差運動が、超大質量ブラックホールによって引き起こされる歳差運動よりも優勢になる可能性があり、これにより、脱出共鳴やフォン・ジーペル・リドフ・香西サイクルが抑制される可能性がある。
電波を放出する中性子星の統合機能としての準周期サブパルス構造
| Title |
Quasi-periodic_sub-pulse_structure_as_a_unifying_feature_for_radio-emitting_neutron_stars |
| Authors |
Michael_Kramer_(1,2),_Kuo_Liu_(1),_Gregory_Desvignes_(1),_Ramesh_Karuppusamy_(1)_and_Ben_W._Stappers_(2)_((1)_MPI_fuer_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(2)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_Manchester,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13762 |
マグネターは、主に高エネルギー源として観測される、高度に磁化された回転中性子星です。このクラスの中性子星のうち6つも電波放射を行うことが知られており、したがって、マグネターは少なくとも一部の高速電波バースト(FRB)の起源として好まれているモデルです。もしマグネター、あるいは一般的に中性子星が実際に原因であるならば、電波放射を生成するメカニズムに対する明確な経験的制約が必要となる。ここで我々は、よく研究されているすべての電波検出マグネターの放射における分極した準周期的な部分構造の検出について報告する。以前に見られた、電波を放出する中性子星のパルス放出における部分構造とその回転周期との相関関係は拡張され、現在ではパルス周期が6桁以上にわたることが示されている。この挙動はマグネターだけでなく、進化の歴史、動力源、推定される磁場の強さに関係なく、電波を放射する回転中性子星のあらゆる種類の星に見られる。マグネターがFRBを担当している場合、FRBのサブバーストタイムスケールから基礎となる期間を推測できるという考えが裏付けられます。
最も重い中性子星の質量と半径: 状態方程式と摂動的 QCD の探査
| Title |
Mass_and_Radius_of_the_Most_Massive_Neutron_Star:_the_Probe_of_the_Equation_of_State_and_Perturbative_QCD |
| Authors |
Shao-Peng_Tang_and_Ming-Zhe_Han_and_Yong-Jia_Huang_and_Yi-Zhong_Fan_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13805 |
GW190425とFRB20190425Aの関連性が最近主張されました。FRB20190425Aの発生が$\sim2.5$時間遅れることを考えると、均一に回転する超大質量マグネター残骸が有利です。非回転中性子星(NS)に必要な最大重力質量は$M_{\rmTOV}\約2.77M_\odot$であり、低$M_{\rmTOV}\約2.25M_\odotと強い張力がかかっています。$摂動量子色力学(pQCD)情報を組み込んだ現在の状態方程式(EOS)制約で得られます。しかし、現在のNSの質量半径および質量潮汐変形能の測定だけでは、高い$M_{\rmTOV}$の可能性を説得力をもって排除することはできない。模擬測定でEOS制約を実行することにより、PSRJ0740+6620のようなNSの半径を$2\%$決定することで、$M_{\rmTOV}$の低シナリオと高シナリオを区別できることがわかりました。我々はさらに、将来の大規模なNS観測や$R_{\rmTOV}$あるいはその両方の決定によってpQCD制約を課すための適切な密度の問題を解決する見通しを探ります。PSRJ0740+6620様NSの半径の測定では、pQCDからの情報が関連する核飽和密度5付近のEOSを調べるには不十分であることがわかりました。いずれにしても、追加の正確な$M_{\rmTOV}$測定が役立つ可能性があります。実際、GRB170817Aの中央エンジンが超大質量NSの崩壊によって形成されたブラックホールであると仮定すると、結果として生じる$M_{\rmTOV}\約2.2M_\odot$は、最も大質量なNSの中心にあるEOSをかなり和らげます。これは、NSで達成可能な密度を超える密度でpQCD制約を課すことに賛成です。
私たちは、異なるBEC状態方程式(EoS)を考慮することにより、ラストールとレインボー(RR)を組み合わせた重力理論におけるゼロ温度および有限温度の静的ボースアインシュタイン凝縮(BEC)星を研究します。Rastall、Rainbow、RRの理論の結果を得るために、それに応じて選択されたRastallパラメーター$\kappa$とレインボー関数$\Sigma$の値を使用して、修正されたTolman-Oppenheimer-Volkoff方程式を解くことによって、BEC星の大域的特性を取得します。パラメータ$\kappa$は考慮されている星の最大質量にほとんど影響を与えませんが、$\Sigma$はそれを大幅に変更し、$\kappa$の値を特定の制限を超えて増加させると、どの値についても解が不安定になることがわかります。$\シグマ$の。解析に温度を含めると、$\kappa$の値がさらに多く含まれるため、パラメーター空間が拡張されることを報告します。しかし、3つの理論すべてにおいて、温度は恒星のプロファイルの最大質量にほとんど影響しません。我々は、RR理論内の星の最大質量と半径が、考慮されたすべてのEoS、特に一般相対性理論(GR)で除外されたコルピ・ワッサーマン・シャピロEoSのパルサーの観測データとよく一致する可能性があることを発見しました。）。また、GRの結果とは対照的に、観測と一致するBEC星はボソン粒子の自己相互作用強度が小さいRR理論で実現できることもわかりました。
高エネルギー天体物理環境における高速ニュートリノフレーバー交換
我々は、高速ニュートリノフレーバー変換（FFC）の非線形特徴は、核崩壊超新星（CCSNe）と連星中性子星合体（BNSM）の間で質的に異なる可能性があると主張する。この議論は、BNSMでの最近のグローバルFFCシミュレーションから生じています。高速フレーバースワップ(FFS)は非常に狭い空間領域で出現しますが、CCSNのニュートリノはフレーバーの等分配に向かって進化する傾向があります。この{\itLetter}では、衝突ニュートリノビームモデルに基づいたFFSの物理メカニズムを説明します。ニュートリノ/反ニュートリノは、逆方向に伝播し、ELN-XLNの逆符号を持つ周囲ニュートリノガス中を伝播するときにFFSを受ける可能性があります。ここで、ELNとXLNはそれぞれ電子ニュートリノ数と重レプトニックニュートリノ数を示します。このような環境は、BNSMでは自然に実現できますが、CCSNeでは、ニュートリノ球が非球面に強く変形しない限り、実現する可能性は低いです。私たちの研究は、FFCの非線形ダイナミクスの多様性を示しています。
KS 1947+300の多波長観測
| Title |
Multiwavelength_observations_of_KS_1947+300 |
| Authors |
Wei_Liu,_Pablo_Reig,_Jingzhi_Yan,_Peng_Zhang,_Xiukun_Li,_Bo_Gao,_Guangcheng_Xiao_and_Qingzhong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13844 |
KS1947+300はBe/X線バイナリです。ほぼ円形の軌道にもかかわらず、巨大なX線爆発と、強度の弱い定期的なX線爆発の両方を示します。粘性減少円盤モデルによれば、このような低偏心連星は周期的な爆発を示さないはずです。我々は、KS1947+300の長期光学変動とX線活動との関係を研究しました。私たちの目的は、この変動の原因を調査することです。KS1947+300は、月から年までの時間スケールでの明るさとH$\alpha$放出の変化を示しています。光学およびIRの変動は、X線の活動状態では小さな振幅変化を示し、静止状態では長く滑らかな減少を示します。変動の振幅が波長とともに増加したという事実は、発光の長期的な減少が星周円盤の弱体化によるものであることを示唆しています。円盤の構造変化は、ZTF-{\itg}および{\itr}帯域の光度曲線で検出される$\sim200$日の周期を持つ周期信号の起源である可能性もあります。これらの変化は、Be星の光球から円盤に物質を放出するメカニズムに関連していると我々は推測しています。また、2000年と2013年の2つの巨大バースト後に一連のタイプIバーストとして現れたX線の変動性も研究し、強度とピーク軌道位相がバーストごとに異なることも発見しました。KS1947+300のタイプIバーストは厳密には周期的ではありません。この不規則性は、中性子星と円盤の間の相互作用点、つまり円盤アパストロンと円盤の2つのノードの歳差運動に起因する可能性があります。光連続体と線放射、およびX線変動パターンの長期的な変化は、進化して歪んだ減少円盤に起因すると考えられます。
日食高質量X線バイナリCen X-3の弱い二次サイクロトロン線
| Title |
Weak_secondary_cyclotron_line_in_eclipsing_High_Mass_X-ray_Binary_Cen_X-3 |
| Authors |
Pravat_Dangal,_Ranjeev_Misra,_Nand_Kumar_Chakradhari,_and_Yashpal_Bhulla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13850 |
我々は、ASTROSATによる1つの連星軌道とNuSTARによる2つの連星軌道にわたるCenX-3の2つの観測から得られた時間分解分光法の結果を報告します。NuSTARは、光曲線が$\sim$3倍の第1連星軌道から第2連星軌道への計数率の遷移を示す2つの強度状態をカバーしました。平滑化された高エネルギーカットオフ、サイクロトロン吸収$\sim$を備えた部分的に吸収されたべき乗則で構成される現象論的モデル24keVおよび6.4keVの鉄の放出は、ASTROSAT観測によく適合しました。NuSTARスペクトルには、2つの追加の発光成分、広いもの$\sim$5.7keVと狭いもの$\sim$6.9keVが必要でした。$\sim$11.6keVと$\sim$14.5keVでの弱い二次吸収特徴が、それぞれASTROSATとNuSTARデータのスペクトルフィットの残差に見られました。二次吸収エネルギーはカットオフエネルギーと相関を示さなかった。その強度は0.1から0.6keVの範囲で変化し、その幅$\sim$は1.6keVでした。そのエネルギーと光学的深さは、それぞれ基本的なサイクロトロン線のエネルギーと深さと線形の正の相関を示しました。サイクロトロン線エネルギーは、負の指数を持つべき乗則で記述される磁束に対して逆相関を示し、二次吸収も磁束と同様の傾向を示しました。二次吸収の深さは$\sim$45\%、重心エネルギーは基本波の$\sim$54\%でした。深度と二次エネルギーと基本エネルギーの比は、0.5から2$\sigma$の偏差以内にありました。この二次吸収は、低調波挙動を示す赤方偏移双極子サイクロトロン共鳴特徴であると考えられます。
2006 年の PKS 2155-304 の TeV フレアを再考する
活動銀河核(AGN)のサブクラスであるブレーザーは、明るい$\gamma$線源であることが知られており、頻繁に活動(フレア)期間を示す。ブレーザーPKS~2155-304は、赤方偏移$z=0.116$に位置する高放射光ピークを持つBLLac天体です。2006年7月28日、このブレーザーからのVHE$\gamma$線放出の極めて顕著なバーストがH.E.S.S.によって報告された。実験では、平均流束が低状態レベルの10倍を超えています。この異常なフレアの変動時間スケールは約200秒と短かった。TeV光子の放出領域の透明性を保証するために、古典的な1ゾーンモデル内のジェットの高速変動には$\delta_{\rmD}>50$という非常に高いドップラー係数が必要です。「ドップラー因子危機」と呼ばれる。今回我々は、ブレーザーのマルチブロブシナリオである確率散逸モデルが、PKS~2155-304の巨大TeVフレアとフレア前後の低状態放射を、両方の観点から自己矛盾なく説明できることを実証する。多波長のスペクトルと変動特性。このモデルで必要なドップラー係数は20まで低くすることができ、これはブレーザージェットにとって妥当で典型的な値です。得られたモデルパラメータは、相対論的ジェットの物理的性質を解明する可能性があります。
超高輝度で急速に進化するSN 2019neqの詳細な分光測光分析
| Title |
Detailed_spectrophotometric_analysis_of_the_superluminous_and_fast_evolving_SN_2019neq |
| Authors |
Achille_Fiore_and_Stefano_Benetti_and_Leonardo_Tartaglia_and_Anders_Jerkstrand_and_Irene_Salmaso_and_Lina_Tomasella_and_Antonia_Morales-Garoffolo_and_Stefan_Geier_and_Nancy_Elias-Rosa_and_Enrico_Cappellaro_and_Xiaofeng_Wang_and_Jun_Mo_and_Zhihao_Chen_and_Shengyu_Yan_and_Andrea_Pastorello_and_Paolo_A._Mazzali_and_Riccardo_Ciolfi_and_Yongzhi_Cai_and_Morgan_Fraser_and_Claudia_P._Guti\'errez_and_Emir_Karamehmetoglu_and_Hanindyo_Kuncarayakti_and_Shane_Moran_and_Paolo_Ochner_and_Andrea_Reguitti_and_Thomas_M._Reynolds_and_Giorgio_Valerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13940 |
SN2019neqは、非常に急速に進化する超光度の超新星でした。赤方偏移z=0.1059で、そのピーク絶対等級はgバンドで-21.5+/-0.2等級でした。この研究では、複数の観測施設を使用した広範な分光測光追跡キャンペーンからのデータと分析を紹介します。SN2019neqの星雲スペクトルのおかげで、SN2019neqの位置にあるホスト銀河の特性のいくつかを調査したところ、その金属量と比星形成速度が、SLSNe-Iホストについて通常測定されるものとよく一致していることがわかりました。次に、観測された光度曲線を説明するためにマグネターと星周相互作用シナリオの妥当性を議論し、公開されているSUMO放射伝達モデルを使用してSN2019neqの星雲スペクトルを解釈します。私たちの分析結果は、磁場B~6e14Gを持つミリ秒マグネターのスピンダウン放射がSN2019neqの光度を高める可能性があることを示唆しています。
フェルミ衛星とスウィフト衛星によって共同検出された GRB に関する統計的見解
| Title |
Some_statistical_remarks_on_GRBs_jointly_detected_by_Fermi_and_Swift_satellites |
| Authors |
Sandor_Pinter_(1_and_2),_Lajos_G._Balazs_(2_and_3),_Zsolt_Bagoly_(4_and_1),_L._Viktor_Toth_(2_and_5),_Istvan_I._Racz_(1)_and_Istvan_Horvath_(1)_((1)_University_of_Public_Service,_Budapest,_Hungary,_(2)_Department_of_Astronomy,_E\"otv\"os_University,_Budapest,_Hungary,_(3)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_Budapest,_Hungary,_(4)_Department_of_Physics_of_Complex_Systems,_E\"otv\"os_University,_Budapest,_Hungary,_(5)_Faculty_of_Science_and_Technology,_University_of_Debrecen,_Hungary) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13955 |
15年以上にわたって蓄積されたFermiGBMとSwiftBATの観測資料を統計解析しました。私たちは、1つの衛星のみで観測されたGRBパラメータ(T$_{90}$持続時間、フルエンス、ピーク磁束)が両方の衛星で観測されたものとどのように異なるかを研究しました。後者の場合、両方の衛星が測定したパラメータの値を直接比較することができました。両方の衛星によって測定されたGRBは、R統計パッケージのFNNライブラリ内のknn()k最近傍アルゴリズムを使用して識別されました。パラメータ空間では、RのMASSライブラリのlda()を使用して、一緒に検出されたGRBが1つの機器のみで検出されたGRBと最も異なる方向を決定しました。GBMから取得したパラメータ間の関係の強さを取得するには、およびBATでは、RのCCAライブラリのcc()プロシージャを使用して正準相関が実行されました。GBMおよびBATT$_{90}$分布は、対数正規関数の線形結合で近似されました。適合に必要なこのような関数の最適な数は、GBMの場合は2つ、BATの場合は3つです。広く受け入れられている見解に反して、観察されたGRB期間の分布を当てはめるのに必要な対数正規関数の数では、GRBに関与する中央エンジンのタイプの数を推定することはできないことがわかりました。
| Title |
Constraining_self-interacting_fermionic_dark_matter_in_admixed_neutron_stars_using_multimessenger_astronomy |
| Authors |
Mauro_Mariani,_Conrado_Albertus,_M._del_Rosario_Alessandroni,_Milva_G._Orsaria,_M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia_and_Ignacio_F._Ranea-Sandoval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14004 |
私たちは、規則的なハドロン成分とフェルミ粒子の自己相互作用する暗黒物質の一部を含む混合中性子星の構造を研究します。区分的に一般化されたポリトロープから構築された高密度バリオン内部の2つの限定的な状態方程式と、非対称の自己相互作用するフェルミ粒子の暗黒成分を使用して、暗黒フェルミ粒子$m_\chi$の質量に応じて混合中性子星のさまざまなシナリオを解析します。仲介者$m_\phi$と自己相互作用する強さ$g$です。私たちは、中性子星の質量と半径に対する暗黒物質の寄与が、最も質量の小さい中性子星であるパルサーJ0453+1559の質量推定値と、GW170817事象から来る制約との緊張関係につながることを発見しました。私たちは、中性子星の質量、半径、潮汐変形能の推定に関する現在の既存の知識と、受け入れられている宇宙論的ダークを利用して、暗黒物質モデルのパラメータ$g$と$y\equivm_\chi/m_\phi$を制約する可能性について議論します。物質のフリーズアウト値と自己相互作用断面積と質量の比$\sigma_\mathrm{SI}/m_\chi$は、バレット銀河団、アーベル銀河団、矮小銀河団のダイナミクスを説明するために適合されます。最も制限的な上限$\sigma_\mathrm{SI}/m_\chi<0.1$cm$^2$/gを仮定し、暗黒物質のフリーズアウト範囲の値と合わせて、許容される$g$-$y$リージョンは$0.01\lesssimg\lesssim0.1$、$0.5\lesssimy\lesssim200$です。初めて、更新された相補的な制限の組み合わせが、自己相互作用する暗黒物質に対する制限を設定するために使用されます。
連星進化によって形成された連星ブラックホールの合体スピンの上限
| Title |
An_upper_limit_on_the_spins_of_merging_binary_black_holes_formed_through_binary_evolution |
| Authors |
Pablo_Marchant,_Philipp_Podsiadlowski_and_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14041 |
重力波検出器が改良されるにつれて、ブラックホール(BH)合体の観測により、その質量とスピンの結合分布が得られるようになるでしょう。これは、フォーメーションシナリオを検証するための重要なベンチマークになります。孤立したバイナリ進化によって形成されたバイナリBHの合体には、コアが崩壊する前に両方の成分の水素エンベロープが剥がされる必要があります。このような剥ぎ取られた星の回転速度は、表面の臨界回転によって制限され、核崩壊時の角運動量の内容が制限されます。我々は、低金属量（$Z_\odot/10$、$Z_\odot/50$、$Z_\odot/250$）での剥ぎ取り星モデルを使用して、臨界回転する恒星前駆体によって生成されるBHのスピンを決定します。このような前駆細胞がどのように発生するかを研究するために、化学的均一進化(CHE)によるそれらの形成を考察します。私たちは半解析モデルを使用してCHEバイナリの最終スピンを研究し、その結果を利用可能な詳細な集団合成モデルと比較します。$\simeq25M_\odot$のBH質量以上では、臨界回転する剥ぎ取られた星の無次元スピン($a=Jc/(GM^2$))が1以下であることがわかります。これにより、バイナリ進化によって配置できない高いチャープ質量と有効スピンの除外領域が生じます。CHEは、両方のBHがこの制限に達するバイナリを生成し、除外領域の境界でパイルアップを生成する可能性があります。高度に回転するBHは、遅延時間が短い非常に低い金属量のCHEシステムから発生し、より高い赤方偏移で合体します。一方、LVKコラボレーションの3回目の観測実行におけるバイナリBHのマージに対するCHEの寄与は、赤方偏移ゼロ付近でマージする低スピン($\chi_\mathrm{eff}<0.5$)のシステムによって支配されると予想されます。。より高い感度と実行時間の予測により、LVKコラボレーションの4回目の観測実行では、高スピン集団と臨界回転によって設定される制限の存在に制約が課される可能性があります。
BOAT GRB 221009A: 物質支配の構造ジェット翼に囲まれた、ポインティング磁束支配の狭いジェット
| Title |
The_BOAT_GRB_221009A:_a_Poynting-Flux-Dominated_Narrow_Jet_Surrounded_by_a_Matter-Dominated_Structured_Jet_Wing |
| Authors |
Bing_Zhang_(UNLV),_Xiang-Yu_Wang_(NJU),_Jian-He_Zheng_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14180 |
我々は、史上最も明るい(BOAT)GRB221009Aの広帯域観測により、2つのジェットの構成要素を含む物理的な画像が明らかになったと主張します。それは、狭い($\sim0.6$度の半開口角)ペンシルビームジェットです。ポインティング流束が支配的なジェット組成と、角張った構造を持つより広範な物質が支配的なジェットです。私たちはそのような状況を裏付けるさまざまな観察証拠について議論します。この問題を処理するために、我々は、減速段階中の物質支配構造ジェット翼からの前方および後方の両方の衝撃放出に対する解析的構造ジェットモデルを開発する。我々は、この特定のバーストと一般的なGRBに対するこのような2成分ジェット構成の物理的影響について議論します。私たちは、一部の明るいX線フレアは、狭いジェットコーンのわずかに外側で見られる同様の狭いジェットである可能性があり、狭いジェットは検出されずにさらに多くのGRBに存在する可能性があると主張します。
表面検出器アレイによって観測された非常に高エネルギーの宇宙線
宇宙線は地球外源からの高エネルギー荷電粒子であり、最も高いエネルギーの出来事は銀河外源から来ると考えられています。それらの到達頻度は低いため、検出するには広い収集エリアを備えた機器が必要です。この研究では、テレスコープアレイ実験の表面検出器アレイによって記録された、非常に高エネルギーの粒子の検出について報告します。粒子のエネルギーは244+-29(stat.)+51,-76(syst.)エクサ電子ボルト(~40ジュール)として計算されます。その到着方向は、宇宙の大規模構造の空洞を指します。考えられる説明としては、前景の磁場による大きな偏向、局所的な銀河系外付近の未確認の発生源、または素粒子物理学の不完全な知識などが挙げられます。
ガイド磁場を用いた半相対論的プラズマ中の電流シートの 3 次元再接続における電子および陽子の通電
| Title |
Electron_and_proton_energization_in_3D_reconnecting_current_sheets_in_semirelativistic_plasma_with_guide_magnetic_field |
| Authors |
Gregory_R._Werner_and_Dmitri_A._Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14290 |
3Dセル内粒子シミュレーションを使用して、相対論的電子と準相対論的陽子を含む半相対論的プラズマ内の薄い電流シートにおけるエネルギー変換をガイド磁場の関数として特徴付けます。そこでは、磁気リコネクション、ドリフトキンク不安定性(DKI)、および磁束ロープキンク不安定性がすべて、非線形段階で競合および相互作用して、磁気エネルギーをプラズマエネルギーに変換します。完全3Dシミュレーションを2つの異なる平面で2Dと比較し、再接続とDKIの影響を分離します。ゼロガイドフィールドでは、これらのプロセスにより明確なエネルギー変換の特徴が得られます。2Dxy(再接続)ではイオンが電子よりも多くのエネルギーを獲得しますが、2Dyz(DKI)ではその逆が当てはまり、3D結果はその中間になります。3Dでのみ発生する磁束ロープの不安定性により、2Dよりも多くの磁気エネルギーが放出されますが、3Dでのエネルギー変換率は低くなる傾向があります。ガイド磁場を増加させるとDKIが強力に抑制され、すべての場合においてエネルギー変換の全体量が遅くなり、減少します。また、粒子にエネルギーを与える前に、最初にフラックスロープの運動電場にエネルギーが蓄えられるプロセスを通じて、電子エネルギーを与えることにも有利です。したがって、エネルギー分配の進化を理解することは、さまざまなプラズマプロセスの役割についての洞察を提供し、降着ブラックホールやそのジェットなどの天体物理源からの放射線をモデル化するために重要です。
ティコの超新星残骸の領域におけるコンパクトな電波源
| Title |
Compact_Radio_Sources_in_the_Field_of_Tycho's_Supernova_Remnant |
| Authors |
Luis_F._Rodriguez,_Vanessa_Yanza,_Sergio_A._Dzib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14296 |
我々は、2014年にティコの超新星残骸の領域に向けて1.50GHzで行われた、高感度で角分解能の高いジャンスキー超大型アレイの観測を紹介します。半径13分角のフィールド内で合計36個のコンパクトな発生源を検出しました。この数は、バックグラウンドソースの予想される数と一致しています。私たちは、古典的な超大規模アレイで行われた古い観測を使用して2014年の観測と比較し、1572年に超新星を生成した爆発中の白色矮星のドナー伴星に関連する可能性のある大きな固有運動を示すソースを検索します。というのは、2組の観測では大きな固有運動を伴う発生源は示されておらず、検出されたすべての発生源は銀河系外であり、超新星場とは無関係であるという結論を裏付けているからである。
大規模連星系における超新星始祖の運命
大質量星がどのように寿命を終えるかは、核の質量、核の角運動量、死の際の水素エンベロープによって異なります。しかし、星の進化のこれらの重要な物理的側面は、二元相互作用によって深刻な影響を受ける可能性があります。さらに、バイナリ相互作用自体の有効性はバイナリの初期条件に応じて大きく変化するため、状況はさらに複雑になります。私たちは、二元相互作用が核崩壊前駆細胞とその運命にどのような影響を与えるかを体系的に調査します。太陽金属量連星系における超新星前駆体のパラメータ空間を調査し、主要な進化経路を描写するために、連星進化シミュレーションが実行されます。まず、固定二成分質量比($q=M_2/M_1$=0.5、0.7、0.9)を研究し、Ibc型超新星、II型超新星、降着誘起崩壊を個別に扱い、初期質量と初期分離が結果に及ぼす影響を解明する。(AIC)、高速回転超新星(RSN)、ブラックホールの形成、およびガンマ線バースト(GRB)。次に、初期パラメータ分布とバイナリ進化パラメータを変更して12のモデルに対してバイナリ集団合成計算を実行し、さまざまな超新星割合を推定します。天の川銀河の超新星発生率$R_{\rmSN}=(1.14$--$1.57)\times10^{-2}\,{\rmyr}^{-1}$が得られ、これは観測と一致しています。AIC、RSN、GRBの速度は、通常の超新星の速度の$\sim1/100$であることがわかります。推定されたGRBレートは、観測された長尺GRBレートよりも高いですが、低光度GRBレートに非常に近いです。バイナリモデリングを進め、入力を1つずつ改善することで、大質量星に関連するこれらの過渡状態やその他の過渡状態のより詳細な研究が可能になります。
ほこりっぽい赤色超巨星から発生する衝撃閃光
| Title |
A_Shock_Flash_Breaking_Out_of_a_Dusty_Red_Supergiant |
| Authors |
Gaici_Li_(1),_Maokai_Hu_(2),_Wenxiong_Li_(3,4),_Yi_Yang_(5,1),_Xiaofeng_Wang_(1,6,2),_Shengyu_Yan_(1),_Lei_Hu_(2,7),_Jujia_Zhang_(8,9,10),_Yiming_Mao_(11),_Henrik_Riise_(12),_Xing_Gao_(13),_Tianrui_Sun_(2),_Jialian_Liu_(1),_Dingrong_Xiong_(8,9),_Lifan_Wang_(14),_Jun_Mo_(1),_Abdusamatjan_Iskandar_(13,15),_Gaobo_Xi_(1),_Danfeng_Xiang_(1),_Lingzhi_Wang_(16,4),_Guoyou_Sun_(17),_Keming_Zhang_(5),_Jian_Chen_(2),_Weili_Lin_(1),_Fangzhou_Guo_(1),_Qichun_Liu_(1),_Guangyao_Cai_(17),_Wenjie_Zhou_(17),_Jingyuan_Zhao_(17),_Jin_Chen_(17),_Xin_Zheng_(17),_Keying_Li_(17),_Mi_Zhang_(17),_Shijun_Xu_(17),_Xiaodong_Lyu_(17),_A.J.Castro-Tirado_(18,19),_Vasilii_Chufarin_(20,21),_Nikolay_Potapov_(22),_Ivan_Ionov_(23),_Stanislav_Korotkiy_(22),_Sergey_Nazarov_(24),_Kirill_Sokolovsky_(25,26),_Norman_Hamann_(27),_and_Eliot_Herman_(28)_((1)_Tsinghua_University,_(2)_PMO,_(3)_Tel_Aviv_University,_(4)_KLOA-CAS,_(5)_UC_Berkeley,_(6)_Beijing_Planetarium,_(7)_Carnegie_Mellon_University,_(8)_YNAO,_(9)_KLSECO-CAS,_(10)_ICS-YKL,_(11)_NAOC,_(12)_Skjeivik_Observatory,_(13)_XAO-CAS,_(14)_TAMU,_(15)_UCAS,_(16)_SACA-NAOC,_(17)_XMO,_(18)_IAA-CSIC,_(19)_Universidad_de_Malaga,_(20)_Novgorod_Planetarium,_(21)_Minin_University,_(22)_Ka-Dar/Astroverty,_(23)_Vedrus_Observatory,_(24)_CAO,_(25)_UIUC,_(26)_SAI,_(27)_Trevinca_Skies,_(28)_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14409 |
衝撃波放出は、大質量星の核崩壊爆発によって発生した衝撃波がその外殻を通過するときに発生する光です。これまで、そのような信号が最も早く検出されたのは爆発の数時間後だったが、他にもいくつかの信号が報告されていた。初期の光曲線の時間的変化は、爆発の非対称性や周囲の環境を含む衝撃伝播に関する洞察を明らかにするはずですが、これは多波長観測の欠如によって妨げられています。今回我々は、銀河M101（距離6.85+/-0.15Mpc）内のII型超新星（SN2023ixf）の、爆発の約1.4時間後に始まった瞬間的なマルチバンド観測を報告する。爆発した星は、半径450太陽半径の赤色超巨星でした。光度曲線は1～2時間のタイムスケールで急速に進化し、最初の数時間以内にモデルが予測したよりも異常に暗く、赤く見えました。これは、衝撃波によって破壊される前の光学的に厚い塵の殻によるものであると考えられます。噴出物とおそらく周囲の塵の分布は球面対称ではなかったと我々は推測します。
南極における宇宙線物理学
地理的な南極は、南半球の宇宙粒子を研究するユニークな機会を提供します。これは、AMANDAやIceCubeなど、南極の深氷に大規模なニュートリノ望遠鏡を配備するのに最適な場所です。どちらの場合も、広範囲の空気シャワーを観測するために構築されたアレイの存在により、宇宙線のハイブリッド測定が可能になります。追加の中性子モニターは太陽宇宙線に関する情報を提供できますが、SPASEやIceTopのような大型検出器アレイを使用すると、数$100\,\rm{TeV}$を超えるエネルギーを持つ宇宙線の正確な測定が可能になります。深氷で記録された信号（主に空気シャワーで生成される高エネルギーミュオンによるもの）と同時に、このハイブリッド検出器のセットアップは宇宙線の性質に関する重要な情報を提供します。このレビューでは、地理的な南極における宇宙線の測定に対する歴史的な動機と発展について議論し、IceCubeコラボレーションによって報告された最近の結果に焦点を当てます。私たちは、今日宇宙線物理学に重要な洞察を提供する充実した南極研究プログラムに最終的につながったトーマスK.ガイサーと彼の同僚による重要な貢献を強調します。
天の川球状星団のチャンドラ調査 -- IV.周期的な X 線源
我々は、チャンドラの深いアーカイブ観測を利用して、10個の銀河球状星団(GC)における周期X線源の体系的な探索を紹介します。Gregory-Loredoアルゴリズムを適用することで、6つのGCにある27個の独立したX線源から28個の周期信号を検出しました。これには、X線帯域で新たに発見された21個のX線源が含まれます。残りの4つのGCは、主にデータの感度が比較的低いため、周期的なX線源を示しません。X線のタイミングとスペクトル特性を分析し、入手可能な光学情報と紫外線情報を補完することにより、これらの周期的発生源のうち21個が激変変数(CV)であることを特定しました。同様にX線バンドで特定された47Tucの11個の周期CVと組み合わせて、推定軌道周期を持つGCCVのこれまでで最も包括的なサンプルをコンパイルしました。銀河内部のバルジや太陽近傍と比較して、GCには古くて周期の短いCVが不足しているのは、より若い動的に形成された系を好む選択効果と、星の動的相互作用による原始二星進化によるCV形成の阻害の両方に起因すると考えられます。GC環境に共通です。さらに、我々は、GCCVのかなりの部分、そのほとんどがCV周期ギャップ以下またはCV周期ギャップ以内の軌道周期を持つものを磁気CVの可能性があると特定しましたが、それまでのところ、太陽と比較してGCサンプルには明るい中間極が不足しています。近所。
NGC 1068 の IceCube 観測を使用した目に見えないニュートリノ崩壊によるアクシオン状粒子の抑制
| Title |
Constraining_axion-like_particles_with_invisible_neutrino_decay_using_the_IceCube_observations_of_NGC_1068 |
| Authors |
Bhanu_Prakash_Pant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14597 |
標準モデルを超えたシナリオ(BSM)では、ニュートリノがより軽い状態に崩壊する可能性を新世代ニュートリノ実験で調査するのは依然として困難です。IceCubeによる高エネルギー天体物理ニュートリノの観測は、ニュートリノ崩壊の研究に新たな道を切り開きます。この研究では、目に見えないニュートリノがアクシオン様粒子(ALP)に崩壊するという新しいシナリオを調査します。これらのALPは、天の川の磁場中で減衰することなく伝播し、ガンマ線に再変換されます。これは、線源で生成されたガンマ線を使用してALP仮説を調査する以前に行われた研究を補完するものです。NGC1068のFermi-LATおよびIceCube観測を利用して、ALPパラメータに制約を設定します。ニュートリノの安定した発生源であるため、一時的な発生源よりも優れた見通しを提供します。ALP質量$m_の光子-ALP結合定数$g_{a\gamma}\lesssim1.37\times10^{-11}$GeV$^{-1}$の95%信頼水準(C.L.)の上限が得られます。{a}\leq2\times10^{-9}$eV。私たちの結果は、GeVからサブPeVまでのガンマ線観測を使用して得られた以前の上限に匹敵します。
Ursa Major III/UNIONS 1 におけるダークマターの消滅に対する強い制約
ごく最近の研究により、これまでに観測された中で最も暗い銀河系である、おおぐま座III/UNIONSIという新しい衛星銀河が特定されました。力学的考察によると、系が平衡状態にある場合、暗黒物質が高度に支配する可能性が高くなります。このことは、その近さと組み合わせると、この銀河が暗黒物質の間接検出探索の優れたターゲットである矮小回転楕円体銀河である可能性があると予測しています。私たちは、15年分のフェルミLATデータを利用して、UrsaMajorIIIからの$\gamma$線放出を探索します。過剰なものを見つけられないため、私たちは暗黒物質の消滅に強い制約を設定しました。興味深いことに、UrsaMajorIIIの高いJ因子が確認されれば、$b\bar{b}$最終状態への標準的な熱による暗黒物質の消滅は、最大4TeVの暗黒物質質量では除外されることになる。UrsaMajorIIIの発見は、他の高J因子系の最近の暫定測定と組み合わせると、近い将来のデータが熱暗黒物質に変革的な制約を生み出す可能性があるという刺激的な可能性を示唆しています。
近くにある超高エネルギー宇宙線源
最近、テレスコープアレイ共同研究は、244EeV($2.44\times10^{20}$eV)という非常に高エネルギーの宇宙線イベントの観測を報告しました。重要なのは、磁場の偏向を考慮したとしても、この出来事を局所宇宙の物質分布と相関させるのは難しいということです。これは、この出来事がおそらく大きな電荷を持つ核であることを意味します。銀河間空間におけるこのような高エネルギーの原子核の減衰長は非常に小さいため、その発生源は銀河系に比較的近いはずです。これらの引数を使用して、最も近い超高エネルギー宇宙線(UHECR)線源までの距離に関する新しい上限と、一般的なUHECR線源数密度の下限を導出します。最も近い発生源までの距離は、95%C.Lで5Mpcを超えてはなりません。そして95％のC.L.ソース数密度の下限は$\rho>1.0\times10^{-4}$Mpc$^{-3}$です。重い原子核を放出するUHECR線源の数密度が初めて制限されました。
環境の移行: 天文学の環境フットプリントを削減するための活動の概要
| Title |
Environmental_transition:_overview_of_actions_to_reduce_the_environmental_footprint_of_astronomy |
| Authors |
Lucie_Leboulleux,_Faustine_Cantalloube,_Marie-Alice_Foujols,_Martin_Giard,_J\'er\^ome_Guilet,_J\"urgen_Kn\"odlseder,_Alexandre_Santerne,_Lilia_Todorov,_Didier_Barret,_Olivier_Berne,_Aur\'elien_Crida,_Patrick_Hennebelle,_Quentin_Kral,_Eric_Lagadec,_Fabien_Malbet,_Julien_Milli,_Mamadou_N'Diaye,_Fran\c{c}oise_Roques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13625 |
現在の地球温暖化を産業革命前と比較して1.5{\deg}C未満に抑えるためには、社会のあらゆる分野で早急に対策を講じる必要があります。天文学も貢献しなければなりません。この議事録および参照先のワークショップでは、個人の取り組み、研究室レベルの行動、主要プロジェクトにおける影響の評価と緩和、組織レベル、集団を通じた関与など、さまざまな例を通じてさまざまな行動の手段が議論されます。
平滑粒子磁気流体力学は、幅広い天体物理学問題の研究を可能にする成熟レベルに達しました。このレビューでは、最新のSPMHD法の数値詳細について説明します。SPMHDの3つの基本コンポーネントは、磁場を時間内に進化させ、磁場から加速度を計算し、磁場に対する発散のない制約(単極子なし)を維持する方法です。SPMHDにおけるこれら3つの要件間の関係が全体を通じて強調されます。このレビューの焦点は、実際にうまく機能する方法にあり、なぜそれらがうまく機能し、他のアプローチがうまく機能しないのかについて議論します。数値的不安定性とそれを克服する戦略について説明します。非理想的なMHD効果の包含が示されます。さらなる改善に向けた可能な手段についての見通しについて議論します。
スウェーデンの 1 メートル太陽望遠鏡の 85 電極 AO システム
| Title |
The_85-electrode_AO_system_of_the_Swedish_1-m_Solar_Telescope |
| Authors |
G.B._Scharmer,_G._Sliepen,_J.-C._Sinquin,_M._G._L\"ofdahl,_B._Lindberg,_and_P._S\"utterlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13690 |
スウェーデンの1メートル太陽望遠鏡(SST)の85電極補償光学(AO)システムの選択されたコンセプト、詳細な設計、実装、および校正について説明します。AOシステムには、瞳孔直径34mmの直径52mmのモノモルフ変形可能ミラーと、相互相関に関連する高度な画像処理と2kHzの更新レートでのリアルタイム制御を非常に低い遅延で実行するIntelPCワークステーションが含まれています。AOシステムは、モノモルフミラーとシャックハルトマン(SH)波面センサー(WFS)の組み合わせを使用するという珍しいもので、2番目の高解像度SHマイクロレンズアレイを使用して、DMの特性評価、校正、およびモーダル制御を支援します。コンピュータとソフトウェアは、1995年以来、SSTとその前身であるSVSTにおける前世代の相関トラッカーとAOシステムの実装に成功し続けています。これは、ワークステーション技術と、広い視野で相互相関を実装するための非常に効率的なアルゴリズムに完全に依存しています。WFS。AOシステムの設計、校正、ソフトウェア、機能の重要な側面について説明します。並外れた高性能は、既存のメートルクラス太陽望遠鏡の最高のシュトレール比(測定された粒状コントラストから推定)、特に400nm未満の波長で達成される比類のない画質によって証明されています。私たちは、このAOシステムのいくつかの側面が太陽コミュニティ以外でも興味深いものになる可能性があると期待しています。
JWST の PEARLS: NIRCam の光束校正の改善
| Title |
JWST's_PEARLS:_Improved_Flux_Calibration_for_NIRCam |
| Authors |
Zhiyuan_Ma,_Haojing_Yan,_Bangzheng_Sun,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Jake_Summers,_Rogier_A._Windhorst,_Jordan_C._J._D'Silva,_Anton_M._Koekemoer,_Dan_Coe,_Christopher_J._Conselice,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Rafael_Ortiz_III,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Christopher_N._A._Willmer,_Heidi_B._Hammel,_Stefanie_N._Milam,_Nathan_J._Adams,_Cheng_Cheng,_and_Nimish_P._Hathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13754 |
JWSTGTOプログラムである再電離レンズ科学のための主要銀河外領域(PEARLS)は、一連のユニークなNIRCam観測を取得し、これにより両方のNIRCamモジュールにわたるデフォルトの測光校正を大幅に改善することができました。観測は、SpitzerIRACDarkField(IDF)での4バンド(F150W、F200W、F356W、およびF444W)NIRCamイメージングの3エポックで構成されました。3つのエポックは6か月間隔で、サイクル1の全期間にわたっていました。IDFはJWST連続観察ゾーン内にあるため、NIRCamの2つのモジュール(モジュールAとB)が反転されるように観測を設計することができました。180度、交互のエポックでお互いの足跡を完全に重ね合わせました。したがって、異なるモジュールや検出器で観察された同じ天体の測光を直接比較することができ、使用した校正ファイルのデフォルトバージョン(jwst_1039.pmap)。さらに、2つの長波長帯域で取得されたデータには乗法的な勾配が存在します。この問題は、最新のpmap(2023年9月時点のjwst_1130.pmap)を使用して削減されたデータではそれほど深刻ではありませんが、依然として存在しており、無視できません。私たちは、この系統的な影響を補正して2つのモジュールをより一貫したキャリブレーションに導き、~0.02等を超える測光精度を実現するレシピを提供します。
ムスタータ遺跡における観察時間の断片化の分析
| Title |
An_analysis_of_the_fragmentation_of_observing_time_at_the_Muztagh-ata_site |
| Authors |
Gu_Wen-bo,_Xu_Jing,_Feng_Guo-jie,_Zhang_Xuan,_Wang_Le-tian,_Wang_Xin-liang,_Ali_Esamdin,_Shen_li-xian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13935 |
雲量は、天文サイトテストの観察条件を評価する際に極めて重要な役割を果たします。観測時間の一部を除いて、その断片化は夜間の空の透明度の質にも大きな影響を及ぼします。この記事では、利用可能な観測時間の割合とその連続性の両方を包括的に捉えるように設計された関数Gammaを紹介します。2017年から2021年の間にムスタータ遺跡で収集された現場測定データを活用して、私たちのアプローチの有効性を示します。統計結果は、ムスターアタ遺跡では年間約122泊の絶対的な晴天と205泊の非常に良い夜が得られ、それぞれガンマ値0.9以上とガンマ値0.36以上に相当することを示しています。
Legacy Survey of Space and Time を作成するための分散画像処理インフラストラクチャの概要
| Title |
Overview_of_the_distributed_image_processing_infrastructure_to_produce_the_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Fabio_Hernandez,_George_Beckett,_Peter_Clark,_Matt_Doidge,_Tim_Jenness,_Edward_Karavakis,_Quentin_Le_Boulc'h,_Peter_Love,_Gabriele_Mainetti,_Timothy_Noble,_Brandon_White_and_Wei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13981 |
ベラC.ルービン天文台は、これまで試みられた中で最も野心的な天文調査、レガシー時空調査(LSST)の実施を準備しています。現在、チリのアンデス山脈で建設の最終段階が進行中であり、天文台の10年間にわたる科学ミッションは2025年に開始される予定である。ルービンの8.4メートル望遠鏡は毎晩南半球をスキャンし、320～1050nmの波長範囲の画像を収集する。天文学用にこれまでに作られた最大の画像装置である3.2ギガピクセルのカメラを使用して、4夜ごとに観測可能な空全体を観察します。天体の自動検出と分類は、高解像度画像の高度なアルゴリズムによって実行され、最終的には200億個の銀河と170億個の星、およびそれらに関連する物理的特性で構成される天文カタログが徐々に作成されます。本稿では、現在構築中のデータ配信システムの概要と、調査開始以来収集した全画像データセットを再処理する毎年恒例のキャンペーンについて紹介します。これらの処理キャンペーンでは、3つのRubinデータ施設(米国に1つ、ヨーロッパに2つ)が提供するコンピューティングおよびストレージリソースが利用されます。毎年、データリリースが作成され、科学協力機関に配布されます。これは、暗黒物質と暗黒エネルギーの調査、太陽系天体の目録作成、一時的な光学空の探索、天の川のマッピングという4つの主要な科学の柱で構成される研究で使用するためのものです。また、高エネルギー物理学および天文学コミュニティにおける大規模分散データ処理プロジェクトの管理に使用される一般的なツールとベストプラクティスのいくつかを活用する方法も紹介します。また、天文台が直面する特定の課題を克服するために、ルービンプロジェクト内でこれらのツールと実践がどのように利用されるかを示します。
将来の系外惑星宇宙画像装置の課題と限界
Astro2020DecadalSurveyAmerican報告書が現在ハビタブル世界天文台と呼ばれているものの開発を推奨していたとき、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡はまだ打ち上げられていませんでした。これはVoyage2050European報告書でも言及されています。この将来の宇宙望遠鏡は、110億ドルで少なくとも直径6メートルあり、2040年頃には、地球に似ていて主系列星の周りを周回する少なくとも25個の系外惑星の特徴づけが可能になり、生命が発生した可能性のある惑星を発見することが期待されている。。この目的は、低い角度分離(100マス未満)で非常に高いコントラスト(10^-8～10^-10)にアクセスできる分光イメージャの設計を必要とするため、技術的な課題を表しています。この議事録とそれに関連する講演は、HabWorldがいつかその究極のパフォーマンスに達するために克服しなければならないさまざまな障害に対処するためのものです。
相対論的旅行におけるタイミング関係とその結果生じるコミュニケーションの課題
| Title |
Timing_relationships_and_resulting_communications_challenges_in_relativistic_travel |
| Authors |
David_Messerschmitt,_Ian_Morrison,_Thomas_Mozdzen,_Philip_Lubin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14039 |
光速に近い速度で打ち上げから着陸までの星間移動を行う宇宙船との間の通信は、重大な課題に直面しています。光子ベースの通信は、光子の大きな伝播遅延と相対論的な時間の遅れによって大きな影響を受けます。具体的なミッションシナリオに向けて、特に出発地と目的地および宇宙船内のローカルクロックによって測定される光子転送による通信のタイミングが分析され、図示されます。これらには、無期限の一定の自己加速を経験する宇宙船や、宇宙船が巡航段階の前半で一定の加速を経験し、後半で同様の減速を経験する打ち上げ着陸ミッションが含まれます。出発地と目的地は、広範囲の固定距離を隔てた共通の慣性系内に静止していると想定されます。一方向メッセージング、予期される応答を伴う双方向メッセージクエリ、ポッドキャストやビデオなどの長い番組素材の一方向ストリーミングなど、いくつかの一般的な通信モードが考慮されます。クロックイメージ(一方向通信における送信クロックと受信クロックの関係)、クエリ応答レイテンシー(クエリメッセージと応答メッセージの受信の間の経過時間)を含む、通信エンティティによって経験されるローカルクロックの相対タイミング。ストリーミング番組のタイムワーピング（時間軸の非線形伸縮）が含まれます。特に、打ち上げ後または着陸前の短い間隔を除いて、クエリと応答の遅延が大きいと、リモートコントロールや社会的インタラクションが大幅に制限されます。光子が宇宙船と同じ方向に移動しなければならない場合、通信の停電により通信可能な時間が大幅に制限され、一方向通信と双方向通信の機会が制限されます。
スチュワード天文台 LEO 衛星測光調査
StewardObservatoryLEO衛星測光調査は、StarlinkおよびOneWeb低軌道衛星の見かけの明るさを特徴づけ、天文学への潜在的な影響を評価するための包括的な観測調査です。私たちは、約2,800の個々の衛星の16,000を超える独立した測定の結果を報告します。測光に加えて、各衛星の天文位置も測定し、利用可能な2線要素セットを使用して衛星位置を予測する精度を評価しました。空に見える衛星の見かけの明るさは一定ではなく、太陽、衛星、観測者の配置によって異なります。これを把握するために、空に見える衛星の各母集団の明るさを完全に特徴付けるために、すべてのジオメトリの測定値セットを作成するように調査を設計しました。見かけの明るさと空上の位置および太陽と衛星と観測者の相対的な幾何学形状との相関関係を示す空プロットを使用してデータを視覚化します。空のプロットは、衛星が空のどこで最も明るいかを示します。視覚的な等級に加えて、期待される光子束と実効アルベドという2つの新しい指標も提示します。予想される光子束メトリクスは、理論上の1mクラスの望遠鏡とセンサーからの画像内の衛星軌跡の束を予測することにより、天文センサーへの潜在的な影響を評価します。有効アルベドメトリックは、衛星のどこがベースラインよりも反射が高いかを評価します。これは衛星の物理的構造に関係し、輝度を低下させる設計変更の可能性を示します。私たちは、この方法論と結果として得られるデータを使用して、衛星の明るさについて天文学コミュニティに情報を提供するつもりです。
教師なし機械学習アルゴリズムを使用して天の川衛星銀河のメンバーを識別できる可能性
| Title |
Possibilities_of_Identifying_Members_from_Milky_Way_Satellite_Galaxies_using_Unsupervised_Machine_Learning_Algorithms |
| Authors |
Devika_K_Divakar,_Pallavi_Saraf,_Sivarani_Thirupathi,_Vijayakumar_H_Doddamani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14102 |
天の川銀河(MW)衛星銀河の恒星集団の詳細な研究は、それらが暗く、分光学的に確認された星団の星が少ないため、観測上の課題が依然として残っています。私たちは、教師なし機械学習手法を使用して、ガイアデータリリース3(GaiaDR3)天文法、ダークエネルギーサーベイ(DES)およびDECam局所体積探査サーベイ(DELVE)測光法を使用して、近くにある9つのMW衛星銀河の新しいメンバーを特定します。2つの密度ベースのクラスタリングアルゴリズムDBSCANとHDBSCANが、MW衛星銀河に属するメンバー星を識別するために4次元天文パラメータ空間で使用されています。私たちの結果は、ほとんどの衛星銀河で分光的に確認された既知のメンバーの80%以上を回収でき、分光的に非メンバーの95～100%を拒否できることを示しています。私たちもこの方法を使って多くの新しいメンバーを追加しました。私たちは、測光データや天文データも使用した以前の研究と結果を比較し、MW衛星銀河に対する密度ベースのクラスタリング手法の適合性について議論します。
PRAIA を使用した差動開口測光とデジタル コロナグラフィー
PRAIA-天文画像を自動的に削減するためのパッケージ-は、高速処理、人間の介入なし、最小限のパラメータ化、そして可能な限り最大限の精度と精度で、大量の異質な観測に対処するように設計された測光タスクと天文タスクのスイートです。これは、太陽系研究の「らき☆すた」傘下のブラジル、フランス、スペインの研究者が参加する国際共同研究により、天文観測を分析するために使用される主要なツールです。ここでは、星掩蔽、回転光度曲線、相互現象、自然衛星観測の低減に使用される、PRAIAの基礎となる差動開口測光とデジタルコロナグラフィーの概念に焦点を当てます。当社が開発した、これまで文献に報告されたことのない新規性を強調します。これらは、測光とデジタルコロナグラフィーの精度と自動化を大幅に向上させます。次のようなものです。a)PRAIAのピクセル化開口測光(PCAP)b)全自動物体検出および絞り決定(BOIA)。c)円形および楕円形のガウスおよびローレンツの一般化プロファイルに加えて、新しい光重力中心法を含む、開口部およびコロナグラフィー中心を改善するより良い天文法。d)明るい天体の近くにある暗い天体のコロナグラフィー、またはその逆のコロナグラフィー。e)細長いプロファイルのコロナグラフィーのための楕円リングの使用。f)洗練された四分位リング統計。g)より高速な計算速度を実現するマルチプロセッシング画像機能。測光のパフォーマンスを示す例を示し、他の一般的なパッケージに対するPRAIAの利点について説明し、他のコロナグラフィーツールと比較したデジタルコロナグラフィーの独自性を指摘します。PRAIAは、太陽系の作業に加えて、天体物理観察の示差測光やデジタルコロナグラフィーにも使用できます。PRAIAコードは、https://ov.ufrj.br/en/PRAIA/で公開されています。
自己教師あり表現を通じて天体画像の教師なし発見を可能にする
| Title |
Enabling_Unsupervised_Discovery_in_Astronomical_Images_through_Self-Supervised_Representations |
| Authors |
Koketso_Mohale,_Michelle_Lochner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14157 |
教師なし学習は、ラベルのないデータを操作できる機械学習の分野であり、天文学におけるデータの探索と発見のための強力なツールであることが証明されています。大規模な調査と新しい望遠鏡によりデータのサイズと豊富さが急速に増加する中、これらの技術により、新しい種類の天体の発見や、データを類似の種類に効率的に分類できることが期待されます。ただし、教師なし学習手法では一般に、画像の単純だが有益な表現を導き出すために特徴抽出が必要です。この論文では、自動表現学習の方法として自己教師あり深層学習の使用を検討します。アルゴリズムBootstrapYourOwnLatent(BYOL)をGalaxyZooDECaLS画像に適用して、各銀河の低次元表現を取得します。小規模な教師付き分類問題を使用して、これらの特徴を簡単に検証します。次に、自動クラスタリングアルゴリズムの適用に進み、この完全に教師なしのアプローチが、同様の形態を持つ銀河をうまくグループ化できることを実証しました。同じ機能が異常検出にも役立つことがわかり、フレームワーク天文学を使用して合併候補を検索します。最後に、まったく同じアプローチを小さな電波銀河データセットに適用することで、この手法の多用途性を調べます。この研究の目的は、深層表現学習の適用が、ベラC.ルービン天文台やスクエアキロメートルアレイなどの望遠鏡からの将来のデータセットにおける教師なし発見の可能性を解き放つ鍵であることを実証することです。
スパイキング ニューラル ネットワークによる RFI 検出
電波干渉(RFI)の検出と軽減は、電波望遠鏡の科学的成果を可能にして最大化するために重要です。大規模なデータセットを処理できる機械学習手法の出現により、電波天文学、特にRFI検出における応用が可能になりました。生物学的システムにヒントを得たスパイキングニューラルネットワーク(SNN)は、時空間データの処理に適しています。この研究では、天文データ処理タスク、特にRFI検出へのSNNの最初の応用を紹介します。私たちは、以前の著者によって提案されたニアレスト・レイテント・ネイバー（NLN）アルゴリズムとオートエンコーダ・アーキテクチャを直接ANN2SNN変換によるSNN実行に適応させ、内部スパイキング・ニューロンから自然に変化する潜在空間をサンプリングすることによって簡素化されたダウンストリームRFI検出を可能にします。シミュレートされたHERA望遠鏡と、オリジナルの作成者が提供した手動でラベル付けされたLOFARデータセットを使用してパフォーマンスを評価します。さらに、MeerKATからインスピレーションを得た新しいシミュレーションデータセットを使用してパフォーマンスを評価します。このデータセットは、ますます重要性が高まっているRFIクラスである衛星ベースのRFIに焦点を当てており、追加の貢献となります。当社のSNNアプローチは、HERAデータセットのAUROC、AUPRC、およびF1スコアでは元のNLNアルゴリズムおよびAOFlaggerと依然として競合しますが、LOFARおよびMeerKATデータセットでは困難を示します。ただし、私たちの方法は、NLNに見られる計算とメモリを大量に使用する潜在サンプリングステップを完全に削除しながら、このパフォーマンスを維持します。この研究は、従来の衛星ベースのRFIソースと初期の衛星ベースのRFIソースに最小限のパフォーマンスベースラインを確立することにより、電波望遠鏡における機械学習ベースのRFI検出の有望な手段としてSNNの実現可能性を実証しており、SNNを天文学に適用するための私たちの知る限りの最初の研究です。。
システマティクスの存在下での z ~ 6-30 の空平均 21 cm 信号の一般化モデルとしての FlexKnot
| Title |
FlexKnot_as_a_Generalised_Model_of_the_Sky-averaged_21-cm_Signal_at_z_~_6-30_in_the_Presence_of_Systematics |
| Authors |
Emma_Shen,_Dominic_Anstey,_Eloy_de_Lera_Acedo,_and_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14537 |
全球21cm実験は、宇宙の夜明けから再電離の時代までの宇宙の進化を研究するために構築されています。FlexKnotは、スプラインで結ばれたノットを自由に動かすことでパラメータ化された関数です。信号モデルとしてFlexKnot関数を採用すると、理論的予測によって与えられる重要な特徴を回復しながら、全球の21cm信号を前景および系統的信号から分離できる可能性があります。この論文では、線形補間された自由に動くノットの関数を2回積分することにより、FlexKnotメソッドを実装します。この関数は、理論値による暗黒時代に対応する低周波数でも制約されます。FlexKnotモデルは、シミュレートされたアンテナ温度データを使用して、REACHグローバル信号実験の現実的なデータ分析パイプラインのフレームワークでテストされます。FlexKnotモデルが既存の信号モデルよりも優れたパフォーマンスを発揮することを実証します。ガウス信号モデル。特に複雑な構造を持つ注入信号の場合、シミュレーションされたREACHデータに存在する真の信号の形状を再構築します。FlexKnot信号モデルの機能は、さまざまな体系化とさまざまなタイプのシミュレートされたグローバル信号を導入することによってもテストされます。これらのテストは、正弦波体系の有無にかかわらず、最も現実的な注入信号の一般的な形状を回復するには4～5ノットで十分であることを示しています。我々は、120～450mKの間の振幅の吸収トラフを持つ真の信号が、約50mKまでの系統解析で良好に回復できることを示します。
ねじれた磁気ノットとリンク
プラズマ内の磁性の結び目とリンクについては、内部ねじれを導入し、数値シミュレーションでそれらの動的挙動を研究します。螺旋構成と非螺旋構成のセットを使用し、螺旋構成の螺旋性をキャンセルするか、非螺旋系を螺旋にする内部ねじれを追加します。次に、これらの場は磁気流体力学的環境内で緩和されたままにされます。以前の研究に沿って、場の緩和における磁気ヘリシティの重要性を確認しました。しかし、コロナ磁気ループで観察されるような内部ねじれは、ヘリシティを加算または減算するだけでなく、ヘリシティのソース項である電流と磁場の整列も導入します。このソースタームは、磁気ヘリシティの大幅な変化を引き起こすほど強力であり、場合によっては、実現可能条件で表現される安定化特性の損失につながります。これらの磁場の比較的弱い内部ねじれであっても、磁気ヘリシティのソース項が十分に強力になるため、低拡散環境であっても、さまざまな場合において、拡散時間よりもはるかに短い時間スケール内で磁気ヘリシティの符号の反転が観察されます。私たちは、太陽や恒星の場では、内部のねじれによって構造的に安定した構成が自動的に得られるわけではなく、磁場の電流との整合性を考慮する必要があると結論付けています。
rrlfe: 広範囲の位相と温度にわたって RR こと座変光星の金属量校正を生成および適用するためのソフトウェア
| Title |
rrlfe:_Software_for_Generating_and_Applying_Metallicity_Calibrations_for_RR_Lyrae_Variable_Stars_Across_a_Wide_Range_of_Phases_and_Temperatures |
| Authors |
Eckhart_Spalding,_Ronald_Wilhelm,_Nathan_De_Lee,_Stacy_Long,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_John_Kielkopf,_Young_Sun_Lee,_Joshua_Pepper,_Kenneth_Carrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13807 |
RRこと座星は、識別が容易で比較的明るく、銀河のバルジ、円盤、ハローの中に多数発見されるため、天の川銀河内の位相空間構造を追跡する上で中心的な役割を果たします。この研究では、CaIIK線とBalmerH-ガンマ線およびH-デルタ線の等価幅を使用して、低解像度スペクトルから金属性の値を計算する、新しい一連の分光金属性校正を紹介します。これは、CaIIKとバルマー線の間をマッピングする等価幅の範囲を拡張することにより、Laydenからの以前のキャリブレーションに基づいて構築されています。私たちは、このキャリブレーションを一貫性、再現性、拡張可能な方法でスペクトルに適用するソフトウェアrrlfeを開発しました。このソフトウェアはオープンソースであり、コミュニティで利用できます。キャリブレーションは、将来追加のデータセットで更新される可能性があります。
初期のCME伝播方向の指標としてのコロナルディミング
| Title |
Coronal_dimmings_as_indicators_of_early_CME_propagation_direction |
| Authors |
Shantanu_Jain,_Tatiana_Podladchikova,_Galina_Chikunova,_Karin_Dissauer,_Astrid_M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13942 |
コロナ質量放出（CME）は、宇宙天気に重大な影響を与えるプラズマと磁場の太陽爆発であり、地球に向けられた場合、技術システムに混乱を引き起こし、電力網に潜在的な損傷を引き起こす可能性があります。太陽と地球の線に沿った従来のコロナグラフは、地球指向のCMEの初期進化を正確に追跡するのに苦労しています。コロナ減光、極端紫外線（EUV）および軟X線放射の局所的な減少は、噴火中の質量損失と膨張に起因する低コロナにおけるCMEの重要な指標です。この研究では、コロナルディミングの拡大に基づいてCMEの初期伝播方向を推定する新しい方法、DIRECD(CMEDirectionの調光推定推定)を導入します。このアプローチには、幾何学的な円錐モデルを使用したCMEの3Dシミュレーションが含まれ、幅、高さ、発生源の位置、半径方向からのたわみなどのパラメーターを調査します。次に、減光の進行の主な方向が決定され、逆問題が解決されて、さまざまな高さ、幅、およびたわみのCMEコーンのアンサンブルが再構成されます。太陽球へのCMEの正射影を減光幾何学と比較することにより、3DCME方向が導出されます。2011年10月1日と2011年9月6日のケーススタディを通じて検証されたDIRECDメソッドは、CMEの初期の伝播方向を明らかにします。2011年10月1日のCMEは主に南東に向かって拡大していますが、2011年9月6日のCMEは北西に向かって傾斜しています。これらの発見は、多視点のコロナグラフィー観察を使用した以前の研究と一致しています。この研究は、初期のCME方向推定におけるコロナ減光情報の有用性を実証し、宇宙天気予報に貴重なデータを提供し、クロノグラフの視野で観測する前に地球への潜在的な悪影響を軽減することができる。
放射恒星内部の方位角磁気回転不安定性による角運動量と化学輸送
| Title |
Angular_momentum_and_chemical_transport_by_azimuthal_magnetorotational_instability_in_radiative_stellar_interiors |
| Authors |
Domenico_G._Meduri_(1_and_2),_Laur\`ene_Jouve_(1),_Fran\c{c}ois_Ligni\`eres_(1)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13962 |
進化する星内での角運動量(AM)と化学元素の輸送については、まだ十分に理解されていません。最近の観測では、低質量主系列星や赤色巨星の放射核の回転が古典的な恒星の進化モデルの予測よりも桁違いに遅く、またそれらの表面軽元素の存在量が少なすぎることが示された。磁気流体力学(MHD)乱流は、放射性の恒星内部での輸送を強化する可能性がありますが、その効率はまだほとんど不確実です。今回我々は、球殻内での3DMHD直接数値シミュレーションを使用して、方位角磁気回転不安定性(AMRI)によるAMおよび化学元素の輸送を調査します。まず、ローカルおよびグローバルな線形安定性研究から予想されるパラメータ領域におけるAMRIの証拠を提供し、次にその非線形進化を分析します。非成層流れについては、磁気プラントル数Pmの値が$0.6～1$の範囲でAMRI駆動のダイナモ作用が観測されており、これは世界規模の設定でこれまでに報告された最小値です。$\text{Pm}=1$での安定な成層(Boussinesq近似の下で)を考慮すると、乱流はむしろ過渡的であり、浮力効果が増加すると均一性が低下し、等方性が低くなります。層状化が十分に大きい場合、AMの輸送は半径方向外側に発生し、マクスウェル応力によって支配されることがわかります。浮力の効果が強化されると、関連する乱流の粘度が減少し、ブラント-Vの周波数に対する回転速度の比の平方根に比例してスケールし、たとえば赤色巨星コアが限界に達する可能性があると予測しています。数千年の均一な回転状態.受動的スカラーを使用すると、化学元素の輸送を研究することができます.化学乱流の拡散係数は、乱流の粘度と同様に層化に応じて変化しますが、最近の恒星の進化モデルによって示唆されているように、振幅は低くなります。質量星。
太陽周回衛星と風力発電の同時測定で明らかになった、0.03~auスケールでのコロナ質量放出の性質の不一致: 2021年11月3日～5日のイベント
| Title |
Discrepancies_in_the_Properties_of_a_Coronal_Mass_Ejection_on_Scales_of_0.03~au_as_Revealed_by_Simultaneous_Measurements_at_Solar_Orbiter_and_Wind:_The_2021_November_3--5_Event |
| Authors |
F._Regnault,_N._Al-Haddad,_N._Lugaz,_C._J._Farrugia,_W._Yu,_B._Zhuang,_E._E._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14046 |
プラズマと磁場の両方を含むコロナ質量放出(CME)を、放射状に配置された2台の宇宙船で同時にその場で測定することは非常にまれです。ここでは、2021年11月3日から5日にソーラー・オービター(SolO)とWindによって測定されたそのようなCMEの1つについて報告します。その際、探査機は半径方向に0.13天文単位、角度方向にわずか2.2{\deg}だけ離れていました。CMEのマグネティッククラウド(MC)部分に焦点を当てます。SolOとWindの間のMC内のRおよびN磁場成分と速度プロファイルに顕著な変化が見られます。太陽から遠く離れた宇宙船では、明らかな圧縮の痕跡もなく、より大きな速度が観察されます。探査機は互いに接近しており、MC内の高速磁気音波速度を計算しているため、観測された差異の理由として時間的進化は除外され、MC構造の2.2{\deg}を超える空間変動が観測された差異の中心であることが示唆されます。。さらに、SolOの衝撃特性を使用して、風からわずか5時間31時間離れた衝撃では到着時間が2時間30遅すぎると予測します。SolO測定値からWindにおける磁場の南北成分を予測すると、相対誤差は55%になります。これらの結果は、宇宙船間の角度間隔が2.2{\deg}(または円弧長で0.03au)という低い角度であっても、観測されたCME特性に大きな影響を与える可能性があり、現在のCMEモデルの解像度の問題を引き起こし、我々の解析に影響を与える可能性があることを示しています。予測能力。
Be Star のディスク引き裂き: 予測された 3D 観察
私たちは、Be星の平滑化粒子流体力学シミュレーションを含む以前の研究に基づいて、円盤の引き裂きを示すモデルを3次元モンテカルロ放射伝達コードHDUSTへの入力として使用して、円盤の引き裂きプロセス全体を通してさまざまな視野角からの観測物を予測します。。20から72の軌道周期の各軌道周期の開始時に1つのシミュレーションを実行します。これは2つの完全な円盤引き裂きイベントをカバーします。結果として得られる観察物の傾向は、観察者とティアリングディスクの相対位置に依存していることがわかります。$\rmH\alpha$等価幅、$V$の大きさ、偏光はすべて、観察者の視点に応じて、任意の組み合わせで増加または減少する可能性があります。$\rmH\alpha$ラインプロファイルには、引き裂きプロセス全体にわたる強度とピーク分離の変化も表示されます。引き裂かれた系の外側の円盤が$\rmH\alpha$線のプロファイルにどのように大きな影響を及ぼし、また波長依存の偏光位置角度にも寄与し、結果として偏光パーセンテージに同様の鋸歯状の形状が得られるかを示します。最後に、過去に円盤引き裂きイベントが発生したことを示唆する証拠が存在するプレイオネ(タウ28度)と私たちの予測を比較します。私たちのティアリングディスクモデルは、プレイオネの観測点で見られる傾向とほぼ一致し、プレイオネで観察された2成分の$\rmH\alpha$線を生成できることがわかりました。これは、これまでのところ、プレイオネの円盤が実際に引き裂きイベントを経験したことを示す最も強力な証拠です。
PNe における存在量の決定: 大きな化学的不均一性に対処する方法
| Title |
Abundance_determination_in_PNe:_How_to_deal_with_large_chemical_inhomogeneities |
| Authors |
Christophe_Morisset_and_Jorge_Garcia-Rojas_and_Veronica_Gomez-Llanos_and_Hektor_Monteiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14244 |
惑星状星雲(PNe)の存在量の決定は、星の進化とホスト銀河の化学進化を理解するために重要です。星雲内に金属が豊富な相の存在が疑われる場合に伴う複雑な問題について説明します。我々は、主に金属再結合線を放出する低温領域の存在には、この低温気相の濃縮度を正確に評価するための詳細な処理が必要であることを実証した。
dm-cm波長における太陽スペクトルイメージング観測の物理と宇宙天気への応用
| Title |
The_physics_of_solar_spectral_imaging_observations_in_dm-cm_wavelengths_and_the_application_on_space_weather |
| Authors |
Baolin_Tan,_Yihua_Yan,_Jing_Huang,_Yin_Zhang,_Chengming_Tan,_and_Xiaoshuai_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14360 |
最近、いくつかの新しい太陽電波望遠鏡が稼働し、デシメートル(dm)およびセンチメートル(cm)の波長ではるかに高い解像度のスペクトル画像観測を提供しました。これらの望遠鏡には、ミンガンツスペクトル電波ヘリオグラフ(MUSER、周波数0.4～15GHz)、拡張オーエンズバレー太陽電池アレイ(EOVSA、周波数1～18GHz)、およびシベリア電波ヘリオグラフ(SRH、周波数3～15GHz)が含まれます。24GHz）。これらの観測は、太陽物理学と宇宙天気を研究する、特にコロナ磁場を診断する前例のない機会を提供し、太陽噴火と関連する非熱エネルギーの放出、粒子の加速と伝播、および関連する放出メカニズムの基本的な性質を明らかにします。これらの結果は、悲惨で強力な宇宙気象現象の発生を予測するための宇宙天気モデリングへの重要な入力となる可能性があります。他の太陽物理学者や宇宙天気研究者に有意義な参考資料を提供するために、この論文は主に、dm-cm波長での太陽電波スペクトルイメージング観測の潜在的な科学的問題と、宇宙天気の分野でのその応用の可能性について議論することに焦点を当てています。これらの成果は、上記の太陽電波望遠鏡で得られる最新および将来の観測データを活用する上で参考となるものとなります。
コンパクトな天体を含む連星を端から近くで見た場合、質量、半径、および連星分離に関する特定の条件下で周期的な増光イベントが発生する可能性があります。このようなフレアは、一方の物体が他方の物体に重力レンズ作用を及ぼすことによって引き起こされ、いわゆる自己レンズフレアと呼ばれます。自己レンズフレアの主な特徴を効率的に再現し、さまざまな空調査の検出感度分析を容易にするシミュレーションツールを紹介します。我々は、2つの白色矮星、または他の小型天体(中性子星やブラックホール)を含む白色矮星からなる系を探索する際に、いくつかの代表的な調査の検出見通しを推定します。既存の調査では、そのようなシステムを検出する能力はわずかしかありません。しかし、近い将来、ベラ・ルービン天文台を含む多くのそのようなシステムが調査によって検出可能になる可能性があると私たちは推定しています。私たちは、システムパラメータのランドスケープ全体にわたるダブルコンパクト天体の自己レンズフレアの検出可能性の定量的分析と、そのようなフレアを恒星フレア、衛星の輝き、衛星の輝きなどの交絡事象から区別するための調査および追跡アプローチの定性的な議論を提供します。宇宙線。我々は、TESS、ZTF、およびLSSTによって、それぞれ0.3、3、および247個の二重白色矮星系を検出できると推定しています。中性子星やブラックホール伴星を伴う同様の数の系が検出される可能性がありますが、そのような連星の数密度はモデルに依存するため、検出は推定値であることに注意してください。このようなバイナリは、バイナリ進化の最終状態のモデルを制約するために使用できます。
太陽電子ビーム -- ラングミュア波の相互作用とそれが太陽電子ビームのスペクトルをどのように変化させるか: 太陽圏で行われた一致の太陽周回衛星の観測
| Title |
Solar_Electron_Beam_--_Langmuir_Wave_Interactions_and_How_They_Modify_Solar_Electron_Beam_Spectra:_Solar_Orbiter_Observations_of_a_Match_Made_in_the_Heliosphere |
| Authors |
Camille_Y._Lorfing,_Hamish_A._S._Reid,_Raul_Gomez-Herrero,_Milan_Maksimovic,_Georgios_Nicolaou,_Christopher_J._Owen,_Javier_Rodriguez-Pacheco,_Daniel_F._Ryan,_Domenico_Trotta,_Daniel_Verscharen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14444 |
ソーラーオービターの4つの現場計測器は、0.5～1auの太陽中心距離で多数の高エネルギー電子イベントを記録しました。私たちは、電子束の変化の原因を理解し、電子スペクトルで観察される特徴の起源と特徴を特定するために、3つのイベントの高エネルギー電子束、スペクトル、ピッチ角分布、関連するラングミュア波、およびタイプIII太陽電波バーストを分析します。私たちは、電子ビームの特性と太陽風の状態が、エネルギーの関数としてのラングミュア波の成長と電子のピーク束のスペクトルの変化に関連していることを調査します。我々は、電子スペクトルの切れ目が観察されるエネルギーで、ラングミュア波の局所的発生と同時間の、デカkeV範囲の共鳴波動粒子相互作用によって引き起こされる電子束の速度分散と準線形緩和を観察する。我々は、事象発生時の電子束の進化を通じて、これらの相互作用が10keVおよび50keV付近で観察されるスペクトル特徴の原因であることを示し、Kontar&Reid(2009)によるシミュレーション結果を裏付けた。これらのシグネチャはピッチ角散乱とは無関係です。私たちの調査結果は、異なるセンサーからのデータを扱うときに重複するFOVを使用することの重要性を強調しています。この研究では、すべてのその場機器からの観察を活用して、高エネルギーの電子束がビームとプラズマの相互作用によってどのように変化し、その結果局所スペクトルに現れる特定の特徴がどのように生じるかを初めて解明しました。数値シミュレーションで裏付けられた我々の結果は、より広範囲の太陽中心距離に拡張することができます。
太陽コロナ高速磁気音響波列の群速度の特性としての重心速度
| Title |
The_centroid_speed_as_a_characteristic_of_the_group_speed_of_solar_coronal_fast_magnetoacoustic_wave_trains |
| Authors |
Dmitrii_Y._Kolotkov,_Valery_M._Nakariakov,_Maximilien_Cloesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14512 |
コロナプラズマの高度にフィラメント化された性質は、磁気流体力学波や振動などのコロナ内の動的プロセスに大きな影響を与えます。コロナプラズマの不均一性によって誘導される高速磁気音響波は、強い幾何学的分散を示し、準周期的な高速伝播(QFP)波列を形成します。QFP波列は、極紫外線画像データやマイクロ波や低周波無線で間接的に観察され、コロナ内の磁気結合、エネルギー、物質輸送の理解を助けます。しかし、地震学的解析の重要なパラメータとして、QFP波列の場に整列した群速度を測定することは、強い分散とそれに伴う波列包絡線の急速な展開のため困難です。我々は、面低$\beta$コロナプラズマ不均一性で形成されたQFP波列の群速度が、波列の重心速度と呼ばれる波列の有効質量中心の伝播を通じて評価できることを実証する。この重心速度は、潜在的に観測可能なものとして、波列内で最もエネルギーの高いフーリエ高調波の群速度に対応することが経験的に示されています。重心速度は、周囲のコロナとの導波路密度のコントラストにはほとんど影響を受けず、横方向の密度プロファイルの急峻度に応じて変化することがわかります。群速度の尺度としての重心速度と、対応する波長での位相速度との間の不一致は70%に達することが示されており、これはエネルギー束の推定と観測の解釈にとって重要です。
CHASEで観察された2つのフィラメントセグメントの結合による長いフィラメントの形成
| Title |
Formation_of_a_long_filament_through_the_connection_of_two_filament_segments_observed_by_CHASE |
| Authors |
H.T._Li,_X._Cheng,_Y.W._Ni,_C._Li,_S.H._Rao,_J.H._Guo,_M.D._Ding_and_P.F._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14531 |
中国のH$\alpha$SolarExplorerとSolarDynamicsObservatoryからの観測結果をもとに、長いフィラメントの形成過程におけるイメージングと分光診断を紹介します。シードフィラメントは、2022年9月13日約05:00UTに最初に出現しました。その後、徐々に成長して近くの別のフィラメントセグメントに接続し、同じ日の約20:00UTに長いフィラメントを構築しました。CHASEH$\alpha$スペクトルは、長いフィラメントのメインスパインで軽度の広がりを伴う明らかな重心吸収を示しており、これはフィラメント物質の蓄積の証拠として解釈されます。さらに興味深いことに、フィラメントの根元付近では、フィラメント形成中のH$\alpha$スペクトルで持続的な赤方偏移が検出されており、これはフィラメント材料の継続的な排出を示しています。さらに、極端紫外画像とマグネトグラムを調べると、2つのフィラメントセグメントの接合部でEUVジェットと増光が繰り返し現れ、そこでは反対の磁気極性が収束して互いに打ち消し合っていることがわかりました。これらの結果は、2つのフィラメントセグメントの磁性構造を接続するだけでなく、冷たい材料の一部がフィラメントに落ちたとしても、おそらく注入された高温プラズマの凝縮によってフィラメントチャネルに冷たい材料を供給する断続的な磁気再接続の発生を示唆しています。同時にフットポイントも。
大マゼラン雲の惑星状星雲の連星中心星
| Title |
Binary_central_stars_of_planetary_nebulae_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
M._G{\l}adkowski_(1),_M._Hajduk_(2),_R._Smolec_(3),_R._Szczerba_(1),_I._Soszy\'nski_(4)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Toru\'n,_Poland,_(2)_Department_of_Geodesy,_Institute_of_Geodesy_and_Civil_Engineering,_Faculty_of_Geoengineering,_University_of_Warmia_and_Mazury,_ul._Olsztyn,_Poland,_(3)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warszawa,_Poland,_(4)_Astronomical_Observatory,_University_of_Warsaw,_Warszawa,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14556 |
惑星状星雲(PNe)の近接連星中心星は、恒星の1つが経験する巨大段階の間に共通のエンベロープ進化を通じて形成されたに違いありません。連星系から包絡線への角運動量の伝達により、連星の分離距離が赤色巨星の半径からAUの数十分の1程度まで短縮されます。したがって、惑星状星雲の近接連星中心星は、進化の共通包絡線段階を研究するための実験室となる。銀河の近接連星分率はさまざまな空の調査で測定されていますが、マゼラン雲の近接連星分率はまだ十分に拘束されておらず、今回の結果は、低金属量環境における共通エンベロープ進化の研究に役立つ可能性があります。この論文は、OGLE調査のデータに基づいたマゼラン雲惑星状星雲の変動性に関する研究の続きを紹介します。以前、私たちは小マゼラン雲のOGLEデータを分析しました。ここでは、研究を大マゼラン雲(LMC)に拡張します。この論文では、LMCにおける連星の割合と周期分布を制限することを目的として、近接した連星の中心星を探索します。我々は、OGLE-IIIおよびOGLE-IV調査からのIバンド画像で、LMC内のPNeに対応する290個のPNeを特定しました。しかし、OGLEデータベースでは10個の天体の光度曲線にアクセスできなかったため、280PNeの時系列測光を分析しました。合計32個の変数が見つかりましたが、そのうち5個が前景オブジェクトであることが判明しました。別の18個の天体は、中心星の連星に起因しない不規則または規則的な変動を示しています。それらのステータスと変動の性質は、次の論文で検証されます。周期0.24日から23.6日のPNeの連星中心星が9個発見された。LMCPNeについて得られた割合は、不完全性を補正せずに3.3^(+2.6)_(-1.6)%です。
GN-z11: 第二世代星の形成と大質量星団内に降着する大質量ブラックホールを目撃
| Title |
GN-z11:_witnessing_the_formation_of_second_generation_stars_and_an_accreting_massive_black_hole_in_a_massive_star_cluster |
| Authors |
F._D'Antona,_E._Vesperini,_F._Calura,_P._Ventura,_A._D'Ercole,_V._Caloi,_A._F._Marino,_A._P._Milone,_F._Dell'Agli_and_M._Tailo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14558 |
私たちは、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって最近z=10.6で観測された窒素に富んだ若い原始銀河GN-z11が、原始的なガスと漸近巨大分岐(AGB)噴出物からの第2世代星の形成の結果である可能性を探ります。巨大な球状星団または核星団。我々は、大質量AGB星の噴出物によって汚染され、標準組成を有するガスと混合したガスから形成される第2世代が、GN-z11スペクトルにおける異常に大きいN/Oの原因となることを示す。大質量（4～7.5M$_{\odot}$）AGBの進化のタイミングは、GN-z11で観察される中心恒星質量ブラックホールが活動銀河核段階まで成長するのに好ましい環境も提供する。私たちのモデルによれば、前駆系は$\simeq260-380$Myrの宇宙年齢に誕生し、再電離前の時代に十分収まります。
最小限の QCD Axion による初期と後期のストリング ネットワーク
我々は、ペッセイ・クイン（PQ）対称性が十分に大きな空間スケールでのみ回復するように、インフレ前シナリオとインフレ後シナリオの間にある最小QCDアクシオン暗黒物質の新しい体制を提案する。これは新たな宇宙論的進化につながり、ストリングとドメインウォールが地平線に再突入し、通常のインフレ後の体制よりも遅く、おそらくはQCDクロスオーバー後であっても消滅します。このようなダイナミクスは、PQ対称性がインフレーション変動によって回復した場合、つまりインフレーション中のハッブルパラメーター$H_I$がPQ破壊スケール$f_a$よりも大きい場合に発生する可能性がありますが、その後熱的に回復しません。フォッカー・プランク方程式を解くことで、平均してPQ対称性が回復するために必要なインフレーションeフォールドの数を推定します。さらに、デ・ジッター変動によって動径モードが最小値から変位するパラメータ空間の大部分では、インフレーション後に動径モードがそのポテンシャルの上限を超えて振動することによりストリングネットワークが形成されることを示します。どちらの場合も、後期弦ダイナミクスにつながるPQポテンシャルの$H_I/f_a$と4次結合$\lambda$の次数1の範囲を特定します。この領域では、宇宙論的な暗黒物質の存在量は、$10^{-2}~{\rmeV}$までのアクシオン質量に相当する、天体物理学的制約$O(10^8)$GeV程度の低いアクシオン崩壊定数で再現できます。、$O(10)M_\odot$ほどの大きさのミニクラスターも含まれます。
電弱理論のスケール不変拡張は、弱いスケールを動的に生成できるためだけでなく、過冷却宇宙論的一次相転移を促進する役割があるため、魅力的です。私たちは、標準モデルの最小スケール不変$U(1)_{\rmD}$拡張を研究し、原始ブラックホール(PBH)が豊富に生成できることを発見しました。PBHの質量は、過冷却の量を制限するQCD触媒作用により、上から月の質量によって境界付けられます。暗いヒッグスvev$v_\phi\simeq20~\rmTeV$に対して生成される月質量PBHは、HSCレンズ異常を説明する最も可能性の高いものに対応します。$v_\phi\gtrsim400~\rmTeV$の場合、このモデルは暗黒物質の100%を説明できます。さらに大きな階層のスケールでは、$511~\rmkeV$ラインに寄与する可能性があります。HSC異常解釈によって生成される重力波(GW)信号は大きく、天体物理学前景上のLISAによって検出可能ですが、PBHに関する暗黒物質解釈は、エントロピーによる信号の希釈のため、GW検出によって完全に排除することはできません。長寿命の$U(1)_{\rmD}$スカラーの減衰中に注入されます。この長い寿命は、スケールの大きな階層構造の自然な結果です。
中性子星で暗黒セクターを探る
中性子の寿命など、中性子やカオンの弱い崩壊の測定における緊張は、標準モデル(SM)には存在しない新しい粒子やダイナミクスの存在を物語っている可能性があります。ダークセクターのあるシナリオでは、SMの粒子と弱く結合する粒子が表示されます。我々は、そのような可能性の焦点を絞った概観を提供し、中性子星の構造やダイナミクスを調べる中性子星の観察がどのようにそれらを制限するかを説明します。これらの制約を実現する際に、高密度バリオン物質内の粒子プロセスの評価が新たな全体像にどのような影響を与えるかを強調し、制約のフレーバー構造と、暗黒物質とバリオ生成のコジェネシスモデルとの広範な関係の両方を強調します。
CP違反カップリングを介した高密度恒星物質中のアクシオン供給
| Title |
Axion_sourcing_in_dense_stellar_matter_via_CP-violating_couplings |
| Authors |
Filippo_Anzuini,_Antonio_G\'omez-Ba\~n\'on,_Jos\'e_A._Pons,_Andrew_Melatos,_Paul_D._Lasky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.13776 |
中性子星や白色矮星のようなコンパクトな天体は、CP違反のアクシオン-フェルミオン結合により、アクシオンのような粒子やQCDアクシオンを供給する可能性があります。アクシオン場の大きさは、星の密度とアクシオンとフェルミオンの結合の強さに依存します。我々は、既存の制約よりも1桁小さいCP違反結合でさえ、拡張されたアクシオン場構成を引き起こすことを示します。アクシオンのような粒子の場合、アクシオンのエネルギーは$10^{13}$G程度の推定磁場を持つ中性子星の磁気エネルギーに匹敵し、白色矮星の磁気エネルギー量を1桁以上超えます。一方、QCDアクシオン場に蓄積されるエネルギーは、予測されるCP違反結合が小さいため、桁違いに低くなります。ソースされたアクシオン場は、星の表面から放出される光子を偏光させ、電波帯域のエネルギーで光子の生成を刺激できることが示されています。
大気対流における半組織構造と乱流
大気対流境界層(CBL)は3つの基本的な部分で構成されます。(i)不安定に成層され、非常に複雑な性質の小規模な乱流によって支配される表層。(ii)CBLコアは、半組織化構造(大規模循環)のエネルギー、運動量、および物質輸送が支配的であり、局所的な構造剪断によって生じる小規模な乱流の寄与が小さい。(iii)負の(下向きの)潜在温度の乱流束を伴う本質的に安定した成層を特徴とする、上部境界の乱流同伴層。大気の安定成層乱流と大気対流乱流の表層に関して以前に開発されたエネルギーと束の収支（EFB）理論は、乱流エネルギーと浮力と運動量の乱流束の収支方程式を使用してCBLコアに拡張されました。CBLコアの場合、半組織構造のアスペクト比の関数として、半組織構造の運動エネルギーと熱エネルギーだけでなく、全体的な乱流特性(半組織構造の体積全体にわたって平均)を決定します。構造の垂直サイズと乱流の積分スケールの間のスケール分離パラメータ。得られた理論的関係は、大気対流境界層におけるアプリケーションのモデリングに潜在的に役立つ可能性があります。
ラストール重力における不均一異方性プラズマに浸されたカー様ブラックホールの周りの光の伝播 I: 運動方程式の解析解
| Title |
Light_propagation_around_a_Kerr-like_black_hole_immersed_in_an_inhomogeneous_anisotropic_plasma_in_Rastall_gravity_I:_Analytical_solutions_to_the_equations_of_motion |
| Authors |
Mohsen_Fathi,_Marco_Olivares,_Jos\'e_R._Villanueva,_Norman_Cruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14017 |
この論文では、不均一な異方性電子低温プラズマに囲まれたラストールの重力理論内の回転ブラックホールの外部幾何学における光線軌道の挙動を調査します。プラズマの周波数プロファイルを指定することにより、楕円積分とヤコビ楕円関数を使用して、時空座標の時間発展に対する完全な解析解を導き出します。これらの解は、考えられるさまざまな軌道を示しています。研究全体を通じて、結果を真空の場合と比較し、プラズマの影響を強調しました。さらに、解析ソリューションを利用して、考慮した時空のレンズ方程式を確立します。この研究では、いくつかの例を提示することで、臨界軌道における球状光子軌道の重要性についても取り上げています。
最小限の予熱による重力暗黒物質
前回の研究に続いて、私たちはインフレトンの自己共鳴によって引き起こされる最小限の予熱中の重力暗黒物質生成の探索を続けます。この状況では、インフレーション終了後のインフレーション潜在力を特徴付ける無次元の指標パラメータ$n$が1つだけ存在し、これが重力暗黒物質遺物の存在量に関する確実な予測につながります。格子法を使用して、インフレトン自己共鳴中の関連量の非摂動的進化を処理し、インフレトン凝縮とゆらぎ消滅の両方から生じる重力暗黒物質遺物の存在量を導き出します。$n=2$では存在しませんが、$n=4,6$では前者が後者よりも優位になる可能性があります。我々の結果は、$1.04~(2.66)\times10^{14}$GeVの重力暗黒物質質量が、$n=4$の暗黒物質遺物の存在量の観測値に対応することを示しています(6)。
分子雲におけるメタン生成生命とアセト生成生命の可能性
パンスペルミアのようなモデルによると、宇宙には生命体が存在し、地球生命の祖先は星間空間からやって来ました。当然、分子雲にも生命が存在する可能性があります。ここで著者は、最終代謝産物としてメタンを使用する分子雲におけるメタン生成生命の可能性について議論します。計算によれば、メタン生成による化学反応が十分な自由エネルギーを放出できることが容易にわかります。もしメタン生成生命が太陽系前星雲に存在するなら、それらは地球生命の祖先である可能性があり、いくつかの分子生物学の研究によってすでに暫定的な証拠がいくつか存在する。
壁を通って輝く光は、隠されたマグネターからのアクシオンの境界を照らす
| Title |
Light_Shining_Through_Wall_Bounds_on_Axions_From_Obscured_Magnetars |
| Authors |
Dibya_S._Chattopadhyay,_Basudeb_Dasgupta,_Amol_Dighe,_Mayank_Narang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14298 |
アクシオンまたはアクシオン様粒子（ALP）と光子との結合により、光子が振動して光学的に不透明な領域から逃げてALPになる可能性があります。この現象は、LightShiningthroughWall(LSW)シナリオと見なすことができます。このLSW技術は、ALPと光子の結合($g_{a\gamma}$)を制約するために制御された実験室環境で以前に使用されてきましたが、これが天体物理環境にも適用できることを示します。私たちは、特に隠されたマグネターがこの目的の優れた候補であることを発見しました。マグネターから放出された光子の一部は、マグネター近傍でALPに変換され、大きな吸収柱密度を通過し、星間磁場により光子に戻る可能性があります。観測された磁束とマグネターからの推定された固有磁束を比較すると、この過程の寄与を制限することができ、したがって$g_{a\gamma}$を制限することができます。マグネター付近の共鳴変換の影響や星間物質内のALP光子振動が注意深く考慮されています。適切なマグネター候補PSRJ1622-4950を採用すると、ALPと光子の結合は$g_{a\gamma}\lesssim(10^{-10}-10^{-11})$GeV$^で制約できることがわかります。低質量アクシオンの場合は{-1}$($m_a\lesssim10^{-12}$eV)。私たちの研究は、ALP-光子結合の探査と制約のために、隠れたマグネターにLSW技術を採用するというこれまで実現されていなかった可能性を明らかにしました。
修正された重力における恒星および準星物理学の紹介
標準的なレーン・エムデン形式と、ゆっくりと回転する物体に関連した形式について説明します。その前に、ポリトロープ状態方程式のさまざまな形式を簡単に紹介します。これにより、いくつかの例で実証されているように、特定の重力理論の枠組みで幅広いクラスの天体物理オブジェクトを研究することができます。レーン・エムデン形式を使用して、星や準星天体における軽元素の燃焼過程と冷却モデルについて説明します。
太陽風条件下でのツイストフラックスロープの乱流と粒子の励起
| Title |
Turbulence_and_particle_energization_in_twisted_flux_ropes_in_solar-wind_conditions |
| Authors |
Oreste_Pezzi,_Domenico_Trotta,_Simone_Benella,_Luca_Sorriso-Valvo,_Francesco_Malara,_Francesco_Pucci,_Claudio_Meringolo,_William_H._Matthaeus,_Sergio_Servidio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14428 |
コンテクスト。宇宙および天体物理的プラズマにおける荷電粒子の輸送とエネルギー付与を制御するメカニズムについては、まだ議論が続いています。プラズマ乱流は強力な粒子加速器であることが知られています。フラックスロープやプラズモイドなどの大規模な構造は、粒子の閉じ込めに寄与し、粒子の高速励起につながる可能性があります。これらの構造は、スケール間の乱流非線形伝達の特性を変更することもあります。目的。私たちは、大規模な磁束ロープがどのように摂動されるかを調査し、同時に、より小規模なスケールへの乱流エネルギーの非線形伝達に影響を与えることを研究します。次に、これらの構造が粒子の輸送とエネルギー付与にどのような影響を与えるかを検討します。方法。私たちは、太陽風条件下で大規模な磁束ロープに摂動を与え、場合によっては乱流を引き起こすために、磁気流体力学シミュレーションを採用しています。次に、粒子テスト法を使用して、摂動されたフラックスロープ内での粒子輸送とエネルギー付与を調査します。結果。大規模な螺旋状磁束ロープは、特に初期摂動の振幅が大きくない場合(~5%)に、より小規模なスケールへの乱流カスケードを抑制します。この場合、粒子の輸送は構造内で阻害されます。粒子の高速加速は、大規模な磁束ロープ内の閉じ込められた動きの段階に関連して発生します。
ニュートリノ重力散乱におけるスピン振動
| Title |
Spin_oscillations_in_neutrino_gravitational_scattering |
| Authors |
Mridupawan_Deka_(1),_Maxim_Dvornikov_(1_and_2)_((1)_JINR,_(2)_IZMIRAN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14475 |
私たちは、厚い磁化された降着円盤に囲まれた回転ブラックホールから粒子が散乱する間のニュートリノのスピン振動を研究します。ニュートリノのスピン歳差運動は、ニュートリノの磁気モーメントと、トロイダル成分とポロイダル成分の両方を持つ円盤内の磁場との相互作用によって引き起こされます。スピン振動を考慮した、観測されたニュートリノ束の計算は、高性能並列コンピューティングを使用した、多数の到来テスト粒子の伝播の数値シミュレーションに基づいています。得られた結果は、以前の調査結果を大幅に改善します。天体物理学ニュートリノの観測への応用について簡単に説明します。
ピエール・オージェ天文台による無菌ニュートリノと結合した準安定超重暗黒物質の制約
| Title |
Constraints_on_metastable_superheavy_dark_matter_coupled_to_sterile_neutrinos_with_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Abdul_Halim,_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_R._Aloisio,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_L._Apollonio,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J.C._Arteaga_Vel\'azquez,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A._Bakalova,_F._Barbato,_A._Bartz_Mocellin,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_M._Bianciotto,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_S._Cabana-Freire,_L._Caccianiga,_F._Campuzano,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14541 |
暗黒物質粒子の寿命が宇宙の年齢よりもはるかに長い場合、暗黒物質粒子は超重くなる可能性があります。超高エネルギーニュートリノと光子に対するピエール・オージェ天文台の感度を利用して、超軽量の無菌ニュートリノのセクターに超重粒子を結合することで、超重粒子の寿命要件を満たす素粒子物理学の標準モデルの特定の拡張を制約します。。私たちの結果は、典型的な暗結合定数0.1の場合、活動ニュートリノと無菌ニュートリノの間の混合角$\theta_m$は、おおよそ$\theta_m\lesssim2.5\times10^{-6}(M_X/10^)を満たす必要があることを示しています。$2.3\times10^8$と$10^{11}~$GeVの間の暗黒物質粒子の質量$M_X$の場合、9~\mathrm{GeV})^{-2}$。
スケール不変真空パラダイム: 主な結果と現在の進捗状況のレビュー (パート II)
| Title |
The_Scale_Invariant_Vacuum_Paradigm:_Main_Results_and_Current_Progress_Review_(Part_II) |
| Authors |
Vesselin_G._Gueorguiev_and_Andre_Maeder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14569 |
標準的なアインシュタイン一般相対性理論(EGR)の拡張としてワイル積分可能幾何学(WIG)に基づくスケール不変真空(SIV)パラダイム内の主な結果の概要を示します。数学的枠組みを簡単にレビューし、弱場のSIV方程式と再パラメータ化パラダイム内の不適切な時間パラメータ化の概念との関係も強調した後、初期宇宙に関連する主な結果を続けます。つまり、インフレーション、ビッグバン元素合成、SIV内での密度変動の増大への応用です。後期宇宙におけるSIVパラダイムの応用は、銀河、MOND、暗黒物質、および矮小回転楕円体のスケール不変力学に関連しており、MONDはSIV理論の特殊なケースであることがわかります。最後に、最近の時間時代内で、日の長さ(LOD)の変化の一部(約0.92cm/年)が、地球-月系におけるSIV効果によって説明できることを強調します。
潜在的なバイアス下での膨張変動を伴う磁壁の安定性と重力波の兆候
| Title |
Stability_of_domain_walls_with_inflationary_fluctuations_under_potential_bias,_and_gravitational_wave_signatures |
| Authors |
Naoya_Kitajima,_Junseok_Lee,_Fuminobu_Takahashi_and_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14590 |
最近の研究では、初期のインフレーション変動を伴う磁壁が長距離相関による個体数の偏りに対して顕著な安定性を示すことが示され、先行研究の主張に異議を唱えています。この論文では、潜在的なバイアスの存在下でこれらの磁壁のダイナミクスを研究し、熱揺らぎによるものよりも数倍長い寿命で磁壁が崩壊することを示します。これは磁壁間の平均距離の差として解釈され、面積パラメータに依存する磁壁寿命の新しい式を導き出すことができます。さらに、このような磁壁によって発生する重力波のスペクトルを計算したところ、ピーク周波数とピーク存在量の両方が面積パラメータに依存して低下することがわかりました。これらの発見に基づいて、等方性宇宙複屈折を説明するために必要なアクシオン磁壁の真空縮退の程度も決定します。
ルナ27号着陸船で月の揮発性物質の同位体同位体を探査する分光計
| Title |
Spectrometer_to_Explore_Isotopologues_of_Lunar_Volatiles_on_Luna-27_Lander |
| Authors |
Viacheslav_Meshcherinov,_Iskander_Gazizov,_Viktor_Kazakov,_Maxim_Spiridonov,_Yuri_Lebedev,_Imant_Vinogradov,_Mikhail_Gerasimov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.14608 |
揮発性物質の研究と水の探索は、2028年に月の南極に着陸する予定のルナ27号ミッションの主な目的です。ここでは、調整可能なダイオードレーザー分光計(DLS-L)を紹介します。着陸船に乗ってください。DLS-Lは、レゴリスから熱分解によって発生する揮発性物質の同位体分析を実行します。この記事では、分光計の設計と同位体シグネチャ検索の特性評価について詳しく説明します。私たちは、その場でD/H、18O/17O/16O、13C/12C比を測定することにより、月の地球化学に関する知識を広げることを楽しみにしています。これは、サンプルを汚染することなく月の土壌同位体を直接研究できる他に類を見ないものとなる可能性があります。。
微分可能で加速された球面調和関数とウィグナー変換
科学と工学の多くの分野では、球面多様体で定義されたデータに遭遇します。球面データのモデリングと分析では、高度な球面調和関数変換が必要になることが多く、機械学習やその他の微分可能なプログラミングタスクのための勾配の効率的な計算がますます必要になります。球$\mathbb{S}^2$と回転群$\text{SO}(3)$上の一般化フーリエ変換、つまりそれぞれ球面調和関数とウィグナー変換の高速かつ微分可能な計算のための新しいアルゴリズム構造を開発します。我々は、高調波次数まで安定であり、極めて並列化可能なWigner$d$関数の計算のための再帰的アルゴリズムを提案します。これを分離可能な球面変換と緊密に結合することにより、最新のハードウェアアクセラレータ(GPUなど)の高スループットコンピューティングに適した、非常に並列化可能な構造を示すアルゴリズムが得られます。また、勾配を効率的に計算できるように、自動および手動のハイブリッド微分アプローチも開発します。私たちのアルゴリズムは、S2FFTソフトウェアコードのJAX微分可能プログラミングフレームワーク内に実装されています。等角サンプリングやHEALPixサンプリングなど、球体の多数のサンプリングがサポートされています。サンプリング定理が認められる球面サンプリングでは、計算誤差は機械精度程度です。代替のCコードに対してベンチマークを行った場合、最大400倍の加速が観察されました。さらに、複数のGPUに分散する場合、アルゴリズムが高度に並列化されバランスが取れているため、GPUの数が増加しても最適に近い線形スケーリングが実現します。十分な数のGPUへのアクセスが提供されるため、変換は前例のない効果的な線形時間計算量を示します。
