非ガウス尤度への分配関数アプローチ: マクロカノニカル分配とマルコフ連鎖の複製
| Title |
Partition_function_approach_to_non-Gaussian_likelihoods:_macrocanonical_partitions_and_replicating_Markov-chains |
| Authors |
Maximilian_Philipp_Herzog,_Heinrich_von_Campe,_Rebecca_Maria_Kuntz,_Lennart_R\"over,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16218 |
モンテカルロ手法は、非ガウス尤度および多変量尤度を探索するための標準的な数値ツールです。サンプリング効率を高めるために、オリジナルのMetropolis-Hastingsアルゴリズムの多くの変形が提案されています。アンサンブルモンテカルロの動機に基づいて、化学ポテンシャル$\mu$に類似したパラメーターによって制御されるリザーバーと粒子を交換することによってマルコフ連鎖の数を変化させることができます。これにより、マクロカノニカルの代わりにマクロカノニカルからミクロ状態をサンプリングするランダムプロセスが効果的に確立されます。カノニカルアンサンブル。本論文では、ベイズマクロカノニカル分配関数に基づいた統計的推論のためのマクロカノニカルサンプリング理論を開発し、それによって情報理論量と熱力学特性との関係を明らかにします。さらに、マクロカノニカルサンプリングのアルゴリズム$\texttt{AvalancheSampling}$を提案し、さまざまなおもちゃの問題や、宇宙論的パラメータ$\Omega_m$と$w$の尤度に、超新星距離の赤方偏移の関係。
シミュレーションベースの推論を使用してクエーサーから再電離の歴史を学ぶ
銀河間物質(IGM)の電離状態の歴史全体を理解することは、天体物理学と宇宙論の最前線にあります。これを達成する有望な方法は、中立IGMから減衰翼信号を抽出することです。数百の赤方偏移$z>6$クエーサーが観測されるため、前例のない忠実度で電離率の詳細な時間変化を決定できることが期待されます。ただし、パラメータ推論に対する従来のアプローチは十分に正確ではありません。クェーサーのスペクトルから宇宙の中性部分を推測するシミュレーションベースの推論(SBI)法のパフォーマンスを評価します。SBI法は減衰翼の形状情報を巧みに利用し、中立部分$\left<x_{\rmHI}\right>_{\rmv}$と翼の位置$w_p$の正確な推定を可能にします。重要なのは、SBIフレームワークはこれら2つのパラメーター間の縮退をうまく解消し、両方の不偏な推定値を提供することです。これにより、SBIは擬似尤度関数を使用する従来の方法よりも優れています。私たちは、今後観測される数百のhigh-$z$スペクトルからの共同推論を通じて宇宙の電離履歴を確実に決定するためにSBIが不可欠になると予想しています。
ユークリッドの準備。未定。クラスター弱レンズ解析のためのユークリッドと地上測光による銀河の色の選択
| Title |
Euclid_Preparation._TBD._Galaxy_colour_selections_with_Euclid_and_ground_photometry_for_cluster_weak-lensing_analyses |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_G._F._Lesci_(1_and_2),_M._Sereno_(2_and_3),_M._Radovich_(4),_G._Castignani_(1_and_2),_L._Bisigello_(5_and_4),_F._Marulli_(1_and_2_and_3),_L._Moscardini_(1_and_2_and_3),_L._Baumont_(6),_G._Covone_(7_and_8_and_9),_S._Farrens_(6),_C._Giocoli_(2_and_10),_L._Ingoglia_(1),_S._Miranda_La_Hera_(6),_M._Vannier_(11),_A._Biviano_(12_and_13),_S._Maurogordato_(11),_N._Aghanim_(14),_A._Amara_(15),_S._Andreon_(16),_N._Auricchio_(2),_M._Baldi_(17_and_2_and_3),_S._Bardelli_(2),_R._Bender_(18_and_19),_C._Bodendorf_(18),_D._Bonino_(20),_E._Branchini_(21_and_22),_M._Brescia_(7_and_8_and_9),_J._Brinchmann_(23),_S._Camera_(24_and_25_and_20),_V._Capobianco_(20),_C._Carbone_(26),_J._Carretero_(27_and_28),_S._Casas_(29),_F._J._Castander_(30_and_31),_M._Castellano_(32),_S._Cavuoti_(8_and_9),_A._Cimatti_(33),_et_al._(203_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16239 |
私たちは、クラスター弱レンズ解析で背景銀河サンプルを正確に定義することを目的として、ユークリッドと地上ベースの測光から銀河の色の選択を導き出します。これらの選択は、銀河クラスターのEuclidデータ分析パイプラインに実装されます。任意の測光バンドのセットを考慮して、純度のしきい値を考慮して、選択の完全性を最大化する最適な銀河の色の選択をキャリブレーションする方法を開発します。このような色の選択は、レンズの赤方偏移の関数として表されます。地上ベースの$griz$バンドとユークリッド$Y_{\rmE}J_{\rmE}H_{\rmE}$バンドを使用して銀河の選択を校正します。どちらの選択でも97%を超える純度が得られます。$griz$選択の完全性は、レンズの赤方偏移範囲$z_{\rml}\in[0.2,0.8]$で30%から84%の範囲です。$grizY_{\rmE}J_{\rmE}H_{\rmE}$を完全に選択すると、完全性は最大$25$パーセンテージポイント向上し、$z_{\rml}$の範囲は最大$z_{\rml}=1.5$。キャリブレーションされた色の選択は、サンプルの制限等級と赤方偏移の変化に対して安定しており、$griz$バンドに基づく選択は、実際の外部データセットとシミュレートされた外部データセットで優れた結果を提供します。さらに、さまざまな地上望遠鏡から得られた代替の測光絞り定義を使用して、校正された選択により安定した結果が得られます。$griz$の選択は、文献にある色の選択と比較して、高赤方偏移ではより純粋で、低赤方偏移ではより完全です。地上ベースのデータから単一バンドの観測値が欠落している場合でも、キャリブレーションされた色の選択によって堅牢な結果が得られることを示します。最後に、ステージIIIの調査では、色の選択が平均乗算せん断バイアス$m$における1$\sigma$の不確実性内の変動を意味することを示します。最初のEuclidデータリリースでは、バックグラウンド選択が$m$に与える影響についてのさらなる洞察が得られます。
ELT-ANDES分光器による宇宙論と基礎物理学
| Title |
Cosmology_and_fundamental_physics_with_the_ELT-ANDES_spectrograph |
| Authors |
C.J.A.P._Martins,_R._Cooke,_J._Liske,_M.T._Murphy,_P._Noterdaeme,_T.M._Schmidt,_J.S._Alcaniz,_C.S._Alves,_S._Balashev,_S._Cristiani,_P._Di_Marcantonio,_R.S._Gon\c{c}alves,_R._Maiolino,_A._Marconi,_C.M.J._Marques,_M.A.F._Melo_e_Sousa,_N.J._Nunes,_L._Origlia,_C._P\'eroux,_A._Zanutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16274 |
19世紀の最先端の分光法は量子力学の発見につながり、20世紀の分光法は量子電気力学の確認につながりました。最先端の21世紀の天体物理分光器、特にESOのELTにあるANDESは、存在することが知られ発見を待っている新しい物理学の探索とその特性評価において重要な役割を果たす新たな機会を持っています。。私たちは、詳細なシミュレーションと予測技術に頼って、この点に関する4つの重要な例、つまりビッグバン元素合成、宇宙マイクロ波背景温度の変化、物理法則の普遍性のテスト、およびモデルに依存しない膨張のリアルタイムマッピングを議論します。宇宙の歴史(赤方偏移ドリフトとも呼ばれます)。最後の2つは、ELTの主要な科学推進要因の1つです。また、ESOコミュニティが2030年代の基本的な宇宙論において有意義な役割を果たすために何が必要であるかを強調し、たとえANDESが無効な結果しか提供しなかったとしても、そのような「最低限保証された科学」は主要な宇宙論に対する制約の形になることを示します。パラダイム:これらは、従来の宇宙論的探査機から得られるパラダイムから独立しており、競合する可能性があります。
CMB分極による時空対称性の破れの側面を再検討する
| Title |
Reexamining_aspects_of_spacetime-symmetry_breaking_with_CMB_polarization |
| Authors |
Nils_A._Nilsson_and_Christophe_Le_Poncin-Lafitte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16368 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の直線偏光は、最後の散乱の表面におけるパリティ違反の物理現象に非常に敏感であり、これによりEモードとBモードの混合、つまり{\it宇宙複屈折}として知られる効果が生じる可能性があります。これは、機器の偏光校正角度の縮退により、最近まで検出が困難でした。最近、$\beta={0.35^\circ}\pm0.14^\circ$で非ゼロの宇宙複屈折角が検出された可能性が報告され、同時に誤校正角度が決定され、解析から差し引かれました。この主張から出発して、ローレンツおよびCPT違反の一般的な有効場理論におけるパリティ違反項の結合定数への$\beta$の単純なマップを利用します。報告された$\beta$の制約が、時空対称性の破れに関するCMB研究から得られた現在の片側上限と一致することを示し、この検出の意味と解釈について議論します。
$\Lambda$CDM を超える物理学上の制約
| Title |
$5_\sigma$_tension_between_Planck_cosmic_microwave_background_and_eBOSS_Lyman-alpha_forest_and_constraints_on_physics_beyond_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Keir_K._Rogers,_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16377 |
$\Lambda$CDMで解析されたプランク宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、および超新星データの組み合わせは、波数$\での線形物質パワースペクトルの推論において、eBOSSLy$\alpha$フォレストと4.9$\sigma$張力にあることがわかりました。sim1h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$およびredshift=3。モデル拡張はこの緊張を軽減できます。原始パワースペクトル($\alpha_\mathrm{s}\sim-0.01)の傾斜で実行されます。$);粒子質量$\sim10^{-25}$eVの超軽量アクシオン暗黒物質(DM)の一部$\sim(1-5)\%$または質量$\sim90$eVの温かいDM。新しいDESI調査と高精度のモデリングは、この不一致の原因を特定するのに役立ちます。
非線形重力進化は、観測された宇宙密度場に強い非線形性を引き起こし、パワースペクトルの共分散に正の非対角相関をもたらします。これにより、パワースペクトルの情報飽和が引き起こされました。たとえば、非線形パワースペクトルからのニュートリノ質量制約は、$z=0$で線形の対応するスペクトルよりも$\sim2$倍低くなります。この論文では、非線形再構成法が非線形宇宙場からの宇宙論的情報をどのように改善するかを調査します。Quijoteシミュレーションからの冷たい暗黒物質フィールドに非線形再構成を適用することにより、非線形再構成により宇宙論的パラメーターの制約が大幅に改善され、線形理論の限界にほぼ達することがわかりました。ニュートリノ質量の場合、結果は線形パワースペクトルより$12\%$低いだけであり、理論的には最良の結果です。これにより、非線形再構成は、現在および今後の銀河調査からニュートリノ情報を抽出するための効率的で有用な方法となります。
再イオン化の時代からの 21 cm 信号: ガウス過程回帰による前景除去への機械学習のアップグレード
| Title |
21-cm_Signal_from_the_Epoch_of_Reionization:_A_Machine_Learning_upgrade_to_Foreground_Removal_with_Gaussian_Process_Regression |
| Authors |
Anshuman_Acharya,_Florent_Mertens,_Benedetta_Ciardi,_Raghunath_Ghara,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Sambit_K._Giri,_Ian_Hothi,_Qing-Bo_Ma,_Garrelt_Mellema,_Satyapan_Munshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16633 |
近年、ガウス過程回帰(GPR)ベースのフレームワークが、低周波アレイ(LOFAR)によって収集されたデータからフォアグラウンドを軽減するために開発され、再電離時代(EoR)からの21cmの信号パワースペクトルを測定しました。コズミック・ドーン。ただし、この方法では、EoR信号の共分散が誤って推定された場合、かなりの量の信号損失が発生する可能性があることに注意してください。より優れた共分散モデルを取得するには、変分自動エンコーダー(VAE)ベースのアルゴリズムを使用して、{\ttGRIZZLY}シミュレーションでトレーニングされたカーネルを使用することを提案します。この研究では、GPRで使用されるこの機械学習ベースのカーネル(VAEカーネル)の機能を、さまざまなシミュレーションからの模擬信号でテストし、$\約$10泊($\約$141時間)に相当するノイズレベルを調査することによって調査します。)、LOFARによる観察は$\約$100泊($\約$1410時間)です。私たちの研究は、VAEカーネルを使用すると、ほとんどの場合、以前に使用された共分散モデルよりも形状とパワーの両方が良好に回復し、2$\sigma$の不確実性の範囲内で21cm信号の抽出に成功する可能性を示唆しています。また、GPRの過去のアプリケーションで特定された過剰ノイズ成分の役割を調査し、VAEカーネルのパフォーマンスに対する赤方偏移の依存の可能性をさらに分析します。後者により、さまざまな赤方偏移での将来のLOFAR観測に備えたり、他の望遠鏡の結果と比較したりすることができます。
Stage-IV 宇宙せん断の固有の位置合わせに関する精度要件
| Title |
Accuracy_requirements_on_intrinsic_alignments_for_Stage-IV_cosmic_shear |
| Authors |
Anya_Paopiamsap,_Natalia_Porqueres,_David_Alonso,_Joachim_Harnois-Deraps,_C._Danielle_Leonard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16812 |
宇宙論的な弱いレンズ研究の文脈では、固有配列(IA)は、その原因となる物理的プロセスの理解が不十分であるため、モデル化するのに最も複雑な天体物理学的体系の1つです。IAの多数のモデリングフレームワークが文献で提案されており、純粋に現象論的なもの、または対称性に基づく議論の摂動的な扱いに基づいています。しかし、これらのアプローチのいずれも、特に比較的小さなスケール($k\simeq1\,{\rmMpc}^{-1}$)での宇宙シアーデータに対するIAsの影響を正確に記述することができます。この観測値がどの感度に敏感であるかは明らかではありません。ここでは、将来のステージIV調査による宇宙せん断解析の文脈で許容できる、真の根底にある固有の配列とそれらを記述するために使用される理論モデルとの間の不一致のレベルを定量化します。私たちは、物理ベースのアプローチと完全に不可知な処方の両方をカバーする、この「IA残差」を説明するさまざまなモデルを検討します。検討したすべてのケースで同じ定性的結果が得られます。ステージIVの宇宙シアー調査では、$\sim10\%$レベルでのIA寄与のモデル化の誤りにより、$\lesssim0.5\sigma$のシフトが生じます。最終的な宇宙論的パラメータ制約。したがって、現在および将来のIAモデルはこのレベルの精度の達成を目指す必要があり、これは十分な柔軟性を備えたモデルでは実現不可能ではありません。
ハッブル定数の制約における Ia 型超新星の役割
従来の/最も研究されている局所距離ラダー測定では、Ia型超新星(SNeIa)が3段のうち2段で使用されます。2段目では、セファイドや赤色巨星の枝の先端(TRGB)などの標準的なローソク足によってその明るさが校正されます。3番目の段では、高い輝度と標準化可能性により、SNeを使用して距離と赤方偏移の間の「ハッブル」関係を校正できます。局所的には、距離ラダー解析の大部分で、$>70$km/s/Mpcというハッブル定数$H_0$の高い値が検出されます。CMB観測による推定値との食い違いを考慮すると、$H_0$の測定において超新星が果たす役割については綿密な精査が必要となる。ここでは、主な方法論、距離ラダーの超新星成分に関する多くのクロスチェック、および研究されたさまざまな体系をレビューします。さまざまな局所解析から見られる小さな不一致を説明するために、超新星が果たす重要な役割を検討します。また、逆距離ラダーを使用する解析についても説明します。この解析では、同様の超新星セットを逆方向に使用し、$H_0$という低い値が得られます。利用可能なすべての証拠を考慮すると、体系的な超新星測定や超新星で測定できる宇宙の非$\Lambda$CDM成分がハッブル張力を説明するのに役立つ方法を見つけるのは難しいと我々は結論付けています。
ダークセクター向けの統一された TDiff 不変場理論
| Title |
A_unified_TDiff_invariant_field_theory_for_the_dark_sector |
| Authors |
David_Alonso-L\'opez,_Javier_de_Cruz_P\'erez,_Antonio_L._Maroto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16836 |
この研究では、宇宙論的なダークセクターの統一モデルを提示します。この理論は、単純な最小結合スカラー場に基づいており、その作用には正準運動項のみが含まれており、横微分同相写像(TDiff)の下では不変です。モデルには$\Lambda$CDMと同じ数の自由パラメータがあります。Planck2018CMB距離事前分布、Pantheon+およびSH0ESSNIa距離係数、6dFGS、BOSS、eBOSS、DESからのBAOデータポイント、および宇宙クロノメーターからのハッブルパラメーターの測定からのデータを使用して、バックグラウンドレベルでのモデルの予測に直面します。このモデルはジョイントフィット分析で優れた結果を提供し、逸脱情報基準(DIC)において$\Lambda$CDMと比較して非常に強力な証拠を示しています。また、さらなる解析がまだ必要であるものの、プランク2018とSH0ES測定の間のハッブル張力が統合TDiffモデルで軽減できることも示します。
| Title |
Solving_the_Hubble_tension_at_intermediate_redshifts_with_dynamical_dark_energy |
| Authors |
Isaac_Tutusaus,_Martin_Kunz,_L\'eo_Favre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16862 |
宇宙の現在の膨張率、ハッブル定数$H_0$は重要な宇宙量です。ただし、その値を測定する2つの異なる方法は一致しません。低赤方偏移距離ラダーを構築すると、$\Lambda$CDM宇宙論における高赤方偏移の観測から$H_0$を推定するよりも高い値が得られます。この緊張を解決するためのほとんどのアプローチは、ローカル距離ラダーを変更することによって非常に低い赤方偏移で作用するか、逆距離ラダーの正規化を変更する新しい物理学を導入することによって高い赤方偏移で作用します。ここでは、代わりに中間赤方偏移におけるハッブル張力に対処する方法について説明します。低赤方偏移正規化と高赤方偏移正規化を変更せずに維持することにより、光度と角直径距離が重なる赤方偏移範囲で距離の二重性の違反が見つかります。我々は、光度距離を角直径距離と一致させる赤方偏移に依存する体系的効果を導入することによって、この問題を「解決」します。結果として生じる拡張履歴は$\Lambda$CDMと互換性がなくなりましたが、これは動的ダークエネルギーコンポーネントで修正できます。このようにして、中間の赤方偏移におけるハッブル張力を解くことができます。
CSST 銀河の BAO 測定と AGN 分光サーベイの予測
| Title |
Forecasting_the_BAO_Measurements_of_the_CSST_galaxy_and_AGN_Spectroscopic_Surveys |
| Authors |
Haitao_Miao,_Yan_Gong,_Xuelei_Chen,_Zhiqi_Huang,_Xiao-Dong_Li,_and_Hu_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16903 |
中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の分光調査では、1億個を超える銀河スペクトルや数百万個の活動銀河核(AGN)スペクトルを含む、膨大な数のスリットレススペクトルが取得されることが期待されています。これらのスペクトルを利用することで、大きな赤方偏移範囲にわたってバリオン音響振動(BAO)信号を優れた精度で測定できます。この研究では、0<z<1.2での再構成後の銀河パワースペクトルと0<z<4での再構成前のAGNパワースペクトルのCSST測定を予測し、BAOを制約することによって異なる赤方偏移ビンでのBAO信号を導出します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用したパラメータのスケーリング。我々の結果は、CSST分光探査が銀河探査とAGN探査でそれぞれ1%と3%以上の精度で正確なBAO測定を提供できることを示しています。低い赤方偏移で同じ範囲の現在の測定値と比較することで、精度を$2\sim3$倍向上させることができ、悲観的な場合でも同様の精度を得ることができます。また、CSSTによるBAO測定データを用いて宇宙論パラメータの制約を検討し、暗黒物質のエネルギー密度、ハッブル定数、暗黒エネルギーの状態方程式に対する厳しい制約結果を取得します。
再電離時代に対する天体物理散乱の影響 [H I]$_{\rm 21cm}$ バイスペクトル
| Title |
Impact_of_astrophysical_scatter_on_the_Epoch_of_Reionization_[H_I]$_{\rm_21cm}$_bispectrum |
| Authors |
Chandra_Shekhar_Murmu,_Kanan_K._Datta,_Suman_Majumdar_and_Thomas_R._Greve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17062 |
最初の星形成銀河が宇宙の再電離の主な推進力であると考えられています。通常、再電離時代の大規模電離マップの半解析的/数値モデリングでは、銀河内部の星形成率(SFR)とホストのハロー質量との間には1対1の関係があると想定されています。しかし、より正確なシミュレーションと観測は、ホストのハロー質量が同じであっても、銀河内のSFRと電離光度が大幅に異なる可能性があることを示唆しています。この天体物理散乱は、宇宙論的[HI]$_{\text{21cm}}$信号に追加の非ガウス性を導入する可能性があります。これは、再電離による固有の時間発展非ガウス性を持つことがすでに予想されています。ここでは、半数値シミュレーションを使用して、[HI]$_{\text{21cm}}$バイスペクトルに対する散乱の影響を研究しました。散乱は主に小さなイオン化領域に影響を与えますが、大きなイオン化バブルはほとんど影響を受けません。ただし、散乱による[HI]$_{\text{21cm}}$バイスペクトルの部分的な変化は、大規模スケールでは$10$の因数を超えることがわかります($\lesssim1\,{\rmMpc}^{-1}$)、統計的に有意ではないことがわかります。ただし、小さなスケール($k\sim2.55\、{\rmMpc}^{-1}$)、$\overline{x}_{\rmHI}\sim0.8$です。また、SKA1-Lowのような1000時間の観測では、これらの小さなスケールでの散乱の痕跡を検出する可能性は低いこともわかりました。
C I IM Lup 原始惑星系円盤の円盤大気を追跡する
| Title |
C_I_Traces_the_Disk_Atmosphere_in_the_IM_Lup_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Charles_J._Law,_Felipe_Alarc\'on,_L._Ilsedore_Cleeves,_Karin_I._\"Oberg,_Teresa_Paneque-Carre\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16233 |
中心星とその高エネルギー放射場は、惑星形成円盤の垂直および放射状の化学構造を設定する上で重要な役割を果たします。我々は、原始惑星系円盤の紫外線照射された表面を初めて明確に明らかにした観測結果を発表する。具体的には、アルマ望遠鏡による[CI]$^3$P$_1$-$^3$P$_0$のアーカイブ観測を用いて、IMLup円盤における原子から分子(CIからCO)への遷移を空間的に解決します。。放射が半径${\estimate}$600auまで検出された場合のCI放射高さz/r$\gtrsim$0.5を導き出します。未解決の観測やモデルから推定されたCI高さを持つ他の星系と比較すると、IMLup円盤のCI層のスケール高さは他の円盤のほぼ2倍であり、その高度に広がった性質が裏付けられています。CIは、$^{12}$CO(z/r$\about$0.3-0.4)よりも実質的に高い、狭くて光学的に薄い層から生じます。これにより、空間全体にわたる物理的なガスの状態を直接制限することができます。CIからCOへの移行ゾーン。また、半径方向に分解したCIカラム密度プロファイルを計算し、2$\times10^{16}$cm$^{-2}$のディスク平均CIカラム密度を求めます。これは、${\about}$3-20$です。空間分解能CI検出を備えた他のディスクよりも\倍$低い値です。IMLup円盤で提案されている、埋め込まれた巨大惑星や光蒸発風のいずれかによる、垂直下部構造やCIの空間的に局所的な偏差の証拠は見つかりませんでしたが、ロバストな制約のためにはより深い観測が必要であることを強調します。
TOI-1670 c は、コンパクトな系にある 40 日の公転周期の暖かい木星で、よく整列しています
| Title |
TOI-1670_c,_a_40-day_Orbital_Period_Warm_Jupiter_in_a_Compact_System,_is_Well-aligned |
| Authors |
Jack_Lubin,_Xian-Yu_Wang,_Malena_Rice,_Jiayin_Dong,_Songhu_Wang,_Brandon_T._Radzom,_Paul_Robertson,_Gudmundur_Stefansson,_Jaime_A._Alvarado-Montes,_Corey_Beard,_Chad_F._Bender,_Arvind_F._Gupta,_Samuel_Halverson,_Shubham_Kanodia,_Dan_Li,_Andrea_S.J._Lin,_Sarah_E._Logsdon,_Emily_Lubar,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Jayadev_Rajagopal,_Aripta_Roy,_Christian_Schwab,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16237 |
我々は、長周期系外惑星システムにおける恒星傾斜角(SOLES)プロジェクトの一環として、ロシター・マクラフリン効果を介した暖かい木星系外惑星TOI-1670cの天空投影傾斜角$\lambda$の測定結果を報告します。私たちは、キットピーク国立天文台の3.5メートルWIYN望遠鏡でNEIDを使用して、2023年4月20日UT中に連続7時間、トランジットウィンドウを観察しました。TOI-1670は、温暖木星(P~40日、惑星c)の内部に海王星亜(P~11日、惑星b)を抱えており、内部伴星を持つ温暖木星のダイナミクスを調査する機会を提供します。さらに、TOI-1670cは現在、空に投影された傾斜角が測定されたこれまでで最も長い周期の惑星の1つです。惑星cは主星に対して$\lambda$=-0.3+/-2.2度でよく整列していることがわかります。TOI-1670cは、単一星の周りに整列する暖かい木星と複数惑星系の整列する惑星の拡大する国勢調査に加わります。
原始星の煙道: ジェットと流出はサブミリメートルの塵粒子を円盤からエンベロープに持ち上げているのでしょうか?
| Title |
Protostellar_chimney_flues:_are_jets_and_outflows_lifting_submillimetre_dust_grains_from_discs_into_envelopes? |
| Authors |
L._Cacciapuoti,_L._Testi,_L._Podio,_C._Codella,_A.J._Maury,_M._De_Simone,_P._Hennebelle,_U._Lebreuilly,_R._S._Klessen_and_S._Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16315 |
クラス0/Iの若い恒星(年齢$\sim10^{4-5}$年)の内部エンベロープで測定された低塵不透明度スペクトル指数($\beta<1$)は、(サブ-)これらの環境ではミリメートルの塵粒が発生します。密度条件と崩壊するエンベロープの寿命は、ミリメートルサイズまでの固体の成長にとって不利であることが証明されています。代替案として、磁気流体力学シミュレーションは、原始星ジェットと流出が星周円盤から粒子を持ち上げ、それらをエンベロープ内に拡散させる可能性を示唆している。我々は、クラス0/I源のCALYPSOサンプルの利用可能なデータを再構成し、内部エンベロープで測定された$\beta_{1-3mm}$の値とジェットの質量損失率との間の逆相関の暫定的な証拠を示します。流出し、両者のつながりをサポートします。我々は、円盤から内部エンベロープへの塵の輸送が惑星形成のいくつかの側面に与える影響について議論します。最後に、輸送シナリオをさらにテストするために必要な、相関量の両方のより正確な測定と、この作業をより大きなサンプルに拡張することを強く求めます。
地上画像による木星の対流圏アンモニアの空間変動
光学バンドパスフィルター観測を簡単に処理して、中赤外線およびマイクロ波観測と同様の木星雲頂上の水平方向のアンモニア分布を決定することができます。この分布と、エアロゾルの不透明度、雲頂の圧力、および循環との関係についての現在の理解は、主要な地上施設や宇宙船からの観測を使用した大気検索モデルによって提供されます。これらの技術は、アンモニア分布に関する忠実度の高い情報を回復しますが、空間的および時間的な範囲は限られています。この適用範囲のギャップの一部である対流圏上部の存在量は、CombesandEncrenaz[1979]によって提案されているように、連続体分割されたアンモニアとメタンの吸収画像を使用することで埋めることができます。2020年から2021年にかけて、木星が645nmのアンモニア吸収バンドと隣接する連続体バンドで撮像され、そのバンドの空間分解光学的深さが0.28mのシュミット・カセグレン望遠鏡（SCT）で測定できることが実証されました。2022年には、同じ波長範囲のメタン吸収画像を含めるために620nmフィルターが追加されました。メタン存在量は、アンモニア存在量、特に雲上のカラム平均モル分率を決定するための一定の基準となります。VLT/MUSEの結果は、これらのSCTの結果、およびIRTFおよびジェミニ望遠鏡で使用されるTEXES中赤外分光計からの結果と比較されます。赤道帯(EZ)のアンモニア増強、北赤道帯(NEB)の減少、大赤斑(GRS)上の減少、および北部EZの明るいプルームの示唆される増強など、子午線および経度方向の特徴が検査されます。この研究は、宇宙船または主要な地上施設のキャンペーン間の総括的範囲と継続性を提供できる有意義なアンモニア監視を実証しています。
褐色矮星大気における動的結合運動化学 -- II．直接画像化された木星系外惑星における雲と化学の関係
JWSTは褐色矮星大気に関する高忠実度の時間依存データを取得する予定であるため、直接画像化された木星亜惑星についても同様のことが期待されています。この新しい機能により、スペクトルの特徴とその時間依存性を説明するための完全な3D理解の必要性が、考慮すべき重要な側面になりつつあります。直接画像化された木星亜惑星の大気特性を調べるために、3次元Exo-FMS大循環モデル(GCM)を使用して、金属強化された一般的な若い木星亜天体をシミュレートします。Exo-FMSを速度化学スキーム、トレーサーベースの雲形成スキーム、およびスペクトル放射伝達モデルと組み合わせて、大気の熱化学的および力学的特性に関する化学的および雲のフィードバックを考慮します。私たちの結果は、雲と化学物質の間で大気の3D温度構造への非常に複雑なフィードバックがあり、緯度差をもたらし、光球面の圧力で時間依存の嵐の特徴を引き起こすことを示しています。これは、空間的な雲の範囲と大気の化学組成との間に強いつながりとフィードバックがあり、雲の不透明度のフィードバックによって引き起こされる温度変化と動的運動が化学種の挙動を引き起こすことを示唆しています。さらに、一般的に使用される測光バンドにおける大気の変動性と周期性を調査するために、モデルの緯度依存および時間依存のスペクトルも生成します。全体として、私たちの取り組みにより、系外惑星の3Dシミュレーションに含まれる物理学は、現代の1D放射対流平衡モデリングと同等のものになりました。
SAGE: 透過分光法に対する星の活動の影響を制限するツール
| Title |
SAGE:_A_tool_to_constrain_impacts_of_stellar_activity_on_transmission_spectroscopy |
| Authors |
Hritam_Chakraborty,_Monika_Lendl,_Babatunde_Akinsanmi,_Dominique_J.M._Petit_dit_de_la_Roche,_Adrien_Deline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16864 |
透過分光法は、通過する系外惑星の大気を研究するための実績のある技術です。しかし、星の表面の不均一性、斑点や白斑は、観察される透過スペクトル、つまり星の汚染効果を変化させます。星の活動の変動する性質により、複数の時代の観測をつなぎ合わせて、系外惑星の大気の潜在的な変動を評価することも困難になります。この論文では、透過スペクトルに対する恒星の活動の時間依存的な影響を補正するツールであるSAGEを紹介します。ピクセル化アプローチを使用して、斑点と白斑を含む星の表面をモデル化し、辺の暗化と回転線の広がりを完全に考慮します。現在のバージョンは、低解像度から中解像度のスペクトル向けに設計されています。私たちはSAGEを使用してF型からM型宿主の星の汚染を評価し、さまざまなスポットサイズと位置をテストし、四肢の暗化の影響を定量化しました。我々は、縁部の暗化により恒星円盤上のスポット位置の重要性が高まり、円盤中心に近いスポットが縁部付近のスポットよりも透過スペクトルに強く影響することが判明した。さらに、四肢の暗化の色度により、汚染スペクトルの形状も変化します。さらに、SAGEを使用して、測光モニタリングから星表面の活性領域の特性と分布を取得することもできます。TESSデータを使用してWASP-69についてこれを実証し、中緯度の2つのスポットと$\sim$1%の合計カバー率が優先されることがわかりました。SAGEを使用すると、測光の変動を透過スペクトルの恒星の汚染に結びつけることができ、異なる時代で得られた透過スペクトルを共同解釈する能力が強化されます。
JDISC 調査のための惑星形成円盤の高コントラスト JWST-MIRI 分光法
| Title |
High-contrast_JWST-MIRI_spectroscopy_of_planet-forming_disks_for_the_JDISC_Survey |
| Authors |
Klaus_M._Pontoppidan,_Colette_Salyk,_Andrea_Banzatti,_Ke_Zhang,_Ilaria_Pascucci,_Karin_I._Oberg,_Feng_Long,_Carlos_Munoz-Romero,_John_Carr,_Joan_Najita,_Geoffrey_A._Blake,_Nicole_Arulanantham,_Sean_Andrews,_Nicholas_P._Ballering,_Edwin_Bergin,_Jenny_Calahan,_Douglas_Cobb,_Maria_Jose_Colmenares,_Annie_Dickson-Vandervelde,_Anna_Dignan,_Joel_Green,_Phoebe_Heretz,_Greg_Herczeg,_Anusha_Kalyaan,_Sebastian_Krijt,_Tyler_Pauly,_Paola_Pinilla,_Leon_Trapman,_Chengyan_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17020 |
JWST円盤赤外線スペクトル化学調査(JDISCS)は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の中間赤外線観測装置(MIRI)を使用して、原始惑星系円盤内部の化学の進化を理解することを目的としています。ディスク数が30を超えるサンプルが増加しているため、この調査では、MIRI中解像度分光計(MRS)を4.9～28ミクロンのスペクトル範囲全体で1:300より良好なコントラストに校正するためのカスタム手法を実装しています。これは、テミス族小惑星の観測を正確な経験的参照源として使用して達成されます。高いスペクトルコントラストにより、物理パラメータの正確な検索、希少な分子種や同位体遺伝子の検索、炭素および窒素を含む種の在庫の制限が可能になります。JDISCSは、MRS波長と分解能校正にも大幅な改善を提供します。我々は、JDISCSで校正されたデータを説明し、太陽質量の若い星FZタウの周りの円盤の観測を使用してその品質を実証します。FZタウMIRIスペクトルは、温水蒸気からの強い放射によって支配されています。水とCOの線の放出が円盤表面から発生し、約500～1500Kのガス温度の範囲を追跡することを示します。観測されたCOとH2Oの線のパラメーターを取得し、それらが表現された半径方向の分布と一致していることを示します。2つの温度成分によって計算されます。豊富な水分n(H2O)~10^-4が、少なくとも1.5auの350K等温線まで円盤表面を満たしています。我々は、FZタウ周辺で拡張発光を探索し、FZタウを取り囲むH2ガスからの大きな（半径約300天文単位）発光リングを検出し、その起源について議論します。
おお、コロナよ、どこにいるの？ eROSITA の紫外光赤外変動によって選択された低質量銀河の巨大ブラック ホールの見解
| Title |
O_Corona,_where_art_thou?_eROSITA's_view_of_UV-optical-IR_variability-selected_massive_black_holes_in_low-mass_galaxies |
| Authors |
R._Arcodia,_A._Merloni,_J._Comparat,_T._Dwelly,_R._Seppi,_Y._Zhang,_J._Buchner,_A._Georgakakis,_F._Haberl,_Z._Igo,_E._Kyritsis,_T._Liu,_K._Nandra,_Q._Ni,_G._Ponti,_M._Salvato,_C._Ward,_J._Wolf,_and_A._Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16220 |
低質量銀河($M_{*}\lessestimate10^{10}M_{\)の核内で巨大ブラックホール(MBH、$M_{BH}\estimate10^4-10^7M_{\odot}$)を発見odot}$)は、宇宙時間にわたるブラックホールの播種と成長を制限するために重要ですが、降着光度が低いため、特に困難です。長期間の測光紫外、光、または赤外(UVOIR)光曲線による変動の選択が効果的であることが証明されており、広範な光学スペクトル線と狭い光学スペクトル線の検索と比較して、より低いエディントン比を特定します。非効率的な降着領域では、X線や無線による探査が効果的ですが、それらは小さなサンプルに限られていました。したがって、選択技術間の違いは不明確なままです。今回我々は、矮小銀河にある既知のMBH候補のサンプルのX線特性に関する最初の大規模な体系的な調査を紹介します。$\sim200$UVOIR変動で選択されたMBHのサンプルのX線測光とスペクトルを抽出し、利用可能な最も深い\emph{SRG}/eROSITA画像でそのうち17個を有意に検出しました。そのうち4個は新たに発見されたX線源です2つは新しいセキュアMBHです。これは、採用されたシーディングモデルに応じて、数十から数百のLSSTMBHにSRG/eROSITAの対応物があることを意味します。驚くべきことに、検出されなかった多くのMBHの積み重ねられたX線画像は、光束と電波束の両方から推測される、活動銀河核に典型的な標準的な円盤とコロナの関係と互換性がありません。その代わりに、それらは通常の銀河で予測されるX線放射と互換性があります。潜在的なバイアスを慎重に検討した結果、このX線の弱点には物理的な原因が必要であることが判明しました。可能性としては、このUVOIR変動性で選択された低質量銀河の集団の大部分には正準X線コロナが欠けている可能性があるか、あるいは矮小銀河のMBHには異常な降着モードとスペクトルエネルギー分布が存在している可能性があります。
マゼラン流形成に関するマゼランコロナモデルの性質
| Title |
Properties_of_the_Magellanic_Corona_Model_for_the_formation_of_the_Magellanic_Stream |
| Authors |
Scott_Lucchini,_Elena_D'Onghia,_Andrew_J._Fox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16221 |
私たちは、Lucchinietal.で紹介したマゼラン流の形成に関するマゼランコロナモデルを特徴付けます。（2020年、2021年）。高解像度の流体力学シミュレーションを使用して、マゼランコロナ(大マゼラン雲(LMC)の周囲のガス状ハロー)を含む原始マゼラン雲の特性を制約します。LMCの質量が$1.75\times10^{11}$M$_\odot$、マゼランコロナが$3\times10^5$Kで$>5\times10^9$M$_\odot$、合計は小さいマゼラン雲の質量$<10^{10}$M$_\odot$と天の川コロナ$2\times10^{10}$M$_\odot$を使用すると、観測された中性雲と天の川の合計質量を再現できます。後流のイオン化成分、流れに沿ったイオン化部分、中性ガスの形態、およびイオン化ガスの上空の範囲。シミュレーションに高度な物理ルーチンを組み込むことにより、流体力学モデルとUV吸収線分光データを初めて直接比較することが可能になります。私たちのモデルは、HST/COSおよびFUSEからのOI、OVI、およびCIV観測を再現します。マゼランコロナを含む以前のモデルで見つかったように、剥ぎ取られた物質も近くにあります（太陽からの$<50$kpc）。
重金属調査: z~1.4-2.2 の 21 個の巨大な静止銀河の星形成の制約と力学的質量
| Title |
The_Heavy_Metal_Survey:_Star_Formation_Constraints_and_Dynamical_Masses_of_21_Massive_Quiescent_Galaxies_at_z~1.4-2.2 |
| Authors |
Mariska_Kriek,_Aliza_G._Beverage,_Sedona_H._Price,_Katherine_A._Suess,_Guillermo_Barro,_Rachel_S._Bezanson,_Charlie_Conroy,_Sam_E._Cutler,_Marijn_Franx,_Jamie_Lin,_Brian_Lorenz,_Yilun_Ma,_Ivelina_G._Momcheva,_Lamiya_A._Mowla,_Imad_Pasha,_Pieter_van_Dokkum_and_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16232 |
この論文では、Keck/LRISとMOSFIREを使用して$1.4\lesssimz\lesssim2.2$で21個の巨大静止銀河の超深度中解像度スペクトルを取得した重金属サーベイを紹介します。銀河ごとのバンドあたり最大16時間の積分時間により、大気の窓で多数のバルマー吸収線と金属吸収線が観察されます。添付の論文で詳しく説明されているように、21個の銀河すべてについて分光赤方偏移を導き出すことに成功し、19個については恒星の速度分散($\sigma_v$)、年齢、元素存在量も測定しました。1つの輝線AGNを除いて、すべての銀河は、そのかすかなまたは存在しないH$\alpha$発光と進化した恒星のスペクトルによって静止していることが確認されます。かすかなH$\alpha$を示すほとんどの銀河では、[NII]/H$\alpha$の上昇は、星形成起源ではないことを示唆しています。$\sigma_v$とHST/COSMOS(-DASH)から得られる構造パラメータを組み合わせて動的質量($M_{\rmdyn}$)を計算し、分光測光モデリングを使用して導出された星の質量($M_*$)と比較します。さまざまな仮定を考慮して。固定初期質量関数(IMF)の場合、$M_{\rmdyn}/M_*$と$\sigma_v$の間に強い相関関係が観察されます。この相関関係は、高$\sigma_v$銀河の底部重量がより大きい、変動するIMFが$z\sim2$にすでに存在していたことを示唆している可能性があります。近くの初期型銀河の中心で見つかった$\sigma_v$依存IMFを実装し、恒星の質量とサイズの測定値の偏りを補正すると、$M_{\rmdyn}/M_*$に低い散乱が見つかりました。0.14デックスしかし、これらの仮定では、動的質量を34%超える非物理的な星の質量が生じます。この緊張関係は、遠方の静止銀河が単純に裏返しに成長して今日の巨大な初期型銀河になるわけではなく、その進化はより複雑であることを示唆している。
NGC 1275 の光糸状星雲の高スペクトル分解能観測
| Title |
High-Spectral_Resolution_Observations_of_the_Optical_Filamentary_Nebula_in_NGC_1275 |
| Authors |
Benjamin_Vigneron_(1),_Julie_Hlavacek-Larrondo_(1,2),_Carter_Lee_Rhea_(1,2),_Marie-Lou_Gendron-Marsolais_(3),_Jeremy_Lim_(4),_Jake_Reinheimer_(5),_Yuan_Li_(5),_Laurent_Drissen_(6,2,7,8),_Greg_L._Bryan_(9,10),_Megan_Donahue_(11),_Alastair_Edge_(12),_Andrew_Fabian_(13),_Stephen_Hamer_(13),_Thomas_Martin_(6,2),_Michael_McDonald_(14),_Brian_McNamara_(15),_Annabelle_Richard-Lafferriere_(13),_Laurie_Rousseau-Nepton_(8),_G._Mark_Voit_(11),_Tracy_Webb_(16),_Norbert_Werner_(17)_((1)_D\'epartement_de_Physique_Universit\'e_de_Montr\'eal,_(2)_Centre_de_recherche_en_astrophysique_du_Qu\'ebec,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_(4)_Department_of_Physics_The_University_of_Hong_Kong,_(5)_Department_of_Physics_University_of_North_Texas,_(6)_D\'epartement_de_physique_de_g\'enie_physique_et_d'optique_Universit\'e_Laval,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy_University_of_Hawai'i_at_Hilo,_(8)_Canada-France-Hawaii_Telescope,_(9)_Department_of_Astronomy_Columbia_University,_(10)_Center_for_Computational_Astrophysics_Flatiron_Institute,_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy_Michigan_State_University,_(12)_Department_of_Physics_Durham_University,_(13)_Institute_of_Astronomy_University_of_Cambridge,_(14)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research_MIT,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy_University_of_Waterloo,_(16)_Department_of_Physics_McGill_Space_Institute_McGill_University,_(17)_Department_of_Theoretical_Physics_and_Astrophysics_Faculty_of_Science_Masaryk_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16247 |
我々は、ペルセウス座銀河団の中心銀河であるNGC1275を取り囲む糸状星雲の新しい高スペクトル分解能観測(R=$\lambda/\Delta\lambda$=7000)を発表します。これらの観測は、フィラメント全体をカプセル化する$11\text{arcmin}\times11\text{arcmin}$の視野を持つカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡(CFHT)に設置された画像化フーリエ変換分光計SITELLEで得られました。$80\text{kpc}\times50\text{kpc}$という大きなサイズにもかかわらず、イオン化ガスの構造。ここでは、\sii$\lambda6716$、\sii$\lambda6731$、\nii$\lambda6584$、H$\alpha$における光学星雲の運動学を詳細に示す、更新された光束、速度、速度分散マップを提示します。(6563\AA)、および\nii$\lambda6548$。これらのマップは、コア内にr$\sim10$kpcまで広がり、カオス的な速度場によって支配される明るい平らな円盤状の構造が存在することを明らかにしています。この構造はX線空洞の後に位置し、$134$km/sという高い平均速度分散を特徴としています。円盤状の構造は、$r\sim50$kpcに広がったフィラメントの拡張アレイで囲まれており、そのフィラメントの光束は10倍弱く、著しく静止しており、$44$km/sの均一な平均速度分散を持っています。クラスターコアがいくつかのエネルギー現象を示すことを考えると、この安定性は不可解です。これらの結果に基づいて、銀河団内で多相ガスが形成されるメカニズムは2つあると我々は主張します。1つ目はX線空洞の影響で引き起こされ、より乱流の多相ガスを生成するもので、もう1つは穏やかで、より乱流を引き起こす2つ目の別個のメカニズムです。炉心全体に広がる大規模な混相ガス。
円盤銀河における磁場の役割: 渦巻腕の不安定性
| Title |
The_role_of_magnetic_fields_in_disc_galaxies:_spiral_arm_instability |
| Authors |
Raghav_Arora,_Christoph_Federrath,_Robi_Banerjee,_Bastian_K\"ortgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16266 |
コンテクスト。近くの銀河の渦巻き腕に沿って規則的に配置された星形成領域は、星形成の初期段階と初期条件についての洞察を提供します。これらの星形成領域が規則的に分離していることは、それらの起源が渦巻腕の不安定性であることを示唆しています。目的。私たちは、スパイラルアームの不安定性に対する磁場の影響を調査します。方法。私たちは、孤立した渦巻銀河の三次元全球磁気流体力学シミュレーションを使用し、$\beta=\infty$、$50$、$10$の3つの異なる初期プラズマ$\beta$値(熱対磁気圧力の比)を比較します。フーリエ解析を実行して、スパイラルの不安定性から形成された過密領域の分離を計算します。次に、その分離を観察結果と比較します。結果。水力の場合($\beta=\infty$)の渦巻き腕は不安定であり、最初は断片がガス流によって接続されており、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性を彷彿とさせることがわかります。$\beta=50$の場合、螺旋腕は断片化しますが、断片はより早く分離し、螺旋腕に垂直な方向に伸びる傾向があります。ただし、$\beta=10$の実行では、アームは磁気圧力による断片化に対して安定します。不安定な場合の螺旋アームは、規則的な間隔の過密な領域に断片化されます。それらの分離は、水力の場合は$\sim0.5$kpc、$\beta=50$の場合は$\sim0.65$kpcであると決定され、どちらも近くの銀河の観測と一致します。過剰密度の特性波長の中央値が小さいことがわかり、水力実験では$0.73^{+0.31}_{-0.36}$kpcであるのに対し、$実験では$0.98^{+0.49}_{-0.46}$kpcです。\beta=50$の場合。さらに、$\beta=50$の実行では、水力実行と比較して、過剰密度の増加率が高いことがわかります。$\beta=50$の実行では、断片化した腕に沿って磁性の山と谷が観察されますが、これはパーカー不安定性の特徴です。
$10^{9}<$ M$_\star<10^{11}$ M$_\odot$ 銀河の $1\leq z\leq3$ のガス貯留層を測定
| Title |
Measuring_the_gas_reservoirs_in_$10^{9}<$_M$_\star<10^{11}$_M$_\odot$_galaxies_at_$1\leq_z\leq3$ |
| Authors |
Rosa_M._M\'erida,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_David_Elbaz,_Maximilien_Franco,_Lucas_Leroy,_Georgios_E._Magdis,_Benjamin_Magnelli,_Mengyuan_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16279 |
銀河内のガスの含有量、その消費と補充を理解することは、宇宙の進化を理解する上で依然として極めて重要です。さまざまな観察ツールや分析方法を利用して、多くの研究がこの問題に取り組んできました。これらには、低遷移$^{12}$COミリメートルの回転線の調査や、銀河の遠赤外線および(サブ)ミリメートル放射の探査が含まれます。現在の施設の能力では、この研究の多くは比較的明るい銀河を中心に行われています。私たちは、$1.0\leqz\leq3.0$で、より一般的なタイプの銀河集団のガス貯留層を探索することを目指しています。ALMA1.1mmデータを積み重ねて、質量完成サンプルのガス含有量を$z=1$($\sim10^{9.2}$M$の$\sim10^{8.6}$M$_\odot$まで測定)にします。_\odot$at$z=3$)、GOODS-SのHST/CANDELSサンプルから抽出。このサンプルは、平均5,530個の青色($<b-i>\sim0.12$等級、$<i-H>\sim0.81$等級)の星形成主系列天体($\Delta$MS$\sim-0.03)で構成されています。$)。$10^{10-11}$M$_\odot$での測定値と、$10^{8-10}$M$_\odot$でのガス画分の上限を報告します。$10^{10-11}$M$_\odot$では、f$_{\mathrm{gas}}$は0.32から0.48の範囲であり、$10^までの大量完成サンプルに基づく他の研究とよく一致しています。{10}$M$_\odot$であり、個々の検出に偏った他の研究によると予想よりも低い値です。$10^{9-10}$M$_\odot$では、0.69から0.77の範囲のf$_{\mathrm{gas}}$の3$\sigma$上限が得られます。これらの上限は、$10^{10}$M$_\odot$までの質量完全サンプルに基づくスケーリング関係の外挿のレベルにあります。したがって、低質量銀河のガス含有量は、せいぜい文献のスケーリング関係から推定されるものであることが示唆されます。私たちの結果と以前の研究との比較は、より青く、より不明瞭で、より多くのMSのような物体が含まれることで、ガスレベルが徐々に低い値にどのように押し上げられるかを反映しています。
eFEDS GAMA09 場における銀河および AGN の恒星質量と星形成速度
| Title |
Stellar_Masses_and_Star-Formation_Rates_of_Galaxies_and_AGNs_in_the_eFEDS_GAMA09_Field |
| Authors |
Zhibo_Yu,_Fan_Zou,_William_N._Brandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16283 |
eFEDSは、広範囲の多波長をカバーする$\およそ$140deg$^2$の広いフィールドです。既存のデータの有用性を高めるために、CIGALEを使用してX線から遠赤外線(FIR)までの光源スペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングし、主に星の質量(M*)と星形成速度(SFR)を導き出します。通常の銀河とX線活動銀河核(AGN)。このカタログは、$\about$60deg$^2$GAMA09サブフィールドに位置する2,057,027個の銀河と10,373個のX線AGNで構成されています。当社のM*を他の入手可能なカタログと比較し、当社のSFRをFIR由来のSFRと比較することで、当社のSEDフィッティング測定の一般的な信頼性が実証されます。当社のカタログは10.5281/zenodo.10127224で公開されています。
失われたアトラクターの探索
| Title |
The_search_for_the_lost_attractor |
| Authors |
Mario_Pasquato,_Syphax_Haddad,_Pierfrancesco_Di_Cintio,_Alexandre_Adam,_Pablo_Lemos,_No\'e_Dia,_Mircea_Petrache,_Ugo_Niccol\`o_Di_Carlo,_Alessandro_Alberto_Trani,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Yashar_Hezaveh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16306 |
逆二乗引力によって特徴付けられるN体系は、重力熱災害として知られる自己類似の崩壊を示す可能性があります。星団では、連星によって崩壊が止められており、天の川銀河団の大部分はすでにこの段階に達している可能性があります。中心密度や速度分散などの巨視的変数は、崩壊後に効果的な低次元ODEシステムによって支配されると、シミュレーションに基づいて推測されています。カオス的な低次元の動きと高次元の確率的ノイズを区別することは依然として困難です。ここでは、崩壊後のダイナミクスを制限するために、3つの機械学習ツールを最先端の力学シミュレーションに適用します。関連する時系列のラグ埋め込みに関するトポロジカルデータ分析(TDA)、非線形ダイナミクスのスパース識別(SINDY)、ランダムポイントによる精度テスト(TARP)。
天の川銀河のような低速および高速 \ion{O}{6}: 恒星フィードバックの役割
| Title |
Low-_and_High-velocity_\ion{O}{6}_in_Milky_Way-like_Galaxies:_the_Role_of_Stellar_Feedback |
| Authors |
Zhijie_Zhang,_Xiaoxia_Zhang,_Hui_Li,_Taotao_Fang,_Qingzheng_Yu,_Yang_Luo,_Federico_Marinacci,_Laura_V._Sales,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16354 |
天の川型銀河は、かなりの量のバリオンと金属を含む暖かく熱いガス状ハローに囲まれています。\ion{O}{6}などの高電離イオン種の運動学と空間分布は、超新星(SN)爆発や初期(SN前)の恒星フィードバック(恒星風、輻射圧など)によって大きく影響を受ける可能性があります。ここでは、物理的に動機付けられたサブグリッド星間媒体である{\itSMUGGLE}のフレームワークの下で一連の高解像度流体力学シミュレーションを分析することにより、天の川銀河の\ion{O}{6}吸収に対する恒星のフィードバックの影響を調査します。そして、移動メッシュコード{\scArepo}の優れたフィードバックモデル。私たちは、星のフィードバックと適度な星形成活動の完全なスイートを備えた基準実行により、{\itFUSE}などの宇宙望遠鏡によって観測される銀河\ion{O}{6}の吸収を、低位のスケール高を含めて合理的に再現できることがわかりました。速度($|v_{\rmLSR}|<100\,\rmkm~s^{-1}$)\ion{O}{6}、高速の場合の柱密度$-$線幅関係($100\leq|v_{\rmLSR}|<400\,\rmkm~s^{-1}$)\ion{O}{6}、および累積\ion{O}{6}列密度。対照的に、より激しい星形成活動を伴うモデルのバリエーションは、観測からさらに逸脱します。さらに、SNフィードバックのみを考慮した実行は観測結果とほぼ一致しているが、SNフィードバックなしの実行ではこの一致が見られないことがわかり、これは星間イオンの加熱と加速におけるSNフィードバックの支配的な役割を示しています。{O}{6}。これは、星間\ion{O}{6}が主に衝突電離によって生成され、機械的フィードバックが中心的な役割を果たすという現在の状況と一致しています。対照的に、必要な高エネルギー($\gtrsim114\{\rmeV}$)光子が不足しているため、\ion{O}{6}の生成には光イオン化は無視できます。
銀河の中心10秒角の高解像度中赤外線色温度マッピング
| Title |
High-Resolution,_Mid-Infrared_Color_Temperature_Mapping_of_the_Central_10_Arcseconds_of_the_Galaxy |
| Authors |
Cuc_K._Dinh,_Anna_Cuirlo,_Mark_R._Morris,_Rainer_Sch\"odel,_Andrea_Ghez,_Tuan_Do |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16394 |
銀河ブラックホールの近隣には、G天体などのコンパクトな(未解決、またはわずかに解決された)特徴の集団だけでなく、広範囲にわたる星間ガスや塵の特徴が多数存在します。ほとんどは赤外線でよく現れます。拡張特徴の赤外線構造を解きほぐして特徴づけ、コンパクトな発生源を特定するために、ケック天文台のNIRC2イメージャーからの3.8~$\mu$m(L'フィルター)データと8.6~$\mu$m(PAH1フィルター)のデータを使用しました。超大型望遠鏡(VLT)のVISIRイメージャーからのデータを利用して、銀河中心の内半分パーセクのこれまでで最高解像度の中赤外色温度マップを作成しました。このマップから、背景から際立った特徴のカタログを作成します。特に、局所的な背景温度に対して目立つ33個のコンパクトな発生源を特定します。そのうち11個は新たに特定され、Gオブジェクト集団のメンバーの候補です。さらに、いくつかの既知の拡張特徴の形態を解決し、新たに特徴付けます。これらの結果は、より広範囲の中赤外波長にアクセスできる現在および将来のJWST研究への道を準備するものであり、ダスト温度の傾向の正確な推定が可能になります。
ハッブル宇宙望遠鏡による M31 衛星銀河の調査。 Ⅲ．近くの銀河の年齢指標としての水平分岐の校正
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope_Survey_of_M31_Satellite_Galaxies._III._Calibrating_the_Horizontal_Branch_as_an_Age_Indicator_for_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Connor_Jennings,_Alessandro_Savino,_Daniel_Weisz,_Nitya_Kallivayalil,_Andrew_Cole,_Michelle_Collins,_Andrew_Dolphin,_Annette_Ferguson,_Karoline_Gilbert,_Puragra_Guhathakurta,_Evan_Kirby,_Geraint_Lewis,_Nicolas_Martin,_Michael_Rich,_Evan_Skillman,_Roeland_van_der_Marel_and_Jack_Warfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16397 |
我々は、水平枝の形態のみを使用して、分解された金属の少ない($\rm\langle[Fe/H]\rangle\lesssim-1.5$)銀河にある古い/中期の恒星集団の平均年齢を測定するための新しい方法を提案します。(HB)と平均金属量の推定値。ハッブル宇宙望遠鏡に基づく色等級図(CMD)から測定された星形成履歴(SFH)を持つ27個のM31衛星銀河の、青と赤のHB星の比率と質量加重平均年齢を計算します。メインシーケンスターンオフ(MSTO)の経過時間。$\sim6$~Gyrよりも古い恒星集団では、平均年齢、金属量、およびHB形態の間に強い相関関係があることがわかりました。この相関により、銀河のHB形態から$\lesssim1$~Gyrの精度で平均年齢を予測することができます。私たちは、MSTOベースの堅牢な年齢を持ち、キャリブレーションサンプルに含まれていないローカルグループ銀河の正しい年齢を復元することによって、この方法を検証します。また、私たちの技術を使用して、孤立した野外銀河KKR25($11.21^{+0.70}_{-0.65}$~Gyr)とVV124($11.03^{+0.73}_{-0.68}$~Gyr)の平均年齢を測定します。これは、それらの主な星形成エピソードが数ギルにわたって続いた可能性があることを示しており、それらが環境を通じてではなく孤立してその初期型の特性（例えば、低いガス含有量、低い星形成活動）を達成したという状況を裏付けるものである。HBは最も古いMSTOよりも$\sim80\times$明るいため、私たちの方法は$\sim9$倍遠い距離にある主に古い銀河の正確な特徴的な年齢を提供できます。当社では、一般的に使用されるHST/ACSフィルターの校正を提供しています。
LAMOST DR5からの青い水平分枝星の同定
| Title |
Identification_of_Blue_Horizontal-Branch_Stars_From_LAMOST_DR5 |
| Authors |
Jie_Ju,_Wenyuan_Cui,_Zhenyan_Huo,_Chao_liu,_Xiangxiang_Xue,_Jiaming_Liu,_Shuai_Feng,_Mingxu_Sun,_Linlin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16430 |
私たちは、大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡(LAMOST)DR5データセットから青色水平分枝(BHB)星の新しいカタログを構築します。これには、銀河の高緯度にある5355+81個のBHB星が含まれています(($|Glat|>20^{\circ}$)。スペクトル線インデックスをバルマー線プロファイル選択基準のセットと組み合わせて、BHB星を識別します。選択プロセス中に、\ion{Ca}{2}\の線インデックスを使用します。,Kを使用して、金属が豊富なA型矮星を除外します。私たちは、BHB星と\citet{Xiang2022}が提供するカタログを相互照合することで、大気パラメータを取得します。結果は、私たちのサンプルが理論的な$T_{\rmeff}$-log\,$g$BHB星の進化の軌跡は、私たちの方法がLAMOSTスペクトルからBHB星を識別するのに堅牢であることを示しています。その空間分布は、BHB星のほとんどが内側のハローに位置していることを示しています文献からの他のBHBサンプルと組み合わせると、BHB星は銀河の大きな体積をカバーできるため、天の川銀河の運動学、力学、構造的特徴を研究するためのより良い探査機となります。
クエーサー放射の変化に対するプラズマ応答の非対称効果
プラズマは宇宙全体に広がっています。宇宙プラズマは、宇宙の進化を研究するための重要なトレーサーとしてだけでなく、極限状態でのプラズマの特性を研究するための理想的な実験室としても機能します。宇宙の再電離に重要な寄与をしているものの1つとして、クェーサー(超大質量ブラックホールによって駆動される)放射線の変動は、クエーサーによって電離されたガスの応答を研究する便利な機会を提供します。SloanDigitalSkySurvey(SDSS)のデータを使用した広範な統計分析に基づいて、クェーサー放射に対するガスの応答が非対称性を示すことが実証されました。具体的には、クエーサー母銀河内の広吸収線(BAL)ガスの70%以上が負の応答を示します。CIVの分析計算と光イオン化シミュレーションを通じて、放射線に対するガスの応答が低イオン化状態と高イオン化状態で非対称であることがわかりました。高イオン化状態では、応答時間スケールが短くなり、より多くの負の応答が検出されます。実際の場合、観測時間間隔はほとんどの場合1日より長いため、CIV応答の非対称効果により、典型的なガス密度の上限は$\rm10^7\cm^{-3}$になります。興味深いことに、これは、測定されたBALガス密度のほとんどが$\rm10^7\cm^{-3}$未満であるという事実と一致しています。原理的には、プラズマ密度が低いほど、または観察時間間隔が短いほど、この非対称効果の検出は容易になります。
CO を超えた分子動物園における形態運動学的モデリング: M 1-92 の場合
| Title |
Morpho-kinematical_modelling_in_the_molecular_zoo_beyond_CO:_the_case_of_M_1-92 |
| Authors |
M._Santander-Garc\'ia,_E._Masa,_J._Alcolea,_V._Bujarrabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16701 |
サブミリおよびミリレンジの干渉計とシングルディッシュ電波望遠鏡の継続的な改良により、12COと13CO以外の分子種の惑星状星雲(PNe)の詳細な研究が徐々に可能になりつつあります。私たちは、形態運動学モデリングツールSHAPE+shapemolの機能を拡張するための新しいテーブルセットを実装しています。これにより、12COおよび13COを超える分子種、つまりC17O、C18O、HCN、HNC、CS、SiO、HCO+、およびN2H+は、SHAPEの使いやすさを備えた大きな速度勾配近似の下で有効になります。我々は、大量のIRAM-30mスペクトルとHERSCHEL/HIFIスペクトル、およびPN星雲以前の星雲M~1-92のさまざまな種のNOEMAマップの同時解析に関する予備結果を提示します。極性、乱流、高温の塊、または17O/18O同位体比1.7は、AGBがOに富む星雲の見かけの性質とは対照的に、Cに富んだはずであることを示しています。
ELT-ANDES時代の銀河形成と銀河間媒体との共生進化
| Title |
Galaxy_Formation_and_Symbiotic_Evolution_with_the_Inter-Galactic_Medium_in_the_Age_of_ELT-ANDES |
| Authors |
Valentina_D'Odorico,_James_S._Bolton,_Lise_Christensen,_Annalisa_De_Cia,_Erik_Zackrisson,_Aron_Kordt,_Luca_Izzo,_Jiangtao_Li,_Roberto_Maiolino,_Alessandro_Marconi,_Philipp_Richter,_Andrea_Saccardi,_Stefania_Salvadori,_Irene_Vanni,_Chiara_Feruglio,_Michele_Fumagalli,_Johan_P._U._Fynbo,_Pasquier_Noterdaeme,_Polychronis_Papaderos,_Celine_Peroux,_Aprajita_Verma,_Paolo_Di_Marcantonio,_Livia_Origlia,_Alessio_Zanutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16803 |
明るい背景光源に対する高分解能吸収分光法は、初期の銀河形成、銀河間物質の進化、宇宙の再電離を理解する上で最も重要な役割を果たしてきました。しかし、これらの研究は現在、地上に設置された8～10メートルクラスの望遠鏡で達成できる限界に近づきつつあります。再電離時代や暗黒時代に至るまで、赤方偏移が最も高い原始系や、第一世代の恒星の生成物や初期宇宙の化学的濃縮を特定するには、非常に暗い標的を信号で観測する必要がある。-非常にかすかなスペクトル署名を検出できるほど十分に高いノイズ比。この論文では、これらの主要な科学分野において、ELT用の高解像度分光器であるANDESによって可能になる大きな飛躍について説明するとともに、今後追求される他の銀河系外の研究トピックの簡単で非網羅的な概要について説明します。この機器と、2030年代初頭に利用可能になる他の施設との相乗的な使用によって、
こんにちは、FRB、あなたのzは何ですか: 電波観測による最初のFRBホスト銀河の赤方偏移
| Title |
HI,_FRB,_what's_your_z:_The_first_FRB_host_galaxy_redshift_from_radio_observations |
| Authors |
M._Glowacki,_A._Bera,_K._Lee-Waddell,_A._T._Deller,_T._Dial,_K._Gourdji,_M._Caleb,_L._Marnoch,_J._Xavier_Prochaska,_S._D._Ryder,_R._M._Shannon,_N._Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16808 |
高速電波バースト(FRB)の主銀河の同定と追跡観測は、FRBの前駆銀河が存在する環境を理解するのに役立つだけでなく、FRBの分散尺度と距離を使用して宇宙論的パラメーターを調査する独自の方法も提供します。彼らの起源。基本的な要件は、FRBのホスト銀河までの正確な距離測定ですが、銀河面を通して見た一部の光源では、塵の消滅により光学/近赤外分光赤方偏移を取得することが非常に困難です。今回我々は、MeerKAT観測を使用した中性水素(HI)21cm放射の検出を通じて、FRBホスト銀河の最初の電波ベースの分光赤方偏移測定を報告します。FRB20230718Aの主銀河のHIベースの赤方偏移z=0.0357が得られます。FRB20230718Aは、CRAFTサーベイで検出され、銀河緯度-0.367度に局在しているように見える非繰り返しFRBです。私たちの観測では、FRBのホスト銀河が近くの伴銀河と相互作用していることも明らかになりました。これは、2つの銀河を繋ぐHIブリッジの検出からも明らかです。この結果は、銀河の低緯度でのFRBの赤方偏移と赤方偏移を取得するためのHIの値を示しています。分散尺度が天の川によって支配されているこのような近くのFRBは、これらの成分を特徴付けるために使用でき、したがって、宇宙論的DMと赤方偏移の間のマッカール関係を調べるための強力なレバーアームを提供する、より遠いFRBの分散に対する残りの宇宙論的寄与をより適切に校正できます。
セレナーデ II: $5
| Title |
SERENADE_II:_An_ALMA_Multi-Band_Dust-Continuum_Analysis_of_28_Galaxies_at_$5 |
| Authors |
Ikki_Mitsuhashi,_Yuichi_Harikane,_Franz_E._Bauer,_Tom_Bakx,_Andrea_Ferrara,_Seiji_Fujimoto,_Takuya_Hashimoto,_Akio_K._Inoue,_Kazushi_Iwasawa,_Yuri_Nishimura,_Masatoshi_Imanishi,_Yoshiaki_Ono,_Toshiki_Saito,_Yuma_Sugahara,_Hideki_Umehata,_Livia_Vallini,_Tao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16857 |
$5<z<8$にある分光学的に確認された28個の明るいライマンブレイク銀河に関するアルマ望遠鏡マルチバンドダスト連続体観測の解析を紹介します。私たちのサンプルは、アルマ望遠鏡プログラムで新たに観測された$z\sim6$の11個の銀河で構成されており、静止フレーム88と158$\mu{\rmm}$連続体の両方で$5<z<8$銀河の数が大幅に増加します。これにより、$z\gtrsim5$銀河の統計サンプルの赤外光度と塵の温度を同時に測定できるようになりました。$z\sim6$銀河のUV傾き($\beta_{\rmUV}$)と赤外線過剰(IRX)の関係を導出し、より浅いIRX-$\beta_{\rmUV}$関係を見つけます。$z\sim2$--4での以前の結果と比較します。私たちの結果と一致するIRX-$\beta_{\rmUV}$関係と、文献にあるより暗い銀河を含む$\beta_{\rmUV}$-$M_{\rmUV}$関係に基づいて、次のことがわかります。$z\sim6$における総SFR密度$\sim30\%$に対する、塵に覆われた星形成の寄与は限られています。$z\sim6-7$、$T_{\rmダスト}=40.9_{-9.1}^{+10.0}\,{\rmK}$での塵の温度の平均測定値は、緩やかな上昇を裏付けています。$z=0$から$z\sim6$--7までの$T_{\rmダスト}$。最近の{\it{JWST}}の結果と一致するパラメータを備えた解析モデルを使用して、観測された塵の温度の赤方偏移の変化が$\sim0.6\,{\rmdex}$の上昇によって再現できることを議論します。ガス枯渇のタイムスケールと金属度の$\sim0.4\,{\rmdex}$の減少。高い赤方偏移で観察される$T_{\rmダスト}$の多様性は、$T_{\rmダスト}の非常に高いダスト温度を含む、星形成の主系列と平均質量金属量関係の周囲の散乱によっても自然に説明できます。>80\,{\rmK}$は$z=8.3$の銀河で観測されました。
ダイナミックな銀河: M101 の円盤全体にわたる恒星時代のパターン
| Title |
A_Dynamic_Galaxy:_Stellar_Age_Patterns_Across_the_Disk_of_M101 |
| Authors |
Ray_Garner_III_(1,2),_J._Christopher_Mihos_(1),_Paul_Harding_(1),_Charles_R._Garner_Jr._(3)_((1)_Case_Western_Reserve_University,_(2)_Texas_A&M_University,_(3)_Rockdale_Magnet_School_for_Science_and_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16874 |
近くの渦巻銀河M101の深部狭帯域イメージングを使用して、M101の円盤全体にわたる星の年齢情報を提示します。当社の狭帯域フィルタは、バルマーラインやバルマーブレイクと4000\r{A}ブレイクの間の連続体の傾きなど、経年変化に敏感な吸収特性を測定します。私たちはこれらの特徴を、インサイドアウト銀河形成理論と渦巻き構造の力学モデルの文脈で解釈します。銀河の放射年齢勾配が確認され、平均恒星年齢は半径とともに減少します。比較的乱れのない主円盤では、らせん腕を横切る距離に応じて星の年齢が徐々に古くなっていくことがわかり、これは準定常渦巻波パターンにおける大規模衝撃シナリオと一致している。予想外なことに、主螺旋パターンの共回転半径を超えて、外側円盤の螺旋腕にも同じパターンが見られます。私たちは、M101には、モード結合を介して結合された複数のパターン速度を備えた動的または過渡的なスパイラルパターンがあり、コヒーレントなスパイラル構造を形成していると考えられます。このシナリオは、インサイドアウト銀河形成に固有の半径方向の年齢勾配と、銀河の全半径範囲にわたる動的渦巻き腕理論によって予測される腕を横切る年齢勾配を結び付けます。
渦巻銀河のピッチ角の進化の可能性
| Title |
The_possible_evolution_of_pitch_angles_of_spiral_galaxies |
| Authors |
V.P._Reshetnikov,_A.A._Marchuk,_I.V._Chugunov,_P.A._Usachev,_A.V._Mosenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16915 |
銀河における渦巻構造の起源と維持、さまざまなタイプの渦巻構造とその生成について提案されているいくつかのメカニズムとの相関関係、銀河の渦巻腕の時間の経過に伴う進化などは、依然として議論の余地がある問題である。このノートでは、赤方偏移による渦巻き腕の特性の進化を推測するために、遠方の銀河のサンプルの渦巻き構造を研究します。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡のCOSMOS(宇宙進化探査)分野にある171個の正面渦巻銀河のサンプルを検討しました。銀河は$z\約1$まで分布しており、平均値は0.44です。すべての銀河について、渦巻き腕のピッチ角を決定し、それらの赤方偏移への依存性を分析しました。合計359の腕が測定されました。文献データと組み合わせた私たちの測定結果の分析は、渦巻銀河のピッチ角の進化の可能性を示唆しています。現代までに、渦巻パターンは平均してよりきつく巻かれています。これは、時間の経過とともに銀河の質量が増大し、その膨らみが大きくなるにつれて、銀河の構造が一般的に進化した結果である可能性があります。さらに、銀河のピッチ角の余接の分布は、渦巻き模様生成の支配的なメカニズムが時間の経過とともに変化する可能性を示しています。
近くの星形成銀河 8 つにおける塵の減衰対策として、ウォルフ・ライエ星からの He II 放射をテスト
| Title |
Testing_He_II_Emission_from_Wolf-Rayet_Stars_as_a_Dust_Attenuation_Measure_in_eight_Nearby_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Daniel_Maschmann,_Claus_Leitherer,_Andreas_L._Faisst,_Janice_C._Lee,_and_Rebecca_Minsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16950 |
質量、年齢、星の形成速度などの銀河の特性を確実に決定する能力は、塵の減衰を正確に測定する能力によって大きく制限されます。塵の赤化は、観測結果を星雲再結合線または紫外線(UV)連続体のモデルと比較することによって特徴付けられることがよくあります。ここでは、Wolf-Rayet星の恒星風に由来するHeII$\lambda$1640から$\lambda$4686の輝線を利用して塵の赤化を測定する新しい手法を使用します。固有の線の比率は原子物理学によって決定され、バルマー線がガス放出の赤化を調べる方法と同様に、星の赤化を推定することができます。HeII線比は、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)に搭載された宇宙望遠鏡画像分光器(STIS)を使用して、若い大質量星団をホストする近くの8つの銀河のUVおよび光学分光法から測定されます。私たちはその結果を、UVスペクトルの傾きとバルマー線比から推定した塵の赤みの値と比較し、系統的な差異の暫定的な証拠を見つけます。HeIIラインからの発赤はより高くなる傾向があり、UV連続体からの発赤はより低くなる傾向があります。この傾向を確認するには、より大きなサンプルサイズが必要です。もし確認された場合、これは塵除去のさまざまな段階を調査する年代順を示している可能性があります。広いHeII線は私たちのサンプルよりも遠い銀河でも検出されており、$\sim$100Mpcの距離までの最も若い恒星集団の塵の赤化を推定する機会を提供しています。
ストリームメンバー限定: 混合密度ネットワークを使用した恒星ストリームのデータ駆動型特性評価
| Title |
Stream_Members_Only:_Data-Driven_Characterization_of_Stellar_Streams_with_Mixture_Density_Networks |
| Authors |
Nathaniel_Starkman,_Jacob_Nibauer,_Jo_Bovy,_Jeremy_J._Webb,_Kiyan_Tavangar,_Adrian_Price-Whelan,_Ana_Bonaca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16960 |
恒星流は、天の川銀河の重力ポテンシャルを感知できる探査機です。流れの平均的な軌道はポテンシャルの全体的な特性を制約する一方、そのきめの細かい表面密度は銀河の下部構造を制約します。ノイズを含む可能性のあるデータからストリームを正確に特徴付けることは、暗黒物質を含む銀河の構造を数桁の質量スケールで推測する上で重要なステップとなります。ここでは、利用可能なすべての天文測光データと測光データを使用して、星流の滑らかな確率密度モデルを構築するための新しい方法を紹介します。流れの形態と運動学を特徴付けるために、混合密度ネットワークを利用して、その空の上の軌跡、幅、星数密度、および運動学的分布を表します。各ストリームの測光を単一星の集団としてモデル化し、ストリームの推定距離係数(測光を使用)と視差分布(天文計測を使用)から同時に推定される距離トラックを使用します。正規化フローを使用して背景星の分布を特徴付けます。この方法をストリームGD-1とパロマー5の潮汐尾に適用します。両方のストリームについて、公開されている恒星のメンバーシップ確率のカタログを取得します。重要なのは、私たちのモデルは不完全な位相空間観測のデータを処理できるため、私たちの方法を天の川星流の成長する人口調査に適用できるようにすることです。ストリームの母集団に適用すると、モデルから得られるメンバーシップ確率は、恒星のハローからサブハローまでの天の川銀河の暗黒物質分布を推測するために必要な入力を形成します。
超金属豊富な星からの洞察: 天の川バーは若いですか?
| Title |
Insights_from_Super-Metal-Rich_Stars:_Is_the_Milky_Way_bar_young? |
| Authors |
Samir_Nepal,_Cristina_Chiappini,_Guillaume_Guiglion,_Matthias_Steinmetz,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Anna_B._A._Queiroz,_Andrea_Miglio,_Pauline_Dohme,_Arman_Khalatyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16993 |
現在太陽近傍にある超金属豊富（SMR）星は、銀河の内側でのみ発生すると予想されており、確実に移動している。私たちは、SMR星の大規模なサンプルを研究して、バー形成の時期と、MW円盤星の集団に対するその影響に関する制約を提供することを目的としています。私たちは、Gaia-DR3RVS星のハイブリッドCNN解析から得られた6D位相空間情報と高品質の恒星パラメーターを使用して、169,701個のMSTOおよびSGB星のサンプルを調査します。StarHorseコードを使用して、距離と年齢をそれぞれ1%と11%の平均精度で計算します。これらから、11,848個の星が0.15dex以上の金属度([Fe/H])を持っています。我々は、6.9kpcと7.9kpcの誘導半径における二峰性分布によって示される恒星軌道の空間分布の金属量依存性を報告します。最初は[Fe/H]~0.1dexで現れ、[Fe/H]が大きくなると非常に顕著になります。さらに、[Fe/H]～0.4dexの最も金属が豊富な星は主に古い星(9～12暦年)ですが、年齢とともに[Fe/H]が徐々に低下する傾向が観察されました。約4ギヤ前に約0.25デックスに達し、その後約3ギヤ前に急激に低下しました。さらに、私たちの完全なデータセットは、同じ期間中の年齢と金属量の関係に明確なピークを明らかにし、わずかに太陽以下の[Fe/H]と強化された[$\alpha$/Fe]を伴う約3～4ギル前のSFバーストを示しています。。私たちは、SMR星がバーの活動の優れた追跡者であることを示します。我々は、高度3Gyr付近でのSMR星の数の急激な減少を棒形成時代の終わりと解釈します。このシナリオでは、バーの活動のピークは、ディスク内のSF活動のピークとも一致します。約3ギル前のSFバーストは以前に報告されていますが、その起源は不明でした。ここで、SFバーストが3～4ギル前の高気圧活動によって引き起こされたことを示唆します。これらの結果と解釈によれば、MWバーは若い可能性があります。
中性子星の磁場における荷電粒子の運動: ボリスアルゴリズムと誘導中心近似の比較
| Title |
Charged_Particle_Motion_in_Neutron_Star_Magnetic_Fields:_A_Comparison_Between_the_Boris_Algorithm_and_the_Guiding_Center_Approximation |
| Authors |
Minghao_Zou,_Bart_Ripperda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16182 |
中性子星の放出は、通常、電子の放射により磁気圏から発生します。均一な電磁場の下での相対論的荷電粒子の軌道は解析的に計算できます。ただし、より複雑で現実的な分野では、数値解が必要になります。2つの一般的なスキームは、完全な運動方程式を解くBoris法と、軌道中心のみを展開する誘導中心近似(GCA)です。一連のテストで両方の方法を比較し、その特性を検討し、精度を定量化します。磁気圏に適用できるのと同様に、この方法を双極子、四極子、および四極子磁場に適用します。マグネターやパルサーからの放射をモデル化するには、このような現実的な中性子星の磁場の形状を考慮することが不可欠です。私たちの研究は、中性子星内部組成探査(NICER)が中性子星の表面や磁気圏からの放射を理解し、その組成を研究するのに役立ちます。
以前に測定されたX線連星における24個のブラックホールスピンの系統的レビュー
| Title |
A_Systematic_Review_of_24_Previously_Measured_Black_Hole_Spins_in_X-ray_Binaries |
| Authors |
Paul_A._Draghis,_Jon_M._Miller,_Elisa_Costantini,_Luigi_C._Gallo,_Mark_Reynolds,_John_A._Tomsick,_and_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16225 |
私たちは、X線連星系におけるブラックホールのスピンに関する最近の研究を拡張し、24の情報源からの189件のアーカイブNuSTAR観測の分析を含めました。私たちは、一貫性のあるデータ削減パイプライン、スペクトルモデル、統計手法を使用して、相対論的反射に基づいた36個の恒星質量ブラックホールのスピン測定の前例のない均一なサンプルを報告します。この扱いは、少数の発生源における低スピンに関する以前の報告が一般に誤りであったことを示唆しています。私たちの包括的な治療により、これらの発生源には高いスピン値を持つブラックホールが存在する傾向があることがわかりました。全体として、$1\sigma$の不確実性の範囲内で、サンプルの$\sim86\%$は$a\geq0.95$と一致し、サンプルの$\sim94\%$は$a\geq0.9$と一致し、$100\と一致します。%$は$a\geq0.7$(中性子星の理論上の最大値;$a=cJ/GM^{2}$)と一致します。また、高質量X線連星(HMXB、A、B、またはO型伴星を持つもの)は、$1\sigma$誤差内で$a\geq0.9$と一致していることもわかりました。これは低質量X線連星集団と一致しており、重力波現象で発見されたブラックホールとの比較にとって特に重要である可能性があります。場合によっては、同じソースからの異なるスペクトルから同様のスピン測定値が得られますが、内側のディスクの傾きについては矛盾する値が得られます。これは、相対論的なFeK輝線の青い翼を隠す円盤の変動風によるものであると我々は示唆しています。私たちは、私たちの測定の意味、私たちの治療によって可能になった系統的不確実性についての独自の見解、そして新しいミッションでブラックホールのスピンを特徴付けるための今後の取り組みについて議論します。
| Title |
A_proof-of-concept_neural_network_for_inferring_parameters_of_a_black_hole_from_partial_interferometric_images_of_its_shadow |
| Authors |
Anton_A._Popov,_Vladimir_Strokov,_and_Aleksey_A._Surdyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16227 |
畳み込みニューラルネットワークを使用して、$uv$平面内のブラックホールの影の不完全な画像からブラックホールの傾斜角を直接推測する可能性をテストします。この目的を達成するために、概念実証ネットワークを開発し、それを使用してエラーがカバレッジの程度、入力の種類、カバレッジパターンにどのように依存するかを明示的に見つけます。絶対カバレッジ$1\%$($uv$平面の中央部分を覆うパターンの場合)、$0.3\%$(中央部分と周囲、$0.3\%$は中央部分のみを指します)、および$14\%$(均一パターン)。これらの数値は、可視関数の振幅と位相の両方を入力として受け取るネットワークを指します。このタイプのネットワークは、誤差そのものと、さまざまな角度での誤差の分布という点で最もよく機能することがわかりました。さらに、同じ種類のネットワークは、未解決に近い音源を模倣した非常にぼやけた画像に対しても同様に優れたパフォーマンスを示します。カバレッジに関しては、中心のパターンから均一なパターンに移行しても、誤差の大きさはあまり変わりません。これは、ネットワークが中央部分だけからほとんど学習できる典型的なスケールの存在によるものである可能性があると私たちは主張します。
Sgr A* の周囲の星の観測から得た暗黒物質散乱の制約
高解像度の赤外線データにより、SgrA*のすぐ近くにいくつかの若い星があることが明らかになりました。これらの星は、非常に高い暗黒物質密度に遭遇する可能性があります。私たちは、暗黒物質が星のガス上に飛散し、星の核に蓄積し、その後消滅するというシナリオを検証します。私たちは星S2、S62、S4711、S4714を研究し、3つの観察可能な効果を発見しました。まず、暗黒物質の相互作用により、SgrA*付近でのその場での星形成が阻害され、これらの星が銀河中心に移動するシナリオが有利になる可能性があります。第二に、暗黒物質の相互作用によって主系列の進化が遅れ、星が見た目よりも老化する可能性があります。第三に、非常に高い暗黒物質密度は、主系列星を破壊するのに十分なエネルギーを注入することができるため、S星の観測によりSgrA*付近の暗黒物質密度を制限することが可能になります。
銀河核における星円盤衝突による紫外線準周期噴火
| Title |
Ultraviolet_Quasi-periodic_Eruptions_from_Star-Disk_Collisions_in_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Itai_Linial_and_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16231 |
「準周期的噴火」（QPE）は、数時間からほぼ1日の周期で反復する核過渡現象で、これまでのところもっぱらX線帯域で検出されている。我々は、QPEフレアの重要な特性(周期、光度、継続時間、放出温度、長短交互の再発時間挙動、発生率)の多くが、太陽と太陽との軌道ごとに2回衝突するシナリオによって自然に再現されることを示しました。軽度の離心軌道上の恒星であり、おそらく極度質量比吸気体（EMRI）として核に持ち込まれ、超大質量ブラックホール（SMBH）のガス状降着円盤として存在する。フレアは、ディスクのミッドプレーンの両側から外側に広がる高温衝撃破片によって生成され、二重の小型超新星に似ています。ここでは、円盤と星の衝突が、X線帯域ではなく紫外(UV)でピークを示す低温フレアを発生させるために必要な条件を検討します。予測されたフレアが十分に明るい$L_低SMBH質量$M_{\bullet}\sim10^{5.5}M_{\odot}$およびQPE期間$P\gtrsim10$hrのパラメータ空間の領域を特定します。{\rmUV}\sim10^{41}$ergs$^{-1}$は、これらの波長での静止ディスクの発光を上回ります。ULTRASATやUVEXなどの将来の衛星ミッションでこのような「UVQPE」を発見できるかどうかは、超低質量SMBHの普及率と、それらへの恒星EMRIの発生率に依存します。星の潮汐力の乱れによって生成されるガス状円盤の場合、X線QPEは最終的に活動を停止し、その後降着率が低下し続けるにつれてUV-QPEとして再び現れると我々は予測しています。
超高輝度 X 線源 Holmberg II X-1 の性質について
我々は、最近のキャンペーンの恩恵を受けて19年間にわたってXMM-Newton衛星で撮影された広帯域かつ高解像度のX線スペクトルを使用した、超高輝度X線源HolmbergIIX-1の包括的なスペクトル解析を紹介します。広帯域スペクトルについていくつかのモデルをテストしましたが、その中で二重熱成分が0.3～10keVの連続体を合理的に説明し、降着円盤の特性を制約することができました。内側と外側のディスク成分の輝度と温度の傾向は、薄いディスクの予想とほぼ一致していますが、傾きの正確な値は採用されたモデルにわずかに影響されます。しかし、テストされたすべてのモデルは、特に内部降着流に関連する高温の熱成分に関して、約5$\times\10^{39}$erg/sの光度を超えるとべき乗則から逸脱するL-T傾向を示しました。このような逸脱がエディントン限界を超える降着率、またはおそらく超臨界率によるものであると仮定すると、質量16～36ミリ秒のコンパクトな天体、つまり恒星質量のブラックホールが存在すると推測されます。時間平均された（2021年）高解像度スペクトルは、主にNeIX-Xからの1keVで狭い輝線と、NVIIからの0.5keVで非常に強い輝線を示し、これは非太陽存在量のNe-Nに富むガスを示しています。これは、低金属量の環境を特徴とする本来の星団から逃れてきた青色/赤色超巨星など、窒素が豊富なドナー星に有利です。
光量不足の Ia 型超新星は標準化可能なキャンドルである
通常のIa型超新星(SNeIa)を標準化するために使用される幅と光度の関係は、光量不足の1991bgのようなSNeIaでは崩れることが広く受け入れられています。この内訳は、SNIaライトカーブの幅の代用として使用されるパラメーターの選択によるものである可能性があります。古いパラメータの代わりにカラーストレッチパラメータ$s_\mathrm{BV}$を使用すると、この問題が解決されます。ここでは、文献から近くの1991bgに似たSNeIa13個のサンプルを集めました。それらはすべて、独立した主銀河間距離係数を持ち、赤化がほとんどまたはまったくありません。ガウス過程回帰を使用して、これらのSNeの光度曲線を$U/u$、$g$、$B$、$V$、$R/r$、$I/i$に当てはめ、それらのピーク絶対値を測定します。大きさ。$0.2<s_\mathrm{BV}<0.6$の範囲で、光量不足のSNeのピーク絶対等級とその$s_\mathrm{BV}$値の間に統計的に有意な($>5\sigma$信頼水準)相関があることがわかりました。これらの相関は、カーネギー超新星計画からの予備的な$B$および$V$バンドのピーク絶対等級を伴う$s_\mathrm{BV}<0.7$SNeIaへの適合とほぼ一致していますが、正常および過渡的に対する同様の適合とは著しく一致しません。SNeIa($0.7<s_\mathrm{BV}<1.1$)。ここで示された光不足の幅と光度の関係は、1991bgのようなSNeIaの均一なサンプルで適切に校正する必要があり、その後、新しい宇宙論的距離のはしごの横木として使用できるようになります。近くの1991bgのようなSNeまでの距離を校正するために表面の明るさの変動(または別の非セファイド法)を使用すると、このようなはしごはハッブルレマ\^{i}tre定数、$H_\mathrm{の独立した測定値を生成できる可能性があります。0}ドル。
SS 433 の東ローブの X 線偏光
| Title |
X-ray_Polarization_of_the_Eastern_Lobe_of_SS_433 |
| Authors |
Philip_Kaaret,_Riccardo_Ferrazzoli,_Stefano_Silvestri,_Michela_Negro,_Alberto_Manfreda,_Kinwah_Wu,_Enrico_Costa,_Paolo_Soffitta,_Samar_Safi-Harb,_Juri_Poutanen,_Alexandra_Veledina,_Alessandro_Di_Marco,_Patrick_Slane,_Stefano_Bianchi,_Adam_Ingram,_Roger_W._Romani,_Nicolo_Cibrario,_Brydyn_Mac_Intyre,_Romana_Mikusincova,_Ajay_Ratheesh,_James_F._Steiner,_Jiri_Svoboda,_Stefano_Tugliani,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dovciak,_Steven_R._Ehlert,_et_al._(60_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16313 |
天体物理システムがバルク運動の運動エネルギーを粒子の非常に高いエネルギーへの加速にどのように変換するかは、差し迫った問題です。SS433は、高エネルギー粒子の存在を示すTeVガンマ線を放出するマイクロクエーサーです。SS433の東葉の硬X線放出領域が加速サイトとして最近特定されました。この領域をImagingX-rayPolarimetryExplorerで観察し、38%から77%の範囲の偏光度を測定しました。偏光度が高いということは、X線がシンクロトロン放射によるものであれば、磁場が規則正しい成分を持っていることを示しています。偏光角は-12～+10度(北の東)の範囲にあり、磁場がジェットと平行であることを示しています。バルク流と平行な磁場は、超新星残骸や強力な電波銀河のジェットでも発見されています。これは、流れと周囲媒体との相互作用によって引き起こされる可能性があります。
コンパクト天体の高温電子圏におけるペアの生成
| Title |
Pair_creation_in_hot_electrosphere_of_compact_astrophysical_objects |
| Authors |
Mikalai_Prakapenia_and_Gregory_Vereshchagin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16653 |
クォーク星や中性子星などのコンパクトな天体物理学的天体の電子圏におけるペア生成のメカニズムを、これまで文献で取り上げられていなかった電子の蒸発や電子と陽電子の加速に注目しながら再考します。Vlasov-Maxwell方程式を使用して一連の数値シミュレーションを実行します。ペアの作成速度は、電子圏の電界強度に強く依存します。パウリブロッキングが明示的に考慮されているにもかかわらず、低温ではペア生成速度の指数関数的な抑制は見られません。ペアの光度は温度とともに増加し、これまでの想定よりもはるかに大きい$L_\pm\sim10^{52}$erg/sに達する可能性があります。
ztf18aanlzzfで5年以内にトリプルフレア：ULIRGで潮汐破壊率が増加？
| Title |
Triple_Flares_within_Five_Years_in_ztf18aanlzzf:_An_Enhanced_Tidal_Disruption_Rate_in_ULIRGs? |
| Authors |
Dong-Wei_Bao,_Wei-Jian_Guo,_Zhi-Xiang_Zhang,_Cheng_Cheng,_Zhu-Heng_Yao,_Yan-Rong_Li,_Ye-Fei_Yuan,_Jian-Min_Wang,_Chao-Wei_Tsai_and_Zhi-Qiang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16726 |
我々は、ztf18aanlzzf(SDSSJ161259.83+421940.3)の光学光度曲線における注目すべき過渡現象を提示します。これは、光学画像内でマージパターンを示すナローラインセイファート1(NLS1)として識別されます。16年間の長期保存された光度曲線により、このターゲットが定常状態にある一方で、過去5年間に1年から3.5年の範囲の時間間隔で3回のフレアが発生したことが明らかになりました。急速な増光とピーク後のゆっくりとした減光のフレアパターンは、強力なHe{\scii}とまれに出現するボーエン蛍光線発光を伴う独特のスペクトル特徴と相まって、ztf18aanlzzfで少なくとも2つの潮汐噴火現象(TDE)フレアを示しています。3年半の時間差。また、TiDE光曲線モデリングを適用し、$\sim10^{6}\M_{\odot}$のブラックホール(BH)質量が得られます。これは、単一エポックスペクトルから測定されたBH質量と一致します。さらに、観測されたgバンドとrバンド間の$3.90_{-2.00}^{+2.06}$日の時間差は、標準降着円盤モデルの予測と大きく一致せず、TDEに関連する内部領域の複雑な相互作用を浮き彫りにしています。これらのTDEの再発ギャップは、以前に報告された繰り返しTDEを上回っており、連星SMBHによる連星の潮汐破壊に起因すると考えられます。特に、このULIRGのような標的で観察された頻繁なTDEフレアは、別のULIRGに関する以前のレポートの結果と一致しており、ULIRGにおけるTDE率が上昇している可能性を示唆しています。ULIRGの系統的な変動研究は、ULIRGのTDE率が実際に高いかどうかを検証するのに役立つ可能性があります。
重力試験におけるパラメータ化されたポストニュートン係数に対する重複信号の影響
| Title |
Impact_of_overlapping_signals_on_parameterized_post-Newtonian_coefficients_in_tests_of_gravity |
| Authors |
Yixuan_Dang,_Ziming_Wang,_Dicong_Liang,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16184 |
重力波は、重力の性質についての深い洞察を提供するのに役立ちました。アインシュタイン望遠鏡などの次世代検出器は、感度の向上とカットオフ周波数の低下により、検出率が高くなることが予測されています。ただし、この感度の向上により、複数のソースからの信号の重複が予測されるため、パラメーター推定に関する課題が生じます。オーバーラップ信号(OS)が適切に識別されていない場合、一般相対性理論(GR)のパラメーター化されたテストにおけるポストニュートン(PN)係数の推定にバイアスが生じる可能性があります。パラメータ化されたGRテストでOSが$-1$PNから2PN項にどのように影響するかを調査し、GR偏差を誤って示唆する可能性を調べます。私たちは、次世代検出器におけるこのような誤解を招く信号の蔓延と、GRテストに対するそれらの集団的な影響を推定します。さまざまなPN次数での係数に対するOSの影響を比較し、全体として1PN係数が最も影響を受けるという結論に達しました。また、我々の調査結果は、OSの無視できない部分がPN係数に偏りを示しており、個別にはGRからの逸脱を結論付けることを好む可能性がありますが、全体としては逸脱する方向はランダムであり、統計的な組み合わせは依然としてGRに有利であることも明らかにしています。
最初の Speedster-EXD550 イベント駆動型 X 線ハイブリッド CMOS 検出器の初期特性評価
| Title |
Initial_Characterization_of_the_First_Speedster-EXD550_Event-Driven_X-Ray_Hybrid_CMOS_Detectors |
| Authors |
Joseph_M._Colosimo,_Hannah_M._Grzybowski,_Evan_C._Jennerjahn,_Lukas_R._Stone,_Abraham_D._Falcone,_Mitchell_Wages,_Jacob_C._Buffington,_David_N._Burrows,_Zachary_E._Catlin,_Timothy_Emeigh,_Frederic_Hancock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16270 |
将来のX線天文台には、過去30年間に多くのミッションで使用されてきたX線電荷結合素子(CCD)の他の高性能パラメータを同時に達成または上回る、高速読み出し速度を備えた画像検出器が必要になります。高速読み出しにより、収集エリアが大きいミッションでのパイルアップの影響が軽減されると同時に、タイミング分解能などの他の点でのパフォーマンスも向上します。X線イベントによる電荷を持つピクセルのみが読み出されるイベント駆動読み出しを使用すると、これらのより高速な動作速度を実現できます。Speedster-EXD550検出器は、TeledyneImagingSensorsとペンシルバニア州立大学によって開発された、イベント駆動型読み出しが可能なハイブリッドCMOS検出器(HCD)です。これらの検出器の最初の測定による初期結果を示し、フルフレームとイベント駆動の両方の読み出しモードでの機能とパフォーマンスを実証します。これらには、最初の2つのエンジニアリンググレードのデバイスからの暗電流、読み取りノイズ、ゲイン変動、およびエネルギー分解能の測定が含まれます。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線イメージャとスリットレス分光器からのデータにおける電荷移動効果を軽減するアルゴリズム
| Title |
An_Algorithm_to_Mitigate_Charge_Migration_Effects_in_Data_from_the_Near_Infrared_Imager_and_Slitless_Spectrograph_on_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Paul_Goudfrooij_(1),_David_Grumm_(1),_Kevin_Volk_(1,_2),_Howard_Bushouse_(1)_((1)_Space_Telescope_Science_Institute,_(2)_Canadian_Space_Agency) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16301 |
我々は、NIRCam、NIRISS、およびNIRSpec科学機器に搭載されているTeledyneHAWAII-2RG検出器で、高度に照らされた星に発生する「より明るくより明るい効果」(BFE)による電荷移動の影響を軽減するアルゴリズムを紹介します。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)この効果の影響は、点像分布関数(PSF)がアンダーサンプリングされたデータの明るい星の測光と分光測光で最も顕著であり、これはNIRISS装置のいくつかの観測モードの場合に当てはまります。BFEからNIRISSデータへの主な影響は、ピークのピクセルから周囲のピクセルへの電荷の移動によって引き起こされるジャンプ検出により、明るい星のPSFの中央領域にあるピクセルの計数率が正しく決定されないことであり、その影響は特に明るい恒星の場合に顕著です。霧雨アルゴリズムによって生成された、リサンプリングされた歪みのない画像のソース:定量的には、BFEが原因で、このような画像では$>$50%の見かけの磁束損失が発生する可能性があります。2023年12月5日以降、運用可能なJWSTキャリブレーションパイプラインのバージョン10.0に実装されました。このステップの影響を、点光源の撮像測光精度の向上という観点から説明します。このアルゴリズムは、測光および表面輝度測定に対するBFEの影響を1%以内に抑えます。
ELT-ANDESの発見空間。星と星の集団
| Title |
The_discovery_space_of_ELT-ANDES._Stars_and_stellar_populations |
| Authors |
Ian_U._Roederer,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez,_Carlos_Allende_Prieto,_Vardan_Adibekyan,_David_Aguado,_Pedro_J._Amado,_Eliana_M._Amazo-G\'omez,_Martina_Baratella,_Sydney_A._Barnes,_Thomas_Bensby,_Lionel_Bigot,_Andrea_Chiavassa,_Armando_Domiciano_de_Souza,_Camilla_Juul_Hansen,_Silva_P._J\"arvinen,_Andreas_J._Korn,_Sara_Lucatello,_Laura_Magrini,_Roberto_Maiolino,_Paolo_Di_Marcantonio,_Alessandro_Marconi,_Jos\'e_R._De_Medeiros,_Alessio_Mucciarelli,_Nicolas_Nardetto,_Livia_Origlia,_Celine_Peroux,_Katja_Poppenh\"ager,_Cristina_Rodr\'\'iguez-L\'opez,_Donatella_Romano,_Stefania_Salvadori,_Patrick_Tisserand,_Kim_Venn,_Gregg_Wade,_Alessio_Zanutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16320 |
ArmazoNes高分散エシェル分光器(ANDES)は、ヨーロッパ超大型望遠鏡(ELT)用に想定された光学および近赤外の高解像度エシェル分光器です。私たちは、ANDESが星と恒星集団の分野で大きな進歩を可能にする可能性がある、新しい計算とシミュレーションによって裏付けられた科学事例の厳選を紹介します。私たちは、星の大気、構造、進化の物理学を含む3つの主要な分野に焦点を当てています。天の川銀河、ローカルグループ、その他の星々。そして星と惑星のつながり。ANDESの主な特徴は、高いスペクトル分解能で広い波長をカバーすることと、ELTの広い収集領域にアクセスできることです。これらの機能により、ANDESは、今日では予想できない問題を含め、今後数十年の恒星天体物理学における最も説得力があり、変革をもたらす可能性のある科学的問題に取り組むことができるようになります。
TIC 184743498: 初の三軸恒星パルセーター
| Title |
TIC_184743498:_The_First_Tri-Axial_Stellar_Pulsator |
| Authors |
Valencia_Zhang,_Saul_Rappaport,_Rahul_Jayaraman,_Donald_W._Kurtz,_Gerald_Handler,_James_Fuller,_and_Tamas_Borkovits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16248 |
我々は、周波数が38から56d$^{-1}$の間の9つの脈動モードを持つタイトバイナリ(P=1.053d)の$\delta$Scutiパルセーターを発見した。これらのモードのそれぞれは、軌道周期ごとに2回、振幅変調と$\pi$-rad位相シフトを示します。これらのモードのうち5つは振幅と位相のシフトを示し、これらは連星の潮汐軸と一致する軸に沿った双極子の脈動によって容易に説明されます。このシステムの新規性は残りの4つの脈動モードにあり、潮汐軸と連星の軌道角運動量軸の両方に垂直な軸に沿った双極子脈動であることを示します。さらに、振幅と位相が軌道位相によって大きく変化しない2つの脈動モードがあります。それらは、軌道/回転軸に沿った軸に沿った双極子モードとして説明されます。したがって、TIC184743498は、この種のものとしては初の3軸パルセータであると提案します。
準二年周期振動源領域の太陽地震調査
| Title |
Helioseismic_Investigation_of_Quasi-biennial_Oscillation_Source_Regions |
| Authors |
Kiran_Jain,_Partha_Chowdhury_and_Sushanta_C._Tripathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16331 |
私たちは、GlobalOscillationNetworkGroupの音響モード発振周波数を使用して、準二年振動(QBO)の時間的発展を研究しました。ここで使用されたデータは25年以上にわたっており、太陽周期23と24、および周期25の上昇期をカバーしています。分析により、QBOのような信号が両方の周期に存在するが、期間が異なることが明らかになりました。サイクル23の支配的なQBO期間は約2年であるのに対し、サイクル24では約3年であることがわかります。さらに、準2年周期の振動信号はサイクル23の上昇期および高活動期中にのみ存在し、その前後で急速に弱まります。衰退期の2005年。比較すると、QBO信号は、2009年から2017年までのサイクル24を通じて存在します。また、QBO信号の深さ依存性も調査し、地表近くのせん断層を除くすべての深さで緊密な一致が得られました。地表近くのせん断層の詳細な分析は、QBOの発生源領域がおそらく地表直下の数千キロメートル以内にあることを示唆しています。
減衰のないキンク振動の継続的に動作するドライバーの観察上の特徴
| Title |
Observational_signature_of_continuously_operating_drivers_of_decayless_kink_oscillation |
| Authors |
Dong_Li,_Zhentong_Li,_Fanpeng_Shi,_Yang_Su,_Wei_Chen,_Fu_Yu,_Chuan_Li,_Ye_Qiu,_Yu_Huang,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16434 |
太陽コロナのほぼ遍在する減衰のないキンク振動は、継続的に動作するエネルギー供給によって駆動されると考えられています。このレターでは、2023年6月20日のX1.1フレア(SOL2023-06-20T16:42)中の見かけ上の減衰なし振動の外部連続励起を調査します。減衰なしキンク振動は、極紫外線(EUV)波長とそれに関連するフレア準周期脈動(QPP)が、硬X線(HXR)、マイクロ波、および紫外線(UV)放射の通過帯域で同時に観察されました。キンク振動はコロナルループの横振動として検出され、平均周期が約130～10秒の見かけの5つのサイクルが明らかになります。振動振幅には大きな減衰は見られず、減衰のない発振が示唆されます。同時に、太陽フレアが発振ループの近くで発生し、HXR、マイクロ波、およびUV放射の5つの主要なパルスを示します。これらはフレアQPPと見なすことができます。それらは約100～130秒の同様の周期を持ち、これはフレア衝撃段階中の連続的かつ反復的なエネルギー放出を示している可能性があります。各ループ振動サイクルのピークはQPPのパルスに続いているように見え、横振動がフレアQPPと密接に関連していることを示唆しています。私たちの観察は、フレアQPPに続いて放出される反復エネルギーが、見かけ上の減衰のないキンク振動の外部の継続的に動作するドライバーとして呼び出される可能性があるというシナリオを裏付けています。
LAMOST DR5によるOB型星の質量測定
| Title |
The_measurement_of_masses_of_OB-type_stars_from_LAMOST_DR5 |
| Authors |
Zhenyan_Huo,_Zhicun_Liu,_Wenyuan_Cui,_Chao_Liu,_Jiaming_Liu,_Mingxu_Sun,_Shui_Feng_and_Linlin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16436 |
大質量星の質量と光度の測定は、その母銀河の形成と進化を理解する上で重要な役割を果たします。この研究では、78個のO型星と2,868個のB型星を含む2,946個のOB型星の質量と光度を、恒星のパラメーター(実効温度、表面重力、金属量)とPARSEC等時線に基づいて測定した結果を示します。モデル。私たちの結果は、2,946個のOB型星の質量と光度の中央値が5.4M$_{\odot}$、log(L/L$_{\odot}$)=3.2、相対誤差の中央値が21.4$であることを示しています。それぞれ\%$と71.1$\%$です。私たちの方法を使用して推定した結果と、文献からの連星の軌道運動を使用して導き出した結果との間には、一部のB型星について良好な一致が見られます。さらに、$Gaia$DR3から得られた質量と光度を使用して、B型星の質量と光度の関係もフィッティングしました。
太陽の p モードはスピキュールの高周波横振動に寄与する可能性がありますか?
| Title |
Can_the_solar_p-modes_contribute_to_the_high-frequency_transverse_oscillations_of_spicules? |
| Authors |
Hidetaka_Kuniyoshi,_Munehito_Shoda,_Richard_J._Morton,_Takaaki_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16461 |
針片の横方向の動きは、太陽大気中の横波の重要な指標として機能し、その研究はコロナの波動加熱プロセスを理解するために重要です。最近の観測では、コロナ加熱に十分なエネルギーを輸送する可能性のある「高周波」横波（周期<100秒）に焦点が当てられています。これらの高周波スピキュール振動は、5～10分のはるかに長い時間スケールを持つ粒状運動とは異なります。代わりに、衝撃急峻化プロセスから生じる高周波縦波からのモード変換を通じて生成されると提案されています。したがって、これらの振動は、造粒の水平バフェッティング運動だけでなく、pモード振動の漏れによっても発生する可能性があります。pモードの寄与を調査するために、私たちの研究では上部対流ゾーンからコロナまでにわたる2次元磁気対流シミュレーションを採用しています。シミュレーションの過程で、下部境界にpモードのようなドライバーを導入します。我々は、針片における横振動の平均速度振幅が10%から30%の範囲で顕著に増加していることを明らかにし、これは縦波から横波へのエネルギー伝達によるものであると考えています。この効果により、推定エネルギー束が30～80%増加します。
EBLM プロジェクト -- 誤検知から基準星や周回系系外惑星まで
| Title |
The_EBLM_Project_--_From_False_Positives_to_Benchmark_Stars_and_Circumbinary_Exoplanets |
| Authors |
P._F._L._Maxted,_A._H._M._J._Triaud,_D._V._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16677 |
EBLMプロジェクトは、日食連星における太陽型恒星の伴星である非常に低質量の恒星を特徴付けることを目的としています。このプロジェクトの歴史と動機、超低質量M矮星の正確な質量、半径、実効温度推定値を得るために使用した方法論について説明し、EBLM研究と関連プロジェクトの結果をレビューします。完全対流星の半径の膨張は、精度の低い測定に基づいて以前考えられていたよりも微妙な影響であることを示します。つまり、単線食連星の完全対流星について観察される質量と半径と有効温度の関係は、合理的な一致を示します。理論モデル、特に主星のスペクトルの分析から推測されるM型矮星の金属性を考慮する場合。
星CD-36 3202の24時間にわたる壮大なフレアを明らかにする
| Title |
Unveiling_the_spectacular_over_24-hour_flare_of_star_CD-36_3202 |
| Authors |
Kamil_Bicz,_Robert_Falewicz_and_Ma{\l}gorzata_Pietras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16691 |
私たちは、TESSによって観測された星CD-363202の光度曲線を研究し、星点の存在を確認し、回転変調されたフレアを分析しました。私たちは主に、このフレアの光度曲線をモデル化し、星点に関するその位置を推定したいと考えていました。フレアは約27$\,$h続きました。私たちのツールnew\texttt{findinc\_mc}を使用して、星の傾斜角を$70^\circ\pm8^\circ$まで推定することに成功しました。\texttt{BASSMAN}を使用してCD-363202の光度曲線をモデル化し、この星の表面に3つのスポットが存在すると推定しました。スポットの平均温度は約$4000\pm765\,$Kで、スポットの総量は平均$11.61\%\pm0.13\,$\%でした。私たちは、回転変調されたフレアをモデル化する\texttt{MFUEA}という名前の新しいツールを作成しました。このソフトウェアを使用して、フレアの長期継続イベントの緯度が緯度で$69^{+2}_{-1}\,$degに等しいと推定しました。フレアの位置の推定は、スポットと比較してフレアの正確な位置を初めて再現したものでした。フレアは最も冷たいスポットの中心から12$^\circ$の位置に配置されます。これにより、フレアは、スポットで表される活性領域上の磁気プロセスに関連したものになります。フレア光曲線から回転変調の影響を取り除くことで、イベント中に放出されたボロメータエネルギーの推定値を$(1.15\pm0.35)\times10^{35}\,$ergから$(3.99\pm1.22)に修正することができました。)\times10^{35}\,$erg。
RMS 調査: $K$ バンドにおける大規模な YSO 多重度の調査
| Title |
The_RMS_survey:_a_census_of_massive_YSO_multiplicity_in_the_$K$-band |
| Authors |
Robert_G._Shenton,_Rebecca_J._Houghton,_Ren\'e_D._Oudmaijer,_Simon_P._Goodwin,_Stuart_L._Lumsden,_Evgenia_Koumpia_and_Maria_Koutoulaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16718 |
大質量星のほぼ100%は連星系にあると考えられています。大質量星の多数はその形成と進化に本質的に関連しているようで、巨大な若い恒星天体はこの星形成の初期段階を観察する上で鍵となります。我々は、UKIDSSおよびVVV点源データとUKIRT$K-$bandイメージングを使用して、RMSカタログから銀河全体の合計数百のMYSO($>8M_\odot$)に達する3つのサンプルを調査して、0.8～9秒角の間隔を調査しました(約1000～100,000au)。統計手法を使用してサンプルのバイナリ統計を決定したところ、UKIDSSサンプルでは$64\pm4$パーセント、VVVサンプルでは$53\pm4$パーセント、および$49\pm8$のバイナリ端数が見つかりました。RMSイメージングサンプルのパーセント。また、随伴質量の代用として$J-$および$K-$band等級を使用し、検出されたシステムのかなりの部分の推定質量比が0.5を超えており、捕獲形成シナリオからの逸脱を示唆しています。IMFのランダムなサンプリングと一致しています。最後に、外側の銀河にあるYSOは内側の銀河にあるYSOよりも高いバイナリ部分を持っていることがわかります。これはおそらく、銀河系の内側で観察されたものよりも星の背景密度が低いためであり、その結果、視覚的な連星が物理的な伴星である可能性が高くなります。これは、選択バイアスを考慮する必要がなく、プローブされた分離範囲内の100%に近いバイナリフラクションを示しています。
赤い長方形: 大きな粒を持つ薄い円盤
| Title |
The_Red_Rectangle:_a_thin_disk_with_big_grains |
| Authors |
Javier_Alcolea,_Valentin_Bujarrabal,_Arancha_Castro-Carrizo,_Jacques_Kluska,_Carmen_Sanchez_Contreras,_and_Hans_van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16734 |
赤い長方形は、AGB後の恒星HD44179を取り囲む星雲です。これは、(準)ケプラー回転における安定した周連星円盤の存在を特徴とする、AGB後の連星に関連する特定の種類の星雲の原型です。ここでは、0.9mmでの連続体および線発光の新しい高解像度(20～50質量)ALMA観測の結果を紹介します。連続体マップは、観測データを再現できる塵放出の単純なモデルを通じて解析されます。赤い四角形内のほとんどのダスト放出は回転円盤の中央領域に集中しており、赤道面へのダスト粒子の沈降は、特にガス分布によって表示されるはるかに大きなスケールの高さと比較して非常に重要であることがわかります。ダスト放出領域の直径は約250au、全幅は約50auです。この領域は、特定の分子(HCNなど)、CI、CII、およびおそらくPAHが形成されると考えられる暖かいPDRと一致します。スペクトル指数から、典型的な半径が約0.150mmの大きな粒子が円盤内に存在することが確認され、この構造の長寿命仮説が裏付けられます。また、星雲の中心にコンパクトな電離風の存在も確認されており、これはおそらく伴星周囲の降着円盤から発生したもので、その範囲は約10天文単位、総流束は8mJyであると推定されています。また、12CO、13CO、およびその他のそれほど豊富ではない種の分子系統に関する結果も簡単に示します。
磁場の傾きと半影粒子の見かけの運動の関係
| Title |
Relation_between_magnetic_field_inclination_and_apparent_motion_of_penumbral_grains |
| Authors |
Michal_Sobotka_(1),_Jan_Jur\v{c}\'ak_(1),_J._Sebasti\'an_Castellanos_Dur\'an_(2),_Marta_Garc\'ia-Rivas_(1_and_3)_((1)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences,_(2)_Max-Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_(3)_Astronomical_Institute_of_Charles_University,_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16820 |
コンテクスト。半影フィラメントの明るい頭、半影粒子(PG)は、本影に向かって内側へ、または本影から遠ざかる外側への明らかな水平運動を示します。目的。私たちは、PGの見かけの動きの方向が周囲の磁場の傾きと関連しているかどうかを統計的に証明することを目指しています。方法。私たちは、5つの黒点半影の分光旋光測定を使用して、PG内部の磁気傾斜角をその周囲の磁気傾斜角と比較します。データは、ひので衛星、スウェーデン太陽望遠鏡、GREGOR太陽望遠鏡の3つの天文台によって取得されています。PGの動きの方向は、特徴追跡によって決定されます。磁場情報を含むPGとその周囲の大気条件は、高さ層別分光偏光反転法によって取得されます。結果。444個の内向きに動くPGと269個の外向きに動くPGのサンプルでは、内向きに動くPGの43%が周囲の傾きよりも$8^\circ\pm4^\circ$大きい磁気傾きを持ち、51%が磁気傾きを持っていることを示します。外側に移動するPGは、周囲のPGよりも$13^\circ\pm7^\circ$だけ傾きが小さくなります。傾きの逆の関係は、内向きと外向きのPGの5分の1のみで観察されます。結論。傾斜の少ない磁場に囲まれたPG内で上昇する高温プラズマは、その軌道をより垂直になるように適応させ、PGの見かけの内側への動きを引き起こす可能性があります。逆に、より水平な周囲の磁場に引きずられて、外見上の見かけの動きが観察される場合もあります。
ベテルギウスは本当に回転しているのでしょうか？アルマ望遠鏡による赤色超巨星の3次元シミュレーションによる大規模対流の観測
| Title |
Is_Betelgeuse_really_rotating?_Synthetic_ALMA_observations_of_large-scale_convection_in_3D_simulations_of_Red_Supergiants |
| Authors |
Jing-Ze_Ma,_Andrea_Chiavassa,_Selma_E._de_Mink,_Ruggero_Valli,_Stephen_Justham,_and_Bernd_Freytag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16885 |
大質量星の進化段階はほとんど理解されていないが、ベテルギウスなど近くの赤色超巨星の空間分解観測から貴重な制約を導き出すことができる。双極子速度場を示すベテルギウスのアルマ望遠鏡観測は、$v\sini\sim5\,\mathrm{km\,s^{-1}}$の回転速度の証拠として解釈されています。これは、単星の進化によって予測されたものよりも2桁大きく、ベテルギウスが連星の合体生成物であるという示唆につながります。代わりに、速度場は大規模な対流運動によるものである可能性があると提案します。結果として得られる表面速度マップは、特に現在のアルマ望遠鏡ビームの場合のように、乱流の動きが部分的にしか解決されていない場合には、回転と間違われる可能性があります。我々は、合成ALMA画像とSiOスペクトルを予測し、観測された動径速度マップと比較するために後処理された非回転赤色超巨星の3DCO5BOLDシミュレーションでこの主張を裏付けています。私たちのシミュレーションでは、$\sim50\%$の確率が、ベテルギウスで主張されているのと同じくらい高い回転速度の証拠として解釈されることを示しています。私たちは、ベテルギウスが実際に急速に回転しているかどうかを確証するには、少なくとも別のアルマ望遠鏡観測が必要であると結論付けています。このような観察は、進化の後期段階における角運動量と連星相互作用の役割についての洞察も提供するでしょう。このデータは、超新星の直接の先祖であり、重力波源の形成に不可欠であると考えられている赤色超巨星の大気中の構造と複雑な物理過程をさらに詳しく調べることになる。
星の軌跡。 VII. GALEX GR6+7 AIS および Gaia EDR3 に基づく 500 万個の FGK 星の測光金属量
| Title |
Stellar_Loci._VII._Photometric_Metallicities_of_5_Million_FGK_Stars_Based_on_GALEX_GR6+7_AIS_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Xue_Lu,_Haibo_Yuan,_Shuai_Xu,_Ruoyi_Zhang,_Kai_Xiao,_Yang_Huang,_Timothy_C._Beers,_and_Jihye_Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16901 |
GALEXGR6+7AISおよびGaiaEDR3からの測光データをSAGAおよびPASTELカタログからの恒星パラメーターと組み合わせて、矮星($\rm0.4<BP-RP<1.6$)と巨人($\rm)の高品質のトレーニングサンプルを構築します。0.6<BP-RP<1.6$)。経験的な温度と吸光に依存する吸光係数を使用して、慎重な赤化補正を適用します。2つのサンプルを使用して、星の軌跡(NUV$-$BP対BP$-$RPの色)、金属性、および$\rmM_G$の間の関係を確立します。特定のBP$-$RPの色について、[Fe/H]の1dexの変化は、太陽型恒星のNUV$-$BPの色の約1等級の変化に対応します。これらの関係は、NUV$-$BP、BP$-$RP、および$\rmM_G$に基づいて金属量を推定するために使用されます。GALEXNUVバンドにおける強い金属量依存性のおかげで、私たちのモデルは、矮星の場合は約$\sigma_{\rm[Fe/H]}$=0.11dexの典型的な測光金属量精度を可能にし、$\sigma_{\rm[巨人の場合はFe/H]}$=0.17dex、有効金属量の範囲は小人の場合は[Fe/H]$=-3.0$、巨人の場合は[Fe/H]$=-4.0$まで広がります。また、NUVバンドに基づく測光金属量の推定は、以前の測光技術ほど炭素増強の影響を受けないこともわかりました。ガイアとギャレックスのデータを使用して、ほぼ全天の約500万個の星の金属量を推定しました。これには、約450万個の矮星と50万個の巨人が含まれます。この研究は、測光金属量を推定するためのNUVバンドの可能性を実証し、今後の中国宇宙ステーション望遠鏡などの宇宙望遠鏡からのNUVデータを利用するための基礎を築きます。
若い散開星団 NGC 2516 の星地震学 I: 測光と分光観測
| Title |
Asteroseismology_of_the_young_open_cluster_NGC_2516_I:_Photometric_and_spectroscopic_observations |
| Authors |
Gang_Li,_Conny_Aerts,_Timothy_R._Bedding,_Dario_J._Fritzewski,_Simon_J._Murphy,_Timothy_Van_Reeth,_Benjamin_T._Monter,_Mingjie_Jian,_Joey_S._G._Mombarg,_Seth_Gossage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16991 |
孤立星の星地震モデリングは、星のパラメーター、特に星の年齢を正確に決定することが難しいため、重大な課題を抱えています。これらの課題は、初期の化学組成を共有する散開星団内の星を観察することで克服できます。TESSによる光度曲線により、これまでにないレベルで星団内の星の変化を調査、分析することができます。私たちは、若い散開星団NGC2516の初期型主系列メンバーにおける重力モード振動を検出することを目的としています。301個のメンバー星をサンプルとして選択し、TESSFFI光度曲線を分析しました。また、gモードパルセータ用のFEROSを使用して高分解能スペクトルも収集しました。理論上の等時線を星団の色等級図(CMD)に当てはめることにより、年齢は102$\pm$15Myrと決定され、550nmでの減光($A_0$)は0.53$\pm$0.04等であると推測されました。。我々は、表面輝度変調のある星147個、gモード脈動のある星24個（$\gamma$Doradusまたはゆっくり脈動するB星）、pモード脈動のある星35個（$\delta$Sct星）を特定した。色指数で分類すると、$\delta$Sct星の振幅スペクトルは明確な順序を示し、識別できる周波数と温度の関係が明らかになります。2つのSPBと9つの$\gamma$Dor星の周期間隔パターンから測定された中心核付近の回転速度は、最大3/dに達します。これは、同様の変動タイプのフィールド星のケプラーデータから見つかった値の上限にあたります。$\gamma$Dor星の内部回転速度は臨界値の50%に達しますが、SPB星は臨界速度に近い回転速度を示します。中間赤外線では長期的な明るさと色の変化は見つかりませんでした。これは、サンプル中に円盤や殻の形成イベントが存在しないことを示唆しています。また、gモードパルセータの分光観察の結果についても説明しました。
静的なコンパクトな物体の形成による最大エネルギー放出について
1987年に観測されたII型超新星1987A(SN1987A)は、\mbox{$Q\about3\times10^{53}$erg}}のエネルギーを放出しました。この巨大なエネルギーは本質的に、重力コンパクト性または赤方偏移$z_b\約0.15$を持つ、生まれたばかりの冷中性子星の重力ポテンシャルまたは自己重力エネルギー(PE)の大きさです。任意の高い$z_b$を持つ冷たい超小型天体(UCO)の形成によって放出される可能性のあるエネルギー量の上限はいくらなのか疑問に思う人もいるかもしれません。したがって、ここで初めて、冷たくて静的であると仮定した、均質一般相対論的UCOのPEの解析式を取得します。質量$M$の均質UCOのPEはMc$^2$を超え、1.34Mc$^2$にもなる可能性があることがわかります。この結果は、驚くべきことではありますが、標準の一般相対性理論(GTR)に基づいた\textit{正確で正しい}分析計算から得られたものです。さらに、接線応力によって支えられたUCOは不均一であり、PE$\sim$2.1Mc$^2$を持つ中性子星よりもはるかに重い可能性があるため、原理的には、数個の太陽質量($M_\odot$)のUCOが形成されることになる。エネルギー$Q\sim10^{55}$ergを放出する可能性があります。
MagPIE を使用した全球 MHD シミュレーション : 電離層に対する磁束移動イベントの影響
| Title |
Global-MHD_Simulations_using_MagPIE_:_Impact_of_Flux_Transfer_Events_on_the_Ionosphere |
| Authors |
Arghyadeep_Paul,_Antoine_Strugarek_and_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16134 |
この研究では、電離層に対する磁束移動現象(FTE)の影響の調査を可能にする、MagPIEと呼ばれる最近開発された磁気圏-電離層結合モデルを紹介します。私たちの発見は、電離層への影響におけるカスプとFTEの再接続の顕著な役割を強調しています。電離層上の磁場整合電流(FAC)によって表されるFTE信号の典型的な形態は、U字型パッチで囲まれたI字型パッチを特徴とする明確なパターンを示すことが示されています。さらに、FTEから生じるFACの影響が電離層上の閉じた磁力線の領域にまで十分に及ぶ可能性があることを実証します。これらのFACは、離散的な昼のオーロラアークに顕著な類似性を示すことが見られ、FTEがそのような現象の考えられる原因と考えられるさらなる証拠を提供します。さらに、FTEは電離層の流れの渦のようなパターンを生成します。これは、FTEを生成するFACの特性に応じて、双渦または複数の渦の組み合わせとして現れることがあります。さらに、MagPIEモデルから得られたシミュレートされた電離層の特徴とSWARM衛星によって行われた観測との間の形態学的類似性の説得力のある証拠を提示します。私たちのモデルと観測データの一致により、モデルの信頼性がさらに強化され、FTEによって引き起こされる複雑な電離層への影響を理論的に調査するための新しい道が開かれます。
有限バブル統計が後期宇宙論的相転移を抑制する
| Title |
Finite_Bubble_Statistics_Constrain_Late_Cosmological_Phase_Transitions |
| Authors |
Gilly_Elor,_Ryusuke_Jinno,_Soubhik_Kumar,_Robert_McGehee,_and_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16222 |
標準模型(SM)の温度$T_{\rmPT}\lesssim$GeVよりも遅い時間に起こる一次宇宙論的相転移(PT)を考えます。バブルの核生成の本質的な確率的性質と、遅い時間のPTに関連するバブルの数が有限であるため、PTの完了時間にはスーパーホライズンの変動が発生します。私たちは、PTダイナミクスの微物理とは独立して、そのような変動が最終的に普遍的な特性を持つ曲率変動をどのように引き起こすかを計算します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と大規模構造(LSS)の測定を使用して、ダークセクターPTで放出されるエネルギーを制限します。0.1eV$\lesssimT_{\rmPT}\lesssim$keVの場合、この制約は追加のニュートリノ種$\DeltaN_{\rmeff}$からの現在の限界よりも強く、場合によってはCMB-S4投影よりも強力です。。CMBスペクトル歪みとパルサータイミングアレイの将来の測定も、keV$\lesssimT_{\rmPT}\lesssim$GeVに対して競争力のある感度を提供するでしょう。
ボレキシーノ後の太陽ニュートリノ束の直接測定の状況
| Title |
Status_of_Direct_Determination_of_Solar_Neutrino_Fluxes_after_Borexino |
| Authors |
M._C._Gonzalez-Garcia,_Michele_Maltoni,_Jo\~ao_Paulo_Pinheiro,_Aldo_M._Serenelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16226 |
我々は、Borexinoの3段階の最終結果を含む、最新の地上および太陽ニュートリノデータの地球規模の解析から太陽ニュートリノフラックスを決定します。解析は、太陽の光度制約を考慮した場合と考慮しない場合の3つのニュートリノ混合の枠組みで実行されます。ガリウム実験からの入力に対する結果の独立性について議論します。決定されたフラックスは、最新の標準太陽モデルによって提供される予測と比較されます。CNOサイクルで生成される太陽ニュートリノフラックスの正規化に関する仮定と、モデルのテストに使用された特定のフラックスセットに対するモデル比較の依存性を定量化します。
インフレーション中の運動極の横断: 原始ブラックホールと重力波
インフレーション中に通過する可積分極を持つインフレーション運動関数を考えます。このシナリオは、検出可能な信号を伴う原始スカラー不均一性のスペクトルの強化につながります。原始ブラックホールの形成(暗黒物質を説明できる可能性があります)およびスカラー誘起重力波(最近のパルサータイミングアレイの観測を再現できる可能性や、将来の検出器での信号を予測できる可能性があります)LISAまたはETとして)。スペクトルシグネチャは、極のインフレトン質量寸法が2より大きいか小さいかによって異なります。2をわずかに下回る値では、穏やかなチューニングで大きなパワースペクトルの強化が可能になります。最後に、ある特定のインフレトン場値で光になるプランク粒子の量子効果により、インフレトンの異常次元として運動極が発生する可能性について議論します。
天体物理学におけるアクシオンレーザーのレビュー
アクシオンは、適切な周波数の周囲光子によって、または隣接するアクシオンの崩壊からの光子によって刺激されて光子に崩壊することができます。アクシオン密度が十分に高い場合、光子の強度を増幅することができ、これは一種のレーザー発振またはアクシオンメーザーです。ここでは、アクシオンレージングが出現し、検出される可能性がある天体物理学的状況を検討します。
| Title |
WIMP_constraints_from_black_hole_low-mass_X-ray_binaries |
| Authors |
Arpan_Kar_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.),_Hyomin_Kim_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.),_Sang_Pyo_Kim_(Gunsan_Natl._U.),_Stefano_Scopel_(CQUeST,_Seoul_and_Sogang_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16539 |
ブラックホール(BH)低質量X線連星(BH-LMXB)A0620-00およびXTEJ1118+480で観察された異常に速い軌道崩壊は、ダークマター(DM)と伴星の間の動的摩擦によって説明できるこの系の低質量BH(数個の$M_\odot$の)の周りを周回しています。この場合、BHを囲むDMスパイクのインデックス$\gamma_{\rmsp}$の値を数パーセントの精度で特定できます。これは、超巨大BHなどのはるかに大きなシステムの場合よりもはるかに優れています。(SMBH)銀河中心またはM87にあります。XTEJ1118+480からのデータを使用して、DM消滅が$b\bar{b}$チャネルによって駆動されると仮定して、WIMP消滅断面積と速度$\langle\sigmav\rangle$に限界を設定しました。$s$-waveで進みます。この境界は、BH付近の磁場中を伝播する$e^\pm$最終状態によって生成される無線シンクロトロン信号によって駆動されます。TeVスケールまでのDM質量$m_\chi$の場合、XTEJ1118+480は、観測された熱WIMPの宇宙におけるDM遺物密度。一方、$m_\chi\gtrsim$15GeVの場合、GCまたはM87のSMBHからの境界は、XTEJ1118+480と比較してはるかに大きなDM密度が生成される可能性があるにもかかわらず、対応するスパイクインデックスが考慮されます。XTEJ1118+480の境界は、空間拡散に対する感度が穏やかですが、拡散により磁場の強度に対する結果の感度が高まります。額面通りに考えると、磁場の強度が1TeVよりも小さい場合を除き、$\langle\sigmav\rangle$におけるXTEJ1118+480の境界は、$m_\chi\lesssim$1TeVに関して他のすべての境界と比較して最も制約的です。その等分配推定。
連星中性子星の f モード動的潮流に対する推定核パラメーターのコスト
| Title |
Cost_of_inferred_nuclear_parameters_towards_the_f-mode_dynamical_tide_in_binary_neutron_stars |
| Authors |
Bikram_Keshari_Pradhan,_Tathagata_Ghosh,_Dhruv_Pathak,_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16561 |
連星系の中性子星(NS)からの重力波(GW)観測は、核パラメータを制約するための優れたシナリオを提供します。Prattenらの調査は、(2022)は、連星中性子星(BNS)システムのGW波形モデルにおけるfモードの動的潮汐補正を無視すると、NS特性とNS状態方程式(EOS)の測定に大きな偏りが生じる可能性があることを示しました。この研究では、動的潮汐補正を無視した結果として生じる核パラメータの偏りを調査します。さらに、この研究は、核パラメータの感度と、将来のGW観測から推定されるそれらの制約を実証します。相対論的平均場モデル内でNS物質を記述することにより、GW観測から核パラメータを推測します。GWイベントの母集団については、動的潮汐を無視すると、動的潮汐補正を考慮した場合のシナリオと比較して、核子有効質量($m^*$)の中央値が$\sim6\%$低く予測されることがわかります。一方、90\%信頼区間(CI)では、$m^*$はA+(観測感度5のLIGO-Virgo検出器)で$\sim5\%$および$\sim3\%$までに制限されます。run)とCosmicExplorer(CE)をそれぞれ実行します。また、GWイベントのアンサンブルを考慮して、圧縮率、対称エネルギー、対称エネルギーの傾きなど、他のすべての核パラメータに対する結果として生じる制約についても議論します。fモードの力学潮汐を無視しているため、$m^*$以外の核パラメータの解析には重大な影響は見られません。
弱い双曲遭遇からの重力波の確率的背景の検出可能性
| Title |
Detectability_of_gravitational_wave_stochastic_background_from_weakly_hyperbolic_encounters |
| Authors |
Morteza_Kerachian,_Sajal_Mukherjee,_Georgios_Lukes-Gerakopoulos,_and_Sanjit_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16634 |
離心率が1に近いブラックホール-ブラックホール(BH-BH)双曲衝突によって生成される確率的重力波(GW)背景を計算し、計画されているGW検出器のそれぞれの感度曲線と比較します。ケプラーポテンシャルを使用して衝突の軌道をモデル化し、四重極公式を使用して放出されたGWを計算します。BHの質量は$5M_{\odot}$から$55M_{\odot}$までの範囲で、赤方偏移$5$までのクラスター内で発生する双曲線遭遇を考慮します。クラスターがビリアル化されると仮定し、質量とビリアル速度が異なるいくつかのクラスターモデルを研究し、最終的に平均的な意味でのバックグラウンドを表示するための累積結果を提供します。各周波数の累積結果の最大値と最小値を使用して、楽観的シナリオと悲観的シナリオの両方に対する分析式を提供します。私たちの結果は、これらの遭遇からの背景が第3世代の検出器である宇宙探査機とアインシュタイン望遠鏡によって検出される可能性が高く、一方、より低い周波数の尾部がDECIGOと交差していることを示唆しており、将来地上と宇宙の両方で発生源となる可能性があります。GW探知機。
我々は、重マヨラナニュートリノが温度依存性の質量を示し、$CP$に違反する崩壊を起こすという二重レプトジェネシスによって物質-反物質の非対称性を説明する新しいシナリオを提案する。このシナリオは、レプトジェネシスの2つの異なる段階を想定しています。1つは電弱スケールより上で、もう1つはそれより下で発生します。スファレロンプロセスは最初のレプトン非対称性をバリオン非対称性に変換しますが、2番目の非対称性はデカップリングのため変換されません。このメカニズムは、ヘリウム4の最近の観測によって示唆されているように、バリオンとレプトンの非対称性の間の重大な不一致を説明できる可能性があります。さらに、私たちのモデルは、現在のマヨラナニュートリノの質量が電弱スケールよりも軽いことを示唆しており、さまざまな地上環境での実験検証のための具体的な手段を提供します。
真髄を追跡する
最小結合正準スカラー場と漸近逆べき乗則ポテンシャル$V(\varphi)\propto\varphi^{-p}$,$p>0$を使用した、空間的に平坦で等方性の時空における本質の追跡$\varphi\rightarrow0$として、新しい3次元\emph{normal}力学系を導入することによって研究されます。これにより、追跡機能の厳密な説明が可能になります。1)動的システムには、$から始まる単一の追跡解に向けて近くの解の開いたセットを押し出す2次元の安定多様体を備えた追跡固定点$\mathrm{T}$があります。\mathrm{T}$;2)トラッカーソリューションとそれを追跡/シャドウするソリューションを含むすべてのソリューションは、可能性に依存する共通の将来のアトラクター固定点で終了します。したがって、トラッカーソリューションをシャドウする解のオープンセットは、トラッキングクインテッセンスエポック中にそのプロパティを共有します。また、凍結の本質を追跡、解凍、スケーリングするための基礎となるメカニズムの類似点と相違点についても議論し、さらに、これらのタイプの本質のすべてが特定のポテンシャルに対して同時に存在することを状態空間図で示します。
影観察による有限距離におけるカーブラックホールのパラメータの決定
| Title |
Determining_parameters_of_Kerr_black_holes_at_finite_distance_by_shadow_observation |
| Authors |
Kenta_Hioki_and_Umpei_Miyamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.16802 |
私たちは、カーブラックホールの物理パラメータ（比角運動量$a$、傾斜角$i$、観測者からの距離$D$）を影の大きさや形状などの情報のみから決定する新しい方法を提案します。。私たちの方法の重要な点は、(i)距離を自由パラメータとして扱うこと、(ii)影の輪郭をフーリエ級数として拡張すること、および(iii)フーリエ係数から主成分を構築することです。これらの点により、円盤からの影の形状のサイズと偏差を特徴付ける観測値である3つの主成分と3つのパラメータ($D/M、a/M、i)の値の間で1対1のマッピングを取得できます。$)、$M$はブラックホールの質量です。私たちの手法は、さまざまな種類のブラックホールや降着円盤を伴うブラックホールにも適用できます。
STRAUSS の紹介: 柔軟なソニフィケーション Python パッケージ
無料のオープンソース(FOSS)機能で動作する、モジュール式で自己完結型の柔軟なPythonソニフィケーションパッケージであるSTRAUSS(SonificationToolsandResourcesforAnalysisusingSoundSynthesis)を紹介します。STRAUSSは、科学データの探索と分析の両方に適した柔軟なツールであること、また公共の活動や芸術的文脈に適した音響化を生成することを目的としています。STRAUSSの背後にある動機と、それがどのようにデザインの選択につながるかを説明します。基本的なコード構造と概念についても説明します。次に、出力ソニフィケーションの例、具体的には次のとおりです。(1)データ探索のための一変量データ(つまり、単一のデータ系列)の複数の表現。(2)多変量データをサウンドにマッピングして、それらのデータ変数がどのように関連しているかを解釈する方法。(3)没入型仮想現実のための完全な空間オーディオの例。STRAUSSの開発が加速するにつれて、将来の機能の一部をほのめかしながら要約します。
SPARC 銀河回転曲線データベースを使用したワイル幾何学的重力のテスト
我々は、重力作用がワイル曲率スカラーの二乗から構築されるワイル幾何重力モデルにおける銀河回転曲線の特性とワイルベクトルの強度の詳細な研究を提示する。この理論では、補助スカラー場を導入することによって得られるスカラーベクトルテンソル表現を認めています。ワイルベクトルには動径成分のみがあると仮定すると、場方程式の正確な解が得られます。これは3つの積分定数に依存し、シュヴァルツシルトの解と比較すると、動径方向に1次と2次の2つの新しい項が含まれます。座標。この解決策の枠組みの中で、銀河ハロー内の安定した円軌道を移動する大質量試験粒子の接線速度の正確な一般相対論的表現が得られます。SpitzerPhotometry&AccurateRotationCurves(SPARC)データベースからの175個の銀河を使用して、モデルの理論的予測をテストします。マルチスタート法とグローバル検索法を使用して、共形重力における回転曲線の理論的予測をSPARCデータに適合させます。接線速度の合計表現には、バリオン物質の効果と質量対光度比も含まれます。私たちの結果は、ワイル幾何重力の単純な解法が、SPARCサンプルの多種多様な回転曲線をうまく説明でき、捉えどころのない暗光を導入する必要なしに、銀河ハロー内の粒子ダイナミクスの満足のいく記述を提供できることを示しています。物質粒子。
スーパーラディアンスの終了: クラウドの逆襲
回転するブラックホールの近くにある超軽量ボソンの超放射雲は、赤外線における素粒子物理学の決定的な役割を果たします。しかし、近くの連星伴星による潮汐の擾乱はボソン雲を不安定にし、さらには超放射を終了させる可能性があります。この研究では、半緯度直腸、離心率、傾斜角によってパラメータ化された一般的な連星軌道のダイナミクスに対する超放射終端の逆反応を考慮します。私たちの分析は、ExtremeMassRatioInspiral(EMRI)システムに焦点を当てており、周期平均近似を使用して、ニュートン限界におけるこれらの2値パラメーターの発展方程式を導き出します。我々は、バイナリの進化の歴史が、終了率が低下した大きな円形赤道軌道への逆反応によって大きく変化する可能性があることを発見した。このプロセスは一般に、共鳴帯域から離れた場所でも発生する可能性があります。したがって、私たちの研究は、将来的にEMRIバイナリパラメータの統計を通じて超軽量粒子を調査するための第一歩として役立ちます。
