エーテルスカラーテンソル(AeST)理論は、静的弱場限界における修正ニュートン力学(MOND)の挙動と、$\Lambda$CDMに似た宇宙論的進化をサポートできる一般相対性理論(GR)の拡張です。この理論では静的な球対称の弱場の解を考慮し、結果として得られる方程式が重力ポテンシャルの単一方程式に還元できることを示します。還元された方程式には、ポテンシャルの導関数がゼロを通過するときに明らかに孤立した特異点があり、代わりに、我々が見つけた対応するハミルトニアン系の正準運動量を進化させることによって、これらがどのように除去されるかを示します。我々は、(i)境界のある球状物体の外側の真空、(ii)拡張された所定のソース内、および(iii)銀河団の簡略化されたモデルとして機能する静水圧平衡にある等温ガスの3つのケースで解を構築します。我々は、真空の場合における以前の研究で得られたニュートンおよびMOND領域に続く振動領域が等温球でも持続することを示し、AeSTのガス密度プロファイルがニュートンまたはMONDの対応物よりも圧縮される可能性があることを示します。等温球のAeSTで半径加速関係(RAR)を構築し、AeSTの弱磁場質量パラメーターの値によって決定される加速度範囲で、MONDRARに対する強化であるピークを表示できることを発見しました。系の質量と重力ポテンシャルの境界値。加速度が低い場合、負の質量密度があるかのように、AeSTRARはMONDの期待値を下回ります。銀河団RARの同様の観測特徴が報告されています。これは、AeSTが銀河団におけるMONDの欠点に対処できる可能性を示していますが、観測と完全に定量的に比較するには、等温の場合を超える必要があります。
ミニハローは宇宙の再電離に影響を与えますか?
宇宙再電離中の電離光子の消費を決定する際の未解決の構造（「ミニハロー」）の役割は、Parkらによる小箱高解像度シミュレーションによる最近の広範な研究にもかかわらず、宇宙再電離のモデル化において未解決の問題のままである。Chanらは、小規模ボックス研究ではすべての環境を完全にサンプリングすることができないためです。この論文では、これらのシミュレーションを「コンピュータによる宇宙再イオン化」(CROC)プロジェクトのラージボックスシミュレーションと組み合わせて、環境の全範囲を説明し、水素原子ごとの再結合数の推定値を生成できるようにしています。CROCやThesanなどの大規模シミュレーションでは見逃されます。私は、未解決のミニハローでの組換えは、大規模な宇宙構造や、より大規模で完全に解決されたハローの内部で生じる組換えに比べて、まったく無視できるほど小さいことを発見しました。Parketal.とチャンら。研究には厳しい制限があるため、この論文の結論は、より代表的な小箱高解像度シミュレーションのセットで検証する必要があるかもしれません。
インフレーションの拡張スタロビンスキーおよびワイル重力モデルに対する観察上の制約
| Title |
Observational_Constraints_on_Extended_Starobinsky_and_Weyl_Gravity_Model_of_Inflation |
| Authors |
Piyabut_Burikham,_Teeraparb_Chantavat_and_Pongsapat_Boonaom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01010 |
利用可能な最新の観測データを使用して、拡張されたスタロビンスキーとワイルのインフレーション重力モデルに対する制約を提示します。このデータには、プランクおよびBICEP/Keck2018(BK18)からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性測定のほか、暗黒エネルギー調査(DES)からの宇宙シアおよび銀河の自己相関および相互相関関数の測定を含む大規模構造データが含まれます。6dF、MGS、BOSSからのバリオン音響振動(BAO)測定、およびPantheon+サンプルからの超新星Ia型からの距離測定。単一の追加パラメーターを導入することにより、各モデルは、すべての観測データとの一貫性を維持しながら、パラメーター空間のより広い領域を包含するようにスタロビンスキーモデルを拡張します。特に$e$折りの回数が多い場合、これらのモデルは、元の$R^2$Starobinskyモデルとは対照的に、テンソル対スカラー比($r$)の実行可能な範囲を非常に小さな値$r<0.001$まで拡張します。さらに、我々の結果は、初期のCMB測定と後期の大規模構造観測との間の$H_0$と$S_8$の緊張を強調し続けています。
分解された X 線および光学 IR データからの静水圧からレンズ質量へのバイアス
| Title |
The_hydrostatic-to-lensing_mass_bias_from_resolved_X-ray_and_optical-IR_data |
| Authors |
M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_G._W._Pratt,_E._Pointecouteau,_I._Bartalucci,_M._De_Petris,_A._Ferragamo,_C._Hanser,_F._K\'eruzor\'e,_F._Mayet,_A._Moyer-Anin,_A._Paliwal,_L._Perotto,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01154 |
銀河団塊の正確な再構成は、この天体の集団を宇宙論的探査機として使用するための鍵となります。この研究では、$z=0.05$と$1.07$の間の赤方偏移範囲で質量が均一に再構築された53個のクラスターのサンプルについて、静水圧とレンズ質量のスケーリング関係に関する研究を紹介します。実際、各クラスターの$M_{500}$質量は、先験的な観測可能な質量スケーリング関係を使用せずに、X線データとレンズデータから抽出された質量プロファイルから推定されました。私たちは、他の公表されている質量推定値に関して、参照分析で推定された質量の体系的な分散を評価しました。この系統的な散乱を考慮しても主な結果は変わりませんが、質量再構成法または使用したデータセットに関連する不確実性が伝播する可能性があります。私たちの分析では、静水圧からレンズ質量へのバイアス$(1-b)=0.739^{+0.075}_{-0.070}$が得られ、赤方偏移による進化の証拠はありません。これらの結果は、サブサンプルの違いに対して堅牢です。
X線でNGC 1275/ペルセウス星団の対応するスペクトルを分離する
| Title |
Separating_the_spectral_counterparts_in_NGC_1275/Perseus_cluster_in_X-rays |
| Authors |
Elena_Fedorova,_Lidiia_Zadorozhna,_Anatolii_Tugay,_Nadiia_Pulatova,_Alexander_Ganz,_Olexandr_Gugnin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01174 |
私たちは、スペクトルフィッティングモデルを使用せずに、すざく/XISカメラによって観測されたスペクトルにおいて、AGNNGC1275のスペクトルに対応するものを、それを囲むペルセウス星団の発光から分離するためのレシピを開発しました。ペルセウス星団の放出は、AGNが最も多く存在する高密度環境での典型的なエネルギーよりも高いエネルギー(つまり、最大9～10keV)に達します。この場合、AGNスペクトルとクラスタースペクトルの分離が特に重要になるのはそのためです。クラスターを構成する元素の豊富さ、原子核自体の熱放射とコンプトン放射、ジェットSSC/IC放射スペクトルパラメーターなどの膨大な量のスペクトルフィッティングパラメーターによる縮退を避けるために、スペクトルを避けることを好みます。このタスクを実行するために使用法を適合させます。代わりに、コンポーネントの空間解像度と二重背景の減算を使用します。この目的のために、すべての光子を収集するために次の領域を選択します。(1)光源(AGN)の周囲の円形または正方形の領域。(2)AGNを囲むリング状(または重なり合わない正方形)領域(クラスターの場合)。(3)背景用のリモートの空の円形領域。これらの領域からフォトンを収集したら、ソースとクラスターのスペクトルからバックグラウンド(つまり、3番目の領域からのフォトン)を差し引きます。次に、AGNスペクトルから再正規化されたクラスター数を減算します。AGNの輝線振幅とクラスタースペクトルの関係を繰り込み係数として使用します。この手順をNGC1275の「すざく/XIS」観測データ全体に対して実行し、このシステムでのAGN発光のきれいなスペクトルと光度曲線を取得しました。
宇宙の謎: 大規模構造形成に対する宇宙の曲率と暗黒エネルギー摂動の影響を解明する -- パート I
| Title |
Cosmic_Riddles:_Unraveling_the_Influence_of_Cosmic_Curvature_and_Dark_Energy_Perturbations_on_Large-Scale_Structure_Formation_--_Part_I |
| Authors |
Bikash_R._Dinda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01393 |
この研究では、スカラーゆらぎに焦点を当て、異方性応力源を排除し、一般相対論的一次摂動理論を通じて構造形成に対する宇宙曲率の影響を調査します。宇宙の曲率をアインシュタイン方程式に組み込んで、連続性とオイラー方程式を分析します。私たちは、後期のダイナミクスに重点を置き、特にサブハッブルスケールに焦点を当てて、宇宙の曲率と暗黒エネルギー摂動の存在下での物質密度コントラストの進化を調査します。進化方程式を解き、宇宙クロノメーター、バリオン音響振動、Ia型超新星観測、$f\sigma_8$データを用いたデータ解析を行っています。特定のパラメーターの制約は一貫していますが、宇宙の曲率を除外すると、$\Lambda$CDMおよびwCDMモデルの$\Omega_{\rmm0}$と$\sigma_{\rm80}$の制約が厳しくなります。興味深いことに、ダークエネルギーの非ファントム挙動は、さまざまなデータの組み合わせにわたってwCDMモデルとCPLモデルの両方でより有利であることが証明されています。
湯川が結合したダークセクターモデルと宇宙論的緊張
| Title |
The_Yukawa-Coupled_Dark_Sector_Model_and_Cosmological_Tensions |
| Authors |
Gang_Liu,_Yuhao_Mu,_Jiaze_Gao,_Yufen_Han_and_Lixin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01410 |
この論文では、初期ダークエネルギー（EDE）と冷たい暗黒物質の間の相互作用を調査し、宇宙論的緊張を緩和するための湯川結合ダークセクターモデルを提案します。結合モデルでEDEコンポーネントを利用してハッブル張力を緩和すると同時に、暗黒物質と暗黒エネルギーの間の相互作用を活用して大規模な構造張力を緩和します。相互作用は湯川結合の形式をとり、スカラー場とフェルミオン場の間の結合を記述します。私たちは、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星、局所距離ラダーデータ(SH0ES)、ダークエネルギー調査3年目のデータなど、さまざまな宇宙論データセットを使用して、新しいモデルを分析しました。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用した結果、信頼水準68\%で新しいモデルから得られた$H_0$の制約値は$72.21^{+0.82}_{-0.69}$km/s/Mpcであることが明らかになりました。ハッブル張力を効果的に解決します。EDEモデルと同様に、結合モデルでも$\Lambda$CDMモデルの結果を上回る$S_8$値が得られます。それにもかかわらず、新しいモデルから得られた$S_8$の最適値は0.817であり、EDEモデルの結果の0.8316よりも低くなります。したがって、私たちのモデルは大規模な構造張力を完全には解決できませんが、元のEDEモデルの悪影響は軽減されます。
USRのインフレとバウンスシナリオにおける保存された宇宙論的摂動
インフレシナリオとバウンスシナリオは、地平線問題を克服し、原始的な摂動を生成するメカニズムを提供する2つのフレームワークです。この研究では、インフレーションシナリオとバウンスシナリオの両方の単一フィールドモデルにおける摂動の保存を調査します。ここで、量$z=a\,\rmd\phi/{\rmd}\loga$は$スケール係数を表すa$とスカラー場を表す$\phi$は時間とともに減少します。この動作は、膨張の状況では超低速ロール段階で、バウンスの状況では収縮段階で発生することが観察されています。バウンスシナリオの超低速ロール段階と収縮段階の両方での共動曲率摂動に関連する共役運動量が超ハッブル限界で保存されることを示します。インフレーションの枠組み内で、この運動量の保存により、超低速ロール段階全体にわたる摂動の進化が可能になり、超低速ロールの前にハッブル半径を出るモードのパワースペクトルの計算が可能になることを示します。フェーズが始まります。同様に、バウンスのコンテキストでは、この方法を使用してバウンス後のパワースペクトルを決定できます。私たちは数値的議論と分析的議論の両方で私たちのアプローチを支持します。
Ly$\alpha$ 不透明度の指標に対するさまざまな不均一再イオン化履歴の影響
| Title |
The_impact_of_varying_inhomogeneous_reionization_histories_on_metrics_of_Ly$\alpha$_opacity |
| Authors |
Caitlin_C._Doughty,_Joseph_F._Hennawi,_Jose_O\~norbe,_Frederick_B._Davies,_Zarija_Luki\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01480 |
水素の再イオン化の時代は$z=5$までに完了しますが、より高い赤方偏移での進行は不確かです。Ly$\alpha$森林の不透明度の測定では、$z<6$で大きな散乱が見られ、中性率($x_\mathrm{HI}$)、温度、または電離背景の空間変動が個別または組み合わせて示唆されている。ただし、これらの効果は退化するため、観察を適切に解釈するには、これらの物理学を並行してモデル化する必要があります。このプロセスは、後で電離バックグラウンド変動を組み込むことを目的として、再電離履歴とそれに伴う温度変動をモデル化するためのフレームワークを開発することから始めます。これを行うために、半数値コードAMBERを使用していくつかの再イオン化履歴を生成し、観察されたCMB光学深度と暗ピクセル部分に準拠する体積加重中性部分を持つ履歴を選択します。これらの履歴を\texttt{Nyx}宇宙流体力学コードに実装して、シミュレーション内のガスの進化と、それに関連するLy$\alpha$の森の不透明度の指標を調べます。IGM内の圧力平滑化スケールは、温度と密度の関係の断熱指数と強く相関していることがわかりました。再イオン化時の光加熱が20,000Kのモデルは、10,000Kのモデルよりも観測された$z=5$1D磁束パワースペクトルの形状をよりよく再現できるものの、最高の波数と一致しないことがわかりました。シミュレートされた自己相関関数と光学的深さの分布は、観測値と比較して、それぞれ系統的に低く、狭いですが、再電離履歴の期間が長く、再電離赤方偏移の分布がより対称的である場合、または残存している場合には、より良く一致します。$z<6$の中立領域。体系的に低い分散には、変動するUVBを追加する必要がある可能性があります。
NANOGrav による、さまざまな QCD 物質シナリオにおける一次閉じ込め - 脱閉じ込め相転移のヒント
| Title |
NANOGrav_hints_for_first-order_confinement-deconfinement_phase_transition_in_different_QCD-matter_scenarios |
| Authors |
Zu-Cheng_Chen,_Shou-Long_Li,_Puxun_Wu,_and_Hongwei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01824 |
いくつかのパルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究による最近の観測により、ナノヘルツ帯域の確率信号に関する有力な証拠が明らかになりました。この信号は、潜在的に一次カラー電荷閉じ込め相転移に由来する重力波(GW)バックグラウンドと著しく一致します。クォークやグルーオンなどの特有の量子色力学(QCD)物質とその多様な相転移プロセスは、異なるGWエネルギー密度スペクトルを生成する可能性があります。このレターでは、NANOGrav15年データセットのベイジアン解析を利用して、ホログラフィックQCDの枠組みにおけるさまざまなQCD物質シナリオの相転移から観測されたGWのPTA信号との適合性を調査します。我々は、GWの重要な源の1つであるバブルダイナミクスがジュゲ爆発によるホログラフィックQCDの硬壁モデルにおける純粋なクォーク系の閉じ込め-脱閉じ込め相転移からのGWによってPTA信号が効果的に説明できることを発見した。。特に、我々の分析は、観測されたPTA信号を説明する際の、純粋なグルーオンQCD物質シナリオと相転移の非暴走バブル動力学モデルの妥当性を決定的に除外している。
eBOSS DR16 の完全形状解析による初期ダーク エネルギーの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_on_early_dark_energy_from_the_full_shape_analysis_of_eBOSS_DR16 |
| Authors |
Rafaela_Gsponer,_Ruiyang_Zhao,_Jamie_Donald-McCann,_David_Bacon,_Kazuya_Koyama,_Robert_Crittenden,_Theo_Simon,_Eva-Maria_Mueller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01977 |
私たちは、完了したeBOSS調査のデータを使用して、赤色発光銀河(LRG)、クエーサー(QSO)、輝線銀河(ELG)に焦点を当て、ハッブル張力に対処する際の初期ダークエネルギー(EDE)の有効性を評価します。私たちは、3つのトレーサーすべてのパワースペクトルの完全な形状解析に基づいて宇宙論的パラメーターの測定を実行します。この全形状解析は大規模構造有効場理論（EFTofLSS）を用いて行われます。EDEは体積投影効果の影響を強く受けることが知られており、それが宇宙論的制約の解釈を困難にしています。EDEフル形状解析内のボリューム投影効果を定量化するために、広範な模擬研究を通じてEFTofLSSの迷惑パラメータに対するさまざまな以前の選択の影響を調査します。古典的なガウス事前分布を、$\Lambda$CDMのボリューム射影効果を軽減することが知られている非有益なジェフリー事前分布と比較します。当社の完全形状解析では、eBOSSおよびBOSSデータをプランク、外部バリオン音響振動(BAO)、PantheonPlus、およびSH0ES超新星データと組み合わせます。EDEは、$\Lambda$CDMと比較して、緊張を$5.2\sigma$から$3\sigma$に軽減することを示しています。ガウス事前分布とジェフリー事前分布を使用した68\%の信頼区間で導出された値は、$f_\mathrm{EDE}=0.1179_{-0.022の$H_0=71.73_{-0.86}^{+0.82}$km/s/Mpcです。}^{+0.025}$および$H_0=72.03_{-0.87}^{+0.82}$km/s/Mpc、$f_\mathrm{EDE}=0.1399_{-0.022}^{+0.023}$、それぞれ。ハッブル張力は$\Lambda$CDMと比較して緩和されますが、プランク、外部BAOを使用したBOSSデータの全形状解析とは対照的に、eBOSSデータを含めることでEDE内の張力が$2\sigma$から$3\sigma$に増幅されます。、PantheonPlus、SH0ES。これは、ハッブル緊張の解決を目指すモデルに関する議論に追加の大規模構造データを組み込むことの重要性を浮き彫りにしています。
| Title |
Non-Gaussian_Likelihoods_for_Type_Ia_Supernovae_Cosmology:_Implications_for_Dark_Energy_and_$H_0$ |
| Authors |
Toby_Lovick,_Suhail_Dhawan,_Will_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02075 |
Ia型超新星カタログのスケールとキャリブレーションにおける最新の改良により、宇宙の膨張の歴史に対するダークエネルギーの影響を通じて、ダークエネルギーの特定の性質と進化を制限することが可能になりました。SNe~IaカタログPantheon+でベイズ宇宙論モデルの比較結果を示します。データではFlat$\Lambda$CDMが他のすべてのモデルよりも好まれており、中程度の証拠が見つかりました($\Delta\log\mathcal{Z}\sim2.5$)を使用して、多くの代替ダークエネルギーモデルを拒否します。モデル比較に対する固有速度補正の影響が分析され、固有速度補正を除去すると非$\Lambda$CDMパラメーターでの適合が変化することが示されます。ベイズ手法は、宇宙論モデルの比較だけでなく、データの散乱モデルの比較にも拡張され、パンテオン+ハッブル残差の非ガウス性をテストします。Pantheon+共分散にスケールパラメーターを追加するか、あるいは多変量スチューデントのt分布を使用すると、基準分析よりもデータによく適合し、宇宙論に依存しない証拠が$\Delta\log\mathcal{Z}=2.29$増加することがわかります。とそれぞれ$2.46$。この散乱の改善された処理により、ハッブル定数の制約の不確実性が減少し、$5.7\sigma$で$H_0=73.67\pm0.99$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$が見つかりました。プランクとの緊張。また、ハッブル張力に対する潜在的な解決策として$M_B$遷移モデルを調査しましたが、SNeデータの中にはこれらのモデルを裏付ける証拠は見つかりませんでした。
| Title |
Cosmic_star-formation_history_and_black_hole_accretion_history_inferred_from_the_JWST_mid-infrared_source_counts |
| Authors |
Seong_Jin_Kim,_Tomotsugu_Goto,_Chih-Teng_Ling,_Cossas_K.-W._Wu,_Tetsuya_Hashimoto,_Ece_Kilerci,_Simon_C.-C._Ho,_Yuri_Uno,_Po-Ya_Wang,_and_Yu-Wei_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02090 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の出現により、前世代の赤外線(IR)望遠鏡は、MIRで実現されました。この研究では、JWST源の数を解釈し、宇宙星形成史(CSFH)とブラックホール降着史(BHAH)を制約することを目的としています。我々は、銀河の局所光度関数（LLF）の後方進化を利用して、JWSTのMIRバンドでサブミクロンから数十mJyまでの観測されたソースカウントを再現します。MIRバンドにおけるLLFの形状は、5つの代表的な銀河タイプ(星形成銀河、スターバースト、複合銀河、AGNタイプ2および1)のスペクトルエネルギー分布(SED)のモデルテンプレートを使用して決定されます。以前の結果とともに、6つのMIRバンドのすべての光源数にモデルを同時にフィッティングすることにより、5つの銀河タイプのそれぞれに対するMIRLFの最適な進化を決定し、その後CSFHとBHAHを推定します。JWSTのおかげで、私たちの推定は、以前の研究ではその存在は単なる外挿に過ぎなかった、数十倍も暗い近赤外線源に基づいています。
流星流の物理的調査: 彗星貯留層の比較
この研究では、カナダ自動流星天文台(CAMO)のミラー追跡システムを使用した、ミリメートルサイズの流星の光学調査を紹介します。このシステムは、$\sim$1mの空間精度と10ミリ秒の時間分解能を備えた画像増強望遠鏡システムを通じて、等級+7.5までの流星を追跡します。私たちは、2016年から2022年の間に記録された、既知の親天体を持つ13の流星群からの41個の流星を分析しました。数値的なアブレーションおよび断片化モデルをデータに当てはめ、流星の断片化を10〜500$\mu$mの構成粒子への浸食としてモデル化し、観測された流星を使用しました。モデルパラメータに対するハード制約としてウェイクします。我々は、その場での測定と一致する平均バルク流星体密度を測定した：木星族では602$\pm$155kgm$^{-3}$、木星族では345$\pm$48kgm$^{-3}$ハレー式シャワー。ふたご座流星群は測定されたかさ密度が最も高く、1387$\pm$240kgm$^{-3}$であり、炭素質物質と一致していた。我々は、観測上の制約が少ないデータセットの断片化モデルを使用して導き出された文献で以前に報告された木星族流星体の高いかさ密度($>3000$kgm$^{-3}$)を再現できませんでした。また、分析されたシャワーでの流星の粒径、粒質量分布、および流星の侵食を引き起こすのに必要なエネルギーの推定値も提供します。
OGLE-2019-BLG-1180Lb: 後期型恒星の周囲に広軌道木星質量惑星を発見
| Title |
OGLE-2019-BLG-1180Lb:_Discovery_of_a_Wide-orbit_Jupiter-mass_Planet_around_a_Late-type_Star |
| Authors |
Sun-Ju_Chung,_Andrzej_Udalski,_Jennifer_C._Yee,_and_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Youn_Kil_Jung,_Kyu-Ha_Hwang,_Cheongho_Han,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_and_Richard_W._Pogge,_Radek_Poleski,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_and_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01278 |
惑星と恒星の質量比$q\sim0.003$の惑星マイクロレンズイベントOGLE-2019-BLG-1180の発見と解析について報告します。イベントOGLE-2019-BLG-1180には、明確なカスプ通過異常とコースティクス交差異常があり、これは$s\simeq2$の広い惑星コースティクスによって引き起こされました。ここで、$s$は、恒星と惑星の距離を単位で表したものです。アインシュタインの角度半径$\theta_{E}$。韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク(KMTNet)によって異常が十分にカバーされているおかげで、$t_{E}=28$日という比較的短いイベントタイムスケールにもかかわらず、アインシュタイン角半径とマイクロレンズ視差の両方を測定することができました。ただし、視差に対する制約が弱いため、物理的なレンズパラメータを推定するためにベイジアン解析を実行します。このレンズ系は、$M_{h}=の後期型星を周回する$M_{p}=1.75^{+0.54}_{-0.51}M_{J}$の超木星質量惑星であることがわかりました。$D_{L}=6.1^{+0.9}_{-1.3}$kpcの距離では0.55^{+0.27}_{-0.26}M_\odot$です。投影された星と惑星の距離は$a_{\perp}=5.19^{+0.90}_{-1.23}$auで、これは惑星が主星の雪線の約4倍の位置で公転していることを意味します。$\mu_{rel}=6$mas/yrのレンズと光源の相対的な固有運動を考慮すると、2029年にはレンズは光源から60質量離れます。その時点で、補償光学イメージングからレンズ光束を測定できます。Kecとか次世代30m級望遠鏡とか。OGLE-2019-BLG-1180Lbは、KMTNetによって検出された広軌道惑星の人口が増加していることを示しているため、このような惑星のサンプルをさらに拡大する見通しに関する一般的な調査も紹介します。
アルマ望遠鏡バンド3の観測で明らかになったV883オリ円盤内の複雑な有機分子の化学
原始惑星系円盤内の複雑な有機分子(COM)は、太陽系の彗星の揮発性物質の起源を理解する鍵となりますが、原始惑星系円盤内のCOMの化学的性質はまだ十分に理解されていません。ここでは、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)バンド3による、若い爆発星V883Oriの周りの円盤の観測を紹介します。そこではCOMが氷から昇華しており、円盤が暖かい状態にあるため観測可能です。我々は、ディスク積分スペクトルにおいて$^{13}$C-isotopologueを含む10個の酸素を含むCOMを確実に同定した。ラインプロファイルの詳細な分析によって明らかになったCOM発光の半径方向分布は、バンド6およびバンド7での以前の観測と同様に、内部発光キャビティを示しています。メタノールに対するCOMの存在比が大幅に高いことがわかりました。これは、IRAS16293-2422の暖かい原始星エンベロープの比率よりも高く、太陽系彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの比率と同様であり、原始惑星系円盤におけるCOMの効率的な(再)形成を示唆しています。また、原始惑星系円盤内の$^{12}$C/$^{13}$CとCOMのD/H比を初めて制約しました。アセトアルデヒド、ギ酸メチル、ジメチルエーテルの$^{12}$C/$^{13}$C比は、星間物質の標準比($\sim)よりも一貫して低い($\sim$20-30)。$69)、COの効率的な$^{13}$C-分別を示しています。ギ酸メチルのD/H比はIRAS16293-2422の値よりわずかに低く、おそらくディスク内のCOMの破壊と再形成を示しています。。また、原始惑星系円盤における窒素と硫黄の化学的影響についても議論します。
2 つの巨星の周りの 2 つの長周期巨大惑星: HD 112570 と HD 154391
| Title |
Two_long-period_giant_planets_around_two_giant_stars:_HD_112570_and_HD_154391 |
| Authors |
Guang-Yao_Xiao,_Huan-Yu_Teng,_Jianzhao_Zhou,_Bun'ei_Sato,_Yu-Juan_Liu,_Shaolan_Bi,_Takuya_Takarada,_Masayuki_Kuzuhara,_Marc_Hon,_Liang_Wang,_Masashi_Omiya,_Hiroki_Harakawa,_Fei_Zhao,_Gang_Zhao,_Eiji_Kambe,_Hideyuki_Izumiura,_Hiroyasu_Ando,_Kunio_Noguchi,_Wei_Wang,_Meng_Zhai,_Nan_Song,_Chengqun_Yang,_Tanda_Li,_Timothy_D._Brandt,_Michitoshi_Yoshida,_Yoichi_Itoh,_Eiichiro_Kokubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01388 |
興隆観測所と岡山天体物理観測所（OAO）からの動径速度（RV）測定に基づいて、赤色巨星枝（RGB）星HD112570と赤色塊（RC）星HD154391を周回する2つの巨大惑星の発見を紹介します。分光分析と星地震分析により、HD112570の質量は$1.15\pm0.12\,M_{\odot}$、半径は$9.85\pm0.23\,R_{\odot}$、金属量は[Fe/H]であることが示唆されています。$-0.46\pm0.1$と${\rmlog}\,g$の$2.47\pm0.1$。RVとヒッパルコス・ガイア天文法の共同解析により、$M_{\rmp}={3.42}_{-0.84}^{+1.4}\M_{\rmJup}$の動的質量が得られます。木星惑星HD112570の$P={2615}_{-77}^{+85}$日と中程度の離心率$e={0.20}_{-0.14}^{+0.16}$ｂ．HD154391の場合、質量は$2.07\pm0.03\,M_{\odot}$、半径は$8.56\pm0.05\,R_{\odot}$、金属量[Fe/H]は$0.07\です。pm0.1$と${\rmlog}\,g$の$2.86\pm0.1$。超木星HD154391bの質量は$M_{\rmp}={9.1}_{-1.9}^{+2.8}\M_{\rmJup}$、周期は$P={5163}_{-57}^{+60}$日、離心率は$e={0.20}_{-0.04}^{+0.04}$です。HD154391bは、これまでに発見された進化星の周回軌道の中で最も長い公転周期の1つであることがわかりました。これは、より広い軌道での惑星形成を理解する上で貴重な事例となる可能性があります。さらに、巨星の集団には$4\,M_{\rmJup}$の質量ギャップが存在しているように見えますが、このしきい値を上回る質量または下回る質量を持つ巨大惑星間の金属量の分布には大きな違いはないようです。最後に、進化した大きな恒星の周囲の惑星($R_{\star}>21\,R_{\odot}$)の2天文単位付近の異常な蓄積の起源は依然として不明である。
熱に耐える: V883 Ori の多波長分析により、塵の集合体が氷のマントルの昇華を乗り越えて生き残ることが判明
| Title |
Surviving_the_Heat:_multi-wavelength_analysis_of_V883_Ori_reveals_that_dust_aggregates_survive_the_sublimation_of_their_ice_mantles |
| Authors |
Adrien_Houge,_Enrique_Mac\'ias,_and_Sebastiaan_Krijt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01856 |
水の氷の昇華に対する氷の塵集合体の反応を調べることは、原始惑星系円盤における微惑星の形成と特性を理解するために不可欠です。しかし、以前の研究では、骨材が生き残るか、完全にばらばらになって(サブ){\μ}mサイズの粒子になる可能性があることが示唆されているため、その運命は依然として不明瞭です。降着爆発を起こしている星の周りの原始惑星系円盤は、水の雪線が現在の天文台がアクセスできる領域まで外側に押し出されるため、氷の昇華プロセスを研究するためのユニークな実験室を代表します。この研究では、現在強力な降着バーストを起こしている系であるV883Oriに焦点を当て、氷の昇華に対する凝集体の応答を理解することを目的としています。我々は、0.88、1.3、2.0、および3.1mmのV883Oriの原始惑星系円盤のアーカイブ高解像度アルマ望遠鏡観測の新しい分析を提示し、新しい動径スペクトル指数プロファイルを導き出し、それを一次元ダスト進化シミュレーションからの予測と比較します。水の氷が昇華したV883Oriの領域では、以前に得られたものよりも低いスペクトル指数が見つかり、cmサイズの粒子の存在が示されています。私たちの塵進化モデルと組み合わせると、それらの存在を説明する唯一の方法は、それらが爆発の前に形成され、昇華プロセスを生き残ったと仮定することであることがわかりました。このような激しい現象に対する塵集合体の回復力は、静止した原始惑星系円盤の水雪線を漂う小石など、より穏やかな加熱が行われる他の環境にもその影響が及ぶ可能性があるとの推測につながります。その場合、雪線内部の乾燥微惑星の形成経路が変化する可能性がある。
| Title |
Water_content_of_rocky_exoplanets_in_the_habitable_zone |
| Authors |
\'Ad\'am_Boldog,_Vera_Dobos,_L\'aszl\'o_L._Kiss,_Marijn_van_der_Perk,_and_Amy_C._Barr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01893 |
この研究では、大量の水を含む可能性のある惑星を特定するために、岩石の多い系外惑星の内部を調査しました。私たちは、鉄の核、岩石マントル、高圧の氷層、表面の氷/水層という4つの異なる層を想定して、28個の岩石系系外惑星の内部をモデル化しました。観測バイアスのため、私たちの研究はハビタブルゾーン系外惑星に限定されています。私たちは、モデル化された惑星の構造と一致する、各惑星の考えられる水の質量分率の範囲を決定しました。私たちは、温度と組成に依存するマクスウェル粘弾性レオロジーを仮定して、これらの系外惑星が主星との重力相互作用を通じて経験する潮汐加熱を計算しました。太陽系隕石で観察された放射性元素の存在量を仮定して、惑星内部の放射性熱流束も計算しました。私たちは、潮汐加熱と放射線加熱の両方の影響を考慮して、これらの惑星に厚い海洋層が存在する確率を推定しました。私たちの結果は、プロキシマ・ケンタウリb、ロス128b、ティーガーデンのbおよびc、GJ1061cおよびd、およびTRAPPIST-1eが拡張された液体水貯留層を持っている可能性があることを示しました。さらに、系外惑星ケプラー62f、ケプラー1652b、ケプラー452b、およびケプラー442bの極めて高いH2O含有量は、これらの惑星が水蒸気大気を維持している可能性があり、実際にはより大きな海洋世界の例である可能性があることを示唆しています。。ハビタブルゾーンを越えて新たな岩石系系外惑星が発見されれば、私たちの研究は氷の世界にも拡張される可能性があります。
Saltire -- 高解像度分光法を使用して、高コントラストの連星と系外惑星の動的質量を測定するモデル
| Title |
Saltire_--_A_model_to_measure_dynamical_masses_for_high-contrast_binaries_and_exoplanets_with_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Daniel_Sebastian,_Amaury_H.M.J._Triaud_and_Matteo_Brogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01924 |
高分解能相互相関法は、系外惑星大気中の原子種や分子種を発見し、特徴付けるために広く使用されています。特徴的な相互相関信号は、通常、システムの速度と惑星の軌道の半振幅の関数として表されます。我々は、このような相互相関信号の形状を正確に再現し、最小限のパラメーターセットを使用してデータに直接適合できる高速かつシンプルなモデルであるSaltireを紹介します。このモデルを高温木星タウうしかい座bのアーカイブデータにおける大気COの検出に使用する方法と、Saltireを使用して高輝度比連星の半振幅と静止速度を推定する方法を示します。信号の形状を含めることにより、私たちのモデルは従来の方法と比較して最大10倍正確に信号位置を確実に導出できることを実証します。さらに、相関ノイズの影響について議論し、Saltireが信号位置の系統的な不確実性を推定するための堅牢なツールであることを示します。Saltireは、高信号対雑音比のデータを分析して大気の動力学を正確に研究し、系外惑星や淡い伴星の動的質量を正確に測定するための新たな扉を開きます。我々は、大気CCF信号の位相分解された形状が正確に再現され、位相に依存する信号変化を研究し、それらをノイズやデータエイリアスから解きほぐすことができることを示します。
$^{26}$Al としての適切な条件下での超新星爆発が原始太陽系に与える影響 出典: 原始太陽系円盤への直接注入の場合
| Title |
Impact_of_Supernova_Explosions_on_the_Proto-Solar_System_under_Suitable_Conditions_as_$^{26}$Al_Source:_The_Case_of_Direct_Injection_into_the_Proto-Solar_Disk |
| Authors |
Ryo_Sawada,_Hiroyuki_Kurokawa,_Tetsuo_Taki,_Yudai_Suwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01948 |
初期の太陽系には$^{26}$Al(半減期$t_{1/2}=0.7$Myr)などの短寿命放射性核種が含まれており、その起源については多くの仮説が提案されています。考えられる仮説の1つは、太陽系の原始惑星系円盤がすでに形成されていたときに、非常に接近した$(<1\,\mathrm{pc})$超新星(SN)が放射性物質を円盤に直接注入したというものです。このような$^{26}$Al注入仮説は、これまでに円盤構造と超新星距離の非常に限られた設定を用いて、破壊と注入条件を別々に比較することによって検証されてきた。この問題を拡張して、円盤の破壊をある程度許容しながら、生き残った円盤の半径が惑星形成に十分な$^{26}$Alを閉じ込めることができる条件があるかどうかを解析的に調査します。また、i)円盤の質量と構造、ii)SNからの$^{26}$Alの生成、iii)大きな塵の質量分率$\eta_\mathrm{d}$についても考慮します。SNの$^{26}$Al収率は$\gtrsim2.1\times10^{-3}M_\odot(\eta_\mathrm{d}/0.2)^{-1}$として必要であることがわかります。これは次のようになります。超新星から放出された$^{26}$Alの質量と大きな塵の質量分率の多様性を考慮すると、再現するのは困難である。さらに、上記の条件が満たされた場合でも、SNショックによりディスク温度が変化することがわかります。私たちの結果は、「ディスクインジェクションシナリオ」に強い制約を課します。初期太陽系の新鮮な$^{26}$Alが超新星からすでに形成されている原始太陽星雲に注入されるというシナリオは非常に困難です。むしろ、初期太陽系の新鮮な$^{26}$Alは他の方法で合成/注入されたに違いないと示唆します。
HD 181327 デブリリングの偏光特性。散乱光観察によるサブミクロン粒子の証拠
| Title |
The_polarisation_properties_of_the_HD_181327_debris_ring._Evidence_for_sub-micron_particles_from_scattered_light_observations |
| Authors |
Julien_Milli_and_Elodie_Choquet_and_Ryo_Tazaki_and_Fran\c{c}ois_M\'enard_and_Jean-Charles_Augereau_and_Johan_Olofsson_and_Philippe_Th\'ebault_and_Olivier_Poch_and_Anny-Chantal_Levasseur-Regourd_and_J\'er\'emie_Lasue_and_Jean-Baptiste_Renard_and_Edith_Hadamcik_and_Cl\'ement_Baruteau_and_Hans_Martin_Schmid_and_Natalia_Engler_and_Rob_G._van_Holstein_and_Evgenij_Zubko_and_Anne-Marie_Lagrange_and_Sebastian_Marino_and_Chirstophe_Pinte_and_Carsten_Dominik_and_Anthony_Boccaletti_and_Maud_Langlois_and_Alice_Zurlo_and_C\'elia_Desgrange_and_Laurence_Gluck_and_David_Mouillet_and_Anne_Costille_and_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02000 |
偏光は、星の光を散乱する粒子の性質を研究するための強力なリモートセンシングツールです。これは、太陽系の惑星間塵粒子を特徴付けるために広く使用されており、デブリ円盤内の太陽系外塵を調査するためにますます使用されています。私たちは、HD181327の周りのデブリリングからのダストの散乱特性を近赤外波長で測定することを目的としています。超大型望遠鏡(ESO)のSPHERE/IRDIS装置を使用して、HバンドのHD181327の高コントラスト偏光画像を取得しました。私たちは、星周環境のアーカイブ遺産調査(ALICE)プロジェクトの文脈で再処理されたF110Wフィルター内のHST/NICMOSからのアーカイブデータでそれらを補完しました。私たちは、偏光と強度における散乱位相関数を同時に取得するための複合フォワードモデリングフレームワークを開発しました。HD181327の周囲にあるデブリディスクを偏光と全強度で検出しました。誕生輪内の1.6ミクロンの塵の散乱位相関数と直線偏光度を測定しました。最大偏光は23.6%+/-2.6%で、70度から82度の散乱角で発生します。指数$-3.5$の微分乗則サイズ分布にある高屈折率で比較的吸収性の高い材料で作られたコンパクトな球形粒子が、塵の偏光散乱特性と全強度散乱特性を同時に再現できることを示します。このタイプの材料は、ケイ酸塩、非晶質炭素、水氷、および多孔性の混合物では得られず、鉄含有鉱物などのより屈折性の高い成分が必要です。私たちは、彗星の近赤外線偏光とHD181327の偏光との間の驚くべき類似性を明らかにしました。VLT/SPHEREとHST/NICMOSを組み合わせてここで開発された方法論は、将来、SPHEREの偏光測定機能とJWSTの感度を組み合わせるために適用できる可能性があります。
デブリディスク内の塵に関する実験室測定からの洞察
| Title |
Insight_from_laboratory_measurements_on_dust_in_debris_discs |
| Authors |
Julien_Milli_and_Olivier_Poch_and_Jean-Baptiste_Renard_and_Jean-Charles_Augereau_and_Pierre_Beck_and_Elodie_Choquet_and_Jean-Michel_Geffrin_and_Edith_Hadamcik_and_J\'er\'emie_Lasue_and_Fran\c{c}ois_M\'enard_and_Arthur_P\'eronne_and_Cl\'ement_Baruteau_and_Ryo_Tazaki_and_Vanesa_Tobon_Valencia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02038 |
極端な補償光学機器は、デブリディスクの精緻な詳細を明らかにし、位相関数、偏光度、分光反射率などのダスト粒子の光学的特性を抽出できるようにしました。これらは、粉塵粒子のサイズ、形状、組成といった粉塵の物理的特性を理解するための3つの強力な診断ツールです。これにより、衝突によって粒子を生成する微惑星とも呼ばれる親天体の個体群についての情報が得られます。ただし、同じシステムでこれら3つの観測値をすべて組み合わせることができることは非常にまれです。これは、星の光を抑制し、塵からのかすかな散乱光の放出を明らかにするために、さまざまな高コントラストのイメージング技術が必要となるためです。その明るさのため、A型星HR4796の周囲で検出されたリングは注目に値する例外であり、非偏光画像と偏光画像の両方が近赤外線の波長をカバーしています。ここでは、研究室での塵粒子の測定により、観察されたHR4796ディスクの近赤外線偏光特性をどのように再現できるかを示します。塵の実験的特性評価により、塵モデルの現在の制限をバイパスして、位相関数、偏光度、分光反射率を同時に再現することができます。
| Title |
The_GPU_Phase_Folding_and_Deep_Learning_Method_for_Detecting_Exoplanet_Transits |
| Authors |
Kaitlyn_Wang,_Kevin_Wang,_Jian_Ge,_Yinan_Zhao,_Kevin_Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02063 |
この論文では、トランジット法を使用して系外惑星を検出するための、新しいグラフィックスプロセッシングユニット(GPU)位相折りたたみおよび畳み込みニューラルネットワーク(CNN)システムであるGPFCについて説明します。GPU上で並列化された高速フォールディングアルゴリズムを考案し、信号対雑音比の低い通過信号を増幅し、高精度かつ高速な検索を可能にします。200万の合成光度曲線でトレーニングされたCNNは、各周期における惑星信号の可能性を示すスコアを報告します。GPFCは、一般的なボックスフィッティング最小二乗法(BLS)方法よりも速度が3桁向上します。私たちのシミュレーション結果は、BLSと比較した場合、GPFCが97%のトレーニング精度、同じ偽陽性検出率でより高い真陽性率、同じ再現率でより高い精度を達成していることを示しています。GPFCは、ブラインドサーチからケプラー光度曲線にある既知の超短周期惑星を100%回収します。これらの結果は、ケプラーや他の宇宙輸送ミッション（K2、TESS、将来のPLATOやEarth2.0など）で撮影されたデータから新しい通過系外惑星を見つけるための従来のBLSアルゴリズムに代わるアプローチとしてGPFCが有望であることを強調しています。
低ランク法を使用したケプラー光線曲線の空間相関系統学の堅牢なトレンド除去
| Title |
Robust_Detrending_of_Spatially_Correlated_Systematics_in_Kepler_Light_Curves_Using_Low-Rank_Methods |
| Authors |
Jamila_Taaki,_Athol_Kemball,_Farzad_Kamalabadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02092 |
CoRoT、ケプラー、TESSなどの広視野系外惑星通過調査によって生成される光度曲線は、時空間的および測光等級などの他の機器パラメータと相関するセンサー全体の系統的ノイズの影響を受けます。系外惑星の通過を検出し、他の形態の天体物理学的固有変動を忠実に回復するために必要な測光精度のレベルを達成するには、堅牢かつ効果的な系統的緩和が必要です。我々は、空間的に相関する系統的ノイズを除去し、広視野交通調査から得られる光曲線の傾向を除去するための新しい探索的アルゴリズムの実現可能性を実証する。この空間系統学アルゴリズムはデータ駆動型であり、総変動空間制約を条件とした系統学の低ランク線形モデルに適合します。総変動制約は、センサー全体の空間的系統構造を基礎レベルでモデル化します。適合は、適用される勾配降下法、可変縮小最小二乗ペナルティ、および事前合計変動の修正形式を使用して実行されます。体系的基底ベクトルとその重み付け係数の両方が繰り返し変更されます。このアルゴリズムは、選択したケプラーデータセットへの信号注入と、同じケプラー座標フレームワーク内の完全なシミュレーションの両方を使用して、参照主成分分析に対して数値的に評価されました。私たちのアルゴリズムは、系外惑星通過時間スケールの基準手法と比較して同等のパフォーマンスを示しながら、より長い信号時間スケール(日)にわたって天体物理学的変動の過学習を低減することがわかりました。アルゴリズムのパフォーマンスとアプリケーションが評価され、将来の開発の概要が説明されます。
Keck Cosmic Web Imagerを使用した$z \約2$の減衰Ly$\alpha$吸収体の周囲のLy$\alpha$放出の調査
| Title |
A_survey_of_Ly$\alpha$_emission_around_Damped_Ly$\alpha$_absorbers_at_$z_\approx_2$_with_the_Keck_Cosmic_Web_Imager |
| Authors |
Grecco_A._Oyarzun,_Marc_Rafelski,_Nissim_Kanekar,_J._Xavier_Prochaska,_Marcel_Neeleman,_Regina_A._Jorgenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00867 |
$z\約2$にある14個の減衰Ly$\alpha$吸収体(DLA)の周囲の場のKeckCosmicWebImager(KCWI)Ly$\alpha$積分場分光法を紹介します。これら14個のDLAのうち、9個は高い金属性([M/H]$~>-0.3$)を持ち、そのうち4個は衝突パラメータ$\lesssim30$kpcでCOを放出する銀河を特徴としています。私たちの探索は、$\sim6$の開口部で$\sim2\times10^{-17}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$の中央値Ly$\alpha$線束感度に達しました。kpcとoutは$\sim50$kpcのパラメータに影響を与えます。我々は、サンプル中の既知のLy$\alpha$放出HI選択銀河3個のLy$\alpha$フラックスを回収しました。さらに、$z\約1.96$の高金属量DLAからQSOB0551-366に向かう衝突パラメーター$\約50-70$kpcで2つのLy$\alpha$エミッターが見つかりました。この領域には、$\約15$kpcの衝突パラメータで大規模なCOを放出する銀河も含まれています。QSOB0551-366のフィールドを除けば、残りの8つの高金属量DLAフィールドのいずれでも重大なLy$\alpha$放出は検出されません。私たちの観測の深さと、以前に知られていたLy$\alpha$放出体を回復する能力を考慮すると、$z\約2$の高金属量DLAに関連するHI選択銀河は塵が多く、したがって低Ly$\alpha$放出体を特徴としている可能性があると結論付けられます。$\alpha$は分数をエスケープします。私たちの結果は、$\alpha$、CO、H$\alpha$、[CII]158$\mu$m放出を使用した補完的なアプローチが、$に関連する広範囲の銀河タイプを特定するために必要であることを示しています。z\約2$DLA。
GA-NIFS: JWST/NIRSpec で調査された再電離時代の非常に大規模な原始星団のコア
| Title |
GA-NIFS:_The_core_of_an_extremely_massive_proto-cluster_at_the_Epoch_of_Reionization_probed_with_JWST/NIRSpec |
| Authors |
Santiago_Arribas,_Michele_Perna,_Bruno_Rodr\'iguez_Del_Pino,_Isabella_Lamperti,_Francesco_D'Eugenio,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Gareth_C._Jones,_Alejandro_Crespo,_Mirko_Curti,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_St\'ephane_Charlot,_Peter_Jakobsen,_Roberto_Maiolino,_Hannah_\"Ubler,_Chris_J._Willott,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Torsten_B\"oker,_Jacopo_Chevallard,_Chiara_Circosta,_Giovanni_Cresci,_Nimisha_Kumari,_Eleonora_Parlanti,_Jan_Scholtz,_Giacomo_Venturi,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00899 |
SPT0311-58系は、z~6.9の巨大な暗黒物質ハローの中に存在します。この銀河には2つの塵の多い銀河(EとW)があり、合計の星形成速度(SFR)は約3500Msun/年です。その周囲の領域はミリ未満の発生源の過密性を示しており、原始星団の候補となっています。JWST/NIRSpecIntegralFieldUnit(IFU)が提供する空間分解能分光法を使用して、この天体の周囲の視野(FoV)~17x17kpc^2を空間分解能~0.5kpcで調査します。これらの観測により、すでに知られているE銀河とW銀河に加えて、z~6.9にある10個の新しい銀河が明らかになりました。これらの銀河は、~10^9から10^10Msunに及ぶ動的質量と、~1500km/sの範囲の動径速度を特徴としています。。暗示される大きな数密度と速度の広い広がりは、SPT0311-58が原始星団の中心にあり、約6x10^12Msunの非常に巨大な暗黒物質ハローに浸っていることを示しています。私たちはこの系の力学段階を研究し、ほとんどの銀河が重力によってハローに結合しているにもかかわらず、完全にはウイルス化されていない可能性が高いことを発見しました。銀河は非常に多様な性質を示します。私たちは、進行中のアルファベースの隠蔽されていないSFRを導き出し、総SFに対するその寄与が系内の銀河間で大きく異なることを発見しました。それらのイオン化条件は、最近JWSTで研究された同様の赤方偏移にある銀河に典型的なものから、より低い赤方偏移天体で見られるものまで多岐にわたります。金属量はFoV全体で0.8dex以上に広がり、場合によっては太陽の値に近くなります。E銀河の詳細なIFU分光分析により、E銀河がその恒星質量を活発に組み立てていることが明らかになり、銀河間物質からの低金属量のガスの降着によって説明できる金属度勾配(約0.1dex/kpc)が示されています。運動マップは、規則的な回転からの逸脱、激しい乱気流、および衝突前の小さな合流の可能性を示しています。(要約)
電波銀河 3C 84 のフィードバック供給ループを閉じる
| Title |
Closing_the_feedback-feeding_loop_of_the_radio_galaxy_3C_84 |
| Authors |
Tom_Oosterloo,_Raffaella_Morganti_and_Suma_Murthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00917 |
銀河中心の超大質量ブラックホール(SMBH)によるガスの降着と、その結果生じる銀河内および周囲のガスに対する降着活動銀河核(AGN)によるエネルギーフィードバックは、密接に絡み合いながらも競合する2つのプロセスであり、このプロセスが重要な役割を果たしています。銀河の進化。銀河団の観測により、AGNが放出するプラズマジェットがどのようにクラスター内媒体(ICM)を加熱し、クラスターガスの冷却を防ぎ、それによってこのガスが中心銀河に流入するかを示した。一方、ジェットによって駆動される多相ガスの流出は、ICM内に上昇するときに冷却され、より冷たいガスのフィラメントが生成される可能性があります。この冷たいガスの運命は不明ですが、中央SMBHへの供給に役割を果たしていることが示唆されています。我々は、ペルセウス座銀河団の中心銀河であり、電波高出力のAGN3C84(ペルセウスA)が存在するNGC1275の中心領域にある冷たい分子ガスの再処理されたCO(2-1)アルマ望遠鏡観測の結果を紹介します。これらのデータは、クラスターガスのジェット誘起冷却によって生じるkpcサイズの冷たいガスフィラメントがどのように銀河中心に向かって流れているのか、またそれらがどのようにしてSMBHの核周囲降着円盤（直径100pc）に供給されるのかを初めて詳細に示している。したがって、冷却されたガスは、このようにしてAGNに供給する役割を果たすことができます。これらの結果により、AGNが周囲にどのような影響を与えることができるか、そしてこの影響による影響がAGN活動をどのように維持するかについてのフィードバックループに関する我々の見解が完成しました。
マジック: 宇宙の銀河グループをミューズ -- 過去 8 回転にわたる銀河の進化に対する環境の影響を調査する調査
| Title |
MAGIC:_Muse_gAlaxy_Groups_In_Cosmos_--_A_survey_to_probe_the_impact_of_environment_on_galaxy_evolution_over_the_last_8_Gyr |
| Authors |
B._Epinat,_T._Contini,_W._Mercier,_L._Ciesla,_B.C._Lemaux,_S.D._Johnson,_J._Richard,_J._Brinchmann,_L.A._Boogaard,_D._Carton,_L._Michel-Dansac,_R._Bacon,_D._Krajnovic,_H._Finley,_I._Schroetter,_E._Ventou,_V._Abril-Melgarejo,_A._Boselli,_N.F._Bouch\'e,_W._Kollatschny,_K._Kovac,_M._Paalvast,_G._Soucail,_T._Urrutia,_P.M._Weilbacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00924 |
過去8ギヤにわたる銀河の進化に対する環境の影響を研究するために構築されたMUSEgAlaxyGroupsinCOSMOS(MAGIC)調査を紹介します。COSMOS領域の中間赤方偏移($0.3<z<0.8$)にある14個の巨大構造を対象とした17個のMUSEフィールドで構成されています。私たちは1419個のソースの赤方偏移を安全に測定し、友達の友達アルゴリズムを使用して76個の銀河ペアと少なくとも3つのメンバーからなる67個のグループを特定しました。銀河の環境は、銀河の数密度とグループ内のダイナミクスから推測されるグローバルおよびローカルの密度推定量だけでなく、グループの特性からも定量化されます。MAGIC調査では、そのフットプリント上で安全な分光学的赤方偏移を持つオブジェクトの数が$\sim5$倍増加します。新しい赤方偏移のほとんどは、$z^{++}$バンド$z_{app}^{++}>21.5$の見かけの大きさを持っています。分光赤方偏移の完全性は高く、ほとんどのグループが見つかる[OII]エミッターの赤方偏移範囲($0.25\lez<1.5$)では、$z_{app}^までの範囲で全体的に最大80%に達します。{++}=25.9$、$z_{app}^{++}=23-24$から$z_{app}までのマグニチュードビンで$\sim100$%から$\sim50$%まで局所的に減少します。^{++}=25.5$。静止銀河の割合は、局所的な密度とグループで過ごす時間とともに増加することがわかりました。形態学的二分法は、バルジが支配的な静止銀河と円盤が支配的な星形成銀河の間にも見られます。環境が高密度になるにつれて、星の質量分布のピークは$M_*>10^{10}M_\odotに向かってシフトし、$M_*<10^9M_\odot$を持つ銀河の割合は、星であっても大幅に減少します。銀河を形成しています。また、密集した星雲、広がった星雲、重力弧などの特異な特徴も強調します。私たちの結果は、銀河が豊富なグループやクラスターに入る前に、質量が増加するグループに前処理されることを示唆しています。銀河と銀河団の性質をそれぞれ掲載した2つのカタログを公開しています。
基本的な金属量関係の比較研究: 観察された進化に対する方法論の影響
| Title |
A_comparative_study_of_the_fundamental_metallicity_relation:_the_impact_of_methodology_on_its_observed_evolution |
| Authors |
F._Pistis,_A._Pollo,_M._Figueira,_D._Vergani,_M._Hamed,_K._Ma{\l}ek,_A._Durkalec,_D._Donevski,_S._Salim,_A._Iovino,_W._J._Pearson,_M._Romano,_and_M._Scodeggio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00930 |
VIPERSから抽出した赤方偏移z~0.63の5487個の星形成銀河と、GSWLCカタログからのローカル宇宙の143774個の比較銀河を使用しました。パラメトリックとノンパラメトリックという2つの手法ファミリーを採用しました。前者のアプローチでは、観察バイアスに悩まされるFMR投影を、さまざまな赤方偏移で異なるように構築された対照サンプル上で比較しました。次に、M*-SFRビン内の異なる赤方偏移間の金属性の差。後者のアプローチでは、金属性と正規化されたsSFRを関連付けました。MZRとFMRを研究するための公正で完全なサンプルを構築するために実装された方法論は、z~0.63までの両方の関係の小さいながらも統計的に有意な進化を示す一貫した結果を生み出しました。特に、z=0.63でのサンプルの金属量の中央値が、同じM*およびSFRでの局所サンプルの金属量よりも低いという体系的な傾向が観察されました。低赤方偏移と中間赤方偏移の金属性の平均差は、M*-SFRビンにおける中間赤方偏移サンプルの金属性の標準偏差の中央値の約1.8倍です。コルモゴロフ・スミルノフ検定を使用してこの結果を確認しました。M*完全性基準をカタログに適用すると、赤方偏移における金属量の差は中央値の金属量標準偏差の約0.96倍に減少し、統計的に有意ではなくなりました。この結果は、限られたパラメータ空間によって支配されている可能性があります。これは、分析からの差がより大きい下部M*銀河です。結果とその基礎となる選択基準を注意深く読むことは、質量金属量とFMRの研究において非常に重要です。
強いレンズを持つクエーサーのマイクロレンズ現象
| Title |
Microlensing_of_strongly_lensed_quasars |
| Authors |
G._Vernardos,_D._Sluse,_D._Pooley,_R._W._Schmidt,_M._Millon,_L._Weisenbach,_V._Motta,_T._Anguita,_P._Saha,_M._O'Dowd,_A._Peel,_P._L._Schechter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00931 |
クエーサーの強力な重力レンズ効果は、これらの魅力的な天体のよく理解されていない物理学を明らかにする可能性を秘めているだけでなく、レンズ質量分布や宇宙論的パラメーターの探査機としても機能します。特に、レンズ銀河内のコンパクトな天体による重力マイクロレンズ効果により、クエーサー構造を$\lt10^{-6}$角秒スケールにマッピングすることが可能になります。この可能性の一部は過去数十年にわたって実現されてきましたが、来たるべき大規模な空調査の時代がこれを完全に実現させることが約束されています。ここでは、この分野の理論的枠組みをレビューし、さまざまな観測モダリティにわたるクエーサーマイクロレンズデータからパラメーターを推論するための現在の有力な方法について説明し、クエーサーの内部構造の幾何学および物理学に関してこれまでに導き出された制約について議論します。また、レンズポテンシャルの粒度、つまりバリオン成分と暗黒物質成分の寄与、およびレンズ内の局所的な質量分布、つまり星の質量関数を制限するための強力なレンズ効果とマイクロレンズ効果の適用についてもレビューします。最後に、次世代の大規模調査や現在開発中の新しい分析手法によって開かれる新たな可能性など、この分野の将来について説明します。
GAN を使用した M87* ブラックホールの画像の生成
| Title |
Generating_Images_of_the_M87*_Black_Hole_Using_GANs |
| Authors |
Arya_Mohan,_Pavlos_Protopapas,_Keerthi_Kunnumkai,_Cecilia_Garraffo,_Lindy_Blackburn,_Koushik_Chatterjee,_Sheperd_S._Doeleman,_Razieh_Emami,_Christian_M._Fromm,_Yosuke_Mizuno_and_Angelo_Ricarte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01005 |
この論文では、条件付きプログレッシブ敵対的生成ネットワーク(CPGAN)に基づく新しいデータ拡張手法を紹介し、スピンと電子温度の処方の変動を考慮して多様なブラックホール(BH)画像を生成します。これらの生成された画像は、観測データからブラックホールパラメーターを正確に推定するための深層学習アルゴリズムをトレーニングするための貴重なリソースです。私たちのモデルは、電子温度分布が与えられた場合、[-1,1]の範囲内の任意のスピン値のBH画像を生成できます。アプローチの有効性を検証するために、畳み込みニューラルネットワークを採用し、GRMHD画像と提案モデルによって生成された画像の両方を使用してBHスピンを予測します。私たちの結果は、高いR2スコアが示すように、拡張データセットを使用してトレーニングを実行し、GRMHDシミュレーションデータを使用してテストを実行すると、パフォーマンスが大幅に向上することを示しています。したがって、我々は、GANをブラックホール画像生成のための費用対効果の高いモデルとして採用し、他のパラメータ化アルゴリズムのトレーニングデータセットを確実に強化できることを提案します。
回転ハローにおけるバーとワープの形成
我々は、平衡初期条件からの孤立した円盤ハロー系の進化をシミュレートすることにより、恒星円盤のダイナミクスに対するハロー運動学の影響を調査します。私たちの主な結果は、初期の円盤が同一で、ハローが剛体ポテンシャルとして扱われるか、等方性軌道、または円盤と一緒にまたは円盤に反して優先的に回転する軌道で生きている4つのシミュレーションから得られます。棒の形成は、剛体ハローよりも生きたハローを備えたモデルの方が活発であり、ハローの軌道が円盤とともに優先的に回転するとさらに強化されるという以前の結果を確認しました。中間面に関して対称性が異なる2種類の座屈現象について説明します。1つは鉄筋が形成される直前に発生し、もう1つは鉄筋が確立されてからかなり後に発生します。また、理論的予測と一致して、ハローが円盤と逆回転しているときにワープが最も容易に励起および維持されることも示します。私たちの最も斬新な結果は、回転ハローの不安定性の発見です。この不安定性により、ハローが円盤とともに回転するかそれに反して回転するかにかかわらず、ディスクとハローカスプがシステムの質量中心から外側に螺旋を描きます。また、ディスクバルジハローでも発生します。バーを形成しないシステム。不安定性の本質的なダイナミクスを捉えるヒューリスティックな線形モデルを提供します。
電離円錐と相対論的ジェットは、銀河内やその他の周囲のガス環境に対する活動銀河核(AGN)の影響の最も大規模な例の1つを与えてくれます。電離錐体の研究により、銀河活動の統一モデルの予測をテストするだけでなく、銀河のガス環境を調査し、核の明るさが時間の経過とともにどのように変化するか（光エコー）を追跡することも可能になります。銀河の外側、さらには銀河外のガス電離錐体は、ホスト銀河から数kpcから数百kpc離れた距離に広がる拡張輝線領域(EELR)を作成します。我々は、時間スケール$\mbox{few}\times(10^4-10^5)$年でのフェージングAGN放射の探索に特に注意を払いながら、EELRにおけるガス運動学とそのイオン化特性を研究した最近の結果をレビューします。これらの研究における現代の狭帯域および積分フィールド調査の役割も考慮されます。
| Title |
Observational_Evidence_of_a_Centi-parsec_Supermassive_Black_Hole_Binary_Existing_in_the_Nearby_Galaxy_M81 |
| Authors |
Wu_Jiang,_Zhiqiang_Shen,_Ivan_Mart\'i-Vidal,_Zhen_Yan,_Lei_Huang,_Roman_Gold,_Ya-Ping_Li,_Fuguo_Xie,_and_Noriyuki_Kawaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01328 |
センチパーセクの超大質量ブラックホール連星(SMBHB)を研究すれば、活動銀河核内の新しいパラメータ空間を探索できるようになり、これらの天体は重力波の潜在的な発生源でもあります。我々は、公転周期約30年のSMBHBが近くの銀河核M81に存在する可能性があるという証拠を報告する。この軌道周期とM81の既知の質量は、約0.02pcの軌道分離を意味します。主ブラックホールから放射されるジェットは、約16.7年という短期間のジェットのぐらつきを示し、数百年のタイムスケールで長期の歳差運動を重ね合わせた。周期的な電波とX線の爆発も軌道周期ごとに2回発見され、これは連星軌道ごとの二重ピークの質量降着率変化によって説明できる可能性があります。もし確認されれば、M81は最も近いSMBHB候補の1つとなり、最終的なパーセク問題を研究する貴重な機会となります。
球状星団の速度分散を利用した銀河までの距離の測定
| Title |
Measuring_distances_to_galaxies_with_globular_cluster_velocity_dispersions |
| Authors |
Michael_A._Beasley_(Swinburne/IAC/ULL),_Katja_Fahrion_(ESA),_Anastasia_Gvozdenko_(Radboud) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01420 |
正確な距離は、明るさや大きさなどの天体の固有の特性を取得するための鍵となります。球状星団(GC)は、その絶対等級と恒星の内部速度分散($\sigma$)の間に明確に定義された関係に従い、高解像度分光法によって母銀河までの距離を測定する独立した方法を提供します。これは、楕円銀河の「フェイバー・ジャクソン」を彷彿とさせます。ただし、銀河とは異なり、GCの質量対光比の範囲は非常に狭く、星の形成履歴は単純です。ここでは、GC$M_V-\text{log}_{10}(\sigma)$関係が線形であり、その傾きが天の川銀河系とM31GC系で同一であることを示します。これに基づいて、ガイア視差からの距離、または固有運動分散プロファイルを持つ94個の天の川GCを使用して、M31までの「GC速度分散」距離(GCVD)を導出し、$(m-M)_0=24.51\pm0.08を取得します。$($d=798\pm28$kpc)、独立した測定結果とよく一致しています。これら2つの銀河のデータを組み合わせて、高品質の測定による296個のGCを使用して基準関係を作成すると、距離の不確かさ$\sim3\%$に対応するゼロ点の不確かさ($\pm0.06$mag)が得られます。次に、GCVDを使用して巨大な楕円銀河NGC\,5128(ケンタウルス座A)までの距離を取得し、$(m-M)_0=27.95\pm0.09$($d=3.89\pm0.16$Mpc)を求めます。これは、赤色巨星の枝の先端または表面の明るさの変動からの文献推定と見事に一致しており、場合によってはそれよりも正確です。適切なデータを使用してGCVDを局所群銀河に適用し、GC速度分散測定が1つだけの場合でも文献値との良好な一致を確認しました。
プロトクラスターからのフィードバックは、埋め込まれた高密度ガス構造の運動学的特性を大きく変化させません
| Title |
Feedback_from_protoclusters_does_not_significantly_change_the_kinematic_properties_of_the_embedded_dense_gas_structures |
| Authors |
J._W._Zhou,_S._Dib,_F._Wyrowski,_T._Liu,_S._H._Li,_P._Sanhueza,_M._Juvela,_F._W._Xu,_H._L._Liu,_T._Baug,_Y._P._Peng,_K._M._Menten,_L._Bronfman,_and_C._W._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01497 |
フィードバック下のガス構造の運動学とダイナミクスを調査するために、さまざまな進化段階にある合計64個のATOMSソースが選択されました。H$^{13}$CO$^+$J=1-0発光の積分強度マップに基づいて高密度ガス構造を特定し、すべての構造の平均スペクトルを抽出してその速度成分とガス運動学を調査しました。すべての構造の速度分散$\sigma$、有効半径$R$および柱密度$N$の間のスケーリング関係では、$\sigma-N*R$は$\sigma-N$および$と比較して常に強い相関関係を持ちます。\シグマ-R$。速度分散とカラム密度の間には有意な相関関係があり、これは速度分散が重力崩壊に由来することを示唆している可能性があり、これは速度勾配からも明らかです。初期段階の発生源と後期段階の発生源における高密度ガス構造の測定された速度勾配は同等であり、すべての進化段階を通じて重力崩壊が起こっていることを示しています。流出、流入、イオン化ガスの圧力、放射圧力によって生じる速度分散を定量的に推定したところ、イオン化ガスのフィードバックが他のフィードバック機構に比べて強いことが分かりました。ただし、HII領域からのフィードバックは最も強力ですが、埋め込まれた高密度ガス構造の物理的特性には大きな影響を与えません。雲塊スケールに関するZhou+2023の結論と組み合わせると、雲からコアスケールへのフィードバックによって元の雲複合体は解体されるものの、元の複合体の下部構造は新しい重力中心の周囲で重力に支配された新しい構成に再編成される可能性があることが示唆されます。。このプロセスには構造の破壊と生成、および重力中心の変化が伴いますが、重力崩壊は常に進行中です。
補償光学を使用して表示された高速無線バーストの環境
| Title |
The_Environments_of_Fast_Radio_Bursts_Viewed_Using_Adaptive_Optics |
| Authors |
Michele_N._Woodland,_Alexandra_G._Mannings,_J._Xavier_Prochaska,_Stuart_Ryder,_Lachlan_Marnoch,_Regina_A._Jorgenson,_Sunil_Simha,_Nicolas_Tejos,_Alexa_Gordon,_Wen-fai_Fong,_Charles_D._Kilpatrick,_Adam_Deller,_and_Marcin_Glowacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01578 |
我々は、秒角未満の局在を持つ5つの高速電波バースト(FRB)ホスト銀河のGeMS/GSAOI観測を紹介します。我々は、ホスト銀河の光分布を基準にしてそれらの空間分布と位置を調べて定量化し、ホスト正規化オフセットの中央値2.09r_eとホストのより暗い領域を見つけました。ManningsらのFRBサンプルと組み合わせると、(2021)により、FRBは光に関してはCaリッチ過渡現象と統計的に区別され、ホスト正規化オフセットに関してはSGRBおよびLGRBとは統計的に区別されることがわかりました。さらに、ほとんどのFRBは、そのホストの全地球平均値と比較して、局所的な恒星質量の表面密度が高い領域にあることもわかりました。これは、星の質量の分布を追跡する結合FRBサンプルと組み合わせると、CC-SNeとFRBの環境が類似している可能性を示しています。また、4/5FRBホストは明確な螺旋腕の特徴を示し、そのようなホストから発生するバーストはホストの螺旋構造上またはその近くに現れる傾向があり、中央距離は0.53kpcであることもわかりました。多くのよく局在化されたFRB検出が目前に迫っているため、ホスト銀河や他の一時的なクラスと比較してFRB環境の特性をよりよく特徴付けることができるでしょう。
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) X. 銀河群内の冷たいガスと MgII を覆う割合
| Title |
MusE_GAs_FLOw_and_Wind_(MEGAFLOW)_X._The_cool_gas_and_covering_fraction_of_MgII_in_galaxy_groups |
| Authors |
Maxime_Cherrey,_Nicolas_Bouch\'e,_Johannes_Zabl,_Ilane_Schroetter,_Martin_Wendt,_Ivanna_Langan,_Johan_Richard,_Joop_Schaye,_Wilfried_Mercier,_Benoit_Epinat,_Thierry_Contini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01762 |
我々は、MEGAFLOW探査における銀河群の周囲のMgII吸収によって追跡された冷たいガス($\およそ10^4$K)の研究を紹介します。2つのアルゴリズムを組み合わせて、$0.3<z<1.5$、$10.7<\log_{10}(M/\rmM_{\odot})<13.7$で5つ以上の銀河からなる32グループを盲目的に識別します。そのうち26は、潜在的な対応するMgII吸収を研究するために使用できます。我々は、MEGAFLOWに存在する合計120個のMgII吸収システムのうち21個がグループに関連していることを報告します。MgII静止フレームの等価幅($W^{2796}_r$)が、最も近い銀河から$\約150$投影されたkpcおよび特定された銀河群の中心から$\約$1ビリアル半径の衝撃パラメーターで低下することが観察されます。これは、MgIIハローがグループの質量に比例することを示しています。被覆率が$50\%$を超える衝撃パラメータは$\log_{10}(b/\rmkpc)=2.17\pm0.47$$(2\sigma)です。$と$(b/R_{\rmvir})=1.67\pm0.98$、これはフィールド銀河($\log_{10}(b/\rmkpc)=1.67\よりも$\約3$倍大きくなります午後0.15ドル）。最後に、($W^{2796}_r$から)グループの低温ガス柱密度プロファイルを推定し、その形状が同様の赤方偏移と質量のハローの典型的な暗黒物質柱密度プロファイルによく似ていることを示します。
中央分子ゾーンの磁場はフィードバックの影響を受け、星形成と弱い相関がある
| Title |
Magnetic_Fields_in_the_Central_Molecular_Zone_Influenced_by_Feedback_and_Weakly_Correlated_with_Star_Formation |
| Authors |
Xing_Lu,_Junhao_Liu,_Thushara_Pillai,_Qizhou_Zhang,_Tie_Liu,_Qilao_Gu,_Tetsuo_Hasegawa,_Pak_Shing_Li,_Xindi_Tang,_H_Perry_Hatchfield,_Namitha_Issac,_Xunchuan_Liu,_Qiuyi_Luo,_Xiaofeng_Mai,_Zhiqiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01776 |
中央分子帯(CMZ)の分子雲の磁場は、サブパーセクの分解能では比較的十分に観測されていません。今回我々は、CMZにおける分極ダスト放出のJCMT/POL2観測を報告する。これにより、〜0.5pcの分解能で高密度ガス中の磁場構造が明らかになった。サンプル内の11個の分子雲には、CMZの西部にある2個(SgrCと遠い側の雲の候補)、銀河経度0の周囲に4個(50kms-1の雲、CO0.02-0.02、三匹の子豚の中の「石」と「棒とわら」）、ダストリッジ沿いの5つ（G0.253+0.016、雲b、c、d、およびe/f）。それぞれについて、角度分散関数法を使用した磁場の強度。雲内の磁場の形態は、拡大するHII領域と若い大質量星団からのフィードバックの潜在的な痕跡を示唆しています。総ウイルスパラメータと星形成速度および雲の高密度ガスの割合の間には適度な相関関係が見られます。質量対磁束比と星形成速度との間には弱い相関関係があり、磁場と高密度ガスの割合との間には弱い逆相関があることも判明した。磁場と雲内の他の動的成分との比較は、雲の動的状態を決定し、研究されたスケールでの星の形成に影響を与える上で、自己重力と乱流のより支配的な役割を示唆している。
衛星銀河面について新たな観測が教えてくれること
天の川銀河、アンドロメダ銀河、ケンタウルス座A銀河、および局所銀河系を超えたその他の系の衛星銀河に関するいくつかの新しい観測データを踏まえて、衛星銀河面問題の現状について簡単に説明します。特に、しし座I号の新しい固有運動の測定によって、MWの古典衛星間の全体的な軌道の一貫性がどのように強化され、それによって宇宙論的な期待との緊張がどのように強化されるのかを紹介します。
銀河から雲までのスケール
孤立した銀河から雲までの規模のシミュレーションは、分子雲の形成と進化について私たちに情報を提供するのに役立ってきました。シミュレーションでは、星間物質の物理学や星の形成における重力、フィードバック、乱流、加熱と冷却、磁場の役割を調査できます。個々の雲のシミュレーションと比較して、銀河および亜銀河規模のシミュレーションには、星の形成に影響を与える可能性がある渦巻き腕、棒、より大きな超新星バブルなど、より大きな銀河規模のプロセスが含まれる可能性があります。シミュレーションでは、観測結果とほぼ一致する雲の特性と寿命が示されています。より大規模なGMCを生成するには重力と螺旋アームが必要ですが、恒星のフィードバック(おそらく光イオン化)は雲の寿命を比較的短くします。より大きなスケールでは、構造とダイナミクスの推進において超新星がより支配的になる可能性がありますが、光イオン化が依然として役割を果たしている可能性があります。ダイナミクスの観点からは、おそらくフィードバックが速度分散の主な要因ですが、重力やスパイラルアームなどの大規模なプロセスも重要である可能性があります。一般に、磁場は銀河や雲のスケールで星の形成を減少させることがわかっており、銀河スケールのシミュレーションにおいて、さまざまなスケールで雲が亜臨界か超臨界であるかを研究するシミュレーションが進行中です。銀河以下のスケールでのシミュレーション、またはシミュレーションのズームインにより、フィードバックプロセス、雲内のフィラメント構造、および星団の研究の解像度を向上させることができます。
惑星状星雲の化学組成の決定について
惑星状星雲(PN)の存在量決定に関する文献と、それを導き出すために使用できる公開ツールを紹介します。存在量を導き出す直接的な方法に関しては、赤み補正、存在量を計算するための適切な密度と温度の使用、目に見えないイオン段階の補正、星雲スペクトルに対する恒星の吸収の影響、誤差分析などの問題についてある程度詳しく議論します。光イオン化モデルのフィッティングに関して、モデル恒星大気の必要な成分、不完全なスリットの被覆の問題、およびフィッティングの良さの決定について議論します。IFU観測の使用に関する注意事項が記載されています。温度変動というまだ解決されていない問題について、より詳細な論文を参照しながら簡単に説明します。存在量の不一致の問題については、本書のより広範な議論を参照して触れられています。最後に、二酸化炭素排出量の問題について、広範なPNモデリングと大規模なデータベースの文脈で言及します。
GLASS-JWST の初期の結果。 XXVII。 NIRISSによる宇宙正午のレンズ場銀河の質量金属量関係
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._XXVII._The_mass-metallicity_relation_in_lensed_field_galaxies_at_cosmic_noon_with_NIRISS |
| Authors |
Xianlong_He,_Xin_Wang,_Tucker_Jones,_Tommaso_Treu,_K._Glazebrook,_Matthew_A._Malkan,_Benedetta_Vulcani,_Benjamin_Metha,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Gabriel_Brammer,_Guido_Roberts-Borsani,_Victoria_Strait,_Andrea_Bonchi,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Charlotte_Mason,_Emiliano_Merlin,_Takahiro_Morishita,_Diego_Paris,_Paola_Santini,_Michele_Trenti,_Kristan_Boyett,_and_Kathryn_Grasha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01932 |
我々は、GLASS-JWST早期リリースサイエンスプログラムによって得られたJWST近赤外広視野スリットレス分光法を使用した、宇宙正午における質量金属量関係（MZR）の測定を紹介します。JWSTの能力と前景クラスターA2744によるレンズ倍率を組み合わせることで、MZRの測定を高赤方偏移における矮質量領域まで拡張します。いくつかの輝線を持つ50個の銀河のサンプルが、$\log{(M_*/M_\odot)}\inの恒星の質量範囲内の$z=1.8-2.3$と$2.6-3.4$の2つの広い赤方偏移範囲にわたって特定されました。[6.9、10.0]$。観測されたMZRの傾きは、これら2つの赤方偏移範囲でそれぞれ$0.223\pm0.017$と$0.294\pm0.010$であり、より質量の大きい野外銀河で測定された傾きと一致しています。さらに、2Dフォワードモデリングと1D抽出スペクトルへのラインプロファイルフィッティングを使用する2つの方法を比較することにより、輝線測定に対する形態的広がりの影響を評価します。グリズムスペクトルから線束を導出するときに形態学的広がり効果を無視すると、平均$\sim30\%$だけ束が体系的に減少することを示します。この不一致はすべてのラインに影響を与えるようであり、したがって磁束比と金属性の測定値に大きな変化は生じません。JWSTデータを使用した形態的広がり効果のこの評価は、ユークリッド望遠鏡、ローマン望遠鏡、中国宇宙ステーション望遠鏡などの広視野スリットレス分光法から銀河線束を導出する将来の研究に対する重要なガイドラインを初めて提示します。
おとめ座渦巻銀河メシエ58の内部円盤に関するラジオジェットフィードバック
| Title |
Radio_Jet_Feedback_on_the_Inner_Disk_of_Virgo_Spiral_Galaxy_Messier_58 |
| Authors |
Patrick_M._Ogle,_Ivan_E._Lopez,_Victoria_Reynaldi,_Aditya_Togi,_R._Michael_Rich,_Javier_Roman,_Osmin_Caceres,_Zhuofu_(Chester)_Li,_Grant_Donnelly,_J._D._T._Smith,_Philip_N._Appleton,_and_Lauranne_Lanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01936 |
スピッツァーのスペクトルマップは、大規模な渦巻銀河メシエ58の中心に、高輝度で暖かい(>150K)H2の円盤があることを明らかにし、そこに電波大音量のAGNが存在します。銀河の内側2.6kpcは、ラジオジェットの繭からの衝撃によって圧倒されているようです。ジェミニNIRIによるH21-0S(1)輝線の画像、アルマCO2-1、およびHSTマルチバンド画像は、分子ガスの多くがその場で衝撃を受けていることを示しています。銀河核。CO2-1とイオン化ガスの運動学は非常に乱れており、速度分散は最大300km/sに達します。おそらく放射ジェット駆動の流出によってISMに注入された関連する運動エネルギーと乱流の散逸が、観測された内部円盤からの分子およびイオン化ガスの放出に動力を供給する可能性があります。ジェットとAGNの活動にもかかわらず、内側円盤のPAHの割合と組成は正常であるように見えます。PAH比は、バルジ内の古い星からの星間放射場による励起と一致しており、星形成による寄与はありません。ジェットショックを受けたH2の現象は、星の形成を大幅に減少させ、この通常の渦巻銀河における内側の円盤と超大質量ブラックホールの星の質量を調節するのに役立つ可能性があります。同様に強いH2放射が、巨大な膨らみと電波大音量のAGNを備えた、近くにあるいくつかの渦巻銀河やレンズ状銀河の中心でも見られます。
GOALS-JWST: 中赤外分子ガス励起により LIRG VV 114 の核星団と AGN の局所状態を調査
| Title |
GOALS-JWST:_Mid-Infrared_Molecular_Gas_Excitation_Probes_the_Local_Conditions_of_Nuclear_Star_Clusters_and_the_AGN_in_the_LIRG_VV_114 |
| Authors |
Victorine_A._Buiten,_Paul_P._van_der_Werf,_Serena_Viti,_Lee_Armus,_Andrew_G._Barr,_Loreto_Barcos-Mu\~noz,_Aaron_S._Evans,_Hanae_Inami,_Sean_T._Linden,_George_C._Privon,_Yiqing_Song,_Jeffrey_A._Rich,_Susanne_Aalto,_Philip_N._Appleton,_Torsten_B\"oker,_Vassilis_Charmandaris,_Tanio_Diaz-Santos,_Christopher_C._Hayward,_Thomas_S.-Y._Lai,_Anne_M._Medling,_Claudio_Ricci,_Vivian_U |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01945 |
JWST分光器によってもたらされる中赤外感度と空間分解能およびスペクトル分解能の大幅な向上により、分子振動バンドの詳細な銀河系外研究が初めて可能になります。これは、発光赤外銀河(LIRG)の分子星間物質の研究にまったく新しい窓を開きます。NIRSpecとMIRIMRSによって観測された、LIRGVV114の非常に隠された東核に向かう気相CO、H$_2$O、C$_2$H$_2$、HCNの振動バンドの詳細な分析を紹介します。。半径130pcの開口から抽出されたスペクトルは、不明瞭なAGNと2つの強いスターバースト領域の間の明確な二分法を示しています。星形成領域では冷たい恒星大気の特徴である2.3$\μ$mCOバンドヘッドが検出されましたが、AGN方向では検出されませんでした。驚くべきことに、4.7$\mathrm{\mu}$mで、星に向かって高度に励起されたCO($T_\mathrm{ex}\約700$K、少なくとも回転レベル$J=27$まで1000K)が見つかりました。-領域を形成していますが、AGNに向かうのはより低温のガス($T_\mathrm{ex}\約170$K)のみです。我々は、深く埋め込まれたスターバーストにおけるCOとH$_2$Oに見られる平衡状態を説明できるのは、振動線を通る中赤外線のポンピングだけであると結論付けた。ここで、COバンドは、ほこりっぽい若い大質量星団の内部または最も大質量な若い星の近くの強力な局所放射線場のある領域を調査します。AGNへの高励起分子ガスの欠如は、明るい点源からの強力な放射線の幾何学的希釈に起因すると考えられます。関連する励起および放射伝達物理の概要は付録に記載されています。
3C84 のサブパーセク領域の広範な分析
| Title |
An_extensive_analysis_of_the_sub-parsec_region_of_3C84 |
| Authors |
G._F._Paraschos,_J.-Y._Kim,_T._P._Krichbaum,_J._Oh,_J._A._Hodgson,_M._A._Gurwell,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01953 |
AGNでのジェット打ち上げの研究は、超大質量ブラックホール(SMBH)とその周辺環境をより深く理解するための重要な研究方法です。主な理論上のジェット発射シナリオは、ブラックホール(BH)の降着円盤に固定された磁力線(Blandford&Payne1982)、または回転するエルゴ圏に直接接続された磁場(Blandford&Znajek1977)のいずれかを呼び出します。近くにある明るい電波銀河3C84(NGC1275)は、さまざまなジェット発射メカニズムのテストや、最も内側のサブパーセク規模のAGN構造とジェットの起源の研究に非常に適したターゲットです。特にミリメートル波長における超長基線干渉法(VLBI)は、SMBHのすぐ近くで動作している物理プロセスに対する比類のないビューを提供します。このような3C84のmm-VLBI観測を利用して、このソースの利用可能なすべての高感度3mm-VLBIデータセットを使用して、3C84のVLBIコア領域のジェット運動学を研究します。この分析の一環として、成分放出イベントを、さまざまな無線周波数および$\gamma$線における変動光線曲線と関連付けます。さらに、これらの光曲線を相互相関させることによって、それらの時間遅れを決定し、ジェット基地に近い高エネルギー放出の場所に関する結論を導き出します。
大質量原始星IRAS 20216+4104が示すメタノールメーザー線の7年周期変動
| Title |
Seven-year_periodic_variations_in_the_methanol_maser_line_displayed_by_the_massive_protostar_IRAS_20216+4104 |
| Authors |
M._Szymczak,_M._Durjasz,_S._Goedhart,_P._Wolak,_A._Bartkiewicz,_A._Caratti_o_Garatti,_A._Kobak,_F._Massi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01978 |
目的:大質量原始星IRAS20216+4104における周期的メタノールメーザーの発見と解析について報告します。方法:光度曲線を得るために、HartebeesthoekおよびTorun電波望遠鏡で2000年から2003年と2009年から2023年の間に収集された6.7GHzメタノールメーザースペクトルと、1992年より前に報告された文献からのスペクトルを使用しました。積分磁束密度は、6.9+/-0.03年の周期で正弦波状の変化を示します。1つを除くすべての特徴は、相対振幅2から最大89までの周期的な変化を示します。わずかに変動する特徴は、磁束密度と他の大幅に変動する特徴との間に中程度の逆相関を示します。メーザー発光は、赤方偏移した流出空洞の連続発光に続いているように見えます。3.4および4.6μmの最大発光は周期の15%だけメーザーピークに先行し、(赤外線)IR光の重心は時間に依存した変位を示します。メーザーと赤外線放射の周期的な挙動は、おそらく内側の円盤のぐらつきによる食効果によるものと考えられます。
星の質量は銀河の金属性を予測する最良の指標ではありません。重力ポテンシャルと金属量の関係 $\Phi \rm ZR$
| Title |
Stellar_mass_is_not_the_best_predictor_of_galaxy_metallicity._The_gravitational_potential-metallicity_relation_$\Phi_\rm_ZR$ |
| Authors |
Laura_S\'anchez-Menguiano,_Jorge_S\'anchez_Almeida,_Sebasti\'an_F._S\'anchez_and_Casiana_Mu\~noz-Tu\~n\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02046 |
銀河に伴うスケーリング関係を解釈することは、銀河の形成と進化をどの程度理解しているかを評価するための基本的なツールです。銀河の金属性に関係するいくつかのスケーリング関係が長年にわたって発見されており、その最たるものが恒星の質量によるスケーリングです。このいわゆる質量金属量の関係は基本的なものであると考えられており、文献で多くの研究が行われています。私たちは、気相金属量のさまざまな銀河特性への依存性を研究し、それらのどれが銀河の金属量を決定するかを評価します。私たちは、SDSS-IVMaNGA調査からの3,000以上の近くの銀河のサンプルにランダムフォレスト回帰アルゴリズムを適用しました。この機械学習技術を使用して、ガスの金属性の指標としての地球規模の酸素存在量に対する148のパラメーターの影響を調査しました。$M_{\rm\star}$/$R_e$は、銀河のバリオン重力ポテンシャルの代用として、銀河の平均気相金属量($Z_g$)を決定する主な要因であることがわかりました。それは星の質量を上回ります。その後の分析により、$Z_g$の$M_\star/R_e^{\,0.6}$への最も強い依存関係がわかります。我々は、このパラメータが総重力ポテンシャルを追跡し、指数$\alpha\simeq0.6$が暗黒物質成分の包含を説明すると主張します。私たちの結果は、銀河の全重力ポテンシャルとガスの金属性との関係の重要性を明らかにしています。この関係は、広く知られている質量と金属量の関係よりも緊密であり、おそらくより原始的なものです。
体積光線追跡による極端な散乱現象の調査
極端な散乱現象(ESE)は、数週間から数か月の長期間にわたって発生する磁束密度の劇的な($>50\%$)低下として観察されます。離散プラズマレンズ構造は、パルサーなどの遠方の発生源によって生成される電波を散乱させ、磁束密度の特徴的な減少とESE光度曲線における特徴的な苛性スパイクを引き起こすと理論化されています。既存の文献にあるプラズマレンズモデルはESE光度曲線の重要な特徴を再現していますが、それらはすべて、周囲の星間物質(ISM)と比較して桁違いに非常に過密で過圧であるという問題に直面しています。ESEは、エイコナール方程式を解くことで解析的な体積プラズマレンズモデルを介して数値的にレイトレーシングすることによってモデル化されます。光線を接続するドロネー三角測量により波面が近似され、多重イメージングを考慮して観察者平面から光源平面へのマッピングが生成されます。このエイコナール光線追跡法は、既知の解析ソリューションに対してテストされ、3次元ガウス分布電子体積密度レンズと、グラフトンらからインスピレーションを得たフィラメントモデルに適用されます。（2023年）。私たちは、数値手法を検証する確立された解析解と数値結果の収束を発見し、ESEのような光度曲線を再現します。私たちの数値光線追跡手法は、現在進行中のシート状レンズだけでなく、体積乱流のレンズ効果を調査するのに適しています。
宇宙線によって引き起こされる分子雲における紫外線H$_2$ルミネセンス
| Title |
Ultraviolet_H$_2$_luminescence_in_molecular_clouds_induced_by_cosmic_rays |
| Authors |
Marco_Padovani_(1),_Daniele_Galli_(1),_Liam_H._Scarlett_(2),_Tommaso_Grassi_(3),_Una_S._Rehill_(2),_Mark_C._Zammit_(4),_Igor_Bray_(2),_Dmitry_V._Fursa_(2)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Curtin_University,_Perth,_Australia,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Garching,_Germany,_(4)_Theoretical_Division,_Los_Alamos_National_Laboratory,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02062 |
銀河宇宙線(CR)は、紫外線が塵粒子やガス種によって吸収される密雲領域内のイオン化、解離、励起プロセスにおいて重要な役割を果たします。CRはイオンとラジカルの存在量を制御し、ますます複雑な分子種の形成をもたらし、塵粒子上の電荷分布を決定します。これらの効果の定量的な分析は、星形成領域の動的および化学的進化を理解するために不可欠です。CRによって引き起こされる光子束は、ガスや塵の成分に含まれる高密度分子媒体の進化に大きな影響を与えます。この研究は、CRによって生成されるUV光子の束を評価し、膨大な数の原子および分子種の光子誘起解離およびイオン化速度、および統合されたUV光子束を計算することを目的としています。私たちの研究は、二次電子のスペクトルの決定、電子衝突によるH$_2$の状態分解励起断面積の計算、光解離と光イオン化断面積の計算における最近の発展を利用しています。$X$、$B$、$C$、$B'$、$D$、$B''$、$D'$、$a$の各振動レベルのH$_2$レベル母集団を計算します。州。次に、分子雲に入射するCRスペクトル、H$_2$カラム密度、異性体分子雲に入射するCRスペクトルの関数として、前例のない精度で、72～700nmの線および連続体成分のH$_2$のUV光子スペクトルを計算します。H$_2$の組成とダストの特性。結果として得られる光解離および光イオン化速度は、平均して、以前の測定値よりも約2倍小さく、最大5倍の誤差があります。H$_2$、HF、およびHの光イオン化速度に特別な焦点が当てられています。$_2$だけでなく、H$_2$の光解離も、以前の推定値よりも桁違いに高いことがわかりました。
ホルスの目領域にある2つの $z\sim$ 0.8銀河団のMMT/Binospec分光調査
| Title |
MMT/Binospec_Spectroscopic_Survey_of_Two_$z\sim$_0.8_Galaxy_Clusters_in_the_Eye_of_Horus_Field |
| Authors |
Jiyun_Di_(1_and_2),_Eiichi_Egami_(1),_Kenneth_C._Wong_(3_and_4),_Chien-Hsiu_Lee_(5),_Yuanhang_Ning_(6),_Naomi_Ota_(7),_Masayuki_Tanaka_(4)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_Stony_Brook_University,_(3)_The_University_of_Tokyo,_(4)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(5)_Keck_Observatory,_(6)_Tsinghua_University,_(7)_Nara_Women's_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02140 |
珍しい二重光源面レンズ系であるホルスの目(EoH)の発見($z_{\rmレンズ}=$0.795;$z_{\rmsrc}=$1.302および1.988)もまた、すばる/HyperSuprime-Cam(HSC)光学データとXMM-NewtonX線データのその後の分析に基づいて、同じフィールド内にある2つの高赤方偏移($z_{\rmphot}\sim$0.8)銀河団を特定。2つの最も明るいクラスター銀河(BCG)は、そのうちの1つがEoHのレンズ銀河であり、空上で$\sim$100$"$($=$0.75Mpc$<$$r_{200}$)だけ隔てられています。,これら2つのクラスターが物理的に関連付けられている可能性が高まっています。ここでは、MMT/Binospecを使用して218個の安全な赤方偏移を取得した、このEoHフィールドの追跡光学分光調査を紹介します。実際に2つの巨大なクラスター($M_)が存在することを確認しました。{\rmdyn}$$>$$10^{14}$M$_\odot$)$z$$=$0.795(主銀河団)と$z=0.769$(北東銀河団)の銀河団ただし、これらのクラスターには$\sim$4300kms$^{-1}$の速度オフセットがあり、この2つのクラスターシステムは物理的に関連した関連付けではなく、視線の投影である可能性が高いことを示唆しています(例:銀河団メンバー銀河の性質の観点から見ると、これらの2つの$z\sim0.8$銀河団はよく発達しているように見え、それぞれが古い銀河(年齢$=$3.6-6.0Gyr)と巨大な銀河($M_)を抱えている。\mathrm{*}$$=$4.2-9.5$\times$$10^{11}$M$_\odot$)BCGであり、十分に確立されたレッドシーケンス(RS)を示します。この研究は、RSベースのクラスター選択は一般にそのような射影効果の影響を受けやすいため、高赤方偏移クラスター候補に対して分光学的追跡調査を行うことの重要性を強調しています。
柔軟なモデルを使用したバイナリ ブラック ホール集団の相関関係の調査
| Title |
Probing_Correlations_in_the_Binary_Black_Hole_Population_with_Flexible_Models |
| Authors |
Jack_Heinzel_and_Sylvia_Biscoveanu_and_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00993 |
連星ブラックホール系の天体物理学的形成チャネルは、その質量、スピン、赤方偏移の分布間の相関関係を予測しており、これは重力波観測で調べることができます。連星ブラックホール合体の最新のLIGO-Virgo-KAGRAカタログの集団レベルの分析により、実効スピン分布の平均と幅が連星の質量比と合体赤方偏移の関数として線形進化すると仮定して、そのような相関関係の証拠が特定されました。ただし、コンパクトな連星形成で進行している複雑な天体物理学的プロセスは、これらのパラメーターの分布間の線形関係を必ずしも予測するとは限りません。この研究では、線形性の仮定を緩和し、代わりに、より柔軟な3次スプラインモデルを使用して相関関係を検索します。我々の結果は、有効スピン分布の幅と赤方偏移との間に非線形相関があることを示唆しています。また、LIGO-Virgo-Kagraの協力により、4回目の観測実行であるO4の終了までに、非線形相関に関する説得力のあるベイズ証拠が見つかる可能性があることも示します。これは、カタログが増大する時代におけるコンパクトオブジェクトバイナリの母集団分析における柔軟なモデルの貴重な役割を強調しています。
フェルミLATと多波長残光観測からGRB 230307Aのコンパクトな恒星合体起源の証拠
| Title |
Evidence_for_a_compact_stellar_merger_origin_for_GRB_230307A_from_Fermi-LAT_and_multi-wavelength_afterglow_observations |
| Authors |
Cui-Yuan_Dai,_Chen-Lei_Guo,_Hai-Ming_Zhang,_Ruo-Yu_Liu_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01074 |
GRB230307Aは、50年間の観測でこれまでに検出されたガンマ線バースト(GRB)の中で2番目に明るく、即発放出の持続時間が長いです。2つの銀河がGRB230307Aの位置に近いことが判明しました:1)遠くにある($z\sim3.87$)星形成銀河。GRB位置(投影距離$\sim1\operatorname{-}2\,\rmkpc$);2)近く($z=0.065$)の渦巻銀河。30秒角のオフセットに位置します(投影距離は$\sim40\,\rmkpc$)。最も明るいGRBはフェルミ大面積望遠鏡(LAT)によるGeV発光で容易に検出されることがわかっていますが、GRB230307AからはGeV残光発光は見つかりません。これを光学およびX線の残光データと組み合わせると、サーカムバースト密度が$\sim10^{-5}\operatorname{-}10^{-4}~{\rmcm^{と同じくらい低いことがわかります。-3}}$は、このGRBの赤方偏移に関係なく、GeV発光の不検出と多波長残光データを説明するために必要です。このような低密度は、GRB230307Aと高赤方偏移星形成銀河との関連を好ましくありません。なぜなら、GRBの位置がこの銀河に近いということは、より高密度の環境を意味するからです。代わりに、低密度媒質は銀河周縁媒質と一致しており、GRB230307Aと低赤方偏移銀河の間の大きなオフセットと一致します。これは、GRB230307Aのコンパクトな恒星合体の起源を示しており、関連するキロノバの検出と一致しています。
ソレノイド乱流による乱流再加速の効率と星団周辺の電波メガハローの起源への応用
| Title |
Efficiency_of_turbulent_reacceleration_by_solenoidal_turbulence_and_its_application_to_the_origin_of_radio_mega_halos_in_cluster_outskirts |
| Authors |
Kosuke_Nishiwaki,_Gianfranco_Brunetti,_Franco_Vazza,_Claudio_Gheller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01120 |
低周波アレイ(LOFAR)による最近の電波観測では、古典的な電波ハローの規模を超えた拡散放射が発見されました。このような巨大ハローの存在は、おそらくこれらの領域でエネルギーを散逸させる衝撃と乱流の組み合わせにより、磁場の増幅と相対論的粒子の加速が星団周辺で働いていることを示している。銀河団の宇宙論的磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、ソレノイド乱流が銀河団の郊外でかなりのエネルギー収支を持っていることを示唆しています。この論文では、この乱流が相対論的粒子の二次フェルミ加速とダイナモによる磁場の増幅を通じてメガハローで観察される発光に寄与している可能性を探ります。私たちは、Abell2255のケースに焦点を当て、このシナリオが、以前の文献で使用されている仮定の下で観察される拡散放射成分の基本特性を説明できることを発見しました。より具体的には、MHDシミュレーションのスナップショットを使用してフォッカー・プランク方程式を解き、視線に沿って積分されたシンクロトロン輝度を推定する数値的追跡調査を実施します。粒子の拡散と輸送に関する仮定に応じて、投影面積の30%からほぼ100%の範囲の体積充填放出がLOFAR感度で検出できることがわかりました。発光領域に適用されるダイナモモデルから導出された磁場$B\sim0.2\mu$Gを仮定すると、ソレノイド乱流エネルギー束が$\sim$1%レベルのときに観測される明るさが一致できることがわかります。粒子加速に導かれます。
Fermi-LAT によって検出された TeV ブレーザーの GeV 変動特性
| Title |
GeV_Variability_Properties_of_TeV_Blazars_Detected_by_Fermi-LAT |
| Authors |
Gege_Wang,_Hubing_Xiao,_Junhui_Fan,_and_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01122 |
変動性はブレーザーの顕著な観察上の特徴です。ジェットの高エネルギー放射メカニズムは常に重要ですが、まだ不明です。この研究では、15年間にわたるFermi-LATデータを使用して詳細な解析を実行し、Fermiによって検出された78TeVブレーザーのGeV光度曲線情報を取得しました。我々は、78TeVブラーの年間GeVフラックスと対応するスペクトル指数、および41の明るいブレーザーのサブサンプルの徹底的な毎月のGeVフラックスを提供しました。我々の結果は、フラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)と高エネルギーピークBLラック(HBL)の${\gamma}$線光子指数と$\logL_{\rm\gamma}$との間に強い相関関係があることを示唆しています。。私たちのサンプルに含まれる14個の光源は、比較的安定した低光束光度曲線を超える顕著なGeVアウトバースト/フレアを示し、そのうちの6個は、5日間のビン化された光度曲線で明確な鋭いピークプロファイルを示しています。分数変動パラメータ$F_{\mathrm{var}}$を利用して変動を定量化したところ、FSRQのフラックスがBLLacのフラックスよりも大幅に強い変動を示すことがわかりました。この作品の41個の明るいブレーザーは、対数正規の光束分布に最もよく適合します。スペクトル挙動をチェックしたところ、14個の光源のうち11個が「明るいときほど青くなる(BWB)」傾向を示していることがわかりました。これは、GeVバンドでのこれらのTeVブレーザーのスペクトル挙動が、シンクロトロン自身のコンプトン(SSC)プロセスはGeV放出を支配します。私たちの研究は、TeVブレーザーのGeV変動特性の体系的な分析を提供し、関連するブレーザー研究をさらに進めるための有用なリソースとして役立ちます。
CosmiXs: 間接的な暗黒物質探索のための宇宙メッセンジャー スペクトル
| Title |
CosmiXs:_Cosmic_messenger_spectra_for_indirect_dark_matter_searches |
| Authors |
Chiara_Arina,_Mattia_Di_Mauro,_Nicolao_Fornengo,_Jan_Heisig,_Adil_Jueid,_Roberto_Ruiz_de_Austri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01153 |
暗黒物質(DM)の消滅または崩壊によって生成される粒子のエネルギースペクトルは、間接DM検出で探索される宇宙線および放射線の予測フラックスを計算するための基本的な要素の1つです。Pythiaのヴィンシアシャワーアルゴリズムを使用して、消滅および減衰するDMのソーススペクトルの計算を再検討し、QEDおよびQCD最終状態放射と、デフォルトのPythiaシャワーモデルには存在しない大質量ボソンによる電弱(EW)補正の図を含めます。私たちは、EWシャワー全体の間の粒子のスピン情報と、巨大なゲージボソンからのオフシェル寄与を考慮します。さらに、$Z$共鳴におけるパイオン、フォトン、およびハイペロンの生成に関するLEPデータに対して、VinciaおよびPythiaパラメーターの専用調整を実行し、根底にある不確実性について議論します。DM研究での結果の使用を可能にするために、すべてのフェルミオンとボソンのチャネルとDMについて、最も関連性の高い宇宙メッセンジャー粒子、つまり反陽子、陽電子、$\gamma$線、および3つのニュートリノフレーバーの表形式のソーススペクトルを提供します。5GeV～100TeVの質量(https://github.com/ajueid/CosmiXs.git)。
Konus-Wind による FRB カウンターパートのターゲット検索
我々は、公的に報告された(TNSのTransientNameServer;http://www.wis-tns.org/経由)高速無線バーストと一致する硬X線/軟$\gamma$線放射の検索結果を提示する(FRB）。探索は、時間分解能2.944秒の連続的なコーヌス風データを使用して実行されました。サンプル内の8つの繰り返しソースからのバーストのスタッキング分析と、非繰り返しFRBからのバーストの個別のスタッキング分析とともに、581個のFRBからの個々のバーストに対してターゲット検索を実行します。どちらの場合も有意な関連性は見つかりません。我々は、4つのスペクトルモデルを仮定して、硬X線(20～1500keV)束の上限を報告します。これらのモデルは、一般に、銀河マグネターからのFRB200428と一致する、短および長GRB、マグネター巨大フレア、およびショートバーストのスペクトルを記述します。スペクトルモデルに応じて、上限は$(0.1-2)\times10^{-6}$ergcm$^{-2}$の範囲になります。距離が既知の18個のFRBについて、等方性等価エネルギー放出とピーク光度の上限を示します。最も近いFRB200120Eについては、最も厳しい上限$E_{\text{iso}}\leq$2.0$\times10^{44}$ergおよび$L_{\text{iso}}\leq$1.2$を導出します。\times10^{44}$ergs$^{-1}$。さらに、放射線とガンマ線のフルエンス比の下限を報告します$E_{\text{radio}}/E_{\text{iso}}\geq10^{-11}-10^{-9}$そして、私たちの結果を、FRBに相当する高エネルギーの以前に報告された調査および理論的予測と比較します。
スターバースト銀河の TeV 放射はパルサー風星雲に由来するのでしょうか?
| Title |
Could_the_TeV_emission_of_starburst_galaxies_originate_from_pulsar_wind_nebulae? |
| Authors |
Xiao-Bin_Chen,_Ruo-Yu_Liu,_Xiang-Yu_Wang_and_Xiao-Chuan_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01258 |
スターバースト銀河(SBG)のGeV$\gamma$線放出は、加速された宇宙線と星間ガスの間のハドロン相互作用から生じると一般に考えられているが、TeV$\gamma$線放出の起源はさらに不確かである。可能性の1つは、これらの銀河にあるパルサー風星雲(PWNe)の集団がTeV$\gamma$線の放出に関与している可能性があるということである。この研究では、最初に天の川銀河のPWN集団を合成し、PWN集団の進化を計算するための時間依存モデルを使用して、銀河系の$\gamma$線放出に対するPWNe集団の寄与を評価した。このような合成PWN集団は、パルサー集団の初期状態の分布を考慮して、天の川銀河内で特定されたPWNのフラックス分布を再現できます。次に、それをスターバースト銀河に適用し、SBGNGC253とM82のすべてのPWNeのスペクトルエネルギー分布を定量的に計算します。我々は、スターバースト銀河におけるTeV$\gamma$線放出は、広範囲のパラメータ空間においてPWNeによって支配される可能性があることを提案します。エネルギー的な議論では$\eta_e\timesv_{\rmSN}>0.01{\rmyr}^{-1}$が必要です。ここで、$\eta_e$は電子に向かうスピンダウンエネルギーの割合であり、$v_{\rmSN}$は超新星発生率です。銀河内のすべてのPWNeのシンクロトロン放出束がNGC253の硬X線測定を超えないことを要求することで、PWNeの初期磁場強度を$<400\mu$Gに制約します。LHAASOや次世代ニュートリノ観測所IceCube-Gen2による高エネルギーでの今後の観測は、SBGにおけるTeV$\gamma$線放出の起源をより良く理解するのに役立つだろう。
GRB Afterglowsの同時代 - GRB~221009Aへの適用
GRB~221009AのTeV観測は、即時発光と残光発光の両方が同時に見られる同時代相を分析するユニークな機会を私たちに提供してくれました。ガンマ線バースト残光のこの初期段階を説明するために、断続的なエネルギー供給を伴う爆風モデルを提案します。爆風を2要素構造として扱います。中央のエンジンは、逆方向の衝撃を介して内部部分(衝撃を受けた噴出物質)にエネルギーを供給します。衝撃を受けた噴出物質が膨張するにつれて、その内部エネルギーが衝撃を受けた外部物質に伝達されます。衝撃を受けた外部物質の慣性を考慮して、この領域全体の圧力差が爆風のローレンツ因子の導関数を決定します。GRB~221009Aに適用すると、このモデルは、モデルに対してデータに過剰がある3つの領域を除いて、TeVライトカーブ全体の観察に非常によく適合します。これらは即時活動の3つの最大のエピソードとよく相関しているため、これらを逆ショック放出と解釈します。GRB~221009Aに最適なソリューションは、風のような外部媒体に伝播する開口角theta_j約0.07^o(500/\Gamma_0)の非常に狭いジェットです。この極めて狭い角度は、このバーストの巨大な等方性等価エネルギーと一致しており、その逆ジェットブレイクは残光の非常に急速な上昇を説明しています。興味深いことに、光子間の消滅は、最適モデルにおいて決定的な役割を果たしません。
Fermi-LAT データで TeV ソース 1LHAASO J1945+2424 に相当する拡張 GeV を発見
| Title |
Discovery_of_an_extended_GeV_counterpart_to_the_TeV_source_1LHAASO_J1945+2424_in_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Miguel_Araya,_J._A._\'Alvarez-Quesada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01449 |
フェルミ衛星に搭載された大域望遠鏡(LAT)によって取得されたほぼ15年分のデータにより、超高エネルギー(TeV)源1LHAASOJ1945+2424の領域に拡張されたGeV放射源を発見しました。このTeVソースはLATソースよりも拡張されています。GeV放射のスペクトルはハード(光子スペクトル指数~1.5)であり、TeV源のスペクトルと滑らかにつながっており、共通の起源がある可能性が高いことを示しています。ガンマ線の起源を説明するために、超新星残骸(SNR)とパルサー風星雲(PWN)に通常使用されるシナリオを検討します。単一粒子集団のSNRの場合、破壊エネルギーが約3.7TeVの壊れべき乗則の形でのレプトニック粒子分布はスペクトルをよく説明しますが、ハドロンシナリオでは、ハードスペクトルインデックスを持つ単純なべき乗則が説明されます。~1.64が必要です。PWNシナリオでは、ソース年齢10kyr、現在のパルサースピンダウン光度1e34erg/sに対して妥当なパラメータが得られます。
GSN 069 の QPE に関連する TDE: 共通エンベロープの破壊?
銀河核からのX線準周期噴火(QPE)がいくつかの銀河で発見されている。このうちGSN069は唯一潮汐擾乱現象(TDE)を起こしており、本爆発から9年後に再び増光していることが最近判明しました。しかし、このTDEの起源はまだ不明です。フォールバック時間を観測値と比較することで、潮汐剥離モデルにおける単一星のエンベロープの破壊ではありえないことがわかりました。したがって、これは共通包絡線(CE)の崩壊であると考えられます。このようなモデルのフォールバック率を計算することにより、観測TDEの2番目のピークを再現します。このモデルが正しい場合、このTDEはCEの直接観測に最も近いものになります。
高スペクトルピーク BL ひだ虫の X 線偏光変動: 1ES 1959+650 および PKS 2155-304 のケース
| Title |
X-Ray_Polarization_Variability_of_High_Spectral_Peak_BL_Lacertaes:_Cases_of_1ES_1959+650_and_PKS_2155-304 |
| Authors |
Xin-Ke_Hu_(GXU),_Yu-Wei_Yu_(BIT),_Jin_Zhang_(BIT),_Tan-Zheng_Wu_(BIT),_Ji-Shun_Lian_(BIT),_Xiang-Gao_Wang_(GXU),_Hai-Ming_Zhang_(NJU),_and_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01755 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)の観測データを分析することにより、1ES1959+650で顕著なX線偏光変動が検出され、PKS2155-304でこれまでで最も高いX線偏光も発見されたことを報告します。高エネルギーのピークをもつBLLacertae天体(HBL)の2～8keV帯のX線放射は、一般に相対論的電子のシンクロトロン放射によるものであるため、HBLは放射と加速を調査するためのIXPEの主なターゲットでもあります。粒子の仕組み。この論文では、2つのHBLの最初のIXPE観測結果を報告します。1ES1959+650の4回のIXPE観測のうち2回は2～8keV帯域で顕著な偏光を検出し、もう1回は2～4keV帯域で顕著な偏光を検出しました。検出された最高の偏光度は12.4%、電気ベクトル偏光角は2～8keV帯域で19.7度です。1ES1959+650のX線偏光は明らかな変動を示し、偏光角、光束、スペクトルの変化を伴います。PKS2155-304については、IXPEによって1回の観測のみが実行され、その時点で線源のX線束はほぼ歴史的に低い状態となっています。興味深いことに、ブレーザーの中で検出された最も高いX線偏光はPKS2155-304で測定されています。また、スペクトル変動に伴う明らかな変動が、PKS2155-304の同時モニタリングSwift-XRTデータに示されていることもわかりました。異なるIXPE観測中の支配的なX線放射はジェット内の別々の領域からのものであり、粒子の支配的な加速メカニズムも異なる可能性があると我々は推測している。
| Title |
Disk_induced_binary_precession:_Implications_for_dynamics_and_multi-messenger_observations_of_black_hole_binaries |
| Authors |
Christopher_Tiede,_Daniel_J._D'Orazio,_Lorenz_Zwick,_Paul_C._Duffell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01805 |
最近、多くの研究で、薄い周連星円盤から降着する離心連星の軌道応答が記録されており、連星の長半径と離心率の変化を特徴づけています。これらの計算を、周連星円盤によって引き起こされる連星の近点経度の歳差運動を含めるように拡張し、この歳差運動を等しい質量成分に対する連星離心率$e_b$で連続的に特徴付けます。この円盤誘発後尾体歳差運動は、$e_b\lesssim0.4$の場合は二値離心率に弱く依存して順行性であり、$e_b\gtrsim0.4$ではほぼ直線的に減少します。それでも、$e_b$連星の歳差運動は、長半径や離心率の変化率よりも一桁速いのです。私たちは、このような歳差効果は、LISA前駆体のような質量$\lesssim10^7M_\odot$を持つサブパーセク分離されたバイナリで最も重要である可能性が高いと推定しています。$M<10^6M_\odot$の等質量LISAバイナリ(および$z\sim3$までの最も大規模な$M\sim10^7M_\odot$バイナリ)が増加する可能性があることがわかりました。ディスク誘発歳差運動による検出可能な位相オフセット。さらに、円盤に起因する歳差運動は、真空中での一般相対論的歳差運動と競合する可能性があるため、わずか数回の軌道周期後にドップラーブーストや連星自己レンズモデルなど、大規模な連星を降着させる観測者依存の電磁探査にとって重要となる。
uGMRT I を使用した低周波パルスジッター測定: PSR J0437$-$4715
| Title |
Low-frequency_pulse-jitter_measurement_with_the_uGMRT_I_:_PSR_J0437$-$4715 |
| Authors |
Tomonosuke_Kikunaga,_Shinnosuke_Hisano,_Neelam_Dhanda_Batra,_Shantanu_Desai,_Bhal_Chandra_Joshi,_Manjari_Bagchi,_T._Prabu,_Keitaro_Takahashi,_Swetha_Arumugam,_Adarsh_Bathula,_Subhajit_Dandapat,_Debabrata_Deb,_Churchil_Dwivedi,_A._Gopakumar,_Yashwant_Gupta,_Shebin_Jose_Jacob,_Fazal_Kareem,_Nobleson_K,_Pragna_Mamidipaka,_Avinash_Kumar_Paladi,_Arul_Pandian_B,_Prerna_Rana,_Jaikhomba_Singha,_Aman_Srivastava,_Mayuresh_Surnis,_and_Pratik_Tarafdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01875 |
高精度のパルサータイミング観測は、パルスの到着時間に現れるジッターノイズによって精度が制限されます。したがって、ジッターノイズの振幅とその周波数による変動を体系的に特徴付けることが重要です。この論文では、インドのパルサータイミングアレイ実験の一部として取得されたデータを使用した、PSRJ0437$-$4715の低周波広帯域観測からのジッター測定を提供します。アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡(uGMRT)の300～500MHzと1260～1460MHzの両方の観測でジッターを検出することができました。前者は、このパルサーの700MHz未満での最初のジッター測定であり、後者は以前の研究の結果とよく一致しています。さらに、300～500MHzにおいて、パルスのサブバンド到着時間ごとにジッターを計算することにより、ジッターの周波数依存性を調査しました。ジッター振幅は周波数とともに増加することがわかりました。この傾向は以前の研究と比較すると逆であり、中間周波数でターンオーバーがあることを示しています。550～750MHzでのuGMRT観測や、スクエアキロメートルアレイなどの次世代望遠鏡による将来の高感度広帯域観測によって、これをより詳細に調査することが可能になるでしょう。また、短期間の観測から得られた高精度分散測定(DM)測定に対するジッターの影響も調査しました。ジッターノイズの振幅が小さいため、低周波数ではDM精度が向上しますが、持続時間が短い、信号対雑音比の高い観測ではDM精度が制限されることがわかりました。この制限は、特定のパルサーに対して最適化された十分に長い期間積分することで克服できます。
射手座A*周囲のパルサーを使った小規模暗黒物質モデルの探査の見通し
次世代の大面積電波望遠鏡による将来の観測では、私たちの銀河中心（GC）に存在する超大質量ブラックホール（SMBH）である射手座~A*（Sgr~A*）の周囲を密接に周回する電波パルサー（PSR）が発見されることが期待されています。このようなシステムは、一般相対性理論(GR)やGC周辺の天体物理学をテストするためのユニークな実験室を提供できます。この論文では、ポストニュートン(PN)運動方程式に基づくPSR-SMBHシステムの数値タイミングモデルを提供し、それを使用してパルサータイミングを使用したブラックホール(BH)特性の測定の可能性を探ります。さらに、Sgr~A*の周囲の暗黒物質(DM)分布によって引き起こされる摂動と、PSR-SMBHシステムでDMモデルを制約する可能性を検討します。軌道周期$P_b=0.5\,$yrの離心($e=0.8$)軌道にある通常のパルサーを5年間観測すると仮定すると、毎週の到着時刻(TOA)の記録と、1msのタイミング精度--GC付近のDM密度分布のべき乗則指数を約20%に抑えることができます。このような測定は、銀河の長さスケールでの測定に匹敵しますが、DMの小規模な特性を明らかにすることができます。
PSR J0210+5845; B6V 主系列星伴星を持つ超ワイド連星パルサー
| Title |
PSR_J0210+5845;_An_ultra_wide_binary_pulsar_with_a_B6V_main-sequence_star_companion |
| Authors |
E._van_der_Wateren,_C._G._Bassa,_G._H._Janssen,_I._V._Yanes-Rizo,_J._Casares,_G._Nelemans,_B._W._Stappers,_and_C._M._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01892 |
典型的なパルサーのスピンダウン挙動からの大きな逸脱を明らかにしたPSRJ0210+5845の無線タイミング観測について報告します。これらの偏差は、天の位置とパルサーとの距離が一致する$V=13.5$星2MASSJ02105640$+$5845176の周りの連星運動によるものと解釈します。アーカイブ観測と新しい光学分光法により、この星は温度$T_\mathrm{eff}\約14\,000$K、質量$M_\mathrm{c}=3.5$～$3.8$MのB6V星であることが特定されました。$_\odot$であり、リサイクルされていないパルサーを周回する既知の主系列星としては最も低い質量を持ちます。タイミング観測により、連星軌道は幅が広く適度に離心しており、軌道周期は$P_\mathrm{b}=47^{+40}_{-14}$yr、離心率は$e=0.46^であることがわかりました。{+0.10}_{-0.07}$。私たちは、次のペリアストロン通過が2030年から2034年の間に起こると予測しています。伴星の質量が低いため、PSRJ0210+5845とその連星伴星の特性を持つ系が超新星から生き残る確率は低いことがわかります。我々は、超新星爆発中に連星が拘束されたままになるためには、低速で偶然に方向付けられたネイタルキックが必要であることを示し、電子捕獲超新星がパルサーのもっともらしい形成シナリオであると主張する。
準線形拡散による木星磁気圏の電波放射
| Title |
Radio_emission_in_the_Jovian_magnetosphere_driven_by_the_quasi-linear_diffusion |
| Authors |
Akaki_Chkhaidze_and_Erekle_Kalichava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01979 |
準線形拡散(QLD)によって駆動されて、木星からイオまで磁力線に沿って移動する電子は、シンクロトロン放射線を放出します。小角近似を使用すると、粒子分布の運動方程式から平均ピッチ角値が得られます。私たちは、これらの超相対論的な電子が外力を受けたときにどのようにGHz範囲の放射線を放出するかを説明しました。
中性子星のスーパーバーストはまれですが強力な現象であり、星の外殻の深層にある炭素の爆発的な燃焼によって説明されます。この論文では、スーパーバーストのシミュレーションを実行し、その冷却のニュートリノ段階を記述する簡単な方法と、数か月のスケールでバーストエネルギーの進化を記述する方法を提案します。我々は、ニュートリノの冷却段階における燃焼層の温度分布の普遍的な関係、ならびに深く強力なバーストにおけるボロメーター光度曲線とニュートリノの熱損失率の統一に注目します。私たちは、星の外皮内にバーストエネルギーが長期間保持される可能性を指摘しています。結果は、スーパーバースト観測の解釈に役立ちます。
超新星残骸CTB 1のジェットと中性子星のキック速度
| Title |
The_jets_and_the_neutron_star_kick_velocity_of_the_supernova_remnant_CTB_1 |
| Authors |
Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02026 |
我々は、コア崩壊超新星残骸(SNR)CTB1において、2つの相反する構造的特徴を含むジェット状の形態を特定しました。私たちはこれらが、CTB1の巨大な恒星前駆体を爆発させた最後のジェットの1つである一対のジェットの痕跡であると特定しました。私たちは、ジェットの軸と中性子星であるパルサー速度の方向との間の投影角度を見つけます。ネイタルキックは78度になるように。異なる方向に沿った反対側のジェットの2番目のペアの可能性のある痕跡を暫定的に特定します。成立する場合、SNRCTB1は点対称構造になります。ジェットの形態とキック速度に対するジェット軸の大きな角度は、核崩壊超新星のジッタージェット爆発メカニズム(JJEM)の予想です。
| Title |
Analysis_of_Neutron_Star_$f-$mode_Oscillations_in_General_Relativity_with_Spectral_Representation_of_Nuclear_Equations_of_State |
| Authors |
Debanjan_Guha_Roy,_Tuhin_Malik,_Swastik_Bhattacharya,_and_Sarmistha_Banik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02061 |
線形化された一般相対論的形式主義の範囲内で、中性子星(NS)の準正規$f-$モード周波数の詳細な解析を行います。ベイジアン推論から、核飽和特性、$\chi$EFT内で得られる純中性子物質EOS制約、NSコアに関連する密度でのpQCDなどのさまざまな制約を条件とする約9000の核状態方程式(EOS)を導出しました。次に、このセットを使用してNSの組成と振動ダイナミクスを調査します。EOSはスペクトル表現に変換され、NSプロパティの効率的な計算に役立ちます。1.4$M_\odot$から2.0$M_{\odot}$の範囲の質量を持つNSの$f-$modeの周波数中央値は、EOSセット全体で1.80から2.20kHzの間にあります。我々の発見では、$f-$mode周波数とEOSの個々の核飽和特性との間に強い相関関係があることは明らかにされていない。これは、複数のパラメーターの関係を解明するには、より複雑な方法が必要であることを示唆しています。我々は、異なるNS質量の半径と$f-$mode周波数の間に強い関係があることに気づきました。この相関関係とPSRJ0740+6620およびPSR0030+0451のNICER観測を使用して、半径領域での重複が最小限に抑えられ、核EOSセット全体と周波数領域で異なる制約を取得しました。これは、NSコアに関連するEOS内の追加のエキゾチック粒子、またはおそらくは閉じ込められていないクォーク相を考慮する必要がある可能性があることを示しています。我々は、複数のNS質量、特に極端における半径または$f-$mode周波数の将来の観測により、核電子EOSのみを除外するか、核EOSに有利な決定的な証拠を提供することにより、この問題が解決される可能性が高いと主張する。
次世代 Event Horizon Telescope による基礎物理学のチャンス
| Title |
Fundamental_Physics_Opportunities_with_the_Next-Generation_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Dimitry_Ayzenberg,_Lindy_Blackburn,_Richard_Brito,_Silke_Britzen,_Avery_E._Broderick,_Ra\'ul_Carballo-Rubio,_Vitor_Cardoso,_Andrew_Chael,_Koushik_Chatterjee,_Yifan_Chen,_Pedro_V._P._Cunha,_Hooman_Davoudiasl,_Peter_B._Denton,_Sheperd_S._Doeleman,_Astrid_Eichhorn,_Marshall_Eubanks,_Yun_Fang,_Arianna_Foschi,_Christian_M._Fromm,_Peter_Galison,_Sushant_G._Ghosh,_Roman_Gold,_Leonid_I._Gurvits,_Shahar_Hadar,_Aaron_Held,_Janice_Houston,_Yichao_Hu,_Michael_D._Johnson,_Prashant_Kocherlakota,_Priyamvada_Natarajan,_H\'ector_Olivares,_Daniel_Palumbo,_Dominic_W._Pesce,_Surjeet_Rajendran,_Rittick_Roy,_Saurabh,_Lijing_Shao,_Shammi_Tahura,_Aditya_Tamar,_Paul_Tiede,_Fr\'ed\'eric_H._Vincent,_Luca_Visinelli,_Zhiren_Wang,_Maciek_Wielgus,_Xiao_Xue,_Kadri_Yakut,_Huan_Yang,_Ziri_Younsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02130 |
イベントホライゾンテレスコープ(EHT)コラボレーションは最近、メシエ87銀河と天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの最初の画像を公開しました。これらの観測は、超大質量ブラックホールを研究し、強磁場領域で発生する物理プロセスを調査するための新しい手段を提供しました。我々は、既存のEHTアレイの能力を大幅に強化する次世代イベントホライズンテレスコープ(ngEHT)を使用した超大質量ブラックホールシステムの将来の観測と理論的研究の見通しをレビューします。これらの機能強化により、これまでアクセスできなかったいくつかの研究手段が開かれ、超大質量ブラックホールとその環境の特性に関する重要な新たな洞察が得られます。このレビューでは、5つの主要な科学事例に関する知識の現状を説明し、ngEHTによって可能になる基礎物理学の研究に特有の課題と機会を要約します。
天来円柱パスファインダー配列のスカイマップ再構成における正則化手法の適用
| Title |
Application_of_Regularization_Methods_in_the_Sky_Map_Reconstruction_of_the_Tianlai_Cylinder_Pathfinder_Array |
| Authors |
Kaifeng_Yu,_Shifan_Zuo,_Fengquan_Wu,_Yougang_Wang,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01064 |
Tianlai円筒パスファインダーは、再電離後の時代における21cm強度マッピング技術をテストするための無線干渉計アレイです。パッシブドリフトスキャンモードで動作し、北半球で見える空を調査します。広い瞬間視野と球状の空に対処するために、ドリフトスキャンデータを空の強度と線形に関係するmモードに分解します。天空図は、線形干渉計の方程式を解くことによって再構築されます。干渉計のベースラインのUVカバレッジが不完全であるため、この逆問題は通常不適切であり、その解決には正則化手法が必要です。このペーパーでは、シミュレーションを使用して、頻繁に使用される2つの正則化手法、切り捨て特異値分解(TSVD)とチホノフ正則化手法を調査します。正則化パラメータの選択は、アプリケーションにとって非常に重要です。一般化交差検証(GCV)法とLカーブ法を使用して最適値を決定します。さまざまな正則化方法で得られた結果のマップと、さまざまな基準を使用して導出されたさまざまなパラメーターを比較します。どちらの方法でも、さまざまな正則化パラメータに対して良好なマップが得られますが、Tikhonov方法では、ノイズの多いモードの抑制がより段階的に適用され、TSVD方法で生成されたマップ内の視覚的なアーティファクトを回避する、より滑らかなマップが生成されます。
SAINT (Small Aperture Imaging Network Telescope) --
ミリ秒から数年にわたる光過渡現象を検出および研究するための広視野望遠鏡複合体
| Title |
SAINT_(Small_Aperture_Imaging_Network_Telescope)_--_a_wide-field_telescope_complex_for_detecting_and_studying_optical_transients_at_times_from_milliseconds_to_years |
| Authors |
Grigory_Beskin,_Anton_Biryukov,_Alexey_Gutaev,_Sergey_Karpov,_Gor_Oganesyan,_Gennady_Valyavin,_Azamat_Valeev,_Valery_Vlasyuk,_Nadezhda_Lyapsina,_Vyacheslav_Sasyuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01369 |
(要約)この論文では、高い時間分解能を備えたマルチチャネル広視野光学空監視システム、小口径イメージングネットワーク望遠鏡(SAINT)のプロジェクトを紹介します。このシステムは、ほとんどが既製のコンポーネントから構築され、最短の時間スケールでの光学過渡現象の探索と研究。この機器は12チャンネルで構成されており、各チャンネルには最大50deg/sのポインティング速度で別個のマウントに取り付けられた30cm(F/1.5)の対物レンズが含まれています。各チャンネルには4128x4104ピクセル、測光$griz$フィルターと直線偏光子のセットが装備されています。すべてのチャンネルの中心には、望遠鏡の有効焦点距離の迅速な切り替えを可能にするカスタムビルドのレデューサーコリメーターモジュールがあります。これにより、システムは広視野調査モードまたは狭視野追跡モードのいずれかで動作できます。。最初のケースでは、機器の視野は470平方度で、検出限界(5500$\AA$での5$\sigma$レベル)は、対応して20ms～20分の露光時間で12.5～21magです。2番目のフォローアップ方式では、すべての望遠鏡が単一のターゲットに向けられ、SAINTは1mの望遠鏡と同等になり、視野は11$'$x11$'$に縮小され、露光時間が短縮されます。0.6ミリ秒まで短縮できます。異なるチャンネルには異なるフィルターがインストールされているため、可能な限り最高の時間分解能で対象物体の詳細な研究、つまり色と偏光情報の両方の取得が可能になります。SAINTの運用により、地球近傍から銀河系外の天体物理現象まで、さまざまな種類の天体物理現象に関する前例のない量のデータを取得できるようになります。また、そのマルチチャンネル設計と市販のコンポーネントの使用により、その規模とパフォーマンスを容易に拡張できます。そして検出機能。
GAIA SED Fluxes によるプレートアーカイブ測光校正の展望
この研究は、天体写真乾板の測光校正を改善することを目的としています。約300,000枚のプレートで構成されるゾンネベルク天文台の空パトロールが選択され、デジタル化ワークフローはPyPlateを使用して実装されました。課題は、写真乾板の乳剤応答における色感度の違いから生じるゼロ点オフセットを除去することです。GaiaDR3データセットとGaiaXPyツールを利用することで、ゾンネベルクプレートやAPPLAUSEなどの他のアーカイブの一貫した天文測光および測光校正を行うことができます。
非線形曲率波面センサーの誤差バジェットの開発
| Title |
Developing_an_Error_Budget_for_the_Nonlinear_Curvature_Wavefront_Sensor |
| Authors |
Sam_Potier,_Justin_Crepp_and_Stanimir_Letchev_(University_of_Notre_Dame) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01465 |
補償光学(AO)システムを一貫して動作させるには、高感度かつ低ノイズの波面センサー(WFS)を使用する必要があります。非線形曲率WFS(nlCWFS)は、業界標準のシャックハルトマンWFS(SHWFS)よりも感度が高いことがシミュレーションとラボ実験の両方で示されていますが、そのノイズ特性はまだ十分に調査されていません。この論文では、再構成プロセスに不確実性をもたらす一般的なノイズ源（光子ノイズ、有限ビット深度、読み取りノイズ、振動、非共通パスエラー、サーボラグなど）を含む、nlCWFSの空間領域波面誤差バジェットを開発します。、など）。私たちは、nlCWFSがさまざまな環境条件でSHWFSよりも優れたパフォーマンスを発揮できること、および主な課題には波面再構成器に関連する速度制限を克服することが含まれることを発見しました。この研究の結果は、広範囲のAOアプリケーションのためのnlCWFSシステムの設計に情報を提供するために使用される可能性があります。
(NEO)WISEアストロメトリーの色度について
Wide-fieldInfraredSurveyExplorer(WISE、Wrightetal.2010)とそのフォローアップの近地球物体(NEO)ミッション(NEOWISE、Mainzeretal.2011)は、年に2回中赤外線の空をスキャンします。結果として得られるデータベースの空間的および時間的範囲は、変動性の研究、特に赤い$W1{-}W2$色を持つ若い恒星天体(YSO)の研究にとって最も重要です。このような取り組み中に、その後の訪問の間で位置が秒未満でずれていることに気づきました。オフセットは、$W1{-}W2$色の小さなターゲットでは表示されません。これは、光学系の色の原点を指します。これは、探査機が訪問ごとに「前方」と「後方」を交互に指すことによって引き起こされます。。$W1{-}W2\estimate2$のターゲットの場合、これは0\farcs1になります。この色オフセットを考慮すると、天文測定が改善されます。これは、一般的に赤色のNEOにとって特に重要です。
酢酸 (CH3COOH) を含む星間氷類似体の UV 光処理
| Title |
UV-photoprocessing_of_acetic_acid_(CH3COOH)-bearing_interstellar_ice_analogs |
| Authors |
C._del_Burgo_Olivares,_H._Carrascosa,_B._Escribano,_G._M._Mu\~noz_Caro,_R._Mart\'in-Dom\'enech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01845 |
星間雲、ホットコア、原始星、彗星に向かうガス中には酢酸（CH3COOH）が検出された。氷のマントル内での酢酸の形成が提案されており、酢酸はメタノールを除く他のほとんどのCOMと同様に、氷の赤外スペクトルでの検出が待たれています。この研究では、天体物理学に関連した条件下で、氷中の酢酸の熱アニーリングとUV照射が実験的にシミュレートされました。実験は超高真空条件下で行われました。氷層は冷たい基板上への蒸着によって形成され、温められるかUV光子にさらされます。氷は赤外分光法で監視され、気相に脱離する分子は四重極質量分析計を使用して測定されました。CH3COOHモノマーから環状二量体への変換は120Kで起こり、氷の暖機中に160K以上で鎖状ポリマーからなる結晶形が観察されました。私たちの実験では、氷の昇華は189Kで進行します。UV照射すると、より単純な種とラジカルが形成され、室温まで温めた後に複雑な分子からなる残留物が生成されます。シュウ酸の生成の可能性を確認する必要があります。酢酸分子の光破壊は、氷中の水と混合すると減少します。この研究は、この種が検出される視線内で酢酸光化学反応生成物を検索するのに役立つ可能性があります。報告されている実験室の赤外スペクトルと現在のJWST観測とを比較することで、星間および星周の氷マントルにおけるCH3COOH存在量を検出したり、その上限を設定したりすることが可能になります。
| Title |
Radiation_effects_on_scientific_CMOS_sensors_for_X-ray_astronomy:_I._proton_irradiation |
| Authors |
Mingjun_Liu,_Zhixing_Ling,_Qinyu_Wu,_Chen_Zhang,_Jiaqiang_Liu,_Zhenlong_Zhang,_Weimin_Yuan,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01851 |
相補型金属酸化物半導体(CMOS)センサーは、将来のX線天文学ミッションにとって競争力のある選択肢です。通常、宇宙天体望遠鏡のCMOSセンサーは高線量の放射線にさらされます。高ゲインモード(7.5倍)で-30～20度の2つの科学用CMOS(sCMOS)センサーの性能に対する照射の影響(バイアスマップ、読み出しノイズ、暗電流、変換ゲイン、エネルギー分解能など)を調査します。2つのセンサーには50MeVの陽子が総線量5.3*10^10p/cm^2で照射されます。暴露後、さまざまな温度でのバイアスマップ、読み出しノイズ、変換ゲインは大幅に低下せず、-30度でのエネルギー分解能も低下しません。しかし、暴露後は暗電流が数百倍に増加し、温度が20度上昇するごとに暗電流も1桁増加します。したがって、室温では暗電流の変動がノイズを支配し、エネルギー分解能の深刻な劣化につながります。さらに、4k*4kピクセルの中には、50msでのバイアスが10DN(~18e-)以上変化した約100ピクセルと、-30で読み出しノイズが15e-以上増加した約10ピクセルがあります。程度。幸いなことに、暗電流の影響は積分時間を短縮することで軽減でき、劣化したピクセルは暗画像を定期的に分析することで隠すことができます。将来のX線ミッションの中には、-30度で動作する可能性があるものもありますが、この温度では暗電流が小さすぎてX線の性能に大きな影響を与えません。私たちの調査により、陽子線に対するsCMOSセンサーの高い耐性が示され、X線天文学用途への適合性が証明されました。
スケールコピーを使用した全球21cm観測と検証のためのアンテナ性能の最適化
| Title |
Optimization_of_Antenna_Performance_for_Global_21-cm_Observations_and_Verification_Using_Scaled_Copies |
| Authors |
O._A._Restrepo,_F._I._Lucero,_G._Chaparro,_R._Rodr\'iguez,_F._Pizarro,_R._Bustos,_M._D\'iaz,_F._P._Mena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01859 |
天空平均の21cmの宇宙信号は、暗黒時代から再電離時代の終わりまでの初期宇宙の進化についての理解を向上させることができます。EDGES実験ではこの信号の吸収プロファイルが報告されましたが、これらの結果の妥当性について懸念があり、独立した検証実験が動機付けられています。これらの取り組みの1つは、IGMスピン温度マッパー(MIST)であり、世界中のさまざまな遠隔地に配備される予定です。その重要な特徴の1つは、さまざまな機器サブシステム、特にアンテナの詳細なモデリングと特性評価を通じて、体系的な不確実性を包括的に補償しようとすることです。ここで我々は、MISTに適用されるアンテナの設計に使用でき、帯域幅、リターンロス、ビーム色度を改善する新しい最適化スキームを提案します。この新しい手順は、粒子群最適化(PSO)アルゴリズムと市販の電磁シミュレーションソフトウェア(HFSS)を組み合わせたものです。EDGES実験で使用されたものと同様の長方形ブレードアンテナと台形ボウタイアンテナの2つのアンテナモデルの性能が向上しました。最適化方法を適用した後、両方のアンテナの性能が向上しましたが、ボウタイモデルは対象の帯域全体でより低い反射損失とビーム色度を達成することでブレードアンテナよりも優れていることがわかりました。最適化プロセスをさらに検証するために、両方のアンテナタイプの1:20スケールモデルも構築および特性評価し、シミュレーションとの優れた一致を示しました。
| Title |
Modeling_CN_Zeeman_Effect_Observations_of_the_Envelopes_of_a_Low-Mass_Protostellar_Disk_and_a_Massive_Protostar |
| Authors |
Renato_Mazzei,_Zhi-Yun_Li,_Che-Yu_Chen,_Yisheng_Tu,_Laura_Fissel,_Richard_I._Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00884 |
POLARIS放射伝達コードを使用して、2種類の原始星エンベロープ磁気流体力学シミュレーション用のCN$J=1-0$分子線遷移のシミュレートされた円偏光ゼーマン放射マップを作成します。最初のモデルは低質量円盤エンベロープシステム(ボックス長$L=200\text{au}$)、2番目のモデルは大質量原始星のエンベロープ($L=10^4\text{au}$)です。原始星風とCN強化流出シェルを備えています。シミュレートされた発光マップの各検出器ピクセル位置について、速度積分ストークス$I$および$V$と、暗黙の$V/I$偏光パーセンテージを計算します。私たちの結果は、両方のタイプの原始星環境が現在の円偏光装置で原理的にアクセス可能であることを示しており、それぞれにアタカマ大型ミリ波/サブミリメートル円偏波実験の公称感度限界1.8\%を超える偏光率を生み出すエンベロープ領域の帯が含まれています。アレイ（アルマ望遠鏡）。どちらのシステムでも、高偏光($\gtrsim$1.8\%)のピクセルは中心星から中間距離にあり、CN発光の線中心の不透明度が光学的に適度に薄い($\tau_{LC}\)位置にある傾向があります。SIM0.1-1$）。さらに、計算された$V/I$値は、密度加重平均見通し内磁場強度にほぼ比例しており、ゼーマン観測が包絡線スケールの磁場の強度を効果的に診断できることを示しています。また、大きな$V/I$を持つピクセルは、速度積分$V$の絶対値も大きい場所に優先的に同じ場所に配置されることもわかり、偏光率が良好な場所は生の信号の点でも有利であることを示唆しています。
CD-27 11535: $\beta$ Pictoris Moving Group のトリプル システムの証拠
| Title |
CD-27_11535:_Evidence_for_a_Triple_System_in_the_$\beta$_Pictoris_Moving_Group |
| Authors |
Andrew_D._Thomas,_Eric_L._Nielsen,_Robert_J._De_Rosa,_Anne_E._Peck,_Bruce_Macintosh,_Jeffrey_Chilcote,_Paul_Kalas,_Jason_J._Wang,_Sarah_Blunt,_Alexandra_Greenbaum,_Quinn_M._Konopacky,_Michael_J._Ireland,_Peter_Tuthill,_Kimberly_Ward-Duong,_Lea_A._Hirsch,_Ian_Czekala,_Franck_Marchis,_Christian_Marois,_Max_A._Millar-Blanchaer,_William_Roberson,_Adam_Smith,_Hannah_Gallamore,_Jessica_Klusmeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.00939 |
我々は、$\sim$20年の軌道上にある2つの分解されたK型星からなる$\beta$ピクトリス運動群の一員であるCD-2711535系の新しい空間分解天文測光と測光を紹介します。文献測定に加えて、NIRC2、GPI、およびアーカイブNaCo画像から測定された相対天文法に軌道を当てはめました。しかし、この軌道から推定される総質量は、2つの星の光度を使用した恒星の進化モデルから推定される質量とは大きく異なります。この矛盾した質量合計を説明できる2つの仮説を検討します。変動性によるガイアからの視差測定値の不一致、および2つのコンポーネントのいずれかに対する追加の未解決のコンパニオンの存在。$\sim$20年の軌道は視差測定に偏りはありませんが、成分の変動が大きな振幅の天文運動を引き起こす可能性があり、その影響は個々のガイア測定がなければ正確に定量化できないことがわかりました。この不一致は、星系に星が追加されたことで説明できる可能性もあります。私たちは、システムの天文測定と測光測定を共同で適合させて、システムのさまざまなバイナリおよびトリプルアーキテクチャをテストしました。使用した進化モデルのセットに応じて、低質量($M=0.177\pm0.055$\,$M_{\odot}$)コンパニオンを含むトリプルシステムアーキテクチャの適合度が向上していることがわかります。主星。この矛盾を解決するには、変動に起因する天文運動のより複雑な処理によって視差測定を改良するか、または第3伴星を検出することによって、このシステムのさらなる研究が必要となるでしょう。
| Title |
Constraints_on_the_Alfv\'enicity_of_Switchbacks |
| Authors |
O.V._Agapitov_(1),_J._F._Drake_(2,3),_M._Swisdak_(3),_K.-E._Choi_(1),_N._Raouafi_(4) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01011 |
スイッチバック(SB)は、背景の太陽風の磁場に対する磁場の方向の偏向を含む太陽風の局所的な構造です。異なるSBの磁場偏向角の振幅は、約40度から約160～170度まで変化します。磁場の摂動とバルク太陽風速度の整合がSB内部で観察され、SB内部の半径方向バルク速度のスパイク状の増加を引き起こします。$\Delta\vec{V}$の$\Delta\vec{B}$成分と$\Delta\vec{B}$の平行成分の比として定義されるパラメータの分布を評価することにより、Alfv性からのSB摂動の偏差を調査しました。SB内の\Delta\vec{V}_A=\Delta\vec{B}/4\pin_im_i$、つまり$\alpha=V_{||}/|\Delta\vec{V}_A|$($\alpha=\Delta\vec{V}/|\Delta\vec{V}_A|$when$\Delta\vec{V}~\Delta\vec{B}$)。これは、からの摂動の偏差を定量化します。アルフヴのようなもの。パーカー太陽探査機(PSP)の観測に基づいて、SB内の$\alpha$の値が自然の太陽風よりも体系的に低いことを示します。PSPエンカウンター1中に観測されたSB内の$\alpha$は0.2の範囲に分布していました。-0.9。$\alpha$の上限は、スイッチバック境界を越える速度のジャンプがローカルのAlfv\'en速度よりも小さいという要件によって制限されます。これにより、せん断流の不安定性の発生が防止されます。結果として、偏向が60度を超えるSBの陽子のバルク速度の摂動は、$\alpha=1$(Alfv\'enicity条件)に達せず、完全反転したSBの可能な最高$\alpha$に達することはできません。Bの値は0.5です。これらの結果は、大振幅のアルフエン波としてのスイッチバックの解釈に影響を与えます。
TESSデータで発見された長周期Ap星：サイクル3と4
Ap星の自転周期は5桁以上にも及びます。この区別の物理的起源はまだよくわかっていません。最もゆっくりと回転するAp星を考慮することは、進行中のプロセスを洞察するための有望なアプローチを表します。Ap星の利用可能なTESS観測を系統的に利用して、超ゆっくりと回転するAp(ssrAp)星の候補(自転周期が50日より長いAp星として定義される)を同定することは、磁気バイアスのないサンプルを構築するための効果的なアプローチです。TESSサイクル1およびサイクル2データの以前の分析では、TESSセクターの27日間の期間にわたって測光変動が見られないAp星をssrAp星候補であると解釈しました。ここでは、同じアプローチをTESSサイクル3とサイクル4のAp星の観測に適用します。ただし、2つの問題により、ssrApスター候補の誤った特定につながる可能性があります。(1)既存のリストにあるAp星のかなりの部分は、スペクトル分類が誤っているか疑わしいものです。(2)TESSデータ処理により、変動信号の一部が除去される場合があります。これらの効果を批判的に評価した後、我々は、25個の新しいssrAp星候補と、適度に長い周期を持つ8個の星を同定したことを報告する。このリストを、サイクル1および2のssrApスターのリスト、および以前に知られていたが変動の欠如が我々の研究では検出されなかったssrApスターのリストと組み合わせることで、以前に導き出された結論がより高い有意水準で確認されました。仕事。これらには、磁性の弱いAp星では磁性の強い星よりも超低速回転の発生率が低いこと、ssrAp星の磁場強度の分布に約2～3kGのギャップが存在する可能性が高いこと、ssrAp星における急速振動の発生率は、Ap星の集団全体よりもはるかに高い。
pモード旅行時間における星の活動サイクルの検出: SOHO/VIRGO太陽観測を使用した概念実証
| Title |
Detecting_stellar_activity_cycles_in_p-mode_travel_times:_Proof_of_concept_using_SOHO/VIRGO_solar_observations |
| Authors |
Valeriy_Vasilyev_and_Laurent_Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01528 |
11年の太陽周期は、太陽音響振動の全球モードに影響を与えることが知られています。特に、pモード周波数は太陽活動とともに増加します。我々は、pモード自己相関関数から太陽周期を検出する新しい方法を提案し、太陽周期23と24からのVIRGO/SPM測光時系列を使用してこの方法を検証します。pモード自己相関関数は、時間差で分離された複数の波束を示します。$\sim$123分の(局所ヘリ地震学からの)1パラメーターフィッティング法を使用して、各波束からスキップ番号40までの地震の伝播時間を測定します。太陽周期による伝播時間の変動は、スキップ番号に敏感に依存することがわかります。ノイズの共分散を考慮すると、すべてのスキップ数にわたって移動時間の摂動を平均して、信号対ノイズ比を高めることができます。この方法はノイズに強く、周波数領域でのピークバギングよりも実装が簡単で、星地震学にとって有望です。我々は、太陽に似た星の活動周期は、ケプラーに似た観測においてこの新しい方法を用いて$m_K\sim11$の視等級まで検出可能であると推定している。ただし、より暗い星の場合、回転時間スケールでの測光変動で活動サイクルを検出する方が簡単です。
複数の深層学習モデルの融合によるコロナ質量放出質量と運動エネルギーの推定
| Title |
Estimating_Coronal_Mass_Ejection_Mass_and_Kinetic_Energy_by_Fusion_of_Multiple_Deep-learning_Models |
| Authors |
Khalid_A._Alobaid,_Yasser_Abduallah,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang,_Shen_Fan,_Jialiang_Li,_Huseyin_Cavus,_Vasyl_Yurchyshyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01691 |
コロナ質量放出(CME)は大規模な太陽爆発であり、地球に重大な影響を与えます。この論文では、CMEの2つの特性、つまりCMEの質量と運動エネルギーを推定するためのDeepCMEと呼ばれる新しい方法を提案します。これらの特性を推定できることは、CMEダイナミクスをより深く理解するのに役立ちます。私たちの研究は、調整データ分析ワークショップ(CDAW)データセンターで維持されているCMEカタログに基づいています。このカタログには、太陽太陽圏天文台(SOHO)に搭載された大角分光コロナグラフ(LASCO)を使用して1996年以降手動で特定されたすべてのCMEが含まれています。私たちは1996年1月から2020年12月までのLASCOC2データを使用して、10分割相互検証を通じてDeepCMEをトレーニング、検証、テストします。DeepCMEメソッドは、ResNet、InceptionNet、InceptionResNetを含む3つの深層学習モデルを融合したものです。当社の融合モデルは、LASCOC2画像から特徴を抽出し、3つのコンポーネントモデルの学習機能を効果的に組み合わせて、CMEの質量と運動エネルギーを共同推定します。実験結果は、CME質量の推定において、融合モデルの平均相対誤差(MRE)が0.013(それぞれ0.009)であるのに対し、最良のコンポーネントモデルInceptionResNet(それぞれInceptionNet)のMREが0.019(それぞれ0.017)であることを示しています(それぞれ運動エネルギー）。私たちの知る限り、深層学習がCMEの質量と運動エネルギーの推定に使用されたのはこれが初めてです。
クールな炭素星 HE 1104-0957 の特異な量
| Title |
Peculiar_abundances_of_the_cool_carbon_star_HE_1104-0957 |
| Authors |
Meenakshi_Purandardas,_Aruna_Goswami,_and_Sridharan_Rengasamy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01769 |
我々は、高分解能(R${\sim}$50\,000)スペクトルに基づいた炭素星HE1104$-$0957の詳細な存在量分析を初めて発表します。私たちの分析によると、この天体は[Fe/H]$\sim$$-$2.96の極めて金属の少ない星です。この物体は[C/Fe]$\sim$1.82で炭素が強化されていることがわかります。ただし、さまざまなCEMPサブグループの分類に使用される特徴的な元素存在比に基づくと、この星はCEMP(carbon-enhancedmetal-poor)星のどのサブグループにも分類されません。HE1104$-$0957は、[O/Fe]$\sim$1.54、[N/Fe]$\sim$2.54で酸素と窒素の増強を示すことも分かりました。HE1104$-$0957では、$\alpha$要素が[$\alpha$/Fe]$\sim$0.46でわずかに強化されていることがわかります。HE1104$-$0957ではFeピーク元素も適度に強化されており、Feに関して値は0.63です。私たちの分析は、HE1104$-$0957が中性子捕獲元素、特にrプロセス元素の強化を示していることを示しています。この天体の低解像度スペクトルは、典型的なC-R星のスペクトル特徴を示しています。しかし、この天体の表面化学組成は、C-R星について予想されるものと矛盾していることがわかりました。この天体が示す存在量の異常をよりよく理解するには、詳細な分析が必要です。
1 世紀以上にわたる 10 R 冠星の光度曲線: 永年進化、傾斜統計、および孤立した光度曲線の傾斜形状の一般モデル
| Title |
Light_Curves_For_Ten_R_Coronae_Borealis_Stars_For_Longer_Than_a_Century:_Secular_Evolution,_Dip_Statistics,_and_a_General_Model_for_the_Shape_of_Isolated_Light_Curve_Dips |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer_(Louisiana_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01843 |
Rコロナエボレアリス星(RCB)は、非周期的な明るさの深い低下を示す低温の超巨星です。最近、「ホットRCB星」のグループが、$\sim$1等級/世紀の割合で明るさが変化しながらRCB領域を離れるにつれて、HRダイアグラム上で急速に進化していることが発見されました。おそらく、冷たいRCB星も、熱いRCB星に進化するにつれて温度が上昇するか、星がRCB領域に到着するにつれて光度が増加するなど、進化しているのが観察される可能性があります。この変化を探るには、1世紀以上も遡るアーカイブデータを抽出し、進化に伴う明るさの変化を調べるしか方法がありません。私は10個のクールなRCB星について323,464等級(主にハーバードプレートとAAVSOから)を測定して抽出しました。光度曲線はすべて1世紀以上のもので、すべて一貫して現代の等級システムに合わせて校正されています。落ち込みから離れた時間では、これらの光度曲線は$\pm$0.10等級/世紀の典型的な不確実性の範囲内で平坦です。つまり、大きな進化は見られません。また、光度曲線のディップとその特性に関する大規模なデータベースも収集しました。このことから、よく観察されたすべての孤立したディップの光度曲線は同じ形状をしており、極小値の直後の数日間は平坦な傾きを特徴としています。さらに、観察された最大光への回復を正確に記述する簡単な方程式を使用して、すべての孤立したRCBディップの光曲線の形状に関する一般的なモデルを導き出します。
Metisコロナグラフで観測されたHI Ly-αの非常に明るい発光を伴う噴火現象
| Title |
Eruptive_events_with_exceptionally_bright_emission_in_HI_Ly-alpha_observed_by_the_Metis_coronagraph |
| Authors |
G._Russano,_V._Andretta,_Y._De_Leo,_L._Teriaca,_M._Uslenghi,_S._Giordano,_D._Telloni,_P._Heinzel,_S._Jej_\v{c}i_\v{c},_L._Abbo,_A._Bemporad,_A._Burtovoi,_G._E._Capuano,_F._Frassati,_S._Guglielmino,_G._Jerse,_F._Landini,_A._Liberatore,_G._Nicolini,_M._Pancrazzi,_P._Romano,_C._Sasso,_R._Susino,_L._Zangrilli,_V._Da_Deppo,_S._Fineschi,_C._Grimani,_J._D._Moses,_G._Naletto,_M._Romoli,_D._Spadaro,_and_M._Stangalini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01899 |
ソーラー・オービターに搭載されたコロナグラフであるMetisは、紫外HILy-α線で、同時に偏光可視光でのコロナグラフ画像を初めて提供し、CMEや太陽噴火の全体的な特性に関する多くの情報を提供します。膨張するコロナにおける力学、時間発展、質量含有量、流出伝播速度。この研究では、2021年4月から10月までにMetisによって観測された6つのCMEを分析しました。これらは、非常に強いHILy-α放射を特徴としています。私たちは特に、最も明るいUVの特徴に焦点を当てて、そのようなイベントの放出の形態学、運動学、および時間的および放射状の進化を研究しました。検討中の噴火現象の運動学は、空のメティス面で最も明るい部分の高度と時間のプロファイルを決定することによって研究されました。さらに、CMEの太陽圏における3D位置は、他の2つのコロナグラフ、つまりSOHOに搭載されたLASCO/C2とSTEREO-Aに搭載されたCOR2からの同時時間画像を使用して決定されました。最後に、明るいUV特徴の放射分析的に校正されたMetis画像を分析して、その体積と密度の推定値を提供しました。運動学および放射分析から、これらのイベントの明るいUVコアの温度の指標が得られました。コロナ質量放出に関連するこれらの強力な紫外線放出の特徴の分析は、現在の宇宙コロナグラフ、Metis、LASCO/C2、およびCOR2のコンステレーションの能力を実証し、噴火現象の伝播における構造とダイナミクスの完全な特徴付けを提供します。発生から数太陽半径までの段階。さらに、これらのイベントをHILy-α線と偏光VL放射線の両方で観察するMetis機器のユニークな機能により、これらのイベントの熱状態に関するプラズマ診断がどのように可能になるかを示します。
ESAのユークリッド宇宙ミッションをきっかけに起こる星系下科学
| Title |
Substellar_science_in_the_wake_of_the_ESA_Euclid_space_mission |
| Authors |
Eduardo_L._Mart\'in,_Herv\'e_Bouy,_Diego_Mart\'in,_Marusa_Zerjal,_Jerry_J.-Y._Zhang,_Adam_Burgasser,_Javier_Olivares,_Nicolas_Lodieu,_Enrique_Solano,_Patricia_Cruz,_David_Barrado,_Nuria_Hu\'elamo,_Pedro_Mas-Buitrago,_Maria_Morales,_Carlos_del_Burgo,_Alberto_Escobar,_V\'ictor_S\'anchez_B\'ejar,_Johannes_Sahlmann_and_Maria_Rosa_Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01903 |
ESAの宇宙ミッションEuclidは2023年7月1日に打ち上げられ、科学検証段階に入っています。この招待状レビューでは、ユークリッドが超低温矮星や準星質量天体、そしてそれらと星、系外惑星、天の川銀河との関係を理解する前と後を意味することを示します。Euclidを使用すると、超低温矮星の非常に大規模な集合体、新しいタイプの星以下天体の同定、最寄りの恒星の苗床からの多様な銀河環境における星以下連星分率と初期質量関数(IMF)の決定など、前例のない統計的有意性を備えた研究が可能になります。銀河形成の古代の遺物まで。
太陽活動と太陽風の予測因果関係を宇宙気候スケールで解きほぐす
| Title |
Disentangling_the_solar_activity-solar_wind_predictive_causality_at_Space_Climate_scales |
| Authors |
Raffaele_Reda,_Mirko_Stumpo,_Luca_Giovannelli,_Tommaso_Alberti_and_Giuseppe_Consolini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01956 |
太陽の磁気活動の変動は、太陽圏内のプラズマと電磁環境で観察される変化の主な原因です。太陽活動が地球環境に与える主な影響は、太陽風とその過渡現象によるものです。ただし、太陽活動と太陽風の関係は、宇宙天気と宇宙気候の時間スケールでは同じではありません。この研究では、異なる時間スケールでの寄与を分離できるヒルベルト・ファン変換を利用して、CaIIKインデックスと太陽風パラメーターの5つの太陽周期データを利用して、この関係を調査します。高周波成分をフィルタリングして除去し、10年ごとの時間スケールを見ることによって、CaIIK指数の変化に対する太陽風の遅延応答の存在が確認され、速度については約3.1年、速度については約3.4年のタイムラグがあることが確認されました。動的な圧力。より強力なフレームワークで結果を評価するために、転移エントロピーアプローチを利用して量間の情報の流れを調査し、関係の因果関係をテストします。後者のタイムラグの結果は相互相関の結果と一致しており、CaIIK指数から太陽風動圧への統計的に有意な情報の流れが3.6年のタイムラグでピークに達していることが指摘されています。このような結果は、宇宙気候の文脈で予測モデルを構築するのに関連する可能性があります。
SOFIA および HST と共生する Mira HM Sge の多波長研究
| Title |
A_Multi-Wavelength_Study_of_the_Symbiotic_Mira_HM_Sge_with_SOFIA_&_HST |
| Authors |
Steven_Goldman,_Ravi_Sankrit,_Edward_Montiel,_Sean_Garner,_Nathan_Wolthuis,_and_Nicole_Karnath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01984 |
私たちは、IRからUVまでの4つの機器を備えたダスト共生ミラシステムHMSgeをターゲットにしました。私たちはこれらの観測結果とアーカイブ観測を利用して、1975年の新星爆発の後にこの星系がどのように進化してきたかを研究しました。私たちは、新しいEXES高スペクトル分解能赤外分光法を用いて、共生系におけるro振動による水の放出を初めて検出しました。放出で検出された特徴は、全身速度と一致する速度を持っていますが、高速流出の明確な証拠は示されていません。中間赤外測光とグリズム分光法は、酸素が豊富な漸近巨大枝（AGB）の塵と塵の排出量が過去39年間ほとんど変化していないことを示しています。光学/UVでは、22年前に検出された3つの主要な[NII]星雲の特徴が検出されました。これらの特徴のうち2つは、以前に観測されて以来、平均流出速度38キロメートルと78キロメートルに相当する少量の動きを示しています。以前に検出された一部の[NII]特徴は表示されなくなりました。新しい紫外分光法は、星雲環境が1975年の星雲爆発後も着実に緩和し続けていることを示しました。しかし、データは、この高温部分の温度が1989年の200,000Kから現在は250,000K以上に上昇していることを示唆しています。私たちの新しいおよびアーカイブされた観察は、その爆発後のシステムの進化が急速であり、爆発後の大きな変化はほとんどまたはまったくないことを示唆しています。数年の期間。
低温の褐色矮星と巨大系外惑星の炭素対酸素の比。 I. ベンチマークの後期 T 矮星 GJ 570D、HD 3651B、Ross 458C
| Title |
The_Carbon-to-Oxygen_Ratio_in_Cool_Brown_Dwarfs_and_Giant_Exoplanets._I._The_Benchmark_Late-T_dwarfs_GJ_570D,_HD_3651B_and_Ross_458C |
| Authors |
Mark_W._Phillips,_Michael_C._Liu,_Zhoujian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02001 |
褐色矮星のC/O比の測定は、過去のモデルが太陽C/Oのみを採用していたこともあり、不足している。ATMO2020大気モデルグリッドを拡張して、T矮星領域の非太陽金属量とC/O比を含めました。炭素または酸素の元素存在量を変えることでC/O比を変化させ、これらの元素の非太陽存在量は$H$-バンドと$K$-バンドの形状に基づいて区別できることがわかりました。これらの新しいモデルを、3つのベンチマーク後期T矮星、GJ570D、HD3651Bの中解像度($R\約1700$)、近赤外線($0.8-2.4\,\mu$m)のジェミニ/GNIRSスペクトルと比較します。ロス458C。太陽熱C/O比と最適パラメータ（$T_\mathrm{eff}$、$\log(g)$、$Z$）は、低解像度（$R）に基づく文献の他の分析とほぼ一致していることがわかりました。\sim100$)のデータ。近赤外スペクトルのモデルデータの不一致は、3つのオブジェクトすべてで一貫しています。これらの不一致は、Y、J、H、Kバンドを個別にフィッティングすると軽減されますが、結果として得られる最適パラメータは一貫性がなく、フルスペクトルからの結果と一致しません。モデルの大気特性を調べると、これは$\mathrm{H_2-H_2}$衝突誘起吸収における重力と金属性の相互作用によるものであることがわかります。したがって、このスペクトル解像度ではモデルで使用される分子不透明度テーブルに重大な問題はないと結論付けます。むしろ、熱構造に関するモデルの仮定に欠陥がある可能性が高くなります。最後に、Ross458Cの文献にあるGNIRS、SpeX、および他の近赤外スペクトルの間に不一致が見つかり、これは潜在的な分光変動を示しています。
デ・シッター空間の IR 発散について: ループ、レサム、および半古典的な波動関数
| Title |
On_the_IR_Divergences_in_de_Sitter_Space:_loops,_resummation_and_the_semi-classical_wavefunction |
| Authors |
Sebasti\'an_C\'espedes,_Anne-Christine_Davis,_Dong-Gang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2311.17990 |
この論文では、波動関数法を使用してドシッター(dS)空間での赤外線(IR)発散を再検討し、高次ループの再開が確率的形式主義にどのようにつながるかを明示的に調査します。宇宙論的ブートストラップの最近の発展を考慮して、摂動理論から非摂動領域に至るまでのこれらの自明ではないIR効果の挙動を追跡します。具体的には、まず波動関数係数の摂動計算を調べ、ツリーレベルの図からの古典成分とループプロセスからの量子成分との間に明確な違いがあることを示します。ループレベルの宇宙論的相関器は、古典的ループと呼ばれるツリーレベルの波動関数係数から寄与を受け取ります。この区別により、主要な寄与が常にこれらの古典的なループから得られることがわかるため、ループレベルのIR発散の分析が大幅に簡素化されます。次に、摂動確率計算の相関器と比較し、その結果が本質的に古典的ループからの結果であるのに対し、量子ループはサブリーディング補正としてのみ存在することがわかります。これは、主要なIR効果が、すべてのツリーレベルの図を要約した半古典的な波動関数に含まれていることを示しています。この洞察により、私たちは摂動理論を超えて、鞍点近似を使用した確率的形式主義の新しい導出を提示します。我々は、フォッカー・プランク方程式が2つの効果の結果として成り立つことを示します。1つはバルクの時間発展を記述するSchr\"odinger方程式からのドリフト、もう1つは粗い粒子の正確な繰り込み群の流れに対応するPolchinskiの方程式からの拡散です。-境界に関する粒度理論。
数十年にわたる暗黒物質の直接検出実験の努力にもかかわらず、まだ決定的な信号は得られていません。したがって、特にサブMeV質量領域において、軽い暗黒物質に対する感度を高めた実験を構築して、視野を広げる時期に来ています。この論文では、この目的のために新しい検出器材料であるグラフェンの二層スタックを提案します。電圧調整可能な低エネルギーサブeV電子バンドギャップにより、光暗黒物質探索実験の検出器材料として最適です。ランダム位相近似を使用して誘電関数を計算し、サブMeV暗黒物質電子散乱およびサブeV暗黒物質吸収の予測感度を推定します。我々は、二層グラフェン暗黒物質検出器が、この質量領域において、超伝導体のような他のターゲット材料候補と同等の感度を有することができることを示す。二層グラフェンにおける暗黒物質の散乱率は、地球の自転による日々の変動によっても特徴付けられており、これは将来の実験でバックグラウンドを軽減するのに役立つ可能性があります。
壁、泡、そして運命 -- HEFT の宇宙論
実験が電弱スケールで新たな領域を描くにつれて、考えられるすべての理論を特徴づける取り組みがますます必要になります。新しい粒子が存在しない場合、この野心的な取り組みは達成可能であり、部分空間として標準模型有効場理論(SMEFT)を含む、最も一般的な特徴付けフレームワークとしてのヒッグス有効場理論(HEFT)につながりました。この理論空間の特徴付けにより、対称性の破れの2つの実現可能性として、SMEFT対HEFT\SMEFTという二項対立が生じました。これら2つの可能性を区別する基準はフィールド空間では非局所的であり、真空マニホールドの近傍を超えてフィールド空間を探索する現象は、それらを区別する特異な位置にあります。宇宙論ではそのような現象が可能であり、この研究では、2つの選択肢のうちあまり研究されていない方のHEFT\SMEFTに焦点を当て、検出可能な重力波の残骸、磁壁の形成、真空崩壊を伴う一次相転移が、はるか遠い将来に起こる可能性があることを発見しました。を実行し、HEFT\SMEFTを選び出します。宇宙論の結果はLHCの制約に照らして検討され、パラメータ空間をカバーする将来の地上および宇宙ベースの実験の可能性について議論されます。
| Title |
Unmasking_noise_transients_masquerading_as_intermediate-mass_black_hole_binaries |
| Authors |
Sayantan_Ghosh,_Koustav_Chandra,_Archana_Pai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01211 |
最初の3回の観測では、地上の重力波(GW)検出器が100回近くの小型二星合体(CBC)イベントを観測しました。CBCのGW検出率は、国際重力波観測ネットワーク(IGWN)の感度の向上により増加すると予想されます。ただし、感度が向上すると、非ガウス計器過渡現象または「グリッチ」がGW検索および特性評価アルゴリズムに悪影響を与えることが予想されます。最も有害な影響は、短期間のGW過渡現象、特に中間質量ブラックホール(IMBH)連星の形態を模倣する短期間のグリッチによるものです。これらは現在の検索では天体物理信号として誤認される可能性があり、天体物理解析に含まれる場合、IMBHバイナリとして誤ってラベル付けされたグリッチがIMBH個体群研究に影響を与える可能性があります。この研究では、検出器ネットワーク全体にわたる天体物理学的パラメーターの一貫性を定量化し、IMBHバイナリと、そのようなバイナリを模倣する短時間の大きなグリッチとを区別するのに役立つ新しい類似性メトリックを導入します。私たちは、シミュレートされたIMBHバイナリ信号のセットと、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器の3回目の観測実行中に特定されたノイズ過渡現象のコレクションを使用して、この手法を開発しました。
この研究では、ブラックホールの周囲の環境の影響を詳細に研究します。コンパクトな星に似た方法で、消滅しない動径方向の圧力を導入します。半径方向圧力を使用した場合と使用しない場合の等方性流体構成と異方性流体構成の両方をそれぞれ調べます。私たちの焦点は、単なる暗黒物質の密度を超えて、物質に浸されたブラックホールの時空におけるエネルギー状態と音速の重要な役割にまで及びます。半径方向圧力が消失する異方性圧力の場合、すべてのプロファイルがBH付近の支配的なエネルギー条件に違反し、接線方向の音速がすべての暗黒物質プロファイルで光速を超えます。2番目のアプローチでは、半径方向圧力の消失を仮定せずに、同様の違反と超光速音速が観察されます。これを修正するために、音速のハードカットオフを導入し、音速が内腔内に留まるようにします。その結果、エネルギー条件も満たされます。ただし、これによりBH付近の密度と圧力が増加します。これにより、音速とその密度構造への影響、さらにはモデル自体の妥当性についての疑問が生じます。物質の分布を使用して、さまざまな構成のメトリックも計算します。これにより、プロファイル構造に対する感度が明らかになります。メトリックコンポーネントは、ホライズン構造を指します。
放射線伝達方程式は、工学における熱伝達、医療における拡散光断層撮影、天体物理学における放射線流体力学のシミュレーションに広く使用されています。格子ボルツマン法を組み合わせて、放射伝達のための量子アルゴリズムを提案します。このアルゴリズムには、吸収、散乱、放出といった放射伝達の重要な物理プロセスがすべて含まれています。私たちの量子アルゴリズムは、古典的なアルゴリズムと比較して放射伝達計算を飛躍的に加速します。量子アルゴリズムを検証するために、IBMQiskitAerを使用して量子回路シミュレーションを実行し、数値結果と正確な解がよく一致していることを確認しました。このアルゴリズムは、プラズマ工学、電気通信、核融合技術、ヘルスケア、天体物理学へのフォールトトレラント量子コンピューターの新たな応用を切り開きます。
II型シーソー海嶺沿いのレプトジェネシス
Type-IIシーソーレプトジェネシスは、インフレーション、バリオン数の非対称性、ニュートリノの質量を同時に統合したモデルです。アフレック・ダイン機構を利用してレプトン非対称性を生成し、ヒッグス粒子がインフレトンとして機能します。以前の研究では、単一フィールド近似を使用して、インフレーションがポテンシャルの谷で発生すると仮定していました。この研究では、インフレーションがポテンシャルの尾根に沿って起こる、タイプIIシーソーレプトジェネシスの代替シナリオを調査します。まず、谷でインフレが発生する標準シナリオで包括的な数値計算を実行し、単一フィールド近似の有効性を確認します。次に、インフレがポテンシャルの尾根に沿って始まり、後期には谷に移行するという新しいシナリオを導入します。この場合、単一フィールドのインフレーション近似はもはや有効ではありませんが、レプトジェネシスは依然として正常に達成されています。このシナリオでは重要な非ガウス性の署名が生成され、将来の実験でテスト可能な予測が得られることがわかりました。
クラスシンボリック回帰: すべてを当てはめる必要がある
| Title |
Class_Symbolic_Regression:_Gotta_Fit_'Em_All |
| Authors |
Wassim_Tenachi,_Rodrigo_Ibata,_Thibaut_L._Fran\c{c}ois,_Foivos_I._Diakogiannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01816 |
私たちは、複数のデータセットに正確に適合する単一の分析関数形式を自動的に見つけるための最初のフレームワークである「クラスシンボリック回帰」を紹介します。各データセットは、それぞれ独自の(おそらく)適合パラメーターのセットによって管理されます。この階層フレームワークは、単一クラスの物理現象のすべてのメンバーが共通の支配法則に従うという共通の制約を活用します。私たちのアプローチは、シンボリック回帰のための以前の物理シンボリック最適化($\Phi$-SO)フレームワークの機能を拡張し、データからシンボリック分析関数を発見するための次元解析制約と深層強化学習を統合します。私たちは、この新しいアプローチを合成おもちゃケースデータセットのパネルに適用することでその有効性を実証し、恒星流を近似する一連のシミュレーション軌道から解析銀河ポテンシャルを抽出することに成功することで、天体物理学におけるその実用性を実証します。
現代の天体物理観測と互換性のある非局所カイラル クォーク モデルに基づくハイブリッド状態方程式内の熱双星
| Title |
Thermal_twin_stars_within_a_hybrid_equation_of_state_based_on_a_nonlocal_chiral_quark_model_compatible_with_modern_astrophysical_observations |
| Authors |
J.P._Carlomagno,_G.A._Contrera,_A.G._Grunfeld_and_D._Blaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.01975 |
私たちは、中性子星物質の状態方程式に対する最近開発された非局所カイラルクォークモデルアプローチの有限温度とニュートリノ化学ポテンシャルへの拡張を調査します。我々は、スカラー-擬似スカラー、ベクトル、およびダイクォークペアリングチャネルにおける2つの軽いクォークフレーバーと電流-電流相互作用を検討します。ここで、電流の非局所性は、4運動量の空間成分に依存するガウス形状因子によって考慮されます。。この枠組みの中で、さまざまな温度とニュートリノの化学ポテンシャルについて、秩序パラメーター、臨界温度、状態図、状態方程式、質量半径関係を分析します。中性子星の最近のマルチメッセンジャー観測によって制約されるモデルのパラメータについて、等温混成星系列の質量半径図が30MeV以上の温度で熱双晶現象を示すことがわかりました。
LUX-ZEPLIN からの拡張エネルギー領域における WIMP-核子有効場理論結合に対する最初の制約
| Title |
First_Constraints_on_WIMP-Nucleon_Effective_Field_Theory_Couplings_in_an_Extended_Energy_Region_From_LUX-ZEPLIN |
| Authors |
LZ_Collaboration:_J._Aalbers,_D.S._Akerib,_A.K._Al_Musalhi,_F._Alder,_C.S._Amarasinghe,_A._Ames,_T.J._Anderson,_N._Angelides,_H.M._Ara\'ujo,_J.E._Armstrong,_M._Arthurs,_A._Baker,_S._Balashov,_J._Bang,_J.W._Bargemann,_A._Baxter,_K._Beattie,_T._Benson,_A._Bhatti,_A._Biekert,_T.P._Biesiadzinski,_H.J._Birch,_E._Bishop,_G.M._Blockinger,_B._Boxer,_C.A.J._Brew,_P._Br\'as,_S._Burdin,_M._Buuck,_M.C._Carmona-Benitez,_M._Carter,_A._Chawla,_H._Chen,_J.J._Cherwinka,_N.I._Chott,_M.V._Converse,_A._Cottle,_G._Cox,_D._Curran,_C.E._Dahl,_A._David,_J._Delgaudio,_S._Dey,_L._de_Viveiros,_C._Ding,_J.E.Y._Dobson,_E._Druszkiewicz,_S.R._Eriksen,_A._Fan,_N.M._Fearon,_S._Fiorucci,_H._Flaecher,_E.D._Fraser,_T.M.A._Fruth,_R.J._Gaitskell,_A._Geffre,_J._Genovesi,_C._Ghag,_R._Gibbons,_S._Gokhale,_J._Green,_M.G.D.van_der_Grinten,_et_al._(137_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02030 |
米国サウスダコタ州リードのサンフォード地下研究施設で運用されている二相キセノン時間射影室であるLUX-ZEPLIN(LZ)実験の最初の科学的結果を受けて、モデルに依存しない非磁性体実験の初期限界を報告します。弱相互作用大質量粒子(WIMP)と核子との起こり得る相互作用の完全なセットを記述する相対論的有効場理論。これらの結果は、LZスピン独立解析およびスピン依存解析で収集された同じ5.5トンの基準質量と60生存日の曝露を利用し、対象となるエネルギー領域の上限を7.5倍の270~keV$_\に拡張しています。テキスト{nr}$。この高エネルギー領域では顕著な過剰は観察されません。プロファイル尤度比分析を使用して、等スカラー基底と等ベクトル基底での弾性相互作用と非弾性相互作用の両方について、個々の非相対論的WIMP核子演算子の結合に関する90%の信頼水準の除外限界を報告します。
軌道力に対する地球の氷の体積のほぼ線形な応答
軌道強制力は、氷河期と間氷期のサイクルのペースを調整する上で重要な役割を果たします。しかし、軌道パラメータ（離心率、傾斜角、歳差運動）と全球の氷の体積との間の機構的な関連性は依然として不明である。ここでは、過去80万年間にわたる地球の軌道に支配される入射太陽放射(つまり、日射量)が全球の氷の量に及ぼす影響を調査します。私たちは、その力学について最小限の仮定を課す、氷の体積の単純な線形モデルを検討します。このモデルは、海洋同位体ステージ11の顕著な例外を除いて、過去80万年間のほとんどで観測された氷の体積変動を適切に再現できることがわかりました。これは、いくつかの極値を除けば、氷の体積のダイナミクスは主におよそ軌道力に対する線形応答。我々は、軌道強制仮説に対する重要な批判のいくつかに対処することで、この発見を実証します。特に、離心率は地球上で増幅を必要とせずに海洋温度を大きく変化させる可能性があることを示します。また、氷の体積データに離心率の40万年周期が存在しないことを説明する実現可能なメカニズムも提示します。これには、偏心による力の一部を応答の遅い機構によって遅らせる必要があり、その結果、偏心の変化により近い信号が得られます。我々のモデルの物理的解釈は、軌道パラメータが氷の体積に影響を与える中間メカニズムとして海洋全体と地表の温度を使用して提案されています。これらは、関連するプロキシデータと合理的な整合性を示していますが、これらの変数がメカニズムの組み合わせを表している可能性が高いことは認められています。
LLM の物理シミュレーション機能
[抄録]大規模言語モデル(LLM)は、学部レベルから大学院レベルまでの物理教科書の問題の一部を解決でき、コーディングに熟練しています。これら2つの機能を組み合わせることで、いつかAIシステムが物理世界をシミュレートし、予測できるようになる可能性があります。博士レベルから研究レベルの計算物理学問題に関する最先端(SOTA)LLMの評価を示します。私たちは、物理学および天体物理学の領域でコーディング機能を引き出すために、十分に文書化され広く使用されているパッケージの使用をLLMの生成条件としています。私たちは、天力学(REBOUNDを使用)、恒星物理学(MESAを使用)、1D流体力学(Dedalusを使用)、および非線形力学(SciPyを使用)における$\sim50$のオリジナルで難しい問題に貢献します。私たちの問題では固有の解決策が認められないため、さまざまな種類のエラー(コーディング、物理学、必要性と十分性)を含む行数、およびより「教育的な」合否メトリクスに焦点を当てたいくつかのソフトメトリクスでLLMパフォーマンスを評価します。目前の問題の顕著な物理的要素を捉えます。予想どおり、今日のSOTALLM(GPT4)ゼロショットではほとんどの問題が不合格ですが、ソリューションの約40%は合格点を獲得できる可能性があります。生成されるコード行の約$70～90\%$は、必要十分かつ正しいものです(コーディングと物理)。最も一般的なのは物理エラーとコーディングエラーで、不要な行や不十分な行がいくつかあります。問題のクラスや難易度によって大きなばらつきが観察されます。計算物理領域におけるGPT4のいくつかの故障モードを特定します。私たちの偵察作業は、古典物理学における現在の計算能力のスナップショットを提供し、AIシステムが物理シミュレーション能力の基本的な自律性レベルに到達する場合の明らかな改善目標を示しています。
コットングラビティの正確なソリューション
私たちは、コットンテンソルに基づいた一般相対性理論(GR)の拡張を提供する新しい重力理論である「コットン重力」(CG)のさまざまな厳密解を検証します。Codazziテンソルに関する場方程式の別の定式化を使用して、既知のGR解を一般化するさまざまな非自明なCG厳密解を取得します。FLRW宇宙論、Lemaitre-Tolman-Bondi(LTB)、およびセーケレス塵解、および静的解せん断のない4つの速度による完璧な流体球体とソリューション。CGが非静的GRソリューションの空間曲率を修正することを示します。適切に設定された初期値の定式化を要求すると、GRのFLRWモデルと同じダイナミクスが維持されますが、宇宙定数は一定の空間曲率として解釈されます。他の解決策では、空間曲率の変更により、必ずしも暗黒エネルギー源を想定したり宇宙定数を課したりすることなく、力学における自己一貫した重大な変化、つまり負の空間曲率によって駆動される減速膨張から加速膨張への時間と種に依存した進化が可能になります。$\Lambda$CDMモデルは、一定の負の空間曲率を持つCGのユニークなFLRWダストモデルとして自然に現れます。CGの弱磁場領域における静的流体球により、暗黒物質を仮定することなく銀河系の回転速度の平坦化をモデル化できます。私たちが提示した方法は、重力系一般における現在未解決の問題へのCGの適用を容易にする、より一般的な解決策を取得できるように改良することができます。
