$N$-bodyシミュレーションを使用した偏心中間質量比インスピレーションに対する暗黒物質スパイクの影響の調査
| Title |
Examining_the_Effects_of_Dark_Matter_Spikes_on_Eccentric_Intermediate_Mass_Ratio_Inspirals_Using_$N$-body_Simulations |
| Authors |
Diptajyoti_Mukherjee,_A._Miguel_Holgado,_Go_Ogiya,_Hy_Trac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02275 |
最近の研究では、IMBHの周囲に暗黒物質(DM)スパイクが存在すると、中間質量比吸気体(IMRI)が発する重力波(GW)信号に観察可能な位相ずれ効果が生じる可能性があると仮定されています。これまでの研究は主に、偏心IMRIに対するDMスパイクの影響を推定するための非自己一貫性のない分析手法に依存していましたが、私たちの研究では、$N$-bodyシミュレーションを通じてこの現象の最初の自己一貫性のある処理を導入しました。二体遭遇の累積効果である動摩擦（DF）がエネルギー散逸の主なメカニズムであることを示唆したこれまでの研究とは対照的に、三体効果であるスリングショットメカニズムがより重要な役割を果たしていることが明らかになりました。大規模ブラックホール(MBH)連星における恒星の損失円錐散乱と同様に、連星系のエネルギー損失とその結果としての軌道収縮を引き起こします。さらに、私たちの研究は、以前の研究ではしばしば見落とされていた要因であるDMスパイクの回転を含むように分析を拡張しました。DF理論の予想に反して、スパイク粒子に対して逆回転する連星はより速く合体するのに対し、共回転する連星はより遅く合体することがわかりました。私たちのモデルは理想主義的ではありますが、DMスパイク、IMRI、GW放射の間の複雑な相互作用、およびDMの微物理を制約する能力をより包括的に理解するための道を開く発見を提供します。私たちの研究には2.5次までのポストニュートン(PN)効果が体系的に含まれており、その結果は正確かつ堅牢です。
可変チャプリジン ガス: FRB を使用したパラメータの制約
我々は、高速電波バーストとSNeIa(Pantheon+SHOES)からの最新の観測データを用いて、変動チャプリギン気体モデルの宇宙論的制約を調査します。可変チャプリジンガスモデルは、Ia型超新星および高速電波バーツと互換性があることが示されています。FRBデータセットを使用して、宇宙論的パラメータBsおよびnに対するより厳しい制約を取得しました。SNeIaデータセットに対してマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法を使用すると、Bs=0.1956+-0.1047、n=1.3581+-1.1678およびH0=70.3902+-0.6381が得られ、Bs=0.1780+-0.1069、nが得られます。FRBデータセットからの=1.2633+-1.2433およびH0=70.397+-0.6597。2つのデータセットのH0値の間で良好な一致を得ることができました。
| Title |
Cosmological_constraints_from_the_EFT_power_spectrum_and_tree-level_bispectrum_of_21cm_intensity_maps |
| Authors |
Liantsoa_F._Randrianjanahary,_Dionysios_Karagiannis,_Roy_Maartens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02511 |
1ループ有効場理論パワースペクトルモデルとツリーレベルのバイスペクトルを使用して、赤方偏移空間における21cm強度マップの情報内容を調査します。21cmの信号には、宇宙における暗黒物質、暗黒エネルギー、大規模構造の成長の痕跡が含まれています。これらのシグネチャは通常、2点相関関数またはパワースペクトルを介して分析されます。ただし、3点相関関数またはバイスペクトルからの情報を追加することは、次世代の強度マッピング実験を活用するために重要です。バイスペクトルは、宇宙論的パラメータの測定を妨げる重要なパラメータの縮退を打破し、精度を向上させるユニークな機会を提供する可能性があります。フィッシャー予測分析を使用して、宇宙論的パラメータ、暗黒エネルギー、修正重力に関するHIRAX調査の制約力を推定します。
| Title |
Observable_imprints_of_primordial_gravitational_waves_on_the_temperature_anisotropies_of_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Miguel-Angel_Sanchis-Lozano_and_Veronica_Sanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02740 |
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度異方性に対する、支配的なスカラーモードに加えて、テンソルモードの寄与を調べます。この目的を達成するために、プランク2018データセットからの温度2点角度相関関数$C(\theta)$を、小さな温度に対応する大きな角度($\theta\gtrsim120^{\circ}$)に焦点を当てて詳細に分析します。$\ell$多極子。赤外線カットオフの階層的なセットは、プランク時代とインフレーションの開始の間のおよそGUTスケールでコンパクト化する追加のカルザクライン次元を呼び出すことによって、CMBのスカラーおよびテンソルパワースペクトルに自然に導入されます。この一連の下位スカラーおよびテンソルカットオフを$C(\theta)$関数の多極展開のパリティと関連付けます。Planck2018データをフィッティングすることで多極係数を計算し、それによってCOBE、WMAP、およびPlanckの3つの衛星ミッションすべてで見られる角度相関におけるよく知られた奇数パリティ優先度を再現します。解析にテンソルモードが含まれると、フィッティングが大幅に改善されるため、今日のCMBで観察される温度相関に対する原始重力波の痕跡のヒントが得られます。結論として、我々は、一方では（正の）大角度相関の欠如とCMBにおける奇数パリティの優勢と、他方ではCMBの温度異方性に対する原始重力波の影響との間の関係を示唆する。。
CMB デレンシングによるインフレ抑制の改善
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)マップのレンズ除去は、将来のCMB調査からできるだけ多くの情報を抽出する上でますます価値が高くなります。レンズ除去は、音響ピークのシャープ化、減衰テールのより正確な回復、レンズ誘発$B$モードパワーの低減など、多くの一般的な利点を提供します。この論文では、CMBの観測による初期宇宙インフレーション理論の検証に焦点を当てたデレンズのいくつかの応用例を紹介します。CMBのレンズ解除により、原始曲率変動のスペクトルの再構築、原始曲率スペクトルの振動特徴の調査、宇宙の空間曲率の測定、および等曲率摂動のいくつかの異なるモデルの制約を行うためのパラメーター制約が改善されることがわかりました。場合によっては、レンズ除去により、レンズなしのスペクトルに含まれる制約力のほぼすべてを回復できることがわかり、レンズなしのスペクトルのみを使用した場合には測定値の大幅な向上が期待できないモデルパラメーターの制約をさらに改善するために、特に価値のある解析手法となります。次世代CMB調査からのCMBマップ。また、レンズ解除されたCMBデータを使用して、単一フィールドのインフレーションテンソルの一貫性条件をテストする見通しを定量化します。私たちは、これが現在提案されている実験技術では手の届かないものであると判断し、代替の検出方法を提唱しています。
PROSPECT: 頻度主義的な宇宙論的パラメータ推論のためのプロファイル尤度コード
| Title |
PROSPECT:_A_profile_likelihood_code_for_frequentist_cosmological_parameter_inference |
| Authors |
Emil_Brinch_Holm,_Andreas_Nygaard,_Jeppe_Dakin,_Steen_Hannestad,_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02972 |
宇宙論的パラメータ推論は、主に計算効率の点から、過去20年間、ベイジアンアプローチが主流でした。ただし、ベイジアンアプローチには事後確率の積分が含まれるため、モデルパラメーター化の選択とモデルパラメーター空間での事前分布の選択の両方に依存します。場合によっては、データではなくパラメータ化と事前分布の選択によって導かれる結論が得られることがあります。プロファイル尤度法は、この効果を調査するために使用できる補完的な頻度主義ツールを提供します。この論文では、宇宙論におけるプロファイル尤度を計算するためのコードPROSPECTを紹介します。現象論的モデルを使用して、暗黒物質を大容量効果と事前依存性の影響を受ける暗黒放射線に変換するコードを紹介します。PROSPECTはcobayaとMontePythonの両方と互換性があり、https://github.com/AarhusCosmology/prospect_publicで公開されています。
| Title |
Probing_supermassive_black_hole_seed_scenarios_with_gravitational_wave_measurements |
| Authors |
John_Ellis,_Malcolm_Fairbairn,_Juan_Urrutia_and_Ville_Vaskonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02983 |
銀河の中心に存在する超大質量ブラックホールが組み立てられるプロセスはまだ確立されておらず、崩壊した人口III星、繰り返しの合体を介して核星団内に形成されたブラックホール、または原始銀河の直接崩壊によってもたらされたシードの相対的な重要性が指摘されている。ディスクはまだ決まっていません。この論文では、中間質量ブラックホールのペアの吸入と合体中に放射される重力波の将来の測定によってこの問題に光を当てる見通しを研究し、特にLISAと提案された原子干渉計AIONによる前向き測定の役割について議論します。そしてエイジ。検出可能なIMBHバイナリの予想数は、低質量シードシナリオでは、LISAとAEDGEでは$O(100)$、AIONでは$O(10)$であり、LISAとAIONでは$O(10)$まで下がることがわかります。高質量シードシナリオのAEDGEおよびAIONの場合は1を下回ります。これにより、これらすべての天文台は、特にSMBHの少なくとも一部が低質量種子集団から生じた場合、種子モデルのパラメーターを調査することができます。また、バイナリパラメータの測定精度は、一般に、バイナリの結合を非常に正確に把握するAEDGEで最適であることも示します。
ケプラーが発見した複数惑星系の周期比に近い平均運動共鳴を示唆するものは若い
| Title |
Kepler-discovered_Multiple-planet_Systems_Near_Period_Ratios_Suggestive_of_Mean-motion_Resonances_Are_Young |
| Authors |
Jacob_H._Hamer_and_Kevin_C._Schlaufman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02260 |
ケプラー宇宙望遠鏡の打ち上げ前、低質量惑星形成のモデルは、収束的なタイプIの移動により、低次の平均運動共鳴で低質量惑星系が生成されることが多いと予測していました。その代わりに、ケプラーは、小さな惑星系では、平均運動共鳴に関連する周期比よりも大きな周期比を持つことが多く、平均運動共鳴に関連する周期比よりも小さい周期比を持つことはめったにないことを発見しました。惑星系の形成または初期進化に関連する短期間スケールのプロセスと、長期間スケールの永続的プロセスの両方が、これらの観測の説明として提案されています。薄い円盤状の恒星集団の銀河速度分散を相対年齢の代用として使用すると、二次平均運動共鳴を示唆する周期比に近い少なくとも1つの惑星対を持つケプラーが発見した複数惑星系の銀河速度がより冷たいことがわかります。したがって、平均運動共鳴と一致する惑星対を欠く単一遷移系および複数惑星系の両方よりも若い。私たちは、数百ミリ以上の特徴的なタイムスケールを持つ非潮汐性永続プロセスが、低質量惑星系を二次平均運動共鳴から遠ざける原因であると主張します。一次平均運動共鳴を示唆する周期比に近い惑星ペアを少なくとも1つ持つ系の中で、最も内側の惑星内部で潮汐散逸の影響を受ける可能性が高い系の集団だけが銀河速度分散が小さく、したがって若い。平均運動共鳴を示唆する周期比は、10Myr$\lesssim\tau\lesssim100$Myrの若い系でより一般的であり、惑星系が老化するにつれて一般的ではなくなると予測しています。
エアロゾルは球形の牛ではありません: 離散双極子近似を使用したフラクタル粒子の特性のモデル化
| Title |
Aerosols_are_not_Spherical_Cows:_Using_Discrete_Dipole_Approximation_to_Model_the_Properties_of_Fractal_Particles |
| Authors |
Matt_G._Lodge,_Hannah_R._Wakeford,_and_Zoe_M._Leinhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02301 |
粒子状物質エアロゾルの光学的特性は、系外惑星および褐色矮星の大気との関連で、三重理論、修正平均場(MMF)理論、および離散双極子近似(DDA)という3つの異なるモデルを使用して比較されます。これまでの結果では、フラクタルヘイズ粒子(MMFおよびDDA)は、球状の粒子(Mie)よりも長波長放射線の吸収がはるかに少ないことが実証されていますが、より変化する屈折率プロファイルを使用すると、その逆も成り立つ可能性があることがここで示されています。さらに、ミー理論を使用すると、吸収断面積と散乱断面積、および非対称パラメータが過小評価されることが実証されています。DDAを使用すると、より正確な結果を取得できますが、計算量がはるかに多くなることが知られています。これを回避するために、低解像度エアロゾルモデルの使用が検討されています。これにより、特定のパラメータ空間内の光学断面の正確な計算を取得するプロセスが大幅に高速化される可能性があります。DDAの有効性は、系外惑星および褐色矮星の大気内のエアロゾルの観測に対象となる波長(0.2～15マイクロメートル)について調査されます。最後に、Mie、MMF、DDA理論の結果を比較する(CORAL:ComparisonOfRadiativeAnalyses)だけでなく、それに応じてDDA形状ファイルの解像度を増減する(SPHERIFY)ための新しいコードが提示されています。どちらのコードも、系外惑星の大気だけでなく、原始惑星系円盤内の塵粒子など、他の興味深い天体物理環境にも適用できます。
| Title |
A_Crater_Chronology_for_the_Jupiter's_Asteroids |
| Authors |
S._Marchi_(1),_D._Nesvorn\'y_(1),_D._Vokrouhlick\'y_(2),_W.F._Bottke_(1),_H._Levison_(1)_(1:_SwRI_Boulder,_2:_Charles_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02325 |
木星のトロヤ群小惑星の新しいクレーター年表を紹介します。このツールは、NASAのルーシーミッションで観測された天体の衝突履歴を解釈するために使用できます。ルーシーのミッションは、エウリュバテス、ポリメレ、オルス、レウカス、そしてほぼ等しい質量の連星パトロクロス・メノエティウスの合計6つのトロヤ群小惑星を訪問する予定である。さらに、ユーリベーテスとポリメレにはそれぞれ小さな衛星があります。ここでは、太陽系と天体自体がどのように進化したかに関する現在のモデルに基づいて、トロヤのクレーターの予測を紹介します。木星のラグランジュL4点およびL4点付近の安定領域にそれらが注入されてからの経過時間を特に重視します。我々は、彗星の衝突が重大であった可能性がある着床後の短期間（約1000万年）を除いて、トロヤ群のクレーターは一般に相互衝突によって支配されていることがわかった。採用されたクレーターのスケーリング法則では、トロヤ群のクレーターの全体的な空間密度が、同様の形成年代の表面にあるメインベルト小惑星の空間密度よりも大幅に低いことがわかりました。また、同様のサイズのエウリュバテスとオルス、および連星系パトロクロス-メノエティウスの具体的な予測についても説明します。
惑星系における軌道間隔の統計的分布関数
長期安定惑星系における惑星の最小軌道間隔は、単一値$\Delta_{min}$(隣接する2つの惑星の相互のヒル半径で測定)でパラメータ化されたステップ関数としてモデル化されることがよくあります。間隔が小さい系は不安定であると考えられ、間隔が大きい惑星のペアは安定していると考えられます。ここでは、$\Delta_{min}$の対数正規分布関数が、単一のしきい値ではなく、より正確なモデルを提供することを報告します。シミュレートされた一連の惑星系から、最も適合する対数正規分布のパラメーターは$\mu=1.97\pm0.02$と$\sigma=0.40\pm0.02$です。$\Delta_{min}$のモードはそれぞれ7.77、7.17、6.11です。この結果は、$\sim$5$-$8の範囲の$\Delta_{min}$しきい値の以前の推定値と一致しています。$\Delta_{min}$の分布は、系内の多重度と、最も近い惑星ペアの惑星質量比にわずかに依存していることがわかりました。長期安定系における最近隣惑星軌道間隔(相互のヒル半径で測定され、単に$\Delta$で示される)の全体的な分布も、パラメータ$\mu=3.14の対数正規分布によく適合します。\pm0.03$と$\sigma=0.76\pm0.02$。最初は非常に密集していた多くの惑星のセットのシミュレーションでは、長期安定系の軌道間隔が、観測された系外惑星系のケプラーサンプルの軌道間隔と統計的に類似していることがわかり、惑星構造の彫刻が強い役割を果たしていることが示されました。動的不安定性によるもの。
WASP-69bの脱出エンベロープは、少なくとも7つの惑星半径で伸びる尾部に限定されている
| Title |
WASP-69b's_Escaping_Envelope_is_Confined_to_a_Tail_Extending_at_Least_Seven_Planet_Radii |
| Authors |
Dakotah_Tyler,_Erik_A._Petigura,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Trevor_J._David |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02381 |
高度に放射線を浴びた系外惑星から脱出する大気を研究することは、近接惑星の人口統計を形作る物理的メカニズムを理解するために重要です。多くの惑星の流出は、通過中または通過後の過剰なH/He吸収として観察されています。このような流出は、流出の形状と速度構造に関して意見の異なる複数のグループによってWASP-69bについて観察されています。ここでは、Keck/NIRSPECを使用してこの惑星の流出を初めて検出したことを報告します。我々は脱出後、目標が設定されるまで1.28時間流出を観察し、流出が少なくとも$5.8\times10^5$kmまたは惑星半径7.5に及ぶことを実証した。この検出は、わずか1年前に$\sim$2.2惑星半径を拡張する流出を報告した以前の観測よりも大幅に長くなりました。流出は惑星静止系内で$-$23kms$^{-1}$だけ青方偏移する。現在の質量損失率は1$M_{\oplus}$Gyr$^{-1}$と推定されます。私たちの観測は、恒星風によるラム圧力によって強く形成された流出と最も一致しています。ただし、流出量の潜在的な変動は、恒星風との時間変化による相互作用や機器の精度の違いによるものである可能性があります。
NEIDによる超高温木星WASP-33bの高分解能透過分光分析
我々は、波長範囲380nmから930nmの高分解能エシェル分光器NEIDを使用して、超高温木星WASP-33bの大気中の分子種と原子種を検出する試みを報告する。ラインバイライン技術と相互相関技術を使用してWASP-33bの透過スペクトルを分析することにより、H$\alpha$、H$\beta$、H$\gamma$、およびCaIIが以前に検出されたことを確認します。赤外線トリプレット。比較的新しいGP法と十分に制約されていない系の速度測定を使用した恒星の脈動の影響を考慮すると、WASP-33bでは昼夜にわたる重大な風が吹いているという証拠は見つかりません。また、以前に報告された、惑星によって誘発された脈動モードである可能性のある通過前の吸収信号も検出しました。以前のCARMENESおよびHARPS-Nの観測と組み合わせると、WASP-33bの昼間大気中ではすでに検出されていたTiO、TiI、およびVIが透過スペクトルで検出されなかったことを報告します。これは、WASP-33bの昼側大気と終端大気の間で化学組成と存在量が異なることを意味しており、検出方法の感度をさらに向上させる必要があることは確かです。
2 つの線要素データから異常と操作を検出するための最適な粒子フィルターの提案
| Title |
Optimal_Proposal_Particle_Filters_for_Detecting_Anomalies_and_Manoeuvres_from_Two_Line_Element_Data |
| Authors |
David_P._Shorten,_John_Maclean,_Melissa_Humphries,_Yang_Yang,_and_Matthew_Roughan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02460 |
衛星の異常な動作を検出することは、宇宙状況認識という広範なタスクにおける重要な目標です。NORADが公開するTwoLineElement(TLE)データは、衛星軌道に関して広く利用できる唯一の包括的なデータソースです。ここでは、TLEデータから衛星軌道の異常を検出するためのフィルタリングアプローチを紹介します。衛星の軌道状態を追跡するために、最適な粒子フィルターが提案されています。現在の軌道状態に関する私たちの信念を考慮すると、ありそうもない新しいTLEは異常として指定されます。時間の経過に伴う軌道の変化は、いくつかの適応を加えたSGP4モデルを使用してモデル化されます。モデルの不確実性は、軌道要素の特異点の周りのSGP4の誤差を処理するために導出されます。提案された技術は、グラウンドトゥルースが利用可能な15機の衛星のセットで評価され、粒子フィルターは、シミュレートされたデータセット内の微妙な軌道内および軌道横断操縦の検出に優れていることが示され、また、検出の不確実性。
2023年12月に予想される46P/ウィルタネン彗星からの新しい流星群
| Title |
A_new_meteor_shower_from_comet_46P/Wirtanen_expected_in_December_2023 |
| Authors |
Jeremie_Vaubaillon,_Qhanzhi_Ye,_Auriane_Egal,_Mikiya_Sato,_Danielle_Moser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02636 |
コンテクスト。46P/ウィルタネン彗星は、これまで関連流星群が報告されていない地球近傍天体(NEO)です。目的。この研究は、このNEOでこれまでにシャワー活動が観察されなかった理由についての理解を深め、予測後の結果から過去の活動が明らかにならないかどうかを検討することを目的としています。方法。流星流用の通常の動的ツールは、彗星によって放出された粒子の挙動を記述するために使用されました。結果として得られたモデル化された流星流は、流星と地球の間の衝突について徹底的に検査されました。結果。結果は、2023年12月12日の8:00から12:30UTの間に遭遇する可能性がある予測を示しています。遅い突入速度は、暗い流星を引き起こすことが一般的に知られています。過去ににわか雨が報告されていないため、にわか雨の活動レベルは非常に不確実です。結論。全体として、予測日に最も最適な観測はオーストラリア東部、ニュージーランド、オセアニアから得られるでしょう。これらの観測は、46P/ウィルタネン彗星からの流星体のサイズ分布をミリメートル範囲で制限するのに役立ちます。
木星トロヤ群小惑星の起源は長い間謎でした。動的には、主要な小惑星帯よりもかなり小さい個体群が、木星の安定したL4およびL5ラグランジュ点の周囲、木星の前方および後方60度の周りで遊離します。これらの天体は、太陽系の歴史の初期にこれらの軌道に捕らえられたと考えられていますが、捕獲メカニズムがあれば、なぜトロイの木馬が励起傾斜分布を持ち、一部の天体は傾斜角35度に達するのかも説明されなければなりません。トロイの木馬自体も、個別に、そして全体として、太陽系外縁部で見つかった多くの小天体（不規則な衛星、カイパーベルト天体など）と一致すると思われるスペクトル的および物理的特性を持っています。このレビューでは、トロイの木馬について既知のことをまとめ、その起源と衝突進化に関するさまざまなモデルについて議論します。トロイの木馬は巨大惑星ゾーンから捕獲された微惑星ではなく、かつては原始カイパーベルトの住人であり、巨大惑星の不安定性の中で起こった出来事によって閉じ込められていた、と主張することもできる。したがって、トロイの木馬へのルーシーの任務は、これらの天体に関する疑問に答えるだけでなく、惑星形成や太陽系進化の研究におけるそれらの位置についても答えるのに有利な立場にあります。
若く、ワイルドで、自由: 星団の初期の拡大
| Title |
Young,_wild_and_free:_the_early_expansion_of_star_clusters |
| Authors |
Alessandro_Della_Croce,_Emanuele_Dalessandro,_Alexander_R._Livernois,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02263 |
初期の膨張は、若い星団の動的進化において基本的な役割を果たします。しかし、ごく最近まで、クラスターの拡大に関する私たちの理解のほとんどは、間接的な証拠、または統計的に限定されたクラスターのサンプルにのみ基づいていました。ここでは、GaiaDR3データの改善された天文品質に基づいて、事実上すべての既知の若い($t<300$Myr)銀河団の包括的な運動学的解析を紹介します。このような大規模なサンプルは、クラスターの割合と、膨張が全体の運動学に顕著な影響を与える時間スケールを強力に制限する前例のない機会を提供します。$\sim30$Myrよりも若いクラスターのかなりの部分(最大$80\%$)が現在大幅な拡張を経験しているのに対し、古いシステムはほとんど平衡構成と互換性があることがわかりました。クラスター中心距離が増加するにつれて膨張速度が増加する傾向が観察されており、膨張中のクラスターは現在の質量の一部を失う可能性が高いことを示唆しています。また、ほとんどの若い拡大クラスターは、おそらく拡大自体が原因で、大きなサイズを示します。若い星団の一連のN体シミュレーションとの比較では、観察された膨張パターンが、激しい緩和を受けて最終的なビリアル平衡状態に向かって進化している系で見られる膨張パターンとほぼ定性的に一致していることが示されています。しかし、我々はまた、恒星の進化による残留ガスの放出と質量損失に関連する可能性が高い追加のプロセスも、観測された膨張を促進する上で重要な役割を果たしている可能性が高いことにも注目しています。
py-ananke を使用した次世代天文台のシミュレーション データからの合成星カタログの生成
| Title |
Generating_synthetic_star_catalogs_from_simulated_data_for_next-gen_observatories_with_py-ananke |
| Authors |
Adrien_C._R._Thob_(1),_Robyn_E._Sanderson_(1),_Andrew_P._Eden_(2),_Farnik_Nikakhtar_(3),_Nondh_Panithanpaisal_(1,_4_and_5),_Nicol\'as_Garavito-Camargo_(6),_Sanjib_Sharma_(7)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Pennsylvania,_(2)_Department_of_Aerospace,_Physics_and_Space_Sciences,_Florida_Institute_of_Technology,_(3)_Department_of_Physics,_Yale_University,_(4)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(5)_TAPIR,_California_Institute_of_Technology,_(6)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_Simons_Foundation,_(7)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02268 |
私たちは、JWST、Euclid、Rubin、Roman、SKA、ELTなどの画期的な施設によって、観測天体物理学の刺激的な時代の瀬戸際に立たされています。同時に、計算天体物理学も大幅な進歩を示し、ハードウェアとソフトウェアの両方の機能強化のおかげで、非常に現実的な銀河形成シミュレーションが可能になりました。有意義な比較を行うには、シミュレーションと観察の間のギャップを埋めることが最も重要になっています。py-anankeを紹介します。py-anankeは、宇宙論的シミュレーションから合成分解恒星調査を生成するように設計されたPythonパイプラインで、さまざまな機器に適用できます。Sandersonらによる前任者のanankeを基にして構築されています。GaiaDR2模擬星測量を作成した2020(arXiv:1806.10564)のpy-anankeパッケージは、ユーザーフレンドリーな「プラグアンドプレイ」エクスペリエンスを提供します。このパイプラインは、最先端の位相空間密度推定と初期質量関数サンプリングを採用して、粒子データを合成星に変換するとともに、測光用に事前に計算された恒星の等時線軌道を補間します。さらに、星間の赤化や塵による消滅を推定したり、専用のモデリングアプローチを通じて誤差を定量化したりするためのモジュールも含まれています。py-anankeは、計算天体物理学と観測天文学の間の重要な架け橋として機能し、次世代の望遠鏡の準備を促進し、科学的予測を行うことを約束します。
ダスト消滅と HI データを使用した拡散星間物質内の H2 柱密度の制約
| Title |
Constraining_the_H2_column_densities_in_the_diffuse_interstellar_medium_using_dust_extinction_and_HI_data |
| Authors |
Raphael_Skalidis,_Paul_F._Golsmith,_Philip_F._Hopkins,_Sam_B._Ponnada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02274 |
一酸化炭素(CO)は、拡散星間物質(ISM)におけるH$_{2}$のトレーサーとしては不十分であり、高い絶滅条件とは異なり、炭素の大部分はCO分子に組み込まれていません。CO観測を利用せずにH$_{2}$列密度($N_{H_{2}}$)を制約する新しい間接的な方法を提案します。塵の放出に由来する消滅$A_{V}({H}_{2})$とHI柱密度($N_{HI}$)の間の関係におけるこれまでに認められた非線形性が、次の原因によるものであることを示します。分子ガスの存在。私たちは星の紫外線スペクトルから得られたアーカイブ$N_{H_{2}}$データを使用し、3D減光マップを使用してこれらの視線に向かう$A_{V}({H}_{2})$を計算します。$A_{V}({H}_{2})$と$N_{H_{2}}$の間の経験的関係を導き出し、これを拡散ISMで$N_{H_{2}}$を制約するために使用します。。私たちは銀河の$N_{H_{2}}$マップを構築し、それをCO統合強度($W_{CO}$)分布と比較します。$N_{H_{2}}$と$W_{CO}$の平均比率($X_{CO}$)は$2\times10^{20}$cm$^{-2にほぼ等しいことがわかります。}$(Kkms$^{-1}$)$^{-1}$、以前の推定値と一致しています。しかし、分子雲の外側部分と中心部分の間では、$X_{CO}$係数が分角スケールで桁違いに変化することがわかりました。$N_{H_{2}}\gtrsim10^{20}$cm$^{-2}$の領域では、平均H$_{2}$部分存在量$f_{{H}_が推定されます。{2}}$=$2N_{H_{2}}$/(2$N_{H_{2}}$+$N_{{HI}}$)、は0.25です。複数の（別個の）大部分が原子雲が高絶滅視線（$A_{V}\geq1$mag）に沿って見つかる可能性が高いため、これらの方向への$f_{{H}_{2}}$は制限されます。$N_{H_{2}}\geq10^{20}$cm$^{-2}$の視線の$50\%$以上は、$J$=1-0感度のCOでは追跡できません限界$W_{CO}=1$Kkms$^{-1}$。
SN Ia 母銀河内の JAGB 星の最初の JWST 観測: NGC 7250、NGC 4536、NGC 3972
| Title |
First_JWST_Observations_of_JAGB_Stars_in_the_SN_Ia_Host_Galaxies:_NGC_7250,_NGC_4536,_NGC_3972 |
| Authors |
Abigail_J._Lee,_Wendy_L._Freedman,_In_Sung_Jang,_Barry_F._Madore,_and_Kayla_A._Owens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02282 |
J領域漸近巨大分岐(JAGB)法は、1.2ミクロンの近赤外線で測定される、色が選択された炭素豊富なAGB星の一定の光度を活用する標準的なキャンドルです。シカゴ・カーネギーハッブルプログラム(CCHP)は、SNIa母銀河NGC7250、NGC4536、NGC3972のJWSTイメージングを取得しました。これらの観測により、JWSTを使用してJAGB法を初めて研究することができます。リーら。2022[arXiv:2205.11323]は、JAGB等級が銀河の外側円盤で最適に測定されることを実証しました。これは、内側領域では、JAGB等級が赤化、混合、混雑効果の合流によって大幅に変化する可能性があるためです。ただし、「外側の円盤」がどこにあるのかを判断するのは主観的になる可能性があります。したがって、外側のディスクを体系的に選択するための新しい方法を紹介します。特定の銀河では、まずJAGB等級が同心円領域で個別に測定され、次に「外側円盤」が、JAGB等級が100分の1等級に安定する最初の半径ビンとして定義されます。JWST銀河サンプルでこの方法を採用することに成功した後、JAGB星が色等級空間で他の恒星集団から十分に分離されていることを発見し、個々のF115Wモードに関する$\sigma_{N7250}=0.32$magの分散を観測しました。、$\sigma_{N4536}=0.34$mag、$\sigma_{N3972}=0.35$mag。これらの測定された分散は、2MASSデータを使用してLMC内のJAGB星について測定された散乱に似ています($\sigma=0.33$mag、Weinberg&Nikolaev2001[arXiv:astro-ph/0003204])。結論として、JWSTで観測されたJAGB星は、高精度の銀河系外距離指標としても、SNIa超新星校正器としても、その大きな力を明らかに示しています。
銀河団と銀河群の中心銀河におけるジェットの再配向: VLBA とチャンドラのデータからの洞察
| Title |
Jet_reorientation_in_central_galaxies_of_clusters_and_groups:_insights_from_VLBA_and_Chandra_data |
| Authors |
Francesco_Ubertosi,_Gerrit_Schellenberger,_Ewan_O'Sullivan,_Jan_Vrtilek,_Simona_Giacintucci,_Laurence_P._David,_William_Forman,_Myriam_Gitti,_Tiziana_Venturi,_Christine_Jones,_Fabrizio_Brighenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02283 |
中央のAGNジェットとX線空洞の間の位置がずれている、または複数の空洞が位置がずれている銀河団および銀河群の最近の観察により、冷却コアにおけるジェットと気泡の接続、およびジェットの再調整の原因となるプロセスについての懸念が生じています。このような位置ずれの頻度と原因を調査するために、16個の低温中心銀河団とグループのサンプルを構築しました。VLBA無線データを使用して、ジェットのパーセクスケールの位置角度を測定し、それをチャンドラデータで検出されたX線空洞の位置角度と比較します。サンプル全体と選択したサブセットを使用すると、ジェットが検出されたクラスター/グループを観察すると、$\Delta\Psi=45^{\circ}$よりも大きな位置ずれが見つかる確率が30%～38%であることが一貫してわかります。そして少なくとも１つのキャビティ。我々は、投影が明らかに大きな$\Delta\Psi$を占めるのは一部の物体($\sim$35%)のみである可能性があると判断し、ガスの動的外乱(スロッシングなど)が整列系と非整列系の両方で見られることを考慮すると、キャビティの主な要因として環境の摂動、つまりジェットの位置ずれを除外します。さらに、大きなずれ($\sim90^{\circ}$まで)は小さなずれ($45^{\circ}\leq\Delta\Psi\leq70^{\circ}$)よりも優先されることがわかります。ジェットの方向の変化は、1から数十ミリの時間スケールで発生する可能性があります。私たちは、位置ずれはジェット軸の実際の向きの変更に関連している可能性が高いと結論付け、これらの劇的な変化を引き起こす可能性のあるエンジンベースのメカニズムについていくつか議論します。
ガイア・エンケラドゥスとソーセージの合併により天の川のバーが形成されたのでしょうか?
| Title |
Did_the_Gaia_Enceladus/Sausage_merger_form_the_Milky_Way's_bar? |
| Authors |
Alex_Merrow_(1),_Robert_J._J._Grand_(1),_Francesca_Fragkoudi_(2),_Marie_Martig_(1)_((1)_Astrophysics_Research_Institute_Liverpool_John_Moores_University,_(2)_Department_of_Physics_Durham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02318 |
天の川銀河の最後の重要な合体であるガイア・エンケラドゥス/ソーセージ（GES）は、8～11ギル前の間に起こったと考えられている。最近の文献研究では、天の川銀河のバーがかなり古く、GESの合併と同じ時期に形成されたことが示唆されています。私たちは、ぎょしゃ座の宇宙論シミュレーションの1つを使用して、これらの事象間の関連の可能性を調査します。このシミュレーションには、GESの運動学的特徴に似た最後の重要な合体など、天の川銀河と共通する顕著な特徴があります。このシミュレーションでは、GESのような合体イベントが円盤上の潮汐力、ガス流入、および星形成のバーストを引き起こし、最初の周心から1ギリ以内で棒の形成が起こります。合体の影響を強調するために、合体時間のかなり前にGES状銀河の前駆体を削除してz=4からシミュレーションを再実行しました。その結果、バーの形成が約2ギル遅れ、この新しいバーは重大な外部摂動なしに形成されます。私たちは、この天の川に似たシミュレーションは、主にGESからの潮汐力によって引き起こされる実際の天の川のバー形成への経路を示していると結論付けています。また、元のシミュレーションと再実行の円盤との間の後の形態的な違い、特に後者が最後の7回転で放射状に成長していないことにも注目します。したがって、私たちの研究は、GESが天の川銀河バーの形成と、その拡張円盤の形成に関与している可能性があることを示唆しています。
初期段階の活動銀河核における前例のない極端な高周波電波変動
| Title |
Unprecedented_extreme_high-frequency_radio_variability_in_early-stage_active_galactic_nuclei |
| Authors |
E._J\"arvel\"a,_T._Savolainen,_M._Berton,_A._L\"ahteenm\"aki,_S._Kiehlmann,_T._Hovatta,_I._Varglund,_A._C._S._Readhead,_M._Tornikoski,_W._Max-Moerback,_R._A._Reeves,_S._Suutarinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02326 |
私たちは、活動銀河核(AGN)でこれまでに測定された高周波電波変動の最も極端なケースの1つを発見したことについて報告します。この変動は数日の時間スケールで観測され、3～4桁の変動振幅を示します。これらの源はすべて電波の弱い細線セイファート1(NLS1)銀河で、数年前にアールト大学メッツ・アホビ電波天文台(MRO)で37GHzで繰り返されるフレアに基づいて発見され、相対論的ジェットの存在を強く示しています。その後のカールG.ジャンスキー超大型アレイ(JVLA)による1.6、5.2、および9.0GHzでの観測では、ジェットの兆候は見られませんでした。異常な行動の原因を特定するために、10、15GHzのJVLAで観測しました。、22、33、45GHz、および15GHzの超長ベースラインアレイ(VLBA)を使用したこれらの観測は、MROでは37GHz、オーエンズバレー電波天文台(OVRO)では15GHzでの単一ディッシュモニタリングによって補完されました。興味深いことに、1つを除くすべての発生源は、最大45GHzの急峻な電波スペクトルを持っているか、まったく検出されませんでした。37GHzのデータに基づくと、電波フレアの時間スケールは数日であり、派生した変動性輝度温度と変動性ブレザーで見られるドップラー因子に匹敵するドップラー因子。私たちは彼らの極端な行動に対する別の説明を議論していますが、今のところ明確な結論は出せていません。これらのソースは、AGNではほとんど見られないレベルの電波変動を示します。これらは、新しいタイプのジェット型AGN、または新しい変動現象を表している可能性があり、引き続き注目する価値があります。
強くレンズ化された高赤方偏移 Ly-$\alpha$ エミッターにおける塊状対拡張 Ly-$\alpha$ の解決
| Title |
Resolving_Clumpy_vs._Extended_Ly-$\alpha$_In_Strongly_Lensed,_High-Redshift_Ly-$\alpha$_Emitters |
| Authors |
Alexander_Navarre,_Gourav_Khullar,_Matthew_Bayliss,_H\r{a}kon_Dahle,_Michael_Florian,_Michael_Gladders,_Keunho_Kim,_Riley_Owens,_Jane_Rigby,_Joshua_Roberson,_Keren_Sharon,_Takatoshi_Shibuya,_Ryan_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02336 |
$z\sim4-5$にある6つの強力な重力レンズのLy-$\alpha$エミッター(LAE)を、Ly-$\alpha$を分離するHST狭帯域イメージングで提示します。複雑な放射伝達を通じて、Ly-$\alpha$は、中性水素が散乱するときの空間分布と運動学に関する情報をエンコードします。私たちは、サンプルの銀河の性質とLy-$\alpha$の形態を調査します。高赤方偏移LAEに関するこれまでの研究の多くは、Ly-$\alpha$空間分解能が限られていました。この研究では、レンズ倍率によって強化された高解像度Ly-$\alpha$イメージングを活用し、これらの赤方偏移ではアクセスできない亜銀河スケールを調査することができます。SEDフィッティングでは、HST(レストフレームUV)およびSpitzer(レストフレーム光学)からの広帯域イメージングを使用します。星の質量($\sim10^8-10^9M_{\odot}$)、星の人口年齢($t_{50}<40$Myr)、塵の量($A_V\sim0.1)の推定値を提供します。-0.6ドル、統計的にはゼロと一致します)。私たちはノンパラメトリックな星形成履歴を利用して、Ly-$\alpha$を生成する若い恒星集団を調査します。また、Ly-$\alpha$と恒星連続体の間のオフセットを調べ、低赤方偏移LAEの研究と一致するオフセットの小さな上限($<0.1"$)を見つけました。これは、私たちの銀河が相互作用したり合体したりしていないことを示しています。サンプルのLy-$\alpha$形態には二峰性が見られます:塊状と伸長.示唆に富む傾向が見つかりました:塊状Ly-$\alpha$を持つLAEは、一般に伸張したLy-$\alpha$を持つLAEよりも若いです。年齢との相関関係の可能性を示唆しています。
円盤状の軌道を持つ金属の少ない星。非常に初期の時代の銀河円盤の痕跡?
| Title |
Metal-poor_stars_with_disc-like_orbits._Traces_of_the_Galactic_Disc_at_very_early_epochs? |
| Authors |
M._Bellazzini_(INAF-OAS_Bo),_D._Massari_(INAF-OAS_Bo),_E._Ceccarelli_(DIFA-UniBo),_A.Mucciarelli_(DIFA-UniBo),_A._Bragaglia_(INAF-OAS_Bo),_M._Riello_(IoA_Cambridge),_F._De_Angeli_(IoA_Cambridge),_P._Montegriffo_(INAF-OAS_Bo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02356 |
私たちは、GaiaDR3からの非常に正確な距離と3次元運動測定を使用して、太陽の周囲にある約700,000個の星の金属量の測光推定を使用して、金属に乏しい星の特性(-2.0<[Fe/H]<=)を調査します。-1.5;MP)および非常に金属が少ない([Fe/H]<=-2.0;VMP)星は、サンプル内で円盤運動学を示します。円盤状の軌道をもつMP星とVMP星のかなりの部分が存在し、それらの間では順行軌道が普及しており、順行と逆行の比P/Rが約3であることが確認されました。我々は、順行と逆行の円盤状MP星の間で、角運動量(L_Z)のZ成分と軌道離心率の分布に統計的に有意な違いがあることを初めて明らかにした。同じ種類の違いがVMPサブサンプルでも見られますが、統計的有意性のレベルははるかに低いですが、これはおそらくサンプルサイズが小さいためです。順行円盤状のMP星とVMP星が|L_Z|の追加成分を表示することを示します。逆行性の対応物との分布。このコンポーネントは|L_Z|より高い位置にあります。これは、おそらく天の川銀河内に原始的な順行円盤が存在することを示唆していると考えられます。この仮説は、その場で誕生した星が大半を占める大規模なサブサンプルの分析結果によって裏付けられています。また、この場合、順行星の普及率は[Fe/H]<=-1.5とその|L_Z|で明確に検出されます。分布は高い|L_Z|に向かってさらに偏っています。逆行性の対応物よりも値が大きくなります。これは、最終的に天の川銀河の主要な円盤構成要素に進化するものの種が、銀河系の組み立ての初期段階ですでに存在していた可能性があることを示唆しています。
ファイバー分光器によるクエーサーの年齢制限の展望: 銀河間物質からのクエーサー誘発 Ly$\alpha$ 放出
| Title |
Prospects_for_constraining_quasar_ages_with_fiber_spectrographs:_Quasar-induced_Ly$\alpha$_emission_from_the_intergalactic_medium |
| Authors |
Ryuichiro_Hada,_Masahiro_Takada,_Akio_K._Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02374 |
我々は、クエーサー年齢などのクエーサーの性質を周囲のLy$\alpha$発光強度と結び付けるための理論的枠組みを提示します。特に、我々は、すばる主焦点分光器(PFS)やダークエネルギー分光器(DESI)、銀河間媒体(IGM)からのクエーサー誘起Ly$\alpha$放出を考慮します。これを行うために、我々はクエーサーLy$\alpha$光子の共鳴散乱とクエーサー電離光子による蛍光という2つの物理過程に基づいた理論モデルを構築し、光学的に厚いガス雲による蛍光の寄与が支配的であることを発見した。光円錐効果を考慮し、典型的なクェーサーのスペクトルを仮定して、クエーサーからの分離角の各ビン内に積み重ねられたスペクトルへの蛍光の寄与をクェーサーの年齢の関数として計算します。さらに、計画されたPFS調査のためのクエーサーとLy$\alpha$発光の相互相関とそのSNRを計算します。予測された信号は、$>10\\rm{cMpc}\\rm{h}^{-1}$の外側領域におけるBOSSおよびeBOSS調査から示された測定値の$\sim10\%$を占める可能性があります。予測されたSNRはクエーサー誘起の寄与を検出するには十分ではありませんが、他のLy$\alpha$放出源、例えば星形成銀河からの寄与を含めることによって強化されます。クエーサー周囲のLy$\alpha$放出超過に対する他の考えられる寄与、分光ファイバーの使用効率、モデルの赤方偏移依存性について議論します。
マルチバンド光度曲線に基づく、Segue II および Ursa Major II 矮銀河の 2 つの RR Lyrae の測光金属量と距離
| Title |
Photometric_Metallicity_and_Distance_for_the_Two_RR_Lyrae_in_Segue_II_and_Ursa_Major_II_Dwarf_Galaxies_Based_on_Multi-Band_Light-Curves |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow_and_Anupam_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02379 |
SegueIIおよびUrsaMajorIIの超微光矮星(UFD)銀河の2つのRRLyrae変光星のマルチバンド光度曲線は、ルーリン1メートル望遠鏡を使用したVgriバンドでのほぼ同時観測から収集されました。ガイアGバンドの光度曲線と併せて、脈動周期とフーリエパラメーターを従属パラメーターとして含む経験的関係を使用して測光金属量を決定しました。我々は、これらの経験的関係を複数の波長で使用すると、RRこと座の測光金属量を正確に決定できることを実証しました。これにより、RRこと座星に基づく距離決定が向上する可能性があります。私たちのアプローチに基づいた測光金属量は、セグエIIおよびUrsaMajorIIUFDのRRLyraeについて、それぞれ$-2.27\pm0.13$dexと$-1.87\pm0.16$dexであることがわかり、対応する距離係数は以前の文献の決定と一致して、$17.69\pm0.15$magおよび$17.58\pm0.15$magです。マルチバンド光学光度曲線に基づくRRリラ座の測光金属性のこのアプローチは、ベラ・C・ルービンのレガシー時空間測量の時代の距離測定に特に関連するであろう。
M30とM92の比較研究：M92はヘリウム強化が大幅に強化された合併残骸である
| Title |
A_Comparative_Study_Between_M30_and_M92_:_M92_Is_A_Merger_Remnant_With_A_Large_Helium_Enhancement |
| Authors |
Jae-Woo_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02442 |
我々は、同様の金属性を有するが水平分岐形態が異なる、原位置外の第二パラメータペアの球状星団(GC)M30とM92の比較研究を実行します。両方のクラスターについて同様の平均原始炭素存在量が得られます。しかし、M92は、より拡張されたCN逆相関により炭素内で大きな分散を示しますが、M30はより高い原始窒素存在量を示し、これらが異なる化学濃縮履歴を持っていることを示唆しています。我々の新しい結果は、M92が二峰性の金属量分布を示す金属錯体GCであるという以前の結果を裏付けています。また、M92の金属が豊富な星のグループは、赤色巨星枝バンプ(RGBB)$V$等級から$\DeltaY$$\sim$0.05もの大きなヘリウム増強を示していることもわかりました。これもサポート可能です。(i)明るいRGB星の欠如、(ii)合成進化的HB個体群モデル、および(iii)より低い質量からの拡散プロセスの程度の違いによる、より拡張された空間分布によって。[Eu/Fe]測定値を他の方法で再解釈すると、M92の星の2つの金属グループは、散乱が小さく、大きく異なる[Eu/Fe]存在量を持っていることがわかりました。これは、それらが異なる環境でよく混合された星間物質から独立して形成されたことを強く示唆しています。M92は通常のGCよりも複雑なシステムであり、おそらく2つのGCの合併の残骸か、さらに複雑なシステムであると考えられます。付録では、最近開発された色と温度の関係の問題と、集団タグ付けにおける広帯域測光の使用法について取り上げます。
異なる解像度の宇宙論的シミュレーション間のマージャーツリーベースのハロー/銀河マッチング: 銀河ごとの解像度の研究と機械学習ベースの補正
| Title |
Merger_Tree-based_Halo/Galaxy_Matching_Between_Cosmological_Simulations_with_Different_Resolutions:_Galaxy-by-galaxy_Resolution_Study_and_the_Machine_Learning-based_Correction |
| Authors |
Minyong_Jung,_Ji-hoon_Kim,_Boon_Kiat_Oh,_Sungwook_E._Hong,_Jaehyun_Lee,_Juhan_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02466 |
我々は、サブハロー合体ツリーに沿ったハローの位置と質量を利用する、異なる解像度の2つの宇宙論的シミュレーション間の新しいハロー/銀河マッチング手法を導入します。このツールを使用すると、一連のIllustrisTNGシミュレーションを利用して銀河の特性への影響を評価し、シミュレーション構成は同じだが質量解像度が異なる2つのシミュレーションの銀河ごとの検査を通じて解像度バイアスの研究を実施します。TNG100-1用に校正されたサブグリッド物理モデルを使用すると、TNG100-1(高解像度)のサブハローは、TNG100-2(低解像度)のサブハローよりも$\lesssim0.5$dex高い恒星質量を持つことがわかります。また、TNG100-1の$M_{\mathrm{gas}}\sim10^{8.5}{\rmM}_\odot$を持つサブハローは、TNG100-1のサブハローよりも$\sim0.5$dex高いガス質量を持っていることも発見されました。TNG100-2。サブハローの質量プロファイルから、低解像度サブハローの暗黒物質質量は、解像度限界に近い2kpc以内で$\sim0.6$倍低いことが明らかになりました。星の質量と高温ガスの質量の違いは、中心領域で最も顕著です。私たちは機械学習を活用して、低解像度から高解像度のシミュレーション(TNG300-1およびTNG100-1)に基づくサブハローの物理量の補正マッピングを構築します。これにより、たとえ銀河であっても高解像度の銀河カタログを編集する効率的な方法を見つけることができます。低解像度シミュレーションから。私たちのツールは他の大規模宇宙論シミュレーションにも簡単に適用でき、数値コードやサブグリッド物理モデルの解像度バイアスをテストして軽減できます。
近くの巨大な初期型銀河のハローにある惑星状星雲の集団
| Title |
Planetary_nebulae_populations_in_the_haloes_of_nearby_massive_early-type_galaxies |
| Authors |
J._Hartke,_M._Arnaboldi,_O._Gerhard,_A._I._Ennis,_C._Pulsoni,_L._Coccato,_A._Cortesi,_K.C._Freeman,_K._Kuijken,_M._Merrifield,_N._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02587 |
惑星状星雲(PNe)は、近くの初期型銀河の金属の少ないハローの優れた追跡装置です。これらは、最大100Mpcsの距離でのハローおよびクラスター内光の空間分布と運動学を追跡するために一般的に使用されます。しし座I群の初期型銀河M105に関する結果は、ハローと群内光の定量分析のベンチマークを表します。しし座I群はわずか10Mpcの距離にあるため、PN集団からのはるかに広い視野にわたる均一制約を使用して、分解された恒星集団の結果を比較するには理想的な場所にあります。M105では、我々は初めて、分解された赤色巨星の枝星によって追跡される金属の少ないハローの存在と、高い特定の頻度($\alpha$-)を持つPN集団との間の直接的な関係を確立した。パラメータ)。これは、おとめ座星団のM49の外側ハローにある高い$\alpha$パラメーターのPN集団が、金属の少ないハローと群内光を追跡しているという推論を裏付けています。
ボトムの夢とフィラメント状ガス構造と星の渦巻腕の増幅
| Title |
Bottom's_Dream_and_the_amplification_of_filamentary_gas_structures_and_stellar_spiral_arms |
| Authors |
Sharon_E._Meidt_and_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02618 |
スパイラル構造の理論は伝統的に、きつく巻く林修スパイラル密度波と、ゴールドライヒとリンデンベル、ジュリアンとトゥームレのスイング増幅物質パターンに分けられます。この論文では、これら2つのタイプのスパイラルを統一した記述に統合し、せん断スパイラルと非定常オープンスパイラルの領域で、きつく巻く限界を超えた密度波を扱います。この「せん断波」シナリオは、従来のQ閾値を超える構造形成を可能にするスイング増幅を斬新に捉えています。ただし、このことは、波がせん断しているかどうかにかかわらず、一般的な増幅プロセスにおけるスパイラル強制の基本的な役割も強調しています。したがって、Lynden-Bell&Kalnajsが説明したロバ効果による共鳴モードと非共鳴モードの成長、そして重要なことに、ロバの行動が許可されなくなったときの成長の停止を捉えています。私たちの計算では、ジーンズの長さを超える後続スパイラルのみの成長、アームの多重度が減少するにつれて増加するさまざまな方向にわたるスパイラルの顕著さ、およびモードと材料パターンの両方で同じである成長が最も速い臨界方向を予測します。予測された構造は、非常に規則的で多重度の高いガス状の拍車の特徴と、スパイラルやバーのジーンズスケールに近い間隔で配置された長いフィラメントと一致しています。恒星円盤に適用すると、条件は観測範囲$10deg$<$i_p$<$50deg$のピッチ角を持つ低多重度(m<5)の開いた後続螺旋に有利です。この研究の結果は、スパイラルを、豊富に刺激されるが、局所的な条件に応じて成長のために狭く選択される、統一されたクラスの過渡波として説明するための基礎として役立ちます。
S2 の動きを使用して SgrA* の周囲のベクトル クラウドを制限する
| Title |
Using_the_motion_of_S2_to_constrain_vector_clouds_around_SgrA* |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_A._Foschi,_R._Abuter,_K._Abd_El_Dayem,_N._Aimar,_P._Amaro_Seoane,_A._Amorim,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_D._Defr\`ere,_J._Dexter,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N._M._F\"orster_Schreiber,_P.J.V._Garcia,_R._Genzel,_S._Gillessen,_T._Gomes,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_Th._Henning,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_L._Kreidberg,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_F._Mang,_F._Millour,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_D.C._Ribeiro,_M._Sadun_Bordoni,_S._Scheithauer,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_J._Stadler,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_M._Subroweit,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg_and_J._Woillez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02653 |
天の川銀河の中心にある暗黒のコンパクトな天体は、質量$M_{\bullet}\sim4.3\cdot10^6\,M_{\odot}$の超大質量ブラックホールであることが十分に確立されていますが、その性質は環境についてはまだ議論中です。この研究では、大質量ブラックホールに最も近い星の1つである星S2の運動の天文測定と分光測定を使用して、射手座A*の周りの巨大なベクトル場で構成される拡張質量の上限を決定しました。有効質量$10^{-19}\,\rmeV\lesssimm_s\lesssim10^{-18}\,\rmeV$のベクトルの場合、マルコフ連鎖モンテカルロ解析ではそのような雲の証拠は示されません。$3\sigma$信頼水準での上限$M_{\rmCloud}\lesssim0.1\%M_{\bullet}$。媒体によってS2の運動に及ぼされる動摩擦は、今回および以前の研究で実行された解析では何の役割も果たさず、したがって無視できることを示します。
OGLE-IV および Gaia DR3 データを使用した多波長セファイド光度曲線の多相解析に基づく LMC の形状
| Title |
Geometry_of_the_LMC_based_on_multi-phase_analysis_of_multi-wavelength_Cepheid_light_curves_using_OGLE-IV_and_Gaia_DR3_data |
| Authors |
Gautam_Bhuyan,_Sukanta_Deb,_Shashi_M._Kanbur,_Earl_P._Bellinger,_Mami_Deka,_Anupam_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02657 |
大マゼラン雲(LMC)内のセファイドの周期と光度(PL)の関係は、銀河系外の距離測定とハッブル定数$(H_{0})$の決定において極めて重要な役割を果たします。この研究では、OGLE-IVおよびGaiaDR3データベースのデータを活用して、これらのセファイドの多相PL関係の詳細な研究を通じてLMCの幾何学的形状を調査します。$\sim$3300基本波(FU)モードと第一倍音(FO)モードの古典的セファイドを組み合わせたサンプルの光度曲線を解析します。OGLE$(V,I)$およびGaia$(G,G_{\rmBP},G_{\rmRP})$測光バンドから、完全な脈動サイクルにわたって$50$の位相点を持つ多相データを取得します。見かけの距離係数値に同時赤化則を当てはめることにより、個々のセファイドの距離係数と赤化値を決定します。$z=f(x,y)の形式の平面をフィッティングすることにより、LMC視野角パラメータ、つまりノードのラインの傾斜角$(i)$と位置角度$(\theta_{\rmlon})$を計算します。$をデカルト座標$(x,y,z)$でのセファイドの3次元分布に変換します。多相PL関係からのLMC視野角の値は次のようになります。$i=22\rlap{.}^{\circ}87\pm0\rlap{.}^{\circ}43~\textrm{(統計)}\pm0\rlap{.}^{\circ}53~\textrm{(syst.)}$,$\theta_{\rmlon}=154\rlap{.}^{\circ}76\pm1\rlap{.}^{\circ}16~\textrm{(stat.)}\pm1\rlap{.}^{\circ}01~\textrm{(syst.)}$、それぞれ。複数のバンドで多相PL関係を使用すると、平均光PL関係から導出されるパラメータと比較して、LMC視野角パラメータの不確実性が低くなります。これは、多波長測光による多相PL関係の使用により、これらの測定の精度が大幅に向上し、LMCの形態と構造に対するより適切な制約が可能になることを示しています。
古典バルジ銀河と擬似バルジ銀河の解明された特性
古典バルジと擬似バルジの特性と、MaNGA調査から選択されたそれらの主銀河の特性を比較します。バルジのタイプは、バルジコンポーネントのS$\mathrm{\acute{e}}$rsicインデックスnとコルマンディ図上のバルジの位置に基づいて識別されます。選択された393個の古典的バルジと422個の擬似バルジ、およびそれらをホストする銀河について、特定の角運動量と中心速度分散の代用を含む運動学的特性、恒星年齢、金属量、および特定の星形成速度を含む恒星集団の特性を研究します。銀河のHI部分も同様です。我々の結果は、所定の恒星質量において、擬似バルジ銀河の円盤構成要素は古典的なバルジ銀河のものと比較してより若く、より活発な星形成があり、より多くのHI含有量を含んでいる可能性があり、その差が相互間のものよりも大きいことを示している。それ自体が膨らみます。バルジのタイプと円盤の特性との相関関係は、異なるタイプのバルジが、銀河の中心成分の成長と外側円盤の進化の両方を調節する可能性のある異なるプロセスによって形成されることを示しています。さらに、$10.4<\mathrm{log}(M_*/M_\odot)<11.4$の銀河質量範囲において、古典的バルジを持つ銀河と擬似バルジを持つ銀河を区別するために、恒星の質量に依存した中心速度分散の除算器を提案します。$\mathrm{log}(\sigma_0)=0.23\times\mathrm{log}(M_*/M_\odot)-0.46$。$\sigma_0$が大きい/小さい銀河は、古典バルジ/疑似バルジのホストとして分類できます。
宇宙正午の HI コンテンツ -- ミリ波の視点
| Title |
HI_content_at_cosmic_noon_--_a_millimeter-wavelength_perspective |
| Authors |
Hugo_Messias,_Andrea_Guerrero,_Neil_Nagar,_Jack_Regueiro,_Violette_Impellizzeri,_Gustavo_Orellana,_Miguel_Vioque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02782 |
銀河の成長進化を理解するには、その構成要素であるガスの進化を制約することが重要です。大部分は中性相(HI)と分子相(H$_2$)の水素で構成され、後者は主に星形成に直接関係する相であり、中性相は長期的なガス貯蔵庫と考えられています。この研究では、銀河内のHI含有量を取得するために、ミリメートル波長での塵の放出と星間物質(MHIとMH2)内の総ガス質量の間の経験的関係を利用します。私たちは、宇宙の年齢が約2〜6GyrだったときのHI宇宙論的内容を取得するために、盲目的に選択されたサンプルに特に焦点を当てて、mm連続体と一酸化炭素(CO)の両方で検出された$0.01<z<6.4$の銀河335個の不均一サンプルを集めました。($1<z<3$)。$M_{\rmHI}/M_{\rmH_2}$比の赤方偏移に大きな変化は見られません。これは約1～3です($M_{\rmHI}$の推定に使用された関係に応じて)。これは、$M_{\rmH_2}$ベースのガス枯渇時間が全体的に2～4倍過小評価されていることも示しています。局所的な宇宙HIの質量関数と比較すると、$M_{\rmHI}>10^{10.5}{\rmM}_\odot$の銀河の数密度が8～12Gyr前と比べて大幅に減少していることがわかります。この分析に使用された特定のサンプルは、減衰ライマンアルファ吸収体によって推定された総宇宙HI含有量の20～50%に関連しています。赤外発光銀河では、$z\sim2.5$と$z\sim1.5$の間でHI質量含有量が減少する一方、H$_2$は増加するように見えます。また、SKA調査に対するソース検出の期待値も示します。
スパイラルアームとバーの深層学習セグメンテーション
銀河の渦巻き状の腕と棒をセグメント化するための最初の深層学習モデルを紹介します。専門の天文学者による盲検評価では、当社の予測スパイラルアームマスクが、現在の自動化手法(評価の99%)と当社のオリジナルのボランティアラベル(評価の79%)の両方よりも好まれています。専門家は当社のスパイラルアームマスクを89%の評価で「ほぼ良好」から「完璧」と評価しました。予測されたバーマスクから自明に導出されたバーの長さは、専用のクラウドソーシングプロジェクトと見事に一致しています。これまで大規模では不可能だったマスクのピクセル単位の精度は、スパイラルアームとバーがどのように進化するかについての新しい研究を支えるでしょう。
財団モデル表現で特定された希少な銀河クラス
私たちは、事前学習されたモデルの学習された表現内の構造を検索することにより、まれで視覚的に特徴的な銀河集団を特定します。これらの表現は、事前学習ラベルを予測するために必要なパターンを超えたパターンの出現によって銀河を配置することを示します。私たちは、特定の局所的なパターンを分離するためのクラスタリング手法を設計し、まれで科学的に興味深い形態を持つ銀河のグループを明らかにします。
ブラックホールへの降着プロセス：理論的問題、観測上の制約
| Title |
Accretion_processes_onto_black_holes:_theoretical_problems,_observational_constraints |
| Authors |
Bozena_Czerny,_Marzena_Sniegowska,_Agnieszka_Janiuk,_Bei_You |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02911 |
銀河連星系および活動銀河核におけるブラックホールへの降着流の構造に関する標準的な現在の知識を簡単に要約します。私たちは2つのタイプのシステム間の類似点と相違点を強調し、これらの相違点によって生じるデータの相補性を強調します。いくつかの新しい展開に焦点を当て、未解決の問題を列挙します。
ミルグロミアンダイナミクスのための高速パーティクルメッシュコード
修正ニュートン力学(MOND)は、暗黒物質の有望な代替手段です。理論をさらに検証するには、流体力学および粒子力学シミュレーションが必要です。MONDにおける力は直接的な粒子間相互作用ではなく、非線形偏微分方程式(PDE)を解く必要があるポテンシャルに由来します。通常、これにより、動的進化をシミュレートする問題の計算コストが高くなります。私たちは、MOND(AQUAL形式主義)用の高速パーティクルメッシュ(PM)コードを開発する予定です。MONDの非線形方程式を線形偏微分方程式と1つの代数方程式の系に変換しました。高速フーリエ変換(FFT)を使用した反復スキームにより、より適切な数値近似が連続的に生成されます。このアルゴリズムは、解析解が知られているMONDの力学系、つまり二体問題、円環をもつ体、自己無撞着ポテンシャルにおける熱平衡状態にある粒子の球状分布に対してテストされました。PMコードは、サブピクセルスケールで力を正確に計算し、解析ソリューションを再現します。ポテンシャルを得るには4回の反復が必要ですが、カーネル幅に比べて空間ステップが小さい場合は1回の反復で十分です。点粒子の自己重力を排除するには、加速に平滑化カーネルを使用することが避けられません。私たちのPDEソルバーは、標準のポアソンソルバーの$15$～$42$倍遅いです。ただし、スムージングとパーティクルの伝播には、$10^3$ピクセルあたり1つのパーティクルを超える時間がほとんどかかります。コード内のFFT、平滑化、伝播部分はすべて並列化できます。
地球外でのプレバイオティクス分子の合成における低エネルギー (< 20 eV) 二次電子の役割
| Title |
The_Role_of_Low-energy_( |
| Authors |
Qin_Tong_Wu,_Hannah_Anderson,_Aurland_K._Watkins,_Devyani_Arora,_Kennedy_Barnes,_Marco_Padovani,_Christopher_N._Shingledecker,_Christopher_R._Arumainayagam,_James_B._R._Battat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02180 |
我々は、1e10eVもの高エネルギーを持つ銀河宇宙線が低エネルギー（20eV未満）の二次電子のカスケードを引き起こす可能性があることを初めて実証した。この二次電子は、彗星によって運ばれるプレバイオティクス分子の星間合成に大きく寄与する可能性がある。隕石や惑星間塵の粒子が地球上の生命の始まりとなった可能性があります。私たちは、放射線化学の因子である低エネルギー(<20eV)の二次電子と、光化学の促進剤である低エネルギー(<10eV)の非電離光子の相対的な重要性を調査します。私たちの計算では、入射減衰銀河宇宙線(CR)陽子により星間氷内で生成される低エネルギー二次電子の束が100電子/cm2/sであることが示されています。その結果、内部の高エネルギー放射線源が典型的な星間銀河の電離率よりも千倍大きい電離率を生成する特定の星形成領域では、低エネルギーの二次電子束が非二次電子束をはるかに上回るはずである。光子をイオン化する。電子の反応断面積は光子の場合よりも数桁大きくなる可能性があるため、そのような増強がない場合でも、我々の計算では、低エネルギーの二次電子は少なくとも低エネルギー(<10eV)の非電子と同等に重要であることが示されています。プレバイオティック分子の星間合成における光子のイオン化。最も重要なことは、我々の結果は、現在および将来の宇宙の氷の天体化学シミュレーションに低エネルギー電子を明示的に組み込む差し迫った必要性を示していることです。このようなモデルは、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の赤外線測定を解釈する上で非常に重要であり、星形成領域近くの氷に含まれる複雑な有機分子を研究することで生命の起源を探るのに現在使用されている。
Kilonova の進化 -- スペクトル特徴の急速な出現
| Title |
Kilonova_evolution_--_the_rapid_emergence_of_spectral_features |
| Authors |
Albert_Sneppen,_Darach_Watson,_James_H._Gillanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02258 |
キロノバエ(KNe)は、知られている中で最も速いタイプの光過渡現象の1つで、中性子星合体が始まってから最初の数日間で急速に冷却します。ここで、KNスペクトルの特徴が急速な再結合遷移を経て、新しいイオン化状態の元素による特徴が急速に現れることを示します。急速に拡大するKNの時間遅延効果により、噴出物を通過するこれらの新しい特徴の「波」は検出可能な現象となるはずです。特に、孤立したラインフィーチャは、最初は青方偏移した吸収フィーチャとして現れ、徐々により顕著な吸収/発光PCygniフィーチャ、次に純粋な発光フィーチャに進化します。この分析では、VLT/X-shooterで観察されたKNAT2017gfoの個々の曝露の推移を示します。これらは合わせてX-shooterの最初のエポックスペクトル(合併後1.43日)を構成します。我々は、これらの「サブエポック」のスペクトルが、黒体温度や光球速度の低下など、約1時間の観測を通じて大きな変化を示していることを示した。初期の冷却は、後の光球時代から推測されるものよりもさらに急速であり、温度と時間の間の固定べき乗則関係ではデータを取得できないことを示唆しています。冷却は再結合波を抑制し、AT2017gfo$\sim1\mu$m特徴のSrII解釈は、特徴出現の特定のタイミングと、1.43日に観測された非常に弱い発光成分を含むその初期のスペクトル形状の両方を予測します。この残響解析は、時間モデリングが個々のスペクトルの解釈に重要であること、およびより高いリズムのスペクトル系列、特に特定の時間に集中している場合、KNラインの識別に強い制約を与える可能性があることを示唆しています。このような短期間スケールの情報の使用を考慮して、将来のKNモニタリングのための改善された観測戦略を策定します。
GRB の即時発光スペクトルの高エネルギー拡張からの GRB の物理学への洞察
| Title |
Insights_into_the_physics_of_GRBs_from_the_high-energy_extension_of_their_prompt_emission_spectra |
| Authors |
M._E._Ravasio,_G._Ghirlanda,_and_G._Ghisellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02259 |
GRBスペクトルの高エネルギー(MeV-GeV)部分の研究は、即時放出の物理学を研究する上で重要な役割を果たす可能性がありますが、低い統計とGeV観測の不足によって妨げられることがよくあります。この研究では、Fermi/GBMとFermi/LATによって同時に観測された22個の最も明るいGRBの即時発光スペクトルを解析します。そのスペクトルは6桁のエネルギーに及びます。高エネルギー光子のスペクトルは、おそらく指数関数的なカットオフを特徴とするべき乗則$N(E)\proptoE^{-\beta}$でモデル化できます。LATデータを含めることで、スペクトル指数$\beta$が、フェルミ/GBMデータのみの分析から通常推測されるものよりも柔らかくなることがわかりました。放射光であると仮定して、加速粒子のべき乗則エネルギー分布の指標$p\sim2.79$($N(\gamma)\propto\gamma^{-p}$)を導出します。22個のGRBスペクトルのうち9個で、14～298MeVの範囲の高エネルギーで指数関数的なカットオフが顕著に存在することがわかりました。観察されたカットオフをペア生成不透明度の兆候として解釈することにより、ジェットバルクローレンツ因子$\Gamma$を推定し、130～330の範囲の値を見つけます。これらの値は、残光光度曲線の開始時間から推測される値と一致しています。最後に、高エネルギー即時発光スペクトルからの情報と残光光曲線を組み合わせることで、即時発光が発生する中央エンジンからの距離Rを導き出す方法を提供します。これらの結果は、プロンプトスペクトルの研究に高エネルギーデータがあればそれを含めることの重要性と、GRB標準モデルの現在の課題に対処する上でのその役割を強調しています。
超高速コンパクトバイナリマージ
重力波(GW)によって引き起こされる軌道崩壊の持続時間は、星の形成から合体に至る進化段階のボトルネックとなることがよくあります。ここで、2番目の崩壊中に新しく生まれたコンパクトなオブジェクトに与えられるキックは、一般的に、短時間で$dN/d\logt\proptot^{2/7}$のように動作するGW合体時間分布をもたらし、超高速につながることを示します。合併。つまり、このようにして形成された中性子星連星の無視できない部分は、1000万という短い時間スケールで合体し、さらには10万年未満の時間スケールでもごく一部が合体することになる。結果は、さまざまなタイプのコンパクトバイナリに適用できます。ここでは連星中性子星の合体への影響について議論します。これらには、独特の短いGRB、偏心した不整列合体、宇宙初期および高度に星形成領域におけるr過程の濃縮、および可能性のある電波前駆体が含まれます。興味深いことに、これまでに検出された数百の短いGRBのうち、いくつかはこの超高速チャネルを介して形成されたに違いないと結論付けています。
最深部のチャンドラ調査で最高 z デュアル AGN を探索
| Title |
Searching_for_the_Highest-z_Dual_AGN_in_the_Deepest_Chandra_Surveys |
| Authors |
Brandon_Sandoval,_Adi_Foord,_Steven_W._Allen,_Marta_Volonteri,_Aaron_Stemo,_Nianyi_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Kayhan_Gultekin,_Melanie_Habouzit,_Clara_Puerto-Sanchez,_Edmund_Hodges-Kluck,_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02311 |
我々は、公的に利用可能な深いチャンドラ磁場から選択された62個の高赤方偏移($2.5<z<3.5$)X線源の中からデュアルAGNを検索する解析を紹介します。私たちは、高赤方偏移宇宙における二重AGNの頻度を定量化することを目指しています。これは、ブラックホールの合体時間スケールと低周波重力波の検出率に影響を及ぼします。私たちは、特定のアーカイブチャンドラAGNが単一点線源である可能性が高いか、それとも二重点線源である可能性が高いかについてベイズ係数を計算する解析ツールであるBAYMAXを使用して各X線源を解析します。私たちのサンプルの個々のソースにはデュアルAGNの強力な証拠は見つかりませんでした。次に、ベイズ因子の測定された分布と単一点光源のみで構成されるサンプルから予想される分布を比較することにより、サンプル全体で二重AGNを検索する感度を高めますが、観察されたサンプル分布では二重AGNの証拠は再び見つかりません。私たちの分析は、研究に利用できる高価格X線点線源の最大のチャンドラカタログの1つを利用していますが、所見は、チャンドラで最高の空間分解能で観察される適度な数の線源と、X線点線源の典型的な計数率によって依然として制限されています。検出されたソース。検出されなかったことにより、X線デュアルAGN割合に上限を$2.5<z<3.5$of4.8\%の間に設定することができます。これらの結果をX線の波長で大幅に拡張するには、チャンドラで可能であったよりも広い空域にまたがり、より暗い光束にまで及ぶ将来の調査が必要になります。この点に関して、AXISミッションコンセプトの可能性を説明します。
UHECR光度のプローブとしてのマルチメッセンジャー粒子
宇宙の非常に高エネルギー(GeV-TeV)ガンマ線は、線源に加速器が存在することを示唆しています。ニュートリノとガンマ線は、興味深い天体物理学的メッセンジャーです。宇宙線と放射線場および星間物質との相互作用によって生成されるマルチメッセンジャー粒子の放出は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）として知られる、EeVエネルギーを備えた宇宙線源の光度の調査です。この研究では、ガンマ線放出が主に伝播中のこれらの宇宙線相互作用から生じると仮定して、ニュートリノ束を推定します。この研究は、マルチメッセンジャー粒子から銀河のUHECR光度を提供します。これらの発見は、UHECRの発生源としての特定の銀河の可能性を強調するだけでなく、銀河内のさまざまな天体物理学的プロセスの複雑な相互作用も強調します。光度パターンとマルチメッセンジャー粒子の放出を理解することで、これらの銀河をUHECR生成の候補として位置づける環境条件、加速メカニズム、その他の固有の特性について貴重な洞察を得ることができます。
パルサータイミングで射手座A*のベクトル電荷を調べる
いて座A*(SgrA*)の周りを周回するパルサーのタイミングを計ることで、重力理論をテストするまたとない機会が得られます。将来のパルサータイミング観測をシミュレートして、マルハナバチ重力モデルにおけるSgrA*ブラックホール(BH)によって運ばれるベクトル電荷の検出可能性を調査します。マルハナバチBHの時空は、パルサーの軌道力学と無線信号の光伝播に特徴的な変化をもたらします。タイミング精度を1ミリ秒と仮定すると、シミュレーションでは、軌道周期$P_b\sim0.5\,{\rmyr}$と軌道離心率$e\sim0.8$のパルサーを5年間観測することで、ベクトル電荷対質量比は$Q/M\sim10^{-3}$と小さく、これはイベントホライズンテレスコープ(EHT)観測による現在の制約よりもはるかに厳しく、観測による予測制約に匹敵します。レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、極端な質量比を刺激します。
HaloSat で明らかになった広視野銀河円盤領域の軟 X 線エネルギースペクトル
私たちは、銀河の中心(135$^{\circ}$$<$$l$$<$254$^{\circ}$)から遠く離れた銀河円盤内の5つの領域のHaloSat観測データを分析しました。銀河円盤における軟X線エネルギー放出の性質。フィールドの直径は14$^{\circ}$で、重大な高束X線源が含まれないように選択されました。5つのHaloSat軟X線エネルギースペクトル(0.4～7keV、1keV以下で$<$100eVのエネルギー分解能)はすべて、銀河円盤(UHTPGD)内に未分解の高温プラズマが存在する可能性を示しています。0.8--1.0keVと(8--11)$\times10^{-4}\rmcm^{-6}pc$の放射量に加えて、主に高等銀河で研究されている軟X線拡散背景成分が含まれます。緯度（太陽風電荷交換放出、局所的な熱い泡、天の川ハロー放出、宇宙X線背景）。これは、UHTPGDが銀河円盤全体に存在することを示唆しています。また、{\itHaloSat}フィールドの1つに含まれる{\itXMM-Newton}フィールド内の明るい光源のない領域でもUHTPGD放射が観察されました。温度と放出量の測定値は、{\itHaloSat}で測定されたものと一致しています。さらに、X線点状線源と{\itXMM-Newton}場の星などのNIRで同定された点線源の積み重ねられたスペクトルも、UHTPGD放射と同様のスペクトル特徴を示します。これは、UHTPGDが部分的に星などの点状の発生源から発生している可能性があることを示唆しています。
フェルミLATによる最も注目すべき発見の1つである銀河中心超過(GCE)は、過去10年間にわたって大規模な探査を促し、多くの場合、暗黒物質またはミリ秒パルサーによるものと考えられています。この研究は、観測されたスペクトル形状に焦点を当てて、GCEの起源に関する新しい解釈を提案しています。陽子は銀河中心で加速され、回転していない中性子星の表面の中性子クラスターに衝突します。核子のグルーオン凝縮により、これらの衝突により多数の中間子が生成され、飽和状態に達し、その後ガンマ線スペクトルにべき乗則の崩れが生成されます。グルオン凝縮と銀河中心に回転しない中性子星が存在するという仮定を用いて、GCEのスペクトル形状を説明しました。グルーオン凝縮メカニズムのこの例は、宇宙ガンマ線スペクトルにおけるハドロンシナリオの応用を拡大するだけでなく、グルーオン凝縮の新たな証拠も提供します。
UHECR 源と方向異方性による銀河系外磁場に対する制約
| Title |
Constraints_on_UHECR_sources_and_extragalactic_magnetic_fields_from_directional_anisotropies |
| Authors |
Teresa_Bister_and_Glennys_R._Farrar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02645 |
銀河系外起源の超高エネルギー宇宙線(UHECR)の到来方向における双極子異方性は、現在、エネルギーE>8EeVでしっかりと確立されています。さらに、UHECR角パワースペクトルは、エネルギーしきい値$\gtrsim$40EeVの個々のホットスポットまたはウォームスポットの可能性を示すヒントを除けば、双極子よりも小さい角スケールではパワーを示しません。ここでは、双極子の大きさとより小規模な異方性の限界を利用して、銀河系外磁場(EGMF)とUHECR発生源の数密度、またはUHECR発生源が過渡的である場合の体積イベント率という2つの量に制約を設けます。また、銀河系外物質とUHECR線源密度の間の偏りも変化させ、UHECR線源が密度の高い領域で優先的に見つかるか過小な領域で見つかるかを反映し、偏りはほとんど、またはまったくないことがわかりました。私たちはDingらをフォローします。(2021)は、局所宇宙のCosmicFlows2密度分布をUHECRソースのベースライン分布として使用していますが、私たちは、伝播中の相互作用とエネルギー損失の正確かつ自己矛盾のない処理を採用することで、その研究を改善および拡張しています。銀河磁場の偏向は、双極子異方性に対するGMFの影響をひとまとめにするために、ランダム成分とコヒーレント成分、またはコヒーレント部分のみを含む完全なJF12磁場モデルの両方を使用して処理されます。この大規模構造(LSS)モデルは、測定された双極子の異方性の方向と大きさの両方とよく一致し、離散源のシミュレーションとEGMF効果の包含の基礎を形成します。
ラジオミニハローは銀河団内の寒冷前線によって閉じ込められているのでしょうか? A3444 および MS 1455.0+2232
でのミニハローと大規模なスロッシング
| Title |
Are_radio_minihalos_confined_by_cold_fronts_in_galaxy_clusters?_Minihalos_and_large-scale_sloshing_in_A3444_and_MS_1455.0+2232 |
| Authors |
Simona_Giacintucci,_Tiziana_Venturi,_Maxim_Markevitch,_Gianfranco_Brunetti,_Tracy_Clarke,_Ruta_Kale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02824 |
私たちは、クールコアに電波ミニハローを持つ2つの銀河団であるA3444とMS1455.0+2232の電波およびX線研究を紹介します。A3444は、333、607、1300MHzの巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)と1435MHzの超大型アレイを使用して画像化されます。ミニハローの大部分はr<120kpc内に含まれていますが、中心の南西380kpcまで伸びる、より暗い拡張部分が607MHzで検出されます。チャンドラを使用して、4つのX線スロッシング寒冷前線を検出しました。3つはr=60、120、230kpcの低温コアにあり、4つ目はr=400kpcにあり、南西電波延長領域にあります。クラスター内メディア(ICM)はクラスター全体のスケールでスロッシングを起こしています。電波放射は、これらのフロントによって定義されるエンベロープ内に含まれます。また、MS1455.0+2232のアーカイブ383MHzGMRTおよびチャンドラ観測も分析しました。MS1455.0+2232は、既知のミニハローを示し、その明るい部分は冷たいコア内の寒冷前線によって輪郭が描かれていますが、コアを超えてかすかに伸びています。A3444と同様に、r~425kpcに電波放射を含む寒冷前線が見つかります。したがって、これらのクラスターで見られる拡散電波放射全体は、ICMの大規模なスロッシングに関連していると考えられます。A3444ミニハロの無線スペクトルは、急峻な指数$\alpha=1.0\pm0.1$を持つべき乗則です。ミニハロがICM内のスロッシング誘発乱流による相対論的粒子の再加速に由来すると予想されるように、スペクトルは中心からの距離が増すにつれて急勾配になります。
| Title |
Study_the_origin_of_GRB_231115A,_short_gamma-ray_burst_or_magnetar_giant_flare? |
| Authors |
Yun_Wang,_Yu-Jia_Wei,_Hao_Zhou,_Jia_Ren,_Zi-Qing_Xia,_Zhi-Ping_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02848 |
いわゆるマグネターは、通常X線放射を伴う非常に高い磁場($B\sim10^{14}-10^{15}$ガウス)を持つ若い中性子星です。マグネターの一種であるソフトガンマ線反復源(SGR)は、時折10$^{44}$から10$^{46}$ergの範囲のエネルギーを持つ巨大フレア(GF)を生成する。実際には、一部のガンマ線バースト(GRB051103、070201、200415Aなど)はGFであると考えられています。これらは、スパイク状の光曲線や硬いスペクトルなど、短いGRBと同様の特性を持っています。最近観察されたGRB231115Aは、M82と関連する可能性が高いGFの1つとして分類できます。この研究では、Fermi-GBMによって観測されたその即発放出の詳細な分析を実行し、関連する特徴(例:$E_{\rmp,z}$--$E_{\gamma,\rmiso}$)を比較します。関係)と既存の観測値との関係。その機能は以前のGFとほぼ一致していることがわかりました。しかしながら、既存の観測の上限とその多波長残光のモデル化に基づいて、このバーストが短いGRBである可能性を単純に排除することはできないことに我々は気づいています。さらに、そのような現象は既存および将来の施設によって検出される可能性が高く、これはマグネターに関連する過渡的発生源の物理学にとって重要です。
DarkSide-20k における Ar の地上での宇宙生成活性化の研究
地表での宇宙線への曝露による長寿命の放射性同位体の生成は、銀河暗黒物質粒子の直接検出などの稀な事象を探す実験にとって危険です。グラン・サッソ国立研究所での弱く相互作用する巨大粒子を探すことを目的としたDarkSide-20k実験など、さまざまなプロジェクトで大量の液体アルゴンの使用が予測されています。ここでは、DarkSide-20kの状況で実行されたアルゴンの宇宙生成活性化の研究の結果が示されています。可能な限り現実的な曝露条件を考慮して、39Arを含むいくつかの同位体の誘発活動と検出器での予想される計数率が推定されました。
天体物理的過渡現象の分類のための階層的クロスエントロピー損失
| Title |
Hierarchical_Cross-entropy_Loss_for_Classification_of_Astrophysical_Transients |
| Authors |
V._Ashley_Villar,_Kaylee_de_Soto,_Alex_Gagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02266 |
天体物理学的過渡現象は伝統的に階層分類法で分光学的に分類されてきました。ただし、このグラフ構造は現在、時間領域の天体物理学用のニューラルネットベースの測光分類器では利用されていません。代わりに、独立した分類器が分類されたデータのさまざまな層に対してトレーニングされ、イベントがこれらの明確に定義されたフラットな分類スキームから外れる場合は除外されます。ここでは、天体物理的過渡状態を分類するための重み付き階層クロスエントロピー目的関数を導入します。私たちの方法を使用すると、ユーザーは物理学または観察に基づいたツリーベースの分類法を直接構築して使用できます。重み付き階層クロスエントロピー損失は、このグラフを直接使用して、すべてのターゲットをツリーの任意のノードに正確に分類し、不均衡なクラスを再重み付けします。私たちは、ZwickyTransientFacilityからの変光星と銀河系外過渡現象のセットで新しい損失をテストし、下流の分類タスクで顕著に柔軟性が高まるという利点を備えて、微調整された分類器と同様のパフォーマンスを達成できることを示しました。
2 つの異なる写真乾板スキャンにおける測光誤差の研究
世界中にかなりの数の写真乾板アーカイブが存在し、デジタル化が進行中、またはすでに完了しています。異なるタイプのスキャナが使用されただけでなく、処理時間や保存スペースにより空間解像度やダイナミックレンジも制限されることがよくありました。未解決の問題は、これらの制限が結果に与える影響です。ランデシュテルンヴァルテ・ハイデルベルクのブルース天体写真機からのガンマCygフィールドの高解像度写真乾板61枚-K\"onigstuhl(口径40cm、焦点距離200cm)が、ハイデルベルクとゾンネベルクの両方でデジタル化されました。両方のスキャナーは16に設定されました。ハイデルベルグスキャナは2540dpiの解像度で動作し、1秒角/ピクセルのスケールが得られましたが、ゾンネベルグスキャナは1200dpiで動作し、2.1秒角/ピクセルのスケールが得られました。非可変星の光曲線の、両方のシリーズの明るさとプレート座標に依存して調べられました。明らかな違いは見つかりませんでした。両方のスキャンシリーズの分析の比較を示します。
ムードン太陽塔でのイメージング分光法と偏光測定のためのマルチチャネル減算ダブルパス (MSDP) の光学機能
| Title |
Optical_capabilities_of_the_Multichannel_Subtractive_Double_Pass_(MSDP)_for_imaging_spectroscopy_and_polarimetry_at_the_Meudon_Solar_Tower |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe,_Pierre_Mein,_Fr\'ed\'eric_Say\`ede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02555 |
ムードンソーラータワー(MST)は、太陽領域の分光観測専用の0.60m望遠鏡です。高いスペクトル分解能を提供する焦点距離14メートルの分光器が含まれています。分光器は、古典的な薄いスリットモード(R>300000)または2Dイメージング分光法(60000<R<180000)のいずれかで動作します。この特定のモードでは、マルチチャネル減算ダブルパス(MSDP)システムを使用して、2D視野上で速度と磁場の高時間分解能測定(1分)を提供できます。このペーパーの目的は、太い回線と細い回線に利用可能なスライサを備えたMSTのMSDPの機能を説明することです。目標は、プラズマのダイナミクスと磁場を(偏光計を使用して)研究するために、マルチチャネルのスペクトル画像を生成し、そこから瞬間データ(x、y、$\lambda$)の立方体を導き出すことです。
| Title |
Search_for_the_edge-on_galaxies_using_an_artificial_neural_network |
| Authors |
S._S._Savchenko,_D._I._Makarov,_A._V._Antipova,_I.S._Tikhonenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02742 |
我々は、エッジオン方向で見える円盤銀河の高品質サンプルを構築するために、人工ニューラルネットワーク手法を最新の広視野天空調査Pan-STARRS1に適用する方法を紹介します。このような銀河は、星、ガス、塵の垂直分布の研究において重要な役割を果たしますが、天の川銀河の外側にある他の銀河では通常は研究することができません。ネットワークアーキテクチャと学習プロセスについて詳しく説明します。この方法は、約97%の検出率で優れた有効性を示し、さまざまな明るさとサイズの銀河に対して同様にうまく機能し、その結果、$10^5$の天体を含むエッジオン銀河のカタログが作成されました。カタログはオンラインでオープンアクセスで公開されています。
イベントホライゾン望遠鏡観測のためのグリーンランド望遠鏡データの絶対光束密度校正
| Title |
Absolute_Flux_Density_Calibration_of_the_Greenland_Telescope_Data_for_Event_Horizon_Telescope_Observations |
| Authors |
J._Y._Koay,_K._Asada,_S._Matsushita,_C.-Y._Kuo,_C.-W._L._Huang,_C._Romero-Ca\~nizales,_S._Koyama,_J._Park,_W.-P._Lo,_G._Bower,_M.-T._Chen,_S.-H._Chang,_C.-C._Chen,_R._Chilson,_C._C._Han,_P._T._P._Ho,_Y.-D._Huang,_M._Inoue,_B._Jeter,_H._Jiang,_P._M._Koch,_D._Kubo,_C.-T._Li,_C.-T._Liu,_K.-Y._Liu,_P._Martin-Cocher,_M._Nakamura,_T._J._Norton,_G._Nystrom,_P._Oshiro,_N._Patel,_U.-L._Pen,_H.-Y_Pu,_P._A._Raffin,_R._Rao,_T._K._Sridharan,_R._Srinivasan,_T.-S_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02759 |
2018年4月の観測キャンペーンから、グリーンランド望遠鏡(GLT)がイベントホライズンテレスコープ(EHT)アレイの新しいステーションとして追加されました。GLTの基線、特に南北方向の可視性は、M87*などの発生源のモデリングと画像化に貴重な新しい制約を提供する可能性があります。GLTは北方の高緯度に位置するため、その校正戦略に独特の課題が加わります。さらに、GLTは当時部分的にしか運用されていなかったため、2018年の観測では最適なパフォーマンスは得られませんでした。この文書では、EHTの一部としてGLTデータの絶対磁束校正に必要なさまざまなパラメータ(およびその不確かさ)を推定するために実行される手順について説明します。特に、2018年のGLTの最適化されていないステータスと、2021年のEHTキャンペーン中のパフォーマンスの向上を考慮します。
広帯域光源を使用した望遠鏡透過測定用コリメートビームプロジェクターの設計と性能
| Title |
Design_and_performance_of_a_Collimated_Beam_Projector_for_telescope_transmission_measurement_using_a_broadband_light_source |
| Authors |
K._Sommer,_J._Cohen-Tanugi,_B._Plez,_M._Betoule,_S._Bongard,_L._Le_Guillou,_J._Neveu,_E._Nuss,_E._Sepulveda,_T._Souverin,_M._Moniez,_and_C._W._Stubbs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02835 |
Ia型超新星は、暗黒エネルギーを研究するための宇宙論的探査機の1つであり、系統的な不確実性の主な原因は測光校正の精度です。これに対処するために、最近の進歩では、波長の関数として望遠鏡のスループットを正確に測定することによって校正を強化することを目的としたコリメートビームプロジェクター(CBP)が導入されました。この研究では、プロトタイプのポータブルCBPのパフォーマンスについて説明します。実験装置は、より一般的ではあるがより要求の厳しい高出力レーザー光源に代わる広帯域キセノン光源と、フォトダイオードと分光器で監視される積分球内で光を発するモノクロメーターで構成されています。CBP望遠鏡の焦点に光が入射され、太陽電池に平行ビームが投影されます。太陽電池の量子効率は、NIST校正済みのフォトダイオードとの比較によって得られます。CBPフォトダイオードの光電流信号と太陽電池の光電流信号を比較することによって達成されるスループットと信号対雑音比が計算されます。現在の開発状態では、プロトタイプが、妥当な量の積分時間で、ZTF測光フィルターシステムの積分gバンドとrバンドでそれぞれ1.2パーセントと2.3パーセントの精度を達成できることを証明します。中心波長の決定精度は、gバンドとrバンドでそれぞれ~0.91nmと~0.58nm未満に維持されます。フィルターのスループット測定によって生じる予想される測光の不確かさは、ゼロ点等級で約5mmagiです。現在の設定をアップグレードするためのいくつかの簡単な改善方法について説明します。
数値シミュレーションで核物理学の感度を調査するためのフレームワーク
| Title |
A_Framework_for_Exploring_Nuclear_Physics_Sensitivity_in_Numerical_Simulations |
| Authors |
Zhi_Chen,_Eric_T._Johnson,_Max_Katz,_Alexander_Smith_Clark,_Brendan_Boyd,_and_Michael_Zingale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02836 |
原子核の数、反応速度の選択、使用される近似など、核反応ネットワークの詳細に対する天体物理シミュレーションの感度を調査するためのAMReX-Astrophysicsフレームワークについて説明します。これは、カストロシミュレーションコードを使用して単純な爆発をモデル化することで調査されます。シミュレーション手法全体はオープンソースであり、GPU対応です。
ベンチマーク HIP 55507 AB システムを使用した後期 M スペクトル タイプの元素および同位体存在量の検証
| Title |
Validation_of_elemental_and_isotopic_abundances_in_late-M_spectral_types_with_the_benchmark_HIP_55507_AB_system |
| Authors |
Jerry_W._Xuan,_Jason_J._Wang,_Luke_Finnerty,_Katelyn_Horstman,_Simon_Grimm,_Anne_Peck,_Eric_L._Nielsen,_Heather_A._Knutson,_Dimitri_Mawet,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_Michael_C._Liu,_Sam_Walker,_Mark_Phillips,_Geoffrey_Blake,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Yapeng_Zhang,_Julie_Inglis,_Nicole_L._Wallack,_Aniket_Sanghi,_Erica_Gonzales,_Fei_Dai,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Charlotte_Bond,_Marta_L._Bryan,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Jacques-Robert_Delorme,_Greg_Doppmann,_Daniel_Echeverri,_Michael_P._Fitzgerald,_Nemanja_Jovanovic,_Joshua_Liberman,_Ronald_A._L\'opez,_Emily_C._Martin,_Evan_Morris,_Jacklyn_Pezzato,_Garreth_Ruane,_Ben_Sappey,_Tobias_Schofield,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_James_K._Wallace,_Ji_Wang,_Peter_Wizinowich,_Yinzi_Xin,_Shubh_Agrawal,_Clarissa_R._Do_\'O,_Chih-Chun_Hsu,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02297 |
M矮星は系外惑星の一般的な主星ですが、大気存在量の測定ができないことがよくあります。後期M矮星は、同様の$T_{\rmeff}\sim2300-2800~K$を共有する最年少の準恒星伴星との良い類似体でもあります。我々は、Keck/KPIC高分解能($R\sim35,000$)$K$バンド分光法を用いたM7.5伴星HIP55507BとそのK6V主星の大気分析を紹介します。まず、軌道フィットに主と副の間のKPIC相対動径速度を含めることにより、動的質量精度が60%向上し、$M_B=88.0_{-3.2}^{+3.4}$$M_{\rmJupが得られます。}$、HIP55507Bは恒星と準星の境界の上に位置します。また、HIP55507BはK6V主星を$a=38^{+4}_{-3}$AUおよび$e=0.40\pm0.04$で周回していることもわかりました。HIP55507Bの大気回収から、$\rm[C/H]=0.24\pm0.13$、$\rm[O/H]=0.15\pm0.13$、および$\rmC/O=を測定します。0.67\pm0.04$。さらに、伴星大気中に$\rm^{13}CO$($7.8\sigma$有意性)を強く検出し、暫定的に$\rmH_2^{18}O$($3.7\sigma$有意性)を検出し、$\rmを測定しました。^{12}CO/^{13}CO=98_{-22}^{+28}$と$\rmH_2^{16}O/H_2^{18}O=240_{-80}^{+145}$は系統的エラーを考慮した後です。HIP55507Aの簡易検索分析から、$\rm^{12}CO/^{13}CO=79_{-16}^{+21}$および$\rmC^{16}O/Cを測定します。主星の場合は^{18}O=288_{-70}^{+125}$。これらの結果は、HIP55507AとBが$<1\sigma$に対して一貫した$\rm^{12}C/^{13}C$と$\rm^{16}O/^{18}O$を持っていることを示しています。化学的に均質な二元系で予想されるレベル。HIP55507ABと若い恒星以下の伴星を含む系との間の磁束比と距離が同様であることを考えると、我々の結果は、星系内の$\rm^{13}CO$と$\rmH_2^{18}O$の存在量を体系的に測定するための扉を開きます。同様のスペクトルタイプを持つ星以下または惑星質量伴星の大気。
クラス I プロトスター WL 17 周囲のリングギャップ構造
| Title |
Ring_Gap_Structure_around_Class_I_Protostar_WL_17 |
| Authors |
Ayumu_Shoshi,_Naoto_Harada,_Kazuki_Tokuda,_Yoshihiro_Kawasaki,_Hayao_Yamasaki,_Asako_Sato,_Mitsuki_Omura,_Masayuki_Yamaguchi,_Kengo_Tachihara_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02504 |
WL17はクラスIオブジェクトであり、リングホール構造を持つと考えられていました。私たちは、WL17の詳細な性質を調べるために、WL17の周囲の構造を分析しました。これまでの観測よりも高い角度分解能を持つアルマ望遠鏡アーカイブデータを使用しました。我々は、1.3mmのダスト連続体と12COおよびC18O(J=2-1)ライン放出を備えたWL17システムを調査しました。ダスト連続体の放出は、内縁と外縁がそれぞれ約11auと約21auである明確なリング構造を示しました。さらに、リング内の中心星を取り囲む半径5天文単位未満の内部円盤も検出されました。これは、この構造の最初の観測です。したがって、ＷＬ１７は、リングホール構造ではなく、リングギャップ構造を有する。ギャップにも内部円盤にも目立った発光は検出されず、これは惑星、惑星周円盤、連星伴星の兆候がないことを示しています。我々は、12CO放出に基づいて青方偏移と赤方偏移の両方の流出の基底を特定しました。これは明らかにWL17付近の円盤と関連しています。流出質量放出率は~3.6x10^-7Msunyr-1であり、動的タイムスケールは10^4年程度と短いです。C18Oの発光は、一時的な質量降着を誘発する可能性がある不均一な流入エンベロープが、中心原始星から約1000天文単位以内の領域に分布していることを示した。これらの新しい発見により、星形成の降着段階における惑星形成と塵の成長シナリオを制限することができます。
| Title |
The_40_parsec_Sample_of_White_Dwarfs_from_Gaia |
| Authors |
Mairi_W._O'Brien,_P.-E._Tremblay,_B._L._Klein,_D._Koester,_C._Melis,_A._Bedard,_E._Cukanovaite,_T._Cunningham,_A._E._Doyle,_B._T._Gaensicke,_N._P._Gentile_Fusillo,_M._A._Hollands,_J._McCleery,_I._Pelisoli,_S._Toonen,_A._J._Weinberger,_and_B._Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02735 |
我々は、太陽の40ピース以内に位置する白色矮星の完全な体積サンプルの包括的な概要を提示します。そのかなりの部分がガイアデータリリース3(DR3)で検出されました。私たちのDR3サンプルには、分光学的に確認された1,076個の白色矮星が含まれていますが、体積内の未確認の候補は5つだけです(分光器の完全性は99%以上)。さらに、28個の白色矮星はGaiaDR3からの最初の選択には含まれておらず、そのほとんどは未解決のバイナリに含まれています。私たちはGaiaDR3測光法と天文法を使用して、質量、実効温度、冷却年齢などの白色矮星のパラメータの均一なセットを決定します。40個のサンプルの人口統計、特に磁場、二値性、空間密度、質量分布を評価します。
太陽型パルセーターの活動的な巣の追跡: ケプラー小惑星地震ターゲットのアンサンブル星点モデリング
| Title |
Tracking_active_nests_in_solar-type_pulsators:_Ensemble_starspot_modelling_of_Kepler_asteroseismic_targets |
| Authors |
Sylvain_N._Breton,_Antonino_F._Lanza,_Sergio_Messina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02811 |
2026年後半に打ち上げられる予定の衛星「惑星通過と恒星の振動（PLATO）」は、太陽型の振動と活動による明るさの変調の兆候の両方を示す、太陽型星の光度曲線の前例のないサンプルを私たちに提供してくれるでしょう。。太陽型パルセーターは、活動レベルが高いと振動が阻害されるため、活動レベルは中程度しかありません。これは、これらのターゲットが星点モデリングにとって特別な課題であることを意味します。PLATOが間もなく開く可能性を評価するために、私たちは太陽のような音響振動の検出も行っている星の表面の活動領域の形態を特徴付けたいと考えています。これに関連して、ケプラー衛星によって観測された太陽と10個の太陽型パルセータのアンサンブル星点モデリング解析の結果を報告します。私たちは、連続グリッドモデルに基づいたベイズ星点モデリングアプローチを実装し、活動によって引き起こされる明るさの変調に対する星点と黒点の組み合わせの寄与を考慮します。私たちの分析から、私たちのサンプルのいくつかの星は、太陽状態と同様の活動レベルと対流対回転状態を共有しながら、安定した縦方向の活動的な巣の明確な兆候を示していることがわかりました。再構成された星点範囲内の変調を検索することにより、準二年振動またはリーガーサイクルに類似した周期的変調の可能性のある兆候として特定される重要な周期性が見つかりました。タコクラインに作用する内部磁気ロスビー波がこれらの変調を引き起こすという仮説に基づいて、対流エンベロープの底部における対応する磁場の強度を推測できます。
ベテルギウスの大減光: 過去 15 年間の断層撮影によって明らかになった光球
| Title |
The_Great_Dimming_of_Betelgeuse:_the_photosphere_as_revealed_by_tomography_during_the_past_15_years |
| Authors |
Daniel_Jadlovsk\'y,_Thomas_Granzer,_Michael_Weber,_Kateryna_Kravchenko,_Ji\v{r}\'i_Krti\v{c}ka,_K._Andrea_Dupree,_Andrea_Chiavassa,_G._Klaus_Strassmeier,_Katja_Poppenh\"ager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02816 |
準規則的変動の赤色超巨星であるベテルギウスは、2020年2月に歴史的最小の明るさである大減光を経験しました。現在では明るさは大減光前の値に戻っていますが、引き続き非常に異常な動作を示しています。ベテルギウスの長期的な大気の動きとその変動を理解することは、大減光の性質や赤色超巨星の質量減少過程を解明する手がかりとなる可能性がある。私たちの目標は、光球の長期的な動態を研究することです。私たちは断層撮影法を適用しました。これにより、深さに依存する速度場を再構築するために、恒星大気のさまざまな層を調査することができます。この方法は、特定の光学深度からのスペクトル線をグループ化することによるスペクトルマスクの構築に基づいています。これらのマスクは、観測されたスペクトルと相互相関して、各大気層内の速度場を復元します。過去15年間に、テネリフェ島のSTELLAロボット望遠鏡で観測された約2,700のスペクトルが得られました。私たちは、ベテルギウス光球の5つの異なる層の変動性を分析しました。私たちは、層間の位相シフト、および速度と測光の変動の間に位相シフトがあることを発見しました。相互相関関数の幅の時間変化は、大減光中の2つの衝撃波の伝播を明らかにします。減光後約2年間、光球層の内側と外側で変動の時間スケールが異なっていました。2022年までに、すべての層が調光前と同様の動作をし始めたようですが、最初の倍音に対応するより高い周波数で脈動しました。広範な高解像度分光データセットと断層撮影法を組み合わせることで、ベテルギウスの光球の可変速度場がこれほど詳細に初めて明らかになりました。
明るい分光連星: III.公転周期 P > 500 日の連星系
| Title |
Bright_Spectroscopic_Binaries:_III._Binary_systems_with_orbital_periods_of_P_>_500_days |
| Authors |
Dennis_Jack,_Missael_Alejandro_Hern\'andez_Huerta,_Faiber_Danilo_Rosas-Portilla,_Klaus-Peter_Schr\"oder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02866 |
我々は、公転周期P>500日を持つ9つの明るい分光連星(HD1585、HD6613、HD12390、HD39923、HD55201、HD147430、HD195543、HD202699、HD221643)の解析を紹介します。これらのよく分離された連星は、TIGRE望遠鏡でR=20,000の中解像度スペクトルを取得して観察した、サンプルの最後の星です。このシリーズの以前の出版物で説明したのと同じ方法を適用しました。動径速度曲線の解析には、すべての軌道パラメータを決定できるツールキットRadVelを使用しました。GaiaDR3から最近公開されたいくつかのシステムの軌道解は、私たちの結果と一致しています。ただし、当社のソリューションの不確実性ははるかに小さいです。私たちは、iSpecを使用した自動スクリプトで主星の基本パラメータを決定しました。パラメーターの決定により、9つすべての星をハーツシュプルング-ラッセル図に配置することができました。すべての星がすでに巨人段階に進化していることがわかりました。エグルトンコードの恒星の進化の軌跡との比較が、恒星の質量と年齢を決定するために適用されました。解析の結果、副星の質量や連星系の軌道傾斜角を推定することができました。
金属量がゼロおよび極度に低い回転大質量星: 最も重い原子核に至るまでの進化、爆発、元素合成
| Title |
Zero_and_extremely_low_metallicity_rotating_massive_stars:_evolution,_explosion,_and_nucleosynthesis_up_to_the_heaviest_nuclei |
| Authors |
Lorenzo_Roberti,_Marco_Limongi,_Alessandro_Chieffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02942 |
私たちは、幅広い初期回転速度(0～800km/s)と3つの初期金属度に及ぶ、15および25M$_{\odot}$の2つの大質量星の進化と爆発を示します:Z=0([Fe/H]=$-\infty$)、$3.236\times10^{-7}$([Fe/H]=-5)、および$3.236\times10^{-6}$([Fe/H]=-4)。Biに至る524核種からなる非常に大規模な核ネットワークが採用されています。私たちの主な発見は次のように要約できます。a)Z=0より上の回転モデルは、N=50で中性子閉鎖殻まで原子核を生成でき、場合によってはN=82まで原子核を生成できます。b)回転により、Hが豊富なマントル内のHe対流殻の侵入が大幅に阻害されます。この現象は、金属量がゼロで回転していない大質量星でよく見られます。ｃ）その逆の回転は、Ｃに富む層へのＯ対流シェルの浸透を促進し、その結果、Ｃ、Ｎｅ、およびＯの燃焼生成物の収量が大幅に変化する。d)H燃焼中に臨界速度に達したモデルはどれも、この段階で1M$_{\odot}$を超える損失はありません。e)逆に、ハヤシトラックに到達できるほぼすべてのモデルはエディントン光度を超え、Hリッチマントルのほぼすべてを動的に失います。これらのモデルは、回転する大質量星が、星間物質の濃縮の第一段階、つまり初期の段階での重核の合成に大きく寄与した可能性があることを示唆している。
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。
一般相対性理論における物理的に関連する解には時空特異点が含まれることが多く、これは通常、高密度/曲率における理論の破綻の兆候として解釈されます。したがって、特異点のないブラックホール、重力崩壊、宇宙論的モデルを記述する現象論的シナリオを探求することへの関心が高まっています。私たちは、回転する規則的なブラックホールについてMazza、Franzin\&Liberatiによって提示された計量を検証し、ブラックホールの既存のX線および重力波データに基づいて正則化パラメーター$l$を推定します。$l=0$の場合、解は一般相対性理論の特異カー解に対応しますが、$l$がゼロ以外の値の場合は通常のブラックホールまたは通常のワームホールが生成されます。分析により、入手可能なデータがゼロに近い$l$の値をサポートしていることが明らかになりました。
| Title |
Prompt_neutrinos_from_the_atmosphere_to_the_forward_region_of_LHC |
| Authors |
Weidong_Bai,_Milind_Diwan,_Maria_Vittoria_Garzelli,_Yu_Seon_Jeong_and_Mary_Hall_Reno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02340 |
私たちは、大気中とLHCの前方領域で即時ニュートリノを生成するのに重要な運動学的領域をさまざまな実験で調べました。結果を、ニュートリノと親の重フレーバーハドロンの質量中心の核子間衝突エネルギーと速度の関数として示します。運動空間の一部に重なりがあることがわかります。
ホーンデスキ重力の有効場理論におけるポストニュートン二元力学
一般相対性理論は、1世紀以上前に提案されて以来、大きな成功を収めてきました。しかし、さまざまな宇宙論的観測と理論的一貫性は、依然として私たちが拡張重力理論を探求する動機となっています。ホーンデスキ重力は、スカラー場を1つだけ導入することにより、1つの魅力的な理論として際立っています。今回我々は、ホーンデスキ重力のポストニュートン有効場理論を定式化し、吸気密集連星系の保存的力学を調査する。コンパクトバイナリの主要有効ラグランジアンを計算し、周期ごとのペリアストロン前進を取得します。特に、解析計算を2つのバイナリシステム、PSRB1534+12およびPSRJ0737-3039に適用し、関連するモデルパラメーターを制約します。理論的枠組みは体系的に高次に拡張することもできます。
サブGeV暗黒物質崩壊に対するSKAの感度：白色矮星磁気圏におけるシンクロトロン電波放射
私たちは、強力な磁場の存在下でサブGeV暗黒物質（GeVスケール以下の質量を持つ暗黒物質）の崩壊から放出されるシンクロトロン放射線を検出する際のスクエアキロメートルアレイ（SKA）の可能性を調査します。具体的な設定として、磁性白色矮星の磁気圏が原始ブラックホールの周囲のような高密度の暗黒物質環境と重なるシナリオを検討します。私たちの研究は、白色矮星やブラックホールなどのコンパクトな天体との遭遇が、従来のより重い（GeVスケールを超える質量）に比べてあまり調査されてこなかった軽い暗黒物質の特性を調査するための今後の電波望遠鏡にとって有望な道を提供することを明らかにしました。暗黒物質。
時間遅延干渉法の位相および測距測定におけるフロントエンドおよび変調遅延の補償
| Title |
Compensation_of_front-end_and_modulation_delays_in_phase_and_ranging_measurements_for_time-delay_interferometry |
| Authors |
Philipp_Euringer,_Niklas_Houba,_Gerald_Hechenblaikner,_Oliver_Mandel,_Francis_Soualle,_Walter_Fichter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02888 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)のコンテキストでは、レーザーサブシステムは周波数変動を示し、測定にかなりのレベルのノイズを導入し、重力波信号を数桁上回ります。軽減は、時間遅延干渉法(TDI)として知られるデータ処理ステップで個々の測定を時間をずらすことによって実現されます。TDIの抑制性能は、干渉レーザーによる遅延の正確な知識と考慮に依存しています。宇宙船間の測距遅延を正確に決定するために多大な努力が払われてきたが、機内遅延の原因は無視されているか、既知であるとみなされてきた。これらの仮定に反して、位相計フロントエンドとレーザー変調器のアナログ遅延は大きいだけでなく、温度やヘテロダイン周波数によって変化する傾向があります。これは、受信機アーキテクチャへの最小限の機能追加に基づいて、地上および宇宙でこれらの遅延の校正を可能にする新しい方法の提案の動機となります。具体的には、一連の校正測定値を確立し、これらの測定値がデータ処理でどのように利用され、TDIマイケルソン変数の遅延の軽減につながるかを解明します。校正測定の性能分析に続いて、提案された校正スキームが数値シミュレーションを通じて評価されます。校正スキームが存在しない場合、想定されるアナログ遅延のドリフトにより、LISA測定帯域の高周波における残留レーザーノイズが増加することがわかりました。アナログ遅延を地上で1回校正すると、およそ1桁の改善が得られますが、宇宙での再校正ではさらに1桁性能が向上する可能性があります。より低い周波数では、測距誤差が常に、対策を検討する際の制限要因となることがわかります。
| Title |
Propagation_of_Gravitational_Waves_in_a_Dynamical_Wormhole_Background_for_Two-scalar_Einstein-Gauss-Bonnet_Theory |
| Authors |
E._Elizalde,_Shin'ichi_Nojiri,_S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.02889 |
この研究では、2つのスカラー場と結合したアインシュタインガウスボンネット重力のモデルを提案します。2つのスカラーフィールドは、ラグランジュ乗数フィールドに関する適切な制約を採用することによって「凍結」されているか、非動的になると見なされます。この枠組みでは、任意の球対称時空が動的である場合でも、ワームホール時空が安定した解となるモデルを構築できることを示します。特に、ワームホールが有限時間間隔で現れる動的ワームホールを再現するモデルに焦点を当てます。ワームホール時空背景における重力波の伝播を調査し、その伝播速度が光$\to$光の伝播速度とは異なり、入ってくる伝播波と出ていく伝播波との間には速度差があることを示した。伝播する重力波。
