速度と密度の比較から推定される宇宙論的パラメータ: 2M++ の校正
| Title |
Cosmological_parameters_estimated_from_velocity_--_density_comparisons:_Calibrating_2M++ |
| Authors |
Amber_M._Hollinger_and_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03904 |
宇宙論的パラメータは、固有速度を銀河密度場から予測される速度と比較することによって測定できます。以前の研究では、N体シミュレーションを使用してこのアプローチの精度をテストしましたが、一般的には理想化された模擬銀河調査を使用しました。ただし、体系的なバイアスは、フラックスが制限されたサンプル、エッジ効果、銀河面の遮蔽による複雑さなどの調査選択効果によってのみ発生する可能性があります。この研究では、数値シミュレーションからの半解析モデルを使用して、2M++密度場を模倣するモックカタログを生成し、これらの各効果の影響を独立して同時に調査します。2M++モックに使用された再構成および分析手法により、真の値と比較して係数1.04\pm0.01だけ高く偏ったfsigma_8の値が生成されることがわかりました。さらに、2M++の宇宙体積と一致する宇宙体積のfsigma_8における宇宙分散の不確実性は約5%です。体系的なバイアスは距離の関数です。原点付近ではバイアスがありませんが、100～180Mpc/hの範囲の距離ではわずかに高くバイアスされます。この小さなバイアスを修正すると、線形fsigma_8=0.362\pm0.023が得られます。2M++から予測される固有速度には170km/sの誤差があり、距離とともに徐々に増加し、180～200Mpc/hの距離でのみ200km/sを超えます。最後に、以前の研究で見つかった残留バルク流速は、LCDMモデルで予想される速度と矛盾しないことが示されています。
NANOGrav による確率的重力波背景検出
| Title |
Stochastic_Gravitational_Wave_Background_Detection_through_NANOGrav_15-year_Data_Set_in_the_View_of_Massive_Gravity |
| Authors |
Chris_Choi,_Jacob_Magallanes,_Murman_Gurgenidze,_Tina_Kahniashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03932 |
確率的重力波背景の説得力のある証拠が、NANOGravとの共同研究により15年間のデータセットで発見されました。この信号から、その源が大規模なスピン2重力子場によって引き起こされるテンソル摂動を通じて初期宇宙からのものである可能性を評価できます。私たちは、大質量重力の最小理論の時間依存モデルを検討し、NANOGravデータからの信号を再現するのに十分な原始重力波のエネルギースペクトルを増幅する重力子の質量、質量カットオフ時間、およびインフレーションのハッブル率の値を見つけます。1～3標準偏差。ただし、ビッグバン元素合成(BBN)の制約に保守的に従うためには、高周波モードの抑制メカニズムを導入する必要があります。信号を再現するパラメータ空間の領域はありますが、重力子の質量カットオフ時間を物質支配時代に深くしすぎずに、BBNと宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の境界を同時に尊重することは依然として課題です。
観測制約を伴う $f(R,L_m)$ 宇宙論モデルにおけるダークエネルギー現象の調査
| Title |
Investigating_the_dark_energy_phenomenon_in_$f(R,L_m)$_cosmological_models_with_observational_constraints |
| Authors |
S._Myrzakulova,_M._Koussour,_and_N._Myrzakulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03948 |
この論文は、$f(R,L_m)$重力理論の文脈の中でダークエネルギー現象を探求します。2つの特定の非線形$f(R,L_m)$モデル、$f(R,L_m)=\frac{R}{2}+L_m^\alpha$と$f(R,L_m)=\fracを検討します。{R}{2}+(1+\alphaR)L_m$、パラメータ$\alpha$は自由です。ここでは、赤方偏移$z$に関するハッブルパラメータのパラメータ化形式を$H(z)=H_0\left[A(1+z)^3+B+\epsilon\log(1+z)\rightとして採用します。]^\frac{1}{2}$、低赤方偏移と高赤方偏移の両方で標準の$\Lambda$CDMモデルからの逸脱を許容します。次に、ハッブルパラメーターの解を両方のモデルのフリードマン方程式に組み込みます。ベイジアン解析を使用して、ハッブル測定とパンテオンデータセットを使用して自由パラメータ$H_0$、$A$、$B$、$\epsilon$の制約を推定します。さらに、減速パラメータ、エネルギー密度、圧力、EoSパラメータ、エネルギー条件などの主要な宇宙論的量の進化を調査します。減速パラメータの変化は、宇宙における減速段階から加速段階への重要な移行を明らかにします。EoSパラメータは、両方の非線形$f(R,L_m)$モデルに対して典型的な動作を示します。
私たちは、最先端の宇宙論的観測を使用して、クイントムダークエネルギーモデルのダイナミクスを研究します。一連の方程式は、変数の適切な変換を使用して自律システムに変換されています。特に、このモデルのトラッカー解の存在を見つける際に、モデルの固定点と一般的な位相空間の動作について説明しました。観測結果は、遅い時間にはファントムフィールドがダークエネルギーセクターを支配し、初期の時点ではどちらのフィールドもバックグラウンドを追跡し、真の対応するものに対して約15%のシェアを占めるはずであることを示唆しています。LambdaCDMとのベイジアンモデルの比較も、ベイズ係数を計算することによって行われ、クインタムモデルの肯定的な優先度が得られました。完全には解決されていませんが、ハッブル張力は、[1]で報告されているH0の値と比較すると2.6{\sigma}に、[2]の値と比較すると1.6{\sigma}に減少する可能性があります。
| Title |
Restoring_cosmological_concordance_with_axion-like_early_dark_energy_and_dark_matter_characterized_by_a_constant_equation_of_state? |
| Authors |
Yan-Hong_Yao,_Xin-He_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04007 |
ハッブル緊張は宇宙論における課題として存続しています。初期のダークエネルギー（EDE）モデルでさえ、当初ハッブル緊張を緩和するのに最も有望であると考えられていましたが、$S_8$緊張などの他の緊張を悪化させることなく問題に対処するには至っていません。負の暗黒物質(DM)状態方程式(EoS)パラメーターが$\sigma_8$パラメーターの値を減らすのに役立つことを考慮して、この論文では、冷たい暗黒物質を置き換えることによってアクシオン様EDEモデルを拡張します。(CDM)定数EoS$w_{\rmdm}$によって特徴付けられるDM(以下、WDMと呼びます)。次に、このaxionライクEDE拡張モデルと、他の3つのモデル(axionライクEDEモデル、$\Lambda$WDM、$\Lambda$CDM)に制約を課します。これらの制約は、プランク2018の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、バリオン音響振動(BAO)、パンテオンの編集データ、および$H_0$に関する事前データ(つまり、$H_0=73.04\pm1)のデータを組み込んだ包括的な分析から導出されています。.04$、Riessらによる最新のローカル測定に基づく）と$S_8$のガウス化事前分布（つまり、$S_8=0.766\pm0.017$、KID1000+BOSS+2dLenSの共同解析を通じて決定）。新しいモデルはハッブル張力を$\sim$1.4$\sigma$まで緩和する能力を維持しているものの、それでも$S_8$張力をアクシオン様EDEモデルと同様のレベルまで悪化させることがわかりました。
X 線クラスター調査の宇宙論的分析 V. $1
| Title |
The_cosmological_analysis_of_X-ray_cluster_surveys_V._The_potential_of_cluster_counts_in_the_$1 |
| Authors |
Nicolas_Cerardi,_Marguerite_Pierre,_Patrick_Valageas,_Christian_Garrel_and_Florian_Pacaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04253 |
ダークエネルギー(DE)状態方程式に必要な究極の精度を提供すると期待される新しいミッション(ユークリッド、ルービン天文台、SRG/eROSITA)のおかげで、宇宙論研究は現在、ダークエネルギー特別委員会の処方に従ってステージIVに入っています(EoS)。しかし、これらのプロジェクトには、$z>1$における銀河団の個体数を系統的に明らかにする力はありません。したがって、独立した宇宙論的調査を実行し、$0<z<1$時代と$1<z<2$時代の結果間の一貫性を精査するATHENAのようなミッションの必要性が依然として残っています。私たちは、ATHENAによって実行される典型的なX線クラスター調査のDEEoSと原始非ガウス関数に関する制約を研究します。80ksで50deg$^2$(調査A)と20ksで200deg$^2$(調査B)の2つの調査設計を検討します。私たちは、観測可能な特性の空間におけるクラスター数を分析的に導き出し、対応するサンプルの宇宙論的可能性をフィッシャー分析で予測します。達成された深さにより、$z=2$までスケールアウトしたグループまでハロー質量関数を明らかにすることができます。$z>1で、数10$^{13}h^{-1}M_{\odot}$までの数千のクラスター、特に調査AとBでそれぞれ940と1400のクラスターが検出されると予測します。$。このようなサンプルにより、スタンドアロンの宇宙論的分析とともに、クラスター物理の進化の詳細なモデル化が可能になります。私たちの結果は、調査Bがより多くの統計を提供するため、最適なデザインであることを示唆しています。注目すべきことに、高$z$クラスターは、サンプル全体の15%以下であるにもかかわらず、宇宙論的パラメーターの不確実性を大幅に減少させることができます。$\Deltaw_a$は2.3分の1に減少し、$\Deltaf_{NL}^{loc}$は3倍になります。高$z$X線クラスター集団の目録を作成することは、全体的な宇宙論的一貫性を確保する上で重要な役割を果たすことができます。これが今後の新世代ATHENAのようなミッションの大きな目標となります。
運動スニャエフ・ゼルドヴィッチと21cmパワースペクトルを組み合わせることによる宇宙再電離の抑制
| Title |
Constraining_cosmic_reionization_by_combining_the_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_and_the_21_cm_power_spectra |
| Authors |
Ivelin_Georgiev,_Ad\'elie_Gorce,_and_Garrelt_Mellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04259 |
再電離時代(EoR)の間、最初の星や銀河からの紫外線放射が銀河間物質の中性水素を電離させ、その21cmの超微細遷移を通じて放射線を放出する可能性があります。この21cmの信号は、宇宙初期の最初の光源の直接探査です。21cmのパワースペクトルの測定は、将来の平方キロメートルアレイ(SKA)の重要な科学目標ですが、それを観察して解釈するのは困難な作業です。EoRのもう1つの可能性の高いプローブは、斑状運動スニヤエフ・ゼルドビッチ効果(pkSZ)であり、小規模な宇宙マイクロ波背景温度異方性の前景として観測されます。地上望遠鏡による最近の有望な測定にもかかわらず、pkSZ観測からの再電離に制約を設けることは、モデルに強い依存性があり、簡単な作業ではありません。この研究では、21cmとpkSZのパワースペクトルを組み合わせることで、これらのパワースペクトルの観察と解釈の困難を軽減することを提案します。それらの間の正式な関係を確立するシンプルかつ効果的なパラメトリックモデルを使用して、模擬21cmデータポイントとpkSZデータポイントを結合してフィッティングすることができます。これら2つの観測値が再電離に関する補完的な情報を提供し、組み合わせることで制約が大幅に改善されることを確認しました。私たちは、SKAによる100時間の観測による21cmパワースペクトルのわずか2回の測定と、単一の$\ell=3000$pkSZデータ点で、宇宙とその再電離の歴史を再構築できることを実証しました。形態。再電離グローバルヒストリー(形態)は、異なる赤方偏移(スケール)での2つの21cm測定でよりよく制約されることがわかります。したがって、2つのプローブを組み合わせて分析すると、21cm検出の初期段階であっても、宇宙の再電離に対するより厳しい制約にアクセスできるようになります。
ニュートリノの質量と物質対速度の非対称性の測定
| Title |
Measuring_neutrino_mass_and_asymmetry_with_matter_pairwise_velocities |
| Authors |
Wangzheng_Zhang,_Ming-chung_Chu,_Rui_Hu,_Shihong_Liao_and_Shek_Yeung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04278 |
ニュートリノは宇宙で最も豊富なフェルミ粒子であると考えられていますが、その質量は、ゼロではないが他のフェルミ粒子よりもはるかに小さいことを除いて不明です。宇宙遺物ニュートリノには、ゼロ以外の化学ポテンシャル(または非対称性)がある可能性もあります。私たちは、ニュートリノ質量効果と非対称効果の両方を含む、ニュートリノに関係する高速N体シミュレーションコードを開発します。これを使用して、物質のペアごとの速度に対するニュートリノの影響を調査します。これ自体が宇宙論の興味深い探査になります。光ハロー($[10^{11},10^{13}]\M_\odot$)の場合、遷移範囲($[4,15]\\mathrm{Mpc}$)でペアごとの平均速度が得られることがわかります。)、軽いハローと重いハローの両方($[10^{13},10^{15}]\M_\odot$)、ニュートリノの非対称性の影響が支配的となり、2つの効果のもつれを解くことが可能になります。ニュートリノの質量と非対称性がハロハローペアごとの速度に及ぼす影響を定量化するためのフィッティング式を提供します。
DESI 1 年目スペクトルとの固有アライメントによる赤方偏移依存の RSD バイアス
| Title |
Redshift-dependent_RSD_bias_from_Intrinsic_Alignment_with_DESI_Year_1_Spectra |
| Authors |
Claire_Lamman,_Daniel_Eisenstein,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Axel_de_la_Macorra,_Arjun_Dey,_Biprateep_Dey,_Peter_Doel,_Simone_Ferraro,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Robert_Kehoe,_Anthony_Kremin,_Laurent_L._Le_Guillou,_Michael_Levi,_Marc_Manera,_Ramon_Miquel,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Francisco_Prada,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Michael_Schubnell,_Seo_Hee-Jong,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04518 |
我々は、DESIの1年目調査で、発光赤色銀河(LRG)の潮汐配列と選択に起因する銀河方位バイアスによって作成された、赤方偏移に依存する異方性クラスタリング信号を推定します。この目的を達成するために、LRGと輝線銀河(ELG)によって追跡されたDESIの1年目の赤方偏移を使用して、LRGの形状と潮汐場の相関関係を測定しました。また、DESIの絞りベースの選択によって引き起こされるLRGの銀河方位バイアスを推定し、より赤くて暗い銀河がDESIの画像選択カットに近づくため、赤方偏移0.4～1.1の間で7倍増加することがわかりました。これらの効果が組み合わさって、10～80Mpc/hのスケールでの構造成長によって引き起こされる相関関数の四重極の測定値が、低赤方偏移(0.4<z<0.6)で約0.15%、高赤方偏移(0.8<z<0.6)で約0.8%減衰します。1.1)。この影響を補正するために使用できる固有のアライメントによって生成される四重極信号の推定値を提供します。これは、構造の成長速度の測定に関するDESIの予測精度を満たすために必要です。イメージングの品質はDESIのフットプリントによって異なりますが、LegacyImagingSurveyではイメージング領域間でこの効果に大きな違いは見つかりませんでした。
ケプラー 1625 b とケプラー 1708 b の周囲に大きなエクムーン衛星がある可能性は低い
私たちの太陽系には200以上の衛星がありますが、それらの半径は比較的小さいため、同じような大きさの太陽系外衛星を現在の機器で検出するのは非常に困難です。これまでのところ、最も優れた系外衛星候補は、木星サイズの通過系外惑星ケプラー1625bとケプラー1708bの周りを周回するほぼ海王星サイズの2つの天体ですが、その存在については議論があります。ここでは、完全に自動化された光力学通過モデルと組み合わせた入れ子サンプリングとベイジアン推論技術を使用して、2つの外衛星候補を特定するために使用されたハッブルとケプラーのデータを再分析します。私たちは、ケプラー1625b系外衛星候補の証拠がほぼ完全に、ハッブルで観測された1つの通過の浅さから来ていることを発見しました。私たちはこれを、制約のない恒星の縁の暗さを補うために月面通過が使用される、適切な人工物であると解釈します。また、ケプラー1708b付近のエクソムーン候補に関する統計的証拠が以前に報告されているよりもはるかに低いこともわかりました。私たちは、主張されている系外衛星通過の視覚的証拠が、ケプラー光度曲線における恒星の活動によって破損していることを示唆しています。元のケプラーデータにおけるシミュレートされたトランジットの注入-回収実験では、ケプラー-1625bとケプラー-1708bの偽陽性率がそれぞれ10.9%と1.6%であることが明らかになりました。さらに、大きな外ムーンの本物の通過信号は、これら2つの主張よりもはるかに高いベイズ証拠を示す傾向があるでしょう。私たちは、ケプラー1625bもケプラー1708bも、大きな系外衛星によって周回される可能性は低いと結論付けています。
CO同位体を使用したHerbig円盤のガス質量の制約
| Title |
Constraining_the_gas_mass_of_Herbig_disks_using_CO_isotopologues |
| Authors |
L._M._Stapper,_M._R._Hogerheijde,_E._F._van_Dishoeck,_L._Lin,_A._Ahmadi,_A._S._Booth,_S._L._Grant,_K._Immer,_M._Leemker,_A._F._P\'erez-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03835 |
円盤の総質量は、系外惑星の形成の可能性を設定します。一酸化炭素(CO)は、タウリ円盤のガス質量追跡装置として使用されてきましたが、冷たい塵粒子の表面でのCOの凍結と化学変化により、予想よりも存在量が少ないことが判明しました。ヘルビッグ円盤と呼ばれる、より大質量の中間質量前主系列星の周囲の円盤はより高温である可能性が高く、より効果的な全ガス質量追跡装置としてCOを使用できる可能性が考えられます。アルマ望遠鏡のアーカイブデータと、450pc内の35個のハービッグ円盤の12CO、13CO、およびC18O遷移の新しいNOEMAデータを使用し、熱化学コードDustAndLInes(DALI)を使用して質量を決定します。13COとC18Oが検出されるHerbig円盤の大部分は、どちらも光学的に厚いです。線束とカラム密度の間の単純な光学的に薄い関係を使用してガス質量を計算すると、DALIで得られる質量と比較して、少なくとも1桁程度ガス質量が過小評価されます。DALIで推定されたガス質量は、少なくとも100のガス対ダスト比と一致しています。これらのガス対ダスト比は、同様の技術を使用してTタウリ円盤で見つかったものと比較して、たとえ複数の次数を超えても2桁高くなります。これは、より冷たいタウリ円盤におけるCOの化学変換の重要性を示しています。HerbigグループIおよびIIディスクでも同様の高いガス対ダスト比が見られます。グループII円盤はタウリ座円盤に匹敵する塵の質量を持っているため、そのより高いCOガス質量は温度の決定的な役割を示しています。デブリ円盤と比較して、Herbig円盤は4桁も大きいガス質量を持っています。少なくとも1つのHerbig円盤HD163296では分子円盤風が検出されていますが、同様の感度にもかかわらず、私たちの調査ではCO円盤風が他に検出されていませんでした。
系外惑星系の直接観測のための JWST 早期リリース科学プログラム V: 自己矛盾のない大気モデルは JWST スペクトルを表すか?
VHS 1256 のショーケース b
| Title |
The_JWST_Early_Release_Science_Program_for_Direct_Observations_of_Exoplanetary_Systems_V:_Do_Self-Consistent_Atmospheric_Models_Represent_JWST_Spectra?_A_Showcase_With_VHS_1256_b |
| Authors |
Simon_Petrus,_Niall_Whiteford,_Polychronis_Patapis,_Beth_A._Biller,_Andrew_Skemer,_Sasha_Hinkley,_Genaro_Su\'arez,_Anna_Lueber,_Paulina_Palma-Bifani,_Jordan_M._Stone,_Johanna_M._Vos,_Caroline_V._Morley,_Pascal_Tremblin,_Benjamin_Charnay,_Christiane_Helling,_Brittany_E._Miles,_Aarynn_L._Carter,_Jason_J._Wang,_Markus_Janson,_Eileen_C._Gonzales,_Ben_Sutlieff,_Kielan_K._W._Hoch,_Micka\"el_Bonnefoy,_Ga\"el_Chauvin,_Olivier_Absil,_William_O._Balmer,_Anthony_Boccaletti,_Mariangela_Bonavita,_Mark_Booth,_Brendan_P._Bowler,_Zackery_W._Briesemeister,_Marta_L._Bryan,_Per_Calissendorff,_Faustine_Cantalloube,_Christine_H._Chen,_Elodie_Choquet,_Valentin_Christiaens,_Gabriele_Cugno,_Thayne_Currie,_Camilla_Danielski,_Matthew_De_Furio,_Trent_J._Dupuy,_Samuel_M._Factor,_Jacqueline_K._Faherty,_Michael_P._Fitzgerald,_et_al._(76_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03852 |
JWSTが若い(120-160Myr)低質量(12-20MJup)L-T遷移(L7)コンパニオンVHS1256bに提供する、前例のない中解像度(R=1500-3500)近赤外(1-18um)スペクトルは、星以下の天体大気の詳細な特性評価に新たな道を切り開きました。この研究では、フォワードモデリングアプローチを利用したこのデータセットの包括的な分析を紹介します。私たちは5つの異なる大気モデルを検討します。それぞれのモデルは、低温の大気で起こると提案されているさまざまな物理的および化学的現象を、一貫した方法で網羅することを目的としています。私たちの目的は、主要な大気パラメータ(Teff、log(g)、[M/H]、C/O、ガンマ、fsed、R)の推定におけるパフォーマンスを評価することです。これを達成するために、ベイジアンフレームワークForMoSAを適用します。モデルとデータを比較するための最適化されたネストされたサンプリングアルゴリズム。私たちの調査結果は、各パラメーターの推定値が、考慮された波長範囲、使用されるスペクトル特徴、信号対雑音比、フィットに選択されたモデルなどの要因によって大きく影響されることを明らかにしています。観測されたパラメータのばらつきは、VHS1256bの複雑な大気構造、特に雲と塵の分布の複雑さを正確に再現することが困難であることに起因するモデルの系統的誤差に起因すると考えられます。これらの体系的な不確実性が大気特性推定に及ぼす影響を伝播するために、さまざまなスペクトル窓で実行される独立したフィッティングに基づく革新的なフィッティング手法を導入します。最終的に、ターゲットの若い年齢を考慮して、ターゲットのスペクトルタイプと一致するTeffを導き出しました。これは、log(g)の推定によって確認されます。卓越したデータ品質にもかかわらず、地層履歴の指標としてよく使用される化学物質存在量[M/H]とC/Oの堅牢な推定値を達成することは、モデルグリッドで調査された範囲全体に推定値が分散しているため、依然として困難です。
惑星系外電波放射に必要な質量について
| Title |
On_the_required_mass_for_exoplanetary_radio_emission |
| Authors |
Jean-Mathias_Grie{\ss}meier_and_N._V._Erkaev_and_C._Weber_and_H._Lammer_and_V._A._Ivanov_and_P._Odert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03888 |
系外惑星からの電波放射を検出することは、その磁場を決定する最良の方法となるでしょう。実際、惑星磁場の存在は、サイクロトロン・メーザー不安定性を介した電波放射の必要条件です。しかしながら、磁場の存在だけでは十分ではありません。放出サイトでは、局所的なサイクロトロン周波数が局所的なプラズマ周波数と比較して十分に高くなければなりません。低質量惑星への強い恒星の日射は惑星大気の拡大につながる可能性があるため、磁気圏プラズマの周波数は惑星の質量、その軌道距離、およびその主星に依存します。私たちは、惑星の大気が拡張すると電波放射が消失する可能性があることを示しました。これは、特に、木星の質量約2個分よりも軽く、軌道距離が$\sim$0.2天文単位未満である惑星の重要な部分に当てはまるようです。無線スケーリングの法則によって提案される最良の候補のほとんどは、このパラメータ空間にあります。この効果の抑制を考慮に入れることは、観測キャンペーンのターゲット選択に重要な意味を持ちます。同時に、この影響は観測データの解釈に影響を与えるでしょう。
TOI-4641b: 明るく(V=7.5)高速回転するF星を周回する整列した暖かい木星
| Title |
TOI-4641b:_An_Aligned_Warm_Jupiter_Orbiting_a_Bright_(V=7.5)_Rapidly_Rotating_F-star |
| Authors |
Allyson_Bieryla,_George_Zhou,_Juliana_Garc\'ia-Mej\'ia,_Tyler_R._Farnington,_David_W._Latham,_Brad_Carter,_Jiayin_Dong,_Chelsea_X._Huang,_Simon_J._Murphy,_Avi_Shporer,_Karen_A._Collins,_Samuel_N._Quinn,_Mark_E._Everett,_Lars_A._Buchhave,_Ren\'e_Tronsgaard,_David_Charbonneau,_Marshall_C._Johnson,_Gilbert_A._Esquerdo,_Michael_Calkins,_Perry_Berlind,_Jon_M._Jenkins,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Thomas_Barclay,_Ismael_Mireles,_Martin_Paegert,_and_Joseph_D._Twicken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03971 |
我々は、恒星有効温度6560Kの高速回転するF型星を通過する暖かい木星であるTOI-4641bの発見を報告する。この惑星の半径は0.73$R_{Jup}$で、質量は3.87$M_より小さい。{Jup}$$(3\sigma)$、期間は22.09日です。半径と質量が1.73$R_{\odot}$と1.41$M_{\odot}$の円軌道上で明るい星(V=7.5等)を周回しています。追跡地上測光はティエラ天文台を使用して行われました。ティリングガスト反射器エシェル分光器(TRES)でも2つのトランジットが観察され、この星が低い投影スピン軌道角($\lambda$=$1.41^{+0.76}_{-0.76}$度)を持っていることが明らかになった。暖かい木星を持つ星のこのような傾斜角の測定は比較的少数であり、暖かい木星の形成に光を当てる可能性があります。高温で高速回転する恒星を周回する既知の惑星の中で、TOI-4641bは徹底的に特徴づけられている最も長周期の惑星の1つです。位置がずれることが多い熱い星の周りの熱い木星とは異なり、暖かい木星TOI-4641bは、整列した軌道で見つかります。このパラメータ空間の将来の探査により、ホットジュピターについて十分にサンプリングされた星-惑星の軌道傾斜度分布にもう1つの次元が追加される可能性があります。
中立ISM相間の磁場の相対的な乱れに対する新たな制約
353GHzのプランク偏極ダスト放出マップと中性水素(HI)冷中性媒体(CNM)の割合($f_\mathrm{CNM}$)の新しい大面積マップを利用して、ダストの偏極割合($f_\mathrm{CNM}$)との関係を調査します。p_{353}$)と$f_\mathrm{CNM}$が拡散した高緯度($|b|>30^{\circ}$)の空にあります。$p_{353}$と$f_\mathrm{CNM}$の相関関係は、$p_{353}$-HI列密度($N_\mathrm{H\,I}$)の関係とは定性的に異なることがわかります。。低いカラム密度($N_\mathrm{H\,I}<4\times10^{20}~\mathrm{cm^{-2}}$)の場合、$p_{353}$および$N_\mathrm{H\,I}$には相関関係はありませんが、$p_{353}$-$f_\mathrm{CNM}$には強い正の相関関係があります。$p_{353}$-$f_{\rmCNM}$相関をデータ駆動モデルに適合させて、見通し線に沿った位相間の磁場の乱れの程度を制限します。我々は、CNMと比較して暖かい中性媒体(WNM)における磁場の乱れの増加が、拡散領域における$p_{353}$-$f_\mathrm{CNM}$の正の相関を最も良く説明すると主張する。CNM関連塵柱を分極率$p_{\rmCNM}\sim$0.2で最大分極しているものとしてモデル化すると、WNM関連塵柱の最適平均分極率は0.22$p_{であることがわかります。\rmCNM}$。このモデルはさらに、非CNMカラムの有意な$f_{\rmCNM}$相関部分(平均でHI質量の追加約18.4\%)もより磁気的に秩序化されていることを示唆しており、追加のカラムは不安定媒体(UNM)に関連付けられています。我々の結果は、ISMの中性相間の磁場の平均相対的無秩序に関する最初の大面積制約を構成し、無秩序なWNMから形成される、より磁気的に整列したCNM柱の物理的像と一致する。
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) VIII: 金属が非常に少ない古代の内部天の川の軌道特性の特徴付け
| Title |
The_Pristine_Inner_Galaxy_Survey_(PIGS)_VIII:_Characterising_the_orbital_properties_of_the_ancient,_very_metal-poor_inner_Milky_Way |
| Authors |
Anke_Ardern-Arentsen,_Giacomo_Monari,_Anna_B._A._Queiroz,_Else_Starkenburg,_Nicolas_F._Martin,_Cristina_Chiappini,_David_S._Aguado,_Vasily_Belokurov,_Ray_Carlberg,_Stephanie_Monty,_GyuChul_Myeong,_Mathias_Schultheis,_Federico_Sestito,_Kim_A._Venn,_Sara_Vitali,_Zhen_Yuan,_Hanyuan_Zhang,_Sven_Buder,_Geraint_F._Lewis,_William_H._Oliver,_Zhen_Wan,_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03847 |
天の川銀河の最古の星（最初の数十億年に誕生）は、内部数kpcの密度が高く、銀河の膨らみと空間的に重なっていると予想されています。私たちは、原始内部銀河調査(PIGS)からの分光データを使用して、金属の少ない古代の内部銀河星の力学特性を研究します。StarHorseを使用して距離を計算し、禁止された銀河ポテンシャルの軌道特性を計算します。この論文とともに、分光分析用AAT/PIGSカタログ(13235星)を公開します。ほとんどのPIGS星は、圧力に支えられた集団に典型的な軌道を持っていることがわかりました。内部銀河に閉じ込められている星の割合は金属量の減少とともに減少しますが、非常に金属の少ない星(VMP、[Fe/H]<-2.0)の多くは閉じ込められたままです(約60%が5kpc以内に留まります)。方位角速度v$_\phi$も[Fe/H]=-1.0と-2.0の間で減少しますが、VMP星では一定です(〜40km/s)。PIGSの炭素強化金属欠乏(CEMP)星は、通常のVMP星と比較して同様の軌道特性を持っているようです。我々の結果は、2つの回転楕円体成分の間で遷移する可能性を示唆しています。つまり、より金属が豊富で、より集中しており、より高速に回転する成分と、より金属が少なく、より拡張され、より低速/非回転の成分です。我々は、前者は円盤以前のその場星（または大きな構成要素で生まれた星）と関連している可能性があり、後者はより小さな銀河からの寄与によって支配されている可能性があると提案します。これは、この研究（および今後の調査、たとえば4MOST）のような、金属の含有量が少ない大規模なサンプルが、銀河系の初期の進化に光を当てる刺激的な時代です。
Gaia DR3 データはスパイラル アームに接続された短いバーと一致
| Title |
Gaia_DR3_data_consistent_with_a_short_bar_connected_to_a_spiral_arm |
| Authors |
E._Vislosky,_I._Minchev,_S._Khoperskov,_M._Martig,_T._Buck,_T._Hilmi,_B._Ratcliffe,_J._Bland-Hawthorn,_A.C._Quillen,_M._Steinmetz,_R._de_Jong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03854 |
天の川バーと渦巻き構造パラメータを制約する目的で、数値シミュレーションを使用してGaiaDR3データをモデル化します。私たちは、天の川銀河のような銀河円盤モデルの形態と速度場の両方が時間の強い関数であり、数十Myrにわたって劇的に変化することを示します。これは、観測された動径速度場v_R(x,y)との適切な一致を見つけることによって、棒スパイラルの方向を制約できることを示唆しています。データを一致させるには、モデルに不確実性を組み込むことが必要です。最も重要なことは、10-15%を超える太陽中心距離の不確実性は、バーの形状と$v_R$四重極パターンの形態を歪め、太陽-銀河中心線に対する見かけの角度を減少させることである。\GaiaDR3$v_R(x,y)$フィールドとの優れた一致は、バーの長さR_b~3.6kpcのシミュレーションで見つかりました。我々は、このデータは、中程度の強度の内部ディスク螺旋構造(A_2/A_0~0.25)の場合、~3kpcという短いMWバー、または、スパイラルアームがは非常に弱く(A_2/A_0~0.1)、スパイラルアームから切断されつつある可能性が最も高くなります。バーの角度と距離の不確実性も同様に、モデルとデータ間の一致に影響を与える可能性があることを示します。バーの角度が小さいほど(30度ではなく20度)、観測結果を説明するために必要な距離の不確実性は小さくなります(30%ではなく20%)。我々のモデルの表面密度分布のフーリエ成分は、MWが太陽半径内に強いm=1および/またはm=3の螺旋を持たないことを示唆しています。
[\ion{O}{III}]\,$\lambda$5007 の極赤色クエーサー (ERQ) の発光はコンパクト
| Title |
[\ion{O}{III}]\,$\lambda$5007_emissions_in_extremely_red_quasars_(ERQs)_are_compact |
| Authors |
Marie_Wingyee_Lau,_Serena_Perrotta,_Fred_Hamann,_Jarred_Gillette,_David_S._N._Rupke,_Andrey_Vayner,_Nadia_L._Zakamska,_Dominika_Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03917 |
「極赤色クエーサー」（ERQ）は、静止系紫外から中赤外までの極度に赤い色によって選ばれた、宇宙正午における非電波選択の本質的に発光するクェーサー集団である。ERQは、速度$>$6000\,km\,s$^{-1}$に達する非常に広範囲で青方偏移した[\ion{O}{III}]\,$\lambda$5007放出と独特に関連付けられています。Keck/OSIRISとGemini/NIFSを使用して、ボロメータ光度(10$^{47.0}$\textendash10$^{47.9}$)\,erg\の10個のERQのサンプルのレーザー誘導補償光学積分場分光観測を取得しました。,s$^{-1}$($z\sim$~(2.3\textendash3.0))。目標は、[\ion{O}{III}]発光領域のサイズと空間分解能を測定することです。表面輝度マップと開口抽出スペクトルを研究し、点像分布関数をモデル化します。私たちは連続排出量から合併活動の兆候を特定します。二峰性で物理的に異なる[\ion{O}{III}]運動学成分を特定し、それぞれ速度分散$\gtrsim$250\,km\,s$^{-1}$と動的に静止した星間のERQ駆動の流出を追跡します。メディア。ERQ駆動のイオン化流出は通常$\sim$1\,kpcスケールであるのに対し、静止したイオン化ガスは数kpcに及ぶことがわかりました。他の明るいクェーサーと比較して、非常に高速なERQ駆動の[\ion{O}{III}]アウトフローはよりコンパクトになる傾向があり、ERQがクエーサー/銀河進化の若い段階にあり、独特の物理的条件を持つ系を表しているという考えを裏付けています。他のクエーサー集団との方向の違いを超えて。ERQの運動学的に静止した[\ion{O}{III}]放射は、空間的に分解される傾向がありますが、他の明るいクェーサーよりも広がりが少なく、これは全球的で斑状の塵の遮蔽によって説明できます。電離円錐のヒントは、不明瞭の一部がまだらなトーラスによって部分的に説明できることを示唆しています。
アルマ望遠鏡による初期段階の 70 m の暗黒高質量塊 (ASHES) の調査。 X: 高温ガスが深く埋め込まれた星形成を明らかにする
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_{\mu}m_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._X:_Hot_Gas_Reveals_Deeply_Embedded_Star_Formation |
| Authors |
Natsuko_Izumi,_Patricio_Sanhueza,_Patrick_M._Koch,_Xing_Lu,_Shanghuo_Li,_Giovanni_Sabatini,_Fernando_A._Olguin,_Qizhou_Zhang,_Fumitaka_Nakamura,_Ken'ichi_Tatematsu,_Kaho_Morii,_Takeshi_Sakai,_Daniel_Tafoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03935 |
大質量赤外暗雲(IRDC)は、大質量星形成の初期段階のホストであると考えられています。特に、70$\mu$mのダークIRDCは、より低温でより静止した雲です。ホルムアルデヒド(H2CO)放出を使用した約5000天文単位のスケールで、初期段階の70$\μ$mの暗い高質量塊(ASHES)のパイロットアルマ探査から得られた12個のIRDCの高密度コアの運動温度を調べます。1.3mmの塵連続体やC18Oや重水素化種などの他の分子線と比較すると、H2COは星形成の初期段階で予想される静止ガスではなく、主に低速流出成分に敏感であることがわかりました。これらの成分の運動温度は26～300Kの範囲にあります。マッハ数は約15に達し、平均値は約4であり、H2COによって追跡されるガスの速度分布が超音速の非熱成分によって大きく影響されることを示唆しています。さらに、高い励起温度（Eu/k~100K）を必要とする14個の原始星核のHC3NとOCSからの暖かい線放射を検出しました。これらの結果は、ASHESフィールドに埋め込まれたコアの一部が、70$\μ$mのダークIRDCでは以前は予想外だった高度な進化段階にあることを示しています。
圧縮モードの制御: バルク粘度と乱流ダイナモ
| Title |
Taking_control_of_compressible_modes:_bulk_viscosity_and_the_turbulent_dynamo |
| Authors |
James_R._Beattie_and_Christoph_Federrath_and_Neco_Kriel_and_Justin_Kin_Jun_Hew_and_Amitava_Bhattacharjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03984 |
多くの多原子天体物理プラズマは圧縮性であり、化学平衡および熱平衡から外れていますが、ストークスの仮説により、これらの系における圧縮モードの減衰を慎重に制御する手段はほとんど無視されてきました。これは、圧縮の影響を受けやすいことが知られている小規模の乱流ダイナモプロセスにとって特に重要です。圧縮モードの粘性特性を制御するために、バルク粘度$\nu_{\rmBulk}$を追加して超音速の粘抵抗ダイナモシミュレーションを実行し、新しい$\nu_{\rmBulk}$レイノルズ数$\rmを導き出します。{Re}_{\rmバルク}$、および粘性プラントル数$\rm{P}\nu\equiv\rm{Re}_{\rmバルク}/\rm{Re}_{\rmせん断}$、ここで、$\rm{Re}_{\rmshear}$はせん断粘度レイノルズ数です。$10^{-3}\leq\rm{P}\nu\leq\infty$について、積分エネルギー比とスペクトルエネルギー比、成長率、磁気$など、ダイナモ問題に重要な幅広い統計を調査します。E_{\rmmag}(k)$と運動$E_{\rmkin}(k)$エネルギースペクトル。$\nabla\otimes\mathbf{v}$の直交テンソル分解を介して、$E_{\rmmag}$成長率を非圧縮性項と圧縮性項に分解するための一般的なフレームワークを導出します。ここで、$\mathbf{v}$は流体です速度。私たちは、圧縮性モードが$E_{\rmmag}$の成長と減衰という二重の役割を果たすこと、また超音速ダイナモであっても力線の伸縮が成長の主な原動力であることを発見しました。$\nu_{\rmBulk}$が存在しない場合、圧縮可能なモードが小規模に積み重なり、明らかなスペクトルのボトルネックが形成されますが、$\rm{P}\nu\about1$でこのボトルネックはなくなります。$\rm{P}\nu$が減少するにつれて、圧縮性モードはますます大きなスケールで消散し、次に粘性演算子の間の結合を通じて非圧縮性モードが抑制されます。私たちは、圧縮性天体物理プラズマにおける$\nu_{\rmBulk}$の役割をさらに理解することの重要性を強調します。
EDGE-CALIFA 調査: グリーンバレー全体の分子ガスと星形成活動
| Title |
The_EDGE-CALIFA_survey:_Molecular_Gas_and_Star_Formation_Activity_Across_the_Green_Valley |
| Authors |
Vicente_Villanueva,_Alberto_D._Bolatto,_Stuart_N._Vogel,_Tony_Wong,_Adam_K._Leroy,_Sebastian_F._Sanchez,_Rebecca_C._Levy,_Erik_Rosolowsky,_Dario_Colombo,_Veselina_Kalinova,_Serena_Cronin,_Peter_Teuben,_Monica_Rubio,_Zein_Bazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03995 |
我々は、銀河進化のための銀河系外データベースであるACAEDGE調査の一部として、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波コンパクトアレイからのデータを使用した、60の局所銀河の$^{12}$CO($J$=2-1)調査を紹介する。これらの銀河はすべて、CALIFA調査による積分場分光法を備えています。他の局所銀河調査と比較して、ACAEDGEはCOの明るさと形態学的タイプに基づく選択効果を軽減するように設計されています。ACAEDGEにある60個の銀河のうち、36個は星形成の主系列上にあり、13個は赤色系列上にあり、11個はこれらの系列の間の「緑の谷」遷移にあります。単位分子ガス質量あたりの形成速度(SFR)、SFE$_{\rmmol}=$SFR/$M_{\rmmol}$、および恒星質量を持つ銀河の関連量$10\leq$log[$M_\star/$M$_\odot$]$\leq11.5$は形態学的タイプの全範囲をカバーしており、分子対恒星の質量分率($R^{\rmmol}_{\star)の体系的な減少が観察されます。}$)星形成活動のレベルが低下するにつれて、グリーンバレー銀河のSFE$_{\rmmol}$も主系列の銀河よりも低くなります。平均すると、空間的に分解されたSFE$_{\rmmol}$が高いことがわかります。一定のCOからH$_2$への変換係数$\alpha_{\rmCO}$を採用すると、グリーンバレー銀河のバルジ領域内の}$は主系列銀河のバルジ領域よりも低くなります。配列銀河は銀河中心半径がほぼ一定のままですが、緑の谷銀河ではSFE$_{\rmmol}$、$R^{\rmmol}_{\star}$、および特定の星形成速度が体系的に増加していることがわかります。半径が増加するsSFR。私たちの結果は、ガスの枯渇（または除去）が緑の谷を通過する銀河における星形成消失の最も重要な要因であるように見えるが、この段階では星形成効率の低下も必要であることを示唆しています。
$M_{\rm bh}$-$M_{\rm *,sph}$ 図における具体的な星形成速度と sSFR-$M_{\rm *}$ 図における銀河の進化経路
| Title |
Specific_star_formation_rates_in_the_$M_{\rm_bh}$-$M_{\rm_*,sph}$_diagram_and_the_evolutionary_pathways_of_galaxies_across_the_sSFR-$M_{\rm_*}$_diagram |
| Authors |
Alister_W._Graham,_T.H._Jarrett,_M.E._Cluver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03999 |
バルジと全恒星の質量比、または、BH対(全恒星)の質量比によって追跡されるブラックホール(BH)からのフィードバックによって、銀河の特定の星形成速度(sSFR)が確立される可能性があることが示唆されています。私たちは、銀河の形成履歴、特に降着と合体を反映する銀河の形態が、sSFRのはるかに優れた決定要因であることを明らかにしました。したがって、主にBHフィードバック処方またはバルジ制御された円盤断片化を通じてsSFRを制御する銀河形成モデルは、銀河の形態を確立する獲得と合体を考慮していることを提案します。さらに、現在の($z\sim0$)星形成速度に関していくつかの新しい観測を行っています。(i)星形成がほとんどまたはまったくない銀河には、広範囲にわたる星の質量を持つ膨らみがあります。バルジ質量は、「星形成主系列」の有無を決定するものではありません。(ii)(湿性合体)で構築された塵の多いS0銀河は、「赤い系列」上の楕円銀河と青い星形成主系列上の渦巻銀河の間を架橋する「緑の谷」集団である。(iii)塵の少ないS0銀河は、星形成の主系列にも「緑の谷」にもありません。代わりに、彼らはガスの降着や小規模な合体が渦巻銀河に変化するのをフィールドで待ちます。中赤外サンプルの選択では、これらの(原始的な)塵含有率が低く、恒星の光度が低いS0銀河を見逃す可能性があります。最後に、銀河の形態進化を追跡する、以前はトライアンガルと呼ばれていた、準三角形の形をした銀河集合列の外観が、sSFR(恒星質量)図で明らかになりました。
3
高赤方偏移銀河の観測データは、特にジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の運用以来、ますます豊富になり、高赤方偏移における銀河形成モデルの検証と最適化が可能になりました。この研究では、よく開発された半解析銀河形成カタログを使用して、$3<z<6$における大質量銀河の合体の歴史を調査します。主要合併率は赤方偏移が3まで増加し、その後は平坦になることがわかります。2つの合体銀河の冷たいガスの質量の合計が恒星の質量の合計よりも大きくなる湿性合体の割合も、$z=0$の$\sim$34\%から96\%に増加します。$z=3$。興味深いことに、ほとんどすべての主要な合併は$z>3$でウェットです。これは、$z>3$での冷たいガスの割合が高い($>50\%$)ことに起因すると考えられます。さらに、大質量ガスに富んだ大合体系や極度に高密度の原始銀河団など、$3<z<6$における大質量合体銀河のいくつかの特殊な系を研究し、超大質量ブラックホールと暗黒物質ハローの質量関係と二重関係を調査します。AGN。銀河形成モデルは観測された大質量銀河の出現率を再現しているが、$z\sim6$における超大質量ブラックホール質量と暗黒物質ハロー質量との関係を再現できていないことが判明した。後者では、観測的に超大質量ブラックホールの質量をより慎重に推定する必要があります。そうでない場合、高い赤方偏移での超大質量ブラックホールの成長のモデリングの修正が示唆される可能性があります。
おとめ座のエッジオン後期型銀河の高温ガスコロナに対する X 線の制約
| Title |
X-Ray_Constraints_on_the_Hot_Gaseous_Corona_of_Edge-on_Late-type_Galaxies_in_Virgo |
| Authors |
Meicun_Hou,_Lin_He,_Zhensong_Hu,_Zhiyuan_Li,_Christine_Jones,_William_Forman,_Yuanyuan_Su,_Jing_Wang,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04050 |
私たちは、アーカイブされたチャンドラ観測に基づいて、おとめ座銀河団に存在する後期型銀河(LTG)の周囲にある推定上の高温ガスコロナに関する系統的な研究を発表します。私たちのサンプルは、星形成速度(SFR)の範囲が($0.2-3\rm~M_\odot~yr^{-1}$)、星の質量($M_*$)の範囲を表す21個のほぼエッジオン銀河で構成されています。$(0.2-10)\times10^{10}\rm~M_{\odot}$であり、その大部分はこれまで高感度X線観測では調査されていません。顕著な面外拡散X線(0.5～2keV)放射が3つのLTGのみで検出されており、これらの銀河はSFRが最も高い3つの銀河でもあります。残りの銀河については個別に検出せずにスタッキング解析を実行し、SFR、恒星質量、または特定のSFRに基づいてサンプル全体を2つのサブセットに分割します。高SFRビンのみが有意な検出をもたらし、その値は銀河あたり$L\rm_X\sim3\times10^{38}\rm~erg~s^{-1}$になります。おとめ座LTGの積み重なった面外X線信号は、野外で高度に傾斜した円盤銀河間で見られる経験的な$L\rm_X-SFR$および$L\rm_X-M_*$関係と一致していますが、系統的にはそれよりも低いように見えます。Illustris-TNG100シミュレーションから特定された、シミュレートされたクラスター星形成銀河の比較サンプルのサンプル。サンプリングされたおとめ座LTGの高温ガスコロナの見かけの不足は、高温のクラスター内媒体と、より短い時間スケールで作用する円盤内の星形成活動によって及ぼされるラム圧力ストリッピングの長期にわたる影響の最終的な結果として理解されるかもしれません。銀河団の高温ガス含有量の制御における環境効果の役割をより深く理解することで、大きな銀河サンプルに対する高感度のX線観測が可能になります。
原始ブラックホールが最初の星や銀河の形成に与える影響
最近の重力波(GW)による連星ブラックホール(BH)合体と確率的GWバックグラウンドの観測は、恒星質量($\sim10-100\\rmM_\odot$)内の原始ブラックホール(PBH)に対する新たな関心を引き起こしました。)と超大質量体制($\sim10^7-10^{11}\\rmM_\odot$)です。このような観測を説明するには、PBHの形をした暗黒物質(DM)のほんの一部($\lesssim1\%$)だけが必要ですが、これらのPBHは初期の構造/星/銀河の形成において重要な役割を果たしている可能性があります。この章では、半解析解析と宇宙論的シミュレーションを組み合わせて、PBHの2つの(競合する)効果、つまり構造形成の加速とBHによるガス加熱を考慮して、最初の星と銀河の形成に対するPBHの影響の可能性を探ります。降着フィードバック。私たちは、恒星質量のPBHが原始星形成に及ぼす影響（既存の観測上の制約によって許容される）はおそらく軽微である可能性が高いが、それらは最初の星形成のハロー/雲の特性を変化させ、潜在的に大質量BHの形成を引き起こす可能性があることを発見しました。一方、超大質量PBHは、最近の観測で明らかに過剰な質量銀河が存在することを説明できる大質量構造の種として機能する。私たちの暫定的なモデルと結果は、初期の星/銀河/構造形成に対するPBHの影響と高赤方偏移観測におけるそれらの痕跡をより良く理解するために、PBH、粒子DM、およびバリオンの間の相互作用のモデリングを改善した将来の研究を必要としています。
NGC1087 の隠された棒状構造の解明: MUSE/VLT、ALMA、JWST を使用した運動学的および測光的証拠
| Title |
Unveiling_a_hidden_bar-like_structure_in_NGC1087:_kinematic_and_photometric_evidence_using_MUSE/VLT,_ALMA_and_JWST |
| Authors |
Carlos_L\'opez-Cob\'a,_Lihwai_Lin,_Sebasti\'an_F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04098 |
我々は、JWST近赤外線カメラ{(NIRCam)}を使用して、NGC\,1087のかすかな非軸対称構造を報告します。これに関連する運動学的対応物は、星の速度マップ\ha~とCO~$の楕円形の歪みとして観察されます。J=2\rightarrow1$速度フィールド。この構造は、MUSE光連続体画像では明らかではありませんが、それぞれ$2\mu$mと$3\mu$mのF200WおよびF300Mバンドフィルターを使用した近赤外でのみ明らかになります。この構造は、その伸長により恒星棒に似ていますが、従来の恒星棒とは顕著な違いがあります。近赤外放射の大部分は$6\arcsec~\sim500$~pc内に集中しており、最大拡張範囲は1.2~kpcです。大規模な非円運動の空間的広がりは棒と一致しており、これは間違いなくNGC\,1087のポテンシャルに非軸対称の摂動が存在することを裏付けています。楕円形の歪みは、\haよりもCOの方が動的に冷たい性質があるため強調されます。私たちは、星相、イオン化相、分子相を含むすべての相の運動学が、二対称摂動を含むモデルによって同時に記述できることを発見しました。しかし、棒の長軸に沿ったガスの流入モデルもあり得ることがわかりました。さらに、関連する分子量流入速度は、棒内で観察される星形成速度を説明することができます。これは、棒がガスを輸送し、星形成を引き起こすためのメカニズムであるという考えを強化します。この研究は、これまでで最も洗練されたデータを使用して、銀河の非軸対称性の理解に貢献します。
Dark Sage: 多次元構造と最小限の自由パラメータを備えた次世代の半解析的銀河進化
| Title |
Dark_Sage:_Next-generation_semi-analytic_galaxy_evolution_with_multidimensional_structure_and_minimal_free_parameters |
| Authors |
Adam_R._H._Stevens,_Manodeep_Sinha,_Alexander_Rohl,_Mawson_W._Sammons,_Boryana_Hadzhiyska,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04137 |
5年以上の開発を経て、この種のモデルの常識を打ち破る銀河形成の半解析モデル(SAM)であるDarkSageの新バージョンを発表します。主な変更点には、エネルギー節約に由来する恒星フィードバックの徹底的な処理が含まれており、局所的なスケールで動作し、ガスに瞬間的ではなく時間の経過とともに徐々に影響を及ぼし、各銀河の質量負荷係数を予測します。これは銀河系にとって初めてのことです。サム。解析された銀河の角運動量構造モデルに基づいて、恒星円盤の加熱を検討し、半径方向と垂直方向の両方の円盤構造の予測を提供します。これは、別のSAMが初めてです。私たちは、各環における星の年齢の分布を追跡することによって、恒星円盤にさらなる次元を加えます。各年輪-年齢ビンには、モデル内で進化した独自の速度分散と金属性があります。これにより、DarkSageは、以前は流体力学シミュレーションのみが可能であった銀河の構造予測を行うことができます。MillenniumTNGスイートの最高解像度の重力のみのシミュレーションのマージツリー上で実行されるモデルを示します。他のSAMに比べてさらに複雑であるにも関わらず、DarkSageには3つの自由パラメータしかなく、SAMの中で最も少なく、粒子群を使用して宇宙の星形成履歴と$z=0$恒星およびHIの質量関数に対してのみ校正されます。最適化手法。CとPythonで書かれたDarkSageコードベースは、https://github.com/arhstevens/DarkSageで公開されています。
$z=5.66$の強いLy$\alpha$エミッタのJWST NIRSpecによるLy$\alpha$不検出はMUSEによって確認
| Title |
The_Ly$\alpha$_non-detection_by_JWST_NIRSpec_of_a_strong_Ly$\alpha$_emitter_at_$z=5.66$_confirmed_by_MUSE |
| Authors |
Haochen_Jiang,_Xin_Wang,_Cheng_Cheng,_Xu_Kong,_QianQiao_Zhou,_Xiao-Lei_Meng,_Xianlong_He,_Tucker_Jones,_Kristan_Boyett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04151 |
赤方偏移が5を超える銀河におけるライマン$\alpha$($\rmLy\alpha$)放射の検出は、宇宙の再電離タイムラインを制約するために最も重要ですが、そのような検出は通常スリット分光法に基づいています。ここでは、$\rmLy\alpha$脱出率($f_{\rmesc}^{\mathrm{Ly\alpha}}$)の推定値にスリットの配置によって引き起こされる重大なバイアスを、銀河(と呼ばれる)を提示することによって調査します。A2744-z6Lya)$z=5.66$で、その深いJWSTNIRSpecプリズム分光法は、MUSEデータで検出された強い$\rmLy\alpha$放射を完全に見逃しています。A2744-z6Lyaは$\beta=-2.574_{-0.008}^{+0.008}$という極めて急峻なスペクトル勾配を持つ顕著なUV連続体を示し、$\mathrm{\sim10^{8.82}の恒星質量を持っています。~M_\odot}$、星形成速度は$\mathrm{\sim8.35~M_\odotyr^{-1}}$、気相金属量は$\mathrm{12+log\,(O/H)\sim7.88}$.MUSE分光法で観測されたLy$\alpha$のフラックスとレストフレーム相当幅は、$1.2\times\rm10^{-16}erg~s^{-1}cm^{-2}$と75\rです。{A}、$f_{\rmesc}^{\mathrm{Ly\alpha}}=78\pm4\%$に相当します。ただし、JWSTNIRSpecからはLy$\alpha$が検出されないため、MUSEから得られた上限とはまったく対照的に、5-$\sigma$の上限は$<13\%$になります。この偏りの理由を探るため、JWSTNIRCamイメージングデータを使用してA2744-z6Lyaの空間分解恒星集団解析を実行し、SFR、塵の消滅、および中性水素柱密度の2次元マップを構築しました。スリット領域にLy$\alpha$が存在しないのは、おそらく中性水素の共鳴散乱効果と塵の消滅の両方に起因することがわかります。この研究では、極端なケースを詳細に分析することで、特にJWST多重化NIRSpecマイクロシャッターアセンブリを使用する場合に、スリット分光法から$f_{\rmesc}^{\mathrm{Ly\alpha}}$を推論する際の重要な注意点を強調しています。
SAMI -- Fornax Dwarfs 調査 IV。矮小銀河と初期型銀河の星形成史: 完全スペクトルフィッティングからの洞察
| Title |
The_SAMI_--_Fornax_Dwarfs_Survey_IV._Star_Formation_Histories_of_Dwarf_and_Early-Type_Galaxies:_Insights_from_Full_Spectral_Fitting |
| Authors |
J._Romero-G\'omez,_J._A._L._Aguerri,_Reynier_F._Peletier,_Steffen_Mieske,_Glenn_van_de_Ven_and_Jes\'us_Falc\'on-Barroso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04287 |
$10^{4}$<M$_{\star}$/M$_{\odot}$<$10^{12}$の範囲をカバーする銀河の星形成履歴(SFH)に関する研究を紹介します。完全なスペクトルフィッティングアルゴリズム。私たちのサンプルは、SAMI-FornaxSurveyからの$10^{7}$-$10^{9.5}M_{\odot}$の恒星質量を持つ31個の矮小銀河、ATLAS$^{3D}$プロジェクトからの初期型銀河で構成されています。恒星の質量は$10^{10}$-$10^{12}M_{\odot}$、アンドロメダと天の川の衛星である矮小銀河は$10^{4}$<M$_{\star}$/M$_{\odot}$<$10^{8}$。$10^{7}$-$10^{8}M_{\odot}$の銀河は星形成率(SFR)が最も小さく、質量が上下するにつれてSFRが増加することがわかりました。この意味で、一部の$10^{5}M_{\odot}$銀河は、$10^{12}M_{\odot}$銀河に匹敵する累積SFHを持つことがわかります。私たちの研究は、巨大銀河の進化は主にその内部特性によって支配されており、時間スケールは環境上の場所には依存しないことを示しています。対照的に、$10^{8}M_{\odot}$未満の矮小銀河は、銀河団の内部領域など、現在の質量の50%が集合する前に銀河が激しく消光する高密度環境で大きな影響を受ける可能性があります。。現在、星の質量が$10^{7}$～$10^{9}M_{\odot}$の矮星だけが活発に星を形成している一方、それほど質量の小さい銀河はほとんどの銀河が放出されているため、環境の影響を受けないようであることがわかりました。進化の初期段階でのガスの状態。私たちの研究は、これまでの研究から銀河進化における約10^{8}-10^{9}M_{\odot}ドルの臨界閾値を強調し、裏付けており、環境の影響を最小限に抑えたより大質量の銀河と、環境によって消光されたそれほど重くない銀河を区別している。。
MIGHTEE調査によるz=0.7092 OHメガメーザーの発見
| Title |
The_discovery_of_a_z=0.7092_OH_megamaser_with_the_MIGHTEE_survey |
| Authors |
Matt_J._Jarvis,_Ian_Heywood,_Sophie_M._Jewell,_Roger_P._Deane,_H.-R._Kl\"ockner,_Anastasia_A._Ponomareva,_Natasha_Maddox,_Andrew_J._Baker,_Alessandro_Bianchetti,_Kelley_M._Hess,_Hayley_Roberts,_Giulia_Rodighiero,_Ilaria_Ruffa,_Francesco_Sinigaglia,_R.G._Varadaraj,_I.H._Whittam,_Elizabeth_A.K._Adams,_Maarten_Baes,_Eric_J._Murphy,_Hengxing_Pan,_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04345 |
我々は、MeerKAT国際ギガヘルツ段階的銀河系外探査(MIGHTEE)調査のデータを使用して、本線で観測される最も遠いOHメガメーザーの発見を紹介します。新たに測定された$z=0.7092$の赤方偏移では、システムは1665MHz($L\約2500$L$_{\odot}$)と1667MHz($L\約4.5\times10^4)の両方で強い放射を示します。$L$_{\odot}$)遷移には、狭いコンポーネントと広いコンポーネントの両方があります。このブロードラインは、体速度に対する速度$v\sim330$kms$^{-1}$の1667MHz遷移の高速分散成分と解釈します。母銀河の星の質量は$M_{\star}=2.95\times10^{10}$M$_{\odot}$、星形成速度はSFR=371M$_{\odot}$です。yr$^{-1}$は、この赤方偏移における星形成銀河の主系列よりも$\sim1.5$dex上に位置しており、超高輝度赤外線銀河として分類できます。潮汐尾の証拠を示す光学画像データと併せて、このことは、OHメガメーザーが現在合体中の系から生じ、星形成を刺激し、OH分子を飽和までポンピングするのに必要な条件を提供していることを示唆している。OHMは$\sim2.5$の倍率でレンズ化されている可能性が高く、メーザー発光領域がコンパクトで主銀河の光の重心に対して適切にオフセットされている場合はおそらくそれ以上になるでしょう。この発見は、新世代の電波干渉計によるスペクトル線マッピングが、銀河の宇宙合体の歴史に関する重要な情報を提供する可能性があることを示しています。
フレームエックス。 V. AGN の中央サブパーセク領域における電波スペクトルの形状
| Title |
FRAMEx._V._Radio_Spectral_Shape_at_Central_Sub-parsec_Region_of_AGNs |
| Authors |
Onic_I._Shuvo,_Megan_C._Johnson,_Nathan_J._Secrest,_Mario_Gliozzi,_Phillip_J._Cigan,_Travis_C._Fischer_and_Alexander_J._Van_Der_Horst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04452 |
非常に長いベースラインアレイ(VLBA)の多周波数(1.6、4.4、8.6、22GHz)、高感度(~25マイクロジュールビーム^-1)、サブパーセクスケール(<1pc)の観測結果を示します。12個の局所活動銀河核(AGN)のサンプルのスペクトルエネルギー分布(SED)。これは、10^42ergs^-1を超える硬X線(14～195keV)の光度を持つ以前の体積完全サンプルのサブセットです。40Mpcの距離まで。ここで紹介した12個のソースはすべてC(4.4GHz)およびX(8.6GHz)バンドで検出され、75%がLバンド(1.6GHz)、50%がKバンド(22GHz)で検出されました。ほとんどのソースは、拡張されたアウトフローのような特徴を持ついくつかを除いて、コンパクトで分解された/わずかに分解された中心サブパーセクスケールの電波形態を示しました。いくつかの発生源には、デュアルコア、片面または両面ジェット、または近くのISMとの相互作用から生じる電波放射などのより複雑な特徴の存在を示す可能性のある追加の要素があります。スペクトルの傾きは、ほとんどがGHzのピークまたは曲線であり、急峻な、平坦な、または反転したスペクトルを示すものはいくつかあります。我々は、サブパーセクスケールでは、GHzピークのスペクトルが、降着量が少なく、電波の音量が大きいAGNに属し、強力な流出、おそらく小規模のジェット、および/またはコロナ起源を持つ傾向があることを発見しました。対照的に、平坦/反転スペクトルは、高度に降着するAGNの中心領域からのコンパクトな電波放射を示唆しており、おそらくブラックホール付近で風/衝撃や核星形成を引き起こす電波の静かなAGNと関連していると考えられます。
波長の関数としてのバーの特性: 高赤方偏移研究のための S4G を使用したローカル ベースライン
| Title |
Bar_Properties_as_a_Function_of_Wavelength:_A_Local_Baseline_with_S4G_for_High-Redshift_Studies |
| Authors |
Kar\'in_Men\'endez-Delmestre,_Thiago_S._Gon\c{c}alves,_Kartik_Sheth,_Tom\'as_D\"uringer_Jacques_de_Lima,_Taehyun_Kim,_Dimitri_A._Gadotti,_Eva_Schinnerer,_E._Athanassoula,_Albert_Bosma,_Debra_Meloy_Elmegreen,_Johan_H._Knapen,_Rubens_E._G._Machado_and_Heikki_Salo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04545 |
バーの赤方偏移の進化は、円盤銀河の動的な成熟を示す重要な道しるべです。バンドシフト効果から安全に固有の進化を特徴付けるには、バーの特性が波長の関数として局所的にどのように変化するかを測定する必要があります。私たちは、SpitzerSurveyofStellarStructureinGalaxies(S4G)から、近くの16個の銀河の棒の性質を紫外、光学、中赤外の波長帯で調査します。楕円等光線を2次元光分布に当てはめた楕円率と位置角度プロファイルに基づいて、バーの長さと楕円率(後者はバーの強度の代用としてよく使用されます)の両方が、より青い波長帯で増加することがわかります。Bバンドでは、バーが3.6umよりも9%長くなります。楕円率は通常、Bバンドで8%増加し、かなりの部分(>40%)で最大35%の増加が見られます。バーの長さの増加は、バーの端にある星形の結び目の存在によるものであると考えられます。これらの領域は、より青いバンドで明るくなり、バーの特徴がさらに外側に伸びています。バーの楕円率の増加は、見かけの膨らみサイズによって引き起こされる可能性があります。膨らみは、より青いバンドでは目立たなくなり、バー領域内の楕円をより薄くすることができます。あるいは、バーに関連する若い恒星集団が原因である可能性もあります。その結果、バーは青い波長帯でより長く細く見えます。これは、バンドシフト効果が重要であり、赤方偏移によるバーの特性の固有の変化を確実に測定するには、高赤方偏移の研究で補正する必要があることを示しています。
高速ニュートリノフレーバー変換を混乱させる
核崩壊超新星やコンパクト連星合体などの高密度の天体物理的発生源におけるニュートリノのフレーバー進化は、ニュートリノ同士のコヒーレントな前方散乱により非線形です。これに関連した最近の研究では、フレーバーの等分割が高速フレーバー変換の一般的なフレーバーの結果となり得るかどうかを解明することに取り組んできました。私たちは、2つのシミュレーション設定でニュートリノ場にランダムな摂動を注入するフレーバー変換物理を調査します。1.背景媒体によるニュートリノの非前方散乱とニュートリノ移流のおかげで角度分布が動的に進化する、周期的な境界のない球対称のシミュレーションシェル;2.先験的に定義されたニュートリノの角度分布とニュートリノ移流を備えた周期的シミュレーションシェル。正確な初期フレーバー構成や摂動の種類とは無関係に、一般にフレーバーの均等分配は周期的な境界を持つシステム内で達成されることがわかりました。この場合、摂動はフレーバー構造のより小さなスケールへの拡散を助けます。ただし、周期境界のないシミュレーションシェルでは、フレーバーの均等分配は一般的な結果ではありません。この場合、ニュートリノ場に摂動を引き起こす不均一性がフレーバーの進化に影響を与えますが、フレーバー波の拡散は促進されません。この研究は、高速フレーバー変換物理学の探求におけるシミュレーション境界条件の選択の重要性を強調しています。
2019azh での潮汐破壊イベントにおける光曲線構造とアルファ線の形成
| Title |
Light-Curve_Structure_and_Halpha_Line_Formation_in_the_Tidal_Disruption_Event_AT_2019azh |
| Authors |
Sara_Faris,_Iair_Arcavi,_Lydia_Makrygianni,_Daichi_Hiramatsu,_Giacomo_Terreran,_Joseph_Farah,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_K._Azalee_Bostroem,_Wiam_Abojanb,_Marco_C._Lam,_Lina_Tomasella,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko,_K._Decker_French,_Peter_Clark,_Or_Graur,_Giorgos_Leloudas,_Mariusz_Gromadzki,_Joseph_P._Anderson,_Matt_Nicholl,_Claudia_P._Gutierrez,_Erkki_Kankare,_Cosimo_Inserra,_Luis_Galbany,_Thomas_Reynolds,_Seppo_Mattila,_Teppo_Heikkila,_Yanan_Wang,_Francesca_Onori,_Thomas_Wevers,_Panos_Charalampopoulos,_Joel_Johansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03842 |
AT2019azhは、これまでに利用可能な最も広範な紫外線および光学データセットの1つを備えたH+He潮汐破壊イベント(TDE)です。我々は、この現象の数週間前からgバンドのピーク輝度の約2年後までのこの現象の測光および分光観測を提示し、公開されている測光データと組み合わせます。この広範なデータセットは、TDEの光度曲線の傾きの変化と上昇光度曲線の隆起を初めて明らかにし、ピーク前の光度曲線に寄与する複数の主要な発光メカニズムを示している可能性があります。さらに、以前のTDEで見られた、より赤い発光のピークがより青い発光のピークよりも遅いという関係を確認します。AT2019azhのピーク後の光量曲線は、標準的なt^{-5/3}(実際には任意の)べき乗則の減少よりも、指数関数的な減少によってより適切に説明されます。ピーク光度付近で中赤外過剰の可能性があることがわかりましたが、その原因を特定することはできません。さらに、我々は、アルファ輝線の進化の最も初期の測定結果を提供し、Vバンドの光度曲線のピークとアルファ光度のピークの間に重大な時間遅延がないことを発見しました。これらの結果は、TDEラインの形成と放出メカニズム全般の将来のモデルを制約するために使用できます。ここで観察された特性がTDE間で共通しているかどうかを判断するには、TDEのピーク前の1～2日のリズムをさらに観察する必要があります。さらに重要なことは、TDEの放出物理学を理解するためにこのような観測結果を十分に活用するには、詳細な放出モデルが必要であるということです。
マイクロバーストは、磁気圏における電子損失の重大な原因であると考えられている、凝結電子束の短期間の増強です。マイクロバーストは、跳ね返る電子パケットの形で観察されており、マイクロバーストの特性と損失プロセスとしてのその重要性を研究するまたとない機会を提供します。我々は、1994年から2004年までSAMPEXのHILT装置によって観察されたバウンスマイクロバーストのコレクションを紹介します。LとMLTでバウンスマイクロバーストの位置を分析し、それらが全体として相対論的マイクロバーストの特性とよく一致していることを発見しました。SAMPEXによって観測されたバウンスマイクロバーストの大部分は、観測点で30km、赤道にマッピングすると約1500kmのスケールサイズを持つことがわかりました。これらのバウンスマイクロバーストのピーク間の時間間隔は、通常、バウンス周期の半分か、またはバウンス期間全体。
ブラックホールの天体物理学的個体群の物理モデル: 重力波源の質量分布の隆起への応用
| Title |
Physical_Models_for_the_Astrophysical_Population_of_Black_Holes:_Application_to_the_Bump_in_the_Mass_Distribution_of_Gravitational_Wave_Sources |
| Authors |
Jacob_Golomb,_Maximiliano_Isi,_Will_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03973 |
連星ブラックホールの重力波観測により、ブラックホールの質量分布における予想外の構造が明らかになりました。質量分布に関するこれまでの研究では、物理的に動機づけられた現象論的モデルを採用し、そのモデルで許容される質量分布の特徴を直接制御するパラメータを推測し、それらのパラメータに対する制約を物理的動機と関連付けていました。この研究では、根底にある恒星と核崩壊の物理学をパラメータ化し、派生した副産物として残存ブラックホールの分布を取得するモデルを導入する別のアプローチを採用しています。そうすることで、特定のモデルの下でブラックホールの特性の天体物理学的分布を説明するために必要な恒星の物理学を直接制約します。我々はこのアプローチを、観測されたブラックホールの過剰の説明として提案されている脈動対不安定性超新星（PPISN）過程による質量損失の影響を含む、恒星の核の質量と残存ブラックホールの質量の間のマッピングのモデル化に適用します。$\sim35M_\odot$で。PPISNパラメータを説明するために必要な核反応速度に制約を設けると、$\sim35M_\odot$で観察されたピークがPPISNプロセスからの痕跡である可能性は非常に低いと結論付けられます。この手順は、天体物理学的質量分布の基礎となるあらゆる物理プロセスのモデル化に適用できます。コアと残留物の質量関係のパラメータが赤方偏移とともに進化することを可能にすることにより、質量関数における特徴の位置、形状、振幅の相関的で物理的に合理的な変化が可能になります。現在のデータはコアと残留質量の関係における赤方偏移の進展と一致しているが、最終的にはこれらのパラメーターの変化に対して弱い制約しか課していないことがわかりました。
MAD UFO: 永続的な超高速流出を伴う磁気的に逮捕されたディスク
| Title |
MAD_UFOs:_Magnetically_Arrested_Discs_with_persistent_Ultra-Fast_Outflows |
| Authors |
Petra_Sukov\'a,_Michal_Zaja\v{c}ek_and_Vladim\'ir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04149 |
降着ブラックホールの一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションは、降着流が磁場の大規模成分に埋め込まれたトロイダル構造を形成し、その構造が中心ブラックホールの重力半径を超える長さスケールで組織化されることを示唆している。磁場は徐々に増大し、磁気停止ディスク(MAD)が発生し、さらなる付着を減少または抑制します。3DGRMHDシミュレーションでMAD状態で発生する流出を研究します。流出が相対論的速度まで加速され、シミュレーション中に持続する可能性があることを示します。私たちは、MADディスクからの流出の特性を、近軌道で二次軌道を周回することによって打ち上げられたものと比較します。主な違いは、周回天体はよりコヒーレントで準周期的な超高速流出を低速($v<0.5c$)で発射するのに対し、MAD状態(天体なし)で発射される流出は確率的挙動を示し、速度がほぼ一定であることです。低い流出速度と高い流出速度の間の分布、$0.2c<v<0.3c$および$v>0.5c$。
低質量星団アベル2108の新たな謎の電波遺物
| Title |
A_new_enigmatic_radio_relic_in_the_low_mass_cluster_Abell_2108 |
| Authors |
Swarna_Chatterjee,_Majidul_Rahaman,_Abhirup_Datta,_Ruta_Kale,_Surajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04170 |
我々は、星団アベル2108(A2108)の北東周辺で電波遺物が発見されたことを報告します。A2108はuGMRT低質量銀河団調査(GLOMACS)の一部であり、私たちの主な目的は、uGMRTバンド3(中心周波数400MHz)を使用して、非常にまばらに探査された低質量銀河団における拡散電波放射の痕跡を探索することです。画像の感度を向上させるために、uGMRTバンド3データと既存のアーカイブバンド3uGMRTデータを使用しました。以前に報告された南西遺物とともに、この新しい遺物の発見により、A2108は二重遺物が存在する数少ない低質量星団の1つとなりました。新しい遺物は610kpc$\times$310kpcの領域に広がっており、興味深いことに、他の遺物とはサイズと形態が大きく異なります。XMM-Newton科学アーカイブデータを使用して、マッハ数$\mathcal{M}_\mathrm{SB}=1.42$および$\mathcal{M}_\mathrm{T}の軽度の超音速衝撃の暫定的な検出も報告します。=1.43$、この新たに発見された遺物の近くの表面の明るさと温度の不連続からそれぞれ。A2108の両方の遺物は、質量光度面で他の二重遺物システムと比較して著しく光度が低いことがわかります。軸外合体に起因する穏やかな超音速衝撃がそれらの起源に影響を与えた可能性があるが、さらなる局所環境がそれらの形態の形成に重要な役割を果たしたと我々は仮説を立てている。
中性子星合体後のコヒーレント電波フラッシュ
| Title |
A_coherent_radio_flash_following_a_neutron_star_merger |
| Authors |
A._Rowlinson,_I._de_Ruiter,_R.L.C._Starling,_K.M._Rajwade,_A._Hennessy,_R.A.M.J._Wijers,_G.E._Anderson,_M._Mevius,_D._Ruhe,_K._Gourdji,_A.J._van_der_Horst,_S._ter_Veen,_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04237 |
2つの中性子星の合体は、宇宙で最も極端な環境の1つにおける基礎物理学を調査できる例外的なマルチメッセンジャー現象です。短ガンマ線バースト(GRB)として検出された場合と重力波現象として検出された場合の両方で、これらの中性子星合体からの流出とその残骸の物理学を調べるには、多波長の追跡観測が不可欠です。迅速な追跡は、標的を絞った詳細な追跡観察のための位置特定を提供し、理想的には、例えば合併のエネルギー学を制限する距離測定を提供することができる。重要な未解決の問題は、残骸の性質です。その予想される質量と急速な回転により、それはブラックホールか、あるいはおそらく高度に磁化された超大質量の中性子星（マグネター）のいずれかである可能性があります。どちらもGRBに電力を供給できますが、高速で回転するマグネターはさらに、形成後にコヒーレントな無線バーストを放出すると予測されており、高速無線バーストの前駆体のほんの一部を構成する可能性があります。対照的に、ブラックホールは、GRB自体の後にコヒーレントな電波バーストを放出するとは予想されていない。ここでは、LOFARを使用した短いGRB201006Aの迅速な追跡観測を紹介します。バースト後76.6分で、144MHzで5.6$\sigma$の短いコヒーレント無線フラッシュを検出しました。この無線フラッシュはGRBの位置から27秒角のオフセットにあり、測定の不確実性を考慮すると$\sim$0.5%(2.6$\sigma$)の確率で偶然発生します。オフセットにもかかわらず、GRB位置から40秒角以内に無関係なトランジェントが見つかる確率は$<10^{-6}$であることを示し、これがGRB201006Aに対応する無線である可能性が高いと結論付けました。無線フラッシュは暫定的に(2.5$\sigma$)高度に分散していることが示されており、$0.58\pm0.06$の赤方偏移に相当する距離推定が可能であり、これは典型的な短いGRB距離の範囲内にあります。推定距離を使用すると、...
準調和構造を持つ木星のデカメートル電波放射におけるスロードリフトシャドウバーストの起源
| Title |
Origin_of_slow-drift_shadow_bursts_in_Jovian_decameter_radio_emission_with_quasi-harmonic_structure |
| Authors |
V.E._Shaposhnikov_and_V.V._Zaitsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04292 |
準調和構造を持つデカメートル電波放射を背景とした木星の動的スペクトルにおけるゆっくりとしたドリフトシャドウバーストの出現についての説明が提案されている。バックグラウンド電波放射は、ロスコーン型の分布関数を持つホットイオンによって引き起こされ、二重プラズマ共鳴の効果によりイオンサイクロトロン波を発生します。マクスウェル型の分布関数を持つホットイオンの流れがソース領域に注入され、生成イオンの損失円錐を満たし、損失円錐の充填によりイオンサイクロトロン波の発生が中断されます。不安定性が崩れる条件を求め、吸収バーストの発生に必要な注入イオンパラメータの最適値を決定する。
PSR J1048$-$5832のグリッチに関連するパルスプロファイルの変動
| Title |
Pulse_profile_variability_associated_with_the_glitch_of_PSR_J1048$-$5832 |
| Authors |
P._Liu,_J.-P._Yuan,_M.-Y._Ge,_W.-T._Ye,_S.-Q._Zhou,_S.-J._Dang,_Z.-R._Zhou,_E._G\"ugercino\u{g}lu,_W.-H._Wang,_P._Wang,_A._Li,_D._Li,_and_N._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04305 |
PSRJ1048$-$5832(B1046$-$58)は、複数のグリッチイベントを示したベラに似たパルサーです。この研究では、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡とパークス64m電波望遠鏡の両方から取得した、ほぼ16年にわたるタイミングデータを分析します。その結果、このデータセット内で合計5つのグリッチが検出されました。その中で、これまで知られていなかった小さなグリッチがMJD56985(9)(2014年11月24日)で新たに発見され、これはこれまでにこのソースから記録された最小のグリッチでもあります。スピン周波数の増分とその一次導関数は$\Delta\nu\about2.2(3)\times10^{-8}$Hzおよび$\Delta\dot{\nu}\about3(2)\それぞれ10^{-15}$s$^{-2}$を掛けます。5つのグリッチイベントのうち2つが発生した後、特に無線帯域で、積分平均パルスプロファイルの大幅な変化が観察されます。地殻地震を伴う超流体力学によるパルサーの放出特性に対するグリッチの影響と、状態方程式に対する制約について議論します。
小型望遠鏡アレイによるガンマ線バーストの即時光フラッシュの検出
我々は、長いガンマ線バースト（GRB）の即時発光を独立して検出するための観察アプローチを提案します。この目的のために、私たちはラージアレイサーベイテレスコープ(LAST)の可能性を探ります。この小型光学望遠鏡のアレイを使用すると、空の広い領域をスキャンしたり、必要に応じて感度を高めて狭い視野に焦点を合わせたりすることができます。アレイのモジュール性により、望遠鏡の指向方向を高いリズムでシフトすることにより、複数のフィールドの動的スキャンが容易になります。これにより、短時間スケールでのブラインド調査の効果的な空の範囲を大幅に増やすことができます。ガンマ線対応物に関連する事象の場合、貴重な初期データが高エネルギー観測を補うことができます。ガンマ線の関連性とは無関係に、検出は、オーファン残光などのGRBに関連するさまざまな現象を調査するために使用できる可能性があります。汚れた火の玉。そしてジェット機の詰まり。GRBのサンプルとそれぞれの光信号を早い段階でシミュレートします。動的リズムを考慮した後、光曲線は機械学習分類器への入力として与えられ、天体物理学的過渡状態を識別するために使用されます。LAST配列の半分をブラインド検索専用にすると、年間7～11個のGRBを発見できることがわかりました。これは、年間1平方度あたり0.12個の固有イベント発生率に相当します。
PWN 駆動の銀河中心 X 線フィラメント G0.13-0.11: IXPE によるシンクロトロンの性質の証明
| Title |
PWN-powered_Galactic_Center_X-ray_filament_G0.13-0.11:_Proof_of_the_synchrotron_nature_by_IXPE |
| Authors |
Eugene_Churazov,_Ildar_Khabibullin,_Thibault_Barnouin,_Niccol\`o_Bucciantini,_Enrico_Costa,_Laura_Di_Gesu,_Alessandro_Di_Marco,_Riccardo_Ferrazzoli,_William_Forman,_Philip_Kaaret,_Dawoon_E._Kim,_Jeffery_J._Kolodziejczak,_Ralph_Kraft,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Giorgio_Matt,_Michela_Negro,_Roger_W._Romani,_Stefano_Silvestri,_Paolo_Soffitta,_Rashid_Sunyaev,_Jiri_Svoboda,_Alexey_Vikhlinin,_Martin_C._Weisskopf,_Fei_Xie,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_et_al._(61_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04421 |
我々は、銀河中心領域のX線明るい糸/フィラメントG0.13-0.11からのX線偏光の発見を報告する。このフィラメントは、最も可能性が高いパルサー風星雲(PWN)である明るい硬X線源と、拡張され構造化された拡散成分を備えています。IXPEからの偏光信号とチャンドラからのイメージング/分光データを組み合わせると、G0.13-0.11のX線放射は3～6keV帯域で高度に偏光PD=$57(\pm18)$\%であることがわかります。偏光角はPA=$21^\circ(\pm9^\circ)$です。この高い偏光度は、G0.13-0.11からのX線放射の放射光の起源を証明しています。次に、測定された偏光角は、X線放射が銀河中心電波弧の一部である可能性のある一連の非熱無線フィラメントに対してほぼ垂直に偏光していることを意味します。$100\,{\rm\muG}$程度の磁場は、フィラメントに沿って優先的に配列されているようです。上記の場の強度はモデルを自己矛盾なくする基準値ですが、他の結論はモデルにほとんど依存しません。
確率的粒子加速の非線形的側面
乱流磁化プラズマでは、荷電粒子は乱流運動との相互作用を通じて高エネルギーまで加速されます。そうすることで、おそらく乱流カスケードを修正し始める点まで、乱流からエネルギーを引き出します。その後、乱流減衰が加速プロセスに逆反応するため、確率的加速度は非線形領域に入ります。この記事では、この現象と粒子および乱流エネルギースペクトルに対するその影響を調査するための現象学的モデルを開発します。私たちは、非熱粒子エネルギー密度の閾値と、それを超えると逆反応が有効になる特性運動量を指定する基準を決定します。逆反応が始まると、乱流カスケードは長さスケール以下に減衰し、時間の経過とともに増加し続けます。加速された粒子の運動量分布は、$s\sim2$が戻る運動量を超える${\rmd}n/{\rmd}p\proptop^{-s}$の形式のべき乗則に近い形を発展させます。加速された粒子のジャイロ半径が乱流の外側スケールに匹敵する非常に高いエネルギーでは、エネルギースペクトルは短いセグメントにわたって$s\sim1.3-1.5$というさらに厳しいスペクトルを示すことがあります。臨界運動量以下のスペクトルの低エネルギー部分は硬く($s\sim1$以上)、乱流カスケードの減衰領域の残留加速プロセスによって形作られると予想されます。高エネルギーにおける$s\sim2$のこの特徴的なべき乗則の崩れた形状は、さまざまな高エネルギー天体物理学の文脈で現象学的に応用できる可能性があります。
nbi: 神経事後推定のための天文学者のパッケージ
| Title |
nbi:_the_Astronomer's_Package_for_Neural_Posterior_Estimation |
| Authors |
Keming_Zhang,_Joshua_Bloom,_St\'efan_van_der_Walt,_Nina_Hernitschek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03824 |
天文学における神経事後推定(NPE)手法は有望であるにもかかわらず、日常的な推論ワークフローへのNPEの適応は遅れています。私たちは、観察されたデータに合わせたカスタム特徴量化ネットワークの必要性、推論の不正確さ、物理フォワードモデルの仕様不足という3つの重大な問題を特定しました。最初の2つの問題に対処するために、償却NPEと逐次NPEの両方をサポートする新しいフレームワークとオープンソースソフトウェアnbi(NeuralBayesianInference)を導入します。まず、nbiは、光度曲線やスペクトルなどの連続データに対する実証済みの有効性を備えた組み込みの「フィーチャライザー」ネットワークを提供するため、ユーザー側でこのカスタマイズを行う必要がなくなります。第2に、修正されたアルゴリズムSNPE-ISを導入します。これは、重要度サンプリングの提案分布としてのみNPEの下でのサロゲート事後を使用することにより、漸近的に正確な推論を可能にします。これらの機能により、nbiを光度曲線とスペクトルを含む天文推論問題にすぐに適用できるようになります。nbiがネストされたサンプリングなどの既存の手法の効果的な代替手段としてどのように機能するかについて説明します。私たちのパッケージはhttps://github.com/kmzzhang/nbiにあります。
知的生命体のための画期的な聴取検索: 近隣の 97 個の銀河のテクノシグネチャー検索
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_Technosignature_Search_of_97_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Carmen_Choza,_Daniel_Bautista,_Steve_Croft,_Bryan_Brzycki,_Andrew_Siemion,_Krishnakumar_Bhattaram,_Daniel_Czech,_Imke_de_Pater,_Vishal_Gajjar,_Howard_Isaacson,_Kevin_Lacker,_Brian_Lacki,_Matthew_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Danny_Price,_Sarah_Schoultz,_Sofia_Sheikh,_Savin_Shynu_Varghese,_Lawrence_Morgan,_Jamie_Drew,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03943 |
知的生命体のブレークスルーリッスン探索は、これまでのところ、近くの天体の最も広範なテクノシグネチャ探索です。ロバート・C・バード・グリーンバンク望遠鏡のブレークスルー・リッスンによって観測された、近くにある97個の銀河の中心の無線テクノシグネチャー検索を紹介します。最小信号対雑音パラメータしきい値10、ドリフトレート範囲$\pm$4Hz\$s^{-1}$、スペクトル分解能で、turboSETIパイプラインを使用して狭帯域ドップラードリフト探索を実行しました。3Hzおよび$\sim$18.25秒の時間分解能。6つの観測値のオンソース/オフソースのケイデンスパターンを使用し、ドップラードリフトレートが0の信号を破棄することで、無線周波数干渉を除去しました。信号の注入と回復を使用して、BreakthroughListenデータ削減と検索パイプラインの感度に影響を与える要因を評価しました。技術を活用し、RFI環境の調査に新しい方法を適用します。我々は、1～11GHzをカバーする4つの周波数帯域で結果を提示し、カルダシェフII型文明の理論上の電力消費量に相当する$10^{26}$W程度の等方性放射電力を持つ送信機の存在に制約を課した。。
分野としての天文学: 天体物理学者を目指す人のためのガイド
| Title |
Astronomy_as_a_Field:_A_Guide_for_Aspiring_Astrophysicists |
| Authors |
Ava_Polzin,_Yasmeen_Asali,_Sanah_Bhimani,_Madison_Brady,_Mandy_C._Chen,_Lindsay_DeMarchi,_Michelle_Gurevich,_Emily_Lichko,_Emma_Louden,_Julie_Malewicz,_Samantha_Pagan,_Malena_Rice,_Zili_Shen,_Emily_Simon,_Candice_Stauffer,_J._Luna_Zagorac,_Katie_Auchettl,_Katelyn_Breivik,_Hsiao-Wen_Chen,_Deanne_Coppejans,_Sthabile_Kolwa,_Raffaella_Margutti,_Priyamvada_Natarajan,_Erica_Nelson,_Kim_L._Page,_Silvia_Toonen,_Katherine_E._Whitaker,_Irina_Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04041 |
この本は、学生を幅広い分野としての天体物理学に導くためのSIRIUSBVERGEプログラムの一環として作成されました。2023年から2024年のVERGEプログラムとこの本の印刷は、国際天文学連合の開発のための天文学北米地域局とハイジング-サイモンズ財団を通じて、天文学における女性と少女プログラムから資金提供されています。その結果、この文書は天文学を志す少女たちに向けて、天文学の女性たちによって書かれたものとなっています。ただし、その普遍的な性質を考慮すると、このガイドで取り上げる内容は、天体物理学を専門的に追求することに興味がある人にとって役立ちます。
干渉型重力波検出器のデジタル発見
| Title |
Digital_Discovery_of_interferometric_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Mario_Krenn,_Yehonathan_Drori,_Rana_X_Adhikari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04258 |
最初に理論化されてから1世紀後に検出された重力波は、ブラックホールの合体や超新星など、宇宙で最も大きな天変地異のいくつかによって引き起こされる時空の歪みです。これらの波の検出の成功は、人間の専門家によって設計された独創的な検出器によって可能になりました。これらの成功した設計以外にも、実験構成の広大な領域はほとんど未開拓のままであり、革新的で型破りな検出戦略が豊富に存在する可能性のあるエキサイティングな領域を提供しています。ここでは、この巨大な宇宙を体系的に探索するための人工知能(AI)の応用を実証し、現実的な実験制約の下で現在の次世代設計を上回る重力波(GW)検出器の新しいトポロジーを明らかにします。私たちの成果は、ブラックホールと中性子星の合体、超新星、原始GW源など、幅広い天体物理学的対象に及びます。さらに、当初発見された型破りな設計を概念化することができ、これらの新しいトポロジーの発見だけでなく理解にもAIアルゴリズムを使用できる可能性を強調しています。私たちは、多くの新たな驚くべき技術につながる可能性のある、一般公開されている重力波検出器動物園に50を超える優れたソリューションを集めました。より大きな視点で見ると、私たちのアプローチは重力波検出器に限定されず、基礎物理学のさまざまな領域にわたるAI主導の実験設計に拡張できます。
Gnuastro: 天体画像におけるゼロ点等級の推定
| Title |
Gnuastro:_Estimating_the_Zero_Point_Magnitude_in_Astronomical_Imaging |
| Authors |
Sepideh_Eskandarlou,_Mohammad_Akhlaghi,_Ra\'ul_Infante-Sainz,_Elham_Saremi,_Samane_Raji,_Zahra_Sharbaf,_Giulia_Golini,_Zohreh_Ghaffari_and_Johan_H._Knapen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04263 |
ピクセル値のキャリブレーションは、天体画像の正確な測定のための基本的な手順です。天文学の専門用語では、これはゼロ点等級の推定として知られています。ここでは、GNUAstronomyUtilities(Gnuastro)バージョン0.20に新しく追加された、ゼロ点光度推定用のスクリプトastscript-zeropointを紹介します。このスクリプトは、画像またはカタログを参照データセットとして使用する柔軟性など、多数の機能を提供します。さらに、ステップは並列化され、ビッグデータの効率が向上します。Gnuastroの依存関係が最小限に抑えられているため、スクリプトは柔軟で移植可能です。この調査ノートの図は、Gitコミットc89275eのManeageを使用して再現できます。
超大型望遠鏡
超大型望遠鏡(ELT)は、地上天文学において世界的に最も優先度の高いものの1つであると考えられています。ヨーロッパ南天天文台(ESO)は、39メートルの主鏡を備え、世界最大の可視および赤外光望遠鏡となるELTを開発しています。ELTには、幅広い科学の可能性をカバーするように設計された最先端の機器のラインナップが装備されます。ELTによる飛躍は、400年前にガリレオの望遠鏡がそうであったように、宇宙に対する私たちの認識にパラダイムシフトをもたらす可能性があります。ここでは、ドームと主要構造、5つの鏡、望遠鏡システムなど、ELTのさまざまなコンポーネントを説明します。次に、ELT計測器と、ELT計測器が扱う天文学的なトピックのいくつかについて説明します。最後に、他の天文施設との相乗効果を検討します。
6.2時間の自転周期を持つ近くの汚染された白色矮星
この論文は、汚染された白色矮星の回転に起因する変調である周期的な光曲線を初めて検出したことを報告する。WD2138-332の最近のTESSセクター68時系列測光は、距離16.1pcで、周波数3.8761/dで振幅0.39パーセントの単一ピリオドグラムピークを示し、周期6.19時間に相当します。この回転は孤立した白色矮星としては比較的速いが、検出可能な磁場を持つ白色矮星で一般的に見られる自転周期の範囲内にあり、WD2138-332は特に金属が豊富であり、50kGの磁場を持つ弱い磁性を持っている。局所的な20pc体積にある他の16個の汚染された白色矮星(そのうちの5個も磁気を示します)については、マルチセクターTESSデータは顕著な周期性を明らかにしません。対照的に、20個の範囲内にある23個の磁性と金属を含まない白色矮星のうち、6個は0.7～35時間の自転周期と一致する光度曲線を持っています(そのうち3個は新発見です)。これらの発見は、WD2138-332の可変光度曲線が、金属の不均一な分布ではなく、ほぼ確実に磁気によるものであることを示しています。許容可能なTESSデータを持つ13個の金属性白色矮星と磁性白色矮星から、周期性を1回検出することで、汚染された白色矮星が磁性白色矮星ほど速く回転していないことが示唆されます。したがって、惑星の摂取が白色矮星の急速な自転の重要な経路となる可能性は低いが、WD2138-332のような例外的なケースでは寄与する可能性がある。
1 au 付近で測定された磁気イジェクタの幅: 2021 ～ 2022 年の STEREO-A 測定からの教訓
| Title |
The_Width_of_Magnetic_Ejecta_Measured_Near_1_au:_Lessons_from_STEREO-A_Measurements_in_2021--2022 |
| Authors |
No\'e_Lugaz,_Bin_Zhuang,_Camilla_Scolini,_Nada_Al-Haddad,_Charles_J._Farrugia,_R\'eka_M._Winslow,_Florian_Regnault,_Christian_M\"ostl,_Emma_E._Davies,_Antoinette_B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03942 |
コロナ質量放出(CME)は、1天文単位での典型的な半径サイズが0.21天文単位である大規模な噴火ですが、惑星間空間における角幅、特にCMEの磁気噴出物(ME)部分についてはまだほとんどわかっていません。私たちは、2020年10月から2022年8月までの太陽-地球線からの20$^\circ$-60$^\circ$のSTEREO-A角度分離を利用し、MEの角度幅を制約するために2部構成の研究を実行します。黄道面内:a)太陽-STEREO-A線と太陽-地球線の間を伝播することが遠隔で観察されるすべてのCMEを研究し、その場で一方または両方の探査機に影響を与える数を決定します。b)すべてをその場で調査します。同じ期間中にSTEREO-AまたはCMEのL1で測定し、2つの宇宙船によって測定された回数を定量化します。重要な発見は、どちらかの探査機から30$^\circ$以内に伝播する21個のCMEのうち、両方の探査機に影響を与えたのは4個だけであり、両方の探査機できれいな磁気雲のような痕跡を示したものは一つもなかったということである。2つのアプローチを組み合わせると、1auでのMEの典型的な角幅は$\sim$20$^\circ$-30$^\circ$であり、これはよく想定される値の2～3分の1であり、楕円体MEの2:1楕円断面。我々は、この発見が将来の複数宇宙船ミッション設計とCMEの一貫性に対してどのような影響を与えるかについて議論します。
UOCS-XI。 UVIT/AstroSatを用いた散開星団NGC 7142内の青いはぐれ星の研究
| Title |
UOCS-XI._Study_of_blue_straggler_stars_in_open_cluster_NGC_7142_using_UVIT/AstroSat |
| Authors |
Anju_Panthi,_Kaushar_Vaidya,_Nagaraj_Vernekar,_Annapurni_Subramaniam,_Vikrant_Jadhav,_Manan_Agarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04057 |
AstroSat/UVITデータやその他のアーカイブデータを使用した、散開星団NGC7142の青色散在星(BSS)の研究を紹介します。GaiaDR3データに対して機械学習ベースのアルゴリズムML-MOCを使用すると、クラスターメンバーとして546個のソースが見つかります。Gaiaの色振幅図上の位置に基づいて、UVIT/F148Wフィルターでも検出された10個のBSS候補を特定します。私たちは、TESSデータを使用してBSSの光度曲線を構築することにより、BSSの可変的な性質を研究します。GaiaDR3で食連星として報告された2つのBSSは、私たちの分析に基づいて食連星であることが確認され、多波長スペクトルエネルギー分布(SED)によるとホット伴星の存在も示しています。これら2つのBSSのホットコンパニオンの物理パラメータは、光度曲線にバイナリモデルを当てはめることによって導出され、SEDから導出された物理パラメータはよく一致していることがわかりました。さらに、クラスター内のさらに5つのBSSがUV過剰を示しており、そのうち4つはSEDに基づくホットコンパニオンを持つ可能性があります。推定温度$\sim$14000$-$28000K、半径$\sim$0.01$-$0.05R$_{\odot}$、光度$\sim$0.03$-$0.1L$_{\を持つホットコンパニオンodot}$は、極度に低い質量($<$0.2M$_{\odot}$)、低質量(0.2$-$0.4M$_{\odot}$)、通常の質量(0.4$-$0.6M$_{\odot}$)、および高質量($>$0.6M$_{\odot}$)の白色矮星(WD)。散開星団で初めて、BSSのホットコンパニオンとして発見されたWDの全範囲の塊が見つかりました。これらの質量は、ケースA/ケースBの物質移動と合併が、このクラスターの少なくとも60$\%$のBSSの形成に関与していることを示唆しています。
活動的な冷星LQうみへび座の小規模磁場の表面分布
活動的な後期型星の表面磁場トポロジーは小規模磁気が支配的であることがよく知られています。しかし、この重要な磁場成分の空間分布についてはほとんど情報がありません。ここでは、光学系内の鉄原子線の磁気増強に基づいて最近開発された磁場診断手順を利用します。我々はこの方法論を、単一の平均磁場強度値の測定から、温度と磁場強度の二次元マップの同時ドップラーイメージング再構成まで拡張しました。私たちは、この新しい表面マッピング手法を、若い活動的な太陽のような星LQHyaの2つの分光データセットに適用しました。両方の時代において、低緯度の1.5～2.0kGから自転極に近い3.0～3.5kGまで増加する磁場の強度の緯度方向の傾向を除けば、かなり均一な磁場の強度分布が見つかりました。この小規模磁場の分布は、同じ時代に再構成された温度スポットの位置や地球規模の磁場構造との明確な相関関係を示していません。
出現前の永続的な磁気双極子を伴う太陽活動領域の磁場の進化と流れ
| Title |
Evolution_of_the_magnetic_field_and_flows_of_solar_active_regions_with_persistent_magnetic_bipoles_before_emergence |
| Authors |
Camron_S._Alley_and_Hannah_Schunker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04157 |
太陽の磁気活動領域は宇宙気象現象の前兆です。それらがどのように形成され進化するかの物理学を理解することで、宇宙天気予報が改善されるでしょう。私たちの目的は、出現する前に永続的な磁気双極子を持つ活性領域のサンプルの表面磁場と流れを特徴付けることです。私たちは、太陽力学天文台の太陽地震新興活動領域調査（Schunkeretal.2016）において、出現時刻の少なくとも1日前に小さな磁気双極子に関連する42の新興活動領域(EAR)を特定しました。次に、出現前に双極子がなく、より突然に出現する42個のEARの対照的なサンプルを特定しました。太陽地震ホログラフィーを使用して、超造粒スケールの表面流れを計算しました。羽化前2日から羽化後1日までの各時間間隔で、各サンプルのすべての活動領域にわたる流れマップと磁場マップを平均しました。私たちは、持続的な出現前双極子に関連するEARは、より突然出現するEARよりも、平均して磁束活性領域が低くなるように進化することを発見しました。さらに、より急激に出現するEARは、50～100ミリ秒程度の$(3\pm0.6)\times10^{-6}$s$^{-1}$の発散流で出現することがわかりました。$^{-1}$。我々の結果は、活性領域の最大磁束に対する、出現プロセス全体にわたる表面流の特徴の統計的依存性があることを示唆しています。
Mancha3D コード: 天体物理学における高解像度シミュレーションのための多目的高度な非理想的 MHD コード
| Title |
Mancha3D_code:_Multi-purpose_Advanced_Non-ideal_MHD_Code_for_High_resolution_simulations_in_Astrophysics |
| Authors |
M._Modestov,_E._Khomenko,_N._Vitas,_A._de_Vicente,_A._Navarro,_P._A._Gonzalez-Morales,_M._Collados,_T._Felipe,_D._Martinez-Gomez,_P._Hunana,_M._Luna,_M._Koll_Pistarini,_B._Popescu_Braileanu,_A._Perdomo_Garcia,_V._Liakh,_I._Santamaria,_M._M._Gomez_Miguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04179 |
Mancha3Dコードは、太陽/恒星大気における磁気流体力学プロセスの数値シミュレーションのための多用途ツールです。このコードには、プラズマの部分電離、現実的な状態方程式、放射伝達から導出された非理想的な物理学が含まれており、これにより、磁気対流の高品質で現実的なシミュレーションだけでなく、波の伝播、不安定性、熱伝達などの特定のプロセスの理想化されたシミュレーションを実行できます。エネルギッシュなイベント。この論文は、Mancha3Dコードで使用される方程式とメソッドを要約しています。また、その数値安定性、並列パフォーマンスと効率についても説明します。このコードは、有限差分離散化とメモリ節約型のRunge-Kutta(RK)スキームに基づいています。スーパータイムステッピングおよびホール拡散スキームを通じて非理想的な効果を処理し、熱流束の追加の双曲線方程式を解くことによって熱伝導を考慮します。このコードは、さまざまな種類のシミュレーションを実行するように簡単に構成できます。コードの使用例がいくつか示されています。変数を平衡部分と摂動部分に分割することが、静的な背景における波の伝播のシミュレーションには不可欠であることが実証されています。コードに組み込まれた完全一致層(PML)境界条件により、非反射オープン境界の実装が大幅に容易になります。空間フィルタリングは、グリッドサイズの乱れを排除し、コードの安定性を高めるための重要な数値的解決策です。並列パフォーマンス分析により、コードがメモリに強く依存していることがわかります。これは、分割変数やPML境界条件など、使用される数値手法の自然な結果です。強いスケーリングと弱いスケーリングはどちらも、数千のCPUまで適切なパフォーマンスを示します。
アルマ望遠鏡による pPNe の新たなイオン化領域の拡大
私たちは、新しい最適なトレーサーとしてミリ波長組換え線（mRRL）を使用して、惑星状星雲以前（pPNe）の新興の超コンパクトHII領域を研究する、アルマ望遠鏡による成功した先駆的な観測プログラムの最近の結果について報告します。私たちは、2つの後子pPNe、すなわちM2-9とCRL618の研究に焦点を当てています。我々は、これらの天体の謎めいた内部星雲領域の構造と運動学を、20〜30秒（〜15〜30AU）という前例のない角度分解能で明らかにします。どちらのターゲットでも、イオン化した中心領域は大規模星雲の主対称軸に沿って伸びており、双極風と一致しており、最大100km/sまでの膨張速度で顕著な軸速度勾配を示しています。H30aプロファイルは時間変動を示し、数年規模の物理的特性と運動学の変化を反映しています。現在進行中の解析では、3D非LTE放射伝達モデリングを採用しており、これらのよく知られたpPNeの最内層の詳細な説明を非常に明確に提供しています。
2 分間のケイデンス データによる roAp 星の TESS サイクル 2 観測
| Title |
TESS_Cycle_2_observations_of_roAp_stars_with_2-min_cadence_data |
| Authors |
D._L._Holdsworth,_M._S._Cunha,_M._Lares-Martiz,_D._W._Kurtz,_V._Antoci,_S._Barcel\'o_Forteza,_P._De_Cat,_A._Derekas,_C._Kayhan,_D._Ozuyar,_M._Skarka,_D._R._Hey,_F._Shi,_D._M._Bowman,_O._Kobzar,_A._Ayala_G\'omez,_Zs._Bogn\'ar,_D._L._Buzasi,_M._Ebadi,_L._Fox-Machado,_A._Garc\'ia_Hern\'andez,_H._Ghasemi,_J._A._Guzik,_R._Handberg,_G._Handler,_A._Hasanzadeh,_R._Jayaraman,_V._Khalack,_O._Kochukhov,_C._C._Lovekin,_P._Miko{\l}ajczyk,_D._Mkrtichian,_S._J._Murphy,_E._Niemczura,_B._G._Olafsson,_J._Pascual-Granado,_E._Paunzen,_N._Posi{\l}ek,_A._Ram\'on-Ballesta_H._Safari,_A._Samadi-Ghadim,_B._Smalley,_\'A._S\'odor,_I._Stateva,_J._C._Su\'arez,_R._Szab\'o,_T._Wu,_E._Ziaali,_W._Zong,_S._Seager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04199 |
我々は、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)のミッションのサイクル2段階で観測された新しい高速振動Ap(roAp)星の2分間の周期データを系統的に検索した結果を紹介します。私たちは、これまで報告されていなかった7つの新しいroApスターを発見し、すでに知られているさらに25のroApスターの分析を提示します。新星のうち3つは多周期の脈動を示し、新星メンバーはすべて回転変光星であるため、提示されたroAp星のほぼ70パーセント(22個)が$\alpha^2$CVn型変光星であることが判明した。既知の化学的に特異な星の標的を絞った観測では、多くの新しいroAp星が見落とされる可能性が高いことを示し、脈動挙動の変化を観察するにはマルチエポック観測が必要であることを実証する。我々は、roAp理論上の不安定性ストリップの青い端に近いroAp星が欠如していることを発見し、正確な宇宙ベースの観測ではモード不安定性がより頻繁に観察されることを再確認しました。サイクル2の観測に加えて、既知のすべてのroApスターのTESSデータを分析します。これは、TESSによってさらに18個のroAp星が観測されたことになります。最後に、TESSがまだ観測していない6つの既知のroAp星を挙げます。私たちは、Ap星集団におけるroAp星の出現率はわずか5.5パーセントであると推定しており、Ap星の脈動を励起するために必要な条件について根本的な疑問を引き起こしています。この研究は、サイクル1観測におけるroAp星に関する以前の研究と組み合わせることで、合計112個の確認されたroAp星のコレクションを含む、TESS公称ミッションにおけるroAp星に関する最も包括的で均質な研究を提示します。
ジェット駆動共生連星 MWC 560 の質量降着率
私たちは、1990年から2023年の期間に得られたBバンドとVバンドにおける共生星MWC560の測光観測を分析します。高温成分の明るさと質量降着率を推定します。明るさは200$L_\odot$から3000$L_\odot$の範囲で変化し、$1\times10^{-7}-2\times10^{-の範囲の質量降着率に対応することがわかりました。6}\;M_\odot\;yr^{-1}$(0.9$M_\odot$の白色矮星と距離2217pcの場合)。光学的なちらつきは質量降着速度が$1\times10^{-6}\程度になると消えます。M_\odot\;yr^{-1}$、降着白色矮星による短期変動の上限を設定します。
M矮星二重線分光連星FK Aqrの大規模磁場
| Title |
The_large-scale_magnetic_field_of_the_M_dwarf_double-line_spectroscopic_binary_FK_Aqr |
| Authors |
S._Tsvetkova,_J._Morin,_C.P._Folsom,_J.-B._Le_Bouquin,_E._Alecian,_S._Bellotti,_G._Hussain,_O._Kochukhov,_S.C._Marsden,_C._Neiner,_P._Petit,_G.A._Wade,_the_BinaMIcS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04247 |
この研究はBinaMIcSプロジェクトの一部であり、その目的は、近接連星系における二値性と磁性の間の相互作用を理解することです。BinaMIcSプロジェクトの対象となっている研究対象のすべての分光連星には、主系列上の高温大質量星と中間質量星だけでなく、広範囲の進化段階にわたる低温星も含まれています。本論文は、2つの初期M矮星から構成される連星系FKAqrに焦点を当てます。両方の星は、その光度曲線と検出されたフレア活動に基づいて、磁気的に活動していることがすでに知られています。さらに、この2つの構成要素は完全対流限界をわずかに上回る質量を持つ大きな対流エンベロープを備えており、この系は恒星ダイナモに対する二値性の影響を研究するための理想的なターゲットとなっています。2014年9月のCFHTでESPaDOnSで得られた分光旋光観測を使用します。平均ストークスIおよびVラインプロファイルは、最小二乗デコンボリューション(LSD)法を使用して抽出されます。2つのコンポーネントの動径速度はLSDストークスIプロファイルから測定され、システムの軌道パラメーターを制約するために干渉測定と組み合わされます。縦磁場Blと彩層活動指標は、LSD平均線プロファイルから測定されます。ストークスVプロファイルの回転変調は、ゼーマンドップラーイメージング(ZDI)反転技術によって両方の星の表面磁場構造を再構築するために使用されます。FKAqrの両方のコンポーネントの表面磁場構造のマップが初めて提示されました。私たちの研究は、両方のコンポーネントが中程度の強度（Bmean~0.25kG）の同様の大規模な磁場をホストしていることを示しています。どちらも主にポロイダルであり、強い軸対称双極子成分を特徴としています。(要約)
MUSE I によって測定された T Pyx の物理的特性。噴出物の幾何学的分布と残骸までの距離
| Title |
The_physical_properties_of_T_Pyx_as_measured_by_MUSE_I._The_geometrical_distribution_of_the_ejecta_and_the_distance_to_the_remnant |
| Authors |
L._Izzo,_L._Pasquini,_E._Aydi,_M._Della_Valle,_R._Gilmozzi,_E._A._Harvey,_P._Molaro,_M._Otulakowska-Hypka,_P._Selvelli,_C._C._Th\"one,_R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04277 |
TPyxは最も謎に満ちた再発新星の1つであり、銀河Ia型超新星の前駆体の可能性があると考えられています。MUSEで得られた空間分解データを使用して、白色矮星の祖先を囲む以前の爆発で放出された物質の幾何学的分布を特徴付けました。噴出物の3Dモデルを使用して、拡張された残骸の幾何学的分布を決定しました。また、2011年の双極性噴出物の測定速度と空間シフトに基づいて、星雲の視差距離($d=3.55\pm0.77$kpc)を計算しました。これらの発見は、GAIAミッションからのデータを含む以前の結果を裏付けるものです。TPyxの残骸は、その法線ベクトルに対して$i=63.7$度で傾いたリングと、赤道リングの面に垂直な高速双極噴出物からなる2成分モデルによって説明できます。2011年の双極性流出の放出質量の上限$M_{ej,b}<(3.0\pm1.0)\times10^{-6}$M$_{\odot}$を見つけます。これは文献に記載されている以前の推定値よりも低いです。しかし、赤道部分の詳細な物理的研究のみが、TPyxがIa型超新星としてその生涯を終えるかどうかを理解するための基本的なステップである、最後の爆発の総噴出物の正確な推定値を提供することができます。
再発新星 T CrB の降着: 超活動状態と予測される爆発の関連性
| Title |
Accretion_in_the_recurrent_nova_T_CrB:_Linking_the_superactive_state_to_the_predicted_outburst |
| Authors |
R._Zamanov,_S._Boeva,_G._Y._Latev,_E._Semkov,_M._Minev,_A._Kostov,_M._F._Bode,_V._Marchev,_D._Marchev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04342 |
背景:TCrB(NOVACrB1946)は、再発のタイムスケールが80年である有名な再発新星です。目的:超活性状態中および超活性状態後のTCrB(NOVACrB1946)の色、明るさ、質量降着率を推定することを目的としています。方法と結果:再発新星T~CrBの$UBV$測光を実行し、分析しました。T~CrBの高温成分については、平均赤み除去色$(U-B)_0=-0.70\pm0.08$および$(B-V)_0=0.23\pm0.06$であることがわかり、これは有効温度$9400\pmに相当します。超活性状態（2016年から2022年）の間は500$~K、光学的明るさは$40-110~L_\odot$です。超活性状態の終了後、高温成分は2023年8月に$(U-B)_0\約-0.3$、$(B-V)_0\約0.6$と著しく赤くなり、その光度は$20-25$まで著しく低下しました~2023年4月から5月には$L_\odot$に、2023年8月には$8-9~L_\odot$になります。2014年から2023年までの超活動状態の間に蓄積された総質量は$\sim2\times10^{-7}です。$~M$_\odot$。これは、熱核暴走(TNR)を引き起こすのに必要な質量のかなりの部分です。全体的に我々の結果は、大きな降着円盤が貯留層として機能し、円盤が高い状態のときに中央の白色矮星への降着速度が増加し、最終的にはTNR爆発を引き起こし、それが差し迫っていると思われるというモデルを裏付けている。
メシエ 101 号の SN2023ixf: Pan-STARRS が見た祖先の黄昏
| Title |
SN2023ixf_in_Messier_101:_the_twilight_years_of_the_progenitor_as_seen_by_Pan-STARRS |
| Authors |
Conor_L._Ransome,_V._Ashley_Villar,_Anna_Tartaglia,_Sebastian_Javier_Gonzalez,_Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Charles_D._Kilpatrick,_Raffaella_Margutti,_Ryan_J._Foley,_Matthew_Grayling,_Yuan_Qi_Ni,_Ricardo_Yarza,_Christine_Ye,_Katie_Auchettl,_Thomas_de_Boer,_Kenneth_C._Chambers,_David_A._Coulter,_Maria_R._Drout,_Diego_Farias,_Christa_Gall,_Hua_Gao,_Mark_E._Huber,_Adaeze_L._Ibik,_David_O._Jones,_Nandita_Khetan,_Chien-Cheng_Lin,_Collin_A._Politsch,_Sandra_I._Raimundo,_Armin_Rest,_Richard_J._Wainscoat,_S._Karthik_Yadavalli_and_Yossef_Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04426 |
近くにあるM101のII型超新星SN2023ixfは、爆発後の最初の週に星周物質との初期相互作用の痕跡を示します。この物質は、おそらく検出可能な超新星爆発前の形で現れた、前駆体が被った以前の質量損失の結果である可能性がある。若い超新星実験の一環として、Pan-STARRSからの$g$、$w$、$r$、$i$、$z$、$y$フィルターによる長基線の爆発前の測光データの分析を紹介します。、$\sim$5,000日間に及びます。Pan-STARRSの爆発前の光度曲線には重大な検出は見つかりませんでした。私たちは、超新星爆発前の爆発を分類するために多層パーセプトロンニューラルネットワークを訓練します。$-7$という限界絶対規模までの噴火前の超新星活動の証拠は見つかりません。$gwrizy$の完全なセットの限界等級(平均絶対等級$\estimate$-8)データは、以前の爆発前の研究と一致しています。我々は文献からのディープ測光を使用してSN2023ixfの前駆体を拘束し、これらのデータが光度$\log\left(L/L_\odot\right)$$\およそ$5.12の塵の多い赤色超巨星(RSG)の前駆体と一致していることを発見した。温度$\およそ$3950K、質量14～20M$_\odot$に相当
惑星間のコロナ質量放出におけるコヒーレンスの媒介としてのアルフベン変動の役割について: 1 au での複数宇宙機測定の調査
| Title |
On_the_Role_of_Alfvenic_Fluctuations_as_Mediators_of_Coherence_within_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections:_Investigation_of_Multi-Spacecraft_Measurements_at_1_au |
| Authors |
Camilla_Scolini,_Noe_Lugaz,_Reka_M._Winslow,_Charles_J._Farrugia,_Norbert_Magyar,_Fabio_Bacchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04480 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）は、集合的に外部摂動に応答できる場合、「コヒーレント」であると定義されます。これは、情報がICME構造全体に伝播できなければならないことを意味し、そうでない場合、単一点の現場測定はグローバルなICME特性を示すものと見なすことはできません。ここでは、ICMEコヒーレンスのメディエーターとしてのアルフベン変動(AF)の役割を調査します。ACEとWind宇宙船によって1auの距離、縦方向の間隔が0.5{\deg}-0.7{\deg}で観測された10個のICMEの多点磁場とプラズマの測定を検討します。各イベントについて、ゆらぎの残留エネルギーとクロスヘリシティの観点からアルフベニシティを解析し、風とACEの間の磁気相関の観点からコヒーレンスを解析します。ICMEシースと磁気イジェクタ(ME)のそれぞれ約65%と90%が、構造の少なくとも20%を覆う拡張AFを示していることがわかりました。クロスヘリシティは、太陽起源と惑星間起源のAFが1auのICME集団に共存する可能性を示唆しています。AFは主にショックの下流とMEの後方に集中しています。磁場はシース内ではあまり相関がありませんが、ほとんどの磁場成分ではMEの前面から背面に向かって相関が減少します。AFは磁場相関の低下にも関連しています。これは、ICMEコヒーレンスがアルフベン波によって媒介されていないこと、つまりコヒーレンスのスケールが以前に予測されていたよりも小さい可能性があること、または磁場相関がコヒーレンスの尺度ではないことを示唆しています。
二次原始パワースペクトルの観測的制約: 連続自発的位置推定にインスピレーションを得たインフレーションモデルの探索
| Title |
Observational_constraints_on_the_second-order_primordial_power_spectrum:_Exploring_a_Continuous_Spontaneous_Localization_inspired_inflationary_model |
| Authors |
Maria_Pia_Piccirilli_and_Gabriel_Leon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03810 |
宇宙初期の指数関数的膨張の時期であるインフレーションは、標準的な$\Lambda$CDM宇宙論モデルの重要な部分と考えられており、現在の幅広い観測を説明する上で重要な役割を果たしています。標準的なインフレモデルは、スケールにほぼ依存しない原始的な変動スペクトルを予測しており、最新の観測データと驚くほどよく一致しています。それにもかかわらず、インフレーション中の物質場を特徴づける初期の均一で等方的な量子状態から、宇宙の大規模構造を引き起こす古典的な不均一/異方性状態への移行をめぐる議論が進行中である。この問題に取り組むために、現在の研究では、システムの進化中に量子の「崩壊」（または縮小）が自然に発生するインフレシナリオを調査します。このモデルは、いわゆるContinuousSpontaneousLocalization(CSL)モデルからインスピレーションを得ています。私たちの現在の研究は、ハッブルフロー関数の2次までの原始パワースペクトルを考慮することで以前の結果に基づいており、モデルの自由パラメーターの推定を実行します。観測データに対してモデルの予測を検証することにより、この2次計算がスカラースペクトルランニングインデックスで観察されるべき乗則からのわずかな逸脱を説明できるかどうかを調査します。この研究が量子から古典への移行とその宇宙論への影響の理解に貢献することを願っています。
GW190521の宇宙ひも起源を再考する
私たちは初めて、シュワルツシルトブラックホールに崩壊する宇宙ひものループの強力な重力シミュレーションから構築された波形を使用して、重力波ひずみデータを分析します。これまで考慮されていなかった情報源。予想される信号はブラックホールのリングダウンによって支配されるため、高質量の連星ブラックホールの合体から観測された重力波を模倣することができます。これを説明するために、第3回LIGO-おとめ座-KAGRA観測で観測された短期間の重力波イベントGW190521を考えます。我々は、$22$の近似対数ベイズ係数により、このイベントを崩壊する宇宙ひもループとして記述することが、以前の宇宙ひも解析よりも有利であることを示します。宇宙ひもの残骸が回転していないことが主な理由で、バイナリーブラックホール仮説が依然として好まれています。回転残骸が角運動量のループから形成される可能性があるかどうかは未解決の問題のままであるが、可能であれば、連星ブラックホールの優先順位について論争が巻き起こる可能性が高い。最後に、リングダウンのみの波形の検索が、宇宙ひも崩壊現象を特定するための実行可能なアプローチであることを提案します。この研究は、宇宙ひもおよび重力波コミュニティに重要な新しい方向性を開きます。
$d^*$-ヘキサクォークの出現による大質量中性子星の不安定化について
| Title |
On_the_Destabilization_of_High-Mass_Neutron_Stars_by_the_Emergence_of_$d^*$-Hexaquarks |
| Authors |
Marcos_O._Celi,_Mikhail_Bashkanov,_Mauro_Mariani,_Milva_G._Orsaria,_Alessandro_Pastore,_Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03880 |
私たちは、最初の自明ではないヘクアクアク$d^*$(2380)が高密度中性子星物質の状態方程式に及ぼす影響を研究し、その存在が中性子星に与える影響を調査します。中性子星の中心領域の物質は、密度依存の相対論的平均場理論を使用して記述されます。我々の結果は、我々の論文で検討したパラメータ空間内で、(i)$d^*$凝縮体が出現する臨界密度は核飽和密度の4倍から5倍の間にあり、(ii)$d^*$ヘキアクアクはかなり大質量の中性子星にのみ存在することが判明しており、(iii)大質量中性子星の中心にある物質の比較的小さな部分だけがヘキアクアクを含む可能性があります。
おうし座 HL 原始惑星系円盤の観測から得たアクシオン状超軽量暗黒物質の制約
| Title |
Constraints_on_axion-like_ultralight_dark_matter_from_observations_of_the_HL_Tauri_protoplanetary_disk |
| Authors |
D.D.Davydov_and_A.M.Libanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.03926 |
暗黒物質はアクシオン様粒子(ALP)で構成されている可能性があります。偏光した電磁放射が暗黒物質媒体を通過するとき、背景のALPとの相互作用が光子の偏光に影響を与えます。アクシオン暗黒物質の凝縮物は周期的な振動を経験し、超軽量暗黒物質の場合、振動の周期は数年のオーダーです。これにより、地球と発生源におけるALP場の位相によって決定される、偏光面に観察可能な周期的な変化が生じます。この論文では、我々は、異なる年に行われたおうし座HL原始惑星系円盤の最近の偏光観測を用いて、偏光角の変化がないことを実証し、それによって仮説上のアクシオン状の超軽量暗黒物質の質量と光子結合を制約する。
超軽量暗黒光子の重力波への振動
重力波(GW)の発見は、初期宇宙の物理学を探求するための新しい窓を開きます。現在、GWの発生源とそのスペクトルを特定することは、確率的GWの実験的検出を支援する重要な課題であることが判明しています。この論文では、ダークハロー内のGWへの超軽量ダークフォトン(ULDP)の振動を調査します。暗黒物質がULDPで構成され、アクシオンインフレーションや暗相転移から生じる原始暗磁場(PDMF)が存在すると仮定すると、ULDPはPDMFの環境を通過するときにGW内で振動する可能性があります。PDMFにおけるULDPの瞬間振動によって引き起こされる銀河団内のGWの局所エネルギー密度を導出します。これらの確率的ローカルGWは、ULDPの質量に応じた周波数を持つパルス状のスペクトルを示し、パルサータイミングアレイ(PTA)や将来の宇宙ベースの干渉計で検出できます。また、NANOGrav共同研究や他のPTA実験によって観測された低周波GW信号が、宇宙初期のPDMFにおけるULDPの振動によって説明できることもわかりました。
イメージングへのモデルベースのアプローチのための Ricci-Notation Tensor フレームワーク
| Title |
Ricci-Notation_Tensor_Framework_for_Model-Based_Approaches_to_Imaging |
| Authors |
Dileepan_Joseph_(Electrical_and_Computer_Engineering,_University_of_Alberta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04018 |
天文学における特殊な画像強調など、イメージングに対するモデルベースのアプローチでは、観測された入力と計算された出力の間の関係の説明を容易にする物理ベースのモデルが好まれます。この論文では、系外惑星イメージングに触発された、画像強調モデルに組み込まれた2D高速フーリエ変換を明らかにするチュートリアルの例を取り上げていますが、実際には、この作業はモデルベースのイメージングに利用できるテンソル代数とソフトウェア、つまりテンソルフレームワークに関するものです。この論文では、非ユークリッド幾何の記号的双指数代数とよく調和する拡張リッチ表記法と、MATLAB用RTToolboxと呼ばれる共同設計されたオブジェクト指向ソフトウェアで構成されるリッチ表記法テンソル(RT)フレームワークを提案します。拡張機能は、イメージング用の拡張マトリックスベクトル(EMV)フレームワークで一般的なエントリ単位、ページ単位、およびブロードキャスト処理の新しい表現を提供します。MATLABで計算可能なEMV代数を補完するRTToolboxは、テンソルクラスとデュアルインデックスクラスの慎重な設計により、プログラムと計算の効率を実証します。以前の数値テンソルと比較して、RTフレームワークはイメージングの問題をモデル化する優れた方法を可能にし、それによってソリューションを開発できます。
10-23 MeV の制動放射終点エネルギーにおけるセレンの安定同位体における光核反応
| Title |
Photonuclear_reactions_on_the_stable_isotopes_of_selenium_at_bremsstrahlung_end-point_energies_of_10-23_MeV |
| Authors |
F.A._Rasulova,_N.V._Aksenov,_S.I._Alekseev,_R.A._Aliev,_S.S._Belyshev,_I._Chuprakov,_N.Yu._Fursova,_A.S._Madumarov,_J.H._Khushvaktov,_A.A._Kuznetsov,_B.S._Yuldashev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04213 |
実験は、{\ガンマ}活性化技術を使用してMT-25マイクロトロンからのビームを使用し、10〜23MeVの制動放射終点エネルギーで実行されました。相対収率の実験値を、標準パラメータおよび光核子反応の組み合わせモデルを使用したTALYSに基づいて得られた理論的結果と比較した。光核子反応の組み合わせモデルにアイソスピン分裂を含めることで、10～23MeVのエネルギー範囲での陽子の脱出を伴う反応の実験データを記述することができます。したがって、GDRの崩壊を正しく説明するには、アイソスピン分割を考慮する必要があります。
変動定数とブランズ・ディッケ理論: 宇宙論的エネルギー保存の新たな展望
| Title |
Varying_Constants_and_the_Brans-Dicke_theory:_a_new_landscape_in_cosmological_energy_conservation |
| Authors |
Paolo_Massimo_Bassani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04260 |
私たちは、自然のさまざまな定数の文脈でブランズ・ディッケの重力理論を開発します。一般相対性理論の単モジュール形式を使用して、物理定数の進化を与える物理関係時間を提供するプラットフォームを作成します。したがって、主に光の速度と重力定数に焦点を当てて、さまざまな定数の背後にあるアイデアと実験をレビューします。次に、この考えを宇宙論におけるエネルギー保存に適用し、生じるパターンを説明します。マッハの原理から生じる変動する重力定数を動機として、我々はブランズ・ディッケ理論における変動する定数の単モジュール形式主義を開発します。そうすることで、いくつかの独自の結果が得られ、その一部は現象学的観察と比較できます。最後に、変化するブランズディッケパラメーターがどのように宇宙定数問題に関連付けられるかを提案します。
ループ量子ブラックホールの影: いて座 A* および M 87* に対するループ量子重力効果の半解析シミュレーション
| Title |
Shadows_of_Loop_Quantum_Black_Holes:_Semi-analytical_Simulations_of_Loop_Quantum_Gravity_Effects_on_Sagittarius_A*_and_M_87* |
| Authors |
Hong-Xuan_Jiang,_Cheng_Liu,_Indu_K._Dihingia,_Yosuke_Mizuno,_Haiguang_Xu,_Tao_Zhu_and_Qiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04288 |
この研究では、天体物理学の枠組み内で回転するループ量子ブラックホール(LQBH)の観測上の意味を詳しく調べます。私たちは、半解析的な一般相対論的放射伝達(GRRT)計算を使用して、LQBHの周囲の降着流からの放出を研究します。我々の発見は、ループ量子重力(LQG)効果の増加によりLQBHからのリングが拡大し、それによって影の画像でより円偏光パターンが発生することを示しています。イベントホライズンテレスコープ(EHT)によるSgr\,A$^*$およびM\,87$^*$の観測結果と比較することで、LQGの多元関数$P$の上限を決定することができます。Sgr\,A$^*$の上限は$0.2$ですが、M\,87$^*$の上限は$0.07$です。どちらのブラックホールも比較的高いスピンを好みます(Sgr\,A$^*$の場合は$a\gtrsim0.5$、M\,87$^*$の場合は$0.5\lesssima\lesssim0.7$)。Sgr\,A$^*$の制約はブラックホールのスピンとリングの直径に基づいていますが、M\,87$^*$の制約は旋光パターンによってさらに厳しくなります。本質的に、私たちのシミュレーションは超大質量ブラックホール(SMBH)におけるLQGの効果に対する観測上の制約を提供し、観測との最も一貫した比較を提供します。
全球降着円盤ダイナモの MHD シミュレーションにおける数値拡散率の役割について
| Title |
On_the_role_of_numerical_diffusivity_in_MHD_simulations_of_global_accretion_disc_dynamos |
| Authors |
C._J._Nixon,_C._C._T._Pringle,_J._E._Pringle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04400 |
主に矮新星の爆発の観測は、高度に電離した降着円盤の異常な粘性はもともと磁性であり、プラズマ$\beta\sim1$が必要であることを示唆しています。これまで、降着円盤内の磁気ダイナモのほとんどのシミュレーションでは、局所近似(せん断ボックスとして知られる)が使用されてきました。これらのシミュレーションは自立型ダイナモの可能性を示していますが、これらのモデルで生成される磁気活動は$\beta\gg1$で飽和します。この長年にわたる不一致は、以前は局所近似自体が原因であると考えられていました。最近、矮新星に関連するパラメーターを使用して全球降着円盤の磁気活動をシミュレートする試みが行われています。これらも$\beta\gg1$の値を見つけます。これらのモデルと観測値との間の緊張は、数値的な磁気拡散率によって引き起こされるのではないかと我々は推測しています。教育的な例として、線形せん断と磁気拡散率を受ける非圧縮性流体における弱い磁場の発生に対する正確な時間依存の解決策を紹介します。初期磁気エネルギーを増加させる最大係数は${\mathcalR}_{\rmm}^{2/3}$として磁気レイノルズ数に依存することがわかります。現在の矮新星円盤の全球数値シミュレーションでは、${\mathcalR}_{\rmm}\sim10^{10の矮新星円盤で見られる物理的な値より約6桁小さい磁気レイノルズ数の数値が得られると推定されています。}$。現在の計算能力の限界を考慮すると、数値的なMHDを使用して観測可能な降着円盤における現実的なダイナモ作用を計算できると期待することは、現時点では行き過ぎであると我々は示唆しています。
偽の真空減衰率、より正確には
我々は、実効作用の1ループレベルでの純粋なスカラー場理論における薄壁領域を超えた真空減衰率を正確に計算する方法を開発します。これは、バウンスバックグラウンドの不均一性に起因する勾配効果を含む、古典的なバウンスに対する量子補正から生じる放射効果を説明します。これを達成するには、古典的なバウンスのバックグラウンドで変動演算子の関数的行列式を計算するだけでなく、古典的なバウンスで評価されるその関数的な導関数も計算する必要があります。前者は、Gel'fand-Yaglom法を使用して効率的に計算されます。後者も、さまざまなグリーン関数の計算と組み合わせて、同じ方法でどのように計算できるかを示します。
