| Title |
Detecting_strongly-lensed_type_Ia_supernovae_with_LSST |
| Authors |
Nikki_Arendse,_Suhail_Dhawan,_Ana_Sagu\'es_Carracedo,_Hiranya_V._Peiris,_Ariel_Goobar,_Radek_Wojtak,_Catarina_Alves,_Rahul_Biswas,_Simon_Huber,_Simon_Birrer_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04621 |
強いレンズの超新星は、宇宙論と天体物理学のまれで貴重な探査機です。ベラ・C・ルービン天文台のレガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイム（LSST）など、今後の広視野時間領域調査では、これまでに観測されたものよりも一桁多くレンズ化された超新星が発見されると期待されている。この研究では、LSSTにおけるレンズ付きIa型超新星(SNIa)の宇宙論的展望を、予想される年間検出数、恒星のマイクロレンズの影響、追跡の実現可能性、およびレンズ付きSNIaとレンズなしSNIaを最もよく分離する方法を定量化することによって調査します。現在のLSSTベースラインv3.0のリズムを使用して、銀河によってレンズされたSNIaをシミュレーションし、年間44回のレンズによるSNIa検出の予想数を見つけます。レンズ銀河内の星によるマイクロレンズ効果により、レンズ化されたSNIaの検出が$\sim8\%$低下すると予測されています。レンズ効果のあるイベントは、その色とピークの大きさを一緒に考慮することで、レンズ効果のないイベントから分離できます。$>10$日の時間遅延、$>5$の光線曲線ピーク前の検出、および十分に明るい($m_i<22.5$mag)という、年間$\sim10$のレンズ付きSNIaの「ゴールドサンプル」を定義します。-アップ観察。3年間のLSST運用では、このようなサンプルからハッブル定数の$1.5\%$の測定結果が得られると予想されます。
| Title |
Massive_black_hole_binaries_in_LISA:_constraining_cosmological_parameters_at_high_redshifts |
| Authors |
Alberto_Mangiagli,_Chiara_Caprini,_Sylvain_Marsat,_Lorenzo_Speri,_Robert_R._Caldwell,_Nicola_Tamanini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04632 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の主な科学的目的の1つは、重力波観測を使用して宇宙の膨張を調査することです。実際、大質量ブラックホール連星（MBHB）の合体からの重力波は光度距離の直接情報を運ぶため、付随する電磁波（EM）対応物を使用して赤方偏移を決定することができます。$bright$$sirens$のこの方法をLISAに適用すると、高赤方偏移までの重力ハッブル図を構築できます。この研究では、LISAで検出されたMBHB明るいサイレンが宇宙論モデルを制約する能力を予測します。MBHBからの予想される電磁放射は、将来の天文施設で赤方偏移$z\sim7$まで検出できるため、我々は宇宙の膨張を$z\sim2-3$という不十分な値で制限するLISAの能力に焦点を当てます。宇宙論におけるチャート化された時代。光度距離と赤方偏移の関係のスプライン補間に基づく宇宙論へのモデルに依存しないアプローチは、少なくとも$10\%$の相対精度で$z\sim2-3$のハッブルパラメータを制約できることがわかりました。
SPHEREx が見る宇宙: 経験に基づいた銀河シミュレーションと赤方偏移予測
| Title |
The_Universe_SPHEREx_Will_See:_Empirically_Based_Galaxy_Simulations_and_Redshift_Predictions |
| Authors |
Richard_M._Feder,_Daniel_C._Masters,_Bomee_Lee,_James_J._Bock,_Yi-Kuan_Chiang,_Ami_Choi,_Olivier_Dore,_Shoubaneh_Hemmati,_Olivier_Ilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04636 |
次期NASA中級クラスエクスプローラーであるSPHERExの銀河特性と赤方偏移推定をシミュレートします。銀河集団の堅牢なモデルを作成し、SPHERExの分光測光赤方偏移性能をテストするために、0.1～8ミクロンにわたるCOSMOS2020測光への詳細な適合に基づいて一連の合成スペクトルエネルギー分布を開発します。SPHERExが低解像度のスペクトルを取得することを考えると、輝線は銀河の一部にとって重要になるでしょう。ここでは、COSMOS2020のより優れた測光と測光赤方偏移、および厳密な経験的関係を使用して、以前の研究を拡張して、堅牢な輝線の強度と比率を予測します。GAMA調査から得られた2番目の銀河カタログは、明るい(iバンドの$m_{AB}<18$)サンプルがより広い領域にわたって代表的であることを確認するために生成されました。テンプレートフィッティングを使用して測光連続体の赤方偏移を推定し、30,000平方度にわたる1,900万個の銀河の赤方偏移の回復を予測します。$\sigma_z<0.003(1+z)$の場合は4億4,500万、$\sigma_z<0.1(1+z)$の場合は8億1,000万です。また、理想的なテストを通じて、スペクトルディザリングされた磁束測定からの輝線情報が、単純なSPHERExチャネル分解能によって暗示される精度を超える精度で赤方偏移を生成できることも発見し、ハイブリッド連続線赤方偏移推定アプローチの開発の動機付けとなっています。
アインシュタインの顕微鏡の下で: 銀河系外のマイクロコースティクス交差からの個々の回転する大質量星の特性の測定
| Title |
Under_Einstein's_Microscope:_Measuring_Properties_of_Individual_Rotating_Massive_Stars_From_Extragalactic_Micro_Caustic_Crossings |
| Authors |
Xu_Han,_Liang_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04774 |
銀河団レンズ場でz~0.7-1.5のコースティッククロスレンズ銀河に存在する高倍率の星は、前景のクラスター内星によって投下されるマイクロコースティックネットワークを横切るときに、必然的に繰り返しの増光現象を示します。検出可能な星は自然界で最も重く明るいクラスの星に属し、進化した青色超巨星は光学波長で最も明るい星である。この研究では単一星を考慮し、1つまたは複数のコースティクス横断イベント中に光学/近赤外宇宙望遠鏡で取得できるマルチフィルター光曲線から恒星の固有パラメーターがどの程度測定可能であるかを研究します。回転するO/B星の軸対称表面輝度プロファイルに現実的なモデルを採用し、有限光源サイズの効果を扱う数値レンズコードを開発します。単一のマイクロコースティッククロッシングにより、表面回転速度とブレークアップ値の比は、現在の宇宙望遠鏡で実行可能な観測パラメータについて約0.1～0.2の精度で測定可能であり、未知の固有パラメータと外部パラメータはすべて縮退なしに無視されます。傾きあり。赤道半径と照度は、微小腐食強度の部分不確かさの1/3と2/3まで測定できます。その値は各交差点で不明ですが、理論から有益な事前情報を得ることができます。同じレンズ付き星に対する複数のコースティクス交差イベントを共同解析すると、パラメーター推論の精度がさらに向上する可能性があります。私たちの結果は、z~0.7-1.5以降の星形成サイトで個々の大質量星を調査する新たな機会を示唆しています。
UniverseMachine には孤立銀河が過剰に存在する
暗黒物質のサブハローの大部分を失った孤立銀河は、銀河形成の経験的モデルだけでなく半分析的モデルでもしばしば援用されてきました。私たちは、そのような経験的モデルの1つであるUniverseMachineからの星形成が消失した銀河のカタログに対して、redMaPPerアルゴリズムの光学クラスター検索技術を模倣した模擬クラスターファインダーを実行し、これらのクラスター内の孤立銀河の分布率を関数として取得します。クラスター中心の距離。孤立銀河の割合を、SDSSredMaPPerクラスターからの衛星銀河の周囲の弱いレンズ信号の以前の観測に基づいて導き出された上限と比較します。UniverseMachineからのオーファン部分は[0.1,0.3]$h^{-1}$Mpcにわたる銀河団の最も内側の領域の上限とわずかに一致していますが、オーファン部分が宇宙空間の上限を実質的に破っていることが観測されています。0.3$h^{-1}$Mpcを超える銀河団の外側領域。その理由、モデルに対する考えられる改善点、および観察を使用してそのようなモデルをさらに制約する方法について説明します。
小規模な赤方偏移空間の歪みに対するバリオン物理学の影響を再検討する
| Title |
Revisiting_the_effects_of_baryon_physics_on_small-scale_redshift_space_distortions |
| Authors |
Juliana_Kwan,_Ian_G._McCarthy_and_Jaime_Salcido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05009 |
赤方偏移空間の歪みは、大規模構造の成長を調べたり、一般に宇宙論的パラメーターを制約したりするための重要なプローブです。銀河赤方偏移調査では2点クラスタリング統計の観測がパーセントレベルの精度に近づいているため、バリオンやフィードバックなどの関連プロセスが赤方偏移空間の小規模クラスタリングにどのような影響を与えるかを検討するのは時宜を得ています。これまでの文献研究とは対照的に、大容量バハマ流体力学シミュレーションを使用して、バリオンの影響が単極子ではk~0.1h/Mpcの範囲で1%、四重極では5%にもなる可能性があることを示します。これは、両方の測定において、k~10h/Mpcで10%まで上昇する可能性があります。ハローパワースペクトルの場合、この差は、10^{13}M_sun/hハローの0.05<k<0.3h/Mpcのスケールでモノポールで3～4%になる可能性があります。赤方偏移空間パワースペクトルの計算にバリオン補正ハロー質量を使用すると、単極子と四重極の両方でk~0.3h/Mpcまでこれらの偏差をサブパーセントレベルに軽減できることがわかりました。最後に、cosmo-OWLSシミュレーションスイートを使用して、さまざまなフィードバック処方で赤方偏移空間パワースペクトルの変化を調査し、kにおけるバリオンの有無で赤方偏移空間単極子と四極子の間に最大15～20%の違いがあることがわかりました。これらのモデル内では~1～2時間/Mpc。
弱いレンズ光円錐構造におけるボックス複製効果
弱い重力レンズのシミュレーションは、正確な宇宙論的制約を得るために不可欠なツールとして機能します。特に、銀河数の急速な増加と観測ノイズの減少を考慮すると、理論的予測における体系的な不確実性に対処することが重要です。レンズ光円錐を構築するためのオンザフライ方法と後処理方法はいずれも、有限のシミュレートされたボリュームによる制限に遭遇し、そのボリュームを高赤方偏移まで包含するためにシミュレーションボックスを複製する必要があります。この問題に対処するために、私たちの主な焦点は、ボックス複製が収束パワースペクトルとレンズ場の高次モーメントに及ぼす影響を調査し、定量化することにあります。KSテストとこれらの統計を組み合わせることで、調査されたすべての特別な視線方向(たとえば、x軸方向)について、正しい測定値からの有意な統計的偏差が99%を超える確率で観察されることが確認されます。さらに、ライトコーン構造の最適な視野角の特定を容易にするコードを開発しました。このコードは一般に公開されています。
FLAMINGOシミュレーションにおける暗黒物質、ガス、観測物質のスプラッシュバック半径
| Title |
The_splashback_radius_for_dark_matter,_gas_and_observables_in_the_FLAMINGO_simulations |
| Authors |
Imogen_Towler,_Scott_T._Kay,_Joop_Schaye,_Roi_Kugel,_Matthieu_Schaller,_Joey_Braspenning,_Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Juliana_Kwan,_Jaime_Salcido,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke,_and_Edoardo_Altamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05126 |
スプラッシュバック半径は、暗黒物質の半径方向の密度勾配の最小値と一致し、暗黒物質ハローの端の普遍的な定義であると考えられています。それを検出するための観測方法は、弱い重力レンズや銀河の数のカウントを使用して暗黒物質を追跡しています。最近の試みでは、熱い星団内ガスのスニャエフ・ゼルドヴィッチ(SZ)観測でも同様の特徴が検出されたと主張されています。ここでは、FLAMINGOシミュレーションを使用して、スプラッシュバック特徴の反射がクラスターガスプロファイルで発生すると予測されるかどうかを調査します。積層された3Dガスの密度と圧力プロファイルの勾配の最小値とエントロピープロファイルの最大値は、大きな違いはあるものの、スプラッシュバックの特徴とほぼ一致していることがわかりました。暗黒物質のスプラッシュバック半径は特定の質量降着率によって変化しますが、以前の研究と一致して、ガス密度における特徴の半径方向の位置はハロー質量により敏感です。さらに、この特徴が投影された2D擬似観察可能なプロファイルにも存在することを示します。Compton-$y$(SZ)と表面質量密度(弱いレンズ効果)。後者は、特徴がわずかに小さい半径で発生するにもかかわらず、暗黒物質の結果をかなりよく追跡していることがわかります。ガスプロファイルの結果は、降着速度や動的状態のさまざまな観察可能な代用値にはほとんど影響を受けませんが、フィードバックプロセスの強度に依存します。
圧縮バリオン音響振動解析は修正重力モデルに対して堅牢です
| Title |
Compressed_baryon_acoustic_oscillation_analysis_is_robust_to_modified-gravity_models |
| Authors |
Jiaming_Pan,_Dragan_Huterer,_Felipe_Andrade-Oliveira,_and_Camille_Avestruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05177 |
私たちは、基礎となる宇宙論モデルに対するバリオン音響振動(BAO)解析の堅牢性を研究します。私たちは、テンプレートの使用に依存する標準的なBAO分析のテストに重点を置いています。これらのテンプレートは、固定基準宇宙論モデルを想定して構築され、音響ピークの位置を抽出するために使用されます。このような「圧縮された分析」は、$\Lambda$CDMモデルとその拡張の一部に適用された場合、偏りがないことが示されています。ただし、このタイプの解析が、テンプレートがBAO信号の関連する特徴を完全に捕捉していない可能性がある、より広範囲の宇宙論モデルにバイアスを導入するかどうかは知られていません。この研究では、圧縮解析を、8つの追加の自由パラメータで指定される修正重力理論の広範なクラスであるHorndeskiモデルに基づくノイズのない模擬パワースペクトルに適用します。DESI、DESIII、およびMegaMapperの測量仕様を想定して、BAOのピーク位置抽出の精度と精度を研究します。抽出されたピーク位置の偏りは無視できることがわかります。たとえば、将来提案されているMegaMapper調査でさえ、統計誤差の10%未満です。私たちの発見は、圧縮されたBAO解析が基礎となる宇宙論モデルに対して著しく堅牢であることを示しています。
LiteBIRD 科学の目標と予測: CMB の重力レンズの全天測定
| Title |
LiteBIRD_Science_Goals_and_Forecasts:_A_full-sky_measurement_of_gravitational_lensing_of_the_CMB |
| Authors |
A._I._Lonappan,_T._Namikawa,_G._Piccirilli,_P._Diego-Palazuelos,_M._Ruiz-Granda,_M._Migliaccio,_C._Baccigalupi,_N._Bartolo,_D._Beck,_K._Benabed,_A._Challinor,_J._Errard,_S._Farrens,_A._Gruppuso,_N._Krachmalnicoff,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_V._Pettorino,_B._Sherwin,_J._Starck,_P._Vielva,_R._Akizawa,_A._Anand,_J._Aumont,_R._Aurlien,_S._Azzoni,_M._Ballardini,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_M._Bersanelli,_D._Blinov,_M._Bortolami,_T._Brinckmann,_E._Calabrese,_P._Campeti,_A._Carones,_F._Carralot,_F._J._Casas,_K._Cheung,_L._Clermont,_F._Columbro,_G._Conenna,_A._Coppolecchia,_F._Cuttaia,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_E._Di_Giorgi,_H._K._Eriksen,_F._Finelli,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_G._Galloni,_M._Galloway,_M._Georges,_M._Gerbino,_M._Gervasi,_R._T._G\'enova-Santos,_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05184 |
$LiteBIRD$全天偏光マップでレンズ信号を測定する機能を調査します。$30$arcminのビーム幅と$2.16\,\mu$K-arcminという驚くほど低い偏光ノイズにより、$LiteBIRD$は宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の全天偏光を非常に正確に測定できるようになります。この独自の感度により、小規模なCMB異方性を捕捉する能力が限られていることを考慮しても、偏光データのみを使用してほぼ全天のレンズマップを再構築することも可能になります。この論文では、銀河前景の存在下で全天レンズ測定を構築できるかどうかを調査し、調和空間の内部線形結合による成分分離後は、銀河前景から考えられるいくつかのバイアスが無視できるはずであることを発見しました。空の$90\%$にわたって測定された偏光データのみを使用すると、レンズのS/N比が約$40$であることがわかります。この成果は、温度と偏光の両方を使用した$Planck$の最近のレンズ測定に匹敵し、$Planck$の偏光のみのレンズ測定と比べて4倍の改善を示しています。$LiteBIRD$レンズマップは$Planck$レンズマップを補完し、特に北半球において相互相関科学にいくつかの機会を提供します。
LiteBIRD 科学の目標と予測: マルチトレーサー デレンシングによるインフレ重力波に対する感度の向上
| Title |
LiteBIRD_Science_Goals_and_Forecasts:_Improving_Sensitivity_to_Inflationary_Gravitational_Waves_with_Multitracer_Delensing |
| Authors |
T._Namikawa,_A._I._Lonappan,_C._Baccigalupi,_N._Bartolo,_D._Beck,_K._Benabed,_A._Challinor,_P._Diego-Palazuelos,_J._Errard,_S._Farrens,_A._Gruppuso,_N._Krachmalnicoff,_M._Migliaccio,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_V._Pettorino,_G._Piccirilli,_M._Ruiz-Granda,_B._Sherwin,_J._Starck,_P._Vielva,_R._Akizawa,_A._Anand,_J._Aumont,_R._Aurlien,_S._Azzoni,_M._Ballardini,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_M._Bersanelli,_D._Blinov,_M._Bortolami,_T._Brinckmann,_E._Calabrese,_P._Campeti,_A._Carones,_F._Carralot,_F._J._Casas,_K._Cheung,_L._Clermont,_F._Columbro,_G._Conenna,_A._Coppolecchia,_F._Cuttaia,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_T._de_Haan,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_E._Di_Giorgi,_H._K._Eriksen,_F._Finelli,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_G._Galloni,_M._Galloway,_M._Georges,_M._Gerbino,_M._Gervasi,_T._Ghigna,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05194 |
レンズ質量トレーサの複数の外部データセットを用いた$LiteBIRD$実験において、レンズ$B$モード偏光、いわゆるデレンズを緩和する効率を推定します。テンソル対スカラー比$r$の現在の最適限界は、銀河の前景ではなくレンズによって制限されます。$r$の測定はレンズ効果によってますます制限されるため、レンズ除去は$r$に対する感度を向上させるための重要なステップとなります。この論文では、最近の$LiteBIRD$予測論文の分析を拡張して、複数の質量トレーサー、つまり$LiteBIRD$からのCMBレンズマップとCMB-S4のような実験、宇宙赤外背景、$からの銀河数密度を含めます。Euclid$およびLSSTのような調査。マルチトレーサのレンズ除去により、$r$に対する制約が$20\%$ほどさらに改善されることがわかりました。$LiteBIRD$では、銀河の前景の残存も$B$モードの不確実性に大きく寄与しており、改善された成分分離法によって残存の前景がさらに低減される場合、レンズ除去はより重要になります。
HD 110067 は幅広い階層のトリプル システムです
我々は、最近発表されたトランジット亜海王星の共鳴6つ子の主星であるHD110067が、発見論文で主張されているような単一の星ではなく、広い階層的な三重星であることを報告する。K0V惑星主星(V=8.4等、d=32pc)は、13400天文単位の広い投影間隔に伴星を持っています。この伴星、すなわちHD110106は、わずかに暗い(V=8.8等)K3V型の周期8年の二重線分光連星です。この分光連星における二次粒子は、かなりの量の光束に寄与しており、高い質量比が測定されています。
IM Lup 原始惑星系円盤の高乱流: CN と C$_2$H 放出による直接観測の制約
| Title |
High_turbulence_in_the_IM_Lup_protoplanetary_disk:_Direct_observational_constraints_from_CN_and_C$_2$H_emission |
| Authors |
T._Paneque-Carre\~no,_A._F._Izquierdo,_R._Teague,_A._Miotello,_E._A._Bergin,_R._Loomis,_E._F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04618 |
円盤内の乱流を抑制することは、角運動量の輸送を通じた円盤の進化を理解するための鍵となります。これまで、高乱流の測定はとらえどころのないままであり、乱流を推定する方法は主にデータの複雑な放射伝達モデルに基づいていました。磁気回転不安定性(MRI)が発生しており、円盤上部層で高い乱流値を持つ可能性があると考えられる源であるIMLupからの円盤放射を使用して、放射伝達や熱化学モデルを必要とせずに乱流を直接測定する新しい方法を提案します。。IMLupのCNおよびC$_2$H放出の特性評価を通じて、特定の円盤領域の垂直構造と熱構造に関する情報を結び付けて、その場所での乱流を導き出すことを目指しています。光学的に薄いトレーサーを使用することにより、ラインの非熱的広がりから乱流を直接測定することが可能です。CNおよびC$_2$H発光の垂直層は、ALFAHORを使用してチャネルマップから直接追跡されます。それらの位置を光学的に厚いCO観測の位置と比較することで、放出領域の動的温度を特徴付けることができます。DISCMINERで線強度のシンプルなパラメトリックモデルを使用して、発光線幅を正確に測定し、熱成分と非熱成分を分離します。非熱成分が完全に乱流であると仮定すると、研究されたCN放出の半径方向および垂直方向の位置での乱流の動きを直接推定することができます。IMLupは$z/r\sim$0.25でマッハ0.4～0.6の高い乱流を示します。ミッドプレーン付近の低乱流に関する以前の推定を考慮すると、これは円板乱流の垂直勾配を示している可能性があり、これはMRI研究の重要な予測です。CNとC$_2$Hは両方とも$z/r=$0.2-0.3の局所的な上部円盤領域から放出されており、熱化学モデルと一致しています。
TESS-Keck 調査 XVII: 動径速度と通過タイミングの変動を使用した、若い多重度の高い通過惑星系における正確な質量測定
| Title |
The_TESS-Keck_Survey_XVII:_Precise_Mass_Measurements_in_a_Young,_High_Multiplicity_Transiting_Planet_System_using_Radial_Velocities_and_Transit_Timing_Variations |
| Authors |
Corey_Beard,_Paul_Robertson,_Fei_Dai,_Rae_Holcomb,_Jack_Lubin,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Natalie_M._Batalha,_Sarah_Blunt,_Ian_Crossfield,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Dan_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Grzegorz_Nowak,_Erik_A_Petigura,_Arpita_Roy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Lauren_M._Weiss,_Rafael_Barrena,_Aida_Behmard,_Casey_L._Brinkman,_Ilaria_Carleo,_Ashley_Chontos,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Kiyoe_Kawauchi,_Judith_Korth,_Rafael_Luque,_Mason_G._MacDougall,_Andrew_W._Mayo,_Teo_Mocnik,_Giuseppe_Morello,_Felipe_Murgas,_Jaume_Orell-Miquel,_Enric_Palle,_Alex_S._Polanski,_Malena_Rice,_Nicholas_Scarsdale,_Dakotah_Tyler,_and_Judah_Van_Zandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04635 |
我々は、6つの確認された通過惑星と7つ目の単一通過惑星候補を含む明るいTESSシステムであるTOI-1136の動径速度(RV)解析を紹介します。この系内のすべての惑星は透過分光法に適しているため、TOI-1136は系外惑星大気の系内比較に最適なターゲットの1つとなっています。TOI-1136は若い($\sim$700Myr)ため、システムには通過タイミング変動(TTV)が見られます。この系の若さは、50ms$^{-1}$程度の高い恒星の変動に寄与しており、これは通過する系外惑星の可能性のあるRV振幅よりもはるかに大きい。TESS-KeckSurvey(TKS)の一部として収集された359台のHIRESおよびAPFRV、および51台のHARPS-NRVを利用して、結合TTV-RVフィットを実験します。7つの可能性のある通過惑星、TTV、400以上のRV、および恒星の活動モデルを使用して、これまでの文献の中で最も複雑な系外惑星系の質量回収を提示している可能性があると仮定します。TTVとRVを組み合わせることで、GPの過剰適合を最小限に抑え、このシステムの新しい質量を取得しました:(m$_{b-g}$=3.50$^{+0.8}_{-0.7}$,6.32$^{+1.1}_{-1.3}$、8.35$^{+1.8}_{-1.6}$、6.07$^{+1.09}_{-1.01}$、9.7$^{+3.9}_{-3.7}$、5.6$^{+4.1}_{-3.2}$M$_{\oplus}$)。RV内の7番目の惑星候補の質量を大幅に検出することはできませんが、可能性のある公転周期を80日近くに緩やかに制限することはできます。将来のTESS観測では、この系に7番目の惑星が存在することが確認され、既知の系外惑星の質量と軌道特性がより適切に制約され、この科学的に興味深い系に一般的に光が当たる可能性があります。
若い星団における広い木星質量連星天体の起源と進化
| Title |
The_origin_and_evolution_of_wide_Jupiter_Mass_Binary_Objects_in_young_stellar_clusters |
| Authors |
Simon_Portegies_Zwart,_Erwan_Hochart_(Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04645 |
最近観察された、トラペジウム星団内の動的に柔らかいペア40個を含む540個の自由浮遊木星質量天体の集団は、その形成と進化に関して興味深い疑問を引き起こしました。私たちは、トラペジウム星団内のこれらの自由浮遊木星質量天体と木星質量連星天体(JuMBO)の起源と生存可能性について、さまざまなシナリオをテストします。数値計算は、さまざまな構成のさまざまな惑星から始まるトラペジウム星団内の恒星と惑星の直接N体積分によって実行されます。我々は4つのモデルについて説明します。SPPでは、選択された星には外側を周回する2つの木星質量惑星があります。SPM。選択された星が木星と質量惑星と月のペアによって周回されます。JuMBOが星とともにその場で形成されるISFと、自由に浮遊する単一の木星質量天体の集団を導入しますが、初期化されたバイナリは導入しません。モデルFFCおよびSPPは十分なJuMBOを生成できません。モデルSPMは十分なJuMBOを生成できますが、星の周りの惑星と月の系には異常に広い軌道が必要です。トラペジウム星団内で観測されたJuMBOと自由浮遊木星質量天体は、それらがペアで形成され、ビリアル半径0.5pcの滑らかな(プラマー)密度プロファイルで他の星と一緒に自由浮遊体として形成された場合に最もよく再現されます。フラクタル恒星分布も機能しますが、比較的最近の形成(他の星が形成されてから0.2Myr以上)または高い(50%)初期連星分率が必要です。これにより、JuMBOの原始バイナリ割合は、すでに大きな観測割合である8%よりもさらに高くなるでしょう。JuMBOの割合は時間の経過とともに減少し続け、さそり座上部にJuMBOが不足すると、その年齢が高くなり、より多くのJuMBOがイオン化される可能性があります。さらに、木星質量天体（ほとんどが単一で、幸運にも生き残る連星が2%ある）の星間密度は0.05/pc$^{3}$であると予測します。
惑星の昼夜の温度勾配が He 1083 nm トランジットスペクトルに及ぼす影響
| Title |
The_effects_of_planetary_day-night_temperature_gradients_on_He_1083_nm_transit_spectra |
| Authors |
Fabienne_Nail,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Morgan_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04682 |
短周期巨大ガス惑星の蒸発大気を探る1083nmでのヘリウム観測の注目すべき部分は、通過中に青方偏移を示しており、これは昼から夜の側流を示している可能性がある。この研究では、潮汐ロックされた惑星から逃げる大気に対する昼夜の温度差のガス力学的影響を調査します。3D流体力学シミュレーションと放射伝達の後処理を組み合わせて、準安定ヘリウム三重項の透過スペクトルをモデル化します。重要な発見は次のとおりです:(1)昼夜の異方性の増加は、ヘリウム線の狭まり、線重心の青方偏移の数km/sの増加につながります。(2)線の速度変化は線の形成高度に依存し、惑星の質量損失率が高いほど、より高い高度で線が形成され、その結果、速度変化がより顕著になります。(3)昼夜の異方性の臨界点が存在し、流出物質が惑星の夜側に落ち込むことによって生成される乱流により青方偏移が飽和する。(4)強い恒星風や乱流の存在は、速度変化の時間変動を引き起こす可能性があります。昼夜の温度勾配がHe-1083nm三重項で観察された青方偏移の主な原因であると仮定すると、速度シフトと昼夜の異方性との相関関係により、ライン形成領域の温度勾配を制限する機会が得られます。
ガイア天文法を使用した直接イメージングで系外惑星の伴星と野星を区別する
| Title |
Distinguishing_exoplanet_companions_from_field_stars_in_direct_imaging_using_Gaia_astrometry |
| Authors |
Philipp_Herz,_Matthias_Samland,_Coryn_A.L._Bailer-Jones_(Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04873 |
恒星の周囲の系外惑星を直接画像検索すると、実際には背景の星である偽の候補が多数検出されます。これらを本物の伴星と区別するために、マルチエポック天文測定を使用して、主星との共通の固有運動を特定することができます。これは頻繁に行われますが、多くのアプローチには背景集団の動きに対する適切なモデルがないか、結果を適切に定量化するための統計的フレームワークが使用されていません。ここでは、ガイア天文法と2MASS測光法を組み合わせて、系外主星の周りの外星の視差と固有運動の分布を候補等級の関数としてモデル化します。我々は、複数のエポックにおける候補の位置を、このフィールド星モデルと共移動伴星モデルの両方で予想される位置と比較する尤度ベースの方法を開発します。私たちの方法は、ガイア天文測定と候補位置の共分散を伝播します。真の伴星は観測ベースラインに比べて周期が長いと想定されているため、現在は軌道運動を無視しています。我々は、VLT/SPHEREに関するB星系外惑星存在量調査(BEAST)調査で特定された263個の候補星を含む23個の主星のサンプルにこの方法を適用します。オッズ比が100倍以上、共移動仲間モデルに有利である7つの候補を特定します。これらの検出のほとんどは、3年未満しか離れていない2つまたは3つのエポックに基づいているため、伴侶の確率を再評価するには、さらにエポックを取得する必要があります。私たちのメソッドは、あらゆるデータで使用できるオープンソースPythonパッケージとしてhttps://github.com/herzphi/compassから公開されています。
大型カイパーベルト物体衝突を形成する衛星の初期条件に対する蛇紋岩化の影響
| Title |
The_impact_of_serpentinization_on_the_initial_conditions_of_satellite_forming_collisions_of_large_Kuiper_belt_objects |
| Authors |
Anik\'o_Farkas-Tak\'acs,_Csaba_Kiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05136 |
カイパーベルト天体は、カルシウムとアルミニウムに富んだ包有物が形成されてから少なくとも数百万年後に形成されたと考えられており、その頃、太陽初期の主要な放射性熱源である$^{26}$Al同位体が存在していた。システム--大幅に劣化していました。これらの物体の内部構造は、残りの長時間持続する放射性同位体によって生成される熱に加えて、追加の熱を生成する可能性のある追加の熱源に大きく依存します。この論文では、ケイ酸塩鉱物の水和である蛇紋岩化が熱収支にどのように寄与するのか、またそれが大型カイパーベルト天体の内部構造をどの程度変化させることができるのかを調査します。再構成の程度は、形成プロセスの開始時間、物体のサイズ、開始時の氷と岩石の比率に非常に強く依存することがわかりました。蛇紋岩化は、プロセスがCAI形成後の$\sim$3\,Myrの早期に開始される場合、サイズ範囲全体(400-1200\,km)と氷と岩石の比率の範囲全体ですべてのオブジェクトの内部の大部分を再構成することができます。、これまで考えられていた（$\leq$5\,Myrvs.数千万年）よりもずっと早い時期に、主に蛇紋岩の核が形成される可能性があります。蛇紋岩化した物質の割合は、太陽系外縁部での形成時間の増加、氷と岩石の比率の増加、および微惑星形成の開始時期の増加に伴って徐々に減少しますが、最大の天体の場合、太陽系内部のかなりの部分が影響を受けます。CAI形成後の$\sim$5\,Myrのように形成が比較的遅く開始された場合でも、蛇紋岩化されます。したがって、微惑星の内部にはかなりの量の蛇紋岩が含まれていた可能性があり、場合によっては衛星形成衝突時に蛇紋岩が主要な成分であった可能性があります。
放射線と重力トルクによる小惑星のスピン状態の経年変化。 YORP 効果の新たな検出と更新
| Title |
Secular_change_in_the_spin_states_of_asteroids_due_to_radiation_and_gravitation_torques._New_detections_and_updates_of_the_YORP_effect |
| Authors |
J._\v{D}urech,_D._Vokrouhlick\'y,_P._Pravec,_Yu._Krugly,_D._Polishook,_J._Hanu\v{s},_F._Marchis,_A._Ro\.zek,_C._Snodgrass,_L._Alegre,_Z._Donchev,_Sh._A._Ehgamberdiev,_P._Fatka,_N._M._Gaftonyuk,_A._Gal\'ad,_K._Hornoch,_R._Ya._Inasaridze,_E._Khalouei,_H._Ku\v{c}\'akov\'a,_P._Ku\v{s}nir\'ak,_J._Oey,_D._P._Pray,_A._Sergeev,_I._Slyusarev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05157 |
小型小惑星の回転状態は、重力および放射起源の摂動トルクによって長期的に影響を受けます(YORP効果)。YORP効果の直接的な観察証拠が私たちの研究の主な目標です。我々は、地球近傍の小惑星5個（1862年）アポロ、（2100年）ラーシャローム、（85989）1999年JD6、（138852）2000年WN10、（161989）コークスの測光観測を実施しました。次に、光曲線反転法を利用可能なすべてのデータに適用して、研究した5つの小惑星それぞれのスピン状態と凸形状モデルを決定しました。(2100)ラーシャロームの場合、解析には太陽の重力トルクによる自転軸の歳差運動も含める必要がありました。YORP効果の2つの新しい検出結果が得られました:(i)$(2.9\pm2.0)\times10^{-9}\,\mathrm{rad\,d}^{-2}$for(2100)Ra-シャローム、および(ii)$(5.5\pm0.7)\times10^{-8}\,\mathrm{rad\,d}^{-2}$(138852)2000WN10。ラーシャロームの解析では、歳差運動定数$\sim3000''\,\mathrm{yr}^{-1}$による自転軸の歳差運動も明らかになりました。これは、地球上の測光データからこのような検出が行われたのは初めてです。他の2つの小惑星については、以前に報告されたYORP検出の精度を向上させました:(i)$(4.94\pm0.09)\times10^{-8}\,\mathrm{rad\,d}^{-2}(1862年)アポロでは$、(ii)(161989年)コークスでは$(1.86\pm0.09)\times10^{-8}\,\mathrm{rad\,d}^{-2}$です。(85989)1999JD6のYORP効果が検出されたという最近の報告にもかかわらず、YORPのないモデルは統計的に棄却できないことを示します。したがって、この小惑星のYORP効果の検出には今後の観測が必要です。観測から決定されたRa-Shalomのスピン軸歳差運動定数は、理論的に期待された値と一致します。YORPが検出された小惑星の総数は12に増加しました。いずれの場合も、自転周波数は時間の経過とともに増加します。
説明的な機械学習技術を使用して原始惑星系円盤内の CO 化学を解きほぐす
| Title |
Disentangling_CO_Chemistry_in_a_Protoplanetary_Disk_Using_Explanatory_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
Amina_Diop_(1),_Ilse_Cleeves_(1),_Dana_Anderson_(2),_Jamila_Pegues_(3),_Adele_Plunkett_(4)_((1)_University_of_Virginia,_(2)_Earth_and_Planets_Laboratory,_Carnegie_Institution_for_Science,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_National_Radio_Astronomy_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05254 |
原始惑星系円盤内の分子存在量は、ガス温度、ガス密度、放射線場、塵の特性などの局所的な物理的条件に非常に敏感です。多くの場合、複数の要因が絡み合って、単純な種と複雑な種の両方の存在量に影響を与えます。私たちは、機械学習を使用してこれらの化学的および物理的な相互依存性を理解するための新しいアプローチを紹介します。具体的には、一般的な円盤の条件下でモデル化されたCOのケースを調査し、ガス密度、ガス温度、宇宙線イオン化率、X線イオン化率、およびUVに対するCO空間密度の依存性を研究する説明的な回帰モデルを構築します。フラックス。私たちの調査結果は、単一の物理的パラメーターと比較して、パラメーターの組み合わせがCOの制御において驚くほど強力な役割を果たすことを示しています。さらに、一般に、円盤内の状態はCOに対して破壊的であることがわかりました。宇宙線環境が増加し、初期C/O比が高い円盤ではCOの減少がさらに促進されます。私たちの新しいアプローチによって明らかになったこれらの依存関係は、モデリングがより集中的で計算コストがかかる以前の研究と一致しています。したがって、私たちの研究は、機械学習が効率的な予測モデルを作成するためだけでなく、複雑な化学プロセスをより深く理解できるようにするための強力なツールとなり得ることを示しています。
進化した大質量星の一時的な質量損失の調査: I. 南方の 10 個の銀河にある塵の多い大質量星の分光
| Title |
Investigating_episodic_mass_loss_in_evolved_massive_stars:_I._Spectroscopy_of_dusty_massive_stars_in_ten_southern_galaxies |
| Authors |
A.Z._Bonanos,_F._Tramper,_S._de_Wit,_E._Christodoulou,_G._Munoz-Sanchez,_K._Antoniadis,_S._Athanasiou,_G._Maravelias,_M._Yang,_and_E._Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04626 |
ASSESSプロジェクトは、大質量星の進化における一時的な質量減少の役割を解明することを目的としています。最初のステップとして、スピッツァー点源カタログが利用可能な10個の南方銀河にある、分光学的に特定された塵のような進化した大質量星のカタログを構築します。我々は、VLTを使用して、これらの銀河(Z=0.06～1.6Zoにわたる)にある塵を含んだ大質量星候補の多天体分光分析を実施しました。WLM、NGC55、NGC247、NGC253、NGC300、NGC1313、NGC3109、SextansA、M83、NGC7793で763のスペクトルを取得しました。ターゲットは、スピッツァー測光を使用して、強い赤外線過剰を持つターゲットを優先することにより選択されました。。各ターゲットのスペクトル分類を決定しました。さらに、HSTのアーカイブ画像を使用して、80個のターゲットを星、星団、銀河として視覚的に分類しました。我々は、185個の大質量星を含む541個の分光器で分類された源のカタログを提供しており、そのうち154個は新たに分類された大質量星です。このカタログには、129個の赤色超巨星、27個の青色超巨星、10個の黄色超巨星、4個の明るい青色変光星候補、7個の超巨星B[e]星、および8個の輝線天体が含まれています。赤外線の色に基づいて、これらの巨大な星の24%で星周塵の証拠が見つかります。私たちは、観測されたスペクトルの中から大質量星の特定に成功した率は28%だったと報告していますが、進化した大質量星の選択における私たちの優先システムの平均成功率は36%でした。さらに、カタログには21個の背景銀河(AGNとクエーサーを含む)、10個の炭素星、および99個のHII領域が含まれています。我々は、76個のHII領域と星雲輝線を含む36個の他のスペクトルの線比[NII]/Haおよび[SII]/Haを測定し、それによって衝撃放射を伴う8個の発生源を特定しました。我々は、進化した大質量星、特にローカルグループを超えた低Zにある近くの銀河にある赤色超巨星の最大のカタログを提示します。
$2.5
| Title |
Identification_and_Characterization_of_Six_Spectroscopically_Confirmed_Massive_Protostructures_at_$2.5 |
| Authors |
Ekta_A._Shah,_Brian_Lemaux,_Benjamin_Forrest,_Olga_Cucciati,_Denise_Hung,_Priti_Staab,_Nimish_Hathi,_Lori_Lubin,_Roy_R._Gal,_Lu_Shen,_Giovanni_Zamorani,_Finn_Giddings,_Sandro_Bardelli,_Letizia_Pasqua_Cassara,_Paolo_Cassata,_Thierry_Contini,_Emmet_Golden-Marx,_Lucia_Guaita,_Gayathri_Gururajan,_Anton_M._Koekemoer,_Derek_McLeod,_Lidia_A._M._Tasca,_Laurence_Tresse,_Daniela_Vergani,_Elena_Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04634 |
我々は、VUDSおよびORELSE(C3VO)調査におけるチャーティングクラスター構築の一環として発見された拡張チャンドラ深層フィールド南(ECDFS)フィールドの赤方偏移範囲$2.5<z<4.5$に及ぶ、分光学的に確認された6つの巨大な原始構造を紹介します。私たちは、この高度に研究された銀河系外領域における公的および独自の分光および測光観測の広範なデータ編集に過密度測定技術を適用することにより、これらの注目すべきシステムを特定し、特徴付けます。これら6つの原始構造、つまり、これらの赤方偏移における場密度レベルを$2.5\sigma_{\delta}$以上上回る大規模過密度(体積$>9000$\thinspacecMpc$^3$)の総質量は$M_{tot}\ge10^{14.8}M_\odot$と1つ以上の高度に過密な(overdensity$\thinspace>5\sigma_{\delta}$)ピーク。発見された最も複雑な原始構造の1つは、$z\sim3.47$にある巨大な($M_{tot}=10^{15.1}M_\odot$)系で、6つのピークと55の分光メンバーを含んでいます。また、$z\sim3.30$と$z\sim3.70$に、$z\sim3.47$の原始構造と空の上で少なくとも部分的に重なっているように見える原始構造も発見し、関連性の可能性を示唆しています。さらに、$z=2.67$、2.80、および4.14での3つの巨大な原始構造の発見について報告し、それらの特性について議論します。最後に、これらの原始構造の最も豊富な領域における星形成速度と環境との関係を議論し、最も密度の高い領域における星形成活動の増強を発見した。今回報告された原始構造の多様性は、宇宙初期の大きな赤方偏移範囲にわたる銀河の進化に対する高密度環境の複雑な影響を研究する機会を提供します。
大規模合併によるクラスター衛星の破壊強化
| Title |
Enhanced_Destruction_of_Cluster_Satellites_by_Major_Mergers |
| Authors |
Kyung_Lin_Dong,_Rory_Smith,_Jihye_Shin,_Reynier_Peletier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04641 |
暗黒物質のみの宇宙論的シミュレーションで一連のクラスターを使用して、クラスターと銀河群（質量比が5:1を超える）の合体が及ぼす影響を研究し、合体が衛星ハローに及ぼす潮汐の影響を調査します。私たちの結果を、同じ期間に大きな合併がなかったクラスターの対照サンプルと比較します。大規模な合併を起こしたクラスターでは、合併の規模に応じてサブハローの破壊が約10～30%大幅に強化されることがわかります。質量比が7:1未満のものは、顕著な増強を示さなかった。破壊されたサブハローの数は、合併が始まる前にクラスターのビリアル半径内にあったクラスターメンバーについて測定されます。これは、合体によってもたらされた前処理された銀河が意図的に除外されていることを意味し、純粋に合体中の銀河団の潮汐場の歪みと乱れの結果として破壊が強化されたことをはっきりと見ることができるようになります。また、これらの衛星の破壊に影響を与える二次的なパラメータも考慮しますが、主要な合併が支配的な要因であることがわかります。これらの結果は、大規模な合併がクラスターの個体数にどのように大きな影響を与える可能性があり、クラスター内光の形成や残りの衛星の潮汐特性の強化に影響を与える可能性があることを浮き彫りにしています。
オリオン大星雲団の 3 次元運動学 II: 内部星団の質量依存運動学
| Title |
The_3D_Kinematics_of_the_Orion_Nebula_Cluster_II:_Mass-dependent_Kinematics_of_the_Inner_Cluster |
| Authors |
Lingfeng_Wei,_Christopher_A._Theissen,_Quinn_M._Konopacky,_Jessica_R._Lu,_Chih-Chun_Hsu,_Dongwon_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04751 |
我々は、全質量範囲にわたって活発な星形成が見られる最も近い大質量星団であるオリオン大星雲団(ONC)の中心から$4^\prime$以内の$246$星の運動学的解析を提示します。これにより、形成と星雲に関する貴重な洞察が得られます。個々の星ベースでの星団の進化。高精度の動径速度と表面温度は、KeckII10m望遠鏡の補償光学(NIRSPAO)とともに使用されるNIRSPEC装置によって取得されたスペクトルから取得されます。次に、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)ACS/WFPC2/WFC3IRおよびKeckIINIRC2によって以前に測定された固有運動と組み合わせて、3次元運動学マップが構築されます。測定された二乗平均平方根速度分散は$2.26\pm0.08~\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$であり、ビリアル平衡の要件である$1.73~\mathrm{km}よりも大幅に高くなります。\,\mathrm{s}^{-1}$は、以前の発見と一致して、ONCコアが超ウイルスであることを示唆しています。クラスター内でエネルギーの等分配が検出されません。最も注目すべきことは、各恒星の速度とその隣接星との相対速度が恒星の質量と負の相関があることが判明したことである。超ウイルス星団内で低質量星が周囲の星よりも速く移動していることは、形成中の星の初期質量が初期の運動学的状態に関連している可能性があることを示唆しています。さらに、時計回りの回転優先が検出されます。逆質量分離の弱い兆候は、サンプルの偏りである可能性もありますが、トラペジウム星を除く星の間でも確認されています。最後に、この研究は4つの新しい候補分光連星系の発見を報告します。
COSMOS分野でのJWST/NIRCamディープイメージングによる$z\about6$のLy$\alpha$エミッターの解明
| Title |
Unveiling_Ly$\alpha$_Emitters_at_$z\approx6$_through_JWST/NIRCam_Deep_Imaging_in_the_COSMOS_Field |
| Authors |
Yuanhang_Ning,_Zheng_Cai,_Xiaojing_Lin,_Zhen-Ya_Zheng,_Xiaotong_Feng,_Mingyu_Li,_Qiong_Li,_Daniele_Spinoso,_Yunjin_Wu,_and_Haibin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04841 |
我々は、JWST/NIRCamイメージングデータセットに基づいて、再電離後期(赤方偏移$z\およそ6$)の分光学的に確認された14個のLy$\alpha$エミッタ(LAE)のサンプルを研究する。$L$(Ly$\alpha$)$\sim10^{42.4-43.4}$ergs$^{-1}$の高いLy$\alpha$光度を持つこれらのLAEは、(進行中の)COSMOSによってカバーされています。4つのNIRCamバンド(F115W、F150W、F277W、およびF444W)で$0.28$deg$^2$にわたるWeb調査(Kartaltepeetal.2021;Caseyetal.2022)。ディープJWSTイメージングを使用して、${-}20.5$から${-}18.5$magの範囲の$M_{\rmUV}$のUV連続体を決定します。UVの傾きの中央値は$\beta\about-2.1$で、最も急な傾きは$\beta<-3$に達する可能性があります。JWSTの優れた空間分解能により、サンプルのうち3つが潜在的なマージ/相互作用システムであることが特定されました。14個のLAE(およびその構成要素)は形態がコンパクトで、高$z$銀河の質量とサイズの関係よりも実質的に下に位置する。さらに星の質量($M_*$)と星形成速度(SFR)を調べます。LAEの約半数はSFR-$M_*$主系列関係上にあり、そのうち2つはスターバースト銀河か、最近「小さな赤い点」と呼ばれる活動銀河核(AGN)をホストしている可能性が高く、${\sim}10\%$AGN割合。さらに、Ly$\alpha$の等価幅と、$\Deltaの中央値をもつLy$\alpha$とUV放射の間のオフセット($\Deltad_{\rmLy\alpha}$)との間に新たな相関が存在する可能性があることを明らかにしました。d_{\rmLy\alpha}\sim1$kpc。これは、ISMとCGMの両方におけるLy$\alpha$放射伝達プロセスによって説明できます。この結果は、JWST機能を使用した高$z$LAEの詳細な分析の新時代の到来をもたらします。
シグナス X の塊、コア、凝縮の調査: SiO の SMA 観察 (5$-$4)
| Title |
Surveys_of_clumps,_cores,_and_condensations_in_Cygnus-X:_SMA_observations_of_SiO_(5$-$4) |
| Authors |
Kai_Yang,_Keping_Qiu,_Xing_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04880 |
SiO放出は通常、星形成領域における高速流出衝撃を追跡するために使用されます。しかし、いくつかの研究では、分子雲からの流出とは関係なく、低速で広範囲にわたるSiO放出が存在することが判明しています。私たちは、大規模な高密度コア(MDC)内のSiO放出を検出して特徴付け、SiO放出の中心的な発生源の特性を調査することを目的としています。私たちは、はくちょう座X星の48個のMDCのサンプルに向けて、サブミリ波アレイを使用して作成したSiO(5$-$4)線の高角度分解能($\sim$1.5$^{\prime\prime}$)の観察を発表します。-コンプレックスを形成しています。私たちは、形態、運動学、エネルギー学を含むSiO放出構造を研究し、中心源の進化との関係を調査しました。SiO(5$～$4)の放出は、48個のMDCのうち16個で検出されます。29件の塵の凝縮に関連する14件の双極性と18件の単極性SiO(5$～4000ドル)の流出を特定しました。ほとんどの流出（32件中24件）はスピッツァー4.5$\mu$mの過剰排出に関連しています。また、2つのMDCのダスト凝縮の周囲に拡散低速($\Delta{v}$$\le$1.2kms$^{-1}$)SiO(5$-$4)放出があることを発見し、次のことを示唆しています。それは、減速した流出ショック、または地球規模の雲崩壊による大規模なショックから発生する可能性があります。MDCにおけるSMASiO(5ドルから4ドル)の排出は、ほとんどが流出に関連していることがわかりました。おそらく、SiO(2$-$1)と比較してSiO(5$-$4)の励起が比較的高いため、および空間フィルタリング効果により、大規模な低速SiO(5$-$4)発光は検出されません。しかし、粉塵の凝縮のすぐ近くでは、よりコンパクトな低速放射が検出されます。我々は、流出中心源の赤外線放射、連続電波放射、ガス温度特性に基づいて源をさまざまな進化段階に分類し、24$\mu$mの光度が進化とともに増加する傾向があることを発見した。
JWST分野における銀河の形態学: 銀河形態の初期分布と進化
| Title |
Morphology_of_Galaxies_in_JWST_Fields:_Initial_distribution_and_Evolution_of_Galaxy_Morphology |
| Authors |
Jeong_Hwan_Lee,_Changbom_Park,_Ho_Seong_Hwang,_and_Minseong_Kwon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04899 |
HorizonRun(HR5)宇宙論シミュレーションによる最近の研究では、宇宙の朝に${\rmlog}~M_{\ast}/M_{\odot}\lesssim10$の銀河が存在すると予測されています($10\gtrsimz\gtrsim4$)は、$\Lambda$CDM宇宙では主に円盤状の形態を持ち、これは初期物質変動における潮汐トルクによって駆動されます。観測との直接比較のために、$z=0.6-で${\rmlog}~M_{\ast}/M_{\odot}>9$の合計約$18,000$のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)銀河を特定しました。NEP-TDF、NGDEEP、CEERS、COSMOS、UDS、およびSMACSを含む、公開フィールドのディープJWST/NIRCam画像を利用する8.0$J0723$-$7327。$\sigma_{\rmNMAD}=0.007$の分散とわずか約5\%の異常値を使用して、星の質量と測光赤方偏移を推定します。我々は、HR5研究で使用されたのと同じ基準を適用して、銀河を「円盤」、「回転楕円体」、「不規則銀河」の3つの形態学的タイプに分類します。JWST銀河の形態分布は、円盤銀河がすべての赤方偏移範囲で$60-70\%$を占めることを示しています。しかし、高質量領域(${\rmlog}~M_{\ast}/M_{\odot}\gtrsim11$)では、回転楕円体の形態が支配的なタイプになります。これは、銀河の質量成長が円盤から回転楕円体への形態変化を伴うことを意味します。不規則の割合は、すべての質量および赤方偏移において約20\%以下です。形態分布のすべての傾向は、6つのJWSTフィールドで一貫して見られます。これらの結果は、HR5シミュレーションの結果とほぼ一致しており、特に宇宙の朝と正午に小さな質量で円盤銀河が蔓延していることを裏付けています。
VV 114 E SW で極度に励起されて流出する CO と H2O を JWST が検出: 急速に降着している IMBH の可能性
| Title |
JWST_detection_of_extremely_excited_outflowing_CO_and_H2O_in_VV_114_E_SW:_a_possible_rapidly_accreting_IMBH |
| Authors |
Eduardo_Eduardo_Gonz\'alez-Alfonso,_Ismael_Garc\'ia-Bernete,_Miguel_Pereira-Santaella,_David_A._Neufeld,_Jacqueline_Fischer,_Fergus_R._Donnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04914 |
中赤外(中IR)気相分子バンドは、暖かい星間物質の強力な診断に役立ちます。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が「s2」に向かうCOv=1-0(4.4-5.0um)とH2Onu2=1-0(5.0-7.8um)のro振動バンドを吸収で検出したことを報告する。'合体銀河VV114Eの南西核にある核。J_low=33(E_low~3000K)までのすべてのro振動COラインが検出され、また13_{0,13}までのH2Oラインの林も検出されます。(E_low~2600K)。最高励起線は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで観測された回転COJ=3-2346GHz線によって追跡される、拡張分子雲に対して約180kms^{-1}青方偏移している。このバンドは、より低い励起による低速成分(~30kms^{-1}だけ青方偏移)の吸収も示しています。解析の結果、バンドは有効温度T_bck~550Kでtau_6um^ext~2.5-3(A_k~6.9-8.3等)で消滅する連続体に対して観察されることが示された。高励起COおよびH2Oラインは、T_rot~450KおよびN_CO~(1.7-3.5)x10^{19}cm^{-2}およびN_H2O~(1.5-3.0)のカラム密度でのv=0熱化と一致しています。x10^{19}cm$^{-2}$。H2Oのv=0レベルの熱化には、n_H2>~10^9cm^{-3}の極度の密度、または非常にコンパクト(<1pc)の光学的に厚い光源を放射する中赤外場による放射励起のいずれかが必要です。~10^{10}L_sun。後者の選択肢が支持されており、観察された吸収が完全に覆われた活動的なブラックホール(BH)の非常に初期段階を調査していることを意味します。BH成長の単純なモデルに基づいて、s2コアに寿命制約を適用すると、スーパーエディントン速度で降着する中間質量BH(IMBH、M_BH~4.5x10^4M_sun)が提案されます。まだ出生の繭を突破できていない。
近くのグループの外にある新しい矮小銀河の探索
| Title |
A_search_for_new_dwarf_galaxies_outside_the_nearby_groups |
| Authors |
I.D._Karachentsev,_V.E._Karachentseva,_S.S._Kaisin,_E.I._Kaisina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04930 |
私たちは、DESILegacyImagingSurveysのデータを使用して、ローカルボリューム内の既知のグループの外側にある、近くにある新しい矮小銀河の探索を開始しました。ローカルボイドに向かう$\sim$5000平方度の広い空領域では、近くの低質量銀河の候補が12個しか見つかりませんでした。それらのほとんどすべては、不規則型または遷移型矮星として分類されます。さらに、すばる望遠鏡のハイパーシュプリームカメラで露出した空の領域（$\sim$700平方度）を調べ、近くの矮星の候補をさらに9つ見つけました。最後に、ローカルボリュームの9つの候補が、DESI調査の全エリアで自動的に検出された7070個の超拡散天体を含むザリツキーのSMUDGカタログから私たちによって選択されました。私たちは、一般的な宇宙領域における静止状態のdSph銀河の割合は10パーセント未満であると推定しました。
JVLA CO(J=2-1)観測による $z\sim8$ 銀河の分子ガス含有量に対する新たな制約
| Title |
New_constraints_on_the_molecular_gas_content_of_a_$z\sim8$_galaxy_from_JVLA_CO(J=2-1)_observations |
| Authors |
G._C._Jones,_J._Witstok,_A._Concas,_N._Laporte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05012 |
分子ガスは星形成の主な燃料として、銀河の進化において重要な役割を果たします。初期宇宙の分子貯蔵庫の質量を導き出すために多くの手法が使用されてきました(例:[CII]158$\mu$m、[CI]、塵連続体)。しかし、COベースの推定の標準的なアプローチは、線が本質的に薄いため、少数の銀河に限定されます。$z\sim8.31$銀河MACS0416_Y1のJanskyVeryLargeArray(JVLA)によるCO(2-1)と静止系電波連続体の放出を対象とした観測結果を紹介します。これにより、両方の量の上限が決まります。公開されている遠赤外線(FIR)スペクトルエネルギー分布(SED)に連続限界を追加すると、FIR放射に対する非熱的寄与が小さく、塵の質量が少ないことがわかります($\rm\log_{10}(M_D/M_{\odot})\sim5$)、および異常に高い塵の温度($\rmT_D\gtrsim90K$)は、最近のスターバーストを示している可能性があります。金属量が低いと仮定すると($Z/Z_{\odot}\sim0.25$)、$M_{\rmH_2,CO}\lesssim10^{10}$M$_{\odot}$の証拠が次のように見つかります。以前の[CII]調査($M_{\rmH_2,[CII]}\sim10^{9.6}$M$_{\odot}$)との合意。この源の今後のJWST観測により、$Z$が正確に決定され、より適切な制約と、この原始スターバースト銀河のガス貯留層の前例のない観察が可能になります。
$Gaia$ DR3 内の現場外コンポーネントの探索
| Title |
Exploring_the_ex-situ_components_within_$Gaia$_DR3 |
| Authors |
Zhuohan_Li,_Gang_Zhao,_Ruizhi_Zhang,_Xiang-Xiang_Xue,_Yuqin_Chen,_Jo\~ao_A._S._Amarante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05027 |
$Gaia$DR3の存在は、完全な6D情報を備えた星の大規模なサンプルを提供し、古代の合体現象を通じて天の川に降着した恒星天体の探査に肥沃な土壌を提供します。この研究では、$Gaia$DR3カタログ内の生息域外星を特定するための深層学習手法を開発しました。2段階のトレーニングの後、ニューラルネットワーク(NN)モデルは、3D位置と速度、およびアクションから構成される入力データに基づいて星の二項分類を実行できるようになりました。27085748個の星のターゲットサンプルから、私たちのNNモデルは160146個のその場外の星を識別することに成功しました。金属量の分布は、この生息地外サンプルが複数の成分で構成されているが、ガイア-ソーセージ-エンセラドゥスが優勢であると思われることを示唆しています。私たちは調査を通じて、マゼラン雲、いて座、および20個の球状星団のメンバー星を特定しました。さらに、ガイア・ソーセージ・エンケラドゥス、タムノス、セコイア、ヘルミ・ストリーム、ウーコン、ポントスからの広範なメンバー星のグループが細心の注意を払って選択され、下部構造の包括的な研究のための理想的なサンプルを構成しました。最後に、薄い円盤、厚い円盤、およびハローにおける生息域外星の割合を決定するための予備推定を実行しました。その結果、割合はそれぞれ0.1%、1.6%、63.2%となりました。銀河円盤からの垂直高さと銀河中心からの距離が増加するにつれて、対象サンプルの現場外の割合もそれに対応して増加傾向が見られました。
JWST UNCOVER: $z>9$ における紫外発光銀河の過剰
| Title |
JWST_UNCOVER:_The_Overabundance_of_Ultraviolet-luminous_Galaxies_at_$z>9$ |
| Authors |
Iryna_Chemerynska,_Hakim_Atek,_Lukas_J._Furtak,_Adi_Zitrin,_Jenny_E._Greene,_Pratika_Dayal,_Andrea_Weibel,_Vasily_Kokorev,_Andy_D._Goulding,_Christina_C._Williams,_Themiya_Nanayakkara,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_Brammer,_Sam_E._Cutler,_Ivo_Labbe,_Joel_Leja,_Richard_Pan,_Sedona_H._Price,_Bingjie_Wang,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05030 |
過去1年間、JWSTは$z\sim13$までの記録的な距離で銀河を発見してきました。JWSTUNCOVER(再電離時代前の超深度NIRSpecおよびNIRcam観測)プログラムは、$\sim45$arcmin$^{2}$から$\までの巨大銀河団Abell2744の超深度多波長NIRCamイメージングを取得しました。SIM29.5$ABmag.ここでは、$9<z<12$のレンズクラスターを通じて導出された堅牢な紫外(UV)視度関数を示します。包括的なエンドツーエンドのシミュレーションを使用して、増幅率と有効な調査量の両方を導き出す際に、すべてのレンズ効果と体系的な不確実性を考慮します。我々の結果は、最近のJWST研究で$z>9$と以前報告されていた、紫外線で明るい銀河($M_{UV}<-20$ABmag)の興味深い過剰を裏付けるものである。特に、二重べき乗則(DPL)は、古典的なシェクター形式と比較して、視感度関数の明るい端をより適切に記述します。これらの明るい銀河の数密度は、理論上の予測やハッブル宇宙望遠鏡(HST)の観測に基づくこれまでの発見より10～100倍大きい。さらに、$\rho_{\rmSFR}=10^{-2.64}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$Mpc$^{-3}$の星形成速度密度を測定します。これは、星形成効率が一定であると仮定した銀河形成モデルよりも4～10倍高い値です。今後の広域調査とレンズ支援観測の正確なモデリングは、紫外光度関数の明るい端と暗い端の両方を$z>9$に確実に制限することになり、これが銀河形成モデルの重要なベンチマークとなるでしょう。
Redshift $z\約 1$ での大規模銀河の双極性アウトフローは 10~kpc に達する
| Title |
Bipolar_Outflows_out_to_10~kpc_for_Massive_Galaxies_at_Redshift_$z\approx_1$ |
| Authors |
Yucheng_Guo,_Roland_Bacon,_Nicolas_F._Bouch\'e,_Lutz_Wisotzki,_Joop_Schaye,_J\'er\'emy_Blaizot,_Anne_Verhamme,_Sebastiano_Cantalupo,_Leindert_A._Boogaard,_Jarle_Brinchmann,_Maxime_Cherrey,_Haruka_Kusakabe,_Ivanna_Langan,_Floriane_Leclercq,_Jorryt_Matthee,_L\'eo_Michel-Dansac,_Ilane_Schroetter_and_Martin_Wendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05167 |
銀河の流出は、銀河の質量増加と星の形成を制御することにより、銀河の進化に重要な役割を果たしていると考えられています。理論モデルでは、銀河に垂直な方向に最大数十kpcまで、環銀河媒体(CGM)にまで広がる流出の双極形状を想定しています。それらは、局地宇宙のいくつかの個別の銀河、例えば天の川銀河やM82の周りで直接観察されています。より高い赤方偏移では、銀河形成の宇宙論的シミュレーションは、星形成活動の増加による銀河流出の頻度と効率の増加を予測します。流出は、星形成のための潜在的な燃料を銀河から除去する役割を果たし、同時にCGMと銀河間物質を濃縮します。これらのフィードバックプロセスは、宇宙論的シミュレーションの重要な要素として組み込まれていますが、CGMスケールでは依然として十分に制約されていません。今回我々は、z~1の銀河サンプルを取り囲む平均MgII発光の超深度MUSE画像を提示します。これは、10kpc以上の物理スケールで流出ガスの存在を強く示唆しています。我々は、検出された信号が中心銀河の傾きに強く依存していることを発見し、エッジオン銀河は明らかに短軸に沿ったMgII発光の増強を示しているのに対し、フェイスオン銀河ははるかに弱く、より等方性の発光を示している。我々は、これらの発見は、アウトフローが典型的に銀河円盤に垂直な双極円錐形状を持つという考えを裏付けるものとして解釈している。信号がいくつかの外れ値によって支配されていないことを示します。サブサンプルの銀河サンプルを質量で分割すると、双極性発光は恒星質量$\mathrm{M_*\gtrsim10^{9.5}M_\odot}$の銀河でのみ検出されます。
SARAO MeerKAT 銀河面調査における HI 銀河の署名 -- II.ローカルボイドとその下部構造
| Title |
HI_Galaxy_Signatures_in_the_SARAO_MeerKAT_Galactic_Plane_Survey_--_II._The_Local_Void_and_its_substructure |
| Authors |
Sushma_Kurapati,_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg,_D.J._Pisano,_Hao_Chen,_Sambatriniaina_H._A._Rajohnson,_Nadia_Steyn,_Bradley_Frank,_Paolo_Serra,_Sharmila_Goedhart,_Fernando_Camilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05237 |
ローカルボイドは、23Mpcの距離にある最も近い大きなボイドの1つです。それは主に銀河バルジの背後にあるため、観察するのは非常に困難です。私たちは、SARAOMeerKAT銀河面探査(SMGPS)からのHI21cm放射観測を使用して、銀河経度範囲329$^{\circ}<\ell<$55$^{\circ}$にわたるローカルボイドとその周囲を研究します。、銀河の緯度$|b|<$1.5$^{\circ}$、赤方偏移$cz<$7500km/s。44km/sチャネルごとのビームあたり0.44mJyの中央値rms感度で291個の銀河を検出しました。我々は、ボイドの奥深くに17個の銀河、ボイドの境界に96個の銀河を見つけましたが、残りの178個の銀河は平均的な密度の環境にあります。ボイドの範囲は約58Mpcです。経度範囲350$^{\circ}<\ell<$35$^{\circ}$から赤方偏移$z<$4500km/sまでの範囲では、密度が大幅に不足しています。ボイド内の銀河は、平均密度の銀河よりも低い(約0.25dexだけ)\HI質量を持つ傾向があります。私たちは、小さな銀河グループの候補をいくつか見つけました。そのうち、ボイド内の2つのグループ(3メンバーと5メンバーからなる)は、ボイド内にフィラメント状の下部構造の兆候を示しています。
| Title |
A_Hubble_Space_Telescope_Search_for_r-Process_Nucleosynthesis_in_Gamma-ray_Burst_Supernovae |
| Authors |
J._C._Rastinejad_(CIERA/Northwestern),_W._Fong,_A._J._Levan,_N._R._Tanvir,_C._D._Kilpatrick,_A._S._Fruchter,_S._Anand,_K._Bhirombhakdi,_S._Covino,_J._P._U._Fynbo,_G._Halevi,_D._H._Hartmann,_K._E._Heintz,_L._Izzo,_P._Jakobsson,_G._P._Lamb,_D._B._Malesani,_A._Melandri,_B._D._Metzger,_B._Milvang-Jensen,_E._Pian,_G._Pugliese,_A._Rossi,_D._M._Siegel,_P._Singh,_G._Stratta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04630 |
シミュレーションと間接的な観察証拠は、コンパクトな天体の合体に加えて、星形成から短い遅延を伴う重元素($r$プロセス)元素合成の二次的源が存在することを示唆している。それは、高速回転する星の核崩壊である。および/または高度に磁化された大質量星。ここでは、ガンマ線バースト超新星(GRB-SNe)の観測において、$r$プロセス濃縮の予測された兆候、つまり後期(バースト後$\gtrsim40$~日後)の明確な赤色を調査します。これらの巨大な星の祖先と関連しています。ハッブル宇宙望遠鏡と大口径地上望遠鏡を用いて得られた、$z<0.4$における4つのGRB-SNeの光学から近赤外までの色測定を、バースト後$>$500日までの範囲で示します。我々の観察結果とモデルを比較すると、GRB190829Aは$r$プロセスの強化がほとんどない($\leq0.01M_{\odot}$)のに対し、GRB100316Dは一貫して$0.03～0.15M_{\odot}$の$r$を生成することが示されています。-加工素材。GRB030329および130427Aの観察は、濃縮を強力に制限するのに十分なタイムスケールではありませんが、総合するとGRB-SNeのサンプルは遅い時間で色の多様性を示しています。私たちのサンプルはまた、内側の$r$プロセス噴出物と外側のSN層の間の大量の混合を嫌います。GRB-SNeから得られる収量は、SN噴出物に隠された$r$プロセス物質(混合率が低いためである可能性がある)、または現在のモデルの$r$プロセス質量測定の限界により過小評価される可能性がある。最後に、GRB-SNeによって生成される$r$-processの完全な分布を観察および調査するための将来の探索戦略についての推奨事項を述べます。
ラベル付き補間器の自動エンコーディング、画像からのパラメータの推論、およびパラメータからの画像
| Title |
Autoencoding_Labeled_Interpolator,_Inferring_Parameters_From_Image,_And_Image_From_Parameters |
| Authors |
Ali_SaraerToosi_and_Avery_Broderick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04640 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は、イベントホライズンスケールでブラックホールの降着流を研究する手段を提供します。半解析モデルをEHT観測に適合させるには、計算コストがかかる合成画像の構築が必要です。この研究では、変分オートエンコーダーの機能を拡張する、生成機械学習モデルの形式で画像生成ツールを紹介します。このツールは、画像のトレーニングセット間を迅速かつ継続的に補間し、それらの画像の定義パラメータを取得できます。一連の合成ブラックホール画像でトレーニングされたこのツールは、ブラックホール画像とそれに関連する物理パラメーターの補間での成功を示しています。このツールは、画像生成の計算コストを削減することにより、ブラックホールシステムの観察のためのパラメーター推定とモデル検証を容易にします。
GRB 221009A の初期の $\rm TeV$ 光子は即時 MeV 光子によって吸収されました
ガンマ線バースト(GRB)221009Aは、これまでに観測された中で最も高いギガ電子ボルト～テラ電子ボルト($\rmGeV-TeV$)光子の束を生成し、詳細な$\rmTeV$光量曲線の構築を可能にしました。$\rmTeV$放出の開始後の$2$-$5\\rms$付近の光度曲線の顕著な低下を説明することに焦点を当てます。我々は、即発放出からのメガ電子ボルト（MeV）光子が残光からの$\rmTeV$光子によって消滅し、この期間中の$\rmTeV$放出を隠す光学的深さを生成すると提案します。我々は、MeV光子の角度を考慮した2ゾーンモデルを開発し、MeV光子と$\rmTeV$光子の間の時間遅延、3を超えるピーク光学深さ、および光学深さの急速な減少を首尾よく再現できます。私たちのモデルは、ディップの原因として$\rmMeV-TeV$消滅をサポートし、発光領域パラメーターに合理的な制約を提供します。
3C 273のX線放射源を偏光により低い状態に拘束
3C273は、最も近い高輝度クエーサーの1つです。ブレーザーとして分類されていますが、3C273にはセイファーツにもいくつかの特徴があり、そのX線はコロナに由来している可能性があります。ジェットとコロナの両方がX線のべき乗則スペクトルを生成するため、スペクトルは低状態の3C273への寄与を完全に区別することはできません。X線偏光観測は、3C273のX線放射源を低状態に制限する機会を提供します。コードMONKを使用して一般相対論的放射伝達シミュレーションを実行し、3C273のジェット、球コロナ、スラブコロナからの2～10keVのX線偏光を計算します。ジェットからの放射は2～10keVであることがわかります。コロナよりも大きな分極度を持っています。コロナからの2～10keVの分極度は非分極ですが、垂直または放射状の磁場を持つジェットの場合は4.1%～15.8%、コロナの場合は$\leq$5.0%です。トロイダル磁場を備えたジェット。コロナとジェットのX線偏光は光学的深さと幾何学的形状に敏感であり、この依存性の主な要因は散乱の数です。これらの結果は、X線偏光が3C273のX線放射源を低い状態に効果的に制限できることを示しています。
KASCADE-Grandeデータによる最新の解析結果
| Title |
Latest_Analysis_Results_from_the_KASCADE-Grande_Data |
| Authors |
D._Kang,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_M._Bertaina,_A._Chiavassa,_K._Daumiller,_V._de_Souza,_R._Engel,_A._Gherghel-Lascu,_C._Grupen,_A._Haungs,_J.R._H\"orandel,_T._Huege,_K.-H._Kampert,_K._Link,_H.J._Mathes,_S._Ostapchenko,_T._Pierog,_D._Rivera-Rangel,_M._Roth,_H._Schieler,_F.G._Schr\"oder,_O._Sima,_A._Weindl,_J._Wochele,_J._Zabierowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05054 |
KASCADEのマルチ検出器セットアップの拡張であるKASCADE-Grandeは、1PeVから1EeVまでの一次エネルギー範囲の高エネルギー宇宙線によって引き起こされる広範囲の空気シャワーの特性を測定することに専念しました。宇宙線のエネルギースペクトルと質量組成の観測は、宇宙線の起源が銀河系から銀河系外への移行の理解に非常に詳細に貢献し、さらに空気シャワーの発達におけるハドロン相互作用モデルの特性を検証することにも貢献します。実験は完全に解体されましたが、KASCADE-Grandeデータセット全体の分析は続けられています。我々は最近、体系的な不確実性を含む重い一次質量と軽い一次質量の再構成スペクトルの観点から、LHC後のさまざまなハドロン相互作用モデル、QGSJETII-04、EPOS-LHC、Sibyll2.3dが空気シャワー予測に及ぼす影響を調査しました。さらに、逆に議論された大気中の高エネルギー空気シャワーのミュオン含有量の進化が、さまざまな相互作用モデルの予測と比較されます。この寄稿では、KASCADE-Grande測定の最新の結果について説明します。
アップグレードされた NOEMA 施設による最初の GMVA 観測: フレア状態にある BL カンザシ科の VLBI イメージング
| Title |
First_GMVA_observations_with_the_upgraded_NOEMA_facility:_VLBI_imaging_of_BL_Lacertae_in_a_flaring_state |
| Authors |
Dae-Won_Kim,_Michael_Janssen,_Thomas_P._Krichbaum,_Bia_Boccardi,_Nicholas_R._MacDonald,_Eduardo_Ros,_Andrei_P._Lobanov,_J._Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05191 |
私たちは、2021年4月からの86GHzでのブレーザーBLLacertae(BLLac)のシングルエポック全球mm-VLBIアレイ(GMVA)観測を分析します。アップグレードされ、段階的に進められたノーザン拡張ミリ波アレイ(NOEMA)の参加により、観測の感度がさらに高まります。GMVAは、前例のない強力な$\gamma$線フレア中のBLLacの画像化を容易にしました。私たちは、BLラックの内部サブパーセクジェットの性質と、観測へのNOEMA参加の影響を調査することを目的としています。データ削減のために、2つの高度な自動パイプラインを採用しました。磁束密度校正およびモデルに依存しない信号安定化にはrPICARD、アンテナ漏れ校正にはGPCALです。従来のハイブリッドイメージング(CLEAN+振幅および位相の自己校正)を校正された可視度に適用して、最終的なVLBI画像を生成しました。最終的なジェット画像に対して稜線解析とガウスモデルフィッティングを実行して、ジェットパラメーターを導き出しました。私たちのデータでは、NOEMAの存在により画像感度が2.5倍向上します。ジェットは、コアから0.4マス以内に明確な小刻みな構造を示しています。私たちの稜線分析は、らせん状のジェット構造(つまり、正弦波パターン)の存在を示唆しています。6つの円形ガウスコンポーネントが内側のジェット領域に適合されました。最も内側の2つの成分の見かけの輝度温度は$\sim$3$\times$10$^{12}$Kと推定されました。それらは、相対論的ビーム効果によって大きくブーストされる可能性があります。ジェット内に4つの重要な分極した結び目が見つかりました。興味深いことに、そのうち2つはコア領域に位置しています。最後に、結果を解釈するためにいくつかの物理的シナリオを提案します。
高エネルギー X 線プローブ (HEX-P): 機器とミッションのプロファイル
| Title |
The_High_Energy_X-ray_Probe_(HEX-P):_Instrument_and_Mission_Profile |
| Authors |
Kristin_K._Madsen,_Javier_A._Garc\'ia,_Daniel_Stern,_Rashied_Armini,_Stefano_Basso,_Diogo_Coutinho,_Brian_W._Grefenstette,_Steven_Kenyon,_Alberto_Moretti,_Patrick_Morrisey,_Kirpal_Nandra,_Giovanni_Pareschi,_Peter_Predehl,_Arne_Rau,_Daniele_Spiga,_J\"orn_Willms,_William_W._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04678 |
高エネルギーX線探査機は、NASA探査機クラスのミッションとして提案されており、高い角度分解能と広いX線帯域を組み合わせて、今後10年間の天体物理学の重要な問題に対処するために必要な能力の飛躍を提供します。HEX-Pは、経験豊富な国際パートナーによって開発されたテクノロジーを組み合わせることで、画期的なパフォーマンスを実現します。HEX-PはL1に打ち上げられ、高い観測効率を実現します。科学の目標を達成するために、ペイロードは、0.2～80keVの帯域をカバーするように設計された、同一位置に配置された一連のX線望遠鏡で構成されています。高エネルギー望遠鏡(HET)の実効バンドパスは2～80keVで、低エネルギー望遠鏡(LET)の実効バンドパスは0.2～20keVです。帯域通過と高い観察効率の組み合わせは、広範なコミュニティにサービスを提供する広範な科学のための強力なプラットフォームを提供します。基本ミッションは5年間で、観測時間の30%がPI主導のプログラムに充てられ、70%が一般観測者(GO)プログラムに充てられます。GOプログラムは、PI主導のプログラムとともに実行されます。
PanDA ワークロード管理システムと Vera C. Rubin Observatory の統合
| Title |
Integrating_the_PanDA_Workload_Management_System_with_the_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
Edward_Karavakis,_Wen_Guan,_Zhaoyu_Yang,_Tadashi_Maeno,_Torre_Wenaus,_Jennifer_Adelman-McCarthy,_Fernando_Barreiro_Megino,_Kaushik_De,_Richard_Dubois,_Michelle_Gower,_Tim_Jenness,_Alexei_Klimentov,_Tatiana_Korchuganova,_Mikolaj_Kowalik,_Fa-Hui_Lin,_Paul_Nilsson,_Sergey_Padolski,_Wei_Yang,_Shuwei_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04921 |
ベラC.ルービン天文台は、深くダイナミックな宇宙の研究のために前例のない天文データセットを作成します。LegacySurveyofSpaceandTime(LSST)は、3～4日ごとに南の空全体を画像化し、実験の実行中に数十ペタバイトの生の画像データと関連する校正データを生成します。20テラバイトを超えるデータを毎晩保存する必要があり、調査開始以来データセット全体を再処理する毎年のキャンペーンが10年間にわたって実施されます。ProductionandDistributedAnalysis(PanDA)システムは、ルービン天文台データ管理チームによって評価され、有向非巡回グラフ(DAG)サポート、マルチ-サイト処理と、インテリジェントなデータ配信サービス(iDDS)を介した拡張性の高い複雑なワークフロー。PanDAは、画像キャプチャ後60秒以内にデータを処理する必要がある迅速な処理についても評価されています。このペーパーでは、Rubinデータ管理システムとそのデータ機能(DF)について簡単に説明します。最後に、PanDAシステムをルービン天文台と統合し、PanDAを使用してルービン科学パイプラインを実行できるようにするために実行された作業について詳しく説明します。
NEural Engine for Discovering Luminous Events (NEEDLE):
ホスト銀河画像から稀な一時的な候補をリアルタイムで特定
| Title |
NEural_Engine_for_Discovering_Luminous_Events_(NEEDLE):_identifying_rare_transient_candidates_in_real_time_from_host_galaxy_images |
| Authors |
Xinyue_Sheng,_Matt_Nicholl,_Ken_W._Smith,_David_R._Young,_Roy_D._Williams,_Heloise_F._Stevance,_Stephen_J._Smartt,_Shubham_Srivastav,_Thomas_Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04968 |
機械学習分類器は大規模なデータセットの分析効率が高いことで知られており、広視野の空の調査で広く使用されています。今後のベラC.ルービン天文台の時間と空間の遺産調査(LSST)では、毎晩数百万件のアラートが生成され、まれなイベントの大規模なサンプルの発見が可能になります。爆発直後にそのような天体を特定することは、その進化を研究するために不可欠です。これには、利用可能なすべての一時的な情報とコンテキスト情報を利用する機械学習フレームワークが必要です。ZTFBrightTransientSurveyからの$\sim5400$過渡現象を入力データとして使用し、強い環境選好を持つ2つの希少なクラスを選択するための新しいハイブリッド分類器NEEDLEを開発します。つまり、矮小銀河を好む超光度超新星(SLSNe)と潮汐破壊現象(TDE)です。)有核銀河の中心で発生します。入力データには、検出画像と参照画像、警告パケットからの測光情報、Pan-STARRSからの主銀河等級が含まれます。まれなクラスの例が数十しかないにもかかわらず、未確認のテストセットでの平均(最良)完全性は、SLSNeで77%(93%)、TDEで72%(87%)に達しました。実際の調査ではクラスの不均衡が大きいため、まれな過渡現象については依然として大部分の偽陽性が発生する可能性があります。ただし、NEEDLEの目標は、純粋な測光サンプルを選択することではなく、分光分類に適した候補を見つけることです。当社のネットワークはLSSTを念頭に設計されており、Rubinから提供される高解像度の画像とより正確な過渡測光およびホスト測光により、パフォーマンスがさらに向上すると期待しています。私たちのシステムは、英国のアラートブローカーであるLasairにアノテーターとして導入され、コミュニティにリアルタイムで予測を提供します。
化学量論行列を使用した天体化学システムの効率的なアルゴリズム
| Title |
An_Efficient_Algorithm_for_Astrochemical_Systems_Using_Stoichiometry_Matrices |
| Authors |
Kazutaka_Motoyama,_Ruben_Krasnopolsky,_Hsien_Shang,_Kento_Aida,_Eisaku_Sakane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04998 |
天体化学シミュレーションは、星間物質における化学進化を明らかにするための強力なツールです。天体化学の計算では、化学ネットワークの大規模な行列を効率的に処理する必要があります。大規模な化学反応ネットワークでは、化学存在量の時間微分が原因で計算にボトルネックが生じることがよくあります。我々は、これまでの研究で使用されていたアルゴリズムとは異なり、この時間のかかる部分をループとして表現する化学量論行列アプローチを使用した効率的なアルゴリズムを提案します。一般に化学量論行列は疎であるため、アルゴリズムを使用したシミュレーションのパフォーマンスは、使用される疎行列の格納形式に依存します。座標(COO)形式、圧縮列ストレージ(CCS)形式、圧縮行ストレージ(CRS)形式、スライスELLPACK(SELL)形式などの一般的なストレージ形式を使用してパフォーマンス比較実験を実施しました。実験の結果、CRS形式によるシミュレーションは天体化学シミュレーションに最適であり、これまでの研究で使用されたアルゴリズムによるシミュレーションよりも約3倍高速であることが示されました。さらに、私たちのアルゴリズムは計算時間だけでなくコンパイル時間も大幅に短縮します。また、これらのアルゴリズムにおける並列化と疎行列の並べ替えの有益な効果についても調査します。
安全第一: 磁化されたコロナ内でのラインで結んだ力のない磁束管の安定性と消散
| Title |
Safety_first:_Stability_and_dissipation_of_line-tied_force-free_flux_tubes_in_magnetized_coronae |
| Authors |
Natalie_Rugg,_Jens_F._Mahlmann_(1,2),_and_Anatoly_Spitkovsky_(1)_((1)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Peyton_Hall,_Princeton_University,_(2)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_Pupin_Hall,_Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04620 |
磁化されたプラズマ柱と、表層に固定された両足先端を備えた拡張磁気構造は、天体物理散逸モデルの重要な構成要素です。プラズマ不安定性の成長中にX線で輝く電流ループが太陽のコロナで観察され、高度に磁化された中性子星磁気圏や降着円盤コロナに存在すると予想されています。さまざまなねじれとシステムサイズについて、線形解析と時間依存の力のない電気力学シミュレーションを使用して、線で結ばれた力のない磁束管の安定性と不安定時のねじれエネルギーの散逸を調査します。キンクモード($m=1$)と効率的な磁気エネルギー散逸は、プラズマ安全係数$q\lesssim1$に対して発生します。ここで、$q$は、列の長さあたりの磁力線の巻線数の逆数です。高次の溝形成モード($m>1$)は、$q>1$の平衡磁束管を歪ませる可能性がありますが、誘起される散逸は大幅に少なくなります。私たちの解析では、磁束管磁力線の特徴的なピッチ$p_0$が成長速度($\proptop_0^3$)とキンク不安定性の最小波長($\proptop_0^{-1}$)を決定します。これらのスケーリングを使用して、任意の$p_0$に対するキンク不安定性の増大に対する最小磁束管長を決定します。さまざまな境界せん断速度領域を持つ理想的な磁気圏磁気圏に類推することにより、磁気星の状態における磁気圏の散逸に対するピッチ依存の成長速度の予想される影響について議論します。
Gaia-ESO 調査: 天の川銀河の新しい分光連星
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_new_spectroscopic_binaries_in_the_Milky_Way |
| Authors |
M._Van_der_Swaelmen,_T._Merle,_S._Van_Eck,_A._Jorissen,_L._Magrini,_S._Randich,_A._Vallenari,_T._Zwitter,_G._Traven,_C._Viscasillas_V\'azquez,_A._Bragaglia,_A._Casey,_A._Frasca,_F._Jim\'enez-Esteban,_E._Pancino,_C._C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04721 |
Gaia-ESOSurvey(GES)は、天の川銀河のすべての主要構成要素にわたって100,000個を超える星のスペクトルを取得した大規模な公共分光調査です。このシリーズの前の論文で導出された大気パラメータと星の存在量に加えて、GESスペクトルを使用すると、1つ(SB1)、2つ(SB2)、またはそれ以上(SBn$\ge$3)の成分を含む分光連星の検出が可能になります。相互相関関数(CCF)は、さまざまな実効温度、表面重力、金属量を調査する十数のスペクトルマスクのおかげで再計算されました。特定のスペクトルに対するマスクの選択を最適化することにより、新しく計算されたいわゆるNacre(狭い相互相関実験)CCFの幅が狭くなり、標準マスクよりも多くの恒星成分をブレンド解除することができます。次に、Doe(極値検出)極値検出コードによって個々のコンポーネントが選択され、その半径方向速度が提供されます。37565個の物体に対応するHR10およびHR21スペクトルのサンプルから、本研究では322個のSB2、10個（そのうち3個は暫定的）のSB3、および2個の暫定的なSB4が検出されました。特に、以前の研究と比較して、NacreCCFにより、SB2候補の数を約1.5倍にすることができます。色と大きさの図では、予想どおり、SB2メインシーケンスの位置が移動していることがわかります。GaiaDR3で特定されたSBと今回の研究で検出されたSBとの比較が実行され、2つの国勢調査の相補性について議論されます。質量比測定への応用例を示し、GESSB2の質量比分布について説明します。SB2の検出率を考慮すると、主にFGK型星の現在の恒星サンプル内でのSB2頻度は1.4%であることがわかります。GESデータ内で特定された主な外れ値として、SBnスペクトルはバイナリ集団合成研究に豊富な情報と有用な制約を生成します。
Gaia を使用した主系列連星光度測定
2013年の打ち上げ以来、ガイア宇宙望遠鏡は10億個を超える星の位置と等級を正確に測定してきました。これにより、天文速度や動径速度の測定を通じて、恒星や準恒星の伴星を広範囲に探索することが可能になりました。ただし、これらの調査では、測光を使用して特定できる、結果に影響を与える未解決の伴星についての事前の知識が必要です。この研究では、ガイアの光度測定値が2MASSとWISEによる近赤外線観測と組み合わされ、シミュレーションベースの推論が天体物理学的パラメーターを制約し、隠れた伴星を探索するために適用されます。この方法は、ガイアの非単一星のカタログに拡張する前に、模擬連星のセットで最初にテストされます。このテストを使用すると、メソッドが最も正確である領域がH-Rダイアグラム上で特定され、その領域内のすべてのガイアソースが分析されます。この分析は、金属量とバイナリ分数の間の既知の逆相関を再現します。最後に、この方法は近くの星団M67に適用され、金属量分布に関する以前の研究を使用して、二元分数に対する制約を改善することができます。これから、クラスター内のバイナリの割合は、外側クラスターの30%からコア付近の45%まで変化すると計算されます。これは、より広い恒星の近傍に対して計算された23%のバイナリ部分よりも大幅に高いことがわかります。
ESOで観測された5つの散開星団の回転速度を利用した分光連星探索
| Title |
Search_for_spectroscopic_binaries_using_rotational_velocities_in_five_open_clusters_observed_by_ESO |
| Authors |
Mikhail_Kovalev,_Mariyam_Ahmed,_Randa_Asa'd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04787 |
この論文では、NGC2243、NGC2420、NGC3532、NGC6253、NGC6705(M11)の5つの散開星団内の二重線分光連星(SB2)を、それらが観測されたときの予測回転速度の高い値に基づく方法を使用して検出しました。単一星のスペクトルモデルが当てはめられています。観察されたスペクトルはESOアーカイブから取得されました。この方法は、単星と連星の合成スペクトルのセットで検証されました。連星の成分がゆっくり回転し、動径速度分離が十分に高い場合、分光連星を単一星と混同することなく確実に選択することができます。我々は60個のSB2候補を発見しました:NGC~2243で2個、NGC~2420とNGC~3532で8個、NGC6253で17個、NGC~6705で25個です。文献との比較により、そのうち18件が確認され、したがって42件の新しいSB2候補が見つかりました。
透過分光研究のための恒星の中心から縁までの変化の 3D 非 LTE モデリング
| Title |
3D_non-LTE_modeling_of_the_stellar_center-to-limb_variation_for_transmission_spectroscopy_studies |
| Authors |
G._Canocchi,_K._Lind,_C._Lagae,_A._G._M._Pietrow,_A._M._Amarsi,_D._Kiselman,_O._Andriienko,_H._J._Hoeijmakers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05078 |
コンテクスト。透過分光法は、惑星大気中の原子種や分子種の存在量を測定できるため、通過する系外惑星を特徴づける最も強力な技術の1つです。ただし、星の線の中心から縁までの変動(CLV)が適切に考慮されていない場合、星の線の存在量の決定に偏りが生じる可能性があります。目的。この論文は、NaID$_1$およびKI共鳴線の恒星のCLVを正確にモデリングするには、3次元(3D)放射流体力学モデルと非局所熱力学的平衡(非LTE)線形成が必要であることを示すことを目的としています。透過スペクトル。方法。3D非LTE放射伝達を使用して、太陽のNaID$_1$およびKI共鳴線のCLVをモデル化します。合成スペクトルは、$\mu=0.1$と$\mu=1.0$の間にスウェーデンの1m太陽望遠鏡のCRISP装置で収集された新しいデータを含め、高い空間分解能とスペクトル分解能で太陽観測と比較されます。結果。太陽の5896{\AA}のNaID$_1$共鳴線とKI7699{\AA}の共鳴線の3D非LTEモデリングは、太陽スペクトルで観測されたCLVとよく一致しています。3D非LTE解析で推定された木星-太陽システムのシミュレートされたCLV曲線は、1D大気から得られたものとは大きな違いを示しています。後者は、惑星の吸収深さと同じ桁（最大0.2%）の係数で透過曲線の振幅を過大評価する傾向があります。結論。系外惑星大気を正確に特徴付けるためには、3D非LTE合成スペクトルを使用して、太陽に似た惑星ホストの透過スペクトルにおける恒星のCLV効果を推定する必要があります。この研究は他の星系やFGK型星にも拡張され、合成高解像度スペクトルが低解像度の惑星スペクトルへの恒星の汚染を軽減できるようになります。JWSTのもの。
NuSTAR XRT と AIA によって観察された、静穏相とフレア相を通じた活性領域の熱進化
| Title |
Thermal_Evolution_of_an_Active_Region_through_Quiet_and_Flaring_Phases_as_Observed_by_NuSTAR_XRT,_and_AIA |
| Authors |
Jessie_Duncan,_Reed_B._Masek,_Albert_Y._Shih,_Lindsay_Glesener,_Will_Barnes,_Katharine_K._Reeves,_Yixian_Zhang,_Iain_G._Hannah,_and_Brian_W._Grefenstette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05109 |
太陽活動領域には広範囲の温度が含まれており、熱プラズマの分布は数百万ケルビンでピークに達することがよく観察されます。差動放出測定(DEM)解析を使用すると、さまざまな温度応答を持つ機器を連携して使用して、この分布を推定できます。NuSTARHXR観測は、コロナの最高温度成分に独特の感度を持っているため、再接続による加熱の痕跡を調べるのに非常に強力です。ここでは、NuSTAR診断をEUVおよびSXR観測(SDO/AIAおよびHinode/XRTから)と組み合わせて使用し、フレアリングと静かな活動領域(NOAA指定AR12712)の5時間の観測中に170の異なる時間間隔にわたるDEMを構築しました。）。これは、活性領域における熱プラズマの分布の時間変化を調べる最初のHXR研究です。マイクロフレアの間、最初のマイクロフレアに関連したプラズマ加熱は、主にすでに比較的高温になっている物質の加熱であり、その後、最初は低温だった物質のより広範な加熱が続くことがわかりました。静止時間中、我々は、この領域の極度に高温（>10MK）物質の量が、FOXSI-2によってHXRで観察された静止活性領域で見られる量よりも大幅に（約3桁）少ないことを示しました（Ishikawaetal.2017）。この結果は、異なる活性領域では根本的に異なる高温熱分布が存在する可能性があることを示唆しており、これらの領域の多数をカバーする今後のHXRDEM研究の動機付けとなります。
長二次周期 (LSP) 変数: 概要と分析
赤色巨星の長い二次周期(LSP)の現象と、全天超新星自動探査(ASAS-SN)変光星カタログで導入されたLSP変光星の分類を簡単にレビューします。それらは赤色巨星の長周期変数(LPV)であり、LSP変動が脈動変動よりも大幅に大きくなります。次に、ASAS-SNデータとAAVSOVStar時系列解析ソフトウェアを使用して、ASAS-SNカタログ内の35個のLSP変数のランダムサンプルの周期および振幅解析の結果について説明し、議論します。予想どおり、脈動の周期と振幅、LSPはすべて、星の明るさやサイズが増加するにつれて増加します。LSP振幅の動作はさらに複雑です。中程度の光度の星ではより大きく、低光度および高光度の星ではより小さく見える。特に、AAVSO視覚データを使用して個別に分析された27個のミラ星のサンプルでは比較的小さいです。これらの結果は、LSP現象の現在のモデル、つまり塵に包まれた伴星による赤色巨星の食によって引き起こされるという文脈で議論されます。
私たちは光速とは異なる速度で伝播するスカラー誘起重力波を調査します。まず、原始曲率摂動の速度とスペクトルに基づいて、スカラー誘起重力波のパワースペクトルの式を解析的に計算します。次に、いくつかのスカラーパワースペクトルについて議論し、単色パワースペクトル、スケール不変パワースペクトル、べき乗則パワースペクトルなど、対応する部分エネルギー密度を取得します。最後に、スカラー誘起重力波を制約し、CMB+BAOと重力波観測の組み合わせから速度の兆候を評価します。数値結果は、スカラー誘起重力波の速度の影響を明らかに示しています。
| Title |
Phase_Transitions_and_Gravitational_Waves_in_a_Model_of_$\mathbb{Z}_{3}$_Scalar_Dark_Matter |
| Authors |
Nico_Benincasa,_Andrzej_Hryczuk,_Kristjan_Kannike,_Maxim_Laletin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04627 |
複数のスカラー場を含む理論は、多くの場合、検出可能な重力波(GW)信号を生成する相転移を示します。この研究では、ダークセクターが不活性二重項と複雑な一重項で構成される半消滅$\mathbb{Z}_3$暗黒物質モデルを研究し、将来のGW検出器におけるその見通しを評価します。実行可能な暗黒物質候補を提供するという要件による制限を課すことなく、つまり他の実験的および理論的制約のみを考慮に入れると、このモデルの一次相転移は検出可能な信号につながるのに十分強力であることがわかります。しかし、直接検出と、初期の速度論的デカップリングの影響を含む最先端の方法で計算された暗黒物質の熱遺物密度制約は、暗黒物質のすべてを説明し、観察可能なGWピークを提供するモデルのパラメータ空間を非常に強く制限します。振幅。したがって、分析を不足している暗黒物質に拡張すると、単一ステップまたは複数ステップの相転移から検出可能なGWのある領域が明らかになります。
パルサータイミングアレイと超冷却相転移からの原始ブラックホール
パルサータイミングアレイによって最近検出された重力波の背景を説明できる、超冷却相転移を特徴とする明確で現実的なモデルが構築されました。このモデルでは、相転移は、対称性の破れに関連する暗い光子を特徴とするダークセクターにおける放射対称性の破れ(および質量生成)に対応します。遷移の完了は、重力と秩序パラメータの間の最小ではない結合によって保証され、予熱フェーズのおかげで高速再加熱が発生します。最後に、このモデルが原始ブラックホールの生成につながることも示されています。
ダイナミックな時空のリングダウン
2つのブラックホールが合体した後に(ある時点で)放出される重力波は、残骸の質量とスピンによって特徴付けられる時空上の線形摂動の理論によってよく説明されます。しかし、合体直後のごく初期の段階では、質量とスピンの両方が変化しています。この研究では、ヴァイディアの時空に基づいた設定で、ヌル物質(重力波など)の降着による時空の質量変化の動的結果を調査します。我々は、降着が時間依存の周波数と振幅をリングダウン波形に刻み込むことを示し、特定の領域でこの影響を正確にモデル化する方法を示します。また、落下物質の摂動による重力波の直接放出についてもコメントします。これは、天体物理環境に埋め込まれたブラックホールに関連します。
コンパクトバイナリ合体からの重力波検出のための帰属解析による 1D および 2D CNN モデルの比較研究
| Title |
Comparative_Study_of_1D_and_2D_CNN_Models_with_Attribution_Analysis_for_Gravitational_Wave_Detection_from_Compact_Binary_Coalescences |
| Authors |
Seiya_Sasaoka,_Naoki_Koyama,_Diego_Dominguez,_Yusuke_Sakai,_Kentaro_Somiya,_Yuto_Omae,_Hirotaka_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04855 |
重力波天文学における最近の進歩では、コンパクトなバイナリ合体からの信号検出に畳み込みニューラルネットワーク(CNN)が応用されています。この研究では、1次元(1D)と2次元(2D)の2つのCNNアーキテクチャの比較分析と、両方を組み合わせたアンサンブルモデルを示します。私たちはこれらのモデルを、実際の検出器ノイズ内で連星ブラックホール(BBH)合体、中性子星とブラックホール(NSBH)合体、および連星中性子星(BNS)合体からの重力波信号を検出するようにトレーニングしました。私たちの調査では、さまざまな信号クラスにわたる各モデルタイプの検出パフォーマンスの包括的な評価が必要でした。モデルの意思決定プロセスを理解するために、特徴マップの視覚化と属性分析を採用しました。その結果、BBHシグナルの検出では1Dモデルが優れた性能を示したのに対し、NSBHおよびBNSシグナルの識別では2Dモデルが優れていることが明らかになりました。特に、アンサンブルモデルはすべての信号タイプにわたって両方の個別モデルよりも優れており、検出機能が強化されていることを示しています。さらに、入力フィーチャの視覚化により、1Dモデルと2Dモデルのデータ内の焦点が明確に異なる領域が示され、それらの組み合わせの有効性が強調されました。
新しい 511 keV ライン データは、最強のサブ GeV 暗黒物質制約を提供します
| Title |
New_511_keV_line_data_provides_strongest_sub-GeV_dark_matter_constraints |
| Authors |
Pedro_De_la_Torre_Luque,_Shyam_Balaji,_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04907 |
私たちは、エネルギー損失後にポジトロニウム結合状態の形成をもたらす電子陽電子カスケードを生成する標準模型(SM)粒子に消滅または崩壊する可能性があるサブGeV暗黒物質(DM)粒子を研究しています。これは、ポジトロニウムが2つの光子に崩壊することにより511keVの光子線に痕跡を残す、天の川銀河内のエキゾチックな注入成分で構成されています。この研究では、INTEGRAL衛星からの$\sim16$~yrのSPI分光計データを使用して、DM特性を制約します。私たちの研究には3つの主要な新規点が含まれています:i)陽電子の拡散と伝播、飛行中の消滅やその他のエネルギー損失による陽電子損失を考慮します、ii)銀河面から離れた自由電子密度の抑制を含めます、およびiii))SPIデータを使用して初めて、減衰するDMの限界を導き出します。予測された経度と緯度のプロファイルは、これまでの想定に反して、異なるDM質量に対して大きく変化することを示します。さらに、この新しいSPIデータセットから導き出された限界は、10ドルまでのクロスセクションを除いて、考慮したDM質量範囲のほぼ全体(MeVから数GeV)にわたって、サブGeVDMに関してこれまでで最も強力であることがわかりました。^{-32}$cm$^3$s$^{-1}\,\,(\text{for}\,\,m_{\chi}\sim1\,\text{MeV})\lesssim\langle\sigmav\rangle\lesssim10^{-26}$cm$^3$s$^{-1}\,\,(m_{\chi}\sim5\,\text{GeV})$とライフタイムアップ$10^{29}\,\textrm{s}\,(m_{\chi}\sim1\,\text{MeV})\lesssim\tau\lesssim10^{27}\,\textrm{s}$($m_{\chi}\sim5$~GeV)、最適な宇宙線(CR)伝播および拡散パラメーターを考慮します。これらの限界は、考慮されている質量範囲のほとんどにわたって、最も厳格な相補的な宇宙論的および天体物理学的限界をさえ上回ります。
CSST への科学的準備: 深層学習に基づく銀河および星雲/星団の分類
| Title |
Scientific_Preparation_for_CSST:_Classification_of_Galaxy_and_Nebula/Star_Cluster_Based_on_Deep_Learning |
| Authors |
Yuquan_Zhang,_Zhong_Cao,_Feng_Wang,_Lam,_Man_I,_Hui_Deng,_Ying_Mei,_and_Lei_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.04948 |
中国宇宙ステーション望遠鏡(略称CSST)は、将来の先進的な宇宙望遠鏡です。銀河および星雲/星団(NSCと略称)画像のリアルタイム識別は、CSST調査中に非常に価値があります。天体認識に関する最近の研究は進歩していますが、高解像度の局所的な天体画像を迅速かつ効率的に識別することは依然として課題です。本研究では、ハッブル宇宙望遠鏡のデータに基づくディープラーニング手法を用いて、銀河とNSCの画像分類研究を実施しました。私たちはローカル天体画像データセットを構築し、銀河とNSCの画像を分類するためのHR-CelestialNetという深層学習モデルを設計しました。HR-CelestialNetは、テストセットで89.09%の精度を達成し、AlexNet、VGGNet、ResNetなどのモデルを上回り、より高速な認識速度を実証しました。さらに、CSSTの画質に影響を与える要因を調査し、ぼやけた画像データセットに対するHR-CelestialNetの汎化能力を評価し、低画質に対する堅牢性を実証しました。提案された方法により、CSST調査ミッション中に天体画像をリアルタイムで識別できるようになります。
銀河力学で超軽量物質と縮退した暗黒物質を探る
この短い寄稿では、銀河力学による暗黒物質の特性をテストするための最近の結果をいくつか要約しています。まず、超軽量ボソン暗黒物質の銀河中心で予想されるソリトン構造からの回転曲線への影響を提示します。その結果、$m_{\rmDM}\lesssim10^{-21}$eVのオーダーの質量がデータと緊張状態にあると主張できます。次に、暗黒物質媒体の特性が「プローブ」とハローの相互作用の仕方をどのように変えるかについて説明します。私は動的摩擦に焦点を当て、縮退したフェルミ粒子の場合に動的摩擦がどのように変化するかを示します。この結果は、Fornaxのタイミング問題に対処するために使用される可能性があります。この貢献が、銀河力学を使用してさまざまな暗黒物質モデルを区別するというこの方向で他のアイデアを引き続き探索するインスピレーションとなることを願っています。
多極暗黒物質の取り付けに問題がある
この論文では、標準モデル光子を介して可視セクターとの微分結合を持つ多極ダークマターに対する実験上の制約を再検討します。運動量に依存した相互作用により、急峻な重力ポテンシャルによって後押しされた巨大な天体内でそれらを効率的に捕捉することができます。この現象により、コンパクトな天体は、そのようなタイプの暗黒物質候補を探査するための効率的なターゲットになります。私たちは、DarkSide-50とLUX-ZEPLINからの更新された直接検出結果と、暗黒物質捕捉による高エネルギー太陽ニュートリノのIceCube境界の相乗効果が、双極子暗黒物質シナリオの実行可能なパラメーター空間を不利にすることを実証します。一方、アナポール暗黒物質シナリオでは、冷たい中性子星で暗黒物質が捕捉されるため、予想される加熱信号の届く範囲内にある狭い窓が存続します。
冷気をチャージする：超流動ヘリウムナノ液滴における二重および三重荷電フラーレン二量体の形成
| Title |
Charging_up_the_cold:_Formation_of_doubly-_and_triply-charged_fullerene_dimers_in_superfluid_helium_nanodroplets |
| Authors |
Lisa_Ganner,_Stefan_Bergmeister,_Lucas_Lorenz,_Milan_On\v{c}\'ak,_Paul_Scheier,_Elisabeth_Gruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05151 |
多価ヘリウムナノ液滴内でのフラーレンクラスターイオン(C$_{60}$)$_{n}^{+}$の連続イオン化は、二価および三価のフラーレンオリゴマーの形成と安定化という興味深い現象をもたらします。驚くべきことに、(C$_{60}$)$_{2}^{2+}$と(C$_{60}$)$_{2}^{3+}$が検出されました。これは、二量体が存在することを示しています。は、以前に確立された五量体や十二量体ではなく、2つまたは3つの電荷を安定化できる最小のフラーレンクラスターサイズです。クーロン爆発に対するこの顕著な回復力は、ヘリウムナノ液滴の超流動環境内での効率的な冷却と、共有結合または物理吸着されたフラーレン二量体を配置する逐次イオン化スキームによって達成されます。計算では、結合の異なる4つの(C$_{60}$)$_{2}^{2+}$および(C$_{60}$)$_{2}^{3+}$異性体の安定性が裏付けられています。そして、低いクーロン障壁(<0.4eV)がコールドファンデルワールス錯体の解離さえも妨げると予測します。
相対論的ペアプラズマビームの実験室での実現
| Title |
Laboratory_realization_of_relativistic_pair-plasma_beams |
| Authors |
C._D._Arrowsmith,_P._Simon,_P._Bilbao,_A._F._A._Bott,_S._Burger,_H._Chen,_F._D._Cruz,_T._Davenne,_I._Efthymiopoulos,_D._H._Froula,_A._M._Goillot,_J._T._Gudmundsson,_D._Haberberger,_J._Halliday,_T._Hodge,_B._T._Huffman,_S._Iaquinta,_F._Miniati,_B._Reville,_S._Sarkar,_A._A._Schekochihin,_L._O._Silva,_R._Simpson,_V._Stergiou,_R._M._G._M._Trines,_T._Vieu,_N._Charitonidis,_R._Bingham,_G._Gregori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05244 |
相対論的な電子陽電子プラズマは、ブラックホールや中性子星磁気圏などの極端な天体物理環境に遍在しており、降着によって動力を供給されるジェットやパルサー風には、このようなペアプラズマが豊富に含まれると予想されています。それらの挙動は、荷電成分の物質と反物質の対称性により、典型的な電子イオンプラズマとは大きく異なり、そのようなコンパクトな物体のダイナミクスにおけるそれらの役割は基本的であると考えられています。これまでのところ、我々の実験では準中性ビームで陽電子を大量に生成することができなかったため、電子陽電子対プラズマの理解は単純な数値的および分析的研究に限定されており、かなり限定的でした。我々は、CERNのスーパー陽子シンクロトロン(SPS)加速器で440GeV/cビームを使用して、高密度、準中性、相対論的電子陽電子対ビームの生成を確認する最初の実験結果を発表します。生成されたペアビームは、複数のデバイ球を満たす体積を持ち、したがって集団的なプラズマ振動に耐えることができます。私たちの研究は、天文観測によるシミュレーションや測定が困難な領域への準線形進化を超えて、ペアプラズマの微物理を直接調査する可能性を切り開きます。
