将来の重力波観測を考慮した標準サイレンと銀河カタログによる宇宙論と天体物理学
| Title |
Cosmology_and_Astrophysics_with_Standard_Sirens_and_Galaxy_Catalogs_in_View_of_Future_Gravitational_Wave_Observations |
| Authors |
Nicola_Borghi,_Michele_Mancarella,_Michele_Moresco,_Matteo_Tagliazucchi,_Francesco_Iacovelli,_Andrea_Cimatti,_Michele_Maggiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05302 |
重力波の検出数の増加と大規模な銀河赤方偏移調査の出現により、宇宙論の新時代が展開されています。この研究は、宇宙論的パラメータと重力波人口パラメータを共同で制約するために、重力波と銀河調査の間の相乗効果を調査します。私たちは、コンパクトな連星合体の集団特性と銀河カタログからの情報を組み合わせた重力波宇宙論の新しいコードであるCHIMERAを紹介します。私たちは、分光学的または測光的赤方偏移測定による潜在的な主銀河の完全なカタログがあると仮定して、LIGO-Virgo-KAGRAO4およびO5の観測実行を代表するシナリオの制約を研究します。私たちは、分光銀河カタログを使用して、O5の最良の100個の連星ブラックホールで$H_0$のパーセントレベルの測定が達成できることを発見しました。この場合、$H_0$とバイナリブラックホール個体群の質量スケールの間に存在する固有の相関関係は壊れています。代わりに、フォトメトリックカタログを使用すると、精度が$\sim\!の係数まで低下します。9$であり、$H_0$と質量スケールの間に有意な相関関係が残されており、バイアスを避けるために慎重にモデル化する必要があります。興味深いことに、O4構成で分光赤方偏移測定を使用すると、測光測定を使用したO5構成と比較して$H_0$に対するより適切な制約が得られることがわかりました。将来利用可能になるであろう豊富な重力波データを考慮して、重力波宇宙論の科学的成果を最大化するには、分光銀河カタログを入手することの重要性を主張します。
銀河以前の時代における音波の非線形発生と21cm吸収
ジーンズ質量よりも小さい質量を持つ暗黒物質ハローの進化中にバリオンガス内で生成される音波の構造が計算されます。この場合、波を生み出す重力場の発生源は、線形段階(暗黒物質の進化する摂動)または非線形段階(分離およびウイルス化された物体)のいずれかにある可能性があります。音波中のバリオンの二次速度の固有速度は、21cmラインでの遺物の放射の吸収を引き起こします。音波におけるこの追加の吸収は、均一な宇宙の吸収値の何パーセントか（赤方偏移z~15-20で）から約パーセント（z~7-15で）の範囲であることが示されていますが、追加の吸収は小規模な宇宙論的摂動の非標準スペクトルの場合には、より大きくなる可能性があります。
超低速ロールダイナミクスを生み出す可能性からの数値 1 ループ補正
| Title |
Numerical_1-loop_correction_from_a_potential_yielding_ultra-slow-roll_dynamics |
| Authors |
Matthew_W._Davies,_Laura_Iacconi_and_David_J._Mulryne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05694 |
インフレーションの単一フィールドモデルでは、たとえば、過渡的な超低速ロール段階により、小規模なスカラー変動が増幅される可能性があります。arXiv:2211.03395でKristiano$\&$ヨコヤマ氏は、小規模スケールでのスカラーパワースペクトルの振幅の強化により、大スケールでのスペクトルにかなりの1ループ補正を引き起こす可能性があると主張しました。この作業では、arXiv:2211.03395に示されている1ループ補正の計算を繰り返します。私たちは彼らの仮定に厳密に従っていますが、ループを数値的に評価します。これにより、低速ロール段階と超低速ロール段階の間の瞬間的かつスムーズな移行を考慮することができます。特に、分析的なインフレ潜在力からの現実的でスムーズな進化を特徴とするモデルを生成します。短いスケールでパワースペクトルのピークの振幅を固定すると、結果として生じる1ループ補正は、滑らかな展開を考慮することによって大幅に減少しないことがわかります。特に、ツリーレベルのピーク振幅を持つパワースペクトルの場合、小規模な現象学に関連する可能性があります。原始ブラックホールの生成では、大規模なスケールでの1ループ補正はツリーレベルのパワースペクトルの数パーセントです。
ハッブル定数の局所異方性の堅牢な評価
プランクの共同研究によってパラメータ化された$\Lambda$CDMの等級予測は、値の不確実性を考慮するためにハッブル定数が調整された場合でも、Pantheon+サンプル全体の超新星データと一致しません。これは、以前のそのようなサンプルと比較して、Pantheon+サンプル内の低赤方偏移超新星の数が増加した結果である可能性があります。実際、0.035未満の赤方偏移の超新星が無視されると、$\Lambda$CDMの予測はPantheon+のデータと一致します。興味深いことに、これは、CMB双極子の方向をほぼ中心とする低赤方偏移超新星のサブセットを高赤方偏移超新星とともに考慮した場合にも当てはまります。これらの結果は、単純な単一パラメータの疲労光モデルでも得られるため、堅牢であるように見えます。
Bispectrum での BAO 機能のモデリング
我々は、バイスペクトルの単純な主次摂動理論モデルが、測定された銀河のバイスペクトル単極子のBAO特徴にどの程度よく適合できるかを調査します。以前の研究では、銀河バイスペクトルの摂動モデルは波数k~0.1Mpc/hで破綻し始めることが示されています。バイスペクトル内のBAO特徴が分離されると、はるかに高い波数まで首尾よくモデル化できることを示します。初期条件でBAO機能を使用した場合と使用しない場合で実行されたGLAMシミュレーションでモデリングを検証します。また、BAOテンプレートが真の宇宙論からオフセットされていることによる系統誤差の量も定量化します。真の宇宙論からの妥当な逸脱については、系統誤差が0.3パーセントを超えないことがわかりました。
共動ゲージで運動結合を使用するベクトル場と結合したインフレーションを再検討します。曲率パワースペクトルには累積効果$IN^2$があることが知られています。多数のe折り畳み$N$の場合、この寄与は非常に重要であるため、ベクトル場とインフレトン$I$の間の運動エネルギーの比が極端に小さくない場合、観測上の制約に違反する可能性があります。この論文では、$I\gg1$が成り立つ領域を探索します。この領域は、摂動法の制限により広範に探索されていません。この領域ではエントロピーの摂動が大きくなり、累積効果が超地平線のスケールで減衰することがわかりました。その結果、パワースペクトルはデカップリング限界内でスケール不変性を維持します。地平線交差付近の重モードを直接統合することにより、虚数音速$c_s^2=-1/3$による質量のない断熱摂動を記述する低エネルギー有効場理論を導き出します。つまり、ベクトル場によるインフレーションは、原始ブラックホールを生成する潜在的なメカニズムを示しています。
マキアン重力の側面 (III): 銀河団質量に対する理論の検証
一般相対性理論(GR)は、太陽系規模の重力現象を驚くべき精度で説明することに優れています。しかし、銀河や宇宙のスケールに拡張すると、観測を説明するには暗黒物質と暗黒エネルギーが必要になります。前回の記事arXiv:2308.04503では、マキアン重力として知られるマッハの原理に基づく重力理論を定式化しました。私たちは、この理論が追加の暗黒物質成分を必要とせずに銀河速度プロファイルをうまく説明できることを実証しました。以前の研究では、選択された銀河団のセットについて、余分な目に見えない物質の成分なしで銀河団内の速度分散を説明できることも示しました。この論文では主に銀河団の質量プロファイルを調査します。さまざまな研究から得られた約150個の銀河団からなる2つの異なるセットに対してマキアン重力加速則をテストします。マシアン重力モデルを使用して動的質量プロファイルを適合させました。私たちの研究結果は、理論と観察結果が非常に一致していることを示しています。
3 年目のダークエネルギー調査データからのワイルポテンシャル進化の最初の測定: $\sigma_8$ 張力の局在化
| Title |
First_measurement_of_the_Weyl_potential_evolution_from_the_Year_3_Dark_Energy_Survey_data:_Localising_the_$\sigma_8$_tension |
| Authors |
Isaac_Tutusaus,_Camille_Bonvin,_Nastassia_Grimm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06434 |
DarkEnergySurvey(DES)の最初の3年間の観測データを使用して、4つの赤方偏移ビンにおけるワイルポテンシャルの最初の測定結果を示します。宇宙の幾何学的形状の空間的および時間的歪みの合計であるワイルポテンシャルは、重力理論と$\Lambda$CDMモデルの妥当性をテストする直接的な方法を提供します。測定されたワイルポテンシャルはそれぞれ2.3$\sigma$、3.1$\sigma$であり、最も低い2つの赤方偏移ビンにおける$\Lambda$CDM予測を下回っていることがわかります。これらの低いワイルポテンシャルの値が、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)測定と弱いレンズ測定との間の$\sigma_8$張力の起源であることを示します。興味深いことに、CMBからの情報が使用されない場合、緊張が維持されることがわかりました。DESデータ自体は、高い値の原始変動を好み、その後にワイルポテンシャルがゆっくりと発展します。私たちの方法の注目すべき特徴は、ワイルポテンシャルの測定がモデルに依存しないため、あらゆる重力理論に直面することができ、一般相対性理論を超えたモデルの効率的なテストが可能になることです。
OHD/Pantheon/BAO サンプルを使用したキンクのようなパラメータ化と制約の再考
| Title |
Revisiting_kink-like_parametrization_and_constraints_using_OHD/Pantheon/BAO_samples |
| Authors |
Simran_Arora_and_P.K._Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06464 |
宇宙の減速から加速への遷移赤方偏移に対する制約を導き出すために、減速パラメータのねじれのようなパラメータ化を再検討します。これは、観測されたハッブルデータ、Ia型超新星パンテオンのサンプル、およびバリオン音響振動/宇宙マイクロ波背景放射を使用して達成されます。このパラメータ化では、初期$q$パラメータの値は$q_{i}$、最終値は$q_f$、現在の値は$q_{0}$で示され、遷移期間は$で与えられます。\アルファ$。計算は、emceeパッケージを利用してモンテカルロ法を使用して実行します。平坦なジオメトリの仮定の下で、$q_{f}$が制限されていない場合、$q_{f}$が$-1$に等しい場合、および$\alpha$の場合の3つのシナリオで可能な値の範囲を制限します。は$1/3$に相当します。これは、$q_{i}=1/2$と仮定して行われます。ここでは、OHDデータが無制限の$q_{f}$のフラット$\Lambda$CDMのように自由パラメーターを修正することを達成しました。さらに、$q_{f}=-1$を修正すると、モデルは結合されたデータセットの$\Lambda$CDMと同様に動作します。$\Lambda$CDMモデルと対比すると、個々の超新星データは私たちの決定に緊張を引き起こします。また、減速パラメーターの現在値も取得しました。これは、$\Lambda$CDMモデルを前提としたプランクコラボレーションからの最新の結果と一致しています。さらに、$j(z)$の発展に基づく現在のモデルでは、標準の$\Lambda$CDMモデルからの逸脱が観察され、宇宙が減速から加速に移行し、最終的に$\に到達することは明らかです。近い将来のLambda$CDMモデル。
大規模なCMB偏光を使用しない再イオン化光学深さの測定
| Title |
Measuring_the_reionization_optical_depth_without_large-scale_CMB_polarization |
| Authors |
William_Giar\`e,_Eleonora_Di_Valentino,_Alessandro_Melchiorri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06482 |
私たちは、大規模な宇宙マイクロ波背景放射(CMB)偏光に依存せずに、再電離時の光学的深さ$\tau$を測定できる可能性を研究しています。私たちの分析は、$\ell\le30$でのEモード偏光測定に広く基づいた、このパラメータに関する最先端の制約を検証できる競合測定を取得する必要性によって推進されています。この必要性の一部は、プランクの大規模CMBデータで観察される異常に関する典型的な懸念と、後者を除いて$\tau$が$A_{\などの異常パラメータと一貫して相関関係を示すという注目すべき事実によって動機付けられています。rmレンズ}$と$\Omega_k$は、再イオン化時の光学的深さの値をわずかに高くすると、異常を大幅に軽減または排除できる可能性があることを示唆しています。$\Lambda$CDMモデル内で、最も制約的な結果は$\tau=0.080\pm0.012$です。これは、$\ell>30$でのプランク温度と偏光データ、アタカマ宇宙望遠鏡(ACT)およびプランク測定を組み合わせることによって得られます。Pantheon+カタログからのレンズ効果の可能性、バリオン音響振動(BAO)、およびIa型超新星データ。特に、ACTの温度、偏光、およびレンズのデータのみをBAOおよび超新星と組み合わせて使用すると、プランクから完全に独立した$\tau=0.076\pm0.015$が得られます。これらの結果の相対精度は、大規模CMB分極に基づく制約($\tau=0.054\pm0.008$)に近づいています。全体的に一致しているにもかかわらず、$\tau$の値が大きくなる方向に$1.8\sigma$がわずかにシフトしていることを報告します。また、宇宙論モデルを拡張することによって、これらの結果がどのように変化するかをテストします。多くの拡張機能では堅牢なままですが、一般に$\tau$の正確な測定値を取得するのは非常に困難になる可能性があります。
G が急速に変化するビッグバン元素合成
時間とともに変化する重力定数$G$をもつモデルでビッグバン元素合成(BBN)を調べます。この時間変化は膨張率$H$のスケールで急速です。つまり$\dotG/G\ggH$。このようなモデルは、重力のスカラーテンソル理論の文脈で自然に発生し、フリードマン方程式に追加の項が生じる可能性があります。$G$のステップ関数進化と急速に振動する$G$という2つの代表的なモデルを調べます。前者の場合、フリードマン方程式の追加項は、現在の値とは異なる$G$の初期値の影響を打ち消す傾向があります。重水素の場合、この効果は、$G$の初期値の特定の変化に対する(D/H)の変化の符号を逆転させるのに十分な大きさです。急速に振動する$G$の場合、フリードマン方程式への影響は真空エネルギー密度を追加する場合と同様であり、BBNにより振動周波数と振幅の積に上限を設けることができます。急速に振動する$G$が宇宙定数を模倣できる可能性について簡単に議論します。
宇宙の流れ: 原始相関関係者への体系的なアプローチ
| Title |
The_Cosmological_Flow:_A_Systematic_Approach_to_Primordial_Correlators |
| Authors |
Lucas_Pinol,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Denis_Werth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06559 |
原始ゆらぎの時間発展には、宇宙の初期の瞬間に行われていた高エネルギー物理学に関する豊富な洞察が隠されており、最終的には後期の空間相関関数にエンコードされます。しかし、それらを計算する従来の手順は技術的に困難であり、インフレーション理論の状況と対応する観察可能な兆候をマッピングした完全な辞書はまだ利用できません。この論文では、量子ゼロ点ゆらぎとしての起源からインフレーションの終わりまでの時間発展の追跡に基づいて、ツリーレベルの宇宙論的相関関係子を計算するフレームワークを開発します。第一原理から、バルク時間発展の構造は、等時間相関器によって満たされる時間における普遍的な微分方程式のセットを課します。これらの方程式を系統的に解くプロセスを自動化します。これにより、すべての物理的効果を正確に捕捉し、時間依存の相互作用を介して結合された、任意の分散関係と質量を持つ任意の数の自由度を含む、インフレーション変動のレベルで定式化された理論で正確な結果を得ることができます。次に、大規模なスカラー場との相互作用から現れる宇宙論的相関子の現象学を調査することによって、この形式主義の力を説明します。私たちは、強混合領域を含むパラメータ空間全体における非ガウス性のサイズと形状依存性の両方を研究します。我々は、単一交換、二重交換、三重交換の3点相関器(になるであろう)における宇宙論的コライダー信号の新しい特性を提示します。原始的な特徴が存在する場合、宇宙論的相関関係子のソフトリミットがインフレーションの状況を調査する新たな可能性を提供することを示します。最後に、将来の宇宙論的調査で検索するためのテンプレートを提供します。
パルサーの周りの惑星のオーロラ
最初の太陽系外惑星は、ミリ秒パルサーを周回する惑星によって引き起こされる、非常に規則的なパルスのタイミングのわずかな変動を発見することによって、偶然に発見されました。太陽系の惑星と同様に、ミリ秒パルサーの周りの惑星でのオーロラの存在を予測します。私たちは、磁気圏パルサーと惑星の相互作用の最初の磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行し、そのようなシステムからの電波放射を推定します。私たちは、パルサー惑星上のオーロラからの電波放射が現在の機器で観測できる可能性があることを発見しました。私たちは、太陽系外惑星の最初の電波検出となるような検出のためのパラメータを提供します。このような極限状態での惑星の大気探査に加えて、パルサー風への初の直接探査の可能性も非常に興味深い。
HIP 65426 は、直接画像化された系外惑星ともっともらしいスピン軌道配列にある高周波デルタ脊椎パルセーターです。
| Title |
HIP_65426_is_a_High-Frequency_Delta_Scuti_Pulsator_in_Plausible_Spin-Orbit_Alignment_with_its_Directly_Imaged_Exoplanet |
| Authors |
Aldo_G._Sepulveda,_Daniel_Huber,_Timothy_R._Bedding,_Daniel_R._Hey,_Simon_J._Murphy,_Zhoujian_Zhang,_Michael_C._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05310 |
HIP65426には、JWSTで直接画像化された最初の系外惑星となった若い巨大惑星が存在します。トランジット系外惑星探査衛星(TESS)からの時系列測光を使用して、我々はHIP65426を$\Delta\nu=$7.23$\pm$0.02サイクル日の大きな周波数分離を持つ可能性のある高周波$\delta$たて座パルセーターとして分類します。$^{-1}$。脈動タイミングの変動についてTESSデータをチェックし、検出されないことを使用して、HIP65426bの95%動的質量の上限である12.8Mjupを推定します。また、7.85$\pm$0.08時間と6.67$\pm$0.04時間の2つの急速な周期を持つ恒星の緯度差回転として解釈される信号の低周波領域も特定しました。TESSの回転周期と半径および$v\sin{i}$の公開値を併用して、HIP65426の$i_{\star}=105_{-9}^{+7}$$^への傾きを共同測定します。\円$。我々の恒星の傾斜角は、公表された相対座標を使用した我々の軌道適合に基づくと、$68\%$パーセントレベルでHIP65426b($108_{-3}^{+6}$$^{\circ}$)の軌道傾斜角と一致しています。天文測定。HIP65426系にはスピン軌道のずれに関する重大な証拠がないことは、画像化された長周期巨大惑星とその主星との間の優先的な配列と一致する新たな傾向を裏付けるものである。
小惑星はより大きく生まれた：小惑星帯へのガス支援注入中の表面質量のアブレーションの意味
| Title |
Asteroids_were_born_bigger:_An_implication_of_surface_mass_ablation_during_gas-assisted_implantation_into_the_asteroid_belt |
| Authors |
Rafael_Ribeiro_de_Sousa,_Andre_Izidoro,_Rogerio_Deienno,_Rajdeep_Dasgupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05331 |
小惑星帯の炭素質小惑星の起源は完全には理解されていません。有力な仮説は、それらは現在の場所で生まれたのではなく、太陽系の歴史の初期に小惑星帯に移植されたというものです。私たちは、出生円盤内での木星と土星の移動と成長が、近くの微惑星とその後の小惑星帯への微惑星の着床にどのような影響を与えるかを調査します。微小惑星がガス円盤中を移動する際に、ガス円盤媒体と微惑星表面との間の熱および摩擦加熱によって引き起こされる微惑星の表面アブレーションの影響を説明します。私たちは、水氷が豊富な微微惑星、水氷が豊富な微微惑星、有機物が豊富な微微惑星、ファイヤライトが豊富な微惑星という異なる組成の微惑星を考慮してシミュレーションを実行しました。私たちの発見は、巨大惑星の移動履歴に関係なく、小惑星帯に移植された水氷、有機物、ファイヤライトの豊富な微惑星は、一般的に小惑星帯への移植中に表面のアブレーションを経験し、サイズが縮小することを示しています。エンスタタイトのような組成を持つ微惑星は、表面のアブレーションの影響を受けず、元のサイズを保っていました。初期の微惑星のサイズと頻度の分布を仮定することにより、我々の結果は、表面アブレーションの影響下で、小惑星帯に移植された微惑星集団は、初期のものよりわずかに急なSFD勾配を示すことを示しています。これは、この研究で考慮された巨大惑星のすべての移住履歴に当てはまりますが、SFDの傾きがほぼ変化しないGrand-Tackモデルに当てはまります。総合すると、我々の結果は、小惑星帯の中で最大のC型小惑星がより大きく生まれた可能性があることを示唆しています。小惑星帯への移植中の高度な表面アブレーションにより、初期に分化したC型微惑星の核さえ露出した可能性があります。
PEXO による重心補正における天文偏りの軽減
地球に似た惑星によって誘発される星のサブm/sの動径速度を検出するには、非常に正確な動径速度が不可欠です。動径速度の重心補正のモデリングは1mm/sの精度を達成できましたが、伴星によって引き起こされる星の非線形運動により、入力天文計測にバイアスがかかる可能性があります。重心補正における天文計測による偏りを説明するために、PEXOを使用して減少したRVデータの散乱を最小限に抑えることで天文計測の偏りを補正します。特に、この方法をHARPSデータアーカイブからの266個の星の重心補正に適用します。天文偏りの補正により、8つのターゲットのRV散乱が大幅に減少していることがわかります。これらのターゲットのうち、2つのターゲットは既知の大規模なコンパニオンによって引き起こされるバイアスを示しますが、残りの6つのターゲットについては、そのバイアスは未知のコンパニオンまたはガイアの体系に起因する可能性があります。さらに、14個のターゲットの天文計測による年間RV変動が0.05m/sより大きく、そのうち10個は10pcより近い値です。例としてバーナードスターの結果を示し、重心補正コードとしてBarCorをPEXOに置き換えることにより、年間10cm/sのRVバイアスが軽減されることがわかります。私たちの研究は、地球に似た惑星を検出するための高精度RVにおける相対論的枠組み内での天文バイアス補正と重心補正コードの利用の必要性を実証しています。
P-R 抗力と扁平率による系外惑星系の共線ラグランジュ点の探索
| Title |
Exploring_the_collinear_Lagrangian_points_of_exoplanet_systems_with_P-R_drag_and_oblateness |
| Authors |
Ibtisam_Shaikh,_Priya_Hasan_and_S.N.Hasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05627 |
この論文では、主天体の一方が放射状で、もう一方が偏円状である場合のRTBPの共線ラグランジュ点の位置と安定性を研究します。ポインティング・ロバーソン抵抗の効果を考慮し、放射パラメータ$\beta$と扁平率$a$の変化に伴ってラグランジュ点の位置と安定性がどのように変化するかを調査します。私たちはその結果を10個の系外惑星システム(CoRoT-2~b、TOI-1278~b、HAT-P-20~b、Kepler-75~b、WASP-89~b、TIC172900988~b、NGTS9~)に適用します。b、LP714-47~b、WASP-162~b、およびXO-3~b。これらのデータは、小惑星や原始物質を検出できるこれらの系外惑星系の位置を見つけることを目的として、NASA系外惑星アーカイブから取得されました。または惑星形成が起こる可能性のある種子。共線的なラグランジュ点の位置は、輻射圧と扁平率の変化に応じて変化することがわかります。さらに、この論文で研究した10個の惑星系すべてにおいて、ラグランジュ点は不安定であり、小惑星、小惑星、または破片が見つかると期待される場所である可能性があります。ラグランジュ点の不安定性は、微惑星の再配置や移動の原因となる可能性があります。
望遠鏡観測による惑星大気のダイナミクスと雲
| Title |
Dynamics_and_Clouds_in_Planetary_Atmospheres_from_Telescopic_Observations |
| Authors |
Agust\'in_S\'anchez-Lavega,_Patrick_Irwin,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05672 |
このレビューは、金星、火星、木星、土星、天王星、海王星の惑星、衛星タイタン、および系外惑星の大気についての現在の知識についての洞察を示します。熱構造、エアロゾルの特性(火星の場合は霧や雲、塵)、化学組成、地球規模の風、およびこれらの天体の厳選された力学現象を扱います。大気に関する私たちの理解は、過去30年間に数千の系外惑星が発見されたことから大きく恩恵を受けています。系外惑星の特性は広範囲の条件に及び、その大気も同様に多様であると予想されるのは当然です。この複雑さにより、太陽系天体が明らかに参照される大気に関する前例のない調査が推進されています。私たちは、太陽系と系外惑星の大気に関する調査の間で双方向の重要な知識の移転を目撃しており、この交流が将来的に激化すると考える理由があります。私たちは、将来および現在利用可能な地上および宇宙望遠鏡を使用して光学および赤外線の波長で実施できる研究課題のリストを特定して選択しますが、太陽系天体への宇宙ミッションからのものは除きます。
タイタンの地球規模の海洋における共鳴成層
タイタンの氷の殻は、カッシーニによって登録された大きな潮汐愛数$k_2=0.616\pm0.067$によって明らかになり、地球規模の海洋の上に浮かんでいます。カッシーニの観測は、海がない場合には予測$k_2$を1桁上回り、海が硬い海底の上にある純水であれば、予測$k_2$から3-$\sigma$離れています。。これまでの研究では、塩分(塩分$S\gtrsim200$g/kg)が豊富な海洋が$k_2$の3-$\sigma$シグナルを説明できることが実証されている。ここで我々は、単純な物理的議論を用いてタイタンの大きな$k_2$についてのこれまでの解釈を再検討し、土星によって引き起こされる偏心潮汐と共鳴する安定した層状海洋の動的な潮汐反応に基づいた新しい解釈を提案する。私たちのモデルには、通常無視されるか他の場所で近似されるコリオリ力と海洋の放射状層構造を十分に考慮した慣性効果が含まれています。海洋の層構造は、塩分濃度が深さとともに直線的に増加する塩分濃度プロファイルから現れます。カッシーニに必要な$k_2$につながる複数の塩分プロファイルが見つかりました。成層を無視したこれまでの解釈とは対照的に、共鳴成層は観測に必要なバルク塩分濃度を一桁減少させ、タイタンの海の塩分濃度は地球の海の塩分濃度に匹敵し、エンケラドゥスのプルームに近い値に達する。したがって、以前に示唆されたように、タイタンの海を高塩分濃度まで濃縮するための特別なプロセスは必要ありません。
単一およびコンパクトな複数の通過惑星の半径分布の変動
| Title |
Variations_in_the_Radius_Distribution_of_Single_and_Compact_Multiple_Transiting_Planets |
| Authors |
Benjamin_T._Liberles,_Jason_A._Dittmann,_Stephen_M._Elardo,_Sarah_Ballard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05809 |
これまでの研究では、金属に乏しい星の周りに複数の小さな系外惑星からなるコンパクトな系が強化されて存在していることが確立されている。惑星形成過程におけるこの効果の起源を理解することは、進行中の研究のテーマです。ここでは、特に後期型主星に焦点を当てて、複数のトランジット惑星からなるシステムに存在する惑星の半径を、単一トランジット系に存在する惑星と比較して考察します。私たちは、2つの半径分布が、基礎となる同じ惑星集団から抽出されたものであるかどうかを調査します。我々は、単一トランジット惑星系からの149個の惑星と、複数トランジットのコンパクトな複数惑星系（54個のコンパクトな倍数）からの141個の惑星を含む、K後期およびM型矮星の周りの290個の惑星の惑星サンプルを構築しました。2つのサンプルの半径分布に対して、2サンプルのコルモゴロフ-スミルノフ検定、マン-ホイットニーU検定、およびアンダーソン-ダーリングK-サンプリング検定を実行しました。我々は、コンパクトな複数系の惑星が、単一通過系の惑星よりも平均して大きいという統計的証拠(p<0.0026)を発見しました。オフセットは検出バイアスでは説明できないと判断します。私たちは、この効果が、惑星内部にかかる惑星間潮汐による応力とひずみの力による、コンパクトな複数の系における二次大気のより効率的なガス放出によって説明できるかどうかを調査します。この効果は、地球のようなバルク組成と比較してH2Oが大幅に濃縮されていない限り、観測を説明するには不十分であることがわかりました。
太陽系の外側領域にある惑星または原始ブラックホールと地球軌道近くの塵の流れ
| Title |
A_planet_or_primordial_black_hole_in_the_outer_region_of_the_Solar_system_and_the_dust_flow_near_Earth_orbit |
| Authors |
Yu._N._Eroshenko,_E._A._Popova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05902 |
近年、太陽系の外側領域（オールトの雲の内側）、太陽から$\sim300-700$AUの距離に、捕獲された惑星または惑星がある可能性があるという証拠が得られています。原始ブラックホール。この論文では、この物体の同じ領域での塵粒子の重力散乱によって、それらの粒子が地球の軌道に達する新しい細長い軌道に移動する可能性があることを示します。捕捉された天体の質量が地球質量の5～10倍程度である場合、計算された地球付近の塵の流れ$\sim0.1-3$$\mu$gm$^{-2}$yr$^{-1}$は、観測された流れと桁違いに匹敵します。この効果は、捕捉されたオブジェクトのパラメータとオールトの雲内の塵の量に共同制限を与えます。
跳ねる障壁を再考: 主要な惑星形成プロセスと観測上の痕跡への影響
| Title |
The_bouncing_barrier_revisited:_Impact_on_key_planet_formation_processes_and_observational_signatures |
| Authors |
Carsten_Dominik_and_Cornelis_Dullemond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06000 |
コンテクスト。現在、惑星形成における主要なパラダイムは、流動的な不安定性と小石の降着シナリオです。このシナリオでは、これらのプロセスを実行可能かつ十分に効果的にするには、塵が特定のストークス数領域のサイズに成長する必要があります。現在使用されているダスト成長モデルは、文献で関連すると示唆されている成長障壁の一部を実装していません。目的。私たちは、バウンスバリアが有効な場合、流れの不安定性や小石の付着などのプロセスの時間スケールや効率、さらには惑星形成円盤の観察上の外観に影響を与えるかどうかを調査したいと考えています。方法。私たちは、公的に利用可能なダスト成長モデルDustPyにバウンスバリアの形式を実装し、影響を理解するために一連のモデルを実行します。結果。私たちは、跳ね返る障壁が惑星形成円盤の塵の進化に大きな影響を与えていることを発見しました。多くの場合、ディスク内で利用可能な典型的な粒子または最大の粒子のサイズが減少し、非常に狭く、ほぼ単分散のサイズ分布が生成され、その過程でマイクロメートルサイズの粒子のほとんどが除去され、散乱光画像に影響を与えます。それは沈下を修正し、したがって流れの不安定性と小石の付着の効果と時間スケールを修正します。アクティブなバウンスバリアは、観測上の影響をもたらす可能性があります。小さな粒子（10ミクロンのケイ酸塩の特徴など）の痕跡がある場合、強度が低下する可能性があり、散乱光画像に表示される追加の影の領域が作成される可能性があります。結論。流れの不安定性と小石の付着に大きく依存する惑星形成のモデル化では、跳ねる障壁を考慮する必要があります。私たちのモデルで小さな粒子が完全に除去されていることは、観測結果と一致しません。ただし、これは不完全な垂直混合または衝突時のある程度の浸食によって解決される可能性があります。
さんかく銀河で大きくて暗い星雲を発見
| Title |
Discovery_of_a_large_and_faint_nebula_at_the_Triangulum_galaxy |
| Authors |
Aleix_Roig,_Ra\'ul_Infante-Sainz,_Judith_Ard\`evo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05292 |
私たちは、R.A.を中心とするさんかく銀河(M33)の外側部分で、これまでカタログ化されていなかったアーチ形の糸状星雲を発見したことを報告します。=1時間34分25秒、12月=+30日20分17秒(ICRS)。この発見は、H-αと[OIII]狭帯域フィルターの両方を使用して、M33を深く照射した細心の注意を払った観察から生まれました。「Roig1PradesSky」と指定されたこの星雲は、23.9等/arcsec2のH-α表面輝度を示します。その空の投影位置は、M33銀河中心から南東方向に向かって21分角離れており、範囲は120x440pcです。その本当の性質を明らかにするには、詳細な分光観測が必要です。
宇宙の星形成の暗黒面を解明する III: PhoEBO を使用して、COSMOS 内に電波で選択された塵の多い星形成銀河の最大の均質なサンプルを構築する
| Title |
Illuminating_the_Dark_Side_of_Cosmic_Star_Formation_III:_Building_the_largest_homogeneous_sample_of_Radio-Selected_Dusty_Star-Forming_Galaxies_in_COSMOS_with_PhoEBO |
| Authors |
Fabrizio_Gentile,_Margherita_Talia,_Meriem_Behiri,_Gianni_Zamorani,_Luigi_Barchiesi,_Cristian_Vignali,_Francesca_Pozzi,_Matthieu_Bethermin,_Andrea_F._Enia,_Andreas_L._Faisst,_Marika_Giulietti,_Carlotta_Gruppioni,_Andrea_Lapi,_Marcella_Massardi,_Vernesa_Smolcic,_Mattia_Vaccari,_Andrea_Cimatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05305 |
ここ数十年、とらえどころのない「暗い」（つまり、光学/NIRに相当する銀河が存在しない）ダスト星形成銀河(DSFG)集団に対する科学的関心が高まっています。宇宙の星形成速度密度への寄与の可能性や、$z\sim3$周囲の最初の巨大な受動銀河の進化における役割の可能性については非常に有望であるが、統計的に有意な暗黒DSFGサンプルを選択することが難しいため、その科学的限界が生じている。可能性。この研究は、Talia+21による手順に従ってCOSMOSフィールドで発見された、電波で選択された263個のNIR暗黒銀河サンプルの最初のパンクロマティック研究を示しています。これらの源は、NIRが選択したCOSMOS2020カタログ(Ks>25.5等)に対応するものがない、電波明るい銀河(S(3GHz)>12.65uJy)として選択されています。これらのソースに対して、新しいデブレンディングパイプライン(PhoEBO:PhotometryExtractorforBlendedObjects)で取得された光学から無線までの正確な測光を含む新しい測光カタログを構築します。私たちはこのカタログを使用して、2つの異なるコード(MagphysとCigale)を使用して実行されるSEDフィッティング手順を通じて、銀河のphoto-zと物理的特性を推定します。最後に、一連の補完的なテストを実行して、サンプル内のAGN汚染を推定します。消滅中央値(Av~4)と星形成速度(SFR~500Msun/年)の高い値は、RS-NIRdark銀河のおそらくDSFG性質を裏付けています。Photo-Zの中央値(z~3)と高Z候補の有意な尾部(z>4.5)の存在は、これらの光源が宇宙のSFRDと高赤方偏移における銀河の進化経路に重要な寄与をしていることを示唆しています。
重金属調査: z~2 以降の巨大な静止銀河の恒星の金属量、存在比、および年齢の進化
| Title |
The_Heavy_Metal_Survey:_The_Evolution_of_Stellar_Metallicities,_Abundance_Ratios,_and_Ages_of_Massive_Quiescent_Galaxies_Since_z~2 |
| Authors |
Aliza_G._Beverage,_Mariska_Kriek,_Katherine_A._Suess,_Charlie_Conroy,_Sedona_H._Price,_Guillermo_Barro,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Brian_Lorenz,_Yilun_Ma,_Lamiya_Mowla,_Imad_Pasha,_Pieter_van_Dokkum,_Daniel_Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05307 |
ケック重金属調査から$z\sim1.4$と$z\sim2.1$で19個の巨大静止銀河の元素存在量と年齢を提示します。超深度のLRISおよびMOSFIREスペクトルは、可変存在量パターンを備えたフルスペクトルの恒星集団フィッティングコードを使用してモデル化されました。銀河の鉄存在量は[Fe/H]=-0.5～-0.1dexで、$z\sim1.4$[$z\sim2.1$]での典型的な値は$-0.2$[$-0.3$]です。。また、$z\sim1.4$で暫定的な$\log\sigma_v$-[Fe/H]関係も見つかります。マグネシウムと鉄の比率は[Mg/Fe]=0.1～0.6dexの範囲にあり、$z\sim1.4$[$z\sim2.1$]での典型的な値は$0.3$[$0.5$]dexです。年代は$z_{\rmform}=2-8$の地層赤方偏移を意味します。より低い赤方偏移の静止銀河と比較すると、[Fe/H]は$z=1.4-2.1$で$\sim0.2$dex低かったことがわかります。[Mg/Fe]には$z\sim1.4$までの進化は見られませんが、$z\sim2.1$銀河は$z=0-0.7$と比較して$0.2$dex強化されています。これらの結果を化学進化モデルと比較すると、より高い赤方偏移を持つ銀河は、徐々に早い時代に、より短い星形成タイムスケールで形成され、$z\sim2.1$銀河は、$で150Myr以上の星の大部分を形成していることが示されています。z_{\rmフォーム}\sim4$。この進化は、後の時代における静止銀河の数の増加のみに起因するものではありません。いくつかの重金属銀河は、$z\sim0.0-0.7$の巨大銀河には見られない極端な化学的性質を持っています。したがって、個々の銀河の化学的性質は時間の経過とともに進化するはずです。小規模な合体も、特に銀河中心で[Fe/H]を増加させることができないため、この進化を完全に説明することはできません。したがって、$z\sim2.1$以来の大規模な静止銀河の増加には、大規模な合体や中心星の形成などのさらなるメカニズムが必要になる可能性があります。
真のPISNの子孫：最初の星の質量分布への影響
| Title |
True_PISN_descendant:_implications_for_the_mass_distribution_of_the_first_stars |
| Authors |
Ioanna_Koutsouridou,_Stefania_Salvadori_and_\'Asa_Sk\'ulad\'ottir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05309 |
最初のPopIII星の初期質量関数(IMF)は依然として謎のままです。予測されたそれらの巨大な性質は、対不安定性超新星(PISN)として爆発する星の存在を暗示していますが、観測証拠は発見されていませんでした。現在、LAMOST調査は、${\rm[Fe/H]}=-2.4$で純粋なPISNの子孫であるJ1010+2358を発見したと主張しています。ここで、J1010+2358の存在量パターンを再現するには、250〜260の膨大な${\rmM_\odot}$PISNが必要であることが確認されました。ただし、シナリオを区別するための重要な要素が欠落しているため、PISNの寄与は10%程度になる可能性があります。私たちは、宇宙論的銀河形成モデルNEFERTITIの予測と統計的に比較することにより、PopIIIIMFに対するこの発見の意味を調査します。まず、${\rm[Fe/H]}<-2.5$でモノ濃縮のPISN子孫が検出されないことで、以下を除外できることを示します。(i)90%の信頼水準でフラットなIMF。(ii)特性質量$m_{\rmch}/{\rmM_\odot}>191.16x-132.44$のラーソン型IMF(xは傾き、信頼水準75%)。第二に、J1010+2358が大規模なPISNからその金属の70%未満しか継承していない場合、PopIIIIMFにそれ以上の制約を課すことはできないことを示します。代わりに、J1010+2358がほぼ純粋(>90%)PISNの子孫であることが確認される場合、最も急なIMFと最も重いIMFを除くPopIIIIMFに強力で補完的な制約が与えられます。$m_{\rmch}/{\rmM_\odot}<143.21x-225.94$。私たちの研究は、純粋なPISNの子孫を1回検出するだけでも、最初の星の質量分布を理解する上で重要である可能性があることを示しています。
DYNAMO-HSTサンプルで観察された巨大な塊から恒星のバルジとハローコアを構築
| Title |
Building_stellar_bulges_and_halo_cores_from_massive_clumps_observed_in_the_DYNAMO-HST_sample |
| Authors |
Mahmoud_Hashim,_Amr_El-Zant,_Antonino_Del_popolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05316 |
我々は、巨大な星の塊の内部への移動による円盤銀河のバルジ形成プロセスのN体シミュレーションを紹介します。このプロセスにはダークハロー加熱が伴い、準等温コアが初期の中心密度カスプを置き換え、当初は暗黒物質が優勢だった中心領域がバリオンが優勢な中心領域に変化する。星団の特徴は、DYNAMO-HST銀河の星団の低赤方偏移観測と適合するように選択されており、星団の内部スターバーストによる破壊に対して堅牢であるという点で比較的長寿命である可能性があります。したがって、異なるクランプの内部半径方向プロファイルを使用して、潮汐剥離による破壊をテストします。中心密度プロファイルが急峻である順に、プラマー、ハーンクイスト、ジャッフェ。我々の計算では、銀河のバルジやダークハローコアの構築に凝集塊の移動が効果的であるためには、中心凝集塊のプロファイルが急激に増加するか、質量が小さいかハローの濃度が低いことが好ましいと予測されている。このような要因への依存は、観測された総質量分布とその結果として生じる銀河の回転曲線の多様性に寄与している可能性があります。このプロセスが最も効率的である場合、観測された明るい銀河に類似した特異な等温総密度を伴う「バルジハロー陰謀」が生じます。
| Title |
The_Steady_State_of_Intermediate-Mass_Black_Holes_Near_a_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Erwan_Hochart_and_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05351 |
目的:超大質量ブラックホールを取り囲む中質量ブラックホールのクラスターの特性を調査します。方法:$0.15\の間のシェルで初期化された等質量中間質量ブラックホール($m_{\rm{IMBH}}=10^{3}$${\rm{M_\odot}}$)のクラスターをシミュレートします。leqr$[pc]$\leq0.25$は超大質量ブラックホールの中心にあります。私たちは、クラスターの個体数と超大質量ブラックホールの質量が合体率、放出率、脱出速度に及ぼす影響を調査します。$M_{\text{SMBH}}=4\times10^{6}$${\rm{M}_\odot}$の場合、2.5次までのニュートン形式とポストニュートン形式の両方を使用します。クロスタームも含みます。他の2つのSMBH質量($M_{\rm{SMBH}}=4\times10^{5}$${\rm{M_\odot}}$および$M_{\rm{SMBH}}=4\times10)の場合^{7}$$\rm{M_\odot}$)、相対論的効果のみを考慮してシステムをモデル化します。ブラックホールがクラスターから脱出するか、合体が起こるか、システムが$100$Myrまで進化すると、シミュレーションは終了します。結果:ポストニュートン形式主義は、中間質量ブラックホールの損失速度を加速します。放出は、超大質量ブラックホールの質量が小さいほど頻繁に起こりますが、質量が大きいほど合体の速度が増加します。相対論的効果により循環化が可能になりますが、マージするバイナリはすべて$e\gtrsim0.97$になります。強い重力波信号は、ニュートン計算中に抑制されます。フライバイで放出される重力波放射からは、より弱く、より頻繁な信号が発生すると予想されます。私たちのポストニュートン計算では、LISAと$\mu$Aresで観測できる重力波イベントのうち$30/406$が重力波捕捉連星として検出され、残りはクラスター内合体です。私たちの調査を通じて、IMBH-IMBHバイナリは検出されませんでした。
SPRC047 周囲の星流における恒星個体群の特性
| Title |
Stellar_Population_Properties_in_the_Stellar_Streams_Around_SPRC047 |
| Authors |
Seppo_Laine,_David_Mart{\i}nez-Delgado,_Kristi_A._Webb,_Mohammad_Akhlaghi,_Roberto_Baena-Gall\'e,_Sanjaya_Paudel,_Michael_Stein_and_Denis_Erkal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05358 |
我々は、エッジオン銀河SPRC047(z=0.031)の周囲にあるリング状の星潮流(または複数の星流)の星集団の特性(年齢、金属性など)を、積分スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを使用して調査しました。広帯域の開口束密度。6つの異なるバンドの視覚画像とSpitzer/IRAC3.6ミクロンデータを使用しました。我々は、流れの連続しない3つのセグメントで最もよく適合する恒星個体群パラメータ(金属量、年齢)を導き出すことを試みました。ストリームの表面輝度が非常に低いため、空間解像度が低い3.6ミクロンのIRAC画像のリチャードソン・ルーシータイプのアルゴリズムを使用してデコンボリューションを実行し、それによって点像分布関数(PSF)のエイリアス放射の影響を低減しました。」3つの流れセグメントの位置にある明るい真横の中央銀河から。指数関数的に減衰する星形成バーストから連続的な星形成に至るまで、いくつかの異なる星形成履歴を使用した私たちのSEDフィッティングは、年齢、金属性、塵の縮退が解決されていないことを示しています。これはおそらく、波長範囲が不十分で信号対信号が低いためです。低表面輝度フィーチャのノイズ比。また、将来の深部視覚近赤外観測と、1%レベル以下の絶対光束校正の不確実性を組み合わせ、紫外および中赤外帯域で同様に十分に校正された絶対光束観測によって補完され、広範な観測の精度がどのように向上するかについても議論します。-バンドSEDフィッティング結果は、星に分解されていない近くの銀河の周りの星流など、表面輝度の低いターゲットに対するものです。
サブアルフベン系乱流: 磁気エネルギーと運動エネルギーの比、弱いカスケードの修正、および磁場強度測定への影響
| Title |
Sub-Alfvenic_Turbulence:_Magnetic_to_Kinetic_Energy_Ratio,_Modification_of_Weak_Cascade_and_Implications_for_Magnetic_Field_Strength_Measurement |
| Authors |
Alex_Lazarian,_Ka_Wai_HO,_Ka_Ho_Yuen,_Ethan_Vishniac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05399 |
サブアルフベン磁気流体力学(MHD)乱流、つまりアルフベンマッハ数$M_A=V_L/V_A<1$の乱流の特性を研究します。ここで、$V_L$は噴射スケールでの速度、$V_A$はアルフベン速度です。我々は、弱い乱流が速度によって駆動されるか磁気変動によって駆動されるかに応じて、異なる状態になり得ることを実証します。乱流が非圧縮性導電流体中で等方性の体積力、つまり速度によって駆動される場合、運動エネルギーは磁気ゆらぎのエネルギーの$M_A^{-2}$倍大きいと予測されます。この効果は、$k_\|/k_\perp<M_A$のモードを励起する強制の長い平行波長テールから生じます。また、乱流カスケードが強い領域に達すると、低速モードのエネルギーがアルフベンモードのエネルギーを$M_A^{-1}$倍上回ると予測します。乱流が噴射スケールで磁気的に駆動される場合、これらの影響は存在しません。これらの予測を数値シミュレーションで確認します。磁気エネルギーと運動エネルギーの等分配の仮定は、サブアルフベン乱流の磁場強度を測定するデイビス・チャンドラセカール・フェルミ(DCF)アプローチの中核であるため、DCF手法は普遍的に適用できるものではないと結論付けます。特に、銀河円盤における長方位角波長モードの動的励起がDCF技術の使用を危うくする可能性があることを示唆します。観測から磁場の強さを求めるために使用できる代替式について説明します。
宇宙正午における大規模な塵に覆われた銀河の星形成速度に対する遠赤外線/サブミリ波データの影響
| Title |
The_Impact_of_Far-Infrared/Sub-Millimeter_Data_on_the_Star_Formation_Rates_of_Massive_Dusty_Galaxies_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Eden_Wise,_Shardha_Jogee,_and_Yuchen_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05424 |
私たちは、紫外(UV)から近距離までのみを含むデータセットに遠赤外線(FIR)/サブミリ波のデータを追加した場合に、宇宙正午の巨大な塵に覆われた銀河の星形成速度(SFR)、星の質量、その他の特性がどのような影響を受けるかを調査します。-赤外線（NIR）データ。$z\,{\sim}\,1.5$～3.0にある92個の大質量(恒星質量$>4{\times}10^{10}$M$_{\odot}$)の塵に覆われた銀河のサンプルの場合${\sim}25$%(宇宙の歴史の${\sim}25$%))、DECamのUV-光学データ、VICS82、NEWFIRM、Spitzer-IRACNIRデータ、およびHerschel-SPIREFIR/に基づいてスペクトルエネルギー分布(SED)をフィッティングしました。BayesianAnalysisofGalaxiesforPhysicalInferenceandParameterEstimation(BAGPIPES)SEDフィッティングコードを使用したサブミリメートルデータ。我々は、タウ星形成履歴がlog$_{10}$より前の遅れたタウ星形成履歴を仮定し、星の質量、SFR、減光、および比SFRの事後分布を導き出します。FIR/サブミリ波データを追加すると、銀河の種類に応じて、UV-NIRデータのみに基づく推定値よりも大幅に高くなったり低くなったりする可能性があるSFR推定値(通常は最大10倍)が得られることがわかりました。関与した。SFRの変化が吸光度の変化に比例することがわかりました。これらの結果は、$z\,{\sim}\,2$にある巨大な塵に覆われた銀河のSFRを正確に導き出すために、FIR/サブミリ波データを含めることの重要性を強調しています。
擬似 S${\rm \acute{e}}$rsic(Spergel) 光プロファイルを干渉データの銀河に当てはめる: $uv$ 平面の優秀性
| Title |
Fitting_pseudo-S${\rm_\acute{e}}$rsic(Spergel)_light_profiles_to_galaxies_in_interferometric_data:_the_excellence_of_the_$uv$-plane |
| Authors |
Qing-Hua_Tan,_Emanuele_Daddi,_Victor_de_Souza_Magalh\~aes,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_J\'er\^ome_Pety,_Boris_S._Kalita,_David_Elbaz,_Zhaoxuan_Liu,_Benjamin_Magnelli,_Annagrazia_Puglisi,_Wiphu_Rujopakarn,_John_D._Silverman,_Francesco_Valentino,_and_Shao-Bo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05425 |
ALMAやNOEMAなどの最新の（サブ）ミリ波干渉計は、高い角度分解能と前例のない感度を提供します。これにより、遠方の銀河のガスや塵の形態を特徴付ける可能性が得られます。干渉観察における形態と表面輝度プロファイルを回復する現在のソフトウェアの機能を評価するために、$uv$平面に適合するためのSpergelモデルのパフォーマンスをテストします。これは、IRAMソフトウェアGILDAS(uv$\)に最近実装されました。_$フィット)。Spergelプロファイルは、Sersicプロファイルの代替手段を提供し、分析的フーリエ変換を備えているという利点を備えており、$uv$平面での可視性をモデル化するのに理想的です。銀河サイズとデータの角度解像度の比率に応じて、Spergel指数とSersic指数の間のおおよその変換を提供します。我々は広範なシミュレーションを通じて、$uv$平面でのSpergelモデリングが、体系的なバイアスの影響を受けにくいパラメーターを返し、より高い有効信号をもたらすため、画像平面でのモデリングよりも信頼性の高いパラメーター推定方法であることを示します。対雑音比(S/N)。$uv$プレーンでのパフォーマンスの向上は、干渉画像の相関信号を考慮することの難しさによるものと考えられます。$uv$平面内であっても、シュパーゲル指数の適切な測定を可能にするには、統合光源束がビームあたりのノイズより少なくとも50倍大きい必要があります。パラメーターのバイアスが一般に低い(<10%)こと、およびuv$\_$fitによって返される不確実性が係数2以内で信頼できることを示すことで、Spergelモデルフィッティングのパフォーマンスを詳細に特徴付けます。最後に、文献からの銀河の周りの拡張ハローに関する2つの主張を再検討することで、スパーゲルフィッティングの威力を示し、銀河とハローが単一のスパーゲルモデルで同時にうまくフィッティングできることを示します。
ミランコビ望遠鏡による深部イメージング:合体の歴史と楕円銀河の運動学を結びつける
| Title |
Deep_imaging_with_Milankovi\'c_telescope:_Linking_merger_history_to_kinematics_of_elliptical_galaxies |
| Authors |
Ivana_Ebrov\'a,_Michal_B\'ilek,_Ana_Vudragovi\'c,_Mustafa_K._Y{\i}ld{\i}z,_Pierre-Alain_Duc,_Martin_Ma\v{s}ek,_Michael_Prouza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05532 |
初期型銀河で観察される運動学的および形態学的特徴は、そのホストの進化についての貴重な洞察を提供します。私たちは、Illustrisの大規模宇宙流体力学シミュレーションで長軸回転(つまり、長軸の周りの回転)の起源を研究しました。基本的に、シミュレートされたすべての巨大な偏長回転子は、比較的最近の銀河の大規模な合体で作成されたことがわかりました。このような合体は、尾、貝殻、非対称の星の暈などの潮汐特徴を生み出すと予想されています。私たちは、新たに取得したミランコビのデータを含む長尺回転子の深部光学画像を調査し、それらすべてで銀河相互作用の兆候を明らかにしました。この相関関係は、MATLAS深部画像調査による初期型銀河の一般的なサンプルと比較した場合、統計的に非常に有意であることが証明されています。現在進行中のプロジェクトでは、Milankoviを使用して、近くにある既知の巨大な扁円回転子の完全なサンプルの深層画像を収集します。さらに、これらのデータから小惑星を検索して軌道の精度を向上させ、これまで知られていなかったメインベルト小惑星を1つ発見することもできました。扁長回転体の中で最も頻繁に見られる潮汐特徴は貝殻です。私たちは光学画像から合体時刻を計算する手法を開発しました。これにより、サンプルの合併履歴をIllustrisからの予測と比較できるようになります。私たちの計画は、これらの手法をルービン天文台のLSSTのような今後の大規模調査によって提供される殻銀河のさらに大きなサンプルに拡張することです。これにより、私たちの宇宙の最近の合体の歴史に関する前例のない量の統計的に重要なデータが提供され、他の幅広い天体物理現象に対する合体の影響についての広範な調査が可能になります。
Abell 1318 に関連する超急峻なスペクトルの AGN 電波残骸の LOFAR 発見と広帯域特性評価
| Title |
LOFAR_discovery_and_wide-band_characterisation_of_an_ultra-steep_spectrum_AGN_radio_remnant_associated_with_Abell_1318 |
| Authors |
A._Shulevski,_M._Brienza,_F._Massaro,_R._Morganti,_H._Intema,_T._Oosterloo,_F._De_Gasperin,_K._Rajpurohit,_T._Pasini,_A._Kutkin,_D._Vohl,_E._A._K._Adams,_B._Adebahr,_M._Br\"uggen,_K._M._Hess,_M._G._Loose,_L._C._Oostrum,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05713 |
我々は、Abell1318における非常に拡張された(550kpc)かつ低表面輝度(144MHzで$3.3\mu\mathrm{Jy}\,arcsec^{-2}$)の電波放射領域の発見を発表します。これらの特性これらは、その形態と電波スペクトル特性に基づく、活動銀河核(AGN)残存電波プラズマとしての特徴付けと一致しています。LOFAR、uGMRT、WSRT-APERTIFデータを使用して、広帯域(54～1400MHz)の無線スペクトルインデックスと曲率解析を実行しました。また、検出された放出の放射年齢を導き出し、最大年齢を2億5,000万年と推定しました。発生源の形態は非常に興味深いもので、2つのより大きな楕円形の構成要素と、その間にある薄く細長いフィラメント状の構造があり、おそらく2つの老化した葉とジェットを思い出させます。アーカイブされた{\itSwift}とSDSSデータに基づいて、システムのX線および光学的特性評価を実行しました。そのビリアル質量は$\sim7.4\times10^{13}\,\mathrm{Mと推定されました。}_{\odot}$。これにより、A1318は銀河群体制に位置づけられます。興味深いことに、この電波源には明確な光学的対応物が組み込まれていないため、最も明るいグループ銀河($\sim2.6\times10^{12}\,\mathrm{M}_{\odot}$)、現在のエポックでは$\sim$170kpcの投影距離に位置します。この比較的高いオフセットは、小規模な合併によるIGrMスロッシングの結果である可能性があります。線源のフィラメント状の形態は、残留プラズマがシステムのダイナミクスによって摂動されたことを示唆している可能性がありますが、この疑問に対処できるのは将来のより深いX線観測だけです。
孤立し急冷された低質量銀河トゥカナの恒星の金属量と勾配
| Title |
Stellar_Metallicities_and_Gradients_in_the_Isolated,_Quenched_Low-Mass_Galaxy_Tucana |
| Authors |
Sal_Wanying_Fu,_Daniel_R._Weisz,_Else_Starkenburg,_Nicolas_Martin,_Francisco_J._Mercado,_Alessandro_Savino,_Michael_Boylan-Kolchin,_Patrick_C\^ot\'e,_Andrew_E._Dolphin,_Nicolas_Longeard,_Mario_L._Mateo,_Jenna_Samuel,_Nathan_R._Sandford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05981 |
私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の狭帯域(F395N)カルシウムH&K(CaHK)イメージングを使用して、孤立した消光矮銀河ツカナにある374個の赤色巨星の分枝(RGB)星の金属量を測定しました。私たちのサンプルは、公開されているものよりも$\sim7$倍大きくなります。私たちの主な発見は次のとおりです:(i)$\langle\mbox{[Fe/H]}\rangle=-1.55\pm0.04$および$\sigma_{\mbox{[Fe/H]を持つグローバル金属量分布関数(MDF)]}}=0.54\pm0.03$;(ii)イメージング範囲($\)にわたる$-0.54\pm0.07$dex$R_e^{-1}$($-2.1\pm0.3$dexkpc$^{-1}$)の金属度勾配sim2.5R_e$)、文献の測定値より急勾配です。私たちの発見は、一般に利用可能なFIRE-2シミュレーションから予測された勾配と一致しています。このシミュレーションでは、爆発的な星形成が星の個体数勾配と暗黒物質コアを生成します。(iii)Tucanaの分岐RGBには独特の金属性があります。$\langle\mbox{[Fe/H]}\rangle=-1.78\pm0.06$と$\sigma_{\mbox{[Fe/H]}}を持つ青色RGB=0.44^{+0.07}_{-0.06}$、$\langle\mbox{[Fe/H]}\rangle=-1.08\pm0.07$および$\sigma_{\mbox{[Fe]を持つ赤色RGB/H]}}=0.42\pm0.06$;(iv)恒星の質量が固定されている場合、TucanaはMW衛星よりも$\sim0.4$dexだけMR度が高くなりますが、その青色RGBは化学的に衛星と同等です。トゥカナのMDFは、星を形成する孤立した矮星と一致しているように見えますが、後者のMDFにはそれほど個体数が多くありません。(v)トゥカナの星の$\sim2$%は$\mbox{[Fe/H]}<-3$、20%$\mbox{[Fe/H]}>-1$です。コミュニティ分光フォローアップ用のカタログを提供しています。
オートエンコーダーとニューラル ODE による宇宙化学反応ネットワークの高速化
天体物理学では、複雑な化学反応ネットワークを解くことが不可欠ですが、ODEシステムの次元性と剛性が高いため、計算量が多くなります。計算負荷を軽減するための従来のアプローチは、特定の化学ネットワークに特化していることが多く、専門知識が必要です。この論文では、次元削減のためのオートエンコーダと宇宙化学反応ネットワークの計算を高速化するための潜在空間ニューラルODEソルバーを使用する機械学習ベースのソリューションを紹介します。さらに、ニューラルODEの代替として、コスト効率の高い潜在空間線形関数ソルバーを提案します。これらの方法は、29の化学種と224の反応を含むデータセットで評価されます。私たちの調査結果は、ニューラルODEがベースラインモデルと比較して55倍の高速化を達成しながら、相対誤差を最大2桁削減することで大幅に高い精度を維持していることを示しています。さらに、線形潜在モデルにより精度が向上し、標準手法と比較して最大4000倍の高速化を実現します。
GAMMA: 銀河の質量、金属性、年齢の属性データセット
機械学習アプリケーション向けに調整された銀河データの包括的なコレクションであるGAMMA(銀河の質量、金属性、および年齢の属性)データセットを紹介します。このデータセットは、11727個の銀河の詳細な2Dマップと3D立方体を提供し、恒星の年齢、金属量、質量などの重要な属性を捉えています。データセットとともに、生のシミュレーションスイートから他の恒星またはガスの特性を抽出するコードを公開し、これらの初期特性を超えてデータセットを拡張し、さまざまな計算タスクの汎用性を確保します。GAMMAは、特徴抽出、クラスタリング、回帰タスクに最適で、計算手法を使用して銀河構造を探索するための独自のレンズを提供し、天体物理シミュレーションと科学機械学習(ML)の分野の間の架け橋となります。最初のベンチマークとして、このデータセットに主成分分析(PCA)を適用しました。PCAは少数の構成要素で銀河の重要な形態学的特徴を効果的に捕捉していることがわかりました。2D画像(3Dキューブ)については、再構成精度が5%未満で、約200(3650)倍の次元削減が達成されます。
GabicFlow: 正規化フローによる銀河の一般化表現の学習
| Title |
GalacticFlow:_Learning_a_Generalized_Representation_of_Galaxies_with_Normalizing_Flows |
| Authors |
Luca_Wolf_and_Tobias_Buck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06017 |
最先端の銀河形成シミュレーションにより、数週間から数か月以内にデータが生成されます。彼らの結果は、固定数の星の存在する可能性のある銀河のランダムなサブサンプルで構成されています。我々は、このような結果を一般化するMLベースの手法であるGaopticFlowを提案します。私たちは正規化フローを使用して、全球銀河パラメーターに条件付けされた銀河の拡張分布関数を学習します。その後、GalaxyFlowは、データ内の銀河の集合を継続的に凝縮した表現を提供します。したがって、本質的には、大量の明示的なシミュレーションデータを小さな暗黙的な生成モデルに圧縮します。私たちのモデルは、グローバルパラメーターのセットによって与えられる任意の銀河eDFを評価することができ、そこから任意の数の星を生成することができます。私たちは、矮星から天の川質量までの質量範囲全体を具現化したそのような表現を、たった90個の銀河から$\sim18$時間で1台のRTX2080Tiで学習し、数秒以内に100万個の恒星からなる新しい銀河を生成できることを示します。。
近くの星形成銀河の PHANGS-AstroSat アトラス
| Title |
The_PHANGS-AstroSat_Atlas_of_Nearby_Star_Forming_Galaxies |
| Authors |
Hamid_Hassani_(1),_Erik_Rosolowsky_(1),_Eric_W._Koch_(1_and_2),_Joseph_Postma_(3),_Joseph_Nofech_(1),_Harrisen_Corbould_(1),_David_Thilker_(4),_Adam_K._Leroy_(5),_Eva_Schinnerer_(6),_Francesco_Belfiore_(7),_Frank_Bigiel_(8),_Mederic_Boquien_(9),_Melanie_Chevance_(10_and_11),_Daniel_A._Dale_(12),_Oleg_V._Egorov_(10),_Eric_Emsellem_(13_and_14),_Simon_C._O._Glover_(10),_Kathryn_Grasha_(15_and_16),_Brent_Groves_(17),_Kiana_Henny_(12),_Jaeyeon_Kim_(18),_Ralf_S._Klessen_(10_and_19),_Kathryn_Kreckel_(10),_J._M._Diederik_Kruijssen_(20_and_11),_Janice_C._Lee_(21_and_22),_Laura_A._Lopez_(5_and_23),_Justus_Neumann_(6),_Hsi-An_Pan_(24),_Karin_M._Sandstrom_(25),_Sumit_K._Sarbadhicary_(5_and_23),_Jiayi_Sun_(26_and_27),_Thomas_G._Williams_(28)_((1)_Dept._of_Physics,_University_of_Alberta,_Canada,_(2)_Center_for_Astrophysics_Harvard_&_Smithsonian,_USA,_(3)_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Calgary,_Canada,_(4)_Center_for_Astrophysical_Sciences,_The_Johns_Hopkins_University,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University,_USA,_(6)_Max_Planck_Institut_f\"ur_Astronomie,_Germany,_(7)_INAF_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Italy,_(8)_Argelander-Institut_f\"ur_Astronomie,_Universit\"at_Bonn,_Germany,_(9)_Instituto_de_Alta_Investigacion,_Universidad_de_Tarapaca,_Chile,_(10)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Germany,_(11)_Cosmic_Origins_Of_Life_(COOL)_Research_DAO,_(12)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Wyoming,_USA,_(13)_European_Southern_Observatory,_Germany,_(14)_Univ_Lyon,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_France,_(15)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Australia,_(16)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_Australia,_(17)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_University_of_Western_Australia,_Australia,_(18)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_&_Cosmology_(KIPAC),_Stanford_University,_USA,_(19)_Interdisziplin\"ares_Zentrum_f\"ur_Wissenschaftliches_Rechnen,_Universit\"at_Heidelberg,_Germany,_(20)_Technical_University_of_Munich,_School_of_Engineering_and_Design,_Germany,_(21)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA,_(22)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_USA,_(23)_Center_for_Cosmology_and_AstroParticle_Physics,_The_Ohio_State_University,_USA,_(24)_Department_of_Physics,_Tamkang_University,_Taiwan,_(25)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_California,_San_Diego,_USA,_(26)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_McMaster_University,_Canada,_(27)_Canadian_Institute_for_Theoretical_Astrophysics_(CITA),_University_of_Toronto,_Canada,_(28)_Sub-department_of_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_UK.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06031 |
我々は、NearbyGalaxieS(PHANGS)-AstroSatアトラスで高角解像度の物理学を提示します。これには、AstroSat衛星の紫外線画像望遠鏡(UVIT)によって捕捉された31個の近くの星形成銀河の紫外線画像が含まれています。このアトラスは、22Mpcの距離内にある銀河の遠紫外マップと近紫外マップの均質なデータセットを提供し、角度解像度の中央値は1.4秒角(25～160pcの物理スケールに相当)です。均一な紫外背景を差し引いて天の川銀河の消滅を考慮した後、推定した光束密度をGALEX観測と比較し、良好な一致を見つけました。私たちは、銀河NGC6744とIC5332の周囲に拡張UV円盤の候補を見つけました。UV放射の凝集に関する最初の統計的測定結果を提示し、それをアルマ望遠鏡で追跡された分子ガスの凝集と比較します。我々は、棒と渦巻き腕が最も高い凝集度を示し、分子ガスは銀河のFUV放射よりもさらに凝集していることを発見しました。我々は、異なる銀河環境とkpcサイズの開口において、観測されたFUVとH$\alpha$の比の変動を調査した。$\log_{10}$(FUV/H$\alpha$)の$\sim65\%$変化は、塵の減衰と星形成履歴パラメータの組み合わせによって記述できることを報告します。PHANGS-AstroSatアトラスは、サンプルの多波長のカバー範囲を強化し、星形成に関する詳細な視点を提供します。ALMA、VLT-MUSE、HST、JWSTのPHANGSデータセットと統合すると、星形成銀河における減衰曲線と塵の減衰についての包括的な理解が深まります。
FAST全天HI調査（FASHI）：カタログ初公開
| Title |
The_FAST_all_sky_HI_survey_(FASHI):_The_first_release_of_catalog |
| Authors |
Chuan-Peng_Zhang,_M._Zhu,_P._Jiang,_C._Cheng,_J._Wang,_J._Wang,_J.-L._Xu,_X.-L._Liu,_N.-P._Yu,_L._Qian,_H._Yu,_M._Ai,_Y._Jing,_C._Xu,_Z._Liu,_X._Guan,_C._Sun,_Q._Yang,_M._Huang,_Q._Hao,_and_FAST_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06097 |
FASTAllSkyHIサーベイ(FASHI)は、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)で観測可能な全天をカバーするように設計されており、-14度から+66度までの赤緯約22,000平方度に及びます。周波数範囲は1050～1450MHzで、最終的には100,000を超えるHIソースを検出できることが期待されます。2020年8月から2023年6月までの間、FASHIは7,600平方度以上をカバーしました。これは、FASTが観測できる全空の約35%に相当します。検出感度の中央値は約0.76mJy/ビーム、スペクトル線速度分解能は約1.4GHzの周波数で約6.4km/sです。現在までに、合計41741個の銀河系外HI発生源が1305.5～1419.5MHzの周波数範囲で検出されており、これはz<0.09の赤方偏移限界に相当します。FASHIソースをSienaGalaxyAtlas(SGA)およびSloanDigitalSkySurvey(SDSS)カタログと相互照合することにより、16972(40.7%)のソースには分光赤方偏移があり、10975(26.3%)のソースには測光赤方偏移のみがあることがわかりました。残りの13794(33.0%)のHI光源のほとんどは銀河面の方向に位置しており、銀河系恒星光源の高度な減光または高度な汚染により、対応する光学的光源を特定することが困難になっています。現在の調査結果に基づくと、FASHI調査は前例のない盲目的銀河系外HI調査です。AreciboLegacyFastALFASurvey(ALFALFA)よりも高いスペクトルおよび空間解像度と広い範囲をカバーします。FASHIが完成すると、最大の銀河系外HIカタログと、局所宇宙におけるHI含有量と大規模構造の客観的なビューが提供されることになります。
SDSS-IV MaNGA: 星形成の歴史は気相存在量にどのような影響を与えるのでしょうか?
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_how_do_star-formation_histories_affect_gas-phase_abundances? |
| Authors |
Nicholas_Fraser_Boardman,_Vivienne_Wild,_Kate_Rowlands,_Natalia_Vale_Asari,_Yuanze_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06196 |
銀河内の気相存在量は、それらの銀河の進化の歴史の産物です。したがって、ある領域の星形成履歴(SFH)は、その領域の現在のガス存在量に影響を与えると予想される可能性があります。ここでは、MaNGA調査のデータを使用して、局所的なガスの金属量が銀河領域の星形成の歴史にどのように関係しているかを調査します。私たちは、MaNGA輝線測定と吸収線スペクトルからのSFH分類を組み合わせて、星形成領域の気相存在量を、スターバースト、ポストスターバースト、グリーンバレーに分類される領域の気相存在量と比較します。スターバースト領域には、O/HとN/Oの点で、通常の星形成領域よりも原始的なガスが含まれていることがわかりました。さらに、O/H-N/O空間では、スターバースト後の領域(確率的SFHを経験した領域)が、通常の星形成領域(はるかに滑らかなSFHを経験した領域)と非常によく似た挙動を示すことがわかりました。このことから、ガスは自然の降下によって大幅に希釈されるが、スターバースト現象の後に急速に再濃縮され、ガス相の存在量が遅い時間のSFHの正確な形状に影響されなくなると主張します。また、グリーンバレー領域では、特定のO/HにおいてN/O存在量がわずかに増加していることもわかりました。これは、そのような領域での星形成効率の低下が原因である可能性がありますが、サンプル内の緑の谷領域の遅い時間の若返りを示している可能性もあります。
LAMOST DR7 からの炭素星の同定
| Title |
Identification_of_Carbon_Stars_from_LAMOST_DR7 |
| Authors |
Linlin_Li,_Kecheng_Zhang,_Wenyuan_Cui,_Jianrong_Shi,_Wei_Ji,_Zhenyan_Huo,_Yawei_Gao,_Shuai_Zhang,_Mingxu_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06201 |
炭素星は銀河の優れた運動学的追跡装置であり、銀河の進化を理解する上で重要な役割を果たします。したがって、大量のスペクトルからそれらを検索する価値があります。この作業では、LAMOSTDR7スペクトルに基づいて新しい炭素星カタログを構築します。このカタログには、3546個の炭素星の4542個のスペクトルが含まれており、線指数と近赤外色対色図によって識別されます。スペクトルを視覚的に検査することで、それらをさらに925個のC--H、384個のCC-R、608個のCN、および1292個のBa星に分類します。ただし、信号対雑音比が低いため、437個の星はサブ分類できませんでした。さらに、LAMOSTDR7パイプラインと比較することで、さらに567個の炭素星が見つかり、それらを視覚的にサブ分類します。$J-H$対$H-K_{\rms}$の2色図では、C--N星が他の3つのサブタイプから確実に区別できることがわかります。さらに、ガイア距離を利用して、H-Rダイアグラム内の炭素星の分布を研究し、$M_{\rmG}>$5.0\,magの基準によって258個の矮性炭素星を特定します。最後に、3546個の炭素星の銀河座標における空間分布を示します。C-N、C-R、Ba星の大部分は銀河の低緯度に分布していますが、C--H星とdC星の大部分は銀河の高緯度に分布しています。
CSST 強力レンズの準備: 中国宇宙ステーション望遠鏡の銀河間強力レンズ集団を予測する
| Title |
CSST_Strong_Lensing_Preparation:_Forecast_the_galaxy-galaxy_strong_lensing_population_for_the_China_Space_Station_Telescope |
| Authors |
Xiaoyue_Cao,_Ran_Li,_Nan_Li,_Rui_Li,_Yun_Chen,_Keyi_Ding,_Huanyuan_Shan,_Hu,_Zhan,_Xing,_Zhan,_Wei,_Du,_Shuo_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06239 |
銀河間銀河強力重力レンズ(GGSL)は、銀河の形成と進化、そして宇宙論に対する強力な探査機ですが、GGSLのサンプルサイズはかなりの不確実性と潜在的なバイアスにつながります。中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST、2025年に打ち上げ予定)は、空の17,500平方度にわたって観測を実施し、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)に匹敵する空間解像度で$ugriz$帯域の画像を取得します。私たちは一連のモンテカルロシミュレーションを実行し、CSSTの広視野調査では寿命にわたって$\sim$160,000ドルの銀河間強力なレンズを観測し、既存の銀河間レンズのサンプル数が3桁増加すると予測しました。同時期に発売されたユークリッド望遠鏡に相当しますが、色情報が追加されています。具体的には、CSSTは、$217.19\pm50.55\,\text{km/s}$の速度分散に相当する、$0.64\pm0.42$秒角を超えるアインシュタイン半径を持つ強力なレンズを検出できます。これらのレンズは$\sim$5の中央倍率を示します。gバンドにおけるレンズなしの光源の見かけの等級は$25.87\pm1.19$です。レンズ付き画像の信号対雑音比は$\sim20$から$\sim1000$の範囲をカバーしており、$\sim1\%$から$\simの範囲の精度でアインシュタイン半径を決定できます。0.1\%$、さまざまなモデリング体系を無視します。さらに、我々の推定では、CSSTが二重光源面や渦巻銀河レンズなどの珍しい系を観察できることが示されています。CSSTの強力レンズ観察の上記の選択関数は、GGSLの発見とモデリングの戦略の最適化に役立ちます。
LOFAR HBA によるユークリッドディープフィールドノース観測 (EDFN)
| Title |
LOFAR_HBA_Observations_of_the_Euclid_Deep_Field_North_(EDFN) |
| Authors |
M._Bondi,_R._Scaramella,_G._Zamorani,_P._Ciliegi,_F._Vitello,_M._Arias,_P.N._Best,_M._Bonato,_A._Botteon,_M._Brienza,_G._Brunetti,_M.J._Hardcastle,_M._Magliocchetti,_F._Massaro,_L.K._Morabito,_L._Pentericci,_I._Prandoni,_H.J.A._R\"ottgering,_T.W._Shimwell,_C._Tasse,_R.J._van_Weeren,_G.J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06247 |
我々は、144MHzのLOw-FrequencyARray(LOFAR)ハイバンドアンテナ(HBA)で取得したユークリッド深層フィールドノース(EDFN)の最初の深部(72時間観測)電波画像を紹介します。EDFNはLOFARTwo-MetreSkySurvey(LoTSS)DeepFieldsへの最新の追加であり、これらの観測はこの分野の最初のデータリリースとなります。この観測により、中心実効値ノイズが$32\,\mu$Jy\,beam$^{-1}$の解像度6インチの画像が生成されました。信号対雑音比を超える$\sim23,000$の電波源のカタログ(SNR)しきい値5は、内側の円形10deg$^2$領域から抽出されます。データ分析について説明し、電波源のカタログを導出した方法と、方向依存の校正に関連する問題について詳細に説明します。最終製品への影響.最後に,完全性補正係数を導出するために模擬無線源のカタログを使用してEDFNの144MHzでの無線源数を導出します.EDFNの無線源数は最初のデータから得られたものと一致しています最終カタログの構築とその完全性の評価に異なる方法が採用されたにもかかわらず、他のLoTSSディープフィールド(ELAIS-N1、ロックマンホール、ブーテス)のリリース。
ハッブル深層水素アルファ (HDH$\alpha$) プロジェクト: I. 輝線銀河のカタログ
| Title |
The_Hubble_Deep_Hydrogen_Alpha_(HDH$\alpha$)_Project:_I._Catalog_of_Emission-line_Galaxies |
| Authors |
Shuairu_Zhu,_Zhen-Ya_Zheng,_James_Rhoads,_Junxian_Wang,_Linhua_Jiang,_Chunyan_Jiang,_Fang-Ting_Yuan,_P._T._Rahna,_Weida_Hu,_Ruqiu_Lin,_Huanyuan_Shan,_Chun_Xu,_Leopoldo_Infante,_L._Felipe_Barrientos,_Xianzhong_Zheng,_Guanwen_Fang,_Zhixiong_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06345 |
我々は、GOODS-S領域における宇宙からの深部H$\alpha$狭帯域イメージングデータを分析するハッブル深層水素アルファ(HDH$\alpha$)プロジェクトの最初の結果を紹介する。HDH$\alpha$データは、HSTACS/WFCF658Nフィルターで撮影された72軌道の画像で構成されています。露光時間は$\sim$76.1$\rm{arcmin}^2$の総面積にわたって変化し、合計すると195.7ksとなり、そのうち68.8ksが最も深い領域で費やされます。これらの画像は、ハッブルレガシーフィールド(HLF)と同じピクセルグリッドになるように位置合わせされ、再投影され、結合されます。HDH$\alpha$の科学的目標には、$z\sim$0.3の[OIII]放出体、$z\sim$0.8の[OII]放出体を含む輝線銀河(ELG)のサンプルを確立することが含まれます。$z\sim4.4$のライマン$\alpha$エミッター(LAE)を使用して、高解像度イメージングデータを使用してELGの線形態を研究し、HSTで選択されたELGの線輝度関数と線等価幅分布を統計的に分析します。さらに、HDH$\alpha$プロジェクトは、HSTブロードバンドデータやX線からラジオまでのその他の補助データを含む既存のデータセットに最初のHSTベースの狭帯域画像を提供することで、GOODS-Sフィールドのレガシー価値を高めます。他の施設が撮影したもの。この論文では、HDH$\alpha$のデータ削減プロセスを説明し、HSTのF658Nと広帯域データに基づいてELGを選択し、GOODS-Sの公開分光カタログとのクロスマッチングによって選択された候補の赤方偏移を検証します。$z\sim$0.3に確認された[OIII]エミッター、$z\sim$0.8に[OII]エミッター、$z\sim4.4$にLAEの最終カタログを提示します。
奇数の無線サークルの固有サイズ
| Title |
The_Intrinsic_Sizes_of_Odd_Radio_Circles |
| Authors |
David_Rupke_(Rhodes_College,_Heidelberg),_Alison_Coil_(UCSD),_Kelly_Whalen_(Dartmouth,_Goddard),_John_Moustakas_(Siena),_Christy_Tremonti_(Wisconsin),_Serena_Perrotta_(UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06387 |
新しいクラスの電波源、いわゆる奇数無線サークル(ORC)が、最近の高感度の広域電波連続体調査によって発見されました。これらの光源の距離はこれまで、ORCの中心またはその近くで見つかった光学銀河の測光赤方偏移に依存していました。ここでは、最初の5つのORC発見の中心にある、または潜在的に関連している6つの銀河のジェミニ静止系光学分光法を紹介します。これをLegacySurveyイメージングで補完し、Prospectorがgriz+W1/W2測光に適合します。中心銀河を持つ3つのORCのうち、すべては電波円の固有直径が大きい(300～500kpc)ことを裏付ける距離(z=0.27～0.55)にあります。中心銀河は巨大($M_*\sim10^{11}M_\odot$)で、古い($\gtrsim$1~Gyr)恒星集団を持つ赤い、隠されていない楕円形です。これらには、衝撃またはAGNによって駆動されるライナースペクトルタイプがあります。3つすべてが、低光度で電波の少ないAGNをホストします。それらの中心銀河の類似性は、おそらく古代のスターバーストからの爆風としての共通の起源と一致しています。他の2つのORCは隣接しており、目立った中心銀河はありません。しかし、それらの間にあるz=0.25の円盤銀河には、タイプ2の中程度の明るさのAGNが存在します。代わりに、それらはこのAGNからの無線ジェットのローブである可能性があります。
Spiderweb プロトクラスター内媒体におけるフィードとフィードバックのプロセス
| Title |
Feeding_and_feedback_processes_in_the_Spiderweb_proto-intracluster_medium |
| Authors |
M._Lepore,_L._Di_Mascolo,_P._Tozzi,_E._Churazov,_T._Mroczkowski,_S._Borgani,_C._Carilli,_M.Gaspari,_M._Ginolfi,_A._Liu,_L._Pentericci,_E._Rasia,_P._Rosati,_H.J.A._R\"ottgering,_C._S._Anderson,_H._Dannerbauer,_G._Miley,_C._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06392 |
我々は、半径$\sim$150kpc以内の、z=2.16のクモの巣銀河のハローで検出された原始星団内媒質(ICM)の熱拡散放射の詳細な分析を示します。私たちは、チャンドラからの深部X線データと、アルマ望遠鏡によって得られたスニャエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果のミリメートル観測を組み合わせました。アルマ望遠鏡SZ観測からの圧力プロファイルと入手可能なX線データからの電子密度プロファイルの独立した測定のおかげで、z>2原始星団のICM内の温度プロファイルを初めて導き出しました。これは、測定された局所星形成値と一致して、重大な質量堆積流をホストする可能性のある強力な低温核（局所核に匹敵する）の存在を明らかにする。また、X線表面輝度分布の非対称性の穏やかな証拠も見つかりました。これは暫定的にラジオジェットによってプロトICMに刻まれた空洞と関連付けられている可能性があり、あるいは、ハローの若い力学的状態によるものである可能性があります。。クモの巣原始星団の中心部にあるバリオンの冷却時間は$\sim$0.1Gyrと推定されており、これは原始星団形成の最初の段階におけるバリオンのサイクルが高負荷サイクルと非常に活発な環境によって特徴づけられていることを意味しています。クモの巣原始銀河団の場合、我々は、おそらく最大250～1000$M_{\odot}$/yrの質量堆積速度で冷却流をホストしている、強く尖った核の存在を目撃しています。中央の超大質量ブラックホールとクモの巣銀河で観察される高い星形成速度。この段階には、活発な銀河核フィードバックイベントが急速に続くと予想されており、その始まりはすでにクモの巣原始銀河団の電波やX線の外観に痕跡を残している可能性があり、最終的にはICMを自己制御された長期的な進化へと駆り立てる。1ギル未満で。
LMCに向かうマイクロレンズ現象における亜太陽星の証拠
| Title |
Evidence_of_a_sub-solar_star_in_a_microlensing_event_toward_the_LMC |
| Authors |
A._Franco,_A.A._Nucita,_F._De_Paolis,_F._Strafella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06412 |
重力マイクロレンズは、通常の天体観測では見逃してしまうような、暗く、小さく、コンパクトな天体を探索するための優れたツールであることが知られています。この論文では、DECamによって取得された複数の画像を分析することにより、質量$(0.16\pm0.10)$を持つ太陽系外天体による可能性が最も高いマイクロレンズイベントLMCJ05074558-65574990の検出と完全な説明を示します。M$_\odot$、したがって、巨大な褐色矮星と赤色矮星の間の質量範囲にあり、ガイア観測のおかげでその距離は$7.8^{+4.1}_{-3.4}\times10^2$pcと推定されていますそのため、このレンズはこれまでに検出された中で最も近いレンズであると考えられます。
宇宙における単一原子触媒作用: 天体物理環境におけるフィッシャー・トロプシュ反応の計算による探査
| Title |
Single-atom_catalysis_in_space:_Computational_exploration_of_Fischer_Tropsch_reactions_in_astrophysical_environments |
| Authors |
Gerard_Pareras,_Victoria_Cabedo,_Martin_McCoustra_and_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06416 |
極端な条件（低密度および低温度）での気相化学は困難であるため、気相では形成できない分子の合成には星間粒子の存在が特に重要です。星間粒子は、その表面での反応種の遭遇率を高め、主に発熱反応の過剰エネルギーを散逸させると主張されていますが、反応速度を高めて低活性化エネルギー経路を提供する化学触媒としての役割についてはあまり知られていません。宇宙空間に豊富に存在する(d)ブロック遷移金属を含む耐火物粒子のように、触媒特性を持つさまざまな物質が星間環境に存在します。拡張周期面を考慮した量子化学計算を行って、静止点と遷移状態を探索し、最終的に反応ポテンシャルエネルギー面を構築した。ライスラムスペルガーカッセルマーカス(RRKM)スキームに基づく結合エネルギーと反応速度論の計算も、粒子の触媒能力を評価し、それらの反応プロセスを宇宙化学の枠組み内に割り当てるために実行されました。私たちの機構研究は、宇宙触媒作用が天体物理環境で実現可能であることを実証しています。提案されたプロセスは、熱力学的には主に発エルゴン的ですが、動力学的には、通過するためにエネルギー入力が必要となるエネルギー障壁を示しています。今回の結果は、現在のモデルでは観測量を再現できないさまざまな地域におけるCH3OHの存在を説明することができます。アストロ触媒作用の証拠は、宇宙での化学進化を引き起こす合成経路のまったく新しいスペクトルを切り開きます。機構の観点からは、Fe2Oの単一原子によって触媒されるメタノールの生成は実現可能です。ただし、温度に依存するため、このシナリオではエネルギー学が重要な問題になります。
星団の大規模形成 I. 個々の星のフィードバックを解決しながら高い星形成効率を実現
| Title |
Massive_Star_Cluster_Formation_I._High_Star_Formation_Efficiency_While_Resolving_Feedback_of_Individual_Stars |
| Authors |
Brooke_Polak,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Ralf_S._Klessen,_Jia_Wei_Teh,_Claude_Cournoyer-Cloutier,_Eric_P._Andersson,_Sabrina_M._Appel,_Aaron_Tran,_Sean_C._Lewis,_Maite_J.C._Wilhelm,_Simon_Portegies_Zwart,_Simon_C.O._Glover,_Long_Wang,_Stephen_L._W._McMillan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06509 |
球状星団や若い大質量星団の形成につながる星形成の様式を観測によって解明することは困難です。私たちは、トーチフレームワークを使用して大規模星団形成のモデルを提示します。このフレームワークは、AMUSEを使用して、星形成、星の進化とダイナミクス、放射伝達、磁気流体力学を処理する異なるマルチフィジックスコードを結合します。N体コードPeTarを実装することでTorchをアップグレードし、それによってTorchが$\ge10^5$の個々の星を持つ$10^6\rm\、M_\odot$雲から形成される大規模なクラスターを処理できるようにします。半径$R=11.7$の$10^4、10^5$、$10^6\rmM_\odot$の乱流球状ガス雲(M4、M5、M6と名付けた)から形成される星団のトーチシミュレーションの結果を示します。パソコン。星形成は非常に効率的であり、雲の質量と表面密度が高くなると、より効率的になることがわかりました。初期表面密度$2.325\times10^{1,2,3}\rm\,M_\odot\,pc^{-2}$のM4、M5、およびM6の場合、$t_{の自由落下時間後ff}=6.7,2.1,0.67$Myrでは、雲の質量の$\sim30\%$、40%、60%がそれぞれ星になっていることがわかります。最終的な統合星形成効率は、M4、M5、およびM6で$32\%、\、65\%$、および85\%です。M4に似た近くの星団の観測では、同様の統合星形成効率$\leq30\%$が得られます。M5モデルとM6モデルは、スターバースト銀河や高赤方偏移のガスリッチ銀河の条件により適した異なるクラスター形成体制を表しており、これにより星形成効率が大幅に向上します。私たちは、若い大質量星団は、十分に密度が高く($\ge10^2\rm\,M_\odot\,pc^{-2}$)かつ大規模な($\ge10^5\rm\,M_\odot$)。このような環境では、雲の動的時間が十分に短くなり、恒星のフィードバックが星の形成を遅らせるのに十分な速さで作用できなくなります。
10 年間にわたる IceCube カスケード イベントによる過渡天体物理学的ニュートリノ放出の全天探索
| Title |
All-Sky_Search_for_Transient_Astrophysical_Neutrino_Emission_with_10_Years_of_IceCube_Cascade_Events |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_L._Ausborm,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_L._Brusa,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_et_al._(345_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05362 |
2011年5月から2021年の間にIceCubeによって収集されたデータにおけるニュートリノフレアの時間依存検索の結果を紹介します。このデータセットには、荷電電流電子ニュートリノとタウニュートリノの相互作用と全フレーバー中性電流に由来するカスケード状のイベントが含まれています。相互作用。IceCubeによるこれまでのニュートリノフレアの全天探索では、荷電電流ミューオンニュートリノ相互作用から生じる軌跡のようなイベントで構成されるデータセットが使用されました。カスケードデータセットは追跡データセットから統計的に独立しており、一時的な全天の風景を観察する新しい機会を提供します。この探索では、カスケード状の現象の空間的、時間的、およびエネルギー情報を使用して、北と南の空で統計的に最も重要なニュートリノフレアの探索を実行します。統計的に有意な時間依存性のニュートリノ放出は観察されませんでした。北の空で統計的に最も重要な位置は$p_\mathrm{global}=$0.71、南の空では$p_\mathrm{global}=$0.51です。これらの結果は背景仮説と一致します。カスケードで測定された拡散天体物理ニュートリノ束からのE$^{-2.53}$スペクトルを仮定すると、これらの結果は、さまざまな持続時間のニュートリノフレアの90\%信頼レベルでの上限を計算し、これらのフレアの寄与を制限するために使用されます。拡散天体物理学的ニュートリノ束に。これらの制約は、指定されたクラスの天体物理学的天体から独立しており、複数の未解決の過渡発生源が拡散天体物理学的ニュートリノ束に寄与している可能性があることを示しています。
強力なレンズによる宇宙正午の最も極端な星形成銀河のX線検出
| Title |
X-ray_detection_of_the_most_extreme_star-forming_galaxies_at_the_cosmic_noon_via_strong_lensing |
| Authors |
Q._Daniel_Wang,_Carlos_Garcia_Diaz,_Patrick_S._Kamieneski,_Kevin_C._Harrington,_Min_S._Yun,_Nicholas_Foo,_Brenda_L._Frye,_Eric_F._Jimenez-Andrade,_Daizhong_Liu,_James_D._Lowenthal,_Belen_Alcalde_Pampliega,_Massimo_Pascale,_Amit_Vishwas,_Mark_A._Gurwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05442 |
超高輝度赤外線銀河(HyLIRG)は、初期宇宙で観察された最も極端な星形成系であり、その性質は依然として包括的な理解が得られていません。我々は、前景銀河の重力レンズ効果により、z=2.12、3.25、3.55の3つのHyLIRGに降着するブラックホールの総数を調査する大規模なXMMニュートン観測プログラムを実施しました。重力レンズ極端スターバースト(PASSAGES)を分析するためのプランク全天調査から選ばれたこれらのHyLIRGは、見かけの赤外光度>E14Lsunを持っています。私たちの観察により、それらのそれぞれでX線が放出されていることが明らかになりました。PJ1336+49は高質量X線連星(HMXB)によって支配されているようです。注目すべきことに、この非AGNX線放射の明るさは、星の形成速度がはるかに低い局所銀河を用いた校正によって得られた値の約3倍を超えています。この強化されたX線放射は、HyLIRGにおける星形成の重要なモードである、コンパクトなクラスター内での動的HMXB生成の有効性を強調する可能性が最も高くなります。残りの2つ(PJ0116-24およびPJ1053+60)は、形態学的およびスペクトル的に、拡張された非AGNX線放射に加えてコンパクトなX線成分を示し、活動銀河核(AGN)の存在を示しています。AGNは、PJ0116-24の再構成された源面画像の中心に位置しているように見え、主に拡張された銀河円盤内で星形成活動を示しています。対照的に、PJ1053+60の場のAGNは、星形成銀河から60kpc離れたところに投影されており、そこから放出される可能性があります。これらの結果は、HyLIRGにおける高エネルギー天体物理現象の研究において、強力なレンズ効果を備えた深部X線観測の相乗効果の可能性を強調しています。
FRBの繰り返しがパルサー磁気圏活動の秘密を明らかにする
コヒーレント電波放射の不可解なメカニズムは依然として不明ですが、幸いなことに、高速電波バースト(FRB)の繰り返しは、透明で真空のようなパルサー磁気圏で非常に明るいサブパルスが生成される貴重な機会を提供します。FRBはミリ秒持続の信号であり、遠方の銀河に高度に分散していますが、物理的起源は不確かです。バンチによるコヒーレントな曲率放射は、繰り返しFRBに対してすでに提案されています。荷電粒子は中心星の地震中に生成され、FRBを引き起こすために湾曲した磁力線に沿って流れ出る束を形成する可能性があります。時間周波数ドリフトを伴う狭帯域放射の性質により、バンチが異なる曲率で異なる時間に観察される可能性があるという自然な結果である可能性があります。さらに、視線がビーム角度に限定されている場合は高い直線偏光が見られますが、ビーム外の場合は放射が高度な円偏光になる可能性があります。また、パルサーの表面は小さな丘（つまりジット）で満たされている可能性があり、これが繰り返しのFRBや回転動力パルサーの大量のエネルギー束の生成に役立つ可能性があることも議論されています。
10 年間のガンマ線放出によるアクシオン限界 1ES 1215+303
TeVBLLacertaeblazar1ES1215+303(赤方偏移$z=0.130$)の10年間の観測から、光子とアクシオン様粒子(ALP)結合の限界を示します。同時代のガンマ線スペクトルは、Fermi-LATとVERITASの共同研究により、2008年から2017年までの4つの低状態と1つのフレアを含む5つの光束フェーズで測定されました。これらの磁束位相を使用して、ヌル/ALP仮説の下でスペクトルエネルギー分布(SED)を示し、ALPの組み合わせ制限を設定します。1ES1215+303と10年間のガンマ線データによって設定された$\rmC.L.$の組み合わせ限界の95%は、およそ光子とALPの結合定数$g_{a\gamma}\gtrsim1.5\times10^{-に相当します。11}\rm\,GeV^{-1}$(ALP質量$5.0\times10^{-10}\,{\rmeV}\lesssimm_a\lesssim1.0\times10^{-7}\,{\rmeV}$。
FSRQ 3C 345 は超高エネルギー ブレザーの候補になり得るでしょうか?
| Title |
Can_FSRQ_3C_345_be_a_Very_High_Energy_Blazar_Candidate? |
| Authors |
Athar_A._Dar,_Sunder_Sahayanathan,_Zahir_Shah,_and_Naseer_Iqbal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05591 |
最近、高赤方偏移でのフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)からの超高エネルギー(VHE)放射が検出されたことで、宇宙は予想以上にVHE$\gamma$線に対して透明であることが明らかになった。また、これらの物体の原因となる考えられるVHE放出メカニズムにも疑問が生じています。特にFSRQの場合、$\gamma$線の放出は外部のコンプトン過程(EC)に起因すると考えられています。私たちは、シンクロトロン、シンクロトロン自己コンプトン(SSC)、およびEC放出メカニズムを使用して、\emph{フェルミ}で検出されたFSRQ3C345の詳細なスペクトル研究を実行します。光学、紫外線、X線、および$\gamma$線のエネルギーバンドで利用可能な同時データは、$\chi^2$最小化手法を使用してこれらの放出メカニズムに統計的に当てはめられます。スペクトルフィッティングには、3つの高磁束状態と1つの低磁束状態が選択されます。これらの光束状態における広帯域スペクトルエネルギー分布(SED)は、さまざまなターゲット光子温度の下でフィッティングされ、モデルVHE光束が50\hspace{0.05cm}hrCTA感度と比較されます。私たちの結果は、目標光子温度が900K～1200K以内にある場合、MJD59635～59715の高フラックス状態で顕著なVHE放出が達成される可能性があることを示しています。さらに、我々の研究は、ソースが異なる磁束状態を通過するにつれて、放出領域のバルクローレンツ因子が変動する明確な傾向を示しています。また、$\gamma$線束が高い状態では、外部光子温度の上昇により高いバルク・ローレンツ因子が要求されるが、$\gamma$線束が低い状態ではこの挙動が逆転することにも注目する。
磁化された中性子星のねじり振動: 電子運動のランダウ・ラビ量子化の影響
| Title |
Torsional_oscillations_of_magnetized_neutron_stars:_Impacts_of_Landau-Rabi_quantization_of_electron_motion |
| Authors |
Ling_Cheung,_Lap-Ming_Lin,_Nicolas_Chamel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05676 |
磁化された中性子星のねじり振動は、マグネター星震で励起される可能性があり、マグネター巨大フレアで観察される準周期振動に関連している可能性があるため、よく研究されています。マグネターの地殻領域では、電子運動のランダウ・ラビ量子化により、強力な磁場が状態方程式と地殻の組成を変える可能性があります。この論文では、一般相対性理論におけるポロイダル磁場とトロイダル磁場が混合した中性子星のねじれ振動モードに対するこの効果を、カウリング近似の下で研究します。さらに、内部地殻と外部地殻は核エネルギー密度汎関数理論に基づいて一貫して扱われます。磁場構成に応じて、電子のランダウ・ラビ量子化により、通常の流体核を備えた$1.4M_\odot$中性子星モデルの基本ねじり振動モードの周波数が約$10\%$変化することがわかります。極での磁場の強さは$10^{16}$Gのオーダーに達します。超伝導コアの単純なモデルを使用した中性子星の場合、磁場の強さが$10^{15}$Gの場合、シフトは$20\%$に近づくことさえあります。磁場はコアから完全に排除され、地殻内にのみ閉じ込められると想定されます。
FAST とアレシボによる球状星団 M5 (NGC 5904) のミリ秒パルサーの発見とタイミング
| Title |
Discovery_and_Timing_of_Millisecond_Pulsars_in_the_Globular_Cluster_M5_(NGC_5904)_with_FAST_and_Arecibo |
| Authors |
Lei_Zhang,_Paulo_C._C._Freire,_Alessandro_Ridolfi,_Zhichen_Pan,_Jiaqi_Zhao,_Craig_O._Heinke,_Jianxing_Chen,_Mario_Cadelano,_Cristina_Pallanca,_Xian_Hou,_Xiaoting_Fu,_Shi_Dai,_Erbil_Gugercinoglu,_Meng_Guo,_Jason_Hessels,_Jiale_Hu,_Guodong_Li,_Mengmeng_Ni,_Jingshan_Pan,_Scott_M._Ransom,_Qitong_Ruan,_Ingrid_Stairs,_Chao-Wei_Tsai,_Pei_Wang,_Long_Wang,_Na_Wang,_Qingdong_Wu,_Jianping_Yuan,_Jie_Zhang,_Weiwei_Zhu,_Yongkun_Zhang,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05835 |
我々は、球状星団（GC）M5のパルサーに関する包括的な多波長研究について報告する。これには、新しい小型の非食「ブラック・ウィドウ」パルサーであるM5Gの発見も含まれる。FAST望遠鏡とアレシボ望遠鏡で取得した34年間の電波データの分析のおかげで、クラスター内の4つのパルサーに対する新しい位相接続タイミングソリューションが得られ、他の3つの既知のパルサーのソリューションが改善されました。これらの結果、特に次のような結果が得られました。a)横方向速度がそれぞれの脱出速度よりも小さい、5つのパルサーの固有運動が大幅に改善されました。b)M5FとM5Dにおけるシャピロ遅延の3シグマ検出と1.5シグマ検出。c)M5Bのペリアストロン前進の測定が大幅に改善され、その値0.01361(6)は、M5Bが依然として重中性子星である可能性が高いことを意味します。連星パルサーM5D、E、Fは離心率の低い連星系にあることが確認され、その低質量伴星はハッブル宇宙望遠鏡のデータによりHe白色矮星であることが新たに確認されました。4つのパルサーもX線源に関連付けられていることがわかりました。食パルサーM5Cと同様に、M5Gは非熱X線放射をほとんどまたはまったく示さず、連星内衝撃によって生成された弱いシンクロトロン放射を示しています。M5で知られている7つのパルサーはすべて自転周期が短く、5つは軌道離心率が低い連星系にあります。これらの特徴は、GCパルサー個体群全体とは異なりますが、連星系ごとの恒星遭遇率が低いクラスター内のパルサー個体群に対する予想を裏付けています。
FAST を使用して球状星団内の「Ronin」パルサーを検索: M15 で 2 つの新しい低速パルサーを発見
| Title |
Search_for_"Ronin"_Pulsars_in_Globular_Clusters_Using_FAST:_Discovery_of_Two_New_Slow_Pulsars_in_M15 |
| Authors |
Dengke_Zhou,_Pei_Wang,_Di_Li,_Jianhua_Fang,_Chenchen_Miao,_Paulo_C._C._Freire,_Lei_Zhang,_Dandan_Zhang,_Huaxi_Chen,_Yi_Feng,_Yifan_Xiao,_Jintao_Xie,_Xu_Zhang,_Chenwu_Jin,_Han_Wang,_Yinan_Ke,_Xuerong_Guo,_Rushuang_Zhao,_Chenhui_Niu,_Weiwei_Zhu,_Mengyao_Xue,_Yabiao_Wang,_Jiafu_Wu,_Zhenye_Gan,_Zhongyi_Sun,_Chengjie_Wang,_Junshuo_Zhang,_Jinhuang_Cao,_Wanjin_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05868 |
球状星団には多数のミリ秒パルサーが存在します。しかし、これらの星団内で長周期パルサーが検出されることは著しく少ない。長周期パルサーの探索は、顕著なレッドノイズ干渉による重大な課題に直面しており、データの前処理でレッドノイズを除去するという重要なステップが必要となります。この研究では、口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)による観測を通じて得られた複数の球状星団データセットのレッドノイズを軽減するために、実行メディアンフィルターを使用します。さらに、この処理ステップを考慮してパルサーの検出可能な最小磁束密度($S_{\rmmin}$)を推定し、その結果、$S_{\rmmin}$が異なるデューティサイクルと周期でどのように変化するかを示す関数が得られました。続いて、レッドノイズ除去後の球状星団データセットに対して長周期パルサーの体系的な検索が行われました。最終的に、M15球状星団内で、周期が約1.928451秒と3.960716秒の2つの孤立した長周期パルサーが発見され、どちらも約1%という著しく低いパルスデューティサイクルを示しました。アーカイブされたデータを使用して、これらのパルサーのタイミングソリューションを取得しました。タイミングの結果に基づいて、それらの位置はM15クラスターの中心に近いことがわかります。$P-\dot{P}$ダイアグラムでは、両方ともスピンアップラインの下にあり、リサイクルプロセスが中断され、孤立したパルサーになった可能性が高いことを示唆しています。さらに、私たちの現在の探索では、これらの非常に微光な長周期パルサーはM15でのみ確認されており、その理由の1つは、M15が比較的近くにあり、非常に高い星の形成速度である可能性があります。観測データが蓄積され、探索アルゴリズムが反復的に強化されるにつれて、M15などの球状星団内でさらに長周期パルサーを発見できる可能性がますます高まっています。
AM CVn システムの X 線輝度と公転周期の関係
AMCVn系は、低質量で水素の少ないドナー星からの白色矮星降着物質からなる、珍しいタイプの激変変光星です。これらのヘリウムに富む系の公転周期は通常65分未満であり、重力波の発生源であると予測されています。私たちは、チャンドラ、XMM-ニュートン、ニール・ゲーレルス・スウィフト天文台（以下、「スウィフト」）からのカタログ化されたX線データを解析し、X線の輝度とAMCVn系の公転周期との関係を調査しました。光学的に厚い境界層を持つ可能性が高い降着速度の高い系は、境界層の明るさの理論モデルの予測と比較してX線では亜光度であるが、軌道周期が長く、ボロメータの明るさの低い系はかなり一致することがわかりました。磁気降着を示すことがすでに示唆されている過剰光システムを除いて、モデルの予測とよく一致しています。
ZWCL 1856.8 : NuSTAR とチャンドラの視野内で捉えられた珍しい二重無線遺物システム
| Title |
ZWCL_1856.8_:_A_rare_double_radio_relic_system_captured_within_NuSTAR_and_Chandra_field_of_view |
| Authors |
Ay\c{s}eg\"ul_T\"umer,_Daniel_R._Wik,_Gerrit_Schellenberger,_Eric_D._Miller,_and_Marshall_W._Bautz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06020 |
銀河団の合体を観察すると、銀河団内媒質内で起こっている粒子の加速と加熱のメカニズムについての洞察が得られます。結合はプラズマを通って伝播するショックを形成し、その結果、X線ではショック/寒冷前線が形成され、電波領域では電波ハローや遺物が形成されます。これらのトレーサーと、逆コンプトンなどの非熱プロセスを駆動するメカニズムとの関係は、十分に理解されていません。ZWCL1856.8は、空の平面近くで観察されたほぼ正面衝突から発生する数少ない既知の二重電波遺物システムの1つです。私たちは初めて、視野内に両方の遺物を含むこのような星系のNuSTARとチャンドラの観測を研究しました。システムの分光画像解析結果は、電波由来値の2$\sigma$以内の$\mathcal{M}$数を持つ弱いショックフロントを示唆し、両方の遺物サイトでの逆コンプトン放射の証拠を提供します。利用可能な露出時間が浅いため、私たちの発見には大きな不確実性があります。NuSTARとChandraのより詳細なデータは、電波とX線放射の特徴の関係を研究し、このシステムにおける熱放射と非熱放射の寄与を抑制するために重要です。また、NuSTARミッションとチャンドラミッションの相補的な特性を最大限に活用して、二重遺物系のX線特性を調査する方法とアプローチも紹介します。
線駆動の降着円盤風の最先端のシミュレーション: 現実的な放射流体力学により弱い流出がもたらされる
| Title |
State-of-the-art_simulations_of_line-driven_accretion_disc_winds:_realistic_radiation-hydrodynamics_leads_to_weaker_outflows |
| Authors |
Nick_Higginbottom,_Nicolas_Scepi,_Christian_Knigge,_Knox_S._Long,_James_H._Matthews_and_Stuart_A._Sim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06042 |
円盤風は、あらゆるスケールの天体物理学系の降着に共通する特徴です。特に、活動銀河核(AGN)と降着白色矮星(AWD)では、スペクトル線を介した放射圧がこれらの流出を引き起こす有望なメカニズムです。これまでの流体力学シミュレーションはこの考えをほぼ支持していましたが、イオン化と放射移動の非常に近似的な処理に依存していました。ライン駆動のイオン化状態と流出の放射線場に対する感度を考慮して、ここでは風を通る周波数依存の放射線伝達、対応するイオン化を完全に考慮した2.5D放射線流体力学シミュレーションを実行するための新しい方法を提案します。状態とその結果として生じる放射加速度。私たちの方法をAWDに適用すると、物質と放射線の間の相互作用が自己矛盾なく扱われる場合、強力なライン駆動の流出を駆動することがはるかに困難であることがわかります。この結論は、採用されたシステムパラメータの変化に対して堅牢です。根本的な問題は、そのような風を引き起こすのに十分な明るさの円盤は、それを過剰にイオン化するほど高温であるということです。その結果、シミュレーションでの質量損失率は、以前のより近似的な計算で見つかったものよりもはるかに低くなります。また、シミュレーションによって生成された紫外スペクトルがAWDで観察されたものと一致しないことも示します。我々は、過剰電離の問題が（例えば、サブグリッドの凝集や予想よりも柔らかい放射線場によって）緩和されない限り、ライン駆動はAWDからの流出に電力を供給するための有望なメカニズムではない可能性があると結論付けています。これらの結論は、AGNの円盤風にも重大な影響を与える可能性があります。
球状星団 M15 (NGC 7078) で 3 つのパルサーを FAST で発見
| Title |
Three_Pulsars_Discovered_in_Globular_Cluster_M15_(NGC_7078)_with_FAST |
| Authors |
Yuxiao_Wu,_Zhichen_Pan,_Lei_Qian,_Scott_Ransom,_BoJun_Wang,_Zhen_Yan,_Jintao_Luo,_Liyun_Zhang,_Minghui_Li,_Dejiang_Yin,_Baoda_Li,_Yifeng_Li,_Yinfeng_Dai,_Yaowei_Li,_Xinnan_Zhang,_Tong_Liu,_Yu_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06067 |
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)による球状星団M15(NGC7078)内の3つのパルサーの発見について紹介します。3つのパルサーのうち、PSR~J2129+1210J(M15J)は、自転周期11.84ms、分散測度66.68pccm$^{-3}$のミリ秒パルサーである。PSR~J2129+1210KとL(M15KとL)は両方とも、自転周期がそれぞれ1928msと3961msの長周期パルサーであり、M15Lはこれまでで最も長い自転周期を持つGCパルサーです。M15KとLの発見は、核が崩壊した球状星団には部分的にリサイクルされた長周期パルサーが含まれている可能性があるという理論を裏付けています。同じデータセットを使用して、M15A～Hのタイミングソリューションが更新され、M15FのタイミングパラメーターP1は以前の結果とは異なります。これは、約0.027$\times10^{-18}ss^{-1}$です。私たちの仕事と、Anderson's\citep{anderson-1993}からの$0.032\times10^{-18}ss^{-1}$です。ロドルフィらの予測どおり。、M15Cの明るさは減少し続け、データセットでの最新の検出は2022年12月20$^{\rmth}$です。また、M15Iももう一度検出しました。異なる重心回転周期は、このパルサーが連星系に位置し、そのような核崩壊GCにおける例外的なパルサーとして現れることを示しています。
中性子星の合体とその繭における後期のエンジン活動：青いキロノバの代替シナリオ
短いガンマ線バースト(sGRB)の追跡観測により、後期のエンジン活動によるジェット機の打ち上げに起因すると考えられる後期の拡張/プラトー放出が継続的に明らかにされていますが、その性質は依然として謎のままです。GW170817の観測により、sGRBが中性子星(NS)の合体に関連していることが確認され、キロノバ(KN)過渡現象が発見されました。それにもかかわらず、GW170817の初期の「青い」KNの起源は不明のままです。ここでは、合体噴出物における後期ジェットの伝播を調査します。ジェットのダイナミクスを解析的にモデル化することにより、ジェットで加熱された繭の特性を決定し、その冷却放出を推定します。私たちの結果は、主に断熱冷却によるエネルギー損失の減少により、遅いジェットが早いジェットと比較して著しく明るい繭を生成することを明らかにしました。特に、特定の後期ジェットモデルでは、噴出物内に閉じ込められた繭からの発光により、青色のKN発光が再現されることがあります。私たちは、今後のアインシュタイン探査機ミッションと、LIGO-VIRGO-KAGRAO5運用における光学/UV追跡調査により、繭の放出を毎年検出できるようになると推定しています。この放出は、電磁波に対応するものとして、宇宙におけるNS合体を調査するための独立したツールを提供し、sGRBと重力波からの洞察を補完します。
点源からの超高エネルギー宇宙線の画像
| Title |
Images_of_the_Ultra-High_Energy_Cosmic_Rays_from_Point_Sources |
| Authors |
K._Dolgikh,_A._Korochkin,_G.Rubtsov,_D._Semikoz,_I._Tkachev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06391 |
私たちの最新の論文では、小角散乱領域の乱流銀河間磁場におけるUHECR伝播の影響を調査し、特に等方性からの大きな逸脱によって生じる自明ではないコースティクスのようなパターンに焦点を当てています。この論文では、特定の距離での線源磁束の測定に対する観察者の位置の影響を調査します。私たちは、観測点における特定の線源からの宇宙線の密度によって特徴付けられる3種類の線源の位置を調べます。これらの線源をノット、フィラメント、ボイドと呼びます。また、これらのさまざまな場合のエネルギースペクトルを調査し、銀河間磁場と銀河磁場の組み合わせで伝播した後に観測者の望遠鏡に現れるソースのシミュレーション画像を提示します。我々は、銀河間磁場と銀河磁場上のソース画像の歪みの組み合わせによって、UHECRデータ内のホットスポットが到達する可能性があることを示します。また、近くの発生源のほとんどのフラックスが空隙内で希釈されるという事実も、発生源個体群の研究に影響を与えます。
銀河系外ジェットにおける磁気加速と熱加速:NGC 315 への応用
| Title |
Magnetic_and_thermal_acceleration_in_extragalactic_jets:_An_application_to_NGC_315 |
| Authors |
L._Ricci,_M._Perucho,_J._L\'opez-Miralles,_J._M._Mart\'i,_B._Boccardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06410 |
目的。活動銀河核から発射される相対論的ジェットは、数パーセクから数十パーセク以内で高度に相対論的な速度まで加速します。このプロセスがどのように行われるかについては、まだ研究中です。磁気加速が相対論的流出を加速できることは知られていますが、熱加速の役割についてはほとんど注目されていません。後者は、中央エンジンに非常に近いコンパクトな領域にのみ作用し、パーセク規模では無視できると考えられています。ただし、これは磁気エネルギーに比べて内部エネルギーが小さいという仮定の下で当てはまり、これが真実かどうか、あるいはこの仮定を外したときに何が起こるかは現時点では不明です。方法。私たちは2D相対論的磁気流体力学コードを使用して、サブパーセクからパーセクのスケールまでジェット加速を調査します。モデルの初期条件として、ファナロフライリーI電波銀河NGC\,315の非常に長い基線干渉計観測によって導出されたジェット特性の観測制約を使用します。私たちは、この源に対して確立されたパラメータ空間を調査し、噴射時の磁気的、熱的、または運動学的に支配的なジェットの多数のシミュレーションを実行し、その結果を観測された結果と比較します。結果。私たちのシミュレートされたジェットは、熱エネルギーが磁気エネルギーと同等かそれを超える場合、熱加速がパーセクスケールで顕著になることを示しています。この結果は重要な結果をもたらし、円錐状に拡大するジェット内で熱加速が効果的に作用するため、加速領域がコリメーションスケールをはるかに超えて拡大する可能性があります。すべてのモデルで、予想通り、膨張による加速が観察されます。私たちのモデルの多くは、NGC\,315で観察された加速度と開き角を再現することを可能にします。最後に、我々の結果は、円盤から発射される風がジェットの伝播に重要な役割を果たしている可能性があることを示しています。
セイファートの隠れたサブ・エディントン州での激しいフィードバック 1.2 マルカリアン 817
| Title |
Fierce_Feedback_in_an_Obscured,_Sub-Eddington_State_of_the_Seyfert_1.2_Markarian_817 |
| Authors |
Miranda_K._Zak_(1),_Jon_M._Miller_(1),_Ehud_Behar_(2),_William_N._Brandt_(3),_Laura_Brenneman_(4),_Paul_A._Draghis_(1),_Elias_Kammoun_(5,6),_Michael_J._Koss_(7),_Mark_T._Reynolds_(1,8),_Abderahmen_Zoghbi_(9,10)_((1)_University_of_Michigan,_(2)_Technion,_(3)_Pennsylvania_State_University,_(4)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(5)_IRAP,_Universite_de_Toulouse,_(6)_Universita_Roma_Tre,_(7)_Eureka_Scientific,_(8)_Ohio_State_University,_(9)_University_of_Maryland,_College_Park,_(10)_NASA/GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06487 |
マルカリアン817は、明るく可変のセイファート1.2活動銀河核(AGN)です。2022年にニール・ゲーレルス・スウィフト天文台でMrk817のX線モニタリングを行ったところ、線源束が当時の19年間のミッションのそれ以前の時点で記録されたよりも低いレベルまで低下したことが明らかになった。この低磁束状態で得られた深いXMM-NewtonおよびNuSTAR観測の解析を紹介します。スペクトルは、中性吸収ゾーンとイオン化吸収ゾーンで構成される複雑なX線風を明らかにします。構造化された超高速流出(UFO)の一部として、v/c=0.043(+0.007,-0.003)、v/c=0.079(+0.003,-0.0008)、およびv/cの3つの個別の速度成分が検出されます。=0.074(+0.004、-0.005)。これらの予測速度は、風が光ブロードライン領域(BLR)よりもはるかに小さい半径で発生する可能性があることを示唆しています。流出の各成分が重要なフィードバックに寄与するには、体積充填係数がそれぞれf~0.009、f~0.003、およびf~0.3より大きくなければなりません。もっともらしい、データに基づいた体積充填係数の場合、ラムダの放射エディントン分率が約0.008～0.016(この範囲はもっともらしい質量を反映している)にもかかわらず、これらの制限は超えており、流出総量はホスト環境を再形成するために必要な激しいフィードバックを提供する可能性があります。。UFOはエディントン限界以上で検出されることがよくあります。この結果は、ブラックホールの降着が、適度なエディントン割合であっても、典型的なAGN寿命のより大きな割合にわたって母銀河を形成する可能性があることを示しています。私たちは、このAGNおよび他のAGNにおける円盤風とブラックホールフィードバックのモデルの観点から、我々の発見を議論します。
HAWC ブレーザー光度曲線をさまざまなデータ再構成バージョンで比較
| Title |
Comparing_HAWC_blazars_light_curves_with_different_data_reconstruction_versions |
| Authors |
J._A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_and_M._M._Gonz\'alez_(for_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06536 |
我々は、HAWC解析に使用された公式データ再構築の2つの異なるバージョンを使用して処理された17か月のデータを使用した、HAWCソースの磁束正規化の比較を示します。Pass4(P4)は、これまでHAWCによって公開された結果のほとんどに使用されてきました。最新の再構成バージョンであるPass5(P5)は、将来の解析で使用される予定であり、より優れたポインティング精度と改良されたガンマ/ハドロン分離が備わっています。この研究の目的は、P4とP5の両方で得られた光度曲線を比較し、結果が統計的不確実性の範囲内で一貫していることを示すことです。
ニュートリノの高速変換: 風味の不安定性のエネルギー依存性
| Title |
Fast_Conversion_of_Neutrinos:_Energy_Dependence_of_Flavor_Instabilities |
| Authors |
Pedro_Dedin_Neto,_Irene_Tamborra,_Shashank_Shalgar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06556 |
核崩壊超新星や中性子星の合体では、ニュートリノ密度が非常に大きいため、ニュートリノ間の屈折によってフレーバー変換が起こる可能性があり、ニュートリノの自己相互作用の強さ$\mu=\sqrt{2}が大きいため、「高速」に分類されます。G_Fn_\nu$は、システムの特性時間スケールを表します。しかし、コンパクト天体物理学の核の場合と同様に、真空周波数$\omega=\Deltam^2/2E$が$\omega\ll\mu$であってもフレーバー変換の発達に影響を与えることが経験的にわかっています。ソース。均質で軸対称のニュートリノガスに焦点を当て、フレーバーの不安定性の発現における$\omega$の役割を調査します。摂動論的アプローチに基づいて、$\omega$の奇数乗がニュートリノフレーバー粒子数(FPN)の角度分布に関連していることがわかりました。したがって、$\omega\neq0$の場合、フレーバー変換ダイナミクスは、高速フレーバー変換の場合のようにニュートリノフレーバーレプトン数(FLN)のみに依存せず、FPNにも依存します。ゼロ以外の真空周波数も、$\omega\rightarrow0$では安定しているはずのニュートリノガスの無視できない成長率により、フレーバーの不安定性を引き起こす原因となります。$\omega\neq0$をもつこのようなニュートリノ集団は、角度分布が非ゼロの虚数成分を持つ$\omega=0$をもつ有効系に形式的に写像することができます。私たちの研究は、角度分布にFLNゼロ交差があるニュートリノ系におけるフレーバー不安定性の発生における真空混合の見落とされている役割を強調しています。
等質性による干渉アポダイゼーション -- II.実験による検証
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Interferometric_apodization_by_homothety_--_II._Experimental_validation |
| Authors |
J_Chafi,_Y_El_Azhari,_O_Azagrouze,_A_Jabiri,_A_Boskri,_Z_Benkhaldoun,_A_Habib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05293 |
この研究では、ホモセティによる干渉アポダイゼーション(IAH)技術を使用した、円形および長方形の開口のアポダイゼーションに関する実験室テストの結果を示します。IAHアプローチでは、機器PSFの振幅を2つの等しい部分に分割します。生成された2つのPSFのうちの1つは、振幅が適切に制御されている間、均一性を経て横方向の寸法が変化します。次に2つのPSFが結合されて、アポダイズされたイメージが生成されます。結果として得られるPSFの回折翼は、振幅パラメータ$\gamma$と拡散パラメータ$\eta$に応じて、何らかの可変縮小係数によって縮小されます。このアポダイゼーションアプローチは、マッハツェンダー干渉計(MZI)に基づく干渉計セットアップを使用して研究室で実装されました。実験結果は、理論と実験の間の強い一致を示しています。たとえば、$2.4\lambda/D$の低い角度分離で得られる平均実験コントラストは$5\times10^{-4}$を超えません。この研究により、波長やニュートラルフィルターの密度などのいくつかのパラメーターがアポダイザーのパフォーマンスに与える影響を研究することもできました。
| Title |
Characterization_of_high-polarization_stars_and_blazars_with_DIPOL-1_at_Sierra_Nevada_Observatory |
| Authors |
J._Otero-Santos,_V._Piirola,_J._Escudero,_I._Agudo,_D._Morcuende,_A._Sota,_V._Casanova,_F._J._Aceituno_and_P._Santos-Sanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05312 |
旋光測定は、天体物理学的物体で発生する物理的および粒子の加速プロセスを明らかにするために非常に重要であることが証明されています。したがって、異なる帯域の他の機器と同時に高精度で時間密度の高い旋光観測を実行できる機能を持つことは、機器の性質を理解する上で極めて重要です。時間密度の高い偏光計モニタリングを実行することを目的として、シエラネバダ天文台(SNO、グラナダ、スペイン)の90cm望遠鏡に設置された新しいマルチバンド光学偏光計DIPOL-1の性能と最初の結果を報告します。私たちは、ゼロ偏光および高偏光の標準星に対する一連のテストを通じて、この機器の性能を特徴付けます。機器偏光はよく決定されており、光学$R$帯域では4.0806%$\pm$0.0014%の安定した寄与を示しました。高偏光の明るい標準($m_{R}<8$)の場合、2$〜$4分の露光で<0.02%の偏光度および0.1$^{\circ}$の偏光角の精度に達します。これらの星の偏光特性は制約されており、最も使用されているいくつかの校正器に関する将来の研究のための変動の可能性についてのより最近の結果も提供されています。さらに、ブレーザー観測を通じて、より暗い天体を観測する能力をテストしました。そこでは、暗いターゲット(等級$m_{R}\sim16)について<0.5$-$0.6%および<0.5$^{\circ}$の精度に達しました。.5$）、露出時間は$\sim$1時間です。より明るいターゲット($m_{R}\sim14.5-15$)の場合、5～20分で誤差<0.2-0.4%、誤差<1-1.5$^{\circ}$の時間密度の高い観測を目指すことができます。。我々はDIPOL-1を使った最初のキャンペーンを実行し、ブレーザー3C345で測定された史上最高の偏光度$\sim$32%に特に注目しながら、いくつかのブレーザーの顕著な偏光放射を検出しました。
FINKER: 天文学的時系列におけるノンパラメトリック KERnel 回帰による周波数の特定
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FINKER:_Frequency_Identification_through_Nonparametric_KErnel_Regression_in_astronomical_time_series |
| Authors |
F._Stoppa,_C._Johnston,_E._Cator,_G._Nelemans,_and_P.J._Groot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05408 |
天文データセットにおける最適な周波数の同定は、変光星の研究、系外惑星の検出、および星地震学にとって非常に重要です。従来の期間検出方法は、多くの場合、特定のパラメトリックな仮定に依存したり、ビニング手順を採用したり、問題の回帰の性質を見落としたりするため、適用性と精度が制限されます。私たちは、さまざまな天文データタイプにわたって一般化可能で効率的かつ堅牢な、最適な周波数を決定するための普遍的なノンパラメトリックカーネル回帰手法を導入することを目指しています。FINKERは、さまざまな周波数で折り畳まれたデータセットに対してノンパラメトリックカーネル回帰を使用し、二乗残差を最小化することで最適な周波数を選択します。この技術には本質的に、測定の不確実性を考慮してマルチバンドデータ分析を容易にする重み付けシステムが組み込まれています。さまざまなデータ型に関連するさまざまな周波数にわたってメソッドのパフォーマンスを評価し、確立された周期検出アルゴリズムである条件付きエントロピーと比較します。この方法は、既存のアルゴリズムと比較して精度と堅牢性の点で優れたパフォーマンスを示し、重要な周波数を確実に識別するために必要な観測が少なくなります。ノイズに対する回復力を示し、さまざまな複雑さのデータセットにうまく適応します。
メニーコアプロセッサ向けの重力ツリーアルゴリズムの最適化
重力$N$-bodyシミュレーションでは、粒子間の多数の相互作用が計算されます。ツリーアルゴリズムは、階層的なoctツリー構造を構築し、粒子にかかる重力を近似することにより、これらの計算を削減します。過去30年間にわたり、ツリーアルゴリズムは大規模シミュレーションで広く使用され、分散メモリ環境での並列化についてはよく研究されてきました。しかし、最近のスーパーコンピュータでは1ノードあたり多くのCPUコアが搭載されており、共有メモリ環境におけるツリー構造の最適化が重要になってきています。従来のトップダウンアプローチとは対照的な、新しいツリー構築手法を提案します。まず、ツリーを横断せずにすべてのリーフセルを作成し、次にボトムアップアプローチで残りのセルを構築します。スーパーコンピュータ「富岳」とIntelマシン上で新しい手法の性能を評価した。シングルスレッド上で、我々の手法は、従来のツリー構築手法で最も時間のかかるプロセスの1つを、富岳では3.0倍以上、Intelマシンでは2.2倍高速化します。さらに、スレッドの数が増えると、並列ツリーの構築時間が大幅に短縮されます。従来の逐次ツリー構築方式と比較して、富岳では48スレッドで45以上、インテル機では112スレッドで56以上の高速化を実現しました。従来の方法とは対照的に、私たちの方法によるツリー構築は、多くのスレッドを使用する場合でも、ツリーアルゴリズムのボトルネックを構成しなくなりました。
8 メートルクラスの太陽分光器のマルチチャネル減算ダブルパス (MSDP) によるイメージング分光法用の 24 チャネル スライサーの機能
| Title |
Capabilities_of_a_24_-channel_slicer_for_imaging_spectroscopy_with_the_Multichannel_Subtractive_Double_Pass_(MSDP)_on_8-meter_class_solar_spectrographs |
| Authors |
Jean-Marie_Malherbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06213 |
イメージング分光法は、2Dターゲット上の速度と磁場の高い空間的および時間的分解能の測定を行うために、大型太陽望遠鏡の補償光学(AO)と組み合わせることが目的です。太陽天文学で一般的な8メートルクラスの分光器用の新世代24チャンネルMSDPスライサーの理論的機能を紹介します。目的は、プラズマのダイナミクスと磁場の研究を可能にする瞬間データ(x、y、$\lambda$)の立方体を提供する24チャネルのスペクトル画像を生成することです。私たちは、2つのインターレーススペクトル画像を使用してスペクトル解像度を2倍にし、48チャネルを同時に配信する可能性を調査します。デュアルビームとのストークス組み合わせの同時測定を提供する2つの偏光測定法も検討されています。そのうちの1つは48個のサブチャネル(または波長インターレース観測では96個)を提供できます。
活動的なヒアデス多重システム HD 284163 の軌道と動的質量
| Title |
Orbits_and_Dynamical_Masses_for_the_Active_Hyades_Multiple_System_HD_284163 |
| Authors |
Guillermo_Torres,_Gail_H._Schaefer,_Robert_P._Stefanik,_David_W._Latham,_Jeremy_Jones,_Cyprien_Lanthermann,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Narsireddy_Anugu,_Theo_ten_Brummelaar,_Sorabh_Chhabra,_Isabelle_Codron,_Jacob_Ennis,_Tyler_Gardner,_Mayra_Gutierrez,_Noura_Ibrahim,_Aaron_Labdon,_Dan_Mortimer,_and_Benjamin_R._Setterholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05301 |
我々は、CHARAアレイを使用して行われたヒアデス多重システムHD284163の近赤外線長基線干渉観測と、CfAでのほぼ43年間にわたる高解像度分光モニタリングを報告します。どちらのタイプの観測も、2.39日の内部連星と、43.1年の軌道にある外部伴星を解決します。私たちの観察を文献からの他の観察と組み合わせることで、互いにほぼ直角であることが判明した3Dの内部軌道と外部軌道を解くことができます。3つの星の動的質量(内側のペアでは良好から1.4%以上)と軌道視差を決定します。二次成分(0.5245+/-0.0047MSun)は、星団内で動的質量が測定された最も低い質量の星です。これらの測定値を、ヒアデス星の年齢と金属量に関する現在の恒星の進化モデルと比較すると、良好な一致が示されています。3つの星はすべて、RSCVn天体としてのHD284163の分類と一致する、顕著なレベルの彩層活動を示しています。我々は、より遠くにある第4星が物理的に結合しており、これが階層的な四重星系であることの証拠を提示します。
ガイア BH1 の ESPRESSO 観測: 高精度の軌道制約と内部連星の証拠なし
| Title |
ESPRESSO_observations_of_Gaia_BH1:_high-precision_orbital_constraints_and_no_evidence_for_an_inner_binary |
| Authors |
Pranav_Nagarajan,_Kareem_El-Badry,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Thomas_A._Baycroft,_David_Latham,_Allyson_Bieryla,_Lars_A._Buchhave,_Hans-Walter_Rix,_Eliot_Quataert,_Andrew_Howard,_Howard_Isaacson,_and_Melissa_J._Hobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05313 |
既知の最も近いブラックホール(BH)であるガイアBH1の高精度の動径速度(RV)観測を紹介します。この系には、巨大な暗黒伴星を周回する太陽型G星が含まれており、これは単一のBHまたは内部BH+BH連星のいずれかである可能性があります。GaiaBH1が階層トリプルとして形成された一部のモデルでは、BH+BHバイナリが期待されます。これは、孤立したバイナリ進化によるシステムの形成に伴う困難の多くを回避できるため、魅力的です。私たちの観察では、内部バイナリシナリオをテストしています。私たちは、Gスターの115個の正確なRVを測定しました。そのうち40個はESPRESSOからの精度が$3$-$5$ms$^{-1}$で、他の機器からの75個は通常の精度で$30$-$100$ms$でした。^{-1}$。私たちの観測はG星の$2.33$軌道に及び、内部連星による摂動が最大となるペリアストロン通過付近に集中しています。RVはケプラーの2体軌道によく適合しており、内部連星の説得力のある証拠は示されていません。さまざまな内部周期、質量比、離心率、および配向を使用した階層トリプルのREBOUNDシミュレーションを使用して、周期$P_{\text{inner}}\gtrsim1.5$日のもっともらしい内部バイナリでは、計算結果からのより大きな偏差が生成されることを示します。観測されたケプラー軌道よりも。$P_{\text{inner}}\lesssim1.5$日のバイナリはデータと一致していますが、これらはハッブル時間内にマージされるため、微調整が必要になります。GaiaBH1の軌道の更新されたパラメーターを紹介します。RVは分光質量関数$f\left(M_{\text{BH}}\right)=3.9358\pm0.0002\,M_{\odot}$を生成します-$\sim2.5\を約$7000\sigma$上回ります,M_{\odot}$中性子星の最大質量。ガイア天文測定からの傾斜制約を含めると、これはBH質量が$M_{\text{BH}}=9.27\pm0.10~M_{\odot}$であることを意味します。
コア崩壊 II 型超新星における爆発的元素合成: プレソーラー粒子の新しい C、N、Si、および Al-Mg 同位体組成からの洞察
| Title |
Explosive_Nucleosynthesis_in_Core-Collapse_Type_II_Supernovae:_Insights_from_new_C,_N,_Si,_and_Al-Mg_isotopic_compositions_of_presolar_grains |
| Authors |
Nan_Liu,_Conel_M.O'D._Alexander,_Bradley_S._Meyer,_Larry_R._Nittler,_Jianhua_Wang,_and_Rhonda_M._Stroud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05347 |
我々は、39個のプレソーラーX炭化ケイ素(SiC)と4個の窒化ケイ素粒子(核崩壊II型超新星(CCSNe)の残骸に凝縮したプレソーラー粒子のグループ)のC、N、Si、Al-Mg同位体データを報告します。マーチソン隕石から分離されました。エネルギー分散型X線(EDX)データを使用してXSiC粒子のMgおよびAl含有量を決定し、二次イオン質量分析(SIMS)によって決定されたMg/Al比と比較しました。これまでのSIMS研究では、代替手段が存在しないため、O-rich標準が使用されてきました。この研究では、XSiC粒子の相関同位体および元素データにより、粒子の初期26Al/27Al比を正確に決定することができました。私たちの新しい粒子データは、(i)X粒子の文献データは小惑星/地球汚染によってさまざまな程度の影響を受けており、(ii)SiCのAl/Mg比は2の係数(+/-6%1)であることを示唆しています。シグマ不確実性）は、Oリッチ標準を使用したSIMS分析に基づいて推定された値よりも低くなります。Al/Mg比が低下すると、プレソーラーSiC粒子の推定初期26Al/27Al比が比例して高くなります。さらに、この研究における小惑星/地球汚染の抑制により、CCSN粒子中の12C/13C-30Si/28Siおよび26Al/27Al-30Si/28Siの負の傾向が観察されました。我々は、爆発性CCSN元素合成モデルに照らしてこれらの同位体傾向について議論し、これに基づいて、爆発性H燃焼、CCSNeの外側領域におけるC/Siゾーンの存在、深部CCSN領域におけるニュートリノ核反応。
太陽圏に近いセファイドからの太陽の銀河中心距離の推定
| Title |
Estimation_of_the_Galactocentric_Distance_of_the_Sun_from_Cepheids_Close_to_the_Solar_Circle |
| Authors |
Vadim_V._Bobylev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05500 |
太陽周の近くに位置するセファイド星に基づいて、太陽の銀河中心距離$R_0$と太陽距離$V_0$における銀河の回転速度を決定しました。分析には、Skowronらのカタログから$\sim$200の古典的セファイドのサンプルを使用しました。(2019)、それらまでの距離は周期と明るさの関係から決定されました。これらの星の適切な動きと視線速度はGaiaDR3カタログから取得されました。見つかった$R_0$の値は[7.8-8.3]kpcの範囲内にあり、サンプル星の太陽中心距離、局所的な静止基準に対する採用された太陽速度、および摂動によって引き起こされるかどうかに依存します。銀河螺旋密度波が考慮されます。$R_0$推定値の分散は$\sim$2kpcです。同様に、$V_0$の値は[240-270]kms$^{-1}$の範囲内にあり、推定値のばらつきは70-90kms$^{-1}$です。次の推定値が最終推定値であると考えられます:$R_0=8.24\pm0.20$kpcおよび$V_0=268\pm8$kms$^{-1}$は、銀河の渦巻き密度からの摂動を考慮して求められます。波。
ZTF アラート ストリームでの Cataclysmic Variable 検出のための機械学習アプリケーション
| Title |
Machine_Learning_applications_for_Cataclysmic_Variable_discovery_in_the_ZTF_alert_stream |
| Authors |
D._Mistry,_C._M._Copperwheat,_I._Olier,_M._J._Darnley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05513 |
大変動変量(CV)には、多様な降着白色矮星連星系が含まれます。CVの各クラスは、進化の過程に沿ったスナップショットを表しており、Ia型超新星イベントを引き起こす可能性があります。CVの研究は、バイナリ進化と降着物理学に関する貴重な洞察を提供し、最も珍しい例は最も深い洞察を提供する可能性があります。しかし、検出される過渡現象の数が増加していることと、それらをすべて調査する能力が限られているため、そのような稀な現象を特定する際に課題が生じています。機械学習(ML)は、検出された各過渡現象をそれぞれの過渡クラスに分類しやすくすることで、この問題に対処する上で極めて重要な役割を果たします。これらの技術を活用して、ZTF一時的なアラートストリームに合わせて調整された2段階のパイプラインを開発しました。最初のステージは非CVを削除することを目的としたアラートフィルターで、後者はXGBoostを使用して生成されたML分類器で、CVクラスを区別するためのマクロ平均AUCスコア0.92を達成しました。分類器の事後確率を入力として生成地形マッピングアルゴリズムを利用することで、CV進化要因が分類器のパフォーマンスに役割を果たしているという表現が得られます。また、関連する特徴マップは、クラス間の区別に最も関連すると考えられる特徴を特定するための強力なツールとなります。2023年6月にパイプラインが実装された結果、51人の興味深い候補者が得られましたが、これらはまだ履歴書として報告されていない、またはさらに詳細に分類されていません。私たちの分類子は、まだ初期段階にある研究領域であるさまざまなCVクラスの発見と分類における重要な一歩を表しています。
償却神経事後推定と nbi を使用したステラ スペクトル フィッティング
| Title |
Stellar_Spectra_Fitting_with_Amortized_Neural_Posterior_Estimation_and_nbi |
| Authors |
Keming_Zhang,_Tharindu_Jayasinghe,_Joshua_S._Bloom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05687 |
現代の調査では、多くの場合、一度に数十万の恒星のスペクトルが提供され、スペクトルモデルに適合して星のパラメータ/ラベルが導出されます。したがって、償却ニューラル事後推定(ANPE)の手法は、非線形/一定の計算コストとして多数のターゲットを推論できる適切なアプローチとして際立っています。新しいnbiソフトウェアパッケージを活用して、APOGEE調査用のANPEモデルをトレーニングし、模擬および実際のAPOGEE恒星スペクトルの両方でその有効性を実証します。nbiパッケージに特有なのは、逐次データの天文学的逆問題に関するすぐに使える機能です。そのため、最小限の労力でトレーニング済みモデルを取得できました。観測データの実際の不確実性を利用する、スペクトルデータに固有の測定ノイズ特性を処理するための効果的なアプローチを紹介します。これにより、トレーニングデータを観測データに似せることができます。これは、ANPEアプリケーションにとって重要な側面です。スペクトルデータの特性と観測機器との関連性を考慮して、ANPE「モデル動物園」の有用性について説明します。ANPE「モデル動物園」では、モデルが特定の機器用にトレーニングされ、nbiフレームワークの下で配布され、リアルタイムの恒星パラメーター推論が容易になります。
磁気両面DBA白色矮星の発見
| Title |
Discovery_of_a_Magnetic_Double-Faced_DBA_White_Dwarf |
| Authors |
Adam_Moss,_P._Bergeron,_Mukremin_Kilic,_Gracyn_Jewett,_Warren_R._Brown,_Alekzander_Kosakowski,_Olivier_Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05749 |
我々は、磁性DBA白色矮星SDSSJ091016.43+210554.2の分光学的変化の発見を報告します。アパッチポイント天文台(APO)とMMTでの追跡時間分解分光法では、7.7時間または11.3時間の自転周期にわたるH吸収線の顕著な変化が示されています。GD323やヤヌス(ZTFJ203349.8+322901.1)など、H線とHe線のプロファイルに同様の不一致を示す最近のターゲットとは異なり、SDSSJ091016.43+210554.2は磁性であることが確認されており、ゼーマンに由来する磁場強度が示されています。B~0.5MGのHおよびHeラインを分割します。表面全体の存在比が一定のHおよびHe雰囲気を使用したモデルフィットは、時間分解スペクトルと一致しません。一方、H/He表面存在比を変化させた磁気大気モデルを使用すると、優れた適合が得られます。システムのジオメトリに適合させるために、斜め回転子モデルを使用します。観測された分光変動は、磁気軸が回転軸からβ=52度オフセットされ、視線と回転軸の間の傾斜角がi=13～16度である磁気不均一大気によって説明できます。この磁性白色矮星は、表面存在量に対する磁場の影響を研究するユニークな機会を提供します。我々は、Hが磁力線に沿ってより効率的に内部深部から表面にもたらされ、H極性キャップが生成されるモデルを提案します。
数日から数年のタイムスケールにおける若い恒星天体の中間赤外線変動
| Title |
Mid-Infrared_Variability_of_Young_Stellar_Objects_on_Timescales_of_Days_to_Years |
| Authors |
Sieun_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Carlos_Contreras_Pe\~na,_Doug_Johnstone,_Gregory_Herczeg,_Seonjae_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05753 |
若い恒星天体(YSO)の明るさの変動は、降着、消滅、円盤の形態、円盤と恒星の光球の間の相互作用、高温または低温の磁気の回転など、さまざまな要因の変化によって引き起こされる一般的な現象です。恒星の光球上の斑点。さまざまなタイムスケールでの変動を分析することで、YSOの明るさの変化を引き起こすメカニズムについての洞察が得られます。我々は、NEOWISE7.5年W2(4.6$\mu$m)データとYSOVAR40日Spitzer/IRAC2(4.5$\mu$m)という2つの中赤外データセットを使用して、長期および短期の両方のタイムスケールでYSOの変動性を調査します。)データをそれぞれ。Parketal(2021)に従って、各タイムスケールで変動タイプを分類します。スピッツァー観測の感度が高いため、長期(43.0%)と比較して短期(77.6%)の変動源の検出率が高いことが分かりました。さらに、YSOVARデータの頻度が高いため、数週間にわたる短期変動はほとんどが長期変動になりますが、粗くサンプリングされたNEOWISEデータで調査された数年にわたる長期変動はほとんどが確率的になります。2つのカタログを相互照合することにより、両方のタイムスケールにわたってYSOによって示される変動タイプを統計的に分析します。長期変動の振幅は、短期変動よりもほとんど3倍(最大10倍)大きくなります。さらに、非常に短い(1～2日)タイムスケールで変動を評価し、タイムスケールが増加するにつれて変動の振幅が増加する傾向を回復します。さまざまなタイムスケールにわたるYSOの変動性を包括的に分析することで、YSOの変動性を引き起こす根本的なメカニズムのより深い理解に貢献します。
B335 の最近の降着イベントによって放出された CO 流出成分
| Title |
The_CO_outflow_components_ejected_by_a_recent_accretion_event_in_B335 |
| Authors |
Chul-Hwan_Kim,_Jeong-Eun_Lee,_Carlos_Contreras_Pe\~na,_Doug_Johnstone,_Gregory_J._Herczeg,_John_J._Tobin,_and_Neal_J._Evans_II |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05781 |
原始星の流出はしばしばこぶのある外観を示し、星の質量の成長における散発的な付加の証拠を提供します。質量降着と放出の直接的な関係を理解するために、B335の同時期の降着活動と関連する放出成分を分析します。B335は2010年以来、中赤外で2.5等増光しており、おそらく原始星への質量降着率の増加により光度が増加していることを示しています。アルマ望遠鏡によるアウトフロー中の12CO放出の観測により、アルマ望遠鏡による観測の4.6～2年前に放出されたものと推定され、中赤外輝度の上昇と一致する高速放出が明らかになりました。タイミングの一貫性は、検出された高速放出成分が最新の降着活動に直接関連していることを示唆しています。我々は、最近の降着活動に関連する噴出成分の運動エネルギー、運動量、力を計算したところ、少なくとも降着質量の約1.0%が噴出していることが判明した。噴流の傾斜と噴出されたガス成分の温度に関するより正確な情報があれば、最近強化された降着現象によって引き起こされる噴出質量をより適切に抑制できるようになります。
ExoMol 線リスト -- LIV: $A$ $^1\Pi$ ($v=0, 1, 2$) における AlH および AlD
の実験線リストと AlD の実験的発光分光分析
| Title |
ExoMol_line_lists_--_LIV:_Empirical_line_lists_for_AlH_and_AlD_and_experimental_emission_spectroscopy_of_AlD_in_$A$_$^1\Pi$_($v=0,_1,_2$) |
| Authors |
Sergei_N._Yurchenko,_Wojciech_Szajna,_Rafa{\l}_Hakalla,_Mikhail_Semenov,_Andrei_Sokolov,_Jonathan_Tennyson,_Robert_R._Gamache,_Yakiv_Pavlenko,_Mirek_R._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05958 |
AlHおよびAlD用の新しいExoMolラインリストAloHaは、以前のラインリストWYLLoTを改良して提示されています(Yurchenkoetal.,MNRAS479,1401(2018))。この改訂は、$A\,^{1}\Pi-{X}\,^{1}\Sigma^{+}$系におけるAlHの高度に励起された回転状態に関する最近の実験測定と天体物理学的発見に動機付けられています。。AlDの${A}\,^{1}\Pi-{X}\,^{1}\Sigma^{+}$系からの10バンドの新しい高解像度発光スペクトル($17300-領域)32000$cm$^{-1}$は、解離前の$A\,^1\Pi$$v=2$状態を調べるフーリエ変換分光計で記録されました。AlDの新しいラインの位置は、AlHとAlDに関する利用可能なすべての実験データと結合され、$X\,^1\Sigma^+$と$A\,^1\をカバーするAlHとAlDの経験的なロビブロニックエネルギーの包括的なセットを構築します。MARVELアプローチを使用したPi$電子状態。次に、核運動コードDuoを使用して分光モデルWYLLoTを実験的に導出されたエネルギーに合わせて改良し、この適合を使用して$^{27}$AlH、$^{27}$AlD、$^{26}の改良されたラインリストを生成します。$AlHは、解離前エネルギー領域の$A\,^1\Pi$の回転励起状態をより良くカバーしています。解離前状態の寿命は推定され、AlHの光吸収スペクトルへの温度依存連続体の寄与とともに、新しいExoMolデータ構造を使用してラインリストに含まれます。新しい線リストは、AlHとAlDの両方の実験スペクトルをよく再現し、強い解離前の線の広がりを含む、最近報告されたProximaCenスペクトルのAlH吸収を説明するために示されています。ラインリストはExoMolデータベースwww.exomol.comに含まれています。
パーカー太陽探査機と太陽探査機によって0.07および0.7天文単位で観測された惑星間衝撃の特性
| Title |
Properties_of_an_interplanetary_shock_observed_at_0.07_and_0.7_Astronomical_Units_by_Parker_Solar_Probe_and_Solar_Orbiter |
| Authors |
D._Trotta,_A._Larosa,_G._Nicolaou,_T._S._Horbury,_L._Matteini,_H._Hietala,_X._Blanco-Cano,_L._Franci,_C._H._K._Chen,_L._Zhao,_G._P._Zank,_C._M._S._Cohen,_S._D._Bale,_R._Laker,_N._Fargette,_F._Valentini,_Y._Khotyaintsev,_R._Kieokaew,_N._Raouafi,_E._Davies,_R._Vainio,_N._Dresing,_E._Kilpua,_T._Karlsson,_C._J._Owen_and_R._Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.05983 |
パーカー太陽探査機(PSP)と太陽探査機(SolO)のミッションは、太陽圏内部に新たな観測の窓を開き、ついに直接測定が可能になりました。2022年9月5日、コロナ質量放出(CME)による惑星間(IP)ショックがPSPによって0.07天文単位までの距離で観測されました。その後、CMEは0.7天文単位で放射状に整列したSol0に到達したため、非常に異なる太陽中心距離での衝撃特性を研究する機会が得られました。私たちは衝撃の特徴を明らかにし、その典型的なパラメータを調査し、両方の場所での小規模な特徴を比較します。PSP観測を使用して、磁気スイッチバックとイオンサイクロトロン波が衝撃を通過する際にどのように処理されるかを調査します。我々は、スイッチバックが衝撃通過時に圧縮されている間、V-B相関を維持し、イオンサイクロトロン波の痕跡が衝撃の下流で消失することを発見した。対照的に、SolOの観測では、衝撃で加速された陽子の集団が最大約2MeVで、非常に構造化された衝撃遷移が明らかになり、衝撃下流の不規則性が示されており、これを衝撃を横切って伝播する太陽風の構造と相関付けています。SolOでは、上流のショックレットによって散乱される低エネルギー($\sim$100eV)電子の存在も報告しています。この研究は、IPショックの局所的特徴とその環境が、太陽圏を通って伝播する際にどのように大きく異なる可能性があるかを解明します。
コンパクトな多重日食システムの光力学的モデリング KIC 5255552、KIC 7668648、KIC 10319590、EPIC 220204960
| Title |
Photodynamical_Modeling_of_the_Compact,_Multiply_Eclipsing_Systems_KIC_5255552,_KIC_7668648,_KIC_10319590,_EPIC_220204960 |
| Authors |
Jerome_A._Orosz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06035 |
高次多重系のメンバーである4つの食連星系の光力学モデルを紹介します。いくつかの動径速度測定値を提供し、システムのうち3つに最近のTESSデータを使用します。KIC7668648は、ほぼ同一平面上の外側軌道(P=208d)上に低質量星を持つ後期型星を含む食連星(P=27.8d)で構成されています。3番目の星に関係する日食イベントがあり、システムパラメーターの正確な決定が可能になります。KIC10319590は、ケプラーミッションへの約3分の1のところで食が止まった後期型星を含む連星(P=21.3d)で構成されています。この系の3番目の星が、傾斜した外側軌道上の太陽に似た星であることを示します(P=456d)。我々は、KIC5255552に対する最初の包括的な解法を提示し、それが後期型星を含む食連星(P_1=32.5日)と、より低い恒星を含む非食連星(P_2=33.7日)とからなる2+2システムであることを実証する。-質量星。2つの連星は、ほぼ同一平面上にある軌道と、ほぼ揃った外側の軌道を持っています(P=878d)。非日食連星の構成星に関係する追加の日食があり、これによりシステムパラメータの不確実性が比較的小さくなります。EPIC220204960は、一対の食連星で構成されており、どちらも外部軌道が不十分に決定されている2つの低質量星で構成されています。観測期間が比較的短いため、構成星の質量と半径はそれぞれ最大10%と最大5%の精度でしか決定できません。外側軌道の最も可能性の高い周期は957日で、1シグマの範囲は595～1674日であることがわかります。軌道面の相互傾斜には弱い制約しか課せられず、追加の動径速度測定や追加の食観測により、外側軌道の特性に対してさらに厳しい制約が可能になります。
広視野光学偏光計の校正用のゼロ偏光候補領域
| Title |
Zero-polarization_candidate_regions_for_calibration_of_wide-field_optical_polarimeters |
| Authors |
N._Mandarakas,_G._V._Panopoulou,_V._Pelgrims,_S._B._Potter,_V._Pavlidou,_A._Ramaprakash,_K._Tassis,_D._Blinov,_S._Kiehlmann,_E._Koutsiona,_S._Maharana,_S._Romanopoulos,_R._Skalidis,_A._Vervelaki,_S._E._Clark,_J._A._Kypriotakis,_A._C._S._Readhead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06435 |
コンテクスト。光学偏光計の校正は、機器の偏光ゼロ点を決定するために、偏光が無視できる星(偏光していない標準星)の使用に依存しています。広視野偏光計の場合、校正は視野内の複数の位置で同じ星を撮像することによって行われることがよくありますが、このプロセスには時間がかかります。より効果的な手法は、複数の標準星を含むフィールドをターゲットにすることです。この方法は高度に偏光した星を含む領域に使用されてきましたが、十分に測定された偏光していない標準星を含む空領域は存在しません。目的。私たちは、広視野偏光計のゼロ点校正に適した、無視できる偏光を示す数十の星が含まれる空の領域を特定することを目指しています。方法。私たちは、銀河の高緯度に位置し、赤みが非常に少ない領域の星を選択しました。赤道半球の北半球で4～400x400のフィールドを4つ、南半球で8つをターゲットにしました。観測はそれぞれスキナカス天文台と南アフリカ天文台で行われた。結果。平均分極度がp<0.1%未満である北の2つのフィールドと南の7つのフィールドが見つかりました。結論。12フィールドのうち少なくとも9フィールドは、広視野偏光計のゼロ点校正に使用できます。
UOCS XIII。 ASTROSATを用いた散開星団NGC 2420内のFUV明るい星の研究
| Title |
UOCS_XIII._Study_of_the_FUV_bright_stars_in_the_open_cluster_NGC_2420_using_ASTROSAT |
| Authors |
R.K.S._Yadav,_Arvind_K._Dattatrey,_Geeta_Rangwal,_Annapurni_Subramaniam,_D._Bisht,_and_Ram_Sagar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06483 |
AstroSatに搭載された紫外イメージング望遠鏡(UVIT)を使用して、散開星団NGC2420の分野で4つのFUV星の研究を紹介します。3つの星525、527、および560は星団のメンバーですが、星646は星団の非メンバーです。これらの星の特徴を明らかにし、パラメータを決定するために、UV、光学、およびIRデータセットを使用して多波長スペクトルエネルギー分布(SED)が分析されます。4つのFUV明るい星すべてに対して、2成分SEDモデルがよく適合します。私たちの発見は、2つの星、525と560が連星BSSシステムであることを示しています。これらの二元系BSS系は、進化した外側の三次系伴星からの物質移動により三次系で形成された可能性があります。星527はBSSと超低質量(ELM)白色矮星の連星系であり、星646は水平分枝星とELM白色矮星の連星系です。2つのELMの実効温度、半径、光度、質量は、それぞれ(10250,11500)K、(0.42,0.12)Rsun、(1.61,0.23)Lsun、および(0.186,0.170)Msunです。星527は物質移動後のシステムである可能性があり、低密度環境におけるケースA/Bの物質移動プロセスを通じて発生した可能性があります。ELMの冷却年齢は100万年未満であり、ELMが最近形成されたばかりであることを示しています。
ESO/HARPS 動径速度カタログ
この文書では、HARPS動径速度カタログの最初の公開データリリースについて詳しく説明します。このデータ公開の目的は、ラ・シーラ天文台（チリ）のESO3.6m望遠鏡に設置された高精度動径速度惑星探査機(HARPS)分光器を使用して2003年から2023年に取得された分光観測で得られた動径速度のカタログを天文界に提供することです。、3800から6900オングストロームの波長に及びます。このカタログには、6,488個のユニークな天体に関する289,843個の観測結果が含まれています。このカタログで報告されている動径速度は、HARPSパイプラインを使用して得られ、通常の精度は0.5m/sで、これは系外惑星の探索と検証に不可欠です。さらに、H$\alpha$スペクトル線で測定された独立した動径速度も含まれており、一般的な誤差は約300m/sで、高精度が重要ではないさまざまな天体物理学的用途に適しています。このカタログには、HARPSパイプラインを通じて取得された282,294個の動径速度と、H$_\alpha$ラインから得られた288,972個が含まれており、集合的に各オブジェクトの測定値の履歴記録を提供する時系列データセットを形成しています。さらに、各天体はSIMBAD天文データベースと相互参照され、正確な識別が保証されているため、ユーザーは天文学文献の既存の記録で天体の位置を特定し、検証することができます。各天体に対して提供される情報には、天文パラメータ(座標、視差、固有運動、動径速度)、測光パラメータ(可視および近赤外線における見かけの等級)、スペクトルの種類、および天体の分類が含まれます。
活性領域の見通し線磁力図のモデリング
| Title |
Modeling_line-of-sight_magnetograms_of_active_regions |
| Authors |
M._Poisson,_M._L\'opez_Fuentes,_C._H._Mandrini,_F._Grings_and_P._D\'emoulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06599 |
活動領域(AR)は、磁束ロープ(FR)の出現の結果として太陽大気中に現れます。ねじれの存在により、出現したARの光球見通し線(LOS)磁力図は、磁気舌として知られる極性の伸長を示します。これらの舌は、出現段階での傾斜角の推定に影響を与える可能性があります。この研究では、ハーフトーラスツイストFRモデルを使用して、新興ARのLOSマグネトグラムをモデル化するベイジアン法を提案します。このモデルを太陽周期23中に観測された21個の新興ARに適用しました。ベイジアン法は他の方法と比較して傾きを修正し、出現中に舌が引っ込むことによって生じる極性の誤った回転を除去していることがわかりました。ARの出現段階とその推定に使用される手法に応じて、ジョイの法則には変化があることがわかります。
$d^*$-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。
ハッブル緊張に対する可能な解決策としての宇宙の複雑さの増大
この論文では、ハッブル・レマ\^{i}トレ定数と宇宙のホログラフィック複雑さの間の可能な関係が、時空の出現に関する新しい提案の文脈で確立できることを示します。相関なしの量子相関でエンコードされた量子情報。ハッブル・レマトレ定数と宇宙のホログラフィック複雑性との間のこのような橋は、ハッブル張力の問題に光を当てることができます。
スカラー ベクトル テンソル理論における第 5 の力のスクリーニング
私たちはスカラーベクトルテンソル(SVT)理論の文脈でスクリーニングメカニズムを研究します。このスクリーニングメカニズムは、ベクトル場の微分的自己相互作用と、スカラー場とベクトル場および曲率との相互作用の両方に基づいています。私たちは球対称の時空で場の方程式を計算し、その後、このメカニズムが弱い重力背景で成功する条件を研究します。これらの分析結果を裏付けるために、完全な方程式の数値積分を実行しました。最後に、重力ポテンシャルの補正も計算されました。我々は、両方の種類の相互作用を含む現在のモデルは、これらの理論で生じる追加の縦モードの伝播を回避できると結論付けます。また、モデルの空間パラメーターが太陽系の制約と互換性があることも示します。この結果は、一般化されたプロカ理論に関する文献で見つかった以前の結果を、スカラーベクトル相互作用が存在する場合のSVT理論の場合に拡張します。
一般相対性理論は、1915年にアインシュタインによって提案されたオリジナルのバージョンから何の調整も必要とせずに、多数の観測テストに合格しました。過去8年間で、強磁場領域の研究は大幅に進歩し、現在ではその研究が可能になっています。重力波、X線データ、ブラックホールイメージングを使用してテストされました。これは、ブラックホールX線データを使用した一般相対性理論の最先端のテストに関するコンパクトで教育的なレビューです。
相対ビニングによる Bilby でのパラメータ推定の高速化
| Title |
Accelerated_parameter_estimation_in_Bilby_with_relative_binning |
| Authors |
Kruthi_Krishna,_Aditya_Vijaykumar,_Apratim_Ganguly,_Colm_Talbot,_Sylvia_Biscoveanu,_Richard_N_George,_Natalie_Williams,_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06009 |
重力波信号のパラメータ推定を高速化するための相対ビニング手法の実装について説明します。まず、相対ビニングの教育学的概要を示し、位相と距離に関して周辺化された尤度の式についても説明します。次に、重力波源のパラメータ推定に一般的に使用されるオープンソースソフトウェアパッケージである\texttt{Bilby}のコードの詳細を説明します。私たちのコードは、シングルコアCPU上で14時間以内にGW170817のパラメータを再現することができ、シミュレートされた信号で良好に動作し、パーセンタイル-パーセンタイル(p-p)テストに合格します。また、相対ビニングが次世代の重力波検出器の信号パラメーターを推定するための理想的な手法であることも示します。
効果的なクスキュトン理論
クスクトン場理論は一般相対性理論の拡張であり、追加の伝播自由度を導入したり、相対論的因果関係に違反したりすることはありません。我々は、元のカスカットン作用における体積（ポテンシャル）項と表面（運動学的）項の両方に曲率補正を導入することにより、カスキュトン場の理論の一般的な幾何学的記述を構築します。私たちの仮定には、4次元のバルクによって分離された宇宙のようなブレーンの積み重ねが含まれます。最初は離散場であったカスキュトンが極限では連続になると我々は推測しており、そのような遷移が多数存在する。これから、カスキュトン理論に対する効果的なアクションを導き出し、二次レベルでは、私たちの理論が2つのテンソル自由度のみを伝播することを示します。
初期宇宙で形成された原始ブラックホール(PBH)は、広範囲の質量にわたる十分に動機付けられた暗黒物質(DM)の候補です。これらのPBHは、ホーキング放射を通じて光子、電子、ニュートリノの形で検出可能な信号を放出する可能性があります。いくつかのニュートリノ検出器からの天体物理学$\bar{\nu}_{e}$フラックスのヌル観測を考慮し、支配的なDM成分としてPBHに$6.4\times10^{15}\,{\を超える新しい制約を設定します。rmg}$。また、近い将来の見通しについてJUNOを使用して予想される制約も推定します。最後に、拡散超新星ニュートリノ背景(DSNB)は避けられない等方性背景であることに注意してください。したがって、DSNBによるPBHパラメータ空間の感度下限を推定し、$9\times10^{15}\,{\rmg}$を超えるDMの100%としてニュートリノ検出器がPBHを検出することは困難であることを示します。
量子電気力学における三次ローレンツ不変性違反パラメータに対するシャワー形成の制約
| Title |
Shower_formation_constraints_on_cubic_Lorentz_Invariance_Violation_parameters_in_quantum_electrodynamics |
| Authors |
Petr_Satunin,_Andrey_Sharofeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06307 |
LHAASO天文台による$100$TeV--PeVエネルギー範囲での最近のガンマ線観測からの、立方分散関係を持つ光子のローレンツ不変性違反(LIV)エネルギースケールでのシャワー形成制約を示します。マイヤーズ・ポスペロフ有効場理論の枠組みを仮定し、主に光子開始大気シャワーの形成に関与するベーテ・ハイトラー過程の抑制を計算します。高エネルギー光子イベントを抑制されたフラックス予測と比較すると、LIVエネルギースケールで$95\%$CL制約が得られます。得られたシャワー制約$E_{\rmLIV}\gtrsim\mathcal{O}\left(10^{20}\mbox{GeV}\right)$は、既存の複屈折制約よりも大幅に弱いですが、独立しています。
| Title |
Multiparameter_multipolar_test_of_general_relativity_with_gravitational_waves |
| Authors |
Parthapratim_Mahapatra,_Shilpa_Kastha,_Anuradha_Gupta,_B._S._Sathyaprakash,_K._G._Arun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06444 |
コンパクトな連星系からの重力波形の振幅と位相は、質量型と電流型の多極子モーメントの観点から分解できます。修正された重力理論では、これらの多極子モーメントの1つまたは複数が一般相対性理論から逸脱する可能性があります。このレターでは、バイナリの多極子モーメントに関して振幅と位相をパラメータ化する波形モデルが、一般相対性理論の新しい複数パラメータのテストを非常に高い精度で容易に実行できることを示します。次世代の重力波観測所のネットワークを使用すると、GW190814のような連星の先頭7つの多重極子の同時偏差を多重極次数に応じて6%～40%以内に抑えることができ、LISAによって観測された超大質量ブラックホールの合体では、0.3％から2％の範囲。さらに、多極子からの境界は一般相対性理論の他のパラメトリックなテストに一意にマッピングでき、一般相対性理論の他のパラメトリックなテストの境界を導き出すことができる下流の解析となる可能性があると主張します。したがって、多重極パラメータのセットは、一般相対性理論の精密テストを実行するための優れた基盤を提供します。
時空制約に対するレンズバンドアプローチ
すべてのブラックホールはそのサイズに関係なく同一の性質を共有するという一般相対性理論の予測は、超大質量ブラックホールの電磁観測と恒星質量ブラックホールの合体からの重力波を用いて経験的に検証できるようになった。この研究では、このテストの電磁的側面に焦点を当て、超長基線干渉法(VLBI)の抑制力を定量化します。私たちは、レンズバンド(臨界曲線を囲む観察者の画面上の環状領域)を使用して、基礎となる時空形状を制約する方法を示します。レンズ付きVLBI特徴の検出を条件として、結果として得られるレンズバンドフレームワークにより、赤道面を複数回横断した測地線からその特徴が生じ得ない時空を除外することができます。最初のレンズ画像とブラックホールの独自性のテストに焦点を当て、ケーススタディとしてパラメータ化された時空を採用します。私たちは、臨界曲線の見かけのサイズを超える幾何学的情報を解決すると、異なる時空パラメータ間の縮退を解除する可能性があることを発見しました。これにより、私たちの研究はVLBI測定の制約力の保守的な推定値を定量化し、幾何学と天体物理学を同時に制約する大規模な取り組みに貢献します。
高次高調波を含む重力波探索によるLIGO-Virgo O3データにおける新たなブラックホール合体
| Title |
New_black_hole_mergers_in_the_LIGO-Virgo_O3_data_from_a_gravitational_wave_search_including_higher-order_harmonics |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Javier_Roulet,_Tejaswi_Venumadhav,_Ajit_Kumar_Mehta,_Barak_Zackay,_Jonathan_Mushkin,_Seth_Olsen,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06631 |
LIGO-Virgoデータにおけるこれまでの重力波(GW)探索のほぼすべてには、主四重極モードのみを持つGW波形が含まれていました。つまり、一般相対性理論によって予測される高次高調波は省略されていました。Wadekaretal.で開発された技術に基づいています。[1,2]、($i$)GWテンプレートに高調波を導入し、($ii$)ノイズ過渡現象(「グリッチ」)の重みを軽減して、高質量および高赤方偏移バイナリブラックホール(BBH)の合併。O3実行からの公開LIGO-Virgoデータ上でパイプラインを実行すると、$0.53\leqp_{\rmastro}\leq0.88$の14件の新しいBBHマージが見つかりました(検出しきい値を$p_{\rmastro}>として使用します)他のパイプラインのアプローチに従って0.5ドル）。また、拒否されたイベントやトリガー収集のSNRしきい値を下回ったイベントを除き、以前のカタログから重要性の高いイベントを幅広く復元します。新しい候補イベントのいくつかの注目すべき特性は次のとおりです。$>95$\%の信頼性では、4つの候補の総質量がIMBH範囲(つまり、100$M_\odot$以上)にあり、9つの候補の$z>0.5$があります。9つの候補は、一次BHの質量中央値がペア不安定質量ギャップ内にほぼ収まっており、最も高い一次質量は$300_{+60}^{-120}M_\odot$です。5つの候補の質量比中央値$q<0.5$があります。有効スピン$\chi_{\rmeff}$の以前のユニフォームの下では、6人の候補者が$\chi_{\rmeff}>0$、$>95\%$の信頼性を持っています。また、検索に高調波を含めると、以前に報告されたいくつかの周辺事象(GW190711_030756など)の重要性が高まることもわかりました。私たちの新しい候補イベントの誤警報率は控えめですが（$\gtrsim1.6$/年）、これらを含む集団推論研究は、ペアの不安定性質量ギャップ、高い赤方偏移、正の有効スピン、および非対称に対応するBHのパラメーター空間をより適切に情報提供できます。質量比。
