NANOGrav の大きなブラックホールはどこにあるのでしょうか?
複数のパルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究により、最近、ナノヘルツ周波数の重力波(GW)の最初の検出が報告されました。この信号は主に、超大質量ブラックホール連星（SMBHB）を刺激することによって発生すると予想されており、これらの最初の結果は、そのような集団から予想されるGWスペクトルとほぼ一致しています。不思議なことに、発表されたすべての結果におけるGWバックグラウンドの測定された振幅は、理論上の予測よりも少し大きくなっています。この研究では、局所的なスケーリング関係から導出された現在のSMBHの存在量から予測される確率的重力波背景(SGWB)の振幅が、PTAによって測定された振幅よりも大幅に小さいことを示します。我々は、この差は中小企業の合併履歴の変化では説明できないこと、また、複数の合併イベントには質量が減少するブラックホールが関与しているという事実により、複数の合併イベントによる特徴的なひずみの増加には上限があることを実証した。ブラックホールの質量密度の現在の推定値(古典的なソルタン引数による積分クエーサー光度関数に等しい)を保存する必要がある場合、現在測定されているPTAの結果は、ブラックホールの質量密度に寄与するSMBHの典型的な総質量を意味することになります。背景は少なくとも$\sim3\times10^{10}M_\odot$である必要があり、以前の予測よりも$\sim10$倍大きくなります。このような大質量ブラックホールに必要な空間密度は、星やガスの力学SMBH測定によってアクセスできる体積内の$10$$3\times10^{10}M_\odot$SMBH個のオーダーに相当します。GW信号はSMBH分布の大規模な端によって支配されているため、PTA測定はそのような希少天体への独自の窓を提供し、既存の電磁観測を補完します。
$z\gtrsim7$ クエーサー近接帯における再電離前の銀河間媒体の小規模構造の特徴
| Title |
Signatures_of_Small-scale_Structure_of_the_Pre-reionization_Intergalactic_Medium_in_$z\gtrsim7$_Quasar_Proximity_Zones |
| Authors |
Frederick_B._Davies,_Joseph_F._Hennawi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06763 |
銀河間物質中のバリオンの小規模な構造は、その過去の熱履歴と密接に関係しています。再電離の時代における$\gtrsim10^4$Kの光加熱に先立って、冷たいバリオンは、による加熱の程度に応じて、$\lesssim1$のkpcほど低いスケールまで、暗黒物質の塊状の宇宙の網を綿密に追跡していた可能性があります。X線の背景。電離フロントが通過した後、この塊状構造は$\sim10^{8}$年間持続する可能性があります。いくつかの最も高い赤方偏移クエーサーに向けて検出された強力なLy$\alpha$減衰翼は、予想よりも小さいLy$\alpha$透過近接領域に加えて、それらが前景の銀河間物質のイオン化と加熱を減少させたことを示唆しています。数年前に比べて10^7$ドルです。したがって、再電離前の小規模構造の痕跡は、銀河間環境に存続するはずです。ここでは、1次元電離放射伝達を用いた一連の小体積流体力学シミュレーションを後処理することにより、この塊状構造の持続性が$z\gtrsim7$クエーサーの透明近接ゾーン内部のLy$\alpha$透過の統計にどのような影響を与える可能性があるかを探ります。。現実的な観測パラメータを備えた10個の$z=7.5$近接ゾーンのLy$\alpha$磁束パワースペクトルと磁束PDF統計は、$T_{\rmIGM}\sim2$KCDMの気体構造を区別できることがわかりました。粒子質量$m_{\rmWDM}>10$keVの暖かい暗黒物質モデルと$f_{\rmX}f_{\rmabs}>0.1$($T_{\rmIGM)のX線加熱モデルからのモデル}(z=7.5)\gtrsim275$K)$2\sigma$レベル。
私たちは、特定のインフレーションの特徴や、相転移や重力との非極小結合などのエキゾチックな物理学に依存しないシナリオで、標準模型(SM)における原始ブラックホール(PBH)形成の実行可能性を調査します。ブロート・エングラート・ヒッグス（BEH）場が準安定と安定の間のちょうど境界にある場合、その電位は放射補正により変曲点を示します。BEHは確率的曲率フィールドのように機能し、大きな曲率変動の非ガウステールをもたらし、後で地平線内に再突入するときにPBHに崩壊します。このシナリオでは、ヒッグス安定性を確保するためにトップクォーク質量の正確な値が必要ですが、これは好ましくありませんが、それでも最新の測定と一致しています。しかし、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の観測と矛盾する大きな曲率変動が宇宙論的スケールでも発生していることもわかりました。したがって、SMがこのメカニズムに基づいてPBHの形成を引き起こすことはあり得ないと結論付けます。それにもかかわらず、パラティーニの重力公式に基づいたシナリオのバリエーションは、宇宙論的スケールで大きすぎる曲率変動を引き起こすことなく、暗黒物質に匹敵する量の恒星質量PBHを生成する条件を提供した可能性がある。
宇宙シアーからの非線形処方に対する宇宙論的パラメータ推定の感度
| Title |
Sensitivity_of_Cosmological_Parameter_Estimation_to_Nonlinear_Prescription_from_Cosmic_Shear |
| Authors |
Sarah_Safi,_Marzieh_Farhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07068 |
進行中および今後の大規模構造調査のいくつかは、構造形成の非線形領域を高精度で調査することを目的としています。これらの観測から信頼できる宇宙論的推論を行うには、緩やかな非線形領域の正確な理論的モデリングが必要です。この研究では、非線形処方の選択がユークリッドのようなサーベイの宇宙シア測定からのパラメータ推定にどのような影響を与えるかを調査します。具体的には、Haloftと大規模構造の有効場理論の2つの異なる非線形処方を採用し、$\Lambda$CDM、$w$CDM、$(w_0,w_a)$CDMの3つの異なる宇宙論的シナリオに対するそれらの測定値を比較します。。また、パラメーター推定に対するさまざまな非線形カットオフスキームの影響も調査します。より小さなスケールが解析に含まれると、ほとんどのパラメーターの予測誤差が大幅に縮小することがわかります。その量は、使用される非線形処方とカットオフスキームに依存します。Halofitモデルからの予測を使用して、DarkSky$N$-bodyシミュレーションからの模擬データを分析し、非線形処方の選択により測定に導入されたパラメーターのバイアスを定量化します。$\sigma_8$と$n_{\rm{s}}$には、Halofitモデルの不正確さによって引き起こされる最大の測定バイアスがあることが観察されます。
最近、宇宙論的緊張の出現により、$\Lambda$CDMモデルの一貫性について疑問が生じています。ニュートリノ質量を一貫した宇宙論的枠組み内に制約するために、アクシオン様EDE(Axi-EDE)モデルとAdS-EDEモデルの両方で、正階層(NH)と逆階層(IH)を持つ3つの大質量ニュートリノを調査します。Planck2018の宇宙背景背景(CMB)パワースペクトル、Ia型超新星のパンテオン、バリオン音響振動(BAO)、SH0ESの$H_0$データを含む共同データセットを使用します。$\nu$Axi-EDEモデルの場合、$\summ_{\nu,\mathrm{NH}}<0.152$eVおよび$\summ_{\nu,\mathrm{IH}}<0.178$eVが得られます。一方、$\nu$AdS-EDEモデルでは、$\summ_{\nu,\mathrm{NH}}<0.135$eVおよび$\summ_{\nu,\mathrm{IH}}<0.167であることがわかります。$eV。私たちの結果は、$\nu$Axi-EDEモデルと$\nu$AdS-EDEモデルの両方で通常の階層が優先されることを示しています。
| Title |
Accurate_Fourier-space_statistics_for_line_intensity_mapping:_Cartesian_grid_sampling_without_aliased_power |
| Authors |
Steven_Cunnington_and_Laura_Wolz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07289 |
フーリエ空間における$n$点クラスタリング統計の推定には、高速フーリエ変換(FFT)を実行するために、大規模構造の最新の調査をデカルト座標に変換することが必要です。この研究では、ピクセル化されたライン強度マップ(LIM)のコンテキストでこの変換を調査し、パワースペクトル測定に対する潜在的なバイアス効果を強調します。現在の解析では、測量ジオメトリをデカルト空間の長方形として近似することで、データの完全な再サンプリングを回避することがよくありますが、これは現代の広域測量ではますます不正確な前提となっています。$20\,{\times}\,20\,\text{deg}^2$21cmLIM調査を$0.34\,{<}\,z\,{<}\,0.54$でシミュレーションしたところ、この仮定のバイアスが示されています。すべてのスケールにわたる${>}\,20\%$によるパワースペクトル測定。したがって、多数のモンテカルロサンプリング粒子を座標変換することによって、ボクセル強度を3DFFTフィールド上に再グリッド化するための、より堅牢なフレームワークを提案します。これにより、大規模なスケールでのパワースペクトル測定の偏りはなくなりますが、構造の平滑化やグリッドによって解決されない分離からのエイリアシングによって引き起こされる小規模な不一致が残ります。これらの影響を修正するために、モデリング技術、高次粒子の割り当て、およびエイリアスパワーを抑制するインターレースFFTグリッドを導入します。PiecewiseCubicSpline(PCS)粒子割り当てとインターレースFFTフィールドを使用して、21cmLIMシミュレーションでナイキスト周波数の最大80%までのサブパーセント精度を達成しました。銀河探査で得られた利益と比較して、高次の割り当てスキームの結果では、より微妙な階層的な改善が見られます。これは、追加の離散化ステップによるLIMの複雑さが原因であると考えられます。このペーパーに付属するPythonコードは、github.com/stevecunnington/gridimpで入手できます。
Horndeski にインスピレーションを得た、高速遷移によるダーク エネルギー モデルの線形および非線形クラスタリング
| Title |
Linear_and_nonlinear_clusterings_of_Horndeski-inspired_dark_energy_models_with_fast_transition |
| Authors |
Orlando_Luongo,_Francesco_Pace,_Sebastiano_Tomasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07318 |
私たちは、ホーンデスキモデルのパラメーター空間研究にヒントを得て、線形および非線形の構造形成と、高速で最近の遷移を特徴とするその本質ポテンシャルを通じて、時間依存のダークエネルギー状態方程式を解析します。構造に対するダークエネルギーの影響は、バックグラウンドの膨張率の変更や摂動からもたらされます。構造の成長を計算するために、圧力による流体の摂動を含む\emph{球面崩壊}形式の一般化を採用します。摂動と場の運動方程式を数値的に解きます。私たちの分析は、ほとんどの量が遷移速度に弱く依存するため、真のヘビサイドステップ遷移が検討されているモデルのほとんどに対して良好な近似であることを示唆しています。暗黒エネルギーが凍結している場合、つまり、対応する状態方程式が$-1$になる傾向がある場合、赤方偏移$z_{\rmt}\gtrsim2$で発生する遷移は$\Lambda$CDMモデルと区別できないことがわかります。最近の高速遷移の場合、暗黒エネルギーの特性が最も大きな影響を与える赤方偏移は$z=0.6\pm0.2$です。また、凍結領域では$\sigma_8$値が約$8\%$低下する可能性があることもわかり、これらのモデルが$\sigma_8$の緊張を緩和できる可能性があることを示唆しています。さらに、フリーズモデルは一般に、遅い時間の合体速度は速くなりますが、$z=0$における大質量銀河の数は少なくなります。最後に、滑らかなダークエネルギーの物質パワースペクトルは、クラスタリングの場合には存在しない低波数ピークを示します。
| Title |
Testing_the_cosmological_Poisson_equation_in_a_model-independent_way |
| Authors |
Ziyang_Zheng,_Ziad_Sakr_and_Luca_Amendola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07436 |
物質のエネルギー運動量保存方程式、等価原理、宇宙論的原理という3つの主要な仮定の妥当性のみを要求するだけで、宇宙論的ポアソン方程式をテストする方法を示します。最初に、${\mathcalM}\equiv\Omega_m^{(0)}\mu$の組み合わせのみを測定できることを指摘します。$\mu$はポアソン方程式の標準的な方程式からの偏差を定量化し、$\Omega_m^{(0)}$は現在の物質密度の割合です。次に、成長率$f(z)$と拡大率$E(z)$についてモデルに依存しない最近の予測を使用して、ダークの組み合わせを近似する調査に対する${\mathcalM}$の制約を取得します。エネルギー分光装置(DESI)とEuclid。定数${\mathcalM}$は相対誤差$\sigma_{\mathcal{M}}=4.1\%$で測定できる一方、${\mathcalM}$が赤方偏移で任意に変化する場合、赤方偏移$z=0.9$では$19.3\%$(1$\sigma$c.l.)以内、$z=1.5$までは20-30\%まで測定できます。また、文献で提案されている${\mathcalM}$のいくつかのパラメータ化に対する制約を投影しますが、その一方で、バックグラウンド拡張、パワースペクトル形状、および非線形補正のモデル独立性を維持します。一般的に言えば、予想通り、そのようなモデルについてこれまでに見つかったものよりもモデルに依存しない制約がはるかに弱いことがわかりました。これは、宇宙論的なポアソン方程式が、さまざまな代替重力モデルや暗黒エネルギーモデルに対して依然として非常にオープンであることを意味します。
広視野電波干渉法における銀河面設定からのエイリアシング
| Title |
Aliasing_from_Galactic_Plane_Setting_in_Widefield_Radio_Interferometry |
| Authors |
N._Barry,_J._L._B._Line,_C._R._Lynch,_M._Kriele,_J._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07506 |
広視野無線干渉計による測定には、空と地平線の間のほぼ無限の勾配が含まれることがよくあります。これは測定自体に固有のエイリアシングを引き起こし、純粋にフーリエ基底の結果です。このため、地平線は計測ビームによって、重要ではないとみなされるレベルまで減衰されることがよくあります。しかし、この効果は、一晩かけて沈む私たち自身の銀河面によってさらに強化されます。電波干渉計による銀河面設定の全天シミュレーションを初めて詳細に示します。次に、これらのシミュレーションをマーチソン広視野アレイに適用して、精密科学の場合には0.1%のビーム減衰では十分ではないことを示します。我々は、残存データ画像のノイズ統計がエイリアシング除去により大幅にガウス分布的になることを確認し、パワースペクトルを介した銀河系外源のカタログ化と再電離の21cmエポックの検出のためのシミュレーションでの結果を調査します。
拡散モデルによる宇宙論的場のエミュレーションとパラメータ推論
| Title |
Cosmological_Field_Emulation_and_Parameter_Inference_with_Diffusion_Models |
| Authors |
Nayantara_Mudur,_Carolina_Cuesta-Lazaro_and_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07534 |
宇宙論的シミュレーションは、場の統計に対する物理パラメータの影響や、密度場に関する情報が与えられたパラメータの制約に与える影響を解明する上で重要な役割を果たします。私たちは拡散生成モデルを活用して、宇宙論にとって重要な2つのタスクに取り組みます。入力宇宙論パラメータ$\Omega_m$と$\sigma_8$を条件とする冷暗黒物質密度場のエミュレータとして、および制約を返すことができるパラメータ推論モデルとしてです。入力フィールドの宇宙論的パラメータ。このモデルが、シミュレートされたターゲット分布のパワースペクトルと一致するパワースペクトルを持つフィールドを生成し、パワースペクトルの変調に対する各パラメーターの微妙な影響を捕捉できることを示します。さらに、パラメータ推論モデルとしてのそれらの有用性を調査し、宇宙論的パラメータに対して厳しい制約を取得できることを発見しました。
ベクトルアプローチを使用した熱大気潮汐を受ける惑星の回転と軌道力学
地球質量の惑星には大気があり、主星によって引き起こされる熱潮汐を経験すると予想されています。これらの潮汐は、体内の潮汐による散逸に対抗できるエネルギーを地球に伝達します。実際、比較的薄い大気でも、これらの惑星の回転が同期状態から遠ざかる可能性があります。ここで、熱大気潮汐を受けている惑星の動的進化を再検討します。私たちはベクトル形式主義に基づいた新しいアプローチを使用します。これはフレームに依存せず、偏心値や傾斜値を含むシステムのあらゆる構成に対して有効です。平均異常と周心引数を平均した後の永年運動方程式を提供します。これは、惑星の長期的な自転と軌道の進化をモデル化するのに適しています。
木星系彗星の塵生成率：ATLAS測光による2年間の研究
| Title |
Dust_production_rates_in_Jupiter-family_Comets:_A_two-year_study_with_ATLAS_photometry |
| Authors |
A._Fraser_Gillan,_Alan_Fitzsimmons,_Larry_Denneau,_Robert_J._Siverd,_Ken_W._Smith,_John_L._Tonry,_David_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06817 |
木星系彗星(JFC)は、その軌道上で幅広い活動レベルと質量損失を示します。私たちは、2020年から2021年にかけて広視野の小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）調査を用いて、活動中の42のJFCの高頻度観測を分析しました。私たちは、Af\rhoパラメーターとその変動を太陽中心距離の関数として使用して、JFCのダスト生成率を測定しました。私たちのJFCサンプルは近日点後に最大Af\rhoを示す傾向があり、254P/McNaughtとP/2020WJ5(レモン)は近日点から1年にわたって最大Af\rhoを示します。平均して、近日点後の活動の変化率は近日点前よりも浅かった。また、サンプル内の17個のJFCの最大質量損失率も推定し、4P/Fayeが最も活性であることがわかりました。測定されたAf\rhoが近日点前および近日点後2auの共通距離に内挿および外挿された彗星のサブセットを提示します。これらの測定から、固有活動と現在の近日点距離との相関関係は見出されませんでした。私たちのサンプルに含まれる3つのJFC、6P/ダレスト、156P/ラッセル-LINEAR、および254P/マクノートでは、目に見えるコマ収差はありませんでしたが、絶対等級は一定であり、これはおそらく核の検出に起因すると考えられます。核半径の上限は、それぞれ\leq2.1+/-0.3km、\leq2.0+/-0.2km、\leq4.0+/-0.8kmと導き出しました。最後に、4P/フェイ、108P/シフレオ、132P/ヘリン・ロマン・アル2、141P/マッハホルツ2、および398P/ボアッティーニが2020年から2022年の間にバーストを経験したことがわかりました。
ケンタウルス座と高近日点の木星ファミリー彗星の活動の引き金として長半径がジャンプ
| Title |
Semi-major_Axis_Jumps_as_the_Activity_Trigger_in_Centaurs_and_High-Perihelion_Jupiter_Family_Comets |
| Authors |
Eva_Lilly,_Peter_Jev\v{c}\'ak,_Charles_Schambeau,_Kat_Volk,_Jordan_Steckloff,_Henry_Hsieh,_Yanga_R._Fernandez,_James_Bauer,_Robert_Weryk_and_Richard_J._Wainscoat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06847 |
我々は、彗星のような活動の潜在的な引き金となる最近の軌道変化の調査に焦点を当てた、活動的なケンタウロス39機と高近日点（q$>$4.5天文単位）17機のJFCの力学的な研究を紹介する。私たちは、サンプル中のすべての活動的なケンタウロスとJFCの最近の力学的履歴において、大多数の非活動的な個体群の歴史には存在しない共通の特徴を特定しました。それは、過去数年間で長半径と離心率が急激に減少していることです。観測された活動の百年前。このような急速な軌道変化を「aジャンプ」と定義します。私たちの結果は、これらの軌道再形成イベントが軌道周期の短縮と、その後のケンタウルス核の軌道当たりの平均加熱の増大につながることを示しています。したがって、aジャンプがケンタウルス座とJFCにおける彗星の活動の主要な引き金となる可能性があると我々は示唆しています。私たちの結果はさらに、最近の動的履歴の分析を使用して、現在活動している、または間もなく活動する可能性のある天体を特定できる可能性があることを示唆しています。そこでは、観測監視の最優先ターゲットとみなされるべき、最近のaジャンプを行ったそのようなケンタウロス3体を特定しました。アクティビティを検索します。
HD 141569 のマルチバンド MagAO+Clio 画像によるディスクの氷の含有量と PAH 放出の調査
| Title |
Probing_Disk_Ice_Content_and_PAH_Emission_Through_Multiband_MagAO+Clio_Images_of_HD_141569 |
| Authors |
Jay_K._Kueny,_Alycia_J._Weinberger,_Jared_R._Males,_Katie_M._Morzinski,_Laird_M._Close,_Katherine_B._Follette,_Philip_M._Hinz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06866 |
私たちは、Clio21-5$\mu$mカメラを備えたマゼラン補償光学システムを使用して、HD141569の周囲の円盤内部コンポーネントの分解画像を提示し、原始惑星とデブリの間の短い進化段階にあると考えられる複雑なシステムを垣間見ることができます。ディスクステージ。PSF減算には基準星とKLIPアルゴリズムを使用して、$L'$(3.8$\で高いS/N比で約0.24インチ(距離111pcを仮定すると約25au)の内側にある円盤を検出します。mu$m)、$Ls$(3.3$\mu$m)、狭帯域$Ice$(3.1$\mu$m).我々は、以前の研究と一致して、南東端に円弧または螺旋腕構造を特定しました。MCMCサンプラーのフレームワーク内で単純なディスクモデルを使用したフォワードモデリングを実装し、KLIP縮小ディスク画像を使用して幾何学的属性と測光をより適切に制限します。次に、これらのモデリング結果を活用して、各通過帯域で測定された輝度の比較を容易にして、$Ice$フィルターでは円盤からの散乱光が減少しており、塵の中の水氷による大幅な吸収が示唆されています。さらに、最適な円盤モデルは、円盤の南西の後方散乱領域でピークの明るさを示します。私たちは、3.3$\μ$mPAH放出の可能性のある証拠であることを示唆していますが、これらの仮説を確認するには、より青いフィルターとより複雑なモデリングを使用した追加の観測が必要であることを指摘します。
照射された原始惑星系円盤の 2 モーメント放射流体力学シミュレーションにおける垂直せん断不安定性 I. 角運動量輸送と乱流加熱
| Title |
Vertical_shear_instability_in_two-moment_radiation-hydrodynamical_simulations_of_irradiated_protoplanetary_disks_I._Angular_momentum_transport_and_turbulent_heating |
| Authors |
Julio_David_Melon_Fuksman,_Mario_Flock,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06882 |
私たちは、角運動量の輸送、生成される温度摂動、局所的な安定条件の適用性に焦点を当て、原始惑星系円盤の軸対称モデルにおける垂直せん断不安定性(VSI)の線形および非線形発展を研究しました。私たちは、周波数依存の不透明度を伴う恒星照射を含む、高解像度の2モーメント(M1)放射流体力学シミュレーションを介してガスと塵の混合物をモデル化しました。小さな粒子が十分に枯渇すると($<0.25$$\mu$m粒子の場合、公称値$10^{-3}$の$10\%$の塵対ガス質量比)、VSIは、ミッドプレーン近くで非アクティブである一方で、表面ディスク層で動作することができ、その結果、VSIボディモードが抑制されます。VSIは、ほぼ均一な比角運動量のバンドの初期垂直せん断を減少させます。このバンドの形成は、強制された軸対称によって促進される可能性があります。3Dシミュレーションにおけるレイノルズ応力および角運動量分布との類似性は、VSIによって引き起こされる半径方向の角運動量の混合が主に軸対称である可能性があることを示唆しています。私たちのモデルの安定領域は、局所的な安定性基準によって十分に説明されますが、少なくともVSIモードが半径方向に光学的に薄い限り、ミッドプレーンより数スケール上の高さまではグローバル基準の採用が依然として正当化されます。乱流加熱によるわずかな温度上昇は、公称モデルとダスト枯渇モデルでそれぞれ最大$0.1\%$と$0.01\%$のみであり、ピークはミッドプレーンから数個(約3個)スケール高さ上にあります。我々は、一般に、VSIが大幅な温度上昇を引き起こす可能性は低いと結論付けています。そのためには、光学的に非常に厚いディスク領域で効率的に動作するか、受動的照射ディスクのモデルで予測されるよりも大きなレベルの乱流を生成する必要があるからです。。
照射された原始惑星系円盤の２モーメント放射線流体力学シミュレーションにおける垂直せん断不安定性 II．二次不安定領域と安定領域
| Title |
Vertical_shear_instability_in_two-moment_radiation-hydrodynamical_simulations_of_irradiated_protoplanetary_disks_II._Secondary_instabilities_and_stability_regions |
| Authors |
Julio_David_Melon_Fuksman,_Mario_Flock,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06890 |
垂直せん断不安定性(VSI)は、原始惑星系円盤のデッドゾーンで乱流を引き起こす可能性が高い流体力学的不安定性です。この不安定性が動作できるディスク領域やその飽和につながる物理現象など、この不安定性のさまざまな側面はまだ理解されていません。この研究では、VSIに寄生する二次不安定性の成長と進化を研究し、原始惑星系円盤の軸対称放射流体力学シミュレーションにおける飽和との関係を調べました。また、恒星の照射と放射冷却によって強制される温度成層を考慮し、塵とガスの衝突と分子線の放出の影響を組み込んで、円盤モデルの安定性マップを構築しました。軸対称VSIモードと圧斜トルクの相互作用によって生成される流れパターンが、ほぼ均一な比角運動量のバンドを形成することを発見しました。これらのバンド間の高せん断領域では、ケルビンヘルムホルツ不安定性(KHI)が引き起こされます。KHIによって生成される小規模渦への運動エネルギーの大幅な移動、およびおそらく渦の圧斜加速によっても、VSIモードの最大エネルギーが制限され、VSIの飽和につながる可能性があります。3番目の不安定メカニズムは、圧斜トルクによる渦の増幅で構成され、$\sim0.4$までのマッハ数の子午渦を形成します。私たちの安定性分析は、原始惑星系円盤は、ミッドプレーンが安定している領域であっても、ガス放射率が適度に高い場合、数十auまでの表面層でVSI不安定になる可能性があることを示唆しています。この写真は、光および近赤外の波長で垂直に伸びているように見えながら、中央面にミリメートルサイズの薄い塵の層を示す現在の円盤の観察と一致しています。
マインド。 JWST-MIRI が SY Cha の空洞内部にある動的ガス豊富な内部円盤を明らかにする
| Title |
MINDS._JWST-MIRI_Reveals_a_Dynamic_Gas-Rich_Inner_Disk_Inside_the_Cavity_of_SY_Cha |
| Authors |
Kamber_R._Schwarz,_Thomas_Henning,_Valentin_Christiaens,_Danny_Gasman,_Matthias_Samland,_Giulia_Perotti,_Hyerin_Jang,_Sierra_L._Grant,_Benoit_Tabone,_Maria_Morales-Calderon,_Inga_Kamp,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Manuel_Gudel,_Pierre-Olivier_Lagage,_Ioannis_Argyriou,_David_Barrado,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Adrian_M._Glauser,_Tom_P._Ray,_Bart_Vandenbussche,_L._B._F._M._Waters,_Aditya_M._Arabhavi,_Jayatee_Kanwar,_Goran_Olofsson,_Donna_Rodgers-Lee,_Jurgen_Schreiber_and_Milou_Temmink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07135 |
SYChaは、ミリメートル連続体に見られる大きな空洞を持つ原始惑星系円盤に囲まれたおうし座T星ですが、完全な円盤のスペクトルエネルギー分布(SED)を持っています。ここでは、MIRI中間赤外線ディスクサーベイ(MINDS)GTOプログラムの一環として行われたJWST-MIRI中解像度分光計(MRS)観測の最初の結果を報告します。スピッツァーと比較してMIRI-MRSの分解能と感度が大幅に向上しているため、以前に検出されたH2O、CO、HCN、およびCO2放出の堅牢な分析と、C2H2の限界検出が可能になります。我々はまた、この発生源における中赤外OHおよび空間振動CO放出の最初の確実な検出を報告します。得られた分子柱密度から、SYChaの内部ディスクには酸素と炭素を含む分子の両方が豊富に含まれていることが明らかになりました。これは、JWSTで観測された大きな空洞を持つ別の原始惑星系円盤であるPDS70とは対照的で、はるかに弱い線放射を示します。SYCha円盤では、連続体、および潜在的には線のフラックスが、新しいJWST観測とアーカイブのスピッツァー観測の間で大幅に異なり、非常に動的な内部円盤を示しています。
トランジット系外惑星を検出するための 1 次元畳み込みニューラル ネットワーク
| Title |
One-dimensional_Convolutional_Neural_Networks_for_Detecting_Transiting_Exoplanets |
| Authors |
Santiago_Iglesias_\'Alvarez,_Enrique_D\'iez_Alonso,_Mar\'ia_Luisa_S\'anchez,_Javier_Rodr\'iguez_Rodr\'iguez,_Fernando_S\'anchez_Lasheras_and_Francisco_Javier_de_Cos_Juez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07161 |
トランジット法は、最も関連性の高い系外惑星検出技術の1つであり、星の光度曲線における周期食を検出することから構成されます。これは、光度曲線にノイズが存在するため、必ずしも容易ではありません。これは、たとえば、星の光束に対する望遠鏡の応答によって引き起こされます。このため、私たちは、さまざまな望遠鏡や測量から得られた光度曲線におけるこれらのトランジットを検出できる人工ニューラルネットワークモデルを開発することを目指しました。私たちは、1D畳み込みニューラルネットワークモデルをトレーニングして検証するために、ケプラー望遠鏡(K2)の拡張ミッションで予想されるものを模倣するために、トランジットありとトランジットなしの人工光度曲線を作成しました。このモデルは後にテストされ、99.02%の精度が得られました。推定誤差(損失関数)は0.03です。これらの結果は、とりわけ、1DCNNがトランジットのある非位相折り畳みマンデルおよびアゴル光度曲線を扱うのに適した選択肢であることを確認するのに役立ちました。また、トランジット様のシグナルを示すかどうかを判断するために視覚的に検査する必要がある光度曲線の数が減り、それぞれの分析に必要な時間が短縮されます(従来の分析と比較して)。
火星の大気中の水の氷に塩化水素が急速に取り込まれている証拠
| Title |
An_evidence_of_rapid_hydrogen_chloride_uptake_on_water_ice_in_the_atmosphere_of_Mars |
| Authors |
Mikhail_Luginin,_Alexander_Trokhimovskiy,_Benjamin_Taysum,_Anna_A._Fedorova,_Oleg_Korablev,_Kevin_S._Olsen,_Franck_Montmessin,_Franck_Lef\`evre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07209 |
2020年、トレース・ガス・オービター(TGO)ミッションに搭載された大気化学スイート(ACS)により、火星の大気中に気相の塩化水素(HCl)が発見された(Korablevetal.,2021)。その体積混合比(VMR)は、近日点季節に最大5ppbvの季節的増加を示し、その後、検出不可能なレベルまで突然低下します。これは、HClの寿命が数か月であるという以前の推定と矛盾します。地球の成層圏では、水氷上へのHClの不均一な取り込みがこの種の主要な吸収源であることが知られています。不均一反応を伴う関連化学のモデル化により、H2O氷が20km以上で12時間未満の特性時間でHClの最も効果的なシンクになることが示されています。この研究では、ACS装置によって得られた水の氷粒子とHCl存在量の同時測定を使用し、氷のない高度でガスの剥離層（「氷の穴」）を形成する垂直方向のプロファイルの特定の構造を示します。私たちは、水氷へのHClの不均一な取り込みが火星で作用しており、それが火星の大気中のHCl存在量を調節する主要なメカニズムである可能性があることを実証します。
高温および高温の海王星の大気モデリングにおける正確な光イオン化処理と流体力学効果
| Title |
Precise_photoionisation_treatment_and_hydrodynamic_effects_in_atmospheric_modelling_of_warm_and_hot_Neptunes |
| Authors |
Daria_Kubyshkina,_Luca_Fossati,_Nikolai_V._Erkaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07236 |
過去10年間の系外惑星分野における観測の躍進により、惑星進化の主な推進要因の1つであると考えられている大気と質量損失を記述する多数の理論モデルの開発が促進されました。我々は、海王星質量範囲内のどの種類の惑星に近接するかについて、大気の脱出と観測の解釈に関連するパラメータに関して、光電離効果の正確な処理が最も適切であるかを概説することを目的としている。私たちは、1D流体力学高層大気モデルと非LTE光イオン化および放射伝達コードCloudyを組み合わせたCHAIN(CloudyeHydroAncoraINsieme)モデルを開発しました。光化学、詳細な原子レベル集団、および亜鉛までのすべての元素の化学反応を説明します。CHAINを適用して、軌道パラメータも変化させながら、質量1～50M$_{\oplus}$の範囲の海王星に似た惑星の上層大気をモデル化します。暖かい海王星と熱い海王星の大部分では、流体力学モデルのみの予測と比較して、イオンの割合が低く、より遅くて密度の高い流出が見られます。さらに、類似した大気組成ではピーク値は類似しているにもかかわらず、CHAINと流体力学モデルのみでは温度プロファイルが大きく異なることがわかりました。CHAINによって予測される質量減少率は、高温で強い放射線を受けた惑星では高く、より穏やかな惑星では低くなります。2つのモデル間のすべての違いは、高エネルギー照射量と強く相関しています。最後に、流体力学的効果がイオン化と加熱に大きな影響を与えることがわかりました。Cloudyが提供する正確な光イオン化処理の影響は、システムパラメータに大きく依存します。これは、流体力学モデリングで通常使用される単純化の一部が、たとえ人口全体のレベルであっても、惑星の大気を研究する際に系統的誤差につながる可能性があることを示唆しています。
トリトンの内部では冥王星よりも長く続く熱水過程の証拠としての表面の揮発性組成
海洋世界、つまり地下に液体の水の海がある、またはかつて存在した太陽系外縁部の氷の天体は、宇宙生物学の最も魅力的なトピックの1つです。通常、地下海の存在を確認するには、宇宙船による接近観測が必要です。しかし、地下海洋で起こる化学についての私たちの理解と、潜在的な海洋世界を形成した構成要素についての知識を組み合わせることで、冥王星とトリトンの表面揮発性物質における内因性活動のトレーサーを特定する機会が得られます。今回我々は、冥王星とトリトンの表面と大気中の揮発性物質の現在の組成には炭素が不足していることを示すが、これは水化学と大気プロセスの組み合わせによるCH4の損失によってのみ説明できる。さらに、窒素と水の相対存在量が、構成要素類似体、彗星、コンドライトで観察される範囲内であることがわかりました。冥王星の大気中のN/Arの下限値は、彗星またはコンドライト組成を持つ原料構成要素を示唆しており、すべてNH3または有機物としての窒素の起源を示しています。冥王星と比較してトリトンのCH4の存在量が少ないこと、また冥王星ではなくトリトンではCO2が検出されたことは、地下海洋における水の化学反応が冥王星よりもトリトンの方が効率的だったことを示しています。これらの結果は、希ガスの存在量と同位体比の将来の探査機測定を考慮して、他の大きなカイパーベルト天体や、4つの巨大惑星の形成場所と形成時期の評価に応用できます。
地球を金星に変える: 地球地形の可能な進化の確率モデル
| Title |
Turning_Earth_into_Venus:_A_Stochastic_Model_of_Possible_Evolutions_of_Terrestrial_Topography |
| Authors |
Arthur_D._Adams_(1),_Greg_Laughlin_(2)_((1)_University_of_California,_Riverside,_(2)_Yale_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07483 |
金星は、その歴史の長い期間にわたって、地球に似た気候、広大な水域、活発な（または初期の）プレートテクトニクスの両方を持っていた可能性があります。金星の地形的なパワースペクトルは、金星の過去の進化に関する重要な手がかりを提供します。低次の奇数$l$が優勢な地球の全球地形と詳細な対比を描くことにより、比較的平坦な金星の地形が、活発な地球型プレートテクトニクスから現在の停滞した蓋への移行から生じたと解釈できることを実証します。現在より$\tau=544^{+886}_{-193}$百万年前の構成。このシナリオは、海洋の喪失とそれに伴うCO$_2$主体の大気への移行が大陸規模の急速な浸食を伴い、その後流出速度$\sim$1km$^{3}で徐々に溶岩が再表面化した場合に妥当性があると考えられます。$年$^{-1}$。我々は、地球規模の気候から地球規模の気候への暴走温室気候への移行に伴う降水量と気温の増加を考慮して調整された地球侵食速度を採用した地球拡散のようなモデルを用いて、金星の提案する地形緩和を研究します。地球規模の浸食が地球上の典型的な岩盤河川流域と同じくらい効率的に進行した場合、現在の金星は$5.1^{+1.8}_{-1.1}$Myrと推定されます。
eROSITA のブロードバンド マップと ROSAT 調査との比較
| Title |
Broadband_maps_of_eROSITA_and_their_comparison_with_the_ROSAT_survey |
| Authors |
Xueying_Zheng,_Gabriele_Ponti,_Michael_Freyberg,_Jeremy_Sanders,_Nicola_Locatelli,_Andrea_Merloni,_Andy_Strong,_Manami_Sasaki,_Johan_Comparat,_Werner_Becker,_Juergen_Kerp,_Chandreyee_Maitra,_Teng_Liu,_Peter_Predehl,_Konstantina_Anastasopoulou,_Georg_Lamer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06745 |
2020年6月までに、スペクトルレントゲンガンマ天文台に搭載されたイメージングテレスコープアレイを使用した拡張レントゲンサーベイ(eROSITA)が、計画されている8回のX線全天サーベイ(eRASS1)のうちの最初のサーベイを完了しました。X線望遠鏡の有効面積が大きいため、前例のないエネルギー分解能と位置精度で空の半分に広がる微弱なX線の拡散放射を調査するのに最適です。この研究では、0.2～8.0keVのエネルギー範囲をカバーする電流校正を使用して、eRASS1データのX線拡散放出マップを作成します。私たちは、ROSATAllSkySurvey(RASS)から得られたX線背景マップと比較して、これらのマップを検証しました。ドイツのeROSITAコンソーシアムが利用可能な観測結果を使用して、ピクセル領域9acmin$^2$のX線画像を生成しました。光子に対する粒子バックグラウンドの寄与は、最終マップから差し引かれました。また、間もなく利用可能になるeRASS1カタログを利用して、減算の目的に応じて磁束しきい値を超えるすべての点源を減算しました。eRASS1マップの精度は、eROSITAレートを、標準ROSATエネルギーバンドR4、R5、R6、およびR7の同等のROSATカウントレートに1.25$\以内で変換することによって得られる、RASSX線マップとのフラックスマッチによって示されます。シグマ$。R4、R5、およびR6バンドでは小さな残留偏差が見つかり、eROSITAはROSATよりも低いフラックス(約11%)を観測する傾向がありますが、R7バンド(約1%)ではより良い一致が得られます。eRASSマップは、0.3keV以上の同じ解像度でRASSマップよりも低いノイズレベルを示します。参考として、さまざまな大きな空の領域の平均表面輝度と全光束を報告します。天の川銀河内の拡散高温ガスからの微弱発光の検出は、この論文に示されているeRASS1マップとRASSマップの一貫性、およびそれらの同等の磁束ダイナミックレンジによって裏付けられます。
ULAS J1342+0928 の銀河間媒体減衰翼の近接減衰 Ly$\alpha$ 吸収による汚染の可能性
| Title |
Possible_Contamination_of_the_Intergalactic_Medium_Damping_Wing_in_ULAS_J1342+0928_by_Proximate_Damped_Ly$\alpha$_Absorption |
| Authors |
Frederick_B._Davies,_Eduardo_Ba\~nados,_Joseph_F._Hennawi,_Sarah_E._I._Bosman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06747 |
銀河間物質の中の中性水素からの赤い減衰翼は、進行中の再電離の決定的な信号です。銀河間減衰翼信号の潜在的な汚染物質の1つは、前景銀河に関連する高密度ガスであり、これが近接した減衰Ly$\alpha$吸収体を引き起こす可能性があります。背景クエーサー上のそのような吸収体のLy$\alpha$の痕跡は、固有クェーサー連続体の不確実性の範囲内では銀河間物質と区別できず、$z\gtrsim7$でのそれらの存在量は不明である。今回我々は、$z=7.54$クェーサーULAS~J1342$+$0928の前景にあるJWST/NIRSpecの深層観測によって最近発見された低イオン化金属吸収系の複合体が、静止系に近いクエーサーのスペクトルプロファイルを再現できる可能性があることを示します。Ly$\alpha$は、銀河間物質からの実質的な寄与を引き出すことなく、吸収ガスが極度に金属含有量が少ない場合に限ります($[{\rmO}/{\rmH}]\sim-3.5$)。このような低い酸素存在量は、減衰したLy$\alpha$吸収体の赤方偏移では観察されたことがありませんが、この可能性は依然としてスペクトルの解釈を複雑にしています。私たちの分析は、減衰翼クエーサーサンプルを「精製」するために、JWSTまたはELTを使用した高赤方偏移クエーサーの深部分光法の必要性を強調していますが、銀河のようなより暗い天体ではこの作業は不可能です。
異なる質量の球状星団における第二世代星形成に対する光イオン化フィードバックの影響について
| Title |
On_the_effects_of_photoionization_feedback_on_second-generation_star_formation_in_globular_clusters_of_different_masses |
| Authors |
Asiyeh_Yaghoobi,_Joakim_Rosdahl,_Francesco_Calura,_Sareh_Ataiee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06755 |
質量$10^{5}$および$10^6\{\rmM_\odot}$の若い星団における、星団形成後の$30-100\{\rmMyr}$以内の第二世代星の形成をシミュレーションします。。ガス密度$10^{-24}$と$10^{-23}\{\rmgcm}^{-3}$の均一な星間物質中を星団が移動すると仮定し、漸近する巨大な枝からの星風を考慮します(AGB)星、星団へのガス降着、ラム圧力、星形成、連星を含む恒星系の光イオン化フィードバック。高密度シミュレーションでは、第2世代(SG)星が$10^6\{\rmM_\odot}$星団内でのみ形成されることがわかりました。そこでは、星団は周囲の媒体から十分な原始ガスを蓄積することができ、SG形成の発火とAGB噴出物の十分な希釈に必要な効率的な冷却が可能です。したがって、我々の結果は、球状星団内の複数の集団の存在を説明するAGBシナリオのもう1つの要件が、より高密度な環境であることを示しています。一方、低密度シミュレーションでは、イオン化フィードバックがガスの加熱に効果的になります。その結果、クラスターは中心部に大量の元のガスを蓄積できなくなります。これらのシミュレーションにおけるクラスター内のガス質量は、若い大質量クラスター(YMC)のガス質量と同様です。したがって、私たちの研究は、YMCにおけるガス、星形成、およびSG星の欠如の考えられる理由を提供することができます。私たちの結果は、イオン化する恒星フィードバックはSG形成にとって深刻な問題ではないことを示しています。むしろ、AGBシナリオで一部の観測値を説明するのに役立ちます。
「ひも状のビーズ」星の形成は、クールコア銀河団で観察された最も強力な AGN アウトバーストの 1 つに関係している
| Title |
"Beads_on_a_String"_Star_Formation_Tied_to_one_of_the_most_Powerful_AGN_Outbursts_Observed_in_a_Cool_Core_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Osase_Omoruyi,_Grant_R._Tremblay,_Francoise_Combes,_Timothy_A._Davis,_Michael_D._Gladders,_Alexey_Vikhlinin,_Paul_Nulsen,_Preeti_Kharb,_Stefi_A._Baum,_Christopher_P._O'Dea,_Keren_Sharon,_Bryan_A._Terrazas,_Rebecca_Nevin,_Aimee_L._Schechter,_John_A._Zuhone,_Michael_McDonald,_H{\aa}kon_Dahle,_Matthew_B._Bayliss,_Thomas_Connor,_Michael_Florian,_Jane_R._Rigby,_Sravani_Vaddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06762 |
2つの中心銀河が大規模な合体を起こしており、19個の若い恒星超銀河団の驚くべき連鎖がそれらの周りに投影されているため、銀河団SDSSJ1531+3414($z=0.335$)は合体間の相互作用を研究するための優れた実験室を提供するとAGNは述べています。フィードバックとスター形成。新しいチャンドラX線イメージングにより、急速に冷却している高温($T\sim10^6$K)のクラスター内ガスが明らかになり、2つの「翼」が冷たいコアの端近くに凹面の密度不連続部を形成している。LOFAR$144$MHzの観測では、「翼」と驚くほど一致した拡散電波放射が発見され、「翼」が実際には巨大なX線超空洞への開口部であることを示唆しています。この急峻な電波放射は、$4pV>10^{61}$ergという観測された最も高エネルギーのAGNバーストの1つである古代の遺物である可能性があります。超空洞の北では、GMOSが恒星超銀河団を包み込む暖かい($T\sim10^4$K)電離ガスを検出しましたが、このガスは星々に対して$+800$kms$^{-1}$まで赤方偏移しています。南中央銀河。アルマ望遠鏡は、同様に赤方偏移した$\sim10^{10}$M$_\odot$の冷たい($T\sim10^2$K)分子ガスの貯蔵庫を検出しましたが、それは$\sim1だけ若い星からオフセットされていました。{-}3$kpc。我々は、この多相ガスはX線超空洞に同伴された低エントロピーガスから生じたものであり、若い星と分子ガスの間のオフセットは乱流のクラスター内ガス運動によるものであると考え、潮汐相互作用が「紐状のビーズ」を刺激したことを示唆している。星の形成形態。
High-z原子冷却ハローにおける重いブラックホールシードの形成
| Title |
Heavy_Black_Hole_Seed_Formation_in_High-z_Atomic_Cooling_Halos |
| Authors |
Lewis_R._Prole,_John_A._Regan,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Felix_D._Priestley,_Paul_C._Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06769 |
原子限界を超える質量を持つハローは、10^3Msunを超える質量を持つ重いブラックホールシードを形成するのに理想的な環境であると考えられています。H_2分率が抑制される場合、これによりガスの断片化が減少し、トップヘビーの初期質量関数が生成されることが期待される。極端な場合には、これにより大規模なブラックホールシードが形成される可能性があります。初期の断片化スケールとその結果として生じる原始星の質量を解決することは、これまでしっかりとテストされていませんでした。宇宙論的シミュレーションは、原始化学ネットワークを使用した移動メッシュコードArepoでz=11まで実行されました。その後、原子冷却質量を超える質量を持つ3つのハローが選択され、ズームインによる詳細な検査が行われました。最高解像度のシミュレーションでは、最大10^-6gcm^-3(10^18cm^-3)までの密度を分解し、ハローの中心でのさらに100年間の断片化挙動を捕捉します。私たちのシミュレーションでは、ハローの中央領域で激しい断片化が発生し、多数の太陽質量に近い原始星が発生していることが示されています。断片化の増加にもかかわらず、ハローは標準的な集団III星形成ハローと比較してより高い質量でピークに達する原始星の質量スペクトルを生成します。最も質量の大きい原始星は、進化の最初の100年間で10^-3～10^-1Msunyr^-1の降着率を示しますが、中心領域の総質量は1Msunyr^-1で増加します。低解像度のズームインでは、この系の総質量が少なくとも10^4年間1Msunyr^-1で増加し続けることが示されているが、この質量が急速に増加している原始星の中でどのように分布しているかは不明である。しかし、恒星の一部が急速に降着し続ける可能性があると仮定すると、これらのハローでは10^3Msunを超える質量を持つ星の部分集団が形成される可能性があります。
$z=7-13$ での Ly$\alpha$ 放出: 後期宇宙再電離の歴史を示す明確な Ly$\alpha$ 相当幅の進化
| Title |
Ly$\alpha$_Emission_at_$z=7-13$:_Clear_Ly$\alpha$_Equivalent_Width_Evolution_Indicating_the_Late_Cosmic_Reionization_History |
| Authors |
Minami_Nakane,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuichi_Harikane,_Yoshiaki_Ono,_Hiroya_Umeda,_Yuki_Isobe,_Yechi_Zhang,_and_Yi_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06804 |
我々は、ERO、ERS、GO、DDT、GTOの複数のJWST/NIRSpec分光プログラムによって同定された$z=6.6-13.2$の53個の銀河から得られるLy$\alpha$発光の進化を紹介する。これらの銀河は星形成の主系列に属し、UV等級が$-22.5\leqM_\mathrm{UV}\leq-17.0$である典型的な星形成銀河です。53個の銀河のうち15個が$>3\sigma$レベルでLy$\alpha$発光を示していることがわかり、Ly$\alpha$相当幅(EW)測定値と15個と15個の銀河の厳しい$3\sigma$上限が得られました。それぞれ38個の銀河。私たちの銀河のLy$\alpha$速度オフセットと線幅が低赤方偏移Ly$\alpha$発光体のそれらと同等であることを確認して、Ly$\alpha$EWの赤方偏移の進化を調査します。Ly$\alpha$EWは、不確実性のさまざまな確率分布に対して、Ly$\alpha$EW対$M_{\rmUV}$平面上で高赤方偏移に向かって統計的に減少することがわかります。次に、ベイズ推論フレームワークに基づいて、Ly$\alpha$EW赤方偏移展開と宇宙再電離シミュレーション結果を用いて中性水素割合$x_{\rmHI}$を評価し、$x_{\rmHI}=0.59を取得します。$z\sim7$、$8$、$9では^{+0.15}_{-0.33}$、$0.81^{+0.09}_{-0.26}$、$0.99^{+0.01}_{-0.05}$それぞれ-13ドル。これらの適度に大きな$x_{\rmHI}$値は、プランクCMB光学深度測定および銀河およびQSOLy$\alpha$減衰翼吸収からの以前の$x_{\rmHI}$制約と一致しており、遅いことを強く示しています。再イオン化の歴史。このような後期再電離の歴史は、再電離源として低質量の天体が豊富に存在するという広く受け入れられている図とは対照的に、主要な再電離源が遅く出現し、中程度の質量のハローによってホストされることを示唆しています。
ハッブル宇宙望遠鏡で観測された6つのGASPクラゲ銀河の尾部の星形成領域の歴史
| Title |
The_history_of_star-forming_regions_in_the_tails_of_6_GASP_jellyfish_galaxies_observed_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
A._Werle,_E._Giunchi,_B._Poggianti,_M._Gullieuszik,_A._Moretti,_A._Zanella,_S._Tonnesen,_J._Fritz,_B._Vulcani,_C._Bacchini,_N._Akerman,_A._Kulier,_N._Tomicic,_R._Smith,_and_A._Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06879 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されたWFC3カメラで収集された画像を使用して、連続体から差し引かれた$H\alpha$と紫外線（F275Wフィルター）で星の塊を検出します。そのような塊は、検出されたより大きな領域（星形成複合体）に埋め込まれていることがよくあります光学（F606Wフィルター）で。BAGPIPESを使用してこれらの天体の測光をモデル化し、星の個体数パラメータを取得します。質量加重恒星の年齢の中央値は、$H\alpha$塊では27Myr、F275W塊と星形成複合体では39Myrであり、複合体内の最古の星は$\sim$300Myrよりも古い可能性があり、これは星形成の可能性を示しています。長期間持続されます。星の質量は10$^{3.5}$から10$^{7.1}$$M_\odot$まで変化し、星形成複合体はサンプル内のより重い天体になります。母銀河からさらに離れたところにある塊や複合体は、より若く、質量も小さく、塵によって隠蔽されることも少ない。我々は、これらの傾向は、星間物質のさまざまな相におけるラム圧の影響によるものであると解釈します。$H\alpha$の塊は、恒星の質量、つまり傾き0.73のSFR面内で明確に定義された配列を形成します。F275Wの塊と星形成複合体の中には同じ順序をたどるものもあれば、そこから逸脱して受動的に老化するものもあります。複合体とその最も若い埋め込まれた塊との間の恒星年齢の差は、塊と複合体の中心との間の距離に比例し、最も位置をずらされた塊が最も細長い複合体によってホストされることになる。これは火の玉のような形態と一致しており、星の形成は複合体のごく一部で進行する一方、古い星は取り残され、直線的な星の個体数勾配を生み出します。星形成複合体の恒星質量は球状星団の質量と一致しますが、恒星質量の表面密度は2dex低く、その特性は星団内の矮小銀河の集団とより一致します。
NGC891 と NGC4565 の銀河周縁体における拡散 HI 放射の検出 -- II
| Title |
Detection_of_diffuse_HI_emission_in_the_circumgalactic_medium_of_NGC891_and_NGC4565_--_II |
| Authors |
Sanskriti_Das,_Mary_Rickel,_Adam_Leroy,_Nickolas_M._Pingel,_D._J._Pisano,_George_Heald,_Smita_Mathur,_Joshua_Kingsbury,_and_Amy_Sardone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06880 |
私たちは、グリーンバンク望遠鏡(GBT)を使用して、NGC891とNGC4565の長軸に沿って$\gtrsim100$kpcまでの21cm放射で中性銀河周縁媒質(CGM)を探査し、これまでの短軸観測を拡張しました。20kms$^{-1}$速度チャネルあたり$6.1\times10^{16}$cm$^{-2}$という前例のない$5\sigma$感度を達成します。さまざまなスペクトル形状、速度幅、カラム密度でHIを検出します。私たちは、HALOGAS調査の一環として取得したウェスターボルク合成電波望遠鏡(WSRT)からの干渉マップと検出結果を比較します。衝突パラメータが小さい場合、GBTによって検出された放出の$>31-43\%$はWSRTマップで見られる放出では説明できず、衝突パラメータが大きい場合には$>64-73\%$に増加します。これは、拡散した銀河周囲のHIの存在を意味します。CGMのHIと円盤のHIの質量比は、浅いGBTマッピングに基づく以前の推定値よりも1桁大きくなっています。長軸方向の拡散HIは、HIディスクと共回転します。短軸の指す速度は、NGC891の流入および/または噴水、およびNGC4565の流入/流出と一致しています。銀河周回銀河HIを含めると、NGC4565の減少時間と降着速度は、星形成を維持するのに十分です。NGC891では、必要な降着物質のほとんどが依然として不足しています。
JWSTによって探査されたz=5から0までの銀河円盤の厚さ
| Title |
The_thickness_of_galaxy_disks_from_z=5_to_0_probed_by_JWST |
| Authors |
Jianhui_Lian_(Yunnan_University),_Li_Luo_(China_West_Normal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07070 |
厚い円盤は局所的な円盤銀河に広く見られる構造であり、私たちの住む銀河にも存在しますが、その形成と進化はまだ不明です。厚いディスクが生まれながらに厚くなったのか、形成後に徐々に加熱されて厚くなったのか、あるいはその両方かどうかは議論中です。これら2つのシナリオのもつれを解くための1つの効果的なアプローチは、高赤方偏移宇宙にある若い円盤銀河の厚さを検査することです。この研究では、JWSTNIRCAM画像観測を使用して、赤方偏移0.2から5にわたる191個のエッジオン銀河の垂直構造を研究します。各銀河について、1${R_e}$での垂直表面輝度プロファイルを取得し、線広がり関数で畳み込まれたsech$^2$関数を当てはめます。$z>1.5$で得られた銀河のスケール高さは、赤方偏移への明確な依存性を示さず、中央値は天の川の厚い円盤の中央値と顕著に一致しています。これは、局所的な厚い円盤が初期に形成されたときにすでに厚く、長期にわたる加熱が厚い円盤形成の主な要因である可能性が低いことを示唆しています。しかし、$z<1.5$の銀河では、円盤スケールの高さは赤方偏移が小さくなるにつれて系統的に減少し、赤方偏移が小さい銀河は天の川銀河の薄い円盤のスケール高さと同等のスケール高さを持ちます。円盤の厚さのこの宇宙的進化は、銀河円盤の逆さまの形成シナリオに有利に働きます。
銀河系の「若い」$\alpha$ に富んだ星の K2 の結果
| Title |
K2_results_for_"young"_$\alpha$-rich_stars_in_the_Galaxy |
| Authors |
V._Grisoni,_C._Chiappini,_A._Miglio,_K._Brogaard,_G._Casali,_E._Willett,_J._Montalb\'an,_A._Stokholm,_J._S._Thomsen,_M._Tailo,_M._Matteuzzi,_M._Valentini,_Y._Elsworth,_B._Mosser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07091 |
銀河内にある明らかに若い$\alpha$に富む星の起源は、銀河考古学において依然として議論の的であり、それらが本当に若いのか、あるいは二進化と合体/質量降着の産物である可能性がある。私たちは、さまざまな銀河領域をカバーし、正確な星地震年代、化学的年代、運動学的測定。私たちは、星地震学から得られた正確な年齢を持つ$\sim$6000個の星の新しいサンプルを分析します。私たちのサンプルは、K2ミッションによって得られた光度曲線から測定された全球の星地震パラメータと、APOGEEDR17およびGALAHDR3から得られた恒星のパラメータおよび化学存在量を組み合わせ、その後GaiaDR3と相互照合しました。私たちは$\alpha$が豊富な若い星のサンプルを定義し、それらの化学的、運動学的、年齢的特性を研究します。私たちは、銀河のさまざまな部分にある$\alpha$に富む若い星の割合を調査し、$\simにおける高$\alpha$星の数に対して、若い$\alpha$に富む星の割合が一定のままであることを発見しました。10%。さらに、$\alpha$に富む若い星は、[C/N]比を除いて、高$\alpha$星と同様の運動学的および化学的性質を持っています。これは、これらの星が真に若いのではなく、連星進化と合体/質量降着の産物であることを示唆しています。その仮定の下では、フィールド内にあるこれらの星の割合が、最近星団内で発見されたものと類似していることがわかります。この事実は、$\sim$10%の低$\alpha$野星の年齢も、星地震学によって過小評価されている可能性があることを示唆しています。銀河考古学の結果を解釈するために星地震年代を使用するときは、このことに留意する必要があります。
半径方向に変化する異方性を持つ矮小回転楕円体銀河における超軽量粒子の拘束
| Title |
Constraining_ultralight_bosons_in_dwarf_spheroidal_galaxies_with_a_radially_varying_anisotropy |
| Authors |
Ivan_De_Martino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07217 |
アクシオンとアクシオンに似た粒子は、冷たい暗黒物質モデルが被った銀河規模の危機に対する解決策の可能性として、ここ数十年で再び流行してきた。波動ダークマターモデルの枠組みの中で、私たちは天の川銀河の周りを周回する8つの矮小回転楕円体銀河に対してジーンズ解析を実行し、ボソンの質量を制約しました。以前の分析とは異なり、銀河の中心からの距離に応じて変化する異方性パラメータを採用し、この仮定がボーソン質量の値に有利な既知の緊張を解決するか、少なくとも緩和するのに役立つかどうかを評価しました。宇宙論的な分析によって。私たちの結果は、超淡い矮星銀河で起こることとは異なり、可変異方性パラメーターを導入してもそのような張力を解除することはできず、考えられる解決策として、自然に予測されているより高い質量を持つ追加のアクシオンまたはアクシオンのような粒子が存在することを示しています。アクシバース。
LMC 星とその発見場所: 外部銀河の誕生半径の推定
| Title |
LMC_Stars_and_Where_to_Find_Them:_Inferring_Birth_Radii_for_External_Galaxies |
| Authors |
Yuxi_(Lucy)_Lu,_Tobias_Buck,_David_Nidever,_Bridget_Ratcliffe,_Ivan_Minchev,_Andrea_V._Macci\`o,_Aura_Obreja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07219 |
星が放射状の移動を介して、時間の経過とともにその誕生の場所から遠ざかることはよく知られています。この力学的なプロセスにより、銀河の金属量勾配などの正しい化学進化を計算することが非常に困難になります。この力学的なプロセスにより、観測された銀河の存在量勾配からその化学進化を推測することが非常に困難になります。放射状移動を説明する1つの方法は、個々の星の誕生半径を推測することです。過去数年間にわたって多くの試みが行われてきたが、星の誕生位置を計算するには、銀河の大きな半径をカバーする個々の星の金属性と年齢を正確に測定する必要があるため、その試みは天の川銀河に限定されている。幸いなことに、最近および将来の調査により、大マゼラン雲(LMC)などの外部銀河の誕生半径を推定する多くの機会が提供されるでしょう。この論文では、NIHAO宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、その可能性を調査します。私たちは、i)軌道の秩序性、$\langlev_\phi\rangle/\sigma_{v}>$2、iiを備えた銀河内の個々の星の出生半径を~25%の中央値の不確実性で推定することが理論的に可能であることを発見しました。)暗黒物質ハロー質量がほぼLMC質量(~2x10$^{11}M_\odot$)以上、およびiii)恒星円盤の平均方位角速度が最大値の~70%に達した後。私たちの分析から、上記の基準を満たすLMCおよび他の外部銀河の誕生半径を推定することが可能であり、有用であると結論付けています。
| Title |
Jeans_modelling_of_weakly_flattened_stellar_systems |
| Authors |
Antonio_Mancino_(1,2),_Luca_Ciotti_(1),_Silvia_Pellegrini_(1,2),_Federica_Giannetti_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Bologna,_(2)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07233 |
等面体展開では、特定の楕円体層状密度分布とそれに関連するポテンシャルが(小さな)密度平坦化パラメータ$\eta$で展開され、通常は線形次数で切り詰められます。切り取られた密度ポテンシャルのペアはポアソン方程式に正確に従い、元の楕円体密度ポテンシャルのペアの一次展開として、または新しい自律システムとして解釈できます。最初の解釈では、ジーンズ方程式の解において$\eta$の2次項は破棄されなければなりません(``$\eta$-linear''解)。一方、2番目の解釈では(``$\eta$-quadratic'')'')すべての条件が保持されます。この研究では、完全に解析的な$\eta$-二次解を可能にする楕円体プラマーモデルと完全楕円体を使用して、二次項の重要性を研究します。これらの解は、元の楕円体モデルに対して数値的に得られた解と比較され、$\eta$-linearモデルがすでに数値解の優れた近似を提供していることがわかります。応用例として、$\eta$線形プラマーモデル(中心にブラックホールがある)が、弱く平坦化して回転する球状星団NGC4372の力学の現象学的解釈に使用され、この系が等方性星団として解釈できないことが確認されました。回転子については、より洗練された研究により以前に到達した結論に達しました。
SARAO MeerKAT 1.3 GHz 銀河面調査
| Title |
The_SARAO_MeerKAT_1.3_GHz_Galactic_Plane_Survey |
| Authors |
S._Goedhart,_W._D._Cotton,_F._Camilo,_M._A._Thompson,_G._Umana,_M._Bietenholz,_P._A._Woudt,_L._D._Anderson,_C._Bordiu,_D._A._H._Buckley,_C._S._Buemi,_F._Bufano,_F._Cavallaro,_H._Chen,_J._O._Chibueze,_D._Egbo,_B._S._Frank,_M._G._Hoare,_A._Ingallinera,_T._Irabor,_R._C._Kraan-Korteweg,_S._Kurapati,_P._Leto,_S._Loru,_M._Mutale,_W._O._Obonyo,_A._Plavin,_S._H._A._Rajohnson,_A._Rigby,_S._Riggi,_M._Seidu,_P._Serra,_B._M._Smart,_B._W._Stappers,_N._Steyn,_M._Surnis,_C._Trigilio,_G._M._Williams,_T._D._Abbott,_R._M._Adam,_K._M._B._Asad,_T._Baloyi,_E._F._Bauermeister,_T._G._H._Bennet,_H._Bester,_A._G._Botha,_L._R._S._Brederode,_S._Buchner,_J._P._Burger,_T._Cheetham,_K._Cloete,_M._S._de_Villiers,_D._I._L._de_Villiers,_L._J._du_Toit,_S._W._P._Esterhuyse,_B._L._Fanaroff,_D._J._Fourie,_R._R._G._Gamatham,_T._G._Gatsi,_et_al._(71_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07275 |
我々は、銀河面のほぼ半分(251\deg$\lel\le$358\degおよび2\deg$\lel\le$61)の1.3GHz連続測量であるSARAOMeerKAT銀河面測量(SMGPS)を紹介します。$|b|\le1.5\deg$)の\deg。SMGPSは、これまでに実施された航空機の最大かつ最も感度が高く、最高の角度分解能1GHzの調査であり、角度分解能は8インチ、広帯域RMS感度は$\sim$10--20$\mu$Jy/ビームです。908～1656MHzを超える周波数分解画像のデータキューブ、画像に適合するべき乗則、および広帯域ゼロ次モーメント積分強度画像で構成される、SMGPSからの最初の公開データリリースについて説明します。データ製品の将来の使用法について説明します.最後に,SMGPSが可能にする銀河系および銀河系外科学のハイライトを紹介することで,SMGPSの途方もない可能性について議論します.これらのハイライトには,非熱性無線フィラメントの新しい集団の発見,の同定が含まれます.新しい候補の超新星残骸、パルサー風星雲、惑星状星雲、希少なルミナスブルー変数の電波/中赤外分類の改善と関連する拡張電波星雲の発見、ベイジアンクロスマッチング技術によって特定された新しい電波星。電波が静かな最大のWISEHII領域候補の多くは真のHII領域ではないという認識。そして、回避ゾーンにあるこれまで発見されていなかった背景のHI銀河の大規模なサンプル。
超微光矮星銀河の恒星集団の拡大
最近、局所銀河群の矮小銀河の郊外に位置する恒星がいくつか発見されたことを受けて、低質量銀河に恒星の暈が存在する可能性が激しく議論されている。RRこと座星は、前景の汚染を最小限に抑えることを利用して、これらの構造の範囲を特定するために使用できます。この研究では、GaiaDR3、DES、ZTF、Pan-STARRS1から取得したRRこと座星を使用して、$45$の超暗い矮星銀河の郊外を探索します。私たちは、星々の角度間隔、大きさ、固有運動に基づいて、星を主銀河と関連付けます。私たちのサンプルでは、$21$の異なる銀河に属する合計$120$のRRこと座星が見つかりました。私たちは、6つの超暗い矮星銀河(うみへび座I、おおぐま座I、おおぐま座II、グルスII、エリダヌスII、トゥカナII)にある7つの新しいRRこと座星を報告します。うしかい座Iとうしかい座IIIにも多数の新しいメンバーの可能性があることがわかりましたが、そのうちのいくつかは実際に近くの射手座の流れに属している可能性があります。私たちの$120$のRRこと座星のリストに、私たちの検索の範囲外だった他の超微光の矮星銀河の観測を追加すると、これらの銀河のうち少なくとも$10$が$4$よりも遠い距離に位置するRRこと座星を持っていることがわかります。これは、RRこと座星集団を持つ30個の超微光矮星のうち、少なくとも$33\%$が恒星の集団を拡大していることを意味します。
HSC イメージングにおける重力レンズ物体の調査 (SuGOHI) $-$ X. 畳み込みニューラル ネットワークを使用した
HSC-SSP での強力なレンズの検出
| Title |
Survey_of_Gravitationally_lensed_Objects_in_HSC_Imaging_(SuGOHI)_$-$_X._Strong_Lens_Finding_in_The_HSC-SSP_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Anton_T._Jaelani,_Anupreeta_More,_Kenneth_C._Wong,_Kaiki_T._Inoue,_Dani_C._-Y._Chao,_Premana_W._Premadi,_and_Raoul_Ca\~nameras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07333 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)に基づく新しいモデルを適用して、HyperSuprimeCamスバル戦略計画(HSC-SSP)探査のマルチバンドイメージングで重力レンズ銀河を特定します。トレーニングされたモデルは、HSC-SSP公開データリリース2の$\sim$800deg$^2$Wideエリアから選択された2350061銀河の親サンプルに適用されます。HSCWideの銀河は、厳格な事前調査に基づいて選択されます。-マルチバンド等級、星の質量、星形成率、伸展限界、測光赤方偏移範囲などの選択基準。最初、CNNは0.9を超えるスコアを持つ合計20,241個のカットアウトを提供しますが、この数はその後次のように減ります。1522個の切り抜きは、人間の目によるさらなる検査のために、明確な非レンズを除去することによって行われます。43個の確定レンズと269個の可能性のあるレンズを発見し、そのうち97個は完全に新しいレンズです。さらに、880個の潜在的なレンズのうち、文献に記載されている289個の既知のシステムを回収しました。以前の検索でより高い信頼性があった既知のシステムから143の候補を特定します。私たちのモデルは、単一の前景銀河が偏向器として機能する、SurveyofGravitationallyLensedObjectsinHSCImaging(SuGOHI)から285個の候補銀河スケールレンズを復元することもできます。グループスケールおよびクラスタースケールのレンズシステムはトレーニングに含まれていませんでしたが、32個のSuGOHI-c(つまり、グループ/クラスタースケールシステム)レンズ候補のサンプルが取得されました。私たちの発見は、詳細なレンズモデリングを可能にするためにレンズと光源の赤方偏移を測定するスバル主焦点分光器プロジェクトなどの進行中および計画中の分光調査に役立ちます。
スターバーストによって引き起こされるガス星の運動学的位置ずれ
| Title |
Starburst-induced_gas-stars_kinematic_misalignment |
| Authors |
Elia_Cenci,_Robert_Feldmann,_Jindra_Gensior,_James_S._Bullock,_Jorge_Moreno,_Luigi_Bassini,_Mauro_Bernardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07334 |
星とガスの成分の運動学的なずれは、銀河のかなりの部分で観察される現象です。しかし、その根底にある物理的メカニズムはよく理解されていません。位置ずれした構成要素の形成について一般に提案されているシナリオでは、フライバイまたは活動銀河核からの放出フィードバックを介して、既存のガス円盤を除去する必要があります。このレターでは、FIREbox宇宙体積における天の川質量銀河の進化を研究します。この銀河は、低赤方偏移でその恒星成分に関して薄く逆回転するガス円盤を示しています。ガスの噴出を伴うシナリオとは対照的に、既存のガスは主に、衛星銀河の合体によって引き起こされる中心スターバーストにおける星への変換を介して除去されることがわかりました。新しく付着した逆回転ガスは、最終的には運動学的に位置がずれたディスクに落ち着きます。z=0で5e9Msunより大きい星の質量を持つFIREbox銀河の約4.4(182個のうち8個)は、ガス星の運動学的な不整合を示します。すべての場合において、我々は、例えば中心の活動的なブラックホールからのフィードバックを必要とせずに、既存の共回転ガス成分が除去される主な理由として、中心のスターバーストによる枯渇を特定した。しかし、スターバースト中、ガスは中心領域に向かって注ぎ込まれ、おそらくブラックホールの活動を強化します。FIREboxと他のシミュレーションおよび観測の間で位置ずれした円盤の割合を比較することにより、このチャネルが銀河の運動学的位置ずれの誘発に無視できない役割を果たしている可能性があると結論付けました。
| Title |
Baryon-induced_collapse_of_dark_matter_cores_into_supermassive_black_holes |
| Authors |
C._R._Arguelles,_J._A._Rueda,_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07461 |
フェルミオン暗黒物質粒子の非線形構造形成により、希釈されたハローに囲まれた縮退したコンパクトなコアを備えた暗黒物質密度プロファイルが得られます。所定のフェルミオン質量に対して、コアは超大質量ブラックホール(SMBH)に崩壊する臨界質量を持ちます。銀河力学の制約は$\sim100$keV/$c^2$フェルミ粒子を示唆しており、これは$\sim10^7M_\odot$臨界核質量につながります。今回我々は、バリオン性（通常）物質の降着が、初期には安定していた暗黒物質コアをSMBH形成に導くことを示し、それを誘発する降着質量閾値を決定する。宇宙論的な水力シミュレーションと観測から推測されるバリオンガス密度$\rho_b$と速度$v_b$は、1ジャイ未満でバリオン誘発崩壊を引き起こすサブエディントン降着率を生み出します。このプロセスにより、銀河の合体や高赤方偏移の宇宙で活動的な銀河核が生成されます。近くの銀河と合体するTXS2116-077の場合、観測された$3\times10^7M_\odot$SMBH、$Q_b=\rho_b/v_b^3=0.125M_\odot/(100\text{km/s)pc})^3$、$\約0.6$Gyrで形成され、$0.5$～$2$Gyrの合併タイムスケールと若いジェットと一致します。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(\textit{JWST})によって観測された$z=10.3$UHZ1銀河の\textit{チャンドラ}X線衛星によって検出された最も遠い中心SMBHの場合、このメカニズムは$4\times10を導きます。^7M_\odot$SMBHは$87$-$187$Myrで、$z=12$-$15$で降着が始まります。バリオンによる崩壊は、JWSTによって$z\およそ4$-$6$で明らかにされた$\およそ10^7$-$10^8M_\odot$SMBHも説明できます。SMBHは、その形成後、エディントン以下のバリオン質量降着を介して、Gyrよりも短いタイムスケールで数$10^9M_\odot$まで成長する可能性があります。
潮汐破壊現象における川の衝突と円盤形成の証拠
| Title |
Evidence_for_Stream_Collision_and_Disk_Formation_in_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Hengxiao_Guo,_Jingbo_Sun,_Shuang-Liang_Li,_Yan-Fei_Jiang,_Tinggui_Wang,_Defu_Bu,_Ning_Jiang,_Yanan_Wang,_Yuhan_Yao,_Rongfeng_Shen,_Minfeng_Gu,_and_Mouyuan_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06771 |
星が大質量ブラックホール(BH)の潮汐破壊半径を通過すると、潮汐破壊現象(TDE)として知られる、BHの潮汐力によって星が引き裂かれる可能性があります。黒体半径から推定されるUV/光放射領域は、古典的なTDE理論によって予測される円形化半径よりも大幅に大きいため、予想外に大きいUV/光放射サイズを説明するために、ストリーム衝突とエンベロープ再処理という2つの競合モデルが提案されました。ここでは、連続残響マッピングを使用して3つの代表的なTDEの変動挙動(相互相関と時間遅延)を調査します。私たちの結果は、TDEの動作がエンベロープ再処理シナリオと明らかに矛盾していることを示しています。対照的に、流れの衝突の写真は、後期に形成された降着円盤と合わせて、不均一な観測を説明することができます。これは、UV/光放射がTDE進化の初期段階での流れの衝突に由来し、後期には検出可能なX線放射を伴う降着円盤によって支配されるよう徐々に移行するという説得力のある証拠を提供する。静止状態にフェードバックした後、部分的なTDEなど、場合によっては再発性のフレアが観察される場合があります。
垂直重力下の偏心円盤の磁気回転不安定性
| Title |
Magnetorotational_instability_in_eccentric_disks_under_vertical_gravity |
| Authors |
Chi-Ho_Chan,_Tsvi_Piran,_Julian_H._Krolik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06775 |
以前、我々は磁気回転不安定性(MRI)が円盤と同様に偏心円盤でも激しく増大することを実証し、垂直重力のない偏心MRIの非線形発展を調査しました。ここでは、垂直重力が偏心MRIによって撹拌される磁気流体力学(MHD)乱流にどのような影響を与えるかを調査します。垂直重力のない偏心円盤と同様に、圧力に対するマクスウェル応力の比、つまりシャクラ-スニャエフのアルファパラメータは約0.01のままで、マクスウェル応力の局所的な符号反転は持続します。垂直重力には2つの新しい効果も導入されています。中心付近の強い垂直方向の圧縮により、再結合と消散が増幅され、磁場が弱まります。MHD応力による角運動量輸送は、垂直重力がない場合よりもはるかに速い速度で離心率全体の質量分布を広げます。その結果、質量と離心率の空間分布は、わずか約5～10周回の軌道で大幅に変更できます。潮汐破壊イベントによる偏心破片のMHD応力は、破壊後1年後に放出$\gtrsim$に電力を供給する可能性があります。
$z=1.34$ の電波大音量狭線セイファート 1 銀河 TXS 1206+549 で 134 日の光準周期振動の可能性
| Title |
A_Possible_Optical_Quasi-periodic_Oscillation_of_134~day_in_the_Radio-loud_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxy_TXS_1206+549_at_$z=1.34$ |
| Authors |
Chongyang_Ren,_Sisi_Sun,_Pengfei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06917 |
ここでは、細線セイファート1銀河TXS1206+549の赤方偏移1.34のgおよびrバンド光曲線で検出された$\sim$134~dayの周期を持つ光準周期発振(QPO)を報告します。ツヴィッキー過渡施設(ZTF)観測からのデータ。試行係数を考慮した後、2つの帯域の有意水準はそれぞれ3.1$\sigma$と2.6$\sigma$になります。QPOシグナルは、2018年3月から2021年12月までの$\sim$4年間続く約10サイクルを示します。位相分解分析による折り畳まれた光曲線には、正弦波に近いプロファイルも現れます。興味深いことに、ZTF観測の時間スケールとしての同時光度曲線では、同様の周期を持つ潜在的な周期信号が、小惑星地球衝突最終警報システムのデータからのoバンド光度曲線で検出され、さらに、弱いピークも検出されます。\emph{Fermi}ガンマ線宇宙望遠鏡のデータから得られたガンマ線光度曲線における同様の周期。ここで報告されるQPOについては、活動銀河核における周期性の潜在的な起源のいくつかが議論されています。
ポトローのように高速: パルサー J1638-4713 を利用したバウショックパルサー風星雲の連続電波検出
| Title |
Fast_as_Potoroo:_Radio_Continuum_Detection_of_a_Bow-Shock_Pulsar_Wind_Nebula_Powered_by_Pulsar_J1638-4713 |
| Authors |
Sanja_Lazarevi\'c,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Shi_Dai,_Roland_Kothes,_Adeel_Ahmad,_Rami_Z._E._Alsaberi,_Joel_C._F._Balzan,_Luke_A._Barnes,_William_D._Cotton,_Philip_G._Edwards,_Yjan_A._Gordon,_Frank_Haberl,_Andrew_M._Hopkins,_B\"arbel_S._Koribalski,_Denis_Leahy,_Chandreyee_Maitra,_Marko_Mi\'ci\'c,_Gavin_Rowell,_Manami_Sasaki,_Nicholas_F._H._Tothill,_Grazia_Umana,_Velibor_Velovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06961 |
私たちは、ポトローと名付けられた船首衝撃パルサー風星雲(PWN)の発見と、この星雲に動力を供給する若いパルサーJ1638-4713の検出を報告します。オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）とMeerKATから得られた20cmの観測に基づいたPWNの連続電波研究を紹介します。PSRJ1638-4713は、3GHzを超える周波数でのパークス電波望遠鏡の観測を使用して識別されました。このパルサーは、既知のすべての電波パルサーの中で2番目に高い分散測定(1553pc/cm^3)、スピン周期65.74ミリ秒、スピンダウン光度6.1x10^36erg/sを持っています。PWNは彗星の形態を持ち、観測されたすべてのパルサー電波尾の中で最大の投影長の1つであり、想定距離10kpcに対して21pcを超えます。著しく長い尾と異常に急峻な電波スペクトル指数は、超新星逆衝撃とPWNの相互作用に起因すると考えられている。発生源となった超新星残骸は今のところわかっていない。パルサーのキック速度は、23万歳から10万歳までの年齢では1000～2000km/sの範囲であると推定されました。チャンドラデータで見つかったX線の対応物、CXOUJ163802.6-471358は、電波源と同じ尾部の形態を示しますが、10倍短いです。X線放射のピークは、放射源のピークからオフセットされています。無線総強度(ストークスI)放射は約4.7インチ異なりますが、円偏光(ストークスV)放射とよく一致します。赤外線の対応物は見つかりませんでした。
宇宙線「ひざ」と「足首」の間：星団からの寄与
| Title |
Between_the_cosmic-ray_`knee'_and_the_`ankle':_Contribution_from_star_clusters |
| Authors |
Sourav_Bhadra,_Satyendra_Thoudam,_Biman_B_Nath,_Prateek_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06992 |
私たちは、巨大な若い星団が$10^7\hbox{--}10^9$GeV(「膝」と「足首」の間)の範囲で銀河宇宙線(CR)を加速できる候補である可能性があることを示しました。粒子を$10^7\hbox{--}10^まで加速するのは難しいため、風終結ショック(WTS)での加速、これらの若い星団内の超新星ショックなど、さまざまなもっともらしいシナリオが提案されています。超新星残骸におけるCR加速の標準パラダイムにおける9$GeVの範囲。銀河面で観察された若い星団の分布を使用して、大規模な恒星風によるCR内のさまざまな核の生成モデルを検討します。我々は、全粒子のCRスペクトルを決定するために、拡散の影響、伝播中の相互作用損失、古い超新星残骸による粒子の再加速を考慮した、銀河内のCR輸送の詳細な計算を提示します。ヒラス基準からの最大エネルギー推定値を使用して、若い大質量星団は陽子を数十PeVまで加速できると主張します。観測データと比較すると、私たちのモデルには、これらのクラスターからの$5\times10^7Z$GeV($50\,Z$~PeV)の指数関数的カットオフを持つCR線源スペクトルと、$の宇宙線注入率が必要です。\sim5\%$は風の運動エネルギーです。我々は、星団を銀河宇宙線の「第2成分」の自然加速器として考えるという文脈で、星団でこれらの要件を達成できる可能性とそれに伴う不確実性について議論します。
HESS J1731-347 残骸と PREX-II 実験を踏まえたハイブリッド星
| Title |
Hybrid_stars_in_light_of_the_HESS_J1731-347_remnant_and_the_PREX-II_experiment |
| Authors |
P._Laskos-Patkos,_P.S._Koliogiannis,_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07113 |
HESSJ1731-347残骸の中央にあるコンパクトな天体に関する最近の分析では、その質量と半径が興味深いことに小さい値であることが示唆されています。このような観測は、巨大でコンパクトな星の観測によって困難が生じる可能性があるソフト核モデルに有利です。対照的に、$^{208}$Pbの中性子の表皮の厚さに関する最近のPREX-II実験は、より大きなコンパクトな星の半径に有利な硬い状態方程式を示している。本研究では、ハイブリッド星という文脈において、硬いハドロン状態方程式（PREX-IIが好む）とHESSJ1731-347残骸との間の互換性を調査することを目的としています。ハイブリッド状態方程式の構築には、よく知られているベクトルMITバッグモデルと組み合わせた、広く採用されている3つのSkyrmeモデルを使用します。さらに、バッグのエネルギー密度に関する2つの異なるシナリオを検討します。最初のケース、定数バッグパラメータのケースでは、結果として得られるハイブリッド状態方程式が$\sim2M_\odot$パルサーの観測によって非常に不利になることがわかります。ただし、ガウス密度依存性の導入により、保守的な$2M_\odot$制約と互換性のある結果が得られます。PSRJ0030+0451、PSRJ0952-0607、およびGW190814の観察に基づく最近のデータを利用することで、関連するパラメーターと2つの相の剛性に追加の制約を課すことが可能になります。興味深いことに、導出されたハイブリッド状態方程式は$1\sigma$のPSRJ0030+0451制約を満たしておらず、$2\sigma$推定値とわずかにしか一致しないことがわかりました。さらに、PSR~J0952-0607のような大質量パルサーの観測には、HESSJ1731-347の存在と組み合わせると、$\sim1.7n_0$以下での強い相転移が必要になる可能性があると推定されています。最後に、GW190814に関与する超大質量コンパクト天体が高速回転する混成星として説明できる可能性があることを示します。
中性子星起源の超大質量暗黒天体
| Title |
Supramassive_dark_objects_with_neutron_star_origin |
| Authors |
M._Vikiaris,_V._Petousis,_M._Veselsky,_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07412 |
今日に至るまで、私たちのあらゆる努力にもかかわらず、ダークマター(DM)の性質は依然として解明されていません。この宇宙の欠落物質は、すでに運用されているDM直接検出実験では観測されていませんが、その重力の影響を推測することができます。銀河および銀河団には、重力場に閉じ込められたDMが含まれている可能性が最も高くなります。このことから、コンパクトオブジェクトにもDMが含まれている可能性があるという自然な仮定が得られます。銀河に存在するコンパクトな天体のうち、中性子星は自然の実験室と考えられており、理論を検証したり、観測データを受け取ることができます。したがって、DMの多くのモデルは、それらの星にDMが存在することを提案しています。2流体モデルを採用することにより、中性子とDMからなる天体形成のM-R図において、かなりのサイズと広大な安定領域を発見しました。この地層は直径数百キロメートルに及び、質量は太陽の100倍以上に相当します。説明すると、この実体は、中心に中性子星を持つ巨大なDMの天体に似ています。これは、超大質量恒星コンパクト実体が安定性の問題に遭遇することなく、ブラックホールへの崩壊を経験することなく存在できることを意味します。いずれにせよ、現在の理論的予測は、対応する観察と組み合わせることで、DMの存在、さらにはその基本的特性に光を当てることができます。
グリーンバンク北天冠調査 IX: 128 個のパルサーのタイミング追跡調査
| Title |
The_Green_Bank_North_Celestial_Cap_Survey_IX:_Timing_Follow-up_for_128_Pulsars |
| Authors |
A._E._McEwen,_J._K._Swiggum,_D._L._Kaplan,_C._M._Tan,_B._W._Meyers,_E._Fonseca,_G._Y._Agazie,_P._Chawla,_K._Crowter,_M._E._DeCesar,_T._Dolch,_F._A._Dong,_W._Fiore,_E._Fonseca,_D._C._Good,_A._G._Istrate,_V._M._Kaspi,_V._I._Kondratiev,_J._van_Leeuwen,_L._Levin,_E._F._Lewis,_R._S._Lynch,_K._W._Masui,_J._W._McKee,_M._A._McLaughlin,_H._Al_Noori,_E._Parent,_S._M._Ransom,_X._Siemens,_R._Spiewak,_I._H._Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07471 |
グリーンバンク北天冠調査は、パルサーと一時的電波天体を対象とした最大規模かつ最も高感度の調査の1つです。調査のための観測は終了しました。優先事項は、その発見の長期的な監視に移ってきました。この研究では、アーカイブ観測の大規模なデータセットを処理し、それらをカナダの水素強度マッピング実験(CHIME)望遠鏡を使用して取得された最近の高頻度観測に接続するパイプラインを開発しました。このパイプラインは128個のパルサーのデータを処理し、2000日にも及ぶ観測間隔にわたるデータを結び付けるスピン、位置、軌道パラメーターの測定値を生成しました。また、含まれる5つのパルサーのタイミング残差のグリッチと19のソース(13は新規)の適切な動きも測定しました。これまでに公開されていない9個のバイナリを含む19個のパルサーの軌道パラメータの更新が含まれています。これらのバイナリのうちの2つについて、ケプラー後のバイナリパラメータの最新の測定値を提供します。これにより、両方の系の総質量のより正確な推定値が得られます。PSRJ0509+3801の場合、アインシュタイン遅延の測定値が大幅に改善されたため、パルサーとその仲間の質量測定値がそれぞれ1.399(6)\Msunと1.412(6)\Msunとなりました。この系では、重力波の放出による軌道減衰の測定値$\dot{P}_{\rmB}=-1.37(7)\times10^{-12}$も取得しました。は、これらの質量について一般相対性理論によって予測される速度と一致します。
光学的に選択されたブレーザーの等方性全天サンプル
$\it{Context.}$宇宙のさまざまな高エネルギー現象は、観測者を向いているジェットを伴う強力な活動銀河であるブレーザーと関連付けられています。ブレーザーと高エネルギーニュートリノ、宇宙線、さらには新しい素粒子物理学の発現の可能性を関連付ける新しい結果は、多くの場合ブレーザーサンプルの統計分析に基づいており、均一な空の範囲はこれらの研究の多くにとって重要です。$\it{目的}$ここでは、発光によって選択されたブレーザーの均一な全天カタログを構築します。$\it{方法。}$銀河面領域をカバーするために特別な努力を払って等方性の基準を定義し、GAIA光学等級$G<18^{\rmm}$で補正されたブレーザーの等方性サンプルを編集します。銀河吸収。これらの線源は、パーセク規模の電波放射または高エネルギーのガンマ線束によって選択された全天のサンプルから採取され、どちらもブレーザーのような天体を効率的に選択することが知られています。$\it{結果。}$我々は、空に均一に分布している651個の光学的に明るいブレーザーのカタログと、それらの電波、光学、X線、ガンマ線の束、および確認された336個のBLLacタイプの等方性サンプルを提示する。オブジェクト。$\it{結論。}$このカタログは、高エネルギーニュートリノ、宇宙線、ガンマ線の将来の統計研究に使用される可能性があります。
BL Lac 型天体の完全な全天サンプルで異常な宇宙線相関を再考する
| Title |
Anomalous_cosmic-ray_correlations_revisited_with_a_complete_full-sky_sample_of_BL_Lac_type_objects |
| Authors |
M._A._Kudenko,_S._V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07525 |
1999年から2004年に立体視モードの高解像度フライズアイ(HiRes)実験によって観測された$10^{19}$eVを超えるエネルギーの宇宙線は、遠く離れたBLLac型天体(BLLacs)への方向と相関していることが判明した。これは、非標準の中性粒子が減衰することなく宇宙論的な距離を移動することを示唆しています。この効果は、角度分解能が劣るため、新しい実験ではテストできませんでした。宇宙線に関連するBLLacの空の分布は等方性から逸脱していることが判明し、これは観測された異常の解釈への手がかりを与える可能性がある。しかし、以前の研究では、それ自体が異方性であるBLLacのサンプルが使用されていたため、これらの解釈が複雑になりました。ここでは、最近コンパイルされたBLLacの等方性サンプルと同じHiResデータを使用して、相関関係の存在を確認し、空の相関イベントの分布における局所的な大規模構造パターンの根拠を強化します。異常のさらなる検査には、新しい正確な宇宙線データが待たれます。
光学分光法のための空の減算への非負行列因数分解アプローチ
| Title |
Non-negative_matrix_factorization_approach_to_sky_subtraction_for_optical_spectroscopy |
| Authors |
Fedor_Kolganov,_Igor_Chilingarian,_Kirill_Grishin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06761 |
コンピュータベースのスペクトル削減が初めて実装されて以来、数多くの空の背景減算技術が開発されてきました。Kurtz&Mink(2000)は、追加の空観測を行わずに、マルチファイバー分光観測から夜空の背景を差し引くことができる特異値分解ベースの方法について説明しました。ここでは、主成分分析の代わりに非負行列因数分解を使用してこのアプローチをさらに一歩進め、それを2Dスペクトルに一般化します。これにより、非負であるため、約10倍の有効な固有スペクトルを生成できます。私たちは、光源がスリット全体を満たしているときに、中解像度のエシェル分光器（ケックのESI、マゼランのMagE、VLTのX-Shooter）から発生する低質量銀河のショートスリットスペクトルにこの方法を適用します。オフセット空の観測が収集されていない場合でも、その効率性を実証します。
直接宇宙線研究の高エネルギー光同位体実験プログラム
| Title |
The_High_Energy_Light_Isotope_eXperiment_program_of_direct_cosmic-ray_studies |
| Authors |
HELIX_Collaboration:_S._Coutu,_P._S._Allison,_M._Baiocchi,_J._J._Beatty,_L._Beaufore,_D._H._Calderon,_A._G._Castano,_Y._Chen,_N._Green,_D._Hanna,_H._B._Jeon,_S._B._Klein,_B._Kunkler,_M._Lang,_R._Mbarek,_K._McBride,_S._I._Mognet,_J._Musser,_S._Nutter,_S._OBrien,_N._Park,_K._M._Powledge,_K._Sakai,_M._Tabata,_G._Tarle,_J._M._Tuttle,_G._Visser,_S._P._Wakely,_M._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06796 |
HELIXは、水素からネオン原子核までの軽い宇宙線同位体、特に時計同位体10Be(放射性、寿命140万年)と9Be(安定)のスペクトルと組成を測定することを目的とした、NASAが後援する新しい機器です。後者は二次宇宙線核の生成と銀河伝播を示す独特のマーカーであり、AMS-02実験で観察された過剰な反物質中の二次陽電子の割合などの重要な謎を解明するために必要である。1T超伝導磁石分光計（ドリフトチャンバートラッカー付き）と高分解能飛行時間型検出器システムおよびリングイメージングチェレンコフ検出器を組み合わせて使用することにより、軽い宇宙線原子核の質量分解同位体測定が可能になります。スウェーデンのキルナからカナダ北部への最初の成層圏気球飛行では、最大3GeV/nの測定が可能であり、2024年初夏に実施される予定です。HELIXの最終的な長期南極気球飛行では、サンプル生産で最大10GeV/nの測定値が得られます。銀河のより大きな体積からハローに広がっています。私たちは機器の設計、テスト、ステータス、科学的見通しをレビューします。
シーケンシャルコロナグラフィック低次波面制御
コロナグラフは波面誤差に非常に敏感であり、低次の収差が存在すると性能が急速に低下します。コロナグラフィー焦点面でこれらの収差を補正することが、最適なパフォーマンスの鍵となります。コロナグラフを通じて低次収差を補正できる「ワイルド・スピード」アルゴリズムの逐次位相ダイバーシティアプローチに基づく2つの新しい方法を紹介します。1つ目は「2Fast2Furious」と呼ばれ、均等な対称性を持つすべてのコロナグラフにFastandFuriousを拡張したものです。2つ目の「東京ドリフト」は、深層学習アプローチを使用し、複雑な位相マスクを含む一般的なコロナグラフィックシステムと連携します。どちらのアルゴリズムも科学稼働率が100%であり、事実上、可変ミラーと科学カメラ以外のダイバーシティフレームや追加のハードウェアを必要としないため、多くの高コントラストイメージングシステムに適しています。理論、シミュレーション、およびそのパフォーマンスを実証する予備的な実験結果を紹介します。
天文学用ロブスターアイイメージャーの地上校正結果
| Title |
Ground_Calibration_Result_of_the_Lobster_Eye_Imager_for_Astronomy |
| Authors |
Huaqing_Cheng,_Zhixing_Ling,_Chen_Zhang,_Xiaojin_Sun,_Shengli_Sun,_Yuan_Liu,_Yanfeng_Dai,_Zhenqing_Jia,_Haiwu_Pan,_Wenxin_Wang,_Donghua_Zhao,_Yifan_Chen,_Zhiwei_Cheng,_Wei_Fu,_Yixiao_Han,_Junfei_Li,_Zhengda_Li,_Xiaohao_Ma,_Yulong_Xue,_Ailiang_Yan,_Qiang_Zhang,_Yusa_Wang,_Xiongtao_Yang,_Zijian_Zhao,_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06964 |
新しいロブスターアイマイクロポア光学系で構築された実験用宇宙広視野（18.6*18.6平方度）X線望遠鏡である天文学用ロブスターアイイメージャー（LEIA）の地上X線校正の結果について報告します。。LEIAは2022年7月27日にSATech-01衛星に搭載されて打ち上げに成功しました。発売前にその性能の完全な特性評価を達成するために、さまざまなレベルのデバイス、アセンブリ、完全なモジュールで一連のテストと校正が実行されました。この文書では、IHEPの100mX線試験施設で実施された完全なモジュールのエンドツーエンド校正キャンペーンの結果を紹介します。検出器のPSF、有効面積、エネルギー応答は、いくつかのX線エネルギーで広範囲の入射方向で測定されました。PSFと有効領域の分布はFoV全体でほぼ均一であり、ロブスターアイ光学の予測とほぼ一致しています。理想的なロブスターアイ光学系の予測からの軽度の変動と逸脱は、微細孔の不完全な形状と位置合わせ、および支持フレームによる遮蔽によって引き起こされることが理解でき、これはMCシミュレーションでよく再現できます。焦点のFWHMによって定義されるLEIAの空間解像度は4～8分角の範囲で、中央値は5.7です。測定された有効面積は、FoV全体にわたって~1.25keVで2-3$cm^2$の範囲にあり、光子エネルギーへの依存性はシミュレーションとほぼ一致しています。CMOSセンサーのゲインは6.5～6.9eV/DNの範囲にあり、エネルギー分解能は1.25keVで約120～140eV、4.5keVで約170～190eVの範囲です。これらの結果は校正データベースに取り込まれ、LEIAによって取得された科学データの分析に適用されています。この研究は、アインシュタイン探査ミッションの広視野X線望遠鏡モジュールの校正への道を開きます。
OGLE-BLAP-009 -- 青色の大振幅パルセータの特性と進化に関するケーススタディ
| Title |
OGLE-BLAP-009_--_A_Case_Study_for_the_Properties_and_Evolution_of_Blue_Large-Amplitude_Pulsators |
| Authors |
Corey_W._Bradshaw,_Matti_Dorsch,_Thomas_Kupfer,_Brad_N._Barlow,_Uli_Heber,_Evan_B._Bauer,_Lars_Bildsten,_Jan_van_Roestel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06776 |
青色の大振幅パルセータ(BLAP)は、実効温度が$\約$30,000K、表面重力が4.0～5.0dex(cgs)の希少なクラスの高温脈動星を構成しています。BLAPの進化の起源と現在の状況は、主に分光学的観測の欠如と利用可能な質量制約の欠如に基づいて十分に理解されていません。しかし、それらが脈動するヘリウムコア前白色矮星（Heコア前WD）であると特定する研究を含む、それらの観察された特性を再現するいくつかの理論モデルが提案されています。ここでは、光学重力レンズ実験中に発見された、元の14個のBLAPのうちの1つであるOGLE-BLAP-009の追跡高速測光と位相分解分光法を紹介します。私たちは、HeコアのWDモデル以前の結果との一貫性をテストするために、その脈動特性を調査し、質量や半径などの星の特性を決定することを目的としています。分光法で見つかった平均大気パラメータを使用して、スペクトルエネルギー分布を当てはめ、ガイア視差を利用して半径、光度、質量の予備推定値を取得しました。次に、これらの結果の一貫性を、GYREを使用して実装された予測脈動周期を使用して、MESAを使用して生成されたHeコアのWDモデルと比較します。質量制約が、$\およそ$0.30M$_{\odot}$の低質量Heコアpre-WDと一致していることがわかりました。
| Title |
Solar_evolution_models_with_a_central_black_hole |
| Authors |
Earl_P._Bellinger,_Matt_E._Caplan,_Taeho_Ryu,_Deepika_Bollimpalli,_Warrick_H._Ball,_Florian_K\"uhnel,_R._Farmer,_S._E._de_Mink,_and_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06782 |
Hawking(1971)は、太陽には原始ブラックホールが存在し、その降着が太陽の明るさの一部を供給している可能性があると提案しました。このような天体は、ビッグバン後の最初の1秒以内に、月または小惑星の質量で形成されたと考えられます。これらの軽いブラックホールは暗黒物質問題の解決策の候補であり、星に捕らえられれば恒星質量ブラックホール(BH)に成長する可能性があります。ここでは、そのようなBHを中心に持つ星の進化を計算します。そのような天体は驚くほど長生きする可能性があり、最も軽いブラックホールは星の進化に影響を及ぼさない一方で、より重いブラックホールは時間の経過とともに星を消費してさまざまな観察可能な結果を生み出すことがわかりました。BHの周りで誕生し、その後質量が約$10^{-6}~\rm{M}_\odot$まで成長した太陽のモデルは、現在の観測と互換性があります。このシナリオでは、降着が核反応を抑えるのに十分なエネルギーを生成し始めると、太陽はまず1億メートルの範囲で現在の明るさの半分に減光します。その後、太陽は完全対流星へと膨張し、そこでは豊富な表面ヘリウムにより潜在的に数ギールにわたって明るく輝くことになる。最初は亜亜星として、後には赤い散在星として、その後亜太陽となる。質量BH。また、さまざまな星の質量と金属量に関する結果も示します。BHを含む星の独特の内部構造は、BHが存在する場合、星地震学によって発見できる可能性があります。最後に、未解決の問題と予測のリストを示します。
| Title |
Photospheric_Lorentz_force_changes_in_eruptive_and_confined_solar_flares |
| Authors |
Samriddhi_Sankar_Maity,_Ranadeep_Sarkar,_Piyali_Chatterjee_and_Nandita_Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06787 |
太陽フレアは、光球の磁場に痕跡を残すことが知られており、多くの場合、活動領域内の局所領域における下向きのローレンツ力の突然かつ永続的な変化として現れます。私たちの研究は、垂直方向のローレンツ力の変化に基づいて、噴火性太陽フレアと閉じ込められた太陽フレアを区別することを目的としています。2011年から2017年の間に観測された26件の噴火的太陽フレアと11件の限定的大規模太陽フレア(GOESM5クラスより強力)を選択します。私たちは、NASAの太陽地震・磁気イメージャー(HMI)から取得したSHARPベクトル磁力線図を使用して、これらのフレア領域を分析します。また、Chatterjeeetal.が報告した$\delta$-黒点シミュレーションからの2つの合成フレアに対応するデータも比較します。[物理学。レット牧師。116、101101（2016）]。水平磁場の変化と、フレアの位置を含む極性反転線(PIL)の周囲の領域にわたって積分された総ローレンツ力を推定します。我々の結果は、フレアするPILに沿った水平磁場の急速な増加と、同じ付近の下向きのローレンツ力の大幅な変化を示しています。特に、研究対象のすべての閉じ込められた事象は、ローレンツ力の合計変化が$1.8\times10^{22}$dyne未満であることがわかります。この閾値は、噴火性フレアと限定フレアを効果的に区別する上で重要な要素となります。さらに、我々の分析は、総ローレンツ力の変化は、関連するフレアの開始中の太陽コロナのリコネクション高にも依存することを示唆しています。この結果は、関連するコロナ質量放出に対するフレア関連の上向きインパルス伝達を理解する上で重要な示唆を提供する。
マルチハイト磁場測定による太陽磁場の外挿の進歩
| Title |
Advancing_solar_magnetic_field_extrapolations_through_multi-height_magnetic_field_measurements |
| Authors |
Robert_Jarolim,_Benoit_Tremblay,_Matthias_Rempel,_Momchil_Molnar,_Astrid_M._Veronig,_Julia_K._Thalmann,_Tatiana_Podladchikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06823 |
非線形力のない外挿は、光球ベクトル磁力図に基づいてコロナ磁場の3Dトポロジーを推定するための一般的なアプローチです。力のない仮定は、コロナ高さでは有効な近似ですが、下層大気の高密度プラズマ条件では、この仮定は満たされません。この研究では、太陽磁場の外挿を進めるために、物理学に基づいたニューラルネットワークと組み合わせてマルチハイト磁場測定を利用します。柔軟な高さマッピングが含まれており、これにより、観測された磁場測定値のさまざまな地層の高さを考慮することができます。分析磁場とシミュレーション磁場との比較は、彩層磁場測定を含めることで磁場の外挿が大幅に改善されることを示しています。また、太陽地震観測装置(SOLIS)のシノプティック光学長期調査(SOLIS)のベクトル分光磁力計(VSM)から得た彩色圏の視線磁力図と、太陽地震磁気イメージャーからの光球のベクトル磁力図(HMI)は、太陽動力学天文台(SDO)に搭載されています。極端紫外波長での観測との比較は、追加の彩層情報により、観測されたコロナ構造とのより良い一致が得られることを示しています。さらに、私たちの方法は本質的に、観察された磁力図の波形の推定値を提供します。この新しいアプローチにより、マルチハイト磁場測定を効率的に利用し、コロナ磁場シミュレーションの現実性を向上させます。
JWST 若い原始星の観測 (JOYS+): 氷状の複雑な有機分子とイオンの検出。 I.
CH$_4$、SO$_2$、HCOO$^-$、OCN$^-$、H$_2$CO、HCOOH、CH$_3$CH$_2$OH、CH$_3$CHO、CH$
_3$オチョ、CH$_3$COOH
| Title |
JWST_Observations_of_Young_protoStars_(JOYS+):_Detection_of_icy_complex_organic_molecules_and_ions._I._CH$_4$,_SO$_2$,_HCOO$^-$,_OCN$^-$,_H$_2$CO,_HCOOH,_CH$_3$CH$_2$OH,_CH$_3$CHO,_CH$_3$OCHO,_CH$_3$COOH |
| Authors |
W._R._M._Rocha,_E._F._van_Dishoeck,_M._E._Ressler,_M._L._van_Gelder,_K._Slavicinska,_N._G._C._Brunken,_H._Linnartz,_T._P._Ray,_H._Beuther,_A._Caratti_o_Garatti,_V._Geers,_P._J._Kavanagh,_P._D._Klaassen,_K._Justannont,_Y._Chen,_L._Francis,_C._Gieser,_G._Perotti,_{\L}._Tychoniec,_M._Barsony,_L._Majumdar,_V._J._M._le_Gouellec,_L._E._U._Chu,_B._W._P._Lew,_Th._Henning,_and_G._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06834 |
気相中で検出される複雑な有機分子（COM）は、主に氷の粒子上で形成されると考えられていますが、これまでのところ、CH3OHより大きい氷のCOMの明確な検出は報告されていません。JWSTの重要な5～10$\mu$m範囲を使用して、この問題をより詳細に調査することが可能になりました。JOYS+プログラムでは、MIRI/MRSを使って30個以上の原始星が観測されています。この研究では、低質量原始星と高質量原始星、IRAS2AとIRAS23385におけるCOMの氷の特徴をそれぞれ調査します。連続体とケイ酸塩を差し引いた観察データを、IR実験室の氷スペクトルに当てはめます。ENIIGMAフィッティングツールを使用して、実験室データと観察値の間の最適な適合を見つけ、解の統計分析を実行します。我々は、IRAS2AとIRAS23385の6.8から8.6$\μ$mの間のスペクトル範囲に最もよく適合することを報告します。これは単純な分子、COM、陰イオンに由来します。この範囲で最も強い特徴(7.7$\mu$m)はCH4によって支配され、SO2とOCN-の寄与があります。我々の結果は、7.2および7.4$\mu$mバンドの大部分がHCOO-によって支配されていることを示しています。複数のバンド、特にCH3CHO、CH3CH2OH、CH3OCHOに基づいて、統計的に堅牢なCOMの検出が見つかりました。CH3COOHが検出された可能性があることも報告されています。IRAS2AとIRAS23385のCH3CH2OHとCH3CHOの氷柱密度比は、これらのCOMが氷の粒子上に形成されていることを示唆しています。最後に、IRAS2Aで得られた氷の存在量は、67P/GC彗星の氷存在量と5倍以内でよく相関しています。MIRI/MRSデータに基づいて、COMは星間氷の中に存在すると結論付けており、固体であることの追加の証拠を提供します。これらの種の起源が星形成領域にあることを明らかにする。彗星67PとIRAS2Aの氷の存在量の間に良好な相関関係があることは、彗星のCOMが初期の原始星の段階から受け継がれる可能性があるという考えと一致しています。
恒星の元素存在量パターンは、ウランより重い原子核の分裂を示している
| Title |
Element_abundance_patterns_in_stars_indicate_fission_of_nuclei_heavier_than_uranium |
| Authors |
Ian_U._Roederer,_Nicole_Vassh,_Erika_M._Holmbeck,_Matthew_R._Mumpower,_Rebecca_Surman,_John_J._Cowan,_Timothy_C._Beers,_Rana_Ezzeddine,_Anna_Frebel,_Terese_T._Hansen,_Vinicius_M._Placco,_Charli_M._Sakari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06844 |
最も重い化学元素は、中性子星の合体または超新星の間の急速中性子捕獲プロセス(rプロセス)によって自然に生成されます。rプロセスによるウランより重い元素(超ウラン核)の生成は十分に理解されておらず、実験ができないため、元素合成モデルを使用して推定する必要があります。私たちは、rプロセス元素で強化された星のサンプル中の元素の存在量を調べます。元素Ru、Rh、Pd、およびAg(原子番号Z=44～47、質量数A=99～110)の存在量は、より重い元素(63<=Z<=78、A>150)の存在量と相関します。隣接する要素には相関関係はありません(34<=Z<=42および48<=Z<=62)。我々はこれを、超ウラン原子核の分裂破片が存在量に寄与している証拠であると解釈する。私たちの結果は、質量数が260を超える中性子豊富な原子核がr過程事象で生成されることを示しています。
太陽マイクロフレアは、黒点の近くに根を張ると電子を加速する効率が高くなりますか?
| Title |
Are_Solar_Microflares_more_efficient_in_accelerating_electrons_when_rooted_near_a_Sunspot? |
| Authors |
Jonas_Saqri,_Astrid_M._Veronig,_Andrea_Francesco_Battaglia,_Ewan_C._M._Dickson,_Dale_E._Gary,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06856 |
我々は、太陽周回機に搭載されたSTIXによって非常に強い非熱放射を伴って観測されたGOESクラスA9およびC1（バックグラウンド減算後）の2つのマイクロフレアを調査した。私たちは、STIXによる硬X線イメージングとスペクトル解析を、AIAとHMIによる(E)UVおよび可視域での同時間観察で補完し、これらのマイクロフレアが高エネルギー粒子加速において十分である理由を調査します。私たちは、2021年10月11日と2022年11月10日にSTIXによって観測された2つのマイクロフレアのケーススタディを実施しました。これは、非熱ピーク時の電子束分布のべき乗指数がデルタ=2.98およびデルタ=4.08である、異常に硬いマイクロフレアX線スペクトルを示しました。光子エネルギーはそれぞれ76keVと50keVです。研究中の両方の現象について、1つのフットポイントが1500Gを超える平均磁束密度の領域を覆う黒点内に位置していることがわかり、ハード電子スペクトルがフレアループの根元となる強力な磁場によって引き起こされることを示唆しています。さらに、Hannahらが最初に発表した異常に硬いRHESSIマイクロフレアを再検討しました。(2008b)そして、この現象でも1つのフレアカーネルが黒点内に位置していることを発見しました。これは、研究中の2つのハードSTIXマイクロフレアからの結果を裏付けています。私たちは、フレアループが根付いている黒点本影と半暗部内の強い光球磁場の特性が、これらのマイクロフレアにおける非常に硬いX線スペクトルの生成に重要な役割を果たしていると結論付けています。
崩壊する低質量原始星核の化学的違い
| Title |
Chemical_differences_among_collapsing_low-mass_protostellar_cores |
| Authors |
Jingfei_Sun,_Xiaohu_Li,_Fujun_Du,_Yao_Wang,_Juan_Tuo,_Yanan_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06959 |
有機的特徴は、2つの異なるタイプのクラス0/I低質量原始星、つまりホットコリノ源と温炭素鎖化学(WCCC)源につながります。いくつかの観察では、WCCC源と高温コリノ源の間の化学的差異が、原始星の明るさだけでなく、局所環境と関連していることを示唆しています。我々は、崩壊する原始星の核内でガス粒子化学シミュレーションを行ったところ、基準モデルが豊富な炭素鎖分子とCOMを予測し、ハイブリッド源L483におけるWCCCとホットコリノ化学を再現することを発見した。周囲の雲の視覚的消滅($A_{\rmV}^{\rmamb}$)、宇宙線の電離率($\zeta$)、宇宙飛行中の最高温度など、いくつかの物理パラメータの値を変更することで、ウォームアップ段階($T_{\rmmax}$)と原始星の収縮タイムスケール($t_{\rmcont}$)から、紫外線光子と宇宙線がCOの解離を加速することでWCCCの特徴を高めることができることがわかりました。そしてCH$_4$分子。一方、紫外線光子は光解離反応によってホットコリノ化学を弱める可能性があるが、ホットコリノ化学の宇宙線への依存性は比較的複雑である。$T_{\rmmax}$はWCCCの機能には影響しませんが、ほとんどのCOMの二体表面反応の有効期間を変更することでホットコリノ化学に影響を与える可能性があります。長い$t_{\rmcont}$は、それぞれ気相でのWCCC反応とCOMの表面形成反応の有効期間を延長することにより、WCCCとホットコリノの化学反応を促進します。続いて、プロトタイプのWCCCソースで希少なCOMを再現するために、さまざまな物理パラメーターを使用してモデルを実行しました。典型的なWCCC源におけるCOMの不足は、高温コリノ化学を活性化するには内部エンベロープ内の塵の温度が不十分であることによって説明できます。一方、高い$\zeta$と長い$t_{\rmcont}$は、これらの情報源にCOMが少ないことの説明に有利です。
星の活動指標としての電波放射
| Title |
Radio_emission_as_a_stellar_activity_indicator |
| Authors |
Timothy_W._H._Yiu,_Harish_K._Vedantham,_Joseph_R._Callingham,_Maximilian_N._G\"unther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07162 |
星の電波観測により、星の磁気圏やコロナのプラズマ状態や磁場の特性が追跡されます。エミッターサイトのプラズマ条件に応じて、ジャイロシンクロトロン、電子サイクロトロンメーザー不安定性、プラズマ放射プロセスなどのさまざまなメカニズムを介して、メートル波帯およびデシメートル波帯の電波放射が生成されます。現在進行中のLOFAR2メートル空測量(LoTSS)とVLA空測量(VLASS)は、現在これまでに実施された中で最も感度の高い広視野無線空測量です。これらの調査は対象を絞っていないため、公平な方法で電波を放出する恒星集団の統計的特性を研究する機会を提供します。ここでは、これらの電波調査を使用して、サブミリジュールレベルまでの星の電波源のターゲットを絞らない探索を実行します。私たちは、電波を放出する恒星系の個体群が主に、彩層活動恒星(CAS)系とM型矮星という2つの異なるカテゴリーで構成されていることを発見しました。また、太陽で観察されるものと同様の恒星表面に近い彩層/冠加速から、木星で観察されるものと同様に恒星表面から遠く離れた磁気圏加速まで、M型矮星の個体群内で徐々に移行する兆候を特定しようとしている。私たちは、電波検出能力がスペクトル型に応じて進化することを突き止め、星が完全に対流状態になるスペクトル型M4付近で電波検出能力が変化することを特定しました。さらに、放射線の検出可能性とスペクトルの種類を、X線および光学フレア(TESSによって観測)の入射統計と比較します。私たちは、X線/光学フレアの無線効率、つまり、放射線を放出する電荷に誘導されるフレアエネルギーの割合が、スペクトルの種類とともに増加することを発見しました。これらの結果は、CAS系やその後のM矮星における大規模な磁場の出現が無線効率の向上につながると推測する動機を与えてくれます。
コロナ質量放出に伴う衝撃加速電子の遠隔観測とその場観測の接続
| Title |
Connecting_remote_and_in_situ_observations_of_shock-accelerated_electrons_associated_with_a_coronal_mass_ejection |
| Authors |
D._E._Morosan,_J._Pomoell,_C._Palmroos,_N._Dresing,_E._Asvestari,_R._Vainio,_E._K._J._Kilpua,_J._Gieseler,_A._Kumari,_and_I._C._Jebaraj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07166 |
私たちの太陽系における高エネルギー粒子の最も顕著な発生源の1つは、コロナ質量放出(CME)と呼ばれる太陽からの磁化プラズマの巨大な噴出です。これは通常、荷電粒子を相対論的エネルギーまで加速する衝撃を引き起こします。特に、高エネルギーの電子ビームは、プラズマ放出メカニズムを通じて、たとえばタイプIIおよびそれに伴うヘリンボーンバーストなどの無線バーストを生成する可能性があります。ここでは、太陽コロナ内のさまざまな電子ビームの加速位置、脱出、伝播方向を調査し、それらを宇宙船への電子の到着と比較します。高エネルギーの電子ビームを追跡するために、コロナモデリングと組み合わせた遠隔および直接観測の合成を使用します。遠隔観測には、ナンカイ電波ヘリオグラフ(NRH)による地上の電波観測と、太陽力学観測所(SDO)、太陽地球関係観測所(STEREO)、および太陽周回衛星(SolO)による宇宙ベースの極紫外線および白色光観測が含まれます。）。また、STEREO宇宙船やWind宇宙船からの高エネルギー電子の直接観測も利用しています。これらの観測結果は、電子の加速位置の3次元(3D)表現と組み合わされ、太陽コロナの磁気流体力学モデルの結果と組み合わされて、太陽で遠隔観測された電子の起源とその場へのつながりを調査するために使用されます。電子。我々は、NRH画像で時間の経過とともに単一周波数の動きを示すタイプII無線バーストとそれに続くヘリンボーンバーストを観察しました。タイプIIバーストおよびヘリンボーン電波源の動きは、CMEが衝撃を与える能力がより強いコロナ地域の影響を受けているようです。また、宇宙船での準相対論的電子の推定注入時間と、タイプIIバーストおよびヘリンボーンバーストの放出時間とが同様であることもわかりました。
降着バーストが巨大な若い恒星内のメタノールと水に及ぼす影響
| Title |
The_influence_of_accretion_bursts_on_methanol_and_water_in_massive_young_stellar_objects |
| Authors |
Rodrigo_Guadarrama,_Eduard_Vorobyov,_Christian_Rab,_Manuel_G\"udel,_Alessio_Caratti_o_Garatti_and_Andrej_Sobolev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07184 |
大質量若い恒星天体(MYSO)に対する降着バーストの影響は、若い星とその環境の研究における新しい研究分野を代表します。私たちは、さまざまなタイプのエンベロープを持つ巨大な円盤に対する降着バーストの影響を調査し、円盤の温度構造と化学に対する降着バーストの影響を研究することを目的としています。この論文では、化学種として水とメタノールに焦点を当てます。PRODIMOの熱化学コード(PROtoplanetaryDIskMODel)は、降着バーストの存在下でさまざまなタイプのエンベロープを使用した高質量原始惑星系円盤モデルのシミュレーションを実行するために使用されます。問題のモデルは、原始星天体のさまざまな進化段階を表しています。シミュレーションの3つのフェーズ(バースト前、バースト、バースト後)で化学物質存在量を計算して表示します。より多く埋め込まれたディスクは、より高い温度を示します。降着バーストの影響は、主に、円盤とエンベロープに存在する化学種がダスト粒子から気相に脱離することによって特徴付けられます。ポストバーストフェーズが始まると、昇華した種は再び凍結します。昇華の程度は、円盤が埋め込まれているエンベロープの種類に大きく依存します。より大規模なエンベロープ内での降着バーストは、化学種のより強力な脱離を引き起こします。ただし、私たちのモデルは、化学物質がバースト前の状態に達するまでの時間スケールはエンベロープの種類に依存しないことを示しています。この研究は、円盤を囲むより大きなエンベロープによって円盤の温度が上昇することを示しています。したがって、MYSOの進化の初期段階における化学反応は、エンベロープの質量の大部分が失われたか散逸した後の段階よりも降着バーストに対して強く反応します。降着バーストの影響に関する研究は、巨大円盤内のメタノールメーザーの観察に役立つ理論的背景を提供する可能性もあります。
ダブルフラックスロープシステムの回転と限定噴出
| Title |
Rotation_and_Confined_Eruption_of_a_Double_Flux-Rope_System |
| Authors |
Xiaomeng_Zhang,_Jinhan_Guo,_Yang_Guo,_Mingde_Ding,_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07406 |
太陽力学観測所と太陽地球関係観測所によって観測された、2012年5月5日の活動領域11474におけるフィラメントの強力な回転と失敗した噴火のメカニズムを研究するために、ゼロ$\beta$仮定を使用してデータ制約付きシミュレーションを実行しました。初期磁場は非線形力のない磁場外挿によって提供され、これは正規化されたビオ・サバールの法則と磁気摩擦法によって再構築されます。私たちのシミュレーションは、約$130^{\circ}$のフィラメントの大角度回転、限定噴出、フレアリボンなど、ほとんどの観測特徴を非常によく再現しており、観測の背後にある基礎的な物理プロセスを分析することができます。シグモイドシステム内に2本のフラックスロープ、上部フラックスロープ(MFR1)と下部フラックスロープ(MFR2)が見つかりました。これらはそれぞれ、観測におけるフィラメントとホットチャネルに対応します。両方のフラックスロープが限定噴出を受けます。MFR2は噴火中にテザー切断の再接続によって成長します。MFR1の回転は、軸に沿ったせん断場の成分に関係します。トロイダル磁場の張力と非軸対称の力が、MFR1の噴出を閉じ込めます。また、MFR1とMFR2の相互作用が大角回転と噴火失敗に寄与していることも示唆されます。さらに、MFR1のねじれともがきの時間的発展を計算します。これは、おそらく逆転回転のヒントです。
新星 1670 (CK キツネザル) の性質について: 赤色巨星とヘリウム白色矮星の合体
| Title |
On_the_nature_of_Nova_1670_(CK_Vulpeculae):_a_merger_of_a_red_giant_with_a_helium_white_dwarf |
| Authors |
Romuald_Tylenda,_Tomek_Kami\'nski,_Radek_Smolec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07433 |
新星1670は、恒星の合体によって引き起こされると考えられている、赤色新星として知られる最近認識されたタイプの恒星の噴火と強い類似性を持つ歴史的な過渡現象です。トランジェントの残骸であるCKVulは、現在、主に星の周囲の冷たいガスと塵、および再結合するプラズマを通して観測可能ですが、この恒星を直接見ることはできません。合体仮説の中で、私たちは、新星1670年をもたらした祖先系の最も可能性の高い構成を推測することを目指しています。私たちは、爆発と残骸の物理的性質、および星周物質の化学組成に関する文献データを収集し、要約します。これは、CKVulの星周ガスの光学およびサブミリメートル観測から得られたものです。簡単なシミュレーションにより、合併に関連する材料の混合の形態とレベルが得られます。核燃焼の生成物が確認されており、その中にはCNOサイクルおよびMgAl連鎖におけるH燃焼の灰、および部分的なHe燃焼の灰が含まれます。残骸の明るさと化学組成に基づいて、祖先初星は質量1～2M$_{\odot}$の進化的に進んだ赤色巨星の分枝星でなければならないことが判明した。二次星は非常によく似た巨人か白色矮星のいずれかでした。この噴火イベントは主に降着によって引き起こされましたが、総エネルギーの約12%は合体中に活性化されたHeの燃焼によるものである可能性があると我々は推定しています。初登巨人とHe白色矮星の合体により、初期のR型炭素星に似た、かなり独特な内部構造と組成を持つ星が誕生した。新星1670は、He白色矮星と初登赤色巨星との合体の結果であり、現在は初期のR型炭素星に向けて進化している可能性があります。
天体物理シミュレーションにおけるエネルギー散逸: Orszag-Tang テスト問題の結果
| Title |
Energy_dissipation_in_astrophysical_simulations:_results_of_the_Orszag-Tang_test_problem |
| Authors |
Fatemeh_Kayanikhoo,_Miljenko_Cemeljic,_Maciek_Wielgus,_Wlodek_Kluzniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06675 |
磁気リコネクションプロセスによる磁場は、天体物理システムのダイナミクスと構造に影響を与えます。数値シミュレーションは、これらのシステムの進化を研究するためのツールです。ただし、システムの解像度、寸法、抵抗率、乱流は、シミュレーションで考慮すべき重要なパラメーターです。この論文では、MHDコードOrszag-Tangの標準テスト問題を実行することにより、天体物理シミュレーションにおける磁気エネルギーの進化を調査します。天体物理学における最先端の数値シミュレーションコードであるPLUTOを使用して、シミュレーションにおける数値散逸を推定します。2Dシミュレーションで推定された抵抗率の数値は、$512\times512$グリッドセルの解像度におけるルンドクイスト数$\およそ10^{4}$に対応します。また、プラズモイドの不安定な再接続層が十分な解像度で解決できることも示されています。私たちの分析は、非相対論的磁気流体力学シミュレーションでは、磁気エネルギーと運動エネルギーが内部エネルギーに変換され、その結果プラズマ加熱が生じることを示しています。
Radio Galaxy と赤外線ホスト検出のためのマルチモーダル データセットとベンチマーク
| Title |
A_Multimodal_Dataset_and_Benchmark_for_Radio_Galaxy_and_Infrared_Host_Detection |
| Authors |
Nikhel_Gupta,_Zeeshan_Hayder,_Ray_P._Norris,_Minh_Hyunh_and_Lars_Petersson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06728 |
我々は、多成分拡張電波銀河とそれに対応する赤外線ホストの検出と位置特定を自動化するために、専門の天文学者によって開発された新しいマルチモーダルデータセットを紹介します。このデータセットは、電波と赤外線の両方のモダリティを使用した2,800枚の画像に含まれる4,155個の銀河で構成されています。各インスタンスには、拡張電波銀河クラス、そのすべてのコンポーネントを包含する対応する境界ボックス、ピクセルレベルのセグメンテーションマスク、および対応する赤外線ホスト銀河の位置に関する情報が含まれています。私たちのデータセットは、高感度の電波望遠鏡、赤外線衛星からの画像、およびそれらを識別するためのインスタンスレベルのアノテーションを含む、公的にアクセス可能な初のデータセットです。私たちは、データセット上でいくつかの物体検出アルゴリズムのベンチマークを行い、電波銀河と赤外線ホストの位置を同時に特定するための新しいマルチモーダルなアプローチを提案します。
木星の磁場からの光子質量と暗黒光子の制約
木星の磁場は、太陽系で最も強力かつ最大の惑星磁場であり、標準モデル（SM）光子の非ゼロ質量や動力学的に明るい暗い光子のような、可能性のある微視的スケールの新しい物理学についての新たな洞察を私たちに提供する可能性があります。SMフォトンとの混合。私たちは、ガス巨人の磁場に関する前例のない情報を提供する最新のジュノーミッションからの膨大なデータセットを、文献と比較してより厳密な統計的アプローチとともに利用して、暗黒光子の質量と運動混合に強力な制約を設定します。パラメータ、およびSM光子質量。ダークフォトンパラメータの制約は、ダークフォトンがダークマター（の一部）であるかどうかとは無関係であり、パラメータ空間の特定の領域において最も厳しい制約として機能します。
ダブルウェルダンダブルウェルによる電弱相転移
| Title |
Electroweak_Phase_Transition_with_a_Double_Well_Done_Doubly_Well |
| Authors |
Prateek_Agrawal,_Simone_Blasi,_Alberto_Mariotti_and_Michael_Nee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06749 |
$\mathbb{Z}_2$対称性を持つ標準モデルのスカラー一重項拡張における電弱相転移を再検討します。パラメータ空間の重要な部分では、重力波の実験投影で使用される標準ベンチマークを含む2つのステップで相転移が発生します。遷移の最初のステップで生成されたドメイン壁は、電弱真空への最終ステップのシードとなり、この効果は通常無視されますが、トンネル速度の指数関数的な増加につながります。シードプロセスの有用なツールとして最近提案された山道アルゴリズムを使用することにより、薄壁または高温近似を利用したシード遷移で得られた以前の結果を改善します。次に、潜熱、気泡サイズ、および遷移の特徴的な時間スケールに関するシード遷移の予測を決定します。均質遷移と比較した違いは、ハッブルパッチあたりの磁壁が比較的少ない場合に最も顕著になり、重力波信号の増強につながる可能性があります。また、一般的なシード遷移のパーコレーション基準の導出も提供します。これは、ストリングとモノポールだけでなく、考慮したドメイン壁シードにも適用されます。
横相関量子重力ゆらぎによる天体画像のぼやけ
| Title |
Astronomical_Image_Blurring_from_Transversely_Correlated_Quantum_Gravity_Fluctuations |
| Authors |
Vincent_S._H._Lee,_Kathryn_M._Zurek,_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06757 |
時空の量子変動は、場合によっては、遠く離れた天体の天体画像に歪みを引き起こす可能性があります。特に、量子重力の確率モデルは、ランダムウォークと同様に、距離$L$にわたって分散$\langle\DeltaL^2\rangle\siml_pL$を伴う経路長$\DeltaL$の累積変動を予測します。、そして長さ$l_p$を超える空間相関はないと仮定します。このような影響は、遠くの星からの鮮明な画像の観察によって除外されると主張されています。ただし、ピクセロン(Verlinde-Zurek(VZ)効果に基づいてモデル化された)などの他の理論では、ランダムウォークモデルと同様に量子ゆらぎが蓄積する可能性があり、同時にゆらぎに大きな距離相関が見られます。解析的継続による繰り込みを使用して、光の伝播を横切る相関関係を導き出し、ピクセルロンモデルにおける画像歪みの影響がランダムウォークモデルと比較して強く抑制され、既存および将来のすべての制約を回避できることを示します。また、光線の回折はぼかし効果の質的変化につながらないこともわかりました。
私たちは、惑星大気を利用した暗黒物質の新たな探索を提案します。我々は、惑星の暗黒物質が消滅すると電離放射線が発生し、電離層$H_3^+$の過剰生成につながる可能性があることを指摘する。この探索戦略を赤道付近の木星の夜側に適用します。夜側は太陽放射がゼロで、低緯度は電離オーロラから十分に離れているため、効果的に背景のない探索が可能になります。我々は、2000年のフライバイ中に木星の真夜中の両側3時間で収集された電離層$H_3^+$放出に関するカッシーニのデータを使用し、暗黒物質-核子の散乱断面積に約$10^{-38}$までの新しい制約を設定した。cm$^2$。また、将来の惑星スペクトルの高精度測定を使用して、暗黒物質の大気電離が木星系外惑星で検出される可能性があることも強調します。
無質量 ${\phi}^4$ 理論における宇宙論的相関関係と領域法
| Title |
Cosmological_Correlators_in_massless_${\phi}^4$-theory_and_the_Method_of_Regions |
| Authors |
Martin_Beneke,_Patrick_Hager,_Andrea_F._Sanfilippo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06766 |
インフレーション中またはデシッターバックグラウンドでの量子場の相関関数に対するループ補正の計算には、モード関数の形式がより複雑であるため、平面空間での場合よりも大きな課題が生じます。平面空間ではファインマン積分に対する高度に洗練されたアプローチが存在しますが、宇宙論的相関器用の同様のツールはまだ開発されていません。ただし、通常は、遅延時間制限のみが重要です。我々は、遅刻限界を抽出するツールとして宇宙論的相関器の領域拡張法を導入し、デシッター空間における相互作用する質量のない最小結合スカラー場のいくつかの例でそれを説明します。特に、その領域構造が異常に関連するin-in相関器$\langle\phi^2(\eta,q)\phi(\eta,k_1)\phi(\eta,k_2)\rangle$を考慮します。ソフトデシッター効果理論の寸法とマッチング係数。
アクシオン弱リーク：超軽量暗黒物質における極端な質量比の影響
| Title |
Axion_Weak_Leaks:_extreme_mass-ratio_inspirals_in_ultra-light_dark_matter |
| Authors |
Francisco_Duque,_Caio_F._B._Macedo,_Rodrigo_Vicente_and_Vitor_Cardoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06767 |
これまでの研究では、将来の重力波検出器は、降着円盤だけでなく暗黒物質構造も含め、連星が合体する天体物理環境の特性を調査できるだろうと主張してきた。ほとんどの分析は環境への影響のニュートンモデリングに頼っていますが、これは超軽量ボソンの構造に浸された極端な質量比のインスパイラルの研究には適していません。この手紙では、相対論的摂動理論を使用して、球面対称のこれらの系を一貫して研究します。スカラー粒子のフラックスと、重力放射とスカラーの枯渇、つまり動的摩擦によって軌道エネルギー(および角運動量)が散逸する速度を計算します。私たちの結果は、レーザー干渉計宇宙アンテナが、極端な質量比の吸気の位相を追跡することによって、銀河内の超軽量暗黒物質構造を調査できることを示唆しています。
私たちは、スカラー粒子が重い右旋ニュートリノと結合するシナリオを考慮して、回転する原始ブラックホールのある宇宙で超放射がバリオン非対称性の生成にどのような影響を与えるかを調査します。超放射によりスカラー生成が強化されるパラメーター空間の領域を特定します。この強化は、その後の右旋ニュートリノへのスカラーの崩壊と相まって、レプトン非対称性の非熱的生成をもたらします。$O(0.1~{\rmg})-O(10~{\rmg})$程度の範囲の原始ブラックホールの質量と最も軽いニュートリノ質量でレプトジェネシスが成功することを示します。$M_N\simO(10^{12})~{\rmGeV}$。その結果、シュワルツチャイルドPBHの場合、生存可能なレプトジェネシスと両立しないパラメーター空間の領域が、観察された物質-反物質の非対称性を生み出す可能性があります。
時間の前に崩壊する宇宙
このノートでは、負の多重指数ポテンシャルで発展する任意の数の正準スカラーで構成される宇宙流体の状態方程式の解析限界を証明します。負のエネルギーのため、宇宙は収縮し、最終的にはビッグクランチを迎えます。収縮する宇宙は、エキパイロシスと周期宇宙のモデルの基本的な特徴であり、平坦性と地平線の問題を解決するための宇宙インフレーションの代替案として提案されています。私たちの分析限界は、赤熱症の一般的な効果的な理論に定量的な制約を設定します。特定のトップダウン構造に適用すると、私たちの限界を使用して、エキパイロシスが原理的に実現できるかどうかを判断できます。我々は、超弦理論の制御された構造において空熱宇宙を実現する際の緊張の原因の可能性をいくつか指摘します。
我々は、光ディラックニュートリノポータル暗黒物質のゲージ付き$U(1)_{B-L}$バージョンを提案します。$U(1)_{B-L}$対称性は、異常キャンセル要件からの3つの右旋ニュートリノを自然に受け入れることによってUV補完を提供します。これらのニュートリノは、左旋ニュートリノと組み合わされて、電弱対称性の破れ後にサブeVディラックニュートリノを形成します。粒子含有量とゲージ電荷は、軽いニュートリノが純粋なディラックのままであり、ゲージ一重項ディラックフェルミオンである暗黒物質が安定なままであるように選択されます。私たちは、暗黒物質の熱生成と非熱生成の両方の可能性を考慮し、対応するパラメーター空間を、強化された相対論的自由度に敏感な将来の宇宙マイクロ波背景放射(CMB)実験の範囲内にあるパラメーター空間と相関させます$\DeltaN_{\rmeff}$。暗黒物質、CMB、構造形成、その他の地球上の制約の相互作用により、シナリオは非常に予測可能になり、$U(1)_{B-L}$パラメーター空間が窮地に陥ります。
歳差運動によるダイナモ作用の現地研究
局所モデルにおける歳差運動による流体力学的乱流による効率的な磁気ダイナモを実証します。ダイナモの成長率は、ポアンカール数と磁気プラントル数とともに増加します。スペクトル分析は、ダイナモが広範囲のスケールで作用することを示しています。大規模(システムサイズ)および中規模のスケールでは、2D渦と背景の歳差運動のせん断によって駆動されますが、より小さいスケールでは、主に3D慣性波によって駆動されます。これらの結果は、歳差運動する惑星や恒星における磁場の生成と増幅を理解するために重要です。
太陽画像の機械学習によって可能になる高頻度の熱圏密度推定
| Title |
High-Cadence_Thermospheric_Density_Estimation_enabled_by_Machine_Learning_on_Solar_Imagery |
| Authors |
Shreshth_A._Malik,_James_Walsh,_Giacomo_Acciarini,_Thomas_E._Berger,_At{\i}l{\i}m_G\"une\c{s}_Baydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.06845 |
熱圏密度の正確な推定は、地球低軌道(LEO)における衛星抗力の正確なモデリングにとって重要です。この推定を改善することは、状態推定、衝突回避、再突入計算などのタスクにとって非常に重要です。熱圏密度を決定する際の不確実性の最大の原因は、太陽活動と地磁気活動によって引き起こされる宇宙天気の影響をモデル化することです。現在の運用モデルは、太陽出力や地磁気応答の複雑さと不完全に相関する地上ベースの代理インデックスに依存しています。この研究では、NASAの太陽力学観測所(SDO)の極紫外(EUV)スペクトル画像を神経熱圏密度モデルに直接組み込み、代わりに宇宙ベースのEUV画像データを使用することでモデルの予測パフォーマンスが向上するかどうかを判断します。さらに、地上ベースのプロキシインデックスも含まれます。私たちは、EUV画像がはるかに高い時間分解能での予測を可能にし、地上ベースのプロキシを置き換えながら、現在の運用モデルと比較してパフォーマンスを大幅に向上できることを実証します。私たちの方法は、EUV画像データをLEO衛星航法プロセスで使用するための運用上の熱圏密度予測モデルに同化する道を開きます。
アクシオン-SU(2)インフレーションによるベクトルボソン暗黒物質の不整列生成
我々は、インフレーション中のaxion-SU(2)ゲージ場のダイナミクスからコヒーレントに振動するダークベクトル場を生成する新しいメカニズムを提案します。SU(2)ゲージフィールドは、インフレーション中にアクシオンによって供給される非ゼロのバックグラウンドを取得し、インフレーション後の自発的な対称性の破れを通じて質量を取得します。我々は、暗黒ベクトル場のコヒーレント振動が、最小限の設定で$10^{-13}-1$eVの質量範囲の暗黒物質を説明できることを発見した。より複雑なシナリオでは、範囲はファジー暗黒物質領域までさらに広がる可能性があります。暗いベクトル場の1つは暗いフォトンとして識別できます。この場合、このメカニズムは、等曲率摂動、統計的異方性、および通常の位置ずれ生成シナリオに存在するゴーストの不在に関する悪名高い制約を回避します。現象学的意味が議論されます。
乱流媒介磁気リコネクションへの輸送のようなアプローチ
リコネクション時間とリコネクション層内で生じる乱流ゆらぎの特徴的なタイムスケールとの間のタイムスケール分離に基づいて、自己駆動乱流を介した磁気リコネクションの研究のための輸送のような枠組みを提案した。我々は、衝突のない場合でも平均場はMHDスケールのままであると主張します。これらの観察は、この問題に対する効率的な計算アプローチの理論的正当性を提供し、それについて説明します。
MeV温度でのニュートリノデカップリングの精密計算を動機として、熱ニュートリノ相互作用速度に対するQED補正が電子陽電子スペクトル関数および有効な$\bar{\nu}\nu\gamma$頂点にどのように関連付けられるかを示します。。スペクトル関数は、時間領域と空間領域の両方で、また物理的な偏光状態(空間運動量に関して横方向と縦方向)の両方で必要です。このスペクトル関数のNLO評価、$\bar{\nu}\nu\gamma$頂点の推定、およびソフトボーズ増強$t$チャネル光子によって媒介される散乱のHTL再開を組み込んで、相互作用率を計算します。ニュートリノの運動量とフレーバーの関数として。$-(0...2)\%$レベルへの影響が見つかりましたが、関連する数量の以前の推定値よりも著しく小さいことがわかりました。
ブランズディッケ(BD)理論は、最も単純なスカラーテンソル理論の1つであり、暗黒物質、暗黒エネルギー、インフレーション、および原始元素合成と潜在的な関係があります。BD結合定数に対する最も強い制約は、カッシーニによる太陽系のシャピロ時間遅延測定によって提供されます。重力波(GW)現象による制約は、非対称連星(中性子星-ブラックホール(NSBH)、白色矮星-中性子星、または白色矮星-ブラックホール連星など、異なる「感度」を持つ連星)の影響を受けます。3番目の重力波過渡現象カタログ(GWTC)は、NSBH合併イベントGW200115を報告し、GWによるBDの制約を可能にします。この情報源とベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)解析を利用して、ドミナント(2、２）モード補正。スカラーテンソル理論に拡張すると、制約$\varphi_{-2}>-7.94\times10^{-4}$があり、LIGO研究所の限界$7.3\times10^{-4}$と一致します。通常、非対称二元系はかなりの質量比を持ちます。このような場合、高調波モードを無視することはできません。私たちの研究ではBDからの高調波補正を考慮し、$\omega_{\rmBD}>5.06$というより厳しい制約を設けています。また、疑わしいイベントGW190426\_152155もNSBHイベントとみなされます。ドミナント(2,2)モードのみを使用する場合は$\omega_{\rmBD}>1.25$となり、高調波モードを含む場合は$\omega_{\rmBD}>1.47$となることがわかります。さらに、スクリーン修正重力(SMG)として知られるBDのような理論を考慮し、GW200115とGW190426\_152155の両方のデータを使用して、ハイモード補正ありとなしの両方から結合定数制約を提供します。
| Title |
Axion_Cloud_Decay_due_to_the_Axion-photon_Conversion_with_Multi-pole_Background_Magnetic_Fields |
| Authors |
Yusuke_Sakurai,_Chul-Moon_Yoo,_Atsushi_Naruko,_Daisuke_Yamauchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07058 |
多極背景磁場によるアクシオン光子変換によるアクシオン雲の崩壊を考慮します。アクシオン場構成の$\ell=m=1$および$n=2$モードに焦点を当てます。これは、超放射不安定性に関連する最大の成長率があるためです。背景の多極磁場の存在下では、アクシオン場はアクシオンと光子の結合を通じて電磁場に変換されます。次に、変換された光子の散逸による減衰率が逐次近似で計算されます。我々は、減衰速度が背景磁場を特徴付ける方位角量子数に大きく依存し、超放射不安定性の成長速度と同等かそれより大きくなる可能性があることを発見しました。
宇宙でのX線偏光測定のためのFBKにおけるGEM検出器の微細加工のためのプラズマベースのエッチングアプローチ
| Title |
Plasma-Based_Etching_Approach_for_GEM_Detector_Microfabrication_at_FBK_for_X-ray_polarimetry_in_space |
| Authors |
A._Lega,_D._Novel,_T._Facchinelli,_C._Sgro',_L._Baldini,_M._Minuti,_M._Boscardin,_G._Pepponi,_R._Iuppa,_R._Hall-Wilton,_L._Latronico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07108 |
ガス電子増倍管(GEM)検出器は、イメージングX線偏光測定エクスプローラー(IXPE)のように、ガスピクセル検出器(GPD)のカスタムピクセル読み出しASICと組み合わせると、天体物理源の高解像度X線偏光を可能にするために重要です。PolarlightcubesatパスファインダーとPFA望遠鏡は、将来の大規模な強化されたX線タイミングおよび旋光計(eXTP)の中国ミッションに搭載されます。IXPEとのコラボレーションによる研究開発の取り組みにより、成熟したGPDテクノロジーが誕生しました。しかし、古典的なウェットエッチングまたはレーザードリルによるGEM製造プロセスには限界があるため、代替方法の探求が行われました。この研究は、ブルーノケスラー財団(FBK)でGEMパターンを製造するためのプラズマベースのエッチングアプローチの調査に焦点を当てています。目的は、GEMホールのアスペクト比を改善し、レート依存のゲイン変化を生成するGEM誘電体の帯電を軽減することです。従来のウェットエッチングプロセスとは異なり、反応性イオンエッチング(RIE)では、より垂直なエッチングプロファイルが可能になり、アスペクト比が向上します。さらに、RIEプロセスは、レーザードリルまたはウェットエッチングGEMを備えたGPDの方位角応答に系統的な影響を引き起こすと考えられているGEMホールパターンの不均一性を克服することを約束します。直径20マイクロメートル、ピッチ50マイクロメートルのGEM形状を、構造的特徴とアスペクト比の広範な特性評価(SEMおよびPFIB)とともに提示します。INFNピサおよびトリノとの協力により、これらの検出器の電気的特性を比較し、GPDの電子増倍器として使用する際の性能をテストすることができました。この研究開発作業はまだ初期段階にありますが、より垂直な穴プロファイルを備えたGEMパターンによるX線偏光測定におけるIXPEミッションの感度を向上させることが期待されています。
電波天文学におけるモデルの不確実性の定量化を備えたプラグアンドプレイイメージング
| Title |
Plug-and-play_imaging_with_model_uncertainty_quantification_in_radio_astronomy |
| Authors |
Matthieu_Terris,_Chao_Tang,_Adrian_Jackson,_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07137 |
プラグアンドプレイ(PnP)アルゴリズムは、逆結像問題を解決する際の近接アルゴリズムに代わる魅力的な代替手段です。近位演算子として動作するディープニューラルネットワーク(DNN)を学習することで、高度な画像事前分布によって引き起こされる最適化アルゴリズムの計算の複雑さや、DNNと比較した手作りの事前分布の次善性を回避できます。同時に、これらの方法は最適化アルゴリズムの多用途性を継承しており、大規模なクラスの目的関数を最小化することができます。このような機能は、データサイズ、問題の姿勢の悪さ、ターゲット再構成のダイナミックレンジが重要となる天文学における電波干渉(RI)イメージングにおいて非常に望ましいものです。前回の研究では、前方後方バックボーンに依存するAIRIと呼ばれる収束PnPアルゴリズムのクラスを導入しました。これは、微分可能なデータ忠実度項と、高度に前処理された無関係な光天文画像でトレーニングされたダイナミックレンジ固有のデノイザーを備えています。ここでは、AIRIアルゴリズムが、主双対の前方後方アルゴリズムバックボーンに転送するという単なるコストで、制約付きのデータ忠実度項から恩恵を受けることができることを示します。さらに、AIRIアルゴリズムがトレーニングデータセットの性質の強い変動に対して堅牢であることを示します。MRI画像でトレーニングされたデノイザーは、天文データでトレーニングされたものと同様の再構成を生成します。さらに、トレーニングプロセスのランダム性によってもたらされるモデルの不確実性を定量化し、AIRIアルゴリズムがモデルの不確実性に対して堅牢であることを示唆します。最終的に、我々は電波天文イメージング文献の手法との徹底的な比較を提案し、提案された手法が最先端技術よりも優れていることを示します。
Braneworld シナリオにおける重力原子
一般相対性理論(GR)は、局所的な重力テストに関する限り、GRと区別がつかないように、特別に歪んだ非コンパクトな空間次元を追加することによって修正される可能性があります。しかし、そのような修正された重力理論は、ブラックホールのさまざまな側面に興味深い結果をもたらすはずであり、それは、余分な次元の存在が強い場の領域で重力にどのような影響を与えるかを調査するのに役立ち、それをGRと区別するのに役立ちます。したがって、我々は、RandallSundrumIIbraneworldシナリオにおける4次元回転ブラックホールの大規模なスカラー摂動を研究しました。これらのブラックホールには、braneworldモデルの追加空間次元に関する情報を含む潮汐電荷が与えられています。このようなブラックホール時空は、ブラックホールの回転パラメータが1を超えることを可能にするという点でも注目に値しますが、この可能性は一般相対性理論によって厳密に禁止されています。したがって、これらは、将来の可能性のある観察を通じて、アインシュタインの理論への修正の影響を調査する上で貴重な洞察を提供します。私たちのアプローチには、連分数法を使用した摂動場方程式の数値解法が含まれます。まず、回転するブレーンワールドブラックホールの準正規モードスペクトルを確認します。次に、準束縛状態の存在とそれに関連する超放射不安定性を徹底的に調査します。ブラックホールの周囲のこのような超放射ボソン雲は重力原子と呼ばれ、素粒子物理学の標準モデルのさまざまな拡張で予測される超軽量ボソン粒子の貴重な観測プローブです。4次元カーブラックホールと比較して、潮汐電荷と回転パラメータの特徴的な兆候を報告します。これらは、準正規モードと重力原子の形成の両方で余分な次元の信号として現れます。
重力放射線の高調波が連星ブラックホールの個体数推論に及ぼす影響
| Title |
Impact_of_higher_harmonics_of_gravitational_radiation_on_the_population_inference_of_binary_black_holes |
| Authors |
Mukesh_Kumar_Singh,_Shasvath_J_Kapadia,_Aditya_Vijaykumar,_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07376 |
重力放射の支配的なモードのみをモデル化するテンプレートは、一般に、ほぼ等しい質量のコンパクトな連星合体の不偏パラメータ推論には十分です。ただし、バイナリが著しく非対称であるか、非常に大規模であるか、またはスピンの位置がずれている場合、サブドミナントモードを無視すると、推論に偏りが生じる可能性があります。この研究では、非回転バイナリブラックホール合体のパラメータ推定においてこれらのサブドミナントモードを無視すると、質量や合体赤方偏移分布などの集団レベルの特性の推論にバイアスがかかる可能性があるかどうかを調査します。高度なLIGO-Virgo検出器ネットワークの設計感度を仮定すると、サブドミナントモードを無視しても母集団推論に重大な偏りは生じないことがわかりますが、サブドミナントモードを含めるとより正確な推定値が得られます。これは主に、非対称バイナリの本質的な希少性と観察による選択効果により、検出されたサンプルでは非対称バイナリの方が稀であると予想されるという事実によるものです。ブラックホールの最大質量の測定精度が向上すると、質量スペクトルの上部質量ギャップをより適切に制限するのに役立ちます。
シュワルツシルト ブラック ホールと赤方偏移の速さ: 宇宙の距離を測定するための新しいアプローチ
| Title |
Schwarzschild_black_hole_and_redshift_rapidity:_A_new_approach_towards_measuring_cosmic_distances |
| Authors |
Mehrab_Momennia,_Pritam_Banerjee,_Alfredo_Herrera-Aguilar,_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07426 |
活動銀河核の中心にホストされている超大質量ブラックホールの質量対距離比を推定する完全一般相対論的手法の最近の成果を動機として、シュワルツシルトブラックホールの質量とその質量を表現するために新しい概念の赤方偏移速度を導入します。観測量だけで言えば地球からの距離。赤方偏移の速さは、シュヴァルツシルト時空の固有時間に対する周波数シフトの発展を表す観察可能な相対論的不変量でもあります。私たちは、シュヴァルツシルト背景の質量とブラックホールまでの距離を解きほぐし、これらのパラメーターを個別に推定できる簡潔で洗練された解析式を抽出します。この手順は、天体物理学的コンパクト物体までの宇宙距離の測定精度を向上させることを目的として、完全に一般相対論的な方法で実行されます。私たちの正確な式は正中線と視線の近くで有効であり、メガメーザーシステムの天体物理学に直接応用できますが、一般的な関係はブラックホールのパラメーター推定研究に使用できます。
| Title |
Dark_energy_from_topology_change_induced_by_microscopic_Gauss-Bonnet_wormholes |
| Authors |
Stylianos_A._Tsilioukas,_Emmanuel_N._Saridakis,_Charalampos_Tzerefos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07486 |
ユークリッド量子重力アプローチにおける時空泡レベルでの、インスタトンやワームホールなど、明確なトポロジーと異なるオイラー特性を持つ微小物体の出現により、時空トポロジーの変化が引き起こされることが知られています。このような変化は、原則として、重力作用の半古典的な変動手順を通じて生じる場方程式に影響を与える可能性があります。アインシュタイン・ヒルベルト作用の場合、微視的なワームホールの存在は自明ではない結果をもたらさないが、重力作用にガウス・ボネット項が追加されると、上記の有効なトポロジカル変動手順は、次のような有効な宇宙論的項を誘発する。ガウス-ボンネット結合とワームホール密度について。動的時空の後半は一般に時間に依存するため、トポロジー起源の有効なダークエネルギーセクターが得られます。
2023 年の皆既日食における太陽コロナの直線偏光の色処理
| Title |
A_Chromatic_Treatment_of_Linear_Polarization_in_the_Solar_Corona_at_the_2023_Total_Solar_Eclipse |
| Authors |
Ritesh_Patel,_Daniel_B._Seaton,_Amir_Caspi,_Sarah_A._Kovac,_Sarah_J._Davis,_John_P._Carini,_Charles_H._Gardner,_Sanjay_Gosain,_Viliam_Klein,_Shawn_A._Laatsch,_Patricia_H._Reiff,_Nikita_Saini,_Rachael_Weir,_Daniel_W._Zietlow,_David_F._Elmore,_Andrei_E._Ursache,_Craig_E._DeForest,_Matthew_J._West,_Fred_Bruenjes,_Jen_Winter_(the_Citizen_CATE_2024_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.07490 |
広帯域太陽Kコロナは、トムソン散乱により直線偏光です。コロナ分極を表現するためにさまざまな戦略が使用されてきました。ここでは、CitizenCATE2024プロジェクトの支援として、オーストラリアでの2023年4月20日の皆既日食の観測結果を使用して、偏光コロナを視覚化する新しい方法を紹介します。一般的な4偏光子直交基底(0{\deg}、45{\deg}、90{\deg}、および135{\deg})の観測値を-60{\deg}、0{\deg}に変換します。、および+60{\deg}(MZP)偏光。これはR、G、Bカラーチャネルと相同です。生成されたユニークな画像は、色を知覚するのと同じ方法で偏光を知覚できた場合、人間が偏光をどのように視覚化するかをある程度の感覚を提供します。
QCD相転移後の宇宙論的な「ビッグストームシナリオ」
QCD相転移によって生成される音響摂動が逆乱流カスケード\cite{Kalaydzhyan:2014wca}を引き起こす可能性があることが提案されました。より小さい運動量への伝播は、当時の宇宙の大きさである数キロメートルの波長に達する可能性があるとの仮定がありました。このような音波は重力波の発生源であると提案されました。キロメートルの波長は、今日の1年分の重力波に対応しており、パルサー相関を使用して最近発見されました。この論文はさらに、音響乱流は衝撃の集合体であるに違いないと主張しています。これは2つの結果をもたらします。まず、物質の分布が断続的であるため、衝撃は音波よりもはるかに効率的に重力波を生成します。我々は、ソフト放射に対する普遍的放出理論を用いて重力波放射を再考し、ソフト運動量プラトーは衝撃平均自由行程のオーダーの波長に達するはずであると主張する。第二に、衝撃波の衝突により局所的な密度超過が生じ、原始ブラックホールが生成される可能性があります。この問題を解決するための良いツールは、AdS/CFT対応を使用した重イオン衝突の研究で行われたような、{\emトラップされた表面}の評価です。
