M101 までのミラの距離と H0 の 4% の測定値
| Title |
The_Mira_Distance_to_M101_and_a_4%_Measurement_of_H0 |
| Authors |
Caroline_D._Huang,_Wenlong_Yuan,_Adam_G._Riess,_Warren_Hack,_Patricia_A._Whitelock,_Nadia_L._Zakamska,_Stefano_Casertano,_Lucas_M._Macri,_Massimo_Marengo,_John_W._Menzies,_and_Randall_K._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08423 |
巨大渦巻銀河M101は、最も近い最近のIa型超新星(SN2011fe)のホストであるため、超新星の後期の光曲線を研究するために近赤外線で広範囲に監視されています。この既存の観測ベースラインを活用して、超新星場で周期240～400日の211個のミラのサンプルを発見して分類することにより、M101までの最初のミラベースの距離を導き出します。新しいHSTWFC3/IRチャネル観測と組み合わせたデータセットは、$\sim$2900日にわたるF110W(HST$YJ$)の11エポックとF160W(HST$H$)データの13エポックの合計になります。大マゼラン雲と水メガメーザーの母銀河NGC4258までの幾何学的距離に基づいたミラの周期と光度の関係の絶対校正を採用し、$\mu_{\rmM101}=$29.10$\pm$0.06等を求めます。この距離は、他のほとんどの最近のセファイド星と赤色巨星の枝先端からM101までの距離測定値と1$\sigma$一致しています。以前のMira-SNIaホストであるNGC1559とSN2005dfを含めて、基準SNIaピーク光度$M^0_B=-19.27\pm0.09$magを決定します。SNeIaのハッブル図を使用して、Mirasを使用した$H_0$の$4.1\%$測定値である$H_0=72.37\pm2.97$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$を導き出します。$H_0$の最近のセファイド距離ラダー測定との優れた一致を発見し、$H_0$の局所宇宙の値が$\sim$$95\%$の信頼度で初期宇宙の値よりも高いという以前の兆候を確認しました。現在、Miraベースの$H_0$測定は依然としてSNIaピークの大きさの統計的不確実性によって支配されています。
標準キャンドルとしてのクエーサー V. LX-LUV 関係における $\leq$ 0.06 dex の固有分散の評価
| Title |
Quasars_as_Standard_Candles_V._Evaluation_of_a_$\leq$_0.06_dex_intrinsic_dispersion_in_the_LX-LUV_relation |
| Authors |
Matilde_Signorini,_Guido_Risaliti,_Elisabeta_Lusso,_Emanuele_Nardini,_Giada_Bargiacchi,_Andrea_Sacchi,_Bartolomeo_Trefoloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08448 |
クエーサーの特徴は、静止系2500{\AA}と2keVでの単色光度の間に観察される非線形関係です。この関係は、すべての赤方偏移と光度にわたって明らかであり、その非線形性により、クェーサーの距離を推定し、クェーサーのハッブル図を構築するために実装できます。歴史的に、この関係を宇宙論的に応用する際の重大な課題は、観測された分散の高さでした。最近の研究では、サンプルから偏った物体を除外することでこのばらつきを軽減できることが実証されました。それにもかかわらず、特に超新星Iaのフィリップスの関係と比較した場合、分散は依然としてかなりの量($\delta\sim0.20$dex)です。この関係の包括的な物理モデルが存在しないことを考えると、残りのばらつきのどの程度が関係自体に本質的に結びついているのか、またどの程度がサンプルの選択やXの選択によって対処されなかった観察要因に起因しているのかは不明のままです。光線と紫外線のインジケーター。潜在的な寄与要因には、(i)分光結果の代わりにX線測光結果を使用することによって生成される散乱、(ii)クエーサーの固有の変動性、および(iii)私たちの視線に対する降着円盤の傾きが含まれます。この研究では、これら3つの要因を徹底的に調査し、観察された分散に対するそれぞれの寄与を定量化します。私たちの発見に基づいて、X線とUVの視度関係の固有分散はおそらく0.06dex未満であると主張します。また、高赤方偏移のサブサンプルが平均のものよりも大幅に低い分散を示す理由についても説明します。
FLAMINGO プロジェクト: 弱い重力レンズ効果と収束ピーク数に対するバリオンの影響
| Title |
The_FLAMINGO_project:_Baryonic_impact_on_weak_gravitational_lensingvconvergence_peak_counts |
| Authors |
Jeger_C._Broxterman,_Matthieu_Schaller,_Joop_Schaye,_Henk_Hoekstra,_Konrad_Kuijken,_John_C._Helly,_Roi_Kugel,_Joey_Braspenning,_Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Juliana_Kwan,_Ian_G._McCarthy,_Jaime_Salcido,_Marcel_P._van_Daalen,_Bert_Vandenbroucke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08450 |
弱い重力レンズ収束マップの極大値である弱い重力レンズ収束ピークには、一般的に使用される2点統計を補完する貴重な宇宙論的情報が含まれていることが示されています。宇宙論に弱いレンズ効果を最大限に活用するには、バリオンのフィードバックプロセスをモデル化する必要があります。これは、バリオンのフィードバックプロセスが非線形および軽度非線形のスケールで物質の分布を再形成するためです。FLAMINGO宇宙論的流体力学シミュレーションスイートを使用して、弱いレンズピークの数密度に対するバリオン物理学の影響を研究します。ステージIVの弱いレンズ調査の特性を模倣した、レイトレースされた全天コンバージェンスマップを生成します。観測された銀河の質量関数とクラスターガスの割合を再現するか、これらのシフトしたバージョンと一致するように校正され、熱駆動またはジェットAGNフィードバックを使用するシミュレーションのピークの数密度を比較します。現実的なバリオンフィードバック処方によって引き起こされる差(通常、$\kappa=0.1-0.4$の場合$5-30$%)は、宇宙論的パラメータの合理的な変動によって引き起こされる差($\kappa=の場合$20-60$%)よりも小さいことを示します。0.1～0.4$)ですが、公平な結果を得るには慎重にモデル化する必要があります。これらの違いの背後にある理由は、ハロー質量に対するフィードバックの影響を考慮することによって、またはハロー質量関数に対するさまざまな宇宙論的パラメーターの影響を考慮することによって理解できます。私たちの分析は、バリオン抑制が$\kappa\約0.4$までの宇宙論の変化に鈍感であり、より高い$\kappa$領域ではポアソンノイズと宇宙分散によって支配されることを示しています。
再電離の終わりにおける電離背景と電離光子の平均自由行程の進化に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_Evolution_of_the_Ionizing_Background_and_Ionizing_Photon_Mean_Free_Path_at_the_End_of_Reionization |
| Authors |
Frederick_B._Davies,_Sarah_E._I._Bosman,_Prakash_Gaikwad,_Fahad_Nasir,_Joseph_F._Hennawi,_George_D._Becker,_Martin_G._Haehnelt,_Valentina_D'Odorico,_Manuela_Bischetti,_Anna-Christina_Eilers,_Laura_C._Keating,_Girish_Kulkarni,_Samuel_Lai,_Chiara_Mazzucchelli,_Yuxiang_Qin,_Sindhu_Satyavolu,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Yongda_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08464 |
$z>5.3$で観測された異なる背景クェーサーへの視線間のLy$\alpha$森林の不透明度の変動は、密度場の変動のみによって引き起こされるには強すぎます。この過剰な分散の原因についての有力な仮説は、6未満の赤方偏移での後期の進行中の再イオン化プロセスです。別のモデルは、不完全な再電離を明示的に引き起こすことなく、電離光子の短く空間的に変化する平均自由行程と結合した強力な電離バックグラウンド変動を提案しています。最近の観察では、$z\sim6$での平均自由行程が短く、$z>5$Ly$\alpha$フォレストのデータ品質が劇的に向上していることが示唆されているため、この後者の可能性を再考します。ここでは、近似ベイジアン計算の尤度フリー推論手法を適用して、水素光イオン化率$\Gamma_{\rmHI}$とイオン化光子の平均自由行程$\lambda_{\rmmfp}$を実効光学系から共同で制約します。XQR-30からの$z=5.0$-$6.1$の深度分布。観測結果は、$z\sim5$-$6$での独立した測定によって暗示される急峻な傾向と一致し、それに伴う光イオン化率の急速な進化と一致する、平均平均自由行程をもつ変動平均自由行程モデルによってよく記述されることがわかりました。。
ライン強度マッピング実験のインターローパー汚染を軽減する相互相関技術
| Title |
Cross-correlation_Techniques_to_Mitigate_the_Interloper_Contamination_for_Line_Intensity_Mapping_Experiments |
| Authors |
Anirban_Roy_and_Nicholas_Battaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08471 |
線強度マッピング(LIM)は、遠方の星形成銀河から発生する統合スペクトル線放射の統計解析に依存し、天体物理学における強力なプローブとして機能します。LIM観測は幅広い科学的目的を達成する可能性を秘めていますが、将来の実験にとって大きなハードルは、特定の赤方偏移で放射される標的スペクトル線と、異なる赤方偏移で発生する望ましくないスペクトル線放射を区別することにあります。これらの絡み合う線の存在は、宇宙論的解析の精度に課題をもたらします。この研究では、線間相互相関(LIM-LLX)を定量化する新しいアプローチを導入し、機器ノイズとインターロッピング放射の中で真の信号を調査できるようにします。たとえば、約$z\sim3.7$の赤方偏移では、[CII]の測定された自動パワースペクトルが、交差するライン発光からかなりのバイアスを示していることが観察されました。しかし、FYSTのような実験を使用して[CII]とCO(6-5)ラインを相互相関させると、$\sim10$の信号対雑音比(SNR)という有望な結果が得られました。この測定値は特に偏りがありません。さらに、さまざまなCO遷移を利用して、LIM-LLXを介してより低い赤方偏移で断層撮影宇宙を調査することにより、相互相関の広範な機能を探索します。さらに、90GHzや150GHzなどの低周波数チャネルをFYSTのEoR-Specに似た実験に組み込むことで、相互相関研究の可能性を最大化し、機器ノイズや侵入者によってもたらされるバイアスを効果的に低減できることを実証します。
WISE-Pan-STARRS の明るい赤い銀河カタログで検出された宇宙空洞の CMB レンズ痕跡
| Title |
The_CMB_lensing_imprint_of_cosmic_voids_detected_in_the_WISE-Pan-STARRS_luminous_red_galaxy_catalog |
| Authors |
G._Camacho-Ciurana,_P._Lee,_N._Arsenov,_A._Kov\'acs,_I._Szapudi,_I._Csabai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08483 |
宇宙空隙とCMB変動のレンズ収束($\kappa$)マップとの相互相関は、コンセンサス宇宙論モデルにおけるダークセクターの理解を洗練させるための強力なツールを提供します。私たちの主な目的は、銀河データセットのレンズ効果を一致モデルに基づくシミュレーションと比較し、$A_{\kappa}$一貫性パラメーターを使用して結果を特徴付けることです。特に、私たちの測定は、$\Lambda$CDMモデルの「レンズが低い」張力の理解に貢献します。我々はWISE-Pan-STARSSデータセットから明るく赤い銀河を選択し、14,200度$^2$の拡張された空領域を可能にし、これまでの研究と比較してより正確な測定を提供した。私たちは、2Dおよび3Dのボイドカタログを作成して、その位置をプランクレンズマップと相互相関させ、スタッキング手法を使用して平均インプリント信号を研究しました。同じ手順を適用して、比較のためにWebSkyシミュレーションからモックカタログも生成しました。2D空隙解析により、$A_{\kappa}\about1.06\pm0.08$、つまり$S/N=13.3$という標準宇宙モデルとの良好な一致が明らかになり、空隙を用いた以前の研究よりも高い$S/N$が示されました。ダークエネルギー調査データセットで検出されました。3Dボイド解析では、$S/N$が低く、2Dボイドよりも模擬カタログとの一致が悪いことを示しました。これらの逸脱は、LRG選択の不完全性や、データ品質に関するWISE-Pan-STARSSデータセットのノースパッチとサウスパッチ間の潜在的な非対称性など、モックカタログの制限に起因する可能性があります。全体として、我々は、宇宙の空隙に関連するCMBレンズ信号の重要な検出を示し、一致モデルとほぼ一致しています。さらに大規模な構造解析を補完する性質を考慮すると、さらに大規模なデータセットを使用した将来の解析でも、これらの結果がさらに鮮明になることが大いに期待できます。
| Title |
Exact_treatment_of_weak_dark_matter-baryon_scattering_for_linear-cosmology_observables |
| Authors |
Yacine_Ali-Ha\"imoud_(NYU),_Suroor_Seher_Gandhi_(NYU)_and_Tristan_L._Smith_(Swarthmore) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08497 |
バリオンによる暗黒物質(DM)粒子の弾性散乱は、現代または将来の望遠鏡で検出できる可能性のある宇宙論的信号を引き起こします。相対速度の負の乗$\sigma_{\chib}(v)\proptov^{-2},v^{-4}$でスケーリングするDMバリオン散乱断面積の場合、このような相互作用は運動量交換を導入します。この速度は、DMバリオンのバルク相対速度において非線形であるため、標準の線形宇宙論的ボルツマンコードにそのまま組み込むことはできません。線形解析は過去の研究でも採用されていますが、第一原理導出から生じたものではないため、その精度は不明です。この研究では、線形宇宙論の観測量を$\sigma_{\chib}$の摂動展開として計算するための厳密なフレームワークを初めて構築します。我々は、このアプローチは、DMのほとんどまたはすべてが断面$\sigma_{\chib}(v)\proptov^{-2}のバリオンで散乱している場合に、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)角パワースペクトルに対して正確であると主張します。、v^{-4}$。$\sigma_{\chib}$の線形オーダーでCMBパワースペクトルの正確な形式式を導出し、それらが運動量交換率の特定の速度積分にのみ依存することを示します。したがって、元の非線形運動量交換レートを独自に指定された線形レートに置き換えることで、$\sigma_{\chib}$の線形オーダーで正確なパワースペクトルを得ることができます。偶然にも、第一原理から導き出した正確な置換が、最も広く使用されている線形解析と正確に一致することがわかり、これにより、以前のCMB異方性の上限がより強固な基盤の上に置かれます。パラメータ空間の明確に定義された領域におけるDMバリオン散乱問題に対する正確な宇宙論的解決策を最終的に提供することに加えて、私たちが構築するフレームワークは、パワースペクトルを超えた、有望だが未踏の高次相関関数を計算する道を開きます。DMバリオン散乱のプローブ。
宇宙論の緊張: 矛盾を判断するための統計ツールについての議論
| Title |
Tensions_in_cosmology:_a_discussion_of_statistical_tools_to_determine_inconsistencies |
| Authors |
Mat\'ias_Leizerovich,_Susana_J._Landau,_Claudia_G._Sc\'occola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08542 |
我々は、個別のデータセットから生じる宇宙論的パラメータ推定における張力を評価するための統計ツールの包括的な分析を紹介します。未解決のハッブル定数($H_0$)張力に焦点を当て、SH0ESコラボレーションからの低赤方偏移セファイドデータと宇宙クロノメーター(CC)データセットを含むPantheonPlus+SH0ES(PPS)コンパイルを調査します。さまざまな張力測定基準を使用して、パラメータ推定値の不一致を定量的に評価し、多次元張力を把握することの重要性を強調します。私たちの結果は、PPSとPlanck2018データセットの間に大きな緊張があることを明らかにしました。我々は、将来の宇宙論的分析の精度を高め、既存の緊張の解決を促進するために、これらの指標を採用することの重要性を強調します。
DESI Bright Galaxy Survey のような光束が制限されたサンプル用の模擬銀河カタログの生成
| Title |
Generating_mock_galaxy_catalogues_for_flux-limited_samples_like_the_DESI_Bright_Galaxy_Survey |
| Authors |
A._Smith,_C._Grove,_S._Cole,_P._Norberg,_P._Zarrouk,_S._Yuan,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_J._E._Forero-Romero,_E._Gazta\~naga,_S._Gontcho_A_Gontcho,_C._Hahn,_R._Kehoe,_A._Kremin,_M._E._Levi,_M._Manera,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_J._Nie,_W._J._Percival,_M._Rezaie,_G._Rossi,_E._Sanchez,_H._Seo,_G._Tarl\'e_and_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08792 |
ダークエネルギーモデルを制約するために使用される分析パイプラインを検証するには、正確な模擬銀河カタログが不可欠です。我々は、rバンド等級とg-r色を含むDESIBrightGalaxySurvey用の模擬カタログのセットを作成するために、AbacusSummitシミュレーションに適用する高速なHODフィッティング手法を紹介します。ハロー表作成法は、異なる絶対振幅閾値サンプルのHODを同時に適合させ、サンプル間の非物理的なHOD交差を防ぎます。SDSSおよびGAMA調査に合わせて調整されたMXXLBGSモックからの実空間クラスタリング測定と銀河数密度にフィッティングすることで、HODフィッティング手順を検証します。最適なクラスタリング測定値と数密度は、ほとんどが想定誤差の範囲内ですが、微光サンプルのクラスタリングは大規模スケールでは低くなります。最適なHODパラメーターは、初期条件のさまざまな実現を伴うシミュレーションに適合する場合に堅牢です。宇宙論を変化させると、各宇宙論パラメータの関数として傾向が見られます。最適なHODパラメーターを使用して、さまざまな宇宙論で立方体ボックスを作成し、AbacusSummitシミュレーションから空のモックを切り取ります。実例として、模擬銀河のMr<-20サンプルとDESI1パーセント調査のBGS測定値を比較します。数密度には良好な一致が見られ、予測された相関関数は合理的ですが、その差異はBGSクラスタリング測定値に直接当てはめることによって将来改善できる可能性があります。さまざまな宇宙論における立方体ボックスとカットスカイのモックが公開されています。
21cm宇宙論からみた超伝導宇宙弦の制約について
| Title |
On_the_Constraints_on_Superconducting_Cosmic_Strings_from_21-cm_Cosmology |
| Authors |
T._Gessey-Jones,_S._Pochinda,_H._T._J._Bevins,_A._Fialkov,_W._J._Handley,_E._de_Lera_Acedo,_S._Singh,_R._Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08828 |
超伝導宇宙ストリングの潜在的な特性に対する制約は、地球上の粒子衝突器ではアクセスできないエネルギーにおける標準モデルを超えた物理学の間接的な探査を提供します。この研究では、前景と高赤方偏移の天体物理学における不確実性を厳密に考慮しながら、現在の21cm信号測定から超伝導宇宙ストリングの制約を抽出するため、初の共同ベイズ解析を実行します。最終解析には、HERAから公開されている最新の21cmパワースペクトル上限、SARAS3からの21cmグローバル信号データ、および未分解X線バックグラウンドの相乗プローブが含まれています。したがって、この論文は、宇宙ひもを調査するために21cmパワースペクトルデータを使用する最初の試みを構成します。以前の研究とは対照的に、現在の21cmの測定からは、超伝導宇宙ストリングに強い制約を課すことができないことがわかりました。これは、最初の銀河のX線放射効率が不確実であるためであり、X線放射率は$3\times10^{40}$ergs$^{-1}$M$_{\odot}^を超えています。{-1}$年は、21cm信号内の宇宙ひもの存在をマスクすることができました。我々は、最終的な21cm信号測定から得られる将来の制約の見通しについて議論して結論を導き、最近提案されたソフトフォトン加熱は、そうでなければ宇宙ひもの痕跡の識別を困難にしていたであろう縮退を打ち破る可能性があるため、楽観視できると主張する。天体物理学的起源のものから。
精密な宇宙論のための正確なフィールドレベルの弱いレンズ推論
| Title |
Accurate_field-level_weak_lensing_inference_for_precision_cosmology |
| Authors |
Alan_Junzhe_Zhou,_Xiangchong_Li,_Scott_Dodelson,_Rachel_Mandelbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08934 |
我々は、一般的な平面空フィールドレベルの推論のためのカタログから宇宙論へのパイプラインである$\texttt{Miko}$を紹介します。これは、2点統計を超えた宇宙論的情報へのアクセスを提供します。弱いレンズ効果のコンテキストで、いくつかの新しい場レベルの解析体系(エイリアシング、フーリエモード結合、密度誘起形状ノイズなど)を特定し、それらが宇宙論的制約に及ぼす影響を定量化し、バイアスをパーセントレベルに補正します。次に、モデルの仕様の誤りが、現実的なシミュレーションにおいて推定される宇宙論的パラメーターの絶対的な偏りと不正確な不確実性の定量化の両方につながる可能性があることを発見しました。事前のガウスマップは、実際のデータ分布に関係なく、不偏の宇宙論的パラメーターを推測しますが、過信した不確実性が生じます。事前の対数正規マップは不確実性を正確に定量化しますが、不偏な宇宙論的パラメータに対するシフトパラメータの慎重な校正が必要です。両方のモデルで$2\%$レベルまでの体系的な制御を実証し、継続的な弱いレンズ調査に適しています。
LiteBIRD の前景が存在する場合のビームのファーサイドローブの知識の影響
| Title |
Impact_of_beam_far_side-lobe_knowledge_in_the_presence_of_foregrounds_for_LiteBIRD |
| Authors |
C._Leloup,_G._Patanchon,_J._Errard,_C._Franceschet,_J._E._Gudmundsson,_S._Henrot-Versill\'e,_H._Imada,_H._Ishino,_T._Matsumura,_G._Puglisi,_W._Wang,_A._Adler,_J._Aumont,_R._Aurlien,_C._Baccigalupi,_M._Ballardini,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_A._Basyrov,_M._Bersanelli,_D._Blinov,_M._Bortolami,_T._Brinckmann,_P._Campeti,_A._Carones,_F._Carralot,_F._J._Casas,_K._Cheung,_L._Clermont,_F._Columbro,_G._Conenna,_A._Coppolecchia,_F._Cuttaia,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_T._de_Haan,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_P._Diego-Palazuelos,_H._K._Eriksen,_F._Finelli,_U._Fuskeland,_G._Galloni,_M._Galloway,_M._Georges,_M._Gerbino,_M._Gervasi,_R._T._G\'enova-Santos,_T._Ghigna,_S._Giardiello,_C._Gimeno-Amo,_E._Gjerl{\o}w,_A._Gruppuso,_M._Hazumi,_L._T._Hergt,_D._Herranz,_E._Hivon,_T._D._Hoang,_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09001 |
我々は、大規模な宇宙マイクロ波背景背景$B$モード信号の測定におけるビームのファーサイドローブの知識の不確実性の影響に関する研究を発表します。これは、将来のCMB観測における系統的効果の主な原因の1つであると期待されています。全天測量ミッションでは、ビームの系統的効果とすべてのデータ分析ステップの間の相互作用を考慮することが重要であるため、この論文の主な目的は、それらの調査のエンドツーエンドの研究を実行するための方法論を提供することです。宇宙でのCMB偏光実験の効果。テンソル対スカラー比$r$に対するバイアス$\deltar$の形での宇宙論的結果まで。LiteBIRDは、$r=0$を仮定して$\sigma\left(r\right)\leq10^{-3}$の感度に達することにより、CMB原始$B$モードの測定を目的としています。私たちのフレームワークのデモンストレーションとして、設計、シミュレーション、およびコンポーネント分離方法に関する所定の仮定の下で、ビームのファーサイドローブの知識と暫定的に割り当てられた誤差バジェットの間の関係を導き出します。分析パイプラインのどの段階でもファーサイドローブ効果が軽減されないと仮定します。$\deltar$が十分に低い$\deltaの場合、主に推定ビームと遠いサイドローブ領域の真のビームの間の積分された分数パワーの差によるものであり、ビームの実際の形状にはほとんど依存しないことを示します。r$。私たちの一連の仮定の下、特に使用した特定の前景クリーニング方法を考慮すると、遠いサイドローブの積分分数パワーは$\sim10^{-4}$と同じくらい厳密なレベルで既知である必要があることがわかります。バイアス$\deltar<1.9\times10^{-5}$に必要な制限を達成するには。この研究のために開発されたフレームワークとツールは、さまざまな設計、データ分析フレームワーク、およびLiteBIRD以外の将来の宇宙実験での要件を提供するために簡単に適合させることができます。
宇宙論的な重力粒子の生成と宇宙論的遺物に対するその影響
| Title |
Cosmological_gravitational_particle_production_and_its_implications_for_cosmological_relics |
| Authors |
Edward_W._Kolb_and_Andrew_J._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09042 |
宇宙論的重力粒子生成(CGPP)は、重力相互作用のみによって膨張する宇宙で粒子を生成することです。これらの粒子は、暗黒物質、重力波放射、暗黒放射、バリオンの非対称性などのさまざまな宇宙遺物とのつながりを通じて、宇宙の歴史において重要な役割を果たす可能性があります。このレビューは、時間依存背景における量子場の結果としてのCGPP現象を説明し、さまざまなスピンの重力によって生成された粒子のスペクトルと宇宙論的存在量に関する既知の結果をカタログ化し、CGPPの現象学的結果と観測的特徴を調査します。
ノイズを含むデータからの重力波異方性の不偏推定
| Title |
Unbiased_estimation_of_gravitational-wave_anisotropies_from_noisy_data |
| Authors |
Nikolaos_Kouvatsos,_Alexander_C._Jenkins,_Arianna_I._Renzini,_Joseph_D._Romano,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09110 |
現在および将来の重力波観測の最も魅力的なターゲットの1つは、天体物理学的なGW背景の角パワースペクトルです。この累積的な信号は、宇宙の大規模な構造と、宇宙時間全体にわたるコンパクトな連星の形成と進化に関する情報をエンコードしています。ただし、コンパクトなバイナリマージの有限レートにより時間ショットノイズが発生し、これが明示的に考慮されていない場合、角パワースペクトルの測定に重大な偏りが生じます。以前の研究では、異なる観測時間から構築されたGW天空図を相互相関させることで、この偏りを除去できることが示されました。ただし、この研究では、検出器の仕様、特にノイズの影響を無視して、理想的な測定シナリオを検討しました。ここでは、これらの困難を考慮してこの時間相互相関法を拡張し、LIGO-Virgo-KAGRAデータに対する最初の不偏異方性検索パイプラインを実装できるようにします。そうすることで、ショットノイズがない場合でも、これまで無視されていたノイズ共分散への副先行寄与により、既存のパイプラインにバイアスがかかっていることを示します。パイプラインをLIGOデータのモックに適用したところ、改善された分析が現在の観測実行(O4)以降の確率的検索に重要であることがわかりました。
太陽系外には地球型惑星が潜んでいるのか？
地球質量における自由浮遊惑星の質量関数の最近の測定に基づいて、私たちは太陽系がその歴史の初期に地球型惑星を捉えた可能性を考察します。$\sim1.2$が捉えた、火星より厳密に大きい質量を持つ浮遊惑星が太陽系外縁部に存在する可能性があり、予測距離の中央値は$\sim1400\mathrm{\;であることを示します。AU}$。カットオフではなく、火星の質量を中心とする対数ビンを考慮すると、$\sim2.7$が捕捉した火星に匹敵する質量を持つ浮遊惑星が太陽系外縁部に存在する可能性があることがわかります。現在、10年間よりも明るい、火星に匹敵する質量を持つ捕捉された浮遊惑星の数の期待値$\sim0.9$(水星に匹敵する質量の場合は$\sim1.4$)が得られます。ベラC.ルービン天文台のレガシー時空調査(LSST)の点源検出限界を追加しました。ブラインドシフトアンドスタック検索により、そのような惑星が現在南の空にある場合、その惑星を検出できる可能性があります。ここで提示された理論的議論は、近年動機付けられている太陽系外惑星の仮説とは対照的に、カイパーベルト内外の小天体の軌道要素における仮定されたパターンの存在には依存していない。
OGLE-2017-BLG-0448Lb: 低質量比の広軌道マイクロレンズ惑星?
| Title |
OGLE-2017-BLG-0448Lb:_A_Low_Mass-Ratio_Wide-Orbit_Microlensing_Planet? |
| Authors |
Ruocheng_Zhai,_Rados{\l}aw_Poleski,_Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Andrzej_Udalski,_Renkun_Kuang,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Przemek_Mr\'oz,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Hanyue_Wang,_Shude_Mao,_Jiyuan_Zhang,_Qiyue_Qian,_Wei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08635 |
重力マイクロレンズ技術は、木星に似た軌道にある惑星に最も敏感であり、これまでに200個以上の惑星を検出しています。ただし、広軌道($s>2$)のマイクロレンズ惑星は少数しか発見されていません。ここで$s$は、アインシュタインリングの角度半径$\theta_{\rmE}$に正規化された惑星とホストの距離です。。ここでは、このイベントにおける広軌道マイクロレンズ惑星の強力な候補であるOGLE-2017-BLG-0448の発見と分析を紹介します。ライトカーブ全体は、静的なバイナリレンズ単一光源モデルに対する長期残差を示すため、マイクロレンズ視差、マイクロレンズXallarap、追加のレンズ、または追加の光源を追加して残差を調査します。4つの効果すべての間の複雑な縮退が初めて観察されました。$s\sim2.5$と惑星とホストの質量比$q\sim10^{-4}$を持つ広い軌道モデルが非常に好まれますが、$s\を持つ近いモデルを除外することはできません。sim0.35$と$q\sim10^{-3}$です。銀河モデルに基づくベイズ解析は、複雑な縮退にも関わらず、現存する広軌道モデルはすべて$\sim6$auの投影惑星とホストの距離に超地球質量から海王星質量の惑星を含んでいることを示しています。現存する近軌道モデルはすべて、$\sim1$auにある木星質量惑星で構成されています。主星はおそらくMまたはK矮星です。この次元縮退災害がマイクロレンズ光曲線解析に及ぼす影響と、統計研究に対する潜在的な影響について議論します。
GRAVITY 若い恒星調査: XI. Herbig AE 星 HD 58647 の周囲の高温ガス放出の画像
| Title |
The_GRAVITY_young_stellar_object_survey:_XI._Imaging_the_hot_gas_emission_around_the_Herbig_Ae_star_HD_58647 |
| Authors |
Y.-I._Bouarour,_R._Garcia_Lopez,_J._Sanchez-Bermudez,_A._Caratti_o_Garatti,_K._Perraut,_N._Aimar,_A._Amorim,_J.-P._Berger,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_P._T._de_Zeeuw,_C._Dougados,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_M._Flock,_P._Garcia,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_S._Grant,_G._Hei{\ss}el,_Th._Henning,_L._Jocou,_P._Kervella,_L._Labadie,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_H._Linz,_D._Lutz,_F._Mang,_H._Nowacki,_T._Ott,_T._Paumard,_G._Perrin,_J._E._Pineda,_D._C._Ribeiro,_M._Sadun_Bordoni,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_A._Soulain,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L._Tacconi,_and_F._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08819 |
私たちは、重力を利用して降着や風などの重要な物理過程が起こる星周円盤の最も内側の領域を画像化することにより、若い星におけるHIBr$\gamma$放出の起源を調査することを目指しています。高いスペクトル分解能と角度分解能を利用して、私たちはヘルビッグ星HD58647の連続体とHIBr$\gamma$放出領域の研究に焦点を当てています。VLTI-GRAVITYを使用して、高いスペクトル分解能と高い角度分解能の両方でHD58647の観測を実施しました。広範な$uv$カバーのおかげで、私たちはサブauスケールで星周環境の詳細な画像を取得することができ、特に連続体とBr$\gamma$放出領域を捉えることができました。速度分散画像と光中心シフトの解析を通じて、HIBr$\gamma$放出領域の運動学を調査することができました。復元された連続体画像は、ディスクの長軸が14°の位置角に沿って配向されている拡張発光を示しています。5シグマレベルでの連続体発光のサイズは、幾何学的フィッティングから報告されたサイズ(3.69mas$\pm$0.02mas)より$\sim$1.5倍拡張されています。この結果は、光学的に厚いガス状円盤によって星の放射線から遮蔽された、星の表面近くに塵粒子が存在することを裏付けるものである。さらに、GRAVITYでは、Br$\gamma$によって追跡されるHD58647の高温ガス成分が初めて画像化されました。これにより、Br$\gamma$放出領域のサイズを制限し、高温ガスの運動学を研究することができました。その速度場はケプラー運動に従うガスとほぼ一致していることがわかります。速度分散画像は、高温ガス放出のサイズが連続体(2.3mas$\pm$0.2mas)よりもコンパクトな領域からのものであることを示しています。最後に、線位相は、発光がケプラー回転と完全に一致していないことを示しており、高温ガス円盤内のより複雑な構造を示唆しています。
大陸炭酸塩岩貯留層の顕生代の生物学的再加工
複雑な生命と地球の地質の共進化を理解することは、永遠の課題です。岩石の記録は、生物学の変化とより広範な地球システムとの間の顕著な相関関係を証明していますが、原因と結果は依然として不明です。ここで我々は、真核生物の進化の歴史を、大陸地殻内の炭酸塩岩の割合の増減と結びつける。これは、風化中の炭素排出効率、固体地球の脱ガス速度、そして最終的には生命への栄養供給を制御する上で重要な変数である。私たちは地理空間データベース分析を使用して、地球の大陸地殻の炭酸塩貯留層における強い非線形の成長とその後の崩壊を実証します。バイオミネラライザーは地球の表面をイメージ通りに再形成しました。大陸縁辺を炭酸塩プラットフォームで覆い、動物生命のカンブリア紀放射後、大陸の炭酸塩貯留層のサイズが1億マイル未満で5倍に増加した。この古生代の炭酸塩革命は、地球の歴史の中で最も劇的な地殻進化の出来事の一つです。ペルモ三畳紀の絶滅現象と外洋石灰岩の隆起が相まって、大陸地殻の炭酸塩含有量の着実な減少が始まりました。この現象は現在も続いており、衰えることなく、約5億から1,000ミルで先カンブリア時代の地殻炭酸塩分布を生成すると考えられます。我々の結果は、複雑な顕生代生物圏の隆盛後の地殻進化が非常に非線形であることを示しています。この結果は、複雑な生命が、地質学的に類似した世界上で独特の生物地球化学的軌道を生成する可能性があり、地球外の生命の探索において新たな課題を提起している可能性があることを示唆しています。
鉄生物地球化学サイクルの過去と現在のダイナミクス
| Title |
Past_and_Present_Dynamics_of_the_Iron_Biogeochemical_Cycle |
| Authors |
Nicolas_Dauphas,_Andy_W._Heard,_Eric_Siciliano_Rego,_Olivier_Rouxel,_Johanna_Marin-Carbonne,_Virgil_Pasquier,_Andrey_Bekker,_David_Rowley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09044 |
この章では、定常状態が安全に想定できる、比較的不変の酸化還元条件を伴う地球の歴史の長い期間における鉄の供給源と鉄吸収源のバランスを評価することに焦点を当てて、始生代から現在に至るまでの鉄の生物地球化学サイクルを取り巻く複雑さを調査します。現在、海洋中の鉄の滞留期間は約5年と短い可能性があります。投入される鉄のフラックスは堆積物中の酸化還元サイクルに非常に敏感ですが、その除去は主に酸化と沈殿の分散プロセスを通じて行われます。始生代では、大陸と熱水の投入量の間に重大な不均衡が見られ、それらは合計で年間61,500～263,000Gg/年の溶存鉄を海洋に供給しており、最大で～鉄分は43,000Gg/年。この不均衡に対する考えられる解決策には、海洋盆地に分散した非生物的沈殿と鉄をケイ酸塩、硫化物、炭酸塩として除去することが含まれます。さらに、始生代の海洋における溶解鉄の滞留時間は6万年から3万年の間であると計算されており、これは海洋の混合時間スケールよりも大幅に長いです。私たちの推定によると、無酸素の始生代の大気下では、鉄サイクルは現在よりも長く、同位体組成と溶解鉄の濃度はおそらくより均一であったと考えられます。特徴的な水域は、深海の湧昇流が生物的または非生物的オキシダントが豊富な光ゾーンに熱水鉄をもたらした地域など、鉄の代謝回転が激しい限られた地域または特定の動的システムに限定されていたと考えられます。
4つのデブリ円盤内のガスと塵の垂直構造
| Title |
Vertical_Structure_of_Gas_and_Dust_in_Four_Debris_Disks |
| Authors |
Kadin_Worthen,_Christine_H._Chen,_Sean_Brittain,_Cicero_Lu,_Isabel_Rebollido,_Aoife_Brennan,_Luca_Matr\`a,_Carl_Melis,_Timoteo_Delgado,_Aki_Roberge,_Johan_Mazoyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09106 |
我々は、NASAの赤外線望遠鏡施設(IRTF)にあるiSHELLから、デブリ円盤主星HD32297への視線に沿った高解像度のMバンドスペクトルを提示します。また、ジェミニプラネットイメージャー(GPI)のHバンド偏光画像も提示します。HD131488デブリディスク。HD32297のiSHELLスペクトルで基本的なCO吸収線を検索しましたが、何も検出されませんでした。COカラム密度には$\sim$6$\times10^{15}$cm$^{-2}$の上限を設けます。柱密度の上限、ALMAで測定したCO質量、円盤の幾何学的特性を組み合わせることで、COのスケール高さは円盤の半径方向の範囲($\sim)にわたる$\lesssim$2auと推定されます。80〜120au）。同じ方法を使用して、他の3つのエッジオンのCO豊富なデブリ円盤のCOスケール高さを推定します。これらのデブリはすべて、HSTによる吸収とALMAによる放出でCOが観測されています。$\beta$Pictoris、HD110058、およびHD131488。これら4つのシステムの推定COスケール高さをミリメートル粉塵スケール高さと比較したところ、静水圧平衡の仮定の下で、COとミリメートル粉塵スケール高さとの間に潜在的な相関関係があることがわかりました。ガスの発生場所だけでなく、乱流、弱い垂直混合による光解離など、ガスの垂直構造に影響を与える要因は複数あります。潜在的な相関関係について考えられる説明の1つは、これら4つのシステムにおいてガスと塵が同様の二次起源のものである可能性があります。
ホール効果を受けた原始惑星系円盤のダストダイナミクス。 I. バックグラウンドのドリフトホールの不安定性
| Title |
Dust_Dynamics_in_Hall-effected_Protoplanetary_Disks._I._Background_Drift_Hall_Instability |
| Authors |
Yinhao_Wu_(Leicester,_ASIAA),_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division),_Can_Cui_(Toronto,_DAMTP),_Leonardo_Krapp_(Steward),_Yueh-Ning_Lee_(NTNU,_NCTS_Physics_Division)_and_Andrew_N._Youdin_(Steward) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09180 |
最近の研究では、原始惑星系円盤(PPD)の大規模なガス動力学が非理想的な磁気流体力学(MHD)によって制御されていることが示されていますが、これが塵の動力学にどのような影響を与えるのかは完全には理解されていません。この目的を達成するために、我々は、PPDの惑星形成領域に適用されるホール効果の影響を受ける、塵の多い磁化された円盤の安定性を調査します。私たちは、ホール効果のある円盤領域での微惑星形成を促進する可能性がある新しい背景ドリフトホール不安定性(BDHI)を発見しました。線形解析と非線形シミュレーションの組み合わせを通じて、BDHIの実現可能性と特性を実証します。我々は、塵対ガス比が低く、磁場が弱い場合には、これが古典的なストリーミング不安定性(SI)や標準的なMHD不安定性よりも優れている可能性があることを発見しました。また、古典的なSIの磁化されたバージョンも特定しますが、これらは通常、サブドミナントです。我々は、PPDにおける磁場とダストガス力学の間の複雑な相互作用を強調し、惑星形成のより広範な物語におけるホール効果のような非理想的なMHDを考慮する必要性を強調します。
| Title |
Sustained_super-Eddington_accretion_in_high-redshift_quasars |
| Authors |
Alessandro_Lupi,_Giada_Quadri,_Marta_Volonteri,_Monica_Colpi_and_John_A._Regan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08422 |
$z\gtrsim6$クエーサーの観測は、最も巨大なブラックホール(MBH)と銀河の初期段階に関する情報を提供します。ガスと星の両方の特性を追跡できる現在の観測では、高い赤方偏移にあるほとんどのMBHが、楕円銀河の集団と一致するか、あるいはそれ以上に、局所的な集団と比較して大きすぎるように見えることを示しており、したがって、これらの天体の非常に急速な成長を示唆しています。このような急速な成長の物理的条件を評価し、宇宙が年齢1ギル未満だったときにすでに成熟したMBHの集団の存在を説明するために、我々はここでエディントン限界を超える降着エピソードが宇宙の時代を超えて起こり得るかどうかを調査します。$z\sim7$クエーサーの最先端の高解像度宇宙論的ズームインシミュレーションを使用することにより、異なる降着領域が一貫して含まれており、それに関連する放射および運動フィードバックとともに、スーパーエディントンが段階は比較的長い時間スケール(数十百万)にわたって持続することができ、それらがMBHの成長にどのような影響を与えるかを議論します。また、半解析的進化によって、MBHスピンはスーパーエディントン段階では比較的低いままであり、これによりフィードバック効率が低下し、その結果、潜在的により速い成長が起こる可能性があり、これが高分子の過大な質量を説明できる可能性があることを示します。赤方偏移MBH。
射手座流にある分裂した連星矮星銀河のヒント
この研究では、いて座の流れの中で質量比が統一されていない連星矮小銀河合体の証拠を探します。このような合体のシミュレーションでは、ホストと合体すると、それほど質量の小さい銀河からの粒子は、多くの場合、延長された流れの中で発見され、中心の残骸ではあまり発見されないことが示されています。これらのシミュレーションを動機として、私たちはいて座残骸と銀河系の両方にある約1100個の星から得たAPOGEEDR17化学データを使用して、第2矮小銀河からの汚染の証拠を探します。この探索は当初、分裂した連星矮星銀河がいて座の分岐と、いて座の流れの中で見つかった巨大で化学的に特異な球状星団NGC2419の位置の可能性を説明できるという考えによって正当化された。射手座のデータをその残骸とストリームに分離し、2つの集団の[Mg/Fe]含有量を比較します。特に[Mg/Fe]を選択して、サンプル星の中でユニークな星形成の歴史のヒントを探します。河川と残存個体群を比較すると、[Mg/Fe]-[Fe/H]存在量空間における明確な化学トラックに加えて、固定[Fe/H]について明確な[Mg/Fe]分布を持つ領域があることがわかります。2つのサンプルが同じ分布から抽出される確率が非常に低い(p<0.05)トラックの大きな領域が存在することを示します。さらに、我々は、単純な1ゾーン銀河化学進化モデルを使用して、2つの軌道を独自の星形成履歴に当てはめることができることを示します。ここで提示した仮説が正しいかどうかを確認するにはさらなる研究が必要ですが、私たちの研究は、いて座が2つの矮小銀河の祖先から構成されている可能性を示唆しています。
セシリア: $z\sim$3 の銀河、Q2343-D40 の直接の O、N、S、Ar の豊富さ
| Title |
CECILIA:_Direct_O,_N,_S,_and_Ar_Abundances_in_Q2343-D40,_a_Galaxy_at_$z\sim$3 |
| Authors |
Noah_S._J._Rogers,_Allison_L._Strom,_Gwen_C._Rudie,_Ryan_F._Trainor,_Menelaos_Raptis,_Caroline_von_Raesfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08427 |
高$z$星形成(SF)銀河における化学存在量の測定は、大質量星の濃縮の歴史と初期宇宙の物理的状態に重要な制約を課す。JWSTは、微弱なT$_e$感受性オーロラ線[OIII]$\lambda$4363の検出を通じて、$z$$>$2の銀河における化学存在量の直接測定を可能にし始めている。しかし、高$z$銀河内の他の元素(SやArなど)の直接存在量は、T$_e$データと波長範囲が不足しているため、依然として制約されていない。ここでは、CECILIAプログラムの一環としてJWST/NIRSpecで観測された$z$$\sim$3の銀河D40における複数の直接存在量を紹介します。我々は、高$z$銀河におけるT$_e$[OIII]とT$_e$[SIII]の初の同時測定を報告し、局所SF系および光イオン化モデルの温度傾向とよく一致することを発見した。12+log(O/H)$=8.16\pm0.05$dexの気相金属量と、一次元素合成を示すN/O存在量を測定しました。D40のS/O量はわずかに太陽以下ですが、局所的なHII地域と一致しています。対照的に、D40のlog(Ar/O)は$-$2.71$\pm$0.09dexであり、$>$2$\sigma$だけ太陽以下です。D40銀河や他のCECILIA銀河の[ArIII]$\lambda$7135強度は、Arが欠乏した星間媒質を持つ局所SF系の強度と類似しており、高$z$銀河では気相Arの存在量が少ないことが一般的であることを示唆している。最近の元素合成モデルは、ArがIa型超新星で生成されることを発見した。もし低いAr/Oが高$z$SF銀河で一貫して観察されれば、初期銀河は主に核崩壊超新星によって濃縮されているというさらなる観測証拠が提供されるだろう。ArおよびFeに比べてOが強化されました。
| Title |
A_unified_accretion_disc_model_for_supermassive_black_holes_in_galaxy_formation_simulations:_method_and_implementation |
| Authors |
Sophie_Koudmani,_Rachel_S._Somerville,_Debora_Sijacki,_Martin_A._Bourne,_Yan-Fei_Jiang_and_Kasar_Profit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08428 |
超大質量ブラックホール(SMBH)のフィードバックが、すべてではないにしても大質量銀河の進化を制御するために重要であることは十分に確立されています。ただし、ダイナミックレンジが広大であるため、SMBHとそのホスト銀河の間の相互作用をモデル化することは困難です。これまでのシミュレーションではSMBH降着の単純なサブグリッドモデルが利用されてきましたが、最近の進歩では、通常は薄い$\alpha$-discモデルに基づいて、未解決の降着円盤の特性を追跡しています。しかし、これは、SMBHの寿命のかなりの部分で厚い円盤を通して起こると予想される放射効率の悪い領域での降着を無視している。これに対処するために、我々は、分析的移流支配流入流出解（ADIOS）モデルと最先端のGR(R)MHDシミュレーションの結果を利用して、SMBHのための新しい「統合」降着円盤モデルを提示する。低いエディントン比から高いエディントン比に移行すると、私たちのモデルは、ADIOSフローから切頭円板を経由して薄い$\alpha$円板に移行し、レンズ・ティリング歳差運動による自己一貫性のあるSMBHスピン進化を組み込んでいます。移動メッシュコードAREPOを利用して、ガス状ディスク内の単一およびバイナリSMBHのシミュレーションを実行して、モデルを検証し、その影響を評価します。円盤の状態は観測可能な光度に大きく影響し、SMBH連星では著しく異なる電磁対応物が予測されます。重要なことは、想定される円盤モデルは、SMBHのスピンの大きさと向き、つまりLISAやIPTAのような重力波観測装置が制約しようとしているパラメータを形作ることです。私たちのシミュレーションは、SMBH降着円盤とスピン進化が利用可能な降着力を調節し、SMBHとそのホスト銀河の間の相互作用を深く形成するため、SMBH降着円盤とスピン進化を正確にモデル化することの重要性を強調しています。
連星を含む若い恒星集団からの星雲発光
| Title |
Nebular_emission_from_young_stellar_populations_including_binary_stars |
| Authors |
M._Lecroq,_S._Charlot,_A._Bressan,_G._Bruzual,_G._Costa,_G._Iorio,_M._Spera,_M._Mapelli,_Y._Chen,_J._Chevallard,_M._Dall'Amico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08432 |
私たちは、連星過程を含むSEVN集団合成コードと、恒星集団のスペクトル進化のためのGALAXEVコードを組み合わせた新しいGALSEVNモデルを使用して、若い恒星集団によって生成される星雲発光を調査します。CLOUDYコードを使用して実行された光イオン化計算により、連星プロセスの説明が若い銀河の予測される輝線特性に強い影響を与えることが確認されました。特に、我々のモデルは、以前のモデルを使用して再現するのが困難であることが証明されている、金属が乏しく星形成が活発な銀河の高いHb相当幅で一般的に観察される強いHeII/Hb比を自然に再現していることがわかりました。バースト星形成の歴史を含めることで観測結果との一致が広がりますが、最も極端なHeII相当幅は大質量星が支配的なモデルで再現できます。また、GALSEVNを使用すると、恒星の放出と物理的に一致する方法で初めて、X線連星(XRB)の降着円盤からの放出や、恒星風や超新星爆発によって引き起こされる放射衝撃を計算することができます。我々は、これらの寄与が予測されるHeII/Hb比に顕著な影響を与える可能性は低く、高電離線の光度に対するXRBの重大な寄与についてのこれまでの主張は、星に対するX線光度のあり得ないほど高い比を予測するモデルに基づいていることを発見した。この形成速度は、近くの銀河で観測されたXRBの平均光度関数と一致しません。ここで提示された結果は、ベイズ推論を使用してGALSEVNで観測された銀河の物理的特性をより包括的に調査するための強固な基礎を提供します。
| Title |
The_Origins_of_Gas_Accreted_by_Supermassive_Black_Holes:_the_Importance_of_Recycled_Gas |
| Authors |
Ena_Choi,_Rachel_S._Somerville,_Jeremiah_P._Ostriker,_Michaela_Hirschmann,_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08449 |
私たちは、恒星の質量$10^{11-12}M_{\odot}$とSMBHの質量$10^{8.9-9.7}を持つ大質量銀河の10件のズームイン宇宙論シミュレーションを分析することにより、超大質量ブラックホール(SMBH)の燃料供給メカニズムを調査します。$z=0$で、さまざまな大規模および小規模の合併イベントを特集します。これらのシミュレーションでガスの履歴を追跡することにより、中央のSMBHによって降着したガスをその起源に基づいて分類します。BHに降着する前に別の銀河に属していたガスは(1)「外部」と分類され、スムーズに降着した宇宙ガスは(2)「平滑」に分類されます。恒星の進化を通じて一次ハロー内で生成され、その後SMBHによって降着されたガスは、(3)「リサイクル」に分類されます。恒星のフィードバックを含む私たちの分析により、SMBHの主な燃料源は死にかけている星からのリサイクルガスであることが明らかになりました。銀河の内部領域にある星からのこのリサイクルされたガスは、中心に向かって容易に崩壊し、スターバーストを引き起こし、同時にSMBHに燃料を供給します。大規模なハロー内のSMBHはより高度に集積する傾向があるため、銀河の合体も大規模銀河内のSMBHに燃料を供給する上で重要な役割を果たします。スムーズに降着したガスと比較した合体による外部ガスの割合ただし、外部ガスが主銀河に入り、SMBHに降着するには平均して約1.85ギヤかかります。この時期と並行してAGN活動の他のさまざまなガス誘因の存在を考慮するとただし、AGNと合併との関連性は必ずしも明らかではない可能性があります。
$z\geq6$で発見された活動銀河核に動力を供給する超大質量ブラックホール(SMBH)は、再電離の時代に形成されました。再電離は空間的に不均一なプロセスであり、宇宙の異なる領域が異なる時間に再電離されるため、SMBHホスト銀河環境の物理的特性は再電離中に空間的に変化します。我々は、暗黒物質ハローへのガス降着の減少によるSMBHの成長に対する再電離の影響を推定するための半解析モデルを構築します。一連の合体ツリー、再電離モデル、ブラックホール成長モデルを使用して、早期の再電離によってSMBHの質量が暗黒物質の質量[$10^{12}$のハロー内で最大[50,70,90]%減少する可能性があることがわかりました。,$10^{11}$,$10^{10}$]M$_{\odot}$by$z$=6.私たちの発見はまた、ブラックホールの成長が再電離によって影響を受ける赤方偏移の範囲が強く依存していることを示唆していますエディントン降着率を超えることができるかどうか。もしそうであれば、ブラックホール質量は主に再電離の初期段階で著しく抑制されるが($z$$\gtrsim$10)、スーパーエディントン成長が許されない場合には赤方偏移範囲全体にわたってより容易に抑制されることが分かる。再電離の世界平均的な影響は、$\lesssim$10$^{11}$M$_{\odot}$ハローに存在するブラックホールの質量を$\gtrsim$2分の1に減らすことである可能性があることがわかりました。ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が明らかにしている中小企業の調査は、これらの予測を検証するための有望な手段を提供します。
銀河中心におけるS星の個々の混沌とした振る舞い
| Title |
Individual_chaotic_behaviour_of_the_S-stars_in_the_Galactic_centre |
| Authors |
Sam_J._Beckers,_Colin_M._Poppelaars,_Veronica_S._Ulibarrena_and_Simon_F._Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08460 |
銀河中心の中心に位置するS星団は、力学系におけるカオスの顕著な例として機能します。この系の長期的なカオス的挙動は、重力$N$-bodyシミュレーションで研究できます。恒星S5の初期位置に小さな摂動を適用することで、この系の進化を摂動のない進化と比較することができます。この結果、位置空間$\delta_{r}$の分離によって定義される2つの解は指数関数的に発散し、平均リアプノフタイムスケールは$\sim$420年で、最大の正のリアプノフ指数に対応します。混沌とした進化の一般的な傾向は、超大質量ブラックホール射手座$\rmA^{*}$(Sgr$\rmA^{*}$)によって部分的に支配されていますが、星間の個々の違いは以下の点で注目できます。それらの位相空間曲線の挙動。我々は、このニュートンのカオス力学系における星の個々の挙動の分析を提示します。それらの動作の個性は、S星とブラックホールの位置空間分離曲線のオフセットから明らかです。我々は、オフセットがS星の初期軌道要素に由来すると提案します。ここでSgr$\rmA^{*}$はケプラー軌道の焦点の1つと考えられます。これらの要素と位置空間の分離との関係を見つけるための方法が検討されました。シンボリック回帰は、問題の解釈可能な表現を見つけるための最も明確な診断を提供することが判明しました。私たちの記号回帰モデルは$\left\langle\delta_r\right\rangle\proptoe$を示し、位置空間における時間平均された個々の分離がS星の初期離心率に正比例することを意味します。
若い散開星団 M 39 (NGC 7092) の高分解能分光法
| Title |
High-resolution_spectroscopy_of_the_young_open_cluster_M_39_(NGC_7092) |
| Authors |
J._Alonso-Santiago,_A._Frasca,_G._Catanzaro,_A._Bragaglia,_L._Magrini,_A._Vallenari,_E._Carretta,_S._Lucatello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08581 |
M39は近くにある若い散開星団で、過去数十年間ほとんど研究されていませんでした。そのメンバーの中に巨人は知られておらず、その化学組成は研究されていません。それを調査するために、HARPSおよびFIES分光器を使用して、予想される20個のクラスターメンバーの高解像度分光分析を実行しました。私たちの観察とアーカイブ測光および$Gaia$-DR3データを組み合わせることで、進化したメンバーを検索し、動径速度、消滅、年齢などのクラスターの特性を研究しました。我々は初めて、原子番号56までの21種の恒星のパラメーターと化学存在量を提供しました。我々は、可能性のあるメンバーとしての新たな巨人を発見しておらず、星団フィールドに沿って無視できるほど赤くなっていることに気付きました。M39の平均動径速度は-5.5$\pm$0.5kms$^{-1}$、等時線当てはめ年齢は430$\pm$110Maとなり、これは約2.8MsolのMSTO質量に相当します。この値は、そのメンバーによって示されたLi含有量および彩層活動と一致しています。主系列星に基づいて、この星団は太陽組成[Fe/H]=+0.04$\pm$0.08dexを示し、銀河中心の位置と一致します。しかし、太陽以下にわずかにNaが豊富に含まれており、中性子捕獲元素、特にBaが豊富に含まれています。いずれにせよ、M39の化学組成は、銀河の薄い円盤に存在する他の散開星団によって示される化学組成と完全に一致します。
MUSE LAE の分光サンプルに基づく HDUV の $z\sim3-4$ のライマン連続体リーカー候補
| Title |
Lyman_Continuum_Leaker_Candidates_at_$z\sim3-4$_in_the_HDUV_Based_on_a_Spectroscopic_Sample_of_MUSE_LAEs |
| Authors |
J._Kerutt,_P._A._Oesch,_L._Wisotzki,_A._Verhamme,_H._Atek,_E._C._Herenz,_G._D._Illingworth,_H._Kusakabe,_J._Matthee,_V._Mauerhofer,_M._Montes,_R._P._Naidu,_E._Nelson,_N._Reddy,_J._Schaye,_C._Simmonds,_T._Urrutia,_and_E._Vitte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08791 |
近年、中間赤方偏移におけるライマン連続体(LyC)リーカー候補が多数発見され、宇宙初期に宇宙がどのように再電離したかについての洞察が得られました。ここでは、$z\およそ3-4.5$で新たなLyCリーカー候補を特定し、それらを文献の物体と比較して、観察されたさまざまなエスケープフラクションの概要とライマン$\alpha$(Ly$)の特性との関係を把握します。\alpha$)輝線。この研究の目的は、LyC漏洩の指標をテストし、LyC放射線が漏洩する銀河の種類についての理解を向上させることです。私たちは、ハッブル深紫外(HDUV)レガシー調査からのデータを使用して、マルチユニット分光探査機(MUSE)、MUSEディープおよびMUSEワイド。既知の赤方偏移と位置に基づいて、HDUVのWFC3/UVISF336W帯域で潜在的なLyC漏洩を探します。エスケープ率は、CIGALEソフトウェアを使用して実行されるスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングに基づいて測定および比較されます。既知のLyCリーカー候補のサンプルに12個のオブジェクトを追加し、そのうちの1つは以前に知られていたもので、それらのLy$\alpha$プロパティをエスケープ率と比較します。銀河間媒体(IGM)での高い透過率を仮定して、$\sim20\%$と$\sim90\%$の間の脱出率を見つけます。発見したLyCリーカー候補の数を使用して、銀河の根本的な平均脱出率($\およそ12\%$)を推測する方法を示します。それらのLy$\alpha$特性に基づいて、LyCリークは他の高インピーダンスLAEとそれほど変わらないと結論付け、放射の方向とIGMの伝送特性。
巨大な高赤方偏移の塵に覆われた星形成銀河の運動学
| Title |
The_kinematics_of_massive_high-redshift_dusty_star-forming_galaxies |
| Authors |
A._Amvrosiadis,_J._L._Wardlow,_J._E._Birkin,_I._Smail,_A._M._Swinbank,_J._Nightingale,_F._Bertoldi,_W._N._Brandt,_C._M._Casey,_S._C._Chapman,_C.-C._Chen,_P._Cox,_E._da_Cunha,_H._Dannerbauer,_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_B._Gullberg,_J._A._Hodge,_K._K._Knudsen,_K._Menten,_F._Walter,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08959 |
我々は、実空間でCLEANアルゴリズムで生成された速度場をフィッティングする従来のアプローチの代わりに、運動学モデルパラメータの最適化を可視空間で直接実行することにより、干渉観測から銀河の運動学をモデル化するための新しい方法を提案します。30個の巨大な850$\mu$mの初期サンプルからの$^{12}$CO(2$-$1)、(3$-$2)、または(4$-$3)輝線のアルマ望遠鏡観測に関する方法を実証します。-赤方偏移範囲$z\sim\,$1.2$-$4.7の遠赤外線光度$\gtrsim$$\,10^{12}\,$L$_{\odot}$を持つ選択された塵の多い星形成銀河。最高の信号対雑音輝線と円盤状の運動学を備えた12個の発生源のモデリング解析の結果を使用して、次のように結論付けます:(i)私たちのサンプルは、COから$H_2$への変換係数を好みます。$\alpha_{\rmCO}=0.92\pm0.36$;(ii)これらの遠赤外線発光銀河は、より典型的な星と同様に、円化速度$V_{\rmcirc}$とバリオン質量$M_{\rmb}$との間の同様のタリー$-$フィッシャー関係に従います。サンプルは高い赤方偏移で形成されますが、この関係をはるかに高い質量$-$に拡張すると、これらが宇宙で最も重い円盤状銀河の一部であることがわかります。(iii)最後に、$M_上のこれら2つの集団のバリオン質量と運動質量の分布の両方を使用して、大規模な高赤方偏移の塵状星形成銀河と局所的な初期型銀河の形成との間の進化的関連性の支持を実証します。{\rmb}\,-\,\sigma$平面とその相対空間密度。
スミス高速雲における 3D HI フィラメントの特性
私たちは、$l=38^{\circ}$、$b=-13^{\circ}$に位置する高速雲(HVC)であるスミス雲の3次元フィラメント構造の発見を発表します。これらの構造を特徴付けるために、銀河アレシボLバンド給電アレイ\ion{H}{i}(GALFA-\ion{H}{i})からのデータと新しいフィラメント検出アルゴリズム\texttt{fil3d}を使用します。。この論文では、さまざまな入力パラメータが\texttt{fil3d}の出力にどのような影響を与えるかについても説明します。私たちはローカルISMでフィラメントを研究し、SmithCloudで見つかったフィラメントと比較します。熱線幅の推定に基づいて、スミスクラウドフィラメントがその暖かい中性媒体の一部であることを裏付ける証拠を発見しました。また、熱線幅とフィラメントの$v_{LSR}$との関係もわかります。視線に沿ったプランク353GHz偏極ダスト放出によって追跡される空平面磁場を研究し、この領域のHIフィラメントが磁場と整列していないことを発見しました。これはおそらく、銀河面の動的プロセスに近いそれらの位置および/または銀河面での発光と比較したフィラメントの柱密度の低さに関連していると考えられます。結果は、HIフィラメントが広範囲の銀河環境で発見され、複数のプロセスを経て形成されることを示しています。
MAGICS I. 最初のいくつかの軌道は種子大規模ブラックホールペアの運命をコード化する
| Title |
MAGICS_I._The_First_Few_Orbits_Encode_the_Fate_of_Seed_Massive_Black_Hole_Pairs |
| Authors |
Nianyi_Chen,_Diptajyoti_Mukherjee,_Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Simeon_Bird,_and_Rupert_Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09183 |
とらえどころのない巨大ブラックホール(MBH)の種は、合体を通じてレーザー宇宙アンテナ干渉計によって明らかにされる予定です。銀河合体の余波として、MBH合体は銀河形成に関連する非常にマルチスケールなプロセスです。大容量宇宙論シミュレーションASTRIDから復元された銀河/MBHの特性と軌道を含む、「宇宙論的シミュレーションによって得られた銀河における大質量ブラックホールの集合」(MAGICS)スイートを紹介します。シミュレーションには、サブグリッド星形成、超新星フィードバック、MBH降着/フィードバックが含まれます。この最初のスイートでは、シードMBHとの15個の代表的な銀河合体を抽出して、向上した質量および空間解像度($\sim2000$および$\sim20$による)でそのダイナミクスを調べ、MBH軌道を$\sim10\,\textまで追跡します。{pc}$。我々は、シードMBHのエネルギー損失と軌道減衰が、宇宙論的シミュレーションによって解決可能なスケールでの銀河合体プロセスによって誘発されるグローバルトルクによって主に支配されることを発見した。具体的には、ペアリングの最初の$\sim200\,\text{Myr}$の間に軌道が$1\,\text{kpc}$未満に急速に縮小すると、ペアは急速に沈みます。これは、主要な銀河の合体における効果的なエネルギー損失により、MBHはエネルギーを獲得します。小規模な銀河では、正面衝突を伴う合体は失速する可能性が高い。高い初期離心率($e_\text{init}>0.5$)とkpcスケールでの高い恒星密度($\rho_\text{star}>0.05\,M_\odot/\text{pc}^3$)もまた、最も効率的に減衰します。$\sim50\%$の高赤方偏移シードMBHペアでは、銀河の合体が連続して発生し、$\sim1\,\text{kpc}$で失速する可能性が高くなります。系のサブセットについて、連星形成までN体再シミュレーションを実行し、十分な数の核星団に埋め込まれた場合、いくつかの失速系が高誘電率で合体することを発見しました。
SOAR/SIFS観測で明らかになったESO138-G001の狭線領域特性
| Title |
The_Narrow_Line_Region_properties_of_ESO138-G001_unveiled_by_SOAR/SIFS_observations |
| Authors |
A._Rodr\'iguez-Ardila_(1,2),_D._May_(3,4),_S._Panda_(1),_M._A._Fonseca-Faria_(1),_and_L._Fraga_(1)_((1)_LNA/MCTI,_(2)_ON/MCTI,_(3)_IAG/USP,_(4)_Gemini_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09184 |
私たちは、SOAR望遠鏡に取り付けられたSOAR積分場分光器(SIFS)を使って、セイファート2銀河ESO138-G001の内部600pcを詳細に研究します。この源は、非常に豊富なコロナ線スペクトルと、活動銀河核(AGN)の南東約3インチにある高励起放射の塊を表示することで知られています。この放射の性質はまだ完全には理解されていません。優れた空間およびスペクトルSIFSの解像度により、冠状線森林放出領域の大部分は非常にコンパクトで、直径約0.8インチで、AGNを中心としており、おそらくAGNからの放射線によって駆動されていることが確認できます。さらに、最も重要な輝線の幅広い成分の検出に基づいて、核を中心とした内側1インチに限定された核流出の証拠が見つかりました。内側の数十パーセクのガスはAGN連続体を濾過して除去します。NLRは基本的に改良されたSEDによって照明されているということ.このシナリオは、SIFSの視野で検出された最も重要な線を再現する光イオン化モデルによって確認されます.モデリングから、ブラックホール質量M_BHがAGNは約10^5.5太陽質量であり、これまでのX線観測と一致しています。SEブロッブのスペクトルは、低電離から中電離の輝線によって支配されており、コロナ線の兆候はありません。は、フィルタリングされた中央AGN連続体によって光イオン化されるイオン化コーン内のガスを表します。
JWSTがM33の渦巻き腕を横切る星形成を明らかに
| Title |
JWST_Reveals_Star_Formation_Across_a_Spiral_Arm_in_M33 |
| Authors |
Joshua_Peltonen,_Erik_Rosolowsky,_Thomas_G._Williams,_Eric_W._Koch,_Andrew_Dolphin,_Jeremy_Chastenet,_Julianne_J._Dalcanton,_Adam_Ginsburg,_L._Clifton_Johnson,_Adam_K._Leroy,_Theo_Richardson,_Karin_M._Sandstrom,_Sumit_K._Sarbadhicary,_Adam_Smercina,_Tobin_Wainer,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09188 |
若い恒星天体（YSO）は、銀河内の星形成を追跡するための黄金律ですが、天の川銀河やマゼラン雲を越えると観測できませんでした。しかし、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が打ち上げられたとき、状況はすべて変わりました。この望遠鏡は、ローカルグループ銀河M33内のYSOを識別するために使用され、これほど長い距離で個々のYSOが識別されたのは初めてです。我々は、ハッブル宇宙望遠鏡からの既存のパンクロマティックイメージングとアルマCOの深部測定を持つM33のスパイラルアームの1つの重要な部分をカバーする5.6ミクロンと21ミクロンのMIRIイメージングモザイクを提示します。これらのMIRIとハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用して、新しいDOLPHOTMIRIモジュールを使用して点源を特定します。私たちは、色、巨大分子雲(GMC)への近さ、および目視検査に基づいて、カットから793個の候補YSOを特定します。天の川銀河系GMCと同様に、質量の大きいGMCにはより多くのYSOとYSO放出が含まれることが分かりました。これはさらに、YSOが雲スケールでこの関係を捉えることができないほとんどのトレーサーよりも星形成をよりよく識別できることを示しています。私たちは、YSOを分子ガス質量と比較することによって、南の渦巻き腕で星形成効率が向上しているという証拠を発見しました。
分析的強線診断とその赤方偏移の進化
| Title |
Analytical_strong_line_diagnostics_and_their_redshift_evolution |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Adam_Lidz,_Andrew_Benson,_Swathya_Singh_Chauhan,_Aaron_Smith,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09213 |
JWSTは、複数の静止系光学/紫外線[OIII]、[OII]、および水素バルマー系列線の観測を通じて、宇宙正午から宇宙の夜明けまでの銀河の気相金属量の新たな測定を可能にしています。このような測定に対する最も確実なアプローチは、励起されたオーロラ遷移[OIII]4364A線と下部[OIII]5008A/4960A線の間の光度比を使用してガス温度を決定します。後者の遷移における光度の、水素バルマー系列線における光度との比により、比較的きれいな金属量推定値が得られる。ただし、多くの場合かすかな[OIII]オーロララインが検出されない場合は、代わりにさまざまな[OIII]、[OII]、[NII]、およびバルマーラインの比率が金属度の決定に使用されます。ここでは、これらの「強力な線診断」から金属性を抽出するための洗練されたアプローチを紹介します。私たちの方法は、OIII/OII領域の温度と気相金属量の間の経験的相関関係を利用しており、これは熱平衡計算からの理論的期待に近いものです。次に、従来の強線診断、R2、R3、R23、O3O2、およびN2O2から金属を抽出する方法を第一原理から示します。これらの比率はイオン化補正係数にも依存しますが、金属量とともに自己矛盾なく決定できることを示します。我々は、オーロラ線の決定を伴う銀河由来の金属性を使用してこの方法の成功を定量化し、それが一般に以前の経験的アプローチよりもうまく機能することを示します。観察された線比のばらつきと赤方偏移の進行は、主にO3O2の変動によって説明されます。当社では、当社の方法論を使用して強線診断から金属量を抽出するための一般公開されているルーチンを提供しています。
ラム圧力が除去された候補の診断図
| Title |
Diagnostic_diagrams_for_ram-pressure_stripped_candidates |
| Authors |
A._C._Krabbe,_J._A._Hernandez-Jimenez,_C._Mendes_de_Oliveira,_Y.L._Jaffe,_C.B._Oliveira_Jr.,_N._M._Cardoso,_A._V._Smith_Castelli,_O._L._Dors,_A._Cortesi,_J._P._Crossett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09220 |
この論文では、レガシー探査から得られた銀河画像の形態学的解析を実行することにより、ラム圧力除去(RPS)銀河候補を見つける方法を紹介します。私たちは、グループや銀河団、潮汐相互作用のペアやフィールドなど、さまざまな環境に位置する約600個の銀河のサンプルを検討します。このサンプルには、以前に文献で妨害レベルの増加に基づいてJ1からJ5までのクラスに分類された160RPSが含まれています。私たちの形態学的解析は、{\scastromorphlib}ソフトウェアを使用して行われ、その後、非対称性($A$)、濃度($C$)、S\'ersic指数($n$)などのさまざまなパラメーターの組み合わせを含む診断図の検査が行われました。)、バルジ強度パラメータ$F(G,\,M_{20})$。これらの図の一部には、J3、J4、およびJ5に分類された銀河が孤立した銀河から切り離されている明確な領域が表示されていることがわかりました。我々はこの領域を形態遷移帯と呼んでおり、このゾーン内では潮汐的に相互作用する銀河がペアで優勢であることも発見した。それにもかかわらず、明らかな汚染物質を除去するために形態学的遷移ゾーン内の物体を視覚的に検査した後、研究された近くのグループおよびクラスター(Hydra、Fornax、およびCLoGSサンプル)内に33個の正真正銘の新しいRPS候補が見つかり、そのうちの3分の1は透明な状態を示しました。腕を緩めた証拠。将来の研究では、そのような方法を使用する既知のRPSのサンプルがさらに大幅に増加する可能性があります。
傾斜、扇形、狭い: 傾斜する銀河円盤に対する星流の反応
| Title |
Slant,_Fan,_and_Narrow:_the_Response_of_Stellar_Streams_to_a_Tilting_Galactic_Disk |
| Authors |
Jacob_Nibauer,_Ana_Bonaca,_Mariangela_Lisanti,_Denis_Erkal,_Zoe_Hastings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09233 |
恒星流は、通常、内部銀河では静的であると考えられている重力ポテンシャルの敏感なトレーサーです。しかし、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥスのような大規模な合体は、天の川銀河の恒星円盤にトルクを与え、その結果円盤が最大10〜20度/Gyrの速度で傾く可能性があります。ここでは、円盤の傾斜が星流の形態と運動学に及ぼす影響を実証します。一連の数値実験を通じて、終点$(r_{\rmapo}\lesssim20~\rm{kpc})$が近くにある流れは円盤の傾きの影響を受けやすく、主な影響は流れのオン・オフの変化であることが分かりました。スカイトラックと幅。興味深いことに、円盤の傾斜により、前駆体の軌道傾斜角と円盤が傾いている方向に応じて、より拡散した流れとより狭い流れの両方が生成される可能性があります。傾斜率15度/Gyrのパル5の潮汐尾のモデルは、観察された流れの軌跡と幅とよく一致しており、後尾の極端な狭まりを再現しています。また、円盤の傾斜を考慮しないと、天の川銀河の局所的な暗黒物質分布の形状パラメーターに対する制約に5～10%のレベルでバイアスがかかる可能性があり、そのバイアスの方向が流れごとに変わることもわかりました。したがって、円盤の傾きは、さまざまな流れを使用して推測される天の川銀河の暗黒物質ハロー形状の不一致を説明できる可能性があります。
| Title |
Hot_Gas_Outflow_Properties_of_the_Starburst_Galaxy_NGC_4945 |
| Authors |
Natalia_Porraz_Barrera,_Sebastian_Lopez,_Laura_A._Lopez,_Adi_Foord,_Dustin_D._Nguyen,_Todd_A._Thompson,_Alberto_D._Bolatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08444 |
私たちは、銀河の流出に沿った高温ガスの特性を測定するために、近くのエッジオンスターバーストとセイファートタイプ2銀河NGC-4945の330ksのX線イメージングとスペクトルを分析します。銀河円盤の上下$-$0.55kpcから$+$0.85kpcに及ぶ15の領域からスペクトルを抽出してモデル化し、最適なパラメーターと金属存在量を決定します。高温ガスの温度と数密度は中心領域でピークに達し、流出に沿って減少することがわかりました。これらのプロファイルは、球形の断熱膨張風モデルと矛盾しており、質量負荷および/または非球形の流出ジオメトリを含める必要があることを示唆しています。熱風の質量流出率は$2.1\:M_{\odot}~\rm{yr}^{-1}$と推定されます。電荷交換による放出は北側流出で検出され、放出された広帯域($0.5-7$~keV)X線束の12\%に寄与すると推定されます。
中性子星はその中心に$10^{56}$程度の電子とほぼ同数のミューオンを抱えており、ミューオンの崩壊はパウリブロッキングによって禁止されています。しかし、質量、回転速度、磁場などの星の巨視的特性が時間の経過とともに変化するにつれて、平衡レプトン存在量（弱い相互作用によって決定される）も同様に変化します。これが起こる可能性のあるシナリオには、スピンダウン、降着、磁場減衰、潮汐変形などが含まれます。これらの方法のいずれかで破壊された星がレプトンの化学平衡を再確立するメカニズムについて議論します。ほとんどの場合、支配的なプロセスは平衡から外れたUrca反応であり、その速度は初めて計算されます。しかし、平衡ミュオン存在量が減少し、平衡電子存在量が増加する（または平衡ミュオン存在量よりも減少が少ない）場合、ミューオンの外向き拡散も同様に重要な役割を果たします。これは特に、中心が$\lesssim20$keVまで冷えた約10,000年以上古い星に当てはまります。パウリブロッキングが解除された領域ではミューオンが崩壊し、これらの崩壊が$\mathcal{O}$(10MeV)ニュートリノの束を引き起こすと我々は主張する。しかし、現実的には、このフラックスは当面は検出されないままになるでしょう。
Space VLBI を使用した 1.7 GHz での OJ 287 のベント ジェット構造と偏光を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Bent_Jet_Structure_and_Polarization_of_OJ_287_at_1.7_GHz_with_Space_VLBI |
| Authors |
Ilje_Cho,_Jos\'e_L._G\'omez,_Rocco_Lico,_Guang-Yao_Zhao,_Efthalia_Traianou,_Rohan_Dahale,_Antonio_Fuentes,_Teresa_Toscano,_Marianna_Foschi,_Yuri_Y._Kovalev,_Andrei_Lobanov,_Alexander_B._Pushkarev,_Leonid_I._Gurvits,_Jae-Young_Kim,_Mikhail_Lisakov,_Petr_Voitsik,_Ioannis_Myserlis,_Felix_P\"otzl,_Eduardo_Ros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08643 |
我々は、2016年4月16日にRadioAstronによる宇宙ベースのVLBI観測を通じて得られた、1.68GHzでのOJ287の全強度と直線偏光の画像を紹介します。観測は、VLBAとEVNで構成されるグラウンドアレイを使用して行われました。地上空間縞は、最大投影基線長が地球の直径の5.6倍で検出され、角度分解能は530uasとなりました。このような低周波数での前例のない分解能により、OJ287の徐々に曲がるジェット構造は、無線コアからの投影距離の10pcまで分解できました。MOJAVEおよびVLBA-BU-BLAZARモニタリングプロジェクトによる15、43、86GHzでの近接VLBI観測と比較すると、不透明なコアと光学的に薄いジェット成分を示すスペクトルインデックスマップが得られます。光学的に厚いコアは10$^{13}$Kの輝度温度を持ち、さらに高い周波数ではC1とC2とラベル付けされた2つのサブ成分に分解されます。これらのサブコンポーネントは光学的に厚い状態から薄い状態への移行を示し、SSAターンオーバー周波数はそれぞれ33GHzと11.5GHz、ターンオーバー磁束密度は4と0.7Jyと推定されます。ドップラーブースティング係数を10と仮定すると、SSA値は、SSAからの磁場強度の推定値として、C1については3.4G、C2については1.0Gを提供します。等分配引数を仮定した磁場強度も、それぞれ2.6Gと1.6Gと推定されます。直線偏光の積分度は約2.5%であることがわかり、電気ベクトル位置角度はコア領域でのローカルジェットの方向とよく一致しています。この配列は、支配的なトロイダル磁場を示唆しており、ブラックホールエルゴスフェアまたは降着円盤のいずれかに固定されたヘリカル磁場を必要とするジェット形成モデルと一致します。さらに下流では、ジェットは主にポロイダル磁場によって流れているように見えます。
FR0 ジェットと再コリメーションによる不安定性
| Title |
FR0_jets_and_recollimation-induced_instabilities |
| Authors |
A._Costa,_G._Bodo,_F._Tavecchio,_P._Rossi,_A._Capetti,_S._Massaglia,_A._Sciaccaluga,_R._D._Baldi,_G._Giovannini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08767 |
最近発見された微光FR0放射銀河の集団は、古典的なFRI源の低出力への拡張として解釈されています。それらの電波放射は非常にコンパクトな（pcスケール）コアに集中しているようで、拡張された放射は非常に弱いか存在せず、VLBIの観測では、ジェットが既にpcスケールでは穏やかまたは準相対論的であることが示されています。これらの観察特性に基づいて、我々はここで、FR0のジェットが流体力学的不安定性によってpcスケールで強く減速され、乱されることを提案します。上記のシナリオを念頭に置いて、我々は、再コリメーション衝撃の下流のジェット環境界面で発生する不安定性によって促進される同伴と混合の効果に焦点を当てて、閉じ込められた外部媒質中を伝播する低出力相対論的ジェットのダイナミクスを研究する。最先端のコードPLUTOを使用して、再コリメートされたジェットの3D相対論的流体力学シミュレーションを実行します。ジェットは最初は円錐形で、相対論的(初期ローレンツ因子$\Gamma$=5)で、閉じ込め媒体に対して冷たく軽く、その圧力は距離とともにゆっくりと低下すると想定されています。磁場は動的に重要ではないと仮定されます。3Dシミュレーションでは、最初の再コリメーション/反射衝撃システムの後、ケルビン・ヘルムホルツモードとリヒトマイヤー・メシュコフモード間の相互作用の結果、不安定性が急速に増大することが示されています。次に、不安定性により強力な混合と同伴が促進され、急速にジェットの減速が生じ、その勢いがゆっくりと移動する非常に乱流の外部ガスに広がります。私たちは、このメカニズムが低出力FR0ジェットの特殊性を説明できると主張します。FRIで観察されたように、より高い出力、ローレンツ因子、または磁場を伴う流出の場合、不安定化効果はあまり効果がなく、kpcスケールまでジェットの生存が可能になると予想されます。
矮小銀河の中心で発生した潮汐破壊現象を光学およびX線で検出した、遅延および急速に上昇する電波フレア
| Title |
Delayed_and_fast_rising_radio_flares_from_an_optical_and_X-ray_detected_tidal_disruption_event_in_the_center_of_a_dwarf_galaxy |
| Authors |
Fabao_Zhang,_Xinwen_Shu,_Lei_Yang,_Luming_Sun,_Zhumao_Zhang,_Yibo_Wang,_Guobin_Mou,_Xue-Guang_Zhang,_Tianyao_Zhou,_Fangkun_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08910 |
AT2018cqhは、矮小銀河で発見されたユニークな潮汐破壊現象(TDE)の候補です。光度曲線フィッティングと銀河スケーリング関係は両方とも、中心ブラックホール質量が5.9<logM_BH/M_sun<6.4の範囲にあることを示唆しています。遅れたX線増光は光学的発見から約590日後に発見されたが、少なくとも558日にわたってピークに達するまでの異例の長時間上昇を示しており、これは新しく形成されたデブリ円盤の遅れた降着に起因する可能性がある。我々は、発見から約1105日後に遅延電波フレアが発見されたことを報告する。これは、最初の約175日の急激な上昇、約544日続く平坦化、およびさらなる急上昇を伴う段階を特徴とする。X線放出のゆっくりとした減衰と結合した電波束の急速な上昇は、おそらく降着状態の遷移が原因で、流出の開始が遅れたことを示している。しかし、既知の降着モデルでは、最初のものと比較してさらに急速に上昇している二次電波フレアの原因をほとんど説明できません。もし確認されれば、AT2018cqhは、光学フレア、X線フレア、電波フレアを示す矮小銀河のまれなTDEとなるでしょう。私たちは、標準的なTDEモデルに含まれていない新しい物理プロセスを明らかにするのに役立つ可能性がある、そのスペクトルおよび時間的進化を監視するために継続的な多周波数電波観測を呼びかけます。
2007年から2008年のタイプIバースト中のMXB 0656-072のRXTE観測を再考する
| Title |
Revisiting_RXTE_observations_of_MXB_0656-072_during_the_type_I_outbursts_in_2007-2008 |
| Authors |
M._Mirac_Serim,_Danjela_Serim,_\c{C}a\u{g}atay_Kerem_D\"onmez,_Youli_Tuo,_Lorenzo_Ducci,_Altan_Baykal,_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08943 |
我々は、RXTE/PCAおよびFermi/GBMデータを利用して、2007年から2008年のタイプIバースト全体にわたるMXB0656-072のタイミング特性について報告します。パルスタイミング技術を使用して、この間隔中のソースのスピン周波数の変化を調査します。続いて、トルクと輝度の関係を調べることによって、全体的な周波数の発展が実質的にGhosh-Lambモデルと一致していることを示します。さらに、スピン周波数の残差は明確な軌道変調を示さず、これはおそらく系が比較的上面から観察されたことを示しています。RXTE/PCA観測では、パルス発光は$\sim$$5\times10^{36}$ergs$^{-1}$未満で消失していることがわかりますが、解析ではこの値を超えるとプロファイルは安定性を維持しています。時間枠。さらに、より高分解能のパワー密度スペクトル(PDS)を生成するために、従来のDeeter法に加えて2つの新しい方法を組み込みました。PDSのレッドノイズパターンもこれらの新しい方法で検証されており、ディスク供給ソースでは一般的であり、急峻度$\Gamma\sim-2$で、タイムスケール$\sim$150dで飽和に達します。スペクトル遷移のモデルを考慮して、MXB0656-072の双極子磁場強度の考えられるシナリオと、サイクロトロン共鳴散乱特徴(CRSF)からの推論との一貫性について議論します。
逆コンプトン放出による HAWC 暗黒物質制約の改善
ダークマター(DM)の粒子の性質は長年の謎でした。多くのモデルは、DMが標準モデルの粒子に崩壊または自己消滅する可能性があり、したがって空のガンマ線の発生源となる可能性があることを示唆しています。高高度水域チェレンコフ(HAWC)観測所は、DMの崩壊または消滅の探索において最も強力な限界のいくつかをもたらしました。2018年のHAWC共同研究によって提供されたフラックス制限に基づいて、銀河二次逆コンプトン散乱と銀河系外DM分布からの追加成分の影響を考慮します。これらの効果により、場合によっては最大で1桁までDM制約が大幅に改善されることがわかりました。これは、将来的にLHAASO-WCDAとSWGOにおいて二次的影響を詳細に考慮することの重要性を強調しています。
GRB 221009A の LHAASO 観測によるローレンツ不変性違反の制約
一部の量子重力(QG)理論では、プランクスケールを超えるとローレンツ対称性が破れることがあります。ローレンツ不変性違反(LIV)は、低エネルギーで観察可能な効果を誘発し、高エネルギーの天体物理測定で検出される可能性があります。大高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、約$0.2$から$18$TeVの広いエネルギー範囲の光子をカバーする、GRB221009Aの残光の開始、上昇、減衰の段階を検出しました。この観察は、ローレンツ不変性違反効果を研究する絶好の機会を提供します。本研究では、LHAASOのKM2A検出器とWCDA検出器からのデータを同時に利用し、ペアビュー法と最尤法という2つのイベントごとの方法を適用してLIVを調査します。QGエネルギースケールに関する厳しい制約が得られます。たとえば、最尤法により、サブルミナール(スーパールミナール)の95$\%$信頼水準の下限が$E_{QG,1}>14.7(6.5)\times10^{19}$GeVとなるように決定します。$n=1$のシナリオ、および$n=2$の亜光速(超光速)シナリオの$E_{QG,2}>12.0(7.2)\times10^{11}$GeV。残光の急速な上昇とゆっくりとした減衰の挙動は、光速未満のシナリオには強い制約を課す可能性があるが、超光速のシナリオでは制約が弱いことがわかりました。
ニュートリノ電子散乱の高速陽的解法: 陽的漸近法
| Title |
Fast_Explicit_Solutions_for_Neutrino-Electron_Scattering:_Explicit_Asymptotic_Methods |
| Authors |
Aaron_Lackey-Stewart,_Raghav_Chari,_Adam_Cole,_Nick_Brey,_Kyle_Gregory,_Ryan_Crowley,_Mike_Guidry,_and_Eirik_Endeve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09090 |
我々は、核崩壊超新星爆発や連星中性子星の合体に特徴的な条件下でのニュートリノ集団進化の代表的なモデルにおけるニュートリノ電子散乱に適用した明示的な漸近近似の結果を提示する。このアプローチにより、後向きオイラー法、固定小数点反復法、アンダーソン加速固定小数点反復法などの標準的な陰的処理に匹敵する精度とタイムステップで、これらの硬い方程式系の安定した解が得られることが示されています。陽的漸近近似の方が陰的解法よりも各タイムステップを迅速に計算できるため、代数的に安定化された陽的積分法を使用すれば、恒星の爆発や合体における流体力学と結合したニュートリノ進化を現在使用されている方法よりも効率的に計算できることが示唆されます。
風力超巨大X線連星における超軌道変調の迅速/XRT観測
| Title |
Swift/XRT_observations_of_superorbital_modulations_in_wind-fed_supergiant_X-ray_binaries |
| Authors |
P._Romano_(1),_E._Bozzo_(2,3),_N._Islam_(4,5),_R.H.D._Corbet_(6,5,7)_((1)_INAF/OAB,_(2)_Univ._Geneve,_(3)_INAF/OAR,_(4)_Uni._Maryland,_(5)_NASA_GSFC,_(6)_CRESST_and_CSST,_(7)_Maryland_ICA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09172 |
我々は、軌道周期と超軌道周期の両方が知られている風力超巨大X線連星である2S0114+650の最初のSwift/XRT長期モニタリングを紹介する(P_orb~11.6dおよびP_sup~0.8d)。私たちのキャンペーンは、合計で約79ksに達し、高感度の尖頭X線装置を使用してこの線源のX線光度曲線を最も強力かつ完全にサンプリングしたもので、17の軌道サイクルと6の超軌道サイクルをカバーしています。XRTの柔軟性、感度、軟X線照射範囲の組み合わせにより、以前に報告されている線源の軌道周期に沿ったスペクトル変化を確認し、超軌道位相の関数としてのスペクトルパラメーターの変動性を明らかにすることができました。完全を期すために、さらに3つの風力超巨大X線連星IGRJ16418-4532、IGRJ16479-4514、およびIGRJ16493-4348のXRTアーカイブデータを活用して実行された同様の分析についても報告します。これらの情報源について、アーカイブデータはいくつかの超軌道サイクルに沿った範囲を提供しましたが、私たちの分析では重大なスペクトル変動を明らかにできませんでした。
| Title |
X-ray_Reflection_from_the_Plunging_Region_of_Black_Hole_Accretion_Disks |
| Authors |
Jameson_Dong,_Guglielmo_Mastroserio,_Javier_A._Garc{\i}a,_Adam_Ingram,_Edward_Nathan,_Riley_Connors |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09210 |
ブラックホールの周囲の降着は、降着円盤などの高密度で比較的低温の媒体によって再処理される一次放射線によって生じる、独特のX線反射特徴(主に鉄の内殻遷移)によって特徴付けられることが非常に多い。ほとんどの反射モデリングでは、放出が最内安定円軌道(ISCO)で停止し、より小さな半径(急降下領域)では密度が低下し、降着流がイオン化されすぎて効率的なライン生成が不可能になると想定しています。私たちは、ブラックホールの周囲の光学的に厚い降着円盤と幾何学的に薄い降着円盤の急降下領域における反射のスペクトル特徴を調査します。密度プロファイルが一定であるとみなされる場合（高度に磁化された流れで予想されるように）、またはディスク密度が十分に高く、イオン化によりISCO内で線が形成される場合には、大幅な修正が行われることを示します。観察された反射スペクトルの。以前の研究と一致して、突入領域がより広い範囲に及ぶ場合、ブラックホールのスピンが低いほど、突入領域で再処理された放射線の影響が強くなることがわかりました。同様に、標準的な反射モデリングの場合と同様に、鉄線の相対論的広がりは低傾斜でより顕著ですが、青方偏移と相対論的ビーム効果は高傾斜で支配的です。また、ISCO半径における応力のさまざまな処方が反射スペクトルに及ぼす影響もテストしました。その結果、これらのケースのいくつかは、かなり高品質の観測データで区別できるほど明確なラインプロファイルを示しているように見えることがわかりました。
Astro-COLIBRI を使用した IACT による重力波警報のフォローアップ
| Title |
Follow-up_of_gravitational_waves_alerts_with_IACTs_using_Astro-COLIBRI |
| Authors |
Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_Halim_Ashkar,_Atilla_Kaan_Alkan,_Jayson_Mourier,_Patrick_Reichherzer,_Fabian_Sch\"ussler,_Monica_Seglar-Arroyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08802 |
重力波警報の追跡は、ほとんどの機器の視野よりもはるかに広い位置特定の不確実性が大きいため、これまで困難であることが判明しました。スマートポインティング戦略は、基礎となるコンパクトバイナリマージイベントの真の位置を観察し、電磁対応物を検出する可能性を高めるのに役立ちます。これに取り組むために、tilepyと呼ばれるソフトウェアが開発され、H.E.S.S.によって使用されることに成功しました。O2およびO3の実行中にGWから放出される非常に高エネルギーのガンマ線を探索するための共同研究。tilepyに実装された最適化されたタイル戦略により、H.E.S.S.GW170817の真の位置を示す最初の地上施設となる予定です。ここでは、最適な観測スケジュールを計算するためにソフトウェアが使用する主な戦略を紹介します。Astro-COLIBRIプラットフォームは、GWアラートを含む広範囲の過渡現象の追跡計画を立てるのに役立ちます。このツールにタイルピーを統合すると、重力波警報の追跡調査の計画と視覚化が容易になり、天文学者が対応物を検出する可能性を最大限に高めることができます。このプラットフォームは、GW警報とともにさまざまな天文台から得られる情報をグループ化して視覚化することで、複数波長のコンテキストの概要も提供します。
| Title |
Gamma-ray_burst_detection_with_Poisson-FOCuS_and_other_trigger_algorithms |
| Authors |
Giuseppe_Dilillo,_Kes_Ward,_Idris_A._Eckley,_Paul_Fearnhead,_Riccardo_Crupi,_Yuri_Evangelista,_Andrea_Vacchi,_Fabrizio_Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08817 |
私たちは、Poisson-FOCuSと呼ばれる新しいオンライン変化点検出アルゴリズムを使用して、次期HERMES-Pathfinder衛星群などの小型衛星によって課せられる計算上の制約内でガンマ線バーストを最適に検出する方法について説明します。ポアソンFOCuSを使用すると、カウント時系列のすべての間隔で、すべてのタイムスケールとオフセットにわたって、リアルタイムで、従来の戦略の数分の1の計算コストでガンマ線バーストの発生をテストできます。Fermi-GBMのアーカイブデータを使用して、指数平滑化による自動バックグラウンド評価で実装を検証します。実際の短および長ガンマ線バーストをモデル化した光曲線のシミュレーションを通じて、同じ実装がFermi-GBMおよびCompton-BATSEのロジックをエミュレートするように設計されたアルゴリズムよりも高い検出能力を持ち、総当たりベンチマークのパフォーマンスに達することを実証しました。自動バックグラウンド評価によって妨げられない場合、真のバックグラウンド率に関するオラクル情報を使用します。最後に、異なる長さと平均のシミュレートされたデータを使用して、Poisson-FOCuSが、歴史的なFermi-GBMオンボードトリガーアルゴリズムに対して同様に実装されたベンチマークエミュレーターより2倍の速度でデータを分析できることを示します。
DeepSurveySim: 天体観測スケジュールのシミュレーション ソフトウェアとベンチマークの課題
| Title |
DeepSurveySim:_Simulation_Software_and_Benchmark_Challenges_for_Astronomical_Observation_Scheduling |
| Authors |
Maggie_Voetberg,_Brian_Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09092 |
現代の天文調査には、複数の競合する科学的目標があります。これらの目標に向けて観測スケジュールを最適化するには、計算上および理論上の大きな課題があり、最先端の方法は、シミュレートされた望遠鏡スケジュールに対する高価な人間による検査に依存しています。最近では、スケジューリングを高速化するために、強化学習などの自動化手法が研究されています。ただし、これらの方法をテストおよび比較するためのベンチマークデータセットやユーザーフレンドリーなソフトウェアフレームワークはまだ存在していません。DeepSurveySimを紹介します。DeepSurveySimは、望遠鏡のスケジュール設定に使用する、忠実度が高く柔軟なシミュレーションツールです。DeepSurveySimは、ユーザーが指定した望遠鏡構成からの一連の観測の空の状態を追跡し、近似するためのメソッドを提供します。私たちは、このツールがベンチマークデータセットの作成と地上望遠鏡のスケジューリングアルゴリズム、特にトレーニング用の実データに限定されると有効性が低下する機械学習アルゴリズムの有効性を評価するために使用されることを想定しています。3つの調査構成例と関連するものを紹介します。DeepSurveySimでシミュレートできるベンチマーク問題としてのコード実装。
複数の影響下にあるスター。コンパクトな 2+2 階層システムである V815 Her の磁気活動
| Title |
A_star_under_multiple_influences._Magnetic_activity_in_V815_Her,_a_compact_2+2_hierarchical_system |
| Authors |
Zs._Kovari,_K.G._Strassmeier,_L._Kriskovics,_K._Olah,_T._Borkovits,_A._Radvanyi,_T._Granzer,_B._Seli,_K._Vida,_M._Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08416 |
私たちは、活動の起源と短期および長期的に何が影響するかを理解するために、測光データと分光データを使用してV815Herの包括的な調査を行っています。TESS測光を使用して、日食連星サブシステムV815HerBの天体物理学および軌道パラメーターを導出するために光度曲線モデリングを実行しました。1世紀にわたるアーカイブ測光データを使用して、時間周波数解析を実行しました。2018年に記録された高解像度STELLAスペクトルを使用して、高速回転主星の基本的な天体物理学的パラメーターを決定するためにスペクトル合成が適用されました。測光分析により、約6.5年から約26年のタイムスケールでの複数のサイクルが明らかになりました。TESS測光から、V815HerBサブシステムの軌道解を得ました。200日にわたる観測シーズンをカバーするSTELLAスペクトルにより、19個の時系列ドップラー画像を作成することができ、常に変化する斑点のある表面が明らかになりました。連続した画像ペアから、斑点星の弱い太陽型の表面差動回転を測定しました。我々は、以前に第3天体としてアポストロフィ化されていたV815HerB成分が、実際には周期0.5日の2つのM矮星の食近連星系である、つまりV815Herが2+2階層四重星系であるという証拠を発見した。この星系は明らかに若く、年齢は1,000万年の数倍にすぎず、斑点のある主星V815HerAaが年齢0の主系列星であることと一致している。プライマリーのスポット活動は鮮明であることがわかりました。星点の急速な崩壊は、このような急速に回転する星では対流と乱流の侵食がより重要な役割を果たしているということを示唆している。V815HerAaの弱い差動回転は、おそらく、近い伴星V815HerAbの潮汐力によって制限されていると考えられます。平均6.5年のゆっくりと増加する測光周期は、V815HerAaのスポット周期として解釈され、おそらく離心した広い軌道によって変調されていると考えられます。
バイナリにおける動的な潮流: ザーンの処方箋の実装における矛盾
| Title |
Dynamical_tides_in_binaries:_Inconsistencies_in_the_implementation_of_Zahn's_prescription |
| Authors |
Luca_Sciarini,_Sylvia_Ekstr\"om,_Patrick_Eggenberger,_Georges_Meynet,_Tassos_Fragos,_Han_Feng_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08437 |
バイナリ進化コードは、バイナリシステムの進化を理解するのに役立つ重要なツールです。これらには、星の進化、星の相互作用、物質移動、潮汐、軌道の進化など、多くの物理学が含まれています。これらのプロセスの多くは詳細に説明することが難しいため、私たちは以前の研究で得られた処方箋に頼ることがよくあります。我々は、放射減衰を伴う動的潮汐の影響が、多くの研究において元の理論的定式化と矛盾して実装されていることを強調します。我々は、円軌道の場合の同期に向けた進化に対する新しい解析解を導き出し、集団合成研究に使用できる離心軌道の場合のターンキー方程式を提案します。私たちは、主系列恒星モデルの同期に向けた進化がどのような影響を受けるかを研究することにより、この新しい公式で得られた潮汐トルクの強さを、文献で一般的に使用されている公式で得られた潮汐トルクの強度と比較します。私たちは、多くのバイナリコードで行われているように、潮汐トルクに誤った公式を使用することにより、星が同期に近いか遠いかに応じて、放射減衰を伴う動的潮汐の強さが過大評価または過小評価されると結論付けています。
Zwicky Transient Facility データにおける二重日食連星の体系的な検索
| Title |
A_systematic_search_for_double_eclipsing_binaries_in_Zwicky_Transient_Facility_data |
| Authors |
T._Vaessen_and_J._van_Roestel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08529 |
コンテクスト。二重食連星は、両方の連星が食している2+2構成の重力で束縛された四重星系です。これらの系は、星の形成をより深く理解したり、2つの連星系間の動的相互作用を調査したり、星の進化の特定の段階を研究したりするのに興味深い対象です。目的。この研究では、ZTFデータを使用して二重日食バイナリを見つけることができるかどうか、またその際にどのような困難があるかを判断することを目的としています。第二に、既知の二重食系の数を大幅に増やし、このサンプルが他の望遠鏡で見つかった二重食連星のサンプルとどのように異なるかを判断することを目指しています。方法。私たちは、まばらにサンプリングされた光度曲線内で二重日食連星を系統的に検索する新しい方法を開発しました。このために、ボックス最小二乗(BLS)を使用して、システム内の最初のバイナリの周期を検索します。次に、その信号を光度曲線から削除し、BLSを使用して残りの光度曲線を再度検索して、2番目の期間を見つけます。この方法を、Gaia食連星カタログで知られている575526個の食連星のZTF光度曲線に適用しました。結果。198個の新しい二重日食連星系の発見を報告します。結論。私たちは、まばらにサンプリングされたデータから二重日食連星系を体系的に検索する手法の実装に成功しました。合計198の新しい二重日食連星系が575,526の光度曲線で発見されました。ZTFサンプルには通常、TESSサンプルと比較してより多くの短期間のバイナリが含まれていますが、より長い期間のシステムも見つけることができます。この方法をすべてのZTF恒星光度曲線に適用し、長期観測の結果としてデータ点の数を増やし、目視検査に代わる自動検出メカニズムを実装することにより、少なくとも3～4倍の4倍体を見つけることができると期待しています。。
{\it Parker Solar Probe} によって観測された太陽風におけるアルフビニシティのスケールと時間依存性
| Title |
Scale_and_Time_Dependence_of_Alfv\'enicity_in_the_Solar_Wind_as_Observed_by_{\it_Parker_Solar_Probe} |
| Authors |
Panisara_Thepthong,_Peera_Pongkitiwanichakul,_David_Ruffolo,_Rungployphan_Kieokaew,_Riddhi_Bandyopadhyay,_William_H._Matthaeus,_Tulasi_N._Parashar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08707 |
Alfv\'enicityは太陽風によく見られるよく知られた特性であり、磁気変動と速度変動の間の高い相関関係を特徴とします。パーカー太陽探査機(PSP)からのデータにより、これまでよりも太陽に近いこの特性や、サブアルフエニック太陽風の研究が可能になりました。正規化されたクロスヘリシティ$\sigma_c$と残留エネルギー$\sigma_r$を含む、タイムラグの関数としての磁気増分と速度増分の2次関数に基づいて、Alfv密度のスケール依存の測定を検討します。スケール依存のAlfv性は、相関スケール付近のラグで最も強く、太陽に近づくと増加します。$\sigma_r$は通常、$\sigma_c$と互換性のある最大の負の値に近いままであることがわかります。サブアルフブ風と超アルフブ風との間で、アルフブ性の測定値に大きな変化は観察されませんでした。ほとんどの場合、太陽風は非常にアルフエニックでした。しかし、PSPが半径方向磁場の突然の変化、非一方向シュトラール電子ピッチ角分布、および強い電子密度コントラストを伴う太陽圏電流シートまたは他の磁気構造に近づくと、より低いアルフビニシティが観察されました。これらの結果は、光球の近くで生成されたアルフベニックなゆらぎが外向きに輸送され、若い太陽風の中で高度にアルフベニックな状態を形成し、その後の大規模な構造や勾配との相互作用によってアルフベニック性が弱まるという図と一致しています。より長い太陽中心距離で一般的に観察されます。
活動領域 13283 からのフィラメント噴出により、2023 年 4 月 23 日に高速ハロー CME と激しい磁気嵐が発生
| Title |
Filament_eruption_from_active_region_13283_leading_to_fast_halo-CME_and_intense_geomagnetic_storm_on_23_April_2023 |
| Authors |
P._Vemareddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08790 |
複数の機器と複数の波長の観測を使用して、2023年4月23日に激しい磁気嵐を引き起こしたCME噴火を研究しました。噴火は4月21日に円盤中心近くの太陽活動領域13283で発生しました。ARは噴火の数日前に、極性が断片化され、既存の長いフィラメントチャネルを備えた崩壊段階にありました。磁場の進化の研究は、磁束ロープ(フィラメント)が数日間にわたる単調なヘリシティの蓄積によって構築され、磁束のさらなる収束とキャンセルによってヘリシティ注入の変化が生じ、その結果、磁束ロープの不安定な性質が生じることを示唆しています。(MFR)とそのさらなる噴火。重要なことに、CME形態は、MFR頂点がその正の螺旋性により時計回り方向に最大56度回転したことを明らかにした。CMEはLASCO-FOV内で減速し、20\,R$_\odot$での空面速度は1226km/sになります。HeliosphericImagerFOVでは、CMEの横方向の膨張が地球への動きよりも追跡されます。これは、到着時間の推定を評価することが難しいことを意味します。ICMEショックの現地到達は4月23日の07:30UTで、磁気嵐は08:30UTに始まりました。磁束ロープをその場磁場観測に当てはめると、MC磁束ロープの方向が、強い負のBz成分を持つ太陽に近い方向と一致していることがわかります。この研究の分析は、CMEへの噴出中のフィラメントの太陽に近い回転が、負のBz成分、ひいては激しい磁気嵐の鍵であることを示している。
EWOCS-I: 拡張ウェスタールンド 1 および 2 散開星団調査からのウェスタールンド 1 の X 線源のカタログ
| Title |
EWOCS-I:_The_catalog_of_X-ray_sources_in_Westerlund_1_from_the_Extended_Westerlund_1_and_2_Open_Clusters_Survey |
| Authors |
M._G._Guarcello,_E._Flaccomio,_J._F._Albacete-Colombo,_V._Almendros-Abad,_K._Anastasopoulou,_M._Andersen,_C._Argiroffi,_A._Bayo,_E._S._Bartlett,_N._Bastian,_M._De_Becker,_W._Best,_R._Bonito,_A._Borghese,_D._Calzetti,_R._Castellanos,_C._Cecchi-Pestellini,_S._Clark,_C._J._Clarke,_F._Coti_Zelati,_F._Damiani,_J._J._Drake,_M._Gennaro,_A._Ginsburg,_E._K._Grebel,_J._L._Hora,_G._L._Israel,_G._Lawrence,_D._Locci,_M._Mapelli,_J._R._Martinez-Galarza,_G._Micela,_M._Miceli,_E._Moraux,_K._Muzic,_F._Najarro,_I._Negueruela,_A._Nota,_C._Pallanca,_L._Prisinzano,_B._Ritchie,_M._Robberto,_T._Rom,_E._Sabbi,_A._Scholz,_S._Sciortino,_C._Trigilio,_G._Umana,_A._Winter,_N._J._Wright,_and_P._Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08947 |
コンテクスト。太陽質量の数10^4を超える質量と、大質量星の豊富で高密度な集団を備えた超大質量若い星団は、大質量星からのフィードバックと星間の重力相互作用によって支配される最も大規模な星形成環境を表します。目的。この論文では、星や惑星の形成、および低質量星の進化と高質量星の両方の進化に対するスターバースト環境の影響を調査することを目的とした「拡張ウェスタールンド1および2散開星団調査」(EWOCS)プロジェクトについて紹介します。。このプロジェクトの主なターゲットは、太陽に最も近い超大質量星団であるウェスタールンド1と2です。方法。このプロジェクトは主に、チャンドラ天文台とJWST天文台で行われた最近の観測に基づいています。具体的には、ウェスタールンド1号のチャンドラ調査は、合計露出時間が1ミリ秒である、ほぼ同一地点にある36個の新しいACIS-I観測で構成されています。さらに、8つのアーカイブされたチャンドラ/ACIS-S観察も含めました。この論文では、ウェスタールンド1内およびその周辺のX線源の結果カタログを示します。線源はさまざまな既存の方法を組み合わせて検出され、光子の抽出と線源の検証はACIS-Extractソフトウェアを使用して実行されました。結果。EWOCSX線カタログは、ACIS-Extractに最初に提供された9420個の線源のうち5963個の検証済み線源で構成されており、光子束のしきい値は約2x10^-8光子/cm^2/sに達しています。X線源は高度に集中した空間分布を示し、中心の1分角内に1075個の線源が配置されています。私たちは、この星団の既知の大質量星166個のうち126個からのX線放射の検出に成功し、マグネターCXOJ164710.20-455217から71,000個を超える光子を収集しました。
日次タイムスケールでの AQ Mensae のマクロフリッカー: パラメーターと準周期モード
| Title |
Macro-flickering_of_AQ_Mensae_on_the_daily_time-scales:_Parameters_and_quasi-period_modes |
| Authors |
Ts.B._Georgiev,_R.K._Zamanov,_S.Y._Stefanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08982 |
私たちは、2018年から2019年にかけてちらつき活動的な大変動星AQMenのTESS測光データを分析しました。内部に14個の光度曲線(LC)を含む7つのセクターを、時間分解能2分で処理しました。10～100時間の準周期(QP)で「マクロちらつき」を研究することを目的として、1.83時間の時間分解能で55時間短縮した後のLCを処理しました。私たちが以前に開発したこの方法には、統計パラメータとフラクタルパラメータによるLCの比較のほか、構造関数の最小値と関連する自己相関関数の最大値によってQPを明らかにすることが含まれています。セクター##01、05、08、12、13のAQMenの既知の高い状態と、セクター#19、#20の低い状態を区別します。低状態では、LCは周期3.4時間の顕著な日食、より低い平均光束、より高い散乱、および追加のQPを示します。統計的およびフラクタルパラメーターによると、ハイ状態のAQMenのマクロフリッカーは、以前に研究した3つの共生バイナリの通常のフリッカーに似ています(下記を参照)。20～70時間の範囲で92個のQPが見つかりました。20.9時間、32.5時間、54.1時間での3つのQPモード(1.149、0.738、0.434c/d、図7)が標準誤差約10%以内であることがわかります。最後のモードは最も人口の多いモードであり、超軌道期間の現れであると思われます。AQMenの他の4つのQPモードは文献から追加されています。これら7つのQPモードの規則性は、底値1.57、標準偏差6.4%の累乗関数に従います(図8)。この電力モデルは、他の5つのQPモード(3つは内部、2つは外部)を予測します(表2)。共生バイナリRSOph、TCrB、およびMWC560のちらつきの電力規則性モデルの基数(ただし、分単位の時間スケール)は、それぞれ1.55、2.0、および1.34です(表1)。理由は不明ですが、これら4つのケースでは、(i)(ii)異なる塩基による規則性が見つかります。
恒星系AU Microscopiiからの電波放射の現象学と周期性
| Title |
Phenomenology_and_periodicity_of_radio_emission_from_the_stellar_system_AU_Microscopii |
| Authors |
Sanne_Bloot,_Joseph_R._Callingham,_Harish_K._Vedantham,_Robert_D._Kavanagh,_Benjamin_J._S._Pope,_Juan_B._Climent,_Jos\'e_Carlos_Guirado,_Luis_Pe\~na-Mo\~nino,_Miguel_P\'erez-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09071 |
恒星からの電波放射は、星の磁場の強さと構造、プラズマの密度とダイナミクス、および系外惑星の大気に影響を与える恒星の風圧を測定できます。ただし、電波データを適切に解釈するには、星の回転、惑星の軌道、および長期的な星の活動サイクルをカバーする時間ベースラインが必要になることがよくあります。ここでは、1.1～3.1GHzのオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用した、若い活動的なM矮星AUMicroscopiiのモニタリングキャンペーンを紹介します。250時間を超える観測により、これらのデータは、単一の主系列星におけるこれまでで最長の電波監視活動を表しています。我々は、AUMicが多種多様な無線放射を生成することを発見しました。これに対して、放射の偏光率と時間周波数構造に基づく現象学的分類スキームを導入します。AUMicで検出される無線放射は、5つの異なるタイプのバーストと広帯域静止放射に大別できます。電波バーストは高度に円偏光しており、星の回転周期に合わせて周期的であるため、放射がビーム状に発せられていることを示唆しています。したがって、電子サイクロトロンメーザーの不安定性によって生成される可能性が最も高くなります。我々は、観測された発光が磁極上のオーロラリングで説明できることを示すモデルを提示する。広帯域放射の総強度は確率論的ですが、その円偏光部分も星の回転に伴って周期的であることを示します。我々は、磁気回転放射を使用して広帯域放射の偏光率の周期性を記述する定性モデルを提示し、観察された偏光率の変化から少なくとも20度の磁気傾斜度を推測します。最後に、電波放射が長い時間スケールで進化している可能性があることを示し、恒星の磁気活動サイクルの可能性を示唆しています。
エルメス/メルカトル動径速度を使用した SB9 軌道の更新
| Title |
An_update_of_SB9_orbits_using_HERMES/Mercator_radial_velocities |
| Authors |
Thibault_Merle,_Dimitri_Pourbaix,_Alain_Jorissen,_Christos_Siopis,_Sophie_Van_Eck_and_Hans_Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09151 |
ガイアのミッションは、連星に多数の天文軌道を提供しています。これらを2つの観測可能なスペクトル(SB2)を持つ系の分光軌道と組み合わせることで、両方の成分の質量を導き出すことができます。ただし、良好な精度で質量を取得するには、正確な分光軌道が必要であり、これが本論文の主な目的です。副次的な目的は、既知のSB1に隠れているSB2系を発見することであり、この探索はしばしば失敗する可能性がありますが、取得された動径速度は既存の分光軌道を改善するために使用できる可能性があります。1.2mメルカトル望遠鏡に搭載された高解像度エルメス分光器を使用して取得された、分光連星軌道第9カタログ(SB9)からの58連星系の新しい動径速度は、これまで検出されていないSB2系を識別する可能性があるために使用されました。軌道が不正確なSB1システムの場合、これらの新しい動径速度測定値を使用して軌道精度が向上しました。この論文では、56恒星系に属する、研究された58個のSB9軌道のうち、SB9カタログに記載されているソリューションに関して改良された51個の軌道(41SB1と10SB2)を提供します。その中にはトリプルが5本、4本が4本ある。エルメスの高解像度にもかかわらず、新しいSB2システムとして検出されたのはHIP115142Aだけです。視覚二値系HIP92726のB成分も分光系であることが判明し、これによりHIP92726は新たに発見された四重極系(SB1+SB1)となります。さらに、高いHERMES分解能により、HIP12390、HIP73182、およびHIP111170の二次成分の特徴をより適切に分離することができました。したがって、より正確な質量がそれらについて導出されました。GaiaDataRelease3(DR3)にも存在し、期間がGaiaDR3のタイムスパン(1000日)よりも短い30のSBのうち、DR3によってバイナリとしてフラグが立てられたのは5つだけでした。
EBLM プロジェクト XII。水素の燃焼限界に近い伴星を持つ、風変わりな長周期日食連星
| Title |
The_EBLM_Project_XII._An_eccentric,_long-period_eclipsing_binary_with_a_companion_near_the_hydrogen-burning_limit |
| Authors |
Yasmin_T._Davis,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Alix_V._Freckelton,_Annelies_Mortier,_Rafael_Brahm,_Daniel_Sebastian,_Thomas_Baycroft,_Georgina_Dransfield,_Alison_Duck,_Thomas_Henning,_Melissa_J._Hobson,_Andr\'es_Jord\'an,_Vedad_Kunovac,_David_V._Martin,_Pierre_F.L._Maxted,_Lalitha_Sairam,_Matthew_R._Standing,_Matthew_I._Swayne,_Trifon_Trifonov,_St\'ephane_Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09156 |
地球に似た系外惑星の探索では、信頼できる主星のパラメータを取得することが重要です。これらのパラメータは、発見された系外惑星の推定パラメータの正確さと精度に直接影響するからです。質量が0.35から0.5${\rmM_{\odot}}$の恒星では、典型的な恒星のモデルと比較して、説明のつかない半径の膨張が観察されます。ただし、質量が0.35${\rmM_{\odot}}$未満の完全対流天体の場合、この領域では正確な測定値を持つ天体の数が少ないため、この半径の膨張が存在するかどうかは不明です。低質量食連星は、これらの低質量星の経験的な質量と半径を決定するユニークな機会を提供します。ここでは、そのような星、EBLMJ2114-39\,Bについて報告します。私たちは、HARPSとFEROSの動径速度とTESS測光を使用してデータのジョイントフィットを実行し、非常に低質量の星のパラメータの最も正確な推定値の1つを生成しました。GaiaDR3データを使用して主星の正確な半径を計算すると、J2114-39は完全対流二次星をホストする$M_1=0.987\pm0.059$${\rmM_{\odot}}$主星であると決定されます。質量$M_2~=~0.0986~\pm0.0038~\,\mathrm{M_{\odot}}$、これはパラメータ空間の人口が少ない領域にあります。TRAPPIST-1と同様に、半径$R_2=~0.1275~\pm0.0020~\,\mathrm{R_{\odot}}$では、恒星の進化モデルと比較した場合、この系では半径の膨張の重大な証拠は見られません。。私たちは、半径の膨張が観察される領域の恒星モデルは、対流のオーバーシュートがどのように扱われるかによって影響を受ける可能性があると推測しています。
| Title |
Solar_flare_catalog_from_3_years_of_Chandrayaan-2_XSM_observations |
| Authors |
Aravind_Bharathi_Valluvan,_Ashwin_Goyal,_Devansh_Jain,_Abhinna_Sundar_Samantaray,_Abhilash_Sarwade,_Kasiviswanathan_Sankarasubramanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.09191 |
我々は、2019年9月12日から2022年11月4日までに、月周回衛星チャンドラヤーン2号に搭載されたX線太陽モニターによって1.55から12.4keV（1と8\AA）の間で検出された6266件の太陽フレアのカタログを提示する。これには1469件のタイプAフレアが含まれる。このカタログは、タイプAの高温熱フレアとタイプBの衝撃フレアの両方を含む、サブAクラスの高感度機器による最初の大規模サンプルを表しています。また、213個のサブAフレアと1330個のAクラスのフレアも検出しました。個々のフレアは指数関数的に修正されたガウス関数に適合され、複数のフレアグループは個々のフレアに分解されます。私たちは、静止運用環境衛星と太陽力学観測所のデータの自動パイプラインだけでなく、目視検査を使用して作成されたフレアカタログで調査結果を検証します。タイプAとタイプBのフレアの間の減衰時間に対する幅の比率に明らかな二峰性があることがわかります。XSMフレアのバックグラウンドを差し引いたピーク束分布のべき乗則指数$\alpha_F=1.92\pm0.09$を推定します。これは、文献で報告されている値$\sim2$と一致します。また、これまで文献で報告されていなかったタイプBのフレアについて$\alpha_F=1.90\pm0.09$、タイプAのフレアについて$\alpha_F=1.94\pm0.08$と推論しました。これらの比較可能な値は、生成プロセスの類似性を示唆しています。
伝播モデルによる原子核スペクトル特性の新たな理解
AMS-02実験では、一次宇宙線(CR)の新しい性質が観察され、CR伝播とは独立したHe-C-O-FeとNe-Mg-Si-Sの2つのグループに分類されました。この研究では、空間伝播モデルを使用してこれらの原子核の予期せぬ特性を調査します。すべての原子核スペクトルは正確に再現され、一次寄与と二次寄与に分離されます。我々の発見は次のとおりです:1.一次CRスペクトルは同一です。2.私たちの計算は、一次支配核については10%以内の差異内でAMS-02の結果と一致していますが、二次支配核については大幅な不一致が示されています。3.一次元素の存在量が初めて示されます。我々は、DAMPE実験と将来のHERD実験により、TeVエネルギーを超える原子核スペクトルの観測が提供されることを期待しています。
| Title |
The_Cosmological_Dynamics_of_String_Theory_Axion_Strings |
| Authors |
Joshua_N._Benabou,_Quentin_Bonnefoy,_Malte_Buschmann,_Soubhik_Kumar,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08425 |
量子色力学(QCD)アクシオンは、強力なCP問題を解決し、宇宙の暗黒物質(DM)の豊富さを説明できる可能性があります。アクシオンはもともと、グローバル$\mathrm{U}(1)_{\rmPQ}$Peccei-Quinn(PQ)対称性の破れの疑似南部ゴールドストーン粒子として生じると提案されましたが、アクシオンは弦理論でも一般的に次のように発生します。高次元ゲージ場のゼロモード。この研究では、ひも理論のアクシオンが初期宇宙における場の理論のアクシオンとは根本的に異なる動作をすることを示します。インフレーション後にPQ相転移が起こる場合、場の理論のアクシオンはアクシオン列を形成する可能性があります。対照的に、弦理論のアクシオンは一般にアクシオン文字列を形成しないことを示します。Dブレーンインフレーションなどの特殊なインフレーションパラダイムでは、弦理論のアクシオン弦が形成される可能性があります。ただし、その張力は場の理論のアクシオン弦の張力よりパラメトリックに大きいです。次に、そのようなQCDアクシオンストリングは、許容されるすべてのQCDアクシオン質量に対してDM存在量を過剰に生成するため、大きなワープが発生するシナリオを除いて除外されることを示します。この結論への抜け穴は、アクシオンストリングが複数の異なるアクシオン質量固有状態で構成される可能性があるアクシバースに発生します。固有状態が重ければ、ネットワークが早期に崩壊し、QCDアクシオンが正しいDM存在量を生成できるようになり、観測可能な重力波信号も生成される可能性があります。
| Title |
Spectral_method_for_metric_perturbations_of_black_holes:_Kerr_background_case_in_general_relativity |
| Authors |
Adrian_Ka-Wai_Chung,_Pratik_Wagle,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08435 |
我々は、線形化された場方程式を切り離すことなく、あらゆるスピンの回転ブラックホールの重力計量摂動と準正規モード周波数を計算する新しいアプローチ$\textit{MetricpErTuRbationswithspecCtralmethodS}$(METRICS)を提案します。我々は、任意のスピンのカーブラックホールの摂動にこの方法を適用し、純粋に代数的手法を通じてRegge-Wheelerゲージ内の10個の線形化されたアインシュタイン方程式をすべて同時に解き、さまざまなスピンでの基本(共回転)四重極モード周波数を計算することにより、この方法を実証します。さらに、METRICSアプローチが正確かつ精密であり、(i)0.95以下のすべての無次元スピンに対して相対分数誤差が$10^{-5}$未満であるリーバーの連続分数解と一致する準正規モード周波数が得られることを示します。、および(ii)0.9未満のすべてのスピンで$1\%$未満の不一致を伴うリーバーの解と一致するトイコルスキー関数につながる計量摂動。線形化された場方程式のデカップリングや角度分離を必要としないため、METRICSアプローチは、一般相対性理論を超えた、または物質の存在下でのあらゆるスピンの回転ブラックホールの準正規モード周波数の計算に直接適用できる可能性があります。。
連星中性子星合体におけるジェット動力学と残光放出に対する異方性噴出物の影響
| Title |
Impact_of_anisotropic_ejecta_on_jet_dynamics_and_afterglow_emission_in_binary_neutron-star_mergers |
| Authors |
Vasilis_Mpisketzis,_Rapha\"el_Duqu\'e,_Antonios_Nathanail,_Alejandro_Cruz-Osorio,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08458 |
連星中性子星の合体は、短いガンマ線バーストの潜在的な前駆体として広く受け入れられています。合体の残骸が崩壊してブラックホールになった後、ジェットが動力を与えられ、衝突時に放出された物質とその後の風の放出から噴出する可能性がある。ジェットと噴出物との相互作用は、その力学とその結果として生じる電磁対応物に影響を与える可能性があります。我々はここで、噴出物の不均一で異方性の分布がそのような動力学にどのように影響し、ジェット噴出物の繭の特性や減速時にジェットによって放射される残光の特性を決定するかを調べる。より具体的には、噴出物質の幾何学的に不均一かつ異方性のさまざまな分布内で発射される相対論的ジェットの一般相対論的流体力学シミュレーションを実行します。我々は、さまざまな異方性がジェットの光度と放出された質量の関数として残光光曲線の分散に影響を与えることを発見しました。かなりの量のジェットエネルギーがジェットと噴出物の相互作用を通じて繭内に蓄積されますが、これは噴出物の特性に小さいながらも重要な依存性を持っています。さらに、すべての構成は、ジェットの極構造に関して2成分の挙動を示し、大きなエネルギーとローレンツ因子では狭いコアと、ジェット軸から高緯度では浅いセグメントを持ちます。したがって、軸外の視線で測定された残光は、放出された物質の特性を推定するために使用できますが、残光信号とジェット発射機構をモデル化する際には、後者を適切に考慮する必要もあります。
| Title |
Gravitational_Waves_from_Primordial_Black_Hole_Evaporation_with_Large_Extra_Dimensions |
| Authors |
Aurora_Ireland,_Stefano_Profumo,_Jordan_Scharnhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08508 |
ブラックホールの蒸発による重力波のスペクトルは一般にホーキング温度程度の周波数でピークに達し、この信号は宇宙初期で蒸発する原始ブラックホールにとっては超高周波になります。これは、真のバルクプランクスケール$M_*$が実効$M_{\rmPl}$よりもはるかに小さい可能性があるため、ピーク周波数を大幅に下げることができる、大きな余剰次元を持つ理論で小さなブラックホールを考慮する動機になります。。私たちは、確率的重力波背景への寄与を計算することを最終目標として、大きな余剰次元を伴う理論に基づいて、超軽量原始ブラックホールのホーキング蒸発中のブレーン局在重力子の放出を研究します。ブラックホールの進化を正確にモデル化するために、放出の大部分がシュヴァルツシルト段階で進行すると仮定して、ブレーン上およびバルク内で放出されるすべての粒子種の灰色体係数を計算します。次に、重力波信号に寄与するブレーン局在重力子のパワースペクトルと現在のスペクトル密度パラメータを計算します。パラメーターを最適に選択すると、計画されている高周波重力波検出器の範囲内でピーク周波数がサブMHz領域でプラトーになり、感度が$\DeltaN_{\rmを超えると、このシナリオが検出のターゲットになることがわかりました。eff}$の境界。
磁化プラズマの熱急冷における垂直電子温度の無衝突冷却
| Title |
Collisionless_cooling_of_perpendicular_electron_temperature_in_the_thermal_quench_of_a_magnetized_plasma |
| Authors |
Yanzeng_Zhang_and_Jun_Li_and_Xianzhu_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08564 |
冷却境界または領域に対するほぼ衝突のないプラズマの熱クエンチは、磁気核融合実験では望ましくない非正規事象ですが、天体物理学的プラズマでは宇宙論的に重要な普遍的なプロセスです。実験的に診断されたのは垂直電子温度$T_{e\perp},$であるが、両極性拘束テール電子損失の平行輸送理論により平行電子温度$T_{e\parallel}が生成されるというよく知られた不一致があります。$冷却。ここでは、冷たい電子の流入による希釈冷却と、ホイッスラー不安定性の2つの族による波動粒子相互作用という2つの無衝突メカニズムが、$T_{e\perp}$の高速冷却を可能にし、$T_{e\のほぼ無衝突の衝突を厳密に追跡することが示されている。平行}.$
天文学論文における惑星名の特定: 複数段階のアプローチ
| Title |
Identifying_Planetary_Names_in_Astronomy_Papers:_A_Multi-Step_Approach |
| Authors |
Golnaz_Shapurian,_Michael_J_Kurtz,_and_Alberto_Accomazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08579 |
天文学の出版物における惑星の特徴名の自動識別には、多くの課題が伴います。これらの特徴には、衝突または火山活動によって生じるほぼ円形の窪みとして定義されるクレーターが含まれます。背部は細長い隆起構造またはしわの隆起です。そして、「湖」と呼ばれる、月にある暗く滑らかな物質の小さな不規則な斑点であるラクス（惑星名ワーキンググループ、未発見）。多くの地物名は、いくつか例を挙げると、シリア、テンペ、アインシュタイン、セーガンなど、その名前の由来となった場所や人名と重複しています(米国地質調査所、未確認)。いくつかの地物名は、さまざまな文脈で使用されています。たとえば、アポロは、クレーターに加えて、ミッション、プログラム、サンプル、宇宙飛行士、地震計、地震計、コア、時代、データ、コレクション、機器、ステーションを指します。ムーン。月のクレーターの黒、緑、白など、一部の地物名はテキスト内に形容詞として表示されることがあります。月の西と南のクレーターのように、他の文脈における一部の地物名は方向として機能します。さらに、月と火星の両方に存在するアダムズクレーターなど、一部の地物は異なる天体間で同一の名前を共有しているため、曖昧さ回避が必要です。ルールベースのフィルタリング、統計的関連性分析、品詞(POS)タグ付け、固有表現認識(NER)モデル、ハイブリッドキーワード収集、ナレッジグラフ(KG)マッチング、および推論を組み合わせた複数ステップのパイプラインを紹介します。これらの課題にもかかわらず、惑星名を確実に識別するために、ローカルにインストールされた大規模言語モデル(LLM)が使用されています。AstrophysicsDataSystem(ADS)の天文学論文のデータセットで評価すると、この方法論は惑星の特徴名の曖昧さをなくす上で0.97を超えるF1スコアを達成します。
| Title |
Black_Hole_Spectroscopy_for_Precessing_Binary_Black_Hole_Coalescences |
| Authors |
Hengrui_Zhu,_Harrison_Siegel,_Keefe_Mitman,_Maximiliano_Isi,_Will_M._Farr,_Michael_Boyle,_Nils_Deppe,_Lawrence_E._Kidder,_Sizheng_Ma,_Jordan_Moxon,_Kyle_C._Nelli,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel,_Saul_A._Teukolsky,_William_Throwe,_Vijay_Varma,_and_Nils_L._Vu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08588 |
ブラックホール分光法を正確に実行するには、どの準正規モードが天体物理学的リングダウン信号を支配しているかを知ることが不可欠です。このレターでは、同等の質量の準円形歳差運動バイナリブラックホール合体のリングダウンで励起される準正規モードの現象学的説明を提示します。数値相対性理論シミュレーションの網羅的なカタログを分析することにより、歳差運動系の相対的な基本準正規モード振幅が非歳差運動系の振幅と単純な回転によって関連しており、スペクトル内の追加構造が系のキック速度に関係していることを確認します。軌道力学におけるその他の非対称性。歳差運動系のリングダウンが${(\ell,m)=(2,\pm2)}$準正規モードによって支配される必要がないことがわかりました。これらの結果は、波形モデリングに関する以前の研究に基づいており、LIGO-Virgo重力波信号GW190521の最近のリングダウン解析と一致しています。
ジェンセン・シャノン・スカログラムから得られた太陽表面構造の現場残骸
| Title |
In_situ_Remnants_of_Solar_Surface_Structures_from_Jensen-Shannon_Scalogram |
| Authors |
Zesen_Huang,_Chen_Shi,_Marco_Velli,_Nikos_Sioulas,_Olga_Panasenco,_Trevor_Bowen,_Lorenzo_Matteini,_Mingtao_Xia,_Xiaofei_Shi,_Sheng_Huang,_Jia_Huang,_Lizet_Casillas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08669 |
太陽圏には、太陽から発生する高度に構造化された太陽風が浸透しています。パーカー太陽探査機(PSP)の主な科学目的の1つは、太陽風の発生源におけるプラズマと磁場の構造とダイナミクスを解明することです。しかし、その場での測定と、太陽大気の構造および力学との関係を確立することは困難である。磁気フットポイントマッピング技術のほとんどは、その場で観察されるプラズマ塊の発生源の位置特定に重大な不確実性を有しており、PSPプラズマ測定は問題に悩まされている。限られた視野。したがって、現場での測定を自己文脈化するための汎用ツールが欠けています。ここでは、Jensen-ShannonScalogramという名前の新しい時系列視覚化手法を開発します。この方法を利用して、PSPとユリシーズの両方からの磁気マグニチュードデータを分析することにより、極地や中緯度のコロナホールを含む、数年から数秒までの7桁以上にわたる太陽大気の残骸と磁気構造をその場で特定することに成功しました。超造粒、「ジェットレット」、および非常に小規模なフレア活動と互換性のある構造も同様です。さらに、アルフベニック乱流のコンピューターシミュレーションは、観測された磁気の大きさの分布の重要な特徴を裏付けています。したがって、これらの発見に基づいて、ジェンセン・シャノン・スカログラムは、PSPと数十年前のデータアーカイブの両方から太陽風の時系列におけるフラクタル微細構造を明らかにすることを可能にするだけでなく、適用可能な汎用データ視覚化手法としても機能します。すべての時系列に。
相対論的MONDの起源として理論的に動機づけられた暗黒電磁気学
| Title |
Theoretically_motivated_dark_electromagnetism_as_the_origin_of_relativistic_MOND |
| Authors |
Felix_Finster,_J._M._Isidro,_Claudio_F._Paganini_and_Tejinder_P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08811 |
この論文は、この要約で概説されている研究プログラムを開始するためのささやかな試みです。私たちは、一般相対性理論と相対論的MOND(RelMOND)が電弱対称性の破れの類似物であると提案します。つまり、$SU(2)_R\timesU(1)_{YDEM}\rightarrowU(1)_{DEM}$(DEMは暗黒電磁気の略)であり、GRは壊れた$SU(2)_R$対称性であり、弱い力に似ています。RelMONDは、暗黒電磁気$U(1)_{DEM}$と識別されます。これは、暗黒電磁重力セクター$SU(2)_R\timesU(1)_{YDEM}$が自発的に対称性を破った後に残る、壊れていない対称性です。。このセクターと電弱セクターは、標準モデルと事前重力を統合する最近提案されたモデルにおける$E_8\timesE_8$対称性の破れから生じます。後者は$SU(2)_Rです。$ゲージ理論。暗黒電磁力の源電荷は質量の平方根であり、これは電子、アップクォーク、ダウンクォークの質量の平方根が1:2:3の比率にあるという実験的事実によって動機づけられています。は、それらの電荷比3:2:1を反転したものです。暗電磁力の導入は、荷電フェルミ粒子の第2世代と第3世代の奇妙な質量比を理解するのに役立ちます。また、深いMOND領域では加速度が質量の平方根に比例することにも注目し、これがMONDの起源として相対論的$U(1)_{DEM}$ゲージ対称性を提案する動機となっています。私たちは、なぜ暗闇の電磁力が距離の逆二乗としてではなく、MONDのように距離に反比例して低下するのかを説明します。我々は、暗黒電磁気は冷たい暗黒物質をよく模倣しており、CMB異方性や重力レンズなど、CDMが観測の説明に成功している宇宙論的状況では、この2つは本質的に区別がつかないと結論づけた。
地上全天カメラによる散在観測に基づく夜光雲の高度と粒子サイズのマッピング
| Title |
Noctilucent_Clouds_Altitude_and_Particle_Size_Mapping_Based_on_Spread_Observations_by_Ground-based_All-sky_Cameras |
| Authors |
Oleg_S._Ugolnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.08966 |
子午線に近い方向に115km離れた同一の全天RGBカメラによる3色の測光に基づいて、夜光雲(NLC)の帯状速度と子午線速度、平均高度、粒子サイズのマップを構築する手順を提案します。この手順は、2023年7月3日の明るいNLCイベントに適用されます。高度は正確な三角測量技術によって測定され、有効粒子半径は、さまざまな散乱角度で記録された明確なNLCフラグメントの強度と色の比較によって推定されます。観察地。結果は、平均高度および粒子サイズの測定に関する既存の測光法と比較されます。夕暮れ時と朝方の夕暮れ時におけるNLCパラメータに有意な差が見出され、これについて日内NLC変動の既存の解析と比較して議論されています。
Belle IIで強く相互作用する暗黒物質を探索
標準モデル領域と強く相互作用している暗黒物質(DM)の小さな成分は、さまざまな実験観察と一致しています。存在量が少ないにもかかわらず、強く相互作用するDMは、DMの直接検出実験において顕著なシグナルを引き起こす可能性があります。私たちは、MeV-GeV質量を持ち、電子と結合する強く相互作用するDMのBelleII感度を研究します。検出器内のDMと電子の間の実質的な相互作用を考慮することにより、BelleIIでの単光子シグネチャの上限を計算します。この上限を超えると単光子チャネルは感度を失い、DM散乱による可視ECLクラスターが重要になります。私たちは、強く相互作用するDMの2つのECLシグネチャ、つまりモノクラスターチャネルとジクラスターチャネルを研究します。詳細な計算を実行し、他の制約と比較するために、光メディエーターを使用したDMモデルを考慮します。これは、自然に大きな相互作用断面積が生じるためです。ジクラスター、モノクラスター、モノフォトンチャネルの除外領域を計算します。BelleII(現在蓄積されているデータは362fb$^{-1}$)は、ベクトルメディエーターについて、さまざまなDM直接検出およびニュートリノ実験からの制約の上限を超えるパラメータ空間のかなりの部分を除外できることがわかりました。質量$\gtrsim$10MeVの場合。BelleIIは、質量$\gtrsim$10MeVのスカラーメディエーターに対してPBHと比較して、新しい光粒子に対して優れた制約を提供します。
