SENSEI: SNOLAB の SENSEI によるサブ GeV ダークマターの最初の直接検出結果
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SENSEI:_First_Direct-Detection_Results_on_sub-GeV_Dark_Matter_from_SENSEI_at_SNOLAB |
| Authors |
SENSEI_Collaboration:_Prakruth_Adari,_Itay_M._Bloch,_Ana_M._Botti,_Mariano_Cababie,_Gustavo_Cancelo,_Brenda_A._Cervantes-Vergara,_Michael_Crisler,_Miguel_Daal,_Ansh_Desai,_Alex_Drlica-Wagner,_Rouven_Essig,_Juan_Estrada,_Erez_Etzion,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Stephen_E._Holland,_Yonatan_Kehat,_Yaron_Korn,_Ian_Lawson,_Steffon_Luoma,_Aviv_Orly,_Santiago_E._Perez,_Dario_Rodrigues,_Nathan_A._Saffold,_Silvia_Scorza,_Aman_Singal,_Miguel_Sofo-Haro,_Leandro_Stefanazzi,_Kelly_Stifter,_Javier_Tiffenberg,_Sho_Uemura,_Edgar_Marrufo_Villalpando,_Tomer_Volansky,_Yikai_Wu,_Tien-Tien_Yu,_Timon_Emken,_Hailin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13342 |
SNOLABで動作するSENSEI検出器の6つのスキッパーCCDを使用した暗黒物質探索の最初の結果を紹介します。性能の高いセンサーからの534.9グラム日の曝露により、2～10個の電子正孔ペアを含むイベントが選択されます。画像を積極的にマスクして背景を除去した後、55個の2電子イベント、4個の3電子イベントが観察され、4～10個の電子を含むイベントは観察されませんでした。2電子イベントは1電子イベントからのパイルアップと一致します。4つの3電子イベントのうち2つは、「ホットピクセル」マスクをトリガーするほど強力ではありませんが、検出器の欠陥の影響を受ける可能性のあるピクセルに現れます。私たちはこれらのデータを使用して、電子および原子核と相互作用するサブGeVダークマターに対して世界をリードする制約を設定します。
より魅力的な暗黒連星からの重力波
重力波(GW)の検出により、中性子星やブラックホールを含む通常の天体物理オブジェクトの連星についての理解が深まりました。この研究では、天体物理学的質量の巨視的暗黒物質が存在する暗黒領域にも連星系が存在する可能性があることを指摘しています。これらの「暗黒連星」は、追加の魅力的な長距離暗黒力と結合すると、通常の連星とは異なる特徴的なスペクトルを持つ確率的重力波背景(SGWB)を生成する可能性があります。私たちは、惑星質量の暗黒連星からのSGWBが宇宙および地上のGW観測所によって検出可能であることを発見しました。現在のSGWBへの寄与は、再結合後よりも前にマージするバイナリからの方が小さく、追加の放射自由度に対する制約を回避しながら、最大数十GHzの高周波数で検出可能なGW信号を残す可能性があります。
我々は、原始ブラックホール(PBH)連星の赤方偏移質量分布におけるPBH質量関数を制約することにより、原始ブラックホール(PBH)連星の合体率がハッブルパラメーターのプローブとなり得ることを提案します。次世代の重力波(GW)検出器では、PBH連星からのGWは高い赤方偏移で検出され、赤方偏移した質量と光度の距離がわかります。検出された多数のイベントから、PBHバイナリの赤方偏移質量分布を統計的に取得できます。これは、PBH質量関数と検出されたPBHバイナリの赤方偏移分布に依存します。PBH質量関数は、赤方偏移質量分布と赤方偏移分布の関係に勾配降下法を適用することで逆に解くことができます。ただし、赤方偏移分布の構築には、光度距離から赤方偏移を抽出するために背景宇宙論で想定されるハッブルパラメータが必要です。これにより、解かれるPBH質量関数も想定されるハッブルパラメータに依存します。ハッブルパラメーターを決定するには、計算された合体率分布と観測されたものを比較することによって、PBHバイナリの合体率がこのハッブルパラメーター依存のPBH質量関数に制約を与え、最もよく適合する結果によって物理的なPBH質量関数の近似質量分布が生成されます。ハッブルパラメータを特定します。
宇宙論的定数ポテンシャル: 宇宙論的音の地平線を介したハッブル張力の解決
| Title |
The_Cosmological_Constant_Potential:_a_resolution_to_the_Hubble_tension_via_the_cosmological_sound_horizon |
| Authors |
Nima_Khosravi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13886 |
宇宙論的定数項は、(スカラー)場の定数ポテンシャルとみなすことができます。この観点から見ると、遅い時間になると場の回転は止まり、宇宙定数($w=-1$)として振る舞います。初期宇宙では、その運動項が支配的であり、硬い流体として振る舞うことがあります($w=+1$)。この新しいフェーズでは、非常に高い赤方偏移のハッブルパラメーターを増加させることにより、宇宙論的な音の地平線が低くなります。その結果、宇宙論的音の地平線が低くなると、現時点ではハッブル定数が高くなります。この初期段階はフォトンのデカップリングの前に終了するため、最後の散乱面の後に新たな物理現象が起こることは期待できません。(縮小された)CMB、BAO、$H_0$データセットの存在下でこのモデルをチェックしたところ、ハッブル張力が完全に緩和されていることを示すことができました。
| Title |
The_effectiveness_of_exoplanets_and_Brown_Dwarfs_as_sub-GeV_Dark_Matter_detectors |
| Authors |
Cosmin_Ilie,_Caleb_Levy,_Jared_Diks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13979 |
この研究では、暗黒物質(DM)の蒸発が、サブGeVDMプローブとしての系外惑星や褐色矮星の有効性を著しく妨げることを実証します。さらに、$\sigma-m_X$パラメーター空間の4つの異なる領域で有効な、任意の天体物理的オブジェクトのDM捕捉率の有用な解析的閉じた形式の近似を発見しました。予想通り、これらの領域の1つでは、ダークマターの捕捉はその幾何学的限界、つまり物体を横切る光束全体が飽和します。この領域の結果として、多くの天体は直接検出実験によって除外されないパラメータ空間内に収まりますが、DMパラメータに依存する臨界温度($T_{crit}$)の存在を指摘します。ダークマタープローブとしての感度。たとえば、銀河中心の木星の$T_{crit}$は、$700$K($3M_J$木星に相当)から$950$K($14M_J$に相当)の範囲です。この制限は、天体内部で捕捉されたダークマターの観察可能な痕跡に基づく間接的なダークマター検出に関するこれまでの文献では、（あったとしても）ほとんど考慮されていません。
降着、放出、質量およびスピンの進化
宇宙の歴史を通じて、PBHは周囲の物質からのバリオン質量の効率的な増加段階を経験する可能性があります。その宇宙論的進化に対する主な影響は、PBHの質量とスピンの特徴的な成長、および放射線の放出であり、最終的にはプロセスの効率を弱める可能性のあるフィードバック効果の原因となります。この章では、PBHの質量とスピンのパラメーターの進化に対する独特の予測を提供するために、降着率、光度関数、およびフィードバック効果を記述するための基本的な形式を再検討します。
| Title |
Clustering_of_dark_matter_in_the_cosmic_web_as_a_probe_of_massive_neutrinos |
| Authors |
Mohadese_Khoshtinat,_Mohammad_Ansarifard,_Farbod_Hassani,_Shant_Baghram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14117 |
宇宙の大規模構造は宇宙の網状に分布しています。暗黒物質の粒子とハローの分布とクラスター化を研究することは、暗黒宇宙の物理学の研究に新たな地平を開く可能性があります。この研究では、大質量ニュートリノを含む宇宙論モデルにおける最近傍統計と球面接触関数を調査します。このタスクでは、相対論的N体コード、gevolutionを使用し、3つの異なる赤方偏移での粒子スナップショットを研究します。各スナップショットでハローを見つけ、それらの文字関数を評価します。最近傍関数$G(r)$と球面接触関数$F(r)$に一般的な挙動が見られることを示し、これらの統計がニュートリノの総質量を制約するための有望なツールとなることを示します。
相互作用する真空と張力: 理論モデルの比較
我々は、$H_0$と$\sigma_8$の張力がそのようなモデルで同時に解決できるかどうかを調査することを目的として、3つの相互作用する真空暗黒エネルギーモデルを分析します。我々は、相互作用する真空シナリオに対する共変ゲージ不変摂動フォーマリズムの初めての導出を提示し、測地線冷暗黒物質モデルのサブクラスについて、このアプローチにおける摂動変数の進化をよく知られた宇宙論的観測量に結び付けます。$H_0$と$\sigma_8$が3つの相互作用する真空モデルでどのように進化するかを示します。まず、真空と冷たい暗黒物質の間の単純な線形結合です。第二に、チャプリジンガスの挙動を模倣するカップリング。そして最後に、シャン-チェン流体ダークエネルギーモデルを模倣するカップリングです。これらのモデルの両方の張力の同時解決に対応するパラメーター空間の領域が存在する場合、それらを特定します。観測データからの制約が追加されると、説明されているすべてのモデルが$\Lambda$CDM制限に近づくようにどのように制約されるかを示します。
偏心した太陽系外巨大惑星の周りに形成された逆行リング
私たちは、惑星の周りの降着円盤の局所領域を研究することにより、二次元流体力学シミュレーションを使用して巨大惑星の周りの降着流を調査します。その結果、原始惑星系円盤に埋め込まれた惑星の初期軌道が離心的である場合、惑星の周囲に形成される降着円盤は進化の過程で逆行し、偏心した太陽系外巨大惑星の周囲の逆行リングの起源となる可能性があることが示された。
HD 100546 原始惑星系円盤内の揮発性硫黄の存在量を空間的に解決する
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Spatially_resolving_the_volatile_sulfur_abundance_in_the_HD_100546_protoplanetary_disk |
| Authors |
Luke_Keyte,_Mihkel_Kama,_Ko-Ju_Chuang,_L._Ilsedore_Cleeves,_Maria_N._Drozdovskaya,_Kenji_Furuya,_Jonathan_Rawlings,_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13997 |
揮発性元素は惑星系の形成において重要な役割を果たします。原始惑星系円盤におけるそれらの存在量と分布は、形成過程と個々の惑星の大気組成との関係についての重要な洞察を提供します。硫黄は、惑星形成環境で最も豊富な元素の1つであり、非常に重要であり、現在ではJWSTを使用して系外惑星で観測可能です。しかし、惑星形成モデルには現在、原始惑星系円盤における硫黄の化学に関する重要な知識が欠けています。円盤内の主な揮発性硫黄担体についての理解を深めることは、惑星大気の組成を有意義に予測し、惑星形成経路を再構築できるモデルを構築するために不可欠です。この研究では、さまざまな硫黄含有種/アイソトポログをカバーするアーカイブ観測とALMAおよびAPEXからの新しいデータを組み合わせます。私たちは、DALI熱化学コードを使用してこのデータを解釈します。このコードに対して、モデルは高度に洗練され、ディスク固有になっています。揮発性硫黄は宇宙の価値から1000分の1に大幅に減少しており、円盤の平均存在量はS/H=1e-8であることがわかりました。気相中の硫黄の存在量は放射状に3桁変化し、存在量が最も多いのは内側のダストリングの内側で、150～230auで外側のダストリングと一致することを示します。モデルから化学存在量を抽出すると、OCS、H2CS、およびCSが気相の主要な分子キャリアであることがわかります。また、かなりのOCS氷貯留層の存在も推測されます。私たちはこの結果を、HD100546の惑星の大気組成と、より広範な系外惑星の人口と関連付けます。
原始惑星系円盤内の塵によって散乱された偏光の色測定
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Color_measurements_of_the_polarized_light_scattered_by_the_dust_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
J._Ma,_H.M._Schmid,_T._Stolker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14045 |
地上に設置された高コントラストの機器により、原始惑星系円盤の反射光画像が得られました。反射された放射線の定量的測定は、散乱塵に対する強力な制約を提供し、これらの円盤内での塵粒子の進化と形成中の惑星の組成を明らかにすることができます。この研究は、11個のディスクの偏光反射率$(\hat{Q}_{\varphi}/I_\star)_\lambda$の波長依存性を導き出し、ダスト特性を制約し、系統的な違いを特定することを目的としました。SPHERE/ZIMPOLおよびSPHERE/IRDIS機器からのESOアーカイブデータを使用して、0.62$\mu$mから2.2$\mu$の波長で正確な固有偏光反射率$\hat{Q}_\varphi/I_\star$値を取得しました。メートル。偏光反射率は$Q_\varphi/I_\star\およそ0.1\%$から1.0$\%$の範囲で、PSF補正値は平均して観察された値の1.6倍でした。正確なPSFキャリブレーションにより、系統誤差が$\Delta\hat{Q}_\varphi/\hat{Q}_\varphi\およそ10\%$以下に減少しました。各ディスクについて、可視帯域$\lambda<1~\mu$mと近赤外帯域$\lambda>1~\mu$mの間の偏光反射率色$\eta_{V/IR}$を導出し、他の波長の組み合わせ。波長勾配$\eta$は物体間で大きく異なりました。ハービッグ星の周囲の円盤(HD169142、HD135334B、HD100453、MWC758、およびHD142527)は$\eta_{\rmV/IR}>0.5$の赤色を示し、かなりコンパクトな塵粒子であることを示唆しています。T-タウリ星円盤(PDS70、TWHya、RXJ1615、およびPDS66)は主に灰色$-0.5<\eta_{\rmV/IR}<0.5$であり、多孔質骨材と適合しない青色はありませんでした。LkCa15とMWC758の例外的な赤色は、星の近くの熱い塵による潜在的な余分な赤みに起因すると考えられます。分極分極$\langlep_\varphi\rangle$のようなパラメータを組み込んだ将来の研究は、原始惑星系円盤内の塵の性質の理解を進める可能性を秘めています。
惑星形成円盤の温水循環のプローブとしての OH
| Title |
OH_as_a_probe_of_the_warm_water_cycle_in_planet-forming_disks |
| Authors |
Marion_Zannese,_Beno\^it_Tabone,_Emilie_Habart,_Javier_R._Goicoechea,_Alexandre_Zanchet,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Marc_C._van_Hemert,_John_H._Black,_Alexander_G._G._M._Tielens,_A._Veselinova,_P._G._Jambrina,_M._Menendez,_E._Verdasco,_F._J._Aoiz,_L._Gonzalez-Sanchez,_Boris_Trahin,_Emmanuel_Dartois,_Olivier_Bern\'e,_Els_Peeters,_Jinhua_He,_Ameek_Sidhu,_Ryan_Chown,_Ilane_Schroetter,_Dries_Van_De_Putte,_Am\'elie_Canin,_Felipe_Alarc\'on,_Alain_Abergel,_Edwin_A._Bergin,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Christiaan_Boersma,_Emeric_Bron,_Jan_Cami,_Daniel_Dicken,_Meriem_Elyajouri,_Asunci\'on_Fuente,_Karl_D._Gordon,_Lina_Issa,_Christine_Joblin,_Olga_Kannavou,_Baria_Khan,_Ozan_Lacinbala,_David_Languignon,_Romane_Le_Gal,_Alexandros_Maragkoudakis,_Raphael_Meshaka,_Yoko_Okada,_Takashi_Onaka,_Sofia_Pasquini,_Marc_W._Pound,_Massimo_Robberto,_Markus_R\"ollig,_Bethany_Schefter,_Thi\'ebaut_Schirmer,_S\'ilvia_Vicente,_and_Mark_G._Wolfire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14056 |
私たちが知っているように、水は生命の出現にとって重要な要素です。しかし、宇宙でのその破壊と再生は、暖かいガスの中でまだ調査されていません。ここでは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用して、外部の遠紫外(FUV)放射線にさらされた惑星形成円盤からのヒドロキシルラジカル(OH)放出を検出します。観察は量子力学計算の結果と対峙します。高度に励起されたOH赤外線回転線は、FUVによるH2O破壊の明らかな兆候です。OH赤外線ro振動線は、気相での水の形成の種となる重要な反応O+H=OH+Hを介した化学励起に起因すると考えられます。私たちは、地球の海洋に相当する水が毎月破壊され、補充されていると推測しています。これらの結果は、暖かく照射された条件下では水が破壊され、気相反応によって効率的に再形成されることを示しています。このプロセスは、拡散輸送によって促進され、惑星形成円盤の暖かい領域におけるHDO/H2O比を低下させる可能性があります。
高密度惑星環における粘性過安定 -- 垂直運動と高密度充填の影響
| Title |
Viscous_overstability_in_dense_planetary_rings_--_Effect_of_vertical_motions_and_dense_packing |
| Authors |
Marius_Lehmann_and_Heikki_Salo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14082 |
動的光学深さ$\tau\gtrsim0.5$の典型的な値を使用して、高密度惑星環における線形軸対称粘性過安定性を調査します。私たちは、散逸粒子衝突にさらされる惑星環の粒子の性質を説明する粒状流モデルを開発します。このモデルは、ディスクの垂直方向の厚さ、温度、およびリング流体の有限体積充填率に関連する影響の動的変化を捉えます。自己重力リングと非自己重力リングの平衡状態を計算します。これは、動力学モデルやN-Bodyシミュレーションからの既存の結果とよく比較されます。次に、モデルの線形安定性解析を実行します。システムのさまざまな線形固有モードについて簡単に説明し、対応する限界近似を適用することで既存の文献と比較します。次に、粘性過安定性に焦点を当て、温度変化、半径方向および垂直方向の自己重力の影響、そして初めて、不安定性に対する垂直方向の運動の影響を分析します。さらに、半径方向および垂直方向の自己重力を組み込んだローカルN体シミュレーションを実行します。N体シミュレーションから得られる不安定性の開始に対する光学的深さと充填率の臨界値は、動径方向の自己重力を無視した場合のモデル予測とよく比較されます。半径方向の自己重力が含まれる場合、バルク粘性応力の強化された値を採用することで、N体シミュレーションとの一致を達成できます。
1.4 GHz で検出された拡散放射の馬蹄形リング
非常に大きなアレイ望遠鏡を使用した20cmのラジオ空のかすかな画像(FIRST)調査から、J1407+0453に拡散放射の馬蹄形リング(HSR)を特定しました。光学銀河SDSSJ140709.01+045302.1はJ1407+0453のHSRの縁の近くに存在し、分光赤方偏移は$z=0.13360$です。J1407+0453の拡散放出を含む源の総範囲は65秒角(物理的範囲は160kpc)ですが、HSRの直径は約10秒角(25kpc)です。HSRの磁束密度は1400MHzで$\sim$47mJyですが、J1407+0453の全体の拡散放射の磁束密度は1400MHzと150MHzでそれぞれ172mJyと763mJyです。HSRJ1407+0453の電波視度は、スペクトル指数$\alpha_{150}^{1400}=-0.67$で1.94$\times10^{24}$WHz$^{-1}$と測定されます。J1407+0453のブラックホールの質量は5.8$\times10^8$M$_{\odot}$です。J1407+0453の拡散放射のHSRを他の発見された拡散円形発生源と比較します。発生源の性質を理解するために、J1407+0453の考えられる形成シナリオについて説明します。ソースのスペクトル特性を研究するために、147+0453のスペクトルインデックスマップを提示します。
高温恒星系の下部構造誘発重力摂動の解析的記述
| Title |
An_analytic_description_of_substructure-induced_gravitational_perturbations_of_hot_stellar_systems |
| Authors |
M._Sten_Delos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13338 |
恒星系に対する摂動は、暗黒物質の下部構造の重力の影響を反映している可能性があります。冷たい恒星系に対する摂動が最も一般的に研究されているのに対し、動的に熱い系に対する摂動の原因は、そのような系が小規模なスケールでの持続的な不均一性をサポートできないため、あまり曖昧ではありません。我々は、高温恒星系の2点統計量と摂動物質の2点統計量との間の単純な代数的関係を指摘します。星の密度と速度のパワースペクトルは、$k^{-4}$でスケールされた摂動体の密度パワースペクトルに比例します。この関係により、暗い下部構造を検出するための恒星系の適合性を簡単に評価できます。例として、銀河の恒星のハローは波数$k\lesssim0.4$kpc$^{-1}$の冷たい暗黒物質の下部構造に敏感であると予想され、銀河円盤は波数の下部構造に敏感である可能性があることを示します。$k\sim4$kpc$^{-1}$。これらのシステムは、これらの波数での非線形物質のパワースペクトルの直接測定を提供できます。
金属の少ない星の初期質量関数に対する放射フィードバックの影響
| Title |
Impact_of_radiative_feedback_on_the_initial_mass_function_of_metal-poor_stars |
| Authors |
Sunmyon_Chon,_Takashi_Hosokawa,_Kazuyuki_Omukai,_and_Raffaella_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13339 |
初期宇宙における恒星の初期質量関数(IMF)は、古代の銀河の形成を理解するために不可欠です。この目的を達成するために、金属量を$Z/Z_\odot=10^{-4}$から$1$まで変化させながら、星団形成後の一連の長期放射流体力学シミュレーションを実行します。私たちは特に、IMFの正確な形状を変更し、星形成効率(SFE)、つまり星の質量と親雲の初期ガス質量の比を決定する原始星の放射フィードバックの影響を考慮します。我々の結果は、金属量が減少するにつれて、IMFがサルピーター型からトップヘビー関数に変化することを示しています。$Z/Z_\odot\lesssim10^{-2}$の場合、IMFはログフラットになり、サルピーターのようなIMFとは区別されます。ステラフィードバックは、IMFの低質量端と高質量端の両方を形成するのに効果的です。星の放射線による塵粒子の加熱は、小規模な断片化を抑制し、すべての金属度で$M_*\lesssim1~M_\odot$の低質量星の数を減らします。電離放射線は大質量星の成長を妨げ、高質量端でのIMFの傾きを急勾配にします。結果として生じるフィードバックは金属量が低いほど効果的であり、星の形成は恒星の放射フィードバックによって制御され、金属量が減少するとSFEが減少します。JWST観測によって報告された$z>10$の予想外に多数の紫外線明るい銀河は、$Z/Z_\odot\sim10^{-2}$または$10^{での星団形成を考慮することで説明できると考えられます。-3}$、IMFはトップヘビーですが、優れたフィードバックによりSFEは低すぎません。
大型ジェット細線セイファート 1 銀河: pc から 100 kpc スケールの観測
| Title |
A_large_jet_narrow-line_Seyfert_1_galaxy:_observations_from_pc_to_100_kpc_scales |
| Authors |
Sina_Chen,_Preeti_Kharb,_Silpa_Sasikumar,_Sumana_Nandi,_Marco_Berton,_Emilia_Jarvela,_Ari_Laor,_Ehud_Behar,_Luigi_Foschini,_Amelia_Vietri,_Minfeng_Gu,_Giovanni_La_Mura,_Luca_Crepaldi,_Minhua_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13351 |
我々は、J0354-1340の新しい1.5～8.5GHz超長基線アレイ(VLBA)観測と0.32～1.26GHz巨大メーター波無線望遠鏡(GMRT)観測を紹介します。J0354-1340は、既知の唯一の無線静音(RQ)または無線中間波(RI)です。)100kpc両面電波ジェットを備えた細線セイファート1銀河。VLBA観測ではコア放出から南東方向のpcスケールの片側ジェットが見られますが、カール・G・ジャンスキー超大型アレイ(VLA)とGMRTで観測されたkpcスケールのジェットは南北方向です。。pcおよびkpcスケールのコアスペクトルは、3.0GHzでのアーカイブVLASS観測および5.5GHzでのVLAC構成観測と組み合わせて表示されます。〜5GHzを超えると、pcスケールの放射がkpcスケールの放射よりも支配的となり、シンクロトロンの自己吸収によりスペクトルが反転します。これは、ジェットベースまたはコロナのいずれかに関連付けられている、〜0.04pcのサイズのコンパクトなシンクロトロン源を示しています。〜3秒角のスケールでは未解決のサブkpcスケールのジェットは、おそらく〜5GHz未満の放射を支配します。今後の電波観測では、pcスケールと100kpcスケールの間のジェットの構造、方向の不一致の原因、pcスケールのジェットの固有運動を調査できる可能性があります。このような大型ジェット機がRQまたはRIAGNでどの程度一般的であるかはまだ調査されていません。
TIMERサーベイによって調査された恒星の初期質量関数の普遍的変動性
| Title |
The_universal_variability_of_the_stellar_initial_mass_function_probed_by_the_TIMER_survey |
| Authors |
Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Dimitri_A._Gadotti,_Jairo_M\'endez-Abreu,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Paula_Coelho,_Justus_Neumann,_Glenn_van_de_Ven_and_Isabel_P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13355 |
恒星の初期質量関数(IMF)の普遍性に関する議論は、2つの競合する証拠を中心に展開されています。典型的な渦巻銀河である天の川銀河での測定は不変IMFを支持しているように見えますが、大規模な初期型銀河(ETG)の観察された特性は、局所的な星の形成条件に何らかの形で敏感なIMFに有利です。ただし、両方のアプローチの基本的な方法論的および物理的な違いにより、IMFのバリエーションの包括的な理解が妨げられています。ここでは、異なる年齢と複雑な星形成履歴を持つ恒星集団全体にわたって初めて一貫したIMF測定を可能にする改良されたモデリングスキームについて説明します。TIMER調査からの優れたMUSE光学データとMILES恒星集団モデルを活用して、渦巻銀河NGC3351の内部領域の年齢、金属量、[Mg/Fe]、およびIMF傾斜マップを示します。天の川の質量に似た質量。NGC3351で測定されたIMF値は、天の川銀河のようなIMFからの予想に従っていますが、特に低質量星の場合、体系的かつ空間的に一貫した変動を同時に示しています。さらに、我々の恒星集団分析では、主に核崩壊超新星による恒星噴出物によって富化されていると思われる、金属に乏しくマグネシウムが豊富な星形成領域の存在が明らかになりました。したがって、私たちの発見は、銀河進化の初期段階、特に天の川銀河内外で観察されたIMF変動の起源をより良く理解するために、若い恒星集団の詳細な研究の可能性を示しています。
JWST と Euclid を使用した高誘電率スターバースト銀河の形態とカラーマップの解釈への挑戦について
| Title |
On_the_challenge_of_interpreting_the_morphology_and_color_maps_of_high-z_starburst_galaxies_with_the_JWST_and_Euclid |
| Authors |
Polychronis_Papaderos_and_G\"oran_\"Ostlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13358 |
形態と色のパターンは、高誘電率銀河の初期形成の歴史についての基本的な洞察を保持します。ただし、イメージングデータからこのようなシステムのレストフレーム(RF)カラーマップを2D再構成するのは簡単な作業ではありません。これは主に、近くと遠くにある高sSFR(スターバースト)銀河のスペクトルエネルギー分布(SED)が空間的に不均一であるため、空間的に一定の「形態学的」k補正を適用する一般的な手法が重大な観測バイアスにつながる可能性があるためです。この研究では、近くの青色コンパクト銀河Haro11を使用して、SEDの空間的不均一性が観測者フレーム(ObsF)の視覚および近赤外の形態とカラーマップにどのような影響を与え、JWSTを使用した遠方のスターバースト銀河の物理的特性評価に潜在的に影響を与えるかを説明します。そしてユークリッド。MUSE分光法とスペクトルモデリングに基づいて、我々はまず、Haro11の空間的に変化する光学SEDを形成する要素、すなわち固有の恒星年齢勾配、強い星雲発光と電離する恒星の背景からのその空間的切り離し、恒星と星雲の異なる減光パターンを調査する。空間的にも量的にも成分が異なります。私たちのシミュレーションは、特に、光学的に明るいが塵の多い星形成(SF)領域は検出を回避する可能性がある一方、SF活動が弱いガスが排出された(したがって潜在的にライマン連続体光子漏れの)領域がObsF(RFUV)を支配する可能性があることを示しています。)high-z銀河の形態。また、ObsFカラーマップは、zに応じてフィルターの通過帯域に入ったり出たりする強い輝線の影響を受けており、額面通りに受け取ると、銀河の性質、進化の状態、塵の含有量について誤った結論につながる可能性があることも示します。さらに重要な問題は、2175{\AA}の消滅隆起の不確かな顕著性から生じており、これは高誘電率銀河のRFカラーマップにおけるかなりの固有の不確実性を意味します。(要約)
天文拡散星間帯 (DIB) に対するグラフェン分子 C$_{53}$ C$_{52}$ C$_{51}$ の貢献
この分子軌道解析により、天文学的に観測される拡散星間バンド(DIB)では、フラーレンではなく純粋な炭素グラフェン分子が重要な役割を果たすことが予測されます。実験室での実験は、モノカチオンフラーレン-(C$_{60}$)$^{1+}$に由来すると考えられる、E.Cambellらが研究した観測されたDIBバンドと正確に一致した。理論的に確認するために、(C$_{60}$)$^{1+}$の分子軌道励起を時間依存DFTによって計算しました。計算された2つのバンドは観測されたDIBに近かったが、発振器強度がゼロであること、および他の3つのDIBが再現できないという2つの問題がありました。室内実験はm/e=724をフィルタリングする質量分析実験であり、フラーレン-(C$_{60}$)$^{1+}$がHeと結合していることを示唆した。ただし、He原子を挿入した3Dグラファイト、[グラフェン(C$_{53}$)$^{1+}$--He--(C$_7$)]、[グラフェン]など、他の機能もありました。(C$_{51}$)$^{1+}$--彼--(C$_9$)]など。グラフェンのファミリー(C$_{53}$)、(C$_{52}$)、および(C$_{51}$)が計算されました。結果は、天文学的に観測された957.74nmバンドが計算された957.74nmによってよく再現され、957.75nmの実験室実験によっても確認されたことを示しています。その他に観察された963.26、936.57、および934.85nmのバンドは、963.08、935.89、および933.72nmであると計算されました。さらに、実験的な922.27nmバンドは922.02nmと計算されましたが、これはまだ天文観測されていません。同様に、実験的な925.96、912.80、909.71、および908.40nmバンドは、926.01、912.52、910.32、および908.55nmと計算されました。グラフェン分子は星間空間に遍在して浮遊している可能性があることを強調しておく必要がある。
OMC-3 における前星および原始星源のダスト分極
| Title |
Dust_Polarization_of_Prestellar_and_Protostellar_Sources_in_OMC-3 |
| Authors |
Yuhua_Liu,_Satoko_Takahashi,_Masahiro_Machida,_Kohji_Tomisaka,_Josep_Miquel_Girart,_Paul_T._P._Ho,_Kouichiro_Nakanishi,_and_Asako_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13573 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)による$\sim$0.14"(55au)分解能での直線偏光1.1mm連続放射と$\sim$1.5"でのCO($J$=2$-$1)放射の観測結果を紹介します。1つのプレステラー(MMS4)、4つのクラス0(MMS$\,$1、MMS$\,$3、MMS$\,$5、およびMMS$\,$6)、1つのクラスI(MMS$\)に対する(590au)解像度,$7)、およびオリオン分子雲$\,$3領域の1つのフラットスペクトル(MMS$\,$2)源。MMS$\,$4を除くすべての発生源に向けて、塵の円盤状構造と透明なCO流出が検出されます。これらのディスク状構造の直径は16auから97auの範囲で、マルチガウスフィッティングから得られたデコンボリューションされた半値全幅(FWHM)値に基づいて推定されます。MMS$\,$2、MMS$\,$5、MMS$\,$6、MMS$\,$7の方向には偏光放射が検出されますが、MMS$\,$1、MMS$\,$3およびMMS$\,$3の方向には偏光放射は検出されません。MMS$\,$4。MMS$\,$2、MMS$\,$5、およびMMS$\,$7は、円盤状構造の短軸に沿って整列された分極ベクトルを示し、平均分極率は0.6$\%$～1.2$\%の範囲です。$。最も強いミリ波源であるMMS$\,$6は、複雑な偏光方向と、ストークス$I$ピーク付近で$\sim$10$\%$という著しく高い偏光率を示し、腕では15$-$20$\%$を示します。高橋らによって報告されたような構造。（2019年）。磁場や放射トルクによる自己散乱や塵の整列など、偏光放出の原因については、個々の発生源について説明します。いくつかの円盤状の光源は、偏光強度のピークが円盤の手前側にシフトすることを示しており、これは偏光発光が自己散乱に由来することを裏付けています。
UOCS-XII。 UVIT/AstroSat を使用した散開星団 NGC 6940 の研究: 星団の特性とエキゾチックな個体群
| Title |
UOCS-XII._A_study_of_open_cluster_NGC_6940_using_UVIT/AstroSat:_cluster_properties_and_exotic_populations |
| Authors |
Anju_Panthi_and_Kaushar_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13605 |
\textit{AstroSat}/UVITデータやその他のアーカイブデータを使用して、散開星団NGC6940を研究します。これは、約770pcの距離に位置する中間年齢星団($\sim$1Gyr)で、通常の単星や連星とは別に、いくつかの珍しい集団を抱えています。機械学習アルゴリズムML-MOCを使用してこのクラスターのメンバーを特定し、1つの青いストラグラースター(BSS)、2つの黄色のストラグラースター(YSS)、11つのブルーラーカー(BL)候補、および2つの赤い塊(RC）のスター。この星団は質量分離の影響を示しており、大質量星が最も多く星団内に分離され、次に等質量の連星メンバーと単一の低質量星が続きます。我々は、このクラスターに拡張主系列ターンオフ(eMSTO)機能が存在することを報告し、年齢の広がりがその背後にある要因である可能性を示唆しています。ただし、星の自転と塵の吸収の影響は、MSTO星の大部分を使ってより包括的に調べる必要があります。上記の16個のソースはすべて、UVIT/F169Mフィルターに相当するものがあります。それらを特徴付けるために、3インチ以内に近くの発生源がないこれらの天体のうち14個の多波長スペクトルエネルギー分布(SED)を構築しました。BSSは単一成分SEDで正常に適合しました。BLが3つ、YSSが2つあることがわかります。,そして1つのRC星は50$\%$を超えるUV超過を持ち、ホット伴星を持つ2成分SEDにうまく適合しました。SEDから導出されたパラメーターは、BLとRC星のホット伴星が低質量で正常であることを意味します。質量白色矮星であるのに対し、YSSのホット伴星は亜矮星B(sdB)星である可能性が高く、14個の星のうち少なくとも6個($\sim$42$\%$)が物質移動や合体によって形成されたと考えられます。通路。
X線積層により、星形成銀河の平均SMBH降着特性と4 <~ z <~ 7にわたるそれらの宇宙進化が明らかに
| Title |
X-ray_stacking_reveals_average_SMBH_accretion_properties_of_star-forming_galaxies_and_their_cosmic_evolution_over_4_<~_z_<~_7 |
| Authors |
Suin_Matsui,_Kazuhiro_Shimasaku,_Kei_Ito,_Makoto_Ando,_Takumi_S._Tanaka_(The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13651 |
ChandraLegacySurvey画像を使用した約12,000個のライマンブレイク銀河(LBG)のX線積層解析により、星形成銀河(SFG)の平均超大質量ブラックホール(SMBH)降着特性を4<~zで調査します。<~7.どの積層画像でもX線信号は検出されませんが、星形成率(SFR)の関数として、平均ブラックホール降着率(BHAR)の強い3シグマ上限が得られます。積層画像がより深いz~4(5)では、SFRあたりの3シグマBHARの上限は、局所的なブラックホールと恒星の質量比よりも~1.5(1.0)dex低く、このことは、SFGのSMBHが、不活性(BHAR<~1M_sunyr^{-1})相は、同時進化から予想されるよりもはるかにゆっくりと成長しています。ダークハロー付加率ごとのBHARについても同様の結果が得られます。文献によると、QSOは、同じダークハロー質量を持つLBGよりも～1dex高いSFRと>～2dex高いBHARを持つことがわかります。また、文献に記載されている塵の多いスターバースト銀河と静止銀河についても同様の比較を行います。デューティサイクル補正された分析は、特定のダークハローについて、QSOフェーズでのSMBH質量増加が、はるかに長い非アクティブフェーズでのSMBH質量増加よりも優勢であることを示しています。最後に、TNG300、TNG100、SIMBA100、およびEAGLE100シミュレーションと比較すると、BHARの上限を<~1.5dexオーバーシュートしていることがわかり、これはおそらく、シミュレートされたSMBHが大きすぎることを示唆しています。
局所 AGN のスペクトル エネルギー分布と放射光度: 完全な 12 ミクロン AGN サンプルの研究
| Title |
The_spectral_energy_distributions_and_the_bolometric_luminosities_of_local_AGN:_study_of_the_complete_12_micron_AGN_sample |
| Authors |
Luigi_Spinoglio,_Juan_Antonio_Fernandez-Ontiveros,_Matthew_A._Malkan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13661 |
私たちは、局所宇宙にある活動銀河核(AGN)の完全で偏りのない12ミクロンから選択されたサンプルのボロメータ光度を測定します。各銀河について、10バンドのラジオからX線へのスペクトルエネルギー分布(SED)を使用して、各バンドの本物のAGN連続体を分離しました。これには、利用可能な場合はサブ秒角測定も含まれ、ホスト銀河によって汚染されたものは補正されます。サンプル中のセイファート1型AGN、隠れブロードライン(HBL)を持つセイファート、2型のセイファート、およびLINER核のSED中央値を導き出します。Seyfert1SEDの中央値は、UVにおける特徴的な青いバンプの特徴を示していますが、それにもかかわらず、ボロメータの明るさへの最大の寄与は、IRおよびX線連続線によるものです。HBLとタイプ2AGNの両方のSED中央値は、光学/UVにおける星光汚染の影響を受けます。Av=1.2等の減光を適用した場合、HBLAGNのSED中央値はセイファート1のSED中央値と一致します。包括的なSEDにより、正確なボロメーター光度を測定し、さまざまなトレーサーに対して堅牢なボロメーター補正を導き出すことができました。12ミクロンおよびKバンドの核光度は、X線の場合と同様に、ボロメータ光度と良好な線形相関を持っています。連続バンド(Kバンド、12ミクロン、2～10keVおよび14～195keV)と狭い輝線([OIV]および[NeV]の中赤外高電離線および光学[OIII])のいずれかのボロメーター補正を導き出します。5007A)、およびIR連続体とライン放射の組み合わせにも対応します。連続体とライン発光の組み合わせにより、クエーサー光度までのボロメータ光度を正確に予測します。
J-PLUSのSupernova環境。狭帯域フィルタと広帯域フィルタを組み合わせた、正規化された累積ランク分布と恒星集団の合成
| Title |
Supernova_environments_in_J-PLUS._Normalized_Cumulative_Rank_distributions_and_stellar_population_synthesis,_combining_narrow-_and_broad-band_filters |
| Authors |
Raul_Gonz\'alez-D\'iaz,_Llu\'is_Galbany,_Tuomas_Kangas,_Rub\'en_Garc\'ia-Benito,_Joseph_P._Anderson,_Joseph_Lyman,_Jes\'us_Varela,_Lamberto_Oltra,_Rafael_Logro\~no_Garc\'ia,_Gonzalo_Vilella_Rojo,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Miguel_\'Angel_P\'erez-Torres,_Fabi\'an_Rosales-Ortega,_Seppo_Mattila,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Phil_James,_Stacey_Habergham,_Jos\'e_Manuel_V\'ilchez,_Jailson_Alcaniz,_Raul_E._Angulo,_Javier_Cenarro,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Renato_Dupke,_Alessandro_Ederoclite,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Mariano_Moles,_Laerte_Sodr\'e_Jr._and_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13830 |
私たちは、JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey(J-PLUS)のデータを使用して、あらゆるタイプの418個の超新星(SNe)の局所環境特性を研究します。このデータには、5つの広帯域イメージングフィルターと7つの狭帯域イメージングフィルターが含まれており、次の2つの独立した分析を使用します。正規化累積ランク(NCR)法では、12個の単一バンドすべてと、連続体で差し引かれた狭帯域発光バンドと吸収バンドを5つ利用します。2)単純恒星集団(SSP)合成では、星のスペクトルエネルギー分布(SED)を構築します。12個のフィルターを使用して周囲のSN環境を監視します。以前の研究に対する改善点は次のとおりです。(i)同種のデータのセットを使用する他のフィルターへのNCR技術の拡張。（ｉｉ）ｇ−ｉ色と色の過剰との間の関係に基づく、すべてのバンドに対する消光の補正。(iii)H$\alpha$フィルター内に該当する[NII]ライン汚染の補正。各銀河の全体的な光分布を追跡する広帯域フィルターのすべてのNCR分布は互いに類似しており、タイプIa、II、IIbのSNeは他のSNタイプよりも赤い環境に位置することが好ましい。SNeの半径方向の分布は、タイプIIbSNeが銀河の内部領域で優先的に発生するように見えることを示しています。すべての炉心崩壊SN(CC)タイプは、SFRを追跡する[OII]放出と強く相関しています。CaIIトリプレットのNCR分布は、II/IIb/IaサブタイプとIb/Ic/IInサブタイプの間で明確な区別を示しており、これは環境金属量の違いとして解釈されます。SSP合成に関しては、フィッティングプロセスに7つのJ-PLUSナローフィルターを含めることで、SNeIaよりもCCSN環境パラメーターに大きな影響を与え、その値がより消滅した、より若い、より星形成の方向にシフトすることがわかりました。これらの狭帯域には強い輝線と恒星の吸収が存在するため、環境に悪影響を及ぼします。
UHZ1と他の3つの最も遠いクエーサーが観測：超大質量暗黒星の証拠の可能性
| Title |
UHZ1_and_the_other_three_most_distant_quasars_observed:_possible_evidence_for_Supermassive_Dark_Stars |
| Authors |
Cosmin_Ilie,_Katherine_Freese,_Andreea_Petric,_Jillian_Paulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13837 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は最近、赤方偏移$z\sim10$で新しい記録破りのクエーサーUHZ1を発見しました。この発見は、宇宙論の標準$\Lambda$CDMモデルからの期待と課題に立ち向かうJWSTの傾向を継続します。つまり、宇宙が誕生してまだ数億年しか経っていなかった時代に、非常に多くの非常に重い銀河やクエーサーが非常に高い赤方偏移で観測されてきたのです。私たちは以前、超大質量暗黒星(SMDS)がこのパズルの解決策を提供する可能性があることを示しました。これらの魅力的な天体は、$\sim10^5-10^7M_{\odot}$に成長し、$10^9$の太陽と同じくらい明るく輝く、宇宙の最初の星となるでしょう。集団III星(宇宙の最初の星について提案された主要な代替モデル。これも金属性がゼロで、核融合によって駆動される)とは異なり、SMDSは暗黒物質の加熱(例:暗黒物質の消滅)によって駆動され、比較的涼しい。SMDSは寿命の終わり（暗黒物質燃料がなくなるとき）に直接ブラックホールに崩壊し、最初のクエーサーの種となる可能性があります。以前の論文では、UHZ1が$z\sim10$で形成するには信じられないほど巨大なシード($\sim10^4-10^5M_{\odot}$)が必要であることが示されており、これは直接崩壊ブラックホールであると想定されていました。(DCBH)。この論文では、最も遠い既知の4つのクエーサー、UHZ1、J0313-1806、J1342+0928、およびJ1007+2115を調べることにより、超大質量暗黒星(SMDS)が最初のクエーサーの謎に対して同様に有効な解決策を提供することを実証します。特にUHZ1に重点を置きます。
超大質量ブラックホールの成長と、低赤方偏移銀河における星の質量および星形成速度への依存性を調査する
| Title |
Probing_supermassive_black_hole_growth_and_its_dependence_on_stellar_mass_and_star-formation_rate_in_low-redshift_galaxies |
| Authors |
O._Torbaniuk,_M._Paolillo,_R._D'Abrusco,_C._Vignali,_A._Georgakakis,_F._J._Carrera,_F._Civano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13869 |
我々は、局所宇宙（z<0.33）における超大質量ブラックホールの成長とそのホスト銀河の特性との関係についての改良された研究を発表する。この目的を達成するために、私たちは、スローンデジタルスカイサーベイからの星形成速度(SFR)と星の質量の分光測定と、特定のブラックホール降着速度(sBHAR,$\lambda_{\mathrm{sBHAR}}\propto)を組み合わせた広範なサンプルを構築します。L_{\mathrm{X}}/\mathcal{M}_{\ast}$)は、XMM-NewtonSerendipitousSourceCatalog(3XMM-DR8)およびChandraSourceCatalog(CSC2.0)から派生しました。星形成銀河と静止銀河の両方のsBHAR確率分布は、すべての星の質量範囲で$\log\lambda_{\mathrm{sBHAR}}\sim-3.5$でピークに達し、より低いsBHARに向かって減少するべき乗則の形状をしていることがわかります。。この発見は、より高い赤方偏移と比較して、局所宇宙におけるAGN活動が減少していることを裏付けています。ほぼすべての星の質量範囲で$\log\,\lambda_{\mathrm{sBHAR}}$と$\log\,{\mathrm{SFR}}$の間に有意な相関関係が観察されていますが、その関係はより高い質量範囲に比べて浅いです。赤方偏移は、局所宇宙における降着物質の利用可能性の低下を示します。同時に、星形成銀河のBHAR対SFR比は星の質量と強い相関があり、AGN活動と星の形成の両方が主に共通のガス貯留層による燃料供給を介して星の質量に依存するというシナリオを裏付けています。逆に、この比率は静止銀河では一定のままであり、おそらく静止銀河におけるAGN燃料供給や異なる降着モードに関与する異なる物理機構が存在することを示しています。
矮小銀河団内のバーの動的状態: NGC 4483 と NGC 4516 の場合
| Title |
The_dynamical_state_of_bars_in_cluster_dwarf_galaxies:_The_cases_of_NGC_4483_and_NGC_4516 |
| Authors |
V._Cuomo,_L._Morelli,_J._A._L._Aguerri,_E._M._Corsini,_V._P._Debattista,_L._Coccato,_A._Pizzella,_A._Boselli,_C._Buttitta,_A._de_Lorenzo-C\'aceres,_L._Ferrarese,_D._Gasparri,_Y._H._Lee,_J._Mendez-Abreu,_J._Roediger,_S._Zarattini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14017 |
矮小棒銀河は、ゆっくりと回転する棒をホストするのに最適な候補です。それらは密集した環境で一般的であり、比較的浅いポテンシャル井戸を持っているため、相互作用によって加熱されやすくなります。インタラクションによってバーの形成が誘発される場合、バーはゆっくりと回転する必要があります。それらは、中心に集中した巨大な暗黒物質ハローの中に存在し、動的摩擦によって棒の回転を遅くします。予測では遅いバーが一般的であることが示唆されていますが、トレメイン・ワインバーグ法を使用したバーのパターン速度の測定では、局所宇宙ではバーのほとんどが速いことが示されています。私たちは、おとめ座銀河団の2つの矮小銀河NGC4483とNGC4516が持つバーの測光的および運動学的特性評価を示します。次世代おとめ座サーベイのイメージングと円速度、バーのパターン速度、および回転を使用して、バーの長さと強度を導き出します。MultiUnitSpectroscopeExplorerの分光法を使用してレートを測定します。以前に研究された銀河IC3167を含め、我々は3つの矮小銀河の棒の特性を文献からの巨大な対応する銀河の棒の特性と比較します。矮小銀河のバーは短くて弱く、大質量銀河のバーに比べて回転がわずかに遅くなります。これは、異なる棒形成メカニズムおよび/または矮小銀河の中心にある大きな暗黒物質の部分によるものである可能性があります。我々は、トレメイン・ワインバーグ法の適用を銀河の低質量領域に推し進めることが可能であることを示します。
無衝突衝撃時の戻り電流
衝突のない衝撃は荷電粒子を上流に送り込み、プラズマに電流を流す傾向があります。細胞内粒子の動的シミュレーションを使用して、背景の熱プラズマが準平行非相対論的電子陽子衝撃の上流でそのような電流をどのように中和するかを調査します。私たちは、はるか上流、ショック前駆体、ショックフットなど、さまざまな領域で異なるプロセスを観察します。はるか上流では、電流は非熱陽子によって運ばれ、これが静電モードを駆動し、上流の無限に向かって移動する超熱電子を生成します。衝撃（前駆体内）に近づくと、ビームの電流密度と運動量束の両方が増加し、電磁気流の不安定性が生じ、超熱電子の熱化に寄与します。ショックフットでは、これらの電子は衝撃反射された陽子にさらされ、その結果、2ストリーム型の不安定性が生じます。私たちは、粒子追跡と制御されたシミュレーションを通じて、これらのプロセスとその結果として生じる加熱を分析します。特に、衝撃底の不安定性により、電子の実効熱速度が反射陽子のドリフト速度に匹敵する可能性があることを示します。これらの発見は、磁場の増幅と、拡散衝撃加速への超熱電子の注入につながる可能性のあるプロセスの両方を理解するために重要です。
| Title |
AM$^3$:_An_Open-Source_Tool_for_Time-Dependent_Lepto-Hadronic_Modeling_of_Astrophysical_Sources |
| Authors |
Marc_Klinger,_Annika_Rudolph,_Xavier_Rodrigues,_Chengchao_Yuan,_Ga\"etan_Fichet_de_Clairfontaine,_Anatoli_Fedynitch,_Walter_Winter,_Martin_Pohl,_Shan_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13371 |
我々は、AM$^3$(「天体物理マルチメッセンジャーモデリング」)ソフトウェアを紹介します。このソフトウェアは、ブレーザー亜星を含む活動銀河核からのニュートリノを含むマルチメッセンジャー放出をシミュレートするために過去に成功裏に使用されてきました。クラス、ガンマ線バースト、潮汐破壊現象。AM$^3$は、関連する粒子密度(光子、電子、陽電子、陽子、中性子、パイオン)のスペクトルおよび時間発展の連成積分微分方程式を効率的に解く、文書化された最先端のオープンソースソフトウェアです。、ミューオン、ニュートリノ）。AM$^3$には、関連するすべての非熱プロセス(シンクロトロン、逆コンプトン散乱、光子-光子の消滅、陽子-陽子および陽子-光子パイオン生成、および光対生成)が含まれます。このソフトウェアは、一次粒子と二次粒子の完全なカスケードを自己一貫性を持って計算し、単純なテスト粒子アプローチよりも優れたパフォーマンスを発揮し、時間領域での非線形フィードバックと予測を可能にします。また、さまざまなハドロン相互作用チャネルを含む、光子およびニュートリノのスペクトル全体に対するさまざまな放射プロセスの寄与を個別に追跡することもできます。AM$^3$は、解析手法と数値手法を組み合わせた効率的なハイブリッドソルバーにより、ユーザーが調整可能なレベルで効率と精度を兼ね備えています。数値フレームワークの技術的な詳細を説明し、さまざまな天体物理環境への応用例を示します。
大きく隠されたコンパクトな電波源における X 線放射の起源について
| Title |
On_the_Origin_of_the_X-ray_Emission_in_Heavily_Obscured_Compact_Radio_Sources |
| Authors |
Dominika_{\L}._Kr\'ol_and_Ma{\l}gosia_Sobolewska_and_{\L}ukasz_Stawarz_and_Aneta_Siemiginowska_and_Giulia_Migliori_and_Giacomo_Principe_and_Mark_A._Gurwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13418 |
活動銀河核(AGN)のX線連続放射は、核周囲の塵の多いトーラスによって反射され、X線周波数で顕著な蛍光鉄線を生成する可能性があります。ここでは、狭いFe\,K$\alpha$線が検出された、小型対称天体（CSO）のクラスに属する3つの電波大音量AGNの広帯域放射について議論します。CSOは新しく誕生した電波ジェットを持ち、投影された線形サイズが数パーセクから数百パーセク程度のコンパクトな電波ローブを形成しています。我々は、J1511+0518、OQ+208、および2021+614のコンパクトローブの電波から$\gamma$線へのスペクトルをモデル化した。これらは、これまでに知られている最も近い、最も若いCSOの1つであり、次の特徴がある。固有X線吸収柱密度$N_{\rmH}>10^{23}$\,cm$^{-2}$。アーカイブデータに加えて、新しく取得した{\itChandra}X線天文台とサブミリ波アレイ(SMA)観測を分析し、{\itFermi}からの$\gamma$線の上限も精緻化します。大面積望遠鏡(LAT)モニタリング。新しい{\itChandra}データでは、$1.5^{\prime\prime}$を超えるスケールでの拡張X線放射成分の存在が除外されています。SMAデータは、ローブ内の電子分布のスペクトルインデックスと$N_{\rmH}$の相関関係を明らかにし、これにより、非常に遮蔽されたCSOの$\gamma$線の静粛性を説明できる可能性がある。私たちのモデリングに基づいて、コンパクトな電波ローブの逆コンプトン放射がこれらすべての線源における固有のX線連続体の説明となる可能性があると主張します。さらに、観察された鉄の線は、周囲の冷たい塵からのローブの連続体の反射によって生成された可能性があると提案します。
脈動対不安定性超新星によるブラックホール質量関数の複数の特徴の予測
| Title |
Prediction_of_Multiple_Features_in_the_Black_Hole_Mass_Function_due_to_Pulsational_Pair-Instability_Supernovae |
| Authors |
Djuna_Croon,_Jeremy_Sakstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13459 |
脈動対不安定性超新星(PPISN)を起こす大質量星の直接崩壊によるブラックホール形成の高解像度シミュレーションを使用して、爆発に大きな影響を与え、結果として生じるブラックホールの質量関数(BHMF)に2つのピークをもたらす新しい現象を発見しました。）。対不安定性を経験している軽い星は狭い殻を形成し、そこでアルファはしご反応が起こり、PPISNの影響を悪化させる可能性があります。高質量星の殻温度（金属度$Z=10^{-5}$の母集団III星のヘリウム燃焼開始時の$>62{\rmM}_\odot$）は、これを実現するには低すぎます。起こる。その結果、ブラックホール$M_{\rmBH}(M_i)$のスペクトルは肩の特徴を示し、広範囲の初期質量がほぼ同一のブラックホール質量をもたらします。したがって、PPISNは、天体物理ブラックホールの質量関数に2つのピークがあると予測しています。1つはブラックホール上部の質量ギャップの位置に対応し、2つ目はショルダーの位置に対応します。このショルダー効果は、合体する連星ブラックホールのLIGO/Virgo/KAGRAGWTC-3カタログの$35_{-2.9}^{+1.7}{\rmM}_\odot$のピークを説明できる可能性があります。
急速な減光とそれに続く状態遷移: 1000 日以上にわたる非常に変動性の高い核過渡現象 AT 2019avd の研究
| Title |
Rapid_dimming_followed_by_a_state_transition:_a_study_of_the_highly_variable_nuclear_transient_AT_2019avd_over_1000+_days |
| Authors |
Yanan_Wang,_Dheeraj_R._Pasham,_Diego_Altamirano,_Andres_Gurpide,_Noel_Castro_Segura,_Matthew_Middleton,_Long_Ji,_Santiago_del_Palacio,_Muryel_Guolo,_Poshak_Gandhi,_Shuang-Nan_Zhang,_Ronald_Remillard,_Dacheng_Lin,_Megan_Masterson,_Ranieri_D._Baldi,_Francesco_Tombesi,_Jon_M._Miller,_Wenda_Zhang_and_Andrea_Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13543 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の周りの星の潮汐破壊は、人間の時間スケールでSMBHへの降着を研究するユニークな機会を提供します。私たちは、TDEのような性質を持つ核過渡現象であるAT2019avdの1000日以上にわたるNICER、Swift、およびChandraモニタリングキャンペーンの結果を紹介します。私たちの主な発見は、X線放射のピークから約225日後に、2桁を超える急速な光度の低下が見られるということです。このX線の低下には、X線スペクトルの硬化が伴い、その後740日のプラトー段階が続きます。この段階では、ディスク温度は一定のままですが、スペクトル指数は6.2+-1.1から2.3+-0.4に減少します。さらに、数十分のタイムスケールにわたって現れる、平均二乗平均平方根分数振幅が47%である顕著なX線変動も検出しました。私たちは、この現象は介在する塊状の流出に起因する可能性があると提案します。AT2019avdの全体的な特性は、降着円盤がスーパーエディントン光度状態からサブエディントン光度状態に進化し、おそらくコンパクトジェットに関連していることを示唆しています。この進化は、恒星質量ブラックホールで観察されたものと同様の硬度強度図のパターンに従い、ブラックホール周囲の降着-放出プロセスの質量不変性を裏付けています。
3C 84のパーセク規模ジェットの終端領域の過去20年間の進化
| Title |
Evolution_of_the_Termination_Region_of_the_Parsec-Scale_Jet_of_3C_84_Over_the_Past_20_Years |
| Authors |
Minchul_Kam,_Jeffrey_A._Hodgson,_Jongho_Park,_Motoki_Kino,_Hiroshi_Nagai,_Sascha_Trippe,_Alexander_Y._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13666 |
我々は、43GHzの超長基線アレイ(VLBA)で観測された、2003年11月から2022年6月までの3C84におけるパーセクスケールのジェットの運動学を紹介します。最新のジェットの終端領域にある明るい特徴であるC3成分が、観測対象期間にわたって0.259+/-0.003cのほぼ一定の見かけ速度を維持していることがわかりました。C3から4つの新しいサブコンポーネントが出現し、それぞれがC3よりも見かけ上の速度を示していることが観察されます。特に、最後の2つのサブコンポーネントは明らかな超光速運動を示し、最も速いコンポーネントは1.41+/-0.08cの見かけの速度を示します。私たちの分析では、視野角の変化だけでは新しいサブコンポーネントの見かけの速度が速いことを説明できないことが示唆されており、本質的にC3よりも速いことが示されています。我々は、ジェットの歳差運動（または向きの再調整）、ジェット雲の衝突、および磁気再接続が、新しい副成分の放出に関与する可能性のある物理的メカニズムとして特定しました。
SN関連低輝度GRB 171205Aの多波長解析
| Title |
Multi-wavelength_analysis_of_the_SN-associated_low-luminosity_GRB_171205A |
| Authors |
XiuJuan_Li,_ZhiBin_Zhang,_YongFeng_Huang_and_Fan_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13779 |
近くの超新星(SN)関連の低光度GRB171205Aの多波長特性を詳細に調査して、その物理的起源を総合的に制約します。パルス幅は$-0.24\pm0.07$のべき乗則指数でエネルギーと相関していることがわかり、これは他のSN/GRBの指数と一致しますが、長いGRBの指数よりも大きくなります。即時ガンマ線とX線プラトーの全体的な光度曲線を同時に分析することにより、初期のX線はガンマ線とともに中央エンジンの活動を反映しているはずであり、後期のX線は主に次のようなものである可能性があると推測されます。外部衝撃と周囲の物質との相互作用。さらに、GRB171205Aのホスト電波束とオフセットは、近くにある他の低光度GRBのそれらと類似していることがわかりました。測定されたオフセットを持つ9つのSN/GRBを採用して、ピーク光度($L_{\gamma,p}$)とスペクトル遅れ($\tau$)の関係を$L_{\gamma,p}\propto\tau^として構築します。{-1.91\pm0.33}$。12個のSN/GRBと10個のKN/GRBの両方のピーク光度と投影された物理的オフセットは適度に相関していることがわかり、それらの異なる祖先が示唆されます。トップハットジェットモデルに適合した多波長残光は、GRB171205Aのジェット半開き角度と視野角がそれぞれ$\thicksim$34.4度および41.8度であることを示しており、これは軸外放射が支配的であることを示唆しています。ジェットコアではなく周辺コクーンによって。
次世代重力波検出器による中性子星の合体による有限温度効果の検出可能性
| Title |
Detectability_of_Finite-Temperature_Effects_From_Neutron_Star_Mergers_with_Next-Generation_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Carolyn_A._Raithel,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14046 |
連星中性子星合体の高温で巨大な残骸から発せられる高周波重力波（GW）の観測は、高密度物質の状態方程式（EoS）の新たな探査を提供するでしょう。現在の熱物理学における不確実性により、中性子星の特徴的な半径において、低温EoSが$\pm\sim120$m変化するのに匹敵する程度、創発GWスペクトルが異なる可能性があることを示します。非常に接近した連星中性子星の合体が起こらない限り、これらの効果は現在のGW検出器で測定できる可能性は低い。しかし、CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの提案されている次世代検出器を使用すると、コールドEoSが十分に抑制されていれば、最大約80～200Mpcの距離での事象の影響を測定できます。
AGN のブラック ホール質量に対する間接的な方法の比較: 良いもの、悪いもの、醜いもの
| Title |
Comparing_indirect_methods_for_black_hole_masses_in_AGN:_the_good,_the_bad,_and_the_ugly |
| Authors |
M._Gliozzi,_J._K._Williams,_A._Akylas,_I._E._Papadakis,_O._I._Shuvo,_A._Halavatkar,_A._Alt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14098 |
ブラックホール質量MBHは、ホスト銀河内での超大質量BHの成長を制限する上で重要です。力学的な方法によるMBHの直接測定は、限られた数のほぼ静止した近くの銀河と少数の活動銀河核(AGN)に限定されるため、間接的な方法に依存する必要があります。この研究では、バイアスのない体積制限された硬X線で選択されたAGNサンプルを利用して、一般的に使用されるいくつかの間接法の信頼性を比較し、不明瞭なAGNに適用できるものに重点を置きます。動的手法によって決定されたMBHを含むAGNのサブサンプルに基づいて、我々の研究は、スケーリング法や過剰分散を通じて測定された変動に基づく手法などのX線ベースの手法が動的手法とよく一致していることを示唆しています。一方、活動していない銀河に基づくMシグマ相関は、遮蔽のレベルに関係なく、体系的にMBHを過大評価する傾向があります。動的値と許容可能な一致を生成する補正係数を提供し、この方法で計算されたMBHを迅速に補正するために使用できます。また、不活動銀河を使用して得られたものよりもかなり浅い傾きを持つこの不偏のAGNサンプルに基づいて代替Mシグマ相関を導出します。これは、後者の相関がAGNのMBHを計算するのに適切ではない可能性があることを示唆しています。最後に、ブラックホール活動の基本面から得られるMBHを修正するための即効性のある修正は適用できないことがわかり、この方法の信頼性に疑問が投げかけられています。
CHIME/FRB 電圧データを含む高輝度複雑高速無線バーストの形態
| Title |
Morphologies_of_Bright_Complex_Fast_Radio_Bursts_with_CHIME/FRB_Voltage_Data |
| Authors |
Jakob_T._Faber,_Daniele_Michilli,_Ryan_Mckinven,_Jianing_Su,_Aaron_B._Pearlman,_Kenzie_Nimmo,_Robert_A._Main,_Victoria_Kaspi,_Mohit_Bhardwaj,_Shami_Chatterjee,_Alice_P._Curtin,_Matt_Dobbs,_Gwendolyn_Eadie,_B._M._Gaensler,_Zarif_Kader,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_W._Masui,_Ayush_Pandhi,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_Kaitlyn_Shin,_Kendrick_Smith,_Ingrid_Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14133 |
我々は、カナダの水素強度マッピング実験(CHIME)望遠鏡によって検出された、これまでに12個の非反復高速無線バースト(FRB)発生源の発見を紹介します。これらのソースは、非常に高い輝度と複雑な形態に基づいて、オーダー$10^3$CHIME/FRBフルアレイの生の電圧データ記録で構成されるデータベースから選択されました。私たちの研究では、ドリフト、微細構造、周期性など、これらのバーストの時間周波数特性を調べています。このサンプルのイベントは、多くの繰り返しFRBで見られる線形の負のドリフト現象から逸脱する、さまざまなユニークなドリフト現象を示しており、ドリフトの原型を分類するための新しい枠組みの可能性を刺激します。さらに、7つのイベントで継続時間$\lesssim$50$\mus$の微細構造特徴が検出され、中には$\estimate$7$\mus$という狭いものも含まれています。重大な周期性の証拠は見つかりませんでした。さらに、偏光分率とファラデー回転測定(RM)を含む7つのイベントの偏光特性を報告します。観測された$|\mathrm{RM}|$値は$17.24(2)$～$328.06(2)\mathrm{~rad~m}^{-2}$の広範囲にわたり、直線偏光分率は$0.340(1)の間です。)$-$0.946(3)$。私たちのサンプルにおけるバーストの形態学的特性は、FRB放出の相対論的衝撃モデルと磁気圏モデルの両方、および離散電離プラズマ構造を通した伝播からの予測とほぼ一致しているようです。私たちはこれらのモデルに取り組み、形態学的原型の理解を深めてモデルをテストする方法について説明します。
3 つのブレーザーの TESS 光曲線における光の準周期振動
| Title |
Optical_Quasi-periodic_Oscillations_in_the_TESS_light_curves_of_three_blazars |
| Authors |
Ashutosh_Tripathi,_Krista_Lynne_Smith,_Paul_J._Wiita,_and_Robert_V._Wagoner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14144 |
我々は、AGN光曲線を抽出するためのカスタマイズされたアプローチを使用して取得された、BLLacertae、1RXSJ111741.0+254858、および1RXSJ004519.6+212735の3つのブレーザーのTESS光曲線の時系列分析を報告します。これらの2日から6日の範囲の光度曲線に、準周期振動(QPO)の暫定的な証拠が見つかりました。その重要性を評価するために、一般化ロム・スカーグルピリオドグラムと加重ウェーブレットZ変換という2つの分析方法が使用されます。これらの方法のさまざまなアプローチを組み合わせることで、主張される周期性の重要性を確実に測定できます。見かけのQPOは、観測されたQPOが磁化された相対論的ジェットのキンクの時間的成長に関連していると仮定するキンク不安定性モデルに起因すると考えることができます。このモデルのBLLacertaeへの適用を確認し、キンク不安定性モデルを他の2つのBLLacオブジェクトに拡張します。
フォトニックランタン波面センサーのリアルタイム実験デモンストレーション
| Title |
Real-time_experimental_demonstrations_of_a_photonic_lantern_wavefront_sensor |
| Authors |
Jonathan_W._Lin,_Michael_P._Fitzgerald,_Yinzi_Xin,_Yoo_Jung_Kim,_Olivier_Guyon,_Barnaby_Norris,_Christopher_Betters,_Sergio_Leon-Saval,_Kyohoon_Ahn,_Vincent_Deo,_Julien_Lozi,_S\'ebastien_Vievard,_Daniel_Levinstein,_Steph_Sallum,_Nemanja_Jovanovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13381 |
地球に似た系外惑星の直接画像化には、主星の光を拒否し、微弱な惑星信号を検出するために、大きな集光開口部にわたるサブナノメートルの波面制御が必要となる。現在の補償光学(AO)システムは、望遠鏡の瞳を再結像する波面センサーを使用していますが、このレベルの制御を妨げる2つの課題に直面しています。それは、機器のセンシングアームとサイエンスアームの違いによって引き起こされる非共通光路収差(NCPA)です。;ペタリングモード:瞳の断片化によって引き起こされる不連続な位相収差で、特に今後の30メートルクラスの望遠鏡に関連します。このような収差は、ハイコントラスト機器の性能に大きな影響を与えます。これらの問題に対処するには、科学焦点面に第2段階の波面センサーを追加します。有望なアーキテクチャの1つは、収差光をシングルモードファイバー(SMF)に効率的に結合する導波路であるフォトニックランタン(PL)を使用します。さらに、SMFに閉じ込められた光を高解像度分光器に安定して注入できるため、系外惑星の直接特性評価と精密な動径速度測定が可能になります。同時に、PLは焦点面波面センシングに使用できます。スバル/SCExAOテストベッドでのPL波面センサーのリアルタイム実験デモンストレーションを紹介します。私たちのシステムは約400nmの低次ゼルニケ波面誤差まで安定しており、ペタリングモードを補正できます。約30nmRMSの低次時変誤差を注入すると、1秒のタイムスケールで約10倍の除去を達成します。制御則とランタンの製造プロセスをさらに改良することで、サブナノメートルの波面制御が可能になるはずです。将来的には、PLWFSのような新しいセンサーが、系外惑星の直接イメージングによってもたらされる波面制御の課題を解決する上で重要であることが判明する可能性があります。
測光精度に対するバイアス行ノイズの影響: 科学的な CMOS 検出器に基づくケーススタディ
| Title |
The_impact_of_bias_row_noise_to_photometric_accuracy:_case_study_based_on_a_scientific_CMOS_detector |
| Authors |
Li_Shao,_Hu_Zhan,_Chao_Liu,_Haonan_Chi,_Qiuyan_Luo,_Huaipu_Mu,_Wenzhong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13539 |
私たちは、潜在的な宇宙天文学用途のために、GpixelIncによって製造されたCMOS検出器の新しいモデルをテストしました。研究室では、典型的なアプリケーション環境下でいくつかのバイアス画像を取得します。これらのバイアス画像では、明確なランダム行ノイズパターンが観察されます。列ノイズには、いくつかの特徴的な空間周波数も含まれています。シミュレーション画像を作成することで、この機能が測光測定に与える影響を定量的に推定しました。厳密なパラメータ制御の下で、さまざまなタイプのバイアスノイズを比較しました。この結果は、行ノイズが測光精度を大幅に低下させることを示しています。これにより、読み出しノイズが実質的に2～10倍に増加します。ただし、適切に除去されると、画質と測光精度が大幅に向上します。
チリにおけるFRIPONネットワーク拡張の現状
| Title |
Current_status_of_the_Extension_of_the_FRIPON_network_in_Chile |
| Authors |
Felipe_Guti\'errez_Rojas,_S\'ebastien_Bouquillon,_Rene_A._Mendez,_Hernan_Pulgar,_Marcelo_Tala_Pinto,_Katherine_Vieira,_Millarca_Valenzuela_Pic\'on,_Andr\'es_Jord\'an,_Christian_H.R._Nitschelm,_Massinissa_Hadjara,_Jos\'e_Luis_Nilo_Castell\'on,_Maja_Vuckovic,_Hebe_Cremades,_Bin_Yang,_Adrien_Malgoyre,_Colas_Francois,_Pierre_Vernazza,_Pierre_Bourget,_Emmanuel_Jehin_and_Alain_Klotz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13576 |
FRIPONは、火球の検出と特性評価のための効率的な地上ネットワークであり、2016年にフランスで100台以上のカメラで開始され、100台以上のステーションでヨーロッパとカナダに拡張され、非常に成功しています。北半球での7年間の運用が成功した後、火球活動の徹底的な状況を把握するには、このネットワークを南半球に拡張する必要があると思われます。南半球では検出不足が明らかです。ネットワークを北半球以外の地域に拡張するという作業には、新しい設置プロセスという課題が伴います。そこでは、地域の可用性と互換性を考慮して、ステーションを構成するいくつかのサブシステムの推奨およびテストされたバージョンを置き換える必要がありました。また、ソフトウェアとハードウェアの継続的な陳腐化と更新も原因です。チリには、緯度が広大で砂漠地帯もある独特の地理があるため、関連する一連の要素の最適化を優先して、特別な条件下でネットワークの科学的および技術的パフォーマンスを評価する必要性が生じています。展開プロセス、必要なコンポーネントの実行可能および達成可能なバージョン、ステーションの地理的位置、およびそれぞれの運用、メンテナンス、安全性、および通信条件までが含まれます。この講演では、直面した障害や困難とそれをどのように解決したかについての簡単な報告、チリ北部におけるネットワークの現在の運用状況、および課題と展望など、この取り組みの現状を紹介します。南米にわたるネットワークの高密度化。
楕円軌道モデルに基づく天体観測への衛星の影響
| Title |
Satellite_Impact_on_Astronomical_Observations_Based_on_Elliptical_Orbit_Model |
| Authors |
Tianzhu_Hu,_Yong_Zhang,_Xiangqun_Cui,_Zihuang_Cao,_Kang_Huang,_Jingyi_Cai,_Jun_Li,_Tong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13684 |
宇宙および地上の望遠鏡は、天体観測に対する衛星の影響を広範囲に記録してきました。衛星メガコンステレーションプログラムの急増に伴い、天体観測への影響は否定できないものになっています。衛星が望遠鏡に与える影響を定量化することは非常に重要です。このニーズに対処するために、私たちは衛星の円軌道モデルを強化し、2線要素(TLE)軌道データに基づく方法論を導入しました。これには、望遠鏡に対する衛星の影響を評価するための衛星確率分布モデルの構築が含まれます。私たちの方法を使用して、地球規模の天文台に対する衛星の影響を評価しました。その結果、現在、衛星干渉によって最も深刻な影響を受けている地域は赤道付近であり、緯度約50度および80度が低軌道衛星からの最も重大な影響を受けていることが示されています。さらに、LAMOST望遠鏡の焦点面取得カメラから得られた画像データを使用して、この方法の信頼性を検証しました。
回転恒星モデルを計算するためのさまざまなアプローチの影響 I. 太陽の金属性のケース
| Title |
Impact_of_different_approaches_for_computing_rotating_stellar_models_I._The_solar_metallicity_case |
| Authors |
Devesh_Nandal,_Georges_Meynet,_Sylvia_Ekstr\"om,_Facundo_D._Moyano,_Patrick_Eggenberger,_Arthur_Choplin,_Cyril_Georgy,_Eoin_Farrell,_Andre_Maeder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13340 |
星の回転の物理学は、星の進化、その最終的な運命、コンパクトな残骸の性質において重要な役割を果たします。星の進化モデルに回転の影響を組み込むために、さまざまなアプローチが採用されています。この研究は、大質量星モデルの本質的な出力に対する回転に関するこれらのさまざまな処方の結果を調査することを目的としています。私たちは、ジュネーブ恒星進化コード(GENEC)を使用して15および60M$_{\odot}$のグリッドの恒星進化モデルを計算し、回転によって引き起こされる流体力学的不安定性と磁気不安定性の両方を考慮しました。15M$_{\odot}$モデルと60M$_{\odot}$モデルの両方で、非磁性モデルの垂直拡散係数と水平拡散係数の選択は、化学構造の進化に大きな影響を与えますが、角運動量輸送とコアの回転速度。15M$_{\odot}$モデルでは、拡散係数の選択は、モデルが青色または赤色超巨星として炉心He燃焼を開始するかどうか、および炉心H燃焼段階中の対流炉心サイズ、および炉心質量に影響を与えます。ヘーバーニングの終わり。60M$_{\odot}$モデルでは、進化は質量損失によって支配され、拡散係数の選択による影響はあまりありません。磁気モデルでは、磁気の不安定性が角運動量の輸送を支配しており、そのようなモデルは回転する非磁性の対応物と比較すると混合が少ないことがわかります。同じ初期質量、化学組成、回転を持つ恒星モデルは、適用される物理学に応じて多様な特性を示す可能性があります。観察特徴と徹底的に比較することで、さまざまなケースでどの方法が最も正確な結果を生み出すかを確認できます。
二重星系の位置角度と間隔の新しい天文測定 WDS 03245+5938 STI 450
| Title |
New_Astrometric_Measurements_of_the_Position_Angle_and_Separation_of_the_Double_Star_System_WDS_03245+5938_STI_450 |
| Authors |
Miracle_Chibuzor_Marcel,_Idris_Abubakar_Sani,_Jorbedom_Leelabari_Gerald,_Privatus_Pius,_Ohi_Mary_Ekwu,_Bauleni_Bvumbwe,_Esaenwi_Sudum,_and_Joy_Ugonma_Olayiwola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13566 |
私たちは、観測、GaiaEDR3、および過去のデータに基づいて、二重星WDS03245+5938STI450の位置角度と間隔の新しい測定結果を報告します。位置角度と間隔がそれぞれ209.7{\deg}と7.68"であることがわかり、以前の値210{\deg}と7.742"からわずかな変化が見られます。また、2つの星間の距離が遠く離れていることもわかり、この系が光学二重星であり、したがって重力で互いに結合していないことを示唆しています。さらに、この系の固有運動(rPM)計量の比が明確であることがわかり、この系が異なる距離にある2つの無関係な星の偶然の整列であることを示しています。
8 au 解像度におけるペルセウス原始星倍体の円盤の向き
| Title |
The_Disk_Orientations_of_Perseus_Protostellar_Multiples_at_8_au_Resolution |
| Authors |
Nickalas_K._Reynolds,_John_J._Tobin,_Patrick_D._Sheehan,_Sarah_I._Sadavoy,_Leslie_W._Looney,_Kaitlin_M._Kratter,_Zhi-Yun_Li,_Dominique_M._Segura-Cox,_and_Nathan_A._Kaib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13570 |
我々は、バンド6(1.3mm)のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを25マス(8天文単位)の分解能で使用して、ペルセウス分子雲内の12個の原始星多重系に対する星周円盤の向きの統計的特徴付けを示します。この優れた解像度により、各多重システムのコンポーネントを囲むコンパクトな内部ディスク構造を解像し、投影されたディスクの3次元方向(位置角度と傾き)を高精度で決定することができました。ディスクペアの相対的な配置に関する統計分析を実行して、ディスクが優先的に配置されているか、ランダムに配置されているかを判断しました。我々は、コンパニオン分離によって選択された観測値の3つのサブサンプル、<100天文単位、>500天文単位、および<10,000天文単位を考慮しました。コンパクト（<100au）のサブサンプルでは、配向角の分布は、優先的に位置合わせされた光源（30度以内）の基礎となる分布によって最もよく記述されますが、40%位置がずれた光源の分布は除外されません。広いコンパニオン(>500au)サブサンプルは、40%～80%の優先的に位置合わせされたソースの分布と一致しているように見えます。同様に、コンパニオンを含むシステムの完全なサンプル(a<10,000au)は、優先的に整列されたソースの最大80%の部分比率と最もよく一致し、純粋にランダムに整列された分布は除外されます。したがって、我々の結果は、コンパクトなソース（<100au）と広い伴星（>500au）が統計的に異なることを示唆しています。
20.5 分の分離連星内にある半径 7 地球のヘリウム燃焼星
| Title |
A_seven-Earth-radius_helium-burning_star_inside_a_20.5-min_detached_binary |
| Authors |
Jie_Lin,_Chengyuan_Wu,_Heran_Xiong,_Xiaofeng_Wang,_Peter_Nemeth,_Zhanwen_Han,_Jiangdan_Li,_Nancy_Elias-Rosa,_Irene_Salmaso,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_Yi_Yang,_Xuefei_Chen,_Shengyu_Yan,_Jujia_Zhang,_Sufen_Guo,_Yongzhi_Cai,_Jun_Mo,_Gaobo_Xi,_Jialian_Liu,_Jincheng_Guo,_Qiqi_Xia,_Danfeng_Xiang,_Gaici_Li,_Zhenwei_Li,_WeiKang_Zheng,_Jicheng_Zhang,_Qichun_Liu,_Fangzhou_Guo,_Liyang_Chen,_and_Wenxiong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13612 |
連星進化理論は、超短軌道周期連星系の内部でヘリウム核が非縮退条件下で点火されるため、第2共通包絡線(CE)の放出によって低質量(0.32～0.36Msun)の亜矮星B(sdB)星が生成される可能性があると予測しています。重力波（GW）放射によって引き起こされる軌道崩壊により、分離されたsdB連星の最小軌道周期は最大20分程度になる可能性があります。しかし、これまでのところ、軌道周期が1時間未満のsdB連星は4つだけ報告されており、上記の理論的限界に近い軌道周期を持つものはありません。今回我々は、公転周期20.5分の楕円体連星TMTSJ052610.43+593445.1の発見を報告する。この連星では、目に見える星が目に見えない炭素酸素白色矮星（WD）伴星によって潮汐変形を受けている。目に見える成分は、ヘリウムの発火限界に近い質量約0.33MsunのsdB星であると推論されていますが、ヘリウム核WDを完全に除外することはできません。特に、この低質量sdB星の半径はわずか0.066Rsun、地球の半径約7倍であり、これまで知られている中で最もコンパクトな非縮退星である可能性があります。このようなシステムは、2回目のCE放出からヘリウム星ドナーを持つAMCVn星の形成までの連星の進化スキームをマッピングするための重要な手掛かりを提供し、また、宇宙搭載GW検出器の重要な検証バイナリとしても機能するだろう。未来。
弱磁化プラズマ中の電子線による高調波プラズマ発光
| Title |
High-harmonic_Plasma_Emission_Induced_by_Electron_Beams_in_Weakly_Magnetized_Plasmas |
| Authors |
Chuanyang_Li,_Yao_Chen,_Zilong_Zhang,_Hao_Ning,_TangMu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13617 |
プラズマ周波数の高調波($\omega\simn\omega_{pe},n>2$)の電磁放射は、タイプIIおよびタイプIIIの太陽電波バーストで時折観察されていますが、根本的なメカニズムは未解明のままです。今回我々は、典型的なコロナ条件の弱磁化プラズマにおけるビーム駆動のプラズマ発光プロセスを調査するために、高いスペクトル分解能を備えた二次元の完全運動学的電磁粒子セル内シミュレーションを紹介する。私たちは高調波放射の発生メカニズムに着目しました。ビーム速度($u_d$)が大きいほど、高調波放射の生成が促進されることがわかりました。放出は高調波になるほど後に増加し、高調波番号がジャンプするたびに$\sim$2桁ずつ強度が減少します。第二高調波と第三高調波($\rmH_2$と$\rmH_3$)の放出は、$u_d$が大きくなるほど強度が近くなります。また、(1)$\rmH_3$放出は主に$\rmH_2$放出とラングミュア波の合体、すなわち$\rmH_2+L\rightarrowH_3$を介して生成されることも示す。前方伝播するビームラングミュア波は前方伝播する$\rmH_3$につながり、後方伝播するラングミュア波との合体は後方伝播する$\rmH_3$につながります。(2)$\rmH_4$放出は、$\rmH_3+L\rightarrowH_4$に関して、主に$\rmH_3$放出と前方（後方）伝播のラングミュア波との合体から生じる。
振動する食アルゴル XZ おおぐま座の絶対的性質
| Title |
Absolute_Properties_of_the_Oscillating_Eclipsing_Algol_XZ_Ursae_Majoris |
| Authors |
Jae_Woo_Lee,_Kyeongsoo_Hong,_Hye-Young_Kim,_Marek_Wolf,_Jang-Ho_Park,_and_Pakakaew_Rittipruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13642 |
アーカイブされたTESSデータから、半分離アルゴル系XZUMaが短周期振動を示す連星候補の1つであることが知られています。私たちは、プログラムターゲットのバイナリー特性と脈動特性をよりよく理解するために、新しい高解像度分光観測を確保しました。エシェルスペクトルから、日食ペアの動径速度(RV)が導出され、主成分の大気パラメータは$v_{\rmA}\sin$$i=80\pm7$kms$と測定されました。^{-1}$、$T_{\rmeff,A}$=$7940\pm120$K、および[M/H]=$-0.15\pm0.20$。当社の二重線RVとTESSデータを組み合わせたソリューションは、質量と半径の測定精度が2\%を超える、XZUMaの堅牢な物理パラメータを提供します。0.002位相ビンの平均光度曲線からの日食外残差を多周波数解析に使用し、32個の有意な周波数($<$5.0日$^{-1}$で22個、39$-$52日で10個)を抽出しました。$^{-1}$)。低周波数はほとんどがエイリアシングサイドローブである可能性がありますが、高周波数のうち6つは$\delta$Sctドメイン内に位置する切り離された一次波から生じる脈動信号である可能性があります。それらの周期、脈動定数、脈動軌道周期比は、質量降着主星が$\delta$Sctパルセーターであり、したがってXZUMaが振動する食アルゴルであることを示しています。
太陽噴火性の指標としての相対力線ヘリシティの使用について
| Title |
On_the_use_of_relative_field_line_helicity_as_an_indicator_for_solar_eruptivity |
| Authors |
K._Moraitis,_S._Patsourakos,_A._Nindos,_J.K._Thalmann,_\'E._Pariat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13950 |
コンテクスト。相対磁力線ヘリシティ(RFLH)は、相対磁気ヘリシティの密度を近似できる最近開発された量です。目的。この論文は、RFLHが太陽噴火性の指標として使用できるかどうかを判断することを目的としています。方法。太陽動的観測所に搭載されたヘリオ地震・磁気イメージャー装置による、2000を超える個々のスナップショットで構成される7つの太陽活動領域(AR)のサンプルの磁気観測から始めて、広く使用されている非線形解析を使用してARのコロナ磁場を再構築します。力を入れない方法。これにより、ベクトルポテンシャルの2つの独立したゲージ条件を使用してRFLHを計算できるようになります。私たちは、Mクラスを超えるARと、磁場の極性反転線(PIL)およびRFLHの周囲の領域での強いフレアの時期を中心に研究を行っています。結果。磁気PILに含まれる相対ヘリシティの時間的プロファイルは、AR全体の正確な体積法によって計算された相対ヘリシティの時間的プロファイルに従うことがわかりました。さらに、PIL相対ヘリシティを使用して、よく知られているパラメーターR(Schrijver2007)と同様のパラメーターを定義することができます。その高い値は、フレア確率の増加と関連しています。このヘリシティベースのRパラメータは元のパラメータとよく相関しており、場合によってはさらに高い値を示し、さらに、フレア中にはより顕著な減少が見られます。これは、太陽噴火性指標として重要な価値を持つ、RFLHから推定されるパラメータが少なくとも1つ存在することを意味します。
食連星の質量不一致の観測マッピング: サンプルの選択とその測光特性と分光特性
| Title |
Observational_mapping_of_the_mass_discrepancy_in_eclipsing_binaries:_Selection_of_the_sample_and_its_photometric_and_spectroscopic_properties |
| Authors |
A._Tkachenko,_K._Pavlovski,_N._Serebriakova,_D._M._Bowman,_L._IJspeert,_S._Gebruers,_J._Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14009 |
要約。食分光二重線連星は、星の質量と半径を正確かつ正確に測定するための主要な情報源です。これらの測定は、重大な欠陥を含むと絶えず報告されている恒星の進化モデルの厳格なテストを提供します。日食の分光二重連星で観察された質量の不一致は、恒星の進化モデルの欠陥の現れの1つです。私たちの最終的な目標は、質量の不一致の観察マッピングを提供し、その解決策を提案することです。我々は、573個の食連星候補の分光監視キャンペーンを開始し、この研究ではそのうちの83個が最小二乗デコンボリューションとスペクトル解絡の方法で分析されます。TESS光度曲線は、システムの固有の変動の種類に応じてシステムを測光的に分類するために使用されます。69個の系が分光連星系または高次多重系であることが確認されました。12個の星が単一星として分類され、さらに2個の天体が線形変動の界面で見つかり、星の二値性と固有の変動によるものと解釈されています。さらに、20個の食連星には、恒星振動を示す成分が少なくとも1つ含まれていることがわかりました。この研究で提示されたサンプルには、分離システムと半分離システムの両方が含まれており、テフ=[7000,30000]KおよびM=[1.5,15]M_Sunの星の有効温度と質量の範囲をそれぞれカバーしています。我々は、わずか6～8個の軌道位相分解分光観測から正確かつ正確な分光軌道要素を提供するスペクトル解絡法のかなりの能力を結論付けました。この方法で得られた軌道解は、10%以上の精度で年齢推定を提供できるほど正確で、恒星の進化モデルの校正に重要なリソースとなります。
太陽FUV/EUV放射の太陽緯度異方性がライマンアルファヘリオグローに及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Heliolatitudinal_Anisotropy_of_Solar_FUV/EUV_Emissions_on_Lyman-alpha_Helioglow |
| Authors |
M._Strumik_and_M._Bzowski_and_M._A._Kubiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14039 |
我々は、太陽の周りの星間水素原子に対する太陽ライマンアルファ光子の共鳴散乱によって生成される太陽圏後方散乱ヘリオグローに対する太陽紫外線異方性の影響についての研究を発表する。WawHelioGlowモデルに基づくシミュレーションでは、異方性に対するヘリオグローの極対黄道比の応答は線形であるが、15%の異方性(極暗化)により、太陽極小期および15%の比に30～40%の変化が生じることが示唆されています。太陽極大期には-20%。この違いは、太陽のUV異方性と太陽極小期における太陽風の緯度構造との間の相互作用によるものであると考えられます。また、太陽のUV異方性は、極域で太陽を通過する原子のイオン化損失と軌道に対する異方性の影響により、風下方向からのヘリオグロー強度を5～10%増加させます。その結果、中緯度地域(太陽座標および黄道座標)はUV異方性の影響をほとんど受けません。シミュレーション結果とSOHO/SWAN衛星計器の観測を比較することにより、1996年から2022年の2つの太陽周期にわたる北極と南極の太陽ライマンアルファ異方性の日ごとの時間変化を導き出します。異方性は太陽極小期で約5～10%、太陽極大期で約15～25%であり、北方の異方性は南方よりも強いです。私たちの研究は、太陽極小期では高度に構造化された太陽風が比較的小さい太陽紫外線異方性と関連しているのに対し、太陽極大期では太陽風はより等方性であるが、実質的な太陽紫外線異方性が現れることを示唆しています。
磁気流体力学的に電離が不十分なプラズマにおける引き裂きを介した再接続。 I. 発生と線形進化
| Title |
Tearing-mediated_reconnection_in_magnetohydrodynamic_poorly_ionized_plasmas._I._Onset_and_linear_evolution |
| Authors |
Elizabeth_A._Tolman_and_Matthew_W._Kunz_and_James_M._Stone_and_Lev_Arzamasskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14076 |
高ランドクイスト数プラズマでは、引き裂きの開始を介して再結合が進行し、その後、プラズモイドが連続的に形成、結合し、カレントシート(CS)から放出される非線形段階が続きます。このプロセスは、完全に電離された磁気流体力学プラズマで理解されます。しかし、星を形成する分子雲や太陽彩層などの多くのプラズマ環境は、電離が不十分です。私たちは理論と計算を使用して、このようなイオン化が不十分な系における引き裂きを介した再接続を研究します。この論文では、このプロセスの開始と線形進化に焦点を当てます。電離が不十分なプラズマでは、$v_{\rmA,n0}/\nu_{\rmni0}$未満のスケールで磁気ヌルが発生し、$v_{\rmA,n0}$は中性Alfv\'{e}n速度になります。$\nu_{\rmni0}$は中性イオンの衝突周波数であり、両極性拡散によって自己鋭化します。この鮮明化は増加する速度で発生し、再接続の開始を妨げます。しかし、CSが十分に薄くなると、イオンが中性子から切り離され、CSの薄化が遅くなり、$\nu_{\rmni0}^{-1}$程度の時間で引き裂きが始まります。形成中のシートを最初に破壊するモードの波長と成長速度は、イオン化が不十分な引き裂き分散関係から予測できることがわかりました。プラズマの再結合率が増加し、イオン化率が減少すると、成長率は$\nu_{ni0}$の倍数になり、波長は$v_{\rmA,n0}/\nu_{\rmni0の減少率になります。}$。
コロナルフラックスロープの下または近くのフラックスの出現によって引き起こされる太陽噴火
| Title |
Solar_Eruptions_Triggered_by_Flux_Emergence_Below_or_Near_a_Coronal_Flux_Rope |
| Authors |
T._T\"or\"ok,_M._G._Linton,_J._E._Leake,_Z._Miki\'c,_R._Lionello,_V._S._Titov,_C._Downs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14092 |
観察により、フィラメント/プロミネンスの噴出とフィラメントチャネル内またはその近くの磁束の出現との明確な関連性が示されています。磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、そのような噴火が発生する条件を系統的に研究するために使用されています。これまでのこれらのシミュレーションでは、フィラメントチャネルを2次元(2D)フラックスロープまたは3Dの均一にせん断されたアーケードとしてモデル化しています。ここでは、線で結ばれた3D磁束ロープを含むバイポーラ活性領域で構成される、より現実的な構成への磁束出現のMHDシミュレーションを示します。Titovらのコロナルフラックスロープモデルを使用します。(2014)を初期条件として使用し、Leakeetal.による磁束出現シミュレーションから抽出された境界条件を課すことによってシミュレーションを実行します。（2013年）。我々は、システムの進化を決定する3つのメカニズムを特定します:(i)コロナ磁束ロープを覆う磁力線の足の点を移動させる再接続、(ii)境界での新しい磁束の侵入による周囲磁場の変化、および(iii))既存および新たに出現する磁束システムにおける(軸方向)電流の相互作用。これらのメカニズムの相対的な寄与と影響は、既存および新規の磁束システムの特性に依存します。ここでは、コロナルフラックスロープに対する出現するフラックスの位置と方向に焦点を当てます。これらのパラメータを変化させて、後者の噴火がどのような条件で引き起こされるかを調査します。
TESS 対照サンプルの高解像度イメージング: 系外主星に近い恒星の伴星の欠損を検証
| Title |
High-Resolution_Imaging_of_a_TESS_Control_Sample:_Verifying_a_Deficit_of_Close-In_Stellar_Companions_to_Exoplanet_Host_Stars |
| Authors |
Colin_Littlefield,_Steve_B._Howell,_David_R._Ciardi,_Kathryn_V._Lester,_Mark_E._Everett,_Elise_Furlan,_Rachel_A._Matson,_Sergio_B._Fajardo-Acosta,_Crystal_L._Gnilka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14094 |
トランジット系外惑星探査衛星(TESS)で発見された系外惑星の数が多いということは、TESSからの観測バイアスが系外惑星主星の導出された恒星多重度統計に影響を与える可能性があることを意味します。この問題を調査するために、我々は、TESS入力カタログ(TIC)の特性がTESSObjectofInterest(TOI)カタログの系外主星の特性とよく一致する207個の制御星のスペックル干渉法を取得しました。$\sim1.2"$内に伴星を持つこれらの星。主な結果は、$0.1"\lesssim\rho\lesssim1.2"$と$を持つバイナリの選択を妨げる対照サンプルの作成におけるバイアスの特定です。\Delta$mag$\lesssim3$.このバイアスは、これらのパラメーターを持つバイナリがTICの作成に使用される品質チェックに合格しない原因となる大きな天文残差の結果であり、その結果、それらのバイナリの恒星パラメーター(および不確実性)が不完全になります。TIC.ターゲットを特定するためにTIC恒星パラメータのみに依存する恒星多重度研究では、このパラメータ空間で未解決のバイナリを選択するのに苦労します.修正されないまま放置すると、この選択バイアスにより高質量比バイナリが不均衡に除外され、質量比分布が引き起こされますコンパニオンの数は、FGKタイプのフィールドバイナリで期待される一様な分布から大幅に逸脱します。この偏りを考慮した後、FGK対照星の随伴率は、Raghavanらの正規の$46\pm2\%$率と一致します。2010年の質量比分布はTOI連星の主星の質量比分布と一致しています。以前の研究から、制御星の伴星がTOI主星よりも投影軌道間隔が小さいというわずかな証拠がある。
地球低軌道におけるワンショット初期軌道決定
| Title |
One-Shot_Initial_Orbit_Determination_in_Low-Earth_Orbit |
| Authors |
Ricardo_Ferreira,_Marta_Guimar\~aes,_Filipa_Valdeira,_Cl\'audia_Soares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13318 |
社会にとっての衛星の重要性と、軌道上の物体の数の急激な増加により、これらの常駐宇宙物体(RSO)の状態(位置や速度など)をいつでもタイムリーに正確に判断することが重要です。やり方。初期軌道決定のための最先端の方法論は、拡張カルマンフィルター(EKF)の場合と同様、経時的な連続データを処理し、物体の状態と関連する不確実性を返すカルマンタイプフィルターで構成されています。ただし、これらの方法論は状態ベクトルの適切な初期推定に依存しており、大気抵抗や日射圧力などの摂動力を正確にモデル化することが難しいため、通常は物理力学モデルを単純化します。他のアプローチでは、三辺測量法のような力学システムに関する仮定は必要なく、三辺測量の特定の場合の距離と距離レートの3つの測定などの同時測定が必要です。時間遅延とドップラーシフトの測定に頼って、同じ設定の同時測定(ワンショット)を検討します。ソナーマルチスタティックシステムの移動ターゲット位置特定の問題における最近の進歩に基づいて、初期軌道決定の問題を加重最小二乗法として定式化することができます。このアプローチを使用すると、フィッシャー情報行列(FIM)からオブジェクトの状態(位置と速度)と関連する共分散行列を直接取得できます。ノイズが小さい場合、推定器がCram\'er-Rao下限精度、つまり最小の分散で不偏推定器によって達成される精度を達成できることを示します。また、私たちの推定器は三辺測量法よりも状態推定の精度が高く、推定に関連する不確実性がより小さいことも数値的に示しています。
一次相転移における気泡速度とオシロン前駆体
| Title |
Bubble_velocities_and_oscillon_precursors_in_first_order_phase_transitions |
| Authors |
Dalila_P\^irvu,_Matthew_C._Johnson_and_Sergey_Sibiryakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13364 |
準安定な「偽」真空状態は、素粒子物理学の標準モデルとそれを超える多くの理論の重要な特徴です。気泡の核生成による擬似真空からの相転移のダイナミクスを記述することは、真空崩壊の宇宙論と観測可能な物質の全スペクトルを理解するために不可欠です。この論文では、場の理論のアンサンブルを準安定状態から1+1次元で数値的に進化させることによって真空崩壊を研究します。我々は、初期のボーズ・アインシュタイン分布のゆらぎでは、気泡が重心速度のガウス分布で形成され、気泡の核生成イベントに先立ってオシロンが発生すること、つまり長寿命で時間依存性のある擬似安定構造であることを実証します。フィールドの。シミュレーションのアンサンブルにおける変動の長波長振幅から有効温度を定義すると、理論的な有限温度予測と、減衰速度、速度分布、および臨界気泡解の経験的測定との間に良好な一致が見出されます。私たちは、結果の一般化と宇宙論的な観測可能性への影響についてコメントします。
日本の天文学に対する国民の意識調査
| Title |
Survey_of_public_attitudes_toward_astronomy_in_Japan |
| Authors |
Naohiro_Takanashi,_Masaaki_Hiramatsu,_Shio_Kawagoe,_Nobuhiko_Kusakabe,_Koki_Sawada,_and_Harufumi_Tamazawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13402 |
天文学に対する日本人の意識について実施した調査結果について報告します。この調査はインターネットアンケートで実施し、2,000件の回答を得た。このデータをもとに、日本の一般の人が天文学にどのような関心を持っているかを紹介します。また、天文通信関係者を対象にアンケート調査を実施し、一般との違いを調査しました。この結果は、天文学への取り組みという点では両者の間に明らかな違いがある一方で、属性をより詳しく見ると両者の間には連続性があることを示唆しています。この論文で示されたデータは、天文学を一般の人々に伝えることを促進するのに役立つ可能性があります。
重力軸宇宙分光法: 森を見てアクシオンを探す
| Title |
Gravitational_Axiverse_Spectroscopy:_Seeing_the_Forest_for_the_Axions |
| Authors |
Ema_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Jacob_M._Leedom,_Margherita_Putti,_Alexander_Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13431 |
我々は、チャーン・シモンズ（CS）項を介してダークゲージセクターに結合された複数の観客アクシオンを備えたインフレーションモデルを検討します。アクシオンからアーベルゲージ場へのエネルギー注入により、スカラースペクトルとテンソルスペクトルのマルチピークプロファイルが生成されます。我々は、スカラー信号に対するCMBスペクトル歪みの抑制力を強調し、観客セクターが最近観測されたnHz範囲の確率的重力波(GW)バックグラウンドを説明できる条件について議論します。周波数が数十年に及ぶ複数のピークの「GW森林」の興味深い見通しを考慮して、タイプIIBオリエンティフォールドからの観客モデルの紫外線起源の可能性について詳しく説明します。文字列のコンパクト化は一般に、p型ゲージ場の次元削減から多数のアクシオン、「Axiverse」を生成します。D7ブレーンの世界体積理論におけるこのようなアクシオンとダークゲージ場とのCS結合は、複数のブレーンラッピングおよび/または量子化されたゲージ場強度を介して調整できます。アーベルゲージ場に結合したストリングアクシオンがインフレーション中にスローロールを受ける場合、ピーク周波数分布を持つGW信号が生成され、その大きさは圧縮の詳細に依存します。我々は、ストリングのコンパクト化の一貫性と制御要件から観客モデルに対する制限を議論し、それによって湿地ではなくストリングの風景に生息する可能性のあるモデルを動機付けます。
土星の共軌道衛星ヤヌスとエピメテウスの理論モデルと計算モデル
| Title |
Theoretical_and_computational_models_for_Saturn's_co-orbiting_moons,_Janus_and_Epimetheus |
| Authors |
Sean_O'Neill,_Katrina_Hay,_Justin_deMattos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13442 |
土星の2つの衛星、ヤヌスとエピメテウスは共軌道運動をしており、内側の月が外側の月に近づき重力的に相互作用するため、地球のおよそ4年ごとに軌道を交換します。これらの衛星の軌道半径の違いはわずか50km(衛星の平均物理半径より小さい)であり、このわずかな軌道の違いによって周期的な交換が可能になります。数値n体シミュレーションでは、土星、ヤヌス、エピメテウスの3つの天体に作用するニュートン物理学のみを使用して、これらの交換を正確にモデル化できます。ここでは、類似した共軌道系に対する初期軌道半径の違いの影響を調査するために設計された、分析的なアプローチとソリューション、および対応するコンピューターシミュレーションを紹介します。私たちのシミュレーション結果との比較は、私たちの解析式が最接近時の月の間隔とシミュレートされた交換後の軌道半径について非常に正確な予測を提供することを示しています。我々の交換周期の解析的推定値も、ヤヌスとエピメテウスのシミュレーション値と数パーセント以内で一致していますが、軌道半径の差が小さい系は、我々の単純なアプローチでは十分にモデル化されていないため、完全なシミュレーションか、より洗練された解析のどちらかが必要であることが示唆されています。このような場合、交換期間を見積もるためのアプローチが必要になります。
大流束領域における相対論的熱伝導
我々は、大きな熱流束の領域における熱伝導流体の構成関係を微小物理学から直接評価するための一般的な手順を提案します。私たちが選択した流体力学的形式主義は、カーターの二流体理論であり、これは偶然、相対論的熱伝導に関する{オ}ティンガーの一般理論と一致します。これは、相対論的「熱の慣性」を正しく説明する必要があるため、自然な枠組みです。我々は、構成関係がそれぞれ最大エントロピー流体力学とチャップマン・エンスコッグ理論から評価される、我々の手順の2つの具体的なアプリケーションを提供します。
最近提案された見かけの地平線の4パラメータ一般化エントロピーの精神に基づいて、地平線の内側の物質場がべき乗則ポテンシャル(つまり$\phi^n$の形式)を持つスカラー場によって支配されるインフレーション宇宙論を研究します。ここで、$\phi$は検討中のスカラーフィールドです)。実際、地平線の内側には何の物質も存在せず、エントロピー宇宙論はデシッター時空、または同等の、出口のない永遠のインフレーションにつながります。したがって、実行可能なインフレーションを達成するために、地平線内の最小結合スカラー場、さらに最も単純な二次ポテンシャルを考慮します。標準スカラー場の宇宙論における$\phi^2$の可能性は、最近のPlanck2018データと一致しないため、インフレーションの観点から除外されることはよく知られています。(ここで、「見かけの地平線の熱力学」の領域では、標準的なスカラー場の宇宙論は、見かけの地平線のエントロピーがベケンシュタイン-ホーキングのエントロピーによって与えられる場合に類似していることに言及するかもしれません)。ただし、地平線エントロピーが一般化されたエントロピー形式である場合、話は異なります。その場合、地平線エントロピーから得られる有効エネルギー密度は、宇宙の進化中に重要な役割を果たします。特に、一般化エントロピー宇宙論の文脈では、$\phi^2$ポテンシャルは実際に(プランクのデータによると)適切な出口を伴う実行可能なインフレにつながり、したがってポテンシャルは元に戻すことができることがわかります。シーン。
高エネルギー超新星ニュートリノからの重中性レプトン、$Z'$ ボソン、マジョロンの制限
| Title |
Limits_on_heavy_neutral_leptons,_$Z'$_bosons_and_majorons_from_high-energy_supernova_neutrinos |
| Authors |
Kensuke_Akita,_Sang_Hui_Im,_Mehedi_Masud,_Seokhoon_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13627 |
超新星核では$\mathcal{O}(100)\{\rmMeV}$までの質量を持つ軽い仮説粒子が生成される可能性があります。その後のニュートリノへの崩壊により、標準的な磁束よりも高いエネルギーを持つ磁束成分が生成される可能性があります。私たちは重い中性レプトン、$Z'$ボソン、特に${\rmU(1)}_{L_\mu-L_\tau}$と${\rmU(1)}_{B-Lの影響を研究します。}$ゲージボソンとマジョロンはフレーバーに依存してニュートリノに結合します。我々は、高エネルギーSN1987Aニュートリノの無事象と、銀河超新星ニュートリノの観測からの将来の感度から、これらの粒子に関する新たな強力な限界を取得した。
| Title |
Parametric_Resonance_in_the_Einstein_frame:_the_Jordan-frame_Doppelg\"anger |
| Authors |
Karim_H._Seleim,_Richa_Arya,_Sergio_E._Jor\'as |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13689 |
修正された$f(R)$重力理論は、宇宙のインフレーション期の説明の可能性として文献でかなり長い間研究されてきました。共形変換による、いわゆるアインシュタイン枠の追加スカラー場$\tilde\phi$による一般相対性理論への対応は、このクラスの理論における主要なツールです。ここでは、3つの異なるポテンシャル$V(\tilde\phi)$と、$\tilde\phi$と二次スカラー場$\tilde\psi$の間のパラメトリック共鳴結合を仮定し、膨張と予熱の両方を行うことができます。アインシュタインのフレーム。私たちはモデルの不安定共鳴バンド構造を研究します。さらに、我々は、いわゆる真空覚醒メカニズムに関連している可能性がある、ジョーダンフレーム内の対応するメカニズムと関数$f(R)$自体を決定します。
| Title |
Ultralight_Dark_Matter_Search_with_Space-Time_Separated_Atomic_Clocks_and_Cavities |
| Authors |
Melina_Filzinger,_Ashlee_R._Caddell,_Dhruv_Jani,_Martin_Steinel,_Leonardo_Giani,_Nils_Huntemann,_Benjamin_M._Roberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.13723 |
私たちは、時空分離原子時計と共振器安定化レーザーを使用して、超軽量暗黒物質と標準モデル粒子の非重力結合を探索する方法を考案し、実証します。振動する暗黒物質場のさまざまな値を調査する時空分離センサーを利用することで、典型的な局所実験で相殺される結合を探索できます。我々は、2220kmのファイバーリンクを介して接続された2つの光キャビティに安定化されたレーザーの周波数比較からの既存のデータを使用して、この方法を実証します[Nat.共通。13、212(2022)]。データに重大な振動が存在しないため、1e-19eVと2e-15eVの間の質量に対するスカラー暗黒物質の電子への結合d_meに制約が生じます。これらは、この質量範囲におけるd_me単独に対する最初の制約であり、スカラー-フェルミオン結合に対する暗黒物質制約を最大2桁改善します。
フェルミ粒子の存在下でのスファレロンの加熱について
有限温度で非アーベルゲージ場と結合するアクシオン状粒子は、スファレロンの加熱により散逸を経験する可能性があります。これは、温暖なインフレーションやダイナミックなダークエネルギーにとって重要な役割を果たす可能性があります。私たちは、この非摂動機構の効率が基礎となる素粒子物理モデルの詳細にどの程度依存するかを調査します。幅広いシナリオとエネルギースケールについて、以前に議論された軽いフェルミオンによるスファレロンの加熱の抑制が緩和できることがわかりました。展望として、我々はフェルミオン効果が温暖インフレを終わらせるための新たなメカニズムを提供する可能性があることを指摘する。
アクシオンが、DM存在量のすべてを構成する潜在的な暗黒物質(DM)候補であると仮定して、(i)再加熱期間中の標準的な位置ずれ機構と、(ii)重力子媒介の2対2散乱によるアクシオンの生成について議論します。インフレトンとバス粒子。インフレトン$\phi$は一般状態方程式をもつ単項ポテンシャル$V(\phi)\propto\phi^k$で振動します。再加熱が純粋に重力によって、無質量重力子を介して行われることを考慮して、観測されたDM遺物の存在量と一致し、ビッグバン元素合成(BBN)と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの境界を満たすパラメーター空間の実行可能な領域を探索します。また、実行可能なパラメータ空間を調査する際の、専用のアクシオン探索実験と未来の重力波探索施設との間の相補性についても議論します。
隠れセクターからの熱重力波背景の上限
高温の粘性プラズマは、電磁黒体放射と同様の重力波背景を必然的に放出します。私たちは、初期宇宙の原始プラズマによって放出される拡散背景への隠れた粒子の寄与を研究します。この寄与は標準モデル粒子による寄与を容易に上回る可能性がありますが、両方の寄与には一般的な上限があり、近い将来、干渉計での検出が困難になることがわかりました。ただし、共鳴空洞実験では、上限を飽和させるバックグラウンドが観察される可能性があります。アクシオンと重い中性レプトンについての結果を示します。最後に、我々の結果は、これまでの研究では、熱平衡から外れた粒子崩壊による重力波バックグラウンドを過大評価していたことを示唆しています。
アクシオンおよびアクシオン様粒子暗黒物質のパラメーター空間の探査は、天体粒子物理学研究の将来のプログラムの主要な目的です。これに関連して、我々は、黒点における変換を含む、太陽の磁場における暗黒物質アクシオンの変換から生じる電波放射の検出に焦点を当てた可能な戦略を提示する。私たちは、SKALowなどの近い将来の低周波電波望遠鏡が、質量$m_a\lesssim10^{-6}$eVの未探査パラメータ空間の領域にアクセスできる可能性があることを実証します。
DM スパイクを備えたエキセントリックで刺激的な SMBH バイナリからの特徴的な GWB
| Title |
Distinctive_GWBs_from_eccentric_inspiraling_SMBH_binaries_with_a_DM_spike |
| Authors |
Li_Hu,_Rong-Gen_Cai,_Shao-Jiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14041 |
最近、さまざまなパルサータイミングアレイ(PTA)観測から低周波重力波背景(GWB)が検出されたことで、刺激的な超大質量ブラックホール連星(SMBHB)への関心が改めて高まっています。しかし、観測されたGWBスペクトルは純粋にGW駆動の環状バイナリに単純に当てはめられているため、不利です。軌道離心率または暗黒物質(DM)スパイクのいずれかを含めると、現在のデータへの適合性が向上しますが、両方を含めると、将来のPTA観測で検出可能な独特の特徴がさらに表示される可能性があります。刺激的なSMBHBの典型的な初期離心率$e_0\sim\mathcal{O}(0.1)$を使用すると、DMスパイクは軌道離心率を簡単に1に近づけることができ、GWが軌道周回化を支配し始めると大きなターンオーバー離心率を残すことができます。。特に、DMスパイク指数$\gamma_\mathrm{sp}$は、赤外線における特徴的なひずみ$h_c\simf^{7/6-\gamma_\mathrm{sp}/3}$を普遍的に平坦化し、新しい値を生成します。振動ターンオーバーの後に、低周波、中周波、高周波でそれぞれ平坦なディップとバンプ状のピークが続く構造です。将来、このような特徴をPTAが検出できれば、必然的にDMスパイクの決定的な証拠となり、さらにはDMの性質さえも明らかになるでしょう。
バリオジェネシス: 原始宇宙における対称性の破れを再訪
このレビュー記事では、原始宇宙の最初の段階で観察されたバリオンの非対称性を生成する物理的プロセスであるバリオ生成のトピックを再訪します。バリオ発生の根底にあるメカニズムを理解し、調査するための実行可能な理論的説明は、常にサハロフ基準が満たされていることを保証する必要があります。これらは基本的に次のことを述べています:(i)バリオン数違反。(ii)C(電荷共役対称性)とCP(パリティとCの合成)の両方の違反。(iii)均衡からの逸脱。長年にわたり、この問題に対処するためにさまざまなメカニズムが提案されてきましたが、ここでは最も重要な2つのメカニズム、すなわち電気弱性バリオジェネシス(EWB)と大統一理論(GUT)のバリオジェネシスについて概説します。さらに、スカラー-テンソル理論(STT)を考慮することにより、重力理論の変化がEWBとGUTのバリオジェネシスにどのような影響を与えるかを簡単に調査します。STTでは、計量テンソル場に加えてスカラー場の包含が重力相互作用を媒介します。我々は、特定のSTT玩具モデルを検討し、基礎となる重力理論の修正が進化する宇宙論モデルの時間と温度の関係の変化を意味し、それによってバリオンの非対称性を生成する相互作用速度間の相互作用を支配する条件を変えることを示します。そして宇宙の膨張率。したがって、前者の平衡は一般相対論的標準模型のように正確には起こらず、考案されたバリオ発生メカニズムに影響を及ぼします。これは、重力の拡張理論を考慮するときに見出されるバリオ形成プロセスの修正のタイプを代表するものです。
CMBデータの最近の分析における消えない等方性宇宙複屈折の証拠は、新しい物理学への興味深いヒントを提供します。ドメインウォール(DW)ネットワークは、光子と結合すると、測定値のおおよその等方性複屈折信号を生成することが最近示されました。この研究では、アクシオン欠陥仮説をより詳細に調査し、以前の結果を消滅ネットワークと後期形成ネットワークに拡張し、異方性複屈折スペクトルやB-スペクトルなどのCMBスペクトルにおけるネットワークの他の決定的な特徴を指摘することによって、モード。また、ネットワーク内の宇宙ストリングの存在は、低い赤方偏移から来る固有の環境寄与のため、大きな等方性複屈折信号を妨げず、したがってアクシオニオン欠陥が信号を説明できる可能性が残されていると主張する。残りのCMBシグネチャに関しては、DWネットワークの専用3D数値シミュレーションを利用して、アクシオニオン欠陥の代用として取得し、トモグラフィー手法と組み合わせた異方性複屈折スペクトルを使用して生成と消滅を推測する方法を示します。ネットワークの時間。数値シミュレーションから、組換え後の時代にネットワークによって生成された重力波(GW)のスペクトルも計算し、CMBでの確率的GWバックグラウンドの以前の検索を使用して、張力と存在量の限界を初めて導き出しました。再結合後に消滅するDWを含むネットワーク。私たちの限界は、ネットワークが現在まで存続し、以前の限界よりもおよそ1桁改善されている場合にまで拡張されます。最後に、将来のCMB実験でDW起源のBモードを検出するための興味深い見通しを示します。
IceCube での磁場駆動ニュートリノと磁気モーメントの署名
| Title |
Magnetar-powered_Neutrinos_and_Magnetic_Moment_Signatures_at_IceCube |
| Authors |
Ting_Cheng,_Hao-Jui_Kuan,_Ying-Ying_Li,_Vedran_Brdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14113 |
IceCubeとの共同研究は、$\mathcal{O}{(\text{PeV})}$ニュートリノイベントの検出と高エネルギーニュートリノの天体物理学的発生源の特定の先駆けとなりました。この研究では、マグネターなどの強い磁場を持つ天体物理学の近くで高エネルギーニュートリノが生成されるシナリオを調査します。このような磁場中を伝播する際、ニュートリノは磁気モーメントによって引き起こされるヘリシティ歳差運動を経験し、これが地球におけるニュートリノの磁束とフレーバー組成に影響を与えます。高エネルギーニュートリノのフレーバー組成とグラショー共鳴現象の両方を考慮すると、現時点で$\mathcal{O}(10^{-15})~\mu_B$と$\mathcal{O}(10^{-12})~\mu_B$。
時間の経過と空の位置の不確実性を無視した場合、GW150914 のリングダウン倍音の証拠は低い
| Title |
Low_evidence_for_ringdown_overtone_in_GW150914_when_marginalizing_over_time_and_sky_location_uncertainty |
| Authors |
Alex_Correia_and_Yi-Fan_Wang_and_Collin_D._Capano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14118 |
天体物理学ブラックホールを使用したノーヘア定理のテストには、摂動ブラックホールによって放出される重力波内の少なくとも2つの準正規モード(QNM)の検出が含まれます。2つのモード(支配的な$(\ell,m,n)=(2,2,0)$モードとその最初の倍音$(2,2,1)$モードの検出)バイナリブラックホール合体GW150914の合体後の信号は、Isiらによって主張された。[arXiv:1905.00869]、さらなる証拠はIsi\&Farr[arXiv:2202.02941]で提供されています。しかし、Cotestaetal.[arXiv:2201.00822]はこの主張に異議を唱え、信号のQNM記述が有効ではなく、マージ前に信号が分析された場合にのみ倍音の証拠が現れると認定しました。技術的な課題により、これらの分析は両方とも、倍音の証拠を推定する際に、GW150914の合体時刻と空の位置を修正しました。少なくとも一部の競合は、これらのパラメータの修正に起因している可能性があります。ここでは、GW150914のQNM分析を実行しながら、この困難を克服し、合体時間と空の位置の不確実性を完全に無視します。また、合併前のインスパイラル信号も同時に独立してフィッティングします。すべてのパラメーターを周辺化すると、倍音の存在の証拠が低くなり、倍音のあるQNMモデルと倍音のないQNMモデルが有利になる$2.3\pm0.1$のベイズ係数が得られることがわかりました。GW150914の到着時間の不確実性は、$(2,2,1)$モードの検出を明確に主張するには大きすぎます。
摂動的 QCD から得られる中性子星密度以降の状態方程式
| Title |
Equation_of_state_at_neutron-star_densities_and_beyond_from_perturbative_QCD |
| Authors |
Oleg_Komoltsev,_Rahul_Somasundaram,_Tyler_Gorda,_Aleksi_Kurkela,_J\'er\^ome_Margueron,_Ingo_Tews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14127 |
私たちは、高密度物質の状態方程式(EOS)を推論する際に、摂動的な量子色力学(QCD)から生じるロバストな熱力学制約を課した場合の結果を調査します。推論セットアップでEOSモデリングが実行される終端密度が、QCD入力の制約力に強く影響することがわかりました。拘束力におけるこの感度は、終端密度のすぐ上で急激な軟化とそれに続く強い硬化を伴う特定の形状を持つEOSから生じます。また、摂動QCD密度からのEOSの明示的なモデリングを実行して、音速の追加の摂動QCD計算を組み込み、終端密度の影響を受けない新しいQCD尤度関数を構築します。これは公開されています。
マグネターのIXPE偏光データから得られるアクシオン状粒子に対する新たな制約
| Title |
New_Constraints_on_Axion-Like_Particles_from_IXPE_Polarization_Data_for_Magnetars |
| Authors |
Ephraim_Gau,_Fazlollah_Hajkarim,_Steven_P._Harris,_P._S._Bhupal_Dev,_Jean-Francois_Fortin,_Henric_Krawczynski,_Kuver_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2312.14153 |
私たちは、マグネターの精密な$X$線偏光研究を使用して、アクシオン様粒子(ALP)に関する新しい制約を導き出します。具体的には、Imaging$X$-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によるマグネター4U0142+61および1RXSJ170849.0-400910からの偏光$X$線の最初の検出を使用して、ALPの積に境界を設定します。-光子とALP-核子の結合、$g_{a\gamma}g_{aN}$。$g_{aN}$はマグネターのコアでのALP生成を担当し、$g_{a\gamma}$はマグネターのコアでのALP生成を制御します。磁気圏におけるALP光子変換確率。これらの境界はマグネターのコア温度に最も敏感であり、$1\times10^8$Kと$5\times10^8$Kの2つのベンチマーク値を使用して制約を導き出します。後者の選択の場合、私たちの境界は、CAST($g_{a\gamma}$の場合)とSN1987A($g_{aN}$の場合)の組み合わせから得られるカップリング積の既存の境界と競合します。私たちは、ALP誘起分極が最も強い$2~-~8~$keVスペクトル窓の上位領域における、より正確かつ大規模な観測キャンペーンを提唱します。私たちはさらに、強い磁場を持つ若い高温の地球近傍マグネターの硬X$線偏極研究を提唱します。
