超軽量スカラーを介した連星からの電磁放射
中性子星には多数の核子とミューオンが含まれており、隠れた超軽量粒子と結合すると、軌道運動により連星の重力四極子放射に加えてかなりのエネルギー束が生成される可能性がある。ここでは、バイナリによって供給されるスカラー粒子が最低次元の光子演算子にも結合され、それによって間接電磁放射がスカラーの質量閾値を超えて生成されるというシナリオを検討します。2つのパルサー連星の観測データを使用して、そのような結合の強度に厳しい制約を課します。
固有シアーと銀河配列: TATT モデルを使用した定量的研究
銀河の固有配列(IA)は、弱いレンズ測定における系統的な効果として作用し、バイアスを導入する傾向があります。これは重力レンズ信号を模倣しているため、真の重力による弱いレンズ効果と区別することが困難になります。したがって、結果を正しく解釈するにはノイズを考慮することが重要です。この研究は、TidalAlignmentandTidalTorquing(TATT)モデルを使用したIAの定量的分析を目的としています。また、TATTモデルのパラメーターを変更したときに、シアーおよび銀河間レンズ効果の信号がどのように動作するかについても調査します。この研究のデータは、固有の形状信号のパラメーター空間を調査するために、Cocoaモデルに基づく計算パイプラインを使用して準備されました。この研究を通じて、GGLの場合は固有形状信号の線形項が支配的である一方、高次の項がせん断信号を決定することがわかりました。
ダークエネルギー分光装置によるライマン$\alpha$森林解析用の合成スペクトル
| Title |
Synthetic_spectra_for_Lyman-$\alpha$_forest_analysis_in_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
Hiram_K._Herrera-Alcantar,_Andrea_Mu\~noz-Guti\'errez,_Ting_Tan,_Alma_X._Gonz\'alez-Morales,_Andreu_Font-Ribera,_Julien_Guy,_John_Moustakas,_David_Kirkby,_E._Armengaud,_A._Bault,_L._Cabayol-Garcia,_J._Chaves-Montero,_A._Cuceu,_R._de_la_Cruz,_L._\'A._Garc\'ia,_C._Gordon,_V._Ir\v{s}i\v{c},_N._G._Kara\c{c}ayl{\i},_P._Montero-Camacho,_G._Niz,_I._P\'erez-R\`afols,_C._Ram\'irez-P\'erez,_C._Ravoux,_M._Walther,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_J._E._Forero-Romero,_E._Gazta\~naga,_S._Gontcho_A_Gontcho,_K._Honscheid,_R._Kehoe,_T._Kisner,_M._Landriau,_Michael_E._Levi,_M._Manera,_P._Martini,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_C._Poppett,_M._Rezaie,_G._Rossi,_E._Sanchez,_H._Seo,_G._Tarl\'e,_B._A._Weaver,_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00303 |
合成データセットは、宇宙論において解析手順をテストし、系統誤差が十分に理解されていることを検証し、測定値に偏りがないことを実証するために使用されます。この研究では、暗黒エネルギー分光装置(DESI)による研究を目的としたライマン$\alpha$クエーサースペクトルの合成データセットを生成するために使用される方法について説明します。特に、シミュレーションが実際のサンプルの重要な特徴を再現し、DESIで使用される解析方法をテストし、バリオン音響振動(BAO)の測定に対する系統的影響を制限するのに適していることを実証することに重点を置いています。DESIの初期データセットの統計的特性をよく一致して再現する一連のモックを提示します。さらに、完全な調査合成データを使用して、DESIによるBAOスケール制約電力を予測します。
初期に形成された暗黒物質ハローからの CMB レンズ
初期宇宙に関するいくつかの理論モデルは、原始パワースペクトルの小規模なスパイク型の増強を予測しており、その結果、初期に形成された暗黒物質ハロー（EFH）が形成されると考えられます。この研究では、EFHの存在を考慮してCMBレンズ効果を研究し、$1\mathrm{Mpc}$より小さいスケールでEFHと原始摂動を調査できる可能性を調査します。EFHの非線形効果を含め、レンズポテンシャルの角度パワースペクトルと、温度、Eモード、Bモード偏光のレンズCMB異方性を数値的に計算します。レンズ付きCMBの温度異方性が$\ell>1000$の小さなスケールで大幅に強化される可能性があり、多周波数観測による観測信号の成分分解によってテストできる可能性があることがわかりました。スパイキー型パワースペクトルのさまざまなモデルを用いた計算を通じて、CMBレンズ効果の正確な測定により、$10^{12}M_\odot$付近の限られた質量範囲内のEFHの存在量に関する洞察が得られることを実証しました。$k\sim1\mathrm{Mpc}^{-1}$付近の限られたスケールの原始パワースペクトル。特に、このようなEFHの存在により、$\ell<100$という大規模なスケールであっても、CMBのBモード偏光のレンズ異方性が増幅され、全体的に$\sim10\%$レベルで強化されることがわかります。EFHを持たない標準的な構造形成モデル。したがって、LiteBIRD衛星などの将来のCMB測定では、大規模なCMBBモード偏光の正確な測定を通じて、EFHとスパイク型の原始パワースペクトルの存在を調べることができます。
eROSITA 観測を使用した SMACS J0723.3-7327 による MOND と緊急重力のテスト
| Title |
A_test_of_MOND_and_Emergent_Gravity_with_SMACS_J0723.3-7327_using_eROSITA_observations |
| Authors |
Ambica_Govind,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00707 |
私たちは、eROSITAX線望遠鏡とJWSTを使用して最近撮影された銀河団SMACSJ0723-7327を使用して、MONDとヴァーリンデの緊急重力のテストを実装します。2つの独立した方法を使用してMONDをテストします。最初の方法では、動的MOND質量とバリオン質量を比較する必要があります。一方、2つ目の方法では、MOND推定温度と観測温度との比較が必要です。次に、EmergentGravityによって予測された目に見えない質量と推定された暗黒物質の質量を比較します。MONDは大きな半径での質量の不一致を説明できるが、中心領域では説明できないことがわかりました。観察された温度プロファイルも、MONDパラダイムの温度プロファイルとわずかに一致しません。同様に、創発重力理論は、内部領域の動的質量を正確に説明する際にわずかな矛盾を示しています。私たちの結果は、他のクラスターでの以前のテストと定性的に一致しています。
彗星中の非晶質氷の生存可能性は不純な水の氷の結晶化潜熱に依存する
| Title |
Survivability_of_Amorphous_Ice_in_Comets_Depends_on_the_Latent_Heat_of_Crystallization_of_Impure_Water_Ice |
| Authors |
Sota_Arakawa,_Shigeru_Wakita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00231 |
彗星は、降着の時点では結晶質の氷ではなく、非晶質の氷を持っているでしょう。彗星の氷には、氷の結晶化の潜熱$L_{\rmCrime}$を支配するいくつかの不純物が含まれています。ただし、結晶化プロセスが発熱的であるか吸熱的であるかについては依然として議論の余地があります。本研究では、kmサイズの彗星の熱進化の一次元シミュレーションを行い、潜熱の影響を調べます。私たちは、非晶質の氷が生存できる深さは、氷の結晶化の潜熱に大きく依存することを発見しました。彗星の半径を2kmと仮定すると、潜熱が正の場合(つまり、$L_{\rmCry}=+9\times10^{4}$の発熱の場合)、非晶質氷マントルの深さは約100mになります。J/kg)。対照的に、$L_{\rmcry}=-9\times10^{4}$J/kgの吸熱ケースを表す不純な氷を考慮すると、非晶質氷マントルの深さは1kmを超える可能性があります。私たちの数値結果は、これらの深さが彗星のサイズと降着年齢に依存することを示していますが、負の潜熱を持つ彗星の深さは、所定の彗星サイズの正の潜熱の場合よりも数倍から数倍大きくなります。この研究は、彗星核内の氷の結晶化度の空間分布が潜熱に依存し、純水の氷を仮定したこれまでの推定とは異なる可能性があることを示唆しています。
ベータ・ピクトリス惑星系とその落下蒸発体のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_the_Beta_Pictoris_planetary_system_and_its_falling_evaporating_bodies |
| Authors |
H._Beust,_J._Milli,_A._Morbidelli,_S._Lacour,_A.-M._Lagrange,_G._Chauvin,_M._Bonnefoy,_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00715 |
数十年にわたり、ピクトリスベータ星のスペクトル変動は、落下蒸発体（FEB）と呼ばれる、星に近い系外彗星の蒸発の結果としてモデル化されてきた。巨大な惑星による共鳴摂動が、これらの恒星惑星の力学的起源を説明するために提案されている。この円盤には2つの巨大な惑星、ベータピクbとcが存在し、9.9天文単位と2.7天文単位で星の周りを周回していることが現在知られています。前者はこれまで疑われていた惑星とほぼ一致するが、後者の発見により事態は複雑化する。まず、2つの惑星系の安定性に疑問を持ちます。次に、両方の惑星とともに星を周回する微惑星の円盤の力学を調査し、FEB生成メカニズムの妥当性を確認します。シンプレクティックN体シミュレーションは、微惑星円盤のどの領域が動的に安定しているかを決定するために使用されます。次に、共振機構のおかげで円盤粒子が大きな離心率に達することができる領域に焦点を当てます。最初の結果は、システムが動的に安定していることです。両方の惑星は一時的に7:1の平均運動共鳴(MMR)に陥る可能性があります。次に、シミュレーションにより、約1.5天文単位から約25天文単位までの領域全体が惑星の摂動に対して不安定であることが明らかになりました。しかし、1.5au未満のディスクは生き残り、BetaPiccの高次MMRを介したFEBのアクティブなソースを構成しているようです。BetaPicbは、プロセス全体を維持するのに役立つ遠方の摂動者として機能します。これらのシミュレーションは、その原点を約4～5auに置いた、先行するFEB生成メカニズムモデルを除外します。逆に、FEBは、ベータPiccを持つMMRのさらに奥の領域に由来し、MMRに関連している可能性があります。新しい微惑星が継続的にMMRに侵入し、FEB状態に向かって進化できるため、このメカニズムはさらに長く続くようです。その後、FEBの物理的性質は以前に考えられていたものとは異なる可能性があり、おそらく氷ではない可能性があります。
SOHOクロイツ・サングレーザーの流れの形成と進化。 I. 経緯と予備調査
クロイツ太陽吸収体が優勢なほぼ継続的な小型彗星の流れは、1995年の太陽太陽圏天文台(SOHO)の打ち上げによって始まった彗星科学にとって予期せぬ大当たりでした。それ以来30年近くにわたり、本格的な試みは行われていませんでした。このクロイツ彗星の流れの形成と進化に関する首尾一貫したモデルを定式化するために作られました。これが現在の2部構成の研究の目標です。第I部では、SOHOのサングレーザーの問題に関連した研究の歴史的ハイライト(ハバード、クロイツ、マースデンによる主要な貢献を含む)を説明し、診断を促進し、重要な情報を提供することを目的とした診断的価値の予備情報を提供します。パートIIで作業します。SOHOデータベースにおける近接ペアの高頻度など、以前に指摘されていた問題は、節点の経度と時間の両方で見られる、より広範な群れ形成プロセスの産物であると提案されています。私は、主に人口IからのSOHOクロイツサングレーザーの高い到着率によって明らかになった密な群れの例を紹介します。
X線スペクトル特性、AGN構造、主銀河間の関係
| Title |
The_link_among_X-ray_spectral_properties,_AGN_structure_and_the_host_galaxy |
| Authors |
G._Mountrichas,_A._Viitanen,_F._J._Carrera,_H._Stiele,_A._Ruiz,_I._Georgantopoulos,_S._Mateos,_A._Corral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00045 |
この研究では、X線で遮られたAGNと遮られていないAGNのSMBHと主銀河の特性を比較します。この目的のために、XMM2AthenaHorizon2020EuropeanプロジェクトのX線スペクトルパラメーターの測定が利用可能な4XMM-DR11カタログにある$\sim35000$X線で検出されたAGNを使用します。SEDフィッティング解析を通じてホスト銀河の特性を計算します。最終サンプルは1443AGNで構成されています。分析の最初の部分では、さまざまなN$_H$しきい値(10$^{23}$cm$^{-2}$または10$^{22}$cm$^{-2}$)を使用します。N$_H$測定に関連する不確実性も考慮して、これらの情報源を不明瞭なものと不明瞭なものに分類します。隠蔽されたAGNは、隠蔽されていないAGNと比較してSFRが低い、より大規模なシステムに生息する傾向があることがわかりました。ただし、星の質量の差M$_*$のみが統計的に有意であると思われます($>2\sigma$)。結果は、AGNの分類に使用されるN$_H$しきい値には依存しません。M$_*$とSFRの差は、発光AGNでは統計的に有意ではありません($\rmlog(L_{X,2-10KeV}/ergs^{-1})>44$)。私たちの調査結果はまた、隠蔽されていないAGNは、隠蔽されたAGNと比較して、平均して比ブラックホール降着率が高いことも示しています。解析の2番目の部分では、1443X線AGNとSDSSDR16クエーサーカタログを相互照合して、線源のSMBH特性に関する情報を取得します。これにより、$\rmz<1.9$で271のタイプ1AGNが生成されます。私たちの調査結果は、N$_H$が増加したタイプ1AGN（$>10^{22}$cm$^{-2}$）は、N$_Hが低いAGNと比較してM$_{BH}$が高くなる傾向があることを示しています$値、同様のM$_*$。M$_{BH}$/M$_*$比は、10$^{22}$cm$^{-2}$未満のN$_H$値では一貫していますが、Nが大きくなると増加の兆候を示します。$_H$値。最後に、$\Gamma$とエディントン比の間の相関関係を検出しますが、これはN$_H<10^{22}$cm$^{-2}$のタイプ1音源のみに限られます。
プランクで観測された銀河の高緯度での遠赤外線分布は、偏光状態がコヒーレントな構造を持つフィラメント状です。これらの構造は、コヒーレントな速度構造を持つHIフィラメントとも密接に関連しています。これらの構造の物理的性質については長年の議論があります。それらは、速度コースティクス、乱流速度場によって刻まれた変動、または星間物質(ISM)内の冷たい3次元密度構造のいずれかとして考えられます。違いを解明するために、データ分析と解釈に対するさまざまなアプローチについて説明します。我々は、ISMのフィラメント構造を特徴付けるコースティクスを導出するための数学的予備知識を検討しました。ヘシアン演算子を使用して、観測されたチャネルマップから、または速度分解アルゴリズム(VDA)によって提供されるデータから、HIの個々のFIRフィラメント構造を追跡しました。VDAは、速度コースティクスを密度効果から分離すると主張されています。厳密な数学的定義に基づくと、いわゆる速度コースティクスは実際にはコースティクスではありません。これらのVDAデータ製品には、元のHI観測と同じ方法でコースティクスが含まれる場合があります。両方のデータベースのヘシアン解析によって導出されたコースティクスは、相関係数98%でほぼ同一です。ただし、VDAアルゴリズムでは、FIR/HI方位角をフィッティングする際にアライメントの不確実性が30%増加します。HI吸収データを使用して、FIR/HIフィラメントの物理的性質を制約し、FIR/HIフィラメントの紡糸温度と体積密度を決定しました。HIフィラメントはCNM構造として存在します。フィラメントの外側ではCNMの吸収は検出されません。拡散ISMのCNMは、FIR対応物とともにフィラメント内に独占的に配置されます。銀河系の高緯度にあるこれらのフィラメントは低温密度構造として存在します。速度クラウディングの影響は無視できます。
21 {\μ}m の発光特性を持つ原始惑星状星雲の気相分子
| Title |
Gas-phase_molecules_in_protoplanetary_nebulae_with_the_21_{\mu}m_emission_feature |
| Authors |
Jian-Jie_Qiu,_Yong_Zhang,_Jun-ichi_Nakashima,_Jiang-Shui_Zhang,_Fei_Li,_Deng-Rong_Lu,_Xin-Di_Tang,_Xiao-Ling_Yu,_and_Lan-Wei_Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00387 |
謎の21{\μ}mの発光特徴が原始惑星状星雲(PPN)で最初に発見されてから30年以上が経過しました。数十の異なるダストキャリアの候補が提案されていますが、まだ広く受け入れられているものはありません。私たちは、アリゾナ電波天文台の10mサブミリ波望遠鏡を1.3mmバンドで、パープルマウンテン天文台の13.7m望遠鏡を3mmバンドで使用して、21{\μ}mの天体に対する分子観測の結果を紹介します。これらの異常なソースの位相環境には、通常のPPNと比較していくつかの特殊性があります。7つの異なる分子種に属する31本の輝線を検出しましたが、そのほとんどは21個の{\μ}mPPNで最初に検出されたものです。この観察は、21{\μ}mの特徴を特定するための手がかりを提供します。我々は、気相分子の存在割合と21{\μ}mの放射の強さとの間の相関研究を報告します。私たちの研究では、サンプルサイズが小さいことを考慮すると、21{\μ}mの特徴は気相分子と弱い相関があるか、まったく相関がないことがわかりました。21{\μ}mの放射現象を解明するには、大きなサンプルに対する高い空間分解能とスペクトル分解能の将来の電波観測が望ましい。
塊状の星間物質における AGN ジェットの散乱
| Title |
Dissipation_of_AGN_jets_in_a_clumpy_interstellar_medium |
| Authors |
Riju_Dutta,_Prateek_Sharma,_Kartick_C._Sarkar,_James_M._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00446 |
降着する超大質量ブラックホール(SMBH)は、頻繁にジェットを生成し、星間/銀河周囲媒体(ISM/CGM)と相互作用し、銀河内の星の形成を制御します。活動銀河核(AGN)によって発射される超音速ジェットは、それらを閉じ込める繭に動力を与え、周囲の媒体に衝撃を与えます。私たちは、滑らかな周囲媒体と相互作用する狭い円錐形のジェットのモデルに基づいて構築し、多相ISMの重要な要素である密な雲の効果を組み込みます。このモデルの重要な物理的要素は、超音速のジェットビームに沿った雲がジェットヘッドを強力に減速するが、亜音速の繭は大きな抵抗なく雲の周りを容易に移動できることです。私たちは、繭の圧力、頭と繭の速度、ジェットの半径などの重要な物理量のスケーリングを提案します。我々は、ジェットが繭内で消散するための周囲媒体の凝集性に関する解析条件を初めて取得し、球形の雲が埋め込まれた均一なISMと相互作用する円錐形のジェットの数値シミュレーションで検証します。ジェットは、コクーンの速度がジェットヘッドの速度を超えたときに消散すると定義されています。私たちはモデルをより洗練された数値シミュレーション、ジェット-ISM相互作用の直接観察（クエーサーJ1316+1753など）と比較し、フェルミ/eROSITAバブルへの影響について議論します。私たちの研究はまた、現在の世代の宇宙論的銀河形成シミュレーションでは解決できない塊状ISMにおけるAGNジェットフィードバックのための効果的なサブグリッドモデルの動機付けにもなります。
金属度勾配の形状が異なる 2 つの渦巻銀河列
| Title |
Two_sequences_of_spiral_galaxies_with_different_shapes_of_the_metallicity_gradients |
| Authors |
L.S.Pilyugin,_G.Tautvaisiene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00458 |
我々は、MaNGA調査の銀河からの、異なる形状の放射状気相酸素存在量分布を持つ2つの渦巻銀河列を考慮しました:(1)勾配が円盤全体にわたる単一の線形関係によってよく近似されている銀河、つまり、S(傾斜)勾配を持つ銀河、(2)円盤の内部領域の金属量がほぼ一定のレベルにあり、より大きな半径で勾配が負である銀河、つまり水平勾配(LS)を持つ銀河)グラデーション。また、銀河全体にわたって酸素の存在量がほぼ均一である銀河、つまり、上記の2つの銀河系列の最終進化段階となり得るレベル(L)勾配を持つ銀河も選択しました。LS酸素存在量分布を持つ銀河の半径方向の窒素存在量分布も、O/H分布の切れ目よりも小さな半径で切れ目を示します。これらの銀河の半径に伴う酸素と窒素の存在量の観察された挙動は、半径に沿った星形成履歴の変化とともに、窒素と酸素の富化の間の時間遅れによって説明できます。これらの銀河は、裏返しの円盤進化モデルの効果を明確に示しています。銀河内の半径方向存在量分布の形状は、その巨視的特性（回転速度、星の質量、等光線半径、星の形成速度）とは関係がないことがわかりました。勾配の傾きと銀河の巨視的特徴の間の相関は、各図の点の散乱が大きいという意味で弱いです。また、検討対象の銀河サンプルとの関連で天の川銀河の特性も調べました。
PAC VI。クエーサーの高い衛星の割合
| Title |
PAC_VI._High_Satellite_Fraction_of_Quasars |
| Authors |
Shanquan_Gui_(SJTU),_Kun_Xu_(SJTU,_Durham),_Y.P._Jing_(SJTU,_TDLI),_Donghai_Zhao_(SHAO,_SJTU)_and_Hongyu_Gao_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00565 |
Xuらによって開発された宇宙網周辺測光物体(PAC)アプローチ。(2022b)には、分光学的でより深い測光調査を最大限に活用できるという利点があります。PACの利点により、隣接する銀河の過剰表面密度$\bar{n}_2w_{{\rm{p}}}$を恒星の質量$10^{10.80}\,M_{\odot}$まで測定できます。赤方偏移$0.8<z_{\rm{s}}<1.0$のクエーサー周辺。スローンデジタルスカイサーベイIV(SDSS-IV)拡張バリオン振動分光サーベイ(eBOSS)とダークエネルギー分光装置(DESI)からのデータを使用レガシー画像調査。一般に、$\bar{n}_2w_{{\rm{p}}}$は、分離が減少するにつれて非常に急激に増加することがわかります。サブハロー存在量マッチング法を使用すると、小規模と大規模の両方で$\bar{n}_2w_{{\rm{p}}}$を正確にモデル化できます。クエーサーに向かう$\bar{n}_2w_{{\rm{p}}}$の急激な増加には、大部分$f_{\mathrm{sate}}=0.29_{-0.06}^が必要であることがわかります。{+0.05}$のクエーサーは大規模なハロー内の衛星であるはずであり、この割合の測定はモデル化の仮定の影響を受けないことがわかります。この衛星の割合が高いことは、サブハローが同じ（降下）ハロー質量のハローとほぼ同じ確率でクェーサーをホストしており、大規模な環境がクェーサーの活動に与える影響はごくわずかであることを示しています。このように衛星の割合が高くても、クエーサーの密度が低いため、それぞれの巨大なハローには平均して1つ以上の衛星クェーサーが存在しないことを示します。
すばる/HSC用NB515で探査したアンドロメダ銀河の恒星ハローの構造。 I.: 最大 120 kpc の恒星のハローに関する新たな洞察
| Title |
The_structure_of_the_stellar_halo_of_the_Andromeda_galaxy_explored_with_the_NB515_for_Subaru/HSC._I.:_New_Insights_on_the_stellar_halo_up_to_120_kpc |
| Authors |
Itsuki_Ogami,_Mikito_Tanaka,_Yutaka_Komiyama,_Masashi_Chiba,_Puragra_Guhathakurta,_Evan_N._Kirby,_Rosemary_F._G._Wyse,_Carrie_Filion,_Karoline_M._Gilbert,_Ivanna_Escala,_Masao_Mori,_Takanobu_Kirihara,_Masayuki_Tanaka,_Miho_N._Ishigaki,_Kohei_Hayashi,_Myun_Gyoon_Lee,_Sanjib_Sharma,_Jason_S._Kalirai,_Robert_H._Lupton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00668 |
私たちは、Subaru/HSCNB515とCFHT/MegaCamgバンドとiバンドの組み合わせを使用して、投影半径120kpc内のM31ハローとその下部構造を解析します。表面重力感応型NB515フィルターを使用することで、M31のハロー星を$\sim$90\%の精度で前景の汚染から分離することに成功しました。選択されたM31ハロー星に基づいて、光度測定による金属量推定に基づいて巨大南流(GSS)に関連する3つの新しい下部構造を発見しました。また、既知の下部構造の距離および測光による金属量の推定も行います。GSSのこれらの量は私たちの研究で再現されていますが、北西流は以前の研究で見つかったものよりも急な距離勾配を示していることがわかり、天の川に近い軌道で形成された可能性が高いことを示唆しています。東ハローの2つのストリーム(ストリームCおよびD)について、解決されていない距離勾配が特定されます。最後に、NB515が選択したハロー星を使用して、全球のハロー測光金属量分布と表面輝度プロファイルを調査します。金属が少ないハロー集団と金属が豊富なハロー集団の表面輝度、およびすべての集団は、$\alpha=-1.65\pm0.02$,$-2.82\の指数を持つべき乗則プロファイルに適合できることがわかります。それぞれ、pm0.01$、$-2.44\pm0.01$。ハロープロファイルの相対的な滑らかさとは対照的に、その測光金属量分布は空間的に不均一であり、半径とともに非単調な傾向があるように見えます。これは、ハロー集団が降着集団を動的に均質化するのに十分な時間がなかったことを示唆しています。
OGHReS: 外側銀河の星形成 ($\ell = 250^\circ$-$280^\circ$)
| Title |
OGHReS:_Star_formation_in_the_Outer_Galaxy_($\ell_=_250^\circ$-$280^\circ$) |
| Authors |
J._S._Urquhart_(1),_C._K\"onig_(2),_D._Colombo,(3,2),_A._Karska_(2,_3,_4),_F._Wyrowski_(2),_K._M._Menten_(2),_T._J._T._Moore_(5),_J._Brand_(6),_D._Elia_(7),_A._Giannetti_(6),_S._Leurini_(8),_M._Figueira_(9,_4),_M.-Y._Lee_(10),_M._Dumke_(11,_2)_(_(1)_University_of_Kent,_(2)_MPIfR,_(3)_University_of_Bonn,_(4)_Nicolaus_Copernicus_University,_(5)_Liverpool_John_Moores_University,_(6)_INAF-Bologna,_(7)_INAF-Roma,_(8)_INAF-Selargius,_(9)_National_Centre_for_Nuclear_Research_Warazawa,_(10)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(11)_Universidad_Cat\'olica_de_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00808 |
私たちは、外銀河高解像度サーベイ(OGHReS)からのデータを使用して、$\ell=にあるHiGALサーベイで遠赤外線/サブミリ波放射で検出された3584個の塊の大きなサンプルの速度、距離、物理的特性を精緻化しました。銀河面の250^\circ-280^\circ$領域。$^{12}$COおよび$^{13}$COスペクトルを使用して、3412個の塊(サンプルの95%)に対する信頼できる速度を決定しました。HiGALカタログの速度と比較すると、サンプルの80%(5km/s以内)で良好な一致が見られます。OGHReSのより高い解像度と感度を使用することで、632個の塊の速度を補正し、これまで速度が割り当てられていなかった687個の塊の速度を提供することができました。速度は回転曲線とともに使用され、塊までの距離を調整し、距離に依存するガス対ダスト比を使用して塊の特性を計算します。我々は、銀河系外縁部の3,200個の高密度塊(この領域のHiGAL源の約90%)の信頼できる物理パラメータを決定しました。銀河中心距離が増加するにつれて光度と質量の比が減少する傾向が見られ、これは外側の銀河では星の形成効率が低いか、あるいは内側の銀河よりも低質量の星が多く生成されることを示唆している。また、銀河の内側と外側にある原始星塊の表面密度が類似していることもわかり、星形成に必要な表面密度が銀河円盤全体で同じであることが明らかになりました。
重力を伴う極端な天体物理学: 銀河の中心ブラックホールの事象の地平線の端でのエネルギー的な爆発
| Title |
Extreme_Astrophysics_with_GRAVITY_:_energetic_outbursts_on_the_edge_of_the_event_horizon_of_the_Galaxy's_central_black_hole |
| Authors |
Aimar_Nicolas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00064 |
天の川銀河の中心には、いて座A*と呼ばれる太陽質量400万個の超大質量ブラックホールがある。この天体は近赤外線で20年以上観測されています。これにより、一般相対性理論のいくつかの効果が確認されました。さらに、繰り返しの観測により、フレア、つまり30分から1時間程度の変動を持つ平均よりもはるかに大きな光束を検出することが可能になりました。2018年、GRAVITYはVLTI/ESOの4つの大型望遠鏡を使用して、これらのフレアの発生源の軌道運動を観測しました。この論文は、磁気リコネクション現象に基づくモデルなど、さまざまな複雑さのモデルを使用して、これらのフレアのモデリングに焦点を当てています。後者は、ブラックホールの周囲の磁気配置の突然の変化に対応し、大量のエネルギーを放出します。一般相対性理論における偏光の問題も検討しています。
半径方向の熱流束を伴う磁化されたシリンダー内の誘導電場
| Title |
Induced_electrical_field_in_a_magnetized_cylinder_with_a_radial_heat_flux |
| Authors |
G.S._Bisnovatyi-Kogan,_M.V._Glushikhina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00233 |
中心に電子源を持ち、その軸に沿って均一な磁場があり、半径方向の温度勾配がある導電性円筒が定常状態にあると考えられます。熱流束、磁場、電荷分布の相互作用について議論します。電子供給と電子がシリンダーから出る可能性に関して、4つの異なるモデルが考慮されます。
最近、CPTA、EPTA、NANOGrav、PPTAを含むパルサータイミングアレイ(PTA)共同研究は、nHz帯域で確率的重力波背景スペクトルを検出したと発表しました。これは、いくつかのモデルによって示唆されている宇宙論的な相転移に関連している可能性があります。宇宙の2つの未解決の謎である磁気単極子と原始ブラックホール(PBH)も、その生成が宇宙論的な相転移に関連している可能性があります。これに触発されて、我々は、宇宙論的な磁気単極子問題を解決するためにPBHの降着を伴う、StojkovicとFreeseによって提案されたモデルを再検討します。私たちは、降着中のPBHの質量増加を考慮し、ホーキング放射の影響を考慮することにより、この理論をさらに発展させます。これらの新しい考慮事項により、問題の解決策が特定のパラメータ空間内に依然として存在することがわかります。{追加}では、質量分布が{an}拡張されたPBHに分析を一般化します。これは、より興味深いシナリオである可能性があります。なぜなら、降着した磁気単極子を持つPBHが、後期宇宙で生存できるほど十分に大きい場合、観測可能な電磁信号を生成する可能性があるからです。
球状星団テルザン6内で2つ目の食・破裂中性子星の低質量X線連星を発見
| Title |
Discovery_of_a_second_eclipsing,_bursting_neutron-star_low-mass_X-ray_binary_in_the_globular_cluster_Terzan_6 |
| Authors |
Maureen_van_den_Berg,_Jeroen_Homan,_Craig_O._Heinke,_David_A._Pooley,_Rudy_Wijnands,_Arash_Bahramian,_and_James_C.A._Miller-Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00727 |
私たちは、反復過渡現象GRS1747-312が静止状態にあったときに行われた球状星団テルザン6のチャンドラとスザクの観測を分析しました。私たちの分析により、GRS1747-312に加えて、星団の中央領域に、食し、爆発する2番目の中性子星低質量X線連星が存在することが明らかになりました。Terzan6X2と名付けたこの新しい光源は、2021年のチャンドラ画像ではGRS1747-312の非常に近く(約0.7秒角離れたところに)位置しています。GRS1747-312の天体暦では予測されなかった時期に、X2の光度曲線で長さ5.14ksの食が検出されたことにより、それが無関係な発生源であることが確認されました。I型X線バーストに加えて日食のような特徴も示した2009年の「すざく」光度曲線を使用して、公転周期が16.27時間より長くなるように制約します。X2の0.5～10keVの光度は、数か月から数年の時間スケールで~0.24～5.9x10^34erg/sの範囲で変化します。HSTF606WおよびF814W画像でX2に相当する光学的対応物を特定しました。この星は、年ごとに区切られた時代間でV_606内で2.7等変化した。星団の色等級図では、対応する可変星は光学的に明るいとき、主系列のターンオフより約1.1～1.7等上の青色散乱領域にあります。ロッシュローブ充填星の軌道周期と密度の関係から、質量供与体の半径は>0.8Rsunであることがわかります。
X線脈動に対する電離応答を利用したヘラクレスX-1の降着円盤風の数密度の制約
| Title |
Constraining_the_Number_Density_of_the_Accretion_Disk_Wind_in_Hercules_X-1_Using_its_Ionization_Response_to_X-ray_Pulsations |
| Authors |
P._Kosec,_D._Rogantini,_E._Kara,_C._R._Canizares,_A._C._Fabian,_C._Pinto,_I._Psaradaki,_R._Staubert,_D._J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00754 |
X線連星は、連星系とその周囲に重大な影響を与える可能性のある強力な降着円盤風を引き起こすことが知られています。これらの流出の影響を定量化し、放出メカニズムを決定するには、理論的な円盤風モデルの重要な要素である風のプラズマ数密度を測定する必要があります。X線分光法は、風速や電離などの風の特性を理解するための重要なツールですが、ほとんどの場合、プラズマの数密度を制約する信号対雑音比が不足しており、流出位置と質量の制約が弱くなっています。流出率。我々は、時間変化する照明連続体に対する風の電離反応の速度を測定することによって、X線バイナリーHerculesX-1のこの数密度を決定するための新しいアプローチを提案します。ヘラクレスX-1は、1.24秒の周期で脈動する高度に磁化された中性子星によって動力を供給されています。時間依存光イオン化モデルTPHOを使用してイオン化応答をモデル化することにより、HerculesX-1の風数密度がこれらの脈動に応答するのに十分に高いことを示します。次に、ヘラクレスX-1の最高品質のXMMニュートン観測のパルス分解解析を実行し、風の応答を直接検出し、風の密度が少なくとも$10^{12}$cm$^{-3}であることを確認しました。$。最後に、ヘラクレスX-1のXRISM観測をシミュレートし、流出内のさまざまな位置での数密度を正確に測定できることを示します。XRISMを使用すると、密度パラメーター空間で$\sim3$の桁を排除し、風塊の流出速度、エネルギー学、およびその発射メカニズムを制限します。
重力波(GW)天文学の時代の到来により、現在まで検出されていない連続重力波(CGW)の探索がさまざまな形で強化されています。CGW探索の主な対象となるのは、非軸対称変形を伴う高速回転中性子星です。この四極子変形の程度は、中性子星の地殻が維持できる最大楕円率によって測定され、そのような系によって放出されるCGW振幅に上限が設けられます。この論文では、この主題に関する以前の研究に従って、内部磁場によって中性子星に及ぼされるローレンツ力によって生成される中性子星の最大楕円率を計算します。このようなローレンツ力によって変形した星の楕円率は、以前の理論的および天体物理学的制約と同じオーダーの大きさであることを示します。また、この楕円率が地殻表面流によってさらに高められるかどうかも検討します。私たちはこれが確かに真実であることを発見します。地殻境界における表面電流は、磁化された中性子星の楕円率を高めるのに役立ちます。
天文台の影響の評価: 天文台参考文献の確立と維持におけるベスト プラクティス
| Title |
Assessing_your_Observatory's_Impact:_Best_Practices_in_Establishing_and_Maintaining_Observatory_Bibliographies |
| Authors |
Observatory_Bibliographers_Collaboration:_Raffaele_D'Abrusco,_Monique_Gomez,_Uta_Grothkopf,_Sharon_Hunt,_Ruth_Kneale,_Mika_Konuma,_Jenny_Novacescu,_Luisa_Rebull,_Elena_Scire,_Erin_Scott,_Donna_Thompson,_Lance_Utley,_Christopher_Wilkinson_and_Sherry_Winkelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00060 |
天文台は、科学的成果と施設の全体的な影響を測定し、評価する必要があります。天文台の参考文献は、その天文台のデータを使用して出版された論文で構成されており、通常は主要なジャーナルで関連キーワードを検索することによって収集されます。最近、文献の量と出版物プールを評価する方法が増加しました。意味のあるメタデータを割り当てるには、効率的で標準化された手順が必要です。ユーザーフレンドリーな検索を可能にします。研究成果をより深く理解するために、レポート、統計、および視覚化を導き出す機会を提供します。2021年、世界中の天文台書誌学者のグループがオンラインで集まり、Lagerstrom(2015)で発表された議論を継続しました。私たちは、私たちの経験、技術、学んだ教訓から一般的なガイドラインを抽出することに取り組みました。この論文では、望遠鏡の参考文献の開発、応用、現状と将来の傾向について調査します。この文書では、データベースの構築に使用される方法論と、それらを分析および解釈するために使用されるさまざまな書誌学的手法について簡単に説明します。標準化が行われない理由と、各観測所にとって意味のあるメタデータと指標を特定することがなぜ重要であるかを説明します。最終的には書誌学的には比較できない施設間の比較を（過剰に）使用しないように注意してください。そして、天文コミュニティ内の研究者と特定の天文台を超えた関係者の両方にとって、望遠鏡の文献目録の利点を強調します。書誌学者が出版物を追跡し、データベースを維持する方法には、リソース、天文台の種類、歴史的慣行、資金提供者や外部機関への報告要件などのパラメータにより、非常に多様な方法があります。ただし、一般的なベストプラクティスのセットもあります。
プリズム クロス ディスパーサーについて -- エシェル スペクトログラムのモデリング
この論文では、スネルの法則の完全3次元表現を使用して、エシェルスペクトログラムの相互分散体としてのプリズムの効果をモデル化することにより、エシェルスペクトログラムを正確に予測する方法について詳しく説明します。記録されたスペクトルを記述するために、頻繁に使用される三角プリズムの分散方程式を単に適用するだけでは十分ではないことがわかりました。このベクトル方程式アプローチは、マルチプリズム交差分散器構成をモデル化する場合、単一の分散要素に限定されません。私たちの結果は、エシェル分光器の主要なレバーを理解するのに役立つだけでなく、日常の操作における校正作業を最小限に抑えるための自動校正アルゴリズムにも貢献します。
補償光学制御のためのモデルベース強化学習の室内実験
| Title |
Laboratory_Experiments_of_Model-based_Reinforcement_Learning_for_Adaptive_Optics_Control |
| Authors |
Jalo_Nousiainen,_Byron_Engler,_Markus_Kasper,_Chang_Rajani,_Tapio_Helin,_C\'edric_T._Heritier,_Sascha_P._Quanz_and_Adrian_M._Glauser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00242 |
地球に似た系外惑星の直接画像化は、次世代の地上望遠鏡の最も顕著な科学的推進力の1つです。通常、地球に似た系外惑星は主星から小さな角度で離れたところに位置しているため、その検出は困難です。したがって、補償光学(AO)システムの制御アルゴリズムは、主星が生成する残留光から系外惑星を区別できるように慎重に設計する必要があります。AO制御を改善するための新しい有望な研究手段は、強化学習(RL)などのデータ駆動型制御手法に基づいています。RLは機械学習研究分野の活発な分野であり、環境との相互作用を通じてシステムの制御を学習します。したがって、RLはAO制御への自動化されたアプローチとみなすことができ、その使用方法は完全にターンキー操作です。特に、モデルベースの強化学習(MBRL)は、時間的エラーと位置ずれエラーの両方に対処できることが示されています。同様に、トレーニングと実行において効率的でありながら、非線形波面センシングに適応することが実証されています。この作業では、AOのポリシー最適化(PO4AO)と呼ばれるRL手法をESO本部のGHOSTテストベンチに実装および適応させ、実験室環境でこの手法の強力なパフォーマンスを実証します。私たちの実装では、推論と並行してトレーニングを実行できます。これは上空での運用にとって重要です。特に、この方法の予測的側面と自己調整的側面を研究します。PyTorchを実行するGHOSTでの新しい実装では、ハードウェア、パイプライン、Pythonインターフェイスの遅延に加えて、わずか約700マイクロ秒しか発生しません。私たちは実装用の十分に文書化されたコードをオープンソース化し、RTCパイプラインの要件を指定します。また、メソッドの重要なハイパーパラメータ、レイテンシの原因、レイテンシを低くする実装のための可能なパスについても説明します。
| Title |
The_Sonified_Hertzsprung-Russell_Diagram |
| Authors |
Daniela_Huppenkothen,_Juan_Pampin,_James_R.A._Davenport,_James_Wenlock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00488 |
星の物理的特性を理解し、これらの特性を星の進化の文脈に組み込むことは、天文学研究における中心的な課題です。星の進化を研究する際の重要な視覚化は、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HRD)です。これは、星の明るさと色に関するデータを、星の構造と進化について有益な形式に整理します。ただし、HRDを恒星の時系列などの他の情報源と接続することは、大きな課題です。ここでは、星の時系列を音に変換する新しい方法を紹介します。この方法は、異なる星の音響化間の聴覚比較によってそれらの間の天体物理学的差異が保存されるように、物理的に意味のある特徴をエンコードします。我々は、視覚と聴覚の両方のコンポーネントを組み合わせたHRDのインタラクティブなマルチメディアバージョンを提示し、視覚と聴覚の両方のメディアを通じてメインシーケンスの内外でさまざまな種類の星の探索を可能にします。
視覚測光: バイアスと精度に関する仮説の検証
星の明るさを目で推定する視覚測光は、この高度に機器化された時代においても貴重なデータを提供し続けています。ただし、目と脳のシステムの機能は電子センサーとは異なり、その製品には異なる特性が期待できます。ここでは、AAVSOデータベースからよく観察された10個の変光星を調べることによって、視覚データセットのいくつかの側面を特徴付けます。最良適合曲線の周囲の標準偏差は0.14～0.34の大きさの範囲であり、これまでのほとんどの推定値よりも小さくなっています。星間の散乱の違いは重要ですが、変動の範囲や速さ、さらには色などとは相関しません。肉眼での変数は、正確に観察することがより困難であると予想されますが、実際には最小のばらつきを示します。観測者間の差異(バイアス)は、各観測者の内部精度ほど重要ではありません。特定の観測者の精度は設定されておらず、理由は不明ですが星ごとに異なります。他の市民科学プロジェクトに関連するいくつかの結果に注目します。
LISA データの不具合の検出と軽減: 機械学習アプローチ
| Title |
Detection_and_Mitigation_of_Glitches_in_LISA_Data:_A_Machine_Learning_Approach |
| Authors |
Niklas_Houba,_Luigi_Ferraioli,_Domenico_Giardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00846 |
提案されているレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)ミッションは、宇宙のさまざまな発生源からの重力波の検出と特性評価を任務としています。この取り組みは、一般にグリッチと呼ばれる、過渡的な変位および加速ノイズのアーチファクトによって困難に直面しています。未校正のグリッチは干渉測定に影響を与え、天体物理データ解析に使用されるLISAの時間遅延干渉法(TDI)データの信号品質を低下させます。この論文では、ニューラルネットワークアンサンブルを使用して、さまざまな形態の一時的なグリッチを検出、特徴付け、軽減する新しいキャリブレーションパイプラインを紹介します。畳み込みニューラルネットワークは異常検出用に設計されており、TDI時系列内の異常を正確に特定して時間的に特定します。次に、重力波バーストとグリッチを区別するためにハイブリッドニューラルネットワークが開発され、グリッチ推定のために長短期記憶(LSTM)ネットワークアーキテクチャが展開されます。LSTMネットワークは、ノイズの多いTDIデータを処理して基礎となるグリッチダイナミクスを取得することにより、TDIインバーターとして機能します。最後に、推定されたノイズ過渡現象が干渉測定値から差し引かれ、データの完全性が強化され、天文ターゲットのパラメータ推定におけるバイアスが軽減されます。私たちは、バイナリブラックホールマージの予測などの高需要シナリオでの迅速な応答データ処理とアラートサービスを備えた汎用LSTMネットワークを備えた低遅延ソリューションを提案します。この研究は、LISAにおけるデータ校正と天体物理学的解析の方法論を進歩させる上での機械学習の重要な役割を強調しています。
2023年7月17日のM6.4クラスの太陽フレアによる最大GeVエネルギーの相対論的陽子放出
| Title |
Prompt_emission_of_relativistic_protons_up_to_GeV_energies_from_M6.4-class_solar_flare_on_July_17,_2023 |
| Authors |
Carlos_Navia,_Marcel_Oliveira,_Andre_Nepomuceno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00002 |
我々は、関連するコロナ質量放出（CME）からの衝撃による陽子加速ではなく、2023年7月17日の長期継続M6クラス太陽フレアの即時放出による陽子に直接関連したGEVエネルギーでの粒子加速の証拠を示す。秒速1342kmで噴火した。爆発によって加速された太陽エネルギー粒子（SEP）は地球に到達し、NOAA規模の放射線嵐のほぼS3（強力）カテゴリーに達しました。また、中央SAA領域におけるNew-Tupiミュオン検出器の計数率における、GOES-16陽子の急速な上昇と地上レベルでのミュオン過剰との間の時間的相関を示します。New-Tupiでの過剰ミューオンに基づくモンテカルロスペクトル解析は、フレアの衝撃相における相対論的エネルギー(GeVエネルギー範囲)までの電子と陽子(イオン)の加速と一致しています。さらに、太陽フレアの即時放出と相関する、地上レベルの検出器での別の2つの限界粒子超過(信頼度は低い)を示します。
リチウムを豊富に含む巨人は連星系か?: 1,400 体の巨人の動径速度変動分析
大量のリチウム（Li）を含む低質量巨人は、数十年にわたって星の進化に挑戦してきました。それらを説明するために通常議論される可能性の1つは、密接なバイナリの仲間との相互作用に関係します。これは、濃縮されていない対応物と比較した場合、Liに富む巨人が連星系の一部として優先的に発見されるはずであると予測している。このシナリオをテストするために、RAVE、GALAH、およびGaiaからの動径速度(RV)、およびGALAHからの恒星のパラメーターとLi存在量を含む1418個の巨人のサンプルを集めました。これらの巨人のうち1030個については、進化状態を決定できます。私たちは、RVの変動の程度を定量化する方法を開発し、これを近いバイナリの仲間の代用として使用します。この方法は、既知のRV標準星および既知の分光連星のサンプルに対してテストおよび校正されます。また、RV変動分析の結果をGaiaのバイナリティー指標と比較します。分類の精度はRVの精度によって制御され、巨人に利用可能なRVのセットの精度は80～85%であることがわかりました。地震研究と一致して、得られた巨人のサンプルには、初上昇巨人(RGB)の2倍の大きさである赤色塊(RC)の中にLiに富む天体の一部が含まれています。RC巨人の中で、RV変動が大きいLiに富む天体の割合とRV変動がないLi豊富な天体の割合は、通常のLiに富む天体の割合と同じであり、これは、2012年にLiに富んだ巨人の大部分が発生する二成分相互作用シナリオに反論するものである。その進化段階。一方、RGBのLiに富む巨人は、小さいながらも検出可能なほど高いRV変動性を好むようであり、そのため、その段階では通常のLi巨人よりも近い2値部分が大きい可能性があります。これらの巨人のRVをより高いRV精度で追加測定することは、これらの結果を確認し、より確実に定量化するのに大いに役立つでしょう。
MIRA/オリバー観測所からの後期型星の近紫外光分光調査
| Title |
Near-UV_and_optical_spectroscopic_investigation_of_late-type_stars_from_MIRA/Oliver_Observing_Station |
| Authors |
Subhajeet_Karmakar,_Avrajit_Bandyopadhyay,_Wm._Bruce_Weaver,_Riddhi_Shedge,_Jeewan_C._Pandey,_Daniel_V._Cotton,_Jean_Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00113 |
後期型の星は、銀河の星の数の中で最も多く存在します。これらの星は太陽と同様の内部構造を持ち、太陽に似た大気を持つと予想されています。後期型恒星のパラメータと化学存在量を調査することは、恒星の年齢、化学進化、系外惑星の大気に関する貴重な制約を提供するために不可欠です。この研究では、36インチMIRA/オリバー観測所から得られた3つの後期型星、HR8038、ACHer、HD76446の近紫外および光学分光観測の研究を紹介します。私たちは、表面温度、重力、金属量、および恒星大気中の軽元素炭素の化学存在量を導き出しました。HR8038、ACHer、およびHD76446の炭素の元素存在量は、それぞれ太陽価値の95%、97%、および108%であることが求められます。
AstroSat による 2 つのアクティブな K-M システム: CC Eri と AB Dor での X 線フレアの調査
AstroSat天文台を使用して、2つのアクティブなシステム、CCEriとABDorで検出された5つのX線フレアのX線およびUV調査を紹介します。0.3$-$7.0keV帯のフレアのピークX線輝度は10$^{31-33}$ergs$^{-1}$以内であることが判明した。予備的なスペクトル分析では、CCEriとABDorにそれぞれ3温度と4温度のコロナの存在が示されており、最高温度はフレアによって変化することが判明した。フレア温度は、CCEriの場合は51$〜$59MK、ABDorの場合は29$〜$44MKでピークに達しました。フレアリングループのピーク放射量は、CCEriでは$\sim$10$^{54}$、ABDorでは$\sim$10$^{55}$cm$^{-3}$と推定されます。地球規模の金属存在量はフレア中に増加することも判明した。
NVST、SDO、STEREO-A観測で解明された逆U字型太陽フィラメント爆発の発生メカニズム
| Title |
Onset_mechanism_of_an_inverted_U-shaped_solar_filament_eruption_revealed_by_NVST,_SDO,_and_STEREO-A_observations |
| Authors |
Jincheng_Wang,_Xiaoli_Yan,_Qiangwei_Cai,_Zhike_Xue,_Liheng_Yang,_Qiaoling_Li,_Zhe_Xu,_Yunfang_Cai,_Liping_Yang,_Yang_Peng,_Xia_Sun,_Xinsheng_Zhang,_and_Yian_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00185 |
新真空太陽望遠鏡(NVST)、太陽力学天文台(SDO)、および太陽地球関係天文台(STEREO-A)からの観測を利用して、我々は2つの異なる観測観点からこの現象を調査します。NVSTとSDOを使用した太陽円盤上での現象です。、そしてSTEREO-Aを使用して太陽縁で。私たちは、非線形無力場モデルとポテンシャル場モデルの両方を使用してコロナ磁場を再構築し、その磁気特性を理解することを目的としています。噴火の前に2つの前駆体ジェットのような活動が観察され、ねじれのない回転を示しました。2番目のアクティビティでは、推定2回転以上のツイストが発生しました。これら2つのジェットのような活動の間に、Y字型の増光、磁気の相殺を伴う新たに出現した磁束、および新たに移動するフィブリルの形成が確認されました。これらの観察特徴を組み合わせると、これら2つの前駆体ジェットのような活動がフィラメントを拘束していた磁場を解放し、新たに出現した磁束によって引き起こされたと推測できます。フィラメントの噴出前に、2つのジェットのような活動の開始としていくつかの動く流れがその場所から放出されていることが観察され、これは2つのジェットのような活動と同じ物理的プロセスを示しています。外挿により、フィラメントは崩壊指数1.0の高さの下にあり、噴火前は強い磁場(540ガウス)と高いねじれ数(2.4ターン)を持っていたことが明らかになりました。フィラメントの噴出中に明らかな回転運動が観察されました。逆U字型を呈する太陽フィラメントは、大きくねじれた磁束ロープであると推測されます。フィラメントの噴出は、連続的な磁気リコネクションによる拘束磁場の解放によって始まりました。この再接続プロセスは、新たな磁束の出現によって引き起こされました。
HLタウの多波長ダスト分極モデリングによる磁気的に強化された放射トルクによる粒子配列の証拠
| Title |
Evidence_of_grain_alignment_by_magnetically_enhanced_radiative_torques_from_multi-wavelength_dust_polarization_modeling_of_HL_Tau |
| Authors |
Thang_Nguyen_Tat,_Pham_Ngoc_Diep,_Thiem_Hoang,_Le_Ngoc_Tram,_Nguyen_Bich_Ngoc,_Nguyen_Thi_Phuong,_and_Bao_Truong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00220 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)は、複数の波長にわたる原始惑星系円盤のダスト偏光の分野に革命をもたらしました。これまでの観察と経験的モデリングでは、粒子の整列や塵の散乱など、HLタウへの塵の分極の複数のメカニズムが示唆されていました。ただし、粒子配列の物理学に基づいたダストの分極の詳細なモデリングはまだ利用できません。ここでは、更新されたPOLARISコードを使用して、磁気強化放射トルク(MRAT)機構による粒子の整列と自己散乱の両方から生じるダスト偏光の数値モデリングを実行し、3つの波長0.87、1.3、および3.1$で観察されるHLタウ偏光を再現します。\,$mm。我々のモデリング結果は、観察された多波長偏光が再現できるのは、大きな粒子に埋め込まれた鉄介在物が含まれており、遅い内部緩和を伴う粒子の内部配列が間違っている（つまり、粒子の長軸がその角運動量に平行である）に違いない場合のみであることが示されています。クラスターの形で粒子内に埋め込まれた鉄の存在量は$\gtrsim16$%に制約され、クラスターあたりの鉄原子の数は$N_{\rmcl}\sim2\times10^3$になります。波長$\lambda$=0.87、1.3、および3.1$\,$mmでプローブされた最大粒子サイズは、それぞれ$\sim$60、90、および130$\,\mu$mに制限されます。制約から粒子サイズによるダストの沈降差の影響を仮定すると、ディスクのミッドプレーンでの最大粒子サイズの値がミリメートルスケールで得られます。
活動的なM型矮星EV Lacと遅延プロミネンス噴火を伴う恒星フレアの多波長観測
| Title |
Multiwavelength_observation_of_an_active_M-dwarf_star_EV_Lac_and_its_stellar_flare_accompanied_by_a_delayed_prominence_eruption |
| Authors |
Shun_Inoue,_Teruaki_Enoto,_Kosuke_Namekata,_Yuta_Notsu,_Satoshi_Honda,_Hiroyuki_Maehara,_Jiale_Zhang,_Hong-Peng_Lu,_Hiroyuki_Uchida,_Takeshi_Go_Tsuru,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00399 |
私たちは、2022年10月24$-$27の活動的なM型矮星EVLacの4日間の多波長観測を、軟X線（NICER;0.2$-$12$\mathrm{keV}$、SwiftXRT;0.2$-$10$\mathrm{keV}$)、近紫外光(SwiftUVOT/UVW2;1600$-$3500\r{A})、光学測光(TESS;6000$-$10000\r{A})、光学分光法(Nayuta/MALLS;6350$-$6800\r{A})。キャンペーン中、10月25日の12:28UTCに始まるフレアを検出しました。その白色光のボロメータエネルギーは$3.4\times10^{32}$ergでした。このフレアのピークから約1時間後、$\mathrm{H\alpha}$スペクトルは、対応する$\sim100\:\mathrm{km\:s^{-1}の速度で青方にシフトした過剰成分を示しました。}$。これは、プロミネンスがフレアのピークから1時間遅れて噴火したことを示している可能性があります。さらに、20秒間の同時の近紫外光と白色光の曲線は、このフレアの上昇段階中に徐々に急速な増光動作を示しています。徐々に明るくなったときの白色光に対するNUVの光束の比は$\sim0.49$でした。これは、黒体の温度が低い($<9000\:\mathrm{K}$)か、黒体の最大エネルギー束が低いことを示唆している可能性があります。非熱電子ビームは$5\times10^{11}\:\mathrm{erg\:cm^{-2}\:s^{-1}}$未満です。NUVと白色光フレアの同時観測により、黒体モデルを使用した光連続体データからのUV光束の簡単な推定という問題が生じます。
ガイア GSP スペックの存在量から明らかになった AGB 星における s 過程元素の生成
| Title |
Production_of_s-process_elements_in_AGB_stars_as_revealed_by_Gaia_GSP-spec_abundances |
| Authors |
G._Contursi,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_P._A._Palicio,_C._Abia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00545 |
Gaia/RVSスペクトルのGSP仕様モジュールによる最近のパラメータ化により、約174,000個のAGB星の均質なカタログが作成されました。このカタログに記載されている13種類の化学元素のうち、これらのAGBのほとんどでそのうちの2種類(CeとNd)の存在量が推定されています。これら2つの種は、低質量星および中質量星の内部での遅いn捕獲によって形成され、第2ピークs過程要素のファミリーに属します。私たちは、GSP仕様の品質フラグの特定の組み合わせを適用することによって選択された、高品質のCeおよび/またはNdを豊富に含む19,544個のAGBスターの作業サンプルを定義しました。私たちはこれらの存在量を、AGBスターの進化モデルによって予測される生産量と比較しました。我々は、CeとNdの存在量の間に良好な相関関係があることを発見し、得られた存在量の高品質と、これらの種が実際に同じsプロセスファミリーに属していることを確認しました。また、同様の金属度をもつより進化したAGB星ではCeとNdの存在量がより高いことも発見され、これはAGB星の表面を豊かにする連続的な混合エピソードを示しています。次に、観察されたCeおよびNdの存在量をFRUITYおよびMonashAGBの収量と比較したところ、より高いCeおよびNdの存在量は5Msunを超える質量のAGB星では説明できないことがわかりました。対照的に、〜1.5〜〜2.5Mssunの初期質量と〜-0.5〜〜0.0dexの金属度を有するAGB星の両方のモデルによって予測された収量は、観測されたGSP仕様の存在量と完全に一致します。この研究は、OリッチAGB星の高品質な第2ピークS元素存在量の最大のカタログに基づいており、進化モデルに制約を与えることができ、宇宙の富化において低質量星と中質量星が果たす基本的な役割を確認することができます。これらの化学種では。
後期型星の3D非LTE存在量解析
星の化学組成は宇宙の歴史をコードしており、天体物理学と宇宙論の知識を進歩させるための基礎となります。ただし、元素存在量比の測定とその解釈は、合成恒星スペクトルの生成を決定する物理的仮定に大きく依存します。恒星大気の三次元放射流体力学（3DRHD）「ボックス・イン・ア・スター」シミュレーションは、従来の一次元（1D）流体力学モデルと比較して、後期型星で発生する表面対流のより現実的な表現を提供します。。多数の観察試験から明らかなように、今日では、3DRHDモデルと非局所熱力学的平衡(非LTE)における線形成の結合により、多くの元素の存在量分析に強固な基盤が提供されています。このレビューでは、最先端技術を進歩させ、1DLTEスペクトル合成を3D非LTEスペクトル合成に置き換えるための進行中の変革的な取り組みについて説明します。要約すると:1)3D効果と非LTE効果は複雑に組み合わされており、高精度の存在量を得るにはその一貫したモデリングが必要ですが、これは現在、大規模調査の個々の要素に対して実行可能です。平均的な3D(<3D>)モデルは代替として適切ではありません。2)太陽の存在量に関する議論は現在、3D非LTEモデリングに特有ではない選択肢と体系的な不確実性によって支配されています。3)3D非LTE存在量補正は、FGK型星、系外惑星、および元素の元素合成起源に関する理解に重大な影響を与えます。
銀河 I にあるとらえどころのない高温剥離ヘリウム星。亜矮星とヴォルフ・ライエ星の隙間にある進化した星のモデル
| Title |
Elusive_hot_stripped_helium_stars_in_the_Galaxy_I._Evolutionary_stellar_models_in_the_gap_between_subdwarfs_and_Wolf-Rayet_stars |
| Authors |
L._Yungelson,_A._Kuranov,_K._Postnov,_M._Kuranova,_L._Oskinova_and_W.-R._Hamann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00802 |
星の進化理論は、物質交換によりH/Heエンベロープの大部分を失った中間質量近接連星の主成分のHeコアの残骸の存在を予測しています。これらは、sdO/B星とWR星の間のHRDに位置する(1-7)太陽質量高温Heリッチ星として観測されると期待されています。銀河系にはそのような星が数千個存在すると予想されているが、これまでのところそのどれも特定されていない。私たちは、銀河内のHe星とその仲間の数と基本的な特性についての包括的な予測を提供することを目指しています。これは、観測を導き、進化モデルと観測された個体群の比較を可能にし、銀河内のHe星のフィードバックを決定するために必要な最初のステップです。私たちは、He星の前駆体を記述するパラメータの以前に考慮された空間を拡張し、コードMESAによって計算されたモデルのグリッドに基づいて集団合成を適用しました。(1-7)太陽質量He星をホストしている銀河連星の推定数は約20,000です。質量が太陽質量の2つを超えると、約3000まで減少します。He星の数を定義する決定的な要因は、ロシュローブが主成分によってオーバーフローした後の暴走質量損失であり、その結果、共通のエンベロープの形成と成分の融合が起こります。He星の数は予想よりはるかに少ない。これは、太陽質量よりも小さい（5～7）主質量を持つ近接連星の一部が、太陽質量よりも小さい質量を持つ亜矮星を生成するためである。He星の圧倒的多数は初期型伴星との連星に存在しており、過剰なUVや発光の特徴によっても識別することができません。剥ぎ取られた恒星をホストする連星のかなりの部分の期間が長いこと（数百日を超える）も、その発見を妨げています。（要約）。
宇宙論および天体物理学系における超明るい暗視野の探査
暗黒物質は宇宙の総エネルギーの$26\%$を占めていますが、その性質は依然として解明されていません。さまざまな実行可能な暗黒物質候補の中で、超軽量暗黒物質と呼ばれる、$40\mathrm{eV}$より軽い質量の粒子と場は、実現可能な生成メカニズム、現在の観測との一貫性、多様性とテスト可能性のおかげで、特に有望なものとして際立っています。予測。現在および今後の実験および観察の取り組みを考慮すると、理論的および現象学的観点から超軽量暗黒物質の理解を進めることが重要です。つまり、暗黒物質はそれ自体、通常の物質、重力とどのように相互作用するのでしょうか?それを検出する有望な方法にはどのようなものがありますか?この論文では、比較的モデルに依存しない方法で、超軽量暗黒物質やその他の天体物理学的にアクセス可能な仮想場のダイナミクスと相互作用を調査することを目的としています。紫外物理学について特別な仮定を立てずに、まずスカラーとベクトル暗場の両方に対する古典的な有効場理論を構築するための体系的なアプローチを実証し、その妥当性の条件を議論します。次に、非トポロジカルなソリトン、中性子星、重力波などのさまざまな状況内で、重力とその他の両方の超光暗場の相互作用を調査します。
一般化された部品ごとの積分関係によるデ・シッター振幅の系統的評価に向けて
部品別積分法(IBP)と微分方程式法を一般化して、インフレに関連するデシッター振幅を計算します。ド・シッター時空における大規模な振幅は通常、非常に複雑であると考えられていますが、IBPの観点からは、それらには驚くほど隠された簡潔な構造があることがわかります。IBP関係はプロパゲータータイプと無関係であることがわかります。これは、$\mathrm{d}\tau_i$積分に対応する各頂点積分族のIBP関係の因数分解にもつながります。さらに、マスター積分のスマートな構築により、反復縮約の普遍公式と任意の頂点積分族の$\mathrm{d}\log$形式の微分方程式が提示され、証明されます。これらの式は、すべてのツリーレベルのdeSitter振幅を支配し、ループレベルでもカーネルの役割を果たします。
GECAM 用 LaBr3(Ce) 結晶の固有エネルギー分解能
| Title |
The_Intrinsic_Energy_Resolution_of_LaBr3(Ce)_Crystal_for_GECAM |
| Authors |
Pei-Yi_Feng_(1_and_2),_Xi-Lei_Sun_(3),_Cheng-Er_Wang_(4),_Yong_Deng_(5),_Zheng-Hua_An_(1),_Da-Li_Zhang_(1),_Chao_Zheng_(1_and_2),_Xin-Qiao_Li_(1),_Shao-Lin_Xiong_(1),_Hong_Lu_(1)_((1)_Key_Laboratory_of_Particle_Astrophysics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(3)_State_Key_Laboratory_of_Particle_Detection_and_Electronics,_Institute_of_High_Energy_Physics,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(4)_National_Engineering_Research_Center_for_Rare_Earth,_Grirem_Advanced_Materials_Co.,_Ltd.,_Beijing,_China,_(5)_School_of_Nuclear_Science_and_Technology,_University_of_South_China,_Hengyang_Hunan,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00226 |
固有の分解能は、LaBr3(Ce)結晶の総エネルギー分解能に対する主な制限です。この固有の解像度は、LaBr3(Ce)結晶内の発光中心へのエネルギー移動の過程で発生する変動と、LaBr3(Ce)結晶の非比例発光という2つの効果から生じます。現在、LaBr3(Ce)結晶の固有解像度に関する実験的測定は不足しており、基礎となる物理的メカニズムは不完全に理解されたままです。この論文では、固有解像度の概念を解明することを目的としています。私たちは、LaBr3(Ce)結晶へのエネルギー蓄積後の発光の物理的プロセス全体を調査し、総エネルギー分解能におけるさまざまな成分を定量化しました。一連の実験測定とGeant4シミュレーションを実施し、100keV電子に対するLaBr3(Ce)結晶の固有分解能が2.12%であると決定しました。非比例性は1.43%と大きく寄与しており、エネルギー伝達プロセスの変動は0.27%を占めています。光出力の非比例性が固有の解像度の主な原因であることは明らかです。集光における水平および垂直の不均一性は、それぞれ0.25%および0.07%に寄与しました。統計的変動は、総エネルギー分解能に対する最大の影響を示し、2.86%でした。単一光電子事象の変動による寄与は0.77%でした。さらに、Geant4を使用して光子応答を再構築し、シミュレーションで得られた相対光収量と実験で測定された相対光収量との間の一貫性により、シミュレーションで使用されたLaBr3(Ce)検出器質量モデルの信頼性が確認されました。
熱レプトジェネシスは、初期宇宙で観察された物質と反物質の間の非対称性を説明するメカニズムです。この研究では、初期宇宙に対する非伸長ツァリス統計力学の影響を検討し、熱レプトジェネシスに対するその影響を研究します。この研究では、非拡張統計力学の使用が、粒子の平衡存在量、崩壊、ウォッシュアウトパラメータを変更することにより、熱レプトジェネシスにおけるバリオン非対称性の生成に影響を与える可能性があることを発見しました。また、非拡張統計力学が必要な右手ニュートリノ質量スケールを潜在的に減少させる可能性があることを示します。
銀河間磁場における単極子加速
| Title |
Monopole_acceleration_in_intergalactic_magnetic_fields |
| Authors |
Daniele_Perri,_Kyrilo_Bondarenko,_Michele_Doro,_Takeshi_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00560 |
私たちは、銀河間磁場における磁気単極子の加速の包括的な解析を提供します。我々は、中間から低質量の単極子が相対論的速度まで加速できることを実証します。これは、磁気単極子の直接的および間接的な探索に大きな影響を与える可能性があります。例として、銀河間場の存在下ではパーカー限界が緩和されることを示します。また、宇宙に存在する単極子が銀河間場で重大な逆反応を引き起こす可能性があることもわかりました。
複数のダークキラルスカラーを含むヒッグスポータルスケールジェネシスからの重力波の足跡
| Title |
Gravitational_wave_footprints_from_Higgs-portal_scalegenesis_with_multiple_dark_chiral_scalars |
| Authors |
He-Xu_Zhang,_Hiroyuki_Ishida_and_Shinya_Matsuzaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00771 |
我々は、多くのダークキラルフレーバーを持つヒッグスポータルタイプの電弱スケール生成から予測される重力波（GW）スペクトルについて議論し、多くのフレーバーQCDの基礎となるであろう電弱ポータルタイプの電弱スケール生成に必要な負のヒッグスポータル結合を動的に説明する。対称性の破れ。我々は、濃い多フレーバーQCDの低エネルギー記述として線形シグマモデルを採用し、ギルデナーに基づいて（ほぼ実現された）平坦な方向に沿って生成された強力な一次熱相転移により、モデルが超過冷却を受けることを示します。-ワインバーグ機構。気泡の核生成/浸透の評価を経て、一般に非熱的かつ非断熱的な再加熱および緩和プロセスに取り組みます。再加熱エポックをefolding数の観点からパラメータ化して、GW周波数と信号スペクトルに対する赤方偏移の影響に関する適切な式を提案します。次に、ヒッグスポータルスケールジェネシスから予測される超過冷却では、一般的にナノHzほどの低い周波数のGW信号は生成されず、代わりに、より高い周波数の信号が生成されることを好み、これにより将来予想される検出感度が維持されることが判明しました。LISA、BBO、DECIGOなどのように。また、ダークセクターのフレーバーが大きい場合、GW信号がさらに小さくなり、ピーク周波数が高くなることがわかります。複数のキラルスカラーに関連する特徴的な現象学的結果には、TeVスケールよりもはるかに小さい質量を持つダークパイオンの予測が含まれます。これについても簡単に説明します。
散乱実験からのブラックホールリングダウンにおける非線形効果 I: 二次モード結合のスピンと初期データ依存性
| Title |
Nonlinear_Effects_In_Black_Hole_Ringdown_From_Scattering_Experiments_I:_spin_and_initial_data_dependence_of_quadratic_mode_coupling |
| Authors |
Hengrui_Zhu,_Justin_L._Ripley,_Frans_Pretorius,_Sizheng_Ma,_Keefe_Mitman,_Robert_Owen,_Michael_Boyle,_Yitian_Chen,_Nils_Deppe,_Lawrence_E._Kidder,_Jordan_Moxon,_Kyle_C._Nelli,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel,_William_Throwe,_and_Nils_L._Vu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.00805 |
数値相対性理論と二次ブラックホール摂動理論の両方を使用した単一摂動ブラックホールの数値シミュレーションを通じて、ブラックホール時空における二次準正規モード結合を研究します。支配的な$\ell=|m|=2$四極子モードに焦点を当てると、これらのアプローチの間で($\sim10\%$内で)良好な一致が見られますが、不一致は打ち切り誤差とモードフィッティングによる不確実性に起因します。私たちの結果は、選択されたバイナリブラックホール合体シミュレーションから結合係数を抽出した以前の研究と一致しており、同じ残存スピンの一貫性を示しています。特に、結合係数は、残存ブラックホールの質量の大幅な(最大$5\%$)増加につながる構成を含む、さまざまな範囲の初期データの影響を受けません。これらの発見は、地上の重力波観測所で一般相対性理論の非線形力学をテストする機会を提供します。最後に、ブラックホールのスピンが増加するにつれて、逆回転準正規モードと共回転準正規モードの間の結合係数が分岐する証拠を示します。
