合体星団はくちょう座Aの熱履歴を解読する
我々は、合体星団はくちょう座Aからの大規模なX線放出の詳細な空間およびスペクトル解析について報告します。我々は、2.2MsChandraと40ksXMM-Newtonアーカイブデータセットを使用して、合体中の星団内ガスの熱力学特性を決定します。システム内の2つのサブクラスター間の領域。これらのプロファイルは温度の上昇を示しており、これは合体軸に沿った大幅な加熱を意味します。この加熱の原因としては、進行中の合併による衝撃、核内の強力なAGNの過去の活動、またはその両方の組み合わせが挙げられます。これらのシナリオを区別するために、はくちょう座Aで観測されたX線特性を単純な球状クラスターモデルと比較します。これらのモデルは、星団の乱れのない領域から決定された方位平均密度および温度プロファイルを使用して構築され、MARXによって折り畳まれてシミュレートされたチャンドラ観測が生成されます。これらのシミュレートされたX線観測から得られた合体領域の熱力学的特性は、実際の観測と比較するためのベースラインとして使用されました。合体軸に沿った温度構造の2つの異なる成分、進行中の合体に起因する滑らかで大規模な温度超過、および温度が0.5～2.5keV上昇する一連のピークを特定しました。これらのピークが中央のAGNに起因するものである場合、これらの特徴の位置と強さは、はくちょう座Aが過去3億年間活動し、合体領域に合計$\sim$10$^{62}$ergを注入していることを意味します。これは、合併ショックによって蓄積されたエネルギーの$\sim$10%に相当します。
| Title |
The_Dark_Energy_Survey:_Cosmology_Results_With_~1500_New_High-redshift_Type_Ia_Supernovae_Using_The_Full_5-year_Dataset |
| Authors |
The_Dark_Energy_Survey_Collaboration:_T._M._C._Abbott,_M._Acevedo,_M._Aguena,_A._Alarcon,_S._Allam,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_P._Armstrong,_J._Asorey,_S._Avila,_D._Bacon,_B._Bassett,_K._Bechtol,_P._H._Bernardinelli,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_J._Blazek,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._Brout,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_H._Camacho,_R._Camilleri,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_A._Carr,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._Crocce,_T._M._Davis,_D._L._DePoy,_S._Desai,_H._T._Diehl,_M._Dixon,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_R._J._Foley,_P._Fosalba,_D._Friedel,_J._Frieman,_C._Frohmaier,_A._Fert\'e,_L._Galbany,_J._Garc\'ia-Bellido,_et_al._(91_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02929 |
我々は、ダークエネルギー調査(DES)超新星計画の丸5年間に発見されたIa型超新星(SNIa)のサンプルからの宇宙論的制約を提示します。SNがスペクトルに基づいて分類されるこれまでのほとんどの宇宙論的サンプルとは対照的に、我々は4つの測光バンドの光度曲線に適用される機械学習アルゴリズムを使用してDESSNeを分類します。分光赤方偏移は、ホスト銀河の専用の追跡調査から取得されます。各SNがSNIaである可能性を考慮した後、品質選択基準を満たし、宇宙論的パラメーターを制約するために使用できる赤方偏移範囲$0.10<z<1.13$で1635DESSNが見つかりました。これにより、Pantheon+の以前の主要なコンパイルと比較して、高品質の$z>0.5$SNeの数が5倍になり、これまでのSNデータセットによって達成された最も厳しい宇宙論的制約が得られます。宇宙論的制約を導き出すために、DES超新星データを、$0.025<z<0.10$にわたる194個のSNeIaからなる高品質の外部低赤方偏移サンプルと組み合わせます。SNデータのみを使用し、体系的な不確実性を含めると、フラット$\Lambda$CDMモデルでは$\Omega_{\rmM}=0.352\pm0.017$、$(\Omega_{\rmM},w)=(0.264)が得られます。フラット$w$CDMモデルの^{+0.074}_{-0.096},-0.80^{+0.14}_{-0.16})$。フラット$w_0w_a$CDMモデルの場合、$(\Omega_{\rmM},w_0,w_a)=(0.495^{+0.033}_{-0.043},-0.36^{+0.36}_{-0.30},-8.8^{+3.7}_{-4.5})$、$\sim2\sigma$内までの定数状態方程式と一致します。PlanckCMBデータ、SDSSBAOデータ、DES$3\times2$-pointデータを含めると、$(\Omega_{\rmM},w)=(0.321\pm0.007,-0.941\pm0.026)$となります。すべての場合において、暗黒エネルギーは$\sim2\sigma$以内で宇宙定数と一致します。私たちの分析では、宇宙論的パラメータに関する系統的誤差は統計的誤差に比べて支配的ではありません。したがって、これらの結果は、将来の測光的に分類された超新星解析への道を開きます。
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Supernova_Program:_Cosmological_Analysis_and_Systematic_Uncertainties |
| Authors |
M._Vincenzi,_D._Brout,_P._Armstrong,_B._Popovic,_G._Taylor,_M._Acevedo,_R._Camilleri,_R._Chen,_T._M._Davis,_J._Lee,_C._Lidman,_S._R._Hinton,_L._Kelsey,_R._Kessler,_A._M\"oller,_H._Qu,_M._Sako,_B._Sanchez,_D._Scolnic,_M._Smith,_M._Sullivan,_P._Wiseman,_J._Asorey,_B._A._Bassett,_D._Carollo,_A._Carr,_R._J._Foley,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_K._Glazebrook,_E._Kovacs,_K._Kuehn,_U._Malik,_R._C._Nichol,_B._Rose,_B._E._Tucker,_M._Toy,_D._L._Tucker,_F._Yuan,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_G._Giannini,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02945 |
我々は、ダークエネルギー調査超新星プログラム(DES-SN)から測光的に分類されたIa型超新星(SNeIa)の完全なハッブル図を提示します。DES-SNは20,000個を超えるSN候補を発見し、7,000個の主銀河の分光赤方偏移を取得しました。光量曲線の性質に基づいて、分光赤方偏移0.10$<z<$1.13を持つ測光的に同定された1635個のSNeIaを選択します。これは、単一の調査からの超新星の最大のサンプルであり、既知の$z>0.5$超新星の数は次のように増加します。5の因数。関連論文では、宇宙論的当てはめのアンカーとして、低赤方偏移で分光分析で分類された194個のSNeIaと組み合わせたDES-SNサンプルの宇宙論的結果を示します。ここでは、この結合サンプルの広範なモデリングを示し、距離を導出するために使用される分析パイプライン全体を検証します。宇宙論的パラメータの統計的および系統的不確実性は、フラット$\Lambda$CDMモデルでは$\sigma_{\Omega_M,{\rmstat+sys}}^{\Lambda{\rmCDM}}=$0.017であることを示します。フラット$w$CDMモデルでは$(\sigma_{\Omega_M},\sigma_w)_{\rmstat+sys}^{w{\rmCDM}}=$(0.082,0.152)となります。DESSNデータとPlanckCollaboration(2020)による高度に相補的なCMB測定を組み合わせると、宇宙論的パラメーターの不確実性が4分の1に減少します。いずれの場合も、統計的不確実性が系統的不確実性よりも優先されます。測光分類による不確実性が、体系的な不確実性予算全体の10%未満を占めることを示します。この結果は、ベラ・C・ルービン天文台のレガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイムなどの次世代のSN宇宙論調査の準備となる。
太陽系星雲におけるコンドリュールの生存可能性
名目上の太陽星雲モデルにおけるコンドリュールなどのmmサイズの塵粒子の寿命は、ガス抵抗による内向きドリフトにより$\sim10^{5}$年に制限されます。しかし、原始隕石に関する同位体および岩石学的研究は、コンドリュールの形成時期とコンドライト母天体の形成時期の間に$\gtrsim10^{6}$年の不一致を示している。したがって、コンドリュールは太陽系星雲内で$\gtrsim10^{6}$年間、その後の成長（すなわち微惑星の形成）なしに内向きドリフトに抗して生き残るはずです。今回我々は、コンドリュールサイズの塵粒子の寿命が長くなるのに適した太陽系星雲の条件を調べます。太陽系星雲の乱流の強さ、動径方向の圧力勾配力、円盤の金属性を自由パラメータとします。半径1mmのコンドリュールが$\gtrsim10^{6}$年間生存し、そのサイズを維持するために適した条件は、弱い乱流($\alpha\sim10^{-6}$)、平らな半径です。プロファイル($\eta\lesssim10^{-3}$)、および高い金属量($Z\sim0.1$)。この条件は、最近の観測によって示唆された原始惑星系円盤の特徴と定性的に一致しています。私たちは最終的に、微惑星の形成が円盤の進化、たとえば円盤の風によるガス成分の裏返しの拡散によって引き起こされる可能性があることを提案します。
ハッブル小惑星ハンターIII。新しく発見された小惑星の物理的性質
| Title |
Hubble_Asteroid_Hunter_III._Physical_properties_of_newly_found_asteroids |
| Authors |
Pablo_Garc\'ia-Mart\'in,_Sandor_Kruk,_Marcel_Popescu,_Bruno_Mer\'in,_Karl_R._Stapelfeldt,_Robin_W._Evans,_Benoit_Carry,_Ross_Thomson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02605 |
小惑星のサイズ分布を決定することは、太陽系内部の衝突の歴史と進化を理解するための鍵となります。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)アーカイブで新たに検出された小惑星の視差、したがってそれらの絶対的な等級とサイズを決定することにより、メインベルト内の小型小惑星のサイズ分布に関する知識を向上させることを目指しています。小惑星は、探査機の高速軌道運動によって引き起こされる視差により、HST画像では湾曲した軌跡として表示されます。視差効果は、シミュレーションされた軌道を観測された軌跡に当てはめることによって計算され、小惑星までの距離を求めることができます。距離を使用すると、アルベド値を仮定した天体の絶対等級とサイズの推定値、およびその軌道パラメータの境界を取得できます。この研究では、ESAHSTアーカイブで発見された、偶然に撮影された632個の小惑星のセットを分析します。以前の作業中に、このタスクを実行するために物体検出機械学習アルゴリズムが使用されました。私たちの生データは、未知の天体からの1,031個の小惑星の軌跡で構成されています(MPCデータベースのどのエントリにも一致しません)。また、既知のオブジェクト(MPC内の一致するエントリを特徴とするオブジェクト)からの670個の痕跡も見つかりました。精度評価とフィルタリングプロセスを経て、分析されたHSTセットは454個の未知のオブジェクトと178個の既知のオブジェクトで構成されます。私たちは、絶対等級(H)が15等から22等の間である潜在的なメインベルト天体が大半を占めるサンプルを取得しました。絶対等級の累積分布は、以前に報告された15<H<18での0.56から0.26への傾きの変化を裏付けており、このケースではH=20付近の絶対等級まで維持されており、したがって以前の結果が約2等級拡大されています。HSTアーカイブ観測は、望遠鏡の方向が空で統計的にランダムに方向付けられ、長期間をカバーするため、小惑星調査として使用できます。
厚い水素に富んだ大気を持つ海王星系外惑星における水素化物の安定性
| Title |
Stability_of_Hydrides_in_Sub-Neptune_Exoplanets_with_Thick_Hydrogen-Rich_Atmospheres |
| Authors |
Taehyun_Kim,_Xuehui_Wei,_Stella_Chariton,_Vitali_B._Prakapenka,_Young-Jay_Ryu,_Shize_Yang,_and_Sang-Heon_Shim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02637 |
多くの海王星亜惑星は、水素主体の厚い大気と、高温の重元素主体の核で構成されていると考えられてきた。大気と内部の境界では水素とケイ酸塩/金属の間に化学反応が存在しないという仮定に基づいて、これまでの研究では亜海王星の核は溶融したケイ酸塩と金属（マグマ）でモデル化されてきました。大きな海王星下では、水素が高密度の液体である大気とマグマの境界の圧力が数十ギガパスカルに達することがあります。最近の実験では、大気と内部の境界に関連する圧力と温度の条件において、水素が(Mg,Fe)O中のFe$^{2+}$のFe$^0$金属への還元を引き起こすことができることを示した。しかし、惑星内部に豊富に存在する重元素の1つであるMgが酸化されたままなのか、それともHによって還元されるのかは不明です。レーザー加熱されたダイヤモンドアンビルセルでの実験では、MgO+Feを3500～4900度に加熱することが判明しました。H媒体中のK（融解温度に近いかそれ以上）は、8〜13GPaでMg$_2$FeH$_6$とH$_2$Oの形成を引き起こします。26～29GPaでは系の挙動が変化し、H流体中のMg-HとH$_2$Oが別々のFeH$_x$で検出されました。観察結果は、HによるMg-O結合の解離とその後の水素化物と水の生成を示しています。したがって、大気とマグマの相互作用により、海王星以下の系外惑星では岩石惑星と比べて根本的に異なる鉱物学が生じる可能性があります。高圧での化学反応の変化は、海王星未満の系外惑星のサイズ人口統計（つまり、「半径の崖」）や大気の化学にも影響を与える可能性があります。
タイタン表面の単純な有機物の運命: 理論的展望
タイタンの大気光化学は、メタンと窒素ガスをさまざまな有機化合物に継続的に変換します。この研究では、これらの分子がタイタンの表面に着陸したときの運命を調査します。私たちの分析調査により、すべてのニトリル、三重結合炭化水素、ベンゼンなど、タイタンの大気中に見られるほとんどの単純な有機物が固体として着陸していることが明らかになりました。液相にある化合物はわずかで、エチレンだけが気体のままです。固体として着地する単純な有機物については、タイタンの湖の液体との相互作用をさらに調べます。浮力の原理を利用して、エタンが豊富な湖上のHCN氷の空隙率（空隙率25～60％）または毛細管力に起因する浮力によって浮遊が達成できることを我々は発見した。そうでないと、これらの氷は沈み、湖底の堆積物になってしまいます。浮選の時間スケールを評価することによって、我々の発見は、ミリメートルサイズ以上の堆積物の間隙に起因する浮遊が、タイタンの湖の一時的な「魔法の島」現象を説明する浮遊固体の唯一の妥当なメカニズムであることを示唆しています。
| Title |
Vanadium_oxide_clusters_in_substellar_atmospheres:_A_quantum_chemical_study |
| Authors |
Helena_Lecoq-Molinos,_David_Gobrecht,_J._P._Sindel,_Christiane_Helling,_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02784 |
私たちは、エネルギー的に最も有利な酸化バナジウム分子およびクラスターの基本特性を計算することにより、酸素に富んだ星以下大気における雲の凝縮核の形成を理解することを目指しています。(VO)$_{N}$および(VO$_2$)$_{N}$(N=1～10)のクラスターに最も好ましい構造を見つけるために、階層的最適化アプローチが適用されます。_2$O$_5$)$_{N}$(N=1-4)を計算し、それらの熱力学的ポテンシャルを計算します。候補幾何学は最初に古典的な原子間ポテンシャルを適用して最適化され、次にB3LYP/cc-pVTZレベルの理論で洗練されて、正確なゼロ点エネルギーと熱化学量が得られます。我々は、これまで報告されていなかった酸化バナジウムクラスター構造を最低エネルギー異性体として提示します。我々は、修正されたクラスターエネルギーとその熱化学的性質を報告する。化学平衡計算は、バナジウム含有種の気相存在量に対する、更新され新しく導出された熱力学ポテンシャルの影響を評価するために使用されます。化学平衡では、〜1000K未満の温度では、異なる化学量論的族からのより大きなクラスターが最も豊富なバナジウム含有種であることがわかりますが、〜1000Kと〜2000Kの間では分子VOが最も豊富です。古典的および非古典的核生成理論を使用して、褐色矮星の特定の(T$_{gas}$,p$_{gas}$)プロファイルの各化学量論的族を計算します。クラスターの修正されたギブズ自由エネルギーの小さな違いは、約1000K未満の温度で化学平衡にあるバナジウム含有種の存在量に大きな影響を及ぼし、その後、各化学量論的族の核生成速度に影響を及ぼします。改訂され、より正確になったクラスターデータでは、非古典的核生成率が古典的核生成率よりも最大15桁高いことがわかりました。
若い恒星天体の JWST/NIRCam イメージング。 I. MWC 758 の周りの渦巻き円盤の外側の惑星に対する制約
| Title |
JWST/NIRCam_Imaging_of_Young_Stellar_Objects._I._Constraints_on_Planets_Exterior_to_The_Spiral_Disk_Around_MWC_758 |
| Authors |
Kevin_Wagner,_Jarron_Leisenring,_Gabriele_Cugno,_Camryn_Mullin,_Ruobing_Dong,_Schuyler_G._Wolff,_Thomas_Greene,_Doug_Johnstone,_Michael_R._Meyer,_Charles_Beichman,_Martha_Boyer,_Scott_Horner,_Klaus_Hodapp,_Doug_Kelly,_Don_McCarthy,_Tom_Roellig,_George_Rieke,_Marcia_Rieke,_Michael_Sitko,_John_Stansberry,_Erick_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02830 |
MWC758は、渦巻状の原始惑星系円盤を擁する若い星です。この渦巻は伴星によって動かされている可能性が高く、これまでに同定されていた伴星候補2つが特定されています。1つは南螺旋腕の端にあり、約0.6秒角で、もう1つはギャップの内部で約0.1秒角です。JWST/NIRCamを使用して、円盤の新しい画像と、外側約1インチの惑星の制約を提供します。二本腕の渦巻円盤、既知の背景星、空間的に解決された背景銀河が検出されましたが、明確な伴星は見つかりませんでした。これまでに報告されている距離は、我々のデータでは探知できない距離にあり、それらを検出するのに十分な感度を持っていますが、それでも、これらの観測により、伴星に新たな制限が設けられ、~150天文単位では~2木星質量、~600天文単位では~0.5木星質量までとなります。JWSTの前例のない感度とターゲットの若さにより、これらは直接画像観察によってこれまでに得られた中で最も深い質量検出限界の1つであり、システムの動的な性質についての新たな洞察を提供します。
若い恒星天体の JWST/NIRCam イメージング。 II. SAO 206462 の周りの渦巻き円盤の外側にある巨大惑星と惑星候補に対する深い制約
| Title |
JWST/NIRCam_Imaging_of_Young_Stellar_Objects._II._Deep_Constraints_on_Giant_Planets_and_a_Planet_Candidate_Outside_of_the_Spiral_Disk_Around_SAO_206462 |
| Authors |
Gabriele_Cugno,_Jarron_Leisenring,_Kevin_R._Wagner,_Camryn_Mullin,_Roubing_Dong,_Thomas_Greene,_Doug_Johnstone,_Michael_R._Meyer,_Schuyler_G._Wolff,_Charles_Beichman,_Martha_Boyer,_Scott_Horner,_Klaus_Hodapp,_Doug_Kelly,_Don_McCarthy,_Thomas_Roellig,_George_Rieke,_Marcia_Rieke,_John_Stansberry,_and_Erick_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02834 |
我々は、SAO206462を取り囲む円盤のJWST/NIRCamF187N、F200W、F405N、およびF410Mの直接画像データを提示します。以前の画像は、1つまたは複数の外部摂動体によって発射されたと考えられる一対の螺旋腕を備えた、非常に構造化された円盤を示しています。らせん状の特徴は4つのフィルターのうち3つで確認できますが、F410Mでは検出器の飽和半径が大きいため検出されません。信号対雑音比4.4で、共平面上の円軌道上にある場合、予測された距離から$\sim300$au、$2.25\sigma$離れた位置でSAO206462を周回する伴星候補(CC1)を検出しました。東の螺旋の運転手のために。BEXモデルによると、CC1の質量は$M_\mathrm{CC1}=0.8\pm0.3~M_\mathrm{J}$です。他の仲間候補は検出されませんでした。単一の大質量伴星によって生成された両方の螺旋のシミュレーションによって予測された位置では、NIRCamデータはBEX進化モデルを仮定すると$\sim2.2~M_\mathrm{J}$よりも大質量の天体を除外します。温度に関しては、惑星が黒体のように放出すると仮定すると、データは$T_{\text{eff}}\sim650-850$Kの天体に影響されます($R_\mathrm{p}$は1～$3R_\mathrm){J}$)。これらの結果から、我々は、渦巻きが巨大ガス惑星によって駆動されているのであれば、それらは冷たいか、惑星周縁物質の中に埋め込まれているに違いないと結論付ける。さらに、NIRCamデータは進行中の降着プロセスに厳しい制約を与えます。低絶滅シナリオでは、$\dot{M}\sim10^{-9}M_\mathrm{J}$yr$^{-1}$程度の質量降着率に敏感です。輝線の探索に使用されるより長い波長のおかげで、$\dot{M}\sim10^{-7}M_\mathrm{J}$yr$^{-1}$のプロセスに対して前例のない感度に達します。絶滅した環境($A_\mathrm{V}\about50$~mag)。
非理想的な磁気流体力学下の原始惑星系円盤のサイズ: 傾斜した磁場を伴う一般形式主義
| Title |
Protoplanetary_disk_size_under_non-ideal_magnetohydrodynamics:_A_general_formalism_with_inclined_magnetic_field |
| Authors |
Yueh-Ning_Lee,_Barshan_Ray,_Pierre_Marchand,_Patrick_Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02845 |
崩壊する磁化コアの内部でケプラー円盤が形成されるのを防ぐ、磁気災害を軽減するための多くのメカニズムが提案されています。このような命題には、傾斜磁場や非理想的な磁気流体力学効果が含まれており、数値実験によって裏付けられています。モデルは、磁場が回転円盤を回転軸に平行に通過するときの典型的な円盤サイズに基づいて定式化されていますが、コアスケールでの観察では、角運動量の方向と磁場の間の明らかな相関関係は示されていないようです。本研究では、垂直磁場と水平磁場の両方を考慮した新しいモデルを提案し、それらが原始惑星系円盤のサイズに及ぼす影響を議論します。
N 体シミュレーションの新しいタイムステップ基準
N体シミュレーションにおける特性の動的タイムスケールを推定するための新しい基準を導き出します。この基準では、粒子位置の2次、3次、および4次導関数(加速度、ジャーク、スナップ)を使用します。これは、適応ステップサイズ制御を備えたインテグレータでタイムステップを選択するために使用できます。あらゆる二体問題については、離心率に関係なく、この基準によって軌道周期と周心時間スケールが決定されることが保証されています。私たちの基準が上記の特性を持つ適応タイムステップを選択するための最も単純な導関数ベースの式である理由を説明し、数値テストで既存の基準より優れたパフォーマンスを示します。私たちの基準は低次の導関数を使用するため、有限の浮動小数点精度によって生じる丸め誤差の影響を受けにくくなります。これにより、非物理的なタイムステップ推定により適応積分器が失敗したりスタックしたりする位相空間の体積が大幅に減少します。たとえば、私たちの新しい基準は、倍精度浮動小数点精度を使用する場合、座標原点から40AUに位置する50mサイズの太陽系天体の周りの軌道のタイムステップを正確に推定できます。以前の方法では、10kmを超えるオブジェクトに限定されていました。新しい基準を、自由に利用できるNボディパッケージREBOUNDの一部である高次IAS15インテグレータに実装します。
CM1 炭素質コンドライトにおける一次硫化鉄の運命: 一次成分に対する高度な水変質の影響
| Title |
The_Fate_of_Primary_Iron_Sulfides_in_the_CM1_Carbonaceous_Chondrites:_Effects_of_Advanced_Aqueous_Alteration_on_Primary_Components |
| Authors |
Sheryl_A._Singerling,_Catherine_M._Corrigan,_Adrian_J._Brearley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02932 |
我々は、中程度から高度に変質した一連のCM1炭素質コンドライトにおける遺存一次硫化鉄とその変質生成物の組織と組成を決定するためにSEM-EPMA-TEM研究を実施した。我々は、変質した一次硫化鉄の4つの組織グループを観察しました:1)層状珪酸塩のサブミクロンレンズを有するペントランダイトを特徴とするペントランダイト+層珪酸塩(2P)粒子、2)磁硫鉄鉱-ペントランダイト溶出組織を特徴とする磁硫鉄鉱+ペントランダイト+磁鉄鉱(PPM)粒子。磁鉄鉱脈および二次ペントランダイト、3)遺存ペントランダイト溶出、蛇紋石、および二次ペントランダイトを特徴とするペントランダイト+蛇紋石(PS)粒子、および4)両方のPPMの特徴を特徴とする磁硫鉄鉱+ペントランダイト+磁鉄鉱+蛇紋岩(PPMS)粒子そしてPS粒。我々は、4つのグループすべてが最初は太陽系星雲のケイ酸塩コンドリュール内の非混和性硫化物溶融物の結晶化から形成された一次硫化鉄であったことを突き止めた。このような異なる変質生成物が、同じ隕石サンプル内であっても同じ前駆体硫化物から生じる可能性があるという事実は、CMコンドライトの水性変質環境の複雑さをさらに強調します。各組織グループの異なる変質反応は、酸性環境、酸化環境、および流体組成の変化(Ni含有およびSi-Mg含有)の証拠により、変質のメカニズムと条件に制約を課します。
300S 球状星団恒星流で見つかった複数の集団と CH 星
| Title |
Multiple_Populations_and_a_CH_Star_Found_in_the_300S_Globular_Cluster_Stellar_Stream |
| Authors |
Sam_A._Usman,_Alexander_P._Ji,_Ting_S._Li,_Andrew_B._Pace,_Lara_R._Cullinane,_Gary_S._Da_Costa,_Sergey_E._Koposov,_Geraint_F._Lewis,_Daniel_B._Zucker,_Vasily_Belokurov,_Joss_Bland-Hawthorn,_Peter_S._Ferguson,_Terese_T._Hansen,_Guilherme_Limberg,_Sarah_L._Martell,_Madeleine_McKenzie,_and_Joshua_D._Simon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02476 |
天の川球状星団(GC)は、複数の恒星集団(MSP)と呼ばれる現象で化学的濃縮を示します。濃縮のメカニズムは完全には理解されていませんが、星団の質量とその中に見られる濃縮された星の割合との間には相関関係があります。しかし、現在のGCの質量は、動的質量損失により、生成時の質量よりも小さくなっていることがよくあります。この研究では、恒星ストリーム300Sを使用して質量とMSPの関係を調査します。マゼラン/マイクによる高分解能分光法を用いて、300Sにある8つの赤色巨星分星の化学存在量を示します。我々は、MSPに特徴的な濃縮された星を1つ特定したが、金属量の分散は検出できず、300Sの前駆体が球状星団であることを確認した。私たちの300S星で観察された濃縮された星の割合(12.5%)は、現在と同等の質量($\sim10^{4.5}$\msun)の天の川銀河GCで観察された濃縮された星の50\%よりも少ないです。300Sの前駆体の質量を計算し、それを無傷のGCの初期質量と比較したところ、300Sが生成時と濃縮時のシステム質量の間の傾向とよく一致していることがわかりました。300Sの前駆体は、MSP形成の臨界質量閾値をまたいでいる可能性があるため、星の濃縮プロセスのベンチマークとして機能する可能性があります。さらに、おそらく連星伴星から降着した\textit{s}プロセス要素を豊富に含むCH星を特定しました。無傷のGC内にこのようなバイナリが存在することは稀であるということは、恒星ストリームによって、破壊されてしまうバイナリの存続が可能になることを意味している可能性があります。
JWSTはAGNイオン化円錐を発見したが、強力な$z$$\約$3.5の電波出力のAGN内で弱い放射駆動フィードバックのみを発見
| Title |
JWST_discovers_an_AGN_ionization_cone_but_only_weak_radiative-driven_feedback_in_a_powerful_$z$$\approx$3.5_radio-loud_AGN |
| Authors |
Wuji_Wang,_Dominika_Wylezalek,_Carlos_De_Breuck,_Jo\"el_Vernet,_David_S._N._Rupke,_Nadia_L._Zakamska,_Andrey_Vayner,_Matthew_D._Lehnert,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02479 |
我々は、宇宙正午の始まりにおける最も巨大な銀河の進化において強力な電波ジェットが果たす役割を研究するJWSTプログラムからの最初の結果を発表する。NIRSpec積分場分光法を用いて、$z=3.5892$電波銀河4C+19.71から24本の静止系光輝線を検出した。4C+19.71には知られている中で最もエネルギーの高い電波ジェットの1つが含まれており、$M_{\star}\sim10^{11}\,\rmM_{\の星間物質(ISM)での無線モードフィードバックのテストに最適です。odot}$ギャラクシー。豊富なスペクトルにより、活動銀河核(AGN)からの放射線が検出限界である少なくとも$25\,$kpcまでISM全体のイオン化を支配していることを示す線比診断が可能になります。サブkpcの分解能により、$\sim5$から$\sim20\,$kpcのスケールに分布する温イオン化ISMのフィラメント構造と発光ブロブが明らかになります。広がったガス状星雲の大部分は、系速度付近に位置しています。したがって、この星雲は、ジェットの通過後にAGNによって照らされる斑状のISMである可能性があります。$\sim5\,$kpc内で原子核からの放射駆動による流出が観察されます。このアウトフローとクェーサー間の非効率な結合($\lesssim10^{-4}$)と銀河規模での極端なガス運動の欠如は、他の高$z$強力なクェーサーと矛盾しています。私たちのデータと地上での研究を組み合わせると、$<25\,$kpc規模ではフィードバックプロセスのほんの一部だけが発生していると結論付けられます。
JWST観測からの洞察は、AGNフィードバックが、放射冷却された乱流および/または運動量保存型流出が活発な初期の星形成(「正の」フィードバック)を刺激する短命の高赤方偏移段階から、後期のエネルギー保存型段階へと進化したことを示唆している。流出によりハローガスの貯蔵庫が枯渇し、星の形成が消失した。流出と星形成過程に関する単純な仮定の場合、これら2つの状態の間の遷移は、銀河の質量とは無関係に$z\sim6$で起こりました。観測予測は、これまでに観測された最高の赤方偏移における巨大ブラックホールの蔓延の状況証拠を提供し、その起源について議論します。
矮小銀河ヘニゼにおける正のブラックホールフィードバックに関するアルマ望遠鏡の見解 2-10
ヘナイズ2-10は、$\sim10^{6}~M_{\odot}$ブラックホール(BH)をホストする矮小スターバースト銀河で、この銀河の中心$\sim100$PC内でイオン化流出を引き起こし、星形成を引き起こしています。銀河。ここでは、99GHzから340GHzまでのアルマ望遠鏡連続体観測と、分子CO(1-0,3-2)、HCN(1-0,3-2)、HCO$^{+}のスペクトル線観測を紹介します。$(1-0、3-2)、BHとその周辺に焦点を当てます。文献からのcm波無線測定を組み込んで、BHのスペクトルエネルギー分布は$\alpha\about-0.5$のスペクトルインデックスを持つ1.4から~340GHzのシンクロトロン放射によって支配されていることを示します。スペクトル線データを分析し、周囲の領域とは異なる速度でBHの周囲にある細長い分子ガス構造を特定します。この分子ガス構造の物理的範囲は$\about130~{\rmpc}\times30$pcで、分子ガスの質量は$\sim10^{6}~M_{\odot}$です。この一般的な領域には分子ガスが豊富にあるにもかかわらず、BHの位置はピーク強度から大幅にオフセットされており、これがBHが非常に低いエディントン比で放射している理由を説明している可能性があります。COJ=3-2とJ=1-0の間の空間分解された線比の分析は、BH付近のCOガスが、特にBH流出とトリガーされた領域の間の界面で高度に励起されていることを示唆しています。星の形成。これは、低温分子ガスがBHからの双極性流出によって衝撃を受けていることを示唆しており、BHフィードバックが正であることを裏付けています。
HETDEX におけるライマン アルファ放射体の吸収トラフ
| Title |
Absorption_Troughs_of_Lyman_Alpha_Emitters_in_HETDEX |
| Authors |
Laurel_H._Weiss,_Dustin_Davis,_Karl_Gebhardt,_Simon_Gazagnes,_Mahan_Mirza_Khanlari,_Erin_Mentuch_Cooper,_John_Chisholm,_Danielle_Berg,_William_P._Bowman,_Chris_Byrohl,_Robin_Ciardullo,_Maximilian_Fabricius,_Daniel_Farrow,_Caryl_Gronwall,_Gary_J._Hill,_Lindsay_R._House,_Donghui_Jeong,_Hasti_Khoraminezhad,_Wolfram_Kollatschny,_Eiichiro_Komatsu,_Maja_Lujan_Niemeyer,_Shun_Saito,_Donald_P._Schneider_and_Gregory_R._Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02490 |
Hobby-EberlyTelescopeDarkEnergyExperiment(HETDEX)は、$1.88<z<3.52$の範囲にある100万個以上のLy$\alpha$放出銀河(LAE)の赤方偏移を検出および測定するように設計されています。これらのデータは、宇宙論的測定に加えて、Ly$\alpha$スペクトルプロファイルとその基礎となる放射伝達の研究を可能にします。HETDEXデータリリース3の約50万個のLAEを使用して、さまざまなサブセットを積み重ねて$z\sim2-3$エポックの典型的なLy$\alpha$プロファイルを取得し、それらの物理的特性を理解します。Ly$\alpha$放出の周囲に明確な吸収翼があり、中心線の赤方向と青方向の両方に$\sim2000$km$\mathrm{s}^{-1}$が伸びています。CLASSYの宝庫にある近く($0.002<z<0.182$)LAEの遠紫外スペクトルと、MUSE-wide調査の$2.8<z<6.7$LAEの光学/近赤外スペクトルを使用して、両方の赤方偏移領域での吸収プロファイルを観察します。。サンプルを体積密度で分割すると、密度が高い領域では谷が増加することがわかります。この傾向は、吸収の深さがLAE付近の物体の局所密度に依存し、その幾何学形状が減衰したLyman-$\alpha$系に似ていることを示唆しています。Ly$\alpha$放射伝達の単純なシミュレーションでは、LAEの周囲のHIガスによる背景光源からの光の吸収により、同様の谷が生成される可能性があります。
GTC/OSIRIS スペクトルを使用した M81 の球状星団の年代と金属量
| Title |
Ages_and_metallicities_of_globular_clusters_in_M81_using_GTC/OSIRIS_spectra |
| Authors |
Luis_Lomel\'i-N\'u\~nez,_Y.D._Mayya,_L.H._Rodr\'iguez-Merino,_P.A._Ovando,_Jairo_A._Alzate,_D._Rosa-Gonz\'alez,_B.Cuevas-Otahola,_Gustavo_Bruzual,_Arianna_Cortesi,_V.M.A_G\'omez-Gonz\'alez_and_Carlos_G._Escudero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02519 |
ここでは、近くの渦巻銀河M81(3.61~Mpc)にある42個の球状星団(GC)候補の光分光分析の結果を紹介します。スペクトルは、10.4mのグランテレスコピオカナリアス(GTC)でOSIRIS装置のロングスリットモードとMOSモードを使用し、$\sim$1000のスペクトル分解能で取得されました。私たちは古典的なH$\beta$対[MgFe]$'$指数図を使用して、本物の古いGCを3Gyrより若いクラスターから分離しました。連続信号対雑音比$>10$を持つ30個のスペクトルのうち、17個の天体が古典的なGCであることを確認しました(年齢$>10$~Gyr、$-1.4<$[Fe/H]$<-$0.4)。残りの13個は中年齢のクラスター(1～7.5～Gyr)です。私たちは、宇宙論的な文脈における渦巻銀河のGCの起源を理解するために、ここで使用したものと同様の方法論を使用して得られた、近くにある他の渦巻銀河($\lesssim18$~Mpc)の年齢と金属量のデータを組み合わせました。最初のGCが形成された後、金属の少ない([Fe/H]<$-$1)GCが6~Gyrまで形成され続け、より若い系(年齢$<8$~Gyr)はすべて金属であることがわかりました。リッチ。
$z\sim 0.8$ でのクラスターの合体におけるクラスター内の光の部分が赤方偏移して過剰になっている証拠
| Title |
Evidence_for_a_redshifted_excess_in_the_intracluster_light_fractions_of_merging_clusters_at_$z\sim_0.8$ |
| Authors |
Yolanda_Jim\'enez-Teja,_Renato_A._Dupke,_Paulo_A._A._Lopes,_Paola_Dimauro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02543 |
クラスター内光(ICL)の割合は、中間赤方偏移クラスターの動的活動のよく知られた指標です。赤方偏移間隔$0.18<z<0.56$でクラスターをマージすると、$\sim3800-4800$\AAの間で測定されたICL画分に特徴的なピークがあります。この研究では、RELICS調査によって得られたHST光学画像と赤外線画像を使用して、$z>0.8$にある2つの高赤方偏移で明らかに合体しているクラスターACT-CLJ0102-49151とCLJ0152.7-1357を解析します。ICL画分にも同様のピークが存在することを報告しますが、幅が広く、波長間隔$\sim5200-7300$\AAに赤方偏移しています。ICL部分のこの過剰がより長い波長で見られるという事実は、ICL内の恒星集団のさまざまな混合物、つまり$z>1$でのBCGとの主要な銀河合体によって主に形成されたICLの直接継承によって説明できる。そして、その生産はマージイベントによって瞬時にバーストされます。ICLフラクションマージシグネチャが宇宙時間にわたって遍在していることにより、ICLは銀河団の動的段階を決定するための信頼性が高く強力なプローブとして強化されます。これは、サンプルの緩和を必要とするクラスターベースの宇宙論的推論にとって重要です。
矮星銀河からのフィードバック制御された LyC 脱出の高感度プローブとしての Ly$\alpha$ 放射
| Title |
Ly$\alpha$_emission_as_a_sensitive_probe_of_feedback-regulated_LyC_escape_from_dwarf_galaxies |
| Authors |
Yuxuan_Yuan,_Sergio_Martin-Alvarez,_Martin_G._Haehnelt,_Thibault_Garel,_Debora_Sijacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02572 |
Ly$\alpha$放出は、進化する銀河のライフサイクルと電離光子の放出を追跡する非常に有益な情報です。しかし、Ly$\alpha$放出の理論的研究は、不十分な数値分解能、不完全な物理モデルのセット、貧弱な見通し線(LOS)統計によって制限されることがよくあります。このような制限を克服するために、ここでは、電離放射線、磁場、超新星フィードバック、宇宙線の最先端の物理モデルの包括的なセットを含む、高解像度矮小銀河シミュレーションの新しいPANDORAスイートを利用します。放射伝達コード\textsc{RASCAS}を使用してシミュレーションを後処理して合成観測を生成し、Ly$\alpha$エミッターの観測された特性と比較します。私たちのシミュレートされたLy$\alpha$ハローは、固有発光が発せられる空間領域よりも拡張されており、Ly$\alpha$発光のスペクトルパラメーターの空間分解マップは、中性水素の根底にある空間分布と運動学に非常に敏感です。。Ly$\alpha$とLyCの発光は、各LOSが恒星のフィードバックによって生成された低密度チャネルとどのように交差するかに応じて、異なるLOSに沿って大きく変化する特徴を示します。さまざまな物理学でシミュレーションされた銀河を比較すると、Ly$\alpha$の特徴は、さまざまなレベルのフィードバック強度と中性ガスの塊性によって決定される体系的なオフセットを示していることがわかります。この差異にもかかわらず、また各モデルに含まれる異なる物理学に関係なく、Ly$\alpha$観測量とLyC脱出率との間に普遍的な相関関係が見つかり、Ly$\alpha$とLyC放出の間の堅牢な関係が実証されました。したがって、矮小銀河の大規模なサンプルからのLy$\alpha$の観測は、恒星のフィードバック制御によるLyC脱出に強い制約を与え、宇宙の再電離に対するそれらの重要な役割を裏付けるはずである。
ALCHEMI アトラス: 主成分分析により NGC 253 のスターバースト進化が明らかに
| Title |
The_ALCHEMI_atlas:_principal_component_analysis_reveals_starburst_evolution_in_NGC_253 |
| Authors |
Nanase_Harada,_David_S._Meier,_Sergio_Mart\'in,_Sebastien_Muller,_Kazushi_Sakamoto,_Toshiki_Saito,_Mark_D._Gorski,_Christian_Henkel,_Kunihiko_Tanaka,_Jeffrey_G._Mangum,_Susanne_Aalto,_Rebeca_Aladro,_Mathilde_Bouvier,_Laura_Colzi,_Kimberly_L._Emig,_Rub\'en_Herrero-Illana,_Ko-Yun_Huang,_Kotaro_Kohno,_Sabine_K\"onig,_Kouichiro_Nakanishi,_Yuri_Nishimura,_Shuro_Takano,_V\'ictor_M._Rivilla,_Serena_Viti,_Yoshimasa_Watanabe,_Paul_P._van_der_Werf,_and_Yuki_Yoshimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02578 |
分子線は、星間物質(ISM)の物理的および化学的特性を強力に診断します。将来の星形成に影響を与えるこれらのISM特性は、スターバースト銀河ではより静止した銀河とは異なると予想されます。私たちは、アルマ望遠鏡大規模プログラムALCHEMIの超広帯域ミリ波スペクトルスキャン調査を使用して、近くのスターバースト銀河NGC253の中央分子ゾーンにおけるISM特性を調査します。我々は、HCNH$^+$の最初の銀河系外検出とC$_3$H$^+$の最初の干渉画像を含む、44種の148個の非ブレンド遷移の速度積分画像のアトラスを1インチ.6の解像度で提示する。,NO,HCS$^+$.これらの画像に対して主成分分析(PCA)を実行して、相関する化学種を抽出し、診断遷移の主要なグループを特定します.私たちの知る限り、私たちのデータセットは現在最大の天文セットですPCAは、i)HC$_3$Nと複雑な有機分子(COM)の高励起遷移を特徴とする若いスターバーストトレーサーと、NGC253のさまざまな物理的構成要素から生じる遷移を分類できます。進行中の星形成のトレーサー(電波再結合線)とPDRを追跡するCCHおよびCNの高励起遷移のトレーサー、ii)雲衝突誘発衝撃のトレーサー(CH$_3$OH、HNCO、HOCO$の低励起遷移)^+$、OCS)と星形成誘発アウトフロー(SiOの高励起遷移)による衝撃、およびiii)HOC$^+$、CCH、H$_3$O$^+からの発光を示すアウトフロー$、CO同位体、HCN、HCO$^+$、CS、およびCN。私たちの発見は、これらの強度が銀河の力学、星形成活動、星のフィードバックによって変化することを示しています。
赤方偏移した H$\beta$ および H$\alpha$ の広い発光線を使用した SDSS DR7 AGN のビリアル係数の測定
| Title |
Measuring_the_Virial_Factor_in_SDSS_DR7_AGNs_with_Redshifted_H$\beta$_and_H$\alpha$_Broad_Emission_Lines |
| Authors |
H._T._Liu,_Hai-Cheng_Feng,_Sha-Sha_Li,_J._M._Bai,_and_H._Z._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02612 |
中心の超大質量ブラックホールによって引き起こされる重力赤方偏移の仮説に基づいて、8,000個を超えるSDSSDR7AGNの赤方にシフトしたH$\beta$およびH$\alpha$のブロード輝線の線幅とシフトに基づいて、ビリアル超大質量ブラックホールの質量を決定する要因。ビリアル因子はブロードライン領域(BLR)のガス雲の降着輻射圧とは独立しており、BLRの傾斜効果にのみ依存すると考えられていました。測定されたビリアル因子は非常に広範囲に及びます。サンプル中のAGNの大部分($>$96%)では、ビリアル係数は文献で通常使用される$f=1$よりも大きくなります。$f$補正により、高集積AGNの割合は約100分の1に減少します。$f$は無次元降着率およびエディントン比と正の相関関係があります。H$\beta$とH$\alpha$の赤方へのシフトは主に重力の起源であり、赤方へのシフトとBLRの無次元半径の間の負の相関によって確認されます。我々の結果は、放射圧力が、BLRの傾斜効果を含む、測定されたビリアル因子に大きく寄与していることを示しています。通常使用される$f$の値は、高降着AGN、特に高赤方偏移クエーサーに対して修正される必要があります。$f$補正によりその質量は1～2桁増加し、高い赤方偏移での超大質量ブラックホールの形成と成長を説明することがより困難になります。
ダストとgAsの構造(SODA): H$_2$OとCOのJWST観測によるII Zw96の最も内側のダスト特性の制約
| Title |
Structures_Of_Dust_and_gAs_(SODA):_Constraining_the_innermost_dust_properties_of_II_Zw96_with_JWST_observations_of_H$_2$O_and_CO |
| Authors |
I._Garc\'ia-Bernete_(1),_M._Pereira-Santaella_(2),_E._Gonz\'alez-Alfonso_(3),_D._Rigopoulou_(1_and_4),_A._Efstathiou_(4),_F._R._Donnan_(1)_and_N._Thatte_(1)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_UK,_(2)_Instituto_de_F\'isica_Fundamental,_Madrid,_Spain,_(3)_Universidad_de_Alcal\'a,_Alcal\'a_de_Henares,_Madrid,_Spain,_(4)_School_of_Sciences,_European_University_Cyprus,_Cyprus) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02763 |
我々は、相互作用系内で最も覆われた源(D1)と明るい赤外銀河IIZw096の赤外(IR)気相分子バンドのJWSTNIRSpec$+$MIRI/MRS観測を分析します。H$_2$O$\nu_2$=1-0($\sim$5.3-7.2$\mu$m)および$^{12}$CO$\nu$=1-0($\sim$4.45-4.95$)\mu$m)はD1にあります。COバンドは発光におけるR分岐とP分岐を示し、H$_2$Oバンドのスペクトルは発光におけるP分岐と吸収におけるR分岐を示します。吸収におけるH$_2$OR分岐は、D1にIRで明るく埋め込まれたコンパクトな源を明らかにし、COの広い成分は非常に乱流の環境を特徴としています。両方のバンドから、核周囲光解離領域(PDR)に関連する広範囲にわたる強力な星形成(SF)活動も同定しました。これは、この源におけるイオン化された7.7$\μ$m多環芳香族炭化水素バンドの強い発光と一致しています。H$_2$OとCOの解析から得られた4.5-7.0$\mu$mの連続体情報を含めることにより、ダストトーラスとSF成分を含むD1のIR放射をモデル化しました。トーラスは非常にコンパクト(直径5$\mu$mで$\sim$3pc)で、暖かい塵($\sim$370K)によって特徴づけられ、IR表面の明るさは$\sim$3.6$\times$10$になります。^{8}$L$_{\rmsun}$/pc$^2$。この結果は、D1に塵に覆われた活動銀河核(AGN)が存在することを示唆しています。この活動銀河核は、AGN放射の直接検出を妨げる非常に高いカバーファクターを持っています。私たちの結果は、観察されたIR分子バンドのモデル化を介して内部の塵の多いトーラスの物理的状態を調査する新しい方法を開きます。
赤色クエーサーの近赤外線の選択されたサンプルには高放射性の優位性が存在しない
| Title |
Absence_of_radio-bright_dominance_in_a_near-infrared_selected_sample_of_red_quasars |
| Authors |
S._Vejlgaard,_J._P._U._Fynbo,_K._E._Heintz,_J.-K._Krogager,_P._M{\o}ller,_S._J._Geier,_L._Christensen,_G_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02783 |
（要約）。eHAQ+GAIA23サンプル内の電波大音量クェーサーの割合を調査します。このサンプルには、HighA(V)Quasar(HAQ)調査、ExtendedHighA(V)Quasar(eHAQ)Survey、およびGaiaクエーサー調査からのクエーサーが含まれています。このサンプルに含まれるすべてのクエーサーは、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)によって発見されなかったターゲット候補の近赤外線色選択を使用して発見されました。g-iに赤方偏移依存のカラーカットを実装して、サンプル内の赤色クエーサーを選択し、それらを赤方偏移ビンに分割しました。同時に、最近傍アルゴリズムを使用して、赤色クエーサーサンプルと、赤方偏移サンプルから選択した青色サンプルの間の明度および赤方偏移の差を制御しました。SDSS。各ビン内で、クエーサーと20センチメートルのラジオ空のかすかな画像(FIRST)調査をクロスマッチングし、電波検出率を決定しました。赤方偏移とは無関係に、赤と青のクエーサーについて同様の電波検出率が1シグマ以内にあることがわかります。これは、SDSSの赤色クエーサーに関する文献で見つかったことと一致しません。赤色SDSSクェーサー中の広域吸収線(BAL)クエーサーの割合は、サンプルの場合よりも約5分の1であることに注意してください。BALクエーサーは他のクエーサーよりも電波が静かであることが多く観察されているため、BALの割合の違いが電波検出割合の違いを説明できる可能性があります。SDSSサンプルと比較して、データセット内で観測されたBALクエーサーの割合が高いこと、および電波検出率が高いことは、クエーサーの赤色とクエーサー集団全体における固有のBAL部分との関連を示しています。この発見は、BALクエーサーは相互に関連した現象であるように見えるため、BALクエーサーの赤みと頻度の両方に寄与する根本的な要因を調査する必要性を強調しています。
Relics と TNG50 を備えたコンパクトで大規模な ETG の内部ダイナミクスと環境
| Title |
The_internal_dynamics_and_environments_of_Relics_and_compact_massive_ETGs_with_TNG50 |
| Authors |
Micheli_T._Moura,_Ana_L._Chies-Santos,_Cristina_Furlanetto,_Ling_Zhu,_Marco_A._Canossa-Gosteinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02798 |
遺物銀河は、ローカル宇宙で観察される巨大でコンパクトな静止天体であり、$z=2$頃以来、重大な相互作用エピソードや合体現象を経験しておらず、形成以来比較的変化していないままである。一方、局所宇宙にある大規模でコンパクトな初期型銀河(cETG)は、かなりの降着履歴があるにもかかわらず、遺物銀河と同様の特性を示しているようです。凍結された歴史を持つ遺物銀河は、ETGの進化経路に関連する固有のプロセスや、ETGの進化において合体が果たす役割についての重要な手がかりを提供する可能性があります。Illustrisプロジェクトの高解像度宇宙論シミュレーションTNG50-1を使用して、衛星降着率によって分割された巨大、コンパクト、古い、静止サブハローのサンプルの集合履歴を調査します。$z=2$、$z=1.5$、$z=0$の3つの宇宙時代における進化の経路を比較し、軌道分解数値法を用いて各銀河の運動学的構成要素の星の動力学とそれらの環境相関を調べます。私たちの結果は、環境に大きく依存しない、時間の経過に伴う安定した経路を示しています。TNG50で調査されたボリューム内では、遺物とcETGは高密度環境または低密度環境を明確に好みません。しかし、$z=2$以降、レリック銀河の前駆体は高密度に存在することが示されています。合体の歴史は、地元の宇宙の熱い内部恒星のハロー痕跡から復元できます。現在のシナリオでは、cETGの成長を促進する合併は、Relicsと比較した場合、新しく明確な進化経路を生じさせません。これは、運動学的コンポーネントの年齢と金属性への影響が報告されているにもかかわらずです。
星の進化における回転：高赤方偏移銀河の集団合成への影響を調べる
恒星集団合成(SPS)は、銀河の形成と進化を理解するために不可欠です。しかし、星団における回転駆動現象の最近の発見により、星の回転などの見落とされている要因によって引き起こされるSPSモデルの不確実性を再検討する必要がある。この研究では、特にPARSECV2.0回転モデルを使用してSPSに対する回転の影響と、JWSTを使用した高赤方偏移銀河に対するその影響を調査します。スターバースト後、自転により紫外(UV)束が最大$\sim400$Myr増加し、人口の自転が速くなり金属が不足するにつれてUVの傾きが増加します。プロスペクターツールを使用して、シミュレートされた銀河を構築し、塵や星の形成に関連するその特性を推定します。私たちの結果は、高速回転モデルにより、同一の広帯域スペクトルエネルギー分布において、最大0.1dex高い緩やかなUV勾配と塵の減衰の約50%増加が生じることを示唆しています。さらに、恒星集団が急速な回転によって特徴付けられるべきかどうかのバイアスを調査し、$\omega_\text{i}=0.6$までの回転速度について正確な推定が達成できることを示します。高速回転の場合の偏りを考慮すると、特定の星形成速度が理論モデルからの予測とより厳密に一致します。注目すべきことに、これは、銀河の「塵のない」解釈を依然として可能にしながら、以前に予想されていたよりもわずかに高いレベルの塵の減衰も意味している。高速回転SPSモデルが静止UV光度関数に及ぼす影響は最小限であることがわかります。全体として、私たちの発見は、高赤方偏移の宇宙における塵の減衰と質量集合の歴史を理解する上で潜在的に重要な意味を持っています。
合体主体の明るい赤いクエーサーにおける降着と遮蔽
| Title |
Accretion_and_Obscuration_in_Merger-Dominated_Luminous_Red_Quasars |
| Authors |
Eilat_Glikman,_Stephanie_LaMassa,_Enrico_Piconcelli,_Luca_Zappacosta_and_Mark_Lacy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02859 |
我々は、新規およびアーカイブのチャンドラ観測に基づいたFIRST-2MASS(F2M)調査から得られた、10個の輝く塵のように赤くなったクエーサーのX線特性の分析を紹介します。これらの系は、クェーサーと銀河の共進化の合体駆動モデルによって予測された若い移行天体であると解釈されています。これらの発生源は光学から中赤外線までよく研究されており、エディントン比が0.1を超え、高解像度の画像処理を備えており、そのほとんどが最近または進行中の合体を示す乱れた形態を示しています。他の5つのF2M赤色クエーサーに関するこれまでのX線研究と組み合わせると、これらの源、特に合体によってホストされるものは、中程度から高い柱密度($N_H\simeq10^{22.5-23.5}$cm$^{-2}$)とエディントン比が高く、放射圧で遮蔽物質を吹き飛ばすことができます。我々は、赤色クエーサーの塵とガスの比率が、特に合体によってホストされている場合、天の川銀河の星間物質の値よりも大幅に低いというこれまでの発見を確認した。形態の合体に関する証拠が欠けている2つの赤色クエーサーの塵とガスの比は天の川銀河と一致しており、ブローアウトの放射フィードバック条件を満たしていません。これらの発見は、合体がAGNへの供給とAGNからのフィードバックをもたらすという、クエーサーと銀河の共進化の図式を裏付けています。我々はF2M赤色クェーサーを、文献に記載されている他の不明瞭で赤くなったクェーサー個体群と比較し、形態学的情報が欠如しているにもかかわらず、そのようなサンプルのほぼすべてがブローアウト条件を満たしており、風とフィードバックを示唆する流出の痕跡を示していることを発見した。
EAGLE シミュレーションにおける星形成銀河の塵の減衰スケーリング関係
| Title |
The_Dust_Attenuation_Scaling_Relation_of_Star-Forming_Galaxies_in_the_EAGLE_Simulations |
| Authors |
Man_Qiao,_Xian_Zhong_Zheng,_Antonios_Katsianis,_Jianbo_Qin,_Zhizheng_Pan,_Wenhao_Liu,_Qing-Hua_Tan,_Fang_Xia_An,_Dong_Dong_Shi,_Zongfei_L\"u,_Yuheng_Zhang,_Run_Wen,_Shuang_Liu,_Chao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02875 |
星形成銀河(SFG)における塵の減衰は、赤外線過剰(IRX$\equivL_{\rmIR}/L_{\rmUV}$)によってパラメーター化され、星形成速度(SFR)と密接に相関していることがわかりました。)、金属性、銀河サイズ、$z=3$までの普遍的なIRX関係に従います。このスケーリング関係は、銀河の星の形成、化学物質の濃縮、宇宙時間にわたる構造進化を調和させるための理論モデルに基本的な制約を与える可能性があります。私たちは、EAGLE流体力学シミュレーションを使用して$0.1\leqz\leq2.5$にわたる普遍的なIRX関係を再現し、銀河塵の減衰を決定する際の敏感なパラメーターを調査することを試みます。私たちの発見は、EAGLEから予測された普遍的なIRX関係が$z\leq0.5$での観測値とほぼ一致する一方で、異なる星の質量やより高い赤方偏移では顕著な不一致が生じることを示しています。具体的には、さまざまな銀河パラメータを変更することが、観測データと比較して予測される普遍的なIRX関係にどのような影響を与えるかを調査します。我々は、シミュレーションされた気相金属量が、予測される普遍的なIRX関係の形状にとって臨界量であることを示します。我々は、赤外線光度と赤外線過剰の影響はそれほど重要ではないが、銀河の大きさは事実上重大な影響を及ぼさないことがわかりました。全体として、EAGLEシミュレーションは、IRXとSFGの銀河パラメータの間で観察された特性の一部を再現できず、現在の最先端の理論モデルについてはさらなる調査とテストの必要性が強調されています。
孤立したエッジオン後期型銀河の面外放射。 I. H$\alpha$ 分布と古い恒星円盤と若い恒星円盤の分布
| Title |
Extraplanar_emission_in_isolated_edge-on_late-type_galaxies._I._The_H$\alpha$_distribution_versus_to_the_old_and_young_stellar_discs |
| Authors |
Minerva_M._Sardaneta_(1),_Philippe_Amram_(2),_Roberto_Rampazzo_(3),_Margarita_Rosado_(4),_Monica_Sanchez-Cruces_(1),_Isaura_Fuentes-Carrera_(4),_Soumavo_Ghosh_(5)_((1)_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico._Instituto_de_Astronomia,_Ciudad_de_Mexico,_Mexico,_(2)_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France,_(3)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Asiago,_Asiago,_Italy,_(4)_Escuela_Superior_de_Fisica_y_Matematicas,_Instituto_Politecnico_Nacional,_U.P._Adolfo_Lopez_Mateos,_Ciudad_de_Mexico,_Mexico,_(5)_Max-Planck-Institut_fur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02876 |
孤立した銀河は、潜在的な環境影響を最小限に抑えて銀河の構造を研究するための理想的な参照サンプルです。私たちは、円盤構造の垂直ビューを提供する孤立銀河カタログ(CIG)から、近くにある後期型の高度に傾斜した($i\geq80^{\circ}$)孤立銀河の完全なサンプルを選択しました。私たちは、近赤外(NIR)および紫外(UV)イメージングによって追跡された古いディスク構成要素と若いディスク構成要素をH$\alpha$放出構造と比較することにより、面外拡散イオン化ガス(eDIG)を研究することを目的としています。H$\alpha$単色マップはファブリーペロー(FP)干渉法から得られ、古いディスク構造と若いディスク構造は2MASSK$_{s}$バンド、GALEXNUVおよびFUVの測光分析から得られました。画像を取得して、恒星円盤とeDIGが存在するかどうかを識別します。H$\alpha$の形態はCIG71、CIG183、CIG593で独特であり、明らかな非対称性を示しています。一般に、H$\alpha$、UV、NIRから測定された幾何学的パラメーター(等光線位置角度、ピーク光分布、傾斜)は最小限の差異を示します(例:$\Deltai\leq\pm$10$^{\circ}$)。このことは、孤立銀河で予想されるように、相互作用が形態の形成に重要な役割を果たしていないことを示唆している。H$\alpha$マップから、14銀河のうち11銀河で垂直方向にeDIGが検出されました。eDIGの割合は高いですが、私たちのサンプルと傾斜渦巻きの一般的なサンプルとの比較は、この現象が銀河環境と相関していないことを示唆しています。14個の銀河のうち13個で見つかった面外UV放射によって示唆されているように、星形成はH$\alpha$マップで定義された円盤をはるかに超えて広がっています。
I Zw 1 の光学および近赤外スペクトルにおける鉄発光の共同解析
| Title |
Joint_analysis_of_the_iron_emission_in_the_optical_and_near-infrared_spectrum_of_I_Zw_1 |
| Authors |
Denimara_Dias_dos_Santos,_Swayamtrupta_Panda,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Murilo_Marinello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02936 |
活動的な超大質量ブラックホール(SMBH)の近くにあるイオン化媒体の物理的条件を制約することは、これらの複雑なシステムがどのように動作するかを理解するために重要です。鉄(Fe)などの金属輝線は、これらの降着システムにおけるガス媒体の存在量、活動、および進化を追跡するための有用なプローブです。これらの中で、FeII発光は、これらの輝線が生成される広域輝線領域(BELR)のエネルギー学、運動学、および組成を調査するための多くの先行研究の焦点となってきました。この研究では、光学領域と近赤外(NIR)領域における初の同時FeIIモデリングを紹介します。CLOUDY光イオン化コードを使用して、波長間隔4000～12000オングストロームの両方のスペクトル領域をシミュレートします。モデルの予測を、典型的な強力なFeII放出活性銀河核(AGN)であるIZw1について観測された線束比と比較します。これにより、広いパラメータ空間を調べることで、FeII放出の生成に最適なBLR雲密度と金属含有量に制約を設けることができ、これをIZw1のような放出源に拡張することができます。我々は、FeII発光強度に対する微小乱流の影響に特別な注意を払いながら、FeII擬似連続体の顕著で明確な特徴を光学および近赤外で実証します。
4XMM~J182531.5$-$144036: \emph{XMM-Newton} の偶然の調査内で発見された新しい永続的な Be/X 線バイナリ
| Title |
4XMM~J182531.5$-$144036:_A_new_persistent_Be/X-ray_binary_found_within_the_\emph{XMM-Newton}_serendipitous_survey |
| Authors |
A._B._Mason,_A._J._Norton,_J._S._Clark,_S._A._Farrell,_A._J._Gosling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02468 |
私たちは、{\itXMM-Newton}の偶然の調査で検出された時間変化するX線源の性質を調査することを目的としています。{\itXMM-Newton}の偶然の調査における物体のX線光度曲線の変動性が検索され、{\itChandra}によって観測された偶然の偶然の光源も調査されました。UKIDSSを使用して識別されたX線天体の対応物のその後の赤外分光分析は、VLT上の{\itISAAC}を使用して実行されました。2008年4月の{\itXMM-Newton}の偶然の調査で検出されたオブジェクト4XMM~J182531.5--144036が、2004年7月に{\itChandra}によってCXOU~J182531.4--144036として検出されたことも判明しました。どちらの観測でも、硬X線源が781秒の周期でコヒーレントなX線脈動を示していることが明らかになりました。線源の位置は$K=14$magの赤外線天体と一致しており、そのスペクトルは強いHeIとBr$\gamma$の輝線と、初期のB型矮星や巨星のスペクトルを超える過剰な赤外線を示しています。我々は、4XMM~J182531.5--144036は持続的なX線放射を示すBe/X線連星パルサーであり、XPerと同様に長期の低離心率軌道にある可能性が高いと結論付けています。
| Title |
A_JWST_Survey_of_the_Supernova_Remnant_Cassiopeia_A |
| Authors |
Dan_Milisavljevic,_Tea_Temim,_Ilse_De_Looze,_Danielle_Dickinson,_J._Martin_Laming,_Robert_Fesen,_John_C._Raymond,_Richard_G._Arendt,_Jacco_Vink,_Bettina_Posselt,_George_G._Pavlov,_Ori_D._Fox,_Ethan_Pinarski,_Bhagya_Subrayan,_Judy_Schmidt,_William_P._Blair,_Armin_Rest,_Daniel_Patnaude,_Bon-Chul_Koo,_Jeonghee_Rho,_Salvatore_Orlando,_Hans-Thomas_Janka,_Moira_Andrews,_Michael_J._Barlow,_Adam_Burrows,_Roger_Chevalier,_Geoffrey_Clayton,_Claes_Fransson,_Christopher_Fryer,_Haley_L._Gomez,_Florian_Kirchschlager,_Jae-Joon_Lee,_Mikako_Matsuura,_Maria_Niculescu-Duvaz,_Justin_D._R._Pierel,_Paul_P._Plucinsky,_Felix_D._Priestley,_Aravind_P._Ravi,_Nina_S._Sartorio,_Franziska_Schmidt,_Melissa_Shahbandeh,_Patrick_Slane,_Nathan_Smith,_Kathryn_Weil,_Roger_Wesson,_J._Craig_Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02477 |
我々は、最年少の銀河核崩壊超新星残骸カシオペアA(CasA)のJWST調査の初期結果を紹介します。この調査は、主殻、内部、および周囲の星周/星間物質(CSM)からの放射をマッピングするNIRCamとMIRI画像モザイクで構成されています。/ISM)。また、代表的なショックを受けた領域とショックを受けていない領域から噴出物、CSM、および関連するダストをサンプリングするMIRI/MRSIFU分光法の4つの探索的位置も紹介します。驚くべき発見には以下が含まれる:1)0.01pcスケールに分解された、衝撃を受けていない噴出物フィラメントのクモの巣状のネットワーク。祖先の酸素層からの低温の低エントロピー物質と、高温のニュートリノおよび放射性加熱された高エントロピーとの乱流混合と一致する全体的な形態を示す。物質、2)衝撃を受けたCSMからのダスト主体の放射の厚いシートは、残骸の内部への投影で見られ、CSMを突き抜けて接線方向に拡大する高速噴出物の結び目によって形成された小さな(約1秒角)の丸い穴のあるあばたがあった。衝撃、3)0.1秒角から1秒角の範囲の角度サイズの数十の光エコーが、ISM内のこれまでに見たことのない微細スケールの構造を反映しています。NIRCamの観測により、CasAの中心にある中性子星からの赤外線放射に新たな上限が設けられ、フォールバック円盤の可能性を伴うシナリオが厳しく制限されています。これらのJWST調査データと初期の発見は、恒星集団の形成と進化、銀河の金属と塵の濃縮、コンパクトな残骸天体の起源に広範な影響を与える大規模な星の爆発に関する未解決の疑問に対処するのに役立ちます。
マスキングに対する銀河中心の過剰な形態の堅牢性
銀河中心超過（GCE）は依然として永続的な謎であり、主な説明は暗黒物質の消滅または未解決のミリ秒パルサー集団であると考えられています。GCEの形態を分析すると、その正確な起源を特定するための重要な手がかりが得られます。我々は、点線源と銀河円盤からのガンマ線放射が除外される解析における重要なステップであるマスキングの影響に対する、推定されたGCE形態の堅牢性を調査します。フェルミ点源カタログとウェーブレット法から構築されたさまざまなマスクを使用すると、GCE形態、特にその楕円率と尖度が、2～3GeVを超えるエネルギーに対するマスクの選択に比較的依存しないことがわかります。GCEの形態は、暗黒物質の消滅で予想されるように、体系的にほぼ球形の形状を好みます。さまざまな恒星バルジプロファイルと比較して、球状暗黒物質消滅プロファイルは、Colemanらの恒星バルジプロファイルを除き、さまざまなマスクおよび銀河拡散放射背景にわたるデータによりよく適合します。(2020)、データへの同様の適合が得られます。暗黒物質の消滅からの1つとコールマンバルジのトレースによる2つのコンポーネントでGCEをモデル化すると、この2つのコンポーネントのモデルが単一のコンポーネント、または暗黒物質の消滅と他の恒星のバルジプロファイルの組み合わせよりも優れていることがわかります。さまざまな背景モデルやマスクにわたって、各コンポーネントが寄与する正確な割合については不確実性が残ります。しかし、コールマンバルジが優勢な場合、その対応するスペクトルにはミリ秒パルサーに通常関連付けられている特性が欠けており、これは、まだ存在し球対称であるGCEではなく、他の発生源からの放射を主にモデル化していることを示唆しています。
| Title |
X-ray_diagnostics_of_Cassiopeia_A's_"Green_Monster":_evidence_for_dense_shocked_circumstellar_plasma |
| Authors |
Jacco_Vink_(1),_Manan_Agarwal_(1),_Patrick_Slane_(2),_Ilse_de_Looze_(3),_Dan_Milisavljevic_(4),_Dan_Patnaude_(2),_Tea_Temim_(5)_((1)_Anton_Pannekoek_Institute/GRAPPA,_University_of_Amsterdam,_(2)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(3)_Sterrenkundig_Observatorium,_Ghent_University,_(4)_Purdue_University,_(5)_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02491 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)に搭載されたMIRI装置を使った核崩壊超新星残骸カシオペアA(CasA)の最近の調査により、「グリーンモンスター」と呼ばれる内部領域の大きな構造が明らかになりました。その位置は噴出物構造であることを示唆していますが、「グリーンモンスター」の赤外線特性は星周媒体(CSM)起源を示唆しています。JWSTCasA論文の姉妹論文であるこの論文では、チャンドラX線天文台のデータを使用して、「グリーンモンスター」に関連するフィラメント状X線構造を調査します。私たちは、「グリーンモンスター」に沿ったスペクトルと衝撃を受けたCSM領域からスペクトルを抽出しました。抽出されたスペクトルと主成分分析の両方から、「グリーンモンスター」の発光特性が衝撃を受けたCSMの発光特性と類似していることが示されています。スペクトルは、非平衡電離モデルと銀河吸収によって修正されたべき乗則成分の組み合わせからなるモデルによってよく適合します。すべての「グリーンモンスター」スペクトルは約2500km/sの青方偏移を示しており、この構造がCasAの近くにあることを示唆しています。電離年齢は約$n_{e}t$=$1.4\times10^{11}$cm$^{-3}$s。これは、衝撃前の密度が約11cm$^{-3}$に相当し、衝撃を受けていないCSMの以前の推定値よりも高い。比較的高い正味速度と比較的低い半径方向速度は、この構造が他の衝撃を受けたCSMプラズマと比較して比較的高密度であることを示唆しています。この分析は、CasAの始祖周囲のCSMが滑らかな定常風のプロファイルのものではなかったというさらに別の証拠を提供します。
銀河のバルジ内で電波バーストを発する正体不明のフェルミ源
| Title |
An_unidentified_Fermi_source_emitting_radio_bursts_in_the_Galactic_bulge |
| Authors |
Reshma_Anna-Thomas,_Sarah_Burke-Spolaor,_Casey_J._Law,_F.K._Schinzel,_Kshitij_Aggarwal,_Geoffrey_C._Bower,_Liam_Connor_and_Paul_B._Demorest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02498 |
私たちは、リアルタイム過渡検出および位置特定システムrealfastを使用して、銀河バルジからの電波バーストの検出について報告します。このパルスは、未確認のフェルミ$\gamma$線源の調査中に、カールG.ジャンスキー超大型アレイ上で共生的に検出されました。リアルファーストの高速サンプリングイメージングを使用して、バーストの位置を秒未満の精度で特定しました。グリーンバンク望遠鏡による追跡観測により、同じ発生源からの追加のバーストが検出されました。デューティサイクルが20%未満であると仮定すると、バーストは480秒の周期までの検索では周期性を示しません。パルスはほぼ100%直線偏光で、最大12%の円偏光を示し、-2.7という急峻な電波スペクトル指数を持ち、月単位のタイムスケールで可変散乱を示します。秒角レベルのリアルファスト位置特定は、線源をフェルミ$\gamma$線源と確実にリンクし、XMM-ニュートンX線源の近くに(一致していませんが)配置します。ソースの全体的な特性に基づいて、私たちはこの天体の性質に関するさまざまなオプションを議論し、それが若いパルサー、マグネター、または連星パルサー系である可能性があることを提案します。
天体物理環境における大規模なブラックホール連星の降着に関する GRMHD 研究: レビュー
| Title |
GRMHD_study_of_accreting_massive_black_hole_binaries_in_astrophysical_environment:_a_review |
| Authors |
Federico_Cattorini_and_Bruno_Giacomazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02521 |
天体物理環境における大規模連星ブラックホール(MBBH)合体の理論的特徴付けにおける最近の数値的進歩の概要を紹介します。これらのシステムは、宇宙で最も大きな重力波(GW)の発生源の1つであり、特にマルチメッセンジャー天文学の有望な候補です。GWと合体するMBBHからの電磁(EM)信号の同時検出は、現代の天体物理学の最前線にあります。これらのシステムを探索する観測活動における大きな課題の1つは、合体前、合体中、合体後に発生するEM信号の強力な予測が不足していることです。したがって、これまでの理論的研究では、GW信号と同時にMBBHから出現するEM対応物を特徴付けることが多大な努力を払われ、EM観測を導き支援する独特の観測特徴を決定することが目的であった。MBBH合体の鋭いEM予測を生み出すには、強重力下での降着プラズマの進化を支配する磁気流体力学方程式とアインシュタインの場の方程式を組み合わせて解くことにより、完全な一般相対論的方法でバイナリのインスパイラルを合体に至るまでモデル化することが重要です。我々は、さまざまな環境におけるMBBH合体の天体物理学的発現を調査し、重力信号に伴う潜在的に観測可能な決定的証拠となるEMサインの予測に焦点を当てた一般相対論的数値研究をレビューする。
超新星モデルにおける相関と識別性の課題: 将来のニュートリノ検出器からの洞察
| Title |
Correlations_and_Distinguishability_Challenges_in_Supernova_Models:_Insights_from_Future_Neutrino_Detectors |
| Authors |
Maria_Manuela_Saez,_Ermal_Rrapaj,_Akira_Harada,_Shigehiro_Nagataki,_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02531 |
この論文は、ニュートリノ望遠鏡の重要なターゲットとして核崩壊超新星を調査し、シミュレーション結果の不確実性に対処します。私たちは18の最新シミュレーションを包括的に分析し、現実的な検出器と相互作用を使用して超新星モデルを識別します。大質量レプトンニュートリノと振動によって引き起こされるニュートリノの総エネルギーと累積カウントとの間に有意な相関関係が確認されており、特にDUNE検出器で顕著です。ベイジアン技術は、銀河超新星イベント中のモデル識別の強力な可能性を示しており、HKは状態方程式、前駆体の質量、および混合スキームに基づいてモデルを識別することに優れています。
逆離散ウェーブレット変換を使用した高解像度での 4FGL 不確かな音源の特定
| Title |
Identification_of_4FGL_uncertain_sources_at_Higher_Resolutions_with_Inverse_Discrete_Wavelet_Transform |
| Authors |
Haitao_Cao,_Hubing_Xiao,_Zhijian_Luo,_Xiangtao_Zeng,_Junhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02589 |
これからの大規模な天文データの時代において、地上および宇宙の望遠鏡から目的のソースを見つけるのは負担です。この問題に対処するために機械学習(ML)手法が広く利用されていますが、詳細なデータ分析を組み込むことで、大量の天文データを扱う際にターゲットソースを特定する効率が大幅に向上します。この研究では、AGN候補を見つけ、4FGLDR3不確実なソースからBLLac/FSRQ候補を特定するタスクに焦点を当てました。私たちは4FGLDR3カタログの属性間の相関関係を研究し、元のデータを変換するためのFDIDWTという新しい方法を提案しました。変換されたデータセットは、フラクタル次元(FD)理論による相関特徴の推定と逆離散ウェーブレット変換(IDWT)による多重解像度解析により、低次元で特徴が強調表示されるという特徴があります。FDIDWTメソッドと改良された軽量MatchboxConv1Dモデルを組み合わせて、我々は2つのミッションを達成しました:(1)4FGLDR3不確かなソース内の活動銀河核(AGN)を他の(非AGN)から96.65%の精度で区別する。ミッションA;(2)不確実タイプのブレーザー候補(BCU)を92.03%の精度でBLレーステア天体(BLLacs)またはフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)に分類すること、つまりミッションB。ミッションAには1354個のAGN候補があります。ミッションBでは482人のBLLac候補者と128人のFSRQ候補者が見つかりました。結果は、以前の研究結果と98%以上の高い一貫性を示しました。さらに、私たちの方法は、通常の方法よりも変動が少なく、比較的暗い光源を見つけることができるという利点があります。
| Title |
Precision_constraints_on_the_neutron_star_equation_of_state_with_third-generation_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Kris_Walker,_Rory_Smith,_Eric_Thrane,_Daniel_J._Reardon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02604 |
中性子星の核内で見られる極端な密度で物質がどのように動作するかは、現時点では不明です。中性子星の状態方程式の測定は、実験室環境ではアクセスできない核物理学を解明します。連星中性子星の合体からの重力波は、この物理学に関する詳細をエンコードし、状態方程式を推測できるようにします。計画されている第3世代の重力波観測所は感度が大幅に向上しており、中性子星の状態方程式に厳しい制約を与えることが期待されています。私たちは、第3世代天文台コズミックエクスプローラーとアインシュタイン望遠鏡による連星中性子星合体のシミュレーション観測を組み合わせて、妥当な中性子星の質量範囲にわたる状態方程式に対する将来の制約を決定します。1台の宇宙探査機とアインシュタイン望遠鏡で構成されるネットワークは、1年間の運用で$\gtrsim3\times10^5$個の連星中性子星の合体を検出できると期待されています。最も騒々しい75個のイベントのみを考慮することによって、このようなネットワークは中性子星の半径を質量範囲$1-1.97$で少なくとも$\lesssim200$m（信頼性90%）に制限できることを示します$M_{\odot}$--LIGO-Virgo-KAGRAおよびNICERによる現在の制約よりも約10倍優れています。制約は、連星中性子星の質量分布がピークであると仮定する$1.4-1.6$$M_{\odot}$付近の$\lesssim75$m(信頼性90%)です。この制約は主に最も大きな$\sim20$イベントによって決まります。
低密度キャビティにおける PeVatron 候補 SNR G106.3+2.7: 多波長テスト
| Title |
PeVatron_Candidate_SNR_G106.3+2.7_in_a_Low-density_Cavity:_a_Multiwavelength_Test |
| Authors |
Yiwei_Bao_and_Ruo-Yu_Liu_and_Chong_Ge_and_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02654 |
この論文では、X線と$\gamma$線の観測に基づいて、ハドロンPeVatron候補である超新星残骸(SNR)G106.3+2.7の周囲の星間物質(ISM)の密度を制約します。この調査の目的は、陽子PeVatron候補としてのこのSNRに対するガス環境の影響を理解することです。SNRから注入されたCRの自己制御伝播をモデル化することで、分子雲やISMとのハドロン核相互作用を介したCRの$\gamma$線放出を計算し、測定された$\gamma$線束を使用します。SNR付近のISM密度を制限します。我々の結果は、SNRが低密度($n<0.05cm^{-3}$)の空洞に拡大しており、現在は非常に初期段階にないにもかかわらず、SNRが潜在的な陽子PeVatronである可能性があるという図を裏付けています。。
XTE J1701-462 の Z トラックに沿った相関分光偏光測定研究により、冠状幾何学形状に制約が課せられます
| Title |
Correlated_spectro-polarimetric_study_along_the_Z_track_in_XTE_J1701-462_puts_constraints_on_its_coronal_geometry |
| Authors |
Wei_Yu,_Qingcui_Bu,_Victor_Doroshenko,_Lorenzo_Ducci,_Long_Ji,_Wenda_Zhang,_Andrea_Santangelo,_Shuangnan_Zhang,_Anand_Waghmare,_Mingyu_Ge,_Yue_Huang,_Hexin_Liu,_Lian_Tao,_Zixu_Yang,_Liang_Zhang,_and_Jinlu_Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02658 |
コンテクスト。2022年9月に、過渡中性子星低質量X線連星XTEJ1701-462が新たな爆発を起こしました。目的。この研究の目的は、XTEJ1701-462の降着幾何学形状の進化を、この源のZトラックに沿った分光偏光特性を研究することによって調べることです。Insight-HardX-rayModulationTelescope(HXMT)とImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によってアーカイブされた同時観測は、私たちにチャンスを与えてくれます。方法。IXPE、Insight-HXMT、NuSTARの同時観測を使用した、XTEJ1701-462の包括的なX線分光偏光分析を紹介します。IXPE観測では、偏光の測定に2つの方法が使用されます。PCUBEによるモデルに依存しない測定と、XSPECによるモデルに依存する偏光スペクトル解析です。Insight-HXMTとNuSTARからの対応するスペクトルは、それぞれスラブ状コロナと球殻状コロナに対応する2つの構成で研究されています。結果。XTEJ1701-462では重要な偏波特性が検出されます。分極度はZトラックに沿って減少傾向を示し、水平分岐では(4.84$\pm$0.37)%から(3.76$\pm$0.43)%に減少し、垂直分岐では1%未満に跳ね上がります。Insight-HXMTとNuSTARからの同時スペクトル分析は、熱放射とコンプトン化放射の間の再分布がZトラックに沿ったPD進化の理由である可能性があることを示唆しています。相関する分光偏光特性に基づいて、この発生源はおそらくスラブコロナル形状を持ち、コロナのサイズ/厚さはZトラックに沿って減少すると提案します。
将来の X 線装置による中性子星の降着のタイミング: 高密度物質の状態方程式の新たな制約に向けて
| Title |
Timing_of_accreting_neutron_stars_with_future_X-ray_instruments:_towards_new_constraints_on_dense_matter_equation_of_state |
| Authors |
V._Karas,_K._Klimovicova,_D._Lancova,_M._Stolc,_J._Svoboda,_G._Torok,_M._Matuszkova,_E._Sramkova,_R._Sprna,_M._Urbanec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02729 |
強化型X線タイミング・旋光計（eXTP）ミッションは、2020年代後半に打ち上げられる予定の宇宙ミッションで、現在中国主導で欧州パートナーとの国際協力のもと開発が進められている。ここでは、eXTP科学に対するチェコの貢献に関する進捗レポートを提供します。私たちは、オパヴァ(オパヴァにあるシレジア大学物理研究所)とプラハ(チェコ科学アカデミー天文学研究所)で実行されたシミュレーション結果について報告します。そこでは、衛星の高度なタイミング機能が明るいX線連星について評価されています。降着中性子星(NS)を含み、準周期振動を示します。動径運動やレンズ・サーリング歳差運動など、一般相対性理論によって決定される降着領域の最深部の流体の振動に起因するX線変動の測定は、異なる生存可能な密度の特徴を区別できる高感度のテストに役立ちます。物質の状態方程式。我々は、降着流体の非測地線振動を記述する式と、NS特性を決定する普遍的な関係の迅速な適用を可能にするその簡略化された実際的な形式を開発しました。これらの関係は、強重力および中性子星モデルにおける光の伝播を研究するためのソフトウェアツールと併せて、目的の大面積検出器(LAD)の特性に焦点を当てながらX線変動の正確なモデリングに使用できます。私たちはプログラムのステータスを更新し、ミッション仕様が最終策定に向けて進むにつれてシミュレーション結果と段階的な更新を提供する電子リポジトリをセットアップします。
大規模な球状星団 M14 の微弱 X 線および電波源の探査: へびつかい新星 1938 の紫外線に明るい対応物
| Title |
Exploration_of_faint_X-ray_and_radio_sources_in_the_massive_globular_cluster_M14:_A_UV-bright_counterpart_to_Nova_Ophiuchus_1938 |
| Authors |
Yue_Zhao,_Francesca_D'Antona,_Antonino_P._Milone,_Craig_Heinke,_Jiaqi_Zhao,_Phyllis_Lugger,_Haldan_Cohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02854 |
大質量球状星団(GC)M14での12ksアーカイブのチャンドラX線天文台ACIS-S観測を使用して、その半光半径内、深さ0.5～7keV、2.5ドルで合計7つの微弱X線源を検出しました。\times10^{31}\,\mathrm{erg~s^{-1}}$。X線源の位置を超大型アレイ無線点源のカタログおよびハッブル宇宙望遠鏡(HST)のUV/光学/近赤外測光カタログと照合し、2つの無線点源と6つのHSTの対応物を明らかにしました。X線源。さらに、最近発見されたミリ秒パルサーPSR1737-0314Aの電波源も特定しました。最も明るいX線源CX1は、古典新星「へびうち1938」（Oph1938）の公称位置と一致しているようであり、Oph1938とCX1の両方は、UV輝度可変のHST相当物と一致していると我々は主張している。これにより、Oph1938は、M80のさそり新星T以来、銀河GCで回収された2番目の古典的な新星となります。CX2は、急峻なスペクトルの無線ソースVLA8と一致しており、淡い青色のソースと明確に一致します。VLA8の急峻さはパルサーの性質、おそらく後期K矮星伴星を伴う移行期のミリ秒パルサーを示唆していますが、活動銀河核(AGN)の可能性も排除できません。X線源の他の対応物はすべて、彩層的に活動的な連星または背景AGNを示唆しているため、その性質にはさらなるメンバーシップ情報が必要です。
OSIRIS-GR: 小型中性子星の極冠の一般相対論的活性化
| Title |
OSIRIS-GR:_General_relativistic_activation_of_the_polar_cap_of_a_compact_neutron_star |
| Authors |
R._Torres,_T._Grismayer,_F._Cruz,_R.A._Fonseca,_L.O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02908 |
目的:コヒーレント電波放射の前駆体である極冠粒子の加速効率に対するGRとプラズマ供給の役割を調査するため、整列回転子構成におけるコンパクトな中性子星磁気圏の非経験的全球パーティクル・イン・セル(PIC)シミュレーション。方法:完全に自己矛盾のないGR効果を備えたコンパクトな物体の周囲のプラズマダイナミクスをモデル化するためのPICコードOSIRISの新しいモジュールが提示されます。拡張機能と実装方法の詳細な説明は、フィールドソルバー、パーティクルプッシャー、電荷保存電流デポジットスキームなど、PICループの主要なサブアルゴリズムに対して提供されます。結果:レプトンは、力のない磁気圏を持つ中性子星の極冠内で効率的に加速されます。このソリューションは強力なポロイダル流をサポートしており、GRフレームの引きずり効果により、どの恒星のコンパクトさでも宇宙のようなものに簡単に変換されます。反対に、電荷分離された磁気圏溶液は、極冠を活性化するためにプラズマの供給と緻密さに依存します。溶液が力のない状態から最も遠いほど、極冠の活性化には最も高いコンパクトさが必要となります。結論:GR効果は、低傾斜回転子のパルサー機構を説明するために重要です。我々は、整列した回転子に焦点を当て、GRが極冠から加速器領域への移行に必要な最小限必要なポロイダル磁気圏電流を緩和し、予想される死線を超えた弱いパルサーの観測を正当化することを示した。また、極冠と外側ギャップの間の相互作用が、測定されたスピンダウン光度の間欠的な挙動と、古いパルサーの電波サブパルスのヌリングの存在をどのように説明できるかを実証します。
宇宙論の道のバンプを探す: 初期過剰を伴う Ia 型超新星には偏ったハッブル残差があるか?
| Title |
Searching_for_Bumps_in_the_Cosmological_Road:_Do_Type_Ia_Supernovae_with_Early_Excesses_Have_Biased_Hubble_Residuals? |
| Authors |
Christine_Ye,_David_O._Jones,_Willem_B._Hoogendam,_Benjamin_J._Shappee,_Suhail_Dhawas,_Sammy_N._Sharief |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02926 |
Ia型超新星(SNe\,Ia)の初期光度曲線における過剰光束は、複数の理論モデルによって予測されており、過去10年間にわたって近くの多数のSNe\,Iaで観察されてきました。ただし、これらの過剰を引き起こす天体物理学的プロセスは、宇宙論的パラメータ測定用の標準化可能なキャンドルとしての使用に影響を与える可能性があります。この論文では、ZwickyTransientFacility(ZTF)によって観察されたSNe\,Iaの初期超過の体系的な検索を実行し、これらの超過を持つSNe\,Iaが体系的に異なるハッブル残差を生成するかどうかを研究します。私たちは、運用初年度からのZTFSN\,Ia光度曲線の2つの編集を分析します。\citet{Yao19}からの127個の高調度光度曲線と、\citet{Dhawan22}のZTF宇宙論データリリースからの305個の光度曲線です。これらのサンプルでは、17SNe\,Iaの顕著な初期過剰が検出され、過剰の$g-r$カラーが$0.06\pm0.09$~magであることがわかりました。いくつかのモデルで予測されているように、青色の過剰が明確に好まれるということは見つかりません。SALT3モデルを使用して、これら2つのサンプルのハッブル残差を測定したところ、$\sim$2-で、形状、色、およびホスト銀河の質量を補正した後、過剰を持つSNe\,Iaのハッブル残差(HR)が低くなる可能性があることがわかりました。3$\sigma$の重要性。ベースライン結果は$\DeltaHR=-0.056\pm0.026$~mag($2.2\sigma$)です。過剰を有するSNe\,Iaと過剰を持たないSNe\,Iaのホスト銀河の質量を比較したところ、それらが一貫していることが判明したが、わずかな意味で過剰を有するSNe\,Iaは低質量のホストを好む可能性がある。初期の過剰SNe\,Iaのさらなる発見は、SN\,Ia宇宙論の潜在的な偏りを理解し、SN\,Ia前駆体の物理学を調査するための強力な方法となるでしょう。
メソポーラスアモルファスカーボンダストを通した水の輸送
| Title |
Water_transport_through_mesoporous_amorphous-carbon_dust |
| Authors |
Romain_Basalg\`ete,_Ga\"el_Rouill\'e,_and_Cornelia_J\"ager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02821 |
アモルファス炭素(a-C)のメソ多孔性塵を通した水分子の拡散は、彗星の進化だけでなく、星前星、原始星、原始惑星塵の進化においても重要なプロセスです。惑星の形成にも関与しています。このプロセスに関するデータが存在しないことを考慮して、我々は、原始星や彗星塵に類似した物質であるa-Cナノ粒子が凝集したメソポーラス層の底に埋められた水の氷から脱離する水分子の等温拡散を実験的に研究した。赤外分光法を使用して、低温(160～170K)および圧力(6$\times$10$^{-5}$～8$\times$10$^{-4}$Pa)条件での拡散をモニタリングしました。フィックの拡散の第一法則により、10$^{-2}$cm$^2$s$^{-1}$程度の拡散率値を導き出すことができ、これをクヌーセン拡散と関連付けました。水蒸気の分子束は、厚さに対して5$\times$10$^{12}$から3$\times$10$^{14}$cm$^{-2}$s$^{-1}$の範囲でした。氷のない多孔質層の範囲は60～1900nmです。ナノ粒子の層が球の集合体に同化すると、我々は、空隙率0.80～0.90のこの宇宙塵類似体には、管状細孔システムの曲がりくねり係数0.94～2.85と同様の幾何学補正係数があると考えました。この方法を他の組成の氷や耐火性粒子に適用すると、他の有用なデータが得られます。
エルメス パスファインダー ミッションの GAGG:Ce シンチレーター結晶によって放出される残留ルミネセンスの新しい詳細な特性評価
| Title |
New_detailed_characterization_of_the_residual_luminescence_emitted_by_the_GAGG:Ce_scintillator_crystals_for_the_HERMES_Pathfinder_mission |
| Authors |
Giovanni_Della_Casa,_Nicola_Zampa,_Daniela_Cirrincione,_Simone_Monzani,_Marco_Baruzzo,_Riccardo_Campana,_Diego_Cauz,_Marco_Citossi,_Riccardo_Crupi,_Giuseppe_Dilillo,_Giovanni_Pauletta,_Fabrizio_Fiore,_Andrea_Vacchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02900 |
エルメス(HighEnergyRapidModularEnsembleofSatellites)パスファインダーミッションは、新しい無機シンチレーターを利用して、Xおよびソフト$\gamma$エネルギー範囲でガンマ線バーストなどの天文過渡源を研究するための超小型衛星群を開発することを目的としています。。この研究は、GAGG:Ceシンチレーション結晶に高エネルギー陽子(70MeV)と紫外光($\sim$300nm)を照射した後の、GAGG:Ceシンチレーション結晶の異常に強力で長期にわたる残留発光を経験的モデルを使って説明するために得られた結果を示しています。）。このように導出されたモデルから、動作条件における検出器の性能に対するこの残留ルミネセンスの影響が分析されました。残留発光によって生成される電流は1～2pAでピークに達することが実証され、この検出器とエルメスパスファインダー超小型衛星との完全な互換性が確認されました。
初期の大質量星からの壮大な元素合成
| Title |
Spectacular_nucleosynthesis_from_early_massive_stars |
| Authors |
Alexander_P._Ji,_Sanjana_Curtis,_Nicholas_Storm,_Vedant_Chandra,_Kevin_C._Schlaufman,_Keivan_G._Stassun,_Alexander_Heger,_Marco_Pignatari,_Adrian_M._Price-Whelan,_Maria_Bergemann,_Guy_S._Stringfellow,_Carla_Frohlich,_Henrique_Reggiani,_Erika_M._Holmbeck,_Jamie_Tayar,_Shivani_P._Shah,_Emily_J._Griffith,_Chervin_F._P._Laporte,_Andrew_R._Casey,_Keith_Hawkins,_Danny_Horta,_William_Cerny,_Pierre_Thibodeaux,_Sam_A._Usman,_Joao_A._S._Amarante,_Rachael_L._Beaton,_Phillip_A._Cargile,_Cristina_Chiappini,_Charlie_Conroy,_Jennifer_A._Johnson,_Juna_A._Kollmeier,_Haining_Li,_Sarah_Loebman,_Georges_Meynet,_Dmitry_Bizyaev,_Joel_R._Brownstein,_Pramod_Gupta,_Sean_Morrison,_Kaike_Pan,_Solange_V._Ramirez,_Hans-Walter_Rix,_Jose_Sanchez-Gallego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02484 |
50Msunを超える初期質量で形成された星は今日では非常にまれですが、初期の宇宙ではより一般的であると考えられています。初期の、金属に乏しい、巨大な星の運命は非常に不確実です。ほとんどはブラックホールに直接崩壊すると予想されているが、回転駆動エンジンやペア生成の不安定性の結果として爆発するものもある。我々は、SDSS-V天の川マッパーの初期追跡調査で同定された近くの低質量星であるJ0931+0038の化学存在量を提示します。J0931+0038は、宇宙初期の大質量星からの異常な元素合成の痕跡を保存しています。J0931+0038は比較的高い金属度([Fe/H]=-1.76+/-0.13)を持ちますが、[N/Fe]、[Na/Fe]の既知の存在比が最も低いものを含む、極端な奇偶存在パターンを示します。、[K/Fe]、[Sc/Fe]、[Ba/Fe]。これは、その金属の大部分が単一の極めて金属含有量の少ない元素合成源に由来していることを意味します。元素合成予測による広範な検索により、初期質量が50Msunを超える前駆体が明らかに優先されることが判明し、J0931+0038がこの質量範囲での元素合成に対する最初の観察上の制約の1つとなっています。しかし、完全な存在量パターンは文献内のどのモデルとも一致しません。したがって、J0931+0038は、次世代の元素合成モデルに課題を提示し、対流、回転、ジェット、および/または連星伴星の影響を受ける高質量始原星の研究を動機づけます。まれではあるが、金属の乏しい星における異常な初期元素合成の例は、今後の大規模な分光調査でさらに発見されるはずである。
Icarus の磁化 CME モデルに対する AMR とグリッド ストレッチの影響
コンテクスト。コロナ質量放出（CME）は、地球付近の太陽風の擾乱の主な原因です。CMEの内部磁場が私たちに向けられると、地球の磁場と相互作用して地磁気嵐を引き起こす可能性があります。このような事象による被害をより適切に予測し回避するために、最適化された太陽圏モデルIcarusが実装されました。目的。CMEの地球への影響は、その内部磁場の構造に大きく影響されます。この研究の目的は、イカロス内でのCMEの伝播全体にわたるCMEの磁場構成の進化をモデル化できるようにすることです。研究の焦点は、CMEの地球規模の磁気構造とその進化と太陽風との相互作用にあります。方法。Icarusに実装されている磁化CMEモデルはLinearForce-FreeSpheromakであり、EUHFORIAからインポートされています。グリッドストレッチやAMRなどの高度な技術が適用されます。必要に応じて局所的に高解像度を得るために、さまざまなAMRレベルが適用されます。すべてのシミュレーションの結果が詳細に比較され、シミュレーションの実時間が提供されます。結果。実行されたシミュレーションの結果が分析されます。到着時間はEUHFORIAシミュレーションの方がより正確に近似されており、CMEショックはAMRレベル4および5のシミュレーションよりそれぞれ1.6時間および1.09時間遅く到着します。プロファイルの特徴と可変強度は、AMRレベル4および5を使用したIcarusシミュレーションによって最もよくモデル化されます。到着時間はEUHFORIAシミュレーションでの観測時間に近いですが、さまざまな変数のプロファイルはIcarusシミュレーションの方がより多くの特徴と詳細を示しています。モデル化された結果の小さな違いと計算リソースの大きな違いを考慮すると、AMRレベル4のシミュレーションが最も優れたパフォーマンスを示したと考えられます。
磁化乱流分子雲コアにおける単極アウトフローの形成と $\textit{原星ロケット効果}$
| Title |
Formation_of_unipolar_outflow_and_$\textit{protostellar_rocket_effect}$_in_magnetized_turbulent_molecular_cloud_cores |
| Authors |
Daisuke_Takaishi,_Yusuke_Tsukamoto,_Miyu_Kido,_Shigehisa_Takakuwa,_Yoshiaki_Misugi,_Yuki_Kudoh,_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02525 |
観察された原始星からの流出は、顕著な単極性流出や屈曲した流出など、さまざまな非対称な特徴を示します。このような非対称な原始星アウトフロー、特に単極アウトフローの形成と初期進化を明らかにすることは、星や惑星の形成をより深く理解するために不可欠です。なぜなら、これらのアウトフローは質量降着や原始星や原始惑星系円盤への角運動量輸送を劇的に変化させる可能性があるからです。ここでは、三次元の非理想的な磁気流体力学シミュレーションを実行して、磁化された乱流の孤立した分子雲コアにおける非対称な原始星アウトフローの形成と初期の進化を調査します。私たちの知る限りでは、単一の低質量原始星系でも単極性アウトフローが形成されることが初めてわかりました。結果は、単極性流出が$\mu=8$と$16$の無次元質量磁束比を持つ弱く磁化された雲コア内で駆動されることを示しています。さらに、ロケットの打ち上げと推進に似た単極性流出の$\textit{原星ロケット効果}$を発見しました。単極性の流出は、原始星系を中央の密な領域から親雲のコアの外側の領域に排出し、その排出によって引き起こされるラム圧がさらなる新たな流出の駆動を抑制します。対照的に、曲がる双極性流出は、$\mu=4$で適度に磁化された雲のコア内で駆動されます。親雲コアの磁気エネルギーと乱流エネルギーの比は、非対称な原始星アウトフローの形成に重要な役割を果たしている可能性があります。
白色矮星周囲の小惑星塵の形態: G29-38 の光学および近赤外線の脈動
| Title |
The_Morphology_of_Asteroidal_Dust_Around_White_Dwarf_Stars:_Optical_and_Near-infrared_Pulsations_in_G29-38 |
| Authors |
T._von_Hippel_(Embry-Riddle_Aeronautical_University,_USA),_J._Farihi_(University_College_London,_UK),_J._L._Provencal_(University_of_Delaware,_USA),_S._J._Kleinman_(Astromanager_LLC,_USA),_J._E._Pringle_(University_of_Cambridge,_UK),_A._Swan_(University_College_London_and_University_of_Warwick,_UK),_G._Fontaine_(University_of_Montreal,_Canada),_J._J._Hermes_(Boston_University,_USA),_J._Sargent_(University_of_Georgia,_USA),_Z._Savery_(University_of_Delaware,_USA),_W._Cooper_(University_of_Delaware,_USA),_V._Kim_(Fesenkov_Astrophysical_Institute,_Kazakhstan),_V._Kozyreva_(Sternberg_Astronomical_Institute,_Russia),_M._Krugov_(Fesenkov_Astrophysical_Institute,_Kazakhstan),_A._Kusakin_(Fesenkov_Astrophysical_Institute,_Kazakhstan),_A._Moss_(University_of_Oklahoma,_USA),_W._Ogloza_(Mt._Suhora_Observatory,_Poland),_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02558 |
白色矮星G29-38の周りを周回する星周塵からの過剰な赤外線が発見されてから36年以上が経過しました。白色矮星G29-38は、17.5パーセクでこのクラスの中で最も近くて明るいものです。軌道を周回する塵の正確な形態は、既存のデータによってわずかに制約されるだけであり、モデルに依存した推論の対象となるため、その力学的起源と進化に関する根本的な疑問は依然として残ります。この研究は、主に赤外線で再放射する塵の可変照明源として光波長で測定された星の脈動を使用して、放出塵の幾何学的分布を制約する手段を提示する。全地球望遠鏡の光学測光と、NASAの赤外線望遠鏡施設のSpeXで得られた0.7～2.5ミクロンの分光法を組み合わせることで、観測されたすべての波長での光度の変化が検出されます。ほとんどの波長での変化は、脈動する恒星の光球の挙動に対応していますが、最長波長の光曲線は、対応する星周塵の時間変動を調べます。方法論の開発に加えて、主脈動モードでは波長の増加に伴って脈動振幅が減少するが、非線形結合周波数では約2ミクロンを超えると脈動振幅が増加することがわかりました。我々は、これらの結果を、同一のl値の主モードから派生した組み合わせモードとして解釈し、暖かい塵の形態への影響について議論します。また、表面対流ゾーンによってモード間相互作用や最大振幅脈動モードの第1高調波の挙動に課せられる非線形性の結果についての、我々の発見と理論的期待との間にいくつかの矛盾があることにも注意を払います。
摂動的アプローチによる近接連星系における潮汐力と後尾運動の過小評価: 非摂動モデルとの比較
| Title |
Underestimation_of_the_tidal_force_and_apsidal_motion_in_close_binary_systems_by_the_perturbative_approach:_Comparisons_with_non-perturbative_models |
| Authors |
L._Fellay,_M.-A._Dupret,_and_S._Rosu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02573 |
星の変形は、連星系における星の動的進化に重要な役割を果たし、潮汐散逸や物質移動プロセスの結果に影響を与えます。天体の変形と潮汐相互作用をモデル化する一般的な方法は、恒星の変形が球面対称性に対する小さな摂動であると仮定する摂動アプローチのみに依存しています。星の変形の観察可能な結果は、離心系における後尾運動です。私たちの目的は、近くて強く変形した連星系に適用した場合の摂動アプローチの信頼性を主張することです。私たちは、摂動モデルの限界を調査するために、星の高度な変形を考慮して設計された非摂動3Dモデリング手法を開発しました。私たちの研究は、摂動モデルが不正確になり、短い軌道間隔では潮汐力と後尾運動の速度を過小評価することを強調しています。この不一致は主に摂動アプローチの一次処理に起因しており、問題の強い非線形性と多数のパラメーターのため、単純な数学的補正を使用して修正することはできません。私たちの方法論は、後尾運動を測定した観測された連星系の約42%のモデリングに影響を及ぼし、正規化された軌道間隔がq^(-1/5)a(1-e^2)/R1<6.5。摂動的なアプローチでは、近接した低質量連星の場合、天体間の潮汐相互作用が最大40%まで過小評価されます。その後のすべてのモデリングは私たちの発見によって影響を受け、特に潮汐散逸は大幅に過小評価されています。その結果、軌道間隔が低い系に適用すると、すべての連星モデルは不正確になり、これらのモデルの結果もこれらの不正確さの影響を受けます。
活動連星系プロトタイプRS CVnのプロミネンス検出と彩層機能
| Title |
Prominence_detection_and_chromosphere_feature_on_the_prototype_RS_CVn_of_active_binary_systems |
| Authors |
Dongtao_Cao,_Shenghong_Gu,_U._Wolter,_M._Mittag,_J._H._M._M._Schmitt,_Dongyang_Gao,_Shaoming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02583 |
我々は、活動連星系のプロトタイプであるRSCanumVenaticorum(RSCVn)の高解像度スペクトルの研究を紹介する。私たちのデータは、1998年から2017年までにさまざまな望遠鏡を使用して取得されました。彩層活動指標であるCaIIIRT、H$_{\alpha}$、NaID$_{1}$、D$_{2}$doublet、HeID$_{3}$、およびH$_を分析します。{\beta}$はスペクトル減算技術を使用します。彩層の発光は主にK2IV主星から生じますが、F5V副星はいくつかのスペクトルで弱い発光の特徴を示すだけです。主日食の近くで撮影されたスペクトルから減算されたH$_{\alpha}$線やその他の活動指標に過剰な吸収特徴が見つかり、これは主星に関連するプロミネンスのような物質によるものであると考えられます。私たちは連星系の幾何学に基づいてこれらの暫定的なプロミネンスのサイズ限界を推定し、最も強いプロミネンスの物理的特性を調査します。HeID$_{3}$線の発光を特徴とする光学フレアが、他の活動線のより強い発光とともに検出されました。フレアのエネルギーは、他のRSCVn型星で観測される強いフレアにほぼ匹敵します。RSCVnの彩層的に活動的な経度は、システムの2つの求積線付近に最も頻繁に現れ、観測実行の間に変化を示します。これは、その活動領域の進行中の進化を示しています。
2 つの単線 RS Canum Venaticorum バイナリ IM Pegasi と $\sigma$ Geminorum の磁気活動
我々は、2つの長周期単線RSCanumVenaticorum(RSCVn)連星IMPegasi(IMPeg)と$\sigma$Geminorum($\sigma$Gem)の連続高解像度分光観測に関する研究を発表します。2015-2016シーズン中のHertzsprungSONG望遠鏡。彩層活動指標H$_{\alpha}$、NaID$_{1}$、D$_{2}$doublet、HeID$_{3}$、およびH$_{\beta}$ラインには、スペクトルサブトラクション技術を使用して分析されました。H$_{\alpha}$、NaID$_{1}$、D$_{2}$ダブレット、およびH$_{\beta}$線で予想される彩層発光の特徴は、2つの星の両方が存在することを裏付けています。非常にアクティブなシステムです。スペクトルでは、HeID$_{3}$線が吸収特性で常に検出されていました。彩層活動指標の挙動は両星で非常に似ていますが、IMPegの活動レベルは$\sigma$Gemの活動レベルよりもはるかに強いです。さらに、H$_{\alpha}$、HeID$_{3}$、およびH$_{\beta}$線減算のEW変化はよく相関しており、異なる軌道周期間で異なる挙動を示します。2つの星の表面上の活動経度の存在と進化。さらに、減算されたH$_{\alpha}$ラインプロファイルは通常、非対称になります。赤方偏移した過剰吸収の特徴は、低温の吸収材料の強い下降流として解釈できますが、青方偏移した発光成分はおそらくマイクロフレア現象による高温材料の上向き流によって引き起こされると考えられます。
RS Canum Venaticorum star SZ Piscium のプロミネンスの活性化、光学フレア、ポストフレア ループ
| Title |
Prominence_activation,_optical_flare,_and_post-flare_loops_on_the_RS_Canum_Venaticorum_star_SZ_Piscium |
| Authors |
Dongtao_Cao,_Shenghong_Gu,_Jian_Ge,_Tinggui_Wang,_Jilin_Zhou,_Liang_Chang,_U._Wolter,_M._Mittag,_J._H._M._M._Schmitt,_V._Perdelwitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02590 |
我々は、2011年10月24日と25日の連続2晩の観測で得られた、非常に活動的なRSCanumVenaticorum(RSCVn)星SZPiscium(SZPsc)の時間分解高解像度分光観測の結果を紹介します。指標はスペクトル減算技術を使用して分析され、2つの夜の間で著しく異なる動作が示されます。一連の減算スペクトルに示される、徐々に青色にシフトし強化された過剰吸収の特徴(特にH$_{\alpha}$、HeID$_{3}$、およびH$_{\beta}$ライン)、私たちの視線に沿って高さを上昇させている活動的な恒星のプロミネンスの結果として、10月24日の観測で検出されました。このプロミネンスの活性化イベントは、おそらくその後に発生した光学フレアと関連しており、そのフレアの減衰段階の一部は、このフレアは、HeID$_{3}$線の顕著な発光と、H$_{\alpha}$、H$_{\beta}でのより強い彩層発光が特徴でした。$およびその他のアクティブな行。フレアの緩やかな減衰には、H$_{\alpha}$やその他の活動線の青い翼における明らかに発達的な吸収の特徴が伴っていました。これは、明るいフレアの背景に投影されたフレア後のクールなループとして説明できます。したがって、フレア関連プロミネンス活性化、光学フレア、ポストフレアループなど、関連する可能性のある一連の磁気活動現象が観測中に検出されました。
太陽周期の下降期と上昇期における彩層の回転差と静かな彩層
| Title |
The_differential_rotation_of_the_chromosphere_and_the_quiet_chromosphere_in_the_falling_and_rising_period_of_a_solar_cycle |
| Authors |
KJ_Li,_JC_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02613 |
完全な円盤彩層は、2004年11月から2013年3月まで国立太陽天文台/キットピークのHeI10830\AA\ラインで定期的に監視され、それによってキャリントン回転2032年から2135年までのHeIライン強度の総観マップが作成されました。取得されました。これらは、太陽周期の下降期(太陽周期23の下降部分)と上昇期(太陽周期24の上昇部分)の彩層と静かな彩層の差動回転を調査するために利用されます。静かな彩層と彩層の両方が、太陽周期23の立下り期よりも太陽周期24の上昇期の方が遅く回転し、差動回転がより顕著であることがわかり、図が示されています。
異常に高温になった彩層やコロナは太陽磁場によってどのように加熱されるのでしょうか？
| Title |
How_are_the_abnormally_hot_chromosphere_and_corona_heated_by_the_solar_magnetic_fields? |
| Authors |
K._J._Li,_J._C._Xu,_W._F_eng,_J._L._Xie,_X._J._Shi,_L._H._Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02617 |
コロナは太陽を含む恒星が持つ構造物です。太陽コロナと彩層の異常加熱は、現代天文学における最大の謎の一つです。最先端の観測により、この異常な加熱の原因となる可能性のある磁気活動事象の候補がいくつか特定され、理論研究によりさまざまな加熱モードが提案されていますが、それらが全体としてどのように加熱されるのかについての完全な物理的全体像は依然としてとらえどころのないままです。本研究では、加熱されたコロナと彩層の特性を調査し、CaIIK線およびCaIIK線における全球彩層の長期観測を解析することによって、それらがどのようにして異常加熱されるのかという疑問に初めて明確に答えました。コロナルグリーンの線で示される世界的なコロナ。この研究結果は、静かな彩層とコロナの両方が太陽周期と逆位相にあるのに対し、活動的な彩層とコロナは太陽周期と同位相であることを明らかにした。太陽コロナと彩層の異なる部分は大きく異なる変動特性を示し、異なる磁気カテゴリーによって、おそらく異なるモードで加熱されることがわかっています。この研究は、加熱の謎を解明するには、磁気活動事象ではなく、磁気カテゴリーのレンズを通してアプローチするのが最適であると主張しています。
AGB 星の長い二次周期の周期変調
明るく脈動する赤色巨星のうち30$\%$～50$\%$は、脈動周期よりも長い周期の光の変化を示します。これらの期間は、ロングセカンダリ期間(LSP)と呼ばれます。長年にわたって議論されてきましたが、LSPの起源はまだ不明です。LSPの変動を説明するために、観測だけでなく理論研究でも多くのアプローチが行われてきました。しかし、LSPの長さの不変性についてはほとんど調査されていません。したがって、重み付きウェーブレットZ変換分析を実行することにより、周期の時間的変動を研究しました。OGLE-IIIデータベースを使用して、大マゼラン雲と小マゼラン雲にある6904個と1945個のLSP候補の$I$バンド光度曲線がそれぞれ解析されました。私たちのサンプル星のほとんどは、LSPに対応する周期が観測期間中一定であることを示しました。しかし、LMCとSMCのそれぞれ101個と44個のLSP星は、LSPの時間的変動の特徴を示しました。周期変調には多様性がありました。つまり、単調増加または減少、または中間まで一定でその後増加するなどです。彗星のような伴星はLSP変動の可能な説明の1つですが、この仮説では周期変調を説明できません。LSPは軌道周期によって決まります。
2 つの粒子加速衝突風連星 HD167971 および HD168112 の高解像度電波イメージング
| Title |
High_resolution_radio_imaging_of_the_two_Particle-Accelerating_Colliding-Wind_Binaries_HD167971_and_HD168112 |
| Authors |
M._De_Becker,_B._Marcote,_T._Furst,_P._Benaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02712 |
大質量星で構成される連星系の風が衝突する領域を利用すると、粒子の加速を含む衝撃物理学のさまざまな側面を調べることができます。この種の粒子加速器は粒子加速衝突風連星としてタグ付けされており、主に放射光放射によって識別されます。私たちの目的は、まず、大質量バイナリのスナップショット高解像度無線画像を取得することが、粒子加速器を明確に識別するための適切なアプローチを構成するという考えを検証することです。次に、これらの画像を利用して、粒子加速器として知られる2つの特定のターゲットHD167971とHD168112のシンクロトロン放射を特徴付ける予定です。私たちは、欧州超長基線干渉計ネットワークを使用して、数ミリ秒角の角度分解能で、1.6GHzで2つのターゲットからの電波放射を追跡しました。測定により、両方のターゲットの画像を取得することができました。HD167971の場合、私たちの観測はアパストロンの近く、シンクロトロン放射が最小となる軌道位相で行われます。HD168112では、放射光領域を初めて解明しました。放出領域はわずかに細長く見え、風の衝突領域の予想と一致します。どちらの場合も、測定された放出は恒星風からの予想される熱放出よりも大幅に強く、非熱的性質を強く裏付けるものとなっています。私たちの研究は、衝突する風の連星の高角度分解能電波イメージングというまだ十分に対処されていない問題に重大な貢献をもたらします。我々は、スナップショット超長基線干渉計測定がこれらの天体を調査するための効率的なアプローチを構成し、長期連星を明らかにする上で有望であることに加えて、追加の粒子加速器の同定という点で有望な結果をもたらすことを示します。
B335の原始星の流出:I
| Title |
The_outflow_of_the_protostar_in_B335:_I |
| Authors |
Klaus_W._Hodapp,_Laurie_L._Chu,_Thomas_Greene,_Michael_R._Meyer,_Doug_Johnstone,_Marcia_J._Rieke,_John_Stansberry,_Martha_Boyer,_Charles_Beichman,_Scott_Horner,_Tom_Roellig,_George_Rieke,_Eric_T._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02881 |
孤立した小球B335には、双極星雲と関連付けられた単一の低光度クラス0原始星と、その軸にほぼ垂直に見られる流出系が含まれています。我々は、主に小球の背後にある背景星の広視野スリットレス分光法を目的としたJWST/NIRCamGTOプログラム1187の一環として、この流出の最も内側の領域を観察しました。私たちは、埋め込まれた原始星の位置から対称的に現れる、わずか数十年の運動学的年齢を持つ膨張する衝撃波面のシステムを発見しましたが、これはNIRCam波長では直接検出されません。ここで調査した最も内側の最も若い衝撃フロントは、COからの強い放出を示しています。データでは、次に古い衝撃フロントはCOが少なく、3番目の衝撃フロントはH_2の放出のみを示しています。この3番目で最も遠い内部衝撃フロントは、1996年にKeck/NIRCによって高空間分解能で最後に観測されて以来、その形状の大幅な進化を示しています。これは、より速い内部ショックがより遅い内部ショックに追いつき、2つのショックが融合している証拠である可能性があります。
| Title |
Dynamical_mass_of_the_Ophiuchus_intermediate-mass_stellar_system_S1_with_DYNAMO-VLBA |
| Authors |
Jazm\'in_Ord\'o\~nez-Toro,_Sergio_A._Dzib,_Laurent_Loinard,_Gisela_Ortiz-Le\'on,_Marina_A._Kounkel,_Josep_M._Masqu\'e,_S.-N._X._Medina,_Phillip_A._B._Galli,_Trent_J._Dupuy,_Luis_F._Rodr\'iguez,_Luis_H._Quiroga-Nu\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02885 |
私たちは、へびつかい座の近くの星形成領域の最も明るくて重い恒星体である若い緊密な連星系S1の個々の星の動的質量測定を報告します。私たちは、28のアーカイブデータセットと、\textit{VLBAによる若い恒星多重系の動的質量}プロジェクト(DYNAMO--VLBA)の一環として取得された7つの最近の独自のVLBA観測を組み合わせて、この系の天文および軌道パラメータを制約します。高精度の動的質量を回復します。主成分であるS1Aの質量は4.11$\pm$0.10~M$_\odot$であることがわかり、これは以前に報告された典型的な値$\sim$~6~M$_\odot$よりも大幅に小さいです。文学。我々は、S1Aのスペクトルエネルギー分布が、およそ14,000～17,000～Kの温度で赤くなった黒体によって再現できることを示します。進化モデルによれば、この温度範囲は4~M$_\odot$と6~M$_\odot$の間の恒星の質量に対応するため、SEDはS1Aの動的質量とアプリオリに矛盾しません。しかし、SEDフィッティングから導出されたS1の光度は、5~M$_\odot$を超える恒星質量のモデルとのみ一致します。したがって、進化モデルとS1Aの動的質量測定を一致させることはできません。HR図におけるS1Aの位置と一致するモデルは、動的質量より少なくとも25\%高い質量に対応します。二次成分S1Bの質量は0.831~$\pm$~0.014~M$_\odot$と決定され、低質量の若い星と一致します。S1Aの電波束は軌道全体にわたってほぼ一定のままですが、S1Bの電波束はアパストロン付近でより高いことがわかります。
| Title |
Collective_neutrino-antineutrino_oscillations_in_dense_neutrino_environments? |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Georg_G._Raffelt,_G\"unter_Sigl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02478 |
集団ニュートリノ-反ニュートリノ振動のパラダイムを変える可能性は、集団フレーバー振動との類似で最近進歩しました。ただし、後方散乱プロセスの振幅$\nu_{\mathbf{p}_1}\overline\nu_{\mathbf{p}_2}\to\nu_{\mathbf{p}_2}\overline\nu_{\mathbf{p}_1}$はヘリシティ抑制され、無質量ニュートリノでは消滅します。これは、単一の種類の無質量ニュートリノの$\nu$と$\overline\nu$の間に非対角屈折率がないことを意味します。消滅しない質量の場合、集合的なヘリシティ振動が発生する可能性があり、これはマヨラナの場合の事実上の$\nu$--$\overline\nu$振動を表します。しかし、このような現象は、以前の文献で議論されているように、ニュートリノの質量が小さいことによって抑制されます。
多項式インフレーションにおけるレプトジェネシスのパラメータ空間
多項式インフレーションは非常にシンプルで、十分に動機付けられたシナリオです。フィールド値$\phi=\phi_0$で凹面の「ほぼ」鞍点を持つポテンシャルは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データによく適合し、スペクトルインデックスとテンソル対スカラー比の実行についてテスト可能な予測を行います。この研究では、多項式インフレーションの枠組みでレプトジェネシスを分析します。我々は、ニュートリノ振動に関するデータと一致するだけでなく、正しいバリオン非対称性を生じさせる許容パラメータ空間を描写します。そのために、2つの異なる再加熱シナリオを検討します。$(i)$インフレトンが2つのボソンに崩壊すると、再加熱温度はポテンシャルの平坦性を損なうことなく$T_\text{rh}\sim10^{14}$GeVまで高くなり、バニラ$N_1$が可能になります。$T_\text{rh}>M_1$の場合、熱レプトジェネシスは機能します。ここで、$N_1$は最も軽い右巻きニュートリノで、$M_1$はその質量です。さらに、インフレトンの支配的な崩壊が標準模型のヒッグス粒子である場合、まれな三体インフレトンがヒッグス粒子に崩壊し、さらに1つの軽ニュートリノと1つの重ニュートリノが$T_\text{rh}であってもレプトジェネシスを可能にすることがわかります。<M_1$インフレトン質量が$10^{12}$GeV以上の場合。多項式インフレーションシナリオでは、これには$\phi_0\gtrsim2.5~M_P$が必要です。非熱レプトジェネシスのこの新しいメカニズムは、タイプIシーソーメカニズムでは三体の最終状態に至る結合が必要とされるため、非常に一般的です。$(ii)$インフレトンが2つのフェルミオンに崩壊する場合、ポテンシャルの平坦性は再加熱温度が低いことを意味します。この場合、$\phi_0\gtrsim0.1~M_P$および$T_\text{rh}\gtrsim10^{6}$GeVであれば、インフレトンが2$N_1$まで減衰しても、非熱レプトジェネシスは成功します。
モデルに依存しない波形再構成と第 3 世代検出器を使用して、中性子星合体残骸の熱影響を特定
| Title |
Identifying_thermal_effects_in_neutron_star_merger_remnants_with_model-agnostic_waveform_reconstructions_and_third-generation_detectors |
| Authors |
Miquel_Miravet-Ten\'es,_Davide_Guerra,_Milton_Ruiz,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02493 |
私たちは、熱効果が数値相対性モデリングに組み込まれる方法に関連する連星中性子星(BNS)合体のシミュレートされた重力波信号の違いを特定する見通しを探ります。状態方程式(EoS)が低温、ゼロ温度、区分的ポリトロープ部分と理想気体によって記述される熱部分で構成されるハイブリッドアプローチと、自己無撞着な微物理的有限温度に基づく表形式のアプローチを検討します。EoS。4つの異なるEoSによるBNSマージシミュレーションに対応する時間領域波形を使用します。これらは、第3世代検出器アインシュタイン望遠鏡の感度によって与えられるガウスノイズに注入され、モデルに依存しないアプローチを通じて信号を回復するベイジアンデータ分析アルゴリズムであるBayesWaveを使用して再構成されます。熱効果の2つの表現により、四重極基本モードと遅延慣性モードの両方について、マージ後の信号のスペクトルの主要なピークの周波数シフトが生じます。調査された一部のEoSでは、特に信号振幅が最も大きくなるマージ後の初期段階では、これらの違いは区別できるほど大きくなっています。これらの周波数シフトは推定される潮汐変形能に差異をもたらす可能性があり、これは最大で約数十Mpcの距離までの第3世代の検出器によって解決される可能性があります。
ゲルツェンシュタイン・ゼルドビッチの重力アナログにより、天の川銀河における太陽質量ブラックホールの検出が可能に
| Title |
Gertsenshtein-Zel'dovich_gravitational_analog_can_enable_detection_of_solar_mass_black_holes_in_Milky_way_galaxy |
| Authors |
Susmita_Jana_(IIT_Bombay),_Rituparno_Goswami_(UKZN),_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay),_Sunil_D._Maharaj_(UKZN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02790 |
天の川銀河には、1,000万から10億個の恒星質量ブラックホール(BH)が存在すると推定されています。BH質量のこの数と分布を正確に決定することは、BH形成に関与するプロセス、原始BHの存在の可能性、およびLIGO-VIRGO-KAGRAで検出された重力波(GW)信号の解釈に関する重要な情報を提供する可能性があります。サフら。最近、天文マイクロレンズを使用して、私たちの銀河内に孤立した恒星質量BHが1つ確認されました。この研究は、Gertsenshtein-Zel'dovich(GZ)効果の重力アナログを使用して、そのようなBHを識別する新しい方法を提案します。我々は、パルサーからのキロヘルツ(kHz)の電磁(EM)パルスが、パルサーと地球の間に位置する球対称のコンパクトな物体によって干渉されるときのGWの生成を明示的に実証する。具体的には、時空の曲率が、GZ効果における磁場と同様に、触媒として機能することを示します。共変半四分子形式を使用して、Regge-Wheelerテンソルを介してEMパルスから生成されるGWを定量化し、生成されたGWの振幅をEMエネルギーと磁束の観点から表現します。私たちは、銀河内の既知のパルサーを考慮して、GW検出器がどのように恒星質量BHを検出できるかを実証します。このアプローチには、GWの振幅が$1/r$として低下するため、より遠距離の恒星質量BHを検出する際に明確な利点があります。
火からのデコヒーレンス: 膨張と収縮する宇宙における純度の損失
| Title |
Decoherence_out_of_fire:_Purity_loss_in_expanding_and_contracting_universes |
| Authors |
Thomas_Colas,_Claudia_de_Rham_and_Greg_Kaplanek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2401.02832 |
私たちは、拡大(インフレーション)シナリオと縮小(エクパイロシス)シナリオの間を補間するモデルのクラスで量子デコヒーレンスを調査します。スケール不変のパワースペクトルが得られるケースでは、エキパイロティック宇宙ではバウンス前の曲率摂動の完全なデコヒーレンスが起こることがわかります。これは、一部の状況で以前から一貫性が観察されていたインフレの場合とはまったく対照的です。純度はあらゆるサイズのカップリングに対して計算できますが、純度を摂動的にも研究し、これらの場合には摂動理論の後期(長期成長)の破綻が頻繁に発生することを観察しました。その代わりに、分析制御を維持しながら、驚くべきレベルへの正確な進化を捉える、シンプルでありながら強力な後期純度再開を確立します。我々は、宇宙論的背景がインフレーション中の重磁場と代替磁場の分離に重要な役割を果たしていると結論付けています。
宇宙論的粒子生成への新しいアプローチ
この研究では、漸近的ミンコフスキー時空における宇宙論的粒子生成の研究への新しいアプローチを紹介します。モード関数方程式の数学的特性に焦点を当てることで粒子生成量を決定できることを強調します。それらの特異性と単調性を考慮し、それらの方程式を解く必要性を回避します。4次元漸近的ミンコフスキー平坦FLRW時空におけるスカラー粒子とスピン1/2粒子の生成を詳細に検討します。スカラー場のモード関数方程式が規則的な特異点のみを持つ場合、対応するスケール係数は漸近的にミンコフスキーになることを説明します。ディラックスピン1/2場の場合、規則的な点のみを含むモード関数方程式の要件はより制限的であり、前述のスケール係数のサブセットが選択されます。スカラーの場合、粒子生成には2つの異なる体制があると主張します。ほとんどの文献はこれらのレジームの1つにのみ焦点を当てていますが、もう1つのレジームでは粒子生成が強化されています。一方、ディラックフェルミオンの場合、粒子生成の単一の領域が見つかります。最後に、不規則な特異点を持つモード関数方程式を考慮することにより、ミンコフスキーに漸近しない時空における粒子生成を研究できる可能性について簡単にコメントします。
ファントム流体宇宙論 $\it or\ $ Ghosts for Gordon
ファントムダークエネルギーモデルの量子は負のエネルギー粒子であり、そのエネルギーの最大の大きさ$|E|$はカットオフ$\Lambda\lesssim20\,$MeV未満でなければなりません。それらは、真空の自然崩壊によってファントムと通常の粒子に生成されます。このようなファントム流体生成の影響から導き出される一般的な宇宙論的制約と、直接検出できるブーストされた暗黒物質または放射線の生成という考えられる応用について検討します。DAMIC実験による最近の過剰イベントは、そのようなプロセスによく適合する可能性があります。
