崩壊するアクシオン様粒子に対する宇宙論的制約：大域解析
| Title |
Cosmological_constraints_on_decaying_axion-like_particles:_a_global_analysis |
| Authors |
Csaba_Bal\'azs,_Sanjay_Bloor,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Will_Handley,_Sebastian_Hoof,_Felix_Kahlhoefer,_Marie_Lecroq,_David_J._E._Marsh,_Janina_J._Renk,_Pat_Scott,_Patrick_St\"ocker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13549 |
光子に崩壊するアクシオン様粒子（ALP）は、広範囲の天体物理学および宇宙論の観測量に影響を与えることが知られています。この研究では、ビッグバン元素合成の終了と宇宙マイクロ波背景放射の形成の間の崩壊に対応する、keV-MeV範囲の質量と$10^4$から$10^{13}$秒の寿命を持つALPに焦点を当てます（CMB）。グローバルフィッティングフレームワークGAMBITのCosmoBitモジュールを使用して、還元不可能なALP凍結存在量、原始元素存在量（ALP崩壊による光崩壊を含む）、CMBスペクトル歪みと異方性、および超新星と恒星の冷却。このアプローチにより、$\Lambda$CDMのパラメーターといくつかの妨害パラメーターを変更しながら、ALPパラメーター空間のグローバル分析を初めて実行できるようになります。ALPの質量には約$m_a>300\、\text{keV}$の下限があります。これは、ALPが宇宙のタイムスケールで安定している場合にのみ回避できます。ピクシーのようなミッションでのCMBスペクトル歪みの将来の観測は、この限界を2桁改善することが期待されています。
宇宙のボイドを伴う宇宙論
宇宙のボイドは有望な宇宙実験室を構成します。ただし、偏りのない宇宙論的制約を得るためには、観測測定に影響を与えるすべての赤方偏移空間効果の完全な説明が必須です。これらの効果を簡単に説明し、ボイドサイズ関数とボイド銀河相互相関関数に基づいて信頼性の高い宇宙論的テストを設計するための理論的基礎を築きます。現代の分光学的調査は、それらを検出して研究するための高い信号対雑音比を提供することを示しています。
| Title |
Optimising_the_shape_of_photometric_redshift_distributions_with_clustering_cross-correlations |
| Authors |
Benjamin_St\"olzner,_Benjamin_Joachimi,_Andreas_Korn,_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13622 |
選択した赤方偏移ビンのセットに測光銀河を割り当てるための最適化手法を紹介します。これは、固体物理学に触発された最適化アルゴリズムであるシミュレーテッドアニーリングと、教師なし機械学習法である、観測された銀河の色の自己組織化マップ（SOM）を組み合わせることによって実現されます。フォトメトリック赤方偏移点推定に基づいて赤方偏移ビンに分割された銀河のサンプルから始めて、シミュレーテッドアニーリングアルゴリズムは、色が近い銀河のSOM選択サブサンプルを代替の赤方偏移ビンに繰り返し再割り当てします。測光銀河と、十分に較正された赤方偏移を持つ銀河の参照サンプルとの間のクラスタリング相互相関信号を最適化します。クラスタリング信号への影響に応じて、再割り当ては受け入れられるか拒否されます。SOMの解像度を動的に上げることにより、アルゴリズムは最終的に、各断層赤方偏移ビン内の不一致銀河の数を最小限に抑え、対応する赤方偏移分布のコンパクトさを向上させるソリューションに収束します。この方法は、合成LSSTcosmoDC2カタログに示されています。すべての断層撮影ビン、特に最も高い赤方偏移ビンで、赤方偏移分布の壊滅的な外れ値の割合が大幅に減少し、外れ値の割合が57％から16％に減少しました。
崩壊する暗黒物質モデルは、物質と放射線セクターの間でエネルギーを導く物理的に動機付けられた方法を提供します。原則として、これは、CMB推論とそのローカル測定値との間の不一致に対応するように、ハッブル定数の予測値に影響を与える可能性があります。ここでは、目に見えない放射に対して非相対論的に崩壊するウォームダークマターのモデルを再検討します。特に、崩壊生成ニュートリノモデルから開始して背景方程式と摂動方程式を再作成し、大きな多重極までの崩壊生成物の摂動を計算する新しい計算効率の高い方法について説明します。MCMC分析を実行して、崩壊する種の質量を含む3つのモデルパラメータすべてを初めて制約し、ハッブルと$\sigma_8$の張力を緩和するモデルの能力を評価します。後者は、CMBとCMBの間の不一致です。$8h^{-1}$Mpc$^{-1}$スケールでの物質変動の振幅に対する弱い重力レンズ効果の制約。モデルは$H_0$の張力を$\sim4\sigma$から$\sim3\sigma$に減らし、$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}$を緩和も悪化もしないことがわかります。緊張、最終的には$\Lambda$CDMに関してわずかな改善のみを示しています。ただし、データが好むモデル固有のパラメータの値は、逆プロセスが重要である相対論的崩壊のレジーム内に十分にあることがわかり、崩壊するウォームダークマターモデルの決定的な評価を将来の作業に開放します。
CMB測定から推定されたハッブル定数は、局所的に測定された値との大きな不一致を示しています。この不一致はハッブル張力と呼ばれ、近年広く研究されています。アーリーダークエネルギー（EDE）は、再結合前のエポックでのみ宇宙の総エネルギー密度に数パーセントの寄与を与え、緊張に対する有望な解決策と見なされています。EDEの単純な実現は、EDEスカラーと呼ばれるスカラー場のダイナミクスによって与えられ、EDEスカラーを含むモデルは文献で広く研究されています。この論文では、高次元ゲージ理論に基づく新しいEDEシナリオを提示します。コンパクトな追加の次元に関連付けられたゲージフィールドの追加のコンポーネントは、低エネルギーでEDEスカラーとして動作し、周期的なポテンシャルを持ちます。これは、疑似南部ゴールドストーンボソン（PNGB）のポテンシャルと同様の形式です。5次元U（1）ゲージ理論では、ゲージ場から発生するスカラー場が、理論のパラメーターを適切に選択して、PNGB型ポテンシャルのダイナミクスを通じてEDEを与えることができることを示します。EDEがスカラー場によって説明されるシナリオに焦点を当て、ゲージ結合、コンパクト化スケール、物質場の質量パラメーターなど、ゲージ理論の基本的なパラメーターに対する制約を明確にします。また、EDEを十分に希釈するには、物質フィールドのU（1）電荷間の自明でない関係が必要であることがわかります。特定の物質の内容を使用して、スカラー場の時間発展を数値的に解き、そのエネルギー密度がEDEとして動作することを確認します。私たちのシナリオでは、ゲージ理論のパラメーターとEDEの予測される特性は互いに関連しています。したがって、EDE特性に対する宇宙論的制限は、より高次元のゲージ理論への洞察を提供します。
ESPRESSOによる基本的な物理学：天体物理学および局所プローブからのベケンシュタインおよび暗黒エネルギーモデルへの制約
| Title |
Fundamental_physics_with_ESPRESSO:_Constraints_on_Bekenstein_and_dark_energy_models_from_astrophysical_and_local_probes |
| Authors |
C._J._A._P._Martins,_S._Cristiani,_G._Cupani,_V._D'Odorico,_R._G\'enova_Santos,_A._C._O._Leite,_C._M._J._Marques,_D._Milakovi\'c,_P._Molaro,_Michael_T._Murphy,_N._J._Nunes,_Tobias_M._Schmidt,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_Paolo_Di_Marcantonio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_D._M\'egevand,_E._Palle,_F._A._Pepe,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13848 |
効果的な4次元場理論の動的スカラー場は、これらの結合を抑制するために何らかの新しい対称性が仮定されていない限り、理論の残りの自由度に結合すると自然に予想されます。特に、電磁セクターへの結合は、微細構造定数$\alpha$の時空変動につながります。したがって、$\alpha$の時空安定性の天体物理学的テストは、新しい物理学の強力なプローブです。ここでは、ESPRESSOおよびその他の$\alpha$の最新の測定値を、背景の宇宙論データ、ローカルラボの原子時計、および弱い等価原理の測定値とともに使用して、さまざまな$\alpha$モデルの2つの幅広いクラスの最も単純な例に厳しい制約を課します。：Bekensteinモデルと典型的なダークエネルギーモデル。どちらも標準的な$\Lambda$CDMモデルのパラメトリック拡張です。どちらの場合も、以前に報告された制約は10倍以上改善されています。この改善は主に非常に強い局所的な制約によるものですが、天体物理学的測定は宇宙論と基本的な物理パラメータの間の縮退を打破するのに役立ちます。
WMAPおよびPlanck宇宙マイクロ波背景放射データからの宇宙複屈折に対する改善された制約
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子の直線偏光の観測されたパターンは、空間座標の反転の下でパリティ対称性に違反する物理学の敏感なプローブです。CMB光子が130億年以上移動しているため、新しいパリティ違反の相互作用により、直線偏光面が$\beta$の角度で回転した可能性があります。この効果は「宇宙複屈折」として知られています。この論文では、2つの宇宙ミッション、プランクとWMAPからの偏光データの共同分析からの宇宙複屈折の新しい測定値を提示します。このデータセットは、23〜353GHzの広範囲の周波数をカバーしています。$\beta=0.342^{\circ\、+0.094^\circ}_{\phantom{\circ\、}-0.091^\circ}$（68％C.L.）を測定します。これには、ほぼ全天のデータが含まれます。$\beta=0$at99.987％C.L.これは、$3.6\sigma$の統計的有意性に対応します。$\beta$の周波数依存性の証拠はありません。銀河面を分析から削除すると、不確実性は大きくなりますが、同様の結果が得られます。
偏光CMB前景のスペクトルインデックス変動のテスト
| Title |
Testing_for_spectral_index_variations_in_polarised_CMB_foregrounds |
| Authors |
Roger_de_Belsunce,_Steven_Gratton,_George_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13968 |
偏光マイクロ波スカイマップのベイズパラメトリック成分分離法を提示します。主要な宇宙マイクロ波背景放射（CMB）信号と主要な銀河分極前景成分を共同で解決します。後者については、電子シンクロトロン放射と熱ダスト放出を考慮し、それぞれべき乗則と修正黒体として周波数でモデル化されています。入力マップのノイズ共分散行列のピクセル間相関を考慮し、スペクトルインデックスベータの以前の行列に空間相関長を導入します。この方法を、HFIデータのSRoll2再処理を含む、低解像度の偏光Planck2018低周波および高周波機器（LFI/HFI）データに適用します。シンクロトロンスペクトル指数の空間的変動の証拠が見つかり、ダストの脱分極の証拠はありません。HFISRoll2マップを使用し、スペクトルインデックスに広い事前分布を適用すると、ベータ同期のマスクされていない空の平均分極シンクロトロンスペクトルインデックス=-2.833+-0.620が見つかります。偏極ダスト放出の場合、ベータダスト=1.429±0.236が得られます。私たちの方法は、空モデルのすべてのコンポーネントについて相関する不確実性を返します。復元されたCMBマップと関連する不確実性を使用して、光学的厚さを再電離、タウに制限し、クロススペクトルベースの尤度近似スキーム（モーメント）をタウ=0.0598+-0.0059に制限します。ピクセルベースの尤度（pixlike）を使用して調査結果を確認します。どちらの場合も、空間的に均一な前景テンプレートを差し引くことによって得られる結果よりもシグマの一部が高いものの、一貫性のある結果が得られます。Planckからの現在の偏光データには後者の方法で十分ですが、次世代の宇宙搭載CMB実験には、ここで紹介するようなより強力なスキームが必要になります。
サイレンの魅力：第3世代の検出器を使用したジョイントの距離と速度の測定
| Title |
The_lure_of_sirens:_joint_distance_and_velocity_measurements_with_third_generation_detectors |
| Authors |
Viviane_Alfradique,_Miguel_Quartin,_Luca_Amendola,_Tiago_Castro_and_Alexandre_Toubiana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14034 |
次世代の検出器は、宇宙論的な距離にある二元中性子星からの重力波を検出します。これについては、年間約1,000回の電磁追跡が観測される可能性があります。これまでのところ、これらの標準的なサイレンの予想される宇宙への影響に向けられたほとんどの研究は、距離の指標としてのみそれらを採用していました。ごく最近、超新星に対してすでに提案されているものと同様に、クラスタリングのトレーサーとしてのそれらの使用が研究されました。アインシュタイン望遠鏡（ET）の予想される仕様に焦点を当て、線形摂動成長指数と空間曲率に重点を置いて、距離と密度の両方の指標として、将来の標準サイレンの宇宙論的パラメーターのパフォーマンスをここで予測します。利用可能な望遠鏡時間のより詳細な分析、より宇宙論的および迷惑なパラメータの包含、Alcock-Paczynski補正、速度と密度の両方のトレーサーとしてのサイレンの使用など、さまざまな方法で以前の研究を改善します。後方距離の正確な推定。サイレンのクラスタリングの分析により、距離インジケーターとしての使用に関して、$H_0$の制約が30％改善され、$\Omega_{k0}$の制約が1桁以上改善されることがわかりました。ETとルービン天文台の5年間の共同フォローアップにより、$0<z<0.5$の範囲のデータのみを使用して、$H_0$で0.1km/s/Mpc、$\Omega_{k0}$で0.02の精度に到達できました。また、速度だけでなく密度のトレーサーとしてサイレンを使用すると、構造の制約の拡大に優れた改善がもたらされることもわかりました。
ダスト凝集体の衝突成長と断片化に対する粘性散逸の影響
サブミクロンサイズの粒子からなるダスト凝集体の衝突挙動を理解することは、原始惑星系円盤で微惑星がどのように形成されたかを明らかにするために不可欠です。個々のダスト粒子の衝突挙動は、粘性散逸力の強さに強く依存することが知られています。ただし、特に斜め衝突の場合、ダスト凝集体の衝突挙動に対する粘性散逸の影響は詳細に研究されていません。ここでは、ダスト凝集体の衝突挙動に対する粘性散逸の影響を調査しました。さまざまな衝突速度と衝突パラメータを使用して、2つの等質量ダスト集合体間の衝突の数値シミュレーションを実行しました。また、粘性散逸力の強さを系統的に変更しました。斜め衝突を考えると、ダスト凝集体の断片化の限界衝突速度は、粘性散逸力の強さにほとんど依存しないことがわかりました。対照的に、粘性散逸力を考慮すると、フラグメントのサイズ分布は大幅に変化します。原始惑星系円盤内のダスト凝集体のサイズと空間分布の進化を研究するのに役立つ、強い散逸の場合のフラグメントのサイズ分布の経験的フィッティング式を取得しました。
火星の宇宙飛行士保護のための放射線遮蔽材料の有効性のモデリング
火星の表面は、太陽と銀河起源のエネルギーを帯びた荷電粒子によって衝撃を受けていますが、薄い大気と地球規模の磁場の欠如によって提供されるシールドはほとんどありません。世界中の宇宙機関が惑星への乗組員によるミッションを計画しているため、多くの要因を考慮する必要があります。主な要因は、電離放射線が宇宙飛行士の健康に与える影響です。乗組員の健康と生存のためには、最適な被ばくを許容可能な放射線量レベル未満に保つことが重要です。この研究では、火星の放射線環境を理解し、宇宙線の有害な影響から宇宙飛行士を保護するために採用される主な戦略を説明することを目標としています。具体的には、GEANT4数値モデルを使用して、火星の放射場（太陽エネルギー粒子線と銀河宇宙線）のさまざまな物質の遮蔽特性を調査します。私たちの結果は、Hに富む材料が宇宙線に対して同様の応答を示し、最良のシールドであるのに対し、レゴリスは中間的な振る舞いをするため、その実用性を考慮して追加のオプションとして使用できることを示しています。さらに、アルミニウムは他の材料ほど効果的ではありませんが、それでも他の材料と組み合わせると役立つ可能性があることを示しています。
テミスおよびポラナ-エウラリア複合体ファミリーの近紫外から可視分光法
| Title |
Near-ultraviolet_to_visible_spectroscopy_of_the_Themis_and_Polana-Eulalia_complex_families |
| Authors |
Eri_Tatsumi,_Fernando_Tinaut-Ruano,_Julia_de_Le\'on,_Javier_Licandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13917 |
目的。私たちの研究の目的は、ThemisおよびPolana-Eulalia複合体ファミリーのメンバーに焦点を当てて、原始小惑星の近紫外線から可視（NUV-VIS、0.35〜0.95ミクロン）の反射スペクトルを取得することです。この特性評価により、最近の2つのサンプルリターンミッションターゲット小惑星、（162173）リュウグウと（101955）ベンヌの起源について議論することができます。メソッド。RoquedelosMuchachos天文台にある望遠鏡を使用して、0.35ミクロンまでのターゲット小惑星の低解像度の可視スペクトルを取得し、すでに公開されている分光データを再検討します。テミス族とポラナ-エウラリア族の複合体のデータに焦点を当てて、原始小惑星のNUV-VIS反射スペクトルの特性を研究します。最後に、これらのファミリのNUV特性を（162173）リュウグウおよび（101955）ベンヌと比較します。この研究では、NUV波長範囲で小惑星の反射率を取得するために、ランドルトのカタログで一般的に使用されている5つの星をソーラーアナログとして使用することによる体系的な効果についても研究します。ランドルトのカタログにある5つのG星のスペクトルを、同じ夜に観測された、よく研究されているソーラーアナログのヒアデス星団のスペクトルと比較します。結果。広く使用されているランドルトのG型星の多くは、NUV波長スペクトル領域の太陽アナログではないため、小惑星の反射スペクトルを取得するのには適していません。また、テミス族とポラナ-エウラリア族の複合体は可視波長で同様の青色を示しますが、テミス族のNUV吸収は、ポラナ-エウラリア族の複合体よりもはるかに深いことがわかります。NUV-VISの傾きに関して、ニューポラナファミリーとエウラリアファミリーの間に有意差は見つかりませんでした。（162173）リュウグウと（101955）ベンヌのNUV-VISのスペクトル特性は、ポラナ-エウラリアファミリーコンプレックスのスペクトル特性と重複しています。
低質量星の周りの半径の谷の特性：コア駆動の質量損失メカニズムからの予測
| Title |
Properties_of_the_radius_valley_around_low_mass_stars:_Predictions_from_the_core-powered_mass-loss_mechanism |
| Authors |
Akash_Gupta,_Lorraine_Nicholson_and_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14020 |
近年、小さな惑星、すなわち「半径の谷」のサイズ分布の二峰性を分析することで、惑星形成プロセスに対する前例のない洞察が得られました。ここでは、コアパワーの質量損失が小さな太陽系外惑星の集団を形作る支配的なプロセスであると仮定して、低質量星の半径の谷の特性を調査します。惑星のサイズ-公転周期空間における半径の谷の傾きは、一次的には恒星の質量によって変化せず、$\text{dlog}R_p/\text{dlog}Pの負の傾きを持っていることを示します最新の研究で観察されたように、0.1$M_\odot$という小さな星でも\simeq-0.11$。さらに、惑星サイズ-恒星の質量空間における半径の谷の傾きは$\text{dlog}R_p/\text{dlog}M_\ast\simeq（3\zeta-2）/36$であることがわかります。ここで、$\zeta$は、恒星の質量光度関係$L_\ast\proptoM_\ast^\zeta$によって与えられます。$\zeta$は$\gtrsim$2であり、恒星の質量とともに増加するため、半径の谷は、FGKMの矮星全体の惑星サイズ-恒星の質量空間で正の勾配を持っていると予測します。ただし、この勾配は、恒星の質量による$\zeta$の変動により、質量の小さい（大きい）星に向かって大きさが減少（増加）します。約1.0$M_\odot$の星の傾きは、$\text{dlog}R_p/\text{dlog}M_\ast\sim0.37$ですが、$\sim0.13$と約0.1$M_\です。odot$星。さらに、半径の谷はより狭く、質量の小さい星の周りの空が少ないことがわかります。最後に、コアを動力源とする質量損失と光蒸発の半径の谷の予測が、質量の小さい星ではますます明確になることを示します。
GD-1のようなストリームに対する大規模な射手座矮小楕円体の影響
現実的な天の川のポテンシャルでのテスト粒子シミュレーションを使用して、大規模な（$\gtrsim4\times10^{10}M_\odot$）射手座矮小楕円銀河（Sgr）が恒星の流れに及ぼす影響を調査します。Sgrは、$\sim3$Gyrより前に形成されたストリームを簡単に混乱させる可能性がありますが、最近除去された星は一般的に影響を受けません。特定の実現では、Sgrは、観測と質的に類似したPal5の先頭と末尾のテールの間に非対称性を生成することができます。ガイア宇宙望遠鏡などからのデータを使用して、さまざまな初期質量を持つSgrの存在下でモデルをGD-1ストリームに適合させます。最適なモデルはSgrとの相互作用に起因する摂動を示していますが、混乱のレベルは観測されたストリームよりも大幅に大きくないことがわかります。ストリームの母集団に対するSgrの一般的な影響を調査するために、ランダム化された方向のGD-1のような軌道上に1000個のモックストリームを生成します。いくつかの小川は、混乱の明らかな証拠を示し、空に折りたたまれたり、2つの尾の間に非対称性が生じたりします。ただし、多くは影響を受けずに生き残り、星のピーク表面輝度は平均で$\sim0.3$mag/arcsec$^2$しか減少しません。初期質量が$\gtrsim4\times10^{10}M_\odot$のSgrは、3Gyr以上前に形成された小川の生存と検出と互換性があると結論付けています。
Cluster-EAGLEシミュレーションにおける銀河団の光度
| Title |
The_luminosity_of_cluster_galaxies_in_the_Cluster-EAGLE_simulations |
| Authors |
Andrea_Negri,_Claudio_Dalla_Vecchia,_J._Alfonso_L._Aguerri,_Yannick_Bah\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13553 |
C-EAGLEプロジェクトのシミュレートされた銀河の光度を計算しました。これは、EAGLEシミュレーションに基づいた銀河団の30の高解像度ズームインシミュレーションのスイートです。ABの大きさは、E-MILES星のスペクトルライブラリに基づく単純な星の種族モデリングを使用して、紫外線から赤外線までのさまざまなスペクトルバンドに対して導出されます。星形成領域の塵や星間物質の拡散による不明瞭さを考慮に入れています。$g-r$の色-恒星質量図は、z=0.1で、定義された赤いシーケンスを示し、$g-r\simeq0.8$に達し、高質量ではEAGLEより0.05デックス赤く、散在銀河が含まれている場合は、人口の多い青い雲になります。。クラスターの内部領域は、無視できない量の青い銀河がまだ存在しているにもかかわらず、すべての質量で赤いシーケンスの銀河によって支配されています。クラスターLFを計算するためにベイズ推定を採用し、シングルおよびダブルシェクター関数の両方の統計的有意性をテストします。z=0のマルチカラーLFは、赤外線でピークに達し、クラスターの質量とともに増加する膝の光度を示します。かすかな端は色と質量に弱く依存し、光学系の上昇を示し、-1.25から-1.39の範囲で、フィールドよりも適度に急勾配になっています。シミュレーションは、観測誤差の範囲内で、ヘラクレスとエイベル85クラスターの分光学的LFを、それらのかすかな最終的な上向きを含めて再現します。C-EAGLELFは、SDSSおよびXXL調査から得られた観測されたLFとほぼ一致しており、z=0.67までであり、観測の制約を考慮に入れると、かなり平坦なかすかな終わりを示しています。
GAMAとIllustrisTNGを使用して、伴銀河の動径分布に対するバリオンの影響を調査する
| Title |
Exploring_the_effect_of_baryons_on_the_radial_distribution_of_satellite_galaxies_with_GAMA_and_IllustrisTNG |
| Authors |
Stephen_D._Riggs,_Jon_Loveday,_Peter_A._Thomas,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Benne_W._Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13563 |
銀河と質量集合（GAMA）調査とIllustrisTNGシミュレーションで、グループ内の伴銀河の動径分布を調べます。質量が$12.0\leq\log_{10}（\mathcal{M}_h/h^{-1}\mathrm{M}_{\odot}）<14.8$、$z<0.267$のグループを考えると、GAMAと、GAMAの選択に一致するように設計されたTNG300グループおよび銀河のサンプルとの間の良好な一致。どちらもグループの中央にフラットなプロファイルを表示し、その後、グループの端に向かって急に下降します。正規化されたプロファイルは、グループの質量に依存しません。TNGと暗黒物質のみのTNG-ダークランからの一致した衛星を使用して、衛星の放射状の位置に対するバリオンの影響を調査します。$z=0$で、TNG-ダークランからの一致したサブハローは、はるかに平坦な放射状プロファイルを表示することがわかります。つまり、最小恒星質量より上で選択された衛星は、ハロー中心距離が小さく、完全な生存時間が長くなります。暗黒物質のみの類似物と比較した物理シミュレーション。次に、TNG衛星を、TNGダークの衛星を保有する衛星と保有しない衛星に分割し、それぞれの半径方向の位置のモデルを開発します。完全物理シミュレーションでは、TNG-Darkに対応する衛星がハローの中心に向かって変位していることがわかります。この違いには、半径によるべき乗則の動作があります。TNG-Darkに対応するものがない「孤立した」銀河については、放射状分布の形状を考慮し、時間の経過に伴う動きのモデルを提供します。これは、半解析的および半経験的モデルでの伴銀河の処理を改善するために使用できます。銀河形成の。
NGC4395のドワーフセイフェルト核における光学的連続体の残響
| Title |
Optical_Continuum_Reverberation_in_the_Dwarf_Seyfert_Nucleus_of_NGC_4395 |
| Authors |
John_W._Montano,_Hengxiao_Guo,_Aaron_J._Barth,_Vivian_U,_Raymond_Remigio,_Diego_H._Gonz\'alez-Buitrago,_and_Juan_V._Hern\'andez_Santisteban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13620 |
近くの矮小渦巻銀河NGC4395には、非常に質量の小さい中央のブラックホール（$\sim10^4-10^5$M$_\odot$）。残響マッピングによって光学連続放射領域のサイズを制限するために、2022年4月に4チャンネルのMuSCAT3カメラを使用して、$griz$フィルターバンドでNGC4395の高ケイデンス測光モニタリングを2夜連続で実施しました。フォークス北望遠鏡北ハレアカル\={a}天文台。$griz$バンド全体の相関変動が明確に検出され、$r$、$i$、および$z$バンドの光度曲線は、$8.4^{+1.0}_{-1.1}$、$14.2^{+1.2のラグを示しています。全期間の光度曲線を使用して測定した場合、$g$バンドに関して}_{-1.4}$、および$20.4^{+2.0}_{-2.1}$分。ラグを各夜ごとに個別に測定すると、ナイト2のデータは、ナイト1の光度曲線よりも低い相互相関振幅と短いラグを示します。フルデュレーションラグを使用すると、ラグと波長の関係は、より明るいAGNで見つかった$\tau\propto\lambda^{4/3}$依存性と一致していることがわかります。私たちの結果を他のオブジェクトで測定された連続ラグと組み合わせると、$g$と$z$のバンドスケール間のラグは、光学連続光度が$\tau_{gz}\proptoL^{0.56\pm0.05}$のようになります。光度によるブロードライン領域サイズのスケーリング。ブロードライン領域からの拡散連続体放出が、光学的連続体の変動と残響の遅れに大きく寄与する可能性があるという最近の証拠を補強します。
SDSS-IV MaNGA：DR15サンプルのタイプ1AGNの識別と多波長特性
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Identification_and_Multiwavelength_Properties_of_Type-1_AGN_in_the_DR15_sample |
| Authors |
Edgar_Cortes-Su\'arez,_C._Alenka_Negrete,_H\'ector_M._Hern\'andez-Toledo,_H\'ector_Ibarra-Medel,_and_Iv\'an_Lacerna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13652 |
MaNGADR15サンプルの銀河の中央3秒角の積分スペクトルでタイプ1活動銀河核（AGN）を特定する方法を紹介します。これは、予想されるH$\alpha$の広い成分H$\alpha_{BC}$に隣接するスペクトルバンドのフラックス比の推定値に基づいています。得られた高い信号対雑音比（平均S/N=84）により、ホスト銀河（HG）の恒星成分を事前に差し引くことなく、H$\alpha_{BC}$の識別が可能になります。$z$<0.15の4700個の銀河から47個のタイプ1AGNの最終サンプルが報告されています。結果は、SDSSDR7およびMaNGAデータに基づく他の方法の結果と比較されました。私たちの方法と比較したこれらの作品でのタイプ1AGNの検出は、26％から81％になります。スペクトルインデックスを使用して、さまざまなレベルのAGN-HG寄与に従ってタイプ1AGNスペクトルを分類し、9つのAGNが支配的なオブジェクト、14の中間オブジェクト、および24のHGが支配的なオブジェクトを見つけました。NIR-MIRの補足データにより、WISEカラーでタイプIのAGNが優勢なオブジェクトを青として、HGが優勢なオブジェクトを赤として識別できました。NVSSとFIRST電波連続体データから、5つのHERG（高励起電波銀河）と4つのLERG（低励起電波銀河）を特定し、3つはFIRSTマップで電波ジェットの証拠を示しています。ROSATからの追加のX線データにより、[OIII]およびH$\alpha_{BC}$とX線、NIR-MIR、および無線連続体の図を作成でき、L（H$\alpha_{BC}$）およびL（[OIII]）は良好な相関関係を提供します。H$\alpha_{BC}$の光度の範囲は広い38<logL（H$\alpha_{BC}$）<44、logFWHM（H$\alpha_{BC}$）$\sim$3-4、-5.15<logL$_{bol}$/L$_{edd}$<0.70のエディントン比の範囲をカバーします。最後に、10の可能な変化する外観のAGN候補を特定して報告します。
スローンデジタルスカイサーベイXVのギャラクシーペア：イオン化された流出の特性
| Title |
Galaxy_Pairs_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_XV:_Properties_of_Ionised_Outflows |
| Authors |
William_Matzko_(1),_Shobita_Satyapal_(1),_Sara_L._Ellison_(2),_Remington_O._Sexton_(1_and_3),_Nathan_J._Secrest_(3),_Gabriela_Canalizo_(4),_Laura_Blecha_(5),_David_R._Patton_(6),_and_Jillian_M._Scudder_(7)_((1)_George_Mason_University,_(2)_University_of_Victoria,_(3)_U.S._Naval_Observatory,_(4)_University_of_California_Riverside,_(5)_University_of_Florida,_(6)_Trent_University,_(7)_Oberlin_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13668 |
強力な流出は、銀河の進化とブラックホールの成長に重要な役割を果たすと考えられています。孤立した銀河のロバスト制御サンプルと比較した、対の銀河と合併後のイオン化された流出の最初の大規模な体系的研究を提示します。合併環境の影響を分離して、流出特性が合併段階に依存するかどうかを判断します。私たちのサンプルには、SDSSDR7からのローカル宇宙（$0.02\leqz\leq0.2$）の$\sim$4,000ペアの銀河と$\sim$250のポストマージャーが含まれており、星の質量、赤方偏移、銀河のローカル密度、および[OIII]孤立した銀河の対照サンプルに対する$\lambda$5007の光度。[OIII]$\lambda$5007の線を当てはめると、サンプル全体の$\sim$15パーセントにイオン化された流出が見られます。星形成銀河では、AGNと比較して流出がはるかに少なく、[OIII]$\lambda$5007の光度で流出の発生率と速度が増加します。流出の発生率は、純粋な光学AGNと比較して、光学+中赤外線の選択されたAGNで大幅に上昇します。60％以上が、最高の光度（$L_{\mathrm{[OIII]\lambda5007}}$$\gtrsim$10$^{42}$ergs$^{-1}$）での流出を示しており、赤外線AGNの選択は、少なくとも[OIII]$\lambda$5007の光度が高い場合、強力な流出を伴う銀河を優先します。ただし、孤立した銀河と比較して、合併における流出の発生率、速度、および光度に統計的に有意な差は見られず、合併の段階に依存していません。したがって、相互作用がガスの流入を促進し、その後核星形成と降着活動を引き起こすと予測されている一方で、流出の動力源が制御されている場合、[OIII]$\lambda5007$。
銀河ハロービルディングブロックの星形成の歴史：ヘルミストリーム
ヘルミストリームの始祖の星形成の歴史（SFH）を決定することを目指しています。5DGaiaEDR3データセットから、ヘルミストリーム、銀河系（厚いものと薄いもの）の円盤とハローが支配的な星のローカルサンプルを抽出します。これを行うには、6D位相空間情報のサンプルで識別されるように、これらのコンポーネントに属する星が主に見つかる、疑似デカルト速度空間（視線速度をゼロに設定することによって取得）の領域を識別します。更新された絶対色-マグニチュード図（aCMD）フィッティング方法論を利用して、破壊された付加システム（ヘルミストリーム）のSFHを平均的なミルキーウェイ内部ハローのSFHと初めて対比させます。この目的のために、ガイアの完全性効果とaCMDの観測誤差の正しい特性評価に特別な注意が払われています。ヘルミストリームの始祖は初期の星形成を経験しましたが、それは天の川のハロー（10-11Gyr前）よりも長く（7-9〜Gyr前まで）持続したことがわかります。結果として、その恒星の質量の半分は$\sim$0.7Gyr後に配置されました。ヘルミストリームの始祖における星形成の抑制は、$\sim$8Gyrでの星形成バーストのいくつかのヒントとともに、この時期に天の川によって蓄積されたことを示唆しています。ストリーム。
AstroSat-Ultra VioletImagingTelescopeを使用して調査した球状星団NGC5053の星の種族
| Title |
Stellar_populations_of_the_globular_cluster_NGC_5053_investigated_using_AstroSat-Ultra_Violet_Imaging_Telescope |
| Authors |
K._J._Nikitha_(1),_S._Vig_(1),_S._K._Ghosh_(2)_((1)_Indian_Institute_of_Space_science_&_Technology_(IIST),_Thiruvananthapuram,_India,_(2)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_(TIFR),_Mumbai,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13839 |
古くて密集している球状星団は、恒星進化論をテストするための理想的な実験室として機能します。光学バンドの球状星団に関する膨大な文献がありますが、紫外線（UV）レジームでの研究はまばらです。この作業では、AstroSatのUV機器、つまり3つの遠紫外線（F154W、F169M、F172M）と3つの紫外線イメージング望遠鏡を使用して、金属の貧弱でかなり分散した球状星団NGC5053の星の種族を研究します。近紫外線（N219M、N245M、N263M）フィルター。これらの画像に対して測光を行い、UV星のカタログを作成しました。このカタログのクラスターメンバーは、GaiaEDR3カタログを使用して識別されました。UVおよび光学CMDは、BHB星、RR-Lyrae星、RHB星、BSS、SX-Phe、RGB、AGB星などの既知の星の種族を見つけるのに役立ちます。CMD内の場所に基づいて、8つの新しいBSS候補、6つの可能性のあるeBSS、およびEHB候補を特定しました。それらの性質は、それらのスペクトルエネルギー分布を恒星大気モデルに適合させることによって確認されています。このクラスターのBSS集団は、放射状分布とSEDの分析に基づいて、衝突の起源を持っている可能性が高いと考えています。BaSTI-IAC等時線は、クラスターの特性を特徴づけるために生成されました。クラスターメンバーの観測された明るさと色は、ヘリウムの割合が0.247、金属量が-1.9dex、年齢でアルファ強化されたモデルに最適であることがわかりました。10.5-14.5Gyrの範囲内。
NGC1291の古代球状星団
初期型渦巻銀河NGC1291の81個の古代球状星団（GC）の新しいカタログを提示します。候補はハッブル宇宙望遠鏡で撮影されたB、V、およびIバンド画像から選択されました。17個の若い（t<数x100Myr）クラスターを明らかにします。光度関数は、他の渦巻銀河や楕円銀河のGCシステムで見られるものと同様のピーク形状を示しています。古代のクラスターは二峰性の色分布を持ち、人口の約65％（35％）が青（赤）の色をしています。膨らんだ個体群で予想されるように、赤い、おそらく金属が豊富なGCはより中央に集中しています。一方、青色の、おそらく金属の少ないGCは、より広く分布しており、ハロー集団の予想と一致しています。NGC1291のGCの特定の頻度は、ほとんどの渦巻銀河で以前に見られたものよりも高くなっています。ただし、青の部分母集団だけを考慮すると、Sn、blue=0.50+/-0.06であり、他のスパイラルで見られるものと非常によく似ています。この結果は、スパイラル内のハローGCの普遍的な集団の仮説を支持します。NGC1291の赤いGCの割合は、他の銀河で見られるものと比較した場合、これらがホスト銀河の光度ではなく、ホスト銀河のタイプと相関していることを示唆しています。
紫外線近赤外光学北部調査（UNIONS）でCNNが特定したポストマージャーの星形成特性
| Title |
Star_formation_characteristics_of_CNN-identified_post-mergers_in_the_Ultraviolet_Near_Infrared_Optical_Northern_Survey_(UNIONS) |
| Authors |
Robert_W._Bickley,_Sara_L._Ellison,_David_R._Patton,_Connor_Bottrell,_Stephen_Gwyn,_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14103 |
銀河の進化における合併後の時代の重要性は十分に文書化されていますが、合併後の特定は非常に難しいことで有名です。合併によって引き起こされた特徴は時々独特であるかもしれませんが、それらはしばしば目視検査によって見落とされます。さらに、視覚的な分類の取り組みは、合併後の固有の希少性（低赤方偏移の宇宙では約1％）のために非常に非効率的であり、ノンパラメトリック統計的合併の選択方法は、合併後の多様性やそれらが現れる環境。これらの問題に対処するために、IllustrisTNGシミュレーションからのシミュレートされた銀河の現実的な模擬観測でトレーニングおよび評価された畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を、カナダフランスイメージングサーベイ（CFIS）の一部である銀河画像に展開します。紫外線近赤外光学ノーザンサーベイ（UNIONS）。CNNで予測された合併後の確実性が最も高い銀河の特徴と、視覚的に確認された699の合併後のサブセットを示します。CNNの合併確率が高い（p（x）>0.8）後の合併は、質量と赤方偏移が一致する対照サンプルよりも0.1dex高い平均星形成率を持っていることがわかります。SFRの向上は、視覚的に確認された合併後のサンプルでさらに大きく、コントロールサンプルよりも2倍高くなっています。
いて座A*のEHT観測後の地平線のない天体への制約
イベントホライズンテレスコープのコラボレーションによって最近リリースされたいて座A$^*$の画像には、[Ap.J.Lett。\、{\bf930\、\＃2}\、（2022）\、L17]が付属しています。トラップの地平線が存在しない可能性、つまり銀河の中心にある天体が表面に再放射する入射放射線を伴う超小型天体である可能性に関する制約の分析。確かに、観測された画像サイズとSgrA$^*$の広帯域スペクトルを使用して、そのような熱面の半径は、これらの最新の観測によって上から強く制限されていると主張されています。ここでは、報告された制約が降着円盤と中央オブジェクト間のエネルギー交換の完全なバランスの非常に強い仮定にどのように依存しているかについて説明し、表面にゼロ以外の吸収係数が与えられている場合は常にこれに違反することを示します。表面の半径と無次元吸収係数に適用できる上限の制約について詳しく説明します。EHTコラボレーションによって提示された分析の結論は、吸収係数の不自然に小さい値（つまり、$10^{-14}$よりはるかに低い）にのみ当てはまるため、物理的に重要なシナリオでは大幅に修正する必要があることを示します。
クールな中年のパルサーJ1957+5033のおそらく光学的な対応物
| Title |
Likely_optical_counterpart_of_the_cool_middle-aged_pulsar_J1957+5033 |
| Authors |
D._A._Zyuzin,_S._V._Zharikov,_A._V._Karpova,_A._Yu._Kirichenko,_Yu._A._Shibanov,_S._Geier,_A._Yu._Potekhin,_V._F._Suleimanov_and_A._Cabrera-Lavers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13606 |
これまで$\gamma$-とX線でのみ検出された、840kyrの古いパルサーPSRJ1957+5033は、温度0.2〜0.3MK、距離$\la$1の近くのかなり涼しい中性子星です。kpc、および余分な$E（B-V）\approx0.03$を赤くする小さな色。これらの特性により、光学系で検出してパラメータに追加の制約を加えることができます。したがって、$g'$バンドの10.4メートルのGranTelescopioCanariasを使用してパルサーの最初の深部光学観測を実行し、$g'=27.63\pm0.26$で対応する可能性のあるものを見つけました。対応する候補の位置は、0.5秒角の精度でパルサーのX線座標と一致しています。これが実際の対応物であると仮定して、パルサーX線スペクトルを導出された光フラックス密度とともに分析しました。その結果、冷却中性子星のバルク表面からの熱放射がその光フラックスに大きく寄与する可能性があることがわかりました。私たちの多波長スペクトル分析は、パルサー放出の物理的に適切なパラメーターを提供するため、検出された光源のパルサーの性質を支持します。光学データがパルサーの温度と距離に新しい制約を与えることができることを示します。
Ia型超新星残骸における主系列星のような生き残った仲間の進化
| Title |
Evolution_of_Main-Sequence-like_Surviving_Companions_in_Type_Ia_Supernova_Remnants |
| Authors |
Shiau-Jie_Rau_and_Kuo-Chuan_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13670 |
単一縮退シナリオ内でのIa型超新星爆発の最近の理論的および数値的研究は、非縮退コンパニオンが超新星衝突中に生き残り、近くの超新星残骸で検出できる可能性があることを示唆しています。ただし、観察の努力は、標準的な単一縮退チャネルからの生き残った仲間の存在に関するあまり有望な証拠を示していません。スピンアップ/スピンダウンモデルは、生き残ったコンパニオンが検出されないことを説明するための可能なメカニズムです。これらのモデルでは、スピンアップ段階で爆発の臨界質量が増加し、超チャンドラセカール質量爆発につながる可能性があり、スピンダウン段階で余分な質量損失と角運動量の再分布につながる可能性があります。回転する白色矮星の遅延爆発のスピンダウンタイムスケールは不明であるため、この論文では、超新星の影響とその後の恒星進化の2次元流体力学シミュレーションを介して、主系列星のような生き残った仲間の広大なパラメーター空間を探索します。生き残った仲間の。質量ストリッピング効果、超新星キック、および超新星加熱の深さを説明するための緊密な普遍的な関係が提供されます。私たちの結果は、近くのIa型超新星の残骸の観測からまだ検出されていない生き残ったコンパニオンが、標準の単一縮退チャネルよりも低質量のコンパニオン、短い連星分離、またはより強い超新星爆発エネルギーを好む可能性があることを示唆しています。
SN 1006に関連する中性水素の膨張殻：単一縮退起源とかすかなハドロンガンマ線のヒント
| Title |
An_Expanding_Shell_of_Neutral_Hydrogen_Associated_with_SN_1006:_Hints_for_the_Single-Degenerate_Origin_and_Faint_Hadronic_Gamma-Rays |
| Authors |
H._Sano,_H._Yamaguchi,_M._Aruga,_Y._Fukui,_K._Tachihara,_M._D._Filipovic,_G._Rowell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13712 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用したIa型超新星残骸SN1006の新しいHI観測を、角度分解能$4.5'\times1.4'$（想定SNR距離2.2kpcで$\sim$2pc）で報告します。$\sim$4kms$^{-1}$の膨張速度と$\sim$1000$M_\odot$の質量を持つ、HIの位置-速度図で膨張するガスの動きを見つけます。膨張する殻の空間的広がりはSN1006とほぼ同じです。ここでは、白色矮星と伴星からなる前駆体系からの降着風によって形成された風に吹かれた泡の中でSN1006が爆発したという仮説を提案します。そして、前方への衝撃はすでに風の壁に達しています。このシナリオは、単一縮退モデルと一致しています。また、宇宙線陽子の総エネルギー$W_\mathrm{p}$は、平均星間陽子密度$\sim$25cmを採用することにより、$\sim$1.2-$2.0\times10^{47}$ergとなるように導き出しました。$^{-3}$。小さな値は、年齢と、年齢が$\sim$6kyr未満の他のガンマ線超新星残骸の$W_\mathrm{p}$との関係と互換性があります。SN1006の$W_\mathrm{p}$値は、HI風殻への宇宙線拡散を介して、次の$\sim$5kyrで最大数10$^{49}$erg増加する可能性があります。
3.6mDevasthal光学望遠鏡を使用したガンマ線バーストのホスト銀河の測光研究
| Title |
Photometric_studies_on_the_host_galaxies_of_gamma-ray_bursts_using_3.6m_Devasthal_Optical_Telescope |
| Authors |
Rahul_Gupta,_Shashi_Bhushan_Pandey,_Amit_Kumar,_Amar_Aryan,_Amit_Kumar_Ror,_Saurabh_Sharma,_Kuntal_Misra,_A._J._Castro-Tirado,_and_Sugriva_Nath_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13940 |
この記事では、3.6mDevasthal光学望遠鏡（DOT）とバックエンド機器を使用して観測された5つの興味深いガンマ線バースト（GRB）のサンプルについて、ホスト銀河のマルチバンド測光観測と分析を紹介します。GRBのホスト銀河観測は、バースト環境、したがって前駆体の恒星の質量、年齢、星形成率、およびその他の重要な特性を推定するためのユニークな機会を提供します。星の種族合成モデルであるプロスペクターと呼ばれる高度なツールを使用して、5つのホスト銀河の詳細なスペクトルエネルギー分布モデリングを実行しました。さらに、我々は結果を、よく研究されたGRBのホスト銀河、超新星、および通常の星形成銀河のより大きなサンプルと比較しました。私たちのSEDモデリングは、GRB130603B、GRB140102A、GRB190829A、およびGRB200826Aが、高い星形成率（SFR）を持つ巨大なホスト銀河を持っていることを示唆しています。一方、超新星に接続されたGRB030329は、星形成率の低い、まれな低質量銀河を持っています。また、GRB190829Aは、ホストのローカル環境で（サンプルでは）視覚的なダストの消滅とガスの量が最も多いことがわかります。これは、このバーストから観測された高エネルギー放出が固有のローカル環境を持っている可能性があることを示唆しています。大まかに言って、私たちのサンプルの5つのGRBは、ホスト銀河パラメーター間の典型的な相関関係を満たし、これらの物理パラメーターは、高赤方偏移宇宙の通常の星形成銀河により一般的です。私たちの結果はまた、長期的には、GRB、超新星、その他の過渡現象などのエネルギー過渡現象のホスト銀河のより深い測光研究のための3.6mDOTとバックエンド機器の機能を示しています。
Fermi-GBMデータの長期間のトランジェントの自動検出
時間領域のマルチメッセンジャー天文学の時代では、高エネルギーの電磁空での一時的なイベントの検出がこれまで以上に重要になっています。Fermi-GBMのデータでオンボードの非トリガーイベントを体系的に検索する以前の試みは、より長いタイムスケールでのバックグラウンド変動が支配的であるため、変動タイムスケールが約1分未満の短期間の信号に限定されていました。この研究では、GBMスペクトルを高感度で完全にカバーする、ゆっくりと上昇する、または長期間の一時的なイベントの検出を目指しています。以前に開発した物理的背景モデルを利用し、完全自動データ分析パイプラインを備えた新しいトリガーアルゴリズムを提案します。広範なシミュレーションの結果は、開発されたトリガーアルゴリズムがサブクラブ強度まで感度が高く、ほぼ最適な検出パフォーマンスを備えていることを示しています。実際のFermi-GBMデータでの2か月のテスト実行中に、パイプラインは300を超えるトリガーされていない一時的な信号を検出しました。これらの一時的な検出の1つについて、既知の天体物理学的ソース、つまりVelaX-1パルサーに由来し、7時間以上のパルス放射を示していることを確認します。より一般的には、この方法により、弱いトランジェントおよび/または長期間のトランジェントを体系的に検索できます。
未補正の高次モードを統計的に含むマルチフレームブラインドデコンボリューションと位相ダイバーシティ
| Title |
Multi-frame_blind_deconvolution_and_phase_diversity_with_statistical_inclusion_of_uncorrected_high-order_modes |
| Authors |
Mats_G._L\"ofdahl_and_Tomas_Hillberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13650 |
地上の望遠鏡で収集された画像は、地球の大気の乱気流によってぼやけたり歪んだりします。補償光学（AO）は、これらの影響を部分的にしか補償できません。マルチフレームブラインドデコンボリューション（MFBD）もスペックル技術も、AO補正された画像を正しいパワースペクトルとコントラストに復元しません。MFBDは、有限数の低次収差のみを補正でき、未補正の高次モードのテールを残します。AO補正されたデータのスペックル復元は、AO補正のキャリブレーションと、大気乱流の高さ分布に関する仮定に依存します。高次モードを説明するためのスペックルの乱流統計の使用と、AOによって部分的に修正できる、および/または固定またはゆっくりと変化する機器の収差を含む低次モードを検出するMFBDの機能を組み合わせたMFBDの改善を開発しようとしています。。画像形成モデルを変更し、コルモゴロフ統計に続くランダムな高次収差のテールでフィッティングされた低次波面収差を補足し、現時点でのシーイングの強さを特徴付けるフリードのパラメーターr0の推定値または測定値にスケーリングします。データ収集の。これを統計的多様性（SD）と呼びます。ノイズのない合成データを使用してSDでMFBDをテストし、多くの異なるr0とAO補正モードの数をシミュレートします。SDは、処理時間のペナルティなしに、復元された画像のコントラストとパワースペクトルを、精度とr0の変化との一貫性の両方で改善します。フォーカスダイバーシティ（FD）を使用すると、結果はほぼ完璧になります。SDは、適合した波面パラメータの誤差も低減します。SDおよびFDを使用したMFBDは、r0のエラーの数パーセントに関して堅牢であるように見えます。SDをMFBDに追加すると、復元された画像のコントラストとパワースペクトルが改善される可能性が高くなります。実際のデータを使ったさらなる研究が動機付けられています。
| Title |
Discriminative_Dimensionality_Reduction_using_Deep_Neural_Networks_for_Clustering_of_LIGO_Data |
| Authors |
Sara_Bahaadini,_Yunan_Wu,_Scott_Coughlin,_Michael_Zevin,_and_Aggelos_K._Katsaggelos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13672 |
この論文では、データに存在する非線形性をモデル化するためのニューラルネットワークの機能を活用して、データを低次元で識別力のある滑らかな多様体に投影できるいくつかのモデルを提案します。提案されたモデルは、既知のクラスのドメインから、クラスが不明な新しいドメインに知識を転送できます。クラスタリングアルゴリズムは、ラベルのないデータのプールから潜在的に新しいクラスを見つけるために、新しいドメインにさらに適用されます。この論文の研究課題とデータは、高度レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）のサイドプロジェクトである重力スパイプロジェクトに端を発しています。LIGOプロジェクトは、巨大な検出器を使用して宇宙の重力波を検出することを目的としています。しかし、「グリッチ」として知られる非宇宙的、非ガウス的擾乱は、LIGOの重力波データに現れます。これは、重力波検出プロセスに問題を引き起こすため、望ましくありません。GravitySpyは、その原因を理解する目的でグリッチの識別を支援します。新しいタイプのグリッチが時間の経過とともに出現するため、GravitySpyの目的の1つは、新しいグリッチクラスを作成することです。このタスクに向けて、このペーパーではこれを達成するための方法論を提供します。
ロブスター図の検証：NASA宇宙系外惑星ミッションを使用したワイドバイナリでの見えない仲間の検索
| Title |
Vetting_the_Lobster_Diagram:_Searching_for_Unseen_Companions_in_Wide_Binaries_using_NASA_Space_Exoplanet_Missions |
| Authors |
Zachary_Hartman,_S\'ebastien_L\'epine,_Ilija_Medan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13715 |
過去10年間で、ガイアミッションからのデータのリリースのおかげで、既知のワイドバイナリシステムの数は飛躍的に拡大しました。これらのワイドバイナリシステムの一部は、実際には高次の倍数であり、コンポーネントの1つは未解決のバイナリ自体です。これらのシステムを検索する1つの方法は、システム内の過剰なコンポーネントを特定することです。この研究では、SUPERWIDEカタログから4947K+K幅のバイナリペアを調べ、コンポーネントの相対的な色と光度を定量化して、追加の未解決のコンパニオンの証拠を見つけます。この方法は、「ロブスター図」と呼ばれるグラフに最もよく示されています。識別された過光成分が近接連星システムであることを確認するために、ワイド連星をTESS、K2、およびKeplerアーカイブと交差適合試験し、光度曲線で日食の兆候と高速恒星の自転変調を検索します。「LobsterDiagram」では、日食システムを含むワイドバイナリの$78.9\％\pm20.7\％$と、高速回転（$P<5$）日を示すコンポーネントも、過度に明るいコンポーネントを示します。これらの結果から、K+Kワイドバイナリの高次多重度分数の修正された下限$40.0\％\pm1.6\％$を計算します。また、予測される物理的分離と金属量の関数として、高次の多重度の割合を調べます。割合は、予測される物理的分離の関数として異常に一定ですが、割合が金属量によって変化するという統計的に有意な証拠は見られません。
黒点統計からの四重極ダイナモモードの推測
太陽活動における長期的な南北非対称性の観測は、赤道対称（四重極）モードが支配的な逆対称（双極子）モードと一致して太陽磁場に存在することを要求します。この論文は、黒点データから太陽ダイナモの四極モードを推測するために、太陽黒点領域を地下トロイダル磁束の代用として扱うことを提案している。北半球と南半球のトロイダル疑似フラックス（PF）は、ヘイルの黒点極性規則に従ってプラスまたはマイナス記号が指定された黒点領域として定義されます。そのように定義されたPFの統計的相関分析とウェーブレット分析は、支配的な22年の双極子モードの振幅に対して約16年の周期と約0.17の振幅を持つ四重極振動を明らかにします。
散開星団のグループ化に対する年齢の影響：II。古いバイナリクラスターはありますか？
本研究では、十分に若い散開星団のみがバイナリまたは複数であり、古い散開星団は本質的に単一であると仮定する原始グループ仮説（Casado2022）のテストを継続します。この目的のために、Gaiaデータと文献の注意深い改訂を通じて、100Myrより古いクラスターが少なくとも1つあるGalaxyの残りのすべてのバイナリクラスター候補を再検討します。改訂された120ペア/グループの中で、古いバイナリシステムの説得力のあるケースは見つかりませんでした。ほとんどのペアは、光学ペアまたはフライバイエンカウンターです。ただし、さらに調査すると、タイトルの仮説を改ざんする可能性のある3つの疑わしいペアが見つかりました。また、予想よりも古い2つの可能な原始ペアが見つかりました。私たちの結果は、銀河系のバイナリ/マルチOCの大部分が、すべてではないにしても、原始的な起源であり、長期間安定していないことを確認しています。この発見は、マゼラン雲の同様の研究と銀河における理論的なN体シミュレーションと一致しています。これらのグループのOCのペアは、重力によってバインドされていないため、通常はバイナリシステムではありません。また、以前の作品やデータベースには、誤った散開星団や重複など、いくつかの矛盾があることも指摘しています。
内側太陽圏における異方性磁気乱流-パーカーソーラープローブによって観測された分布の放射状進化
| Title |
Anisotropic_Magnetic_Turbulence_in_the_Inner_Heliosphere_--_Radial_Evolution_of_Distributions_observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Rohit_Chhiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14096 |
パーカーソーラープローブの最初の5つの軌道からの観測は、\（\sim28\）-200\（\rs\）の間の磁場成分の変動の確率密度関数（PDF）のヘリオラジアル進化を調査するために使用されます。磁場ベクトルを局所平均磁場座標系に変換することにより、平均磁場方向に対する異方性を調べることができます。平均化間隔サイズの影響に注意が払われます。垂直変動のPDFはガウス関数でよく近似され、平行変動はそれほど小さくないことがわかります。後者の尖度は一般に10より大きく、それらのPDFは、距離\（r\）が減少するにつれて歪度が増加することを示します。太陽。垂直分散と平行分散の比率は1より大きくなります。この分散異方性は、\（r\）が減少するにつれて強くなります。平均場の大きさに対する総rms変動強度の比率は、\（r\）が減少するにつれて減少し、値\（\sim0.8\）は1AUに近く、\（\sim0.5\）は0.14AUになります。この比率は、\（r^{1/4}\）べき乗則でよく近似されます。これらの発見は、太陽風における乱流の放射状進化の理解を向上させ、内部太陽圏におけるエネルギー粒子輸送などの関連する現象に影響を及ぼします。
ZZCeti星の星震学のための新しいDA白色矮星モデル
| Title |
New_DA_white_dwarf_models_for_asteroseismology_of_ZZ_Ceti_stars |
| Authors |
Leandro_G._Althaus_and_Alejandro_H._C\'orsico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14126 |
星震学は、白色矮星（WD）の進化の状態と化学的成層を推測し、それらの形成につながる物理的プロセスを調査するための強力なツールです。これは、DAVまたはZZCeti星として知られている可変Hリッチ大気（DA）WDに特に当てはまります。始祖とWD星の両方のモデリングと入力物理学の最後の進歩を考慮に入れた、DAWDモデルの新しいグリッドを提示します。これにより、星震学分析で採用された一連のDAWDモデルに存在するいくつかの欠点を回避および改善します。以前の作品で行ったZZセティ星の数。これらの新しいモデルは、$^{22}$Ne拡散、クーロン沈降からの平均分子量反転によって誘発されるすべてのコア化学成分の混合に起因する内部化学分布の変化を伴う自己矛盾のない方法から派生しています。、および残留核燃焼から。さらに、始祖の進化に沿って予想される核燃焼の歴史と混合イベントが説明されます。特に、AGB後と白色矮星のコアとエンベロープの特性を決定する3番目のドレッジアップの発生が考慮されます。WDの初期-最終質量関係として。新しいZZスターモデルのHエンベロープの範囲は、log（M_H/M_*）=-4から-5、log（M_H/M_*）=-13.5に拡張されます。これにより、初めて、非常に薄いHエンベロープを持つZZCeti星の地震学的解決策を検討することができます。私たちの新しいH燃焼ポストAGBモデルは、以前の研究で使用したものとは大幅に異なるZZCeti星の恒星中心付近のOとCの化学的プロファイルを予測します。$g$モードの脈動周期と新しいモデルのモードトラッピング特性は、特に長期間にわたって、以前の作品のZZCetiモデルを特徴付けるものとは大幅に異なることがわかります。
正真正銘の自由度に基づく一般相対性理論（GR）の一般的な拡張は、巨大な物体内で作用する第5の力を予測し、恒星スケールで重力の精密試験を実行する刺激的な機会を開きます。ここでは、暗黒エネルギーの一般的なスカラーテンソル理論に焦点を当て、太陽を実験室として利用し、太陽平衡構造に対する第5の力の影響の痕跡を探します。分析結果と数値シミュレーションを使用して、さまざまな太陽領域が重力をテストするための強力な方法をどのように提供するかを説明します。第5の力と、不透明度、拡散、状態方程式、金属性などの太陽の微物理との微妙な相互作用を考慮して、入力物理の不確実性の単純な推定が行われる領域で、第5の力が太陽の音速に鋭い痕跡を残すことを示します。無視できるようになります。（U-）DHOSTとして知られるGRの一般的なスカラー場拡張の場合、観測されたヘリオ地震誤差のみに基づいて、平衡レベルでの分析により、第5の力の結合強度$-10^{に近似的な制約を課すことができます。-3}\lesssim\mathcal{Y}\lesssim5\cdot10^{-4}$at$2\sigma$。この結果は、以前の恒星の制約を$\sim3$桁改善し、理論的な不確実性の精巧な説明と組み合わせた、修正された重力における将来のヘリオ地震の逆転によって確認および改善されるべきです。私たちの分析は、GRを超えた幅広い理論に適用でき、この文脈でのヘリオサイズム分析への道を開きます。これに関して、一般的な重力理論をテストするための有望な実験室として、太陽放射および対流層をどのように使用できるかについて説明します。
暗黒物質の原子干渉計テスト
暗黒物質の直接検出実験は、ますます大きなパラメータ空間を排除しています。ただし、粒子質量が$<$GeVの軽い暗黒物質モデルは、依然としてほとんど制約されていません。ここでは、原子干渉計を使用して、GeV未満の質量で軽い暗黒物質のサブコンポーネントを検出するという提案を検討します。一般化された暗黒物質直接検出フレームワークを使用して、原子干渉計の1つの「アーム」からの暗黒物質散乱によって引き起こされるデコヒーレンスと位相シフトについて説明します。これにより、核反跳、隠れた光子プロセス、アクシオン相互作用など、複数のチャネルを考慮することができます。このフレームワークを、提案されているいくつかの原子干渉計実験に適用します。原子干渉計は非常に低い運動量の堆積に敏感であり、それらのコヒーレント原子は感度を高めるため、これらの実験は非常に競争力があり、他の直接検出方法を補完します。特に、原子干渉計は、$m_\chi\lesssim10〜\rm{keV}$を使用して暗黒物質のサブコンポーネントを独自にプローブできます。メディエーター質量$m_\phi=10^{-10}m_\chi$の場合、将来の原子干渉計は、核反跳に対する既存の制約のギャップを$\bar{\sigma}_n\simまで埋めることができることがわかります。10^{-50}〜\rm{cm}^2$for$m_\chi\sim10^{-5}-10^{-1}〜\rm{MeV}$暗黒物質の質量。
回転する宇宙に沈められたシュワルツシルトブラックホールを表すアインシュタインの一般相対性理論の新しい解を提示します。このような解は、静止時空と軸対称時空のエルンスト方程式の最後の未踏のリー点対称性によって分析的に構築されます。この種のエーラー変換は、NUTタイプではない回転する背景に任意のソリューションを埋め込むことができます。事象の地平線の外側では規則的であり、明確に定義された熱力学を持つ新しいメトリックの物理的特性、エルゴリージョン、および測地線を分析します。最後に、カーの一般化について検討します。
| Title |
Accurate_modeling_and_mitigation_of_overlapping_signals_and_glitches_in_gravitational-wave_data |
| Authors |
Sophie_Hourihane,_Katerina_Chatziioannou,_Marcella_Wijngaarden,_Derek_Davis,_Tyson_Littenberg,_Neil_Cornish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13580 |
重力波検出器の感度の向上は、天体物理学的信号の検出率と「グリッチ」の率の増加をもたらしました。過渡的および非ガウス検出器ノイズ。検出器内の信号とグリッチの時間的なオーバーラップは、通常、ガウス検出器ノイズのみの存在を想定する推論分析の課題を提示します。この研究では、正弦ガウスウェーブレットを使用してグリッチをモデル化すると同時に、コンパクトバイナリ波形テンプレートを使用して信号をモデル化する、最近提案された方法の有効性について広範な調査を行います。グリッチファミリーと信号形態の広い範囲を調査し、グリッチと信号の共同モデリング（それぞれウェーブレットとテンプレートを使用）が2つを確実に分離できることを示します。パラメータ推定に最も影響を与えるグリッチは、コンパクトな時間周波数シグネチャのために、このようなウェーブレットによって適切にモデル化されたグリッチでもあることがわかります。さらなるテストとして、高次モードとスピン歳差運動の影響の除外から生じるような波形分類学に対するこの分析のロバスト性を調査します。私たちの分析は、信号パラメータの推定値を提供します。データから差し引かれるグリッチ波形。検出された過剰電力の一部がグリッチ、信号、またはその両方で構成されているかどうかの評価。重要度の低いトリガー191225_215715と200114_020818を分析し、両方とも高質量信号とオーバーラップするグリッチと一致していることを確認します。
薄い降着円盤を持つボナーブラックドールの画像とその偏光情報
| Title |
Image_of_Bonnor_black_dihole_with_a_thin_accretion_disk_and_its_polarization_information |
| Authors |
Zelin_Zhang,_Songbai_Chen,_Jiliang_Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13696 |
薄い降着円盤に囲まれたボナー黒体放射光の画像を研究しました。ここでは、電磁放射がそれぞれ黒体放射とシンクロトロン放射によって支配されていると想定されています。我々の結果は、両方の放射モデルにおいて、ボナーブラックディホール画像の強度が磁気パラメータと傾斜角とともに増加することを示しています。放射光モデルのボナー黒体放射光モデルの画像は、黒体放射光モデルの画像よりも1桁明るいですが、前者の強度は放射光座標とともに急速に減少します。特に、放射光モデルの場合、特定の傾斜角では、二次画像の強度が直接画像の強度よりも強くなります。また、シンクロトロン放射から生じるボナーブラックドールの画像の偏光パートナーを示します。これは、磁気パラメーターと傾斜角に大きく依存します。最後に、ボナーブラックドールとM87*の偏光画像を比較します。私たちの結果はさらに、ブラックホールの画像がブラックホールの特性自体、ブラックホールの周りの物質、および対応する放射が降着円盤で発生したことに依存していることを確認しています。
超新星ニュートリノの領域での開発に焦点を当てます。次の超新星からのニュートリノ信号と拡散超新星ニュートリノバックグラウンドの、実行中および今後の実験による将来の観測の重要性について説明します。
コンパクト星と新しい準束縛状態におけるピクノ核反応の研究における量子設計
| Title |
Quantum_design_in_study_of_pycnonuclear_reactions_in_compact_stars_and_new_quasibound_states |
| Authors |
Sergei_P._Maydanyuk_(1_and_2),_Kostiantyn_A._Shaulskyi_(2)_((1)_Wigner_Research_Center_for_Physics,_Budapest_(2)_Institute_for_Nuclear_Research,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13895 |
ゼロ温度でのコンパクト星のピクノ核反応は、この論文で量子力学的基礎に基づいて研究されています。複数の内部反射の形式は、分析のために一般化されています。これは、核崩壊のために開発され、核による高精度とテストでの捕獲です。選択した反応$^{12}$C+$^{12}$C=$^{24}$Mgの場合、次のようになります。ピクノ核反応の量子研究には、内部核領域の量子フラックスの完全な分析が必要です。これにより、pycnonuclear反応の速度と数が1.8分の1に減少します。これにより、複合核システムが最大の確率で形成される新しい状態（準結合状態と呼ばれる）が出現します。示されているように、そのような状態の最小エネルギーは、ピクノ核反応の格子サイトでのゼロ点振動のエネルギーよりも少し高いですが、準結合状態での化合物システムの形成の確率は、ゼロの状態での対応する確率よりも本質的に大きいです。ポイント振動。したがって、ゼロ点振動の状態ではなく、より可能性の高いような準束縛状態での反応速度について伝える意味があります。これは、星の核反応率の推定に本質的な変化をもたらす可能性があります。
電弱地平線の問題はありません
最近の主張[FulvioMelia「電弱地平線問題」2022]とは異なり、電弱地平線問題はありません。
電弱地平線問題
素粒子物理学で自発的に壊れた対称性は、宇宙論でいくつかの相転移を引き起こした可能性があります。たとえば、GUTエネルギースケール（〜10^15GeV）で、準デシッターのインフレーション膨張を引き起こし、バックグラウンド温度の地平線問題を解決します。この遷移はt〜10^-36から10^-33秒で発生し、強い力と電弱な力の分離につながります。ヒッグス粒子の発見は、フェルミ粒子とW^+/-およびZ^のとき、約10^-11秒後に電弱（EWPT）スケール159.5+/-1.5GeVで宇宙が別の相転移を起こしたに違いないことを確認します。0個のボソンが質量を獲得し、電気力と弱い力の分離につながりました。しかし、今日、ヒッグス場の真空期待値（vev）は、EWPTで因果的に接続された体積よりもはるかに大きい領域である、目に見える宇宙全体で均一であるように見えます。したがって、ヒッグス粒子の発見は、LCDMに別の深刻な地平線問題を引き起こしますが、現在、理論的な解決策は確立されていません。EWPTはスムーズなクロスオーバーでしたが、以前に切断された電弱相互作用は、徐々に因果関係を持って接触するにつれて均質化された可能性があります。しかし、既知のヒッグスポテンシャルとvevを使用すると、このプロセスは宇宙の年齢よりも長くかかったと推定されるため、空を横切るさまざまな標準モデルパラメータの出現を軽減できなかった可能性があります。したがって、EWPTの地平線問題は、標準的な宇宙論によって予測された初期の宇宙の拡大の歴史に反論しています。
| Title |
Accelerating_multimodal_gravitational_waveforms_from_precessing_compact_binaries_with_artificial_neural_networks |
| Authors |
Lucy_M._Thomas,_Geraint_Pratten_and_Patricia_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14066 |
ブラックホールと中性子星の合体からの重力波は、質量やスピンなどのソースの特性を前例のない精度で決定するユニークな機会を私たちに与えてくれます。ただし、これを行うには、i）非常に正確で、ii）計算上非常に効率的な放出信号の理論モデルが必要です。高次の多重極や相対論的なスピン誘起軌道歳差運動などのより詳細な物理学を含めると、複雑さが増し、波形モデルの計算コストも増加します。これは、パラメーター推論の問題に深刻なボトルネックをもたらします。波形をより効率的に生成するための一般的な方法は、遅いモデルの速い代理モデルを作成することです。この論文では、人工ニューラルネットワークと組み合わせた従来の代理モデリング手法を使用して、歳差運動するバイナリブラックホールの多極時間領域波形モデルの正確なエミュレーションを維持しながら、計算上非常に効率的な方法を構築できることを示します。この方法を最先端の波形モデルSEOBNRv4PHMに適用すると、計算上の大幅な改善が見られます。従来のCPUでは、ニューラルネットワークサロゲートSEOBNN_v4PHM_4dq2を使用した単一波形の一般的な生成には、合計で18msかかります。20Hzから生成された場合の質量は$44M_{\odot}$です。SEOBNRv4PHM自体と比較すると、これは計算効率を2桁向上させることになります。追加のGPUアクセラレーションを利用すると、波形のバッチを同時に生成することで、このスピードアップをさらに向上させることができます。GPUアクセラレーションを追加しなくても、この波形生成コストの劇的な削減により、推論のタイムスケールを数週間から数時間に短縮できます。
| Title |
Dark_Matter_Pollution_in_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_Matthew_J._Dolan,_Sandra_Robles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.14123 |
ハイパーカミオカンデ（HyperK）実験では、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）を正確に測定することが期待されています。これには、関連するエネルギー範囲の背景が十分に理解されている必要があります。これまで考慮されていなかった可能性のある背景の1つは、ニュートリノへの低質量暗黒物質（DM）の消滅です。HyperKでDSNB信号とバックグラウンドのシミュレーションを実行し、DM消滅生成物がDSNB信号を汚染する可能性のある範囲を定量化します。DMの存在は、有効なニュートリノ温度や星形成率など、DSNB物理学の対象となるパラメーターの正しい値の決定に影響を与える可能性があることがわかりました。DSNBは等方性であり、DM消滅フラックスは主に銀河中心から発生するため、角度情報を使用してこの影響をどのように軽減できるかを示します。これにより、DNSBの特性を明らかにすると同時に、間接的な検出によって暗黒物質を発見する可能性が広がります。
