Time-Delay Cosmography: 強い重力レンズ効果によるハッブル定数およびその他の宇宙パラメータの測定
| Title |
Time-Delay_Cosmography:_Measuring_the_Hubble_Constant_and_other_cosmological_parameters_with_strong_gravitational_lensing |
| Authors |
S._Birrer,_M._Millon,_D._Sluse,_A._J._Shajib,_F._Courbin,_L._V._E._Koopmans,_S._H._Suyu,_T._Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10833 |
多重レンズ光源では、光子の到着に相対的な時間遅延が発生します。この効果は、絶対距離とハッブル定数($H_0$)を測定するために使用でき、時間遅延宇宙論として知られています。この方法論は、局所的な距離のはしごや初期宇宙の物理学とは無関係であり、正確で競争力のある$H_0$の測定値を提供します。今後の観測所では、時間遅延コスモグラフィーは$H_0$の1%の精度測定を提供でき、現在報告されている「ハッブル張力」に決定的な光を当てることができます。この論文では、時間遅延宇宙論的研究とハッブル定数の測定に適用される理論的背景と現在の技術について説明します。このホワイトペーパーでは、分析のさまざまなコンポーネントにおける課題と体系、およびそれらを軽減するための戦略について説明します。現在の測定値をコンテキストで説明し、将来予想されるデータセットを使用した機会について説明します。
遅延スペクトル法と新しい系統的除去を使用した MWA フェーズ II からの新しい EoR パワー スペクトル限界
| Title |
New_EoR_Power_Spectrum_Limits_From_MWA_Phase_II_Using_the_Delay_Spectrum_Method_and_Novel_Systematic_Rejection |
| Authors |
Matthew_Kolopanis,_Jonathan_Pober,_Daniel_C._Jacobs,_and_Samantha_McGraw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10885 |
\texttt{simpleDS}遅延スペクトルパイプラインを使用して、マーチソンワイドフィールドアレイのフェーズIIからの再電離紀元データの分析を提示します。この分析は、Liらに提示されたものを補完するものです。(2019)、FHD/$\varepsilon$ppsilonイメージングパイプラインを使用して同じ観測結果を分析します。これは、21cm宇宙論のパワースペクトル推定アプローチの両方の主要なタイプが同じデータセットに適用された初めての例です。21cmパワースペクトル振幅の制限は、$|k|の$k$空間の範囲に及びます。<1~h_{100}{\rmMpc}^{-1}$最小測定値$\Delta^2(k)\leq$$4.58\times10^3$mK$^2$at$k=0.190h_{100}\rm{Mpc}^{-1}$および$z=7.14$.これらの制限を達成するためには、データセット内で系統的に発生する、これまで特定されていなかった共通モードを軽減する必要があります。説明されていない場合、この体系は全体的な\emph{負の}バイアスを導入し、前景の汚染された測定値が21cmの信号振幅に対するノイズ制限された厳しい制約として現れる可能性があります。このシステマティックの識別は、パワースペクトルへの正定値の寄与としてシステマティックスをモデル化し、すべての測定値を上限として「保守的に」解釈するリスクを浮き彫りにします。
将来のCMBデータによる重力レンズ効果と斑状再電離の推定
| Title |
Inference_of_gravitational_lensing_and_patchy_reionization_with_future_CMB_data |
| Authors |
Federico_Bianchini,_Marius_Millea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10893 |
重力レンズ効果と再イオン化の時代のパッチ状スクリーニングに由来する宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の二次信号を共同で推測するための最適なベイジアンソリューションを開発します。この方法は、データから完全な情報コンテンツを抽出することができ、レンズ効果とスクリーニングのために以前に考慮された二次推定量を改善します。MarginalUnbiasedScoreExpansion(MUSE)メソッドを使用して制約を予測し、それらがCMB分極によって大きく支配され、再イオン化の正確な詳細に依存することを示します。最大のスクリーニング信号を生成する現在のデータと一致するモデルの場合、SPT-3Gではレンズ効果とスクリーニングの間の相互相関の検出(3\,$\sigma$)が可能であり、自己相関の検出が可能です。CMB-S4で。スクリーニング信号が最も低いモデルは、SPT-3Gの感度を回避しますが、レンズ相互相関を介してCMB-S4で検出することは可能です。
宇宙テンソル場の統合摂動理論 II: ループ補正
以前の論文[arXiv:2210.10435]では、宇宙論的密度場の非線形摂動理論は、銀河のスピンや形状、天体に関連付けられた任意のランクのその他のテンソルなど、天体のテンソル値のバイアスを含むように一般化されています。私たちが観察できること。この新しく開発された方法を適用して、実空間と赤方偏移空間の両方で非線形パワースペクトルと相関関数を明示的に計算します。ループ補正に現れる多次元積分は、形式主義の球面基底のおかげで、1次元ハンケル変換の組み合わせに縮小され、最終式は高速フーリエ変換のアルゴリズムを使用して非常に短時間で数値的に評価されます。FFTLogなど。説明に役立つ例として、ランク2テンソル場のパワースペクトルと相関関数のループ補正の数値評価が、テンソルバイアスの単純なモデルで示されます。
クラスター存在量宇宙論の尤度の精度をテストする
| Title |
Testing_the_accuracy_of_likelihoods_for_cluster_abundance_cosmology |
| Authors |
Constantin_Payerne,_Calum_Murray,_C\'eline_Combet,_Cyrille_Doux,_Alessandra_Fumagalli,_Mariana_Penna-Lima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11093 |
銀河団の豊富さは、物質密度の変動の振幅、宇宙の物質の総量、およびその膨張の歴史に対する敏感なプローブです。宇宙論的パラメーターの正しい値と正確な不確実性を推測するには、尤度関数でエンコードされたクラスター存在量統計の正確な知識が必要です。この論文では、文献で使用されているクラスター存在確率、つまりポアソン尤度とガウス尤度、およびガウス-ポアソン複合尤度のより完全な説明の精度をテストします。これは、さまざまなビニングの選択と分析設定に対して繰り返されます。与えられた尤度の精度を評価するために、この作業では、個々の事後共分散を、PINOCCHIOアルゴリズムから得られた1000のシミュレートされた暗黒物質ハローカタログにわたる推定量の共分散と比較します。ルービン/LSSTまたはユークリッドのような調査では、ガウス尤度が幅広いビニングの選択に対して堅牢な制約を与えることがわかりました。サンプルの共分散を考慮しないポアソン尤度は、サンプルボリュームが減少した場合や高質量クラスターのみが考慮された場合でも、パラメーターの誤差を常に過小評価します。より複雑なGauss-PoissonCompound尤度を使用しても、本質的にGaussian尤度と同じ結果が得られますが、計算コストが高くなるため、何のメリットもありません。最後に、この理想的な設定では、質量赤方偏移面で多数のビンを使用した場合、パラメーターエラーバーのゲインがわずかしかないことに注意してください。
局所膨張率の多重極展開
局所宇宙における赤方偏移と距離の間の線形関係からの偏差を特徴付けるために、新しい観測量である膨張率変動$\eta$を設計します。また、結果の信号を球面調和係数に圧縮して、局所膨張率の異方性の構造と対称性をより適切に解読する方法も示します。この分析スキームを、赤方偏移に依存しない距離のいくつかの公開カタログ、Cosmicflows-3およびPantheonデータセットに適用し、赤方偏移範囲$0.01<z<0.05$をカバーします。先頭の異方性信号は双極子に保存されます。標準的な宇宙論モデルでは、局所群速度のバルク成分と$4$度よりも良好に整列した方向への局所体積全体のバルク運動($307\pm23$km/s)として解釈されます。CMB。ただし、この用語だけでは、膨張率の角異方性の説明が過度に単純化され、不正確になります。四重極の寄与は無視できず(異方性信号の$\sim50\%$)、実際には統計的に有意であり、データがカバーするボリューム内の重力の実質的な剪断を示していることがわかります。さらに、四重極の3D構造は軸対称であり、拡張軸は双極子の軸に沿って配置されています。$H_0$パラメータの決定に対する影響についても説明します。
宇宙のトポロジーの探索は始まったばかり
| Title |
The_Search_for_the_Topology_of_the_Universe_Has_Just_Begun |
| Authors |
Yashar_Akrami,_Craig_J._Copi,_Johannes_R._Eskilt,_Andrew_H._Jaffe,_Arthur_Kosowsky,_Pip_Petersen,_Glenn_D._Starkman,_Kevin_Gonz\'alez-Quesada,_\"Ozen\c{c}_G\"ung\"or,_Samanta_Saha,_Andrius_Tamosiunas,_Quinn_Taylor,_Valeri_Vardanyan_(COMPACT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11426 |
異常な大角度宇宙マイクロ波背景異方性は、宇宙トポロジーのさらなる検索を動機付けます。空間的に平坦な時空の一般的なトポロジーの場合、トポロジースケールが観測可能な宇宙の直径を大幅に超えている場合でも、幅広いスケールにわたるマイクロ波バックグラウンド高調波係数間の非対角相関が重要なトポロジー情報をエンコードすることを示します。観測的検索は、これまでのところ、テスト可能なトポロジーの小さなサブセットのみを考慮しており、トポロジースケールの現在の制限は、一般に理解されているよりもはるかに弱いものです。
星の質量分率をアバンダンス/モル比に変換するための簡潔な論文
| Title |
A_Concise_Treatise_on_Converting_Stellar_Mass_Fractions_to_Abundances_to_Molar_Ratios |
| Authors |
Natalie_R._Hinkel,_Patrick_A._Young,_and_Caleb_H._Wheeler_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10800 |
恒星の組成を理解することは、銀河の理解、特に化学進化の理解に不可欠であるだけでなく、主星と同じ物質から形成される系外惑星の内部構造と鉱物学にも光を当てることができます。残念ながら、恒星の質量分率と恒星の元素の存在量を記述する基礎となる数学は、解析が難しく、文献全体で断片化されており、特に専門家以外にとっては、些細なことからかけ離れた計算を行う厄介な省略が含まれています。この論文では、明確な数学的形式と、星の組成測定における固有の仮定と正規化の明確化を提示します。これにより、星の質量分率から元素の存在量、モル比への変換が容易になり、誤差の伝播も含まれます。また、提供された方程式をさらに説明するために、HIP544のケーススタディの例も提供します。星の間の重要な化学的関連性、および星とその惑星の間の学際的な関係を考えると、星の質量分率と存在量のデータがより透明になり、さまざまなサブフィールドや科学分野の人々がアクセスできるようにすることが不可欠です。
TFAW 調査 II: 新たに検証された 6 つの惑星と K2 からの 13 の惑星候補
| Title |
TFAW_survey_II:_6_Newly_Validated_Planets_and_13_Planet_Candidates_from_K2 |
| Authors |
D._del_Ser_(1_and_2),_O._Fors_(2),_M._del_Alc\'azar_(1_and_2),_V._Dyachenko_(3),_E._P._Horch_(4),_A._Tokovinin_(5),_C._Ziegler_(6),_G._T._van_Belle_(7),_C._A._Clark_(7_and_8),_Z._D._Hartman_(9)_((1)_Observatori_Fabra,_Reial_Acad\`emia_de_Ci\`encies_i_Arts_de_Barcelona,_(2)_Dept._de_F\'isica_Qu\`antica_i_Astrof\'isica,_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos_(ICCUB),_Universitat_de_Barcelona,_IEEC-UB,_(3)_Special_Astrophysical_Observatory,_(4)_Department_of_Physics,_Southern_Connecticut_State_University,_(5)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_(6)_Department_of_Physics,_Engineering_and_Astronomy,_Stephen_F._Austin_State_University,_(7)_Lowell_Observatory,_(8)_Northern_Arizona_University,_(9)_Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10805 |
ケプラーの拡張ミッション(K2)からのデータで地球サイズの惑星を検索することは、まだ十分に活用されていないニッチです。TFAW調査は進行中のプロジェクトであり、K2C1-C8およびC12-C18キャンペーンのすべての光度曲線を、ウェーブレットベースのトレンド除去およびノイズ除去方法と、期間検索アルゴリズムTLSを使用して再分析し、検出されなかった新しいトランジット候補を検索することを目的としています。以前の作品で。比較的暗い主星(10.9<$K_{p}$<15.4)の周りの24の候補惑星系の最初のサブセットを分析して、フォローアップのスペックル画像観測を可能にしました。VESPAとTRICERATOPSを使用して、両方の方法で1%未満の偽陽性確率を取得することにより、4つの固有のホスト星を周回する6つの候補を統計的に検証します。また、他のより正確なフォローアップ観測から恩恵を受ける可能性のある、精査された13の惑星候補も提示します。これらの惑星はすべて海王星以下のサイズで、検証済みの惑星が2つと地球以下のサイズの候補が3つあり、公転周期は0.81～23.98日です。いくつかの興味深いシステムには、2つの超短周期惑星、3つの多惑星系、小さな惑星半径ギャップ内にあると思われる3つの亜海王星、および2つの検証済みで1つの候補亜地球(EPIC210706310、EPIC210768568、およびEPIC246078343)は、金属の少ない星を周回しています。
原始星系円盤におけるダスト粒子の乱流輸送: 上流拡散の効果
| Title |
Turbulent_Transport_of_Dust_Particles_in_Protostellar_Disks:_The_Effect_of_Upstream_Diffusion |
| Authors |
Ting-Tao_Zhou,_Hongping_Deng,_Yi-Xian_Chen,_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10815 |
ラグランジュ流体力学法を用いた3Dグローバル成層円盤シミュレーションから測定された拡散係数と粘性係数に基づいて、原始星円盤(PSD)におけるミクロンサイズからmmサイズの粒子の長期的な半径方向輸送を研究します。ガスドラッグはダスト種を半径方向内側に輸送する傾向がありますが、確率的拡散は、乱流の性質に応じて、ダストのかなりの部分を半径方向外側(上流)に拡散させる可能性があります。重力的に不安定な円盤では、高度にほとんど依存せずに高い動径拡散係数Drを測定します。これにより、初期のPSDで強力で垂直方向に均一な上流拡散が発生します。太陽系星雲では、ミクロンサイズからmmサイズの粒子の上流への強力な拡散が、非常に耐火性の高いミクロンサイズの粒子(彗星81P/Wild2のサンプルで特定されたものなど)を雪線内の形成領域から効率的に輸送するだけではありません。カイパーベルトに到達するだけでなく、星の近くで形成されたmmサイズのCAIを、コンドライト隕石に同化できる距離まで広げることもできます。磁気回転不安定性(MRI)が支配的なディスクでは、上流の拡散効果は一般に穏やかであり、拡散による分離機能はミッドプレーンよりも表層でより強力です。この変動は、非理想的なMHD効果により、乱流が少なく、特徴的なダストサイズが大きい静止ミッドプレーンをさらに考慮すると、より顕著になります。この分離シナリオは、散乱光とアルマ望遠鏡の画像で観測された2つのダスト集団の空間分布の二分法を説明するのに役立ちます。
同期連星小惑星におけるエネルギー散逸
| Title |
Energy_Dissipation_in_Synchronous_Binary_Asteroids |
| Authors |
Alex_J._Meyer,_Daniel_J._Scheeres,_Harrison_F._Agrusa,_Guillaume_Noiset,_Jay_McMahon,_\"Ozg\"ur_Karatekin,_Masatoshi_Hirabayashi,_Ryota_Nakano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10877 |
同期連星小惑星は、潮汐固定平衡について解放を経験する可能性があり、その結果、エネルギーが散逸します。これは、小惑星の衝突とたわみの評価にとって重要なトピックであり、ディディモス連星小惑星系でのDARTの動的衝突によって引き起こされる励起は、衝突の影響を調査するためにヘラが到着する前に散逸によって減少する可能性があります。連星小惑星のエネルギー散逸の数値モデルを開発し、さまざまなシステム構成がエネルギー散逸率にどのように影響するかを調べます。同期状態内でのタンブリングは、材料の状態に応じて、短い時間スケール(数年)でのlibration減衰の体系的な傾向を排除しますが、長い時間(数百年)では排除しません。さらに、長半径の動揺、離心率、および変動の減衰は、主にセカンダリの剛性に依存しますが、長半径の長期膨張率は、予想どおり、プライマリの剛性によって決まります。セカンダリで安定した平面振動を経験しているシステムは、セカンダリの剛性に応じて、わずか数年後に振動振幅の顕著な減少を見ることができるため、Heraのディディモの調査中に散逸を考慮する必要があります。非常に散逸的なセカンダリが安定したリブレションを受けている場合、Heraはディモルフォスでのリブレションダンピングの速度を計算できるため、その潮汐パラメーターを制限できる場合があります。
TOI-3884 b: 巨大でありそうな極点を持つ低質量星を通過する珍しい 6-R$_{\oplus}$ 惑星
| Title |
TOI-3884_b:_A_rare_6-R$_{\oplus}$_planet_that_transits_a_low-mass_star_with_a_giant_and_likely_polar_spot |
| Authors |
J.M._Almenara,_X._Bonfils,_T._Forveille,_N._Astudillo-Defru,_D.R._Ciardi,_R.P._Schwarz,_K.A._Collins,_M._Cointepas,_M.B._Lund,_F._Bouchy,_D._Charbonneau,_R.F._D\'iaz,_X._Delfosse,_R.C._Kidwell,_M._Kunimoto,_D.W._Latham,_J.J._Lissauer,_F._Murgas,_G._Ricker,_S._Seager,_M._Vezie,_D._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10909 |
TransitingExoplanetSurveySatelliteミッションは、M4矮星TOI-3884を周回する4.5日の周期で、深く非対称なトランジットのような信号を特定しました。この信号は、ExTrA施設とラスクンブレス天文台全球望遠鏡によって収集された追跡観測によって確認されており、トランジットが有色であることを明らかにしています。光度曲線は、6-R$_{\oplus}$惑星によってトランジットされる大きな極点を持つ主星によってうまくモデル化されています。私たちは、シーイングが制限された測光、高解像度のイメージング、および視線速度で惑星を検証します。半径$6.00\pm0.18$R$_{\oplus}$のTOI-3884bは、土星の亜惑星であり、中間M矮星を通過する最初の惑星です。主星の明るさと小さなサイズにより、この惑星サイズで最大の透過分光測定基準の1つを持ち、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡と地上望遠鏡による大気特性評価のトップターゲットになります。
$\texttt{KOBEsim}$: 視線速度ブラインドサーチ調査における惑星検出のためのベイジアン観測戦略アルゴリズム
| Title |
$\texttt{KOBEsim}$:_a_Bayesian_observing_strategy_algorithm_for_planet_detection_in_radial_velocity_blind-search_surveys |
| Authors |
O._Balsalobre-Ruza,_J._Lillo-Box,_A._Berihuete,_A._M._Silva,_N._C._Santos,_A._Castro-Gonz\'alez,_J._P._Faria,_N._Hu\'elamo,_D._Barrado,_O._D._S._Demangeon,_E._Marfil,_J._Aceituno,_V._Adibekyan,_M._Azzaro,_S._C._C._Barros,_G._Bergond,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_S._Pedraz,_and_A._Santerne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11207 |
地上での観測時間は、系外惑星の追跡と特性評価の時代、特に高精度の視線速度計において貴重です。したがって、ブラインドサーチの視線速度調査では、観測時間を最適化するために専用の観測戦略が必要です。これは、大きな軌道周期で小さな岩石の世界を検出するために特に重要です。系外惑星探索における視線速度観測の効率化を目的としたアルゴリズムを開発し、居住可能な系外惑星を周回するK型矮星(KOBE)実験に適用する。私たちは、望遠鏡の時間を節約し、ブラインドサーチ調査と通過候補のフォローアップの両方の効率を高めるために、系外惑星の確認を加速するか、代わりに誤った信号をできるだけ早く拒否することを目指しています。一般化されたLomb-Scargle(GLS)ピリオドグラムに従って周期性が出現し始めるような方法で、動径速度データポイントの最小初期数に達すると、その期間は$\texttt{KOBEsim}$という名前の提案されたアルゴリズムでターゲットにされます。アルゴリズムは、ケプラー軌道のないモデルと比較して、そのような周期性のベイジアン証拠を最大化する次の観測日を選択します。シミュレートされたデータによって、このアルゴリズムが太陽系外惑星の検出を加速することを証明し、必要な観測数は$29-33\,\%$少なくなり、低質量惑星の完全なデータセットの期間は$41-47\,\%$短くなります($m_{\rmp}\,<\,10\,M_{\oplus}$)従来の単調なケイデンス戦略と比較して。$20\,M_{\oplus}$惑星のデータポイント数の増加もかなりのもので、$16\,\%$です。$\texttt{KOBEsim}$は、特定のKOBEターゲットと確認済みの惑星$HD~102365\,b$の実データでもテストされています。どちらも、この戦略が検出を最大2倍高速化できることを示しています。
銀河による強いレンズ効果
| Title |
Strong_Lensing_by_Galaxies |
| Authors |
A._J._Shajib,_G._Vernardos,_T._E._Collett,_V._Motta,_D._Sluse,_L._L._R._Williams,_P._Saha,_S._Birrer,_C._Spiniello_and_T._Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10790 |
銀河規模での強いレンズ作用は、天体物理学と宇宙論の多くのアプリケーションに役立ちます。主なアプリケーションのいくつかは、楕円銀河の質量構造、その形成と進化の研究、恒星の初期質量関数の制約、および宇宙パラメータの測定です。80年代に銀河規模の強いレンズが初めて発見されて以来、この分野は、データの品質と可用性、およびデータをモデル化する技術の面で大きな進歩を遂げました。このレビュー記事では、銀河規模の強いレンズのレンズ作用観測量、特にレンズ作用観測量の最も入手可能で有益な情報源であるため、画像データをモデル化するための最も一般的な方法論について説明します。銀河規模の強いレンズの天体物理学および宇宙論への応用における文献からの主な結果をレビューします。また、データと方法論の現在の限界についても説明し、近い将来、両方の側面で期待される開発と改善の将来の見通しを提供します。
SSA22 チャンドラ フィールドの X 線源
ハワイサーベイフィールドSSA22は、4番目に深いチャンドラX線フィールドです。この分野の最大限の調査を可能にするために、Keck/DEIMOSおよびKeck/LRISからの新しい光学分光法を提示します。これは、文献と組み合わせて、2～8keVサンプルの分光学的完全性を62%にします。また、光学スペクトル分類を行い、分光赤方偏移のない光源の測光赤方偏移を推定します。次に、活動銀河核(AGN)の完全なサンプル、および広線型AGN(BLAGN)と非BLAGNの硬X線光度関数(XLF)を個別に決定します。サンプル全体のXLFは文献とよく一致しており、赤方偏移範囲$0.25\lez<4$で比較的強い進化を示しています。BLAGNと非BLAGNのXLFは、赤方偏移を伴う明確な進化を暗示しており、BLAGNはより高い赤方偏移とX線光度でますます優勢になっています。
機械学習を用いた DECam Local Volume Exploration Survey における Galaxy-Galaxy
Strong Lens 候補の特定
| Title |
Identification_of_Galaxy-Galaxy_Strong_Lens_Candidates_in_the_DECam_Local_Volume_Exploration_Survey_Using_Machine_Learning |
| Authors |
E._Zaborowski,_A._Drlica-Wagner,_F._Ashmead,_J._F._Wu,_R._Morgan,_C._R._Bom,_A._J._Shajib,_S._Birrer,_W._Cerny,_L._Buckley-Geer,_B._Mutlu-Pakdil,_P._S._Ferguson,_K._Glazebrook,_S._J._Gonzalez_Lozano,_Y._Gordon,_M._Martinez,_V._Manwadkar,_J._O'Donnell,_J._Poh,_A._Riley,_J._D._Sakowska,_L._Santana-Silva,_B._X._Santiago,_D._Sluse,_C._Y._Tan,_E._J._Tollerud,_A._Verma,_J._A._Carballo-Bello,_Y._Choi,_D._J._James,_N._Kuropatkin,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_D._L._Nidever,_J.L._Nilo_Castellon,_N._E._D._No\"el,_K._A._G._Olsen,_A._B._Pace,_S._Mau,_B._Yanny,_A._Zenteno,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_S._Everett,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10802 |
5億2,000万ドルの天文ソースを含むDECamLocalVolumeExplorationSurvey(DELVE)の最初の公開データリリースからの画像データに適用された畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、銀河-銀河の強いレンズシステムの検索を実行します。南天の$\sim4,000$$\mathrm{deg}^2$から$5\sigma$点源の深さ$g=24.3$,$r=23.9$,$i=23.3$,$z=22.8$等級。DECamデータを使用した同様の検索方法に従って、$16<g<22$、$17.2<r<22$、$15<i<21$、$0<g-i<3$、および$-0.2<g-r<1.75$。CNNでスコアリングした後、最高スコアの50,000枚の画像を視覚的に検査し、0(間違いなくレンズではない)から3(レンズの可能性が非常に高い)までのスコアを割り当てました。617の強力なレンズ候補のリストを提示し、そのうち599は以前に報告されていません。さらに、このサンプルから8つの潜在的な四重レンズクエーサーを強調表示します。北銀河極冠($b>10$deg)と南天半球(${\rmDec.}<0$deg)の探索フットプリントの位置により、候補リストは他の既存の地面とほとんど重複していません-ベースの検索。検索フットプリントが他の検索と重複する場合、以前は特定されていなかったかなりの数の高品質の候補が見つかり、方法論の直交性の程度を示しています.人間が割り当てたスコアを使用して候補を分類し、画像分離から推定された見かけのマグニチュードやアインシュタイン半径などのプロパティをレポートします。
GOGREEN: z ~ 1 での宇宙論的流体力学シミュレーションにおける環境傾向の重要な評価
| Title |
GOGREEN:_a_critical_assessment_of_environmental_trends_in_cosmological_hydrodynamical_simulations_at_z_~_1 |
| Authors |
Egidijus_Kukstas,_Michael_L._Balogh,_Ian_G._McCarthy,_Yannick_M._Bahe,_Gabriella_De_Lucia,_Pascale_Jablonka,_Benedetta_Vulcani,_Devontae_C._Baxter,_Andrea_Biviano,_Pierluigi_Cerulo,_Jeffrey_C._Chan,_M._C._Cooper,_Ricardo_Demarco,_Alexis_Finoguenov,_Andreea_S._Font,_Chris_Lidman,_Justin_Marchioni,_Sean_McGee,_Adam_Muzzin,_Julie_Nantais,_Lyndsay_Old,_Irene_Pintos-Castro,_Bianca_Poggianti,_Andrew_M._M._Reeves,_Gregory_Rudnick,_Florian_Sarron,_Remco_van_der_Burg,_Kristi_Webb,_Gillian_Wilson,_Howard_K._C._Yee,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10803 |
最近の観測では、z~1での銀河の環境消光は、局所宇宙の消光とは質的に異なることが示されています。しかし、これらの違いの物理的な起源はまだ解明されていません。さらに、観測された環境傾向と宇宙論的流体力学シミュレーションの予測との間の低赤方偏移の比較は現在日常的に行われていますが、今日まで高赤方偏移での比較は比較的少数です。ここでは、3つの最先端のシミュレーションスイート(BAHAMAS+MACSIS、EAGLE+Hydrangea、IllustrisTNG)と、それぞれCOSMOS/UltraVISTAおよびGOGREENサーベイからのフィールドおよびクラスター環境の最先端の観測に立ち向かいます。、z~1でシミュレーションのリアリズムを評価し、環境消光の進化に関する洞察を得る。シミュレーションは一般に、フィールド内の静止銀河と星形成銀河の星の内容と星の質量関数を再現しますが、すべてのシミュレーションは、クラスター環境で観測された衛星の消光を捉えるのに苦労していることを示しています。低質量衛星をクエンチングします。さらに、スイートのうちの2つは、おそらくAGNからのフィードバックが不十分な結果として、クラスター内の最高質量の銀河を十分に消光できません。星の低質量(Mstar<~1E10Msun)での不一致の原因は、解像度、フィードバックの実装、および流体力学ソルバーに大きな違いがあるにもかかわらず、すべてのシミュレーションに存在するものであり、不明です。次世代のシミュレーションでは、解像度が大幅に向上し、冷たい星間物質の明示的なモデル化も行われ、低質量の張力を明らかにするのに役立つ可能性があります。
デュアル AGN ホストでの形成星: 近くの明るい赤外線合体、Mrk 266 での分子ガスと電離ガス
| Title |
Forming_Stars_in_a_Dual_AGN_Host:_Molecular_and_Ionized_Gas_in_the_Nearby,_Luminous_Infrared_Merger,_Mrk_266 |
| Authors |
Damien_Beaulieu,_Andreea_Petric,_Carmelle_Robert,_Katherine_Alatalo,_Timothy_Heckman,_Maya_Merhi,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Kate_Rowlands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10853 |
Mrk266(NGC5256)の低温および電離ガス測定に基づく星形成率を提示します。Mrk266(NGC5256)は、衝突するガスに富む2つの銀河で構成され、それぞれが活動銀河核をホストしています。$^{12}$CO(1-0)観測をミリ波天文研究用結合アレイ(CARMA)で使用すると、中央領域$1.1\pm0.3\times10に合計H$_2$質量があることがわかります。^{10}$$M_\odot$これにより、将来の星形成率は$25\pm10M_\odot$yr$^{-1}$になる可能性があります。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のフーリエ変換分光器(SITELLE)を使用して、統合されたH$\alpha$光度を測定し、現在の星形成率を$15\pm2M_\odot$yr$^{-1と推定します。}$システムのコア(2つのアクティブな核を回避)。これらの結果は、Mrk266が比較的高い最近の星形成率と、それを数億年間維持するのに十分な分子ガスを備えた中間段階の合体であることを裏付けています。合体に関連するガスの流入は、スターバーストエピソードと2つのAGNの両方を引き起こした可能性がありますが、2つの銀河の構成要素は異なります。この違いは、2つのシステムの星間物質の特性に起因する可能性があると推測されます。
SMC-ラストモザイク画像
| Title |
SMC-Last_Mosaic_Images |
| Authors |
D._R._Mizuno_(1),_Kathleen_E._Kraemer_(1),_T._A._Kuchar_(1),_and_G._C._Sloan_(2,3)_((1)_Boston_College,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_University_of_North_Carolina,_Chapel_Hill) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10874 |
2017年8月25日から2017年9月13日までと2017年11月24日から2018年2月までの2つのエポックにわたってスピッツァーIRAC3.6$\mu$mおよび4.5$\mu$mバンドで観測された小マゼラン雲(SMC)のモザイク画像を提示します。12.調査地域は、SMCと大マゼラン雲へのブリッジをカバーする$\sim$30平方度で構成されます。この地域は52個の$\sim$1$.\!\!^\circ$1$\times$1$.\!\!^\circ$1タイルで覆われており、各タイルには別々のエポックと結合されたエポックの両方の各バンドの画像が含まれています.モザイクは、J2000座標の個々の接線投影で作成されます。角度ピクセルサイズは0$.\!\!^{\prime\prime}$6で、解像度(FWHM)は$\sim$2$.\!\!^{\prime\prime}$0です。残留アーティファクトを修正または軽減し、背景の不連続性を除去する処理について説明します。モザイク画像は、InfraredScienceArchive(IRSA)で公開されています。
星形成領域 L1688 における 3 次元磁場、乱流、自己重力の特徴付け
| Title |
Characterizing_three-dimensional_magnetic_field,_turbulence,_and_self-gravity_in_the_star-forming_region_L1688 |
| Authors |
Yue_Hu,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11023 |
分子雲内の3次元磁場、乱流、および自己重力の相互作用は、星の形成を理解する上で重要ですが、これまでのところ対処されていません。この作業では、低質量の星形成領域L1688を対象とし、$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O、およびHIのスペクトル放射を次のように使用します。偏光粉塵の排出と同様に。磁場の3D方向を取得するために、Hu&Lazarian(2022)で開発された分極分数分析を使用します。Davis-Chandrasekhar-Fermi(DCF)法から得られた天空(POS)磁場強度と、Lazarianetal.で導入された新しい微分測定分析(DMA)手法を組み合わせることで。(2022)、L1688の3次元磁場の最初の測定値を、その方向と強度を含めて提示します。L1688の磁場には、統計的に異なる2つの傾斜角があることがわかりました。低強度の尾は平均で$\approx55^\circ$の傾斜角を持っていますが、中央の密な塊の傾斜角は$\approx30^\circ$です。総磁場強度のグローバル平均値は、DCFから$B_{\rmtot}\approx$135uG、DMAから$B_{\rmtot}\approx$75uGであることがわかります。速度勾配法(VGT)を使用して、L1688とその前景/背景に関連する磁場のPOS方向を分離します。磁場の方向は統計的に一貫しています。H$_2$柱密度とVGTの確率密度関数は、L1688が潜在的に大規模な$\approx1.0$pcで重力収縮を受け、小規模な$\approx0.2$pcで重力崩壊を受けていることを明らかにしている。体積密度$n_{\rmH}$が約$6.0\times10^3$cm$^{-3}$未満。
DESI レガシー画像調査からの新しい局部体積矮小銀河候補
私たちは、距離が$D<12$Mpcで、星状質量が$2\times10^{11}-3\times10^8~M_{\odot}$の範囲にある、比較的孤立した近くの銀河の近くにある新しい矮小銀河の探索に着手しました。、DESILegacyImagingSurveysのデータを使用。局所体積銀河と考えられている46の銀河の周りで、これらの銀河の衛星の新しい候補が67ドルで見つかりました。それらの約半分は、表面輝度の低い球状矮星に分類されます。新しい銀河はローカルボリュームデータベース(LVGDB)に含まれており、現在1421個のオブジェクトが含まれており、更新された近くの銀河カタログよりも63%多いです。
アルマ望遠鏡で観測された局所的な塵の多い初期型銀河の進化的トレーサーとしてのクールな星間物質
| Title |
Cool_Interstellar_Medium_as_an_Evolutionary_Tracer_in_ALMA-Observed_Local_Dusty_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
David_H.W._Glass_(1),_Anne_E._Sansom_(1),_Timothy_A._Davis_(2),_Cristina_C._Popescu_(1)_((1)_Jeremiah_Horrocks_Institute_for_Mathematics,_Physics_and_Astronomy,_University_of_Central_Lancashire,_Preston,_UK,_(2)_Cardiff_Hub_for_Astrophysics_Research_and_Technology,_Cardiff_University,_Cardiff,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11101 |
冷たい星間物質(ISM、<30K)の内容と分布は、後期型から初期型銀河(ETG)に変化する進化メカニズムを示している可能性があります。これを調査するために、アルマ望遠鏡による12CO[2-1]ライン放出の観測が、低密度環境の完全なサンプルから5つのダストETGについて取得されました。ETGのうちの4つは、有効半径が約3～5kpcの巨大な(約10^9Msolar)拡張分子ガス貯留層を持っています。この作業は、これらの観察結果の運動学的および構造的分析を提供し、可能な進化メカニズムを調査します。軸対称または左右対称の運動学的モデルを分子ガスディスクの観察に適合させ、存在する支配的な構造を定量化し、追加の構造または非対称性を強調しました。これらのETGの積分フィールドユニット(IFU)観測も、利用可能な場合は調査されました。ETGのうちの2つであるGAMA64646と622305は、潮汐擾乱を受けて、分子ガスディスクや星形成の内輪が形成されたようです。GAMA272990は合体を経て、星を形成する分子ガス円盤が埋め込まれた楕円銀河になった可能性があります。GAMA622429は、分子ガス分布の非対称性と光学画像の乱れによって示される小さな合併をおそらく受けています。残りのETGであるGAMA177186は、高赤方偏移の高質量で塵とガスに富む天体である可能性があるオフセット源からの源の混乱の影響を受けました。全体として、低密度環境にあるほこりの多いETGの大部分は、大規模で拡張された分子ガス貯留層を持ち、最近の進化の一環として何らかの相互作用を受けているようです。その後、永年進化により、ETGが星形成から受動銀河に(再)変換される可能性があります。
| Title |
Efficiency_of_the_top-down_PAH-to-fullerene_conversion_in_UV_irradiated_environments |
| Authors |
M._S._Murga,_V_.V._Akimkin,_D._S._Wiebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11156 |
多環芳香族炭化水素(PAH)とフラーレンは、星間物質の物理学と化学において主要な役割を果たしています。最近の多くの実験的および理論的調査に基づいて、PAHが光解離（炭素と水素の損失）および水素化を受けるモデルを開発しました。脱水素化されたPAHが閉じた構造(フラーレン)に折り畳まれる可能性があることを考慮に入れています。次に、フラーレンは水素化されてフラーレンになり、光解離して炭素原子と水素原子を失います。炭素の損失は、フラーレンケージのより小さいものへの縮小につながります。ガス温度、放射場の強度、水素原子、炭素原子、電子の数密度などの外部条件に応じて、さまざまなサイズと水素化レベルのPAHとフラーレンの存在量を計算します。PAHsからのフラーレン形成に有利な条件を強調し、このメカニズムはHが少ない環境だけでなく、水素密度が10$^{4}$~cm$^{-3}$.フラーレンはISMで形成されることがわかったが、それらに閉じ込められた炭素原子の割合は最大で約10$^{-9}$になる可能性がある。このモデルを2つの光解離領域、オリオンバーとNGC7023に適用しました。これらの天体のフラーレン存在量と合成バンド強度の推定値を観測結果と比較し、モデルが電離星の最も近い周囲で良好な結果をもたらすと結論付けました。.また、追加のフラーレン形成チャネルがUV誘起形成と一緒に動作して、UV源から遠く離れた豊富なフラーレンを説明する必要があることも示しています。
QUIJOTE による 2 つの新しい星間分子の発見: HCCCHCCC と HCCCCS
| Title |
Discovery_of_two_new_interstellar_molecules_with_QUIJOTE:_HCCCHCCC_and_HCCCCS |
| Authors |
R._Fuentetaja,_M._Ag\'undez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J.R._Pardo,_P._de_Vicente,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11379 |
31.1～50.2GHzの周波数範囲でのQUIJOTEライン調査から、おうし座領域の星のないコアTMC-1に向かう2つの新しい分子、HCCCHCCCとHCCCCSの発見について報告します。HCCCHCCCの合計29行とHCCCCSの6つの回転遷移を識別します。回転量子数は、HCCCHCCCではJu=10から15まで、Ka<=2の範囲であり、HCCCCSではJu=21/2から31/2までの範囲です。回転温度6+/-1KでN=(1.3+/-0.2)x10^11cm-2のHCCCHCCCのカラム密度を導出しましたが、HCCCCSではN=(9.5+/-0.8)x10を導出しました。^10cm-2およびTrot=10+/-1K.HCCCHCCCの存在量は、最近発見された異性体であるl-H2C6の存在量よりも高くなっています。HCCCCSをその関連分子であるHCSおよびHCCSと比較すると、存在比HCS/HCCCCS=58およびHCCS/HCCCCS=7.2が得られます。化学モデリング計算を使用して、これら2つの分子の形成を調査しました。観測された存在量は、中性-中性反応およびイオン-中性反応を含む標準的な気相形成経路を仮定することで説明できます。
SDSS IV MaNGA: 天の川アナログ銀河のバー パターン速度
| Title |
SDSS_IV_MaNGA:_Bar_pattern_speed_in_Milky_Way_Analogue_galaxies |
| Authors |
Luis_Garma-Oehmichen,_H\'ector_Hern\'andez-Toledo,_Erik_Aquino-Ort\'iz,_Luis_Martinez-Medina,_Ivanio_Puerari,_Mariana_Cano-D\'iaz,_Octavio_Valenzuela,_Jos\'e_Antonio_V\'azquez-Mata,_Tobias_G\'eron,_Luis_Artemio_Mart\'inez-V\'azquez_and_Richard_Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11424 |
恒星バーによって生成されるほとんどの永年効果は、パターンの速度に大きく依存します。残念ながら、推定が最も難しい観測パラメータでもあります。この作業では、Tremaine-Weinberg法を使用したMaNGAサーベイから、97個の天の川類似銀河のバーパターン速度を測定しました。サンプルは、星の質量と形態学的タイプを制約することによって選択されました。ディスク位置角度の3つの独立した推定値を重み付けすることにより、測定値を改善します。ディスクの回転曲線を復元するために、運動学的モデルをH$_\alpha$速度マップに当てはめ、バーによって生成される非円形の動きを補正します。完全なサンプルでは、バーパターンの速度が滑らかに分布しています($\Omega_{Bar}=28.14^{+12.30}_{-9.55}$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$)。、共回転半径($R_{CR}=7.82^{+3.99}_{-2.96}$kpc)および回転率($\mathcal{R}=1.35^{+0.60}_{-0.40}$)。(i)バーパターンの速度、バーの長さと対数恒星質量の間(ii)バーパターンの速度、円盤の円速度とバーの回転速度の間の2つの相関関係を見つけました。$30\degree<i<60\degree$および相対的な向き$20\degree<|PA_{disc}-PA_{bar}|<70\degree$内の傾きによってサンプルを制約すると、相関関係はより強くなり、超高速バーは、サンプルの20\%から10\%に減少します。これは、サンプルの超高速バーのかなりの部分が、TW法の幾何学的制限に関連している可能性があることを示唆しています。バーのサイズと円盤の円速度をさらに制限することにより、分布$\Omega_{Bar}=30.48^{+10.94}_{-6.57}$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$,$R_{CR}=6.77^{+2.32}_{-1.91}$kpcおよび$\mathcal{R}=1.45^{+0.57}_{-0.43}$、私たちの銀河の現在の見積もりとよく一致しています.
実際のデータとシミュレートされたデータを使用した深層学習を使用して検出されたリング銀河の分析
非定型的なリングのような構造を持つ銀河であるリング銀河の形成と進化を理解することは、ブラックホールと銀河のダイナミクス全体の理解を深めることにつながります。現在のリングのカタログは非常に限られています。手作業による分析では、かなりの数のリングのサンプルを蓄積するのに数か月かかり、既存の計算方法は精度と検出率の点で大幅に制限されています。リングのかなりのサンプルがなければ、それらの特性に関するさらなる研究は厳しく制限されています.このプロジェクトでは、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して、分類されていない銀河のサンプルからリングを識別する方法を調査します。CNNは100,000個のシミュレートされた銀河のサンプルでトレーニングされ、実際の銀河のサンプルに転送学習され、以前は分類されていなかったデータセットに適用されてリングのカタログが生成され、手動で検証されました。銀河の画像をシミュレートするための敵対的生成ネットワーク(GAN)によるデータ拡張も使用されました。従来アルゴリズムの7.4倍の精度と15.4倍の検出率で、1151個のリングのカタログを抽出しました。これらの銀河の特性は、測光から推定され、GalaxyZoo2のリングのカタログと比較されました。VeraRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeのような数十億の銀河の画像を取得するなどの今後の調査では、リングの大規模な集団を分類して、それらが形成および進化する独特のメカニズムをよりよく理解する上で、同様のモデルが重要になる可能性があります。
標準的な物理学は、GRB~221009A からの $\sim$18 TeV 光子をまだ解釈することができます
大型高高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、GRB221009Aから$\sim$18TeVまでの数千の非常に高エネルギーの光子を観測したことが報告されています。これらの光子が銀河系外の背景光に吸収されるという事実を考慮して、これらの光子の生存率を調べます。一連の$10^6$モンテカルロシミュレーションを実行することにより、現在の観測によって許容されるパラメーター空間を探索し、LHAASOが2000秒以内にGRB221009Aからの18TeVの光子を少なくとも1つ観測すると予測する確率は4--5\%。したがって、標準的な物理学では、数TeVのエネルギー範囲でLHAASOの観測を解釈することが依然として可能です。私たちの方法は、将来的にLHAASOや他の実験のより多くのデータセットを研究するために直接一般化することができます.
2S0921$-$630は、月食中の低質量X線連星(LMXB)で、軌道周期は$\sim$9日です。過去のX線観測により、2S0921$-$630には拡張降着円盤コロナ(ADC)があり、そこからシステムからのX線のほとんどが放出されることが明らかになりました。2S0921$-$630のすざくアーカイブデータ解析結果を報告します。平均的なX線スペクトルは、黒体放射($kT_{\rmbb}\sim0.3$keV)で再現されます。$\sim2$keVの温度で、13本の輝線と組み合わされています。ほとんどの輝線は、高度にイオン化された原子(O、Ne、Mg、Si、S、Ar、およびFe)に対応していることがわかります。K$\alpha$輝線と半中性鉄(FeI--XVII)の吸収端も検出されています。半中性鉄のK$\alpha$線は、シグマで$0.11\pm0.02$keVの幅でかなり広く、半径$\sim10^9$cmでのケプラー運動によるドップラー広がりに対応します。観測された半中性鉄線は、コンプトン雲のすぐ外側にある降着円盤の内側から始まっていると考えられます。つまり、コンプトン雲の半径は$\sim10^9$cmである可能性があります。
$^{44}$Ti 放出を使用して熱核超新星前駆体を区別する
| Title |
Using_$^{44}$Ti_Emission_to_Differentiate_Between_Thermonuclear_Supernova_Progenitors |
| Authors |
Daniel_Kosakowski,_Mark_Ivan_Ugalino,_Robert_Fisher,_Or_Graur,_Alexey_Bobrick,_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10804 |
放射性同位元素$^{44}$Tiは、Ia型超新星(SNeIa)における$\alpha$に富む凍結と爆発的なヘリウム燃焼によって生成されます。この論文では、SNeIaの後期光度曲線を介して、またはガンマ線を直接介して、$^{44}$Tiの検出がSNeIaの起源を一意に制約する方法について説明します。特に、ヘリウムで点火された二重白色矮星連星の流体力学的シミュレーションにおける最近の進歩に基づいて、近くのSNIaまたは若い銀河超新星残骸（SNR）での$^{44}$Tiの検出が識別できることを示していますサブチャンドラセカール(sub-$M_{\rmCh}$)と近チャンドラセカール(near-$M_{\rmCh}$)SNeIaの二重爆発チャンネルと二重縮退チャンネルの間。さらに、カルシウムが豊富なトランジェントの後期光度曲線は、$^{44}$Tiによって完全に支配されていると予測しています。
1.5時間周期のブラックウィドウPSR J1311-3430における不可解な2時間周期のX線周期
| Title |
A_puzzling_2-hour_X-ray_periodicity_in_the_1.5-hour_orbital_period_black_widow_PSR_J1311-3430 |
| Authors |
Andrea_De_Luca,_Martino_Marelli,_Sandro_Mereghetti,_Ruben_Salvaterra,_Roberto_Mignani,_Andrea_Belfiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10806 |
XMM-Newton観測のアーカイブの時間領域解析により、PSRJ1311-3430の軟X線放出における非常に異常な変動パターンが明らかになりました。質量(M~0.01Msun)Heは伴星で、光学およびX線でフレア放出を示すことが知られています。システムの0.2～10keVの光度曲線では、約124分の規則的な再発時間を持つ一連の6つのパルスが明らかであり、初期の明るいフレアと数時間続く休止期も特徴です。X線スペクトルは、パルスが見られるときに変化せず、光子指数Gamma~1.6のべき法則と一致しており、静止放出も説明しています。パルスのピーク光度は数10^32erg/sです。XMMに搭載された光学モニターを使用したUバンドと、ラスクンブレス天文台からのg'バンドでの同時観測では、パルスの明らかな対応物は示されず、システムのよく知られた軌道変調のみが表示されます。反復パルスを説明するために、さまざまな仮説を検討します。このパルサーおよび同様のシステムですでに観測されている他の現象との可能な類似性を調査し、パルサーのエネルギー風と連星内物質との相互作用に関連する可能な説明も研究しますが、何も見つかりませんでしたこれらの写真の説得力があります。現象の性質を制約する可能な方法として、X線観測と光学分光法の同時観測を特定します。
| Title |
Identifying_Tidal_Disruption_Events_with_an_Expansion_of_the_FLEET_Machine_Learning_Algorithm |
| Authors |
Sebastian_Gomez,_V._Ashley_Villar,_Edo_Berger,_Suvi_Gezari,_Sjoert_van_Velzen,_Matt_Nicholl,_Peter_K._Blanchard,_and_Kate._D._Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10810 |
潮汐破壊イベント(TDE)である可能性が最も高いトランジェントを選択するように最適化された機械学習アルゴリズムであるFLEETの拡張を提示します。FLEETは、分光学的に分類された4,779のトランジェントの光度曲線とホスト銀河情報に基づいてトレーニングされたランダムフォレストアルゴリズムに基づいています。TDEである可能性が\ptde$>0.5$のトランジェントの場合、測光の最初の20日間を使用すると、$\approx40$\%の完全性と$\approx30$\%の純度でTDEを正常に回復できます。40日間の測光を含めると、同様の完全性と$\approx50$\%の純度。TDEを他のトランジェントと区別するための最も関連性の高い機能は、正規化されたホストの分離と、ピーク時の光曲線$(g-r)$の色であることがわかりました。さらに、FLEETを使用して、現在分類されていないZwickyTransientFacilityによって発見された可能性が最も高い39のTDE候補のリストを作成します。ヴェラC.ルービン天文台(\textit{Rubin})と\textit{NancyGraceRomanSpaceTelescope}(\textit{Roman})での時空間のレガシーサーベイのためのFLEETの使用を調査します。\textit{Rubin}と\textit{Roman}の調査戦略をシミュレートし、$\sim10^4$のTDEが\textit{Rubin}によって毎年発見され、\textitによって年間$\sim200$のTDEが発見される可能性があると推定します。{ローマ}。最後に、\textit{Rubin}調査シミュレーションでTDEに対してFLEETを実行し、赤方偏移$z<0.5$で\ptde$>0.5$の$\sim30$\%を回復できることを発見しました。これは、FLEETが\textit{Rubin}から明らかにできる年間$\sim3,000$TDEに相当します。FLEETは、GitHubhttps://github.com/gmzsebastian/FLEETでオープンソースパッケージとして提供されます。
FLEET の最初の 2 年間: 超高輝度超新星の活発な探索
| Title |
The_First_Two_Years_of_FLEET:_an_Active_Search_for_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Sebastian_Gomez,_Edo_Berger,_Peter_K._Blanchard,_Griffin_Hosseinzadeh,_Matt_Nicholl,_Daichi_Hiramatsu,_V._Ashley_Villar,_and_Yao_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10811 |
2019年11月、FLEET(FindingLuminousandExoticExtragalacticTransients)の運用を開始しました。これは、トランジェントアラートストリーム内のタイプI超高輝度超新星(SLSNe)を測光的に識別するように設計された機械学習アルゴリズムです。FLEETを使用して、2019年11月から2022年1月の間に世界中で特定された50のSLSNeのうち21を分光学的に分類しました。独自のアルゴリズムに基づいて、FLEETはSLSNである可能性があるトランジェントに対して約50\%の純度を達成すると予想しました。\pslsn$>0.5$;私たちが得た真の空での純度は80\%に近いです。同様に、我々はFLEETが約30\%の完全性に達すると予想しており、実際に完全性の上限を$\approx33$\%と測定しています。ここでは、4,780のトランジェント(FLEET1.0のほぼ3倍)でトレーニングされたFLEETの更新バージョンであるFLEET2.0を紹介します。FLEET2.0の予測純度はFLEET1.0と同様ですが、完全性の点でFLEET1.0よりも優れており、\pslsn$>0.5$のトランジェントで$\approx40$\%に近づいています。さらに、ターゲットの選択にFLEETを使用することから生じる可能性のある体系を調査します。FLEETによって回収されたSLSNeの個体群は、物理的およびほとんどの観測パラメーターに関して、全体的なSLSN個体群とほとんど見分けがつかないことがわかりました。FLEETはGitHubhttps://github.com/gmzsebastian/FLEETでオープンソースパッケージとして提供しています。
近くのGRB 980425 / SN 1998bwのマルチメッセンジャー観測による超高エネルギー宇宙線加速の解明
| Title |
Revealing_ultra-high-energy_cosmic_ray_acceleration_with_multi-messenger_observations_of_the_nearby_GRB_980425/SN_1998bw |
| Authors |
Nestor_Mirabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10822 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)の起源は、天体素粒子物理学における最も不可解な問題の1つです。ガンマ線バースト(GRB)は、宇宙線の優れた加速サイトであることが示唆されています。GRBホスト銀河から地球へのUHECRの伝播は、遅延二次光子とニュートリノを生成するはずです。ここでは、近くのGRB980425/SN1998bwの位置を中心とした遅延UHECRとニュートリノ放出の専用検索を提示します。36.9Mpcの距離に位置するGRB980425/SN1998bwは、グレイゼン-ザツェピン-クズミン(GZK)距離の地平線内に十分あります。2004年から2020年の間にGRB980425/SN1998bwの位置でUHECRやニュートリノがクラスタリングした証拠は見つかりませんでした。銀河間磁場(IGMF)の強度が$B\leq3\times10^{-13}$Gの場合、100年。
1流体近似におけるNSコアの両極性拡散の3次元数値シミュレーション: ポロイダル磁場の不安定性
| Title |
Three-dimensional_numerical_simulations_of_ambipolar_diffusion_in_NS_cores_in_the_one-fluid_approximation:_instability_of_poloidal_magnetic_field |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev_and_Rainer_Hollerbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10869 |
1流体MHD近似における弱結合モードでの両極拡散の影響下での中性子星内部の磁場の進化を数値的にモデル化します。私たちのシミュレーションは3次元であり、球座標で実行されます。私たちのモデルは中性子星のコアをカバーし、磁場の減衰がオーミック減衰によるものである地殻を含みます。両極性拡散の影響下でポロイダル磁場が不安定になることを発見しました。この不安定性は中性子星コアで発生し、0.2無次元時間の時間スケールで成長し、2無次元時間で飽和に達します。この不安定性により、方位波数$m=14$(飽和の瞬間)の方位磁場が形成され、これは合体を続け、無次元の16倍で$m=4$に達します。シミュレーションの過程で(無次元の16回)、表面の双極子磁場は減衰し、元の値の20%に達し、減衰し続けます。全磁気エネルギーの減衰タイムスケールは、無次元の6倍です。両極性拡散は、これらの電流が効率的に消散する地殻に電流を誘導します。地殻内の強い電流は加熱を引き起こし、これは$10^{14}$の初期磁場に対して数百Myrsの間に$\approx10^{29}$ergs$^{-1}$の光度に相当する可能性があるG.両極拡散は、中性子星表面での小規模な磁場の形成につながります。
より低い周波数でのアレシボ パルサー ビームのジオメトリ
| Title |
Arecibo_Pulsar_Beam_Geometry_at_Lower_Frequencies_Radio_Pulsar_Beam_Geometry_Down_to_the_100-MHz_Band:_76_Additional_Sources_Within_the_Arecibo_Sky |
| Authors |
Joanna_Rankin,_Haley_Wahl,_Arun_Venkataraman_and_Timothy_Olszanski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10896 |
この論文では、アレシボの空にある76個の「B」という名前のパルサーの放出ビーム構造の分析を提供します。これらのオブジェクトのほとんどは、Gould&Lyne調査とLOFARHighBand調査の両方に含まれているため、これらの集団のさまざまな部分を扱う他の研究を補完します。これらは、アレシボの空にあるほとんどよく研究されているパルサーの別のグループで構成されており、ここではOlszanskiらのものと同様に扱います。そして、両方の調査ですべてのパルサーを研究するための全体的な取り組みを拡張します。分析は、327MHzおよび1.4GHzでアレシボ望遠鏡で行われた観測に基づいています。多くは、LOFARまたはPushchinoRadioAstronomyObservatoryのいずれかを使用して100MHzまでの周波数で観測されています。この作業では、アレシボ観測を、低周波プロファイルと放射ビームの形状を解釈するための基礎として使用します。以前の研究の証拠とこれらのソースの以前の分類に対する議論を検討しながら、コア/ダブルコーントポロジーを使用して定量的な幾何学的放出ビームモデルの構築を試みます。これらの取り組みは、2つのパルサーを除くすべてで成功し、多くの天体で興味深い新しいサブパルス変調パターンが特定されました。アレシボのパルサー集団を、「B」パルサーの全集団という文脈で解釈します。
3 回目の観測実行からの Advanced LIGO および Advanced Virgo データで、マグネター
バーストに関連する重力波トランジェントを検索します。
| Title |
Search_for_gravitational-wave_transients_associated_with_magnetar_bursts_in_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo_data_from_the_third_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_S._M._Aston,_et_al._(1610_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10931 |
重力波は、マグネター巨大フレアや短いバーストに伴う中性子星の振動から生成されると予想されています。AdvancedLIGO、AdvancedVirgo、およびKAGRAの3回目の観測実行中に観測された13のマグネターショートバーストからの短時間(ミリ秒から数秒)および長時間($\sim$100秒)の過渡重力波の検索結果を提示します。これらの13のバーストは、SGR1935$+$2154とSwiftJ1818.0$-$1607の2つのマグネターからのものです。また、フェルミGBMによって検出された他の3つの電磁バーストイベントも含めます。これらは、1つまたは複数のマグネターに由来する可能性が高いと特定されましたが、既知のマグネターとは関連がありません。解析期間中、マグネター巨大フレアは検出されませんでした。これらの16回のバーストのいずれにも関連する重力波の証拠は見つかりません。短時間で100Hzで$2.2\times10^{-23}$$/\sqrt{\text{Hz}}$に達する積分重力波ひずみの二乗和平方根に上限を設定します。50%の検出効率が与えられた場合、長期間の検索では$450$Hzで$8.7\times10^{-23}$$/\sqrt{\text{Hz}}$になります。短時間検索の対象となる1590Hzのリングダウン信号の場合、制限は$1.8\times10^{-22}$$/\sqrt{\text{Hz}}$に設定されます。各マグネターまでの推定距離を使用して、SGR1935$+$2154および$8.2について、放出される重力波エネルギーの上限を$3.2\times10^{43}$erg($7.3\times10^{43}$erg)と導き出します。\times10^{42}$erg($2.8\times10^{43}$erg)forSwiftJ1818.0$-$1607,forshort-duration(long-duration)search.バーストフルエンスの電磁放射の等方性放出を仮定して、利用可能なフルエンス情報を使用して、SGR1935$+$2154からのバーストの電磁エネルギーに対する重力波エネルギーの比率を制約します。これらの比率の最小値は$3\times10^3$です。
ブラックホール周辺の移流優勢な降着流の最も内側の領域からの定常ジェット噴出
| Title |
Steady_jet_ejections_from_the_innermost_region_of_advection-dominated_accretion_flow_around_a_black_hole |
| Authors |
Hajime_Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10976 |
我々は、2種類の定常ジェットの噴出メカニズムを研究しています。1つは、低/ハード状態のブラックホール連星から観測されたもので、もう1つはSS433から観測されたものです。放出されたガスの比エネルギーは、ジェットが無限大になるために正である必要がありますが、降着したガスの比エネルギーは、降着流の最も外側の境界では単純に負であると考えられます。比エネルギーの反対符号を調整するために、降着流に2つの層が存在し、一方の層が他方の層から十分にエネルギーを受け取って比エネルギーが正になる状況を提案します。低/ハード状態の定常ジェットでは、降着流の最外端の降着リングは、幾何学的に厚いADAFが幾何学的に薄い降着円盤を挟み、薄い降着円盤が回転する2層流を生成すると考えられます。内側の別のADAFに。エネルギー移動は、2つの層の間の乱流混合によって発生すると予想され、上層は、終端速度が$\sim$0.1$c$になるのに十分な大きさの正の比エネルギーを持つことが議論されています。SS433からの安定したジェットの場合、移流が支配的な状況下での赤道面に垂直な方向の光子拡散により、スリムなディスクが2つの層状層に分離すると主張されています。この場合、終末速度が0.2$c$を超えるように、上層の比エネルギーは正であると予想されます。ブラックホール付近のジェット放出過程は、2層の場合に共通して調べられ、ジェットの開き角が2$^{\circ}$と小さくなると予測されています。
BURSTTによる天の川の高速電波バーストの検出率
| Title |
Detection_Rate_of_Fast_Radio_Bursts_in_the_Milky_Way_with_BURSTT |
| Authors |
Decmend_Fang-Jie_Ling,_Tetsuya_Hashimoto,_Shotaro_Yamasaki,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Y.-Y._Hsiao_and_Yi_Hang_Valerie_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11077 |
高速電波バースト(FRB)は、ミリ秒単位の激しい電波放射のバーストです。研究者は、それらが空全体で頻繁に発生していることを発見しましたが、既存の電波観測所がFRB前駆物質の発見中に特定の課題に遭遇したため、現象の原因を理解するためにまだ暗闇の中にいます.これらの課題を解決するために、台湾の賑やかな宇宙電波観測望遠鏡(BURSTT)の建設が提案されています。さまざまな空間分布、パルス幅、および光度関数を適用することにより、模擬銀河FRBのようなイベントをシミュレートします。天の川面内のFRBのようなイベントの検出可能性に対する乱流星間媒質（ISM）の影響は、模擬イベントの分散測定とパルス散乱を推定するために考慮されます。BURSTTによって検出可能な天の川のFRBのようなイベントの割合を評価し、その結果を、SurveyforTransientAstronomicalRadioEmission2(STARE2)およびGalacticRadioExplorer(GReX)によるものと比較します。イベントの光度関数の勾配に応じて、BURSTTはSTARE2およびGReXと比較して2桁以上検出率を高めることができることがわかりました。また、検出の改善に対するBURSTTの仕様の影響も調査します。これは、非常に高い感度と天の川面のカバー範囲の改善が、BURSTTの検出の改善に大きな影響を与えるという事実につながります。BURSTTのアップグレードバージョンであるBURSTT-2048は、かすかな銀河FRBのようなイベントの検出率を3倍に高めることができることがわかりました。
流体力学的相対論的ジェットにおける界面不安定性
相対論的ジェットのダイナミクスと観測特性の両方は、周囲の媒体との相互作用によって決定されます。重要な役割は、ジェット境界での接触不連続によって演じられます。これは、ジェットコリメーションの存在下で、レイリー-テイラー不安定性(RTI)およびリッチマイヤー-メシュコフ不安定性(RMI)の影響を受ける可能性があります。ここでは、特別な相対論的3次元流体力学シミュレーションを使用して、磁化されていない相対論的ジェットにおけるこれらの不安定性の進化を研究します。初期摂動の成長は、ジェットコリメーション領域で動作する相対論的RTIと一致することを示しています。RMIの寄与は、理論的な期待と一致して、コリメーションショックの下流で重要になります。両方の不安定性は、衝撃収束点より上の非線形スケールに達し、強力な乱気流を引き起こし、ジェットを周囲の物質と混合します。混合速度の解析解を考案し、それが外部密度勾配に敏感であることを示します。私たちの結果は、さまざまな種類の天体物理オブジェクトに適用される可能性があります。特に、界面の不安定性の異なる寄与は、FR-IとFR-IIの電波銀河の間で観測された二分法に対する自然な説明です。M87の噴流の急速な減速は、観測された密度分布を持つ核周辺物質からのバリオンの取り込みと一致しています。マイクロクエーサーでは、界面の不安定性によって引き起こされるバリオンの負荷が、観測されたローレンツ因子が低い理由と考えられます。観測されたガンマ線バーストの変動性は、界面の不安定性によって引き起こされる混合に起因するものではなく、ジェット内に磁場が存在することを示唆するエンジンに起因する可能性が高いことを示しています。
ガンマ線バースト 221009A におけるローレンツ不変性違反の可能性のある証拠
| Title |
Possible_Evidence_for_Lorentz_Invariance_Violation_in_Gamma-ray_Burst_221009A |
| Authors |
Justin_D._Finke_and_Soebur_Razzaque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11261 |
LHAASOによる18TeVまでのガンマ線バースト221009Aと、Carpet2による251TeVまでのガンマ線バースト221009Aの予備的な検出は、天文学者のテレグラムとガンマ線調整ネットワークの通達を通じて報告されています。このバーストは赤方偏移$z=0.15$にあるため、これらの光子は、最初は背景放射線場からのペア生成を回避し、生き残って地球上の検出器に到達する確率が低いように見えるかもしれません。このバーストから報告された$0.1-1.0$\GeVLATスペクトルをより高いエネルギーに外挿し、これを使用してバーストの固有スペクトルを制限することにより、LHAASOによって検出された18TeV光子の生存は、最近の多くの銀河系外で可能性が低いわけではないことを示します。251TeVイベントの検出はまだ非常にありそうにないが、背景光モデル。これは、エネルギースケール$E_{\rmQG}>49E_{\rmPlanck}$で線形($n=1$)の場合、および$E_{\rmQG}>でローレンツ不変性が破られる場合に解決できます。10^{-6}E_{\rmPlanck}$は二次($n=2$)の場合(95%信頼限界)、$E_{\rmPlanck}$はプランクエネルギーです。これは潜在的にサブルミナールローレンツ不変性違反の最初の証拠になる可能性があります。
| Title |
Extragalactic_neutrino_emission_induced_by_Supermassive_and_Stellar_Mass_Black_Hole_mergers |
| Authors |
Ilja_Jaroschewski,_Julia_Becker_Tjus,_Peter_L._Biermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11337 |
LIGOとVirgoCollaborationsによる連星質量ブラックホールの合体の最近の検出は、そのような合体が一般的な出来事であることを示唆しています。銀河の合体はさらに、銀河の中心にある超大質量ブラックホールも合体することを示しており、通常、銀河の生涯で少なくとも1回、おそらく複数回の合体があったと予想されます。ジェットの存在下では、これらの合体はほとんどの場合、ジェットの方向の変化とそれに関連するジェットの歳差運動を伴い、ジェットと周囲の物質との相互作用を引き起こし、非常に高エネルギーの粒子を生成し、その結果、高エネルギーのガンマ線を生成します。-光線とニュートリノ。この作業では、このような合体が、IceCubeニュートリノ天文台によって測定された拡散天体物理ニュートリノフラックスの発生源になる可能性を調査します。計算における主な自由パラメータは、合体の頻度と、重力で放出されたエネルギーからニュートリノに伝達されるエネルギーの割合に関係しています。SMBBHの合併率は$\sim10^{-7}$と$10^{-5}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の間になければならないことを示します。このような合体中にニュートリノに向かうエネルギーの比率は、$\sim10^{-6}-3\cdot10^{-4}$の間にあります。恒星質量BBHの合体の場合、レートは$\sim10-100$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$である必要があり、重力波エネルギーに対するニュートリノの予想される比率は、次のような同等の範囲にあります。SMBBHの場合、$\sim2\cdot10^{-5}-10^{-3}$.これらの値は妥当なパラメータ範囲内にあるため、検出されたニュートリノフラックスのレベルでニュートリノが生成される可能性は現実的です。
| Title |
An_X-ray_Dim_Isolated_Neutron_Star_in_Binary? |
| Authors |
Jie_Lin,_Chunqian_Li,_Weiyang_Wang,_Heng_Xu,_Jinchen_Jiang,_Daoye_Yang,_Yaqup_Shahidin,_Iskandar_Abdusamatjan,_Shuguo_Ma,_Hubiao_Niu,_Esamdin_Ali,_Jose_I._Vines,_Jianrong_Shi,_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11360 |
軌道周期が6.14時間の2MASSJ15274848+3536572の暗黒伴星の発見を報告します。LAMOST観測の視線速度とマルチバンド光度曲線のモデリングを組み合わせると、質量関数は0.135Msun、傾斜角は43.94+0.33-0.21、質量比は0.58+0.048-0.018となり、1.01+-0.08Msunの質量と0.59+-0.05Msunの主系列K星を持つ暗い伴星の連星の性質。ある範囲の軌道位相におけるLAMOSTの光スペクトルは、降着円盤の存在を示唆する特別なピークHalpha放射を明らかにします。暗黒伴星は白色矮星ではないようです。これは、観測された矮新星の爆発の欠如が長期データアーカイブの円盤不安定性モデルと矛盾するためです。あるいは、暗い伴星が中性子星であるというシナリオを提案しますが、FAST(500メートル開口の球状電波望遠鏡)を使用したシステムからの電波脈動または単一パルスは検出されていません。暗い伴星が中性子星であると特定された場合、それは最も近く(118pc)で最も軽い中性子星になります。さらに、銀河のシステム軌道の運動学的解析は、その超新星イベントが深海地殻から観測された放射性核種60Fe信号に関連していることを示唆している可能性があります。この電波が静かでX線が暗い近くの中性子星は、XDINS(X線が暗い孤立した中性子星)に似ているかもしれませんが、連星です。
GRB 221009Aからの光速変化
アインシュタインの相対性理論では、真空中の光の速度はすべての観測者にとって一定であると仮定されています。しかし、量子重力の効果は光速度のエネルギー依存性をもたらす可能性があり、ガンマ線バースト(GRB)と活動銀河核(AGN)からの高エネルギー光子イベントに関する一連の以前の研究は、光速度の変動$vを示唆しています。(E)=c\left(1-E/E_{\mathrm{LV}}\right)$with$E_{\mathrm{LV}}=3.6\times10^{17}~\mathrm{GeV}$.新しく検出されたガンマ線バーストGRB221009Aから、Fermi-LATによって検出された$99.3~$GeVの光子が、上記の光速度変動のシナリオの下でFermi-GBMおよびHEBSによって検出された光曲線の鋭いスパイクと一致することがわかります。これは、この高エネルギー光子が、GRBソースでの低エネルギー光子放出の鋭いスパイクと同時に放出されたことを示唆しています。したがって、ガンマ線バーストの即時放出中にフェルミLATによって検出されたこの最高エネルギーの光子イベントは、宇宙空間における光速度の線形形式の変更をサポートします。
GRB 980425/SN 1998bwからの遅延テラ電子ボルト放出と超高エネルギー宇宙線の起源
超高エネルギー宇宙線(UHECR、E$>10^{18}$eV)の起源は、現代天体物理学の大きな謎の1つです。UHECRは、ガンマ線バースト(GRB)およびエンジン駆動超新星(SNe)で加速される可能性があることが示唆されています。ここでは、近く(36.9メガパーセク)のGRB980425/SN1998bw爆発の場所から、1.4テラ電子ボルト(TeV)の光子オフセット0.97$^{\circ}$を発見したことを報告します。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡(LAT)は、元のGRB980425/SN1998bwトリガーから20年以上後の2018年11月17日にTeV放射を検出しました。LATによる銀河系の高緯度でのTeV検出は非常にまれであり、年間平均6回のイベントです。遅延TeV放射は、GRB980425/SN1998bwからの超高エネルギー宇宙線および/または電子-陽電子対が銀河間磁場(IGMF)によって偏向され、その後二次ガンマ線にカスケードされることと一致することを提案します。TeV放射の到着時間遅延に基づいて、$B\simeq10^{-12}$-$10^{-13}$ガウスのオーダーのIGMF強度を推定します。この結果は、GRB980425/SN1998bwでのUHECR加速の可能性を支持し、検出されたほとんどのUHECRが200Mpc以内のローカルGRB/SNeで生成されることを示唆しています。さらに、0.9-31GpcまでのUHECRからの二次光子も、フェルミLATによって検出された$\geq1$TeVのエネルギーを持つ銀河外背景光子の説明を提供する可能性があります。
LeMoN: ニューラル ネットワークによるレンズ モデリング -- I. ベイジアン ニューラル ネットワークによる強力な重力レンズの自動モデリング
| Title |
LeMoN:_Lens_Modelling_with_Neural_networks_--_I._Automated_modelling_of_strong_gravitational_lenses_with_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
Fabrizio_Gentile,_Crescenzo_Tortora,_Giovanni_Covone,_L\'eon_V.E._Koopmans,_Rui_Li,_Laura_Leuzzi_and_Nicola_R._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10793 |
ESAEuclid望遠鏡やVeraRubinObservatoryなどの新世代施設から予想される前例のない数の重力レンズにより、レンズモデリングに対する従来のアプローチを再考することが重要になります。この論文では、LeMoN(ニューラルネットワークを使用したレンズモデリング)を紹介します。これは、妥当な時間内に数十万の重力レンズを分析できる新しい機械学習アルゴリズムです。このアルゴリズムは、ベイジアンニューラルネットワークに基づいています。これは、予測された各パラメーターに信頼できる信頼区間を関連付けることができる新世代のニューラルネットワークです。アルゴリズムをトレーニングして、ハッブル宇宙望遠鏡と今後のユークリッド衛星のイメージング機能に似るように構築された2つのシミュレートされたデータセットを使用して、特異等温楕円体モデルの3つの主要なパラメーター(アインシュタイン半径と楕円率の2つの成分)を予測します。この作業では、ネットワークをそれぞれ10,000枚の画像の複数のシミュレートされたデータセットに適用することにより、アルゴリズムの精度と推定された不確実性の信頼性を評価します。現在の文献に示されている以前の研究に匹敵する精度と、レンズあたりわずか0.5秒の平均モデリング時間が得られます。最後に、SLACSプログラム中にHSTで観測された実際のレンズのパイロットデータセットにLeMoNアルゴリズムを適用し、SIEパラメータの偏りのない推定値を取得します。コードはGitHub(https://github.com/fab-gentile/LeMoN)で公開されています。
Gaia EDR3 でバイナリ ミリ秒パルサーまでの距離をさらに改善
| Title |
Further_Improving_Distances_to_Binary_Millisecond_Pulsars_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Abigail_Moran,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Megan_Bedell,_and_Deborah_Good |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10816 |
6つの国際パルサータイミングアレイ(PTA)パルサーに関連するGaiaEarlyDR3内の7つのオブジェクトを特定しました。距離測定を改善するために、両方のパルサータイミングベースの視差距離測定とガイア視差をそれらの仲間に組み合わせます。パルサーJ0437-4715、J1012+5307、J1024-0719、J1732-5049、およびJ1843-1113の以前のクロスマッチの結果を確認します。GaiaDR2で$>3\sigma$の信頼度で検出されたにもかかわらず、J1949+3106のコンパニオンは見つかりません。したがって、J1843-1113で識別されたコンパニオンにさらなる疑いを投げかけ、$>3\sigma$の信頼性で明確な交差一致を作成する必要がある可能性があります。また、J1747-4036と一致する2つの候補のシグナル対ノイズ検出が低いことも報告していますが、これについては引き続き監視します。心強いことに、GaiaDR2とGaiaEDR3の間の信号対雑音比の平均増加は$\sim50\%$であり、バイナリ距離の誤差は$10\%$改善されました。
| Title |
Frequency_Agile_Solar_Radiotelescope:_A_Next-Generation_Radio_Telescope_for_Solar_Physics_and_Space_Weather |
| Authors |
Dale_E._Gary,_Bin_Chen,_James_F._Drake,_Gregory_D._Fleishman,_Lindsay_Glesener,_Pascal_Saint-Hilaire,_Stephen_M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10827 |
周波数アジャイル太陽電波望遠鏡(FASR)は、過去20年間、天文学および天体物理学の十年調査と太陽および宇宙物理学の十年調査の両方によって、コミュニティの最優先事項として強く支持されてきました。それは過去数年間で高い準備が整った状態に開発されましたが(CATE分析を経て「今すぐ実行可能」と宣言されました)、NSFはこの中規模プログラムに資金を提供するための資金調達メカニズムを用意していませんでした.コミュニティはこの機会を利用してFASRの設計を近代化し、この10年間で装置を構築する必要があります.この概念とその科学的可能性は、パスファインディングのExpandedOwensValleySolarArray(EOVSA)によって豊富に証明されています。噴火フレアにおける進化する磁場の動的測定、フレアにおける電子エネルギー分布の時間的および空間的進化、動的コンポーネント(フレア、フラックスロープ、電流シート)間の広範な結合など、FASRの主要な機能について説明します。これはEOVSAよりも桁違いに強力で、低リスクで非常に高い報酬であり、太陽および宇宙天気物理学の根本的に新しい研究領域を開拓しています。電波波長でのアミックブロードバンドイメージング分光偏光測定は、コロナ磁場に対する独自の感度と、大きなフレアから非常に弱い過渡現象までの熱プラズマと非熱電子の両方に対する独自の感度を備えているため、地上ベースのFASRはコロナ磁場の総観的測定を行い、3Dで彩層から中間コロナまで。高い空間分解能、スペクトル分解能、時間分解能、および優れたイメージングの忠実度とダイナミックレンジを備えたFASRは、次世代の太陽科学に必要な太陽および太陽圏の機能を補完し、相乗効果をもたらすコンポーネントとなります。
プロポーショナルカウンターとマイクロチャンネルプレート
1940年代の宇宙時代の始まりに開発された比例計数管は、X線天文学で使用された最初の検出器であり、ほぼ40年間その主力製品であり続けました。このような検出器の原理はかなり単純に見えますが、時間の経過とともに性能が大幅に向上し、軌道条件下での寿命が大幅に延びる可能性があります。特に、位置に敏感な比例計数管の発明は、背景を識別するための新しく洗練された方法を提供し、したがって、はるかに弱いソースの観測を可能にしました.1970年代にマイクロチャネルプレート(MCP)検出器が登場したことで、位置分解能が飛躍的に向上しました。ガス充填検出器とは対照的に、それらはかなりのエネルギー分解能を提供しませんが、数十マイクロメートルに達する空間分解能を備えており、当時登場した新しいかすめ入射イメージングX線望遠鏡の角度分解能に理想的に適合しています。今日でも、どちらのタイプの検出器も宇宙ベースの天文学に関連しています。ただし、MCPの場合、新しい開発は遠紫外線および極紫外線の波長範囲に焦点を当てていますが、チャンドラX線天文台は、この技術をX線に適用する最後のミッションである可能性が最も高いでしょう。対照的に、ガス電子増倍管(GEM)フォイルとマイクロパターンの読み取りを備えたコンパクトな検出器は、軟X線範囲向けに現在大規模な開発が行われています。これは、幅広いエネルギー範囲でX線の偏光を初めて測定できるようにするためです。この章では、比例計数管とMCP検出器の原理を紹介し、それぞれの性能特性を強調し、X線天文学における最も重要なアプリケーションをまとめます。
AIROPA II: 補償光学における軸外点広がり関数の器械収差のモデル化
| Title |
AIROPA_II:_Modeling_Instrumental_Aberrations_for_Off-Axis_Point_Spread_Functions_in_Adaptive_Optics |
| Authors |
Anna_Ciurlo,_Paolo_Turri,_Gunther_Witzel,_Jessica_R._Lu,_Tuan_Do,_Breann_N._Sitarski,_Michael_P._Fitzgerald,_Andrea_M._Ghez,_Carlos_Alvarez,_Sean_K._Terry,_Greg_Doppmann,_James_E._Lyke,_Sam_Ragland,_Randall_Campbell,_and_Keith_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10940 |
単共役適応光学(AO)で得られた画像は、大気の異方性と機器収差の両方による点広がり関数(PSF)の空間変動を示します。視野全体にわたるPSFの知識が乏しいことは、AO機能を最大限に活用する能力に大きな影響を与えます。AIROPAプロジェクトは、ケック天文台のNIRC2イメージャー用にこれらのPSFバリエーションをモデル化することを目的としています。ここでは、NIRC2の視野全体にわたる機器の位相収差の特徴付けを提示し、キャリブレーションの品質を定量化するための新しいメトリックである、説明されていない分散の割合(FVU)を提示します。人工光源で得られた位相ダイバーシティ測定値を使用して、視野全体の収差の変動と時間の経過に伴うそれらの進化を特徴付けました。検出器全体に共通する波面誤差(残差のRMSは94~nm)の毎日の変動があることがわかりますが、視野全体の微分収差は非常に安定しています(異なるエポック間の残差のRMSは59nm)。~nm)。これは、機器のキャリブレーションを検出器の中心でのみ頻繁に監視する必要があることを意味し、視野全体でより多くの時間のかかる変動を特徴付ける頻度を減らすことができます(最も可能性が高いのは、ハードウェアのアップグレードが行われるとき)。さらに、検出器上のファイバー画像の実際のデータを使用して、AIROPAの機器モデルをテストしました。視野全体のPSF変動をモデル化すると、FVUメトリックが60\%向上し、偽のソースの検出が70\%減少することがわかりました。
携帯電話で光害を評価するシチズン サイエンス
| Title |
Citizen_Science_to_Assess_Light_Pollution_with_Mobile_Phones |
| Authors |
Gorka_Mu\~noz-Gil,_Alexandre_Dauphin,_Federica_A._Beduini_and_Alejandro_S\'anchez_de_Miguel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11140 |
夜間の人工照明の色の分析は、さまざまな分野に影響を与えますが、現在のデータソースでは、解像度が限られているか、特定の地域の画像がほとんど利用できません。この作業では、代替データソースとしてクラウドソーシングされた街灯の写真を提案します。このために、街灯の色に関するデータを収集することを目的とした市民科学実験のパイロットであるNightUpCastelldefelsを設計しました。特に、収集した画像から色を抽出し、それを公式データベースと比較して、訓練を受けていない市民が自分のスマートフォンで撮影した写真から街灯を色で分類できることを示しました。また、私たちの調査結果を、この種の研究の現在の情報源の1つから得られた結果と比較します。この比較は、この2つのアプローチが、この地域の夜間の人工照明に関する補完的な情報をどのように提供するかを強調しています。この研究は、夜間の人工照明の色の研究に新たな道を切り開き、正確で大量かつ安価なデータ収集の可能性を秘めています。
機械学習技術を使用した短い時間スケールでの光乱気流予測
| Title |
Optical_turbulence_forecast_over_short_timescales_using_machine_learning_techniques |
| Authors |
A._Turchi,_E._Masciadri,_L._Fini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11236 |
地上ベースの天文学に関連する光乱流と大気パラメータの予測は、いくつかの主要な望遠鏡における望遠鏡計画とAO機器の最適化の重要な目標になりつつあります。このような詳細で正確な予測は、通常、数値大気モデルを使用して実行されます。最近では、予測精度を高めるための戦略の一環として、自己回帰アプローチに基づく手法を使用した短期予測(数時間前)も提供されています(ALTAプロジェクト)。このような技術がこれまでにないパフォーマンスを達成できることが証明されています。このような短期予測では、数値モデル予測とリアルタイム観測が利用されます。近年では、機械学習(ML)技術も、大気と乱気流の予測を提供するために使用され始めました。ただし、予備的な結果は、精度が自己回帰法や持続性による予測と比較しても実際には競合しないことを示しています。この手法は、大気モデルと組み合わせて適用できる可能性があります。したがって、これまでに達成された結果がMLを使用してさらに改善できるかどうかを理解するために、それらのパフォーマンスと特性の主な特徴を調査することは興味深いです(また、潜在的にアクセス可能なアルゴリズムが多数あるため)。この研究では、VLTを超える天文気候およびその他の大気パラメータの短期予測(1～2時間)への純粋な機械学習アプリケーションに焦点を当てています。
PASSATA シミュレーションを使用した PSF ナウキャスト -- PSF 予測に向けて
| Title |
PSF_nowcast_using_PASSATA_simulations_--_Towards_a_PSF_forecast |
| Authors |
A._Turchi,_G._Agapito,_E._Masciadri,_O._Beltramo-Martin,_J._Milli,_C._Plantet,_F._Rossi,_E._Pinna,_J.F._Sauvage,_B._Neichel,_T._Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11244 |
適応光学機器のPSFの特性評価は、機器の設計と観測計画/最適化の両方にとって最も重要です。PASSATAなどのシミュレーションソフトウェアは、標準化された大気乱流プロファイルを利用して、典型的な機器の性能を表すPSFを生成する、機器設計におけるPSF特性評価にうまく利用されています。この寄稿では、実際の観測における空で測定されたPSFの特徴付けなど、ナウキャストアプリケーション(現時点での予測)にそのようなツールを使用する可能性を研究します。具体的には、2つの異なる最先端のSCAO補償光学機器(LBTのSOULとVLTのSAXO)のリアルタイムPSFを特徴付けるシミュレーションソフトウェアのパフォーマンスを分析します。この研究では、大気乱流の空での測定を利用し、シミュレーションの結果を、実際の観測で機器のテレメトリーから取得した測定されたPSFの性能指数(つまり、FHWMとストレール比)と比較します。このフェーズでの主な目標は、実際の空で観測されたPSFをエンドツーエンドコード(PASSATA)で再現する際のAOシミュレーションの不確実性のレベルを定量化することです。次のフェーズでは、より高速な分析コード(TIPTOP)を使用する予定です。この作業は、PSFを事前に予測し、地上の望遠鏡施設の科学運用をサポートするために、夜間に実行される大気乱気流予測と組み合わせてシミュレーションツールを使用することを目的とした、より広範な研究の一部です。したがって、「PSF予測」オプションは、ALTAセンターまたはESOで間もなく実装される運用予測システムに追加される可能性があります。
ALTA プロジェクトのコンテキストにおける LBT 大気および乱流条件の特徴付け
| Title |
Characterization_of_LBT_atmospheric_and_turbulence_conditions_in_the_context_of_ALTA_project |
| Authors |
A._Turchi,_E._Masciadri,_C._Veillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11247 |
ALTAプロジェクトは2016年から活動しており、LBT観測所サイトで、温度、風速と風向、相対湿度、降水水蒸気などの大気パラメータ、シーイング、波面コヒーレンス時間、等平面性などの光学乱流パラメータの予測を提供しています。LBTの夜間の科学操作をサポートすることを最終目標としています。予測に加えて、ALTAは何年にもわたって大気条件に関する統計を収集してきました。これを使用して、アリゾナ州グラハム山の頂上にある望遠鏡サイトの気候を非常に正確に特徴付けることができます。このような特徴付けは、予測モデルの最適化とキャリブレーションの両方に使用でき、モデル検証の参照としても使用できます。これらのパラメータの気候学は、時間の経過とともにウェブサイトでアップグレードされるALTAのさらなる出力であると考えられており、短期および長期のスケールで証拠の傾向を示すことができます.この寄稿では、LBTでの観測条件の確実な参照を科学界に提供するために、地上ベースの天文学に関連するすべての大気パラメータの気候学的説明を提示します。この調査は、数年にわたってDIMMと大気センサーによって提供され、望遠鏡のテレメトリデータで利用できるようになった現場測定値を使用して実行されます。
次世代のバーミンガム太陽振動ネットワーク (BiSON) 分光光度計: 日震学用の新しい小型機器
| Title |
The_next_generation_Birmingham_Solar_Oscillations_Network_(BiSON)_spectrophotometer:_a_new_miniaturised_instrument_for_helioseismology |
| Authors |
S._J._Hale,_W._J._Chaplin,_G._R._Davies,_Y._P._Elsworth,_R._Howe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11293 |
次世代の観測プラットフォームであるBiSON:NGに基づく、バーミンガム太陽振動ネットワーク(BiSON)用の新しい分光光度計について説明します。BiSON:NGは、安価な消費者向けハードウェアと市販のコンポーネントを可能な限り利用する、大幅に小型化されたシステムです。システムのモデリングとシミュレーション、および夏の観測キャンペーンを通じて、プロトタイプの機器が同等の品質で既存のネットワークにシームレスに統合できる太陽の低次音響(pモード)振動に関するデータを生成することを示します。既存の老朽化したハードウェアを更新し、BiSON:NGの拡張された観測ネットワークの可能性は、太陽の低次振動の高品質な総観観測の進行中のプログラムを確保します(たとえば、「太陽全体での太陽周期の地震モニタリング」)。"レベル）。
40 Myr Columba Association における低質量の前主系列食連星 -- 基本的な星のパラメーターと星のスポットの影響のモデル化
| Title |
A_Low-Mass,_Pre-Main_Sequence_Eclipsing_Binary_in_the_40_Myr_Columba_Association_--_Fundamental_Stellar_Parameters_and_Modeling_the_Effect_of_Star_Spots |
| Authors |
Benjamin_M._Tofflemire,_Adam_L._Kraus,_Andrew_W._Mann,_Elisabeth_R._Newton,_Michael_A._Gully-Santiago,_Andrew_Vanderburg,_William_C._Waalkes,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Kevin_I._Collins,_Karen_A._Collins,_Louise_D._Nielsen,_Francois_Bouchy,_Carl_Ziegler,_Cesar_Briceno,_Nicholas_M._Law |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10789 |
若い日食連星(EB)は、初期の恒星進化の強力なプローブです。現在のモデルでは、EBシステムでアクセス可能な測定および導出された特性(質量、半径、温度、光度など)を同時に再現することはできません。この研究では、TOI450(TIC77951245)の特徴付けを使用して、主系列前集団にベンチマークEBを追加します。\gaia\アストロメトリーを使用して、共同移動する同時代の仲間を特定し、TOI450が$\sim$40MyrColumba協会のメンバーであることを確認しました。この偏心($e=0.2969$)、等質量($q=1.000$)のシステムは、1回のかす食食のみを提供します。それにもかかわらず、私たちの分析では、高解像度スペクトルの情報を活用して、表面の明るさと半径の比率に事前分布を設定することにより、二重日食システムの精度を達成しています。また、観測された日食の深度に対する星のスポットの影響を含めるためのフレームワークも紹介します。多色の日食の光度曲線は、星の斑点と四肢の暗化の影響の間の縮退を打破する上で重要な役割を果たします。スタースポットを含めると、導出された半径がスポットのないモデル($>2\sigma$)から$\sim$2\%減少し、スタースポットの方向に関する知識が不足しているため、形式的な不確実性が増大します。0.1768($\pm$0.0004)および0.1767($\pm$0.0003)$M_\odot$の質量、および0.345($\pm$0.006)および0.346($\pm$0.006)$R_\odot$の半径を導出します。それぞれ一次と二次。これらの測定値を複数の恒星進化アイソコンと比較し、関連付け年齢との良好な一致を見つけました。MESAMISTとSPOTS($f_{\rms}=0.17$)等時線は、比較全体で最高のパフォーマンスを発揮しますが、詳細な一致は、比較する量に大きく依存します。
二重白色矮星の銀河集団の中からLISA検証バイナリを特定する
| Title |
Identifying_LISA_verification_binaries_amongst_the_Galactic_population_of_double_white_dwarfs |
| Authors |
Eliot_Finch,_Giorgia_Bartolucci,_Daniel_Chucherko,_Ben_G._Patterson,_Valeriya_Korol,_Antoine_Klein,_Diganta_Bandopadhyay,_Hannah_Middleton,_Christopher_J._Moore,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10812 |
二重白色矮星(DWD)は、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)にとって最も多くの重力波(GW)源となります。銀河系のDWDのほとんどは未解決であり、重なり合って、$\sim0.5\mathrm{-}3\,\mathrm{mHz}$付近の支配的なLISAノイズ源である混乱ノイズの前景を形成します。これらのソースのごく一部がバックグラウンドから際立っており、個別に検出可能です。GW発生源の中でもユニークなことに、これらの連星のいくつかは電磁観測から事前に知られており、LISAバンドで検出可能なGWの発生源であることが保証されています。これらは検証バイナリ(VB)と呼ばれます。ハイケイデンス測光調査では、新しいVBシステムが継続的に発見されており、その数はLISAの開始に先立って増加し続けます。完全なベイジアンフレームワークで、LISAミッションの最新の設計要件を使用して、現在知られているすべてのVBを分析します。GW観測から何が期待できるかを、単独で、または電磁観測と組み合わせて調査し、LISA運用の初期の数か月でVBが検出されるまでの時間を推定します。また、GW信号が銀河系のDWD集団からの他の多くの未知のバイナリ信号(解決済みおよび未解決の両方)と競合する(現実的な)ケースでVBを分析する方法も示します。
2015年1月17～18日と2016年10月24～11月23日のアルマ望遠鏡12mとACAによる1.33mmの観測で見つかった近くの太陽に似た$\epsilon$エリダニからの3つの大きなミリフレアイベントの検出を報告します。.太陽のような星からミリ波帯でフレアが検出されたのはこれが初めてです。私たちのデータの中で最大のフレアは、2015年1月17日の20:09:10.4-21:02:49.3(UTC)のALMA観測で検出され、ピーク磁束密度は28$\pm$7mJy、持続時間は9秒でした。.最大フレアのピーク輝度は$3.4\pm0.9\times10^{14}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$で、$>50\times$倍明るい星の静止光度よりも明るく、同等の波長で観測された太陽フレアより$>10\times$明るい。フレアピークでのスペクトルインデックス(F$_\nu\propto\nu^\alpha$)の変化が見られます。$\alpha$=1.81$\pm$1.94で、分数直線偏光$|の下限があります。Q/I|=$0.08$\pm$0.12.この正のスペクトル指数は、ミリメートルの太陽フレアにより似ており、急激に負のスペクトル指数を示すミリ波長で検出されたM矮星フレアとは異なります。
推論により、ニュートリノ フレーバー進化モデルと地球ベースの太陽ニュートリノ測定との間に一貫性が見出されます
| Title |
Inference_finds_consistency_between_a_neutrino_flavor_evolution_model_and_Earth-based_solar_neutrino_measurements |
| Authors |
Caroline_Laber-Smith,_A._A._Ahmetaj,_Eve_Armstrong,_A._Baha_Balantekin,_Amol_V._Patwardhan,_M._Margarette_Sanchez,_Sherry_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10884 |
ニュートリノフレーバー進化の解決策を推測するために、シミュレーションではなく実際のデータを初めて使用して、推論方法論である統計データ同化(SDA)の調査を続けています。このモデルは、放射状に変化する電子数密度により、太陽の中心から流れ、フレーバー空間でミヘーエフ・スミルノフ・ウォルフェンシュタイン(MSW)共鳴を受けるニュートリノを表しています。モデルニュートリノエネルギーは、サドベリーニュートリノ天文台(SNO)の実験ビンと、地球での電子フレーバーの生存確率を測定するボレクシーノ実験に対応するように選択されています。モデルを表す動的方程式にMSW共鳴(つまり、太陽電子によるフレーバーの進化)が含まれている場合、手順は観測されたフラックスとモデルの間の一貫性を見つけることに成功しました。
TRAPPIST-1 の予想よりも低いフレア温度
| Title |
Lower-than-expected_flare_temperatures_for_TRAPPIST-1 |
| Authors |
A._J._Maas,_E._Ilin,_M._Oshagh,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_K._Molaverdikhani,_A._Quirrenbach,_E._Esparza-Borges,_F._Murgas,_V._J._S._B\'ejar,_N._Narita,_A._Fukui,_C.-L._Lin,_M._Mori,_and_P._Klagyivik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11103 |
フレアからの高エネルギー放射は、太陽系外惑星の大気に対する潜在的な脅威であり、表面の無菌化につながる可能性がありますが、低質量の星にプレバイオティックケミストリーをトリガーして維持するために必要な追加のエネルギーを提供する可能性もあります.TRAPPIST-1は、ハビタブルゾーン内に3つある7つの系外惑星をホストする超低温の矮星です。フレアは、MuSCAT2の4つの通過帯域すべてで検出され、フレアの温度と放射エネルギーを決定できます。2016年から2021年の間に$g,r,i,z_\mathrm{s}$フィルターで取得したMuSCAT1およびMuSCAT2機器の光度曲線を分析しました。自動フレア検索を実施し、可能性のあるフレアイベントを視覚的に確認しました。私たちは、両方のフレアの温度変化、全球温度、およびピーク温度を調べました。TRAPPIST-1で発生したフレアの実効黒体温度を初めて推定しました。SEDに由来する2つのTRAPPIST-1フレアの黒体温度は、$T_\mathrm{SED}=7940_{-390}^{+430}$Kおよび$T_\mathrm{SED}=6030_{-と一致しています。270}^{+300}$K.ピーク時のフレア黒体温度もピークSEDから計算され、$T_\mathrm{SEDp}=13620_{-1220}^{1520}$Kおよび$T_\mathrm{SEDp}=8290_{-550}^が得られます。{+660}$K.超低温のM型矮星TRAPPIST-1では、全連続体放出に関連するフレア黒体温度が低く、通常採用されている9000～10000Kの仮定と一致しないことを示しています。これは、異なるより速い冷却メカニズムを意味する可能性があります。私たちの観測が超低温M型矮星の一般的な特徴であるかどうかを調べるには、さらに多色観測が必要です。UV表面フラックスは、より高いフレア温度を持つモデルによって過大評価される可能性が高いため、これはこれらの星の周りの太陽系外惑星の居住可能性に重要な意味を持ちます.
AB星の初期磁場分布
| Title |
The_Initial_Magnetic_Field_Distribution_in_AB_Stars |
| Authors |
Eoin_Farrell,_Adam_S._Jermyn,_Matteo_Cantiello,_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11180 |
星は磁場を持って生まれますが、最初の磁場の強さの分布は不明のままです。観測結果を磁場進化の理論モデルと組み合わせて、質量範囲が1.6～3.4M$_{\odot}$のAB星の磁場の初期分布を推測します。さまざまな形状のさまざまな分布をテストした結果、平均が$\sim$800G、全幅が$\sim$600Gの分布が、質量の関数として観測された強く磁化された星の割合と最も一致することがわかりました。私たちが最も好む分布は、平均$\mu$=770G、標準偏差$\sigma$=146Gのガウス分布です。典型的な電界強度を測定するための独立したアプローチは、2～3kGに近い値を示唆しており、不一致です。これは、質量に依存するバイモーダルな初期磁場分布、またはこれらの磁場の起源に関する別の理論的図式を示唆している可能性があります。
星の活動サイクルの二分法の起源について
恒星の自転率$\Omega$と活動周期$\omega_\mathrm{cyc}$の間に相関関係がある可能性については、まだ多くの議論があります。複数のスケーリング則の同時回帰分析に基づく新しいベイズ分類アルゴリズムを実装し、$\log_{10}\omega_\mathrm{cyc}$--$\log_{10}拡張されたMt.~Wilsonサンプルの67個の星の\Omega$平面。ESAガイアと高分解能分光法の両方から得られた金属量測定のおかげで、この二分法の起源は化学組成に関連している可能性が高いと主張します。磁気サイクル周波数が回転速度とともに増加する星は、磁気サイクル周波数が減少する星よりも金属性が低くなります。恒星の回転率で。それどころか、彩層磁気活動指標の明確な違いは、2つの分岐を特徴付けません。
対流ターンオーバー時間の推定
| Title |
Estimating_the_Convective_Turnover_Time |
| Authors |
Wei-Chun_Jao,_Andrew_A_Couperus,_Eliot_H._Vrijmoet,_Nicholas_J_Wright_and_Todd_J._Henry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11329 |
1984年に対流回転時間($\tau$)を組み込んだロスビー数(R$_0$)が導入されたことは、恒星の自転と活動の相関関係を理解するための先駆的なアイデアでした。直接測定できない対流ターンオーバー時間は、既存の$\tau$-massまたは$\tau$-color関係を使用して推測されることが多く、通常は$\tau$が質量の関数。この作業では、{\itGaia}EarlyDataRelease3を使用して、最も引用されている$\tau$-質量関係の1つを確立するために使用された質量が、G型矮星では過大評価され、後期M矮星では大幅に過小評価されていることを示します。この$\tau$-質量関係を使用して結論を導き出す研究に影響を与えます。そのような関係を築く上での課題について、当時と現在について話し合います。{\itGaia}やその他の大規模なデータセットの時代には、これらの関係を確立するために使用される星は、過去の単一特性の関係ではなく、多次元空間での特性評価が必要です。対流ターンオーバー時間をより正確に推定できるように、最新の理論モデルと、慎重に吟味された一連の単一星からのさまざまな内部構造について利用可能なすべての星パラメーターに基づいて、新しい多次元関係を確立する必要があることを提案します。
太陽付近の非常に金属の少ない星：年齢の決定
| Title |
Very_metal-poor_stars_in_the_solar_vicinity:_age_determination |
| Authors |
Anastasiia_Plotnikova_(Padova_University),_Giovanni_Carraro_(Padova_University),_Sandro_Villanova_(Universidad_de_Concepcion),_Sergio_Ortolani_(Padova_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11383 |
天の川銀河で最も古く、最も金属の少ない星の年齢は、宇宙の年齢とその標準モデルに関する重要な情報をもたらします。我々は、文献から選別された、太陽の近くにある28個の非常に金属の少ないフィールドスターのサンプルを分析し、それらの年齢を慎重に決定します。この目的のために、ガイアデータを批判的に利用して、それらの距離と関連する不確実性を導き出します。赤化の推定と、星の年齢の導出への影響に特に注意が払われています。さまざまな測光システムで構築された星の色等級図に、さまざまなソースからのさまざまな赤みを帯びた等時線を重ね合わせました。低金属量の星にジョンソン測光法を使用すると、微妙な金属量効果が強調され、最終的にガイア測光法が採用されます。入力パラメータの不確実性を考慮して、個々の星に年齢を割り当てる自動フィッティング方法が考案されています。サンプルの平均年齢は、Padova等時線を使用すると$13.9\pm0.5$Gyr、BASTI等時線を使用すると$13.7\pm0.4$Gyrであることがわかります。我々はまた、8Gyrから10Gyrの範囲で、比較的若い年齢の非常に金属の少ない星($\left[\frac{Fe}{H}\right]$:-2.7-2.0dex)のグループも見つけました。
ホット恒星コロナからの熱ジャイロシンクロトロン放射の探索
| Title |
A_search_for_thermal_gyro-synchrotron_emission_from_hot_stellar_coronae |
| Authors |
Walter_Golay,_Robert_L._Mutel,_Dani_Lipman,_Manuel_G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11440 |
X線コロナが高温($T>10^7$K)の熱成分を含む5つの電波の大きな星のサンプルからの熱ジャイロシンクロトロン電波放射を検索しました。JVLAを使用して、15～45GHzの周波数範囲でストークスIおよびV/Iスペクトルエネルギー分布(SED)を測定し、べき乗則および熱ジャイロシンクロトロン放出モデルを使用して最適なモデルパラメーターを決定しました。3つの彩層活動連星(Algol、UXArietis、HR1099)のSEDは、べき法則ジャイロシンクロトロンモデルによく適合し、熱成分の証拠はありませんでした。しかし、2つの前主系列(PMS)星(V410Tau、HD283572)のSEDは、純粋なべき乗則分布と矛盾する30GHzを超える円偏光増強を示しました。これらのスペクトルは、ベキ乗ジャイロシンクロトロン放射の拡張されたコロナボリュームからの放射と、熱プラズマと熱ジャイロシンクロトロン放射を放射するはるかに強い磁場を含む小さな領域からの放射を合計することによって、よく適合しました。ベイジアン推論を使用して、独立してVLBIで測定された電波サイズ、X線光度、および利用可能な場合、事前に磁場強度。導出されたパラメータは十分に制約されていましたが、非常に縮退していました。両方のPMS星の最適な温度は、X線で得られた温度より$\sim0.5$dex高かった。私たちは、PMS星のべき乗則と熱量はおそらく共空間的ではないと主張し、それぞれ星のコロナと降着円盤の内縁という2つの異なる領域から発生する可能性があると推測しています。
導波路としての重力波
重力波が電磁放射の導波路として機能できることを示します。つまり、後者が最初に重力波と整列している場合、その整列は伝搬中に存続します。解析は、ハミルトニアン形式と、ヌル測地線のヤコビ方程式を使用して実行され、波の分極の特定のケースの条件が取得されます。重力波による導波の効果は、関連する重力および電磁波イベントの解釈に影響を与える可能性があります。これは、後者が必ずしも強度の逆二乗減衰法則に従うとは限らないためです。
インフレのマルチフィールド陽性限界
| Title |
Multifield_Positivity_Bounds_for_Inflation |
| Authors |
Marat_Freytsis,_Soubhik_Kumar,_Grant_N._Remmen,_and_Nicholas_L._Rodd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10791 |
正の境界は、実効場理論(EFT)がローレンツ不変、因果的、局所的、およびユニタリのフレームワークに完成される場合、それらのEFTに対する自明でない制限を表します。このような正の境界は、有用な制約を得るために幅広い物理的状況で適用されてきましたが、ローレンツ不変性は宇宙のインフレーション中に自発的に破られるため、インフレーションEFTへの適用は微妙です。進むべき道の1つは、$\textit{Breitparameterization}$を採用して、ブーストが壊れた理論で交差対称で解析的なS行列を確保することです。このアプローチを複数のフィールドを持つ理論に拡張し、すべてのフィールドがほぼ軽い分散関係に従わない場合に発生する基本的な障害を明らかにします。次に、等曲率摂動の有無にかかわらず、さまざまなクラスのインフレEFTに形式主義を適用し、このパラメーター化を使用して、そのようなEFTの新しいポジティブ限界を導き出します。マルチフィールドインフレーションについては、一般化された光学定理に由来する境界も考慮し、従来の弾性的な正の境界のみからの制約と比較して、これらがどのようにEFTに強い制約を生じさせることができるかを示します。断熱摂動と等曲率摂動の両方を含む非ガウス性(NG)のさまざまな形状を計算し、NGの強度を制御する観測パラメーター空間が境界によってどのように制約されるかを示します。
右手系(RH)ヒッグス誘起ニュートリノ混合(RHINO)モデルは、宇宙におけるニュートリノの質量と物質の起源を統一された図で説明します。混合は、次元5演算子によって効果的に記述され、ソースとして機能するシーソー型ニュートリノのごく一部を変換するダークニュートリノの生成と、それらの崩壊の両方に関与しています。ヒッグスポータル相互作用からのソースニュートリノの生成を含め、それらの存在量は、ソース-ダークニュートリノ振動の開始前に熱化され、暗黒物質(DM)の崩壊の役割を果たすことができるダークニュートリノの生成が強化されることを示します。はるかに高いシーソースケールの場合。これは、スファレロンの凍結温度を超え、$\sim100\,{\rmTeV}$にもなる可能性があるため、物質と反物質の非対称性を生成するための強力な熱共鳴レプトジェネシスが実行可能です。$\sim1\,{\rmTeV}$--$1\,{\rmPeV}$許容ダークニュートリノ質量範囲を取得します。興味深いことに、それらの崩壊は${\calO}(100\,{\rmTeV})$エネルギーでのニュートリノフラックスの過剰を説明することもできます。私たちの結果はまた、ヒッグスポータル相互作用の有効スケールが大規模統一スケールとうまく識別可能であり、混合の有効スケールよりも何桁も小さいことを示しています。この階層を、メディエーターとして非常に重いフェルミオンを使用したUV完全モデルで説明します。最初のスケールは新しい物理学の基本スケールに対応し、2番目のスケールは、対称性の破れパラメーターで識別可能な非常に小さな結合のため、はるかに高くなります。したがって、RHINOは、現在ニュートリノ望遠鏡で精査されており、潜在的に大規模な統一モデル内に埋め込むことができる、ニュートリノの質量と宇宙の物質の起源の単純な統一モデルを実現しています。
核子-核子短距離相関の効果をカプセル化する Gogny のようなエネルギー密度汎関数からの状態方程式と単一核子ポテンシャル
| Title |
Nuclear_Equation_of_State_and_Single-nucleon_Potential_from_Gogny-like_Energy_Density_Functionals_Encapsulating_Effects_of_Nucleon-nucleon_Short-range_Correlations |
| Authors |
Bao-Jun_Cai_and_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10924 |
核子-核子短距離相関(SRC)は、単一核子運動量分布関数$n_{\v{k}}^J(\rho,\delta)$で高運動量テール(HMT)を誘発します。案件。中性子と陽子ではSRC/HMT効果が異なり、その強さは主に電子原子核散乱実験に基づく有限原子核のアイソスピン非対称性に強く依存するという明確な実験的証拠がありますが、SRC/HMT効果について実験的に知られていることはほとんどありません。高密度の中性子に富む物質で。SRC誘起HMTを$n_{\v{k}}^J(\rho,\delta)$をGognyのようなエネルギー密度汎関数に変換して、状態方程式(EOS)に対するSRC/HMTの効果、特にその対称エネルギー項と単一核子ポテンシャルを研究します。高密度非対称核物質(ANM)。Gognyのようなエネルギー密度汎関数(EDF)の運動量依存カーネルの代用としてパラメーター化を使用して、ANMEOSのすべてのコンポーネントとその特性(たとえば、大きさ、勾配、曲率、および核子の有効性)の分析式を導き出します。$\rho_0$でのHMTのサイズ、形状、およびアイソスピン依存性と同様に、核相互作用を特徴付けるパラメーターを使用して、飽和密度$\rho_0$での飽和密度$\rho_0$および中性子が豊富な物質における運動量依存の単核子光学ポテンシャル。中性子星の特性に対するSRC/HMT効果のいくつかの結果も研究されています。
スカラーガウスボネット理論の弱いフィールドの制限を導出し、地上および宇宙ベースの実験を使用してパラメーター空間に新しい境界を設定します。幅広い実験の文脈で理論を分析するために、平面対称、円筒対称、球対称のソース質量の周りのアインシュタイン重力からの偏差を計算します。ソースに十分近いPPN補正よりも大きくなる可能性がある、球状および円筒状のソースの周りのニュートンポテンシャルの補正を見つけます。これを使用して、スカラー-ガウス-ボンネット結合パラメーター$\Lambda$の実験室の制約を2桁改善します。ここで報告されている現在の実験室と太陽系の境界は、ブラックホールに由来するテストに取って代わられています。
光学的に膨張と収縮を同時に行うエタロンの謎に迫る
| Title |
A_resolution_to_the_mystery_of_an_etalon_that_is_optically_expanding_and_contracting_at_the_same_time |
| Authors |
Molly_Kate_Kreider,_Connor_Fredrick,_Ryan_Terrien,_Daniel_Mitchell,_Suvrath_Mahadevan,_Scott_A._Diddams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.10988 |
白色光で照らされたエタロンは、太陽系外惑星の視線速度検出やその他の天文アプリケーションにおける分光器のキャリブレーションに貴重なリソースです。これらのエタロンは、低ドリフト(${\sim}10^{-11}$/日)とモード構造の特性が明確な安定性から恩恵を受けます。ただし、$500$nmを超える帯域幅にわたるいくつかのエタロンシステムの測定は、モードが複雑な波長依存ドリフトを示すことを示しています。驚くべきことに、スペクトルのさまざまな領域のモードがさまざまな方向にドリフトすることがわかりました。これは、エタロンの光学長が同時に長くなったり短くなったりしていることを意味します。この論文では、この不可解な観察に対する解決策を提供します。フレネル解析と伝達行列法を使用して、ハビタブルゾーンプラネットファインダー(HPF)のキャリブレータとして使用されるエタロンの多層誘電体ミラーの反射位相をモデル化します。このフェーズを使用してエタロンモード位置を計算し、800～1300nmにわたるエタロンモードスペクトルの観察された振動色ドリフトを再現できます。ミラー構造の複雑さにもかかわらず、私たちのモデリングは、エタロンミラーの最外層の緩やかな緩和が観察された動作の支配的な原因であることを示しています。また、温度、入射角アライメントの変動、および製造公差の影響をモデル化し、それらが色モード周波数シフトの原因ではない可能性が高いことを示しています。私たちの仕事は、将来のエタロン用の広帯域幅ミラーの設計に採用して、最高精度の天文分光法により役立つようにする技術を強調しています。
非平衡二流プラズマにおける集団トムソン散乱のイオン音響特性
| Title |
Ion_acoustic_feature_of_collective_Thomson_scattering_in_non-equilibrium_two-stream_plasmas |
| Authors |
K._Sakai,_T._Nishimoto,_S._Isayama,_S._Matsukiyo,_Y._Kuramitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11086 |
2ストリームプラズマにおける集団トムソン散乱(CTS)のイオン音響特性を理論的および数値的に調査します。2つの成分の電子分布関数が互いに重なる場合、理論スペクトルは、電子のランダウ減衰のためにマクスウェル分布からのスペクトルには見られない非対称性を示します。数値シミュレーションは、理論上のスペクトルをサポートしています。また、不安定性によって引き起こされる電子分布関数の非対称性に起因する重複した場合とは逆の傾向を示す、イオン音響特性における2ストリームタイプの不安定性の影響を提示します。私たちの結果は、2ストリームプラズマがCTSスペクトルに大きな影響を与え、不安定性に起因する波がイオン音響特性で観察できることを示しています。
電弱相転移による重力波スペクトルへのSMEFT効果
将来の重力波観測は、一次電弱相転移が起こると、ヒッグスポテンシャルに対する新しい物理学補正に敏感になる可能性があります。ヒッグスポテンシャルに対するSMEFT次元6演算子の効果を調べます。ここでは、(i)$\varphi^6$演算子に対するSMEFTツリーレベルの効果、(ii)波に対するSMEFTツリーレベルの効果の3種類の効果が考慮されます。ヒッグス場の関数くりこみ、および(iii)SMEFTトップクォークの1ループレベル効果。これらの影響に対する将来の重力波観測の感度は、フィッシャー行列解析を実行することによって数値的に計算されます。将来の重力波観測は、(i)から一次電弱相転移が生じると、(ii)と(iii)に敏感になることがわかります。将来の重力波観測の感度も、将来のコライダー実験の感度と比較されます。
ジョーダンおよびアインシュタイン フレームにおける一般化された $R^p$ アトラクタ宇宙論: 新しいタイプのアトラクタと標準ジョーダン
フレーム $R^p$ インフレーションの再考
| Title |
Generalized_$R^p$-attractor_Cosmology_in_the_Jordan_and_Einstein_Frames:_New_Type_of_Attractors_and_Revisiting_Standard_Jordan_Frame_$R^p$_Inflation |
| Authors |
S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11351 |
この作業では、一般化された$R^p$アトラクタモデルと呼ぶ新しいクラスのアトラクタモデルを研究します。このクラスのモデルは、ジョーダンフレームにおける$R^p$$f(R)$重力モデルのアインシュタインフレームポテンシャルの一般化に基づいています。対応する非最小結合ヨルダンフレーム理論のアトラクタプロパティを提示し、アインシュタインフレームのインフレーションの観測指数を計算します。私たちが示すように、同じアインシュタインフレームポテンシャルを生成する、特定の条件を満たす任意の非最小結合を持つ非最小結合スカラー理論の大規模なクラスが存在します。これが、これらのモデルが特徴付けられたアトラクタである理由です。実証したように、一般化された$R^p$アトラクタモデルは実行可能であり、プランク制約内にうまく適合しています。これには、一般化された$R^p$アトラクタモデルのサブクラス、つまりジョーダンフレームにおける$R^p$インフレーションのアインシュタインフレームポテンシャル(文献でも知られている機能)が含まれます。また、実行不可能であることが知られているジョーダンフレームの$R^p$インフレに関連する重要な問題を強調します。共形不変性により、$R^p$インフレーションモデルはジョーダンフレームでも実行可能であるはずですが、そうではありません。$f(R)$グラビティジョーダンフレームで2つの異なるアプローチを使用して問題の原因を特定します。実証したように、分析のために行われたいくつかの標準的な単純化により、文献で問題が発生します。スローロール条件のみを使用して、ジョーダンフレームで$R^p$インフレを分析する正しい方法を示します。
惑星気候の季節性を制御する主な要因
いくつかの異なる要因が惑星の季節サイクルに影響を与えます。この研究では、大循環モデルとエネルギー収支モデル(EBM)を使用して、季節サイクルを支配するパラメーターを評価します。季節サイクルを説明する2つのメトリック、$\phi_s$、最大気温の緯度シフト、および$\DeltaT$、最大季節気温変動振幅を定義します。これらのパラメーターの増加に伴い、一般的に季節性が強化される、傾斜度と軌道周期への予想される依存性に加えて、季節性は自明ではない方法で回転率に依存することを示します。自転速度が遅くなるにつれて季節的な振幅が減少する一方で、緯度シフト$\phi_s$は極方向にシフトします。同様の結果は、拡散性が増加する拡散EBMで発生します。これらの結果は、季節サイクルに対する自転速度の影響は、大気熱輸送に対する自転速度の影響に由来することを示唆しています。
非平衡レーザー生成 2 ストリーム プラズマにおける集団トムソン散乱
| Title |
Collective_Thomson_scattering_in_non-equilibrium_laser_produced_two-stream_plasmas |
| Authors |
K._Sakai,_S._Isayama,_N._Bolouki,_M._S._Habibi,_Y._L._Liu,_Y._H._Hsieh,_H._H._Chu,_J._Wang,_S._H._Chen,_T._Morita,_K._Tomita,_R._Yamazaki,_Y._Sakawa,_S._Matsukiyo,_and_Y._Kuramitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11382 |
2ストリーム非平衡プラズマにおける集団トムソン散乱(CTS)を解析的、数値的、実験的に調査します。実験室の天体物理学では、CTSはローカルプラズマ診断を得るためのユニークなツールです。標準的なCTS理論では、プラズマが線形、定常、等方性、平衡であると仮定していますが、実験室の天体物理学に関連する高エネルギー現象では、非線形、非定常、異方性、非平衡であることがよくあります。宇宙・天体プラズマにおける非平衡系の典型例として、二流プラズマのCTSスペクトルを理論計算し、数値シミュレーションを行った。シミュレーション結果は、CTS測定を介して2つのストリームの不安定性を直接診断する可能性を示しています。非平衡CTS解析を確認するために、実験室天体物理学用の高繰り返しテーブルトップレーザーを使用した実験システムを開発しています。
偏心連星を刺激することによって誘導されるポストニュートン精度のパルサータイミングアレイ信号：精度と計算コスト
| Title |
Post-Newtonian-accurate_pulsar_timing_array_signals_induced_by_inspiralling_eccentric_binaries:_accuracy_and_computational_cost |
| Authors |
Abhimanyu_Susobhanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2210.11454 |
パルサータイミングアレイ(PTA)実験は、偏心軌道に沿って渦巻く個々の超大質量ブラックホール連星(SMBHB)によって放出される重力波(GW)に敏感であると予想されます。相対論的偏心SMBHBsによって誘発されるPTA信号を計算するさまざまな方法、つまり近似解析式、フーリエ級数展開、後円展開、および数値積分の計算コストを比較します。PTA信号を評価する最速の方法は、近似解析式を使用することであり、代替方法よりも計算パフォーマンスが最大$\sim$50倍向上することを示します。PTA信号に有効な不一致メトリックを使用して、近似分析式の精度を調査します。この方法は、PTA実験に関心のあるバイナリパラメーター空間の領域内で正確であることを示します。狭帯域PTAデータセットのPTA信号評価をさらに加速するためのスプラインベースの方法を紹介します。これらの結果は、大規模なPTAデータセットで風変わりなSMBHBを検索するために重要です。これらの結果はGWeccパッケージに実装されており、人気のあるENTERPRISEパッケージから簡単にアクセスして、PTAデータセットでそのようなシグナルを検索できます。
