修正重力とその応用のための有効流体アプローチ
このレビューでは、一般相対性理論(GR)およびダークエネルギー(DE)流体として多数の異なる修正重力モデルを記述するために使用できるコンパクトなフレームワークである、いわゆる有効流体アプローチを簡単に要約します。このアプローチは、宇宙論的有効場理論を補完するものであり、ほとんどの修正された重力モデルを最先端のボルツマンコードに簡単に含めることができるため、いくつかの利点があります。これは通常、GRおよびDE用にハードコード化されています。.さらに、線形摂動理論では、DE異方性応力やDE音速などの物理的に動機付けられた量を簡単に導き出すことができるため、それらの動作に対する理論的洞察を提供することもできます。また、$f(R)$、Horndeski、Scalar-Vector-Tensorモデルを使用した効果的な流体アプローチのいくつかの明示的なアプリケーション、つまり、このアプローチを使用して摂動方程式を簡単に解き、前述の修正された重力モデルをボルツマンに組み込む方法も示します。モンテカルロ解析を使用して宇宙論的制約を取得するためのコード。
LATTICEEASY の予熱によるスカラー インフレーションの制約
この論文では、LATTICEEASYシミュレーションの予熱を適用することにより、スカラーインフレーションを詳細に研究します。一般に、非最小結合によるスカラーインフレポテンシャルは、4次ポテンシャルインフレーションに近似できます。このポテンシャルの進化傾向は結合係数とは無関係であり、スカラースペクトルインデックス$n_s$とテンソルとスカラーパワーの比$r$の理論的予測も係数とは無関係であることがわかります。これは、係数がこのモデルのは、プランク観測によって制限されません。幸いなことに、インフレーション後の予熱の特性は、これらの係数を研究するための実行可能なスキームを提供します。予熱プロセスでは、粒子数密度、スケールファクター、およびエネルギー密度の進化を、LATTICEEASYシミュレーションを適用することで復元および追跡できます。その後、パラメーターエネルギー比$\gamma$および予熱のe-folding数$N_{pre}を適用します。$が推測され、$n_s$と$r$をさらに予測できます。予熱モデルとインフレーションモデルの間の分析的関係に基づいて、LATTICEEASYの予熱特性によってスカラーインフレーションモデルをテストしました。
畳み込みニューラル ネットワークのトレーニングによる点光源の分極磁束密度と角度の制約
| Title |
Constraining_polarisation_flux_density_and_angle_of_point_sources_by_training_a_convolutional_neural_network |
| Authors |
J._M._Casas,_L._Bonavera,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_M._M._Cueli,_D._Crespo,_E._Goitia,_C._Gonz\'alez-Guti\'errez,_J._D._Santos,_M._L._S\'anchez,_F._J._de_Cos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13055 |
テンソルとスカラーの比がr=0.001よりも低い場合、銀河系外の点源が原始宇宙マイクロ波背景Bモード検出の主な汚染物質の1つであるだけでなく、電波の大きな活動銀河核の性質をよりよく理解する。畳み込みニューラルネットワークに基づく機械学習モデルを開発およびトレーニングして、宇宙マイクロ波背景画像に埋め込まれた点源の偏波磁束密度と角度を、それらの位置のみを知って推定する方法を学習します。ニューラルネットワークをトレーニングするために、217GHzプランクチャネルで領域32x32ピクセルのパッチの現実的なシミュレーションを使用し、その中心に点光源を注入します。パッチには、ほこり、CMB、楽器のノイズで構成されたリアルな背景も含まれています。まず、P、Q、およびUの真の分極磁束密度と推定された分極磁束密度の比較を調べます。次に、真の分極角と推定された分極角の比較を分析します。最後に、実際のデータを使用してモデルのパフォーマンスを調査し、結果をPCCS2と比較します。私たちのモデルは、分極束を80mJy以上に制限するのに信頼できることがわかりました。この制限では、30%未満のエラーが得られます。QとUを使用して同じネットワークをトレーニングすると、QとUの両方の光源の偏波角を決定するための信頼性の限界は+-250mJyを超え、1シグマの不確実性はそれぞれQとUの光源に対して+-29度と+-32度です。プランクカタログに関して300～400mJyの磁束密度の範囲で不一致も見られますが、一部のソースについてはPCCS2と同様の結果が得られます。これらの結果に基づいて、私たちのモデルは、事実上ゼロの計算時間で、任意のカタログで80mJyを超える点光源の偏波磁束密度と角度を推定するための有望なツールのようです。
暗黒エネルギーと物質が相互作用するシナリオは、$H_0$ と $S_8$ の緊張を和らげることができます
| Title |
Dark_energy_and_matter_interacting_scenario_can_relieve_$H_0$_and_$S_8$_tensions |
| Authors |
Li-Yang_Gao,_She-Sheng_Xue,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13146 |
この作業では、真空エネルギーが物質と放射と相互作用する新しい宇宙モデル($\tilde\Lambda$CDMという名前)を検討し、現在の宇宙観測を使用してこのモデルをテストします。このモデルは、$H_0$の張力を大幅に軽減できると同時に、他の宇宙モデルでは容易に観測できない$S_8$の張力をわずかに低下させることができることがわかりました。CMB+BAO+SN(CBS)データを使用してモデルを制約すると、$H_0=70.6^{+1.4}_{-1.7}~\rm{km~s^{-1}Mpc^{の結果が得られます。-1}}$と$S_8=0.820\pm0.011$であるため、$H_0$と$S_8$の緊張はそれぞれ$1.28\sigma$と$2.67\sigma$に軽減されます。ただし、この場合、$\Lambda$CDMと比較して、$\tilde\Lambda$CDMモデルはデータに有利ではありません。$H_0$と$S_8$のデータをデータの組み合わせに追加すると、状況が大幅に改善されることがわかりました。CBS+$H_0$の場合、$H_0=72.2\pm1.2$${\rmkm~s^{-1}~Mpc^{-1}}$の結果が得られ、$H_0$の緊張が緩和されます。$0.53\sigma$に増加し、この場合、モデルは$\Lambda$CDMよりも優先されます。CBS+$H_0$+$S_8$の場合、総合的に最良の状況、$H_0=71.9\pm1.1$${\rmkm~s^{-1}~Mpc^{-1}}$および$が得られます。S_8=0.8071\pm0.0099$で、$H_0$と$S_8$の緊張がそれぞれ$0.75\sigma$と$2.09\sigma$に回復します。この場合、モデルはデータによって最も支持されています。したがって、このような宇宙論モデルは、$H_0$の緊張を大幅に緩和すると同時に、$S_8$の緊張を効果的に緩和することもできます。
惑星表面積の非楕円体重力ベースの定義およびその他の測地測定
この論文では、参照楕円体などのデータに基づいていない、惑星表面の一般的な測地測度(つまり、表面積、経路長、および表面関数の平均値またはその他の統計パラメーター)の新しい定義を紹介します。代わりに、いわゆるデータムのない測地測度は、実際の惑星の表面と重力のみに依存する、物理的に意味のある定式化に基づいています。データムのない測度は、非楕円体の小惑星や彗星を含む、あらゆる地球上の物体に対して普遍的に標準化された測定値を提供します。便利なことに、地球や火星などのかなり丸い惑星では、無基準測度は、参照楕円体上の対応する測地測度と非常に類似した値を生成します。対応する楕円体と同様に、データムレスメジャーは、おなじみの「鳥瞰図」または「水平、重力に垂直な」意味で面積と長さを定量化します。純粋に理論的なものではなく、数値標高モデルとジオイドなどの重力モデルを使用して、GISソフトウェアでデータムのない測定値を概算できます。
衝突からの塵: 系外惑星の組成を調べる方法?
| Title |
Dust_from_collisions:_A_way_to_probe_the_composition_of_exo-planets? |
| Authors |
A._Morlok,_A.B._Mason,_M._Anand,_C.M._Lisse,_E.S._Bullock,_M.M._Grady |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13174 |
デブリ円盤での惑星形成中に形成された塵の赤外線観測を、分化した地球および小惑星体からの惑星物質の中赤外分光データにリンクするために、代表的な一連の地球地殻およびマントル物質、および典型的な火星の吸収スペクトルを得ました。隕石。9.0～9.5ミクロンの範囲(HD23514、HD15407a、HD172555、およびHD165014)の強力な特徴を特徴とする一連のデブリディスクスペクトルは、衝撃、衝突、または高温イベントを受けた材料に匹敵します。これらは、テクタイト、SiO2ガラス、黒曜石、高度に衝撃を受けたシャーゴタイト、およびメソシデライトからのインクルージョン(グループA)などのアモルファス材料です。2番目のグループ(BD+20307、BetaPictoris、HD145263、ID8、HD113766、HD69830、P1121、およびEtaCorvi)は、9～12ミクロンの範囲に強い輝石およびカンラン石のバンドがあり、超苦鉄質岩(ハルツバージャイト、ダナイトなど)に非常に似ています。)(グループB)。これは、これらの他のシステムで、太陽系のものと同様の差別化された物質が発生していることを示している可能性があります。ただし、ひき逃げや巨大衝突、さらには大規模な惑星への衝突などの大規模なイベントでは、発射体とターゲット物質の混合、および地殻とマントル物質の混合を考慮する必要があります。これは、グループBのかんらん石が優勢なダストを説明することができます。グループAの地殻タイプの物質は、放牧スタイルのひき逃げ遭遇または巨大衝突での蒸発/凝縮のような高エネルギーイベントによる上層の剥ぎ取りを必要とする可能性があります。潮汐の乱れや主に氷/水域の関与では、結果として生じる鉱物の粉塵は、主に関与する微惑星の1つに由来します。これにより、観測された組成を特定の体(EtaCorviなど)に帰属させることができます。
$z\geq 10$ で見られる分光学的に確認された銀河を宇宙論的シミュレーションで再現できるか?
| Title |
Can_Cosmological_Simulations_Reproduce_the_Spectroscopically_Confirmed_Galaxies_Seen_at_$z\geq_10$? |
| Authors |
B.W._Keller,_F._Munshi,_M._Trebitsch,_M._Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12804 |
JWSTからの極端な$(z>10)$赤方偏移銀河の最近の測光検出は、銀河形成の既存のシミュレーションモデルと強い緊張状態にあり、最も深刻なケースでは、$\LambdaCDM$自体と緊張関係にあることが示されています。ただし、これらの結果はすべて、分光法によるこれらの距離の確認に基づいています。最近、JADES調査では、分光学的に赤方偏移が確認された最も遠い銀河が検出されました。赤方偏移が$z=10.38$と$z=13.2$の間の4つの銀河が見つかりました。この論文では、4つの大きな宇宙ボリュームと2つのズームイン原始銀河団からのシミュレーション予測をJADES観測と比較して、これらの分光学的に確認された銀河の検出が銀河形成の既存のモデルと緊張関係にあるか、または$\LambdaCDM$とより広く関係があるかどうかを判断します.宇宙論的銀河形成の既存のモデルは、銀河の恒星質量、星形成率、および$z>10$での銀河の数密度に関して、JADESの観測を一般的に再現できることがわかりました。
The Large Sky Area Multi-object Fiber Spectroscopic Telescope
(LAMOST) クエーサー サーベイ: データ リリース 6 ～ 9 のクエーサー プロパティ
| Title |
The_Large_Sky_Area_Multi-object_Fiber_Spectroscopic_Telescope_(LAMOST)_Quasar_Survey:_Quasar_Properties_from_Data_Release_Six_to_Nine |
| Authors |
Jun-Jie_Jin,_Xue-Bing_Wu,_Yuming_Fu,_Su_Yao,_Yan-Li_Ai,_Xiao-Tong_Feng,_Zi-Qi_He,_Qin-Chun_Ma,_Yu-Xuan_Pang,_Rui_Zhu,_Yan-xia_Zhang,_Hai-long_Yuan,_Zhi-ying_Huo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12876 |
2017年9月から2021年6月までの間に観測されたクエーサーを含む、LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)クエーサーサーベイシリーズの第4回を報告します。合計で13,066個のクエーサーが確実に識別され、そのうち6,685個が確実に識別されています。SDSSDR14クエーサーカタログやミリオンクエーサーカタログに報告されていないものが新たに発見されました。LAMOSTは正確な絶対フラックスキャリブレーションを提供しないため、SDSS/Pan-STARRS1マルチバンド測光データを使用してスペクトルを再キャリブレーションします。H$\alpha$、H$\beta$、Mg\,{\scii}およびC\,{\sciv}の輝線特性、および連続光度は、再校正されたスペクトルをフィッティングすることによって測定されます。また、導出された輝線と連続体パラメータを使用して、単一エポックのビリアルブラックホール質量($\rmM_{BH}$)を推定します。輝線フラックスと連続体フラックスが、LAMOSTで再較正されたクエーサースペクトルに基づいて推定されたのは、これが初めてです。これらのクエーサーのカタログとスペクトルは、オンラインで入手できます。9年間のLAMOSTクエーサー調査の後、合計56,175個のクエーサーが確認され、そのうち24,127個が新たに発見されました。LAMOSTクエーサーサーベイは、多数の新しいクエーサーを発見するだけでなく、LAMOSTとSDSSの両方で観測されたクエーサーのスペクトル変動を調査し、変化する外観のクエーサーやブロードな吸収線クエーサーを含む希少なクエーサーを見つけるためのデータベースを提供します。
強力なレンズ検出器としての変圧器 - シミュレーションから調査まで
| Title |
Transformers_as_Strong_Lens_Detectors-_From_Simulation_to_Surveys |
| Authors |
Hareesh_Thuruthipilly,_Margherita_Grespan,_and_Adam_Zadro\.zny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12915 |
LSSTのような今後の大規模な調査では、何桁も大きいデータの中に約$10^5$の強力な重力レンズが見つかると予想されます。このシナリオでは、自動化されていない手法を使用すると時間がかかりすぎるため、科学的には実用的ではありません。このため、機械学習技術は以前の方法に代わるものになり始めました。ボローニャレンズチャレンジからのシミュレートされたデータで強い重力レンズを見つけるように訓練された、自己注意の原則に基づく新しい機械学習アーキテクチャを提案します。自己注意ベースのモデルには、単純なCNNと比較して明らかな利点があり、現在の最先端のCNNモデルと比較して非常に競合するパフォーマンスがあります。提案されたモデルをキロ度調査に適用し、いくつかの新しい強力なレンズ候補を特定しますが、これらは、このモデルの適用をそれほど有利にしない多数の偽陽性の中で特定されています.したがって、この論文全体を通して、このアプローチの落とし穴を調査し、転移学習などの可能な解決策を提案します。
貧しい銀河団と豊富な銀河団における最も明るい銀河団の構造解析
| Title |
Structural_Analysis_of_Brightest_Cluster_Galaxies_in_Poor_and_Rich_Clusters |
| Authors |
Eman_Shaaban,_Sinan_Alis,_Mehmet_Bektasoglu,_Fuat_Korhan_Yelkenci,_Eyup_Kaan_Ulgen,_Oguzhan_Cakir,_Suleyman_Fisek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12957 |
最も明るい銀河団(BCG)の構造パラメーターを研究することで、その形成と進化を理解するための重要な手がかりが得られます。$0.1<z<1.0$の赤方偏移範囲で、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レガシー調査から引き出された1685個の最も明るい銀河団(BCG)の表面輝度プロファイルフィッティングの結果を提示します。$r$-bandのBCG画像を単一のS\'ersicプロファイルに当てはめます。サンプルは、ホストクラスターの豊富さに基づいて2つのグループに分割され、環境の影響を調査します。私たちの結果は、豊富なクラスターのBCGが貧弱なクラスターの対応するBCGよりも統計的に大きいことを示唆しています。Kormendy、$log\R_e-log\n$、およびサイズと光度の関係に最適な線形回帰を提供します。さらに、構造パラメーターの進化を調べましたが、サンプルのBCGはz$\sim$1以降、大きなサイズの変化を示していません。
単一の連星が再発する熱核超新星をホストする可能性がある
Iax型超新星(SNeIax)の最も一般的に受け入れられている前駆系は、非縮退ヘリウム供与星から降着するチャンドラセカール質量に近い白色矮星(WD)の部分爆燃であり、爆発後に結合した残骸が残ります。この論文では、システムの寿命中にWDの残骸が複数のSNeを受けることができるかどうかを調査します。私たちは、天体物理学実験用モジュール(MESA)を使用して、さまざまな単一縮退連星を進化させ、複数のヘリウム降着フェーズにより複数のSNeIaxを受ける可能性が最も高いものを決定します。また、ダブルWDシステムの形成後のタイプIaSNの可能性も調査します。私たちの仕事は、比較的大量のドナーを持つ近い連星が、いくつかの熱核SNeの確率が最も高いと結論付けています。
若い超新星残骸の形態に対する乱流星間物質の影響の研究
| Title |
Study_of_the_effect_of_turbulent_interstellar_mediums_on_young_supernova_remnant_morphology |
| Authors |
Gabriel_Rigon_(1)_and_Tsuyoshi_Inoue_(1_and_2)_(_(1)_Graduate_School_of_Science,_Nagoya_University,_(2)_Department_of_Physics,_Konan_University_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12813 |
コンテクスト。超新星残骸(SNR)は、銀河宇宙線加速の主な原因の1つです。爆風波面で発生すると考えられているこの加速は、衝撃波面でのエネルギー損失につながります。これにより、爆風と接触の不連続性が明らかに接近しています。ねらい。この記事では、星間物質(ISM)の乱流のような密度摂動が若いSNRの進化に及ぼす影響を調べます。このような変動がSNR構造に与える影響に焦点を当て、より正確には、結果として生じる爆風と接触不連続の間の距離に焦点を当てます。この距離を説明するには宇宙線の加速が必要なので、本研究では間接的に爆風波面での宇宙線の加速に疑問を投げかけた。メソッド。共同拡張フレームで宇宙線加速なしで一連の純粋な流体力学的3次元シミュレーションを実行しました。コルモゴロフべき法則に従って、星間物質の密度変化をランダムに初期化しました。爆風、接触の不連続性、および逆衝撃の間の半径の結果の比率は、天文観測と比較されます。結果。密度の摂動を加えても、半径の平均比率は大きく変わりません。ただし、シミュレーションは、乱流ISMの存在下で界面不安定性のより高い成長を示しています。結果として生じる接触不連続の変形は、接触不連続と爆風の間の近接性を説明することができます。彼らはまた、ティコの観測に関連する視線速度の半径方向分布のプラトーを説明しています。結論。ISMの密度摂動は、SNR構造に対する宇宙線の加速に匹敵する影響を与えるため、若いSNRのシミュレーションでは無視してはなりません。
| Title |
Jets_in_a_Gamma-Ray_Burst_During_its_Prompt_Emission:_Evolution_of_Lorentz_Factor |
| Authors |
Jing_Li,_Da-Bin_Lin,_Rui-Jing_Lu,_Yun_Wang,_Lu-Yao_Jiang,_Shen-Shi_Du,_Wen-Qiang_Liang,_Xiang-Gao_Wang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13058 |
ガンマ線バースト(GRB)における相対論的ジェットのローレンツ因子とその進化に関する知識は、それらの物理を理解する上で非常に重要です。バルクローレンツファクターの正確な値は、高エネルギースペクトルカットオフに基づいて推定できます。これは、光子-光子ペア生成の吸収によるGRBの即発放出に現れる可能性があります。この作業では、個々のバーストにおけるジェットのバルクローレンツ因子の進化の調査に焦点を当てています。\textsl{Fermi}観測に基づいて、高エネルギースペクトルカットオフを特徴とする複数の$\gamma$線パルスを含むバーストを検索し、9つのGRBが得られました。パルス持続時間と放射スペクトルの推定とともに、個々のGRBの異なるパルスに対応するジェットのローレンツ係数が推定されます。個々のGRB内のジェットのローレンツ係数は、特定の範囲内で変動し、これら9つのGRBでは一般的な傾向がないことが示されています。さらに、GRB~130821A、160509A、および160625Bのジェットのローレンツ係数は、時間とともに増加するようです。また、サンプルのパルスの$L_{\rmiso}$、$E_{\rmp,z}$、および$\Gamma$の間の関係を調べます。これは、以前の研究で見つかったものと一致することがわかりました。.
X線偏光測定による中性子星低質量X線連星Cyg X-2の降着形状
| Title |
Accretion_geometry_of_the_neutron_star_low_mass_X-ray_binary_Cyg_X-2_from_X-ray_polarization_measurements |
| Authors |
R._Farinelli,_S._Fabiani,_J._Poutanen,_F._Ursini,_C._Ferrigno,_S._Bianchi,_M._Cocchi,_F._Capitanio,_A._De_Rosa,_A._Gnarini,_F._Kislat,_G._Matt,_R._Mikusincova,_F._Muleri,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_L._Baldini,_W._H._Baumgartner,_R._Bellazzini,_S._D._Bongiorno,_R._Bonino,_A._Brez,_N._Bucciantini,_S._Castellano,_E._Cavazzuti,_S._Ciprini,_E._Costa,_E._Del_Monte,_L._Di_Gesu,_N._Di_Lalla,_A._Di_Marco,_I._Donnarumma,_V._Doroshenko,_M._Dov\v{c}iak,_S._R._Ehlert,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_R._Ferrazzoli,_J._A._Garcia,_S._Gunji,_K._Hayashida,_J._Heyl,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_V._Karas,_T._Kitaguchi,_J._J._Kolodziejczak,_H._Krawczynski,_F._La_Monaca,_L._Latronico,_I._Liodakis,_S._Maldera,_A._Manfreda,_F._Marin,_A._P._Marscher,_H._L._Marshall,_I._Mitsuishi,_T._Mizuno,_C.-Y._Ng,_S._L._O'Dell,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13119 |
IXPE、NICER、およびINTEGRALによって同時に観測された明るい中性子星低質量X線連星CygX-2の観測キャンペーンの分光偏光測定結果を報告します。以前の結果と一致して、広帯域スペクトルは、$kT_{\rmin}\approx$$1keVの降着円盤に加えて、温度$kT_{\rme}=3$keVおよび光学的深さ$\tau\approx4$、スラブジオメトリを想定。2～8keVバンドの偏光度$P=1.8\pm0.3$パーセントと偏光角$\phi=140^{\circ}\pm4^{\circ}$を測定し、以前のXOSO-8による光線偏波測定と、以前に発生源から観測された電波ジェットの方向。ディスクスペクトル成分の偏光はIXPEデータではほとんど制約されていませんが、Comptonized放射の偏光度は$P=4.0\pm0.7$パーセントであり、偏光角はラジオジェットと一致しています。私たちの結果は、偏極信号の主な発生源として中性子星表面の拡散層を強く支持しています。ただし、鉄の蛍光線の存在によって示されるように、降着円盤からの反射からの重要な寄与を除外することはできません。
CHIME/FRB カタログ 1 における高速無線バースト分散測定の分布: FRB の起源への影響
| Title |
Distribution_of_fast_radio_burst_dispersion_measures_in_CHIME/FRB_Catalog_1:_implications_on_the_origin_of_FRBs |
| Authors |
Jianwei_Zhang,_Chengmin_Zhang,_Di_Li,_Wuming_Yang,_Xianghan_Cui,_ChangQing_Ye,_Dehua_Wang,_Yiyan_Yang,_Shaolan_Bi,_Xianfei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13148 |
最近、CHIME/FRBプロジェクトは最初の高速電波バースト(FRB)カタログ(以下、カタログ1)を公開しました。このカタログには、合計536のユニークなバーストが含まれています。この大規模なカタログに含まれる最新のFRBのセットを利用して、FRB母集団の分散測定(DM)または赤方偏移($z$)分布を調査することを目指しており、この問題の解決策を使用して、FRBの由来について質問です。この研究では、M\&E2018モデルを採用して、カタログ1で観測されたFRBの$z$分布に適合させました。M\&E2018モデルでは、主に$\Phi(z)$関数に関心があります。つまり、共動体積あたりの適切な時間あたりのバースト数であり、べき乗指数$n$の星形成率(SFR)で表されます。$n$の推定値は、信頼水準68(95)パーセントで$0.0_{-0.0}^{+0.6}$($0.0_{-0.0}^{+2.1}$)であり、FRB母集団が赤方偏移がSFRと一致するか、SFRよりも速く進化します。特に、この研究によって推定された$n$値とSFRの一貫性は、若いマグネターに由来するFRBの仮説を支持する可能性を提供します。
バンチによるコヒーレント曲率放射の統計的偏波特性: 高速ラジオ バースト リピータへの応用
| Title |
The_Statistical_Polarization_Properties_of_Coherent_Curvature_Radiation_by_Bunches:_Application_to_Fast_Radio_Burst_Repeaters |
| Authors |
Ze-Nan_Liu,_Wei-Yang_Wang,_Yuan-Pei_Yang,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13153 |
高速電波バースト(FRB)は、ミリ秒の持続時間と非常に高い輝度温度を持つ銀河外の電波トランジェントです。ごく最近、リピーターFRB20201124Aでいくつかの高度に円偏波したバーストが発見されました。有意な円偏光は、バンチの中心軌道から逸脱した視線(LOS)を持つバンチによるコヒーレント曲率放射によって生成される可能性があります。この作業では、シミュレーションを実行して、FRBを繰り返す中性子星磁気圏の荷電バンチによるコヒーレント曲率放射のフレームワーク内でのバースト分極の統計的特性を調べます。フラックスは、バンチの開き角度内でほぼ一定です。ただし、LOSがバンチ開口角から派生する場合、派生が大きいほど、円偏光は大きくなりますが、フラックスは低くなります。円偏波の統計的分布とFRBリピータからの無線バーストのフラックスを調査し、高い円偏波を持つバーストのほとんどが比較的低いフラックスを持っていることを発見しました。その上、バーストの偏光解消度のほとんどは、広い周波数帯域で小さな変化を持っていることがわかります。さらに、偏光角(PA)の進化をシミュレートすると、ほとんどのバーストがバーストフェーズ内でフラットなPAの進化を示し、一部のバーストはPAのスイングを示すことがわかります。
現代世界のアマチュア天文学者は、自分の興味のために視覚的な観測を行う機会があるだけでなく、科学的な天文観測や天文学の新しい発見を行うことができます.私の例では、アマチュア天文学者として、独学でのみ、自分の発見についてお知らせします。古いデジタル化された写真乾板上の矮新星の可能性や、データマイニングによる空の調査データからの新しい変光星について。どのように私が発見したか(空の調査の画像で):ガイアDR2のデータに含まれる天文学的な過渡現象、超新星、惑星状星雲の候補、新しい連星系。アンドロメダ銀河で発見した3つの新星について説明します。遠隔望遠鏡を使った私の科学的観測のいくつかについて報告します。AMCVn星のエコーアウトバースト;ブレザーの最大の明るさ;ガンマ線バーストの光残光(GRB221009Aを含む);マイクロレンズイベントの;地球に近い小惑星2022ABの自転の様子。また、新星(V1405CasとV1674Herを含む)の測光追跡観測と、彗星2I/ボリソフ、小惑星2020AV2および(65803)ディディモス。2022年11月8日の皆既月食中の小惑星(159)エミリアによる星、土星の衛星タイタンによる星、月による天王星の観測についても説明します。変光星、流星、黒点の目視観測(2012年の金星の通過中を含む)。私のデータの一部はすでに科学論文で使用されており、他のデータはデータベースに送信されました。私は天体の発見と研究の経験を共有し、私の例では、アマチュア天文学者が科学に真の貢献をすることができることを示しています.
天体物理学ソース コード ライブラリの使用: 検索、引用、ダウンロード、解析、調査、提出
AstrophysicsSourceCodeLibrary(ASCL)には、天体物理学研究ソフトウェアに関する3000のメタデータレコードが含まれており、主にソフトウェアのレジストリとして機能しますが、コードデポジットも受け入れることができます。ASCLは1999年に開始されましたが、多くの天文学者、特にこの分野に慣れていない天文学者にはあまりなじみがありません。この実践的な仮想チュートリアルは、リソースの新規ユーザーを対象としており、ASCLの使用方法を教えるためのもので、このリソースだけでなく、GoogleとNASAの天体物理学データシステム(ADS)。計算方法は研究にとって非常に重要であるため、これらの方法を見つけることは、調査(透明性のため)や、場合によってはソフトウェアの再利用(再現性のため、または新しい研究を可能にするため)に役立ちます。ソフトウェアに関するメタデータは、たとえば、ソフトウェアが研究に使用されている場合にソフトウェアを引用する方法を知り、計算環境の傾向を研究するのに役立ちます。チュートリアルは主に新規ユーザーを対象としていましたが、上級ユーザーも何か新しいことを学ぶ可能性が高くなりました。
それはあなたのソフトウェアです！好きなように引用してください！
あなたが研究で書いたソフトウェアを他の人が使っていて、あなたが引用してもらいたいようにそれを引用していますか?ソフトウェアはさまざまな方法で引用される可能性があり、ADSやClarivateのWebofScienceなどのインデクサーで引用を追跡およびカウントするのに適している場合もあれば、まったく適していない場合もあります。一般に、これらのリソースは、引用をジャーナル記事やソフトウェアレコードなどのリソースに一致させて取り込む必要があります。このプレゼンテーションでは、コードが(追跡可能/カウント可能な方法で)適切に引用されない理由、追跡可能な引用方法、ソフトウェアのこの情報を指定する方法、およびこの情報を配置する場所に関する一般的な理由について説明しました。また、標準のソフトウェアメタデータファイル、その作成方法、および使用方法についても説明しました。CITATION.cffやcodemeta.jsonなどのメタデータファイルを作成し、それをコードリポジトリのルートに追加することは、ASCLのメタデータファイル作成オーバーレイを使用して簡単に実行できます。慎重に作成され、テストされた巨大なパッケージであろうと、短くて汚いが非常に便利なコードであろうと、計算方法。
CUBES: 未来の UV スペクトログラフ
| Title |
CUBES:_a_UV_spectrograph_for_the_future |
| Authors |
S._Covino,_S._Cristiani,_J._M._Alcala',_S._H._P._Alencar,_S._A._Balashev,_B._Barbuy,_N._Bastian,_U._Battino,_L._Bissell,_P._Bristow,_A._Calcines,_G._Calderone,_P._Cambianica,_R._Carini,_B._Carter,_S._Cassisi,_B._V._Castilho,_G._Cescutti,_N._Christlieb,_R._Cirami,_R._Conzelmann,_I._Coretti,_R._Cooke,_G._Cremonese,_K._Cunha,_G._Cupani,_A.R._da_Silva,_D._D'Auria,_V._De_Caprio,_A._De_Cia,_H._Dekker,_V._D'Elia,_G._De_Silva,_M._Diaz,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_H._Ernandes,_C._Evans,_A._Fitzsimmons,_M._Franchini,_B._Gaensicke,_M._Genoni,_R._E._Giribaldi,_C._Gneiding,_A._Grazian,_C._J._Hansen,_J._Hopgood,_J._Kosmalski,_F._La_Forgia,_P._La_Penna,_M._Landoni,_M._Lazzarin,_D._Lunney,_W._Maciel,_W._Marcolino,_M._Marconi,_A._Migliorini,_C._Miller,_A._Modigliani,_P._Noterdaeme,_L._Oggioni,_C._Opitom,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12791 |
UV/光学/NIR範囲の非常に大きな望遠鏡の出現にもかかわらず、現在の世代の8～10m施設は、近い将来、地上UV波長で競争力を維持する可能性があります。CassegrainU-BandEfficientSpectrograph(CUBES)は、R>20,000のスペクトル分解能で、近UV(305-400nmの要件、300-420nmの目標)で高効率(>40%)の観測を提供するように設計されています。、R~7,000の低解像度、空限定モードも計画されています。CUBESは天体物理学の多くの分野で新しい可能性を提供し、星のスペクトルの重要なラインへのアクセスを提供します:鉄ピークと重元素、軽元素(特にベリリウム)と軽元素分子(CO、CN、OH)の途方もない多様性。、バルマー線とバルマージャンプ(特に若い恒星天体にとって重要)。UV範囲は、銀河系外の研究でも重要です。遠方の銀河の銀河周媒質、宇宙のUVバックグラウンドに対するさまざまな種類の光源の寄与、比較的透明な銀河間媒質の体制におけるH2と原始重水素の測定、および追跡調査です。爆発的なトランジェントの。CUBESプロジェクトは、2021年6月にフェーズAの概念設計を完了し、現在、詳細設計と建設に専念するフェーズBに入っています。最初のサイエンスオペレーションは2028年に計画されています。このホワイトペーパーでは、CUBESプロジェクトの開発と目標、主なサイエンスケース、機器の設計、プロジェクトの組織と管理について簡単に説明します。
GAPS気球搭載機器を地上で簡単に冷却するための熱制御システム
| Title |
Thermal_Control_System_to_Easily_Cool_the_GAPS_Balloon-borne_Instrument_on_the_Ground |
| Authors |
Hideyuki_Fuke,_Shun_Okazaki,_Akiko_Kawachi,_Shohei_Kobayashi,_Masayoshi_Kozai,_Hiroyuki_Ogawa,_Masaru_Saijo,_Shuto_Takeuchi,_and_Kakeru_Tokunaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12862 |
この研究では、飛行前に一般反粒子分光計(GAPS)の検出器を冷却するための新しい熱制御システムを開発しました。GAPSは気球による宇宙線観測実験です。GAPSのペイロードには、$-40^{\circ}\mbox{C}$以下に冷却する必要がある1000個を超えるシリコン検出器が含まれています。すべての検出器は、検出器からラジエータに熱を伝達する独自のヒートパイプシステム(HPS)に熱的に結合されています。ラジエーターは、宇宙にさらされることで、飛行中に$-50^{\circ}\mbox{C}$以下に冷却されるように設計されています。検出器の飛行前の状態は、地上で1気圧、周囲室温でチェックされますが、ラジエーターは同様に冷却できません。著者らは、地上試験のために検出器を冷却するための地上冷却システム(GCS)を開発しました。GCSは、コールドプレート、チラー、断熱フォームで構成されています。コールドプレートは、ラジエーターに取り付けられ、チラーから送り出されたクーラントによって冷却されるように設計されています。HPSを含むペイロード構成は、フライトの構成と同じにすることができます。GCSの設計は、縮尺モデルを使用した熱試験によって検証されました。GCSの設計はシンプルで、適切な断熱材の厚さの簡単な見積もりを含む実用的なガイドラインを提供し、他のアプリケーションに簡単に適応させることができます。
HD 213258: 急速に振動し、超低速で回転し、強い磁性を持つ新しい Ap 星が分光連星内にある
| Title |
HD_213258:_a_new_rapidly_oscillating,_super-slowly_rotating,_strongly_magnetic_Ap_star_in_a_spectroscopic_binary |
| Authors |
Gautier_Mathys,_Viktor_Khalack,_Oleksandr_Kobzar,_Francis_LeBlanc,_Pierre_L._North |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12752 |
HD213258について報告します。これは、まれで注目に値する特性のユニークな組み合わせを示すものとして最近特定されたAp星です。この星に関する私たちの研究は、2年よりわずかに短い時間間隔にわたる7つのエポックで得られたESPaDOnSStokesIおよびVデータ、TESSデータ、およびCORAVELデータベースからの視線速度測定に基づいています。HD213258は間違いなくAp星であることを確認しました。そのスペクトルでは、FeII{\lambda}6149.2{\AA}線が2つの磁気的に分割された成分に分解されることがわかりました。HD213258の平均磁場係数<B>~3.8kGは、~2年間にわたって大きな変化を示しません。私たちの平均経度場の決定を文献からのいくつかの測定値と比較すると、恒星の自転周期はおそらく50年程度で、場の極性が反転しているに違いないことがわかります。さらに、HD213258は急速に振動するAp(roAp)星であり、周期7.58分の高い倍音の脈動が検出されます。最後に、HD213258の平均視線速度が(絶対値で)Ap星の少なくとも99%を超えることを確認します。視線速度は振幅の変化が小さく、この星が単線分光連星であることを示しています。また、既知の天文連星でもあります。その軌道要素はまだ決定されていませんが、その軌道周期は連星roAp星として知られている最も短いものの1つである可能性があります。その副星は恒星と亜恒星の境界線に近い。褐色矮星である可能性はかなりあります。上記の特性のほとんどは、単独で観察すると、Ap星の全集団のごく一部で観察されますが、単一の星がそれらすべてを持っている確率は非常に低いです。これにより、HD213258は非常に興味深い天体となり、将来詳細に研究する価値があります。
OGLE-2018-BLG-0584 および KMT-2018-BLG-2119: 2 つのレンズ質量と 2 つのソース星による 2
つのマイクロレンズ イベント
| Title |
OGLE-2018-BLG-0584_and_KMT-2018-BLG-2119:_two_microlensing_events_with_two_lens_masses_and_two_source_stars |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Hongjing_Yang,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Hyoun-Woo_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Chun-Hwey_Kim,_Woong-Tae_Kim,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Krzysztof_Ulaczyk,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13019 |
提案されたもっともらしいモデルのない異常なレンズ効果イベントを再分析する目的で、以前の観測シーズン中に収集されたマイクロレンズ効果データの体系的な調査を行います。2つの異常レンズイベントOGLE-2018-BLG-0584とKMT-2018-BLG-2119は、バイナリレンズ単一ソース(2L1S)または単一レンズバイナリソースのいずれかに基づく通常のモデルでは説明できないことがわかりました。(1L2S)解釈。追加のレンズ(3L1Sモデル)または光源(2L2Sモデル)コンポーネントを2L1Sレンズシステム構成に追加することにより、より洗練されたモデルで光曲線を説明する可能性をテストします。2L2Sの解釈は、両方のイベントの光度曲線をよく説明することがわかります。それぞれのイベントには、近い縮退と広い縮退から生じる一対の解があります。イベントOGLE-2018-BLG-0584の場合、ソースは2つのK型星から構成される連星であり、レンズは2つのM型矮星から構成される連星です。KMT-2018-BLG-2119では、光源はGスペクトル型とKスペクトル型の2つの矮星から構成される連星であり、レンズは低質量のM型矮星と褐色矮星から構成される連星です。
質量降着率に対する星形成コアの環境効果
原始星への質量降着速度に対する環境の影響を調査するために、さまざまなエンベロープに埋め込まれた雲コアの進化を計算します。初期状態として、磁場と雲の回転を無視し、中心に凝縮したコアと外側のエンベロープの2つの部分で構成される星形成コアを採用します。内部コアは重要なBonnor-Ebert密度プロファイルを持ち、外部エンベロープに囲まれています。外殻密度と重力半径が異なる15個の星形成コアを用意し、その中でガスが崩壊コアに流れ込み、原始星形成後$\sim2\times10^5$yrまでの進化を計算します。外部エンベロープ密度が低い場合、コアが枯渇するにつれて質量降着率が低下します。対照的に、外側エンベロープ密度が高く、結果として生じる原始星の質量が中心に凝縮されたコアの初期質量を超えると、質量降着率が一時的に増加します。最近のいくつかの観測結果は、プレステラーコアの質量が小さすぎて、星の質量分布を再現できないことを示しています。私たちのシミュレーションは、コアが高密度エンベロープに埋め込まれている場合、コアの外側からの質量流入が原始星の質量成長に大きく寄与することを示しており、これは最近の観測を説明する可能性があります。
ISROのAditya-L1ミッション
| Title |
The_Aditya-L1_mission_of_ISRO |
| Authors |
Durgesh_Tripathi,_D._Chakrabarty,_B._Raghvendra_Prasad,_A._Nandi,_A._N._Ramaprakash,_Nigar_Shaji,_K._Sankarasubramanian,_R._Satheesh_Thampi,_V._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13046 |
Aditya-L1は、インド宇宙研究機構(ISRO)の最初の宇宙ベースの太陽観測所です。宇宙船は、最初のラグランジュ点からの太陽の中断のない観測を提供する7つのペイロードを搭載します。Aditya-L1は、{\itviz.}可視および赤外線で観測するコロナグラフ、近紫外(NUV)でのフルディスクイメージャー、および軟X線と硬X線での2つのフルサン統合分光計の4つのリモートセンシング機器で構成されています。X線。さらに、エネルギーイベント中の磁場変動を研究するために、磁力計を含む現場測定用の3つの機器があります。Aditya-L1は、宇宙からのマルチメッセンジャー太陽天文学の真の使命であり、電磁スペクトル全体にわたる太陽の包括的な観測と、L1での磁場測定を含む幅広いエネルギーの現場測定を提供します。
銀河中心に近い中性子星は暗黒物質の密集した背景の中を泳ぐと予想されています。暗黒物質が中性子と効率的に相互作用するモデルの場合、暗黒物質の独自の局所的な雲を蓄積すると予想され、暗黒物質消滅の兆候を求める観測の魅力的な標的になります。メディエーターが非常に軽い理論では、暗黒物質は消滅して、恒星の外でニュートリノに崩壊するのに十分な長寿命のメディエーターのペアになる可能性があります。高エネルギーニュートリノ観測所の観測に基づいて、ニュートリノに崩壊する長寿命のメディエータを伴う重い($\sim$TeVから$\sim$PeVまでの)暗黒物質理論のパラメータ空間の境界を調べ、将来の予測を行います。これらの観測は、地上の検索を補完する情報を提供し、他の方法ではアクセスできない暗黒物質パラメーター空間の領域を調査することがわかりました。
ELOISE -- サブ keV エネルギーでの信頼性の高いバックグラウンド シミュレーション
| Title |
ELOISE_--_Reliable_background_simulation_at_sub-keV_energies |
| Authors |
H._Kluck_(Institut_f\"ur_Hochenergiephysik_der_\"Osterreichischen_Akademie_der_Wissenschaften,_Wien,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12634 |
$CaWO_4$と$Al_2O_3$は、仮想の暗黒物質粒子からの弾性散乱のようなまれな事象を探す実験で使用される確立されたターゲット材料です。近年、実験は10eVスケールで核反跳の検出しきい値に達しました。このエネルギースケールでは、予想されるバックグラウンドの信頼できるモンテカルロシミュレーションが重要です。ただし、公開されている汎用シミュレーションパッケージはいずれも、このエネルギースケールおよびこれらのターゲットに対して検証されていません。最近開始されたELOISEプロジェクトは、実験参照データを取得し、それらに対してシミュレーションコードを検証し、必要に応じてコードを参照データに合わせて調整することにより、このユースケースの電磁粒子相互作用の信頼できるシミュレーションを提供することを目的としています。
リアルタイムで超高解像度の地球観測のための衛星エッジ コンピューティング
| Title |
Satellite_edge_computing_for_real-time_and_very-high_resolution_Earth_observation |
| Authors |
Israel_Leyva-Mayorga,_Marc_M._Gost,_Marco_Moretti,_Ana_P\'erez-Neira,_Miguel_\'Angel_V\'azquez,_Petar_Popovski,_and_Beatriz_Soret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.12912 |
リアルタイムで高解像度の地球観測画像では、地球低軌道(LEO)衛星が画像をキャプチャし、その後地上に送信して、関心のある領域の更新されたマップを作成します。このようなマップは、気象学や環境モニタリングに貴重な情報を提供しますが、災害の検出、識別、および管理のためのほぼリアルタイムの運用にも使用できます。ただし、これらのアプリケーションによって生成されるデータの量は、LEO衛星の通信能力を簡単に超えてしまい、輻輳やパケットドロップが発生する可能性があります。これらの問題を回避するために、Inter-SatelliteLinks(ISL)を使用して、処理のためにデータを衛星間で分散させることができます。この論文では、リアルタイムで非常に高解像度の地球観測のための一般的な衛星モバイルエッジコンピューティング(SMEC)フレームワークに基づくエネルギー最小化問題に取り組みます。私たちの結果は、データの最適な割り当てと圧縮パラメーターの選択により、データを直接ダウンロードする場合と比較して、システムがサポートできる画像の量が12倍になることを示しています。さらに、火山島を撮像する実際のシナリオでは11%を超えるエネルギー節約が観察されましたが、画像取得プロセスの感度分析では、潜在的なエネルギー節約が92%に達する可能性があることが示されています。
動的三角形分割から宇宙を説明する量子重力への因果関係の道
いわゆる動的三角形分割から始まる因果関係に導かれて、私たちの宇宙を説明する量子重力の候補にどのように導かれるかが示されています。この理論は、W代数とジョルダン代数に基づいています。私たちの宇宙がどのように作られたか、宇宙のインフレーションがどのように始まり、どのように終わったか、宇宙のトポロジーと幾何学がどのように形成されたか、そしてビッグバンエネルギーの起源は何かを説明しています。この理論は、宇宙定数に訴えることなく、現在の宇宙の加速膨張を説明する修正フリードマン方程式にもつながります。
明るいサイレンと愛のサイレンを使ったコスモグラフィー
| Title |
Cosmography_with_bright_and_Love_sirens |
| Authors |
Arnab_Dhani,_Ssohrab_Borhanian,_Anuradha_Gupta,_Bangalore_Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2212.13183 |
精密宇宙論は、宇宙のさまざまなエネルギー成分と、宇宙時間によるそれらの進化を理解するために不可欠です。重力波源は、宇宙の距離を正確にマッピングできる標準的なサイレンです。ソースの赤方偏移情報とともに、宇宙の膨張の歴史を調べることができます。等質量連星中性子星からの重力波信号の渦巻き部分と合体後の部分に別々の波形モデルを採用しながら、さまざまな宇宙モデルを制約するさまざまな重力波検出器ネットワークの機能を調査します。重力波源の赤方偏移を測定するための2つの異なる方法を検討します。最初に、中性子星連星合体後のキロノバまたはガンマ線バースト検出による赤方偏移の電磁測定を調べます(電磁気対応法)。第二に、潮汐ラブ数によって特徴付けられる構成星間の断熱潮汐から重力波信号自体から赤方偏移を推定し、第二の質量スケールを提供し、質量赤方偏移の縮退を破ります（カウンターパートレス法）。電磁対応法はハッブル定数を測定するのにより適していることがわかりますが、対応物なしの方法は他の宇宙論的パラメーターにより厳しい境界を設定します。次世代の重力波検出器ネットワークの時代では、どちらの方法も、1年間の観測の後、ハッブル定数$H_0$のサブパーセント測定を達成しています。$\Lambda$CDMモデルの暗黒物質エネルギー密度パラメーター$\Omega_{\rmM}$は、対応する方法を使用してパーセントレベルの精度で測定できますが、対応する方法を使用しない方法ではサブパーセントの精度が達成されます。ただし、合併後の信号がこれらの正確な測定に大きく貢献することはわかりません。
