$S_8$ 暗黒物質 - バリオン散乱の文脈における緊張
| Title |
$S_8$_Tension_in_the_Context_of_Dark_Matter-Baryon_Scattering |
| Authors |
Adam_He,_Mikhail_M._Ivanov,_Rui_An,_Vera_Gluscevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08260 |
バリオンと相互作用する暗黒物質(DM)のコンテキストで宇宙論的データの一致を調査します。大規模構造の効果的な理論を使用して、このシナリオの銀河クラスタリングデータの最初の分析を実行し、DMの10%が相互作用していると仮定して、速度に依存しないDM-バリオン散乱の穏やかな$\sim3\sigma$優先度を見つけます。.私たちの結果は、小規模なスケールでの広範なパワー抑制が、宇宙データセット間の$S_8$緊張を解決するのに役立つ可能性がある一般的な機能であることを示しています。この相互作用するDMモデルの有効性は、受信した調査データで批判的にテストされます。
| Title |
Can_Neutrino_Self-interactions_Save_Sterile_Neutrino_Dark_Matter? |
| Authors |
Rui_An,_Vera_Gluscevic,_Ethan_O._Nadler,_Yue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08299 |
無菌ニュートリノは、ニュートリノセクターを介してのみ標準モデルと相互作用するため、多くの潜在的な天体物理学的および宇宙論的特徴を持つ単純な暗黒物質(DM)候補を表します。最近、活性ニュートリノの自己相互作用によって生成された無菌ニュートリノは、X線観測による最も厳しい制約に違反することなく、観測されたDMレリックの存在量全体を生み出すことができる粒子候補として注目されています。この生成メカニズムと、天の川を周回する超微光矮小銀河の集団によって捕捉された宇宙の豊富な小規模構造との一貫性を調べ、$37.2$の無菌ニュートリノ粒子質量の下限を導出します。keV。これらの結果を素粒子物理学と天体物理学からの以前の制限と組み合わせると、重い($\gtrsim1~\mathrm{GeV}$)スカラー粒子によって媒介される強力なニュートリノ自己結合によって生成される$100\%$無菌ニュートリノDMが除外されます。ただし、データは光メディエーターを介した無菌ニュートリノDMの生成を許可します。
| Title |
Ultra-light_axions_and_the_$S_8$_tension:_joint_constraints_from_the_cosmic_microwave_background_and_galaxy_clustering |
| Authors |
Keir_K._Rogers,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Alex_Lagu\"e,_Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox,_Giovanni_Cabass,_Kazuyuki_Akitsu,_David_J._E._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08361 |
超軽量アクシオンを暗黒物質(DM)および暗黒エネルギー粒子の候補として検索し、アクシオンの質量$10^{-32}\,\mathrm{eV}\leqm_\mathrm{a}\leq10^{-24}\,\mathrm{eV}$,宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と銀河クラスタリングデータの共同分析により、アクシオンが物質クラスタリングパラメーター$S_8$の推定値の張力を解決できるかどうかを検討します。Planck2018CMBデータからレガシー制約を与え、アクシオン密度$\Omega_\mathrm{a}h^2$の2015制限を最大3倍改善します。AtacamaCosmologyTelescopeとSouthPoleTelescopeからのCMBデータは、$m_\mathrm{a}=10^{-25}\,\mathrm{eV}$でのプランク境界をわずかに弱めます。レンシング信号。我々は共同で、プランクCMBとバリオン振動分光調査(BOSS)からのフルシェイプギャラクシーパワースペクトルとバイスペクトルデータから、アクシオンは$m_\mathrm{a}のDMの$<10\%$であると推測します。\leq10^{-26}\,\mathrm{eV}$と$<1\%$for$10^{-30}\,\mathrm{eV}\leqm_\mathrm{a}\leq10^{-28}\,\mathrm{eV}$.BOSSデータは、高波数モード($k<0.4h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$)をプローブすることにより、特に高い$m_\mathrm{a}$で制限を強化します。BOSSだけでは、$m_\mathrm{a}=10^{-26}\,\mathrm{eV}$の場合、$2.7\sigma$でアクシオンが優先されますが、プランクはこの結果を否定しています。それにもかかわらず、ウィンドウ$10^{-28}\,\mathrm{eV}\leqm_\mathrm{a}\leq10^{-25}\,\mathrm{eV}$内のアクシオンは、CMBと銀河の間の一貫性を向上させることができます$S_8$の不一致を$2.7\sigma$から$1.6\sigma$に減らすなど、データのクラスタリング$はセンシティブです。アクシオンが宇宙の一致を回復できるかどうかをさらに評価するために、今後の高解像度CMBと銀河レンズ、および将来の銀河クラスタリングデータで制約が改善されることを期待しています。
相互相関する動径固有速度と CMB レンズ収束
| Title |
Cross-correlating_radial_peculiar_velocities_and_CMB_lensing_convergence |
| Authors |
Leonardo_Giani,_Cullan_Howlett,_Rossana_Ruggeri,_Federico_Bianchini,_Khaled_Said,_Tamara_M._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08381 |
動径固有速度(PV)の角度分布と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)光子のレンズ収束との間の相互相関を初めて研究します。信号とその共分散に対する理論的な期待を導き出し、既存および今後の調査でその検出可能性を評価します。このような相互相関は、物質密度の縮退を部分的に破ることにより、さまざまな重力モデルの制約を改善することが期待されることがわかりました。特異な速度の距離スケーリング分散で、相互相関における最も関連性の高いノイズ源を特定します。このため、たとえば再構成技術を使用して取得されたPVの赤方偏移に依存しない散乱を想定して、上の画像がどのように変化するかについても調べます。私たちの結果は、DESIからのPV測定値とCMB-S4からの収束マップを組み合わせて、近い将来に相互相関が検出される可能性があることを示しています。現実的な直接PV測定を使用して、角度スケール$3\leq\ell\leq200$のデータを使用して、約$3.8\sigma$の累積信号対雑音比を予測します。赤方偏移$z=0.15$まで拡張され、$4$Mpc$h^{-1}$の平滑化スケールで理想化された再構築された特異な速度マップについて、累積信号対雑音比は、角度スケール$3\leq\ell\leq200$.現在再構築された特異な速度は、宇宙論モデルに依存しているにもかかわらず、直接観測された速度よりも制約力が強いと結論付けています。
重力レンズ時間遅延に対するレンズ、光源、観測者の特異な運動の影響
| Title |
The_Effect_of_the_Peculiar_Motions_of_the_Lens,_Source_and_the_Observer_on_the_Gravitational_Lensing_Time_Delay |
| Authors |
Gihan_Weerasekara,_Thulsi_Wickramasinghe_and_Chandana_Jayaratne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08622 |
介在する銀河は重力レンズとして機能し、遠く離れた銀河などの単一のソースの複数の画像を生成します。銀河は、宇宙の膨張によって生じるバルク運動に加えて、特有の速度を持っています。レンズをかけた画像では、光の到達時間に差があります。重力磁気効果を無視して、レンズ、ソース、オブザーバーの動きである銀河特有の動きを考慮に入れると、レンズされた画像間のより現実的な時間遅延を計算します。
BOSS での赤方偏移空間クラスタリングと銀河間レンズ作用のフルスケールおよびフルシェイプ解析からの $S_8$ の制約
| Title |
Constraints_on_$S_8$_from_a_full-scale_and_full-shape_analysis_of_redshift-space_clustering_and_galaxy-galaxy_lensing_in_BOSS |
| Authors |
Johannes_U._Lange,_Andrew_P._Hearin,_Alexie_Leauthaud,_Frank_C._van_den_Bosch,_Enia_Xhakaj,_Hong_Guo,_Risa_H._Wechsler,_Joseph_DeRose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08692 |
銀河-銀河レンズ効果と銀河赤方偏移-空間クラスタリングの新しいシミュレーションベースの宇宙論的分析を提示します。摂動理論に基づく分析方法と比較して、シミュレーションベースのアプローチでは、$0.4\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$から$63\,h^{-まで、はるかに広い範囲のスケールを調べることができます。1}\、\mathrm{Mpc}$、高度に非線形なスケールを含み、アセンブリバイアスなどの天体物理学的効果を過小評価します。このフレームワークを、KiloDegreeSurveyおよびDarkEnergySurveyの最先端の重力レンズカタログと相互相関するBaryonOscillationSpectroscopicSurveyLOWZサンプルのデータに適用します。広範囲のスケールで分析した場合、重力レンズ効果と赤方偏移空間クラスタリングは、構造成長パラメーター$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$に厳しい制約を課すことを示します。全体として、銀河-銀河レンズ効果と射影銀河クラスタリングの組み合わせを分析すると$S_8=0.792\pm0.022$と、銀河赤方偏移空間クラスタリングの場合は$S_8=0.771\pm0.027$と推測されます。これらの調査結果は、大規模のみを分析する研究よりも本格的な研究の潜在的な制約力を強調し、複数の大規模な構造調査をまとめて分析することの利点も示しています。$S_8$の推定値は、CMBから推定された値$S_8=0.834\pm0.016$を下回っています。この違い自体は統計的に有意ではありませんが、私たちの結果は、低赤方偏移の大規模構造プローブがCMBよりも$S_8$の値が低い、いわゆる$S_8$テンションを推測する文献の他の発見を反映しています。
乱流太陽風と惑星磁気圏の相互作用: 2D 彗星の例
| Title |
Interaction_between_the_turbulent_solar_wind_and_a_planetary_magnetosphere:_a_2D_comet_example |
| Authors |
Behar_Etienne_and_Henri_Pierre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08478 |
新しく開発されたコード\emph{Menura}を使用して、乱流の太陽風と太陽系内の惑星障害物、つまり彗星との間の相互作用の最初の全体像を提示します。この最初の出版物は、彗星の誘導磁気圏に対する上流の太陽風の乱流の巨視的効果に光を当てることを目的としています。ハイブリッドパーティクルインセルシミュレーションコードを使用して、乱流と層流の両方の太陽風入力を使用して中活動彗星をモデル化し、2つの領域を直接比較します。太陽風の乱流特性がどのように障害物のサイズを小さくするかを示します。次に、層流の場合に存在しない垂直磁場変動によって追跡される上流の乱流構造が、より高密度の内部コマの周りに自己一貫してドレープしてパイルアップし、核の下流に強いプラズモイドを形成し、高密度の彗星イオンバブルを引き離す方法を提示します.この疑似周期的浸食現象は、地球規模の彗星イオンの脱出を再誘導し、その結果、最も内側のコマは、層流の上流の流れをシミュレートすることによって予測されるよりも、乱流の場合に平均で45\%密度が低いことがわかります。
地上測光とTESS測光を組み合わせたトランジットシステムHAT-P-13、HAT-P-16、WASP-32の研究
| Title |
The_study_on_transiting_systems_HAT-P-13,_HAT-P-16_and_WASP-32_through_combining_ground-based_and_TESS_photometry |
| Authors |
L._Sun,_S._Gu,_X._Wang,_L._Bai,_J._H._M._M._Schmitt,_V._Perdelwitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08484 |
高精度のトランジット測光は、新しい太陽系外惑星を検出し、それらの物理的特性を特徴付ける理想的な機会を提供します。これらの物理的特性は、通常、惑星の構造、大気、力学の歴史を明らかにするための貴重な情報をエンコードします。雲南省の1m望遠鏡と2.4m望遠鏡で得られたTESS測光と地上トランジット観測の分析を通じて、3つのトランジットシステム(HAT-P-13、HAT-P-16、WASP-32)の修正された特性を提示します。天文台、中国、ハンブルグ天文台、ドイツの1.2m望遠鏡、および文献のデータ。トランジットライトカーブのモデル化では、ガウスプロセスを使用して潜在的な系統誤差を考慮します。包括的なタイミング分析により、HAT-P-13bとHAT-P-16bの両方が、アプシダル歳差運動によって説明できる重要なタイミング変動(TTV)を示すことがわかりました。WASP-32bのTTVは、潮汐散逸または遠点歳差による減衰軌道によって導かれる可能性があります。しかし、現在の観測では、3つの星系のTTVの起源が、近くにある惑星の伴星の重力摂動によるものである可能性を決定的に除外することはできません。
地球型太陽系外惑星の透過スペクトルと偏光位相曲線に対する多重散乱の影響
| Title |
Effect_of_multiple_scattering_on_the_Transmission_spectra_and_the_Polarization_phase_curves_for_Earth-like_Exoplanets |
| Authors |
Manika_Singla,_Aritra_Chakrabarty,_Sujan_Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08487 |
地球のような太陽系外惑星は、JWST、ローマ宇宙望遠鏡、HabEx、LUVOIR、TMT、ELTなどのような大規模な予算のミッションの主要なターゲットになるため、地球を超えたバイオシグネチャーを検出するために、地球に似た系外惑星を特徴付けるのに最も適切な時期です。多重散乱の効果を組み込むことにより、地球に似た太陽系外惑星の透過スペクトルのモデルを提供します。この目的のために、散乱による拡散放射を含まないBeer-Bouguer-Lambertの法則を使用する代わりに、完全な多重散乱放射伝達方程式を数値的に解きます。私たちのモデルは、この拡散透過放射の影響が、特に雲が存在する場合に観測上重要になる可能性があることを示しています。また、雲のない大気と曇った大気の両方を考慮して、地球に似た太陽系外惑星の反射スペクトルと偏光位相曲線を計算します。3Dベクトル放射伝達方程式を数値的に解き、適切な散乱位相行列を使用し、視線に沿ってディスクの照らされた部分でローカルストークスベクトルを統合することにより、アルベドとディスク統合偏光の位相曲線を計算します。このような惑星の表面の特徴がこれらの観測量の性質を大きく左右することが知られているため、反射スペクトルと位相曲線に対する世界平均表面アルベドの影響を提示します。スペクトルと位相曲線の相乗的な観測は、より多くの情報を抽出し、地球系外惑星の推定パラメータ間の縮退を減らすのに役立つことが確かに証明されます。したがって、私たちのモデルは、将来の観測を推進する上で極めて重要な役割を果たすでしょう。
WASP-39b: 斑状の雲の組成、中程度の金属量、および枯渇不足の S/O を持つ土星外
| Title |
WASP-39b:_exo-Saturn_with_patchy_cloud_composition,_moderate_metallicity,_and_underdepleted_S/O |
| Authors |
Ludmila_Carone,_David_A._Lewis,_Dominic_Samra,_Aaron_D._Schneider,_Christiane_Helling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08492 |
WASP-39bは、JWSTERSプログラムで観測された最初の太陽系外巨大ガス惑星の1つです。系外惑星形成へのリンクを可能にする可能性のある基本的な特性は、検索方法によって異なります。たとえば、金属量や鉱物の比率などです。この作業では、WASP-39bの大気中の雲の形成を調べて、この中間的に暖かいガス状の太陽系外惑星の雲の特性(粒子サイズ、材料組成、不透明度)がどのように不均一であるかを調査します。WASP-39bの大気は、雲が地球規模で形成されるほど十分に低い温度で、匹敵する昼夜の温度中央値を持っています。WASP-39bの雲の存在は、垂直方向の混合効率を低下させるために高い(>100x太陽)金属量の大気に頼ることなく観測を説明できます。ミネラル比率の評価は、C/O、Mg/O、Si/O、Fe/O比率と比較して、凝縮によるS/Oの枯渇不足を示しています。異種の雲の組成による垂直方向の不均一性は、単純な雲モデルに挑戦します。ケイ酸塩と金属酸化物の等量混合物が雲頂を特徴づけると予想されます。さらに、中赤外におけるFeおよびMgシリケートの光学特性は大きく異なり、JWST観測の解釈に影響を与えます。WASP-39bの大気には雲が含まれており、大気中の凝縮プロセスによるS/Oの枯渇不足は、原始元素存在量への可能なリンクとして硫黄ガス種の使用を示唆していると結論付けています。過度に単純化された雲モデルは、系外惑星大気中の混合凝縮雲の複雑な性質を捉えていません。WASP-39bの観測可能な上層大気の雲は、さまざまなケイ酸塩と金属酸化物の混合物です。スペクトルを解釈するために一定の粒子サイズおよび/または単一材料の雲粒子を単独で使用しても、JWST観測で得られる完全な複雑さを捉えるには不十分な場合があります。
形成史の異なる巨大惑星の酸素欠乏
| Title |
Oxygen_depletion_in_giant_planets_with_different_formation_histories |
| Authors |
S._Fonte,_D._Turrini,_E._Pacetti,_E._Schisano,_S._Molinari,_D._Polychroni,_R._Politi_and_Q._Changeat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08616 |
系外惑星の大気C/O比は、その形成を制約するために広く使用されています。C/O比が確実な情報を提供することを保証するには、惑星外大気中のCとOの量を正確に定量化する必要があります。Oの場合、水と一酸化炭素が2つの主要なキャリアとして一般的に研究されています。ただし、酸素は非常に反応性の高い元素であり、炭素とは結合しません。温度によっては、耐火元素にも結合します。したがって、耐火性元素に結合した酸素の量を推定することは、C/O比の偏りのない推定にとって重要です。この作業では、耐火性元素による酸素不足と、その金属量と平衡温度の関数としての巨大系外惑星の大気C/O比への影響を調査します。化学平衡を仮定し、詳細な惑星形成シミュレーションから生じる物理的に正当化された元素混合物を入力として使用して、惑星大気の組成をモデル化します。私たちの結果は、大気温度と酸素および耐火性元素の非太陽存在量との間の相互作用が酸素の大部分を隔離し、この効果が考慮されていない場合にC/O比の評価に大きなバイアスをもたらす方法を示しています。太陽系の木星の場合に結果を適用し、現在推定されている水存在量が太陽の4倍の真の酸素存在量をどのように示しているかを示します。
長周期彗星 C/2021 A1 の崩壊 (レナード)
| Title |
Disintegration_of_Long-Period_Comet_C/2021_A1_(Leonard) |
| Authors |
David_Jewitt,_Yoonyoung_Kim,_Michael_Mattiazzo,_Max_mutchler,_Jing_Li_and_Jessica_Agarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08673 |
崩壊しつつある長周期彗星C/2021A1(レナード)の画像観測を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡による高解像度観測では、破片が生き残っている証拠はなく、3シグマの上限を約60m(アルベド0.1と仮定)に設定しています。対照的に、オーストラリアのスワンヒル天文台からの広視野観測では、広範なデブリクラウドが示され、その断面積と推定質量は、2021年12月中旬近くの核の完全な崩壊(約0.8天文単位)と一致しています。2つの方法で、破砕前の核半径r=0.6+/-0.2kmが得られます。潮汐、衝突、昇華、および圧力閉じ込め爆発モデルは、崩壊の信じがたい説明を提供します。ただし、ガス放出トルクによって引き起こされる回転不安定性は、C/2021A1核の軌道とサイズを考えると非常に短い時間スケール(0.1年程度)であり、破壊の最も妥当なメカニズムを提供します。最初の回転崩壊は、以前に埋もれていた揮発性物質の露出と強い昇華によって加速され、核の壊滅的な破壊につながります。
地上ベースの微分分光測光法と組み合わせたベクトル アポダイジング フェーズ プレートを使用して、直接画像化された系外惑星の変動性を測定する
| Title |
Measuring_the_variability_of_directly_imaged_exoplanets_using_vector_Apodizing_Phase_Plates_combined_with_ground-based_differential_spectrophotometry |
| Authors |
Ben_J._Sutlieff,_Jayne_L._Birkby,_Jordan_M._Stone,_David_S._Doelman,_Matthew_A._Kenworthy,_Vatsal_Panwar,_Alexander_J._Bohn,_Steve_Ertel,_Frans_Snik,_Charles_E._Woodward,_Andrew_J._Skemer,_Jarron_M._Leisenring,_Klaus_G._Strassmeier,_David_Charbonneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08689 |
太陽系外惑星や褐色矮星の大気の雲やその他の特徴は、回転して見えたり見えなくなったりするときに明るさに変化をもたらします。地上の機器は、これらのかすかなコンパニオンを監視するために必要な高いコントラストと小さな内部作業角度に到達しますが、それらの小さな視野には、非天体物理的変動を修正するための同時測光基準がありません.高ケイデンス差分分光光度モニタリングを使用して、直接撮像されたコンパニオンの地上ベースの光度曲線を作成するための新しいアプローチを提示します。このアプローチでは、二重格子360{\deg}ベクトルアポダイジングフェーズプレート(dgvAPP360)コロナグラフによって同時参照が提供されます。dgvAPP360は、主星を遮ることなく高コントラストのコンパニオン検出を可能にし、同時参照として使用できるようにします。系統的ノイズをさらに減らすために、光がスペクトル分散されてから白色光束に再結合される系外惑星透過分光法をエミュレートします。これを行うには、dgvAPP360を大型双眼鏡干渉計の赤外線ALESインテグラルフィールドスペクトログラフと組み合わせます。実証するために、赤いコンパニオンHD1160B(間隔~780mas)を1晩観測し、トレンド除去された白色光曲線で~3.24時間の周期で$8.8\%$の半振幅正弦波変動を検出しました。これまでのところ、サブアーク秒のコンパニオンの地上ベースの高コントラストイメージング光度曲線で最高の精度を達成しており、18分のビンあたり$3.7\%$の精度に達しています。3.59～3.99$\mu$mにまたがる個々の波長チャネルは、波長によって変動性が増加するという暫定的な証拠をさらに示しています。体系的なノイズフロアの証拠はまだ見つかっていないため、追加の観測により精度をさらに向上させることができます。したがって、これは、嵐をマッピングしたり、巨大な太陽系外惑星の周りを通過する外衛星を見つけたりすることを目的とした将来の研究にとって有望な手段です.
地球と火星の衝突クレーターのサイズと年齢の頻度分布の数学的定式化におけるガンマ関数の使用
| Title |
Using_Gamma_Functions_in_the_Mathematical_Formulation_of_the_Impact_Crater_Size-Age_Frequency_Distribution_on_Earth_and_Mars |
| Authors |
William_Bruckman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08725 |
衝突クレーターの数を直径と形成時間の関数として記述する数学的定式化のレビューが提示され、ガンマ関数の使用が強調されています。惑星地球と火星の衝突クレーターデータの記述に対するこの形式の適用についても説明します。
円盤の形成とバースト星形成の終焉の原因は何ですか?
| Title |
What_Causes_The_Formation_of_Disks_and_End_of_Bursty_Star_Formation? |
| Authors |
Philip_F._Hopkins,_Alexander_B._Gurvich,_Xuejian_Shen,_Zachary_Hafen,_Michael_Y._Grudic,_Shalini_Kurinchi-Vendhan,_Christopher_C._Hayward,_Fangzhou_Jiang,_Matthew_E._Orr,_Andrew_Wetzel,_Dusan_Keres,_Jonathan_Stern,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_James_Bullock,_Coral_Wheeler,_Kareem_El-Badry,_Sarah_R._Loebman,_Jorge_Moreno,_Michael_Boylan-Kolchin,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08263 |
銀河が成長するにつれて、銀河は、「バースト」した星形成履歴(SFH)を持つ不規則/球状から、滑らかなSFHを持つ円盤状に移行する可能性があります。しかし、シミュレーションでも、そのような遷移の直接的な物理的原因は不明のままです。したがって、既存のFIREシミュレーションでさらに検証された、さまざまな物理学を使用して宇宙論シミュレーションの一部を再実行する数値実験の大規模なスイートでこれを調査します。ガス供給、冷却/熱力学、星形成モデル、トゥームレスケール、銀河の動的時間、およびフィードバックプロパティが、これらの遷移に直接的な因果関係を持たないことを示します。むしろ、円盤の形成とバースト星形成の停止の両方が重力ポテンシャルによって駆動されますが、その方法は異なります。円盤の形成は、質量プロファイルが(円形化半径と比較して)形状が十分に中心に集中すると促進されます。これにより、明確に定義された動的中心が提供され、より少ない範囲で無期限に持続できるグローバルな「呼吸モード」をサポートしなくなることを示します。集中したプロファイルと円盤を効率的に破壊し、軌道混合を促進してコヒーレントな角運動量を形成し、円盤を安定させます。滑らかなSFは、星形成の半径でポテンシャルまたは脱出速度(円速度ではない)が十分に大きくなることによって促進され、バースト後に脱出するのではなく、質量を負荷された(運動量を保存する)クールなアウトフローが銀河の近くに閉じ込められます。.詳細な物理学、これらの条件が宇宙論的文脈でどのように発生するか、他の相関する現象(例えば、内部ハローのビリアリゼーション、垂直ディスクの「沈降」)との関係、および観測について議論します。
渦巻銀河におけるCNMの分布について
| Title |
On_the_distribution_of_the_CNM_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Rowan_J._Smith,_Robin_Tress,_Juan_D._Soler,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover,_Patrick_Hennebelle,_Sergio_Molinari,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_David_Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08265 |
低温中性媒質(CNM)は、銀河ガスサイクルの重要な部分であり、分子および星形成ガスの形成の前提条件ですが、その分布はまだ完全には理解されていません。この作業では、CNMの形成、銀河内でのその分布、および星形成との相関関係を追跡できるように、時間依存化学による渦巻銀河の非常に高解像度のシミュレーションを提示します。星間放射場の減少が、より大きな銀河半径でのガス柱密度の減少を相殺するために、CNMの割合と全HIとの間に強い半径方向の依存性がないことを発見しました。連続的で、H2とより密接に重なります。CNMは、HIまで放射状に広がっておらず、垂直スケールの高さは、フレアのないHIと比較して外側の銀河では小さくなっています。CNMカラムの密度は、全ミッドプレーン圧力に比例し、PT/kB=1000K/cm3の値を下回ると気相から消失します。星形成率密度は、全ガスのケニカット-シュミットの法則と同様に、CNM列密度のスケーリング法則に従うことがわかりました。外側の銀河では、純粋に銀河のダイナミクスからHIで現実的な垂直速度分散を生成しますが、私たちのモデルは、天の川のHI吸収研究で観察された非常に大きな半径でのCNMを予測しません。拡張されたスパイラルアームは、これらの半径でCNMの孤立した塊を生成する可能性があることを示唆しています.
非階層的な三体システムの安定タイムスケール
重力三体問題は物理学の基本的な問題であり、天文学への重要な応用があります。システムが階層的である限り、三体構成はしばしば安定していると見なされます。つまり、2つの軌道距離は十分に離れています。しかし、不安定性は、軌道間の大きなエネルギー交換に関連することが多く、発生するのに時間がかかります。円軌道にある2つの大質量物体と偏心軌道にあるテスト粒子を想定して、テスト粒子の軌道エネルギーがそれ自体のオーダーで変化するのにかかる時間を見積もる解析式を開発します。N体シミュレーションの結果との一貫性を示します。特に偏心軌道の場合、不安定性は主に、テスト粒子が他の物体の1つと接近して遭遇することによってではなく、近点でエネルギーを交換する偏心軌道の基本的な感受性によって引き起こされます。銀河の中心が大質量ブラックホールSgrA*の仲間として中間質量ブラックホール(IMBH)をホストしている可能性があるという最近の提案に動機付けられて、タイムスケールを使用して、銀河の生涯にわたってIMBHを保持できるパラメーター空間を探索します。いて座A*を取り囲むS星団。さらに、S星の軌道は、他の軌道交差星の存在下で長い時間スケールで安定している可能性があることを示しているため、S星団はその構成星の寿命の間安定している可能性があることを示唆しています。
6 つの GASP クラゲ銀河の UV および H$\alpha$ HST 観測
| Title |
UV_and_H$\alpha$_HST_observations_of_6_GASP_jellyfish_galaxies |
| Authors |
Marco_Gullieuszik,_Eric_Giunchi,_Bianca_M._Poggianti,_Alessia_Moretti,_Claudia_Scarlata,_Daniela_Calzetti,_Ariel_Werle,_Anita_Zanella,_Mario_Radovich,_Callum_Bellhouse,_Daniela_Bettoni,_Andrea_Franchetto,_Jacopo_Fritz,_Yara_L._Jaff\'e,_Sean_McGee,_Matilde_Mingozzi,_Alessando_Omizzolo,_Stephanie_Tonnesen,_Marc_Verheijen,_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08279 |
星を形成し、H$\alpha$を放出する塊は、銀河団(いわゆるクラゲ銀河)で激しいラム圧ストリッピングを受けている銀河のガス状の尾部に埋め込まれていることがわかります。これらの塊は、下にある円盤がなく、高温のクラスター内媒体内に埋め込まれているという極端な条件下での星形成を研究するためのユニークな機会を提供します。しかし、これらのシステムの包括的で高空間解像度の研究はありません。UVIS/HSTデータを取得して、GASP調査から6つのクラゲ銀河の尾部と円盤の塊の最初の統計サンプルを観察しました。広帯域フィルターと狭帯域H{\alpha}フィルターの組み合わせを使用しました。塊の大きさ、星の質量、年齢、およびそれらのクラスタリング階層を研究するには、HST観測が必要です。これらの観測は、クラゲ銀河の結果から示唆されるように、塊のスケーリング関係、星形成プロセスの普遍性を研究し、円盤が無関係であるかどうかを検証するために使用されます。この論文では、観測、データ削減戦略、および予備データ分析に基づくいくつかの一般的な結果を提示します。UVISの高空間解像度は、銀河の内部領域の複雑な構造と銀河円盤の下部構造の前例のない鮮明なビューを提供します。;銀河円盤への投影が非常に近い領域で、剥ぎ取りの明確な痕跡が見つかりました。剥ぎ取られた尾の星形成領域は非常に明るくコンパクトですが、MUSEによって検出されたもの以外に、かなりの数の星形成塊は検出されませんでした。この論文は最後に、プロジェクトの開発計画を提示します。
クリーンな小マゼラン星雲恒星サンプルの生成のためのニューラル ネットワーク分類器の適用
| Title |
Application_of_a_Neural_Network_classifier_for_the_generation_of_clean_Small_Magellanic_Cloud_stellar_samples |
| Authors |
\'O._Jim\'enez-Arranz,_M._Romero-G\'omez,_X._Luri,_E._Masana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08494 |
環境。天の川(MW)前景星から小マゼラン雲(SMC)星を分離する以前の試みは、星の固有運動のみに基づいています。ねらい。この論文では、より広範なガイアデータのセットを使用して、SMC星をMW星から効果的に分離するための統計的分類手法を開発します。以前の戦略と比較して、MW星からの汚染の可能性を減らすことを目指しています。メソッド。新しい戦略は、ニューラルネットワーク分類器に基づいており、GaiaDR3データの大部分に適用されます。この分類器を適用して得られた、完全性と純度のレベルが異なる、SMCメンバーとしてフラグが立てられた星の3つのサンプルを作成します。さまざまなテストサンプルを使用して、これらの分類結果を検証し、適切な動きのみに基づいたGaiaCollaborationの論文で採用された選択手法の結果と比較します。結果。3つのSMCサンプルのそれぞれにおけるMWの汚染は、10～40%であると推定されます。この範囲の「最良のケース」は、Vlosサブサンプルに属する明るい星(G>16)に対して取得され、完全なSMCサンプルの「最悪のケース」は、StarHorse距離に基づく非常に厳しい基準を使用して決定されます。均一な空の密度を持つ近くの領域との比較に基づくさらなるチェックは、サンプルの地球規模の汚染がおそらく範囲の下限に近い、約10%であることを示しています。結論。純度と完全性の異なる3種類のSMCスターサンプルを提供しています。これらについては、汚染レベルが低いと推定され、SMCRRLyrae、SMCCepheids、およびSMC/MWStarHorseサンプルを使用して正常に検証されています。
銀河進化の指標としての球状星団
私たちは、他の銀河で形成され、最終的に天の川銀河に降着した球状星団(GC)のシステムを研究してきました。したがって、ガイア天文台からの最新のデータに基づいて取得された、異なる潮流に属するGCのサンプルは、文献から取得されました。回転テンソルを使用してこれらのGCの分布の異方性を測定し、ストリーム内のGCの分布が等方性であることを発見しました。それにもかかわらず、既存のサンプルに含まれる降着したGCの一部は、実際には銀河の円盤に属していることがわかります。GCの起源を明らかにするために、「年齢-金属性」の関係を調査しました。この依存関係は二峰性を示しており、その2つの異なる分岐は、銀河のストリームとディスクで形成されたクラスターの違いを明確に示しています。さらに、衛星銀河と銀河GCの分布に対する銀河の大規模な環境（つまり、ローカルスーパークラスター）の影響を研究しました。天の川銀河の付随銀河は、異方性平面構造を形成することが知られているため、それらも分析に含めました。衛星銀河の平面は、銀河の円盤と超銀河平面の両方に対して垂直であることが検査によって示されました。100~Kpcよりも離れたGCでは、同様の図が観察されます。
銀河球状星団における複数の集団間の運動学的差異
| Title |
Kinematic_differences_between_multiple_populations_in_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Sven_Martens,_Sebastian_Kamann,_Stefan_Dreizler,_Fabian_G\"ottgens,_Tim-Oliver_Husser,_Marilyn_Latour,_Elena_Balakina,_Davor_Krajnovi\'c,_Renuka_Pechetti_and_Peter_M._Weilbacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08675 |
球状星団における複数の個体群の形成過程は、まだ議論の余地があります。個体群間の運動学的な違いは、この点で特に興味深いものです。なぜなら、単一エポックの形成シナリオとマルチエポックの形成シナリオを区別できるからです。25個の球状星団の運動学を分析し、複数の集団間の運動学的な違いを見つけて、それらの形成プロセスを制約することを目指しています。各クラスターの赤色巨星分枝(RGB)星を、タイプIIクラスターの場合は3つの集団(P1、P2、P3)に分割し、そうでない場合はハッブル測光法を使用して2つの集団(P1とP2)に分割します。MUSE分光法から得られた視線速度測定値を持つすべての星を使用して、各クラスターとその集団の回転と分散のプロファイルを導き出します。これらのプロファイルに基づいて、クラスターの半光半径で評価された順序付けられたランダムな動き$\left(v/\sigma\right)_\mathrm{HL}$に関して回転強度を計算します。4つを除くすべてのクラスターで回転を検出します。NGC~104、NGC~1851、NGC~2808、NGC~5286、NGC~5904、NGC~6093、NGC~6388、NGC~6541、NGC~7078、NGC~7089については、P1および/またはP2の回転も検出します出演者。NGC~2808、NGC~6093、およびNGC~7078については、$1\sigma$より大きいP1とP2の間の$\left(v/\sigma\right)_\mathrm{HL}$の違いを見つけます。NGC~6093とNGC~7078では、P2がP1よりも速く回転することがわかりますが、NGC~2808ではその逆です。ただし、これら3つのクラスターの場合でも、差の重要性は依然として低くなります。クラスターの回転の強さは、通常、緩和時間の中央値に比例することがわかります。P1とP2の場合、対応する関係はせいぜい非常に弱いものです。P1とP2の回転強度の差とクラスター緩和時間の間に相関関係は見られません。この分析が基づいているMUSE恒星の視線速度は、公開されています。
高速電波バーストによるサブ kpc スケールの銀河間磁場の新しい限界
| Title |
A_new_limit_on_intergalactic_magnetic_fields_on_sub-kpc_scales_from_fast_radio_bursts |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(Geneva)_and_Abraham_Loeb_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08259 |
CHIMEカタログから測定された高速電波バースト（FRB）の散乱タイムスケールを使用して、銀河間媒体（IGM）のサブkpcスケールでの磁場の上限を導き出します。磁化されていない光イオン化されたIGMは、すべての赤方偏移での乱流散乱を説明するには不十分であり、Warm-Hot成分は$z\sim1$のデータとわずかに一致しています。非ゼロ磁場での一時的スミアリング分布の下側エンベロープを考慮すると、$z\lesssim1$のIGMで0.02～0.06kpcのスケールで$B<10$nGの上限につながります。私たちの仕事は、FRBの回転および分散測定によって未踏の体制で、IGMの小規模な磁場を制約する新しい手法を紹介します。
カスプのカスプ: ISM における極端な散乱イベントの普遍的なモデル
クエーサーとパルサーで観測された、いわゆる「極端な散乱イベント」(ESE)の原因となるISMの散乱構造は、謎のままです.現在のモデルは、ESEの高周波光曲線を説明するのに苦労しています.PSR\,B0834+06の二重レンズ現象は、既存のモデルでは対応が難しい可能性のあるESEの特徴を明らかにします.これらの特徴は、レンズが基本的な$A_3$カスプによって記述されるカスプのようなプロファイルを持つ場合に自然に発生することを提案します破局.これは,パルサーシンチレーションが,視線に沿った薄い波状のプラズマシートにおける$A_2$折り畳み破局から生じると記述した以前の研究の拡張である.私たちは,基本的な破局によるレンズポテンシャルを記述するこのフレームワークを「二重破局的レンズ作用」と呼んでいる.というのは、大惨事(例えば、襞やカスプ)は、レンズ現象の正確な詳細に関係なく、一般的に現れるレンズ現象の光度曲線における普遍的な特徴を説明するために長い間使用されてきたからです。eレンズ。ここでは、レンズ自体がこれらの同じ基本構造によって記述される可能性があると主張します。正しければ、二重壊滅的なレンズフレームワークは、シンチレーションとESEの統一された説明を提供します。これらの散乱現象の原因となるレンズは普遍的であり、少数の展開パラメーターによって完全に説明できます。これにより、FRBやパルサーなどのコヒーレントソースを正確に測定するための巨大な宇宙レンズとしての応用が可能になる可能性があります。
潮汐破壊イベント(TDE)は、発光電磁(EM)フレアの生成とは別に、将来の宇宙搭載GW検出器によって潜在的に検出可能な重力波(GW)バースト信号を生成できます。このレターでは、観測されたTDEGWにEM観測によって測定されたTDEパラメータ(恒星の質量、ブラックホール(BH)の質量とスピン、およびその他の軌道パラメータ)を組み込むことにより、ハッブル定数$H_0$を制約する方法論を提案します。波形。BHスピンの正確な知識は、軌道傾斜角を制限するのに役立ち、GW波形フィッティングでよく知られている距離傾斜縮退を緩和すると主張します。個々のTDEについて、ホスト銀河の正確な赤方偏移測定と、EMおよびGW信号によって制約された光度距離$D_{\rmL}$は、ハッブルの法則を介して$H_0$の自己完結型の測定値を提供します。特定の宇宙モデル。
GRB190114C の高エネルギー光曲線におけるペア エコー シグネチャの検索
時間遅延電磁カスケード「エコー」のモデルが、明るいガンマ線バーストGRB190114Cに適用されます。これは、高エネルギーおよび超高エネルギーのガンマ線バンドで同時に検出された最初のガンマ線バーストです。介在する磁場がない場合のカスケードの内部拡散により、エネルギーに応じて$10^3-10^5$秒にわたって「エコー」放出が希釈されることが示されています。$0.3-1$TeVガンマ線バンドで測定されたソースフラックスを説明すると、「エコー」モデルの予測は、バーストの$10^4$秒後に検出された低エネルギーガンマ線放出と一致することが示されています。ただし、「エコー」放出は、測定の不確実性内で固有のGRB190114Cフラックスと区別できないままです。銀河間磁場測定の文脈におけるこれの含意が議論される。
GLEAM-X J162759.5-523504.3 のマグネター解釈の進化的意味
| Title |
Evolutionary_implications_of_a_magnetar_interpretation_for_GLEAM-X_J162759.5-523504.3 |
| Authors |
Arthur_G._Suvorov_and_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08541 |
電波パルサーGLEAM-XJ162759.5-523504.3は非常に長い自転周期($P=1091.17\,\mbox{s}$)を持っていますが、急速にスピンダウンし続けているようです($\dot{P}<1.2\回10^{-9}\,\mbox{ss}^{-1}$)。ソースが磁気双極子ブレーキを受けている中性子星である場合、暗示される磁場強度は$10^{16}\,\mbox{G}$を超える可能性があります。したがって、この天体はこれまでに観測された中で最も磁化された中性子星である可能性があります。この論文では、ソースのマグネター解釈の重要な分析が提供されます。(i)従来の「死の谷」に基づくと、恒星が電波パルサーとして活動するためには、最小の極磁場強度$B\sim5\times10^{15}\,\mbox{G}$が必要であると思われる」の仮定。(ii)磁気制動とホール塑性オーム崩壊からの逆推定は、強力な磁場増幅をサポートするために、誕生時に大きな角運動量リザーバーが利用可能であったことを示唆しています。(iii)X線が観測されていないことは、星の場の強さと年齢を制約します。これは、場の崩壊による加熱とUrcaの冷却との間の競合が、時間の関数としての表面光度を意味するためです。オブジェクトが現在の磁場強度が$B\gtrsim10^{16}\,\mbox{G}$の孤立した若い($\sim10\,\mbox{kyr}$)マグネターである場合、その熱光度に設定された上限($\approx10^{30}\,\mbox{ergs}^{-1}$)は、それが直接のUrcaメカニズムを介して冷却されていることを示唆しています。
2ゾーンシンクロトロン自己コンプトン放出によるGRB残光からのハードVHEスペクトルの形成
ガンマ線エネルギーバンドへのターゲット光子の電子コンプトン散乱(逆コンプトン散乱--IC--)は、特にアフターグローフェーズ中のガンマ線バーストの非常に高いエネルギースペクトルを支配すると一般に予想されます。これらの衝突で重心エネルギーが十分に大きい場合、電子の反跳の効果により、散乱断面積が減少し始めます(クライン仁科レジーム)。クライン仁科領域で生成されたICスペクトルは、同じ電子によって生成されたシンクロトロンスペクトルと比較して、より柔らかく、フラックスレベルが小さくなっています。H.E.S.S.による超高エネルギー(VHE)ドメインでの近くのGRB190819Aからの残光放出の検出。IC製造プロセスでは、クライン仁科効果の影響が強くなるはずであるにもかかわらず、VHEスペクトルの勾配はX線スペクトルの勾配とよく一致します。多波長スペクトルエネルギー分布は、1ゾーンシンクロトロン自己コンプトンモデルの予測と一致しないようです。磁場強度が2つのゾーン間でかなり異なる場合に、IC放射の特性に対する2ゾーン構成の影響の可能性を研究します。強磁場ゾーンからのシンクロトロン光子は、弱磁場ゾーンの電子を冷却するための主要なターゲットを提供し、その結果、ハード電子分布が形成され、その結果、ハードIC放出が発生します。2ゾーンモデルがX線XRTとVHEH.E.S.Sの適切な説明を提供できることを示します。データ。
超臨界衝突風連星
環境。粒子加速衝突風連星(PACWB)は、2つの大質量で高温の星によって形成され、非熱(NT)放射を生成するシステムです。これらのシステムの重要な要素は、高速の風と、それらが衝突したときに生じる衝撃です。降着していない若いパルサーを含む連星も、風と風の相互作用の結果として、NTエミッターとして検出されています。ブラックホール(BH)は、超エディントン速度で降着すると、このメカニズムによってNT放射を生成する可能性があります。そのような場合、円盤は放射線駆動の風を起こすと予想され、この風が赤道成分を持っている場合、伴星と衝突してPACWBを生成する可能性があります。これらのシステムは、超臨界衝突風連星(SCWB)です。ねらい。超降着BHと初期型星からなる連星系における風の衝突によって生成される粒子加速とNT放射を特徴づけることを目指しています。メソッド。放射場の空間分布とディスク粒子への影響を計算することにより、ディスク駆動風の終末速度を推定しました。次に、風の衝突領域の位置を見つけ、拡散加速を受ける相対論的粒子のエネルギー利得と損失のタイムスケールを計算しました。この情報を使用して、関連する放射線のスペクトルエネルギー分布を計算することができました。結果。風の相互作用により、最大で数十GeVの電波からのNT放射が生成され、光度は$\sim10^{33}-10^{35}\,{\rmerg\,s^{-1}}$、大部分は電子シンクロトロンと逆コンプトン放射によるものです。結論。超高輝度X線源や銀河系X線連星などのSCWBは、熱成分に加えて、宇宙線を加速し、電波から$\gamma$線へのNT電磁放射を生成することができると結論付けています。
銀河の合体における SMBH と恒星の進化の追跡: 多質量直接 N 体モデル
| Title |
Tracing_the_Evolution_of_SMBHs_and_Stellar_Objects_in_Galaxy_Mergers:_An_Multi-mass_Direct_N-body_Model |
| Authors |
Shuo_Li,_Shiyan_Zhong,_Peter_Berczik,_Rainer_Spurzem,_Xian_Chen,_F.K._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08640 |
直接N体数値シミュレーションを使用して、2つの超大質量ブラックホール(SMBH)と銀河の合体における周囲の星の動的共進化をモデル化します。合体中にさまざまな恒星成分がどのように進化するかを調べるために、初期質量関数を使用して進化した恒星分布を生成します。主系列星の潮汐破壊、低質量星、白色矮星、中性子星、恒星質量ブラックホールの突入、赤色巨星の部分的な潮汐破壊など、いくつかのまれではあるが興味深いイベントに対処するための特別なスキームも開発されています。または漸近巨大枝星。私たちの結果は、束縛された超大質量ブラックホール連星(SMBHB)の形成が、SMBHによる恒星天体の捕捉率を高めることを示しています。等質量モデルと比較して、複数質量モデルは、破壊された星の平均質量が高くなる傾向があります。捕獲された主系列星の約半分は、SMBHによって潮汐的に乱される代わりに、星の半径が小さいため、SMBHに直接突入します。一方、巨大な星は、SMBHに十分近い場合、エンベロープを剥ぎ取ることができます。巨大な星のほとんどの残骸は崩壊後も生き残ることができますが、ごく一部は、すぐにまたは多くの軌道周期の後にSMBHに突入する可能性があります。私たちの結果はまた、合体の開始時にコンパクト星の重要な質量分離を示しており、その後、2つのSMBHが束縛された連星を形成するにつれて、この効果は破壊されます。
プラズマの進化をシミュレートするC++ライブラリであるNSC++と、初期宇宙のプラズマにエネルギーを蓄積する流体を紹介します。特別なインストールプロセスや外部依存関係はありません。ライブラリには、いくつかのケースを処理するために簡単に変更できるサンプルプログラムが付属しています。NSC++には、Pythonスクリプトから直接呼び出すことができるPythonインターフェイスも含まれています。
MKID の周波数ドメイン多重化: ザイリンクス ZCU111 RFSoC と新しい 2x2 RFSoC ボードの比較
| Title |
Frequency_Domain_Multiplexing_for_MKIDs:_Comparing_the_Xilinx_ZCU111_RFSoC_with_their_new_2x2_RFSoC_board |
| Authors |
Eoin_Baldwina,_Mario_De_Lucia,_Colm_Bracken,_Gerhard_Ulbricht,_Oisin_Creaner,_Jack_Piercy,_Tom_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08291 |
ザイリンクスのZCU111無線周波数システムオンチップ(RFSoC)は、マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)の大規模アレイを読み取るための有望なソリューションです。このボードは、8つのオンチップ12ビット/4.096GSPSアナログ-デジタルコンバータ(ADC)と8つの14ビット/6.554GSPSデジタル-アナログコンバータ(DAC)、およびフィールドプログラマブルゲートアレイ(FPGA)を誇っています。930,000個のロジックセルと4,272個のデジタル信号処理(DSP)スライスのリソース。これは、チャネル間隔2MHz、サンプリングレート(チャネルあたり)1MHzで8,000MKIDの読み出しに十分なデータコンバータ帯域幅ですが、この多数のMKIDを処理するために必要なDSPを実行するには、追加のFPGAリソースが必要です。.この問題の解決策は、新しいザイリンクスRFSoC2x2ボードです。このボードのコストはZCU111の5分の1であり、データコンバーターリソースは4分の1しかありませんが、ZCU111と同じロジックリソースを提供します。したがって、複数のRFSoC2x2ボードを使用すると、FPGAリソースとデータコンバーターのバランスが改善され、データコンバーターが提供するRF帯域幅を最大限に活用できると同時に、読み出しシステムのピクセル値あたりのコストを約2ユーロから下げることができます。ZCU111では1ピクセルあたり50、1ピクセルあたり1ユーロ。
合同天文台 カブリ科学フォーラム
| Title |
Joint_Observatories_Kavli_Science_Forum |
| Authors |
Pascale_Hibon,_Jes\'us_Corral-Santana,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Leopoldo_Infante,_Elizabeth_Humphreys,_John_Blakeslee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08729 |
チリの合同天文台カブリ科学フォーラムは、チリの機関だけでなく、チリに拠点を置くさまざまな観測施設間の協力を促進することを目的として、ハイブリッドモードで開催されました。この会議では、チリに拠点を置く天文施設で得られた結果を示す科学的な講演が行われましたが、ライフバランス、多様性-公平-インクルージョン、および今後の道(つまり、チリの未来)に関する円卓会議にもかなりの時間が費やされました。ベース施設）。
曇った L 型矮星のロバストな大気回復に向けて: 温度プロファイルと存在量プロファイルの仮定の影響
| Title |
Towards_Robust_Atmospheric_Retrieval_on_Cloudy_L_Dwarfs:_The_Impact_of_Thermal_and_Abundance_Profile_Assumptions |
| Authors |
Melanie_Rowland,_Caroline_Morley,_Michael_Line |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08258 |
スペクトルからL型矮星の特性を制限することは困難です。近赤外線スペクトルは限られた範囲の圧力をプローブしますが、多くの種は光球内に凝縮します。凝縮は2つの複雑さを生み出します:気相種の「雨が降る」(存在量が何桁も減少する)ことと、雲が形成されることです。合成データを使用してテストを設計し、L型矮星スペクトルを取得するための最良のアプローチを決定し、雲の不透明度がない場合の課題を分離しました。さまざまな熱的および化学的存在量プロファイルのパラメーター化を使用して、SpeX解像度でSonoraBobcatモデルから導出された合成の雲のないL矮星スペクトルで大気の検索を行いました。L5(T$_{eff}$~1700K)よりも高温の天体の場合、近赤外で調査された制限された圧力層はほとんどが対流です。パラメータ化されたPTプロファイルは結果にバイアスをかけ、平滑化されていない無料のプロファイルを使用する必要があります。放射対流境界の上と下の両方の多くの層がプローブされた場合にのみ、パラメータ化されたプロファイルは正確な結果を提供できます。さらに、初期から中期のL型矮星のバルク特性を正確に取得するには、水素化鉄(FeH)の不均一な存在量プロファイルが必要です。L/T遷移(CH$_{4}$)と初期のY矮星(NaとK)の近くでは、近赤外での検索における他のガスの不均一な処方も保証されるかもしれません。現実的な自己矛盾のないモデルを使用して検索のベンチマークを行うことの有用性を実証し、それらを将来どのように使用できるかを提案します。
Gaia-ESO サーベイ: カリーナ星雲の大質量星。 OBスターの新たな国勢調査
| Title |
Gaia-ESO_Survey:_massive_stars_in_the_Carina_Nebula._A_new_census_of_OB_stars |
| Authors |
S._R._Berlanas,_J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_A._Herrero,_L._Mahy,_R._Blomme,_I._Negueruela,_R._Dorda,_F._Comer\'on,_E._Gosset,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_J._A._Molina_Lera,_A._Sota,_T._Furst,_E._J._Alfaro,_M._Bergemann,_G._Carraro,_J._E._Drew,_L._Morbidelli_and_J._S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08310 |
りゅうこつ星雲の大質量OB星のGaia-ESOサーベイサンプルは、234個の星で構成されています。GalacticO-StarSpectroscopicSurveyからのより明るいソースと文献からの追加のソースを追加することで、この地域でこれまでに行われた大質量OB星の最も完全なセンサスを作成することができます。背景に18個、前景に4個の合計316個の星が含まれています。車OB1の294の恒星系のうち、74はO型、214は非超巨星B型、6はWRまたは非O超巨星(IIからIa)スペクトルクラスです。O星のプライマリを持つ20の分光連星系を特定し、そのうち6つは初めて報告され、Bスターのプライマリを持つ別の18は、そのうち13が新しい検出です。調査された地域で観測されたO型星の二重線分率の平均値は0.35で、下限を表しています。分光学的n修飾子と星の投影された自転速度との間には良好な相関関係があることがわかりました。n修飾子がある星とない星の間の候補暴走の割合は、それぞれ4.4%と2.4%ですが、解決されていない二重線連星は高速回転子のサンプルを汚染する可能性があります。
59,000 $\delta$ の Scuti 星のカタログと、TESS データによる新しい変数の 12 の発見
DSCT、GDOR、EB、および測光標準のタイプを含む50の星のサンプル間で、星の脈動、変動性、二値性、および多重周期性の発見を提示します。私たちは当初、知られている$\delta$Scuti星HD52788とそのフィールドスターをTESSデータでチェックすることを目的としており、以前に報告された不確かな周波数解を持つ複雑な光の変化は、部分的には2つの比較星によって引き起こされ、脈動していることが判明しました。変光星。HD52788は、4～12c/dの小さなドメインで135の脈動周波数を示します。これは、TESSの非微分プレサーチデータコンディショニングシンプルアパーチャーフォトメトリーの結果に基づいています。HD52788は、現在の星の進化と脈動モデルをテストするための$\delta$Sct星の中で特徴的で魅力的な天体に変わります。HD52788周辺の発見に着想を得て、関心のある星の小さなグループに探査を拡張し、5つの$\delta$Sct星、4つの食連星、およびその他の種類の脈動する変光星を含む20の新しい変光星を発見しました。さらに、既存の情報源に基づいて、59350個の$\delta$Sct星の新しい包括的なカタログをコンパイルしました。これは、TESS入力カタログとGaiaDR3相互識別子と抽出された多くの天文学的パラメーターを備えたDSCTの群を抜いて最大のコレクションです。TICとガイアのアーカイブから。以前のリストのほぼ100倍をカバーする新しいカタログでは、脈動するH-Rダイアグラムの$\delta$Sctドメインが大幅に拡張され、理論上の境界に影響を与える可能性があります。
HST-COS スペクトルから星と大気の輝線を解きほぐす
| Title |
Disentangling_Stellar_and_Airglow_Emission_Lines_from_HST-COS_Spectra |
| Authors |
Fernando_Cruz_Aguirre,_Allison_Youngblood,_Kevin_France,_Vincent_Bourrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08452 |
HILy$\alpha$(1215.67\r{A})とOIトリプレット(1302.17、1304.86、および1306.03\r{A})は、星の彩層をたどる明るい遠紫外(FUV)輝線です。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の最も感度の高いFUV分光器である宇宙起源分光器(COS)を使用した星のLy$\alpha$とOIの観測は、地球コロナ放射または大気光で汚染されています。この研究は、COSによって観測された大気光放出プロファイルが十分に安定しており、データから確実に差し引くことができる大気光テンプレートを作成し、基礎となる恒星フラックスを回復することを示しています。COSデータアーカイブからの171個の主系列F、G、K、およびM型矮星のサンプルに大気光減算を実装するためのグラフィカルユーザーインターフェイスを開発しました。回収された星の放射と星の活動の測定値との相関関係が調査されました。恒星のLy$\alpha$とOIの放出を予測するために、いくつかのべき法則の関係が提示されています。大気光に対する恒星放射の見かけの明るさは、大気光減算の成功または失敗の重要な要素です。近くの彩層輝線SiIII(1206.51\r{A})の信号対雑音比(SNR)を使用して、大気光減算の成功の予測因子を開発しました。正常に回復された減衰したLy$\alpha$フラックスの最小値は1.39$\times$10$^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$であり、これを推奨値として推奨します。COSLy$\alpha$回収の最小フラックス。
パルス磁場中の液体ルビジウムを用いたアルフエン波動実験
| Title |
Alfv\'en_wave_experiments_with_liquid_rubidium_in_a_pulsed_magnetic_field |
| Authors |
Th._Gundrum,_J._Forbriger,_Th._Herrmannsd\"orfer,_G._Mamatsashvili,_S._Schnauck,_F._Stefani,_J._Wosnitza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08463 |
磁場は、太陽コロナを数百万ケルビンの温度に加熱するための重要な要素です。これに関して特に重要な領域は、コロナの下のいわゆる磁気キャノピーです。ここでは、音とアルフエン波がほぼ同じ速度を持ち、したがって、互いに簡単に変換できます。我々は、液体ルビジウムを用いて最大63Tのパルス場で行われたAlfv\'en-wave実験の結果を提示する。Alfv\'en波と音の速度が一致する54Tの臨界点では、外部励起された8kHzのねじれ波に加えて、新しい4kHzの信号が現れます。周期が2倍になったAlfv\'en波のこの出現は、2つの波型の間のパラメトリック共鳴の理論的予測と一致しています。また、圧縮可能なMHDコードを使用したAlfv\'enと磁気音波の数値シミュレーションの予備結果も示します。
進化の異なる 2 つの太陽活動領域における噴火を調査するためのツールとしての磁気ヘリシティと自由磁気エネルギー
| Title |
Magnetic_Helicity_and_Free_Magnetic_Energy_as_Tools_to_Probe_Eruptions_in_two_Differently_Evolving_Solar_Active_Regions |
| Authors |
E._Liokati,_A._Nindos,_M._K._Georgoulis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08495 |
HMI/SDOからのベクトルマグネトグラムと磁気接続ベースの方法を使用して、2つの太陽活動領域(AR)、AR11890とAR11618で数日間の瞬間相対磁気ヘリシティと自由磁気エネルギー収支を計算します。どちらも複雑な光球磁場を持ちます。構成。ARは、いくつかの主要な噴火フレアを生成しましたが、その光球磁場は、主にAR11890でフラックスの減衰を示し、主にAR11618でフラックスの出現を示しました。進化の大部分を通じて、両方のARは自由磁気エネルギーと正と負の両方のヘリシティのかなりの予算を特徴としていました。実際、それらのヘリシティの符号成分間の不均衡は、静かな太陽と同じくらい低く、正味のヘリシティは最終的に、最後の大きなフレアの14-19時間後に符号を変えました。このような不整合にもかかわらず、噴火は、自由磁気エネルギーのピークと同時期の正味ヘリシティのピーク時に発生しました。正規化された自由磁気エネルギーの噴火フレアに関連する損失は、10～60%の範囲でした。ヘリシティの場合、変化は25%から一般的な符号の過剰なヘリシティ全体の除去までの範囲であり、正味のヘリシティはほぼゼロになりましたが、両方のヘリシティ感覚の予算はかなり等しく反対です。自由エネルギーとヘリシティの時系列のゆっくりと変化するバックグラウンド成分の除去により、両方の量のすべての噴火関連のピークが、トレンド除去された時系列の2$\sigma$レベルを超えていることが明らかになりました。これらの量の1つだけが2$\sigma$レベルを超えた場合、またはまったく超えなかった場合、噴火はありませんでした。私たちの結果は、さまざまに進化するARが、かなりの自由磁気エネルギー収支の蓄積に加えて、一方の利き手が他方を強く支配することなく、負と正の両方のヘリシティを大量に蓄積する場合でも、主要な噴火フレアを生成する可能性があることを示しています。
深層畳み込みニューラル ネットワークを使用した変光星の階層的分類
| Title |
Hierarchical_Classification_of_Variable_Stars_Using_Deep_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Mahdi_Abdollahi,_Nooshin_Torabi,_Sadegh_Raeisi,_Sohrab_Rahvar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08497 |
大量のデータの変光星を分類するために高速で自動化された方法を使用することの重要性は否定できません。変光星をランダムフォレストのような従来のアルゴリズムで分類しようとする試みは数多くあります。近年、分類器としてのニューラルネットワークは、従来のアルゴリズムと比較して計算コストが低いことから注目されるようになりました。このホワイトペーパーでは、星のクラスとサブクラスを予測する2つの主要なステップを含む階層的分類手法を使用します。両方のステップのすべてのモデルは同じネットワーク構造を持ち、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)と再帰型ニューラルネットワーク(RNN)の両方をテストします。私たちの前処理方法は、光度曲線と星の周期を入力データとして使用します。OGLE-IVデータベースの変光星のほとんどのクラスとサブクラスを検討し、階層分類手法を使用して適切な前処理を設計することで、より小さなクラス、ACepおよびT2Cepの予測精度が向上することを示します。クラス分類で98%、サブクラス分類で93%の精度が得られます。
若い星からの双極アウトフローの統一モデル: 見かけの磁気ジェット加速
| Title |
A_Unified_Model_for_Bipolar_Outflows_from_Young_Stars:_Apparent_Magnetic_Jet_Acceleration |
| Authors |
Hsien_Shang,_Ruben_Krasnopolsky,_and_Chun-Fan_Liu_(Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08512 |
トロイダルに磁化されたジェットが磁気加速の自己相似フェーズに入った後、元の終末速度の最大2～3倍に電力を供給することができる新しい効率的なメカニズムを調査します。磁化された気泡によって形成された細長い流出ローブの下で、周囲のトロイドとの相互作用を通じて、広角の自由風が圧縮され、軸方向のジェットの周りで加速されます。非常に磁気的な泡は、発射された流れの最初のアルフエンマッハ数$M_A$に応じて、元のサイズを超えて膨張する可能性があります。形状に依存しない勾配$\partial{}v_r/\partial{}r=2/3t$は、加速段階における自己相似性の顕著な特徴です。特異な運動学的特徴は、位置-速度(PV)ダイアグラムで観察可能であり、トロイダル優勢の磁化風で発生する密度平行ジェットのプローブとして他の形態学的特徴と組み合わせることができます。見かけの2番目の加速は、トロイダル磁場の減少によって強化されますが、一次磁気遠心発射領域と自由漸近終末状態のスケールをはるかに超えて動作します。豊富な含意は、HH211やHH212などの最も若い原始星の流出から生じるジェットと、質量および進化のスペクトルにわたるパーセクスケールのジェットとを結び付ける可能性があります。
カタログのクロスマッチングにおける未知の固有モーションによる相手間の分離の克服
| Title |
Overcoming_Separation_Between_Counterparts_Due_to_Unknown_Proper_Motions_in_Catalogue_Cross-Matching |
| Authors |
Tom_J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08536 |
正確かつ正確なフォトメトリックカタログのクロスマッチ(2つの別個のデータセット間で対応するものを割り当てる)を実行するには、オブジェクトの位置の不確実性のすべての考えられる原因を記述する必要があります。2001年の2MASSのような観測と、VeraC.RubinObservatoryのLSST、Euclid、およびNancyGraceRoman望遠鏡などの次世代の調査のように、観測間の時間ベースラインがますます増加しているため、それらを確実に記述してモデル化できることが重要です。測光カタログのソース位置に対する星の動きの影響。ガイアは高精度の天体観測で天文学に革命をもたらしましたが、LSSTソースの約10%のモーションしか提供しません。さらに、LSST自体は、1回の訪問深度より下のソースに対しては高品質のモーション情報を提供できず、他の調査ではモーションがまったく測定されない場合があります。これにより、潜在的に重大な位置ドリフトを伴う多数のオブジェクトが残り、一致アルゴリズムが誤って、空で離れすぎている2つの検出を対応するものと見なす可能性があります。これを克服するために、この論文では、指定された空の座標と明るさのソースの空での動きの統計的分布のモデルについて説明し、クロスマッチプロセスが銀河のソース間のこの余分な潜在的な分離を考慮に入れることを可能にします。これらの確率論的固有運動を、Wilson&Naylorのものなどのベイジアンクロスマッチングフレームワークに折り畳む方法をさらに詳しく説明します。これにより、例の回復が大幅に改善されます。光学赤外線一致全体で非常に赤いオブジェクトを検出し、測光カタログの対応する割り当ての誤った一致率を減らします。
ZCam、RXAnd、AHHer、HLCMa、SYCnc、WWCetの6つのZCam型矮新星(サブタイプIWAndを含む)のアウトバースト間隔の経年変化を調べます。$O-C$ダイアグラムを使用した分析は、バーストの間隔が1つのシステムで安定していないことを示しています。停止前のアウトバースト特性は、アウトバースト間隔の減少、静止時のマグニチュードの増強、および長いアウトバーストの消失です。一方、いくつかの天体には、少なくとも2つの典型的な爆発間隔があります。これらの特性は、二次からの物質移動の変化だけでは説明が困難です。
十分に研究されていない6つの激変変数における傾斜ディスク
この作業では、TESSデータを使用して、研究が不十分な激変変数で負のスーパーハンプ(nSH)を検索します。HBHA4204-09、GaiaDR35931071148325476992、およびSDSSJ090113.51+144704.6の3つのeclipseバイナリが見つかりました。最後のものは、アーカイブZTFデータでIWAndのような動作を示し、浅い、かすんでいる食を持っているように見えます。さらに、2つの非食系でnSHシグネチャを検出します:KQ月とガイアDR34684361817175293440、セカンダリの超軌道依存照射から軌道周期を識別します。もう1つの系[PK2008]HalphaJ103959で、別の研究の軌道周期を使用してnSH署名を発見しました。改善された質量比-nSH赤字関係$q(\varepsilon_-)$が提案されており、新星のような変数の独立した測定値と一致しています。この関係を使用して、サンプル内のすべてのシステムの質量比を推定し、食している3つのシステムの軌道傾斜角を決定します。この作業で発見されたnSHを含むすべてのシステムは、フォローアップ分光研究の優れたターゲットです。
コロナルブライトポイントの下の彩層
| Title |
The_chromosphere_underneath_a_Coronal_Bright_Point |
| Authors |
Souvik_Bose,_Daniel_N\'obrega-Siverio,_Bart_De_Pontieu,_and_Luc_Rouppe_van_der_Voort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08596 |
コロナルブライトポイント(CBP)は、反対の磁極を接続する小規模なコロナルループのセットであり、主に極端紫外線(EUV)とX線の放出が強化されていることが特徴です。いたるところにあるため、太陽コロナの加熱に重要な役割を果たしていると考えられています。私たちは、CBPの下にあるほとんど探索されていない彩層の特性を明らかにすることを目指しており、関連するスピキュラー活動と、CBPに対する小規模な磁束出現の影響に焦点を当てています。我々は、SolarDynamicsObservatory(SDO)と連携してスウェーデンの1m太陽望遠鏡(SST)からH$\beta$とFeI617.3nmでのCBPの高解像度観測を使用しました。この作品は、H$\beta$で画像化されたスピキュールの最初の高解像度観察を示しています。スピキュールは高度な画像処理技術を使用して自動的に検出され、H$\beta$から派生したドップラーグラムに適用されました。ここでは、CBPの「フットポイント」の近くで豊富に発生していることを報告し、そのようなスピキュールの方向がEUVループに沿って整列していることを発見し、それらがCBPの磁気構造全体の基本的な部分を構成していることを示しています。チャネルは、研究されたスピキュールに関連するコロナ伝播擾乱があり、個々のCBPループの一時的なEUV強度変動を生成することを示しています.CBPの下に現れる2つの小規模なフラックス出現エピソードが分析されました;そのうちの1つは静かな太陽のエラーマン爆弾につながり、この論文は、CBPの下層大気と上層大気の間の緊密な結合のユニークな証拠を提示し、CBPの下の動的現象と後者への影響を解明するのに役立ちます。
外側太陽風の星間ピックアップイオンによる乱流駆動
| Title |
Turbulence_Driving_by_Interstellar_Pickup_Ions_in_the_Outer_Solar_Wind |
| Authors |
Philip_A._Isenberg,_Bernard_J._Vasquez,_and_Charles_W._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08710 |
星間ピックアップイオン(PUI)の不安定な散乱がどのようにして外側の太陽風に乱流を引き起こすのか、また、この散乱によって放出されて変動するエネルギーが標準的な双球予測よりも大幅に小さいと思われる理由について、再度考察します。散乱プロセス中に周囲の乱流によって新たにピックアップされたイオンにエネルギーを与えると、PUIの分布がより球状になり、生成された変動エネルギーが乱流強度とコア太陽風の加熱の観測と一致するレベルに減少する可能性があることを提案します.このシナリオは、PUIが優勢な太陽風で観察された乱流と加熱の状態を維持する自己調整メカニズムの動作を意味します。
暗黒光子の運動項に結合された膨張のようなスカラー場を介して、初期宇宙で超軽量の暗黒光子暗黒物質を生成するメカニズムを提示します。エネルギーは最初、膨張子の凝縮体に蓄えられ、初期宇宙で振動し始めると共鳴して暗い光子を生成します。アクシオン-ダークフォトンカップリングの同様のシナリオでは、ダークフォトンを完全に埋めるために大きなカップリング係数が必要ですが、ディラトニックカップリングには独自の体制があります。ダークフォトンの質量がディラトンの質量の半分の場合、ディラトンは小振幅の振動を起こします。宇宙マイクロ波背景放射と一致するシナリオでは、$10^{-20}$eVの質量を持つ超軽量ベクトル暗黒物質が可能になります。
堅牢な高度なモデリングおよびスケジューリング システムを使用した宇宙飛行士のセルフ スケジューリングの有効化: 火星アナログ ミッション中の評価
| Title |
Enabling_Astronaut_Self-Scheduling_using_a_Robust_Advanced_Modelling_and_Scheduling_system:_an_assessment_during_a_Mars_analogue_mission |
| Authors |
Michael_Saint-Guillain,_Jean_Vanderdonckt,_Nicolas_Burny,_Vladimir_Pletser,_Tiago_Vaquero,_Steve_Chien,_Alexander_Karl,_Jessica_Marquez,_John_Karasinski,_Cyril_Wain,_Audrey_Comein,_Ignacio_S._Casla,_Jean_Jacobs,_Julien_Meert,_Cheyenne_Chamart,_Sirga_Drouet,_Julie_Manon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08248 |
有人長期探査ミッション(LDEM)は、多くの技術的課題を引き起こします。このホワイトペーパーでは、乗組員の自律性の問題について説明します。距離が長くなると、通信の遅延と制約により、リアルタイムの地上管制による宇宙飛行士の監視とサポートが妨げられる傾向があります。最終的に、将来の惑星ミッションでは、宇宙飛行士のセルフスケジューリングが必然的に必要になります。ユタ州の火星砂漠研究ステーション(MDRS、火星協会)で行われた火星シミュレーションミッション中に、アナログ宇宙飛行士の乗組員によるコンピューター意思決定支援ツールの使用を研究します。Romieと呼ばれる提案されたツールは、RobustAdvancedModelingandScheduling(RAMS)システムの新しいカテゴリに属します。これにより、乗組員は(i)科学的な目的と制約を視覚的にモデル化し、(ii)不確実性を考慮しながら最適に近い運用スケジュールを計算し、(iii)過去および現在の活動の実行を監視し、(iv)科学的な目的/制約を修正する不測の事態と日和見科学。この研究では、シミュレートされた火星の惑星生息地の現実的な仮定の下で、初心者の計画立案者である宇宙飛行士がセルフスケジューリングを行う際に、そのようなツールをどのように使用するかを経験的に測定します。
軽いブラックホールと $10^{-12}$-$10^5$ eV ボソンの超放射特性
軽いブラックホールの最小スピン値$10^{-15}-1\;を導出します。M_\odot$、ボソン質量範囲$10^{-12}-10^5$eVに対応する、スカラー、ベクトル、およびテンソル摂動による超放射を体験します。非常に低いスピン値${\widetildea}\sim10^{-3}-10^{-2}$でも超放射不安定性が発生することがわかりました。軽いブラックホール(BH)は、これらの摂動やボソン粒子の敏感なプローブに対して非常に不安定であるため、適度に回転する1つのBHは、2～3桁の大きさのスカラー(アクシオン)、ベクトル(暗光子および/または効果的な光子)をプローブ/カバーできます。質量)とスピン2質量。超放射が存在する場合、これにより、BH形成メカニズムとは無関係に、BHのスピンがすぐにほぼゼロになります。超放射が観測されない場合、自己相互作用とエネルギー密度に限界が見出されます。最後に、標準モデルのボソンとヒッグスの自己相互作用に対する超放射の影響について簡単に触れます。
スピンレス連星の有効一体背景における重力波方程式
| Title |
Gravitational-wave_equation_in_effective_one-body_background_for_spinless_binary |
| Authors |
Ya_Guo,_Hiroaki_Nakajima,_Wenbin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08318 |
スピンレス連星の有効な1体系のバックグラウンドで重力波方程式を構築します。これは一般に、球対称のバックグラウンドでも利用できます。ゲージ条件は、計量摂動の観点から与えられます。
重力バリオン形成: 問題と考えられる解決策
重力バリオン生成(GBG)に固有の曲率スカラー$R$の導関数へのバリオン電流の結合は、一般相対性理論(GR)の代数的な運動方程式ではなく、$R$の4次微分運動方程式につながります。4次微分方程式は一般的に不安定です。GRの正準作用に$R^2$項を導入して、重力の修正によるGBGの安定化の可能なメカニズムを検討します。このメカニズムにより、ボソンおよびフェルミオンのバリオン電流によるGBGの安定化が可能になることが示されています。$R$の安定化につながるモデルパラメータの領域を確立しました。それでも、標準的な宇宙論は著しく変更されるでしょう。
円形粒子加速器における重力波の検出 II.合成データを用いた応答解析とパラメータ推定
| Title |
Detection_of_gravitational_waves_in_circular_particle_accelerators_II._Response_analysis_and_parameter_estimation_using_synthetic_data |
| Authors |
Suvrat_Rao,_Julia_Baumgarten,_Jochen_Liske_and_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08331 |
天体物理学的重力波(GW)に対するストレージリング重力波天文台(SRGO)の応答をシミュレートし、その感度曲線、パラメーターの縮退、およびいくつかの制御可能な実験パラメーターの最適な選択を数値的に取得します。また、合成ノイズGWデータを生成し、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)メソッドを使用してソースプロパティのパラメーター推定を実行します。これにより、単一のSRGOが地球の自転を使用して空のGWソースを潜在的にローカライズできることを示します。次に、ノイズ、データサンプリングレート、および観測時間の関数として、ソーススカイローカリゼーションエリア、質量および距離の推定誤差を調べます。最後に、ミリヘルツ(mHz)のGWイベントのパラメーターを検出して制約するSRGOの能力について、その意味とともに説明します。
NHEK の荷電粒子に対する電磁効果
弱い電磁界を持つ極端なカーブラックホールの地平線近くの領域における荷電粒子の運動を調べます。NHEKジオメトリの対称性が強化されています。電磁界がこの強化された対称性(最大対称電磁界(MSEM)場と呼ぶ)を尊重する場合、荷電粒子の運動方程式は分離された一連の1次微分方程式に単純化されることがわかります。2つのMSEMフィールドでの荷電粒子の運動について説明します。1つはフォースフリーフィールドで、もう1つは真空フィールドです。半径方向の動きはNHEKジオメトリの測地線に似ていますが、角度方向の動きは電磁場の影響を大きく受ける可能性があります。特に、弱く帯電したブラックホールによって生成される真空溶液の場合、電磁パラメーターが臨界値$\mB_c=\sqrt{3}$を超える場合、安定した渦運動が存在します。これらの渦運動は赤道面を横切らず、その中の荷電粒子は非熱的に放射します。対応する天体物理学的な意味について説明します。
| Title |
Scalar_dark_matter_induced_oscillation_of_permanent-magnet_field |
| Authors |
I.M._Bloch,_D._Budker,_V.V._Flambaum,_I.B._Samsonov,_A.O._Sushkov,_O._Tretiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08514 |
スカラー場暗黒物質モデルは、基本定数の小さな振動を意味します。これらの振動は、永久磁石の磁場の観察可能な変化をもたらす可能性があります。SQUID磁力計や低ノイズ高周波増幅器を用いて永久磁石の磁場振動を探索することにより、このタイプのダークマターを検出する実験を提案する。この実験は、数Hzから約1MHzの周波数範囲で基本定数の変動を検索する主要な実験に匹敵する感度を持っている可能性があることを示しています。また、スカラー暗黒物質との相互作用を説明するための基本定数の変動のアプローチの適用可能性についても説明します。
近年、暗黒物質(DM)候補に対する理論的および実験的関心は、主に弱相互作用質量粒子(WIMP)から、zeVスケールからPeVスケール、30太陽質量までの質量を持つ一連の候補全体に焦点を移しています。.最近の特定の開発の1つは、明暗黒物質(LDM)の検索であり、これは通常、keVからGeVの範囲の質量を持つ候補として定義されます。LDMの検索では、反動で原子核に与えられる少量の運動エネルギーを検出するために、eVスケール以下の検出器のしきい値が必要です。LDM検索に適用できるそのような検出技術の1つに、遷移エッジセンサー(TES)があります。極低温で動作するこれらのセンサーは、設計の最適化に応じて、必要なしきい値を達成できます。この論文では、DMの証拠と、WIMPを超えたさまざまなDM候補の動機付けを行います。次に、TES特性評価の基本を詳しく説明し、その概念をアサーマルフォノンセンサーベースの極低温光検出器(CPD)に拡張して適用し、この検出器を使用して表面でLDMの検索を実行します。結果として得られる除外分析は、93から140MeVの質量の極低温検出器のDM核子散乱断面積(現在の検索と比較して)で最も厳しい制限を提供し、将来のLDM検索におけるアサーマルフォノンセンサーの可能性を示しています。さらに、このLDM検索では、未知の過剰なバックグラウンド信号が観察されます。これについては、興味深い説明として、さまざまな考えられる原因を除外し、応力に関連する微小骨折を動機付けます。最後に、核反動を超えたさまざまな検出チャネルに対するLDMの将来の検索の見通しについて簡単に説明します。
湯川項を介してフェルミオンに結合された実数スカラー場は、ソリトン解を妨げるノーゴー定理を回避できます。初めて、一般相対性理論内でこのモデルを近似なしで研究し、フェルミ粒子ソリトン星を記述する静的で球対称な解を見つけました。湯川結合は、自己重力相対論的解の存在の鍵となる有効質量をフェルミオンに提供します。この新しいファミリーのソリューションを体系的に研究し、それらの質量半径図と、対応するシュヴァルツシルト光子球に近い(しかしより小さい)最大コンパクトさを提示します。最後に、縮退した中性子と電子のそれぞれの標準ガスに対するコンパクト（サブ）太陽と超大質量フェルミオンソリトン星を含む、後者が興味深い天体物理学的意味を持つ可能性がある基本理論のパラメーターの範囲について説明します。
eV 付近の冷たい「熱い暗黒物質」の熱生成
めったに消滅しない弱く相互作用する暗黒物質(DM)の非常に単純な生成メカニズムは熱生成であり、これはeV前後のDM質量を予測します。これは、ホットDMシナリオとして広く知られています。この質量範囲のDMを示唆するバックグラウンドライトからのいくつかの観測的ヒントがあるにもかかわらず、ホットDMシナリオは、熱反応から生成されたDMの自由ストリーミングの長さが、長すぎる。この論文では、非常に低い運動量でのボーズ増強反応のために、ボソンDMの反応に応じて、以前の結論が常に正しいとは限らないことを示します。単純な$1\leftrightarrow2$減衰/逆減衰プロセスを使用してDMを生成することにより、アクシオンに適用可能なモデルに依存しない解析を実行することにより、ホットプラズマから$coldly$eV範囲のボソンDMを熱的に生成できることを実証します。光子、および他のボソンDM候補。したがって、eV質量範囲のボソンDMはまだ特別であり、理論的には十分に動機付けられている可能性があります。
| Title |
First_search_for_ultralight_dark_matter_with_a_space-based_gravitational-wave_antenna:_LISA_Pathfinder |
| Authors |
Andrew_L._Miller_and_Luis_Mendes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2301.08736 |
ここでは、宇宙ベースの重力波アンテナの技術デモンストレーターであるLISAパスファインダーで、バリオンに結合した可能性のある暗黒光子暗黒物質を初めて検索した結果を紹介します。周波数範囲$[2\times10^{-5},5]$HzでLISAPathfinderによって取得された約3か月のデータを分析した後、これは$[8\times10^{-20}の暗光子質量に対応します。2\times10^{-14}]$eV/$c^2$、暗黒物質信号の証拠は見つからず、暗黒光子/バリオン結合の強度に上限を設定しました。この検索を実行するために、地上ベースの干渉計で準単色重力波信号を検索し、非ガウス性とデータのギャップに対して堅牢な方法を活用しました。したがって、私たちの研究は、永続的な準単色信号を見つけるためのLISAの検索方法の概念実証テストを表し、最適な整合フィルターと比較して良好な感度を維持しながら、非ガウスアーティファクトとギャップを処理する能力を示しています。この結果は、これらの方法がLISAの強力なツールとなり、暗黒物質を見つけるだけでなく、例えば宇宙からの他の持続的な信号を探すこともできることを示しています。中間質量のブラックホールの渦巻きと銀河系の白色矮星連星。
