GLASS: 大規模構造のジェネレーター
| Title |
GLASS:_Generator_for_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Nicolas_Tessore_and_Arthur_Loureiro_and_Benjamin_Joachimi_and_Maximilian_von_Wietersheim-Kramsta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01942 |
大規模構造のジェネレーターであるGLASSを提示します。これは、宇宙論のための銀河調査のシミュレーション用の新しいコードであり、物質、銀河、および弱い重力レンズ信号を含む光円錐を一連の入れ子になったシェルとして繰り返し構築します。これにより、標準的なコンピューターハードウェア上で、低リソース消費で、高角度解像度で銀河調査の深く現実的なシミュレーションを作成できます。GLASSはまた、ガウス確率場(対数正規形を含む)の変換を本質的に任意の精度に生成する新しい手法、弱いレンズ場を取得するための物質殻に対する反復的な視線統合、および銀河セクターの柔軟なモデリングを導入します。GLASSは、銀河クラスタリングと弱いレンズ効果のパーセントレベルの正確な2点統計を使用してシミュレートされたデータセットを容易に生成し、入力物質と銀河特性に関する現在の知識によってのみ制限されるシミュレーションベースの検証と推論を可能にすることを示します。
宇宙は将来減速することができますか？
遠い未来に膨張減速宇宙が存在する可能性は、クインテッセンススカラーフィールド宇宙論の文脈で調査されています[1]。このような考えられる進化は、SNeIaおよび$H(z)$データに対してテストされ、ガウス過程に基づくモデルに依存しない方法によってもテストされます。スカラー場モデルは、指数関数的なRatra-Peeblesの真髄の拡張であり、そのポテンシャル[2]はパラメーター($\alpha,\lambda)$のペアに依存し、将来の減速膨張を予測します。モデル分析は最新のSNeIaと$H(z)$データで更新され、それにより$H_0=68.6\pm3.7$km/s/Mpc,$\Omega_{\Phi0}=0.735^{+0.083}が得られます_{-0.069}$、$\alpha<6.56$および$\lambda<0.879$($2\sigma$c.l.で)。このモデルでは、$H(z)$とSNeIaデータの両方で将来の減速が可能であることがわかります。ただし、(モデルに依存しない)ガウス過程分析では、将来の減速は$H(z)$データの場合にのみ許可されます。
深層学習でFermi-LAT検出限界以下のガンマ線源数分布を抽出
| Title |
Extracting_the_gamma-ray_source-count_distribution_below_the_Fermi-LAT_detection_limit_with_deep_learning |
| Authors |
Aurelio_Amerio,_Alessandro_Cuoco,_Nicolao_Fornengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01947 |
機械学習技術を採用することにより、分解されたソースと未分解のソースの銀河外ガンマ線ソースカウント分布、または$dN/dS$を再構築します。具体的には、基礎となるソースカウントモデルのさまざまなパラメーターによって構築され、Fermi-LAT機器応答関数を組み込んだ合成2次元スカイマップで畳み込みニューラルネットワークをトレーニングします。次に、トレーニングされたニューラルネットワークがFermi-LATデータに適用され、そこからソースカウント分布がFermi-LATしきい値の50分の1のフラックスレベルまで推定されます。$(1,10)$GeVエネルギー範囲で収集された14年間のデータを使用して分析を行います。得られた結果は、解決された体制では、カタログ化された情報源から導出されたものと非常によく一致し、未解決の体制では$dN/dS\simS^{-2}$として拡張するソースカウント分布を示しています。$5\cdot10^{-12}$cm$^{-2}$s$^{-1}$のフラックスまで下げます。ニューラルネットワークアーキテクチャと考案された方法論には、ソースカウント分布のエネルギー依存性を研究するための将来の分析を可能にする柔軟性があります。
銀河の回転曲線と普遍的なスケーリング関係: 現象論的暗黒物質プロファイルとフェルミオン暗黒物質プロファイルの比較
| Title |
Galaxy_rotation_curves_and_universal_scaling_relations:_comparison_between_phenomenological_and_fermionic_dark_matter_profiles |
| Authors |
A._Krut,_C._R._Arg\"uelles,_P.-H._Chavanis,_J._A._Rueda_and_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02020 |
銀河は、放射状加速関係、質量不一致加速関係(MDAR)、暗黒物質の表面密度関係(SDR)など、さまざまなハロースケーリング関係を示します。現象論的な$\Lambda$CDMハローを使用した従来の研究とは異なり、ダークマター(DM)ハローが最大エントロピー原理(MEP)によって形成され、DM粒子のフェルミオン(量子)性質が鈍く説明されます。(量子)統計力学や熱力学などの最初の物理原理に基づく競争力のあるDMモデルが、銀河観測量の大規模なデータセットに対して初めてテストされます。特に、フェルミオンDMモデルを経験的DMプロファイルと比較します。NFWモデル、バリオンフィードバックを説明する一般化されたNFWモデル、Einastoモデル、およびBurkertモデルです。このタスクでは、SpitzerPhotometryandAccurateRotationCurves(SPARC)データセットから取得した120個の銀河の大規模なサンプルを使用し、そこからDMコンテンツを推測してモデルと比較します。ラジアル加速度関係とMDARは、すべてのモデルで同等の精度で十分に説明されていることがわかりますが、対照的に、個々の回転曲線への適合は、尖ったNFWプロファイルに関して、コア付きDMハローが統計的に好ましいことを示しています。ただし、非常に異なる物理的原理により、最も有利なDMプロファイルで平坦な内部ハロー勾配が正当化されます。一般化されたNFWまたはEinastoモデルは複雑なバリオンフィードバックプロセスに依存していますが、MEPシナリオにはDM粒子の準熱力学的平衡が含まれます。
CosmicFlows4 を使用した大規模バルク フローの分析: 標準的な宇宙モデルで緊張を高める
| Title |
Analyzing_the_Large-Scale_Bulk_Flow_using_CosmicFlows4:_Increasing_Tension_with_the_Standard_Cosmological_Model |
| Authors |
Richard_Watkins,_Trey_Allen,_Collin_James_Bradford,_Albert_Ramon_Jr.,_Alexandra_Walker,_Hume_A._Feldman,_Rachel_Cionitti,_Yara_Al-Shorman,_Ehsan_Kourkchi,_R._Brent_Tully |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02028 |
CosmicFlows-4(CF4)カタログのデータを使用して、最小分散(MV)法を使用して、半径$150-200h^{-1}$Mpcのボリューム内のバルクフローの推定値を提示します。CF4に新しいデータが追加されたことにより、CosmicFlows-3(CF3)と比較して、半径$150h^{-1}$Mpcの球のバルクフローの推定値が増加しました。このバルクフローは、宇宙マイクロ波背景から派生したパラメーターを使用した標準宇宙論モデル($\Lambda$CDM)で発生する可能性が$0.03\%$未満です。CF4がCF3より深いことを考えると、CF4を使用して、200h^{-1}$Mpc(ハッブル定数$H_o=75$km/s/Mpc)で初めて。このバルクフローは、発生確率が$0.003\%$未満であり、標準モデルとの緊張関係がさらに大きくなっています。バルクフローを正確に推定するために、偏りがなく、すべての距離で正確な距離係数から距離と速度を計算する新しい方法を導入します。私たちの結果は、$H_o$の値とは完全に無関係です。
V-net を使用した赤方偏移銀河分布からの宇宙密度および速度場の再構成
| Title |
Reconstructing_the_cosmological_density_and_velocity_fields_from_redshifted_galaxy_distributions_using_V-net |
| Authors |
Fei_Qin,_David_Parkinson,_Sungwook_E._Hong,_Cristiano_G._Sabiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02087 |
銀河の赤方偏移と特異な速度の調査によって測定された物質の分布は、暗黒物質、暗黒エネルギー、および重力の性質の物理学について学ぶために利用できます。宇宙の物質についての理解を深めるために、トレーサー粒子として機能する銀河から完全な密度と速度場を再構築することができます。構造形成の数値シミュレーションでトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク(V-net)を使用して、密度と速度場を再構築します。損失関数を詳細に調整することで、V-netは高密度領域と低密度領域の密度場によりよく適合し、速度の振幅の予測を改善できることがわかりました。また、銀河カタログの赤方偏移空間の歪みが、再構築された実空間の密度と速度場を著しく汚染していないこともわかりました。模擬銀河カタログの特異な速度を再構築された速度場と比較することによって速度場$\beta$パラメータを推定し、推定された$\beta$値が68\%の信頼レベルで基準値と一致することを発見しました。
この論文では、最初にガウス過程を介して低赤方偏移($z<0.8$)でのガンマ線バースト(GRB)のAmati関係($E_{\rmp}-E_{\rmiso}$相関)を較正します。同じ赤方偏移のオブジェクトは、どの宇宙論においても同じ光度距離を持つべきであるという哲学の下で、パンテオン+からのタイプIa超新星サンプルを使用します。その結果、このキャリブレーションは、高い赤方偏移($z>0.8$)でのGRBの距離係数を導き出します。これらの導出されたGRBの距離係数を宇宙論に適用するために、再びガウス過程を介して、5次までの宇宙の運動学を記述する一連の宇宙論パラメータ、つまりハッブルパラメータ$H(z)$、減速パラメータ$q(z)$、ジャークパラメータ$j(z)$、スナップパラメータ$s(z)$、ラークパラメータ$l(z)$は、宇宙観測から再構築されます。結果は、GRBデータポイントの現在の品質が、高赤方偏移での宇宙の運動学の実行可能な予測を与えるのに十分ではないことを示しています。
原始摂動の量子シグネチャによる宇宙モデルの識別
| Title |
Distinguishing_cosmological_models_through_quantum_signatures_of_primordial_perturbations |
| Authors |
Rathul_Nath_Raveendran_and_Sumanta_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02584 |
インフレーションのマルチフィールドモデルでアクセスできないエントロピー変動を統合することにより、曲率摂動の量子性のさまざまな尺度の進化を研究します。特に、以下の量子性の尺度、すなわち純度、エンタングルメントエントロピー、および量子不一致について説明します。この作業で検討されているモデルは、インフレの単一フィールドモデルによって生成されるものと同様の大規模な曲率パワースペクトルを生成するものです。より具体的には、ほぼスケール不変で振動的な曲率パワースペクトルを生成するさまざまなマルチフィールドモデルを検討し、摂動におけるそれらの量子シグネチャを対応する単一フィールドモデルと比較します。インフレーションのさまざまなモデルが大規模で同じ観測可能なパワースペクトルを生成する場合でも、摂動モードから生じる明確な量子シグネチャがあることがわかります。これにより、量子シグネチャに基づいてインフレのさまざまなモデルを区別する方法が可能になる可能性があります。興味深いことに、この結果はバウンスシナリオにも一般化されます。
近くの宇宙で孤立した暗黒矮星銀河を発見
| Title |
Discovery_of_an_isolated_dark_dwarf_galaxy_in_the_nearby_universe |
| Authors |
Jin-Long_Xu,_Ming_Zhu,_Naiping_Yu,_Chuan-Peng_Zhang,_Xiao-Lan_Liu,_Mei_Ai,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02646 |
500メートル開口球状電波望遠鏡(FAST)を使用した新しいHI調査に基づいて、Pan-STARRS1画像と組み合わせて、FASTJ0139+4328と名付けられた、光学的な対応物がない孤立したHI雲を特定しました。新たに発見されたHI雲は、グローバルなHIプロファイルに二重ピーク形状があり、速度-位置図にS状の回転構造があるため、典型的な円盤銀河のように見えます。さらに、この円盤銀河は、絶対等級が非常に小さく(M_B>-10.0等)、星の質量が非常に小さい(<6.9*10^5Msun)。さらに、この銀河のHI質量は8.3*10^7Msunであり、全バリオン質量に対する動的質量の比率は47+-27であり、FASTJ0139+4328では暗黒物質がバリオンを支配していることを示しています。これらの発見は、FASTJ0139+4328がz=0.0083の赤方偏移を持つ孤立した暗黒矮星銀河であるという観測証拠を提供します。孤立した暗い銀河が近くの宇宙で検出されたのはこれが初めてです。
MeerKLASS シミュレーション: 自己相関強度マッピング測定の 1/f ノイズの軽減
| Title |
MeerKLASS_simulations:_Mitigating_1/f_noise_for_auto-correlation_intensity_mapping_measurements |
| Authors |
Melis_O._Irfan,_Yichao_Li,_Mario_G._Santos,_Philip_Bull,_Junhua_Gu,_Steven_Cunnington,_Keith_Grainge_and_Jingying_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02683 |
MeerKATLargeAreaSynopticSurvey(MeerKLASS)のHI強度マッピングコンポーネント内の時間相関(1/f)ノイズを軽減するいくつかの方法を提示して比較します。スキャン戦略、HI信号、ホワイトおよび相関ノイズをシミュレートすることにより、さまざまなデータ処理パイプラインがHI輝度温度変動のパワースペクトルを回復する能力を評価します。MeerKATパイロットデータを使用して、MeerKLASS調査で予想される1/fノイズのレベルを評価し、これらの測定値を使用して、シミュレーション用の時間相関ノイズの現実的なレベルを作成します。パイロットデータ内の時間相関ノイズ成分は、k=0.04Mpc^-1のスケールでホワイトノイズレベルよりも16倍から23倍高いことがわかります。MeerKAT1/fノイズがすべての周波数チャネルで部分的に相関していることを確認したので、1/fノイズを除去する手法として特異値分解(SVD)を使用しますが、過度のクリーニングはHIパワー全体の除去につながることがわかりました。(角度および放射状)スケール;k=0.04Mpc^-1のスケールでの2モードSVDクリーンでは、20%の電力損失が見られます。単純な重み付けされていないビニングとは対照的に、完全なノイズ共分散(つまり、1/fコンポーネントを含む)による重み付けを使用してマップ作成の影響を比較し、時間相関ノイズ情報を含めると、追加される余分な電力が1減少することがわかりました。/fノイズが最大30%減少します。
最大クラスター統計による HI 21 cm 宇宙図の解釈 -- I: 合成 SKA1-Low 観測の影響
| Title |
Interpreting_the_HI_21-cm_cosmology_maps_through_Largest_Cluster_Statistics_--_I:_Impact_of_the_synthetic_SKA1-Low_observations |
| Authors |
Saswata_Dasgupta,_Samit_Kumar_Pal,_Satadru_Bag,_Sohini_Dutta,_Suman_Majumdar,_Abhirup_Datta,_Aadarsh_Pathak,_Mohd_Kamran,_Rajesh_Mondal,_Prakash_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02727 |
再イオン化のさまざまな段階で中性水素分布から生じる赤方偏移21cm信号の位相的および形態学的進化を使用して、最大のイオン化領域の進化を分析します。この分析では、「最大クラスター統計」-LCSを使用します。主に、OSKARを使用した21cmE2Eパイプラインに基づくそのような観測の現実的なシミュレーションを使用して、今後の低周波平方キロメートルアレイ(SKA1-Low)観測を考慮して、21cm信号のLCS分析に対するアレイ合成ビームの影響を研究します。.合成観測では、アレイビームが原因で、LCS推定に偏りが生じることがわかりました。これにより、見かけのパーコレーション遷移点が再イオン化の後期にシフトします。低解像度(より長いベースラインの欠如)と望遠鏡の合成ビームの影響により発生するLCSの偏った推定は、再イオン化の歴史の偏った解釈につながります。これは、SKA、HERAなどの今後のまたは将来の望遠鏡からの将来の21cm信号画像を解釈する際に注意することが重要です。合成されたアレイのより良いデコンボリューションのために、より長いベースラインでより高密度の$uv$カバレッジが必要になる可能性があると結論付けています。21cmの画像からのビームと、そのような画像からのLCSの比較的偏りのない推定。
SDSS-III BOSS銀河の固有の配列からの異方性原始非ガウス性に対する制約
| Title |
Constraints_on_anisotropic_primordial_non-Gaussianity_from_intrinsic_alignments_of_SDSS-III_BOSS_galaxies |
| Authors |
Toshiki_Kurita,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02925 |
赤方偏移範囲$0.2<zの4つのサンプルのそれぞれについて、SDSS-IIIBOSS銀河の分光データと画像データから、銀河密度と固有配列(IA)フィールドの3次元クロスパワースペクトルを初めて測定します。<0.75$。測定では、以前の研究で開発されたパワースペクトル推定器を使用して、天空座標への視線依存の銀河形状の投影と、スピン2の$E/B$モード分解を考慮に入れます。形状フィールド。私たちの方法は、銀河密度パワースペクトルの四重極モーメントに匹敵する総信号対雑音比で$E$モードパワースペクトルの有意な検出を達成しますが、測定された$B$モードパワースペクトルは一貫していますすべての銀河サンプルの統計的誤差内にヌル信号があります。また、2次元射影相関関数に基づく以前の結果と比較して、3次元情報のおかげで、線形形状バイアスパラメーター推定の精度が最大2倍向上することも示します。線形レジームで銀河密度とIAパワースペクトルの共同解析を実行することにより、等方性および異方性のローカル原始非ガウス性(PNG)パラメータ$f_\mathrm{NL}^{s=0}$および$を制約します。f_\mathrm{NL}^{s=2}$と同時に、2種類のPNGがそれぞれ密度スペクトルとIAパワースペクトルの非常に大きなスケールで特徴的なスケール依存バイアスを誘発します。制約$f^{s=0}_\mathrm{NL}=57^{+30}_{-29}$と$f^{s=2}_の両方のPNGで有意な検出は見つかりませんでした。\mathrm{NL}=-67_{-269}^{+285}$($68\%$C.L.)、それぞれ。私たちの方法は、現在および将来の銀河調査のための宇宙論的プローブとしてIAパワースペクトルを使用する道を開きます。
初期のカークウッドギャップ形成の可能なメカニズム
2020年5月31日のMPCカタログから、木星との3:1、5:2、および2:1平均運動共鳴(MMR)における絶対等級H<16mの小惑星の軌道が選択されました。2:1MMRの軌道の数は、他の2つの共鳴の数十倍です。2:1MMRの天体の中に、隣接する小惑星族、特にテミス族の親天体の断片があります。数十万年にわたる選択された軌道の進化を評価するために数値計算が実行されました。すべての8つの主要な惑星からの摂動と軌道近日点変位の相対論的効果が考慮されました。3:1および5:2MMRのすべての軌道で、天体が火星に接近するのに十分な軌道離心率の増加が得られました。2:1MMRでは、軌道離心率の十分な増加は検出されませんでした。この共鳴における軌道離心率の増加は、非重力効果(NGE)の作用により発生する可能性があります。ヤルコフスキー効果の作用は、約10億年以上の期間にわたって2:1MMRから5kmのサイズの小惑星の出口を説明できます。20億年以上前には、2:1の隙間に50kmを超える大きさの天体が数十個ありました。最初に2:1共鳴のギャップを形成するには、小惑星帯の物理的条件が現在のものとは大きく異なっていなければなりませんでした。特に、初期の太陽系における太陽放射の強度は、現在のものと比較してはるかに高い可能性があります。
PLATO による惑星の発見: 恒星活動フィルタリングのアルゴリズムの比較
| Title |
Discovering_planets_with_PLATO:_a_comparison_of_algorithms_for_stellar_activity_filtering |
| Authors |
G._Canocchi,_L._Malavolta,_I._Pagano,_O._Barrag\'an,_G._Piotto,_S._Aigrain,_S._Desidera,_S._Grziwa,_J._Cabrera,_H._Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02183 |
コンテクスト。今日まで、恒星の活動は、トランジットフォトメトリーによる小さな太陽系外惑星の検出における主な制限の1つです。この活動は若い星で強化されるため、従来のフィルタリングアルゴリズムは、そのような太陽系外惑星の検出において大幅にパフォーマンスが低下する可能性があります。ねらい。この論文は、独立した研究グループによって開発された、特に若い活発な星の光度曲線(LC)の活動をフィルタリングするために開発された4つのアルゴリズム(NotchとLOCoR(N&L))の相対性能を比較することを目的としています。YoungStarsDetrending(YSD)、K2SystematicsCorrection(K2SC)、VARLET。比較には、Wotanに実装されている2つの最高性能のアルゴリズム、つまり、TukeyのバイウェイトとHuberスプラインも含めています。メソッド。木星から地球サイズの惑星まで、円軌道と偏心軌道の両方を移動する、さまざまな種類の惑星トランジットの一連の注入検索テストを実行しました。テストは、ESA宇宙望遠鏡PLATOによって観測される、静かな星と活動的な太陽のような星の両方の100個のシミュレートされたLCで実行されました。結果。N&Lは通過回数が最も少ないため、多くの場合に最適な選択であることがわかりました。ただし、惑星の軌道周期が恒星の自転周期とほぼ一致する場合、特にバイウェイトアルゴリズムとVARLETアルゴリズムが適切に機能する小さな惑星の場合は、パフォーマンスが低下します。多数のデータを含むLCの場合、YSDとHuberSplineを組み合わせた結果が最高の回収率をもたらします。フィルタリングアルゴリズムにより、検出された惑星の公転周期と通過時間の非常に正確な推定値を得ることができますが、惑星から星までの半径は、ほとんどの場合過小評価されています。偏心軌道。惑星の存在を考慮した洗練されたフィルタリングは、適切な惑星の特徴付けのために必須です。
表面スペクトル特徴の放射伝達の近似
リモートセンシングハイパースペクトルおよびより一般的なスペクトル機器は、地球および惑星科学において表面の特徴を解読するための一般的なツールです。化合物(鉱物、水、氷など)の検出では線形混合が最も一般的な近似ですが、地表および大気中の光の伝達は非常に非線形です。非線形性の正確なシミュレーションは、非常に高い数値コストで見積もることができます。ここでは、表面スペクトル特性を近似するための放射伝達の非常に単純な非線形形式(通常の線形領域混合を含む)を提案します。この解析形式が、粒子サイズと表面特徴の密接な混合依存性を近似できることを示します。さらに、同じ分析形式で、火星の鉱物エアロゾルの効果を概算できます。残念ながら、地球のエアロゾルはより複雑で(水滴、水の氷、すすなど)、同じ傾向をたどるとは予想されていません。
連星小惑星と対の原始組成の欠損
コンテクスト。ヤルコフスキー-オキーフ-ラジエフスキー-パダック(YORP)効果によるスピンアップによって引き起こされる分裂によって、小さな連星小惑星系と対が形成されると考えられています。このプロセスは、構造強度、つまり組成に依存すると予想されます。ねらい。構成のプロキシとして使用される分類学的クラスが、一般集団と比較して連星小惑星および小惑星ペアにどのように分布するかを判断することを目的としています。メソッド。連星系とペアの分類学的クラスの分布を、小惑星の参照サンプルの分布と比較します。サンプル間の潜在的なバイアスを最小限に抑えるために、小惑星を選択してバイナリとペアの軌道とサイズの分布を再現することにより、このサンプルを構築します。結果。連星小惑星と小惑星ペアの間で原始組成（C、B、P、Dタイプ）の大幅な不足が確認され、同様に苦鉄質ケイ酸塩に富む表面組成（S、Q、V、Aタイプ）を持つ小惑星の大幅な過剰が確認されました。.結論。低質量で急速に回転する小惑星の中で、苦鉄質ケイ酸塩が豊富な組成を持つものは、原始的な対応物よりも複数の小惑星系を形成する可能性が高くなります。
地球型惑星における水の起源: 隕石データと惑星形成モデルからの洞察
| Title |
Origin_of_Water_in_the_Terrestrial_Planets:_Insights_from_Meteorite_Data_and_Planet_Formation_Models |
| Authors |
Andre_Izidoro,_Laurette_Piani_(CRPG) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02674 |
水は水スノーラインを越えて氷として凝縮しました。これは、太陽の出生ガス円盤内で温度が170Kを下回っていた場所です。円盤が進化して冷却されると、スノーラインは内側に移動しました。地球の惑星形成領域の低温が惑星の水の起源である可能性は低く、内側と外側の円盤で形成された惑星物体の明確な同位体組成は、内側と外側の太陽系物質の限られた初期の混合を示唆しています。私たちの地球型惑星の水は、どちらかというと、内側の円盤に固有のHを含む物質に由来し、巨大惑星の成長、移動、および動的進化の過程で、スノーラインを越えて形成され、内部に散らばった水を豊富に含む微惑星によって運ばれてきました。
デブリ円盤を垣間見る: CHEOPS による DE Boo の測光分析
| Title |
Glancing_through_the_debris_disk:_Photometric_analysis_of_DE_Boo_with_CHEOPS |
| Authors |
\'A._Boldog_(1,2,3),_Gy._M._Szab\'o_(4,3),_L._Kriskovics_(1,2),_A._Brandeker_(5),_F._Kiefer_(6,7),_A._Bekkelien_(8),_P._Guterman_(9,10),_G._Olofsson_(5),_A._E._Simon_(11),_D._Gandolfi_(12),_L._M._Serrano_(12),_T._G._Wilson_(13),_S._G._Sousa_(14),_A._Lecavelier_des_Etangs_(15),_Y._Alibert_(11),_R._Alonso_(16,17),_G._Anglada_(18,19),_T._Bandy_(20),_T._B\'arczy_(21),_D._Barrado_(22),_S._C._C._Barros_(14,23),_W._Baumjohann_(24),_M._Beck_(8),_T._Beck_(11),_W._Benz_(11,25),_N._Billot_(8),_X._Bonfils_(26),_C._Broeg_(11,27),_M._Buder_(28),_J._Cabrera_(29),_S._Charnoz_(30),_A._Collier_Cameron_(13),_C._Corral_van_Damme_(31),_Sz._Csizmadia_(29),_M._B._Davies_(32),_A._Deline_(8),_M._Deleuil_(9),_L._Delrez_(33,34),_O._D._S._Demangeon_(14,23),_B.-O._Demory_(25),_D._Ehrenreich_(8),_A._Erikson_(29),_J._Farinato_(35),_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02710 |
DEBooはユニークなシステムで、星の周りの破片円盤を真横から見ることができます。この円盤は、太陽系のカイパーベルトに類似しており、中心星から74～84天文単位まで広がっていると報告されています。太陽系外惑星の特徴付け衛星(CHEOPS)の高い測光精度により、円盤内の通過物質による光度曲線の小さな変化を観測する絶好の機会が得られました。これは、デブリ円盤内のプロセスを調査するまたとないチャンスです。DEBooの合計4日間の測光観測がCHEOPSで行われました。恒星表面上のスポットによる測光変動は、2スポットモデルと4次多項式を適用することにより、光度曲線から差し引かれました。測光観測は、DEBooの天体物理学的パラメーターを改良するために、Piszk\'estet\H{o}の1mRCC望遠鏡とSOPHIEスペクトログラフを使用した分光測定を伴いました。DEBooの測光観測の詳細な分析を提示します。0.3から0.8日の通過期間を持つ残留光曲線における非周期的な一時的な機能の存在を報告します。これらの変動の原因となる物質の最大距離は、中心星から2.47天文単位であると計算されました。これは、破片円盤のほとんどの質量よりもはるかに近いものです。さらに、このシステムでのフレアイベントの最初の観測を報告します。過渡的な特徴は、DEBoo周辺の内側の破片円盤での散乱の結果として解釈されました。これらの変動の原因となるプロセスは、システム内の微惑星間の相互作用のコンテキストで調査されました。
系外惑星トランジットの特性評価におけるケイデンス効果の理解と予測
| Title |
Understanding_and_predicting_cadence_effects_in_the_characterization_of_exoplanet_transits |
| Authors |
Julio_Hernandez_Camero,_Cynthia_S._K._Ho,_Vincent_Van_Eylen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02897 |
複数のケイデンスでトランジット系外惑星調査衛星(TESS)によって観測された46の系外惑星の均一なマルコフ連鎖モンテカルロフィットを実行することにより、トランジット光曲線から得られた半径比値の精度に対するケイデンスの観測の影響を調査します。20年代および120年代のケイデンスライトカーブと1800年代のケイデンスライトカーブを比較すると、中央値でほぼ50%の改善が見られ、600年代のケイデンスと1800年代のケイデンスを比較すると37%の改善が見られます。半径精度のこのような改善は、たとえば、半径の谷の特性を正確に制約したり、系外惑星の大気を特徴付けたりするために重要です。また、数値情報分析を実装して、さまざまな観測ケイデンスのパラメーター推定値の精度を予測します。この分析を私たちのサンプルでテストしたところ、ほとんどの場合、予測された%精度の誤差が0.5%未満で、観測ケイデンスを短縮する効果が確実に予測されることがわかりました。この方法を、1800年代のケイデンスでのみ観測された157個のTESS対象物に適用して、より短いケイデンスでの再観測によって得られる精度の向上を予測し、期待される改善の完全な表を提供します。短いリズムでの再観測から最も恩恵を受ける10の惑星候補を報告します。系外惑星パラメーターの精度を予測するための情報分析の実装である、輸送中の情報分析(PEPITA)を使用した系外惑星の精度の予測は、公開されています。
2022 年の {\tau}-Herculid 爆発のモデル化
$\tau$-Herculids(IAUシャワー番号#61TAH)は、1995年にいくつかの破片に分裂した木星系彗星である73P/Schwassmann-Wachmann3彗星に関連する小流星群です。5月30日から31日にかけて、世界中の観測ネットワークは、太陽経度69.02{\deg}と69.42{\deg}付近で、TAH活動の2つの明確なピークを報告しました。この研究では、分裂イベント中および以前の近日点通過時に73Pから放出された流星体との地球の遭遇条件を調べます。数値シミュレーションは、2022年に観測された主なピークは、通常の彗星ガスの膨張速度の4倍の速度で分裂核から放出された流星体によって引き起こされたことを示唆しています。カナダの自動流星観測所で行われた高解像度測定では、これらの隕石は壊れやすく、推定かさ密度は250kg/m$^3$であることが示されています。主なピークとは対照的に、2022年の最初のTAH活動のピークは、1960年より前に放出された軌跡で最もよくモデル化されています。通常の彗星活動により、1930年と2017年を含む過去に観測された他のTAH出現が生成された可能性があることがわかります。将来のモデルは、2033年と2049年にシャワーの大幅なリターンを予測しています。
| Title |
Astrometric_Reduction_of_Saturnian_Satellites_with_Cassini-ISS_Images_Degraded_by_Trailed_Stars |
| Authors |
Qing-Feng_Zhang_(1_and_2),_Meng-Qi_Liu_(1),_Yan_Li_(1_and_2),_Lin-Peng_Wu_(1),_Zhi-Qiang_Wang_(1),_Li-Sha_Zhu_(3),_Zhan_Li_(1_and_2)_((1)_Department_of_Computer_Science,_Jinan_University,_Guangzhou_510632,_P._R._China,_(2)_Sino-French_Joint_Laboratory_for_Astrometry,_Dynamics_and_Space_Science,_Jinan_University,_Guangzhou_510632,_P._R._China,_(3)_Department_of_Financial_Technology,_School_of_Management,_Guangzhou_Xinhua_University,_Guangzhou_510520,_P._R._China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02981 |
カッシーニ宇宙船に搭載された画像科学サブシステム(ISS)は、いくつかの惑星や衛星の高精度天体観測の重要な情報源を提供する多くの画像を撮影しました。ただし、これらの画像の一部は、尾を引く星によって劣化しています。以前は、これらの劣化した画像をアストロメトリに使用することはできませんでした。この論文では、これらの追跡された星の中心を自動的に検出して計算する新しい方法が提案されています。この方法は、引きずられた星を含むISS画像のアストロメトリで実行されます。最後に、2004年から2017年の間にエンケラドス、ディオネ、テティス、ミマス、レアを含むいくつかの衛星の658の天文位置を提供しました。JPLエフェメリスSAT427と比較すると、これらの測定値の平均残差は、赤経で0.11km、赤緯で0.26kmです。それらの標準偏差は、それぞれ1.08kmと1.37kmです。結果は、提案された方法が、追跡された星を含むカッシーニISS画像の天文測定を効果的に実行することを示しています。
AGNスペクトルからホスト銀河の星の光を推定するための経験的関係
| Title |
An_empirical_relation_to_estimate_host_galaxy_stellar_light_from_AGN_spectra |
| Authors |
Priyanka_Jalan,_Suvendu_Rakshit,_Jong-Hak_Woo,_Jari_Kotilainen,_and_C._S._Stalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01948 |
低$z$($z<0.8$)活動銀河核(AGN)のブラックホール質量の測定は、ホスト銀河の恒星光からの強い寄与により困難であり、AGNの光度を推定するには詳細なスペクトル分解が必要です。ここでは、$z\leq0.8$でのAGNの光学スペクトルからホスト銀河の星の光度を推定するための経験的関係を提示します。スペクトルデータは、11415個のクエーサーを含む5100\AA(SNR$_{5100}$)$>$10の信号対雑音比を持つSloanDigitalSkySurvey(SDSS-DR14)クエーサーカタログの14番目のデータリリースから選択されました。.全光度の中央値(log($L_\text{total}$/[ergs$^{-1}$]))、星の光度(log($L_\text{star}$/[ergs$^{-1}$]))、およびサンプルのAGN連続光度(log($L_\text{cont}$/[ergs$^{-1}$]))は、それぞれ44.52、44.06、および44.30です。AGNベキ乗則連続体、ホスト銀河、および鉄ブレンドの寄与を、利用可能なスペクトル全体で同時に適合させます。ホスト銀河の割合が連続体の光度と逆相関し、多項式関数で適切に表現できることを発見しました。これは、AGNスペクトルからの恒星光の寄与を補正するために使用できます。また、ホスト銀河の割合と鉄の強度、エディントン比、赤方偏移の間に反相関があることもわかりました。経験的関係は、画像分解法を用いた宿主画分の同等の結果を与える。
DeepAstroUDA: クロスサーベイ銀河形態分類と異常検出のための半教師ありユニバーサル ドメイン適応
| Title |
DeepAstroUDA:_Semi-Supervised_Universal_Domain_Adaptation_for_Cross-Survey_Galaxy_Morphology_Classification_and_Anomaly_Detection |
| Authors |
A._\'Ciprijanovi\'c,_A._Lewis,_K._Pedro,_S._Madireddy,_B._Nord,_G._N._Perdue,_S._M._Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02005 |
人工知能の手法は、大規模な天文データセットを扱う作業の質と速度を向上させる上で大きな期待を寄せていますが、これらの手法は非常に複雑であるため、データセット固有の堅牢でない特徴の抽出につながります。したがって、そのような方法は、複数のデータセットにわたってうまく一般化できません。この課題を克服するためのアプローチとして、ユニバーサルドメイン適応法\textit{DeepAstroUDA}を提示します。このアルゴリズムは半教師付きドメイン適応を実行し、異なるデータ分布とクラスの重複を持つデータセットに適用できます。重複しないクラスは、2つのデータセット(ラベル付けされたソースドメイン、またはラベル付けされていないターゲットドメイン)のいずれにも存在する可能性があり、未知のクラスが存在する場合でもメソッドを使用できます。異常検出を伴う、複雑さの異なる銀河の形態分類タスクの3つの例($3$クラスおよび$10$クラスの問題)にこの方法を適用します。$1$および$10$年の観察);2)異なる調査(SDSSおよびDECaLS)からのデータ。3)1回の調査内で深さの異なるフィールドを観測したデータ(ワイドフィールドとSDSSのStripe82ディープフィールド)。初めて、非常に矛盾した観測データセット間のドメイン適応の使用が成功したことを示します。\textit{DeepAstroUDA}は、2つの天文調査の間のギャップを埋め、両方のドメインで分類精度を向上させ(ラベルのないデータで最大$40\%$)、モデルのパフォーマンスをデータセット全体で一貫させることができます。さらに、私たちの方法は異常検出アルゴリズムとしてもうまく機能し、ラベル付けされていないターゲットデータセットであっても、未知のクラスサンプルを正常にクラスター化します。
星間無定形氷が媒介するグリコールアルデヒド生成：計算機研究
| Title |
Glycolaldehyde_formation_mediated_by_interstellar_amorphous_ice:_a_computational_study |
| Authors |
Mateus_A._M._Paiva,_Sergio_Pilling,_Edgar_Mendoza,_Breno_R._L._Galv\~ao,_Heitor_A._De_Abreu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02021 |
グリコールアルデヒド(HOCH2CHO)は、星間媒体(ISM)で検出される最も単純な糖であり、リボースや誘導体などの生命に不可欠な分子の形成経路に関与しています。ISMのいくつかの領域で検出されていますが、その形成経路はまだ議論されており、その量は気相での反応だけでは説明できません。この研究では、グリコールアルデヒドの新しい気相形成メカニズムを調査し、アモルファス氷の表面で同じ経路が発生した場合のエネルギー障壁の減少を比較します。このメカニズムの最初のステップでは、ホルムアルデヒド(H2CO)とホルミルラジカル(HCO)の間で27kJmol-1(気相)のエネルギー障壁を持つ炭素-炭素結合が形成されます。2番目のステップは、バリアレス水素添加です。周期的境界条件下での密度汎関数計算を適用して、Eley-Ridealタイプのメカニズムを介して10の異なる非晶質氷表面でのこの反応経路を研究しました。エネルギー障壁は平均で49%減少し、場合によっては100%減少することがわかりました。グリコールアルデヒドの計算された吸着エネルギーは、生成後すぐに気相に脱着できることを示唆しています。したがって、この作業は、検出されたグリコールアルデヒドの相対存在量の説明に貢献し、星間氷粒子における複雑な有機分子（COM）の形成経路を研究するための新しい方法論的枠組みを開きます。
私たちの銀河 III の中央 0.5 pc にある恒星集団: 動的サブ構造
| Title |
Stellar_Populations_in_the_Central_0.5_pc_of_Our_Galaxy_III:_The_Dynamical_Sub-structures |
| Authors |
Siyao_Jia,_Ningyuan_Xu,_Jessica_R._Lu,_D.S_Chu,_K._Kosmo_O'Neil,_W._B._Drechsler,_M._W._Hosek_Jr.,_S._Sakai,_T._Do,_A._Ciurlo,_A._K._Gautam,_A._M._Ghez,_E._Becklin,_M._R._Morris_and_R._O._Bentley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02040 |
W.~M.~Keck天文台の10m望遠鏡を使用して、銀河中心の中央0.5パーセク内の若い星の3D運動学的構造を25年の期間にわたって測定します。空の位置の高精度測定、および新しい観測と文献からの固有運動と視線速度を使用して、各若い星の軌道パラメーターを制約します。私たちの結果は、統計的に有意な2つのサブ構造を示しています。少なくとも1つのIRS13星を含む、空で東西に向いた10個の候補星のほぼ真横にある2番目の平面。各サブ構造の偏心分布を推定し、時計回りのディスクが<$e$>=0.39で、エッジオンプレーンが<$e$>=0.68であることを確認します。また、非対称性を検索するために、不完全性と空間的に可変な消滅を伴う各ディスク/プレーンのシミュレーションを実行します。私たちの結果は、時計回りの恒星円盤が円盤内の均一な方位角分布と一致していることを示しています。エッジオンプレーンには非対称性がありますが、これはフィールドの可変消光や不完全性では説明できません。向き、非対称な星の分布、およびエッジオンプレーンメンバーの高い離心率は、この構造がIRS13グループに関連付けられたストリームである可能性があることを示唆しています。若い核クラスターの複雑な動的構造は、星形成プロセスが複雑なガス構造とダイナミクスを含み、単一の大質量ガス円盤と矛盾していることを示しています。
[O III] 88 $\mu$m、[C II] 158 $\mu$m、および z=7.2 銀河からのダスト連続体放出の更新された測定値
| Title |
Updated_measurements_of_[O_III]_88_$\mu$m,_[C_II]_158_$\mu$m,_and_Dust_Continuum_Emission_from_a_z=7.2_Galaxy |
| Authors |
Yi_W._Ren,_Yoshinobu_Fudamoto,_Akio_K._Inoue,_Yuma_Sugahara,_Tsuyoshi_tokuoka,_Yoichi_Tamura,_Hiroshi_Matsuo,_Kotaro_Kohno,_Hideki_Umehata,_Takuya_Hashimoto,_Rychard_Bouwens,_Renske_Smit,_Nobunari_Kashikawa,_Takashi_Okamoto,_Takatoshi_Shibuya,_Ikkoh_Shimizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02365 |
[OIII]88$\mu$m、[CII]158$\mu$m、および$z=7.212$、SXDF-NB1006-2にある星形成銀河からのダスト連続体放出の最新の測定値を提示します。、以前の研究で分析されたALMAアーカイブデータセットを利用することにより、データセットは以前に分析されていません。より高い角度分解能と感度を備えたフォローアップのアルマ望遠鏡観測では、$0.32-0.85\,\rm{kpc}$のスケールで[OIII]放射の塊状構造が明らかになりました。また、すべてのアルマ望遠鏡[OIII]([CII])データセットを結合し、[OIII]([CII])検出を$5.9\,\sigma$($3.6\,\sigma-4.5\,\sigma)に更新しました$)。[CII]がREBELS大規模プログラムからのデータで検出されないことは、[CII]を使用して星形成率(SFR)が高い銀河を検出するためのスペクトルスキャン調査が不完全であることを意味します。$z$.90$\mu$mと160$\mu$mのダストの連続体は検出されず、ダストの含有量が$<3.9\times10^{6}\,\rm{M_\odot}\,(3\sigma)$を計算し、全赤外(TIR)光度に対するより厳しい制約を得ました。[OIII]/[CII]光度比を更新して、$4.5\、\sigma$、および$3.6\,\sigma$[CII]検出。ここで、括弧内の比率は、拡張[CII]発光に対する表面輝度調光(SBD)効果に対して補正されます。また、SXDF-NB1006-2と$0<の銀河の平均$L_{\rm{[CII]}}-\rm{SFR}$関係との間に強い[CII]赤字($0.6-1.3$dex)があることも発見しました。z<9$。
HST COSMOS フィールドからの銀河の渦巻き構造の進化
| Title |
Evolution_of_the_spiral_structure_of_galaxies_from_the_HST_COSMOS_field |
| Authors |
V.P._Reshetnikov,_A.A._Marchuk,_I.V._Chugunov,_P.A._Usachev,_A.V._Mosenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02366 |
ハッブル宇宙望遠鏡のCOSMOSフィールドで、銀河の渦巻き腕のピッチ角($\psi$)を調査しました。このサンプルは、平均赤方偏移$\langlez\rangle\approx0.5$で2つの腕を持つ102個の正面向きの銀河で構成されています。遠方の銀河の渦巻腕における$\psi$の典型的な値は、近くの渦巻銀河の値に近いことが示されています。1つの銀河内で、異なるアームの$\psi$の分散は、平均して平均ピッチ角の半分です。1から0までの$z$の範囲では、$\psi$が減少する傾向があることがわかりました。異なる赤方偏移での銀河の$\psi$分布の我々の分析は、$z\leq0.5$でのほとんどの銀河で、渦巻腕は潮汐起源であるか、それらの円盤の一時的な反復不安定性から生じたという仮定と一致しています。
クラスター中心距離または局所密度?銀河の形態に依存する
| Title |
Clustercentric_distance_or_local_density?_It_depends_on_galaxy_morphology |
| Authors |
B._Vulcani_(INAF-OaPD),_B.M._Poggianti,_M._Gullieuszik,_A._Moretti,_J._Fritz,_D._Bettoni,_B._Facciolli,_G._Fasano,_A._Omizzolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02376 |
投影された局所密度とクラスター中心からの距離のどちらがクラスター内の形態学的分数の調節に大きな役割を果たすかを決定することは、長年の議論です。決定的な答えに到達することで、最も過酷な環境で機能している主要な物理的メカニズムに光が当てられます。ここでは、OmegaWINGSサーベイからのデータを利用します。これは、クラスターコアから2ビリアル半径を超えて広がるローカルユニバースにおけるクラスターの現在最大のサーベイであり、以前の分析をビリアル半径の外に拡張します。局所密度とクラスター中心距離は、異なる形態の銀河に対して異なる役割を果たしているようです.楕円銀河の割合は主に局所密度に依存しており、それらの形成は現在クラスターコアに対応する原始密度に関連していることを示唆しています.低質量の楕円形の一部のみがクラスター中心距離との反相関を示し、これらの天体の起源が異なることを示唆しています。楕円銀河を除いて、S0と渦巻きの相対的な割合は、代わりにクラスターコアから遠く離れた局所密度にのみ依存しますが、ビリアル半径内では、それらの割合は距離によって規制され、クラスター固有のプロセスが星形成を停止させ、Sp銀河をS0に変換することを示唆しています。.この解釈は、早期および後期タイプの銀河の運動学的分析に関する文献結果によってサポートされており、高速および低速の回転子はハローの質量と局所密度に明確に依存しています。
30 歳以上の寿命: MIRI Deep Survey の NIRCam 平行フィールドを使用して、8
| Title |
Life_beyond_30:_probing_the_-20 |
| Authors |
Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Luca_Costantin,_Danial_Langeroodi,_Pierluigi_Rinaldi,_Marianna_Annunziatella,_Olivier_Ilbert,_Luis_Colina,_Hans_Ulrik_Noorgaard-Nielsen,_Thomas_Greve,_G\"oran_Ostlin,_Gillian_Wright,_Almudena_Alonso-Herrero,_Javier_\'Alvarez-M\'arquez,_Karina_I._Caputi,_Andreas_Eckart,_Olivier_Le_F\`evre,_\'Alvaro_Labiano,_Macarena_Garc\'ia-Mar\'in,_Jens_Hjorth,_Sarah_Kendrew,_John_P._Pye,_Tuomo_Tikkanen,_Paul_van_der_Werf,_Fabian_Walter,_Martin_Ward,_Sarah_E._I._Bosman,_Steven_Gillman,_\'Angela_Garc\'ia-Argum\'anez,_and_Rosa_Mar\'ia_M\'erida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02429 |
ハッブル超深宇宙(HUDF)、NIRCamのMIRIディープサーベイ(MDS)と並行して行われたディープNIRCam観測から得られた、$8<z<13$での紫外線光度関数と宇宙星形成速度密度の推定値を提示します。パラレルフィールド2(HUDF-P2)をカバーします。私たちの深い(40~時間)NIRCam観測は、$5\sigma$レベルで$F277W$等級32に達し、高赤方偏移銀河を見つけるために既に分析されたJWST公開データセットよりも2等級以上深い。$F115W$および/または$F150W$フィルターでのドロップアウトの性質に基づいて、45個の$z>8$銀河候補のサンプルを選択します。これは、3つの異なるコードで推定された測光赤方偏移の確率が高く、$z>にあります。8$、$\chi^2$の計算に基づく適切な適合、および$z<8$の代替案と比較した優勢なソリューション。$z\sim13$から$z\sim8$への光度関数の緩やかな進化、つまり$\sim$0.2~dexの平均数密度のわずかな増加のみが見られます。膝はほぼ一定で、値は$\alpha=-2.3\pm0.2$および$M^*=-20.8\pm0.2$~magです。私たちの結果を幅広い最先端の銀河進化モデルの予測と比較すると、2つの主な結果が見つかります。モデル;(2)宇宙の最初の350~Myr($z\sim12$)で、モデルは$\sim$150~Myr後に$z\sim9$までに観察結果によく一致します。
天の川銀河の中心にあるブラックホール(銀河ブラックホール、またはGBH)は、そのクラスの控えめな代表です。質量は$4\times10^6$太陽質量であり、最も明るいクエーサーに動力を与えていることが知られている最も極端な超大質量ブラックホールよりも1,000分の1をはるかに超える質量です。さらに、銀河ブラックホールの降着流は非常に薄暗く、その光エネルギー出力は、電波波長を除いて、周囲の明るい星と赤色巨星の密集したクラスターに圧倒されます。ただし、GBHの近さは、その抑制された活動を補います。銀河核内で次に近い超大質量ブラックホールよりも100倍以上近く、その挙動を詳細に観察する比類のない機会を提供してくれます。その結果、太陽系外の他のどの天体よりも、GBHとそれに付随する星とガスにはるかに多くの観測的注意が払われてきました。このレビューでは、GBHの認識の歴史、現在知られている物理的特性、現在および過去の活動の兆候、将来の研究で知識を洗練するための見通しについて説明します。
活動銀河核における 183 GHz 水メガメーザー: 新しい降着円盤トレーサー
| Title |
183_GHz_water_megamasers_in_active_galactic_nuclei:_a_new_accretion_disk_tracer |
| Authors |
Dominic_W._Pesce,_James_A._Braatz,_Christian_Henkel,_Elizabeth_M._L._Humphreys,_C._M._Violette_Impellizzeri,_Cheng-Yu_Kuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02572 |
22GHzメガメーザーシステムをホストすることが既に知られているAGNからの183GHzH$_2$Oメーザー放射を識別するアルマ調査の結果を提示します。観測された20のソースのうち、13からの重要な183GHzメーザー放射が検出されました。したがって、この調査では、（サブ）ミリ波メガメーザーをホストすることが知られているAGNの数が5倍に増加します。183GHz放射は、同じターゲットからの22GHz放射よりも系統的に弱く、典型的な磁束密度はおおよそ1桁であることがわかります。22GHzよりも183GHzの方が小さい。ただし、検出された183GHz光源の等方性光度は、22GHz値に匹敵します。ESO269-G012とCircinus銀河の2つのソースでは、複数のラインコンプレックスを含む豊富な183GHzスペクトル構造が検出されます。ESO269-G012の183GHzスペクトルは、エッジオンAGNディスクシステムのトリプルピーク構造特性を示します。Circinus銀河には、サンプルで検出された最強の183GHz放射が含まれており、約5Jyの磁束密度でピークに達しています。これらの強力な線によって達成される高い信号対雑音比により、183GHzメーザーシステムの粗いマッピングが可能になります。メーザーは、同じ銀河の22GHzシステムのVLBIマップで見られるものと同様に分布しているように見えます。22GHzメーザーが占有する軌道半径よりも大きな軌道半径で、核周囲降着円盤を追跡します。この新たに特定されたAGNディスクメガメーザーの集団は、183GHzでVLBI機能を開発する動機を示しています。
銀河のパターン速度を決定する 5 つの方法
ねらい。恒星座標がますますよく知られるようになるN体シミュレーションまたは銀河でのアプリケーションのために、制限されたドメインから瞬間的なスカラーおよびベクトルパターン速度を決定するための新しいまたは洗練された方法が開発されています。メソッド。全体で使用される一般的な機能は、座標の関数の時間微分がその回転速度とその粒子速度に線形に比例するという事実から導き出されます。これらを知ることで、一般に、線形最適化によって瞬間的なパターン速度ベクトルを取得できます。同様に、不変関数が位置と速度の両方に依存する場合、空間内の瞬間的な回転ベクトルを取得できます。加速度を知ることで、速度空間で回転を見つけることができます。結果。最初の3つの方法は、空間または速度空間の各点で想定される関数の回転不変性に基づいています。信号対雑音比の高い領域で評価される方法、3)潜在的なパターン速度をもたらす3Dヤコビ積分法。回転中心位置、速度、加速度を導出する拡張については、1)、3)で紹介しています。最後の2つの方法は、粒子座標の平均関数の想定される不変性に基づいています。4)特異値分解の導関数を使用する慣性モーメント法、5)モード回転速度を与える2Dフーリエ法(m=2モードの場合は3D)。パターン速度加速度も4)および5)で導出されます。結論。利用可能なデータに応じて、さまざまな方法からアプローチを選択できます。
回転楕円体形状の軸対称ソースの周りの軌道のエンベロープ
| Title |
Envelopes_for_orbits_around_axially_symmetric_sources_with_spheroidal_shape |
| Authors |
Javier_Ramos-Caro_and_Ronaldo_S._S._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02739 |
軸対称ポテンシャル$\Phi(R,z)$の偏心軌道のエンベロープを取得する方法を導入し、反射の$z$対称性を付与します。$a>0$で変換$z\rightarrowa+\sqrt{a^{2}+z^{2}}$を行うことにより、結果の質量密度を計算します。ここでは\emph{有効密度}と呼びます。$\rho_{\rmef}(R,z;a)$、子午面$(R,z)$の軌道のエンベロープ$Z(R)$を計算するため。近似式$Z(R)\propto[\Sigma_{\rmef}(R;a\approx0)]^{-1/3}$に従うことがわかります。ここで、$\Sigma_{\rmef}(R;a)$は、$\rho_{\rmef}(R,z;a)$に関連付けられた積分表面密度です。例として、単極子と四極子、およびカルナジスディスクの2つのポテンシャルのダイナミクスを考えます。
近くの散開星団の層状構造の検出
| Title |
A_detection_of_the_layered_structure_of_nearby_open_clusters |
| Authors |
Qingshun_Hu,_Yu_Zhang,_Ali_Esamdin,_Hong_Wang,_and_Mingfeng_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02750 |
新しく開発されたローズダイアグラムオーバーレイ法を適用して、文献のカタログに基づいて、メンバー星の距離補正後の3つの投影で88個の近くの散開星団($\leq$500~pc)の層状構造を検出しました。結果は、ローズダイアグラムオーバーレイ法を使用すると、サンプルの合計74個のクラスターが層状構造を持ち、残りのクラスターには明確な層状構造がないことを示しています。サンプルクラスターの層状構造パラメーターを初めて定義しました。一方、レイヤードサークルコア領域($s$)はクラスターメンバーの数と強い正の相関があるのに対し、カーネル不安定性指数($\eta$)はクラスターメンバーの数と強い負の相関があることがわかりました。私たちの研究は、散開星団の層状構造を検出するための新しい視点を提供します。
HeIIから選択された高度にイオン化された低赤方偏移矮小銀河の中のライマン連続体リーカー候補
| Title |
Lyman_continuum_leaker_candidates_among_highly_ionised,_low-redshift_dwarf_galaxies_selected_from_HeII |
| Authors |
Adam_U._Enders,_Dominik_J._Bomans,_Anna_Wittje |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02868 |
現代の研究は、初期宇宙における銀河間媒質(IGM)の再電離は、主に星形成(原始)銀河(SFG)によって実現されたことを示唆しています。観測上の制約により、十分な量の電離ライマン連続体(LyC)光子の起源と、それらのIGMへの輸送を促進するメカニズムに関する私たちの知識はまばらなままです。したがって、最近の取り組みは、これらの高赤方偏移天体の局所類似体の研究に集中しています。アーカイブの分光SDSSDR12データを使用して低zHeII4686エミッターのサンプルを選択し、それをAGNの存在に敏感な輝線診断を持つ一連のSFGに制限しました。これが唯一の選択基準として機能します。私たちの最終的なサンプルは、18個の低質量、低金属量の矮小銀河で構成されており、主に恒星源によってイオン化されているように見えます。大きなO32比と[SII]欠乏を発見し、これらの銀河がLyCエミッター(LCE)であることを強く示しています。これらのオブジェクトの少なくとも40%は、宇宙論的に重要なLyCエスケープフラクション>10%を特徴とする候補です。それらのSFHは強い類似性を示し、ほとんどすべての銀河が古い(>1Gyr)恒星成分を含んでいるように見えますが、LyCに関連している可能性があると推測される若い2段階(~10Myrと<1Myr)のスターバーストも抱えています。エスケープ。ここに示されているコンパクトな輝線銀河の特性は、多くのローカルLCEで観測されているものとよく一致しています。実際、私たちが見つけた極端な星間媒体(ISM)条件がLyC漏出を促進すると想定されているため、私たちのサンプルはローカルLCEのかなり小さなカタログの拡張として証明される可能性があります。特に、18の候補はすべて、ほとんどの確立されたLCEよりも大幅に近い(z<0.1)ことです。推定されたLyC光子損失が本物である場合、これは、HeII4686からSFGを選択することが、LCEの検索における強力な選択基準であることを示しています。
天の川の核星盤の視線に沿った年齢勾配の証拠
| Title |
Evidence_of_an_age_gradient_along_the_line_of_sight_in_the_nuclear_stellar_disc_of_the_Milky_Way |
| Authors |
F._Nogueras-Lara,_M._Schultheis,_F._Najarro,_M._C._Sormani,_D._A._Gadotti,_R._M._Rich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02890 |
核星円盤(NSD)は、天の川銀河の中心部にある平らで高密度の星の構造です。最近の研究では、似たような構造が外側渦巻銀河の核によく見られることが示されており、銀河が裏返しに形成されていることを示す年齢勾配の証拠があります。しかし、観測線に沿ったNSD恒星集団の年齢の特徴付けは、その極度の発生源の密集と銀河中心に向かっての高い恒星間絶滅のために、いまだに行方不明です。視線に沿った年齢勾配の存在を初めて調査するために、さまざまな平均ガラクトセントリックNSD半径での恒星集団の年齢を特徴付けることが目的です。異なる消光と適切な運動分布を介して、異なるNSD半径にある2つの星のグループを選択しました。赤みを取り除いた$K_s$光度関数を理論モデルの線形結合に当てはめることで、星の個体数を分析しました。NSD半径が異なると、星の数に大きな違いが見られます。これは、視線に沿って年齢勾配が存在することを示しています。NSDの最も近い端からのサンプルには、中間年齢の星(2-7Gyr)のかなりの割合(その全星質量の$\sim40$%)が含まれていますが、これはNSD内のより深い星からのサンプルには存在しません。、星の質量の$\sim90%$が7Gyrよりも古い。私たちの結果は、NSDの年齢分布が外部銀河で見られるものと類似していることを示唆しており、外部銀河で観測されたバー駆動プロセスが天の川でも同様に作用していることを示唆しています。
銀河における $\gamma$ 線の生成断面積の新しい決定
| Title |
New_determination_of_the_production_cross_section_for_$\gamma$_rays_in_the_Galaxy |
| Authors |
Luca_Orusa,_Mattia_Di_Mauro,_Fiorenza_Donato_and_Michael_Korsmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01943 |
$\gamma$線の束は$Fermi$大面積望遠鏡によって100MeVからほぼ1TeVまで前例のない精度で測定されます。将来的には、CherenkovTelescopeArrayは100TeVまでの光子を測定する機能を備えます。このデータを正確に解釈するには、生成プロセスの正確な予測、特に宇宙線陽子とヘリウムとISMの原子との相互作用による光子生成の断面積が必要です。この研究では、ハドロン衝突における$\gamma$線生成のローレンツ不変断面積を記述する新しい解析関数を決定します。$\pi^0$生産チャネルの限られた総断面積データを利用し、荷電パイ中間子生産の以前の分析を利用して不足している詳細を推測することにより、この情報を補足します。これに関連して、$\pi^0$生産に関する新しいデータの必要性を強調します。私たちの予測には、最終的な断面積の0.5%レベルまで寄与するすべての生産チャネルの断面積、つまり$\eta$、$K^+$、$K^-$、$K^0_S$、および$Kが含まれます。^0_L$中間子、$\Lambda$、$\Sigma$、$\Xi$バリオン。10MeVから100TeVまでの総微分断面積$d\sigma(p+p\rightarrow\gamma+X)/dE_{\gamma}$を、$\gamma$の10GeV以下では10%の不確実性で決定します。線エネルギー、TeVエネルギーで20%に増加します。コミュニティがエネルギー微分断面積にアクセスできるように、数値表とスクリプトを提供しています。
HAFFET: トランジェント用のハイブリッド分析 Flux Fitters
多くのタイプの超新星(SNe)の前駆体はまだ不明であり、それらの物理的起源を診断するアプローチは、超新星の大規模なセットの光度曲線の明るさと形状を調査することです。ただし、既存のサンプル研究を比較対照することは、たとえばホスト銀河の絶滅を排除する方法など、アプローチや仮定の違いにより困難であることが多く、結果を比較する際に系統誤差につながる可能性があります。そのため、HybridAnalyticFluxFittErforTransients(haffet)を導入します。これはPythonベースのソフトウェアパッケージで、オープンなオンラインソースからトランジェントの測光および分光データをダウンロードし、放射光曲線を導出し、それらを半分析モデルに適合させるために適用できます。それらの物理パラメータの推定用。関連研究では、ハフェットを備えたZwickyTransientFacility(ZTF)で観測されたSNeIbおよびIcの大規模なコレクションを調査しました。ここでは、より多くのユーザーを奨励するための方法論とソフトウェアパッケージについて詳しく説明します。ZTFやLSSTなどの大規模な調査では、ますます多くのトランジェントが発見され続けているため、統計的に一貫性があり、比較可能で再現可能な方法でモデルとデータを迅速に比較できるようにするために、haffetなどのツールが重要になります。さらに、haffetはグラフィカルユーザーインターフェイスモードで作成されます。これにより、効率が向上し、使用がはるかに簡単になることが期待されます。
Insight-HXMT で観測された 2021 年の巨大バースト中の EXO 2030+375 のタイミング解析
| Title |
Timing_analysis_of_EXO_2030+375_during_its_2021_giant_outburst_observed_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Yu-Cong_Fu,_L._M._Song,_G._Q._Ding,_M._Y._Ge,_Y._L._Tuo,_S._Zhang,_S._N._Zhang,_X._Hou,_J._L._Qu,_J._Zhang,_L._Zhang,_Q._C._Bu,_Y._Huang,_X._Ma,_Z._X._Yang,_X._F._Lu,_T._M._Li,_Y._C._Xu,_P._J._Wang,_S._H._Xiao,_H._X._Liu,_X._Q._Ren,_Y._F._Du,_Q._X._zhao,_Y._X._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02167 |
Insight-HXMTからの観測を使用して、2021年の爆発中のEXO2030+375のX線脈動の進化を報告します。降着トルクモデルに基づいて、スピン周波数導関数と光度の間の相関を調べます。脈動は、1～160keVのエネルギー帯域で検出できます。パルスプロファイルは、バースト中の光度とともに大きく変化し、これにより、バースト全体が異なる特性を持ついくつかの部分に分割されます。パルスプロファイルの進化は、超臨界(ファンビーム支配)モードと亜臨界降着(ペンシルビーム支配)モードの間の移行を明らかにします。降着トルクモデルと臨界光度モデルから、$(0.41-0.74)\times10^{12}$Gと$(3.48-3.96)\times10^{12}$Gの磁場を計算します。7.1kpcの距離、または3.6kpcの距離に基づく$(2.4-4.3)\times10^{13}$Gおよび$(0.98-1.11)\times10^{12}$Gの磁場。磁場の2つの異なるセットは、両方とも中性子星の多重極磁場の存在をサポートします。
ティコの超新星残骸におけるシンクロトロン支配的な衝撃からの熱X線放出の証拠
| Title |
Evidence_for_thermal_X-ray_emission_from_the_synchrotron_dominated_shocks_in_Tycho's_supernova_remnant |
| Authors |
A._Ellien_and_E._Greco_and_J._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02346 |
若い超新星残骸(SNR)の衝撃は、銀河宇宙線生成の主要な場所であると考えられており、衝撃の近くでX線シンクロトロンが優勢なスペクトルを示しています。衝撃を受けた星間物質(ISM)によって残されたかすかな熱の痕跡もスペクトルに見られるはずですが、ティコのSNRにおけるそのような放射の証拠は欠けていました。\textit{Chandra}アーカイブデータを使用して、TychoのSNRの爆風波の背後にある5つの領域のX線スペクトルの拡張統計分析を実行します。ベイジアン推論を使用して拡張パラメーター空間探索を実行し、さまざまな対象モデルの事後分布をサンプリングします。ベイズ係数によると、分析の5つの領域すべてのスペクトルは、非熱放出、噴出物放出、衝撃ISM放出を考慮した複合3成分モデルによって最もよく説明されます。ショックを受けたISMは、SNRの北端で最も目立ちます。衝撃を受けたISMの平均電子温度$kT_{\rm{e}}=1.00^{+1.17}_{-0.42}$keVすべての領域と平均電離時間スケール$n_{\rm{e}t=1.96^{+1.18}_{-0.76}\times10^9$cm$^{-3}$s平均周囲密度$n_{\rme}=0.19^{+0.18}_{-0.08}$cm$^{-3}$残りの周り。北肢の拡張分析を実行し、測定されたシンクロトロンカットオフエネルギーが、衝撃を受けたISMコンポーネントの存在下で十分に制約されないことを示します。このような結果は、0.5から1keV範囲の輝線を分析することによって現在さらに調査することはできません。これは、この帯域のチャンドラスペクトル分解能が低いためです。X-IFUの将来の性能がこの点に対処するために重要であることをシミュレートされたスペクトルで示します。
Neil Gehrels Swift 衛星によって見られる GRB 221009A のダスト散乱リング: それらをすべて数えることができますか?
| Title |
Dust-scattering_rings_of_GRB_221009A_as_seen_by_the_Neil_Gehrels_Swift_satellite:_can_we_count_them_all? |
| Authors |
Georgios_Vasilopoulos,_Despina_Karavola,_Stamatios_I._Stathopoulos_and_Maria_Petropoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02383 |
NeilGehrelsSwift衛星によって観測された、世紀のGRBとして造語されたGRB221009Aのダスト散乱リングの最初の結果を提示します。時間分解観測と積み上げデータの両方の分析を実行します。前者のアプローチにより、最も顕著なリングの拡大を研究し、それらの起源をGRBの迅速なX線放射と関連付け、ダスト層の位置を決定することができます.積み重ねられた放射状のプロファイルは、データの信号対ノイズ比を増加させ、角度プロファイルのよりかすかなオーバーラップピークの検出を可能にします。深さ約25kpcにまたがり、高度に構造化されたX線角度プロファイルの原因となる可能性のある、合計15のダスト濃度(さらに多くのヒントを含む)を見つけます。最も顕著な5つのリングの相対的な散乱フラックスを比較することにより、最大量のダストを含む層が私たちから約1.1kpc離れていることがわかります。最後に、ダスト層の位置を、絶滅またはCO電波観測によって銀河の3D構造を研究する実験の結果と比較し、これらのアプローチに対するダストX線トモグラフィーの補完性を強調します。
銀河系の大質量X線連星のカタログ：INTEGRALからGaia時代まで
| Title |
A_catalogue_of_high-mass_X-ray_binaries_in_the_Galaxy:_from_the_INTEGRAL_to_the_Gaia_era |
| Authors |
Francis_Fortin,_Federico_Garcia,_Adolfo_Simaz-Bunzel,_Sylvain_Chaty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02656 |
高質量X線連星(HMXB)は、特定のクラスの高エネルギー源であり、適切に特徴付けるためには多波長の観測努力が必要です。新しい同定と以前の測定値の改良は、独立した研究者チームによって定期的に文献に掲載されており、それらがカタログに収集されると、HMXBのさらなる研究を促進するためのツールを提供する可能性があります。銀河のHMXBカタログの以前のインスタンスを更新し、コミュニティが銀河HMXBで最も完全なオブザーバブルセットに簡単にアクセスできるようにします。Vizierで利用可能な固定バージョンに加えて、ユーザーからの要求に応じて更新できる動的バージョンをホストおよび維持することも目指しています。変更はすべてこのバージョンに記録されます。過去20年間に検出された硬X線源のリストによって補足された以前のHMXBカタログを使用して、識別子と空の座標のクロスマッチによってHMXBと候補の基本セットを作成しました。参照されていないHMXBについてSimbadでクエリを実行しました。HMXBに対応する硬X線、軟X線、光学、および赤外線を、よく知られているカタログからできる限り多く検索し、それらの座標をまとめました。各HMXBは、関連する測定値と元の参照を見つけるために、文献で細心の注意を払って検索されました。銀河系の152個のHMXBのカタログを、それらの最もよく知られている座標、伴星のスペクトルタイプ、体系的な動径速度、構成要素の質量、軌道周期、離心率、スピン周期(利用可能な場合)と共に提供します。また、最近のGaiaDR3カタログからの111の対応物を含む、硬X線から近赤外線までの各対応物の座標と識別子も提供します。
LOFARによるパルサーシンチレーション研究: II. LOFAR および NenuFAR を使用した PSR J0826+2637 の二重周波数散乱研究
| Title |
Pulsar_Scintillation_Studies_with_LOFAR:_II._Dual-frequency_scattering_study_of_PSR_J0826+2637_with_LOFAR_and_NenuFAR |
| Authors |
Ziwei_Wu,_William_A._Coles,_Joris_P._W._Verbiest,_Krishnakumar_Moochickal_Ambalappat,_Caterina_Tiburzi,_Jean-Mathias_Grie{\ss}meier,_Robert_A._Main,_Yulan_Liu,_Michael_Kramer,_Olaf_Wucknitz,_Nataliya_Porayko,_Stefan_Os{\l}owski,_Ann-Sofie_Bak_Nielsen,_Julian_Y._Donner,_Matthias_Hoeft,_Marcus_Br\"uggen,_Christian_Vocks,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Gilles_Theureau,_Maciej_Serylak,_Vladislav_Kondratiev,_James_W._McKee,_Golam_M._Shaifullah,_Ihor_P._Kravtsov,_Vyacheslav_V._Zakharenko,_Oleg_Ulyanov,_Olexandr_O._Konovalenko,_Philippe_Zarka,_Baptiste_Cecconi,_L\'eon_V._E._Koopmans,_and_St\'ephane_Corbel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02722 |
電波パルサー放射の星間散乱(ISS)は、電離星間物質(IISM)のプローブとして使用でき、パルサーのタイミング実験で破損を引き起こします。2種類のISS現象(強度シンチレーションとパルスブロードニング)は、小さなスケール(<0.01AU)での電子密度のゆらぎによって引き起こされます。理論では、これらは関連していると予測されており、両方ともIISMの特性を研究するために広く採用されています。より大きなスケール($\sim$1-100\,AU)では、分散に測定可能な変化が生じ、これらをISS観測と相関させて、非常に広いスケール範囲にわたる変動スペクトルを推定できます。IISM測定値は、多くの場合、コルモゴロフ($-11/3$)スペクトル指数を使用した電子密度の均一べき乗則空間スペクトルによってモデル化できます。ここでは、PSR~J0826+2637でコルモゴロフ指数を使用することの妥当性をテストすることを目的としています。これは、強度シンチレーション、パルスの広がり、広い分数帯域幅(20--180\,MHz)にわたる分散変動の観測を使用して行います。高周波数帯域での強度シンチレーションの周波数依存性は、コルモゴロフスペクトル指数の予想と一致しますが、低周波数帯域でのパルスの広がりは、この仮定で予測されたほど急速には変化しません。この振る舞いは散乱領域の不均一性によるものであり、具体的には、散乱が横方向サイズ$\sim$40\,AUの領域によって支配されていることを示しています。しかし、電子密度のパワースペクトルは、空間スケール5$\times10^{-6}$\,AUから$\sim$100\,AUまで、コルモゴロフスペクトル指数を維持します。
アクション リプレイの準備: 強化された重力波早期警告のためのレンズの活用
| Title |
Gear-up_for_the_Action_Replay:_Leveraging_Lensing_for_Enhanced_Gravitational-Wave_Early-Warning |
| Authors |
Sourabh_Magare,_Shasvath_J._Kapadia,_Anupreeta_More,_Mukesh_Kumar_Singh,_Parameswaran_Ajith_and_A._N._Ramprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02916 |
連星中性子星(BNS)と中性子星ブラックホール(NSBH)の合体イベントの合体前の重力波(GW)空局在化により、望遠鏡は合体前後の前駆体と電磁(EM)放射を捉えることができます。これらのイベントが重力レンズされている場合、サブアーク秒の局在化を伴う合体の数時間から数日前の早期警告時間を提供できる新しい天体物理シナリオを提案します。重要なアイデアは、BNS/NSBHがレンズ化されている場合、EM対応物を介して識別されたホスト銀河もレンズ化されている必要があるということです。レンズ付きホスト銀河の画像の角度分離、およびその赤方偏移と(前景)レンズ赤方偏移から、標準レンズモデルを仮定して時間遅延を予測できることを示します。LIGO-Virgo-Kagraおよび第3世代ネットワークの今後の観測実行について推定する、レンズ付きBNS/NSBH合併の検出率の自明でない上限に励まされて、方法の実現可能性と利点を評価します。そのために、望遠鏡の限られた角度分解能が時間遅延を予測する能力に及ぼす影響を研究します。$0.05''$の角度分解能で、$1\sigma$エラーバーがせいぜい$\mathcal{O}$(時間)で、$>1$日の時間遅延を予測できることがわかりました。また、検出可能なレンズ付きBNS/NSBHの現実的な時間遅延分布を構築して、検討する観測シナリオで予想される早期警告時間を予測します。
崩壊する超重暗黒物質に対する超高エネルギー制約の再検討
最新の超高エネルギー宇宙線(UHECR;$E\gtrsim10^{18}$eV)データと超高エネルギー(UHE)$\gamma$線を使用して、超重暗黒物質(VHDM)の崩壊に関する制約を再検討します。ピエール・オージェ天文台によって測定されたフラックスの上限。クォーク、レプトン、大質量ボソンへの崩壊を考慮して、最大$\sim10^{15}$~GeVまでの質量に対するVHDM寿命($\tau_\chi$)の更新された制限を提示します。特に、UHECRスペクトルだけでなく、より重い原子核を支持する組成データも考慮します。VHDM崩壊ではUHECR核が生成されないため、このような複合解析により、$\lesssim10^{12}$GeVでの極限が改善されます。また、UHE$\gamma$線の上限からの制約は、検討するすべての標準モデルの最終状態に対して$\sim10$より厳しいことも示します。
大気透過が減少した状態での CTA-North の性能と系統的不確実性
| Title |
Performance_and_systematic_uncertainties_of_CTA-North_in_conditions_of_reduced_atmospheric_transmission |
| Authors |
Mario_Pecimotika,_Dijana_Dominis_Prester,_Dario_Hrupec,_Sa\v{s}a_Mi\'canovi\'c,_Lovro_Pavleti\'c,_Julian_Sitarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02211 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)の次世代立体視システムです。IACTでは、大気を熱量計として使用して、宇宙ガンマ線によって誘発される大規模な空気シャワーのエネルギーを測定します。これは、エネルギーを再構成できる精度に一連の制約をもたらします。観測中の雲の存在は、チェレンコフ光収率に深刻な影響を与える可能性があり、エネルギースケールキャリブレーションの体系的な不確実性に寄与します。これらの体系的な不確実性を最小限に抑えるには、望遠鏡のキャリブレーションが非常に重要です。この目的のために、詳細なモンテカルロシミュレーションを使用して、CTA-Northのパフォーマンス低下に対する雲の透過と高度の影響を、雲の影響を修正するための措置が講じられていない場合について調査しました。雲が存在する場合の計器応答関数のバリエーションが提示されます。透過率の低い雲($\leq80\%$)が存在する場合、エネルギー分解能は1TeV未満のエネルギーで30\%悪化し、より高いエネルギーで10\%悪化します。透過率が高い場合、エネルギー分解能はエネルギー範囲全体で10\%未満しか低下しません。角度分解能は、雲の透過率と高度の両方に応じて最大10\%変化します。アレイの感度は、雲の特性に応じて、40GeVで60\%でさえ、より低いエネルギーで最も著しく低下します。雲が感度に及ぼす影響を要約し、有用なスケーリング関係を提供するために、感度低下の単純な半分析モデルが導入されました。
宇宙船の計器運用最適化のためのリアルタイム再スケジューリングアルゴリズム
| Title |
A_Real-Time_Re-Scheduling_Algorithm_for_Spacecraft_Instrument_Operations_Optimization |
| Authors |
J._Pergoli,_T._Cesari,_M._Maestrini,_P._Di_Lizia,_P._Luciano_Losco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02359 |
運用の実行中に一定レベルの監視された自動化を導入することを目的とした衛星の運用計画は、設計者と運用者の両方に大きな課題をもたらします。一方では、地球観測ミッションの日常業務は予測可能であり、通常は反復可能です。これらの側面は両方ともコンピュータ化に適しています。一方で、すべての非名目シナリオを予測して、操作に関して正しく定式化できるわけではありません。不測の事態に対処することは、できれば運用の準備中に、できるだけ早く対処する必要があるリスクを提示します。ただし、ミッションの後の運用段階で介入して、運用の実行をサポートするために既に使用されているツールを最適化することもできます。この論文では、EUMETSATで実施されている既存のプロセスを改善するという考えを念頭に置いて、異常が発生した場合に宇宙船の活動を再スケジュールできるアルゴリズムを提示します。主な目標は、意思決定プロセスをサポートしながら、宇宙船と計画エンジニアの過負荷を回避し、特に搭載コンピューターのメモリサイズとデータ品質を最優先して、ミッションの継続性を確保しながら不測の事態を克服することです。EUMETSATが運用する高度計POSEIDON-4を搭載したSentinel-6のデータを使用してこの方法をテストし、その結果をここに示します。
ミリ波用の薄く柔軟なマルチオクターブ メタマテリアル吸収体
| Title |
Thin_flexible_multi-octave_metamaterial_absorber_for_millimetre_wavelengths |
| Authors |
Giampaolo_Pisano,_Christopher_Dunscombe,_Peter_Hargrave,_Alexey_Shitvov,_Carole_Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02439 |
ミリ波およびサブミリ波の天文学機器用の新しい放射線吸収材料およびデバイスの開発は、関心の高い研究分野であり、実質的な工学的課題があります。薄型構造と幅広い入射角での超広帯域性能に加えて、CMB機器の高度なアブソーバは、以前の仕様をはるかに超える光学系、特に機器の偏光を低減することを目的としています。この論文では、80～400GHzの広い周波数範囲で動作する平らで薄い柔軟な吸収体の革新的な設計を紹介します。この構造は、サブ波長金属メッシュの容量性および誘導性グリッドと誘電体層の組み合わせで構成され、広い帯域幅のために磁気ミラーの概念を利用しています。スタック全体の厚さは、最長動作波長の4分の1であり、Rozanov基準で規定されている理論上の限界に近い値です。テスト装置は22.5度で動作するように設計されています。入射。新しい吸収体の反復的な数値実験設計手順と、その製造の実際的な課題について詳しく説明します。十分に確立されたメッシュフィルター製造プロセスがプロトタイプ製造にうまく採用されており、ホットプレスされた準光学デバイスの極低温動作が保証されます。フーリエ変換分光計とベクトルネットワークアナライザーを使用して準光学テストベッドで広範囲にテストされた最終プロトタイプは、有限要素解析シミュレーションとほぼ一致する性能を示しました。違い、80-400GHzの周波数帯域にわたって。最大+/-10度の角度安定性。シミュレーションで確認済み。著者の知る限り、これは、この周波数範囲と動作条件向けの薄型超広帯域メタマテリアル吸収体の最初の成功した実装です。
Galaxy Spectra II の自動エンコード: 赤方偏移の不変性と外れ値の検出
スペクトルの特徴を確実にキャプチャし、SDSS銀河スペクトルの非常に現実的な再構成を提供する、スペクトルオートエンコーダーアーキテクチャspenderに基づく銀河スペクトルの教師なし外れ値検出方法を提示します。オートエンコーダーの潜在空間のサンプル密度を確率分布として解釈し、正規化フローを使用して確率の低いオブジェクトとして外れ値を識別します。ただし、潜在空間の位置は、アーキテクチャから予想されるように、潜在空間と外れ値検出方法に確率論を導入する赤方偏移不変ではないことがわかりました。トレーニング中に2つの新しい損失項を追加することでこの問題を解決します。これにより、潜在空間距離をデータ空間距離に明示的にリンクし、自動エンコードプロセスで局所性を維持します。追加の損失を最小限に抑えると、一般的なデータと異常なデータが明確に分離された、赤方偏移不変で非縮退の潜在空間分布が得られます。最も低い確率でスペクトルを検査し、前景の星、非常に赤くなった銀河、銀河のペアとトリプル、および銀河として誤分類された星とのブレンドを含むことを発見しました。新たにトレーニングされた消費者モデルとSDSS-I銀河サンプル全体の潜在空間確率をリリースして、さらなる調査を支援します。
GPUを使用したコンパクトオブジェクトの降着モデルにおけるレイトレーシング光強度と偏光の見通し
| Title |
Prospects_for_ray-tracing_light_intensity_and_polarization_in_models_of_accreting_compact_objects_using_GPU |
| Authors |
Monika_Moscibrodzka_and_Aristomenis_Yfantis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02733 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は最近、2つの超大質量ブラックホールへの降着フローの高解像度画像を公開しました。これらの画像に対する私たちの物理的な理解は、コンパクト天体周辺のプラズマと放射線の数値モデルの精度と精度にかかっています。この作業の目標は、EHT観測と比較するためのブラックホールの模擬画像を作成するために使用される放射伝達シミュレーションを高速化することです。強い重力下でプラズマを通過する一般相対論的完全偏波放射伝達のレイトレーシングコードがGPUに移植されました。GPUの実装について説明し、半解析的および3-DGRMHDシミュレーションで実現されたブラックホールへの光学的に薄い移流が支配する降着流のモデル、低および非常に高い画像ピクセル解像度、およびCPU+GPUの2つの異なるセットを使用してスピードアップテストを実行します。.高い倍精度計算機能を備えたGPUユニットは、最大約$1200$の高速化係数で、画像生成の計算時間を大幅に短縮できることを示しています。大幅な高速化により、たとえば、偏光データを含むEHTデータへの動的モデルのフィッティングが容易になります。この方法の拡張により、正確で近似的なシンクロトロン放射率が利用できない非熱粒子分布関数を使用したプラズマからの放射の研究が可能になる可能性があります。大幅な高速化により、EHT画像ライブラリ生成の二酸化炭素排出量が少なくとも1桁削減されます。
NA-SODINN: 残留ノイズ領域に基づく太陽系外惑星画像検出用の深層学習アルゴリズム
| Title |
NA-SODINN:_a_deep_learning_algorithm_for_exoplanet_image_detection_based_on_residual_noise_regimes |
| Authors |
Carles_Cantero,_Olivier_Absil,_Carl-Henrik_Dahlqvist_and_Marc_Van_Droogenbroeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02854 |
教師あり機械学習は、角度差分画像(ADI)データセットで太陽系外惑星を検出するために設計された畳み込みニューラルネットワークであるSODINNアルゴリズムを介して、高コントラスト画像(HCI)に最近導入されました。ExoplanetImagingDataChallenge(EIDC)内のHCIアルゴリズムのベンチマークでは、(i)SODINNは最終的な検出マップで多数の誤検知を生成する可能性があること、および(ii)よりローカルな方法で画像を処理するアルゴリズムのパフォーマンスが優れていることが示されました。この作業は、新しいローカル処理アプローチを導入し、それに応じて学習プロセスを適応させることにより、SODINN検出パフォーマンスを向上させることを目的としています。NA-SODINNは、処理されたフレームでノイズ領域ごとに独立したSODINNモデルをトレーニングすることにより、画像ノイズ相関をより適切にキャプチャする新しいディープラーニングアーキテクチャです。これらのノイズ体制の識別は、PCA-pmapsという名前の新しい手法に基づいており、バックグラウンドノイズが残留スペックルノイズよりも優勢になり始める画像内の星からの距離を推定できます。NA-SODINNには、モデルのトレーニング時に時空間特徴マップを補完するS/N曲線などのローカル弁別子も供給されます.当社の新しいアプローチは、2つのSODINNベースのハイブリッドモデルなどと同様に、その前身に対してテストされています.VLT/SPHEREおよびKeck/NIRC-2機器からのADIシーケンスのローカルROC分析による、標準的な環状PCAアプローチ。結果は、NA-SODINNが感度と特異性の両方で、特にスペックルが優勢なノイズ体制でSODINNを強化することを示しています。NA-SODINNは、EIDCで提出された検出アルゴリズムの完全なセットに対してもベンチマークされており、最終的な検出スコアが最も強力な検出アルゴリズムと同等またはそれを上回っており、RegimeSwitchingModelアルゴリズムと同様のパフォーマンスに達していることを示しています。
IXPE偏光データのバックグラウンドの取り扱い
| Title |
Handling_Background_in_IXPE_polarimetric_data |
| Authors |
Alessandro_Di_Marco,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa,_Riccardo_Ferrazzoli,_Fabio_La_Monaca,_John_Rankin,_Ajay_Ratheesh,_Fei_Xie,_Luca_Baldini,_Ettore_Del_Monte,_Steven_R._Ehlert,_Sergio_Fabiani,_Dawoon_E._Kim,_Fabio_Muleri,_Stephen_L._O'Dell,_Brian_D._Ramsey,_Alda_Rubini,_Carmelo_Sgr\`o,_Stefano_Silvestri,_Allyn_F._Tennant,_Martin_C._Weisskopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02927 |
IXPE(ImagingX-rayPolarimetryExplorer)は、NASAとASIによるスモールエクスプローラーミッションで、2021年12月9日$^{th}$に開始されました。2--8keVエネルギーバンド。IXPEは2022年1月から科学観測段階にあります。それはかすめ入射ミラーを備えた3つの同一の望遠鏡で構成され、それぞれが焦点面にガスピクセル検出器(GPD)を持っています。この論文では、偏光分析で最適なバックグラウンド選択を取得するための可能なガイドラインと、機器のバックグラウンドを除去するための拒否戦略を提示します。この作業は、偏光感度を可能な限り改善することを目的として、IXPE観測の分析に基づいています。特に、開発された戦略は、「事例研究として」4U0142+61マグネターのIXPE観測に適用されました。
IRAS04302+2247 クラス I 原始惑星系円盤に落ち着く中程度のダスト
| Title |
Modest_dust_settling_in_the_IRAS04302+2247_Class_I_protoplanetary_disk |
| Authors |
M._Villenave,_L._Podio,_G._Duchene,_K._R._Stapelfeldt,_C._Melis,_C._Carrasco-Gonzalez,_V._J._M._Le_Gouellec,_F._Menard,_M._De_Simone,_C._Chandler,_A._Garufi,_C._Pinte,_E._Bianchi,_C._Codella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.01949 |
クラスIのエッジオンディスクIRAS04302+2247の6.8mmから66mmの間の新しいVLA観測結果を提示します。6.8mmと9.2mmでの観測は、ディスクからの熱放射の検出につながりますが、他の波長での浅い観測は、他のプロセスからの放射を補正するために使用されます。ディスクの半径方向の明るさプロファイルは、以前のALMA0.9mmおよび2.1mm観測で広く拡張されていたものから、6.8mmおよび9.2mmでより中央が明るくなったものへと移行します。これは、光学深度効果によって説明できます。0.9mm、2.1mm、および9.2mmのデータの放射伝達モデリングは、粒子がディスクの外側領域で1cm未満であることを示唆しており、ミリ波で放出する粒子のスケール高さの最初の下限を取得することができます。原始惑星系円盤で。中心星から半径100auの距離で、ミリ単位のダストスケールの高さは1auから6auの間であり、ガススケールの高さは約7auと推定され、適度なレベルの沈降を示しています。推定されたダストの高さは、進化の少ないクラス0のソース(垂直方向に厚いことがわかっている)と、より進化したクラスIIのソース(かなりのレベルの沈降を示す)の中間です。これは、私たちが塵の沈降の中間段階を目の当たりにしていることを示唆しています。
ライマン線分光法による太陽フレア中の非熱陽子検出の展望: Orrall-Zirker 効果の再検討
| Title |
Prospects_of_Detecting_Non-thermal_Protons_in_Solar_Flares_via_Lyman_Line_Spectroscopy:_Revisiting_the_Orrall-Zirker_Effect |
| Authors |
Graham_S._Kerr,_Joel_C._Allred,_Adam_F._Kowalski,_Ryan_O._Milligan,_Hugh_S._Hudson,_Natalia_Zambrana_Prado,_Therese_A._Kucera,_Jeffrey_W._Brosius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02017 |
太陽フレアは効率的な粒子加速器であり、放出されるエネルギーのかなりの部分が非熱粒子として現れます。フレアエネルギーの輸送において非熱電子が果たす役割は十分に研究されていますが、非熱陽子の特性と重要性はあまりよく理解されていません。これは主に、特にフレアにおける非熱陽子分布の低エネルギー(デカ-keV)範囲での診断の不足によるものです。deka-keV陽子の存在を特定する1つの手段は、\cite{1976ApJ...208..618O}によって最初に記述された効果によるものです。Orrall-Zirker効果では、非熱陽子が周囲の中性水素と相互作用し、電荷交換を介して彩層にエネルギー中性原子(ENA)の集団を生成します。これらのENAは、その後、水素スペクトル線の赤い翼に極端に赤方偏移した光子を生成します。最新の相互作用断面積を使用して、この効果の強さの予測を再検討し、フレアリング非平衡イオン化成層化と非熱陽子分布を自己矛盾なくシミュレートできる数値モデルを再検討します(そして、重要なことに、それらの相互フィードバック）。\lya\と\lybからの熱放出と非熱放出の両方を合成します。これは、検出可能なシグナルを示す可能性のある最も有望なラインです。これらの新しい予測は、以前の推定よりも弱く、より一時的ですが、偶然の状況では影響が検出できるはずです.\lyb\放出を、ソーラーオービターに搭載されたコロナ環境のスペクトルイメージング(SPICE)機器の解像度にまで低下させ、おそらく困難ではあるが、によって観測されたフレア内の非熱陽子の存在を検出することが可能であることを示しています。スパイス。
ホットジュピターを持つ2つのF型星、$\tau$ Bootis Aと$\upsilon$ Andromedae
AのH$\alpha$ライン集中モニタリングからの磁気活動変動
| Title |
Magnetic_activity_variability_from_H$\alpha$_line_intensive_monitoring_for_two_F-type_stars_having_a_hot-Jupiter,_$\tau$_Bootis_A_and_$\upsilon$_Andromedae_A |
| Authors |
Sanghee_Lee,_Yuta_Notsu,_Bun'ei_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02135 |
2つのF型星$\tau$Booと$\upsilon$のH$\alpha$ラインの変動性を集中的に監視した結果を報告します。彼らの星の磁気活動。すばる望遠鏡岡山分室の1.88m反射鏡で撮影された4年間のH$\alpha$線強度データは、$\tau$Booの$\sim$123日周期の磁気活動サイクルの存在の可能性を示しています。彩層上の磁気活動の別のトレーサーとしてのH$\alpha$変動の結果は、CaIIH&K系の以前の研究と一致しており、磁気活動サイクルが$\tau$Booで持続していることを示唆している。$\upsilon$については、H$\alpha$の変動性に2次の長期トレンドがあることを示唆しています。一方、短期間のモニタリングでは、両方のケースでホットジュピターによって引き起こされた可能性が高い特定の変動に対応する有意な期間は示されていません(それぞれ、約3.31日と4.62日)。このH$\alpha$観測では、星と惑星の磁気相互作用の特徴を見つけることができませんでした。検出された2つのF型星の磁気活動の変動性は、恒星固有のダイナモに関連していると推測されます。
非線形星震学の発祥地：コンパクトな脈動星における振動モード変動の観測
| Title |
The_cradle_of_nonlinear_asteroseismology:_observations_of_oscillation_mode_variability_in_compact_pulsating_stars |
| Authors |
Weikai_Zong,_St\'ephane_Charpinet,_G\'erard_Vauclair,_Jian-Ning_Fu_and_Xiao-Yu_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02166 |
理論的側面と観測的側面の両方から、非線形アステレオ地震学への道筋の開発における進歩を簡単に確認します。共振モード間の弱い非線形相互作用の理論によって予測されるように、それらの振幅と周波数はさまざまな種類のパターンに従って変調できます。ただし、これらの微妙な変調は、地上での測光モニタリングからはほとんど特徴付けられませんでした。{\slケプラー}探査機は、よく決定された振幅と周波数変調の明確な証拠を見つけるための新しい窓を提供し、脈動する白色矮星とホットB準矮星におけるそのような変動の最初の発見につながりました。その方向に従って、{\slケプラー}によって監視されたコンパクトなパルセーターの振動モード特性の体系的な調査は、モードの変動性が一般的な現象である可能性が高いことを示唆していますが、これは標準的な線形の非半径方向の脈動理論では説明されていません。この結論にしっかりと到達するために、調査は現在、K2とTESSによって観測されたコンパクトな星を含むより大きな文脈に拡張されています。この拡張された調査は、星の振動における弱い非線形効果を支配する主要なパラメーターを制限するのに役立つと期待しています。
ミラスの光度曲線における蛇行周期と非対称性: 低い質量損失率の観測的証拠
| Title |
Meandering_periods_and_asymmetries_in_light_curves_of_Miras:_Observational_evidence_for_low_mass-loss_rates |
| Authors |
P._Merchan-Benitez,_S._Uttenthaler,_and_M._Jurado-Vargas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02206 |
一部のミラ（進化の後期段階にある長周期変数）は、蛇行する脈動周期と光度曲線の非対称性を持っていますが、その原因はまだ不明です。私たちは、太陽近傍のミラのサンプルを調査することにより、これらの現象の起源をよりよく理解することを目指しています。このグループの星を特徴付け、それらの変動特性を他の星のパラメーターに関連付けました。いくつかのデータベースからの観測を分析して、548Mirasのサンプルの最大時間範囲と時間的範囲を備えた光度曲線を取得しました。数十年にわたる脈動周期の進化を決定し、周期の変化を検索し、周期変化の振幅を決定しました。また、可能な二次周波数最大値に関してフーリエスペクトルを分析しました。サンプルは、光度曲線バンプの存在に関して2つのグループに分けられました。サンプル星の質量損失と深い混合特性を研究するために、3回目のドレッジアップのIRカラーとインジケータが収集されました。分析の結果、周期が連続的に変化する新しい星、T~Lynが1つ明らかになりました。周期変化が蛇行するミラ群は、M型星だけで構成されています。蛇行周期Mirasのフーリエスペクトルには顕著な追加のピークはなく、追加の脈動モードが蛇行周期の原因ではないことを示唆しています。SとCのMiraの間で隆起がより一般的であることを確認し、隆起のあるMiraは通常の対称的な光曲線を持つMiraよりも質量損失率が低いことを初めて示しました。また、周期の変化が蛇行しているミラは、質量損失が比較的少ない。周期が大きく変化したり、光度曲線が非対称であるミラは、ダストの質量損失率が比較的低いと結論付けています。蛇行する期間の変化と光度曲線の非対称性は、Heシェルフラッシュと3回目のドレッジアップエピソードに関連している可能性があります。
重水素の Przybylski 星の探査
Przybylski星のスペクトルは、重水素線を検索するために研究されています。この星は、自由中性子と種核との相互作用の産物であるsプロセス要素が非常に豊富であるため、この星で重水素を検出することも期待できます。しかし、重水素の目に見える分光学的徴候は検出されていません。おそらく、この結果の理由は、この同位体の対流による「破壊」です。
SU IW の UMa 型スーパーサイクル And 型矮新星 BO Cet 周期ギャップ上
BOCetは周期ギャップ(0.139835d)を超える公転周期を持つ有名な激変星であり、ZCam/IWAnd星とSUUMa星の両方の特徴を示しています。AsteroidTerrestrial-impactLastAlertSystem(ATLAS)強制測光と全天超新星自動調査(ASAS-SN)SkyPatrolのデータを使用して、BOCetが一連の短い観測の後、2022年10月から11月にかけて超爆発を起こしたことを発見しました。、振幅が増加する通常の爆発。この一連のバースト(スーパーサイクル)は、多くのSUUMa星で見られるものであり、この観測は、通常のバーストが繰り返される間に円盤内に蓄積された質量と角運動量が、異常なシステムBOCetでもスーパーバーストを引き起こしたという示唆を強化しました。スーパーアウトバーストの直前のアウトバーストは、IWアンド型静止の特徴を示しています。この現象は、円盤の半径が特定の限界に達したときに、IWAnd星のターミナルバーストが発生するという示唆を補強します。このアウトバーストはスーパーアウトバーストの失敗であり、円盤は3:1共鳴の半径に達したが、スーパーハンプが発達する前にアウトバーストが弱まったと考えられる。質量比が3:1共鳴の安定性の境界線上にあるBOCetでは、ディスク半径が大きくなり、現在では後者が勝ったため、潮汐切断の効果と3:1共鳴の間で競合があった可能性があります。場合。BOCetのこの発見は、IWAnd型とSUUMa型の現象が、これまで考えられていたよりも強く物理的に関連していることを示唆している可能性があります。
Gaia XP スペクトルからの 1 億 2000 万の星の堅牢なデータ主導の金属性
| Title |
Robust_Data-driven_Metallicities_for_120_Million_Stars_from_Gaia_XP_Spectra |
| Authors |
Rene_Andrae,_Hans-Walter_Rix,_Vedant_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02611 |
GaiaDR3で公開されている低解像度XPスペクトルを使用して、約1億2000万の星の星の金属量[M/H]のデータ駆動型推定値を導き出し、公開しています。[M/H]値は、Teffおよびloggとともに、XGBoostアルゴリズムを使用して導出され、APOGEEの恒星パラメーターでトレーニングされ、非常に金属の少ない恒星のセットによって補強されます。XGBoostは、XPスペクトル係数の完全なセット、XPスペクトルから導出された狭帯域フラックス、広帯域マグニチュードなど、多数のデータ機能を利用します。特に、Teffの縮退と塵の赤化を軽減するAllWISE等級を含めます。また、loggと[M/H]を制約するのに役立つデータ機能として視差を含めます。結果として得られる恒星パラメーターの平均精度は、[M/H]で0.1dex、Teffで50K、loggで0.08dexです。この全天[M/H]サンプルは、-3<[M/H]<+0.5で同等の忠実度の公開サンプルよりも2桁大きくなっています。さらに、1,300万を超える明るい(G<16)赤色巨星のカタログを提供しており、その[M/H]は正確かつ純粋であることが精査されています。データセットの純粋さを示すさまざまな[M/H]レジームの天の川の全天マップを提示し、この前例のないサンプルの力を示して、天の川の心臓から円盤までの構造を明らかにします。
小さい望遠鏡による若い変光星の調査: VI -- バーストする Be 星 NSW284、Gaia19eyy、および VES263 の分析
| Title |
A_survey_for_variable_young_stars_with_small_telescopes:_VI_--_Analysis_of_the_outbursting_Be_stars_NSW284,_Gaia19eyy,_and_VES263 |
| Authors |
Dirk_Froebrich,_Lynne_A._Hillenbrand,_Carys_Herbert,_Kishalay_De,_Jochen_Eisl\"offel,_Justyn_Campbell-White,_Ruhee_Kahar,_Franz-Josef_Hambsch,_Thomas_Urtly,_Adam_Popowicz,_Krzysztof_Bernacki,_Andrzej_Malcher,_Slawomir_Lasota,_Jerzy_Fiolka,_Piotr_Jozwik-Wabik,_Franky_Dubois,_Ludwig_Logie,_Steve_Rau,_Mark_Phillips,_George_Fleming,_Rafael_Gonzalez_Farf\'an,_Francisco_C._Sold\'an_Alfaro,_Tim_Nelson,_Stephen_R.L._Futcher,_Samantha_M._Rolfe,_David_A._Campbell,_Tony_Vale,_Pat_Devine,_Dawid_Mo\'zdzierski,_Przemys{\l}aw_J._Miko{\l}ajczyk,_Heinz-Bernd_Eggenstein,_Diego_Rodriguez,_Ivan_L_Walton,_Siegfried_Vanaverbeke,_Barry_Merrikin,_Yenal_\"O\u{g}men,_Alex_Escartin_Perez,_Mario_Morales_Aimar,_Georg_Piehler,_Lord_Dover,_Aashini_L._Patel,_Niall_Miller,_Jack_Finch,_Matt_Hankins,_Anna_M._Moore,_Tony_Travouillon,_Marek_Szczepanski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02696 |
この論文は、小型望遠鏡による変光星の観測結果を報告するシリーズの1つです。ここでは、3つの天体すべての長期光学、近赤外線、および中赤外線測光と、3つのうちの2つのフォローアップスペクトルに基づいて、3つの可能性が高いBe星の繰り返しのバーストを調べます。ソースは、珍しい、真に定期的に爆発するBe星として特徴付けられます。光度曲線の形態をモデル化するためのフレームワーク内で測光データを解釈し、モデルがより大きな振幅やより長い波長に向かっての後のピークなど、バースト形状を正しく予測することを発見しました。したがって、これらの星の星周円盤への質量負荷の開始時間と終了時間を推測することができます。円盤のサイズは通常、中心星の面積の3～6倍です。円盤の温度は約40%で、円盤の光度は中心のBe星の約10%です。利用可能な分光法は、ディスクの裏返しの進化と一致しています。より高い励起線は、その二重角形の放出プロファイルでより大きな速度幅を持っています。私たちの観測と分析は、Be星のバーストの減衰円盤モデルを支持しています。
大質量の若い恒星天体 G24.33$+$0.14 における 6.7~GHz メーザー フレア中のメーザー線の多周波 VLBI 観測
| Title |
Multi-frequency_VLBI_observations_of_maser_lines_during_the_6.7~GHz_maser_flare_in_the_high-mass_young_stellar_object_G24.33$+$0.14} |
| Authors |
A._Kobak,_A._Bartkiewicz,_M._Szymczak,_M._Olech,_M._Durjasz,_P._Wolak,_J.O._Chibueze,_T._Hirota,_J._Eisl\"offel,_B._Stecklum,_A._Sobolev,_O._Bayandina,_G._Orosz,_R.A._Burns,_Kee-Tae_Kim_and_S.P._van_den_Heever |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02723 |
最近の研究では、6.7GHzのメタノールメーザーフレアが、メーザー生成のメカニズムや、大質量星形成の初期段階における降着率の変化の特定の兆候さえも検証するための強力なツールになり得ることが示されています。HMYSOG24.33$+$0.14での6.7GHzでのメタノールメーザー放射のフレア中のメタノールおよび水メーザーの空間構造と進化を特徴付けます。VLBAを使用して、Torun32m望遠鏡でメタノール線を監視することによって誘導された3つのエポックで、6.7GHzおよび12.2GHzのメタノールおよび22.2GHzの水蒸気メーザーを画像化しました。6.7GHzメーザーマップも、フレア中にEVNとLBAで取得されました。WISEデータは、6.7GHzメーザーとIRフラックスの間の相関関係を見つけるために使用されました。6.7GHzのメタノールメーザークラウドレットは$\sim$3500auに分布しており、それらのほとんどの形態は安定していますが、それらの明るさは2か月の時間スケールでの総フラックス密度の経過に従って変化します。12.2GHzのメタノールメーザークラウドレットは、6.7GHz放射の領域よりも1桁小さい領域をカバーし、両方の遷移が同じメーシングガスから発生します。22.2GHzメーザークラウドレットは中央領域にあり、VLBI観測期間の2か月間に最も強いクラウドレットの速度ドリフトと共に、明るさの体系的な増加とサイズと方向の緩やかな変化を示します。タイムラグの推定値は、サブルミナール速度($\sim$0.3c)でマッシング領域の物理的条件の変化が伝播することを意味します。IR(4.6$\mu$m)と6.7GHz磁束密度の密接な相関関係が見つかり、放射ポンピングモデルをサポートしています。230GHzALMAデータとの比較は、メタノールメーザーが回転ディスクの内部に分布していることを示していますが、22.2GHz放射は、バイポーラ流出またはジェット構造のコンパクトな内部コンポーネントをトレースしています。
Gaia EDR3 カタログと Zwicky Transient Facility Data に基づく短周期近接白色矮星連星候補の系統的検索
| Title |
A_Systematic_Search_for_Short-period_Close_White_Dwarf_Binary_Candidates_Based_on_Gaia_EDR3_Catalog_and_Zwicky_Transient_Facility_Data |
| Authors |
Liangliang_Ren,_Chengyuan_Li,_Bo_Ma,_Sihao_Cheng,_Shun-Jia_Huang,_Baitian_Tang,_and_Yi-ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02802 |
銀河系の短周期白色矮星連星(CWDB)は、ミリヘルツ周波数帯域の宇宙重力波(GW)検出器にとって重要な対象です。本質的に光度が低いため、レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)で検出できる識別されたCWDBは約25のみであり、検証連星(VB)としても知られています。GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)は、多数のCWDB候補を含むカタログを提供します。これには、視差と測光測定も含まれます。GaiaEDR3とZwickyTransientFacility公開データリリース8をクロスマッチさせ、周期検出アルゴリズムを適用して周期変数のサンプルを取得します。位相折り畳み光度曲線が検査され、最終的に429のCWDB候補を含むバイナリサンプルが取得されます。サンプルをさらに、食のバイナリ(58のHWVirタイプのバイナリ、65のEAタイプのバイナリ、56のEBタイプのバイナリ、および41のEWタイプのバイナリを含む)と楕円体のバリエーション(209のELLタイプのバイナリ)に分類します。独自の光度曲線形状を持つ超短周期連星候補を4つ発見しました。すべてのバイナリ候補のGW振幅を推定し、TianQinとLISAの対応する信号対雑音比(S/N)を計算します。TianQin(LISA)の公称ミッション時間で、S/Nが5を超える潜在的なGW候補が2つ(6つ)見つかりました。これにより、TianQin(LISA)の候補VBの総数が18(31)に増加します。
ガイア時代の 10 パーセク サンプル: 最初の更新
| Title |
The_10_parsec_sample_in_the_Gaia_era:_first_update |
| Authors |
C._Reyle,_K._Jardine,_P._Fouque,_J._A._Caballero,_R._L._Smart,_A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02810 |
最も近い星は、恒星物理学と銀河の理解に基本的な制約を提供します。近くのサンプルは、正確なデータですべてのオブジェクトを調査および理解できるアンカーとして機能します。この作品は、Reyl\'eらによって公開された10pcサンプルの更新です。(2021)は、天文宇宙ミッションガイアの初期の3番目のデータリリースからの前例のない高精度の視差測定を使用しました。私たちはこの国勢調査を見直し、すべての更新は近い連星、褐色矮星、太陽系外惑星に関連しています。太陽から10pc以内の336系にある541個の恒星、褐色矮星、系外惑星の新しいカタログを提供します。このリストは、現在の知識から可能な限り完全なものであり、ベンチマークスターのリストを提供します。また、最新の3回目のGaiaデータリリースで利用可能になった新製品についても調べます。
連続する太陽周期の最小値にわたる異常および銀河宇宙線酸素の変調
| Title |
The_modulation_of_anomalous_and_galactic_cosmic_ray_oxygen_over_successive_solar_cycle_minima |
| Authors |
R.D._Strauss,_R.A._Leske,_J.S._Rankin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02816 |
最近の2009年と2020年の太陽極小期はどちらも異常に静かで、異常に高い銀河宇宙線(GCR)レベルで特徴づけられました。ただし、異常宇宙線(ACR)とGCRのレベルが強く一致した過去数十年の傾向とは異なり、ACR強度はそのような高い記録的なレベルに達していませんでした。異なる輸送条件下でのGCRおよびACR酸素の加速と輸送をシミュレートします。最近の観測を使用してモデルに存在する残りの自由パラメーターを制約した後、乱流の少ない条件は、太陽風終了衝撃でのACR加速の効率が低いため、GCRフラックスが高く、ACRフラックスが低いことを特徴とすることを示します。以前の太陽周期と比較した場合、2009年と2020年に観察されたACR/GCRの不一致の説明として、これを提供します。
ミラ変光星の光学測光法を用いたM33までの距離測定
| Title |
A_Distance_Measurement_to_M33_Using_Optical_Photometry_of_Mira_Variables |
| Authors |
Jia-Yu_Ou,_Chow-Choong_Ngeow,_Anupam_Bhardwaj,_Matthew_J._Graham,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02901 |
M33変動調査、パノラマ調査望遠鏡、およびRapidResponseSystem、PalomarTransientFactory(PTF)、中間PTF、およびZwickyTransientFacility。これらの光度曲線のコレクションに基づいて、遠方のミラの周期を決定するには、可能な限り完全な光バンドの光度曲線が重要であることがわかりました。機械学習技術を使用して、$(J-K_s)$周期-色平面に基づいてMirasをO-richとC-richに分類できることを実証しました。最後に、O-richMirasを最大光で使用して、M33までの距離弾性率を$24.67\pm0.06$~magとして改善された周期と共に導出しました。これは、文献に記載されている推奨値とよく一致しています。
生命望遠鏡とTESSが観測したYZこいぬり座のスーパーフレア: 白色光放射に伴うH$\alpha$放射の赤の非対称性
| Title |
A_Superflare_on_YZ_Canis_Minoris_Observed_by_Seimei_Telescope_and_TESS:_Red_Asymmetry_of_H$\alpha$_Emission_Associated_with_White-Light_Emission |
| Authors |
Keiichi_Namizaki,_Kosuke_Namekata,_Hiroyuki_Maehara,_Yuta_Notsu,_Satoshi_Honda,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03007 |
活発なM型星は、表面でスーパーフレアを頻繁に発生させることが知られています。星の(スーパー)フレアからの放射は、太陽系外惑星の居住可能性にとって重要ですが、そのメカニズムはよくわかっていません。この論文では、3.8mの生命望遠鏡と$Transiting\、Exoplanet\、Survey\、Satellite$を使用して、活動中のM型矮星YZCMiで恒星のスーパーフレアを光学分光および測光で同時に観測したことを報告します。フレアの放射エネルギーは$1.3^{+1.6}_{-0.6}\times10^{34}\,\rm{erg}$で、H$\alpha$のエネルギーは$3.0^{+0.1}_{-0.1}でした。\times10^{32}\,\rm{erg}$.H$\alpha$輝線プロファイルは、$4.6-5.1\,\rm{hrs}$の持続時間で、フレア全体を通して赤色の非対称性を示しました。赤い非対称の速度は$\sim200-500\,\rm{km\,s^{-1}}$で、H$\alpha$の線幅は$34\pm14$$\rまで広がりました。{A}$.H$\alpha$線の赤方偏移速度と線幅は、同等の幅よりも急速に減衰し、その時間発展は白色光放射の時間発展と相関しています。これは、白色光、H$\alpha$赤の非対称性、およびH$\alpha$線の広がりがほぼ同じ場所、つまり非熱電子によって加熱された高密度の彩層凝縮領域に由来する可能性を示しています。一方、中心成分に対する赤方偏移過剰成分のフラックス比は、フレア開始の1時間後に増大します。これは、フレアの後期段階で、赤の非対称性の主な原因がフレア後のループに変化したためである可能性があります。
Deep Generative Priors を使用して夜空を学習する
| Title |
Learning_the_Night_Sky_with_Deep_Generative_Priors |
| Authors |
Fausto_Navarro,_Daniel_Hall,_Tamas_Budavari,_Yashil_Sukurdeep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02030 |
デコンボリューションと呼ばれる、ぼやけた観察からより鮮明な画像を復元することは、不適切な問題であり、従来のアプローチでは満足のいく結果が得られないことがよくあります。地上ベースの天文学では、複数の露出を組み合わせて信号対雑音比の高い画像を取得することは、大気の影響による露出全体の点広がり関数の変動によって複雑になります。ディープジェネレーティブプライアに触発された画像のノイズ除去、ブレ除去、およびコーアディングのための教師なしマルチフレーム手法を開発します。慎重に選択された畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを使用して、複数の観測からの情報を結合し、これらの観測に対する同時尤度を正則化し、シャープで復元された画像のピクセル値の非負性など、必要な制約を課すことができます。ルービン天文台に目を向けて、4Kによる4KHyperSuprime-Camの露出を分析し、有望な復元された画像と抽出されたソースリストを生成する予備的な結果を取得します。
補助制約形式で最小限に変更された重力
| Title |
Minimally_modified_gravity_with_auxiliary_constraints_formalism |
| Authors |
Zhi-Bang_Yao,_Michele_Oliosi,_Xian_Gao_and_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02090 |
ゲージ対称性として空間共分散を保持するという制限の下で、複数の補助制約(AC)を導入することにより、重力の一般的な計量理論から始めて、自由度(d.o.f.)の数を減らす可能性を調査します。任意の数のスカラー型、ベクトル型、およびテンソル型のACはアプリオリに考慮されますが、ベクトル型およびテンソル型の制約を導入する必要はなく、スカラー型のACは次の目的で4つを超えてはならないことがわかります。一般相対性理論(GR)のように、2つのテンソル自由度のみを伝搬する最小修正重力(MMG)理論の構築。詳細なハミルトニアン分析を通じて、ACのすべての可能な分類を使い果たし、MMG理論を取得するための対応する最小化および対称化条件を見つけます。特にACが4の場合は条件を必要としないため、この場合、理論は一貫して自然に物質と結合できます。形式を説明するために、ケイリー・ハミルトンの定理を使用してこの特定のケースの具体的なモデルを構築し、観測からの制約を受ける重力波の分散関係を導き出します。
酸化ビスマスゲルマニウムシンチレータにおける酸素の反跳エネルギー消光係数測定法
| Title |
A_method_to_measure_the_quenching_factor_for_recoil_energy_of_oxygen_in_bismuth_germanium_oxide_scintillators |
| Authors |
Yuga_Ommura,_Hiroshi_Ito,_Takatomi_Yano,_Akihiro_Minamino_and_Masaki_Ishitsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02111 |
ビスマスゲルマニウム酸化物($\rmBi_{4}Ge_{3}O_{12}$,BGO)シンチレーション結晶は、密度が高く、ガンマ線の効率が高いため、素粒子物理学および天体物理学の分野で検出器として広く使用されています。-光線検出。化学的安定性に優れているため、あらゆる環境で使用できます。暗黒物質やコヒーレント弾性ニュートリノ核散乱などのまれな事象の探索では、核反跳の応答を理解するためにBGO結晶が不可欠です。この研究では、BGO結晶中の酸素による中性子弾性散乱のイベントを分析しました。次に、単一エネルギー中性子源を使用して、反跳エネルギーの関数としてBGO結晶の酸素反跳エネルギーの消光係数を測定しました。
天文テント観測所、過ぎ去った時代の遺物
| Title |
Astronomical_tent_observatories,_relics_of_a_bygone_era |
| Authors |
Richard_de_Grijs_(Macquarie_University,_Sydney,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02198 |
18世紀半ばから19世紀半ばにかけて、探査と発見のための長距離の海洋航海では、重くて扱いにくい天文レギュレーターとトランジット望遠鏡を使用して陸上での経度決定をサポートするために、天文テント観測所が日常的に運ばれました。ジェームズ・クックが1768年から1771年の太平洋への最初の航海でパイロットテント天文台を展開した後、テントのデザインはクックの太平洋への2回目と3回目の航海でより便利に使用できるようにウィリアムベイリーによって変更されました。ベイリーの設計は、帆船の時代に船上の天文学者に割り当てられたテント天文台の標準的な構造になりました。19世紀半ばまでに、焦点の微妙な変化が起こり、特定の天体イベント(1882年の金星トランジットやさまざまな日食など)を観測するためにテント天文台が展開されるようになり、経度の決定は小説にますます依存するようになりました。当時のコンパクトで改良されたボックスクロノメーター。19世紀末に向けてテント天文台の用途がさらに変化し、天文学的用途が気象測定に新たな焦点を当てるようになりました。
オーロラ キロメートル放射 -- 電子サイクロトロン メーザー パラダイム
オーロラキロメトリック放射(AKR)は、惑星磁気圏からの強力な電波放射のパラダイムです。電子ジャイロ周波数および/またはその低調波に近いため、その観測はソースプラズマの非熱状態を示しています。放出は、プラズマが電子分布関数の変形をもたらす高エネルギー励起状態に入ると生成されます。特定の条件下では、これは「準コヒーレント」放出につながります。弱相対論的な電子-サイクロトロン-メーザー不安定性がこの種の放射の原因であると考えられています。エネルギー的に電波放射は、通常、大規模な磁気圏現象では{primary}重要性がないため、AKR自体は、大規模な磁気圏物理学の目的では、限界的な問題と見なされるようになっています。ここで、この概念が問われます。AKRは、主に磁気圏の擾乱時にオーロラ領域に適用されますが、{全体のサブストームエネルギーのほんの一部しか運びません。しかし、それは上部オーロラ電離層の物理学と宇宙天気研究における診断力です}.非熱プラズマにおける放射の生成の基本的な物理的問題として{まだ解決されていません。電子サイクロトロンメーザーのみを扱う場合でも、多くの疑問が未解決のまま残されています。これらは、観測と理論の両方によって、宇宙で唯一継続的にアクセス可能な場所である磁気圏で有利に研究することができます。最も重要なものは、攻撃方法のヒントとともにここにリストされています。その価値は、他の磁化惑星、太陽系外惑星、強磁性天体への応用において果たすべき役割に求められ、重要な{無線周波数範囲の放射線の原因となる物質状態を診断するためのツール}として求められます。熱、衝撃、またはシンクロトロン放射を超えて。
電子と相互作用するサブ GeV 暗黒物質粒子に対する DAMIC-M からの最初の制約
| Title |
First_Constraints_from_DAMIC-M_on_Sub-GeV_Dark-Matter_Particles_Interacting_with_Electrons |
| Authors |
I._Arnquist,_N._Avalos,_D._Baxter,_X._Bertou,_N._Castello-Mor,_A.E._Chavarria,_J._Cuevas-Zepeda,_J._Cortabitarte_Gutierrez,_J._Duarte-Campderros,_A._Dastgheibi-Fard,_O._Deligny,_C._De_Dominicis,_E._Estrada,_N._Gadola,_R._Ga{\i}or,_T._Hossbach,_L._Iddir,_L._Khalil,_B._Kilminster,_A._Lantero-Barreda,_I._Lawson,_S._Lee,_A._Letessier-Selvon,_P._Loaiza,_A._Lopez-Virto,_A._Matalon,_S._Munagavalasa,_K._McGuire,_P._Mitra,_D._Norcini,_G._Papadopoulos,_S._Paul,_A._Piers,_P._Privitera,_K._Ramanathan,_P._Robmann,_M._Settimo,_R._Smida,_R._Thomas,_M._Traina,_I._Vila,_R._Vilar,_G._Warot,_R._Yajur,_and_J-P._Zopounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02372 |
DAMIC-M検出器の最初の地下運用からの電子と相互作用するサブGeV暗黒物質粒子に対する制約を報告します。検索は85.23g日の積算露光量で実行され、DAMIC-M電荷結合素子(CCD)のサブ電子電荷分解能と低レベルの暗電流を利用します。検出器の暗電流を超える暗黒物質誘起イオン化信号は、最大7e-の電荷を持つCCDピクセルで検索されます。このデータセットを使用して、質量範囲[1.6,1000]MeV/c2および[1.5,15.1]MeV/c2のパラメーター空間の未調査領域を除外して、質量が0.53～1000MeV/c2の暗黒物質粒子に制限を設けます。-それぞれ軽いメディエーター相互作用と重いメディエーター相互作用。
重力の虹の中で安定した 3 次元 (非) 帯電 AdS gravastars
| Title |
Stable_three-dimensional_(un)charged_AdS_gravastars_in_gravity's_rainbow |
| Authors |
H._Barzegar,_M._Bigdeli,_G._H._Bordbar,_and_B._Eslam_Panah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02433 |
この作業では、重力の虹理論のコンテキストで、3次元のAdS重力真空星(gravastars)を研究します。次に、マクスウェル電磁界を追加して拡張します。適切な長さ、エネルギー、エントロピー、ジャンクション条件など、グラバスターの物理的特徴を計算します。私たちの結果は、荷電状態と非荷電状態の物理パラメーターが虹関数に大きく依存することを示しています。荷電状態に加えて、電界にも依存します。最後に、重力の虹における3次元(非)荷電AdSグラバスターの薄いシェルの安定性を調べます。これらのグラバスタの薄い殻の構造は安定しており、物質の種類に依存しないことを示しています。
PAseosは複数の宇宙船を操作するための環境をシミュレートします
| Title |
PAseos_Simulates_the_Environment_for_Operating_multiple_Spacecraft |
| Authors |
Pablo_G\'omez_and_Johan_\"Ostman_and_Vinutha_Magal_Shreenath_and_Gabriele_Meoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02659 |
次世代の宇宙船は、搭載処理、機械学習、分散運用シナリオを含むさまざまな新しいアプリケーションを可能にすることが期待されています。これらの多くは以前に提案され、評価されていますが、実際のミッションシナリオの運用上の制約は考慮されていないか、初歩的なものに過ぎないことがよくあります。ここでは、1つまたは複数の宇宙船を含む運用シナリオをモデル化できるPASEOSと呼ばれるオープンソースのPythonモジュールを紹介します。熱、電力、帯域幅、通信の制約や、宇宙船への放射線の影響など、いくつかの物理現象が考慮されます。PASEOSは、高性能指向の数値シミュレーションとして、および/またはエッジハードウェア上でリアルタイムモードで直接実行できます。これらの機能を3つのシナリオで実証します。1つはUnibapiX-10100衛星プロセッサでのリアルタイムシミュレーション、もう1つはコンステレーション全体をモデル化するシミュレーションで数時間にわたってタスクを実行し、もう1つは分散設定で機械学習モデルをトレーニングします。地球軌道でのタスクを実証していますが、PASEOSは概念的には深宇宙のシナリオも可能にするように設計されています。私たちの結果は、PASEOSが記述されたシナリオを効率的にモデル化し、運用上の考慮事項への洞察を提供できることを示しています。これは、ランタイムとオーバーヘッドの観点からだけでなく、モデル化された温度、バッテリーの状態、およびコンスタレーションの通信ウィンドウを調査することによっても示されます。実際の衛星プロセッサでPASEOSを実行することにより、将来のミッションのハードウェアデモンストレータにPASEOSを直接組み込む方法を紹介します。全体として、私たちは、地球軌道およびその先で宇宙船が遭遇する物理的制約を全体的にモデル化するための最初のソリューションを提供します。PASEOSモジュールは、研究者が研究にすばやく組み込むことができるように、広範なドキュメントとともにオープンソースのオンラインで利用できます。
正準バイメトリック理論における重力分極メカニズムの欠如
MONDの現象論の相対論的完成を目指す「双極暗黒物質」モデルのバージョンに動機付けられて、有効物質カップリングを用いた正準バイメトリック理論における重力分極メカニズムを調査します。そのような理論が一貫した重力偏極を達成できず、したがって低エネルギーでMONDian現象論を回復できない根本的な障害を明示的に示します。
天体物理エネルギーにおけるα核光学ポテンシャル研究のための144Sm(α,n)147Gd反応の断面積測定
| Title |
Cross_section_measurement_of_the_144Sm(alpha,n)147Gd_reaction_for_studying_the_alpha-nucleus_optical_potential_at_astrophysical_energies |
| Authors |
Gy._Gy\"urky,_P._Mohr,_A._Angyal,_Z._Hal\'asz,_G.G._Kiss,_Zs._M\'atyus,_T.N._Szegedi,_T._Sz\"ucs,_Zs._F\"ul\"op |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02697 |
アルファ粒子を含む核反応は、重元素元素合成のガンマ過程など、さまざまな天体物理学的プロセスで重要な役割を果たします。あまり知られていない低エネルギーα核光学(AOMP)ポテンシャルは、これらの反応の速度を推定するための重要なパラメーターです。AOMPは、アルファ散乱およびアルファ誘導反応の断面積を測定することによってテストできます。最近、144Smの低エネルギー弾性アルファ散乱が高精度で測定されました。現在の作業の目的は、低エネルギーで144Smの(a,n)断面積を測定することによってその作業を補完することでした。実験データは、AOMPを制約するために使用されます。このポテンシャルから、144Sm(a,g)148Gdの反応速度をより少ない不確かさで導き出すことができます。144Sm(a,n)147Gd反応は、SmターゲットにAtomkiのサイクロトロン加速器によって提供されるアルファビームを照射することによって研究されました。断面積は、活性化法を使用して決定されました。147Gd反応生成物の崩壊に続くガンマ線をHPGe検出器で測定しました。実験データは、統計モデル内で分析されます。断面積は、1MeVステップで13～20MeVのアルファエネルギー範囲で、つまり(a,n)しきい値のすぐ上から測定されました。結果は、AOMPのさまざまなアプローチとパラメータ化を使用した統計モデル計算と比較され、最近の2つのポテンシャルについて優れた一致が得られました。ただし、これらの電位は、144Sm(a,g)148Gd反応の文献データを同じ精度で再現することはできません。AOMPの制約は、新しい144Sm(a,n)147Gdデータと144Sm(a,g)148Gdの文献データの分析から導き出されました。これらの制約により、144Sm(a,g)148Gd反応の反応速度を決定でき、不確実性が2倍未満に大幅に減少します。
これは、2021年7月23日に亡くなったスティーブンワインバーグ教授へのオマージュです。
正則ブラックホールは、特異点問題を解決するためのアプローチとして非常に重要であり、この論文では、バーディーンモデルとヘイワードモデルの降着円盤が研究されています。この目的のために、放射エネルギー、光度導関数、温度、降着質量の放射への変換効率など、ブラックホールの物理的特性を計算しました。得られた結果は、通常のブラックホールの非ゼロフリーパラメータにより、ディスクの最も内側の安定した円軌道の半径がより小さい値にシフトすることを示しています。この変位の結果として、放射エネルギー、光度導関数、および温度のプロファイルが増加することがわかりました。また、バーディーンとヘイワードのブラックホールは、シュヴァルツシルトよりも質量を放射に変換する効率が高いこともわかりました。最後に、これら2つのブラックホールの自由パラメーターを回転ブラックホールのスピンと比較し、バーディーンブラックホールとヘイワードブラックホールがゆっくり回転するカーブラックホールを模倣できることを発見しました。
温暖なインフレの最近の動向
暖かいインフレーション、そのさまざまな粒子物理モデルの実装、およびその宇宙論に対する散逸粒子生成の意味がレビューされます。最初に、温暖なインフレの背景のダイナミクスを簡単に提示し、それを寒冷なインフレの状況と対比します。コールドインフレのシナリオでは除外されるか、厳しく制限されますが、ウォームインフレでは必ずしもそうではありません。次に、暖かいインフレーションの明示的な微視的モデルを実現する際の場の量子論の側面が与えられます。これには、さまざまな粒子場理論モデルの温暖インフレーションに関連する散逸係数の導出が含まれます。次に、温暖なインフレーションにおける宇宙論的摂動のダイナミクスについて説明します。曲率スカラーパワースペクトルの一般式を示します。次に、関連するウォームインフレーションのレジーム、弱い消散レジームと強い消散レジームについて詳しく説明します。また、これらの温暖なインフレ体制で予測される結果と、それらが観測データにどのように直面するかについても説明します。温暖なインフレの散逸力学が、(ポスト)インフレーション宇宙論に関連するいくつかの長年の問題にどのように対処できるかを説明します。これには、いわゆる沼沢地の基準に関する最近の議論や、温暖なインフレが弦理論の風景にどのように属し得るかが含まれます。
ヒッグスポータル暗黒物質の陽性限界
次元8演算子までの効果的なヒッグスポータルカップリングを使用して、WIMPスカラー暗黒物質の正の境界を検討します。標準モデルヒッグスとスカラー暗黒物質の重ね合わせ状態を取ると、効果的なカップリングのパラメーター空間の部分は、そうでなければ現象論的境界によって制約されず、次元8導関数演算子の正の境界によって除外されることを示します。暗黒物質の遺物密度、直接的および間接的な検出、およびLHCの制約が、効果的なヒッグスポータル結合を制約する際の陽性限界を補完することがわかりました。大規模なグラビトンまたはラジオンから得られる有効な理論では、次元8演算子と、直接検出による強い制約を回避できる他の有効なヒッグスポータル結合との間に相関関係があるように見えます。主に遺物密度、直接検出、および陽性限界によってパラメーター空間を突き詰めると、観測可能な宇宙線信号が暗黒物質の消滅から一対のヒッグスボソン$WW$または$ZZ$に到達することがわかります。
楕円不安定と対流の相互作用
楕円不安定性は楕円流線の不安定性であり、回転する流体体における大規模な潮流によって励起される可能性があり、無次元潮汐振幅($\epsilon$)が十分に大きい場合、慣性波を励起します。それは対流帯で動作しますが、乱流対流との相互作用はこの文脈では研究されていません。楕円不安定性とレイリー・ベナール対流の相互作用を調査するために、広いボックスでデカルト流体力学シミュレーションの広範なスイートを実行します。楕円不安定性によって生成された地衡流渦が、慣性波のエネルギーをはるかに超えるエネルギーで流れを支配していることがわかります。さらに、楕円不安定性は対流で動作する可能性がありますが、主に対流によって駆動される大規模な渦によって、十分に強い対流に対して抑制されることがわかります。フーリエ空間の流れを調べることで、エネルギー的に支配的な周波数と波数を決定できます。力は主に地衡流の渦、対流的に不安定な波数、慣性波の分散関係に沿って、楕円形に変形していない対流でも集中することがわかりました。対流背景での線形成長率を調べると、対流の大規模渦が、楕円不安定自体によって作成される地衡渦と同じ方法で楕円不安定を抑制することがわかります。最後に、対流運動は大規模な潮流に対して有効な粘性として作用し、持続的なエネルギー伝達を提供します($\epsilon^2$としてスケーリング)。さらに、楕円不安定性のバーストから生じるエネルギー移動は、動作時に、以前の研究で見つかった$\epsilon^3$スケーリングと一致することがわかりました。
HESS J1731-347 の低質量コンパクト星に照らした核状態方程式と混成状態方程式
| Title |
Nuclear_and_Hybrid_Equations_of_State_in_Light_of_the_Low-Mass_Compact_Star_in_HESS_J1731-347 |
| Authors |
Liam_Brodie_and_Alexander_Haber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.02989 |
カイラル有効場理論と飽和密度付近の対称核物質の特性によって制約される広範囲の相対論的平均場理論(RMFT)をサンプリングし、既知の恒星構造制約に対してそれらをテストします。これには、HESSJ1731-347の中央コンパクト天体の比較的新しい質量と半径の測定値が含まれており、$M=0.77^{+0.20}_{-0.17}\,\mathrm{Mという異常に低い質量を持つことが報告されています。}_{\odot}$と$R(1.4\mathrm{M}_{\odot})=10.4^{+0.86}_{-0.78}$kmのコンパクト半径。サンプリングされた核RMFTのいずれも$68\,\%$の信頼度レベルですべての星構造の制約を満たさないが、クォーク物質の内核と核の外核を含む混成状態方程式が$68\,\ですべての制約を満たすことを示す。%$信頼度レベル。これは、将来の測定によって上記で報告された中心値が確認される場合、天体物理学的制約と低エネルギー核理論との間に緊張関係があることを示しています。
一般推論のための事後推定量のサンプリングベースの精度テスト
| Title |
Sampling-Based_Accuracy_Testing_of_Posterior_Estimators_for_General_Inference |
| Authors |
Pablo_Lemos,_Adam_Coogan,_Yashar_Hezaveh,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.03026 |
パラメーターの推論、つまり、あるデータを与えられた統計モデルのパラメーターの事後分布を推論することは、多くの科学分野の中心的な問題です。生成モデルを使用した事後推論は、マルコフ連鎖モンテカルロなどの方法に代わる方法であり、尤度ベースとシミュレーションベースの両方の推論に使用できます。ただし、生成モデルでエンコードされた事後分布の精度を評価することは簡単ではありません。この論文では、生成事後推定量のカバレッジ確率を推定する方法として、「ランダムポイントまでの距離」(DRP)カバレッジテストを紹介します。私たちの方法は、事後評価を必要とする既存のカバレッジベースの方法とは異なります。事後推定量が最適であることを示すために、私たちのアプローチが必要かつ十分であることを証明します。さまざまな合成例でこの方法を実証し、DRPを使用して高次元空間での事後推論分析の結果をテストできることを示します。また、既存の方法が失敗した場合に、この方法が最適でない推論を検出できることも示します。
