ホットビッグバンは、宇宙のすべての物質と放射線の起源と見なされることがよくあります。原始核合成(BBN)は、初期の宇宙が温度$T>\text{MeV}$の光子とバリオンの熱いプラズマを含んでいたという強力な証拠を提供します。しかし、暗黒物質の最も初期のプローブは、構造形成の時代のずっと後の時代に由来します。この研究では、「ダークビッグバン」と呼ばれる2番目のビッグバンのBBNの前後またはその後で、暗黒物質(およびおそらく暗黒放射線)が形成されるシナリオについて説明します。後者は、暗真空エネルギーを粒子の高温暗黒プラズマに変換する暗部での相転移によって発生します。この論文では、ダークビッグバンの一次相転移に焦点を当てています。正しい暗黒物質の存在量は、暗黒物質の共食いまたは暗黒部内での対消滅とそれに続く熱凍結によって設定できます。あるいは、超重い「ダークジラ」暗黒物質は、暗黒ビッグバン中のバブル衝突から直接発生する可能性があります.ダークビッグバンが構造形成と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの制約と一致することを示します。これは、宇宙が誕生してから1か月未満のときに発生した場合であり、これは$\mathcal{Oを超える可視領域の温度に対応します。}$(keV)。暗黒物質は直接的および間接的な検出を回避しますが、暗黒のビッグバンは、パルサータイミングアレイ実験でテストされる衝撃的な重力波の特徴を生じさせます。さらに、ダークビッグバンは、将来の小規模構造観測における刺激的な発見の可能性を示唆する自己相互作用および/または暖かい暗黒物質の実現を可能にします。
赤方偏移空間歪み測定時の線形信号の分離
小規模な赤方偏移空間歪み測定を使用した線形成長率$f\sigma_8$の制約は、大規模で行われたものよりも統計的に有意な利点があります。ただし、これらの測定では、赤方偏移空間の歪みを$f\sigma_8$で解釈する際に、線形情報と非線形情報を慎重に解きほぐす必要があります。PlanckCMBデータによって制約された$\Lambda$CDMモデルに基づいて、いくつかの以前の測定で予想からの大幅な偏差が見つかったことを考えると、これを行うことは特に重要です。銀河の線形速度と非線形速度の両方のスケーリングパラメーターを使用して、小規模な銀河クラスタリング用の新しいエミュレーターベースのモデルを構築し、線形成長率を分離できるようにします。AbacusCosmosスイートのシミュレーションを使用してエミュレーターをトレーニングし、拡張されたバリオン振動分光調査(eBOSS)発光赤色銀河サンプルからのデータに適用します。Planck2018$\Lambda$CDM期待値で2.3-$\sigma$張力で$f\sigma_8(z=0.737)=0.368\pm0.041$の値を取得し、最小測定スケールへの依存が少ないことがわかります。以前の分析より。
空間の不均一性に関連する SNIa 測定におけるバイアスの影響を調査するためのモデルの開発
| Title |
Development_of_a_model_to_investigate_the_effect_of_the_bias_in_SNIa_measurements_related_to_the_inhomogeneity_of_space |
| Authors |
Vincent_Deledicque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11938 |
最近、宇宙の明らかな加速膨張は、SNIa測定値の偏りによって説明できることが示唆されています。そのような出来事は実際、主に物質が位置する高密度領域で発生し、そのダイナミクスは宇宙のダイナミクスを代表するものとはおそらく考えられません。この記事では、このバイアスの影響をより詳細に調査するためのモデルを開発します。このモデルは、空間の空隙率に関連する1つのパラメーターに依存し、単純な分析関係につながります。特に、過密領域の平均計量テンソルを決定し、そのような領域でのスケール係数と時間の進行速度が、平均空間で予想される対応する値とは大きく異なると推測します。次に、メトリックテンソルの摂動を考慮して、赤方偏移と光度距離の測定値がバイアスによってどのように影響を受けるかを定量的に推測します。文献に見られる大きさのオーダーに対応する空隙率の値を使用して、モデルが距離弾性係数と赤方偏移の関係を予測できることを示します。m,0}=0.3$および$\Omega_{\Lambda,0}=0.7$です。
MP Mus (PDS 66) の ALMA ビュー: 4 au スケールまで目に見える隙間のない原始惑星系円盤
| Title |
The_ALMA_view_of_MP_Mus_(PDS_66):_a_protoplanetary_disk_with_no_visible_gaps_down_to_4_au_scales |
| Authors |
\'A._Ribas,_E._Mac\'ias,_P._Weber,_S._P\'erez,_N._Cuello,_R._Dong,_A._Aguayo,_C._C\'aceres,_J._Carpenter,_W._R._F._Dent,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_G._Duch\^ene,_C._C._Espaillat,_P._Riviere-Marichalar,_M._Villenave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11592 |
近く(d$\sim$100pc)の若い太陽アナログMPMus(PDS66)周辺の原始惑星系円盤のALMA多波長観測を提示します。0.89mm、1.3mm、および2.2mmでのこれらの観測は、それぞれ$\sim$1"、0.05"、および0.25"の角度分解能を持ち、前例のない詳細さと感度でシステム内のダストとガスを調べます。ディスクが表示されます。同等の空間スケールで観測されたほとんどの円盤とは対照的に、1.3mm観測の4au解像度に平滑化します.塵円盤の半径は60$\pm$5au、塵の質量は$0.14_{-0.06}^{+0.11}M_{\rmJup}$、および内側30auのmmスペクトルインデックス$<2$は、この領域で高いアルベドを持つ粒子からの光学的に厚い発光を示唆しています。130まで伸びるいくつかの分子ガスラインも検出されています。$\pm$15au,散乱光観測によって追跡された小さな粒子に似ています.異なるCO同位体粒子のフラックスを以前のモデルと比較すると、ガスの質量は$0.1-1M_{\rmJup}$になり、ガスとダストの比率が1であることが示唆されます-10.また、$M_{\rmdyn}$=1.30$\pm$0.08$M_\odot$の動的星質量を測定し、系の年齢を7-10Myrと導き出します。ギャップ/リングなしで進化したディスクに大きな粒子が残っていることは驚くべきことであり、1.3mmの光学的に厚い放射のために既存のサブ構造が検出されないままである可能性があります。あるいは、現在の観察では、小さな構造がまだ未解決のままである可能性があります。ギャップを開く惑星とギャップ幅の単純なスケーリング関係に基づいて、この下部構造の欠如により、円盤内の惑星の質量の上限が2$M_\oplus$-0.06$M_{\rmJup}$at$に設定されます。r>40$au.半径$r>60$auでのmm放射の欠如は、30-80auの間の散乱光のギャップがディスク密度のギャップではなく、膨張した内部ディスクによって投じられた影である可能性が高いことも示唆しています。
VIR/ Dawn で見たセレス: スペクトル モデリングと実験室での測定値は、炭素化学内の変化した自然のままのケイ酸塩を示唆しています。
| Title |
Ceres_as_seen_by_VIR/_Dawn:_spectral_modeling_and_laboratory_measurements_suggest_altered_and_pristine_silicates_within_carbon_chemistry |
| Authors |
Andrea_Raponi,_Marco_Ferrari,_Maria_Cristina_De_Sanctis,_Eleonora_Ammannito,_Mauro_Ciarniello,_Filippo_Giacomo_Carrozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11685 |
NASA/Dawnミッションは、準惑星ケレスの表面から前例のない量のデータを取得し、その表面組成の完全な特性を提供しました。現在のお気に入りの組成モデルには、Dawn/VIR-IRイメージング分光計によって決定される超炭素質物質、フィロケイ酸塩、炭酸塩、有機物、Fe酸化物、および揮発性物質の混合物が含まれ、Dawnによって提供される元素組成に関する制約があります。/グランド楽器。VIR分光計のVISチャネルの最近のキャリブレーションにより、全体的な組成モデルにさらに制約が加えられ、これまで考慮されていなかった別のタイプのシリケートが示唆されました。この作業では、VIR-VISキャリブレーションプロセスと、結果として得られるVISチャネルとIRチャネルの両方を考慮したセレス表面の組成モデルをレビューします。ケレス平均表面の全体的な(VIS-IR)形状をよりよく理解するために、特に1{\μ}mでの出現吸収を解釈するために、実験室での実験が必要です。この作業では、現在および将来の実験についても説明します。
| Title |
Observational_Characterization_of_Main-Belt_Comet_and_Candidate_Main-Belt_Comet_Nuclei |
| Authors |
Henry_H._Hsieh,_Marco_Micheli,_Michael_S._P._Kelley,_Matthew_M._Knight,_Nicholas_A._Moskovitz,_Jana_Pittichova,_Scott_S._Sheppard,_Audrey_Thirouin,_Chadwick_A._Trujillo,_Richard_J._Wainscoat,_Robert_J._Weryk,_Quanzhi_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11689 |
9つのMBCまたは候補MBCの観察結果を報告します。そのほとんどは、ターゲットが明らかに非アクティブであったときに取得されました。238P/Readでr_n=(0.24+/-0.05)km、313P/Gibbsでr_n=(0.9+/-0.2)km、r_n=の有効核半径(アルベドをp_V=0.05+/-0.02と仮定)(0.6+/-0.1)kmfor324P/LaSagra,r_n=(1.0+/-0.2)kmfor426P/PANSTARRS,r_n=(0.5+/-0.1)kmfor427P/ATLAS,r_n<(0.3+/P/2016J1-A(PANSTARRS)では-0.1)km、P/2016J1-B(PANSTARRS)ではr_n<(0.17+/-0.04)km、P/2017ではr_n<(0.5+/-0.2)kmS9(PANSTARRS)、およびP/2019A3(PANSTARRS)のr_n=(0.4+/-0.1)km。2021年の238Pの観測で活動の証拠を特定し、2010年、2016年、2021年の近日点接近中の238Pの同様の推定活動開始時間と正味の初期質量損失率を見つけました。P/2016J1-AおよびP/2016J1-Bも2021年と2022年に活動していることが判明しており、これらを合わせて10番目のMBCとなり、近日点付近で繰り返し活動していることが確認されており、したがって昇華主導の活動を示している可能性があります。313Pの核は、g'-r'=0.52+/-0.05およびr'-i'=0.22+/-0.07の色を持つことがわかっており、313PがLixiaohua家族のメンバーであることと一致しています。また、P/2015X6(PANSTARRS)の非検出も報告しており、現在の核サイズは検出限界(r_n<0.3km)を下回っていると結論付けています。最後に、核サイズ(または推定される親体サイズ)が推定された17個のMBCまたは候補MBCのうち、80%以上がr_n<1.0kmであり、小さなMBCに対する明らかな物理的好みを示しています。スピンアップは、MBC活動のトリガーおよび/または促進において重要な役割を果たす可能性があります。
地上測光法を用いたサイディングスプリング彗星162Pの核の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_nucleus_of_comet_162P/Siding_Spring_using_ground-based_photometry |
| Authors |
Abbie_Donaldson,_Rosita_Kokotanekova,_Agata_Ro\.zek,_Colin_Snodgrass,_Daniel_Gardener,_Simon_F._Green,_Nafiseh_Masoumzadeh,_James_Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12141 |
サイディングスプリング彗星162P/SidingSpringは、大規模な木星系の彗星で、ライトカーブデータが豊富に記録されています。2018年、2021年、2022年に取得された、この彗星の新しいrバンド核ライトカーブを報告します。これらのライトカーブを追加すると、核が観測された位相角は$0.39^\circ$から$16.33^\circ$の範囲になります。.彗星の光度曲線をrバンドPan-STARRS1等級に絶対的に較正し、これらの光度曲線を使用して、凸状の光度曲線反転によって核の凸形状モデルを作成します。162Pに最適な形状モデルは、軸比$a/b=1.56$および$b/c=2.33$、恒星周期$P=32.864\pm0.001$h、および黄経$\に向けられた回転極を持ちます。lambda_E=118^\circ\pm26^\circ$および緯度$\beta_E=-50^\circ\pm21^\circ$.考えられる核の伸長を$1.4<a/b<2.0$の範囲内に制限し、162Pが二葉構造を持っている可能性があるという暫定的な証拠について説明します。形状モデルを使用してライトカーブの回転効果を補正し、勾配$\beta=0.051\pm0.002$magdeg$^{-1}$および切片$H_r(1,1,0)を持つ線形位相関数を導き出します。=162Pで13.86\pm0.02$。原子核が0.39$^\circ$までの位相角で反対方向のサージを示したという証拠は見つかりませんでした。ライトカーブから彗星核の形状をモデル化することに関連する課題が強調されており、LSSTが今後10年間でこれらの課題をどの程度緩和すると予想されるかについてコメントします。
太陽駆動の月スイングバイ シーケンスの能力と小惑星探査への応用
深宇宙ミッションの設計では、まず太陽と月の重力を考慮して利用することができます。それらの重力は、宇宙船を打ち上げたり、宇宙船や小惑星を回収したりするためのエネルギー変化を提供できます。小惑星回収ミッションに関しては、小惑星の危険を軽減し、小惑星の探査と開発を容易にすることにつながります。この論文では、小惑星ミッションのための太陽駆動の月スイングバイシーケンスの適用について説明します。この手法の能力を特徴付けることは、動的な洞察の点で興味深いだけでなく、軌道設計にとって重要です。この論文では、「Swingby-Jacobi」グラフを使用して、太陽が駆動する月のスイングバイシーケンスの容量を解明します。容量は、現在カタログ化されている約660個の小惑星を囲むヤコビ積分の範囲で表すことができます。軌道設計を容易にするために、多回転のケースを含む太陽摂動の月から月への移動のデータベースが生成され、使用されます。その後、宇宙船の打ち上げと小惑星の捕獲のための大規模な軌道オプションを調査して最適化できます。最後に、提案された技術によって可能になる小惑星フライバイ、ランデブー、サンプルリターン、および回収ミッションオプションの数が得られます。
HEROES: ハワイ eROSITA 黄道極測量カタログ
北黄道極(NEP)のSubaruHyperSuprime-Cam(HSC)画像調査から派生した7バンド(g、r、i、z、y、NB816、NB921)カタログを提示します。HEROESとして知られる調査は、g:26.5、r:26.2、i:25.7、z:25.1、y:23.9、NB816:24.4、NB921:24.4の中央値5シグマ深度に達する44平方度の連続した画像で構成されています。マグ。HSCパイプラインソフトウェアhscPipeを使用してこれらのデータを削減し、2,500万を超えるオブジェクトを含むマルチバンドカタログを作成しました。カタログは3つの形式で提供されます。(1)hscPipe形式の強制フォトメトリカタログのコレクション、(2)そのデータセット内のすべてのオブジェクトを選択された有用な列とともに含む単一の結合カタログ、および(3)基本的な分析またはメモリの少ないマシンに不可欠な列のみ。このカタログは、NEPで利用可能なすべてのHSCデータを使用しており、SCUBA-2、eROSITA、Spitzer、Euclid、JWSTなどの機器や天文台からの現在および将来のNEPディープフィールドの主要な光学カタログとして機能する可能性があります。
AGN ストーム 2: II.ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器による Mrk817 の紫外線観測
| Title |
AGN_STORM_2:_II._Ultraviolet_Observations_of_Mrk817_with_the_Cosmic_Origins_Spectrograph_on_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Y._Homayouni,_Gisella_De_Rosa,_Rachel_Plesha,_Gerard_A._Kriss,_Aaron_J._Barth,_Edward_M._Cackett,_Keith_Horne,_Erin_A._Kara,_Hermine_Landt,_Nahum_Arav,_Benjamin_D._Boizelle,_Misty_C._Bentz,_Thomas_G._Brink,_Michael_S._Brotherton,_Doron_Chelouche,_Elena_Dalla_Bonta,_Maryam_Dehghanian,_Pu_Du,_Gary_J._Ferland,_Laura_Ferrarese,_Carina_Fian,_Alexei_V._Filippenko,_Travis_Fischer,_Ryan_J._Foley,_Jonathan_Gelbord,_Michael_R._Goad,_Diego_H._Gonzalez_Buitrago,_Varoujan_Gorjian,_Catherine_J._Grier,_Patrick_B._Hall,_Juan_V._Hernandez_Santisteban,_Chen_Hu,_Dragana_Ilic,_Michael_D._Joner,_Jelle_Kaastra,_Shai_Kaspi,_Christopher_S._Kochanek,_Kirk_T._Korista,_Andjelka_B._Kovacevic,_Daniel_Kynoch,_Yan-Rong_Li,_Ian_M._McHardy,_Jacob_N._McLane,_Missagh_Mehdipour,_Jake_A._Miller,_Jake_Mitchell,_John_Montano,_Hagai_Netzer,_et_al._(17_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11587 |
ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源スペクトログラフで得られた165のスペクトルを使用して、活動銀河核Mrk817の顕著な紫外ブロード輝線の残響マッピング測定値を提示します。私たちの紫外線観測は、AGN宇宙望遠鏡および光学残響マッピングプログラム2(AGNSTORM2)の一環として、X線、光学、および近赤外線観測を伴います。相互相関ラグ分析法を使用して、連続体と輝線の光曲線に有意な相関変動を見つけます。1180Aの遠紫外連続体とLy$\alpha$$\lambda1215$A($10.4_{-1.4}^{+1.6}$日)の間の静止フレーム遅延応答を測定します。NV$\lambda1240$A($15.5_{-4.8}^{+1.0}$日)、SiIV+OIV]$\lambda1397$A($8.2_{-1.4}^{+1.4}$日)、CIV$\lambda1549$A($11.8_{-2.8}^{+3.0}$日)、およびHeII$\lambda1640$A($9.0_{-1.9}^{+4.5}$日)は、吸収と混合の影響を受けない輝線プロファイルのセグメントを使用して、その結果、ラインごとに異なる速度範囲がサンプリングされます。ただし、連続体の変動に対する輝線の応答は、連続体の光曲線の単純な平滑化、シフト、およびスケーリングされたバージョンよりも複雑であることがわかります。また、Ly$\alpha$およびCIV輝線の速度分解ラグも測定します。Ly$\alpha$の青い翼のラグプロファイルはビリアル運動と一致しており、低速ではラグが長くなり、速度が速くなるとラグが短くなります。CIVラグプロファイルは、翼のラグが最も短く、$\pm$1500$\rmkm\,s^{-1}$に局所的なピークがあり、線の中心に局所的な最小値がある、厚い回転ディスクの特徴を示しています。.他の輝線は、広い吸収線と隣接する輝線との混合によって支配されます。これらには詳細なモデルが必要であり、今後の作業で提示されます。
COおよびCH3OH星間氷の共鳴赤外線照射
| Title |
Resonant_infrared_irradiation_of_CO_and_CH3OH_interstellar_ices |
| Authors |
J._C._Santos,_K.-J._Chuang,_J._G._M._Schrauwen,_A._Traspas_Mui\~na,_J._Zhang,_H._M._Cuppen,_B._Redlich,_H._Linnartz,_S._Ioppolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11591 |
氷塵粒子が関与する固相光プロセスは、複雑な有機分子の形成につながり、光脱離を誘発することにより、星間物質の化学進化に大きな影響を与えます。これまでのところ、実験室での研究の焦点は、主に高エネルギーの紫外(UV)光子が氷に与える影響でしたが、赤外(IR)光子による直接的な振動励起は、星間氷の形態と内容にも影響を与えると予想されています。しかし、この過剰な振動エネルギーが消散するメカニズム、および構造と氷の光化学への影響については、まだほとんどわかっていません。この作業では、調整可能な赤外線を使用した振動モードの共鳴励起時の星間関連COおよびCH3OH氷類似体の挙動の体系的な調査を提示し、赤外線誘起光脱離の定量化と振動エネルギー散逸の影響の洞察の両方につながります。氷上の形態。極低温での超高真空セットアップを利用して、純粋なCOとCH3OHの氷、およびその2つの混合物を成長させます。氷を強力なほぼ単色の中赤外自由電子レーザー放射にさらして、種を選択的に励起します。振動エネルギーの散逸は、励起モードと氷の化学環境に大きく依存することが観察されています。すべてのアモルファス氷は、共鳴照射により、より組織化された構成に向かってある程度の再構築を受けます。さらに、純粋なCOとCH3OHの氷の両方で、10分子cm-2s-1のオーダーの星間光脱離効率でIR誘起光脱離が起こることが観察されています(つまり、UV誘起の対応物と同等かそれ以上)。氷混合物中のCH3OHの振動励起によるCOの間接的な光脱離も、特にメタノールが豊富な環境で発生することが観察されています。
Q0107 クエーサー トリプレットを使用した銀河のペアとグループの周りのガスのモデル化
| Title |
Modelling_gas_around_galaxy_pairs_and_groups_using_the_Q0107_quasar_triplet |
| Authors |
Alexander_Beckett,_Simon_L._Morris,_Michele_Fumagalli,_Nicolas_Tejos,_Buell_Jannuzi,_Sebastiano_Cantalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11609 |
我々は、円盤モデルとアウトフローモデルが、ペアとグループの銀河のいくつかのビリアル半径内のHIガスの観測をどの程度再現できるかを調べます。z$\lesssim$1のLy$\alpha$をカバーするQ0107クエーサートリプレットの高感度HST/COSおよびFOSスペクトルと、VIMOS、DEIMOS、GMOS、およびMUSEデータを含む深部銀河赤方偏移サーベイを使用して、シンプルなディスクをテストします。また、この領域の9つの銀河群を通る3つの視線(200～500kpcで区切られている)に沿ったHI吸収に対する流出モデル。これらは、これらのモデルが孤立した銀河の周りの吸収に適合することが多い以前の結果と比較できます。私たちのモデルは、グループ銀河の500km/s以内で、識別された28の吸収成分のうち$\approx$$75$\%$を再現できるため、グループ周辺のHIのほとんどは、個々の銀河のCGMの重ね合わせと一致しています。銀河間の相互作用で剥ぎ取られたガスは、残りの吸収の一部のもっともらしい説明かもしれませんが、銀河の画像も銀河と吸収体の運動学も、そのような剥ぎ取られた物質の明確な証拠を提供しません。.HI列の密度は通常、孤立した銀河の周囲の同様の衝突パラメーター($\approx$2.5$\sigma$)よりも高く、孤立した銀河の周囲よりもOVIの検出頻度が高い(30$\%$の視線から7$\%$)。
高密度星団における階層的ブラックホール合体の人口統計
LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)コラボレーションによって重力波を介して検出された約100の連星ブラックホール(BBH)の合体により、宇宙で最も暗い天体に関する理解は前例のない前進を遂げました。イベントのほとんどは、大質量星の崩壊から直接形成されたBHで構成されると予想されますが、以前のBBH合併の名残を含むものもあります。最も大質量の球状星団や核星団では、連続する合体によって第2(2G)世代以上のBHが生成され、中間質量のBHが生成されることさえあります。全体として、最大$\sim10\%$、$\sim1\%$、または$\sim0.1\%$のBBH合併には、それぞれ2G、3G、または4GBHである1つのコンポーネントがあると予測しています。$\sim500$BBH合併がLVKによってO4で検出されると仮定すると、これは$\sim50$、$\sim5$、または$\sim0.5$イベントがそれぞれ2G、3G、またはほとんどのソースが密集した星団で動的に生成される場合、4GBH。より高い質量とスピンの独特の特徴により、このような階層的な合併は、最も密度の高い星系のBH集団について学び、そこで形成される可能性のあるとらえどころのない中間質量BHに光を当てる前例のない機会を提供します。
粒子の成長と破壊に対するバーネット磁気双極子間相互作用の影響
急速に回転する磁性粒子は、バーネット効果により大きな磁気双極子モーメントを獲得できます。ここでは、粒子が放射トルクによってスピンアップすると仮定して、粒子間衝突と粒子成長に対するバーネット磁気双極子間相互作用の新しい効果を調べます。鉄含有物が埋め込まれた粒子間の衝突率は、粒子が放射トルクによって超熱的に回転するときのバーネット磁気双極子間相互作用により大幅に向上することがわかりました。進化した星、光解離領域、および原始星環境の星周エンベロープにおける粒子の成長と破壊に対する強化された衝突率の影響について説明します。私たちの結果は、粒子の成長と破壊に対するダストの磁気特性と局所的な放射場の重要性を最初に明らかにしました。
SCF-FDPS: ディスクハローシステムをシミュレートするための高速 $N$-body コード
| Title |
SCF-FDPS:_A_Fast_$N$-body_Code_for_Simulating_Disk-halo_Systems |
| Authors |
Shunsuke_Hozumi,_Keigo_Nitadori,_Masaki_Iwasawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11794 |
ライブ暗黒物質ハローに埋め込まれた恒星円盤をシミュレートするために、高速な$N$-bodyコードが開発されました。そのポアソンソルバーを生成する際に、本質的に完全なスケーラビリティを備えた自己無撞着場(SCF)コードがツリーコードに組み込まれます。このコードは、FrameworkforDevelopmentParticleSimulators(FDPS)と呼ばれるライブラリを使用して並列化されます。したがって、ここで開発されたコードはSCF-FDPSと呼ばれます。このコードは、ハローの自己重力だけでなく、ディスクとハロー粒子間の重力相互作用の計算にもSCF法を適用することで、従来のツリーコードの高速化を実現しました。したがって、SCF-FDPSコードでは、ディスクの自己重力を計算するためだけにツリーアルゴリズムが適用されます。メニーコアの並列コンピューターでは、SCF-FDPSコードは、ディスクとハロー粒子の数がそれぞれ、両方のコードで固定されています。さらに、SCF-FDPSコードは、CPUコストがパーティクルの総数にほぼ比例し、コア数にほぼ反比例することを示しています。SCF-FDPSコードでシミュレートされたディスクハローシステムの時間発展は、ツリーコードを使用して得られたものとほぼ同じであることがわかりました。現在のコードを拡張して、さまざまな円盤銀河シミュレーションに対処する方法を提案します。
The MeerKAT Fornax Survey -- I. 調査の説明と、Fornax 銀河団におけるラム圧の最初の証拠
| Title |
The_MeerKAT_Fornax_Survey_--_I._Survey_description_and_first_evidence_of_ram_pressure_in_the_Fornax_galaxy_cluster |
| Authors |
P._Serra,_F._M._Maccagni,_D._Kleiner,_D._Molnar,_M._Ramatsoku,_A._Loni,_F._Loi,_W._J._G._de_Blok,_G._L._Bryan,_R._J._Dettmar,_B._S._Frank,_J._H._van_Gorkom,_F._Govoni,_E._Iodice,_G._I._G._Jozsa,_P._Kamphuis,_R._Kraan-Korteweg,_S._I._Loubser,_M._Murgia,_T._A._Oosterloo,_R._Peletier,_D._J._Pisano,_M._W._L._Smith,_S._C._Trager,_M._A._W._Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11895 |
MeerKATFornaxSurveyは、MeerKAT望遠鏡を使用して、近くのFornax銀河団内の原子中性水素ガス(HI)の分布と運動学をマッピングします。12度^2の測量フットプリントは、銀河団の中央領域からRvirまでをカバーし、NGC1316銀河群を含むように南西に向かってRvirから2まで伸びています。HIカラム密度感度(25km/sで3シグマ)は、分解能~10インチで5e+19/cm^2(Fornaxの距離20Mpcで~1kpc)から~1e+18/cmまでの範囲です。^2で~1'(~6kpc)、最低解像度~100"(~10kpc)ではこのレベルよりわずかに下。HI質量感度(50km/sで3シグマ)は6e+5Msunです。HI速度分解能は1.4km/sです。この論文では、調査の設計とHIデータ処理について説明し、銀河団内で放射状に方向付けられた、星のない長い片側の星のないHIテール(そのうちの1つだけが以前に知られていました)を持つ6つの銀河のサンプルを提示します。内部速度勾配。HIテールの結合特性は、Fornaxクラスター内のHIの分布を形成するラム圧の最初の明確な証拠を表すと主張します。すべてのホスト銀河の乱れた光学的形態は、尾が最初に潮汐力によって銀河の星体から引き出されたHIで構成されているという考えを支持しています。ラム圧力は、弱く結合されたHIをさらに変位させ、尾に現在の方向、長さ、速度勾配を与えることができました。
近くの宇宙におけるセイファート銀河の中心強度比の研究
最近発見された単純な測光パラメーター中央強度比(CIR、Aswathy&Ravikumar2018)を使用して、近くにある(z<0.02)セイファート銀河57個のサンプルについて決定し、銀河の中心的な特徴と、銀河の進化との関係の可能性を探ります。銀河のサンプルは、CIRと中心の超大質量ブラックホール(SMBH)の質量との間に強い反相関を示しています。楕円形のSMBH質量は、特定のCIR値に対して、サンプル内のレンチキュラーおよびスパイラルの質量よりも体系的に高くなります。ただし、CIRと中心速度分散の間の相関は弱いです。CIRは、速度分散やOIVフラックスなどの分光パラメータと比較すると、これらの銀河の中央エンジンによって生成される過剰なフラックスの影響を受けにくいようであり、中央SMBH質量を推定するための高速で信頼性の高いツールであることが証明されています。
レンズ付きクエーサー J1004+4112 における広い輝線領域のマイクロレンズ効果
| Title |
Microlensing_of_the_broad_emission_line_region_in_the_lensed_quasar_J1004+4112 |
| Authors |
Damien_Hutsem\'ekers,_Dominique_Sluse,_{\DJ}or{\dj}e_Savi\'c,_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11930 |
J1004+4112はレンズ付きクエーサーで、マイクロレンズ効果による広範な輝線プロファイルの変形が最初に確認されました。それにもかかわらず、これらの機能の詳細な解釈は物議を醸しています。2003年から2018年までに得られた15のスペクトルに基づいて、CIVの広い輝線プロファイルを歪めるマイクロレンズ効果を再検討します。画像Aのマイクロレンズによるラインプロファイルの歪みは、可変ではあるが、15年間にわたって非常に類似していることを示しています。それらは、ラインプロファイルの青い部分の強い拡大、ラインプロファイルの赤い部分の強い縮小、およびラインコアの小さいから無視できる縮小によって特徴付けられます。マイクロレンズ効果を使用して、広い輝線領域(BLR)のサイズ、ジオメトリ、および運動学を制限しました。この目的のために、3つの単純で代表的なBLRモデルを考慮して、輝線の変形をモデル化しました:ケプラー円盤、赤道風、双円錐極風で、視線に対してさまざまな傾きがあります。CIV輝線の観測された倍率プロファイルは、より複雑なBLR機能を必要とせずに、検討した単純なBLRモデルで再現できることがわかりました。倍率は、速度に依存するBLRのサイズではなく、コースティックネットワークに対するBLRの位置によって支配されているように見えます。CIVBLRの推奨モデルは、コースティックネットワークに対するBLR軸の方向に応じて、ケプラーディスクまたは赤道風です。また、極風モデルを破棄できることもわかりました。CIVBLR半光半径を$r_{1/2}=2.8^{+2.0}_{-1.7}$光日として測定しました。この値は、残響マッピングから導き出された半径と光度の関係から予想されるBLR半径よりも小さいですが、不確実性が大きいことを考えると、それでも妥当な一致です。
幼児銀河団の AGN フィードバック: z=1.7 での巨大な FRII 電波銀河 J103025+052430 の LOFAR-Chandra ビュー
| Title |
AGN_feedback_in_an_infant_galaxy_cluster:_the_LOFAR-Chandra_view_of_the_giant_FRII_radio_galaxy_J103025+052430_at_z=1.7 |
| Authors |
M._Brienza,_R._Gilli_I._Prandoni,_Q._D'Amato,_K._Rajpurohit,_F._Calura,_M._Chiaberge,_A._Comastri,_K._Iwasawa,_G._Lanzuisi,_E._Liuzzo,_S._Marchesi,_M._Mignoli,_G._Miley,_C._Norman,_A._Peca,_M._Raciti,_T._Shimwell,_P._Tozzi,_C._Vignali,_F._Vitello,_F._Vito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11977 |
近くの宇宙では、AGNからのジェットが周囲の銀河系外環境に劇的な影響を与えることが観測されています。「宇宙の正午」(z>1.5)、つまり星形成とAGN活動がピークに達する時期でのそれらの影響は、代わりにはるかに制約が少なくなります。ここでは、赤方偏移z=1.7の原始銀河団の中心に位置する巨大な(750kpc)電波銀河103025+052430の研究を、外部媒体との相互作用に焦点を当てて提示します。144MHzでの新しいLOFAR観測を提示し、VLA1.4GHzおよび0.5-7keVチャンドラアーカイブデータと組み合わせます。144MHzでの新しいマップは、ソースが複雑な形態を持っていることを確認しており、おそらく「ハイブリッド形態」分類と一致しています。光源のサイズが大きいため、分解された電波スペクトル指数分析を実行する可能性がありました。これは、このような高い赤方偏移の光源にとって非常にユニークな機会です。これは、プラズマの圧縮を示している可能性がある、西ローブの逆流の端での電波スペクトル指数の一時的な平坦化を明らかにしています。この領域と熱X線バブルCの間の空間的な一致は、2つの因果関係を示唆しています。明るいX線成分Aの以前の推定値に反して、東葉の電波放射プラズマとCMB光子の間の逆コンプトン散乱が、その全体の大部分(~45%-80%)を占める可能性があることを発見しました。0.5-7keV測定フラックス。最後に、熱起源と一致するX線バブルCは、周囲の媒体に対して大幅に過圧されていることがわかります。これは、周囲でエネルギーを膨張させて放出する傾向があり、クラスター内の全体的な媒体の加熱に寄与することを示唆しています。全体として、103025+052430は、z=0でよく知られている豊富な銀河団の前身である可能性が高いシステム内のAGNジェットと周囲のガスとの間の相互作用を調査する機会を与えてくれます。
MOND 極限による一般相対性理論の拡張により、銀河内外の新しい軌道構造が予測される
シュワッツシルト法などを使用して自己矛盾のないモデルを構築する場合、特定の銀河ポテンシャルに対応できるさまざまなクラスの恒星軌道に関する詳細な知識が前提条件となります。さらに、銀河の観測特性は、これらのクラスの軌道が何であるか、およびシステム内のカオスの存在に依存します。モデリングの開始点が重力ポテンシャルではなく、観測された密度分布である現実的なケースでは、私たちが見ている星とこれらの星が持っている可能性のある動きとを関連付けるために重力理論が必要になります。この議論はひっくり返される可能性があります。各重力理論によってどのような軌道が許容されるかを理解することで、これらの理論が何であるか、およびそれらをどのようにテストできるかについて、より深い洞察が得られる可能性があります。したがって、私たちの目的は、MOND現象学の最新の相対論的世界への拡張によって予測される軌道の新しい特性を理解することです。一定の密度分布で軌道を数値的に統合しました。このような統合に必要なポテンシャルは、異なる重力モデルを仮定することによって数値的にも得られました。場の方程式に質量項が存在するおかげで、理論はニュートン重力にも標準MONDにも存在しない新しいクラスの軌道を割り当てることができることがわかりました。これらの新しい軌道ファミリーが非線形宇宙構造の形成に及ぼす影響について議論し、それらに基づく銀河構造の可能な代替モデルを探ります。
暗黒雲おうし座 L1495A-B10 の最初の BISTRO 観測: 低質量星形成の初期段階における磁場の役割
| Title |
First_BISTRO_observations_of_the_dark_cloud_Taurus_L1495A-B10:_the_role_of_the_magnetic_field_in_the_earliest_stages_of_low-mass_star_formation |
| Authors |
Derek_Ward-Thompson,_Janik_Karoly,_Kate_Pattle,_Anthony_Whitworth,_Jason_Kirk,_David_Berry,_Pierre_Bastien,_Tao-Chung_Ching,_Simon_Coude,_Jihye_Hwang,_Woojin_Kwon,_Archana_Soam,_Jia-Wei_Wang,_Tetsuo_Hasegawa,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_Doris_Arzoumanian,_Tyler_L._Bourke,_Do-Young_Byun,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Wen_Ping_Chen,_Mike_Chen,_Zhiwei_Chen,_Jungyeon_Cho,_Minho_Choi,_Youngwoo_Choi,_Yunhee_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Eun_Jung_Chung,_Sophia_Dai,_Victor_Debattista,_James_Di_Francesco,_Pham_Ngoc_Diep,_Yasuo_Doi,_Hao-Yuan_Duan,_Yan_Duan,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Jason_Fiege,_Laura_M._Fissel,_Erica_Franzmann,_Per_Friberg,_Rachel_Friesen,_Gary_Fuller,_Ray_Furuya,_Tim_Gledhill,_Sarah_Graves,_Jane_Greaves,_Matt_Griffin,_Qilao_Gu,_Ilseung_Han,_Saeko_Hayashi,_Thiem_Hoang,_Martin_Houde,_Charles_L._H._Hull,_et_al._(103_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12058 |
JCMTで撮影された、おうし座分子雲のL1495A-B10領域のBISTROSurvey850{\μ}mダスト放出偏光観測を提示します。密なフィラメントのほぼ三角形のネットワークが観察されます。これらのフィラメント内に埋め込まれた9つの高密度の星のないコアが偏光で検出され、ほとんどすべての場合、コアスケールの磁場の空平面の方向がフィラメントにほぼ垂直であることがわかりました。また、プランクによって測定された大規模な磁場配向は、最低密度コアの場合を除いて、コアまたはフィラメント構造のいずれとも相関していないこともわかりました。我々は、ここで初めて観測されたフィールド優勢進化と物質優勢進化の間に追加の進化的移行段階を導入することで、以前のモデルの延長であり、以前のモデルと一致する初期の前星進化のシナリオを提案します。このシナリオでは、雲は最初にシート状の構造に崩壊します。ユニークなことに、私たちはこのシートをほとんど正面から見ているようです。シートはフィラメントに断片化され、それがコアを形成します。ただし、進化がフィールド支配から物質支配に変化する前に、材料は特定の臨界密度に到達する必要があります。我々は、その遷移におけるシートの表面密度と磁場強度を初めて測定し、50年以上テストされていなかった分析的予測との一貫性を示しました(Mestel1965)。
BUDHIES IV: z $\simeq$ 0.2 での Abell 963 と Abell 2192 の深部 21 cm
中性水素、光学および UV 画像データ
| Title |
BUDHIES_IV:_Deep_21-cm_neutral_Hydrogen,_optical_and_UV_imaging_data_of_Abell_963_and_Abell_2192_at_z_$\simeq$_0.2 |
| Authors |
Avanti_Gogate,_Marc_Verheijen,_Boris_Deshev,_Maria_Montero-Casta\~no,_Jacqueline_van_Gorkom,_Thijs_van_der_Hulst,_Yara_Jaff\'e_and_Bianca_Poggianti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12197 |
この論文では、WesterborkSynthesisRadioTelescope(WSRT)で実施されたブラインド21cmHIスペクトル線イメージング調査であるBlindUltra-DeepHIEnvironmentalSurvey(BUDHIES)からのデータを提示します。2つのボリュームが調査され、それぞれが1つのポインティングで、0.164<z<0.224の赤方偏移範囲をカバーしています。これらの2つの巻の中で、この調査はクラスターAbell963とAbell2192を対象としました。これらは動的に異なり、クラスター内の銀河進化のプロセスを研究するための独自の環境を提供します。Abell963では117x12h、Abell2192では72x12hの積分時間で、合計166個の銀河が検出され、HIで画像化されました。クラスター自体はBUDHIESによって調査された73,400Mpc$^3$の4%しか占めていませんが、ボリュームのほとんどはクラスターが埋め込まれた大規模な構造で構成されており、前景と背景の過密度と空隙が含まれています。アイザックニュートン望遠鏡(INT)と深紫外線GALEXイメージングを使用した広視野光学イメージング調査に基づいて、データ処理とソース検出技術と対応する識別を提示します。最後に、検出されたソースのHIおよび光学カタログと、それらのグローバルHIプロパティのアトラスを提示します。これには、統合された列密度マップ、位置速度図、グローバルHIプロファイル、およびHIソースの光学およびUV画像が含まれます。
青いナゲットへの湿式圧縮: 銀河の進化における重要な段階
| Title |
Wet_Compaction_to_a_Blue_Nugget:_a_Critical_Phase_in_Galaxy_Evolution |
| Authors |
Sharon_Lapiner,_Avishai_Dekel,_Jonathan_Freundlich,_Omri_Ginzburg,_Fangzhou_Jiang,_Michael_Kretschmer,_Sandro_Tacchella,_Daniel_Ceverino,_Joel_Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12234 |
高解像度の宇宙論的シミュレーションを利用して、高赤方偏移銀河は、$\sim10^{10}M_{\odot}$の「黄金の」恒星質量の近くにあるときに、堅牢な「湿式圧縮」イベントを受ける傾向があることを明らかにしました。これは、コンパクトな星形成段階である「青いナゲット」(BN)へのガスの収縮と、それに続く星形成の中心での消光から、コンパクトで受動的な恒星バルジである「赤いナゲット」(RN)、および拡張されたガスディスクとリング。このようなナゲットは、宇宙の正午に観測され、今日の初期型銀河の種となります。圧縮は、例えば、湿潤合体、逆回転する冷たい流れ、または激しいディスクの不安定性による角運動量の劇的な損失によって引き起こされます。BN相は、銀河の構造、組成、および運動学的特性の劇的な遷移を示しています。遷移は、星形成から内側と外側へのクエンチングへ、拡散から拡張ディスクリングと恒星エンベロープを伴うコンパクトへ、ダークマターからバリオン中心優勢へ、扁長星形から偏平星形へ、圧力から回転サポートへ、から低金属性から高金属性まで、超新星からAGNフィードバックまで。中心のブラックホールの成長は、最初は黄金の質量を下回ると超新星フィードバックによって抑制されますが、圧縮によって後押しされ、ハローが超新星噴出物を閉じ込めるのに十分な大きさになると、ブラックホールは成長し続けます。
マグネターの内部磁気圏で発生する高速電波バーストのアクシオン媒介輸送
| Title |
Axion-mediated_Transport_of_Fast_Radio_Bursts_Originating_in_Inner_Magnetospheres_of_Magnetars |
| Authors |
Anirudh_Prabhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11645 |
高速電波バースト(FRB)のマグネターモデルの中で、コヒーレントな電波放射の場所が光シリンダー内にあるか、光シリンダーを超えているかについて、進行中の議論があります。マグネター表面近くで生成されたFRBが、光子に結合するアクシオンによって磁気圏外に輸送されるメカニズムを提案します。放出サイトが強力な加速電場をホストする場合、FRBエネルギー収支のかなりの部分がアクシオンバーストに変換されます。生成されたアクシオンは、磁場が急速に減少するため、磁気圏から自由に流れ出します。バーストは、元のFRBの時間的特徴を保持しながら、開いた磁気圏または閉じた磁気圏のいずれかを通って逃げる可能性があります。風の領域では、アクシオンは通常の(O)モードを共鳴的に励起します。このモードは、プラズマ密度が減少するにつれて放出されます。このメカニズムの無線効率は、他の天体物理探査機によって除外されていないアクシオン-光子結合強度について、FRB121102からのエネルギー論的制約を満たしています。
2022 年 10 月に予測される OJ 287 の爆発の不在とバイナリ SMBH シナリオへの影響
| Title |
Absence_of_the_predicted_2022_October_outburst_of_OJ_287_and_implications_for_binary_SMBH_scenarios |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_A._Kraus,_M.A._Gurwell,_Z._Haiman,_F.K._Liu,_A._Tchekhovskoy,_L.C._Gallo,_M._Berton,_R._Blandford,_J.L._Gomez,_A.G._Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11646 |
プロジェクトMOMO(MultiwavelengthObservationsandModelingofOJ287)は、連星超大質量ブラックホール(SMBH)シナリオの予測をテストし、ブレーザーOJ287のディスクジェット物理学を理解するために設定されました。修正後、歳差運動連星(PB)SMBHモデルは、OJ287の次の主なバーストを2022年10月に予測し、もはや7月ではなく、バーストを十分に観測可能にし、モデルをテスト可能にしました。この期間は、進行中の多周波無線、光学、UV、およびX線モニタリングで密にカバーされています。予測された爆発は検出されませんでした。代わりに、OJ287の光UV放射レベルは低く、11月にかけてさらに減少しました。予測された熱制動放射スペクトルも、どのエポックでも観測されませんでした。さらに、スケーリング関係を適用すると、OJ287のSMBH質量は10^8M_sunと推定されます。エディントン比と降着円盤の光度の上限を決定するために、1～2年ごとに繰り返される一連の深い低状態の最新の状態が使用されます。この制限は、10^{10}M_sunを超える大規模なプライマリSMBHを持つPBモデルで必要とされるよりも少なくとも10分の1低くなります。これらすべての結果は、OJ287の代替バイナリSMBHモデルを支持しており、強力な軌道歳差運動も非常に大きな質量のプライマリSMBHも必要としません。
はくちょう座 X-1 の風の降着による偏光 X 線
ImagingX-rayPolarimetryExplorerからの原型的なブラックホールX線バイナリCyg~X-1に関する最近のX線偏光データは、ハードスペクトル状態での降着ジオメトリに厳しい制約を提示します。$\lesssim1\%$分極度(PD)が低いという一般的な予想に反して、観測された平均PDは4倍高いことがわかりました。空でのジェットの位置角度に合わせて、観測された偏光は、降着円盤面に伸びたX線放出領域の形状に有利に働きます。ただし、高いPDは、連星$i\approx30^\circ$の低い軌道傾斜角と調和させるのが困難です。このパズルは、放出プラズマが穏やかな相対論的速度$\gtrsim0.4\,c$で流出している場合に説明できることを示唆しています。私たちの放射伝達シミュレーションは、流出媒体のコンプトン化が$i\approx30^\circ$での観測と一致する偏光の程度と方向でX線を放射することを示しています。
中性子星の相転移とコア流体の硬化: 星の配置、動的安定性、潮汐変形性への影響
| Title |
Phase_transition_and_stiffer_core_fluid_in_neutron_stars:_Effects_on_stellar_configurations,_dynamical_stability,_and_tidal_deformability |
| Authors |
Jos\'e_D._V._Arba\~nil,_Lucas_S._Rodrigues,_and_C\'esar_H._Lenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11684 |
この作業では、中性子星のコア内の相転移とより硬い流体が、静的平衡配置、動的安定性、および潮汐変形能に及ぼす影響を調査します。この目的のために、コアとエンベロープ内の流体が相対論的ポリトロープ状態方程式に従うことが考慮されます。コア内の相転移とより硬い流体は、総質量、半径、音速、コア半径、界面でのゆっくりと急速な変換による半径方向の安定性、および潮汐変形性に反映されることがわかりました。また、チャープ質量がGW$170817$に等しい連星中性子星系の無次元潮汐変形能$\Lambda_1$および$\Lambda_2$も調査します。最後に、私たちの結果を観測データと対比して、中性子星の研究で相転移とより硬いコア流体が果たす役割を示します。
ポアソン統計における尤度比に基づくバースト探索法
| Title |
Burst_search_method_based_on_likelihood_ratio_in_Poisson_Statistics |
| Authors |
Ce_Cai,_Shao-Lin_Xiong,_Wang-Chen_Xue,_Yi_Zhao,_Shuo_Xiao,_Qi-Bin_Yi,_Zhi-Wei_Guo,_Jia-Cong_Liu,_Yan-Qiu_Zhang,_Chao_Zheng,_Sheng-Lun_Xie,_Yan-Qi_Du,_Xiao-Yun_Zhao,_Cheng-Kui_Li,_Ping_Wang,_Wen-Xi_Peng,_Shi-Jie_Zheng,_Li-Ming_Song,_Xin-Qiao_Li,_Xiang-Yang_Wen,_Fan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11755 |
ガンマ線バースト(GRB)、ソフトガンマ線リピータ(SGR)、および重力波(GW)イベントまたは高速電波バースト(FRB)に関連する高エネルギートランジェントを含むX線およびガンマ線バーストの検索は、マルチメッセンジャーとマルチ波長の時代に非常に重要です。尤度比とガウス統計に基づくコヒーレント検索が確立され、多くの研究で利用されていますが、このガウスベースの方法は、通常カウントが非常に少ない弱いバーストや短いバーストでは問題になる可能性があります。弱いバーストを含むすべてのバーストに対処するために、ここではポアソン統計のコヒーレント探索を提案します。モンテカルロシミュレーションにより、ポアソンベースの検索方法とガウスベースの検索方法の違いを調べたところ、ポアソンベースの検索方法は、特に弱いバーストの場合にガウスの場合と比較して利点があることがわかりました。私たちの結果は、カウント数が非常に少ない非常に弱いバーストの場合、ポアソンベースの検索はガウスベースの検索よりも高い有意性を提供でき、その尤度比(バックグラウンド変動の)は一般にchi2分布に従うことを示しています。検索されたバーストの有意性推定は非常に便利です。したがって、ポアソン尤度比に基づくコヒーレント検索は、非常に弱いものを含む一般的な過渡現象の検索により適していることをお勧めします。
HESS J1640-465 のパルサー風星雲の広帯域 X 線分光法
| Title |
Broadband_X-ray_Spectroscopy_of_the_Pulsar_Wind_Nebula_in_HESS_J1640-465 |
| Authors |
Moaz_Abdelmaguid,_Joseph_D_Gelfand,_Eric_Gotthelf,_Samayra_Straal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11792 |
ChandraとNuSTARのデータから得られたTeV$\gamma$線源HESSJ1640-465に関連するパルサー風星雲のX線特性の最新の測定値を提示します。以前の研究と一致して、見通し線に沿って高い$N_{H}$値を報告したため、スペクトル分析にダスト散乱の影響を組み込むことができました。ダスト散乱の不確実性のため、PWNプロパティ(光子指数と非吸収フラックス)の値の範囲を報告します。さらに、このソースの広帯域スペクトルに適合し、より高い光子エネルギーに行くにつれて、スペクトルの軟化と非吸収フラックスの減少の証拠を発見しました。次に、1ゾーン時間依存進化モデルを使用して、ソースの動的および多波長スペクトル特性を再現しました。私たちのモデルは、短いスピンダウン時間スケール、平均よりも比較的高い磁化パルサー風、強力なPWN磁場、および最大の電子エネルギーがPeVであることを示唆しており、HESSJ1640-465がPeVatronの候補になる可能性があることを示唆しています。
BeXRB SXP 15.3の超臨界降着
| Title |
Super-critical_accretion_of_BeXRB_SXP_15.3 |
| Authors |
Manoj_Ghising,_Binay_Rai,_Mohammed_Tobrej,_Ruchi_Tamang,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11818 |
2018年後半に\textit{NuSTAR}によってハードエネルギー範囲3～79keVで観測されたSXP15.3の時間的およびスペクトル特性を研究しました。;0.0002\;s$.異なるエネルギーバンドでのパルスプロファイルは、エネルギー依存性を示しています。パルスプロファイルの形状は、一般的にファンビームが優勢なパターンを示唆しており、測定された光度と組み合わせると、ソースが超臨界領域で降着している可能性があることが予測されます。パルス分率の非単調な増加がエネルギーとともに観察されました。\textit{NuSTAR}観測では、1年以上前に同じ観測所による以前の分析と比較すると、ソースのパルス周期が--0.0176s$yr^{-1}$の速度でスピンアップしたことがわかります。.現在の\textit{NuSTAR}研究における3-79keVエネルギー範囲でのソースフラックスは$\sim\;1.36\;\times\;10^{-10}\;erg\;cm^{-2}\です。;s^{-1}$これは、$\sim\;6\;\times\;10^{37}\;erg\;s^{-1}$の光度に対応します。線源のサイクロトロン線エネルギーは$\sim$5keVで検出されます。パルス位相分解分光法は、サイクロトロン線エネルギーがパルス位相によって大きく変化し、光子指数がフラックスの増加とともに柔らかくなることを示しています。さらに、2017年と2018年の\textit{Swift/XRT}観測を使用して、光度の経時変化を研究しました。\textit{Swift/XRT}データの分析により、フォトンインデックスは、超臨界降着現象の特徴であるソースの光度と正の相関があることが明らかになりました。
再発新星超残骸の観測可能性について
| Title |
On_the_Observability_of_Recurrent_Nova_Super-Remnants |
| Authors |
M._W._Healy-Kalesh,_M._J._Darnley,_E._J._Harvey,_C._M._Copperwheat,_P._A._James,_T._Andersson,_M._Henze_and_T._J._O'Brien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11900 |
M31N2008-12a(12a)を取り囲む新星超残骸(NSR)は、毎年噴火する反復新星(RN)であり、この現象の唯一の既知の例です。この構造は、12aからの頻繁な噴火の結果として成長したため、他のRNeの周りにNSRが見られると予想されるかもしれません。これはRN--NSRの関連付けを確認し、新星とIa型超新星(SNIa)の間の接続を強化します。これは、SNIaを中心とするNSRが、その爆発の単一の縮退した前駆型への永続的で明確な道しるべを提供するためです。以前の唯一のNSRシミュレーションでは、静的な白色矮星(WD)からの同一の噴火が使用されました。この論文では、環境、降着率、WD温度、および初期WD質量の範囲内で、中央WDの自然な成長/浸食に沿ったNSRの成長をシミュレートします。その後の進化する噴火は、低密度の空洞を含む半径数十パーセクの動的なNSRを作成し、高温の噴出物の堆積領域に隣接し、冷たい高密度の薄いシェルに囲まれています。密度の高い環境では降着率が高くなるため、NSRのサイズが制限されますが、WDの温度と初期質量の影響は少なくなります。NSRはWDの成長または侵食の周りに形成され、質量の小さいWDを持つ古い新星の周りにもNSRが存在することを示しています。モデル化されたNSRからのX線やH$\alpha$放射などの観測量は、より多くの例の検索を支援するために導出されます。現在観測できるのは、降着率の高い新星周辺のNSRだけです。12aNSRの観測された特性は、動的に成長したNSRと新星システムによる光イオン化の両方を考慮すると再現できます。
南天 MWA ラピッド 2 メートル (SMART) パルサー サーベイ -- I. サーベイの設計と処理パイプライン
| Title |
The_Southern-sky_MWA_Rapid_Two-metre_(SMART)_pulsar_survey_--_I._Survey_design_and_processing_pipeline |
| Authors |
N._D._R._Bhat,_N._A._Swainston,_S._J._McSweeney,_M._Xue,_B._W._Meyers,_S._Kudale,_S._Dai,_S._E._Tremblay,_W._van_Straten,_R._M._Shannon,_K._R._Smith,_M._Sokolowski,_S._M._Ord,_G._Sleap,_A._Williams,_P._J._Hancock,_R._Lange,_J._Tocknell,_M._Johnston-Hollitt,_D._L._Kaplan,_S._J._Tingay,_and_M._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11911 |
南天MWA高速2メートル(SMART)パルサー調査の概要を提示します。これは、MWAの大きな視野と電圧捕捉システムを利用して、140度のパルサーと高速トランジェントの赤緯30度より南の空を調査します。170MHz帯。この調査は、フェーズIIMWAのコンパクトな構成の出現によって可能になりました。これにより、ビームフォーミングと処理コストが大幅に効率化され、MWAでこの規模の全天調査が扱いやすくなります。調査の滞留時間が長い(4800秒)場合でも、データ収集は100時間未満の望遠鏡時間で完了できますが、最大2～3mJyの限界感度に到達する能力を保持しています。各観測は処理されて、最大610平方度の視野全体をテッセレーションする最大5000～8000個のタイドアレイビームが生成され、パルサーを検索するために処理されます。電圧キャプチャ記録により、時間分解能を高めるためのデータの再処理を含む多数の事後処理オプションが可能になります。低周波数でのパルサー探索ではかなりの計算コストがかかるため、処理は複数のパスで行われます。最初のパスでは、浅い調査が実行され、各観測の10分間が処理され、完全な探索感度の約3分の1に達します。.ここでは、システムの概要と初期結果を示します。最初のパルサーの発見や低周波検出のセンサスなどの詳細は、関連論文に掲載されています。将来の計画には、完全な感度に到達するためのより深い検索と、バイナリおよびミリ秒パルサーをターゲットとするための加速検索が含まれます。シミュレーション解析では、完全な処理が完了すると、約300個の新しいパルサーが予測されます。SMARTサーベイは、低周波の空の完全なデジタル記録も生成します。これは、低周波のスクエアキロメートルアレイで計画されている将来のパルサーサーチの貴重な参考資料として役立ちます。
南天 MWA ラピッド 2 メートル (SMART) パルサー調査 -- II.調査状況、パルサーセンサス、初のパルサー発見
| Title |
The_Southern-sky_MWA_Rapid_Two-metre_(SMART)_pulsar_survey_--_II._Survey_status,_pulsar_census,_and_first_pulsar_discoveries |
| Authors |
N._D._R._Bhat,_N._A._Swainston,_S._J._McSweeney,_M._Xue,_B._W._Meyers,_S._Kudale,_S._Dai,_S._E._Tremblay,_W._van_Straten,_R._M._Shannon,_K._R._Smith,_M._Sokolowski,_S._M._Ord,_G._Sleap,_A._Williams,_P._J._Hancock,_R._Lange,_J._Tocknell,_M._Johnston-Hollitt,_D._L._Kaplan,_S._J._Tingay,_and_M._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11920 |
論文Iでは、南天MWAラピッド2メートル(SMART)サーベイの概要を、サーベイの設計と検索パイプラインを含めて説明しました。MWAの広い視野と電圧捕捉システムの組み合わせにより、1時間あたり最大450平方度の調査速度が得られますが、調査の進行は、フェーズIIアレイのコンパクトな構成の可用性に依存しています。過去数年間、コンパクトな構成が利用可能だった複数の機会を活用することで、調査を75%完了まで進めてきました。現在までに、これまでに収集されたデータの約10%が初回検索で処理されました。ここでは、10分間の観測が250${\rmpc\,cm^{-3}}$までの分散測定のために処理されます。、長周期パルサーの浅いサーベイを実現します。進行中の分析は、2つの新しいパルサーの発見、独立した発見、および以前に誤って特徴付けられたパルサーの再発見につながりました。これらはすべて、候補の精査が完了したデータの約3%からのものです。ここでは、空のローカリゼーションの改善やタイミングソリューションへの収束など、さらに詳細なフォローアップの戦略について説明し、パルサーの発見例を使用して説明します。この処理により、SMART観測帯域で120個のパルサーが再検出され、MWAでこれまでに検出されたパルサーの総数は180個になり、これらは現在の処理パイプラインの検索感度を評価するために使用されます。計画された2回目のパス(深層調査)処理により、長周期パルサーの感度が3倍になり、最適な非分散計画を採用することでミリ秒パルサーが大幅に改善されることが期待されます。SMARTサーベイは、1.2～1.5GHzで大成功を収めたParkesHighTimeResolutionUniverseサーベイを補完し、低周波SquareKilometerArrayで計画されているものなど、将来の大規模サーベイ活動に情報を提供します。
| Title |
Impact_of_pions_on_binary_neutron_star_merger |
| Authors |
Vimal_Vijayan,_Ninoy_Rahman,_Andreas_Bauswein,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Ignacio_L._Arbina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12055 |
中性子星合体のシミュレーションにおけるパイ中間子の影響を研究し、重力波観測量への影響を調査します。荷電パイ中間子と中性パイ中間子を、選択された一定の有効質量を持つ非相互作用ボソンガスとしてモデル化します。凝縮体または熱集団として発生する可能性のあるパイ中間子の寄与を、既存の温度および組成に依存する状態方程式に追加します。パイ中間子のないモデルと比較して、パイ中間子凝縮体の存在は、最大質量、半径、潮汐変形能など、回転しない冷たい中性子星の特性を低下させます。これらの修正された状態方程式モデルに対して中性子星合体の相対論的流体力学シミュレーションを行い、パイ中間子を無視した元のモデルと比較します。一般に、パイ中間子を含めると、状態方程式が軟化します。これは、有効なパイ中間子質量が小さいほど顕著になります。合体後の支配的な重力波周波数が最大150Hz高い周波数にシフトし、迅速なブラックホール形成のしきい値バイナリ質量が最大0.07~$M_\odot$減少することがわかりました。非回転中性子星の限界質量または合体後の支配的な重力波周波数と恒星パラメータとの間の経験的関係を評価する。これらの関係は、合体観測からこれらの星の特性を抽出するために構築され、パイ中間子を含まない状態方程式モデルの大規模なセットに基づいて構築されます。パイ中間子を使用した計算と比較すると、これらの経験的関係は依然として正確に有効であることがわかります。また、中性子星の合体による質量放出にも対処し、数十パーセントの放出質量の適度な増加を観察します。(要約)
ニュートリノ輸送方程式の数値積分のための最小陰解法
| Title |
Minimally_implicit_methods_for_the_numerical_integration_of_the_neutrino_transport_equations |
| Authors |
Samuel_Santos-P\'erez,_Martin_Obergaulinger,_Isabel_Cordero-Carri\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12089 |
多くの天体物理システムの進化は、物質と光子やニュートリノなどの放射線との相互作用によって支配されています。ダイナミクスは、放射流体力学の発展方程式によって記述できます。この方程式では、物質粒子と放射量子の間の反応が、流体力学的方程式を放射伝達の方程式に結合します。Munier&Weaver(1986a)、Munier&Weaver(1986b)を参照してください。潜在的な剛性を考慮する必要があります(光学的に厚い環境など)。この記事では、最小限の陰的ルンゲクッタ法を使用して、安定した方法でこれらの方程式を数値的に積分する新しい方法を紹介します。これらのメソッドを使用すると、暗黙的な演算子の反転を分析的に行うことができます。また、硬いレジームの極限における進化した変数の物理的挙動も考慮に入れます。この方法をコア崩壊型超新星シミュレーションにおけるニュートリノと物質の反応に適用した結果を示します。
機械学習技術による天文データの分析
分類は、機械学習(ML)と人工知能(AI)の分野で一般的なタスクであり、出力がカテゴリ変数である場合に発生します。観測値から何らかの結論を導き出そうとするさまざまなモデルがあるため、分類アルゴリズムはカテゴリクラスラベルを予測し、それらを新しいデータの分類に使用します。ロジスティック回帰、デシジョンツリー、ランダムフォレスト、サポートベクターマシン(SVM)、多層パーセプトロン、単純ベイズ、ニューラルネットワークなどの一般的な分類モデルは、多くの産業上および科学上の問題に効率的かつ正確に適用されることが証明されています。特に、天文学へのMLの適用は、分類、クラスタリング、およびデータクリーニングに非常に役立つことが示されています。それは、コンピューターを学習した後、これらのタスクは、人間のオペレーターよりも正確かつ迅速な方法で自動的に実行できるようになるためです。これを考慮して、この論文では、これらの一般的な分類アルゴリズムのいくつかを確認し、そのうちのいくつかを、SDSSサーベイから得られた非変光星とRRLyrae変光星の観測データに適用します。比較のために、適用されたモデルの精度とF1スコアを計算します。
ngEHT の周波数位相移動法の変革力
| Title |
The_Transformational_Power_of_Frequency_Phase_Transfer_Methods_for_ngEHT |
| Authors |
Mar\'ia_J._Rioja_and_Richard_Dodson_and_Yoshiharu_Asaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11776 |
(サブ)mmVLBI観測は、感度が限られているために大きく妨げられており、対流圏の急速な変動が支配的な原因となっています。同時多周波数観測を使用して、次世代のイベントホライズンテレスコープに次世代の周波数位相転送キャリブレーション技術を適用することから、大きな利益が得られると予測しています。その性能と最適な構成を特徴付ける比較シミュレーション研究を提示し、230および340\,GHz帯域と共に85\,GHzでの観測を含めることの利点を強調します。この結果は、ngEHTアレイ機能に変革をもたらす影響を示しており、感度が桁違いに向上し、年間を通じて定期的に観測が可能になり、最高周波数でマイクロアーク秒アストロメトリー測定を実行できるようになりました。これにより、天体物理学における多くの革新的な未解決の科学的問題への対処が可能になります。SgrA*、主要なngEHTターゲットなどの高度に分散されたソースのソリューションを提示します。85\,GHz帯域を追加すると、サブミリ波VLBIでngEHTの最適かつ堅牢なパフォーマンスへの道が提供されると結論付け、同時多周波数受信機設計に含めることを強く推奨します。
コロナの新世代の宇宙ベースの可視および近赤外輝線観測の必要性
| Title |
The_Need_for_a_New_Generation_of_Space-based_Visible_and_Near-IR_Emission_Line_Observations_of_the_Corona |
| Authors |
Benjamin_Boe,_Shadia_Habbal,_and_Adalbert_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11779 |
可視および近赤外(V+NIR)輝線は、皆既日食中にコロナで最初に発見されたものであり、コロナの物理的特性を研究するためのユニークな機会を提供し続けています。今日最も一般的に観測されているコロナ輝線は極紫外線であり、衝突励起された輝線が支配的です。一方、V+NIR線は、高いヘリオ投影距離まで放射的に励起されます。実際、最近の日食観測では、V+NIRラインの診断の可能性が実証されており、少なくとも3.4Rsまではまだ観測可能です。V+NIRラインを使用して、電子温度とイオン温度、磁場強度と形態、イオン凍結距離、コロナプラズマのドップラー運動、時間変化によるコロナ質量放出のダイナミクスなどの重要なプラズマパラメータを推測できます。これらのパラメータの。SolarOrbiterやProba3などの現在および計画中の宇宙ベースのコロナグラフには、V+NIRライン用のフィルターがいくつかありますが、非常に少ない選択肢しかありません。したがって、コロナの他の重要な物理的特性と同様に、電子またはイオンの温度を推測する能力が制限されます。地上ベースのDKISTとUCoMPはまもなくV+NIRライン観測を提供しますが、それらは約1.5Rsの最大ヘリオ投影距離に制限されます。中間コロナをよりよく調査し、太陽風と宇宙天気イベントの形成を理解するには、追加の宇宙ベースの資産を展開して、1.5Rsを超える太陽射影距離でV+NIR輝線の幅広い選択を測定することが不可欠です。太陽円盤の掩蔽は、従来のコロナグラフ、外部掩蔽装置などの新しい方法、月の周りの軌道での月食、または月食の月ベースの観測(つまり、月での皆既日食)によって達成できます。）。
皆既日食地球ベースのミッション: 重要な中間コロナを調査するための陸、海、空からの多波長観測
| Title |
A_Total_Solar_Eclipse_Earth-Based_Mission:_Multi-wavelength_Observations_from_Land,_Sea_and_Air_to_Probe_the_Critical_middle_Corona |
| Authors |
Shadia_R_Habbal,_Benjamin_Boe,_Colby_Haggerty,_and_Adalbert_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11781 |
可視および近赤外(V+NIR)での宇宙からのコロナ輝線観測には、不幸なギャップがありました。それらの明確な科学的利点は、それらの形成における放射励起の優位性に由来し、それにより、それらの放出は、四肢の上のいくつかの太陽半径で検出できます。したがって、V+NIR輝線は、種の温度、密度、元素の存在量、この重要な空間スパンでの視線に沿った方向と垂直方向の速度など、コロナプラズマの物理的特性の唯一の推論を生み出すことができます。これらの診断は、数十年にわたる皆既日食中の比類のない高解像度イメージングと分光観測によって実証されています。このホワイトペーパーでは、2024年から始まる次の10年間、コロナの地上、空中、海上での観測を目的とした皆既日食地球ベースのミッションに専用の資金提供を求めています。提案されたミッションは、V+によって提供される独自の診断の可能性を利用しています。太陽表面から少なくとも5Rsの距離範囲にわたる主要なプラズマパラメーターの推定のためのNIRコロナ輝線。この重要な冠状空間は現在、提案された時間枠で既存および今後打ち上げられるコロナグラフ計測器から欠落しています。各日食のマルチサイト観測プラットフォームは、少なくとも1時間の期間にわたるコロナプラズマの時間的変動を、数分の1の時間分解能でさらにキャプチャします。さらに、このミッションは、コロナグラフを使用した将来の実装に向けた新技術を探求するための比類のない機会を提供します。このミッションは、畏敬の念を起こさせる宇宙イベントから、一般の人々や若い世代を太陽圏科学に引き込むアウトリーチの機会に、他に類を見ない、より広範な影響を与えます。
チェレンコフ望遠鏡アレイのパターン スペクトルと畳み込みニューラル ネットワークを使用したイベント再構成
| Title |
Event_reconstruction_using_pattern_spectra_and_convolutional_neural_networks_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
J._Aschersleben,_M._Vecchi,_M._H._F._Wilkinson,_R._F._Peletier_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11876 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の将来の観測所です。各望遠鏡は、地上レベルで誘発されたチェレンコフ放出を捉えることにより、ガンマ線誘発粒子シャワーのスナップショットを提供します。このようなイベントのシミュレーションは、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)のトレーニングデータとして使用できるカメラ画像を提供し、信号をバックグラウンドイベントから区別し、初期ガンマ線イベントのエネルギーを決定します。パターンスペクトルは、画像分類に一般的に使用されるツールであり、画像を構成する特徴のサイズと形状の分布を提供します。CNNにパターンスペクトルを適用すると、画像内の特徴の関連する組み合わせを選択できます。この作業では、シミュレートされたガンマ線画像からパターンスペクトルを生成し、CTAの信号背景分離とエネルギー再構成のためにCNNをトレーニングします。結果をCTA画像でトレーニングされたCNNと比較すると、パターンスペクトルベースの分析は計算コストが低くなりますが、純粋なCTA画像ベースの分析とは競合しません。したがって、CNNは、パターンスペクトルによってキャプチャされていないCTA画像の追加機能に依存する必要があると結論付けます。
大規模な星の分光調査における存在量決定のための自動ライン選択
| Title |
Automatic_line_selection_for_abundance_determination_in_large_stellar_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Georges_Kordopatis,_Vanessa_Hill,_Karin_Lind |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11907 |
*コンテキスト:新しいマルチプレックス分光器(解像度、波長範囲など)、関連する調査(セットアップの選択)、またはそれらのパラメーター化パイプラインの最適化には、どの波長に有用な情報が含まれているかを推定する方法が必要です。*目的:原子ラインの有用性(純度&検出可能性)を確立する方法を提案します。2つのアプリケーションを示します:a)特定のセットアップで有効なラインの数を比較することによる機器の最適化、およびb)異なるS/N比で検出可能な最もブレンドされていないラインを選択することによる、特定のセットアップのラインリストの最適化.*方法:この方法では、すべての元素と分子を含む事前に計算された合成星のスペクトルを、特定の元素のみの線を含むスペクトルと比較します。次に、全スペクトルと元素スペクトルの間のフラックス比を計算して、ライン純度を推定します。この方法では、(i)ラインの中心波長、(ii)深さと特定のS/Nしきい値に基づく検出可能性、および(iii)純度比に基づく有用性が自動的に識別されます。*結果:3つのWEAVE高解像度セットアップ(青:404-465nm、緑:473-545nm、赤:595-685nm)を比較したところ、緑+赤のセットアップの方がより多くの元素を測定でき、含有量も多いことがわかりました。有用な行。ただし、どの要素が検出されるかという点で格差があり、それを特徴付けています。また、光学範囲全体をカバーするR〜20000およびR〜6000スペクトルの性能も研究しています。純度のしきい値を60%と仮定すると、HRセットアップには、考慮されている元素のいずれかについて、はるかに豊富なラインの選択が含まれていることがわかりますが、LRでは、より高いS/N.*結論:この方法は、スペクトログラフを最大限に活用するために焦点を当てる場所の診断を提供し、将来の機器やラインマスクを必要とするパイプラインに簡単に実装できます。
光星間干渉法の実践的研究
| Title |
practical_study_of_optical_stellar_interferometry |
| Authors |
P._Rodriguez-Ovalle,_A._Mendi-Martos,_A_.Angulo-Manzanas,_I._Reyes-Rodriguez,_M.Perez-Arrieta,_M._A._Illarramendi,_A._Sanchez-Lavega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11925 |
この作業では、観測技術と、3つの明るい星(ベテルギウス、リゲル、シリウス)によって生成される恒星のインターフェログラムの詳細な分析を紹介します。得られた干渉パターンの長時間露光フリンジ可視性の低下は、大気乱流が原因であることが示されています。干渉計で異なるベースラインを使用することにより、ベースラインで可視性の減衰を区別し、干渉計の穴の直径やその分布などのさまざまなパラメーターがパターンにどのように影響するかを識別し、推定で乱流を測定できます。Friedパラメータr0の仕事と方法論は、天文学における光干渉法の実践的な学習と、大気の乱れなどのいくつかの原因によってどのように影響を受けるかを対象とする大学院生向けの方法として提示されます。
弾性 LIDAR で取得した大気プロファイルを使用したイメージング大気チェレンコフ望遠鏡データの補正
| Title |
Correcting_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescope_data_with_atmospheric_profiles_obtained_with_an_elastic_LIDAR |
| Authors |
Felix_Schmuckermaier,_Markus_Gaug,_Christian_Fruck,_Abelardo_Moralejo,_Alexander_Hahn,_Dijana_Dominis_Prester,_Daniela_Dorner,_Llu\'is_Font,_Sa\v{s}a_Mi\'canovi\'c,_Razmik_Mirzoyan,_David_Paneque,_Lovro_Pavleti\'c,_Julian_Sitarek,_and_Martin_Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12072 |
コンテクスト。MAGICTelescopesの定期的な観測中に大気の状態を監視するために、弾性LIDARを運用しています。ねらい。LIDARで取得したエアロゾル消光プロファイルを、再構成されたガンマ線イベントエネルギーの補正値と、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡の機器応答関数に変換する方法を提示し、評価します。メソッド。さまざまな天頂角とチェレンコフ光のさまざまなエアロゾル消滅シナリオの下でMAGIC望遠鏡によって取得された約7年間のカニ星雲データを使用して、これらの補正スキームのパフォーマンスを評価します。結果。この方法により、エアロゾル透過率が約0.65までの最適でない大気条件下で取得されたデータの再構築が可能になり、最適な条件下で取得されたデータに匹敵する体系的な不確実性が得られます。初めて、雲の影響を受けたデータの修正が評価に含まれました。透過率が0.65未満の場合もデータを修正できますが、結果の精度は低くなり、システマティックスが大きくなります。
NEAR 実験から学んだ教訓と今後の中赤外 HCI 機器の展望
| Title |
Lessons_learned_from_the_NEAR_experiment_and_prospects_for_the_upcoming_mid-IR_HCI_instruments |
| Authors |
Prashant_Pathak,_Markus_Kasper,_Olivier_Absil,_Gilles_Orban_de_Xivry,_Ulli_K\"aufl,_Gerd_Jakob,_Ralf_Siebenmorgen,_Serban_Leveratto,_and_Eric_Pantin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12101 |
中赤外線(IR)領域は、太陽系外惑星の熱的特徴を直接検出するのに適しています。NEAR実験:10ミクロンでの高コントラストイメージング(HCI)機能のデモンストレーションは、数時間の観測時間でサブmJy検出感度に達することができます。これは、近くのシステムでいくつかの木星質量惑星を検出するのに十分です。中赤外域でのHCIの大きな制限の1つは、サーマルスカイバックグラウンドです。この作業では、降水水蒸気(PWV)が熱空の背景と科学PSF品質の主な要因であることを示します。高いPWVが存在する場合、HCIのパフォーマンスは、バックグラウンドが制限された体制で大幅に低下します。
| Title |
Development_of_Advanced_Photon_Calibrator_for_KAGRA |
| Authors |
Y._Inoue,_B.H._Hsieh,_K.H._Chen,_Y.K._Chu,_K._Ito,_C._Kozakai,_T._Shishido,_Y._Tomigami,_T._Akutsu,_S._Haino,_K._Izumi,_T._Kajita,_N._Kanda,_C.S._Lin,_F.K._Lin,_Y._Moriwaki,_W._Ogaki,_H.F._Pang,_T._Sawada,_T._Tomaru,_T._Suzuki,_S._Tsuchida,_T._Ushiba,_T._Washimi,_T._Yamamoto,_and_T._Yokozawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12180 |
KAGRA極低温重力波観測所は、世界の重力波検出ネットワークと共同観測を開始しました。重力波源のパラメータ推定には、検出器応答の正確なキャリブレーションが不可欠です。光子校正器はLIGO、Virgo、KAGRAの主要な校正器で、2020年4月にドイツで開催されたGEO600との共同観測3でこの校正器を使用しました。KAGRAは、高レーザー出力、出力安定化システム、遠隔ビーム位置制御という3つのユニークな点で、共同観測3のシステムを改良しました。KAGRAは20Wのレーザーを採用し、鏡面に入射する2つのビームに分割します。高出力レーザーを使用することで、kHz領域での応答を校正できます。各レーザーのパワーを個別に制御するために、各ビームパワー安定化用に光学式フォロアサーボも取り付けました。ピコモーターでフォトンキャリブレータービーム位置の光路を制御することにより、検出器の回転応答を特徴付けることができました。また、望遠カメラとQPDを設置してビーム位置を監視し、ビーム位置を制御してミラー応答を最適化しました。この論文では、相対電力雑音測定の結果を用いて統計誤差について説明しました。また、フォトンキャリブレータのパワーキャリブレーションモデルに関する系統誤差と、有限要素解析による弾性変形効果のシミュレーションについても説明しました。
星の磁化運指対流: 寄生モデルの問題
フィンガリング対流(熱塩対流とも呼ばれます)は、平均分子量が半径とともに増加する星の放射帯の領域で、化学元素の半径方向の輸送を促進するプロセスです。これは、単純化された混合処方を使用して、1次元の星の進化計算で説明されることがよくあります。最近、Harrington&Garaud(2019)は、3次元の直接数値シミュレーションを使用して、垂直磁場がフィンガリング対流によって化学物質の混合速度を劇的に高めることができることを示しました。さらに、彼らは、このプロセスをモデル化するために、いわゆる「寄生飽和」理論を提案しました。ここでは、磁気プラントル数、磁場強度、および組成勾配を変化させる磁化運指対流の一連の直接数値シミュレーションを使用して、幅広いパラメーター空間でモデルをテストします。化学物質の混合率は、特に磁気拡散率が大きい場合、この既存のモデルによって常に正確に予測されるとは限らないことがわかります。この問題を解決するために、Harrington&Garaud(2019)モデルを拡張する最初の試みを提示しますが、寄生飽和パラダイムの中心的な仮定のいくつかは、磁化されたケースで再検討する必要があると結論付けざるを得ません。
電磁流体乱流とその天体物理学的意義に関する展望
磁気流体力学(MHD)乱流は、磁化された天体物理プラズマに遍在しており、多種多様な天体物理プロセスを根本的に変化させます。このレビューでは、MHD乱流の概念を示し、そのスケーリングの起源を説明します。さまざまな問題に対するMHD乱流の影響を検討します。さまざまな種類の星のダイナモ、フレア活動、さまざまな星からの太陽風と星風、宇宙線の伝播、星形成などです。また、MHD乱流の特性が、星間および星団内媒体の磁場を追跡する新しい方法をどのように提供するかについても説明します。
| Title |
Evolutionary_and_Observational_Properties_of_Red_Giant_Acoustic_Glitch_Signatures |
| Authors |
David_Saunders,_Joel_Ong,_Sarbani_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11696 |
赤色巨星の太陽に似た振動は、ケプラーミッションによって大規模に観測されていますが、これらの振動モード周波数の特徴は、それらのグローバルな特性を除いて、星の特徴付けに利用されているものはほとんどありません。モード周波数の音響グリッチの特徴は、主系列星の研究に使用されてきましたが、進化した赤色巨星、特に非放射状モードの包含に関連して、そのような技術を適用する妥当性はあまりよく検討されていません。新しい理論的展開を利用して、赤色巨星モデルに関連する$\pi$モードを使用してグリッチを特徴付け、私たちの手順を使用して、HeII音響グリッチの特性、特にその振幅と関連する音響グリッチの特性を初めて調べます。深さ--進化の過程で赤色巨星ブランチまで変化し、他の基本的な恒星特性に関して変化します。これらのグリッチの音響深度は、他の分光学的情報と組み合わせて、最初の上昇段階とコアヘリウム燃焼段階の赤色巨星を区別することがわかりました。赤色巨星の非ラジアル(特に双極子)モードからの音響グリッチを制限する以前の試みを批判的に再検討します。最後に、フィッティング手順をケプラーデータに適用して、ノイズやその他の観測体系に対するロバスト性を評価します。
太陽フィラメント軸の身もだえ数進化の定量化
太陽フィラメントの噴火は、噴火を引き起こす基礎となる物理的メカニズムに非常に関連する複雑で劇的な幾何学的変形を示すことがよくあります。フィラメント軸の身もだえがその全体的な幾何学的変形を特徴付ける重要なパラメーターであることはよく知られていますが、噴火中の身もだえの発達の定量的調査はまだ不足しています。ここでは、フィラメント軸のトポロジーを正確に特徴付けるために使用できるWritheApplicationToolkit(WAT)を紹介します。この特徴付けは、二重視点観察からのフィラメント軸の3次元経路の再構成と身もだえ数の計算に基づいて達成されます。このツールキットを北半球に位置する4つの右端フィラメントに適用し、噴火時に反時計回り(CCW)に回転させます。最初は、これらのフィラメントはすべて、軸の弱いらせん変形を示す小さなライジング数(=<0.20)を持っています。反時計回りの回転が始まると、身もだえの数値が減少し始め、大きな負の値に達します。拡張C\u{a}lug\u{a}reanu定理と組み合わせると、回転中にねじれの絶対値が減少すると推定されます。このような定量分析は、研究されたイベントのひねりから身もだえへの変換の結果を強く示しています。
振動する食アルゴル X Trianguli の絶対特性
| Title |
Absolute_Properties_of_the_Oscillating_Eclipsing_Algol_X_Trianguli |
| Authors |
Jae_Woo_Lee,_Kyeongsoo_Hong,_Jang-Ho_Park,_Marek_Wolf,_Dong-Jin_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11760 |
TESS測光データと、短周期の脈動を示すAlgolシステムXTriの新しい高解像度スペクトルの結果を報告します。エシェルスペクトルから、日食対の視線速度が測定され、主星の自転速度と実効温度が$v_1$$\sin$$i=84\pm6$kms$^{-1}$と$T_{\rmeff,1}=7900\pm110$Kです。これらの観測の合成モデリングは、XTriが同期回転しており、視覚的なコンパニオンTIC28391715に約6.5秒角の距離で物理的にリンクされていることを意味します。ターゲット星の絶対パラメータは、正確かつ直接的に次のように決定されました。$R_\odot$、$R_2=1.972\pm0.010$$R_\odot$、$L_1=9.67\pm0.55$$L_\odot$、および$L_2=2.16\pm0.09$$L_\odot$。観測されたTESSデータからバイナリ効果を除去するために、位相ビニングされた平均光度曲線が使用されました。残差の多周波数分析により、16の有意な周波数が明らかになり、そのうち37日$^{-1}$と48日$^{-1}$の間の高周波信号は、脈動モードの可能性があると見なすことができます。0.021$-$0.027日の振動周期と0.014$-$0.018日の脈動定数は、$\delta$Sct変数の典型的な値です。全体的な結果は、XTriがoEA星系であり、$\delta$Sctプライマリと、半分離構成のローブ充填コンパニオンで構成されていることを示しています。
乱流拡散率の変動による平均場ダイナモ
標準の$\alpha$効果が機能しない系では、平均運動ヘリシティの変動に訴える「インコヒーレントな$\alpha$効果」を呼び出すことで、平均磁場の存在を説明することがよくあります。以前の研究では、平均運動ヘリシティの変動を考慮しながら、これらの両方の量が二次速度相関を伴うという事実にもかかわらず、平均乱流運動エネルギーを定数として扱っていました。平均乱流運動エネルギーは、乱流拡散と平均磁場の反磁性ポンピングの両方を引き起こします。この作業では、二重平均手順を使用して、平均乱流運動エネルギーの変動($\eta$変動を引き起こす、ここで$\eta$は乱流拡散率)がaの成長につながる可能性があることを分析的に示します。運動ヘリシティが点ごとにゼロであっても、大規模な磁場。このようなダイナモの動作に対する制約は、相関長、相関時間、およびこれらの変動の強さに依存するダイナモ数で表されます。ホワイトノイズの限界では、これらの変動が全体的な乱流拡散を減少させ、フィールドの成長に影響を与えないドリフト項にも寄与することがわかりました。また、ゼロでない相関時間と異方性の影響も調べます。乱流運動エネルギーの不均一性によって生じる反磁性ポンピングは、$\eta$変動が等方的であっても、平均場の解を大きくします。私たちの結果は、乱流の運動エネルギーの変動が天体物理学の文脈に関連している可能性があることを示唆しています。
Chandrayaan-2 XSM によって観測された A クラスの太陽フレア中のコロナ元素の豊富さ
第一イオン化ポテンシャル(FIP)の低い元素の存在量は、FIP効果として知られている、光球よりも閉ループアクティブコロナの方が3倍から4倍高くなります(FIPバイアス)。観察は、存在量が冠状構造によって異なることを示唆しています。ここでは、チャンドラヤーン2オービターに搭載された太陽X線モニター(XSM)からの軟X線分光測定を使用して、太陽周期24の極小期に観測された複数のAクラスフレアにおけるFIP効果を調べます。-統合されたスペクトル分析により、平均温度、放出量、および4つの元素(Mg、Al、Si、およびS)の存在量を導き出します。温度と放出量の尺度はフレアのサブクラスに比例し、測定された存在量が示すことがわかります。低いAフレア(たとえば、A1)では中間のFIPバイアスであり、高いAフレアではFIPバイアスはほぼ1です。それをさらに調査するために、Aクラスフレアのサンプルの時間分解スペクトル分析を実行し、温度、放出量、および存在量の変化を調べます。フレアの衝撃的な段階では、存在量がコロナ値から光球の値に向かって低下し、衝撃的な段階の後、通常のコロナ値にすぐに戻ることがわかります。フレアの衝撃的な段階におけるコロナ値から光球値への存在量の遷移は、彩層蒸発による下部太陽大気からコロナへの新鮮な未分画物質の注入を示しています。しかし、フレアの崩壊段階で光球からコロナ値への存在量の迅速な回復を説明することは困難です。
Be星の光学分光：バルマー輝線のピーク分離
| Title |
Optical_spectroscopy_of_Be_stars:_peak_separation_of_Balmer_emission_lines |
| Authors |
R._K._Zamanov,_K._A._Stoyanov,_S._Y._Stefanov,_M._F._Bode,_M._S._Minev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11975 |
Be星は、星周円盤に由来する可変発光輝線を示します。ここでは、Be星の高分解能分光観測と、H-α、H-β、およびH-γ輝線のピーク間の距離($\DeltaV_\alpha$、$\DeltaV_\beta$、および$\DeltaV_\gamma$それぞれ)。公開されたデータ、ELODIEアーカイブのスペクトル(1998年から2003年に取得)とRozhenスペクトル(2015年から2023年に取得)の93Be星のスペクトルを組み合わせると、$\DeltaV_\alpha$,$\DeltaV_\beta$と$\DeltaV_\gamma$.これらは、$30\le\DeltaV_\alpha\le500$kms$^{-1}$、$80\le\DeltaV_\beta\le600$kms$^{-1}$、および$40に対して有効です。\le\DeltaV_\gamma\le300$kms$^{-1}$.新しい方程式は$y=ax+b$の形式で、以前の研究よりも広い速度範囲で有効です。
Tucana-Horologium 若い恒星連合の力学的年齢
| Title |
Dynamical_age_of_the_Tucana-Horologium_young_stellar_association |
| Authors |
Phillip_A._B._Galli,_N\'uria_Miret-Roig,_Herv\'e_Bouy,_Javier_Olivares_and_David_Barrado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12036 |
Tucana-Horologiumアソシエーションは、太陽に最も近い若い恒星グループの1つであり、非常に近いにもかかわらず、その年齢は文献でまだ議論されています。ガイア宇宙ミッションの3番目のデータリリースによって提供される最先端のアストロメトリーを、高解像度分光法から得られた正確な視線速度測定と組み合わせて利用して、関連付けの動的年齢を調査します。クラスターメンバーのさまざまなサンプル、過去の関連付けの最小サイズを評価するためのメトリック、および星の軌道を時間内に統合するための銀河の可能性のモデルの組み合わせを使用して、広範なトレースバック分析を実行します。この論文で導き出した$38.5^{+1.6}_{-8.0}$Myrの力学年齢は、文献(30-50Myr)の等時線フィッティングから得られたさまざまな年齢推定値と一致し、初めて一致します。、リチウム枯渇から得られた年齢（$\sim40$Myr）とのTucana-Horologium関連の力学年齢。私たちの結果は恒星モデルから独立しており、恒星の3D空間運動に基づいて、太陽系近傍の若い恒星グループの一貫した年齢スケールを構築するためのもう1つのステップを表しています。
高度にローカライズされた図と図のキャプションによる歴史的天体物理学文献のデジタル化
| Title |
The_Digitization_of_Historical_Astrophysical_Literature_with_Highly-Localized_Figures_and_Figure_Captions |
| Authors |
Jill_P._Naiman_and_Peter_K._G._Williams_and_Alyssa_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11583 |
1990年代後半の「デジタル化の時代」以前に出版された科学記事には、スキャンしたページ内に「閉じ込められた」図が含まれています。図とそのキャプションを抽出するための進歩はありましたが、現在、このプロセスのための堅牢な方法はありません。グレースケールとOCR機能の両方を使用する光学式文字認識(OCR)で処理された後、スキャンされたページで使用するYOLOベースの方法を提示します。私たちは、Intersection-over-Union(IOU)メトリックをオブジェクト検出の分野からドキュメントレイアウト分析に変換することに注力し、IOU0.9として「高度なローカリゼーション」レベルを定量化します。NASAAstrophysicsDataSystem(ADS)の天体物理学文献所蔵に適用すると、図(図のキャプション)のF1スコアは90.9%(92.2%)であり、IOUカットオフは0.9であり、他の州よりも大幅に改善されています。-最先端の方法。
空の Q ボール
暗黒物質セクターには、可視セクターの構造に類似した拡張構成が存在する可能性があります。この作業では、非トポロジカルなソリトニック構成、特にQボールを調査し、それらが巨視的な天体物理構造を形成する時期と、それらの明確な特徴が何であるかを研究します。天体物理学的Qボールの存在、重力安定性、およびソリューションの実行可能性の基準に基づいて、それらのサイズの理論的限界と基礎となるパラメーターの制約を詳細に研究します。この道筋をたどると、天体物理学のQボールのサイズとその基礎となるパラメーターの新しい制限を得ることができます。また、単純な薄壁限界よりも一般的な、さまざまな天体物理学的Qボールプロファイルの重力レンズ機能も調べます。同じサイズと質量を持つ天体物理学のQボールであっても、解の実際の詳細に応じて、拡大特性が非常に異なる場合があることがわかります。このような天体物理学のQボールが宇宙の暗黒物質の小さな構成要素を形成する可能性があると仮定して、重力マイクロレンズ調査EROS-2、OGLE-IV、および提案されている将来の調査WFIRSTから、この部分に制限を設けます。さまざまな天体物理学のQボールのプロファイルとサイズを調査すると、天体物理学のQボールを構成する暗黒物質の割合は、質量が小さい場合はせいぜいサブパーセントであり、質量が大きい場合は大幅に高くなる可能性があることがわかりました。
2017 年 9 月 7 ～ 8 日の暴風雨中の大きな地磁気誘導電流の分析: 地電場マッピング
| Title |
Analysis_of_Large_Geomagnetically_Induced_Currents_During_the_7-8_September_2017_Storm:_Geoelectric_Field_Mapping |
| Authors |
Anna_Wawrzaszek_(1),_Agnieszka_Gil_(1_and_2),_Renata_Modzelewska_(2),_Bruce_T._Tsurutani_(3),_Roman_Wawrzaszek_(1)_((1)_Space_Research_Centre,_Polish_Academy_of_Sciences,_Bartycka_Str._18A,_00-716_Warsaw,_Poland,_(2)_Faculty_of_Exact_and_Natural_Sciences,_Institute_of_Mathematics,_Siedlce_University,_Konarskiego_Str._2,_08-110_Siedlce,_Poland,_(3)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_California,_91109,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11699 |
2017年9月7～8日の地磁気嵐で発生した2つのM\"ants\"al\"a、フィンランドのパイプラインGIC間隔の高時間および高空間解像度の地電場モデルが作成されました。10秒のサンプリングレートでの地磁気測定北ヨーロッパ($52.07^\circ$から$69.76^\circ$緯度まで)に分布する28のIMAGE地上磁力計がこの研究のベースです.このタスクのためにGeoElectricDynamicMapping(GEDMap)コードが開発されました.GEDMapは4つの異なるものを考慮します.$0.05^\circ$(lat.)$\times0.2^\circ$(lon.)の空間スケール解像度のグリッドを可能にします.地電場の動的マッピング出力は、マグニチュードと方向の空間的および時間的変動の両方を提供します.GEDMapの結果は、地電場の非常に急速で強い変動性と、非常に局所的なピーク増強を示しています.2つのGICピーク時のM\"ants\"al\"a上の地電場の大きさは279.7mV/でしたkmおよび336.9mV/km。M\"ants\"al\"aのGIC測定値と私たちのモデリング結果の比較は、0.8を超える相関係数と非常によく一致していることを示しています。また、エレクトロジェットは単に東西方向に向いているわけではないことも示されています.1秒のさらに高い時間分解能の基本磁力計データは、さらに多くの構造を生み出す可能性があるので、これは私たちの次の努力になるでしょう..
パルサータイミングアレイ相関を使用した重力波伝播の抑制
| Title |
Constraining_gravitational_wave_propagation_using_pulsar_timing_array_correlations |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.11796 |
パルサータイミングアレイ(PTA)は、確率論的なGWバックグラウンドを介した宇宙論的に新しいナノヘルツ重力波(GW)レジームへの有望なプローブです。この作業では、公開コードPTAfastとNANOGravによる12.5年の相関データを利用して、サブルミナールGWモードをPTAの相関の可能なソースと見なします。私たちの結果は、データ内のテンソルまたはベクトルによって引き起こされるGW相関を支持する証拠はなく、ベクトル相関が好まれないことを示しています。これは重力子質量$m_{\rmg}\lesssim10^{-22}$eVに上限を設定し、PTAGWエネルギースケールの特徴です。
薄い降着円盤を持つ相対論的流体球の観測特性
この作業では、薄い降着円盤に囲まれたときの、薄いシェルの有無にかかわらず、非圧縮性相対論的流体球の観測特性を分析します。星の半径$R$と薄いシェルの半径$r_\Sigma$のさまざまな組み合わせを持つ6つの構成のセットを検討して、薄いシェルもライトリングも持たず、これらの機能のいずれかを使用し、両方を使用してソリューションを生成します。.さらに、グララ・ルプサスカ・マローネ(GLM)ディスクモデルに基づいて、降着円盤の強度プロファイルの3つの異なるモデルを検討します。リング（LR）、星の中心。漸近観測者の観測画像と強度プロファイルは、Mathematicaベースの光線追跡コードを使用して生成されます。私たちの結果は、光リングがない場合、薄い殻の存在が星の観測特性に与える影響は無視できることを示しています。しかし、時空が光の輪を特徴とするとき、薄い殻に蓄えられた星の質量の部分は、その観測特性、特に中心重力赤方偏移効果の大きさに強い影響を及ぼします。観察された画像の中央の影のような薄暗い。シュヴァルツシルト時空との比較も提供されており、最もコンパクトな構成は、ブラックホールソリューションの場合と同様の観察痕跡を生成することが示されています。観測可能。
暗黒エネルギーの相互作用: 宇宙論的意味と生存条件の解明
この研究では、暗黒物質と暗黒エネルギーが結合し、互いに非重力相互作用を介してエネルギーを交換する可能性がある宇宙モデルが考慮されます。これらの相互作用する暗黒エネルギー(IDE)モデルは、宇宙論の標準的な$\Lambda$CDMモデルの問題(偶然の問題、ハッブル張力、および$S_8$不一致を含む)に対処するために以前に導入されました。ただし、正のエネルギー密度を保証する条件は、見過ごされがちです。$Q=\deltaH\rho_{\rm{de}}$と$Q=\deltaH\rho_{\rm{dm}}$という2つの異なる線形ダークエネルギー結合を仮定すると、負のエネルギー密度は避けられないことがわかります。暗黒物質から暗黒物質へエネルギーが流れる場合(iDMDE領域)であり、その結果、暗黒エネルギーから暗黒物質へエネルギーが流れるモデル(iDEDM領域)のみを真剣に検討する必要があります。さらに、これらのモデルが初期の不安定性から解放されていることを確認するには、暗黒エネルギーが「ファントム」($\omega<-1$)領域にあることを要求する必要があります。これは、モデル$Q=\deltaH\rho_{\rm{dm}}$が将来の大きな裂け目の特異点で終わるという結果をもたらしますが、$Q=\deltaH\rho_{\rm{de}}$は避けるかもしれません宇宙論的パラメーターの正しい選択によるこの運命。
ハッブル定数の重力波ダーク標準サイレン測定に対する銀河赤方偏移の不確実性のモデル化の影響
| Title |
Impact_of_modelling_galaxy_redshift_uncertainties_on_the_gravitational-wave_dark_standard_siren_measurement_of_the_Hubble_constant |
| Authors |
Cezary_Turski,_Maciej_Bilicki,_Gergely_D\'alya,_Rachel_Gray_and_Archisman_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12037 |
重力波科学は、観測天文学の中で急速に拡大している新しい分野です。連星中性子星合体GW170817のマルチメッセンジャー観測は、ハッブル定数の最初の重力波標準サイレン測定を含むいくつかの象徴的な結果を提供し、宇宙論を調査する新しい方法を切り開いた.しかし、重力波で観測されたコンパクトな連星源の大部分には、明るい電磁対応物がありません。これらの場合、潜在的なホスト銀河からの情報を統計的に含めるために、「ダークスタンダードサイレン」アプローチに頼ることができます。このような測定では、系統誤差のすべての考えられる原因について注意する必要があります。この論文では、銀河カタログ部門から生じる可能性のある誤差の研究を開始し、特に、これらが測光に基づく場合の銀河の赤方偏移の不確実性の影響を調べます。最新のGWTC-3イベントと関連する銀河カタログを使用して、暗黒標準サイレンハッブル定数を再計算します。異なる銀河赤方偏移不確実性モデル、つまり、標準ガウス、修正ローレンツ、不確実性はまったくありません。赤方偏移の不確実性をまったく使用しないと、GWTC-3$H_0$測定で以前に考慮された他の潜在的な系統的影響に匹敵する潜在的なバイアスにつながる可能性があることがわかりました(ただし、この測定の全体的な統計誤差と比較するとまだ小さい)。異なる不確実性モデル間の違いは、現在のデータの結果にわずかな違いをもたらします。それらの影響は、以前のロバストネス研究で考慮されてきた現在の統計的エラーやその他の潜在的な系統的エラーの原因よりもはるかに小さいです。
インフィールド ポインティング アーキテクチャを使用した LISA ミッションの光リンク取得
| Title |
Optical_link_acquisition_for_the_LISA_mission_with_in-field_pointing_architecture |
| Authors |
Gerald_Hechenblaikner,_Simon_Delchambre,_Tobias_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2302.12109 |
フィールド内ポインティングアーキテクチャでのLISAミッションの光リンクの空間取得の包括的なシミュレーションを提示します。ここでは、高速ポインティングミラーを使用して光トランシーバの視野を移動させます。これは代替手段として研究されました。ベースライン化された望遠鏡ポインティングアーキテクチャへのスキーム。シミュレーションには、現実的なディテクタモデルを使用した遠距離場強度分布とビーム検出プロセスの代表的なモデル、および関連するジッタスペクトルが異なる2つの代替制御モードで予想されるプラットフォームジッタのモデルが含まれています。検出器の設定を最適に調整し、実際のファーフィールドビームプロファイルを考慮するために、スキャン速度と検出器の積分時間を数桁にわたって変化させながら、取得性能のジッタースペクトルと検索スパイラルのトラック幅への依存性を調査します。マグニチュード。結果は、解析モデルの予測と比較して、ジッタースペクトルの自己相関関数の幅に対する取得失敗の確率の強い依存性を示しています。スキャン速度の選択に応じて、故障確率が数桁異なる3つの異なるレジームを入力できます。次に、これらの結果を使用して、故障率と全体の期間に関して、特定のジッタースペクトルの取得アーキテクチャを最適化し、平均して1分未満で完全なコンスタレーションを取得できると結論付けました。私たちの方法と調査結果は、リンク取得用のファインステアリングミラーを使用して、他の宇宙ミッションに適用できます。
ノースケール超重力における変曲点スゴルトスティノ インフレーション
次数1の運動極を生成するケーラーポテンシャルを導入することにより、調整可能な宇宙定数で破るsgoldstino安定化および超対称性(SUSY)を組み込んだノースケール超重力モデルの修正を提案します。結果として得られるスカラーポテンシャルは変曲点を発達させる可能性があり、その近くでは、観測データと一致する板下場の値の膨張期間を実現できます。スペクトルインデックスnsの中心値の場合、必要な調整は10^-6のオーダーであり、テンソルとスカラーの比率はわずかですが、nsの実行は約-3x10^-3です。私たちの提案は、ハイスケールSUSYおよびヒッグス粒子質量に関するLHCの結果と互換性があります。
