$\Lambda$CDM、$N_\mathrm{eff}$、$\Sigma m_\nu$、および $w$ 宇宙論における観測量の高精度エミュレーター
| Title |
High-accuracy_emulators_for_observables_in_$\Lambda$CDM,_$N_\mathrm{eff}$,_$\Sigma_m_\nu$,_and_$w$_cosmologies |
| Authors |
Boris_Bolliet,_Alessio_Spurio_Mancini,_J._Colin_Hill,_Mathew_Madhavacheril,_Hidde_T._Jense,_Erminia_Calabrese,_Jo_Dunkley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01591 |
エミュレーションフレームワークCosmoPowerを使用して、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度と偏光パワースペクトル、物質パワースペクトル、距離と赤方偏移の関係、バリオン音響振動(BAO)、赤方偏移などの宇宙観測量のニューラルネットワークエミュレーターを構築し、公開しています。空間歪み(RSD)オブザーバブル、および派生パラメーター。$\Lambda$CDM、$w$CDM、$\Lambda$CDM+$N_\mathrm{eff}$を含む幅広い宇宙モデルについて、高精度の数値収束設定で得られたEinstein-Boltzmann計算でエミュレータをトレーニングします。、および$\Lambda$CDM+$\Sigmam_\nu$.当社のCMBエミュレーターは$\ell=10^4$まで0.5%以上の精度であり、ステージIVのデータ分析には十分であり、当社の$P(k)$エミュレーターは$k=50まで同じ精度レベルに達します。\,\,\mathrm{Mpc}^{-1}$であり、ステージIIIのデータ解析には十分です。オンラインリポジトリCosmoPowerOrganizationを介してエミュレータをリリースします。これは、追加の拡張された宇宙論モデルで継続的に更新されます。当社のエミュレーターは、宇宙論的データ分析を桁違いに加速し、現在の調査データを使用して宇宙論的パラメーター抽出分析をラップトップで実行できるようにします。エミュレーターをCLASSおよびCAMBと比較し、PlanckTT、TE、EE、およびCMBレンズデータ、ならびにAtacamaCosmologyTelescopeDataRelease4CMBデータ、DarkEnergySurveyYearから導出された宇宙論的パラメーターの制約を再現することにより、エミュレーターを検証します。1銀河レンズおよびクラスタリングデータ、およびバリオン振動分光調査データリリース12BAOおよびRSDデータ。
単一フィールド インフレーションからの原始ブラック ホールの形成はまだ除外されていません
arXiv:2303.00341に掲載された最近の批判に応えて、単一フィールドインフレーションにおける超スローロールの段階に基づいて初期宇宙に原始ブラックホールを形成するという標準的なシナリオは除外されていないと主張します。
重力物質生成、多流体宇宙論、運動論
すべての成分の重力誘起粒子生成に恵まれた分離された多流体宇宙論の巨視的および動力学的相対論的記述が提案されています。分離された各粒子種の温度法則も速度論的に導き出されます。現在のアプローチは、優勢な分離されたコンポーネントの任意のセットに対する逆反応効果を組み込むことにより、正確な(半古典的な)量子重力運動論的処理の可能性を示しています。例として、冷たい暗黒物質とバリオン(暗黒エネルギーを含まない)の生成によって駆動される宇宙論が$\Lambda$CDMのように進化することを示します。ただし、光子の作成が混合物に追加されると、完全な物理エミュレーションが壊れるため、将来の重要なテストが示されます。現在の分析は、$H_0$の値に対する超新星-CMBの張力と、$S_8$の張力を調査するための新しいウィンドウも開きます。遅い時間。最後に、CMB温度マップとSunyaev-Zeldovich効果の間の相互相関は、拡張CCDMおよび$\Lambda$CDMモデルに直面する重要かつ正確なテストを提供する可能性があるとも主張されています。
銀河系外の一時的なホスト銀河データベースであるOpenSupernovaCatalogと文献分析を検索することにより、現在までにIa型超新星(SNIa)兄弟の最大のサンプルを提示します。このサンプルは158個の銀河で構成され、327個の確認されたSNeIaで構成されています。これは、既存の兄弟SNeIaサンプルよりも10倍以上大きいものです。SN兄弟はホスト銀河を共有しているため、地球環境特性と関連する体系的な不確実性を共有しています。これにより、宇宙論と天体物理学の両方の分析に価値があります。たとえば、兄弟SNeIaは、同じ銀河内の環境特性の比較、前駆体の比較、レート分析、およびハッブルレマ\^{\i}tre定数の複数のキャリブレーションを可能にします。この大規模なサンプルは、さまざまな新しい研究手段を提供し、より広いSNIaコミュニティにとって非常に興味深いものになるでしょう。このサンプルの使用例を示すために、50人の兄弟の宇宙サブサンプルを定義します。それを使用して、兄弟ペア間の光曲線特性を比較します。兄弟のペア間でストレッチ($x_1$)と色($c$)に相関関係があるという証拠は見つかりませんでした。さらに、SNeIaのランダムペアの比較可能なセットのシミュレーションと比較すると、兄弟はSNeIaの任意のランダムペアよりも$x_1$と$c$で類似していないことがわかります。兄弟が同じホストを共有していることを考えると、兄弟間の$x_1$と$c$の違いは、グローバルな銀河の特性によるものではありません。これは、宇宙論におけるSNIa標準化のための環境体系に関する重要な疑問を提起し、兄弟SNeIaの将来の分析を動機付けます。
粒子状およびファジーボソン暗黒物質の統一記述
| Title |
Unified_description_of_corpuscular_and_fuzzy_bosonic_dark_matter |
| Authors |
Nick_P._Proukakis,_Gerasimos_Rigopoulos_and_Alex_Soto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02049 |
ボソン的で非相対論的で自己相互作用する暗黒物質の第一原理方程式から、凝縮された低運動量の「ファジー」成分と、粒子の集合として近似できる高運動量の成分の両方を含むことができる方程式を導き出します。結果として得られる連立方程式は、凝縮体を記述する修正されたグロス-ピタエフスキー方程式と、より高い運動量モード「粒子」を記述する運動方程式、および両方の成分の密度によって供給される重力ポテンシャルのポアソン方程式で構成されます。私たちの導出は、シュウィンガー・ケルディッシュ経路の積分形式を利用し、粒子間および粒子と凝縮体間の衝突項を自己結合強度の2次に対応できる半古典的近似を適用します。したがって、方程式はCDMとファジー暗黒物質の両方を統一された方法で記述することができ、両方のフェーズの共存と4次自己相互作用の包含を可能にします。
銀河団ダイナミクスを使用したカメレオン スクリーニングの制約
| Title |
Constraining_Chameleon_screening_using_galaxy_cluster_dynamics |
| Authors |
Yacer_Boumechta,_Balakrishna_S._Haridasu,_Lorenzo_Pizzuti,_Minahil_Adil_Butt,_Carlo_Baccigalupi,_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02074 |
銀河団のChameleon\textit{screening}メカニズムを制約し、本質的に結合強度$\beta$とフィールド$\phi_{\infty}$の漸近値の制限を取得します。この目的のために、$z\le0.1$の赤方偏移範囲でX-COPコンパイル内の9つの緩和された銀河団のコレクションを利用しました。暗黒物質密度のNFW質量プロファイルを仮定した形式を実装し、質量$\M$とカメレオン結合の間に存在する縮退を研究し、除外されたパラメーター空間の制約を高度に改善します。9つのクラスターすべてと$|f_{R0}|\le1.2\times10^{-5}$信頼度$95\%$で、WL事前分布を考慮した5つのクラスターのみを使用。これらの境界は、文献の既存の制限と一致しており、以前の研究で同じ方法で得られた制約よりも厳しいものです。
DART が生成した活動中の小惑星ディモルフォスからの放出物
| Title |
Ejecta_from_the_DART-produced_active_asteroid_Dimorphos |
| Authors |
Jian-Yang_Li,_Masatoshi_Hirabayashi,_Tony_L._Farnham,_Jessica_M._Sunshine,_Matthew_M._Knight,_Gonzalo_Tancredi,_Fernando_Moreno,_Brian_Murphy,_Cyrielle_Opitom,_Steve_Chesley,_Daniel_J._Scheeres,_Cristina_A._Thomas,_Eugene_G._Fahnestock,_Andrew_F._Cheng,_Linda_Dressel,_Carolyn_M._Ernst,_Fabio_Ferrari,_Alan_Fitzsimmons,_Simone_Ieva,_Stavro_L._Ivanovski,_Teddy_Kareta,_Ludmilla_Kolokolova,_Tim_Lister,_Sabina_D._Raducan,_Andrew_S._Rivkin,_Alessandro_Rossi,_Stefania_Soldini,_Angela_M._Stickle,_Alison_Vick,_Jean-Baptiste_Vincent,_Harold_A._Weaver,_Stefano_Bagnulo,_Michele_T._Bannister,_Saverio_Cambioni,_Adriano_Campo_Bagatin,_Nancy_L._Chabot,_Gabriele_Cremonese,_R._Terik_Daly,_Elisabetta_Dotto,_David_A._Glenar,_Mikael_Granvik,_Pedro_H._Hasselmann,_Isabel_Herreros,_Seth_Jacobson,_Martin_Jutzi,_Tomas_Kohout,_Fiorangela_La_Forgia,_Monica_Lazzarin,_Zhong-Yi_Lin,_Ramin_Lolachi,_Alice_Lucchetti,_Rahil_Makadia,_Elena_Mazzotta_Epifani,_Patrick_Michel,_Alessandra_Migliorini,_Nicholas_A._Moskovitz,_Jens_Orm.,_Maurizio_Pajola,_Paul_S.nchez,_Stephen_R._Schwartz,_Colin_Snodgrass,_Jordan_Steckloff,_Timothy_J._Stubbs,_Josep_M._Trigo-Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01700 |
いくつかの活発な小惑星は、衝突イベントの結果であると提案されています。活動中の小惑星は通常、尾が形成された後に偶然に発見されるため、衝突噴出物が尾に進化する過程を直接観察したことはありません。NASAのDoubleAsteroidRedirectionTest(DART)ミッションは、ディモルフォスの軌道周期の変更に成功したこととは別に、正確に知られている衝突条件下での衝突による小惑星の活性化プロセスを実証しました。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)によるDART衝突噴出物の観測を、衝突時間T+15分からT+18.5日まで、ピクセルあたり~2.1kmの空間解像度で報告します。私たちの観測により、イジェクタの複雑な進化が明らかになりました。これは、最初はディディモス連星系と放出されたダストの間の重力相互作用によって支配され、その後、太陽放射圧によって支配されます。衝突によって生成されたと考えられている以前に観察された小惑星の尾と一貫した形態を示した持続的な尾を介して分散した最低速度の噴出物。したがって、DARTの制御された衝突実験に続く噴出物の進化は、自然の衝突によって破壊された小惑星に作用する基本的なメカニズムを理解するためのフレームワークを提供します。
DARTキネティックインパクトによるディモルフォスの軌道周期変化
| Title |
Orbital_Period_Change_of_Dimorphos_Due_to_the_DART_Kinetic_Impact |
| Authors |
Cristina_A._Thomas,_Shantanu_P._Naidu,_Peter_Scheirich,_Nicholas_A._Moskovitz,_Petr_Pravec,_Steven_R._Chesley,_Andrew_S._Rivkin,_David_J._Osip,_Tim_A._Lister,_Lance_A._M._Benner,_Marina_Brozovi\'c,_Carlos_Contreras,_Nidia_Morrell,_Agata_Ro\.zek,_Peter_Ku\v{s}nir\'ak,_Kamil_Hornoch,_Declan_Mages,_Patrick_A._Taylor,_Andrew_D._Seymour,_Colin_Snodgrass,_Uffe_G._J{\o}rgensen,_Martin_Dominik,_Brian_Skiff,_Tom_Polakis,_Matthew_M._Knight,_Tony_L._Farnham,_Jon_D._Giorgini,_Brian_Rush,_Julie_Bellerose,_Pedro_Salas,_William_P._Armentrout,_Galen_Watts,_Michael_W._Busch,_Joseph_Chatelain,_Edward_Gomez,_Sarah_Greenstreet,_Liz_Phillips,_Mariangela_Bonavita,_Martin_J._Burgdorf,_Elahe_Khalouei,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Markus_Rabus,_Sedighe_Sajadian,_Nancy_L._Chabot,_Andrew_F._Cheng,_William_H._Ryan,_Eileen_V._Ryan,_Carrie_E._Holt,_Harrison_F._Agrusa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02077 |
DoubleAsteroidRedirectionTest(DART)宇宙船は、地球に近い連星小惑星(65803)ディディモスの二次であるディモルフォスに衝突し、ディモルフォスの軌道周期を変更することにより、小惑星のたわみに関するキネティックインパクターの最初のテストを成功裏に実行しました。DART宇宙船からの入射運動量が完全に非弾性的な衝突で小惑星のターゲットに直接転送された場合、約7分間の軌道周期の変化が予想されましたが、衝突の可能性のある条件と小惑星の特性の研究は、かなりの運動量の増加を示しました($\beta$)が可能でした。衝突前の数年間、ライトカーブ観測を使用して、ディディモスに対するディモルフォスの衝突前の軌道パラメータを正確に決定しました。ここでは、DARTキネティックインパクトの結果として、ディモルフォスの軌道周期が-33.0+/-1.0(3$\sigma$)分変化したことを報告します。新しい地球ベースの光度曲線とレーダー観測を使用して、2つの独立したアプローチが軌道周期の変化に対して同一の値を決定しました。この大きな軌道周期の変化は、噴出物が、DART宇宙船が運んだ以上の量の運動量を小惑星に与えたことを示唆しています。
アンドロメダ衛星システムの PAndAS ビュー。 IV グローバル プロパティ
| Title |
The_PAndAS_View_of_the_Andromeda_Satellite_System._IV_Global_properties |
| Authors |
Amandine_Doliva-Dolinsky,_Nicolas_F._Martin,_Zhen_Yuan,_Alessandro_Savino,_Daniel_R._Weisz,_Annette_M._N._Ferguson,_Rodrigo_A._Ibata,_Stacy_Y._Kim,_Geraint_F._Lewis,_Alan_W._McConnachie,_Guillaume_F._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01528 |
Pan-AndromedaArchaeologicalSurvey(PAndAS)に位置する個々の矮小銀河の特性と、以前に決定された調査の完全性から、アンドロメダ銀河(M31)の衛星系のグローバルな特性を推測するための統計的フレームワークを構築します。フォワードモデリングを使用して、衛星システムの光度関数の勾配、空間密度分布の勾配、矮小銀河が従うサイズと光度の関係を推測します。光度関数の傾きは$\beta=-1.5\pm0.1$であることがわかります。空間密度プロファイルと組み合わせると、調査の不完全性を説明すると、M31には$92_{-26}^{+19}$個の矮小銀河があり、$M_\textrm{V}<-5.5$で、空から投影されたM31からの距離は30～300kpcです。アンドロメダ座周辺、特にPAndASフットプリントの外には、まだ多くの微光または遠方の矮小銀河が発見されていないと結論付けています。最後に、モデルを使用して、天の川に面した半球に位置する衛星の数が多いことが、矮小銀河探索の検出限界によって単純に説明できるかどうかをテストします。$>99.9\%$の信頼度でこれを除外し、この異方性はM31衛星システムの固有の特徴であると結論付けます。ここで提示する統計的フレームワークは、衛星システムの特性を確実に制約し、それらをホスト間で比較するための強力なツールです。ローカルボリューム。
Via Machinae 2.0: Gaia DR2 の恒星ストリームの全天、モデルにとらわれない検索
| Title |
Via_Machinae_2.0:_Full-Sky,_Model-Agnostic_Search_for_Stellar_Streams_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
David_Shih,_Matthew_R._Buckley,_Lina_Necib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01529 |
深層学習異常検出器ANODEに基づく自動化された恒星ストリーム検出アルゴリズムであるViaMachinaeの更新を紹介します。ViaMachinaeは、角度位置、適切な運動、および測光のみを使用して、ガイア内の恒星の流れを識別し、軌道統合または恒星距離の天の川ポテンシャルのモデルを参照しません。この新しいバージョンであるViaMachinae2.0には、アルゴリズムのほぼすべてのステップに対する多くの改善と改良が含まれており、元の定式化よりも堅牢で視覚的に明確なストリーム候補が得られます。この作業では、下部構造や恒星の流れを含まない天の川の滑らかなモデルであるGalaxiaに基づいてシミュレートされたGaia-mockカタログに適用することにより、ViaMachinae2.0の偽陽性率の定量的推定も提供します。最後に、ViaMachinae2.0を使用して恒星ストリームの最初の全天検索を実行し、GaiaDataRelease2内で重要度の高い102のストリームを特定しました。そのうち10のみが以前に特定されています。さらなる確認のためのフォローアップ観測が必要ですが、この作業で提示された偽陽性率を考慮すると、これらのストリーム候補の約90が実際の星の構造に対応すると予想されます。
$z\sim 3$ における低質量星形成銀河の電離ガスの運動学と化学組成
| Title |
Ionized_gas_kinematics_and_chemical_abundances_of_low-mass_star-forming_galaxies_at_$z\sim_3$ |
| Authors |
M._Llerena,_R._Amor\'in,_L._Pentericci,_A._Calabr\`o,_A._E._Shapley,_K._Boutsia,_E._P\'erez-Montero,_and_J.M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01536 |
CIII]1908発光に基づく深部分光調査から、35個の低質量SFG(7.8<log(M$_*$/M$_{\odot}$)<10.2)を選択しました。フォローアップNIR観測を使用して、それらの静止光輝線を調べ、[OIII]4959,5007プロファイルのガウスモデリング後に検出された広い放出翼を介してイオン化された流出シグネチャを特定しました。OIII]1666/[OIII]5007比と光イオン化モデルによるTeベースの方法を使用して、銀河の気相金属量と炭素対酸素（C/O）存在量を特徴付けました。大質量星に支えられた高電離状態に特徴的なライン比と静止フレームEWを見つけます。サンプル表示は静止フレームEW([OIII]5007)~560\r{A}を意味し、そのうちの20%はEW([OIII]4959,5007)>1000\r{A}およびEW(CIII])>を示しています5\r{A}、JWSTでEoR銀河で現在見られるものに非常に似ています。低い気相の金属量は12+log(O/H)~7.4-8.5で、C/Oの存在量は21%-173%の太陽からのものであり、金属量の明らかな増加傾向があります。[OIII]4959,5007プロファイルモデリングから、サンプルの65%が流出成分を示していることがわかります。これは、イオン化ガスの全身速度に対してシフトされており、相関する平均$v_{max}$~280km/sです。$\Sigma_{SFR}$で。私たちのサンプルの質量負荷係数$\mu$は、通常、文献からのより大規模な銀河よりも低く、典型的な局所矮小銀河よりも高いことがわかりました。対象となる星の質量範囲では、$\mu$が$\Sigma_{SFR}$とともに増加することがわかり、これは、与えられた星の質量に対して、低質量銀河のより高密度のスターバーストがより強いアウトフローを生み出すことを示唆しています。したがって、$\mu$が高い銀河は、金属量が低く、バーストが強く、EWが高くなる傾向があります([OIII]5007)。私たちの結果は、低赤方偏移での同様の研究によって描かれた図を補完し、星のフィードバックによって駆動される低質量SFGの電離ガスの除去が、星の質量と$\Sigma_{SFR}$によって規制されていることを示唆しています。
大質量星団におけるボトムライト初期質量関数の証拠
| Title |
Evidence_for_a_bottom-light_initial_mass_function_in_massive_star_clusters |
| Authors |
Holger_Baumgardt,_Vincent_Henault-Brunet,_Nolan_Dickson_and_Antonio_Sollima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01636 |
記録的なハッブル宇宙望遠鏡測光法と直接N体シミュレーションの大規模グリッドとの比較に基づいて、120の天の川の球状星団と大質量LMC/SMC星団の星の質量関数を決定しました。星団の全体的な質量関数の勾配と、それらの内部緩和時間および寿命の両方との強い相関関係を発見しました。動的効果が考慮されると、ほとんどの星団の質量関数は、0.4M$_のブレーク質量を持つ壊れたべき法則分布$N(m)\simm^\alpha$によって記述される初期質量関数と互換性があります。\odot$と1.0M$_\odot$および質量関数の傾き$\alpha_{Low}=-0.3$質量が$m<0.4$の星の場合M$_\odot$,$\alpha_{High}=-$m>1.0$M$_\odot$の星では2.30$、中質量星では$\alpha_{Med}=-1.65$。あるいは、低質量星の特徴的な質量$\logM_C=-0.36$と幅$\sigma_C=0.28$の対数正規質量関数と、$m>1$M$の星のベキ質量関数_\odot$もデータに適合します。クラスターの質量、密度、全体的な速度分散、または金属量のいずれかで、初期質量関数の重大な環境依存性は見つかりません。私たちの結果は、標準的なKroupa/Chabrier質量関数と比較して、球状星団内の大質量星のより大きな割合につながり、クラスター内の自己濃縮の効率を高め、球状星団内の複数の星集団の質量収支の問題を軽減するのに役立ちます。私たちの結果を直接的なN体シミュレーションと比較することにより、ほとんどのブラックホールが出生キックによって排出されるシミュレーションのみが、観測された相関関係を正しく再現することが最終的にわかります.
天の川球状星団の多質量モデリング -- I. 1 M$_{\odot}$ 以上の星の初期質量関数への影響
| Title |
Multimass_modelling_of_Milky_Way_globular_clusters_--_I._Implications_on_their_stellar_initial_mass_function_above_1_M$_{\odot}$ |
| Authors |
Nolan_Dickson_(1),_Vincent_H\'enault-Brunet_(1),_Holger_Baumgardt_(2),_Mark_Gieles_(3),_Peter_Smith_(1)_((1)_Saint_Mary's_University,_(2)_University_of_Queensland,_(3)_University_of_Barcelona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01637 |
球状星団内の星と星の残骸(白色矮星、中性子星、ブラックホール)の分布は、それらの形成と長期的な進化に関する手がかりを保持しており、それらの初期質量関数(IMF)とブラックホールの合体の形成に重要な意味を持っています。この作業では、GaiaEDR3とHSTからの固有運動、地上ベースの分光法からの視線速度、深部恒星質量関数など、さまざまなデータセットから推測された、37の天の川の球状星団に最適なマルチマスモデルを提示します。HSTから。金属量に依存する星の進化レシピを使用して、IMFから星とレムナントの現在の質量関数を取得します。残骸の質量分布を含む、クラスター内のすべてのオブジェクトの現在の質量関数を動的に調べることにより、これらのモデルを使用して、天の川GCの大規模なサンプルの恒星(初期)質量関数を詳細に調べることができます。低質量質量関数の勾配はクラスターの力学年齢に強く依存しているが、高質量勾配($\alpha_3;m>1M_\odot$)はそうではないことを示し、質量関数がこのレジームは、一般に、動的質量損失の影響をあまり受けていません。この高質量質量関数勾配の調査は、観測を再現するために、サルピーターIMFと一致するこの質量領域のIMFが必要であることを示唆しています。この高質量IMFは、最近提案されているように、トップヘビーIMFとは両立しません。最後に、高質量IMF勾配とクラスター金属量の間に有意な相関関係は見られません。
ALMA レンズ クラスター サーベイ: $z\simeq1-8$ での深さ 1.2 mm の数値カウントと赤外線光度関数
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_Deep_1.2_mm_Number_Counts_and_Infrared_Luminosity_Functions_at_$z\simeq1-8$ |
| Authors |
Seiji_Fujimoto,_Kotaro_Kohno,_Masami_Ouchi,_Masamune_Oguri,_Vasily_Kokorev,_Gabriel_Brammer,_Fengwu_Sun,_Franz_E._Bauer,_Gabriel_B._Caminha,_Ian_Smail,_Johan_Richard,_Akiyoshi_Tsujita,_Yoshihiro_Ueda,_Ryosuke_Uematsu,_Adi_Zitrin,_Dan_Coe,_Jean-Paul_Kneib,_Marc_Postman,_Keiichi_Umetsu,_Claudia_del_P._Lagos,_Gergo_Popping,_Yiping_Ao,_Larry_Bradley,_Karina_Caputi,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Eiichi_Egami,_Daniel_Espada,_R._J._Ivison,_Mathilde_Jauzac,_Kirsten_K._Knudsen,_Anton_M._Koekemoer,_Georgios_E._Magdis,_Guillaume_Mahler,_A._M._Munoz_Arancibia,_Timothy_Rawle,_Kazuhiro_Shimasaku,_Sune_Toft,_Hideki_Umehata,_Francesco_Valentino,_Tao_Wang,_and_Wei-Halo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01658 |
ALMAレンズクラスター調査(ALCS)によって、1.2mmで均一に観測された合計133分角$^{2}$の領域で、33の大規模なクラスターフィールドで特定された180のダスト連続体ソースの統計的研究を提示します。ALCSを使用すると、既存の{\itハッブル宇宙望遠鏡}や{\itスピッツァー}の画像に対応するものを示さない近赤外線(NIR)の暗い天体を含む、レンズ倍率によって極微弱なmm光源を検出できます。ダスト連続体ソースは、S/N$\gtrsim$5.0($>$0.99の純度)のブラインドサンプル($N=141$)またはS/N=のセカンダリサンプル($N=39$)に属します。$4.0-5.0$事前審査済み。ブラインドサンプルを使用して、$\sim7$$\mu$Jyまでの1.2mmの数カウントを安全に導き出し、積分された1.2mmフラックスの合計は20.7$^{+8.5}_{-6.5}$Jydegであることがわかります。$^{-2}$、$\simeq$宇宙赤外線背景光の80%を分解します。解決された割合は、mm放出の空間サイズに応じた完全性補正により、$0.6-1.1$の係数で異なります。また、$z=0.6-7.5$で$1/V_{\rmmax}$メソッドを使用して赤外線(IR)光度関数(LF)を導出し、正の光度と負の密度の変化によって特徴付けられるIRLFの赤方偏移の変化を見つけます。$z>4$での合計(=UV+IR)宇宙星形成速度密度(SFRD)は、確立された測定値の$161^{+25}_{-21}$%と推定されます。光学$-$NIR調査について。宇宙のSFRDに関する私たちの一般的な理解が2倍を超えて変化する可能性は低いですが、これらの結果は、NIR暗黒を含む微弱mm集団によって寄与される追加の($\approx60$%)SFRD成分の証拠の重みに追加されます。オブジェクト。
ホストハローの内部放射による直接崩壊ブラックホール形成
| Title |
Direct-collapse_black_hole_formation_induced_by_internal_radiation_of_host_halos |
| Authors |
Gen_Chiaki,_Sunmyon_Chon,_Kazuyuki_Omukai,_Alessandro_Trinca,_Raffaella_Schneider_and_Rosa_Valiante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01762 |
銀河進化の半解析モデルと組み合わせた宇宙論的N体シミュレーションを使用して、直接崩壊(DC)シナリオを通じて形成される超大質量ブラックホール(SMBH)をホストするハローの割合を推定します。初期の研究のほとんどでは、DCの発生は化学的に元のハローでのみ制限されていましたが、ここでは、DCはしきい値$Z_{\rmth}=0$--$10^未満の金属量のハローでも発生する可能性があると想定しています。{-3}~{\rmZ}_{\bigodot}$、DCブラックホール(DCBH)形成の超競争的降着経路を考慮。さらに、ホストハロー内の星からのライマンウェルナー(LW)放射、つまり内部放射の効果を初めて検討します。$Z_{\rmth}\leq10^{-4}~{\rmZ}_{\bigodot}$の低いしきい値の金属量では、内部放射を含めるとDCBHの数密度がむしろ減少することがわかります。$0.2$--$0.3$から$0.03$--$0.06~{\rmMpc}^{-3}$.これは、自己制御によって星形成が抑制され、隣接するハローから放出されるLWフラックスが減少するためです。$Z_{\rmth}$が$10^{-3}~{\rmZ}_{\bigodot}$と同じくらい高い場合にのみ、内部放射によってDCBHの数密度が$0.4$から$1~{\rmに増加しますMpc}^{-3}$、それにより、少なくとも1つのDCBHが形成される閾値ハロー質量が$2\times10^{9}$から$9\times10^{8}~{\rmM}_{\に減少します。bigodot}$.$M_{\rmhalo}\gtrsim10^{11}$--$10^{12}~{\rmM}_{\bigodot}$を持つハローは、$z=で複数のDCBHをホストできることもわかります。0$。これは、DCシナリオだけで、観測されたSMBHをホストする銀河の数を説明できることを示しています。
宇宙放射能と銀河の化学進化
銀河スケールでの宇宙ガスの組成の時空間進化の記述は、「銀河化学進化のモデル化」と呼ばれます。それは、核合成の源と、星の形成と進化中の核融合からの生成物の放出と爆発の終結に続いて、それらが星間ガスの組成をどのように変化させるかについての知識を使用することを目的としています。元素合成の源は多様です。静水圧核燃焼を伴う星は生成物の一部を放出し、核崩壊超新星は放出物を追加します。バイナリ相互作用は、熱核超新星やキロノバなどの発生源につながります。星間媒体と連続する星形成サイクルを通じて、周波数と環境が異なるソースからの噴出物を追跡することが、モデル記述の目標です。分析的アプローチから半分析的アプローチ、数値的アプローチ、または確率論的アプローチまで、さまざまな記述が存在し、宇宙物質の構成進化の記述を徐々により現実的なものにし、宇宙のこの複雑な側面に関与する天体物理学的プロセスについて教えてくれます。放射性同位体は、このようなモデリングに重要な要素を追加します。放射性崩壊プロセスの固有の時計は、星形成活動と星間輸送の重要な未知数にさまざまな制約をもたらすモデリングアルゴリズムの新しい側面を追加します。いくつかの顕著な例は、放射性同位体の存在量とその進化をモデリングすることで、新しい教訓が得られたことを示しています。これらの中には、26Alと60Feの銀河全体の分布、宇宙線の放射性成分、60Feと244Puの地球上の堆積物の解釈、および隕石で発見され、私たちの太陽の誕生環境を特徴付ける放射性崩壊の娘同位体があります。システム。
星間物質中のアデニン前駆体シアナミドとカルボジイミドの化学モデル
| Title |
Chemical_models_of_adenine_precursors_cyanamide_and_carbodiimide_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Xia_Zhang,_Donghui_Quan,_Runxia_Li,_Jarken_Esimbek,_Long-Fei_Chen,_Guoming_Zhao_and_Yan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01854 |
シアナミド(NH2CN)とその異性体であるカルボジイミド(HNCNH)は、一連の反応を介して星間媒質(ISM)でアデニンを形成する可能性があります。したがって、それらは生命の起源の研究において重要なプレバイオティクス分子と考えられています。シアナミドとカルボジイミドの形成と破壊を調査するために、ガス、ダスト表面、氷マントルを含む三相NAUTILUS化学コードを使用しました。2つの異性体と関連種の200以上の新しい化学反応を追加し、比較的完全なネットワークを確立しました。コールドコア、ホットコリノ/コア、およびショックモデルを適用して、さまざまな物理環境をシミュレートし、2つの異性体が主に粒子表面でのフリーラジカル反応によって生成されることを発見しました。シミュレーション結果は、シアナミドとカルボジイミド分子が進化の初期段階での表面化学に由来することを示唆しています。次に、それらは熱プロセス（ホットコア、ホットコリノ）または衝撃誘起脱着（ショック領域）のいずれかによって気相に放出されます。ISM中の分子シアノアセチレン(C3NH)、シアナミド、およびカルボジイミド。
CALIFAサンプルによる星と星雲の放出からのノンパラメトリック銀河の形態
| Title |
Nonparametric_galaxy_morphology_from_stellar_and_nebular_emission_with_the_CALIFA_sample |
| Authors |
Angelos_Nersesian,_Stefano_Zibetti,_Francesco_D'Eugenio,_Maarten_Baes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01907 |
局所銀河のサンプルの恒星連続体と星雲輝線のノンパラメトリック形態解析を提示します。さまざまな形態学的パラメーターの波長と形態学的タイプへの依存性を調べます。私たちの目標は、恒星成分と星雲成分の形態の違いを定量化することです。CALIFASurveyから364個の銀河のノンパラメトリック形態学的指標を導出します。これらの指標を計算するために、高品質の積分フィールド分光データキューブと、最も顕著な星雲輝線マップ、すなわち[OIII]$\lambda$5007、H$\alpha$にStatMorphパッケージを適用します。[NII]$\lambda$6583.銀河の物理的サイズ、M$_{20}$インデックス、および濃度には、青色から赤色の光波長への強い勾配があることを示しています。星雲の発光の光分布は、恒星の連続体よりも集中していないことがわかります。ノンパラメトリック指標と銀河の物理的性質を比較すると、濃度と特定の星形成率および形態学的タイプとの非常に強い相関関係が明らかになりました。さらに、銀河の傾きが結果にどのように影響するかを調べます。エッジオンの銀河は、光の自由行程が増加するため、波長が長くなるにつれて、物理的なサイズと濃度がより急速に変化することがわかりました。銀河の見かけの形態は純粋な星の分布に由来するが、ISMの形態は星の構成要素の形態に関して違いがあると結論付けた。私たちの分析はまた、ノンパラメトリックな形態学的指標の測定における、特に波長範囲4000-5000\r{A}におけるダストの減衰と銀河の傾斜の重要性を強調しています。
最小限のエネルギーでシェイプアップ。プロトハロの変分原理
| Title |
Getting_in_shape_with_minimal_energy._A_variational_principle_for_protohaloes |
| Authors |
Marcello_Musso_(U._Salamanca)_and_Ravi_K._Sheth_(UPenn_&_ICTP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02142 |
構造形成の解析モデルでは、プロトハローは通常、平滑化フィルターが球対称である平滑化された初期密度フィールドのピークであると想定されます。これは、プロトハローの重心を特定するのにはかなりうまく機能しますが、その形状は特定できません。プロトハロー境界のより現実的な説明を提供するには、球面図を超えなければなりません。これは、閉じ込められたエネルギーを最小限に抑える、固定された体積で任意の形状の領域を探すことで実行できることをお勧めします。そのような領域は、重力ポテンシャルが一定である(わずかに変更されたバージョンの)表面に囲まれています。これらの等電位面は、プロトハローの形状、向き、および関連するトルクの優れた説明を提供することを示しています。
放射状に異方性のある天の川のような恒星ハローの多様性と類似性の調査: 矮小銀河検索への影響
| Title |
Exploring_the_diversity_and_similarity_of_radially_anisotropic_Milky_Way-like_stellar_haloes:_implications_for_dwarf_galaxy_searches |
| Authors |
Matthew_D._A._Orkney,_Chervin_F._P._Laporte,_Robert_J._J._Grand,_Facundo_A._G\'omez,_Freeke_van_de_Voort,_Azadeh_Fattahi,_Federico_Marinacci,_Francesca_Fragkoudi,_R\"udiger_Pakmor,_and_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02147 |
天の川のような銀河の宇宙流体力学的シミュレーションを使用して、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥス(GSE)に匹敵する合体の特性を調査します。これらの合体は幅広い時期に発生することが以前に示されていました($6-10\,$Gyr前)。合体の前駆星は、それらのピーク恒星質量($3\times10^8<M_{\star}/\rm{M}_{\odot}<4\times10^9$)で桁違いに広がり、両方を含むことがわかります回転と圧力に支えられた銀河($0.10<D/T<0.77$)。少数のケースでは、GSEのようなデブリは、複数の合体前駆星からの星で構成されています。しかし、それらの化学力学的特性の分布には非常に類似性があり、デブリの三軸形状は太陽半径の周りで類似しているため、それらのデブリを常に区別できるとは限りません。合併の前駆体は、さまざまな明るい衛星($0-8$with$M_{*}>10^6\,\rm{M}_{\odot}$)をホストしますが、これらのほとんどは、合併後に低くなることはありません。軌道エネルギー。これらの衛星の$0-1$の間は$z=0$まで生き残る可能性がありますが、過去の関連付けの明確な署名はありません。GSEのような合体に由来する星の割合は、金属量が低いほど減少し($\text{[Fe/H]}=-2$付近で最小値に達する)、銀河系から$5\,$kpc以内であることも示しています。中心。これらの中央領域は$\textit{in-situ}$星によって支配されていますが、最も金属の少ない星($\text{[Fe/H]}\ll-2.5$)。このこと、その近さ、および空の体積が小さいことを考慮すると、銀河の中心は、GSE星からの汚染を回避しながら、最も初期の銀河から星を探す際の主要な環境としての役割を果たします。
Blazar Jets の Cascades はどこにありますか? $\gamma$ 線の空に出現する緊張
| Title |
Where_are_the_Cascades_from_Blazar_Jets?_An_Emerging_Tension_in_the_$\gamma$-ray_sky |
| Authors |
Carlos_Blanco,_Oindrila_Ghosh,_Sunniva_Jacobsen,_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01524 |
ブレーザーは最も強力な加速器の1つであり、明るいTeV$\gamma$線フラックスを生成することが期待されています。しかし、TeV$\gamma$線は、地球に到達する前に銀河間放射線との相互作用によって減衰します。これらの相互作用は、TeVパワーをGeVバンドに転送するカスケードを生成し、明るい光源の周りの拡張されたハローと、等方性$\gamma$線背景(IGRB)への大きな寄与の両方にパワーを与えます。最先端のブレーザーモデルと最近のIGRB測定値を使用して、ブレーザーがTeVパワーをGeV$\gamma$線に効果的に転送するモデルを除外します。考えられる3つの解決策には、(1)明るいブレーザーの強いスペクトルカットがあり、これは局所的なブレーザーの観測結果とは相いれない、(2)ブレーザーカスケードの発達を防ぐことができる集合的なプラズマ効果であり、その有効性について議論されている、(3)アクシオン様粒子からの効果的な$\gamma$線の不透明度の増加。
XMM-Newton高分解能X線スペクトルを用いた暖熱銀河間物質の探索
| Title |
Searching_for_the_warm-hot_intergalactic_medium_using_XMM-Newton_high-resolution_X-ray_spectra |
| Authors |
E._Gatuzz,_Javier_A._Garc\'ia,_E._Churazov_and_T._R._Kallman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01527 |
ローカル宇宙でバリオンが見つからないという問題は、未解決の問題のままです。代替案の1つは、低い赤方偏移では失われたバリオンが、暖熱銀河間媒質(WHIM)の形であるというものです。この考えをテストするために、我々は6つの銀河外源、Mrk421、1ES1028+511、1ES1553+113、H2356-309、PKS0558-504、PG1116+のX線高解像度スペクトルの詳細な分析を提示します。215、XMM-NewtonReflectionGratingSpectrometerを使用して取得し、WHIMおよび/または銀河周媒質(CGM)X線吸収ガスの信号を検索します。X線吸収をIONeqモデルに適合させ、ローカルISMの多相成分によるX線スペクトル特徴の存在を考慮できるようにします。従来のガウス吸収線モデリングの代わりに、WHIM吸収をモデル化するために追加のIONeqコンポーネントが含まれています。ソースのいずれかにそのようなコンポーネントを含めても、フィットに統計的な改善は見られず、これらの視線方向へのWHIM吸収体の検出の成功を安全に拒否できると結論付けました。私たちのシミュレーションは、多相ISM吸収機能の存在により、高解像度スペクトルを使用した中程度の露出の17Aスペクトル領域での低赤方偏移WHIM吸収機能の検出が妨げられることを示しています。
タイプ II 超新星の系統的特性評価のための合成赤色超巨星爆発モデル グリッド
| Title |
Synthetic_red_supergiant_explosion_model_grid_for_systematic_characterization_of_Type_II_supernovae |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Bhagya_M._Subrayan,_Dan_Milisavljevic,_Sergei_I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01532 |
228,016の合成赤色超巨星爆発(タイプII超新星)を含む新しいモデルグリッドが導入されました。1Aから50,000A(ログスケールで100の周波数ビン)までのスペクトルエネルギー分布の時間発展は、各モデルの爆発後500日までの各タイムステップで計算されます。VeraC.Rubin天文台のLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)、ZwickyTransientFacility(ZTF)、SloanDigitalSkyServery(SDSS)、およびNeilGehrelsSwiftObservatoryのフィルターの光度曲線を提供しますが、フォトメトリックフィルタは、任意のフィルタ応答関数を合成スペクトルエネルギー分布に畳み込むことによって構築できます。また、ボロメータ光度曲線や光球速度進化などの光球情報も提供します。モデルグリッドでカバーされるパラメーター空間は、5つの原始質量(ゼロ年齢主系列、太陽金属量で10、12、14、16、および18Msun)、10の爆発エネルギー(0.5、1.0、1.5、2.0、2.5、3.0、3.5、4.0、4.5、および5.0x10^51erg)、9つの56Ni質量(0.001、0.01、0.02、0.04、0.06、0.08、0.1、0.2、および0.3Msun)、9つの質量損失率(1e-5.0、1e-4.5、1e-4.0、1e-3.5、1e-3.0、1e-2.5、1e-2.0、1e-1.5、および1e-1.0Msun/yr、風速10km/s)、6つの星周物質半径(1、2、4、6、8、および10x10^14cm)、および10個の星周構造(ベータ=0.5、1.0、1.5、2.0、2.5、3.0、3.5、4.0、4.5、および5.0).56Niは、水素リッチエンベロープの半分の質量まで均一に混合されていると想定されます。このモデルグリッドは、たとえば、ベイジアンアプローチを通じてLSSTで期待されるまばらな測光サンプリングを使用して、II型超新星の迅速な特徴付けの基礎となることができます。モデルグリッドはhttps://doi.org/10.5061/dryad.pnvx0k6sjで入手できます。
AstroSat 観測を使用したセイファート 1 銀河 NGC 4593 および NGC 7469 の X 線/UV タイムラグの対照
| Title |
Contrasting_X-ray/UV_time-lags_in_Seyfert_1_galaxies_NGC_4593_and_NGC_7469_using_AstroSat_observations |
| Authors |
Kavita_Kumari,_G._C._Dewangan,_I._E._Papadakis,_Max_W._J._Beard,_I._M._McHardy,_K._P._Singh,_D._Bhattacharya,_S._Bhattacharyya,_S._Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01556 |
AstroSatを使用したNGC4593(2016年7月14～18日)とNGC7469(2017年10月15～19日)の同時UV/X線観測を使用して、Seyfert1銀河の降着円盤とコロナの接続を調べます。軟X線望遠鏡（SXT）で取得したX線（0.5～7.0keV）データと、紫外イメージングで取得したUV（FUV：130～180nm、NUV：200～300nm）データを使用しています。望遠鏡(UVIT)。また、NGC4593の同時期のSwift観測を使用して、X線/UV相関研究に対するAstroSatの能力を実証します。InterpolatedおよびDiscreteCross-CorrelationFunctionsを使用してUV/X線相互相関分析を実行したところ、同様の結果が得られました。NGC4593の場合、X線の変動がFUVバンドとNUVバンドの変動にそれぞれ~38ksと~44ksでつながることがわかりました。これらのUVラグは、ディスクの再処理モデルを支持し、不確実性の範囲内で以前の結果と一致しています。対照的に、NGC7469では反対の傾向が見られ、軟X線の変動はFUVバンドとNUVバンドの変動よりもそれぞれ41ksと49ks遅れています。NGC7469のハードラグは、熱補正モデルを支持します。私たちの結果は、降着円盤からの可変の固有のUV放射の直接的な観察証拠を提供する可能性があります。AstroSatデータを使用して、NGC7469で円盤反響光子が検出されないのは、降着率が高いため、降着円盤が高温になり、固有の放出が大きくなる可能性が最も高いと考えられます。
典型的な風降着 X 線パルサー Vela X-1 の IXPE 観測
| Title |
IXPE_observations_of_the_quintessential_wind-accreting_X-ray_pulsar_Vela_X-1 |
| Authors |
Sofia_V._Forsblom,_Juri_Poutanen,_Sergey_S._Tsygankov,_Matteo_Bachetti,_Alessandro_Di_Marco,_Victor_Doroshenko,_Jeremy_Heyl,_Fabio_La_Monaca,_Christian_Malacaria,_Herman_L._Marshall,_Fabio_Muleri,_Alexander_A._Mushtukov,_Maura_Pilia,_Daniele_Rogantini,_Valery_F._Suleimanov,_Roberto_Taverna,_Fei_Xi,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_et_al._(55_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01800 |
降着するX線パルサーからの放射は高度に偏光していると予想され、偏光度は最大80%と推定されました。ただし、さまざまなモデルをテストし、放出プロセスと放出領域の形状に光を当てるには、X線パルサーの位相分解およびエネルギー分解偏光測定が必要です。ここでは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)を使用して行われた降着X線パルサーVelaX-1の最初の観測結果を紹介します。VelaX-1は、風によって降着する大質量X線連星系の典型的な例であると考えられており、超巨大な恒星の伴星から降着する高度に磁化された中性子星で構成されています。VelaX-1の位相平均データの分光偏光解析では、-47.3$\pm$5.4度の偏光角(PA)で2.3$\pm$0.4%の偏光度(PD)が明らかになりました。低いPDは、他のX線パルサーで得られた結果と一致しており、中性子星大気の逆温度構造に関連している可能性があります。エネルギー分解分析は、5keVを超えるPDが6～10%に達し、2～3keV範囲のデータと比較してPAが90度異なることを示しています。位相分解分光偏光解析では、PDが0～9%の範囲にあり、PAが-80～40度の間で変動することがわかります。
高速X線トランジェントXRT 210423とそのホスト銀河
| Title |
The_Fast_X-ray_Transient_XRT_210423_and_its_Host_Galaxy |
| Authors |
D._Eappachen,_P.G._Jonker,_A.J._Levan,_J._Quirola-Vasquez,_M.A.P._Torres,_F.E._Bauer,_V.S._Dhillon,_T._Marsh,_S.P._Littlefair,_M.E._Ravasio,_M._Fraser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01857 |
高速X線トランジェント(FXT)は、持続時間が数百秒から数時間のX線フレアです。可能性のある起源には、中間質量ブラックホールによる白色矮星の潮汐分裂、超新星ショックブレイクアウト、中性子星連星合体などがあります。X線光度曲線とスペクトル、およびFXTXRT210423の深部光学イメージングを提示します。これは、連星中性子星の合体で生成されたマグネターによって駆動されることが示唆されています。超大型望遠鏡と大望遠鏡カナリア(GTC)による観測は、フレアの発生から13日後の2021年5月6日に開始されました。光源の深さ$g_{s}$=27.0ABmagまでの1インチ(3$\sigma$)X線不確実領域には、過渡的な光学的対応物は見つかりません。候補ホストは1インチX線内にあります。GTC/HiPERCAM$g_s$フィルターで25.9$\pm$0.1の大きさの不確実領域。そのかすかさのために、それは他のバンドでは検出されず、測光赤方偏移の決定を妨げました。さらに2つのホスト銀河の候補が検出されました。1つは$z_{\rmspec}=1.5082\pm0.0001$で、オフセットはFXTから4.2$\pm$1"(37$\pm$9kpc)で、もう1つは$z_{\rmphot}=1.04^です{+0.22}_{-0.14}$、オフセット3.6$\pm$1"(30$\pm$8kpc)。XRT210423の説明として、以前に文献で示唆されたように、すべての予想されるホストの特性に基づいて、連星中性子星の合体を支持します。
Hitomi/XRISMマイクロ熱量計
ASTRO-H(ひとみ)軟X線分光計(SXS)とX線イメージングおよび分光計ミッション(XRISM){\itResolve}分光計の概要を紹介します。それぞれ、50mKで動作する36ピクセルのX線マイクロ熱量計アレイが、$3\times3$分角の視野をカバーしています。これらの機器は、0.3～12keVのエネルギー範囲で7eVを超えるエネルギー分解能を達成し、軌道上で3年以上動作するように設計されています。実際、SXSは軌道上で$\sim$5eVのエネルギー分解能を達成しましたが、宇宙船の姿勢制御が失われたため、わずか1か月の運用で失われました。回収ミッションのために、XRISMには{\itResolve}分光計が装備されます。この分光計は、SXSとほぼ同じ設計で、飛行中の性能も同じであると期待されています。
改善された Faster R-CNN を使用した SDSS 画像からの L 矮星検出
| Title |
L_dwarfs_detection_from_SDSS_images_using_improved_Faster_R-CNN |
| Authors |
Zhi_Cao,_Zhenping_Yi,_Jingchang_Pan,_Hao_Su,_Yude_Bu,_Xiao_Kong,_and_Ali_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01836 |
深層学習に基づく改良されたFasterR-CNNフレームワークを使用して、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)画像からL型矮星を自動的に検出するためのデータ駆動型アプローチを提示します。確立されたL型矮星自動検出(LDAD)モデルは、L型矮星を含む387枚のSDSS画像の特徴を学習することにより、SDSSフィールド画像でL型矮星を他の天体や背景から区別します。テストセット内の93個のラベル付きL型矮星を含むSDSS画像にLDADモデルを適用すると、既知のL型矮星の再現率89.25%で83個の既知のL型矮星を検出することに成功しました。LDADモデルには、深層残差ネットワークや機能ピラミッドネットワークなど、L型矮星の検出性能を向上させるためのいくつかの手法が実装されています。その結果、LDADモデルは元のFasterR-CNNのモデルよりも優れています。元のFasterR-CNNの既知のLドワーフの再現率は、同じテストセットで80.65%です。LDADモデルを適用して、843個のラベル付きLドワーフを含むより大きな検証セットからLドワーフを検出した結果、既知のLドワーフの再現率は94.42%になりました。新たに同定された候補には、色(i-z)とスペクトルタイプの関係から推定されたL型矮星、後期M型矮星、およびT型矮星が含まれます。テスト候補と検証候補の汚染率は、それぞれ8.60%と9.27%です。検出結果は、我々のモデルが天体画像からL型矮星を探すのに有効であることを示しています。
Calar Alto CAFOS ダイレクト イメージングの最初のデータ リリース
| Title |
The_Calar_Alto_CAFOS_Direct_Imaging_First_Data_Release |
| Authors |
Miriam_Cort\'es-Contreras,_Enrique_Solano,_Jaime_Alonso-Hern\'andez,_Nicol\'as_Cardiel,_Patricia_Cruz,_Carlos_Rodrigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02002 |
天体物理学コミュニティによるCalarAltoアーカイブの使用を強化することを目的として、SpanishVirtualObservatoryが主導するプロジェクトであるCalarAltoCAFOSダイレクトイメージングデータの最初のリリースを紹介します。データリリース1には、2008年3月から2019年7月までに撮影された23903枚の縮小され天文的に校正された画像が含まれており、天文校正の平均不確実性の中央値は0.04秒角です。Sloangrisフィルターの6132枚の画像に関連付けられたカタログは、2338枚の高品質の画像から抽出された21985の異なるソースに対応する139337点のような検出について、正確なアストロメトリーとPSF校正フォトメトリーを提供します。内部のアストロメトリックおよびフォトメトリックの平均精度は、それぞれ0.05秒角と0.04等級です。この作業では、画像の処理とキャリブレーションを行うためのアプローチ、および関連するカタログの作成について、実行された検証品質テストとともに説明します。最後に、カタログの科学的能力を証明する3つのケースを提示します。それは、小惑星の発見と識別、潜在的なトランジェントの識別、低温矮星と超低温矮星の識別です。
YSE-PZ: ヒューマン・イン・ザ・ループを強化する一時的な調査管理プラットフォーム
| Title |
YSE-PZ:_A_Transient_Survey_Management_Platform_that_Empowers_the_Human-in-the-Loop |
| Authors |
D._A._Coulter,_D._O._Jones,_P._McGill,_R._J._Foley,_P._D._Aleo,_M._J._Bustamante-Rosell,_D._Chatterjee,_K._W._Davis,_C._Dickinson,_A._Engel,_A._Gagliano,_W._V._Jacobson-Gal\'an,_C._D._Kilpatrick,_J._Kutcka,_X._K._Le_Saux,_Y.-C._Pan,_P._J._Qui\~nonez,_C._Rojas-Bravo,_M._R._Siebert,_K._Taggart,_S._Tinyanont,_Q._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02154 |
天体物理学的トランジェントに関する現代の研究は、指数関数的に増加するデータ量によって変化してきました。過去10年間で、一時的な発見率は約20倍に増加し、関連する調査データ、アーカイブデータ、およびメタデータも発見の数とともに増加しています。この増加率でデータを管理するには、新しいツールが必要です。ここでは、トランジェント発見アラートの複数のライブストリームを取り込み、それらのトランジェントのホスト銀河を識別し、一致するアーカイブデータをダウンロードし、進行中のサーベイからフォトメトリとスペクトルを取得する、トランジェント調査管理プラットフォームであるYSE-PZを紹介します。YSE-PZはまた、タイムリーで情報に基づいた一時的なフォローアップの決定を行い、サポートするためのさまざまなツールをユーザーに提供します。これらのその後の観測は、一時的な科学を強化し、迅速なフォローアップ観測によってのみアクセス可能な物理学を明らかにすることができます。YSE-PZは、人間のやり取りを自動化するのではなく、人間の意思決定を加速および強化することに重点を置いています。最後に、YSE-PZは柔軟に使用および展開できるように構築されています。YSE-PZは、グループレベルのデータアクセス許可を通じて、複数の同時かつ独立した一時的なコラボレーションをサポートできます。これにより、ユーザーは、メンバーであるすべてのグループの結合に関連付けられたデータを表示できます。YSE-PZは、Docker経由でインストールされたローカルインスタンスとして使用することも、クラウドでホストされるサービスとしてデプロイすることもできます。コミュニティ向けのオープンソースツールとしてYSE-PZを提供しています。
スポット充填率の変化と恒星の自転の相関: LkCa 4 の場合
| Title |
Correlating_Changes_in_Spot_Filling_Factors_with_Stellar_Rotation:_The_Case_of_LkCa_4 |
| Authors |
Facundo_P\'erez_Paolino,_Jeffrey_S._Bary,_Michael_S._Petersen,_Kimberly_Ward-Duong,_Benjamin_M._Tofflemire,_Katherine_B._Follette,_and_Heidi_Mach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01574 |
LkCa4のマルチエポック分光研究を提示します。NASAの赤外線望遠鏡施設(IRTF)でSpeXを使用して、5晩連続で12のスペクトルが収集されました。IRTFSpeXSpectralLibraryを使用して、スポット充填率$f_{spot}$で重み付けされたより暖かい(光球)標準星スペクトルとより冷たい(スポット)標準を組み合わせることにより、斑点のある星の経験的複合モデルを構築しました。最適なモデルは、2つの光球成分温度、$T_{photo}$=4100K(K7V)および4400K(K5V)、および1つのスポット成分温度、$T_{spot}$=3060K(M5V)にまたがり、0.3の$A_V$。$f_{spot}$の値は0.77から0.94の間で変動し、平均不確実性は$\sim$0.04であることがわかります。$f_{spot}$の変動性は周期的であり、その3.374日のローテーション期間と相関しています。$f^{mean}_{spot}$の平均値を使用して合計スポットカバレッジを表し、$T_{eff}$と$L_\star$のスポット補正値を計算しました。これらの値を、斑点の多い若い星について開発された進化モデルと並べて配置すると、質量と年齢の範囲はそれぞれ0.45～0.6$M_\odot$と0.50～1.25Myrと推測されます。これらの推定値は、標準的な進化モデルと比較して、質量が2倍増加し、年齢が2倍減少したことを表しています。このような結果は、質量と年齢を推測するために$T_{eff}$と$L_\star$を推定する際に、若い星の大気の冷たい領域と暖かい領域の寄与を制限する必要性と、その効果を説明するモデルの必要性を強調しています。低質量星の初期進化に関するこれらの領域の研究。
ケプラー「スーパースタンプ」フィールドで観測された散開星団 NGC 6819 の変光星はぐれ星
| Title |
Variable_Blue_Straggler_Stars_in_Open_Cluster_NGC_6819_Observed_in_the_Kepler_'Superstamp'_Field |
| Authors |
Joyce_A._Guzik,_Andrzej_S._Baran,_Sachu_Sanjayan,_P\'eter_N\'emeth,_Anne_M._Hedlund,_Jason_Jackiewicz_and_Lori_R._Dauelsberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01581 |
NGC6819は、2009年から2013年までNASAのケプラー宇宙船の視野に入っていた年齢2.4Gyrの散開星団です。この星団の中心部分は、この4年間に200x200ピクセルの「スーパースタンプ」で30分で観測されました。ケイデンスフォトメトリを使用して、独自の長い時系列の高精度データセットを提供します。この星団には、「青色はぐれ星」、すなわち、主系列を離れて赤色巨星になるはずの星団のターンオフより上にある主系列の星が含まれています。5つの確認されたクラスターメンバー(主系列ターンオフ近くの4つの青いはぐれ星と1つの星)のカスタム測光縮小から得られた光度曲線と脈動周波数分析を提示します。これらの星のうちの2つは、それぞれ236と124の重要な周波数が識別された、$\delta$のScuti脈動モードの豊富なスペクトルを示していますが、2つの星は主に低周波数モードを示しており、これは$\gamma$ドラドゥス変光星の特徴です。5番目の星は活動性X線連星として知られており、2つの主な周波数のいくつかの高調波しか示していません。2つの$\delta$Scuti星については、周波数分離-平均密度関係を使用して平均密度を推定し、この値と実効温度を使用して星の質量と半径を導き出します。低周波数を示す2つの星について、重力モードまたはロスビーモードシーケンスを代表する周期間隔シーケンスを検索しましたが、明確なシーケンスは見つかりませんでした。周波数とともに考慮されるクラスターメンバーの共通の年齢は、星震解析に貴重な制約を提供し、青いはぐれ者の起源に光を当てる可能性があります。
噴水源 IRAS での流出の進化 18043$-$2116
| Title |
Evolution_of_the_outflow_in_the_water_fountain_source_IRAS_18043$-$2116 |
| Authors |
L._Uscanga,_H._Imai,_J._F._G\'omez,_D._Tafoya,_G._Orosz,_T._P._McCarthy,_Y._Hamae,_and_K._Amada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01583 |
野辺山45m望遠鏡とオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイによる観測で見つかった噴水源IRAS18043$-$2116に関連するH$_2$Oメーザーのスペクトルおよび空間進化を提示します。H$_2$Oメーザーの新しい最高速度成分を発見しました(赤方偏移側$V_{\rmLSR}\simeq376~\mathrm{km~s}^{-1}$と青側-シフトされた側$V_{\rmLSR}\simeq$$-165~\mathrm{km~s}^{-1}$)、結果の速度の広がりは$\simeq540~\mathrm{km~s}^{-1}$は、このタイプのソースでの高速ジェット/流出の速度記録を破ります。これらの成分の位置は、2つの主要なメーザークラスターを結合する軸からずれており、流出の大きな開口角度を示しています($\sim60^{\circ}$)。$\sim$2.9masyr$^{-1}$のメーザー星団分離の進化と、AtacamaLargeMillimeter-submillimeterArrayでマッピングされたコンパクトな($\sim0.''2$)CO放出源は、非常に短い($\sim$30yr)流出のタイムスケール。また、22GHz連続体ソースの磁束密度の増加も確認しました。ジェットと連続体源の特性と、惑星状星雲相への移行におけるそれらの可能な進化についてさらに議論します。
太陽半径 17.4 ～ 45.7 の単一高速太陽風の流れにおける 1/f 範囲の進化
| Title |
The_Evolution_of_the_1/f_Range_Within_a_Single_Fast-Solar-Wind_Stream_Between_17.4_and_45.7_Solar_Radii |
| Authors |
Nooshin_Davis,_B._D._G._Chandran,_T._A._Bowen,_S._T._Badman,_T._Dudok_de_Wit,_C._H._K._Chen,_S._D._Bale,_Zesen_Huang,_Nikos_Sioulas,_Marco_Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01663 |
高速太陽風($V_{\rmSW}>500\mbox{km}\mbox{s}^{-1}$)における磁気流体力学(MHD)スケールでの磁場変動のパワースペクトルは、2つの特徴があります。ブレーク周波数$f_{\rmb}$の両側で異なるべき法則。$f_{\rmb}$より小さい周波数$f$での低周波範囲は、多くの場合、$f>f_{\rmb}$で乱流カスケードに供給するエネルギー貯蔵庫と見なされます。$60$太陽半径($R_{\rms}$)を超える日心距離$r$では、パワースペクトルはしばしば$f<f_{\rmb}$で$1/f$スケーリングします。つまり、スペクトルインデックスは$-1$に近いです。この研究では、${ParkerSolarProbe}$(PSP)の太陽との遭遇$10$からの測定値を使用して、$f<f_{\rmb}$at$での磁場パワースペクトルの進化を調査します。r<60R_{\rms}$単一の高速太陽風ストリームの高速ラジアルスキャン中。$r$が$17.4$から$45.7$太陽半径に増加するにつれて、スペクトルの低周波部分のスペクトルインデックスは、約$-0.61$から$-0.94$に減少することがわかります。私たちの結果は、高速太陽風の大きな$r$でよく見られる$1/f$スペクトルは、太陽では生成されず、風がコロナから惑星間媒体へと外向きに拡大するにつれて動的に発達することを示唆しています。
宇宙天気予報を提供するために、太陽活動の観測サービスを組織する可能性が検討されています。この段階で最も有望なのは、地上ベースの観測ネットワークの構築です。このようなネットワークには、太陽の大規模な磁場の観測を提供する太陽マグネトグラフと、コロナ質量放出と太陽フレアを検出するように設計されたパトロール光学望遠鏡が含まれる必要があります。磁気観測のデータは、反復する太陽風の評価を提供します。連続モードで動作するパトロール望遠鏡により、噴火の瞬間を検出し、加速の初期段階でコロナ質量放出のパラメーターを決定できます。ネットワークサービスは、無線および光帯域での他のタイプの観測で補完できます。この論文では、観測ツールの構成、および予測の方法とモデルについて考察しています。
星の自転の星震学的決定: 近日食連星 AB Cas と OO Dra における同期について
| Title |
Asteroseismic_Determination_of_Stellar_Rotation:_On_Synchronization_in_the_Close_Eclipsing_Binaries_AB_Cas_and_OO_Dra |
| Authors |
Seung-Lee_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01753 |
恒星の自転速度は、暗い点や明るい点などの表面の不均一性なしに推定することは困難です。この論文では、2つの食連星系ABCasとOODraにおける$\delta$Sct型脈動主星の自転速度を決定するための星震学の結果を提示します。アーカイブTESSデータから二値性に起因する光の変動を取り除き、周波数の組み合わせを注意深く調べた後、$\delta$として、$\sim$0.3mmagよりも高い振幅を持つ、ABCasの12の独立した周波数とOODraの11の周波数を特定しました。各主星で励起されたSct型の脈動周波数。地震解析のための理論的な振動数は、回転効果を十分に考慮して得られました。質量、半径、金属量、回転速度などのさまざまな恒星特性のグリッドフィッティングにより、理論的な周波数と恒星パラメータが観測とよく一致する最適な解が得られました。ABCasプライマリの回転率は、0.81$\pm$0.01day$^{-1}$($f_{\rmrot}/f_{\rmorb}$=1.11$^{+0.01}に厳密に制限されました。_{-0.02}$)、これは同期回転よりもわずかに高速です。対照的に、OODraプライマリの回転率0.63$\pm$0.01day$^{-1}$は、同期値の約0.81day$^{-1}$よりも低くなっています。準同期回転は、短周期連星ではまれであり、その物理的メカニズムはまだよく理解されていません。私たちの結果は、星震学を使用して、高速回転する$\delta$Sct星の回転速度を正確に測定できることを示しています。
2018 年春に RATAN-600 電波望遠鏡によって取得された後期スペクトル クラスのいくつかの近接した単一矮星に関する観測データ
| Title |
Observational_Data_on_several_close_single_Dwarfs_of_late_spectral_Classes_where_obtaned_by_the_RATAN-600_Radio_Telescope_in_Spring_2018 |
| Authors |
Grigory_M._Beskin,_Vladimir_N._Chernenkov,_Nikolai_N._Bursov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01791 |
2018年4月から5月にかけて、RATAN-600電波望遠鏡は、4つの周波数帯域で16の太陽に似た近くの星系の監視観測を実施しました。$\sim18$Hzのサンプリング周波数を上げて登録を行いました。雑音フィルタリングを用いた分散解析法による放射パターンを通過するソースのモードでのデータ処理のアルゴリズムについて説明します。処理では、ソースの相対的な近接性によるソースの赤経の経年変化の通過時間の補正が考慮されました。定常値からのノイズの標準偏差の異常な超過のいくつかの未確認のケースがありました。2.68および6.38cm帯域で最も感度の高い受信機の場合、この異常検出しきい値は99%の確率で$\sim100$mJyでした。
我々は、親油性および親レプトスカラー$\phi$のYukawaカップリング$g_{\rmB,L}$における星のエネルギー損失限界を再検討する。白色矮星光度関数は、制動放射に基づいて$g_{\rmB}\lesssim7\times10^{-13}$および$g_{\rmL}\lesssim4\times10^{-16}$を生成します。${}^{12}{\rmC}$と${}^{16}{\rmO}$の電子との衝突から。ヒッグスポータルを持つモデルでは、これはスカラーヒッグス混合角$\sin\theta\lesssim2\times10^{-10}$の境界も意味します。私たちの新しい境界は$m_\phi\lesssim{\rm1~keV}$に適用され、最も制限的なものの1つですが、$m_\phi\lesssim0.5\,{\rmeV}$では長距離の力測定が支配的です.縮退電子と半相対論的電子の制動放射率の詳細な計算に加えて、重いパートナーによる非相対論的な制動放射は、軽いパートナーによる非相対論的な制動放射に比べて、その二乗質量比によって抑制されることを簡単な議論で証明します。この大幅な削減は、以前の$g_{\rmB}$のはるかに強い境界では見落とされていました。付録では、好極性および親レプトスカラーの制動放射のフィッティング式(数パーセントの精度)と、白色矮星条件のアクシオン、つまり、縮退した半相対論的電子と「液体中のイオン-イオン相関」を提供します。''段階。
重力磁気双極子の重力電磁近似とその速度回転曲線
| Title |
The_Gravito-Electromagnetic_Approximation_to_the_Gravimagnetic_Dipole_and_its_Velocity_Rotation_Curve |
| Authors |
Jan_Govaerts_(CP3,_Univ._cath._Louvain,_UCLouvain,_Louvain-la-Neuve,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01386 |
観測された渦巻銀河の平坦な回転曲線を考慮し、ニュートン重力の範囲内で静止軸対称質量分布または有限範囲の暗黒物質渦が、銀河の円盤を横切るような渦の場合、回転曲線のそのような平坦化は、暗黒物質の粒子を必要とせずに、純粋に重力的な性質の静止した軸対称時空の曲率の現れである可能性があり、アインシュタインの方程式の正確な真空解として、反対のNUT電荷を運ぶ重力磁気双極子のケースと、そのミスナー弦の張力のない限界。その測地線の本格的な研究よりも簡単なそのような提案の可能性の最初の評価を目指して、状況は弱磁場重力電磁気学と非相対論的ダイナミクスの範囲内で分析されます。それにより、実に興味深く、有望な結果が得られます。
天体における暗黒物質の蒸発障壁
天体のほぼすべての暗黒物質(DM)シグネチャのテスト可能な暗黒物質(DM)の最小質量は、DMが蒸発する速度によって決まります。DM蒸発は、物体の重力ポテンシャルと天体物質からの熱キックとの間の競合を想定して以前に計算されていました。粒子間間隔よりも広い範囲のメディエーターが天体の密度勾配に比例する力を誘発し、DMの蒸発障壁を形成するという新しい効果を指摘します。この効果は、以前の計算とはまったく対照的に、サブMeVのDMでも蒸発が起こらないほど重要である可能性があります。これにより、広範囲の新しい光DM検索が開かれ、直接検出の感度を下回るDM質量が何桁も低くなります。
MAGO$\,$2.0: 重力波の機械棒としての電磁空洞
| Title |
MAGO$\,$2.0:_Electromagnetic_Cavities_as_Mechanical_Bars_for_Gravitational_Waves |
| Authors |
Asher_Berlin,_Diego_Blas,_Raffaele_Tito_D'Agnolo,_Sebastian_A._R._Ellis,_Roni_Harnik,_Yonatan_Kahn,_Jan_Sch\"utte-Engel,_Michael_Wentzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01518 |
超伝導空洞は、重力波のウェーバーバー検出器と同様に動作し、機械エネルギーを電磁エネルギーに変換します。電磁ノイズが大幅に減少した結果、最低の機械的共振の帯域幅をはるかに超える高周波信号に対する感度が向上しました。この作業では、重力波のそのような信号を再検討し、スキャンまたは広帯域で動作する既存の「MAGO」プロトタイプと同様のセットアップが$\sim10^{-22}-10の歪みに感度を持つ可能性があることを実証します。$\sim10\\text{kHz}-1\\text{GHz}$の周波数の^{-18}$。
重力波による BSM 物理のテスト
宇宙重力波背景(CGWB)は、初期宇宙プラズマの粒子交換によって生成された重力波の既約背景です。標準モデルの粒子は、$f\sim80$GHzにピークを持つこのような確率的背景に寄与します。標準モデル(BSM)を超える物理は、CGWBスペクトルを変更する可能性があり、BSM物理の潜在的な試験場になります。任意の数の隠しセクターを含む、CGWBに対する一般的なBSMシナリオの影響を検討します。CGWBの最大振幅は、再加熱後のエネルギー密度を支配するセクターに由来することがわかり、標準的な宇宙史のSMの支配を確認します。キネーションのように$\omega>1/3$という堅い状態方程式を持つものなど、非標準的な宇宙史の場合、BSM物理学が支配し、スペクトルを大幅に変更する可能性があります。CGWBがSMと比較して低い周波数と振幅で検出された場合、それは非常に大きな自由度または隠れたセクターを示唆していると結論付けています。代わりに、より高い値で測定された場合、$\omega>1/3$の期間を意味します。初期宇宙におけるキネーションの期間を伴うシナリオでは、パラメーター空間のかなりの部分がBBNでの暗放射の境界から除外される可能性があると主張します。
流星探査レーダーによる反クォークナゲット検出の可能性
クォークナゲットモデル内では、暗黒物質粒子は、多数のクォークまたは反クォークで構成されるコンパクトな複合オブジェクトによって表される場合があります。目に見える物質との強い相互作用により、反クォークナゲットは地球上でまれな大気イベントの形で現れるはずです.それらは、流星の軌跡に似たイオン化された軌跡を大気中に生成する可能性があります。しかし、反クォークのナゲットの軌跡を流星の軌跡と区別できるいくつかの特徴があります。空気中の反クォークナゲットからのイオン化された軌跡の特性を研究し、それらが標準的な流星レーダー検出器によって登録される可能性があることを示します。このような痕跡が観察されないと、クォークナゲットモデルの平均バリオン電荷数が$|B|>4\times10^{27}$押し上げられます。
惑星暦による GR と代替理論のテスト
ここでは、惑星暦が一般相対性理論の枠組みの中でどのように構築され、代替理論をテストするためにどのように使用できるかについて説明します。私たちは、太陽系天体の軌道と光線を支配する運動方程式である惑星天体暦が記述される参照フレーム(空間と時間)の定義に焦点を当てます。既存の惑星と月の天体暦を検討した後、PPN形式に特に注意を払いながら、惑星系の観測結果と直接比較して天体暦フレームワークを完全に修正したことを考慮して得られた結果を要約します。次に、アインシュタインディラトン理論、質量のない重力子、MONDなどの他の形式について説明します。この論文は、近日点の進行の誤った解釈に関するいくつかのコメントと推奨事項について最終的に結論付けています。
H$_2$ + H$_2^+$ $\rightarrow$ H$_3^+$ + H 反応のダイナミクスにおける振動、非断熱、同位体効果:
プラズマモデリングへの応用
| Title |
Vibrational,_non-adiabatic_and_isotopic_effects_in_the_dynamics_of_the_H$_2$_+_H$_2^+$_$\rightarrow$_H$_3^+$_+_H_reaction:_application_to_plasma_modeling |
| Authors |
P._del_Mazo-Sevillano,_D._F\'elix-Gonz\'alez,_A._Aguado,_C._Sanz-Sanz,_D.-H._Kwon_and_O._Roncero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.01828 |
H$_2^+$反応物の振動励起を考慮して、0.1meVから10eVの間の衝突エネルギーに対して準古典的軌跡法を使用して、標題の反応を調べた。新しいポテンシャルエネルギーサーフェスは、分子内三原子ポテンシャルのニューラルネットワーク多体補正に基づいて開発されました。これにより、17eVのエネルギーまでポテンシャルの精度が大幅に向上し、他の以前のフィットよりも高くなります。フィッティング精度とダイナミクス上の非断熱遷移が詳細に分析されています。1eVを超える衝突エネルギーの反応断面積は、H$_2^+$($v'$)の振動励起の増加とともに大幅に増加します。$v'$=6までの値。$v'$=6で得られた全反応断面積(二重フラグメンテーションチャネルを含む)は、Savic、Schlemmer、およびGerlichによって得られた新しい実験結果[Chem.物理。化学。21（13）、1429.1435（2020）]。衝突エネルギーが1eVを超える場合のいくつかの実験設定の違いは、かなり広い間隔で散乱/分散した断面を示し、H$_2^+$反応物の形成で得られる振動励起の違いによって説明できます。反対に、衝突エネルギーが1eV未満の場合、断面積はポテンシャルの長距離挙動によって決定され、H$_2^+$の振動状態には強く依存しません。さらに、この研究では、計算された反応断面積がプラズマモデルで使用され、以前の結果と比較されます。プラズマ中のH$_3^+$の形成効率は、使用されるポテンシャルエネルギー面に影響されると結論付けた。
プラズマ物理学における評価されていない交差ヘリシティ効果: ダイナモおよび運動量輸送における反拡散効果
磁気流体力学(MHD)乱流における磁場誘導と運動量輸送における交差ヘリシティ(速度‐磁場相関)効果を多重スケールくりこみ摂動展開解析を用いて調べた。理論の概要は、速度と磁場の間の交差相互作用応答関数の役割を参照して提示されます。この定式化では、乱流フラックスの表現、つまり平均誘導方程式の乱流起電力(EMF)と、運動量方程式のレイノルズ応力と乱流マクスウェル応力が得られます。EMFの発現に関連して、ダイナモにおけるクロスヘリシティ効果の物理的起源や、その他のダイナモ効果について説明します。乱流交差ヘリシティの実際の役割を理解するために、その輸送方程式を考察します。交差ヘリシティのいくつかの生成メカニズムが、実例とともに説明されています。交差ヘリシティ生成メカニズムに基づいて、恒星ダイナモにおけるその効果が議論されています。運動量輸送とグローバルな流れの生成における交差ヘリシティの役割も議論されています。実効比抵抗の局在化における交差ヘリシティの役割に特に重点を置いて、高速リコネクションにおける乱流効果の特徴を概説する。最後に、非常に強い乱気流における構造の生成と維持を解明するアプローチについて言及します。通常の拡散効果に反して作用する拡散防止効果のための適切な定式化が必要です。このような解析定式化に基づく乱流モデリング手法についても、従来の発見的モデリングと比較して議論されています。平均場と乱流の間の非線形相互作用を扱う自己無撞着フレームワークの重要性も強調されています。
質量半径データによる重力理論の制約の微妙さ
最近、DamourとEsposito-Far\`{e}se(DEF)の自発的なスカラー化モデルで実証されたように、中性子星の質量と半径の同時測定を使用して、一般相対性理論(GR)からの偏差を制限できます。ここでは、この単一の例を超えて、同じ手順の一般的な適用可能性を調査します。最初に、DEFモデルの単純なバリエーションによって、同じ質量半径測定が制約を取得するのに無効になることを示します。一方、スカラーガウスボネット理論で生じるスカラー化の最近一般的で明確なモデルは、基になるメカニズムがわずかに異なるため、元のDEFモデルと同様に制約することができます。これらは、質量半径データを使用すると、重力のさまざまな理論を潜在的に制約できることを立証していますが、この方法にも制限があります。
暗黒物質検索用の NbSi 遷移端フォノン センサーを使用した電離事象のタグ付けと局在化
| Title |
Tagging_and_localisation_of_ionizing_events_using_NbSi_transition_edge_phonon_sensors_for_Dark_Matter_searches |
| Authors |
EDELWEISS_Collaboration:_C._Augier_(1),_A._Beno\^it_(2),_L._Berg\'e_(3),_J._Billard_(1),_A._Broniatowski_(3),_P._Camus_(2),_A._Cazes_(1),_M._Chapellier_(3),_F._Charlieux_(1),_J._Colas_(1),_M._De_J\'esus_(1),_L._Dumoulin_(3),_K._Eitel_(4),_J._B._Filippini_(1),_D._Filosofov_(5),_J._Gascon_(1),_A._Giuliani_(3),_M._Gros_(6),_E._Guy_(1),_Y._Jin_(7)_A._Juillard_(1),_H._Lattaud_(1),_S._Marnieros_(3),_N._Martini_(1),_X.-F._Navick_(6),_C._Nones_(6),_E._Olivieri_(3),_C._Oriol_(3),_P._Pari_(8),_B._Paul_(6),_D._Poda_(3),_A._Rojas_(9),_S._Rozov_(5),_V._Sanglard_(1),_L._Vagneron_(1),_E._Yakushev_(5),_A._Zolotarova_(10),_and_B._J._Kavanagh_(11)_((1)_Universit\'e_Lyon_1_CNRS/IN2P3_IP2I-Lyon_France,_(2)_Institut_N\'eel_CNRS/UJF_Grenoble_France,_(3)_Universit\'e_Paris-Saclay_CNRS/IN2P3_IJCLab_France,_(4)_Karlsruher_Institut_f\"ur_Technologie_Institut_f\"ur_Astroteilchenphysik_Karlsruhe_Germany,_(5)_JINR_Laboratory_of_Nuclear_Problems_Dubna_Russian_Federation,_(6)_IRFU_CEA_Universit\'e_Paris-Saclay_Gif-sur-Yvette_France,_(7)_C2N_CNRS_Universit\'e_Paris-Sud_Universit\'e_Paris-Saclay_Palaiseau_France,_(8)_IRAMIS_CEA_Universit\'e_Paris-Saclay_Gif-sur-Yvette_France,_(9)_Univ._Grenoble_Alpes_CNRS_Grenoble_INP_LPSC/LSM-IN2P3_Modane_France,_(10)_IRFU_CEA_Universit\'e_Paris-Saclay_Saclay_France,_(11)_Instituto_de_F\'isica_de_Cantabria_IFCA_UC-CSIC_Avenida_de_Los_Castros_s/n,_39005_Santander,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02067 |
ゲルマニウム検出器によるサブGeV暗黒物質粒子の直接検索のコンテキストで、EDELWEISSコラボレーションは、NbSi遷移端アサーマルフォノンセンサーを使用してイオン化イベントにタグを付ける新しい技術をテストしました。検出器を通る電子と正孔のドリフトに関連するネガノフ・トロフィモフ・ルーク効果によって生成されるアサーマルフォノンの放出は、NbSiセンサーの前に局在する検出器の特定の部分で生成されたイオン化イベントをタグ付けし、によって拒否するために使用されます5倍以上(90%C.L.で)3keVを超えるスペクトルを支配する熱のみのイベントからのバックグラウンド。この方法は、同じ検出器とデータセットを使用して取得した1GeV/c2WIMPのスピンに依存しない相互作用の以前の制限を2.8倍改善することができますが、このタグ付け技術は使用しません。
重力レンズの分析的研究のレビュー
この研究では、主に一般相対論の文脈で、ブラックホールの重力レンズに関する現在の研究をいくつかレビューします。主に、観測結果を参考にしたレンズ作用に関する解析的研究に焦点を当てています。球対称のシュヴァルツシルト時空におけるレンズ作用のレビューから始め、回転する対応するカー計量に移動する前に偏向角を計算する方法を示します。さらに、ブラックバウンス時空と呼ばれる特定のクラスの新しく提案されたソリューションの研究を拡張し、レビュー全体を通して、これらの時空でレンズ作用を調査する方法と、利用可能な天体物理学および宇宙論データを使用してさまざまなパラメーターを制約する方法について説明します。
幅広いクラスの $f(R)$ モデルの物理的非実行可能性とその一定曲率解
| Title |
Physical_non-viability_of_a_wide_class_of_$f(R)$_models_and_their_constant-curvature_solutions |
| Authors |
Adri\'an_Casado-Turri\'on,_\'Alvaro_de_la_Cruz-Dombriz,_Antonio_Dobado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02103 |
定曲率解は重力物理学のまさに核心にあり、シュヴァルツシルトと(反)-デ・ジッターは最もパラダイムな例の2つです。そのような種類の解決策は一般相対性理論では非常によく知られていますが、アインシュタインのパラダイムを超えた重力理論には当てはまりません。この記事では、曲率一定の解を可能にする$f(R)$モデルの体系的な概要と、曲率一定の解自体について説明します。これらの$f(R)$モデルの大部分は、物理的な証拠によって除外されていない場合、一般に、実行可能性を非常に制限するいくつかの欠点に苦しんでいると結論付けています。これらの欠陥の中には、不安定性(これまで予期されていなかった強結合の問題を含む)や、モデルの予測力を制限する問題があります。さらに、ほとんどの$f(R)$排他的定曲率解も、さまざまな非物理的特性を示すことを示します。
| Title |
Black_Hole_Photon_Rings_Beyond_General_Relativity |
| Authors |
Seppe_Staelens,_Daniel_R._Mayerson,_Fabio_Bacchini,_Bart_Ripperda,_Lorenzo_K\"uchler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02111 |
ブラックホールイメージングにおけるフォトンリング観測が、一般相対論におけるカーブラックホールと、カーから逸脱した代替ブラックホールを区別できるかどうかを調査します。光子リングの特定の側面は、超長基線干渉法(VLBI)によるブラックホール観測で確固たる観測量であると主張されてきました。フォトンリングの形状とそのリアプノフ指数(連続するフォトンサブリングの狭小化をエンコードする)は、基礎となるジオメトリの詳細なプローブです。その測定値は、一般相対性理論とカー計量の強力なヌルテストを提供すると主張されてきました。しかし、より複雑な問題は、そのような光子リング特性の観察がカーと代替ブラックホールを区別できるかどうかです。Johannsen、Rasheed-Larsen、およびManko-Novikovブラックホールの光子リングを計算することにより、この質問に対する最初の答えを提供します。光子リング形状の測定可能な違いを得るには、カーからの大きな偏差と大きな観測者の傾きが必要であることがわかります。言い換えれば、カー光子リングの形状は、低い傾斜角で逸脱したブラックホールに対しても普遍的な形状であるように見えます。一方、リアプノフ指数は、カー計量からの偏差に対してより顕著な変動を示します。私たちの分析は、将来の観測ミッションで検出できる可能性のあるフォトンリングのカー時空からの偏差を決定するための基礎を整えています。
帯電した大規模な BTZ ブラック ホールの弱い偏向角、グレイボディ バウンド、およびシャドウ
| Title |
Weak_Deflection_Angle,_Greybody_Bound_and_Shadow_for_Charged_Massive_BTZ_Black_Hole |
| Authors |
Sudhaker_Upadhyay,_Surajit_Mandal,_Yerlan_Myrzakulov_and_Kairat_Myrzakulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.02132 |
巨大な重力下にある荷電ブラックホールソリューション内の光線について説明します。この目的を達成するために、ブラックホールソリューションの光学幾何学を利用し、弱い重力レンズ効果でガウス曲率を見つけます。さらに、ブラックホールに関するGauss-Bonnetの定理を使用して、プラズマと非プラズマ媒体の両方における光線の偏向角について説明します。また、Regge--Wheeler方程式を分析し、線形に帯電した大規模なBTZブラックホールのグレイボディファクターの厳密な境界を導き出します。また、帯電した巨大なBTZブラックホールによって生成される影またはシルエットも研究します。影の半径に対する電荷と宇宙定数の効果についても論じた。
