初期宇宙におけるエキゾチックなエネルギー注入 I: 低エネルギー電子と光子の新しい治療法
| Title |
Exotic_energy_injection_in_the_early_universe_I:_a_novel_treatment_for_low-energy_electrons_and_photons |
| Authors |
Hongwan_Liu,_Wenzer_Qin,_Gregory_W._Ridgway,_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07366 |
暗黒物質やその他のエキゾチックなエネルギー注入の崩壊または消滅は、宇宙の光子浴のスペクトルを変更することができます。宇宙マイクロ波背景黒体スペクトルのスペクトル歪みへの新たな貢献と、宇宙の温度とイオン化の歴史への修正。ここでは、$\texttt{DarkHistory}$コードの改良版を提示します。これは、これらの光子と水素原子のレベルとの相互作用を適切に処理することにより、低エネルギー光子のスペクトルを一貫して計算できるようになりました。コードへのその他の変更には、低エネルギー電子によるエネルギー蓄積のより詳細な処理、および銀河間媒体の加熱によるスペクトル歪みが含まれます。$\texttt{DarkHistory}$に対して行ったすべての改善は公開されています。
初期宇宙におけるエキゾチックなエネルギー注入 II: CMB スペクトルの歪みと光暗黒物質の制約
| Title |
Exotic_energy_injection_in_the_early_universe_II:_CMB_spectral_distortions_and_constraints_on_light_dark_matter |
| Authors |
Hongwan_Liu,_Wenzer_Qin,_Gregory_W._Ridgway,_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07370 |
暗黒物質(DM)崩壊または標準モデル粒子への消滅を含む、一般的なエキゾチックエネルギー注入による宇宙マイクロ波背景放射(CMB)スペクトル歪みへの再結合後の寄与を計算します。このようなエネルギー注入がなくても存在するバックグラウンド歪みを差し引くと、PIXIEなどの将来の実験で検出できるほど十分に大きい可能性がある残留歪みが見つかります。歪みには、高エネルギー粒子の注入のユニークな特徴である高エネルギースペクトルの特徴もあります。サブkeV質量の暗黒物質の崩壊が存在する場合のグローバルなイオン化履歴の計算を提示し、エネルギー注入の存在下でのグローバルなイオン化履歴の以前の計算が、これらの追加のスペクトル歪みによって大幅に変更されないことも示します。低エネルギー電子の改善された処理により、DMを任意の低質量まで減衰させるためのCMB異方性制約の計算を拡張できます。また、これらの境界を、アクシオンのような粒子と光子の結合に対する制約として再キャストします。
暗黒物質が光子に崩壊する際の CMB および Lyman-$\alpha$ 制約
初期宇宙における暗黒物質のエネルギー注入は、イオン化の歴史と銀河間物質の温度の両方を変化させます。この作業では、サブkeV暗黒物質のCMB境界を改善し、Lyman-$\alpha$観測からの以前の境界を同じ質量範囲に拡張し、2つに崩壊するアクシオン様粒子(ALP)に新しい競合的制約をもたらします。光子。制限は、根底にある再イオン化の履歴に依存します。ここでは、公開されている{\ttDarkHistory}および{\ttCLASS}コードの修正版によって一貫して説明されています。CMB-S4実験のような将来の測定は、このタイプの明るい暗黒物質の候補の探索において重要で主導的な役割を果たす可能性があります
CAMELS のフィールド間の可逆マッピング
| Title |
Invertible_mapping_between_fields_in_CAMELS |
| Authors |
Sambatra_Andrianomena,_Sultan_Hassan_and_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07473 |
流体力学的CAMELSシミュレーションから、異なる物理場間の全単射マッピングを構築します。暗黒物質を中性水素に変換する(Mcdm-HI)、暗黒物質と磁場の大きさをマッピングする(Mcdm-B)、最後に中性水素から磁場の大きさを予測する(HI-B)という3つの異なる設定でCycleGANをトレーニングします。ピクセル値の確率分布関数(PDF)や2Dパワースペクトル($P(k)$)など、さまざまな要約統計量を使用してモデルのパフォーマンスを評価します。結果は、すべてのセットアップで、モデルがソースフィールドからターゲットフィールドを予測でき、その逆も可能であり、予測されたマップがターゲットマップの統計的特性と一致する統計的特性を示すことを示唆しています。これは、テストセットからのマップのPDFの平均および標準偏差が、生成されたマップのものとよく一致しているという事実によって示されます。実際のマップの$P(k)$の平均と分散は、生成されたものとよく一致します。モデルの一貫性テストは、ソースフィールドが順方向マッピング(ソースからターゲット)とそれに続く逆方向マッピング(ターゲットからソース)によって十分に回復できることを示唆しています。これは、元の画像の統計的特性と復元された画像の統計的特性との間の一致によって示されます。
非対称インフレポテンシャルにおける予熱からのオシロン形成
非対称インフレポテンシャルの予熱段階におけるオシロン形成の可能性を調査します。$V(\phi)=\frac{1}{2}\phi^2+A\phi^3+B$\phi\llM_\text{pl}$と$\alpha\sim\mathcalの$\alpha$アトラクタEモデルのテイラー展開として自然に発生する小振幅分析を使用した\phi^4${O}(1)$.詳細な数値解析を実行して、公開されている格子シミュレーションコード\textsf{$\mathcal{C}\text{osmo}\mathcal{L}を使用して、$\alpha$アトラクタEモデルの非線形構造の形成を調べます。$10^{-5}\lesssim\alpha\lesssim5\times10^{-4}$の範囲のパラメータの\text{attice}$}。均一なインフレトン凝縮体の進化に対する場のゆらぎの逆反応が$\alpha\lesssim2\times10^{-4}$に対して有意であることを発見し、平均的な状態方程式を持つ高度に非線形な構造の形成を観察しました。$w\simeq0$.これらの非線形構造は\textit{oscillons}として解釈される可能性があり、非対称ポテンシャルの周りのインフレトン振動中に形成される可能性があり、$\gtrsim40\%$を含むシミュレーションの実行時間全体にわたって存在することがわかっています。総エネルギー密度の。
微小構造を持つ宇宙ストリングが生成する宇宙マイクロ波背景放射の異方性
| Title |
Cosmic_Microwave_Background_anisotropies_generated_by_cosmic_strings_with_small-scale_structure |
| Authors |
Rodrigo_P._Silva,_Lara_Sousa_and_Ivan_Yu._Rybak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07548 |
宇宙ストリングネットワークによって生成される宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性に対するキンクの影響を研究します。そのために、UnconnectedSegmentModelを拡張して、よじれた宇宙ストリングのネットワークの応力エネルギーテンソルを記述し、この拡張をCMBACTに実装して、これらの揺れるストリングネットワークによって生成されるCMB異方性を計算します。私たちの結果は、キンクを含めると、一般に、同じエネルギー密度を持つ小規模構造のない宇宙ストリングネットワークによって生成されたものと比較した場合、温度および偏光角パワースペクトルが強化されることを示しています。キンク間の距離。温度異方性の場合により顕著であるこの強化は、本質的に、ベクトルモード異方性の大幅な増加によって引き起こされます。キンクは、その形状により、物質の渦運動を生成するためです。波打つ宇宙のひもを効果的に説明する際には、このことを考慮してください。
宇宙の夜明けと再電離の時代を21cm線で探る
光る物体が存在しなかった宇宙の暗黒時代は、最初の星、銀河、ブラックホールの誕生で終わりました。この時代は宇宙の夜明けと呼ばれます。宇宙の再電離は、発光体から放出された電離光子によって引き起こされる、宇宙の銀河間媒質(IGM)の主要な遷移です。暗黒時代から再イオン化までの時代は宇宙のマイルストーンですが、この時代に関する私たちの知識はまだ十分ではありません。中性水素から放出される宇宙21cm信号は、この時代の新しい窓を開くと期待されています。このレビューペーパーでは、最初に21cmラインの基本的な物理学と、最初の星が21cmライン信号にどのように影響するかを紹介します。次に、統計的および機械学習アプローチを使用して、21cmライン信号から天体物理学情報を抽出する方法を簡単にまとめます。また、21cmライン信号と他の輝線との相乗効果についても説明します。最後に、21cm実験の現状をまとめます。
宇宙の黎明期・再電離期から原始宇宙を21cm線で探る
| Title |
Probing_the_primordial_Universe_with_21-cm_line_from_cosmic_dawn/epoch_of_reionization |
| Authors |
Teppei_Minoda,_Shohei_Saga,_Tomo_Takahashi,_Hiroyuki_Tashiro,_Daisuke_Yamauchi,_Shuichiro_Yokoyama,_Shintaro_Yoshiura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07604 |
宇宙の最も遠い範囲では、中性水素の21cmの超微細遷移が、大規模構造の利用可能な唯一のトレーサーの1つを提供します。多くの機器が21cmライン信号を測定するために機能し、計画されています。再イオン化(EoR)のエポックでグローバル信号を行します。将来の大型電波望遠鏡であるSKA(SquareKilometerArray)は、21cmのライン放射/吸収信号の高精度測定を提供できるようになります。この論文では、EoRから暗黒時代までの21cm線全球信号とゆらぎ信号の現在の状態をレビューし、最近のEDGESの結果と将来の観測によって特に動機付けられた原始宇宙をどのように調査するかについての最近の研究を要約します。スカ。EDGESの結果で宇宙論を制約するための2つのアプリケーションに焦点を当てます。原始磁場の制約と原始パワースペクトルの制約です。また、21cmのゆらぎの将来の観測から、原始パワースペクトル、その断熱性、および原始非ガウス性に予想される制約を議論することにより、インフレーション宇宙を調査するための将来のSKAの可能性についても議論します。
定義が不十分なスペクトル形状を持つ前景からの CMB $\mu$ スペクトル歪みの分離
| Title |
Separation_of_CMB_$\mu$_spectral_distortions_from_foregrounds_with_poorly_defined_spectral_shapes |
| Authors |
D.I._Novikov_and_A.O._Mihalchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07671 |
この論文では、宇宙マイクロ波背景放射の$\mu$スペクトル歪みを、明確に定義されていないスペクトル形状を持つ前景から分離する新しいアプローチを提案します。このアイデアは、観測された信号に対する最適な応答を見つけることに基づいています。この応答は、可能性のある変動の特定の制限内にあるパラメーターを持つ前景に対して弱く敏感であると同時に、$\mu$歪みの振幅に対して非常に敏感です。このホワイトペーパーで説明されているアルゴリズムは安定しており、実装が簡単で、同時に前景とフォトンノイズへの応答を最小限に抑えます。
| Title |
Primordial_black_hole_formation_during_the_QCD_phase_transition:_threshold,_mass_distribution_and_abundance |
| Authors |
Ilia_Musco,_Karsten_Jedamzik_and_Sam_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07980 |
宇宙の相転移および消滅期(QCD遷移や$e^+e^-$-消滅など)における原始ブラックホール(PBH)の形成は、状態方程式の緩和により特に効率的であることが知られています。正確なPBH質量関数を導出するために、QCDエポック中のPBH形成の詳細な数値研究を提示します。また、$e^+e^-$-消滅期のPBH形成についても簡単に考察します。私たちの調査では、ほぼスケール不変のスペクトルの場合、QCDスケールでのPBH存在量は、純粋に放射線が支配する宇宙と比較して$\sim10^3$倍に増強されることが確認されています。遷移の外側で(ほぼ)スケール不変のPBH質量関数を生成するパワースペクトルの場合、$M_{\rmpbh}\approx1.9M_{\odot}$のピーク質量が見つかります。1.5\times10^{-2}$のPBHは$M_{\rmpbh}>10M_{\odot}$の質量を持ち、おそらくLIGO-Virgoブラックホールの合体検出に寄与しています。$e^+e^-$-消滅期におけるPBH形成の物理学は、ニュートリノのデカップリング期に非常に近いため、より複雑であることを指摘します。私たちは、過密領域から自由に流れ出るニュートリノが実際にPBHの形成を妨げている可能性があると主張しています。
コズミック ドーンの低質量ハローのスターバースト。 I. 星形成の臨界ハロー質量
| Title |
Starbursts_in_low-mass_haloes_at_Cosmic_Dawn._I._The_critical_halo_mass_for_star_formation |
| Authors |
Olof_Nebrin,_Sambit_K._Giri,_Garrelt_Mellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08024 |
最初の星、銀河、星団、直接崩壊ブラックホールは、低質量($\sim$$10^{5}-10^{9}~M_{\odot}$)ハローで形成されたと予想されます。宇宙の夜明け($z\sim10-30$)効率的なガス冷却の条件下で、ハローの中心に向かってガスが崩壊します。ハロー質量冷却閾値は、解析モデルと数値シミュレーションの両方を使用して数人の著者によって解析されていますが、結果は異なります。ハロー数密度はハロー質量の敏感な関数であるため、CosmicDawnでの星形成の(半)解析モデルには、冷却しきい値の正確なモデルが必要です。この論文では、H$_2$冷却と形成(ガス相およびダスト粒子での)、原子金属による冷却、Lyman-$\alpha$冷却の影響を考慮して、冷却限界質量が(半)分析的に計算されます。、Lyman-Werner光子によるH$_2$の光解離(H$_2$による自己遮蔽を含む)、赤外線光子によるH$^-$の光脱離、イオン化面による光蒸発、およびバリオンストリーミング速度の効果。計算をいくつかの高解像度宇宙論的シミュレーションと比較し、優れた一致を示しています。典型的なバリオンストリーミング速度の領域では、$z\gtrsim20$に対して質量$\gtrsim1-2\times10^6~M_{\odot}$のハローで星形成が可能であることがわかります。$z\sim8$までに、期待されるライマンウェルナーバックグラウンドは、原子冷却のしきい値($T_{\rmvir}=10^4~\textrm{K}$)未満のすべてのミニハローでの星形成を抑制します。効果的な自己遮蔽のために、この効果はわずかに遅れますが($z\sim4-5$)、再イオン化に続いて、ハロー質量冷却閾値は$\sim$$4$の別の係数で増加します。
コスモグローブDR1の結果。 I. エンドツーエンドのベイジアン解析によるウィルキンソン マイクロ波異方性プローブ マップの改善
| Title |
Cosmoglobe_DR1_results._I._Improved_Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe_maps_through_Bayesian_end-to-end_analysis |
| Authors |
D._J._Watts,_A._Basyrov,_J._R._Eskilt,_M._Galloway,_L._T._Hergt,_D._Herman,_H._T._Ihle,_S._Paradiso,_F._Rahman,_H._Thommesen,_R._Aurlien,_M._Bersanelli,_L._A._Bianchi,_M._Brilenkov,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_G._A._Hoerning,_K._Lee,_J._G._S._Lunde,_A._Marins,_S._K._Nerval,_S._K._Patel,_M._Regnier,_M._San,_S._Sanyal,_N.-O._Stutzer,_A._Verma,_I._K._Wehus,_and_Y._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08095 |
単一のベイジアンエンドツーエンドフレームワーク内で処理される、WMAPとPlanckLFIの時系列データの最初の共同分析を実装するCosmoglobeDataRelease1を提示します。このフレームワークは、BeyondPlanckコラボレーションによるLFI測定の同様の分析に直接基づいて構築されており、キャリブレーション、マップ作成、およびコンポーネント分離を同時に考慮しながら、グローバル事後分布のギブスサンプリングを通じてCMB分析の課題に取り組みます。1つの完全なWMAP+LFIGibbsサンプルを生成するための計算コストは812CPU時間であり、そのうち603CPU時間はWMAPの低レベル処理に費やされます。これは、WMAPデータのエンドツーエンドのベイジアン分析が計算上実行可能であることを示しています。WMAP事後平均気温のスカイマップとCMB温度パワースペクトルは、公式のWMAP9の結果とほぼ一致していることがわかりました。おそらく最も顕著な違いは、CMB双極子の振幅が$3366.2\pm1.4\\mathrm{\muK}$であることです。$BeyondPlanckより高い;ただし、HFIが優勢なPlanckPR4の結果と完全に一致しています。対照的に、私たちのWMAP偏光マップはWMAP9の結果とは著しく異なり、一般的に大幅に低い大規模な残差を示します。これは、ゲインと伝達の不均衡モデルがより適切に制約されているためです。公式のWMAP宇宙論分析から除外されたWバンドの偏光天空図が、初めてVバンドの天空図と視覚的に一致しているように見えることは特に注目に値します。同様に、WMAPKバンドとLFI30GHzマップの間の長年の不一致が最終的に解決され、2つのマップの違いは銀河系の高緯度での機器ノイズと一致するように見えます。すべてのマップと関連するコードは、CosmoglobeWebページを通じて公開されています。
外部銀河カタログを使用した CIB および熱 Sunyaev-Zel'dovich 汚染の除去による CMB 黒体温度パワー スペクトルの測定の強化
| Title |
Enhancing_Measurements_of_the_CMB_Blackbody_Temperature_Power_Spectrum_by_Removing_CIB_and_Thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Contamination_Using_External_Galaxy_Catalogs |
| Authors |
Aleksandra_Kusiak,_Kristen_M._Surrao,_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08121 |
ミリ波スカイマップから、CMB黒体温度パワースペクトル(主要なCMB信号と運動学的なSunyaev-Zel'dovich(kSZ)効果によって支配される)を抽出するには、他の空のコンポーネントをクリーニングする必要があります。この作業では、大規模構造(LSS)トレーサーを使用して宇宙赤外線背景(CIB)と熱Sunyaev-Zel'dovich(tSZ)汚染をそのような測定で除去する新しい方法を開発します。私たちの方法は、LSSトレーサーがCIBおよびtSZ信号と相関しているという事実に依存していますが、CMBおよびkSZ信号との2点相関は小さいスケールで消失するため、CMB黒体パワースペクトルはクリーニング後に偏りがありません。これらのトレーサーを使用して、CIBおよびtSZの汚染物質を除去するために、レンズ除去($\textit{de-CIB}$または$\textit{de-(CIB+tSZ)}$)に類似した方法を開発します。これらの方法を、CIBSEDに関する正確な仮定を必要とせずに、ILC手順自体にトレーサーマップを組み込む新しいアプローチを含む内部線形結合(ILC)方法と比較します。具体的な例として、$\textit{unWISE}$銀河サンプルをトレーサーとして使用します。シモンズ天文台と$\textit{Planck}$のような実験を組み合わせた計算を提供し、93から353GHzまでの8つの周波数で構成されるシミュレートされた空モデルを使用します。$\textit{unWISE}$トレーサーを使用すると、現在のアプローチに対する私たちの方法による改善は、すでに無視できないものになっています。de-CIBを適用すると、kSZパワースペクトルの信号対雑音比(SNR)が最大20%改善されることがわかります。メソッドをtSZ-deprojectedILCマップに変換します。これらのゲインは、現在のサーベイから追加のLSSトレーサーを使用するとさらに大きくなる可能性があり、kSZパワースペクトルSNRが最大50%改善され、将来のLSSサーベイではさらに大きくなる可能性があります。総CMB黒体パワースペクトルの場合、これらの改善はそれぞれ4%と7%です。コードはhttps://github.com/olakusiak/deCIBingで公開されています。
地震計データによる最初の星間流星の位置の特定
最初のメートルスケールの星間流星(IM1)は、2014年に米国政府のセンサーによって検出され、2019年に星間天体の候補として特定され、2022年に国防総省(DoD)によって確認されました。火の玉を$1\mathrm{\;$10^2\mathrm{\;内のkm^2}$地域。国防総省が提供する座標の精度によって許可されるkm^2}$ゾーン。改善されたローカリゼーションは、隕石の破片を回収するための今後の遠征にとって非常に重要です。
LRG-BEASTS: HATS-46 b の透過スペクトルにおける雲の証拠
| Title |
LRG-BEASTS:_Evidence_for_clouds_in_the_transmission_spectrum_of_HATS-46_b |
| Authors |
E._Ahrer,_P._J._Wheatley,_S._Gandhi,_J._Kirk,_G._W._King,_T._Louden_and_L._Welbanks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07381 |
ESONewTechnologyTelescope(NTT)のEFOSC2機器を使用して、HATS-46bの低解像度地上分光法を透過で実行しました。HATS-46bは、木星のような半径(0.95R$_\textrm{Jup}$)を持っていますが、はるかに低い質量(0.16M$_\textrm{Jup}$）。それは4.7d周期でG型星を周回し、1100Kの平衡温度を与えます。NTTでHATS-46bのトランジットを1回観測しました。$R\sim380$の解像度。主星が$V_{\mathrm{magで相対的にかすかであるにも関わらず、$\sim200$オングストローム幅のビンで$357$ppmの不確実性の中央値で、1.03$\times$光子ノイズの非常に正確な透過スペクトルを達成しました。}}=13.6$。透過スペクトルは強い吸収の特徴を示さず、回復は曇ったモデルを支持し、$3.0\sigma$の信頼度で澄んだ大気を除外します。また、大気が澄んでいるという代替シナリオの下で、ナトリウム存在量に控えめな上限を設定します。これは、NTTなどの4mクラスの望遠鏡を使用して、ホットジュピターの低解像度透過スペクトルを大気スケール1つ程度の精度で取得するLRG-BEASTSサーベイの8番目の惑星です。
予想よりも高温: 強い内部熱流束を持つまれに照射された褐色矮星の HST/WFC3 位相分解分光法
| Title |
Hotter_Than_Expected:_HST/WFC3_Phase-resolved_Spectroscopy_of_a_Rare_Irradiated_Brown_Dwarf_with_Strong_Internal_Heat_Flux |
| Authors |
Rachael_C._Amaro,_Daniel_Apai,_Yifan_Zhou,_Ben_W._P._Lew,_Sarah_L._Casewell,_L._Mayorga,_Mark_S._Marley,_Xianyu_Tan,_Joshua_D._Lothringer,_Vivien_Parmentier,_Travis_Barman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07420 |
ホットジュピターで通常見られるよりも大きな赤外線フラックスコントラストにより、潮汐ロックされた白色矮星-褐色矮星連星は、照射された大気中の大気プロセスを調査する絶好の機会を提供します。NLTT5306はそのような系で、M$_{BD}$=52$\pm$3M$_{Jup}$褐色矮星がT$_{eff}$=7756$\pm$35K白色矮星を周回しています。$\sim$102分の超短時間で。NLTT5306のHST/WFC3分光位相曲線を提示します。これは、1.1から1.7ミクロンまでの47のスペクトルで構成され、波長あたりの平均S/N=65です。褐色矮星NLTT5306Bの位相分解スペクトルを抽出し、小さな(<100K)昼夜の温度差(日中の平均温度の$\sim$5パーセント)を見つけました。最適なモデルの位相曲線は、振幅と相対的な位相オフセットに対する複雑な波長依存性を明らかにし、縦方向と垂直方向の大気構造を示唆しています。夜側のスペクトルは、曇っていて照射されていない大気モデルによく適合していましたが、昼側は、曇っていて照射が弱いモデルに最もよく一致していました。さらに、大気の単純な放射エネルギー再分配モデルを作成し、効率的な昼夜の熱再分配と適度に高いボンドアルベドの証拠を発見しました。また、公開されたシステムの使用年数を考えると、内部熱流束が予想よりもはるかに高いことも発見しました。NLTT5306Bは、地球の温度構造が外部照射によって支配されているのではなく、それ自身の内部熱によって支配されている唯一の既知の大幅に照射された褐色矮星であることがわかります。私たちの研究は、放射、回転速度、および内部熱の関数として、地球規模の循環と昼夜の熱輸送のドライバーに関する重要な洞察を提供します。
平方キロメートル配列で太陽系天体の磁気圏、大気、内部のダイナミクスを解明
| Title |
Revealing_the_dynamics_of_magnetosphere,_atmosphere,_and_interior_of_solar_system_objects_with_the_Square_Kilometre_Array |
| Authors |
Tomoki_Kimura,_Yuka_Fujii,_Hajime_Kita,_Fuminori_Tsuchiya,_Hideo_Sagawa_and_the_SKA-Japan_Planetary_Science_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07579 |
太陽系の惑星、月、小惑星などの天体は、低周波電波天文学では$\lesssim$10GHzで最も明るい天体です。私たちの太陽系の天体からの低周波電波放射は、スペクトル、分極、周期性、およびフラックスにおいて観測されたさまざまな特徴を示します。観測された特性は、物体の磁気圏、大気、表面、さらには内部の探査に不可欠なプローブです。電波放射の生成理論と伝播理論は、その特性を環境に埋め込まれた基本的な物理学(オーロラ電子加速、ベータトロン加速、大気運動量移動など)と関連付けます。ここでは、太陽系天体からの低周波電波放射に関する以前の研究をレビューし、天体のダイナミクスと進化に関するいくつかの未解決の重要な問題を明らかにします。SquareKilometerArray(SKA)を使用した将来の観測によって重要な問題に対処するために、電波放射の検出と画像化の実現可能性調査を行いました。SKAによる太陽系観測の系外惑星への拡張の可能性も要約で提案されています。
偏光紫外線散乱太陽光を使用して、黄道帯の塵雲の形状、サイズ、およびソースを決定する
| Title |
Determining_the_Shape,_Size,_and_Sources_of_the_Zodiacal_Dust_Cloud_using_Polarized_Ultraviolet_Scattered_Sunlight |
| Authors |
Geoffrey_Bryden,_Neal_J._Turner,_Petr_Pokorny,_Youngmin_Seo,_Brian_Sutin,_Virginie_Faramaz,_Keith_Grogan,_Amanda_Hendrix,_Bertrand_Mennesson,_Susan_Terebey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07612 |
太陽系の黄道雲は肉眼で見ることができますが、それを構成する塵粒子の起源はよく理解されておらず、小惑星帯の源と木星族の彗星の間の幅広い提案された区分があります。オールトの雲彗星によってもたらされた塵の量は不明です。星座雲の構造と起源に関する知識は、近くの恒星の周りに潜在的に地球に似た惑星を特徴付けようとするNASAの目的に役立つだろう。親天体を追跡できる唯一の例として、私たち自身の雲は、惑星系の構造が惑星間のダストの分布をどのように支配しているかを知るために重要です。私たちの雲は、オゾンの広いハートレー吸収帯を含んでいるため、潜在的に居住可能な惑星を特定するために重要な波長範囲である近紫外線で比較的ほとんど研究されていません。放射伝達モデリングを通じて、近紫外波長での雲の形状とサイズは、黄道光のフラックスと空を横切る直線偏光をマッピングすることにより、地球軌道から測定できることを示しています。マルコフ連鎖モンテカルロ分析を使用して、一連のシミュレートされたディスク観測から雲の幾何学的および光学的特性をどれだけうまく取得できるかを定量化します。結果は、黄道に沿って極まで分布する一連のフィールドをカバーする十分な精度の観測を使用して、主に異なる軌道傾斜角分布を介して、小惑星、木星族、およびオールト雲のダスト成分間の分割を決定できることを示しています。.空を横切る天の川の回転を使用して、銀河の背景から黄道帯の光を解きほぐすために、観測を数か月の期間にわたって繰り返さなければならないことがわかりました。
希望する領域に確実に着陸するために共鳴軌道を使用して金星への宇宙船の惑星間軌道を構築する方法
| Title |
A_method_for_constructing_an_interplanetary_trajectory_of_a_spacecraft_to_Venus_using_resonant_orbits_to_ensure_landing_in_the_desired_region |
| Authors |
Vladislav_Zubko,_Natan_Eismont,_Konstantin_Fedyaev,_Andrey_Belyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07860 |
金星表面の特定の領域への着陸機の着陸を含むミッションの枠組みの中で、金星への宇宙船飛行の軌道を構築する問題が検討されています。金星付近での重力アシスト操作の使用に基づく新しい天体力学関連の方法が提案され、金星の軌道と共鳴する太陽中心軌道に宇宙船を移動させます。上陸可能。金星の周期と公転周期の比が１：１の軌道が固有速度のコストの観点から最良の共鳴軌道であることを示した。表面上の所望の着陸点の座標とミッションの打ち上げ日に応じて、可能な共鳴軌道の1つを選択する手順が説明されています。2031年の地球からの打ち上げ時に、金星表面のヴェラモ・サウス領域に確実に着陸する飛行軌道を計算した例を考えます。
原始惑星系円盤における PAH の乱流処理 -- 気相 PAH の枯渇につながる凝固と凍結
| Title |
Turbulent_processing_of_PAHs_in_protoplanetary_discs_--_Coagulation_and_freeze-out_leading_to_depletion_of_gas-phase_PAH |
| Authors |
K._Lange,_C._Dominik_and_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07981 |
多環芳香族炭化水素(PAH)は、多くの星周円盤で検出されています。原始惑星系円盤における放出可能なPAHの量を減らすための重要なメカニズムとして、クラスタリング、ダスト粒子への吸着、およびそれらの逆プロセスによるPAHの連続処理を提案します。この処理サイクルは、ディスクのミッドプレーンと光球の間でPAHを混合するディスク内の垂直乱流によって駆動されます。HerbigAe/Beディスク環境でのこれらのプロセスの関連性とタイムスケールを推定するために、光脱離の理論上のモンテカルロモデルとディスクミッドプレーンの凝固コードを使用しました。これらのコンポーネントを1D垂直モデルで組み合わせることにより、ダスト粒子にクラスターとして付着するPAHの気相枯渇を計算しました。私たちの結果は、気相PAHのクラスター化が非常に効率的であること、および100を超えるモノマーを含むクラスターがディスクのミッドプレーンで凍結する前に何年も成長できることを示しています。PAHクラスターがダスト粒子の表面で凍結すると、これらのクラスターの大きな熱容量により、光球などのUVが豊富な環境で粒子から蒸発するのを防ぎます.したがって、PAHのクラスタリングとそれに続く凍結により、ディスク内の気相PAHが枯渇する可能性があります。原始惑星系円盤の寿命にわたって評価すると、乱流処理による内部円盤のPAHの標準的なISM存在量と比較して、50～1000倍の範囲の係数でPAHが枯渇していることがわかります。これらのプロセスを通じて、より大きなPAHモノマーは粒子表面から光脱着できないため、ディスク光球の主要な気相エミッターとして、サラウンドバレンよりも小さいPAHを優先します。これらの気相PAHは、ダスト粒子に付着した大きなPAHクラスターと共存します。ダスト粒子上で凍結したPAHの量とダストの数、および垂直乱流の強さとの間に密接な関係があることがわかりました。
ルーシー ミッション フライバイ ターゲットのケックとジェミニのスペクトル特性 (152830) ディンキネッシュ
| Title |
Keck_and_Gemini_spectral_characterization_of_Lucy_mission_fly-by_target_(152830)_Dinkinesh |
| Authors |
B._T._Bolin,_K._S._Noll,_I._Caiazzo,_C._Fremling,_R._P._Binzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08130 |
最近、メインベルトの内側の小惑星(152830)ディンキネシュが、ルーシーミッションの追加のフライバイターゲットとして特定されました。ディンキネシュの太陽中心軌道とおおよその絶対等級は知られていますが、ターゲットとして選択される前に利用できる追加情報はほとんどありませんでした。特に、色の分光光度法やスペクトルの欠如により、アルベドを推定できるスペクトルタイプをディンキネッシュに割り当てることができませんでした。私たちは、2022年11月23日にKeck望遠鏡で、2022年12月27日にGemini-Southで可視波長スペクトルを取得することで、この知識のギャップを埋めようと試みました。スペクトルは、KeckI/低解像度画像分光計(LRIS)とGeminiSouthで測定されました。/GeminiMulti-ObjectSpectrographSouth(GMOS-S)は、S型およびSq型の小惑星の平均スペクトルに最も似ています。最も診断的な機能は、$\approx$0.9-1.0~micronでの$\approx$15$\pm$1$\%$シリケート吸収機能です。小さなS型およびSq型の小惑星は、0.17～0.35の範囲の適度に高いアルベドを持っています。ディンキネシュのこのアルベド範囲を測定された絶対等級と組み合わせて使用すると、この天体の有効直径と表面の明るさを導き出すことができます。アルベド、サイズ、および表面の明るさは、ルーシー宇宙船による成功した遭遇を計画するために必要な重要な入力です。
NGC1850 BH1 の目に見えないソースの性質に関する更新された動径速度と新しい制約
| Title |
Updated_radial_velocities_and_new_constraints_on_the_nature_of_the_unseen_source_in_NGC1850_BH1 |
| Authors |
Sara_Saracino,_Tomer_Shenar,_Sebastian_Kamann,_Nate_Bastian,_Mark_Gieles,_Christopher_Usher,_Julia_Bodensteiner,_Angela_Kochoska,_Jerome_A._Orosz,_Hugues_Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07369 |
大マゼラン雲の若い星団NGC1850($\sim100$Myr)の明るい星を周回するブラックホールの候補が、視線速度と光度曲線のモデル化に基づいて最近報告されました。その後、別の説明がシステムに提案されました:肥大化した質量移動後の二次星(M$_{\rminitial}\sim4-5M_{\odot}$,M$_{\rmcurrent}\sim1-2M_{\odot}$)と、より重厚でありながら明るいコンパニオン(プライマリ)。MUSEスペクトルを再分析すると、最初に報告された動径速度の変動が過小評価されていることがわかりました($K_{\rm2,revised}=176\pm3$km/svs$K_{\rm2,original}=140\pm3$km/s)は、フルスペクトルフィッティング解析で採用された重み付けスキームによるものです。増加した半径方向速度の半振幅は、以前に推定されたよりも大きなシステム質量関数に変換されます($f_{\rm改訂}$=2.83$M_{\odot}$vs$f_{\rmoriginal}$=1.42$M_{\odot}$)。スペクトルのもつれを解く技術を利用することにより、NGC1850BH1で観測される光学的光に対して発光する一次光源の10\%の上限を設け、一次光源と二次光源がシステムに寄与する唯一のコンポーネントであると仮定します。さらに、アーカイブの近赤外線データを分析することにより、システム内に降着円盤が存在する手がかりを見つけます。これらの制約は、低質量の質量移動後の星をサポートしますが、NGC1850BH1の目に見えない成分が実際にブラックホールであるかどうかについての決定的な答えは提供しません。これらの結果は、質量M$\ge4.7M_{\odot}$の一次光源が系内に存在する場合(傾斜角と二次質量の制約が与えられた場合)、光学的に厚い円盤に隠されているに違いないというシナリオを予測しています。MUSEスペクトルでは検出されません。
初期宇宙の金属工場
以前の観測に基づいて、ガスが冷たい回転ディスクにあるz〜4の13個のサブミリメートル銀河の金属の質量を測定しました。我々は、全体的な金属含有量の3つのトレーサー(炭素原子、一酸化炭素分子、ダスト粒子)からのサブミリメートル線または連続体放射のいずれかを使用して、金属の質量を測定しました。2022年）。異なるトレーサーから非常によく似た質量推定値が得られます。これは、現在の巨大な初期型銀河の全金属含有量に似ています。これらの銀河の動的質量を使用して、各銀河の星間物質の質量の上限を設定し、ISMの金属存在量の下限を設定して、太陽よりはるかに上の多くの銀河の値を見つけました。価値。この結果に対する唯一の注意点は、すべての銀河について、トレーサーからの放射が力学解析でカバーされた領域内からのものであると確信できるわけではないということです。金属存在量の高い値は、ある銀河の最近のJWST研究によってサポートされており、スーパーソーラー金属存在量が下限の約3倍であることを発見しました。2つの化学進化モデルを使用して、上部に重いIMFの銀河が形成された直後に、高い金属質量と存在量が予想されることを示します。大質量銀河がその形成段階で高い金属存在量に達し、その後、低質量銀河との乾式合体によって徐々に減少する銀河進化のシナリオを提案します。化学進化モデルを使用して、形成段階にある巨大な初期型銀河から流出する金属が、銀河団内の金属の約75%がむしろ銀河団内ガスにあるという長年の謎を定量的に説明できることを示します。銀河よりも。
暗黒時代の再電離と銀河形成シミュレーション -- XXI.イオン化エスケープ画分の進化の抑制
| Title |
Dark-ages_reionization_and_galaxy_formation_simulation_--_XXI._Constraining_the_evolution_of_the_ionizing_escape_fraction |
| Authors |
Simon_J._Mutch,_Bradley_Greig,_Yuxiang_Qin,_Gregory_B._Poole,_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07378 |
ホスト銀河を脱出して銀河間媒質(IGM)で水素を電離する電離光子の割合は、再電離時代の分析における重要なパラメーターです。この論文では、Meraxes半解析的銀河形成モデルを使用して、観測された高赤方偏移銀河集団と再電離履歴に関する既存の制約の共同モデリングを通じて、平均電離光子脱出率と銀河特性への依存性を推測します。ベイジアンフレームワークを使用し、エスケープフラクションが主にハロー質量に関連しているという仮定の下で、UV光度関数、CMB光学深度、およびLy$\alpha$フォレストの結合制約には$(18\pm5)\%$は$M\lesssim10^{9}$M$_\odot$のハロー内の銀河で、より大規模なハローは$(5\pm2)\%$です。銀河の特性に関して考えると、$\sim18\%$から$\sim5\%$への脱出率の値からの遷移は、$M_\star\sim10^7$M$_\の恒星質量で発生することがわかります。odot$、赤方偏移からほぼ独立。赤方偏移の関数として、再電離は、$z\gtrsim6$で脱出率の高い小さな$M_\star\lesssim10^7$M$_\odot$銀河と、より大きな$M_\star銀河によって支配されていることがわかります。\gtrsim10^7$M$_\odot$銀河の脱出率が$z\lesssim6$で低い。星形成率が$10^{-2.5}$M$_\odot$yr$^{-1}$～$10^{-1.5}$M$_\odot$yr$^{-1}$の銀河再イオン化中の電離光子の主要な供給源。私たちの結果は、再電離の終わりに大質量銀河からの$\sim5\%$脱出部分の最近の直接測定と一致しており、流体力学シミュレーションと直接観測の両方を使用した最近の発見を支持しています。低質量銀河です。
FRB の過剰な銀河系外分散の原因の探索
| Title |
Searching_for_the_sources_of_excess_extragalactic_dispersion_of_FRBs |
| Authors |
Sunil_Simha_(1),_Khee-Gan_Lee_(2),_J._Xavier_Prochaska_(1,2,3),_Ilya_S._Khrykin_(2),_Yuxin_Huang_(2),_Nicolas_Tejos_(4),_Lachlan_Marnoch_(5,6,7,8),_Metin_Ata_(9),_Lucas_Bernales_(4),_Shivani_Bhandari_(10,11),_Jeff_Cooke_(12,8,6),_Adam_T._Deller_(12),_Suart_Ryder_(5,7),_Jielai_Zhang_(12,13)_((1)_University_of_California_-_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(2)_Kavli_IPMU_(WPI),_UTIAS,_The_University_of_Tokyo,_Kashiwa,_Chiba,_Japan,_(3)_Division_of_Science,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Osawa,_Mitaka,_Tokyo,_Japan,_(4)_Instituto_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Valpara\'iso,_Valpara\'iso,_Chile,_(5)_School_of_Mathematical_and_Physical_Sciences,_Macquarie_University,_Australia,_(6)_CSIRO,_Space_and_Astronomy,_Epping_Australia,_(7)_Astronomy,_Astrophysics_and_Astrophotonics_Research_Centre,_Macquarie_University,_Sydney,_Australia,_(8)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All-Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_Australia,_(9)_The_Oskar_Klein_Centre,_Department_of_Physics,_Stockholm_University,_AlbaNova_University_Centre,_Stockholm,_Sweden,_(10)_ASTRON,_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_Dwingeloo,_The_Netherlands,_(11)_Joint_institute_for_VLBI_ERIC,_Dwingeloo,_The_Netherlands,_(12)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_VIC,_Australia,_(12)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_VIC,_Australia,_(13)_ARC_Centre_of_Excellence_for_Gravitational_Wave_Discovery_(OzGrav),_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07387 |
FLIMFLAMサーベイは、高速電波バースト(FRB)の視線の近くにあるフィールドギャラクシーの分光データを収集して、宇宙の物質の分布を表す重要なパラメーターを制限します。この作業では、調査データを活用して、FRB20190714A、FRB20200430A、FRB20200906A、およびFRB20210117Aの4つのFRBのマッカート関係推定値と比較して、過剰な銀河系外分散測定(DM)の原因を特定します。前景の銀河ハローと視線の銀河群の周りのガス分布をモデル化することにより、FRB分散測定への寄与$\rmDM_{halos}$を推定します。FRB20190714Aの視線は、観察された過剰なDMの約2/3$^{rd}$に寄与する明らかに過剰な前景ハローを示しており、バリオン密度の高い視線を暗示しています。FRB20200906Aは、小さいが無視できない前景のハローの寄与を示しており、そのDMへの真の宇宙の寄与を確認するには、IGMのさらなる分析が必要です。RB20200430AとFRB20210117Aは無視できる前景の寄与を示しており、大きなホスト銀河の過剰および/または前駆環境の過剰を示唆しています。
分子雲における磁場と分子ガス構造との相対位置合わせ
| Title |
Relative_Alignment_Between_Magnetic_Fields_and_Molecular_Gas_Structure_in_Molecular_Clouds |
| Authors |
Renato_Mazzei,_Zhi-Yun_Li,_Che-Yu_Chen,_Laura_Fissel,_Mike_Chen,_James_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07410 |
3次元の乱流崩壊雲磁気流体力学シミュレーションを使用して、合成ダスト分極の構造を放射伝達計算からの合成分子線放出と比較します。相対方向のヒストグラム(HRO)手法と投影されたレイリー統計(PRS)が考慮されます。私たちのトランスアルフエニック(より強く磁化された)シミュレーションでは、$\sim$$4\times10^{3}$cm$^{-3}$を超える密度で垂直配向への遷移があります。この遷移は、光学的に薄い分子トレーサーのほとんどの合成観測で回復されますが、$^{12}$COでは発生せず、PRSは観測者空間全体で平行に整列したままです。光学的深さ$\tau=1$面の物理的深さを計算し、$^{12}$COの場合、大部分が雲のミッドプレーンの前に位置していることがわかります。これは、$^{12}$COが光学的すぎることを示唆しています。厚く、代わりに主に体積密度の低いガスをプローブします。私たちの超アルフエニックシミュレーションでは、磁場が大幅に絡み合い、観測されたすべてのトレーサーは、垂直方向または平行方向の配置を好まなくなる傾向があります。光学的に薄いトレーサーと光学的に厚いトレーサーの間のアライメントの観察可能な違いは、視野角に多少の縮退があるものの、動的に重要な磁場の存在を示している可能性があります。データをガウスビームで畳み込み、VelaC分子雲のHRO結果と比較します。これらの結果とサブアルフエニックシミュレーションの間には、平面の磁場で見た場合(特に感度の制限を考慮した場合)に良い一致が見られますが、観察結果は中程度に傾いたものとも一致しています。磁場。
JWST と SCUBA-2 を使用したダスティ星形成銀河の赤方偏移による減少のマッピング
我々は、大規模レンズ銀河団フィールドA2744の1.5から4.44ミクロンまでのJWSTNIRCam観測を使用して、極度に赤い選択された銀河(f(F444W)>1uJyおよびf(F444W)/f(F150W)>3.5)がすべての9>を選択することを示します。4.5シグマALMA1.1または1.2mmのソースと、19個の>5シグマSCUBA-2850ミクロンソースのうち17個がカバーされたエリアにあります。次に、選択した赤色の銀河を優先度として使用して、SCUBA-2850ミクロンの画像をより深く調べ、正確な位置、測光赤方偏移、および倍率で44個の>3シグマSCUBA-2850ミクロンソースのサンプルを識別します。z<4とz>4の間の静止フレーム5000Aで、遠赤外線光度とボロメータ光度の比率が大幅に低下する(約5倍)ことを示します。低赤方偏移源よりもはるかに低い消光を持つ高赤方偏移源。
極端なスターバースト銀河の流出の運動学、構造、および質量流出率
| Title |
Kinematics,_Structure,_and_Mass_Outflow_Rates_of_Extreme_Starburst_Galactic_Outflows |
| Authors |
Serena_Perrotta,_Alison_L._Coil,_David_S.N._Rupke,_Christy_A._Tremonti,_Julie_D._Davis,_Aleksandar_M._Diamond-Stanic,_James_E._Geach,_Ryan_C._Hickox,_John_Moustakas,_Gregory_H._Rudnick,_Paul_H._Sell,_Cameren_N._Swiggum,_and_Kelly_E._Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07448 |
大質量($\rmM_*\sim$10$^{11}\\rmM_{\odot}$)、コンパクト、スターバースト($\rmSFR\sim$$200\,\rmM_{\odot}\yr^{-1}$)z=$0.4-0.7$の銀河で、非常に高い星形成表面密度($\rm\Sigma_{SFR}\sim$$2000\,\rmM_{\odot}\yr^{-1}\kpc^{-2}$)。14個のHizEAスターバースト銀河のKeck/HIRES光学分光法を使用して、最大速度$820-2860$\kmpsのアウトフローを特定しました。高分解能分光法により、流出速度の関数として正確なカラム密度と被覆率を測定し、冷却ガス流出相の運動学と構造を特徴付けることができます(T$\sim$10$^4$K)。吸収プロファイルにかなりの変動が見られます。これは、不均一に分布した塊状のガスの複雑な形態と、冷たい流出段階と熱い流出段階の間の乱流混合層の複雑さを反映している可能性があります。銀河の星形成の歴史におけるバーストとそれらの風の吸収線プロファイルとの間に単純な相関関係はありません。全身速度での強力な\mgii\吸収の欠如は、観測がブローアウトの軸を下っている方向の影響である可能性があります。$\rm\sim$50$-$2200$\rmM_{\odot}\,yr^{-1}$の高い質量流出率を推測し、5kpcの基準流出サイズと$ほとんどのサンプルで\eta\sim$5。%with$\eta\sim$20で2つの銀河を計算できます。これらの値には大きな不確実性がありますが、スターバースト銀河は、将来の進化に大きな影響を与える非常に大量の冷たいガスを放出できることを示唆しています。
大質量星のない塊：動的状態と物理パラメータ間の相関
| Title |
High-Mass_Starless_Clumps:_Dynamical_State_and_Correlation_Between_Physical_Parameters |
| Authors |
Bo_Huang,_Ke_Wang,_Josep_Miquel_Girart,_Wenyu_Jiao,_Qianru_He,_Enwei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07501 |
大質量星形成の初期条件を研究するために、我々は以前に、複数の連続体調査によってカバーされた内側銀河面を横切る463の大質量星のない塊（HMSC）のサンプルを構築しました。ここでは、経度で78$^{\circ}$($-60^{\circ}<l<18^{\circ}$,$\vertb\vert<0.5^{\circ}$)30$^{\prime\prime}$解像度で、これらのパーセクスケールのHMSCのグローバルな動的状態を調査します(207ソース品質データ、質量$10^{2}\sim10^{5}\\rmM_{\odot}$、サイズ$0.1\sim3.6$pc)。ほとんどのHMSCは、マッハ数の中央値が$\mathcal{M_{S}}\sim$8.2の非常に乱流であり、それらの44\%$\sim$55\%が重力的に束縛されている(ビリアルパラメータ$\alpha_{\rmvir}\lesssim2$)磁場が存在しない場合。大質量星形成領域での磁場の以前の観測と一致して、これらの束縛された塊を崩壊からサポートするには、磁場強度の中央値0.33$\sim$0.37mGが必要です。進化段階の重要なトレーサーである光度対質量比は、塵の温度と強く相関しています。磁場強度も密度で補正されます。ラーソンの線幅サイズのスケーリングは、HMSCには当てはまりません。この研究は、HMSCの地球規模の特性に関する理解を深めるものであり、高解像度のALMA観測は、分解された特性を研究する途上にあります。
建設中の拡張[CII]? z = 6.2 で最も明るい高 z レンズの星形成銀河の観測
| Title |
The_Extended_[CII]_under_Construction?_Observation_of_the_brightest_high-z_lensed_star-forming_galaxy_at_z_=_6.2 |
| Authors |
Yoshinobu_Fudamoto,_Akio_K._Inoue,_Dan_Coe,_Brian_Welch,_Ana_Acebron,_Massimo_Ricotti,_Nir_Mandelker,_Rogier_A._Windhorst,_Xinfeng_Xu,_Yuma_Sugahara,_Franz_E._Bauer,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Larry_D._Bradley,_Jose_M._Diego,_Michael_Florian,_Brenda_Frye,_Seiji_Fujimoto,_Takuya_Hashimoto,_Alaina_Henry,_Guillaume_Mahler,_Pascal_A._Oesch,_Swara_Ravindranath,_Jane_Rigby,_Victoria_Strait,_Yoichi_Tamura,_Michele_Trenti,_Eros_Vanzella,_Erik_Zackrisson,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07513 |
[CII]$\,158\,\rm{\mum}$輝線観測の結果を提示し、強くレンズ化された($\mu\sim20$)星形成銀河、MACS0308-の分光赤方偏移の確認を報告します。$z=6.2078\pm0.0002$のzD1。[CII]輝線は、レンズ付き銀河(zD1.1)の静止フレームUV明るい塊内でS/N比$>6$で検出され、複数の速度成分を示します。狭い[CII]の速度の半値全幅(FWHM)は$110\pm20\,\rm{km/s}$ですが、より広い[CII]ではFWHMが$230\pm20\,\です。rm{km/s}$.広い[CII]コンポーネントは、狭い[CII]コンポーネントに対してブルーシフト($-80\pm20\,\rm{km/s}$)され、UV明るい塊を超えて広がる形態を持っています。狭い[CII]放出はzD1.1に関連している可能性が最も高いが、より広い成分は流出ガスに関連している可能性があることがわかります。$\lambda_{\rm158\,\mum}$ダスト連続体が検出されないことに基づいて、MACS0308-zD1の星形成活動は、ダストのない環境で発生し、赤外光度の上限が厳しいことがわかります$\lesssim9\times10^{8}\,{\rmL_{\odot}}$.ALMAとJWSTのフォローアップ観測のためにこの強くレンズ化されたかすかな銀河をターゲットにすることは、初期宇宙における典型的な銀河の成長の詳細を特徴付けるために重要です。
VERTICO V: おとめ座銀河団銀河の内部低温ガス円盤の環境駆動進化
| Title |
VERTICO_V:_The_environmentally_driven_evolution_of_the_inner_cold_gas_discs_of_Virgo_cluster_galaxies |
| Authors |
Adam_B._Watts,_Luca_Cortese,_Barbara_Catinella,_Toby_Brown,_Christine_D._Wilson,_Nikki_Zabel,_Ian_D._Roberts,_Timothy_A._Davis,_Mallory_Thorp,_Aeree_Chung,_Adam_R.H._Stevens,_Sara_L._Ellison,_Kristine_Spekkens,_Laura_C._Parker,_Yannick_M._Bah\'e,_Vicente_Villanueva,_Mar\'ia_Jim\'enez-Donaire,_Dhruv_Bisaria,_Alessandro_Boselli,_Alberto_D._Bolatto,_and_Bumhyun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07549 |
衛星銀河団の消滅は、環境メカニズムによる冷たい星間物質(ISM)の抑制と密接に関連しています。大きな半径での中性原子状水素(HI)の除去は十分に研究されていますが、分子ガスが支配する銀河の中心に残っているガスに環境がどのように影響するかはあまり明確ではありません。COサーベイ(VERTICO)で追跡された乙女座環境からの新しい観測結果とアーカイブHIデータを使用して、恒星間の空間的に分解されたスケーリング関係(${\Sigma}_{\star}$)、HI(${\Sigma}_\mathrm{HI}$)、分子ガス(${\Sigma}_\mathrm{mol}$)の表面密度。環境への影響の尺度としてHI欠乏を採用すると、大きな半径でHIを除去することに加えて、クラスタープロセスは、残りのガスの平均${\Sigma}_\mathrm{HI}$を中央の1.2kpc。分子ガスへの影響はHIよりも比較的弱く、低い${\Sigma}_\mathrm{mol}$ガスが最初に除去されることを示しています。しかし、HIが最も不足している銀河では、環境プロセスによって残りのガスの典型的な${\Sigma}_\mathrm{mol}$が3分の1近く減少するという証拠が見つかりました。HI欠損銀河における${\Sigma}_\mathrm{HI}$または${\Sigma}_\mathrm{mol}$の高度。個々の地域の${\Sigma}_\mathrm{mol}$対${\Sigma}_\mathrm{HI}$の比率を使用して、全ガスを使用して推定されたISMの物理的条件の変化を示します。表面密度とミッドプレーンの静水圧では、分子ガス含有量の観察された減少を説明できません。代わりに、分子ガスの直接ストリッピングが結果を説明するために必要であることを提案します。
| Title |
The_physical_origin_of_super-competitive_accretion_during_the_formation_of_the_first_supermassive_black_holes |
| Authors |
Dominik_R.G._Schleicher,_Basti\'an_Reinoso,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07590 |
数値シミュレーションは、「超競争的降着」と呼ばれるシナリオの発生を示しています。これは、中央の少数の天体のみが超大質量になり、より多くの星が貯留層をめぐって競合する状況を表す用語です。\gtrsim0.1$M$_\odot$年$^{-1}$.このシナリオは、断片化の存在が必ずしも中央の巨大なオブジェクトの形成を妨げるとは限らないことを特に意味します。ここでは、自己重力による降着とボンダイ・ホイル降着を考慮して、衝突と降着による成長の分析的推定を使用してこの現象を調査します。特に、中心の質量体への降着がどのような条件で崩壊するかを調べ、最も質量の大きい天体の質量と破片の質量に依存する基準を導出します。サイズが約$0.1$~pcのコンパクトなクラスターの場合、衝突による質量の増加は、降着による成長に匹敵することがさらにわかります。私たちの結果は、数値シミュレーションとの比較を通じて検証され、全体として、超競争的降着は初期宇宙における非常に大規模な天体の形成に有効なメカニズムであると結論付けています。
z=2.30 の銀河原始銀河団における大規模ガス加熱の観測証拠
| Title |
Observational_Evidence_for_Large-Scale_Gas_Heating_in_a_Galaxy_Protocluster_at_z=2.30 |
| Authors |
Chenze_Dong_(corr-auth),_Khee-Gan_Lee,_Metin_Ata,_Benjamin_Horowitz,_Rieko_Momose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07619 |
CLAMATOIGMトモグラフィー調査で見られるように、Lyman-$\alpha$フォレストが有意な吸収を示さないCOSMOSフィールドの$z=2.30$銀河原始銀河団(COSTCO-I)を報告します。これは、通常、この時代に保持されると予想される透過密度関係(しばしば変動するGunn-Peterson近似;FGPAと呼ばれる)から逸脱し、過密度での強いLy$\alpha$吸収を予測することになる。比較のために、COSMOS密度場の制約付きシミュレーションにFGPAを適用することにより、モックのLyman-$\alpha$フォレストマップを生成し、有限視線サンプリング、ピクセルノイズ、およびウィーナーフィルタリングの効果を組み込んだモックを作成します。プロトクラスター周辺の$r=15\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$にわたって平均すると、観測されたライマン-$\alpha$フォレストは、モックよりも実際のデータの方が一貫して透明であり、COSTCO-IのガスがFGPAに従うという帰無仮説の棄却($p=0.0026$、または$2.79\sigma$の有意性)。これは、COSTCO-Iに関連する大規模なガスがFGPAの予想を超えて加熱されていることを示唆しています。これは、大規模なAGNジェットフィードバックまたは初期の重力衝撃加熱のいずれかが原因である可能性があります。COSTCO-Iは、宇宙の正午に光学的に薄い光イオン化領域から移行し、最終的に$z=0$までにクラスター内媒質(ICM)に合体することが観測されたIGMの最初の知られている大規模領域です。同様の構造の将来の観察により、ICMの成長が明らかになり、AGNフィードバックメカニズムの制約が可能になります。
馬頭星雲の磁場
| Title |
Magnetic_fields_in_the_Horsehead_Nebula |
| Authors |
Jihye_Hwang,_Kate_Pattle,_Harriet_Parsons,_Mallory_Go,_and_Jongsoo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07628 |
JamesClerkMaxwellTelescope(JCMT)のサブミリメーターCommon-UserBolometerArray2(SCUBA-2)カメラのPOL-2偏光計を使用して得られた、馬頭星雲の最初の偏光ダスト放出測定値を提示します。馬頭星雲には、光解離領域(PDR;SMM1)と星のないコア(SMM2)という2つのサブミリ波源が含まれています。両方の発生源で整然とした磁場が見られます。我々は、SMM1とSMM2でそれぞれ56$\pm$9と129$\pm$21$\mu$Gの平面磁場強度を推定し、質量対磁束比とAlfv\'enマッハ数を得た。0.6未満であり、磁場が重力崩壊に抵抗できること、および磁気圧力がこれらの発生源の内部乱流圧力を超えることを示唆しています。SMM2では、運動エネルギーと重力エネルギーは互いに同等ですが、磁気エネルギーよりも小さくなります。馬頭星雲の全体的な磁場構造の概略図を提案します。SMM1の磁力線は、PDRの形成中に圧縮され、再配列されたように見えますが、より埋め込まれたSMM2は、ショック前の分子雲の磁場からその磁場を継承した可能性があります。磁場は現在、両方の発生源をサポートする上で重要な役割を果たしているようです。
ファラデートモグラフィーの紹介と今後の展望
ファラデートモグラフィーは、広帯域低周波電波観測によって可能になった宇宙磁場研究の新しい方法です。ファラデートモグラフィーでは、シンクロトロン放射源からの偏波スペクトルを測定することにより、磁場の視線分布、熱電子密度、宇宙線電子密度に関する情報を含むファラデー分散関数を得ることができます。広帯域。さらに、ファラデートモグラフィーを2次元イメージングと組み合わせることで、偏光源の3次元構造を調べることができます。ファラデートモグラフィーのアプリケーションは、広帯域観測が技術的に実現可能になった過去20年間に活発に行われてきました。ただし、ファラデー分散関数は数学的には偏光スペクトルのフーリエ変換であり、観測できる帯域は有限であるため、フーリエ変換を行って完全なファラデー分散関数を求めることはできません。さらに、ファラデー分散関数は、物理空間における磁場、熱電子密度、および宇宙線電子密度の分布を直接反映するものではなく、その物理的解釈は簡単ではありません。この2つの困難な問題にもかかわらず、ファラデートモグラフィーは、宇宙磁場や磁化プラズマを研究するための新しい方法として大きな可能性を秘めているため、大きな注目を集めています。特に、次世代電波望遠鏡SKA（SquareKilometerArray）は、これまでにない感度と広帯域で偏波観測が可能であり、ファラデートモグラフィーの応用は、宇宙磁場の分野で飛躍的な進歩を遂げると期待されています。このレビューでは、ファラデートモグラフィーの基本を簡単で有益な例で説明します。次に、ファラデートモグラフィを実現するための代表的なアルゴリズムを紹介し、最後にいくつかのアプリケーションを示します。
ヘビの強化されたYSO集団
へび座分子雲は、約300pcの距離で進行中の星形成の最も活発な場所の1つであり、したがって、若い低質量星および亜星天体の研究に非常に適しています。この論文では、へび座の星形成領域について、ガイアDR3データから若い星の母集団の潜在的なメンバーを見つけ、それらの運動学と分布を研究します。X線から赤外線まで、利用可能なカタログから656個のYSOのカタログを編集します。これを参照セットとして使用し、87個のガイアDR3メンバー星を見つけるためにクロスマッチさせて、パラメーターを修正したコントロールサンプルを作成します。これらのパラメーターを使用してDR3カタログをクエリしたところ、1196個の星が見つかりました。次に、このサンプルに3つの異なる密度ベースの機械学習アルゴリズム(DBSCAN、OPTICS、およびHDBSCAN)を適用し、潜在的なYSOを見つけました。3つのクラスタリングアルゴリズムにより、この地域のGaiaDR3から822のYSOメンバーの共通セットが特定されました。また、2MASSおよびWISEデータを使用してこれらの天体を分類し、それらの分布とへび座での星形成の進行を調べました。
最初の星団における超大質量星の形成
| Title |
Formation_of_supermassive_stars_in_the_first_star_clusters |
| Authors |
Basti\'an_Reinoso,_Ralf_S._Klessen,_Dominik_Schleicher,_Simon_C._O._Glover,_and_P._Solar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07827 |
超大質量星の形成は、初期宇宙で観測されたクエーサーに動力を与える超大質量ブラックホールとなる大質量ブラックホールシードの形成に不可欠な中間段階であると考えられています。数値シミュレーションは、原始星が$\sim10^{-2}$M$_\odot$yr$^{-1}$よりも高い降着率に達し、PC上でフラグメンテーションが抑制されると、原子冷却ハローで超大質量星が形成されることを示しています。スケール。しかし、より小さなスケールで断片化が起こり、代わりに星団が形成されたときに、超大質量星がまだ出現するかどうかはまだ不明です.この作業では、低金属量の星団での衝突と降着の相互作用による大規模なオブジェクト形成の問題を調査します。原始ガス雲の崩壊中のサブパーセクスケールのフラグメンテーションに続いて、降着する原始星の小さな埋め込まれたクラスターをモデル化し、$N$体と流体力学的シミュレーションを実行することによってその進化を追跡します。私たちの結果は、10$^3$と10$^4$M$_\odot$を持つ超大質量星は衝突と降着の相互作用によって常に形成され、場合によってはこれらの天体は連星系の一部であることを示しています。結果として得られる超大質量星は、典型的な質量が$1$-$100$M$_\odot$の範囲にある数十個の小さな星に囲まれています。
JEMS と MUSE を使用した明るいライマン アルファ エミッターのサンプルの z~6 での電離光子生成効率
| Title |
The_ionising_photon_production_efficiency_at_z~6_for_a_sample_of_bright_Lyman-alpha_emitters_using_JEMS_and_MUSE |
| Authors |
Charlotte_Simmonds,_Sandro_Tacchella,_Michael_V._Maseda,_Christina_Williams,_William_M._Baker,_Callum_Witten,_Benjamin_D._Johnson,_Brant_Robertson,_Aayush_Saxena,_Fengwu_Sun,_Joris_Witstok,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett,_Andrew_J.Bunker,_Stephane_Charlot,_Emma_Curtis-Lake,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Zhiyuan_Ji,_Roberto_Maiolino,_Lester_Sandles,_Renske_Smit,_Hannah_\"Ubler_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07931 |
35個の明るいライマン$\alpha$エミッターのサンプルについて、再電離の時代の終わり($z\sim5.4-6.6$)における電離光子生成効率を調べます。この量は、大宇宙。これらの天体は、MUSE深宇宙で検出されたライマン$\alpha$輝線のプロファイルに基づいて割り当てられた、信頼性の高い分光学的赤方偏移を持つように選択されました。JWST銀河外中帯域サーベイ(JEMS)の中帯域観測を利用して、赤方偏移した\ha\輝線に対応するフラックスの過剰を見つけます。\texttt{Prospector}を使用して、完全なJEMS測光といくつかのHST測光ポイントを合わせることで、UV光度を推定します。サンプルの紫外線連続体勾配の中央値$\beta=-2.21^{+0.26}_{-0.17}$が見つかりました。これは、塵の減衰がほとんどまたはまったくない若い星の集団を示しています。これにより、ダスト減衰なしで$\xi_{ion,0}$を導出し、log$\frac{\xi_{ion,0}}{\text{Hzerg}^{-1}の中央値を見つけます。}=26.36^{+0.17}_{-0.14}$.ダスト減衰補正を実行し、Calzetti減衰則を仮定すると、値は$\sim0.1$dexだけ低くなります。私たちの結果は、再電離の時代のライマン-$\alpha$エミッターが、特に非ライマン-$\alpha$放出人口と比較した場合、文献からの以前の推定と比較して$\xi_{ion,0}$を増強したことを示唆しています。.この最初の研究は、初期宇宙における電離光子生成の特徴付けに関する有望な見通しを提供します。将来的には、JWSTAdvancedDeepExtragalacticSurvey(JADES)によって提供されるデータセット全体に対して、より広範な研究が行われる予定です。したがって、初めて、
GN-z11 の N 増強: 高赤方偏移での原始球状星団のような条件での超大質量星の元素合成の最初の証拠?
| Title |
N-enhancement_in_GN-z11:_First_evidence_for_supermassive_stars_nucleosynthesis_in_proto-globular_clusters-like_conditions_at_high_redshift_? |
| Authors |
C._Charbonnel,_D._Schaerer,_N._Prantzos,_L._Ram\'irez-Galeano,_T._Fragos,_A._Kuruvandothi,_R._Marques-Chaves,_and_M._Gieles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07955 |
JWST/NIRSpec観測から、z=10.6にある非常にコンパクトで集中的に星を形成する天体GN-z11について、異常に高いN/O存在量が最近報告されました。広い金属量範囲にわたる銀河球状星団(GC)のC、N、およびO存在比との経験的比較を提示します。暴走衝突によって形成された超大質量星（SMS）内の高温水素燃焼元素合成が、GN-z11およびGCで観測された存在比を一貫して説明できることを示しています。これは、SMSをホストする原始球状星団がGN-z11の強力なN濃縮の起源である可能性があることを示唆しています。私たちのモデルは、N/O、C/O、およびNe/O比の挙動を金属量の関数として予測します。これは、GN-z11に類似した高zオブジェクトが将来JWSTで検出された場合にテストできます。さらなる研究と統計は、母集団合成モデルで定量化するWolf-RayetシナリオからプロトGCシナリオを区別するのに役立ち、この特異なオブジェクトにさらに光を当てます。
太陽付近の非常に金属の少ない星：運動学と組成分析
| Title |
Very_metal-poor_stars_in_the_solar_vicinity:_kinematics_and_abundance_analysis |
| Authors |
Anastasia_Plotnikova_(UniPD),_Giovanni_Carraro_(UniPD),_Sandro_Villanova_(Concepcion),_Sergio_Ortolani_(UniPD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08056 |
非常に金属の少ない星には、天の川の初期に関する重要な情報が含まれています。以前の研究\citep{Plotnikova_2022}では、太陽の近くにあるこれらの星のサンプルの平均年齢を$\sim$13.7Gyrと導きました。この作業では、これらの星の化学的および運動学的特性を調査し、その起源と親集団に関する洞察を得ることを目標としています。Al-Mg反相関は見られず、これらの星は球状星団で形成されなかったという結論に至りましたが、軌道パラメーターの詳細な分析により、これらの星はおそらく元のバルジに関連していることが明らかになりました。天の川。次に、形成される最初の構造が急速な崩壊によるバルジである天の川の形成のシナリオをスケッチします。他の構成要素は後に成長し、降着構造の重要な貢献がありました。
若い星団内の超大質量星の探索戦略と近傍銀河への応用
| Title |
Search_strategies_for_supermassive_stars_in_young_clusters_and_application_to_nearby_galaxies |
| Authors |
A._Kuruvanthodi,_D._Schaerer,_M._Messa,_A._Adamo,_C._Usher,_C._Charbonnel,_R._Marques-Chaves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08087 |
質量が$M\gtrsim10^3-10^4M_{\odot}$の超大質量星(SMS)は、若くて大規模で密集した星団の暴走衝突によって形成され、複数の恒星集団の存在と、球状星団で観察される特異な存在量パターン。しかし、そのような天体は今のところ観測されていません。若い大規模な星団(球状星団、GCの前駆体であると考えられている)内にホストされているSMSを検索するための観測戦略を開発しました。これは、測光観測と分光観測の両方を使用して、比較的一般的な方法で適用できます。SMSおよびSMSをホストするクラスターのスペクトルの理論的予測と、標準的な単純な恒星集団からの予測を使用して、カラーダイアグラムおよび個々の光学スペクトル線(主に水素の放出線と吸収線)への影響を調べました。最初のステップとして、HSTからのマルチバンド観測と超大型銀河のMUSEで得られた光積分場分光法を使用して、近くの2つの銀河からの$\sim3000$の若い星団(YSC)のサンプルに検索戦略を適用します。望遠鏡。大きな半径($Teff\lesssim7000$Kに対応)を持つSMSのモデルに焦点を当て、強力なバルマーブレークを予測し、適切なカラー-カラーダイアグラムを作成して、対応するSMSホスティングクラスターの候補を選択します。それらの分光測光特性は、年齢が数百Myrの通常の星団の特性と類似していることを示していますが、これは複合星団の兆候、特に星雲の線(H${\alpha}$など)の存在を示しています。）。フォトメトリ、全体的なSED、および強いバルマーブレークを持つ$\sim100$クラスターのスペクトルを調べると、特異なSED、輝線の存在、または他の特異な特徴を持ついくつかの天体が見つかりました。【要約】
コズミック ウェブ環境が宇宙時間にわたって銀河の消滅にどのように影響するか
| Title |
How_Cosmic_Web_Environment_Affects_Galaxy_Quenching_Across_Cosmic_Time |
| Authors |
Farhanul_Hasan,_Joseph_N._Burchett,_Alyssa_Abeyta,_Douglas_Hellinger,_Nir_Mandelker,_Joel_R._Primack,_Sandra_Faber,_David_C._Koo,_Oskar_Elek,_Daisuke_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08088 |
DisPerSEフレームワークを使用して各スナップショットで宇宙ウェブを再構築することにより、宇宙ウェブ構造がIllustrisTNG（TNG-100）宇宙論シミュレーションで銀河消光にどのように影響するかを調査します。恒星質量log(M*/Msun)>=8の各銀河から、最も近いノード(dnode)と最も近いフィラメントスパイン(dfil)までの距離を測定し、特定の星形成速度の中央値(<sSFR>)の依存性を調べます。)およびこれらの距離の中央ガス分率(<fgas>)。銀河の<sSFR>はz<2の宇宙ウェブ環境にのみ依存し、依存性は時間とともに増加することがわかりました。z<=0.5では、8<=log(M*/Msun)<9個の銀河がdnode<1Mpcで消滅し、dfil<1Mpcで星形成が大幅に抑制されます。この傾向は主に衛星銀河によって引き起こされます。z<=1では、dnodeとdfilを使用したlog(M*/Msun)<10銀河の<sSFR>の単調な上昇とは対照的に、log(M*/Msun)>=10銀河は実際に<sSFRの上昇を経験します。>atdnode<0.2Mpc(これはサテライトとセントラルの両方が原因です)。この星形成活動の宇宙ウェブ依存性の多くは、<fgas>の進化によって説明できます。私たちの結果は、過去約10Gyrで、低質量衛星は、ノード付近の高密度環境での急速なガスストリッピングと、フィラメント付近の中密度環境での漸進的なガス欠乏によってクエンチされたことが示唆されています。ほとんどの銀河。SDSSやDESIなどの最先端の進行中の分光調査、およびJWSTやRomanで計画されているものは、観測に対する予測をテストするために必要です。
Cygnus X-3 のマイナー フレア -- VLBI の見通し
はくちょう座X-3のcm波長の電波フレアは、長年にわたって研究されてきました。私たちの最近の論文(Spenceretal.,2022)では、マイナーフレア(数100mJyのフラックス密度S)を再度調べ、それらの特性をメジャーフレア(S>1Jy)のサンプルの特性と比較しました。マイナーフレアの上昇時間と持続時間は~1時間であるのに対し、メジャーフレアは~日です。マイナーフレアは、ストロングフレアよりも放射光放射物質の急速な膨張を示します。また、それらは連星に近いように見えますが、大きなフレアはより発達したジェットを形成します。つまり、小さなフレアで形成されるジェットは短くて幅が広く、大きなフレアで形成されるジェットは長くて細いです。Fender&Bright(2019)の結果を使用して、マイナーフレアとメジャーフレアのサンプルについて光源が光学的に厚い場合、磁場と膨張速度を最小エネルギー条件下での光速の分数Bとして計算しました。ソースの最小出力は、フレアの立ち上がり時間を使用して検出されました。マイナーフレアは、メジャーフレアよりも最小出力が低くなりますが、速度とエネルギー密度が大きくなります。マイナーフレアは、メジャーフレアの進行中に発生する可能性があり、それらの間の間接的な結合を示唆しています。マイナーフレアのスペクトル進化は、拡大するシンクロトロンソースまたは衝撃モデルのいずれかによって説明できます。さらなる調査には、ソースの開発を理解したい場合、1masレベルでの高解像度VLBI観測が必要です。問題は、はくちょう座X-3が星間物質によって強く散乱されるため、必要な分解能を得るには数十GHzの高周波が必要になることです。マイナーフレアは急速で[...]、短いスナップショットのVLBI観測のみが構造を捉えることができます。多数の望遠鏡が必要であり、これは最高周波数での問題です。この厄介なオブジェクトのVLBIの可能性とトレードオフについて説明します。
中間質量ブラックホール(IMBH)は、恒星質量と超大質量ブラックホールの間のミッシングリンクであり、少なくともいくつかの密集した星団に存在すると広く信じられていますが、まだ直接観測されていません。白色矮星(WD)の潮汐分裂は、$\sim10^5\,M_{\odot}$よりも質量が小さいブラックホールに対してのみ発光するため、合理的な疑いを超えてIMBHの存在を最終的に調査できるユニークな発煙銃を提供します。.ここでは、密集した星団内のIMBHによるWDの潮汐捕獲を調査し、銀河核の典型的なレートを$\sim1\,{\rmMyr}^{-1}$および$\sim0.01\,{\rmMyr}^{-1}$球状星団の場合。キャプチャに続いて、WDはIMBHに影響を与え、$\sim10^4\,M_{\odot}$IMBHのLISAによって$\sim100$Mpcまで検出可能な重力波を生成します。その後の潮汐剥離/WDの破壊は、少なくとも$\gtrsim10^{40}\,\rm{erg\,s^{-1}}$の光度を持つ明るいX線とガンマ線の放出も放出する可能性があります。\textit{Chandra}、\textit{Swift}、および\textit{EinsteinProbe}などの今後の望遠鏡で検出可能です。
銀河団からの EUV 放射のモデル
最近のe-Rositaミッションの食欲をそそる証拠、銀河団またはその環境からの非常に軟X線とEUV放射の再発見により、この研究ではクラスターEUV超過の起源の問題が再検討されます。クラスター内媒体のガス温度、密度、および凍結磁場が集合的にコヒーレント\u{C}erenkov放射の放出と伝播をサポートすることが示されます。相対論的速度への粒子。\u{C}erenkov放射のスペクトルにより、初期の相対論的電子のほとんどは、宇宙マイクロ波背景放射で逆コンプトン散乱を受けます。散乱された放射線は、光子エネルギー$70--100$~eV、光度$\approx10^{44}$~ergs~s$^{-1}$のEUVバンドでのみ観測可能な分枝を持っていることがわかりました。この光度は、アーベル1795とコマ星団から検出されたEUV超過レベルと同等です。{\itcaveatemptor}として、主な主題は推定上の大振幅コヒーレント\u{C}erenkovモードであり、非線形性が高いことを強調しておく必要がありますが、提示された結果は準線形アプローチを使用して導出され、この現象の観測可能な特徴、すなわちEUV放射。
若い球状星団と核星団における三体相互作用による偏心ブラックホールの合体
| Title |
Eccentric_black_hole_mergers_via_three-body_interactions_in_young,_globular_and_nuclear_star_clusters |
| Authors |
Marco_Dall'Amico,_Michela_Mapelli,_Stefano_Torniamenti,_Manuel_Arca_Sedda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07421 |
偏心合体は、高密度の恒星環境と階層的な三重系における連星ブラックホール(BBH)の動的形成チャネルの特徴です。ここでは、$2.5\times10^{5}$の直接的な$\textit{N}$体シミュレーションによって、2項と1項の相互作用による風変わりな合併の生成を調査します。私たちのシミュレーションには、2.5次までのポストニュートン項が含まれており、若い(YSC)、球状(GC)、および核星団(NSC)の環境条件を反映するように設計されています。NSC(GC)での合併の$0.6\%$($1\%$)が偏心${>0.1}$で合体に達するのに対し、YSCでは合併の$0.08\%$だけが偏心していることがわかります。これらのイベントのおよそ$\sim63\%$は、一時的な連星が継続的に形成および破壊されるカオス的で共鳴的な相互作用によって生成されますが、$\sim31\%$は、2つのブラックホール(BH)がほぼ放射状に融合する迅速な相互作用から発生します。最後に、これらの奇抜な合併の$\sim6\%$は、一時的な階層トリプルで発生します。フライバイを受けるバイナリは、通常、取引所に対してより小さな傾斜角を生じ、前者では$\sim15^{\circ}$で、後者では$\sim90^{\circ}$で分布がピークに達します。この結果は、ダイナミクスが完全に等方的なスピンの向きを生み出すという考えに挑戦しています。ホスト星団がBBH合併の母集団に与える影響をさらに研究します。環境はBHの保持に劇的な影響を与えます。残りのすべてのBHの$0.8\%$、$12.5\%$、および$36.4\%$は、それぞれYSC、GC、およびNSCに保持されます。大規模なBHの割合は、対の不安定性($60\leq\,$M$_{\rmBH}$/M$_{\odot}\leq$100)と中間質量(M$_{\rmBH}\geq$100$\,$M$_{\odot}$)YSCの合併の約$\sim44\%$と$1.6\%$を占めるBH、$\sim33\%GCでは$と$0.7\%$、NSCでは$\sim28\%$と$0.4\%$。
2030 年代の広帯域 X 線イメージング分光法: FORCE ミッション
| Title |
A_broadband_X-ray_imaging_spectroscopy_in_the_2030s:_the_FORCE_mission |
| Authors |
Koji_Mori,_Takeshi_G._Tsuru,_Kazuhiro_Nakazawa,_Yoshihiro_Ueda,_Shin_Watanabe,_Takaaki_Tanaka,_Manabu_Ishida,_Hironori_Matsumoto,_Hisamitsu_Awaki,_Hiroshi_Murakami,_Masayoshi_Nobukawa,_Ayaki_Takeda,_Yasushi_Fukazawa,_Hiroshi_Tsunemi,_Tadayuki_Takahashi,_Ann_Hornschemeier,_Takashi_Okajima,_William_W._Zhang,_Brian_J._Williams,_Tonia_Venters,_Kristin_Madsen,_Mihoko_Yukita,_Hiroki_Akamatsu,_Aya_Bamba,_Teruaki_Enoto,_Yutaka_Fujita,_Akihiro_Furuzawa,_Kouichi_Hagino,_Kosei_Ishimura,_Masayuki_Itoh,_Tetsu_Kitayama,_Shogo_Kobayashi,_Takayoshi_Kohmura,_Aya_Kubota,_Misaki_Mizumoto,_Tsunefumi_Mizuno,_Hiroshi_Nakajima,_Kumiko_K._Nobukawa,_Hirofumi_Noda,_Hirokazu_Odaka,_Naomi_Ota,_Toshiki_Sato,_Megumi_Shidatsu,_Hiromasa_Suzuki,_Hiromitsu_Takahashi,_Atsushi_Tanimoto,_Yukikatsu_Terada,_Yuichi_Terashima,_Hiroyuki_Uchida,_Yasunobu_Uchiyama,_Hiroya_Yamaguchi_and_Yoichi_Yatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07577 |
このマルチメッセンジャー天文学の時代では、すべての観測プローブが感度と全体的なパフォーマンスを向上させています。相対論的宇宙と宇宙の進化に焦点を当てる(FORCE)ミッションは、JAXA/NASAの共同作業の成果であり、硬X線帯域($E>$10~keV)で、以前のどのミッションよりも10倍高い感度に到達します。硬X線ミッションと同時軟X線カバレッジを提供します。FORCEは2030年代初頭に打ち上げられることを目指しており、ESAの主力ミッションであるAthenaを完全に補完する硬X線を提供します。FORCEは、隠れた/隠れたブラックホールを発見し、宇宙での高エネルギー粒子加速を研究するための最も強力なX線プローブであり、宇宙での相対論的プロセスがどのように実現され、これらが宇宙の進化にどのように影響するかに対処します.1～79keVで動作するFORCEには、同一の2組のスーパーミラーと広帯域X線イメージャーが装備されています。ミラーとイメージャーは、焦点距離が12mのアライメントモニターシステムを備えた高機械剛性の拡張可能な光学ベンチによって接続されています。多層コーティングを施した軽量シリコンミラーにより、広いバンドパスで半値径で$<15インチ$の高い角度分解能を実現します。イメージャーは、新しいSOI-CMOSシリコンピクセル検出器とCdTe検出器のハイブリッドであり、それぞれ、よりソフトなエネルギーバンドとよりハードなエネルギーバンドを担当します。FORCEは、その広帯域X線感度により、2030年代のマルチメッセンジャー天文学において重要な役割を果たすでしょう。
ブラックホールトランジェントGX 339--4におけるX線変動の高速遷移: MAXI J1820+070およびMAXI J1348-630との比較
| Title |
Fast_transitions_of_X-ray_variability_in_the_black_hole_transient_GX_339--4:_comparison_with_MAXI_J1820+070_and_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Zi-Xu_Yang,_Liang_Zhang,_S.N._Zhang,_M._M\'endez,_Federico_Garc\'ia,_Yue_Huang,_Qingcui_Bu,_He-Xin_Liu,_Wei_Yu,_P.J._Wang,_L._Tao,_D._Altamirano,_Jin-Lu_Qu,_S._Zhang,_X._Ma,_L.M._Song,_S.M._Jia,_M.Y._Ge,_Q.Z._Liu,_J.Z._Yan,_T.M._Li,_X.Q._Ren,_R.C._Ma,_Yuexin_Zhang,_Y.C._Xu,_B.Y._Ma,_Y.F._Du,_Y.C._Fu,_Y.X._Xiao,_P.P_Li,_P._Jin,_S.J._Zhao,_Q.C._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07588 |
数十秒の時間スケールで発生する、異なるタイプのパワー密度スペクトル(PDS)間の高速遷移は、ブラックホールのX線連星ではまれな現象です。この論文では、NICERとHXMTの観測を使用して、2021年のGX339-4のバーストで観測された高速遷移の広帯域スペクトルタイミング解析について報告します。帯域制限されたノイズが支配するPDSとタイプB準周期振動(QPO)の間の遷移、およびそれらの急速な出現または消失を観察します。また、GX339-4の高速トランジションと、MAXIJ1820+070およびMAXIJ1348--630で見られるトランジションを詳細に比較します。タイプBQPOがある場合とない場合の周期のスペクトルを比較すると、10keVを超えるスペクトル比はほぼ一定またはわずかに減少し、値はソース間で異なることがわかります。10keV未満では、コンプトン化成分のフラックス変化は熱成分のフラックス変化に反比例します。これは、タイプBQPOの出現が円盤とコンプトン化放出領域の間の降着力の再分配に関連していることを示唆しています。タイプBQPOがある期間と広帯域ノイズがある期間のスペクトル比は、タイプBQPOがある期間とタイプBQPOがない期間のスペクトル比とは大きく異なり、比率(タイプBQPO/広帯域ノイズ)は約4keVに達し、その後、高エネルギーに向かって徐々に減少します。最後に、移行中の内部降着流および/またはジェットの形状の可能な変化について説明します。
活動銀河核の降着円盤におけるコンパクト天体の降着に対するアウトフローフィードバックの役割
| Title |
The_Role_of_Outflow_Feedback_on_Accretion_of_Compact_Objects_in_Accretion_Disk_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Ken_Chen,_Jia_Ren_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07639 |
コンパクト天体(CO)は、活動銀河核(AGN)円盤内で存在および進化し、超大質量ブラックホールの周囲で一連の魅力的なCO関連のマルチメッセンジャーイベントを引き起こします。埋め込まれたCOとその周辺の性質をよりよく理解し、CO関連のイベントをより正確に調査するために、この論文では、AGNディスク内のCOの特定の降着プロセスを研究し、流出フィードバックの役割を探ります。COハイパーエディントン降着から生成された漸近的に等方的な流出が、CO円盤を切り捨て、周囲のガスを押し出し、その結果、流出空洞の形成と再充填が繰り返され、断続的に降着が停止することを示します。この普遍的な循環プロセスをブラックホール(BH)と中性子星(NS)に適用すると、エディントン率を上回っていても、BHに降着する質量率は初期のガス捕捉率と比較して劇的に減少することがわかります。AGNディスクの質量をほとんど消費しません。NSのアウトフローフィードバックは一般的に似ていますが、星の磁場と硬い表面の存在に関して複雑な点があります。流出フィードバック自体は観察できないかもしれませんが、それはその質量成長率を低下させることによってCO進化を著しく変化させ、AGNディスクは流出を見落とす劇的なCO増加から生き残ることができることを示しています。さらに、CO関連のイベントに対する低密度空洞の潜在的な影響についても説明します。これは、流出フィードバックの重要な役割も体現しています。
Icn 型超新星 2021ckj の測光と分光: Icn 型 SNe の噴出物と星周物質の多様な性質
| Title |
Photometry_and_spectroscopy_of_the_Type_Icn_supernova_2021ckj:_The_diverse_properties_of_the_ejecta_and_circumstellar_matter_of_Type_Icn_SNe |
| Authors |
T._Nagao,_H._Kuncarayakti,_K._Maeda,_T._Moore,_A._Pastorello,_S._Mattila,_K._Uno,_S._J._Smartt,_S._A._Sim,_L._Ferrari,_L._Tomasella,_J._P._Anderson,_T.-W._Chen,_L._Galbany,_H._Gao,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_C._Inserra,_E._Kankare,_E._A._Magnier,_T._E._M\"uller-Bravo,_A._Reguitti_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07721 |
タイプIcn超新星(SN)2021ckjの測光および分光観測を提示します。SN2021ckjのスペクトルモデリングは、その組成が酸素、炭素、および鉄グループ要素によって支配されていること、およびピーク時の光球速度が~10000km/sであることを明らかにしています。SNe2021ckj、2019hgp、および2021cspに適用された光度曲線(LC)モデリングから、タイプIcnSNeの噴出物およびCSM特性が多様であることがわかります。SNe2021ckjと2021cspは、おおよそ球状のCSMを持つ2つの噴出物成分(非球面の高エネルギー成分と球状の標準エネルギー成分)を持つ可能性が高いのに対し、SN2019hgpは、球状の噴出物とCSMの相互作用だけで説明できます。SNe2021ckjと2021cspの噴出物は、SN2019hgpの噴出物よりも質量当たりのエネルギーが大きい。CSMの密度分布は、これら3つのSNeで類似しており、タイプIbnSNeに匹敵します。これは、質量損失メカニズムがIcn型(およびIbn型)SNe間で共通であることを意味している可能性があります。SN2021ckjとSN2021cspのCSM質量はSN2019hgpよりも大きいが、これらの値はすべてIbn型SNeに見られる多様性の範囲内にある。SN2021ckjの初期のスペクトルは、SN2021cspで観測されたものとは対照的に、明確な吸収成分のないCIIとCIIIからの狭い輝線を示しています。これらの線の発光成分の類似性は、SNe2021ckjと2021cspの発光領域が類似のイオン化状態を持っていることを意味し、LCモデリングからも推測されるイジェクタとCSMの類似した特性を持っていることを示唆しています。吸収機能の強度の違いを考慮すると、この不均一性は、そうでなければ一般的な非球面イジェクタの視野角効果に起因する可能性があります。
何十年もの間、回転するブラックホール(BH)が高エネルギーのガンマ線バースト(GRB)と活動銀河核(AGN)に動力を供給していると考えられてきましたが、BHエネルギーを抽出するメカニズムはとらえどころのないままでした。ここでは、BHを外部磁場に浸し、低密度物質をイオン化すると、この問題の解決策が生じることを示します。BHスピンに平行な磁場の場合、誘導された電場は電子を外側に加速し、プロトンを内側に加速します。$60^\circ\lesssim\theta\lesssim120^\circ$(以下、赤道域)。反平行磁場の場合、陽子と電子は役割を交換します。外向きに加速された粒子は、エネルギーと角運動量を無限に放射します。BHは、正味の負のエネルギーと角運動量を持つ極陽子と赤道電子を捕捉することにより、そのエネルギーと角運動量を減少させることにより、プロセスを強化します。電位はBHエルゴスフィアの外側の負のエネルギー状態を可能にするため、後者はこの電気力学的BHエネルギー抽出プロセスでは何の役割も果たしません。
CatBoost 勾配ブースティング決定木を使用した Fermi-LAT ガンマ線源の赤方偏移予測
| Title |
Redshift_prediction_of_Fermi-LAT_gamma-ray_sources_using_CatBoost_gradient_boosting_decision_trees |
| Authors |
Javier_Coronado-Bl\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07922 |
距離の決定は、天体物理学の基本です。ガンマ線天文学では角度分解能が制限されており、光子数の統計が貧弱であるため、既知の赤方偏移を持つ多波長天体にガンマ線源を関連付けることが難しくなるため、ガンマ線源はこの意味で十分に特徴付けられていません。Fermi-LATの最新のAGNカタログである4LAC-DR3から既知の赤方偏移を持つ1794の活動銀河核(AGN)を取得し、機械学習技術を使用して、スペクトルおよび空間特性に基づいて残りのAGNの距離を予測します。最先端のCatBoostアルゴリズムは、平均0.56R2スコアに達し、0.46二乗平均平方根誤差(RMSE)で、平均赤方偏移値$z_{avg}=0.63$を予測し、最大$z_{max}=1.97$。SHAP説明パッケージを使用して、変数が結果に与える影響についての洞察を得て、銀河外背景光(EBL)の影響も研究します。2番目の部分では、この回帰モデルを使用して、最新のLATポイントソースカタログ4FGL-DR3の関連付けられていないサンプルの赤方偏移を予測し、以前の論文の結果を使用してその中の可能なAGNを決定します。
中性子星合体残骸からのフレア、ジェット、準周期的な爆発
強力な初期磁場を生成するサブグリッドダイナモ処方による数値相対性理論シミュレーションを使用して、残骸が崩壊する前に、合体の初期段階で超大質量中性子星(HMNS)からジェットのような流出を開始する可能性を調査します。ブラックホール。強く磁化されたHMNSの浮力不安定性が、合併直後に強力な電磁フレアの周期的な放出につながる可能性があることを実証します。これらの後に、コリメートされた穏やかに相対論的な流出が続きます。両方のタイプの流出は、準周期的なキロヘルツ部分構造を備えています。これらの初期の流出は、短期ガンマ線バースト(SGRB)の前兆に、場合によってはSGRB全体に電力を供給する可能性があります。私たちが見つけた全体的な時間パワースペクトルは、SGRBGRB910711の準周期振動について最近報告されたものと広く一致していますが、シミュレーションは、周期的な電磁下部構造が、対応する合併後の重力波と相関するのではなく、磁気流体力学的せん断プロセスによって支配されていることを示唆しています。信号。
SKA 地域センター ネットワークのプロトタイプを作成するアクティビティとして、ストレージ エンドポイントを Rucio データ レイクに統合する
| Title |
Integration_of_storage_endpoints_into_a_Rucio_data_lake,_as_an_activity_to_prototype_a_SKA_Regional_Centres_Network |
| Authors |
Manuel_Parra-Roy\'on_and_Jes\'us_S\'anchez-Casta\~neda_and_Juli\'an_Garrido_and_Susana_S\'anchez-Exp\'osito_and_Rohini_Joshi_and_James_Collinson_and_Rob_Barnsley_and_Jes\'us_Salgado_and_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07524 |
平方キロメートルアレイ(SKA)インフラストラクチャは、地球上で最も感度の高い望遠鏡となる2つの電波望遠鏡で構成されます。SKAコミュニティは、ほぼエクサスケールのデータを処理および管理する必要があり、これは今後数年間の技術的な課題となります。この点で、地域センターのSKAグローバルネットワークは、データの配布と管理において重要な役割を果たしています。SRCNetは、分散コンピューティングとデータストレージ容量、およびネットワークのその他の重要なサービスを提供します。SRCNet内には、5つのプロトタイプの研究、設計、開発のためにいくつかのチームが設置されています。これらのプロトタイプの1つは、Rucioを使用してデータレイクがデプロイされたデータの管理と配布に関連しています。このホワイトペーパーでは、SKAOデータレイク内に新しいストレージエンドポイントをデプロイするために、いくつかのチームによって実行されたタスクに焦点を当てます。特に、スペインのSRCプロトタイプ内のStoRMおよびWebDAVに基づく新しいRucioストレージエレメントをRucioデータレイクに提供するために必要なサービスの手順と展開手順について説明します。
Xtend、X 線イメージングおよび分光ミッション (XRISM) 用の軟 X 線イメージング望遠鏡
| Title |
Xtend,_the_Soft_X-ray_Imaging_Telescope_for_the_X-ray_Imaging_and_Spectroscopy_Mission_(XRISM) |
| Authors |
Koji_Mori,_Hiroshi_Tomida,_Hiroshi_Nakajima,_Takashi_Okajima,_Hirofumi_Noda,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Kouichi_Hagino,_Shogo_Benjamin_Kobayashi,_Hiromasa_Suzuki,_Tessei_Yoshida,_Hiroshi_Murakami,_Hideki_Uchiyama,_Masayoshi_Nobukawa,_Kumiko_Nobukawa,_Tomokage_Yoneyama,_Hironori_Matsumoto,_Takeshi_Tsuru,_Makoto_Yamauchi,_Isamu_Hatsukade,_Manabu_Ishida,_Yoshitomo_Maeda,_Takayuki_Hayashi,_Keisuke_Tamura,_Rozenn_Boissay-Malaquin,_Toshiki_Sato,_Junko_Hiraga,_Takayoshi_Kohmura,_Kazutaka_Yamaoka,_Tadayasu_Dotani,_Masanobu_Ozaki,_Hiroshi_Tsunemi,_Yoshiaki_Kanemaru,_Jin_Sato,_Toshiyuki_Takaki,_Yuta_Terada,_Keitaro_Miyazaki,_Kohei_Kusunoki,_Yoshinori_Otsuka,_Haruhiko_Yokosu,_Wakana_Yonemaru,_Yoh_Asahina,_Kazunori_Asakura,_Marina_Yoshimoto,_Yuichi_Ode,_Junya_Sato,_Tomohiro_Hakamata,_Mio_Aoyagi,_Yuma_Aoki,_Shun_Tsunomachi,_Toshiki_Doi,_Daiki_Aoki,_Kaito_Fujisawa,_Masatoshi_Kitajima_and_Kiyoshi_Hayashida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07575 |
Xtendは、X-RayImagingandSpectroscopyMission(XRISM)のために開発された軟X線イメージング望遠鏡です。XRISMは2022年度の日本での打ち上げが予定されています。円錐近似Wolter-I光学系。SXIは撮像面サイズ1辺31mmのPチャンネル裏面照射型CCDを採用。4つのCCDチップは2$\times$2グリッドに配置されており、1段スターリング冷却器で$-120$$^{\circ}$Cまで冷却できます。XMAは、外径45cmの共焦点方式で金でコーティングされた薄いアルミホイルを入れ子にします。迷光を低減するために、X線ミラーの前にプリコリメータが取り付けられています。焦点距離5.6mのSXIとXMAを組み合わせると、0.4～13keVのエネルギー範囲で$38^{\prime}\times38^{\prime}$の視野が実現されます。SXIとXMAの両方のフライトモデルの製作が完了しました。性能検証は、一連のサブシステムレベルテストで成功裏に実施されました。また、地上での校正測定を実施し、データ分析が進行中です。
単共役適応光学のための軸外点広がり関数の再構成
現在建設中の超大型望遠鏡のような最新の巨大分割ミラー望遠鏡(GSMT)は、大気の歪みを補正するために補償光学(AO)システムに大きく依存しています。ただし、単一共役AO(SCAO)システムによって補正された天体画像には、フィッティングエラーと帯域幅エラーが原因で、残余のぼやけが常に残ります。これは、真の画像と点像分布関数(PSF)の畳み込みによって数学的に説明できます。乱れた大気とその補正の性質により、PSFは空間的に変化します。これは、非平坦効果として知られています。PSFは、たとえば、科学画像の品質尺度として機能するため、可能な限り正確に知る必要があります。この論文では、PSFへの異方性および一般化されたフィッティングエラーの寄与を推定することに焦点を当てたGSMTのニーズに適合したSCAOシステムで、ガイド星の方向から離れた方向でのPSF再構成のアルゴリズムを提示します。特に、(Wagner、2018年)の単共役適応光学のPSF再構成アルゴリズムを(Niebsch、2021年)の時間依存大気トモグラフィーのアルゴリズムと組み合わせて、AO後のPSFの方向依存再構成を取得します。エンドツーエンドのシミュレーションツールで得られた結果は、シミュレートされた入射波面から直接計算されたPSFと比較して、質的に良好なPSFの再構築と、大気パラメーターの不正確な知識に関する安定したパフォーマンスを示しています。
SKA Science Data Challenge 2: 分析と結果
| Title |
SKA_Science_Data_Challenge_2:_analysis_and_results |
| Authors |
P._Hartley,_A._Bonaldi,_R._Braun,_J._N._H._S._Aditya,_S._Aicardi,_L._Alegre,_A._Chakraborty,_X._Chen,_S._Choudhuri,_A._O._Clarke,_J._Coles,_J._S._Collinson,_D._Cornu,_L._Darriba,_M._Delli_Veneri,_J._Forbrich,_B._Fraga,_A._Galan,_J._Garrido,_F._Gubanov,_H._H{\aa}kansson,_M._J._Hardcastle,_C._Heneka,_D._Herranz,_K._M._Hess,_M._Jagannath,_S._Jaiswal,_R._J._Jurek,_D._Korber,_S._Kitaeff,_D._Kleiner,_B._Lao,_X._Lu,_A._Mazumder,_J._Mold\'on,_R._Mondal,_S._Ni,_M._\"Onnheim,_M._Parra,_N._Patra,_A._Peel,_P._Salom\'e,_S._S\'anchez-Exp\'osito,_M._Sargent,_B._Semelin,_P._Serra,_A._K._Shaw,_A._X._Shen,_A._Sj\"oberg,_L._Smith,_A._Soroka,_V._Stolyarov,_E._Tolley,_M._C._Toribio,_J._M._van_der_Hulst,_A._Vafaei_Sadr,_L._Verdes-Montenegro,_T._Westmeier,_K._Yu,_L._Yu,_L._Zhang,_X._Zhang,_Y._Zhang,_A._Alberdi,_et_al._(44_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07943 |
スクエアキロメートルアレイ天文台(SKAO)は、変革科学を実施するために電波空を新たな深さまで探索します。天文学者が利用できるようになるSKAOデータ製品は、それに応じて大規模で複雑になり、主要な科学的発見を抽出するには高度な分析技術を適用する必要があります。この目的のために、SKAOは一連のScienceDataChallengesを実施しています。それぞれの課題は、科学コミュニティをSKAOデータに慣れさせ、新しい分析技術の開発を促進することを目的としています。サイエンスデータチャレンジ2(SDC2)の結果を提示します。参加者は、赤方偏移0.25から0.5までの2000~hSKAMIDスペクトル線観測を表すシミュレートされたデータプロダクトで233245の中性水素(Hi)ソースを見つけて特徴付けました。8つの国際的なスーパーコンピューティング施設の寛大なサポートにより、参加者は専用の計算リソースを使用してチャレンジに取り組むことができました。主な課題に加えて、オープンサイエンスのベストプラクティスを実証したパイプラインが認められ、「再現性賞」が授与されました。このチャレンジでは、100人を超える参加者がさまざまな新規および既存の技術を開発し、学際的かつ共同的な取り組みの強みを際立たせる結果が得られました。2つの独立した機械学習手法からの予測を組み合わせて全体的なパフォーマンスを20%向上させた勝利戦略は、チャレンジの主な成果の1つである手法の補完性を強調しています。いわゆるアンサンブルアプローチにおける方法の組み合わせが、非常に大規模な天文データセットを活用するための鍵となる可能性があります。
| Title |
A_variable_star_population_in_the_open_cluster_NGC_6791_observed_by_the_Kepler_spacecraft |
| Authors |
Sachu_Sanjayan,_Andrzej_S_Baran,_Peter_Nemeth,_Karen_Kinemuchi,_Jakub_Ostrowski,_Sumanta_Kumar_Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07422 |
NGC6791の中心領域から約9分角をカバーするケプラースーパースタンプデータで見つかった変光星のリストを提示します。変光タイプに基づいて変光星を分類し、利用可能なGaiaEarlyDataReleaseに基づいてクラスターメンバーシップを確立しました。3アストロメトリー、ベイジアンガウス混合モデルによる。合計で278個の変数オブジェクトが見つかりました。そのうち17個のバイナリ、45個のパルセータ、62個の回転変数、および5個の分類されていない変数がクラスターメンバーです。残りの28個のバイナリ、25個のパルセータ、83個の回転変数、4個の未分類変数、および9個の未同定変数は、メンバーではないか、メンバーシップが確立されていません。食連星の場合、食の中間時刻と派生天体暦を計算しました。観測されたマイナス計算図を使って、日食のタイミングの変動を検索しました。3つの天体のみが、軌道周期の大きな変動を示しています。Colmanetal(2022)によって最近発表されたレポートとは別に、119の新しい変数が見つかりました。MISTプロジェクト内で計算された等時線を使用し、NGC6791の年齢(8.91Gyr)、平均距離(4134pc)、および鉄含有量[Fe/H](0.26-0.28)を導き出しました。0.9、4123(31)pcのクラスターまでの距離を計算しました。これは等時線フィッティングの結果と一致しています。
個々の活動領域からの太陽フレアにおける均一なトリガーしきい値の統計的検索
| Title |
A_statistical_search_for_a_uniform_trigger_threshold_in_solar_flares_from_individual_active_regions |
| Authors |
Julian_B._Carlin,_Andrew_Melatos,_Michael_S._Wheatland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07512 |
太陽フレアは、準光球運動によって蓄積されたエネルギーがコロナの磁場に突然放出されることによって発生します。蓄積されたエネルギーは、イベント間で長期的に蓄積されます。観測されたイベントの統計は、状態依存のポアソン過程の結果として解釈される場合があります。このプロセスでは、瞬間的なフレア率はシステム内の応力の関数であり、応力がマイクロ物理学によって設定されたしきい値に近づくとフレアが確実になります。フレアトリガーの。システムが高速で駆動され、しきい値が静的でグローバルに均一である場合、フレアのサイズと次のフレアまでの前方待機時間との間の相互相関が予測されます。この相互相関は、\emph{GeostationaryOperationalEnvironmentalSatellite}(\emph{GOES})軟X線フレアデータベースには広く存在しません。また、待機時間とサイズ分布の形状が一致するアクティブな領域では、より高い相互相関が予測されます。ここでも、\emph{GOES}データにはそのような関連付けの証拠はありません。データは、少なくとも次の1つを意味します。i)フレアがトリガーされるしきい値は時間とともに変化します。ii)エネルギーが活性領域に送り込まれる速度は、時間とともに変化します。iii)歴史的なフレアカタログは不完全です。またはiv)しきい値に達すると、エネルギーの蓄積と放出に起因する太陽フレアの説明は不完全です。
ツヴィッキー過渡施設と球状星団: グリバンドにおける SX フェニキス変光星の周期-光度と周期-ヴェーゼンハイトの関係
| Title |
Zwicky_Transient_Facility_and_Globular_Clusters:_The_Period-Luminosity_and_Period-Wesenheit_Relations_for_SX_Phoenicis_Variables_in_the_gri-Band |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow,_Anupam_Bhardwaj,_Matthew_J._Graham,_Brian_F._Healy,_Russ_R._Laher,_Reed_Riddle_and_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07554 |
SXPhoenicis(SXP)変光星は、周期と光度(PL)の関係を示す短周期の脈動星です。21番地に位置する47個のSXP星について、グリバンドPLと絶滅のない期間-ウェゼンハイト(PW)の関係、および期間-色(PC)と赤化のない期間-Q指数(PQ)の関係を導出しました。ZwickyTransientFacility(ZTF)から取得した光学的光度曲線を使用した球状星団。これらの経験的関係は、gバンドPL関係を除いて、griフィルターで初めて導出されました。giバンドのPLとPWの関係を使用して、1つのSXP変数をホストするクレーターII準楕円体への距離係数を導き出しました。クレーターIIのSXP変数の基本波と一次倍音の脈動モードを仮定すると、PW関係を使用して、それぞれ$20.03\pm0.23$magと$20.37\pm0.24$magの距離係数が見つかりました。クレーターII矮小銀河までの独立したRRLyraeベースの距離との合意。
へびつかい座RS星に重点を置いた共生様回帰新星の爆発的爆発における衝撃駆動現象の多波長分光研究
| Title |
Multiwavelength_spectroscopic_study_of_shock_driven_phenomena_in_explosive_outbursts_in_symbiotic-like_recurrent_novae_with_emphasis_on_RS_Ophiuchi |
| Authors |
Alessandra_Azzollini,_Steven_Neil_Shore,_Paul_Kuin,_Kim_Page |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07805 |
へびつかい座RS星とその他の銀河共生型回帰新星の爆発から静止までの発達を詳細に説明し、連星の爆発中の衝撃波の伝播に特に重点を置いています。スペクトル分析は、個々のデータセットの特徴に従って、アーカイブデータを使用して実行されています。スウィフトグリズムスペクトルは、既存のUVOTPYPythonルーチンとMatlabで新しく作成されたパイプラインの組み合わせを使用して削減および抽出されました。他のデータセットは、縮小された形式で直接利用でき、機器またはバックグラウンドの汚染が既に修正されており、波長とフラックスまたは強度が較正されています。これらの作業は、データを読み取り、分析のために関心のある量を抽出するためにそれらを精緻化するのに適したパイプラインを介して行われました。私たちは、同じ天体のさまざまなアウトバーストと、さまざまな新星に驚くべき類似性を見出しています。たとえば、RSOph2021は、2006年のアウトバーストとほとんど同じでしたが、観測は赤色巨星風を通して別の視線から行われたため、異なる軌道フェーズで発生しました。連星には本質的に異なる特性があるにもかかわらず、同じクラスの異なるシステムには顕著な類似性が見られます。
比較的深く、質量比の低い接触連星の最初の詳細な分析: ATO J108.6991+27.8306
| Title |
First_Detailed_Analysis_of_a_Relatively_Deep,_Low_Mass-ratio_Contact_Binary:_ATO_J108.6991+27.8306 |
| Authors |
Shuo_Ma,_Jinzhong_Liu,_Yu_Zhang,_Guoliang_L\"u,_Ting_Wu,_Chenyang_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07832 |
ATOJ108.6991+27.8306(以下、J108)の最初の詳細な測光分析を提示します。短周期連星J108は、新疆天文台の南山1m広視野望遠鏡によって観測されました。得られたBVRIバンドの光度曲線を使用して、Wilson-Devinneyコードの2003年版を使用して測光解を決定しました。J108は、質量比q=0.1501、フィルアウト係数f=50.1%の典型的な深部(f>50%)、低質量比(q<0.25)オーバーコンタクトバイナリシステムであり、後期にあることを示唆しています。接触連星系の進化段階。ターゲットがWタイプのWUMa連星であることを発見し、両方のコンポーネントにスタースポットが存在する証拠を提供しました。温度-光度図から、主成分は進化した主系列星で、進化年齢は約7.94Gyrです。
地震の HR ダイアグラム全体にわたるヘリウム グリッチの音響深度と、推測されるヘリウム存在量への影響について、WhoSGlAd と一緒に研究します。
| Title |
Study_with_WhoSGlAd_of_the_acoustic_depth_of_the_helium_glitch_across_the_seismic_HR_diagram_and_its_impact_on_the_inferred_helium_abundance |
| Authors |
Martin_Farnir_and_Angelo_Valentino_and_Marc-Antoine_Dupret_and_Anne-Marie_Broomhall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07970 |
太陽のような星に存在する音響グリッチの特徴には、非常に貴重な情報が含まれています。確かに、それは音速の急激な変化によって引き起こされるため、局所的な情報を運びます。そのようなグリッチの1つは、水素と第1および第2部分ヘリウムイオン化領域によって引き起こされるヘリウムグリッチであり、表面ヘリウムの存在量を制限することができます。ただし、グリッチシグネチャに合わせて調整された関数は、それが発生する音響深度Heに非線形に依存します。かすかなグリッチシグネチャを取得して$\tau_{\textrm{He}}$を推定することは困難ですが、グリッチパラメータを正確に測定し、最終的にヘリウム存在量を正確に推測するための重要なタスクです。この論文では、星のモデリングとは無関係に、正確な地震指標を使用して$\tau_{\textrm{He}}$を推定する方法を提供することを目的としています。したがって、グリッチのパラメータのモデルに依存しない測定値を自動的に提供することにより、WhoSGlAd(WholeSpectrumandGlitchesAdjustment)メソッドを改善することを目指しています。モデルのグリッドに沿って、音響深度の無次元形式である$T_{\textrm{He}}$の進化を計算し、$T_{\textrm{He}}$と平均値の間の経験的な線形関係を調整します。WhoSGlAdで定義されている分離と頻度比。この推定値をさらに最適化して、アプローチの安定性と精度を確保します。提案されたアプローチは、音響深度の優れた推定値を提供し、観測されたスペクトルのグリッチシグネチャを迅速に取得することを可能にします。モデル(WhoSGlAdの両方のバージョン)と文献値を比較することにより、4つのケプラーターゲットのヘリウム存在量を正確にモデル化できることを示します。
RUBIS: 星や惑星の遠心変形を計算するためのシンプルなツール
| Title |
RUBIS:_a_simple_tool_for_calculating_the_centrifugal_deformation_of_stars_and_planets |
| Authors |
Pierre_S._Houdayer,_Daniel_R._Reese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08077 |
この記事では、https://github.com/pierrehoudayer/RUBISで入手できる、完全にPythonベースの遠心変形プログラムであるRUBIS(等電位面上の順圧保存を使用した回転コード)を紹介します。このコードは、球対称の非回転モデルから始めて、特定の円筒形の回転プロファイルから生じる星または惑星の遠心変形を計算するように設計されています。さらに、密度プロファイルに不連続性があるモデルを処理できます。RUBISの基本的な仮定は、密度と圧力の関係が変形プロセス中に保持されるということです。これにより、多くの手続きが簡素化されます。たとえば、RUBISは、1Dモデルに不連続性があるかどうかに応じて、回転楕円体座標または球座標でポアソン方程式を解くだけで済みます。この論文では、RUBISを使用してポリトロープモデルとより複雑な順圧構造を変形する利点を提示し、傾圧モデルへの洞察をある程度提供します。得られた構造は、モデルの耐震研究など、幅広い用途に使用できます。最後に、RUBISが現在の方法と比較して高い精度を維持しながら不連続モデルを処理できるため、特に木星の重力モーメントの解析にどのように役立つかを説明します。
The Random Hivemind: アンサンブル ディープ ラーナー。太陽エネルギー粒子予測問題への適用事例
| Title |
The_Random_Hivemind:_An_Ensemble_Deep_Learner._A_Case_Study_of_Application_to_Solar_Energetic_Particle_Prediction_Problem |
| Authors |
Patrick_M._O'Keefe,_Viacheslav_Sadykov,_Alexander_Kosovichev,_Irina_N._Kitiashvili,_Vincent_Oria,_Gelu_M._Nita,_Fraila_Francis,_Chun-Jie_Chong,_Paul_Kosovich,_Aatiya_Ali,_Russell_D._Marroquin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.08092 |
ディープラーニングは、近年、機械学習コミュニティで人気のトレンドとなっており、その効率性、可鍛性、および人間の介入なしで動作する能力のおかげで、機械学習そのものと同義語になることさえあります。ただし、従来のニューラルネットワーク(CoNN)に渡される一連のハイパーパラメーターは、特に特定のデータセットのハイパーパラメーターをプログラムする方法を決定する確実な方法がない場合は、かなり恣意的なものになる可能性があります。ランダムハイブマインド(RH)は、複数のニューラルネットワーク推定器に特徴のランダムな順列に基づいて決定を行わせることで、この懸念を軽減します。学習率とエポック数は、特定の推定量のすべての特徴が数値特徴データが属するクラスをどのように決定するかに応じて増加または減衰する可能性がありますが、他のすべてのハイパーパラメーターは推定量全体で同じままです。これにより、特定のデータセットに対する一貫した決定が、同じハイパーパラメーターを使用する複数のニューラルネットワークによって行われるかどうかをすばやく確認できます。データのランダムなサブセットを選択して、それぞれがデータを予測する方法のバリエーションを強制し、データとハイパーパラメーターの品質を配置します。焦点を合わせます。RHの有効性は、危険な太陽エネルギー粒子イベント(SEP)の予測における実験を通じて、このアプリケーションでCoNNとアンサンブルディープラーニングで使用される従来のアプローチの両方を使用した場合と比較することで実証されています。私たちの結果は、RHがCoNNおよび委員会ベースのアプローチよりも優れていることを示しており、SEPの「完全な」予測に関して有望な結果を示しています。
keV アクシオン様粒子に対する新しい太陽 X 線制約
太陽は、keV範囲の質量を持つアクシオン様粒子(ALP)を生成する可能性があります。それらの一部は太陽の重力場に閉じ込められ、宇宙時間にわたって蓄積されます。それらの光子への崩壊は、観測された太陽X線フラックスに寄与し、その測定値はALPモデルを制約するために使用できます。このホワイトペーパーでは、2つのメカニズムを追加することで以前の作業を拡張します。まず、トラップされたALPの主要な生成メカニズムである光子合体による太陽コアでのALP生成を含め、$3~\rm{keV}$と$40~\rm{keV}の間の既存の制限を1桁改善します。パラメータ空間$(g_{a\gamma\gamma},m)$の$。第二に、分析とシミュレーションの両方によって、ALPが軌道中に太陽を横切る間にコンプトン吸収される確率を初めて決定します。$g_{ae}\neq0$の場合、コンプトン吸収が部分的または全体的に非ハドロン生成のバランスを取り、電子への結合によって遷移が引き起こされ、除外限界に2つの明確に定義されたレジームが生じることを示します。.移行領域外では、ALPに対する太陽X線の制約は、光子への結合によってのみ支配されます。
新しい物理学の増幅器としての極値カー ブラック ホール
| Title |
Extremal_Kerr_black_holes_as_amplifiers_of_new_physics |
| Authors |
Gary_T._Horowitz,_Maciej_Kolanowski,_Grant_N._Remmen,_Jorge_E._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07358 |
極値カーブラックホールが新しい物理学の敏感なプローブであることを示します。一般相対性理論に対するストリンギーまたは量子補正は、重力作用でより高い曲率項を生成すると予想されます。これらの項が存在する場合、漸近的に平坦な極限回転ブラックホールは、地平線上に曲率特異点を持つことを示します。さらに、極限に近いブラックホールは、落下する観測者に対して任意に大きな潮汐力を持つことができます。さらに、5次元の極値荷電ブラックホールを検討し、曲率の高い項が地平線のジオメトリに大きな影響を与える可能性があることを示します。
インフレトンからのスカラー暗黒物質生成に対する等曲率制約
| Title |
Isocurvature_Constraints_on_Scalar_Dark_Matter_Production_from_the_Inflaton |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Mathias_Pierre,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07359 |
インフレと再加熱中にインフレトンに直接結合されたスペクテータースカラー暗黒物質場の生成を調査します。プランク衛星によって測定されたスカラー傾斜$n_s$およびテンソル対スカラー比$r$の制約を満たす2つの特定のインフレポテンシャル、つまり、インフレのスタロビンスキーモデルとTモデルを検討します。インフレーション中の光スカラー暗黒物質の励起は、大きな等曲率摂動をもたらす可能性がありますが、これは、インフレーション段階でかなりの有効な暗黒物質質量を誘導することによって回避できます。純粋な重力生成の場合、プランクの等曲率制約では、暗黒物質の質量が地平線の出口で$m_{\chi}\gtrsim0.5H_*$のハッブルスケールよりも大きくなる必要があります。小さなむき出しの暗黒物質質量$m_{\chi}\llH_*$の場合、これらの制約は、インフレトンに結合する暗黒物質の下限に変換されます。これらの制約は、幅広いクラスの単一フィールドのスローロールインフレーションモデルに適用できると主張します。また、等曲率、暗黒物質の存在量、および直接結合と裸の暗黒物質の質量に対するライマン-$\alpha$制約も導き出します。
de Sitter の静的ブラック バイナリ
正の宇宙定数を持つ一般相対性理論の最初の4次元マルチブラックホール解を構成します。この解は、宇宙膨張によって引力が釣り合っている2つの静的ブラックホールで構成されています。これらの静的バイナリは、一般相対性理論における非一意性の最初の4次元の例を提供します。
全球暗黒物質適合のための高速かつ正確な AMS-02 反陽子尤度
| Title |
Fast_and_accurate_AMS-02_antiproton_likelihoods_for_global_dark_matter_fits |
| Authors |
Sowmiya_Balan,_Felix_Kahlhoefer,_Michael_Korsmeier,_Silvia_Manconi,_Kathrin_Nippel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07362 |
AMS-02からの反陽子フラックスの測定値は、暗黒物質の性質に関する貴重な情報を提供しますが、その解釈は、宇宙線伝搬のモデル化における大きな不確実性によって複雑になります。この作業では、任意の暗黒物質モデルの堅牢なAMS-02の可能性を得るために、伝搬の不確実性を効率的に無視するための新しいフレームワークを提示します。このフレームワークの3つの中心的な要素は次のとおりです。ニューラルエミュレーターDarkRayNetは、反陽子フラックスの非常に柔軟な予測を提供します。AMS-02データの太陽変調と相関の影響を考慮して、周辺化を実行する可能性計算機pbarlike。グローバルフィッティングフレームワークGAMBITは、得られた可能性と幅広い暗黒物質の観測量との組み合わせを可能にします。WIMPダークマターのボトムクォークへの消滅断面積に最新の制約を提供し、スカラー一重項ダークマターモデルの最先端のグローバルフィットを実行することにより、直接検出とLHC。
初期宇宙の高温熱プラズマの温度が、プランクスケール$M_{\rmPl}$の数桁以内であった場合、フープ予想は、プラズマ内の粒子衝突による微細なブラックホールの形成を予測します。これらはすぐに蒸発しますが、重力と結合するすべての安定した自由度の遺物がたくさん残っていたでしょう.ここでは、高い再加熱温度と半古典的なブラックホールのダイナミクスという最小限の仮定の下で、このプロセスが、100ドル~\mathrm{keV}\lesssimの範囲の粒子質量に対して、今日観測されている暗黒物質の遺物量を生成した可能性があることを示します。m_{dm}<M_{\rmPl}$.生成メカニズムは、非重力暗黒物質と標準モデルの相互作用に関する追加の仮定に依存していません。
衛星から地上へのレーザー通信のための強化学習ベースの波面センサーレス適応光学アプローチ
| Title |
Reinforcement_Learning-based_Wavefront_Sensorless_Adaptive_Optics_Approaches_for_Satellite-to-Ground_Laser_Communication |
| Authors |
Payam_Parvizi,_Runnan_Zou,_Colin_Bellinger,_Ross_Cheriton_and_Davide_Spinello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07516 |
光衛星対地通信(OSGC)は、遠隔地での高速で手頃な価格のインターネットへのアクセスを改善する可能性を秘めています。ただし、大気の乱流は光ビームを歪ませ、シングルモードファイバーに結合する際のデータレートの可能性を低下させます。従来の適応光学(AO)システムは、波面センサーを使用してファイバー結合を改善します。これにより、システムのサイズ、コスト、複雑さが増大し、入射ビームの一部が消費され、遅延が発生するため、インターネットサービス向けのOSGCは実用的ではなくなります。強化学習(RL)を使用して、波面位相プロファイリングではなく低コストの象限フォトダイオードとの相互作用を通じて制御ポリシーを学習することにより、システムのレイテンシ、サイズ、およびコストを最大$30-40\%$削減することを提案しますカメラ。ファイバー結合性能に相関するストレール比に基づいてRLを開発および評価するための標準化されたプラットフォームを提供するAORL環境を開発および共有します。私たちの実証分析では、近位ポリシー最適化(PPO)がソフトアクタークリティックおよびディープデターミニスティックポリシーグラディエントよりも優れていることがわかりました。PPOは、250エピソードのトレーニング後に理想化されたシャックハルトマンセンサーによって得られる最大報酬の$86\%$以内に収束します。これは、効率的な波面センサーレスOSGCを可能にするRLの可能性を示しています。
曲がった時空における電場と磁場の定義
曲がった時空で電場と磁場のベクトルを定義するには、観測者の座標系の4つのベクトルを適切に選択する必要があります。関連文献は、物理学におけるこの基本的な問題がまだ適切に解決される必要があることを示しています。電磁的手段を使用して重力波を検出することに関する最近の文献では、2つの共変インデックスを持つ$F_{ab}$を特別な相対論的インデックスと見なすことに基づく{\itadhoc}定義が一般的です。そのように物理場をテンソル成分に割り当てることにより、そのような選択を可能にするフレームの4ベクトルを特定できず、そのフレームの外部電荷と電流密度を適切に定義できないことを示します。通常のフレームを適切なフレームとして提案します。このフレームでは、弱い重力補正は、マクスウェル方程式の均一部分と不均一部分の両方で有効な分極と磁化として現れます。
ブラックホールのホーキング蒸発の最終状態は不明です。ループ量子重力や漸近安全重力などのいくつかの量子重力理論の候補は、プランクサイズの残骸を示唆しています。もしそうなら、宇宙は、質量$M<10^9\,{\rmg}$で形成された小さな原始ブラックホールの残骸で満たされている可能性があります。ユニークなシナリオは$M\sim5\times10^5\,{\rmg}$の場合で、小さな原始ブラックホールがホーキング蒸発によって宇宙を再加熱し、その残骸が暗黒物質を支配します。ここで、このシナリオが周波数$\sim100{\rmHz}$の宇宙重力波信号につながることを指摘します。そのような特定の重力波シグネチャを見つけるには、例えばアインシュタイン望遠鏡は、ブラックホールの残骸が暗黒物質であることを示唆しています。
アクシオンは暗黒物質の候補と考えられています。アクシオンはコヒーレントな雲を形成し、共鳴周波数で重力波(GW)を遅延および増幅します。つまり、コヒーレントなアクシオン雲は、一次波に続いて二次GWを生成します。これまでに検出されたコンパクトな連星合体からのすべてのGWは、暗黒物質で構成された天の川ハローで伝播するため、そのようなGWの後に二次GWが続きます。二次GWの特性は、アクシオンの質量と重力のパリティ違反セクターとの結合に依存するため、アクシオンによって生成される特徴的な信号を検索できます。以前の研究では、アクシオン信号に最適化された検索方法を開発し、アクシオン質量範囲の以前の最良のものよりも約10倍強力な結合制約を取得しました。$[1.7\times10^{-13},\,8.5\times10^{-12}]\,\mathrm{eV}$.しかし、以前の調査では、暗黒物質が天の川のハローに均一に分布していると仮定しており、これは非現実的です。この論文では、暗黒物質プロファイルをコアNFWプロファイルと呼ばれるより現実的なものに拡張し、以前の研究の制約が暗黒物質プロファイルに対してロバストであることを発見しました。
現実的な合体後のプロファイルを持つ微分回転するスカラー化中性子星
| Title |
Differentially_rotating_scalarized_neutron_stars_with_realistic_post-merger_profile |
| Authors |
Kalin_V._Staykov,_Daniela_D._Doneva,_Lavinia_Heisenberg,_Nikolaos_Stergioulas,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07769 |
中性子星連星合体の合体残骸は、最初は強く微分回転している。これらの残骸のいくつかの特性は、平衡中性子星モデルを構築することで正確にモデル化できます。本論文では、一般相対性理論の修正、すなわち大規模なスカラー場を持つスカラーテンソル理論がどのように状況を変えるかを研究します。以前の研究とは対照的に、中性子星モデルが中心から離れて最大角速度を達成できるようにする、現実的な現象論的微分回転法則を実装します。一般相対性理論と比較して、スカラーテンソル理論には、はるかに高い質量と角運動量を持つ解が存在することがわかります。それらは、純粋な一般相対論とは対照的に、準トロイダルモデルに移行する前に、角運動量の値が非常に高い場合、準球状のエネルギー密度分布を維持します。このような中性子星の解決策を構築することは、スカラー化が安定性と合体後の残骸の重力波放出をどのように変化させるかを研究するという私たちの最終目標への第一歩です。
AKR再訪におけるECMI共鳴: 双曲線共鳴、高調波、波動相互作用
電子サイクロトロンメーザー不安定性(ECMI)における基本電子サイクロトロン高調波および高次電子サイクロトロン高調波の共鳴条件の再現により、以下の放射が可能になり、高調波$n>1$より上の狭帯域での放射の可能性が確認されます。閉じ込められた下部Xモードブランチの$n=1$共鳴付近では、増幅は位相速度とグループ速度の低下によってサポートされます。閉じ込められた低速の大振幅準静電Xモードは、プラズマを非線形に変調して、波数がさらに増加してキャビトン内に自己トラップされるまでキャビトンを形成します。それらは波動相互作用を受け、$n=2$以下の第2高調波帯域の自由空間への脱出を可能にします。十分に大きな平行波数(斜め伝搬)では、基本的な共鳴$n=1$は双曲的であり、これまでのところ見逃されている可能性がありますが、上向き電流領域での効果的なECMIには不可欠です。ここで、共鳴双曲線は、利用可能なオーロラ電子エネルギーでECMIの成長を刺激するために、おそらく重要なECMI上向き電流源電子分布である損失円錐境界に有利に適合します。
| Title |
Measurement_of_the_Compton_scattering_in_germanium_with_a_p-type_point-contact_germanium_detector_for_dark_matter_detection |
| Authors |
J._W._Hu,_L._T._Yang,_Q._Yue,_X._P._Geng,_H._B._Li,_Y._F._Liang,_S._T._Lin,_S._K._Liu,_H._Ma,_L._Wang,_H._T._Wong,_B._T._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2303.07978 |
周囲の$\gamma$線からのコンプトン散乱による低エネルギーバックグラウンドは、暗黒物質の直接探索実験で汚染される可能性があります。この論文では、p型点接触ゲルマニウム検出器を使用したいくつかの$\gamma$線源からのコンプトン散乱による低エネルギースペクトルの比較可能な測定値を報告します。500eVと18keVの間のスペクトルが測定され、分析されています。さらに、特にゲルマニウム原子のK殻とL殻の端での電子結合効果の特徴は、さまざまなガンマ線源で観察され、Geant4シミュレーションのモデルと一致していました。直接暗黒物質実験のためのゲルマニウムの低エネルギー背景を理解するための洞察を提供する経験的背景モデルが提案されています。
