HST セファイド測光から M33 までの距離は 1.3%
| Title |
A_1.3%_distance_to_M33_from_HST_Cepheid_photometry |
| Authors |
Louise_Breuval,_Adam_G._Riess,_Lucas_M._Macri,_Siyang_Li,_Wenlong_Yuan,_Stefano_Casertano,_Tarini_Konchady,_Boris_Trahin,_Meredith_J._Durbin,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00037 |
PHATTERサーベイからのハッブル宇宙望遠鏡(HST)測光を使用して、メシエ33(M33)の154個のセファイドに基づく低分散周期-光度関係(PL)を提示します。高品質の地上ベースの光度曲線を使用して、マルチエポックHSTデータのセファイド位相と振幅を回復し、テンプレートフィッティングを実行して強度平均平均等級を導き出します。$\sigma$=0.11magの最終的なPL散乱に見られるように、SH0ES近赤外線WesenheitシステムでのHST観測は、地上ベースのデータに比べて混雑の影響を大幅に減らします。大マゼラン雲(LMC)でのHST観測に基づくPLの絶対キャリブレーションと、後期型の切り離された食連星を使用して導出された距離を採用して、M33の距離係数$\mu$=24.622$\pm$0.030を取得します。mag(d=840$\pm$11kpc)、最新の精度は1.3%です。過去のCepheidベースの測定値と非常によく一致しています。いくつかのTRGB推定値は、互いに同意していませんが、結果をまとめています。最後に、M33のCepheidsをホストする星団からのフラックスの寄与は距離測定に影響を与えず、サンプルの3.7%のみが若い星団(またはその近く)にあることを示します。M33は、多くの一次距離インジケーターのクロスキャリブレーションに最適なサイトの1つを提供します。したがって、その距離の正確な独立した幾何学的決定は、ハッブル定数を測定するための貴重な新しいアンカーを提供します。
| Title |
Cosmological_evolution_of_Witten_superconducting_string_networks |
| Authors |
I._Yu._Rybak,_C._J._A._P._Martins,_Patrick_Peter,_E._P._S._Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00053 |
電荷速度依存1スケール(CVOS)モデルによって記述される、電流を運ぶ宇宙ストリングネットワークの進化を、状態レジームの線形方程式を超えて、特にWitten超伝導モデルに焦点を当てて考察します。一般的に、ほぼキラル電流の場合、ネットワークの進化は、以前の研究で説明した線形の場合の進化に動的に減少することがわかります。ただし、Wittenモデルは、電流が増大してこの限界に近づく可能性がある放射線時代に、ネットワークのスケーリング動作を制約する最大臨界電流を導入します。線形モデルとは異なり、臨界電流のエネルギー密度がむき出しのストリングの張力に匹敵する場合にのみ、ネットワークの進化にかなりの逆反応が生じ、南部五島ネットワークから期待されるものから超伝導ストリングの観測予測を変更します。物質の時代に外部ソースがなければ、動的効果によってこれらのネットワーク電流が希釈され、遅い時間に消失します。
3フィールドインフレーションの鋭い特徴からの原始確率重力波背景
| Title |
Primordial_Stochastic_Gravitational_Wave_Backgrounds_from_a_Sharp_Feature_in_Three-field_Inflation |
| Authors |
Vikas_Aragam,_Sonia_Paban,_Robert_Rosati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00065 |
原始的な確率的重力波背景の検出は、初期宇宙、そしておそらくインフレーションのダイナミクスへの前例のない洞察を明らかにする可能性を秘めています。一般に、UV完全インフレモデルは豊富な光スカラーを予測するため、インフレの確率的背景は、いくつかの相互作用する自由度を持つモデルで形成される可能性があります。2フィールドインフレーションから考えられる確率的背景は文献でよく研究されていますが、それらが多フィールドインフレーションからの可能性とどの程度類似しているかは不明です。この作業では、3フィールド空間での短いターンによって生成されるスカラー誘起バックグラウンドに焦点を当てて、2つ以上のフィールドインフレーションからの確率的背景を初めて研究します。回転率とねじれの関数としてのパワースペクトルの強化の分析式を見つけ、原始パワースペクトルと重力波スペクトルで3フィールドダイナミクスの一意のシグネチャが可能であることを示します。一連の数値シミュレーションを使用して分析結果を確認し、パワースペクトルの形状と振幅が一致していることを確認しました。また、LISAおよびその他の将来の検出器での検出の見通しについてもコメントします。検出に必要なインフレ摂動の適度に大きな成長が摂動理論の崩壊を引き起こすとは予想していませんが、これは特定の微視的物理モデルが決定的な主張をするためにケースバイケースで検証されなければなりません.
宇宙再結合の準分子メカニズム：計算スキーム
| Title |
Quasi-Molecular_mechanism_of_cosmological_recombination:_a_scheme_of_calculation |
| Authors |
Tamaz_Kereselidze_(1),_Irakli_Noselidze_(2)_and_Zaal_Machavariani_(1,3)_((1)_Faculty_of_Exact_and_Natural_Sciences,_Tbilisi_State_University,_Georgia,_(2)_School_of_Science_and_Technology,_University_of_Georgia,_Georgia,_(3)_Doctoral_School,_Kutaisi_International_University,_Georgia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00072 |
宇宙論的再結合の準分子メカニズムについて、厳密な量子力学的アプローチに基づく計算スキームが精緻化されています。衝突する電子と2つの最も近い隣接する陽子によって一時的に形成される準分子の励起状態への自由結合放射遷移の確率は、閉じた代数形式で導出されます。
PIXIE フーリエ変換分光計の系統誤差軽減
| Title |
Systematic_error_mitigation_for_the_PIXIE_Fourier_transform_spectrometer |
| Authors |
A._Kogut,_Dale_Fixsen,_Nabila_Aghanim,_Jens_Chluba,_David_T._Chuss,_Jacques_Delabrouille,_Brandon_S._Hensley,_J._Colin_Hill,_Bruno_Maffei,_Anthony_R._Pullen,_Aditya_Rotti,_Eric_R._Switzer,_Edward_J._Wollack,_and_Ioana_Zelko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00091 |
PrimordialInflationExplorer(PIXIE)は、宇宙マイクロ波背景放射のスペクトルと偏光を測定するためのExplorerクラスのミッションコンセプトです。宇宙信号は、瞬間的な計器ノイズに比べて小さいため、計器信号を厳密に制御する必要があります。計測器の設計は、ヌル操作、信号変調、および信号差の複数のレベルを提供し、各レベルで必要な系統誤差の抑制はわずか数パーセントです。個別の機器の対称性に基づくジャックナイフテストは、残りの機器信号を識別、モデル化、および除去するための独立した手段を提供します。現実的な性能と許容パラメータを含む詳細な時系列シミュレーションを使用して、スペクトルの歪みと偏光の両方の幅広いクラスの系統誤差に対する機器の応答を評価します。最大の系統誤差は、優勢なフォトンノイズと比較して、数パーセントのレベルで追加のホワイトノイズに寄与します。統合されないコヒーレントな機器効果はさらに小さく、目標とする宇宙信号よりも数桁低いままです。
QUBRICS クエーサー候補の分光法: 1672 の新しい赤方偏移と、赤方偏移ドリフトのサンデージ テスト用のゴールデン サンプル
| Title |
Spectroscopy_of_QUBRICS_quasar_candidates:_1672_new_redshifts_and_a_Golden_Sample_for_the_Sandage_Test_of_the_Redshift_Drift |
| Authors |
Stefano_Cristiani,_Matteo_Porru,_Francesco_Guarneri,_Giorgio_Calderone,_Konstantina_Boutsia,_Andrea_Grazian,_Guido_Cupani,_Valentina_D'Odorico,_Fabio_Fontanot,_Carlos_J.A.P._Martins,_Catarina_M._J._Marques,_Soumak_Maitra,_Andrea_Trost |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00362 |
QUBRICS(南半球の宇宙論のための明るいビーコンとしてのクエーサー)調査は、南半球の施設で観測可能なz>~2.5の最も明るいクエーサーのサンプルを構築することを目的としています。QUBRICSは、南部で利用可能な光学およびIRの広視野調査と機械学習技術を利用して、数百の明るいクエーサー候補を生成しますが、追跡分光法で確認されているのはわずか数百です。2億2000万の低解像度スペクトルを含む最近のGaiaDataRelease3と、測光情報をGaia分光法と組み合わせるように設計された新しく開発されたスペクトルエネルギー分布フィッティング技術を利用して、1672の新しい安全なスペクトルを測定することが可能になりました。典型的な不確実性$\sigma_z=0.02$のQUBRICS候補の赤方偏移。QUBRICSのこの重要な進歩は、宇宙論的赤方偏移ドリフトのサンデージテストを実行するために、赤方偏移2.5<z<5で明るいクエーサーのサンプルを提供するという主要な目標(の1つ)に近づきます。39mELTでANDESスペクトログラフを使用して、25年間で約1500時間の観測でこの実験を実行できるようにする7つのクエーサーのゴールデンサンプルが提示されています。
確率的複数フィールド インフレーション: 拡散優勢レジーム
確率的な$\deltaN$形式を使用して、拡散が支配するレジームにおける複数のフィールドインフレーションを研究します。フィールドは、より高次元のフィールド空間に境界があるdSバックグラウンドで純粋なブラウン運動の下にあります。このセットアップは、古典的なドリフトが指数関数的に低下し、摂動が量子キックによって駆動される超スローロールセットアップの最終段階に向かって実現できます。吸収境界条件と反射境界条件を使用して対称境界と非対称境界の両方を考慮し、eフォールドの平均数、最初の交差確率、およびパワースペクトルを計算します。この設定で原始ブラックホール(PBH)の形成を研究し、質量分率と、さまざまな高次元フィールド空間の暗黒物質エネルギー密度におけるPBHの寄与を計算します。
幾何光学パラメータのマップによる宇宙空隙の検出
| Title |
Detecting_cosmic_voids_via_maps_of_geometric-optics_parameters |
| Authors |
Marius_Peper,_Boudewijn_F._Roukema,_Krzysztof_Bolejko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00591 |
深い測光調査から得られた曲面時空の幾何光学マップには、投影効果にもかかわらず、3次元物質分布に関する情報、したがって調査内の宇宙空隙に関する情報が含まれている必要があります。私たちは、天空平面の幾何光学マップが固有の3次元ボイドの存在をどの程度明らかにできるかを調べます。宇宙論的な$N$体シミュレーションを実行し、赤方偏移0.5で観測者から1ギガパーセクよりも遠くに配置します。流域アルゴリズムを使用して、3次元のボイド構造を推測します。独立して、表面過密度マップと弱い重力レンズ効果のマップと幾何光学スカラーを計算します。これらのマップから(投影された)放射状ボイドプロファイルを検出するためのヒューリスティックアルゴリズムを提案し、実装します。私たちのシミュレーションでは、3次元流域で検出された空隙の天空平面の中心が与えられると、表面の過剰密度$\Sigma$、平均化された弱いレンズ接線方向のせん断$\overline{\gamma_\perp}$、サックス展開$\theta$、およびサックスせん断弾性率$\lvert\sigma\rvert$。スカイプレーン情報だけから3次元ボイドの中心を復元することは、弱いレンズ効果のせん断$\overline{\gamma_\perp}$、サックス展開$\theta$、またはサックスせん断$\lvertを考えると重要です。\sigma\rvert$ですが、表面の過剰密度$\Sigma$については重要ではありません。空隙半径は、3次元空隙と2次元空隙の間で相関がありません。私たちのアルゴリズムは、投影がほぼ同心円状のボイドを区別するようには設計されていません。この調査は、ブラインドまたは分光/測光赤方偏移のいずれかで、個々のボイドを介した重力レンズ作用の観察研究を奨励する予備的な証拠を示しています。前者のケース-ブラインド検索-は、固有の3次元空隙中心の反証可能な予測を生成するはずです。
Hyper Suprime-Cam 3 年目の結果: 宇宙シアー パワー スペクトルからの宇宙論
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Year_3_Results:_Cosmology_from_Cosmic_Shear_Power_Spectra |
| Authors |
Roohi_Dalal,_Xiangchong_Li,_Andrina_Nicola,_Joe_Zuntz,_Michael_A._Strauss,_Sunao_Sugiyama,_Tianqing_Zhang,_Markus_M._Rau,_Rachel_Mandelbaum,_Masahiro_Takada,_Surhud_More,_Hironao_Miyatake,_Arun_Kannawadi,_Masato_Shirasaki,_Takanori_Taniguchi,_Ryuichi_Takahashi,_Ken_Osato,_Takashi_Hamana,_Masamune_Oguri,_Atsushi_J._Nishizawa,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Tomomi_Sunayama,_David_Alonso,_An\v{z}e_Slosar,_Robert_Armstrong,_James_Bosch,_Yutaka_Komiyama,_Robert_H._Lupton,_Nate_B._Lust,_Lauren_A._MacArthur,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Takahiro_Nishimichi,_Yuki_Okura,_Paul_A._Price,_Philip_J._Tait,_Masayuki_Tanaka_and_Shiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00701 |
我々は、HyperSuprime-Cam(HSC)SubaruStrategicProgramイメージサーベイの3年間の銀河シアカタログから、弱いレンズ作用の宇宙シアパワースペクトルを測定します。シアーカタログは北天の$416\\\mathrm{deg}^2$をカバーし、平均$i$バンドシーイングは0.59秒角、有効銀河数密度は15$\mathrm{arcmin}^{-2}です。$採用した赤方偏移範囲内。24.5magの$i$バンド等級限界と、測光赤方偏移に基づく$0.3\leqz_{\mathrm{ph}}\leq1.5$にわたる4つのトモグラフィー赤方偏移ビンにより、宇宙シアーの有意性の高い測定値が得られます。多極子範囲$300<\ell<1800$で約26.4の信号対雑音比を持つパワースペクトル。パワースペクトル測定の精度は、現実的なモックシアカタログに対してテストされ、これらのカタログを使用して、パワースペクトル測定の共分散の信頼できる測定値を取得します。確証バイアスを回避するために堅牢な盲検化手順を使用し、点広がり関数体系、赤方偏移分布の不確実性、銀河の固有の整列、物質パワースペクトルのモデリングなど、さまざまな不確実性とバイアスの原因を分析でモデル化します。フラットな$\Lambda$CDMモデルの場合、$S_8\equiv\sigma_8(\Omega_m/0.3)^{0.5}=0.776^{+0.032}_{-0.033}$が見つかります。これは、制約とよく一致しています。他のHSCYear3宇宙論分析から、また他の多くの宇宙せん断実験からのもの。この結果は、プランク2018宇宙論との$\sim$$2\sigma$レベルの緊張を意味します。さまざまな系統誤差とモデル化の選択がこの値に及ぼす影響を調査し、$S_8$の最適な値を$\sim$$0.5\sigma$以内にシフトできることを発見しました。そのような体系にロバストです。
Hyper Suprime-Cam 3 年目の結果: 宇宙シアー 2 点相関関数からの宇宙論
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Year_3_Results:_Cosmology_from_Cosmic_Shear_Two-point_Correlation_Functions |
| Authors |
Xiangchong_Li,_Tianqing_Zhang,_Sunao_Sugiyama,_Roohi_Dalal,_Markus_M._Rau,_Rachel_Mandelbaum,_Masahiro_Takada,_Surhud_More,_Michael_A._Strauss,_Hironao_Miyatake,_Masato_Shirasaki,_Takashi_Hamana,_Masamune_Oguri,_Wentao_Luo,_Atsushi_J._Nishizawa,_Ryuichi_Takahashi,_Andrina_Nicola,_Ken_Osato,_Arun_Kannawadi,_Tomomi_Sunayama,_Robert_Armstrong,_Yutaka_Komiyama,_Robert_H._Lupton,_Nate_B._Lust,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Takahiro_Nishimichi,_Yuki_Okura,_Paul_A._Price,_Philip_J._Tait,_Masayuki_Tanaka,_and_Shiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00702 |
0.3から1.5の範囲の4つのトモグラフィー赤方偏移ビンで、HyperSuprime-Camの3年シアカタログ内の2,500万を超える銀河から測定された宇宙シア2点相関関数(2PCF)を使用して、ブラインド宇宙論分析を実行します。保守的なマスキングと銀河の選択の後、調査は北天の416度$^2$をカバーし、4つの赤方偏移ビンにわたって15分角$^{-2}$の実効銀河数密度を持っています。宇宙論解析に採用された2PCFは角度範囲で測定されます:$7.1<\theta/{\rmarcmin}<56.6$$\xi_+$および$31.2<\theta/{\rmarcmin}<248$$\xi_-$、信号対雑音比の合計は26.6です。最後の2つの断層撮影ビンの測光赤方偏移誤差に保守的で幅の広いフラットプライアを適用します。この赤方偏移誤差のフラットプライアでは、$\Omega_{\rmm}=0.256_{-0.044}^{+0.056}$と$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3が見つかります。}=0.769_{-0.034}^{+0.031}$(どちらも68\%CI)で、平坦な$\Lambda$コールドダークマター宇宙論。盲検を解除した後、$S_8$に対する制約は、同じHSCデータセットのフーリエ空間宇宙シアーおよび3$\times$2pt分析と一致することがわかりました。合成データを使用したフィデューシャル分析で、天体物理学的および体系的なモデルの不確実性から潜在的な体系を慎重に研究し、$S_8$の推定で$0.5\sigma$を超えるバイアス(事後空間の投影バイアスを含む)を報告しません。私たちの分析は、2つの最も高い断層撮影ビンの平均赤方偏移が最初に推定されたよりも高いことを示唆しています。さらに、分析の堅牢性を評価するために、多くの一貫性テストが実施されます。私たちの結果をPlanck-2018宇宙マイクロ波背景観測と比較すると、$\Lambda$CDMモデルの~$2\sigma$の張力が見つかります。
Hyper Suprime-Cam の 3 年目の結果: SDSS-BOSS 銀河のクラスタリング、銀河間レンズ効果、および宇宙シアーの測定
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Year_3_Results:_Measurements_of_Clustering_of_SDSS-BOSS_Galaxies,_Galaxy-Galaxy_Lensing_and_Cosmic_Shear |
| Authors |
Surhud_More,_Sunao_Sugiyama,_Hironao_Miyatake,_Markus_Michael_Rau,_Masato_Shirasaki,_Xiangchong_Li,_Atsushi_J._Nishizawa,_Ken_Osato,_Tianqing_Zhang,_Masahiro_Takada,_Takashi_Hamana,_Ryuichi_Takahashi,_Roohi_Dalal,_Rachel_Mandelbaum,_Michael_A._Strauss,_Yosuke_Kobayashi,_Takahiro_Nishimichi,_Masamune_Oguri,_Arun_Kannawadi,_Robert_Armstrong,_Yutaka_Komiyama,_Robert_H._Lupton,_Nate_B._Lust,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Yuki_Okura,_Paul_A._Price,_Philip_J._Tait,_Masayuki_Tanaka,_and_Shiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00703 |
スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)のBOSS銀河と、スバルハイパーシュプリームカムサーベイ(HSC)からの約416平方度のディープ$grizy$バンドイメージングとのオーバーラップを使用します。私たちは、私たちの関連論文である宮武らで提示された宇宙論的推論の基礎を形成する3つの2点相関を測定します。と杉山ら。我々は、SDSS-BOSSからの$i$バンド等級による分光銀河の3つのほぼ体積制限されたサブサンプルを使用します:LOWZ(0.1<z<0.35)、CMASS1(0.43<z<0.55)、およびCMASS2(0.55<z<0.7)。、それぞれ。これらの銀河の投影された相関関数の高い信号対雑音比の測定値を提示します。これは、物質相関関数に大規模な銀河のバイアスを掛けたものに比例すると予想されます。物質相関の振幅とこれらの銀河の偏りとの間の縮退を打破するために、弱い重力レンズ効果によるHSCの銀河の形状の歪みを使用して、銀河をプローブする銀河間レンズ信号を測定します。-SDSS-BOSS銀河の相互相関。また、投影された物質相関関数に関連するHSC銀河からの宇宙シア相関関数も測定します。さまざまな体系的なテストで、測定の堅牢性を実証しています。HSCソース銀河の1つのサンプルを使用することは、銀河の推定赤方偏移における残留系統的バイアスを調整するために非常に重要です。また、一連のモックの構築についても説明します。i)3つのSDSS-BOSSサブサンプルのそれぞれのクラスタリングと存在量に従う分光学的銀河カタログ、およびii)HSCサーベイのフットプリントに従い、適切に検証された銀河形状カタログ。$\Lambda$-CDMモデルで期待される大規模な構造によって剪断されます。これらのモックカタログを使用して、各オブザーバブルの共分散を計算します。
Hyper Suprime-Cam の 3 年目の結果: エミュレータ ベースの Halo モデルを使用した HSC と SDSS
による銀河クラスタリングと弱レンズ効果からの宇宙論
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Year_3_Results:_Cosmology_from_Galaxy_Clustering_and_Weak_Lensing_with_HSC_and_SDSS_using_the_Emulator_Based_Halo_Model |
| Authors |
Hironao_Miyatake,_Sunao_Sugiyama,_Masahiro_Takada,_Takahiro_Nishimichi,_Xiang_chong_Li,_Masato_Shirasaki,_Surhud_More,_Yosuke_Kobayashi,_Atsushi_J._Nishizawa,_Markus_M._Rau,_Tianqing_Zhang,_Ryuichi_Takahashi,_Roohi_Dalal,_Rachel_Mandelbaum,_Michael_A._Strauss,_Takashi_Hamana,_Masamune_Oguri,_Ken_Osato,_Robert_Armstrong,_Arun_Kannawadi,_Yutaka_Komiyama,_Robert_H._Lupton,_Nate_B._Lust,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Yuki_Okura,_Paul_A._Price,_Tomomi_Sunayama,_Philip_J._Tait,_Masayuki_Tanaka,_and_Shiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00704 |
宇宙シアー$\xi_{\pm}(\vartheta)$、銀河間の弱いレンズ効果$\Delta\!\Sigma(R)$、および投影された銀河クラスター$w_{\rmp}(R)$、HyperSuprime-Cam3年(HSC-Y3)形状カタログとSloanDigitalSkySurvey(SDSS)DR11分光銀河カタログから測定-3$\times$2pt宇宙論分析。$0.15<z<0.7の範囲にわたる3つの分光学的赤方偏移ビンで、$w_{\rmp}$のトレーサーとして、および$\Delta\!\Sigma$のレンズサンプルとして機能するSDSS銀河の光度カットサンプルを定義します。$.$\xi_{\pm}$と$\Delta\!\Sigma$の測定では、測光赤方偏移(photo-$z$)0.75より大きい。宇宙論的パラメーターの推論では、DarkEmulatorをハロー占有分布処方と組み合わせて使用し、$w_{\rmp}$と$\Delta\!\Sigma$を準非線形スケールまでモデル化します。私たちのベースライン分析では、HSCソース銀河の平均赤方偏移の残留バイアスをモデル化するために、残留photo-$z$エラーの有益でないフラットプライアを使用します。平坦な$\Lambda$CDMモデルの宇宙論的パラメータに対するロバストな制約を取得します:$S_8=\sigma_8(\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.5}=0.763^{+0.040}_{-0.036}$(68%C.I.)、または$S'_8=\sigma_8(\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.22}=0.721\pm0.028$によって与えられる最適な制約パラメーター、約4%で決定小数精度。HSC-Y3データは、$\Lambda$CDMモデルのプランク推定$S_8$値と約2.5$\sigma$の張力を示し、真の平均赤方偏移が$z\gtrsim0.75$におけるHSC銀河の数は、元の写真の$z$推定値よりも高くなっています。
Hyper Suprime-Cam の 3 年目の結果: 最小バイアス モデルを使用した HSC と SDSS
による銀河クラスタリングと弱レンズ効果からの宇宙論
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Year_3_Results:_Cosmology_from_Galaxy_Clustering_and_Weak_Lensing_with_HSC_and_SDSS_using_the_Minimal_Bias_Model |
| Authors |
Sunao_Sugiyama,_Hironao_Miyatake,_Surhud_More,_Xiangchong_Li,_Masato_Shirasaki,_Masahiro_Takada,_Yosuke_Kobayashi,_Ryuichi_Takahashi,_Takahiro_Nishimichi,_Atsushi_J._Nishizawa,_Markus_M._Rau,_Tianqing_Zhang,_Roohi_Dalal,_Rachel_Mandelbaum,_Michael_A._Strauss,_Takashi_Hamana,_Masamune_Oguri,_Ken_Osato,_Arun_Kannawadi,_Robert_Armstrong,_Yutaka_Komiyama,_Robert_H._Lupton,_Nate_B._Lust,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Yuki_Okura,_Paul_A._Price,_Philip_J._Tait,_Masayuki_Tanaka,_and_Shiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00705 |
416deg$^2$をカバーするYear3HyperSuprime-Cam(HSC-Y3)画像データと、赤方偏移範囲$[0.15,0.70]$.SDSS銀河を、赤方偏移で分離された3つの体積制限されたサンプルに細分します。それぞれが、投影された相関関数$w_{\rmp}(R)$の測定によって特徴付けられる大規模な構造トレーサーとして機能します。また、HSC-Y3形状カタログから選択されたソース銀河の安全なサンプルのレンズとして機能するこれらのSDSSサンプルのそれぞれについて、銀河-銀河の弱いレンズ信号$\Delta\Sigma(R)$の測定値を使用します。測光赤方偏移。これらの測定値を、HSCソースサンプルで測定された宇宙せん断相関関数$\xi_{\pm}(\vartheta)$と組み合わせます。フラットな$\Lambda$CDM宇宙論のコンテキストで、銀河クラスタリング観測量の最小バイアスモデルを使用して、これらの観測量をモデル化します。$\Delta\Sigma$と$w_{\rmp}$に対して、それぞれ保守的なスケールカット$R>12$と$8~h^{-1}$Mpcを使用します。ここで、最小バイアスモデルは有効です。HSC測光源銀河の平均赤方偏移の残留バイアスに関する保守的な事前評価に加えて。ベースライン分析では、他のパラメーターの不確実性を無視した後、$\Lambda$CDMモデルの$S_8=0.775^{+0.043}_{-0.038}$(68%C.I.)が得られます。$S_8$の値はPlanck2018データの値と一致していますが、結果の信頼区間は依然として比較的大きいです。私たちの結果は、エミュレーターベースのハローモデルを使用してこの分析をより小さなスケールに拡張した関連論文の結果と統計的に一致しています。
常に最も基本的な質問
過去数十年間、文献を読んでいるうちに、私たち天文学者は非常に野心的なプロジェクトに着手し、宇宙全体の歴史における最も基本的な問題への答えを探すことを強く好むことに気付きました。そのような基本的な探求に何度も遭遇した後、好奇心はもはや持続可能ではなくなり、私たちは見つけなければなりませんでした.さらに驚いたことに、過去数十年間、私たちはこの超人的な試みに休むことなく参加していました。したがって、私たちはここに、過去数十年、数世紀、数千年にわたるこの基本的な検索のルーツと根拠を探ります.
JWSTが見た超大質量暗黒星候補?
宇宙の第一世代の星はまだ観測されていません。宇宙の夜明けの始まりを示すこれらの天体には、2つの有力な理論があります。水素燃焼集団III星と、水素とヘリウムでできているが暗黒物質の加熱によって動力を与えられている暗黒星です。後者は超大質量($M_\star\sim10^6\Msun$)に成長し、非常に明るく($L\sim10^9L_\odot$)なります。JADES-GS-z13-0、JADES-GS-z12-0、およびJADES-GS-z11-0(赤方偏移$z\in[11,14]$)の3つのオブジェクトのそれぞれが一致していることを示します。超大質量ダークスターの解釈により、初めてダークスター候補を特定しました。
統合されたせん断 3 点相関関数からの宇宙論: 機械学習エミュレーターによるシミュレートされた尤度分析
| Title |
Cosmology_from_the_integrated_shear_3-point_correlation_function:_simulated_likelihood_analyses_with_machine-learning_emulators |
| Authors |
Zhengyangguang_Gong,_Anik_Halder,_Alexandre_Barreira,_Stella_Seitz,_Oliver_Friedrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01187 |
統合されたシアー3点相関関数$\zeta_{\pm}$は、空のパッチにおけるローカルシアー2点関数$\xi_{\pm}$と1点シアーアパーチャ質量の間の相関を測定します。他の高次統計とは異なり、$\zeta_{\pm}$は宇宙せん断データから効率的に測定でき、宇宙論的およびバリオンフィードバックパラメーターの関数として、幅広いスケールで正確な理論予測が可能です。ここでは、$\zeta_{\pm}$を使用して、宇宙論的制約の尤度分析パイプラインを開発およびテストします。測光赤方偏移の不確実性、シアーキャリブレーションバイアス、および銀河固有の配列からの系統的効果の処理を組み込みます。また、MCMCパラメーター推論解析における高速理論予測のための正確なニューラルネットワークエミュレーターも開発します。DESY3のようなフットプリント、マスク、およびソース断層撮影ビンを使用した$N$体シミュレーションに基づく現実的な宇宙せん断マップを使用してパイプラインをテストし、バイアスのないパラメーター制約を見つけます。$\xi_{\pm}$のみに対して、$\zeta_{\pm}$を追加すると、$A_s$(または$\sigma_8$)と$w_0$。$\xi_{\pm}+\zeta_{\pm}$制約には、系統的影響の大幅な緩和の証拠は見つかりません。また、$\zeta_{\pm}$が測定されるアパーチャのサイズの影響と、共分散行列($N$-bodyvs.lognormal)を推定する戦略の影響も調査します。私たちの分析は、$\zeta_{\pm}$統計の強力な可能性を固め、実際の宇宙せん断データを使用して宇宙論的制約を改善するために容易に使用できるパイプラインを提案します。
ケプラー巨大惑星探索. I: W. M. ケック天文台からのケプラー惑星ホスト放射速度の 10 年
| Title |
The_Kepler_Giant_Planet_Search._I:_A_Decade_of_Kepler_Planet_Host_Radial_Velocities_from_W._M._Keck_Observatory |
| Authors |
Lauren_M._Weiss,_Howard_Isaacson,_Geoffrey_W._Marcy,_Andrew_W._Howard,_Benjamin_J._Fulton,_Erik_A._Petigura,_Eric_Agol,_Daniel_Fabrycky,_Eric_B._Ford,_Daniel_Jontof-Hutter,_Miki_Nakajima,_James_E._Owen,_Leslie_A._Rogers,_Jason_Rowe,_Jason_H._Steffen,_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00071 |
地球の形成と居住可能性にとって木星と土星の重要性にもかかわらず、巨大な太陽系外惑星が海王星に近いサイズの太陽系外惑星の建築特性とどのように相関するかについての包括的な観測研究はまだ行われていません。これは主に、トランジット調査が軌道間隔が1AUを超える惑星に特に鈍感であり、木星に似た惑星の人口調査が不完全であり、木星に似た惑星とトランジットを行う小さな惑星との関係に関する研究を妨げているためです。小型惑星と巨大惑星の関係を確立するために、ケプラー巨大惑星調査(KGPS)を実施しました。W.M.ケック天文台HIRESを使用して、157個のトランジット惑星をホストする63個の太陽のような星の2858個のRV(そのうち2181個が初めてここに表示されます)を収集するのに10年以上を費やしました。どの星系に1天文単位を超える巨大な惑星が含まれているかについての事前知識はなかったため、この調査は検出された木星に偏りがありませんでした。この論文では、私たちのサンプルから20の星にRVで検出されたコンパニオンを発表します。これらには、13の木星(0.3MJ<Msini<13MJ、1<a<10AU)、7つの非トランジット亜土星、および3つの恒星質量伴星が含まれます。また、84個のトランジット惑星の最新の質量と密度も提示します。KGPSプロジェクトは、NASAケプラーシステムのRVの最も長く実行され、最もデータが豊富なコレクションを活用し、巨大惑星が海王星以下のサイズの地球型惑星の成長を助けるか妨げるかを検討するための基礎を提供します。今後のKGPSの論文では、トランジットする小さな惑星とその仲間との関係を調べる予定です。
系外惑星大気の 3D 検索に向けて: 熱化学平衡推定方法の評価
| Title |
Towards_3D_Retrieval_of_Exoplanet_Atmospheres:_Assessing_Thermochemical_Equilibrium_Estimation_Methods |
| Authors |
Michael_D._Himes,_Joseph_Harrington,_Atilim_Gunes_Baydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00073 |
ベイジアン検索による系外惑星大気の特徴付けには、熱化学平衡やパラメーター化された存在量などの化学モデルを想定する必要があります。今後の望遠鏡によって提供される高解像度データにより、検索フレームワーク内でより複雑な化学モデルが可能になります。しかし、光化学や垂直輸送などのより複雑なプロセスをモデル化する多くの化学コードは計算コストが高く、それらを1D検索モデルに直接組み込むと実行時間が非常に長くなる可能性があります。さらに、今後の望遠鏡による位相曲線観測は、2Dおよび3Dの検索モデルを動機付け、複雑な化学モデルを使用した検索フレームワークの長時間の実行時間をさらに悪化させます。ここでは、ギブスエネルギー最小化コードに関する速度と精度に基づいて、熱化学平衡近似法を比較します。すべての方法で計算コストが大幅に削減されますが、ニューラルネットワークサロゲートモデルは、考慮された他のアプローチよりも正確に実行され、考慮された位相空間で絶対dexエラーの中央値<0.03を達成することがわかりました。私たちの結果は1D化学モデルに基づいていますが、私たちの研究は、この代理モデリングアプローチを介して、より高次元の化学モデルを検索モデルに組み込むことができることを示唆しています.
高速自転する小惑星の表面におけるソルテーション粒子の一般的な傾向
限界までスピンアップした小惑星は、その重力と遠心力の大部分が釣り合う独特の表面力学特性を持っており、質量脱落などの低エネルギーイベントが小惑星のレゴリス粒子のその後の長く複雑な動きを引き起こす可能性のある緩和環境を作り出しています。このような進化過程を探索することは、複数の小惑星系の初期形成を理解するための重要な手がかりを提供する可能性があります。この論文では、脱落イベントによって引き起こされる緩い粒子の複雑な進化プロセスと、小惑星表面の接触機械特性に対するそれらの動的伝播の依存性を調査します。粒子と小惑星の表面との間の衝突を考慮したシェッド粒子の軌道を追跡するための数値モデルを提示します。脱落粒子の統計的挙動を反映するために、モンテカルロシミュレーションが実行されます。また、進化過程の本質的な不変性を明らかにするために、データに基づく分析にゼロ速度面を導入します。粒子雲の平均力学的エネルギーを使用して、接触特性と脱落粒子の時空間分布との関係を確認しました。高速回転する小惑星の近くでの粒子の一般的な進化経路をスケッチします。つまり、不安定な領域から追い出された粒子は、表面との数回の衝突を経て、最小ジオポテンシャル領域から発射される非帰還軌道に最終的に入ります。不安定な地域の。共通の傾向は、特定の小惑星の形態とは無関係であり、放出された粒子はすべて同じ進化経路に入ります。また、粒子雲の軌道エネルギーが表面接触特性から統計的に独立していることもわかりました。これは、衝突反発係数が、脱落粒子の外向き拡散プロセスにおける非感受性パラメーターであることを意味します。
WASP-121bの大気中のTiOとVOの検出とその時間変動の証拠
| Title |
Detection_of_TiO_and_VO_in_the_atmosphere_of_WASP-121b_and_Evidence_for_its_temporal_variation |
| Authors |
Qinglin_Ouyang,_Wei_Wang,_Meng_Zhai,_Guo_Chen,_Patricio_Rojo,_Yujuan_Liu,_Fei_Zhao,_Jia-Sheng_Huang,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00461 |
波長範囲$502-900$nmをカバーする4メートルの地上望遠鏡である南天物理研究望遠鏡(SOAR)でグッドマンハイスループット分光器(GHTS)を使用して、超高温木星WASP-121bのトランジット観測を報告します。ターゲット星と参照星を19の分光通過帯域に分割し、微分分光光度法を適用することにより、分光通過光曲線を導出し、ガウスプロセスフレームワークを使用してそれらを適合させ、すべての通過帯域の通過深度を決定します。得られた光透過スペクトルは、青色の波長に向かって急激に増加した勾配を示しています。これは、レイリー散乱だけで説明するには急すぎるようです。この研究と他の研究からの透過スペクトルは、明らかに互いに異なっていることに注意してください。これは、\citet{Wilson2021}によって一時的な大気変動の証拠として以前に指摘されました。この研究と文献HST/WFC3NIRスペクトルからの光透過スペクトルに対して自由化学検索分析を実行します。$-5.95_{-0.42}^{+0.47}$dex、$-6.72_{-1.79}^{+0.51}$dex、および$-4.13_{-0.46}^{+0.63}$dex、それぞれ。この研究と以前の研究に由来するこれら3つの分子すべての存在量を比較し、それらが互いに一貫していないことを発見し、ターミネーター領域の化学組成が長い時間スケールで変化する可能性があることを示しています.この現象をさらに確認するには、将来のマルチエポックおよび高精度トランジット観測が必要です。回復分析で光学とNIRの透過スペクトルを組み合わせると、VとVOの存在量、NIRから光学へのオフセット、および雲台の圧力が互いに結合する可能性があることに注意してください。
太陽に近い小惑星を生み出す共鳴メカニズム
十分に短い近日点距離に到達するすべての地球近傍小惑星(NEA)は、いわゆる超壊滅的な崩壊を経験します。このような混乱を引き起こすメカニズムは現在不明であるか、少なくとも未定です。破壊メカニズムを理解するための理論的および実験的作業のガイドを支援するために、合成NEA集団の数値シミュレーションを使用して、NEAを太陽に近づける原因となる共鳴メカニズムを特定し、これらの異なるメカニズムが動的寿命にどのように関連するかを決定します日心距離を計算し、異なる日心距離で過ごす平均時間を計算します。通常、NEAと地球型惑星および巨大惑星との間の共鳴は、前者の近日点距離を劇的に短縮することができます。小惑星の軌道進化をスキャンし、平均運動と永年共鳴の発生を自動的に識別するアルゴリズムを開発しました。ほとんどの近太陽小惑星は、木星との3:1Jおよび4:1J平均運動共鳴、ならびに永年共鳴v6、v5、v3、およびv4によって、近日点距離が小さいことがわかります。小近日点進化の時間スケールは、4:1Jが最も速く、次に3:1Jが続き、v5が最も遅いです。テストされた小惑星の約7%は、その最後の段階で共鳴に閉じ込められませんでした。これは、古在メカニズム、惑星の接近遭遇、または私たちが特定していない共鳴による離心率の永年振動が、それらを推定平均破壊距離未満に押し込んだことを示唆しています。
星間天体
2017年以降、2つの巨視的な星間天体が太陽系内部で発見されました。どちらも性質が異なります。最初の星間天体1I/`オウムアムアは、地球から$\sim63$月の距離内を通過し、検出可能なレベルのガスやダストの損失を欠いている小惑星のように見えましたが、非重力加速度を示しました。1I/`オウムアムアの短い訪問は、その起源に関する未解決の疑問を残しました。これは、ダストコマのない氷の彗星、潮汐によって乱された惑星または微惑星の細長い断片、超多孔質フラクタル集合体など、多くの理論的仮説を生み出しました.2番目の星間天体である2I/ボリソフは、1I/`オウムアムアとはバルクの物理的特性が異なり、決定的な彗星の尾を示しました。これらのオブジェクトの発見、その後の観察と特徴付け、およびそれらの起源に関する理論的仮説を確認します。1I/`オウムアムアと2I/ボリソフを、太陽系の活発な小惑星と彗星の文脈で説明します。これら2つの天体の発見は、銀河全体に$\sim10^{26}$類似の天体が存在することを示唆しています。今後の観測所は、銀河全体で惑星形成プロセスがどのように変化するかについての新しい洞察を提供する可能性のある、より多くの星間微惑星を検出する必要があります。
MAROON-Xを使用したヤングV1298タウ系の惑星質量制約の更新
| Title |
Updated_Planetary_Mass_Constraints_of_the_Young_V1298_Tau_System_Using_MAROON-X |
| Authors |
James_Sikora,_Jason_Rowe,_Saugata_Barat,_Jacob_L._Bean,_Madison_Brady,_Jean-Michel_D\'esert,_Adina_D._Feinstein,_Emily_A._Gilbert,_Gregory_Henry,_David_Kasper,_D\'ereck-Alexandre_Lizotte,_Michael_R._B._Matesic,_Vatsal_Panwar,_Andreas_Seifahrt,_Hinna_Shivkumar,_Gudmundur_Stef\'ansson,_Julian_St\"urmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00797 |
初期のKタイプTおうし座の星、V1298タウ($V=10\,{\rmmag}$,${\rmage}\approx20-30\,{\rmMyr}$)は、$4.9-9.6\,R_\oplus$の範囲の半径。3つの内惑星の公転周期は$\approx8-24\,{\rmd}$ですが、外惑星の周期は\emph{K2}と\emph{TESS}で観測される単一のトランジットによってほとんど制約されません。惑星b、c、およびdは、重大な質量損失を受けている可能性がある原亜海王星です。星の活動と惑星の質量に応じて、半径の谷を囲むスーパーアース/サブネプチューンに進化すると予想されます。ここでは、最近取得された\emph{TESS}フォトメトリとMAROON-XRV測定値を含む、共同トランジットと動径速度(RV)モデリング解析の結果を示します。円軌道を仮定すると、重要度の低い($\approx2\sigma$)惑星cのRV検出が得られ、これは$19.8_{-8.9}^{+9.3}\,M_\oplus$の質量と保守的な$2\sigmaを意味します。$<39\,M_\oplus$の$上限。惑星bとdについて、$M_{\rmb}<159\,M_\oplus$および$M_{\rmd}<41\,M_\oplus$の$2\sigma$上限を導出します。惑星eの場合、$P_{\rme}>55.4\,{\rmd}$のもっともらしい離散周期は$3\sigma$レベルで除外されますが、$43.3<P_{\rme}/{\rmd}<55.4$は、$3\sigma$内の最も可能性の高い$46.768131\pm000076\,{\rmd}$ソリューションと一致しています。最も可能性の高いソリューションを採用すると、$0.66\pm0.26\,M_{\rmJup}$の質量aで$2.6\sigma$RV検出が得られます。更新された質量と半径の制約を惑星の進化と内部構造モデルと比較すると、惑星b、d、およびeはガスに富む若い惑星の予測と一致し、惑星cはかなりの量の水に富むコアを持つことと一致することが示されます($\sim5\%$bymass)H$_2$エンベロープ。
SAO調査で8つの系外惑星候補
| Title |
Eight_exoplanet_candidates_in_SAO_survey |
| Authors |
O._Ya._Yakovlev,_A._F._Valeev,_G._G._Valyavin,_A._V._Tavrov,_V._N._Aitov,_G._Sh._Mitiani,_G._M._Beskin,_V._V._Vlasyuk,_O._I._Korablev,_G._A._Galazutdinov,_E._V._Emelianov,_T._A._Fatkhullin,_V._V._Sasyuk,_A._V._Perkov,_S._F._Bondar,_T._E._Burlakova,_S._N._Fabrika,_I._I._Romanyuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01076 |
ここでは、ロシア科学アカデミーの特別天体物理観測所でトランジット法によって検出された系外惑星の8つの新しい候補を紹介します。測光観測は、2020年の後半に50cmのロボット望遠鏡を使用して実行されました。$m=14.3-18.8^m$等級の星の光度曲線。考慮されるすべての星は、半径$R_*=0.4-0.6R_{sun}$の矮星として分類されます(1つの星の不確実性は$1.1R_{sun}$まで)。候補となる半径(すべて木星半径の1.4倍より大きい)、それらの軌道の長半径($0.012～0.035AU$)、およびモデリングによるその他の軌道パラメーターを推定しました。個々の観測に基づいて、2022年に取得された2つの星のトランジットを含む光度曲線を報告します。
アルマ望遠鏡が乱流円盤銀河の存在を z > 5 に示唆
| Title |
ALMA_hints_at_the_presence_of_turbulent_disk_galaxies_at_z_>_5 |
| Authors |
E._Parlanti,_S._Carniani,_A._Pallottini,_M._Cignoni,_G._Cresci,_M._Kohandel,_F._Mannucci,_A._Marconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00036 |
高赤方偏移銀河は、サイズが小さく、星形成が多く、星形成、頻繁な合体イベント、重力不安定性からのフィードバックが強いため、局所銀河よりも乱流であると予想されます。しかし、このシナリオは最近、z~4-5のいくつかの銀河の観測証拠によって疑問視されており、ガス速度の分散は局所集団で観測されているものと同様です。私たちの目標は、宇宙の最初のGyrsにある銀河が、局所的な対応する銀河と同様に、動的に低温で回転する円盤をすでに形成しているかどうかを判断することです。z>5における22の主系列星形成銀河のガス運動を研究し、回転速度とガス速度分散の比を推定することによってそれらの動的状態を決定しました。アルマ望遠鏡のアーカイブを掘り起こし、[CII]と[OIII]の観測結果を利用して、z>5の主系列銀河の冷たいガスと暖かいガスの運動学的解析を行いました。高z銀河のガスの運動学は、回転しているが乱流の円盤の誤差内で一致しています。我々は、文献で報告されている局所的な銀河の個体数や塵に覆われたz~5の銀河よりも体系的に4倍高い速度分散を推測しています。私たちの結果と同様の赤方偏移で報告された結果との違いは、2つのサンプルの銀河特性の体系的な違いに起因する可能性があります。大規模なダスト銀河のディスクは、ダストの少ない銀河のディスクよりも動的に低温です。理論的予測との比較は、高z銀河の速度分散の主な要因は、円盤内の質量の輸送によって放出される重力エネルギーであることを示唆しています。最後に、高z銀河の運動学的特性を制約し、回転する円盤とkpcスケールの合体を区別するためには、将来のより深いALMAの高角度分解能観測が重要であることを強調します。
タイプ Ia SNe を使用した化学進化モデルの解析解
| Title |
Analytic_solution_of_Chemical_Evolution_Models_with_Type_Ia_SNe |
| Authors |
P._A._Palicio,_E._Spitoni,_A._Recio-Blanco,_F._Matteucci,_S._Peirani,_L._Greggio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00042 |
背景:ここ数年、かなりの数の研究が、天の川を含む銀河系の化学的濃縮モデルの分析解を見つけることに焦点を当ててきました。ただし、これらのソリューションの一部は、モデルに遅延時間分布(DTD)が存在するため、タイプIaSNeによって生成される濃縮を説明できません。目的:銀河の化学進化モデルの新しい解析解を提示します。このソリューションは、単一および二重の縮退シナリオを含む、DTDのさまざまな処方箋で使用でき、任意の数の元のガスの流入を含めることができます。方法:タイプIaSNeの寄与により、瞬間的なリサイクル近似を拡張することにより、化学進化モデルを統合します。非分析積分につながるDTDについては、制限された最小二乗フィッティング法を使用して、ガウス関数、指数関数、および1/t関数の重ね合わせとして記述します。結果:以前の研究で広く使用されているタイプIaSNeを使用した化学モデルの正確な解を取得します。このソリューションは、数値積分法よりも短い計算時間で、アルファおよび鉄ピーク元素の予想される化学進化を再現できます。APOGEEDR17によって観測された[Si/Fe]対[Fe/H]平面のパターンと、モデルによって予測されたパターンを比較します。低アルファシーケンスは、ガスの降下の遅延によって説明できることがわかりました。星形成の歴史からシミュレートされた天の川のような銀河の化学進化をモデル化することにより、ソリューションの適用可能性を活用します。私たちのソリューションの実装は、pythonパッケージとしてリリースされています。結論:私たちのソリューションは、銀河考古学の有望なツールを構成し、太陽近傍での[Fe/H]に対するアルファ元素存在量の観察された傾向をモデル化することができます。ケミストリーなしでモデル化されたシミュレートされた銀河の化学情報を推測します。
さんかく座-アンドロメダ過密の化学力学的性質
| Title |
The_Chemodynamical_Nature_of_the_Triangulum-Andromeda_Overdensity |
| Authors |
Yuri_Abuchaim,_H\'elio_D._Perottoni,_Silvia_Rossi,_Guilherme_Limberg,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Rafael_M._Santucci,_Vinicius_M._Placco,_Jo\~ao_V._Sales-Silva,_Friedrich_Anders,_and_Helio_J._Rocha-Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00156 |
GeminiNorth(8.1m)望遠鏡でGRACES高解像度($R=40,000$)分光器で観測された31個の候補星のサンプルを使用したさんかく座-アンドロメダ過密度(TriAnd)の化学力学的研究を提示します。TriAndは、天の川の外側の円盤に向かって発見された恒星の下部構造で、太陽から$R_{GC}\sim18$kpcに位置し、銀河緯度b$\sim25${\deg}に向かっています。私たちのサンプルのほとんどの星は、ディスク星の人口と互換性のある動的特性を持っています。さらに、離心率カットを適用することにより、降着した個体群と一致すると思われる星の汚染を検出することができます。化学的存在空間では、TriAnd候補の大部分は外側の薄い円盤の集団に似ており、過密度がその場の起源を持っていることを示唆しています.最後に、TriAndと空間的に重なっている発見された降着したハロー侵入者は、その複雑な化学パターンによる過密度の性質についての歴史的な議論を説明するはずです。
散開星団プレアデス、プレセペ、ブランコ 1 のガイア天文図
コンテクスト。プレアデス、プレセペ、ブランコ1などの散開星団に近いものは、太陽に近いため、広く研究されてきました。ガイアデータには、これらの星団の運動学的および星の特性を更新するために使用できる貴重な天文および測光情報が含まれているため、これらの星団を調査する機会がもたらされます。ねらい。私たちの目標は、適切な動きを備えた天文モデルと、位置、適切な動き、視差を使用した教師なしクラスタリング機械学習アルゴリズムを使用して、これらの近くの散開星団でスターメンバーシップの調査を実施することです。スターメンバーは、両方の方法のクロスマッチングから選択されます。メソッド。GaiaDR3カタログを使用して、古典的なベイジアンモデルと教師なし機械学習アルゴリズムDBSCANの2つのアプローチを使用してスターメンバーを決定します。星のメンバーについては、放射状密度プロファイル、空間分布を構築し、Kingパラメーターを計算します。年齢と金属量は、BASE-9ベイジアンソフトウェアを使用して推定されました。結果。プレアデス、プレセペ、ブランコ1について、それぞれ958、744、488のスターメンバーを特定しました。距離を修正して空間分布を構築したところ、プレセペとブランコ1が細長い形状構造を持っていることがわかりました。得られた距離、年代、および金属量は、文献で報告されているものと一致していました。結論。星メンバーのカタログを入手し、これらの散開星団の運動学的パラメーターと恒星パラメーターを更新しました。固有運動モデルは、教師なしクラスタリングアルゴリズムと同様の数のメンバーを見つけることができることがわかりました。これは、クラスター母集団がベクトルポイントダイアグラムで過密度を形成する場合です。これらのメソッドを実行するために、適切なモーション領域の適切なサイズを選択できます。私たちの分析では、細長い形状を示すプレセペとブランコ1の周辺に向かっている星が見つかりました。
銀河の化学進化における星の収量の評価：観測された星の存在パターン
| Title |
Assessing_stellar_yields_in_Galaxy_chemical_evolution:_observational_stellar_abundance_patterns |
| Authors |
Jinning_Liang,_Eda_Gjergo,_Xilong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00208 |
1ゾーンの銀河化学進化(GCE)モデルは、多くの環境、特に天の川とその衛星の豊富な平均存在パターンに関する有用な洞察を提供してきました。ただし、そのような豊富なパターンの分散は、再現するのが難しい側面です。主な仮説は、ダイナミクスが分散の主な原因である可能性が高いというものです。この作業では、別の仮説、つまり、利回りモデリングに関するさまざまな仮定が同時に作用している可能性があるという仮説を検証します。モデルにまたがる存在量パターンが銀河データで観測されたものと一致しているかどうかを比較します。まず、最近の収量表のパフォーマンスをテストし、これらの表のどれが銀河系の星の存在量に最も適しているかを示します。次に、モデルをグループ化し、利回りの組み合わせがデータの分散と標準偏差に一致するかどうかをテストします。NuPyCEEの固定された天の川のようなパラメーター化で、3つの支配的な収量セット(低質量星から中質量星、大質量星、Ia型超新星)の収量の選択をテストします。また、中性子星合体によるrプロセス元素の生成も含まれています。このような利回りにまたがる統計的特性を調べます。利回りセット間の違いと共通点を特定します。要素がデータと一致しているかどうか、またはモデルがさまざまな赤方偏移ビンでそれを過大評価または過小評価しているかどうかを推定する基準を定義します。収量がGCEモデルの不確実性の主な原因であることは事実ですが、恒星スペクトルの存在量の分散は、収量処方全体の単純な平均では説明できません。
アルマ望遠鏡による銀河中心部の高速分散コンパクト雲 CO 0.02-0.02 の眺め
AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArrayを用いた分子雲CO0.02-0.02の中心方向の観測結果を報告します。CO$J$=3-2,H$^{13}$CN$J$=4-3,H$^{13}$CO$^{+}$$J$の1秒角の解像度の画像を取得することに成功しました=4-3,SiO$J$=8-7,CH$_3$OH$J_{K_a,K_c}$=7$_{1,7}$-6$_{1,6}$A$^{+}$行、および900$\mu$m連続体は、以前の観測では特定されていないいくつかの新しい機能を示しています。高密度のガスプローブ(H$^{13}$CN、SiO、CH$_{3}$OH)の画像は、CO0.02-0.02の本体である可能性のある、北東から南西に伸びた一対のフィラメントによって支配されています。互いに垂直な2つの縞模様(F1とF2)と、異なる速度範囲で現れる高速フィーチャ(HV)が、CO画像で顕著でした。F1の速度範囲で、拡大する特徴を表している可能性のある放出孔が見つかりました。F2は、単一皿のCOマップで特定された20pc$\times$13pc楕円(大殻)の西端に沿って整列しているように見えました。HVには、CO排出量の正の高速端に8つのコンパクトな塊が含まれています。これらの結果に基づいて、CO0.02-0.02の生成シナリオを提案します。超新星の内部爆発、大殻による外部摂動、および光度の低い星団による重力加速度により、現在の状態でCO0.02-0.02が形成されています。
ほ座分子尾根の Pismis 5 を取り囲むクラスター集合体
| Title |
Cluster_aggregates_surrounding_Pismis_5_in_the_Vela_Molecular_Ridge |
| Authors |
Ming_Feng_Qin,_Yu_Zhang,_Jinzhong_Liu,_Fangfang_Song,_Qingshun_Hu,_Haozhi_Wang,_Shuo_Ma_and_Guoliang_Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00226 |
コンテクスト。ガイア時代、天文データの精度は前例のないものです。高品質のデータにより、より多くのクラスター集合体を見つけやすくなり、これらの開いたクラスターのさらなる確認をサポートできます。ねらい。GaiaDR3を使用して、VelaMolecularRidgeのPismis5を囲む散開星団を再決定します。また、これらのクラスターの基本的な特性も調査します。メソッド。2つのクラスタリングアルゴリズム(StarGOとpyUPMASK)を適用して、GaiaDR3を使用して5次元空間で開いたクラスターメンバーを識別します。結果。ほ座分子尾根のPismis5を囲む8つの散開星団を特定します。散開星団QZ1が新たに発見されました。星団の包括的な特性を調査することにより、1つの散開連星星団候補(Alessi43とCollinder197)と1つの三連散開星団候補(Pismis5、Pismis5A、およびPismis5B)について説明します。結論。連星および三連散開星団の候補は、それらの類似した年齢、位置、および動きに基づいて潜在的な原始集合体として識別されています。運動学的な推測によると、2つの集合体候補は徐々に分離し、それらの内部はゆっくりと崩壊します。
ALMA (DIHCA) によるホットコアの内部掘り下げ。 III: NH$_{2}$CHO、HNCO、および H$_{2}$CO 間の化学結合
| Title |
Digging_into_the_Interior_of_Hot_Cores_with_ALMA_(DIHCA)._III:_The_Chemical_Link_between_NH$_{2}$CHO,_HNCO,_and_H$_{2}$CO |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Patricio_Sanhueza,_Fernando_A._Olguin,_Prasanta_Gorai,_Ankan_Das,_Fumitaka_Nakamura,_Masao_Saito,_Qizhou_Zhang,_Xing_Lu,_Shanghuo_Li,_Huei-Ru_Vivien_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00267 |
NH$_{2}$CHO、HNCO、H$_{2}$CO、およびCH$_{3}$CN($^{13}$CH$_{3}$CN)分子を分析しました。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)Band6によって得られた$\sim0.3''$の角度分解能での線は、30の大質量星形成領域に向かっています。NH$_{2}$CHO放射は23地域で検出されましたが、他の種は29地域で検出されました。CH$_{3}$CN線のモーメント0マップを使用して、合計44のホット分子コア(HMC)が特定されました。4種の分別存在量は、各HMCで導出されています。純粋な化学的関係を調査するために、温度の影響を除外する偏相関検定を実施しました。NH$_{2}$CHOとHNCO($\rho=0.89$)の間、およびNH$_{2}$CHOとH$_{2}$CO(0.84)の間に強い正の相関が見られました。これらの強い相関関係は、それらの直接的な化学的リンクを示しています。HNCOとNH$_{2}$CHO間の二重環状水素付加および引き抜き反応、およびH$_{2}$COからのNH$_{2}$CHOの気相形成。これらの反応を含む化学モデルは、ターゲットソースで観測された存在量を再現できます。
大質量星形成領域における宇宙線電離率の最初の ALMA マップ
| Title |
First_ALMA_maps_of_cosmic_ray_ionisation_rate_in_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
Giovanni_Sabatini,_Stefano_Bovino_and_Elena_Redaelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00329 |
低エネルギー宇宙線($<1$TeV)は、星間物質のイオン化の重要な源であり、ガスの化学組成を決定する際に中心的な役割を果たし、星や惑星の形成に劇的な影響を与えます。過去数十年にわたって、拡散雲でのH$_3^+$吸収線観測は、H$_2$に対する宇宙線電離率の信頼できる見積もりを提供してきた($\zeta^{\rmイオン}_{{\rmH}_2}$)。しかし、星や惑星が形成されるより密度の高い雲では、この方法はH$_3^+$回転遷移がないため、しばしば非効率的です。したがって、$\zeta^{\rmion}_{{\rmH}_2}$の見積もりは、この文脈ではまだ暫定的なものであり、星と惑星形成の一般的なモデルを定義する際に、最も理解されていない要素の1つを表しています。.このレターでは、最近提案された、$\zeta^{\rmion}_{{\rmH}_2}$分子雲の最も密集した領域。$3\times10^{-17}$から$10^{-16}\rm~s^{-1}$は、主要なイオンキャリアの異なる分布に応じて、最新の宇宙線伝搬モデルとよく一致しています。同じペアレントクランプに属するコアは、同等の$\zeta^{\rmイオン}_{{\rmH}_2}$を示しており、プレステラー領域のイオン化特性が局所的効果ではなく全体的な効果によって決定されることを示唆しています。これらの結果は、星形成領域の化学的および物理的モデリングに重要な情報を提供します。
惑星状星雲の光度関数に対する重ね合わせの効果
| Title |
The_Effect_of_Superpositions_on_the_Planetary_Nebula_Luminosity_Function |
| Authors |
Owen_Chase,_Robin_Ciardullo,_Martin_Roth,_George_Jacoby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00405 |
~10Mpcを超える系での惑星状星雲(PN)の調査では、[OIII]$\lambda5007$フラックスが惑星状星雲の光度関数(PNLF)の見かけの明るい端のカットオフよりも大きい、高励起の点状のソースを見つけることがよくあります。.ここでは、この現象の原因の1つとしてPN重ね合わせを特定し、オブジェクトブレンドが発生する可能性がある場合にPNLF距離を導出するための適切な手順について説明します。この手法を2つの天体に適用します。狭帯域干渉フィルターを介して観測されたおとめ座距離楕円銀河のモデルと、MUSE積分フィールド単位分光器で調査された円座レンチキュラー銀河NGC1380です。私たちの分析は、銀河までの最も可能性の高い距離がPN重ね合わせの存在の可能性に影響されない場合でも、エラーバーの非対称性により、結果の値は依然として近すぎる距離に偏っていることを示しています.現在の地上ベースの計測器がこの技術を35Mpcを超える距離まで押し上げることができる時代におけるPNLFの将来について議論します。
リング銀河サーベイ (HI-RINGS) の HI -- リング銀河の HI ガスに対するバーの効果
| Title |
The_HI_in_Ring_Galaxies_Survey_(HI-RINGS)_--_Effects_of_the_bar_on_the_HI_gas_in_ring_galaxies |
| Authors |
Chandrashekar_Murugeshan,_Robert_Dzudzar,_Ryan_Bagge,_Tamsyn_O'Beirne,_Ivy_Wong,_Virginia_Kilborn,_Michelle_Cluver,_Katharina_Lutz,_Ahmed_Elagali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00515 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)を使用したリング銀河の新しい高解像度中性原子水素(HI)調査を提示します。Buta(1995)SouthernRingGalaxySurveyCatalogからの24のリング銀河のサンプルをターゲットにして、共鳴、衝突、および相互作用によって駆動されるリング銀河の起源を研究します。この作業では、サンプルの概要を提示し、それらのグローバルおよび解決されたHIプロパティを調べます。さらに、星形成率（SFR）と分解されたSFR表面密度プロファイルを測定することにより、星形成特性も調べます。私たちのサンプルの棒状銀河の大部分はHI不足であることがわかり、HI不足を引き起こすバーの影響をほのめかしています。さらに、私たちのサンプルの永年進化する棒状リング銀河に対して、リンドブラッドの共鳴理論を適用して共鳴リングの位置を予測し、予測と観測の間で非常に良い一致を見つけました。HIガスのリングおよび/または星形成が、1つまたは他の主要な共鳴で同じ位置にあることを確認します。最後に、銀河のサブサンプルのバーパターンの速度($\Omega_{\textrm{bar}}$)を測定し、値の範囲が10～90kms$^{-1}$kpcであることを確認します。$^{-1}$、以前の研究とよく一致しています。
観測とシミュレーションを使用したダーク マター ハロー スピンのモデル化: UGC 5288 への適用
| Title |
Modelling_Dark_Matter_Halo_Spin_using_Observations_and_Simulations:_application_to_UGC_5288 |
| Authors |
Sioree_Ansar,_Sandeep_Kumar_Kataria_and_Mousumi_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00724 |
暗黒物質(DM)のハロー特性は、宇宙論的シミュレーションで広く研究されていますが、観測から推定するのは非常に困難です。観測された銀河のDMハロー密度プロファイルは、暗黒物質ポテンシャルを追跡する複数のプローブを使用してモデル化されています。ただし、DMハローの角運動量分布はまだ議論の対象です。この研究では、星とガスの表面密度、ディスクスケールの長さなどの観測から導き出されたディスク特性をフォワードモデリングすることにより、低表面輝度（LSB）、ガスに富む矮小銀河UGC5288のハロースピンとハロー濃度を推定する方法を調査します。、HI回転曲線、バーの長さ、バーの楕円率。半解析的手法、N体/SPH、および宇宙論的シミュレーションを組み合わせて、UGC5288のDMハローを尖ったHernquistプロファイルとフラットコア疑似等温プロファイルの両方でモデル化します。観測結果と最もよく一致するのは、コア半径が$r_{c}=0.23$kpcで、ビリアル半径でのハロースピンが$\lambda$=0.08の疑似等温ハローモデルであることがわかりました。私たちの調査結果は、UGC5288のハロー密度プロファイルの以前のコア半径推定値、および高解像度宇宙磁気流体力学シミュレーションTNG50におけるUGC5288の同様の質量類似体のハロースピンプロファイルと一致していますが、まだいくつか残っています。銀河の形成史に関する知識が限られているため、不確実性があります。さらに、棒状銀河の内部ハロースピン($r<10$kpc)は棒状銀河とは異なり、ハロースピンは棒状の性質と弱い相関関係を示すことがわかりました。
L1448--C系における分子流出物の衝突
| Title |
Collision_of_molecular_outflows_in_the_L1448--C_system |
| Authors |
Ivan_Toledano--Ju\'arez,_Eduardo_de_la_Fuente,_Miguel_A._Trinidad,_Daniel_Tafoya,_\&_Alberto_Nigoche--Netro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00766 |
ALMA観測を使用して、217～230GHz($\sim$1.3mm)での星形成領域L1448の中央ゾーンの研究を提示します。私たちの研究は、原始星分子流出の検出と、ソースL1448--C(N)およびL1448--C(S)に向かう周囲の媒体との相互作用に焦点を当てています。どちらの光源も連続発光を示し、L1448--C(N)が最も明るい。そのスペクトルインデックスと関連するバイポーラアウトフローに基づいて、連続体放出は星周円盤に関連している可能性が最も高いです。L1448--C(N)に関連する$^{\rm12}$CO(J=2$\rightarrow$1)およびSiO(J=5$\rightarrow$4)の放出は、双極の流出と、北西南東方向。L1448--C(N)の$^{\rm12}$CO(J=2$\rightarrow$1)流出は、広い角度とV字型の形態を持っています。SiOジェットは高度にコリメートされており、軸方向の広がりは$^{\rm12}$CO(J=2$\rightarrow$1)放出に匹敵します。L1448--C(S)へのSiO(J=5$\rightarrow$4)放出はありませんが、$^{\rm12}$CO(J=2$\rightarrow$1)放出があります。観測により、L1448--C(N)とL1448--C(S)の$^{\rm12}$CO(J=2$\rightarrow$1)流出の赤方偏移ローブが衝突していることが明らかになりました。この相互作用の結果、L1448-C(S)ローブが切り詰められたように見えます。分子流出の衝突は、速度分散が相互作用ゾーンで大幅に増加するSiO(J=5$\rightarrow$4)放出によっても暗示されます。また、この衝突がL1448--Cシステムで新しい星の形成を引き起こす可能性があるかどうかも調査しました。
銀河の中央パーセクにおける気相重元素存在量のチャンドラX線測定
| Title |
Chandra_X-ray_Measurement_of_Gas-phase_Heavy_Element_Abundances_in_the_Central_Parsec_of_the_Galaxy |
| Authors |
Ziqian_Hua,_Zhiyuan_Li,_Mengfei_Zhang,_Zhuo_Chen,_Mark_R._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00920 |
元素の存在量は、銀河中心における星の形成と進化を理解するための鍵です。このトピックに関するこれまでの研究は赤外線(IR)観測に基づいていましたが、X線観測には、主にKシェル輝線を介して、重元素の存在量を制限する可能性があります。5.7Msチャンドラ観測を使用して、衝撃加熱された高温ガスの徴候である、銀河の中央パーセクに位置する4つの顕著な拡散X線特徴で、Si、S、Ar、Ca、およびFeの最初の存在量測定値を提供します。.2温度非平衡イオン化スペクトルモデルを使用して、これら5つの元素の存在量を導き出します。この手順では、軽元素、特にH、C、およびNの組成の不確実性のために縮退が導入されます。高温ガスがWolf-Rayet星風によって支配される標準的なシナリオでは、スペクトルフィットにより、重元素の一般的なサブソーラーの存在量が検出されます。代わりに、軽元素が太陽のような豊富さを持っていた場合、重元素は$\sim$1--2太陽光の適合された豊富さを持っています。一方、$\alpha$/Feの存在比率は、大部分がスーパーソーラーであり、軽元素の正確な組成には影響されません。これらの結果は、中程度のスペクトルS/Nまたは非熱コンポーネントの存在による潜在的なバイアスに対して堅牢です。銀河中心環境の測定された存在量の意味が取り上げられています。
狭線セイファート 1 銀河の SMBH スピンの推定
| Title |
Estimate_of_SMBH_Spin_for_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Mikhail_Piotrovich,_Stanislava_Buliga_and_Tinatin_Natsvlishvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00934 |
視線と降着円盤の軸の間の傾斜角を仮定して、ナローラインセイファート1(NLS1)銀河の大規模なセットの活動銀河核(AGN)の超大質量ブラックホール(SMBH)のスピン値を推定しました。約45度になります。これらの天体のスピン値は、以前に研究したセイファート1銀河よりも平均して小さいことがわかりました。さらに、ボロメータ光度とSMBH質量に対するスピンの依存性は、セイファート1銀河の2倍から3倍強いことがわかりました。これは、進化の初期段階で、NLS1銀河が降着率が低いか、混沌としている可能性があることを意味します。降着、後の段階では標準的なディスク降着があり、スピン値を非常に効果的に増加させます。
Atacama Compact Array を使用した小マゼラン雲の北部領域に向けた偏りのない CO 調査。 Ⅱ． COクラウドカタログ
| Title |
An_Unbiased_CO_Survey_Toward_the_Northern_Region_of_the_Small_Magellanic_Cloud_with_the_Atacama_Compact_Array._II._CO_Cloud_Catalog |
| Authors |
Takahiro_Ohno,_Kazuki_Tokuda,_Ayu_Konishi,_Takeru_Matsumoto,_Marta_Sewi{\l}o,_Hiroshi_Kondo,_Hidetoshi_Sano,_Kisetsu_Tsuge,_Sarolta_Zahorecz,_Nao_Goto,_Naslim_Neelamkodan,_Tony_Wong,_Hajime_Fukushima,_Tatsuya_Takekoshi,_Kazuyuki_Muraoka,_Akiko_Kawamura,_Kengo_Tachihara,_Yasuo_Fukui,_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00976 |
分子雲の性質と、太陽下の金属環境におけるそれらの統計的挙動は、まだ完全には解明されていません。AtacamaCompactArrayを使用して、小マゼラン雲(SMC)の北部領域で$\sim$2pcの空間解像度で偏りのないCO($J$=2-1)調査データを分析し、CO雲の特性を特徴付けました。雲分解分析により、空間的/速度に依存しない426のCO雲とその下部構造が特定されました。スピッツァーとハーシェルによる既知の赤外線カタログとのクロスマッチングに基づくと、90%以上のCO雲が点源との空間相関を示しています。CO雲の基本的な性質を調べたところ、半径と速度の線幅($R$-$\sigma_{v}$)の関係は天の川(MW)のようにべき低指数に従うが、切片は$\sim$1.5MWのそれよりも低い。CO光度とビリアル質量の質量関数($dN/dM$)は、$\sim$1.7の指数によって特徴付けられます。これは、大マゼラン雲とMWで以前に報告された値と一致しています。
$z \lesssim 0.5$ でのタイプ 1 AGN の低温分子ガスと AGN 特性との間の相関の欠如
| Title |
Lack_of_Correlations_between_Cold_Molecular_Gas_and_AGN_Properties_in_Type_1_AGNs_at_$z_\lesssim_0.5$ |
| Authors |
Juan_Molina,_Jinyi_Shangguan,_Ran_Wang,_Luis_C._Ho,_Franz_E._Bauer,_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01017 |
$z\lesssim0.5$にある8つの最も明るいパロマーグリーンクエーサーにおけるCO(2--1)放出の新しいNOEMA(NorthernExtendedMillimeterArray)観測を提示し、活動銀河核(AGN)フィードバックの役割を調査します。低赤方偏移で検出された明るいクエーサー。3つのオブジェクトでCO(2--1)放出を検出し、そこからCO輝度、分子ガスの質量と分数、およびガスの枯渇時間を導き出します。文献で入手可能なデータと組み合わせて、CO(2--1)測定値を持つ138のローカルタイプ1AGNの合計サンプルを構築します。CO放出で検出されないシステムを考慮して、AGNの特性をホスト銀河の分子ガスの特性と比較します。COの光度はAGNの光度およびエディントン比と相関していませんが、分子ガスの割合はエディントン比と弱く相関しています。タイプ1のAGNは、赤外線とCOの光度比に関して2つの集団に大まかに分けることができます。1つの集団は、通常の星形成システムで通常見られる値を示し、もう1つの集団は、スターバーストで測定された値に匹敵する低い比率の値を示します。AGNフィードバックがタイプ1AGNの星形成を急速に消滅させるという証拠は見つかりませんでした。私たちの結果は、ホスト銀河の重力不安定性の根底にある役割、またはAGN活動のトリガーにおける冷たいガスの急速な流入を暗示している可能性があります。
IRC+10216 における 2 つの金属シアノアセチリドの発見: HMgCCCN と NaCCCN
| Title |
Discovery_of_two_metallic_cyanoacetylides_in_IRC+10216:_HMgCCCN_and_NaCCCN |
| Authors |
C._Cabezas,_J._R._Pardo,_M._Agundez,_B._Tercero,_N._Marcelino,_Y._Endo,_P._de_Vicente,_M._Guelin,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01066 |
Yebes40m望遠鏡で実行されたIRC+10216に向けた超深度Qバンド積分における一連の6つの線の検出について報告します。これは、12から18までの整数量子数Jと調和関係にあります。高レベルの量子化学計算に導かれたすべての可能なキャリアの分析により、これらの線は、ヒドロマグネシウムシアノアセチリドと名付けられたHMgCCCNに属していると結論付けました。HMgCCCNで得られた回転温度とカラム密度は、それぞれ17.1+/-2.8Kと(3.0+/-0.6)e12cm-2です。MgCCCNとHMgCCCNの間で観測された存在量比は3です。さらに、正確な実験データが利用可能なナトリウムシアノアセチリド、NaCCCNの、同じくIRC+10216に向けた宇宙での発見を報告します。この種について、13.5+/-1.7Kの回転温度と(1.2+/-0.2)e11cm-2のカラム密度を導き出します。
銀河円盤における乱流混合に由来するrプロセスイベントの周波数と質量含有量の制約
| Title |
Constraints_on_the_frequency_and_mass_content_of_r-process_events_derived_from_turbulent_mixing_in_galactic_disks |
| Authors |
A._N._Kolborg,_E._Ramirez-Ruiz,_D._Martizzi,_P._Macias_and_M._Soares-Furtado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01144 |
天の川(MW)ハローにある金属の少ない星は、軽い元素に比べてrプロセスの存在量が星間で大きく分散しています。これは、宇宙初期に化学的に多様で混合されていない星間物質(ISM)があったことを示唆しています。この研究は、コア崩壊超新星(cc-SNe)によって駆動される乱流混合が、銀河円盤におけるrプロセスの存在量分散に与える影響を明らかにすることを目的としています。この目的のために、パーセクスケールで金属混合メカニズムを解決する小規模銀河パッチの一連のシミュレーションを実施します。私たちのセットアップには、cc-SNeフィードバックとr-processソースからの強化が含まれています。cc-SNeに対するrプロセスイベントの相対速度は、ISMのrプロセス分布の形状に直接刻印されており、より頻繁なイベントがより中央にピークのある分布を引き起こしていることがわかります。銀河風で失われる金属の割合も考慮し、特に小さな銀河モデルでは、cc-SNeが高度に濃縮された風を効率的に放出できることを発見しました。この結果は、システムが小さいことを示唆しています。矮小銀河は、MWのような前駆星系と同様の平均rプロセス存在量を達成するために、より高いレベルの濃縮を必要とする可能性があります。最後に、MW内のrプロセス要素の生産率に新しい制約$6\times10^{-7}{M_\odot/\rmyr}\lesssim\dot{m}_{\rmrp}\ll4.7\times10^{-4}{M_\odot/\rmyr}$、金属の少ない星の[Eu/Fe]の平均と分散を正確に再現することによって課されます。私たちの結果は、代替方法からの独立した推定と一致しており、許容されるパラメーター空間の大幅な削減を構成しています。
ベイジアン ニューラル ネットワークを使用した Fermi-LAT カタログの暗黒物質サブハローの検索
| Title |
Searching_for_dark_matter_subhalos_in_the_Fermi-LAT_catalog_with_Bayesian_neural_networks |
| Authors |
Anja_Butter,_Michael_Kr\"amer,_Silvia_Manconi_and_Kathrin_Nippel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00032 |
フェルミ大面積望遠鏡(Fermi-LAT)によって検出された$\gamma$線源の約3分の1は未確認のままであり、これらのいくつかは暗黒物質サブハローなどのエキゾチックな天体である可能性があります。最新の4FGL-DR3Fermi-LATカタログに適用されるベイジアンニューラルネットワーク分類法を使用して、これらのソースの検索を提示します。最初に、N体シミュレーションからのモデルとサブハロー分布への半解析的アプローチを使用して、暗黒物質サブハローのガンマ線特性をシミュレートします。次に、Fermi-LAT分析ツールを使用して、4FGL-DR3カタログでこのサンプルの検出可能性を評価します。ベイジアンニューラルネットワークをトレーニングして、4FGL-DR3カタログ内の未確認のソースの中から暗黒物質サブハローの候補を特定します。私たちの結果により、ネットワークによって天体物理学的に分類された未確認のソースを除外することにより、暗黒物質消滅断面積の保守的な境界を導き出すことができます。さまざまな暗黒物質質量の候補となる暗黒物質サブハローの数を推定し、さらなる調査のために公開リストを提供します。暗黒物質の消滅断面積に関する私たちの境界は、以前の結果に匹敵し、高い暗黒物質の質量で特に競争力があります。
原始中性子星の振動モードを分類するための 3 つのアプローチ
| Title |
Three_approaches_for_the_classification_of_protoneutron_star_oscillation_modes |
| Authors |
M._C._Rodriguez,_Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_C._Chirenti,_D._Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00033 |
銀河コア崩壊超新星からの重力波(GW)の将来の検出は、陽子中性子星(PNS)内部の物理学に関する情報を提供します。この作業では、PNS非ラジアル振動モードに3つの異なる分類方法を適用します:カウリング分類、一般化されたカウリング命名法(GCN)、およびモーダルプロパティに基づく分類(CBMP)。コア崩壊超新星の$3$DシミュレーションからのPNSモデルを使用して、PNS進化の初期段階、通常はバウンス後$0.4$秒前に、カウリング分類が矛盾していることを発見しましたが、GCNとCBMPは補完的な情報を提供しますモードの進化を理解するのに役立ちます。GCNでは、モード周波数が早い段階で進化するにつれて、いくつかの回避された交差に注目しますが、CBMPは回避された交差間でモードを追跡します。PNSによるGWの最強の放出がGCNの$f$モードに対応することを確認し、回避された交差ごとにモードトラップ領域がコアとエンベロープの間で交互になることを示します。その後、バウンスから約$0.4$秒後に、3つの分類方法がモードスペクトルの同様の説明を示します。結果を使用して、分類に従ってPNSモードの普遍的な関係をテストし、$f$モードと$p$モードの普遍関係の動作がCBMPで非常に単純であることを発見しました。
リング残光の理論について
シンクロトロンと逆コンプトン放出は、観測されたガンマ線バースト(GRB)残光のスペクトルをうまく説明しています。ほとんどのGRBは非常に相対論的な流出の産物であり、残光はその噴出物と周囲の物質との相互作用を示していると考えられています。遅い時間での残光の光度曲線のより速い減衰は、非球形のジオメトリを示しており、通常はジェットのジオメトリの証拠として解釈されます。最近の数値シミュレーションでは、リング状の形状も相対論的流出に許容されることが示されています。したがって、残光進化の標準理論をリング形状に拡張します。相対論的なトロイダル爆風によって生成される光度曲線とスペクトルの分析的処方箋が提示されます。これらを球状およびジェット状の対応物と比較し、リングの残光が球状の流出よりも速く減衰するが、ジェットほど速くないことを示します。
ディスクが優勢な中間極IGR J15094-6649の光学およびX線特性の解明
| Title |
Unravelling_optical_and_X-ray_properties_of_the_disc-dominated_intermediate_polar_IGR_J15094-6649 |
| Authors |
Arti_Joshi,_Nikita_Rawat,_Axel_Schwope,_J._C._Pandey,_Simone_Scaringi,_D._K._Sahu,_Srinivas_M_Rao,_Mridweeka_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00099 |
TransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)から得られたアーカイブ光学データと、Suzaku、NuSTAR、およびNeilGehrelsSwiftObservatory(Swift)から得られたX線データに基づいて、中間極、IGRJ15094-6649の分析を提示します。現在の分析では、以前に報告されたIGRJ15094-6649のスピン周期が809.49584$\pm$0.00075秒であることを確認し、改良しています。841.67376$\pm$0.00082sの拍動周期の明確な証拠が、長期のTESS光学観測中に見つかりましたが、これは以前の研究では明らかではありませんでした。X線と光スピンパルスの優勢は、ディスク供給優勢な降着を明らかにしますが、追加のビート周波数の存在は、降着物質の一部も磁力線に沿って流れることを示しています。低エネルギー帯(<10keV)におけるエネルギー依存のスピン脈動は、降着流における光電吸収によるものです。ただし、複雑な吸収体は、ハード（>10keV）エネルギーバンドでのコンプトン散乱を介して低振幅のスピン変調を生成する原因である可能性があり、X線放出領域の高さが無視できる可能性があることを示しています。観測された二重こぶのあるX線プロファイルは、顕著なくぼみを持ち、介在する降着流での光電吸収を示しています。X線スペクトルの分析により、X線放射の複雑さが明らかになり、ソフトエクセス、反射、および強い吸収を伴う多温度プラズマ成分で構成されます。
SAX J1808.4-3658 からの水素誘起 X 線バースト?核燃焼の開始
降着するミリ秒X線パルサーSAXJ1808.4-3658からの弱い熱核X線バーストの研究を提示します。2019年8月9日に中性子星内部組成探査機で観測されたバーストに焦点を当て、2005年6月にロッシX線タイミングエクスプローラーで観測された同様のバーストについて説明します。これらのバーストは、新たな降着の最初の兆候の後、2.9ドルおよび1.1ドルのアウトバースト開始直後に発生しました。$6.98\pm0.50\times10^{-9}$および$1.54\pm0.10\times10^{-8}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}のピークバーストボロメトリックフラックスを測定します。$、それぞれ、このソースから観測された最も明るいヘリウムを動力源とするバーストのピークフラックスよりも$\約30$および$15$少ない係数です。スペクトルモデリングから、各バースト時の降着率と降着柱を推定します。2019年のバーストでは、降着率は$\dotM\approx1.4-1.6\times10^{-10}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$と推定され、列は範囲内にある$3.9-5.1\times10^7$gcm$^{-2}$.2005年のイベントでは、降着率は似ていましたが、降着した柱は2019年のバーストで推定されたものの半分でした。低い降着率、控えめな柱、および静止状態にある冷たい中性子星の証拠は、これらのバーストが熱的に不安定なCNOサイクルの水素燃焼によって引き起こされたことを示唆しています。2019年のイベントにおけるバースト後のフラックスレベルは、温度に影響されないホットCNOサイクルによる準安定水素燃焼と一致する量だけバースト前のレベルからオフセットされているように見え、さらに主要な燃料としての水素燃焼を示唆しているソース。これは、水素によって引き起こされたバーストの強力な観測証拠を提供します。以前の理論モデリングのコンテキストで結果について説明します。
DAMPE宇宙ミッションによる46GeVから316TeVまでの宇宙p+Heエネルギースペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_cosmic_p+He_energy_spectrum_from_46_GeV_to_316_TeV_with_the_DAMPE_space_mission |
| Authors |
DAMPE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00137 |
宇宙線スペクトルの光成分の最近の観測により、予想外の特徴が明らかになり、最高エネルギーまでのさらに正確な測定が可能になりました。暗黒物質粒子探査機(DAMPE)は、2015年12月から運用されている衛星ベースの宇宙線実験であり、非常に優れた統計、エネルギー分解能、および粒子識別機能を備えた高エネルギー宇宙粒子に関するデータを継続的に収集しています。この作業では、46GeVから316TeVのエネルギー範囲における陽子+ヘリウムのエネルギースペクトルの最新の測定値が提示されます。スペクトルの最も特徴的な特徴の中で、$\sim$600GeVでのスペクトル硬化が観察され、$\sim$29TeVでの軟化が6.6$\sigma$有意性で測定されました。さらに、316TeVまでのエネルギースペクトルを測定することにより、宇宙と地上での実験の間に強い関連性が確立され、$\sim$150TeVでの第2の硬化の存在も示唆されます。
ML による X 線スターと AGN の識別
現代のX線望遠鏡は、宇宙に何十万ものX線源を検出しています。ただし、X線データ自体を使用してこれらのソースを分類する現在の方法には問題があります。個々のソースの詳細なX線分光法は時間がかかりすぎる一方で、硬度比は精度に欠けることが多く、効果的に使用するのが難しい場合があります。これらの方法では、X線CCD検出器の能力を利用して、X線輝線を識別し、線が優勢なスペクトル(彩層活動星、超新星残骸など)と連続体が優勢なスペクトル(コンパクトな天体や活発な天体など)を区別することができません。銀河核[AGN])。この論文では、チャンドラディープフィールドサウス（CDFS）サーベイのAGNからチャンドラオリオンウルトラディーププロジェクト（COUP）サーベイの若い星のチャンドラスペクトルを区別する際の人工ニューラルネットワーク（ANN）の使用を調べます。これらの調査を使用して、星とAGNの100,000の人工スペクトルを生成し、ANNモデルをトレーニングして2種類のスペクトルを分離します。私たちの方法は約の精度に達することがわかります。典型的な露出で中程度の明るさのオブジェクトのシミュレートされたスペクトルを分類する際には92%ですが、観測されたCOUPおよびCDFSスペクトル(約91%)では、これらの長時間露出データセットのバックグラウンドが比較的高いことが主な原因で、それらのパフォーマンスはわずかに低下します。また、正味のソース数、バックグラウンドの相対的な寄与、ソースの吸収カラムなどのスペクトルの特性を変化させて、メソッドのパフォーマンスを調査します。これらのメソッドは、大きなX-光線調査。
近くの銀河 M83 のガンマ線放出の特定
| Title |
Identifying_the_Gamma-ray_Emission_of_the_Nearby_Galaxy_M83 |
| Authors |
Yi_Xing,_Zhongxiang_Wang_(SHAO,_Yunnan_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00229 |
近くの星形成銀河(SFG)M83の位置でのガンマ線源の検出について報告します。これは、搭載された大面積望遠鏡(LAT)で取得された14年間のデータの分析から発見されました。{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡(フェルミ)}。ソースは$\sim5\sigma$の有意性で弱く検出され、その放射は指数関数的カットオフべき乗則で記述できます。4.61\,Mpcの距離では、ソースのガンマ線光度は$\sim1.4\times10^{39}$\,erg\,s$^{-1}$であり、\近くのSFGについて決定されたgr\およびIR光度。検出が弱いため、ソーススペクトルを使用して他のSFGとの類似性を確認することはできません。位置の一致と、銀河の星形成活動によるM83からのガンマ線放出の経験的予測を考えると、ガンマ線源はm83の対応物である可能性が高いと結論付けます。したがって、この検出により、約12個のSFGのグループに別のメンバーが追加され、その\gr\放射のほとんどは宇宙線に由来します。
潮汐破壊イベント ASASSN-14li における光/UV 放射: ディスク モデリングの意味
| Title |
Optical/UV_Emission_in_the_Tidal_Disruption_Event_ASASSN-14li:_Implications_of_Disc_Modeling |
| Authors |
Wen_Sixiang,_Jonker_Peter,_Stone_Nicholas,_Van_Velzen_Sjoert,_and_Zabludoff_Ann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00428 |
スリム降着円盤モデル\citep{Wen20}から、潮汐破壊イベント(TDE)による後期の光/UV放出を予測し、ブラックホール質量$M_\bullet$、ブラックホールスピン$a_\bullet$の影響を調査します。、および降着円盤のサイズ。これらの合成スペクトルを使用して、350日を超えるASASSN-14liのマルチバンド\emph{Swift}観測にうまく適合させ、ホスト銀河の消滅と外側の円盤半径のみを自由パラメーターとして設定し、$M_\bullet$,$a_\bullet$、円盤の傾き、および円盤の降着率は、ASASSN-14liのX線スペクトルの10エポックをスリム円盤に当てはめることから導き出されました。\emph{初期}時間の光/UV放射の性質に対処するために、衝撃散逸と再処理の2つのモデルを検討します。(1)予測された後期の光学/UVカラー(例:$u-w2$)は、ディスクが急速に拡散しない限り、ブラックホールとディスクのパラメーターの影響を受けません。(2)ASASSN-14liのスターバースト後のホストと一致するように、データを適合させるにはスターバースト銀河絶滅モデルが必要です。(3)驚くべきことに、外側の円盤の半径は潮汐半径の$\approx$2$\times$であり、遅い時間では$\sim$constantであり、粘性の拡散が遅いか存在しないことを示しています。(4)$M_\bullet\lesssim10^{6.75}$M$_\odot$、つまりASASSN-14liの$M_\bullet$範囲($10^{6.5-7.1}$M$_\odot$;1$\sigma$CL);より大きなブラックホールの質量は、非現実的な質量の前駆星の破壊を必要とします。(5)再処理に必要なガスの質量は、準静的または流出層によるものであるかにかかわらず、$<0.5$M$_\odot$である可能性があり、太陽質量星の(もっともらしい)崩壊と一致します。
幼児型 Ia 超新星 2021aefx における高速噴出物と初期赤色過剰放出の起源
| Title |
Origin_of_high-velocity_ejecta_and_early_red_excess_emission_in_the_infant_Type_Ia_supernova_2021aefx |
| Authors |
Yuan_Qi_Ni,_Dae-Sik_Moon,_Maria_R._Drout,_Christopher_D._Matzner,_Kelvin_C._C._Leong,_Sang_Chul_Kim,_Hong_Soo_Park,_Youngdae_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00625 |
\object{SN2021aefx}は通常のIa型超新星(SN)で、最初の$\sim$2日間にわたって赤色の過剰な放出が見られます。高ケイデンスKMTNetマルチバンド測光、分光法、および公開データを使用して、このSNの詳細な分析を提示します。主な噴出物${\rm{^{56}Ni}}$分布。これにより、「最初の光」から$\sim-$0.5時間後にSN2021aefxの最初の検出が行われ、追加の電源の存在が示されます。私たちのピークスペクトルは、タイプIaのサブ分類がコアノーマルとブロードラインの中間であることを確認し、噴出物の質量は$\sim$1.34$M_{\odot}$と推定します。ピーク前のスペクトル進化は、$>$40,000kms$^{-1}$(タイプIaSNeでこれまでに観測された最速)に達する高速膨張物質と、少なくとも2つの異なる相同的に膨張する噴出物成分を識別します:(1)aチャンドラセカール質量噴出物の典型的な光球進化と一致する法線速度(12,400kms$^{-1}$)成分。(2)高速(23,500kms$^{-1}$)成分は、爆発後最初の$\sim$3.6日間に見られ、この成分は爆発の外側の$<$16\%内に位置している。エジェクタの塊。非球形の光球を生成する非対称の亜音速爆発プロセスは、2つの成分が同時に存在すること、および外側のわずかな${\rm{^{56}Ni}}$濃縮による赤色の過剰な放出の説明を提供します。噴出物の質量の$\sim$0.5\%。ピーク後300日からのスペクトルは、縮退していないコンパニオンに対する制約を進め、チャンドラセカールに近い質量爆発の起源をさらにサポートします。チャンドラセカール質量の白色矮星の中心外で点火された遅延爆発が、通常のIa型SNeで観測されたSN2021aefxの特徴の原因である可能性があります。
メキシコの高高度水チェレンコフ (HAWC) 天文台: 主要な検出器
| Title |
The_High-Altitude_Water_Cherenkov_(HAWC)_Observatory_in_M\'exico:_The_Primary_Detector |
| Authors |
The_HAWC_Collaboration_(Corresponding_authors:_Eduardo_de_la_Fuente_(principal),_James_T._Linnemann,_Wayne_Springer,_Ibrahim_Torres,_and_Hao_Zhou) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00730 |
高高度水チェレンコフ(HAWC)観測所は、第2世代の継続的に運用されている広視野のTeVガンマ線観測所です。HAWC天文台とその分析技術は、ガンマ線天文学に地上の水チェレンコフ検出器を使用したミラグロ実験の経験に基づいています。HAWCは、海抜4100メートルの標高にあるメキシコのシエラネグラ火山にあります。完成したHAWC天文台主検出器(HAWC)は、300個の近接した水チェレンコフ検出器で構成され、それぞれに4つの光電子増倍管が装備されており、タイミングと電荷の情報を提供して、広範な空気シャワーエネルギーと到着方向を再構築します。HAWC観測所は、数百GeVから数百TeVのエネルギー範囲内のガンマ線源からの一時的および定常的な放射を観測するように最適化されています。しかし、検出された空気シャワーのほとんどは宇宙線によって開始され、宇宙線の研究も行うことができます。本稿では、HAWCメインアレイとそのハードウェアの特徴について説明します。
宇宙線反陽子フラックスの系統的不確実性の再解析
| Title |
Reanalysis_of_the_Systematic_Uncertainties_in_Cosmic-Ray_Antiproton_Flux |
| Authors |
Xing-Jian_Lv,_Xiao-Jun_Bi,_Kun_Fang,_Peng-Fei_Yin,_Meng-Jie_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00760 |
宇宙線(CR)に関する最近の研究では、約$10-20$GeVの反陽子フラックスの過剰の可能性が報告されています。ただし、関連する体系的な不確実性により、これらの調査結果の解釈が妨げられています。この研究では、星間CR伝播、反陽子およびその他の二次物質の生成断面積、および電荷とエネルギーに依存する効果に関連する不確実性を包括的に説明しながら、伝播パラメーターを制約し、CR反陽子スペクトルを評価するためにグローバルベイジアン解析を実施します。太陽変調。最新のAMS-02$\bar{p}$スペクトルが純粋な二次起源と一致していることを立証します。これに基づいて、暗黒物質(DM)消滅の上限を設定します。また、AMS-02データは、現象学的モデルよりも経験的ハドロン相互作用モデルを支持していると判断します。最後に、2011年から2018年までの最新のAMS-02反陽子データは、$\mathcal{O}$(10)GeVでの反陽子過剰と、ガンマ線における銀河中心過剰を同時に説明できる対応するDM解釈を否定することがわかりました。光線観察。
EMRIシステム内の二次と堅く歳差運動する降着円盤との間の衝突によるQPE
| Title |
QPEs_from_impacts_between_the_secondary_and_a_rigidly_precessing_accretion_disc_in_an_EMRI_system |
| Authors |
Alessia_Franchini,_Matteo_Bonetti,_Alessandro_Lupi,_Giovanni_Miniutti,_Elisa_Bortolas,_Margherita_Giustini,_Massimo_Dotti,_Alberto_Sesana,_Riccardo_Arcodia,_Taeho_Ryu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00775 |
X線準周期的噴火(QPE)は、超大質量ブラックホールに関連する極端なX線変動の最近発見された例です。これらは、数時間ごとに繰り返される高振幅バーストであり、近くの銀河の核からの軟X線バンドで検出されます。その光学スペクトルには、はっきりとした活動銀河で通常観測される幅広い輝線がありません。この新しいX線変動現象の物理的起源はまだわかっておらず、いくつかの理論モデルが提示されています。しかし、これまでのところ、個々の発生源におけるさまざまなQPE再発時間と光度、またはさまざまな既知の噴火におけるQPE現象論の多様性を説明する試みは行われていません。二次がその軌道に沿って、一次を囲む厳格に歳差運動する降着円盤と交差する極限質量比吸気(EMRI)システムに基づく半分析モデルを提示します。QPEは、衝突のたびにディスク面から放出された、最初は光学的に厚い、断熱的に膨張するガス雲からの放出によるものであると想定しています。GSN069、eRO-QPE1、eRO-QPE2、RXJ1301.9+2747の4つのQPEソースからのX線データと比較される合成X線光度曲線を生成します。私たちのモデルは、考慮されているオブジェクト間のQPEプロパティの多様性をよく再現し、個々のソースでのさまざまなQPE振幅と再発時間を自然に説明することもできます。将来の実装により、データとの一致を改善し、マルチエポックQPEデータを使用してシステムパラメーターを正確に推定できるようになります。二次オブジェクトの性質と、EMRI集団全体に対する調査結果の考えられる意味について簡単に説明します。
銀河外背景光(EBL)は、宇宙の暗黒時代以降の熱過程からのすべての光および赤外線放出の総計です。銀河の統合された光がEBLへの主な貢献であると期待されているが、ニューホライズンプローブからの冥王星の軌道を超えた最近の測定では、光学バンドで4$\sigma$の超過が示されている。この張力は、非常に高いエネルギー(VHE、$E>100$GeV)で銀河系外源のガンマ線スペクトルにおけるEBL誘起吸収特性を再構築することにより、観測ガンマ線宇宙論の中で研究することができます。EBLのガンマ線研究は、スペクトルコーパスのサイズと、線源で放出されるスペクトルの形状の不確実性によって制限されたままです。これらの制限に取り組むことを目的とした新しい分析方法を開発しました。既存の研究とは異なり、完全なベイジアンフレームワークを採用しているため、固有のスペクトルモデルを選択するための任意の基準を取り除くことができます。このようなアプローチは、現在の世代のVHE観測所のエネルギー規模の不確実性など、機器の起源の体系をさらに周縁化することを可能にします。この貢献では、これまでで最も広範な銀河系外VHEスペクトルのカタログであるSTeVECatにこの方法を適用しています。赤方偏移$z=0$でのEBLのエネルギー密度に関する予備的な制約を提示します。これは、既知の赤方偏移を持つ56の銀河外ソースからの259のアーカイブVHEスペクトルで取得されます。
銀河を標的とした電磁追跡のための高エネルギーニュートリノの局在量の制約
| Title |
Constraints_on_the_localization_volume_of_High_Energy_Neutrinos_for_galaxy-targetted_electromagnetic_followups |
| Authors |
Thierry_Pradier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00831 |
IceCubeやKM3NeTなどの高エネルギーニュートリノ望遠鏡は、可能性のある天体物理的な高エネルギーニュートリノイベントの特徴を説明する公衆警報を発します。この情報、特にニュートリノ候補の到来方向と関連する不確実性は、天文台が可能な電磁気対応物を検索するために使用されます。このような検索は、LIGO/Virgoなどの機器によって発行される重力波アラートとは対照的に、数十平方度以上の高さの位置特定領域と、ソースの距離または性質に関する制約がないことによって複雑になります。HENイベントに関連付けられている可能性のある天体物理源の推定距離を導出する方法が説明されています。これは、銀河カタログとのクロスマッチで使用して、対応する可能性のある電磁気を検索できます。これは、高エネルギーニュートリノフォローアップキャンペーンのガイドとして意図されています。
STeVECat、スペクトル TeV 銀河系外カタログ
| Title |
STeVECat,_the_Spectral_TeV_Extragalactic_Catalog |
| Authors |
Lucas_Gr\'eaux,_Jonathan_Biteau,_Tarek_Hassan,_Olivier_Hervet,_Mireia_Nievas_Rosillo,_David_A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00835 |
現在の世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT:H.E.S.S.、MAGIC、VERITAS)を運用している3つの主要なコラボレーションは、ガンマ線データをさまざまな形式とリポジトリで公開しています。銀河系外のソースは、非常に高いエネルギー(VHE、$E>100\,$GeV)では非常に変動しやすく、統合されたリポジトリにより、銀河系外VHEスペクトルのコレクションの共同分析が可能になります。この目的のために、1992年から2021年までのIACT観測のハイレベルプロダクトを収集するSpectralTeVExtragalacticCatalogであるSTeVECatを開発しました。対応するスペクトルデータをコンパイルし、利用可能なパブリックリポジトリ(GammaCatおよびVTSCat)で採用されている規則に従ってフォーマットします。関連付けられた物理単位を含むスペクトルポイントに加えて、観測期間、ライブタイム、バックグラウンドと有意性に対する超過カウント、およびソースの座標、タイプ、赤方偏移を提供するメタデータが利用可能な場合に提供されます。STeVECatは173のジャーナル出版物からの観測を組み合わせたもので、これまでの銀河系外ガンマ線スペクトルの参考文献編集では72でした(Biteau\&Williams,2015)。STeVECatは、これまでに収集されたVHE銀河外スペクトルの中で最も広範なセットであり、73のソースから403のスペクトルがあります。完全なカタログは、CherenkovTelescopeArrayObservatoryによって選択された科学分析ツールであるGammaPyで簡単にロードできます。私たちの編集作業により、銀河外ガンマ線源の集団研究、GeV-TeV接続の研究、銀河外背景光の吸収の研究が可能になります。
IXPE を使用した X 線パルサー Her~X-1 のフラックス分解分光偏光進化
| Title |
Flux-resolved_spectro-polarimetric_evolution_of_the_X-ray_pulsar_Her~X-1_using_IXPE |
| Authors |
Akash_Garg_(1),_Divya_Rawat_(1),_Yash_Bhargava_(2),_Mariano_M\'endez_(3),_and_Sudip_Bhattacharyya_(2)_((1)_Inter-University_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Ganeshkhind,_Pune_411007,_India_(2)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_1,_Homi_Bhabha_Road,_Colaba,_Mumbai_400005,_India_(3)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_PO_BOX_800,_Groningen_NL-9700_AV,_the_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00889 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)による観測を使用して、降着X線パルサーHerculesX-1の分光偏光解析研究を実施します。IXPEは3つの異なるエポックでソースを監視し、ソースのよく知られた超軌道期間の2つのメインオン状態と1つのショートオン状態をサンプリングしました。2～7keVの分極率は、メインオン状態の～7～9%からショートオン状態の～15～19%に大幅に増加しますが、偏光角はほぼ一定のままか、わずかに変化します。~47～59度、3つのエポックすべてで。偏光度と偏光角は、3つのエポックすべてでエネルギーに依存しないことと一致しています。中性子星がディスクワープによって部分的にブロックされているショートオン状態では、分極率の増加は、中性子星の磁極の1つが優先的にブロックされた結果として説明できることを提案します。
GRB 211211A における重要な繭放出と光球持続時間の延長: 中性子星からのバースト - ブラック ホールの合体
| Title |
Significant_cocoon_emission_and_photosphere_duration_stretching_in_GRB_211211A:_a_burst_from_a_neutron_star_-_black_hole_merger |
| Authors |
Yan-Zhi_Meng,_Xiangyu_Ivy_Wang,_Zi-Ke_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00893 |
放射メカニズム(熱光球または磁気シンクロトロン)とガンマ線バースト(GRB)の前駆体については、熱い議論が行われています。最近発見された、GRB211211Aの即時長時間(通常は大質量星の崩壊による$\sim$10秒)の性質は、キロノバ(通常は2つのコンパクトな天体、NS-NS、NS-BH、またはNS-WD、期間$\lesssim$2秒)。この論文では、NSの固有のより長い($\sim$3秒)持続時間に対する持続時間伸縮効果($\sim$3倍)を通じて、構造化されたジェットを使用した確率光球モデルが、この特異な長い持続時間を十分に説明できることを発見しました。-BH(中性子星とブラックホール)の合体、観測された経験的2SBPLスペクトル(ソフトな低エネルギーインデックス$\alpha$が$\sim$-1)とその進化。また、NS-BH合併の起源の多くの証拠が見つかりました。特に、重要な熱繭の放出と唯一の熱赤色キロノバ成分による、残光を差し引いた光学-NIR光曲線の適合がよく見られます。最後に、X線残光プラトーの説得力のある新しい説明が明らかになりました。
降着パルサー EXO 2030+375 を見つめる偏光方向の X 線
| Title |
A_polarimetric-oriented_X-ray_stare_at_the_accreting_pulsar_EXO_2030+375 |
| Authors |
Christian_Malacaria,_Jeremy_Heyl,_Victor_Doroshenko,_Sergey_S._Tsygankov,_Juri_Poutanen,_Sofia_V._Forsblom,_Fiamma_Capitanio,_Alessandro_Di_Marco,_Yujia_Du,_Lorenzo_Ducci,_Fabio_La_Monaca,_Alexander_A._Lutovinov,_Herman_L._Marshall,_Ilya_A._Mereminskiy,_Sergey_V._Molkov,_Mason_Ng,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Andrea_Santangelo,_Andrey_E._Shtykovsky,_Valery_F._Suleimanov,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccolo_Bucciantini,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Niccolo_Di_Lalla,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dovciak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00925 |
降着するX線パルサー(XRP)は、おそらく偏光測定の理想的なターゲットです。その高い磁場強度により、放射が最大80%の偏光度まで偏光されると予想されるからです。しかし、そのような期待は、最近のImagingX-rayPolarimeterExplorer(IXPE)によるXRPの観測によって挑戦されています。ここでは、IXPEで観測され、Insight-HXMTとSRG/ART-XCで同時に監視された、さらに別のXRP、EXO2030+375の結果について報告します。同様のソースに対してIXPEで得られた最近の結果に沿って、EXO2030+375データの分析は、位相平均研究で0%～3%の低い偏光度を返し、位相で2%～7%の範囲の変動を返します。-解決された研究。回転ベクトルモデルを使用して、システムのジオメトリを制約し、磁気傾斜の値~$60^{\circ}$を取得します。~$130^{\circ}$の推定パルサー傾斜角も考慮すると、これは磁気軸が観測者の視線の近くでスイングしていることを示しています。ポラリメトリック、スペクトル、およびタイミングの共同分析は、非対称トポロジーと重力による光の曲がりを伴う磁気多重極が観測されたソースの動作に大きな影響を与える複雑な降着ジオメトリを示唆しています。
Great Observatories All-Sky LIRG Survey における銀河からのスターバーストによるニュートリノ放射の調査
| Title |
Investigating_starburst-driven_neutrino_emission_from_galaxies_in_the_Great_Observatories_All-Sky_LIRG_Survey |
| Authors |
Yarno_Merckx,_Pablo_Correa,_Krijn_D._de_Vries,_Kumiko_Kotera,_George_C._Privon,_Nick_van_Eijndhoven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01020 |
陽子-陽子衝突によるスターバースト駆動型ニュートリノ生成の現象論的フレームワークを提示し、それをGreatObservatories全天LIRGサーベイ(GOALS)の(超)光度赤外線銀河(U/LIRG)に適用します。このフレームワークは、一貫して利用可能なハーシェル宇宙天文台のデータから導き出された、GOALS銀河の赤外線光度を、期待されるスターバースト駆動のニュートリノフラックスに関連付けます。この関係を定義するモデルパラメータは、多波長データから推定できます。ケーススタディのフレームワークをLIRGNGC3690(Arp299、Mrk171)に適用し、得られたニュートリノフラックスをIceCubeニュートリノ天文台の現在の感度と比較します。私たちのフレームワークを使用して、LIRGNGC1068でのニュートリノ放出は、最初の安定したIceCubeニュートリノ点源として最近発表されたものであり、スターバースト駆動のシナリオでは説明できず、したがって、この銀河の活動銀河核によって支配されている可能性が高いと結論付けています。.単一ソースの調査に加えて、GOALS銀河からの拡散スターバースト駆動ニュートリノフラックスと、宇宙史におけるLIRGの総人口も推定します。
PSR J0030+0451のNICER観測結果を再現
| Title |
Reproducing_the_results_for_NICER_observation_of_PSR_J0030+0451 |
| Authors |
Chaitanya_Afle,_Patrick_R._Miles,_Silvina_Caino-Lores,_Collin_D._Capano,_Ingo_Tews,_Karan_Vahi,_Ewa_Deelman,_Michela_Taufer,_Duncan_A._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01035 |
NASAの中性子星内部組成探査機(NICER)は、2018年にパルサーPSRJ0030+0451からのX線放射を観測しました。X線データの。この論文では、オープンソースソフトウェア\textit{X-PSI}と公開されているデータを使用して、その結果を再現します。予想される統計誤差の範囲内で主な結果を再現します。結果を再現する際に直面した課題に注意してください。分析を再現できることだけでなく、半径の事前分布を変更し、サンプラーの構成を変更することで、将来の作業でも再利用できることを示します。質量と半径の測定値に大きな変化は見られず、元の結果がこれらの変化に対してロバストであることを示しています。最後に、NICER観測を使用したPSRJ0030+0451の質量と半径の測定値の第三者による再現を容易にするコンテナ化された作業環境を提供します。
| Title |
Investigating_the_gamma-ray_burst_from_decaying_MeV-scale_axion-like_particles_produced_in_supernova_explosions |
| Authors |
Eike_M\"uller,_Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Christopher_Eckner,_M.C._David_Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01060 |
超新星(SN)爆発で生成される光子に結合したMeVスケールのアクシオン様粒子(ALP)の崩壊に続くガンマ線信号の特性を調べます。この分析は、光子合体プロセスによるより重いALPの生成を含む最初のものであり、この方法で観測できるALPの質量範囲を拡大し、SN1987Aの観測からより強い境界を与えます。さらに、ALP崩壊から予測されるガンマ線信号を計算するための新しい分析方法を提示します。この方法を使用すると、以前の文献のいくつかで使用された近似の有効性を厳密に証明できます。ここでは、すべてのガンマ線が非常に小さい観測角度(つまり、視線に非常に近い)で到達する場合にのみ有効であることを示します。SNに)。ただし、近似が有効でない場所も示しており、観測角度が小さいことが保証されていない一般的な設定でALP誘起ガンマ線フラックスを計算するための効率的な代替手段を提供します。また、将来の近くのSNからのこのガンマ線信号に対するフェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）の感度を推定し、観測されていない場合、ALP-光子結合$g_{a\gamma}$は約1桁強化されます。観測の場合、積$g_{a\gamma}^2m_a$を$m_a$ALPの質量で再構築できる可能性があることを示します。
IceCat-1: アラート トラックの IceCube イベント カタログ
| Title |
IceCat-1:_the_IceCube_Event_Catalog_of_Alert_Tracks |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(332_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01174 |
IceCubeニュートリノ天文台から天体物理学的ニュートリノトラックのようなイベントのカタログを提示します。IceCubeは2016年に可能性のある天体物理的ニュートリノの報告を開始し、このシステムは2019年に更新されました。IceCubeは2016年に可能性のある天体物理的ニュートリノの報告を開始し、このシステムは2019年に更新されました。2011年以降のアーカイブデータサンプルで特定されたイベントとして。2つの選択チャネルからの275のニュートリノイベントをカタログの最初のエントリとして報告します。アラートトラックのIceCubeイベントカタログは、追加のアラートで継続的に拡張されます。ゴールドアラートチャネルとブロンズアラートチャネルは、天体物理学のニュートリノのべき法則のエネルギースペクトルインデックスが2.19であると仮定すると、平均して50\%と30\%の確率で天体物理学のニュートリノ候補を提供します。ニュートリノアラートごとに、再構成されたエネルギー、方向、誤警報率、起源が天体物理学である確率、およびアラートの再構成された位置の空間的不確実性を表す尤度等高線を提供します。また、これらのニュートリノイベントと、4FGL、3HWC、TeVCat、Swift-BATなどのガンマ線およびX線カタログとの方向相関も調査します。
| Title |
Wave_Mechanics,_Interference,_and_Decoherence_in_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Calvin_Leung,_Dylan_Jow,_Prasenjit_Saha,_Liang_Dai,_Masamune_Oguri,_L\'eon_V._E._Koopmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01202 |
重力レンズ効果における波力学的効果は長い間予測されてきましたが、重力波イベントや高速電波バーストなどのコンパクトな過渡現象の集団の発見により、すぐに観測される可能性があります。重力レンズ効果における波力学的効果の根底にある関連理論の観察者のレビューを提示します。曲がった時空スカラー波動方程式から始めて、フレネル・キルヒョフ回折積分を導出し、それをエイコナルおよび波動光学領域で分析します。一部のシステムでは干渉効果が観察可能であり、他のシステムでは観察可能ではない理由、および従来の測定と比較して、干渉効果によりレンズシステムから補完的な情報を抽出する方法についての質問に答えます。最後に、回折効果が光学的深度予測とコースティクス付近のレンズ効果にどのように影響するか、重力波や高速電波バーストなどのコンパクトで低周波のトランジェントが干渉重力レンズ効果のフロンティアを開く有望な道を提供する方法について説明します。
3.6 メートルの Devasthal 光学望遠鏡のサイド ポートにある TIRCAM2 カメラ インターフェイス
| Title |
TIRCAM2_Camera_Interface_on_the_Side_port_of_the_3.6_meter_Devasthal_Optical_Telescope |
| Authors |
Shailesh_B._Bhagat,_Milind_B._Naik,_Satheesha_S._Poojary,_Harshit_Shah,_Rajesh_B._Jadhav,_Balu_G._Bagade,_Savio_L._D'Costa,_B._Krishna_Reddy,_Nadish_Nanjappa,_Tarun_Bangia,_Devendra_K._Ojha,_Saurabh_Sharma_and_Koshvendra_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00243 |
TIFR近赤外線イメージングカメラII(TIRCAM2)は、インドのウッタラーカンド州ナイニタールにあるAryabhattaResearchInstituteofObservationalSciences(ARIES)が運営する3.6mのDevasthal光学望遠鏡(DOT)で使用されています。以前は、TIRCAM2がDOTのメインポートで時分割ベースで使用されていました。現在は望遠鏡のサイドポートに取り付けられています。サイドポートの設置により、メインポート機器とのほぼ同時の観察と長時間の運用が可能になります。したがって、TIRCAM2は、月の掩蔽、一時的なイベント、および通常の予定された観測に至るまで、さまざまな観測のために天文学コミュニティにサービスを提供しています。
相互結合対数周期ダイポール アンテナの特性モード解析
| Title |
Characteristic_Modes_Analysis_of_Mutually_Coupled_Log-Periodic_Dipole_Antennas |
| Authors |
Georgios_Kyriakou,_Pietro_Bolli,_Giuseppe_Virone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00332 |
CharacteristicModesAnalysis(CMA)は、マルチアンテナシステムにおける最近の進歩に伴い、広く使用されている方法です。この方法を使用して、2つのSKALA4.1アンテナ、将来の電波望遠鏡スクエアキロメートルアレイ(SKA-Low)の低周波アレイ要素間の相互結合現象を特徴付けます。CMAの精度は、単一のアンテナをその特性モードに分解することにより、標準のMoM(メソッドオブモーメント)ソリューションに関して、関心のある最も低い周波数範囲で最初に検証されます。次に、モード分解で2アンテナシステムの臨界周波数を調べ、相互結合による放射電界スプリアススペクトル特性の原因となる周波数を特徴付けます。シングルアンテナと2アンテナの両方のシミュレーションの固有値データを使用して、これらのモードをシングルアンテナCMAモードの一次結合に接続します。
サイモンズ アレイ サイトの作業結果に関する毎日のビスカチャとビキューナの目撃情報の予測力
| Title |
Predictive_power_of_daily_viscacha_and_vicu\~na_sightings_on_Simons_Array_site_work_results |
| Authors |
Praween_Siritanasak,_Ian_Birdwell,_Lindsay_Lowry,_Felipe_Lucero,_Macaroni_Kijsanayotin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00351 |
チリのアタカマ砂漠にあるホッキョクグマとシモンズアレイの実験サイトで、毎日の動物の目撃情報が現場での作業結果を予測する力を研究しました。具体的には、2か月間、合計31観察日の間にビスカッチャとビキューナの目撃数を観察し、機械学習技術を使用して現場作業結果との関係を分析しました。私たちの結果は、動物の目撃数と現場作業の結果との間に有意な相関関係がないことを示しています。ビスカッチャとビキューナの羽の重要性スコアは、それぞれ0.71068と0.057762でした。将来の研究には、分析を拡大して他の動物種を含めること、人間の活動が現場の作業結果に与える影響を調査すること、代替の機械学習モデルまたは統計手法を調査することが含まれる可能性があります。
運動インダクタンス検出器用のアルミニウムベースの二重層の電磁特性
| Title |
Electromagnetic_Properties_of_Aluminum-based_Bilayers_for_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
G._Wang,_P._S._Barry,_T._Cecil,_C._L._Chang,_J._Li,_M._Lisovenko,_V._Novosad,_Z._Pan,_V._G._Yefremenko,_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00431 |
超伝導薄膜の複素伝導率は準粒子密度に関連しており、これは物理温度に依存し、光子とフォノンによる外部対破壊によっても変更できます。この関係は、運動インダクタンス検出器(KID)の基本的な動作原理を形成し、検出しきい値は超伝導エネルギーギャップによって制御されます。KIDの動作範囲を拡張するために、銅の通常の金属層またはイリジウムなどのより低い$T_C$の超伝導層のいずれかに近接する薄膜アルミニウムの電磁特性を調べます。複素伝導率のNam式とともにUsadel方程式を使用して、結果として得られる二重層の状態密度と複素伝導率を計算し、ペア破壊しきい値、表面インピーダンス、および超伝導二重層の固有品質係数の相対依存性を理解します。フィルムの厚さ。計算と分析は、純粋なアルミニウムフィルムのペア破壊しきい値よりも十分に低い周波数でマイクロ波光子とアサーマルフォノンを検出するためのアルミニウムベースの二重層キネティックインダクタンス検出器を設計する際の理論的洞察を提供します。
天文データの量と可用性が急速に増大するにつれて、天文学者はすぐに日常業務で機械学習アルゴリズムの使用に依存するようになります。この議事録は、機械学習とは何かの概要を説明し、さまざまな種類の学習アルゴリズムを掘り下げて、2つの天文学的なユースケースを調べることを目的としています。機械学習は、大量のデータを扱う私たち天文学者に可能性の世界を開きましたが、注意しないと、ユーザーはよくある落とし穴に陥る可能性があります。ここでは、主にDeeper,Wider,FasterProgram(DWF)からの時系列光曲線データと光学イメージングデータに関連する問題の解決に焦点を当てます。書かれた例と並んで、これらのさまざまなテクニックを示すオンラインノートブックが提供されます。このガイドは、知識とツールの小さなツールキットを構築して、将来の機械学習プロジェクトで使用できるようにすることを目的としています。
JWST MIRI 画像データの後処理 フーリエ変換を使用した予備研究により、天体由来の可能性のある信号を明らかに
| Title |
JWST_MIRI_Imaging_Data_Post-Processing_Preliminary_Study_with_Fourier_Transformation_to_uncover_potentially_celestial-origin_signals |
| Authors |
G\"uray_Hatipo\u{g}lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00728 |
この原稿は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)中赤外線装置(MIRI)イメージングモードからの信号源を解きほぐすことを目的とした専用の研究の一部を報告しています。MIRIに関しては、インストゥルメンタルの紹介と特徴のセクションがあります。後で、高速フーリエ変換ベースのフィルタリング手法とその結果について説明します。
線強度マッピング用超伝導分光計SPT-SLIMの製作開発
| Title |
Fabrication_Development_for_SPT-SLIM,_a_Superconducting_Spectrometer_for_Line_Intensity_Mapping |
| Authors |
T._Cecil,_C._Albert,_A._J._Anderson,_P._S._Barry,_B._Benson,_C._Cotter,_C._Chang,_M._Dobbs,_K._Dibert,_R._Gualtieri,_K._S._Karkare,_M._Lisovenko,_D._P._Marrone,_J._Montgomery,_Z._Pan,_G._Robson,_M._Rouble,_E._Shirokoff,_G._Smecher,_G._Wang,_and_V._Yefremenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00973 |
線強度マッピング(LIM)は、線放射の低解像度観測を使用して、宇宙の大規模構造を高赤方偏移まで効率的に追跡する新しい観測技術です。一般的なmm/sub-mm輝線は、地上の観測所からアクセス可能であり、mm波長でのLIMの検出器に対する要件は、超伝導センサーの大型アレイの機能に十分に適合しています。南極望遠鏡のパスファインダーLIM機器であるSPT-SLIMに焦点を当て、将来のmm-LIM実験に最適化された120～180GHz帯域をカバーするR=300オンチップ超伝導フィルターバンク分光計の開発について説明します。放射線は、望遠鏡の光学システムから、フィードホーン結合オルソモードトランスデューサのアレイを介して分光計チップに結合されます。次に、超伝導マイクロストリップ伝送線路が信号をチャネル化半波長共振器のアレイに伝送し、各スペクトルチャネルの出力が集中素子動的インダクタンス検出器(leKID)によって検出されます。開発の主な分野には、達成可能なスペクトル分解能と光学効率の両方を改善するための新しい低損失誘電体の組み込み、およびマルチマテリアル(ハイブリッド)leKIDを実現するための超高純度超伝導薄膜間のガルバニック接続を作成するための堅牢な製造プロセスの開発が含まれます。.分光計の設計、製造プロセス、プロトタイプデバイスの概要を説明します。
センチメートルおよびミリ波の波長での窒化ケイ素の誘電損失の測定
| Title |
Measurement_of_Dielectric_Loss_in_Silicon_Nitride_at_Centimeter_and_Millimeter_Wavelengths |
| Authors |
Z._Pan,_P._S._Barry,_T._Cecil,_C._Albert,_A._N._Bender,_C._L._Chang,_R._Gualtieri,_J._Hood,_J._Li,_J._Zhang,_M._Lisovenko,_V._Novosad,_G._Wang,_and_V._Yefremenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01103 |
この作業は、同じテストチップを使用して$\sim$1GHzから150GHzまでの広い周波数範囲にわたって誘電正接を特徴付けるための一連の測定技術を示しています。最初の方法では、さまざまな温度でのマイクロ波共振器からのデータを、2レベルシステム(TLS)応答をキャプチャするモデルに当てはめ、誘電損失の実数成分と虚数成分の両方を抽出して特徴付けます。内部品質係数の逆数は、共振器の全体的な損失の2番目の尺度であり、誘電体材料を介したTLS損失が通常支配的なソースです。3番目の手法は、150GHzでの微分光学測定です。同じアンテナが、2つのマイクロ波動的インダクタンス検出器(MKID)で終端する、長さの異なる2つのマイクロストリップラインに給電します。検出器応答の差は、マイクロストリップラインの単位長さあたりの損失を推定するために使用されます。私たちの結果は、${\mathrm{2.0\times10^{-3}}}$と${\mathrm{\gtrsim1\times10^{-3}}}$は、他の2つの方法を使用して$\sim$1GHzで測定されました。{これらの測定技術は、マイクロストリップの長さを調整して十分な光効率コントラストを提供し、それに応じてアンテナとフィードホーンを調整することにより、他のmm/sub-mm周波数範囲を提供することにより、他の誘電体に適用できます。
異なる設計ジオメトリと材料選択による MKID のノイズ最適化
| Title |
Noise_Optimization_for_MKIDs_with_Different_Design_Geometries_and_Material_Selections |
| Authors |
Z._Pan,_K._R._Dibert,_J._Zhang,_P._S._Barry,_A._J._Anderson,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_T._Cecil,_C._L._Chang,_R._Gualtieri,_J._Li,_M._Lisovenko,_V._Novosad,_M._Rouble,_G._Wang,_and_V._Yefremenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01133 |
ノイズ成分の分離と最適化は、マイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)の開発にとって重要です。ミリ波実験用の一連のMKIDのノイズ性能に対する、集中素子インダクタと櫛型コンデンサの形状に対するいくつかの変更の影響を分析します。誘電体層の2レベルのシステムノイズ、超伝導薄膜に固有の生成再結合ノイズ、および各検出器ノイズパワースペクトルからのシステムホワイトノイズから寄与を抽出し、これらのノイズ成分が検出器の形状、材料にどのように依存するかを特徴付けます。、および駆動電力や温度などの測定条件。アルミニウム検出器とニオブ検出器の両方で、サンプル温度の上昇と、櫛型コンデンサ内のフィンガー間のギャップの増加の両方で、2レベルのシステムノイズの振幅が減少することが観察されました。また、生成-再結合ノイズの予想される削減と、インダクタの体積を減らすことによる関連する準粒子の寿命も検証します。この研究では、アルミニウム、ニオブ、アルミニウムマンガンなどのさまざまな材料についても反復し、その結果を基礎となる物理モデルと比較しています。
低検出器体積限界における準粒子生成-再結合ノイズ
| Title |
Quasiparticle_Generation-Recombination_Noise_in_the_Limit_of_Low_Detector_Volume |
| Authors |
J._Li,_P._S._Barry,_T._Cecil,_C._L._Chang,_K._Dibert,_R._Gualtieri,_M._Lisovenko,_Z._Pan,_V._Yefremenko,_G._Wang,_and_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01156 |
さまざまな温度で広範囲の検出器ボリュームを使用して、アルミニウムの集中素子キネティックインダクタの準粒子生成-再結合(GR)ノイズを測定しました。基本的な検出器は、曲がりくねったインダクタと櫛形のコンデンサフィンガーで構成されています。一定のインダクタンスを維持するために、インダクタの幅と長さを変更することにより、インダクタの体積を2から153{\mu}m^{3}まで変化させます。GRノイズの関数である検出器の周波数ノイズのパワースペクトル密度(PSD)を測定することから始め、準粒子の寿命に対応する10kHzでのスペクトルのロールオフを明確に観察しました。共振器周波数の温度スイープからのデータを使用して、周波数変動を準粒子変動に変換し、検出器の体積への強い依存性を観察します。体積が小さい検出器は、準粒子ノイズの振幅が小さくなります。一方、準粒子寿命{\tau}qpが低温で一定値に近づくにつれて、すべての検出器から低温で飽和準粒子密度が観測されます。
南極望遠鏡による 220 GHz での CMB 観測のための MKID の特性評価
| Title |
Characterization_of_MKIDs_for_CMB_observation_at_220_GHz_with_the_South_Pole_Telescope |
| Authors |
Karia_R._Dibert,_Peter_S._Barry,_Adam_J._Anderson,_Bradford_A._Benson,_Thomas_Cecil,_Clarence_L._Chang,_Kyra_N._Fichman,_Kirit_Karkare,_Juliang_Li,_Tyler_Natoli,_Zhaodi_Pan,_Maclean_Rouble,_Erik_Shirokoff,_and_Matthew_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01158 |
南極望遠鏡用の次世代カメラであるSPT-3G+用の220GHzマイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)ピクセルの更新された設計を紹介します。平均インダクタ品質係数$Q_i=4.8\times10^5$、アルミニウムインダクタ遷移温度$T_c=1.19$K、動的インダクタンス分率$\alpha_k=0.32$の63ピクセルアレイの暗テストの結果を示します。.マイクロストリップ結合共振器とCPW結合共振器の両方を光学的に特徴付け、両方が$\eta\sim70\%$の光学効率で予測に近いスペクトル応答を持っていることを発見しました。ただし、バンドの下端で予測よりもわずかに低い光学応答が見つかりました。隣接する暗い検出器は、この領域でより多くの応答を示していますが、光学検出器と比較して5\%未満の周波数シフトと一致するレベルです。検出器は、両方の検出器の向きに対して$\sim10\%$の交差極応答で、期待と一致する偏光応答を示します。
LIGO Discovery のタイミング システム
| Title |
The_Timing_System_of_LIGO_Discoveries |
| Authors |
Andrew_G._Sullivan,_Yasmeen_Asali,_Zsuzsanna_M\'arka,_and_Daniel_Sigg,_Stefan_Countryman,_Imre_Bartos,_Keita_Kawabe,_Marc_D._Pirello,_Michael_Thomas,_and_Thomas_J._Shaffer,_Keith_Thorne,_Michael_Laxen,_Joseph_Betzwieser,_Kiwamu_Izumi,_Rolf_Bork,_Alex_Ivanov,_Dave_Barker,_Carl_Adams,_Filiberto_Clara,_Maxim_Factourovich,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01188 |
LIGOのミッションクリティカルなタイミングシステムは、重力波とマルチメッセンジャーの天体物理学的発見、および抽出された豊富な科学を可能にしました。最適な検出器感度の達成、過渡重力波の検出、特にマルチメッセンジャー天体物理学の基盤となる重力波源の位置特定には、適切な重力波データのタイムスタンプが必要です。異なる検出器間の重力波の相対到達時間の測定により、コヒーレントな重力波検出、重力波源の位置特定、天空図の作成が可能になります。慎重に設計されたタイミングシステムは、位相ノイズを軽減して信号のアップコンバージョンを回避し、重力波検出器の感度を最大化することで、これらの目標を達成します。タイミングシステムは、信頼性が高く、拡張可能で、追跡可能なタイムスタンプを保証するために、自己キャリブレーションと自己診断を重複して実行します。この論文では、LIGO、Virgo、およびKAGRAの最新のO3科学実行中のこれらのコアシステムのパフォーマンスを説明し、定量化します。O3中に観測された個々の重力波イベントのタイムスタンプと、LIGOLivingstonとLIGOHanfordのすべてのO3のタイミングシステムのパフォーマンスを検証するために行われた診断チェックの結果を提示します。3回の観測を行った後、LIGOタイミングシステムは、1$\mu$s未満のタイミング精度というミッションの要件を、かなりの安全マージンで確実に満たし続けていることがわかりました。
既知の M 型矮星惑星ホスト YZ Ceti からのコヒーレントな電波バースト
星と惑星の磁気相互作用(SPI)を観測することは、太陽系外惑星の磁場を決定する上で有望です。サブアルベニックSPIのモデルは、M~dwarfsの近くの軌道にある地球型惑星が検出可能な恒星電波放射を誘発し、特定の惑星軌道位置で観測可能な強い偏光コヒーレント放射のバーストとして現れることを予測しています。地球型惑星のコンパクトなシステムをホストし、2日周期で最も内側を周回する、ゆっくりと回転するM型矮星YZCetiでのコヒーレントな電波バーストの2～4GHz検出を提示します。2つのコヒーレントバーストは、YZCetbの同様の軌道フェーズで発生します。これは、その軌道フェーズ付近でバーストが発生する可能性が高いことを示唆しています。我々は、サブアルフベニックSPIのコンテキストでシステムの磁気圏環境をモデル化し、YZCetibが無線検出の観測された磁束密度にもっともらしい力を与えることができると判断します.ただし、低速回転子での非惑星誘導コヒーレント電波バーストの十分に特徴付けられたレートがなければ、星の磁気活動を除外することはできません。したがって、YZCetiはラジオSPIシステムの候補であり、長期監視のターゲットとして独自の見込みがあります。
Gaia DR3 分光連星の特徴 I. 主系列星の潮汐循環
| Title |
Features_of_Gaia_DR3_Spectroscopic_Binaries_I._Tidal_circularization_of_Main-Sequence_Stars |
| Authors |
Dolev_Bashi,_Tsevi_Mazeh_and_Simchon_Faigler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00043 |
以前の研究では、観測された短周期連星のサンプルの多くがカットオフ期間$P_{\rmcut}$を示しているため、周期が$P_{\rmcut}$よりも短いほとんどすべての連星が円軌道を持っていることが指摘されていました。この特徴は、おそらく、各連星の2つの星の間の潮汐相互作用によって引き起こされる長期的な循環プロセスによるものです。散開星団の同年代の主系列(MS)サンプルは、サンプルの年齢に依存する$P_{\rmcut}$を表示するように見えました。$\textit{Gaia}$によって最近リリースされた前例のないほど大量のMS分光軌道のサンプルを使用して、$P_{\rmcut}$は星の年齢に依存せず、代わりに星の温度によって変化し、直線的に減少することを発見しました$T_{\rmeff}\sim5700$Kでの$6.5$日から$6800$Kでの$\sim2.5$日まで。周期偏心図で。私たちの$P_{\rmcut}$は、円形バイナリと偏心バイナリの間の境界と、上部エンベロープの位置の両方を決定します。結果は、多くの研究で採用されている理論である、恒星のMSフェーズで環状化が起こると仮定する理論と矛盾しています。1989年にZahnとBouchetによって、その後2011年にKhaluillinとKhaluillinaによって示唆されたように、環状化はおそらく前主系列段階で起こった。クラスターの年齢は重要ではなく、サンプルの温度が異なるためである可能性があります。これが本当なら、連星と系外惑星の円環化、同期、整列の理論に大きな影響を与える。
W Serpentis システム周辺の環境: システムの質量と拡張エンベロープに関する独立した制限
GAIADataRelease3から抽出された情報は、古典的なWSerpentisシステムまたは関連するオブジェクトのいずれかである8つの近接連星系からの10パーセクの投影された分離内の星の内容を調べるために使用されます。目標は、連星の動きに似た適切な動きを持つ残骸の星団または移動グループを検索することです。連星系の中には探索領域内の大部分の星とは異なる固有運動を持っているものもありますが、それでもWSer星には、パーセク以上のスケールで分離した伴星を伴う傾向があります。各星系の捜索エリア内で少なくとも3人の仲間の候補が特定されますが、ほとんどの場合、その数ははるかに多くなります。SXCasが拡散星団の中心近くにあるという証拠が示されています。連星に関連付けられたグループのカラーマグニチュードダイアグラム(CMD)が等時線と比較され、グループの大部分が1Gyrを超える年齢を持っていることがわかり、それらが中間の年齢を持っていることを示しています。グループ化の主系列ターンオフでの星の質量が推定され、これらは各連星系におけるドナー星の初期質量への洞察を提供します。WISEAllskyサーベイからの画像は、周回システムエンベロープの検索にも使用されます。W2(つまり~4.5um)の画像では、6つのシステムの周りに拡張された熱放射が見られます。
K2 ミッションで観測された 8 つの太陽のような脈動星のマルチキャンペーン天体地震解析
| Title |
Multi-campaign_Asteroseismic_Analysis_of_eight_Solar-like_pulsating_stars_observed_by_the_K2_mission |
| Authors |
L._Gonz\'alez-Cuesta,_S._Mathur,_R._A._Garc\'ia,_F._P\'erez_Hern\'andez,_V._Delsanti,_S.N._Breton,_C._Hedges,_A._Jim\'enez,_A._Della_Gaspera,_M._El-Issami,_V._Fox,_D._Godoy-Rivera,_S._Pitot_and_N._Proust |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00087 |
名目上のケプラーミッションを引き継いだNASAK2ミッションは、運用中に数十万個の星を観測しました。ほとんどの星は80日間の1回のキャンペーンで観測されましたが、一部の星は複数のキャンペーンでターゲットにされました。K2キャンペーン6と17で観測された8つの太陽のような星のサンプルの星震学研究を行います。まず、2つの異なるパイプライン、EVERESTとLightkurveを使用して、2つのキャンペーンの光度曲線を抽出します。地震分析は、C6とC17の結合された光度曲線で行われ、その間のギャップが取り除かれ、2つのキャンペーンがつなぎ合わされました。2つの異なる方法(A2Zパイプラインとアポリネールコード)を使用して、太陽のような振動のグローバルな地震パラメーターを決定します。モードのピークバギングを実行して、個々の周波数を特徴付けます。周波数をGaiaDR2有効温度と光度、および5つのターゲットの金属量と組み合わせることで、MESAコードに基づくIACグリッドを使用してターゲットの基本パラメータを決定します。ターゲットの質量と半径は、詳細なモデリングを使用してケプラーの太陽のような星と比較して同様のパラメーター空間を調べますが、特定の質量に対して、より進化した星は以前の地震の星の集合体と比較して古いように見えることがわかりました。モデルの2つの異なるグリッドを使用して、拡散の処理を組み込んだモデルと除外したモデルを使用して星のパラメーターを計算し、年齢を除いて、結果が不確実性の範囲内で一般的に一致することを発見しました。地震半径とGaiaDR2半径の平均差は4%で、分散は5%です。一致は非常に良好ですが、地震半径は私たちの星のGaiaDR2と比較してわずかに過小評価されており、不一致は進化した星ほど大きくなっています。
M 型矮星周辺の太陽系外惑星を探索する CARMENES -- ターゲット星の Teff と [M/H] を決定するためのディープ
トランスファー ラーニング法
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs_--_A_deep_transfer_learning_method_to_determine_Teff_and_[M/H]_of_target_stars |
| Authors |
A._Bello-Garc\'ia,_V._M._Passegger,_J._Ordieres-Mer\'e,_A._Schweitzer,_J._A._Caballero,_A._Gonz\'alez-Marcos,_I._Ribas,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_V._J._S._B\'ejar,_C._Cifuentes,_Th._Henning,_A._Kaminski,_R._Luque,_D._Montes,_J._C._Morales,_S._Pedraz,_H._M._Tabernero,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00224 |
既存および将来の機器によって提供される大量の天体物理データには、効率的で高速な分析ツールが必要です。転移学習は、導出されたデータ製品の精度を高めることを約束する新しい手法であり、あるドメインからの情報を転送して、別のドメインのニューラルネットワークモデルの精度を向上させます。この作業では、光球の恒星パラメーター決定の枠組みで、ディープトランスファーラーニング(DTL)アプローチを高解像度スペクトルに適用する可能性を示します。この目的のために、干渉角直径を持つCARMENESサーベイサンプルの14個の星を使用して有効温度を計算しました。合成PHOENIX-ACESスペクトルで深層学習(DL)ニューラルネットワークモデルをトレーニングした後、転送プロセスの新しい入力として、独立したパラメーター測定値を持つ14+6星と共に内部特徴表現を使用しました。トレーニング段階から除外されたM型矮星の小さなサンプルの導出された恒星パラメータを、文献の他の方法からの結果と比較します。放射光度と干渉半径からの温度、およびFGK+M連星からの金属量が十分に正確であると仮定すると、DTLは、以前の最先端のDL法よりも高い精度を提供します(温度と0.2dexで平均絶対差が20K向上します)。干渉法およびFGK+Mバイナリからの参照値と比較した場合のDLからDTLまでの金属量)。さらに、DTLの機械学習(内部)精度も向上し、不確実性は平均で5分の1になります。これらの結果は、DTLが、よく知られている星の独立した推定から得られるパラメータに匹敵するM型矮星のパラメータを取得するための強力なツールであることを示しています。
太陽周期 23 および 24 におけるストリーム相互作用領域における太陽風のプロトンおよびアルファの挙動に関する最初の結果
| Title |
First_results_on_the_behaviour_of_solar_wind_protons_and_alphas_in_the_Stream_Interaction_Region_in_solar_cycle_23_and_24 |
| Authors |
Yogesh,_D._Chakrabarty,_and_Nandita_Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00274 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)における太陽風($A_{He}=N_{a}/N_p*100$で表される)のアルファ陽子比の増強は過去に研究されてきたが、$A_{He}$ストリームインターフェース領域での拡張は、これまでほとんど注目されていませんでした。このレターでは、太陽周期23と24で観測されたストリーム相互作用領域(SIR)イベントを広範に分析することにより、太陽周期23の最小値から、アルファのストリームインターフェイスが陽子のストリームインターフェイスから分離し始めることを示します。アルファ粒子は、背景の太陽風と比較して、高速風域の陽子と比較して、より高いピッチ角に向かって分布しています。アルファとプロトンの微分速度を分析することにより、流れの界面領域の高速風側近くに高速のアルファ粒子が蓄積し、$A_{He}$の増強につながることも示します。この調査は、2つの太陽周期のSIRにおける$A_{He}$の顕著な変化を初めて明らかにし、ピッチ角の重要な役割と、高速風域におけるアルファと陽子の微分速度の変化に対する重要な役割を浮き彫りにします。SIRで$A_{He}$で。
V606 Cen: 階層的三重システムで新たに形成された大規模な接触連星
| Title |
V606_Cen:_A_Newly_Formed_Massive_Contact_Binary_in_a_Hierarchical_Triple_System |
| Authors |
F.-X._Li,_W.-P._Liao,_S.-B._Qian,_E._Fern\'andez_Laj\'us,_J._Zhang,_E.-G._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00297 |
V606ケンタウリ(V606Cen)は、軌道周期が1.4950935\,dの初期のB型近接連星であり、完全な光度曲線を地上で観測することは非常に困難です。TESSによって得られた途切れることのない連続した光度曲線を分析することによって、それが約2\%の非常に低いフィルアウトファクターを持つ限界接触連星であることを発見しました。V606CenのO-Cダイアグラムは、118.8年の食時間に基づいて初めて作成されました。O-Cダイアグラムは、振幅が0.0544\,d、周期が88.8\,yrの周期的な振動とともに、下向きの放物線状の変化を示すことがわかります。下向きの放物線の変化は、$dP/dt=-2.06\times{10^{-7}}d\cdotyr^{-1}$の割合で直線的に周期が減少することを示しており、これはからの物質移動によって説明できます。質量の大きいコンポーネントから質量の小さいコンポーネントへ。限界接触構成と継続的な周期減少の両方は、V606CenがケースAの物質移動を介して新しく形成された接触連星であることを示唆しています。一方、O-Cダイアグラムの周期的な変化は、第3の物体の存在によるLight-TravelTimeEffectによって説明できます。三次伴星の最小質量は、ほぼ円軌道(e=0.32)。すべての結果は、V606Cenが新しく形成された大規模な接触連星であり、階層的な三重系での物質移動中にちょうど接触構成に到達することを示しています。
LAMOST DR9 の M 巨星の付加価値カタログ
| Title |
Value-added_catalog_of_M-giant_stars_in_LAMOST_DR9 |
| Authors |
Jing_Li,_Lin_Long,_Jing_Zhong,_Lin_Tang,_Bo_Zhang,_Songmei_Qin,_Yirong_Chen,_Zhengzhou_Yan,_Li_Chen,_Xiangxiang_Xue,_Jinliang_Hou,_Jianrong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00308 |
この作業では、LargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)DataRelease9の低解像度スペクトルからM巨星のカタログを更新します。M0からM6までのサブタイプ。誤分類された2471個の非M巨星は、白色矮星連星、初期型、およびM矮星です。また、M巨人サンプルの汚染率は4.2$\%$です。合計372個の炭素星がCaHスペクトルインデックスによって識別され、LAMOSTスペクトルによってさらに確認されました。$(W1-W2)_0$色とAPOGEEDR17の[M/H]の相関関係を更新します。ATLAS9からの合成スペクトルを使用して、8000から8950\AAの間のスペクトルに相互相関を適用することにより、すべてのM巨星の動径速度を計算します。GaiaEDR3から4kpc未満の星の距離を基準として、M巨星の測光距離関係を再適合させました。そして、私たちのM巨星に基づいて、射手座ストリームメンバーのグループを選択します。その空と3D速度分布は、Yangらで見つかったK巨星サジタリウスストリームメンバーとよく一致しています。私たちのM巨人では、円盤がR=25kpcまで非対称であることがわかりました。これは、K巨人を使用して検出されたよりも5kpc離れています。
He I 10830 オングストローム分光偏光観測から得られた太陽ダーク フィラメントの磁場
| Title |
Magnetic_Field_of_Solar_Dark_Filaments_Obtained_from_He_I_10830_Angstrom_Spectro-polarimetric_Observation |
| Authors |
Daiki_Yamasaki,_Yu_Wei_Huang,_Yuki_Hashimoto,_Denis_P._Cabezas,_Tomoko_Kawate,_Satoru_UeNo,_and_Kiyoshi_Ichimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00422 |
太陽フィラメントは、太陽コロナにある高密度で低温のプラズマ雲です。それらは、コロナ磁場のくぼみで支えられていると考えられています。ただし、モデルは、フィールド構成の2つのタイプの間でまだ議論されています。1つはKippenhahn&Schlueter(1957)によって提案された正極性モデルであり、もう1つはKuperus&Raadu(1974)によって提案された逆極性モデルです。噴火前にフィラメントが不安定になるメカニズムを理解するには、太陽フィラメントの磁気構造を知ることが重要です。この研究では、HeI(10830オングストローム)線で分光偏光観測を行い、ダークフィラメントの磁場構成を調査しました。観測は飛騨天文台のドームレス太陽望遠鏡で行い、偏光感度は3.0x10^-4です。静かな領域でフィラメントの8つのサンプルを取得しました。フィラメントの完全なストークスプロファイルの分析の結果、電界強度が8～35ガウスと推定されることがわかりました。フィラメントの磁場の方向と光球磁場の全体的な分布を比較することにより、フィラメントの磁場構成を決定し、8つのサンプルのうち1つが通常の極性構成を持ち、8つのうち7つが極性を持つと結論付けました。逆極性構成。
ドーラドゥスガンマパルセータを持つ主系列星の磁場による角運動量輸送
| Title |
Angular_momentum_transport_by_magnetic_fields_in_main_sequence_stars_with_Gamma_Doradus_pulsators |
| Authors |
F.D._Moyano,_P._Eggenberger,_S.J.A.J._Salmon,_J.S.G._Mombarg,_S._Ekstr\"om |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00674 |
コンテクスト。星震学研究では、主系列後の星のコアは、純粋に流体力学的な輸送プロセスを持つ恒星モデルによって理論的に予測されたよりも遅く回転することが示されました。主系列星、特にガンマドラドゥス($\gamma$Dor)星に関する最近の研究では、何百もの星の内部自転速度が明らかになり、角運動量輸送の研究に対応する主系列星が提供されました。ねらい。$\gamma$Dor星の角運動量輸送を研究することにより、観測された内部回転率と予測された内部回転率の間にこのような不一致が主系列星に存在するかどうかを調べます。さらに、内部磁場を持つ自転星のモデルが自転特性を再現できるかどうかをテストします。メソッド。子午線循環とせん断不安定性を考慮して、ジュネーブ恒星進化コードを使用して回転モデルを計算します。また、Tayler-Spruitダイナモによる輸送の一般的な形式を使用して、内部磁場を含むモデルを計算します。次に、これらのモデルを、文献から編集した$\gamma$Dor星の観測上の制約と比較し、コアの回転速度、分光法から予測された回転速度、およびそれらの基本パラメーターの制約を組み合わせます。結果。$\gamma$Dor星に利用可能なさまざまな観測上の制約を組み合わせることで、内部角運動量輸送のさまざまなシナリオを明確に区別できることを示します。純粋に流体力学的プロセスを持つ星のモデルはデータと一致しませんが、内部磁場を持つモデルはコアと表面の両方の制約を同時に再現できます。結論。亜巨星と赤色巨星で得られた結果と同様に、$\gamma$Dor星の放射領域での角運動量輸送は非常に効率的であり、内部磁場を持つモデルの予測とよく一致しています。
太陽型恒星のコロナから放出されるX線は、主系列期の後期A型までの特徴です。F星は、ホットジュピターの有無にかかわらず、通常X線エミッターです。したがって、F5星WASP-18の非常に低いレベルのX線放出は、その比較的若い年齢とスペクトルタイプにもかかわらず、非常に独特です。[要約]WASP-18の場合のように、この星のX線活動が巨大なホットジュピターとの相互作用によって抑制されるかどうかをテストするために、\xmm\で合計43ksの間KELT-24を観測しました.KELT-24は、結合されたEPIC画像で高い有意水準で検出されます。その平均コロナスペクトルは、0.36keVの低温成分と0.98keVの高温成分によってよく説明されます。コロナ温度が3.5keVに達する約2ksのフレアを検出しました。0.3-8.0keVでの吸収されていない静止フラックスは$\sim1.33\times10^{-13}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$で、これは$1.5\times10^の光度に対応します。星の距離で{29}$ergs$^{-1}$。光度は、ヒアデスのF星の典型的なX線光度の範囲内にあり、これらは共進化です。予想通り、KELT-24の活動は正常に見え、星と惑星の相互作用の影響を受けていないと結論付けています。TESSの光度曲線の解析から、KELT-24とWASP-18の光フレアの分布を推測します。フレアに似た小さな光のちらつきがWASP-18で認識されますが、KELT-24よりもエネルギーと振幅のレベルが低くなります。WASP-18の活性が低い原因について説明します。WASP-18bは、何らかの形の潮汐相互作用を通じてホスト星のX線で明るいコロナの形成を妨げる可能性があるか、または星が太陽マウンダー極小期と同様の活動の最小値に入った可能性があります。この後者の仮説は、WASP-18を恒星活動のそのようなクエンチを示す数少ない候補の1つにするでしょう。
球状星団 UVIT Legacy Survey (GlobULeS) $-$ II. M3とM13のホットスターの進化状況
| Title |
Globular_Cluster_UVIT_Legacy_Survey_(GlobULeS)_$-$_II._Evolutionary_status_of_hot_stars_in_M3_and_M13 |
| Authors |
Ranjan_Kumar,_Ananta_C._Pradhan,_Snehalata_Sahu,_Annapurni_Subramaniam,_Sonika_Piridi,_Santi_Cassisi,_Devendra_K._Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00865 |
球状星団UVITレガシー調査プログラム(GlobULeS)の一環として、第2パラメーターペアの球状星団(GC)M3およびM13内の高温星集団の遠紫外(FUV)研究を紹介します。私たちは、{\emAstroSat}に搭載された紫外線イメージング望遠鏡(UVIT)のF148WおよびF169Mフィルターで行われた観測を、地上データ(UBVRIフィルター)、{\emハッブル宇宙望遠鏡(HST)}GCカタログ、および{\emGaia}EDR3カタログ。FUV光学色等級図に基づいて、両方のGCでソースを水平分岐（HB）星、ポストHB星、およびホット白色矮星（WD）に分類します。観測されたHB星の合成色と観測された色の比較は、赤色巨星ブランチ(RGB)での質量損失と両方のクラスターでのHe拡散が、M3とM13で検出された異なるHB分布に同時に影響を与えることを示唆しています。M13のHB星は、M3のHB星(${\rmY=0.252-0.266}$)よりもHe(${\rm0.247-0.310}$)でより大きな広がりを必要とします。HB星、ポストHB星、およびWDの進化状況は、H-RダイアグラムのSEDフィットパラメータと理論的進化軌跡を使用して調べられます。観測されたポストHB星は、質量範囲$0.48-0.55$\Msun\のゼロ年齢HB(ZAHB)星からM3とM13に進化したことがわかりました。$-0.8$から$+0.6$の範囲で${\rm\log(L_{bol}/L_\odot)}$と${\rm\log(T_{eff}/K)}$の範囲は4.2～5.0です。H-RダイアグラムにWDを配置し、それらをモデルと比較すると、M13にはおそらく連星進化に由来する低質量WDの集団があることが示唆されます。
フラックス出現によるマルチサーマルジェット形成
フラックスの出現は、さまざまな太陽噴火の原因です。観測とシミュレーションを組み合わせて、アーケードの1つのフットポイントでのフラックス出現がコロナ雨と誘発噴火に与える影響を調査します。出現はループ内の圧力を変化させ、内部のコロナ雨はすべて反対側に移動します。出現する磁束は、その上にある磁場と再結合し、電流シートと磁気島を形成します。プラズマは外側に放出されて加熱され、約6000Kのクールジェットと約4MKのホットX線ジェットが同時に形成されます。ジェットの力学特性は、観測とシミュレーションの間で非常によく一致しています。シミュレーションでは、ジェットは8分間の横方向の振動、いわゆる鞭のような動きも示しています。ジェットと高密度プラズモイドの動きは、局所磁場の構成を変化させ、ケルビン-ヘルムホルツ不安定性の発生を促進し、ジェットの境界に渦状の構造が形成されます。私たちのシミュレーションは、コロナ雨に対する出現の影響、プラズモイド鎖の再接続の動的詳細、マルチサーマルジェットの形成、彩層とコロナの間の低温質量の循環を明確に示しています。
O I 7772 \r{A} 線の SST/CRISP 中心から縁までの観測を使用した太陽酸素量
| Title |
Solar_oxygen_abundance_using_SST/CRISP_center-to-limb_observations_of_the_O_I_7772_\r{A}_line |
| Authors |
A.G.M._Pietrow,_R._Hoppe,_M._Bergemann_and_F._Calvo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01048 |
OI近赤外線トリプレットに基づく太陽酸素量の測定は、3D放射流体力学モデル大気を使用した非局所熱力学的平衡(NLTE)計算が1DLTEモデリングに大きな変化をもたらして以来、数十年にわたって大いに議論されてきました。この作業では、SST/CRISP機器で得られた新しい観測結果を使用して、太陽円盤全体の太陽線の形成をテストすることを目指しています。観測されたデータセットは、円盤の中心から太陽の縁まで広がる分光モザイクに基づいています。最先端の3DNLTEモデルをデータと比較することにより、3DNLTEモデルがディスク全体の線形成の優れた記述を提供することがわかりました。$A(\mathrm{O})=(8.73\pm0.03)$dexのアバンダンス値が得られ、ディスク全体の角度分散は非常に小さくなります。分光モザイクは、流体力学モデルの幾何学的および物理的特性と非LTEライン形成の優れたプローブであると結論付けています。
太陽フレアの衝撃的な段階における電子加速の効率
| Title |
The_efficiency_of_electron_acceleration_during_the_impulsive_phase_of_a_solar_flare |
| Authors |
Eduard_P._Kontar,_A._Gordon_Emslie,_Galina_G._Motorina,_and_Brian_R._Dennis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01088 |
太陽フレアは多量の電子加速器であることが知られていますが、太陽フレア(および同様の天体物理環境)におけるそのような効率的な電子加速のメカニズムを特定することは、大きな課題です。これは、一部には、一次加速領域自体の条件に関連する観測上の制約が不足しているためです。$\sim$20~keV以上のエネルギーを持つ加速電子は、硬X線(HXR)制動放射によって明らかにされますが、さらに高いエネルギーを持つ加速電子は、電波ジャイロシンクロトロン放射によって現れます。ここでは、2017年から9月から10日によく観測されたフレアについて、\emph{RHESSI}硬X線とSDO/AIAEUV観測を組み合わせることで、周囲の電子集団のうち、非熱電子($\ge20$~keV)の数密度の$\lapprox10^{-2}$の上限で、周囲の陽子の数密度の分数として表されます。同じボリュームで。この上限は、同じイベントのマイクロ波観測から以前に推測された値よりも約2桁低い値です。私たちの結果は、任意の時点でコロナ領域で加速された電子の割合が比較的小さいことを強く示していますが、HXR放出の全体的な持続時間には、加速サイトへの電子の安定した再供給が必要であることも示しています。瞬間的な加速電子数密度と関連する特定の電子加速率の同時測定は、磁気リコネクションイベントにおける電子加速につながるメカニズムの定量的研究に重要な制約を提供します。
電磁プローブを用いた原始重力波の量子的性質のセンシング
| Title |
Sensing_Quantum_Nature_of_Primordial_Gravitational_Waves_Using_Electromagnetic_Probes |
| Authors |
F._Shojaei_Arani,_M._Bagheri_Harouni,_B._Lamine,_A._Blanchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10962 |
光媒体のアナロジーに基づいて、電磁(EM)システムと重力波(GW)バックグラウンドとの間の相互作用を記述する形式を確立します。EM-GW相互作用の古典的な扱いと、GWによって引き起こされる磁気誘電体媒体の存在下でのEMフィールドモード関数の発見に関する完全な議論の後、支配的な量子相互作用ハミルトニアンが得られます。光学直交分散の調査と、マルチモードスクイーズド原始重力波と相互作用するレーザー場の可視性は、インフレーション原始重力波（PGW）が特徴的な時間スケールの後にEMコヒーレンスを破壊するデコヒーレンスメカニズムとして機能することを意味します。$\tau_{c}$、これはインフレパラメータ$(\beta,\beta_s,r)$、または同等にPGWの分数エネルギー密度$\Omega_{gw,0}$に依存します。デコヒーレンスメカニズムは、光スクイーズの復活などのコヒーレント効果を克服し、その確認を手の届かないところに残します。圧搾されたPGWの連続体の影響を受けて、レーザーフィールドは$\gamma=\tau_{\text{c}}^{-1}$だけ線幅が広がります。EMスペクトルの最も特異な特性は、PGWの圧縮された性質に起因する$\omega\sim\omega_0\pm1.39\tau_c^{-1}$Hzでの側波帯の出現です。スクイーズされたPGWによって引き起こされるレーザー位相ノイズは、時間の2乗に比例して大きくなり、$\Delta\phi=(t/\tau_c)^2$になり、有限の飛行時間内で検出される可能性が最も高くなります。
熱化のプローブとしての超高エネルギー宇宙線相互作用におけるエネルギーの流れとミューオンパズルの潜在的な解決策
| Title |
Energy_flow_in_Ultra_High_Energy_Cosmic_Ray_interactions_as_a_probe_of_thermalization_and_potential_solution_to_the_Muon_puzzle |
| Authors |
Ronald_Scaria,_Suman_Deb,_Captain_R._Singh,_and_Raghunath_Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00294 |
パートンの強く相互作用する熱化物質の形成を説明する指標は、RHICおよびLHCエネルギーでの高多重度陽子-陽子、陽子-核、および核-核衝突で観察されています。このような超相対論的重イオン衝突におけるストレンジネスの増強は、クォーク・グルーオン・プラズマ(QGP)として知られるこの熱化された相の結果であると考えられています。同時に、超高エネルギー宇宙線(UHECR)の相互作用におけるハドロンエネルギー部分の適切なモデリングが、ミューオンパズルの解決策として提案されました。これらの相互作用の重心衝突エネルギーはLHCのオーダー以上であり、UHECRと空気の相互作用では熱化されたパートン状態の可能性が見逃せないことを示しています。この作業では、さまざまな高エネルギーハドロンモデルを使用して、UHECRと空気の相互作用におけるQGPのような現象を調査するために、ハドロンエネルギー分率とストレンジネスの強化を調査します。PYTHIA8、QGSJETII-04、およびSYBILL2.3dでは、熱化がない場合にストリングの断片化が考慮されますが、EPOSLHCモデルでは、統計的なハドロン化による熱化システムが考慮されます。EPOSLHCは、他のモデルと比較してストレンジネスの強化をより適切に説明することがわかりました。観測された効果を説明するには、関連するすべての効果を適切に処理し、モデルをさらに再調整することが必要であると結論付けています。
自然発生的な人間の燃焼は、暗黒物質のすべての標準的な候補を除外します
| Title |
Spontaneous_Human_Combustion_rules_out_all_standard_candidates_for_Dark_Matter |
| Authors |
Frederic_V._Hessman_and_J._Craig_Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00319 |
報告されている人体自然発火(SHC)の事例は、宇宙線や暗黒物質のような非常に高エネルギーの粒子が人体に衝突したことが原因である可能性が最も高いと主張しています。GeVからZeVのエネルギーを持つ通常の宇宙線と反物質宇宙線、および古典的な弱相互作用質量粒子(WIMP)は、人間の組織の小さな領域に十分なエネルギーを放出できないため、簡単に除外できます。物質粒子。始原ブラックホールはSHC現象を誘発するための非常に優れた候補であるように思われますが、推定されたローカルダークマター密度は、粒子が$\sim10$\,kgの質量を持つことを必要とし、この候補を明らかに除外することを示します。その他の古典的なDMの候補はすべて--スカラーおよび疑似スカラーのスピン1/2およびスピン2ゲージシングレットから、原子核ストレンジクォークの「ボウリングボール」まで--除外することができます。CP問題を解決するために調整されたアクシオンも、どのような質量が考慮されても呼び出すことができません。残っている唯一の粒子は大質量メガアクシオン(MaMA)であり、可能なストリングモデルは無数にあります。
現在の作業は、最大対称時空におけるアインシュタイン-ガウス-ボンネット重力におけるスカラー場の背景の動的進化の研究に専念しています。この研究は、「偽の」真空で膨張する「真の」真空の球対称バブルを使用する代わりに、2つのガウスボネット真空の存在に意味を与えるのに役立ちます。この理論は、2つの極大対称真空解につながる2つの可能な有効宇宙定数を認めています。最初の解決策は、ダークエネルギーのダイナミクスに対応します。物質がある場合、2番目の解は暗黒物質を表します。Einstein-Gauss-Bonnet重力では、黄金比とその逆数に依存するトポロジカル質量スペクトルの表現を確立します。シュヴァルツシルト極限では、位相密度は標準モデルの放射エネルギー密度に対応します。時間の経過に伴う質量の進化を与える質量損失率を見つけます。
| Title |
Primordial_black_hole_collision_with_neutron_stars_and_astrophysical_black_holes_and_the_observational_signatures |
| Authors |
Sohrab_Rahvar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00348 |
銀河ハローの暗黒物質の候補の1つは、低質量の始原ブラックホール(PBH)です。それらは重力的に相互作用し、中性子星や天体物理ブラックホールなどの天体物理オブジェクトと衝突する可能性があります。中性子星との衝突では物質の降着や力学的摩擦、天体物理ブラックホールとの衝突では重力波の放出などの物理過程が起こります。この作業では、この衝突の速度と、中性子星または天体物理ブラックホール内でPBHを捕捉する可能性を調査します。また、中性子星の自転周期における異常の生成、結合状態の形成、将来の検出器による重力波の検出など、この衝突の観測結果を調査します。
粉塵の衝突によるアンテナ信号生成の静電モデル
| Title |
Electrostatic_Model_for_Antenna_Signal_Generation_From_Dust_Impacts |
| Authors |
Mitchell_M._Shen,_Zoltan_Sternovsky,_Alessandro_Garzelli,_David_M._Malaspina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00452 |
宇宙船への粉塵の影響は、通常、アンテナ機器によって過渡電圧摂動として検出されます。信号波形は、衝突によって生成されたプラズマ雲とアンテナ宇宙船システムの要素との間の相互作用によって生成されます。相互作用の2つの重要な要素、つまり宇宙船によって衝突プラズマから回収された電荷と、無限に逃げる電子と陽イオンの割合を含む一般的な静電モデルが提示されます。逃げる電子と陽イオンの雲は誘導信号を生成し、それらの非常に異なる脱出速度が波形の特徴的な形状の原因です。誘導された信号は、システムの形状と衝撃の位置について数値的にモデル化されます。このモデルでは、システムの要素間の相互相互作用を追跡するために、マクスウェルキャパシタンスマトリックスが採用されています。ダスト加速器施設を使用した実験室での測定のために、新しい縮小サイズのモデル宇宙船が構築されます。モデル宇宙船には4つのアンテナが装備されています。2つはモノポールモードで動作し、1ペアはダイポールとして構成されています。20km/sを超える速度で加速されたサブミクロンサイズの鉄粉粒子がテスト測定に使用され、各アンテナの波形が記録されます。静電モデルは、電子や陽イオンの脱出速度など、ほんの一握りの物理フィッティングパラメーターのみを使用して、データに非常によく適合します。提示された一般的なモデルは、アンテナ波形を分析するためのフレームワークを提供し、関連する環境でのダスト粒子の分布を調査するさまざまな宇宙ミッションに適用できます。
宇宙機への粉塵の衝突によって生成されるアンテナ信号の実験室での研究
| Title |
Laboratory_Study_of_Antenna_Signals_Generated_by_Dust_Impacts_on_Spacecraft |
| Authors |
Mitchell_M._Shen,_Zoltan_Sternovsky,_Mih\'aly_Hor\'anyi,_Hsiang-Wen_Hsu,_David_M._Malaspina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00453 |
宇宙ミッションでは、ほこりの影響に敏感なアンテナ機器が搭載されることがよくありますが、信号生成メカニズムの理解は不完全なままでした。実験室での測定値とよく一致する分析形式の信号生成モデルが提示されます。このモデルは、衝突によって生成されたプラズマクラウドからの自由電荷の収集および逃避部分からの宇宙船の直接および誘導帯電に基づいています。ダスト加速器施設でカッシーニ宇宙船の20:1縮小モデルを使用して一連の実験室実験が行われます。結果は、衝突プラズマが、衝突位置から離れて流れるイオンのプルームと、等方的に膨張する電子の雲としてモデル化できることを示しています。収集されたアンテナ波形へのモデルのフィッティングは、衝突プラズマの重要なパラメータのいくつかを提供します。このモデルはまた、周囲のプラズマの放電効果により、典型的な宇宙環境では衝撃信号の振幅が大幅に減少する可能性があることも示しています。
ほこりの影響によるアンテナ信号の変動性
宇宙船(SC)によって運ばれる電場計測器は、衝突によって生成されたプラズマによって引き起こされる過渡的な電圧摂動を登録することにより、専用のダスト検出器を補完します。信号波形には、衝突によって生成されたプラズマ雲とSCアンテナシステムの要素との間の相互作用に関する情報が含まれています。ほこりの影響によるアンテナ信号の変動性は、まだ体系的に特徴付けられていません。SCパラメーター(バイアス電圧とアンテナ構成)とインパクターパラメーター(衝撃速度と組成)に応じた信号の変化を特徴付けるために、実験室での一連の測定が実行されます。測定値は、ダイポールアンテナ構成がほこりの影響に敏感であり、検出された信号が影響の場所によって異なることを示しています。ほこりの衝突が低速で発生すると、アンテナは通常、振幅が小さくなり、特徴的な衝突信号の形状が小さくなります。この場合、衝突イベントの識別は、信号対雑音比が低く、および/または波形形状がより可変であるため、より困難になる可能性があり、完全に発達していない衝突生成プラズマの複合的な性質を示しています。衝突する物質の変動の可能性を調査するために、質量密度の異なる2つの粉塵サンプル(鉄とアルミニウム)を使用して測定が行われます。使用した2つの材料間で、データ解析から得られた測定波形またはプラズマパラメータの有意な変動は観察されません。
中性子リッチ物質におけるポラロニック陽子および双陽子クラスタリング
強いスピン三重項中性子陽子相互作用により、核以下の密度と非ゼロ温度で中性子物質にポーラロン陽子が発生することを示します。中性子密度が増加すると、陽子スペクトルはむき出しの不純物から反発ポーラロン枝への滑らかなクロスオーバーを示します。この枝は、魅力的なポーラロン枝と共存しています。中性子密度がさらに増加すると、引力ポーラロンは重陽子形成に関して安定します。隣接する2つの陽子については、ポーラロン効果と中性子を介した引力が結合した二陽子を誘発するのに十分であり、実験室や中性子星の中性子に富む原子核の表面領域で二陽子が形成される可能性があることがわかりました。
第九惑星仮説の代替案としての修正ニュートン力学
250天文単位を超える長半径を持つ海王星の向こう側にあるカイパーベルト天体の新しいクラスは、未発見の第9惑星の証拠として解釈されてきた軌道異常を示しています。MOND(修正ニュートン動力学)として知られる修正重力理論が、確立された永年近似を使用して異常の代替説明を提供することを示します。新しいクラスのカイパーベルト天体の観測と一致して、軌道の長軸が銀河の中心に向かう方向に整列し、軌道が位相空間でクラスター化することが予測されます。したがって、暗黒物質を呼び出さずに銀河の回転を説明できるMONDは、太陽系外でも観測できる可能性があります。
CERN のロングベースライン原子干渉計: 概念実現可能性調査
| Title |
A_Long-Baseline_Atom_Interferometer_at_CERN:_Conceptual_Feasibility_Study |
| Authors |
G._Arduini,_L._Badurina,_K._Balazs,_C._Baynham,_O._Buchmueller,_M._Buzio,_S._Calatroni,_J.-P._Corso,_J._Ellis,_Ch._Gaignant,_M._Guinchard,_T._Hakulinen,_R._Hobson,_A._Infantino,_D._Lafarge,_R._Langlois,_C._Marcel,_J._Mitchell,_M._Parodi,_M._Pentella,_D._Valuch,_H._Vincke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.00614 |
CERNサイトと、基線が約100mの垂直原子干渉計(AI)をホストするためのインフラストラクチャの適合性について、PhysicsBeyondColliders(PBC)StudyGroupによってサポートされている探索的研究の結果を提示します。最初に、超軽量の暗黒物質を探索して重力波を測定するという実験の科学的動機を確認し、次にAION-100プロジェクトを例として使用して、そのような原子干渉計の一般的な技術要件を概説します。この選択の動機とそのインフラストラクチャの説明を含め、大型ハドロン衝突型加速器(LHC)へのPX46アクセスシャフトにある可能性のあるCERNサイトを提示します。次に、そのような実験の技術的要件への準拠と、必要なアップグレードを評価します。LHCマシンとその補助ハードウェアの近接性に関連する問題を分析し、予備的な安全分析と必要な緩和策とインフラストラクチャの変更を提示します。結論として、主要なコスト要因を特定し、LHC運用から生じる実験設備と運用スケジュールの制約について説明します。技術的な障害は見当たりません。CERNサイトは、約100mの垂直基線を持つAI実験の非常に有望な場所です。
初期宇宙の一次相転移(FOPT)により、弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)がフリーズインする暗黒物質(DM)の新しいシナリオを提案します。FOPTは、既存のDM密度をゼロに希釈し、DM質量の急激な変化を引き起こし、質量対温度比が大きいため、WIMPが再平衡化するのを防ぎます。FOPTに続いて、WIMPはフリーズインプロセスによって生成されますが、それらの相互作用は弱くはありません。単純化されたモデルを使用してこの概念を実証し、遅延電弱相転移を伴う現実的なモデルでシナリオを実現します。私たちの仕事はWIMPDMのカテゴリーを拡張し、フリーズインメカニズムの新しい方向性を切り開きます。
一般的な QCD アクシオン バブルによって超大質量ブラック ホールが引き起こされる可能性はありますか?
超大質量ブラックホール(SMBH)は、銀河の中心に遍在していますが、その巨大な種の起源はまだわかっていません。この論文では、一般的なQCDアクシオンバブルからのSMBHの形成を調査します。この場合、原始ブラックホール(PBH)はSMBHの種と見なされます。これは、インフレーション後に追加のペッセイクイン(PQ)対称性が破られることにより、QCDアクシオンバブルから生成されます。QCDアクシオンバブルは、QCD相転移(PT)中にQCDアクシオンが振動し始めるときに形成されます。QCDアクシオンバブルがバブル有効角$\theta_{\rmeff}\in(0,\,\pi]$で形成され、最小PBH質量$\sim\mathcal{O}(10^4-10^7)M_\odot$with$\theta_{\rmeff}\sim\pi$to$\pi/3$foraxionscale$f_a\sim\mathcal{O}(10^{16})\,\rmGeV$.この質量領域のPBHはSMBHの種である可能性があります。
太陽電波放射と超軽量暗黒物質
超軽量のアクシオンと暗黒光子は、意欲的な暗黒物質の候補です。プラズマ内では、超軽量暗黒物質候補の質量がプラズマ周波数と等しくなると、超軽量暗黒物質粒子と標準モデルの光子との間の結合により、共鳴的に電磁波に変換できます。変換された電磁波は単色です。この記事では、電波検出器を使用して、太陽コロナおよび太陽風プラズマにおける超軽量の暗黒物質変換を検索する開発について概説します。
| Title |
Performance_of_the_MALTA_Telescope |
| Authors |
Milou_van_Rijnbach,_Giuliano_Gustavino,_Phil_Allport,_Igancio_Asensi,_Dumitru_Vlad_Berlea,_Daniela_Bortoletto,_Craig_Buttar,_Edoardo_Charbon,_Florian_Dachs,_Valerio_Dao,_Dominik_Dobrijevic,_Leyre_Flores_Sanz_de_Acedo,_Andrea_Gabrielli,_Martin_Gazi,_Laura_Gonella,_Vicente_Gonzalez,_Stefan_Guindon,_Matt_LeBlanc,_Heinz_Pernegger,_Francesco_Piro,_Petra_Riedler,_Heidi_Sandaker,_Abhishek_Sharma,_Carlos_Solans_Sanchez,_Walter_Snoeys,_Tomislav_Suligoj,_Marcos_Vazquez_Nunez,_Julian_Weick,_Steven_Worm,_Abdelhak_M._Zoubir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01104 |
MALTAは、Tower180nmCMOSイメージング技術で設計されたDepletedMonolithicActivePixelセンサーの一部です。6つのMALTAプレーンを備えたカスタム望遠鏡が、SPS、CERNでのテストビームキャンペーン用に開発されており、テスト対象の複数のデバイスをホストすることができます。テレスコープシステムには、専用のカスタムリードアウト、オンラインモニタリングがDAQに統合されており、リアルタイムヒットマップ、時間分布、およびイベントヒットの多重度が備わっています。専用の完全に構成可能なトリガーシステムをホストし、望遠鏡面とシンチレーターからのタイミング基準との間の一致でトリガーできるようにします。優れた時間分解能性能により、イベントごとに低いヒット多重度を保持する可能性があるため、迅速なトラック再構築が可能になり、組み合わせ論が減少します。このホワイトペーパーでは、SPS北エリアでの2021年と2022年のテストビームキャンペーン中のシステムのアーキテクチャとその性能をレビューします。
Fundamentos y prop\'ositos
| Title |
La_inserci\'on_de_la_Astronom\'ia_Cultural_en_la_educaci\'on_formal:_fundamentos_y_prop\'ositos |
| Authors |
Juan_Ignacio_Bastero,_Fernando_Karaseur,_Sofia_Judith_Garofalo,_Alejandro_Gangui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01113 |
学生が天文学の科目を学ぶ際に提示する深刻な困難、および観察や体験から離れた伝統的な教育の普及を強調し、検出された困難を強調する膨大な教育研究があります。トポセントリックで文脈化されたアプローチによる進歩的な教育は、学生の動機付け、現在の科学のより現実的な見方の構築、および学習プロセスにおけるより積極的な役割に有利になると主張します。文化天文学(CA)は、社会が天体や現象に関連するさまざまな方法を理解しようとする学問分野です。このため、文脈化のためのツールを提供し、ほとんどまたはまったく機器を必要としない「裸眼天文学」に関連する空の経験を扱うことができるため、それは教育のための強力なリソースになると考えています.CAは考古天文学、民族天文学、および天文学の歴史の側面を含み、考慮すべき複数の次元を提供することに注意する必要があります。現在の作業は、中等教育および高等教育における天文学教育のためのCA研究の組み込みをベースにしようとしています。
Nuevas estrategias de ense\~nanza: unidades did\'acticas basadas en
temas de la Astronom\'ia Cultural
| Title |
Nuevas_estrategias_de_ense\~nanza:_unidades_did\'acticas_basadas_en_temas_de_la_Astronom\'ia_Cultural |
| Authors |
Fernando_Karaseur,_Juan_Ignacio_Bastero,_Sofia_Judith_Garofalo,_Alejandro_Gangui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.01131 |
生徒が天文学のトピックを学習する際に抱える主な問題の1つは、理論的な情報を自分の周りの世界で経験したことと関連付けることができないことです。天文学的科学モデルに従って学生が概念的枠組みを構築するには、現在の教育アプローチの変更が必要です。この枠組みの中で、カルチュラルアストロノミー(CA)は、新しい教訓的な戦略を再考するために使用できる分野です。このホワイトペーパーでは、CAからのコンテキスト化された2つの提案を紹介します。最初のものでは、宇宙と時間の概念の教えは、民族天文学の研究ですでに強調されている高度な機器を使用しない歴史的な海洋航行の事例を使用して、星とカレンダーの使用による方向付けの伝統的な例を通してアプローチされます.2つ目では、ケーススタディからこれらの概念に取り組みます。今回は考古天文学的なものです。チャンキロ遺跡の記念碑的な地平線カレンダーです。次に、学生が独自のカレンダーを作成できるようにする地平線マーカーのローカル識別に進みます。目的は、学生がミクロの構造とそれらを取り巻くメガスペースとの間の対応を確立することを主な目的の1つとして持つ教育ユニットにCA要素を導入する方法を説明することです。
