スコアベースの生成モデルを使用した非線形大規模構造からの宇宙の初期条件の事後サンプリング
| Title |
Posterior_Sampling_of_the_Initial_Conditions_of_the_Universe_from_Non-linear_Large_Scale_Structures_using_Score-Based_Generative_Models |
| Authors |
Ronan_Legin,_Matthew_Ho,_Pablo_Lemos,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Shirley_Ho,_Yashar_Hezaveh,_Benjamin_Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03788 |
宇宙の初期条件を再構築することは、宇宙論における重要な問題です。宇宙の前方進化のシミュレーションに基づく方法は、現在の観測と一致する初期条件を推測する方法を提供してきました。ただし、推論問題は非常に複雑であるため、これらの方法では、可能な初期密度フィールドの分布をサンプリングできなかったり、シミュレーションモデルで扱いやすいようにかなりの近似値が必要になったりして、結果に偏りが生じる可能性があります。この作業では、スコアベースの生成モデルを使用して、現在の観測を考慮した初期宇宙の実現をサンプリングすることを提案します。現在の密度場から完全な高解像度暗黒物質N体シミュレーションの初期密度場を推測し、生成されたサンプルの品質を要約統計に基づくグラウンドトゥルースと比較して検証します。提案された方法は、宇宙論的パラメーターで取り残された初期条件の事後分布から初期宇宙密度場のもっともらしい実現を提供することができ、現在の最先端の方法よりも桁違いに高速にサンプリングできます。
宇宙論におけるガウス過程のカーネル選択: 近似ベイジアン計算拒否とネストされたサンプリングを使用
| Title |
Kernel_Selection_for_Gaussian_Process_in_Cosmology:_with_Approximate_Bayesian_Computation_Rejection_and_Nested_Sampling |
| Authors |
Hao_Zhang,_Yu-Chen_Wang,_Tong-Jie_Zhang_and_Ting-ting_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03911 |
ガウス過程(GP)は、モデルに依存しない方法で宇宙データを再構築できるため、宇宙論で多くの注目を集めています。この研究では、GPカーネル選択の2つの方法を比較します:近似ベイジアン計算(ABC)拒否と入れ子サンプリング。5つのカーネル関数を使用して、宇宙クロノメーターデータ(CC)、タイプIa超新星(SNIa)、およびガンマ線バースト(GRB)の3種類のデータを分析します。カーネル関数間の違いを評価するために、ベイズ係数を使用して証拠の強さを評価します。私たちの結果は、ABCRejectionの場合、$\nu$=5/2のMat\'ernカーネル(M52カーネル)が、3つのデータセットすべての近似において、一般的に使用される放射基底関数(RBF)カーネルよりも優れていることを示しています。ベイズ係数は、通常、M52カーネルが観測データをRBFカーネルよりも適切にサポートしていることを示していますが、他の選択肢よりも明確な利点はありません。ただし、ネストされたサンプリングでは異なる結果が得られ、M52カーネルはその利点を失います。それにもかかわらず、ベイズ因子は、データが各カーネルに大きく依存していないことを示しています。
ガリレオン インフレーションは、単一フィールド フレームワークでの PBH 形成の失敗を回避します
| Title |
Galileon_inflation_evades_the_no-go_for_PBH_formation_in_the_single-field_framework |
| Authors |
Sayantan_Choudhury,_Sudhakar_Panda,_M._Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04065 |
有効場理論(EFT)の枠組みでガリレオンのインフレーションを考慮し、スローロール(SR)から超スローロール(USR)への移行中のPBH形成の可能性を調べます。この場合、パワースペクトルのループ補正は、生成されるPBHの質量に追加の制約を課さないことを示しています。一般化されたシフト対称性によるガリレオンの顕著な非くりこみ特性が、量子ループ補正からPBH形成を保護する原因であることを示します。
救助へのULDMの自己相互作用？
宇宙論における最も重要な問題の1つは、暗黒物質(DM)の基本的な性質に関するものです。DMは、質量が非常に小さいスピンのない粒子、つまり$m\sim10^{-22}\\text{eV}$で構成されている可能性があります。この種の超軽量の暗黒物質(ULDM)は、銀河の中心でコア化された密度プロファイル(「ソリトン」と呼ばれる)を形成します。これに関連して、最近、(a)ソリトン-ハロー(SH)関係と呼ばれる、ソリトンの質量と周囲のハローの質量の間にべき法則関係が存在し、(b)を満たす要件が存在すると主張されています。観測された銀河の回転曲線とSHの関係は非常に厳密であるため、ULDMは宇宙の暗黒物質全体の$100\%$を構成することを嫌われています。この作業では、無視できない四次自己相互作用を持つULDM粒子のこれらの制約を再検討します。自己相互作用の効果を考慮した最近得られたソリトンとハローの関係を使用して、$m=10^{-22}\\\text{eV}$の場合、両方の銀河系を満たす必要があることを示唆する証拠を提示します回転曲線とSH関係は、反発自己結合$\lambda\sim\mathcal{O}(10^{-90})$で満たすことができます。
CSST 予測: 非ガウス共分散と系統制御に対する要件の影響
| Title |
CSST_forecast:_impact_from_non-Gaussian_covariances_and_requirements_on_systematics-control |
| Authors |
Ji_Yao,_Huanyuan_Shan,_Ran_Li,_Youhua_Xu,_Dongwei_Fan,_Dezi_Liu,_Pengjie_Zhang,_Yu_Yu,_Bin_Hu,_Nan_Li,_Zuhui_Fan,_Haojie_Xu,_Wuzheng_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04489 |
統計誤差の正確な推定と系統誤差の正確な除去は、ステージIV宇宙せん断調査の2つの主要な課題です。赤方偏移$\sim4$までの調査範囲$\sim17,500\deg^2$で、中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)への影響を調べます。ガウス共分散、接続された非ガウス共分散、およびスーパーサンプル共分散に起因する統計誤差を考慮します。スーパーサンプル共分散は、CSSTの2点統計の信号対雑音比を大幅に削減し、物質クラスタリングプロパティの性能指数($\sigma_8-\Omega_m$平面)と暗エネルギー状態方程式($w_0-w_a$平面)の$1/6$。我々はさらに、偏りのない宇宙論のために、銀河の固有の整列、バリオンフィードバック、せん断乗法バイアス、赤方偏移分布のバイアスなど、系統的緩和の要件を課します。$10^{-2}$から$10^{-3}$レベルの要件は、関連する研究における強いニーズを強調し、将来のモデル選択と迷惑パラメーターの関連する事前確率をサポートします。
高解像度の近赤外分光法を使用した、スーパーネプチューン WASP-107b の主星の豊富な元素
| Title |
Elemental_Abundances_of_the_Super-Neptune_WASP-107b's_Host_Star_Using_High-resolution,_Near-infrared_Spectroscopy |
| Authors |
Neda_Hejazi,_Ian_Crossfield,_Thomas_Nordlander,_Megan_Mansfield,_Diogo_Souto,_Emilio_Marfil,_David_Coria,_Jonathan_Brande,_Alex_Polanski,_Joseph_Hand_and_Kate_Wienke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03808 |
Gemini-S/IGRINSから取得した高解像度(R=45,000)の近赤外(HおよびKバンド)スペクトルを使用して、K矮星(K7V)系外惑星ホスト星WASP-107の最初の元素存在量測定を提示します。.文献から以前に決定された星の物理パラメータを使用して、C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、およびNi、精度はすべて<0.1dexで、MARCSモデル大気とスペクトル合成コードTurbospectrumを使用したモデルフィッティングに基づいています。私たちの結果は、太陽に近い存在量と、0.54(+/-0.09)の太陽値と一致する0.50(+/-0.10)の炭素対酸素比(C/O)を示しています。周回惑星WASP-107bは、海王星領域(=1.8M_Nep)の質量と木星に近い半径(=0.94R_Jup)を持つ超海王星です。この惑星は、トランジットと食の4つのJWSTサイクル1プログラムのターゲットにもされており、大気中の存在量の非常に正確な測定値を提供するはずです。これにより、系外惑星の形成メカニズム、内部構造、化学組成を理解する上で不可欠な、惑星と恒星の化学組成を適切に比較することができます。私たちの研究は概念実証であり、JWSTのすべてのより低温の系外惑星ホスト星に対してそのような測定が行われる道を開きます。
He I 三重項吸収による HAT-P-32 b、WASP-69 b、GJ 1214 b、および WASP-76 b の上層大気の特徴付け
| Title |
Characterisation_of_the_upper_atmospheres_of_HAT-P-32_b,_WASP-69_b,_GJ_1214_b,_and_WASP-76_b_through_their_He_I_triplet_absorption |
| Authors |
M._Lamp\'on,_M._L\'opez-Puertas,_J._Sanz-Forcada,_S._Czesla,_L._Nortmann,_N._Casasayas-Barris,_J.Orell-Miquel,_A._S\'anchez-L\'opez,_C._Danielski,_E._Pall\'e,_K._Molaverdikhani,_Th._Henning,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_and_I._Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03839 |
光蒸発を受けている大気の特徴付けは、惑星の形成、進化、および多様性を理解するための鍵です。しかし、この種の流体力学的逃避を経験する少数の上層大気のみが特徴付けられています。私たちの目的は、高温の木星HAT-P-32bとWASP-69b、温暖な亜海王星GJ1214b、超高温の木星WASP-76bの上層大気を高解像度で観測することによって特徴付けることです。HeIトリプレット吸収。さらに、暖かい海王星GJ3470bと熱い木星HD189733bも再解析します。非局所熱力学的平衡モデルと組み合わせた球対称1D流体力学モデルを使用しました。合成吸収スペクトルを観測と比較して、これらの惑星の上層大気の主なパラメーターを制約し、それらの流体力学的体制に従って分類しました。私たちの結果は、HAT-P-32bが(130$\pm$70)$\times$10$^{11}$gs$^{-1}$で高温(12400$\pm$2900K)で光蒸発することを示しています。)上層大気;WASP-69bは(0.9$\pm$0.5)$\times$10$^{11}$gs$^{-1}$および5250$\pm$750Kで大気を失います。GJ1214bは3750$\pm$750Kの比較的冷たい流出で、(1.3$\pm$1.1)$\times$10$^{11}$gs$^{-1}$で光蒸発します。WASP-76bの場合、吸収が弱いため、温度と質量損失率を大幅に制限することができません。6000-17000\,Kおよび23.5$\pm$21.5$\times$10$^{11}$gs$^{-1}$の範囲を取得しました。GJ3470bの再解析では、3400$\pm$350Kというより低温の温度が得られますが、以前の結果と実質的に同じ質量損失率です。HD189733bを再分析すると、わずかに高い質量損失率(1.4$\pm$0.5)$\times$10$^{11}$gs$^{-1}$と温度12700$\pm$900が得られます。以前の見積もりと比較したK。私たちの結果は、光蒸発流出が非常に軽い傾向があることをサポートしています。
エリダニ51bの赤外色：微小隕石様の塵か化学的不均衡か？
| Title |
The_infrared_colors_of_51_Eridani_b:_micrometereoid_dust_or_chemical_disequilibrium? |
| Authors |
Alexander_Madurowicz,_Sagnick_Mukherjee,_Natasha_Batalha,_Bruce_Macintosh,_Mark_Marley,_and_Theodora_Karalidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03850 |
当初(Macintoshetal.2015)および(Rajanetal.2017)で提示された若い太陽系外巨大惑星51エリダニbの近赤外スペクトルを再分析します。乱流の垂直混合に。さらに、観測されたスペクトルエネルギー分布(SED)を形成する原因として、惑星の大気中の微小流星やその他の衝突体による重大な不透明度が関与している可能性を調査します。不平衡化学は、特に一酸化炭素の超平衡存在量の結果である4.5$\mu$m付近のMバンドでの測光データに関して、惑星のスペクトルの中赤外色を記述するのに役立つことがわかりました。マイクロメテオがSEDの形成に極めて重要な役割を果たす可能性は低いです。最も適合する、マイクロメテロイドのダストフリー、不均衡化学、斑状の雲モデルには、次のパラメータがあります:有効温度$T_\textrm{eff}=681$K雲あり(または雲なし、つまりグリッド温度$T_\textrm{grid}$=900K)、表面重力$g$=1000m/s$^2$、沈降効率$f_\textrm{sed}$=10、垂直渦拡散係数$K_\textrm{zz}$=10$^3$cm$^2$/s、雲穴の割合$f_\textrm{hole}$=0.2、惑星半径$R_\textrm{planet}$=1.0R$_\textrm{Jup}$。
KMT-2021-BLG-2010Lb、KMT-2022-BLG-0371Lb、および KMT-2022-BLG-1013Lb:
部分的にカバーされた信号を介して検出された 3 つのマイクロレンズ惑星
| Title |
KMT-2021-BLG-2010Lb,_KMT-2022-BLG-0371Lb,_and_KMT-2022-BLG-1013Lb:_Three_microlensing_planets_detected_via_partially_covered_signals |
| Authors |
Cheongho_Han,_Chung-Uk_Lee,_Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Grant_W._Christie,_Jiyuan_Zhang,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Doeon_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Tim_Natusch,_Shude_Mao,_Dan_Maoz,_Matthew_T._Penny,_Wei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03871 |
4つのマイクロレンズイベントKMT-2021-BLG-1968、KMT-2021-BLG-2010、KMT-2022-BLG-0371、およびKMT-2022-BLG-1013を検査します。これらの光曲線は、部分的にカバーされた短期間の中心を示します。異常。異常の性質を明らかにする目的で、イベントの詳細な分析を行います。バイナリレンズ(2L1S)およびバイナリソース(1L2S)の解釈を含む、個々のイベントの異常を引き起こす可能性のあるさまざまなモデルをテストします。2L1S解釈では、パラメーター空間を徹底的に検査して縮退解の存在を確認し、存在する場合は、縮退解の実現可能性をテストします。KMT-2021-BLG-2010とKMT-2022-BLG-1013の異常は、惑星とホストの質量比が$q\sim2.8\times10^{-3}$と$\sim1.6\times10^{-3}$です。KMT-2022-BLG-0371の場合、質量比$q\sim4\times10^{-4}$を持つ惑星解は、$\chiに基づく異なる質量比を持つ他の3つの縮退2L1S解よりも強く支持されます。^2$と相対固有運動引数、および1L2Sソリューションは明らかに除外されます。一方、KMT-2021-BLG-1968については、異常は惑星またはバイナリソースの解釈のいずれかで説明できることがわかり、異常の性質をしっかりと特定することは困難です。特定された惑星イベントのベイジアン分析から、惑星とホストの質量は$(M_{\rmp}/M_{\rmJ},M_{\rmh}/M_\odot)=(1.07^{+1.15}_{-0.68}、0.37^{+0.40}_{-0.23})$、$(0.26^{+0.13}_{-0.11}、0.63^{+0.32}_{-0.28})$、および$(0.31^{+0.46}_{-0.16}、0.18^{+0.28}_{-0.10})$KMT-2021-BLG-2010L、KMT-2022-BLG-0371L、およびKMT-2022-BLG-1013L、それぞれ。
The Mantis Network III: ウルトラホットジュピター内での化学探索の限界を拡大。 KELT-9 b における Ca
I、V I、Ti I、Cr I、Ni I、Sr II、Ba II、および Tb II の新しい検出
| Title |
The_Mantis_Network_III:_Expanding_the_limits_of_chemical_searches_within_ultra_hot-Jupiters._New_detections_of_Ca_I,_V_I,_Ti_I,_Cr_I,_Ni_I,_Sr_II,_Ba_II,_and_Tb_II_in_KELT-9_b |
| Authors |
N._W._Borsato,_H._J._Hoeijmakers,_B._Prinoth,_B._Thorsbro,_R._Forsberg,_D._Kitzmann,_K._Jones,_K._Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04285 |
相互相関分光法は、太陽系外惑星の研究において非常に貴重なツールです。ただし、スペクトル線間のエイリアシングにより、体系的なバイアスに対して脆弱になります。この作業は、相互相関関数のエイリアスを制限して、高解像度分光器で観測された超高温木星(UHJ)の大気中の元素の検出の信頼性を高めるよう努めています。HARPS-NおよびCARMENESスペクトログラフで得られたUHJKELT-9bのアーカイブトランジット観測を組み合わせて使用し、各機器の長所を活用して、信号対雑音比を大幅に低減した堅牢な検出を生成できることを示します。低いシグナル対ノイズ体制で存在するようになるエイリアスは、線形回帰モデルによって制限されます。HI、NaI、MgI、CaII、ScII、TiII、CrII、FeI、およびFeIIの以前の検出を確認し、8つの新しい種CaI、CrI、NiI、SrII、Tbを検出します。IIは5$\sigma$レベルで、TiI、VI、BaIIは3$\sigma$レベルより上です。イオン化テルビウム(TbII)は、これまで系外惑星の大気で見られたことはありません。さらに、5$\sigma$のしきい値は、エイリアスによって引き起こされる相互相関関数の体系が考慮されない限り、検出を主張するために使用される場合、信頼できる信頼性の尺度を提供しない可能性があると結論付けています。
惑星暦の数値積分における丸め誤差の低減
| Title |
Reducing_roundoff_errors_in_numerical_integration_of_planetary_ephemeris |
| Authors |
Maxim_Subbotin,_Alexander_Kodukov,_Dmitry_Pavlov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04458 |
現代の月惑星天体暦は、100年以上の観測期間で数値的に統合されています(過去20年間は非常に正確な天文データを持っています)。このような長い時間スパンでは、月、火星、水星の高精度距離観測量のランダム誤差を超えるため、有限差分近似誤差だけでなく、算術丸め誤差の累積も重要になります。この問題に対処する1つの方法は、x86プロセッサで利用可能な拡張精度演算を使用することです。このアプローチの欠点に注意して、代替案を提案します。必要に応じてdouble-double演算を使用します。これにより、どこでもサポートされている倍精度浮動小数点プリミティブのみを使用できます。
内部のねじれ振動によって引き起こされる木星の雲レベルの変動
| Title |
Jupiter's_cloud-level_variability_triggered_by_torsional_oscillations_in_the_interior |
| Authors |
Kumiko_Hori,_Chris_A._Jones,_Arrate_Antu\~nano,_Leigh_N._Fletcher,_Steven_M._Tobias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04460 |
木星の気象層は、気象活動の長期的かつ準周期的なサイクルを示し、そのベルトとゾーンの外観を完全に変える可能性があります。緯度に応じて4年から9年間隔のサイクルがあり、対流圏の雲形成領域への窓を提供する5$\mu$m放射で検出されました。しかし、これらのサイクルの起源は謎でした。ここでは、ダイナモ領域から生じる磁気ねじれ振動/波が熱輸送を変調する可能性があり、したがって対流圏バンディングの変動性に最終的に関与する可能性があることを提案します。これらの軸対称波は、地球のコアで検出された急速な自転の影響を受けた磁気流体力学的波動であり、ジュノーによる磁気永年変化の観測によって、最近木星に存在することが示唆されました。磁場モデルJRM33と密度分布モデルを使用して、これらの波の予想速度を計算します。帯状ジェット流の変動によって励起された波の波長は、交互ジェットの幅から推定でき、14-23$^\circ$Nで半周期が3.2-4.7年の波が得られます。可視および赤外線観測で特定された木星の北赤道帯と北温帯の変動のサイクルとの間隔。波の速度や波長を含むこれらの波の性質は、5$\μ$m放射の時空間データに適用されるデータ駆動型の技術、動的モード分解によって明らかにされます。私たちの結果は、これらの磁気流体力学的波の探査が、木星の対流圏雲における準周期的パターンの起源と、木星の内部ダイナミクスとダイナモへの新しい窓を提供する可能性があることを意味します。
カイパーベルト天体の初期進化における氷の昇華
短周期彗星の祖先と思われるアロコスなどのカイパーベルト天体は、周囲温度が揮発性の氷を保存するのに十分に低いと思われる大きな日心距離で形成され、進化しました。詳細な数値シミュレーションにより、彗星で一般的に観察される非晶質の水の氷、塵、および他の揮発性種の氷で構成される小さな天体の長期的な進化をたどります。熱源は、太陽放射と短寿命放射性核種の崩壊です。物体は非常に多孔質であり、内部で放出されたガスは多孔質媒体を通って流れます。最も揮発性の高い氷であるCOとCH$_4$は、100Myrのオーダーの時間スケールで中心まで枯渇することがわかっています。昇華フロントは表面から内側に進み、内部の温度が十分に上昇すると、内部全体のバルク昇華により、揮発性の氷の含有量が徐々に減少し、完全に失われます。他のすべての氷は生き残っており、アロコスのニューホライズンズによって収集されたデータと互換性があり、メタノールの存在を示しており、おそらくH$_2$O、CO$_2$、NH$_3$、およびC$_2$H$_6の存在を示しています。$、ただし超揮発性はありません。短寿命放射性核種の効果は、昇華平衡温度を上昇させ、揮発性物質の枯渇時間を短縮することです。かさ密度、存在比、日心距離の影響を考慮します。100~auではCOは枯渇するが、CH$_4$は薄い外層を除いて現在まで生き残っている。COは彗星で豊富に検出されているため、活発な彗星の揮発性の高い種の供給源は、非晶質の氷に閉じ込められたガスであるに違いないと結論付けています。
PRime-focus Infrared Microlensing Experiment Microlensing Surveyによる惑星収量の予測
| Title |
Prediction_of_Planet_Yields_by_the_PRime-focus_Infrared_Microlensing_Experiment_Microlensing_Survey |
| Authors |
Iona_Kondo,_Takahiro_Sumi,_Naoki_Koshimoto,_Nicholas_J._Rattenbury,_Daisuke_Suzuki,_and_David_P._Bennett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04605 |
PRime-focusInfraredMicrolensingExperiment(PRIME)は、1.45${\rmdeg^{2}}$の広い視野を持つ1.8m望遠鏡を使用して、専用の近赤外線(NIR)マイクロレンズ調査を行う最初のプロジェクトです。南アフリカ天文台（SAAO）で。PRIMEマイクロレンズサーベイの主な目標は、{\itナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡}による太陽系外惑星マイクロレンズサーベイの観測戦略の設計を支援するために、銀河内バルジのマイクロレンズイベントレートを測定し、最初の統計測定を行うことです。これらのフィールドでの高い絶滅のために光学観測が非常に困難な中央バルジフィールドの太陽系外惑星の人口統計。ここでは、PRIMEマイクロレンズサーベイのシミュレーションを実行して、惑星の収量を推定し、銀河内バルジに最適化された銀河モデルを使用して最適なサーベイ戦略を決定します。惑星の検出数と惑星質量の範囲を最大化するために、4つの観測戦略間で惑星の収量を比較します。{the\citet{2012Natur.481..167C}質量関数が\citet{2019ApJS..241....3P}}によって修正されたと仮定すると、PRIMEは$42-52$惑星($1-$M_p\leq1M_\oplus$の惑星2$、質量$1M_\oplus<M_p\leq100M_\oplus$の惑星$22-25$、$100M_\oplus<M_p\leq10000M_の惑星$19-25$\oplus$)、選択した観測戦略に応じて年間。
北斗七星の波長依存消光と粒子サイズ
| Title |
Wavelength-Dependent_Extinction_and_Grain_Sizes_in_Dippers |
| Authors |
Michael_L._Sitko,_Ray_W._Russell,_Zachary_C._Long,_Korash_Assani,_Monika_Pikhartova,_Ammar_Bayyari,_Carol_A._Grady,_Carey_M._Lisse,_Massimo_Marengo,_John_P._Wisniewski,_and_William_Danchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04650 |
SpeXスペクトログラフとNASA赤外線望遠鏡施設(IRTF)を使用して、以前に報告されたALMA画像から決定されたように、K2で発見された北斗七星の夜間変動を調査しました。観測された3つのオブジェクトは、EPIC203850058、EPIC205151387、およびEPIC204638512(2MASSJ16042165-2130284)でした。連続する2つの夜の間のフラックスの比率を使用して、EPIC204638512とEPIC205151387のダストの特性が、拡散した星間媒体とより高密度の分子雲で見られるものとは異なることがわかります。しかし、絶滅を説明するために必要な粒子の特性は、多くの若い星の円盤をモデル化するために使用されるものと似ています。EPIC204638512とEPIC205151387の両方の波長依存消光モデルには、サイズが少なくとも500ミクロンの粒子が含まれていますが、0.25ミクロン未満の粒子は含まれていません。ディップ中の吸光度の変化、およびこれらの変動が発生する時間スケールは、内側のディスクの表層による隠蔽を意味します。EPIC204638512で非常に傾斜の悪い内側のディスクが最近発見されたことは、このディスクシステムの変化が、その内側のディスクの表層による遮蔽の急速な変化によるものである可能性を示唆しており、他の正面向きのディッパーが持っている可能性があることを示唆しています。同様の形状。EPIC205151387とEPIC20463851の1.083ミクロンのHeI線は、夜ごとに変化することが見られ、地表の塵と混合したHeIガスが見られることを示唆しています。
TOI-3785 b: M2矮星を周回する低密度海王星
| Title |
TOI-3785_b:_A_Low-Density_Neptune_Orbiting_an_M2-Dwarf_Star |
| Authors |
Luke_C._Powers,_Jessica_Libby-Roberts,_Andrea_S.J._Lin,_Caleb_I._Ca\~nas,_Shubham_Kanodia,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Arvind_F._Gupta,_Sinclaire_Jones,_Henry_A._Kobulnicky,_Andrew_Monson,_Brock_A._Parker,_Tera_N._Swaby,_Chad_F._Bender,_William_D._Cochran,_Leslie_Hebb,_Andrew_J._Metcalf,_Paul_Robertson,_Christian_Schwab,_John_Wisniewski,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04730 |
地上でのトランジットフォトメトリーと高精度の動径速度(RV)分光法の両方を使用して、TOI-3785bの惑星的性質を確認します。このトランジット海王星は、約4.67日の周期でM2-矮星を周回し、惑星半径は5.14+/-0.16地球半径、質量は14.95+4.10、-3.92地球質量、および0.61+0.18,-の密度です。0.17g/cm^3。TOI-3785bは海王星(4地球半径<Rp<7地球半径)のまれな集団に属し、より低温で小さいM矮星の主星を周回しており、そのうち10個程度しか確認されていません。確認された惑星の数を増やすことで、TOI-3785bは、さまざまな惑星および恒星のパラメーター空間で類似の惑星を比較する機会を提供します。さらに、TOI-3785bは、582+/-16Kの比較的低温の平衡温度と非アクティブなホスト星を組み合わせた~150の高い透過分光測定法(TSM)により、より有望な低密度M矮星の1つです。大気追跡のための海王星ターゲット。TOI-3785bの大気質量損失率に関する今後の調査により、M型矮星周辺のこれらの低質量ガス惑星の大気進化に関する新しい洞察が得られる可能性があります。
最近の AGN オフセット分布を使用した中央画像からのレンズ銀河の内部領域の制約
| Title |
Constraints_on_the_Inner_Regions_of_Lensing_Galaxies_from_Central_Images_using_a_Recent_AGN_Offset_Distribution |
| Authors |
Derek_Perera,_Liliya_L._R._Williams,_and_Claudia_Scarlata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03795 |
重力レンズ効果では、四角形の中心の画像がレンズ銀河の内部領域の強力なプローブとして機能します。オフセットされた中央の超大質量ブラックホール(SMBH)の存在は、3つの中央画像が形成されるように時間遅延面を歪める可能性があります。中央の最大値と鞍点での画像。クワッドレンズマクロモデルを使用して、検出または非検出の中心画像確率に基づいて、さまざまなレンズ銀河パラメーターに配置できる制約をシミュレートします。核外AGNの最近の低赤方偏移分布から情報を得て、ベイジアン推論を利用して、6クワッドのサンプルの平均SMBH核外距離と銀河コア半径を制約します。一般に、どのクワッドでも中央の画像を検出すると、より大きなSMBH核外距離と銀河コアのサイズが有利になることがわかります。コア半径と速度分散$r_c=b\sigma$の間に線形関係があると仮定すると、これらの結果は同様に$b$に対する強い制約を意味します。ここで、各クワッドで中央の画像が検出されない可能性が高いケースでは、$b$が$3.11^に制約されます。{+2.72}_{-2.26}\times10^{-4}$kpckm$^{-1}$s.私たちの結果は、中心画像の検出または非検出に関係なく、レンズ銀河パラメーターに対する厳しい制約を行うことができることを示しています。したがって、レンズ銀河パラメーターに対するより強い制約を形式化するために、おそらくUVフィルターで提案された新しい検出技術を使用して、中央画像の観測検索をお勧めします。
涼しくて突風が吹いていて、雨の可能性あり: ロムルス シミュレーションにおける巨大銀河の周りの多相 CGM のダイナミクス
| Title |
Cool_and_gusty,_with_a_chance_of_rain:_Dynamics_of_multiphase_CGM_around_massive_galaxies_in_the_Romulus_simulations |
| Authors |
Vida_Saeedzadeh,_S._Lyla_Jung,_Douglas_Rennehan,_Arif_Babul,_Michael_Tremmel,_Thomas_R._Quinn,_Zhiwei_Shao,_Prateek_Sharma,_Lucio_Mayer,_E._OSullivan,_S._Ilani_Loubser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03798 |
高解像度ロムルスシミュレーションを使用して、ゾーン0.1$\leq\mathrm{R}/\mathrm{R}_\mathrm{500}\leq$1の銀河周媒質(CGM)の起源と進化を調査します。グループスケールのハローの中心銀河。CGMは多相であり、非常に動的であることがわかります。ダイナミクスを調査すると、進化の7つのパターンが特定されます。これらは堅牢で、さまざまな条件で一貫して検出されることを示しています。ガスが冷却される経路は2つあります。(1)フィラメント状の冷却流入と、(2)急速冷却密度摂動から形成される凝縮です。私たちの宇宙論的シミュレーションでは、摂動は主に周回する下部構造によってシードされます。X線放出ガスの中央値$t_\mathrm{cool}/t_\mathrm{ff}$が10または20の正準しきい値を超えている場合でも、凝縮が形成される可能性があることがわかりました。バックグラウンドガスの状態。また、局所的な$t_\mathrm{cool}/t_\mathrm{ff}$比がしきい値を下回るが、凝縮しない摂動も見つけます。むしろ、比率は最小値まで落ちてから跳ね返ります。これらは弱い摂動であり、衛星の航跡で一時的に掃引され、より大きな半径に運ばれます。$t_\mathrm{cool}/t_\mathrm{ff}$比が減少するのは、分母($t_\mathrm{ff}$)が増加しているためであり、分子($t_\mathrm{cool}$)が減少しているためではありません。.構造が階層的に形成されている場合、私たちの研究では、単純なしきい値引数を使用してCGMの進化を推測するという課題が強調されています。また、高温ガス特性の中央値が、CGMの状態とダイナミクスの次善の決定要因であることも強調しています。現実的なCGMモデルでは、CGMの加熱と冷却のサイクルに加えて、合併と周回衛星の影響と後遺症を考慮に入れる必要があります。
C バンド全天調査 (C-BASS): M 31 の統合された無線スペクトルに対する新しい制約
| Title |
The_C-Band_All-Sky_Survey_(C-BASS):_New_Constraints_on_the_Integrated_Radio_Spectrum_of_M_31 |
| Authors |
Stuart_E._Harper,_Adam_Barr,_C._Dickinson,_M._W._Peel,_Roke_Cepeda-Arroita,_C._J._Copley,_R._D._P._Grumitt,_J._Patrick_Leahy,_J._L._Jonas,_Michael_E._Jones,_J._Leech,_T._J._Pearson,_A._C._S._Readhead,_Angela_C._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03875 |
アンドロメダ銀河(M31)は、私たちに最も近い渦巻銀河であり、私たちの銀河と非常によく似た銀河の星間物質の物理を研究するための理想的なターゲットとなっています。C-BandAll-SkySurvey(C-BASS)による4.76GHzでのM31の新しい観測と、$1^\circ$分解能で利用可能なすべての無線データを使用して、統合スペクトルを生成し、シンクロトロンスペクトルインデックスに新しい制約を課します。M31からの異常なマイクロ波放射（AME）。開口測光とスペクトルモデリングを使用して、M31の統合スペクトルに適合させ、近くの背景電波源の包括的なモデルを差し引きます。M31のAMEは$3\sigma$重要度で検出され、ピークは30GHz付近にあり、磁束密度は$0.27\pm0.09$Jyです。M31のシンクロトロンスペクトルインデックスは、$\alpha=-0.66\pm0.03$で私たち自身の銀河よりも平坦であり、スペクトル曲率の強い証拠はありません。M31からの総放出量を平均したAMEの放射率は、銀河系の典型的なAME源よりも低く、これはAMEがM31全体に均一に分布しておらず、サブ領域に限定されている可能性が高いことを示唆しています。20--30GHzあたりの高解像度観測。
おうし座 B213 フィラメントの太陽型星形成核への分裂における磁場の役割
| Title |
The_role_of_magnetic_fields_in_the_fragmentation_of_the_Taurus_B213_filament_into_Sun-type_star-forming_cores |
| Authors |
Anirudh_R._(1),_Chakali_Eswaraiah_(1),_Sihan_Jiao_(2_and_3),_and_Jessy_Jose_(1)_((1)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_(IISER)_Tirupati,_(2)_CAS_Key_Laboratory_of_FAST,_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(3)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03987 |
フラグメンテーションは、雲(およびフィラメント、クランプ、コアなどの下部構造)を原始星に変換するプロセスの重要なステップです。熱ガス圧と重力崩壊は、このプロセスを支配する主要な要因であると考えられており、熱ジーンズの断片化と呼ばれています。ただし、フラグメンテーションプロセスへの他の要因(磁場や乱流など)の寄与は、あまり調査されていません。この作業では、B213フィラメントの平均コア質量と平均コア間分離を推定することにより、考えられるフラグメンテーションメカニズムをテストしました。我々は$\sim$14"解像度のJamesClerkMaxwellTelescope(JCMT)SubmmillimetreCommon-UserBolometerArray2(SCUBA-2)/POL-2850$\mu$mダスト連続体マップを使用し、それをPlanck850$と組み合わせました。\mu$mマップとHerschelデータ.熱の寄与に加えて、B213フィラメントのフラグメンテーションには、秩序だった磁場の存在が重要であることがわかりました。
セイファート銀河 NGC 3281 の電離分子ガスを包む冷たい分子ガスの流出
| Title |
Cold_molecular_gas_outflow_encasing_the_ionised_one_in_the_Seyfert_galaxy_NGC_3281 |
| Authors |
Bruno_Dall'Agnol_de_Oliveira,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Raffaella_Morganti,_Rogemar_A._Riffel,_Venkatessh_Ramakrishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04004 |
セイファート2銀河NGC3281のALMACO(2-1)観測を$\sim$100pcの空間解像度で提示します。この銀河は、核から2kpcまで伸びる双円錐形の電離ガスの流出を示すことが以前から知られていました。COモーメントとチャネルマップの分析、および運動学的モデリングにより、分子ガスの2つの主要な成分が明らかになりました。イオン化された成分を部分的に包み込みます。流出分子ガス成分の質量は$M_{\mathrm{mol},\mathrm{out}}$=$(2.5\pm1.6){\times}10^{6}$$\rm{M_{\odot}}$、$\sim$1.7を表す--内部2.3kpc内の放出で見られる全分子ガスの2%。対応する質量流出率とパワーは$\dot{M}_{\mathrm{mol},\mathrm{out}}$=0.12--0.72$\rm{M_{\odot}yr^{-1}}$and$\dot{E}_{\mathrm{mol},\mathrm{out}}$=(0.045--1.6)${\times}10^{40}$$\rm{ergs^{-1}}$、これはわずか$10^{-4}$--0.02%のAGNパワーで動的結合効率に変換されます。この値は、イオン化ガスと分子ガスの両方のフィードバックを含め、エネルギーの一部のみがガスと動力学的に結合することを考慮すると、最大0.1%に達します。回転していないCO放出の一部は、銀河面での核への流入にも起因する可能性があります。イオン化されたガスとX線放出を含むCO流出の類似性は、他の発生源で見られるものと類似しており、これが銀河流出の共通の特性である可能性があることを示唆しています。
クエーサーの変動性をモデル化し、ブラック ホールの特性を推測するための潜在確率微分方程式
| Title |
Latent_Stochastic_Differential_Equations_for_Modeling_Quasar_Variability_and_Inferring_Black_Hole_Properties |
| Authors |
Joshua_Fagin,_Ji_Won_Park,_Henry_Best,_K.E_Saavik_Ford,_Matthew_J._Graham,_V._Ashley_Villar,_Shirley_Ho,_James_Hung-Hsu_Chan,_Matthew_O'Dowd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04277 |
活動銀河核(AGN)は、銀河の中心にある超大質量ブラックホールの周囲に物質が降着することによって動力を与えられていると考えられています。時間の経過に伴うAGNの明るさの変動は、その下にあるブラックホールの物理的特性に関する重要な情報を明らかにすることができます。時間変動性は、確率微分方程式(SDE)によって記述される減衰ランダムウォークとして表されることが多い確率過程に従うと考えられています。複数のバンドパスフィルターで1億AGNを観測するように設定された今後の広域調査では、大量のデータを処理できる効率的で自動化されたモデリング手法が必要です。潜在的SDEは、基礎となる確率力学を明示的に捉えることができるため、AGN時系列データのモデリングに適しています。この作業では、潜在的なSDEを変更して、多変量AGN光曲線の観測されていない部分を共同で再構築し、ブラックホールの質量などの物理的特性を推測します。私たちのモデルは、10年間のAGN光度曲線の現実的な物理学に基づくシミュレーションでトレーニングされており、長い季節的ギャップやさまざまなバンドでの不規則なサンプリングが存在する場合でも、AGN光度曲線に適合する能力を実証し、マルチ出力ガウスよりも優れています。回帰ベースラインを処理します。
NGC 189、NGC 1758、および NGC 7762 散開星団の CCD UBV および Gaia DR3 ベースの分析
| Title |
CCD_UBV_and_Gaia_DR3_based_analysis_of_NGC_189,_NGC_1758_and_NGC_7762_open_clusters |
| Authors |
T._Yontan,_S._Bilir,_H._Cakmak,_M._Raul,_T._Banks,_E._Soydugan,_R._Canbay,_S._Tasdemir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04294 |
この論文では、CCDUBV測光とガイアデータリリース3(DR3)データに基づく、散開星団NGC189、NGC1758、およびNGC7762の測光、天文、および運動学的解析について説明します。メンバーシップ分析によると、NGC189、NGC1758、およびNGC7762でメンバーシップ確率$P\geq0.5$を持つ32個、57個、および106個の最も可能性の高いメンバー星をそれぞれ特定しました。各クラスターの色の過剰と測光金属性は、UBV2色図を使用して個別に決定されました。色超過$E(B-V)$は、NGC189で$0.590\pm0.023$mag、NGC1758で$0.310\pm0.022$mag、NGC7762で$0.640\pm0.017$magです。測光金属量[Fe/H]は$です。NGC189とNGC1758の両方で-0.08\pm0.03$dex、NGC7762で$-0.12\pm0.02$dexです。距離係数と星団の年齢は、PARSEC等時線をUBVから作成された色等級図と比較することによって得られました。ガイア測光データ。このプロセスの間、各クラスターの過剰な色と金属性を一定に保ちました。等時線距離の推定値は、NGC189では$1201\pm53$pc、NGC1758では$902\pm33$pc、NGC7762では$911\pm31$pcです。これらは三角視差から得られた値と互換性があります。クラスタの年齢は、NGC189、NGC1758、およびNGC7762について、それぞれ$500\pm50$Myr、$650\pm50$Myr、および$2000\pm200$Myrです。銀河団の銀河軌道統合は、NGC1758が完全に太陽圏の外を周回しているのに対し、NGC189とNGC7762は軌道中に太陽圏に入ることを示しました。
z > 10 の超高赤方偏移銀河は、標準的な銀河形成モデルの文脈では驚くべきものですか?
| Title |
Are_the_ultra-high-redshift_galaxies_at_z_>_10_surprising_in_the_context_of_standard_galaxy_formation_models? |
| Authors |
L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Steven_L._Finkelstein,_Stephen_M._Wilkins,_Jonathan_P._Gardner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04348 |
非常に多くの超高赤方偏移(8<z<17)の銀河候補がJWSTで検出されており、疑問が生じています:これらの観測結果は、現在の銀河形成モデルのコンテキストで驚くべきものですか?超高赤方偏移研究用に慎重に設計された宇宙論的N体シミュレーションGUREFTの新しいスイートからの合併ツリー内に実装された、確立されたSantaCruz半解析モデルを使用して、この問題に対処します。z=0で校正された基準モデルを使用して、星の質量関数、静止フレームのUV光度関数、およびさまざまなスケーリング関係の予測を提示します。私たちの(ほこりのない)モデルは、観測による推定値よりも1桁(約30倍)低いz~11(z~13)の銀河数密度を予測することがわかりました。宇宙分散による観測された数密度の不確実性を推定し、利用可能な観測フィールドのz=11で30-70%(z=13で25-150%)の分数誤差につながることを発見しました。ハロー形成速度、ガス冷却、星形成、恒星フィードバックを考慮して、私たちのモデルのどのプロセスがこれらの初期のエポックで発光銀河の形成を律速する可能性が最も高いかを調べ、それが主に効率的な恒星であると結論付けます。-追い風。ポップIII星の上部に重い星の初期質量関数の特徴から生じる可能性のある、UV光度の約4倍の適度なブーストにより、現在のモデルが観測と一致することがわかりました。
内部HIを用いたISMスケーリング関係とダスト質量推定への応用
| Title |
The_ISM_scaling_relations_using_inner_HI_and_an_application_of_estimating_dust_mass |
| Authors |
Fujia_Li,_Jing_Wang,_Fengwei_Xu,_Xu_Kong,_Xinkai_Chen,_Zesen_Lin,_Shun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04465 |
HerschelReferenceSurvey(HRS)からの$HI$、$H_{2}$およびダストの観測を含む円盤状の銀河サンプルを選択し、光学半径内の内部HI質量を導出します。内部ガス対ダスト比はガス相の金属量とほとんど無関係であることがわかり、内部ガス質量($HI$+$H_{2}$)がダスト質量および単色500$\とより密接な関係を示すことが確認されました。積分ガス質量よりもμm$光度が高い。これは、ダストが全体的な冷たいガスよりも空間的な冷たいガスと密接に関連していることをサポートしています。内部ガス質量とダスト質量の間の新たに調整された関係に基づいて、xCOLDGASSサンプルから円盤が優勢な銀河のダスト質量を予測します。予測されたダスト質量は、文献の基準と一致するスケーリング関係を示しており、その堅牢性をサポートしています。さらに、特定のダスト質量と星形成率(SFR)で、銀河WISEW3の光度が[NII]光度と星の質量表面密度に大きく依存することを発見しました。このような依存性は、積分SFR指標としてW3の光度を使用する際の注意点を浮き彫りにし、より近くの銀河の星形成領域を対象とし、マッピングモード分光法に基づいて塵の質量を正確に導き出す研究結果と一致しています。
典型的な $z \sim 3$ 星形成円盤銀河の塵に覆われた巨大な下部構造の JWST と ALMA による画像化
| Title |
JWST_and_ALMA_imaging_of_dust-obscured,_massive_substructures_in_a_typical_$z_\sim_3$_star-forming_disk_galaxy |
| Authors |
Wiphu_Rujopakarn,_Christina_C._Williams,_Emanuele_Daddi,_Malte_Schramm,_Fengwu_Sun,_Stacey_Alberts,_George_H._Rieke,_Qing-Hua_Tan,_Sandro_Tacchella,_Mauro_Giavalisco,_and_John_D._Silverman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04683 |
$z=2.696$で、典型的な星形成銀河(SFG)であるUDF2のダスト減衰星形成銀河円盤下部構造の同定を提示します。今日まで、恒星質量の大幅な蓄積と活発に形成されている星を含む下部構造は、$z>2$での典型的な(つまり、主系列の)SFGにはまだ見つかっていません。これは、当時の大質量銀河に共通する強力なダスト減衰と、高解像度、高感度の絶滅に依存しないイメージングの不足によるものです。ディスクの下部構造を検索するために、JWST/NIRCamレストフレーム1.2$\mu$m画像($0.13"$解像度)から中央の恒星質量ディスクを差し引き、ALMAから可視平面で中央のスターバーストディスクを差し引きました。rest-frame240$\mu$m観測($0.03''$解像度)。残りの画像は、静止フレーム1.2$\mu$mの部分構造と、銀河中心から$\simeq2$kpc離れた静止フレーム240$\mu$mで見つかった部分構造を明らかにしました。最大の部分構造には、星の総質量の$\simeq20$%と、銀河の総SFRの$\simeq5$%が含まれます。UDF2は分子ガスの運動学的に秩序化された速度場を示しており、これは円盤が永年進化していることと一致していますが、この下部構造の性質と起源(スパイラルアーム、マイナーマージ、またはその他の種類の円盤不安定性)を特徴付けるには、より高感度な観測が必要です。UDF2は高密度領域($z=2.690-2.697$で70kpcの投影距離内にある$N\geqslant4$の大質量銀河)に存在し、下部構造は相互作用によって引き起こされる不安定性に関連している可能性があります。重要なことに、JWSTとALMAで特定されたそのような部分構造の統計サンプルは、バルジを形成するスターバーストと銀河の残りの部分との間のギャップを埋める上で重要な役割を果たす可能性があります。
(SHERRY) JCMT-SCUBA2 High Redshift Bright Quasar Survey -- II:
サブミリ波帯 z~6 クエーサーの環境
| Title |
(SHERRY)_JCMT-SCUBA2_High_Redshift_Bright_Quasar_Survey_--_II:_the_environment_of_z~6_quasars_in_sub-millimeter_band |
| Authors |
Qiong_Li,_Ran_Wang,_Xiaohui_Fan,_Xue-Bing_Wu,_Linhua_Jiang,_Eduardo_Ba\~nados,_Bram_Venemans,_Yali_Shao,_Jianan_Li,_Jeff_Wagg,_Roberto_Decarli,_Chiara_Mazzucchelli,_Alain_Omont,_Frank_Bertoldi,_Sean_Johnson,_Christopher_J._Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04719 |
最初の超大質量ブラックホールの形成は、初期宇宙のいくつかの最も顕著な物質と銀河の過密度で発生したと予想されます。$z\sim6周辺の環境を研究するために、JamesClerkMaxwellTelescope(JCMT)のサブミリ波共通ユーザーボロメータアレイ-2(SCUBA2)を使用して、54個の$z\sim6$クエーサーのサブミリ波長連続サーベイを実施しました。$クエーサー。450または850\um\マップで3.5$\sigma$を超える検出値を持つ170個のサブミリ波銀河(SMG)を特定しました。それらのFIR光度は2.2-6.4$\times$10$^{12}L_{\odot}$であり、星形成率は$\sim$400-1200M$_{\odot}$yr$^{-1}$.また、合計$\sim$620arcmin$^2$の領域でSMGの差分と累積数を計算しました。$4\sigma$検出($\sim$5.5mJy)では、SMGの過密度は$0.68^{+0.21}_{-0.19}$($\pm0.19$)であり、ブランクフィールドソースカウントを1倍超えています。1.68の。13/54クエーサーは、($\sim$5.5mJyで)$\delta_{SMG}\sim$1.5-5.4の過密度を示すことがわかりました。これらの13個のクエーサーを合わせた面積は、$の領域で\dsmg$\sim$$2.46^{+0.64}_{-0.55}$($\pm0.25$)の5.5mJyの過密度でブランクフィールドカウントを超えています。\sim$150分角$^2$.ただし、過剰は明るい端(例えば、7.5mJy)では重要ではありません。また、同様のスケールで、ライマンアルファ放射体(LAE)とライマンブレイクギャラクシー(LBG)の以前の環境研究と結果を比較します。私たちの調査は、$z\sim6$でのクエーサーの環境に関する最初の体系的な研究を示しています。新たに発見されたSMGは、それらがクエーサーと同じ大規模構造に存在するかどうかをテストし、初期のエポックで原始クラスターを検索するためのフォローアップ分光観測に不可欠な候補を提供します。
近くの棒状銀河中心における CO から H2 への変換係数の変動の物理的要因と観測的追跡者
| Title |
The_Physical_Drivers_and_Observational_Tracers_of_CO-to-H2_Conversion_Factor_Variations_in_Nearby_Barred_Galaxy_Centers |
| Authors |
Yu-Hsuan_Teng,_Karin_M._Sandstrom,_Jiayi_Sun,_Munan_Gong,_Alberto_D._Bolatto,_I-Da_Chiang,_Adam_K._Leroy,_Antonio_Usero,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Daizhong_Liu,_Miguel_Querejeta,_Eva_Schinnerer,_Frank_Bigiel,_Yixian_Cao,_Melanie_Chevance,_Cosima_Eibensteiner,_Kathryn_Grasha,_Frank_P._Israel,_Eric_J._Murphy,_Lukas_Neumann,_Hsi-An_Pan,_Francesca_Pinna,_Mattia_C._Sormani,_J._D._T._Smith,_Fabian_Walter,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04732 |
COからH$_2$への変換係数($\alpha_\rm{CO}$)は、分子ガスの量と特性を測定する上で重要です。環境条件によって変化することが知られており、以前の研究では、kpcスケールのいくつかの棒銀河の中心で$\alpha_\rm{CO}$が低いことが明らかにされています。このような変動の物理的要因を明らかにするために、アルマ望遠鏡のバンド3、6、および7の観測で、NGC3627およびNGC4321の内側2kpcに向かって$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびCを追跡しました。$^{18}100pcスケールで$O行。これらのデータセットのマルチラインモデリングとベイジアン尤度分析により、$\alpha_\rm{CO}$の主要な要因の1つである分子ガス密度、温度、光学的深さ、および速度分散の変動が明らかになりました。両方の銀河の中央の300pc核は、温度$T_\rm{k}>100$Kと密度$n_\rm{H_2}>10^3$cm$^{-3}$の強い増強を示しています。COからH$_2$までの存在量が$3\times10^{-4}$であると仮定すると、マップ全体で銀河の値よりも4～15倍低い$\alpha_\rm{CO}$を導き出します。以前のkpcスケールの測定値。結果をNGC3351に関する以前の研究と組み合わせると、$\alpha_\rm{CO}$と低J$^{12}$CO光学深度($\tau_\rm{CO}$)との強い相関関係が見つかります。、および$T_\rm{k}$との反相関。$\tau_\rm{CO}$相関は、3つの銀河中心における$\alpha_\rm{CO}$変動のほとんどを説明しますが、$T_\rm{k}$の変化は$\alpha_\rm{COに影響します}$を2番目の順序にします。全体として、観測された線幅と$^{12}$CO/$^{13}$CO2-1線比は、これらのセンターの$\tau_\rm{CO}$変動と相関しているため、有用な観測指標です。$\alpha_\rm{CO}$バリエーションの場合。また、現在のシミュレーションベースの$\alpha_\rm{CO}$処方箋をテストし、データとシミュレーションの間のガス条件の不一致に起因する可能性が高い系統的な過剰予測を見つけました。
AGN矮星と星形成矮星のアウトフロー特性の比較
| Title |
A_Comparison_of_Outflow_Properties_in_AGN_Dwarfs_vs._Star_Forming_Dwarfs |
| Authors |
Archana_Aravindan,_Weizhe_Liu,_Gabriela_Canalizo,_Sylvain_Veilleux,_Thomas_Bohn,_Remington_O._Sexton,_David_S.N._Rupke_and_Vivian_U |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04737 |
フィードバックは、矮小銀河の特性に関する観測予測と理論予測の間の不一致を解決する上で重要な役割を果たしている可能性があります。これらの不一致を説明するには恒星のフィードバックで十分であるとかつて信じられていましたが、これまでのところ、理論と観測を完全に一致させることはできていません。活発な銀河核(AGN)をホストする矮小銀河におけるエネルギー的な銀河全体の流出の最近の発見は、AGNフィードバックが矮小銀河の進化において以前に疑われていたよりも大きな役割を果たしている可能性があることを示唆しています。これらの銀河における恒星対AGNフィードバックの相対的な重要性を評価するために、低赤方偏移星形成(SF)矮小銀河のサンプルの詳細なKeck/KCWI光学積分場分光研究を実行します。それらのSDSSスペクトル。流出を特徴付け、それらを矮星におけるAGN駆動の流出の観察と比較します。SF矮星には、AGN矮星の流出の幅(W$_{80}$)に匹敵する幅(W$_{80}$)を持つ流出成分があることがわかりますが、青方偏移ははるかに少なく、SF矮星はAGNの対応するものよりもかなり遅い流出を示します。SF矮星の流出は空間的に分解されており、AGN矮星の流出よりも大幅に拡張されています。SF駆動のアウトフローの質量損失率、運動量、およびエネルギー率は、AGN駆動のアウトフローよりもはるかに低くなります。私たちの結果は、ガス流出の形でのAGNフィードバックが矮小銀河で重要な役割を果たしている可能性があり、矮小銀河の進化のモデルではSFフィードバックとともに考慮されるべきであることを示しています。
周連星盤に埋め込まれた連星の数値シミュレーションにおける生きた連星進化の重要性
| Title |
The_importance_of_live_binary_evolution_in_numerical_simulations_of_binaries_embedded_in_circumbinary_discs |
| Authors |
Alessia_Franchini,_Alessandro_Lupi,_Alberto_Sesana,_Zoltan_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03790 |
気体の周連星円盤との相互作用によって引き起こされる連星軌道の縮小は、連星の合併を触媒する潜在的な方法として最初に提唱されましたが、幾何学的に厚い場合(つまり、$H/R\gtrsim0.1$)で最近議論されています。ディスク。ただし、明確なコンセンサスは、主に固定軌道連星や、周連星盤内の連星によって刻まれた空洞内の解像度の欠如など、数値的な制限のためにまだ欠けています。この作業では、メッシュレス有限質量モードでコード{\scgizmo}を使用して実行される流体力学的シミュレーションによって、連星軌道を進化させることの重要性を評価します。等質量円連星とそれらの局所等温円盤との間の相互作用をモデル化するために、空洞内でハイパーラグランジュ解像度を適用します。連星軌道を固定すると、最終的にガスが連星に及ぼす重力トルクの過大評価につながり、連星成分への物質の降着によるトルクの過小評価につながることがわかりました。さらに、連星軌道周期での降着速度の変調は固定軌道シミュレーションでは強く抑制されているのに対し、ライブ連星シミュレーションでは明らかに存在することがわかりました。これは、大質量ブラックホール連星候補で観測可能な周期性の予測に潜在的な意味を持ちます。
Mahakala: 曲がった時空のための Python ベースのモジュラー レイ トレーシングおよび放射転送アルゴリズム
| Title |
Mahakala:_a_Python-based_Modular_Ray-tracing_and_Radiative_Transfer_Algorithm_for_Curved_Space-times |
| Authors |
Aniket_Sharma_(IISER-M),_Lia_Medeiros_(IAS),_Chi-kwan_Chan_(UArizona),_Goni_Halevi_(IAS,_Princeton),_Patrick_D._Mullen_(LANL),_James_M._Stone_(IAS),_George_N._Wong_(IAS,_Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03804 |
湾曲した時空のためのPythonベースのモジュール式放射光線追跡コードであるMahakalaを紹介します。GoogleのJAXフレームワークを採用して自動微分を加速し、メトリックから直接クリストッフェルシンボルを効率的に計算できるため、ユーザーは非カーメトリックを介して光子の軌跡を簡単かつ迅速にシミュレートできます。また、JAXを使用すると、マハカラをCPUとGPUの両方で並行して実行し、Cベースのコードに匹敵する速度を実現できます。Mahakalaは、デカルトカーシルド座標系をネイティブに使用しており、球面座標の「極」によって引き起こされる数値の問題を回避します。低降着率の超大質量ブラックホールの一般相対論的磁気流体力学シミュレーションの1.3mm波長画像(イベントホライズンテレスコープ観測の波長)をシミュレートすることにより、マハカラの能力を実証します。Mahakalaのモジュラーな性質により、フローのさまざまな領域が画像の特徴に与える相対的な寄与を簡単に定量化できます。1.3mmの画像に見られる発光のほとんどが、ブラックホールの近くで発生していることを示しています。また、1.3mmの画像に対するディスク、フォワードジェット、およびカウンタージェットの相対的な寄与を定量化します。
Event Horizo n Telescopeムービーの回転
| Title |
Rotation_in_Event_Horizon_Telescope_Movies |
| Authors |
Nicholas_S._Conroy,_Michi_Baubock,_Vedant_Dhruv,_Daeyoung_Lee,_Avery_E._Broderick,_Chi-kwan_Chan,_Boris_Georgiev,_Abhishek_V._Joshi,_Ben_Prather,_and_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03826 |
イベントホライズンテレスコープ(EHT)は、M87*とSgrA*の画像を生成しており、まもなく一連の画像または動画を生成する予定です。これを見越して、自己相関法を使用してムービーから回転速度またはパターン速度$\Omega_p$を測定する手法について説明します。既知の回転速度を持つガウスランダムフィールドモデルで手法を検証し、一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションに基づいてSgrA*の合成画像のライブラリに適用します。EHTムービーは、$\mathrm{GMc^{-3}}$あたり$\Omega_p\approx1$度になると予測されます。これは、発光領域のケプラー軌道周波数の$15\%$オーダーです。私たちのモデルで見られる遅い回転は、内側に伝播するスパイラルショックのパターン速度に起因すると考えられます。また、$\Omega_p$が傾きに大きく依存することもわかりました。この手法を適用すると、将来のEHTムービーを、GRAVITYによる近赤外線フレアで見られるSgrA*の時計回りの回転と比較することができます。M87*とSgrA*の将来のEHT観測のパターン速度分析は、ブラックホールの傾斜とスピン、およびブラックホールの質量の独立した測定に関する新しい制約も提供する可能性があります。
ジェット磁気トポロジーが電波銀河の進化に与える影響の数値的研究
| Title |
A_Numerical_Study_of_the_Impact_of_Jet_Magnetic_Topology_on_Radio_Galaxy_Evolution |
| Authors |
Yi-Hao_Chen,_Sebastian_Heinz,_Eric_Hooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03863 |
活発な銀河核ジェットの伝播は、それらが伝播する環境と内部構造の両方に依存します。さまざまな磁気トポロジーがkpcスケールの電波銀河の観測可能な特性に与える影響をテストするために、さまざまな磁場構成で注入されたジェットの一連の磁気流体力学シミュレーションを実施し、ペルセウス星団でモデル化された気体大気に伝播しました。シミュレーションは、磁場の構造がクラスタースケールでのジェットのコリメーションと伝播に影響を与え、したがってジェットによって膨張した電波ローブの形態に影響を与えることを示しています。これは、磁気コリメーションと、異なる磁気トポロジーを持つジェットの動的不安定性の発生の両方によるものです。.すべての場合において、シミュレーションは、主に浮力によって駆動される電波ローブ内の大規模な循環により、ジェットがオフになった後の動的な時間について、電波ローブのサイクロトロンスペクトル年齢勾配の明確な反転を示しています。詳細なスペクトルモデリングを必要とせずにクラスター環境で無線ソースの年齢を制限し、無線モードのフィードバック効率を制限します。多周波無線データでこのような年齢勾配を検索するための堅牢な診断を提案します。
衝撃振動モデルにおける電波と X 線の間、および Sgr A* フレアの狭い電波帯域間の時間遅延
| Title |
Time_delays_between_radio_and_X-ray_and_between_narrow_radio_bands_of_Sgr_A*_flares_in_the_shock_oscillation_model |
| Authors |
Toru_Okuda_(Hokkaido_University_of_Education,_Japan),_Chandra_B._Singh_(Yunnan_University,_China)_and_Ramiz_Aktar_(NTHU,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03925 |
シンクロトロン、制動放射、単色の光度曲線の分析から、射手座A*(SgrA*)の電波とX線の間、および狭い電波周波数フレアの間の時間遅延を調べます。衝撃振動モデルに基づく2D相対論的放射磁気流体力学(MHD)シミュレーションの結果を使用して、シンクロトロンと制動放射の間の3種類の時間遅延を見つけます。、時間遅延なしのタイプB、およびショック上昇分岐で0.5～1時間の逆時間遅延を持つタイプC。タイプAとタイプCの時間遅延は、それぞれ、両方の放出優勢領域間のAlfv\'{e}nと音響波の通過時間として解釈されます。22GHzから43GHzのフレアと8GHzから10GHzのフレアの間の遅延時間は、それぞれ$\sim$13--26分と13分であり、逆の遅延も衝撃位置分岐に応じて発生します。狭い無線帯域間のこれらの時間遅延は、周波数依存の有効半径$R_{\tau_{\rm\nu=1}}$間の音響波の通過時間として解釈され、光学的深さ$\tau_{降着円盤表面での\rm\nu}$は$\sim$1になります。衝撃振動モデルは、電波とX線の間で0.5～5時間、22～43GHzの間で20～30分、8～10GHzの間で$\sim$18分という観測された遅延時間をよく説明します。
2020 $-$ 2021 高状態における BL~Lacertae の夜間光束と偏光変動
| Title |
Intra-night_optical_flux_and_polarization_variability_of_BL~Lacertae_during_its_2020_$-$_2021_high_state |
| Authors |
Rumen_Bachev,_Tushar_Tripathi,_Alok_C._Gupta,_Pankaj_Kushwaha,_Anton_Strigachev,_Alexander_Kurtenkov,_Yanko_Nikolov,_Svetlana_Boeva,_Goran_Damljanovic,_Oliver_Vince,_Milan_Stojanovic,_Shubham_Kishore,_Haritma_Gaur,_Vinit_Dhiman,_Junhui_Fan,_Nibedita_Kalita,_Borislav_Spassov,_Evgeni_Semkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03975 |
この作業では、前例のない2020年から2021年にかけての前例のない高輝度状態でのブレーザーBLヤスリガニのフラックスと偏光の両方における急速な夜間光学変動の存在を報告します。この物体は、大きな光束の変動といくつかの色の変化を示しましたが、光学バンド間に確実に検出できる時間遅延はありませんでした。直線偏光も、偏光度と角度(EVPA)の両方で非常に可変でした。天体は世界中のいくつかの天文台から観測され、66晩で合計約300時間にわたって観測されました。私たちの結果に基づいて、独立した放出領域のアンサンブルの変化するドップラー係数が、ある時点でたまたま視線と密接に整列する湾曲したジェットに沿って移動すると、この爆発中の観測をうまく再現できることを示唆しています。これは、夜間のタイムスケールでのブレーザーの偏光の最も広範な変動研究の1つです。
ガンマ線バーストGRB211211Aとそれに関連するキロノバのような放射が最近報告されました。この関連付けイベントとGRB170817A/AT2017gfoの大きな違いは、GRB211211Aの期間が非常に長いことです。この論文では、マグネターが最終的に中央エンジンを離れた場合、中性子星$-$白色矮星(NS$-$WD)の合体からこの関連付けイベントが発生する可能性があることを示します。NS$-$WD合併の中で、GRB211211Aのメインバーストは、合併前のNSのトロイダル磁場増幅からの磁気バブル噴火によって生成された可能性があります。ディスクが低い初期エントロピーと効率的な風にある場合、このトロイダルフィールド増幅は、WDデブリディスクからの暴走降着によって誘発される可能性があります。一方、GRB211211Aの拡張放出は、磁気推進に関与している可能性があります。観測されたGRB211211Aの即発放出のエネルギー論と持続時間は、WDの質量が$\gtrsim1M_{\odot}$である限り、流体力学的熱核シミュレーションの降着と比較して満たすことができます。さらに、GRB残光のX線プラトーがマグネタースピンダウン放射によるものである場合、GRB光学残光とキロノバのような放出は、標準的な前方衝撃と$^{56}の放射性減衰力を組み合わせてうまく結合してモデル化できます。{\rmNi}$合併後のマグネターからの回転動力入力を追加します。
セイファート銀河 NGC 4151 におけるガンマ線放出: ジェットとコロナ活動の役割の調査
| Title |
Gamma-Ray_Emission_in_the_Seyfert_Galaxy_NGC_4151:_Investigating_the_Role_of_Jet_and_Coronal_Activities |
| Authors |
Yoshiyuki_Inoue,_Dmitry_Khangulyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04138 |
近くのセイファート銀河であるNGC4151は、GeV範囲のガンマ線を放出していることが最近報告されており、興味深い天体物理学的謎を提起しています。NGC4151の星形成率は観測されたGeVフラックスを説明するには低すぎるが、この銀河はX線でのコロナ活動と電波でのジェット活動で知られている。これら2つの活動の組み合わせ、またはジェット活動だけでガンマ線スペクトルを説明できると提案します。コロナ成分は$\lesssim1$GeVのエネルギーでのみ寄与できるため、エネルギー依存の変動性検索により、2つのシナリオを区別することができます。私たちの分析はまた、コロナ成分からの予想されるニュートリノフラックスがIceCubeでは検出できない可能性が高いことを示しています。
初期段階の観測量からエンジン駆動型超新星の噴出物特性を診断する
ガンマ線バースト(GRB)に関連する超新星(SNe)、超高輝度SNe(SLSNe)、および幅広のSNeIcの少なくとも一部では、中央システムからの連続的なエネルギー入力によるエンジン駆動の爆発が示唆されています。(SNeIc-BL)関連付けられたGRBがなくても。現在の作業では、GRB-SNeで提案されているエネルギー注入が十分に短い場合に焦点を当てて、このシナリオでの観測結果を調査します。中央エンジンの主要な効果を考慮して、単純化された球状噴出物モデルシーケンスを構築します。組成混合、密度構造、および最外噴出物速度。GRB-SNeの以前の研究のほとんどとは異なり、光球の形成を自己無撞着に解決し、測光および分光観測量を予測できます。これらの噴出物の特性は、初期段階(爆発から約1週間後)の観測上の外観に強く影響することがわかりました。これは、より平坦な密度分布および/または最も外側の噴出物速度の高速吸収に苦しんでいる混合線によって強調されています。この動作は、非単調な方法でマルチバンドライトカーブにも影響します。したがって、爆発直後に開始される迅速な追跡観測は、GRB-SNeおよびSNeIc-BLの背後にある中央エンジンの性質を明らかにするための重要な診断を提供します。GRB171205Aに関連するSN2017iukについては、これらの診断観測データが利用可能であり、エンジン駆動の爆発から予想される構造、つまり、>~100,000km/sまで伸びる平坦なべき乗則密度構造が説明できることを示しています。スペクトル進化をかなりよく観察しました。
グルオン凝縮モデルに基づく高エネルギー領域の電子・陽電子スペクトルの研究
| Title |
Research_on_electron_and_positron_spectrum_in_the_high-energy_region_based_on_the_gluon_condensation_model |
| Authors |
Jin-tao_Wu_(1),_Ming-jun_Feng_(1)_and_Jian-hong_Ruan_(1)_((1)_East_China_Normal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04226 |
電子(陽電子)、陽子、原子核は、局所的な超新星残骸(SNR)によって非常に高いエネルギーまで加速されます。電子と陽子(原子核)の有名な過剰は、そのような種類の局所発生源に由来する可能性があります。最近では、DAMPE実験により、宇宙線の電子スペクトル(電子と陽電子の両方を含む)が高精度で測定されました。過剰な電子をさらに調査する機会を提供します。グルオン凝縮(GC)理論によると、一度GCが起こると、膨大な数のグルオンが臨界運動量で凝縮し、電子と陽子の生成スペクトルは典型的なGC特性を示します。同じGCプロセスからの電子スペクトルと陽子スペクトルの間には正確な相関関係があります。宇宙線のべき乗則の破れをGC現象から解釈し、電子スペクトルと陽子スペクトルの関係から相互に予測することができます。この作業では、電子スペクトルに2番目の過剰が潜在的に存在する可能性があることを指摘します。この過剰の特徴は、陽子の実験データから導き出されます。将来のDAMPE実験で、この2番目の過剰の存在が確認され、GCモデルの結果がサポートされることを願っています。
新星の X 線 / UV フラッシュを可視光で捉えていますか?非常に遅いNova Velorum 2022（Gaia22alz）の初期の分光法
| Title |
Catching_a_nova_X-ray/UV_flash_in_the_visible?_Early_spectroscopy_of_the_extremely_slow_Nova_Velorum_2022_(Gaia22alz) |
| Authors |
E._Aydi,_L._Chomiuk,_J._Miko{\l}ajewska,_J._Brink,_B._D._Metzger,_J._Strader,_D._A._H._Buckley,_E._J._Harvey,_T._W.-S._Holoien,_L._Izzo,_A._Kawash,_J._D._Linford,_P._Molaro,_B._Mollina,_P._Mr\'oz,_K._Mukai,_M._Orio,_T._Panurach,_P._Senchyna,_B._J._Shappee,_K._J._Shen,_J._L._Sokoloski,_K._V._Sokolovsky,_R._Urquhart,_and_R._E._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04306 |
非常に遅い銀河新星Gaia22alzの初期のスペクトル観測を提示し、180日間続いたピーク輝度までの漸進的な上昇を示します。最初の50日間、新星が通常の明るさよりも3～4等級だけ高かったとき、スペクトルはHバルマーの輝線(FWHM$\approx$400kms$^{-1}$)を示しました、HeII、およびCIVですが、PCygni吸収はありません。数週間後、高励起HeIIとCIV線が消え、バルマー線、HeI線、そして最終的にはFeII線のPシグニプロファイルが現れ、ピーク前の古典的な新星に典型的なスペクトルが得られました。Gaia22alzの初期スペクトルは、白色矮星のエンベロープまたは降着円盤で生成され、「初期段階」として知られる段階で、熱核反応の速度が劇的に増加した後、白色矮星からのX線および紫外放射を再処理することを提案します。X線/UVフラッシュ」。もし本当なら、これは初期のX線/UVフラッシュの光学的特徴が検出されたまれな時期の1つです.このフェーズは、他の新星では数時間しか続かないため、簡単に見逃す可能性がありますが、ガイア22alzは非常にゆっくりと緩やかに上昇するため、新しい全天サーベイが上昇中のトランジェントを効率的に検出したおかげで、検出することができました。.また、Gaia22alzの初期のスペクトルの特徴とその異常に遅い上昇を説明できる別のシナリオも検討します。
HOW-MHD: 天体物理学アプリケーション向けの高次制約輸送アルゴリズムを使用した高次 WENO ベースの磁気流体力学コード
| Title |
HOW-MHD:_A_High-Order_WENO-Based_Magnetohydrodynamic_Code_with_a_High-Order_Constrained_Transport_Algorithm_for_Astrophysical_Applications |
| Authors |
Jeongbhin_Seo_and_Dongsu_Ryu_(Department_of_Physics,_College_of_Natural_Sciences,_UNIST,_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04360 |
天体物理環境における磁場の普及により、磁気流体力学(MHD)シミュレーションは、天体物理流体力学を研究するための基本的なツールになりました。MHDシミュレーションの精度をさらに向上させるために、理想的な断熱または等温MHD方程式を高次の精度で解く新しいシミュレーションコードを開発しました。このコードは、有限差分加重本質的非振動(WENO)スキームと強力な安定性維持ルンゲクッタ(SSPRK)メソッドに基づいています。何よりも、このコードは、磁場の発散のない制約のために新しく開発された高次制約輸送(CT)アルゴリズムを実装し、その高次能力を完成させます。この論文では、広範なテストとともに、5次のWENOと4次の5段階のSSPRKを含むデカルト座標のバージョンを提示します。新しいCTアルゴリズムにより、3次元空間でのMHD波の減衰を含む収束テストで5次の精度が達成されます。また、磁気ループの移流および磁気再接続テストで大幅に改善された結果が得られ、数値拡散率の減少が示されています。さらに、コードの信頼性と堅牢性、およびその高い精度は、衝撃と複雑な流れを伴ういくつかのテストを通じて実証されています。さらに、乱流のテストは、高次精度の利点を明らかにし、断熱コードと等温コードが同様の精度を持っていることを示しています。高次の精度で、私たちの新しいコードは、MHDプロセスを含む幅広い天体物理現象を研究するための貴重なツールを提供します。
{\tt JeTCAF} モデルによる {\it AstroSat} 観測を使用した Swift\,J1658.2--4242 のスペクトルおよび時間研究
| Title |
Spectral_and_Temporal_Studies_of_Swift\,J1658.2--4242_using_{\it_AstroSat}_Observations_with_{\tt_JeTCAF}_Model |
| Authors |
Santanu_Mondal_and_V._Jithesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04422 |
{\itAstroSat}によって観測されたブラックホールX線トランジェントSwiftJ1658.2--4242のX線スペクトルおよび時間分析を提示します。質量降着率を推定し、流れの形状を理解するために、JeTCAFモデルを使用して3つのエポックのデータが分析されました。最適な円盤質量降着率($\dotm_d$)は、$0.90^{+0.02}_{-0.01}$から$1.09^{+0.04}_{-0.03}$$\dotM_{\rmEddの間で変化します}$これらの観測では、ハロー質量降着率は$0.15^{+0.01}_{-0.01}$から$0.25^{+0.02}_{-0.01}$$\dotM_{\rmEdd}$に変化します。$64.9^{+3.9}_{-3.1}$から$34.5^{+2.0}_{-1.5}$$r_g$まで大幅に変化するダイナミックコロナのサイズと、適度に高いジェット/アウトフローコリメーションファクターを推定します。等方性流出を規定しています。推定される高いディスク質量降着率とより大きなコロナサイズは、ソースがブラックホールX線連星の中間からソフトスペクトル状態にある可能性があることを示しています。さまざまなモデルの組み合わせから推定されたブラックホールの質量は$\sim14M_\odot$です。さらに、観測されたQPOと一致する、モデルに適合したパラメーターから準周期振動(QPO)周波数を計算します。さらに、光度曲線の減衰プロファイルとスペクトルパラメーターからシステムのバイナリパラメーターを計算します。系の推定公転周期は、伴星を中期または後期のK型星と仮定して、$4.0\pm0.4$hrです。JeTCAFモデルを使用した我々の分析は、ソースの分光時間挙動の物理的起源に光を当て、観察された特性は主に質量降着率と吸収柱密度の両方の変化によるものです。
空の MeV ニュートリノの発生源としての明るい X 線パルサー
| Title |
Bright_X-ray_pulsars_as_sources_of_MeV_neutrinos_in_the_sky |
| Authors |
Aman_Asthana,_Alexander_A._Mushtukov,_Alexandra_A._Dobrynina,_Igor_S._Ognev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04520 |
強く磁化された中性子星への高い質量降着率は、放射圧によって支えられ、星の強い磁場によって閉じ込められた降着柱の出現をもたらします。$\sim10^{19}\,{\rmg\,s^{-1}}$を超える質量降着率では、降着柱は移流すると予想されます。このような条件下では、全エネルギー放出のかなりの部分が、MeVエネルギー範囲のニュートリノによって持ち去られる可能性があります。強く磁化された中性子星を降着するニュートリノ光度の単純なモデルに依存して、現在知られている6つのULXパルサーと、磁化された中性子星をホストする3つの最も明るいBeX線トランジットから予想されるニュートリノエネルギーフラックスを推定します。ULXパルサーで期待される大きなニュートリノ光度にもかかわらず、銀河、SMC、LMCのBeX線トランジェントからのニュートリノエネルギーフラックスが支配的です。しかし、最も明るいX線トランジェントからのニュートリノフラックスは、等方性バックグラウンドよりも少なくとも2桁低いと推定されており、現在、強く磁化された中性子星の降着からのニュートリノ放出を直接記録することは不可能です。
異方性拡散下でのガンマ線パルサーハロー形態に対する磁場相関長の影響
| Title |
Effect_of_magnetic_field_correlation_length_on_the_gamma-ray_pulsar_halo_morphology_under_anisotropic_diffusion |
| Authors |
Kun_Fang,_Hong-Bo_Hu,_Xiao-Jun_Bi,_En-Sheng_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04570 |
異方性拡散は、ゲミンガパルサーハローの形態の潜在的な解釈の1つです。観測された低速拡散現象を幾何学的効果によって解釈し、ゲミンガ周辺の平均磁場方向がそれへの視線と密接に整列していると仮定します。ただし、この方向は、乱流磁場$L_c$の相関長($100$pc以下)を超えてはなりません。最初に$L_c=\infty$シナリオを再検討し、このシナリオで予測されるハローの非対称性は、主に、長さ$100$pcのゲミンガ周辺の「コア」セクションを超えて位置する電子によって寄与されることを示します。コアセクションを超える磁場の方向変化,我々は可能なハロー形態を調査するための例として1つの磁場構成を取ります.予測された形態は$L_c=\infty$シナリオと比較していくつかの異なる特徴を持っています.現在の実験はすでにこれらの機能をテストすることができます.さらに、半解析的手法を使用して異方性伝搬方程式を解きます.これは、数値的アプローチと比較して非常に便利です.
反ヘリウム宇宙線の可能性のある源としての反星
| Title |
Antistars_as_possible_sources_of_antihelium_cosmic_rays |
| Authors |
Andrey_Bykov_(Ioffe_PTI),_Konstantin_Postnov_(SAI_Moscow_U.),_Alexander_Bondar_(Budker_INP),_Serguey_Blinnikov_(Kurchatov_Institute),_Aleksander_Dolgov_(Novosibirsk_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04623 |
銀河内の反星の少数集団は、初期宇宙におけるバリオン形成と元素合成の非標準モデルのいくつかによって予測されており、それらの存在は現在利用可能な観測によってまだ除外されていません.宇宙線中の異常に多量の反核の検出は、初期宇宙におけるバリオン形成のシナリオを探ることができます。GeV宇宙線中のいくつかの反ヘリウム原子核の暫定的な検出に関する\textit{AMS-02}共同研究の最近の報告は、この問題の進展に大きな希望をもたらしました。DolgovとSilk(1993)によって修正されたAffleck-Dinebaryogenesisシナリオで予測されている、反星からの宇宙線の反核の可能性のあるソースについて説明します。このモデルにより、反星が関与するシナリオで生成されるGeV宇宙線の反核の予想フラックスと同位体含有量を推定することができます。\textit{AMS-02}実験によって報告された反ヘリウムCRのフラックスは、銀河の反新星爆発、熱核反SNIa爆発、フレアリング反星のコレクション、または存在量に違反しない銀河系外のソースによって説明できることを示します。反星集団に対するガンマ線とマイクロレンズの制約。
火球と一致する長いガンマ線バーストにおける発光のプロンプトから残光への遷移
| Title |
Prompt-to-afterglow_transition_of_optical_emission_in_a_long_gamma-ray_burst_consistent_with_a_fireball |
| Authors |
Liping_Xin,_Xuhui_Han,_Huali_Li,_Bing_Zhang,_Jing_Wang,_Damien_Turpin,_Xing_Yang,_Yulei_Qiu,_Enwei_Liang,_Zigao_Dai,_Hongbo_Cai,_Xiaomeng_Lu,_Xiang-Yu_Wang,_Lei_Huang,_Xianggao_Wang,_Chao_Wu,_He_Gao,_Jia_Ren,_Lulu_Zhang,_Yuangui_Yang,_Jingsong_Deng_and_Jianyan_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04669 |
長いガンマ線バースト(GRB)は、非常に大質量の星の寿命末期の崩壊を意味し、極度に相対論的なジェットが星周媒体に衝突することによって生成されます。最初の数秒間、つまり即発放出に電力を供給する内部散逸段階と、広帯域電磁スペクトルで観察される残光を生成する後続の自己相似ジェット減速段階の両方で、膨大なエネルギーが放出されます。ただし、GRBの迅速な発光はめったに検出されず、2つのフェーズ間の遷移に関する理解が深刻に制限されています。ここでは、高い時間分解能と広い時間範囲を備えた専用の望遠鏡アレイを使用して、ガンマ線バースト(つまりGRB201223A)からの即時発光を検出したことを報告します。早期の{\gamma}線放射と一致する初期段階は、{\gamma}線の外挿に対して非常に過剰な光度を示しますが、後の光度の隆起は残光の開始と一致します。明確に検出された遷移により、初期の光学的放出に寄与する物理プロセスを区別し、ジェットの組成を診断することができます
Fermi-LAT $\gamma$ 線パルサー タイミング アレイによる確率波暗黒物質の検出
| Title |
Detecting_Stochastic_Wave_Dark_Matter_with_Fermi-LAT_$\gamma$-ray_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Hoang_Nhan_Luu,_Tao_Liu,_Jing_Ren,_Tom_Broadhurst,_Ruizhi_Yang,_Jie-Shuang_Wang,_Zhen_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04735 |
波暗黒物質(DM)は、最も代表的なDM候補のクラスを表します。時空への周期的な摂動により、DM波は銀河干渉計-パルサータイミングアレイ(PTA)で検出できます。このレターでは、フェルミ大面積望遠鏡(Fermi-LAT)のデータを使用して、$\gamma$線PTAを適用して波動DMを検出する最初の分析を行います。統計上の制限にもかかわらず、$\gamma$-PTAは、質量$\sim10^{-23}-10^{-22}$eVに対する有望な感度の可能性を示しています。ラジオPTAの専任プロジェクトに匹敵する上限を達成できることを示しています。特に、実際のデータ解析ではこれまで本質的に欠けていたが、潜在的な信号の性質を特定するために重要であることが知られているパルサーデータを、2つのパルサーのFermi-LATデータと相互相関させる解析を実現しました。
ASAS-SN スカイパトロール V2.0
| Title |
ASAS-SN_Sky_Patrol_V2.0 |
| Authors |
K._Hart,_B._J._Shappee,_D._Hey,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_L._Lim,_S._Dobbs,_M._Tucker,_T._Jayasinghe,_J._F._Beacom,_T._Boright,_T._Holoien,_J._M._Joel_Ong,_J._L._Prieto,_T._A._Thompson,_D._Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03791 |
超新星の全天自動調査(ASAS-SN)は2011年後半に観測を開始し、2017年後半から夜間のリズムで全天を画像化しています。地域社会・共同体。この目標に向かって、2017年に最初のASAS-SNスカイパトロールが、ターゲットを事前に選択せずにデータから光度曲線を取得するためのコミュニティ向けのツールとして設立されました。その後、2020年には、2013年から2018年までの6,100万個の光源に対する静的Vバンド測光をリリースしました。ここでは、次世代のASAS-SNスカイパトロールバージョン2.0について説明します。これは、この取り組みの大きな進歩を表しています。SkyPatrol2.0は、恒星、銀河、太陽系天体の多数の外部カタログから派生した1億1,100万のターゲットについて、継続的に更新される光度曲線を提供します。通常、観測から1時間以内に測光データを提供できます。さらに、斬新なデータベースアーキテクチャにより、カタログと光度曲線を比類のない速度でクエリでき、数秒以内に数千の光度曲線を返すことができます。ライトカーブには、Webインターフェイス(http://asas-sn.ifa.hawaii.edu/skypatrol/)またはPythonクライアント(https://asas-sn.ifa.hawaii.edu/documentation)からアクセスできます。Pythonクライアントを使用して、最大100万個のライトカーブを取得できますが、通常は帯域幅によってのみ制限されます。この論文では、私たちの調査の最新の概要を説明し、新しいスカイパトロールを紹介し、そのシステムアーキテクチャについて説明します。これらの結果は、マルチメッセンジャーと時間領域の天文学を追求するための重要な新しい機能をコミュニティに提供します。
X線パルサー探査機自律航行のレビュー
| Title |
Review_of_X-ray_pulsar_spacecraft_autonomous_navigation |
| Authors |
Yidi_Wang,_Wei_Zheng,_Shuangnan_Zhang,_Minyu_Ge,_Liansheng_Li,_Kun_Jiang,_Xiaoqian_Chen,_Xiang_Zhang,_Shijie_Zheng,_Fangjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04154 |
この記事では、X線パルサーベースのナビゲーション(XNAV)に関するレビューを提供します。レビューは、XNAVの基本的な概念から始まり、XNAVに関する過去、現在、および将来のプロジェクトを簡単に紹介します。このホワイトペーパーでは、ナビゲーションパルサーデータベース、X線検出システム、パルス到着時間推定など、XNAVをサポートする主要な技術の進歩に焦点を当てています。さらに,XNAVの推定性能を改善する方法をレビューした。最後に、XNAVの今後の開発についていくつかのコメントを示します。
第3世代重力波検出器による原始中性子星の$f-$モード振動の性質の測定
| Title |
Measuring_the_properties_of_$f-$mode_oscillations_of_a_protoneutron_star_by_third_generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Chaitanya_Afle,_Suman_Kumar_Kundu,_Jenna_Cammerino,_Eric_R_Coughlin,_Duncan_A._Brown,_David_Vartanyan,_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04283 |
コア崩壊超新星は、第3世代の重力波検出器で検出できる天体物理学的重力波源の1つです。ここでは、コードF{\sc{ornax}}を使用して生成されたコア崩壊超新星の2次元および3次元シミュレーションからの重力波ひずみ信号を分析します。2次元シミュレーションのサブセットでは、コアバウンスでゼロ以外のコア回転があります。時間変化する四重極モーメントの主な原因は、原始中性子星の$l=2$基本モード($f-$モード)振動です。重力波ひずみの時間-周波数スペクトログラムから、コアバウンスの$\sim400$ミリ秒後に開始し、パワーのほとんどが$f-$モード振動の周波数進化を表す狭いトラック内にあることがわかります。.原始中性子星の角度平均プロファイルの線形摂動解析から得られた$f-$モード周波数は、重力波信号のスペクトログラムで観測されたものを裏付けています。第3世代重力波検出器で観測された超新星信号の陽子中性子星の$f-$モード周波数進化の測定可能性を調査します。周波数進化の測定は、原始中性子星の質量、半径、および密度に関する情報を明らかにすることができます。第3世代の検出器が10kpc以内の超新星を観測した場合、これらの周波数を$\sim$90\%の精度で測定できることがわかりました。また、ひずみ信号のスペクトログラムデータを使用して、基本的な$f-$モードで放出されるエネルギーを測定することもできます。$f-$モードのエネルギーは、ソース距離が10kpc以内であると仮定して、爆発が成功したシミュレーションを使用して、CosmicExplorerによって観測された信号に対して20\%以内の誤差で測定できることがわかりました。
深層学習に基づく高解像度太陽画像の横速度場測定
| Title |
Transverse_Velocity_Field_Measurement_in_High-Resolution_Solar_Images_Based_on_Deep_Learning |
| Authors |
Z.-H._Shang,_S.-Y._Mu,_K.-H_Ji_and_Z.-P._Qiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03909 |
高解像度太陽画像の小さなターゲットの横方向速度場測定の精度が低いという問題に対処するために、PWCNetに基づく高解像度太陽画像の新しい速度場測定方法を提案しました。この方法は、横方向の速度場の測定値をオプティカルフローフィールドの予測問題に変換します。新しい真空太陽望遠鏡(NVST)観測から得られたHaおよびTiOデータセットを使用して、提案された方法のパフォーマンスを評価しました。実験結果は、いくつかの典型的な機械学習および深層学習方法と比較して、私たちの方法が画像内の小さなターゲットのオプティカルフローを効果的に予測することを示しています。Haデータセットでは、提案された方法により、画像構造の類似性が0.9182から0.9587に改善され、残差の平均が24.9931から15.2818に減少します。TiOデータセットでは、提案された方法は画像構造の類似性を0.9289から0.9628に改善し、残差の平均を25.9908から17.0194に減らします。提案された方法を使用して予測されたオプティカルフローは、太陽画像の大気運動情報に正確なデータを提供できます。提案された方法を実装するコードは、https://github.com/lygmsy123/transverse-velocity-field-measurementで入手できます。
磁束管内の遅い MHD 波の共鳴吸収に対する流れと磁気ツイストの影響
| Title |
The_Effect_of_Flow_and_Magnetic_Twist_on_Resonant_Absorption_of_Slow_MHD_Waves_in_Magnetic_Flux_Tubes |
| Authors |
Mohammad_Sadeghi,_Karam_Bahari,_and_Kayoomars_Karami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04266 |
観察結果は、太陽大気全体にねじれた磁束管とプラズマ流があることを示しています。この作業の主な目的は、磁気ねじれとプラズマ流が存在する場合のソーセージモードの減衰率を取得することです。磁気細孔の条件下で不均一な層の遅い連続性でソーセージモードの分散関係を取得し、それを数値的に解決します。選択された密度プロファイル、磁場、および不均一層を横切る半径の関数としてのプラズマ流について、プラズマ流の低速での共鳴吸収に対するねじれ磁場の効果が、高速。
TNG XLVのGAPSプログラム。活発なM型矮星を周回する巨大な褐色矮星 TOI-5375
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_XLV._A_massive_brown_dwarf_orbiting_the_active_M_dwarf_TOI-5375 |
| Authors |
J._Maldonado,_A._Petralia,_G._Mantovan,_M._Rainer,_A._F._Lanza,_C._Di_Maio,_S._Colombo,_D._Nardiello,_S._Benatti,_L._Borsato,_I._Carleo,_S._Desidera,_G._Micela,_V._Nascimbeni,_L._Malavolta,_M._Damasso,_A._Sozzetti,_L._Affer,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_A._S._Bonomo,_F._Borsa,_M._B._Lund,_L._Mancini,_E._Molinari,_and_M._Molinaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04477 |
コンテクスト。活動的な低質量星を周回する巨大な準恒星の伴星はまれです。しかし、それらは星下天体の形成と進化に関与する主なメカニズムを研究する絶好の機会を提供します。ねらい。活動中のMドワーフTOI-5375のTESS宇宙ミッションによって観測されたトランジット信号の物理的性質を解明することを目指しています。メソッド。利用可能なTESS測光データと高解像度(R$\sim$115000)HARPS-Nスペクトルを分析しました。これらのデータを組み合わせて、星TOI-5375を特徴付け、星の活動に関連する信号を光度曲線データのコンパニオントランジット信号から解きほぐしました。MCMC解析を実行して軌道解を導出し、最先端のガウス過程回帰を適用して星の活動信号を処理しました。結果。星TOI-5375の周りを周回する褐色矮星/超低質量星の境界に伴星の存在が明らかになりました。最適なモデルは、軌道周期が1.721564$\pm$10$^{\rm-6}$d、質量が77$\pm$8$M_{\rmJ}$のコンパニオンに対応します。半径0.99$\pm$0.16$R_{\rmJ}$.主星の自転周期は1.9692$\pm$0.0004dであり、この星はその自転を伴星の公転周期とほぼ同期していると結論付けます。
磁化されたカー ブラック ホールの周りの渦運動中の荷電粒子の偏光画像
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Polarized_images_of_charged_particles_in_vortical_motions_around_a_magnetized_Kerr_black_hole |
| Authors |
Zhenyu_Zhang,_Yehui_Hou,_Zezhou_Hu,_Minyong_Guo,_Bin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03642 |
この作業では、ジェット内の荷電粒子のシンクロトロン放射によって照らされた、均一な磁場に浸されたカーブラックホール(BH)の画像を調べます。特に、ジェット領域における荷電粒子の自発渦運動(SVM)に注目し、SVMに沿った軌跡からの電磁放射の偏光画像を調査します。与えられた初期位置で解放され、外向きの力を受けた荷電粒子には臨界値$\omega_c$があり、一度$|qB_0/m|=|\omega_B|>|\omega_c|$荷電粒子が移動できることに気付きますジェット領域のSVMに沿って。SVMに沿った軌跡から電磁放射の偏光画像を取得します。私たちの単純化されたモデルは、SVM放射が光源として機能してBHを照らし、フォトンリング構造を形成できることを示唆しています。
| Title |
Efficient_large-scale,_targeted_gravitational-wave_probes_of_supermassive_black-hole_binaries |
| Authors |
Maria_Charisi,_Stephen_R._Taylor,_Caitlin_A._Witt,_Jessie_Runnoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03786 |
超大質量ブラックホール連星は、低周波重力波(GW)と明るい電磁放射の有望な発生源です。解決されたバイナリのPulsarタイミングアレイ検索は複雑で計算コストが高く、これまでのところ少数のソースに限定されています。パルサー項からのGW信号成分を無視することにより、大規模なターゲットマルチメッセンジャー検索を強化する効率的な近似を提示します。この地球用語近似は、連星の総質量とGW周波数に同様の制約を与えますが、$>100$倍効率的です。
永遠に存在する $\Lambda$ (I) の側面: 時空の離散性からの変動する宇宙定数
| Title |
Aspects_of_Everpresent_$\Lambda$_(I):_A_Fluctuating_Cosmological_Constant_from_Spacetime_Discreteness |
| Authors |
Santanu_Das,_Arad_Nasiri,_Yasaman_K._Yazdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03819 |
因果集合論と単モジュラー重力の基本原理から生じるEverpresent$\Lambda$宇宙モデルの包括的な議論を提供します。このフレームワークでは、宇宙定数($\Lambda$)の値は、宇宙の歴史を通じて大きさと符号が変動します。各エポックで、$\Lambda$は時空間ボリュームの逆平方根に統計的に近いままです。後者は現在$H^2$のオーダーであるため、これは微調整なしで宇宙定数パズルから抜け出す方法を提供します。私たちの議論には、このトピックについて知られていることのレビューと、元の議論を補足する新しい動機と洞察が含まれます.また、このモデルの現象学的実装の特徴を研究し、それに基づくシミュレーションの統計を調査します。私たちの結果は、$H_0$と$\Omega_\Lambda^0$の観測値はモデルの典型的な結果ではありませんが、適度な数のシミュレーションを通じて達成できることを示しています。また、このモデルに基づく$\Lambda$の予想される特徴のいくつかを確認します。たとえば、統計的に全周囲エネルギー密度の値に近いままであるという事実(物質または放射が支配的)、および変化する可能性が高いという事実です。ほぼすべてのハッブルタイムスケールに署名します。
沼地の塔の危険性: 暗黒次元と効果的なフィールド理論のロバスト性
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Perils_of_Towers_in_the_Swamp:_Dark_Dimensions_and_the_Robustness_of_Effective_Field_Theories |
| Authors |
C.P._Burgess_and_F._Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.03902 |
最近、暗黒エネルギー問題に対処するために大きな余剰次元を使用するというアイデアの興味深い復活があり、質量のある状態の塔が$M^2_N=f(N)m^2によって分割されるという(真の)観測を利用しています。$f$が整数$N$の無限関数である場合、$D$次元で$m^D$オーダーの量だけ真空エネルギーに寄与することがあります。この事実は沼地予想の結果であり、有効場理論(EFT)の推論からの逸脱が必要になる可能性があると主張されてきました。この主張を、余剰次元でのカシミールエネルギーの計算でテストします。EFTの妥当性の領域が、塔の間隔スケール$m$が常に低エネルギー有効理論のUVスケールの上限であることを保証する理由を示します。タワーの途中でカットオフのあるEFTの使用は、制御された近似ではありません。新旧の宇宙定数問題への超次元的アプローチにおいて塔からの時々抑制された貢献が果たす役割を強調し、それを利用する際に遭遇する困難を指摘します。これらの議論の最近の沼沢地の実現を、標準的なEFTの例を使用した以前のアプローチと比較し、両方の成功と限界について説明します。
重力の計量テレパラレル F(T) 理論の実行可能な形式
| Title |
A_viable_form_of_the_metric_Teleparallel_F(T)_theory_of_gravity |
| Authors |
Manas_Chakrabortty,_Nayem_Sk_and_Abhik_Kumar_Sanyal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04180 |
F(R)重力とは異なり、真空が支配した時代の純粋な計量F(T)重力は、架空の作用で終わるため、実行可能ではありません。この不気味な状況は、非常に初期の宇宙でインフレーションを引き起こす可能性のあるスカラーフィールドを関連付けることによってのみ回避できます。さまざまな主張にもかかわらず、F(T)理論は、Tのn乗(nは奇数整数)に比例するF(T)の形式で、圧力のない塵の時代にのみネーター対称性を認めることを示します。F(T)の適切な形式が提案されており、フリードマンのような放射線優勢の時代が実現可能であり、圧力のない塵の時代における初期の減速と後期の加速膨張が同時に存在することが提案されています。
Reissner-Nordstrom 計量における Sgr A* の電荷の保守的な制限
一般相対性理論では、荷電した非回転球対称体の重力場は、Reissner-Nordstrom(RN)計量によって記述されます。裸の特異点領域では、このメトリックの一般的な特性は、テスト粒子が静止したままになるゼロ重力半径として知られる半径の存在です。反発重力の結果として、この半径の内側には円軌道はありません。準安定構造の一部は、必然的にその外側にある必要があります。銀河中心のコンパクトなソースSgrA*がRNメトリックの裸の特異点である可能性があると仮定すると、さまざまな観測に基づいて電荷質量比Q/Mに制約が与えられます。イベントホライズンテレスコープ(EHT)の観測結果と時空の無重力半径の比較により、いて座A*の電荷に対する最も保守的な制限はQ/M<2.32になります。したがって、この電荷対質量の制約に関する帯電した裸の特異点は、実際に現在のEHT観測と一致しています。
スカラーおよびアクシオン暗黒物質との相互作用による四重極超微細構造と核半径の変化
| Title |
Variation_of_the_quadrupole_hyperfine_structure_and_nuclear_radius_due_to_an_interaction_with_scalar_and_axion_dark_matter |
| Authors |
V._V._Flambaum_and_A._J._Mansour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04469 |
原子分光法は、スカラーおよび疑似スカラー(アクシオン)暗黒物質との相互作用に起因する可能性のある基本定数の時空間変化を検索するために使用されます。この手紙では、核半径と電気四重極モーメントの変化によって生じる効果を調べます。クォーク質量の変化と暗黒物質の影響の両方に対する電気的四重極超微細構造の感度は、磁気超微細構造の感度を1～2桁上回っています。したがって、電気四重極超微細定数と磁気双極超微細定数の比の変化の測定が提案されています。Yb$^+$イオンの光時計遷移の核半径の変化に対する感度により、実験データから、ハドロンとクォーク質量の変化の限界、QCDパラメータ$\theta$とアクシオンとスカラー暗黒物質との相互作用。
MSSM-インフレーションの再考: 高エネルギー物理学と宇宙論の首尾一貫した記述に向けて
| Title |
MSSM-inflation_revisited:_Towards_a_coherent_description_of_high-energy_physics_and_cosmology |
| Authors |
Gilles_Weymann-Despres,_Sophie_Henrot-Versill\'e,_Gilbert_Moultaka,_Vincent_Vennin,_Laurent_Duflot,_Richard_von_Eckardstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04534 |
この論文の目的は、高エネルギースケールのインフレーションから、素粒子物理実験で調べられる低エネルギースケールまでの物理学の一貫した記述を取り巻く課題と潜在的な利益を強調することです。例として、効果的な最小超対称標準モデル(eMSSM)内でインフレーションを実現する方法を再検討します。このモデルでは、$LLe$と$udd$の平坦な方向が、既に存在するソフト超対称破り質量の複合効果によって持ち上げられます。MSSMでは、効果的な非繰り込み可能演算子の追加とともに。モデルのいくつかの機能を明らかにし、モデルの微調整への影響を議論しながら、インフレの可能性のワンループくりこみ群の改善の問題に対処します。また、現在の観測と互換性のあるパラメーター空間を比較します(特に、振幅$A_{\scriptscriptstyle{\mathrm{S}}}$とスペクトルインデックス$n_{\scriptscriptstyle{\mathrm{S}}}$、原始宇宙論的ゆらぎの)をツリーレベルおよび1つのループで調べ、再加熱の役割について説明します。最後に、粒子と宇宙の観測量(主に$A_{\scriptscriptstyle{\mathrm{S}}}$、$n_{\scriptscriptstyle{\mathrm{S}}}$、ヒッグス質量、および寒さ-暗黒物質のエネルギー密度)と暗黒物質消滅チャネルのいくつかの例(ヒッグス漏斗、ヒグシノス、およびA漏斗)に適用されるワンループインフレーションポテンシャルを使用し、LHC検索に関して後続のMSSMスペクトルの状態を議論します。.
あちらこちらへ: 低エネルギー大気ニュートリノの将来の測定における太陽周期の影響
| Title |
There_and_back_again:_Solar_cycle_effects_in_future_measurements_of_low-energy_atmospheric_neutrinos |
| Authors |
Kevin_J._Kelly,_Pedro_A.N._Machado,_Nityasa_Mishra,_Louis_E._Strigari,_Yi_Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04689 |
DUNEとハイパーカミオカンデ(HK)での大気ニュートリノ率における時間依存の太陽周期の影響を、特に1GeV未満のフラックスに焦点を当てて研究します。地球を通過する上向き成分のニュートリノ振動の影響を含めると、太陽周期全体の時間変動の振幅はDUNEで約$\pm5\%$であり、香港。DUNEでは、上昇/下降イベントの比率は0.45から0.85の範囲であり、HKでは0.75から1.5の範囲です。11年の太陽周期で、大気ニュートリノの時間変調を観測する統計的有意性は、DUNEで4.8\sigma$、HKで2.0\sigma$であることがわかりました。DUNEとHKの両方でのフラックス測定は、低エネルギー大気フラックスの系統を理解するため、および低エネルギー大気ニュートリノの振動の影響を理解するために重要です。
複数の熱的に弱く相互作用する大質量粒子(WIMP)暗黒物質候補が存在する場合、太陽などの大質量星内でのそれらの捕獲と消滅のダイナミクスは、従来の研究方法から変化する可能性があります。複数の暗黒物質候補の太陽内部の暗黒物質(DM)数存在量の時間発展に対する単純な補正により、消滅、直接検出断面積、内部変換、およびそれらの遺物存在量への寄与に応じたDM消滅フラックスの大幅な変化が報告されています。現在の仕事で。
