eROSITA Final Equatorial-Depth Survey (eFEDS): eROSITA X
線画像から銀河団の質量を推測するための機械学習アプローチ
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_A_Machine_Learning_Approach_to_Infer_Galaxy_Cluster_Masses_from_eROSITA_X-ray_Images |
| Authors |
Sven_Krippendorf,_Nicolas_Baron_Perez,_Esra_Bulbul,_Melih_Kara,_Riccardo_Seppi,_Johan_Comparat,_Emmanuel_Artis,_Emre_Bahar,_Christian_Garrel,_Vittorio_Ghiardini,_Matthias_Kluge,_Ang_Liu,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Jeremy_Sanders,_Xiaoyuan_Zhang,_Marcus_Br\"uggen,_Sebastian_Grandis,_Jochen_Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00016 |
X線の光子情報から既知の赤方偏移を持つ銀河団の質量を直接推定するニューラルネットワークベースのパイプラインを開発します。当社のニューラルネットワークは、eROSITA観測のシミュレーションで教師あり学習を使用してトレーニングされており、この論文では最終赤道深度調査(eFEDS)に焦点を当てています。クラスターの追加情報、特にその赤方偏移を含むように変更された畳み込みニューラルネットワークを使用します。既存の研究とは対照的に、背景や点源を含むシミュレーションを利用して、グループサイズのハローから質量が$10^{13}M_\odotの間の巨大なクラスターまで拡張された質量範囲の観測eROSITAデータで直接使用できるツールを開発します。<M<10^{15}M_\odot.$この方法を使用して、スペクトル-レントゲン-ガンマ/eROSITA観測から観測されたeFEDSクラスターサンプルのニューラルネットワーク質量推定を初めて提供することができ、一貫したパフォーマンスが得られます。弱いレンズ効果で較正された質量。この測定では、弱いレンズ情報は使用せず、シミュレーションでクラスタープロパティを調整するために使用された以前のクラスター質量情報のみを使用します。シミュレートされたデータと比較すると、光度とカウント率に基づくスケーリング関係に関して、散乱が減少していることが観察されます。他の今後のeROSITA全天サーベイ観測のアプリケーションについてコメントします。
赤方偏移-空間相関関数を使用したトモグラフィー Alcock-Paczynski テスト: 状態パラメーター w>-1 の暗エネルギー方程式の証拠
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Tomographic_Alcock-Paczynski_Test_with_Redshift-Space_Correlation_Function:_Evidence_for_the_Dark_Energy_Equation_of_State_Parameter_w>-1 |
| Authors |
Fuyu_Dong,_Changbom_Park,_Sungwook_E._Hong,_Juhan_Kim,_Ho_Seong_Hwang,_Hyunbae_Park_and_Stephen_Appleby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00206 |
銀河群の見かけの形状は、観測された赤方偏移を共移動距離に変換するために使用される採用された宇宙論、$r(z)$関係に依存します。Alcock-Paczy\'nski(AP)テストは、この特性を利用して、宇宙の膨張履歴を制約します。APテストに関する過去の研究の広範なレビューを提示します。Parkらによって導入された拡張APテスト方法を採用しています。(2019)では、赤方偏移空間の2点相関関数(CF)の完全な形状を標準形状として使用し、それを$z=0.8までの赤方偏移範囲をカバーするSDSSDR7、BOSS、およびeBOSSLRGサンプルに適用します。$.Multiverseシミュレーションを使用して、CF形状の非線形宇宙論に依存する系統的進化に対してテストを調整します。フラットな$\Lambda$CDM「一致」モデルが観測と一致するかどうかを調べることに焦点を当てます。APテストのみから$w=-0.892_{-0.050}^{+0.045}$と$\Omega_m=0.282_{-0.023}^{+0.024}$を持つようにフラットな$w$CDMモデルを制約します。これは、BAOまたはSNeI$a$メソッドからの制約よりも3～6倍も大幅に厳しいものです。APテストの結果を最近のBAOおよびSNeI$a$の結果と組み合わせると、$w=-が得られます。0.903_{-0.023}^{+0.023}$および$\Omega_m=0.285_{-0.009}^{+0.014}$.これにより、$w=-1のフラットな$\Lambda$CDMモデルに強い緊張が生じます。$4.2\sigma$レベル。$w=-1$との整合性は、プランクCMB観測を組み合わせた場合にのみ得られます。低赤方偏移での銀河分布の観測とデカップリングエポックでのCMB異方性の間のこの緊張が将来の研究でより大きくなり、私たちを導くかどうかを確認する必要があります。宇宙論の新しいパラダイムへ。
宇宙マイクロ波背景放射異常の説明：観測されたCMBの大規模な変動に対する近くの銀河の強い影響
| Title |
Cosmic_Microwave_Background_anomalies_explained:_a_strong_impact_of_nearby_galaxies_on_observed_CMB_large_scale_fluctuations |
| Authors |
Frode_K._Hansen,_Ezequiel_F._Boero,_Heliana_E._Luparello,_Diego_Garcia_Lambas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00268 |
ルパレロらで。2023年、これまで知られていなかった新しいCMB前景が検出されました。近くの大きな渦巻銀河の周りの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)温度の体系的な低下は、これらの銀河の周りに投影された数Mpcまでの球のCMB光子との未知の相互作用を示しています。この前景がCMB変動マップにどの程度影響を与え、いわゆるCMB異常を作成するかを調査します。観測された銀河の周りの温度低下を使用し、未知の相互作用についていくつかの一般的な仮定を立てて、共通の半径方向温度プロファイルを提案します。このプロファイルを赤方偏移範囲$z=[0.004,0.02]$の近くの銀河に割り当てることで、前景マップモデルを作成します。近くの銀河に基づくこの温度モデルマップとプランクCMBマップとの間に顕著な類似性があることを発見しました。シミュレートされた1000のマップのうち、大小の角度スケールの両方で前景マップとの強い相関関係を示すものはありません。特に、四重極、八重極、および$\ell=4$および$\ell=5$モードは、フォアグラウンドマップと高い有意性で相関しています。さらに、前景マップで最も顕著な温度低下の1つは、CMBコールドスポットの位置と一致します。CMBの最大スケールとそれによる宇宙パラメータは、この前景成分の適切な修正後に重要な変化をもたらす可能性があります。ただし、信頼できるCMB補正マップは、適切な物理的メカニズムが提案され、テストされた場合にのみ導き出すことができます。
CSST分光および測光銀河クラスタリングからのBAO測定のフィッシャー予測
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Fisher_forecast_for_the_BAO_measurements_from_the_CSST_spectroscopic_and_photometric_galaxy_clustering |
| Authors |
Zhejie_Ding,_Yu_Yu,_Pengjie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00404 |
中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)は、間もなく行われるステージIVの銀河調査です。主に弱いレンズ効果と銀河クラスタリングの研究のために、測光赤方偏移(photo-z)とスリットレス分光赤方偏移(spec-z)サーベイを同時に実施します。2つの調査は同じ空の領域をカバーし、赤方偏移の範囲で重なります。$z>1$でのspec-zサンプルの数密度がまばらであるため、バリオン音響振動(BAO)のスケールに関する制約が制限されます。spec-zサンプルを高密度のphoto-zサンプルと相互相関させることにより、BAOからの角度直径距離の制約を効果的に強化できます。フィッシャーの行列形式を利用すると、35%以上の改善が見込めると見積もっています。このような改善は、フォトZエラーだけでなく、システムノイズやスペックZサーベイの赤方偏移成功率など、さまざまなシステム効果に対しても堅牢です。私たちの研究は、実際のCSSTデータに対する将来のBAO分析の参考になります。この方法論は、同じ調査ボリューム内のspec-zおよびphoto-zデータを使用する他の調査に適用できます。
ベキ乗則スタロビンスキー インフレーションの観測制約
この作業では、現在のCMBおよびLSS観測によって許容される$R^2$インフレーションからの偏差を見つけるために、べき乗則$\frac{1}{M^2}R^\beta$インフレーションを再検討します。スカラー摂動とテンソル摂動のパワースペクトルを数値的に計算し、MCMC分析を実行して、Planck-2018、BICEP3、およびその他のLSS観測からのパラメーター$M$と$\beta$に制約を課します。一般的な再加熱シナリオを検討し、インフレ中のe-foldingの数$N_{pivot}$と他のパラメーターも変化させます。$\beta=1.966^{+0.035}_{-0.042}$,$M=\left(3.31^{+5}_{-2}\right)\times10^{-5}$と$N_{pivot}=41^{+10}_{-10}$、$95\%\、C.\、L.$.これは、現在の観測では、スタロビンスキーインフレーションからの逸脱が許容されていることを示しています。これらのパラメーターから導出されたスカラースペクトルインデックス$n_s$およびテンソル対スカラー比$r$は、PlanckおよびBICEP3の観測結果と一致しています。
太陽系スケールの巨大系外惑星の動径分布について
| Title |
On_the_radial_distribution_of_giant_exoplanets_at_Solar_System_scales |
| Authors |
A.-M._Lagrange,_F._Philipot,_P._Rubini,_N._Meunier,_F._Kiefer,_P._Kervella,_P._Delorme,_and_H.Beust |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00047 |
コンテクスト。巨大惑星は、複数の惑星系で主要な役割を果たしています。それらの人口統計を知ることは、惑星系形成への全体的な影響をテストするために重要です。それらの形成プロセスをテストすることも重要です。最近、3回の視線速度調査によって、巨大惑星の半径方向の分布が確立されました。すべてが1～3auまで急激な増加を示し、2つがそれを超える減少を示唆しています。ねらい。私たちは、長周期巨大視線速度惑星の特徴付けに関連する制限を理解し、これらの惑星の半径方向分布への影響を推定することを目指しています。メソッド。調査時に入手できたRVデータと、可能な限り新しいデータを使用して、このような動径分布を導出した2つの主要な調査によって得られた結果を再検討します。結果。(5-8au)を超えて公開された放射状分布は安全ではないことを示します。より正確には、1-3auのピークを超えた動径分布の減少は確認されていません。
トランジットライトカーブに干渉する恒星の脈動: 偽陽性のミスアライメントを伴う構成
| Title |
Stellar_pulsations_interfering_with_the_transit_light_curve:_configurations_with_false_positive_misalignment |
| Authors |
A._B\'okon,_Sz._K\'alm\'an,_I._B._B\'ir\'o,_M._Gy._Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00440 |
系外惑星のトランジット光曲線の非対称な特徴は、特にスピン軌道のずれの分光学的証拠がある場合、重力の暗化効果として解釈されることがよくあります。他のプロセスも光度曲線の非対称性につながる可能性があるため、重力による暗化パラメーターが不正確になる可能性があります。ここでは、シミュレーションを通じて、非対称性の可能性のある原因および誤って解釈されたパラメーターの可能性のある原因として、非半径方向の脈動のケースを調査します。仮想的な系外惑星星系の一連のシミュレートされたトランジット光曲線を得ました。小さな振幅の脈動を示す重力暗化のないホスト星と、円形のエッジオン軌道の典型的なホットジュピターです。さまざまな振幅の脈動の多くのシナリオが考慮され、すべての表面強度成分に対するトランジットの不明瞭な効果が適切に説明されました。遷移中の非半径方向脈動の振幅および位相変調の大きさも調査されました。次に、非重力暗視モデルと重力暗視自由スピン軌道軸モデルの両方をデータに当てはめました。最も妥当なモデルを客観的に選択するために、赤池情報量基準とベイジアン情報量基準が使用されました。次に、誤って位置合わせされていないソリューションにつながる可能性のある構成を特定するために、脈動特性に対するパラメーター偏差の依存性を調査しました。一般に、低振幅の脈動は、ノイズの性質を超えてシステムパラメータの決定に影響を与えません。ただし、軌道周波数の倍数に近い周波数は、横に傾いた恒星の回転軸を持つソリューションにつながる歪みを引き起こすことがわかっているため、正しい分析のために事前にクリーニングすることをお勧めします。さらに、振幅の大きい脈動がある場合は、分析前に脈動を前処理してクリーニングすることをお勧めします。
クールドワーフ周辺の小さな惑星：M ドワーフ周辺のスーパーアースの形成効率の向上
| Title |
Small_Planets_Around_Cool_Dwarfs:_Enhanced_Formation_Efficiency_of_Super-Earths_around_M_dwarfs |
| Authors |
Yayaati_Chachan_and_Eve_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00803 |
星の質量の関数としての惑星人口の現在の測定値は、一見矛盾する3つの特徴を示しています。内側のスーパーアースは外側の巨星と相関しています。M型矮星の周りではFGK型矮星より外側の巨星はあまり一般的ではありません。ここでは、小石の降着の理論と原始惑星系円盤のダスト質量の測定値を組み合わせて、3つの観測結果すべてを調整する単純なフレームワークを構築します。まず、短い軌道周期で小石を惑星コアに変換する際に、より低温の星がより効率的であることを示します。第2に、円盤が5天文単位の重いコアの核を形成するのに十分な大きさになると、内部惑星を組み立てるのに十分な量以上のダストが漂流し、内部惑星と外部巨星との間の相関関係が確立されます。最後に、さまざまな質量の星は、長い軌道周期で同様に小石をコアに変換することができますが、より熱い星は、より巨大な惑星の発生率がより熱い星の周りで上昇するように、より多くの巨大なダストディスクを保持する可能性がはるかに高くなります.私たちの結果は、次の$\dot{M}_\star\sim10^{-8}\,M_\odot\,{\rmyr}^{-に従うディスク降着率の広い範囲のパラメーター空間で有効です。1}(M_\star/M_\odot)^2$.$\sim0.3-0.5\,M_\odot$よりも軽い恒星の周りでは、ミニ海王星の人口が減少すると予測しています(ただし、地球型惑星とは限りません)。コールドジャイアント($\gtrsim$5AU)が存在する場合、低質量星の周りでも内部惑星との相関関係が維持されるはずです。
YZ Ceti の電波波長における星と惑星の相互作用: 惑星磁場の推定
| Title |
Star-Planet_Interaction_at_radio_wavelengths_in_YZ_Ceti:_Inferring_planetary_magnetic_field |
| Authors |
Corrado_Trigilio,_Ayan_Biswas,_Paolo_Leto,_Grazia_Umana,_Innocenza_Busa,_Francesco_Cavallaro,_Barnali_Das,_Poonam_Chandra,_Miguel_Perez-Torres,_Gregg_A._Wade,_Cristobal_Bordiu,_Carla_S._Buemi,_Filomena_Bufano,_Adriano_Ingallinera,_Sara_Loru,_Simone_Riggi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00809 |
太陽系外惑星系では、電子サイクロトロンメーザーメカニズムにより、中心星と惑星の間の相互作用がオーロラ電波放出(ARE)を引き起こす可能性があります。この放射の高輝度温度により、遠く離れた場所でも見えるようになり、磁場が外部の粒子や影響から生命を保護するシールドとして機能するため、系外惑星を研究し、地球外生命の発達に適した条件を探す新たな機会が開かれます。惑星大気の進化。ここ数年、私たちはAREを検出する目的で、太陽系外惑星をホストすることが知られている近くのM型星のサンプルを観測する観測キャンペーンを開始しました。アップグレードされたジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡(uGMRT)を使用して、バンド4(550-900MHz)でYZCetiを5か月間で9回観測しました。電波放射を4回検出し、そのうち2回は高度の円偏波を検出しました。統計的な考察により、恒星の磁気活動によるフレアの可能性を排除しています。代わりに、検出結果を最も近い惑星YZCetbの軌道位相に折り畳むと、亜アルヴェニア領域での星と惑星の相互作用(SPI)によるAREが予想される位置にあります。信頼度が4.37シグマを超えるYZCetは、電波波長でSPIが確認された最初の太陽系外システムです。AREをモデル化すると、星の磁場は約2.4kGと推定され、惑星には磁気圏が存在するはずであることがわかります。惑星の極磁場の下限は0.4Gです。
ドリームⅡ。潮のレンズの下にある太陽系外惑星のスピン軌道角度分布
| Title |
DREAM_II._The_spin-orbit_angle_distribution_of_close-in_exoplanets_under_the_lens_of_tides |
| Authors |
O._Attia,_V._Bourrier,_J.-B._Delisle,_P._Eggenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00829 |
スピン軌道角、つまり傾斜角は、太陽系外惑星系の動的な歴史にアクセスすることを可能にする強力な観測マーカーです。ここでは、近くにある太陽系外惑星のスピン軌道角の分布を調べ、それを惑星と星の間の潮汐相互作用の統計的文脈に置きました。潮汐に直接関連する傾斜角と物理量、すなわち恒星の有効温度、惑星と恒星の質量比、スケーリングされた軌道距離の間の観測された傾向を確認します。さらに、潮汐効果の強さを制御する重要なパラメーターを組み合わせた潮汐効率係数を考案し、それを使用して、スピン軌道角度分布と潮汐相互作用の間の強いリンクを裏付けました。特に、システムがずれている確率を推定するためにすぐに使用できる式を開発しました。これは、世界の人口研究に役立つことが証明されています。堅牢な統計フレームワークを構築することにより、3次元のスピン軌道角度の分布を再構築し、200近くの真の傾斜角のサンプルを初めて分析できるようにしました。この現実的な分布は、空から予測された傾向を維持し、さらに、真に調整されたシステムの顕著な山積みを示唆しています。完全な人口と潮汐相互作用の影響を受けていない元のサブサンプルとの比較は、垂直アーキテクチャが潮汐の再調整に対して回復力があることを示唆しており、軌道のずれが極軌道に優先的につながる破壊的な動的プロセスによって形成されるという証拠を提供します。一方、星と惑星の相互作用は、極軌道以外の傾斜した構成の形成を効率的に再整列またはクエンチするようであり、特に逆整列軌道ではそうです。
SHAMPOO: 非局所的なディスク プロセスの影響下でダスト粒子を追跡するための確率モデル
| Title |
SHAMPOO:_A_stochastic_model_for_tracking_dust_particles_under_the_influence_of_non-local_disk_processes |
| Authors |
M._Oosterloo,_I._Kamp,_W._van_Westrenen,_C._Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00861 |
CHNOSの豊富さは、惑星の構成にとって重要です。惑星形成の開始時に、大量のこれらの元素が惑星形成円盤のダスト粒子上の氷に蓄えられます。この氷の進化は、動的輸送、衝突プロセス、および氷の形成と昇華の影響を受けます。これらのプロセスが完全に結合しているディスク領域を制限し、これらのプロセスがこれらの領域のダストのCHNOSバジェットに同時に作用する効果を予測できる柔軟なモデリングアプローチを開発することを目指しています。これらのディスクプロセスに関連するタイムスケールを比較して、このアプローチが必要なディスク領域を制限し、より大きな凝集体に埋め込まれ、これらのプロセスを受ける単一のモノマーダスト粒子の氷マントル内のCHNOS存在量を追跡するSHAMPOOコードを開発しました同時に。モノマー氷の吸着と光脱着は、凝集体中のモノマーの深さに依存します。r=10AUに存在するモノマーの氷の量に対するフラグメンテーション速度と凝集体充填率の影響を調査しました。ディスクプロセスが完全に結合されている場所は、粒子サイズと氷の種の両方に依存します。1m/sのフラグメンテーション速度で凝集体に埋め込まれたモノマーは、5m/sまたは10m/sのフラグメンテーション速度と比較して、より頻繁に吸着および光脱着を受けることができます。$10^{-3}$の充填係数を持つ凝集体は、充填係数が1の凝集体よりも平均で22倍速く氷を蓄積することができます。異なる粒子サイズが衝突によって結合され、粒子の氷は複数の氷種で構成されるため、ディスクプロセスが完全に結合されている場所を分離することは困難であり、SHAMPOOコードの開発が必要になります。氷の処理は、壊れやすいまたは多孔質の凝集体のダスト凝集体表面に空間的に限定されない場合があります。
宇宙の海岸線の満潮または激流? JWST観測からの暖かいスーパーアースGJ〜486bの水が豊富な大気または星の汚染
| Title |
High_Tide_or_Riptide_on_the_Cosmic_Shoreline?_A_Water-Rich_Atmosphere_or_Stellar_Contamination_for_the_Warm_Super-Earth_GJ~486b_from_JWST_Observations |
| Authors |
Sarah_E._Moran,_Kevin_B._Stevenson,_David_K._Sing,_Ryan_J._MacDonald,_James_Kirk,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Sarah_Peacock,_L._C._Mayorga,_Katherine_A._Bennett,_Mercedes_L\'opez-Morales,_E._M._May,_Zafar_Rustamkulov,_Jeff_A._Valenti,_J\'ea_I._Adams_Redai,_Munazza_K._Alam,_Natasha_E._Batalha,_Guangwei_Fu,_Junellie_Gonzalez-Quiles,_Alicia_N._Highland,_Ethan_Kruse,_Joshua_D._Lothringer,_Kevin_N._Ortiz_Ceballos,_Kristin_S._Sotzen,_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00868 |
M型矮星を周回する惑星は、系外惑星の岩石大気を探す際の主要なターゲットです。M型矮星はサイズが小さいため、その惑星は透過分光法の例外的なターゲットとなり、大気の特徴付けが容易になります。しかし、主星の非常に変化しやすい極紫外線環境が大気の存続を可能にするかどうかは不明のままです。JWSTを使用して、M型矮星を周回する最も有利な岩石世界に検出可能な大気があるかどうかを判断し始めました。ここでは、暖かい(700K、40.3x地球の日射量)スーパーアースGJ486b(1.3R$_{\oplus}$および3.0M$_{\oplus)の2.8～5.2ミクロンJWSTNIRSpec/G395H透過スペクトルを提示します。}$)。GJ486bの2回のトランジットから測定されたスペクトルは、3つの独立した削減に基づいて、2.2-3.3$\sigma$でフラットラインから逸脱しています。フォワードモデルとリトリーバルモデルの組み合わせにより、GJ486bは水が豊富な大気(H2O>10%から2$\sigma$までのH2Oのリトリーブされた水の存在量に最も厳しい制約がある)を持っているか、透過スペクトルが汚染されているかのいずれかであると判断します。隠蔽されていない冷たい星の黒点に存在する水によって。また、測定された星のスペクトルは、冷たい星の黒点と熱い白斑を持つ星のモデルによって最もよく適合することもわかりました。どちらの検索シナリオも、NIRSpec/G395H観測に等しい品質の適合($\chi^2_\nu$=1.0)を提供しますが、より短い波長の観測はこの縮退を破り、GJ486bが水に富んだ大気を維持しているかどうかを明らかにすることができます。
単一惑星系における永年共鳴による自己重力デブリ円盤におけるギャップの形成。 Ⅱ．自己矛盾のないモデルに向けて
| Title |
Formation_of_Gaps_in_Self-gravitating_Debris_Disks_by_Secular_Resonance_in_a_Single-planet_System._II._Towards_a_Self-consistent_Model |
| Authors |
Antranik_A._Sefilian,_Roman_R._Rafikov,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00951 |
いくつかの破片円盤の高解像度観測により、ギャップやらせんなどの構造が明らかになり、下にある惑星によって引き起こされた重力摂動が示唆されます。惑星と破片円盤の相互作用に関する既存の研究のほとんどは、円盤の重力を無視しており、円盤を質量のない微惑星の貯蔵庫として扱っています。この論文では、単一の偏心惑星と外部の大規模な破片円盤との間の長期的な相互作用に関する調査を続けます。以前の研究に基づいて、ここでは円盤の重力ポテンシャルの軸対称成分だけでなく、円盤が惑星に及ぼす非軸対称トルクも考慮します(今のところ、円盤の非軸対称成分のみを無視します\textit{自己}-重力)。この目標を達成するために、古典的なラプラスの一般化された(ソフト化された)バージョンであるラグランジュの世俗理論に基づく、半分析的な「$N$リング」フレームワークを開発し、テストします。このツールを使用して、円盤が惑星よりも質量が小さい場合でも、円盤内に永年共鳴が確立され、広い非軸対称ギャップが形成されるだけではないことを示します(HD107146で観測されたものと同様)。HD92945、およびHD206893)が、まったく同じ共鳴が、共鳴摩擦として知られるプロセスを介して惑星の離心率も減衰させることを示しています。また、これらの調査結果の分析的理解を深め、$N$リング計算の結果との良好な定量的一致を見つけます。私たちの結果は、HD206893で例証するように、ギャップのあるデブリディスクの動的質量と、それらの内部にある惑星の動的履歴の両方を推測するために使用される可能性があります。
サブアーク秒の分解能での高質量原始星系円盤候補の運動学と安定性 -- IRAM NOEMA 大規模プログラム CORE からの洞察
| Title |
Kinematics_and_stability_of_high-mass_protostellar_disk_candidates_at_sub-arcsecond_resolution_--_Insights_from_the_IRAM_NOEMA_large_program_CORE |
| Authors |
Aida_Ahmadi,_H._Beuther,_F._Bosco,_C._Gieser,_S._Suri,_J._C._Mottram,_R._Kuiper,_Th._Henning,_\'A._S\'anchez-Monge,_H._Linz,_R._E._Pudritz,_D._Semenov,_J._M._Winters,_T._M\"oller,_M._T._Beltr\'an,_T._Csengeri,_R._Galv\'an-Madrid,_K._G._Johnston,_E._Keto,_P._D._Klaassen,_S._Leurini,_S._N._Longmore,_S._L._Lumsden,_L._T._Maud,_L._Moscadelli,_A._Palau,_T._Peters,_S._E._Ragan,_J._S._Urquhart,_Q._Zhang,_H._Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00020 |
大質量分子塊のフラグメンテーションモードと、最も質量の大きい星($M\gtrsim8M_\odot$)を形成する降着プロセスは、まだよくわかっていません。この目的のために、北極拡張ミリ波配列(NOEMA)からの干渉観測を利用する大規模な観測プログラム(CORE)に着手しました。$\sim$0.4"の分解能(2kpcで800au)に達します。高密度ガストレーサーCH$_3$CNを使用して、バイポーラ分子の方向に垂直な13個のコアにわたる速度勾配を見つけます。特定の角運動量($j$)の動径プロファイルは、平均で$\sim10^{-3}$km/spcであり、$j\proptor^{1.7}$に従い、aと一致します。不十分に解決された回転および落下エンベロープ/ディスクモデル.速度プロファイルをケプラーモデルでフィッティングすると、$\sim10-25$$M_\odot$の範囲の原始星質量が見つかります.CH$_3$CNのレベル人口のモデル化温度マップを提示し、$70-210$Kの範囲のガス温度の中央値を見つけます。円盤の安定性を調べるためにToomre$Q$マップを作成し、ほとんどすべて(13個中11個)の円盤候補が断片化する傾向があることを見つけます。私たちの観測によって調査されたスケールでの重力不安定性によるものです。特に、ホスト(原始)星の質量の$\sim10-20\%$を超える質量を持つ円盤はトゥームレ不安定であり、より明るい原始星の天体は、より質量の大きい円盤を持つ傾向があり、したがって分裂しやすい傾向があります。私たちの調査によると、大質量原始星の周りのほとんどの円盤は、円盤と星の質量比が高いため、形成の早い段階で円盤の断片化を起こしやすいことが示されています。これは、大質量の原始星の降着進化に影響を与え、最も大質量の星の形成に重要な意味を持ちます。
一般的な高速-低速領域における銀河バーの動的摩擦とフィードバック
銀河バーの動的摩擦に関する現在の理論は、バーがパターン速度を急速に変化させる高速極限でのみ有効な線形摂動理論、またはバーのパターンが急速に変化する低速極限でのみ適用可能な断熱理論のいずれかに基づいています。速度はほぼ一定。この論文では、高速限界と低速限界をシームレスに接続しながら、任意の速度でスピンダウンする銀河バーの動的摩擦を調べます。バーハロー相互作用を制限付き$N$体問題として扱い、角度平均ハミルトニアンを使用して無衝突ボルツマン方程式を解きます。平均化されたモデルによって予測された位相空間分布と密度航跡は、完全な3Dシミュレーションと非常によく一致しています。共鳴トラップが発生する遅い領域では、摩擦トルクに加えて、トラップされた位相空間の移動により、角運動量が直接伝達されることを示します。共鳴と共動するトラップされた軌道は通常、角運動量を獲得しますが、トラップされていない軌道は角運動量を獲得します。閉じ込められた島を飛び越えると、角運動量が失われます。分布関数の負の勾配により、通常、獲得者の数が敗者の数を上回り、摂動装置に正味の負のトルクが生じます。トラップされていない軌道によるトルクは、この現象を動的フィードバックと名付けたトレメインとワインバーグによって特定されました。ここでは、トラップされた軌道とトラップされていない軌道の両方を考慮して、動的フィードバックの完全な式を導き出します。修正した式を使用して、動的フィードバックが天の川バーの合計トルクの最大$30\%$を構成できることを示します。
機械学習が宇宙の隠された宝石を明らかにする: SDSS DR12 の CIV 吸収線の包括的なカタログ
機械学習、特にガウスプロセスを活用して、これまでで最大のCIV吸収線カタログを作成し、CIV吸収体を検出するための目視検査の必要性をなくしました。カタログには、クエーサースペクトル内の吸収システムの信頼性を分類する確率が含まれています。私たちのトレーニングセットは、視覚的に検査された大規模なカタログで検出可能なCIV吸収を持たないDR7スペクトルのサブサンプルでした。ベイジアンモデル選択を使用して、連続体モデルと吸収線モデルのどちらかを決定しました。DR7CIVカタログで調査された26,030個のスペクトルすべてからの1301個のスペクトルのランダムなホールドアウトサンプルを使用して、パイプラインを検証し、87%の分類パフォーマンススコアを取得しました。約95%の確率をしきい値として使用した場合、良好な純度と完全性の値が両方とも約80%であることがわかりました。私たちのパイプラインは、トレーニングセットと同様のCIV赤方偏移と残りの同等の幅を取得しました。SDSSDR12から選択された185,425個のクエーサースペクトルにアルゴリズムを適用すると、少なくとも95%の信頼度で113,775個のCIVダブレットのカタログが生成されます。当社のカタログは、CIV赤方偏移、柱密度、およびドップラー速度分散の最大事後値と信頼区間を提供します。赤方偏移が1.37$\!-\!$5.1のCIV吸収系を検出しました。これには、赤方偏移が5を超える33のシステムと、静止等価幅が2Aを超える549の吸収体システムが含まれ、信頼度は95%以上です。私たちのカタログは、銀河周辺および銀河間媒体の物理的性質を調査するために使用できます。
z = 3 における大質量主系列銀河の分子ガス含有量と高励起
| Title |
Molecular_gas_content_and_high_excitation_of_a_massive_main-sequence_galaxy_at_z_=_3 |
| Authors |
Han_Lei,_Francesco_Valentino,_Georgios_E._Magdis,_Vasily_Kokorev,_Daizhong_Liu,_Dimitra_Rigopoulou,_Shuowen_Jin,_Emanuele_Daddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00024 |
新しいCO($J=5-4$および$7-6$)および[CI]($^3P_2\,-\,^3P_1$および$^3P_1\,-\,^3P_0$)輝線観測を提示します$z=3$で主系列の大規模な終わりにある星形成銀河D49の。以前のCO($J=3-2$)とそのスペクトルエネルギー分布(SED)に合わせて、光学からミリメートルまでの連続観測を組み込みます。私たちの結果は、赤外線光度との経験的相関関係で予想される位置を超える$J$CO光度が高いことを示唆しています。[CI]放出は、文献の傾向と完全に一致しています。赤外線またはX線バンドの$J=5-4,\,7-6$線を押し上げる明るい活動銀河核の痕跡は検出されていませんが、暖かい光子が優勢な領域、衝撃、または乱気流です。原則として可能です。機械的加熱は、D49やその他の高赤方偏移の主系列星形成銀河において、一定の赤外光度でのガス放出を強化できる好ましいメカニズムである可能性があることを示唆していますが、この説明を確認するにはさらなる調査が必要です。不確実性の範囲内ですべてが一致するダスト、CO、および[CI]から分子ガス質量を導き出します。その大きな星形成率(SFR)$\sim500~M_\odot~{\rmyr}^{-1}$と星の質量$>10^{11.5}~M_\odot$を考えると、短い枯渇時間スケール$<0.3$Gyrは、D49が最後の成長スパートを経験しており、すぐに静止状態に移行することを示している可能性があります。
提案された暴走する超大質量ブラックホールの後流と以前のホスト銀河との間の直接的なつながり
| Title |
A_direct_connection_between_the_wake_and_the_former_host_galaxy_of_a_proposed_runaway_supermassive_black_hole |
| Authors |
Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00240 |
このリサーチノートでは、HST/ACSF606W+F814Wイメージングで最近発見された暴走超大質量ブラックホール候補のVLTBバンドイメージングを紹介します。ACSデータは、z=0.964に非常に薄い線形の特徴を示しており、同じ赤方偏移にあるコンパクトな銀河を指しています。この特徴と密集した銀河の間にギャップがあり、これは、2つの天体の間の提案された因果関係が決定的なものではないことを意味します。ここでは、線形の特徴がBバンドのコンパクトな銀河まで隙間なく伸びていることを示しています。Bバンドの形態は、密集した銀河と線形の特徴が独立した天体であるモデル、特にSanchezAlmeidaらの提案と調和させるのが困難です。(2023)は、線形の特徴がエッジオンの円盤銀河であることを示しています。
分解された偏光画像における $EB$ 相関: ブラック ホールの天体物理学への接続
| Title |
The_$EB$-correlation_in_Resolved_Polarized_Images:_Connections_to_Astrophysics_of_Black_Holes |
| Authors |
Razieh_Emami,_Sheperd_S._Doeleman,_Maciek_Wielgus,_Dominic_Chang,_Koushik_Chatterjee,_Randall_Smith,_Matthew_Liska,_James_F._Steiner,_Angelo_Ricarte,_Ramesh_Narayan,_Grant_Tremblay,_Douglas_Finkbeiner,_Lars_Hernquist,_Chi-Kwan_Chan,_Lindy_Blackburn,_Ben_S._Prather,_Paul_Tiede,_Avery_E._Broderick,_Mark_Vogelsberger,_Charles_Alcock,_and_Freek_Roelofs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00387 |
比較した時間平均GRMHDシミュレーションのセットについて、線形偏光の$E$モードと$B$モードの間の可視空間で新たに提案された相関関数(以下、$EB$相関)の詳細な分析を提示します。M87*ソースのイベントホライズンテレスコープ(EHT)2017データと同様に、さまざまな半分析モデルからのフェーズマップを使用します。時間平均$EB$相関の位相マップには、BHスピン、降着状態、および電子温度に関連する可能性のある新しい情報が含まれていることを示します。異なる方位展開モードを使用した半解析的アプローチとの詳細な比較は、相関関数の実部/虚部の形態とその位相を回復するには、これらの方位モードの高次数が必要であることを示しています。位相の特徴を抽出するために、定性的に類似している異なるBHスピンを持つモデル間の縮退を解消する経験的メトリックを開発するゼルニケ多項式再構成を使用することを提案します。さまざまな磁場および速度場の形態を備えた一連の異なる幾何学的リングモデルを使用し、リングモデルで使用される単純な流体および磁場の形状で、MADシミュレーションの画像空間と可視性に基づく$EB$相関形態の両方を説明できることを示します。.対照的に、SANEはモデル化が難しく、ファラデー回転の深さが大きいため、リングモデルの単純な流体および磁場の形状ではそれらを説明するには不十分であることを示しています。EHTデータとの定性的な比較は、$EB$相関の段階の特徴のいくつかは、電子温度と同様にBHスピンの現在のモデルによって十分に説明される可能性があることを示していますが、他のものはより大きな理論的調査を必要とする可能性があります。
太陽型原始星IRAS 16293-2422に対するモノチオギ酸の検出
星間物質(ISM)では、チオール基($-$SH)を含む複雑な有機分子がアミノ酸の重合に重要な役割を果たします。化学的に豊富な太陽型原始星IRAS16293-2422で、SHを持つ分子を探します。局所熱力学平衡(LTE)モデルを使用した広範なスペクトル分析の後、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArrayを使用して、IRAS16293Bに向かうトランス異性体モノチオギ酸(t-HC(O)SH)の回転輝線を検出しました。(アルマ)。IRAS16293Bに対するcis異性体モノチオギ酸(c-HC(O)SH)の証拠は観察されませんでした。IRAS16293Bに対するt-HC(O)SHのカラム密度は(1.02$\pm$0.6)$\times$10$^{15}$cm$^{-2}$励起温度125$\pm$15K.H$_{2IRAS16293Bに対する}$は8.50$\times$10$^{-11}$です。IRAS16293Bに対するt-HC(O)SH/CH$_{3}$SHのカラム密度比は0.185です。IRAS16293Bに向かうt-HC(O)SHの推定存在量と、銀河中心の静止雲G+0.693-0.027および高温分子コアG31.41+0.31に向かうt-HC(O)SHの存在量を比較します。比較後、IRAS16293Bに向かうt-HC(O)SHの存在量は、G+0.693-0.027およびG31.41+0.31よりも数倍低いことがわかりました。また、ISMにおけるt-HC(O)SHの可能な形成メカニズムについても説明します。
SIMBAシミュレーションで銀河を消滅させるための銀河周媒質におけるフィードバック駆動の異方性
| Title |
Feedback-driven_anisotropy_in_the_circumgalactic_medium_for_quenching_galaxies_in_the_SIMBA_simulations |
| Authors |
Tianyi_Yang,_Romeel_Dav\'e,_Weiguang_Cui,_Yan-Chuan_Cai,_John_A._Peacock,_and_Daniele_Sorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00602 |
SIMBA銀河形成シミュレーションスイートを使用して、降着とフィードバックプロセスに起因する銀河周辺ガスの特性の異方性を調べます。特に、SIMBAに実装されているバイポーラ活動銀河核(AGN)ジェットフィードバックの影響に焦点を当てています。低赤方偏移でのジェットフィードバックは、星の質量範囲$(1-5)\times10^{10}M_\odot$で最も一般的であることを示しているため、この質量範囲で活発なジェットを持つ銀河に焦点を当てています。ジェットフィードバックなしの実行と比較して、ジェットは半径>=$0.5r_{200c}-4r_{200c}$以上で銀河の短軸(SIMBAジェット方向)に沿って密度を下げ、温度を上げます。この効果は、恒星の質量が大きい場合も小さい場合もあまり目立たず、緑の谷の銀河内で最も強くなります。金属量はまた、星形成のフィードバックによって駆動される、大規模なスケールで強い異方性を示します。<=$0.5r_{200c}$でかなり強い異方性が見られますが、これは明示的なフィードバックのない実行でも存在し、異方性降着によるものであることが示唆されます。最後に、ガスのバルク半径方向運動の異方性を調査し、星形成とAGN風フィードバックの両方が<=1Mpcで短軸に沿ってガスを外側に押し出すことに寄与することを発見しましたが、AGNジェットフィードバックはさらにマイナー軸に沿ってバルク流出を引き起こします。軸は数Mpcに達し、ガス欠乏によるクエンチングを促進します。これらの結果は、銀河の消光におけるAGNフィードバックの動作に関する観測的特徴を提供します。
ダスト散乱と熱放出の共同モデリング: スパイダー コンプレックス
| Title |
Joint_Modelling_of_Dust_Scattering_and_Thermal_Emission:_The_Spider_Complex |
| Authors |
Jielai_Zhang,_Peter_G_Martin,_Ryan_Cloutier,_Natalie_Price-Jones,_Roberto_Abraham,_Pieter_van_Dokkum,_Allison_Merritt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00756 |
星間ダストを含む放射プロセスの電磁スペクトル全体にわたる観測(放出、消滅、散乱)は、ダストモデルのパラメーターを制約するために使用され、より直接的には、銀河外および宇宙観測のためのダストのフォアグラウンド除去を支援するために使用されます。補完的な観察結果が多ければ多いほど、より良い結果が得られます。ここでは、DragonflyTelephotoArrayとHerschelSpaceObservatoryからのデータを使用して、拡散(巻雲)中緯度雲、Spider内のダストからの散乱光と熱放射の関係を定量化します。かすかな巻雲の光学観測の課題は、汚染された空間的に変化する空の背景を正確に除去することです。同じ巻雲フィールドの2つの画像を同時に分析し、ピクセル値を相関させて関係を取得し、空の背景を複雑な非相関加法成分として同時にフィッティングする手法を提示します。スパイダーの場合、$g-r$色は0.644$\pm0.024$で、可視波長から250$\mu$mまでの強度比は$10^{-3}\times(0.855\pm0.025)$および$10です。^{-3}\times(1.55\pm0.08)$$g$と$r$-bandそれぞれ。熱ダスト放出に一致する任意のダストモデルを使用して、散乱光の量の上限を予測する方法を示します。巻雲の実際の明るさは、入射星間放射場(ISRF)の異方性と組み合わされたダストによる異方性散乱のために、この限界よりも暗いでしょう。ダストのモデルと文献のISRFを使用して、観測が示すほど暗くはありませんが、予測された明るさが実際には低いことを示しています。
外部から見た局所群銀河
ベンチマークのスケーリング関係を定義する外部銀河の観点から局所群銀河について説明します。この情報を利用すると、スパイラルアームによる隆起と揺れを含む天の川のモデルが得られます。このモデルは、星間物質で観測された終末速度を恒星に由来する回転曲線と一致させ、外側の回転曲線の緩やかな低下を正しく予測します($dV/dR=-1.7\;\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}\,\mathrm{kpc}^{-1}$)であり、50kpcまで十分に推定されます。回転支持された局所群銀河は、バリオンのタリー-フィッシャー関係とよく一致しています。動的平衡状態にある可能性が最も高い圧力でサポートされた矮星も、この関係と一致しています。したがって、局所群銀河は、低赤方偏移銀河集団の通常のメンバーであるように見えます。ただし、天の川銀河とM31の動的質量の間には深刻な緊張関係があります($M_{200}\approx1.4$と$1.6\times10^{12}\;\mathrm{M}_{\odot}$、それぞれ）および存在量マッチングの星の質量とハローの質量関係から予想されるもの（$M_{200}\approx3$および$20\times10^{12}\;\mathrm{M}_{\odot}$,それぞれ）。
銀河団における電波ジェット フィードバックのマクロおよびミクロ物理モデルの最近の進歩
| Title |
Recent_Progress_in_Modelling_the_Macro-_and_Micro-Physics_of_Radio_Jet_Feedback_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Martin_A._Bourne_and_Hsiang-Yi_Karen_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00019 |
ラジオジェットとそれが膨らむローブは、クールコアクラスターでは一般的であり、クラスター内媒体(ICM)の加熱と冷却を調節する上で重要な役割を果たすことが期待されています。これは本質的にマルチスケールの問題であり、ローブの膨張とクラスターへの影響を管理するプロセス、およびジェットとICMの相互作用に対する環境の影響を理解するために多大な努力が払われてきました。そして微物理スケール。新しい数値技術の開発と計算リソースの改善により、銀河団のジェットフィードバックのシミュレーションがこれまで以上に洗練されてきました。これは、磁場、宇宙線、粘性の影響などのICMプラズマ物理プロセスのモデル化から、ICMの熱および動的特性が大規模な構造形成によって形作られる宇宙論的に進化したクラスター環境にジェットフィードバックを含めることまで、多岐にわたります。このレビューでは、数値シミュレーションでマクロ物理プロセスとミクロ物理プロセスの両方をキャプチャする際に過去10年間に達成された進歩について説明し、フィールドの現在の状態と未解決の問題、およびこれらの問題に対処できる潜在的な方法の両方を強調しています。将来。
超新星残骸の中性子星におけるロケット効果機構
中性子星の双極子磁場軸は通常、星の中心を横切ると仮定されているが、ミリ秒パルサーJ0030+0451で最近示されたように、この位置からずれている可能性がある。これらの条件下では、電磁ロケット効果が活性化される可能性があり、磁場が正味の力を及ぼして星を加速します。この出生後のキックメカニズムは、中心から外れた双極子からの非対称電磁放射に依存しており、パルサー$\sim10^{3}$$\rm{km/s}$の高い空間速度に関連している可能性があります。ここでは、超新星残骸に関連する若いパルサーにおけるその影響を調査し、制動指数や固有運動などの特徴量に関する観測データを、ロケット効果から得られた結果と比較します。マルコフ連鎖モンテカルロ解析を使用して、ロケット効果による速度キックが現在の速度に近づくように、最初のスピン周期と磁気軸と星の中心の間の距離について必要な条件を調べます。初期スピン周期が3.8$\rm{ms}$で、星の中心からの距離が約7$\rm{km}$の双極子場を仮定すると、電磁ロケット効果が典型的なパルサー横速度を説明できることがわかります。.また、中性子星の制動指数に対するロケット効果の影響を調べたところ、研究対象のサンプルではこの影響が最小限であることがわかりました。最後に、このメカニズムの候補である可能性が高いパルサーJ0030+0451とJ0538+2817にロケット効果モデルを適用します。
| Title |
Magnetar_central_engines_in_gamma-ray_busts_follow_the_universal_relation_of_accreting_magnetic_stars |
| Authors |
Simone_Dall'Osso,_Giulia_Stratta,_Rosalba_Perna,_Giovanni_de_Cesare,_Luigi_Stella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00029 |
ガンマ線バースト(GRB)は、長いものも短いものも、爆発的なイベントであり、その内部エンジンは一般に、高密度物質を降着するブラックホールまたは高磁気中性子星(マグネター)であると予想されます。GRB中央エンジンの性質、特に中性子星(NS)の形成を認識することは、天体物理学的に非常に重要です。GRBにおけるNSの可能な特徴は、初期のX線残光におけるプラトーの存在です。ここでは、明確なプラトーを持つ長いGRBと短いGRBのサブセットを慎重に選択し、それらの即時放出、つまり、他の天体物理源の磁気コンパクトオブジェクトの降着と同様に、降着とプロペラ間の遷移を探します。即発放出から、プロペラ機構が開始する最小降着光度、およびプラトーからのNS磁場とスピン周期を推定します。これら3つの量は、降着からプロペラに切り替わる他の降着コンパクトオブジェクトと同様に、GRBで同じ普遍的な関係に従うことを示します。この関係は、GRBの放射効率の推定値も提供します。これは、X線連星の放射効率の高い降着よりも数倍低く、理論的な期待と一致しています。これらの結果は、少なくとも一部のGRBが降着円盤に囲まれたマグネターによって動力を供給されているという考えをさらに裏付けるものです。
相対論的磁化対称流におけるケルビン・ヘルムホルツ不安定性の線形解析
| Title |
Linear_analysis_of_the_Kelvin-Helmholtz_instability_in_relativistic_magnetized_symmetric_flows |
| Authors |
Anthony_Chow,_Michael_E._Rowan,_Lorenzo_Sironi,_Jordy_Davelaar,_Gianluigi_Bodo,_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00036 |
2つの流体が同じ特性(密度、温度、磁場強度、および方向)を持つ対称構成に焦点を当てて、相対運動中の2つの流体を分離する平面界面の線形安定性を調べます。任意の音速$c_{\rms}$、Alfv\'en速度$v_{\rmA}$、および磁場の向きを持つ最も一般的なケースを考えます。高速モードに関連する不安定性について、不安定なせん断速度の下限は、流体フレームの波数ベクトルへの速度の射影が、つまり、せん断は磁気張力の影響を克服する必要があります。2つの流体が等しい速度$v$で反対方向に移動するフレームでは、不安定な速度の上限は有効相対論的マッハ数$M_{re}\equivv/v_{\rmf\perp}\sqrtに対応します。{(1-v_{\rmf\perp}^2)/(1-v^2)}\cos\theta=\sqrt{2}$、ここで$v_{rmf\perp}=[v_A^2+c_{\rms}^2(1-v_A^2)]^{1/2}$は、波数ベクトルに垂直な磁場を仮定した高速速度です(ここでは、すべての速度は光速の単位です)、および$\theta$は、流速とせん断界面への波数ベクトル投影の間の実験室フレーム角度です。私たちの結果は、中性子星とブラックホールの磁気圏におけるせん断流(単一天体と合体連星の両方)に影響を与えます。この場合、アルフベン速度は光速に近づく可能性があります。
| Title |
Hydrodynamic_mixing_of_accretion_disk_outflows_in_collapsars:_implications_for_r-process_signatures |
| Authors |
Jennifer_Barnes_and_Paul_C._Duffell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00056 |
急速な中性子捕獲(rプロセス)を介して重元素合成を引き起こすことができる天体物理環境は、依然として不確実なままです。連星中性子星合体(NSM)がrプロセス元素を形成することが知られている一方で、特定のまれな超新星(SNe)は、NSMによるr生成を補完するか、支配さえすると理論化されています。ただし、そのようなSNeの最も直接的な証拠である、rプロセス要素の高い不透明度によって引き起こされる発光の異常な赤みは観察されていません。最近の研究では、SNエジェクタ内のrプロセス物質の分布が、rプロセス濃縮に関連するシグナルを識別できる容易さの重要な予測因子として特定されました。この分布はSN爆発の際の流体力学的プロセスに起因しますが、これまでのところ、パラメータ化された方法でのみ処理されてきました。流体力学シミュレーションを使用して、まれなSNeでのr生成の疑いのある軌跡であるディスク風が、最初はrプロセスのない噴出物とどのように混合するかをモデル化します。混合を風の質量と持続時間、および初期SN爆発エネルギーの関数として調べたところ、最初の2つで増加し、3番目で減少することがわかりました。これは、最長の長時間ガンマ線バーストを伴うSNeが、rプロセス濃縮の兆候を探す有望な場所であることを示唆しています。半解析的放射輸送を使用して、流体力学を電磁観測量に結び付け、SN光曲線からrプロセス物質の存在を診断できる混合レベルを評価できるようにします。この基礎の上に構築された分析的議論は、風力駆動のrプロセスが強化されたSNモデルが標準的なエネルギーSNeを説明する可能性が低いことを意味します。
GLEAMサーベイで報告された新しい候補電波超新星残骸のGeVガンマ線対応物
| Title |
GeV_Gamma-ray_Counterparts_of_New_Candidate_Radio_Supernova_Remnants_Reported_in_the_GLEAM_Survey |
| Authors |
B._M._Mese,_T._Ergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00209 |
最近、銀河系および銀河系外の全天マーチソンワイドフィールドアレイ調査により、経度345{\deg}<l<60{\deg}および180{\deg}<l<240{\deg}.これらの候補電波SNRのガンマ線対応物を検索するために、1～300GeVのエネルギー範囲で14年分の{\itFermi}-LATデータを分析しました。有望なSNRは3つあります。G18.9$-$1.2、G23.1$+$0.1、およびG28.3$+$0.2。有意水準$\sim$9$\sigma$、$\sim$13$\sigma$、および$\sim$12$\sigma$、それぞれ。ここでは、G18.9$-$1.2、G23.1$+$0.1、およびG28.3$+$0.2の形態学的およびスペクトル分析の結果を報告します。これらのSNRのいずれについても、拡張ガンマ線放射は検出されません。3つのSNRの{\itFermi}-LATガンマ線放出の分析により、それらの最適な位置(点のように仮定した場合)が、対応するGLEAMの対応する位置と重なることが示されました。
真空分極は降着する X 線パルサーのスペクトルを変化させる
| Title |
Vacuum_polarization_alters_the_spectra_of_accreting_X-ray_pulsars |
| Authors |
E._Sokolova-Lapa_(1)_and_J._Stierhof_(1)_and_T._Dauser_(1)_and_J._Wilms_(1)_((1)_Dr._Karl_Remeis-Observatory_and_Erlangen_Centre_for_Astroparticle_Physics,_Friedrich-Alexander_Universit\"at_Erlangen-N\"urnberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00475 |
大質量X線連星に中性子星を降着させるのに典型的な磁場では、真空偏極は中性子星磁気圏における偏極放射の伝播にのみ影響を与えると一般的に信じられています。真空共鳴が降着中性子星の極からの放射を大幅に変化させる可能性があることを示します。この効果は、孤立した中性子星の大気における真空偏極に似ており、連続体とサイクロトロン線の抑制をもたらす可能性があります。これは、高温プラズマ内の磁気コンプトン化と電子サイクロトロン共鳴への近接によって強化されます。さまざまな光学的に厚い媒体の真空偏光効果を説明するためにいくつかのモデルを提示し、偏光モードの選択が、偏光エネルギーおよび角度依存の放射伝達をシミュレートすることによって、放出放射の特性にどのように影響するかについて説明します。真空分極を含む分極効果は、発光特性を決定的に変化させます。角度とエネルギーに強く依存する磁気Comptonizationと共に、それらは複雑なスペクトル形状をもたらします。これは、高エネルギーカットオフを持つべき乗則のような連続体の上にあるくぼみとこぶによって表すことができます。これらの効果は、降着するX線パルサーのスペクトルを記述するために使用される追加の広いガウス成分と2成分のComptonizationモデルの一般的な必要性について可能な説明を提供します。また、不均一な放射領域内の放射場の伝播によって導入される偏光解消の特性も示します。
GRB 201015AとGRB 201216Cの超高エネルギーガンマ線残光
ガンマ線バースト(GRB)201015Aと201216Cは、超高エネルギー(VHE)ガンマ線残光を検出した貴重なケースです。彼らの即時放出データを分析することにより、GRB201216Cはハードガンマ線スペクトルを持つ非常にエネルギーの長いGRBであるのに対し、GRB201015Aは比較的準エネルギーのソフトスペクトルGRBであることがわかります。それらの電波光X線残光は、ジェット内で加速された相対論的電子のシンクロトロン放射に起因するものであると考えて、それらの残光光度曲線を標準的な外部衝撃モデルに当てはめ、電子のシンクロトロン自己コンプトン散乱プロセスからVHE残光を推測しました。.GRB201015Aのジェットは中相対論的($\Gamma_0=44$)であり、非常に高密度の媒質($n=1202$cm$^{-3}$)に囲まれており、GRB201216Cのジェットは超相対論的です。-適度に密な媒体($n=5$cm$^{-3}$)に囲まれた相対論的($\Gamma_0=331$)。GRB201216CのVHEガンマ線残光の推定ピーク光度は、GRBトリガー後$57-600$秒で約$10^{-9}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。、GRBが1.1の赤方偏移であっても、MAGIC望遠鏡で高い信頼レベルで検出できるようにします。それらの固有VHEガンマ線光度曲線とスペクトルエネルギー分布をGRBs~180720B、190114C、および190829Aと比較すると、GRBトリガーから$10^{4}$秒後のVHEガンマ線残光の固有ピーク光度は、$10^{45}$から$5\times10^{48}$ergs$^{-1}$であり、それらの運動エネルギー、初期ローレンツ因子、中密度はバースト間で多様です。
複数の色空間を持つ CNN の転移学習とアンサンブルを使用した銀河分類
| Title |
Galaxy_Classification_Using_Transfer_Learning_and_Ensemble_of_CNNs_With_Multiple_Colour_Spaces |
| Authors |
Yevonnael_Andrew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00002 |
ビッグデータは天文学の標準となり、コンピュータサイエンスの研究にとって理想的な領域となっています。天文学者は通常、その形態に基づいて銀河を分類します。これは、ハッブル(1936年)にさかのぼる慣行です。小さなデータセットでは、分類は個人または小さなチームによって実行できますが、最新の望遠鏡からのデータの指数関数的な増加により、自動化された分類方法が必要になります。2013年12月、ウィントンキャピタル、ギャラクシーズー、Kaggleチームはギャラクシーチャレンジを作成し、参加者に銀河を分類するモデルの開発を課しました。それ以来、KaggleGalaxyZooデータセットは研究者によって広く使用されています。この研究では、分類精度に対する色空間変換の影響を調査し、この関係に対するCNNアーキテクチャの影響を調査します。複数の色空間(RGB、XYZ、LABなど)とCNNアーキテクチャ(VGG、ResNet、DenseNet、Xceptionなど)が考慮され、事前トレーニング済みのモデルと重みが使用されます。ただし、ほとんどの事前トレーニング済みモデルは自然なRGB画像用に設計されているため、変換された非自然な天文画像を使用してそのパフォーマンスを調べます。RGBおよび変換された色空間を使用して個々のネットワークを評価し、さまざまなアンサンブル構成を調べることで、仮説をテストします。最小限のハイパーパラメータ検索により、最適な結果が保証されます。私たちの調査結果は、個々のネットワークで変換された色空間を使用すると検証精度が高くなり、ネットワークと色空間のアンサンブルが精度をさらに向上させることを示しています。この研究は、天文画像分類のための色空間変換の有用性を検証し、将来の研究のベンチマークとして機能することを目的としています。
重力波の統合 $p_\mathrm{astro}$: 複数の検索パイプラインからの情報を一貫して組み合わせる
| Title |
A_Unified_$p_\mathrm{astro}$_for_Gravitational_Waves:_Consistently_Combining_Information_from_Multiple_Search_Pipelines |
| Authors |
Sharan_Banagiri,_Christopher_P._L._Berry,_Gareth_S._Cabourn_Davies,_Leo_Tsukada,_Zoheyr_Doctor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00071 |
最近の重力波過渡カタログでは、重力波候補が天体物理学的である確率である$p_\mathrm{astro}$を使用して、さらなる分析のために興味深い候補を選択しています。機器のノイズトリガーの統計のみを取得する誤警報率とは異なり、$p_\mathrm{astro}$は、候補が天体物理的である確率を推定する際に、天体物理信号と機器ノイズの両方によってトリガーが生成される率を組み込みます。複数の検索パイプラインは、それぞれが特定のデータ削減を採用して、$p_\mathrm{astro}$を個別に計算できます。$p_\mathrm{astro}$の結果の範囲は、その計算における不確実性の範囲を示すのに役立ちますが、解釈とその後の分析を複雑にします。重力波候補の$\textit{unified}p_\mathrm{astro}$を計算する統計形式を開発し、すべてのパイプラインからのトリガーを一貫して説明することで、単一の信号では利用できない信号に関する追加情報を組み込みます。パイプライン。玩具モデルを使用し、3回目のLIGO--Virgo--KAGRA観測実行の前半から公開されている重力波候補のリストに適用することによって、この方法の特性を示します。将来のカタログに統一された$p_\mathrm{astro}$を採用することで、さまざまな検索パイプラインの強みをより完全に理解した、シンプルで解釈しやすい選択基準が提供されます。
時間領域の天文学を可能にするデータ サイエンス プラットフォーム
| Title |
A_data_science_platform_to_enable_time-domain_astronomy |
| Authors |
Michael_W._Coughlin,_Joshua_S._Bloom,_Guy_Nir,_Sarah_Antier,_Theophile_Jegou_du_Laz,_St\'efan_van_der_Walt,_Arien_Crellin-Quick,_Thomas_Culino,_Dmitry_A._Duev,_Daniel_A._Goldstein,_Brian_F._Healy,_Viraj_Karambelkar,_Jada_Lilleboe,_Kyung_Min_Shin,_Leo_P._Singer,_Tomas_Ahumada,_Shreya_Anand,_Eric_C._Bellm,_Richard_Dekany,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Ivona_Kostadinova,_R._Weizmann_Kiendrebeogo,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Sydney_Jenkins,_Natalie_LeBaron,_James_D._Neill,_B._Parazin,_Julien_Peloton,_Reed_Riddle,_Ben_Rusholme,_Jakob_van_Santen,_Jesper_Sollerman,_Robert_Stein,_Damien_Turpin,_Avery_Wold,_Carla_Amat,_Adrien_Bonnefon,_Adrien_Bonnefoy,_Manon_Flament,_Frank_Kerkow,_Sulekha_Kishore,_Shloke_Jani,_Stephen_K._Mahanty,_C\'eline_Liu,_Laura_Llinares,_Jolyane_Makarison,_Alix_Olli\'eric,_In\`es_Perez,_Lydie_Pont,_Vyom_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00108 |
SkyPortalは、興味深いトランジェントの発見、フォローアップの管理、特性評価の実行、結果の視覚化をすべて1つのアプリケーションで効率的に行うように設計されたオープンソースプラットフォームです。SkyPortalは、アーカイブデータとカタログデータへの高速アクセス、異種データストリームの相互照合、さらなる特性評価のためのオンデマンド観測のトリガーと監視を可能にすることで、ZwickyTransientFacilityPhaseIIコミュニティで2年以上にわたって大規模に運用されています。数千万の時間領域ソースを含み、数十の望遠鏡とやり取りし、コミュニティのレポートを可能にする数百のユーザーと。SkyPortalは、一般的なフロントエンドワークフロー全体でリッチなユーザーエクスペリエンス(UX)を重視していますが、科学的な調査がますますプログラムによって実行されることを認識しており、SkyPortalは広範で十分に文書化されたAPIシステムも公開しています。バックエンドおよびフロントエンドソフトウェアからデータサイエンス分析ツールおよび視覚化フレームワークに至るまで、SkyPortalの設計は、クラス最高のアプローチの再利用と活用を強調し、強力な拡張性を重視しています。たとえば、SkyPortalは現在、ChatGPT大言語モデル(LLM)を活用して、ソースレベルの人間が読める要約を自動的に生成して表示します。次世代の重力波検出器の再稼働が間近に迫っているため、SkyPortalには、迅速なマルチメッセンジャーフォローアップの要件に対処する専用のマルチメッセンジャー機能も含まれるようになりました。-マルチメッセンジャーデータストリームと時間領域の光学調査とのマッチング。この分野への新規参入者にとって十分に直感的なインターフェースを備えています。(要約)
NEWSdm実験の宇宙線ブースト暗黒物質に対する指向性感度
| Title |
Directional_Sensitivity_of_the_NEWSdm_Experiment_to_Cosmic_Ray_Boosted_Dark_Matter |
| Authors |
N.Y._Agafonova,_A._Alexandrov,_A.M._Anokhina,_T._Asada,_V.V_Ashikhmin,_V._Boccia,_D._Centanni,_M.M._Chernyavskii,_N._Chin,_N._D'Ambrosio,_G._De_Lellis,_A._Di_Crescenzo,_Y.C._Dowdy,_S._Dmitrievski,_R.I._Enikeev,_G._Galati,_V.I._Galkin,_A._Golovatiuk,_S.A._Gorbunov,_Y._Gornushkin,_A.M._Guler,_V.V._Gulyaeva,_A._Iuliano,_E.V._Khalikov,_S.H._Kim,_N.S._Konovalova,_Y.O._Krasilnikova,_A._Lauria,_K.Y._Lee,_V.P._Loschiavo,_A.K._Managadze,_A._Miloi,_M.C._Montesi,_T._Naka,_N.M._Okateva,_B.D_Park,_D.A._Podgrudkov,_N.G._Polukhina,_T.M._Roganova,_G._Rosa,_M.A._Samoilov,_Z.T._Sadykov,_A._Sadovsky,_K.Saeki,_O._Sato,_I.R._Shakiryanova,_T.V._Shchedrina,_T._Shiraishi,_J.Y._Sohn,_A._Sotnikov,_N.I._Starkov,_E.N._Starkova,_D.M._Strekalina,_V._Tioukov,_E.D._Ursov,_A._Ustyuzhanin,_S._Vasina,_R.A._Voronkov,_C.S._Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00112 |
NEWSdm実験のモジュールを使用して、宇宙線核によって散乱されたときに前方にブーストされた暗黒物質の方向探索の研究を提示します。地球の大気の端で増加した暗黒物質のフラックスは、横方向よりも15倍から20倍大きいフラックスで、銀河の中心を指していると予想されます。NEWSdm実験のモジュールは、ナノイメージングトラッカーの10kgスタックで構成されています。モジュールは赤道望遠鏡に取り付けられています。強化された暗黒物質によって引き起こされる比較的長い反動軌跡と、エマルジョンのナノメートルの粒度との組み合わせにより、バックグラウンドが非常に低くなります。これにより、地上と地下の両方で、INFNグランサッソ研究所での設置が実行可能になります。2つの場所の比較が行われます。地表実験室のエマルション膜で強化された暗黒物質によって引き起こされる核反跳の角度分布は、銀河中心の方向に3.5倍の過剰を示すと予想されます。この超過により、方向感度を備えた暗黒物質の検索が可能になります。表面実験室の構成は、岩の表土での信号の劣化を防ぎ、ブーストされた暗黒物質を高感度で指向的に観測するための最も強力なアプローチとして浮上しています。このアプローチにより、GranSasso表面研究所で1年間暴露されたNEWSdm実験の10kgモジュールが、1keV/c$^2$と1GeV/c$^2$の間の暗黒物質質量をプローブできることを示します。方向に敏感な検索で、断面値を$10^{-30}$~cm$^2$まで下げます。
2022年には、SAIMSUのコーカサス天文台の2.5m望遠鏡の設備機器であるスペックル偏光計(SPP)のアップグレードを実施しました。オーバーホール中、CMOS浜松ORCA-QuestqCMOSC15550-20UPがメイン検出器としてインストールされ、以前のバージョンの機器のいくつかの欠点が解消されました。この論文では、装置の説明を提示し、CMOS検出器のいくつかの機能と、それらをスペックル干渉処理で考慮する方法を研究します。スペックル干渉法のコンテキストでのCMOSとEMCCDの定量的比較は、検出プロセスの数値シミュレーションを使用して実行されます。天文学的な結果の例として、25の若い変光星のスペックル干渉観測が示されています。BMAndは273mas離れた連星系であることがわかった。システムの変動性は、主要コンポーネントの明るさの変動によって支配されます。バイナリシステムは、NSV16694(TYC120-876-1)でも見つかりました。この系の距離は202masです。
BlueWalker 3 衛星の明るさの特徴付けとモデル化
| Title |
BlueWalker_3_Satellite_Brightness_Characterized_and_Modeled |
| Authors |
Anthony_Mallama,_Richard_E._Cole,_Scott_Tilley,_Cees_Bassa_and_Scott_Harrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00831 |
BlueWalker3(BW3)衛星は、2022年9月11日に打ち上げられたとき、コンパクトな物体に折りたたまれていました。宇宙船の見かけの視覚等級は、最初は約4から8の範囲でした。11月11日の観測では、明るさが4等級増加したことが明らかになりました。大型のフラットパネル形状に展開していました。その後、衛星は完全な光度に戻る前に、12月に数等級ずつ暗くなりました。これに続いて、2023年の2月と3月に追加のかすかな期間が続きました。調光現象の考えられる原因について説明し、衛星が異常に明るい幾何学的状況を特定します。BW3の明るさは、衛星の形状と向きに基づく明るさモデルと、ランベルト成分と疑似鏡面成分を持つ反射関数で表すことができます。見かけの等級は、最も頻繁に2.0から3.0の間です。BW3が天頂に近いとき、等級は約1.4です。
キネティック インダクタンス検出器読み出しエレクトロニクスの 10 mW/ピクセルの限界を打ち破る
| Title |
Breaking_the_10_mW/pixel_Limit_for_Kinetic_Inductance_Detector_Readout_Electronics |
| Authors |
Adrian_K._Sinclair,_James_R._Burgoyne,_Yaqiong_Li,_Cody_Duell,_Scott_C._Chapman,_Anthony_I._Huber,_and_Ruixuan_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00928 |
ピクセルあたり10mW未満を使用するプロトタイプの動的インダクタンス検出器(KID)読み出しシステムを示します。CCAT-primeRFSoCベースの読み出しは、それぞれ最大1000KIDの4つの独立した検出器ネットワークを読み取ることができます。マルチトーンコームを4つのチャンネルすべてで同時に実行した場合の消費電力は、40W未満であることが測定されました。このシステムは、プロトタイプの280GHzアレイでの掃引と共振器の識別にも初めて使用されました。
質量が同じで自転が同期している 2 つのアクティブな赤いはぐれ星からなる日食連星: 質量移動後のシステムか、それとも単にそのように生まれたのか?
| Title |
An_Eclipsing_Binary_Comprising_Two_Active_Red_Stragglers_of_Identical_Mass_and_Synchronized_Rotation:_A_Post-Mass-Transfer_System_or_Just_Born_That_Way? |
| Authors |
Keivan_G._Stassun_(1),_Guillermo_Torres_(2),_Marina_Kounkel_(1),_Benjamin_M._Tofflemire_(3),_Emily_Leiner_(4),_Dax_L._Feliz_(5),_Don_M._Dixon_(1),_Robert_D._Mathieu_(6),_Natalie_Gosnell_(7),_Michael_Gully-Santiago_(3)_((1)_Vanderbilt_University,_(2)_Harvard-Smithsonian_CfA,_(3)_UT_Austin,_(4)_Northwestern_University,_(5)_AMNH,_(6)_UW_Madison,_(7)_Colorado_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00134 |
2M0056-08の発見を、軌道周期が33.9dの2つの赤色はぐれ星(RSS)で構成される等質量食連星(EB)として報告します。両方の星の質量は1.419Msunで、0.2%以内で一致します。どちらの星も赤色巨星の進化の初期段階にあるようです。ただし、それらは標準的な星のモデルと比較して、温度が低く、光度が低い場所にはるかに移動しています。広帯域のスペクトルエネルギー分布は、NUV過剰とX線放出を示しており、磁気的に活動する星からの彩層およびコロナ放出と一致しています。実際、星は典型的な赤色巨星よりも速く回転し、スポットによる光度曲線の変調を示しています。これらの変調は、星が互いに同期して回転していることも明らかにしています。過剰なFUV放射と動径速度の長期変調の証拠があります。これらも磁気活動に起因するのか、それとも三次伴侶を明らかにするのかは明らかではありません。斑点の影響を説明するために修正された星の進化モデルは、観測されたRSSの半径と温度を再現できます。もし星系が白色矮星系を持っているなら、質量移動のシナリオは、星が非常に同一の質量を持つようになった方法と、それらが同期するようになった方法を説明することができます.しかし、星が一卵性双生児として形成されたと推定され、赤色巨星の枝に向かって進化するにつれて、それらが潮汐的に同期することができた場合、システムのすべての機能は、複雑な計算を必要とせずに活動効果によって説明できます。ダイナミックな歴史。
CME 到着時刻予測のためのアンサンブル学習
太陽は絶えず放射線とプラズマを太陽圏に放出しています。散発的に、太陽はフレアやコロナ質量放出(CME)などの太陽噴火を開始します。CMEは大量の質量と磁束を運び去ります。地球指向のCMEは、人間のシステムに深刻な結果をもたらす可能性があります。電力網/パイプライン、衛星、および通信を破壊する可能性があります。したがって、人間のシステムへの損害を最小限に抑えるには、CMEを正確に監視および予測することが重要です。この研究では、太陽から地球へのCMEの到着時間を予測するために、CMETNetという名前のアンサンブル学習アプローチを提案します。1996年から2021年までの2つの太陽周期#23と#24からの噴火イベントを収集して統合し、合計363の地理的に有効なCMEを使用します。予測に使用されるデータには、CME機能、太陽風パラメータ、およびSOHO/LASCOC2コロナグラフから取得したCME画像が含まれます。アンサンブル学習フレームワークは、数値データ分析用の回帰アルゴリズムと画像処理用の畳み込みニューラルネットワークで構成されています。実験結果は、ピアソンの積率相関係数が0.83、平均絶対誤差が9.75時間で、文献で報告されている既存の機械学習方法よりもCMETNetが優れたパフォーマンスを発揮することを示しています。
IACOB プロジェクト IX.銀河 O9-B9 超巨星の最新の経験的データベースの構築: サンプルの選択、説明、および完全性
| Title |
The_IACOB_project_IX._Building_a_modern_empirical_database_of_Galactic_O9-B9_supergiants:_sample_selection,_description,_and_completeness |
| Authors |
Abel_de_Burgos,_Sergio_Sim\'on-D\'iaz,_Miguel_A._Urbaneja,_Ignacio_Negueruela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00305 |
青色超巨星(BSG)は、大規模な星の進化の中間段階を研究するための重要な対象であり、進化モデルを制約するのに役立ちます。しかし、これらのオブジェクトの統計的に有意で偏りのないサンプルの全体論的研究の欠如により、それらの性質に関するいくつかの長年の疑問が未解決のままになっています.IACOBシリーズの現在および今後の論文は、純粋な経験的観点から、光度クラスIおよびIIの500個の銀河O9-B9星(さらに250個の後期O型および初期B型星)のサンプルの研究に焦点を当てています。光度クラスIII、IV、V)で、太陽から最大4kpcの距離をカバーします。1600個の銀河後期O型およびB型星の11000個の高解像度スペクトルの初期セットをコンパイルします。分光HRダイアグラムの特定の領域にある星を選択するために、Hbetaラインの単純なフィッティングに基づく新しい新しい分光戦略を使用します。AlmaLuminousStarカタログ(ALSIII)とGaia-DR3データを使用して、サンプルの完全性を評価します。単一の星の進化のコンテキストで、O型星として生まれた星のオブジェクトに由来するBSGを識別するための提案された戦略の利点を示します。得られたサンプルは、ALSIIIカタログに関して高いレベルの完成度に達し、2kpc以内に位置するBmag<9よりも明るい全天ターゲットの80%を収集しています。ただし、南半球の特定の地域での新しい観測の必要性を認識しています。結論として、BSGを選択するための非常に高速で堅牢な方法を調査し、WEAVE-SCIPや4MIDABLE-LRなどの大規模な分光調査に貴重なツールを提供し、文献からスペクトル分類を使用するリスクを強調しました。今後の研究では、この大きく均一な分光サンプルを利用して、これらの星の特定の特性を詳細に研究します。最初に、回転特性に関する最初の結果を提供します。
2017 年 9 月 6 日の太陽の強力なイベントのグローバル エネルギー論
| Title |
Global_energetics_of_solar_powerful_events_on_6_September_2017 |
| Authors |
Dong_Li,_Alexander_Warmuth,_Jincheng_Wang,_Haisheng_Zhao,_Lei_Lu,_Qingmin_Zhang,_Nina_Dresing,_Rami_Vainio,_Christian_Palmroos,_Miikka_Paassilta,_Annamaria_Fedeli,_Marie_Dominique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00381 |
太陽フレアとコロナ質量放出(CME)は、太陽で最も強力なイベントであると考えられています。それらは、数十分で10^32エルグものエネルギーを放出することができ、惑星間空間で太陽エネルギー粒子(SEP)を生成することができます。強力な太陽フレアのエネルギー分配、付随するCMEおよびSEPのエネルギー収支を含む、2017年9月6日の太陽の大規模な噴火の世界的なエネルギー収支を調査します。222nmより短い波長範囲では、フレア放射エネルギーの主な寄与は、軟X線(SXR)0.1-7nmドメインにあります。Ly-αと中紫外の波長で放射されるフレアエネルギーは、極紫外波長で放射されるフレアエネルギーよりも大きくなりますが、SXR波長帯で放射されるフレアエネルギーよりもはるかに小さくなります。総フレア放射エネルギーは、熱および非熱エネルギーに匹敵する可能性があります。メジャーフレアとそれに付随するCMEによって運ばれるエネルギーはほぼ等しく、どちらもARNOAA12673の磁気自由エネルギーによって駆動されます。太陽フレアまたはCMEから)はごくわずかしか寄与しません。
IGRINS を持つ M の巨人 I. 恒星パラメーターと太陽系近隣人口の $\alpha$ 豊富なトレンド
| Title |
M_giants_with_IGRINS_I._Stellar_parameters_and_$\alpha$-abundance_trends_of_the_solar_neighborhood_population |
| Authors |
G._Nandakumar,_N._Ryde,_L._Casagrande_and_G._Mace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00486 |
M巨星などの低温星は、Teff<4000Kの星の光学スペクトルに偏在するTiOの特徴があるため、近赤外線(NIR)領域でのみ分析できます。、NIRで観測された本質的に明るいM巨人は、それらの星の存在量を決定するための最適なオプションです。測光法には不確実性があるため、NIRスペクトル自体からM巨星の恒星パラメータを決定する方法が必要です。ジェミニサウス望遠鏡に搭載されたIGRINS(R=45,000)を使用して、44Mの巨大な星(APOGEEDR17にもあります)の新しい観測を行いました。また、IGRINSスペクトルライブラリから、よく研究されている近くの6つのM巨星のHKバンドIGRINSスペクトルも取得しました。このサンプルを使用して、SMEを使用したスペクトル合成により、NIRスペクトルからM巨星の恒星パラメータを決定する方法を開発しました。メソッドは、よく研究された近くの6つのM巨人を使用して検証されます。我々は、恒星パラメータと$\alpha$要素の傾向対太陽近傍のM巨星の金属量を決定することにより、精度と精度を実証します。我々が導出した実効温度(3400$\lesssim$Teff$\lesssim$4000\,Kでテスト)は、近くにある6つのM巨星と非常によく一致しており、精度が実際に高いことを示しています。43の太陽近傍M巨人については、Teff、logg、[Fe/H]、$\xi_\mathrm{micro}$、[C/Fe]、[N/Fe]、および[O/Fe]が調和しています。-67$\pm$33K、-0.31$\pm$0.15dex、0.02$\pm$0.05dex、0.22$\pm$0.13km/s、-0.05$\の平均差と分散(私たちの方法-APOGEE)を持つAPOGEEを使用それぞれ、pm$0.06dex、0.06$\pm$0.06dex、および0.02$\pm$0.09dexです。Mg、Si、Ca、Tiの$\alpha$元素の傾向と金属量の関係は、同じ星のAPOGEEDR17の傾向とGILDの光学的傾向の両方と一致しています。また、厚い円盤星の存在量が明らかに増加していることもわかりました。
FU~Orionis天体とEX~Lupi天体のエフェルスベルグ測量 II. -- H$_2$O メーザー観測
| Title |
The_Effelsberg_survey_of_FU~Orionis_and_EX~Lupi_objects_II._--_H$_2$O_maser_observations |
| Authors |
Zs._M._Szab\'o,_Y._Gong,_W._Yang,_K._M._Menten,_O._S._Bayandina,_C._J._Cyganowski,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_A._Belloche_and_F._Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00736 |
FUOrionis(FUor)とEXLupi(EXor)型の天体は、初期の恒星進化の過程で強力な降着爆発を起こしている、特異でまれな前主系列低質量星の2つのグループです。ウォーターメーザーは星形成領域に広く存在し、大量降着と放出の強力なプローブですが、FUor/EXorに対するそれらの普及についてはほとんど知られていません。FUor/EXorで22.2GHz水メーザー線の最初の体系的な検索を実行して、その全体的な入射角を決定し、フォローアップの高角度分解能観測を実行します。エフェルスベルグ100m電波望遠鏡を使用して、22.2GHzH2Oメーザーを51個の天体のサンプルに向けて観測しました。5つの水メーザーが検出されました。3つは噴火星に関連付けられており、噴火源の検出率は6%です。これらの検出には、1つのEXor、V512Per(SVS13またはSVS13Aとも呼ばれます)、および2つのFUor、ZCMaおよびHH354IRSが含まれます。これは、HH354IRSに向けた水メーザー放出の最初の報告された検出です。FUor連星RNO1B/1Cを指している際に、水メーザー放射を検出しました。これは、近くに深く埋め込まれたソースIRAS00338+6312(約4インチ、RNO1B/1Cから)に由来する可能性が最も高いです。H$_2$O(B)(SVS13Cとしても知られる)からの放出も検出されました。これはクラス0のソース~30インチで、EXorV512Perからのものです。私たちの観測におけるH$_2$O(B)のピーク磁束密度は498.7Jyで、これまでに観測された最高値です。2つの非噴火クラス0源(IRAS00338+6312およびH$_2$O(B)/SVS13C)に加えて、1つのクラス0/I(HH354IRS)と2つのクラスI(V512PerおよびZCMa)の噴火星。FUor/EXorシステムに22.2GHzの水メーザー放射が存在することを実証し、これらの噴火星を小規模で研究するための電波干渉観測への道を開きました。私たちのデータを過去の観測結果と比較すると、V512PerとH$_2$O(B)の両方で複数の水メーザーフレアが発生したことが示唆されます。
極磁場検索の限界とバイアス I: シミュレートされた Hinode/SP データの Milne-Eddington インバージョンにおける磁気充填係数の役割
| Title |
Limitations_and_biases_in_the_retrieval_of_the_polar_magnetic_field_I:_the_role_of_the_magnetic_filling_factor_in_Milne-Eddington_inversions_of_simulated_Hinode/SP_data |
| Authors |
Rebecca_Centeno,_Ivan_Mili\'c,_Matthias_Rempel,_Nariaki_V._Nitta,_Xudong_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00924 |
我々は、ミルン・エディントン反転法が「ひので」に搭載された分光偏光計による観測から、太陽極の磁気景観をどの程度取得し特徴付けることができるかを研究しています。特に、可変磁気充填率が、極視野内のすべてのピクセルから固有の磁気特性を取得するための適切なモデリング手法であるかどうかを評価します。最初に、65$^{\circ}$の傾斜した視線での「プラージュ」領域の数値シミュレーションから現れる合成スペクトルを生成し、データを劣化させて実際の観測をエミュレートします。次に、磁気充填率の異なる処理を特徴とする2つのMilne-Eddington反転コードを使用して合成スペクトルを反転し、取得した磁気量をシミュレーションキューブ内の元の値に関連付けます。見かけの取得された磁気特性は空間的に劣化したシミュレーションによく対応していますが、固有の磁気量はシミュレーションのネイティブ解像度での磁場とほとんど関係がないことがわかりました。視線短縮、空間劣化、フォトンノイズ、および反転アルゴリズムに組み込まれたモデリングの仮定によって引き起こされる体系的なバイアスについて説明します。
超相対論的核衝突による $^{208}$Pb の中性子スキンの決定
| Title |
Determination_of_the_neutron_skin_of_$^{208}$Pb_from_ultrarelativistic_nuclear_collisions |
| Authors |
Giuliano_Giacalone,_Govert_Nijs_and_Wilke_van_der_Schee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00015 |
強力な核力によって支配される物質の創発的なバルク特性は、原子核の形状から中性子星の質量と半径に至るまで、非常に異なるスケールにわたる物理現象を引き起こします。それらは、重原子核の表面を特徴付ける中性子でできた外皮の空間的範囲を測定することによって、地球上でアクセスできます。同位体$^{208}$Pbは、その単純な構造と中性子過剰のために、この文脈で多くの献身的な努力の対象となってきました。ここでは、大型ハドロン衝突型加速器で実行された超相対論的エネルギーでの$^{208}$Pb+$^{208}$Pb衝突における粒子分布とそれらの集合流の測定から中性子スキンを決定します。衝突する$^{208}$Pbイオン。重イオン衝突の流体力学モデル内の最先端のグローバル分析ツールを使用して、中性子スキン$\Deltar_{np}=0.217\pm0.058$fmを推測し、核理論の予測と一致します。偏光電子散乱におけるパリティ違反の非対称性からの最近の決定と、精度の点で競争力があります。このようにして、原子核の基底状態における中性子分布を体系的に測定するための新しい実験方法を確立します。
ドメインウォールの欠如やペッセイ・クインスケールでの強く相互作用する遺物を含む一貫した宇宙史を要求すると、ハドロンQCDアクシオンの2つの具体的な実現が実行可能なダークマターモデルとして選ばれると主張します。これらの実現は、一般に、低エネルギーで抑制されない標準モデルのクォークへのフレーバー違反アクシオン結合を特徴としています。結果として、アクシオンを含むフレーバーに違反するハドロン過程を探す実験は、QCDアクシオン暗黒物質モデルの高感度プローブになり得る。特に、NA62とKOTOの実験では、インフレ後のミスアライメントメカニズムを介して、観察された暗黒物質の存在量と一致するアクシオンの$K\rightarrow\pi+a$減衰を検出できることを示しています。
原始重力波によるインフレトン結合の測定
ボソン粒子またはフェルミ粒子のいずれかである可視セクター粒子とのインフレトン結合を調べる際に、将来の重力波(GW)検出器の到達範囲を調査します。再加熱が古典的なインフレトン背景場の存在下で真空からの摂動量子生成によって起こると仮定すると、インフレーション中に生成された原始GWのスペクトルエネルギー密度がインフレトン-物質結合に敏感になることがわかります。ビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射の境界に従って、たとえば$\sim\mathcal{O}(10^{-20})$GeVのオーダーのインフレトン-スカラー結合は、いくつかの提案されたGW検出器施設。ただし、この予測は、インフレ規模のサイズ、インフレトンと物質の相互作用の性質、および再加熱中のポテンシャルの形状に敏感です。時間依存の効果的なインフレトン減衰幅を発見したので、再加熱中のUVフリーズインによる熱プラズマからの暗黒物質(DM)生成への影響についても説明します。DMをサーマルバスに接続するオペレーターの次元と関連するUV物理学のスケールに応じて、観測されたDMの存在量を最大数PeVの質量で再現できることが示されています。したがって、原始GWを弱結合インフレトンに敏感な観測量に昇格させます。これは、従来の素粒子物理学研究所や天体物理測定でテストすることが不可能ではないにしても非常に困難です。
初期宇宙における宇宙論的な一次相転移の場合、関連する確率的重力波背景は通常、プラズマ流体運動からの音波によって支配されます。これは、自由に伝播する音殻のランダムな重ね合わせとして分析的にモデル化されていますが、自己相似プロファイルを生成するスカラーフィールドが削除されました。このレターでは、サウンドシェルの自己相似プロファイルが移動する気泡壁によってまだ維持されている場合の、サウンドシェルの初期衝突段階からの強制伝搬寄与に焦点を当てることにより、新しい分析サウンドシェルモデルを提案します。数値シミュレーションと一致する赤外線で因果的な$k^3$スケーリングを再現し、数値シミュレーションで最初に観測されたパワースペクトルの広いドームも回復します。総音波には、相転移の初期段階と後期段階での強制衝突とサウンドシェルの自由伝搬の両方が含まれている必要があります。
動的地平線出口法による典型的な \texorpdfstring{$\alpha$}{a} アトラクター インフレーションの抑制
| Title |
Constraining_the_quintessential_\texorpdfstring{$\alpha$}{a}-attractor_inflation_through_dynamical_horizon_exit_method |
| Authors |
Arunoday_Sarkar_and_Buddhadeb_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00230 |
本論文では、動的地平線出口(DHE)法により、古典的な準de-Siter計量背景上のインフレトン場における線形宇宙論的摂動のサブプランク量子モード解析を実行します。このようにして、典型的な$\alpha$アトラクタモデルのインフレーション体制を、COBE/Planck正規化パワースペクトル、スペクトルインデックス、スカラー比に対するテンソル、eフォールドの数、スペクトルインデックスの実行、およびインフレ$k$空間のハッブルパラメーター。結果を通常の$\alpha$アトラクタ$E$および$T$モデルと比較し、Planck-2018の結果と比較します。$n_s$と$r$の推定値は、$\alpha$のすべての値について、$k=0.001-0.009$Mpc$^{-1}$のプランクデータに関して$68\%$CL内にあります。私たちの計算で得られた$\alpha$値は、現在の文献で報告されている、予熱と再加熱に関するさまざまなインフレ後の制約を満たしています。クインテッセンスは$\alpha=4.3$の上限を設定し、それによってモデルがべき法則型になるのを制限し、インフレーションと暗黒エネルギーの両方を説明する際に通常の$\alpha$アトラクタよりも効果的であることを観察します。私たちの分析における顕著な観察結果は、以前の研究とは異なり、指定された$k$範囲の$\frac{1}{10}\leq\alpha\leq4.3$内で$\alpha$の連続値を見つけたことです。.最後に、この作業で制約されたモデルパラメーターが、現在および将来の重要な基準である非常に小さい真空密度$\sim10^{-117}-10^{-115}M_P^4$を与えることを示しました。宇宙の暗黒エネルギー観測。
GAPS Si(Li) Tracker の大規模検出器テスト
| Title |
Large-scale_detector_testing_for_the_GAPS_Si(Li)_Tracker |
| Authors |
Mengjiao_Xiao,_Achim_Stoessl,_Brandon_Roach,_Cory_Gerrity,_Ian_Bouche,_Gabriel_Bridges,_Philip_von_Doetinchem,_Charles_J._Hailey,_Derik_Kraych,_Anika_Katt,_Michael_Law,_Alexander_Lowell,_Evan_Martinez,_Kerstin_Perez,_Maggie_Reed,_Chelsea_Rodriguez,_Nathan_Saffold,_Ceaser_Stringfield,_Hershel_Weiner,_Kelsey_Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00283 |
リチウムドリフトシリコン[Si(Li)]は、核、粒子、天体物理学の実験で電離放射線検出器として何十年も使用されてきましたが、そのような検出器はしばしば小さなサイズ(数cm$^2$)に制限され、極低温で動作していました。温度。一般反粒子分光計(GAPS)気球搭載の暗黒物質実験用に開発された直径10cmのSi(Li)検出器は、特に低コストで大きな感度領域(完全に約10m$^2$1440検出器アレイ)、高温(-40$\,^\circ$C付近)、20～100keVのX線で4keVFWHM未満のエネルギー分解能。以前の作品は、プロトタイプGAPSSi(Li)検出器の製造、パッシベーション、および小規模なテストについて説明しています。ここでは、1100を超える飛行検出器の詳細な特性評価の結果を初めて示し、GAPS検出器の大規模なサンプルの一貫した固有の低ノイズ性能を示しています。この作業は、次世代の天体物理学および核物理学アプリケーション向けの大面積で低コストのSi(Li)検出器アレイの実現可能性を示しています。
新しい 26P(p,{\gamma})27S 熱核反応速度と rp 過程におけるその天体物理学的意味
| Title |
New_26P(p,{\gamma})27S_thermonuclear_reaction_rate_and_its_astrophysical_implication_in_rp-process |
| Authors |
S.Q._Hou,_J.B._Liu,_T._C._L._Trueman,_J.G._Li,_M._Pignatari,_C._Bertulani_and_X.X._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00371 |
26P(p,{\gamma})27Sの正確な核反応速度は、プロトンが豊富な硫黄およびリン同位体の領域におけるrpプロセスの元素合成経路を包括的に理解する上で極めて重要です。しかし、26P(p,{\gamma})27Sの現在の割合には、核質量と27Sのエネルギー準位構造に関する情報がないため、依然として大きな不確実性が存在します。実験的に制約された27S質量と、シェルモデルで予測されたレベル構造を使用して、この反応速度を再評価します。26P(p,{\gamma})27Sの反応速度は、27Sのプロトン閾値を超えるE=1.104、1.597、1.777MeVに3つの共鳴が存在するにもかかわらず、直接捕獲(DC)反応メカニズムによって支配されることがわかっています。.新しいレートは全体的に、Hauser-Feshbach統計モデルの他の以前のレートよりも、X線バーストの対象となる温度範囲で少なくとも1桁小さくなっています。さらに、新しい27S質量を使用して光崩壊率を一貫して更新します。rpプロセスで生成される同位体の存在量における正反応と逆反応の新しい速度の影響は、核合成計算の後処理によって調査されます。新しいレートを使用して得られた27S/26Pの最終的な存在比は、古いレートのわずか10%です。アバンダンスフローの計算は、反応経路26P(p,{\gamma})27S(\b{eta}+,{\nu})27Pが、27Pの生成に関して以前に考えられていたほど重要ではないことを示しています。26P(p,{\gamma})27Sの新しい反応速度を採用しても、アルミニウムの最終生産量は7.1%しか減少せず、他の元素の収率には目に見える影響はありません。
| Title |
Bayesian_Inference_of_Supernova_Neutrino_Spectra_with_Multiple_Detectors |
| Authors |
Xu-Run_Huang,_Chuan-Le_Sun,_Lie-Wen_Chen,_Jun_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00392 |
銀河コア崩壊超新星(CCSN)からすべてのニュートリノのエネルギースペクトルを取得するベイジアン推論を実装します。ニュートリノのすべてのフレーバーに対する高い統計と完全な感度を達成するために、さまざまな大規模ニュートリノ観測所からのいくつかの反応チャネルの組み合わせを採用しています。深部地下ニュートリノ実験(DUNE)からのアルゴンの荷電電流吸収と、RES-NOVAからの鉛のコヒーレント弾性散乱。ニュートリノ振動または特定の振動モデルがないと仮定して、ポアソン過程を介して各チャネルの模擬データを予測とともに取得し、銀河系の典型的なソース距離10kpcに対して、理論的ニュートリノスペクトルモデルのすべてのスペクトルパラメーターの確率分布を評価します。ベイズの定理で。電子ニュートリノまたは電子反ニュートリノの結果は比較的大きな不確実性を持っていますが(ニュートリノの質量階層によると)、数パーセントの精度(つまり、$\pm1\%\sim\pm4\%$at$2\sigma$)の信頼できる間隔は、他のニュートリノ種の一次スペクトルパラメータ(たとえば、平均エネルギーと総放出エネルギー)に対して達成されます。さらに、異なるパラメータ間の相関係数も計算され、興味深いパターンが見つかります。特に、混合によって引き起こされる相関はニュートリノの質量階層に敏感であり、銀河の超新星ニュートリノの検出においてニュートリノの質量階層を決定するためのまったく新しいプローブになる可能性があります。最後に、このような相関パターンの起源と、結果をさらに改善するための展望について説明します。
MSSM を超えるスタロビンスキー型 B-L ヒッグス インフレーション
誘導重力インフレーションのモデルは、Mgut=2x10^16GeVでU(1)_{B-L}対称性の自発的な破れにつながるヒッグス場をインフレトンとして使用する超重力内で定式化されます。U(1)R対称性によって固定された繰り込み可能な超ポテンシャル、および重力への2次非最小結合を示す整数前因子を持つ対数または半対数ケーラーポテンシャルを使用します。観察に従って、スタロビンスキー型のインフレ解を見つけます。インフレトンの質量は10^13GeVのオーダーであると予測されています。このモデルはMSSMとうまくリンクでき、現象論的データと一貫してmuパラメーターの大きさを説明できます。また、グラビティーノが約10TeVよりも重い場合、非熱レプトジェネシスによるバリオジェネシスも可能になります。
$^5$He $3/2+$ "ブレッチャー状態" による DT 核融合は、元素合成による私たちの存在の $\ge 25\%$
と核融合エネルギーの可能性を説明します
| Title |
DT_fusion_through_the_$^5$He_$3/2+$_"Bretscher_state"_accounts_for_$\ge_25\%$_of_our_existence_via_nucleosynthesis_and_for_the_possibility_of_fusion_energy |
| Authors |
Mark_B._Chadwick,_Mark_W._Paris_and_Brian_M._Haines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00647 |
ビッグバン元素合成(BBN)では、3/2$^+$共鳴によって強化された重水素-トリチウム(DT)核融合反応D(T,n)$\alpha$が原始$^4$彼。これは何十年も前から知られており、科学文献で十分に文書化されています。しかし、学術記事の著者によって採用された伝統に従って、それは事実に基づいた方法で述べられ、強調されませんでした。ほとんどの人にとって、それは未知のままです。このヘリウムは、炭素やその他の重元素の$\geq$25\%を生成する源となり、人間の体のかなりの割合を占めることになります。($\geq$25\%より正確に言うと、恒星の元素合成に関する将来のシミュレーション研究が必要になります。)また、この共鳴がなければ、制御された核融合エネルギーは手の届かないものになるでしょう。たとえば、慣性閉じ込め核融合(ICF)の場合、国立点火施設(NIF)へのレーザーエネルギー供給は、点火のために約70倍大きくなければなりません。共鳴はDT核融合断面積を100倍に増強するため、3/2$^+$$^5$He励起状態を、それを発見したマンハッタン計画の科学者に敬意を表して「ブレッシャー状態」と呼ぶことを提案します。よく知られている$^{12}$Cの7.6MeVの「ホイル状態」と同様に、共鳴3$\alpha$形成を可能にします。
摂動したフリードマン・レマ\^{i}tre宇宙におけるホーキングエネルギー
ホーキングの準局所的なエネルギー定義は、空間のような2球体によって囲まれたエネルギーを、球体内部のエネルギー分布によって引き起こされる球体の光屈折の量で定量化します。この論文は、宇宙論的摂動理論の文脈において、準局所エネルギーの正式な数学的定義と観測との間の直接的な関係を初めて確立します。これは、摂動したフリードマン・レマ\^{i}tre時空における宇宙観測者の過去のライトコーンの球面セクションのホーキングエネルギーを研究することによって達成されます。ホーキングエネルギーをゲージ不変の摂動変数で表現し、原則としてそれを測定するために必要な宇宙観測量についてコメントします。次に、その角度パワースペクトルを計算し、その寄与を解釈します。
スプリットキャビティによる新しい高周波重力波検出
重力波は、標準モデルおよび一般相対性理論内の強力な電場または磁場内で電磁効果を生成できます。ここでは、1/4分割キャビティとLC共鳴回路を使用して、0.1MHzからGHzまでの高周波重力波を検出することを提案します。感度推定のために、空洞の信号の完全な3Dシミュレーションを実行します。私たちの感度は、高周波重力波源のコヒーレンス時間スケールとスプリットキャビティの体積サイズに依存します。狭帯域重力波源の共鳴測定スキームと、広帯域信号の非共鳴スキームについて説明します。14テスラの磁場下のメートルサイズのスプリットキャビティの場合、LC共鳴によって重力波ひずみに対する感度が向上すると、$10$MHz付近で$h\sim10^{-20}$に達すると予想されます。
