MillenniumTNG による Sunyaev-Zel'dovich 観測の解釈: 質量と環境のスケーリング関係
| Title |
Interpreting_Sunyaev-Zel'dovich_observations_with_MillenniumTNG:_Mass_and_environment_scaling_relations |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Simone_Ferraro,_R\"udiger_Pakmor,_Sownak_Bose,_Ana_Maria_Delgado,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Rahul_Kannan,_Volker_Springel,_Simon_D._M._White,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00992 |
今後数年間で、Sunyaev-Zel'dovich(SZ)測定により、銀河間媒質(IGM)と銀河形成に対するフィードバックプロセスの役割についての理解が劇的に向上し、弱いレンズ作用を持つ銀河からの宇宙論的制約における重要な天体物理学の体系を調整できるようになります。クラスタリング調査。ただし、信号は2次元投影でのみ測定され、その正しい解釈は、ガスと基礎となる物質分布との関係に加えて、観測可能な量と基礎となる気体の固有特性との間の関係を理解することに依存します。これらの課題に対処する1つの方法は、高解像度で大容量のMillenniumTNGスイートなどの流体力学シミュレーションを使用することです。光学深度$\tau$とコンプトンyパラメーター$Y$の測定値は、補正開口測光(CAP)フィルターを適用することで効果的に除去できる大きな見通し線の影響を受けることがわかりました。他の$\tau$プローブ(X線や高速電波バーストなど)とは対照的に、kSZで推定された$\tau$は、線に沿った速度無相関のために、ハローの周りの限定された円筒領域から信号の大部分を受信します。-視界。さらに、$Y-M$および$\tau-M$スケーリング関係への適合を実行し、滑らかに壊れたべき法則(SBPL)形式を採用した最適なパラメーターを報告します。サブグリッド物理モデリングは、中間質量ハロー($\sim$$10^{13}\,{\rmM}_{\odot}$)の場合、これらのエラーバーを30\%広げることができることに注意してください。スケーリング関係のばらつきは、濃度への固有の依存性と潮汐剪断への外因性の依存性によって捉えることができます。最後に、実際の観測でハローではなく銀河を使用することの効果についてコメントします。これにより、推定されるSZプロファイルが$L_\ast$銀河に対して$\sim$20\%偏る可能性があります。
ホーンテッド ハロー: ハロー ファインダーによって失われたサブハローのゴーストを追跡する
暗黒物質のサブハローは、構造形成のシミュレーションの予測の鍵となりますが、その存在は、N体シミュレーションにおける数値的混乱と、それらを識別できないハローファインダーという2つの技術的問題により、時期尚早に終了することがよくあります。ここでは、2番目の問題に焦点を当て、位相空間のフレンドオブフレンドハローファインダーROCKSTARをベンチマークとして使用します(ただし、結果が同等のコードに変換されることを期待しています)。サブハローの追跡を失う最も顕著な原因は、粒子の数が少ないことではなく、潮汐の歪みであることを確認しました。解決策として、すべてのサブハロー粒子を経時的に追跡し、それらの粒子に基づいてサブハローの位置と質量を計算し、除去された物質を徐々に除去する柔軟な後処理アルゴリズムを提示します。ハローファインダーによってサブハローが失われた場合、このアルゴリズムは、パーティクルがほとんどなくなるかホストと完全に融合するまで、いわゆるゴーストを追跡し続けます。この手法を大規模な一連のN体シミュレーションに適用し、失われたサブハローをハローカタログに復元します。これは、大規模構造の重要な要約統計に劇的な効果をもたらします。具体的には、サブハローの質量関数は約50%増加し、ハロー相関関数は小さいスケールで2倍に増加します。これらの定量的な結果は、私たちのアルゴリズムに多少固有のものですが、粒子追跡がハローを確実に追跡し、孤立したモデルの必要性を減らすための有望な方法であることを示しています。私たちのアルゴリズムと拡張ハローカタログは公開されています。
JWSTは、私たちの宇宙の新しい観測プローブを開きました。JWSTによる初期のデータ公開により、いくつかの高赤方偏移大質量銀河の候補が測光によって明らかになり、そのうちのいくつかは分光学的に確認されました。これらの観察結果を使用して、原始パワースペクトルへの影響を調べます。この作業の最初の部分では、CEERS測光調査からのデータと、それぞれの分光学的更新を使用して、累積共移動恒星質量密度を計算します。$\Lambda$CDM宇宙論でこれらの観測結果を説明するには、非常に高い星形成効率(さまざまな理論シナリオではありそうもない)が必要であることがわかりました。原始パワースペクトルが小さな長さスケールで青い傾きを持っている場合、緊張を緩和できることを示します。必要な青の傾きは、これらの銀河候補における現在未知の星形成効率に依存します。この作業の第2部では、赤方偏移$z\gtrsim10$でJADESサーベイで報告された、分光学的に確認された銀河を調べます。これは、$\Lambda$CDM宇宙論と一致することが示されています。赤に傾いた原始パワースペクトルに対するこれらの測定値の意味を調査します。これらの銀河については、スピッツァー望遠鏡による銀河の以前の観測(同様の赤方偏移)から星形成効率を見積もっています。星形成効率は、前述のCEERS測光観測を説明するのに必要な量よりも1桁小さいことがわかりました。推定された星形成効率を使用して、特定の長さスケールでのパワースペクトルの赤の傾きに対する最も強い制約を見つけます。私たちの研究は、JWSTの観測がパワースペクトルの優れたプローブとなり、新しい発見につながる可能性があることを示しています.
Bose 星の自己相似成長
重力相互作用する粒子の槽内でのボーズ星の成長の問題を解析的に解決します。このオブジェクトの核生成後、バスはアトラクタである運動方程式の自己相似解によって記述されることがわかりました。保存則と合わせて、これはボーズ星の質量進化を修正します。私たちの結果は、特定の「コアハロー」質量での星の成長の減速を説明しますが、マジストラル暗黒物質モデルでのより重い天体とより軽い天体の形成も予測します。
2022 年までの 40~GHz 観測のための CLASS データ パイプラインとマップ
| Title |
CLASS_Data_Pipeline_and_Maps_for_40~GHz_Observations_through_2022 |
| Authors |
Yunyang_Li,_Joseph_Eimer,_Keisuke_Osumi,_John_Appel,_Michael_Brewer,_Aamir_Ali,_Charles_Bennett,_Sarah_Marie_Bruno,_Ricardo_Bustos,_David_Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_Couto,_Sumit_Dahal,_Rahul_Datta,_Kevin_Denis,_Rolando_Dunner,_Francisco_Raul_Espinoza_Inostroza,_Thomas_Essinger-Hileman,_Pedro_Fluxa,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_John_Karakla,_Tobias_Marriage,_Nathan_Miller,_Sasha_Novack,_Carolina_N\'u\~nez,_Matthew_Petroff,_Rodrigo_Reeves,_Karwan_Rostem,_Rui_Shi,_Deniz_Valle,_Duncan_Watts,_J._Weiland,_Edward_Wollack,_Zhilei_Xu,_and_Lingzhen_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01045 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)は、40、90、150、および220~GHz付近を中心とする周波数帯域で、チリのアタカマ砂漠から空の75\%にわたって宇宙マイクロ波背景放射を観測する望遠鏡アレイです。この論文では、2016年8月から2022年5月までに実施された40~GHz観測のCLASSデータパイプラインとマップについて説明します。、地上からの大規模な銀河偏波信号を回復します。マッピング伝達関数は、$\ell=20$および$\sim45$で$EE$、$BB$、および$VV$パワーの$\sim75$\%を回復します\%$\ell=10$で。空の75\%にわたる直線および円偏光マップを提示します。データに基づくシミュレーションは、マップが$110\,\mathrm{\muK\,arcmin}$のホワイトノイズレベルを持ち、相関ノイズ成分が$\ell^{-2.2}$として低$\ell$で上昇することを意味します.伝達関数補正された低$\ell$コンポーネントは、角ニー周波数$\ell\approx16$(直線偏光)および$\ell\approx12$(円偏光)でのホワイトノイズに匹敵します。最後に、系統誤差の予想されるソースが測定値にバイアスをかけるレベルのシミュレーションを提示し、$\Lambda\mathrm{CDM}$$EE$パワースペクトルのサブパーセントバイアスを見つけます。データ削減パイプラインと偏光角の不確実性による$E$から$B$への漏れからのバイアスは、$r=0.01$$BB$パワースペクトルの期待レベルに近づきます。機器のキャリブレーションとデータパイプラインの改善により、このバイアスが減少します。
$\ell$ ボソン星を暗黒物質成分とする回転曲線のベイジアン解析
| Title |
Bayesian_analysis_for_rotational_curves_with_$\ell$-boson_stars_as_a_dark_matter_component |
| Authors |
Atalia_Navarro-Boullosa,_Argelia_Bernal,_J._Alberto_Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01127 |
低輝度表面銀河(LBSG)の回転曲線を使用して、暗黒物質成分として$\ell$ボソン星の自由パラメーターを推測しました。$\ell$ボソン星は、Einstein-Klein-Gordon系、Schr\"odinger-Poisson(SP)系の非相対論的極限に対する数値解です。これらの解は、角運動量数$\ellによってパラメータ化されます。=(N-1)/2$および励起数$n$$\ell=0$、$\ell=1$の場合について、SimpleMCコードを変更してパラメーター推定を実行することにより、ベイジアン解析を実行します。励起状態($\ell$=1)と基底状態($\ell$=0)が単純なため、基本モデルとして使用されました.サンプル内のほとんどの銀河のデータは、多状態の場合に有利であり、スカラー場の質量は基底状態の場合よりもわずかに大きくなる傾向があることがわかりました.
BOSS DR12銀河の異方性三点相関関数を用いた大規模構造の整合性関係の初実験（説明動画はhttps://youtu.be/Zi36ooLPhssでご覧いただけます。）
| Title |
First_test_of_the_consistency_relation_for_the_large-scale_structure_using_the_anisotropic_three-point_correlation_function_of_BOSS_DR12_galaxies_(An_explanatory_video_is_available_at_https://youtu.be/Zi36ooLPhss.) |
| Authors |
Naonori_S._Sugiyama,_Daisuke_Yamauchi,_Tsutomu_Kobayashi,_Tomohiro_Fujita,_Shun_Arai,_Shin'ichi_Hirano,_Shun_Saito,_Florian_Beutler,_and_Hee-Jong_Seo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01142 |
銀河の異方性2点および3点相関関数(2PCFおよび3PCF)の共同解析による、宇宙の大規模構造(LSS)の整合性関係の観測テストを初めて提示します。$E_{\rms}$によって、スクイーズドリミットにおけるLSS一貫性関係の内訳をパラメーター化します。これは、2次密度および速度変動におけるシフト項の係数の比率を表します。$E_{\rms}\neq1$は、LSS整合性関係が破られる十分条件です。この作業の新しい側面は、スクイーズドリミットを使用せずに3PCFの四重極コンポーネントから非線形速度場に関する情報を取得することにより、$E_{\rms}$を制約することです。BaryonOscillationSpectroscopicSurvey(BOSS)DataRelease12の銀河カタログを使用すると、$E_{\rms}=-0.92_{-3.26}^{+3.13}$が得られ、LSSに違反していないことが示されます。統計誤差内の分析における一貫性関係。私たちのパラメータ化は十分に一般的であるため、多成分流体、修正重力理論、およびそれらに関連する銀河バイアス効果など、さまざまな理論に制約を適用できます。私たちの分析は、銀河クラスタリングの異方性高次相関関数を使用して基礎物理学をテストするための新しい観測ウィンドウを開きます。
宇宙の夜明けにおける地球規模の 21 cm 信号に対する小スケールでの物質パワー スペクトルの偏差の影響
| Title |
Influence_of_the_deviation_of_the_matter_power_spectrum_at_small_scales_on_the_global_21-cm_signal_at_cosmic_dawn |
| Authors |
Yupeng_Yang,_Xiujuan_Li_and_Gang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01149 |
物質のパワースペクトルは、大規模な天文学的測定によって強く制約されてきましたが、小さな規模では弱いだけでした。標準的なシナリオと比較して、小スケールでの物質パワースペクトルの偏差は、暗黒物質ハローの共移動数密度など、宇宙構造の形成に影響を与えます。銀河間媒質(IGM)の熱履歴は、暗黒物質が弱く相互作用する大質量粒子で構成されており、標準モデルの粒子に消滅する可能性がある場合に変化する可能性があります。IGMの進化の変化は、関連する天文観測に痕跡を残す可能性があります。暗黒物質の消滅を考慮して、グローバルな21cm信号に対する小さなスケールでの物質パワースペクトルの偏差の影響を調査します。EDGES実験によるグローバル21cm信号の測定値を考慮して、グローバル21cm信号$\赤方偏移$z=17$でのデルタT_{21}\le-50~\rmmK$。
宇宙の逆反応と記号回帰からの平均赤方偏移ドリフト
宇宙の逆反応の象徴的な表現を得る可能性は、いわゆる2領域モデルのケーススタディを通じて調査されます。公開されているシンボリック回帰アルゴリズムAIFeynmanを使用することにより、単一の2領域モデルからの運動学的逆反応が、平均赤方偏移(または同等の体積平均スケールファクター)の関数として適切に記述できることが示されています。かなりの範囲のモデルの逆反応を正確に説明できる、赤方偏移/スケール係数とモデルパラメーター$f$に依存する単一の式は、当然、より複雑になりますが、パーセントレベルの精度でも達成されます。\newline\indent2領域モデルの赤方偏移のデータセットも考慮されます。再びAIFeynmanを利用して、赤方偏移ドリフトの式を見つけます。特に、運動学的逆反応に関する平均赤方偏移ドリフトと平均赤方偏移ドリフトとの差の式は、単一の2領域モデルについて容易に得られます。2領域モデルの配列のこの違いを説明する正確な記号表現は、運動学的逆反応の代わりに赤方偏移を特徴として使用することによって実現されます。
機械学習による宇宙の逆反応とその観測への影響
2領域モデルの範囲における宇宙の逆反応と平均赤方偏移ドリフトの記号式を、平均量に関して提示します。これらの式を得ることができるという実証は、私たちの宇宙における宇宙の逆反応の影響を理解するための新しい道を開くことを構成します:赤方偏移ドリフトの象徴的な式を手元に置いて、赤方偏移ドリフトを使用して、大きな宇宙を含む宇宙パラメータを制約することができます-スケール拡張率と逆反応。さらに、宇宙の逆反応の記号式を導入することにより、この量を赤方偏移距離測定などの観測で制約することができます。
21cm強度マッピングによる暗黒物質質量制約に対する天体物理学的影響の影響
| Title |
Impact_of_astrophysical_effects_on_the_dark_matter_mass_constraint_with_21cm_intensity_mapping |
| Authors |
Koya_Murakami,_Atsushi_J._Nishizawa,_Kentaro_Nagamine,_Ikko_Shimizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01256 |
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)を使用して非冷暗黒物質モデルを制約する革新的なアプローチを提示します。さまざまなダークマター粒子質量を使用して一連の流体力学シミュレーションを実行し、モック21cm電波強度マップを生成して、ダークマターの分布を追跡します。提案された方法は、従来のパワースペクトル分析を補完します。CNN分類の結果を21cm放射の微分輝度温度マップのパワースペクトルからの結果と比較すると、CNNが後者よりも優れていることがわかります。さらに、星形成、HIガスの自己遮蔽、UVバックグラウンドモデルなど、暗黒物質モデルの制約に対するバリオン物理学の影響を調査します。これらの影響により、暗黒物質の制約に何らかの汚染が生じる可能性があることがわかりましたが、SKA機器の現実的なシステムノイズと比較すると、それらは重要ではありません。
GAMAを用いた銀河集団に対する潮汐環境の影響
GalaxyandMassAssembly(GAMA)サーベイからのマグニチュード限定サンプルを使用して、コズミックウェブの銀河分布のモデルに制約を提示します。2点相関関数(2pcf)と最近提案されたボロノイ体積関数(VVF)の赤方偏移空間挙動をモデル化します。これには2点統計を超える情報が含まれます。追加の衛星の自由度を導入することにより、標準のハロー占有分布モデルを拡張し、さらに、占有をそれぞれ相関させる2つのアセンブリバイアスパラメータ$\alpha_{\rmcen}$および$\alpha_{\rmsat}$を含めることによって、標準的なハロー占有分布モデルを拡張します。ホストハローの潮汐環境を持つ中心銀河と衛星銀河の数。$\alpha_{\rmsat}=1.44^{+0.25}_{-0.43}$と$\alpha_{\rmcen}=-0.79^{+0.29}_{-0.11}$の組み合わせを使用して測定します2pcfおよびVVF測定。これらは、衛星(中心)銀河の有意水準3.3$\sigma$(2.4$\sigma$)でのアセンブリバイアスの検出を表しています。この結果は、衛星のハロー中心の分布と技術的要素の異方性に対してロバストなままです。データの共分散を推定する方法。アセンブリバイアスのあるモデルを使用して推定された成長率($f\sigma_8$)は、アセンブリバイアスを無視した場合よりも約7\%(つまり$1.5\sigma$)低いことを示しています。$f\sigma_8$を$\Omega_m$-$\sigma_8$平面に射影すると、アセンブリバイアスのないモデルの制約がプランクの予想と重なることがわかりますが、アセンブリバイアスを許可すると、プランクとの大きな緊張が生じ、低い$\Omega_m$以下の$\sigma_8$。また、アセンブリバイアスが弱いレンズ信号に及ぼす影響についても調べます。全銀河レンズ信号は影響を受けませんが、中央と衛星の両方のサブ集団は、アセンブリバイアスの存在下で個別に大幅に異なる信号を示します。【要約】
ガイアからのブラック ホールの宇宙結合に関する制約
最近の研究では、ブラックホール(BH)が宇宙の加速膨張と宇宙論的に結びついており、暗黒エネルギーの候補になる可能性があることが示唆されています。これは、個々のBHの質量が$M_{\rmBH}\propto(1+z)^3$として増加する、宇宙論的膨張に続くBHの質量増加を意味します。このレターでは、大きく離れた軌道で$\sim1\,M_{\odot}$星によって周回される$\sim9\,M_{\odot}$BHを含む連星系GaiaBH1とGaiaBH2について説明します。.両方のシステムの年齢は、明るい星の特性によって制約を受ける可能性があります。BHの質量が実際に$(1+z)^3$のように増加している場合、形成時の両方のBHの質量は現在よりも大幅に小さかったでしょう。GaiaBH2のBHの質量が形成時に$2.2M_\odot$未満であった可能性は77%です。これは、古典的なトールマン-オッペンハイマー-ボルコフの限界を下回っていますが、宇宙論的カップリングを受けるBHがこの限界に従うべきかどうかはまだ明らかではありません。GaiaBH1の場合、同じ確率は70%です。この分析は、球状星団NGC3201の2つのBHからの結果と一致していますが、NGC3201BHとは異なり、ガイアBHは十分に制約された傾斜角を持っているため、質量の上限がしっかりしています。今後数年間で、ガイア天体観測を使用して連星系でより多くのBHが発見されることで、宇宙論的結合仮説を決定的にテストすることが可能になります。
| Title |
Extended_Analysis_of_Neutrino-Dark_Matter_Interactions_with_Small-Scale_CMB_Experiments |
| Authors |
Philippe_Brax,_Carsten_van_de_Bruck,_Eleonora_Di_Valentino,_William_Giar\`e,_Sebastian_Trojanowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01383 |
ニュートリノと暗黒物質の間の相互作用を含め、AtacamaCosmologyTelescope(ACT)からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の地上望遠鏡データを利用することにより、標準の$\Lambda$CDMモデルの拡張を探ります。暗黒物質とニュートリノの間の非ゼロ結合の指標(両方とも温度に依存せず、$T^2$に依存する断面積を仮定)は、ACTCMBデータのみから得られる1$\sigma$レベルで得られ、組み合わせた場合にも得られます。PlanckCMBおよびBaryonAcousticOscillations(BAO)測定を使用します。この結果は、初期宇宙における相対論的自由度の有効数を標準モデルの値$N_{\rmeff}=3.044$に固定し、$N_{\rmeff}$を自由にすることによって確認されます。宇宙パラメータ。さらに、ベイジアンモデルの比較を実行する場合、相互作用する$\nu$DM(+$N_{\rmeff}$)シナリオがベースライン$\Lambda$CDM(+$N_{\rmeff}$)よりも優先されます。宇宙学。次に、優先値がベンチマークとして使用され、暗黒物質と無菌ニュートリノとの相互作用の潜在的な意味が議論されます。
$z \approx 0.35$ での原子水素スケーリング関係
| Title |
Atomic_hydrogen_scaling_relations_at_$z_\approx_0.35$ |
| Authors |
Apurba_Bera,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_N._Chengalur,_Jasjeet_S._Bagla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01389 |
局所宇宙における星形成銀河の水素原子(HI)特性は、「HIスケーリング関係」を介して他の銀河特性と相関することが知られています。これらの関係の赤方偏移の進化は、銀河の進化のモデルに対する重要な制約として機能します。しかし、最近まで、宇宙論的距離でのHIスケーリング関係の推定値はありませんでした。拡張グロスストリップの深部巨大メトロウェーブ電波望遠鏡HI21cmサーベイからのデータと、スペクトルラインスタッキングの技術を使用して、$z\approx0にある星形成銀河のHI質量と恒星質量の間のスケーリング関係を決定します。.35$.この測定値と銀河の主系列関係を使用して、これらの銀河のHI枯渇時間スケールの星の質量への依存性を推測します。$z\approx0.35$にある巨大な星形成銀河は、星の質量が$\rmM_*\gtrsim10^{9.5}\:M_{\odot}$であり、局所的な星形成に比べてHIが少ないことがわかりました。同様の恒星質量の銀河。しかし、それらの特徴的なHI枯渇時間は、それらの類似体よりも$\約5$だけ短く、中間赤方偏移での星形成効率が高いことを示しています($z\approx1$の場合と同様)。私たちの結果は比較的小さな宇宙体積に基づいているため、宇宙分散の影響を受ける可能性がありますが、$z\約0.35$での大質量星形成銀河の短い特徴的なHI枯渇時間スケール($\lesssim3$Gyr)は、星形成活動の消滅を避けるために、過去4Gyrにわたって銀河系周辺媒体からの降着によってかなりの量の中性ガスを獲得したに違いありません。
強い重力レンズ効果を持つクエーサーの画像間の時間遅延は、確立された宇宙論的プローブです。ただし、その制限には、レンズの想定される質量分布の不確実性が含まれます。強くレンズされたクエーサー内の空間的に分離された測光信号に由来する、画像の微分時間遅延を考慮するレンズ効果ポテンシャルとは無関係の宇宙論の幾何学的プローブを提示する以前の研究の方法論を再検討します。例として、傾斜したリングまたはディスク、球殻、および二重円錐を使用して、軸対称ブロードライン領域ジオメトリの輝線スペクトルフラックスに対する微分レンズ効果の効果を分析的に説明します。提案された方法では、観測された時間遅延と推定された視線速度がソース内の3次元位置に一意にマッピングされないため、宇宙論的情報を回復することはできません。
単一フィールド インフレーションにおける重力波スペクトルのループ補正
超低速ロール(USR)のフェーズを経ている単一フィールドインフレーションのモデルで、小規模モードから誘起される長い重力波のパワースペクトルの1ループ補正を調べます。長いテンソル摂動のスペクトルは、短いスカラーモードからのループ補正によってほとんど影響を受けないことを示します。特に、長いテンソル摂動のスペクトルは、USRフェーズから最終的なスローロールフェーズへの遷移の鋭さの影響を受けません。これは、スカラーパワースペクトルの場合とは対照的です。スカラーパワースペクトルでは、緩やかな遷移ではスローロールが抑制される一方で、急激な遷移ではループ補正が大きくなる可能性があります。スクイーズされた極限でテンソル-スカラー-スカラーバイスペクトルを調べ、Maldacenaの一貫性条件が成り立つことを示します。
宇宙パラメータ推定のための摂動論への挑戦 II.: 赤方偏移空間における物質パワースペクトル
| Title |
Perturbation_theory_challenge_for_cosmological_parameters_estimation_II.:_Matter_power_spectrum_in_redshift_space |
| Authors |
Ken_Osato,_Takahiro_Nishimichi,_Atsushi_Taruya,_Francis_Bernardeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01584 |
大規模な構造観測から宇宙論的パラメーターを制約するには、その特性を計算するための正確で正確なツールが必要です。摂動理論(PT)アプローチはこの目的を果たすことができますが、そのような計算の潜在的に大きな計算コストのために、大きなパラメーター空間の探索は困難です。この研究では、2ループ次数で正規化されたPT(RegPT)モデルに適用される応答関数アプローチと、赤方偏移空間歪み効果によって引き起こされる補正項により、直接積分と比較してランタイムを50分の1に短縮できることを示します。.模擬測定として$N$体シミュレーションから測定された赤方偏移空間パワースペクトルから5つの基本的な宇宙論的パラメーターのパラメーター推定を実行することにより、このアプローチのパフォーマンスを説明し、推定された宇宙論的パラメーターは、初期条件の生成に使用されるパラメーターと直接比較されます。シミュレーション。この\textit{PTchallenge}分析から、宇宙論的パラメーターの制約力とパラメーターバイアスが、赤方偏移$z=1$での\textit{Euclid}ミッションに期待されるサーベイボリュームと銀河数密度で定量化されます。データポイントの最大波数$k_\mathrm{max}$.補正項を使用したRegPTは、最大波数$k_\mathrm{max}=0.18\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$まで偏りなく入力宇宙パラメータを再現することがわかりました。さらに、小さなスケールでの減衰機能を処理するためにRegPTに1つの無料パラメーターを導入するRegPT+は、検討したモデルの中で最高のパフォーマンスを提供し、より高い最大波数$k_\mathrm{max}=0.21\,h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$.
ブラザー 1ES 1553+113 に向かう X 線吸収線で失われたバリオンを探す
| Title |
A_search_for_the_missing_baryons_with_X--ray_absorption_lines_towards_the_blazar_1ES_1553+113 |
| Authors |
D._Spence,_M._Bonamente,_J._Nevalainen,_T._Tuominen,_J._Ahoranta,_J._de_Plaa,_W._Liu,_N._Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01587 |
この論文は、クエーサー1ES1553+113のXMMX線スペクトルの分析を提示し、介在する暖かい-熱い銀河間媒体からの吸収線を探します。OVII、OVIII、およびNeIX共鳴吸収線の検索は、HSTデータから以前に検出されたOVIまたはHIブロードライマン$\alpha$吸収線を特徴とする8つの固定赤方偏移で実行されました。この検索により、2.6-$\sigma$信頼レベルに相当する統計的有意性を持つ、OVI事前確率を持つ赤方偏移z=0.1877でのOVIIの検出の可能性が1つ得られました。スペクトルは、予想される赤方偏移OVIIおよびOVIII線の波長でも積み重ねられましたが、分析では、追加のX線吸収WHIMの存在の証拠は明らかになりませんでした。さらに、スペクトルは、F.Nicastroと共同研究者による同じデータの以前の分析で偶然検出された2つの推定OVII吸収線を調査するために使用されました。この論文はまた、FUVとX線イオンの結合確率分布の宇宙論的シミュレーションを利用する、吸収線の分析からの宇宙論的推論のための包括的な統計的枠組みを提示します。したがって、z=0.1877での新しいOVII吸収の可能性は、ホットWHIMからバリオン密度への$\Omega_{WHIM,X}/\Omega_b=44\pm22$\%の寄与と一致すると結論付けます。ただし、吸収体の温度と存在量に関連する大きな系統的不確実性があり、WHIMの宇宙密度の正確な決定を提供できるのは、X線源のより大きなサンプルのみです。
ラグランジュ記述子に基づくカオス診断のパフォーマンス。 4D標準マップへの適用
| Title |
Performance_of_chaos_diagnostics_based_on_Lagrangian_descriptors._Application_to_the_4D_standard_map |
| Authors |
Sebastian_Zimper,_Arnold_Ngapasare,_Malcolm_Hillebrand,_Matthaios_Katsanikas,_Stephen_R._Wiggins,_Charalampos_Skokos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00978 |
最初に近くの軌道のラグランジュ記述子(LD)計算に基づく簡単な診断が、位相空間の次元が2を超える保守的な動的システムでカオスを検出する能力を調査します。特に、最近導入された、隣接する軌道のLDの差($D_L^n$)と比($R_L^n$)の方法、および関連する量($S_L^n$)を検討します。LDの有限差分2次空間導関数を使用し、原型的な領域保存マップモデルである4次元(4D)シンプレクティック標準マップの軌道のアンサンブルの無秩序または規則的な性質を決定するために使用します。インデックスの値の分布を使用して、通常の軌道とカオス軌道を区別するための適切なしきい値を決定し、得られた特徴付けをカオス検出のSmallerAlignmentIndex(SALI)メソッドによって達成された特徴付けと比較します。二つの分類。これらのインデックスのパフォーマンスに対するさまざまな要因の影響を研究し、次のように、軌道反復の最終回数Tとインデックスの次数n(つまり、考慮された近くの軌道がある空間の次元)の増加を示します。隣接する軌道の距離$\sigma$の減少と同様に、必要な計算労力とともに$P_A$値を増やします。これらの2つの要素のバランスをとって、適切なT、n、および$\sigma$値を見つけます。これにより、$D_L^n$、$R_L^n$、および$S_L^n$インデックスを短時間で計算コストの低いカオスとして効率的に使用できます。$D_L^n$と$S_L^n$が$R_L^n$よりも大きな$P_A$値を持つ$P_A\gtrsim90\%$を達成する診断。私たちの結果は、3つのLDベースのインデックスが、カオス軌道のパーセンテージが大きいシステムでより優れたパフォーマンスを発揮することを示しています。
| Title |
Joint_Modeling_of_Radial_Velocities_and_Photometry_with_a_Gaussian_Process_Framework |
| Authors |
Quang_H._Tran,_Megan_Bedell,_Daniel_Foreman-Mackey,_Rodrigo_Luger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00988 |
最新のスペクトログラフの安定性の向上により、非常に正確な機器の動径速度(RV)測定が可能になりました。ほとんどの星では、これらの機器による伴星の検出限界は、星黒点などの天体物理ノイズ源によって支配されると予想されます。回転変調された星の黒点によって引き起こされる相関信号は、最も近くにある最も大規模な惑星によって引き起こされるドップラーシフトを覆い隠したり、模倣したりする可能性があります。これは、星の活動が明るさで$\gtrsim$0.1等、RV半振幅で$\gtrsim$100ms$^{-1}$の変動振幅を引き起こす可能性がある、磁気的に活動的な若い星に特に当てはまります。これらの影響を軽減し、若い惑星に対する私たちの感受性を高めることができる技術は、惑星系の進化の理解を深めるために重要です。ガウス過程(GP)は、個々のケースで活動信号をモデル化し、制約するためにうまく採用されています。ただし、この手法の原理的なアプローチ、特に測光とRVの共同モデリングはまだ開発されていません。この作業では、両方の時系列間の関係を調査するために使用できる測光とRVで恒星活動信号を同時にモデル化するGPフレームワークを提示します。(Aigrainetal.2012)の$\textit{FF}^\prime$フレームワークに触発された私たちの方法は、2つの独立した潜在的なGPとそれらの時間導関数の線形結合として、スポット駆動の活動信号をモデル化します。また、$\texttt{starry}$ソフトウェア(Lugeretal.2019)を拡張して星の特徴の時間発展を組み込むことで、星の黒点の影響を受ける時系列をシミュレートします。これらの合成データセットを使用して、私たちの方法が他のGPアプローチよりも高い精度でスポット駆動のRV変動を予測できることを示します。
HD 17156 システムの改訂されたプロパティと動的履歴
| Title |
Revised_Properties_and_Dynamical_History_for_the_HD_17156_System |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Michelle_L._Hill,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_Gregory_W._Henry,_Sergio_B._Fajardo-Acosta,_Crystal_L._Gnilka,_Andrew_W._Howard,_Steve_B._Howell,_Howard_Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01000 |
何千もの知られている太陽系外惑星のうち、明るいホスト星を通過するものは、詳細なシステムの特徴付けに最もアクセスしやすいものです。最初に知られているそのような惑星は、一般に視線速度法を使用して発見され、その後、トランジットが発見されました。HD17156bは、これらの初期の発見の中で特に注目に値します。これは、21.2日の偏心($e=0.68$)軌道を占め、極端な軌道における惑星の進化に関する予備的な洞察を提供する、典型的なホットジュピターの人口から分岐したためです。ここでは、地上および宇宙ベースの測光、動径速度、スペックルイメージングなど、このシステムの新しいデータを提示します。これにより、システムの特性と恒星/惑星の多重度がさらに制限されます。これらのデータには、既知の惑星の5つのトランジットをカバーするTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)からの測光が含まれます。この系には、10天文単位の内部に追加の巨大惑星が存在しないことが示されています。恒星の伴星の欠如と星系の年齢は、既知の惑星の離心率が以前の惑星間散乱イベントに起因する可能性があることを示しています。システムからの放出で最高潮に達した追加の惑星の可能な特性を示唆する動的シミュレーションの結果を提供し、HD17156bの観測された高い離心率の遺産を残します。
大規模なアラート データ ストリームで太陽系天体の検出を有効にする
| Title |
Enabling_discovery_of_solar_system_objects_in_large_alert_data_streams |
| Authors |
R._Le_Montagner_and_J._Peloton_and_B._Carry_and_J._Desmars_and_D._Hestroffer_and_R._A._Mendez_and_A._C._Perlbarg_and_W._Thuillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01123 |
ZwickyTransientFacility(ZTF)などの大規模な天文調査の出現により、一時的で変動し、移動する天体によって生成されるアラートの数は急速に増加し、1晩あたり数百万に達しています。太陽系の小惑星に関しては、それらの同定には、潜在的に長い時間にわたる多くの観測のアラートをリンクする必要があり、非常に大きな組み合わせ数につながります。この作業は、ZTFやヴェラC.ルービン天文台のレガシースペースアンドタイムサーベイなどの大規模な調査によって生成された大量のアラートデータストリームから、太陽系天体の新しい候補を特定することを目的としています。私たちの分析では、Finkアラートブローカー機能を使用して、2019年11月から2022年12月までの間にZTFから処理された111,275,131件のアラートを、同じ期間に389,530件の新しい太陽系アラート候補に減らしました。次に、リンクアルゴリズムFink-FATを実装して、アラートデータからリアルタイムの軌道候補を作成し、軌道パラメータを抽出しました。分析は、小惑星センターデータベースから確認された太陽系天体にリンクされたZTFアラートパケットで検証されました。最後に、結果はフォローアップ観察に直面しました。2019年11月から2022年12月までの間に、Fink-FATは観測時に太陽系天体候補から327個の新しい軌道を抽出しましたが、そのうち65個は2023年3月の時点でMPCデータベースでまだ報告されていませんでした。6つの軌道候補のうち、4つは既知の太陽系の小惑星に関連付けられており、2つは未知のままです。Fink-FATはFinkブローカーにデプロイされ、太陽系天体の新しい候補を定期的に抽出することで、ZTFサーベイからのアラートデータをリアルタイムで分析することに成功しています。私たちのスケーラビリティテストは、Fink-FATがルービン天文台が送信するさらに大量のアラートデータを処理できることも示しています。
JWSTによる岩石惑星の可観測性評価のための内部大気モデリング
| Title |
Interior-atmosphere_modelling_to_assess_the_observability_of_rocky_planets_with_JWST |
| Authors |
Lorena_Acuna,_Magali_Deleuil,_Olivier_Mousis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01250 |
スーパーアースは、耐火材料が優勢な構成を示します。しかし、大気がなくFe含有量が少ない惑星と、大気が薄くコアの質量分率が高い惑星との間では、内部構造に縮退が見られます。この縮退を打破するには、大気特性観測が必要です。水とCO2大気を含む岩石惑星の揮発性質量分率、地表圧力、および温度を制約する自己無撞着な内部大気モデルを提示します。分析で得られたこれらのパラメーターは、JWSTを使用した発光分光法と測光の観測結果を予測するために使用できます。これにより、大気の存在と、存在する場合はその組成を判断できます。放射対流平衡にある大気のボロメータ放出とボンドアルベドを取得するために、惑星の質量、半径、ホスト星の存在量に関する検索内で高速計算のためのk-無相関近似を提示します。発光スペクトルの生成には、k相関大気モデルを使用します。適応MCMCは、低揮発性質量分率でのパラメーター空間の効率的なサンプリングに使用されます。TRAPPIST-1cと55CancrieのJWSTによる観測を予測するためにモデリングアプローチを使用する方法を示します。TRAPPIST-1cのシナリオとして最も可能性が高いのは地表ですが、大気の存在を除外することはできません。MIRIF1500フィルターの放出が731ppm以上の場合、水分が豊富な大気が存在します。フラックスが730～400ppmの場合、大気は存在しませんが、低排出フラックス(300ppm)はCO2が優勢な大気を示します。かに座55番星eの場合、NIRCamとMIRILRSを組み合わせたスペクトルは、3～3.7$\mu$mの波長で高い不確実性を示す可能性があります。ただし、H2OとCO2はこの波長範囲でスペクトルの特徴を示さないため、これは識別には影響しません。
VLT/MUSEで観測された水氷昇華境界付近のC/2017 K2彗星のコマ環境
| Title |
Coma_environment_of_comet_C/2017_K2_around_the_water_ice_sublimation_boundary_observed_with_VLT/MUSE |
| Authors |
Yuna_G._Kwon,_Cyrielle_Opitom,_Manuela_Lippi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01385 |
オールト雲彗星C/2017K2(以下、K2)が2.53天文単位で近日点に向かう途中である、H2O氷が彗星の活性化に重要な役割を果たし始める日心距離付近の新しいイメージング分光観測を報告します。内側コマと外側コマの6500～8500AAにわたる正規化された反射率は、それぞれ9.7+/-0.5および7.2+/-0.3%(10^3AA)^-1であり、後者は、彗星は土星の軌道を超えていました。観測時のダストコマには3つの異なる個体群が含まれているようです。10^5kmの定常状態のダストエンベロープ。そして新鮮な反太陽ジェット粒子。ダストの塊は連続体信号を支配し、近くよりも赤いダストを持つコマ領域と同様の半径距離スケールに分布しています。それらはまた、OI1Dと共空間的であるように見え、チャンクが耐火物質の割合(>~1%)を含むH2O氷を収容する可能性があることを示唆しています。ジェット粒子は、検出されたガス種と共存しません。外側のコマスペクトルには、C2(0,0)スワンバンド、OI1D、およびCN(1,0レッドバンドからの3つの重要な放射が含まれており、全体的にNH2が不足しています。すべてのOI1DフラックスがH2O解離に起因すると仮定して、上限を計算します。水生成速度Q_H2Oの限界は~7x10^28molecs^-1(不確実性は2倍)K2の生成比log[Q_C2/Q_CN]は彗星が典型的な炭素鎖を持っていることを示唆している我々の観測は、K2の原子核の近くで4天文単位を超えて放出された水の氷を含む塵の塊(>0.1mm)が、その非常に低いガス回転温度とその間の不一致の原因であることを示唆している.同様の太陽中心距離で報告された光学および赤外線ライト。
アポロ 12 号から推定される月のマントルの構造と組成 - エクスプローラー 35 電磁探査
月の内部構造に対する制約は、遠方を周回するエクスプローラー35衛星とアポロ12号の表面ステーションとの間の磁気伝達関数(TF)によって主に測定される誘導応答から導き出されています。最も成功した以前の研究では0.01～1mHzのデータセットが使用されていたため、月の応答は単純な双極子としてモデル化できました。ただし、以前の取り組みでは、最大40mHzの伝達関数も生成されました。より高い周波数での電磁表皮深さが小さいほど、原始的な月の進化に関する重要な情報がまだ保存されている可能性がある最上部のマントルをより適切に解決できますが、多重極処理が必要です。公開されているApollo-ExplorerTFの低周波数範囲と全帯域幅範囲の両方を使用して、導電率と深さの新しいプロファイルを計算します。私は、400kmを超える深さ(1mHz未満)での温度プロファイルを導き出し、伝導熱損失と、マントルの鉄(およびおそらく水)含有量の予測と一致しています。ほぼ一定の鉄の割合(Mg#81+/-7)は、現在機能していない対流による効率的な混合、またはマグマの海の結晶化に続く重力的に不安定な堆積物のおそらく不完全な転覆のいずれかを意味します。対照的に、全帯域幅分析では、伝導、対流、部分溶融、または横方向の不均一性の単純な考慮によって現実的に一致させることができなかった異なる伝導率プロファイルが生成されました。月でのTF法は信頼できない>>1mHzであると結論付けています。マグネトテルリック法を使用した将来のEMサウンディングは、最大100Hzで動作し、多重極効果の影響をほとんど受けず、構造を100km以下に分解します。
原始惑星系円盤の重量測定に惑星移動とダスト ドリフトを使用
| Title |
Using_planet_migration_and_dust_drift_to_weigh_protoplanetary_discs |
| Authors |
Yinhao_Wu,_Cl\'ement_Baruteau_and_Sergei_Nayakshin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01493 |
アルマ望遠鏡は、原始惑星系円盤の200以上の環状構造を空間的に解像しており、その多くは惑星の存在を示唆しています。これらの推定上の惑星の質量を制限することは、円盤の物理的特性に依存するため、非常に縮退しています。単純化するために、惑星の位置が固定された状態に保たれ、恒常的な塵の源が惑星の外縁にある定常状態がしばしば仮定されます。ディスク。ここでは、惑星とダストのダイナミクスがそのような定常状態モデルの縮退をどのように持ち上げることができるかを示すことにより、このアプローチに反対します。よく知られている原始惑星系円盤HD163296から主な円盤パラメーターを取り、例として$R\approx86$~auに惑星があると疑われています。ダスト放射伝達計算で後処理されたガスとダストの流体力学的シミュレーションを実行することにより、まず、ALMA連続体観測をかなりよく再現する定常状態のディスクと惑星のパラメーターを見つけます。同じ円盤質量で、シミュレーションで惑星が移動できるようになった場合、惑星は暴走移動し、$\sim0.2$Myrで内側の円盤に到達することがわかります。さらに、ディスクの質量を減らすと、惑星の移動が遅くなりますが、ダストの半径方向のドリフトも増加し、ディスクのダストがより速く枯渇します。惑星の移動と塵の漂流の相反する制約により、円盤の質量は最大$0.025~\msun$である必要があり、以前に推定されたものよりも小さくなければならず、塵はコンパクトではなく多孔質である必要があることがわかりました。同様の分析を、惑星の仲間が疑われる他の情報源に拡張する必要があることを提案します。
拡大された XQR-30 サンプルを使用した $z\sim 6$ での新しいクエーサー近接ゾーン サイズ測定
| Title |
New_quasar_proximity_zone_size_measurements_at_$z\sim_6$_using_the_enlarged_XQR-30_sample |
| Authors |
Sindhu_Satyavolu_(TIFR),_Anna-Christina_Eilers,_Girish_Kulkarni,_Emma_Ryan-Weber,_Rebecca_L._Davies,_George_D._Becker,_Sarah_E._I._Bosman,_Bradley_Greig,_Chiara_Mazzucchelli,_Eduardo_Ba\~nados,_Manuela_Bischetti,_Valentina_D'Odorico,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_Paolo_Farina,_Martin_G._Haehnelt,_Laura_C._Keating,_Samuel_Lai,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00998 |
高赤方偏移クェーサーの近接ゾーンは、再電離の最終段階にある銀河間媒体と同様に、それらの中央の超大質量ブラックホールのユニークなプローブでもあります。高解像度、高SNRクエーサースペクトルの拡大されたXQR-30サンプルを使用して、赤方偏移が5.8から6.6の間のクエーサーの近接ゾーンの22の新しい測定値を提示します。私たちのサンプルのクエーサーは、$M_{1450}\sim-27$のUVの大きさと$10^9$$\unicode{x2013}$$10^{10}$M$_\odot$のブラックホール質量を持っています。推定された近接ゾーンのサイズは2$\unicode{x2013}$7物理Mpcであり、典型的な不確実性は0.5物理Mpc未満であり、初めてクエーサー連続体の不確実性も含まれています。近接ゾーンのサイズと、クエーサーの赤方偏移、光度、またはブラックホールの質量との間の相関関係は、クエーサーの寿命の大きな多様性を示していることがわかりました。当社のプロキシミティゾーンサイズのうち2つは、非常に小さいサイズです。$z=6.02$を持つこれらのクエーサーの1つのスペクトルは、この赤方偏移としては異常であり、IGMに由来する可能性のある検出可能な金属線なしで翼の吸収を減衰させます。もう一方のクエーサーは、近接ゾーンの端から$\sim$0.5pMpcの高電離吸収体を持っています。この作業により、宇宙の再電離の最終段階で利用可能な近接ゾーン測定の数が87に増加します。このデータは、クエーサーの寿命と高赤方偏移での掩蔽率のより良い制約につながり、シード質量と形成赤方偏移を調べるのに役立ちます。超大質量ブラックホール。
Lights in the Dark: 暗黒物質トレーサーとしての球状星団
球状星団(GC)の長年観察された好奇心は、銀河内のGCの数と総質量の両方が銀河のビリアル質量と線形相関しているのに対し、その恒星成分はそのような線形相関を示さないということでした。この研究は、Valenzuelaらによって提示された銀河のGCの数と年齢に関する経験的モデルを拡張したものです。(2021)これは、大規模な楕円銀河から矮小銀河領域までの最近の観測データと一致しています。モデルをシミュレーションに適用すると、青と赤のGCに異なる形成メカニズムが採用されている場合でも、GC番号は暗黒物質(DM)ビリアル質量の優れたトレーサーであることが示されます。さらに、DMの滑らかな降着の量はGCの存在量にエンコードされているため、銀河の形成履歴の他の方法ではほとんど追跡できない要素の尺度を提供します。
Sloan Digital Sky Survey 残響マッピング プロジェクト: 主な結果
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_Key_Results |
| Authors |
Yue_Shen,_Catherine_J._Grier,_Keith_Horne,_Zachary_Stone,_Jennifer_I._Li,_Qian_Yang,_Yasaman_Homayouni,_Jonathan_R._Trump,_Scott_F._Anderson,_W._N._Brandt,_Patrick_B._Hall,_Luis_C._Ho,_Linhua_Jiang,_Patrick_Petitjean,_Donald_P._Schneider,_Charling_Tao,_Fergus._R._Donnan,_Yusra_AlSayyad,_Matthew_A._Bershady,_Michael_R._Blanton,_Dmitry_Bizyaev,_Kevin_Bundy,_Yuguang_Chen,_Megan_C._Davis,_Kyle_Dawson,_Xiaohui_Fan,_Jenny_E._Greene,_Hannes_Groller,_Yucheng_Guo,_Hector_Ibarra-Medel,_Ryan_P._Keenan,_Juna_A._Kollmeier,_Cassandra_Lejoly,_Zefeng_Li,_Axel_de_la_Macorra,_Maxwell_Moe,_Jundan_Nie,_Graziano_Rossi,_Paul_S._Smith,_Wei_Leong_Tee,_Anne-Marie_Weijmans,_Jiachuan_Xu,_Minghao_Yue,_Xu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01014 |
SDSS-VBlackHoleMapperReverberationMappingプログラムの前身であるSloanDigitalSkySurveyReverberationMapping(SDSS-RM)プロジェクトの最終データを提示します。このデータセットには、0.1<z<4.5の赤方偏移範囲およびLbol=1E44-47.5erg/sの光度範囲にわたる849個のブロードラインクエーサーの11年間の測光および7年間の分光光度曲線と、スペクトルおよび変動性が含まれています。測定。SDSS-RMサンプルを使用して、幅広いHalpha、Hbeta、MgII、およびCIVの23、81、125、および110の反響マッピングラグ(光学的連続体の変動性と比較して)を報告し、サンプルの光度と赤方偏移の範囲の多くにまたがっています。30個の低赤方偏移RMAGNと動的モデリングブラックホール質量を使用して、RMSスペクトルから測定された線分散の<logf>=0.62+-0.07の平均ビリアル係数の新しい推定値を導き出します。個々のビリアル因子の固有の分散は0.31+-0.07dexであり、RMブラックホール質量の系統的不確実性が2であることを示しています。私たちのラグ測定は、不均一なサンプルに基づく最新の測定値と一致して、高赤方偏移でのHbetaとMgIIの重要なRL関係を明らかにしています。光度のダイナミックレンジが限られていることを考えると、CIVのR-L関係の勾配を確実に制約することはできませんが、固定L1350でCIVラグの大幅に大きな分散が見られました。SDSS-RMラグサンプルを使用して、Hbeta、MgII、およびCIVの改良された単一エポック(SE)質量レシピを導き出します。これは、それぞれのRM質量と一致するだけでなく、2つの異なるラインからのSEレシピ間でも、光度範囲にわたって一致します。私たちのサンプルで調べました。新しいHbetaおよびMgIIレシピは、特定のRM質量でほぼ偏りのない推定量ですが、CIVレシピには系統的なバイアスがあります。RM質量の周りのSE質量の固有の分散は、HbetaおよびMgIIでは~0.45dexであり、CIVでは~0.58dexに増加します。
FRII 寿命からの逆回転ブラック ホール
推定によると、FRIIジェットの寿命は数億年に制限されているように見えますが、FRIジェットを含む電波銀河はそれよりも長い寿命を持っているようです。モデルの観点からこの時間的制約の性質を説明し、理論とデータの間の互換性がどのように一致するかを示し、エンジンが同方向回転ブラックホールと逆回転ブラックホールへの降着によって特徴付けられる活動銀河間の重要な違いを示唆しています。理論と互換性のある降着率の範囲で逆回転するブラックホールのタイムスケールの範囲を計算し、それをデータと比較します。これらのタイムスケールの有効性は、高エネルギー天体物理学におけるブラックホールと降着円盤の間の逆回転を考慮するための最も強力な最近の証拠を構成します。
近くの電波銀河における AGN 燃料供給/フィードバック サイクル - V. NGC 3100 とそのグループの冷たい原子ガス
| Title |
The_AGN_fuelling/feedback_cycle_in_nearby_radio_galaxies_-_V._The_cold_atomic_gas_of_NGC_3100_and_its_group |
| Authors |
F._M._Maccagni,_I._Ruffa,_A._Loni,_I._Prandoni,_R._Ragusa,_D._Kleiner,_P._Serra,_E._Iodice,_M._Spavone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01075 |
近くの低励起電波銀河(LERG)NGC3100のオーストラリアコンパクトテレスコープアレイ(ATCA)21cm観測を紹介します。.ATCAの観測は、この電波銀河の中心で吸収された中性水素(HI)ガスの存在、およびこのグループの2つの低質量銀河での放出と、NGCの近くの拡散暗黒雲での存在を初めて明らかにしました。3100.低ガス柱密度ガス($N_{\rmHI}\sim10^{19}$cm$^{-2}$)に対する感度により、HIで検出されたほとんどの銀河の周辺で非対称性を明らかにすることができます。、潮の相互作用が進行中である可能性があることを示唆しています。拡散雲は$27$mag/arcsec$^2$まで星の対応物を示さず、これらの相互作用の名残りである可能性があります。NGC3100のHI吸収複合体の分析は、水素の原子相がその分子相として分布していることを示しています(複数の一酸化炭素輝線を介してアーク秒の分解能で観察されます)。グループ内で発生している相互作用が、グループ内媒体の乱流の冷たいガス雲をNGC3100の中心に向かってゆっくりと降着させていることを示唆しています。核活動。
おうし座分子雲の一酸化炭素の目録の更新
| Title |
Updated_Inventory_of_Carbon_Monoxide_in_The_Taurus_Molecular_Cloud |
| Authors |
Yan_Duan,_Di_Li,_Laurent_Pagani,_Paul_F._Goldsmith,_Tao-Chung_Ching,_Chen_Wang_and_Jinjin_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01112 |
おうし座分子雲の一酸化炭素(CO)ガスの最も広範な調査は、$^{12}$COと$^{13}$CO$J=1\rightarrow0$の放出のみに依存し、$^{12}$COは、両方が検出されたもの(マスク2領域)から$^{13}$CO(名前付きマスク1領域)なしで検出されます。最近の$^{12}$CO$J=3\rightarrow2$JCMT観測を利用して、LVGモデルで密度、温度、および$N$(CO)を推定するために、マスク1領域が含まれています。これは、マーク1領域の$\sim$120万のうち1395ピクセルを表します。ピネダらと比較して。(2010)の結果、$T_\textrm{kin}$を30Kと仮定すると、3.3$\rm\times\10^3$$\textrm{cm}^{-3}$、250--700$\textrm{cm}^{-3}$および5.7$\rm\times\10^{15}\\textrm{cm}^{-のCOカラム密度と比較2}$、その価値の約4分の1です。この違いは重要であり、高密度の雲と拡散原子媒体の間の中間領域をより適切に説明するには、いくつかのCO遷移を観察する必要があることを示しています。$^{12}$CO$J=3\rightarrow2$マッピングを$^{13}$CO(マスク1を含む検出領域)からさらに遠ざけるための将来の観察は、暗黒の拡散部分の理解を再検討するために必要です。雲。
謎めいた 380 kpc の長い線形コリメートされた銀河の尾
| Title |
An_Enigmatic_380_kpc_Long_Linear_Collimated_Galactic_Tail |
| Authors |
Dennis_Zaritsky,_Jacob_P._Crossett,_Yara_L._Jaff\'e,_Richard_Donnerstein,_Ananthan_Karunakaran,_Donghyeon_J._Khim,_Ana_C.C._Louren\c{c}o,_Kristine_Spekkens,_Ming_Sun,_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01335 |
私たちは、「カイト」と呼ばれるS0/a銀河と、380kpcを超えて伸び、星形成のポケットを含む高度にコリメートされたガスと星の尾から構成される、偶然に検出された興味深いシステムを提示します。その長さ、狭さ、および直線性において、凧の尾は既知の尾と比べて極端な例です。カイト(PGC1000273)には伴銀河Mrk0926(PGC070409)があり、両方の銀河が活動銀河核をホストする連星銀河系を構成しています。このシステムは以前に潮汐相互作用の兆候を求めて検索されていましたが、表面輝度の低い銀河のSMUDGes調査の検証プロセスの一部として識別される前に、尾は発見されていませんでした。マゼラン望遠鏡で得られた光学分光法を使用して、尾に沿ったさまざまなH$\alpha$ノット、小さな銀河、カイト銀河の間の運動学的関連を確認し、尾に沿った速度勾配を測定します。カイトは、ラム圧ストリッピングによって形成されたもの(「クラゲ」銀河)と潮汐相互作用によって形成されたものに共通の特性を共有しています。しかし、どちらのシナリオも、私たちが議論する重大な課題に直面しており、そのような極端なテールがどのように形成されたのかという問題は未解決のままです.尾部は、質量が最も小さい銀河が高速で放出された三体相互作用から生じたものであると提案します。
シミュレートされたローマン グリム ディープ フィールドを使用した Cosmic Dawn での Ly$\alpha$
| Title |
Ly$\alpha$_at_Cosmic_Dawn_with_a_Simulated_Roman_Grism_Deep_Field |
| Authors |
Isak_G._B._Wold,_Sangeeta_Malhotra,_James_E._Rhoads,_Vithal_Tilvi,_and_Austen_Gabrielpillai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01562 |
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡のスリットレスグリズムにより、広い視野で深部近赤外分光法が可能になります。多位置角(PA)観測戦略を使用して$z>7$でLy$\alpha$銀河を検出するローマンの能力を実証します。COSMOSフィールドの現実的な前景シーンを使用して、ローマングリズムデータをシミュレートします。また、赤方偏移z=7.5-10.5にまたがる偽のLy$\alpha$銀河と関心のあるラインフラックス範囲も入力します。もともとGALEX用に開発された新しいデータキューブ検索手法であるCUBGRSMをローマングリズムデータに適用して、連続体検出を必要とせずに、Ly$\alpha$フラックス制限サンプルを生成する方法を示します。独立したPAの数と露出時間を変更した場合の影響を調査します。25のPAと$70$時間の合計暴露時間による深いローマングリズム調査では、最も深い$z=7$狭帯域調査($L_{{\rm{Ly}}\alpha}\gtrsim10^{43}$ergs$^{-1}$)。銀河間媒質(IGM)の不透明度が$z\sim7$から変化しない結果がnullであると仮定すると、このレベルの感度は$\sim400$deg$^{-2}$Ly$\alpha$エミッターを$から検出します。z=7.25-8.75$.この予想数密度からの低下は、中性水素の割合の増加と再イオン化の開始の兆候です。私たちのシミュレーションは、深いローマのグリズム調査がこの減少のタイミングと大きさを測定する能力を持っていることを示しており、IGMのイオン化状態を推測し、再イオン化のモデルを区別するのに役立ちます.
準線形 MOND (QUMOND) の一般化
準線形MOND(QUMOND)を一般化する理論のクラスを提示します。QUMONDと同様に、これらのGQUMOND理論では、線形ポアソン方程式(2回)のみを解く必要があります。QUMONDとは異なり、それらのラグランジアンはニュートンポテンシャルの高次導関数に依存します。したがって、それらは、MONDポテンシャルのポアソン方程式の仮想ソースとして、さまざまな「ファントム」密度を指示します。これらの理論は、より基本的な理論への新しい道を開く可能性があり、多くのヒューリスティックな価値があります。私はそれらを使用して、MONDの修正重力定式化の限られたクラス内でさえ、理論が下位層のMOND予測で大幅に異なる可能性があることを示します。このようなGQUMOND理論は、一般的に、長さ、周波数など、MOND加速度$a_0$以外の次元定数の導入を強制します。その結果、これらの理論の一部は、QUMOND自体のみに還元されます。たとえば、長さについてです。いくつかの臨界値よりも大きいスケール(または、他のバージョンでは動的時間)。しかし、より小さなシステム(あるいは動的時間が短いシステム)では、内部加速度が$a_0$よりも小さい場合でも、MOND効果はスクリーニングされます。そのような理論では、MOND(QUMONDとして表される)が銀河スケールに適用される可能性がありますが、ニュートン力学からの逸脱は、連星や開放星団、球状星団などのいくつかの亜銀河系では大幅に抑制されます。同じことが太陽系内部のダイナミクスに対する銀河場の影響にも当てはまり、QUMONDの予測と比較して大幅に抑えることができます。より小さなサブシステムに対する銀河の潮汐効果は、私が検討している例については、QUMONDと同じです。また、$a_0$以外の次元定数を含まないが、重要な点でQUMONDと異なるバージョンについても簡単に説明します。
z = 0.35--0.92 の 6 つの狭線セイファート 1 銀河の XMM-Newton 研究
| Title |
An_XMM-Newton_Study_of_Six_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxies_at_z_=_0.35--0.92 |
| Authors |
Zhibo_Yu_(1,_2,_3),_Jiachen_Jiang_(4),_Cosimo_Bambi_(3),_Luigi_C._Gallo_(5),_Dirk_Grupe_(6),_Andrew_C._Fabian_(4),_Christopher_S._Reynolds_(4),_William_N._Brandt_(1,_2,_7)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Pennsylvania_State_University,_(2)_Institute_for_Gravitation_and_the_Cosmos,_The_Pennsylvania_State_University,_(3)_Center_for_Field_Theory_and_Particle_Physics_and_Department_of_Physics,_Fudan_University,_(4)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(5)_Department_of_Astronomy_and_Physics,_Saint_Mary's_University,_(6)_Department_of_Physics,_Geology,_and_Engineering_Technology,_Northern_Kentucky_University,_(7)_Department_of_Physics,_The_Pennsylvania_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00991 |
赤方偏移z=0.35～0.92の6つの狭線セイファート1(NLS1)銀河のXMM-Newtonスペクトルの詳細な分析を報告します。以前に最も研究されたサンプルのより低い赤方偏移のNLS1と比較して、これらのNLS1はより大きなブラックホール(BH)質量($\log\,M_\text{BH}>7.5$)を持ち、エディントン比は同等またはそれよりも低くなります。NLS1の拡張XMM-Newtonサンプルは、2keV未満の強い軟X線過剰放出を示しています。定量化されたソフト過剰強度は、低赤方偏移NLS1の以前の研究との明らかな矛盾を示していません。エディントン比の測定における体系的な影響は、主にボロメータ補正係数にあります。また、ソフトエクセスについてさらに2つの物理モデルを仮定してスペクトルを暫定的に適合させます。ウォームコンプトン化と内部降着円盤からの相対論的反射です。最初のシナリオでは、暖かくて光学的に厚いコロナの遍在性を確認します。単一のソースの動作は、相対論的反射によってよりよく説明できますが、最適な統計に基づいて、どちらのモデルがソフト超過のより有利な説明であるかを区別することはできません.
重力波と電磁放射による中性子星連星残骸の楕円率と周波数の制約
| Title |
Constraining_the_ellipticity_and_frequency_of_binary_neutron_star_remnant_via_its_gravitational-wave_and_electromagnetic_radiations |
| Authors |
Yong_Yuan,_Xi-Long_Fan,_and_Hou-Jun_Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01364 |
連星中性子星(BNS)の合体残骸の性質は未解決のままです。理論的な観点から、考えられる結果の1つは超大質量中性子星(SMNS)であり、これは剛体回転によって支えられ、ブラックホール(BH)に崩壊するまでの数百秒間の生存によって支えられています。この場合、SMNSは連続重力波(GW)と電磁(EM)放射を、特にX線帯域で放出できます。この作業では、SMNSの楕円率と初期周波数は、シミュレートされたX線とGW信号を使用したベイジアンフレームワークで制約されます。これは、TransientHighEnergySkyandEarlyUniverseSurveyor(THESEUS)とEinsteinTelescope(ET)によって検出される可能性があります。それぞれ。X線放射を考慮するだけでは、SMNSの初期周波数と楕円率を完全に制約することはできませんが、パラメーターの範囲を縮小できることがわかりました。その後、X線パラメータ推定値の事後分布をGWパラメータ推定値の事前分布として使用できます。X線-GW結合分析の95$\%$信頼領域は、X線分析のみの場合よりも約$10^5$小さいことがわかった。
座標が 3h < \alpha < 4h かつ +21o < \delta < +42o の領域でパルサーを検索します
LebedevPhysicsInstitute(LPI)のLargePhasedArray(LPA)では、300平方度の範囲で銀河面外のパルサーの検索が行われました。以前に実施された調査よりも5～10倍優れた感度での検索は、111MHzの周波数で行われました。検索は、合計されたパワースペクトルで実行されました。エリアの各ポイントで100時間の連続観測に相当する累積で、スペクトルの第1高調波で20から1300の信号対雑音比(S/N)を持つ5つの既知のパルサーが検出されました。検出されたパルサーの平均プロファイルが得られました。発見されたパルサーのピーク磁束密度と積分磁束密度の推定値は、個々のセッションと、パワースペクトルの高調波の高さの測定に基づいて開発された方法を使用して取得された5.5年にわたって要約されたパワースペクトルに対して与えられます。この地域では新しいパルサーは検出されていません。どうやら、このエリアでパルサーを探しているときに、第2パルサーの光度の下限に近づいたようです。調査の完全性は0.5mJyのレベルです。
RX J1712.6-2414に搭載された磁気白色矮星からの重力赤方偏移検出
| Title |
Gravitational_Redshift_Detection_from_the_Magnetic_White_Dwarf_Harbored_in_RX_J1712.6-2414 |
| Authors |
Takayuki_Hayashi,_Hideyuki_Mori,_Koji_Mukai,_Yukikatsu_Terada_and_Manabu_Ishida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01496 |
重力赤方偏移は、ブラックホール、中性子星、白色矮星(WD)などのコンパクトな星の質量と半径の比を決定するための基本的なパラメーターです。ChandraHigh-EnergyTransmissionGrating観測から得られた近接連星系RXJ1712.6$-$2414のX線スペクトルでは、水素に似たマグネシウム、シリコン($\DeltaE/E_{\rmrest}\sim7\times10^{-4}$)、硫黄($\DeltaE/E_{\rmrest}\sim15\times10^{-4}$))イオン、機器の絶対エネルギー精度(${\DeltaE/E_{\rmrest}\sim3.3}\times10^{-4}$)を超えています。プラズマ流、全身速度、光学深度に関連するドップラーシフトなどのいくつかの考えられる要因を考慮して、観測された赤方偏移の主な原因は連星系に含まれるWDの重力赤方偏移であると結論付けました。磁気WDからの赤方偏移検出。さらに、重力赤方偏移は、近接連星の強力な磁場でプラズマ流理論を呼び出すことにより、WD質量測定の新しい方法を提供します。大きな不確実性にもかかわらず、私たちの新しい方法はWD質量を$M_{\rmWD}>0.9\,M_{\odot}$と推定しました。
GRB 980425/SN 1998bw方向の超高エネルギー宇宙線とTeVガンマ線の空間的一致
| Title |
Spatial_coincidence_between_ultra-high_energy_cosmic_rays_and_TeV_gamma_rays_in_the_direction_of_GRB_980425/SN_1998bw |
| Authors |
Nestor_Mirabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01500 |
ガンマ線バースト(GRB)は、超高エネルギー宇宙線(UHECR)加速器の可能性があると長い間疑われてきました。この短いメモでは、GRB980425/SN1998bwが、ピエールオージェ共同研究によって実施された、UHECRの到来方向における磁気誘導効果の全天ブラインド調査において、最も重要な関心領域(ROI)内にあることを報告します。2018年8月31日までにイベントが検出されました。文献には、GRB980425/SN1998bwの方向からのアーカイブFermi-LAT観測における遅延TeV放射の報告もあります。2つの異なるマルチメッセンジャー実験における2つの異なる宇宙線加速シグネチャが偶然に同じ空間位置に現れる可能性を合わせた確率は、$1.62\times10^{-3}$から0.0157の間であると推定されます。
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 NIRCam 画像における動的ウィスプ除去の戦略
| Title |
Strategy_for_Dynamic_Wisp_Removal_in_James_Webb_Space_Telescope_NIRCam_Images |
| Authors |
A.S.G._Robotham,_J.C.J._D'Silva,_R.A._Windhorst,_R.A._Jansen,_J._Summers,_S.P._Driver,_C.N.A._Wilmer,_S._Bellstedt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01175 |
ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の近赤外線カメラ(NIRCam)は、8つの短波長検出器のうち4つに深刻なウィスプのような構造を示すことがわかっています。これらのウィスプの正確な構造と強度は、JWSTの位置と向きによって大きく変わるため、静的テンプレートの使用は最適ではありません。ここでは、長波長の参照画像を使用してこれらのウィスプを軽減する動的戦略を調査します。最悪のシナリオのメディアンスタックウィスプをウィスプのない画像に埋め込む一連の実験に基づいて、ウィスプ除去戦略に適したパラメーターを定義します。このセットアップを使用して、北黄道極時間領域フィールド(NEP-TDF)フィールドで再イオン化およびレンズ科学(PEARLS)の再イオン化およびレンズ科学のための公共プライム銀河外領域のデータを再処理し、検出器フレームの大幅な視覚的改善とノイズの低減をもたらしました。最終的な積み重ねられた画像で。
SKA-VLBI時代に向けたEVN望遠鏡の準備
VLBIの科学的問題への適用は、その構想以来絶え間なく拡大されてきましたが、さらに拡大する可能性は依然として大きいです。多くの次世代機器の登場により、私たちは革命的な進歩の頂点にいます。過去数年間、コミュニティは、SKA設計に複数の同時タイドアレイビームを有効にする機能が含まれるようにするために懸命に取り組んできました。これは、超高精度の天体観測を提供し、調査速度機能を向上させるための重要な技術です。ただし、可能性を最大限に引き出すには、SKAの機能に合わせてアンテナのネットワークをアップグレードする必要があります。大規模な望遠鏡と接続されたアレイでの複数ピクセル技術を、欠落している重要なコンポーネントとして特定し、ここでパートナーのEVN(および他のネットワーク)望遠鏡のアップグレードパスに関する推奨事項を作成します。SKA-VLBIに関する私たちの実現可能性研究は、完全なネットワークが必要な機能を備えている場合、現在アストロメトリを実行できる精度と周波数範囲が1桁改善されることを示唆しています。
sCMOS ブラインド スタッキングを使用した LEO オブジェクトのシミュレートされた回復
| Title |
Simulated_recovery_of_LEO_objects_using_sCMOS_blind_stacking |
| Authors |
Benjamin_F._Cooke_(1,2),_Paul_Chote_(1,2),_Don_Pollacco_(1,2),_Richard_West_(1,2),_James_A._Blake_(1,2),_James_McCormac_(1,2),_Robert_Airey_(1,2)_and_Billy_Shrive_(1,2)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_UK_(2)_Centre_for_Space_Domain_Awareness,_University_of_Warwick,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01415 |
ブラインドスタッキング技術を使用してLEOオブジェクトの回復可能性を判断するためのシミュレーションの方法論と結果を提示します。この方法では、sCMOSおよびGPUテクノロジを利用して、実際の観測データにLEOオブジェクトを挿入および復元します。3つの最適化パラメーターの関数として、目標の回収率とパイプラインの実行時間を調べます。データセットあたりのフレーム数、露出時間、ビニング係数。結果は、大きさと速度の関数として表示されます。ブラインドスタッキングを使用したターゲットの回復は、個々のフレームを単独で使用するよりもはるかに完全であり、微弱な大きさに到達できることがわかりました.最適化パラメーターの組み合わせに応じて、最大13.5等級の検出可能なターゲットの最大90%の回収率が得られ、その後、14.5付近の等級限界まで着実に低下することを示す結果を提示します。実行時間は、最適化パラメーターの最良の組み合わせの観察時間の数倍であることが示され、リアルタイム処理に近づいています。
アインシュタイン望遠鏡の極低温ペイロード - 熱抽出、サスペンション熱雑音モデリング、および感度分析によるベースライン設計
| Title |
Cryogenic_payloads_for_the_Einstein_Telescope_-_Baseline_design_with_heat_extraction,_suspension_thermal_noise_modelling_and_sensitivity_analyses |
| Authors |
Xhesika_Koroveshi,_Lennard_Busch,_Ettore_Majorana,_Paola_Puppo,_Piero_Rapagnani,_Fulvio_Ricci,_Paolo_Ruggi_and_Steffen_Grohmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01419 |
アインシュタイン望遠鏡(ET)は、室温高周波(ET-HF)と極低温低周波レーザー干渉計(ET-LF)を含む第3世代の重力波検出器です。極低温ET-LFは、ETの科学的可能性を最大限に活用するために不可欠です。熱的および機械的に一貫性があり、ETの設計感度曲線と互換性のある極低温ペイロードの新しいベースライン設計を提示します。この設計には、マリオネットからの熱抽出のための2つのオプションが含まれています。それぞれ、単結晶の高伝導マリオネットサスペンションファイバーと、静的He-IIで満たされた薄肉チタンチューブに基づいています。設計オプションとサスペンション熱雑音(STN)モデリングの詳細な説明に続いて、2つのベースライン設計の感度曲線を提示し、さまざまな設計パラメーターがET-LFの感度に与える影響について説明し、将来の見通しを締めくくります。研究開発活動。
ANDES精密分光法による基礎宇宙論
赤方偏移ドリフトの検出や物理法則の普遍性のテストなどの基本的な宇宙観測は、超大型望遠鏡機器であるArmazoNes高分散エシェル分光器(ANDES)の重要な科学および設計の原動力です。それらのそれぞれについて個別の予測が報告されていますが、これらの両方の観測量を組み合わせたフィッシャーマトリックスベースの予測ツールを開発しました。2つのANDESデータセット間の相乗効果を実証し、2つの別々の理論的パラダイムに対する宇宙論と基礎物理学のパラメーター制約の改善を定量化します。ANDES観測戦略を最適化するためのツールの1つであるこの予測コードを公開します。
ゲルマニウム クロス ストリップ検出器におけるガンマ線フォトピークの分析フィッティング
| Title |
Analytical_Fitting_of_Gamma-ray_Photopeaks_in_Germanium_Cross_Strip_Detectors |
| Authors |
Steven_E._Boggs_and_Sean_N._Pike |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01544 |
理想的なゲルマニウム検出器では、完全に吸収された単一エネルギーのガンマ線が測定スペクトルに狭いピークとして現れ、電荷雲生成の統計的特性と読み出し電子機器の電子ノイズによってのみ決定される幅のガウス分布に広がります。多電極検出器は、この状況を複雑にします。電荷雲が検出器を通過するときに電荷雲が広がると、隣接する電極間で電荷が共有され、必然的に、光ピークスペクトルの低エネルギーテールが発生します。電荷共有による低エネルギーテールを再現するために、ゲルマニウムクロスストリップ検出器で電荷共有をシミュレートします。私たちの目標は、これらのシミュレートされたスペクトルを利用して、スペクトルプロファイルに堅牢で高品質の適合を提供し、相互作用エネルギー、ノイズ幅、およびカウント数を確実に再現するスペクトル線の分析適合(形状関数)を開発することです。真のフォトピークと低エネルギーテールの両方を取得し、追加のパラメーターの数を最小限に抑えます。詳細なラインプロファイルの正確なモデリングは、検出器のキャリブレーションと測定スペクトルの科学的解釈の両方にとって重要です。
PySR と SymbolicRegression.jl による科学のための解釈可能な機械学習
| Title |
Interpretable_Machine_Learning_for_Science_with_PySR_and_SymbolicRegression.jl |
| Authors |
Miles_Cranmer_(Princeton_University_and_Flatiron_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01582 |
PySRは、人間が解釈できるシンボリックモデルの発見を目的とした機械学習の一種である、実用的なシンボリック回帰のためのオープンソースライブラリです。PySRは、科学の記号回帰を民主化し普及させるために開発されたもので、高性能の分散型バックエンド、柔軟な検索アルゴリズム、およびいくつかの深層学習パッケージとのインターフェース上に構築されています。PySRの内部検索アルゴリズムは、新たに発見された経験式で未知のスカラー定数を最適化するために設計された、独自のevolve-simplify-optimizeループで構成される多母集団進化アルゴリズムです。PySRのバックエンドは、Juliaから直接使用できる、非常に最適化されたJuliaライブラリSymbolicRegression.jlです。実行時にユーザー定義の演算子をSIMDカーネルに融合し、自動微分を実行し、式の母集団をクラスター全体の数千のコアに分散することができます。このソフトウェアを説明する際に、科学における記号回帰アルゴリズムの適用可能性を定量化するための新しいベンチマーク「EmpiricalBench」も紹介します。このベンチマークは、元のデータセットと合成データセットからの歴史的な経験方程式の回復を測定します。
太陽半球の電波フラックスと黒点のヘイル サイクル: 北にシフトした遺物フィールドの証拠
| Title |
Hale_cycle_in_solar_hemispheric_radio_flux_and_sunspots:_Evidence_for_a_northward_shifted_relic_field |
| Authors |
Kalevi_Mursula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01030 |
太陽と太陽圏のパラメーターは、北半球と南半球の顕著な違いを表すことができます。一部の太陽圏パラメーターの半球非対称性は、ヘイルサイクルによって体系的に変化しますが、これは太陽パラメーターでは一般的ではありません。また、体系的な半球の非対称性を説明できる物理的メカニズムは存在しません。太陽の10.7cm電波フラックスと黒点数の1つの半球の割合を増やすために、高太陽緯度の新しい方法を使用します。過去75年間の太陽緯度の増加に伴う半球の高緯度の電波フラックスと黒点数のセットを計算します。また、これらのフラックスの継続的な変動を調べるために、これらのフラックスを年平均で正規化します。各奇数サイクル(19、21、23)のサイクル最大電波束と黒点数は、北の高緯度で大きく、すべての偶数サイクル(18、20、22、24)では南緯で大きいことがわかります。この交替は、太陽活動における新しい形のヘイルサイクル変動を示しています。周期最大での半球の違いは、電波フラックスで15%、黒点数で23%です。差はサイクル19で最大になり、サイクル24で最小になります。連続的なフラックスは、両方の半球でヘールサイクルを示し、逆の位相と振幅が北で5%、南で4%です。半球のヘイルサイクルは、北にシフトした北向きの遺物磁場が存在する場合に説明できます。奇数サイクルでは、北半球は南半球よりも強化され、偶数サイクルでは、北半球は南半球よりも縮小されます。レリックシフトが210年のSuess/deVries周期で振動する場合、7サイクル中の非対称性の減少を説明できます。グライスバーグサイクルは、遺物の赤道外への1回の遠足で構成されます。太陽の遺物フィールドは、太陽活動の世紀規模の予測の可能性も提供します。
新星噴火時の V838 Her (Nova Her 1991) の食観測
1991年の新星爆発の減光期に超高速新星V838Her(NovaHer1991、光学ピーク5～5.4等)を観測しました。日食の時代はIAUCircularNo.5262に報告されました。これらの時代は文献で参照されていますが、これらの日食の光度曲線は未発表のままでした。ここでは、これらの光度曲線を提示します。1991年4月21日頃(平均V=13.1、光のピークから27日後)の位相平均光度曲線は、0.14等の主食と0.03等の副食を示しました。その後の文献と組み合わせると、日食は1991年4月14日(V=12.5)以降に現れたようです。降着円盤はこの時代の前にすでに再確立されていたことが示唆されていましたが、これに対する強い議論は見つかりませんでした.二次極小期の初期の出現は、非常に高速な新星に共通の現象であると思われ、少なくとも部分的には、強力に加熱された二次によって説明される可能性が高いようです。この観察結果は、最速の新星V1674Her(NovaHer2021)の一時的な発光ドナーの初期の存在の可能な解釈を強化します。比較とV838Herの観察の動機として、V1500Cyg(NovaCyg1975)の初期の歴史を簡単に振り返ります。
| Title |
Structural_Analysis_of_Open_Cluster_Bochum_2 |
| Authors |
Harmeen_Kaur,_Saurabh_Sharma,_Alok_Durgapal,_Lokesh_K_Dewangan,_Aayushi_Verma,_Neelam_Panwar,_Rakesh_Pandey_and_Arpan_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01212 |
Pan-STARRS2/2MASS/UKIDSSサーベイからのアーカイブ測光データとともに、$1.3$mDevasthalFastOpticalTelescopeを使用して取得したBochum2（Boc2）星団の深部光学測光観測の結果を提示します。また、$Gaia$DataRelease3の高品質な視差データと固有運動データも使用しました。Boc2クラスターのサイズは小さく($\sim$1.1pc)、円形の形態をしていることがわかりました。メンバー星の$Gaia$視差と等時線フィッティング法を使用して、この星団の距離は$3.8\pm0.4$kpcと推定されます。この星団には、若い($\sim5$Myr)星と大質量(O$7-$O$9$)星、および低質量星の古い集団が含まれていることがわかりました。最近の星形成の時代に、Boc2星団の内部領域で大質量星が形成されたことを発見しました。質量範囲$\sim0.72<$M/M$_{\odot}<2.8$で、クラスター領域の質量関数勾配($\Gamma$)を$-2.42\pm0.13$として導出しました。Boc2クラスターの潮汐半径($\sim7-9$)は、観測された半径($\sim1.1$pc)よりもはるかに大きいです。これは、この星団の低質量星のほとんどが、星形成の初期の時期に形成された古い星の集団の残骸であることを示唆しています。
恒星ダイナモシミュレーションにおける遠心力の影響
遠心力は、恒星対流のシミュレーションではしばしば省略されます。この力は、その$\Omega^2$スケーリング($\Omega$は星の回転速度)により、太陽類似体などの急速に回転する星では重要である可能性があります。回転速度を変化させた21個の準全球恒星ダイナモシミュレーションのセットで、遠心力の影響を調べます。これらの中には、遠心力の影響を解の非線形進化から区別することを目的とした3つの制御実行が含まれています。$2\pi$方位範囲の球面ウェッジ設定で、太陽のような対流ゾーンでペンシルコードを使用して3DMHD方程式を解きます。磁場を球面調和関数で分解し、方位角ダイナモ波(ADW)の移動、さまざまな大規模磁気モードのエネルギー、微分回転を研究します。自転率が最も低い領域$\Omega=5-10\Omega_\odot$($\Omega_\odot$は太陽の自転率)では、微分回転にも磁気回転にも顕著な変化は見られません。フィールドプロパティ。$\Omega=20-25\Omega_\odot$の中間回転では、遠心力の関数として差動回転の増加を識別します。軸対称の磁気エネルギーは遠心力によって減少する傾向があり、非軸対称の磁気エネルギーは増加します。ADW、特に伝搬方向も影響を受けます。$\Omega=30\Omega_\odot$で最も急速に回転するセットでは、これらの変化はより顕著であり、ADWの伝播方向が順行から逆行に変化する場合があります。制御実行は、結果が遠心力の結果であり、初期条件の詳細や実行の履歴によるものではないことを示唆しています。回転が十分に速い場合にのみ、ADWの差動回転と特性が遠心力の関数として変化することがわかります。
M17 の大質量前主系列星: $1^{\rm st}$ および $2^{\rm nd}$ 倍音 CO バンドヘッド放射と熱赤外線
| Title |
Massive_pre-main-sequence_stars_in_M17:_$1^{\rm_st}$_and_$2^{\rm_nd}$_overtone_CO_bandhead_emission_and_the_thermal_infrared |
| Authors |
J._Poorta,_M.C._Ram\'irez-Tannus,_A._de_Koter,_F._Backs,_A._Derkink,_A._Bik,_and_L._Kaper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01436 |
最近、大質量星形成の埋め込まれた段階を精査することにおいて多くの進歩があり、低質量星形成のスケールアップ版に似た形成シナリオが指摘されています。しかし、大質量星形成の最終段階はめったに観測されていません。第1および第2倍音のCOバンドヘッド放出と近赤外から中赤外測光を使用して、質量が$6-12~\rmM_{\odot}$の5つの固有の前主系列(PMS)星の周りの残骸形成円盤の特徴を明らかにすることを目指しています。、検出可能な光球のおかげで恒星のパラメーターが制限されています。私たちは、この放射と、研究されたソースの進化段階のコンテキストで発生するディスクを理解しようとしています。解析的なLTEディスクモデルを使用して、異なるディスク領域で発生することが判明したCOバンドヘッドとダスト放出を当てはめます。初めて、第2倍音の放出をモデル化しました。さらに、連続体の正規化されたバンドヘッドに適合し、放出領域を制約する上でこれが重要であることを示します。また、研究対象の若い性質の追加のプローブとして、モデルに$^{13}\rmCO$を含めます。CO放出は、星に近い狭い領域(<1AU)で発生し、さまざまな天体について非常に類似したディスク条件(温度と密度)の下で発生することがわかりました。これは、さまざまな範囲の若い恒星天体におけるこの放射の以前のモデリングと一致しています。これらの結果を、ヘルツスプルング-ラッセル図におけるこれらのPMS星の位置と、(大規模な)若い恒星天体の初期年齢および高い降着率とのCO排出の関連性との関連で説明します。それらの質量範囲と光球が検出されているという事実を考慮すると、M17PMS星は比較的初期の形成段階で観測されていると結論付けます。したがって、それらは、大質量星形成の最終段階をさらに制限するためのより長い波長の研究の優れた候補です。
円盤円板ダイナミクスの解析的および数値解析 - I: コプレーナ システム
| Title |
Analytical_and_Numerical_Analysis_of_Circumbinary_Disk_Dynamics_-_I:_Coplanar_Systems |
| Authors |
Siddharth_Mahesh,_Sean_T._McWilliams,_and_Michal_Pirog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01533 |
恒星連星ペアと、連星軌道面と同一平面上にある質量のない局所等温粘性降着円盤で構成されるシステムの解析的および数値的研究を提示します。分析的に、我々は、遊星軌道の安定性の研究を通じて短い時間スケールで連星の重力ポテンシャルの影響を研究し、共鳴トルクの概念を再検討することで長い時間スケールで研究します。数値的には、バイナリ質量比の範囲にわたって、ディスクバイナリシステムの2次元ニュートン数値シミュレーションを実行します。シミュレーションの結果は、以前の数値研究と一致していることがわかりました。さらに、解析結果と数値結果を比較することにより、標準的な伝承に反して、周バイナリギャップが周回不安定性の駆動を通じて軌道時間スケールで維持され、共鳴トルクに依存しないことを示します。私たちの結果はあらゆる円盤連星系に適用できますが、超大質量ブラックホール連星からの電磁および重力波シグネチャの検索におけるこの結果の重要性を強調しています。
SO/PHIマグネトグラムを使用した、太陽の裏側の活動領域のSDO/HMI日震学の直接評価
| Title |
Direct_assessment_of_SDO/HMI_helioseismology_of_active_regions_on_the_Sun's_far_side_using_SO/PHI_magnetograms |
| Authors |
D._Yang,_L._Gizon,_H._Barucq,_J._Hirzberger,_D._Orozco_Su\'arez,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_T._Appourchaux,_A._Alvarez-Herrero,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Gandorfer,_D._Germerott,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_F._Kahil,_M._Kolleck,_S.K._Solanki,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_J._Woch,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_M._Balaguer_Jim\'enez,_L.R._Bellot_Rubio,_D._Calchetti,_M._Carmona,_W._Deutsch,_A._Feller,_G._Fernandez-Rico,_A._Fern\'andez-Medina,_P._Garc\'ia_Parejo,_J.L._Gasent_Blesa,_B._Grauf,_K._Heerlein,_A._Korpi-Lagg,_T._Lange,_A._L\'opez_Jim\'enez,_T._Maue,_R._Meller,_A._Moreno_Vacas,_R._M\"uller,_E._Nakai,_W._Schmidt,_J._Schou,_U._Sch\"uhle,_J._Sinjan,_J._Staub,_H._Strecker,_I._Torralbo,_and_G._Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01594 |
太陽のpモードの地球側の観測は、太陽の裏側の磁気活動を画像化して監視するために使用できます。ここでは、ソーラーオービター(SO)に搭載された偏光および日震撮像装置(PHI)によって得られた遠方のマグネトグラムを使用して、遠方の日震ホログラフィーの有効性を初めて直接評価します。我々は、日震画像とマグネトグラムの活性領域の位置を同じ場所に配置し、磁場強度に関して日震計測を較正したいと考えています。2020年11月18日、2021年10月3日、2022年2月3日に3つのマグネトグラムを特定し、向こう側に合計6つのアクティブな領域を表示します。最初の2つの日付はSOの巡航段階のもので、3つ目は公称運用段階の開始時のものです。太陽力学天文台(SDO)のHelioseismicandMagneticImager(HMI)からのドップラーグラムの時系列に適用される日震ホログラフィーを使用して、これら3つの日付の同時期の地震位相マップを計算します。SO/PHIマグネトグラムで見られる6つの活動領域のうち、5つの活動領域がマグネトグラムとほぼ同じ位置に地震マップ上で識別されます。1つの領域が弱すぎて、地震ノイズの上で検出できません。地震マップを較正するために、地震の位相シフトと、SO/PHIマグネトグラムから抽出されたアクティブ領域領域で平均化された符号なしの見通し内磁場との間の線形関係を当てはめます。SO/PHIは、日震イメージングが、その位置、面積、平均符号なし磁場など、向こう側の活動領域に関する信頼できる情報を提供するという、これまでのところ最も強力な証拠を提供します。
前主系列から白色矮星期までの恒星モデルの理論的な潮汐進化定数 アプシダル運動定数、慣性モーメント、および重力ポテンシャルエネルギー
| Title |
Theoretical_tidal_evolution_constants_for_stellar_models_from_the_pre-main_sequence_to_the_white_dwarf_stage_Apsidal_motion_constants,_moment_of_inertia,_and_gravitational_potential_energy |
| Authors |
A._Claret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01627 |
星の内部を研究する最も信頼できる手段の1つは、二重線食連星系でのアプシダル運動によるものです。これらの連星系では、質量、半径、および有効温度の誤差がわずか数パーセントしかないためです。一方、観測値と比較されるアプシダル運動の理論値は、構成要素の恒星質量に依存し、半径(5乗)により強く依存します。この作業の主な目的は、利用可能なグリッドを作成することです。従来のパラメータ(年齢、質量、logg、T$_{\rmeff}$など)に加えて、恒星の進化モデルには、アプシダル運動と潮汐進化の理論的研究に必要なパラメータも含まれています。この情報は、日食連星におけるアプシダル運動とその潮汐進化の研究に役立ち、系外惑星系でも同じ目的に使用できます。すべてのモデルは、MESAパッケージを使用して計算されました。質量が$\ge$1.2M$_\odot$のモデルのコアオーバーシュートを考慮します。コアオーバーシュートの量については、質量$\times$コアオーバーシュートの最近の関係を採用しました。混合長パラメーター$\alpha_{\rmMLT}$に値1.84(太陽校正値)を採用しました。質量損失は、2つの進化段階で考慮されました。モデルは、主系列前段階から白色矮星(WD)段階までたどられました。年齢、光度、logg、およびTeffを含む進化モデルと、内部星構造の最初の3つの高調波(k$_2[Fe/H]=-0.50、0.00、および0.50。異なる入力物理特性を持つ追加モデルが利用可能です。
| Title |
Test_of_the_Second_Postulate_of_Relativity_from_Gravitational_Wave_Observations |
| Authors |
Rajes_Ghosh,_Sreejith_Nair,_Lalit_Pathak,_Sudipta_Sarkar,_Anand_S._Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.14820 |
特殊相対性理論の2番目の公準は、真空中の光の速度はエミッターの運動とは無関係であると述べています。この主張は、電磁放射を含むさまざまな実験や観測で非常に高い精度で検証されていますが、重力放射のそのようなテストはまだ調査する必要があります。LIGOおよびVirgo検出器からのデータを分析して、\textit{emissionmodels}の範囲内での重力放射に関するこの仮定をテストしました。ここで、静止している観測者に対して速度$v$で移動するソースから放出される重力波の速度は次のとおりです。${c'=c+k\,v}$で与えられます。ここで、$k$は定数です。${k\leq8.3\times{10}^{-18}}$であるという2番目の仮定からの偏差をパラメータ化する$k$に対する90\%信頼区間の上限を推定しました。電磁観測から得られた以前の境界と比較して、マグニチュードはより厳格です。ベイズ因子は、データが帰無仮説$k=0$と一致するという非常に強力な証拠とともに、2番目の仮説を支持します。これは、重力の速度がエミッターの動きとは無関係であることを確認し、重力相互作用の相対性原理を支持します。
中性子星合体GW170817のマルチメッセンジャー研究からのアクシオン様粒子の光子結合に関する最初の制約
| Title |
First_Constraints_on_the_Photon_Coupling_of_Axion-like_Particles_from_Multimessenger_Studies_of_the_Neutron_Star_Merger_GW170817 |
| Authors |
P._S._Bhupal_Dev,_Jean-Fran\c{c}ois_Fortin,_Steven_P._Harris,_Kuver_Sinha,_Yongchao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01002 |
中性子星合体イベントGW170817のマルチメッセンジャー観測を使用して、光子に結合するアクシオン様粒子(ALP)に対する新しい制約を導き出します。ALPは、合併におけるプリマコフおよび光子合体プロセスを介して生成され、残骸を脱出して2つの光子に崩壊し、ほぼ視線に沿って合併への光子信号を生じさせます。ALP誘起光子信号のスペクトルおよび時間情報を分析し、GW170817のFermi-LAT観測を使用して、新しいALP制約を導き出します。また、AMEGO-Xのスペクトルおよび時間範囲を例に挙げて、将来のMeVガンマ線ミッションの改善された見通しも示します。
パルサータイミングアレイを用いた確率的重力波背景探索のための最適相互相関統計量の解析的分布
| Title |
Analytic_distribution_of_the_optimal_cross-correlation_statistic_for_stochastic_gravitational-wave-background_searches_using_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Jeffrey_S._Hazboun_and_Patrick_M._Meyers_and_Joseph_D._Romano_and_Xavier_Siemens_and_Anne_M._Archibald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01116 |
解析計算と数値シミュレーションの両方を介して、パルサータイミングアレイからのデータを使用した確率的重力波背景(GWB)検索の最適な相互相関統計(OS)が、一般化されたカイ2乗(GX2)分布に従うことを示します。カイ二乗分布と、統計量を定義する二次形式の固有値によって与えられる係数との線形結合。この観測は、可能性のあるGWB検出の頻繁な統計的有意性を計算するために特に重要です。これは、OSの信号対雑音比(S/N)の分布の正確な形式に依存します$\hat\rho\equiv\hatA_{\rmgw}^2/\sigma_0$GW誘起相互相関がない場合(つまり、帰無分布)。OSに関するこれまでの議論では、$\hat\rho$の解析的帰無分布がゼロ平均単位分散ガウス分布によって十分に近似されていると誤って想定していました。経験的計算によると、$\hat\rho$の帰無分布には、ガウス分布の場合とは大きく異なる"裾"がありますが、GX2分布には(正確に)従います。したがって、潜在的な検出の統計的有意性を正しく分析評価するには、GX2分布を使用する必要があります。
ニュートリノ物理の量子情報と量子シミュレーション
| Title |
Quantum_information_and_quantum_simulation_of_neutrino_physics |
| Authors |
A._B._Balantekin,_Michael_J._Cervia,_Amol_V._Patwardhan,_Ermal_Rrapaj,_Pooja_Siwach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01150 |
コア崩壊超新星や連星中性子星合体などの極端な天体物理環境では、ニュートリノは、バリオン物質の流出、重元素の合成、超新星爆発メカニズム自体など、さまざまな動的および微視的物理現象の駆動に主要な役割を果たします。これらの環境におけるニュートリノと物質との相互作用はフレーバーに固有であるため、ニュートリノのフレーバーの進化を理解することが最も重要です。これらの環境でのフレーバーの進化は、ニュートリノ密度の高い領域でのニュートリノ-ニュートリノ($\nu$-$\nu$)相互作用によって発生する、フレーバー空間における多数の集団効果のおかげで、非常に重要な問題になる可能性があります。重要な$\nu$-$\nu$相互作用の影響下でフレーバー振動を起こしているニュートリノ集団は、相互間の長距離相互作用と外部場(運動量の「長距離」-ニュートリノの場合は空間)。その結果、これらの相互作用が相互作用するニュートリノ間に有意な量子相関を生じさせることができるかどうか、およびこれらの相関がアンサンブルのフレーバーの進化に何らかの影響を与えるかどうかを検討することが適切になります。特に、量子情報科学と量子コンピューティングの概念とツールを利用して、これらの現象の理解を深めようとする人がいるかもしれません。この記事では、この分野における最近の研究を要約しようとします。さらに、複雑な初期状態を考慮して、3つのフレーバー設定でいくつかの新しい結果も提示します。
最も単純な $\alpha$ アトラクタ E モデルの振動インフレトン場の平均状態方程式
| Title |
The_average_equation_of_state_for_the_oscillating_inflaton_field_of_the_simplest_$\alpha$-attractor_E-model |
| Authors |
Chia-Min_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01159 |
この作業では、最も単純な$\alpha$アトラクタEモデルの振動インフレトン場の平均状態方程式を計算します。平均状態方程式が解析的に解けることを示します。$\alpha$が小さい場合、振動するインフレトン場の平均状態方程式が宇宙定数の状態方程式に近づくことを発見しました。これが振動インフレの現象です。
パラティーニ重力とその先のハイパーキネーションから観測可能な重力波
| Title |
Observable_Gravitational_Waves_from_Hyperkination_in_Palatini_Gravity_and_Beyond |
| Authors |
Samuel_S\'anchez_L\'opez,_Konstantinos_Dimopoulos,_Alexandros_Karam,_and_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01399 |
四次運動項を追加したインフレトンスカラー場で宇宙論を考えます。このような理論は、Palatini$R+R^2$修正重力によって動機付けられる可能性があります。ランナウェイインフレトンポテンシャルを仮定すると、インフレーション後のスカラー場の運動エネルギー密度によって宇宙が支配されるようになります。最初は、主要な運動項は四次であり、対応する周期をハイパーキネーションと呼びます。その後、通常の2次運動項が引き継がれ、再加熱するまで規則的な運動が行われます。インフレーション中に生成され、その後の時代に地平線に再突入する原始重力波のスペクトルを、解析的および数値的に研究します。放射支配とハイパーキネーション中に再入するモードのスペクトルはフラットであり、キネーション中に再入するモードの周波数は線形であることを示します。動的支配はスペクトルを押し上げますが、ハイパーキネーションはそのピークを切り捨てます。その結果、過剰な重力波を生成することなく、運動周期の効果を観測可能な周波数まで拡張することができます。重力波は、そうでなければビッグバン元素合成のプロセスを不安定にする可能性があります。近い将来、原始重力波が観測可能になる十分なパラメータ空間があることを示します。観測された場合、スペクトルの振幅と「膝」は、背景理論への貴重な洞察を提供します。
ビッグバン以前のシナリオからの初期の物質支配時代における原始ブラックホールの形成
| Title |
Primordial_black_holes_formation_in_a_early_matter_dominated_era_from_the_pre-big_bang_scenario |
| Authors |
Conzinu_P.,_Marozzi_G |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01430 |
初期の物質支配時代における原始ブラックホールの生成について説明します。これは通常、ひもにインスパイアされた初期宇宙の宇宙論モデルで行われます。特に、高曲率インフレーションの弦フェーズ中に音速パラメーターc_sの変化によって曲率摂動の強化が誘発される、ビッグバン前のシナリオ(放射線支配時代の形成に関する以前の結果を拡張する)を検討します。.関連するすべての観測上の制約を課した後、考慮されたモデルのクラスが、暗黒物質に関連する質量範囲で、パラメーター空間の小さな範囲に対してのみ、大量の原始ブラックホールの生成と互換性があることがわかりました。一方、光の原始ブラックホールの大量生産は、そのような物質が支配する時代と放射線が支配する時代の両方で発生する可能性があることを発見しました。
球面座標における Courant-Friedrichs-Lewy 条件の改善: 動的時空における一般相対論的 MHD のための二重 FFT フィルター法
| Title |
Ameliorating_the_Courant-Friedrichs-Lewy_condition_in_spherical_coordinates:_A_double_FFT_filter_method_for_general_relativistic_MHD_in_dynamical_spacetimes |
| Authors |
Liwei_Ji,_Vassilios_Mewes,_Yosef_Zlochower,_Lorenzo_Ennoggi,_Federico_G._Lopez_Armengol,_Manuela_Campanelli,_Federico_Cipolletta,_Zachariah_B._Etienne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01537 |
コンパクト天体とその残骸の合体の数値シミュレーションは、重力波とマルチメッセンジャー天文学の理論的基礎を形成します。デカルト座標ベースのアダプティブメッシュリファインメントは一般的にシミュレーションに使用されますが、球状の座標は、流体角運動量の進化における数値散逸が少なく、必要な計算回数が少ないため、ほぼ球状の残骸と方位角フローに適しています。細胞。ただし、球面座標を使用して双曲型偏微分方程式を数値的に解くと、クーラント-フリードリヒス-レビー(CFL)安定条件の時間ステップの制限が厳しくなり、シミュレーションのコストが非常に高くなる可能性があります。この論文では、Einsteinツールキットの完全にMPI並列化されたSphericalNRフレームワーク内に二重FFTフィルターを導入し、それを実装することにより、結合された時空と一般相対論的磁気流体力学進化の数値解法に関するこの問題に対処します。フィルタリングアルゴリズムを多くの困難なコードテストに適用することで、フィルタリングアルゴリズムの有効性と堅牢性を実証し、これらのテストに効果的に合格することを示し、収束を示しながら、フィルタリングされていないシミュレーションと比較してタイムステップを大幅に増加させます。
赤色巨星におけるnリッチ核の生成
我々は、フランツ・K・アペラーが主要な役割を果たした科学的成果である{\itslow}中性子捕獲（{\its-プロセス}）によって引き起こされた元素合成現象が明らかにされたステップの歴史的要約を部分的に概説する.親星の進化段階のモデルが開発される前でさえ、主題の基本的な理解をもたらした初期の現象論的アプローチを思い出すことから始めます.そのようなツールを通じて、中性子密度と暴露の大まかな限界が設定されました,そして決定的な事実Pb-Bi領域までの$s$プロセス核の太陽存在量を説明するには、複数の元素合成コンポーネントが必要であることが理解されました.次に、SrからPb(いわゆる{\it主成分}、前世紀の最後の10年間に達成され、低質量および中質量の赤色巨星($M\lesssim$8$M_{\odot}$)で発生)、{\itHR}ダイアグラムでは、{\itAsymptoticGiantBranch}または{\itAGB}領域。主な中性子源$^{13}$C($\alpha$,n)$^{16}$Oの活性化を誘発する混合メカニズムに関する最近の研究について、いくつかの詳細を提供することで締めくくります。
GW_CLASS: 宇宙線形異方性解法システムにおける宇宙重力波背景
| Title |
GW_CLASS:_Cosmological_Gravitational_Wave_Background_in_the_Cosmic_Linear_Anisotropy_Solving_System |
| Authors |
Florian_Schulze,_Lorenzo_Valbusa_Dall'Armi,_Julien_Lesgourgues,_Angelo_Ricciardone,_Nicola_Bartolo,_Daniele_Bertacca,_Christian_Fidler,_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01602 |
宇宙重力波背景放射(CGWB)の異方性は、重力波の発生源である原始メカニズムに関する情報、初期の宇宙の幾何学と粒子含有量に関する情報を保持しています。この作業では、これらの原始信号の生成プロセスが異なると仮定して、CGWB異方性の角度パワースペクトルの計算と、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性との相互相関について詳しく説明します。結果を効率的に実装したCLASSの修正バージョンを公開します。これは公開されます。新しいコードGW_CLASSをMontePythonと組み合わせることで、宇宙重力波背景を特徴付ける宇宙パラメータに対する将来の重力波干渉計とCMB実験の組み合わせ感度を予測します。
| Title |
Cosmic_acceleration_in_entropic_cosmology |
| Authors |
Javier_Chagoya,_I._D\'iaz-Salda\~na,_J._C._L\'opez-Dom\'inguez,_M._Sabido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01607 |
この論文では、エントロピー宇宙論モデルの実行可能性を研究します。エントロピー重力の影響は、体積エントロピー項による修正されたエントロピー面積関係から導き出されます。このモデルは、エントロピーの体積項に関連する起源を持つ遅延時間制限{宇宙加速度}を記述します。さらに、宇宙論的観測との一貫性を見つけるために、超新星{\itPantheon}編集と観測ハッブルパラメータデータを使用して、エントロピーモデルの現象論的含意を分析します。最後に、効果的な幾何学的構成によって、エントロピーモデルとブレーン世界宇宙論モデルの間の同等性を示します。
