速度誘起双極子および四重極異方性によるグローバルな 21 cm 背景の調査
| Title |
Probing_the_global_21-cm_background_by_velocity-induced_dipole_and_quadrupole_anisotropies |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_Kyungjin_Ahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01672 |
宇宙の21cm背景の静止フレームでの観測者の動きは、背景が等方性であっても、観測される背景に異方性を引き起こします。誘導された異方性は、双極子と四重極を含み、振幅が小さい順になります。観測された場合、これらの多重極異方性は、EDGESやSARASなどの単一要素電波望遠鏡によってプローブされるモノポールスペクトルのあいまいさを軽減するために、地球規模の21cm背景のスペクトル形状の追加プローブとして使用できます。これは、宇宙の夜明けと再電離の時代に発生した天体物理学的および宇宙学的プロセスを理解するのにも役立ち、太陽速度と前景スペクトルの推定を改善することさえできます。ここでは、そのような観測の実現可能性を研究し、21cmの双極子と四重極の測定のための現在の科学ドライバーを研究します。
| Title |
Constraints_on_dark_matter-neutrino_scattering_from_the_Milky-Way_satellites_and_subhalo_modeling_for_dark_acoustic_oscillations |
| Authors |
Kensuke_Akita,_Shin'ichiro_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01913 |
暗黒物質(DM)と放射線の間の弾性散乱は、初期宇宙の暗音響振動による密度変動の減衰が小規模構造を消去するため、冷たい暗黒物質が課題として直面している小規模な観測を説明できる可能性があります。拡張されたPress-Schechter形式とサブハローの潮汐進化処方に基づいて、暗黒物質と放射線の相互作用に関する半解析的サブハローモデルを研究します。また、DarkEnergySurveyとPanSTARRS1からの天の川衛星の観測を使用して、DMとニュートリノの間の弾性散乱をテストします。$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,n}\proptoE_\nu^n$$(n=0,2,4)$$95\%$信頼水準(CL)、$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,0}<10^{-32}\{\rmcm^2}\(m_{\rmDM}/{\rmGeV})$,$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,2}<10^{-43}\{\rmcm^2}\(m_{\rmDM}/{\rmGeV})(E_\nu/E_{\nu}^0)^2$および$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,4}<10^{-54}\{\rmcm^2}\(m_{\rmDM}/{\rmGeV})(E_\nu/E_{\nu}^0)^4$、ここで$E_\nu^0$は、今日の遺物宇宙ニュートリノの平均運動量、$E_\nu^0\simeq3.15T_\nu^0\simeq6.1\{\rmK}$です。サテライト形成条件を課すことにより、$95\%$CL、$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,0}<4\timesでDM-ニュートリノ断面積の最強の上限を取得します。10^{-34}\{\rmcm^2}\(m_{\rmDM}/{\rmGeV})$,$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,2}<10^{-46}\{\rmcm^2}\(m_{\rmDM}/{\rmGeV})(E_\nu/E_{\nu}^0)^2$および$\sigma_{{\rmDM}\text{-}\nu,4}<7\times10^{-59}\{\rmcm^2}\(m_{\rmDM}/{\rmGeV})(E_\nu/E_{\nu}^0)^4$.
SDSS 密度および運動量パワー スペクトルからの宇宙パラメータの制約
| Title |
Cosmological_Parameter_Constraints_from_the_SDSS_Density_and_Momentum_Power_Spectra |
| Authors |
Stephen_Appleby,_Motonari_Tonegawa,_Changbom_Park,_Sungwook_E._Hong,_Juhan_Kim,_and_Yongmin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01943 |
SDSSDR7メイン銀河カタログの初期型銀河のサブセットから、銀河の密度と運動量のパワースペクトルを抽出します。Yoonetal.で説明されている改良された基本平面から推測される銀河距離情報を使用します。（2020）では、銀河の特異な速度を再構築し、数密度と密度で重み付けされた速度場を生成します。そこから、銀河の密度と運動量パワースペクトルを抽出します。入力$\Lambda$CDMモデルを想定し、3次の摂動展開を使用して、測定値を同じ統計の理論上の期待値と比較します。一連のモックデータセットを使用して分析パイプラインを検証した後、方法論をSDSSデータに適用し、制約$f\sigma_{8}=0.485_{-0.083}^{+0.075}$および$b_{1に到達します。}\sigma_{8}=0.883_{-0.059}^{+0.059}$平均赤方偏移$\bar{z}=0.043$.私たちの結果は、$\Lambda$CDMモデルのプランク宇宙論的最適パラメータと一致しています。運動量パワースペクトルは、小規模スケールの速度分散によって強く汚染されていることがわかります。これにより、中間スケール$k\sim0.05\,h\,{\rmで$\sim{\calO}(30\%)$だけパワーが抑制されます。Mpc}^{-1}$.
修正重力における機械学習と構造形成
| Title |
Machine_Learning_and_Structure_Formation_in_Modified_Gravity |
| Authors |
Jonathan_C._Betts,_Carsten_van_de_Bruck,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02122 |
一般相対性理論では、Press-Schechter理論などの球面崩壊モデルに基づく近似とその拡張により、特定の体積内の特定の質量のオブジェクトの数を予測できます。この論文では、機械学習アルゴリズムを使用して、そのような近似がスクリーニングされた修正重力理論で保持されるかどうかをテストします。この目的のために、N体シミュレーションからのデータでランダムフォレスト分類子をトレーニングして、$\Lambda$CDMの構造の形成と、スクリーニングされた修正重力理論、特に$f(R)$とnDGP重力を研究します。モデルは、最終条件での構造メンバーシップを、初期条件での密度場挙動の球状集合体と区別するように教えられています。各重力から構造形成を学習した機械学習モデルと、$\Lambda$CDMから学習したモデルの違いを調べます。また、さまざまな強度の$f(R)$およびnDGP重力からのデータに対する$\Lambda$CDMモデルの一般化可能性をテストし、したがって、これらのタイプの修正された重力に対するExtendedPress-Schechter球面崩壊の一般化可能性をテストします。
コスモグローブDR1の結果。 Ⅱ．再処理された WMAP および Planck LFI データからの等方性宇宙複屈折に関する制約
| Title |
Cosmoglobe_DR1_results._II._Constraints_on_isotropic_cosmic_birefringence_from_reprocessed_WMAP_and_Planck_LFI_data |
| Authors |
J._R._Eskilt,_D._J._Watts,_R._Aurlien,_A._Basyrov,_M._Bersanelli,_M._Brilenkov,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_K._S._F._Fornazier,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_L._T._Hergt,_D._Herman,_H._T._Ihle,_K._Lee,_J._G._S._Lunde,_S._K._Nerval,_S._Paradiso,_S._K._Patel,_F._Rahman,_M._Regnier,_M._San,_S._Sanyal,_N.-O._Stutzer,_H._Thommesen,_A._Verma,_I._K._Wehus,_Y._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02268 |
宇宙複屈折は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の直線偏光の平面を、その放出以降、角度$\beta$だけ回転させた可能性があるパリティ違反効果です。これは最近、公式のPlanckPR4および9年間のWMAPデータで$3.6\sigma$の統計的有意性で非ゼロであることが測定されました。この作業では、再処理されたBeyondPlanckLFIとCosmoglobeDR1WMAP偏光マップを使用して$\beta$を制約します。これらの新しいマップは、対応する公式製品よりも低い系統的残差とより完全なエラーの説明の両方を備えています。前景の$EB$相関は$\beta$の測定値にバイアスをかける可能性があり、熱ダストの$EB$放出は統計的に非ゼロであると主張されてきましたが、シンクロトロン$EB$パワーの証拠は報告されていません。ダストが優勢なプランクHFIマップとは異なり、LFIおよびWMAP偏光マップの大部分は代わりにシンクロトロン放射が優勢です。各チャネルの$\beta$と偏光ミスキャリブレーション角度$\alpha$を同時に制約すると、$\beta=0.35^{\circ}\pm0.70^{\circ}$の最適な値が得られます。LFIおよびWMAPデータのみ。プランクHFIPR4マップを含めるが、ダストが優勢なチャネル$\beta_{>70\,\mathrm{GHz}}$とシンクロトロンが優勢なチャネル$\beta_{\leq70\に対して$\beta$を個別にフィッティングする場合,\mathrm{GHz}}$とすると、$\beta_{\leq70\,\mathrm{GHz}}=0.53^{\circ}\pm0.28^\circ$が見つかります。これはゼロとは異なり、$1.9\sigma$の統計的有意性があり、この値への主な影響はLFI70GHzチャネルに由来します。これらの結果の統計的有意性はそれ自体では低いですが、LFIおよびWMAPシンクロトロンが優勢なマップから導き出された測定値は、これらすべての実験に関与する非常に異なる天体物理学および機器の体系にもかかわらず、以前に報告されたHFIが優勢な制約と一致しています。
| Title |
Testing_charge_quantization_with_axion_string-induced_cosmic_birefringence |
| Authors |
Weichen_Winston_Yin,_Liang_Dai,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02318 |
宇宙マイクロ波背景放射の異方性偏光回転に散乱変換を適用することにより、ペッセイ・クイン電磁異常係数$\mathcalA$がアクシオン弦誘起宇宙複屈折から直接測定できることを示します。これにより、偏波回転の空間パワースペクトルのみに基づく従来の推論分析における$\mathcalA$とストリングループの有効数との間の縮退が解消されます。現象論的ストリングネットワークモデルに従って生成されたモック回転の実現に対して尤度ベースのパラメーター推論を実行することで、散乱変換が十分な非ガウス情報を抽出して、多数の離散$\mathcalA$値を明確に区別できることを示します。\mathcal{A}=1/9,\,1/3,\,2/3$、ノイズのない回転再構築の理想的なケースで、それよりは少ないが興味深い程度に、それに匹敵する再構築ノイズレベルで提案されたCMB-HDコンセプトに期待されています。ステージIIIまたはIVCMB実験による宇宙複屈折の統計的検出の場合、複屈折パターンの厳密な性質をテストし、標準モデルを超えた理論の電荷の最小単位に関する基本的な情報を抽出するために、この手法を適用できます。
惑星降着ショック。 III.スムージング不要の 2.5D シミュレーションと H アルファ放出の計算
| Title |
The_Planetary_Accretion_Shock._III._Smoothing-free_2.5D_simulations_and_calculation_of_H_alpha_emission |
| Authors |
Gabriel-Dominique_Marleau,_Rolf_Kuiper,_William_B\'ethune,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01679 |
調査では、降着するガス巨人からのHアルファ放出を探しましたが、天体はほとんど見つかりませんでした。検出と非検出の分析は、惑星に供給しているガス流全体が半径方向の自由落下にあると仮定しています。しかし、流体力学的シミュレーションは、これが現実からかけ離れていることを示唆しています。ガス巨星への多次元降着からのHアルファ放出を計算し、丘球スケールから惑星周円盤(CPD)および惑星表面までのガスの流れをたどります。惑星の周りで方位角対称の放射流体力学シミュレーションを実行し、最新のガスとダストの不透明度を使用します。重要なことに、以前のほとんどのシミュレーションとは対照的に、重力ポテンシャルを平滑化せず、グリッドセルが半径方向に小さい0.01木星半径である惑星表面までの流れをたどります。ヒル球への正味のガス流入のうち、直接惑星に到達するのは約1%にすぎないことがわかっています。弾道降下軌道で予想されるように、ほとんどのガスはCPDでHアルファを生成するには遠すぎる距離に落下します。放射輸送を含めると、以前は流体力学のみのシミュレーションで見られた高速の表面下の流れが取り除かれ、自由惑星表面とCPDの内部領域のみが実質的にHアルファを放出します。ここで無視している磁気圏の降着がさらにHアルファを生成しない限り、対応するHアルファ生成効率は通常想定されるよりもはるかに小さく、(非)検出統計を分析する際に考慮する必要があります。
内部太陽系におけるカオスのタイムスケール: リャプノフスペクトルと運動の準積分
太陽系の数値積分は、わずか500万年のリアプノフ時間と、ダイナミクスを制約できる運動の積分がないことを特徴とする無秩序な変動にもかかわらず、内惑星の軌道が数十億年にわたって驚くほど安定していることを明らかにしています。.このような長期的な挙動に窓を開くために、内惑星の強制永年モデルのリアプノフスペクトル全体を計算します。2桁にわたる特徴的な指数の階層を明らかにし、タイムスケールの広い分離を伴う低速と高速のダイナミクスを明らかにします。コンピューター代数に基づくハミルトニアンのフーリエ高調波の体系的な分析により、軌道カオスの原因となる最強の共鳴を特徴付ける3つの対称性が明らかになりました。これらの対称性は、最小のリアプノフ指数に関連することが示されている運動の準積分の存在につながる、弱い共鳴によってのみ破られます。軌道解の主成分分析は、準積分がダイナミクスの最も遅い自由度の中にあることを独立して確認します。それらが軌道の無秩序な拡散を効果的に抑制し、太陽系の寿命にわたる統計的安定性において重要な役割を果たしているという強力な証拠が現れています。
原始惑星の最大降着速度: 暴走はどのくらいの速さであり得るか?
| Title |
The_maximum_accretion_rate_of_a_protoplanet:_how_fast_can_runaway_be? |
| Authors |
Nick_Choksi,_Eugene_Chiang,_Jeffrey_Fung,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01684 |
画像化されたギャップのある原始惑星系ディスクに存在すると仮定されている数十の原始惑星の捜索が行われています。これらの惑星がどれほど明るいか、またどのように成長するかは、暴走体制にある可能性がある降着率に依存します。3Dグローバルシミュレーションを使用して、惑星質量$M_{\rmp}$の最大ガス降着率を1$\,M_{\oplus}$から$10\,M_{\rmJ}$まで計算します。惑星が円盤に完全に埋め込まれるほど小さい場合、ボンダイ半径$r_{\rmBondi}$は円盤のスケール高$H_{\rmp}$よりも小さい--そのような惑星は熱質量パラメーター$q_を持つ{\rmth}\equiv(M_{\rmp}/M_{\star})/(H_{\rmp}/R_{\rmp})^3\lesssim0.5$,ホスト恒星質量$M_{\star}$と軌道半径$R_{\rmp}$--最大降着率は$\max\dot{M}_{\rmp}\proptoM_{\rmp}のボンダイスケーリングに従います^2/(H_{\rmp}/R_{\rmp})^3$.$0.5\lesssimq_{\rmth}\lesssim10$のより大質量の惑星の場合、ヒル球はボンダイ球を影響の重力球に置き換え、$\max\dot{M}_{\rmp}\proptoM_{\rmp}^1$、$H_{\rmp}/R_{\rmp}$に依存しません。$q_{\rmth}\gtrsim10$のときの超熱極限では、ヒル球は円盤から十分に飛び出し、$\max\dot{M}_{\rmp}\proptoM_{\rmp}^{2/3}(H_{\rmp}/R_{\rmp})^1$.確認された2つの原始惑星PDS70bとcに適用すると、数値的に較正された最大降着率は、親円盤が消滅する前に、木星のような質量が最大$\sim$2倍増加する可能性があることを示しています。
赤い太陽の下での光合成: 地球外集光アンテナの吸収特性の予測
| Title |
Photosynthesis_Under_a_Red_Sun:_Predicting_the_absorption_characteristics_of_an_extraterrestrial_light-harvesting_antenna |
| Authors |
Christopher_D._P._Duffy,_Gregoire_Canchon,_Thomas_J._Haworth,_Edward_Gillen,_Samir_Chitnavis_and_Conrad_W._Mullineaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02067 |
ここでは、超低温の赤色矮星の周りの軌道に近い地球のような岩石惑星での光合成の実現可能性について説明します。このタイプの星は、スペクトルの\textit{photosyntheticallyactive}領域($400-700$nm)での発光が非常に限られているため、酸素発生型光合成をサポートできない可能性があります。しかし、地球上の光合成独立栄養生物は、高度に構造化された非常に効率的なアンテナシステムの助けを借りて、非常に薄暗い環境を利用することがよくあります。さらに、電子源として水を酸化する必要のない無酸素光合成細菌は、遠赤色光と近赤外光を利用することができます。ここでは、光合成アンテナの単純なモデルを、超低温(2300K)から太陽のような(5800K)までのモデル恒星スペクトルの範囲に適用します。光合成生物は、変動を最小限に抑えながらエネルギー入力率を最大化するアンテナを進化させると想定しています。後者は、Arpらによって最近報告された「ノイズキャンセリング」の原理です。2020.太陽スペクトルに適用すると、クロロフィルのソレット吸収帯と一致する最適なアンテナ構成が予測されます。温度の低い星に適用すると、最適なアンテナピークは星の温度が低下するにつれて赤くなり、$\sim3300$Kで無酸素光合成独立栄養生物に関連する典型的な波長範囲に交差します。スターを付けて、予測された変動が同じオーダー内にあることを確認します。低質量星は、光合成のための光制限条件を自動的に提示するわけではありませんが、無酸素生物を選択する可能性があると結論付けています。
Wapiti: RV データの系統性を補正するためのデータ駆動型アプローチ -- 惑星をホストする M 矮星 GJ 251 の SPIRou データへの適用
| Title |
Wapiti:_a_data-driven_approach_to_correct_for_systematics_in_RV_data_--_Application_to_SPIRou_data_of_the_planet-hosting_M_dwarf_GJ_251 |
| Authors |
M._Ould-Elhkim,_C._Moutou,_J-F._Donati,_\'E._Artigau,_P._Fouqu\'e,_N.J._Cook,_A._Carmona,_P.I._Cristofari,_E._Martioli,_F._Debras,_X._Dumusque,_J.H.C._Martins,_G._H\'ebrard,_C._Cadieux,_X._Delfosse,_R._Doyon,_B._Klein,_J._Gomes_da_Silva,_T._Forveille,_T._Hood_and_P._Charpentier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02123 |
コンテキスト:SPIRouなどの近赤外線(nIR)ドメインでの正確な視線速度(RV)計測器の開発における最近の進歩により、惑星系をより効果的に特徴付けるためのM型星の研究が容易になりました。ただし、nIRは、惑星に依存しない信号のさまざまなソースが原因で、RVデータに体系的なエラーが発生する可能性があるため、系外惑星の検出に独自の課題を提示します。目的:nIR観測を使用してM型星の周りの系外惑星系を検出することによってもたらされる課題に対処するために、RVデータの系統誤差を修正するための新しいデータ駆動型アプローチを導入します。この方法の有効性は、恒星GJ\,251への適用によって実証されています。方法:\texttt{Wapiti}(WeightedprincipAlcomponentanalysIsreconsTructIon)と呼ばれる私たちの提案する方法は、ラインごと(LBL)アルゴリズムによって生成されたラインごとのRV時系列のデータセットを使用し、加重プリンシパルを採用します。コンポーネント分析(wPCA)を使用して、元のRV時系列を再構築します。体系的なエラーを修正するために元のデータから行ごとのRV時系列のwPCA再構成を差し引くことを最終的な目標として、適切なコンポーネント数を決定するために多段階プロセスが採用されています。結果:\texttt{Wapiti}をGJ\,251に適用することで、RV時系列からスプリアス信号を除去することに成功し、GJ\,251bのnIRでの最初の検出が可能になりました。14.2日。これは、SPIRouデータのシステマティックスが不明な場合でも、それらに効果的に対処し、系外惑星を検出するための機器の機能を完全に実現できることを示しています。さらに、光学RVの使用とは対照的に、この検出では星の活動を除外する必要がなく、nIRRV測定の重要な利点が強調されました。
低質量惑星の移動に対するダスト トルクの影響の定量化
| Title |
Quantifying_the_Impact_of_the_Dust_Torque_on_the_Migration_of_Low-mass_Planets |
| Authors |
Octavio_M._Guilera,_Pablo_Benitez-Llambay,_Marcelo_M._Miller_Bertolami_and_Martin_E._Pessah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02140 |
円盤状固体は多くの惑星形成過程で重要ですが、惑星移動への影響はほとんど解明されていません。ここでは、Benitez-Llambay&Pessah(2018)による埋め込まれた惑星のダストトルクの体系的な測定に基づいて、この重要な問題を初めて評価します。ガス状円盤とその固体成分の標準モデルを採用して、円盤/惑星系を記述する幅広い条件でのダストトルクの影響を定量化します。$M_{\rmp}\lesssim10M_\oplus$を使用して、合計トルクが正になり、惑星コアの内向きの惑星移動を元に戻すことができることを示します。惑星形成プロセスをモデル化するときに通常呼び出される条件で、低質量胚の形成軌跡を計算します。私たちの最も重要な結論は、ダストトルクが惑星胚の移動と形成の歴史に大きな影響を与える可能性があるということです。私たちの発見の最も重要な意味は次のとおりです。固体の質量は、ストークス数St$\simeq0.1$の粒子です。$\it{ii})$.$\epsilon\gtrsim0.02-0.05$の場合、小さなストークス数St$\simeq0.01$を持つ固体は、質量の大部分がそれらの粒子にある場合、支配的な役割を果たすことができます。$\it{iii})$ダストトルクは、内側の円盤で形成された低質量の惑星コアが外側に移動し、数十天文単位の距離にある大質量惑星の種として機能する可能性を秘めています。
| Title |
Viscosity_contrasts_in_the_Venus_mantle_from_tidal_deformations |
| Authors |
Christelle_Saliby,_Agnes_Fienga,_Arthur_Briaud,_Anthony_Memin,_Carianna_Herrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02278 |
惑星の潮汐変形は、しばしばその内部構造のマーカーと見なされます。この作業では、金星の太陽によって引き起こされる潮の励起を使用して、金星の内部層の性質を解読します。4層または5層のプロファイルの厚さ、密度、および粘度を記述するパラメーター空間のモンテカルロランダム探索を使用して、観測された質量、総慣性モーメント、$k_2$ラブ数、および期待品質係数$Q$。各モデルは、一定の密度、粘性、および剛性を備えた均一な層を持っていると想定されています。これらのモデルは、上部マントルと下部マントルの間の粘性に大きな違いがあることを示しています。彼らはまた、以前の予想と一致して、むしろSフリーのコアとわずかに高温の下部マントルを支持しています。
JWSTおよびALMA時代の初期銀河のダスト濃縮と検出可能性
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による最近の観測では、$z>10$に巨大で明るい銀河が初期に存在するという興味をそそるヒントが得られています。z\sim7$.これらの観察の意味を理解するために、我々は、ダスト濃縮の重要なプロセスを含む、暗黒物質ハローとそれらの構成要素バリオンの集合を共同で追跡するDELPHI半解析モデルを使用します。私たちのモデルは、$z\sim20$までの予測に使用される前に、$z\sim5-9$で利用可能なすべての銀河データに対して調整された、赤方偏移および質量に依存しない2つの自由パラメーターのみを採用しています。主な結果は次のとおりです。(1)モデルは、$z>12$で観測された紫外光度関数(UVLF)を徐々に過少予測します。$z>16$での観測は、利用可能なすべてのガスが星に変わる「最大」モデルに近いか、それよりも上にあります。(2)UV選択では、$z\sim5$で星形成率密度の34%が失われ、$\rm{M_{UV}}<-19の明るい銀河では$z\sim10$で17%に減少します。$;(3)塵の質量($M_d$)は星の質量($M_*$)と赤方偏移とともに$\log(M_d)=1.194\log(M_*)+0.0975z-5.433$として進化します。(4)UV光子の脱出率($f_{\rmesc}^{\rmUV}$)は、質量と星形成率の増加とともに減少します。$z\sim7$で、$f_{\rmesc}^{\rmUV}\sim0.8~(0.1)$for$M_*\sim10^9~(10^{11})\,M_\odot$銀河;(5)塵の温度は星の質量とともに上昇し、$z\sim7$にある$M_*\sim10^{9-11}M_\odot$銀河では$30-33$Kの範囲です。最後に、$z\sim5-20$で遠赤外線(FIR)LFを予測し、ALMA観測でテスト可能であり、銀河形成モデルで非物理的な極値を呼び出す前に、分光学的な赤方偏移と塵の質量を固定する必要があることを警告します。
AT 2021loi: 以前に知られていた AGN で発生する再輝のエピソードを伴うボーエン蛍光フレア
| Title |
AT_2021loi:_A_Bowen_Fluorescence_Flare_with_a_Rebrightening_Episode,_Occurring_in_a_Previously-Known_AGN |
| Authors |
Lydia_Makrygianni,_Benny_Trakhtenbrot,_Iair_Arcavi,_Claudio_Ricci,_Marco_C._Lam,_Assaf_Horesh,_Itai_Sfaradi,_K._Azalee_Bostroem,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Craig_Pellegrino,_Rob_Fender,_David_A._Green,_David_R._A._Williams_and_Joe_Bright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01694 |
AT2021loiは、ホスト銀河の中心に位置する光学的紫外過渡現象です。そのスペクトルの特徴は、それが「ボーエン蛍光フレア」(BFF)クラスのメンバーであることを示しています。このクラスの最初のメンバーは、潮汐破壊イベントに関連していると考えられていましたが、別の説明として、すでに活動している超大質量ブラックホールへの降着が強化されたことが示唆されました。AT2021loiは、既知の不明瞭なAGNで発生したため、後者の解釈を強化します。その光度曲線は以前のBFFのものと似ており、メインピークから約1年後に再明るくなっていることを示しています(これは明確には特定されていませんが、以前のすべてのBFFでそうである可能性があります)。フレア前のスペクトルに見られる4680A付近の発光特徴は、フレアの光学的ピーク付近で$\sim$2倍強化され、二重ピークの特徴としてはっきりと見られ、NIII$\のブレンドを示唆しています。HeII$\lambda4686$を原点とするlambda4640$。フレア中のOIII$\lambda$3133とNIII$\lambda\lambda4097,4103$の可能性(H$\delta$と混合)の出現は、ボーエン蛍光分類をさらにサポートします。ここでは、AT2021loiのZTF、ATLAS、Keck、LasCumbresObservatory、NEOWISE-R、$Swift$、AMI、VLAの観測結果を紹介し、これまでで最も観測されたBFFの1つにしています。したがって、AT2021loiは、BFFの性質をある程度明確にするだけでなく、核トランジェントの多様性をさらに実証します。
逆回転する円盤銀河 PGC 66551 の銀河集合の歴史を探る
| Title |
Probing_a_galaxy_assembly_history_for_the_counter-rotating_disk_galaxy_PGC_66551 |
| Authors |
Ivan_Katkov,_Damir_Gasymov,_Alexei_Kniazev,_Joseph_Gelfand,_Evgenii_Rubtsov,_Igor_Chilingarian,_Olga_Sil'chenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01719 |
円盤銀河における星の逆回転は、降着や合体などの外部プロセスによって駆動されると考えられている円盤質量集合体の複雑な現象に直接関係しています。このようなシステムの詳細な研究により、外部降着の原因を明らかにし、このプロセスの詳細を確立することが可能になります。この論文では、銀河PGC66551(MaNGAID~1-179561)を調査します。この銀河は、SDSSMaNGAデータで疑われる2つの逆回転する大規模な恒星円盤をホストし、10mのサザン銀河による詳細追跡分光法を使用して確認されました。アフリカの大型望遠鏡。我々は、PGC66551の両方の逆回転する円盤の電離ガスと星集団の特性を測定した。逆回転する円盤はコンパクトで、太陽系下の金属性を持つ若い星を含み、恒星質量$5\times10^{9}$を持っていることがわかった。M$_\odot$は、銀河全体の$\approx$20\%に相当します。驚くべきことに、主な8Gyrの古い円盤の金属量は、他の逆回転する銀河よりも大幅に低く、-0.8dexです。我々は、金属濃縮履歴の単純な分析モデルを開発し、それをPGC66551に適用し、銀河流出風のパラメーターを制約し、逆回転ディスクを形成した落下ガスの金属量を$-0.9と推定しました...-0.5$dex.私たちの解釈では、PGC66551で反対方向に回転する円盤を形成するガス源としての宇宙フィラメントからの低温降着よりも、ガスに富む衛星との合体を好みます。
ダーク エネルギー調査における外れ値の銀河画像と、教師なし機械学習によるそれらの識別
| Title |
Outlier_galaxy_images_in_the_Dark_Energy_Survey_and_their_identification_with_unsupervised_machine_learning |
| Authors |
Lior_Shamir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01720 |
ダークエネルギーサーベイは、非常に多くの銀河系外天体の画像データを収集することができ、これらのデータの中に、科学的関心の高い多くの異常な天体が隠されていると合理的に推測できます。DESデータのサイズが非常に大きいため、何百万もの他の天体の中からこれらの天体を識別することは困難な作業です。異常値検出の問題は、ノイズの多い画像や飽和した画像の存在によってさらに大きくなります。テストされるオブジェクトの数が非常に多い場合、わずかな割合のノイズまたは誤検知であっても、非常に多くの誤検出が発生するため、自動システムは実用的ではありません。この調査では、DarkEnergySurveyの最初のデータリリースで異常値オブジェクトを自動検出する自動方法を適用します。機械学習ベースの外れ値検出を使用することで、アルゴリズムは、データベース内の他の大部分のオブジェクトとは視覚的に異なるオブジェクトを識別することができます。このアルゴリズムの重要な機能は、偽陽性率を制御できるため、実際の外れ値検出に使用できることです。このアルゴリズムは、外れ値オブジェクトの検出において完全な精度を提供するわけではありませんが、実際の外れ値検出を可能にするためにデータを大幅に削減します。たとえば、アルゴリズムを$2\cdot10^6$以上のDES画像に適用した後の上位250個の天体の選択は、珍しい銀河のコレクションを提供します。このような収集は、データの手動検査を使用してコンパイルするには非常に時間がかかります。
宇宙空間の磁場
| Title |
Magnetic_Fields_in_Cosmic_Voids |
| Authors |
Agust\'in_M._Rodr\'iguez-Medrano,_Federico_A._Stasyszyn,_Dante_J._Paz_and_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01765 |
磁場は、宇宙の最も隠された要素の1つです。それらは銀河間媒体の一部として、また銀河団スケールで観測されていますが、その起源と進化は不明です。この作業では、IllustrisTNGシミュレーションを使用して、宇宙の最も密度の低い領域である宇宙空隙における磁場の影響を調査します。原始磁場が一様であるという仮説の下では、ボイドは原始磁場の特性を依然として反映していることがわかります。一方、内部にある銀河は、密度の高い環境にある銀河よりも弱い磁場を獲得します。
JWST UNCOVER: レンズ銀河団 Abell 2744 の背後にある $z>9$ 銀河候補の発見
| Title |
JWST_UNCOVER:_Discovery_of_$z>9$_Galaxy_Candidates_Behind_the_Lensing_Cluster_Abell_2744 |
| Authors |
Hakim_Atek,_Iryna_Chemerynska,_Bingjie_Wang,_Lukas_Furtak,_Andrea_Weibel,_Pascal_Oesch,_John_R._Weaver,_Ivo_Labb\'e,_Rachel_Bezanson,_Pieter_van_Dokkum,_Adi_Zitrin,_Pratika_Dayal,_Christina_C._Williams,_Themiya_Nannayakkara,_Sedona_H._Price,_Gabriel_Brammer,_Andy_D._Goulding,_Joel_Leja,_Danilo_Marchesini,_Erica_J._Nelson,_Richard_Pan,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01793 |
$\sim45$arcmin$^2$以上の7バンドでのディープNIRCamおよびNIRISSイメージングと補助的なHST観測を使用して、JWSTUNCOVERサーベイで高赤方偏移($z>9$)銀河候補を検索した結果を提示します。NIRCamの観測値は$5-\sigma$極限等級$\sim29.2$ABに達します。$-z$の高い候補の識別は、ドロップアウト選択と測光赤方偏移の組み合わせに依存します。$9<z<12$で16の候補が見つかり、$12<z<13$で3つの候補が見つかりました。8つの候補は非常に堅牢であると見なされます。それらのレンズ増幅は、$\mu=1.2$から11.5までの範囲です。候補は、幅広い(レンズ補正された)光度と若い年齢を持ち、星の質量は低く($6.8<$log(M$_{\star}$/M$_{\odot}$)$<9.5$)、低い星形成率(SFR=0.2-7M$_{\odot}$yr$^{-1}$)であり、初期のJWST観測での$z>9$の以前の発見を裏付けています。$z\sim9-10$にあるいくつかの銀河は、F356WバンドとF444W/F410Mバンドの間に明確なバルマーブレークを示しているように見えます。これは、星の質量を制限するのに役立ちます。$\beta=-1.8$から$-2.3$の間の青色UV連続体の勾配を推定します。これは初期銀河の典型的な$z>9$ですが、最近発見された最も青い光源ほど極端ではありません。また、理論的予測に沿って、質量と光度の関係の急速な赤方偏移進化と、固有の大きさの特定の範囲に対するUV連続体勾配の赤方偏移進化の証拠も見つけました。これらの発見は、これらの初期の時代の暗い銀河集団に到達するには、より深いJWST観測が必要であることを示唆しており、追跡分光法は、銀河のより大きなサンプルの物理的特性と星形成の歴史をより適切に制約するのに役立ちます。
Halo21 吸収モデリングの課題: 合成銀河周吸収スペクトルの「観測」からの教訓
| Title |
The_Halo21_Absorption_Modeling_Challenge:_Lessons_From_"Observing"_Synthetic_Circumgalactic_Absorption_Spectra |
| Authors |
Zachary_Hafen_(1),_Sameer_(2,_3),_Cameron_Hummels_(4),_Jane_Charlton_(2),_Nir_Mandelker_(5,6),_Nastasha_Wijers_(7,_8),_James_Bullock_(1),_Yakov_Faerman_(9),_Nicolas_Lehner_(3),_Jonathan_Stern_(10)_((1)_University_of_California,_Irvine,_(2)_Pennsylvania_State_University,_(3)_University_of_Notre_Dame,_(4)_California_Institute_of_Technology,_(5)_Hebrew_Institute_of_Jerusalem,_(6)_Kavli_Institute_for_Theoretical_Physics_at_UCSB,_(7)_Leiden_Observatory,_(8)_CIERA,_Northwestern_University,_(9)_University_of_Washington,_(10)_Tel_Aviv_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01842 |
Halo21吸収モデリングの課題では、銀河周縁媒質(CGM)の合成吸収スペクトルを生成し、観測手法を使用して、その下にあるガスの金属量、温度、および密度(Z、T、およびnH)を推定しようとしました。ますます複雑になる3つのデータサンプルを繰り返し生成して分析しました。孤立した均一な雲のイオンカラム密度、1～3個の均一な雲のモックスペクトル、高解像度の乱流混合ゾーンのモックスペクトルです。Z、T、およびnHは、吸収システムの90%を超えるソース値の0.1dex以内で取得され、両方の均一な雲サンプルについて観測推定値が正確であることがわかりました。乱流混合シナリオでは、最も強い吸収成分の質量、温度、および金属量も高精度で取得されました。ただし、対応するシミュレートされたガスはHI吸収プロファイルにわずかしか寄与していないため、下位成分の基本的な特性は十分に制約されていませんでした。一方、主要なコンポーネント以外に追加のコンポーネントを含めると、適合性が向上し、ソースデータに複雑な雲構造が実際に存在することと一致しました。
オリオンバーのダスト偏極の起源
| Title |
The_origin_of_dust_polarization_in_the_Orion_Bar |
| Authors |
Valentin_J._M._Le_Gouellec,_B-G_Andersson,_Archana_Soam,_Thi\'ebaut_Schirmer,_Joseph_M._Michail,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Sophia_Flores,_David_T._Chuss,_John_E._Vaillancourt,_Thiem_Hoang,_and_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01908 |
非球面粒子は磁力線と整列する傾向があるため、熱ダスト放出の直線偏光は、星間および星周磁場を調べるための強力なツールを提供します。放射アライメントトルク(RAT)メカニズムは、この現象の理論的枠組みを提供しますが、このアライメントメカニズムのいくつかの側面は、まだ定量的にテストする必要があります。そのような側面の１つは、強力な放射線場の領域において、基準整列方向が磁場（「Ｂ－ＲＡＴ」）から放射線場ｋベクトル（「ｋ－ＲＡＴ」）に変化する可能性である。多波長SOFIAHAWC+ダスト偏光観測を使用して、オリオンバーPDRへのこの移行を調査します。偏光角マップは、放射場の方向が平均して好ましい粒子配向軸ではないことを示しています。オリオン棒でB-RATからk-RATへの遷移が発生する粒子サイズを制限し(最も照射された場所に向かって粒子>0.1{\μ}m)、大きな粒子のためのバーの高放射線環境。回転破壊の影響を受けやすい粒子は超熱回転であり、磁場に整列している必要がありますが、k-RAT整列粒子は熱速度で回転します。アライメントがB-RATからk-RATにシフトする粒子サイズは、回転の混乱に耐えるには大きすぎる粒子に対応することがわかります。したがって、粒子の大部分が磁場による超熱回転で整列し、引張強度に応じて回転破壊を受ける可能性があると予想されます。
The PAU Survey: 近接銀河ペアの識別と分析
| Title |
The_PAU_Survey:_Close_galaxy_pairs_identification_and_analysis |
| Authors |
E._J._Gonzalez,_F._Rodriguez,_D._Navarro-Giron\'es,_E._Gazta\~naga,_M._Siudek,_D._Garc\'ia_Lambas,_A._L._O'Mill,_P._RenardL._Cabayol,_J._Carretero,_R._Casas,_J._De_Vicente,_M._Eriksen,_E._Fernandez,_J._Garcia-Bellido,_H._Hildebrandt,_R._Miquel,_C._Padilla,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_P._Tallada-Cresp\'i,_A._Wittje |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01952 |
銀河のペアは、銀河の進化の最初のビルディングブロックを構成します。これは、合併イベントと相互作用によって駆動されます。したがって、これらのシステムの分析は、銀河の進化を理解し、構造形成を研究する上で価値があります。この作業では、物理学の加速宇宙調査(PAUS)によって提供される測光赤方偏移を使用して特定された、近くにある銀河のペアの新しい公開カタログを提示します。それらを効率的に検出するために、高精度のphoto$-z$($\sigma_{68}<0.02$)を利用し、シミュレートされたデータを使用して以前にテストされた識別アルゴリズムを適用します。このアルゴリズムは、銀河間の予測距離($r_p<50$kpc)、予測される速度差($\DeltaV<3500$km/s)、分離基準を考慮してペアサンプルを取得します。この手法を、PAUSによって提供された銀河の全サンプルと、高品質の赤方偏移推定値を持つサブセットに適用しました。最後に、私たちが達成した最も関連性の高い結果は、銀河間レンズ推定を使用して、総光度、色、赤方偏移に従って選択された銀河ペアのいくつかのサブセットの平均質量を決定したことです。平均$r-$band光度$10^{10.6}h^{-2}L_\odot$を持つPAUSの全サンプルから選択されたペアについて、$M_{200}=10^{12.2の平均質量を取得します。}h^{-1}M_\odot$、楕円銀河から導き出された質量と光度の比と互換性があります。我々はまた、光度$L$の関数として質量対光比$M/L$を研究し、ペアの$M/L$が、グループと銀河団の測定。
z $\leqslant$ 0.09 でのブラインド FAST 調査による 21 cm 吸収の検出
| Title |
Detections_of_21-cm_absorption_with_a_blind_FAST_survey_at_z_$\leqslant$_0.09 |
| Authors |
Wenkai_Hu,_Yougang_Wang,_Yichao_Li,_Yidong_Xu,_Wenxiu_Yang,_Guilaine_Lagache,_Ue-Li_Pen,_Zheng_Zheng,_Shuanghao_Shu,_Yinghui_Zheng,_Di_Li,_Tao-Chung_Ching,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02007 |
500メートル開口の球面電波望遠鏡(FAST)のドリフトスキャン観測による、z$\leqslant$0.09での銀河系外HI21cm吸収線のブラインド検索による初期の科学的結果を提示します。進行中のCommensalRadioAstronomyFasTSurvey(CRAFTS)によって643.8時間に収集されたデータを使用して検索を実行しました。CRAFTSは3155deg$^{2}$の空域にまたがり、磁束密度が12を超える44827の電波源をカバーしています。mJy。無線周波数干渉(RFI)のため、現在の作業では1.3~1.45GHzの周波数範囲の比較的クリーンなデータのみが使用されます。$T_{s}/c_{f}$=100Kの仮定の下で、我々のデータがスパンし、DampedLyman$\alpha$Absorbers(DLA)に敏感な、完全性補正された総吸収経路長は$\DeltaXです。^{inv}$=8.33$\times10^3$($\Deltaz^{inv}=7.81\times10^{3}$)は吸収を介在させます。関連する吸収の場合、対応する値は$\DeltaX^{asc}$=12.8($\Deltaz^{asc}=11.9$)です。3つの既知のHIアブソーバー(UGC00613、3C293、および4C+27.14)と2つの新しいHIアブソーバー(NVSSJ231240-052547およびNVSSJ053118+315412)が盲目的に検出されます。HIプロファイルを多成分ガウス関数に適合させ、各吸収の赤方偏移(0.063、0.066)、幅、光束密度、光学的深さ、およびHI列密度を計算します。私たちの結果は、やみくもにHI吸収剤を検索する際のFASTの力を示しています。NVSSJ231240-052547への吸収では、対応する光はかすかで、現在、既存のスペクトルがありません。最も可能性の高い解釈は、電波の強い活動銀河核(AGN)が背景の光源として光学的に微弱であり、その間に微弱な光吸収体があるというものです。NVSSJ053118+315412は、複雑なプロファイルを伴う関連する吸収を示します。これは、不安定なガス構造または超大質量ブラックホール(SMBH)へのガス降着を示唆している可能性があります。
銀河の調整: 形態シーケンスに沿ったバルジとディスクのサイズ-光度-表面輝度の関係
| Title |
Tailoring_galaxies:_size-luminosity-surface_brightness_relations_of_bulges_and_disks_along_the_morphological_sequence |
| Authors |
Louis_Quilley_and_Val\'erie_de_Lapparent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02069 |
SourceXtractor++を使用したSDSSグリ画像のバルジとディスク分解を使用して、近くの宇宙のEFIGI銀河のバルジとディスクのスケーリング関係と形態を測定します。Kormendy(1977)によるE銀河の有効表面輝度と有効半径の関係は、タイプS0からSbのバルジにまで及ぶが、後のハッブルタイプのより暗くて小さいバルジは、バルジ対全体の比率(B/T)およびS\'ersicインデックス。-17.8から-19.1の間のgの大きさで発生すると提案されている疑似バルジから古典的なバルジへの連続的な遷移があります。EおよびdEタイプのサイズと光度の関係はより急峻であり、Binggeliらのものと似ています。(1984)、それぞれ、EFIGIのレンチキュラーとらせん状の膨らみが湾曲した関係を表示します。ディスクとイレギュラーはまた、成長する間に最初に明るくなり、次に表面の明るさが安定するように、連続的に湾曲したサイズと光度の関係に従います。さらに、らせんのバルジとディスクの両方の有効半径がB/Tのべき法則に従って増加し、バルジの増加が急になるという前例のない結果が得られます。B/Tでの増加は、レンチキュラーのバルジとディスクで非常に急勾配で類似しています。ディスク対バルジの有効半径の比率は、すべてのレンチキュラーおよびスパイラルタイプのB/Tで2桁にわたって変化し、ディスク対バルジの平均比率は、Sbcの~15からScdタイプの~6に減少します。S0。導き出されたすべてのスケーリング関係を表にして、それらを使用して近くの銀河のリアルな模擬画像を作成できるようにします。新しい湾曲したサイズと光度の関係は、バルジ、ディスク、銀河のサイズの過大または過小評価をすべてのマグニチュードで防ぎます。これらの結果は、バルジとディスクがハッブル系列に沿って逆に進化するため、バルジとディスクの接合部のサイズと光度の変化を提供することにより、Quilley&deLapparent(2022)の分析を補完します。
皇后。 XIII。 z ~ 0 および 4-10 での近距離および遠距離の若い銀河の化学的濃縮: Fe/O、Ar/O、S/O、および
N/O の測定と化学進化モデルの比較
| Title |
EMPRESS._XIII._Chemical_Enrichments_of_Young_Galaxies_Near_and_Far_at_z_~_0_and_4-10:_Fe/O,_Ar/O,_S/O,_and_N/O_Measurements_with_Chemical_Evolution_Model_Comparisons |
| Authors |
Kuria_Watanabe,_Masami_Ouchi,_Kimihiko_Nakajima,_Yuki_Isobe,_Nozomu_Tominaga,_Akihiro_Suzuki,_Miho_N._Ishigaki,_Ken'ichi_Nomoto,_Koh_Takahashi,_Yuichi_Harikane,_Shun_Hatano,_Haruka_Kusakabe,_Takashi_J._Moriya,_Moka_Nishigaki,_Yoshiaki_Ono,_Masato_Onodera,_and_Yuma_Sugahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02078 |
文献にある33個のJWST$z\sim4-10$星形成銀河と一緒に、新しいKeck/LRIS分光法による決定を含む7つの局所的な超金属欠乏銀河(EMPG)の気相元素存在比を提示し、化学組成を比較します。進化モデル。コア崩壊型超新星(CCSNe)、Ia型超新星、超新星(HNe)、対不安定型超新星(PISNe)の生成量を含む化学進化モデルを開発し、EMPGと高$z$銀河をダストと比較します。枯渇貢献。EMPGの高いFe/O値は、PISN金属濃縮によって説明できる(できない)ことがわかります(鉄の存在量を高める混合およびフォールバックメカニズムを使用した場合でも、CCSN/HN濃縮)。一方、観察されたAr/OおよびS/O値は、PISNモデルの予測よりもはるかに小さいです。EMPGの存在比は、タイプIaSNeとCCSNe/HNeの組み合わせによって説明できます。その内層のアルゴンと硫黄はほとんどフォールバックします。これは、Sculptor恒星の化学存在量分布に匹敵し、初期の化学的濃縮がEMPG。私たちの化学進化モデルを$z\sim4-10$の星形成銀河と比較すると、高$z$銀河のAr/O比とS/O比はCCSNe/HNeのものと同等であることがわかります。高$z$銀河の大部分は、PISNeからの寄与を除外するのに十分な制約を持っていません。GN-z11で最近報告された高いN/O比は、PISNeを回転させても説明できませんが、回転するWolfRayet星の風によって再現でき、最終的には直接崩壊します。
皇后。 XIV。 $z=0-8$ での若い銀河の強力な高電離線: $M_{\rm BH}\sim 10^3-10^6\ M_\odot$
を持つ中間質量ブラック ホールと一致する電離スペクトル
| Title |
EMPRESS._XIV._Strong_High_Ionization_Lines_of_Young_Galaxies_at_$z=0-8$:_Ionizing_Spectra_Consistent_with_the_Intermediate_Mass_Black_Holes_with_$M_{\rm_BH}\sim_10^3-10^6\_M_\odot$ |
| Authors |
Shun_Hatano,_Masami_Ouchi,_Hiroya_Umeda,_Kimihiko_Nakajima,_Toshihiro_Kawaguchi,_Yuki_Isobe,_Shohei_Aoyama,_Kuria_Watanabe,_Yuichi_Harikane,_Haruka_Kusakabe,_Akinori_Matsumoto,_Takashi_J._Moriya,_Moka_Nishigaki,_Yoshiaki_Ono,_Masato_Onodera,_Yuma_Sugahara,_Akihiro_Suzuki,_Yi_Xu,_and_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02189 |
He{\sc{ii}}$\lambda$4686と[Ne{\sc{v}}]$\lambda$3426([$z=0$($z=8$)のNe{\sc{iv}}]$\lambda$2424)は、Keck/LRIS分光法と文献(JWSTEROプログラム)で特定されています。これらの高電離線と水素、ヘリウム、酸素、ネオン、および硫黄の$>10$低電離線のフラックス比を使用して、恒星放射と非熱べき乗則放射からなる電離スペクトルを、自由光イオン化モデリングによって決定します。金属量とイオン化パラメータを含む星雲特性のパラメータであり、存在比の違いを相殺します。観測されたすべてのフラックス比は、べき法則指数$\alpha_{\rmEUV}$の$\alpha_{\rmEUV}\sim(-1)-0$および光度$L_{\rmEUV}$of$L_{\rmEUV}\sim10^{40}-10^{42}$ergs$^{-1}$at$\sim55-100$eVfor6つの銀河、一方4つの銀河には、星の放射線汚染によって引き起こされた$\alpha_{\rmEUV}$の大きな体系が含まれています。次に、これらの6つの銀河の$\alpha_{\rmEUV}$と$L_{\rmEUV}$を、ブラックホール(BH)降着円盤モデルによって予測されたものと比較し、これらの銀河が適度に柔らかい/明るい電離を持っていることを発見します。$\alpha_{\rmEUV}$と$L_{\rmEUV}$がBH降着円盤モデルの中間質量ブラックホール(IMBH)のスペクトルに類似しているスペクトル。$M_{\rmBH}=10^{5.75}\M_\odot$の質量$M_{\rmBH}$を持つ既知のIMBHでこれらの結果を確認すると、4つのローカル銀河と1つの$z=7.665であることがわかります。$galaxyは、$M_{\rmBH}\sim10^3-10^5\M_\odot$のIMBHと一致する電離スペクトルを持っています。
超長基線干渉計(VLBI)を地球外知的生命体探査(SETI)に適用することは、従来の単一皿SETI観測よりも多くの利点を提供する技術にもかかわらず、これまでのところ限定されています。SETIの干渉計をさらに発展させるために、我々は$21$~cmでEuropeanVLBINetwork(EVN)を使用して、ケプラーフィールドの潜在的な二次位相キャリブレータを観察しました。残念ながら、二次キャリブレータは検出されませんでした。しかし、フィールドのVLBAプライマリキャリブレーターJ1926+4441は、近くの太陽系外惑星ケプラー111~bから$\sim1.88'$だけオフセットし、高い一時的な$\left(0.25\\rm{s}\と相関していました。right)$とスペクトル$\left(16384\times488\\rm{Hz\channels}\right)$解像度。高解像度データの分析中に、中心周波数が$1420.424\pm0.0002$MHz、幅が0.25MHzのスペクトル特徴が自己相関データと相互相関データの両方に存在することを特定しました。相互相関の特徴は、ビーム内の\ion{H}{i}の存在による各望遠鏡のノイズ指数の大幅な増加に関連するデータのアーティファクトであることを示します。これは通常、標準スペクトル分解能と相関するデータでは見過ごされます。これらのチャネルにフラグを立て(その後の分析から除外)、GAIAカタログを利用してデータをケプラー111~bの位置に位相回転し、$\rm{SNR}>7$の信号を検索します。観測時点では、等価等方放射電力(EIRP)>$\sim4\times10^{15}$Wの送信機は検出されませんでした。
100 $\mu$m-dark Massive Core の連星形成
| Title |
Binary_Formation_in_a_100_$\mu$m-dark_Massive_Core |
| Authors |
Shuo_Kong,_H\'ector_G._Arce,_John_J._Tobin,_Yichen_Zhang,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_Kaitlin_M._Kratter,_Thushara_G.S._Pillai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02286 |
ドラゴン赤外線暗雲にある巨大な原始星コアC1-Sa($\sim$30M$_\odot$)に向けた高解像度アルマ望遠鏡の観測結果を報告します。140AUの解像度では、コアは2つのカーネル(C1-Sa1とC1-Sa2)に断片化され、C1-Saの伸長に沿って$\sim$1400AUの分離が予測され、$\simのジーンズの長さスケールと一致します。$1100オーストラリア。RADEXを使用した放射伝達モデリングは、原始星核C1-Sa1の温度が$\sim$75Kで、質量が0.55M$_\odot$であることを示しています。C1-Sa1はまた、2つのバイポーラアウトフローを駆動する可能性が高く、1つは空平面に平行です。C1-Sa2はライン発光では検出されず、流出活動も見られませんが、その付近でオルソH$_2$D$^+$およびN$_2$D$^+$発光を示しているため、まだ星がない可能性があります。.20Kの温度を仮定すると、C1-Sa2の質量は1.6M$_\odot$になります。より高い解像度の96AUでは、C1-Sa1は周囲に不規則な形状を示し始めますが、複数の天体や円盤の明確な兆候は見られません。C1-Sa1は、傾斜したディスクと流出を伴うタイトなバイナリをホストしていると思われます。現在、バイナリの1つのメンバーは活発に降着していますが、もう一方のメンバーの降着は大幅に減少しています。C1-Sa2は、同様の質量を持つ2つのサブカーネルへの断片化のヒントを示しており、より高い感度でさらに確認する必要があります。
SN 2022acko: タイプ IIP 超新星の最初の初期遠紫外スペクトル
| Title |
SN_2022acko:_the_First_Early_Far-Ultraviolet_Spectra_of_a_Type_IIP_Supernova |
| Authors |
K._Azalee_Bostroem,_Luc_Dessart,_D._John_Hillier,_Michael_Lundquist,_Jennifer_E._Andrews,_David_J._Sand,_Yize_Dong,_Stefano_Valenti,_Joshua_Haislip,_Emily_T._Hoang,_Griffin_Hosseinzadeh,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Saurabh_W._Jha,_Vladimir_Kouprianov,_Jeniveve_Pearson,_Nicolas_E._Meza_Retamal,_Daniel_E._Reichart,_Manisha_Shrestha,_Christopher_Ashall,_E._Baron,_Peter_J._Brown,_James_M._DerKacy,_Joseph_Farah,_Lluis_Galbany,_Jonay_I._Gonzalez_Hernandez,_Elizabeth_Green,_Peter_Hoeflich,_D._Andrew_Howell,_Lindsey_A._Kwok,_Curtis_McCully,_Tomas_E._Muller-Bravo,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Jeonghee_Rho,_Micalyn_Rowe,_Michaela_Schwab,_Melissa_Shahbandeh,_Nathan_Smith,_Jay_Strader,_Giacomo_Terreran,_Schuyler_D._Van_Dyk,_and_Samuel_Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01654 |
タイプIIプラトー超新星、SN2022ackoの5つの遠紫外スペクトルと近紫外スペクトルを提示します。これは、爆発の5、6、7、19、および21日後に取得され、すべてハッブル宇宙望遠鏡/宇宙望遠鏡イメージング分光器で観測されました。最初の3つのエポックは、前例のない特性を明らかにする遠紫外線で観測されたタイプIIプラトー型超新星よりも早い時期です。これらの3つのスペクトルは、主に金属からの強い線によって支配されており、比較的特徴のない初期の光学スペクトルとは対照的です。流束は、噴出物が冷却し、ラインブランケットが有効になるにつれて、最初の時系列で減少します。このユニークなデータセットを非局所熱力学的平衡放射輸送コードCMFGENでモデル化し、エネルギーEkin=6x10^50ergの低質量赤色超巨星の爆発との良好な一致を見つけました。これらのモデルを使用して、初期のUVスペクトルを支配するイオンを初めて特定しました。また、SN2022ackoのピーク絶対等級がV=-15.4magで、プラトーの長さが~115dであることを示す光学測光法と分光法も提示します。スペクトルは、SN2005csとSN2012Aのスペクトルによく似ています。結合された光学スペクトルとUVスペクトルを使用して、5、7、および19日目のuvw2、U、B、およびVフィルターのフラックス赤方向の割合を報告します。これは、進化の最初の数週間でUVフラックスが急速に減少したことを示しています。タイプII超新星の今後の観測では、高品質のUVスペクトルの限られたセットに見られる多様性を探求し続けるでしょう。
潮汐破壊イベントからの土石流のダイナミクス: 正確な解、臨界ストリーム密度、および水素の再結合
| Title |
The_dynamics_of_debris_streams_from_tidal_disruption_events:_exact_solutions,_critical_stream_density,_and_hydrogen_recombination |
| Authors |
Eric_R._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01677 |
潮汐破壊イベント(TDE)で超大質量ブラックホール(SMBH)によって破壊された星は、潮汐破壊された星のデブリストリームとして知られるフィラメント構造に変換されます。理想的な気体圧力が流れの熱力学を支配する場合、流れの進化を記述し、自己重力、圧力、気体の動的膨張、および気体の横方向構造を説明する流体力学方程式の正確な解があることを示します。ストリーム。円筒対称摂動に対するこの解の安定性を分析し、臨界流密度が存在することを示します。この密度を下回ると、流れは不安定になり、自己重力ではなくなります。この臨界密度は、TDEのストリーム密度よりも少なくとも40～50倍小さくなります。この臨界密度を超えると、ストリームは過安定になり、自己重力によってストリームが閉じ込められ、振動周期が指数関数的に長くなり、過安定性の成長率は$t^{1/6}$のようにスケーリングされます。過安定性の冪乗成長と小さい冪乗指数は、ストリームが円筒対称摂動に対して効果的に安定していることを意味します。また、このソリューションを使用して水素再結合の影響を分析し、再結合によってガスのエントロピーが大幅に増加しても、自己重力の影響を完全に破壊することはできない可能性が高いことを示唆しています。また、再結合によって生成されたトランジェントは、以前の見積もりよりもはるかに明るくないことも示しています。
3D ブラックホール磁気圏におけるリコネクション駆動型フレア -- 射手座 A* 周辺のホット スポットのシナリオ
低光度の超大質量および恒星質量ブラックホール(BH)は、無衝突で高度に磁化されたプラズマに埋め込まれている可能性があります。それらは、BHの近くで効率的な散逸プロセスを示す非熱フレアを示しています。超大質量BH射手座A*（SgrA*）からのNIRフレア中に、GRAVITYは、BHの周りを移動する一時的なシンクロトロン放出ホットスポットの存在を示唆する円運動と偏光進化を検出しました。回転するBHの磁気圏における3D再接続電流層を研究して、イベントホライズン近くで形成されたプラズマ負荷フラックスロープがホットスポット観測を再現し、BHスピンの制約に役立つかどうかを判断します。順行性ケプラー回転のディスクに由来する強力な大規模磁場に埋め込まれた対プラズマのカー時空で、セル内粒子のグローバル3Dシミュレーションを実行します。円錐形の電流層が発生し、事象の地平線を通るねじれた開いた磁力線を囲みます。ディスクをBHに結合する磁力線が膨張し、ディスク上のいくつかの重力半径を再接続します。粒子は加速し、いくつかの回転する巨視的なフラックスロープに蓄積します。フラックスロープが分離すると、正面から見たときに急速に開くらせんのように見えるものに続いて、現在の層で伝播します。単一のフラックスロープは、SgrA*のフレアのピーク光度を再現するのに適したレベルでシンクロトロン放射を放出するのに十分な相対論的粒子を運びますが、流れ去るにつれて急速に消えていきます。フラックスロープの運動の運動学的解析では、SgrA*に対して0.65から0.8のBHスピンが有利です。フレアの持続時間には、ディスクのミッドプレーンにシードされた基礎となる磁気ループの寿命と方位範囲が有限である必要があります。このシナリオでは、ホットスポットはスピニングアークに対応し、それに沿って複数の再接続サイトがフラックスロープが一時的に切り離されるときに正味の放出に電力を供給します。
Swift/XRT によって偶然発見された過渡超高輝度 X 線源の新しいサンプル
| Title |
A_new_sample_of_transient_ultraluminous_X-ray_sources_serendipitously_discovered_by_Swift/XRT |
| Authors |
Murray_Brightman,_Jean-Marie_Hameury,_Jean-Pierre_Lasota,_Ranieri_D._Baldi,_Gabriele_Bruni,_Jenna_M._Cann,_Hannah_Earnshaw,_Felix_F\"urst,_Marianne_Heida,_Amruta_Jaodand,_Margaret_Lazzarini,_Matthew_J._Middleton,_Dominic_J._Walton,_Kimberly_A._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01693 |
超高輝度X線源(ULX)は、極端な超エディントン降着を研究するための最高の研究所です。これらのオブジェクトのほとんどの研究は、比較的持続的な発生源に関するものですが、これらの発生源の大部分が一時的なものであることを示唆する証拠が増えています。ここでは、Swift/XRT観測で偶然発見された銀河NGC4945、NGC7793、およびM81で新たに報告された5つの一時的なULXのサンプルを紹介します。これらのソースの迅速な監視により、十分にサンプリングされたライトカーブが提供され、Hamery&Lasota(2020)のディスク不安定性モデルを使用してライトカーブをモデル化することができました。またはエディントン率よりも大きい。以前のHSTイメージングによる3つのソース領域のうち、対応する可能性のある星の色等級図は、対応する可能性のある恒星のさまざまな年齢を示しています。これら3つの銀河におけるこれらの発生源の割合の推定値は、0.4～1.3年$^{-1}$です。永続的なULXが銀河の光度関数のハイエンドを支配している一方で、ULXの光度を生成するシステムの数は、一時的なソースによって支配されている可能性が高いことがわかりました。
近くの星形成銀河における大質量X線連星と若い星団の空間相関
| Title |
The_Spatial_Correlation_of_High_Mass_X-ray_Binaries_and_Young_Star_Clusters_in_Nearby_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Breanna_A._Binder,_Ashley_K._Anderson,_Kristen_Garofali,_Margaret_Lazzarini,_and_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01802 |
M31とM33の大質量X線連星(HMXB)と若い星団(YSC)集団の2点空間相関関数の解析を提示します。HMXBがYSCと空間的に相関していることを示す証拠が、両方の銀河でランダムな偶然から予想されるよりも高いことがわかりました。天の川銀河、小マゼラン雲、およびNGC4449での同様の研究を補足すると、空間相関関数のピーク値がホスト銀河の特定の星形成速度と強く相関することがわかります。さらに、M31の211個の非X線検出YSCとM33の463個のYSCのX線スタッキング分析を実行します。両方の銀河で、$\sim10^{33}$ergs$^{-1}$(0.35-8keV)の3$\sigma$上限まで、積み重ねられたクラスター位置での過剰なX線放射は検出されませんでした。これは、YSC内の動的形成が主要なHMXB形成チャネルではないことを強く示唆しています。(1)銀河の最近の星形成の歴史。これは、HMXBに電力を供給しているコンパクトなオブジェクトの人口統計に違いをもたらす可能性があります。(2)形成中にコンパクトなオブジェクトが経験するネイタルキックの違い。これにより、新しく形成されたHMXBが誕生したクラスターから排出されます。
$\gamma$ 線データによる陽電子過剰の暗黒物質解釈の制約
暗黒物質(DM)の粒子起源は、現代物理学における主な謎の1つです。実験室でDMを検出するための最も有望な検索戦略の1つは、宇宙でのDM消滅から生成される宇宙粒子を間接的に検索することです。特に、宇宙陽電子のフラックスはAMS-02実験によって高精度で測定されており、二次生成に関して10GeVを超える過剰が存在することが実証されています。この論文では、高エネルギー陽電子データに適合させるために必要なDM質量$M$と消滅断面積$\langle\sigmav\rangle$の値を見つけて、陽電子過剰の可能性のあるDM起源を研究します。特に、DMが$b\bar{b}$に消滅するには、$M=43$TeVと$\langle\sigmav\rangle=10^{-21}$cm$^3が必要であることがわかります。$\tau^+\tau^-$$M=2$TeVおよび$\langle\sigmav\rangle=3\times10^{-23}$cm$^3$/sの場合は$/s。DMが陽電子を生成すると、天の川銀河の中心と銀河の矮小銀河衛星の周りからガンマ線を生成すると予想されます。したがって、AMS-02陽電子データへの適合で得られたDM質量と消滅断面積の値を、銀河中心とフェルミの方向のHESSで$\gamma$光線が検出されないことで導出された上限と組み合わせます-矮小銀河の複合解析のためのLAT。この論文の主な結果は、質量が約500GeVで$\langle\sigmav\rangle=4\times10^{-24}$cm$の$\mu^+\mu^-$に消滅するDMのみであるということです。^3$/sはAMS-02データに適合し、$\gamma$線で見つかった上限と互換性があります。$\tau^+\tau^-$($b\bar{b}$)チャネルに関しては、DMはせいぜい数十$\%$(数\%)レベルで貢献できます。
| Title |
The_self-confinement_of_electrons_and_positrons_from_dark_matter |
| Authors |
Marco_Regis,_Michael_Korsmeier,_Gianni_Bernardi,_Giada_Pignataro,_Javier_Reynoso-Cordova,_and_Piero_Ullio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01999 |
暗黒物質(DM)の消滅または崩壊によって生成される電子および陽電子からの放射放出は、WIMPの間接的な検索で最も調査されている信号の1つです。理想的なターゲットは、バリオン物質に対するDMの比率が大きい必要があります。しかし、そのような「暗い」システムには、電子と陽電子の滞留時間を決定する磁気乱流のレベルがほとんど知られていないため、予想される信号の強度も決定されます。これは通常、派生したDM境界に重大な不確実性をもたらします。新しいアプローチでは、DM誘起電子と陽電子の自己閉じ込めを計算します。実際、それら自体が磁場に不規則性を生成するため、磁気乱流の存在に下限を設定します。このアプローチは、特に矮小球状銀河に適用されます。最後に、予想されるシンクロトロン放射を、巨大メートル電波望遠鏡で収集されたドラコ銀河の方向からの電波データと比較することにより、提案されたアプローチを使用して、WIMPDMに堅牢で競争力のある境界を設定できることを示します。
すべての準周期的噴火への円盤不安定モデルの適用
2019年に最初の準周期的噴火(QPEs、GSN069)が報告された後、他の4つの噴出源がQPEsまたはその候補として特定されました。ただし、いくつかのモデルが提案されていますが、QPEの背後にある物理学はこれまでのところ不明です。パン等。(2022)は、最初のQPEGSN069で磁気的に駆動される流出を伴う降着円盤の不安定性モデルを提案しました。これは、光度曲線とスペクトルの進化の両方をかなりよく再現できます。この作業では、このモデルをすべてのQPEに活用します。黒体からの不透明度の偏差によって引き起こされる硬化係数を導入することにより、ディスクのスペクトルの計算を改善します。4つのQPEまたは候補の光度曲線とスペクトルの進化はすべて、モデル計算によって十分に再現できることがわかりました。
Fermi Unassociated カタログから最近発見された Dim Blazars のスペクトルを使用した Blazar シーケンスのテスト
| Title |
Testing_the_Blazar_Sequence_with_Spectra_of_Recently_Discovered_Dim_Blazars_from_the_Fermi_Unassociated_Catalog |
| Authors |
Stephen_Kerby,_Abraham_D._Falcone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02087 |
最近の研究では、Fermi-LATに関連付けられていないソースの中から、既知のブレザーサンプルとの機械学習の比較を通じて、ブレザーのサンプルが開発されました。これらの新しいブレザーの継続的な分析により、ブレザーシーケンスの予測がテストされ、母集団としてのブレザーのフラックス完全なサンプルが可能になります。フェルミ、スウィフト、WISE、アーカイブ無線データを使用して、最近特定された106のブレーザーの広帯域スペクトルエネルギー分布を構築します。関連付けられていない4FGLソースサンプルから抽出されたこの新しいサンプルは、ガンマ線ブレーザーの全体的なサンプルよりも低い中央値フラックスを持っています。シンクロトロンのピーク周波数を測定することにより、新しいブレーザーのサンプルを4LACカタログの既知のブザーと比較します。新しいブレーザーの大部分は、高シンクロトロンピーク(HSP)BLLacオブジェクトに似ており、シンクロトロンピークの中央値がより高いことがわかります。サンプルは、4LACBLの$log({\nu}_{syn}/Hz)=14.2$と比較して、BLaSTピーク推定による$log({\nu}_{syn}/Hz)=15.5$の中央値を持っています。ラック。最後に、シンクロトロン自己コンプトン(SSC)レプトンモデリングを実施し、フィッティングされた物理的および現象学的特性をより明るいブレーザーと比較します。新しいブレーザーは、より小さな特徴的なローレンツ係数${\gamma}_{boost}$と適合磁場$B$を持ち、ブレーザーシーケンスの予測と一致することがわかりました。新しいブレーザーは、予想よりもわずかに高いコンプトン優勢比を持っており、これらの薄暗いブレーザーの別の放出モデルを示している可能性があります。私たちの結果は、ブレーザーシーケンスの予測をより暗いブレーザーのサンプルに拡張し、その理論の広範な予測を確認しています。
ダーク エネルギー調査 6 年間のキャリブレーション スター カタログ
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Six-Year_Calibration_Star_Catalog |
| Authors |
E._S._Rykoff,_D._L._Tucker,_D._L._Burke,_S._S._Allam,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_D._Brout,_R._A._Gruendl,_J._Lasker,_J._A._Smith,_W._C._Wester,_B._Yanny,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_G._Giannini,_D._Gruen,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_D._J._James,_K._Kuehn,_O._Lahav,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fern\'andez,_F._Menanteau,_J._Myles,_B._D._Nord,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Raveri,_M._Rodgr\'iguez-Monroy,_E._Sanchez,_B._Santiago,_M._Schubnell,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_T._N._Varga,_M._Vincenzi,_A._R._Walker,_N._Weaverdyck,_P._Wiseman_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01695 |
このテクニカルノートは、完全なダークエネルギー調査(DES)の6年間のデータセット(Y6）。このカタログは、銀河緯度b<-20度(+a主な調査フットプリントから切り離されたいくつかの周辺フィールド）。これらの星は、調査地域全体で1.8ミリマグ(0.18%)RMSを超える均一性に調整されています。カタログの絶対較正は、ハッブル宇宙望遠鏡CalSpec標準星C26202のSTISNIC.007スペクトルを参照して計算されます。系統誤差を含めて、絶対フラックスシステムは約1%のレベルで知られています。そのため、これらの星は、特にDESフットプリント内での観測のために、南半球のグリズYバンドまたはグリズYに似たバンドの測光を較正するための有用な参照カタログを提供します。
SiSeRO デバイスによる反復非破壊読み出し (RNDR) のデモンストレーション
| Title |
Demonstrating_repetitive_non-destructive_readout_(RNDR)_with_SiSeRO_devices |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Sven_Herrmann,_Peter_Orel,_Kevan_Donlon,_Gregory_Prigozhin,_R._Glenn_Morris,_Michael_Cooper,_Beverly_LaMarr,_Andrew_Malonis,_Steven_W._Allen,_Marshall_W._Bautz,_Chris_Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01900 |
単一電子センシティブ読み出し(SiSeRO)デバイスで初めて、いわゆる反復非破壊読み出し(RNDR)を示します。SiSeROは、MITリンカーン研究所で開発された電荷結合素子(CCD)イメージセンサー用の新しいオンチップ電荷検出器出力ステージです。この技術では、トランジスタチャネルの下に空乏型内部ゲートを備えたp-MOSFETトランジスタを使用します。トランジスタのソース-ドレイン電流は、内部ゲートへの電荷の転送によって変調されます。RNDRは、内部ゲートと最後のシリアルレジスタであるサミングウェル(SW)の間で信号電荷を非破壊的に転送することによって実現されました。非破壊電荷転送の利点は、各転送サイクルの終わりに各ピクセルの信号電荷を測定できることです。総ノイズは1/$\mathrm{\sqrt{N_{cycle}}}$の係数で減らすことができます。プロトタイプのSiSeROデバイスを使用した実験では、9($\mathrm{N_{cycle}}$=9)RNDRサイクルを実装し、ファノ限界に近いスペクトル分解能で約2電子読み出しノイズ(等価ノイズ電荷またはENC)を達成しました。5.9keVのシリコンの場合。これらの最初の結果は非常に心強いものであり、SiSeROにおけるRNDR技術の実装が成功したことを示しています。また、サブ電子ノイズ感度を達成できる、より最適化されたテストスタンド(より良い温度制御、より多くのRNDRサイクル、RNDRに最適化されたSiSeROデバイス)を使用した将来の実験の基礎を築きます。この新しいデバイスクラスは、非常に低ノイズの分光イメージャーを必要とする次世代の天体X線望遠鏡のためのエキサイティングな技術を提供します。サブ電子感度は、その場での絶対キャリブレーションを実行する機能も追加し、低エネルギー機器応答の前例のない特性評価を可能にします。
NASA の Pandora SmallSat ミッションで太陽系外惑星観測を通過するためのスケジュールの最適化
| Title |
Schedule_optimization_for_transiting_exoplanet_observations_with_NASA's_Pandora_SmallSat_mission |
| Authors |
Trevor_O._Foote,_Thomas_Barclay,_Christina_L._Hedges,_Nikole_K._Lewis,_Elisa_V._Quintana,_Benjamin_V._Rackham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02285 |
Pandoraは、太陽系外惑星の大気と主星の変動性を研究するために太陽系外惑星を観測する予定のNASASmallSatミッションです。効率的なミッション計画は、1年にわたる主要なミッションで達成された科学を最大化するために重要です。この目的のために、Pandoraのような時間に制約のある観測ミッションの固有の課題に取り組むことに重点を置いた、メタヒューリスティックアルゴリズムに基づくスケジューラを開発しました。当社のスケジューリングアルゴリズムは、観測要件を満たすことを保証する最小トランジット要件メトリックと、系外惑星トランジット(訪問として定義される)周辺の各観測ウィンドウの科学的品質を決定する3つの要因を考慮する「品質」メトリックを組み合わせます。これらの3つの要因は、訪問中の観測効率、訪問中に望遠鏡によってキャプチャされたトランジットの量、および観測所が南大西洋異常を偶然通過したことによってキャプチャされたトランジットの量がどれだけ汚染されたかです。これらの各要因の重要性は、科学チームのニーズや好みに基づいて調整できます。このスケジュールオプティマイザーを利用して、PandoraSmallSatミッションのさまざまな要素の重みを使用していくつかのスケジュールを開発および比較し、3つの品質要素間で考慮すべきトレードオフを示します。また、調査されたすべてのシナリオの下で、パンドラは概念上のターゲットリストにある惑星を使用して観測要件を達成できるだけでなく、補助科学にかなりの時間を残して達成できることもわかりました。
$uvby$、$UBVRIJHK$、SDSS $ugriz$、Gaia、Kepler、TESS、および CHEOPS 測光システム II
の 2 乗のリム暗化係数。 PHOENIX 球対称恒星大気モデル
| Title |
Power-2_limb-darkening_coefficients_for_the_$uvby$,_$UBVRIJHK$,_SDSS_$ugriz$,_Gaia,_Kepler,_TESS,_and_CHEOPS_photometric_systems_II._PHOENIX_spherically_symmetric_stellar_atmosphere_models |
| Authors |
A._Claret,_J._Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01704 |
複数のパラメトリックなリム暗化法則が提示されており、恒星モデル大気を使用して計算された理論的なリム暗化係数(LDC)の利用可能なソースが多数あります。2乗のリムダークニング法則により、理論的に予測された強度プロファイルの非常に優れた表現が可能になりますが、球対称モデル大気からこの法則に利用できるLDCはほとんどありません。したがって、この作業ではそのような係数を提示します。\textsc{phoenix-cond}球体モデル。星のリムを設定する切り捨て点を特徴付けるために、2つの方法を採用しました。最初の(M1)は、導関数d$I(r)$/d$r$が最大になるポイントを使用します。ここで、I(r)は、$\mu_{\rmcri}$に対応する正規化された半径rの関数としての特定の強度であり、2番目(M2)は、点$\mu_{\rmcri}$とにある点の間の中点を使用します。$\mu_{\rmcri-1}$.LDCは、Levenberg-Marquardt最小二乗最小化法を採用して計算されました。分解能は900等間隔$\mu$ポイントで、太陽金属量の823モデル大気、2300～12000\,K,$\の有効温度をカバーしています。0.0から6.0までのg$値、および2\,km\,s$^{-1}$の微乱流速度を記録します。球面モデルを使用したLDCの以前の計算には100$\mu$ポイントしか含まれていなかったため、上記の通過帯域の4パラメーターの法則の計算も更新し、2乗の法則の計算と比較しました。ベキ2と4パラメーターの法則によって提供される適合の品質を比較すると、後者は両方のケース(M1とM2)で前者よりも低いメリット関数$\chi^2$を示すことがわかります。これは、特定の科学目標に最適なアプローチを選択する際に重要です。
ソーラーアナログのリチウム枯渇に対する金属性と年齢の影響
太陽型星の光球に存在するリチウムは、対流によって内部に輸送され、非標準的な輸送メカニズムによって、対流帯のやや下の領域にさえ到達します。より深い対流帯を持つ星では、この元素は破壊されるのに十分な温度の領域に到達する可能性があり、これはLi含有量が低いことを意味します。より多くの金属星は、対流層の深化を示しているため、より低い金属量の星と比較して、より多くのLiを枯渇させる可能性があります。この効果とその振幅を検証するために、太陽に対して約1M$_{\odot}$で金属量が2倍以内の星を選択しました。41個の金属に富む太陽類似体と金属に乏しい太陽類似体のサンプルを研究し、以前の研究からの77個の太陽双生児のサンプルと共同分析を実行した結果、金属量範囲-0.3$\leqをカバーする合計118個の星のサンプルが得られました。$[Fe/H]$\leq$+0.3dex.高解像度(R=115000)と高信号対雑音比(S/N=400-1000)のHARPSスペクトルを採用し、ラインごとの微分分析とLiの存在量を使用して大気パラメータを決定しました。スペクトル合成。等時性法を改良することにより、サンプル全体の年齢と質量が改善されました。また、Liに対する惑星の影響も調査しました。Liの量と、金属量および年齢の両方の間に強い反相関が見られ、どちらの場合も10$\sigma$を超える有意性がありました。私たちの結果は理論的予測と定性的に一致しており、リチウム枯渇の非標準モデルを制約し、星内の輸送と混合メカニズムをよりよく理解するのに役立ちます。
りゅうこつ星雲の若い星の光学探査。 I. -- UBVRI測光データと基本パラメータ
| Title |
A_deep_optical_survey_of_young_stars_in_the_Carina_Nebula._I._--_UBVRI_photometric_data_and_fundamental_parameters |
| Authors |
Hyeonoh_Hur,_Beomdu_Lim,_and_Moo-Young_Chun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01887 |
$V\sim23$等までの135,071個の恒星と、りゅうこつ星雲に向かって22等までの135,071個の星の深い一様な$UBVRI$測光データを提示します。これらの星は、X線、近赤外線、中赤外線の波長、およびGaiaEarlyDataRelease3(EDR3)の以前の調査からの星と相互に一致しています。このマスターカタログにより、信頼できるメンバーを選択し、この星形成領域の星団の距離、サイズ、星密度の基本的なパラメーターを決定することができます。初期型星の光学色と近赤外色を使用して、星雲に向かって赤くなる様子を再検討します。前景の赤化[E(B-V)_fg]は0.35+/-0.02と決定され、標準の赤化法則に従っているようです。一方、クラスター内媒体(R_V,cl)の総対選択消光比は、中央領域(Trumpler14および16、R_V,cl~4.5)から北部領域(Trumpler15、R_V,cl)まで減少します。〜3.4）。これは、中央地域が北部地域よりもほこりっぽいことを意味します。りゅうこつ星雲の距離係数は、ゼロ年齢主系列フィッティング法を使用して11.9+/-0.3mag(d=2.4+/-0.35kpc)であることがわかりました。これは、ガイアから導き出されたものとよく一致しています。EDR3視差。また、赤外線、光学、X線の波長における若い星の分光測光特性に基づいて、3,331の前主系列(PMS)メンバーとV~22magまでの14,974のPMS候補のカタログも提示します。PMSメンバーとPMS候補の空間分布から、メンバー選択が暗い星まで非常に信頼できることが確認されました。私たちのデータは、さまざまな科学的目的を持つフォローアップ研究のためのレガシー価値を持っています.
ソーラー オービター ミッションでの偏波および日震イメージャの搭載データ削減パイプラインの精度解析
| Title |
Accuracy_analysis_of_the_on-board_data_reduction_pipeline_for_the_Polarimetric_and_Helioseismic_Imager_on_the_Solar_Orbiter_mission |
| Authors |
Kinga_Albert,_Johann_Hirzberger,_J._Sebasti\'an_Castellanos_Dur\'an,_David_Orozco_Su\'arez,_Joachim_Woch,_Harald_Michalik,_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01945 |
深宇宙ミッションに搭載された科学データの削減は、広いテレメトリ帯域幅がない場合に科学的利益を最大化するための強力なアプローチです。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)は、このソリューションを選択した最初の太陽分光偏光計であり、軌道から直接科学に対応したデータを科学コミュニティに提供します。これは、宇宙船での完全な太陽分光偏光データ削減の最初の例です。この論文では、オンボードのデータ削減によって達成される精度を分析します。これは、計算要求を削減し、データ削減プロセス中の機器の自律動作を保証するために取られるトレードオフによって決定されます。処理のさまざまなパイプラインステップで導入されたエラーの大きさと性質を調べます。MHD太陽黒点シミュレーションを使用して、データ処理を他の不正確な原因から分離します。軌道上のSO/PHIから取得したキャリブレーションデータを使用してデータセットを処理し、地上の代表的なSO/PHIモデルで計算された結果を、搭載された処理のトレードオフなしで、同じパイプラインの参照実装と比較します。私たちの調査では、データ処理によって達成されたストークスベクトルの精度は、機器が達成するように設計された精度よりも少なくとも2桁優れていることが示されています。また、物理パラメータの誤差は、大気のMilne-Eddington近似による典型的なRTEインバージョンの精度の範囲内であることもわかりました。このホワイトペーパーでは、SO/PHIからのデータのオンボードデータ削減によって処理の精度が損なわれないことを示します。これにより、搭載されたデータ処理は、多くのミッションが提供できるよりも多くのテレメトリーを必要とする将来の科学機器、特に深宇宙のミッションの実行可能な代替手段として位置付けられます。
現実的なコロナ シミュレーションにおけるフラックス ロープの自己無撞着伝搬
| Title |
Self-consistent_propagation_of_flux_ropes_in_realistic_coronal_simulations |
| Authors |
L._Linan,_F._Regnault,_B._Perri,_M._Brchnelova,_B._Kuzma,_A._Lani,_S._Poedts,_B._Schmieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02089 |
この論文の目的は、新しいコロナモデルCOCONUTを使用して、0.1~AUでの数値CMEの詳細な表現を計算できることを実証することです。マグネトグラム。COCONUT3DMHDコロナルモデルでの変更されたTitov-D\'emoulin(TDm)フラックスロープの実装と伝播を示します。背景の太陽風は、それぞれ太陽活動の最大値と最小値を表す2つの反対の構成をモデル化するために再構築されます。両方とも、SolarDynamicObservatory(SDO)衛星に搭載されたHelioseismicandMagneticImager(HMI)によって取得されたマグネトグラムから導出されました。初期磁束のみが異なる24本のフラックスロープの伝搬を追跡します。特に、伝播の初期段階でのフラックスロープの形状と、0.1~AUで導出された1Dプロファイルに対する初期パラメーターと太陽風の構成の影響を調査します。伝播の開始時、フラックスロープの形状は、太陽活動が低いときと高いときのシミュレーションで異なります。脚の挟み込みやフレア後のループの出現など、標準のCMEモデルと一致するダイナミクスを見つけます。ジオメトリの違いにもかかわらず、0.1~AUでの合成密度と磁場時間プロファイルは、両方の太陽風構成で非常に似ています。これらのプロファイルは、太陽圏でさらに観測されたプロファイルと類似しており、最初に実装されたフラックスロープとその前方のシースで構成される磁気噴出物の存在を示唆しています。最後に、密度や速度などの磁気噴出物の特性とフラックスロープの初期磁束との関係を明らかにします。
ガイア分岐点に大気中の炭素の痕跡がある白色矮星の隠された集団
| Title |
A_hidden_population_of_white_dwarfs_with_atmospheric_carbon_traces_in_the_Gaia_bifurcation |
| Authors |
Maria_Camisassa,_Santiago_Torres,_Mark_Hollands,_Detlev_Koester,_Roberto_Raddi,_Leandro_G._Althaus,_and_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02110 |
ESAガイア宇宙ミッションは、白色矮星(WD)系列がAとBの2つの枝に分かれていることをカラーマグニチュードダイアグラム上で明らかにしました。了解した。主にHeに富むWDによって配置されるように呼び出されますが、B分岐は$\sim0.8M_\odot$進化経路と純粋なHeエンベロープをオーバーラップします。これは、WD質量分布の予想外のピークを意味するという事実です。冷たいヘリウムに富むWDでは、外側の対流帯が深部のCに富む層に浸透し、$\sim10,000$Kでその表面にわずかなC汚染が生じることが予想されます。ここでは、冷たいHeが優勢なWDでの対流によるCドレッジアップの自然な結果として、ガイア分岐を研究することを目指しています。正確な大気モデルに依存して、C濃縮のさまざまな処方箋を採用した、Heに富むWDの新しい一連の進化モデルを提供します。これらのモデルに基づいて、Gaia100pcWDサンプルの母集団合成研究を行い、分岐に最適なモデルを制約しました。私たちの研究は、光学検出限界未満のわずかなC汚染を伴うHeリッチWDモデルがガイア分岐を正確に再現できることを示しています。これらの星は、光学スペクトルで検出可能なCシグネチャを示さないため、ステルスDQWDと呼ばれますが、大気中にCが存在すると、より青色の波長での発光に有利な連続吸収が生成され、分岐のB分岐が作成されます。また、ステルスC汚染を考慮した場合に得られるHeに富むWDの質量分布は、Hに富むWDの質量分布およびその形成の標準的な進化チャネルと一致することを示します。ステルスDQWDは、ガイア分岐の下部ブランチを説明できると結論付けています。これらの星のCサインは、紫外スペクトルで検出できる可能性があります。
太陽ダイナモの観測誘導モデルと表面場の役割
太陽発電機の理論モデルは、単純な低次元の「おもちゃのモデル」から複雑な3D-MHDシミュレーションまでさまざまです。ここでは主に、太陽(および恒星)の観測によって動機づけられ、導かれるアプローチについて説明します。1950年代以降の太陽ダイナモモデルの進化の概要を簡単に説明し、1960年代に導入されたバブコック-レイトンアプローチの開発と、平均場乱流ダイナモ理論によって長い間影が薄くなっていた後の1990年代の復活に焦点を当てています。ダイナモプロセスにおける表面場の重要な役割を実証する観察と簡単な理論的考察を要約し、対流帯でのトロイダルフラックスの生成と損失、およびフラックスの出現によるポロイダル場の生成の定量的分析を行います。表面で。さらに、観測結果によって示唆されたダイナモプロセスの非線形性について議論し、磁気的に活動する星の観測とダイナモプロセス固有のランダム性によって動機付けられた太陽活動の長期変動のモデルを提示します。
局在太陽コロナの準セパラトリクス層におけるリコネクション生成プラズマ流
| Title |
Reconnection_generated_plasma_flows_in_the_quasi-separatrix_layer_in_localised_solar_corona |
| Authors |
Sripan_Mondal,_A.K._Srivastava,_Sudheer_K._Mishra,_K._Sangal,_Pradeep_Kayshap,_Yang_Guo,_David_I._Pontin,_Vadim_M._Uritsky,_Leon_Ofman,_T.-J._Wang,_Ding_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02277 |
SolarDynamicsObservatory(SDO)に搭載されたAtmosphericImagingAssembly(AIA)によって発見された伝搬擾乱(PD)の多波長観測は、その駆動メカニズムと物理的性質を決定するために分析されます。局在化したコロナ中の2本の磁気ストランドが接近・合体し、その後に光輝が発生し、カスプ型の磁気チャネルを伝播する様子が観測されています。差分放出測定分析は、この関心領域(ROI)での加熱の発生を示しています。MPI-AMRVACを使用したグリーン関数法により、観測されたHelioseismicandMagneticImager(HMI)ベクトルマグネトグラムから、コロナの高さでの潜在的な磁力線を外挿します。磁場を分析して、磁気リコネクションの優先的な場所である磁気ゼロと準分離層（QSL）を見つけます。磁気ヌルを含む支配的なQSLが存在し、PDが続くジオメトリと一致することがわかっているため、磁気リコネクションの決定的な証拠を提供します。さらに、InterfaceRegionImagingSpectrograph(IRIS)SiIV1393.77{\AA}ラインプロファイルの分光分析では、同じ時間範囲で線幅の上昇が見られ、観察されたカスプ形状の領域に質量運動が存在することが示されています。PDは約4分の周期性を示すことが観測されています。SurfingTransformTechniqueによって測定されたPDの速度は、4つの異なるSDO/AIAバンドパス、つまり304、171、193、および131{\AA}で互いにほぼ近く、遅い磁気音響波に関するPDの解釈は除外されます。観測されたPDを、コロナ磁気ゼロ付近での周期的なリコネクションによって生成された準周期的なプラズマ流として包括的に記述します。
カリーナ矮小球状銀河における炭素強化金属欠乏星からの複数の元素合成プロセスの証拠
| Title |
Evidence_for_multiple_nucleosynthetic_processes_from_carbon_enhanced_metal-poor_stars_in_the_Carina_dwarf_spheroidal_galaxy |
| Authors |
T._T._Hansen,_J._D._Simon,_T._S._Li,_A._Frebel,_I._Thompson,_S._Shectman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.02316 |
文脈:炭素強化金属希薄(CEMP)星($\mathrm{[C/Fe]}>0.7$)は、天の川銀河のハローに低金属量で多数存在することが知られており、初期銀河化学進化の重要なトレーサーである.しかし、古典的な矮小球状銀河(dSph)ではそのような星はほとんど確認されておらず、中性子捕捉元素の存在量を含む詳細な存在量は12個の星についてしか報告されていません。目的:りゅうこつ座dSphで特定された6つのCEMP星の詳細な存在量を導き出し、その存在量を他のdSph銀河や天の川ハローのCEMP星と比較することを目指しています。これは、これまでに分析されたdSph銀河のCEMP星の最大のサンプルです。方法:1DLTE元素存在量は、ラスカンパナス天文台のMIKEスペクトログラフで取得された6つの星の高解像度スペクトルを使用して、等価幅およびスペクトル合成によって導出されます。結果:6つの星のCからOsまでの最大27の元素について、存在量または上限が導き出されます。分析の結果、星の1つが中性子捕獲元素の量が非常に少ないCEMP-no星であることが明らかになりました。対照的に、他の5つの星はすべて、炭素の増強に加えて中性子捕獲元素の増強を示しており、CEMP-$s$星と-$r/s$星として分類されています。6つの星は、Na、Mg、およびSiの増強を示すCEMP-no星を除いて、りゅうこつ座の他の星と同様の$\alpha$および鉄ピーク元素の存在量を持っています。dSph銀河のCEMP星の絶対炭素存在量($A(\rmC)$)を調査し、天の川ハローCEMP星に見られるのと同様の挙動を見つけましたが、CEMP-$r/s$星は主に非常に$A(\rmC)$値が高い。また、サンプル中のCEMP-$r/s$星の中性子捕捉元素の存在量を最近の$i$プロセスの収量と比較し、得られた存在量とよく一致しています。
既知のブラック ホール周辺の超軽量ベクトル ボソン雲を対象とした重力波探索の方法と展望
| Title |
Methods_and_prospects_for_gravitational_wave_searches_targeting_ultralight_vector_boson_clouds_around_known_black_holes |
| Authors |
Dana_Jones,_Ling_Sun,_Nils_Siemonsen,_William_E._East,_Susan_M._Scott,_Karl_Wette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.00401 |
超軽量ボソンは、標準モデルの多くの拡張で予測されており、人気のある暗黒物質の候補です。ブラックホールの超放射メカニズムにより、重力相互作用のみを使用してこれらの粒子を調べることができます。このシナリオでは、回転するブラックホールの周りに超軽量のボソン雲が自然発生的に形成され、ブラックホールの質量の無視できない部分が抽出される可能性があります。これらの振動する雲は、地上または宇宙ベースの重力波検出器によって検出できる可能性がある、準単色の長時間持続する重力波を生成します。超軽量ベクトルボソン雲によって生成された重力波信号を検出するために、隠れマルコフモデルに基づく新しい長時間信号追跡方法の機能について説明します。波信号。現在および次世代の地上ベースの検出器を使用して、ベクトルボソン雲の検出地平線距離を定量化します。我々は、質量$\gtrsim60M_{\odot}$とスピン$\gtrsim0.6$を持つブラックホールによってホストされたベクトル雲が、$\sim1$Gpcの光度距離まで、現在の世代の検出器の範囲内であることを実証します。この検索方法により、重力波検出器によって検出されたコンパクト連星合体からの残骸ブラックホール周辺のベクトルボソン雲をターゲットにすることができます。合体イベントの空のローカライゼーションの影響について説明し、現在の世代の検出器ネットワークによって適切にローカライズされた典型的なレムナントブラックホールがフォローアップ検索でアクセス可能であることを示します。
i-SPin 2: 一般的なスピン s Gross-Pitaevskii 系の積分器
「スピノル」場の$2s+1$コンポーネントが異なるスピン多重度を表す場合、さまざまな相互作用を運ぶ一般的なスピン$s$Gross-Pitaevskii/非線形Schr\"odingerシステムを進化させるためのアルゴリズムを提供します。明示的なスピン軌道結合を含む、Schr\"odingerフィールド(短距離と長距離の両方、およびスピン依存とスピン非依存の相互作用)の4次までの多くの非相対論的相互作用を考慮します。このアルゴリズムは、場のスピン密度に結合する空間的に変化する外部および/または自己生成ベクトルポテンシャルを可能にします。私たちの研究は、スピノルボーズアインシュタイン凝縮体(BEC)などの実験室システムから、自己相互作用するボソン暗黒物質などの宇宙論的/天体物理学的システムまで、さまざまなシナリオに使用できます。例として、それぞれ異なる磁場とスピン軌道結合を使用するスピン$1$BECの2つの異なるセットアップと、暗黒物質におけるスピン$1$ソリトンの衝突の結果を提供します。私たちのシンプレクティックアルゴリズムは時間に関して2次精度であり、既知の高次精度の方法に拡張可能です。
NLOで結ばれた暗黒物質の統一性
ゾンマーフェルトの増強と束縛状態の形成の両方が暗黒物質の消滅に影響を与える場合、暗黒物質のフリーズアウトに対する摂動的ユニタリティの結果を再検討します。主要オーダー(LO)では、消滅断面積は赤外線が支配的であり、暗黒物質質量のユニタリティー境界と上限の間の関係は、異なる部分波がどのように配置されるかにのみ依存します。フリーズアウト予測に信頼できる理論的不確実性を割り当てることを目的として、この図が次の先行順序(NLO)でどのように変更されるかを計算します。アーベルゲージ相互作用を持つ単純なモデルでNLO補正を明示的に計算し、重い電弱$n$プレットの熱質量の理論的不確実性の推定値を提供します。その過程で、計算可能な相対論的UV補完を使用して、量子力学の特異ポテンシャルを処理するために必要な正則化とマッチングの手順を明らかにします。
インフレーションパラダイムと同様に、多くの現象学的バウンス宇宙論モデルに対応するミニ超空間に対するピカール・レフシェッツ理論の適用により、非消失ねじれの存在下でのローレンツ重力経路積分を評価します。経路積分形式の鞍点から導出された半古典的な波動関数は、Wheeler-DeWitt方程式の解と一致することがわかります。興味深いことに、私たちの分析は、これらの半古典的な波動関数を使用して導出された相対確率が、ねじれの値が小さい宇宙に有利であることを示しました。さらに、インフレの場合、ねじれの特定のパリティ違反成分のゼロ以外の値が、大きな物理的長さスケールのパワーを高めることがわかり、これは重要な観測的意味を持つ可能性があります。一方、バウンスモデルの場合、パワースペクトルは、成長の初期領域、中間の振動領域、そして再び成長の最終領域によって特徴付けられます。初期領域と中間領域のパワースペクトルの形状は、宇宙の初期波動関数とともに、バウンスを可能にする物質とねじれの存在量に敏感ですが、最終的なサイズは小さい領域のパワースペクトルの挙動を変更します。長さのスケール。
ニュートリノと結合した eV スケールのボソンに対する高精度 CMB 制約
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は、ニュートリノの性質と相互作用を研究するための非常に貴重なツールであることが証明されており、ニュートリノの質量の合計だけでなく、再結合前のニュートリノの自由なストリーミングの性質についても洞察を提供します。CMBは、ニュートリノと相互作用する新しいeVスケールのボソンの特に強力なプローブです。これらの粒子は、逆崩壊プロセス$\nu\bar{\nu}\rightarrowX$を介してニュートリノと熱化し、近くのニュートリノの自由ストリーミングを抑制することができるためです。組換え--$\lambda_\nu\sim\mathcal{O}(10^{-13})$のような小さなカップリングでも。ここでは、そのようなボソンに対するCMB制約を再検討し、以前に文献で採用された多くの近似を改善し、制約をより広いクラスのモデルに一般化します。これには、ボソンがスピン$0$またはスピン$1$のいずれかであるシナリオ、相互作用するニュートリノの数が$N_{\rmint}=1,2$または$3$のいずれかであるシナリオ、および原始存在量がの種が存在します。これらの境界を一重項マジョロンモデルや軽い$U(1)_{L_\mu-L_\tau}$ゲージボソンなどの十分に動機付けられたモデルに適用し、それらが質量$m_Xの主要な制約を表していることを発見しました\sim1\,{\rmeV}$.最後に、ニュートリノ親和性ボソンがハッブル張力を改善できる範囲を再検討し、そのようなボソンがニュートリノの自由ストリーミングを減衰させる方法の理解における最近の改善により、以前に発見されたこの提案の成功が減少することがわかりました。
将来のヌル無限大 IV に近いヌル測地線の漸近的挙動: 一般的な漸近的に平坦な時空のヌルアクセス定理
| Title |
Asymptotic_behavior_of_null_geodesics_near_future_null_infinity_IV:_Null-access_theorem_for_generic_asymptotically_flat_spacetime |
| Authors |
Masaya_Amo,_Keisuke_Izumi,_Yoshimune_Tomikawa,_Tetsuya_Shiromizu_and_Hirotaka_Yoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01767 |
私たちの以前の論文[arXiv:2106.03150,arXiv:2110.10917,arXiv:2208.00822]では、将来のゼロ無限大付近での将来の指向性ゼロ測地線の漸近挙動を分析し、将来のゼロ無限遠へのゼロ測地線のアクセシビリティに関する命題を示しました。漸近的に平坦な時空の特定のクラス。この論文では、ボンダイ座標の遅延時間をヌル測地線のパラメーターとして採用し、以前の研究で課された仮定を緩和できることを確認します。結果として、一般的な漸近的にフラットな時空に対する新しいヌルアクセス定理が得られます。
GNOME でできることエキゾチック物理検索のための光磁力計のグローバル ネットワークの検索ターゲット
| Title |
What_can_a_GNOME_do?_Search_targets_for_the_Global_Network_of_Optical_Magnetometers_for_Exotic_physics_searches |
| Authors |
S._Afach,_D._Aybas_Tumturk,_H._Bekker,_B._C._Buchler,_D._Budker,_K._Cervantes,_A._Derevianko,_J._Eby,_N._L._Figueroa,_R._Folman,_D._Gavil'an_Martin,_M._Givon,_Z._D._Grujic,_H._Guo,_P._Hamilton,_M._P._Hedges,_D._F._Jackson_Kimball,_S._Khamis,_D._Kim,_E._Klinger,_A._Kryemadhi,_X._Liu,_G._Lukasiewicz,_H._Masia-Roig,_M._Padniuk,_C._A._Palm,_S._Y._Park,_H._R._Pearson,_X._Peng,_M._Pospelov,_S._Pustelny,_Y._Rosenzweig_O._M._Ruimi,_T._Scholtes,_P._C._Segura,_Y._K._Semertzidis,_Y._C._Shin,_J._A._Smiga,_Y._V._Stadnik,_J._E._Stalnaker,_I._A._Sulai,_D._Tandon,_K._Vu,_A._Weis,_A._Wickenbrock,_T._Z._Wilson,_T._Wu,_W._Xiao,_Y._Yang,_D._Yu,_F._Yu,_J._Zhang,_and_Y._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01785 |
標準モデルを超えた未発見の粒子や場が存在することを多くの観測が示唆している。それらの未知の性質のために、これらのエキゾチックな粒子とフィールドは、さまざまな方法で標準モデルの粒子と相互作用し、さまざまな可能な構成を想定できます。ここでは、さまざまなエキゾチック物理シナリオをテストするために設計された進行中の実験プログラムである、エキゾチック物理検索用光磁力計のグローバルネットワーク(GNOME)の概要を紹介します。GNOME実験では、遮蔽された原子磁力計(および最近では磁力計)の世界的なネットワークを利用して、天体物理起源のエキゾチックなフィールドからの原子スピンのトルクによる空間的および時間的に相関する信号を検索します。トポロジカル欠陥暗黒物質(アクシオン様粒子ドメイン壁)、アクシオン様粒子星、複素数値スカラー場のソリトン(Qボール)、ボソン暗黒物質場の確率的変動、太陽アクシオンのような粒子のハロー、連星ブラックホールの合体などの激変的な天体物理イベントによって生成される超軽量ボソン場のバースト。
惑星磁気圏における高周波重力波の検出
高周波重力波(HFGWs)は、初期の宇宙に関する豊富な情報を運んでおり、ハッブルの地平線が小さく共運動し、スケールは小さくてもエネルギーが密集している天体があります。地球や木星などの近くの惑星がHFGWを検出するための実験室として利用できることを示しています。これらのGWは、天体観測の周波数帯域全体で、惑星磁気圏の信号光子に変換されると予想されます。概念実証として、特定の周波数帯域に対する既存の地球低軌道衛星からの最初の制限を提示し、将来のより専用の検出の感度を予測します。木星を周回する最新のミッションであるジュノーからの最初の限界も提示されています。効果的なGW光子変換の長い経路と信号束の広い角度分布に起因するため、これらの制限は、以前に調査されていない大部分を含む広い範囲の周波数に対して非常に有望であることがわかりました。
TRIDENT Pathfinder実験用の光源の高速調整可能なドライバー
| Title |
A_fast_tunable_driver_of_light_source_for_the_TRIDENT_Pathfinder_experiment |
| Authors |
Jiannan_Tang,_Weihao_Wu,_Liang_Li,_Peng_Miao,_Zhengyang_Sun,_Mingxin_Wang,_Donglian_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.01967 |
TRIDENT(熱帯深海ニュートリノ望遠鏡)は、南シナ海に建設される予定の次世代ニュートリノ望遠鏡です。2021年9月、TRIDENTPathfinder実験(TRIDENTEXplorer、略してT-REX)が実施され、海水のその場での光学特性が評価されました。T-REX実験では、光電子増倍管（PMT）と光信号を検出するカメラを備えた発光モジュール（LEM）と2つの受光モジュール（LRM）を含む3つのデジタル光モジュールを深さ3420メートルに配置しました。LEMは、パルスモードと定常モードで発光します。これは、調整可能な強度でナノ秒幅の光パルスを放出する発光ダイオード(LED)をアクティブにする高速調整可能なドライバーを備えています。LRMのPMTは、1マイクロ秒の時間枠あたり平均光子数が約0.3の単一光電子(SPE)信号を受信します。これは、SPE信号の到着時間分布を測定するために使用されます。高速調整可能なドライバーは、研究船に搭載されたデータ収集システムによってリアルタイムでリモート制御できるため、ドライバーのパラメーターを便利に調整でき、高品質の実験データの取得が容易になります。このホワイトペーパーでは、高速チューナブルドライバーの要件、設計スキーム、テスト結果について説明し、T-REX実験での実装の成功と、将来の深海実験での可能性を強調します。
相対論的平均場モデルにおける暗黒物質相互作用の核および中性子星物質への影響
この論文では、相対論的平均場(RMF)モデルを使用して、中性子星(NS)に対する暗黒物質(DM)の影響を調べます。質量半径関係、慣性モーメント、および潮汐変形能を含むNSプロパティに対するDMの影響は、その分数を変化させることによって計算されます。この研究では、DMの運動量が増加するとEOSが柔らかくなり、EOSと粒子あたりの結合エネルギーを除いて、DMが核物質の特性に及ぼす影響はわずかであることがわかりました。この研究では、分離型、静的、および回転するDM混合NSの特性も計算し、DMが静的および回転するNSの両方に大きな影響を与えることを発見しました。また、少量のDMがNS内に蓄積する可能性があり、その量が増えるとNSが不安定になることも観察しました。この研究はまた、基礎となる核EOSが十分に硬い場合、二次成分はDM含有のNSである可能性があることを示唆しています。DM混合ハイペロン星の$f$モード振動が計算され、正準な$f$モード周波数と無次元潮汐変形パラメータ($\Lambda_{1.4}$)の間に相関関係があることがわかりました。GW170817データを使用した$f$モード周波数の制約。最後に、DM混合バイナリNSプロパティを計算し、DMを追加すると、バイナリシステムの変形が少なくなり、吸気フェーズでより多くの時間を維持できることがわかりました。したがって、BNSシステムのインスピレーション波形をモデル化しながら、コンパクトなオブジェクト内にDMを取り込むことができることをお勧めします。
全太陽放射照度と大西洋気候のウェーブレット コヒーレンス
北大西洋の気候パラメーターの振動は、北米とヨーロッパのさまざまなイベントで重要な役割を果たします。これらの振動には、いくつかの気候指標が関連しています。大西洋の長期的な温度異常は、大西洋の数十年振動(AMO)によって説明されます。大西洋の数十年変動(AMV)としても知られる大西洋の数十年振動は、数十年単位の時間スケールでの北大西洋の海面水温(SST)の変動です。AMOは、北半球の大部分、特に北米とヨーロッパの夏の気候における気温と降水量に相関しています。表面温度の長期的な変動は、主に太陽活動のサイクルによって引き起こされ、全太陽放射照度(TSI)の変動によって表されます。TSIとAMOの間の周波数と振幅の依存性は、西暦800年から現在までの数千年の時系列のウェーブレットコヒーレンスによって分析されます。ウェーブレットコヒーレンスの結果は、部分フーリエ近似法によって狭い周波数帯域で検出された一般的な太陽および気候サイクルと比較されます。TSIとAMOの間の長期的な一貫性は、最近の気候変動をよりよく理解するのに役立ち、長期的な予測を改善することができます。
