パルサータイミングアレイによる確率的重力波異方性のスペクトルの探索
| Title |
Exploring_the_spectrum_of_stochastic_gravitational-wave_anisotropies_with_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Gabriela_Sato-Polito_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05690 |
ナノヘルツ重力波背景の異方性は、パルサータイミングアレイ(PTA)の魅力的な次のターゲットです。近い将来、異方性の測定値や有益な上限値が得られると予想されており、バックグラウンドの起源や光源の特性に関する重要な手がかりが得られる可能性があります。各光源が(円形のインスパイラルの最も単純なシナリオで)固定周波数で放射すると予想される場合、最も一般的に異方性は周波数ごとに変化します。この研究で提示された主な結果は、インスピレーションを与える超大質量ブラックホール連星(SMBHB)の集団によって生成される異方性の分析モデルです。このモデルは、SMBHB質量関数のパラメータ化にすぐに接続でき、PTA周波数帯域内で発生する新しい物理プロセスを考慮して簡単に拡張できます。我々は、さまざまなSMBHBモデルがPTA観測で利用可能な最高周波数での有意なレベルの異方性を予測すること、および異方性の測定によりこの集団に関する等方性成分を超えた新しい情報が得られることを示します。また、連星を合体に向けて駆動する追加の動的効果の影響をモデル化し、これらのプロセスがPTAバンド内に関連する場合、等方性バックグラウンドに対する異方性の検出可能性が向上することを示します。最後に、この研究で提示された形式を使用して、視線に対するバイナリ配向角の分布によるSGWBの円偏光と直線偏光のレベル異方性を予測します。
制約付きシミュレーション用のローカル ユニバース モデル
宇宙論的シミュレーションの目的は、観察された宇宙の特性を再現し、構造および銀河形成モデルをテストするツールとして機能することです。最大数百Mpc/hのローカル宇宙領域、ローカル宇宙の制約付きシミュレーションは、観測された実際の宇宙構造の網を再現するように設計されています。ローカルユニバースの観測に対して、制約付きシミュレーションの品質をどのように判断するかという問題がよく発生します。ここでは、新しい方法論であるローカルユニバースモデル(LUM)を紹介します。これにより、多くの制約付きシミュレーションを判断し、「最適な」初期条件を特定できます。局所宇宙を豊富なクラスターのセットとして特徴付けることにより、モデルは、観察されたクラスターのシミュレートされた対応物として機能するハローを特定します。それらの利点は、帰無仮説、つまり、そのような対応物がランダムで制約のないシミュレーションで特定される可能性がある確率に基づいて決定されます。このモデルは、Cosmicflows-3データを使用して100の制約付きシミュレーションに適用されます。すべての制約付きシミュレーションで対応するクラスターが見つかり、実際に観察されたクラスター位置からの距離の分布と質量分布が調査されます。最後に、LUMを使用して「最良の」制約付きシミュレーションを選択し、さらに詳しく説明します。
| Title |
Hydrodynamical_structure_formation_in_Milgromian_cosmology |
| Authors |
Nils_Wittenburg,_Pavel_Kroupa,_Indranil_Banik,_Graeme_Candlish_and_Nick_Samaras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05696 |
我々は、光(11~eV)の無菌ニュートリノを用いたミルグロミアン力学(MOND)に基づく$\nu$HDMフレームワークにおける最初の流体力学的宇宙論シミュレーションを提示する。$\nu$HDMは、膨張の歴史、CMBの異方性、および銀河団のダイナミクスを標準的な宇宙論と同様に説明できる一方で、銀河スケールでのMONDの成功を維持し、これを最も保守的なミルグロミアンフレームワークにしています。\textsc{camb}と\textsc{music}を使用して無菌ニュートリノを含む初期条件を生成し、$\nu$HDMモデルを実行するために公開されているコード\textsc{phantomoframses}を変更します。シミュレーションは赤方偏移$z_e=199$で開始します。重力場が$a_{_0}$よりも強い場合、これが変化しない場合です。構造の成長を分析し、解像度とボックスサイズの影響を調査します。ボックスサイズは最大で600comovingMpcです。遅い時間に大きな密度コントラストが発生し、KBCボイドとハッブル張力を説明できる可能性があります。異なる赤方偏移で形成された構造の質量関数を定量化します。これらの構造における無菌ニュートリノの質量分率は、銀河で予想されるように、高質量では宇宙分率に似ていますが（MONDの力学分析と一致）、低質量ではゼロに近づくことを示しています。また、ローカルグループに匹敵する特異な速度の低い構造を特定しますが、これらはまれです。$z_e\approx4$でのグループ/クラスタースケール構造形成の開始は、MONDianフレームワークでの以前の分析作業と比較して議論する高赤方偏移銀河の観測と緊張関係にあるようです。フィラメントとボイドの宇宙ウェブの形成は、これが標準的なアインシュタイン/ニュートンベースの宇宙論に固有のものではないことを示しています。
スニャエフ・ゼルドヴィッチ効果とX線観測によるツヴィッキー3146の表面輝度変動からの推論
| Title |
Inferences_from_surface_brightness_fluctuations_of_Zwicky_3146_via_the_Sunyaev-Zeldovich_effect_and_X-ray_observations |
| Authors |
Charles_E._Romero,_Massimo_Gaspari,_Gerrit_Schellenberger,_Tanay_Bhandarkar,_Mark_Devlin,_Simon_R._Dicker,_William_Forman,_Rishi_Khatri,_Ralph_Kraft,_Luca_Di_Mascolo,_Brian_S._Mason,_Emily_Moravec,_Tony_Mroczkowski,_Paul_Nulsen,_John_Orlowski-Scherer,_Karen_Perez_Sarmiento,_Craig_Sarazin,_Jonathan_Sievers,_and_Yuanyuan_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05790 |
銀河団ツヴィッキー3146は、$z{=}0.291$にある、はねるような冷たい核銀河団であり、SZイメージングでは、銀河団内媒質(ICM)に顕著な圧力下部構造を示さないように見えます。このクラスターのSZ(MUSTANG-2)画像とX線(XMM-Newton)画像のフーリエ振幅スペクトルによる表面輝度変動解析を実行します。これらの表面輝度の変動を逆投影して、SZデータとX線データからそれぞれ圧力と密度の変動を推定することができます。中央領域(リング1、$r<100^{\prime\prime}=440$kpc、分析では)では、噴射スケールが約200kpc(圧力変動と圧力変動から$\sim140$kpc)であることを示唆する変動スペクトルが見つかりました。密度変動による$\sim250$kpc)。中心領域の圧力と密度の変動を比較すると、大規模から小規模まで、等圧状態（おそらくゆっくりとしたスロッシングによる）から断熱状態（より激しい動きによる）への実効熱力学的状態の変化が観察されます。流体力学シミュレーションからのスケーリングを活用することで、平均3Dマッハ数$\およそ0.5$がわかります。さらに、我々の結果をZwicky3146の他の研究と比較し、より広範には他のクラスターの変動に関する他の研究と比較します。
自然減衰スカラー場からの不変曲率摂動のスケーリング
| Title |
Scale_invariant_curvature_perturbations_from_a_spontaneously_decaying_scalar_field |
| Authors |
Richard_Lieu_and_Chun-Hui_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06320 |
相互作用する2成分の宇宙における超地平線曲率摂動の進化を考察します。ある成分から別の成分への散逸速度が一定でない段階がない限り、断熱モードは全曲率摂動$\zeta$を保存することがわかります。さらに、我々の結果は、レートが変化しているとき、再加熱中に生成された「等曲率」摂動が、モードが地平線の外側にある場合でも断熱曲率モードの振幅を変更する可能性があることを示しています。具体的には、光子に崩壊する大質量粒子の無期限に大きなレート$\Gamma$が、全曲率$\zeta_i$とニュートンポテンシャル$\Phi_i$のゼロに近い小さな初期値(減衰前)の中で急速に発達する場合、積$\Gamma\zeta_i$と$\Gamma\Phi_i$は、その後、すべてのスーパーホライゾンスケールの有限で普遍的な定数のペアになり、Harrison-Zel'dovichスケール不変のパワースペクトルは、インフレーションをまったく伴わずに均一な状態から合成できます。
前景耐性のある CMB クラスター レンズ推定器
銀河団は、重力レンズの効果により、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)に明確な双極子パターンを誘発します。このレンズ信号を抽出することで、将来のCMBサーベイで検出されると予想される高赤方偏移クラスター($z\gtrsim1$)であっても、クラスターの質量を制限することができます。ただし、運動学的および熱的なSunyaev-Zel'dovich(kSZおよびtSZ)信号のようなクラスター相関前景信号は、CMB温度データからレンズ信号を抽出するときに課題を提示します。CMB偏光ベースのレンズ再構成は、これらの前景バイアスを軽減する1つの方法ですが、CMB温度ベースの再構成からの感度は、将来の調査の偏光と同等またはそれ以上になると予想されます。この作業では、Raghunathanらで開発されたクラスターレンズ効果推定量を拡張します。(2019)をCMB温度に変換し、フォアグラウンド信号からの系統的バイアスに対する堅牢性をテストします。kSZ信号は追加の分散源としてのみ機能し、tSZ信号からのバイアスを軽減するための単純なスタッキングベースのアプローチを提供することがわかりました。さらに、クラスター位置の不確実性によって引き起こされるバイアスを研究し、それらを簡単に軽減できることを示します。この推定器の推定信号対雑音比(SNR)は、最尤(MLE)推定器や2次(QE)推定器などの他の標準レンズ推定器に匹敵します。現在および将来のクラスターサンプルのCMB温度データからのクラスター質量の不確実性は、7,000クラスターのSPT-3Gで6.6％、SOで4.1％、25,000クラスターのSO+FYSTで3.9％、CMB-で1.8％と予測されます。100,000クラスターのS4。
| Title |
CosmoPower-JAX:_high-dimensional_Bayesian_inference_with_differentiable_cosmological_emulators |
| Authors |
D._Piras_and_A._Spurio_Mancini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06347 |
CosmoPowerフレームワークのJAXベースの実装であるCosmoPower-JAXを紹介します。これは、宇宙パワースペクトルのニューラルエミュレーターを構築することによって宇宙推論を加速します。JAXの自動微分、バッチ評価、およびジャストインタイムコンパイル機能を使用し、グラフィックスプロセッシングユニット(GPU)で推論パイプラインを実行することで、高度な勾配ベースのサンプリングでパラメーター推定を桁違いに高速化する方法を示します。テクニック。これらを使用して、次世代の宇宙調査の分析に必要な高次元パラメーター空間を効率的に探索できます。シミュレートされた2つのステージIV構成でのCosmoPower-JAXの精度と計算効率を紹介します。最初に、合計37のモデルパラメーターを使用する宇宙せん断解析を実行する1つの調査を検討します。CosmoPower-JAXとハミルトニアンモンテカルロサンプラーで導出された等高線を、ネストされたサンプラーでエミュレーターを使用せずに導出されたものに対して検証し、$\mathcal{O}(10^3)$の高速化係数を取得します。次に、合計157のモデルパラメーターに対して、3つのステージIVサーベイの組み合わせを検討します。各サーベイは、共同宇宙シアーおよび銀河クラスタリング(3x2pt)分析を実行します。このような高次元のパラメーター空間を使用しても、CosmoPower-JAXは3日で収束した事後輪郭を提供しますが、標準的な方法では6年かかると見積もられています。CosmoPower-JAXは完全にPythonで記述されており、宇宙論コミュニティが次世代サーベイによって設定された精度要件を満たすのに役立つように公開しています。
Stage IV 宇宙せん断解析におけるバリオン、大質量ニュートリノ、f(R) 重力間の縮退について
非線形構造形成のモデル化は、現在および今後の宇宙せん断実験に不可欠です。REACTコードに実装されたハローモデルの反応形式をCOSMOPOWER機械学習エミュレーションプラットフォームと組み合わせて、高速で正確な$f(R)$重力の非線形物質パワースペクトルエミュレーターであるREACTEMU-FRを開発し、公開しています。ニュートリノ。最先端のバリオンフィードバックエミュレーターBCEMUと組み合わせて、REACTEMU-FRを使用して、典型的なステージIV仕様の宇宙せん断実験のマルコフ連鎖モンテカルロ予測を生成します。高度に非線形なスケール($1500\leq\ell\leq5000$の間の多重極子)を含めると、ほとんどの標準的な宇宙論的パラメーター(2倍未満)の制約がわずかに改善されるだけであることがわかります。特に、バリオン物理学の必要なモデリングは、ニュートリノ質量と$\ell\gtrsim1500$での修正重力の合計に対するほとんどの制約力を効果的に弱めます。近似バリオン物理モデルを使用すると、$1\sigma$レベルでは偏りのない宇宙パラメータの制約がわずかに改善されますが、$>2\sigma$レベルではバリオンパラメータの制約が大幅にバイアスされます。
近赤外透過分光法によって制約されるGJ 1214 bの霞んで金属が豊富な大気
| Title |
The_Hazy_and_Metal-Rich_Atmosphere_of_GJ_1214_b_Constrained_by_Near_and_Mid-Infrared_Transmission_Spectroscopy |
| Authors |
Peter_Gao,_Anjali_A._A._Piette,_Maria_E._Steinrueck,_Matthew_C._Nixon,_Michael_Zhang,_Eliza_M._R._Kempton,_Jacob_L._Bean,_Emily_Rauscher,_Vivien_Parmentier,_Natasha_E._Batalha,_Arjun_B._Savel,_Kenneth_E._Arnold,_Michael_T._Roman,_Isaac_Malsky,_and_Jake_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05697 |
暖かい亜海王星系外惑星GJ1214bの近赤外線透過スペクトルは、平坦で特徴がないことが観測されており、豊富なエアロゾルを伴う高金属大気を示唆しています。GJ1214bの位相曲線の最近のJWSTMIRILRS観測は、その透過スペクトルが中赤外線まで平坦であることを示しました。この論文では、GJ1214bの近赤外線と中赤外線を組み合わせた透過スペクトルを使用して、その大気組成とエアロゾルの特性を制約します。100から1000$\times$太陽の金属量にまたがる多くの背景大気、および水蒸気大気のシナリオに対して、エアロゾル微物理学コードを使用して、光化学ヘイズモデルのグリッドを生成します。結合されたデータセットの平坦性は、対応する分子の特徴の振幅が大きいため、大気の金属量$\leq$300$\times$solarをほとんど除外し、値$\geq$1000$\times$solarおよびカラムヘイズ生成率$\geq$10を優先します$^{-10}$gcm$^{-2}$s$^{-1}$.同様にヘイズの生成率が高い蒸気雰囲気のシナリオも、透過スペクトルと一致するように十分に小さい分子の特徴を示します。これらの組成は、データを適合させるために大気平均分子量$\geq$15gmol$^{-1}$が必要であることを意味します。私たちの結果は、ヘイズ生成がGJ1214bで非常に効率的であり、非炭化水素、非窒素のヘイズ前駆体を含む可能性があることを示唆しています。GJ1214bの大気をさらに特徴付けるには、近赤外線と中赤外線を横断するJWSTを使用した複数回のトランジットと食が必要になる可能性が高く、地上の高解像度透過分光法によって補完される可能性があります。
反射率スペクトルからの (433) エロスと (25143) イトカワの表面特性
| Title |
(433)_Eros_and_(25143)_Itokawa_surface_properties_from_reflectance_spectra |
| Authors |
David_Korda,_Tom\'a\v{s}_Kohout,_Kate\v{r}ina_Flanderov\'a,_Jean-Baptiste_Vincent,_Antti_Penttil\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05700 |
コンテクスト。今後の宇宙ミッションでは、表面分解されたNEA反射スペクトルが提供されます。ニューラルネットワークは、反射スペクトルを分析し、高精度かつ短い処理時間で材料組成を決定するための便利なツールです。ねらい。NEARShoemakerとはやぶさ探査機によって観測されたエロス小惑星とイトカワ小惑星の円盤分解スペクトルにニューラルネットワークモデルを適用しました。このアプローチにより、鉱物の変化や宇宙風化の強さをマッピングすることができます。メソッド。2種類の畳み込みニューラルネットワークをテストしました。最初のものは、既知の分類クラスの小惑星反射スペクトルを使用してトレーニングされました。もう1つは、鉱物の存在量と組成が割り当てられたケイ酸塩反射スペクトルを使用しました。結果。分類モデルの信頼性は、反射率スペクトルの分解能に依存します。一般的なF1スコアとコーエンの${\kappa}_C$値は、高解像度スペクトルの約0.90から低解像度スペクトルの約0.70まで減少します。予測されたケイ酸塩組成は、スペクトル分解能や輝石の2${\μ}$mバンドのカバー範囲に強く依存しません。一般的な二乗平均平方根誤差は6～10パーセントポイントです。エロス小惑星とイトカワ小惑星では、予測された分類クラスはS型を支持し、予測された表面組成は均一であり、それぞれL/LLとLL通常コンドライトの組成に対応します。モデルはイトカワの表面で、クレーターまたは粗粒領域とつながっている新しいスポットを特定しました。結論。小惑星とケイ酸塩サンプルの測定スペクトルでトレーニングされたニューラルネットワークモデルは、妥当なレベルの精度で表面のケイ酸塩鉱物学を導き出すのに適しています。予測された表面の鉱物学的性質は、実験室で測定された返送されたサンプルの鉱物学的性質に匹敵します。さらに、分類学的予測により、より新鮮な領域の位置を指摘することができます。
還元条件下でのガスジェット浮上システムを用いた放射状輝石コンドリュールの再現実験
| Title |
Reproduction_Experiments_of_Radial_Pyroxene_Chondrules_using_Gas-jet_Levitation_System_under_Reduced_Condition |
| Authors |
Kana_Watanabe,_Tomoki_Nakamura,_and_Tomoyo_Morita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05787 |
原始惑星系円盤におけるコンドリュール形成をシミュレートするために、還元大気中でAr-$\mathrm{H_2}$またはArガスジェット浮上システムを用いて放射状輝石(RP)コンドリュールの再現実験を行った。実験では、一連の薄い輝石結晶と結晶間のメソスタシスガラスからなるRPコンドリュールテクスチャが再現されました。ただし、輝石とガラス状メソスタシスの間の鉄分配係数($\rm{D_{Fe}}$=Femol$\rm{\%_{pyroxene}}$/Femol$\rm{\%_{mesostasis}}$)は、実験的に再現されたRPコンドリュールよりもはるかに高かった。天然のRPコンドリュールの高い$\rm{D_{Fe}}$は、輝石の結晶成長後、高温でメソスタシス融液から鉄が除去されたことを示唆しています。メソスタシスガラス内に多くの小さな鉄-金属介在物が形成されていることがわかりました。これは、メソスタシスの高温溶融物中のFeOが金属鉄に還元され、メソスタシス中の鉄が新たに形成された金属介在物に拡散したことを示しています。メソスタシスにおける鉄金属介在物の形成は、還元雰囲気での実験によって再現され、放射状輝石の結晶成長後に天然RPコンドリュールの$\rm{D_{Fe}}$が増加することが確認されました。したがって、RPコンドリュールの$\rm{D_{Fe}}$は、コンドリュール形成中の冷却速度と酸化還元状態を制約する指標となる可能性があります。
陸と海のテクノロジーインテリジェンスのベイズ分析
| Title |
A_Bayesian_Analysis_of_Technological_Intelligence_in_Land_and_Oceans |
| Authors |
Manasvi_Lingam,_Amedeo_Balbi,_Swadesh_M._Mahajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05989 |
現在の研究では、天の川銀河には本質的に地上の陸塊（大陸など）が存在しない（地下）海洋世界が一般的であり、これらの世界には居住可能な条件が存在する可能性があり、したがって生命と技術的知性（TI）が出現する可能性が高まっていることが示されている。このような水中環境で。しかし、地球上のTI（つまり人類）は陸上で発生したことが知られています。これらの考察に動機付けられて、我々は、陸上および海洋ベースの生息地（LBHおよびOBH）におけるTIの出現の見通しを評価するためのベイジアンフレームワークを提示します。すべての要因がLBHとOBHでTIの発生に等しく寄与する場合、LBH(人間を含む)でのTIの進化の確率は、およそ$1$-in-$10^3$から$1$-inという非常に低い確率になる可能性があることを示します。-$10^4$となり、外見的にはコペルニクスの原理に矛盾します。したがって、我々は、コペルニクスの原理を維持できる3つの方法を解明します:(i)TIの出現率はOBHでははるかに低い、(ii)TIの居住可能期間はOBHでははるかに短い、および(iii)ほんの一部だけOBHのあるワールドの数は、TIを実現するための適切な条件を備えています。また、予測を経験的に改ざんする方法についても簡単に説明し、空中環境でTIをサポートする実現可能性についてコメントします。
遷移ディスクのダスト連続体放出における光蒸発シグネチャの可観測性
| Title |
Observability_of_Photoevaporation_Signatures_in_the_Dust_Continuum_Emission_of_Transition_Discs |
| Authors |
Giovanni_Picogna,_Carolina_Sch\"afer,_Barbara_Ercolano,_Christian_Rab,_Rafael_Franz_and_Mat\'ias_G\'arate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06014 |
光蒸発円盤風は、特に最終段階で、星周円盤の進化を理解する上で重要な役割を果たし、惑星形成プロセスと惑星の最終的な位置に影響を与える可能性があります。遷移円盤(つまり、中央にダストキャビティを持つ円盤)の研究は、光蒸発プロセスと円盤の分散を理解する上で中心的な役割を果たします。ただし、光蒸発によって作成された空洞と巨大惑星によって作成された空洞を区別する必要があります。2つの異なるプロセスの可能性のある観測的特徴を特定するには、理論モデルが必要ですが、2つのプロセスの違いを見つけるためのモデルはまだ不足しています。この論文では、内部光蒸着ディスクの放射流体力学シミュレーションから得られた遷移ディスクのサンプルを研究し、現在のアルマ観測に関連するダストのダイナミクスに焦点を当てています。次に、結果をスーパーアース/巨大惑星によって開かれたギャップと比較し、光蒸発キャビティの勾配がギャップサイズに穏やかに依存し、1木星質量の惑星の勾配に類似していることを発見しました。ただし、ダストのフィルタリングの効率が低いため、惑星の場合と比較して、光蒸着キャビティ内のダスト密度の低下は遅くなります。この効果は結果として得られるスペクトルインデックスで見ることができます。これは、惑星の場合と比較して、空洞の端でより大きなスペクトルインデックスを示し、その内部でより浅い増加を示します。空洞の急峻さとスペクトル指数の組み合わせにより、遷移ディスクの真の性質が明らかになる可能性があります。
黄道南極近くの M4 恒星 TOI-715 がホストする、1.55 R$_{\oplus}$ のハビタブルゾーン惑星
| Title |
A_1.55_R$_{\oplus}$_habitable-zone_planet_hosted_by_TOI-715,_an_M4_star_near_the_ecliptic_South_Pole |
| Authors |
Georgina_Dransfield,_Mathilde_Timmermans,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Mart\'in_D\'evora-Pajares,_Christian_Aganze,_Khalid_Barkaoui,_Adam_J._Burgasser,_Karen_A._Collins,_Marion_Cointepas,_Elsa_Ducrot,_Maximilian_N._G\"unther,_Steve_B._Howell,_Catriona_A._Murray,_Prajwal_Niraula,_Benjamin_V._Rackham,_Daniel_Sebastian,_Keivan_G._Stassun,_Sebasti\'an_Z\'u\~niga-Fern\'andez,_Jos\'e_Manuel_Almenara,_Xavier_Bonfils,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Christopher_J._Burke,_David_Charbonneau,_Jessie_L._Christiansen,_Laetitia_Delrez,_Tianjun_Gan,_Lionel_J._Garc\'ia,_Micha\"el_Gillon,_Yilen_G\'omez_Maqueo_Chew,_Katharine_M._Hesse,_Matthew_J._Hooton,_Giovanni_Isopi,_Emmanu\"el_Jehin,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_Franco_Mallia,_Felipe_Murgas,_Peter_P._Pedersen,_Francisco_J._Pozuelos,_Didier_Queloz,_David_R._Rodriguez,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06206 |
新世代の天文台により、系外惑星の大気と異星人の気候の多様性に関する詳細な研究が可能になり、地球外の生物学的および地質学的プロセスの証拠を探すことができます。したがって、今こそ、これらの機器で特徴付けられる最もユニークな惑星を特定する時です.これに関連して、TOI-715b、$R_{\rmb}=1.55\pm0.06\rmR_{\oplus}$惑星の発見と検証について報告し、その近く($42$pc)のM4ホスト(TOI-715/TIC271971130)期間$P_{\rmb}=19.288004_{-0.000024}^{+0.000027}$日。TOI-715bはTESSによって最初に特定され、地上測光、高解像度イメージング、および統計的検証を使用して検証されました。惑星の公転周期と恒星の有効温度$T_{\rmeff}=3075\pm75~\rmK$を組み合わせて、この惑星に星座$S_{\rmb}=0.67_{-0.20}^{+0.15}を与えます。~\rmS_\oplus$、岩石惑星のハビタブルゾーンの最も保守的な定義内に配置します。TOI-715bの半径は、M型矮星半径の谷の2つの測定位置の間に正確に収まります。その質量と組成を特徴づけることは、低質量星の半径の谷の真の性質を理解するのに役立ちます。TOI-715bは、正確な動径速度と透過分光法を使用した特性評価に適していることを示しています。さらに、システム内の2番目の候補惑星であるTIC271971130.02を明らかにしました。この惑星の公転周期は$P_{02}=25.60712_{-0.00036}^{+0.00031}$日、半径は$R_{02}=です。1.066\pm0.092\,\rmR_{\oplus}$、ハビタブルゾーンの外側の境界のすぐ内側、4:3の公転周期の近く。この2番目の惑星が確認された場合、これまでにTESSによって発見されたハビタブルゾーンの惑星としては最小のものになります。
JWST 位相曲線から見た GJ 1214b の反射的で金属が豊富な大気
| Title |
A_reflective,_metal-rich_atmosphere_for_GJ_1214b_from_its_JWST_phase_curve |
| Authors |
Eliza_M.-R._Kempton,_Michael_Zhang,_Jacob_L._Bean,_Maria_E._Steinrueck,_Anjali_A._A._Piette,_Vivien_Parmentier,_Isaac_Malsky,_Michael_T._Roman,_Emily_Rauscher,_Peter_Gao,_Taylor_J._Bell,_Qiao_Xue,_Jake_Taylor,_Arjun_B._Savel,_Kenneth_E._Arnold,_Matthew_C._Nixon,_Kevin_B._Stevenson,_Megan_Mansfield,_Sarah_Kendrew,_Sebastian_Zieba,_Elsa_Ducrot,_Achr\`ene_Dyrek,_Pierre-Olivier_Lagage,_Keivan_G._Stassun,_Gregory_W._Henry,_Travis_Barman,_Roxana_Lupu,_Matej_Malik,_Tiffany_Kataria,_Jegug_Ih,_Guangwei_Fu,_Luis_Welbanks,_Peter_McGill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06240 |
私たちの太陽系には地球と海王星の中間の大きさの惑星はありませんが、これらの天体は他の星のかなりの部分の周りに見られます。人口統計によると、このサイズ範囲の近接惑星は、半径に基づいて2つのクラスに分岐します。より大きな半径を持つグループ(「亜海王星」と呼ばれる)は、惑星の総質量の数パーセントである水素が優勢な大気を持つことによって区別されるという仮説が立てられています。GJ1214bは、この仮説を検証するために透過分光法を使用して広範囲に観測された原型の海王星亜星です。しかし、測定されたスペクトルには特徴がなく、惑星の大気中に高高度のエアロゾルが存在するため、決定的ではありません。ここでは、中赤外でJWSTを使用して取得したGJ1214bの分光熱位相曲線を報告します。昼側と夜側のスペクトル(それぞれ553$\pm$9と437$\pm$19Kの平均輝度温度)は、吸収特徴の>3$\sigma$の証拠を示しており、H$_2$Oが最も可能性が高いとして両方に原因があります。測定された全球熱放射は、GJ1214bのボンドアルベドが0.51$\pm$0.06であることを意味します。分光位相曲線データとGJ1214bの3次元モデルとの比較により、厚い雲またはもやの反射率の高い層で覆われた高金属大気を持つ惑星が明らかになります。
DMPP-3: コンパクト偏心連星系における短周期 S 型惑星の確認、および長周期 RV 惑星検出に関する警告
| Title |
DMPP-3:_confirmation_of_short-period_S-type_planet(s)_in_a_compact_eccentric_binary_star_system,_and_warnings_about_long-period_RV_planet_detections |
| Authors |
Adam_T._Stevenson,_Carole_A._Haswell,_John_R._Barnes,_Joanna_K._Barstow_and_Zachary_O._B._Ross_(The_Open_University,_Milton_Keynes,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06263 |
高度に偏心した($e\sim0.6$)連星系DMPP-3ABの追加のHARPS視線速度観測を提示します。これは、K0Vプライマリと水素燃焼限界での低質量コンパニオンで構成されます。バイナリには、$507$d軌道周期と$1.2$au半長軸があります。主成分には既知の$2.2$M$_{\oplus}$惑星、DMPP-3Abがあり、日軌道は$6.67$です。新しいHARPS測定値は、連星軌道のペリアストロンの通過を制限し、伴星軌道と惑星軌道の両方で以前に導き出された解にさらに整合性を追加します。Gaiaastrometryは独自に連星軌道を確認し、連星の傾きが$63.89\pm0.78^{\circ}$であることを確立します。以前に識別された$\sim800$dRV信号が周回体に起因するものではないことを立証する動的シミュレーションを実行しました。追加の観測、厳密な周期性からの逸脱、および活動指標の新しい分析は、$\sim800$d信号が星の活動によって引き起こされていることを示唆しています。我々は、他の星系においても同様に誤って解釈された恒星活動のアーティファクトである長期惑星の「検出」が存在する可能性があると結論付けている。惑星をホストする恒星に異常な風変わりな連星伴星がなければ、我々は$\sim800$d信号を惑星の可能性として受け入れることができたでしょう。DMPP-3をさらに監視することで、これらの詐欺師を最も効率的に特定するために使用できる署名が明らかになります。また、DMPP-3Abの内部にある地球質量のS型惑星に起因する可能性がある、RVの$\sim2.26$d周期性のしきい値検出(0.2%FAP)を報告します。
$z \geq 9$ における明るい銀河の存在量に対する UV 変動の影響
| Title |
The_impact_of_UV_variability_on_the_abundance_of_bright_galaxies_at_$z_\geq_9$ |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Mark_Vogelsberger,_Michael_Boylan-Kolchin,_Sandro_Tacchella,_Rahul_Kannan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05679 |
JWSTの観測により、$\Lambda$CDM宇宙論における標準的な銀河形成モデルに挑戦する可能性がある十分に明るい銀河の集団が明らかになりました。最小限の経験的枠組みを使用して、$z\geq9$の銀河の静止系紫外線(UV)光度関数(UVLF)に対する変動性の影響を調査します。私たちの研究では、暗黒物質のハロー質量が固定されている銀河の$\textit{UV放射収量の中央値}$と$\textit{UV光度の変動}$を区別しています。私たちは主に後者の効果に焦点を当てています。これは、ハローの集合と銀河の形成プロセスに依存し、低質量のハローでの銀河の上方散乱により、UV明るい銀河の存在量を大幅に増加させる可能性があります。$\sigma_{\rmUV}\approx0.75$magという比較的低いレベルの変動性が、$z\approx9$での観測上の制約と一致することがわかりました。ただし、より高い赤方偏移に移動すると、$z\で$\sigma_{\rmUV}\approx2.0\,(2.5)\,{\rmmag}$に達すると、ますます大きな$\sigma_{\rmUV}$が必要になります。約12ドル（16ドル）。この暗黙の変動性は、高赤方偏移銀河における爆発的な星の形成や塵のクリアランスのサイクルなどの物理的プロセスの予想と一致しています。したがって、$z\gtrsim9$でのJWSTからの測光制約は、UV放射収量の中央値を調整する必要なく、より低い赤方偏移で較正された標準の$\Lambda$CDMベースの銀河形成モデルと調整できます。
DustPedia Galaxy M74 のベイズ化学進化モデル
| Title |
A_Bayesian_chemical_evolution_model_of_the_DustPedia_Galaxy_M74 |
| Authors |
Francesco_Calura_(1),_Marco_Palla_(2,1),_Laura_Morselli_(3),_Emanuele_Spitoni_(4,5),_Viviana_Casasola_(6),_Kuldeep_Verma_(7),_Andrea_Enia_(1),_Massimo_Meneghetti_(1),_Simone_Bianchi_(8),_Francesca_Pozzi_(9)_and_Carlotta_Gruppioni_(1)_((1)_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_(2)_Ghent_University,_Belgium,_(3)_CINECA,_Italy,_(4)_INAF-OA_Trieste,_Italy,_(5)_Universite'_Cote_d'Azur,_France,_(6)_INAF-IRA,_Bologna,_Italy,_(7)_Indian_Institute_of_Technology,_Varanasi,_India,_(8)_INAF-OA_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(9)_Universita'_di_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05680 |
我々は、MCMC法によって校正された、DustPedia銀河M74の新しいマルチゾーン化学進化モデルを紹介します。我々は、観測された星とガスの密度プロファイルを考慮し、ベイジアン解析を使用して、ガス降着と星形成のタイムスケールを特徴付ける2つの基本パラメータ、つまり、それぞれ銀河中心半径Rの関数としての降下タイムスケールtauとSF効率νを制約します。私たちの分析は、降下時間スケールがRとともに増加し、星形成効率がRとともに減少することを裏付けており、したがってM74の「インサイド・アウト」形成を裏付けています。タウとニューの両方について、天の川銀河よりも動径依存性が弱いことがわかりました。また、観察されたダスト密度プロファイルと化学進化モデルの結果を比較して、M74のダスト含有量も調査します。2つの重要なパラメータ、つまり典型的な塵の降着時間スケールと、超新星残骸によって塵から除去されるガスの質量について、さまざまな処方箋が検討されており、それぞれ塵の成長と破壊速度を制御しています。破壊と降着の間の異なる電流バランス、つまり破壊に対する降着の平衡と支配を備えた2つのモデルは、観測されたM74のダストプロファイルを同等に再現できます。これは、銀河内の星間塵の含有量を形成する際のこれらのパラメーター間の縮退の概要を示しています。私たちの手法は、塵の生成と破壊の相対的な役割をさらに解明するために、より多くのDustPedia銀河に拡張される予定です。
宇宙の正午における銀河ペアにおける不明瞭な AGN 増強: 測光赤方偏移の確率論的処理からの証拠
| Title |
Obscured_AGN_enhancement_in_galaxy_pairs_at_cosmic_noon:_evidence_from_a_probabilistic_treatment_of_photometric_redshifts |
| Authors |
Sean_L._Dougherty_(1),_C._M._Harrison_(1),_Dale_D._Kocevski_(2)_and_D._J._Rosario_(1)_((1)_Newcastle_University_(2)_Colby_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05692 |
近くの宇宙の観測では、活動銀河核(AGN)の割合が増加していることが明らかになり、対照銀河と比較して、近くにある銀河ペアの予測分離が減少しています。これは、銀河相互作用がAGN活動の増強に役割を果たしていることを意味します。ただし、分光赤方偏移が限られていることもあり、より高い赤方偏移における全体像はあまり確立されていません。CANDELSおよびCOSMOSサーベイの銀河の測光赤方偏移確率分布関数と分光サーベイを組み合わせて、宇宙正午($0.5<z<3$)のAGNフラクション計算で使用される銀河ペアの過去最大のサンプルを生成します。フォトメトリック赤方偏移事後畳み込みから銀河ペアの確率(視線速度+/-1000km/sに基づく)を評価するための新しい手法を提示し、これらを使用して加重AGN分数を生成します。5-100kpcの投影距離以上では、孤立した制御銀河と比較して、X線(L_X>10^42erg/s)または赤外選択AGNの主要な(質量比4:1まで)またはマイナー(4:1から10:1)の銀河のペア。ただし、最も不明瞭なAGNを赤外線で検出され、X線では検出されないものとして定義すると、分離が減少するにつれて不明瞭なAGN増強が増加する傾向が観察されます。分離されたコントロールと比較したピークの増強は、分離が<25kpcの場合は2.08+/-0.61倍です。模擬データを使用したシミュレーションでは、これが真の強化の下限である可能性があることを示しています。改善された赤外線イメージング(JWSTなど)と赤方偏移(今後の多天体スペクトログラフ調査など)で確認された場合、銀河の相互作用が、宇宙の正午に最も不明瞭なブラックホールの成長を促進する役割を果たしていることが示唆されます。
低誘電率銀河団の郊外にある冷たく中性のガスとイオン化した金属の特徴付け
| Title |
Characterizing_cool,_neutral_gas_and_ionized_metals_in_the_outskirts_of_low-z_galaxy_clusters |
| Authors |
Sapna_Mishra_(Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_India),_Sowgat_Muzahid_(Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_India),_Sayak_Dutta_(Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_India),_Raghunathan_Srianad_(Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_India),_Jane_Charlton_(Pennsylvania_State_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05698 |
3191z$\approx$0.2バックグラウンドクエーサーのサンプルを使用して、低z銀河団の周辺にある冷たい中性ガスの最初の統計的検出を提示します。$M_sunは、ハッブル分光レガシーアーカイブのクエーサーカタログと、光学的およびSZで選択されたクラスターカタログとのクロスマッチングによるものです。0.043$\pm$0.006A、0.020$\pm$0.007A、および<0.006A(3$\sigma$)$\approx$5Mpc(median$\rho_{cl}$/$R_{500}$$\approx$7)のメディアンインパクトパラメータ($\rho_{cl}$)を持つサンプルの場合。LyaREWは、-0.74(-0.60）。クラスターの周辺でLya、CIV、およびOVIについて測定された被覆画分は、銀河系周囲媒体（CGM）と比較して有意に低くなっています。銀河団の周辺に存在する銀河のCGMは、フィールドの対応する銀河と比較して中性ガスがかなり不足していることがわかります。この効果は、銀河団の中心に近い銀河や大規模な銀河団内にある銀河でより顕著になります。銀河団の周辺で検出された冷たいガスは、銀河団銀河から取り除かれた銀河周辺のガスと、銀河団に冷たいガスを供給する大規模なフィラメントに起因すると主張します。
NGC 1436: 円座星団におけるレンズ状銀河の形成
| Title |
NGC_1436:_the_making_of_a_lenticular_galaxy_in_the_Fornax_cluster |
| Authors |
Alessandro_Loni,_Paolo_Serra,_Marc_Sarzi,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_Pablo_M._Gal\'an-de_Anta,_Nikki_Zabel,_Dane_Kleiner,_Filippo_M._Maccagni,_Daniel_Moln\'ar,_Mpati_Ramatsoku,_Francesca_Loi,_Enrico_M._Corsini,_D._J._Pisano,_Peter_Kamphuis,_Timothy_A._Davis,_W._J._G._de_Blok,_Ralf_J._Dettmar,_Jesus_Falcon-Barroso,_Enrichetta_Iodice,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_S._Ilani_Loubser,_Kana_Morokuma-Matsui,_Reynier_Peletier,_Francesca_Pinna,_Adriano_Poci,_Matthew_W._L._Smith,_Scott_C._Trager_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05709 |
円座銀河団銀河NGC$~$1436の進化経路を研究します。この銀河は現在、渦巻きからレンズ状の形態に移行していることが知られています。この銀河は、内側の星形成円盤と外側の静止円盤をホストしており、MeerKATFornaxSurvey、ALMA、およびFornax3D調査からのデータを分析して、星間媒体と両方の円盤構成要素の星の集団を研究しています。MeerKATデータの高解像度と感度の組み合わせのおかげで、$\textrm{H}\scriptstyle\mathrm{I}$が完全に内側の星形成円盤内に閉じ込められており、その運動学が冷たいガス円盤は現在十分に安定しており、これは銀河が過去の$\sim1~$Gyrで環境相互作用の影響を受けていないことを示唆しています。Fornax3Dデータから導き出された星形成の歴史は、内側と外側の円盤の両方が$\sim5$Gyrの前に星形成のバーストを経験したことを示しています。今日まで星。我々は、NGC$~$1436が5$~$Gyrの前に星団環境と効果的に相互作用し始めたと主張する.さらに、重力結合が弱いため、$\textrm{H}\scriptstyle\mathrm{I}$は外側の円盤からはぎ取られ、急速に消滅しました。同時に、内側のディスクへのガスの付着が停止し、この領域でゆっくりとしたクエンチングが発生しました。
放射線による雲の進化の物理学と化学。 [C II] IC 59 と IC 63 の運動学
| Title |
Physics_and_Chemistry_of_Radiation_Driven_Cloud_Evolution._[C_II]_Kinematics_of_IC_59_and_IC_63 |
| Authors |
Miranda_Caputo,_Archana_Soam,_B-G_Andersson,_Remy_Dennis,_Ed_Chambers,_Rolf_G\"usten,_Lewis_B.G._Knee,_J\"urgen_Stutzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05719 |
SOFIA/upGREATからの2つの星雲IC59とIC63の高解像度[CII]158$\mu$mマッピングを、ガス、ダスト、分極に関する補助データと組み合わせて使用して、運動学、構造、磁気を調べました。それらの光解離領域（PDR）の特性。これらの星雲は、B0IVe星$\gamma$Casによって照らされたSh2-185HII領域の一部です。各PDRの速度構造は、$\gamma$Casからの距離によって変化し、放射線による駆動と一致しています。雲までの3D距離の予測とともに、$\gamma$Casの以前のFUVフラックス測定値、および$\gamma$Casまでの既知の距離に基づいて、雲でのFUV放射場強度(G0)を推定しました。星と雲の間の消滅が無視できると仮定すると、$\gamma$Casからそれらの3D距離を見つけます。IC63については、我々の結果はAnderssonらによる以前の距離の推定値と一致しています。(2013)、星の後ろ、空の平面に対して58度の角度で、$\gamma$Casから2pcに雲を配置します。IC59の場合、星の前で70度の角度で4.5pcの距離を導き出します。磁場の方向(Soametal.2017)と[CII]ガスの速度勾配の間に有意な相関関係は検出されず、中程度の磁場強度を示しています。IC63の運動エネルギーは、磁気エネルギーよりも10倍高いと推定されています。これは、この星雲の運動圧力が支配的であることを示唆しています。
ケースAそれともケースB?任意の光学的厚さのガス雲における有効再結合係数
| Title |
Case_A_or_Case_B?_The_effective_recombination_coefficient_in_gas_clouds_of_arbitrary_optical_thickness |
| Authors |
Olof_Nebrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05764 |
イオン化状態の計算では、ケースAの再結合係数$\alpha_{\rmA}$(すべての水素状態への再結合の合計)またはケースBの再結合係数$\alpha_{\rmBのどちらかを選択する必要があることがよくあります。}$(基底状態を除くすべての水素状態の合計)。雲が電離光子に対して光学的に厚い場合、$\alpha_{\rmB}$は通常「オンザスポット」近似に基づいて採用され、基底状態への再結合は吸収された電離光子を生成するため無視されます。近く。光学的に薄い雲の逆のケースでは、ケースAの再結合係数が雲内の実効再結合率をより適切に説明すると予想されます。この論文では、光学的厚さが増加するにつれて$\alpha_{\rmA}$から$\alpha_{\rmB}$に遷移する、任意の光学的厚さのガス雲における有効再結合係数の解析式を導出します。結果は、数値シミュレーションや半解析計算で容易に実装できます。
LOFAR Two-metre Sky Survey Deep Fields Data Release 1: V.
調査の説明、ソースの分類、ホスト銀河の特性
| Title |
The_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_Deep_Fields_Data_Release_1:_V._Survey_description,_source_classifications_and_host_galaxy_properties |
| Authors |
P._N._Best,_R._Kondapally,_W._L._Williams,_R._K._Cochrane,_K._J._Duncan,_C._L._Hale,_P._Haskell,_K._Malek,_I._McCheyne,_D._J._B._Smith,_L._Wang,_A._Botteon,_M._Bonato,_M._Bondi,_G._Calistro_Rivera,_F._Gao,_G._Gurkan,_M._J._Hardcastle,_M._J._Jarvis,_B._Mingo,_H._Miraghaei,_L._K._Morabito,_D._Nisbet,_I._Prandoni,_H._J._A._Rottgering,_J._Sabater,_T._Shimwell,_C._Tasse,_R._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05782 |
源の分類、星の質量、および星形成率は、これまでに実施された中で最も広い深部電波調査を表す低周波アレイ2メートルスカイサーベイ(LoTSS)ディープフィールドの最初のデータリリースからの80,000の電波源について提示されています。紫外から遠赤外にわたる深い多波長データを使用して、4つの異なるSEDコードを使用してすべてのLoTSS-Deepホスト銀河に対してスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングが実行されます。活動銀河核（AGN）。4つのコードの結果を比較すると、放射AGNをホストする銀河が特定され、各銀河の恒星の質量と星形成速度の最適化されたコンセンサス推定値が導出されます。次に、星形成から予想される量を超える過剰な電波放射を持つ銀河が特定され、LoTSS-Deep源は星形成銀河、電波が静かなAGN、電波がうるさく高励起と低励起の4つのクラスに分類されます。興奮AGN。ソースの95パーセントは確実に分類でき、そのうち3分の2以上は星形成銀河であり、近くの宇宙にある通常の銀河からz>4の高度に星が爆発する系にまで及びます。星形成銀河は、150MHzの磁束密度が約1mJy未満になると支配的な集団となり、150MHzの磁束密度が100μJyの銀河源の90パーセントを占めます。電波が静かなAGNは、全人口の約10%を占めています。結果は、SKADSおよびT-RECSラジオスカイシミュレーションの予測と比較され、シミュレーションの改善が提案されます。
前恒星コアの 3D 物理化学モデル。 I. CH$_3$OH および $c$-C$_3$H$_2$ の分布に対する環境的および構造的影響
| Title |
A_3D_physico-chemical_model_of_a_pre-stellar_core._I._Environmental_and_structural_impact_on_the_distribution_of_CH$_3$OH_and_$c$-C$_3$H$_2$ |
| Authors |
S._S._Jensen,_S._Spezzano,_P._Caselli,_T._Grassi,_and_T._Haugb{\o}lle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05932 |
前星核は、星や惑星の形成プロセスの初期段階を表します。これらの核の物理的および化学的構造を特徴付けることで、星や惑星の形成の初期条件を確立し、前星核の化学組成がどの程度まで後の段階に受け継がれるかを決定することができます。動的な星形成雲に埋め込まれた前星核の3DMHDモデルは、連続的な連続放射伝達、ガス粒子化学モデル、および線放射伝達モデルを使用して後処理されます。結果は分析され、L1544のCH$_3$OHおよび$c$-C$_3$H$_2$の観測結果と比較されます。9つの異なる化学モデルを観測結果と比較して、どの初期条件が原型の星前核L1544で観測された化学偏析と適合するかを決定します。このモデルは、L1544で観察された化学的分化のいくつかの側面を再現できます。拡張されたメタノール放出は炉心外皮のより冷たくてより遮蔽された領域にシフトする一方、$c$-C$_3$H$_2$放出はダスト連続体と重なり、観測された化学構造と一致している。近くの星形成領域で仮定される典型的な値に対して星間放射線場の強度または宇宙線のイオン化率を増加させると、観測された化学構造と矛盾する合成マップが生成されます。私たちのモデルは、L1544で観察された化学的二分性が、3Dコアの非対称構造とコアが形成された環境による不均一な照明の結果として発生する可能性があることを示しています。これは、星前核の化学的性質における、核と雲の遷移における3D構造の重要性を強調しています。
アルマ望遠鏡による SHELA の高赤方偏移大質量静止銀河の保守的なサンプルの 1.1mm 観測
| Title |
ALMA_1.1mm_Observations_of_a_Conservative_Sample_of_High_Redshift_Massive_Quiescent_Galaxies_in_SHELA |
| Authors |
Katherine_Chworowsky,_Steven_L._Finkelstein,_Justin_S._Spilker,_Gene_C._K._Leung,_Micaela_B._Bagley,_Caitlin_M._Casey,_Caryl_Gronwall,_Shardha_Jogee,_Rebecca_L._Larson,_Casey_Papovich,_Rachel_S._Somerville,_Matthew_Stevans,_Isak_G._B._Wold,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06309 |
\textit{Spitzer-}HETDEXExploratoryLargeArea(SHELA)から選択された30個の巨大(log$(M_{\ast}/M_\odot)>11$)$z=3-5$の静止銀河のサンプルを紹介します。アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）バンド6観測により1.1mmで測量・観測。これらのアルマ望遠鏡の観測では、$1\sigma$で$z\sim4$で$\sim20\M_\odot\textrm{yr}^{-1}$程度の、塵に隠れた控えめなレベルの星形成も検出されるでしょう。これにより、静止サンプル中の塵のような星形成源からの汚染の量を定量化できるようになります。Stevansetal.の巨大静止銀河候補の親サンプルから始めます。2021v1SHELAカタログでは、ベイジアン\textsc{Bagpipes}スペクトルエネルギー分布フィッティングコードを使用して、これらのソースの堅牢な恒星質量($M_*$)と星形成速度(SFR)を導出し、36個の候補の保守的なサンプルを選択します。巨大な($M_*>10^{11}M_\odot$)の静止銀河で、$z\sim4$の星形成主系列の下の$>2\sigma$に特定のSFRがあります。アルマ望遠鏡による画像によれば、これらの静止銀河候補のうち6つは、塵に覆われた顕著な星形成が存在するため、最終サンプルからは除外されました。これは、v1SHELAカタログを使用した選択基準による、塵の多い星形成銀河からの$\sim17\%$の汚染率を意味します。この控えめに選ばれた$z=3-5$の静止銀河サンプルは、大質量銀河が比較的短期間に成長し、星形成を停止する仕組みをより適切に制限するための将来の観測に優れたターゲットとなるだろう。
超新星生涯 1100 日 2018ibb -- 現在までのペア不安定超新星候補の中で最も優れたもの
| Title |
1100_Days_in_the_Life_of_the_Supernova_2018ibb_--_the_Best_Pair-Instability_Supernova_Candidate,_to_date |
| Authors |
Steve_Schulze,_Claes_Fransson,_Alexandra_Kozyreva,_Ting-Wan_Chen,_Ofer_Yaron,_Anders_Jerkstrand,_Avishay_Gal-Yam,_Jesper_Sollerman,_Lin_Yan,_Tuomas_Kangas,_Giorgos_Leloudas,_Conor_M._B._Omand,_Stephen_J._Smartt,_Yi_Yang,_Matt_Nicholl,_Nikhil_Sarin,_Yuhan_Yao,_Thomas_G._Brink,_Amir_Sharon,_Andrea_Rossi,_Ping_Chen,_Zhihao_Chen,_Aleksandar_Cikota,_Kishalay_De,_Andrew_J._Drake,_Alexei_V._Filippenko,_Christoffer_Fremling,_Laurane_Freour,_Johan_P._U._Fynbo,_Anna_Y._Q._Ho,_Cosimo_Inserra,_Ido_Irani,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Ragnhild_Lunnan,_Paolo_Mazzali,_Eran_O._Ofek,_Eliana_Palazzi,_Daniel_A._Perley,_Miika_Pursiainen,_Barry_Rothberg,_Luke_J._Shingles,_Ken_Smith,_Kirsty_Taggart,_Leonardo_Tartaglia,_WeiKang_Zheng,_Joseph_P._Anderson,_Letizia_Cassara,_Eric_Christensen,_S._George_Djorgovski,_Lluis_Galbany,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05796 |
要約-ZAMS質量が140～$260M_\odot$の星は、対不安定超新星(PISNe)として爆発すると考えられています。熱核の暴走中、PISNeは最大数十太陽質量の放射性ニッケルを生成し、一部の超高輝度超新星(SLSNe)に似た発光過渡現象をもたらします。しかし、これまで明確なPISNは発見されていません。SN2018ibbは$z=0.166$にあるH-poorSLSNであり、数百の既知のSLSNeと比較して非常にゆっくりと進化します。2018年半ばから2022年初頭にかけて、2～10mクラスの望遠鏡を使用して、UVからNIRまでの測光および分光学的進化を監視しました。SN2018ibbは進化の過程で$>3\times10^{51}\rmerg$を放射し、ボロメータ光度曲線はピーク時に$>2\times10^{44}\rmerg\,s^{-1}$に達した。$>93$の静止フレーム日の長期にわたる上昇は、拡散時間が長いことを意味し、これには非常に高い総放出質量が必要です。PISNメカニズムは、エネルギー源($^{56}$Ni)と長い拡散時間の両方を自然に提供します。PISNeの理論モデルは、それらの測光特性と分光学的特性を明確に予測します。SN2018ibbは、光度曲線、星雲スペクトル、ホスト銀河に関するほとんどのテストに準拠しており、おそらくすべてのテストに、私たちが提案する解釈が適用されます。光度曲線とスペクトルの両方が、新たに元素合成された$^{56}$Niの25-44$M_\odot$を必要とし、120-130$M_\のHeコア質量を持つ金属の少ない星の爆発を示しています。死亡時のodot$。この解釈は、[CoII]$\lambda$1.025$\mu$mの暫定的な検出によってもサポートされています。これは、他のPISN候補またはSLSNではこれまで観測されたことはありません。マグネターやブラックホールなどの中央エンジンによる電力供給は、高い信頼性で除外できます。これにより、これまでのところ、SN2018ibbがPISNとしての最良の候補となっています。
MAXI J0637-430のスピン測定：円盤密度の高いブラックホール候補
| Title |
The_spin_measurement_of_MAXI_J0637-430:_a_black_hole_candidate_with_high_disk_density |
| Authors |
Nan_Jia,_Ye_Feng,_Yujia_Song,_Jun_Yang,_Jieun_Yuh,_Peijun_Huang,_Lijun_Gou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05914 |
銀河ブラックホール候補MAXIJ0637-430は、2019年11月2日に$\textit{MAXI/GSC}$によって最初に発見されました。アーカイブされた$\textit{NuSTAR}$データと$\textit{Swift}$/XRTデータ。円盤成分と吸収のあるべき乗成分モデルを使用して8つのスペクトルをフィッティングした後、詳細なX線反射分光法のために、比較的強い反射成分を持つスペクトルを選択します。最先端の反射モデル$\tt{relxillCp}$を使用して、スペクトルフィッティングはブラックホールのスピン$\textit{a}_{\rm{*}}>0.72$と降着の傾斜角を測定します。disk$i$=$46.1_{-5.3}^{+4.0}$度、90%の信頼水準で。さらに、フィッティングの結果は、極端なスーパーソーラー鉄の豊富さを示しています。反射モデル$\tt{reflionx\_hd}$のフィッティング結果と組み合わせると、この非物理的な鉄の存在量は非常に高密度の降着円盤($n_{\rm{e}}>2.34\times10^{21}$$\rm{cm}^{-3}$)または強いFeK$\alpha$輝線。ソフト超過は、ソフト状態スペクトルフィッティングの結果に見られます。これは、降着円盤の高密度によって引き起こされる余分なフリーフリー加熱効果である可能性があります。最後に、X線反射分光法によって得られたブラックホールスピンのロバスト性について説明します。比較的高いスピンの結果は、広いFeK$\alpha$線と首尾一貫しています。鉄の存在量と円盤の密度は、スピンの結果には影響しません。
大質量ブラック ホール連星の LISA 検出に対するパルサー タイミング アレイ観測の意味
| Title |
Implications_of_pulsar_timing_array_observations_for_LISA_detections_of_massive_black_hole_binaries |
| Authors |
Nathan_Steinle,_Hannah_Middleton,_Christopher_J._Moore,_Siyuan_Chen,_Antoine_Klein,_Geraint_Pratten,_Riccardo_Buscicchio,_Eliot_Finch,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05955 |
パルサータイミングアレイ(PTA)とレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、質量が$\sim10^6-10^{10}\の範囲にある大質量ブラックホール連星(MBHB)に補完的な観測ウィンドウを開きます。,$M$_{\odot}$。PTAはMBHBの集団から確率的重力波背景を検出する場合がありますが、LISAは操作中に個々の結合MBHBを検出します。LISAとPTAの間の深い相互作用を実証するために、PTAデータから推測されるMBHB合併率に対する直接的な観測制約を外挿することにより、LISAで観察できると期待できるMBHB合併の数を推定します。このため、現在PTAで検出されている一般的なノイズは、単一のMBHB集団によって発生する天体物理学的背景であると仮定します。次に、ベイジアン推論のマージャー率とスピンアライメントされたインスパイラルマージャーリングダウン波形に対するLISAの感度を組み合わせることにより、質量赤方偏移空間におけるLISA検出率$\mathcal{R}$を制約します。天体物理学に基づいた地層モデルを使用して、総質量が範囲$10^7-10^8\,$M$_{\odot}$。より大きな質量、つまり$>10^8\,$M$_{\odot}$の場合、$\mathcal{R}<2\,(1)\,\mathrm{yr}^{-1}が見つかります。$は天体物理学に基づいた(不可知論的な)地層モデルを使用し、LISA感度帯域幅が$10^{-5}$Hzまで拡張した場合、$11\,(6)\,\mathrm{yr}^{-1}$まで上昇します。PTAが調査を続けるにつれて、PTAバックグラウンド測定によるLISA科学の可能性の予測は改善されるはずです。
| Title |
Detectability_of_a_phase_transition_in_neutron_star_matter_with_third-generation_gravitational_wave_interferometers |
| Authors |
C._Mondal,_M._Antonelli,_F._Gulminelli,_M._Mancini,_J._Novak,_M._Oertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05999 |
中性子星の内部で起こり得る強力な一次ハドロン-クォーク相転移は重力波に痕跡を残し、計画中の第3世代干渉計で検出できる可能性がある。連星中性子星(BNS)合体の後期吸気からの信号が与えられた場合、そのような相転移の存在を評価できるかどうかは、潮汐変形パラメータの決定で達成できる精度と、混成星の状態方程式を記述するために使用されるモデル。後者については、現在の制約と互換性のある低密度相とクォーク高密度の両方に関連するパラメータ空間に大きく広がる状態方程式の現象学的メタモデリングをここで採用します。我々は、第3世代検出器のネットワークを使用すると、単一の大音量BNSイベントで、平均ベイズ係数$B\約100$の低バリオン密度での相転移の存在を、光度距離($\mathcal{D}_L\lesssim$300Mpc)。
MeerKAT がミニマウスを捕まえた: 誕生の座から逃れる若い電波パルサーの偶然の検出
| Title |
MeerKAT_caught_a_Mini_Mouse:_serendipitous_detection_of_a_young_radio_pulsar_escaping_its_birth_sit |
| Authors |
S._E._Motta,_J._D._Turner,_B._Stappers,_R._P._Fender,_I._Heywood,_M._Kramer,_E._D._Barr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06130 |
MeerKAT観測では、銀河面に位置する銀河X線連星を指し示し、偶然にも彗星のような形態を持つ電波星雲を発見しました。以前に発見された「マウス」星雲との類似性に基づいて「ミニマウス」と名付けられたこの特徴は、以前は同定されていなかった候補の超新星残骸G45.24$+$0.18を示しています。2つの異なる観測でMeerKATを使用してミニマウスの位置を観測し、最近FAST望遠鏡によって発見された138ミリ秒の電波パルサーPSRJ1914+1054gをアーク秒の精度で、星雲の頭と一致する位置に位置付けました。電子分布のモデルに基づいて、7.8～8.8kpcの距離に対応する約418pccm$^{-3}$の分散測定値を確認します。正確なローカリゼーションと90日間隔の2つの周期測定値を使用して、(2.7$\pm$0.3)$\times$10$^{-14}$ss$^{-1}$の周期導関数を計算します。それぞれ約82kyrの特徴的な年齢と4$\times$10$^{35}$ergs$^{-1}$のスピンダウン光度を導出します。特徴的な年齢に匹敵するパルサーの年齢では、中性子星が超新星残骸の場所で生まれた場合、中性子星の投影速度は320～360km/sであることがわかります。提案されたレムナントのサイズは、パルサーの特徴的な年齢と比較すると小さいように見えますが、銀河面近くの環境の密度が比較的高いため、膨張率が抑制され、したがってレムナントが小さいことを説明できます。
| Title |
Multi-Messenger_Diagnostics_of_the_Engine_behind_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Christopher_L._Fryer,_Eric_Burns,_Aimee_Hungerford,_Samar_Safi-Harb,_R.T._Wollaeger,_Richard_S._Miller,_Michela_Negro,_Samalka_Anandagoda,_Dieter_H._Hartmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06134 |
核崩壊超新星爆発は、コンパクトな残骸（中性子星、ブラックホール）を生成し、多くの重元素を合成してホスト銀河に注入することにより、天体物理学において幅広い役割を果たします。それらは宇宙の最も極端な条件で生成されるため、極端な条件（核密度、極端な温度、磁場の物質）における物理学を調べることもできます。超新星が基礎物理学と宇宙理解の両方に及ぼす影響を定量化するには、このエンジンの広範な観測データを活用する必要があります。この論文では、一連の1次元のパラメーター化された混合モデル(超新星からの噴出物残骸、紫外線、光学および赤外線のライトカーブ、および一時的なガンマ線放射)を使用して、これらのプローブのサブセットを研究します。他の診断結果を確認し、さまざまなプローブがどのように連携して超新星エンジンのより明確な画像を提供するかを示します。
共通エンベロープ進化におけるジェット動力乱流
| Title |
Jet-powered_turbulence_in_common_envelope_evolution |
| Authors |
Shlomi_Hillel,_Ron_Schreier,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06266 |
私たちは、中性子星(NS)が所定の軌道で赤色超巨星(RSG)星の外皮の内側に螺旋状に入り込む共通外皮進化(CEE)の3次元流体力学シミュレーションを実行します。ジェットが拡大する螺旋パターンで対の渦を放出し、赤道面の上と下に1つずつ、2つの拡大する螺旋状の低密度気泡を膨張させ、角運動量をエンベロープに蓄積することがわかりました。シミュレーションにはNSの重力は含まれていないため、発見されたすべての影響はスパイラルインNSが発射するジェットのみによるものです。ジェットがエンベロープに堆積する角運動量は、軌道角運動量と同じオーダーの大きさで、同じ方向を持っています。ジェットが共通のエンベロープ内に引き起こす乱流は、エネルギーと角運動量の輸送に役割を果たしている可能性があります。放射されるジェットの堆積エネルギー(ここでは研究されていないプロセス)は、共通エンベロープジェット超新星(CEJSN)と呼ばれる過渡現象を引き起こし、高エネルギーの核崩壊超新星を模倣する可能性があります。ここで調査する乱流と螺旋パターンは、放出されたエンベロープの異なるセグメントが互いに衝突したときに、CEJSNの後期光度曲線に隆起を引き起こす可能性があります。この研究は、CEEでジェットが果たせる役割(ブラックホールの仲間によって打ち上げられたジェットを含む)を強調し、CEJSNのイベントにおけるプロセスの多様性をさらに豊かにします。
マージャー ジェットの開梱: GW170817、GW190425 のベイジアン解析と短いガンマ線バーストの電磁観測
| Title |
Unpacking_merger_jets:_a_Bayesian_analysis_of_GW170817,_GW190425_and_electromagnetic_observations_of_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Fergus_Hayes,_Ik_Siong_Heng,_Gavin_Lamb,_En-Tzu_Lin,_John_Veitch,_Michael_J._Willams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06275 |
我々は、繭、広角、単純なトップハットジェットモデル、および連星中性子星の合体速度に関連する短いガンマ線バーストジェット構造を制約するための、新しい完全ベイジアン解析を提示する。これらの制約は、GW170817からの距離と傾斜の情報、GRB170817Aの観測フラックス、スウィフトによって検出された短ガンマ線バーストの観測率、LIGOの1回目と2回目の観測から推定された中性子星の合体率を考慮して作成されます。さらなる制約を提供するために、フィッティングされた短いガンマ線バースト光度関数が含まれる別の分析が行われます。ジェット構造モデルは、GW190425の観測を使用してさらに制約され、ジェットの形状により検出されなかったGRB170817のような短いガンマ線バーストが発生したという仮定が、以前の観測と一致していることがわかりました。私たちは、残光観測とは独立して、短いガンマ線バースト集団における低光度および広角ジェット構造の証拠を見つけて定量化しました。古典的なシルクハットと比較した場合、そのようなモデルの対数ベイズ係数は$0.45{-}0.55$でした。ジェット。近似光度関数が提供されている場合、ガウスジェット構造モデルが他のモデルよりもわずかな証拠が見つかり、他のモデルと比較した場合に$0.25{-}0.9\pm0.05$の対数ベイズ係数が生成されます。しかし、GW190425や近似された光度関数を考慮しないと、証拠はガウスジェット構造よりも$0.14\pm0.05$の対数ベイズ係数を持つ繭状モデルを支持します。$1{-}1300$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$または$2{-}680$Gpc$^{-3}$yrの中性子星連星合体率に新しい制約を提供します$^{-1}$当てはめられた光度関数が想定される場合。
現実的なコア崩壊乱流トポロジーからの中性子星磁場の 3D 進化
| Title |
3D_evolution_of_neutron_star_magnetic-fields_from_a_realistic_core-collapse_turbulent_topology |
| Authors |
Clara_Dehman,_Daniele_Vigan\`o,_Stefano_Ascenzi,_Jose_A._Pons,_Nanda_Rea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06342 |
原始中性子星によって最近得られたものと同様に、地殻内の非常に複雑な初期磁場トポロジーに適用された中性子星の最初の3D完全結合磁気熱シミュレーション(これまでで最も現実的な背景構造と微物理成分を含む)を提示します。ダイナモシミュレーション。このような構成では、ほとんどのエネルギーがトロイダル磁場に保存されますが、双極子成分は平均磁場の数パーセントです。このような初期フィールドトポロジーでは、ホール項は強力な逆カスケードではなく直接カスケード(オーム散逸を補償)を好むため、この初期の特徴は長期的な進化(1e6年)の間維持されます。この複雑な初期トポロジーから開始すると、支配的な電磁スピンダウントルクの原因となる表面双極子成分は、時間の経過とともに増加しません。これは、表面双極子磁場のより高い値を示す若いパルサーとマグネターのタイミング特性とは対照的です。可能性としては、深部の磁場(コア内の電流)が大規模に(中性子星の崩壊中または初期の寿命で)自己組織化できる可能性があります。あるいは、双極子磁場は通常考えられているよりも低い可能性があり、たとえば強風や強力なコロナ磁気ループを介して、観測された高いスピンダウンに磁気圏が実質的に寄与している可能性があります。X線データ。
コンパクト バイナリ合体のための GstLAL インスパイラル検索のランキング統計の改善
| Title |
Improved_ranking_statistics_of_the_GstLAL_inspiral_search_for_compact_binary_coalescences |
| Authors |
Leo_Tsukada,_Prathamesh_Joshi,_Shomik_Adhicary,_Richard_George,_Andre_Guimaraes,_Chad_Hanna,_Ryan_Magee,_Aaron_Zimmerman,_Pratyusava_Baral,_Amanda_Baylor,_Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Bryce_Cousins,_Jolien_D._E._Creighton,_Becca_Ewing,_Heather_Fong,_Patrick_Godwin,_Reiko_Harada,_Yun-Jing_Huang,_Rachael_Huxford,_James_Kennington,_Soichiro_Kuwahara,_Alvin_K._Y._Li,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Wanting_Niu,_Alex_Pace,_Cort_Posnansky,_Anarya_Ray,_Surabhi_Sachdev,_Shio_Sakon,_Divya_Singh,_Ron_Tapia,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Aaron_Viets,_Leslie_Wade,_Madeline_Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06286 |
2023年5月から、LIGOScientific、Virgo、およびKAGRAコラボレーションは、検出器の感度を改善し、KAGRAを含む検出器ネットワークを拡張して、4回目の観測を行う予定です。したがって、低レイテンシ検索パイプラインの検出アルゴリズムを最適化し、コンパクトなバイナリ合体からの重力波に対する感度を高めることが重要です。この作業では、GstLALベースのinspiralパイプラインの統計をランク付けするために開発されたいくつかの新しい機能について説明します。主に、信号汚染の除去、bank-$\xi^2$の組み込み、アップグレードされた$\rho-\xi^2$信号モデルとKAGRAの統合。インジェクション研究は、これらの新機能がパイプラインの感度を約15%から20%向上させ、今後の観測実行中にさらにマルチメッセンジャー観測への道を開くことを示しています。
事例の集約から得られた太陽フレアの頻度分布からわかるコロナ加熱
| Title |
Coronal_Heating_as_Determined_by_the_Solar_Flare_Frequency_Distribution_Obtained_by_Aggregating_Case_Studies |
| Authors |
James_Paul_Mason,_Alexandra_Werth,_Colin_G._West,_Allison_A._Youngblood,_Donald_L._Woodraska,_Courtney_Peck,_Kevin_Lacjak,_Florian_G._Frick,_Moutamen_Gabir,_Reema_A._Alsinan,_Thomas_Jacobsen,_Mohammad_Alrubaie,_Kayla_M._Chizmar,_Benjamin_P._Lau,_Lizbeth_Montoya_Dominguez,_David_Price,_Dylan_R._Butler,_Connor_J._Biron,_Nikita_Feoktistov,_Kai_Dewey,_N._E._Loomis,_Michal_Bodzianowski,_Connor_Kuybus,_Henry_Dietrick,_Aubrey_M._Wolfe,_Matt_Guerrero,_Jessica_Vinson,_Peter_Starbuck,_Shelby_D_Litton,_M._G._Beck,_Jean-Paul_Fisch,_Ayana_West,_Alexis_A._Muniz,_Luis_Chavez,_Zachary_T._Upthegrove,_Brenton_M._Runyon,_J._Salazar,_Jake_E._Kritzberg,_Tyler_Murrel,_Ella_Ho,_Quintin_Y._LaFemina,_Sara_I._Elbashir,_Ethan_C._Chang,_Zachary_A._Hudson,_Rosemary_O._Nussbaum,_Kellen_Kennedy,_Kevin_Kim,_Camila_Villamil_Arango,_et_al._(954_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05687 |
フレアの頻度分布は、太陽および星の物理学における最大の問題の1つに対処するための重要なアプローチを表しています。直観に反してコロナを、対応する光球よりも桁違いに高い温度に加熱するメカニズムを決定することです。磁場が加熱の原因であることは広く受け入れられていますが、それを説明できる競合するメカニズムが2つあります。それは、ナノフレアまたはアルフベン波です。現在のところ、どちらも直接観察することはできません。ナノフレアは、定義上、非常に小さいですが、それらの総エネルギー放出は、それらが十分に豊富であると仮定すると、かなりの加熱メカニズムを表す可能性があります。この推定を検証する1つの方法は、さまざまなエネルギーのフレアが発生する頻度を表すフレア頻度分布を使用することです。フレアの頻度分布に適合するべき乗則の勾配が臨界しきい値(先行文献で確立されている$\alpha=2$)を超えている場合、コロナ加熱を説明するのに十分な量のナノフレアが存在するはずです。私たちは太陽フレアの600ドルを超えるケーススタディを実施しました。これは、学部物理学研究室コースの3学期を通じて前例のない数のデータアナリストによって可能になりました。これにより、重要ではあるが自明ではない2つの分析方法を含めることができました。フレア前のベースライン減算と、フレアの開始時間と停止時間を決定する必要があるフレアエネルギーの計算です。これらの分析結果を統計調査に集約して、$\alpha=1.63\pm0.03$と判断しました。これは臨界値を下回っており、アルフベン波がコロナ加熱の重要な要因であることを示唆しています。
二重白色矮星連星でダイナミックに点滅する He
$0.8-1.1\,\mathrm{M}_{\odot}$炭素酸素(CO)白色矮星(WD)上のヘリウム層の爆発は、COWDを爆発させ、熱核超新星(SN)を作り出すことができます。He層の質量が低い場合($\lesssim0.03\,\mathrm{M}_{\odot}$)、その爆発による灰がスペクトルと光曲線に与える影響は最小限であることを多くの著者が最近示しましたCOデトネーションにより、タイプIaSNeと非常によく似た爆発が発生します。これらの新しい洞察は、動的なHeシェル燃焼の調査と、熱的に不安定なHeシェルを$0.01-0.08\,\mathrm{M}_{\odot}$の範囲で爆発するのに十分な厚さで安定的に蓄積するバイナリシナリオの検索を動機付けます。、しかし多くの場合、オブザーバブルへの影響を最小限に抑えるのに十分なほど薄いです。最初に、このシェル質量範囲での対流Heシェル燃焼の改善された非断熱進化が、He爆発の機が熟した条件につながることを示します。また、質量$0.15-0.25\,\mathrm{M}_\odot$の高エントロピーHeWDドナーを使用した安定した物質移動シナリオでは、二重爆発を達成するために必要なHeシェル質量が得られることもわかりました。このシナリオはまた、生き残ったHe供与体が異常な暴走物体D6-2と一致する空間速度で去ることを予測しています。ホットHeWDドナーは、$1.3-2.0\,\mathrm{M}_\odot$星が$1-10$日の公転周期で赤色巨星ブランチの基部にあるロシュローブを埋めるときに、共通のエンベロープイベントに由来することがわかります。COWDと。
重元素でできた超低質量・小半径の白色矮星
7つの超低質量で半径の小さい白色矮星(LSPMJ0815+1633、LP240-30、BD+205125B、LP462-12、WDJ1257+5428、2MASSJ13453297+4200437、およびSDSSJ085557.46+053524.5)最近、質量が$\sim$0.02$M_\odot$から$\sim$0.08$M_\odot$の範囲で、半径が$\sim$4270kmから10670kmであることが確認されました。これらの白色矮星の質量半径の測定は、それらが主に$^{56}$Feよりも軽い原子核でできていると仮定して、従来の白色矮星モデルに挑戦をもたらします。この作業では、それらの白色矮星がより重い元素でできている可能性を検討します。重元素の電荷対質量比が小さいため、白色矮星物質の電子数密度が効果的に減少し、格子エネルギーと電子分極補正がさらに寄与して圧力が低下します。これは結果として、はるかに小さな質量と半径を持つ白色矮星につながり、これは7つの超低質量で小さな半径の白色矮星と一致します。最新のAtomicMassEvaluation(AME2020)を使用して得られた、冷触媒基底状態に到達する場合と到達しない場合の、高密度星状物質の対応する状態方程式と物質含有量が提示されます。これらの白色矮星の実際の物質の内容を明らかにするには、分光法、星震学、および他の超低質量および小半径の白色矮星の発見など、さらなる観測が必要です。
Cycle-StarNetに基づくLAMOST-II DR8 MRSから推定された星のパラメータと化学的存在量
| Title |
Stellar_Parameters_and_Chemical_Abundances_Estimated_from_LAMOST-II_DR8_MRS_based_on_Cycle-StarNet |
| Authors |
Rui_Wang,_A-Li_Luo,_Shuo_Zhang,_Yuan-Sen_Ting,_Teaghan_O'Briain,_and_LAMOST_MRS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05854 |
天の川の進化を理解するためには、星のスペクトルから星の大気パラメータと化学的存在量を導き出すことが重要です。ドメイン適応法と組み合わせたMARCSモデルの大気理論合成スペクトルでフィッティングを実行することにより、基本的な恒星パラメーター(Teff、logg、[Fe/H]、vmic、およびvmac)と138万FGKMの11の化学的存在量を推定します。LAMOST-IIDR8からの中解像度分光サーベイ(MRS)の型星。ドメイン適応法であるCycle-StarNetを使用して、観測スペクトルと合成スペクトルの間のギャップを減らし、L-BFGSアルゴリズムを使用して最適な合成スペクトルを検索します。2MASS測光測量データ、GaiaEDR3視差、およびMIST等時線を組み合わせることにより、星の表面重力は、放射光度を推定した後に制約されます。Teff、logg、および[Fe/H]の精度は、150K、0.11dex、および0.15dexに達する可能性があり、PASTELカタログ、天体地震サンプル、およびその他の分光測量によって評価されます。これらのパラメータと元素存在量の精度([C/Fe]、[Na/Fe]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]、[Ti/Fe]、[Cr/Fe]、[Mn/Fe]、[Co/Fe]、[Ni/Fe]、および[Cu/Fe])は、繰り返しの観察によって評価され、クラスターメンバーによって検証されます。信号対雑音(S/N)比が10を超えるスペクトルの場合、3つの恒星パラメーターと元素存在量の精度は、76K、0.014dex、0.096dex、および0.04-0.15dexを達成できます。S/N比が100を超えるスペクトルの場合、精度は22K、0.006dex、0.043dex、および0.01～0.06dexで安定します。LAMOSTMRS恒星特性の完全なカタログは、オンラインで入手できます。
ヘリウムによって摂動されたナトリウムの線プロファイルの温度と密度依存性
| Title |
Temperature_and_density_dependence_of_line_profiles_of_sodium_perturbed_by_helium |
| Authors |
N._F._Allard,_K._Myneni,_J._N._Blakely_and_G._Guillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06079 |
超低温の恒星大気は、中性摂動物質との衝突によってひどく広がったアルカリ共鳴線による吸収を示します。T型矮星のような最も冷たくて密度の高い大気では、水素分子とヘリウムによって広がったNaIとKIが光スペクトル全体を支配するようになる可能性があります。NaHe衝突の広がりの影響は、低温のDZ白色矮星の不透明度を理解する上でも重要です。ヘリウム密度が数10^21~cm-3に達する褐色矮星と低温DZ白色矮星の合成スペクトルを構築できるようにするために、共鳴線のNaHe線プロファイルが広範囲の密度と温度で計算されています。高密度でコアからファーウィングまで有効な統一されたラインプロファイルは、特にナトリウム原子からの電子スピン軌道結合を含む最新の分子データを使用して、半古典的アプローチで計算されます。高密度でのNa-He衝突プロファイルの包括的な研究と、超低温DZ白色矮星の大気中の温度である5000~Kから、液体ヘリウムクラスター内の温度である1~Kまでの温度を提示します。新しい正確な分子データを使用して、半古典理論および量子理論で得られた衝突近似内の衝突の広がりとシフトパラメーターが提示されます。
コロナ減光と南極コロナホールの融合
| Title |
The_Merging_of_a_Coronal_Dimming_and_the_Southern_Polar_Coronal_Hole |
| Authors |
Nawin_Ngampoopun,_David_M._Long,_Deborah_Baker,_Lucie_M._Green,_Stephanie_L._Yardley,_Alexander_W._James_and_Andy_S.H._To |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06106 |
2022年3月18日のコロナ質量放出によって引き起こされた、南極のコロナホールと隣接するコロナディミングとの間のマージについて報告します。マージされた領域は、少なくとも72時間持続します。複数の共同観測宇宙船からのリモートセンシングデータを使用して、この合体イベント中の物理プロセスを理解します。合体の進化は、ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリと、ソーラーオービター宇宙船に搭載された極端紫外線イメージャーから得られた極端紫外線(EUV)画像を使用して調べられます。プラズマダイナミクスは、ひので搭載のEUVイメージング分光計から得られた分光データを使用して定量化されます。HelioseismicandMagneticImagerからの光球マグネトグラムは、磁場特性を導出するために使用されます。私たちの知る限りでは、この作業は2つのオープンフィールド構造の結合の最初の分光分析です。合併後、コロナホールとコロナ減光が区別できなくなることがわかりました。コロナル減光内の上昇流速度はコロナホールの速度に近づき、マージ後にプラズマの上昇流と下降流の混合が観察されます。結合領域内の輝点の明るさとコロナジェットの出現は、進行中のリコネクションプロセスをさらに暗示しています。コロナホールとコロナディミングフィールド間のコンポーネントの再接続は、この合体イベント中に重要な役割を果たすことを提案します。これは、再接続に起因するフットポイントの切り替えにより、コロナディミングが南極のコロナホールの境界に侵入できるためです。
赤色巨星分岐法の先端の不確実性の定量化
| Title |
Quantifying_Uncertainties_on_the_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Method |
| Authors |
Barry_F._Madore,_Wendy_L._Freedman_Kayla_A._Owens_and_In_Sung_Jang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06195 |
赤色巨星枝(TRGB)の先端の測定における不確実性を定量化する数値シミュレーションの広範なグリッドを提示します。これらのシミュレーションには、2等級の赤色巨星分枝(RGB)星から先端までの光度関数が組み込まれており、漸近巨星分枝(AGB)星はRGB先端より少なくとも1等級の光度関数のみに寄与しています。3つの重要なエラーソースに対するTRGB検出と測定の感度を定量化します。RGB人口。先端のすぐ下にある1つまたは複数のRGB星が混ざり合うことにより、自己密集によってsupra-TRGB星の集団が作成されます。この最後の個体群は、真のAGB星から解きほぐすことは可能ですが、最終的には困難です。ここでの分析では、シカゴ・カーネギーハッブルプログラム(CCHP)で使用されている原則と一般的な方法論に従っています。ただし、付録では、自己矛盾のない平滑化を内部的に組み込んだ一連の新しい先端検出カーネルを紹介してテストします。これらは、CCHP(平滑化とその後のソーベルフィルターチップ検出)で使用される2段階モデルの一般化であり、新しいカーネルは、ガウス微分(DoG)エッジ検出器に対する連続する二項係数近似に基づいています。、現代のデジタル画像処理で一般的に使用されているように。
DUNE と T2HK におけるフレーバー依存の長距離ニュートリノ相互作用: 単独では制約され、一緒に発見される
| Title |
Flavor-dependent_long-range_neutrino_interactions_in_DUNE_&_T2HK:_alone_they_constrain,_together_they_discover |
| Authors |
Masoom_Singh,_Mauricio_Bustamante,_Sanjib_Kumar_Agarwalla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05184 |
新しいニュートリノ相互作用の発見は、標準モデルを超えた物理学の証拠となるでしょう。我々は、新しいレプトン数ゲージ対称性$L_e-L_\mu$,$L_e-によって導入された$10^{-10}$eV未満の質量を持つ、超軽量メディエーターによって媒介される新しいフレーバー依存の長距離ニュートリノ相互作用に焦点を当てています。L_\tau$、および$L_\mu-L_\tau$。相互作用範囲は超長距離であるため、地球、月、太陽、天の川、および局所宇宙の近くおよび遠くの物質(主に電子と中性子)が、ニュートリノ振動確率を変更する大きな物質ポテンシャルを発生させる可能性があります。今後の深層地下ニュートリノ実験(DUNE)と東海-ハイパーカミオカンデ(T2HK)の長いベースラインニュートリノ実験は、それらの高いイベント率と十分に特徴付けられたニュートリノビームのおかげで、これらの相互作用を探索する機会を提供します。彼らの調査力を予測します。私たちの結果は、新しい視点を明らかにします。単独では、DUNEとT2HKは長距離相互作用を強く制約し、$10^{-18}$eVより軽いメディエーターの結合強度に新たな限界を設定する可能性があります。ただし、新しい相互作用がサブドミナントである場合、DUNEとT2HKの両方を組み合わせてそれらを発見する必要があります。これは、それらの組み合わせが個々の感度を弱めるパラメーターの縮退を解除するためです。DUNEとT2HKは、特に組み合わせると、標準モデルを超えた物理学を探求する貴重な機会を提供します。
meVより重いアクシオン暗黒物質の検出は、波長が短いために妨げられ、従来の実験で有効な量が制限されます。この問題は、$\sim\text{meV}-\text{eV}$エネルギーが検出器のサイズから切り離されている媒体内励起を直接検出することで回避できます。我々は、磁場内のあらゆるターゲットについて、電磁的に結合したアクシオンの媒質内励起への吸収率が誘電関数によって決定されることを示します。その結果、GeV未満の暗黒物質探索のために以前に特定された多数の候補ターゲットを広帯域アクシオン検出器として再利用できるようになります。最近の測定に匹敵するノイズレベルの$\text{kg}\cdot\text{yr}$曝露は、現在実験室テストで調査されていないパラメータ空間を調査するのに十分であることがわかりました。わずか数桁のノイズ低減により、$\sim10\\text{meV}-10\\text{eV}$質量範囲のQCD軸に対する感度が可能になります。
ヒッグス的インフレーションのユニタリティについて
一重項スカラーと重力との非最小結合に基づくインフレーションモデルを研究し、この体制における予熱ダイナミクスとユニタリティの問題に焦点を当てています。スカラーが他の場との有意な結合を持たない場合、インフレーション後の粒子生成はヒッグスインフレーションの場合よりもはるかに効率が低下します。その結果、大規模な非最小結合でのユニタリティ違反には別の処理が必要になります。予熱中のインフレトン散乱過程における集団効果がユニタリティ制約に重要な影響を与えることがわかりました。有効場の理論では、結果として生じる非最小結合の上限は数百のオーダーになります。
極端な質量比が回転ボソン星に影響を与える: 非積分性、カオス、過渡共鳴
| Title |
Extreme-mass-ratio_inspirals_into_rotating_boson_stars:_nonintegrability,_chaos,_and_transient_resonances |
| Authors |
Kyriakos_Destounis,_Federico_Angeloni,_Massimo_Vaglio_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05691 |
一般相対性理論は、ブラックホールは可積分測地線を持つカー計量によって記述されると予測しています。この特性は、極端な質量比のインスピレーションから正確な波形を生成するために重要です。天体物理環境、重力の修正、および新しい基本フィールドは、カオス効果を誘発する非可積分測地線につながる可能性があります。自己相互作用する回転ボソン星の周りの測地線を研究し、非可積分性とカオスの確固たる証拠を見つけます。共鳴軌道の周りに安定した島を特定します。この島では、回転数として知られる軌道の半径方向と極方向の振動周波数比が島全体で一定のままです。これらの島々は一般的に、コンパクトボソン星の外部と内部の両方に存在します。回転曲線の単調変化は、軌道が星の外部から内部に移動するときに発生します。したがって、中性子星のようなコンパクトさを備えた構成は、縮退した共鳴島をサポートできます。この異常はここで初めて報告され、ブラックホールには存在しません。このような構成は、星の外部から内部にまたがり、厚いカオス層によって遮蔽された、非常に長い共鳴島をサポートすることもできます。近似したポストニュートンフラックスを使用してインスパイラルを断熱的に進化させ、島を横断する軌道に関連する回転曲線に時間依存のプラトーを見つけます。外部島の交差は、非カーオブジェクトに見られる典型的な重力波グリッチを引き起こします。さらに、インスパイラルが厚い混沌とした層に囲まれた内部の島を横切っているとき、新しいタイプの同時多周波グリッチが発生し、LISAなどの空間干渉計で検出できる可能性があり、極端な質量比の証拠として役立つ可能性があります。超大質量ボソン星の周りにインスピレーションを与えます。
超弦理論からのスタロビンスキー・インフレーション?
スタロビンスキーインフレーションは現在、宇宙論的データとの一致に関する最良のモデルの1つです。この観測上の成功にもかかわらず、UVの完全な理論への堅牢な埋め込みがまだ不足しています。弦理論からスタロビンスキーインフレーションを導出するこれまでの取り組みは、10次元弦理論の低エネルギー限界から高次の微分曲率項を導出することに基づいていました。ただし、このアプローチは、リッチスカラーの2より大きい累乗に比例する寄与の効果を制御することが難しいため、失敗することが知られています。この論文では、文字列のコンパクト化におけるスカラー場の遍在的な存在を利用する代わりに、スタロビンスキーのインフレーションが正確なポテンシャルと物質フェルミオンへの共形結合を備えたスカラー場に結合したアインシュタイン重力として再キャストできるという事実を組み合わせて利用する代替の試みを調査します。スタロビンスキーのようなプラトーで指数関数的なポテンシャルをもたらすことがわかっているため、特にIIB型Kアーラー係数に焦点を当てます。異なる位相起源を持つ3つのクラスの係数、体積係数、バルク繊維係数、ブロー係数を考慮します。-アップモード.物質との正しい結合を持つ唯一の弾性率は体積モードですが、そのポテンシャルは大きな磁場値でのプラトーを特徴としません.繊維弾性率は代わりに、より高い曲率補正の自然な抑制を伴うスタロビンスキーインフレーションに非常によく似たポテンシャルを認めます。しかし、それらは物質への正しい共形結合を再現することはできません.爆発モードには間違ったポテンシャルと間違った結合の両方があります.したがって、私たちの分析は、スタロビンスキーのインフレーションを弦理論に組み込むのはかなり難しいようであることを示唆しています.最後に、それは結合の詳細な導出を提供しますスタロビンスキーと繊維の膨張を区別する方法として使用できる繊維弾性率の問題に。
銀河力学からの定常状態周辺の線形化された Vlasov-Poisson 方程式のスペクトル
| Title |
Spectrum_of_the_linearized_Vlasov--Poisson_equation_around_steady_states_from_galactic_dynamics |
| Authors |
Matias_Moreno,_Paola_Rioseco,_Hanne_Van_Den_Bosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05749 |
エネルギーの減少関数と連続関数である定常状態の周りの重力の場合の線形化されたVlasov-Poisson方程式を調べます。絶対連続スペクトルを識別し、振動モードの存在の基準を与え、それらの数を推定します。私たちの方法では、魅力的な外部の可能性を考慮に入れることができます。
EMRIからの重力波ピープとLISA信号混乱ノイズへの影響
| Title |
Gravitational_Wave_Peeps_from_EMRIs_and_their_Implication_for_LISA_Signal_Confusion_Noise |
| Authors |
Daniel_J_Oliver,_Aaron_D_Johnson,_Joel_Berrier,_Kostas_Glampedakis,_Daniel_Kennefick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05793 |
超大質量ブラックホールの周りの散乱現象は、時折、恒星質量のコンパクトな天体を超大質量ブラックホールの周りの軌道に投げ込み、極端な質量比の影響を開始します。このような高度に離心した軌道の初期段階では、長周期軌道のそれぞれで近点に近づいたときに発生源が適切な周波数帯域に短時間しか存在しないため、検出可能な重力波は生成されません。ミリヘルツ帯でしっかりと放出されるこのバーストは、重力波のぞき見です。単一の覗き見は検出できる可能性は低いですが、宇宙全体に広がるそのような閾値以下の音源の集合体を考慮すると、それらは一緒になって解決できない背景ノイズを生成し、レーザー干渉計宇宙アンテナによって検出可能な音源を覆い隠す可能性があります。重力波検出器をベースにしたもの。極端な質量比バースト信号の混乱の背景に関するこれまでの研究では、超大質量ブラックホールのすぐ近くを進む放物線軌道や銀河中心近くの出来事に重点が置かれていました。我々は、超大質量ブラックホールから遠く離れているため、単独で検出できる可能性は低いが、バックグラウンドに寄与する軌道に焦点を当て、相対論的効果を備えた非常に偏心した軌道を計算できる数値クラッジ波形を実装することによって、この特性評価を改善しようとしています。信号混乱ノイズ。ここでは、極端な質量比のインスパイラル/バースト捕捉パラメータの最近の計算から生成された重力波ピープの波形とスペクトルを示し、これらをそのようなイベントによって生成される信号混乱ノイズを推定するためにどのように使用できるかを議論します。
GWTC-3による重力波振幅複屈折の抑制
| Title |
Constraining_gravitational_wave_amplitude_birefringence_with_GWTC-3 |
| Authors |
Thomas_C._K._Ng,_Maximiliano_Isi,_Kaze_W._K._Wong_and_Will_M._Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05844 |
重力波の伝播は、時空の構造の基本的な特徴を明らかにすることができます。例えば、チャーン・シモンズ重力のような複屈折理論から予想されるように、重力波分極の伝播の違いは、重力セクターにおけるパリティ違反の決定的な武器となるでしょう。ここでは、動的なChern-Simons重力に触発された複屈折テンプレートを使用して、最新のLIGO-Virgoカタログ(GWTC-3)で振幅複屈折の証拠を探します。71の連星ブラックホール信号から、重力波振幅複屈折に関する最も正確な制約を取得し、複屈折減衰$\kappa=-0.019^{+0.038}_{-0.029}\,\mathrm{Gpc$M_{PV}\gtrsim6.8\times10^{-21}\,\mathrm{GeV}$.
CREXおよびPREX-IIに動機付けられた相対論的相互作用と、核物質および中性子星のバルク特性に対するそれらの意味
| Title |
CREX-_and_PREX-II-motivated_relativistic_interactions_and_their_implications_for_the_bulk_properties_of_nuclear_matter_and_neutron_stars |
| Authors |
Mukul_Kumar,_Sunil_Kumar,_Virender_Thakur,_Raj_Kumar,_B._K._Agrawal,_and_Shashi_K._Dhiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.05937 |
$^{48}$Ca(CREX)および$^{208}$Pb(PREX-II)の中性子表層厚さに関するパリティ違反電子散乱実験が有限原子核や核物質のバルク特性に及ぼす影響を調査する。、および中性子星。CREXおよびPREX-IIデータからの中性子の表皮の厚さは、等スカラー-スカラー$\sigma$、等スカラーベクトル$\omegaの間のさまざまな非線形結合、自己結合、および相互結合を含む相対論的平均場モデルのパラメーターを制約するために使用されます。$、isovector-scalar$\delta$およびisovector-vector$\rho$メソンフィールドは4次まで。RMFモデルの3つのパラメーター化は、CREX、PREX-II、およびCREXとPREX-IIの両方のデータをフィッティングして、それらの意味を評価することによって提案されます。共分散分析は、モデルパラメータと核物質観測量の理論的不確実性とそれらの間の相関を評価するために実行されます。CREXデータで得られたRMFモデルのパラメータ化では、PREXで得られたものと比較して、対称エネルギー(J=28.97$\pm$0.99MeV)とその傾きパラメーター(L=30.61$\pm$6.74$MeV)の値がはるかに小さくなります。Ⅱデータ。中性子星の性質は、$\beta$平衡状態にある核子とレプトンから構成される状態方程式(EoS)を用いて研究されています。
強い直流電場に対する遷移端センサーの感度
| Title |
Sensitivity_of_Transition-Edge_Sensors_to_Strong_DC_Electric_Fields |
| Authors |
K._M._Patel,_D._J._Goldie,_S._Withington,_C._N._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06032 |
遷移端センサー(TES)は、宇宙と陸上の両方での天文光子測定に幅広い用途が見出され、暗黒物質やニュートリノの質量測定の探索に使用されています。TES物理学のまだ調査されていない基本的な側面は、強いDC電場(10kV/m以上)に対するTESの感度です。TESが多大な影響を与える可能性のある荷電粒子分光計としての使用を検討する場合、DC電界に対するTESの回復力を理解することが不可欠です。X線光電子分光法などの技術では、関心のない低エネルギー電子が多数生成されるため、静電偏向を使用して検出器から遮蔽できます。強力な電場の使用は、宇宙ベースのTESアプリケーションにおける宇宙放射線から生じる二次電子測定を防ぐための質量効率の高いルートを提供する可能性もあります。電子光学系をTES膜に統合すると、不要な粒子をスクリーニングしたり粒子の吸収効率を高めたりすることで、荷電粒子とセンサー間の相互作用を制御するエレガントでコンパクトな手段が提供されますが、そのような技術を実装するには、結果として生じる電気的影響に対するTESの感度を理解する必要があります。田畑。この研究では、TESの上下に配置された平行な一対の平らな電極を使用して、Mo/AuTES全体に均一なDC電場を適用しました。TESの近くの電場は、TESの直下にシリコンバッキングプレートが存在することによって強化されました。この配置を使用すると、TES全体に最大90kV/mの電界を印加することができました。いかなる電界強度においても電界感受性がないことが観察され、強電界の環境でもTESを使用できることが実証されました。
磁気スイッチバックの侵食メカニズムとしての磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_reconnection_as_an_erosion_mechanism_for_magnetic_switchbacks |
| Authors |
G.H.H._Suen,_C.J._Owen,_D._Verscharen,_T.S._Horbury,_P._Louarn,_R._De_Marco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06035 |
磁気スイッチバックは、太陽圏磁場の半径方向成分における局所的な極性反転です。パーカー太陽探査機(PSP)からの観測は、それらが太陽に近い太陽風の一般的な特徴であることを示しています。ただし、1au以上でのスイッチバックの観測はそれほど頻繁ではなく、これらの構造が太陽から遠ざかるにつれて、まだ特定されていないメカニズムによって進化し、侵食される可能性があることを示唆しています。2021年8月10日から8月30日までの間、ソーラーオービターに搭載された磁力計とソーラーウィンドアナライザーからの磁場とプラズマのデータを分析しました。磁気スイッチバックの後縁で発生するリコネクションの3つのインスタンスを特定し、太陽風でのリコネクションを説明する既存のモデルと一致する特性を示します。ホドグラフとワーレン解析法を使用して、特定されたスイッチバック構造の境界で、磁場の回転不連続(RD)とリコネクション関連の流出をテストします。これらの観察に基づいて、再接続によってスイッチバックが侵食される可能性があるシナリオを提案し、これが発生するタイムスケールを推定します。私たちのイベントでは、侵食のタイムスケールは拡大のタイムスケールよりもはるかに短いため、観測された3つのスイッチバックすべての完全な侵食は、1auに達するかなり前に発生します。さらに、リコネクションの開始が太陽の近くで発生した場合、これらのスイッチバックの空間スケールは、内部太陽圏で通常観測されるよりもかなり大きくなることがわかります。したがって、私たちの結果は、私たちの場合、太陽風での輸送中に再接続の開始が発生する必要があることを示唆しています。これらの結果は、リコネクションがスイッチバックの侵食に寄与する可能性があることを示唆しており、1auでのスイッチバック観測の相対的な希少性を説明する可能性があります。
インフレーション量子ゆらぎの新しい定式化による CMB 異常の確実な説明
| Title |
A_robust_explanation_of_CMB_anomalies_with_a_new_formulation_of_inflationary_quantum_fluctuations |
| Authors |
K._Sravan_Kumar_and_Jo\~ao_Marto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.06057 |
CMB半球非対称性(HPA)の存在は、原始相関におけるパリティ違反を一般的に予測していないインフレーション宇宙論の現在の理解に疑問を投げかけています。この論文では、重力の文脈における離散時空変換に焦点を当ててインフレーション変動を量子化する新しい定式化に基づいて、これに対して最近提案された解決策を検討します。この定式化の予測力は、追加のパラメーターを導入することなく、スカラーおよびテンソル変動を含むすべての原始モードに対する単一フィールドインフレーションのコンテキストでスケール依存HPAを生成できることです。この結果は、膨張する宇宙における$\mathcal{C}\mathcal{P}\mathcal{T}$対称性の自発的破れを示すものと見なすことができ、将来の観測によって確認されれば、次の主題において大きな飛躍となるでしょう。曲がった時空における場の量子論。
