分光探査における侵入者バイアスの正確な自己校正
ラインの誤認による侵入者汚染は、将来の低解像度分光調査において重要な問題です。光度測定による赤方偏移の自己校正に以前に使用されていたアルゴリズムに若干の変更を加えると、インターローパーバイアスの校正に特に適用できることがわかりました。修正された自己校正アルゴリズムの堅牢性を調査するために、中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)に基づいて、2つの主要なターゲット輝線、H$\alpha$と[OIII]を使用して模擬カタログを構築しました。自己校正アルゴリズムは、インターローパー率が1パーセント、5パーセント、10パーセントの異なる場合でテストされます。各赤方偏移ビンのインターローパー率と平均赤方偏移は、それぞれ~0.002と~0.001(1+z)のレベルで正常に再構築できることがわかります。また、従来の研究では通常無視されていた宇宙倍率の影響が重大である可能性があることもわかり、それを除去するための便利で効率的な方法を提案します。消去法を使用して、わずかに大きな不確実性でも校正精度を効果的に回復できることを示します。
重力波標準サイレンと銀河調査を使用して人口と宇宙論的特性を推測する新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_to_infer_population_and_cosmological_properties_with_gravitational_waves_standard_sirens_and_galaxy_surveys |
| Authors |
Simone_Mastrogiovanni,_Danny_Laghi,_Rachel_Gray,_Giada_Caneva_Santoro,_Archisman_Ghosh,_Christos_Karathanasis,_Konstantin_Leyde,_Dani\`ele_A._Steer,_St\'ephane_Perri\`es,_Gr\'egoire_Pierra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10488 |
宇宙論的距離にある重力波(GW)源を使用して、宇宙の膨張率を調査できます。GWは音源の距離推定を直接提供しますが、その赤方偏移に関する直接的な情報は提供しません。赤方偏移を取得するための最適なシナリオは、電磁(EM)対応物とそのホスト銀河を直接識別することです。EM対応物(ダークサイレン)なしでほぼ100GWの発生源が検出されているため、EM放射がない状態で宇宙論的研究を実行できる統計手法を使用することが重要になってきています。現在、GW観測ではダークサイレンの技術は2つだけ使用されています。1つはスペクトルサイレン法です。スペクトルサイレン法は、ソースフレームの質量分布に基づいて、宇宙論とソースの合体速度を組み合わせて推定します。もう1つは、銀河サーベイ法です。銀河サーベイ法は、銀河サーベイを使用して、宇宙論をフィッティングしながらソースに確率的赤方偏移を割り当てます。ただし、これら2つの方法は表裏の関係にあることが認識されています。この論文では、これら2つの方法を統合する新しいアプローチを紹介します。私たちは、限定的なケースを議論する\textsc{glade+}銀河カタログを使用して、このアプローチをいくつかの観測されたGWイベントに適用します。ハッブル定数、修正された重力伝播効果、および連星ブラックホールの個体数特性の推定値を提供します。また、銀河カタログの仮説に応じて、銀河あたりのバイナリブラックホールの合体率は$10^{-6}-10^{-5}{\rmyr^{-1}}$と推定されます。
Quijote-PNG: Halo Mass 関数の情報コンテンツ
| Title |
Quijote-PNG:_The_Information_Content_of_the_Halo_Mass_Function |
| Authors |
Gabriel_Jung,_Andrea_Ravenni,_Marco_Baldi,_William_R._Coulton,_Drew_Jamieson,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Helen_Shao,_Licia_Verde,_Francisco_Villaescusa-Navarro_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10597 |
私たちは、ハロー質量関数(HMF)、パワースペクトル、バイスペクトルという3つの要約統計量の組み合わせを使用して、非線形スケール上の赤方偏移空間ハローフィールドにおける原始非ガウス性(PNG)の兆候を研究します。以前のパワースペクトルとバイスペクトルの共同解析にHMFを追加するという選択は、予備的なフィールドレベルの解析によって決定されました。この解析では、ハローカタログ上でグラフニューラルネットワークをトレーニングして、PNG$f_\mathrm{NL}$パラメーターを推論しました。共分散行列とモデルパラメーターの変化に対するサマリーの応答は、Quijote-PNGN体シミュレーションから構築された一連のハローカタログから抽出されます。PNGには、ローカル、等辺、直交の3つの主なタイプがあると考えます。パワースペクトルとバイスペクトルの以前の共同解析にHMFを追加すると、2つの主な効果が生じます。まず、等辺$f_\mathrm{NL}$の予測誤差がおよそ$2$減少し、同時に直交PNGに関しては小さいながらも顕著な改善がもたらされます。第二に、外部の事前の仮定に依存することなく、ローカルPNG振幅$f_\mathrm{NL}^\mathrm{local}$とアセンブリバイアス$b_{\phi}$の間の縮退を解消するのに役立ちます。PNGパラメータの最終予測は$\Deltaf_\mathrm{NL}^\mathrm{local}=40$、$\Deltaf_\mathrm{NL}^\mathrm{equil}=210$、$\Deltaf_\です。mathrm{NL}^\mathrm{ortho}=91$、立方体積$1\left({\rmGpc}/{\rmh}\right)^3$、ハロー数密度$\bar{n}\sim5.1\times10^{-5}~h^3\mathrm{Mpc}^{-3}$、$z=1$、$k_\mathrm{max}=までのスケールアップを考慮0.5~h\,\mathrm{Mpc}^{-1}$。
フォーマルハウト場の発生源のアルマ望遠鏡とケックの分析: JWST の大塵雲は背景天体である
| Title |
ALMA_and_Keck_analysis_of_Fomalhaut_field_sources:_JWST's_Great_Dust_Cloud_is_a_background_object |
| Authors |
Grant_M._Kennedy,_Joshua_B._Lovell,_Paul_Kalas,_and_Michael_P._Fitzgerald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10480 |
7.7pcのA型星フォーマルハウトには、複数の放射状成分を持つ明るい破片円盤が存在します。この円盤は偏心して位置がずれており、1つまたは複数の惑星との相互作用によって形成されたことを強く示唆しています。現在、JWSTを使用してコンパクトな源が検出されており、新しい惑星の検出が差し迫っている可能性があることが示唆されています。しかし、そのような源を伴星として確認するには、前例のない感度により、惑星候補が実際に背景天体である可能性が高いため、恒星との共通の固有運動が確立されなければなりません。ここで、フォーマルハウトのアルマ望遠鏡とケックの観測は、JWSTMIRIのコロナ写真観測の複数のコンパクトな発生源と同じ空の位置で顕著な放射を示していることがわかり、そのうちの1つは外側のベルト内にあるため「大塵雲」と呼ばれています。地上のデータはJWST観測の6～18年前に取得されたものであるため、これらのコンパクトな情報源がフォーマルハウトの一般的な固有運動の仲間である可能性は低いです。より一般的には、この研究は、ある範囲の波長で収集された画像が、JWSTによる直接イメージングによって発見された惑星候補を拒否するのに価値があることを示しています。
Gaia DR3測光による小惑星のスピン状態の再構築
GaiaDataRelease3には、34か月の間隔をカバーする150,000個を超える小惑星の正確な測光観測が含まれています。合計約3,000,000件の測定により、小惑星あたりの典型的な観測数は数件から数十件の範囲になります。私たちは、このデータセットから小惑星のスピン状態と形状を再構築することを目的としました。私たちは、個々の観測ごとに観察および照明の幾何学形状を計算し、光度曲線反転法を使用して、恒星回転周期、自転軸方向、および低解像度の凸面形状によってパラメータ化された最適な小惑星モデルを見つけました。最適なモデルを見つけるために、数十の初期極方向を使用して、間隔2～10,000時間で数万回の試行期間にわたって反転を実行しました。正しい回転周期を見つけるために、形状近似に3軸楕円体モデルも使用しました。ほとんどの場合、回転周期を一意に決定するにはデータポイントの数が不十分でした。しかし、約8600個の小惑星については、低解像度の凸形状モデルと合わせてスピン状態を一意に決定することができました。新しい小惑星モデルのこの大規模なサンプルにより、小惑星集団内のスピン分布を研究することができます。スピンの分布は、(i)小さな小惑星には、おそらくYORPによるスピン進化のため、黄道極に向かって集まった極がある、(ii)ヤルコフスキー効果による小惑星の移動はスピンの向きに依存する、および(iii)小惑星族のメンバーは、その適切な長半径と相関する回転感覚を持っています。小惑星族の年齢とともに、順行回転体の軌道はヤルコフスキー効果によりより大きな長半径に進化しましたが、逆行回転体の軌道は反対方向にドリフトしました。。
分光温度計: WASP-33b の大気中の OH を例とした個別振動帯域分光法
| Title |
A_spectroscopic_thermometer:_individual_vibrational_band_spectroscopy_with_the_example_of_OH_in_the_atmosphere_of_WASP-33b |
| Authors |
Sam_O.M._Wright,_Stevanus_K._Nugroho,_Matteo_Brogi,_Neale_P._Gibson,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Ingo_Waldmann,_Jonathan_Tennyson,_Hajime_Kawahara,_Masayuki_Kuzuhara,_Teruyuki_Hirano,_Takayuki_Kotani,_Yui_Kawashima,_Kento_Masuda,_Jayne_L._Birkby,_Chris_A._Watson,_Motohide_Tamura,_Konstanze_Zwintz,_Hiroki_Harakawa,_Tomoyuki_Kudo,_Klaus_Hodapp,_Shane_Jacobson,_Mihoko_Konishi,_Takashi_Kurokawa,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Takuma_Serizawa,_Akitoshi_Ueda,_S\'ebastien_Vievard_and_Sergei_N._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11071 |
個々の振動バンド分光法は、分子の振動状態集団が現在のボルツマン分布の仮定と異なる箇所を区別することにより、系外惑星の大気を詳細に調べる機会を提供します。ここでは、例としてホットジュピターWASP-33bを使用して、系外惑星大気中のOHの振動バンドの検索を検討します。JWSTのNIRSpec装置による観測の低解像度分光データをシミュレートし、すばる赤外線ドップラー装置(IRD)から得られた高解像度の観測データを使用します。振動帯域固有のOH断面積セットが構築され、(シミュレートされた)低解像度データと(実際の)高解像度データの検索に使用されます。低解像度観測は、局所熱平衡(LTE)の仮定と、選択された帯域の振動励起に関するおもちゃの非LTEモデルの2つのWASP-33b放射シナリオでシミュレーションされます。個々のバンドの混合比を十分な精度で取得して、順モデルの振動集団分布を再構築できることを示します。LTEの場合のボルツマン分布の単純な当てはめは、この方法で振動温度が回復可能であることを示しています。高分解能の相互相関アプリケーションでは、「アンピーリング」技術を適用して、WASP-33bのIRDスペクトルに個々の振動バンド分析を適用します。2つの最も強いバンドの個々の検出の有意性は、以前に報告されたWASP-33b大気の実効温度と一致するボルツマン分布振動状態集団と一致していることが示されています。状態集団分布の再構築を含め、観察およびシミュレートされたスペクトルの背後にある個々の振動状態集団を分析するためのこのアプローチの実行可能性を示します。
PPDONet: Disk-Planet システムの定常状態ソリューションを迅速に予測するためのディープ オペレーター ネットワーク
| Title |
PPDONet:_Deep_Operator_Networks_for_Fast_Prediction_of_Steady-State_Solutions_in_Disk-Planet_Systems |
| Authors |
Shunyuan_Mao,_Ruobing_Dong,_Lu_Lu,_Kwang_Moo_Yi,_Sifan_Wang,_Paris_Perdikaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11111 |
私たちは、原始惑星系円盤における円盤と惑星の相互作用の解をリアルタイムで予測できる、原始惑星系ディスクオペレーターネットワーク(PPDONet)と名付けたツールを開発しました。私たちのツールは、決定論的および確率的微分方程式を表す非線形演算子を学習できるニューラルネットワークのクラスであるディープオペレーターネットワーク(DeepONets)に基づいています。PPDONetを使用して、円盤-惑星系の3つのスカラーパラメーター(シャクラとスニャエフの粘度$\alpha$、円盤のアスペクト比$h_\mathrm{0}$、惑星と星の質量比$q$)をマッピングします。-ディスク表面密度、半径方向速度、方位角速度の定常状態の解。包括的なテストセットを使用して、PPDONetソリューションの精度を実証します。私たちのツールは、ラップトップ上で1秒未満で1つのシステムのディスクと惑星の相互作用の結果を予測できます。PPDONetの公開実装は\url{https://github.com/smao-astro/PPDONet}で入手できます。
COSMOSフィールドのディープUバンドイメージングにおける群内光の探索
| Title |
Searching_for_Intragroup_Light_in_Deep_U-band_Imaging_of_the_COSMOS_Field |
| Authors |
Tyler_McCabe,_Caleb_Redshaw,_Lillian_Otteson,_Rogier_A._Windhorst,_Rolf_A._Jansen,_Seth_H._Cohen,_Timothy_Carleton,_Sanchayeeta_Borthakur,_Teresa_A._Ashcraft,_Anton_M._Koekemoer,_Russell_E._Ryan,_Mario_Nonino,_Diego_Paris,_Andrea_Grazian,_Andriano_Fontana,_Emanuele_Giallongo,_Roberto_Speziali,_Vincenzo_Testa,_Konstantina_Boutsia,_Robert_W._O'Connell,_Michael_J._Rutkowski,_Claudia_Scarlata,_Harry_I._Teplitz,_Xin_Wang,_Marc_Rafelski,_Norman_A._Grogin,_and_Ray_A._Lucas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10516 |
我々は、近紫外イメージングプログラムUVCANDELSの一環として、宇宙進化探査(COSMOS)フィールドの大型双眼望遠鏡を使用した深部地上ベースのUバンドイメージングの結果を紹介します。私たちは、毎晩の相対透明度補正とともにシーティングソートスタッキング手法を利用して、Uバンドで最適な深さと最適な解像度のモザイクを作成します。これは、3シグマでAB26.5等の点光源等級に達することができます。これらの地上のモザイクは、HSTWFC3F27W画像とACSF435W画像の間の波長ギャップを埋めるものであり、最後の9～10ギヤの銀河集合を理解するために必要です。これらのモザイクの深さを使用して、ローカル宇宙を超えたUバンド群内光(IGrL)の存在を検索します。グループのスケールとスタックの方法に関係なく、前例のないUバンド深さ29.1～29.6mag/arcsec2までのUバンドIGrLは検出されません。これはグループ光全体の1%未満のIGrL部分に相当します。この厳しい上限は、IGrLが短波長では銀河系外背景光に大きく寄与していないことを示唆しています。さらに、これらのスタックで観察されたUVIGrLの欠如は、群内媒質(IGrM)で観察された原子ガスが大規模な星形成を引き起こすほど密度が高くない可能性を示唆しています。将来の研究では、より長い波長で同様のスタックを作成することによって、または重力相互作用の兆候を持つコンパクトなグループと緩いグループの過去のIGrL観測と同様に、より古いグループおよび/またはより動的に進化したグループを事前に選択することによって、IGrLを検出する可能性があります。
合体後の銀河からの電波放射の多周波解析 CGCG 292-057
| Title |
Multifrequency_analysis_of_the_radio_emission_from_a_post-merger_galaxy_CGCG_292-057 |
| Authors |
Arpita_Misra,_Marek_Jamrozy,_Marek_We\.zgowiec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10576 |
X字型の電波銀河など、特定の大規模な拡張電波放射を示す銀河は、翼のある電波銀河のまれなクラスに属します。これらの電波源の形態的進化は、銀河合体などのいくつかの理論モデルを使用して説明されます。しかし、乱れた電波形態と銀河合体との間のそのような直接的な関係は、観測的にはまだ希薄なままである。今回我々は、ユニークな電波銀河J1159+5820を調査します。この銀河のホストCGCG292-057は、独特の潮汐尾の特徴と、追加の内部ローブのペアを伴うX字型の電波形態を備えた合体後のシステムの光学的特徴を示しています。私たちは、専用のGMRTおよびVLA観測を使用して、147MHzから4959MHzの広範囲の無線周波数でターゲットを観測し、広帯域無線解析のために公開されている調査データで補足しました。粒子注入モデルは、葉と翼のさまざまな部分の無線スペクトルに適合しました。ローブと翼で実行されたスペクトル老化分析は、数百万年の再配向タイムスケールを伴う高速ジェット再調整モデルを支持します。我々は結果を提示し、電波形態形成の考えられるメカニズムについて議論します。
コスモスダッシュ領域の $0.5
環境が最も巨大な銀河にどのような影響を与えるかはまだ不明です。高赤方偏移における最も質量の大きな銀河の形態と星形成に対する環境の影響を調べるために、$0.5<z<2.5で星の質量$\log(M_{\star}/M_{\odot})>11$を持つ銀河を選択します。COSMOS-DASH分野は、これまでのHST/WFC3を用いた近赤外測光観測の中で最大の分野です。新たに公開されたCOSMOS2020カタログと組み合わせて、ベイズ確率の枠組み内の密度推定器を使用して、局所的な銀河の過密度を推定します。過密度マップを使用すると、S\'rsicインデックスと有効半径の分布に重大な環境依存性は見つかりません。星の形成状態を考慮すると、$0.5<z<1.5$では密度が低い銀河ほど比星形成率中央値(sSFR)が高くなることがわかります。しかし、星形成銀河に限り、sSFRは赤方偏移範囲全体で環境から独立しており、環境の主な影響は静止率を制御することである可能性があることを示しています。これらの観察に基づくと、これらの巨大銀河の考えられる環境消滅プロセスは合体である可能性があります。
白鳥座X北へのHI自己吸収：原子フィラメントから分子フィラメントへ
| Title |
HI_Self-absorption_toward_the_Cygnus_X_North:_From_Atomic_Filament_to_Molecular_Filament |
| Authors |
Chong_Li,_Keping_Qiu,_Di_Li,_Hongchi_Wang,_Yue_Cao,_Junhao_Liu,_Yuehui_Ma,_Chenglin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10795 |
口径500メートルの球面電波望遠鏡(FAST)からのHI自己吸収データを使用して、はくちょう座Xの北領域にある冷たい原子ガスの研究を行います。最も注目すべきHI雲は、はくちょう座X北領域の主な分子フィラメントと空間および速度において関連するフィラメント状構造を特徴としています。私たちは原子フィラメントから分子フィラメントへの転移を研究します。私たちは、白鳥座OB2とG081.920+00.138のHII領域が、白鳥座Xの原子北フィラメントの圧縮と形成に重要な役割を果たしており、その後分子フィラメントが形成されることがわかりました。DR21フィラメントのコールドHIは、残差の理論値よりもはるかに大きなカラム密度(N(HI)$\sim$1$\times$10$^{20}$cm$^{-2}$)を持っています。原子ガス($\sim$1$\times$10$^{19}$cm$^{-2}$)は、HIからH$_2$への移行がまだ進行中であることを示唆しています。HIからH$_2$への遷移のタイムスケールは3$\times$10$^{5}$年と推定されており、これははくちょう座X星北領域の巨大な原始星の年齢に近似しています。これは、急速かつ動的な雲の進化の図と一致して、分子雲と大質量星の形成がDR21フィラメント内でほぼ同時に起こる可能性があることを意味します。
RELICSクラスターSPT-CLJ0615-5746をクラスター内光で解剖：クラスター形成の多重合体状態の確認
| Title |
Dissecting_the_RELICS_cluster_SPT-CLJ0615-5746_through_the_intracluster_light:_confirmation_of_the_multiple_merging_state_of_the_cluster_formation |
| Authors |
Y._Jim\'enez-Teja,_R._A._Dupke,_P._A._A._Lopes,_and_J._M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10860 |
特定の特定の波長で測定されたクラスター内光（ICL）の割合は、小規模から中程度の赤方偏移について、銀河団の動的段階、つまり合体か緩和かを判断するための優れたマーカーとなることが示されています。ここでは、光学および赤外線でのRELICS(再電離レンズクラスター探査)観測を使用して、z=0.97の高赤方偏移システムSPT-CLJ0615-5746にそれを初めて適用します。16～37%の範囲の値を持つ、マージのICLフラクションシグネチャが見つかりました。この星団で入手可能なX線データを注意深く再分析すると、少なくとも1つの現在の合体と、おそらく2つ目の合体が存在することがわかります。これら2つの結果は、SPT-CLJ0615-5746の弛緩状態を主張し、運動学的解析によって提示された証拠を確認したX線データに基づく以前の研究と矛盾しています。また、紫外線波長に近い静止系で異常に高いICL割合が見つかった。これは、平均的な初期型スペクトルを持つ星の最近の合体中のICL注入、星の形成密度の逆転など、いくつかの現象の組み合わせに起因している可能性がある。低赤方偏移クラスターと比較したこの高赤方偏移で見られる関係、および射影効果。
z = 2.24 の 2 つの巨大銀河原始銀河団における銀河合体を促進するもの
| Title |
What_boost_galaxy_mergers_in_two_massive_galaxy_protoclusters_at_z_=_2.24 |
| Authors |
Shuang_Liu,_Xianzhong_Zheng,_Dongdong_Shi,_Zheng_Cai,_Xiaohui_Fan,_Xin_Wang,_Qirong_Yuan,_Haiguang_Xu,_Zhizheng_Pan,_Wenhao_Liu,_Jianbo_Qin,_Yuheng_Zhang,_and_Run_Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10932 |
高赤方偏移原始銀河団における銀河の構造特性を特徴付けることは、銀河と構造形成の初期段階における銀河の進化に対する環境の影響を理解する鍵となります。この研究では、HSTHバンドイメージングデータを使用して、2つの巨大な原始星団BOSS1244とBOSS1542の最も密な領域にある85個と87個のアルファ輝線候補（HAE）の構造特性をそれぞれ評価しました。我々の結果は、BOSS1244(BOSS1542)における真のペアの割合が22+-5(33+-6)パーセントであることを示しており、対数(M_*/M_sun)>10.3。この割合は、同じ時代の一般的なフィールドの割合よりも1.8(2.8)倍高いです。私たちのHAEサンプルは、星形成銀河よりも広い範囲をカバーする半光半径とSersic指数を示しています。さらに、HAEの約15パーセントは、最も大規模な(log(M_*/M_sun)>11)回転楕円体が支配的な集団と同じくらいコンパクトです。これらの結果は、高い銀河密度と冷たい力学状態（つまり、速度分散が400km/s未満）が、銀河合体を推進し、2つの原始銀河団の構造進化を促進する重要な要因であることを示唆しています。また、我々の発見は、局所環境（集団規模）と地球環境の両方が、原始銀河団における銀河形態の形成に重要な役割を果たしていることも示している。これは、BOSS1244とBOSS1542の間で銀河の構造特性に観察された系統的な違いから明らかです。
銀河内の塵と星の質量分布の多波長調査: 高解像度 JWST イメージングからの洞察
| Title |
A_Multi-Wavelength_Investigation_of_Dust_and_Stellar_Mass_Distributions_in_Galaxies:_Insights_from_High-Resolution_JWST_Imaging |
| Authors |
Zhaoran_Liu,_Takahiro_Morishita,_Tadayuki_Kodama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10944 |
私たちは、宇宙正午における銀河の質量集合と構造形成のメカニズムを調査するために、SMACSJ0723.3-7327クラスター場で$1.0<z<1.7$で選ばれた中赤外銀河の形態学的特性を研究します。私たちは、MIRIF770WおよびNIRCamF200Wバンドの高解像度画像を利用して、個々の銀河の塵と星の成分を分解する新しいアルゴリズムを開発しました。私たちの分析により、恒星の質量範囲${\rm10^{9.5}<M_*/M_\odot<10^{10.5}}$にあるほとんどの銀河は、恒星核に比べて比較的コンパクトなダストコアを持っているのに対し、最も重い銀河はダストコアを持っていることが明らかになりました。私たちのサンプルに含まれる($\rm{M_*\sim10^{10.9}\,M_\odot}$)銀河は、塵に比べて比較的コンパクトな恒星核を示しています。観測された塵成分の緻密さは、（急速に成長する）巨大な膨らみの存在に起因する可能性があり、場合によっては星形成の上昇に関連していると考えられます。複数のCycle~1ディープイメージングプログラムの共同解析を通じてサンプルサイズを拡大すると、推定された画像を確認するのに役立ちます。私たちのパイロット研究は、MIRIが宇宙の正午から現代の宇宙に至るまでの銀河の構造形成を研究するための効率的なアプローチを提供することを強調しています。
大マゼラン雲の平衡力学モデル
大マゼラン雲(LMC)は、内部プロセスと外部プロセスの両方によって引き起こされる複雑な力学を持っています。外部の力は小マゼラン雲や天の川との潮汐相互作用によるものですが、内部の力学は主に星、ガス、暗黒物質の質量分布に依存します。システム全体が複雑であるにもかかわらず、多くの場合、単純な物理モデルから主な駆動要因に関する重要な洞察が得られます。ここでは内部力に焦点を当て、ジーンズ方程式に基づいた軸対称力学モデルを使用して、GaiaDataRelease3によって測定されたLMC内の$\sim10^6$星の固有運動をモデル化することを試みます。私たちは、LMCの重力ポテンシャルに適合するように、コアのある球状と尖った球状のナバロ・フレンク・ホワイト暗黒物質ハローの両方をテストします。この単純なモデルは、本物のLMCメンバー星のきれいなサンプルを選択するのに非常に成功しており、軸対称の制約内で観測者に対するLMCの幾何学的形状と方向を予測できることがわかりました。私たちのジーンズ力学モデルは、LMC恒星円盤の回転プロファイルと速度分散をうまく記述していますが、中心領域を支配する非軸対称の特徴であるLMCバーの動きを記述することができません。LMCの動的モデリングの次のステップとして、3軸シュワルツシルトアプローチを計画しています。
準垂直衝撃の 3D ハイブリッド シミュレーションにおける高速粒子加速
| Title |
Fast_particle_acceleration_in_3D_hybrid_simulations_of_quasi-perpendicular_shocks |
| Authors |
Luca_Orusa,_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10511 |
私たちはハイブリッド（運動イオン-流体電子）運動シミュレーションを使用して、非相対論的で弱磁化された準垂直衝撃における粒子の加速と磁場の増幅を調査します。2Dシミュレーションとは異なり、3D実行では、陽子が自発的に(つまり、熱浴から、既存の磁気乱流なしで)非熱尾部を発達させることが示されます。衝撃ドリフト加速により、上流への脱出によって決定される最大エネルギーまで急速に加速されます。
LHAASO PeVatron の明るい空: 私たちが学んだこと
最近、LHAASO天文台によってE>100TeVをはるかに超える12個の銀河ガンマ線源が検出されたことは、宇宙線(CR)起源探索の文脈において画期的な進歩となりました。これらの発生源のほとんどは未確認ですが、多くの場合、パルサーやパルサー風星雲(PWNe)などのレプトン加速器と空間的に相関しています。これは、E>100TeVでのガンマ線検出がPeV粒子のハドロン加速器(PeVatron)の存在を意味するパラダイムに劇的に影響を与えます。さらに、LHAASOの結果は、標準候補である超新星残骸以外の起源が銀河系CRを加速する可能性があるという考えを裏付けています。これに関連して、ASTRIミニアレイやCTAなどの将来のチェレンコフ望遠鏡の優れた角度分解能と、KM3NeTやIceCube-Gen2などの将来のニュートリノ検出器の高感度が非常に重要になります。この簡単なレビューでは、CR加速問題との関連でLHAASOの結果を完全に理解するために、理論的および実験的観点の両方からこれまでに行われた取り組みを要約したいと思います。
等到達時間面の影響による層状媒質における残光偏光
ガンマ線バースト(GRB)の環境は、ジェットの動力学とその残光の進化に重要な影響を与えます。ここでは、等到着時間面(EATS)効果を伴う層状媒体における残光偏光を調査します。マルチバンド残光の偏光が予測されます。残光偏光に対する層状媒体のパラメータの影響も調査した。残光偏光に対するEATS効果の影響が軸外検出にとって重要となり、PDバンプがEATS効果により後の時間に移動することがわかりました。磁場の構成、ジェットの構造、観察角度が固定されていても、ジェット放出の偏光特性は依然として進化する可能性があります。ここでは、逆衝撃領域には大規模な秩序磁場が、前衝撃領域には二次元ランダム磁場が存在すると仮定します。この場合、PDの発展は主に、初期段階では$f_{32}$パラメータ(逆衝撃領域と順衝撃領域の間の磁束比)の発展と、初期段階ではバルクローレンツ因子$\gamma$の発展によって決定されます。後期段階。$f_{32}$または$\gamma$への影響を通じて、観測エネルギーバンド、観測角度、層状媒質のパラメータは最終的に残光偏光に影響を与えます。
核燃焼を伴う定常状態降着の時間に依存しないシミュレーション
| Title |
Time-independent_Simulations_of_Steady-State_Accretion_with_Nuclear_Burning |
| Authors |
Kaho_Tse,_Alexander_Heger,_Ryosuke_Hirai_and_Duncan_K._Galloway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10627 |
我々は、コンパクトな物体への定常状態の降着プロセスの効率的な探索を可能にする新しい定式化を構築します。コンパクトな天体への降着は、天文学では一般的なシナリオです。これらのシステムは、降着物質の核燃焼を調査するための実験室として機能します。従来の恒星の進化コードは、コンパクトな天体での核反応を詳細にシミュレートするために開発されてきました。ただし、これらのコードは時間依存の問題に従うように設計されているため、安定した書き込みのケースを追跡するには、非常にコストがかかる可能性があります。ここでは、新しいコード$\textsc{StarShot}$を紹介します。これは、安定した熱核燃焼の場合のコンパクトオブジェクトの構造を解決し、適応核反応ネットワークと適応ゾーニングを使用してすべての核種を追跡することができます。動的コードと比較して、支配方程式は定常状態の降着の仮定の下で時間に依存しない形式に還元できます。コンパクトな天体として中性子星に降着する低質量X線連星(LMXB)への応用を示します。$\textsc{StarShot}$の計算効率により、安定した燃焼体制のパラメータ空間を探索することができ、時間依存の進化モデルの初期条件を生成するために使用できます。
急冪乗則状態におけるブラックホールX線連星4U 1630-47の初のX線偏光観測
| Title |
The_First_X-ray_Polarization_Observation_of_the_Black_Hole_X-ray_Binary_4U_1630-47_in_the_Steep_Power_Law_State |
| Authors |
Nicole_Rodriguez_Cavero,_Lorenzo_Marra,_Henric_Krawczynski,_Michal_Dov\v{c}iak,_Stefano_Bianchi,_James_F._Steiner,_Jiri_Svoboda,_Fiamma_Capitanio,_Giorgio_Matt,_Michela_Negro,_Adam_Ingram,_Alexandra_Veledina,_Roberto_Taverna,_Vladimir_Karas,_Francesco_Ursini,_Jakub_Podgorn\'y,_Ajay_Ratheesh,_Valery_Suleimanov,_Romana_Miku\v{s}incov\'a,_Silvia_Zane,_Philip_Kaaret,_Fabio_Muleri,_Juri_Poutanen,_Christian_Malacaria,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Ephraim_Gau,_Kun_Hu,_Sohee_Chun,_Iv\'an_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Matteo_Bachetti,_Luca_Baldini,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Chien-Ting_Chen,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10630 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)は、ブラックホールX線連星4U1630-47を急冪乗則(または非常に高い)状態で観測しました。観測により、北から東の位置角21{\deg}.3+/-0{\deg}.9で2～8keVX線の直線偏光度が6.8+/-0.2%であることが明らかになりました（すべて1{\sigma}信頼水準でのエラー）。偏光度はエネルギーとともに増加しますが、偏光角は測定精度の範囲内で一定のままです。急峻なべき乗則状態でのソースの偏光を、高いソフト状態でのソースの以前のIXPE測定と比較します。たとえソース磁束とスペクトル形状が高いソフト状態と急冪乗則状態との間で大きく異なっていても、それらの偏光シグネチャは類似していることがわかります。熱放射成分とべき乗則放射成分の両方の偏光が時間の経過とともに一定であると仮定すると、べき乗則成分の偏光は6.8～7.0%であると推定され、熱放射成分とべき乗則成分の偏光角はほぼ次の値になる必要があることに注意してください。整列しました。べき乗則成分の起源と放出プラズマの特性への影響について議論します。
GRB211211Aの前兆：潮汐による巨大地震?
| Title |
The_precursor_of_GRB211211A:_a_tide-induced_giant_quake? |
| Authors |
Enping_Zhou,_Yong_Gao,_Yurui_Zhou,_Xiaoyu_Lai,_Lijing_Shao,_Weiyang_Wang,_Shaolin_Xiong,_Renxin_Xu,_Shuxu_Yi,_Han_Yue_and_Zhen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10682 |
最終吸気段階における固体ストレンジスターと別のコンパクトな天体との平衡配置は一般に議論され、連星コンパクトスター合体現象の前駆体放出（例えば、GRB211211A）。重力波放射により連星系が内側に吸い込まれると、そのコンパクトな伴星の潮汐場の成長により、固体ストレンジオン星の楕円率が増加します。したがって、弾性エネルギーは吸気段階で蓄積され、臨界値を超えると合体前に星震を引き起こす可能性があります。このような星震の際に放出されるエネルギーが計算され、GRB211211Aの前駆体観測と比較されます。この結果は、固体ストレンジオン星全体が粉砕しない限り、連星ストレンジオン星の場合にはエネルギーが不十分である可能性があり、したがってGRB211211Aのブラックホールとストレンジオン星のシナリオが有利であることを示しています。星震モデルでは、前駆体の時間スケールと観測された準周期振動の周波数も議論されています。
2021年RSへびつかい新星爆発のレプトハドロン的解釈
| Title |
Lepto-hadronic_interpretation_of_2021_RS_Ophiuchi_nova_outburst |
| Authors |
Agnibha_De_Sarkar,_Nayana_A._J.,_Nirupam_Roy,_Soebur_Razzaque,_G._C._Anupama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10735 |
へびつかい座共生回帰新星RSからは非常に高エネルギー(VHE;100GeV$<$E$\leq$100TeV)および高エネルギー(HE;100MeV$<$E$\leq$100GeV)のガンマ線が観測されました。(RSOph)が2021年8月に爆発した際、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)、大気ガンマ画像チェレンコフ(MAGIC)、{\itフェルミ}-大面積望遠鏡(LAT)などのさまざまな天文台によって撮影されました。これまでに検討されたモデルは、代替のレプトニックシナリオよりも粒子加速のハドロンシナリオを優先する傾向があります。この論文では、RSOph源領域からの放出を説明するために、時間依存のレプトハドロンシナリオを検討します。さまざまな天文台で同時に観測された低周波無線データと、H.E.S.S.、MAGIC、\textit{Fermi}-LATから提供されたデータを使用して、4つに対応する多波長(MWL)スペクトルエネルギー分布(SED)を説明しました。暴発から数日後。我々の結果は、線源のレプトハドロン解釈が観測されたHE-VHEガンマ線データを説明するだけでなく、対応するモデルのシンクロトロン成分も最初の4日間の低周波データと一致し、非放射性物質の存在を示していることを示しています。新星爆発の初期段階での熱電波放射。また、発生源領域から予想されるニュートリノ束を計算し、ニュートリノ検出の可能性についても議論しました。
SMSS J114447.77-430859.3 の最初の X 線観察: 過去 9 回転で最も明るいクエーサー
| Title |
The_first_X-ray_look_at_SMSS_J114447.77-430859.3:_the_most_luminous_quasar_in_the_last_9_Gyr |
| Authors |
E._S._Kammoun,_Z._Igo,_J._M._Miller,_A._C._Fabian,_M._T._Reynolds,_A._Merloni,_D._Barret,_E._Nardini,_P._-O._Petrucci,_E._Piconcelli,_S._Barnier,_J._Buchner,_T._Dwelly,_I._Grotova,_M._Krumpe,_T._Liu,_K._Nandra,_A._Rau,_M._Salvato,_T._Urrutia,_J._Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10745 |
SMSS\,J114447.77-430859.3($z=0.83$)は、SkyMapperSouthernSurveyによって、最後の$\sim9\,\rmGyr$で最も明るいクエーサーとして特定されました。この論文では、eROSITAAllSkySurveyからの線源のeROSITA/スペクトラム・レントゲン・ガンマ(SRG)観測について報告するとともに、Swift、XMM-Newton、およびNuSTARを使用して実行された最近のモニタリングの結果を示します。このソースは、それぞれ1年と数日のタイムスケールにわたって、$\sim10$と$\sim2.7$の係数による明らかな変動を示しています。吸収べき乗則と高エネルギーカットオフを適用すると、X線スペクトルは$\Gamma=2.2\pm0.2$および$E_{\rmCut}=23^{+26}_{-5}\を明らかにします。、\rmkeV$。コンプトン化を仮定すると、コロナの光学深さと電子温度はそれぞれ$\tau=2.5-5.3\,(5.2-8)$と$kT=8-18\,(7.5-14)\,\rmkeV$と推定されます。、スラブ(球状)ジオメトリの場合。広帯域SEDは、中央のX線源によって照射される標準的な降着円盤、またはスリムな円盤放射率プロファイルを備えた薄い円盤のいずれかを仮定することにより、首尾よくモデル化されます。前者のモデルでは、ブラックホールの質量推定値は$10^{10}\,M_\odot$程度となり、以前の光学推定値よりわずかに高くなります。一方、後者のモデルは質量が小さいことを示唆しています。どちらのモデルも、回転するブラックホールとコンパクト($\sim10\,r_{\rmg}$)のX線コロナを仮定すると、サブエディントン降着を示唆しています。測定された固有カラム密度とエディントン比は、放射圧によって引き起こされる流出の存在を強く示唆しています。これは、$\sim900\,\rmdays$の期間にわたる吸収の変化が1桁大きいことによっても裏付けられています。
短周期X線連星UW CrBにおける一時的な紫外線流出
| Title |
A_transient_ultraviolet_outflow_in_the_short-period_X-ray_binary_UW_CrB |
| Authors |
S._Fijma,_N._Castro_Segura,_N._Degenaar,_C._Knigge,_N._Higginbottom,_J._V._Hern\'andez_Santisteban,_T.J._Maccarone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10793 |
降着低質量X線連星(LMXB)は、降着円盤風などの強力な流出を引き起こす可能性があります。円盤風では、膨大な量の物質が運び去られ、バイナリとその環境に大きな影響を与える可能性があります。これまでの研究では、主に大型円盤を備えたLMXBで、X線、光学、近赤外線、そして最近ではUV帯域でさえ円盤風の痕跡が明らかになりました($P_{orb}{\geq}20$時間)。今回我々は、公転周期がわずか$P_{orb}{\estimate}111の高傾斜($i{\geq}77$\deg)中性子星LMXBであるUWCrBにおける過渡的なUV流出特徴の発見を紹介します。最低$我々は、1回の15分間の曝露で検出されたSiiv1400\r{A}とNv1240\r{A}の暫定的なはくちょう座Pプロファイルを提示します。これは、軌道位相をカバーする唯一の曝露です$\phi{\about}0.7{-}0.8$、速度は${\約}1500$km/秒。私たちは、中性子星の表面や境界層からの黒体放射の存在により、$P_{orb}$が短いにもかかわらず熱円盤風が発生する可能性があることを示しますが、別のシナリオも検討します。熱ディスク風は、$P_{orb}$が最小${\約}111$でNS-LMXBで発生する可能性があり、最小${\約}15$の時間スケールで潜在的に一時的である可能性があるという発見、さらなる観察と理論の研究が必要です。
高精度偏光測定法で Cyg X-1 の傾いた中心部を覗き込む
| Title |
Peering_into_the_tilted_heart_of_Cyg_X-1_with_high-precision_optical_polarimetry |
| Authors |
Vadim_Kravtsov,_Alexandra_Veledina,_Andrei_V._Berdyugin,_Andrzej_A._Zdziarski,_Gary_D._Henson,_Vilppu_Piirola,_Takeshi_Sakanoi,_Masato_Kagitani,_Svetlana_V._Berdyugina,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10813 |
我々は、5.6日の公転周期の数周期にわたる、ブラックホールX線連星CygX-1の高精度偏光測定結果を発表します。反対側の半球にある2台の望遠鏡で1週間にわたって観察した結果、これまでで最も高い時間分解能で1つの公転周期内の偏光の進化を追跡することができました。フィールド星を使用して、ソース方向の星間偏光とその後のその固有偏光を決定します。光学的偏光角は、ImagingX-rayPolarimetryExplorerで最近取得されたX線の偏光角と一致しています。さらに、不確実性の範囲内で、電波放出の位置角度と一致しています。固有PDが$\sim$0.2%の振幅で軌道周期に応じて変化することを示し、その生成のさまざまな場所について議論します。偏光は、軌道運動においてブラックホールに追随する物質による主星の放射の単一トムソン散乱から生じると仮定すると、連星軌道の傾き$i>120^\circ$とその離心率$e<0.08を制約します。$。ストークスパラメータの軌道プロファイルの非対称形状は、傾斜した降着円盤から生じる可能性のある、軌道面周りの散乱物質分布の非対称性も暗示しています。私たちのデータを1975年から1987年にかけて行われた偏光測定の観察と比較し、固有偏光角が$1^\circ$以内で良好に一致していることを発見しました。一方、PDは半世紀にわたって0.4%減少し、降着物質の形状に経年変化が存在することを示唆しています。
$r$プロセスシードからの$p$核の生成: $\nu r$プロセス
| Title |
Production_of_$p$-nuclei_from_$r$-process_seeds:_the_$\nu_r$-process |
| Authors |
Zewei_Xiong,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Oliver_Just,_Andre_Sieverding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11050 |
我々は、集中的なニュートリノ束を受けている中性子豊富な噴出物上で起こる可能性のある新しい元素合成プロセスを提示する。元素合成は、中性子捕獲とベータ崩壊の一連の標準的な$r$プロセスと同様に進行しますが、原子核に対する荷電電流ニュートリノ吸収反応はベータ崩壊よりもはるかに速く進行します。中性子捕獲反応が一旦凍結すると、生成された$r$過程中性子豊富な原子核は中性子の陽子への急速な変換を受け、$\beta$安定線をさらに超えて中性子欠乏$p$原子核を生成します。$\nur$プロセスと呼ぶこのシナリオは、$p$核と短命核$^{92}$Nbの生成のための代替チャネルを提供します。$\nr$プロセスが自然界で実現されるために天体物理学的サイトに提示される必要な条件について議論します。これらの条件は、$r$プロセスサイトの現在のニュートリノ流体力学モデルでは満たされていないが、より複雑な物理学やより多様な流出条件を含む将来のモデルは、噴出物の一部の領域で必要な条件を達成する可能性がある。
I型超新星2021qqpの複数のピークと長い前駆体：複雑な恒星周回環境におけるエネルギー爆発
| Title |
Multiple_Peaks_and_a_Long_Precursor_in_the_Type_IIn_Supernova_2021qqp:_An_Energetic_Explosion_in_a_Complex_Circumsteller_Environment |
| Authors |
Daichi_Hiramatsu,_Tatsuya_Matsumoto,_Edo_Berger,_Conor_Ransome,_V._Ashley_Villar,_Sebastian_Gomez,_Yvette_Cendes,_Kishalay_De,_Joseph_Farah,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Akihiro_Suzuki,_Giacomo_Terreran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11168 |
IIn型超新星(SN)2021qqpの詳細な光学測光と分光法を紹介します。その異常な光度曲線は、約300日間の長く緩やかな増光(つまり前駆体)、約60日間の急激な明るさの増加、そしてわずか数日で最初のピークに至るまでの約1.6等の急激な増加によって特徴付けられます。$M_r\約-19.5$等その後、光度曲線は反転して急速に減少し、最初のピークから約335日後を中心とする$M_r\約-17.3$等の2番目の明確で鋭いピークに再び明るくなります。スペクトルは、$\約1300$kms$^{-1}$(最初のピーク)と$\約2500$kms$^の幅を持つ狭い成分を含む複雑な形態を持つバルマー系列線によって支配されています。{-1}$(2番目のピーク)は星周媒質(CSM)と関連付けられ、吸収速度が$\約8500$kms$^{-1}$(最初のピーク)と$\約5600$kms$^{-1}$(2番目のピーク)これをSN-CSMインタラクションシェルに関連付けます。放射光度曲線と速度発展を使用して、CSMプロファイルとSN特性を抽出するための解析モデルを構築します。ピーク質量減少率が$\約10$M$_\odot$yr$^{-1}$と$\約5$M$_\odot$yr$^{-の2つの重大な質量減少エピソードが見つかりました。1}$は爆発の約0.8年前と2年前、CSMの総質量は$\約2-4\,M_\odot$でした。私たちは、最も最近の質量損失のエピソードが、爆発前の1年間の前兆を説明できることを示します。SN噴出物の質量は、$E_{\rmSN}\about(3-10)\times10^{51の爆発エネルギーに対して$M_{\rmSN}\about5-30\,M_\odot$に制約されます。}\,{\rmerg}$。我々は、複雑なCSM環境においてエネルギー爆発を引き起こすための可能性のある前駆体チャネルとして、爆発性大質量星（発光青色変光、脈動対不安定性）と、コンパクトな天体との極度の恒星合体について議論する。
PRIME望遠鏡の光学調整方法
| Title |
Optical_Alignment_Method_for_the_PRIME_Telescope |
| Authors |
Hibiki_Yama,_Daisuke_Suzuki,_Shota_Miyazaki,_Andrew_Rakich,_Tsubasa_Yamawaki,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Yuki_Hirao,_Naoki_Koshimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10796 |
主要な銀河中心に向けたマイクロレンズ惑星探査用の広い視野を備えた主焦点近赤外線(NIR)望遠鏡である主焦点赤外線マイクロレンズ実験(PRIME)望遠鏡の光学的位置合わせ方法について説明します。PRIMEプロジェクトのタスク。光学アライメントには、レーザートラッカーによる予備アライメント、焦点内および焦点外（IFEF）画像解析技術による精密アライメント、ハルトマンテストによる補完的精密アライメントの3つのステップがあります。日本の実験室で実施したテストにより、最初の2つのステップがうまく機能することが実証されました。この望遠鏡は、2022年8月に南アフリカ天文台サザーランド天文台に設置されました。設置の最終段階で、3番目の方法がうまく機能し、光学システムが運用要件を満たしていることを実証しました。
MiraBest: 機械学習用に形態学的に分類された電波銀河のデータセット
| Title |
MiraBest:_A_Dataset_of_Morphologically_Classified_Radio_Galaxies_for_Machine_Learning |
| Authors |
Fiona_A._M._Porter_and_Anna_M._M._Scaife |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11108 |
現在および将来の天文台からのデータの量は、天文学のための自動機械学習方法論の開発と応用の増加を動機付けています。しかし、天文学や天体物理学のさまざまな機械学習アルゴリズムのパフォーマンスを評価するための標準化されたデータセットの作成にはあまり注目されていません。ここでは、MiraBestデータセットについて詳細に説明します。これは、NVSSおよびFIRSTからの1256個のラジオ大音量AGNの公開バッチデータセットであり、$0.03<z<0.1$にフィルタリングされ、Fanaroff-Riley形態学に従ってMiraghaeiandBest(2017)によって手動でラベル付けされています。分類。機械学習アプリケーション用に作成され、標準の深層学習ライブラリとの使用に互換性があります。データセットの構築の基礎となる原理、サンプルの選択と前処理の方法論、データセットの構造と構成、さらに文献で使用されている他のデータセットとMiraBestの比較について概説します。MiraBestデータセットを利用する既存のアプリケーションがレビューされ、機械学習アプリケーションの文献でより広く使用されている他の高出力AGNカタログとMiraBestを相互照合することによって、2,100ソースの拡張データセットが作成されます。
衛星の光学的明るさ
衛星の見かけの明るさは、暗闇の中で地上の観測者から見た衛星の位置の関数として計算されます。太陽による衛星の直接照明と地球からの反射による間接照明の両方が含まれます。各衛星コンポーネントと地球の反射特性を最初に推定する必要があります(双方向反射率分布関数、BRDF)。すべての散乱面を統合すると、衛星から反射された光束の角度パターンが得られます。最後に、特定の場所にいる観測者から見た衛星の見かけの明るさが、衛星の位置の関数として計算されます。選択したStarlink衛星の観測と比較することで計算を検証し、以前の衛星の輝度モデルに比べて大幅な改善が見られました。さまざまな太陽角で衛星を複数回観測し、衛星に関する最小限の仮定を使用することで、各衛星コンポーネントのBRDFモデル係数を正確に推論でき、BRDFラボ測定値を直接インポートする必要がなくなります。これにより、このモデルアプローチの有効性が事実上すべての衛星に広がります。この研究は、衛星の設計と運用、および観測所のデータ取得と分析の計画に応用されます。衛星の明るさを予測するための同様の方法論は、すでに次世代Starlink衛星の緩和戦略に影響を与えています。
低周期間隔のコアヘリウム燃焼巨人：「熱い亜矮星の類似体」？
| Title |
Low-period_spacing_core-helium_burning_giants:_`hot_subdwarf_analogues'? |
| Authors |
S._Hekker,_Y._Elsworth,_T.A.M._Braun_and_S._Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10578 |
全球恒星の振動は星の内部構造を調べます。低質量から中質量の赤色巨星では、これらの振動は星の外側領域と中心部の両方からの痕跡を提供します。これらの署名は、たとえば、最大発振パワーの周波数、および非放射状発振の周期の差（周期間隔）です。約1.7太陽質量以下の質量を持つ核ヘリウム燃焼巨人、つまりヘリウムフラッシュを通過した星では、漸近周期間隔は$\sim$30-50$\の最大振動パワーの周波数で約220～350秒の値になります。μHz。最近、同様の周波数間隔で約200秒未満の漸近周期間隔を持つ一連の星がエルズワースと共同研究者によって発見されました。この研究では、これらの星の形成シナリオに関する仮説を提示します。私たちは、これらの星が、縮退した核を持たないほど十分な質量を持つ星の赤色巨星分岐段階の終わり、つまり高温の亜矮星を形成するシナリオの1つにおける質量減少現象の結果である可能性があることを発見した。したがって、これらの星は「高温亜矮星の類似体」として分類できます。興味深いことに、核のヘリウム燃焼段階で質量減少が徐々に続くと、これらの星はより高温でより高密度になり、したがって、より多くの外皮を脱落させるにつれて高温の亜矮星の祖先になる可能性があります。
The Pristine Inner Galaxy Survey (PIGS) VII: 最初の内部銀河 CEMP-r/s 星の発見
| Title |
The_Pristine_Inner_Galaxy_Survey_(PIGS)_VII:_a_discovery_of_the_first_inner_Galaxy_CEMP-r/s_star |
| Authors |
L._Mashonkina,_A._Arentsen,_D._S._Aguado,_A._Smogorzhevskii,_M._Hampel,_A._Karakas,_F._Sestito,_N._F._Martin,_K._A._Venn,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10717 |
銀河系の内側にある、よく研究されている非常に金属に乏しい（VMP、[Fe/H]<-2）星は数が少なく、天の川銀河で最も古い星の一つであると予想されているため、特に興味深いものとなっています。我々は、原始内部銀河調査で特定された炭素強化金属欠乏（CEMP）星Pristine_184237.56-260624.5（以下、Pr184237）の高解像度分光追跡調査を紹介する。この星のアポセンターは約2kpcです。その大気パラメータ(Teff=5100K、logg=2.0、[Fe/H]=-2.60)は、非局所熱力学的平衡(NLTE)線形成に基づいて導出されました。鉄族以外の15の重元素を含む32の元素の存在量を決定しました。NLTE存在量は、NaからPbまでの13個の元素について計算されました。Pr184237は、C、N、O、およびBaからPbまでのsおよびrプロセス元素の両方で強く強化されます。それは、12C/13C=7という低い炭素同位体比を明らかにしています。Na-Zn範囲の元素存在量パターンは、ハロー星に典型的なものです。[Ba/Eu]=0.32のPr184237は、銀河系内で確認されたCEMP-r/sサブクラスの最初の星です。動径速度の変化は二値性を示唆しています。私たちは、より質量が大きく進化した伴星で生成されたsプロセスまたはiプロセス物質による汚染が、観察された存在量パターンを形成できるかどうかをテストし、漸近する巨大分枝星における前駆体の質量が1.0〜2.0Msunのiプロセスであることを発見しました。解決策になる可能性があります。
黒点の半影-暗影比の時間的および緯度的変動: RGO、コダイカナルおよびデブレツェンのデータベースの分析
| Title |
Temporal_and_Latitudinal_Variation_in_Penumbra-Umbra_Ratios_of_the_Sunspots:_Analyses_of_RGO,_Kodaikanal_and_Debrecen_Databases |
| Authors |
Takalo_Jouni_Juhani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10757 |
RGO黒点群の偶数および奇数太陽周期12～24、デブレツェン黒点群のSC21～SC24、およびSC16～SC24のコダイカナル黒点データセットの黒点半影-本影比(q)の緯度分布と時間的変化を研究します。RGOの偶数(奇数)サイクルのq値は5.20(4.75)、コダイカナルの偶数(奇数)サイクルのq値は5.27(5.43)、デブレツェンサイクルのq値は平均5.74であることがわかります。また、qは太陽の赤道付近で最低となり、高緯度に向かって増加し、約10～25度で最大値を持つことも示します。小さな黒点やグループは赤道に近い位置にあり、大きな黒点やグループよりも小さいq値を持ち、両半球で約10～20度で最大になるため、これは当然のことです。誤差の限界は非常に広いため、この結果の信頼性はいくぶん曖昧です。デブレツェンデータセットの場合、サイクルの中間前に時間q値に深い谷が見つかります。我々は、これが大きな黒点グループの総面積と本影面積のグラフのグネヴィシェフギャップ（GG）と同時に存在することを示します。他のデータベースでは、側頭総領域と本影領域にはGGが存在しますが、qグラフにはGGが表示されません。
太陽周期 24 にわたるコロナ活動領域構造の自動検出と解析
| Title |
Automated_detection_and_analysis_of_coronal_active_region_structures_across_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Daniel_Gordon_Gass,_Robert_William_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11066 |
NASA太陽動的観測所の大気イメージングアセンブリからの観測結果は、太陽周期24(日付)全体にわたるコロナ活動領域構造の目標とする物理的特性を調査するために使用されました。これは、4つの極紫外波長（171、193、193、211オングストローム、および304オングストローム）。これにより、3万以上のコロナ構造が観察され、太陽周期24の活動の上昇期、ピーク期、衰退期に焦点を当てた空間的および時間的分布の生成が可能になりました。コロナ構造の記述子として自己組織臨界アプローチを採用形成、構造幅対周波数のべき乗則の傾きが決定され、-1.6から-3.3の範囲で、太陽周期の異なる期間間で最大0.7の変動が見られ、予測されたフラクタル拡散自己組織化臨界(FD-SOC)値と比較されます。-1.5の。これらの構造の南北半球の非対称性も調べられ、北半球は南半球よりも早くピークに達し、ゆっくりと減衰する活動を示し、コロナル構造の特徴的な「蝶」パターンが検出されました。これは、太陽周期全体にわたって実施されたコロナ構造の最初の調査であり、選択された高度でさまざまな波長で緯度ごとにコロナの組成を調べるために利用できる新しい技術を実証しています。
重力機械
重力機械は、有用なエネルギーを抽出できる重力質量の配置として定義されます。質量が通常の天文学的サイズであれば、そのような機械が存在する可能性があることが示されています。重力機械の簡単な例は、その周りを周回する小さな質量を持つ二重星で構成されています。効率的な重力機械は重力放射線の放射体でもあることが示されています。放出された放射線は、重力機械の可能な性能に制限を設定し、また、そのような機械が存在する場合にそれを検出するための可能な手段も提供します。
重力波伝播におけるパラメータ化されたパリティ違反
| Title |
Parameterized_Parity_Violation_in_Gravitational_Wave_Propagation |
| Authors |
Leah_Jenks,_Lyla_Choi,_Macarena_Lagos,_and_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10478 |
重力パリティの破れは、一般相対性理論を超えたさまざまな理論で発生します。このような理論における重力波は伝播が変化し、波の振幅と速度の両方に複屈折効果が生じます。この研究では、重力波伝播におけるパリティ違反を研究するために、一般化された理論に基づいたパラメータ化スキームを導入します。このパラメータ化は、パリティ違反の重力理論に直接的にマッピングされます。振幅と速度の複屈折効果は、分散関係がどのように変更されるかに依存する実効距離の尺度に応じて変化することがわかりました。さらに、この一般的なパラメータ化が、重力波観測や一般相対性理論のモデルに依存しないテストに便利に適用できる、パラメータ化ポストアインシュタイン(ppE)形式にマッピングできることを示します。重力波応答関数の標準ppE波形へのマッピングを導出し、偏光モード$h_+$および$h_\times$のレベルでのppE波形マッピングも見つけます。最後に、文献内の既存の制約が新しいパリティ違反パラメータの境界にどのように変換されるかを示し、将来の分析への道について議論します。
| Title |
Relativistic_drag_forces_on_black_holes_from_scalar_dark_matter_clouds_of_all_sizes |
| Authors |
Dina_Traykova,_Rodrigo_Vicente,_Katy_Clough,_Thomas_Helfer,_Emanuele_Berti,_Pedro_G._Ferreira,_Lam_Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10492 |
我々は、移動するブラックホール背景上で進化するスカラー場の暗黒物質の数値シミュレーションを使用して、相対論的領域における動的摩擦と運動量付加の両方について第一原理から導出される（半）解析的表現の妥当性領域を確認する。私たちは、小さい雲と大きい雲(スカラーのドブロイ波長と比較して)、および軽い粒子質量と重い粒子質量(BHサイズと比較して)の両方をカバーします。小さな暗黒物質雲の場合、降着の影響は、たとえ小さなスカラー質量であっても、ブラックホールにかかる総力に無視できないほど寄与します。この運動量の付加が2つの領域(波動と粒子のような)の間で遷移することを確認し、領域間の遷移が発生するスカラーの質量を特定します。
この研究では、核散乱現象学に不可欠な中性子の光子パートン分布関数(PDF)を使用してCT18qed研究を完了します。中性子の光子PDFを決定するための2つの方法、それぞれLUXqed形式主義とDGLAP進化に基づくCT18luxとCT18qedが提示されています。さまざまな低$Q^2$の非摂動変動が注意深く検査されており、これらはクォークとグルーオンのPDFによって引き起こされる不確実性に加えて追加の不確実性として扱われます。運動量和則およびアイソスピン対称性の破れの影響が調査されており、無視できるほどであることが判明しています。他の中性子の光子PDFセットとの詳細な比較が実行され、結果の精度が大幅に向上し、妥当な不確実性推定が得られることがわかりました。最後に、光子によって開始されるプロセスに関する2つの現象学的意味が実証される。1つは、近い将来のTeV--PeVニュートリノ観測にとって重要なニュートリノ核$W$ボソンの生成、もう1つは高エネルギーでのアクシオン状粒子の生成である。ミュオンビームダンプ実験。
インフレ後の再加熱段階は、通常、コヒーレントに振動するインフレトンの放射への減衰によってのみ支配されると言われています。この提案では、原始ブラックホール(PBH)の蒸発による再加熱に向けた新しい道を探ります。インフレーション後にPBHが形成される場合、その初期質量、存在量、および放射線とのインフレーションの結合に応じて、宇宙を再加熱する物理的に異なる2つの可能性が発見されました。1つの可能性では、熱浴はPBHの崩壊からのみ得られ、インフレトンはプロセス全体で主要なエネルギー成分の役割を果たします。もう一つの可能性では、進化の過程でPBH自体が宇宙の総エネルギー収支を支配し、その後のその蒸発が放射線支配の宇宙をもたらすことを発見しました。さらに、単色および拡張PBH質量関数の影響を分析し、それらの異なる再加熱履歴が実現される詳細なパラメーター範囲を推定します。
一般相対性理論は現代物理学の柱の1つです。何十年にもわたって、この理論は主に太陽系での実験や連星パルサーの電波観測により、弱い磁場領域でテストされてきました。2015年まで、強力なフィールド体制はほとんどまったく開拓されていませんでした。新しい観測施設のおかげで、状況はここ数年で劇的に変化しました。今日、LIGO-おとめ座-KAGRAコラボレーションからの恒星質量コンパクト天体の合体に関する重力波データ、イベントホライゾン望遠鏡からのM87$^*$とSgrA$^*$の超大質量ブラックホールのmm波長での画像があります。コラボレーション、および多数のX線ミッションからの降着コンパクト天体のX線データ。重力波テストとブラックホール画像テストは確かに人気があり、この特集号の他の記事で説明されています。この原稿の目的は、ブラックホールを用いた一般相対性理論のX線テストについて教育学的レビューを提供し、この種のテストを重力波データやブラックホールイメージングで可能なテストと比較することです。
アップダウンバイナリは不安定なので知りたい
ブラックホール連星の相対論的スピン歳差運動方程式には、2つの個々のブラックホールのスピンが軌道角運動量と整列または反整列する系に対応する4つの異なる平衡解があります。驚くべきことに、これらの平衡解のうち安定しているのは3つだけであることが実証されました。重い（軽い）ブラックホールのスピンが軌道角運動量と一致（逆）している上下配置の連星系は、スピン方向の小さな摂動に対して不安定になる可能性があります。特定の臨界軌道分離$r_\mathrm{UD+}$の後に発生する上下の不安定性が始まると、連星はスピンの歳差運動に対して不安定になり、スピンの大きなずれが生じます。この研究では、重力波イベントの上下の起源をテストするために、サベージ-ディッキー密度比に基づくベイズ手順を提示します。この手順を適用して、LIGO/Virgoによって実行された最初の3回の観測実行中にこれまでに検出されたイベントの中から有望な候補を探します。
温かいインフレの物語
暖かいインフレーションは、宇宙論における2つの考え方を正規化しました。それは、初期宇宙では一般に初期の原始密度の摂動は量子起源ではなく古典起源である可能性があり、インフレーション中、量子場の相互作用による粒子生成とその逆反応効果が同時に発生する可能性があるというものです。インフレ拡大。私たちが最初にこれらのアイデアを導入したとき、どちらも抵抗に遭いましたが、現在ではそれらに基づいた多くのモデルやアプリケーションによって可能性として広く受け入れられており、これは温暖インフレの広範な影響を示しています。暖かいインフレーションの研究に利用されてきたオープン量子場の理論は、この初期の研究のおかげで、現在では宇宙論に関連する主題となっています。このレビューでは、まず基本的な温暖インフレのダイナミクスについて説明します。次に、第一原理量子場の理論(QFT)から温暖なインフレーションのダイナミクスを計算する方法、特に散逸項がどのように発生するかを概説します。温暖インフレーションモデルはハッブルスケールよりも大きなインフレトン質量を持つことができ、インフレトンフィールドエクスカーションはサブプランクを維持できるため、インフレーションモデル構築の最も困難な問題を克服できます。私が温暖インフレーションの開発における研究の初期の時期について説明します。これは、その力学におけるこれらの重要な特徴に到達するのに役立ったものです。今日のインフレーション宇宙論は仮説モデルにどっぷり浸かっており、今ではこの分野の最終目標に到達することからの逸脱として機能しています。モデル選択に取り組むより良い方法について説明し、十分に制約された予測インフレモデルに必要な要件を示します。この程度まで発展する可能性のあるいくつかの温暖なインフレモデルを指摘します。私は、この段階で、インフレだけでなく多様な選択肢を含む、考えられる初期宇宙の解決策についてより広範な見方をすることによって、この主題がどのようにさらに進展するかについて議論します。
インフレーション中のヌルエネルギー条件違反による原始ブラックホール
| Title |
Primordial_black_holes_from_null_energy_condition_violation_during_inflation |
| Authors |
Yong_Cai,_Mian_Zhu_and_Yun-Song_Piao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10933 |
ヌルエネルギー条件(NEC)の違反は、宇宙論的特異点問題の潜在的な解決策と密接に関連しているため、宇宙の非常に初期の段階で重要な役割を果たす可能性があります。我々は、単一フィールドのインフレシナリオでNECの違反を介して原始ブラックホール（PBH）を生成する新しいアプローチを探索します。私たちのシナリオでは、宇宙は、ハッブルパラメーターH=Hinf1の最初のスローロールインフレーション段階から、NEC違反の中間段階を経て、H=Hinf2>Hinf1の2番目のスローロールインフレーション段階に移行します。結果として得られる原始スカラーパワースペクトルは、特定の波長でのNEC違反によって自然に強化されます。その結果、私たちのシナリオでは、観測上の興味深い質量と豊富さを備えたPBHを生成できます。また、スカラー誘起重力波(SIGW)の現象学的兆候も調べます。私たちの研究は、インフレーション中のNECの違反を調査するための強力な探査手段として、PBH、SIGW、および原始重力波の組み合わせを利用することの重要性を強調しています。
宇宙環境に適した放射線損傷単光子検出器の修復プロトコル
| Title |
Protocols_for_healing_radiation-damaged_single-photon_detectors_suitable_for_space_environment |
| Authors |
Joanna_Krynski,_Nigar_Sultana,_Youn_Seok_Lee,_Vadim_Makarov,_Thomas_Jennewein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.10959 |
単一光子雪崩検出器(SPAD)は、有利な動作特性と衛星ペイロードへの比較的簡単かつ堅牢な統合により、衛星ベースの量子通信に最適です。ただし、宇宙に搭載されたSPADは宇宙放射線による損傷に遭遇し、通常はダークカウントの上昇という形で現れます。この放射線による損傷を軽減する方法としては、熱アニーリングや光(レーザー)アニーリングなどの方法が以前から検討されてきました。ここでは、CubeSatペイロードを使用して、後の軌道上での使用の可能性を考慮して、アニーリングレーザー出力とアニーリング期間に関するレーザーアニーリングプロトコルを研究室で調査します。地球低軌道で10年間に相当する量を照射された4つのSiSPAD(ExcelitasSLiK)は、非常に高い暗計数率(-22℃の動作温度で>300kcps)と顕著な飽和効果を示します。1～2Wの光出力でこれらをアニールすると、暗計数率が最大48分の1に減少し、非常に微弱な光信号（単一光子のオーダー）に対するSPAD感度が回復し、光子の影響が軽減されることを示します。飽和効果。私たちの結果は、10秒という短いアニーリング時間でダークカウントを削減できることを示唆しており、これは電力が限られた小型衛星の量子通信ミッションに有益である可能性があります。全体として、アニーリング時間やアニーリング暴露回数よりも、アニーリング出力の方が重要であると考えられます。
潮汐変形能の等スカラーおよび等ベクトル核物質パラメータへの直接マッピング
| Title |
Direct_mapping_of_tidal_deformability_to_the_iso-scalar_and_iso-vector_nuclear_matter_parameters |
| Authors |
Sk_Md_Adil_Imam,_Arunava_Mukherjee,_B._K._Agrawal,_Gourab_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11007 |
背景:中性子星(NS)の特性を決定する状態方程式(EoS)は、多くの場合、等スカラーおよび等ベクトル核物質パラメーター(NMP)によって特徴付けられます。NSの半径と潮汐変形能を個々のNMPに関連付けようとする最近の試みは決定的ではありません。これらの特性は、いくつかのNMPに依存するNS物質の圧力と強い相関関係を示します。NS特性を決定する最小限のNMPの知識は、NS特性(潮汐変形能など)と有限原子核の関係との関連に対処するために必要です。目的:連星中性子星合体現象で遭遇する天体物理学的に適切な範囲の重力質量(1.2〜1.8M$_\odot$)における中性子星の潮汐変形能を記述するために必要な重要なNMPを同定する。方法:4つのアイソスカラーNMPと5つのアイソベクターNMPを使用して、大規模なEoSセットを構築します。これらのEOSは、広範囲のNS質量にわたって潮汐変形能を主に決定するNMPを分離する系統的な分析を実行するために使用されます。次に、潮汐変形可能性がこれらのNMPに直接マッピングされます。結果:質量1.2-1.8M$_\odot$のNSの潮汐変形能は、核物質の4つのパラメーター、すなわち非圧縮性$K_0$と歪度$Q_0$の観点から10$\%$以内で直接決定できます。対称核物質、対称エネルギーの傾き$L_0$と曲率パラメータ$K_{\rmsym,0}$。結論:最小核物質パラメーターの観点から潮汐変形能の値を迅速に推定する関数が開発されました。私たちの方法は、他のNS観測値にも拡張できます。
| Title |
Cogenesis_of_matter_and_dark_matter_from_triplet_fermion_seesaw |
| Authors |
Satyabrata_Mahapatra,_Partha_Kumar_Paul,_Narendra_Sahu,_Prashant_Shukla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.11138 |
我々は、最近報告されたCDF-II共同作用によるW質量異常、ニュートリノ質量、非対称暗黒物質、宇宙のバリオン非対称性を説明するために、タイプIIIシーソー枠組みにおける単純なモデルを提案する。3つの超電荷ゼロ三重項フェルミオン($\Sigma_i~,i=1,2,3ドル）。$Z_2$対称性が課せられ、$\chi$と$\Delta$は奇数になり、他のすべての粒子は偶数になります。その結果、最も軽い$Z_2$奇数粒子$\chi$が暗黒物質の候補として挙動します。初期宇宙では、重い三重項フェルミオンの標準模型レプトン($L$)およびヒッグス($H$)へのCP違反の平衡崩壊崩壊により、正味のレプトン非対称性が生成される一方、三重項フェルミオンの$\への非対称性は正味のレプトン非対称性を生成します。chi$と$\Delta$は正味の非対称暗黒物質を生成します。レプトンの非対称性は、電弱スファレロンを介して宇宙に必要なバリオンの非対称性に変換されますが、$\chi$の非対称性は、今日私たちが観察している暗黒物質の遺物として残ります。質量$m_\phi<m_\chi$の一重項スカラー$\phi$を導入します。これは、消滅プロセスを通じて$\chi$の対称成分を枯渇させるだけでなく、$\bar{\chi}\chi\to\phi\phi$だけでなく、$\phi-H$混合による直接探索実験で暗黒物質$\chi$を検出する道も切り開きます。$Z_2$対称性は緩やかに破れ、その結果、質量が数MeVから数十GeVの範囲の不安定な非対称暗黒物質が生じる。$Z_2$対称性が緩やかに破れると、$\Delta$の真空期待値(vev)も誘発され、これにより$\Delta$の非対称性が消失します。さらに、$\Delta$のvevは、$Z$ボソンの質量をそのまま維持しながら、CDF-II共同研究によって報告されているWボソンの質量を$7\sigma$統計的有意性で強化します。
