横速度と物質勾配の相関: 新しい信号と移動レンズ解析への新たな課題
| Title |
Transverse_velocities_and_matter_gradient_correlations:_a_new_signal_and_a_new_challenge_to_moving-lens_analyses |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_Elena_Pierpaoli_and_Simone_Ferraro_and_Kendrick_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15462 |
高密度領域に向かって移動している観測者は、平均して、自分の後ろよりも前方に物質密度が高く、より多くの前景放出源があることを認識します。その結果、落下する暗黒物質ハローの周囲で宇宙論的信号を生成する天体の平均存在量と明るさは、ハローの運動方向に大きくなります。この手紙では、熱スニヤエフ・ゼルドヴィッチ効果と宇宙赤外背景のシミュレートされた宇宙論的地図からこの効果を実証します。我々は、広範囲のハロー質量と赤方偏移について、これらの前景の配向された積み重ねプロファイルが、ハローの横方向の速度と一致する、潜在的に検出可能な重要な勾配を示すことを発見しました。信号は、ハローの質量と赤方偏移、およびハローを囲む宇宙網の物理的特性に依存します。我々は、この信号が将来の宇宙マイクロ波背景実験で検出されるのに十分なほど顕著であることを示し、したがって宇宙論的構造の研究への新しい窓を提供します。我々は、この信号の双極子形態構造、その方向、および全体的な大きな振幅が、積み重ねられたハローの移動レンズ効果の研究を通じて横速度の検出に対する課題を構成していると主張します。
BEoRN: 再電離の時代と宇宙の夜明けをシミュレートするための高速かつ柔軟なフレームワーク
| Title |
BEoRN:_A_fast_and_flexible_framework_to_simulate_the_epoch_of_reionisation_and_cosmic_dawn |
| Authors |
Timoth\'ee_Schaeffer,_Sambit_K._Giri,_Aurel_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15466 |
この研究では、宇宙の夜明けと再電離時代の21cm信号の3次元マップを生成する公開されているPythonコードであるBEoRN(再電離時代のバブル数値シミュレーター)を紹介します。N体シミュレーション出力に基づいて構築されたBEoRNは、柔軟なソースモデルに基づいてハローに星や銀河を配置します。次に、ライマン$\alpha$結合、温度、およびイオン化プロファイルの展開を線源特性の関数として計算し、各線源の周囲のこれらのプロファイルを3次元グリッド上に描画します。このコードは、バブルの境界の周りに光子を再分配することにより、イオン化したバブルの重なりを一貫して処理し、それによって光子の保存を保証します。これは、光子の赤方偏移と温度の源ルックバック効果、および銀河間物質の奥深くまで100cMpcのスケールまで広がるライマン$\alpha$結合プロファイルを説明します。コードの詳細な説明を提供し、文献の結果と比較します。検証後、宇宙論的なN体シミュレーションに基づいて3つの異なるベンチマークモデルを実行します。3つのモデルはすべて、UV視度関数からの現在の観察と平均イオン化率の推定と一致します。小質量恒星とハローの関係、X線束の放出、および電離光子の脱出率に関するさまざまな仮定により、モデルは深い吸収トラフを伴う冷再電離から発光が支配的な再電離に至るまでの独特の兆候を生成します。-cm信号。宇宙の夜明けにおける現在の不確実性を広く含みます。コードBEoRNはhttps://github.com/cosmic-reionization/BEoRNで公開されています。
小規模構造からの非熱的暖かい暗黒物質の限界
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Non-thermal_warm_dark_matter_limits_from_small-scale_structure |
| Authors |
Arka_Banerjee,_Subinoy_Das,_Anshuman_Maharana,_Ethan_O._Nadler,_Ravi_Kumar_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15736 |
我々は、弾性率崩壊のモデルにヒントを得て、重いメディエーター粒子から生成される無菌暗黒物質に関する小規模な構造制約を提示します。このメカニズムを通じて生成された暗黒物質粒子は、暗黒物質全体のエネルギー密度に寄与する可能性がありますが、粒子は非熱的な位相空間分布を持っています。ただし、結果として得られる線形物質パワースペクトルは、効果的な熱遺物の暖かい暗黒物質モデルにマッピングできることを示します。したがって、この生成メカニズムは、超淡い矮銀河の存在量と強力な重力レンズ磁束比統計によって調査されるように、小規模構造からの暖かい暗黒物質の制約を受けます。熱遺物モデルへの対応を使用して、非熱粒子質量の下限$107\\mathrm{keV}$を$95\%$の信頼度で導き出します。これらは、私たちが検討する重メディエーター崩壊シナリオによって生成される無菌暗黒物質に対して導き出される、最初で最も厳しい制約です。
銀河の固有運動による構造の成長を抑制できるでしょうか?
銀河の固有速度は、宇宙論的スケールでの構造の成長を追跡するために使用できます。動径方向では、固有の速度が赤方偏移空間の歪みを引き起こし、確立された宇宙論的プローブであり、独立した距離インジケーターの存在下で個別に測定できます。横方向では、固有の速度が固有の動きを引き起こします。ただし、この場合、固有運動は小さすぎて、近い将来の現実的な実験では銀河ごとに検出できませんが、密度変動の他のトレーサーとの相互相関で統計的に検出できる可能性があります。我々は、ガイアによって測定された既存の銀河系外サンプルをモデルとした固有運動探査と、重なり合う銀河探査の相互相関を通じて、横方向固有速度の検出感度を予測します。特に、低赤方偏移の銀河サンプルと、高赤方偏移のクェーサーサンプルを考慮します。相互相関を使用すると、予想される宇宙論的信号は現在のデータから予想される統計的不確実性を下回っていますが、将来の実験により感度は急速に向上する可能性があり、検出の閾値は将来それほど遠くない可能性があることがわかりました。定量的には、検出の信号対雑音比は$S/N\sim0.3$の範囲内にあり、ほとんどの信号が低い赤方偏移$z\lesssim0.3$に集中していることがわかります。検出された場合、この信号は遅い時間の膨張速度と成長速度の積に敏感であるため、バックグラウンドの膨張と大規模な密度変動の両方に敏感な独立した観測値を構成します。
重力波源の角度分布における検出器誘発の異方性と地平線スケールの異方性を制約する機会
| Title |
Detector_induced_anisotropies_on_the_angular_distribution_of_gravitational_wave_sources_and_opportunities_of_constraining_horizon_scale_anisotropies |
| Authors |
Mingzheng_Li,_Pengjie_Zhang,_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15946 |
宇宙論的原理は電磁波(EM)観測を使用して検証されています。しかし、さまざまな前景や選択効果のため、高精度での検証は困難であり、宇宙論的原理の違反の可能性が文献で報告されています。対照的に、重力波(GW)観測には、これらの前景や関連する選択バイアスがありません。これにより、将来のGW実験では、何百万もの標準的な明るい/暗いサイレンを全天に分布させて宇宙論的原理を堅牢にテストできる可能性がある。ただし、GW検出器の感度は非常に異方性が高く、その結果、観測されたGWカタログに重大な機器誘発異方性が生じます。モンテカルロシミュレーションを用いて、観測されたGW源分布の多極子$a_{\ellm}$の観点から、第3世代検出器ネットワークに対するこれらの機器効果を調査します。(1)機器誘起異方性は主に大スケール($\ell\lesssim10$)の$m=0$モードで存在し、振幅$\langle|a_{\ell0}|^2\rangleであることがわかります。2つの検出器(ET-CE)の場合は\sim10^{-3}$、3つの検出器(ET-2CE)の場合は$\sim10^{-4}$です。この異方性は、信号対雑音比(SNR)の天空分布および位置特定精度と相関しています。このような異方性は、検出可能な宇宙論的$a_{\ell0}$の下限を設定します。(2)しかし、$a_{\ellm}$の$m\neq0$成分では、機器誘起の異方性が地球の回転によって効率的に相殺されることがわかります。したがって、$a_{\ellm}$($m\neq0$)は宇宙論的異方性を検出するためのクリーンなウィンドウです。(3)第3世代GW実験の宇宙双極子測定能力を調査します。モンテカルロシミュレーションにより、文献で報告されている振幅$\sim10^{-2}$の宇宙双極子は、$a_の測定を通じてET-CEおよびET-2CEによって確実に検出/除外できることがわかりました。{11}$。
局所宇宙におけるバルクフローと相対論的効果の重要性
バルクフロー速度は、通常、観察者が完全に均質かつ等方性の時空間内を移動しているという理想化された図で推定されます。この図は、$v\timesz$の補正項をもたらす相対論的効果に至るまで、標準的な摂動理論内で一貫しています。ここで、$z$は観測値の赤方偏移、$v$はバルクフローの振幅です。スケール$z\lesssim1$での支配的な相対論的寄与は、重力の赤方偏移と速度場の時間発展によって引き起こされます。我々はこれらの効果を広く適用可能な弱場近似に組み込み、バルクフローを高精度で推定するための宇宙図式を提供します。この式に基づいて、最近のバルクフロー推定値は$\sim10\%$だけ大きな値に偏っていると判断します。この理論上の偏りは、同じ推定値の測定上の偏りを上回っており、バルクフローの推定スケールが増加するにつれて、相対論的効果を考慮することがさらに重要になるでしょう。
Almanac: MCMC ベースのパワー スペクトルの信号抽出と球面上のマップ
| Title |
Almanac:_MCMC-based_signal_extraction_of_power_spectra_and_maps_on_the_sphere |
| Authors |
E._Sellentin,_A._Loureiro,_L._Whiteway,_J._S._Safaurie,_S._T._Balan,_M._Olamaie,_A._H._Jaffe,_A._F._Heavens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16134 |
宇宙論における推論は、多くの場合、マイクロ波背景放射のマップ、さまざまな波長での宇宙構造の連続マップ、または宇宙論的な場のポイントトレーサーのマップなど、天球上のランダムな場のノイズの多い観察から始まります。アルマナックは、ハミルトニアンモンテカルロサンプリングを使用して、複数の赤方偏移ビン内の宇宙構造の基礎となる全天のノイズレスマップを、自動およびクロスパワースペクトルとともに推論します。何百万ものパラメータをサンプリングして、典型的な宇宙論的信号の非常に変動性の高い信号対雑音比を処理することができ、科学に対応した事後データ積を提供します。スピン重み2フィールドの場合、Almanacは$E$および$B$モードのパワースペクトルとパリティ違反の$EB$パワーを推論し、点推定ではなく完全事後をサンプリングすることで、次の問題を回避します。$EB$漏れ。$B$モード信号のない理論の場合、推定されるゼロ以外の$B$モード電力は、系統的誤差の有用な診断や新しい物理学の兆候となる可能性があります。アルマナックの目的は、統計的等方性の仮定を超えて、宇宙論的モデルから完全に独立した出力を使用して、マップの統計的特性を特徴付けることです。特定の宇宙論モデルのパラメーターの推論は、別の分析段階で行われます。CMBのような実験で信号抽出を実証します。
| Title |
A_Parametric_Model_for_Self-Interacting_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Daneng_Yang,_Ethan_O._Nadler,_Hai-Bo_Yu,_and_Yi-Ming_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16176 |
自己相互作用暗黒物質(SIDM)ハローを研究するためのパラメトリックモデルを提案します。このモデルは、コア形成段階と崩壊段階を含む重力熱進化全体をカバーする、制御されたN体SIDMシミュレーションを使用して校正された分析密度プロファイルを使用します。校正された密度プロファイルを正規化することにより、あらゆる進化段階におけるSIDMハローの普遍的な記述が得られます。このモデルを使用すると、対応する冷暗黒物質(CDM)に基づいてSIDMハローの特性を推測できます。基本的なアプリケーションとして、$z=0$での孤立したCDMハローの2つの特性パラメーターのみが必要です。次に、大規模な合体や潮汐剥離などのハローの質量変化によって誘発される効果を組み込むようにモデルを拡張し、孤立したハローとサブハローの両方に適用できるようにします。パラメトリックモデルは、文献で入手可能な宇宙論的ズームインSIDMシミュレーションを使用してテストおよび検証されます。
現実的な双極子宇宙論に向けて: 双極子 $\Lambda$CDM モデル
| Title |
Towards_A_Realistic_Dipole_Cosmology:_The_Dipole_$\Lambda$CDM_Model |
| Authors |
Ehsan_Ebrahimian,_Chethan_Krishnan,_Ranjini_Mondol,_M._M._Sheikh-Jabbari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16177 |
双極子宇宙論は、宇宙流体にバルク流を組み込むことができるFLRWパラダイムを最大限にコペルニクス的に一般化したものです。この論文では、最初に、独立した流れを持つ複数の流体コンポーネントがこの設定でどのように実現できるかについて説明します。これは、「傾斜した」ビアンキ宇宙論を、(FLRWのような)流体混合物を含む宇宙論モデル構築のための実行可能な枠組みに促進するために必要なステップです。我々は、独立した流れを持つ輻射と物質を含む双極子$\Lambda$CDMモデルを提示します。放射線を含むモデル(双極子$\Lambda$CDMを含む)の顕著な特徴は、放射線と物質の間の$相対$の流れが遅い時間に増加する可能性があることです。CMB双極子.これは初期条件の空間で一般的に起こります.私たちは、後期の宇宙の緊張に対するこの観測の重要性について議論します。
異なる再電離シナリオにおける小規模Ly$\alpha$構造の高$z$での収束
| Title |
Convergence_of_small_scale_Ly$\alpha$_structure_at_high-$z$_under_different_reionization_scenarios |
| Authors |
Caitlin_C._Doughty,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Zarija_Luki\'c,_Jose_O\~norbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16200 |
$z>5$のLy$\alpha$フォレスト(LAF)は、銀河間物質(IGM)の熱と再電離の歴史、および暗黒物質の性質を調査しますが、その解釈には宇宙論的な流体力学シミュレーションとの比較が必要です。$z$が高い場合、透過は解決が困難な密度の低いボイドによって支配されるため、これらのシミュレーションの収束はより厳密になります。再イオン化の終わりが遅いという証拠が増えているため、圧力平滑化がガスに影響を与える時間が短縮され、シミュレーションの解像度要件がさらに厳しくなるため、サブkpcレベルまでの小さな構造は従来考えられていたよりも遅い時間まで生き残る可能性があります。オイラー宇宙論的流体力学コードNyxを使用して、領域サイズ1.25～10$h^{-1}$Mpcと5～80$h^{-1}$kpcセルにわたる一連のシミュレーションを実行し、次の相互作用を調査します。これらの変数は、$z=5.5$での物質分布の特性とシミュレートされたLAFの再イオン化のタイミングと関係しています。観測可能なLy$\alpha$パワーでは$k<0.1$s/kmで10%以内の収束が達成されますが、$k$が大きくなると最大20%の偏差が見られます。後の再電離では密度場により小さな構造が保持されますが、熱広がりが大きいため、初期($z=9$)と後の再電離($z=6$)の間でLAF出力の収束にはほとんど差がありません。$z\sim5.5$では、$k<0.1$s/kmでのLAFパワーの収束には10kpcの分解能が必要であるが、より高い$k$モードではより高い分解能が必要であり、再イオン化のタイミングは現実的な光加熱を考慮すると、収束には大きな影響を与えません。
| Title |
Power_spectrum_in_the_cave |
| Authors |
Alvise_Raccanelli_(1,2,3,4),_Zvonimir_Vlah_(5,6,7)_((1)_University_of_Padova,_(2)_INFN_Padova,_(3)_INAF_OAPD,_(4)_CERN,_(5)_Ruder_Boskovic_Institute_Zagreb,_(6)_Kavli_Institute_for_Cosmology,_Cambridge,_(7)_DAMTP,_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16278 |
今後の銀河調査では、前例のないレベルの精度で銀河クラスタリングの測定が行われる予定ですが、それには比較的高い精度が必要です。銀河相関の現在のモデルは近似と理想化に依存しており、超精密な測定には不十分である可能性があります。一方で、正確な計算は、実際のデータ分析に効率的に実装するには計算コストが高すぎることが判明しています。私たちは銀河相関の正確かつ正確な形式を提供するプロジェクトを開始し、この論文では不等時間相関の影響を含む3D角パワースペクトルを調査します。等時間の場合の全天の結果の漸近展開を実行することにより、全天と平坦空のスペクトル間の明示的なリンクを確立します。この限界ケースは、メタオブザーバーが4D宇宙全体にアクセスできる場合に測定するであろう理想的なスペクトルと一致します。得られたフラットスカイ展開の主項は、視線に垂直な平面内で唯一の並進不変項ですが、高次の項はこの不変性からの偏差を説明します。私たちは、パワースペクトルを解析的に解き、方程式を完全に制御できる単純化された世界についてそのような補正の動作を研究します。したがって、すべての項の正確な性質と補正の起源を理解することができます。不等時間スペクトルの結論と構造は完全に一般的であり、あらゆる宇宙論における銀河クラスタリングを理解するための教訓と指針として役立つことを強調します。最後に、平らな空の不等時間式は、最大スケールでも、浅い赤方偏移ビンと深い赤方偏移ビンの両方において、一般に採用されている近似よりも著しく正確な全天の計算と一致することを示します。
相互作用するダーク エネルギー カーネルのモデルに依存しない再構築: ビン化およびガウス プロセス
| Title |
Model-independent_reconstruction_of_the_Interacting_Dark_Energy_Kernel:_Binned_and_Gaussian_process |
| Authors |
Luis_A._Escamilla,_Ozgur_Akarsu,_Eleonora_Di_Valentino,_J._Alberto_Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16290 |
宇宙論的なダークセクターは依然として謎に包まれており、探査の可能性が数多くあります。特に興味深いオプションの1つは、暗黒物質と暗黒エネルギーの間の(最小ではない)相互作用シナリオです。この論文では、このシナリオを調査するために、状態方程式とともに相互作用カーネルのビニングモデルとガウスモデルに依存しない再構成を実装しました。BAO、Pantheon+、CosmicChronometersからのデータを使用しながら。再構築プロセスに加えて、私たちの方法論が標準の$\Lambda$CDMモデルに対してどのように機能するかを分析するためのモデル選択を実施しました。私たちの結果は、相互作用カーネルと、副産物としてDEおよびDMにおけるいくつかの振動ダイナミクスのわずかな兆候を明らかにしました。この結果の結果として、DEとDM間のエネルギー伝達の方向の符号変化の可能性と、初期の負のDEエネルギー密度から後期の正のエネルギー密度への移行の可能性が考えられます。私たちの再構成では、標準モデルと比較してデータへの適合性が向上しましたが、ベイジアンの証拠では、追加の自由度による固有のペナルティが示されました。それにもかかわらず、これらの再構成は、複雑さは低いが同様の動作を行う他の物理モデルの基礎として使用できる可能性があります。
地球の歴史を通じたオゾンレベルの気候への影響
私たちの大気中の分子状酸素は、始生代の百万分の一未満から原生代の数パーセントに増加し、最終的に顕生代には現代のレベルに達しました。オゾン層は原生代初期の酸素化によって形成されました。酸素自体は放射能や気候への影響はわずかですが、それに伴うオゾンは地球の気候に重要な影響を及ぼします。3次元大循環モデルであるコミュニティ地球システムモデル(CESM)を使用して、さまざまなレベルのオゾンが地球の気候に及ぼす影響をテストします。CO2が一定に保たれると、地球の平均表面温度はオゾンの減少に伴って低下し、オゾンがほぼ完全に除去されると最大で約3.5K低下します。GCMの結果を1次元の放射束計算で補足することにより、大気のどの変化がこの温度変化の原因であるかをテストすることができます。表面温度の変化は主に、オゾンが存在しない場合には成層圏がはるかに寒くなることが原因であることがわかりました。これにより乾燥が進み、温室効果が大幅に弱まります。また、対流圏上部と成層圏下部の構造が雲の形成や地球循環に及ぼす影響も調べます。オゾンが低い場合、対流圏の安定性の変化により、上層雲と下層雲の両方がより豊富になります。これらは、ほぼ等しい、反対の短波と長波の放射力を生成します。ハドレー循環と対流圏ジェット流は強化される一方、成層圏極ジェットは弱まり、後者は成層圏温度の変化の直接的な結果です。この研究は、地球の大気の進化の重要な部分であるオゾンの主要な気候への影響を特定します。
VLA観測による天王星の極低気圧の証拠
| Title |
Evidence_of_a_Polar_Cyclone_on_Uranus_from_VLA_Observations |
| Authors |
Alex_Akins,_Mark_Hofstadter,_Bryan_Butler,_A._James_Friedson,_Edward_Molter,_Marzia_Parisi,_Imke_de_Pater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15521 |
春北部の天王星のVLAが0.7cmから5cmの観測結果を紹介します。これらの観測により、北緯80度付近の暗いカラーや極中心の明るい点など、数十バーの天王星の北極からの熱放出の詳細が明らかになりました。明るい中央の点は、より浅い圧力での土星と海王星の極発光の観察に似ています。これらの特徴を説明できる温度とNH3/H2Sの存在量の変動を抑制します。極点の輝度温度は、5Kの温度勾配および/または10～20barの間のNH3またはH2S蒸気の10倍の枯渇によって再現できることがわかりました。これは両方とも低気圧極渦の存在と一致しています。極点のコントラストは2015年以降増加している可能性があり、これは深部での天王星の極循環の季節的進化を示唆していると考えられます。
TOI-1130: 内部低質量惑星と共鳴する高温木星の光力学的分析
| Title |
TOI-1130:_A_photodynamical_analysis_of_a_hot_Jupiter_in_resonance_with_an_inner_low-mass_planet |
| Authors |
J._Korth,_D._Gandolfi,_J._\v{S}ubjak,_S._Howard,_S._Ataiee,_K._A._Collins,_S._N._Quinn,_A._J._Mustill,_T._Guillot,_N._Lodieu,_A._M._S._Smith,_M._Esposito,_F._Rodler,_A._Muresan,_L._Abe,_S._H._Albrecht,_A._Alqasim,_K._Barkaoui,_P._G._Beck,_C._J._Burke,_R._P._Butler,_D._M._Conti,_K._I._Collins,_J._D._Crane,_F._Dai,_H._J._Deeg,_P._Evans,_S._Grziwa,_A._P._Hatzes,_T._Hirano,_K._Horne,_C._X._Huang,_J._M._Jenkins,_P._Kab\'ath,_J._F._Kielkopf,_E._Knudstrup,_D._W._Latham,_J._Livingston,_R._Luque,_S._Mathur,_F._Murgas,_H._L._M._Osborne,_E._Pall\'e,_C._M._Persson,_J._E._Rodriguez,_M._Rose,_P._Rowden,_R._P._Schwarz,_S._Seager,_L._M._Serrano,_L._Sha,_S._A._Shectman,_A._Shporer,_G._Srdoc,_C._Stockdale,_T._G._Tan,_J._K._Teske,_V._Van_Eylen,_A._Vanderburg,_R._Vanderspek,_S._X._Wang,_and_J._N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15565 |
TOI-1130は、K矮星の周りにある既知の惑星系であり、8.4日の軌道を周回する巨大ガス惑星TOI-1130cと、軌道を持つ海王星サイズの内部惑星TOI-1130bから構成されています。期間は4.1日。私たちは、進行中のRVフォローアッププログラムの一環として、HARPSおよびPFS分光器を使用してTOI-1130の正確な動径速度(RV)測定値を収集しました。私たちは、HARPSおよびPFSRVの光力学的モデリングと、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)およびTESS追跡観測プログラムからのトランジット測光を実行します。TOI-1130bとTOI-1130cの惑星の質量と半径はMb=19.28$\pm$0.97M$_\oplus$およびRb=3.56$\pm$0.13R$_\oplus$であると決定されます。それぞれ、Mc=325.59$\pm$5.59M$_\oplus$およびRc=13.32+1.55-1.41R$_\oplus$です。これまで検証のみが行われていたTOI-1130bを分光学的に確認しました。2つの惑星が2:1の共鳴構成で小さな離心率を持って公転していることがわかります。これは、高温の木星と内部の低質量惑星が平均運動共鳴状態にある、既知の最初の系です。TOI-1130は、熱い木星の形成経路に挑戦する内部の低質量惑星を持つ、小さいながらも増加している熱い木星の集団に属しています。また、おそらく外側の巨大な伴星の存在による、線形のRV傾向も検出されました。
KMT-2021-BLG-1150Lb: 密に覆われた惑星腐食信号を通じてマイクロレンズ惑星が検出されました
| Title |
KMT-2021-BLG-1150Lb:_Microlensing_planet_detected_through_a_densely_covered_planetary-caustic_signal |
| Authors |
Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Ian_A._Bond,_Andrew_Gould,_Sun-Ju_Chung,_Michael_D._Albrow,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Doeon_Kim,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosame_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15628 |
最近、惑星コースティクスによって引き起こされる惑星信号の解釈におけるさまざまな種類の縮退が報告されています。この研究では、レンズ現象KMT-2021-BLG-1150を分析することにより、十分にカバーされた信号の場合にそのような縮退が持続するかどうかを確認します。このイベントでは、光度曲線が密で連続的にカバーされた短期間の異常を示します。縮退した解を特定するために、レンズパラメータの高密度グリッド検索を実行することにより、パラメータ空間を徹底的に調査します。次に、特定された解決策の間で縮退の重大度を確認します。私たちは、よく知られている内外縮退から生じる一対の惑星解を特定し、異常の解釈が内外縮退以外の縮退の影響を受けないことを発見しました。惑星の間隔(アインシュタイン半径に正規化)とレンズ成分間の質量比の測定パラメータは$(s,q)_{\rmin}\sim(1.297,1.10\times10^{-3})$です。内側の解の場合は$(s,q)_{\rmout}\sim(1.242,1.15\times10^{-3})$が外側の解の場合です。ベイズ推定によると、レンズは質量$M_{\rmp}=0.88^{+0.38}_{-0.36}~M_{\rmJ}$の惑星とその主星から構成される惑星系です。銀河の中心に向かって$D_{\rmL}=3.8^{+1.3}_{離れたところにある質量$M_{\rmh}=0.73^{+0.32}_{-0.30}~M_\odot$-1.2}$~kpc。データギャップとさまざまな観測周期の下で得られたものを模倣するように準備されたモックデータセットを使用して分析を実行することにより、データのギャップがさまざまな縮退解をもたらす可能性があることがわかりますが、観測周期は、次の条件を満たす限り深刻な縮退問題を引き起こしません。異常な特徴を描写することができます。
バージニド複合体に関連する彗星起源の地球近傍小惑星
| Title |
Near-Earth_Asteroids_of_Cometary_Origin_Associated_with_the_Virginid_Complex |
| Authors |
G.I._Kokhirova,_A.I._Zhonmuhammadi,_U.H._Khamroev,_T.J._Jopek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15823 |
バージニア流星流は、毎年2月から5月にかけて一連の流星群を活発に発生させます。特定の親彗星は見つかっていませんが、いくつかのシャワーと地球近傍の小惑星との関連性が以前に確立されており、これらの小惑星の起源が彗星であることが示唆されています。私たちは、バージニー座小惑星・隕石複合体に属するNEAの新たな検索を実行しました。NEAサンプルの軌道進化の計算と関連するシャワーの理論的特徴の決定に基づいて、理論的に予測されたものに近い観測可能な活発なシャワーの探索が実行されました。その結果、29のNEAの予測された雨がバージニド複合体の雨と特定されました。明らかになった関連性は、流れ内を移動しているNEAの彗星の性質を示しており、バージニア座小惑星-流星複合体のより大きな彗星-前駆体の消滅した断片と考えられる可能性がある。
一方ではチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星核内の氷の組成と、他方では昏睡状態における揮発性物質の相対存在量との関係は、彗星核の環境における密度測定の解釈にとって重要である。2015年の出現では、2つのROSINA(イオンおよび中性分析用ロゼッタオービター分光計)センサーCOPS(COmet圧力センサー)とDFMS(二重集束質量分析計)からのその場測定により、14種類のガス種H2Oの探査機位置でのガス密度が決定されました。、CO2、CO、H2S、O2、C2H6、CH3OH、H2CO、CH4、NH3、HCN、C2H5OH、OCS、CS2。我々は、2年間のミッション期間の50の部分間隔について、核の複雑な形状上のガス放出の空間分布を個別に導出します。ガス放出の最も活発な部分が表面で確認されます。これらのパッチからの太陽放射と観測された放出との関係を取得します。放出速度を最小の熱物理モデルと比較して、H2OとCO2の表面活性部分を推測します。北半球(正緯度の場所)ではCO2氷の存在量が減少しており、両半球間の表面近くの氷の組成に特徴的な違いが得られます。67P/C-Gの2つのローブ上の氷の組成に大きな違いは見られません。
ピクセルレベルのシミュレーションから予測されるローマ銀河バルジ時間領域調査のトランジット系外惑星の収量
| Title |
Transiting_Exoplanet_Yields_for_the_Roman_Galactic_Bulge_Time_Domain_Survey_Predicted_from_Pixel-Level_Simulations |
| Authors |
Robert_F._Wilson,_Thomas_Barclay,_Brian_P._Powell,_Joshua_Schlieder,_Christina_Hedges,_Benjamin_T._Montet,_Elisa_Quintana,_Iain_McDonald,_Matthew_T._Penny,_Nestor_Espinoza,_Eamonn_Kerins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16204 |
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡(ローマン)は、NASAの次の天体物理学主力ミッションで、2026年末に打ち上げられる予定です。ローマンの中核となるコミュニティ科学調査の1つとして、銀河バルジ時間領域サーベイ(GBTDS)は100を超える測光データと天文データを収集します。銀河の膨らみにある数百万の星がマイクロレンズ惑星を探します。ローマンが通過を介して系外惑星を検出できる可能性を評価するために、GBTDSで通過惑星のピクセルレベルのシミュレーションを開発し、実施しました。これらのシミュレーションから、ローマンは$\sim$60,000から$\sim$200,000個の通過惑星を発見すると予測します。これは現在知られている惑星よりも1桁以上多いものです。これらの惑星の大部分は近接軌道($a<0.3$au)上の巨大惑星($R_p>4R_\oplus$)ですが、その収量には$\sim$7,000から$\sim$12,000個の小さな惑星($R_p<4R_\oplus$)。小さな惑星の収穫量は、観測の頻度と季節の期間に敏感に依存し、どちらかのパラメーターのわずかな変化に対して$\sim$10～20%程度の変動がありますが、一定の変化が与えられると、一般に調査地域と周期の間のトレードには影響されません。/決済時間。これらの予測は天の川銀河の金属量分布関数に敏感に依存しており、恒星集団と銀河環境の包括的なセットにわたる系外惑星の人口統計を理解する素晴らしい機会を浮き彫りにしています。
| Title |
Detection_of_an_X-ray_quasar_in_a_gravitationally-lensed_z=10.3_galaxy_suggests_that_early_supermassive_black_holes_originate_from_heavy_seeds |
| Authors |
Akos_Bogdan,_Andy_Goulding,_Priyamvada_Natarajan,_Orsolya_Kovacs,_Grant_Tremblay,_Urmila_Chadayammuri,_Marta_Volonteri,_Ralph_Kraft,_William_Forman,_Christine_Jones,_Eugene_Churazov,_Irina_Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15458 |
高赤方偏移クエーサーの観測により、ビッグバンから7億年以内に多くの超大質量ブラックホール(BH)が存在していたことが明らかになりました。しかし、最初のBHの起源は謎のままです。最初のBHの種子は、軽い(つまり、$10-100\\rm{M_{\odot}})$、最初の星の残骸、または重い(つまり、$10^4-10^5\\rm)のいずれかであると仮定されます。{M_{\odot}})$、ガス雲の直接崩壊から発生します。宇宙の非常に早い時期（z>10）に成長するBHを検出することは、種子の起源を調べる最もクリーンな方法を提供します。チャンドラX線天文台からの最近のデータを利用して、クラスターレンズアベル2744の後ろ$z\約10.3$でJWSTによって特定された重力レンズ銀河内でX線発光大質量BHが検出されたことを報告します。とJWSTの観測により、私たちは現在、まさに最初のBHの成長を目撃し、そのホスト銀河の特性を測定することができます。$L_{\rmbol}\sim5\times10^{45}\\rm{erg\s^{-1}}$の光度を持つこの非常に隠されたクエーサーには、$M_{\rmBH}\sim4が隠れています。\times10^7\\rm{M_{\odot}}$BHエディントン限界での降着を仮定します。この質量は、BH質量が主銀河の恒星質量の$\sim$0.1%である局所宇宙で見られるものとは対照的に、その主銀河の推定恒星質量に匹敵します。このような高いBH質量と、ビッグバンからわずか$\sim$500Myrs後のBHと銀河恒星の大きな質量比の組み合わせは理論的に予測されており、そのようなBHが重い種子から発生したという図式と一致しています。
最高の赤方偏移バルマーが $\Lambda$CDM のテストとしてブレイク
| Title |
The_Highest-Redshift_Balmer_Breaks_as_a_Test_of_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_Albert_Sneppen,_Thorbj{\o}rn_Clausen,_Harley_Katz,_Martin_P._Rey,_Jonas_Stahlschmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15459 |
最近の研究では、明るい高赤方偏移銀河の存在と、標準的な宇宙論によって予測されるハロー質量関数との間の緊張関係が報告されています。ここでは、初期の$10^4-10^5M_\odot$バリオンミニハローの形成を調べるために、高赤方偏移のバルマーブレイクの存在を使用した改良されたテストが提案されています。以前のテストとは異なり、これは質量光比、星の初期質量関数、または星形成履歴に依存せず、これらはすべて高い赤方偏移で弱く制約されます。最も単純な$\Lambda$CDM宇宙論モデルを使用して$z=9$で許容される最も強いバルマーブレイクは、理想的な状況下では$D_{4000}\leq1.26$であり、現実的なフィードバックを含めると$D_{4000}\leq1.14$であることを示します。モデル。JWSTソースに適合する現在の測光テンプレートは、$z\gtrsim11$までのより強力なバルマーブレイクアウトの存在を推測しているため、今後の分光学的追跡調査では、これらのテンプレートが高赤方偏移では無効であることが実証されるか、「バニラ」$\Lambda$CDMを超える新しい物理学が示唆されるでしょう。。
LG 型銀河の質量中心特性の探索
現実的な環境における局所群の高解像度宇宙論的シミュレーション、すなわちHESTIAシミュレーションから、天の川銀河(またはアンドロメダ銀河)のような銀河の円盤とそのハローの間に生じる可能性のある位置と運動学的偏差を研究します。私たちは重心(COM)の3次元解析に焦点を当てています。この研究は2つの部分を示しています。まず個々の粒子を考慮して、ディスク中心からの距離に関するCOMの物理的偏差の性質と振幅そのものを追跡します。ダークマターは、あらゆる距離におけるすべての粒子のCOMの動作を支配します。しかし、COMの合計も星のCOMに非常に近いです。重大な合体が存在しない場合、速度オフセットはわずか(10km/s)ですが、位置のシフトはディスクの特性(>10kpc)と比較して重要になる可能性があります。大規模な降着が発生した場合、その不一致は、マゼラン雲の影響下でのMWの最近の発見と同じ程度になります。2番目の部分では、サブハローと衛星のさまざまな個体群の研究に重点が置かれます。衛星がサブハロー集団全体を適切に表現していることを示します。衛星のCOMとホストディスク間の位相空間には強い不一致が存在します。さらに、結果はシミュレーション間で、したがって降着履歴間でも非常に不均一です。最後に、これらの変化は主にいくつかの最も巨大な天体によるものであることを指摘します。
LOFAR 2 メートル スカイ サーベイ: 宇宙の星形成の歴史を電波で見る
| Title |
The_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey:_the_radio_view_of_the_cosmic_star_formation_history |
| Authors |
R._K._Cochrane,_R._Kondapally,_P._N._Best,_J._Sabater,_K._J._Duncan,_D._J._B._Smith,_M._J._Hardcastle,_H._J._A._R\"ottgering,_I._Prandoni,_P._Haskell,_G._G\"urkan,_and_G._K._Miley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15510 |
私たちは、塵とは無関係に星形成活動を探る深い電波連続観測を用いて、宇宙時間の$90$パーセント($0\lesssimz\lesssim4$)にわたる宇宙の星形成史の詳細な研究を発表します。低周波アレイ2メートルスカイサーベイは、よく研究されている3つの銀河系外領域、エライスN1、ボーテス、ロックマンホールを撮影し、$\sim20\,\mu\rm{Jy/beam}$rms感度に達し、$150に達しました。\,\rm{MHz}$。紫外線から遠赤外線の波長までの高品質の補助データが利用できるため、正確な測光赤方偏移と、星を形成する対応物から放射性明るいAGNを確実に分離することが可能になりました。深くて広い視野としっかりと選択された星形成銀河を組み合わせて電波視度関数を構築し、宇宙の星形成速度密度を導き出します。$L_{150\,\rm{MHz}}-での散乱を慎重に制約し補正します。\rm{SFR}$の関係は、$\sim0.3\,\rm{dex}$であることがわかります。私たちが導き出した星形成速度密度は、調査したすべての赤方偏移における以前の測定値の間にあります。$z\sim0$と$z\sim3$は通常、短波長放射から推測されますが、初期の時点では、この不一致は減少します。私たちの測定は、星形成速度のキャリブレーションの違いから生じる小さなオフセットはあるものの、遠赤外線および電波ベースの研究と一般的によく一致しています。
暗黒物質ハローの探査としての核星団: いて座矮小回転楕円体銀河の場合
| Title |
Nuclear_star_clusters_as_probes_of_dark_matter_halos:_the_case_of_the_Sagittarius_Dwarf_Spheroidal_Galaxy |
| Authors |
Robin_Herlan,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti_and_Nadine_Neumayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15517 |
射手座矮小回転楕円体(SgrdSph)銀河は現在、天の川銀河の干満によって降着し、破壊されています。最近の観察では、矮星の中心領域には、金属に乏しい古い星から金属に富む中程度の星、そして若い金属に富む星まで、少なくとも3つの異なる恒星集団が存在することが示されている。中年齢の金属が豊富な集団は銀河の一部であることが確認されているが、最古の集団と最年少の集団はSgrdSph銀河の核星団(NSC)であるM54に属している。M54の古い金属の乏しい構成要素は、最初にその母銀河を周回していた少なくとも1つの崩壊したGCであると解釈されています。最年少の集団は、ホストの中心に到着した後、M54に降着したガスからその場で形成されました。この研究では、観測されたM54の特性を使用して、SgrdSph銀河の内部密度プロファイルの形状を調査します。これを行うために、M54のホストの暗黒物質(DM)ハローの中心に向かうM54の崩壊をシミュレートします。さまざまな中央傾斜を使用してDM密度プロファイルをモデル化し、シミュレーションの結果をM54の構造特性の最新の観察結果と比較します。この比較から、密度プロファイル$\proptor^{-\gamma}$および$\gamma\leq1$を持つDMハローで減衰するGCは、M54で観察されたものと同等の回転信号と平坦化を示すと結論付けます。。代わりに、より急なプロファイルにより、M54の特性に一致しない、回転性が高く、より平坦なNSCが生成されます。
JCMT/SCUBA-2 は、高赤方偏移クエーサーの周囲のメガパーセク規模で $850\μ$m
を超える超過カウントを発見しました。過密度の特徴とクエーサーの Ly$\alpha$ 星雲との位置関係
| Title |
JCMT/SCUBA-2_uncovers_an_excess_of_$850\mu$m_counts_on_megaparsec_scales_around_high-redshift_quasars._Characterization_of_the_overdensities_and_their_alignment_with_the_quasars'_Ly$\alpha$_nebulae |
| Authors |
Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Aura_Obreja,_Chian-Chou_Chen,_Marta_Nowotka,_Michele_Fumagalli,_J._Xavier_Prochaska,_Yujin_Yang,_Zheng_Cai,_Nahir_Mu\~noz-Elgueta_and_Matteo_Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15606 |
私たちは、塵を含んだサブミリ波銀河(SMG)の周囲の分布を明らかにし、特徴付けるために、サブミリ波波長でのhigh-zクエーサーの環境の系統的な調査を実施しました。私たちは、最近のLy$\alpha$調査から選択された赤方偏移範囲2<z<4.2にある3つの巨大なライマンアルファ星雲(ELANe)と17のクエーサー領域について、高感度のJCMT/SCUBA-2観測を行いました。これらの観測により、S/N>4の850$\mu$mおよび450$\mu$mでそれぞれ523個と101個の発生源が発見され、S/N>3で両方の帯域で検出されました。モンテカルロシミュレーションを実行して850$\mu$mの数値カウントを構築し、対象フィールドの75%で過剰なソースを明らかにしました。全体として、ELANeとクエーサーの周囲の領域は、空白フィールドに対して、それぞれ$3.4\pm0.4$と$2.5\pm0.2$の係数で過剰になっています。したがって、過剰なSMGは、これらのシステムの周囲のMpc規模の環境の一部である可能性があります。すべてのフィールドを結合し、半径方向の開口部でカウント分析を繰り返すことにより、$\sim2$cMpc内の>3から調査フィールドの端($\sim10$cMpc)の$\sim2$まで、過密度係数が減少していることがわかります。、過密の物理的範囲が私たちの地図よりも大きいことを示唆しています。私たちは、ソースの位置からSMGの過密度の好ましい方向を計算し、それを使用して方向を定め、クエーサーの環境のソース密度の積み上げマップを作成しました。この積み重ねにより、$\約3$cMpcのスケール幅を持つ大型フィラメントを思わせる細長い構造が明らかになりました。最後に、過密度の方向はLy$\alpha$星雲の長軸とほぼ一致しており、後者がMpc上のSMGによって記述された投影された大規模構造の中心領域を数百kpcで追跡していることを示唆しています。秤。ELANeとクェーサーの周囲のSMGの空間的および運動学的分布をさらに特徴付けるには、SMGのメンバー関連を確認する必要があります。
銀河の化学力学的進化から星の年齢推定を解く
| Title |
Disentangling_Stellar_Age_Estimates_from_Galactic_Chemodynamical_Evolution |
| Authors |
Jeff_Shen,_Joshua_S._Speagle,_J._Ted_Mackereth,_Yuan-Sen_Ting,_Jo_Bovy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15634 |
星の年齢は天の川銀河の形成史を決定する鍵となりますが、正確に測定することは困難です。さらに、化学存在量を使用して年齢を推測する方法は、恒星の固有の進化と銀河の化学力学的進化とを絡み合わせる可能性がある。この論文では、恒星の年齢を確率的に予測するためのフレームワークを提示し、SHAP値を使用してそれらの予測に対する恒星の進化と銀河の化学進化の両方の寄与を定量化します。この解釈可能な予測フレームワークを、さまざまな進化段階にある星を含む模擬天の川サンプルと、APOGEEで模擬された赤い塊状星のサンプルの両方に適用します。前者の場合、星の進化が年齢推定の主要な要因であるのに対し、後者の場合、より限定された進化情報により、モデルは化学進化モデルを通じて年齢を代用することがわかりました。我々は、非固有の銀河化学情報を使用した結果、年齢と金属量の関係など、予測年齢で推定された傾向が真実から逸脱する可能性があることを示します。
イオン化ガス排出量を追跡する乙女座環境調査 (VESTIGE) XV。おとめ座星団のアルファ光度関数
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE)_XV._The_Halpha_luminosity_function_of_the_Virgo_cluster |
| Authors |
A.Boselli,_M.Fossati,_P.Cote,_J.C.Cuillandre,_L.Ferrarese,_S.Gwyn,_P.Amram,_M.Ayromlou,_M.Balogh,_G.Bellusci,_M.Boquien,_G.Gavazzi,_G.Hensler,_A.Longobardi,_D.Nelson,_A.Pillepich,_J.Roediger,_R.Sanchez-Jansen,_M.Sun,_G.Trinchieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15919 |
私たちは、VESTIGE調査中に収集された384個の銀河の深部狭帯域イメージングデータの完全なセットを使用して、R200内の乙女座銀河団の最初のアルファ光度関数(LF)を導き出します。このデータにより、HalphaLFのダイナミックレンジ全体(10^36<LHa<10^42ergs^-1)をカバーできるようになります。[NII]汚染と粉塵の減衰について補正した後、データを使用して10^-4<SFR<10Moyr^-1の範囲のSFR関数を導き出します。これらのLFは、他の周波数で導き出されたもの、またはおとめ座、他の近くの星団や高誘電率星団、野外の星形成のさまざまなトレーサーを使用して導出されたもの、およびIllustrisTNG宇宙論的流体力学シミュレーションによって予測されたものと比較されます。おとめ座星団のアルファLFは、10^38.5<LHa<10^40.5ergs^-1の範囲ではかなり平坦(a=-1.07)であり、より低い光度では急激に減少します。他の近くのクラスターやフィールドについて導出されたものと比較すると、シェクター関数の傾きと特性光度は、システムの動的質量、X線ガスの温度、および動的エネルギーの関数として変化します。銀河団内物質内を高速で移動する銀河の星間物質にかかる圧力。これらすべての傾向は、周囲の媒質との流体力学的相互作用により大規模クラスター内でSFの活動が低下するというシナリオで説明でき、ラム圧力ストリッピングが動的クラスターの局所銀河進化に影響を与える主要な機構であることを再度示唆している。質量M200>10^14Mo。IllustrisTNG宇宙論的流体力学シミュレーションとの比較では、分布の暗い端でより顕著な減少が示されています。おとめ座が同様の質量の典型的な近くの銀河団の代表である場合、この違いは、これらの環境でシミュレートされた銀河における剥離プロセスが観測されたものよりも効率的であることを示唆しています。
平滑化粒子磁気流体力学シミュレーションにおける星形成環境 I: 塊の抽出と特性
| Title |
Star-forming_environments_in_smoothed_particle_magnetohydrodynamics_simulations_I:_Clump_extraction_and_properties |
| Authors |
James_Wurster_and_Connar_Rowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15923 |
星を形成する塊の性質は何ですか?観察により、これらは多くの物理的プロセスによって変更され、影響を受けている混沌とした環境であることが明らかになりました。ただし、数値シミュレーションでは、これらの初期の星形成塊が理想化されたオブジェクトであると定義されることがよくあります。この論文では、以前の低質量星団シミュレーションから抽出された109個の星形成塊を定義し、分析します。塊を定義するには、シミュレーション内で星に結合または降着したすべてのガスを特定し、臨界密度まで減少するまで時間を遡ってガスを追跡します。このガスとその隣接するガスは、星を形成する塊として定義されます。私たちの凝集塊の質量範囲は$0.15\lesssimM/$M$_\odot\lesssim10.2$ですが、各凝集塊内の密度範囲は2～4桁にも及びます。ガスの密度分布は滑らかではなく、高度に構造化されていることを示しています。塊は乱流であり、一貫した回転がありません。親雲の初期磁場強度とは無関係に、すべての塊は同様の範囲の磁場強度を生成します。塊の磁場は秩序化されていますが、親雲の初期の場の形状を反映していません。一般に、ほとんどの塊のプロパティは塊の質量にわずかな傾向がありますが、親雲のプロパティとは独立しています(または非常に弱く依存するだけです)。私たちは、星はさまざまな環境から生まれ、普遍的な星塊を形成する単一の星は存在しないと結論付けています。
SgrA* の恒星円盤からの中質量ブラックホールの抑制
| Title |
Constraining_intermediate-mass_black_holes_from_the_stellar_disc_of_SgrA* |
| Authors |
Jean-Baptiste_Fouvry_and_Mar\'ia_Jos\'e_Bustamante-Rosell_and_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15998 |
超大質量ブラックホールの周りで進化する恒星は、その軌道方向が効率的に拡散するのを観察します。これは「ベクトル共鳴緩和」と呼ばれるプロセスです。特に、同じ円盤内の星、つまり方向が隣接している星は、この確率過程を通じてゆっくりと互いに拡散します。我々は、(i)この希釈の効率に関する詳細な速度論的予測と、(ii)天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールであるSgrA*の周囲の恒星円盤の最近の観測を共同して使用し、SgrA*の未観測を抑制します。星団。特に、私たちは中間質量ブラックホールの集団が恒星円盤の生存可能性に及ぼす影響を定量的に調査しています。
星間CO氷上で複雑な有機分子が形成される?計算化学シミュレーションからの洞察
| Title |
Formation_of_complex_organic_molecules_on_interstellar_CO_ices?_Insights_from_computational_chemistry_simulations |
| Authors |
Stefano_Ferrero,_Cecilia_Ceccarelli,_Piero_Ugliengo,_Mariona_Sodupe_and_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16116 |
炭素($^3$P)原子は、実験室実験や理論計算によれば、星間氷成分と凝縮する反応性種です。この事実は、星間物質(ISM)の化学にとって非常に重要です。なぜなら、縮合反応には障壁がなく、その後形成される種は開殻特性を考慮すると依然として反応性であるためです。COが豊富な氷上の炭素凝縮により\ch{C=C=O}($^3$$\Sigma$$^-$)種が形成され、これは簡単に2回水素化されてケテン(H$_2$CCO)を形成します。。ケテンは地上条件では非常に反応性が高く、通常は化学合成実験室で単離するのが難しい中間体として見つかります。これらの特徴は、ケテンが二段階プロセス、すなわち活性化とそれに続くラジカル-ラジカルカップリングを介して星間複合有機分子（iCOM）を形成するための優れた候補である可能性があることを示唆しています。この研究では、CO豊富な氷モデル上のケテンと原子状H、およびOHとNH$_2$ラジカルの間の反応が、ISMで好ましいかどうかを評価するための速度論的計算によって補完された量子化学計算によって調査されました。結果は、OHおよびNH$_2$との反応が活性化エネルギー($\geq$9kJ/mol)外部プロセスがシステムにエネルギーを供給しない限り、ISM条件で克服するのは困難です。したがって、アセトアルデヒド(CH$_3$CHO)と、おそらくさらなる水素化によるエタノール(CH$_3$CH$_2$OH)の生成が、ユニークな合成経路として考えられます。さらに、CO氷上のOHとNH$_2$の計算された比較的大きな結合エネルギーから、ゆっくりとした拡散が予想され、CH$_3$COとのラジカル-ラジカルカップリングの可能性が妨げられる。これらの発見の天体物理学的意味については、今後のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測を考慮して議論されます。
深層 JWST データからの z ~ 4-8 における銀河の微光端の恒星の質量関数に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_Faint_End_of_the_Galaxy_Stellar_Mass_Function_at_z_~_4-8_from_Deep_JWST_Data |
| Authors |
Rafael_Navarro-Carrera,_Pierluigi_Rinaldi,_Karina_I._Caputi,_Edoardo_Iani,_Vasily_Kokorev,_Sophie_E._van_Mierlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16141 |
ハッブルウルトラディープフィールド（HUDF）とUKIDSSウルトラディープサーベイフィールドのJWST画像から選択された赤方偏移z〜3.5とz〜8.5の間の3300個の銀河のサンプルを分析します。これには、〜10^8Msunup程度の低い恒星質量を持つ天体も含まれます。z~8まで。JWSTデータの深さと波長の範囲により、このような高Z低恒星質量銀河の堅牢な恒星質量を個別に導き出すことが初めて可能になりました。CANDELSからの補助データでサンプルを補完し、高い恒星質量(M>M*)でGMSFを制約した後、銀河恒星質量関数(GSMF)を計算します。我々の結果は、低恒星質量端の傾き(a)が赤方偏移により急勾配になり、z~4ではa=-1.61(+/-0.05)、z~7ではa=-1.98(+/-0.14)であることを示しています。また、正規化phi*がz~7からz~4に進化し、phi*(z~4)/phi*(z~7)=130(+210/-50)となることも観察されます。私たちの研究には、誤差分布の歪みを考慮しながら、星の質量と赤方偏移の両方に依存する可能性を考慮したエディントンバイアスの推定のための新しい方法が組み込まれています。私たちは最終的に、結果として得られる宇宙恒星の質量密度を計算し、以前の研究よりも赤方偏移による平坦な進化を発見しました。
6 つの若い Ia 型超新星の電波観測
| Title |
Radio_Observations_of_Six_Young_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
C._E._Harris,_Sumit_K._Sarbadhicary,_L._Chomiuk,_Anthony_L._Piro,_D._J._Sand,_and_S._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15481 |
Ia型超新星(SNeIa)は重要な宇宙論的ツールであり、連星進化の探査機であり、宇宙の金属濃縮に貢献しています。しかし、それらを生み出す連星系の明確な理解は依然として得られていない。この研究では、ジャンスキー超大型アレイによって撮影された6つの近く(40Mpc以内)のSNeIaの初期(爆発後10日以内の最初の観測)の電波観測を紹介します。噴出物と星周物質（CSM）の間の相互作用。これらの初期観測の2つの動機は、(1)低密度の風の存在を抑制すること、および(2)早期に光/紫外線過剰が観測されたSNeIaに追加の調査手段を提供することです。CSMの相互作用によるものです。どのターゲットからも電波の放射は検出されません。私たちの最初の目的に向けて、これらの不検出により、共生連星や強く降着する白色矮星からの風を除外するSNeIaのサンプルがさらに増加します。2番目の目的では、CSMのコンパクトなシェルと相互作用するSNIaからの電波放射を調査するための放射流体力学シミュレーションを提示します。そして、衝撃波の発生後に衝撃を受けたシェルが急速に膨張したにもかかわらず、相対論的電子は生き残って電波放射を生成できないことがわかりました。モデルの仮定の影響は、風力シェルとコンパクトシェルの両方の結論について議論されています。
中間極星の軌道周期と絶対等級の関係: 低状態とバーストへの影響
| Title |
The_Orbital_Period_vs._Absolute_Magnitude_Relationship_of_Intermediate_Polars:_Implications_for_Low_States_and_Outbursts |
| Authors |
Koji_Mukai_and_Magaretha_L._Pretorius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15494 |
時間領域天文学の最近の進歩により、一般に部分降着円盤を介して降着する磁気激変変数のサブタイプである中間極についての新たな観測的洞察がもたらされました。これらの新しい発見には、スーパーハンプ、低状態、およびバーストの検出が含まれます。ただし、これらの研究は主に相対測光に依存しています。ここでは、確認された中間極星の絶対G等級を表にし、それらを公転周期に対してプロットし、その結果を静止時と爆発時の矮新星の同様の研究と比較します。この演習は、中間極の2つの異なる光度クラスの存在を示唆しており、低状態とバーストの研究にとって実用的かつ物理的な意味を持ちます。特に、短いバーストを示す光学発光システムのうちの2つがスーパーハンプを示すことも観察され、それらが同じ根底にあるメカニズムによって引き起こされている可能性があることを示唆していることを指摘します。
中性子星低質量X線連星GX 349+2の広帯域分光時間研究
| Title |
Broadband_spectro-temporal_investigation_of_neutron_star_low-mass_X-ray_binary_GX_349+2 |
| Authors |
Unnati_Kashyap_(IIT_Indore,_India),_Manoneeta_Chakraborty_(IIT_Indore,_India),_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India),_Biki_Ram_(IIT_Indore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15607 |
AstroSatとNICERを使用したZ型中性子星(NS)低質量X線連星(LMXB)GX349+2のブロードバンド調査を報告します。AstroSatは、NICER観測中に、正常分岐(NB)/フレア分岐(FB)頂点およびフレア分岐(FB)に大規模な変動と緩やかな進化を示す源を観測しました。パワースペクトルは、べき乗則と進化するローレンツ関数によって記述される、超低周波ノイズ(VLFN)および低周波ノイズ(LFN)/フレアブランチノイズ(FBN)を示します。私たちは、変動成分のエネルギー依存性とスペクトル状態との相関を調査して、その起源を探ります。GX349+2の結合スペクトルは、2つの熱成分と1つの非熱成分によってモデル化されています。降着速度の増加、NS境界層のさらなる加熱、円盤境界層界面/NS表面の明るくなったホットスポットの温度/半径の増加に伴い、ソースはZトラックに沿って移動します。べき乗則はハード非熱コロナ放射をよく表します。重力赤方偏移によって予測されたように、NICERスペクトルで検出された線エネルギーと、スピアマン順位相関係数1の円盤内部半径との間に相関関係があることがわかりました。この相関関係を使用して、降着するコンパクト天体を拘束する方法の可能性を実証します。進化する連続体および線分光法を含む特性。我々は、NSLMXBの降着円盤に由来するVLFNの証拠を提供するハードラグの最初の検出を報告し、円盤を通る伝播の変動を表しています。
NICER を使用して、高温亜矮星 HD 49798 の X 線脈動コンパニオンのタイミングを測定する
| Title |
Timing_the_X-ray_pulsating_companion_of_the_hot-subdwarf_HD_49798_with_NICER |
| Authors |
Michela_Rigoselli,_Davide_De_Grandis,_Sandro_Mereghetti,_and_Christian~Malacaria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15845 |
HD49798は、X線源RXJ0648.0-4418を使用して1.55日の軌道を周回するOスペクトル型の高温亜矮星であり、自転周期13.2秒のコンパクトな天体です。私たちは、NICER機器からの最近のデータをXMM-NewtonおよびROSATからのアーカイブデータと結合して使用し、約30年にわたる位相接続タイミングソリューションを取得します。光学観察によって決定されたパラメータに依存していたこれまでの研究とは対照的に、新しいタイミングソリューションはX線データのみを使用して導き出すことができました。コンパクトな物体がPdot=-2.28(2)x10^-15s/sで着実に回転していることを確認し、コンパクトな物体の投影された長半径の精密な測定値aXsini=9.60(5)光秒を取得します。これにより、系の傾きと質量をi=84.5(7)deg、MX=1.220(8)Msun、Mopt=1.41(2)Msunとして求めることができます。また、変動の証拠を見つけることなく、軟X線パルス束の長期(〜年)および軌道変動の可能性についても研究します。新しい発見に照らして、我々はこのコンパクトな天体の性質について議論し、亜音速のプロペラ領域に中性子星の可能性はありそうもないが、巨大な白色矮星への亜矮星の風の降着は観測された光度と観測された明るさを説明できると結論づけた。風速約800km/sのスピンアップ速度。
MASTER OT J030227.28+191754.5: 巨大酸素ネオン白色矮星系にある矮新星?
| Title |
MASTER_OT_J030227.28+191754.5:_a_dwarf_nova_at_a_massive_oxygen-neon_white-dwarf_system_? |
| Authors |
Mariko_Kimura,_Kazumi_Kashiyama,_Toshikazu_Shigeyama,_Yusuke_Tampo,_Shinya_Yamada_and_Teruaki_Enoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15994 |
2021年から2022年のバースト中の矮新星MASTEROTJ030227.28$+$191754.5の{\itNICER}と{\itNuSTAR}の観測のタイミングとスペクトル解析の結果を紹介します。軟X線成分は、温度$\sim$30eVの黒体放射が支配的であることが判明し、顕著な酸素輝線とネオン輝線も示されました。黒体の明るさは理論的予測と一致する10$^{34}$ergss$^{-1}$を超え、その後3.5日で1桁以上減少した。中心白色矮星(WD)を囲む光学的に薄い冠状領域の酸素とネオンの推定存在量は、それぞれの太陽の値よりも数倍高い。決定的ではないが、存在量の濃縮はWDに由来する可能性があり、主に酸素とネオンで構成されている可能性があることを示しています。黒体輻射がWDと降着円盤の間の帯状の境界層から来ると仮定すると、WDの半径は$(2.9\pm1.1)\times10^{8}$cmと推定され、これはWDに相当します。質量範囲は1.15～1.34$M_{\odot}$です。降着がさらに$\sim$Gyr継続すると、WDは降着に起因する中性子星への崩壊を経験し、いわゆるブラックウィドウパルサー系を形成する可能性があります。
宇宙線パズルの解決策?
最近の観測は、高エネルギー宇宙線(CR)とガンマ線バースト(GRB)の大部分が、恒星物質のプラズモイドの高度に相対論的なジェットによって同時に生成されるという有力な証拠を提供しています。これらのジェットは、超新星が伴うかどうかに関係なく、剥ぎ取られたエンベロープ大質量星の核崩壊で新しく誕生した中性子星や恒星ブラックホールのフォールバック物質によって発射されます。プラズモイド内の電子は主にその経路上の光子の逆コンプトン散乱によってGRBパルスを生成し、荷電粒子の磁気反射によって高エネルギー宇宙線が生成されます。
OJ 287 のスペクトル変化について -- I: 最も低い X 線状態での粒子スペクトル -- 光学紫外で拡張され、X 線で硬い
| Title |
On_the_Spectral_Changes_of_OJ_287_--_I:_Particle_Spectrum_during_the_Lowest_X-ray_state_--_extended_at_Optical-UV_and_Hard_at_X-rays |
| Authors |
Pankaj_Kushwaha_(IISER-Mohali) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16144 |
ブレイザー光学-UV放射は、基礎となる粒子分布に直接関係する観察されたスペクトル形状を備えたシンクロトロンです。今回我々は、べき乗則光子スペクトル指数$\rm2.71\pm0.03$を持ち、記録された最低のX線束状態のX線帯域まで続く拡張光学UVスペクトルの発見を報告します。Swift機能によるBLRacetraeオブジェクトOJ287。X線でのシンクロトロンの寄与を考慮すると、べき乗則光子スペクトル指数$\rm1.22\pm0.22$を持つX線スペクトルが見つかりました。これは、この線源について報告されている最も難しいX線スペクトルです。推定されたX線スペクトルは、Swift-BATデータの研究からハードエネルギーで報告されたスペクトルと一致しています。さらに、このX線スペクトルは、低および中間の光束状態で対応する光学-UV連続体と組み合わせると、ほとんどの平坦なX線スペクトルを自然に再現することを発見しました。これは、ほとんどのX線スペクトル変化の主な要因がシンクロトロンであることを意味します。ソースのLBL状態。明るい段階での紫外光スペクトルの急峻な増加/カットオフと組み合わせると、拡張されたスペクトルは、大規模なジェット放出に関連している可能性があるはるかに大きな放出領域を示します。光学的なUVとX線を合わせて、$\rm1.44\pm0.40$および$\rm4.42\pm0.06$の低エネルギーおよび高エネルギーべき乗則粒子スペクトル指数を使用して、観測された広帯域発光に必要な完全な粒子分布を追跡します。それぞれ。
Advanced LIGOとAdvanced Virgoの第3回観測中に核崩壊超新星が放出する重力波の光学的標的探索
| Title |
An_Optically_Targeted_Search_for_Gravitational_Waves_emitted_by_Core-Collapse_Supernovae_during_the_Third_Observing_Run_of_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo |
| Authors |
Marek_J._Szczepa\'nczyk,_Yanyan_Zheng,_Javier_M._Antelis,_Michael_Benjamin,_Marie-Anne_Bizouard,_Alejandro_Casallas-Lagos,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Derek_Davis,_Dorota_Gondek-Rosi\'nska,_Sergey_Klimenko,_Claudia_Moreno,_Martin_Obergaulinger,_Jade_Powell,_Dymetris_Ramirez,_Brad_Ratto,_Colter_Richarson,_Abhinav_Rijal,_Amber_L._Stuver,_Pawe{\l}_Szewczyk,_Gabriele_Vedovato,_Michele_Zanolin,_Imre_Bartos,_Shubhagata_Bhaumik,_Tomasz_Bulik,_Marco_Drago,_Jos\'e_A._Font,_Fabio_De_Colle,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_V._Gayathri,_Brennan_Hughey,_Guenakh_Mitselmakher,_Tanmaya_Mishra,_Soma_Mukherjee,_Quynh_Lan_Nguyen,_Man_Leong_Chan,_Irene_Di_Palma,_Brandon_J._Piotrzkowski,_Neha_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16146 |
我々は、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測中に30Mpc以内で光学的に観測された核崩壊超新星に関連する重力波過渡状態の探索の結果を紹介します。核崩壊超新星に関連する重力波は確認されていない。次に、考えられるさまざまな重力波放射の検出効率を報告します。ニュートリノ駆動の爆発の場合、検出効率が50%に達する距離は最大8.9kpcですが、より高エネルギーの磁気回転駆動の爆発は、より長距離でも検出可能です。ブラックホール形成の選択されたモデルに到達する距離と、量子色力学の相転移も提供されます。次に、コア崩壊超新星エンジンを50Hzから2kHzまでの広い周波数範囲にわたって制限します。重力波エネルギーと光度放射の上限は、$10^{-4}\,M_\odotc^2$および$5\times10^{-4}\,M_\odotc^2までの低周波数です。それぞれ$/秒。原中性子星の楕円率の上限は、高周波数では5まで下がります。最後に、得られた結果とLIGOとVirgoの1回目と2回目の観測実行のデータを組み合わせることで、極端放出モデルのパラメーター空間の制約を改善します。具体的には、長期持続バーモードモデルの原中性子星の楕円率は、高周波数での長時間放射（1秒）では1まで低下します。
ターゲットを絞ったSETI観測における偏光基準
| Title |
Polarization_Criteria_in_Targeted_SETI_Observation |
| Authors |
Jian-Kang_Li_and_Yu_Chen_and_Zhen-Zhao_Tao_and_Xiao-Hang_Luan_and_Tong-Jie_Zhang_and_Bo-Lun_Huang_and_Xiao-Hui_Sun_and_Vishal_Gajjar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15715 |
このレターでは、偏波の特徴を利用して地球外知能(ETI)信号と無線周波数干渉(RFI)信号を区別する新しい方法を提案します。ストークスパラメータの直線偏光成分は、ETI信号の場合は視差角とともに正弦波状に変化する必要がありますが、そのような直線偏光成分は地上RFIでは比較的安定したままである必要があります。このような正弦波の変化を目撃するには、通常、少なくとも4～8時間の観察時間が必要です。地球外知性探求における偏光(SETI)を利用すると、系外惑星の居住可能性に関連するM型星の電波恒星バーストを研究することもできます。周波数ドリフト法と比較して、偏光法は信号識別に必要な観測時間を効果的に短縮でき、信号識別プロセスも改善できます。
Radio Galaxy Zoo: 自己教師あり学習による電波天文学の多目的基礎モデルの構築
| Title |
Radio_Galaxy_Zoo:_Building_a_multi-purpose_foundation_model_for_radio_astronomy_with_self-supervised_learning |
| Authors |
Inigo_V._Slijepcevic,_Anna_M._M._Scaife,_Mike_Walmsley,_Micah_Bowles,_O._Ivy_Wong,_Stanislav_S._Shabala,_Sarah_V._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16127 |
この研究では、インスタンス微分による自己教師あり学習を適用して、電波天文学で使用するための堅牢な多目的表現を学習します。配布内の分類ケースではほとんどのラベルボリューム、配布外のケースではすべてのラベルボリュームについて、ベースラインの教師付き分類パフォーマンスを統計的に有意なマージンで上回っており、モデルに応じてテストセットの誤差が最大5%削減されます。ラベルの容量:5%から2%。私たちのモデルは、非常に少ないラベルでも高い分類精度を維持でき、145個のラベルだけを使用した場合の誤差はわずか7.79%です。さらに、基盤モデルを使用することで、ユーザーがそれぞれの予算に応じてコンピューティング、人間によるラベル付けのコスト、テストセットの精度を効率的にトレードオフでき、さまざまなシナリオで効率的な分類が可能になることを実証します。ラベル付きデータとラベルなしデータを視覚化すると、モデルの表現空間がソースの角度範囲などのソースの物理的特性に基づいて構造化されていることを示します。類似性検索を実行し、ラベルのないRGZDR1データセット内のハイブリッドソースを見つけることにより、利用可能なラベルがない場合でも、学習された表現が科学的に有用であることを示します。私たちは、優れた拡張設計とハイパーパラメーターの選択が最高のパフォーマンスの達成に役立つことを示し、一方で、自己教師付き事前トレーニングからメリットを得るために最適なハイパーパラメーターは必要ないことを強調します。
Zwicky 一時施設向けの新しい強制測光サービス
| Title |
A_New_Forced_Photometry_Service_for_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Frank_J._Masci,_Russ_R._Laher,_Benjamin_Rusholme,_David_Shupe,_Roberta_Paladini,_Steve_Groom,_and_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16279 |
IPAC/CaltechのZTFScienceDataSystemTeamによって開発および保守されているZwickyTransientFacility(ZTF)ForcedPhotometryService(ZFPS)について説明します。このサービスは、サブスクリプション後に一般公開されます。ZFPSは2020年初頭から稼働しており、無数の科学プログラムで出版品質のライトカーブを生成するために使用されています。ZFPSは最近アップグレードされ、ユーザーが1回のWebアプリケーション送信でリクエストごとに最大1500の空の位置の強制測光ライトカーブをリクエストできるようになりました。基盤となるソフトウェアは、並列処理アーキテクチャを活用するために再コード化されており、最も計算量の多いコンポーネントはCで書き直され、利用可能なハードウェアに合わせて最適化されています。ZTF処理クラスターは66個の計算ノードで構成され、それぞれが少なくとも16個の物理コアをホストします。計算ノードは通常、ZTF調査データの夜間のリアルタイム処理後、および他のアドホック処理タスクが完了した後はアイドル状態になります。したがって、IPAC/CaltechのZFPSと関連インフラストラクチャにより、数千の強制測光ライトカーブを豊富な品質メトリクスとともに生成できるようになり、科学的利用に先立って低品質データの分析とフィルタリングが容易になります。
磁性連星の長期双極子間安定性
| Title |
Secular_dipole-dipole_stability_of_magnetic_binaries |
| Authors |
Christopher_Aykroyd_(1),_Adrien_Bourgoin_(1,_2),_Christophe_Le_Poncin-Lafitte_(1),_St\'ephane_Mathis_(2),_Marie-Christine_Angonin_(1)_((1)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_LNE,_61_avenue_de_l'Observatoire,_75014_Paris,_France_and_(2)_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_CEA,_CNRS,_AIM,_F-91191,_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15429 |
初期型の星、白色矮星、中性子星のかなりの部分に強力で大規模な安定した磁場の存在が十分に確立されています。それにもかかわらず、これらのフィールドの起源は未解決のままであり、化石フィールド、合併、および主なメカニズムとしてのせん断駆動ダイナモを主張する主要な命題が存在します。さらなる洞察のための潜在的な鍵は、連星との関連にある可能性があります。特に、磁性は連星の長期的な軌道および回転力学に役割を果たす可能性があります。重力波天文学では、LISAやアインシュタイン望遠鏡などの今後登場する検出器の高度な感度により、磁気特性を含むコンパクトな系の軌道螺旋の特性評価が可能になります。重力波信号を解釈し、校正バイアスを回避するには、これらのシステムにおける磁気のダイナミクスを包括的に理解する必要があります。さらに、この知識は、新しい磁気個体群モデルを作成し、内部磁場の性質についての洞察を提供するために使用できます。この研究の目的は、強力で安定した双極子場を持つ星に焦点を当て、純粋な磁気双極子相互作用の下での連星系の永年スピン歳差運動ダイナミクスを調査することです。スピン方程式に対して軌道平均化手順を採用し、効果的な永年記述を取得します。磁気エネルギーを最小限に抑えることで、平衡状態を導き出します。我々は、4つの状態のうち、1つの星のスピン軸と磁軸が伴星に対して反転し、軌道面に直交している状態だけが安定であることを示します。私たちの長期安定性の結果は、軌道運動を無視する傾向にある通常の方法とは一致しません。最後に、平衡状態から外れた系の解析ソリューションを提供します。これは、重力波天文学の文脈で永年軌道進化を導き出すために使用できます。
T CrA の光学禁止輝線分光測量法: 複数のシステムと複数のジェットの証拠
| Title |
Optical_Forbidden_Emission_Line_Spectro-astrometry_of_T_CrA:_Evidence_for_a_Multiple_System_and_Multiple_Jets |
| Authors |
Emma_Whelan,_Aisling_Murphy_and_Ilaria_Pascucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15537 |
分光天文法は、若い中間質量星TCrAのエシェルスペクトルに適用されます。その目的は、TCrAからの[OI]および[SII]放射の起源をより深く理解し、MHD円盤風の信頼できるトレーサーの探索に対する分光天文法の有用性をさらに探ることです。分析の結果、小規模で湾曲したジェットが東西方向に空の面に平行に傾いていることが明らかになりました。このジェットの傾きにより、禁断の輝線が低速成分として分類されました。したがって、分光天文学はここで、エッジオンディスクに近い場合には空間情報が必要であることを強調しています。ジェットの位置角度は降着円盤の位置角度と垂直ではなく、TCrAによって引き起こされた可能性のある流出の古い観測とも一致しません。5-10$\times$10$^{-8}$\Msun/yrの質量流出率は、中質量星の範囲内にあります。我々は、複数の流出がTCrAシステムによって引き起こされており、TCrAからの流出の最初の検出とここで提示されたデータに見られる曲率はシステムの多重性による可能性が高いと結論付けています。
アルマ望遠鏡で爆発する原始星 HBC 494 のバイナリ成分を解明
| Title |
Resolving_the_Binary_Components_of_the_Outbursting_Protostar_HBC_494_with_ALMA |
| Authors |
Pedro_Henrique_Nogueira,_Alice_Zurlo,_Sebasti\'an_P\'erez,_Camilo_Gonz\'alez-Ruilova,_Lucas_A._Cieza,_Antonio_Hales,_Trisha_Bhowmik,_Dary_A._Ru\'iz-Rodr\'iguez,_David_A._Principe,_Gregory_J._Herczeg,_Jonathan_P._Williams,_Jorge_Cuadra,_Mat\'ias_Montesinos,_Nicol\'as_Cuello,_Prachi_Chavan,_Simon_Casassus,_Zhaohuan_Zhu,_Felipe_G._Goicovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15647 |
エピソード的降着は、強化された降着の突然の爆発を特徴とする低質量プレメインシーケンス現象です。これらの天体は、FUorと呼ばれる高レベルの降着が数十年以上続く原始星と、EXorと呼ばれるより短く反復的なバーストを伴う原始星という2つに分類されます。HBC494は、オリオン分子雲に埋め込まれたFUorオブジェクトです。以前のアタカマ大型（サブ）ミリ波アレイ（ALMA）連続体観測では、解像度0.''2で円盤の非対称性が示されました。ここでは、~0.''03での追跡観察を示し、システムを2つの成分、HBC494N(一次)とHBC494S(二次)に分解します。周回ディスクは検出されませんでした。両方の円盤は、推定分離距離~0.''18(75au)で解決されます。それらの投影寸法は、HBC494Nの場合は84+/-1.8x66.9+/-1.5マス、HBC494Sの場合は64.6+/-2.5x46.0+/-1.9マスです。円盤はほぼ一直線に並んでおり、同様の傾きを持っています。観測結果は、一次星が二次星よりも約5倍明るく、より質量があり、約2倍大きいことを示しています。北の成分はFUorと同様の質量を持っているのに対し、南の成分はEXorと同様の質量を持っていることがわかります。HBC494ディスクの個々のサイズは、単一の噴出YSOよりも小さいことが示されています。この研究では、12CO、13CO、およびC18O分子線の観察も報告します。大規模では、12CO排出は双極性の流出を示しますが、13COとC18Oマップはシステムの周りで回転して流入するエンベロープを示します。より小さい縮尺では、12COおよび13COモーメントゼロマップは、連続体円盤の領域内の空洞を示しており、これは、連続体の過剰な引き算または低速で動くジェットおよび視線に沿った化学的破壊を示している可能性があります。
RNO 54 のスター -- 短くかすかなジェットを備えたポスト FUor?
| Title |
The_star_in_RNO_54_--_a_post-FUor_with_short_faint_jet? |
| Authors |
T.Yu._Magakian_(1),_T.A._Movsessian_(1),_H.R._Andreasyan_(1),_A.V._Moiseev_(2)_and_R.I._Uklein_(2)_((1)_Byurakan_Astrophysical_Observatory,_NAS_RA,_(2)_Special_Astrophysical_Observatory,_RAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15834 |
本研究の目的は、彗星星雲RNO54にある珍しい前主系列星のスペクトル分析であり、この星はFUoriのような天体であると複数の研究者によって疑われていました。私たちは、SCORPIO-2マルチモードフォーカルレデューサーを備えた6m望遠鏡で星のロングスリット分光法を実行しました。私たちは、この星から、おそらく星雲楕円の長軸の方向を向いている、短く($\sim4$arcsecまたは$\sim6000$AU)の微弱な発光衝撃励起ジェットを発見しました。この星のスペクトル型はG0-2IIと推定されています。FUori様スペクトルを示す代表的な吸収LiI線の分裂が確認されています。入手可能なデータを分析すると、少なくとも過去20年間、測光変動が事実上存在しないことがわかりました。星の光度の下限は300Lsunと推定されています。私たちの研究は、RNO54星がバースト後の長い段階のFUor様天体として分類されることを裏付けています。
活性領域のデータ駆動型磁気摩擦モデリングに対する最適化パラメーターの影響
| Title |
Effects_of_optimisation_parameters_on_data-driven_magnetofrictional_modelling_of_active_regions |
| Authors |
A._Kumari,_D._J._Price,_F._Daei,_J._Pomoell,_and_E._K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16080 |
活動領域磁場のデータ駆動型時間依存磁気摩擦モデリング(TMFM)は、コロナを研究するための有用なツールであることが証明されています。モデルへの入力は、光球磁場の時系列から反転された光球電場です。完全な電場、つまり非誘導成分を含む電場を制約することは、噴火のダイナミクスを捉えるために重要です。AR12473のTMFMに対する無誘導電場の最適化の影響についての詳細な研究を紹介します。私たちは、2つの代替パラメーターについて、データ駆動型コロナシミュレーションに対する非誘導電場の変化の影響を研究することを目的としています。無誘導電場の強さを制御するパラメータを変化させることにより、磁束ロープの形成とその初期の展開、および軸方向の磁束や磁場の大きさなどの他のパラメータの変化を調査したいと考えています。光球は、コロナ磁場にエネルギーを与えてねじれを導入するために重要であり、それによって不安定な構造が形成されることを可能にします。私たちは、磁気エネルギーの注入の最適化に基づくアプローチを使用して、この成分を推定しました。ただし、フラックスロープの形成、展開、および噴出時間は、最適化パラメーターの値によって異なります。磁束ロープは形成され、コロナ磁場にエネルギーを与えてねじれを導入するために重要な非誘導電場成分を決定するために必要な広範囲の非誘導電場と全体的に同様の進化と特性を持っています。この研究は、非誘導電界の値に関係なく、フラックスロープが形成され、噴出することを示しています。これは、データ駆動型TMFMを使用して、時間のかかる最適化プロセスを使用せずに、フラックスロープの進化の初期段階でフラックスロープの特性を推定できることを示しています。
ウォルフ・ライエ中心星とその主惑星状星雲の物理的および運動学的特徴
| Title |
Physical_and_kinematical_characteristics_of_Wolf-Rayet_central_stars_and_their_host_planetary_nebulae |
| Authors |
Zainab_Awad_and_Alaa_Ali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16181 |
私たちは、ウルフ-ライエ[WR]中心星(CS)とそのホストとなる惑星状星雲(PNe)の物理的および運動学的特性に取り組みました。研究されたサンプルには、現在知られているすべての[WR]CSが含まれています。この分析は、ガイア宇宙ミッションの初期第3リリース(eDR3)カタログにある[WR]CSの視差、固有運動、カラーインデックスの最近の観察と、一般的な星雲の特性に基づいています。その結果、T$_{\text{eff}}$の減少という観点から、初期の高温星[WO1]から後期の低温星[WC12]までの進化の順序が明らかになった。この進化の流れは、[WR]CSの温度と光度を超えて、追加のCSと星雲の特性にまで及びます。統計分析の結果、[WR]CSサンプルの最終恒星の平均質量と進化年齢はそれぞれ0.595$\pm$0.13\,M$_{\odot}$と9449$\pm$2437\,yrであることが示されました。平均星雲力学年齢は7270$\pm$1380\,yrです。さらに、[WR]CSの大部分($\sim$85\%)の色は、本来の青色ではなく赤色になる傾向があることも認識しました。分析の結果、ほとんどの[WR]の見かけの赤色の3分の2は星間消滅によるものであるのに対し、残りの3分の1はPN自己消滅効果によるものであることが示されました。
微光惑星状星雲核の分光調査。 II. Fr 2-30の亜矮星O中心星
| Title |
Spectroscopic_survey_of_faint_planetary-nebula_nuclei._II._The_subdwarf_O_central_star_of_Fr_2-30 |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1,2),_Klaus_Werner_(3),_Gregory_R._Zeimann_(4),_and_Jonathan_Talbot_(5)_((1)_Penn_State_Univ.,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_IAAT,_Tuebingen,_Germany,_(4)_McDonald_Observatory,_(5)_Stark_Bayou_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16247 |
金2-30=PN?G126.8-15.5は微光星雲で、ここで初めて確認された14等の中心星を抱えています。ディープハルファと[OIII]の画像では、少なくとも22フィートx14フィートの寸法を持つほぼ楕円形の星雲が明らかになり、周囲のさらに暗い発光ネットワークに消えていきます。中心星の光学スペクトログラムによると、この星のスペクトルは亜矮星O型で、ガイア視差距離は890pcです。モデル大気解析により、パラメータTeff=60,000K、logg=6.0、および低ヘリウム含有量nHe/nH=0.0017が得られます。logg--Teff平面における中心星の位置は、漸近的巨大分岐後の進化状態と一致しません。2つの選択肢は、ヘリウムが燃焼する極端な水平分岐後の天体であるか、または水素が燃焼する赤色巨星分岐後の星であるというものである。いずれの場合も、進化の年齢は非常に長いため、検出可能な惑星状星雲(PN)は存在しないはずです。可変動径速度(RV)の証拠が見つかり、この星が近連星であることを示唆しています。しかし、測光的な変化はなく、スペクトルエネルギー分布はM2Vより前の伴星を除外します。恒星と周囲の星雲のRVは不一致であり、この星雲には典型的なPN形態がありません。私たちは、Fr2-30が「PN模倣体」、つまり高温のsdO星と星間雲との偶然の遭遇の結果であることを示唆しています。しかし、我々は、Fr2-30の中心星の進化状態と同様の進化状態にあることが知られている本物のPNeの核がいくつか存在するという不可解な事実に注目する。
若い階層三重系から 2 つの回転変調周期を発見
| Title |
Discovery_of_two_rotational_modulation_periods_from_a_young_hierarchical_triple_system |
| Authors |
Yu-Tao_Chen,_Hai-Jun_Tian,_Min_Fang,_Xiao-Xiong_Zuo,_Sarah_A._Bird,_Di_Liu,_Xin-Yu_Zhu,_Peng_Zhang,_Gao-Chao_Liu,_and_Sheng_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16287 |
GW~Oriは$\lambda$オリオン座に位置する若い階層三重系で、連星(GW~Ori\,AおよびB)、三次星(GW~Ori\,C)、および珍しい周三重円盤で構成されています。データが限られており、精度が低いため、このシステムではいくつかの短周期信号が検出されましたが、さまざまな研究の値は完全に一致していません。最も成功したトランジット調査の1つであるトランジット系外惑星調査衛星(TESS)は、GW~Oriの包括的な定期分析を行う前例のない機会を提供します。この研究では、TESSによるGW~Oriの4つの観測値、つまり3.02$\pm$0.15\,dと1.92$\pm$0.06\,dの光度曲線を分析することにより、2つの重要な変調信号を発見しました。は、それぞれ一次成分と二次成分の星点変調によって引き起こされる回転周期です。2つの自転周期に従ってGW~Ori\,AとBの傾きを計算します。この結果は、GW~Ori\,AおよびBの回転面と連星の軌道面がほぼ同一平面上にあることを示唆しています。光度曲線の非周期的特徴についても説明します。これらは不安定な降着に関連している可能性があります。GW~Oriの光度曲線には、周期2.51$\pm$0.09\,dの3つ目の(可能性のある)変調信号も含まれていますが、3つ目は完全に安定しているわけでも、統計的に有意なわけでもありません。
極限環境における通信品質は、作業負荷の増加を通じて宇宙飛行士とそのサポートチームのパフォーマンスに影響を及ぼします: AMADEE-20
アナログ火星ミッションからの洞察
| Title |
Communication_quality_in_extreme_environments_affects_performance_of_astronauts_and_their_support_teams_through_increases_in_workload:_Insights_from_the_AMADEE-20_analog_Mars_mission |
| Authors |
Vera_Hagemann,_Lara_Watermann,_Florian_Klonek_and_Christiane_Heinicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15415 |
宇宙飛行士と地上管制サポートチームは相互依存性の高いチームであり、遠く離れていても安全なミッションを達成するために効果的にコミュニケーションする必要があります。チームのコミュニケーションの質と、その側面の明確さ、目標と情報の流れは、高いチームのパフォーマンスとタスクの満足度を達成するための重要な調整プロセスです。特に、通信に時間差が生じる極端な環境で作業する相互依存型のチームでは、チームの成功は効果的なコミュニケーションにかかっています。私たちは、コミュニケーションの質がチームの2つの重要な成果、パフォーマンスとタスクの満足度に影響を及ぼし、これらの影響は作業負荷(努力とフラストレーション)の増加によって説明できると仮説を立てました。仮説は、オーストリア宇宙フォーラムのAMADEE-20アナログ火星ミッション中に検証されました。アナログ宇宙飛行士(AA)は、オンサイトサポート(OSS)チームとリモートのミッションサポートセンター(MSC)チームによってサポートされました。MSCはAAとOSS両方の唯一の連絡先であり、両者間の通信には片道10分の遅延がありました。私たちの研究は3回の実行で構成され、相互依存するタスクを解決するために各チームのメンバーが情報を交換する必要がありました。私たちはコミュニケーションの質、努力とフラストレーション、タスクの満足度、チームのパフォーマンスを測定しました。結果は、目標と情報の流れの明確さがマルチチームシステムのパフォーマンスにプラスの影響を与えることを示しています。さらに、目標が明確になることで経験豊富な労力が軽減され、結果的にチームのパフォーマンスが向上しました。高レベルの情報フローにより、経験するフラストレーションが軽減され、タスクの満足度が向上します。私たちの調査結果は、通信品質のこれらの側面が、互いに分離して動作するマルチチームシステムにとって不可欠であることを示しています。私たちは、宇宙飛行士とサポート要員に対する特定の（チーム）コミュニケーション訓練が、将来の火星ミッション中の効果的なチームワーク、ひいてはミッション全体の成功の鍵となることを強調します。
非線形領域における一般相対性理論のテスト: パラメータ化されたプランジ・マージャー・リングダウン波形モデル
重力波は、動的および非線形領域で重力をテストするユニークな機会を提供します。我々は、連星ブラックホール合体における突入、合体、リングダウン段階に一般的な逸脱を導入する一般相対性理論(GR)のパラメータ化されたテストを提示する。このモデルの新しい特徴は、プランジ-マージ段階でGRを超えた物理の兆候を捕捉できることです。このモデルを使用して、GW150914の解析から得られたプランジマージャーパラメーターに制約を与えます。驚くべきことに、GW200129がGRの強力な違反を示していることがわかりました。私たちはこの結果を、波形系統学(スピン歳差運動のモデル化の誤り)またはデータ品質の問題のいずれかによる誤ったGR違反であると解釈します。
(H)空中: 同期したスカラー ヘアによってバランスがとれた 2 つの回転ブラック ホール
| Title |
(H)airborne:_two_spinning_black_holes_balanced_by_their_synchronised_scalar_hair |
| Authors |
Carlos_A._R._Herdeiro,_Eugen_Radu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15467 |
一般相対性理論は、大規模で自由な複雑なスカラー場と最小限に結合されており、事象の地平線内外で特異ではない漸近的に平坦な解を可能にし、同軸で整列した角度で平衡状態にある2つの回転ブラックホール(2sBH)を記述します。勢い。2sBHの配置は、双極子回転ボソン星を記述する解から分岐します。BHは、テスト粒子分析によって診断され、ニュートン類似体によって図示される平衡点で出現します。個々のBHの「電荷」は質量と角運動量のみです。平衡は、(コンパクトな)双極子場として機能するスカラー環境によるもので、相互引力に対する揚力を提供し、2sBHを(h)空中に浮遊させます。2sBHsのソリューションドメインとその主な機能を探ります。
量子力学における時間の矢の起源について
時間の矢は、系が非常に多数の非縮退状態${\calN}$と下からの境界を持つハミルトニアンを持つときはいつでも、量子力学的進化によって生成されることを指摘します。${\calN}$が有限の場合、進化によって過去の状態が復活する可能性があるため、矢印は不完全になる可能性があります。極限${\calN}\rightarrow\infty$では、矢印は「時間の歯」によって固定されます。つまり、{\it自然放出}によって基底状態に誘導される励起状態の減衰であり、相互作用とエネルギーと情報を無限に運ぶ大量の崩壊生成物。
不完全な Axion がドメインウォール問題を回避
QCDアクシオンは、強いCP問題を解くために正確な擬スカラーである必要はありません。その不完全性は宇宙論的に重大な役割を果たす可能性があります。我々は、Peccei-Quinn場が標準モデルの粒子と線形結合する効果的な演算子を提案し、離散対称性を持つインフレーション後のアクシオンモデルで蔓延する磁壁問題に対する動的解決策を提供します。このような相互作用は、高温でアクシオン場を宇宙全体の普遍的な値に駆動する熱ポテンシャルを生成し、QCDポテンシャルがオンになったときの磁壁の発生を防ぎます。このメカニズムが機能するための一般的な条件と、いくつかの具体的な例について説明します。既存の電気双極子モーメントおよび第5力の制約と組み合わせると、アクシオン質量の下限は$10^{-5}$\,eV付近で得られます。私たちの発見は、品質を維持する相互作用と違反する相互作用の両方を備えた相補的なアクシオン検索の強力な証拠となります。
ひも状に動く真空モデルと宇宙論における現在の緊張
| Title |
Stringy_Running_Vacuum_Model_and_current_Tensions_in_Cosmology |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez-Valent,_Nick_E._Mavromatos_and_Joan_Sol\`a_Peracaula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15774 |
我々は、宇宙論のいわゆるストリンギー走行真空モデル(RVM)の文脈で、宇宙論の現在の時代に観察されたハッブルの潜在的な緩和と銀河構造データの張力の増大について議論します。これは物質と結合した重力場の理論であり、初期の時代には、根底にある微視的な弦理論の無質量重力多重項の基本自由度から生じる重力（チャーン・シモンズ(CS)型）異常とねじれが含まれていました。このモデルは、原始重力波誘発異常CS凝縮による真空エネルギー密度を特徴付けるハッブルパラメータの4乗から生じ、外部インフレトンを伴わないRVMタイプのインフレーションをもたらし、インフレーション時代を支配する。現代では、この研究に関連して、重力異常はRVMインフレーション時代の終わりに生成されたカイラル物質によって相殺されますが、宇宙放射線と他の物質場は依然として二次関数を示す項を持つRVMエネルギー密度の原因となっています。ハッブルのべき乗パラメータ依存性だけでなく、潜在的な量子重力および量子物質ループ効果から生じる対数$H$依存性を伴う後者の積も含まれます。この研究では、そのような用語が、宇宙論における前述の現在の緊張の潜在的な緩和の観点から現象学的に検討されます。標準的な情報基準を使用すると、これらの緊張は、データだけでなく、RVM前のインフレ段階を特徴づける超重力の原始的な力学的破壊に関連する、基礎となる微視的理論の予測とも一致する方法で大幅に緩和できることがわかりました。モデルの。
ナノケイ酸塩クラスターの赤外スペクトルをシミュレートするための機械学習の可能性
| Title |
A_machine_learning_potential_for_simulating_infrared_spectra_of_nanosilicate_clusters |
| Authors |
Zeyuan_Tang,_Stefan_T._Bromley,_Bj{\o}rk_Hammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15846 |
化学物理学における機械学習(ML)の使用により、abinitio法の精度と古典的な力場に匹敵する計算コストを備えた原子間ポテンシャルの構築が可能になりました。MLモデルをトレーニングするには、トレーニングデータを生成する効率的な方法が必要です。ここでは、正確かつ効率的なプロトコルを適用して、ナノケイ酸塩クラスターのニューラルネットワークベースのML原子間ポテンシャルを構築するためのトレーニングデータを収集します。初期トレーニングデータは、通常モードと最遠点のサンプリングから取得されます。その後、トレーニングデータのセットは、MLモデルのアンサンブル間の不一致によって新しいデータが識別されるアクティブラーニング戦略によって拡張されます。構造全体の並列サンプリングにより、プロセス全体がさらに高速化されます。MLモデルを使用して、さまざまなサイズのナノシリケートクラスターの分子動力学(MD)シミュレーションを実行し、そこから非調和性を含む赤外スペクトルを抽出できます。このような分光データは、星間物質(ISM)および星周環境におけるケイ酸塩ダスト粒子の特性を理解するために必要です。
原始元素合成における電磁微細構造定数を再考する
| Title |
The_electromagnetic_fine-structure_constant_in_primordial_nucleosynthesis_revisited |
| Authors |
Ulf-G._Mei{\ss}ner,_Bernard_Ch._Metsch,_Helen_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.15849 |
私たちは、他のすべての基本定数を固定したまま、電磁微細構造定数$\alpha$の関数として原始核存在量の依存性を研究します。私たちは主要な核反応速度、特に$\beta$崩壊に関連する中性子と陽子の質量差に対する電磁的寄与を更新し、文献で行われた特定の近似を超えます。特に、主要な核反応速度の温度依存性を考慮し、ビッグバン元素合成用の4つの異なる公開コードを使用して系統的不確実性を評価します。未解決のいわゆるリチウム問題を無視すると、観測に基づいた$^{2}$Hと$^{4}$Heの存在量の現在の値は、微細構造定数の変化率を$2未満に制限していることがわかります。\%$。これは、この主題に関する以前の研究で見られたものよりも厳しい境界です。
中性子が豊富な核物質の状態方程式は、核物理学と天体物理学の両方にとって興味深いものです。我々は、低密度の核物理的制約（$^{208}$Pb中性子スキンの厚さから）と高密度の天体物理的制約（中性子星の全球的性質から）を考慮することにより、中性子星の実験室核物質と天体物理学的核物質の間の一貫性を実証した。我々は、それぞれクォーク平均場(QMF)モデルと相対論的平均場(RMF)モデルを例として、クォークレベルとハドロンレベルのモデルの両方を使用しました。私たちは、最初のマルチメッセンジャーイベントGW170817/AT2017gfo、およびPSRJ0030+0451とPSRの質量半径同時測定を使用して、中性子星の状態方程式といくつかの重要な核物質パラメータをベイズ統計的アプローチ内に制約しました。NICERからのJ0740+6620、およびPREX-II測定と非経験計算の両方からの中性子スキンの厚さ$^{208}$Pb。我々の結果は、RMFモデルと比較して、QMFモデルのクォークと中間子およびグルーオンの直接結合が、クォーク質量補正による媒質内核子の質量の進化につながることを示しています。この機能により、核物理学と天文学によって同時に制約される、密度に伴う核子の質量のゆっくりとした低下と飽和時の大きな値によって示されるように、QMFモデルの幅広いモデル適用性が可能になります。
火星の時系列を解明: 階乗変分オートエンコーダーを使用したマルチスケールの入れ子アプローチ
| Title |
Martian_time-series_unraveled:_A_multi-scale_nested_approach_with_factorial_variational_autoencoders |
| Authors |
Ali_Siahkoohi_and_Rudy_Morel_and_Randall_Balestriero_and_Erwan_Allys_and_Gr\'egory_Sainton_and_Taichi_Kawamura_and_Maarten_V._de_Hoop |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.16189 |
教師なしソース分離では、ソースに関する限られた事前知識と信号混合のデータセットのみにアクセスしながら、ミキシングオペレーターを通じて記録された未知のソース信号のセットを解明する必要があります。この問題は本質的に不適切な問題であり、時系列データのソースによって示されるさまざまな時間スケールによってさらに困難になります。既存の方法は通常、事前に選択されたウィンドウサイズに依存しており、マルチスケールソースを処理する能力が制限されています。この問題に対処するために、時間領域で動作する代わりに、さまざまな非ガウス確率を区別できる確率過程の低次元表現を提供するウェーブレット散乱共分散を活用することで、教師なしマルチスケールクラスタリングとソース分離フレームワークを提案します。プロセス。この表現空間内でネストして、階乗ガウス混合変分オートエンコーダーを開発します。このオートエンコーダーは、(1)異なるタイムスケールでソースを確率的にクラスター化し、(2)各クラスターに関連付けられた散乱共分散表現を独立してサンプリングするようにトレーニングされます。各クラスターからのサンプルを事前情報として使用して、ウェーブレット散乱共分散表現空間における最適化問題として音源分離を定式化し、その結果、時間領域で音源が分離されます。火星でのNASAInSightミッション中に記録された地震データに適用すると、私たちのマルチスケールのネストされたアプローチは、時間スケールで大きく変化するソース、たとえば、数分間の過渡片側パルス(として知られている)を区別するための強力なツールであることが証明されます。「グリッチ」）と、通常は数十分続く大気活動に起因する構造化された周囲騒音。これらの結果は、大気と表面の相互作用、熱緩和、その他の複雑な現象に関連する孤立した発生源についてさらなる調査を行う機会を提供します。
宇宙エネルギー密度: 粒子、場、真空
量子化された自由スカラー場のエネルギー密度の宇宙的進化を再検討し、どのような条件下で粒子生成と古典的な場の近似がその正しい値を再現するかを評価します。繰り込みされていないエネルギー運動量テンソルは紫外域で発散するため、適切な正則化と繰り込みスキーム内で議論を組み立てる必要があります。Pauli-Villarsは断熱減算と次元正則化の欠点の一部を回避しており、この文脈では特に便利です。場合によっては、場のモードの量子状態に関係なく、エネルギー密度の変化を予測できます。ただし、結果をさらに説明するために、インフレーションによって選ばれる好ましい量子状態である真空に焦点を当て、未知の再加熱の詳細に関係なく、後者がその後のエネルギー密度の進化をどの程度決定するかを調査します。我々はこの議論を、文献で一般的に研究されている問題のいくつかを回避する放射線支配への移行の例と対比し、粒子生成または古典的な場の近似が不正確なエネルギー密度をもたらすいくつかの例を指摘する。その過程で、私たちの分析と動的ダークエネルギーモデルおよびアクシオン様ダークマター候補との関連性についても詳しく説明します。
