高赤方偏移 JWST 観測のための Galaxy Assembly and Interaction Neural Networks (GAINN)
| Title |
The_Galaxy_Assembly_and_Interaction_Neural_Networks_(GAINN)_for_high-redshift_JWST_observations |
| Authors |
Lillian_Santos-Olmsted,_Kirk_Barrow,_Tilman_Hartwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17158 |
我々は、JWST測光に基づいて模擬銀河の赤方偏移、恒星質量、ハロー質量、および質量加重年齢を予測するための一連の人工ニューラルネットワークである、銀河集合および相互作用ニューラルネットワーク(GAINN)を紹介します。私たちの目標は、$11.5<z<15$でこれらの変数を予測するための最適なニューラルネットワークを決定することです。最適なニューラルネットワークのパラメーターを使用して、実際に観測された銀河のこれらの変数を推定できます。ニューラルネットワークの入力は、5つの広帯域フィルター(F150W、F200W、F277W、F356W、およびF444W)と2つの中帯域フィルター(F162MおよびF182M)のサブセットのJWSTフィルター振幅です。これらのフィルターのさまざまな組み合わせ、さまざまな活性化関数と層の数を使用して、ニューラルネットワークのパフォーマンスを比較します。最良のニューラルネットワークは、正規化二乗平均平方根誤差NRMS=$0.009_{-0.002}^{+0.003}$、恒星質量RMS=$0.073_{-0.008}^{+0.017}$、ハロー質量MSE=で赤方偏移を予測しました。$0.022_{-0.004}^{+0.006}$、RMSによる質量加重年齢=$10.866_{-1.410}^{+3.189}$。また、JWSTによって観測されたオブジェクトであるMACS0647-JDからの実データに対するGAINNのパフォーマンスもテストします。オブジェクト(JD1)の最初の投影に対するGAINNからの予測の平均絶対誤差$\langle\Deltaz\rangle<0.00228$は、テンプレートフィッティング手法よりも大幅に小さくなります。理論的な精度とJWSTの観測リソースの両方を考慮すると、最適なフィルターの組み合わせはF277W、F356W、F162M、およびF182Mであることがわかります。
墓場からの限界：崩壊する暗黒物質に対するヒトミの復活とXRISMの最先端の感度の予測
| Title |
Limits_from_the_grave:_resurrecting_Hitomi_for_decaying_dark_matter_and_forecasting_leading_sensitivity_for_XRISM |
| Authors |
Christopher_Dessert,_Orion_Ning,_Nicholas_L._Rodd,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17160 |
ひとみX線衛星ミッションには、DM崩壊から生じる細いX線の線を探すことで、無菌ニュートリノ暗黒物質(DM)の探索に革命をもたらす独自の高分解能分光計が搭載されました。残念なことに、衛星は打ち上げ直後に失われてしまい、現在までのところ、DM減衰にひとみを使用した唯一の解析では、ペルセウス星団に向けて取得されたデータが使用されていました。この研究では、ひとみのアーカイブデータの分析から空白の空の位置に向けた、はるかに高感度な検索を行い、私たちの天の川で崩壊するDMを検索します。まもなく打ち上げられるXRISM衛星は、ひとみとほぼ同じ軟X線スペクトル能力を備えています。我々は、将来の空白データの分析のためにXRISMのフルミッション感度を予測し、XRISMがおよそ1から20keVの質量の崩壊DMに対して最高の感度を持ち、無菌ニュートリノと重アクシオンに重要な意味を持つことが判明した。-のようなパーティクルDMシナリオ。
DES Y3 + KiDS-1000: 宇宙シアー調査を組み合わせた一貫した宇宙論
| Title |
DES_Y3_+_KiDS-1000:_Consistent_cosmology_combining_cosmic_shear_surveys |
| Authors |
Dark_Energy_Survey,_Kilo-Degree_Survey_Collaboration:_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_M._Asgari,_S._Avila,_D._Bacon,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_M._Bilicki,_J._Blazek,_S._Bocquet,_D._Brooks,_P._Burger,_D._L._Burke,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_C._Conselice,_J._Cordero,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_R._Dalal,_C._Davis,_J._T._A._deJong,_J._DeRose,_S._Desai,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_A._Dvornik,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_O._Friedrich,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_G._Giannini,_B._Giblin,_D._Gruen,_et_al._(98_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17173 |
我々は、2つの調査チームの共同作業による、ダークエネルギー調査(DESY3)とキロ度調査(KiDS-1000)の共同宇宙せん断解析を紹介します。DESY3とKiDS-1000の間で一貫した宇宙論的パラメータ制約が見つかり、これを共同調査解析で組み合わせると、パラメータ$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$が平均値で制約されます。$0.790^{+0.018}_{-0.014}$。周辺分布の歪みと多次元パラメータ空間の射影効果により、平均周辺値は最大事後推定値$S_8=0.801$よりも低くなります。私たちの結果は、プランクによる宇宙マイクロ波背景放射の観測からの$S_8$制約と一致しており、$1.7\sigma$レベルで一致しています。当社では、各調査チームが最初に採用したさまざまな分析選択肢の影響を定量化する模擬調査研究から定義されたハイブリッド分析パイプラインを使用しています。固有のアラインメントモデル、バリオンフィードバック緩和戦略、事前分布、サンプラー、非線形物質パワースペクトルのモデルをレビューします。
ハッブル定数($H_{0}$)の局所測定と遠隔測定の間の継続的な緊張を解決するには、独自の系統的不確実性を持つ複数の独立した方法を使用することが重要です。Ia型超新星(SNeIa)は歴史的に最も広く使用されている距離指標ですが、最近の研究では、II型超新星(SNeII)が異なる系統的不確実性を伴う銀河系外距離の独立した測定値を提供できることが示されています。SNeIaとは異なり、SNeIIの前駆体は、コア崩壊を介した後期型銀河内の赤色超巨星の爆発から生じたものであることがよくわかっています。SNeIIはSNeIaと同じレベルのピーク光度の均一性を示しませんが、その違いは理論的または経験的方法を使用して校正できます。全体として、この章では、銀河系外距離指標としてのSNeIIの使用の包括的な概要を示し、特に$H_0$の測定とハッブル張力への対処への応用に焦点を当てます。我々は、各方法の基礎となる理論を説明し、超新星絶対等級の校正における不確実性を含むそれらに関連する課題について議論し、最新のハッブル定数測定の包括的なリストを提示します。
現代宇宙における暗黒エネルギーと物質間の相互接続の存在下でのハッブル張力の除去
| Title |
Eliminating_the_Hubble_Tension_in_the_Presence_of_the_Interconnection_between_Dark_Energy_and_Matter_in_the_Modern_Universe |
| Authors |
G._S._Bisnovatyi-Kogan,_A._M._Nikishin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17722 |
現代の宇宙論では、初期宇宙のインフレーション段階を担うスカラー場が完全に物質に変化したことが受け入れられています。現在、加速膨張は暗黒エネルギー(DE)によって引き起こされていると想定されており、これはおそらくアインシュタインの宇宙定数によって決定されます。DEが2つの成分を持つことができる宇宙論モデルを考えます。その1つはアインシュタインの定数($\Lambda$)であり、もう1つはより小さい変数成分DEV($\Lambda_V$)であり、これは原因となったスカラー場の残存物に関連付けられています。スカラー場の主要部分が物質に変わった後のインフレ。このような変換は現在も継続しており、スカラー体へのDM変換の逆のプロセスを伴うと想定されます。再結合$\rho_{DM}=\alpha\;\rho_{DEV}$後のこれらの成分のエネルギー密度間に線形関係をもたらすDMとDEV間の相互接続を考慮します。係数$\alpha(z)$が赤方偏移に依存するバリアントも考慮されます。現代の宇宙論で生じた問題の1つは、ハッブルテンション(HT)と呼ばれ、小さな赤方偏移$z\lesssim1$での観測から測定されたハッブル定数の現在値と、宇宙マイクロ波の変動から見つかった値との間の不一致です。背景が大きく赤方偏移$z\およそ1100$になります。検討したモデルでは、この不一致は、再結合後の段階での追加のDEコンポーネントの作用による、従来の宇宙の冷暗黒物質(CDM)モデルからの実際の宇宙論モデルの逸脱によって説明できます。この拡張モデル内で、HTを排除できるさまざまな$\alpha(z)$関数を検討します。$0\lez\le1100$の区間にわたってDEVとDMのエネルギー密度の比をほぼ一定に維持するために、広範囲のDM粒子質量が存在すると仮定します。
ICAROGW: ノイズが多く、不均一で不完全な観測の天体物理学的集団特性を推論するための Python パッケージ
| Title |
ICAROGW:_A_python_package_for_inference_of_astrophysical_population_properties_of_noisy,_heterogeneous_and_incomplete_observations |
| Authors |
Simone_Mastrogiovanni,_Gr\'egoire_Pierra,_St\'ephane_Perri\`es,_Danny_Laghi,_Giada_Caneva_Santoro,_Archisman_Ghosh,_Rachel_Gray,_Christos_Karathanasis,_Konstantin_Leyde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17973 |
icarogw2.0は、ノイズが多く不均一で不完全な観測の天体物理学的および宇宙論的な個体群特性を推論するために開発された純粋なCPU/GPUPythonコードです。icarogw2.0は、主に重力波(GW)観測によるコンパクトバイナリー合体(CBC)個体群推論のために開発されました。このコードには、CBC分布の質量、スピン、赤方偏移に関するいくつかのモデルが含まれており、人口分布だけでなく、宇宙論的パラメーターや宇宙論的スケールでの一般相対性理論の逸脱の可能性を推測することができます。icarogwの理論的および計算的基礎を示し、(i)GWのみ、(ii)GWと銀河の調査、および(iii)対応する電磁気を備えたGWを使用して、このコードを人口推論と宇宙論的推論にどのように使用できるかを説明します。icarogw2.0はGW科学用に開発されましたが、選択バイアスが存在するノイズの多いデータからの観測を伴う物理的および天体物理学的な問題にこのコードをどのように使用できるかについても説明します。この文書とともに、Zenodoのチュートリアルもリリースします。
バイナリブラックホール合体のクラスタリング：EAGLE+MOBSEシミュレーションの詳細な分析
| Title |
Clustering_of_binary_black_hole_mergers:_a_detailed_analysis_of_the_EAGLE+MOBSE_simulation |
| Authors |
Matteo_Peron,_Sarah_Libanore,_Andrea_Ravenni,_Michele_Liguori,_Maria_Celeste_Artale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18003 |
我々は、連星ブラックホール合体（BBHM）によって生じる重力付与（GW）イベントの宇宙論的偏りについて詳細な研究を行っています。集団合成コードMOBSEを使用して、EAGLE流体力学シミュレーション内でモデル化されたBBHM分布から開始します。次に、半解析処理でモデル化されたホスト銀河とハローの特性がシミュレーションでの特性と一致するという条件で、調査結果をさまざまなハロー占有分布(HOD)処方からの予測と比較し、全体的な一致を見つけます。これらの不一致の原因を明らかにすることで、シミュレーションベースのモデルと分析モデルの両方の欠点を防ぐ、将来のより堅牢なモデルを構築するための足がかりを提供します。最後に、ニューラルネットワークをトレーニングしてシミュレーションベースのHODを構築し、特徴重要度分析を実行して、BBHMの実際の分布とパワースペクトルを決定する際にどのホストハロー/銀河パラメータが最も関連しているかを直感的に把握します。私たちは、銀河内のBBHMの分布がそのサイズ、星形成速度、金属量だけでなく、その運動状態にも依存することを発見しました。
インフレーション中の有限幅の上向きステップからの高度に非対称な確率分布
| Title |
Highly_asymmetric_probability_distribution_from_a_finite-width_upward_step_during_inflation |
| Authors |
Ryodai_Kawaguchi,_Tomohiro_Fujita,_Misao_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18140 |
我々は、ステップの有限幅を考慮して、インフレトンポテンシャルが2つのスローロール領域間で上昇ステップを持つ単一フィールドインフレーションモデルを研究します。$\deltaN$形式を使用して、曲率摂動$P[{\cal{R}}]$の確率分布関数(PDF)を計算します。PDFには、正の${\cal{R}}$の場合にのみ指数尾部があり、その傾きはステップ幅に依存します。私たちは、尾部が原始ブラックホールの存在量の推定に大きな影響を与えている可能性があることを発見しました。また、PDF$P[{\cal{R}}]$は、曲率パワースペクトルがくぼみを持つステップの前に地平線を出る特定のスケールで高度に非対称になることも示します。この非対称PDFは、空隙などの大規模構造に興味深い痕跡を残す可能性があります。
宇宙重力波背景とCMBの相関欠如異常を解明する
| Title |
Unraveling_the_CMB_lack-of-correlation_anomaly_with_the_cosmological_gravitational_wave_background |
| Authors |
Giacomo_Galloni,_Mario_Ballardini,_Nicola_Bartolo,_Alessandro_Gruppuso,_Luca_Pagano_and_Angelo_Ricciardone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18184 |
最初の観測以来、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は、標準的な$\Lambda$冷暗黒物質($\Lambda$CDM)宇宙論モデルに疑問を投げかける、異常として知られる予期せぬ特徴を大規模に明らかにしてきました。このような異常の1つは、標準モデルの予測とは異なり、CMB温度異方性の測定された2点角度相関関数がゼロと一致する「相関の欠如」です。この異常は、標準モデルからの逸脱、未知の体系、またはモデル自体のまれな実現を示している可能性があります。この研究では、将来の重力波によって検出可能な宇宙重力波背景（CGWB）によって提供される潜在的な情報を活用することにより、相関欠如異常が標準モデルのまれな現実化の結果である可能性を探ります。(GW)干渉計。CGWBの制約付き実現と制約なしの両方の実現を分析して、GWが提供できる情報の範囲を調査します。相関欠如異常に対するCGWBの影響を定量化するために、確立された推定量を使用し、「他の場所を探す」効果に対処する新しい推定量を導入します。さらに、将来のGW検出器の予想される機能を考慮して、$\ell_{\rmmax}$で示される3つの異なる最大多重極を考慮します($\ell_{\rmmax}=4、6、10$)。$\ell_{\rmmax}=4$の場合の発見を要約すると、角度範囲$[63^\circ-180^\circ]$が、CGWBの将来の観測によって確率が最大化される領域であると特定されます。標準モデルを拒否します。さらに、この観測の予想される重要性を計算し、全天(マスクされた)プランクSMICAマップをCMB空として考慮した場合、GW実現の98.81%(81.67%)が異常の現在の重要性を高めることを示しています。
| Title |
Mass-redshift_dependency_of_Supermassive_Black_Hole_Binaries_for_the_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Musfar_Muhamed_Kozhikkal,_Siyuan_Chen,_Gilles_Theureau,_Melanie_Habouzit,_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18293 |
ブラックホール(BH)-(銀河)バルジ質量関係が赤方偏移とともにどのように進化するかを研究することは、超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の共進化に関する貴重な洞察を提供します。ただし、BH質量の正確な測定を取得することは、最も質量があり明るい銀河に偏っているため、困難です。我々は、銀河恒星の質量関数、対分率、合体タイムスケール、および赤方偏移の進化を含むように拡張されたBHバルジ質量関係を備えた解析的天体物理モデルを使用します。このモデルは、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重力波背景の強度を周波数の関数として予測できます。私たちは、EAGLE、Illustris、TNG100、TNG300、Horizon-AGN、SIMBAの大規模宇宙論シミュレーションを使用して、BHバルジ質量関係と赤方偏移によるその変動に焦点を当てます。銀河とその中心BHの形成と共進化に関するプロセスと関係を理解することで、現在の天体物理モデルを改良するための理論的および分析的な表現を作成できます。これにより、このモデルの予測をパルサータイミングアレイ観測の制約と比較することができます。ここでは、パラメータ推論にベイジアン分析を使用します。BHバルジ質量パラメーターをIllustrisおよびSIMBAシミュレーションに適合させることにより、他の天体物理パラメーターに対する制約の変化を分析します。さらに、これらの大規模シミュレーション間の質量および赤方偏移によるSMBHB合体率の変化も調べます。
M型矮星を周回する惑星の軌道離心率分布
私たちは、初期から中期のM矮星主星の周囲の惑星の軌道離心率の根本的な分布を調査します。私たちは、NASAのケプラーミッションによって検出された101系にわたる初期から中期のM矮星の周囲にある163個の惑星のサンプルを使用しています。分光法からの金属性、2MASSからのKs等級、ガイアからの恒星視差を使用して構築された事前の恒星密度とともにケプラーライトカーブを活用することにより、各惑星の軌道離心率を制約します。ベイジアン階層フレームワーク内で、シングルトランジットシステムとマルチトランジットシステムの両方について、レイリー関数、ハーフガウス関数、およびベータ関数を交互に仮定して、基礎となる離心率分布を抽出します。一見単一トランジット惑星系の離心率分布をシグマ=0.19(+0.04,-0.03)のレイリー分布で、またマルチトランジット系の離心率分布をシグマ=0.03(+0.02,-0.01)で記述します。データは、単一通過分布内に動的に暖かい部分集団と寒い部分集団が存在する可能性を示唆しています。単一通過データは、sigma_1=0.02(+0.11,-0.00)およびsigma_2=の2つの異なるレイリー分布で構成される混合モデルを好みます。単一レイリー分布では0.24(+0.20、-0.03)、オッズは7:1です。私たちは、FGK星を周回する惑星に関する文献の類似の結果と比較することで、惑星形成の枠組み内での発見を文脈化します。私たちが導出した離心率分布を他のM型矮星人口統計上の制約と組み合わせることにより、局所近傍の初期から中期M型矮星惑星の人口の基礎となる離心率分布を推定します。
6 つの超高温木星の金属回収調査: 化学、降雨、電離、大気力学の傾向
| Title |
Retrieval_survey_of_metals_in_six_ultra-hot_Jupiters:_Trends_in_chemistry,_rain-out,_ionisation_and_atmospheric_dynamics |
| Authors |
Siddharth_Gandhi,_Aurora_Kesseli,_Yapeng_Zhang,_Amy_Louca,_Ignas_Snellen,_Matteo_Brogi,_Yamila_Miguel,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Stefan_Pelletier,_Rico_Landman,_Cathal_Maguire,_Neale_P._Gibson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17228 |
地上ベースの高分解能分光法(HRS)は、系外惑星、特に超高温木星(UHJ)の多数の化学種と大気の動態を検出しました。ただし、存在量の定量的な推定は困難ですが、正確な比較特性評価と地層シナリオの決定には不可欠です。この研究では、6つのUHJ(WASP-76~b、MASCARA-4~b、MASCARA-2~b、WASP-121~b、HAT-P-70~b、およびWASP-189~b)の大気を取得します。ESPRESSOとHARPS-N/HARPSの観察により、11の中性種と動態の傾向を調査します。Feの存在量は恒星の値とよく一致しますが、Mg、Ni、Cr、Mn、Vはよりばらつきがあり、単一種を金属量の代用として使用することの難しさを浮き彫りにしています。Ca、Na、Ti、TiOが不足していることがわかりました。これは、電離や夜間の雨による可能性があります。私たちの検索では、種間の相対的な存在量がより堅牢であることも示されており、以前の研究と一致しています。WASP-76~bとWASP-121~bの信号対雑音比が高い観測結果を考慮して、空間分解および位相分解検索を実行し、各ターミネーター領域の化学存在量がほぼ一致していることを発見しました。さらに、ドップラーシフトと主食中の惑星信号の広がりを通じてサンプルのダイナミクスを制限します。昼夜の風によるブルーシフトの中央値は$\sim$0.9-9.0~km/sです。さらに、MASCARA-2~bおよびHAT-P-70~bの分光質量を既知の上限と一致するように制約しますが、これらは縮退により偏っている可能性があることに注意します。この研究は、系外惑星間の違いや傾向をさらに調査するための将来のHRS研究の重要性を強調しています。
酸化リン(III) (P$_4$O$_6$) の熱力学における大きな不確実性は、惑星大気中のリン種に重大な影響を与える
| Title |
Large_Uncertainties_in_the_Thermodynamics_of_Phosphorus_(III)_Oxide_(P$_4$O$_6$)_Have_Significant_Implications_for_Phosphorus_Species_in_Planetary_Atmospheres |
| Authors |
William_Bains,_Matthew_A._Pasek,_Sukrit_Ranjan,_Janusz_J._Petkowski,_Arthur_Omran,_Sara_Seager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17405 |
酸化リン(III)(P$_4$O$_6$)は、巨大ガス惑星や金星の大気中の気相リン化学の主要成分であることが示唆されています。ただし、提案されているP$_4$O$_6$の役割は熱力学モデリングに基づいており、それ自体は限られた実験データから推定されたP$_4$O$_6$の生成自由エネルギーの値に基づいています。文献におけるP$_4$O$_6$の標準ギブズ生成自由エネルギー($\Delta$Go(g))の値は、最大~656kJ/mol異なり、非常に大きな範囲です。どの値が仮定されるかに応じて、P$_4$O$_6$が存在する大部分のリン種であるか、モデル化された大気中に完全に存在しないかのいずれかになります。ここでは、文献の熱力学値を批判的にレビューし、その予測をP$_4$O$_6$地球化学に関して観測された制約と比較します。NIST/JANAFデータベースから広く使用されている値は、ほぼ間違いなく低すぎると結論付けます(P$_4$O$_6$が考えられているよりも安定していると予測します)。仮定したP$_4$O$_6$の$\Delta$Go(g)の値に関係なく、金星大気中でのP$_4$O$_6$からのホスフィンの生成は熱力学的に好ましくないことを示します。私たちは、一般に天文学的および地質学的モデリングのため、そして特に金星と巨大ガス惑星の大気を理解するために、リン化学の熱力学の両方についてより堅牢なデータが必要であると結論付けています。
土星の内部の大きな衛星へのミッションのための新しい軌道コンセプト
| Title |
A_novel_trajectory_concept_for_a_mission_to_the_Inner_Large_Moons_of_Saturn |
| Authors |
Elena_Fantino,_Burhani_M._Burhani,_Roberto_Flores,_Elisa_Maria_Alessi,_Fernando_Solano,_Manuel_Sanjurjo-Rivo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17548 |
私たちは、土星の内側の4つの大きな衛星に対する小規模なミッションのための新しいコンセプトを提案します。このコンセプトは、電気推進の高効率を利用して、任意の長い近接観測期間にわたって、それぞれの衛星の周りに軌道を挿入することを可能にします。このミッションはEVVES惑星間セグメントから始まり、複数の重力補助と深宇宙低推力の組み合わせにより、土星への相対到着速度の低減が可能になります。その結果、タイタンとの一連の共鳴飛行による無動力捕獲が可能となる。衛星間の移動には、各月と土星の円形制限三体問題から、平面リアプノフ軌道の不変多様体の不安定な分岐と安定な分岐を接続する低推力制御則が使用されます。衛星の探査は、L$_1$とL$_2$の平衡点の周りを周回するリアプノフ軌道のホモクリニック接続とヘテロクリニック接続に依存しています。これらの科学軌道は、推進剤の使用量を無視して、任意の期間延長することができます。この戦略により、土星の重力井戸の奥深くに位置する内側の大きな衛星の包括的な科学的探査が可能になりますが、これは過剰な燃料消費のために従来の衝動的な操縦では実現不可能でした。
不安定な平衡点付近で制御されていない静止衛星の統計的研究
静止環内のスペースデブリの数の増加と、その結果として生じる活動中の衛星への脅威には、その地域の制御されていない物体の動態についての洞察が必要です。モンテカルロシミュレーションは、不規則な挙動（例えば、長い振動と連続循環との間の遷移）が生じる地ポテンシャルの不安定点付近における静止宇宙船の長期進化の初期条件に対する感度を分析した。統計分析により、秩序から無秩序への突然の移行が明らかになり、滑らかな進化の間隔が散在していました。無秩序のエピソードには約半世紀の周期性があり、地球の扁平率と月太陽の摂動による軌道面の歳差運動との関連を示唆しています。地ポテンシャルの3次高調波も重要な役割を果たします。不安定な平衡点間に非対称性が導入され、長期リブレーションモードが可能になります。予測不可能性は、傾きがゼロに近い歳差運動サイクルのほんの一部で発生します。3次までの重力高調波と、同一平面上の円軌道上の地球と月のみを含む簡略化されたモデルは、高忠実度シミュレーションのほとんどの特徴を再現できます。
太陽活動が地球の気温に及ぼす時空間的影響
太陽活動が地上の気象に及ぼす影響とその影響に関するこれまでの研究では、文献で矛盾した結果が得られています。本研究は、地球規模で、太陽周期23中の異なる時間スケールにおける地表大気温度と2つの太陽活動指数(黒点番号'Rz'および10.7における太陽電波束'F10.7')との相関関係を示しています。全球気温は、Rz($\pm0.3$)と比較して、F10.7の$\pm0.8$と高い相関値を示します。私たちの結果は、気温と太陽活動の相関関係を半球ごとに描写し、南半球では負の相関があり、北半球では正の相関があることを示しました。太陽周期の開始時には、この半球状の描写パターンが一般的でしたが、太陽周期の後退時には、逆の半球状の描写が観察されました。
太陽系の小天体の洗練されたモデルの構築 -- II.プルティノス
研究の第2部として、この論文では、海王星の2:3共鳴におけるプルチノスの重力の影響を組み込むことにより、太陽系モデルの改良を進めます。私たちは、2:3共鳴から生じる非対称な空間分布を考慮してプルティノスの大域的摂動を表現するアークモデルを開発し、一般的に使用されるリングモデルとの違いを実証することを目指しています。プルティノスの地球規模の摂動は、太陽と海王星の距離の変化によって測定されます。まず、連続円弧を正確に表現するために、点質量で構成される離散円弧の数密度を導き出します。2:3MMRの共振特性に基づいて、Plutinosをモデル化する3つの重なり合う離散アークを構築します。これらのアークの摂動は、それぞれプルチノの共鳴振幅Aと離心率eに関連するさまざまな方位分布と動径分布を考慮して詳細に調査されます。プルチノスによって引き起こされる太陽と海王星の距離の変化、つまり$\Deltad_{SN}$は、Aの範囲が広がるにつれて増加します。e<=0.1では、$\Deltad_{SN}$は100km程度の大きさに達する可能性があります。ただし、プルティノスのAとeの効果は相互にバランスをとる可能性があります。e>=0.25とすると、$\Deltad_{SN}$がゼロに近づくことがわかり、非常に偏心したプルチノスからの惑星暦への寄与が無視できるほど小さいことを示しています。最後に、2020年から2120年の任意の時期における$\Deltad_{SN}$を推定するためのパラメータA、e、およびプルチノスの総質量を含む簡潔な解析式を提供します。アークモデルとリングモデルの間の{SN}$は170kmにも及ぶ可能性があるため、リングモデルはプルチノスの摂動を表現するのには不適切であると結論付けられます。Plutinos用に設計されたマルチアークモデルのアイデアは、小天体が多く存在する他のMMRにも容易に一般化できます。
CoRoT-1 bの光学位相曲線
通過する太陽系外惑星を調査するためにこれまでに打ち上げられた3つの宇宙望遠鏡のうち、CoRoTはスペクトル分解能を備えた唯一の宇宙望遠鏡であるという点でユニークであり、さまざまな波長で系外惑星の反射特性を研究する素晴らしい機会を可能にします。この研究では、太陽系外惑星CoRoT-1bの二次日食と軌道位相変化を探索するため、また、前述の効果における色の違い。白色光曲線で重要な二次日食をなんとか検出し、3つのカラーチャネルすべてでかろうじて日食を検出しました。ただし、私が顕著に検出できるのは、赤チャンネルのライトカーブ内の惑星位相の変化だけです。取得された二次日食の深さは、白と赤に比べて青と緑のチャネルでより高く、CoRoT-1bがより短い波長でより高い幾何学的アルベドを持つことを示唆しています。また、TESSを使用して二次日食の検出を試みましたが、利用可能なデータの量と精度が二次日食を検出できるほど高くないことを示します。
| Title |
Sizes_and_mass_profiles_of_candidate_massive_galaxies_discovered_by_JWST_at_$7 |
| Authors |
Josephine_F.W._Baggen,_Pieter_van_Dokkum,_Ivo_Labbe,_Gabriel_Brammer,_Tim_B._Miller,_Rachel_Bezanson,_Joel_Leja,_Bingjie_Wang,_Katherine_E._Withaker,_Katherine_A._Suess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17162 |
最初のJWSTデータは、$z\sim7-9$の赤方偏移と$M_*$$\sim$10$^{10}$M$_{\odotの高質量を持つように見える赤い銀河の予期せぬ集団を明らかにしました。}$(Labb\'eetal.2023)。ここでは、Labb\'eらの13個の大質量銀河候補のF200WNIRCam画像にS\'ersicプロファイルを当てはめ、その構造パラメーターを決定します。9つの銀河について満足のいく適合が得られました。それらの有効半径は非常に小さく、$r_{\rme}\sim80$pcから$r_{\rme}\sim300$pcの範囲であり、平均$\langler_{\rmeであることがわかります。}\rangle\約150$個。見かけの恒星質量の割に、これらの銀河は他の赤方偏移で観測されたどの銀河集団よりも小さい。このフィッティングを使用して銀河の円形化された三次元恒星の質量プロファイルを導出し、これらを$z\sim$2.3の巨大な静止銀河およびその近くの楕円銀河の質量プロファイルと比較します。私たちは、高赤方偏移銀河の半光半径が10～20ドル倍小さいにもかかわらず、中心星の密度が、その後の推定上の子孫の密度に匹敵することを発見しました。最も単純な解釈は、今日の最も巨大な楕円体の高密度でコンパクトな内部領域がビッグバン後$\sim600$Myrにすでに存在していたということです。銀河の赤方偏移と質量はまだ確認されていないこと、そしてNIRCamの複雑な点像分布関数はまだ完全に特徴づけられていないことに注意してください。
2mm 観測と高赤方偏移の塵の多い星形成銀河の探索
| Title |
2mm_Observations_and_the_Search_for_High-Redshift_Dusty_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
L.L._Cowie,_A.J._Barger,_F.E._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17167 |
高赤方偏移(z>>4)の塵に覆われた星形成銀河を見つけることは非常に困難です。最近、負のK補正により、z>4の遠赤外線(FIR)光度の銀河がz=2～3の銀河よりも明るくなるため、ミリメートルの選択が最良のアプローチである可能性があることが示唆されています。ここでは、GOODS-SのALMA870um事前星（これらの事前星はSCUBA-2850um源を標的とした結果である）をターゲットにして得られた深度ALMA2mmサンプルを使用して、この問題を分析します。我々は以前のベースの2mm銀河数カウントを構築し、それらを公開されたブランクフィールドベースの2mmカウントと比較し、0.2mJyまで良好な一致を見つけました。現在の2mmの銀河系外背景光の一部のみが解像されており、それを完全に解像するにはどの程度の観測深度が必要かを推定します。2mmALMAデータをGOODS-Sの深層SCUBA-2450umサンプルで補完することにより、2mm対450umの磁束密度比の赤方偏移を伴う急勾配を利用して、分光学的または堅牢な光学/近赤外線を使用せずにこれらの銀河の赤方偏移を推定します。測光赤方偏移。私たちの観測では、年間250太陽質量を超える星形成速度を持つ銀河が測定されます。これらの銀河では、星形成速度密度はz=2-3からz=5-6まで9分の1に減少します。
近くの星形成銀河のガス形態
| Title |
The_Gas_Morphology_of_Nearby_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
S._K._Stuber,_E._Schinnerer,_T._G._Williams,_M._Querejeta,_S._Meidt,_E._Emsellem,_A._Barnes,_R._S._Klessen,_A._K._Leroy,_J._Neumann,_M._C._Sormani,_F._Bigiel,_M._Chevance,_D._Dale,_C._Faesi,_S._C._O._Glover,_K._Grasha,_J._M._D._Kruijssen,_D._Liu,_H._Pan,_J._Pety,_F._Pinna,_T._Saito,_A._Usero,_E._J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17172 |
銀河の形態は、その進化の歴史における世俗的および環境的プロセスに由来します。したがって、銀河の形態学は、銀河の進化に関する洞察を得るために長い間使用されてきたツールです。PHANGS調査の一部として取得された1インチ解像度のCO(2-1)アルマ望遠鏡観測を使用して、近くにある79個の主系列銀河の大規模サンプルの分子ガス分布に基づいて、雲スケールで形態を視覚的に分類します。そのために、我々は、確立された光学リングと同様の、さまざまなタイプのバー、スパイラルアーム（グランドデザイン、綿状、マルチアーム、スムーズ）、リング（中心リングおよび非中心リング）の形態分類スキームを考案します。さらにバーレーンクラスを導入します。一般に、冷たいガスに基づいた形態は、恒星の光に基づいた形態とよく一致します。私たちのバーとグランドデザインのスパイラルアームは両方とも、サンプルの高質量端に優先的に見つかります。私たちのガスベースの分類は、大規模な星形成が存在する場合、光学的に遮蔽されていない銀河を誤認する可能性を示しています。中心環または核環はサンプルの3分の1に存在し、棒状銀河(59%)が強く選ばれます。恒星バーはサンプル銀河の45$\pm$5%に存在するため、バーレーンの特性のトレーサーとしての分子ガスの有用性を探ります。より湾曲したバーレーンは、分子ガスの半径方向の広がりが短く、より直線的な形状を持つ銀河よりも分子と星の質量比が低い銀河に存在することがわかりました。銀河は広範囲にわたるCO形態を示し、この研究は近くの銀河の代表的なサンプルにおける形態的特徴のカタログを提供します。
アラウカリア プロジェクト: 宇宙の距離スケールの改善
| Title |
The_Araucaria_Project:_Improving_the_cosmic_distance_scale |
| Authors |
The_Araucaria_Project:_G._Pietrzy\'nski,_W._Gieren,_P._Karczmarek,_M._G\'orski,_B._Zgirski,_P._Wielg\'orski,_L._Breuval,_K._Suchomska,_A._Gallenne,_P._Kervella,_G._Hajdu,_B._Pilecki,_J._Storm,_N._Nardetto,_R._P._Kudritzki,_M._Taormina,_F._Bresolin,_R._Smolec,_W._Narloch,_C._Ga{\l}an,_M._Lewis,_R._Chini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17247 |
この本は、距離測定と関連トピックのさまざまな側面におけるアラウカリアのメンバー、協力者、友人の業績を紹介する多数の短い記事で構成されています。これは、アラウカリアプロジェクトの20周年を祝い、その成功に尽力した人々を讃え、私たちの手法と結果を幅広い読者に広めることを目的としています。この本は、助成契約番号695099に基づいて欧州連合のHorizon2020研究およびイノベーションプログラムから資金提供を受けたプロジェクトの一部です。
新しい機械学習ベースの手法を使用した、散開星団における星のメンバーシップ、密度プロファイル、および質量分離
| Title |
The_membership_of_stars,_density_profile_and_mass_segregation_in_open_clusters_using_a_new_machine_learning-based_method |
| Authors |
Mohammad_Noormohammadi,_Mehdi_Khakian_Ghomi,_Hossein_Haghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17728 |
2つの教師なし機械学習アルゴリズム、DBSCANとGMMの組み合わせを使用して、12個の散開星団(M38、NGC2099、ComaBer、NGC752、M67、NGC2243、Alessi01、Bochum04、M34、M35、M41、およびM48、ガイアDR3ベース。これらのクラスターは、年齢、距離、メンバーの数が異なるため、この方法を分析するためにこれらのパラメーター状況を適切にカバーします。752、1725、116、269、1422、936、43、38、743、1114、783、および452を特定しました。これは、M38、NGC2099、ComaBer、NGC752、M67、それぞれNGC2243、Alessi01、Bochum04、M34、M35、M41、M48。さらに、潮汐半径、コア半径、および10個のクラスターにおける質量分離の明確な証拠も得られました。この星団の高品質の色等級データを調べたところ、NGC752、コマバー、M67のそれぞれについて白色矮星が1つずつ得られました。若い散開星団M38では、すべてのメンバーが潮汐半径の内側にあることがわかりましたが、古い星団ではいくつかのメンバーが潮汐半径の外側にあることがわかり、若い散開星団には明確な潮汐尾を形成する十分な時間がなかったことを示しています。集団分離は、若いクラスターよりも古いクラスターで高い割合で発生することがわかります。
無線光学リファレンスカタログ、バージョン 1
基本的な天体基準系(CRF)は、天文位置の2つのカタログ、国際天体基準系(ICRF3)の3番目の実現、および3番目のデータリリース(DR3)から構築されたはるかに大きなGaia~CRFに基づいています。これら2つのカタログに共通する天体は、主に遠方のAGNとクエーサーであり、どちらもガイアにとっては光学的に十分に明るく、VLBIにとっては電波の音量が大きいです。この限られた参照オブジェクトのコレクションは、2つのCRFの相互位置合わせと、ICRFから分岐する他のすべてのフレームおよび座標系のメンテナンスにとって非常に重要です。この論文では、ICRF3の3つのコンポーネント(S/X、K、およびX/Kaバンドカタログ)が、Gaia~DR3に関して位置オフセットの空相関ベクトル場が大きく異なることを示します。注意深く精査された一般的なソースのセット上でベクトル球面調和関数を次数4まで反復展開すると、これらの各成分には統計的に有意な項がいくつか含まれます。ガイア位置からの空相関オフセットの中央値は、S/Xカタログでは56$\mu$as、Kカタログでは100$\mu$as、Kaカタログでは324$\mu$asであることがわかります。加重平均ベクトルフィールドがGaia基準位置から減算され、そのフィールドからの偏差が各ICRF3コンポーネントに追加されます。4つの入力カタログのそれぞれからの補正された位置は、単一の加重平均カタログに結合されます。これが、慣性無線光学CRFの現在最も正確な実現であると提案されています。
ガンマ形式を使用した暗黒物質ハローの質量降着履歴のモデル化
| Title |
Modelling_the_mass_accretion_histories_of_dark_matter_haloes_using_a_Gamma_formalism |
| Authors |
Antonios_Katsianis,_Xiaohu_Yang,_Matthew_Fong_and_Jie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17772 |
我々は、観測された宇宙星形成速度密度(CSFRD)と一致するハローの質量降着履歴(MAH)の物理モデルを提示します。ガンマ($\Gamma$)関数形式を使用して暗黒物質ハローのMAHをモデル化します:$M_h(T)=\frac{M_0}{f_{0}}\,\times\frac{\gamma(\alpha_h,~\beta_h\times(T-Th))}{\Gamma(\alpha_h)}$、ここで$M_0$は現時点のハロー質量、$T$は時間、$\alpha_h$と$\beta_h$は$f_{0}$は、$T=\infty$で達成されるハローの最終質量に対する、z=0でのハローの質量のパーセンテージです。宇宙論的シミュレーションと解析モデルから得られたハローのMAHを使用してモデルを制約します。$f_{0}$はべき乗則($f_{0}=1-c\timesM_{0}^{d}$)で記述できます。質量が小さいハローは、平均してすでに最終質量の大部分に達しています。宇宙のハローの平均$<f_{0}>$は$>0.95$であり、私たちの時代に宇宙のMAH/CSFRDが飽和している方向を示しています。平均$<\beta_{h}>$パラメーター(ハローの成長に利用できる暗黒物質の減少率)は、ハローの動的タイムスケールに関連しています。$\alpha$パラメータは$M_{0}$のべき乗則インデックスであり、宇宙の膨張が減速し始める前にハローが経験する初期の成長を表します。最後に、$T_{h}$(ビッグバン後の銀河とハローの共進化/成長を示す期間)は1億5,000万年から3億年であることが判明しました。
中空双円錐ダスト流出モデルにおける AGN の IR 変動性の解釈
我々は、単純な予測に反して、ほとんどのAGNは、J、H、K、およびLバンドの波長が増加しても、せいぜいわずかな遅延の増加しか示さないことを示します。近赤外域から中赤外域への変動がほぼ同時に起こっている可能性のある原因は、高温塵が中空の双円錐形の流出部にあり、その中空側が優先的に見えることであると考えられます。提案されたモデルでは、中空円錐内での視線に沿った塵の昇華または再生成（ある程度の遅延相対光度変化を伴う）が、AGNの外観の変化現象を説明する要因になる可能性があります。塵の遮蔽の変化は、Luv変動に対するHベータ時間遅延の関係の変化を説明するのに役立ちます。IRラグの相対的な波長の独立性により、宇宙論的パラメーターを推定するためのIRラグの使用が簡素化されます。
銀河と質量集合体 (GAMA): 視覚的および分光学的に特定された銀河合体サンプルの比較
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_Comparing_Visually_and_Spectroscopically_Identified_Galaxy_Merger_Samples |
| Authors |
Alice_Desmons,_Sarah_Brough,_Cristina_Mart\'inez-Lombilla,_Roberto_De_Propris,_Benne_Holwerda,_\'Angel_R._L\'opez_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17894 |
私たちは、銀河周囲の潮汐特徴を視覚的に識別したサンプルと分光学的に検出された近接した銀河のペアによって検出された合体銀河集団の比較を行い、合体銀河を選択する私たちの方法が銀河相互作用の理解を偏らせるかどうかを判断します。私たちの体積制限された親サンプルは、銀河質量集合体(GAMA)調査からの赤方偏移範囲$0.04\leqz\leq0.20$および恒星の質量範囲$9.50\leq$log$_{10}(M_{\star}/\rm{M}_{\odot})\leq11.0$。私たちは、HyperSuprime-Camすばる戦略計画(HSC-SSP)の超深層からの画像を使用して比較を行い、潮汐特徴を持つ銀河を視覚的に分類し、これらをGAMA分光近接対サンプルの銀河と比較します。潮汐特徴を持つ198個の銀河を特定し、その結果、潮汐特徴分率$f_{\rm{tidal}}$=0.23$\pm$0.02が得られます。また、近接ペアに含まれる80個の銀河も特定し、その結果、近接ペアの割合$f_{\rm{pair}}$=0.09$\pm$0.01が得られます。潮汐特徴と近接対サンプルを比較すると、両方のサンプルに存在する42個の銀河が特定され、$f_{\rm{both}}$=0.05$\pm$0.01という割合が得られます。私たちは、近接した銀河のペアのサンプルは、2つの別々の銀河がまだ見える初期段階の合体を検出する可能性が高く、潮汐特徴サンプルは1つの銀河核のみが見える後期段階の合体を検出する可能性が高いことを示唆する証拠を発見しました。近いペアと潮汐特徴サンプルの重なりにより、中間段階の合併が検出される可能性があります。我々の結果は、近接ペアおよび潮汐特徴サンプルによって検出された合体銀河の集団に関する宇宙論的流体力学シミュレーションの予測とよく一致しています。
高赤方偏移における銀河形成に対する $z>{\sim}12$ JWST 銀河の影響
| Title |
Implications_of_$z>{\sim}12$_JWST_galaxies_for_galaxy_formation_at_high_redshift |
| Authors |
Yuxiang_Qin,_Sreedhar_Balu_and_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17959 |
半解析銀河形成モデルを使用して、$z>{\sim}12$にある最近発見された8つのJWST銀河の類似物を研究します。$(311{\rmcMpc})^3$の体積と$10^{12}$の有効粒子数を持つ宇宙論的シミュレーションから類似体を選択し、$z{\le}20でのすべての原子冷却銀河の分解能を可能にします$。統計的に代表的な高赤方偏移銀河の模擬カタログを目指して、観測された$5{<}z{<}13$のUV光度関数を再現するためにモデルパラメーターを変更します。フォワードモデル化されたJWST測光を使用して、このカタログから類似体を特定し、それらの特性、考えられる進化経路および局所環境を研究します。私たちは、微光のJWST銀河($M_{\rmUV}>{\sim}-19.5$)が標準的な銀河形成モデルと一致していること、そして私たちの基準カタログにはそれらの類似体の大規模なサンプルが含まれていることを発見しました。これらの類似体の特性は、進化するUV視度関数により赤方偏移が体系的に低くなっている点と、モデルのバースト履歴の結果として比星形成率がより高い点を除いて、従来のSEDフィッティング結果とほぼ一致しています。一方、観測された$z{\sim}12$銀河では、明るい銀河の類似物はほんの少数しか同定できません。さらに、$z>{\sim}16$JWST銀河候補を再現するには、低赤方偏移集団のモデルと比較して、星形成効率の向上とフィードバック制御の低減が必要です。これは、最初の銀河での星形成が、赤方偏移の低い対応する銀河とは大きく異なる可能性があることを示唆しています。また、これらの候補は低赤方偏移汚染を受けやすいこともわかりました。これは、$z{\sim}5$の塵に覆われた銀河または静止銀河の両方として基準結果に存在します。
FRB 20171020A の主銀河を再訪
| Title |
The_Host_Galaxy_of_FRB_20171020A_Revisited |
| Authors |
Karen_Lee-Waddell,_Clancy_W._James,_Stuart_D._Ryder,_Elizabeth_K._Mahony,_Arash_Bahramian,_Baerbel_S._Koribalski,_Pravir_Kumar,_Lachlan_Marnoch,_Freya_O._North-Hickey,_Elaine_M._Sadler,_Ryan_Shannon,_Nicolas_Tejos,_Jessica_E._Thorne,_Jing_Wang,_and_Randall_Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17960 |
FRB20171020Aのホスト銀河と推定される銀河は、2018年に初めてESO601-G036として特定されましたが、リピートバーストが検出されていないため、ホストの直接確認は依然として困難です。この分野の最近の発展を考慮して、この宿主を再検査し、新しい関連信頼度98%を決定します。37Mpcであることから、ESO601-G036は、これまでに確認された中で3番目に近いFRBホスト銀河であり、明らかに繰り返しのないFRBのホスト銀河に最も近い銀河となります(10ergを超えると、1日あたりバーストの推定繰り返し速度制限が0.011バースト未満と推定されます)。距離が近いため、ESO601-G036システムでは詳細な多波長分析を実行できます。追跡観測により、ESO601-G036は、HIと恒星の質量がlog(M_HI/M_sol)~9.2およびlog(M_*/M_sol)=8.64、星形成率がSFR=である典型的な星形成銀河であることが確認されました。0.09+/-0.01M_sol/年我々は、南西に伸びる拡散ガス状の尾部（log(M_HI/M_sol)~8.3）を初めて検出し、これはおそらく近くで確認されている伴星ESO601-G037との最近の相互作用を示唆している。ESO601-G037は、ESO601-G036の南に位置する恒星の破片で、弧状の形態を持ち、質量が約1桁小さく、ガスの金属性が低いため、恒星の集団が若いことを示しています。ESO601-G036星系の特性は、小規模な合体現象が進行中であることを示しており、これが星系の全体的なガス成分とESO601-G037内の星に影響を与えています。このような活動は、マグネターを含む現在のFRB前駆体モデルや、近くにある他のFRBホスト銀河における最近の相互作用の兆候と一致しています。
BarYon CYCLE プロジェクト (ByCycle): 機械学習を使用した MgII 金属吸収体の特定と位置特定
| Title |
The_BarYon_CYCLE_Project_(ByCycle):_Identifying_and_Localizing_MgII_Metal_Absorbers_with_Machine_Learning |
| Authors |
Roland_Szakacs,_C\'eline_P\'eroux,_Dylan_Nelson,_Martin_A._Zwaan,_Daniel_Gr\"un,_Simon_Weng,_Alejandra_Y._Fresco,_Victoria_Bollo,_Benedetta_Casavecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17970 |
VISTA/4MOST多天体分光器に関する今後のByCycleプロジェクトは、$\sim1$百万の高スペクトル分解能（$R$=20,000）の背景クェーサーの大量のサンプルを使用して、前景銀河の周囲銀河の金属含有量をマッピングするという新たな展望を提供します。($R$=4000-7000で観察)、金属吸収によって追跡。このような大規模な調査には、特殊な分析手法が必要です。初期のデータがない場合は、代わりに合成4MOST高解像度ファイバークエーサースペクトルを生成します。そのために、光イオン化の後処理と光線追跡を組み合わせたTNG50宇宙論的磁気流体力学シミュレーションを使用して、MgII($\lambda2796$、$\lambda2803$)吸収体を捕捉します。次に、このサンプルを使用して、これらのスペクトル内のMgII吸収体の赤方偏移を検索して推定する畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をトレーニングします。均一に分布した特性を持つクエーサースペクトルのテストサンプルの場合($\lambda_{\rm{MgII,2796}}$,$\rm{EW}_{\rm{MgII,2796}}^{\rm{rest}}=0.05-5.15$\AA、$\rm{SNR}=3-50$)、アルゴリズムは98.6パーセントの堅牢な分類精度と6.9\AAの平均波長精度を備えています。高い信号対雑音スペクトル($\rm{SNR>20}$)の場合、アルゴリズムは$\rm{EW}_{\rm{MgII,2796}}^の同等の幅までMgII吸収体を確実に検出して位置特定します。{\rm{休憩}}=0.05$\AA。最低のSNRスペクトル($\rm{SNR=3}$)の場合、CNNはEW$_{\rm{MgII,2796}}^{\rm{rest}}$$\geq$0.75\を確実に回復して位置特定します。AA\、吸収体。これは、検出されたMgII吸収体の特性を評価するためのその後のVoigtプロファイルフィッティングには十分です。コードはGitHubを通じて公開します。私たちの研究は、次世代の調査によって間もなく提供される数百万ものクエーサースペクトルデータセットの将来の分析に対する概念実証を提供します。
大規模な乱流駆動が高赤方偏移のガスに富んだ銀河における星形成を制御 II: 磁場と乱流圧縮率の影響
| Title |
Large-scale_turbulent_driving_regulates_star_formation_in_high-redshift_gas-rich_galaxies_II:_Influence_of_magnetic_field_and_turbulent_compressive_fraction |
| Authors |
No\'e_Brucy,_Patrick_Hennebelle,_Tine_Colman,_Simon_Iteanu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18012 |
観測された銀河内での星の形成速度は、重力崩壊だけが起こっている場合に想定される速度を大幅に下回っています。星形成速度の制御に関与する主なプロセスが何かについては、まだ合意が得られていません。最近、星形成を制御する候補の1つである大質量星からのフィードバックは、キロパーセクスケールでの平均柱密度がそれほど高くない、$\約20\mathrm{M}_\odot\未満の場合にのみ適していることが示されました。cdot\mathrm{pc}^{-2}$。一方で、激しい大規模な乱流駆動により、高密度環境での星の形成が観測に耐えられる値まで遅くなる可能性があります。この研究では、乱流運転の性質と強さの影響、および磁場の影響を調査します。我々は、二次元大規模乱流駆動も適用される星間物質(ISM)のフィードバック制御された一連の数値シミュレーションを実行します。いくつかのガス柱密度、磁化、および駆動圧縮率のシュミット・ケニカット(SK)関係を再現するために必要な駆動強度を決定します。乱流強制がない場合、およびかなりの磁場がある場合でも、特にカラム密度が高い場合、SK関係と比較してSFRが高すぎることが確認されました。SFRの結果は初期磁場と乱流駆動の圧縮率に大きく依存することがわかりました。結果として、高柱密度環境におけるより高い磁場は、星の形成を制御するのに十分な強さの乱流を維持するのに必要なエネルギーを低下させる可能性がある。
$l$ = [59.75$^\circ$, 74.75$^\circ$] および $b$ = [$-$5.25$^\circ$,
- 5.25$^\circ$] からの銀河面の分子雲
| Title |
Molecular_Clouds_in_the_Galactic_Plane_from_$l$_=_[59.75$^\circ$,_74.75$^\circ$]_and_$b$_=_[$-$5.25$^\circ$,_+5.25$^\circ$] |
| Authors |
Chunxue_Li,_Hongchi_Wang,_Yuehui_Ma,_Lianghao_Lin,_Yang_Su,_Chong_Li,_Yan_Sun,_Xin_Zhou,_and_Ji_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18043 |
この論文では、$l$=[59.75,74.75]$^{\circ}$および$b$=[${-}$5.25,+5.25]$^からの天の川銀河面における分子ガスの分布を示します。{\circ}$、MWISP$^{12}$CO/$^{13}$CO/$\rm{C}^{18}{O}$輝線データを使用します。この領域の分子ガスは、主にローカルスパー、ローカルアーム、ペルセウスアーム、アウターアームに起因すると考えられます。各アームの分子ガスの物理的特性の統計(励起温度、光学的深さ、カラム密度など)が表示されます。DBSCANアルゴリズムを使用して、運動学的距離が14.72$～$17.77kpc、質量が363$～$520M$_{\odot}$である15個の非常に遠方の分子雲を特定しました。これは、外殻-ケンタウルス座の一部である可能性があることがわかりました。OSC)アームは\cite{2011ApJ...734L..24D}および\cite{2015ApJ...798L..27S}で識別されます。また、これら15個の非常に遠い分子雲のうち12個が、外側アームとOSCアームの間の独立した構造または支脈を構成している可能性もあります。ペルセウス渦巻腕内の分子ガスの垂直分布には2つのガウス成分が存在します。これら2つのガウス成分は、銀河面に平行な2つの巨大なフィラメントに対応します。外側渦巻腕の分子ガスが上向きに反っており、銀河の中央面に対して約270pcの変位があることがわかります。
中規模不安定性の物理的基盤を解読する
| Title |
Deciphering_the_physical_basis_of_the_intermediate-scale_instability |
| Authors |
Mohamad_Shalaby,_Timon_Thomas,_Christoph_Pfrommer,_Rouven_Lemmerz,_and_Virginia_Bresci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18050 |
私たちは、星間環境から銀河団環境に至るまで、幅広いスケールでCR輸送に重要な役割を果たす宇宙線(CR)駆動の不安定性の基礎となる物理学を研究しています。磁化された電子イオン背景プラズマにおけるCR駆動不安定性の線形分散関係を調べることにより、中間不安定性とジャイロスケール不安定性の両方が共鳴起源を持つことを確立し、これらの共鳴が単純なグラフ解釈によって理解できることを示します。これらの不安定性は、非常に異なるスケールと非常に異なる位相速度で、大規模な背景磁場に平行な波のモードを不安定にします。さらに、磁気流体力学(MHD)またはホールMHDを使用して電子イオンバックグラウンドプラズマを近似しても、線形領域で最も急速に増大する不安定性、つまり中間スケールの不安定性を捉えることができないことを示します。この発見は、最も不安定な波動モードを解決するにはバックグラウンドプラズマを正確に特徴付けることの重要性を強調しています。最後に、不安定モードのさまざまな位相速度が粒子波散乱に及ぼす影響について説明します。非線形飽和領域におけるこれら2つの不安定性の相対的な重要性を調査し、大規模CR流体力学理論における有効CR輸送係数の物理的理解を発展させるには、さらなる研究が必要です。
電波銀河NGC 6086における新たなフィラメント状残存電波放射とデューティサイクル制約
| Title |
New_filamentary_remnant_radio_emission_and_duty_cycle_constraints_in_the_radio_galaxy_NGC_6086 |
| Authors |
S._Candini,_M._Brienza,_A._Bonafede,_K._Rajpurohit,_N._Biava,_M._Murgia,_F._Loi,_R._J._van_Weeren,_F._Vazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18077 |
電波銀河は活動銀河核のサブクラスであり、超大質量ブラックホールは相対論的ジェットを介して環境にエネルギーを放出します。ジェットはホスト銀河の生涯を通じて常に活動しているわけではなく、活動期と静止期を繰り返します。残存電波銀河は静止段階で検出され、AGNデューティサイクルを制約する独自のソースのクラスを定義します。我々は、NGC6086に関連する電波銀河の空間分解電波解析と、ソースのデューティサイクルと進化を調査するための拡散放射のスペクトル年齢の制約を提示します。私たちは、144MHzの低周波アレイと400MHzおよび675MHzのアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡を使用して実行された3つの新しい低周波高感度観測を使用します。これらに、1400MHzと4700MHzでの2つの超大型アレイのアーカイブ観測を追加します。新しい観察では、2番目の大きな葉のペアと、糸状形態を持つ3つの領域が検出されました。内側のレムナントローブのスペクトルインデックスの傾向を分析すると、GHzのものと比較して、低い周波数で系統的に急峻な値が見られます。AGNの活動の前の段階を追跡すると予想されるように、新しく検出された外側のローブ(最大2.1)では、より急なスペクトル指数が見つかります。しかし、スペクトル間の差異は、それらの拡大中のグループ内媒質内の異なる力学的進化および/または異なる磁場値を示唆しています。内葉と外葉の年齢に制約を設け、線源のデューティサイクルを導き出します。これにより、合計アクティブ時間は$\sim$39%になります。フィラメント状構造は、スペクトル指数の傾向がなく、急峻なスペクトル指数($\sim$1)を持ち、そのうちの1つだけがスペクトルの急峻化を示しています。それらの起源はまだ明らかではありませんが、プラズマの圧縮または磁場の基礎構造によって形成された可能性があります。
XMM-Newton RGS 分光法による銀河団、銀河群、巨大な初期型銀河のハローを放出する熱 X 線中の O、Ne、Mg、Fe の存在量
| Title |
O,_Ne,_Mg,_and_Fe_abundances_in_hot_X-ray_emitting_halos_of_galaxy_clusters,_groups,_and_giant_early-type_galaxies_with_XMM-Newton_RGS_spectroscopy |
| Authors |
Kotaro_Fukushima,_Shogo_B._Kobayashi,_and_Kyoko_Matsushita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18137 |
初期型銀河、銀河団、銀河団に浸透する高温媒体中の化学元素は、宇宙最大規模の金属濃縮と周期プロセスを研究するための優れた実験室となっています。今回我々は、例えばペルセウス座の最も明るい銀河団など、よく知られている初期型銀河を含む14個の初期型銀河のXMM-NewtonRGS解析を報告します。O/Fe、Ne/Fe、およびMg/Fe比の空間分布は、中心のFe存在量の低下が報告されているかどうかに関係なく、各天体の中心60秒角の領域で一般に平坦です。希ガスと通常の金属の共通プロファイルは、これらのシステムではダスト減少プロセスが主に機能しないことを示唆しています。したがって、観察された存在量の低下は、原子コードの体系など、他の原因に起因する可能性があります。ガスの質量対光度比が高い巨大システムは、太陽のN/Fe、O/Fe、Ne/Fe、Mg/Fe、Ni/Fe比を生み出す高温ガス($\sim$2keV)を保持する傾向があります。反対に、孤立銀河または群中心銀河を含むキロ電子ボルト未満の温度領域にある光系は、一般に超太陽のN/Fe、Ni/Fe、Ne/O、およびMg/O比を示します。最新の超新星元素合成モデルでは、このような超太陽存在量パターンを再現できないことがわかりました。低温天体のこれらの高い存在比に寄与する可能性のある系統的不確実性についても、将来のX線ミッションの重要な役割と並行して議論されます。
First Light and Reionisation Epoch Simulations (FLARES) XIII: 高赤方偏移銀河のライマン連続放射
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_XIII:_the_Lyman-continuum_emission_of_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Louise_T._C._Seeyave,_Stephen_M._Wilkins,_Jussi_K._Kuusisto,_Christopher_C._Lovell,_Dimitrios_Irodotou,_Charlotte_Simmonds,_Aswin_P._Vijayan,_Peter_A._Thomas,_William_J._Roper,_Conor_M._Byrne,_Gareth_T._Jones,_Jack_C._Turner,_Christopher_J._Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18174 |
再電離の歴史は、高赤方偏移銀河の電離特性に大きく依存しています。したがって、銀河の電離特性が物理量や観測可能な量にどのように関連しているかをしっかりと理解することが重要です。この論文では、FirstLightandReionisationEpochSimulations(FLARES)を使用して、大規模な($M_*>10^8\,\mathrm{M_\odot})のライマン連続体(LyC、つまり水素電離)放出を研究します。$)赤方偏移$z=5-10$の銀河。恒星の質量が増加するにつれて、年齢と金属性の増加の複合効果により、比電離放射率（つまり単位恒星質量あたりの固有電離放射率）が減少することがわかりました。FLARESは、電離光子生成効率の中央値(つまり、単位固有遠紫外光度あたりの固有電離放射率)を$\log_{10}(\xi_{\rmion}\rm{/erg^{-1}Hz})=と予測します。25.40^{+0.16}_{-0.17}$、値の範囲は$\log_{10}(\xi_{\rmion}\rm{/erg^{-1}Hz})=25-25.75$。これは多くの観測推定の範囲内ですが、観測されたいくつかの極端値を下回っています。生産効率を観測可能な特性と比較すると、UV連続体の傾きと弱い負の相関があり、OIII相当幅と正の相関があることがわかりました。また、粉塵による生産効率(つまり、単位粉塵による遠紫外光度あたりの固有電離放射率)も考慮し、$\log_{10}(\xi_{\rmion}\rm{/erg^)の中央値を求めます。{-1}Hz})\sim25.5$。$M_*>10^8\,\mathrm{M_\odot}$銀河のサンプル内で、総電離放射率に最も寄与するのは低質量銀河の恒星集団です。活動銀河核(AGN)の放射は、特定の赤方偏移における総放射率の$10～20$%を占め、LyC光度関数を$\sim0.5$dexだけ拡張します。
First Light and Reionisation Epoch Simulations (FLARES) XIV: The
Balmer/4000~\AA\ 遠方銀河の破断
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_XIV:_The_Balmer/4000~\AA\_Breaks_of_Distant_Galaxies |
| Authors |
Stephen_M._Wilkins,_Christopher_C._Lovell,_Dimitrios_Irodotou,_Aswin_P._Vijayan,_Anton_Vikaeus,_Erik_Zackrisson,_Joseph_Caruana,_Elizabeth_R._Stanway,_Christopher_J._Conselice,_Louise_T._C._Seeyave,_William_J._Roper,_Katherine_Chworowsky,_Steven_L._Finkelstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18175 |
JWSTの打ち上げと試運転の成功により、$z>6$における銀河の静止系発光を初めて定期的に分光学的に調べることができるようになりました。光学分野で使用される最も有用なスペクトル診断の1つは、Balmer/4000~\AA\ブレークです。これは原理的には、複合恒星集団の平均年齢を診断するものです。ただし、バルマーブレイクは、星形成履歴の形状、星(およびガス)の金属性、星雲連続体の発光の存在、および塵の減衰にも影響されます。この研究では、SYNTHESIZER合成観測パッケージを使用して、Balmer/4000~\AA\ブレークの起源を調査します。次に、FirstLightandReionisationEpochSimulations(FLARES)を使用して$5<z<10$でBalmer/4000~\AA\ブレイクを予測します。私たちは、平均破壊強度が星の質量および静止系の遠紫外光度と弱い相関関係があること、しかしこれは主に塵の減衰によって引き起こされることを発見しました。また、破壊強度は年代の診断には弱いものの、紫外線と光度に加えて、星形成と星の質量を制限する手段としてはより優れた性能を発揮することもわかりました。
ガス力学による円盤銀河の質量モデル
ガス力学から円盤銀河の質量モデルを構築する方法と技術をレビューします。私は2つの重要なステップに焦点を当てます:(1)HI、CO、および/またはH-アルファ観測からの3D輝線データキューブを使用した回転曲線の導出、および(2)近赤外線画像と画像からの重力場の計算輝線マップ。それぞれ恒星とガスの質量分布を追跡します。近くの銀河の質量モデルは、動径加速度関係(RAR)の確立につながりました。つまり、回転曲線から観察された向心加速度は、たとえ暗黒物質が重力場を支配していると考えられている場合でも、各銀河半径でのバリオン分布から予測されたものと密接に相関しています。最後に、より巨大な円盤銀河によって定義されるRAR上の局所群矮小回転楕円体銀河の(不確かな)位置について議論します。
アンモニア中の窒素分別と窒素化学に関する洞察
コンテクスト。望遠鏡の能力の向上により、星間物質中の$\rm^{14}N/^{15}N$の観測がより頻繁になっています。ただし、これらのデータの解釈は依然として不可解です。特に、ジアゼニリウム中の$\rm^{14}N/^{15}N$の測定により、コールドコアにおける高レベルの反分別が明らかになりました。目的。古谷と相川(2018)は、ガス粒子化学コードと組み合わせた天体物理シミュレーションを使用して、星前核の$^{15}$N減少は、$\rm^{14}の初期段階から引き継がれる可能性があると結論付けました。N^{15}N$は選択的に光解離し、15N原子がダスト粒子上で枯渇し、アンモニア氷が形成されます。私たちはこの仮説を検証することを目的としています。方法。我々は、アンモニア氷の脱離またはスパッタリングの度合いが異なる3つの発生源(星前核L1544、原始星エンベロープIRAS4A、衝撃領域L1157-B1)をターゲットにしました。GBTを使用してNH3アイソトポローグを観察し、観察された反転遷移のスペクトルフィッティングを通じて$\rm^{14}N/^{15}N$を推定しました。結果。$^{15}$NH3(1,1)はL1544とIRAS4Aで検出されますが、L1157-B1では上限のみが推定されます。NH3同位体比は、L1544の中心よりも原始星に向かって著しく低く、元素値と一致しています。また、L1544に対するNH3窒素同位体比の最初の空間分解マップも提示します。結論。我々の結果は、アンモニア氷は$^{15}$Nが豊富で、氷が昇華すると$\rm^{14}N/^{15}N$比が減少するという仮説と一致しています。例えば原始星エンベロープの温度上昇による気相。L1544の中心のアンモニア$\rm^{14}N/^{15}N$値は、N2H+の値より2倍低く、主な生成経路がダスト粒子上のN原子の水素化であることを示唆しています。非加熱脱着による。
星周相互作用による天体物理過渡現象のモンテカルロ放射輸送
| Title |
Monte_Carlo_Radiation_Transport_for_Astrophysical_Transients_Powered_by_Circumstellar_Interaction |
| Authors |
Gururaj_A._Wagle,_Emmanouil_Chatzopoulos,_Ryan_Wollaeger,_Christopher_J._Fontes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17184 |
この論文では、星周相互作用の影響を受ける天体物理学的過渡現象の合成スペクトルを生成するように設計されたオープンソースのモンテカルロ放射輸送コードである\texttt{SuperLite}を紹介します。\texttt{SuperLite}は、高速衝撃流出における半陰的、半相対論的放射線輸送にモンテカルロ法を利用し、複数グループの構造化不透明度計算を使用します。このコードにより、流体力学プロファイルの迅速な後処理が可能になり、超光度超新星、脈動対不安定性超新星、その他の特殊な過渡現象を含む過渡現象の観測結果と比較できる高品質のスペクトルを生成できます。\texttt{SuperLite}で採用されているメソッドを紹介し、コードのパフォーマンスを\texttt{SuperNu}やCMFGENなどの他の放射トランスポートコードのパフォーマンスと比較します。\texttt{SuperLite}が標準的なモンテカルロ放射線輸送テストに合格し、Ia型、IIP型、およびIIn型の典型的な超新星のスペクトルを再現できることを示します。
暗黒物質スパイクにおける動的摩擦: チャンドラセカールの公式の修正
我々は、暗黒物質密度スパイクに囲まれた中間質量ブラックホールを持つ恒星質量のコンパクト天体の中間質量比の影響を考慮します。インスピレーションを与えるブラックホールとスパイク内の暗黒物質粒子の相互作用により、動的摩擦が生じます。これにより、ブラックホール連星の力学が変化し、重力波信号に痕跡が残る可能性があります。以前の計算では、動摩擦係数の評価に、ブラックホールよりも速く移動する粒子の寄与は含まれていませんでした。この項は、より遅く移動する粒子のみが減速抗力に寄与する標準的なチャンドラセカールの処理では無視されます。今回、我々は、高速で移動する粒子によって生じる動的摩擦が、暗黒物質スパイク内の大質量連星の進化に重大な影響を与えることを実証した。$\gamma\lesssim1$の密度プロファイル$\rho\proptor^{-\gamma}$の場合、重力波形の位相ずれは、標準的な処理を使用して推定されるよりも数桁大きくなる可能性があります。$\gamma$が$0.5$に近づくと、誤差は任意に大きくなります。最後に、$\gamma<1.8$の場合、動的摩擦により軌道がより偏心する傾向があることを示します。しかし、重力波放射によるエネルギー損失が吸気を支配すると予想され、ほとんどの場合、軌道の円化につながる。
最近、銀河マグネターSGRJ1935+2154の顕著なアンチグリッチと明るい電波バーストを伴うグリッチが発見されました。グリッチ/アンチグリッチと高速無線バースト(FRB)のようなバーストの間のこれら2つの稀な時間的一致は、それらの物理的な接続を明らかにします。ここで我々は、アンチグリッチ/グリッチとFRBのようなバーストは、マグネターによって潮汐方向に捕らえられた小惑星によってよく理解できることを提案します。このモデルでは、小惑星が潮汐力によって捕らえられ、マグネターによって破壊されます。次に、破壊された小惑星は角運動量をマグネターに伝達し、磁気圏の半径でマグネターの回転周波数に突然の変化を引き起こします。小惑星の軌道角運動量が回転するマグネターの軌道角運動量と平行（または反平行）である場合、グリッチ（または反グリッチ）が発生します。その後、結合した小惑星物質は周縁部に落下し、最終的にはマグネターの表面に降着します。小惑星の巨大な破片が磁力線を横切り、コヒーレントな曲率放射を通じて明るい電波バーストを生成します。私たちのモデルは、マグネターの突然のスピン変化とFRBのようなバーストを統一的な方法で説明できます。
超新星残骸の異方性に関する 3 次元数値研究
| Title |
A_3D_Numerical_Study_of_Anisotropies_in_Supernova_Remnants |
| Authors |
Soham_Mandal,_Paul_C._Duffell,_Abigail_Polin,_Dan_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17324 |
私たちは、星周媒質(CSM)に対して膨張する超新星残骸(SNR)の一連の3D流体力学モデルを開発します。これらの各モデルの角パワースペクトルを計算することにより、膨張界面で形成されるレイリーテイラー不安定性(RTI)を研究します。若いSNRのパワースペクトルは、支配的な角度モードを示すことがわかります。これは、以前の研究で判明した噴出物密度プロファイルの診断となります。より小さいモードでのパワーの急峻なスケーリングとスペクトルの時間変化は、乱流カスケードが存在しないことを示しています。代わりに、スペクトルの時間発展が示唆するように、スペクトルは角度モードに依存する正味成長率によって支配される可能性があります。また、噴出物およびCSMの異方性が速度と密度のパワースペクトルに及ぼす影響も研究します。密度場の摂動（噴出物またはCSMに課されるかどうかに関係なく）の摂動は、振幅が非常に大きく、大規模なコヒーレント構造を形成しない限り、残留物の異方性に大きな影響を与えないことを確認しました。いずれにせよ、これらの塊は、大きな角度スケールの構造にのみ影響を及ぼします。小さな角度スケールでのパワースペクトルは、初期の塊性から完全に独立しており、レイリーテイラー不安定性の成長と飽和によってのみ支配されます。
$\gamma$ 線を放出する細線セイフェルト1銀河の多波長変動
超大質量ブラックホール(SMBH)から発射されるジェットは、活動銀河核(AGN)におけるフィードバックの推進力の1つとして、SMBHとそのホスト銀河の共進化を理解する上で重要です。しかし、AGNジェットの形成は明らかではありません。過去20年間にわたる$\gamma$線細線セイファート1(NLS1)銀河の発見は、ジェットと降着過程とジェットの形成との関連を研究する新しい手段を私たちに提供してきました。今回我々は、スウィフトによって撮影されたこれらの系の光学/紫外線およびX線による同時観測を研究することにより、7つの明るい$\gamma$線NLS1銀河におけるジェットと降着円盤のカップリングを調査する。結果は、X線が降着円盤から大きく寄与する1H0323+342を除いて、観測された他の線源のX線放出はジェットによって支配されており、降着プロセスは存在しない場合でもほとんど寄与していないことを示しています。。X線放射の起源は異なりますが、$\alpha_{\rmox}$によって特徴付けられる広帯域スペクトル形状とX線束は、1H0323+342、PMNでも同じ進化傾向をたどっていることがわかりました。J0948+0022、およびPKS1502+036。残りのソースでは、傾向が観察されないか、サンプリングの密度が十分ではありません。
UHECR の異方性観測から何が学べるか 論文 II: 中間スケールの異方性
| Title |
What_can_be_learnt_from_UHECR_anisotropies_observations_Paper_II:_intermediate-scale_anisotropies |
| Authors |
Denis_Allard,_Julien_Aublin,_Bruny_Baret,_Etienne_Parizot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17811 |
中間角度スケールでの超高エネルギー宇宙線(UHECR)の異方性に関する入手可能なデータを分析し、それらのデータをどの程度まで使用してこれらの粒子の起源を拘束できるか、そして新しいデータから何が得られるかを検討します。露出が増加した天文台の生成。私たちは、UHECR発生源の分布が宇宙内の物質の分布に従うと仮定し、起こり得るバイアスも考慮して、幅広いシナリオの現実的なUHECR天空図をシミュレートします。私たちは、オージェとTAの共同研究で最近使用されたものと同様の分析を適用する多数のデータセットを作成します。i)調査されたシナリオは、AugerとTAによって報告された異方性の重要性を容易に説明できる。ii)オージェデータで最大過剰磁束が見られる方向は、ほとんどのシミュレーションで見られる方向と異なります。iii)同じ天体物理学的シナリオでシミュレートされたデータセットの場合、オージェ尤度解析を通じて等方性仮説が棄却される重要性は、信号のモデル化に「すべての銀河」または「スターバースト」銀河が使用された場合のいずれかに応じて最大になる可能性があります。GMFモデルが使用されます。iv)異方性パターンのエネルギー進化の研究は、UHECRの起源についての新たな洞察を提供する可能性があります。v)8EeVを超えるオージェデータセットで最も顕著な磁束過剰が見られる方向は、32EeVを超えるデータセットでは本質的に消失しているように見えます。vi)これは私たちのシミュレーションでは非常に珍しいことのようであり、本質的に同じ組成と、足首より上の磁束における独特のタイプの発生源の優位性など、調査されたシナリオにおけるいくつかの一般的な仮定の失敗を示している可能性があります。スペクトラム;vii)10EeVから最高エネルギーまでのエネルギー進化を意味のある測定するには、統計の大幅な増加が必要です。
水素に乏しい超光度超新星のタイプ W およびタイプ 150bn サブグループ: 最大化前の多様性、最大化後の均一性?
| Title |
Type_W_and_Type_15bn_subgroups_of_hydrogen-poor_superluminous_supernovae:_pre-maximum_diversity,_post-maximum_homogeneity? |
| Authors |
R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_B\'alint_Seli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17963 |
この研究では、いわゆるW型サブタイプと150bn型サブタイプの間の物理的な違いを調べるために、27個のI型超光度超新星(SLSNe-I)のサンプルの最大値後のスペクトルを分析しました。この論文は\citet{ktr21}および\citet{ktr22}の続きです。前者では、すべてのSLSNe-Iが最大前スペクトルの4000～5000\AA\の間でW字型の吸収特徴を示すわけではないことが明らかになり、2つの新しいSLSNサブグループが開示されました。タイプW、ここでW-形状の特徴が存在し、タイプ15bnではそれがありません。後者では、W型SLSNe-Iの極大前の光球は15bn型天体と比べて高温になる傾向があり、それらはイオン組成、初期光度曲線、形状に関しても異なっていることが示された。完全を期すために、このペーパーでは最大値以降のデータを分析します。光球の温度と速度に関して、W型と15bn型SLSNeは極大期後の段階までに同様の値まで減少し、それらの擬似星雲スペクトルはほぼ均一であると結論付けられます。擬似等価幅の計算により、4166と5266\AA\の間の波長範囲のpEWは2つのサブタイプの場合に異なって変化する一方、スペクトルの他の部分は同様に変化するように見えることが示されています。研究対象となった天体の主銀河は、星形成速度、形態、星の質量、絶対明るさにおいて大きな違いがないことが判明した。したがって、W型と150億型SLSNe-Iの二峰性の背後にある主な違いは、それらの最大進化以前にあります。
水素に乏しい超光度の超新星におけるマグネターフレアによるでこぼこした下降光度曲線
| Title |
Magnetar_Flare-Driven_Bumpy_Declining_Light_Curves_in_Hydrogen-poor_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Xiao-Fei_Dong,_Liang-Duan_Liu,_He_Gao,_Sheng_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17983 |
最近の観察では、水素の少ない超光度の超新星は、でこぼこした光度曲線を示すことが多いことが示されています。しかし、このような起伏の原因はまだ不明です。この論文では、フレア活動を含むマグネターモデルを改良しました。我々は、後期段階ででこぼこした光曲線を持つ、よく観察されたSLSNe-Iサンプルの体系的な分析を紹介します。これらのSLSNe-Iは、Pan-STARRS1中深度調査(PS1MDS)やZwickyTransientFacility(ZTF)などの複数の過渡調査から特定されました。私たちの研究は、5つのSLSNe-Iに適合する一連のマグネター駆動モデル光曲線を提供します。これは、合理的な物理パラメーターを使用して観測された光曲線を正確に再現します。爆発と中央エンジンの両方の本質的な特徴を抽出することにより、これらの適合は、ガンマ線バーストエンジンとの潜在的な関連性を調査する上で貴重な洞察を提供します。SLSNフレアは、ピーク光度対ピーク時間平面において、GRBフレアの暗くて長い延長となる傾向があることがわかりました。近い将来、大規模で高頻度の調査が実施されれば、光度曲線特性をモデル化することで、SLSNの起伏特性とGRBとの潜在的な関係の両方についての理解が深まる可能性があります。
時間エネルギー二変量空間における FRB のブラウン運動
無線帯域で最も明るい宇宙爆発である高速無線バースト(FRB)の起源は依然として不明です。現在、マグネター関連のメカニズムが好まれています。しかし、このような高速回転するコンパクトな天体に自然に期待される短期周期性の探索は失敗しました。ここでは、時間エネルギー領域におけるアクティブなFRBの挙動を包括的に分析するための新しい方法を紹介します。「ピンカス指数」と「最大リアプノフ指数」を使用して、バーストイベントの確率性とカオスをそれぞれ定量化し、FRBをパルサー、地震、そして太陽フレア。二変量時間エネルギー領域では、繰り返されるFRBバーストの挙動は、パルサー、地震、太陽フレアから大きく逸脱します(よりランダムで、より無秩序ではありません)。FRBバーストは、ブラウン運動に似て、確率的に時間エネルギー空間をさまよいます。高度な確率性は、FRBの複雑な、さらには複数の起源を示唆しています。
Insight-HXMT および NICER を使用した GX 339-4 および EXO 1846-031 の QPO の進化
| Title |
Evolution_of_QPOs_in_GX_339-4_and_EXO_1846-031_with_Insight-HXMT_and_NICER |
| Authors |
Zuobin_Zhang,_Honghui_Liu,_Divya_Rawat,_Cosimo_Bambi,_Ranjeev_Misra,_Pengju_Wang,_Long_Ji,_Shu_Zhang_and_Shuangnan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18249 |
私たちは、スペクトルパラメーターを使用してType-CQPOの進化を研究することを目的として、GX339-4およびEXO1846-031のスペクトルおよびタイミング解析を実施します。Insight-HXMTとNICERからの高ケイデンスデータにより、それらを追跡できます。Type-CQPOは、低ハード状態および/またはハード中間状態の終わりに表示されます。結果は、QPO周波数が2つのソースの内部円盤半径および質量降着率と密接に関連していることを明らかにしました。このような相関関係は、動的周波数モデルとよく一致しています。
磁気エネルギーがコロナに動力を与える: コロナの 3D 保存と放出をどのように理解できるか
| Title |
Magnetic_Energy_Powers_the_Corona:_How_We_Can_Understand_its_3D_Storage_&_Release |
| Authors |
Amir_Caspi,_Daniel_B._Seaton,_Roberto_Casini,_Cooper_Downs,_Sarah_E._Gibson,_Holly_Gilbert,_Lindsay_Glesener,_Silvina_E._Guidoni,_J._Marcus_Hughes,_David_McKenzie,_Joseph_Plowman,_Katharine_K._Reeves,_Pascal_Saint-Hilaire,_Albert_Y._Shih,_Matthew_J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17146 |
コロナ磁場は、いくつか例を挙げると、太陽爆発、コロナ加熱、太陽風など、多くの未解決の謎の背後にある主要な推進力です。しかし、それはまだ十分に観察され、理解されていません。太陽コロナにおける磁気エネルギーの貯蔵、放出、輸送に関連する重要な疑問と、それらの重要な問題との関係に焦点を当てます。私たちは、これらの長年の基本的な疑問に終止符を打つために、光学波長から$\gamma$線波長に至るまで、磁場やその他のプラズマパラメータに敏感な新しい多点同時最適化測定を提唱します。これらの目的を達成するために、私たちのアプローチが3D磁場、埋め込まれたプラズマ、粒子の励起、およびそれらの共同進化をどのように完全に記述することができるかについて説明します。
ミリ波太陽フレア観測用二素子干渉計
| Title |
Two-element_interferometer_for_millimeter-wave_solar_flare_observations |
| Authors |
Yonglin_Yu,_Shuo_Xu,_Lei_Zhang,_Ziqian_Shang,_Chenglong_Qiao,_Shuqi_Li,_Zhao_Wu,_Yanrui_Su,_Hongqiang_Song,_Yao_Chen_and_Fabao_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17424 |
この論文では、ゼロ干渉を介して太陽電波放射を観測するためのミリ波帯(39.5GHz～40GHz)で動作する2素子干渉計の設計と実装について説明します。このシステムは、共通の赤道儀に取り付けられた2つの50cm口径のカセグレンアンテナで構成され、230の波長を分離します。受信信号の相互相関により、大気変動による検出限界を低下させる大きな磁束密度(約3000sfu)の静かな太陽成分が効果的に相殺されます。システム性能は次のように得られます。観測帯域内のAFEの雑音指数は2.1dB未満、システム感度は約12.4K(~34sfu)、積分時定数は0.1ms(デフォルト)、周波数分解能はは153kHzで、ダイナミックレンジは30dBより大きくなります。実際のテストを通じて、ヌリング干渉計は、低レベルの出力変動(最大50sfu)で静かな太陽を観測し、同等の単一アンテナシステムよりも大幅に低い放射束変動(最大190sfu)を示します。厚い雲に覆われています。その結果、この新しい設計は、観測中の大気変動やシステム変動の影響を軽減し、観測感度を効果的に向上させることができます。
北京$-$アリゾナ天空測量の天文校正
| Title |
Astrometric_Calibration_of_the_Beijing$-$Arizona_Sky_Survey |
| Authors |
Xiyan_Peng,_Zhaoxiang_Qi,_Tianmeng_Zhang,_Zhenyu_Wu,_Zhimin_Zhou,_Jundan_Nie,_Hu_Zou,_Xiaohui_Fan,_Linhua_Jiang,_Ian_McGreer,_Jinyi_Yang,_Arjun_Dey,_Jun_Ma,_Jiali_Wang,_David_Schlegel,_and_Xu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17460 |
北京-アリゾナ天空測量(BASS)の天文校正について紹介します。BASS天文測定は、\emph{Gaia}データリリース2参照カタログを介して国際天体基準系に関連付けられています。示差色屈折やCCDの低い電荷転送効率など、BASS観察全体にわたって安定していた影響については、生の画像座標でこれらの影響を補正しました。光学歪みを除去するために、4次多項式の中間経度補正と緯度補正が使用されました。\emph{Gaia}カタログとの比較では、色や大きさに応じた系統誤差が2ミリ秒(mas)未満であることがわかります。位置系統誤差は、赤緯30度から60度の領域では約$-0.01\pm0.7$mas、赤緯60度より北の領域では最大$-0.07\pm0.9$masと推定されます。
N$_2$H$^+$ の解離的再結合: 再検討された研究
| Title |
Dissociative_recombination_of_N$_2$H$^+$:_A_revisited_study |
| Authors |
J._Zs_Mezei_and_M._A._Ayouz_and_A._Orb\'an_and_A._Abdoulanziz_and_D._Talbi_and_D._O._Kashinski_and_E._Bron_and_V._Kokoouline_and_I._F._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17976 |
N$_2$H$^+$の解離的再結合は、2段階の理論的研究で調査されます。最初のステップでは、マルチチャネル量子欠陥理論(MQDT)の枠組みで、固定されたNN結合と固定された角度を備えた二原子(1D)ラフモデルが採用されます。私たちの断面と実験的な断面の間には不一致があるにもかかわらず、間接的な機構と曲げモードの重要性が明らかになりました。2番目のステップでは、R行列理論とMQDTを組み合わせたノーマルモード近似に基づいて、最近精緻化した3Dアプローチを使用します。このアプローチは、蓄積リング測定と満足のいく一致をもたらし、非常に低いエネルギーで以前の計算よりも大幅に優れています。
グリーンバンク望遠鏡の点源 C バンド ミュラー行列
| Title |
Point_Source_C-Band_Mueller_Matrices_for_the_Green_Bank_Telescope |
| Authors |
Paul_Fallon,_Derck_P_Smits,_Tapasi_Ghosh,_Christopher_J._Salter_and_Pedro_Salas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18055 |
ここでは、グリーンバンク望遠鏡のCバンドミュラー行列を示します。これにより、ビーム中心における点光源のオンスカイストークスパラメーターを決定できます。標準校正器3C138と3C286は、スパイダープログラムを使用して天頂通過の両側の赤経の広い範囲にわたって望遠鏡を操作して観察されました。この分析では、実行の完全なスイープではなく、スパイダーパターンのピークでの観察のみが使用されました。したがって、ここで示した結果はビーム中心の点光源にのみ適用されます。ミューラー行列は、フィードのX成分とY成分の間の相対的な校正ゲインにより、周波数およびHi-CalまたはLo-Calノイズダイオードの使用によって変化することが示されています。ただし、相対的なキャリブレーションゲインは、既知の偏光を持つ光源の観察から決定できます。データ分析の前に相対校正ゲインのデータを修正すると、周波数に依存しないミュラー行列の使用が可能になります。この一般的なミュラー行列は、信頼性の高いCバンド偏光測定を提供することが示されています。
混合と核エネルギー生産のモデリングが対流コアの範囲にどのような影響を与えるか
| Title |
How_the_modeling_of_mixing_and_nuclear_energy_production_impacts_the_extent_of_convective_cores |
| Authors |
Anthony_Noll_and_S\'ebastien_Deheuvels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17176 |
対流核は、太陽質量約1.2倍よりも重い主系列星の水素貯蔵庫です。核の特性は星の進化と構造に強い影響を与えます。しかし、そのような結果は恒星の進化コードに依存しており、そのコードでは、中心の物理学に関して単純化された仮定がしばしば行われます。実際、混合は一般に瞬間的であると考えられており、最も基本的な核ネットワークではベリリウムが平衡存在量にあると想定されています。これらの仮定は、核平衡に達するまでの時間スケールが対流の時間スケールよりも短い元素の中心組成に大きな違いをもたらす。この研究では、これらの不一致が原子力エネルギーの生産に影響を与え、したがってオーバーシュートを考慮して計算されたモデルの対流コアのサイズに影響を与えることを示します。瞬間混合で計算されたコアは、拡散混合で計算されたコアよりも最大30%大きいことがわかりました。基本的な原子力ネットワークを使用する場合にも同様の違いが見られます。さらに、これらのコアサイズの違いにより、メインシーケンスの継続時間が延長されることが観察されます。次に、これらの構造の違いが太陽類似振動子の地震モデルに及ぼす影響を調査します。ケプラーによって観測された2つの星をモデル化すると、基本核ネットワークで計算された最良のモデルのオーバーシュートパラメーターが、完全な核ネットワークで計算されたモデルと比較して大幅に低いことがわかります。この研究は、プラトンなどの将来の宇宙ミッションの枠組みで正確な年代を決定するための鍵となる、対流コアのより適切なモデリングに必要なステップです。
太陽活動の長期変動のモデル
太陽周期の明らかな特徴の1つは、周期ごとに変化することです。この記事では、太陽周期の長期変動に対するダイナモモデルをレビューします。長期変動とは、11年の周期を超える周期変調を意味し、これには、グネヴィシェフ・オール/偶奇則、最大値、最大値、グライスバーグサイクル、およびスースサイクルが含まれます。観測されたデータを簡単にレビューした後、太陽周期のダイナモモデルを提示します。ダイナモモデルと観測データを注意深く分析することにより、変調の広範な原因を特定します。(i)流れに対する磁気フィードバック、(ii)確率的強制力、および(iii)ダイナモのさまざまなプロセスにおける時間遅延。これらの原因のそれぞれを実証するために、サイクル変調のいくつかの例示的なモデルからの結果を提示し、その長所と短所について説明します。また、いくつかの重要な問題とその現在の傾向についても説明します。この記事は、磁気サイクルの詳細な特徴とダイナモモデルからの大規模速度をロバストな観測と比較することについての我々の無知の現状についての議論で終わっています。
初期型バイナリの高精度広帯域直線偏光測定 IV． NGC 7380 の散開星団内のセファイ座深部の連星系
| Title |
High-precision_broadband_linear_polarimetry_of_early-type_binaries_IV._Binary_system_of_DH_Cephei_in_the_open_cluster_of_NGC_7380 |
| Authors |
Yasir_Abdul_Qadir,_Andrei_V._Berdyugin,_Vilppu_Piirola,_Takeshi_Sakanoi,_Masato_Kagitani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17259 |
DH~ケファイは、北の空にあるよく知られた大質量O+O型連星系であり、若い散開星団NGC~7380内に存在します。私たちの高精度マルチバンド偏光測定により、この系の直線偏光の変化が軌道周期の位相と同期していることが明らかになりました。観測されたストークスパラメータ$q$と$u$の変化を使用して、軌道傾斜角$i$、方向$\Omega$、回転方向を導き出しました。星間偏光の寄与を決定するために、私たちは精密に測定された視差を使用して外星の偏光の新しい観測を実行しました。3つの$B$、$V$、$R$通過帯域すべてにおけるストークスパラメーターの変動は、既知の軌道の半分に相当する変動振幅$\sim$$0.2\%$を持つ1.055dでの明確な周期信号を明らかに示しています。2.11日の期間。このタイプの偏光変動は、光散乱物質が軌道面に対して対称的に分布しているバイナリ系で予想されます。観測された偏光($\sim$2$\%$)のほとんどは星間起源のものですが、その約3分の1は固有成分によるものです。規則的な偏光変動に加えて、$B$通過帯域で最も強い非周期成分があります。$V$通過帯域で、軌道傾斜角$i=46^{\circ}+11^{\circ}/-46^{\circ}$と空上の軌道の向きの最も信頼できる値を取得しました。$\Omega=105^{\circ}\pm55^{\circ}$、信頼区間は1$\sigma$です。空の平面上での連星系の回転の方向は時計回りです。
FASTおよびSKAのOBスターの1450MHzにおける磁束の推定
| Title |
Estimation_of_the_flux_at_1450MHz_of_OB_stars_for_FAST_and_SKA |
| Authors |
Qichen_Huang,_Biwei_Jiang,_Dingshan_Deng,_Bin_Yu,_Albert_Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17361 |
電波観測は、OB星の風のメカニズムを理解するために不可欠ですが、非常に稀です。この研究は、LAMOST分光調査によって特定され、ガイア天文測定および天体物理測定によって確認された約5,000個のOB星の1450MHz($S_{\rm1.4GHz}$)における磁束を推定します。計算は、星のパラメータから導出された質量損失率を使用して、風のフリーフリー放出メカニズムの下で実行されます。推定$S_{\rm1.4GHz}$は$10^{-11}$Jyから$10^{-3}$Jyに分布し、約$10^{-8}$Jyがピークとなります。これは、完全なSKA-IIがそれらの半分以上を検出でき、ソースの混乱を考慮せずに数十個のオブジェクトがFASTによって検出可能であることを意味します。FASTのアレイにより、検出可能なサンプルが2桁増加します。
プレアデス星団、AB ドラダス、コルンバ、$\beta$ ピクトリスの若い太陽型恒星の風
| Title |
The_winds_of_young_Solar-type_stars_in_the_Pleiades,_AB_Doradus,_Columba_and_$\beta$_Pictoris |
| Authors |
Dag_Evensberget,_Stephen_C._Marsden,_Bradley_D._Carter,_Raquel_Salmeron,_Aline_A._Vidotto,_Colin_P._Folsom,_Robert_D._Kavanagh,_Florian_A._Driessen,_K._Markus_Strickert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17427 |
磁化された恒星風によって角運動量を放出する太陽型星は、広範囲の回転周期$P_\text{rot}$で主系列に入ります。この当初の広い範囲の自転周期は収縮し、恒星年齢$t\sim0.6$Gyrまでにほとんど消滅し、その後、太陽型星はスクマニッチ関係$P_\text{rot}\propto\sqrtt$に従って回転します。。磁気流体力学的恒星風モデルは、この自転周期の収束についての理解を向上させることができます。我々は、年齢2400万年から0.13ギルまでの15個の若い太陽型星の風力モデルを提示する。年齢0.26Gyrと0.6Gyrの星の以前の風モデルを使用して、ゼーマン・ドップラー画像でマッピングされた星の30個の一貫した3次元風モデルを取得しました。これはこれまでで最大のセットです。このモデルは、回転、磁場、年齢の観点から、星のスピンダウンのスクマニッチ以前の段階をうまくカバーしています。質量損失率$\dotM\propto\Phi^{0.9\pm0.1}$は残留スプレッド150%であり、風の角運動量損失率$\dotJ\propto{}P_\text{rot}^{-1}\Phi^{1.3\pm0.2}$、残留広がりは500%、$\Phi$は符号なしの表面磁束です。それぞれの単一星について異なる磁場のスケーリングを比較すると、磁場の強度が増加するにつれてべき乗則指数が徐々に減少していることがわかります。
超剥離超新星の自己矛盾のない 2D シミュレーションからの合成光曲線とスペクトル
| Title |
Synthetic_Light_Curves_and_Spectra_from_a_Self-Consistent_2D_Simulation_of_an_Ultra-strippped_Supernova |
| Authors |
Thomas_Maunder_(1),_Bernhard_M\"uller_(1),_Fionntan_Callan_(2),_Stuart_Sim_(2),_Alexander_Heger_(2),_((1)_Monash_University,_(2)_Queen's_University_Belfast) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17441 |
分光法は、核崩壊超新星爆発の構造についての洞察を提供する重要なツールです。モンテカルロ放射伝達コードARTISを使用して、ウルトラストリップ超新星の2次元爆発モデルに基づいて合成スペクトルと光度曲線を計算します。これらの計算は、ウルトラストリップ超新星の観察可能な指紋を特定することと、合成分光法を使用してストリップエンベロープ超新星の性質をより広範囲に制約するための原理の証明の両方として設計されています。私たちは、ウルトラストリップされた爆発モデルに対して非常に特徴的なスペクトルと測光の特徴を予測しましたが、これらはSN2005ekのような観測されたウルトラストリップされた超新星候補と一致しないことがわかりました。ピーク光度は$6.8\times10^{41}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}$、ピーク等級は$-15.9\,\mathrm{mag}$です。Rバンド、$\Deltam_{15,\mathrm{R}}=3.50$であるこのモデルは、測光特性において可能な限り最も近い類似物として、SN2005ekよりもさらに暗く、さらに速く進化します。予測されたスペクトルは非常に珍しいものです。最も顕著な特徴は、2,800オングストロームと4,500オングストロームのMgIIラインと、遅い時間の赤外Caトリプレットです。Mgラインはモデルの多次元構造に敏感であり、視野角に依存します。それらは、追加の微視的混合を伴う球面平均化モデル内のFeグループ元素によるラインブランケットにより消失します。今後の研究では、観測されたIb/c型超新星の性質を解明するために、多次元放射伝達計算をより広範囲のモデルに適用する必要があります。
遠方と近くの太陽双子の改訂された比較
Lehmannらによって報告された太陽双子の性質。(2023年)の局所静止標準(LSR)からキロパーセクの距離にある距離を、太陽から100パーセク以内にある太陽双子と比較します。これらは、$T_{\rmeff}$、$\log{(g)}$、$[Fe/H]$とよく一致することに加えて、近くの双子の速度分布とよく似た速度分布を持っています。新しい双子は銀河の緯度がわずかに高く、銀河の中心にやや近いところにあります。さらに、それらは近くの太陽双子よりもかなり古い可能性があります。
パーカー太陽探査機で観測された誘発イオン音響波の物理的性質に関する議論
| Title |
Arguments_for_the_physical_nature_of_the_triggered_ion-acoustic_waves_observed_on_the_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Forrest_Mozer,_Stuart_Bale,_Paul_Kellogg,_Orlando_Romeo,_Ivan_Vasko,_and_Jaye_Verniero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17876 |
トリガーされたイオン音響波は、太陽近くのこれまで未調査のプラズマ領域で観察される一対の結合波です。それらは太陽風に重要な影響を与える可能性があります。この波動モードはこれまで観察も研究もされておらず、完全には理解されていないため、それが自然起源のものなのか、それとも楽器による人工物なのかという問題が提起される可能性があります。この論文では、トリガーされたイオン音響波が静電波であるかどうか、どちらも狭帯域であるかどうか、電場がkベクトルに平行であるという要件を満たすかどうか、データの13の特徴を調べることによってこの問題を議論します。電場と密度変動の間の位相差は90度であるか、2つの波が結合した場合に必要な位相速度を持っているかどうか、位相速度はイオン音響波のものかどうか、それらはイオン音響波と関連しているかどうか。電子加熱などの他のパラメータ、電界計測器が予想どおりに動作したかどうかなど。これらの分析から得られた結論は、誘発されたイオン音響波はプロセスに関係のない人工物である可能性はあるものの、自然起源である可能性が高いということです。自然血漿中に発生するものを排除することはできません。測定結果の原因としてアーティファクトを完全に排除できないことは、すべての測定の特徴です。
$\sigma$ オリオン座星団の若い恒星と準恒星天体の周りの原始惑星系円盤
| Title |
Protoplanetary_disks_around_young_stellar_and_substellar_objects_in_the_$\sigma$_Orionis_cluster |
| Authors |
Belinda_Damian,_Jessy_Jose,_Beth_Biller,_KT_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18147 |
原始惑星系円盤の進化と消失を理解することは、星や惑星の形成研究において極めて重要です。私たちは、近くの若い$\sigma$オリオン座星団(d$\sim$408pc;age$\sim$1.8Myr)の原始惑星系円盤集団を報告し、恒星の質量への依存性や円盤の進化などの円盤の特性を分析します。私たちは、$\sim$19-0.004M$_\odot$の広い質量範囲についてGaiaDR3の天文計測を使用して洗練された、この地域の170の分光学的メンバーの包括的な国勢調査を利用します。近赤外(2MASS)および中赤外(WISE)測光を使用して、スペクトル指数に基づいて光源をクラスI、クラスII、平面スペクトル、およびクラスIIIの若い恒星に分類します。この領域に恒星の質量$<$2M$_\odot$を持つ円盤が存在する源の頻度は41$\pm$7%であり、これは以前の研究で推定された円盤の割合と一致しています。おうし座T星間では円盤の割合が星の質量に大きく依存していないことが分かりました($<$2M$_\odot$)が、より高質量の星の周りでは円盤が急速に減少することを提案します($>$2M$_\odot$)）。さらに、円盤を持つ天体の最小質量は$\sim$20M$_\mathrm{Jup}$であることがわかり、褐色矮星の個体群の中で顕著な円盤の割合は、褐色矮星が低惑星と同様に形成されるという形成シナリオを示唆しています。質量星。
バイメトリック重力下で横断可能なワームホール
ゴーストフリーのバイメトリック重力理論は、質量のない重力子と重い重力子の間の相互作用を調査する実行可能な重力理論であり、2つの力学的計量の観点から説明できます。この論文では、この理論内で正確な静的で球対称な真空の解決策を提示します。解は空間的にはシュヴァルツシルト・デ・ジッターであり、宇宙定数の値は重力子の質量と理論の相互作用パラメーターによって決まります。特に、特定のパラメータ範囲では、この解は喉付近の弱いエネルギー条件に違反する、通過可能なローレンツワームホールを表します。さらに、このワームホール時空におけるスカラー場と電磁場の進化を調査し、準正規スペクトルにおける任意の長寿命の準共鳴モードの存在を観察しました。
連鎖しない量子重力: マルチメッセンジャー天文学におけるエキゾチックな野望遠鏡としての原子センサー
| Title |
Quantum_gravity_unchained:_Atomic_sensors_as_exotic_field_telescopes_in_multi-messenger_astronomy |
| Authors |
A._Derevianko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17138 |
私たちは、マルチメッセンジャー天文学における斬新でエキゾチックな物理学、モダリティを提案します。私たちは、合併によって放出されるエキゾチックなフィールドの直接検出に興味があります。このアプローチは、例えば重力波スペクトル特徴におけるエキゾチック物理学によって引き起こされる微小な変化に基づく間接検出戦略と対比されなければならない。私たちの戦略は楽観的すぎるように見えますが、数字はうまくいきます。この数字は、(i)原子量子センサーの優れた感度と、(ii)合体で放出される膨大な量のエネルギーのおかげでうまくいきます。エキゾチックフィールドのバーストは、たとえば、ブラックホールの特異点の合体中に生成され、この寄稿のタイトルどおり量子重力メッセンジャーを放出する可能性があります。高精度の原子センサーで検出できるようにするには、そのような場は超軽量かつ超相対論的である必要があり、私たちはそれらをエキゾチック低質量場(ELF)と呼びます。場が巨大であるため、ELFバーストの群速度は光の速度よりも小さくなります。そのため、ELFバーストは重力波よりも遅れます。そうすれば、LIGOやその他の重力波観測所は、微弱なELF信号を受信できる高精度原子センサーのネットワークにトリガーを提供するでしょう。センサー内のELFシグネチャを特徴付けます。ELFは、センサーネットワーク全体に特徴的なアンチチャープ信号を刻み込みます。モリオンド重力会議の議事録へのこの寄稿は、以前の出版物[Daileyetal.,NatureAstronomy5,150(2021)]の重要な点を要約したものです。私は、非公式で親しみやすい、しかも定量的な推定に基づいた議論を目指しています。
静的な球対称の規則的なMOG暗黒コンパクト天体への降着
| Title |
Accretion_onto_a_static_spherically_symmetric_regular_MOG_dark_compact_object |
| Authors |
Kourosh_Nozari,_Sara_Saghafi_and_Fateme_Aliyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17186 |
天体物理学では、巨大な天体が物質を獲得するプロセスを降着と呼びます。落下の結果として、重力エネルギーの抽出が発生します。重力エネルギーを放射線に変換するため、暗いコンパクトな物体に降着します。ブラックホール、中性子星、白色矮星は、天体物理学において非常に重要なプロセスです。降着プロセスは、暗黒コンパクト天体に関連する解の挙動をテストすることにより、修正重力(MOG)理論の特徴を探る有益な方法です。この論文では、規則的な球対称のMOGダークコンパクト天体の周囲を移動する電気的に中性の粒子と荷電粒子の動きを研究し、それらに関連する最内安定円軌道(ISCO)とエネルギー束を調査します。次に、規則的な球対称のMOGダークコンパクト天体への完全流体の付着の調査に移ります。降着流体の４速度と適正エネルギー密度の解析式を得る。MOGパラメータは、電気的に中性または帯電した試験粒子のISCO半径を増加させる一方で、対応するエネルギー束を減少させることがわかります。さらに、中心源近くのMOGパラメータを増加させることにより、エネルギー密度と落下流体の4つの速度の半径方向成分が減少します。
EHT観測に照らしたアインシュタイン・ホーンデスキ・マクスウェル重力の漸近的に局所的に平坦なAdS高次元ブラックホール：影の挙動と偏向角
| Title |
Asymptotically_locally_flat_and_AdS_higher-dimensional_black_holes_of_Einstein-Horndeski-Maxwell_gravity_in_the_light_of_EHT_observations:_shadow_behavior_and_deflection_angle |
| Authors |
Kourosh_Nozari,_Sara_Saghafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17237 |
重力と他の相互作用の統合、量子重力の究極の枠組みの達成、素粒子物理学と宇宙論の基本的な問題は、余分な空間次元を考慮する動機になります。修正された重力理論に対するこれらの追加次元の影響は、多くの注目を集めています。余剰次元が修正された重力理論にどのような影響を与えるかを調べる1つの方法は、ブラックホールの影などの天体物理現象を分析的に調査することです。本研究では、アインシュタイン・ホーンデスキ・マクスウェル（EHM）重力理論における漸近的局所平坦（ALF）および漸近的局所的AdS（ALAdS）を含む高次元の荷電ブラックホール溶液の影の形状の挙動を調査することを目的としています。私たちはハミルトン・ヤコビ法を利用してこれらのブラックホールの周りの光子軌道を見つけます。また、カーター法を利用して測地方程式を定式化します。私たちは、余剰次元、負の宇宙定数、電荷、EHM重力の結合定数がブラックホールの影のサイズにどのような影響を与えるかを調べます。次に、これらのブラックホールの影の半径を、イベントホライゾンテレスコープ(EHT)共同研究によって捕捉されたM87*超大質量ブラックホールの影のサイズと比較することにより、これらのパラメーターを制約します。私たちは、一般にEHM重力内に余分な次元が存在すると、高次元のALFおよびALAdS帯電ブラックホールの影のサイズが小さくなる一方、これらのブラックホールの影に対する電荷の影響は抑制可能であることを発見しました。
この論文では、等方的で均一な宇宙論的スカラー場のダイナミクスを概説します。アインシュタイン・クライン・ゴードン方程式の解に対する一般的なアプローチが開発されており、スローロールやその他の近似を必要としません。解の定性的な動作に関する一般的な結論を導き出すことができ、いくつかの興味深いケースに対する明示的な解の例が示されています。また、所定のスカラー場の挙動とそれに伴うスケールファクターの進化を引き起こすスカラーポテンシャルを見つける方法も示されています。
宇宙搭載重力波検出器におけるテストマスの表面粗さのノイズ影響について
宇宙での重力波検出ミッションには、レーザー場とテスト質量の間の相互作用によって行われる変位センシングの精度に対する厳しい要件があります。ただし、テスト質量の反射面の粗さにより、感応軸に沿った変位測定では、他の自由度の残留運動によって引き起こされる結合誤差が生じます。この記事では、テスト質量残留物のランダム運動と感応軸に沿った変位検出の結合をモデル化し、宇宙搭載重力波検出器に必要な表面誤差の精度の解析式を導き出しました。私たちの結果は、この結合誤差がLISAパスファインダーのテスト質量のピコメートル変位検出を汚染しないことを示しています。
べき乗則 F(R) 重力を備えた初期のダーク エネルギー
私たちは、宇宙の初期加速と後期加速の両方を説明できる、初期ダークエネルギー項を使ったべき乗則$F(R)$重力を研究します。我々は、パンテオンIa型超新星、ハッブルパラメーター$H(z)$(宇宙クロノメーター)の測定値、バリオン音響振動からのデータ、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射からの標準定規データなどの最近の観測データを用いて、このシナリオに直面します。このモデルは、これらの観測に対処する上でのいくつかの成果を実証しており、$\Lambda$-Cold-Dark-Matterモデルと比較できます。特に、どちらのモデルでも、ハッブル定数$H_0$については非常に近い推定値が得られますが、$\Omega_m^0$については当てはまりません。初期のダークエネルギー項は、検討されている$F(R)$重力モデルの実行可能性を裏付けています。
複数の不均一領域を持つ宇宙における逆反応による将来の進化
複数の領域に不均一な物質が分布する時空モデルを定式化します。ブッチャートの平均化手順を使用する逆反応フレームワークのコンテキストで、宇宙の後期の地球規模の進化に対する不均一性による逆反応の影響を評価します。この宇宙の将来の進化を調べると、現在の加速段階から将来の減速に移行する可能性があることがわかります。将来の減速はモデルパラメーターによって制御されます。マルコフ連鎖モンテカルロ法を用いたユニオン2.1超新星Iaデータの観測解析を使用して、モデルパラメーターを制約します。
高速回転ダイナモにおける双極子 - 多極子遷移の自己相似性
| Title |
Self-similarity_of_the_dipole-multipole_transition_in_rapidly_rotating_dynamos |
| Authors |
Debarshi_Majumder,_Binod_Sreenivasan_and_Gaurav_Maurya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17640 |
高速回転ダイナモにおける双極子-多極子遷移は、不安定な成層流体における強制磁気流体力学波の解析を通じて研究されます。この研究の焦点は、ロスビー数がコアの深さだけでなく、柱状対流の長さスケールでも小さい惑星コアに適用できる慣性のない限界にあります。線形磁気対流モデルで浮力を徐々に増加させることにより、遅い磁気アルキメデス・コリオリ(MAC)波が大幅に減衰し、その運動ヘリシティがゼロに減少します。一方、高速MAC波のヘリシティは実質的に影響を受けません。次に、低慣性の球状ダイナモでは、強い力が加わって遅いMAC波が消えると極性の反転が起こることが示されています。2つの動的に類似した状況が特定されます。つまり、強い強制力のダイナモでの徐波の抑制と、小さなシードフィールドから開始する中程度の強制力のダイナモでの徐波の励起です。前者の体制では極性の反転が生じますが、後者の体制ではカオスな多極状態から軸性双極子が生成されます。どちらの極性遷移でも、エネルギーを含むスケールの平均波数に基づく局所レイリー数は、遷移時に測定されるピーク磁場の二乗と同じ線形関係を示します。双極子-多極子遷移の自己相似性により、地球における極性反転のレイリー数に制約が課される可能性があります。
ラスタール・レインボー重力下の巨大白色矮星
私たちは、白色矮星の特性に対するこの修正された重力理論の影響を調査することを目的として、ラストール・レインボー重力の枠組み内で白色矮星の静水圧平衡を調査します。チャンドラセカールの状態方程式を修正トールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ方程式と組み合わせて使用することにより、白色矮星の質量と半径の関係を導き出します。私たちの結果は、白色矮星の最大質量が一般相対性理論の予測から大幅に逸脱しており、チャンドラセカールの限界を超える可能性があることを示しています。さらに、重力赤方偏移、コンパクトさ、力学的安定性などの白色矮星の他の特性について議論し、この修正された重力枠組みの文脈内での白色矮星の挙動に光を当てます。
移動基地からの天体観測を容易にする2軸安定プラットフォームのシステム開発
| Title |
Systems_Development_of_a_Two-Axis_Stabilised_Platform_to_Facilitate_Astronomical_Observations_from_a_Moving_Base |
| Authors |
James_H_Hepworth,_Hendrik_D_Mouton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.17700 |
このプロジェクトは、天文学用途で使用する2軸慣性安定プラットフォーム(ISP)を設計、シミュレーション、実装することを目的としていました。これは、望遠鏡を幾何学的かつ慣性的にモデル化するように設計された機械アセンブリを使用して、低コストでミードETX-903.5インチ複合望遠鏡の安定化を近似することを目的としていました。一連のシステム仕様は、設計上の決定を導き、分析フレームワークを提供するために開発されました。実装されたシステムのパフォーマンスが比較されました。ISPの電気機械構造が設計および製造され、関連する電気システムが指定および構成され、カメラで月の中心を検出して位置を特定できる画像処理スクリプトが作成されました。視野が記述され、システムの完全なシミュレーションモデルが開発され、ISP制御システム用のさまざまな古典的なコントローラの設計に使用されました。これらのコントローラはSTM32F051マイクロコントローラに実装され、ユーザーインターフェイスはユーザーが直感的に操作できるようにLabVIEWで作成されました。システムを制御し、システム実行時データのデータログを実行します。
CE$\nu$NS とフレーバー依存の放射補正を備えた太陽ニュートリノ
私たちは、CE$\nu$NS断面積に対するフレーバー依存の放射補正の影響を含め、暗黒物質検出器で太陽ニュートリノを調べます。完全な3つのフレーバーの枠組み内で作業し、太陽と地球内の物質の影響を含めると、しきい値$\lesssim1$keVと$\sim100$トン年曝露の検出器は、樹木レベルを超えた断面への寄与を特定できる可能性があります。フレーバーの断面の違いとフラックスの違いを組み合わせることで、太陽ニュートリノフラックスのミュオンとタウの成分を研究するための新しくユニークな方法が提供されるでしょう。フレーバー依存の補正は、イベントレートに$<|3\times10^{-4}|$という小さな昼夜の非対称性を引き起こします。これが最終的にアクセス可能であれば、フレーバー振動の新しいプローブを提供するでしょう。
閉鎖理論から得られる対流プルームにおける非平衡乱流輸送
乱流の非平衡特性は乱流輸送の特性を変化させます。応答関数形式の助けを借りて、乱流輸送におけるそのような非平衡効果は、移流を通る平均流に沿った乱流エネルギー($K$)とその散逸速度($\varepsilon$)の時間的変化によって表すことができます。$K$と$\varepsilon$の派生関数。この効果をプルームを伴う乱流対流に適用することは、この研究で初めて考慮されます。プルームに関連する非平衡輸送効果は2つの側面で扱われます。まず、最近のプルーム/ジェット実験で測定されたデータを使用して、単一のプルームに関連する効果が評価されます。2番目の議論は、恒星の対流帯を模倣する複数のプルームに関連する集団乱流輸送について展開されます。この2番目のケースでは、プルームの動きを移流微分に取り込む目的で、時空間二重平均手順を使用する必要があります。この手順では、乱流の変動がコヒーレント成分または分散成分(プルームの動きを表す)に分割されます。)および一貫性のないコンポーネントまたはランダムなコンポーネント。コヒーレント速度応力と非コヒーレント対応物の輸送方程式を利用して、プルームを伴う対流乱流との関連で、分散とランダム変動の間の相互作用も議論されます。これらの分析から、プルームの動きに関連する非平衡効果が対流乱流モデリングに大きく関連していることが示されています。
天体物理学は、データ分析が継続される一方で、16年間の準備と観測を経て2019年に実地調査を完了したダークエネルギー調査(DES)によってここで例示される社会的事業です。社会は天体物理学に大規模な資金を提供しています。人的資本とガバナンスに関して、この学問分野は自治的な「科学共和国」を利用していますが、その資金は過去には慈善家によって提供され、今日では政府によって提供されました。その恩恵は、まず科学者自身に、やりがいのある職業という形で与えられます。社会的利益のためには、正式な費用便益分析を適用したくなりますが、そのアプローチは科学のオプション価値を無視し、厚生経済学からの疑わしい仮定を押し付けます。天体物理学はいくつかの有用なスピンオフを生み出し、魅力的なキャリアを提供し、大衆の想像力に訴え、形而上学的欲求に訴え、それ自体が善を構成します。AIの台頭は、知能と認知の将来の生息地を探索する役割も示唆しています。
LISA セミコヒーレント法および粒子群法による恒星質量ブラックホール探索
| Title |
LISA_stellar-mass_black_hole_searches_with_semi-coherent_and_particle-swarm_methods |
| Authors |
Diganta_Bandopadhyay_and_Christopher_J._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18048 |
この論文では、恒星質量連星ブラックホール連星など、静かで長時間持続する広帯域の重力波信号を模擬LISAデータから探索する問題について考察します。我々は、セミコヒーレント尤度を、大きなパラメータ空間を効率的に探索できる粒子群オプティマイザの使用と組み合わせた方法を提案します。セミコヒーレント解析は、パラメータ空間全体にわたって尤度分布のピークを広げ、二次ピークを凝固させ、それによって後部バルクの位置を特定するのに役立ちます。粒子群法を使用して、最初に広く緩やかにコヒーレントな尤度を探索し、次にコヒーレンスのレベルを高めることで信号をパラメータ空間内のより小さな領域に徐々に制限する反復戦略が提案されています。セミコヒーレント尤度の特性は、よく研究された連星中性子星信号GW170817を使用して最初に実証されます。概念実証として、この方法は、ゼロノイズLISAデータ内の恒星質量バイナリブラックホールの単純化された検索に適用されることに成功しました。最後に、これを完全に機能する検索に発展させるために何が残されているか、そしてこの方法がLISAのEMRI検索問題に取り組むためにどのように適用されるかを議論して締めくくります。
パルサーの時間遅延を利用して銀河中心で時空幾何学と重力理論をテストする
| Title |
Testing_space-time_geometries_and_theories_of_gravity_at_the_Galactic_Center_with_pulsar's_time_delay |
| Authors |
Riccardo_Della_Monica,_Ivan_de_Martino,_Mariafelicia_de_Laurentis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18178 |
私たちは、銀河中心にある超大質量ブラックホール射手座A*のような、重力場が一般的な球対称によって記述される、巨大でコンパクトな天体の周囲の軌道上にあるパルサーによって放出される光子の完全相対論的伝播時間を計算する数値手法を開発しました。時空。銀河中心のパルサーは通常、重力理論の次の主要な精密探査機とみなされており、地平線スケールの重力実験とより大きなスケールでの重力実験との間の現在の実験的ギャップを埋めるものである。私たちは完全に一般的なアプローチを保持しており、これにより、コードをシュワルツシルト時空(これによって方法論の検証に成功)と、標準的なブラックホールパラダイムに対する3つの異なる動機に基づく代替案に適用することができます。私たちの計算の結果は、タイミング残差の数桁にわたる逸脱を浮き彫りにしており、平方キロメートルアレイのような将来の観測施設で検出可能であると考えられています。
LIGO データを使用した量子重力ポリマー スケールの制約
| Title |
Constraining_the_quantum_gravity_polymer_scale_using_LIGO_data |
| Authors |
Angel_Garcia-Chung,_Matthew_F._Carney,_James_B._Mertens,_Aliasghar_Parvizi,_Saeed_Rastgoo,_Yaser_Tavakoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18192 |
我々は、古典的背景上で伝播するポリマー量子化GWを記述するポリマースケールに関する最初の経験的制約を提示する。これらの制約は、古典的に予測されたGWの伝播速度からのポリマー誘起の偏差から決定されます。我々は、以前に報告された2つのソースからのGWの伝播速度に関する事後情報を利用します。1)LIGO-Virgoコラボレーションの最初の重力波過渡カタログGWTC1からの信号の検出器間の到着時間遅延、および2)GW間の到着時間遅延から信号GW170817とそれに関連するガンマ線バーストGRB170817A。純粋なGW制約の場合、$\nu=0.96\substack{+0.15という比較的有益でない組み合わせ制約が見つかります。
| Title |
Electromagnetic_field_of_a_charge_asymptotically_approaching_spherically_symmetric_black_hole |
| Authors |
Komarov_S._O.,_Gorbatsievich_A._K._and_Vereshchagin_G._V |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18214 |
シュヴァルツシルトブラックホールに落下するテスト荷電粒子を考慮し、その電磁場を評価します。Regge-Wheeler方程式は、ディラックデルタ関数と長方形の障壁を使用してポテンシャル障壁を近似することにより、解析的に解かれます。遠くの観測者によって測定された漸近的に長い時間の間、電磁場は指数関数的に速く球対称の静電場に近づくことを示します。これは、遠くの観測者がアクセスできる領域では、分離された電荷とシュワルツシルトブラックホールの初期状態が、ライスナーノルドシュトルム解と漸近的に区別できなくなることを意味します。ブラックホールへのプラズマ降着を伴うモデルに対するこの結果の意味について議論します。7ある
スクイーズドライト強化重力波干渉計 GEO 600 における後方散乱光の特性評価と回避
| Title |
Characterization_and_evasion_of_backscattered_light_in_the_squeezed-light_enhanced_gravitational_wave_interferometer_GEO_600 |
| Authors |
Fabio_Bergamin,_James_Lough,_Emil_Schreiber,_Hartmut_Grote,_Moritz_Mehmet,_Henning_Vahlbruch,_Christoph_Affeldt,_Tomislav_Andric,_Aparna_Bisht,_Marc_Bringmann,_Volker_Kringel,_Harald_L\"uck,_Nikhil_Mukund,_Severin_Nadji,_Borja_Sorazu,_Kenneth_Strain,_Michael_Weinert,_and_Karsten_Danzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18284 |
量子ノイズを低減するために、圧縮された光が重力波干渉計のダークポートに注入されます。絞り込み注入経路の分離が最適ではないため、干渉計出力光の一部がOPOに到達する可能性があります。この後方散乱光はスクイーズド光生成プロセスと相互作用し、追加の測定ノイズをもたらします。ノイズ結合メカニズムの理論的説明を示します。我々は、OPO内の後方散乱光の非増幅を達成し、その結果として後方散乱光によって引き起こされるノイズを低減する制御スキームを提案します。このスキームはGEO600検出器で実装され、OPOの高いパラメトリックゲインを実現するために干渉計の量子ノイズ低減の良好なレベルを維持する上で重要であることが証明されています。特に、後方散乱光ノイズの軽減により、量子ノイズ低減が6dBに達するのに役立ちました[Phys.レット牧師。126、041102(2021)]。後方散乱光に起因するノイズがスクイーズ性能に及ぼす影響は、現象論的にはスクイーズ角度制御の位相ノイズの増加と等価です。この論文で説明した結果は、スクイーズドライトフィールドの残留位相ノイズをより正確に推定する方法を提供します。
