切り捨てられた Dyson$\unicode{x2013}$Schwinger 方程式からの暗黒物質の渦度と速度分散
大規模な構造形成は、速度分散テンソルを動的自由度として含めることによって、暗黒物質の標準的な完全な無圧力流体の記述を拡張する、速度論的アプローチで研究されています。密度、速度、および速度分散自由度のパワースペクトルの発展は、Dyson$\unicode{x2013}$Schwinger方程式に基づく非摂動近似スキームで調査されます。特に、渦度と速度分散の生成が研究され、対応するパワースペクトルの予測が行われます。これは、$N$-bodyシミュレーションから得られた結果と定性的によく一致します。速度分散は非線形効果によって大きく増大し、遅くなるとその平均値は初期条件から大きく独立しているように見えることがわかります。これを考慮に入れることで、特に非常に冷たい暗黒物質モデルの場合、数値的処理は依然として困難ではあるものの、非線形の大規模構造形成のかなり現実的な像を得ることができます。
| Title |
Gravitational_waves_from_binary_black_holes_in_a_self-interacting_scalar_dark_matter_cloud |
| Authors |
Alexis_Boudon,_Philippe_Brax,_Patrick_Valageas,_Leong_Khim_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18540 |
私たちは、スカラー暗黒物質雲に埋め込まれた連星ブラックホールから発せられる重力波信号に対する降着と動的摩擦の痕跡を調査します。この研究の重要な特徴として、クラウドの自己重力とバランスをとる反発的な自己相互作用を持つスカラーフィールドに焦点を当てます。第一近似では、重力波信号の位相は、真空一般相対性理論の予測に対して、それぞれ降着と動摩擦により$-4$PNと$-5.5$PNオーダーで追加の補正項を受けます。LISAとB-DECIGOによる将来の観測では、広範囲のスカラー質量~$m_\mathrm{DM}$と自己相互作用結合~$\lambda_4$に対するこれらの効果を検出できる可能性があります。ETとAdvanced~LIGOによる観測でも、パラメーター空間のより限られた領域ではあるものの、これらの影響を検出できる可能性があります。重要なのは、たとえ暗黒物質雲のかさ密度~$\rho_0$が希薄すぎて動的摩擦の影響では検出できない場合でも、降着の痕跡は独立したスケールによって制御されているため、依然として観察可能であることがわかりました。$\rho_a=4m_{\rmDM}^4c^3/(3\lambda_4\hbar^3)$。私たちが考察するモデルでは、降下する暗黒物質はシュヴァルツシルト半径付近でこの特徴的なスケール$\rho_a$まで密度が増加し、降着率とそれに伴う重力波形への影響を決定します。
非平坦宇宙における動的ダークエネルギーの証拠: 現在および将来の観察
私たちは、宇宙の曲率密度を自由に変更できるパラメーターとして許容する拡張パラメーター空間でダークエネルギー現象学を研究します。曲率密度パラメータを含めることは、多くの標準偏差における閉宇宙モデルを示す最近発表された観察証拠に基づいています。ここでは、ダークエネルギーの状態方程式が、さまざまな既存のダークエネルギーモデルを復元できる一般化されたパラメータ化であるPADE近似に従うと仮定します。PADE-I、SPADE-I、PADE-IIとラベル付けされた3つの異なるPADEパラメータ化を考慮し、最近利用可能な一連の宇宙論的探査機、すなわち超新星Ia型のパンテオンサンプルの共同解析を使用して、最初にそれらによって駆動される宇宙論的シナリオを制約します。、バリオン音響振動、ビッグバン元素合成、宇宙クロノメーターからのハッブルパラメータ測定、プランク2018からの宇宙マイクロ波背景距離の事前測定、そしてアインシュタイン望遠鏡からの将来の重力波標準サイレン(GWSS)データと、これらの現在の宇宙論的な組み合わせ分析を組み込みます。プローブ。現在の宇宙論的探査機は、PADE-IとPADE-IIの両方で99\%CL以上の動的暗黒エネルギーの非常に強力な証拠を示しているが、いずれの宇宙でも非平坦宇宙に関する重要な証拠は見つからないことがわかりました。これらのパラメータ化。興味深いことに、アインシュタイン望遠鏡からの将来のGWSSデータが標準的な宇宙論的探査機に含まれている場合、非平坦な宇宙の証拠が99\%CL以上の動的暗黒エネルギーの非常に強い優先とともに、3つのパラメータ化すべてで見つかります。PADE-IとPADE-IIの両方で。情報基準分析、つまりAIC、BIC、DICからは、非平坦$\Lambda$-ColdDarkMatterモデルが依然として最良の選択ですが、DICからは、PADEパラメータ化が魅力的です。
$\Lambda$(t)CDM モデルの宇宙論的制約
宇宙定数問題としての一致宇宙論$\Lambda$CDM、偶然の問題、ハッブル張力の問題により、$\Lambda(t)$CDMなどの多くの代替案が提案されてきました。圧力のない物質との相互作用により変化することが許容されます。ここでは、これらの提案の1つのクラス、つまり$\Lambda=\alpha'a^{-2}+\betaH^2+\lambda_*$を次元引数に基づいて分析します。SNeIa、宇宙クロノメーターデータに加え、SH0ESとプランク衛星からの$H_0$の制約を使用して、このクラスのモデルの自由パラメーターを制約します。$H_0$に対するプランク事前を使用することにより、$\lambda_*$項はこの分析では破棄できないと結論付けられ、それによって時間変数項のみを使用するモデルは不利になります。$H_0$より前のSH0ESには、この方向に関する弱い証拠があります。$\alpha'=0$および$\beta=0$を持つモデルのサブクラスは、この解析では破棄できません。
| Title |
Origin_of_supermassive_black_holes:_predictions_for_the_black_hole_population |
| Authors |
M._Liempi,_L._Almonacid,_D.R.G._Schleicher_and_A._Escala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18629 |
赤方偏移z>6の超大質量ブラックホールの存在は、初期宇宙におけるその形成と成長についていくつかの疑問を引き起こします。SMBHを観察および検出するためのELTのような新しい望遠鏡の建設により、将来、個体群の理論的推定値を導き出し、観察とモデル予測を比較するのに役立つでしょう。したがって、私たちの主な目標は、ギャラクティカスとして知られる半解析コードを使用してSMBHの個体数を推定することです。これは銀河の形成と進化のコードであり、黒色銀河の初期質量を示すSMBH形成のさまざまなシナリオを含めようとしています。ホールシード、その形成条件、銀河の構成要素の進化のレシピ。私たちは、SMBHの成長の主なメカニズムが銀河の合体と物質の降着によるものであることを発見しました。結果と観測結果を比較するために、ブラックホールの影響半径を計算して、集団のどの部分が検出され、観測されたものと同様の関係が得られるかを推定します。
この記事では、私たちが長い間このアイデアに取り組んできた精神、つまり多点臨界原理に基づいて、真空にはいくつかのバージョン、段階が存在するというアイデアを議論の対象にしました。この原則では、これらの異なる真空は、相のエネルギー密度は同じです。この多点臨界原理の仮定を使用して、実際にヒッグス質量が135プラスマイナス10GeVであると予測し、測定すると125GeVであることが判明したと述べました。私たちは、銀河団内に1つのタイプの真空(通常の真空)が存在し、空隙内には別のタイプの真空が存在する可能性を考慮します。これら2つの相の間に磁壁の張力Sが非常に低いことが実際に存在する可能性があり、それが宇宙論を完全に混乱させることはないという期待は、私たちの暗黒物質モデルに基づいています。このモデルでは、暗黒物質は新しい真空相の真珠または泡で構成されており、その内部には非常に高圧下の通常の物質が存在します。MeVまたは100MeVのオーダーの立方根Sの大きさにより、このような磁壁は天文学的に実現可能になる可能性があります。私たちは、さまざまな場所での微細構造定数の変動の大きさを天文学的に推定することに成功しましたが、電子の質量に対する陽子の質量の同様の変動は、私たちのモデルで実験的に見られたものよりもはるかに大きかったはずです。JWSTのジェームス・ウェッブ望遠鏡によって観測された宇宙の驚くほど初期の銀河は、私たちのモデルとよく一致する可能性があります。標準的な宇宙論モデルにおける通常の宇宙定数を磁壁で置き換えると、張力の立方根は30MeVオーダーのSの立方根になります。
最近、宇宙論的張力、特に$H_0$と$S_8$は、再結合前と後の両方の物理学の修正を同時に引き起こしています。初期のダークエネルギーは、CMBと互換性があることが知られている$H_0$張力の有望な事前再結合ソリューションです。ただし、初期のダークエネルギーおよび一般的な初期の解像度とCMBとの互換性は、後期宇宙も変更された場合にはもはや明らかではありません。宇宙論的パラメータとは別に、後期宇宙物理学がCMB観測値に影響を与える主なチャネルは重力レンズです。新しいガウス過程関数サンプリング法を使用して、後期宇宙の観測データに依存せずに、レンズポテンシャルの全体形状に関する初期宇宙（CMB）のみの制約を取得しました。CMBは、$80<L<400$では$\Lambda$CDMに似ていますが、この範囲を超えると振幅が増大するレンズポテンシャル形状を好むことがわかります。取得された形状制約は、レンズ効果を変更する後期および初期の両方の宇宙モデル構築のためのCMB互換性ガイドラインとして機能します。
実験室および宇宙におけるスクリーニングメカニズムのモデル化とテスト
| Title |
Modeling_and_testing_screening_mechanisms_in_the_laboratory_and_in_space |
| Authors |
Valeri_Vardanyan,_Deaglan_J._Bartlett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18899 |
物質と重力と結合したスカラー場の非線形力学は、顕著な密度依存性のスクリーニング効果をもたらす可能性があります。この短いレビューでは、スクリーニングメカニズムの主要なクラスを紹介し、実験室および天体物理システムでのそれらのテストについて説明します。私たちは特に、スクリーニングの非線形ダイナミクスのモデル化に関わる数値的および技術的側面のレビューに重点を置いています。このレビューでは、室内実験や、星、銀河、暗黒物質のハローなどの天体物理システムを使用したテストに焦点を当てます。
Lyman-$\alpha$ 1D 磁束パワー スペクトルのニューラル ネットワーク エミュレーター
| Title |
A_neural_network_emulator_for_the_Lyman-$\alpha$_1D_flux_power_spectrum |
| Authors |
Laura_Cabayol-Garcia,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Andreu_Font-Ribera,_Christian_Pedersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19064 |
Lyman-$\alpha$は、高赤方偏移宇宙における物質の分布を研究し、暗黒物質、ニュートリノ質量、およびその他の$\Lambda$CDM拡張機能の性質に関する正確な制約を抽出するためのユニークな手段を提供します。しかし、この観測値を解釈するには、銀河間物質の熱状態と電離状態を正確にモデル化する必要があるため、計算コストのかかる流体力学シミュレーションに頼る必要があります。この研究では、1次元\lya磁束パワースペクトル($P_{\rm1D}$)の迅速な予測のための代理モデルとして機能するニューラルネットワークを構築し、それによってこの観測値に対してベイズ推論を実行可能にします。私たちのエミュレーション技術は、宇宙論的パラメーターの関数としてではなく、線形物質パワースペクトルの傾きと振幅の関数として$P_{\rm1D}$をモデル化することに基づいています。私たちのエミュレータは、考慮されたスケール($k_{\Parallel}=0.1$から4Mpc$^{-1}$)と赤方偏移($z=2$から4.5)の全範囲にわたってパーセント未満の精度を達成することを示します。また、トレーニングセットに含まれていない3つの$\Lambda$CDM拡張機能(大質量ニュートリノ、スペクトル指数の実行、および曲率)についても同様です。さらに、訓練セットに存在しないイオン化履歴と熱履歴に対しては1%レベルで実行し、$k_{\Parallel}$=8Mpc$^{-1}$までエミュレートする場合にはパーセントレベルで実行することを示します。これらの結果は、訓練段階で明示的に組み込まれなかった宇宙論や再電離履歴についても正確な予測を提供するエミュレーション戦略の有効性を裏付けるものであり、それがDESI調査の宇宙論的解析において重要な役割を果たすことが期待されます。
$H_0$の重力レンズ時間遅延決定におけるホストグループの縮退
ハッブルパラメーター$H_0$の重力レンズ時間遅延測定におけるレンズとして機能する巨大な楕円銀河は、ホストグループ内に存在することがよくあります。グループハローのモデル化における縮退を考慮します。画像に対する群の効果がその屈曲（潮汐膨張におけるせん断を超える次数の項）によって要約できる場合、事後尤度マップは、主要な屈曲項のほぼ離散的な対称性に関連付けられた、互いに素な極小値を生成する可能性があります。豊富な事後景観を探索するように設計されていないモンテカルロマルコフ連鎖(MCMC)アルゴリズムは、最小値の一部を見逃して、体系的なバイアスを導入する可能性があります。模擬データを研究し、$H_0$のバイアスが$10\%$を超える可能性があり、$H_0$の推論値がその真実値を上回る可能性があることを実証しました。その理由は、誤ってモデル化された屈曲項の構造に遡ることができます。豊富な後景に対処するように設計されたMCMCアルゴリズムは、その構造を明らかにすることができます。グループのX線が十分に明るい場合、X線データはグループの重心を正確に特定することにより、縮退を解決するのに役立つ可能性があります。最後に、文献の一部の実装では不正確な運動学的事前分布が使用され、群速度分散のモデル化が$20\%$も誤っていたことを示します。
インフレによるテールの多様性
原始変動の分布の尾部（大きな変動が実現する可能性に対応する）は、理論的観点と観察的観点の両方から興味深いものです。特に、原始ブラックホール(PBH)の存在量の正確な評価に関連します。この論文では、まず、原始変動の確率分布関数(PDF)を非摂動的に推定する方法として、非摂動的な$\deltaN$形式主義を分析し、その基礎となる仮定について議論し、問題として生じる可能性のあるいくつかの微妙な点に対処します。大きな変動を考慮した結果。次に、PBHの豊富な生産につながる可能性のある最も単純な例として、いくつかの非アトラクター単一フィールドインフレーションモデルを研究する方法を使用します。我々は、線形摂動理論からのガウス外挿は大きな変動の可能性を予測するのに大幅に失敗する可能性があると結論付けています。具体的には、尾部の切り捨て、べき乗則尾部、二重指数尾部、および二重ピーク分布がすべて、インフレーションの単一フィールド非アトラクターモデルにおける曲率摂動に対して実現できることを示します。したがって、我々は、インフレーションから起こり得る尾部の多様な動物園が存在することを示し、そのため、PBH存在量に関しては、原始変動の分布に関するモデル依存の非摂動的研究が避けられないように思われる。
非スローロールダイナミクスにおける小さなスケールから大きなスケールへのワンループ効果の欠如
非低速ロールダイナミクスにおける小規模モードからの大規模パワースペクトルへの1ループ補正は常に無視できること、つまり、それらは短距離スケールと長距離スケールの比によって量が抑制されることを示します。長波長のツリーレベルのパワースペクトルに比例し、この抑制を共有しない1ループの寄与は、頂点のサブセットを考慮する場合にのみ現れますが、関連するすべての相互作用を考慮すると正確にキャンセルされます。前のステートメントを2つの異なる方法、つまり相互作用ハミルトニアンの2つの等価な形式を使用して証明します。必要に応じて、境界項から等時間相関器への寄与が含まれます。
ケプラーの最後の惑星の発見: K2 キャンペーン 19 からの 2 つの新しい惑星と 1 つの単一通過候補
| Title |
Kepler's_Last_Planet_Discoveries:_Two_New_Planets_and_One_Single-Transit_Candidate_from_K2_Campaign_19 |
| Authors |
Elyse_Incha,_Andrew_Vanderburg,_Tom_Jacobs,_Daryll_LaCourse,_Allyson_Bieryla,_Emily_Pass,_Steve_B._Howell,_Perry_Berlind,_Michael_Calkins,_Gilbert_Esquerdo,_David_W._Latham,_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18516 |
ケプラー宇宙望遠鏡は、現在知られている系外惑星の総数の半分以上である2,700以上の確認された系外惑星の発見に貢献しました。これらの発見は、空の同じ部分を4年間見つめ続けたケプラーの主任務と、機械の故障により黄道に沿った空の異なる部分の観測を余儀なくされたK2の延長任務の両方で行われた。ミッションの最後、ケプラーは最後の燃料備蓄を使い果たしたとき、K2キャンペーン19として知られる短い一連の観測を収集しました。これまでのところ、このデータセットでは惑星は発見されていません。これは、データが約1週間しか得られなかったためです。高品質なデータを提供します。ここでは、キャンペーン19データセットでケプラーによって行われた最後の惑星発見のいくつかを報告します。私たちはキャンペーン19の週の高品質データを視覚的に検索し、考えられる3つの惑星通過を特定しました。各惑星候補は元々、記録された通過が1回だけあると特定されており、そこから惑星の半径を推定し、長半径と公転周期を推定することができました。燃料圧力の低下により望遠鏡の指向精度が低下した後に収集された低品質のデータの分析により、これらの候補のうち2つについて追加の通過が明らかになり、それらが本物の系外惑星であることを統計的に検証することができました。また、TESSで1つの惑星の通過を暫定的に確認しました。これらの発見は、ケプラーが文字通り噴霧中で動作していたときでさえ、ケプラーの系外惑星検出能力を実証しました。
TOI-1416: 周期 1.07 日のスーパーアース惑星を含む星系
| Title |
TOI-1416:_A_system_with_a_super-Earth_planet_with_a_1.07d_period |
| Authors |
H._J._Deeg,_I._Y._Georgieva,_G._Nowak,_C._M._Persson,_B._L._Cale,_F._Murgas,_E._Pall\'e,_D._Godoy_Rivera,_F._Dai,_D._R._Ciardi,_J._M._Akana_Murphy,_P._G._Beck,_C._J._Burke,_J._Cabrera,_I._Carleo,_W._D._Cochran,_K._A._Collins,_Sz._Csizmadia,_M._El_Mufti,_M._Fridlund,_A._Fukui,_D._Gandolfi,_R._A._Garc\'ia,_E._W._Guenther,_P._Guerra,_S._Grziwa,_H._Isaacson,_K._Isogai,_J._M._Jenkins,_P._K\'abath,_J._Korth,_K.W.F._Lam,_D._W._Latham,_R._Luque,_M._B._Lund,_J._H._Livingston,_S._Mathis,_S._Mathur,_N._Narita,_J._Orell-Miquel,_H.L.M._Osborne,_H._Parviainen,_P._P._Plavchan,_S._Redfield,_D._R._Rodriguez,_R._P._Schwarz,_S._Seager,_A.M.S._Smith,_V._Van_Eylen,_J._Van_Zandt,_J._N_Winn,_C._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18542 |
TOI1416(BD+422504、HIP70705)は、TESSによってトランジットが検出されたV=10後期G型または初期K型矮星です。動径速度は、周期1.07日、質量$3.48M_{Earth}$、半径$1.62R_{Earth}$のトランジット惑星TOI-1416bの存在を証明しており、地球よりわずかに下の密度が$4.50であることを示唆している。$gcm$^{-3}$。RVデータはさらに、周期27.4日または29.5日の暫定的な惑星cを示していますが、月のシノド周期29.53日に関連する信号による汚染の強い疑いがあるため、その性質は検証できません。USP(超短周期)惑星に近いTOI-1416bは、短周期で高温($T_{eq}\約$1570K)の超地球型惑星の典型的な代表です。かなりの割合の溶解水が含まれる溶融マグマの内部の惑星モデルは、その組成についてもっともらしい説明を提供し、その大気はJWSTによる透過分光分析に適している可能性があります。半径周期分布内のTOI-1416bの位置は、周期が1日未満のUSPが特別な惑星グループを形成していないことを裏付けています。むしろ、これは、USPが既知の最も短いものから最大30日までの周期を持つスーパーアースのような惑星の連続分布に属し、その周期半径分布が海王星砂漠と周期によってより大きな半径に対して区切られていることを意味します。スーパーアースと海王星のサブ惑星を隔てる半径の谷。しかし、周期に対して小さくて短い周期惑星が豊富に存在する中で、離心率の低い形成チャネルと一致する、周期0.6日から1.4日の間のプラトーが注目されるようになりました。海王星砂漠については、短周期惑星の人口増加により下限値の見直しが必要となり、新たな上限値が設けられました。これらの制限は、惑星の日射量と実効温度の観点からも与えられます。
JWST/NIRSpecによる惑星質量伴星TWA 27Bの観測
| Title |
JWST/NIRSpec_Observations_of_the_Planetary_Mass_Companion_TWA_27B |
| Authors |
K._L._Luhman,_P._Tremblin,_S._M._Birkmann,_E._Manjavacas,_J._Valenti,_C._Alves_de_Oliveira,_T._L._Beck,_G._Giardino,_N._Lutzgendorf,_B._J._Rauscher,_and_M._Sirianni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18603 |
我々は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡に搭載されたNIRSpecを用いて実行された、若い惑星質量伴星TWA27B(2M1207B)の1～5um分光分析を紹介します。これらのデータでは、CH_4の基本バンドは存在せず、COの基本バンドは弱いです。CH_4が検出されなかったことは、L型矮星の年齢が若いほどCH_4が弱くなるという以前に観察された傾向を強化しており、これは若い天体間で非平衡化学が強化されたことに起因すると考えられている。COの弱さは、温度勾配や雲の厚さなど、年齢とともに変化する追加の大気の特性を反映している可能性があります。T=1300K、非平衡化学、フィンガリング対流によって引き起こされる温度勾配の減少を備えたATMO雲のないモデルを使用して、スペクトルの幅広い形状を再現することができます。ただし、モデルではCH_4とCOの基本帯域が若干強くなります。さらに、モデル温度1300Kは、TWA27B(T=1200K)の明るさと年齢を考慮すると、進化モデルから予想される温度よりも高くなります。若いL型天体の以前のモデルでは、雲を含めることでこれらの問題が解決される可能性があることが示唆されています。曇ったモデルがNIRSpecからの1～5umデータに良好に適合するかどうかはまだわかりません。TWA27Bは、パッシェン遷移と1.083umのHeI三重項での発光を示します。これらは、星周円盤の最初の証拠を提供する降着の兆候です。我々は、NIRSpecデータを使用してTWA27Bの光度を推定しました(logL/L_sun=-4.466+/-0.014)。これは、進化モデルによると5～6MJupの質量を意味します。
3つの主要な惑星、金星、地球、水星は太陽星雲から形成されました。4番目の微惑星であるテイアも地球の近くで形成され、そこで巨大な衝突で衝突し、火星として跳ね返りました。この衝突により、地球は地殻とマントルの${\about}4$\%を失い、現在は火星と月にあります。巨大衝突の対蹠点では、地球の地殻、大気、大量のマントルの$\約$60\%が宇宙に放出され、月が形成されました。失われた地殻は再形成されることはなく、地球の海洋盆地になりました。テイア衝突地点は、地球ではインド洋の重力異常、火星のヘラス盆地に相当する。巨大衝突の力学は、地球と火星の両方の回転速度と軸の傾きと一致しています。巨大衝突は、温室効果の暴走を避けるのに十分な量のCO$_2$を地球の大気から除去し、プレートテクトニクスを開始し、大陸縁辺の地熱噴出孔近くに形成される寿命を与えた。水星は金星の近くで形成され、太陽の対流帯に接近した際にその質量の94%を失い、その質量の多くは現在もそこに残っています。激しい熱によって分解されたCO$_2$からできた黒色炭素は、今でも水星の表面に存在しています。秒速616kmで到着した水星は太陽の回転エネルギーを劇的に変化させ、その異常に遅い回転速度と軸の傾きの両方を説明しました。これらの結果は、質量収支、地球型惑星の現在の位置、および主軌道軸の向きによって定量的に裏付けられています。
| Title |
JWST_molecular_mapping_and_characterization_of_Enceladus'_water_plume_feeding_its_torus |
| Authors |
G._L._Villanueva,_H._B._Hammel,_S._N._Milam,_V._Kofman,_S._Faggi,_C._R._Glein,_R._Cartwright,_L._Roth,_K._P._Hand,_L._Paganini,_J._Spencer,_J._Stansberry,_B._Holler,_N._Rowe-Gurney,_S._Protopapa,_G._Strazzulla,_G._Liuzzi,_G._Cruz-Mermy,_M._El_Moutamid,_M._Hedman,_K._Denny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18678 |
エンケラドゥスは、太陽系における生命探査の主要な標的であり、地下の巨大な液体の水につながっている可能性が高い活発なプルームを持っています。JWSTに搭載された高感度NIRSpec装置を使用して、有機化合物を検索し、プルームの組成と構造を特徴付けました。この観測では、H2Oの蛍光発光を直接サンプリングし、エンケラドゥスのトーラスから発生する大きな発光層の中に埋め込まれた、極低温(25K)での非常に広範囲のプルーム(最大10,000kmまたはエンケラドゥスの半径40まで)を明らかにした。興味深いことに、観測されたガス放出速度(300kg/s)は、15年前のカッシーニによる近接観測から得られたものと類似しており、トーラス密度は、13年前のハーシェルによる以前の空間的に未分解の測定結果と一致しており、エンケラドゥスからのガス噴出は、数十年にわたる時間スケールにわたって比較的安定しています。このレベルの活動は、埋め込まれている赤道トーラスの導出柱密度4.5x1017m-2を維持するのに十分であり、エンケラドゥスが土星系全体の主要な水源として確立されています。いくつかの非水ガス(CO2、CO、CH4、C2H6、CH3OH)の検索を実行しましたが、スペクトルではどれも特定されませんでした。後続半球の表面では、その結晶形態を含む強力なH2O氷の特徴が観察されますが、これらの観察からはCO2、CO、またはNH3氷の痕跡は回収されません。新しい探査機を太陽系外縁部に送り込む準備を進める中、これらの観測は、遠くの氷天体や極氷火山プルームの探査に重要なサポートを提供するというJWSTのユニークな能力を実証しています。
海王星横断領域の動態調査 II.: カオス拡散の性質について
| Title |
A_dynamical_survey_of_the_trans-Neptunian_region_II.:_On_the_nature_of_chaotic_diffusion |
| Authors |
Emese_K\H{o}v\'ari,_Emese_Forg\'acs-Dajka,_Tam\'as_Kov\'acs,_Csaba_Kiss,_Zsolt_S\'andor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19018 |
十分に長い時間スケールでは、カオス拡散は力学系の外観を大きく変える可能性があります。太陽系も例外ではありません。拡散過程は小天体の輸送に関与し、遠く離れた海王星横断天体が太陽系内部に到達するための動的経路を提供します。この手紙では、私たちはカオス拡散の性質について徹底的な調査を行います。1万個のテスト粒子の集合の平均二乗変位の時間的変化を分析し、それぞれの場合の拡散指数(標準拡散、準拡散、および超拡散の間の分類を可能にする)、一般化拡散係数、および特性拡散を定量化します。タイムスケールも。この後者の量はエントロピーに基づくタイムスケールと比較され、2つのアプローチは直接計算の観点からも研究されます。私たちの結果は2次元マップのコンテキストで示されているため、典型的な位相空間構造とカオス拡散の特性との関係の理解を容易にします。
重力マイクロレンズとローマ宇宙望遠鏡による複数惑星系の検出
| Title |
Detecting_Multi-Planetary_Systems_with_Gravitational_Microlensing_and_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Hossein_Fatheddin,_Sedighe_Sajadian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19099 |
天の川銀河(MW)銀河のほとんどの恒星は、太陽と同様、単一の惑星ではなく惑星系で構成されていると考えられます。推定で発見されている惑星主星は3,950個あり、そのうち約860個が複数惑星系であることが知られています（2023年3月現在）。重力マイクロレンズ効果は、単一または複数のレンズによる源星の光の拡大であり、多くの応用が可能な最も有用な天体物理現象の1つであることが証明されています。これまで、多くの太陽系外惑星(太陽系外惑星)は、恒星と1つの惑星からなるレンズ系を構成するバイナリマイクロレンズ法によって発見されてきました。この論文では、マイクロレンズを介した2つの系外惑星をホストする多惑星系の検出について議論し、調査します。これは、マイクロレンズ現象の可能なトリプルレンズ構成(1つの星と2つの惑星)の分析とモデル化を通じて行われます。さらに、異なる設定でのトリプルモデルとバイナリモデルの倍率マップを比較することにより、第2惑星のさまざまな倍率と腐食領域を調べます。また、ナンシー・グレース・ローマン（ローマ）宇宙望遠鏡とその銀河時間領域調査の将来の実装によって、そのような惑星系の対応する光度曲線を検出できる可能性についても議論します。
若い明るいB星HIP 81208の周りの褐色矮星と低質量恒星の伴星のBEAST検出
| Title |
BEAST_detection_of_a_brown_dwarf_and_a_low-mass_stellar_companion_around_the_young_bright_B_star_HIP_81208 |
| Authors |
Gayathri_Viswanath,_Markus_Janson,_Raffaele_Gratton,_Vito_Squicciarini,_Laetitia_Rodet,_Simon_C._Ringqvist,_Eric_E._Mamajek,_Sabine_Reffert,_Ga\"el_Chauvin,_Philippe_Delorme,_Arthur_Vigan,_Micka\"el_Bonnefoy,_Natalia_Engler,_Silvano_Desidera,_Thomas_Henning,_Janis_Hagelberg,_Maud_Langlois_and_Michael_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19122 |
B星系外惑星存在量研究(BEAST)による最近の観測により、非常に重い星の周りに準星伴星が存在することが明らかになりました。この論文では、比較的近くにある若い星($17^{+3}_{-4}$Myr)に近い2つの低質量伴星($148.7^{+1.5}_{-1.3}$pc)の検出を紹介します。明るい(V=$6.632\pm0.006$mag)、$2.58\pm0.06~M_{\odot}$B9V星HIP81208、Sco-Cen協会に存在、分光偏波高コントラスト太陽系外惑星研究(SPHERE)を使用チリの超大型望遠鏡(VLT)にある装置。得られた測光の分析により、内側伴星の質量は$67^{+6}_{-7}~M_J$、外側伴星の質量は$0.135^{+0.010}_{-0.013}~M_{\odot}$と推定されました。、前者は褐色矮星である可能性が最も高く、後者は低質量星である可能性が高いことを示しています。この星系はコンパクトですが、2つの伴星の軌道面が直交に近いと思われるため、珍しいものです。この系について我々が導き出した予備的な軌道解は、この星と2つの伴星が香西共鳴状態にある可能性が高いことを示しており、この系は将来の研究にとって動的に非常に興味深いものとなっています。
銀河の質量の現在の推定値のレビュー
銀河の質量を推定するために使用された方法と、現代のデータに基づいてさまざまな著者によって最近得られた結果の概要が示されています。特に、銀河の回転曲線、銀河矮小衛星と球状星団の運動学、矮小銀河の流れ、脱出速度、ハロー星などの解析に基づいて得られた推定値が考慮されます。$M(<r)$、$M_{\rm200}$、$M_{\rmvir}$の形式での銀河質量の推定値が考慮されます。20個の個別の推定によると、平均値は$\overlineM_{\rm200}=0.88\times10^{12}~M_\odot$であり、ばらつきは$0.24\times10^{12}~M_\odotでした。$、加重平均誤差は$0.06\times10^{12}~M_\odot$です。25の個別の推定によると、$\overlineM_{\rmvir}=1.02\times10^{12}~M_\odot$は、$0.41\times10^{12}~M_\odot$の分散と重み付けされた平均誤差は$0.09\times10^{12}~M_\odot$です。
JADES + JEMS: 赤方偏移 3 < z < 4.5 における銀河の中心恒星の核の蓄積と星形成の抑制の詳細な観察
| Title |
JADES_+_JEMS:_A_Detailed_Look_at_the_Buildup_of_Central_Stellar_Cores_and_Suppression_of_Star_Formation_in_Galaxies_at_Redshifts_3_ |
| Authors |
Zhiyuan_Ji,_Christina_C._Williams,_Sandro_Tacchella,_Katherine_A._Suess,_William_M._Baker,_Stacey_Alberts,_Andrew_J._Bunker,_Benjamin_D._Johnson,_Brant_Robertson,_Fengwu_Sun,_Daniel_J._Eisenstein,_Marcia_Rieke,_Michael_V._Maseda,_Kevin_Hainline,_Ryan_Hausen,_George_Rieke,_Christopher_N._A._Willmer,_Eiichi_Egami,_Irene_Shivaei,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Emma_Curtis-Lake,_Tobias_J._Looser,_Roberto_Maiolino,_Chris_Willott,_Zuyi_Chen,_Jakob_M._Helton,_Jianwei_Lyu,_Erica_Nelson,_Rachana_Bhatawdekar,_Kristan_Boyett_and_Lester_Sandles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18518 |
JADESとJEMSの調査からの14フィルターJWST/NIRCamイメージングを使用した、$z\sim3.7$の恒星質量$M_*\sim10^{10}M_\odot$を持つ6つの銀河の恒星集団の空間分解研究を紹介します。。6つの銀河は、静止座標系$3600-4100$\r{A}にわたって明確な色の塊状の下部構造を持ち、恒星の光の重心に近い明るい支配的な恒星核を含むように視覚的に選択されています。HSTからJWSTまでの23フィルター測光を使用して、Prospectorを使用したSEDフィッティングを通じて個々の構造コンポーネントの恒星個体群特性を測定します。恒星の中心核はトゥームレ質量の$\gtrsim2$倍重いことがわかり、その場での断片化によって形成されない可能性があることを示しています。恒星のコアの恒星年齢は0.4～0.7ドルGyrであり、これは動的摩擦による塊の内部への移動のタイムスケールと類似しており、それらが巨大な星の塊の合体を通じて形成された可能性が高いことを示唆しています。まだ消光していない間、6つの銀河は星形成主系列より$0.2～0.7$dexだけ下にあります。各銀河内では、中心の恒星核では特定の星形成率が低く、中心核の恒星質量の表面密度はすでに同じ質量と赤方偏移の消光銀河に似ていることがわかりました。一方、核の星の年齢は、銀河の伸びた滑らかな部分と同等か、それよりも若いです。我々の発見は、高い赤方偏移における銀河の中心領域の蓄積に関するガスが豊富な圧縮シナリオのモデル予測と一致しています。おそらく$z>3$での銀河全体の消光の開始とともに、高密度の中心核が同時代に形成される様子を目撃していると思われる。
G+0.693-0.027 分子雲に向かうアミドの在庫
| Title |
Amides_inventory_towards_the_G+0.693-0.027_molecular_cloud |
| Authors |
S._Zeng,_V._M._Rivilla,_I._Jim\'enez-Serra,_L._Colzi,_J._Mart\'in-Pintado,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_S._Mart\'in,_and_M._A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18715 |
星間アミドは、生命に不可欠なさまざまな有機物の潜在的な前駆体であるため、大きな注目を集めています。しかし、宇宙におけるそれらの形成に関する私たちの現在の理解は、星形成領域での観察に大きく基づいているため、化学ネットワークにはそれらの初期の起源に関する制約がありません。この研究では、IRAM30m望遠鏡とYebes40m望遠鏡による偏りのない高感度スペクトル調査を使用して、静止した銀河中心分子雲G+0.693-0.027に向かう多数のアミドを体系的に研究しました。この雲に対してアセトアミド(CH3C(O)NH2)とトランス-N-メチルホルムアミド(CH3NHCHO)が初めて検出されたことを報告します。さらに、調査の対象範囲が広くなったことで、以前にG+0.693-0.027に向けて報告されていたホルムアミド(NH2CHO)と尿素(カルバミド;NH2C(O)NH2)の検出を再調査しました。我々の結果は、最近の実験室実験や化学モデルなどの文献に記載されている結果と比較されます。我々は、進化段階とは無関係に一定の存在比を見出し、アミド関連化学は分子雲の進化の初期段階で引き起こされ、星形成プロセス中のウォームアップ段階の影響を受けないことを示唆している。より複雑なアミドとNH2CHOとの相関関係が示唆されていますが、アセトアルデヒド(CH3CHO)、イソシアン酸メチル(CH3NCO)、メチルアミン(CH3NH2)などの他の前駆体が関与する別の生成経路もアミドの生成に寄与している可能性があります。ソースのより大きなサンプルに対してこれらの種とともにアミドを観察することは、星間物質中のアミド化学を制約するのに役立ちます。
塵と傾斜角により、近くの銀河における星形成と星間物質のスケール関係が補正される
| Title |
Dust_and_inclination_corrected_star-formation_and_interstellar_medium_scaling_relations_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Bogdan_A._Pastrav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18879 |
私たちの最近の研究に続いて、近くの銀河の代表的なサンプルに対して行われた、塵と星形成のスケーリング関係の詳細な分析をここで紹介します。H$\alpha$画像は、各銀河の積分光束/光度を導き出すために分析され、より瞬間的で正確な星形成速度(SFR)トレーサー、および関連する測光パラメータと構造パラメータとして使用されます。その後、塵と傾斜を補正したH$\alpha$輝度とSFRが、塵の減衰曲線の仮定と、塵の減衰を推定するためのバルマー減分線または他の水素再結合線の使用を回避する方法を使用して決定されます。さまざまなバイアスの影響を受けるか、異なる種類の銀河間で矛盾があることが示されています。私たちは、塵や傾斜の影響がこれらの関係の特定のパラメーターにどの程度偏るか、パラメーター間のばらつきと相関の程度、どの関係が基本的なのか、それとも他の関係の単なる結果であるのかを調査します。私たちの結果は、他の同様の研究と誤差の範囲内で一致しています。Bバンド光学円盤とH$\alpha$（星形成）円盤のスケール長を比較すると、平均して星形成の分布は恒星の連続発光分布よりも広がっていることが分かりました（比は1.10）。この差は星の質量とともに増加します。同様に、より重い銀河は、私たちのサンプルの星形成銀河(平均比0.77)よりもコンパクトな恒星発光表面密度を持っています。提案された方法は、低から中程度の赤方偏移での星形成とISM進化の大規模研究に適用できます。
NGC 1433、NGC 1566、NGC 1808 の核内の恒星集団の 3D モデル
| Title |
A_3D_model_for_the_stellar_populations_in_the_nuclei_of_NGC_1433,NGC_1566,_and_NGC_1808 |
| Authors |
P._Vermot,_J._Palou\v{s},_B._Barna,_S._Ehlerov\'a,_M._R._Morris,_and_R._W\"unsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19032 |
目的。私たちは、近くの銀河核の中心数百パーセクにある恒星集団の特性を特徴付けることを目指しています。具体的には、年齢、質量、3D形状です。方法。SINFONIで得られたNGC1433、NGC1566、NGC1808の空間分解分光観測を使用して、球面対称核星団(NSC)と長く伸びた厚い恒星円盤で構成される3Dモデルを制約します。私たちは、星集団の年齢を決定し、モデルの合成観測を構築するために、紫外から中赤外の単一星集団(UMISSP)スペクトルを計算しました。主要なパラメータ間の縮退を克服するために、空間分解された視線速度、視線速度分散、低スペクトル解像度のNIR連続体、および高スペクトル解像度のCO吸収特徴を各ピクセルに同時に適合させます。。結果。3つの天体について、NSCと周囲の円盤内の若い恒星集団と古い恒星集団の年齢と質量、およびそれらの3D形状を導き出します。ディスクの厚さ、傾き、位置角度。これらの結果は、入手可能な場合には公開された独立した測定結果と一致しています。結論。提案された方法により、近赤外線IFU観測のみに基づいて、近くの銀河中心にある恒星集団の一貫した3Dモデルを導き出すことができます。
高解像度放射流体力学シミュレーションからの仮想銀河を使用した、COS Legacy Spectroscope SurveY からの Si
II および C II 線スペクトルの解釈
| Title |
Interpreting_the_Si_II_and_C_II_line_spectra_from_the_COS_Legacy_Spectroscopic_SurveY_using_a_virtual_galaxy_from_a_high-resolution_radiation-hydrodynamic_simulation |
| Authors |
Simon_Gazagnes,_Valentin_Mauerhofer,_Danielle_A._Berg,_Jeremy_Blaizot,_Anne_Verhamme,_Thibault_Garel,_Dawn_K._Erb,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Jarle_Brinchmann,_John_Chisholm,_Matthew_Hayes,_Alaina_Henry,_Bethan_L._James,_Anne_Jaskot,_Nika_Jurlin,_Crystal_L._Martin,_Michael_Maseda,_Claudia_Scarlata,_Evan_D._Skillman,_Stephen_M._Wilkins,_Aida_Wofford,_and_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19177 |
低電離状態(LIS)の金属線の観察は、銀河の星間物質についての重要な洞察を提供しますが、出現する線のプロファイルの原因となる物理プロセスを解きほぐすことは困難です。この研究では、放射流体力学シミュレーションで単一の銀河を使用して生成された模擬スペクトルが、実際の銀河の観測結果を解釈するのにどのように役立つかを調査します。私たちは、異なる時間に複数の視線を通して仮想銀河から22,500個のCIIおよびSiIIスペクトルを作成し、それらをCOSLegacySpectroscopeSurveY(CLASSY)による低赤方偏移星形成銀河の45個の観測結果と比較します。模擬プロファイルは、広範囲の恒星質量($10^6$～$10^9$$M_\odot$)と金属量(0.02～0.55$Z_\odot$)を持つ38個の銀河の観測結果を正確に再現していることがわかりました。。さらに、いくつかのCLASSYスペクトルにおける蛍光発光の弱さは開口損失によって説明され、シミュレーションと観測を比較する際には開口損失を考慮する必要があることを強調します。全体として、我々は、単一のシミュレートされた銀河の進化により、同等またはより小さな質量の銀河を代表する特性をもつスペクトルの多様性を生成する可能性があることを示します。これらの結果に基づいて、シミュレーションで連続体の起源、残留磁束、および蛍光発光を調査します。これらのさまざまなスペクトルの特徴はすべて、銀河のISM内の異なる領域から出現し、その特性は視野角の関数として変化する可能性があることがわかりました。これらの結果は、ダウンザバレルスペクトルの単純化された解釈に疑問を投げかけていますが、我々の結果は、高解像度シミュレーションがこれらの観察を解釈するための最適なフレームワークを提供することを示しています。
M74 における GMC とそのタイプ分類: 星の形成と雲の進化の理解に向けて
| Title |
GMCs_and_their_Type_classification_in_M74:_Toward_understanding_star_formation_and_cloud_evolution |
| Authors |
F._Demachi,_Y._Fukui,_R._I._Yamada,_K._Tachihara,_T._Hayakawa,_K._Tokuda,_S._Fujita,_M._I._N._Kobayashi,_K._Muraoka,_A._Konishi,_K._Tsuge,_T._Onishi,_A._Kawamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19192 |
PHANGSプロジェクトによって得られたM74(NGC628)内の巨大分子雲(GMC)を調査しました。星形成の活動に応じてGMCタイプを適用しました。星形成のないタイプI、H$\alpha$光度($L_{\mathrm{H\alpha}}$)が$10^{37.5}\より小さいタイプIIです。mathrm{erg~s^{-1}}$、および$L_{\mathrm{H\alpha}}$が$10^{37.5}\mathrm{erg~s^{-1}}$より大きいタイプIII。合計432個のGMCが特定され、個々のGMCタイプはそれぞれタイプI、タイプII、タイプIIIで65、203、および164でした。GMCのサイズと質量は23～237pc、$10^{4.9}$～$10^{7.1}$M$_{\odot}$の範囲であり、タイプIからタイプIIに向かって質量と半径が増加する傾向を示しています。Ⅲ．4MyrおよびHII領域よりも若いクラスターはGMCの150pc以内に集中していることがわかり、これらの若い天体とGMCが密接に関連していることを示しています。ビリアル比はタイプIからIIIに減少する傾向があり、タイプIIIのGMCが3つの中で最も重力的に緩和されていることを示しています。以前にLMCで見つかったように、GMCはタイプIからIIIに進化すると解釈します。3つのタイプの進化のタイムスケールは、定常状態の仮定に基づいて、それぞれ200万年、600万年、400万年と推定されます。タイプIIIのタイムスケールは、関連するクラスターの年齢に等しいと想定され、GMCを示しています。寿命は1200万年以上。シェバンスら。(2020)は、M74の同じPHANGSデータセットを使用してGMCを調査しましたが、これらの著者はGMCを定義せず、非星形成期の期間が400万時間の5倍である2000万時間という進化の全体像に到達しました。今回の結果をChevanceらの結果と比較します。(2020)そして、個々のGMCを定義することがGMCの進化を理解するために不可欠であると主張しています。
伝播ゆらぎ理論の拡張: 最初の完全相対論的処理と解析的フーリエ グリーン関数
| Title |
Extending_the_theory_of_propagating_fluctuations:_the_first_fully_relativistic_treatment_and_analytical_Fourier-Green's_functions |
| Authors |
Andrew_Mummery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18314 |
降着ブラックホールのX線連星系から遍在的に観察される非周期変動は、一般にいわゆる「伝播ゆらぎ理論」の枠組みの中で解析される。この論文では、薄い円板方程式のグリーン関数解のフーリエ変換を導出します。これらの解決策は、標準の畳み込み技術を通じて可能なすべての解決策を説明するのに十分です。ニュートン円板とISCO応力が消失する一般相対論的解の両方に対して解が見つかります。我々は、この新しい相対論的理論を使用して、ブラックホールディスクの多くの観察可能な変動特性のカーブラックホールスピン依存性を強調します。カー円盤の位相遅れ、コヒーレンス、パワー密度スペクトルは、ブラックホールのスピンの強い関数であることが示されています。ブラックホール降着源の非周期的変動の観測は、少なくとも原理的には、ブラックホールのスピンを直接制限する新たな手段を提供する可能性がある。
Swift による Kilonova の 18 年間の発見
スウィフトは現在18年間のミッションを完了し、その間に数千のガンマ線バースト(GRB)と新しいクラスの高エネルギー過渡現象を発見しました。その最初の画期的な成果は、短期間のGRBの位置特定であり、これにより赤方偏移測定とキロノバ探索が可能になりました。スウィフトは、ハッブル宇宙望遠鏡や地上に設置されたさまざまな望遠鏡との相乗効果により、短いGRBの余波でキロノバの最初の興味深い証拠を提供しました。2017年、重力波イベントGW170817のスウィフト観測により、キロノバAT2017gfoからの初期の紫外光子が捕捉され、キロノバの物理学への新しい窓が開かれました。それ以来、スウィフトは既知のキロノバのサンプルを拡大し続け、長期にわたるGRBでの驚くべきキロノバの発見につながりました。この記事では、Swiftの基本的な貢献によって推進されたキロノバの研究における最近の進歩について説明します。
| Title |
Accretion_onto_a_Supermassive_Black_Hole_Binary_Before_Merger |
| Authors |
Mark_J._Avara,_Julian_H._Krolik,_Manuela_Campanelli,_Scott_C._Noble,_Dennis_Bowen,_Taeho_Ryu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18538 |
超大質量連星ブラックホール(SMBBH)は合体を促す一方で、大量の物質を蓄積する可能性もあります。このようなシステムのダイナミクスを研究するには、進化する時空と磁化プラズマのダイナミクスを同時に記述する必要があります。ここでは、2つの等しい質量の非自転ブラックホールが、最初の$20M$($G=c=1$)の分離からほぼ合体$\simeq9M$まで、降着しながら発生する様子をシミュレートする最初の相対論的計算を紹介します。周囲の円盤からのガス。$M$はバイナリの総質量です。ブラックホールへの降着率$\dotM$はこの期間中に最初に減少し、その後プラトーに達し、急速な吸入にも関わらず$\sim3$の係数しか低下しないことがわかりました。推定されたボロメータ光度曲線は、同じプロファイルに従います。降着物がブラックホールに到達する際に通過するミニディスクは、非常に標準的ではありません。マクスウェル応力ではなくレイノルズ応力が支配的であり、応力は2つの異なる構造状態の間で振動します。サイクルの一部では、「スロッシング」流がL1点を介して降着速度の$\sim0.1\times$の速度で一方のミニディスクからもう一方のミニディスクに質量を移動させ、次の速度と同じくらいの大きさの運動エネルギーを運びます。ミニディスクのボロメータ光度のピーク.また、ミニディスクは軌道面に対して、周回円盤のアスペクト比と同じ大きさの時間変化する傾きを持っていることも発見しました.ブラックホール事象の地平面上の符号なしポロイダルフラックスは、無次元レベルでほぼ一定です$\phi\sim2-3$ですが、合体直前に2倍になります。ブラックホールが大きなスピンを持っていた場合、このフラックスは、そのパワーが放射光度に近づくジェットをサポートする可能性があります。このシミュレーションは、マルチパッチインフラストラクチャ\pwmhdを初めて採用したものです。従来の単一グリッド手法を使用すると、物理時間あたりの計算コストが$\sim3\%$に削減されます。
1 対多: 単一の重力波イベントと天体物理集団の比較
| Title |
One_to_many:_comparing_single_gravitational-wave_events_to_astrophysical_populations |
| Authors |
Matthew_Mould,_Davide_Gerosa,_Marco_Dall'Amico,_Michela_Mapelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18539 |
重力波の観測により、その異常な特性がコンパクト連星形成の理解に疑問を呈する源が明らかになりました。したがって、そのような現象を最もよく再現できる形成プロセスを推測することで、重要な天体物理学的洞察が得られる可能性があります。一般的なアプローチは、合併の母集団をシミュレートし、実際のイベントの測定されたパラメーター内の選択された領域内にあるこれらの合成イベントの割合をカウントすることです。このアプローチはシンプルであるため魅力的ですが、完全な事後情報を無視し、ヒューリスティックに構築された信頼領域に依存し、高い信号対雑音比の検出に失敗するため、欠陥があります。統計的に一貫した解決策は、2つのシミュレートされた母集団間の事後オッズを計算することであることを指摘し、これは決定的に相対的な尺度であることを指摘し、発生源の検出可能性を条件付けることによって観測バイアスの影響を含める方法を示します。このアプローチをいくつかの重力波イベントと天体物理学的集団に適用し、異なる形成経路間だけでなく、特定の経路内の部分集団間でもモデルの優先性を結論付けることができる程度を評価します。
ガンマ線バイナリ LS I+61 303 の急速な X 線変動
ガンマ線バイナリLSI+61303は、60年以上前の発見以来、さまざまな波長で広く監視されてきました。ただし、コンパクトオブジェクトの性質とシステムの特異な動作については、依然として多くの議論が行われています。LSI+61303の急速なX線変動を調査することを目的として、1996年から2011年の間に撮影されたソースのすべてのアーカイブRXTE/PCAデータを分析しました。タイミング分析により、$P\sim26.6\pmの周期性が得られました。0.3$日。これは、LSI+61303の文献で報告されているいくつかの周期性と統計的に一致します。この期間を使用して、データの位相分解解析を実行して、一連の位相ビン平均エネルギースペクトルと電力密度スペクトルを生成しました。。これらのパワー密度スペクトルは、0.1Hz未満の弱い赤色ノイズによって支配され、この周波数を超える信号は表示されません。レッドノイズの振幅は位相とともに緩やかに変化し、X線束の低下とより柔らかい光子指数と一致する最大値を示します。低周波ノイズを除けば、この分析では、LSI+61303のRXTE/PCAデータに統計的に重要な周期的または準周期的なタイミング特徴は示されていません。
高速電波バーストFRBの同時パンクロ観測 20180916B
| Title |
Simultaneous_and_panchromatic_observations_of_the_Fast_Radio_Burst_FRB_20180916B |
| Authors |
M._Trudu,_M._Pilia,_L._Nicastro,_C._Guidorzi,_M._Orlandini,_L._Zampieri,_V.R._Marthi,_F._Ambrosino,_A._Possenti,_M._Burgay,_C._Casentini,_I._Mereminskiy,_V._Savchenko,_E._Palazzi,_F._Panessa,_A._Ridolfi,_F._Verrecchia,_M._Anedda,_G._Bernardi,_M._Bachetti,_R._Burenin,_A._Burtovoi,_P._Casella,_M._Fiori,_F._Frontera,_V._Gajjar,_A._Gardini,_M._Ge,_A._Guijarro-Rom\'an,_A._Ghedina,_I._Hermelo,_S._Jia,_C._Li,_J._Liao,_X._Li,_F._Lu,_A._Lutivinov,_G._Naletto,_P._Ochener,_A._Papitto,_M._Perri,_C._Pittori,_B._Safanov,_A._Semena,_I._Strakhov,_M._Tavani,_A._Ursi,_S.L._Xiong,_S.N._Zhang,_S._Zheltoukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18628 |
目的。高速無線バーストは明るい無線過渡現象であり、その起源はまだ解明されていません。これらの現象に対応する複数の波長を探索すると、放出メカニズムと前駆物質の発生源に厳しい制約が課される可能性があります。方法。私たちは、2020年10月から2021年8月にかけて、FRB20180916Bの8つの活動サイクル中に、FRB20180916Bの多波長観測キャンペーンを実施しました。無線帯域では、336MHzと1547MHzの両方でSRTと400MHzのuGMRTによって観測が行われました。同時観測は、光学望遠鏡アジアゴ(ガリレオとコペルニコ)、CMOSAIMSU、CAHA2.2m、RTT-150、TNG、およびAGILE、Insight-HXMT、INTEGRAL、Swift衛星に搭載されたX/ガンマ線検出器によって行われています。。結果。このソースからの336MHzのSRTで検出された14個の新しいバーストと、uGMRTで検出された7個の新しいバーストの検出を示します。FRB20180916Bの光バンドにおいて、これまでで最も深いプロンプト上限を提供します。実際、uGMRTによるバースト検出と同時にTNG/SiFAP2を観測すると、上限E_optical/E_radio<1.3x10^2が得られます。336MHzでSRTによって検出された別のバーストも、Insight-HMXTによって共同観測されました。X線で検出されない場合、X線として考慮されるモデルに応じて、(0.9～1.3)x10^7の範囲のE_X線/E_radioの上限(1～30keVバンド)が得られます。光線の放射。
論文では、$E_0$によるPCRスペクトルの不規則性の原因を解明するために、$E_0$による比較一次宇宙線(PCR)と周期別変光星のスペクトルの比較解析を行った。この研究は、KASCADE-Grande実験の公開データベースとGCVSおよびZTF変光星カタログを使用して実行されました。PCRの高エネルギーおよび超高エネルギーへの加速は、超新星の衝撃波だけでなく、巨人や超巨大星のバーストでも発生することが示唆されています。変光星の周期と、これらの星が生成するPCR核の最大エネルギー$E_0$との関係を示します。$E_0$によるPCRスペクトルの不規則性は、$E_0$が増加するにつれて、ある主な星のタイプから別のタイプの主星への移行に関連しています。$E_0~=~3-5~PeV$におけるPCRスペクトルのニーは、PCRフラックスに対するSRB変光星の寄与の減少とミラ変光星の寄与のさらなる増加に関連しています。KASCADE-Grande実験で確立された$E_0~=~80~PeV$に最大値を持つPCRスペクトルの隆起は、ミラとSRC変動性の巨星と超巨星によって形成されます。
アルフエン波との非共鳴相互作用による相対論的プラズマにおける反転分布の形成
| Title |
Formation_of_population_inversions_in_relativistic_plasmas_through_nonresonant_interactions_with_Alfv\'en_waves |
| Authors |
Killian_Long_and_Asaf_Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18935 |
相対論的プラズマとアルフエン波の非共鳴相互作用を支配する完全な準線形運動方程式を解きます。この研究は、高速ラジオバースト(FRB)の状況でシンクロトロンメーザーに利用できるエネルギーを決定する必要性によって動機づけられました。この相互作用により、プラズマが加熱され、メーザーに必要な反転分布が形成される可能性があります。分布のエネルギー$\sim1-10\%$を含む分布の反転が相対論的領域で形成されることがわかり、FRBの近くで予想される環境での反転の形成の説明が得られます。
磁場は大規模なブラックホールの形成と成長を触媒する
原始銀河の核領域における大規模な磁場は、直接崩壊や加速された降着によって超大質量ブラックホール(SMBH)の形成と初期成長を引き起こす可能性があります。重力降下と星の形成に関連する乱流は、rms場の強度を平均ガス運動エネルギーと等しく分配する方向に駆動する可能性があります。この領域には、大きくて一貫した構造に自己組織化する一般的な傾向があります。(星形成円盤の回転軸に対する)場のポロイダル成分が$\lesssimr$のスケールで組織化され、円盤内の乱流エネルギーの数パーセント程度のエネルギーに達すると、ダイナモ効果は次のようになります。流入速度を高め、ディスクを厚くする磁気トルクを発生させることが期待されます。降着流は、重力で不安定になることなく、大規模な直接崩壊ブラックホール(DCBH)の種を生成および成長させ、その後のAGNに高速で燃料を供給するのに十分な速度で物質を質量中心に向かって輸送することができます。したがって、円盤降着を通じてSMBHを成長させ燃料を供給する一般的なモデルとは対照的に、断片化と星の形成は抑制され、降着流の質量供給を必ずしも枯渇させるわけではない。
相対論的バイナリディスクダイナミクスとOJ-287のフレア: 新しい事後パラメータと将来のタイミング予測
| Title |
Relativistic_binary-disc_dynamics_and_OJ-287's_flares:_New_parameter_posteriors_and_future_timing_predictions |
| Authors |
Lorenz_Zwick_and_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19149 |
私たちは、OJ-287の光度曲線における奇妙な準周期的な光学フレアを説明する候補である歳差運動ブラックホールバイナリモデルを第一原理から再検討します。私たちは3つの重要な点で既存の研究から逸脱しています。1)降着円盤の重力モーメントに関連する相対論的力学の重要な側面を含めます。2)ディスクの密度とスケール高さについてモデルに依存しない処方を採用。3)モンテカルロマルコフ連鎖法を使用して、信頼できるシステムパラメーターと不確実性を回復します。私たちは、それより前に入手可能なデータのみを使用して、2019年のエディントン大フレアのタイミングを観測エポックの40時間以内にすることで、モデルの予測力を実証しました。さらに、光学フレアのタイミングのみからOJ-287の円盤質量と四重極モーメントの新しい直接測定値を取得しました。私たちの改良された方法論により、事後パラメータのこれまで明言されていなかった相関関係やフレアタイミングの不確実性のパターンを明らかにすることができます。確立された文献とは対照的に、26回目の光学フレアは、2022年10月の「行方不明」フレアとされるものからほぼ1年ずれて、2023$\pm$32日の8月21日に発生すると予測します。
STARRED: Starlet 正則化を使用した 2 チャネルのデコンボリューション手法
| Title |
STARRED:_a_two-channel_deconvolution_method_with_Starlet_regularization |
| Authors |
Kevin_Michalewicz,_Martin_Millon,_Fr\'ed\'eric_Dux,_Fr\'ed\'eric_Courbin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18526 |
天体画像の空間解像度は大気の乱流や望遠鏡の光学系の回折によって制限され、画像がぼやけてしまいます。これにより、大気条件の変化により、隣接するオブジェクトからの寄与が時間変動的に混合されるため、ブレンドされたオブジェクトの明るさを正確に測定することが困難になります。ただし、この影響は、検出器上で点光源がどのようにぼやけるかを記述する点像分布関数(PSF)を特徴付けることで補正できます。この関数は視野内の星から推定でき、視野全体にわたるPSFの自然なサンプリングが提供されます。PSFが推定されると、いわゆるデコンボリューションプロセスを通じてデータからPSFを除去できるため、空間解像度が向上した画像が得られます。デコンボリューション操作は、データのノイズとピクセル化による不適切な逆問題です。この問題を解決するには、解の堅牢性を保証するために正則化が必要です。正則化はスパース事前分布の形式をとることができます。これは、回復された解が少数の基底固有ベクトルのみで表現できることを意味します。STARREDは、COSMOGRAILコラボレーションのコンテキストで開発されたPythonパッケージであり、多種多様な天文問題に適用されます。デコンボリューション問題の解を正規化するために、スターレットと呼ばれる等方性ウェーブレット基底を使用することを提案しています。このウェーブレットファミリは、天体を表現するのに適していることが示されています。STARREDは、最初にPSFを再構築し、次にデコンボリューションを実行する2つのモジュールを提供します。これは2つの重要な概念に基づいています。i)画像は、点光源用と拡張光源用の2つの別々のチャネルで再構成されます。ii)コードは、PSFの効果を完全には除去しないという意図的な選択に依存しています。、むしろ画像をより高い解像度にします。
4 ～ 8 GHz の銀河中心での定期的なテクノシグネチャの探索
| Title |
A_4-8_GHz_Galactic_Center_Search_for_Periodic_Technosignatures |
| Authors |
Akshay_Suresh,_Vishal_Gajjar,_Pranav_Nagarajan,_Sofia_Z._Sheikh,_Andrew_P._V._Siemion,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Danny_C._Price,_and_Steve_Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18527 |
地球外知的生命体の無線探査は、主に狭帯域連続波ビーコンと人工的に分散された広帯域バーストの発見を対象としている。周期的なパルス列は、上記のテクノシグネチャー形態と比較して、エネルギー的に効率的な星間伝送手段を提供します。特に、銀河中心(GC)にある回転ビーコンは、銀河全体の通信にとって非常に有利です。ここでは、高速フォールディングアルゴリズム(FFA)を使用して無線ダイナミックスペクトル内のチャネル全体の周期信号を明らかにするCPUベースのオープンソースソフトウェアであるblipssを紹介します。ロバート・C・バード・グリーンバンク望遠鏡で収集した4～8GHzのデータを4.5時間かけてblipssを実行し、銀河系の中心6フィートで周期11～100秒とデューティサイクル($\delta)のkHz幅の信号を検索しました。$)10～50%。私たちの知る限り、私たちの探索は、周期的なエイリアンのテクノシグネチャを対象とした最初のFFA探索となります。データ内でチャネル全体の周期信号が検出されなかったことを報告します。したがって、我々は、kHz幅の周期パルス信号を送信する4～8GHzの地球外送信機の存在量を、$\約2\×10の7$\sigma$相当の等方性放射パワーを超えるGCにある約60万個の星のうちの1つ未満に制限する。^{18}$W、$\delta\simeq10\%$。天体物理学の観点から見ると、チャンネルごとのFFAを利用したBlipssにより、標準的な低温プラズマの分散法則から逸脱するエキゾチックな無線周波数掃引による信号の発見が可能になります。
航空信号のマルチバンド音響モニタリング
| Title |
Multi-Band_Acoustic_Monitoring_of_Aerial_Signatures |
| Authors |
Andrew_Mead,_Sarah_Little,_Paul_Sail,_Michelle_Tu,_Wesley_Andr\'es_Watters,_Abigail_White,_and_Richard_Cloete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18551 |
Galileoプロジェクトの音響モニタリング全指向性システム(AMOS)は、航空現象の検出と特性評価に役立ちます。これは、超低周波から超音波までの周波数にわたるマルチバンドマイクスイートを使用し、検出された物体の検証と特性評価のための独立した信号モダリティを提供します。このシステムは、超低周波、可聴、および超音波システムを利用して、自然現象と人工の航空現象の両方によって生成される幅広い音をカバーします。航空物体からの音声信号は、音声レベルが周囲の騒音を上回り、伝送路によって過度に歪められていない場合など、特定の条件下で捕捉できます。調査結果によると、可聴音源は最大1km離れた場所から検出でき、超低周波音源ははるかに長い距離で検出でき、超音波音源はそれより短い距離で検出できることがわかりました。スペクトル分析による航空機の記録から収集された初期データは、既知の航空機を迅速に識別するためのアルゴリズムとソフトウェアの開発に役立ちます。今後の研究には、音の位置特定のためのマルチセンサーアレイ、大規模なデータセットの分析、すべての周波数帯域でより多くの種類の現象を検出および識別するための機械学習とAIの組み込みが含まれます。
航空物体位置特定のためのハードウェアおよびソフトウェア プラットフォーム
| Title |
A_Hardware_and_Software_Platform_for_Aerial_Object_Localization |
| Authors |
Matthew_Szenher,_Alex_Delacroix,_Eric_Keto,_Sarah_Little,_Mitch_Randall,_Wesley_Andr\'es_Watters,_Eric_Masson,_and_Richard_Cloete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18555 |
現在まで、未確認航空現象(UAP)の位置、速度、加速度の特性に関する信頼できるデータはほとんどありません。この文書で説明されているハードウェアとソフトウェアの二重システムは、このギャップに対処する手段を提供します。可視、赤外、近赤外の波長で画像をキャプチャできる耐候性マルチカメラシステムについて説明します。次に、カメラを調整し、3次元で対象物の位置を確実に特定するために使用するソフトウェアについて説明します。時間の経過とともに捕捉された物体の位置特定を使用して、空中物体の速度と加速度を計算する方法を示します。
SkyWatch: 物体の位置と速度を測定するためのパッシブマルチスタティックレーダーネットワーク
| Title |
SkyWatch:_A_Passive_Multistatic_Radar_Network_for_the_Measurement_of_Object_Position_and_Velocity |
| Authors |
Mitch_Randall,_Alex_Delacroix,_Carson_Ezell,_Ezra_Kelderman,_Sarah_Little,_Abraham_Loeb,_Eric_Masson,_Wesley_Andr\'es_Watters,_Richard_Cloete,_and_Abigail_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18562 |
(要約)Galileoプロジェクトは、パッシブマルチスタティックレーダーシステムであるSkyWatchを使用して、空中物体の検出と分類を改善することを目的としています。このシステムは市販のFMラジオ送信機を利用し、距離、位置、運動学の重要な測定値を提供します。これは、既知の飛行物体と異常な動きをする飛行物体を区別するのに役立ちます。SkyWatchは、最大80kmの高度、最大150kmの距離、最大{\textpm}2{\textpm}2km/s({\textpm}6{\textpm}6Mach)の速度で物体の3D位置と速度を推定できます。このレーダーシステムの有効性は現在、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの周囲に設置されたいくつかの受信機でテストされています。結果は、大規模ネットワーク用のコンパクトな受信機の設計に役立ち、未確認航空現象(UAP)の検出を強化します。
マルチモーダル地上観測所を使用した未確認航空現象 (UAP) の科学的調査
| Title |
The_Scientific_Investigation_of_Unidentified_Aerial_Phenomena_(UAP)_Using_Multimodal_Ground-Based_Observatories |
| Authors |
Wesley_Andr\'es_Watters,_Abraham_Loeb,_Frank_Laukien,_Richard_Cloete,_Alex_Delacroix,_Sergei_Dobroshinsky,_Benjamin_Horvath,_Ezra_Kelderman,_Sarah_Little,_Eric_Masson,_Andrew_Mead,_Mitch_Randall,_Forrest_Schultz,_Matthew_Szenher,_Foteini_Vervelidou,_Abigail_White,_Angelique_Ahlstr\"om,_Carol_Cleland,_Spencer_Dockal,_Natasha_Donahue,_Mark_Elowitz,_Carson_Ezell,_Alex_Gersznowicz,_Nicholas_Gold,_Michael_G._Hercz,_Eric_Keto,_Kevin_H._Knuth,_Anthony_Lux,_Gary_J._Melnick,_Amaya_Moro-Mart\'in,_Javier_Martin-Torres,_Daniel_Llusa_Ribes,_Paul_Sail,_Massimo_Teodorani,_John_Joseph_Tedesco,_Gerald_Thomas_Tedesco,_Michelle_Tu,_and_Maria-Paz_Zorzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18566 |
(要約)Galileoプロジェクトは、航空現象のマルチモーダル追跡と異常認識のための統合ソフトウェアと計測システムを使用して、未確認航空現象(UAP)を調査することを目的としています。この研究は、収集された測定値の高次元パラメータ空間内の外れ値イベントを強調することを目的としています。このプロジェクトでは、広視野カメラ、狭視野計器、パッシブマルチスタティックレーダーアレイ、無線スペクトルアナライザ、マイク、環境センサーなどのさまざまな計器を使用して、包括的なデータ収集を行っています。これらのツールを使用すると、アーティファクトを認識しながら、真の検出を裏付け、検証することができます。チームは、マルチセンサーデータの融合、仮説の追跡、半教師ありデータの分類、外れ値の検出を行うデータ処理パイプラインを開発しています。
FacetClumps: ファセットベースの分子塊検出アルゴリズム
| Title |
FacetClumps:_A_Facet-based_Molecular_Clump_Detection_Algorithm |
| Authors |
Yu_Jiang,_Zhiwei_Chen,_Sheng_Zheng,_Zhibo_Jiang,_Yao_Huang,_Shuguang_Zeng,_Xiangyun_Zeng,_and_Xiaoyu_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18709 |
星の形成を研究するには、分子の塊を包括的に理解することが不可欠です。我々は、FacetClumpsと呼ばれる分子塊検出のためのアルゴリズムを紹介します。このアルゴリズムは、形態学的アプローチを使用して、元のデータから信号領域を抽出します。信号領域を適合させるためにガウスファセットモデルが採用されており、これによりノイズに対する耐性と、さまざまな重複領域におけるアルゴリズムの安定性が向上します。多変量関数の極値決定定理の導入により、凝集中心を自動的に特定するための理論的な指針が提供されます。各クランプが連続していることを保証するために、信号領域は勾配に基づいてローカル領域にセグメント化され、次にローカル領域は接続性と最小距離に基づいてクランプ中心にクラスター化され、各クランプの領域情報を識別します。シミュレートされたデータと合成データの両方を使用して行われた実験は、FacetClumpsが優れた再現率と精度率、小さな位置エラーと磁束損失、検出されたクランプの領域とシミュレートされたクランプの領域間の高い一貫性を示し、さまざまな環境で一般的に安定していることを示しています。注目すべきは、$11.7^{\circ}\leql\leq13.4^{内のMWISPの$^{13}CO$($J=1-0$)輝線を構成する合成データにおけるFacetClumpsの再現率です。\circ}$,$0.22^{\circ}\leqb\leq1.05^{\circ}$と5kms$^{-1}$$\leqv\leq$35kms$^{-1}$とシミュレートされた塊は、90.2\%に達します。さらに、FacetClumpsは観測データに適用すると満足のいくパフォーマンスを示します。
空間干渉計の最適形状について
| Title |
On_Optimal_Geometry_for_Space_Interferometers |
| Authors |
A._G._Rudnitskiy,_M._A._Shchurov,_S._V._Chernov,_T._A._Syachina,_P._R._Zapevalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19072 |
この論文では、空間干渉計の軌道構成のオプションを検討します。以前に提示された宇宙超長基線干渉計の概念とは対照的に、$(u,v)$カバレッジをより速く埋めるために、規則的および逆行の地球近傍円軌道の組み合わせを提案します。望遠鏡の高速相対運動により、超大質量ブラックホールの高品質画像を迅速に取得することが可能になります。このようなアプローチの結果、超大質量ブラックホールの周囲のダイナミクスに関する質の高い研究を行うことが初めて可能になります。
FORECAST: 実際の観測を模倣した宇宙論的流体力学シミュレーションをモデル化する柔軟なソフトウェア
| Title |
FORECAST:_a_flexible_software_to_forward_model_cosmological_hydrodynamical_simulations_mimicking_real_observations |
| Authors |
Flaminia_Fortuni,_Emiliano_Merlin,_Adriano_Fontana,_Carlo_Giocoli,_Erik_Romelli,_Luca_Graziani,_Paola_Santini,_Marco_Castellano,_St\'ephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19166 |
私たちは、宇宙論的な流体力学シミュレーションの出力のフォワードモデリングを実行して、広範囲にわたる現実的な合成天文画像を作成する、新しい柔軟で適応性のあるソフトウェアパッケージであるFORECASTを紹介します。フィルタ、視野サイズ、調査パラメータのカスタマイズ可能なオプションにより、ユーザーは合成画像を特定の要件に合わせて調整できます。FORECASTは、シミュレーションの出力スナップショットを利用して光円錐を構築し、k補正、IGM吸収、塵の減衰を含む任意の選択した通過帯域フィルターのセットで、単一恒星集団としてモデル化されたシミュレートされた各恒星要素の観測された光束を計算します。。最初のアプリケーションとして、IllustrisTNGシミュレーションを利用してCANDELS調査で観察されたGOODS-Southフィールドをエミュレートしました。13バンド(ハッブル宇宙望遠鏡のACSB435からWFC3H160までの8つの光学および近赤外線バンド、VLTHAWK-IKsバンド、およびSpitzerの4つのIRACフィルター)で、深さのある200平方角の画像を生成します。実際のデータと一致します。CANDELSおよびASTRODEEPの出版物の実データに採用されているのと同じ処理パイプラインを使用して画像を分析し、その結果を画像の作成に使用された入力データと実際のデータの両方と比較しました。いくつかの興味深い例外を除いて、一般的に両方と良好な一致が見られました。私たちはそれについて議論します。この研究の一環として、我々は、FORECASTコードと2つのデータセットをリリースします。この研究で分析されたCANDELSデータセットと、200平方分角の視野における10枚のJWSTCEERS調査に似た画像(8枚のNIRCamと2枚のMIRI)です。z=0～20の間。FORECASTは柔軟なツールです。標準的な測光アルゴリズムを使用して処理および分析できる画像を作成します。これにより、観察とモデル間の一貫した比較が可能になり、そのような技術によって導入されたバイアスを直接推定することができます。
太陽の表面近くのせん断層における準周期的な地球規模の振動の証拠
| Title |
Evidence_of_a_Quasi-periodic_Global-scale_Oscillation_in_the_Near-Surface_Shear_Layer_of_the_Sun |
| Authors |
Richard_S._Bogart,_Charles_S._Baldner,_Sarbani_Basu,_Rachel_Howe,_and_Maria_Cristina_Rabello_Soares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18613 |
私たちは、太陽の表面近くのせん断層におけるこれまで発見されていない地球規模の振動の証拠を提示します。これらの振動は、帯状の流れと子午線の流れの両方における半径方向せん断の平均値に対する大規模な変動として見られます。この変動は目に見える半球の全体または大部分をカバーし、太陽の自転程度の時間スケールで反転します。子午線せん断異常の大きな年変動は、自転軸の傾きの観点から理解できますが、帯方向と子午線方向の両方におけるせん断異常の急速な振動は、完全に年単位ではなく、より複雑に調整されているように見えます。ただし、後者は投影された回転軸角度によっても強く調整されます。活動領域の近くにある小規模な異常は、太陽の起源と物理的解釈を裏付けるものとなります。これらの結果は、太陽力学観測所の太陽地震・磁気イメージャーからの高解像度ドップラーデータにおける低次モードのリングダイアグラムフィットを分析することによって得られました。
金属の少ない矮星における時間依存性の分子化学の意味
CO、OH、CH、CN、C$_2$などの二元分子は、星の存在量の指標としてよく使用されます。これらの種は通常、化学平衡で形成されると考えられています。流体力学の時間依存効果は、これらの種の形成と解離に影響を与える可能性があり、化学平衡からの逸脱を引き起こす可能性があります。私たちは、流体力学や放射線伝達とともに時間依存の化学反応速度論を考慮することにより、矮星大気における化学平衡からの逸脱をモデル化することを目指しています。平衡状態と比較して、金属量の減少とC/O比の変化が化学に及ぼす影響を調べます。私たちは、放射線(磁気)流体力学コードCO5BOLDと独自の化学ソルバーを使用して、15種と83の反応の化学を解きました。種は受動的トレーサーとして扱われ、速度場によって移流されました。流体力学の影響を分離するために、定常状態の化学も計算されました。私たちが提示するモデルの光球のほとんどでは、平均偏差は$0.2$dexより小さく、一般に$\log{\tau}=-2$以上に現れます。密度と温度が低下すると化学物質のタイムスケールが長くなるため、偏差は高さとともに増加します。金属量が減少すると、同様に化学的タイムスケールが長くなり、金属量の低下に比例して収量が減少します。金属量の$100$の減少は、化学的タイムスケールの$100$の増加に大まかに対応します。CHとOHは両方ともCOへの反応経路に沿って形成されるため、C/O比は、元素が豊富であるほど構成分子種のタイムスケールが速くなるということを意味します。全体として、金属の含有量が非常に少ない星で見られる炭素増強現象は、[Fe/H]=$-3.0$という低い金属量までの星に対する分子化学の不適切な処理の結果ではありません。
太陽大気における磁気リコネクションのシミュレーションのための比抵抗モデルの比較研究
| Title |
A_comparative_study_of_resistivity_models_for_simulations_of_magnetic_reconnection_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
{\O}ystein_H{\aa}vard_F{\ae}rder,_Daniel_N\'obrega-Siverio,_Mats_Carlsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18895 |
磁気リコネクションは天体物理学の基本的なメカニズムです。特に太陽に関してこのプロセスを数値的に模倣する際の共通の課題は、太陽の電気抵抗率が、コードの離散的性質によって引き起こされる拡散効果に比べて小さいことです。私たちは、さまざまな異常抵抗率モデルと、太陽の磁気リコネクションに関連するシミュレーションに対するそれらのそれぞれの影響を研究することを目的としています。私たちはBifrostコードを使用して、太陽表面で反対の極性が収束することによって駆動されるコロナ内で2D数値リコネクション実験を実行しました。この実験は、一般的に使用される3つの異なる抵抗率モデルを使用して実行されました。1)最初にBifrostで実装された超拡散モデル、2)電流密度に比例する抵抗率、3)電子ドリフト速度の2乗に比例する抵抗率。この研究は、同じ抵抗率モデルを使用したハリス電流シートの1D実験によって補完されました。2D実験は、3つの抵抗率モデルが、電流シートの長さ、流入速度、およびポインティング流入に関して互いに満足のいく一致を示す結果を生成できることを示しています。ペチェック様のリコネクションは電流密度に比例した抵抗率で起こり、他の2つのケースは主にプラズモイド媒介のリコネクションに従っていますが、温度や密度などの熱力学量の大規模な変化は3つのケース間で非常に類似しています。1D実験の場合、同等の結果を得るには拡散パラメータの再校正が必要です。具体的には、超拡散およびドリフト速度依存の抵抗率モデルはわずかな調整だけで済みましたが、電流密度比例モデルは数桁のスケール変更が必要でした。
ペネロペ IV. Orion OB1b および $\sigma$-Ori 関連における光学禁制線と $\rm H_2$ UV ラインの比較
| Title |
PENELLOPE_IV._A_comparison_between_optical_forbidden_lines_and_$\rm_H_2$_UV_lines_in_the_Orion_OB1b_and_$\sigma$-Ori_associations |
| Authors |
M._Gangi,_B._Nisini,_C._F._Manara,_K._France,_S._Antoniucci,_K._Biazzo,_T._Giannini,_G._J._Herczeg,_J._M._Alcal\'a,_A._Frasca,_K._Mauc\'o,_J._Campbell-White,_M._Siwak,_L._Venuti,_P._C._Schneider,_\'A._K\'osp\'al,_A._Caratti_o_Garatti,_E._Fiorellino,_E._Rigliaco,_R._K._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18940 |
若い（<10Myr）原始惑星系円盤の内部領域（<20au）における原子および分子ガスの空間分布と励起過程を観察することは、惑星系の形成と進化の条件を理解するのに役立ちます。PENELLOPEとULLYSESプロジェクトの枠組みの中で、我々は、オリオン座OB1および$\sigma$-オリオン座連合の11個の古典T型タウリ星(CTT)のサンプルにおける原始惑星系円盤の原子および分子構成要素を特徴付けることを目指しています。VLTでのESPRESSO、VLTでのUVES、およびHST-COSで取得したスペクトルを使用して、光束校正された光禁止線と蛍光紫外$\rmH_2$進行を分析した。線の形態はガウス分解によって特徴付けられました。次に、狭い低速(FWHM<40$km$$s^{-1}$および|$v_p$|<30$km$$s^{-1}$)成分(NLVC)の特性に焦点を当てました。)[OI]630nmラインの特性とUV-$\rmH_2$ラインの特性の比較。[OI]630NLVCとUV-$\rmH_2$線は、ピーク速度、半値全幅、および光度の点で強い相関があることを発見しました。[OI]630NLVCとUV-$\rmH_2$の輝度は、同様の傾きで降着輝度と相関し、またCIV154.8、155nmダブレットの輝度とも相関する。我々は、[OI]630NLVCに対して現在提案されている励起プロセスの枠組みの中でそのような相関関係について議論します。私たちの結果は、[OI]630NLVCとUV-$\rmH_2$が部分的に重なった半径方向の拡張部を持つ共通の円盤原点を持つというシナリオで解釈できます。また、[OI]NLVCの励起は、熱起源によるものではなく、主に恒星のFUV連続光子によって誘発されることも示唆されます。この研究は、原始惑星系円盤のさまざまなトレーサーを結び付ける際の、同時代の広帯域高分解能分光法の可能性を実証しています。
タイプ II 電波バーストと太陽周期 23 および 24 におけるコロナ質量放出との関連
| Title |
Type_II_radio_bursts_and_their_association_with_coronal_mass_ejections_in_solar_cycles_23_and_24 |
| Authors |
Anshu_Kumari,_Diana_E._Morosan,_E._K._J._Kilpua,_and_F._Daei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18992 |
メーター波長タイプIIの太陽電波バーストは、コロナ内の衝撃加速された電子の痕跡であると考えられています。これらのバーストを研究すると、白色光観測がない場合のCMEの初期の運動学、ダイナミクス、およびエネルギー学に関する情報が得られます。この研究では、太陽周期23および24におけるタイプIIバーストの発生と、それらのコロナ質量放出(CME)との関連を調査します。また、CMEが存在しない場合のタイプIIバーストの発生の可能性も調査します。我々は、太陽周期23と24の200～25MHzの間で発生したタイプIIバーストの統計解析を実行し、これらの電波バーストとCMEとの時間的関連性を発見しました。CMEを線速度と角幅に基づいて分類し、「速い」($speed~\geq500km/s$)、「遅い」($speed~<500km/s$)のタイプIIバーストの分布を研究しました。$)、「広い」($width~\geq60^o$)、および「狭い」($width~<60^o$)CME。我々は、タイプIIバーストの発生と太陽周期の位相との依存関係を調査しました。我々の結果は、タイプIIバーストが$\およそ1.7-2.3\pm0.3~R_{\odot}$の高さで優勢であり、明らかに大部分が1.7$\pm0.3~R_{\odot}$付近の開始高さを持っていることを示唆しています。-ニューカークモデルを折ります。結果は、タイプIIバーストのほとんどには白色光CME対応物があったが、明確なCME関連を持たないタイプIIもいくつかあったことを示しています。サイクル24では、サイクル24よりも多くのCMEがありました。ただし、タイプII無線バーストの数は、サイクル23に比べてサイクル24では少なかったです。タイプIIの開始高さと、この研究で報告された広範なCMEとの関連性は、初期のCMEの横方向の拡張は、これらの無線バーストの生成において重要な役割を果たす可能性があります。
グルーニックゆらぎの重力と宇宙定数の値
我々は、1次元以上の応力エネルギー$p=-\rhoc^2$を持つ引力グルーオン物質によって接続された軽いクォークからなる、理想化されたパイオンのような力学系の古典的な線形重力効果を解析します。総質量$M$の系の1つの軌道では、質量$m<<M$のクォークは最初は$v/c\sim1$で膨張しますが、グルオン引力により遅くなり、最大サイズ$R_0\simに達します\hbar/Mc$、その後再び崩壊します。線形化されたアインシュタイン方程式を解き、2つのシステムの自由落下物体に対する影響を導き出します。1つは均一なグルーニック応力エネルギーがクォークの静止質量を構成する2D表面によって境界付けられた球体積を満たすグルーニックバブルモデルで、もう1つはグルーニックストリングモデルです。細いひもが2つの点のようなクォークを接続します。気泡モデルは、その軌道内にある試験粒子の永年平均外向き残留速度を生成することが示されています。半径がピオン・ド・ブロイの長さの約2倍に等しい泡の場合、泡状の仮想パイオンの真空変動の平均重力反発が宇宙定数の測定値と一致することが示されています。これらの結果は、標準的なQCD真空変動の重力が宇宙加速の主な源であるという見解を裏付けています。
| Title |
Gravitational_Pair_Production_and_Black_Hole_Evaporation |
| Authors |
Michael_F._Wondrak,_Walter_D._van_Suijlekom,_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18521 |
シュウィンガー効果と同様の熱カーネルアプローチを使用して、ブラックホール蒸発への新しい手段を提案します。この方法をシュヴァルツシルト時空の無荷電スカラー場に適用すると、時空の曲率がシュウィンガー効果における電場強度と同様の役割を果たすことがわかります。私たちは結果を重力場における局所ペア生成と解釈し、放射状生成プロファイルを導き出します。結果として生じる発光のピークは、不安定な光子軌道の近くにあります。粒子数とエネルギー束をホーキングの場合と比較すると、どちらの効果も同様のオーダーであることがわかります。ただし、私たちのペア生成メカニズム自体は、ブラックホールイベントホライズンの存在を明示的に利用するものではありません。
ゆっくり回転するコンパクトな天体:ハートル・ソーン粒子測地線の非積分性
| Title |
Slowly-rotating_compact_objects:_the_nonintegrability_of_Hartle-Thorne_particle_geodesics |
| Authors |
Kyriakos_Destounis_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18522 |
X線天文学は、活動銀河核とX線連星の電磁放射に関する情報を提供します。これらの出来事は、ブラックホールや星の天体物理環境に関する詳細を提供し、ガンマ線バーストを理解するのに役立ちます。これらは中性子星の最大質量の推定値を生成し、最終的には状態方程式の発見に貢献するでしょう。したがって、マルチメッセンジャー重力波天体物理学やブラックホールの影と組み合わせた場合に、X線天文学の成果を高めるためには、これらの構成を研究することが重要です。残念ながら、中性子星については場の方程式の正確な解は存在しません。それにもかかわらず、大質量星または中性子星の特徴を示す可能性のあるさまざまな近似的にコンパクトな天体が存在します。最も研究されている近似は、大質量星、白色矮星、中性子星など、ゆっくり回転するコンパクトな天体を表すハートル・ソーン計量です。光子の軌道とそのような計量の影に関する最近の研究により、それが共鳴に近いカオスを示していることが明らかになりました。ここでは、ハートル・ソーン時空の周りの粒子軌道を徹底的に調査します。システムに関係するすべてのパラメータを変化させて、バウンドモーションの徹底的な解析を実行します。私たちは、バーコフ島として知られるカオス領域が共鳴の周囲に形成され、回転数として知られる測地線の動径周波数と極周波数の比が島全体で共有されることを示します。これにより、最も顕著な$2/3$共鳴中の回転曲線にプラトーが形成され、これは非積分性を示します。その幅を測定し、各パラメータが幅にどのような影響を与えるかを示します。ハートル・ソーン計量の非積分性は、カオスを考慮すると低質量X線連星の準周期振動に影響を及ぼし、天体物理学的コンパクト天体の質量、角運動量、多極子モーメントの推定値を改善する可能性があります。
Peccei の紫外線感受性 - Quinn Inflation
ペッセイ-クイン場の半径方向は、重力との結合が最小限ではない場合、宇宙のインフレーションを引き起こす可能性があります。このシナリオは、インフレ、強い$CP$問題、そして暗黒物質を同時に説明すると考えられています。私たちは、Peccei-Quinnインフレーションは高次元の演算子に非常に敏感であると主張します。強力な$CP$問題を解決するために必要なアクシオンの品質に関する議論とさらに組み合わせて、このシナリオの妥当性を検討します。また、Peccei-Quinnインフレーションの後、場の変動の共振増幅が必然的に引き起こされることも示します。
QCD Axion: ミキシングを備えた Axiverse のユニークなプレーヤー
多数のアクシオンを含むアクシバースでは、アクシオンの量が暗黒物質の量を容易に超える可能性があるため、宇宙係数の問題は重大な課題を引き起こします。確立された確率的アクシオンシナリオは、比較的低規模のインフレに依存する単純な解決策を提供します。ただし、アクシオンは通常、質量項と速度項により混合の影響を受けるため、確率力学を使用して解に影響を与える可能性があります。QCDアクシオンは他のアクシオンとは異なり、温度に依存する質量を持つことに着目し、QCDアクシオンと他のアクシオンを混合しながらダイナミクスを調査します。QCDアクシオンの存在量が大幅に強化され、特定のパラメーター範囲で他のアクシオンの存在量よりも大きくなることがわかりました。この機能強化により、暗黒物質を考慮したパラメータ領域が広がります。さらに、両方のアクシオンの存在量が同じオーダーで増加し、多成分の暗黒物質が生成されるパラメーター領域も見つかりました。
重力レンズを利用したコンパクトな二元合体の光度距離推定
| Title |
Gravitational_lensing_aided_luminosity_distance_estimation_for_compact_binary_coalescences |
| Authors |
Kyungmin_Kim,_Eungwang_Seo,_Chunglee_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.18689 |
光度距離は重力波観測の重要な観測値です。重力波信号が強いレンズ効果を持っている場合に、コンパクトな二元合体の光度距離を正確に取得する方法を実証します。(i)強力なレンズ作用により2つのレンズ重力波信号が生成され、(ii)高度なLIGO-Virgoネットワークが両方のレンズ信号を独立したイベントとして検出し、(iii)2つのイベントは、単一のコンパクトなバイナリ合体から発生した強いレンズ信号として識別されます。特定のレンズ効果シナリオで許可される最大倍率に焦点を当てると、強力なレンズ効果により、レンズ効果のない信号で期待される精度と比較して、距離推定の精度が最大2倍向上することがわかります。私たちの結果は、重力波の強力なレンズ効果が、発生源までの距離、さらにはハッブル定数をより適切に制限するのに役立つ可能性があることを示唆しています。
非局所重力における宇宙論
この章では、アインシュタインの一般相対性理論(GR)の最も一般的なUV非局所拡張の枠組みで$R^2$のようなインフレーションを実現する最近の開発をレビューします。これは、量子重力に対する十分な動機に基づいた堅牢なアプローチです。過去数十年にわたり、曲率が二次である非局所重力理論は、ゴーストがなく、最大対称時空の周りで超繰り込み可能であると理解されてきました。しかし、初期の宇宙論の文脈では、準ド・シッター時空からミンコフスキー時空までの宇宙進化の一貫したゴーストのない枠組みを達成するには、二次曲率非局所重力を超えなければならないことを示します。これに関して、$R^2$のようなインフレーションを引き起こす最も一般的な非局所的な重力作用の構築について議論し、スカラーとテンソルのスペクトル傾斜、テンソル対スカラー比、および原始スペクトルの対応する観測予測について議論します。非ガウス性。我々は、非局所的インフレーション宇宙論がインフレーションの実効場理論の確立された概念をどのように超えているかについての分析を提示します。最後に、UVの完成を達成する方法に関する、より高い曲率の非局所重力に関するいくつかの未解決の疑問と見通しについてコメントします。
ガウスボンネット重力における膨張から再加熱とその動的安定性解析まで
| Title |
From_inflation_to_reheating_and_their_dynamical_stability_analysis_in_Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Sergei_D._Odintsov_and_Tanmoy_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19110 |
我々は、スカラー場がガウス・ボネット（GB）曲率項と非最小結合するスカラー・アインシュタイン・ガウス・ボンネット重力理論におけるインフレーションと再加熱現象を研究します。インフレーション現象学に関しては、次のことがわかります。(1)インフレーションは疑似デシッター段階で始まり、有限のe倍で終了します。(2)スカラーとテンソルの摂動にはゴーストがなく、影響を受けないことがわかります。勾配の不安定性から、(3)曲率摂動の振幅、その傾き、およびテンソル対スカラー比は、パラメータの適切な値に関して最近のプランクデータと同時に互換性があることが判明しました。インフレーションが終了すると、スカラー場は一定の減衰幅で放射に減衰し始めます。考慮したスカラーポテンシャルとGB結合関数の場合、モデルはハッブルパラメーターの解析べき乗則解と再加熱時代のスカラー場の対数解をもたらします。ハッブルパラメーターの指数が有効なEoSパラメーターを決定します($w_\mathrm{eff}$)も同様です。このような再加熱ダイナミクスの安定性は、$w_\mathrm{eff}$が1を超えて$\mathrm{max}(w_\mathrm{eff})=の最大値に到達できることを保証する動的解析によって検査されます。1.56ドル。$w_\mathrm{eff}>1$のシナリオは純粋にGB結合関数の存在によるものであることが証明されており、これは今日観測されている原始重力波の振幅の増大に重要な影響を与える可能性があります。膨張eフォールド数は、再加熱段階の入力によってさらに制限されます。最終的に、インフレーションから再加熱まで滑らかに遷移するスカラーポテンシャル($V(\phi)$)とGB結合関数($\xi(\phi)$)の完全な形を構築し、ハッブルパラメーターとスカラーを数値的に解きます。$V(\phi)$と$\xi(\phi)$のような完全な形式のフィールド。
モンテカルロサンプリングを使用したアクティブラーニングのための並列取得
| Title |
Parallelized_Acquisition_for_Active_Learning_using_Monte_Carlo_Sampling |
| Authors |
Jes\'us_Torrado,_Nils_Sch\"oneberg,_Jonas_El_Gammal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2305.19267 |
ベイズ推論は依然としてあらゆる科学者にとって最も重要なツールキットの1つですが、ますます複雑な実験にはますます高価な尤度関数が必要となり、事後分布のモンテカルロサンプルを生成するコストが上昇しています。最近の注目は、はるかに少ないコストの尤度評価で同等の精度を達成するために、ガウス過程(GP)回帰に基づく事後分布のエミュレータをアクティブサンプリングと組み合わせて使用することに向けられています。このアプローチの鍵となるのは、真の事後評価を並行して評価できるように、提案をバッチ処理して取得することです。これは通常、高度にマルチモーダルな取得機能を順次最大化することで実現されます。残念ながら、このアプローチは並列化が不十分で、極大値に陥る傾向があります。私たちのアプローチは、GPの平均予測に対してほぼ恥ずかしいほど並列なNestedSamplerを使用して、候補のほぼ最適なバッチを生成することで、この問題に対処します。結果として得られる、ほぼソートされたモンテカルロサンプルを使用して、順番に条件付けされた取得関数値に従ってランク付けされた候補のバッチをほとんどコストで生成します。最終サンプルは、限界量を推測するために使用することもできます。私たちが提案する実装(NORA)は、さまざまな合成および宇宙論的推論問題において、逐次条件付き取得の最適化と効率的な並列化に匹敵する精度を実証します。
