トムソン散乱: 1 つのレートですべてを支配
$H_0$のローカル測定と遠隔測定の間の永続的な緊張は未解決のままです。最近、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と大規模構造(LSS)の観測量は、存在するすべての種の重力自由落下率と光子と電子の間のトムソン散乱率の均一な再スケーリングの下では不変であることが指摘されました。微細構造定数$\alpha$と電子質量$m_{\rme}$の独自のバリエーションが、このスケーリング変換を活用して、CMBおよびLSSデータを、広範囲のハッブル定数値と一致させることができることを示します。現地の測定値から推定されたもの。重要なことに、この研究は、特定の組換え履歴によって課せられる基本定数の変動に対する制約が、以前に想定されていたほど厳しくないことを示しています。私たちの研究は、既存のハッブル張力におけるトムソン散乱率の重要な役割を強調し、粒子モデル構築者に明確な探求の道を提供します。
| Title |
Validation_of_the_Scientific_Program_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
DESI_Collaboration:_A._G._Adame,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_S._Alam,_G._Aldering,_D._M._Alexander,_R._Alfarsy,_C._Allende_Prieto,_M._Alvarez,_O._Alves,_A._Anand,_F._Andrade-Oliveira,_E._Armengaud,_J._Asorey,_S._Avila,_A._Aviles,_S._Bailey,_A._Balaguera-Antol\'inez,_O._Ballester,_C._Baltay,_A._Bault,_J._Bautista,_J._Behera,_S._F._Beltran,_S._BenZvi,_L._Beraldo_e_Silva,_J._R._Bermejo-Climent,_A._Berti,_R._Besuner,_F._Beutler,_D._Bianchi,_C._Blake,_R._Blum,_A._S._Bolton,_S._Brieden,_A._Brodzeller,_D._Brooks,_Z._Brown,_E._Buckley-Geer,_E._Burtin,_L._Cabayol-Garcia,_Z._Cai,_R._Canning,_L._Cardiel-Sas,_A._Carnero_Rosell,_F._J._Castander,_J.L._Cervantes-Cota,_S._Chabanier,_E._Chaussidon,_J._Chaves-Montero,_S._Chen,_C._Chuang,_T._Claybaugh,_S._Cole,_A._P._Cooper,_A._Cuceu,_T._M._Davis,_K._Dawson,_R._de_Belsunce,_et_al._(202_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06307 |
暗黒エネルギー分光装置(DESI)は、バリオン音響振動(BAO)の正確な測定を通じて宇宙膨張の歴史を制約するために、5年間にわたって14,000deg$^2$をカバーする調査を実施するように設計された。DESIの科学的プログラムは、本格的な運用を開始する前に、5か月にわたる調査検証(SV)キャンペーン中に評価されました。このプログラムは、恒星(MWS)、明るい銀河(BGS)、明るい赤色銀河(LRG)、輝線銀河(ELG)、およびクエーサーのターゲットクラスのそれぞれから数万個の天体の深いスペクトルを生成しました。これらのSVスペクトルは、赤方偏移分布の最適化、露光時間の特性評価、校正手順の決定、および5年間のプログラムの観察オーバーヘッドの評価に使用されました。この論文では、それらの研究から得られた最終的なターゲット選択アルゴリズム、赤方偏移分布、および予測される宇宙論の制約を紹介します。また、調査検証の最後に、主調査に典型的な深さの露出で最終目標選択アルゴリズムを使用して140deg$^2$をカバーする「1パーセント調査」を実施しました。調査検証は、DESIがMWS、BGS、LRG、ELG、およびクエーサープログラムからの分光学的に確認されたターゲットを用いて、総サンプルサイズ7.2、13.8、7.46、15.7の完全な14,000deg$^2$プログラムを完了できることを示している。、287万人それぞれ。これらのサンプルにより、天の川ハローの探索、すべてのスケールでのクラスタリング、赤方偏移間隔$z<1.1$で0.28%、赤方偏移間隔$1<z<1.9$で0.39%の統計精度でBAO測定が可能になります。赤方偏移間隔$1.9<z<3.5$にわたって0.46%。
| Title |
The_Early_Data_Release_of_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
DESI_Collaboration:_A._G._Adame,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_S._Alam,_G._Aldering,_D._M._Alexander,_R._Alfarsy,_C._Allende_Prieto,_M._Alvarez,_O._Alves,_A._Anand,_F._Andrade-Oliveira,_E._Armengaud,_J._Asorey,_S._Avila,_A._Aviles,_S._Bailey,_A._Balaguera-Antol\'inez,_O._Ballester,_C._Baltay,_A._Bault,_J._Bautista,_J._Behera,_S._F._Beltran,_S._BenZvi,_L._Beraldo_e_Silva,_J._R._Bermejo-Climent,_A._Berti,_R._Besuner,_F._Beutler,_D._Bianchi,_C._Blake,_R._Blum,_A._S._Bolton,_S._Brieden,_A._Brodzeller,_D._Brooks,_Z._Brown,_E._Buckley-Geer,_E._Burtin,_L._Cabayol-Garcia,_Z._Cai,_R._Canning,_L._Cardiel-Sas,_A._Carnero_Rosell,_F._J._Castander,_J.L._Cervantes-Cota,_S._Chabanier,_E._Chaussidon,_J._Chaves-Montero,_S._Chen,_C._Chuang,_T._Claybaugh,_S._Cole,_A._P._Cooper,_A._Cuceu,_T._M._Davis,_K._Dawson,_R._de_Belsunce,_et_al._(205_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06308 |
ダークエネルギー分光装置(DESI)は、2021年5月に5か月にわたる調査検証を完了しました。調査検証から得られた恒星および銀河系外のターゲットのスペクトルは、DESI調査からの最初の主要なデータサンプルを構成します。本稿では、それらのスペクトルの公開、派生特性のカタログ、および中間データ生成物について説明します。合計すると、公開リリースには、天の川調査の一部として対象となった466,447個の天体、明るい銀河調査の一部として428,758個、輝く赤い銀河サンプルの一部として227,318個、輝線の一部として437,664個の天体からの質の高いスペクトル情報が含まれています。銀河サンプル、およびクエーサーサンプルの一部として76,079個。さらに、このリリースには、一連の二次プログラムの一部として、一次サンプルを超えて範囲を拡大する137,148個の天体からのスペクトル情報が含まれています。ここでは、スペクトルデータ、データ品質、データ製品、大規模構造科学カタログ、データへのアクセス、およびこれらのスペクトルの使用に関連する背景を提供する参考文献について説明します。
| Title |
Survey_Operations_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
E._F._Schlafly,_D._Kirkby,_D._J._Schlegel,_A._D._Myers,_A._Raichoor,_K._Dawson,_J._Aguilar,_C._Allende_Prieto,_S._Bailey,_S._BenZvi,_J._Bermejo-Climent,_D._Brooks,_A._de_la_Macorra,_Arjun_Dey,_P._Doel,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_J._E._Forero-Romero,_J._Garc\'ia-Bellido,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_C._Hahn,_K._Honscheid,_M._Ishak,_S._Juneau,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kremin,_M._Landriau,_D._A._Lang,_J._Lasker,_M._E._Levi,_C._Magneville,_C._J._Manser,_P._Martini,_A._M._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_J._A._Newman,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W.J._Percival,_C._Poppett,_C._Rockosi,_A._J._Ross,_G._Rossi,_G._Tarl\'e,_B._A._Weaver,_C._Y\`eche,_R._Zhou_(DESI_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06309 |
ダークエネルギー分光器(DESI)調査は、空の14,000平方度をカバーする$0<z<3.5$の数千万の銀河の分光調査です。最初の1.1年間の調査活動で、1,400万個以上の銀河と400万個以上の星を観測しました。調査を構成する15,000のフィールドに関するDESIの観察を管理するプロセスについて説明します。これには、午後の毎晩の観察の計画が含まれます。夜間に観察するフィールドの自動選択。各曝露中の観察条件に基づいて、フィールドの完全性をリアルタイムで評価します。観察後の朝にターゲットの各フィールドの縮小、赤方偏移、および品質保証を行います。これらの結果に基づいて、将来観察すべきターゲットのリストを更新します。また、調査の結果を過去の予想と比較し、良好な一致を確認しました。実際のフィールド選択アルゴリズムを使用した気象およびDESI観測のシミュレーションは、実際の観測とよく一致していることを示しています。大規模な計画外のシャットダウンを考慮すると、ダークタイム調査は予測より約7%早く進んでいます。
ダークエネルギー分光装置: 高速フーリエ変換を使用した最初のライマン $\alpha$ 森林サンプルからの 1 次元パワー スペクトル
| Title |
The_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument:_One-dimensional_power_spectrum_from_first_Lyman-$\alpha$_forest_samples_with_Fast_Fourier_Transform |
| Authors |
Corentin_Ravoux,_Marie_Lynn_Abdul_Karim,_Eric_Armengaud,_Michael_Walther,_Naim_G\"oksel_Kara\c{c}ayl{\i},_Paul_Martini,_Julien_Guy,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Stephen_Bailey,_Julian_Bautista,_Sergio_Felipe_Beltran,_David_Brooks,_Laura_Cabayol-Garcia,_Sol\`ene_Chabanier,_Edmond_Chaussidon,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Kyle_Dawson,_Rodrigo_de_la_Cruz,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Alma_Gonzalez-Morales,_Calum_Gordon,_Hiram_Herrera-Alcantar,_Klaus_Honscheid,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Mustapha_Ishak,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_Levi,_Zarija_Luki\'c,_Christophe_Magneville,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Eva-Maria_Mueller,_Andrea_Mu\~noz-Guti\'errez,_Lucas_Napolitano,_Jundan_Nie,_Gustavo_Niz,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Will_Percival,_Ignasi_P\'erez-R\`afols,_Matthew_Pieri,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_C\'esar_Ram\'irez_P\'erez,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_David_Schlegel,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Francesco_Sinigaglia,_Ting_Tan,_Gregory_Tarl\'e,_Ben_Wang,_Benjamin_Weaver,_Christophe_Y\`eche,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06311 |
暗黒エネルギー分光装置(DESI)によって提供された最初のデータを使用した、1次元Lyman-$\alpha$森林パワースペクトル測定を示します。データサンプルは、DESI初期データリリースと主要調査の最初の2か月に含まれる、赤方偏移$z>2.1$の$26,330$クエーサースペクトルで構成されています。高速フーリエ変換(FFT)推定器を使用し、その結果得られるパワースペクトルを、関連論文に記載されている代替の尤度ベースの方法と比較します。私たちは、以前のSloanDigitalSkySurvey(SDSS)測定と同様の技術を適用して、新しいDESI機器に関連する方法論的および機器の汚染物質を調査します。対数正規近似に基づいた合成データを使用して、測定値を検証および修正します。得られたパワースペクトルを以前のSDSSおよび高分解能測定と比較します。比較的少数の統計量を使用して、スケール範囲の点ですでに競争力のあるFFT測定を実行できます。DESI調査の終了時には、SDSSの5倍のライマン$\alpha$森林サンプルが得られ、前例のない正確な1次元パワースペクトル測定が提供されると予想されます。
ダークエネルギー分光器の初期データリリースからのライマンアルファ森林カタログ
| Title |
The_Lyman-alpha_forest_catalog_from_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument_Early_Data_Release |
| Authors |
C._Ram\'irez-P\'erez,_I._P\'erez-R\`afols,_A._Font-Ribera,_M._Abdul_Karim,_E._Armengaud,_J._Bautista,_S._F._Beltran,_L._Cabayol-Garcia,_Z._Cai,_S._Chabanier,_E._Chaussidon,_J._Chaves-Montero,_A._Cuceu,_R._de_la_Cruz,_J._Garc\'ia-Bellido,_A._X._Gonzalez-Morales,_C._Gordon,_H._K._Herrera-Alcantar,_V._Ir\v{s}i\v{c},_M._Ishak,_N._G._Kara\c{c}ayl{\i},_Zarija_Luki\'c,_C._J._Manser,_P._Montero-Camacho,_L._Napolitano,_G._Niz,_M._Pieri,_C._Ravoux,_F._Sinigaglia,_T._Tan,_M._Walther,_B._Wang,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_S._Bailey,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_G._Dhungana,_P._Doel,_K._Fanning,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_K._Honscheid,_R._Kehoe,_T._Kisner,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_M._E._Levi,_C._Magneville,_P._Martini,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_E._Mueller,_A._Mu\~noz-Guti\'errez,_J._Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W._J._Percival,_G._Rossi,_E._Sanchez,_E._F._Schlafly,_D._Schlegel,_H._Seo,_G._Tarl\'e,_B._A._Weaver,_C._Y\`eche,_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06312 |
暗黒エネルギー分光器(DESI)調査からの早期データリリース(EDR)を使用して、3D解析用にライマン-{\alpha}森林変動のカタログを提示し、検証します。DESI調査検証(SV)データと主要調査(M2)の最初の2か月から収集された96,317個のクエーサーを使用しました。我々は、SloanDigitalSkySurvey(SDSS)からの以前の解析で実行されたLyman-{\alpha}吸収変動を抽出するために使用された方法に対するいくつかの改良を紹介します。特に、重み付けスキームを変更し、相関関数測定の精度を20%以上改善できることを示します。このカタログはhttps://data.desi.lbl.gov/public/edr/vac/edr/lya/fuji/v0.3からダウンロードでき、近い将来、世界の最初のDESI測定に使用される予定です。ライマン-{\alpha}フォレストの3D相関。
DESI 1 パーセント調査: UNIT シミュレーションを使用した複数のトレーサーの一般化された SHAM の探索
| Title |
The_DESI_One-Percent_Survey:_Exploring_A_Generalized_SHAM_for_Multiple_Tracers_with_the_UNIT_Simulation |
| Authors |
Jiaxi_Yu,_Cheng_Zhao,_Violeta_Gonzalez-Perez,_Chia-Hsun_Chuang,_Allyson_Brodzeller,_Arnaud_de_Mattia,_Jean-Paul_Kneib,_Alex_Krolewski,_Antoine_Rocher,_Ashley_Ross,_Yunchong_Wang,_Sihan_Yuan,_Hanyu_Zhang,_Rongpu_Zhou,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Kyle_Dawson,_Alex_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Paul_Martini,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Anand_Raichoor,_Graziano_Rossi,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06313 |
\{$\sigma,V_{\rmceil}、v_{\rmsmear}$\}-SHAMおよび\{$\sigma,V_{\rmceilの2つのアルゴリズムを使用して、SubHaloAbundanceMatching(SHAM)スタディを実行します。},f_{\rmsat}$\}-シャム。これらは、DESI1パーセント調査ターゲットの5--30$\,h^{-1}\,{\rmMpc}$のクラスタリングを再現するように設計されています:赤色発光銀河(LRG)、輝線銀河(ELG)、$0.4<z<3.5$の準恒星天体(QSO)。これらのSHAMメソッドは、暗黒物質のみのUNITシミュレーションからの(サブ)ハローに実装されます。$V_{\rmceil}$は大規模なホスト(サブ)ハローの不完全性であり、一般化されたSHAMの鍵となります。$v_{\rmsmear}$は、分光赤方偏移測定における不確実性をモデル化します。繰り返し観測の赤方偏移の差$\Deltav$の結果とクロスチェックし、一般にローレンツプロファイルによってよく適合させます。ELGのクラスタリングを再現するには、自由衛星部分$f_{\rmsat}$が必要です。ELGは$\sigma$に対する制約が弱いため、LRGよりも複雑な銀河とハローの質量関係を示していることがわかりました。各トレーサーは、LRGの大質量恒星不完全性、ELGの消光星形成、およびQSOの消光ブラックホール降着に対応する、特定の範囲の$V_{\rmceil}$値を示します。ELGクラスタリングに対する統計的赤方偏移の不確実性の影響は無視できます。LRGの場合、赤方偏移ビンのサブサンプルにはガウスプロファイルが適しています。DESIELGに最もよく適合する衛星の割合は約4%であり、これまでの観測よりも低い値です。LRG、ELG、QSOの$h^{-1}\,M_\odot$の平均ハロー質量log$_{10}(\langleM_{\rmvir}\rangle)$は${13.16\pm0です。それぞれ01}$、${11.90\pm0.06}$、${12.66\pm0.45}$です。ELGの平均ピーク最大円速度$\langleV_{\rmPeak}\rangle$は、LRGおよびQSOのそれよりも2倍小さいことがわかります。当社のSHAMアルゴリズムは、宇宙論的テスト用の銀河モックも提供できます。
DESI 1 パーセント調査: AbacusSummit を使用した、輝く赤い銀河と準恒星天体のハロー占有分布の探索
| Title |
The_DESI_One-Percent_Survey:_Exploring_the_Halo_Occupation_Distribution_of_Luminous_Red_Galaxies_and_Quasi-Stellar_Objects_with_AbacusSummit |
| Authors |
Sihan_Yuan,_Hanyu_Zhang,_Ashley_J._Ross,_Jamie_Donald-McCann,_Boryana_Hadzhiyska,_Risa_H._Wechsler,_Zheng_Zheng,_Shadab_Alam,_Violeta_Gonzalez-_Perez,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Davide_Bianchi,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Kevin_Fanning,_Jaime_E._Forero-Romero,_Klaus_Honscheid,_Mustapha_Ishak,_Robert_Kehoe,_James_Lasker,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Paul_Martini,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Seshadri_Nadathur,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Antoine_Rocher,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Lado_Samushia,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Jiaxi_Yu,_Zhimin_Zhou,_and_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06314 |
我々は、DESI1パーセント調査の発光赤色銀河(LRG)および準恒星天体(QSO)サンプルの最初の包括的なハロー占有分布(HOD)分析を紹介します。各サンプルのHODを制約し、一連の基準赤方偏移ビンで0.15<r<32Mpc/hで赤方偏移空間銀河2点相関関数をフィッティングすることにより、可能なHOD拡張をテストします。Planck2018宇宙論ではAbacusSummit立方体ボックスをモデルテンプレートとして使用し、AbacusHODパッケージを使用して銀河クラスタリングをフォワードモデル化しました。速度バイアスのある標準的なHODモデルで良好な適合を達成しましたが、統計的不確実性の現在のレベルでは、銀河集合のバイアスや衛星プロファイルの変調の証拠は見つかりませんでした。0.4<z<0.6のLRGの場合、衛星割合はfsat=11+-1%、平均ハロー質量はlog10Mh=13.40+0.02-0.02、線形バイアスはblin=1.93+0.06-0.04と推測されます。0.6<z<0.8のLRGでは、fsat=14+-1%、log10Mh=13.24+0.02-0.02、およびblin=2.08+0.03-0.03が得られます。QSOの場合、赤方偏移範囲0.8<z<2.1でfsat=3+8-2%、log10Mh=12.65+0.09-0.04、およびblin=2.63+0.37-0.26と推測されます。これらの適合を使用して、忠実度の高い銀河モックの大規模なスイートを生成します。また、DESILRGサンプルのz=0.4からz=1.1までの赤方偏移の進化も研究し、平均ハロー質量、線形バイアス、サテライトの割合における重要で興味深い傾向を明らかにしました。
DESI 1 パーセント調査: Uchuu を使用した 4 つすべての DESI トレーサーのクラスタリングとハロー占有のモデル化
| Title |
The_DESI_One-Percent_Survey:_Modelling_the_clustering_and_halo_occupation_of_all_four_DESI_tracers_with_Uchuu |
| Authors |
F._Prada,_J._Ereza,_A._Smith,_J._Lasker,_R._Vaisakh,_R._Kehoe,_C._A._Dong-P\'aez,_M._Siudek,_M._S._Wang,_S._Alam,_F._Beutler,_D._Bianchi,_S._Cole,_B._Dey,_D._Kirkby,_P._Norberg,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_T._Claybaugh,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_K._Fanning,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_C._Hahn,_K._Honscheid,_M._Ishak,_T._Kisner,_M._Landriau,_M._Manera,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_E._Mueller,_J._Nie,_W._J._Percival,_C._Poppett,_M._Rezaie,_G._Rossi,_E._Sanchez,_M._Schubnell,_G._Tarl\'e,_M._Vargas-Maga\~na,_B._A._Weaver,_S._Yuan,_and_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06315 |
宇宙シミュレーションから作成された、DESI1パーセント調査用の高忠実度でシミュレートされたライトコーンのセットの結果を示します。この8(Gpc/h)^3N体シミュレーションは2.1兆個の粒子で構成され、プランクベースLCDM宇宙論の枠組みで高解像度の暗黒物質(サブ)ハローを提供します。サブハロー存在量マッチング(SHAM)技術を使用して、宇宙(サブ)ハローに4つのDESIトレーサー(BGS、LRG、ELG、およびQSO)すべてをz=2.1まで配置します。私たちの方法は、赤方偏移の進化だけでなく、光度と星の質量に対するクラスタリングの依存性も考慮しています。DESI1パーセント調査の2点クラスタリング統計は、0.1Mpc/hから100Mpc/hの範囲のスケールにわたってUchuuからの予測とかなりよく一致しています。宇宙の差異、恒星の質量関数の大質量端の不完全性、および簡略化された銀河とハローの接続モデルにより、いくつかの矛盾が生じます。宇宙BGSとLRGサンプルは、標準の5パラメーターハロー占有分布モデルを使用して適切に記述されていることがわかりました。一方、ELGとQSOは、衛星のべき乗則を備えた中心ハローに採用されたガウス分布との一致を示しています。データとモックサンプル間の大規模なバイアス測定ではかなりの一致が観察されますが、データはおそらく宇宙的な分散のため、より小さなバイアス値を示しています。絶対等級、星の質量、赤方偏移に対するバイアスの依存性は、以前の調査のバイアス依存性と一致しています。これらの結果は、最終調査の成功に向けた最初のDESIデータからの極めて重要な洞察により、宇宙論モデルからの光円錐構造のシミュレーションを改善し、銀河とハローの関係についての理解を深めます。
最適な 1D Ly$\alpha$ フォレスト パワー スペクトル推定 -- III. DESI の初期データ
| Title |
Optimal_1D_Ly$\alpha$_Forest_Power_Spectrum_Estimation_--_III._DESI_early_data |
| Authors |
Naim_G\"oksel_Kara\c{c}ayl{\i},_Paul_Martini,_Julien_Guy,_Corentin_Ravoux,_Marie_Lynn_Abdul_Karim,_Eric_Armengaud,_Michael_Walther,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_S._Bailey,_J._Bautista,_S.F._Beltran,_D._Brooks,_L._Cabayol-Garcia,_S._Chabanier,_E._Chaussidon,_J._Chaves-Montero,_K._Dawson,_R._de_la_Cruz,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_A._Font-Ribera,_J._E._Forero-Romero,_S._Gontcho_A_Gontcho,_A.X._Gonzalez-Morales,_C._Gordon,_H.K_Herrera-Alcantar,_K._Honscheid,_V._Ir\v{s}i\v{c},_M._Ishak,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kremin,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_M.E._Levi,_Z._Luki\'c,_A._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_E._Mueller,_A._Mu\~noz-Guti\'errez,_L._Napolitano,_J._Nie,_G._Niz,_N._Palanque-Delabrouille,_W.J._Percival,_M._Pieri,_C._Poppett,_F._Prada,_I._P\'erez-R\`afols,_C._Ram\'irez-P\'erez,_G._Rossi,_E._Sanchez,_H._Seo,_F._Sinigaglia,_T._Tan,_G._Tarl\'e,_B._Wang,_B.A._Weaver,_C._Y\`eche,_Z._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06316 |
Ly$\alpha$フォレストの一次元パワースペクトル$P_{\mathrm{1D}}$は、暖かい暗黒物質モデルの制約や3つのニュートリノの質量の合計など、宇宙論的および天体物理学的パラメーターに関する重要な情報を提供します。種、および銀河間媒体の熱状態。暗黒エネルギー分光装置(DESI)調査の初期データサンプルから、二次最尤推定器(QMLE)を使用した$P_{\mathrm{1D}}$の最初の測定結果を示します。この54～600ドルのクェーサーの初期サンプルは、すでに過去の最大規模の研究に匹敵する規模となっており、QMLEを使用してDESIデータへの影響を評価するために、多数の機器および解析の系統誤差を徹底的に調査しています。DESI分光パイプラインで処理した生のDESI画像の2次元画像シミュレーションを使用して、分光パイプラインノイズ推定の優れたパフォーマンスと分光器解像度マトリックスの優れた精度を実証します。また、Ly$\alpha$輝線の赤色側のクェーサースペクトルを用いた金属線の汚染とノイズ校正体系も研究しています。関連論文では、パワースペクトルの高速フーリエ変換推定に基づいた同様の分析を紹介します。最後に、これら2つのアプローチの比較と、今後のDESI1年目の分析への影響について説明します。
DESI 1 パーセント調査: AbacusSummit シミュレーションによる輝線銀河のハロー占有分布の探索
| Title |
The_DESI_One-Percent_survey:_exploring_the_Halo_Occupation_Distribution_of_Emission_Line_Galaxies_with_AbacusSummit_simulations |
| Authors |
Antoine_Rocher,_Vanina_Ruhlmann-Kleider,_Etienne_Burtin,_Sihan_Yuan,_Arnaud_de_Mattia,_Ashley_J._Ross,_Jessica_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Shadab_Alam,_Davide_Bianchi,_David_Brooks,_Shaun_Cole,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Fanning,_Jaime_E._Forero-Romero,_Lehman_H._Garrison,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Violeta_Gonzalez-Perez,_Julien_Guy,_Boryana_Hadzhiyska,_ChangHoon_Hahn,_Klaus_Honscheid,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_James_Lasker,_Michael_E._Levi,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Eva-Maria_Mueller,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Will_J._Percival,_Claire_Poppett,_Fei_Qin,_Graziano_Rossi,_Lado_Samushia,_Eusebio_Sanchez,_David_Schlegel,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Mariana_Vargas-Maga\~na,_Benjamin_A._Weaver,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06319 |
ダークエネルギー分光器の1パーセント調査では、0.8<z<1.6で約270,000個の輝線銀河(ELG)が収集されました。サンプルの高い完全性により、これまで調査されたことのないスケールまでクラスタリングを測定することができました。投影された2点相関関数(2PCF)のrpで0.04Mpc/h、2PCFモノポールの銀河ペア分離sで0.17Mpc/hでした。そして四重極。測定の最も顕著な特徴は、rpで0.2Mpc/h、sで1Mpc/h未満の最小スケールでの強い信号です。これらのデータをハロー職業分布フレームワークで分析します。私たちは、中心銀河のさまざまな分布、中心銀河の存在を条件にしない衛星の標準べき乗則を考慮し、これらのモデルのいくつかの拡張を検討します。考慮したすべてのモデルについて、サンプルの平均ハロー質量はlog10<Mh>~11.9であることがわかります。中心衛星適合性を導入した場合にのみ、物理的動機に基づくELGモデルと一致する衛星平均占有関数が得られます。これは、衛星占有が同じ種類の中心銀河の存在によって条件付けされることを意味します。さらに、ｒｐにおける０．１から１Ｍｐｃ／ｈの間のクラスタリングの良好なモデリングを達成するために、ハロービリアル半径の外側にＥＬＧを位置決めすることを可能にし、ハローの郊外に存在するＥＬＧの０．５％を見つける。さらに、ハロー内の衛星速度の分散は、ハローの暗黒物質粒子の分散よりも30%大きいことがわかります。これらは私たちの研究の主な発見です。ハロー濃度、局所密度、または局所密度異方性の関数として集合バイアスを調査しましたが、結果に大きな変化は観察されませんでした。データサンプルを2つの赤方偏移ビンに分割しましたが、赤方偏移による大きな変化は報告されませんでした。最後に、モデリングにおける宇宙論の変更は、結果にわずかな影響を与えるだけです。
初期 DESI データの 2 点相関関数の半分析的、半経験的共分散行列の検証
| Title |
Validation_of_semi-analytical,_semi-empirical_covariance_matrices_for_two-point_correlation_function_for_Early_DESI_data |
| Authors |
Michael_Rashkovetskyi,_Daniel_J._Eisenstein,_Jessica_Nicole_Aguilar,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_ChangHoon_Hahn,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Michael_Levi,_Marc_Manera,_Ramon_Miquel,_Jeongin_Moon,_Seshadri_Nadathur,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Eusebio_Sanchez,_Christoph_Saulder,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarle,_David_Valcin,_Benjamin_Alan_Weaver,_Cheng_Zhao,_Zhimin_Zhou_and_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06320 |
我々は、Stage-IVの最初の2か月の運用中に収集された発光赤色銀河(LRG)データを表すシミュレートされたカタログ上の2点相関関数(2PCF)の半分析的、半経験的共分散行列の拡張検証を提示します。地上設置型ダークエネルギー分光装置(DESI)。対応するカットが適用された複数の拡張Zel'dovich(EZ)模擬銀河カタログでパイプラインを実行し、結果を模擬サンプルの共分散と比較して、精度とその変動を評価します。我々は、標準的な再構成アルゴリズムで処理されるカタログに対して以前に開発された形式主義の拡張を提案します。共分散行列を詳細に比較する方法を検討し、サンプル分散、特に外部共分散推定が完璧な場合でも特定の指標の自明ではない期待値によって引き起こされる解釈と統計的特性を強調します。改良されたモックと検証技術により、予測とサンプルの共分散がよく一致していることが確認されました。これにより、一致するクラスタリングを備えた多数の疑似銀河カタログを作成する必要がなく、データ自体からの2PCF測定のみが必要となり、比較可能なデータセットの共分散行列を生成できます。この論文で使用されているコードは、https://github.com/oliverphilcox/RascalCで公開されています。
Abell S1063 と MACS J1206 の銀河成分のダイナミクス.2$-$0847
| Title |
Dynamics_of_the_galactic_component_of_Abell_S1063_and_MACS_J1206.2$-$0847 |
| Authors |
Giovanni_Ferrami,_Giuseppe_Bertin,_Claudio_Grillo,_Amata_Mercurio,_Piero_Rosati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06610 |
銀河団内の銀河構成要素は一般に回転しておらず、衝突緩和系とは異なる動的状態にあると一般に考えられています。実際には、そのような画像のテストは利用できないことがよくあります。我々は、AbellS1063とMACSJ1206.2$-$0847という2つの銀河団のメンバー銀河を考慮し、平均回転の存在の可能性と、位相空間におけるそれらの分布のいくつかの特性を研究します。私たちは、衝突緩和システムに通常見られる要因や、激しく緩和された無衝突システムに特徴的なその他の要因の経験的証拠を探します。CLASH-VLTデータから開始して、1.6(Abell)まで広がる多数の銀河(N_{AS1063}=1200およびN_{M1206}=650)の位置、星の質量、および個々の視線速度を取得します。)および半径r_{200}の2.5(MACS)倍。私たちは、銀河速度の空間分布と、恒星質量ビンに分割したときの利用可能な銀河セットの特性を研究します。速度分散異方性の存在をテストするために、ジーンズ方程式に基づいた結果と、暴力的な緩和の図を組み込んだ特定の形式の銀河分布関数を仮定することによって得られた結果を比較します。ここで、総重力ポテンシャルは、利用可能な重力の設定に従って課されます。レンズ観察。両方のクラスターで系統的な回転の証拠が見つかり、各コア(中心から0.5フィート以内)で顕著な回転が見られますが、大きな半径では回転の痕跡はありません。エネルギーの均等分配の兆候は見つかりませんが、（恒星の）質量分離の明らかな兆候があります。速度分散異方性が存在し、激しく緩和された無衝突システムで見られるものと定性的に類似しています。この最後の結論は、観察結果と物理的に正当化された分布関数の予測との一致が全体的に成功したことによって強化されます。
電波を使ってバレットクラスターの重力レンズ解析を再検討する新しい方法
| Title |
New_method_to_revisit_the_gravitational_lensing_analysis_of_the_Bullet_Cluster_using_radio_waves |
| Authors |
Youngsub_Yoon,_Jong-Chul_Park,_Ho_Seong_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07157 |
バレットクラスターの重力レンズ研究は、暗黒物質の存在を支持する説得力のある示唆を与えました。しかし、それは重力レンズ以前の各銀河の元々の向きを知ることなく実行されました。この問題を改善する可能性があるのは、各銀河から放射される電波の偏光方向から元の方向を測定することです。これに関連して、Francfortetal.は、各銀河の元の方向に関する情報を利用して${\itshear}$と呼ばれるものを取得できる式を導き出しました。ただし、銀河の画像のサイズの変化を考慮する場合、式のシアーは${\itReduced~shear}$に置き換えるべきであることを示します。バレットクラスターの以前の重力レンズ解析では剪断力の低減を使用したため、電波の偏光方向が得られたら、改良された公式を再解析に直接適用することをお勧めします。特に、偏光方向が$10^\circ$よりも正確に測定できれば、新しい公式は以前の公式よりも正確な解析をもたらすことができることを示します。
非最小結合ウィッテン・オライフェアタイインフレに対する制約
我々は、小さな結合が許容されるインフレーションモデルにおけるスカラー場と重力の非最小結合の影響を調査します。具体的な例として、Witten-O'Raifeartaighモデルを考えます。このモデルでは、他のモデルと同様に、結合強度$\xi$の存在により、インフレパラメータと宇宙マイクロ波背景背景(CMB)制約の一致を回復できます。プランクとのコラボレーションによる。スローロール領域を超えて、最新のプランク+バリオン音響振動(BAO)データを使用してモデルの統計解析を実行し、非ゼロ結合の兆候を探すことで、CMB異方性の記述における影響を調査します。モデル内のデータによって。非最小結合の存在が見られるだけでなく、このモデルは標準の$\Lambda$CDMモデルと比較した場合に統計的にわずかに有利であることがわかります。また、最小結合モデルの結果についても議論します。このモデルは、一般に、関連する質量スケールが換算プランク質量$M_p$に等しいという単純な設定を支持しますが、標準モデルに関しては一般に不利です。
小石降着惑星による大気中の揮発性物質のリサイクル
| Title |
Atmospheric_Recyling_of_Volatiles_by_Pebble-Accreting_Planets |
| Authors |
Yu_Wang,_Chris_W._Ormel,_Pinghui_Huang_and_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06169 |
惑星は出生円盤に埋め込まれており、熱いエンベロープを抱えています。これらの惑星によって小石が降着すると、含まれている揮発性成分が昇華し、エンベロープが強化され、その熱力学的特性が変化する可能性があります。しかし、埋め込まれた惑星の外皮は円盤と積極的に物質を交換するため、蒸気が豊富な大気の蓄積が制限される。これらのプロセスを適切に調査するために、流体力学シミュレーションで昇華プロセスを処理する新しい相変化モジュールを開発しました。最近開発されたマルチダスト流体アプローチと組み合わせて、2D自己無撞着流体力学シミュレーションを実施して、小石の昇華がスーパーアースとサブネプチューンの水分含有量にどのような影響を与えるかを研究します。惑星が保持できる蒸気の範囲と量は、昇華フロントと大気の相対的な大きさによって決まることがわかりました。昇華フロントが大気圏のはるか内側にある場合、蒸気は大気深部に閉じ込められる傾向があり、正のフィードバック機構を通じて蓄積し続けます。一方、昇華フロントが（結合した）大気を超えると、入ってくる小石の氷成分は完全に再利用され、蒸気含有量は低い安定した値に達します。低い円盤温度、小さな惑星質量、および高い小石フラックス（小石による降着加熱を省略）により、惑星大気は蒸気が豊富になりますが、逆の変化により蒸気が少なくなります。ここで紹介した相変化モジュールは、将来の研究で、降着する惑星の近くや雪線の周囲のガスの化学組成をモデル化するために使用することもできます。
N$_2$ の降着、有機窒素の変成作用、あるいはその両方の過程が冥王星の N$_2$ の起源に寄与した可能性が高い
| Title |
N$_2$_accretion,_metamorphism_of_organic_nitrogen,_or_both_processes_likely_contributed_to_the_origin_of_Pluto's_N$_2$ |
| Authors |
Christopher_R._Glein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06350 |
N$_2$は、冥王星の表面および大気中でのプロセスをサポートする上で重要な役割を果たしていますが、冥王星のN$_2$の起源は依然として謎のままです。しかし、N$_2$の$^{14}$N/$^{15}$N比が冥王星の大気中にHC15Nが検出されなかったことに基づいて最近推定された一方で、$^を説明しているため、これは変わり始める可能性があります。{14}$N/$^{15}HCNとN$_2$の間の$N分別。ここで、同位体比を変換するこの後者のステップが適切に理解されていれば、導出された$^{14}$N/$^{15}$N比がN$_2$の起源に関する最初の特徴的な制約を表すことを示します。。本研究の発見の1つは、大気中のN$_2$と冥王星のN$_2$に富む氷の間の同位体分別は重要ではないようだということである。冥王星のN$_2$の支配的な貯留層の$^{14}$N/$^{15}$N比の下限は約197であると推測します。つまり、ほとんどがスプートニク平原に含まれています。この下限から、冥王星のN$_2$の端成分アンモニア源を除外することができます。N同位体混合計算を実行することで、原始N$_2$、NH$_3$、およびもともと有機物質(ノルグ)から供給された窒素による、冥王星の観測されたN$_2$インベントリーへの寄与の間の関係を定量的に理解できるようになります。これらの計算は、ノルグの同位体組成の不確実性と大気脱出の歴史が、原始的なN$_2$、NH$_3$、およびノルグ寄与の許容範囲にどのような影響を与えるかを明らかにしています。現在の不確実性はかなり大きいものの、原初のN$_2$、Norg、またはその両方による貢献が暗示されており、それらの貢献の合計は少なくとも~45%になるはずであることがわかりました。したがって、冥王星はおそらくN$_2$を閉じ込めるのに十分に冷たい構成要素から形成されたか、または冥王星はノルグからのN$_2$の生成と地表へのN$_2$輸送をサポートする熱処理された動的内部を持っています。$^{14}$N/$^{15}$Nの下限は、NH$_3$がタイタンよりも冥王星のN$_2$の起源に大きく寄与していないことを示唆しています。
溶岩世界の真の極地放浪
地球型惑星の中で最も検出しやすいタイプの1つである溶岩世界は、その大気が何でできているか、どのように構成されているかを明らかにする可能性があるため、系外惑星の大気特性評価の優先度の高い対象となっています。私たちの研究は、これらの超高温の潮汐ロック惑星で、高温の恒久的な昼側と低温の恒久的な夜側の間の大気の流れからの質量再分配によって引き起こされる、真の極移動（TPW）が発生する可能性を調べています。特定の質量と温度範囲内の溶岩惑星はTPWを起こす可能性があり、この可能性は星の質量が増加するにつれて増加することがわかりました。TPWの結果として、マグマオーシャンと大気の組成はこれまで考えられていたよりも進化していない（耐火物が豊富になっている）可能性があり、系外惑星の人口統計調査によって検証される可能性がある。
深南部における 20 年以上にわたる天体基準系 VLBI 観測について: IVS-CRDS (1995-2021)
| Title |
On_More_than_Two_Decades_of_Celestial_Reference_Frame_VLBI_Observations_in_the_Deep_South:_IVS-CRDS_(1995-2021) |
| Authors |
S._Weston,_A._de_Witt,_Hana_Krasna,_Karine_Le_Bail,_Sara_Hardon,_David_Gordon,_Shu_Fengchun,_Alan_Fey,_Matthias_Schartner,_Sayan_Basu,_Dirk_Behrend,_Christopher_S._Jacobs,_Warren_Hankey,_Febreico_Salguero,_John_E._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06830 |
InternationalVLBIServiceforGeodesy&Astrometry(IVS)は、地球方位パラメータ(EOP)を生成するため、および国際地上および天体基準系、ITRFおよびICRFの維持および実現のために、高品質のデータを定期的に提供します。電波波長における天体基準系(CRF)の最初の反復であるICRF1は、FK5光学系に代わるものとして1997年に国際天文学連合(IAU)によって採用されました。その後間もなく、IVSは正式な運用を開始し、2009年にはCRFの2回目の改訂であるICRF2を正当化するのに十分なデータが大幅に増加しました。最新のICRF3は、2018年にIAUによって採用されました。ただし、観測局の地理的分布が北半球に集中しているため、南半球の観測が少ないため、CRFは一般に南部で弱くなります。南半球の観測とソースの密度と精度を高めるために、一連の深南観測セッションが1995年に開始されました。2004年のこの取り組みは、IVS天面基準系深南(IVS-CRDS)観測プログラムになりました。この文書では、1995年から2021年までのCRDS観測プログラムの進化を取り上げ、データ製品と結果の詳細を説明し、この進行中のプロジェクトの今後の改善点の概要で締めくくっています。
EXPRES IV: $\rho$ コロナエ ボレアリスを周回する 2 つの追加の惑星が珍しいシステム アーキテクチャを明らかにする
| Title |
EXPRES_IV:_Two_Additional_Planets_Orbiting_$\rho$_Coronae_Borealis_Reveal_Uncommon_System_Architecture |
| Authors |
John_M._Brewer,_Lily_L._Zhao,_Debra_A._Fischer,_Rachael_M._Roettenbacher,_Gregory_W._Henry,_Joe_Llama,_Andrew_E._Szymkowiak,_Samuel_H._C._Cabot,_Sam_A._Weiss,_and_Chris_McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06888 |
過去25年間に、ドップラー観測、通過測光、直接イメージング、および天文測定を使用して、数千件の系外惑星の検出が行われてきました。これらの各方法は、さまざまな範囲の軌道間隔と惑星の半径(または質量)に影響されます。このため、系外惑星の構造を完全に特徴づけたり、これまでに行われた豊富な発見と私たちの太陽系を位置づけることが困難になっています。ここでは、EXtremePREcisionSpectrograph(EXPRES)を使用して、恒星$\rho$コロナエボレアリスの質量周期パラメータ空間のこれまで検出できなかった領域にある惑星を明らかにします。既知の星系に2つの新しい惑星を追加します。1つは39日の軌道にある熱い木星、もう1つは102日の軌道にある暖かい超海王星です。新しい検出には、281.4日の軌道にある温帯海王星の惑星($M{\sin{i}}\sim20$M$_\oplus$)と高温の超地球($M{\sin{i}}}=12.95日の軌道で3.7$M$_\oplus$)。この結果は、惑星系構造の詳細が以前の検出限界のすぐ下に隠されていることを示しています。これは、次世代の超高精度分光器のエキサイティングな時代の到来を告げています。
系外惑星の大気脱出を追跡するために使用されるスペクトル線の目録を拡大する
脱出する系外惑星の大気は、いくつかの特定のスペクトル線における深部通過の痕跡として観察されています。水素Ly-$\alpha$線、10830{\AA}の準安定ヘリウム線、および金属種のいくつかのUV線で検出が行われました。観測上の課題、予期せぬ不検出、モデルの縮退などにより、一般に、個々の惑星の脱出プロセスについて最終的な結論を導き出すことが困難になっています。使用される一連のスペクトルトレーサーを拡張すると、これらの課題を軽減できる可能性があります。流体力学的に逃げる大気の透過スペクトルをモデル化するための新しいフレームワークを提案します。私たちは、さまざまな種類の惑星や恒星の系のFUVからNIRスペクトルを予測し、それらの上層大気の研究に使用できる可能性のある新しい線を特定します。最も強い線が形成される大気中の半径を測定すると、それらの線が大気上層構造内の文脈に組み込まれます。同じ惑星の相補的なスペクトル線のセットをターゲットにすることは、流出特性をより適切に制限するのに役立ちます。
彗星 67P の塵とガス生成の定量的説明は依然として謎のまま
| Title |
A_quantitative_description_of_comet_67P's_dust_and_gas_production_remains_enigmatic |
| Authors |
Dorothea_Bischoff,_Christian_Schuckart,_Nicholas_Attree,_Bastian_Gundlach,_J\"urgen_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07057 |
彗星核からのダスト放出のメカニズムは依然として未解決の問題であり、熱物理モデルではガス放出とダスト生成速度を同時に再現するのに問題があります。この研究では、チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星におけるロゼッタ装置による観測とモデル変動の影響を一致させる、かなり単純な熱物理モデルの機能を調査します。小石で構成されるマクロ多孔質表面構造を仮定し、さまざまなモデル仮定の影響を調査します。蒸気圧が引張強度を超えたときに塵の層が噴出するというシナリオのほかに、層の氷の減少に応じて人工的な噴出メカニズムを使用します。我々は、圧力基準に従った塵活動は、引張強度値またはガス拡散率が低下した場合にのみ可能であり、活動はCO$_2$によって引き起こされるため、観測されたガス放出速度と一致しないことがわかりました。層のH$_2$Oが完全に枯渇したときにダスト活動が引き起こされると仮定した場合にのみ、H$_2$Oに対するCO$_2$のガス放出速度の比は予想どおりの大きさになります。ただし、ダストとH$_2$Oの比率は決して再現されません。ガス拡散率が低下した場合にのみ、H$_2$Oガス放出速度の傾きは一致しますが、絶対値が低すぎます。到達可能な最大圧力を調査するために、ガス不透過性の粉塵構造と同等のモデルを適用しました。ここでは、引張強度を桁違いに超える圧力がかかる可能性があります。H$_2$O-、CO$_2$-、の最大活動距離は$3.1\,\mathrm{au}$、$8.2\,\mathrm{au}$、$74\,\mathrm{au}$と推定されました。それぞれ$1\,\mathrm{cm}$サイズの塵のCO駆動活動と。結論として、粉塵放出の背後にあるメカニズムは依然として不明である。
| Title |
Bayesian_test_of_the_mass_of_the_graviton_with_planetary_ephemerides |
| Authors |
Vincenzo_Mariani,_Agn\`es_Fienga,_Olivier_Minazzoli,_Micka\"el_Gastineau,_Jacques_Laskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07069 |
この研究では、惑星軌道への影響を考慮することにより、ニュートンポテンシャルの湯川抑制（非ヌル重力子質量の効果として解釈）を太陽系内で制約するためのベイズ手法を調査しました。INPOP惑星暦で得られた以前の結果を補完するものとして、ここでは、太陽系の重力子質量に対する惑星暦によって駆動される制約の解像度を向上させるための、ガウス過程回帰と関連付けられたマルコフ連鎖モンテカルロ法を検討します。手順の最後に、重力子の質量の事後分布が提示され、上限が$1.01\times10^{-24}\になります。eVc^{-2}$(それぞれ$\lambda_g\geq122.48\times10^{13}\;km$)の信頼水準は$99.7\%$です。しきい値は、以前の推定値と比較して1桁の改善を表します。この更新された上限の決定は主にベイジアン手法によるものですが、新しい惑星暦(ここではINPOP21aが使用されているのに対し、以前に使用されているINPOP19aが使用されています)の使用により、以前の制限に対して既に係数3のゲインが生じています。INPOP21a暦は、新しいジュノーと火星周回衛星データの追加によって特徴付けられますが、特にカイパーベルトのより現実的なモデルを含む、より優れた太陽系モデリングによっても特徴付けられます。最後に、重力子の質量の$\textit{aPriori}$分布の選択に対する結果の感度をテストすることによって、事前分布の選択がゼロ質量重力子にとってより有利であることがわかります(つまり、ここでは、一般相対性理論)は、非ゼロ質量重力子よりも観測により裏付けられているようであり、惑星暦は一般相対性理論に有利である可能性が高いという結論につながる可能性があります。
ニューラル ネットワーク アプローチを使用して、系外惑星大気中の不平衡化学計算を加速する
| Title |
Using_a_neural_network_approach_to_accelerate_disequilibrium_chemistry_calculations_in_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
Julius_L._A._M._Hendrix,_Amy_J._Louca,_Yamila_Miguel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07074 |
JWSTによる系外惑星の特性評価のこの時代では、系外惑星大気中の化学的および物理的プロセスを理解するために古典的なフォワードモデルを迅速に実装する必要性がこれまで以上に重要になっています。特に、化学反応速度論コードによって解く必要がある時間依存の常微分方程式は、計算に非常に時間がかかります。この研究では、一次元の化学反応速度論コードの数学的フレームワークを置き換えるニューラルネットワークの実装に焦点を当てます。ホットジュピター大気サンプルの重力プロファイル、温度圧力プロファイル、初期混合比、恒星フラックスを自由パラメーターとして使用して、定常状態での混合比出力を予測するニューラルネットワークが構築されます。ネットワークのアーキテクチャは、入力次元を削減するために入力変数ごとに個別のオートエンコーダーで構成され、LSTMのようなニューラルネットワークの入力トレーニングデータとして使用されます。結果は、混合比、星のスペクトル、圧力プロファイルのオートエンコーダーがデータのエンコードとデコードに非常に成功していることを示しています。私たちの結果は、ケースの90%で、完全にトレーニングされたモデルが、ホットジュピター大気シミュレーションにおける種の進化した混合比を予測できることを示しています。完全にトレーニングされたモデルは、正確な予測を行いながら、順化学反応速度モデルを使用して実行されたシミュレーションよりも約1000倍高速です。
乱れた球状星団が豊富な超拡散銀河 UGC 9050-Dw1
| Title |
The_Disturbed_and_Globular_Cluster-Rich_Ultra-diffuse_Galaxy_UGC_9050-Dw1 |
| Authors |
Catherine_E._Fielder,_Michael_G._Jones,_David_J._Sand,_Paul_Bennet,_Denija_Crnojevic,_Ananthan_Karunakaran,_Burcin_Mutlu-Pakdil,_Kristine_Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06164 |
私たちは、超拡散銀河(UDG)のUGC9050-Dw1を調査します。この銀河は、重要な相互作用の証拠を示すUDGのより大きなサンプルの一部として、その乱れた形態のため選択されました。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡の高度な調査用カメラを使用してUGC9050-Dw1に関連する球状星団(GC)を特定し、ジャンスキー超大型アレイを使用してその$\mathrm{H}\mathrm{I}$の内容を測定します。UGC9050-Dw1は表面輝度の低い渦巻きUGC9050に隣接しており、明確に関連した$\mathrm{H}{\mathrm{I}}$ガスと延長された恒星潮汐を伴う独特のUV明るい中心「塊」を示しています。北に噴煙が上がります。$52^{+4}_{-6}$GCを特定しました。これは、特定の頻度$S_\mathrm{N}=122_{-24}^{+30}$を意味しており、このUDGで報告されている中で最も高いものの1つです。明るさ。さらに、銀河の総光量の$\sim20\%$はGCによって提供されています。ほぼ均一なGCの色は、それらが星形成の1回の激しいエピソード中に形成されたことを示唆しています。私たちは、UGC9050-Dw1がまれな矮星の合体現象を介して形成され、誘導された塊状の星の形成が現在観察されているその特性につながったと提案します。
$z>4$におけるクエーサーの光度関数からの宇宙ブラックホールの成長と質量分布の再構成
| Title |
Reconstruction_of_Cosmic_Black_Hole_Growth_and_Mass_Distribution_from_Quasar_Luminosity_Functions_at_$z>4$ |
| Authors |
Wenxiu_Li,_Kohei_Inayoshi,_Masafusa_Onoue,_Wanqiu_He,_Yoshiki_Matsuoka,_Zhiwei_Pan,_Masayuki_Akiyama,_Takuma_Izumi,_Tohru_Nagao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06172 |
クエーサー光度関数(QLF)の進化は、降着段階を通じたブラックホール(BH)の宇宙進化を理解するための基礎です。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)、ユークリッド宇宙望遠鏡、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の時代には、その前例のない検出感度と広い調査領域により、低光度のクエーサーと低質量のBH集団を明らかにし、クェーサーに関する新たな洞察を得ることができました。ホスト銀河。$z>20$での初期播種から$z\sim4$までのBHの成長を、降着エピソードの期間、エディントン比の分布、およびBH降着速度の質量依存性を組み込んで記述する理論モデルを提示します。広いUV光度範囲($-29<M_{\rm1450}<-24$)にわたって$4\leqz\leq6$で観測されたQLFを使用してモデルパラメーターを制約することにより、高赤方偏移BH集団が増加することがわかります。$z\gtrsim6$では急速に増加し、その後のエポックではペースが減速します。より低い赤方偏移($z<6$)に向けて、質量依存降着は$M_{\bullet}>10^8~M_\odot$の高質量BHの成長を阻害し、$M_\bullet\で質量飽和を引き起こす。gtrsim10^{10}~M_\odot$。$4\leqz\leq11$での不明瞭なクエーサー集団と不明瞭なクェーサー集団の両方について$M_{\bullet}\sim10^6~M_\odot$までのBH質量関数を予測し、将来の観測テストのベンチマークを提供します。私たちのモデルは、JWSTによって発見されたものを含め、$z>4$に明るいクエーサーと弱いクエーサーの両方の存在を説明します。さらに、我々の発見は、BH銀河と恒星の質量相関の初期集合のための2つの異なる経路を示唆しています。つまり、局所値$M_\bullet/M_{\star}\simeq5\times10に近いBHと恒星の質量比を持つ集団です。^{-3}$は、緩やかな成長による進化を通じて関係への近接性を維持しますが、局所的な関係を超えて成長し始める個体群は急速に質量を増加させ、$M_\bullet/M_\star\sim0.01-と同じくらい巨大になります。$z\sim6$で0.1$。
NGDEEP エポック 1: 超深度 JWST イメージングによる $z \sim$ 9-12 の光度関数の微光端
| Title |
NGDEEP_Epoch_1:_The_Faint-End_of_the_Luminosity_Function_at_$z_\sim$_9-12_from_Ultra-Deep_JWST_Imaging |
| Authors |
Gene_C._K._Leung,_Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Henry_C._Ferguson,_Anton_M._Koekemoer,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Alexa_Morales,_Dale_D._Kocevski,_Guang_Yang,_Rachel_S._Somerville,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung,_Seiji_Fujimoto,_Rebecca_L._Larson,_Casey_Papovich,_Nor_Pirzkal,_Danielle_A._Berg,_Jennifer_M._Lotz,_Marco_Castellano,_Oscar_A._Chavez_Ortiz,_Yingjie_Cheng,_Mark_Dickinson,_Mauro_Giavalisco,_Nimish_P._Hathi,_Taylor_A._Hutchison,_Intae_Jung,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Priyamvada_Natarajan,_Barry_Rothberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06244 |
我々は、次世代銀河系外探査深部(NGDEEP)調査による{\itJWST}/NIRCamイメージングの最初の時代からの、非常に高赤方偏移の銀河候補の堅牢なサンプルを提示します。ハッブル超深視野平行磁場2(HUDF-Par2)のNGDEEPNIRCamイメージングは、F277Wで$m=30.4$(5$\sigma$、点光源)に達し、最も深い公共の{\itJWST}GOイメージングとなっています。現在までのデータセット。6フィルター広帯域{\itJWST}/NIRCamイメージングの詳細なデータ削減プロセスについて説明し、体系的な効果のカスタム補正を組み込んで高品質のキャリブレーション画像を生成します。堅牢な測光赤方偏移選択基準を使用して、38個の$z\gtrsim9$銀河候補のサンプルを特定します。これらの天体は赤方偏移範囲$z=8.5-15.8$に及び、見かけの等級は$m_\mathrm{F277W}=27-30.5$ABmagで、以前公開されていた{\itJWST}よりも$\sim1.5$mag深くまで達しています。画像調査。$z\sim$9と11で静止フレーム紫外線(UV)視度関数を計算し、$z\sim$での視度関数の失神端の傾きの新しい測定値を提示します。$z=9$から11まで、微光端の傾きと数密度に大きな変化はありません。結果を理論的予測と比較すると、一部のモデルは明るい端よりも微光端でより良い一致を示すことがわかります。これらの結果は、星のフィードバックがこれらの初期の時代の星形成にどのような影響を与えるかを制限するのに役立ちます。
ハッブル宇宙望遠鏡狭帯域イメージングによる 13 個の超微光矮銀河候補の金属量分布関数
| Title |
Metallicity_Distribution_Functions_of_13_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Candidates_from_Hubble_Space_Telescope_Narrowband_Imaging |
| Authors |
Sal_Wanying_Fu,_Daniel_R._Weisz,_Else_Starkenburg,_Nicolas_Martin,_Alessandro_Savino,_Michael_Boylan-Kolchin,_Patrick_Cote,_Andrew_E._Dolphin,_Alexander_P._Ji,_Nicolas_Longeard,_Mario_L._Mateo,_Ekta_Patel,_Nathan_R._Sandford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06260 |
我々は、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された狭帯域CaHK(F395N)イメージングを使用して、13個の天の川(MW)の超微光矮星(UFD;$M_V=-7.1$～$-0.8$)に含まれる463個の恒星の金属量を均一に測定しました。HST）。これは、UFDにおける恒星の金属性の最大の均質なセットを表しており、これら13個の銀河の金属性の数が5倍に増加し、既知のすべてのMWUFDの金属性の数が2倍になります。このサンプルでは、すべての銀河に対して最初に十分に配置されたMDFを提供します。[Fe/H]の範囲は-3.0dexから-2.0dex、$\sigma_{\mbox{[Fe/H]}}$の範囲は0.3dexです。デックスから0.7デックス。30年間にわたって光度(~$10^2-10^5L_{\odot}$)がほぼ一定の[Fe/H]~-2.6であることがわかり、このような暗い系では質量と金属量の関係が成り立たないことが示唆されています。文献(14%)と比較して、サンプル全体でEMP([Fe/H]<-3.0)星のより大きな割合(24%)が見つかりましたが、金属の含有量が最も少ない測定では不確実性があり、これが上限となっていることに注意してください。。私たちのUFDサンプル中の星の19%は金属が豊富([Fe/H]>-2.0)であることがわかり、これは文献の分光研究の合計と一致しています。MWUFDは、主に13暦年以上のものであることが知られており、これは、さまざまな年齢の可能性があるMWの金属に乏しい星とは異なり、サンプル内のすべての星が真に古いことを意味します。私たちのUFD金属性は、MWの既知の流れとよく一致しておらず、既知のMW部分構造がUFDに関連していないというさらなる証拠を提供します。私たちは、ELT時代の観測の優先ターゲットを含むコミュニティの追跡調査を奨励するために、星のカタログを含めています。
NASA/IPAC 銀河系外データベース (NED) の完全性 -- ローカル ボリューム サンプル
| Title |
Completeness_of_the_NASA/IPAC_Extragalactic_Database_(NED)_--_Local_Volume_Sample |
| Authors |
D.O._Cook_(1),_J.M._Mazzarella_(1),_G._Helou_(1),_A._Alcala_(1),_T.X._Chen_(1),_R._Ebert_(1),_C._Frayer_(1),_J._Kim_(1),_T._Lo_(1),_B.F._Madore_(2,3),_P.M._Ogle_(4),_M._Schmitz_(1),_L.P._Singer_(5),_S._Terek_(1),_J._Valladon_(6,7),_X._Wu_(1)_((1)_Caltech/IPAC,_(2)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Chicago,_(3)_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(6)_Department_of_Astronomy,_San_Diego_State_University,_(7)_Dept._of_Physics_&_Astronomy,_San_Jose_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06271 |
NASA/IPAC銀河系外データベース(NED)局所体積サンプル(NED-LVS)を紹介します。これは、距離が1000~Mpcの$\sim$190万個の天体のサブセットです。NEDで全天調査から得られるUVおよびIRフラックスを使用して物理的特性を導き出し、予想される局所的な光度密度と比較して完全性を推定します。NIR光度(銀河の恒星質量を追跡する)に対する完全性は$D<$30~Mpcでほぼ100%であり、300~Mpcまでは中程度(70%)のままです。より明るい銀河($\gtrsimL^{*}$)の場合、NED-LVSは$\sim$400~Mpcまで$\sim$100%完了します。他のローカルユニバースサンプル(GLADEおよびHECATE)と比較すると、3つすべてが30~Mpc未満で$\sim$100%完了しています。$\sim$80~Mpcを超える距離では、NED-LVSはGLADEおよびHECATEよりも$\sim$10-20%完全です。NED-LVSは、NED重力波追跡(NED-GWF)サービスの基礎となるサンプルであり、LIGO-Virgo-KAGRA連携によってアラートが発せられてから数分以内に、GWイベントのホスト候補の優先リストを提供します。GW170817の体積内の銀河の優先順位付けを3つの物理的特性によってテストしたところ、恒星の質量と逆比星形成速度の両方により、正しい主銀河が上位10位に入ることがわかりました。さらに、NED-LVSは、銀河の進化、星形成、大規模構造、銀河環境など、他のさまざまな天体物理学的研究にも使用できます。NEDのデータは定期的に更新され、NED-LVSも同時に更新されます。その結果、NED-LVSは、今後何年にもわたって、多数の天体物理学研究分野に対して、ますます完全な銀河サンプルを提供し続けることになります。
分光偏光測定により明らかになったエディントン近郊クエーサーのトーラススキン流出
| Title |
Torus_skin_outflow_in_a_near-Eddington_quasar_revealed_by_spectropolarimetry |
| Authors |
Nadia_L._Zakamska_(JHU)_and_Rachael_M._Alexandroff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06303 |
活動核への直接の視界が遮られている場合でも、他の方向に沿って伝播する核放射は周囲の物質から散乱し、偏光して観察者に到達する可能性があります。したがって、分光偏光測定は、直接観測ではまだ調査できないスケールでのクエーサーの核周囲の幾何学形状と運動学を研究する上で重要なツールとなり得ます。ここでは、輝線内で偏光位置角度が大きく(90度)変動する興味深いクラスのクエーサーについて説明します。散乱する塵や電子が軸対称に流出する運動学モデルを調査します。エミッタ、散乱体、観察者のさまざまなジオメトリにストークスパラメータを伝播します。これらのモデルを使用して、偏光率、ラインプロファイル、偏光位置角度を予測し、それらを観測結果と比較します。偏光角の変動が流出の幾何学形状と観察者の向きの結果である可能性があることを実証します。エディントン付近の非常に赤いクェーサーSDSSJ1652の偏光特性は、クェーサーが幾何学的に厚い円盤に囲まれ、その「スキン」が1000km/sで流出し、1000km/sのスケールで散乱体として機能するというモデルによってうまく説明できます。数十台のPC。この光源における観察者への視線は、多波長データと一致して、トーラスの外皮内またはその近くにあります。ここで提示された分光偏光データとモデルは、ブラックホール上への高速降着流の最近の数値シミュレーションによって示唆された核周囲物質の厚い円盤形状を強く裏付けています。
DESI 1 パーセント調査: 自動相関と相互相関を使用した ELG と LRG の銀河ハロー接続の構築
| Title |
The_DESI_One-Percent_survey:_constructing_galaxy-halo_connections_for_ELGs_and_LRGs_using_auto_and_cross_correlations |
| Authors |
Hongyu_Gao,_Y.P._Jing,_Shanquan_Gui,_Kun_Xu,_Yun_Zheng,_Donghai_Zhao,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Graziano_Rossi,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_Alan_Weaver,_Jiaxi_Yu,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06317 |
現在の暗黒エネルギー分光装置(DESI)の調査では、$z\sim1$における暗黒物質の分布をマッピングするために輝線銀河(ELG)と赤色発光銀河(LRG)が不可欠です。DESIの1パーセント調査から$0.8<z\leq1.0$でELGとLRGの自己相関関数と相互相関関数を測定します。Gaoらに続いて。(2022)では、ELGとLRGの銀河とハローの接続を同時に構築します。銀河集団全体(通常の銀河)の恒星ハロー質量関係(SHMR)を使用すると、LRGは恒星の質量に従って直接選択できますが、ELGは一度観測された各恒星の質量の数密度に基づいてランダムに選択することもできます。衛星銀河がELGになる確率$P_{\mathrm{sat}}$が決定されます。観察された小規模クラスタリングでは定数よりもハロー質量依存$P_{\mathrm{sat}}$モデルが好まれることを示します。このモデルを使用すると、$r_{\mathrm{p}}>0.1$$\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$でLRGの自己相関とLRGとELG間の相互相関をうまく再現できます。$r_{\mathrm{p}}>0.3$$\mathrm{Mpc}\,h^{-1}$($s>1$$\mathrm{Mpc}\でELGの自動相関を再現することもできます,h^{-1}$)を実数(赤方偏移)空間で表現します。私たちのモデルには7つのパラメーターしかありませんが、より高い赤方偏移まで拡張でき、$0.8<z<1.6$の全範囲で観測されたELGの自己相関を再現できることを示します。これにより、DESI用のライトコーンELGモックを生成できます。上記のモデルを使用して、サブハローを解決することなく、粗いシミュレーションでELGモックを生成するために使用できるELGのハロー占有分布(HOD)をさらに導出します。
PROVABGS: BGS 1 パーセント調査の確率的恒星質量関数
| Title |
PROVABGS:_The_Probabilistic_Stellar_Mass_Function_of_the_BGS_One-Percent_Survey |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Shadab_Alam,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Shaun_Cole,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Andreu_A._Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Song_Huang,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Marc_Manera,_Aaron_Meisner,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Graziano_Rossi,_Am\'elie_Saintonge,_Eusebio_Sanchez,_Christoph_Saulder,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Ma{\l}gorzata_Siudek,_Federico_Speranza,_Gregory_Tarl\'e,_Benjamin_A._Weaver,_Risa_H._Wechsler,_Sihan_Yuan,_Zhimin_Zhou,_and_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06318 |
我々は、1パーセントサーベイ中に観測されたDESI明るい銀河サーベイ(BGS)における銀河の確率的恒星質量関数(pSMF)を提示します。1パーセント調査は、本調査の開始前の2021年4月から5月にかけて実施されたDESIの調査検証プログラムの1つでした。主な調査と同じターゲット選択と同様の観測戦略を使用し、$r<19.5$等級に制限されたBGSBrightサンプルでは143,017個の銀河、より暗い表面の明るさと色が選択されたBGSFaintでは95,499個の銀河のスペクトルと赤方偏移の観測に成功しました。$z<0.6$にわたるサンプル。我々は、Hahnetal.の実験結果を用いたDESI測光法と分光法から推論された恒星質量の後部$M_*$からpSMFを導出する。(2022a;arXiv:2202.01809)確率的付加価値BGS(PROVABGS)ベイジアンSEDモデリングフレームワーク。$M_*$の不確実性を統計的かつ厳密に伝播する階層的な母集団推論フレームワークを使用します。さらに、BGS観測の選択効果と不完全性を考慮した補正重みを含めます。我々は、BGSにおけるpSMFの赤方偏移の進化と、PROVABGSからの平均比星形成速度を使用して分類された星形成銀河および静止銀河のpSMFを提示します。全体として、pSMFは文献に記載されている以前の恒星の質量関数測定と良好な一致を示しています。私たちのpSMFはBGSの潜在的および統計的能力を示しており、主な調査では100$\times$を超える銀河を観測することになります。さらに、BGSを使用した後続の人口統計測定のための統計的枠組みを提示します。これにより、前例のない精度で低赤方偏移における全球の銀河人口とスケーリング関係が特徴付けられます。
スローン帯における銀河古典セファイドの周期と光度の関係
| Title |
Period-Luminosity_Relations_for_Galactic_classical_Cepheids_in_the_Sloan_bands |
| Authors |
Weronika_Narloch,_Gergely_Hajdu,_Grzegorz_Pietrzynski,_Wolfgang_Gieren,_Piotr_Wielgorski,_Bartlomiej_Zgriski,_Paulina_Karczmarek,_Marek_Gorski,_and_Dariusz_Graczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06326 |
天の川銀河の古典基本モードセファイドのSloan-Pans-STARRSgP1rP1iP1バンドにおける最初の周期光度(PL)と周期ヴェーゼンハイト(PW)関係を提示します。PLには76個の星という比較的控えめな数を使用し、PW関係のキャリブレーションには84～85個の星を使用しました。このプロジェクトのデータは、ラスクンブレス天文台の40cm望遠鏡のネットワークを使用して収集され、計算にはGaiaDataRelease3視差が使用されました。これらのグリバンドのPLおよびPW関係の校正は、スローン測光システムを使用した大規模な空の測量の時代、特に近い将来に開始される大規模時空総観測量(LSST)の時代において、距離を決定するための有用なツールとなるでしょう。
APOGEE でマゼラン雲の化学構造を明らかにする。 I. 大マゼラン雲内の RGB 恒星の個々の恒星年齢の計算
| Title |
Revealing_the_Chemical_Structure_of_the_Magellanic_Clouds_with_APOGEE._I._Calculating_Individual_Stellar_Ages_of_RGB_Stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Joshua_T._Povick,_David_L._Nidever,_Pol_Massana,_Jamie_Tayar,_Knut_A.G._Olsen,_Sten_Hasselquist,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Christian_Nitschelm,_Ricardo_Carrera,_Yumi_Choi,_Alexandre_Roman-Lopes,_Steven_R._Majewski,_Andr\'es_Almeida,_Katia_Cunha,_Verne_V._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06348 |
星の年齢は、銀河の時間的進化を理解するために重要です。SDSS-IV/APOGEE-Sで観測された大マゼラン雲(LMC)にある6,000個以上の赤色巨星枝星の年齢を計算します。年齢は、マルチバンド測光、分光パラメータ(T$_\text{eff}$、$\log{g}$、[Fe/H]、および[$\alpha$/Fe])、恒星の等時線を使用して導出されます。正確な距離を得るために星が薄い傾斜面にあると仮定します。等時年齢と絶滅は、観測された測光に最適なものが見つかるまで変更されます。星地震質量と正確な年代をもつAPOKASCサンプルを使用して検証を実行したところ、計算された年齢値の不確実性は$\sim$20%で、範囲は$\sim$1$-$3Gyrであることがわかりました。ここでは、LMCの年齢マップ、年齢と半径の関係、および正確な年齢と金属性の関係(AMR)を示します。年齢マップと年齢と半径の関係は、銀河における最近の星形成がより中心に位置しており、北と南の間にわずかな二分法があり、北の領域がわずかに若いことを明らかにしています。既知の螺旋腕を覆う北部の磁場は、年代の中央値が$\gtrsim$2Gyrであり、これはSMCとの相互作用が起こったと示唆される時期です。AMRは、特に高齢者ではほとんど横ばいですが、最近(約2.0～2.5ギル前)中央値[Fe/H]が増加しています。時間枠に基づいて、これはLMCとSMC間の緊密な相互作用に起因する可能性もあります。
クラスター赤色配列の形成における AGN の役割に関する新たな洞察
| Title |
New_insights_into_the_role_of_AGNs_in_forming_the_cluster_red_sequence |
| Authors |
Rhythm_Shimakawa,_Jos\'e_Manuel_P\'erez-Mart\'inez,_Yusei_Koyama,_Masayuki_Tanaka,_Ichi_Tanaka,_Tadayuki_Kodama,_Nina_A._Hatch,_Huub_J._A._R\"ottgering,_Helmut_Dannerbauer,_Jaron_D._Kurk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06392 |
$z=2.2$のクモの巣原始星団の研究には、さまざまな望遠鏡施設からかなりの時間が費やされており、これまでのところ、最も広範囲に研究されている原始星団の1つであり続けています。我々はここで、高赤方偏移におけるクラスター形成に関するこれまでの研究に新たな側面を加えた、この分野の最新の結果を報告する。これまでの研究では、3700個の共運動するMpc$^3$内にある巨大なH$\alpha$(+[Nii])放出銀河のかなりの過密度($\delta\sim10$)が報告されている。これらの銀河の多くは、静止系の光学的および赤外線的特徴を考慮すると、これまで塵に覆われた活動的な星形成銀河であると考えられていました。しかし、この研究は、AGNを含む多波長スペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを考慮すると、そのうちの3分の1は、星形成銀河ではなく、活動銀河核(AGN)を持つ「受動的に進化する」銀河である可能性が高いと主張しています。成分。SEDベースの星形成速度が有効であるためには、H$\alpha$+[Nii]放出の大部分が中央のAGNから来ている必要があります。この研究と、我々の研究を含む過去の研究との間の解釈の違いは、特に最近の深部チャンドラX線観測によって裏付けられています。さらに、我々は、これらのAGNの1つについて、複数の恒星吸収線だけでなく低電離輝線も持つ静止した性質を分光学的に確認しました。この重要なアップデートは、現在の宇宙で観察されるクラスター赤色シーケンスの形成におけるAGNの役割についての新たな洞察を提供します。
表面の明るさによる銀河の光学特性と赤外線特性の変化
| Title |
Variation_of_optical_and_infrared_properties_of_galaxies_with_their_surface_brightness |
| Authors |
Junais,_K._Ma{\l}ek,_S._Boissier,_W._J._Pearson,_A._Pollo,_A._Boselli,_M._Boquien,_D._Donevski,_T._Goto,_M._Hamed,_S._J._Kim,_J._Koda,_H._Matsuhara,_G._Riccio,_M._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06454 |
表面輝度の低い銀河(LSB)は銀河の数密度に大きな割合を占めていますが、その性質はまだよくわかっていません。わずかな研究に基づいて、LSBはダストプアであると考えられることがよくあります。私たちは、深い観測データを持つLSBと高表面輝度銀河(HSB)の大規模なサンプルを初めて使用して、表面輝度の関数としての塵の特性を研究しました。私たちのサンプルは、北黄道極(NEP)の広い視野から$z<0.1$にある光学的に選択された1631個の銀河で構成されています。UVからFIRまで、この分野で利用可能な大規模なデータセットを使用します。ターゲットの光学サイズと表面輝度を測定し、CIGALEフィッティングコードを使用してスペクトルエネルギー分布を分析しました。我々は、星形成中のLSBとHSBの両方について、比星形成速度と比赤外光度（恒星の質量あたりの全赤外光度）が表面輝度の関数としてほぼ平坦なままであるが、静止銀河では急激に低下することを発見した。サンプル内のLSBの大部分はダストの減衰が無視できます(A$_{V}<0.1$mag)。ただし、そのうちの約4%は平均A$_{V}$が0.8magで顕著な減衰を示します。これらのLSBは、$\textit{r}$バンドの質量対光比も高いことが分かりました($M/L_r>3$M$_{\odot}$/L$_{\odot}$)、文献からの極端な巨大LSBとの類似性を示し、巨大LSBでも塵の減衰がより高い可能性があることを示しています。この研究は、LSBとHSBのいくつかの光学的および赤外線物理的特性の詳細な測定値を含む大規模なカタログを提供します。私たちの結果は、LSBの塵の含有量はこれまで考えられていたよりも多様であり、その一部は大幅な減衰により本来の値よりも暗くなることを示唆しています。これは、JWSTやLSSTなどの現在/今後の調査によるLSBの観察と分析に重大な影響を与えるでしょう。
最初の花火: 対不安定性超新星による再電離時代の人口 III 星へのロードマップ
| Title |
The_first_fireworks:_A_roadmap_to_Population_III_stars_during_the_Epoch_of_Reionization_through_Pair_Instability_Supernovae |
| Authors |
Alessandra_Venditti_(Sapienza),_Volker_Bromm_(UT),_Steven_L._Finkelstein_(UT),_Luca_Graziani_(Sapienza),_Raffaella_Schneider_(Sapienza) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06501 |
JWSTの打ち上げや、遠方の宇宙を探査することを目的としたその他の計画されたミッションにより、私たちは高$z$天文学にとって新たな有望な時代に入りつつあります。私たちの主な目標の1つは、最初の星の集団(ポピュレーションIIIまたはポップIII星)を検出することであり、モデルは、ポップIII星の形成が再電離時代(EoR)まで十分に許容されており、これが達成可能な成果であることを示唆しています。この論文では、大規模なPopIIIがペア不安定性超新星(PISNe)として死滅する瞬間に検出される可能性に焦点を当てます。$50hの6回のdustyGadgetシミュレーションから、異なる星の質量を持つ銀河でEoR中にPISNeが発見される確率を推定します($7.5\leq\mathrm{Log}(M_\star/\mathrm{M_\odot})\leq10.5$)。^{-1}$cMpcあたり。さらに、JWST/NIRCamおよびRoman/WFIによる調査で予想されるPISNeの数を評価します。平均して、検査されたすべてのJWSTフィールドで予想されるPISNは1つ未満ですが、$\simeq1.5\,\eta_\mathrm{III}$PISNは$\sim1$deg$^2$Romanフィールドで見つかる可能性があります。PopIIIの初期質量関数と形成効率$\eta_\mathrm{III}$についてより楽観的な選択を検討し、解像度の粗い環境の寄与を考慮すると、発見が増える可能性があります。JWST/NIRCamおよびRoman/WFIにより、すべての最適なF200W-F356W、F277W-F444W、およびF158-F213色全体にわたって大規模前駆体($\sim250$$\mathrm{M_\odot}$)PISNeの検出が可能になります。また、PISNeは主に、そのホストとなるハローの郊外に位置しており、機器の空間分解能のおかげで、根底にある恒星の発光のもつれの解きほぐしが容易になっています。
分子線で撮影された三重原始星系の三重らせん腕
| Title |
Triple_spiral_arms_of_a_triple_protostar_system_imaged_in_molecular_lines |
| Authors |
Jeong-Eun_Lee,_Tomoaki_Matsumoto,_Hyun-Jeong_Kim,_Seokho_Lee,_Daniel_Harsono,_Jaehan_Bae,_Neal_J._Evans_II,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Minho_Choi,_Ken'ichi_Tatematsu,_Jae-Joon_Lee,_and_Dan_Jaffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06572 |
ほとんどの星は複数の星系で形成されます。形成過程をより深く理解するには、形成履歴が数軌道の時間スケールで失われる可能性があるため、個々の原始星の構成要素と周囲のエンベロープおよび円盤の物質をできるだけ早い形成時期に解明することが重要です。ここでは、若い多重原始星系IRAS04239+2436のアルマ望遠鏡による観測結果を紹介します。そこでは、衝撃を受けたSO放出の中で3本のよく発達した大きな渦巻き腕が検出されました。最も目立つ腕に沿って、降着ストリーマーもSO$_2$放出で検出されました。観測結果は磁気流体力学の数値シミュレーションによって補完され、大きなアームは磁気的に弱まった雲の中にのみ現れます。数値シミュレーションはまた、大きな三重螺旋腕がコンパクトな三重原始星と乱流落下エンベロープの間の重力相互作用の結果であることを示唆している。
せん断、もがき、フィラメント: 高緯度分子雲 MBM 40 の乱流
| Title |
Shear,_writhe_and_filaments:_turbulence_in_the_high_latitude_molecular_cloud_MBM_40 |
| Authors |
Marco_Monaci,_Loris_Magnani,_Steven_N._Shore,_Henrik_Olofsson,_Mackenzie_R._Joy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06670 |
コンテクスト。星間物質(ISM)が構造的にも熱力学的にも複雑であると言うのは、ほとんどありきたりのことです。しかし、優れたフィードバックを含むさまざまな統治プロセスが調査を困難にしています。MBM40など、内部星形成の証拠がない高緯度分子雲(HLMC)は、低温中性ISMの化学と動的進化を研究するのに最適な場所です。目的。私たちはこの高緯度の雲を、拡散星間物質における力学的および化学的プロセスの例として使用しました。方法。オンサラ宇宙のファイブカレッジ電波天文台(FCRAO)からの新規およびアーカイブの$^{12}$CO、$^{13}$CO、CH、HCO$^+$、CS、H$_2$CO、HCNデータを分析しました。天文台(OSO)、アリゾナ電波天文台(ARO)、およびW.ゴードン望遠鏡(アレシボ)と銀河アレシボLバンドフィードアレイHI(GALFA-HI)HI21cmデータセットを組み合わせて、化学、熱状態、およびMBM40のダイナミクス。各ラインプロファイルをガス放射率で重み付けされた乱流の見通し線確率分布関数(PDF)として考慮することにより、新しい動的解析アプローチが採用されました。結果。原子および分子ガスは空間および速度において滑らかに分布します。半径方向速度または構造のいずれにおいても、周囲雲の原子ガスと雲の分子ガスとの間に急峻な遷移は見られない。私たちは、分子トレーサーから雲のトポロジーを提案しました。これは、中性原子ガス中に広く埋め込まれたせん断流によって形成される、ねじれたフィラメント状構造です。異なる分子トレーサーの比較検査により、$^{13}$CO、H$_2$CO、CSはより高密度の分子コアのみから生じ、$^{12}$CO、CH、HCO$^+$は拡散ガスを追跡することが示されました。ダイナミクスの幅が広がります。
NGC253の異常ガスの起源、非減少回転曲線と円盤の非対称性について
| Title |
On_the_origin_of_the_anomalous_gas,_non-declining_rotation_curve_and_disc_asymmetries_in_NGC253 |
| Authors |
Xuanyi_Lyu,_T._Westmeier,_Gerhardt_R._Meurer,_D._J._Hanish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06869 |
我々は、スカルプター銀河NGC253の星間物質の運動学に関する星形成フィードバックの多波長（遠紫外からHI放射まで）の研究を紹介する。その3つのよく知られた特徴(破壊された恒星円盤、以前に報告された回転曲線の描写、および異常なHIガス)が、円盤の非対称性という共通の文脈で研究されています。約170時間のオンソースATCA観測が収集され、異なる角度分解能(30''/2')とHIカラム密度感度(7.4$\times$$10^{19})の2つのバージョンの\HI\データキューブに分割されます。$cm$^{-2}$/4$\times$$10^{18}$cm$^{-2}$)。FMGと呼ばれるカスタムメイドのラインプロファイルフィッティングツールキットを使用して、異常ガスをディスクから分離します。2つの星形成トレーサー(H$\alpha$、FUV放射)が注意深く処理され、研究されています。$R>7.5~\mathrm{kpc}$では星形成活動が大きく偏っていることがわかり(SFR$_{NE}$>SFR$_{SW}$)、他のいくつかの特性(H$\alpha)を調べます。$/FUV、塵の温度、星の年齢、円盤の安定性パラメーター)。また、以前の研究で認識されていた回転曲線の衰退する性質は本質的なものではなく、$R=7.5$--$16~\mathrm{kpc}$における運動学的非対称性の複合効果であることもわかりました。これはおそらく、星の形成によって引き起こされた流出の結果であると考えられます。異常なガスの質量分布と時間スケールは、ガスの流出がガスの流出に由来することを示唆しており、これはおそらくNGC253の混雑した環境を考慮した銀河間相互作用によって引き起こされると考えられます。
NGC4388 の 10 年にわたる近赤外線変動: AGN 構造に関する洞察
| Title |
A_Decade_of_Near-Infrared_Variability_in_NGC4388:_Insights_into_the_AGN_Structure |
| Authors |
Luis_G._Dahmer-Hahn,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Marina_Bianchin,_Rogemar_A._Riffel,_Rog\'erio_Riffel,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Lei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06916 |
変動性の研究は、活動銀河核(AGN)の物理学と特性を理解するための強力な診断ツールであることが証明されています。これらは、発光領域の空間的および時間的分布、降着円盤の構造とダイナミクス、および中心ブラックホールの特性についての洞察を提供します。今回、我々は、10年間にわたる5つの時代にわたるセイファート1.9/2銀河NGC4388のKバンドスペクトル変動を分析しました。我々は核領域のスペクトル合成を行ったところ、暖かい塵（T～800K）の寄与がこの10年間で88％減少したことが判明した。同じ期間に、[CaVIII]冠状線は61%減少しましたが、BrG放出は35%減少しました。He1とH2については、不確実性を超える大きな変動は検出されませんでした。これらの変化の時間幅に基づいて、暖かい塵が生成される領域は0.6pcより小さいと推定されます。これは、このスペクトル特徴がサンプリングされた領域の最も内側の部分、つまりAGNトーラスから直接得られたものであることを示唆しています。一方、[CaVIII]の大部分は内部の約2pcで生成され、核のBrG領域はさらに拡張され、3pcを超える領域に広がっています。最後に、HeIとH2はさらに外部にあり、放出の大部分はおそらくAGNではなくホスト銀河で生成されます。これは、中心発生源が直接見えないAGNのNIRにおける初めての分光変動研究です。
銀河中心の二酸化炭素漏斗: 北銀河煙突の分子対応物?
| Title |
A_CO_Funnel_in_the_Galactic_Centre:_Molecular_Counterpart_of_the_Northern_Galactic_Chimney? |
| Authors |
V._S._Veena,_D._Riquelme,_W.-J._Kim,_K._M._Menten,_P._Schilke,_M._C._Sormani,_W._E._Banda-Barragan,_F._Wyrowski,_G._A._Fuller,_A._Cheema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06980 |
私たちは、SEDIGISM調査のデータを使用して、銀河中心(GC)における速度コヒーレントな漏斗状の^13CO放出特徴の発見を報告します。分子雲は、角度範囲が0.95{\deg}x1{\deg}の低速構造(V_LSR=[-3.5,+3.5]km/s)として現れ、銀河の正の緯度に向かって広がっています。この構造はSgrA*から負の銀河経度に向かってオフセットされており、多波長GC煙突の電波対応物であると考えられている430pc電波バブルの北葉と空間的および形態学的によく相関しています。85～116GHzの周波数範囲でのスペクトル線観測は、IRAM30メートル望遠鏡を使用して、漏斗状の放射に沿った12の位置に向かって実行されました。さまざまな分子とその同位体を使用して^12C/^13C同位体比を調べます。平均^12C/^13C同位体比(30.6+-2.9)は、銀河系の内側3kpc内、おそらくGC内に位置する構造と一致しています。分子漏斗の速度は、電波バブルの北ローブの以前の電波再結合線の測定結果と一致しています。私たちの多波長分析は、銀河面の上空100pcに広がる漏斗状の構造が北のGC煙突の分子対応物であることを示唆しています。
星間偏光調査Ⅲ：一般星間物質における光の偏光と赤化の関係
| Title |
Interstellar_Polarization_Survey_III:_Relation_Between_Optical_Polarization_and_Reddening_in_the_General_Interstellar_Medium |
| Authors |
Y._Angarita,_M._J._F._Versteeg,_M._Haverkorn,_C._V._Rodrigues,_A._M._Magalh\~aes,_R._Santos-Lima,_Koji_S._Kawabata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07016 |
光学的な星の光は、塵の多い磁化された星間物質中を伝播する間に部分的に偏光することがあります。分極効率は、星間塵粒子と磁場の特性に関連する、赤化単位あたりの分極強度の割合P$_V$/E($B-V$)を表します。したがって、観測された最大値[P$_V$/E$(B-V)]_{max}$は、星間物質の最適な偏光条件下で達成されます。したがって、銀河全体の偏光効率観測の分析は、磁場のトポロジー、小規模な磁気変動、粒子の整列効率、および組成の研究に貢献します。$Planck$衛星からの赤外線観測により、[P$_V$/E$(B-V)]_{max}$が13$\%$mag$^{-1}$に設定されました。しかし、$Planck$の高度に偏光した領域での最近の光偏光観測では、13.6$\%$mag$^{-1}$と18.2$\%$mag$^{-1}$の間の偏光効率値が示された(これは、[P$_V$/E$(B-V)]_{max}$がまだ十分に制約されていないことを示しています。星間偏光探査の$V$バンド偏光計($0.3^{\circ}\times0.3^{\circ}$の34フィールドに分散された$\sim$10500個の高品質観測で構成される)を使用して、星間物質における偏光効率。フィールドの加重$99th$パーセンタイルを使用してP$_V$/E($B-V$)の上限を推定しました。5つの領域では、偏光効率の上限が13$\%$mag$^{-1}$を超えています。さらに、拡散中間緯度($|b|>7.5^{\circ}$)空の平面内に明らかに強い規則的な銀河磁場を持つ領域。私たちは空全体のP$_V$/E($B-V$)の変化を研究し、均一な螺旋磁場と何らかの対応を示した銀河経度による偏光効率のおもちゃのモデルをテストしました。
超新星駆動の多相媒体における小規模ダイナモから大規模ダイナモへの移行
| Title |
Transition_from_small-scale_to_large-scale_dynamo_in_a_supernova-driven,_multiphase_medium |
| Authors |
Frederick_A._Gent,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_and_Maarit_J._Korpi-Lagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07051 |
磁場は現在、多相の圧力バランス、塵の処理、星の形成など、銀河の力学や構造にとってさまざまなスケールで重要であることが広く認識されています。銀河磁場を課すモデルは、その力学的構造や星間物質(ISM)内の相との相互作用を確実に捉えることができません。ダイナモは、そのような磁場を生成するようにモデル化する必要があります。小規模発電機(SSD)が乱流磁場を駆動するISMモデルが存在します。ディスクまたはスパイラルアームのスケールで組織化された磁場を備えた大規模ダイナモ(LSD)をモデル化するものもあります。それとは別に、どちらも銀河磁場のダイナミクスを完全に記述したり、そのトポロジーを表現したりすることはできません。明示的なラグランジュ抵抗率と粘度を使用するのに十分な高い解像度でLSDとSSDを一緒にモデル化します。銀河系SSDは2000万円未満で飽和します。SSDはLSDの存在に対して非常に鈍感であり、大規模なせん断流が存在する場合にはさらに強力であることを示します。LSDはSSDの存在下ではよりゆっくりと成長し、SSDが弱いか存在しない研究では1～2Gyrであるのに対し、5Gyr後に飽和します。LSDは主に銀河のミッドプレーンの温かいガスの中で成長します。LSDの飽和は、成長する平均磁場が運動${\alpha}$に対抗する磁気${\alpha}$を生成するため、ミッドプレーン付近の${\alpha}$消光によって発生します。LSDモデルの磁気エネルギーは、分解能の増加に対してわずかにサブリニアな応答を示し、1pc分解能の物理的解に向かって収束していることを示しています。OBアソシエーションからのクラスター化された超新星を含めると、水平方向に均一に分布する場合と比較して、SSDとLSDの両方の成長速度が増加します。
天の川とアンドロメダのような一対のハローにおけるサブハローの存在量と衛星の空間分布
| Title |
Subhalo_abundance_and_satellite_spatial_distribution_in_Milky_Way-Andromeda-like_paired_haloes |
| Authors |
Kemeng_Li,_Shi_Shao,_Ping_He,_Qing_Gu,_Jie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07053 |
私たちは、ミレニアムIIおよびPミレニアムのシミュレーションで、天の川(MW)アンドロメダのペア構成に似たハロー内のサブハローと衛星の個体群を研究します。サブハローは、同じハロー質量と大規模な環境密度を持つ孤立した対応物よりも、ペアになったハローの方が$5\%-15\%$豊富であることがわかりました。対になったハローは、孤立したハローよりも等方性の環境に存在する傾向があり、大規模な潮汐場のせん断テンソルがこの違いの原因である可能性があります。また、ミレニアムIIシミュレーションから構築された半解析銀河サンプルで得られた、最も重い衛星銀河の上位11個の空間分布の厚さも研究します。さらに、シミュレーションの解像度制限によりホストのサブハローを失った衛星も考慮されています。その結果、孤立したハローとペアになったハローの間の衛星の厚さの分布の違いは区別できないことがわかり、このことは、ペアの配置が天の川銀河内で観測される衛星の面に影響を与えていないことを示唆しています。この研究の結果は、天の川銀河の衛星問題の調査において、ペア構成がサブハローの存在量に無視できない影響をもたらす可能性があることを示しています。
銀河円盤北部の VVV 近赤外銀河カタログ
| Title |
The_VVV_near-IR_galaxy_catalogue_in_a_Northern_part_of_the_Galactic_disc |
| Authors |
I._V._Daza-Perilla,_M._A._Sgr\'o,_L._D._Baravalle,_M._V._Alonso,_C._Villalon,_M._Lares,_M._Soto,_J._L._Nilo_Castell\'on,_C._Valotto,_P._Marchant_Cort\'es,_D._Minniti_and_M._Hempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07141 |
大規模調査における銀河系外天体の自動識別により、人間の介入を伴う手順よりも短時間で、信頼性が高く再現可能な銀河サンプルが得られます。しかし、銀河円盤に近い地域は塵の絶滅により、より困難な状況にあります。我々は、画像と、VVVXサーベイからの測光および形態学的近赤外データの両方を使用して、銀河の低緯度領域における銀河と非銀河を自動分類するための方法論を提示します。VVV-NIRGCを使用して、銀河の識別に最も関連する特徴を統計的手法で分析します。このカタログは、画像データを使用してCNNをトレーニングし、測光データと形態学的データの両方を使用してXGBoostモデルをトレーニングし、銀河系外の候補のデータセットを生成するために使用されました。これにより、構成パラメータの関数として完全性と純度を分析し、モデルの最適な組み合わせを探索するために使用される確率カタログを導き出すことができます。テストケースとして、この方法論をVVVX調査の北円盤領域に適用し、銀河である可能性のある172,396個の銀河外候補を取得しました。VVVディスクでの方法論のパフォーマンスを分析し、F1スコア0.67、純度65パーセント、完全性69パーセントに達しました。我々は、VVV-NIR銀河カタログを提示します。1,003個の新しい銀河で構成される銀河円盤の北部。どちらのモデルでも確率が0.6を超え、目視検査が行われ、以前に確認された銀河は2個のみです。将来的には、この方法をVVVX調査の他の領域に適用する予定です。
VLBI観測によるM31*からの電波流出の探索
| Title |
Searching_for_Radio_Outflows_from_M31*_with_VLBI_Observations |
| Authors |
Sijia_Peng,_Zhiyuan_Li,_Lorant_O._Sjouwerman,_Yang_Yang,_Wu_Jiang_and_Zhi-qiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07189 |
M31*は、最も近い、最も休止状態にある超大質量ブラックホール(SMBH)の1つであり、ブラックホールの降着と静止状態でのフィードバックの物理学を研究するための、まれではあるが有望な機会を提供します。以前のカールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)観測では、秒角分解能でM31*がセンチメートル波長にわたるコンパクトな電波源として検出されましたが、急峻な電波スペクトルは、高温の降着流によって引き起こされる流出からの光学的に薄い放射光を示唆しています。SMBH。推定上の電波流出を調査することを目的として、私たちは2016年にM31*のミリ秒角分解能の超長基線干渉計（VLBI）観測を主に5GHzで実施し、超長基線アレイ、天馬65m無線、上海25m無線を組み合わせました。望遠鏡。前例のない同時分解能と感度が達成されたにもかかわらず、RMSレベル$\rm5.9~\muJy\ビーム^{-1}を考慮すると、M31*の推定位置では有意な($\gtrsim3\sigma$)信号は検出されません。したがって、2012年に行われたVLA観測によって測定されたもの($\sim30~\muJy\ビーム^{-1}$)に匹敵するピーク磁束密度を持つ点状の発生源は除外されます。我々はM31の可能性を否定します。2017年のVLA観測で歴史的に高いピーク磁束密度($\sim75~\muJy\ビーム^{-1}$、6GHz)でM31*の検出に成功したことを考慮すると、*は2012年以降大幅に減光している。むしろ、VLBI観測が検出されなかったということは、ミリ秒スケールでコアが分解されていると解釈するのが最も適切であり、5GHzにおけるM31*の固有サイズが$\sim300$倍のシュワルツシルト半径よりも大きいことを示唆しています。。このような広範囲にわたる電波放射は、弱く降着しているSMBHによって引き起こされる熱風から発生している可能性があります。
大型双眼望遠鏡を使用したSN 2023ixfの祖先からのSN以前のバーストに対する制約
| Title |
Constraints_on_pre-SN_outbursts_from_the_progenitor_of_SN_2023ixf_using_the_Large_Binocular_Telescope |
| Authors |
J._M._M._Neustadt,_C._S._Kochanek,_and_M._Rizzo_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06162 |
SN2023ixfの祖先は$\sim$10$^{4.8}$～$10^{5.0}\rm~L_\odot$星(出生時は$\sim$9～$14\rm~M_\odot$)であり、塵っぽい$\dot{M}\simeq10^{-5}\rm~M_\odot~yr^{-1}$風で、視覚的な光学深さは$\tau_V\simeq13$です。これは、前駆体SED、SN後のX線およびH$\alpha$光度、およびX線柱密度推定によって必要とされます。SN前の5600日から400日にわたる大型双眼望遠鏡(LBT)のデータでは、$R$帯域(およそ3)の$\sim$10$^3\rm~L_\odot$レベルの光学変動の証拠はありません。隠された祖先の予測された光度の倍。これにより、LBT観測がある場合のSN前の光バーストの直接観測が制限されます。しかし、塵を含んだ風に対するSN以前の爆発の影響のモデルは、本質的に前駆体の光度の$\sim$5倍を超える継続時間の爆発が、数十年間にわたって塵の光学的深さに検出可能な影響を与えることを示しています。ここでの塵の遮蔽率は高いが、すべての赤色超巨星には塵っぽい風が吹いており、たとえ短命の過渡現象による塵の破壊（または形成）は、塵の光学的深さが変化するため、観察される星の明るさに常に長期的な影響を与えるだろう。発光過渡現象の後は非常にゆっくりと発生します。
ゆっくりと動く電波ノットが支配的なパーセク規模のジェットを伴うTeVブレーザーの夜間光学変動
| Title |
Intranight_optical_variability_of_TeV_blazars_with_parsec-scale_jets_dominated_by_slow-moving_radio_knots |
| Authors |
Vibhore_Negi_(ARIES),_Gopal-Krishna_(CEBS),_Hum_Chand_(CUHP),_Silke_Britzen_(MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06170 |
TeVエネルギーで検出されたBLLacオブジェクトは、「高周波数ピーク」BLLac(HBL)と呼ばれるサブクラスに優先的に属します。これらのTeV-HBL内のパーセク規模の電波ジェットは、多くの場合、せいぜい軽度の超光速程度の、支配的でゆっくりとした動きの電波結び目を示します。我々は、6つのそのような光源の代表的なサンプルを使用して、TeV-HBLの夜間光学変動（INOV）を特徴付けるための最初の体系的なキャンペーンを報告します。すべてがかなり高度な光偏光を示しています。私たちのキャンペーンは、それぞれ3時間以上の24セッションによるこのサンプルの高感度モニタリングで構成されています。これらのTeV-HBLでは、INOVが著しく欠如していることがわかり、これに基づいて、INOV検出の重要な診断として、光偏光に対する電波ノットの超光速運動の重要性について議論します。
PeVatrons とメキシコの HAWC 天文台
| Title |
The_PeVatrons_and_the_HAWC_Observatory_in_Mexico |
| Authors |
E._de_la_Fuente,_J._L._Flores,_G._Garc\'ia-Tor\'ales,_J._C._D\'iaz-V\'elez,_I._Toledano-Ju\'arez,_and_the_HAWC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06293 |
高高度水チェレンコフ（HAWC）観測所、チベットASガンマ実験、大型高等観測所などの高感度観測所による超高エネルギーガンマ線源（エネルギー$\geq$100TeVで検出）の発見高度空気シャワー天文台(LHAASO)は、ガンマ線天体物理学(エネルギー$\sim$0.1～100PeV)におけるサブPeVおよびPeV時代の始まりを示しました。この新しい天体物理学は、PeVatronsという新たなテーマと密接に関連しています。PeVatronsでは、HAWCが注目すべき役割を果たしており、設置されたアウトリガーによって提供されるより優れたデータのおかげで、今後も発見や関連研究に貢献していきます。この文書では、PeVatronとHAWC天文台の概要を簡単に説明します。
非常に明るいガンマ線バーストの狭いジェットからのテラ電子ボルトの残光 221009A
一部のガンマ線バースト(GRB)はテラ電子ボルト(TeV)帯の残光を持ちますが、この残光の早期の発生は観察されていません。我々は、大型高高度空気シャワー天文台による、装置の視野内で偶然に発生した明るいGRB221009Aの観測を報告します。最初の3000秒以内に64,000個を超える光子(0.2TeV以上)が検出されました。TeV光子束はGRBトリガーの数分後に始まり、約10秒後に束のピークに達しました。これに減衰段階が続き、ピーク後の$\sim650\,{\rms}$でより急速になりました。この放出は、構造化ジェットの中心と一致する、半開き角$\sim0.8^\circ$の相対論的ジェットモデルで説明できます。この解釈は、このGRBの高い等方性エネルギーを説明できる可能性があります。
LMC 超新星残骸 MCSNR に関連する HMXB の SALT 分光法\,J0513$-$6724
| Title |
SALT_spectroscopy_of_the_HMXB_associated_with_the_LMC_supernova_remnant_MCSNR\,J0513$-$6724 |
| Authors |
Vasilii_Gvaramadze,_Alexei_Kniazev,_Norberto_Castro,_Ivan_Katkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06437 |
我々は、中性子星(NS)高質量X線連星XMMU\,J051342.6$-の質量ドナー星BSDL\,923の南アフリカ大型望遠鏡(SALT)による光学エシェル分光法の結果を報告する。LMC超新星残骸(SNR)MCSNR\,J0513$-$6724に関連する$672412。我々は、BSDL\,923が周連円盤状構造に由来する二重ピークの輝線を持つB0.7\,III星であることを発見した。この分類と二重ピークの輝線の存在は、BSDL\,923がBe星であることを示唆しています。恒星大気コード{\scfastwind}を使用したモデリングを使用して、実効温度$T_{\rmeff}=27\pm1$\,kK、表面重力$\logg=3.22\pm0.10$、投影回転角を導き出しました。速度$v\sini\およそ100\pm45\、\kms$、色超過$E(B-V)=0.53\pm0.05$\,mag、および光度$\log(L_*/\lsun)=5.46\pm0BSDL\,923の.10$、さらにこの星の表面が超新星噴出物からの$\alpha$元素(O、Mg、Si)で汚染されていることも示されました。また、NSは軌道周期$1.280\pm0.006$\,d、長半径$17\の離心($e=0.158\pm0.061$)軌道でBSDL\,923を周回していることもわかりました。pm3\,\rsun$、BSDL\,923の半径は$25\pm5\,\rsun$です。私たちは、NSがBSDL\,923の大気中に埋め込まれているのは、出生時にこの星に向けて蹴り飛ばされたため、または超新星爆発波からのエネルギー入力によって引き起こされたBSDL\,923の膨張のいずれかのせいであると推測しています。SALTによるロングスリット分光法を使用して、2Dスペクトル内のSNRシェルの可能性のある兆候を検索しましたが、見つかりませんでした。この検出の欠如は、MCSNR\,J0513$-$6724の年齢が若い($\about4^{+2}_{-1}$\,kyr)と一致しており、まだ断熱(非放射性)状態にあることを示唆しています。）段階。
クラブパルサーの相関電流変動の上限
回転駆動パルサーの高エネルギー放出は、電荷が加速され電流が生成されるパルサー磁気圏の「ギャップ」で生成されると考えられています。磁気圏の残りの部分は、ほとんどが電流のない「力のない」プラズマであると考えられています。2つの重要な電流は、観測された放射線を生成するパルサーから流出する主電流と、電荷の中性を維持するためにパルサーに戻る電流です。この研究では、{\it{NICER}}天文台からの軟X線データを使用して、クラブパルサーの帰還電流を研究しようとしています。2つの電流は時間の関数として変化すると想定されます。これにより、「ギャップ」内の電場が変調され、観察されるX線束に影響を与える可能性があります。これらの磁束変化はオンパルス段階でのみ現れますが、かに星雲や楽器効果などによって引き起こされる変化はオフパルス段階にも存在します。この研究では、オフパルス磁束変動を除去した後、クラブパルサーの2つのピークにおける磁束変動の相関係数を取得します。相関関係は観察されませんでした。その誤差$0.000012$は、クラブパルサーの相関X線束のrms変化に上限$0.036\%$を設定します。戻り電流の変動に相関関係があるのには理由がありますが、主電流の変動にはおそらく相関関係がありません。したがって、上記の数値は相関リターン電流変動の上限と考えられ、パルサー磁気圏構造にとって重要な制約となる可能性があります。
MUSE観測によるNGC 55 ULX-1周辺の気泡星雲の特定
超大型望遠鏡のマルチユニット分光探査機(MUSE)装置を使用して、NGC55の超高輝度X線源(ULX)の周囲にある3つの泡星雲(A、B、およびCで示される)を特定しました。泡Aは規則的な星雲を示しています。ULXを囲む楕円形で、NGC1313X-2の周りの標準的なULXバブルと同様の形態を持ちます。おそらく、$10^{39}$ergs$^{-1}$に近い機械力を持つULXディスクの風によって膨張したものと考えられます。バブルBは、ULXから空平面上で11\秒角\離れたところにあり、バブルAとは隣接していません。バブルショックのような形態を示し、おそらくULXからの平行ダークジェットによって約3ドルの機械力で駆動されています。\times10^{38}$ergs$^{-1}$。このシナリオが正しければ、バブルBは5GHzで約$1-10^2$$\mu$Jyの磁束の電波放射を示すはずだと予測します。気泡Cは気泡A内に現れ、気泡Aの残りの部分とは異なる速度と速度分散を持っています。その性質は不明であり、局所密度が低い結果として気泡Aの一部である可能性があります。ULX-1の光学的対応物は、高温の円盤風からの放射と一致する幅広いH$\alpha$を示します。
ブレーザー3C454.3の43GHzで観察された超光速コンポーネントの運動学的挙動は、ドップラーブースティング効果の観点から解釈された光曲線を使用してモデルフィッティングされました。超光速コンポーネントの磁束の進化と加速/減速運動またはローレンツ/ドップラー係数の増加/減少との関係を調査しました。Qianらによって以前に提案された歳差運動ジェットノズルシナリオ。(1991、2018a、2021)とQian(2018b、2022a、2022b)は、Jorstadらによって測定された2つの超光速コンポーネント(B4およびB6)の運動学的挙動と光度曲線を一貫してモデルフィットするために適用されました。(2005)。3C454.3で想定される二重ジェット構造のジェットAとジェットBにそれぞれ帰せられるB4とB6の両方について、それらの運動学的特徴はバルクローレンツ因子とドップラー因子(時間)説得力を持って導き出されます。節B4と節B6に関連する無線バーストの光曲線は、ドップラーブースティング効果の観点から十分に説明できることが示されています。同様に、15GHzで観察された結び目R3(Qianetal.2014、Britzenetal.2013)については、その運動学的挙動と光度曲線の解釈が付録に示されています。私たちは、超光速コンポーネントの磁束進化をその運動学のモデル適合と組み合わせて解釈することが重要であり、有益であることを強調します。この種の組み合わせた調査では、モデルパラメーター(特に時間の関数としてのバルクローレンツ因子とドップラー因子)を適切に選択することで、運動学のモデルシミュレーションを大幅に改善できるだけでなく、光度曲線を次の観点から適切に解釈できます。ドップラーブースト効果。したがって、これらのコンポーネントの物理的性質、つまり運動学的/動的特性や放出特性をほぼ完全に(または完全に)理解することができます。
短命の残存中性子星の形成につながる連星中性子星のキロ新星合体
| Title |
Kilonovae_of_binary_neutron_star_mergers_leading_to_short-lived_remnant_neutron_star_formation |
| Authors |
Kyohei_Kawaguchi,_Sho_Fujibayashi,_Nanae_Domoto,_Kenta_Kiuchi,_Masaru_Shibata,_Shinya_Wanajo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06961 |
私たちは、連星中性子星(BNS)の合体からのキロノバ放出を、合体開始後20ミリ秒以内に残存大質量中性子星(MNS)が形成され、ブラックホールに崩壊する場合(これを「ショート」と呼びます)について研究します。-生きた場合」）、数値相対性理論と元素合成の結果を一貫して使用することによって。そのようなキロ新星はBNSのものよりも暗く、寿命が短く、その結果、特に光帯域で長寿命の($\gg1\,{\rms}$)MNSが形成されることがわかりました。得られた光度曲線は、GW170817に関連するBNSのキロノバ観測を説明するには非常に淡く、持続時間が短すぎるため、GW170817で形成された合体残骸が短期間のうちに崩壊してブラックホールになった可能性は低いことを示しています($\sim20$ms)合併開始後。今回の結果は、特に光学的な青色バンドで短命のMNS形成につながるBNSに関連するキロノバを検出するには早期の観察が必要であること、またほぼ正面からの観察ではキロノバがガンマ線バーストの残光に隠れる可能性があることを示唆している。。${\itz}$バンド振幅の減衰力$dM_{\itz}/d{\rmのとき、指定された基準時間と振幅で近赤外光曲線の可能な近似スケーリング則を提供します。log}_{10}t$、$2.5$に達します。このスケーリング則は、${\itHK}$バンドの追跡観測は、${\itz}$バンドの基準等級よりも少なくとも$1$mag深く、基準時間の4倍より早い必要があることを示唆しています。。
連星駆動極超新星における星核分裂の発生について
連星駆動極超新星(BdHN)モデルは、炭素酸素(CO)星(質量の)で構成される連星で発生する一連の物理的エピソードを通じて、Ic型超新星(SNe)に関連する長いガンマ線バースト(GRB)に対処します。太陽質量約10個）と、コンパクトな軌道にある中性子星(NS)伴星(太陽質量約2個の質量)です。CO星のSN爆発は、一連の7つのイベントを引き起こします。BdHNモデルは、CO鉄のコア崩壊によるSNの従来の図に従っています。ただし、SNeを成功させるという問題に対する解決策がないため、別のシナリオの余地が残されています。今回我々は、CO-NS連星の潮汐同期がCO星を核分裂の臨界状態に導き、その結果、例えば約8.5太陽質量+1.5太陽質量の2つの恒星残骸に分裂する可能性があることを示す。BdHNeに関連するさまざまな軌道周期における生成物の特性の具体例を示します。このシナリオの天体物理学的影響について概説します。
SN 2021aefx の JWST 観測と比較した Ia 型超新星爆発モデルの星雲スペクトル
| Title |
Nebular_spectra_from_Type_Ia_supernova_explosion_models_compared_to_JWST_observations_of_SN_2021aefx |
| Authors |
St\'ephane_Blondin,_Luc_Dessart,_D._John_Hillier,_Catherine_A._Ramsbottom,_Peter_J._Storey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07116 |
星雲相におけるIa型超新星(SNIa)2021aefxの最近のJWST観測により、光学から中赤外(MIR)の波長範囲全体をカバーする後期の研究への道が開かれ、それによってSNIaをより適切に抑制することが期待されています。爆発のメカニズム。私たちは、広範囲の前駆体シナリオと爆発メカニズムをカバーする公開されたSNIaモデルが、爆発後$\sim$270日の時点でSN2021aefxの完全な光MIRスペクトルを再現できるかどうかを調査します。放射伝達コードCMFGENを使用して1D定常状態の非LTEシミュレーションを実行し、予測スペクトルをSN2021aefxと比較します。モデルは、全波長範囲にわたるSN2021aefxの主な機能を説明できます。ただし、単一のモデルまたはメカニズムが優先的に適合するものとして現れることはありません。噴出物の非対称性やイオン化の影響など、モデルの不一致の考えられる原因について説明します。NiIIIの衝突強度の新しい計算は、7.35および11.00$\mu$mの2つの顕著な線に大きな影響を及ぼし、禁止遷移に対するより正確な衝突データの必要性を強調しています。更新された原子データを使用して、以前の研究では[NiI]に起因すると考えられていた[CaIV]3.21$\mu$mによる強い特徴を特定しました。また、[NeII]12.81$\mu$mによる禁止線の暫定的な同定も提供します。このピークのプロファイルは、たとえば暴力的合併モデルで予測されるように、爆発中にネオンが内部で混合されることを示唆しています。これまでの主張に反して、$M_\mathrm{Ch}$に近いモデルと比較して、$M_\mathrm{Ch}$未満のモデルでは[ArIII]8.99$\mu$mの線がより広くなる可能性があることを示します。私たちのモデルは、重要な物理的成分が爆発モデルか放射伝達の後処理、あるいはその両方から欠落していることを示唆しています。それにもかかわらず、彼らはまた、SNIa爆発メカニズムの新しい分光学的診断を明らかにする近赤外および中赤外の可能性を示しています。[要約]
放射光統計による圧縮性電磁流体乱流のスケーリング傾きの測定
| Title |
Measurement_of_the_scaling_slope_of_compressible_magnetohydrodynamic_turbulence_by_synchrotron_radiation_statistics |
| Authors |
Zhang_Xue-Wen_(Xiangtan_Univ.),_Zhang_Jian-Fu_(Xiangtan_Univ.),_Wang_Ru-Yue_(Xiangtan_Univ.),_Xiang_Fu-Yuan_(Xiangtan_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07143 |
磁気流体力学乱流シミュレーションに基づいて、合成シンクロトロン観測を生成し、根底にあるMHD乱流のスケーリング勾配を調査します。従来のシンクロトロン$I$と偏光$PI$強度の統計とともに、磁気乱流のスペクトル特性を測定するための新しい$Q$-$U$交差強度$X$と相互相関強度$Y$を提案します。これらの診断の統計的挙動を調査することで、新しい統計$X$と$Y$が乱気流の慣性範囲を拡張して測定の信頼性を向上できることがわかりました。さまざまなAlfvおよび音速乱流領域に焦点を当てた場合、我々の結果は、この論文で提案された診断が磁気乱流のスペクトル特性を明らかにするだけでなく、圧縮性MHD乱流の個々のプラズマモードについての洞察も得られることを示しています。複数の統計手法を組み合わせることで、電波天文学用低周波アレイや平方キロメートルアレイの膨大な観測データから、より信頼性の高い乱流情報を抽出することができます。
可変降着円盤をシミュレートするための新しい 2D 確率論的方法論: 伝播ゆらぎと周転円運動
| Title |
A_new_2D_stochastic_methodology_for_simulating_variable_accretion_discs:_propagating_fluctuations_and_epicyclic_motion |
| Authors |
Samuel_G._D._Turner,_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07199 |
降着は、広範囲の規模と物理的状況にわたって発生します。物理学におけるこのような多様性にもかかわらず、観察された特性は驚くべき類似性を示しています。降着円盤内の広帯域の変動が内側に移動して結合する伝播変動の理論は、これらの現象を説明するために長い間使用されてきました。最近の数値研究は広範な解析文献に基づいて拡張されていますが、ディスクの挙動をモデル化するための1D拡散方程式の使用に限定されています。この研究では、既存の1Dモデルを一般化して、確率的に駆動される2D(垂直統合)の{\alpha}ディスクシミュレーションのための新しい数値的アプローチを提案します。伝播するゆらぎの理論が2Dにうまく変換できることがわかりました。ただし、2Dでの周転運動の存在(拡散方程式内では捉えることができません)は、局所的な円盤の動力学に重要な影響を与えることが示されています。さらに、十分に薄いディスクでは光曲線の対数正規性が変化するという示唆もあります。以前の研究と同様に、光度パワースペクトルの中断周波数が円盤内の確率的摂動の駆動時間スケールに強く依存していることを発見し、磁気回転不安定性（MRI）ダイナモを調査するための可能性のある観測的兆候を提供します。また、薄い円盤は厚い円盤に比べて変動が大幅に少ないこともわかり、X線バイナリの硬い状態と柔らかい状態で見られる大きな変動について説得力のある説明が得られます。最後に、他のシミュレーションで使用する数値モデルの幅広い用途を検討します。
降着コンパクト天体周囲の部分的にイオン化した赤道遮蔽物の X 線偏光特性
| Title |
X-ray_polarization_properties_of_partially_ionized_equatorial_obscurers_around_accreting_compact_objects |
| Authors |
Jakub_Podgorn\'y,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Michal_Dov\v{c}iak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07214 |
ブラックホール周囲の遠方の再処理物質から生じる予想されるX線偏光信号を提示します。シミュレートされたモデルの中心で中心の等方性べき乗則放射を使用して、中心の降着源をカバーする遠方の赤道および軸対称の媒体を追加します。部分的なイオン化と部分的な透明効果、および一次放射スペクトルのさまざまな偏光と急峻さの影響が含まれます。結果は、線プロセスと連続プロセスの両方を考慮し、相対的なサイズ、組成、および発生源までの距離が異なる静的で均一なくさび形および楕円形のトロイダル構造内の散乱と吸収の影響を計算するモンテカルロコードSTOKESを使用して得られます。我々は、コンプトンの薄い活動銀河核とコンプトンの厚い活動銀河核におけるパーセク規模の再処理、および降着する恒星質量のコンパクト天体の周りの風の一次推定を提供します。結果として生じる分極は、形状、密度、イオン化構造の微妙な詳細に応じて、対称軸に対して平行または垂直の配向で数十％に達する可能性があります。また、X線帯域で示されている縮退を解消するために、他の波長でのX線分光法や偏光測定から主要パラメータをどのように制限できるかについても示します。我々は、白鳥座X-3の降着恒星質量ブラックホールの最近のIXPE2-8keVX線偏光観測を、部分的な透明性と不明瞭なアウトフローのイオン化の観点から再検討することにより、広範なモデリングの議論の応用例を提供します。
暗黒エネルギー分光装置用の光学補正装置
| Title |
The_Optical_Corrector_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
Timothy_N._Miller,_Peter_Doel,_Gaston_Gutierrez,_Robert_Besuner,_David_Brooks,_Giuseppe_Gallo,_Henry_Heetderks,_Patrick_Jelinsky,_Stephen_M._Kent,_Michael_Lampton,_Michael_Levi,_Ming_Liang,_Aaron_Meisner,_Michael_J._Sholl,_Joseph_Harry_Silber,_David_Sprayberry,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Axel_de_la_Macorra,_Daniel_Eisenstein,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Enrique_Gaztanaga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Jorge_Jimenez,_Dick_Joyce,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Laurent_Le_Guillou,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Ramon_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Graziano_Rossi,_David_Schlegel,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Ray_Sharples,_Gregory_Tarle,_Mariana_Vargas-Magana,_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06310 |
暗黒エネルギー分光装置(DESI)は現在、4,000万個の銀河とクエーサーのスペクトルを測定しています。これは、宇宙論的な暗黒エネルギーの性質を調査するためにこれまでに行われた調査としては最大規模です。キット・ピーク国立天文台にある全長4メートルのメイオール望遠鏡は、DESI帯域通過全域で優れた画質で天体の光を直径0.8メートルの焦点面に集束させる直径3.2度の主焦点補正装置の構築を含め、DESIに適応されています。360〜980nm。広視野補正器には、直径1.1メートル、重さ237キログラムの6つのレンズが含まれており、その中には0度から60度の天頂角にわたる大気の分散を補正する2つの逆回転ウェッジレンズが含まれています。レンズ、セル、バレルアセンブリはすべて、数十ミクロンオーダーの正確な位置合わせ公差を満たしています。バレルのアライメントは、メイオールドーム内のさまざまな観察角度と温度変化にわたって、ヘキサポッドを使用することによって維持されます。ヘキサポッド自体は、新しいケージ、リング、トラス構造によって支えられています。この論文では、DESI要件をどのように満たすかに焦点を当て、新しい補正器と関連構造の設計、製造、性能について説明します。特に、レンズの処方と仕様、設計の選択と鏡筒アセンブリの誤差予算、迷光の軽減、メイオール望遠鏡での統合とテストについて説明します。最後に、補正器のオンスカイ性能が成功していることを示す検証のハイライトをいくつか示し、数年にわたる製造段階で学んだいくつかの教訓を列挙します。
高解像度と適度な視野でガンマ線を検出: 空気チェレンコフ技術
| Title |
Detecting_gamma_rays_with_high_resolution_and_moderate_field_of_view:_the_air_Cherenkov_technique |
| Authors |
Juan_Cortina,_Carlos_Delgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06415 |
大気チェレンコフ画像イメージング技術により、地上の機器を使用して数十GeVから数百TeVまでの非常に高エネルギーのガンマ線を検出できます。これらのエネルギーでは、ガンマ線が地球の大気圏に突入すると、二次粒子のシャワーが生成されます。これらの粒子は、可視および近紫外範囲のチェレンコフ光を放出します。シャワーによって生成されたチェレンコフ光は、半径約100mの大きな円(光のプール)にわたって数ナノ秒の持続時間の短いパルスとして地上に到達します。この光パルスは、高速光検出器と電子機器を備えた望遠鏡で画像化できます。この光プール上に分散された複数の望遠鏡の画像を組み合わせることで、ガンマ線のエネルギーと入射方向を推定し、荷電宇宙線の強力な背景からのガンマ線を排除することができます。いくつかの望遠鏡のアレイの収集領域は、光プールの領域、つまり$>$10$^5$m$^2$のオーダーです。このようなアレイは、50時間の観測で100GeVのエネルギーで数ミリクラブの感度、$\sim$5arcminの角度分解能、$\sim$10%のスペクトル分解能に達します。この章では、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡の技術的実装について説明し、一次ガンマ線の物理パラメーターを再構成するためにデータを分析する方法について説明します。
Starlink Generation 2 ミニ衛星: 測光特性評価
| Title |
Starlink_Generation_2_Mini_Satellites:_Photometric_Characterization |
| Authors |
Anthony_Mallama,_Richard_E._Cole,_Scott_Harrington,_Andreas_Hornig,_Jay_Respler,_Aaron_Worley_and_Ron_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06657 |
StarlinkGeneration2Mini衛星は、サイズが大きいにもかかわらず、第1世代宇宙船よりも暗いです。輝度軽減モードにおける衛星の見かけの等級の平均は7.06+/-0.10です。これらのマグニチュードを1,000kmの均一な距離に調整すると、平均は7.87+/-0.09になります。輝度軽減モードでは、距離調整された衛星の明るさが、軽減されていない宇宙船と比較して12分の1に減少します。
強結合要素を備えた超大口径アレイ電波望遠鏡のアンテナ パターン モデリング精度
| Title |
Antenna_Pattern_Modelling_Accuracy_for_a_Very_Large_Aperture_Array_Radio_Telescope_with_Strongly_Coupled_Elements |
| Authors |
Pietro_Bolli,_David_Davidson,_Maria_Grazia_Labate,_Stefan_J._Wijnholds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06724 |
現代の電波望遠鏡は、「ビーム」モデルの正確な計算電磁ツールに大きく依存しています。特に、高密度に詰め込まれた開口アレイ電波望遠鏡の場合、個々の埋め込まれた要素パターンの正確なモデルを作成する唯一の実現可能な方法は、電磁コードを使用することです。この論文では、SKA-Low電波望遠鏡の1つのステーションについて、異なる商用コードによって計算された2つのモデルの精度が評価されます。いくつかの重要な周波数を除いて、振幅誤差と位相誤差は十分に低いため、ビームフォーマの効率は99%を超えます。
昼間の空の画像から推定した夜空の明るさモデリングのためのエアロゾルパラメータ
| Title |
Aerosol_parameters_for_night_sky_brightness_modelling_estimated_from_daytime_sky_images |
| Authors |
Miroslav_Kocifaj,_Franti\v{s}ek_Kundracik,_John_Barentine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06750 |
大気の濁度は、雲のない夜の環境への人工光の伝播に影響を与える重要な要因の1つです。エアロゾルの負荷が高いと天体の視認性が低下する可能性があるため、大気汚染に関する情報は夜空の明るさ(NSB)分布の予測に重要です。特に、エアロゾルの光学深さ(AOD)と非対称パラメーター(g)は、NSB振幅に影響を与える最も重要なエアロゾル特性の1つです。ただし、これら2つのパラメータが天文観測現場で利用できることはほとんどありません。ここでは、夜間観測の直前または直後、日没または日の出前後に実行される晴天放射測定からAODとgを取得する方法を開発します。この方法により、夜空の輝きの処理と解釈に必要な未知数の数を減らすことができるため、空光シミュレーターを表示するための入力データを収集するための効率的なツールが提供されます。この方法でエアロゾルに関する情報を収集する実践は、標準星を観察して吸光係数を取得するのと同じように、天体観測の日常的な部分になる可能性があります。この手順が日没頃に実行され、データがすぐに削減された場合、その場で次の夜のNSBの推定値を提供できる可能性があります。誤差分析は、放射輝度測定値の実験誤差を考慮しながら、理論モデルを使用して実行されます。この方法の能力は、雲のない条件下で行われた野外実験で実証されています。
白鳥座 OB2 のチャンドラ X 線源の分類
| Title |
Classification_of_Chandra_X-ray_Sources_in_Cygnus_OB2 |
| Authors |
Vinay_L._Kashyap_(1),_Mario_G._Guarcello_(2),_Nicholas_J._Wright_(3),_Jeremy_J._Drake_(1),_Ettore_Flaccomio_(2),_Tom_L._Aldcroft_(1),_Juan_F._Albacete_Colombo_(4),_Kevin_Briggs_(5),_Francesco_Damiani_(2),_Janet_E._Drew_(6),_Eduardo_L._Martin_(7),_Giusi_Micela_(2),_Tim_Naylor_(8),_Salvatore_Sciortino_(2)_((1)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_(3)_Keele_University,_(4)_Universidad_de_Rio_Negro,_(5)_Hamburger_Sternwarte,_(6)_University_of_Herfordshire,_(7)_CSIC-INTA,_Centro_de_Astrobiologia,_(8)_University_of_Exeter) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06832 |
我々は、はくちょう座OB2アソシエーションのチャンドラによって検出されたX線源との光学/IR一致を前景、メンバー、および背景の物体に分類する、主にナイーブベイズ法を考案しました。私たちは、X線、光学、赤外線のさまざまな特性を利用して、十分に測定された情報源によって定義されたトレーニングセットを使用して尤度を構築します。SDSS(riz)とIPHAS(riHa)の光学測光、UKIDSSと2MASS(JHK)のIR等級、X線分位数と硬度比、および吸光Avの推定値の組み合わせを使用して、特定の線源が属する相対確率を計算します。クラスの1つに。測光等級の組み合わせの主成分分析を使用して、分類に最適な軸を分離します。測定誤差を分類に組み込んでいます。私たちは検査によって分類の精度を評価し、IRの大きさ、円盤の存在、およびX線スペクトル硬度に基づいて多くの発生源を再分類します。消滅による系統誤差も考慮します。約6100個のオブジェクトが関連メンバー、1400個が背景オブジェクト、500個が前景オブジェクトであることがわかります。全体的な分類精度は95%です。
特徴抽出用の 1D 畳み込み自動エンコーダを使用したディープ ニューラル ネットワークによる恒星大気の高精度補間
| Title |
High-precision_interpolation_of_stellar_atmospheres_with_a_deep_neural_network_using_a_1D_convolutional_auto_encoder_for_feature_extraction |
| Authors |
C._Westendorp_Plaza,_A._Asensio_Ramos,_C._Allende_Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06938 |
恒星大気のモデルのグリッドが広く利用可能であることを考えると、単純な線形補間を超えてデータの複雑さを捉える正確な技術によって中間大気モデルを復元する必要があります。私たちの目標は、恒星モデルの大気を回復するための信頼性が高く、正確で、軽量かつ迅速な方法を確立することです。つまり、大気特有の定義的な要素の任意の組み合わせを考慮して、質量柱、温度、ガス圧力、および光学的深さによる電子密度の層別化を確立することです。パラメーター:金属量、実効温度、表面重力、およびその他の重要な化学元素の量。私たちは、完全に接続されたディープニューラルネットワークを採用し、1D畳み込み自動エンコーダーを使用して、ATLAS9およびMARCSモデルの大気を使用してグリッドの非線形性を抽出しました。私たちがiNNerpolと呼ぶこの新しい方法は、光勾配ブースティング法(LightGBM)など、有名な競技会で速度を高めるために繰り返し使用されている従来の機械学習方法とは対照的に、データの関係における非線形性を効果的に考慮しています。データセットが削減されました。私たちは、特徴抽出器として主成分分析を使用するよりも、畳み込み自動エンコーダを使用した方が精度が高いことを示しました。これは、高速かつ正確な恒星モデルの大気を生成し、収束の問題を軽減するための有用なツールであるだけでなく、将来の開発のためのフレームワークを構成すると考えています。トレーニングと直接補間の両方のコードとデータは、https://github.com/cwestend/iNNterpolでオンラインで入手でき、完全な再現性を実現し、フィールドやその他の場所で他の連続1Dデータの実用的な開始点として機能します。
Rapid ASKAP Continuum Survey IV: 1367.5 MHz での連続イメージングと RACS-mid の最初のデータリリース
| Title |
The_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey_IV:_continuum_imaging_at_1367.5_MHz_and_the_first_data_release_of_RACS-mid |
| Authors |
S._W._Duchesne,_A._J._M._Thomson,_J._Pritchard,_E._Lenc,_V._A._Moss,_D._McConnell,_M._H._Wieringa,_M._T._Whiting,_Z._Wang,_Y._Wang,_K._Rose,_W._Raja,_Tara_Murphy,_J._K._Leung,_M._T._Huynh,_A._W._Hotan,_T._Hodgson,_G._H._Heald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07194 |
オーストラリアンSKAパスファインダー(ASKAP)は、運用スペクトル範囲全体にわたる3つの周波数帯域で空を迅速に調査するキャンペーンを実施するために使用されています。低帯域の887.5MHzでのRapidASKAPContinuumSurvey(RACS)の最初のパスはすでに完了しており、画像、視程データセット、カタログはCSIROASKAPScienceDataArchive(CASDA)を通じてより広範な天文学コミュニティに利用可能になっています。この研究は、1367.5MHz、RACS-midの中帯域での2回目の観測パスの詳細と、赤緯$+$49$^\circ$の南の空全体をカバーする画像と視程データセットで構成される関連データリリースの詳細を示しています。このデータリリースには、明るい光源の周囲のアーティファクトを低減するための選択的ピーリングと、正確にモデル化された一次ビーム応答が組み込まれています。ストークスI画像は、ノイズ中央値198$\mu$JyPSF$^{-1}$に達し、赤緯に依存する角度分解能は8.1～47.5秒角であり、大規模天文調査の既存のエコシステムの隙間を埋めます。また、広視野漏れ補正を適用した後のStokesV画像も提供します。中央値ノイズは165$\mu$JyPSF$^{-1}$です。ストークスIからVへの残留漏れは、調査全体で$\lesssim$0.9～2.4%であることがわかります。この最初のRACS-midデータリリースは、調査地域のカタログを含む将来のリリースによって補完される予定です。他のRACSデータリリースと同様、このリリースのデータ製品はCASDAを通じて利用可能になります。
ぎょしゃ座SUの歪んだ塵の多い円盤風環境をMIRC-Xで画像化
| Title |
Imaging_the_warped_dusty_disk_wind_environment_of_SU_Aurigae_with_MIRC-X |
| Authors |
Aaron_Labdon,_Stefan_Kraus,_Claire_L._Davies,_Alexander_Kreplin,_Sebastian_Zarrilli,_John_D._Monnier,_Jean-Baptiste_le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Benjamin_Setterholm,_Tyler_Gardner,_Jacob_Ennis,_Cyprien_Lanthermann,_Theo_ten_Brummelaar,_Gail_Schaefer,_and_Tim_J._Harries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06240 |
ぎょしゃ座SUは広く研究されているおうし座T星であり、今回我々は、以前の研究よりも優れたUVとベースラインのカバー率を備えたオリジナルの最先端の干渉観測を紹介します。私たちは、SUAurの周囲の星周物質の特性を調査し、円盤の形状、組成、ダストリム内部の構造を制約することを目的としています。CHARAのMIRC-X装置は、最大331mのベースラインを提供する6望遠鏡の光ビームコンバイナーです。モデルに依存しない解析のために画像再構成を行い、ガウス分布やリング分布などの幾何学的モデルを当てはめました。さらに、放射伝達モデルのフィッティングにより、ディスクの物理パラメータが制約されます。画像再構成により、手前側での入射星の光の吸収と奥側の熱再放射/散乱によって円盤内側の縁を隠す傾斜効果と一致する、わずかな非対称性を持つ高度に傾斜した円盤が明らかになりました。幾何学的モデルでは、基礎となる輝度分布は、傾き$56.9\pm0.4^\circ$、短軸位置角度$55.9\でFWHM$1.53\pm0.01\mathrm{mas}$のガウスとしてモデル化するのが最適であることがわかります。pm0.5^\circ$。放射伝達モデリングは、内半径が0.16auのフレア円盤を示します。これは、天文学的なケイ酸塩と100auでのスケール高さを9.0auと仮定すると、粒子サイズが$0.14\mathrm{\mum}$であることを意味します。文献と一致して、塵を含んだ円盤風だけが、ミッドプレーンの上に塵を導入することによって、NIR過剰をうまく説明しています。私たちの結果は、ぎょしゃ座SUの以前の内部円盤研究よりも優れた制約を裏付け、提供します。私たちは、周星環境に塵を含んだ円盤風の存在を確認しました。その強さは、内側の円盤と外側の円盤の間に非常に強いずれを引き起こす晩期の降下現象によって強化されます。
DESI からの非常に金属に乏しい星候補の GTC 追跡観察
| Title |
GTC_Follow-up_Observations_of_Very_Metal-Poor_Star_Candidates_from_DESI |
| Authors |
Carlos_Allende_Prieto,_David_S._Aguado,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Rafael_Rebolo,_Joan_Najita,_Christopher_J._Manser,_Constance_Rockosi,_Zachary_Slepian,_Mar_Mezcua,_Monica_Valluri,_Rana_Ezzeddine,_Sergey_E._Koposov,_Andrew_P._Cooper,_Arjun_Dey,_Boris_T._G\"ansicke,_Ting_S._Li,_Katia_Cunha,_Siwei_Zou,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_David_Brooks,_Todd_Claybaugh,_Shaun_Cole,_Sarah_Eftekharzadeh,_Kevin_Fanning,_Jaime_Forero-Romero,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Pascale_Jablonka,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Martin_Landriau,_Axel_de_la_Macorra,_Aaron_Meisner,_Ram\'on_Miquel,_John_Moustakas,_Jundan_Nie,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Mehdi_Rezaie,_Graziano_Rossi,_Eusebio_S\'anchez,_Michael_Schubnell,_Ray_Sharples,_Malgorzata_Siudek,_Verne_V._Smith,_Gregory_Tarl\'e,_Fiorenzo_Vincenzo,_Benjamin_Alan_Weaver,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06321 |
暗黒エネルギー分光器(DESI)からの観測により、既知の極度に金属に乏しい星の数が約10倍に大幅に増加し、天の川銀河の初期の化学進化と最初の星の性質を研究するためのサンプル統計が改善されます。出演者。この論文では、10.4mグラン・テレスコピオのイメージング用光学システムと低中間分解能統合分光法(OSIRIS)装置を使用したDESIの試運転中に特定された9個の金属欠乏星の高信号対雑音追跡観測を報告します。カナリアス（GTC）。十分に精査された方法論を使用したデータの分析により、DESIスペクトルの品質と、DESIデータのデータ削減と分析のために開発されたパイプラインのパフォーマンスが確認されます。
恒星の潮汐をモデル化するための矛盾したアプローチと擬似同期の曖昧さ
| Title |
Discrepant_Approaches_to_Modeling_Stellar_Tides,_and_the_Blurring_of_Pseudosynchronization |
| Authors |
R._H._D._Townsend_and_M._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06429 |
我々は、連星系における小振幅の潮汐をモデル化するための2つの代替アプローチ間の不一致の理由を検討します。「直接解」(DS)アプローチは支配微分方程式と境界条件を直接解きますが、「モード分解」(MD)アプローチは正規モード展開に依存します。心拍システムKOI-54の主星のモデルに適用された2つのアプローチは、永年潮汐トルクの全く異なる挙動を予測します。MDアプローチは、平衡潮汐によるトルクが、明確に定義され理論的に予測された単一の星の回転速度で符号を変える擬似同期現象を示します。代わりに、DSアプローチでは、回転速度の範囲にわたって正と負のトルクが混在する「ぼやけた」擬似同期が示されます。これらの違いの主な原因は、MD展開係数の周波数依存性を表すプロファイル関数の不正確な減衰係数にあると考えられます。このエラーが修正されたため、アプローチ間の相違点がいくつか残ります。ただし、KOI-54システムでは擬似同期がぼやけるという点では両者とも一致しています。私たちの発見は、潮汐力の減衰が強制周波数に明示的または暗黙的に依存するあらゆる種類の星に一般化されます。
高速回転する大規模な Pop III 星: CEMP のない星における高炭素濃縮のソリューション
| Title |
Rapidly_Rotating_Massive_Pop_III_stars:_A_Solution_for_High_Carbon_Enrichment_in_CEMP-no_Stars |
| Authors |
Jeena_S_K,_Projjwal_Banerjee,_Gen_Chiaki,_and_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06433 |
$[\text{Fe}/\text{H}]<-2$を持ち、Feに比べてCが強化された、非常に金属に乏しい星($[\text{C}/\text{Fe}]>0.7$)であるが、重元素の強化を持たない($[\text{Ba}/\text{Fe}]<0$)は、炭素強化金属欠乏正常星(CEMP-no)として知られています。これらの星は、第一世代(PopIII)の大質量星の超新星(SN)噴出物によって汚染されたガスから生成されたと考えられています。PopIIIの大質量星からのSN爆発の理論モデルは相対存在量パターンを説明できますが、CEMPのない星の多くで観察されるCの非常に高い濃縮($A(\text{C})\gtrsim6$)は困難です。ミニハローにおける金属混合の詳細なシミュレーションと一致する、超新星噴出物の合理的な希釈がいつ採用されるかを説明する。私たちは、効率的な混合を経て準化学的均一（QCH）状態に達する、高速で回転するポップIII星を探索します。私たちは、QCH状態に達した高速回転モデルが風に乗って大量のCを放出する可能性があり、その結果として生じる星間物質中の風噴出物の希釈が$A(\text{C})\のC濃縮につながる可能性があることを発見しました。レスシム7.75ドル。これは、CEMPのない星で観察される高いC濃縮を自然に説明できます。QCH星の中心は、同様の質量の非回転前駆星よりも最大1桁多くのCを生成することができ、その結果生じるSNは$A(\text{C})\lesssim7$のC濃縮につながる可能性があります。シミュレーションと一致する希釈質量を使用したモデルからの存在量パターンは、既知のCEMPのない星のほとんどで観察された存在量パターンと見事に一致することがわかりました。私たちの急速に回転する大質量ポップIII星は、CEMPのない星の誕生の地である初期銀河における高C増強を説明するための有望な場所です。私たちの研究は、PopIIIスターのかなりの部分が高速回転者である可能性が高いことを示しています。
南の空で非同世代の成分を持つ幅の広い連星を探す
| Title |
Searching_For_Wide_Binary_Stars_with_Non-coeval_Components_in_the_Southern_Sky |
| Authors |
Alexei_Kniazev_and_Oleg_Malkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06515 |
私たちは、南天に非同世代の成分を含む広い連星系を探索する観測プログラムを完了し、その結果をここで報告します。この論文では、4つのシステムの最終セットを分光学的に調査しました。それらの中には、異なる年齢のコンポーネントを含むバイナリシステムは見つかりませんでした。これまでの研究を考慮して、そのようなバイナリ(つまり、おそらくキャプチャによって形成されたバイナリ)の割合は0.06%以下であると推定されます。今後も北の空について研究を続けていきます。
太陽や他の恒星の活動領域の出現と起源を理解する
| Title |
Understanding_Active_Region_Emergence_and_Origins_on_the_Sun_and_Other_Cool_Stars |
| Authors |
Maria_A._Weber,_Hannah_Schunker,_Laur\`ene_Jouve,_Emre_I\c{s}{\i}k |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06536 |
太陽上の活動領域の出現は、太陽ダイナモ機構の不可欠な特徴です。しかし、活性領域規模の磁気の生成と、この磁束が光球に到達する過程の詳細については、依然として疑問が残っている。現在、太陽の大規模磁気の源の深さ、この磁気のフィブリル磁束管への組織化、および活性領域の観測物の形成における対流の役割に関して、パラダイムの変化が発展しつつある。ここでは、磁束出現の理論とシミュレーションの状況を概観し、地球規模のダイナモプロセスにおいて磁束出現が果たす役割を強調し、太陽と他の冷たい星における磁束出現との関連性を明らかにします。太陽活動領域とそれに関連する流れの両方について、長期かつより忠実度の高い観測が蓄積されるにつれ、出現するフラックスのモデルに新たな制約を課すことが可能になりました。我々は、磁束の出現が（少なくとも上部対流域では）より受動的なプロセスである可能性があるという観察証拠を提供する統計研究の結果について議論します。これは、これまで考えられていたよりも対流の影響によって大きく支配され、浮力と磁束管の上昇に作用するコリオリ力によってはそれほど支配されません。また、星の回転、部分対流ゾーンの深さ、他の星の磁気活動の間の関係が、磁束の出現プロセスをよりよく理解するのにどのように役立つかについても説明します。今後に向けて、私たちは磁束の出現に関する未解決の疑問を特定し、さらなる観察とシミュレーションによって今後10年以内に解決できると予想しています。
ハロー CME は太陽周期 25 について何を教えてくれますか?
| Title |
What_do_halo_CMEs_tell_us_about_solar_cycle_25? |
| Authors |
Nat_Gopalswamy,_Grzegorz_Michalek,_Seiji_Yashiro,_Pertti_M\"akel\"a,_Sachiko_Akiyama,_and_Hong_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06633 |
サイクル24の太陽活動の低下による太陽圏の弱い状態が、コロナ質量放出(CME)に逆反応して、一定の速度で太陽圏が広く見えるようになったことが知られています。太陽圏の弱い状態の結果の1つは、より多くのCMEがハローCME(HCME)として現れ、ハローがより短い太陽中心距離で形成されることです。太陽周期(SC)25の強さの現在の予測は、SC24の強さの半分から2倍の範囲です。強さを評価するために、太陽周期23、24、および25の上昇期におけるHCMEの発生率とその他の特性を比較します。SC25のHCMEと太陽風の特性は、SC23と24の中間ですが、SC24に近いことがわかります。太陽黒点の数で正規化されたHCMEの発生率は、SCよりもSC24と25の方が高いことがわかります。23.SC25の太陽風の全圧は、SC23よりも約35%小さい。さらに、高エネルギーの太陽エネルギー粒子イベントと激しい磁気嵐の発生率は、SC23の対応する値よりもかなり低いが、同様である。サイクル25の予測のための極地前兆法と一致して、サイクル25はサイクル24と同様かわずかに強い可能性が高いと結論付けています。
磁気チャネル風を 3D でモデル化する: I. 磁気 O 超巨星の等温シミュレーション
| Title |
Modeling_Magnetically_Channeled_Winds_in_3D:_I._Isothermal_Simulations_of_a_Magnetic_O_Supergiant |
| Authors |
Sethupathy_Subramanian,_Dinshaw_S._Balsara,_Asif_ud-Doula_and_Marc_Gagn\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06835 |
この論文では、リーマン幾何メッシュコードを使用して実行された3D磁気流体力学(MHD)シミュレーションの最初のセットを紹介します。私たちは、球面問題に独自に適したコードを使用して、磁性大質量星の磁気チャネル風のダイナミクスを完全な3次元で研究します。具体的には、傾斜した初期双極子場を持つ回転星上の滑らかな風の等温シミュレーションを実行します。私たちは、テンプレート星(O4超巨星{\zeta}Pupを彷彿とさせる性質を持つ)の質量損失、角運動量損失、磁気圏動力学を、回転速度、磁場の強さ、磁気傾斜角の範囲にわたって比較します。。シミュレーションは準定常状態まで実行され、結果は既存の文献と一致することが観察され、星の閉鎖磁気圏を形成する磁場ループによって閉じ込められた質量流出の一時的な遠心ブレイクアウト事象を示しています。カタログ化された結果は、回転速度、磁場の強さ、および大きな磁気傾斜角のさまざまな構成に対して角運動量損失がどのように変化するかについての見通しを提供します。以前の2DMHD研究と一致して、磁気閉じ込めが高いと全体の質量損失率が低下し、回転が高くなると質量損失率が増加することがわかりました。今回および今後の研究は、磁場の強さ、回転速度、双極子の傾きの関数として、磁性大質量星の角運動量の進化、スピンダウン時間、質量損失の進化を推定するために使用される予定です。
惑星状星雲Mの起源について 1-16．モルフォキネマティックおよび化学分析
| Title |
On_the_origin_of_the_planetary_nebula_M_1-16._A_morphokinematic_and_chemical_analysis |
| Authors |
M._A._G\'omez-Mu\~noz,_R._V\'azquez,_L._Sabin,_L._Olgu\'in,_P._F._Guill\'en,_S._Zavala,_R._Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07044 |
私たちは、狭帯域光学イメージングと高解像度および低解像度の光学スペクトルを使用して惑星状星雲(PN)M1-16の起源を調査し、詳細な形態運動学および化学研究を行いました。M1-16は、星雲の内部では[OIII]、ローブでは[NII]で主に発光する多極性PNであることが明らかになりました。新しいスペクトルアンシャープマスキング技術が位置速度マップ(PV)に適用され、$-40km\,s{-1}$から$20kmの半径速度にわたるM1-16の中心にある一連の複数の構造が明らかになりました。\,s{-1}$、体速に対する。モルフォ運動学モデルは、ローブ流出の非投影速度が$\geq100km\,s{-1}$であり、特に大きなローブとノットの非投影速度が$\simeq350km\,s{-1}$であることを示しています。内側の楕円体成分の逆投影速度は$\simeq29km\,s{-1}$です。相同速度膨張則と距離6.2$\pm$1.9kpcを仮定したモデルから、運動学的年齢$\sim$8700年が得られました。化学分析の結果、M1-16はI型PNであり、中心星PN(CSPN)の質量が$\simeq0.618-0.713$M$\odot$の範囲にあり、始原星の初期質量が2.0および3.0M$\odot$(金属度に応じて)。$T_\mathrm{eff}\simeq140\,000$Kおよびlog($L/{\rmL}_{\odot})$=2.3は、PNのイオン化段階を再現するために3MdB光イオン化モデルを使用して推定されました。。これらすべての結果は、以前の研究で示唆された原始PNのシナリオに反して、M1-16が進化したPNであることを示唆します。私たちは、M1-16の形態に関与する機構が連星(または多重星)進化シナリオに関連していると提案します。
| Title |
Double_neutron_star_formation_via_consecutive_type_II_supernova_explosions |
| Authors |
Vikt\'oria_Fr\"ohlich,_Zsolt_Reg\'aly,_J\'ozsef_Vink\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07099 |
最初の二重中性子星(DNS)システムが発見されて以来、これらのエキゾチックな連星の数は15に達しました。今回我々は、II型超新星爆発（SNII）の質量限界、つまり8MSunを超える成分を含む連星系におけるDNS形成のチャネルを調査する。球対称の相同包絡線展開モデルを適用して質量損失を考慮し、高精度積分器を使用してシステムの動的進化を数値的に追跡します。最初のSNは、軌道パラメータが事前に定義されている連星系で発生し、その後、新しく形成された系に相同展開モデルが再度適用されます。1658880モデルを分析すると、その後のSNII爆発によるDNS形成には初期パラメータの微調整が必要であることがわかります。私たちのモデルは、2.95auを超える分離を持つDNSシステムを説明できます。2回目のSNII爆発による軌道周回効果のおかげで、DNSシステムの離心率は広範囲に及びます。DNSの離心率は、連星始祖の初期離心率と2回目の爆発に先立つ系の軌道位置に影響されます。DNSシステムの観察の大部分と一致して、システムの質量中心速度が60km/s未満であることがわかります。いずれかの爆発で束縛されなくなった中性子星は、0.02～240km/sの範囲の特異な速度を獲得します。私たちのモデルでは、緊密なDNSシステムの形成には、おそらく放出されたエンベロープによって駆動される、爆発後の軌道縮小メカニズムが必要です。
パルサー タイミング アレイの高調波解析
| Title |
Harmonic_Analysis_for_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Jonathan_Nay,_Kimberly_K._Boddy,_Tristan_L._Smith,_Chiara_M._F._Mingarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06168 |
無次元ひずみ振幅$A_{\text{gw}}=2\timesの等方性確率重力波背景(SGWB)の模擬パルサータイミングデータの角パワースペクトルの測定を実行するための調和解析技術の使用を調査します。10^{-15}$およびスペクトル指数$\gamma_{\text{gw}}=13/3$。パルサーの等方性分布について、パルサーの数(50、100、および150)およびパルサー観測時間の長さ(10、20、および30年)に対する調和解析の感度を調べます。固有のパルサーレッドノイズを考慮し、約100nsのホワイトノイズの平均値を使用します。すべての模擬高調波解析で四重極を検出でき、30年間観測された150個のパルサーを使用した解析では、$\ell=5$多重極まで検出できます。SGWB振幅、四重極、$\ell=3$のスケーリング則をパルサー観測時間の関数およびパルサー数の関数として提供します。私たちは、光速下の重力波伝播速度を生み出す一般相対性理論の偏差に対する調和アプローチの感度を推定します。
モノドロミーオシロンの解析的記述
私たちは、ほぼ二次ポテンシャルを持つスカラー場理論におけるオシロン（長寿命の準周期場の塊）の正確な解析的記述を開発します。モノドロミーの可能性。このようなオシロンは振幅が大きいため本質的に非摂動的であり、非常に長い寿命を実現します。私たちの方法は、強い磁場におけるポテンシャルの不調和性の一貫した拡大に基づいており、磁場に依存する「ランニングマス」を導入することで正確になります。注文ごとに、オシロンプロファイルとその他のパラメータに対して効果的なアクションを計算します。(3+1)次元モノドロミーモデルにおける明示的な数値シミュレーションとの比較は、私たちの方法が他の解析的アプローチよりも大幅に正確であることを示しています。
| Title |
Prospects_for_Direct_Detection_of_Black_Hole_Formation_in_Neutron_Star_Mergers_with_Next-Generation_Gravitational-Wave_Detectors |
| Authors |
Arnab_Dhani,_David_Radice,_Jan_Sch\"utte-Engel,_Susan_Gardner,_Bangalore_Sathyaprakash,_Domenico_Logoteta,_Albino_Perego,_Rahul_Kashyap |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06177 |
中性子星の合体におけるブラックホールの形成を直接検出できれば、中性子星コア内の物質や核の状態方程式に対する有限温度の影響に関する貴重な情報が得られるだろう。私たちは、長寿命のブラックホール形成残骸から構成される196個の数値相対性理論シミュレーションを使用して、中性子星合体におけるブラックホールの形成を研究します。長命残骸の合併後の重力波スペクトルは、$f_{\rmPeak}$よりも高い周波数$f$での出力が大幅に減少しています($f\gtrsim4\,\rmkHz$、$f_{\rmピーク}\in[2.5,4]\,\rmkHz$。一方、ブラックホール形成残存物は、同じ大きな$f$領域で過剰なパワーを示し、準正規モードの特徴である時間領域で指数関数的な減衰を示します。私たちは、崩壊した残骸からの重力波信号が確かに準正規のリンギングであることを実証しました。我々は、コズミック・エクスプローラーやアインシュタイン望遠鏡などの次世代重力波検出器によるブラックホール形成の直接検出の機会について報告し、最大100Mpcの距離までそのような観測が可能になるという興味深い見通しを示します。
中性子星の合体におけるアイソスピン平衡
私たちは、中性子星の合体に関連する温度と密度範囲におけるニュートリノ透過核物質($npe$)のアイソスピン平衡特性を解析します。私たちの解析には、$T\gtrsim1\,$MeVで顕著になるアイソスピン(「ベータ」)平衡状態に対するニュートリノ透過性補正が組み込まれています。アイソスピン緩和速度は温度が上昇するにつれて急速に上昇し、$T\約5\,$MeVでは、合体直後に発生する密度振動のタイムスケールに匹敵することがわかりました。これにより、$T\sim5\,$MeVでバルク粘度に共鳴ピークが生成され、これにより、合併の時間スケールで密度振動が減衰します。私たちは、アイソスピン緩和ダイナミクスを合併シミュレーションに含める十分な理由があると結論付けています。
中性子星核の一次相転移に対する証拠: 新しいデータの影響
| Title |
Evidence_against_a_first-order_phase_transition_in_neutron_star_cores:_impact_of_new_data |
| Authors |
Len_Brandes,_Wolfram_Weise,_Norbert_Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06218 |
冷たく高密度のバリオン物質における相転移の肯定的または否定的な証拠を探ることを目的として、中性子星における高密度物質の音速と状態方程式の推論は、最近の新しい観測データを考慮して拡張されています。重い(2.35$M_\odot$)クロゴケグモパルサーPSRJ0952-0607と異常に軽い超新星残骸HESSJ1731-347の衝突が検査されました。さらに、推論手順に対するこれらの制約の影響を明らかにするために、カイラル有効場理論に基づく低密度制約と漸近的高密度での摂動QCD制約の詳細な再解析が実行されます。トレース異常の尺度$\Delta=1/3-P/\varepsilon$も計算され、説明されます。体系的なベイズ因子評価は、中性子星の中心で実現される密度の範囲内での相転移の証拠(または証拠のないこと)を定量化します。PSRJ0952-0607をデータベースに含めた結果の1つは、状態方程式がさらに硬直化することであり、その結果、太陽質量2.1の典型的な中性子星の中心密度が平衡密度の5倍未満に低下することになります。通常の核物質。中性子星の核における一次相転移の発生に対する証拠はさらに強化された。
HelioSwarm: 乱気流を特徴付けるためのマルチポイント、マルチスケールのミッション
| Title |
HelioSwarm:_A_Multipoint,_Multiscale_Mission_to_Characterize_Turbulence |
| Authors |
Kristopher_G._Klein,_Harlan_Spence,_Olga_Alexandrova,_Matthew_Argall,_Lev_Arzamasskiy,_Jay_Bookbinder,_Theodore_Broeren,_Damiano_Caprioli,_Anthony_Case,_Benjamin_Chandran,_Li-Jen_Chen,_Ivan_Dors,_Jonathan_Eastwood,_Colin_Forsyth,_Antoinette_Galvin,_Vincent_Genot,_Jasper_Halekas,_Michael_Hesse,_Butler_Hine,_Tim_Horbury,_Lan_Jian,_Justin_Kasper,_Matthieu_Kretzschmar,_Matthew_Kunz,_Benoit_Lavraud,_Olivier_Le_Contel,_Alfred_Mallet,_Bennett_Maruca,_William_Matthaeus,_Jonathan_Niehof,_Helen_O'Brian,_Christopher_Owen,_Alessandro_Retino,_Christopher_Reynolds,_Owen_Roberts,_Alexander_Schekochihin,_Ruth_Skoug,_Charles_Smith,_Sonya_Smith,_John_Steinberg,_Michael_Stevens,_Adam_Szabo,_Jason_TenBarge,_Roy_Torbert,_Bernard_Vasquez,_Daniel_Verscharen,_Phyllis_Whittlesey,_Brittany_Wickizer,_Gary_Zank,_Ellen_Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06537 |
HelioSwarm(HS)は、太陽圏と宇宙全体のプラズマで発生する普遍的なプロセスであるプラズマ乱流の物理を制御する動的3次元メカニズムを探索することを目的とした、NASA太陽物理学部門の中級探査ミッションです。これは、さまざまな地球近傍プラズマの磁気流体力学的およびサブイオン空間スケールにわたる分離を9台の宇宙船で同時に測定することによって達成されます。この論文では、HS調査の科学的背景、ミッションの目標と目的、フェーズB開始前の天文台の基準軌道と計測機器の実装について説明します。HSは、多点、マルチスケールの測定を通じて、スケール間でエネルギーがどのように伝達されるかを明らかにすることを約束します。そして宇宙全体のプラズマの境界。
スタロビンスキーインフレーション後の原始ブラックホール形成の改良モデル
| Title |
Improved_model_of_primordial_black_hole_formation_after_Starobinsky_inflation |
| Authors |
Sultan_Saburov_and_Sergei_V._Ketov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06597 |
インフレーションと原始ブラックホール(PBH)形成の新しい(改良された)モデルは、インフレーションのスタロビンスキーモデル、ダークエネルギーのAppleby-Battye-Starobinsky(ABS)モデル、および修正$Fのフレームワークにおける量子補正を組み合わせることによって提案されます。(R)$重力。ABSモデルのエネルギースケールパラメーターは、ダークエネルギーではなく二重のインフレーションを記述するために、インフレーションスケールに近いものとされています。量子補正は、$F(R)$関数の負の係数$\delta$を持つ時空スカラー曲率$R$の項4次によって与えられます。$\delta$の適切な値を選択することにより、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射の現在の測定値と完全に($1\sigma$以内で)一致することが実証され、これにより、傾きの低い値の問題が解決されます。arXiv:2205.00603で以前に提案されたモデルにおけるCMBスカラー摂動。スカラー摂動のパワースペクトルの大幅な強化(大きなピーク)は、モデルのパラメーターを微調整することによって実現されます。数値解析により、これが$10^{20}$gまでの質量を持つ小惑星サイズのPBHの形成につながり、現在の宇宙で暗黒物質を形成する可能性があることが判明した。
天体物理学的に供給された量子コヒーレントフォトニック信号
| Title |
Astrophysically_sourced_quantum_coherent_photonic_signals |
| Authors |
Arjun_Berera,_Jaime_Calder\'on-Figueroa,_Liang_Chen,_and_Thomas_W._Kephart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06676 |
恒星では誘導放出が強いことが示されています。ボーズ強化により、レーザーに似た整列した単色光子の量子状態が生成されます。そのような状態が作成される確率が計算されます。我々は、そのような量子状態が太陽コロナから太陽領域の外側に、そしてデコヒーレンスなしに太陽系を通って伝播することを示す。太陽から地球ほどの距離にある$1{\rmm}^2$検出器の場合、そのような量子状態のレートを1秒あたり数個の単位で推定し、潜在的に検出可能とします。同じプロセスにより、星間距離にある星からもそのような量子状態が到着するはずです。
$f(\mathcal{R})$ 重力における中性子星の性質
この研究では、一般相対性理論と$f(\mathcal{R})$重力におけるアインシュタイン場方程式、トールマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ(TOV)方程式、および軸方向および極方向の潮汐愛数(TLN)の式を体系的に導出します。)中性子星の場合。派生情報は既存の文献に基づいており、理解しやすいように詳しく説明されています。
自己相関微弱値増幅に基づく第 3 世代重力波検出器の可能性
| Title |
A_potential_third-generation_gravitational-wave_detector_based_on_autocorrelative_weak-value_amplification |
| Authors |
Jing-Hui_Huang_and_Fei-Fan_He_and_Xue-Ying_Duan_and_Guang-Jun_Wang_and_Xiang-Yun_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06827 |
$10^{-23}$/$\rm\sqrt{Hz未満のGW歪みを持つ第3世代の重力波(GW)検出器を設計するには、ノイズを削減し信号対雑音比(SNR)を向上させることが重要になっています。}$。この論文では、$h_g=$$4\times10^{-25}$/$\rm\sqrtのひずみを持つGW検出のための自己相関弱値増幅(AWVA)に基づく潜在的な第3世代GW検出器を提案します。{Hz}$。私たちのスキームでは、GWイベントは、1064nmレーザーで照射された11バウンス遅延線、アーム長10km、面積ゼロのサニャック干渉計を通過することにより、位相差$\Delta\phi$を引き起こします。その後、AWVAで適切な事前選択状態と結合強度を選択することにより、$\Delta\phi$が事後選択のパラメーターとして増幅されます。特に、負のデシベルSNRを持つガウスノイズを考慮して、200Hz$\leq$$f_g$$\leq$800Hzの周波数帯域内でGW検出のためのAWVA測定を理論的に調査します。AWVA感度$\kappa(f_g)$のピーク応答は、周波数$f_{g,max}$=500Hzで発生します。これは、現在の第3世代GW検出器が対象とする周波数帯域内にあります。私たちのシミュレーション結果は、AWVAが対象の周波数帯域内で$\Theta(f_g)$の測定可能な感度を実証できることを示しています。さらに、WVAの堅牢性は、ガウスノイズの影響を軽減する上で有望な可能性を示しています。
中性子星観測の解読: ベイジアン ニューラル ネットワークによる組成の解明
| Title |
Decoding_Neutron_Star_Observations:_Revealing_Composition_through_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
Val\'eria_Carvalho,_M\'arcio_Ferreira,_Tuhin_Malik,_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06929 |
私たちは、ベイジアンニューラルネットワーク(BNN)が提供する大きな可能性を活用して、巨視的特性に基づいて中性子星(NS)の内部組成を直接解読します。一連のシミュレートされた観測値、つまりNSの半径と潮汐変形能を分析することにより、NS内部の陽子の割合と音速を推測するための効果的なツールとしてBNNを活用します。これを達成するために、最小限の低密度制約に従うベイズ推論を通じて得られた、相対論的平均場のフレームワーク内の$\sim$25K核EoSのデータセットに基づいて、いくつかのBNNモデルが開発されました。従来のニューラルネットワークとは異なり、BNNは予測の不確実性の尺度を提供するという優れた品質を備えています。現実世界の観測に存在する固有の不完全性をシミュレートするために、特定の観測の不確実性を再現する4つの異なるトレーニングデータセットとテストデータセットを生成しました。我々の最初の結果は、BNNが妥当なレベルの不確実性で組成を正常に回復することを示しています。さらに、BNNモデルは、トレーニング中に使用される別のクラスの相対論的平均場モデルであるDD2で作成されたモックデータを使用して、中性子星物質の陽子の割合と音速を効果的に取得します。
| Title |
Constraining_an_Einstein-Maxwell-dilaton-axion_black_hole_at_the_Galactic_Center_with_the_orbit_of_the_S2_star |
| Authors |
Rebeca_Fern\'andez_Fern\'andez,_Riccardo_Della_Monica,_Ivan_de_Martino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.06937 |
銀河中心にあるS2星の測地線運動を研究することにより、アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン・アクシオン重力の球対称ブラックホール解に現れるディラトンパラメータに対する新しい制約を導き出します。アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン・アクシオンブラックホールは、一般相対性理論における標準的なブラックホールパラダイムに対する説得力のある代替手段を表します。この理論は、ヘテロストリング理論の低エネルギー有効作用から生まれ、ブラックホールの影の直接イメージングから独特の観察特徴を予測することが証明されています。基本的なレベルでは、アインシュタイン・マクスウェル・ディラトン・アクシオンには、時空計量に結合された追加の電磁場、拡張子場、およびアクシオン場が含まれています。帯電した非回転ブラックホールの解を考慮する場合、追加のフィールドにより、理論的には$0<b<M$に束縛される、ディラトンパラメーターと呼ばれる1つの追加パラメーター$b$が計量に与えられます。公開されているS2の天文データを使用して、95%の信頼水準で$b\lesssim12M$の上限を導出し、S2の相対論的軌道歳差運動の測定を含めるだけで、この上限を$b\lesssimに下げるのに十分であることを示します。同じ信頼水準で140万ドル。さらに、GRAVITY干渉計によるS2の将来の観測を模倣した模擬データを使用して、S2軌道を1年半監視した後、天文精度の向上により、許容される膨張パラメータ範囲を$b\lesssim0.033M$にさらに絞り込むのに役立つことを示します。期間。
望遠鏡をいつ向けるべきか: リアルタイムのマルチメッセンジャー追跡観測のための重力波トリガー分類
| Title |
When_to_Point_Your_Telescopes:_Gravitational_Wave_Trigger_Classification_for_Real-Time_Multi-Messenger_Followup_Observations |
| Authors |
Anarya_Ray,_Wanting_Niu,_Shio_Sakon,_Becca_Ewing,_Jolien_D._E._Creighton,_Chad_Hanna,_Shomik_Adhicary,_Pratyusava_Baral,_Amanda_Baylor,_Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Bryce_Cousins,_Heather_Fong,_Richard_N._George,_Patrick_Godwin,_Reiko_Harada,_Yun-Jing_Huang,_Rachael_Huxford,_Prathamesh_Joshi,_Shasvath_Kapadia,_James_Kennington,_Soichiro_Kuwahara,_Alvin_K._Y._Li,_Ryan_Magee,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Alex_Pace,_Cort_Posnansky,_Surabhi_Sachdev,_Divya_Singh,_Ron_Tapia,_Leo_Tsukada,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Aaron_Viets,_Leslie_Wade,_Madeline_Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.07190 |
私たちは、LIGO-Virgo-KAGRAの4回目の観測実行~(O4)中のリアルタイムのマルチメッセンジャー追跡を支援することを目的として、ノイズの多いデータから重力波候補を抽出および分類するための堅牢で自己矛盾のないフレームワークを開発します。私たちの形式主義では、天体物理学的起源の確率~(\PASTRO{})の低遅延計算にいくつかの改善が実装されており、観測実行間の感度の変化や、観測実行から復元されたテンプレート波形の偏差などのさまざまな要因が正しく考慮されます。当該計算に大きな偏りをもたらす可能性がある真の重力波信号。さまざまなカテゴリのシミュレートされた音源を注入した以前の観測実行からの再生データを分析することにより、新しい形式主義が重力波トリガーを回復および分類する高精度を実証します。これらの改善により、シミュレートされたソースの大部分を正しく識別できるようになり、そうでなければその多くが誤って分類される可能性があることを示します。\GSTLAL{}検索パイプラインは、潜在的に一致するフィルタリングパイプラインと組み合わせて使用できるにもかかわらず、\GSTLAL{}検索パイプラインを通じて形式主義を実装することによって、前述の分析を実行します。\PASTRO{}パイプラインは、堅牢で一貫性のある\PASTRO{}値を備えており、O4中に送信された重力波警報に対するマルチメッセンジャーの追跡観測を支援するための正確な発生源分類情報を提供することが期待できます。
