| Title |
Macroscopic_Dark_Matter_Detection_with_Gravitational_Wave_Experiments |
| Authors |
Yufeng_Du,_Vincent_S._H._Lee,_Yikun_Wang,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13122 |
私たちは、現在および将来の重力波(GW)実験における巨視的暗黒物質(DM)の痕跡を研究します。局所的なDM密度を飽和させる$\sim10^5-10^{15}$kgの質量を持つ通過DMは、検出器のベースラインと相互作用を媒介する力の強さに応じて、GW検出器によって検出できる可能性があります。レーザー干渉計のコンテキストでは、シャピロ効果を含む通過DMによって観測可能なゲージ不変量を導出し、干渉計アーム内での有限の光子の移動時間を適切に考慮します。特に、ホロメーターやGQuESTなどの基線の短い干渉計では、シャピロ効果が支配的になる可能性があることがわかりました。また、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提案された実験では、DMとバリオンの間に5番目の力を、例えば質量kgのDMに対して重力の$\sim10^3$倍強いレベルで5番目の力を拘束できることもわかりました。力の範囲は$10^6$mです。
救世主曲線と大きな非ガウス性
カーバトンは、インフレーション中の（インフレーション中のハッブルスケールと比較して）軽い観客フィールドであり、インフレーション後の断熱曲率摂動に潜在的に寄与します。これらは、スペクトルインデックス$n_s$、テンソル対スカラー比$r$、局所的な非ガウス性$\;f_{\rmNL}^{\rm(loc)}$などのCMB観測値を変更できます。私たちは、二次ポテンシャルをもつ曲面の観測可能な空間を系統的に探索します。基礎となるインフレモデルが$n_s$と$r$の観測制約を満たしていないが、いわゆる救世主曲線の大きな寄与によって実行可能になる場合、大きな$\;f_{\rmNL}^が発生することがわかりました。{\rm(loc)}$は避けられません。一方、基礎となるインフレモデルがすでに$n_s$と$r$の観測制約を満たしているため、大幅なカーブトンの寄与が禁止されている場合、大きな$\;f_{\rmNL}^{\rm(loc)}$カーバトン流体の等曲率変動が全体的な曲率変動よりはるかに大きいという例外的なケースでは可能です。
宇宙論のための測光赤方偏移: ベイジアン ニューラル ネットワークを使用した精度と不確実性推定の改善
| Title |
Photometric_Redshifts_for_Cosmology:_Improving_Accuracy_and_Uncertainty_Estimates_Using_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
Evan_Jones,_Tuan_Do,_Bernie_Boscoe,_Jack_Singal,_Yujie_Wan,_Zooey_Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13179 |
我々は、大規模天文調査から測光赤方偏移(photo-z)推定を通じて、確率的深層学習モデルが宇宙論において果たす役割を調査した結果を紹介します。Photo-zの不確実性推定は、LSSTなど今後の大規模調査の科学目標にとって重要ですが、一般的な機械学習手法では通常、点推定のみが提供され、予測の不確実性が欠如しています。不確実性推定を伴う赤方偏移値の正確な予測を提供する有望な方法として、ベイジアンニューラルネットワーク(BNN)に注目します。私たちは、LSSTのような大規模調査の小規模バージョンとして設計された、グリジー測光を使用したHyperSuprime-CamSurveyからの新しい銀河トレーニングデータセットを編集しました。このデータセットを使用して、photo-z推定のためのニューラルネットワーク(NN)と確率論的BNNのパフォーマンスを調査し、LSSTphoto-z科学要件に関するパフォーマンスを評価します。また、致命的な外れ値の推定値を減らす手段として、Photo-Zの不確実性の有用性も検証します。BNNモデルは、推定値をガウス確率分布の形式で出力します。平均と標準偏差をそれぞれ赤方偏移推定値と不確かさとして使用します。BNNが正確な不確実性を生成できることがわかりました。カバレッジテストを使用すると、予想と見事に一致していることがわかりました。0<2.5の銀河の67.2%には、分光値をカバーする1-$\sigma$の不確実性があります。BNNは0<z<2.5の範囲でLSSTphoto-zサイエンス要件の2/3を満たしており、同じデータに対してここで検討されている代替のphoto-z手法よりも一般的に優れていることがわかります。
弱いレンズ質量バイアスと中心プロキシの位置合わせ
| Title |
Weak_lensing_mass_bias_and_the_alignment_of_center_proxies |
| Authors |
Martin_W._Sommer,_Tim_Schrabback,_Antonio_Ragagnin,_Robert_Rockenfeller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13187 |
弱いレンズ効果の観測から得られる銀河団の質量は、そのような観測から校正された質量と観測可能な関係の精度に影響を与える多くのバイアスの影響を受けます。特に、クラスター中心の選択は、推定された質量の偏りに重要な役割を果たします。過去には、この問題に対処するために経験的なミスセンタリング分布が使用されてきました。流体力学シミュレーションを使用して、結果を同じシミュレーションからクラスター内媒体(ICM)ベースの中心を使用して直接計算された質量バイアスと比較することにより、そのようなミスセンタリング分布に基づく弱いレンズ質量バイアス予測の精度をテストすることを目的としています。せん断を減少させた中心および偏心ナバロ・フレンク・ホワイトプロファイルの両方に質量を当てはめるためのモデルを構築し、結果として生じる質量バイアスの分布を正規分布および対数正規分布でモデル化します。不中心化分布を使用する標準的なアプローチでは、実際のシミュレートされたICM中心が使用される解析と比較した場合、基礎となる不中心化分布が適切でない場合でも、2\%から6\%の間のレベルでクラスター質量の過大評価につながることがわかりました。ミスセンタリング振幅に関して一致します。中心または偏心動径モデルのどちらが使用されるかに関係なく、対数正規分布も正規分布も質量バイアス分布の形状を近似するのに一般に信頼できないことがわかりました。
銀河群と銀河団の宇宙論的シミュレーション - III: アタカマ大型ミリ波アレイによるクェーサー フィードバック モデルの制約
| Title |
Cosmological_Simulations_of_Galaxy_Groups_and_Clusters-III:_Constraining_Quasar_Feedback_Models_with_the_Atacama_Large_Millimeter_Array |
| Authors |
Avinanda_Chakraborty,_Suchetana_Chatterjee,_Mark_Lacy,_Soumya_Roy,_Samrat_Roy,_Rudrani_Kar_Chowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13475 |
熱スニヤエフ・ゼルドビッチ(SZ)効果は、銀河間物質の加熱に関与するクエーサーからのエネルギー流出の直接的なポテンシャルプローブとして機能します。この研究では、クェーサーフィードバックのさまざまな処方を含むGIZMOメッシュレス有限質量流体力学宇宙論シミュレーションSIMBA(Daveetal.2019)を使用して、さまざまなフィードバックモードから生じるSZ効果を計算します。これらの理論的シミュレーションから、4つの帯域(320GHz、135GHz、100GHz、および42GHz)でアタカマ大型ミリ波アレイ(ALMA)の模擬観測を実行し、クエーサーSZ信号の直接検出の実現可能性を特徴付けます。私たちの結果は、放射フィードバックがある場合にはすべてのシステムでSZ信号が強化される一方、シミュレーションにフィードバックのジェットモードが導入される場合には信号が抑制されることを示しています。私たちの模擬アルマ望遠鏡マップは、ジェットフィードバックの現在の処方では、信号がアルマ望遠鏡の検出閾値を下回っていることを明らかにしています。また、高赤方偏移システムでは信号がより高いため、アルマ望遠鏡やクロスSZ-X線研究で、クエーサーフィードバックのさまざまなモードと宇宙論的文脈におけるそれらの相対的重要性を解きほぐすことが可能になることもわかりました。
惑星が接近する系外惑星系の進化は、2つの天体で相互に上昇する潮汐と主星の磁気ブレーキによって支配されます。この論文では、この進化の結果と、軌道周期と星の自転周期という2つの主な周期における系の分布で観察できるいくつかの特徴を扱います。シミュレーションの結果は、対象となる多数のケプラー天体の光度曲線から決定された両方の期間を示すプロットと比較されます。これらのプロットは、一部の地域では星系が欠乏し、他の地域ではホットジュピターが蓄積しているという重要な不規則性を示しています。自転周期が25日に近い恒星の周りに短周期ホットジュピターが蓄積するのは、潮汐と制動の共同作用の下でのシステムの進化の結果であり、太陽型恒星には約10ドルの緩和係数が必要であることが示されている。\,s^{-1}$。
| Title |
Cross_calibration_between_Hayabusa2/ONC-T_and_OSIRIS-REx/MapCam_for_comparative_analyses_between_asteroids_Ryugu_and_Bennu |
| Authors |
K._Yumoto,_E._Tatsumi,_T._Kouyama,_D._R._Golish,_S._Kameda,_H._Sato,_B._Rizk,_D._N._DellaGiustina,_Y._Yokota,_H._Suzuki,_J._de_Le\'on,_H._Campins,_J._Licandro,_M._Popescu,_J._L._Rizos,_R._Honda,_M._Yamada,_T._Morota,_N._Sakatani,_Y._Cho,_C._Honda,_M._Matsuoka,_M._Hayakawa,_H._Sawada,_K._Ogawa,_Y._Yamamoto,_S._Sugita,_and_D._S._Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13321 |
はやぶさ2に搭載された望遠鏡光学航法カメラによる(162173)リュウグウと、オリジンズ、スペクトル解釈、資源識別、およびセキュリティレゴリスエクスプローラーに搭載されたMapCamによる(101955)ベンヌの近接観測により、これらの炭素質小惑星における宇宙風化の逆のスペクトル傾向が発見されました。これらの小惑星の宇宙風化傾向が同じ開始スペクトルから進化したかどうかは、それらの関係を理解する上で重要な制約となるでしょう。ただし、正確に比較するには、2つのイメージャによって取得されたデータ間の系統誤差を減らす必要がありました。この問題を解決するために、月を共通の基準として使用してアルベドと色のデータを相互校正しました。相互校正された反射率は、ベンヌの事前相互校正された反射率をvバンドで12+/-2%アップスケールすることで取得でき、系統誤差が2%まで低減されることを示します。相互校正されたデータは、ベンヌがリュウグウよりもvバンドで16+/-2%明るく、スペクトル勾配が0.19+/-0.05(/um)青いことを示しています。相互校正前のリュウグウとベンヌの新鮮なクレーターのスペクトルは、オフセットのある2本の平行な傾向線に従っているように見えましたが、相互校正後は1本の傾向に収束しました。このような相互校正後の観点から、リュウグウとベンヌは同様の可視スペクトルを持つ物質から進化したが、宇宙風化によって異なる方向に進化した可能性が浮上する。分岐進化は、宇宙風化の線量/プロセスおよび/または出発物質の組成の違いによって引き起こされる可能性があります。したがって、リュウグウとベンヌから戻されたサンプルの組成を比較することで、C複合体小惑星のスペクトル変動の解釈方法が変わる可能性があります。
流星流におけるカオスと平均運動共鳴の特性評価 -- りゅう座流星群としし座流星群への応用
| Title |
Characterisation_of_chaos_and_mean-motion_resonances_in_meteoroid_streams_--_Application_to_the_Draconids_and_Leonids |
| Authors |
Ariane_Courtot_and_Melaine_Saillenfest_and_J\'er\'emie_Vaubaillon_and_Marc_Fouchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13389 |
コンテクスト。流星群とその母天体を動的に結び付けることは困難であり、流星流の力学の混乱がその理由の1つである可能性があります。したがって、親天体を確実に特定するには、流星流の進化に関与するカオスの量を定量化する必要があります。目的。カオスマップによる流星流のカオスの特徴付けは、まだ新しい研究分野です。私たちは、このテーマの全体像を得るために、2つのまったく異なる流星群、りゅう座流星群としし座流星群を研究することを目指しています。方法。ジェミニ流星群に特化した以前の論文で開発された方法を使用し、直交高速リアプノフ指標を使用してカオスマップを描画します。非重力の影響を調査するために4つの粒子サイズ範囲を選択します。ダイナミクスは惑星との平均運動共鳴によって構造化されているため、作用する共鳴の位置と幅を計算します。私たちは、あらゆる離心率と傾斜、および任意の数の惑星に対して有効な半解析公式を使用します。結果。私たちは、木星とのどの平均運動共鳴が各流星流のダイナミクスに主要な役割を果たしているかを特定します。私たちは、これらの共鳴がどのようにして大きな粒子を捕捉し、木星との接触を妨げるのかを示します。また、例えば土星の重力摂動のおかげで、粒子がそれらの共鳴から逃れることができるかについても研究しています。最後に、ふたご座流星群で観察されたものとは対照的に、非重力力がダイナミクスをあまり乱さない理由を説明します。
熱い海王星砂漠内の世界の特徴づけ: HST WFC3 による LTT 9779 b の通過観測
| Title |
Characterising_a_World_Within_the_Hot_Neptune_Desert:_Transit_Observations_of_LTT_9779_b_with_HST_WFC3 |
| Authors |
Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Angelos_Tsiaras,_Andrew_Allan,_Patrick_Behr,_Simone_R._Hagey,_Michael_D._Himes,_Sushuang_Ma,_Keivan_G._Stassun,_Luis_Thomas,_Alexandra_Thompson,_Aaron_Boley,_Luke_Booth,_Jeroen_Bouwman,_Kevin_France,_Nataliea_Lowson,_Annabella_Meech,_Caprice_L._Phillips,_Aline_A._Vidotto,_Kai_Hou_Yip,_Michelle_Bieger,_Amelie_Gressier,_Estelle_Janin,_Ing-Guey_Jiang,_Pietro_Leonardi,_Subhajit_Sarkar,_Nour_Skaf,_Jake_Taylor,_Ming_Yang_and_Derek_Ward-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13645 |
我々は、HSTWFC3G102およびG141で観測された、熱い海王星の砂漠に位置する希少惑星、LTT9779bの大気分析を紹介します。0.8～1.6$\μ$mをカバーする結合透過スペクトルは、波長とともに通過深さが徐々に増加することを示しています。私たちの推奨する大気モデルは、3.1$\sigma$、2.4$\sigma$、2.1$\sigma$の有意性を持つH$_{\rm2}$O、CO$_{\rm2}$およびFeHの証拠を示しています。、それぞれ。この惑星の大気の脱出速度を制限する試みとして、G102データ内の1.083$\mu$mヘリウムの線を検索しましたが、このトレーサーを使用して大気の脱出を示す過剰な吸収の証拠は見つかりませんでした。私たちは、HSTデータとTESSからの観測を使用してLTT9779bの軌道暦を精密化し、見つかっていない軌道減衰または後尾体歳差運動の証拠を探します。JWSTNIRISSによるLTT9779bの位相曲線観測は、この惑星の大気についてのより深い洞察を提供するはずであり、ライマン$\alpha$などの他のトレーサーに集中したさらなる観測によって、予想される大気の脱出が検出される可能性があります。
若い星団が分離したブラックホールと星の連星の生成を支配する
| Title |
Young_Star_Clusters_Dominate_the_Production_of_Detached_Black_Hole-Star_Binaries |
| Authors |
Ugo_Niccol\`o_Di_Carlo,_Poojan_Agrawal,_Carl_L._Rodriguez,_Katelyn_Breivik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13121 |
ガイアの3回目のデータ公開から2つの分離したブラックホールスター(BHスター)連星が最近発見されたことにより、これらのシステムの形成メカニズムを理解することへの関心が高まっています。私たちは、直接$N$-bodyモデルと集団合成シミュレーションを組み合わせて、若い散開星団(SC)における動的過程と孤立連星(IB)進化によるこれらのシステムの形成を研究します。同じ連星進化モデルを用いて作成された動的系と孤立系を比較することにより、SCでの動的形成はIB進化と比較してBH星連星の生成において星形成単位当たりの効率がほぼ40倍であることがわかりました。私たちは、MW質量銀河のFIRE-2流体力学シミュレーションを使用して、この解析を天の川銀河(MW)全体に拡張しました。星形成の$10\%$だけが$>1000\,\mathrm{M_{\odot}}$の質量を持つSCを生成すると仮定しても、MWには$\sim2\times10^5$BH-starが含まれていることがわかります。5つのシステムのうち約4つが動的に形成されます。これらの動的に形成された系の多くは、孤立した系よりも大きな軌道周期、離心率、およびブラックホールの質量を持っています。100Myrより古いバイナリの場合、$e\gtrsim0.5$または$M_{\rmBH}\gtrsim10\,\mathrm{M_{\odot}}$を持つ検出可能なシステムは、動的関数を通じてのみ形成できることを示します。プロセス。当社のMWモデルは、完全なDR4Gaiaカタログから61～210件のそのような検出を予測しており、システムの大部分は大規模で金属が豊富なSCで動的に形成されています。最後に、私たちの個体群を最近発見されたガイアBH1およびガイアBH2と比較し、動的シナリオが両方のシステムにとって最も好ましい形成経路であると結論付けます。
銀河円盤の形成 II: ディスクスピンアップの物理的要因
| Title |
Formation_of_Galactic_Disks_II:_the_Physical_Drivers_of_Disk_Spin-up |
| Authors |
Vadim_A._Semenov,_Charlie_Conroy,_Vedant_Chandra,_Lars_Hernquist,_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13125 |
TNG50宇宙体積シミュレーションから得られた天の川銀河(MW)に似た銀河の代表的なサンプルを使用して、銀河円盤の形成を促進する物理プロセスを調査します。円盤は、銀河に出入りする角運動量を運ぶ流入と流出の相互作用の結果として形成されます。興味深いことに、流入と流出は非常に類似した角運動量の分布を持っており、角運動量の交換および/または流出のリサイクルを示唆しており、共回転する銀河周囲媒体からの事前に整列した物質の継続的な供給につながります。我々は、TNG50の円盤形成が恒星のバルジ形成と相関しており、急峻な重力ポテンシャルによって促進される円盤形成の最近の理論モデルと定性的に一致していることを示す。円盤の形成は、流入のかなりの部分が亜音速および遷音速で発生する熱い銀河周回ハローの形成とも相関しています。円盤の沈降と高温ハローの形成を結び付ける最近の理論的研究の文脈では、我々の結果は、流入の亜音速部分が円盤に沈降する可能性があり、残りの超音速流入が無秩序な冷降着を介してこの円盤を乱す可能性があることを示唆している。我々は、ホストのハローが$\sim(1-2)\times10^{11}M_\odot$よりも大きくなると円盤が形成される傾向があることを発見しました。これは、円盤以前の原始銀河残骸に関するこれまでの理論的発見と観測による推定と一致しています。MWでは。私たちの結果は、共回転する流出のリサイクル、重力ポテンシャルの急峻化、またはホットハローの形成が円盤形成を引き起こすことを証明するものではありませんが、これらすべてのプロセスが同時に発生し、円盤の成長に重要な役割を果たしている可能性があることを示しています。
銀河の年代学の統一的探査
| Title |
A_Unified_Exploration_of_the_Chronology_of_the_Galaxy |
| Authors |
Amalie_Stokholm,_V\'ictor_Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_Dennis_Stello,_Marc_Hon,_Claudia_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13132 |
天の川銀河には、その形成とその後の進化に関連する明確な星の構造要素がありますが、それらのもつれを解きほぐすことは簡単ではありません。最近、天の川銀河の多数の星の高品質なデータが利用可能になったことにより、銀河の進化の研究において、大規模な天体の組み合わせに隠された構造の教師なし手法による自動探査を実行することは自然な次のステップとなります。-スケール分光、天文、星地震データセット。私たちは、主に銀河中心半径が2～15kpcの範囲にある21,076個の赤色巨星の正確な星の特性を決定し、これまでに入手可能な星地震年代が測定された赤色巨星の最大のサンプルとなっています。私たちは、混合ガウスモデルを教師なしクラスタリング手法として使用して、化学的、運動学的、および年齢を組み合わせた部分空間で部分構造を見つけることにより、銀河円盤内のさまざまな恒星構造の性質を調査します。最適混合モデルは、恒星円盤内に4つの異なる物理的な銀河構成要素(薄い円盤、運動学的に加熱された薄い円盤、厚い円盤、および恒星のハロー)を生成します。私たちは、北半球と南半球の間の年齢の非対称性のヒントを見つけ、以前の研究よりもさらに遠くまで拡張された星地震年代を使用して、銀河円盤の垂直および半径方向の年齢勾配を測定しました。
パルサーに基づく銀河加速マップ
| Title |
A_Pulsar-Based_Map_of_Galactic_Acceleration |
| Authors |
Abigail_Moran,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Ken_Van_Tilburg,_Deborah_Good |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13137 |
連星パルサーは、視線の加速度を計算することで銀河の電位勾配を調査するために使用できます。我々は、26個の連星パルサーの直接見通し内加速度測定の最初のデータを発表します。これらのデータをローカル加速モデルで検証し、その結果を間接的な方法から抽出された結果と比較します。これらの値と一致する加速度勾配の証拠が見つかり、その結果、ローカルディスク密度$\rho_\mathrm{d}=0.064_{-0.033}^{+0.025}\\mathrm{M_\odot}が示されました。\mathrm{pc}^{-3}$。また、データセットには、原因不明のモデル化されていないノイズの証拠も見つかりました。
VaDAR: 無線干渉法を使用したデュアル AGN のヴァルストロメトリー
| Title |
VaDAR:_Varstrometry_for_Dual_AGN_using_Radio_interferometry |
| Authors |
Emma_Schwartzman,_Tracy_E._Clarke,_Kristina_Nyland,_Nathan_J._Secrest,_Ryan_W._Pfeifle,_Henrique_R._Schmitt,_Shobita_Satyapal,_Barry_Rothberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13219 |
連星活動銀河核(AGN)は、銀河や超大質量ブラックホール(SMBH)の形成と動的進化を研究するための重要な観測ツールです。考えられるAGNペアを識別するためのまったく新しい方法では、ガイアの絶妙な位置精度を利用して、カールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)の高い空間分解能と連携して、天文的に変動するクェーサーを検出します。我々は、SDSSDR16Qから選択され、GaiaDR3と照合された18個のクエーサー(0.8<z<2.9)の電波観測に関する新しいパイロット研究を紹介します。18個のターゲットはすべて、ガイアの過剰な天文ノイズによって識別されます。この変動の原因を抑制するために、2～4GHz(Sバンド)と8～12GHz(Xバンド)のVLAでこれら18個のクエーサーをターゲットにし、それぞれ0.65インチと0.2インチの解像度を提供しました。これらのデータを補助的な電波調査データと組み合わせて、電波スペクトルのモデリングを実行します。新しい観測結果は、過剰な天文ノイズの原因を制限するために使用されます。私たちは、対象サンプルの約39%がデュアルAGN候補か重力レンズクエーサーのいずれかである可能性が高いことを発見しました。最終的に、私たちはこの新しい戦略を使用して、天文測量的に変動するクェーサーのこのサンプルを特定して理解するのに役立ち、kpcスケールの二重クェーサーを体系的に特定するためのこの方法の可能性を実証します。
ウィーブ広域星団調査による星団周囲の銀河の宇宙網環境を特定できる確率
| Title |
The_probability_of_identifying_the_cosmic_web_environment_of_galaxies_around_clusters_motivated_by_the_Weave_Wide_Field_Cluster_Survey |
| Authors |
Daniel_J._Cornwell,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Ulrike_Kuchner,_Meghan_E._Gray,_Frazer_R._Pearce,_Alexander_Knebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13392 |
今後の広視野分光調査では、銀河団内およびその周囲のさまざまな宇宙網環境で銀河が観察される予定です。この論文では、$\sim5R_{200}$を銀河団の降下領域に到達させて、大規模な銀河団の近くにある個々の銀河の環境をどの程度うまく特定できるかをテストし、定量化します。私たちはWEAVEWideFieldClusterSurvey(WWFCS)に焦点を当てていますが、私たちが開発した手法は、同様の分光調査にも簡単に一般化できます。\textsc{TheThreeHundred}プロジェクトからの大規模な銀河団の大規模なサンプルの数値シミュレーションを使用して、WWFCSによって課される選択効果と観測上の制約を考慮した模擬観測を生成します。次に、シミュレーションから導き出された各銀河の「真の」環境(クラスターコア、フィラメント、コアもフィラメントもなし、{``NCF''})と、銀河の空の位置と観測データから導き出された環境のみを比較します。分光学的赤方偏移が利用可能になります。我々は、クラスターコア銀河サンプルは高レベルの完全性と中程度の汚染を伴って構築できる一方、フィラメント銀河サンプルとNCF銀河サンプルは銀河の固有速度によって悪化する投影効果により著しく汚染され不完全になることが判明した。私たちは、大規模な銀河団を囲む降下領域では、銀河を正しい宇宙のウェブ環境と関連付けるのは非常に不確実であると結論付けています。ただし、WWFCSが提供するような十分な量の分光サンプル(クラスターごとに数千の銀河、$5R_{200}$}に達する)と、ここで提供する確率を考慮した正しい統計処理があれば、私たちは期待します。私たちは、銀河の特性とその環境との関係について、堅牢で十分に定量化された結論を導き出すことができるでしょう。
GUAPOS プロジェクト:III. O および N を含む複合有機分子内容の特性評価と化学的差異の探索
| Title |
The_GUAPOS_project:III._Characterization_of_the_O-_and_N-bearing_complex_organic_molecules_content_and_search_for_chemical_differentiation |
| Authors |
C._Mininni,_M.T._Beltr\'an,_L._Colzi,_V.M._Rivilla,_F._Fontani,_A._Lorenzani,_\'A._L\'opez-Gallifa,_S._Viti,_\'A._S\'anchez-Monge,_P._Schilke,_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13563 |
G31.41+0.31不偏アルマ望遠鏡観測サーベイ(GUAPOS)プロジェクトは、最も化学的に豊富な大質量星形成の1つであるホット分子コア(HMC)G31.41+0.31(G31)をターゲットにしています。銀河中心（GC）の外側の地域。プロジェクトの3番目の論文では、9つのOベアリング(CH$_3$OH、$^{13}$CH$_3$OH、CH$_3^{18}$OH、CH$_3$)の研究を紹介します。CHO、CH$_3$OCH$_3$、CH$_3$COCH$_3$、C$_2$H$_5$OH、aGg'-(CH$_2$OH)$_2$、およびgGg'-(CH$_2$OH)$_2$)および6つのNベアリング(CH$_3$CN、$^{13}$CH$_3$CN、CH$_3^{13}$CN、C$_2$H$_3)$CN、C$_2$H$_5$CN、C$_2$H$_5^{13}$CN)はG31に向かう複雑な有機分子です。この研究の目的は、GCの外側で最も化学的に豊富な高温分子コアの1つの存在量を特徴づけ、以下の4つのコンパクトなソースをホストするG31のO含有種とN含有種の間の化学的分離の可能性を探索することです。より高い角度解像度のデータで見られます。観測は干渉計アルマ望遠鏡で行われ、角度分解能$1.2''$($\sim4400\,\mathrm{au}$)で84GHzから116GHz($\sim32$GHz帯域幅)のバンド3全体をカバーしました。。スペクトルはMADCUBAのツールSLIMを使用して分析され、放出ガスの物理パラメータが決定されました。さらに、分子種の発光形態を解析しました。私たちは、G31のCOMのメタノールを含む存在量を、銀河中心内外の他の高温分子コア、高温コリノ、衝撃領域、若い恒星の周囲のエンベロープ、静止分子雲など、他の27の発生源と比較しました。モデル。異なる種はわずかに異なる位置でピークを示し、これは、スペクトルフィッティングから得られた線の異なる中心速度と合わせて、選択されたO含有種の化学的区別を示しています。
GALEX タイムドメイン調査による AGN の X 線解析
我々は、Wasleskeらによって特定された紫外線変動を伴う23の高確率AGN候補のサンプルのX線特性を分析します。（2022年）。チャンドラX線天文台とXMMニュートン天文台からのデータを使用すると、11/23の原子核がX線で検出されたことがわかります。我々は、SEDモデリングを使用して星形成速度を計算し、X線光度が通常、星形成によって予想されるX線放射を少なくとも1桁超えていることを示しました。興味深いことに、このサンプルは多様な光学分光特性を示しています。私たちは、一部の天体がUV可変でX線で明るいにもかかわらず、ブラックホール活動の光学分光学的特徴を欠いている理由について考えられる理由を調査します。私たちは、主銀河の恒星の発光とガスや塵による遮蔽がすべて潜在的な要因であることを発見しました。このサンプルが$\alpha_{\rmOX}-L_{2500}$や$L_{X}-L_{IR}$などの関係のどこに該当するかを調査したところ、サンプルの一部がこれらの典型的な散乱から外れることがわかりました。関係があり、それらが標準のクェーサー集団とは異なることを示しています。光学分光学的特徴の多様性と、塵や恒星の放射がサンプルに及ぼす影響の変化により、これらの結果は、他のホスト銀河の特性に関係なく、最も完全なAGNセットを選択する際の変動性の強さを強調しています。
Ia型超新星2018cqjのX線観測
私は、光学スペクトルにH$\alpha$線を示した低光度のIa型超新星であるSN2018cqjのチャンドラX線観測について報告します。SNの位置ではX線の放射は検出されず、X線の明るさの上限は2$\times10^{39}$ergs$^{-1}$でした。
スローンデジタルスカイサーベイ残響マッピングプロジェクトからの超可変クェーサーの光学光線曲線のモデルの再処理
| Title |
Reprocessing_Models_for_the_Optical_Light_Curves_of_Hypervariable_Quasars_from_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project |
| Authors |
Tatsuya_Akiba,_Jason_Dexter,_William_Brandt,_Luis_C._Ho,_Yasaman_Homayouni,_Donald_P._Schneider,_Yue_Shen,_Jonathan_R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13120 |
我々は、SloanDigitalSkySurveyReverberationMapping(SDSS-RM)プロジェクトから取得した17個の超可変クエーサーのサンプルの再処理モデルを調査します。これらはすべて、2014年から2020年までの係数$\gtrsim2$の振幅で調整された光学的輝度の超可変性を示しています。クエーサーの内部環境を代表する可能性が高い単純な幾何学的形状におけるクエーサー光曲線の再処理モデルを開発および適用します。一般的に調査される薄いディスクモデルに加えて、厚いディスクと半球のジオメトリも含めます。たとえば、厚い円盤の形状は磁気的に上昇した円盤を表すことができますが、半球モデルは流出/風、歪み/傾斜によって引き起こされる光学的に厚い面外材料の一次近似として解釈できます。私たちのサンプルに含まれる17個のクエーサーのうち、11個は半球の幾何学的形状に最もよく適合し、5個は厚い円盤として分類され、両方のモデルは1つの天体だけで失敗します。サンプルを代表する4つのクエーサーのケーススタディで、熱再処理モデルの成功と欠点を強調します。再処理によってクェーサーで観察されるすべての変動性が説明される可能性は低いですが、サンプル内のクエーサーと超可変クェーサー一般の再処理で考えられる幾何学的形状を明らかにするための出発点として、分類スキームを提示します。
SRGeJ045359.9+622444: SRG/eROSITA + ZTF の共同検索で発見された 55 分間の周期を食う AM CVn
| Title |
SRGeJ045359.9+622444:_A_55-min_Period_Eclipsing_AM_CVn_Discovered_from_a_Joint_SRG/eROSITA_+_ZTF_Search |
| Authors |
Antonio_C._Rodriguez,_Ilkham_Galiullin,_Marat_Gilfanov,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Irek_Khamitov,_Ilfan_Bikmaev,_Jan_van_Roestel,_Lev_Yungelson,_Kareem_El-Badry,_Rashid_Sunayev,_Thomas_A._Prince,_Mikhail_Buntov,_Ilaria_Caiazzo,_Andrew_Drake,_Mark_Gorbachev,_Matthew_J._Graham,_Rustam_Gumerov,_Eldar_Irtuganov,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Pavel_Medvedev,_Josiah_Purdum,_Nail_Sakhibullin,_Alexander_Sklyanov,_Roger_Smith,_Paula_Szkody,_Zachary_P._Vanderbosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13133 |
AMCVnシステムは、ヘリウムを豊富に含む縮退または半縮退ドナーから白色矮星が降着する超小型連星です。一部のAMCVnシステムは、今後開発されるレーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)の最も大きな重力波発生源の1つとなりますが、AMCVnの形成チャネルは依然として不確実です。我々は、大変動変数（CV）を特定するためのSRG/eROSITAとZTFの共同プログラムから発見された、新しい日食AMCVn、SRGeJ045359.9+622444（以下、SRGeJ0453）の研究と特性評価を報告します。SRGeJ0453の食を確認するために光学測光を行ったところ、公転周期が$P_\textrm{orb}=55.0802\pm0.0003$minであることが判明しました。高速測光と動径速度曲線をモデル化することでバイナリパラメーターを制約し、$M_\textrm{donor}=0.044\pm0.024M_{\odot}$および$R_\textrm{donor}=0.078\pm0.012を見つけます。R_{\odot}$。X線スペクトルは、SRG/eROSITAを使用した磁気CVで以前に見られた$\Gamma\sim1$の異常に平坦な光子指数を備えたべき乗則モデルによって近似されていますが、SRGeJ0453の磁気的性質を検証するにはさらなる調査が必要です。光学分光法は、SRGeJ0453のドナー星が最初はHe星またはHe白色矮星であった可能性があることを示唆しています。SRGeJ0453は、現在までに公開されている9番目の日食AMCVnシステムですが、光のバーストがないため、これまでの調査ではとらえどころがありませんでした。X線と光学の共同調査を使用したSRGeJ0453の発見は、近い将来に同様のシステムが発見される可能性を浮き彫りにしました。
中性子星合体シミュレーションにおける有限温度効果に対する星のコンパクトネスの影響
| Title |
Influence_of_stellar_compactness_on_finite-temperature_effects_in_neutron_star_merger_simulations |
| Authors |
Carolyn_A._Raithel,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13144 |
連星中性子星の合体は、吸星の低温状態から大質量中性子星残骸の高温物質に至るまで、広範囲の密度と温度にわたって高密度物質の状態方程式(EoS)を調べます。この論文では、完全一般相対性理論で実行される一連の合体シミュレーションを使用して、EoSの有限温度部分の不確実性に対する中性子星の合体の感度を調査します。私たちは以前の研究を拡張して、熱処方と初期中性子星のコンパクトさを決定するゼロ温度EoSの剛性の間の相互作用を調査しました。粒子有効質量の現象論的モデル$M^*$を使用してEoSの有限温度部分を計算し、コンパクトまたは大型のいずれかを予測する2つのコールドEoSとともに、さまざまな熱処方の合体シミュレーションを実行します。初期中性子星の半径。$M^*$パラメーターの選択が合体後の残骸の熱特性にどのような影響を与えるか、また初期の星のコンパクトネスが異なる星でこれがどのように変化するかについて報告します。我々は合体後の重力波信号を特徴づけ、$M^*$パラメータの選択に応じて最大190Hzのピーク周波数の違いを見つけました。最後に、全体の動的噴出物は一般に熱処方の影響をほとんど受けないが、$M^*$パラメーターの特定の組み合わせとソフトな低温EoSが噴出物の大幅な強化につながる可能性があることがわかりました。
核合体の速度依存性：宇宙線反核への影響
大型ハドロン衝突型加速器(LHC)での今後の研究は、反原子核${\rm\bard}$と$\overline{^3\rmHe}$の生成断面積の測定における迅速性の適用範囲を拡大することを目的としています。我々は、このような研究が宇宙線(CR)フラックス予測に及ぼす影響を説明します。これは、CR実験の結果の解釈にとっても重要です。速度効果の観点から、LHCで$|y|<1.5$の範囲をカバーすれば、天体物理学のCR計算には十分であることを示します。問題の他の側面、特に$\sqrt{s}$には重要な外挿が残っています。
模擬宇宙線を用いた大気シャワー観測物の質量感度の研究
CORSIKAシミュレーションを使用して、南極とアルゼンチンのマラルグ、アイスキューブニュートリノ観測所とピエールオージェ観測所のそれぞれの場所での宇宙線空気シャワー観測物の質量感度を調査します。空気シャワーシミュレーションを使用して、フィッシャー線形判別分析による陽子、ヘリウム、酸素、および鉄の一次宇宙線間のイベントごとの質量分離を研究しました。一次粒子は$10^{16.0}-10^{18.5}\,$eVおよび$0^\circ$から$60^\circ$の範囲で研究されましたが、それらはほとんど弱く、定性的な結果は変わりません。-鉄の質量分離は、典型的な再構成の不確実性が考慮されている場合でも、研究されたすべての観測量の知識を組み合わせて使用して達成されますが、正確な測定があっても、中間質量原子核のイベントごとの分離は困難であり、フィッシャー判別式よりも優れた方法です。および/または追加の観測値を含める必要があります。個々の観測可能な高エネルギーミュオン($>500\,$GeV)は、イベントごとに最高の質量識別を提供しますが、任意のエネルギーのミューオンと$X_{\text{max}}$の組み合わせでは、すでに両方のサイトでの陽子と鉄の一次間のイベントごとの高い分離。また、空気シャワーの縦方向プロファイルの非対称性と幅パラメータ$R$と$L$が質量に敏感であることも確認します。$R$のみがイベントごとの質量分離に適しているように見えますが、$L$は陽子とヘリウムの比を統計的に決定するために使用できる可能性があります。全体として、我々の結果は、次世代の空気シャワー実験のために、少なくとも$X_{\text{max}}$とミューオンおよび電磁シャワー成分のサイズを含む、いくつかの空気シャワー観測量の同時測定の動機付けとなっています。
PSR~J0835$-$4510 (Vela) からの明るいパルスの早期到着時間の双曲線制限
| Title |
Hyperbolic_limit_on_the_early_arrival_time_of_bright_pulses_from_PSR~J0835$-$4510_(Vela) |
| Authors |
Angiraben_D._Mahida,_J._L._Palfreyman,_G._Molera_Calves,_Susmita_Sett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13281 |
天文学者たちは、ベラパルサー(PSR~J0835$-$4510)を数十年にわたって研究してきました。この研究は、2016年から2020年にかけて連続3日間にわたって収集されたほぼ100時間の単一パルスデータを分析しています。この研究では、ピーク強度の増加に伴うより明るいパルスの早期到達という興味深い現象を調査しています。磁束密度間隔を使用して積分パルスプロファイルを構築し、パルス到着時間と強度の関係を調べることにより、それらの間に双曲線関係があることがわかりました。最も明るいパルスが最も早く到着する場合の位相限界は$-0.85~\pm0.0109$~msであることが判明しました。この研究は、ベラパルサーの規則的および巨大なマイクロパルスの原因となる発光領域をさらに調査するための刺激的な見通しを提供します。
チャンドラの空間バリアント点広がり関数を使用した Richardson-Lucy デコンボリューション: 超新星残骸カシオペア A を例として
| Title |
Richardson-Lucy_deconvolution_with_a_spatially_Variant_point-spread_function_of_Chandra:_Supernova_Remnant_Cassiopeia_A_as_an_Example |
| Authors |
Yusuke_Sakai,_Shinya_Yamada,_Toshiki_Sato,_Ryota_Hayakawa,_Ryota_Higurashi,_and_Nao_Kominato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13355 |
Richardson-Lucy(RL)デコンボリューションは、X線天文学やその他の分野で広く使用されている古典的な手法の1つです。最近の画像処理の進歩の中で、RLデコンボリューションには現実的な状況下ではまだ改善の余地が多く残されています。1つの方向は、点広がり関数(PSF)の位置依存性、いわゆる空間的に変化するPSF(RL$_{\rm{sv}}$)によるRLデコンボリューションを含めることです。もう1つは、信頼できる反復回数とそれに関連する不確実性を推定する方法です。私たちは、RL$_{\rm{sv}}$アルゴリズムと不確実性の推定を組み込んだ実用的な手法を開発しました。明るく高解像度の画像の代表例として、この論文では超新星残骸カシオペアAのチャンドラX線画像を使用しました。RL$_{\rm{sv}}$デコンボリューションにより、前後方向の衝撃やジェットのような構造における不鮮明な特徴を明らかにすることができます。観測画像の統計的変動を利用して適切な反復回数を予測する手法を構築した。さらに、不確かさは、観測データを使用して現象論的にテストされた最後の反復からの誤差伝播によって推定されました。したがって、私たちの方法は、高解像度のX線画像に埋め込まれた残骸とその微細構造の時間変化を評価するための実用的に効率的なフレームワークです。
HERO（高エネルギー線観測所）の最適化と現状
| Title |
HERO_(High_Energy_Ray_Observatory)_optimization_and_current_status |
| Authors |
Alexander_Kurganov,_Dmitry_Karmanov,_Alexander_Panov,_Dmitry_Podorozhny,_Leonid_Tkachev,_Andrey_Turundaevsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13406 |
高エネルギー線観測所(HERO)は、宇宙線を直接研究するための重電離熱量計に基づく宇宙実験です。装置の有効幾何学的係数は、熱量計の重量10トンから70トンに応じて、陽子の場合12から60m$^2$srまで変化します。$\sim$5年間の曝露中、このミッションにより、膝領域($\sim$3PeV)にあるすべての豊富な宇宙線核のエネルギースペクトルを30\%以上のエネルギー分解能で電荷の個別分解能で測定することが可能になります。宇宙線膝の起源の謎を解くために役立つ情報を提供します。HEROミッションにより、非常に高い精度とエネルギー分解能(70トンの熱量計で最大3\%)で1～1000TeVのエネルギーの宇宙線原子核のエネルギースペクトルを測定し、スペクトルの微細構造を研究することも可能になります。実験開始は2029年までに予定されている。
大規模ヨーロピアン・アレイ・フォー・パルサーで観測されたミリ秒パルサーの可変シンチレーションアーク
| Title |
Variable_Scintillation_Arcs_of_Millisecond_Pulsars_observed_with_the_Large_European_Array_for_Pulsars |
| Authors |
R._A._Main,_J._Antoniadis,_S._Chen,_I._Cognard,_H._Hu,_J._Jang,_R._Karuppusamy,_M._Kramer,_K._Liu,_Y._Liu,_G._Mall,_J._W._McKee,_M._B._Mickaliger,_D._Perrodin,_S._A._Sanidas,_B._W._Stappers,_T._Sprenger,_O._Wucknitz,_C._G._Bassa,_M._Burgay,_R._Concu,_M._Gaikwad,_G._H._Janssen,_K._J._Lee,_A._Melis,_M._Pilia,_A._Possenti,_L._Wang,_W._W._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13462 |
私たちは、LargeEuropeanArrayforPulsars(LEAP)とEffelsberg100m望遠鏡で観測された12個のソースを分析し、ミリ秒パルサーのシンチレーションアークの最初の大規模サンプルを紹介します。私たちは、10年間にわたる散乱タイムスケールの相関する重要な変化を測定して、マルチパス伝播による遅延を推定します。多くの光源は二次スペクトルにコンパクトなパワーの集中を示しており、PSRJ0613$-$0200およびJ1600$-$3053では観測間で追跡でき、固定角度位置でのコンパクトな散乱と一致しています。PSRJ1643$-$1224やJ0621+1002などの他の光源は、散乱スクリーン全体の位相勾配に関連している可能性が高い、拡散した非対称のアークを示しています。PSRB1937+21には、異なる時間帯で優勢となる少なくとも3つの異なる画面と、さまざまな画面軸またはマルチ画面相互作用の証拠が示されています。PSRJ0613$-$0200で年周および軌道弧の曲率変動をモデル化し、昇交点の経度の測定値を提供し、軌道傾斜角の感覚を解決します。最適なモデルは、経時的に変化する異方性軸を持つスクリーンのものです。光源の散乱の変化に対応します。スクリーンの異方性軸のモデル化されていない変動は、シンチレーションによる軌道パラメーターを決定する際の制限要因となる可能性があり、可変スクリーンの特性や独立したVLBI測定を慎重に検討する必要があります。このような長期にわたるシンチレーション研究は、パルサータイミングを補完するツールとして機能し、パルサータイミングアレイの相関ノイズ源を測定し、パルサー軌道を解明し、散乱スクリーンの天体物理学的起源を理解します。
PSR J1453-6413 の 23 年間のパルサー タイミングの結果
| Title |
Results_of_23_yr_of_Pulsar_Timing_of_PSR_J1453-6413 |
| Authors |
Wei_Li,_Shi-Jun_Dang,_Jian-Ping_Yuan,_Lin_Li,_Wei-Hua_Wang,_Lun-Hua_Shang,_Na_Wang,_Qing-Ying_Li,_Ji-Guang_Lu,_Fei-Fei_Kou,_Shuang-Qiang_Wang,_Shuo_Xiao,_Qi-Jun_Zhi,_Yu-Lan_Liu,_Ru-Shuang_Zhao,_Ai-Jun_Dong,_Bin_Zhang,_Zi-Yi_You,_Yan-Qing_Cai,_Ya-Qin_Yang,_Ying-Ying_Ren,_Yu-Jia_Liu_and_Heng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13611 |
この論文では、パークス64メートル電波望遠鏡の観測に基づいたPSRJ1456-6413の23.3年間のパルサータイミング結果を紹介しました。MJD57093(3)と59060(12)で2つの新しいグリッチが検出され、MJD54554(10)で最初のグリッチが確認されました。「コレスキー」タイミング解析手法を使用して、2番目のグリッチの前後のデータセグメントから、位置、固有運動、および2次元横速度をそれぞれ決定しました。さらに、最初のグリッチの後に、回復時間スケールが約200日、対応する指数関数的回復係数Qが約0.15(2)である指数関数的回復挙動が検出されましたが、他の2つのグリッチでは指数関数的回復は検出されませんでした。さらに興味深いことに、2番目のグリッチ後の積分パルスプロファイルの主成分が強くなる一方で、主成分が弱くなることがわかりました。私たちの結果は、グリッチイベントによって引き起こされた磁気圏変動を伴うパルサーのサンプルを拡大します。
高速電波バーストは地震に似た余震を引き起こすが、太陽フレアは引き起こさない
高速無線バースト(FRB)が繰り返される発生メカニズムは依然として謎に包まれており、バーストの発生時間とエネルギーとの相関関係は、それを解明するための重要な手がかりを提供する可能性があります。FRBの時間相関研究は主に待ち時間分布を用いて行われてきましたが、今回我々は時間とエネルギーの2次元空間における繰り返しFRBの相関関数解析の結果を報告します。FRB20121102A、20201124A、および20220912Aの3つの最も活発なソースについて文献で報告されている約7,000件のバーストを分析することにより、時間相関に関する普遍的な法則を見つけます。相関関数の明確なべき乗則信号が見られ、典型的なバースト持続時間($\sim$10ミリ秒)から短い時間間隔($\Deltat)$まで拡張されています。相関関数は、すべての単一バーストが$\propto(\Deltat)^{-p}$($p=の場合)としてべき乗則によって減衰する速度で余震を生成する確率が約10～-60\%であることを示しています。$1.5--2.5、大森宇津地震の法則のようなもの。相関する余震率は震源活動の変化に関係なく安定しており、放出エネルギーと$\Deltat$の間に相関はありません。私たちは、これらの現象のデータに同じ解析手法を適用することにより、これらすべての特性が量的には地震に共通しているが、多くの点で太陽フレアとは異なることを実証します。これらの結果は、リピーターFRBが、硬い中性子星殻に蓄えられたエネルギーが地震活動によって放出される現象であることを示唆しています。これは、中性子星地殻の物理的特性を調査する将来の研究に新たな機会を提供する可能性があります。
データ駆動型事前確率による逆問題における幻覚の発見
幻覚は、ディープニューラルネットワークで逆問題を解くことによって避けられない結果です。最近の生成モデルの表現力が、従来の正則化子よりもはるかに優れた結果を生み出すことができる理由です。また、見た目は現実的だが不正確な特徴が生成される可能性があり、再構成の重要な側面に対する信頼が損なわれる可能性があります。我々は、データ駆動型事前分布を用いた逆問題の解法において、どの領域が幻覚を起こしやすいかを判断するための実用的で計算効率の高い方法を提案します。尤度のフィッシャー情報行列とデータ駆動事前の対角要素を別々に計算することで、情報が事前優勢である領域にフラグを立てることができます。私たちの診断は再構成されたソリューションと直接比較できるため、ユーザーはそのような領域での測定がアプリケーションに対して堅牢であるかどうかを判断できます。私たちの手法はパラメータの数に比例して拡張するため、高次元の設定にも適用でき、将来の広範な調査の大容量データ製品に広く展開できます。
宇宙線空気シャワーからのパルス電波信号の高精度補間法
| Title |
A_high-precision_interpolation_method_for_pulsed_radio_signals_from_cosmic-ray_air_showers |
| Authors |
A._Corstanje,_S._Buitink,_J._Bhavani,_M._Desmet,_H._Falcke,_B.M._Hare,_J.R._H\"orandel,_T._Huege,_N._Karasthatis,_G.K._Krampah,_P._Mitra,_K._Mulrey,_A._Nelles,_K._Nivedita,_H._Pandya,_O._Scholten,_K._Terveer,_S._Thoudam,_G._Trinh,_S._ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13514 |
宇宙線誘発空気シャワーからの無線信号の分析は、一次エネルギーやシャワーの最大深さなどのシャワーパラメータを抽出するための信頼できる方法であることが示されています。必要な詳細なエアシャワーシミュレーションには、数百のアンテナのシャワーごとに1～3日のCPU時間がかかります。スクエアキロメートルアレイ(SKA)でのエアシャワーの研究には60,000ドル近くのアンテナが使用されることが想定されており、これらすべてをシミュレートするには法外なコストがかかるでしょう。極グリッド上でシミュレートされたアンテナのセットから、無線フットプリント内の任意の位置で完全なパルス時系列を再構成する内挿アルゴリズムを提案します。フーリエ級数表現と3次スプラインを利用することで、既存の線形手法を大幅に改善します。SKA時代の高精度解析には、約200個のアンテナのシミュレーションで十分であることを示します。正確なパルス形状とタイミングに依存する干渉法。したがって、精度を維持しながら計算量を制限するために、無線シミュレーションコードの有用な拡張として補間アルゴリズムとその実装を提案します。
星間フライバイ科学データのダウンリンク設計
このチュートリアルホワイトペーパーでは、星間飛行探査機から科学データを返すためのダウンリンク通信システムの設計についてレビューします。探査機は弾道的であると想定されており、ターゲットの星とその系外惑星との遭遇後の期間中にデータがダウンロードされます。科学研究者が関心を持つパフォーマンス指標には、起動から完了までの総データ待ち時間と、確実に回復されたデータの総量が含まれます。考慮される問題には、プローブの速度と質量の間の相互作用、およびダウンリンク送信の継続時間が含まれます。誤り訂正符号化(ECC)を備えたパルス位置変調(PPM)を使用した光通信が想定されています。地球上またはその近くの非常に大きな受信機収集エリアは、インコヒーレントに結合された個々の回折限界開口で構成されています。送信および受信のポインティング精度、ビームサイズ、受信機の視野など、設計におけるその他の重要な問題が検討されます。数値例では、最初は地球付近からの指向性エネルギー推進によって打ち上げられたプロキシマケンタウリ(太陽に最も近い星)へのミッションを想定しています。
ガイア時代の白色矮星トリプルの動的進化
| Title |
Dynamical_Evolution_of_White_Dwarf_Triples_in_the_Era_of_Gaia |
| Authors |
Cheyanne_Shariat,_Smadar_Naoz,_Bradley_M.S._Hansen,_Isabel_Angelo,_Erez_Michaely,_and_Alexander_P._Stephan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13130 |
ガイア計画では、連星構成および三重構成の多くの白色矮星(WD)が検出されており、観測では三重恒星系が銀河系では一般的であることが示唆されていますが、三重構成のWDにはあまり注目されていませんでした。安定性の理由から、これらの三重星は階層構造を持つ必要があります。つまり、2つの星が狭い軌道(内側連星)上にあり、3番目の伴星が内側連星の周りのより広い軌道上にあります。このような系では、2つの軌道は偏心コーザイ・リドフ機構(EKL)を介して互いにトルクを与え、内部連星の軌道構成を変えることができます。私たちは、10ギヤを超える数千の三重恒星系をシミュレーションし、重力相互作用、潮汐、一般相対性理論、白色矮星の運命に至るまでの恒星の進化を追跡します。ここで実証されているように、恒星の進化と結合した三体ダイナミクスは、緊密なWDバイナリを形成したり、WDと仲間の合併につながる重要なチャネルです。これらのトリプルのうち、激変変数、Ia型超新星、および重力波現象としてのそれらの発現を調査します。次に、シミュレートされたシステムが、Gaiaカタログから選択されたWDトリプルのサンプルと比較されます。私たちは、ガイア観測と一致する内部の二元系と三次系の分離の分布を生成するには、質量損失に起因するキックの効果を含めることが重要であることを発見しました。最後に、この一貫性を利用して、局所200パーセク内の太陽型星の約30%が三重星型で誕生したと推定しています。
MESA と GYRE を使用したたて座デルタ星の 800,000 モデルのグリッド
脈動周波数に規則的なパターンを持つたて座デルタ星の数が急速に増加しているため、観測結果をよりよく理解するためのモデリングツールが必要です。さらに、星ごとに12個のモードが確認されているため、これらの若い$\delta$Sct星を使用して星の構造について有意義な推論を行う可能性があります。私たちは、主系列以前の初期から主系列寿命のおよそ3分の1までの$>$800,000の恒星モデルのグリッドを計算して記述し、それらの脈動周波数を計算します。これらから、星地震パラメータも計算し、それらのパラメータが質量、年齢、金属の質量分率によってどのように変化するかを調査します。大きな周波数分離$\Delta\nu$は、年齢0の主系列では質量の影響を受けないことを示します。観測された周波数領域では、($n\sim5$--9のモードから)測定した$\Delta\nu$は、太陽のスケーリング関係と$\sim$13%異なります。最低動径次数のモデル化が不十分であることが多いことがわかりました。これはおそらく、低次の圧力モードには星の構造を拘束する未開発の可能性が含まれていることを示していると考えられます。また、MESAで利用可能なさまざまな核反応ネットワークが若い$\delta$Sct星の脈動周波数に5%もの影響を与える可能性があることも示します。私たちは、それぞれ15以上のモードが識別された2つの前主系列星を含む、新しくモデル化された5つの星にグリッドを適用し、グリッドをコミュニティリソースとして利用できるようにします。
陽子線加熱フレアモデルは日震を説明できるか?
| Title |
Can_Proton_Beam_Heating_Flare_Models_Explain_Sunquakes? |
| Authors |
Viacheslav_Sadykov,_John_Stefan,_Alexander_Kosovichev,_Joel_Allred,_Graham_S_Kerr,_Andrey_Stejko,_Adam_Kowalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13162 |
SDO/HMIの観測により、太陽地震として知られる、白色光の放出と太陽地震応答を同時に伴い、光球に多大なエネルギーと運動量の影響を与える太陽フレアの一種が明らかになりました。これまでの放射流体力学モデルでは、「電子ビーム」加熱の標準的なフレアモデルの枠組みで太陽地震を説明することの課題が実証されてきました。太陽地震や光球衝突のその他の兆候を説明する可能性の1つは、太陽フレアに関与する追加の加熱メカニズム(フレアで加速された陽子など)を考慮することです。この研究では、電子ビームよりも深く大気低層まで浸透できる非熱べき乗則分布の陽子ビームによって大気が加熱される一連のシングルループRADYN+FPシミュレーションを解析します。RADYNモデルの出力を使用して、合成FeI6173Aラインストークスプロファイルを計算し、それらからSDO/HMI機器の見通し線(LOS)観測値および3D太陽地震応答を計算し、それらを対応する観察特性。これらの初期結果は、陽子ビーム加熱を伴うモデルが観測可能なHMI連続体の強化をもたらし、太陽地震の発生を定性的に説明できることを示しています。連続体で観察可能な増強はすべてのモデルで明らかですが、$E_{c}\geq$500keVのモデルでより顕著です。対照的に、$E_{c}\leq$100keVのモデルは、3D音響モデリングによれば、より強い太陽地震のような太陽地震の影響を提供し、低エネルギー(デカおよびヘクトkeV)陽子が太陽地震の影響において重要な役割を果たしていることを示唆しています。日震の発生。
冷却ジェットにおける減衰横振動の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_Simulations_of_the_Decaying_Transverse_Oscillations_in_the_Cool_Jet |
| Authors |
Abhishek_K._Srivastava,_Balveer_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13322 |
太陽彩層における初鉛直速度の摂動によって引き起こされる低温ジェットの進化を記述する2.5DMHDシミュレーションについて説明します。1Mm～1.5Mmの間で振幅20～50km/sのランダム速度パルスと、50秒から300秒の間のさまざまなスイッチオフ期間を実装します。適用された垂直速度パルスは、TRを超えると急勾配になる一連の磁気音響衝撃を生成します。これらの衝撃は内部コロナ内で相互作用し、複雑な局所的な速度場をもたらします。このような摂動が上向きに伝播すると、その背後に低圧領域が形成され、さまざまな冷たいジェットやプラズマ流が推進されます。代表的な冷却ジェットJ1の横振動を研究します。このジェットは原点からTR上6.2Mmの高さまで移動します。その進化の過程で、プラズマ流によりジェットJ1のスパインが放射状に不均一になります。これは、ジェット全体で滑らかに変化する密度と速度で確認できます。高密度のJ1は、約125km/sの位相速度で約195秒の周期で伝播する横波をサポートします。密度の距離と時間のマップでは、横方向のキンク波として現れます。しかし、速度のx成分とz成分の距離と時間のマップを注意深く調査すると、これらの横波が実際には混合Alfvモードであることが明らかになります。横波はジェットの減衰の証拠を示しています。我々は、J1内の密度と特性Alfv\'en速度のクロスフィールド構造が、共鳴変換の開始と波動エネルギーの外側への漏洩を引き起こし、共鳴吸収を介してこれらの横振動を消散すると結論付けています。波のエネルギー束は約1.0x10^6ergscm^{-2}s^{-1}と推定されます。このエネルギーが、ジェットが伝播するコロナへの共鳴吸収を通じて散逸する場合、局所的なコロナ加熱には十分なエネルギーとなります。
光球から伝播するアルフエン波によって加熱されたプロミネンスの細い糸の自己矛盾のない平衡モデル
| Title |
Self-consistent_equilibrium_models_of_prominence_thin_threads_heated_by_Alfv\'en_waves_propagating_from_the_photosphere |
| Authors |
Lloren\c{c}_Melis,_Roberto_Soler,_Jaume_Terradas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13434 |
太陽のプロミネンスの微細な構造は、磁力線の輪郭を描く細い糸によって作られています。観察によると、アルフブの性質の横波がプロミネンススレッドのいたるところに存在します。これらの波は光球で駆動され、コロナ内に浮遊するプロミネンスに伝播します。アルフエン波の散逸による加熱は、低温で部分的に電離したプロミネンスプラズマにおける関連メカニズムである可能性があります。私たちは、放射損失、熱伝導、および波動加熱の間のエネルギーバランスを満たすプロミネンス細い糸の1D平衡モデルの構築を探索します。私たちは、プロミネンスに向かってアルフエン波を発射するブロードバンドドライバーが光球に存在すると仮定します。エネルギー平衡方程式とAlfv\'en波動方程式を連続的に解く反復法が実装されています。エネルギー平衡方程式から、最初は波加熱がないことを考慮して、温度、密度、イオン化率の流れに沿って平衡プロファイルを計算します。Alfv\'en波動方程式を使用して波動加熱率を計算し、それをエネルギー平衡方程式に戻して新しい平衡プロファイルを取得します。このプロセスは、Alfv\'en波によって加熱された自己矛盾のないスレッドモデルへの収束が達成されるまで繰り返されます。我々は、冷たくて緻密な糸、非常に薄いPCTR、および拡張された冠状領域で構成される平衡モデルを取得しました。コールドスレッドの長さは、プロミネンスコアの温度とともに減少し、アルフエン波のエネルギー束とともに増加します。コールドスレッド内の波の加熱率が放射損失よりも大きくなると、十分に大きな波のエネルギー束に対して平衡モデルは不可能になります。平衡を可能にする波のエネルギー束の最大値は、プロミネンスの中心温度に依存します。これにより、現実的な条件における平衡の存在が制約されます。
TNG XLIV の GAPS プログラム。 HARPS-Nで観測された273個の系外惑星主星の予測回転速度
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_XLIV._Projected_rotational_velocities_of_273_exoplanet-host_stars_observed_with_HARPS-N |
| Authors |
M._Rainer,_S._Desidera,_F._Borsa,_D._Barbato,_K._Biazzo,_A._Bonomo,_R._Gratton,_S._Messina,_G._Scandariato,_L._Affer,_S._Benatti,_I._Carleo,_L._Cabona,_E._Covino,_A.F._Lanza,_R._Ligi,_J._Maldonado,_L._Mancini,_D._Nardiello,_D._Sicilia,_A._Sozzetti,_A._Bignamini,_R._Cosentino,_C._Knapic,_A._F._Mart\'inez_Fiorenzano,_E._Molinari,_M._Pedani,_E._Poretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13468 |
系外惑星の科学に使用される主要な分光器は、補助結果として動径速度の推定に使用される相互相関関数(CCF)の半値全幅(FWHM)を生成するオンラインデータ削減ソフトウェア(DRS)を提供しています。ホストスターの。FWHMには、恒星の投影回転速度vsiniに関する情報も含まれています。私たちは、ゆっくりと回転する太陽に似た星の場合に、HARPS-NDRSによって計算されたFWHMから直接vsiniを導出する簡単な関係を確立したいと考えました。これは恒星の傾斜角iを回復するのにも役立ち、ひいては系外惑星のパラメータに影響を与える可能性があります。我々は、既知の小さな空投影傾斜角を持つ系外惑星通過系を観察することにより、自転軸の傾きが90度に相当する星を選択しました。これらの星については、vsiniが星の赤道速度veqに等しいと推定できます。測光時系列から回転周期を導き出し、SEDフィッティングから半径を導き出しました。これにより、veqを回復することができ、G2およびK5スペクトルタイプマスクの両方で得られたCCFのFWHM値と比較することができました。遅い回転子(FWHM<20km/s)に役立つ、各マスクの経験的な関係が得られました。私たちはそれらをHARPS-Nで観測された273個の系外惑星主星に適用し、均一なvsini測定値を得ました。私たちの研究の信頼性を確認するために、私たちの結果を文献の結果と比較したところ、logg>3.5の星についてより洗練された方法で得られた値とよく一致することがわかりました。また、HARPSとSOPHIEデータの関係も試しましたが、それらはG2およびK5マスクを使用したHARPSDRSによって導出されたFWHMにも使用でき、スペクトルが取得されている限りSOPHIEデータに適応できる可能性があると結論付けました。高解像度モード。また、事前のvsini推定なしで12個のオブジェクトのiを回復または制約することもできました。
太陽に似た発振器の星地震解析の簡素化: 次元削減のための主成分解析の応用
| Title |
Simplifying_asteroseismic_analysis_of_solar-like_oscillators:_An_application_of_principal_component_analysis_for_dimensionality_reduction |
| Authors |
M._B._Nielsen,_G._R._Davies,_W._J._Chaplin,_W._H_Ball,_J._M._J._Ong,_E._Hatt,_B._P._Jones,_and_M._Logue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13577 |
星のパワー密度スペクトルの星地震解析は、多くの場合、計算コストがかかります。解析で使用されるモデルは、振動モードと表面粒状化によって引き起こされるスペクトルの特徴を正確に記述するために数十のパラメーターを使用する場合があります。多くのパラメーターは相関性が高いことが多いため、パラメーター空間を迅速かつ正確にサンプリングすることが困難になります。ただし、それらはすべて、より小さなパラメーターのセット、つまり基本的な星の特性に依存します。私たちはこれを利用して、モードの識別に重点を置き、太陽に似た発振器の星地震解析のためのモデルパラメーター空間をサンプリングするプロセスを簡素化することを目指しています。以前の観測の大規模なセットを使用して、サンプル共分散行列に主成分分析を適用し、モデルパラメーターをサンプリングするための新しい基準を選択しました。サンプル分散の大部分を説明する基底ベクトルのサブセットを選択し、より小さな潜在パラメーターのセットに関してモデルパラメーターの事前確率密度分布を再定義します。サンプリングされたパラメータ空間の次元を2～3分の1に減らすことができます。恒星の振動スペクトルを正確にモデル化するために必要な潜在パラメータの数は正確に決定することはできませんが、おそらく4から6の間だけであると考えられます。このメソッドは2つの潜在パラメーターを使用して、発振スペクトルのバルク特徴を記述することができます。また、より多くの潜在パラメーターを含めることにより、特定のターゲットの小さな周波数分離の$\およそ10\%$よりも優れた周波数精度が可能になります。我々は、低ランクの潜在パラメータ空間をサンプリングすることで、広範囲の進化段階にわたる太陽状発振器の正確なモード識別とパラメータ推定が依然として可能であることを発見しました。これにより、それに対応して計算コストを増加させることなく、スペクトルモデルの複雑さを増大させる可能性が考慮されます。
Pyodine: ヨウ素で校正された正確な動径速度のためのオープンで柔軟なリダクション ソフトウェア
| Title |
Pyodine:_An_open,_flexible_reduction_software_for_iodine-calibrated_precise_radial_velocities |
| Authors |
Paul_Heeren_(1_and_2),_Ren\'e_Tronsgaard_(2),_Frank_Grundahl_(2),_Sabine_Reffert_(1),_Andreas_Quirrenbach_(1),_Pere_L._Pall\'e_(3_and_4)_((1)_Landessternwarte,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Germany,_(2)_Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University,_Denmark,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(4)_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13615 |
正確な動径速度(RV)の測定に特化した既存および将来のプロジェクトのために、ヨウ素(I$_2$)吸収セル法を介してエシェルスペクトルからRVを抽出するオープンソースの柔軟なデータ削減ソフトウェアを作成しました。$pyodine$と呼ばれるこのソフトウェアは完全にPythonで書かれており、さまざまな機器に簡単に適応できるようにモジュール構造で構築されています。既存のI$_2$リダクションコードに基づいて構築される$pyodine$で採用されている基本的な概念を示し、ソフトウェアの構造の概要を示します。私たちは$pyodine$を2つの機器、テイデ天文台にあるHertzsprungSONG(以下、SONG)とリック天文台のハミルトン分光器(以下、Lick)に適用し、これらの施設からのスペクトルに対するコードの柔軟性とそのパフォーマンスを実証しました。SONGデータとLickデータの両方について、$pyodine$の結果は一般に、専用の計測器パイプラインによって達成されるRV精度と一致します。特に、私たちのコードは、SONGスペクトルの短期太陽時系列で約$0.69\,m\,s^{-1}$の精度に達し、スペクトル上で恒星HIP~36616の惑星誘発RV変動を確認しています。ソングとリックから。太陽スペクトルを使用して、単一の吸収線から速度時系列を抽出するソフトウェアの機能も実証します。元の結果と比較すると若干減衰しているにもかかわらず、SONGのおそらく楽器効果が$pyodine$RVに依然として表示されています。$pyodine$を使用して、高精度でありながら機器に柔軟なI$_2$削減ソフトウェアの実現可能性を証明しました。将来的には、このコードはSONGネットワークとハイデルベルクのWaltz望遠鏡プロジェクトの専用データ削減パイプラインの一部となる予定です。。
アクシオン-暗黒光子-光子の相互作用によるCMBスペクトルの歪み
| Title |
CMB_Spectral_Distortions_from_an_Axion-Dark_Photon-Photon_Interaction |
| Authors |
Anson_Hook,_Gustavo_Marques-Tavares,_Clayton_Ristow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13135 |
アクシバースなどの多くのBSMシナリオでは、大量の光スピン0およびスピン1フィールドの存在が動機付けられています。このような光ボソン場と標準模型との相互作用の研究は、光子と結合するアクシオン($\phi$)、$\phiF\tildeF$、または光子と暗黒光子の間の動力学的混合$FF_D$。この研究では、混合アクシオン光子相互作用$\phiF\tildeF_D$に焦点を当てて、2つの光BSM場と標準モデルを含む相互作用の探索を続けます。アクシオンまたはダークフォトンのいずれかがダークマターである場合、この相互作用がCMBフォトンのダークセクター粒子への変換につながり、CMBスペクトルの歪みにつながることを示します。これらの固有の歪みシグネチャの詳細と、その結果生じる$\phiF\tildeF_D$カップリングの制約を示します。特に、広範囲の質量については、これらの効果による制約が、より広く研究されているアクシオンと光子の結合よりも強いことがわかりました。
| Title |
Searching_for_GUT-scale_QCD_Axions_and_Monopoles_with_a_High_Voltage_Capacitor |
| Authors |
Michael_E._Tobar,_Anton_V._Sokolov,_Andreas_Ringwald,_Maxim_Goryachev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13320 |
QCDアクシオンは、強力なCP問題を解決するため、存在すると仮定されています。さらに、もしアクシオンが存在するなら、宇宙初期にアクシオンが生成されるはずで、観測されたすべての暗黒物質の原因となる可能性がある。特に、$10^{-10}$から$10^{-7}$eV程度のアクシオン質量は、GUTスケール付近のアクシオンに相当します。この質量範囲では、標準的なQED結合パラメーター$g_{a\gamma\gamma}$を通じてアクシオンを探索する多くの実験が提案されています。最近、アクシオン電気力学は、さらに2つの結合パラメーター$g_{aEM}$と$g_{aMM}$を含むように拡張されました。これらは、重い磁気単極子が存在する場合に発生する可能性があります。この研究では、高電圧コンデンサを使用して$g_{aMM}$と$g_{aEM}$の両方を検索できることを示します。この実験は$g_{a\gamma\gamma}$の影響を受けないため、GUTスケールのアクシオンが存在することが示された場合に重い単極子の効果を探索したり、アクシオンとアクシオンの両方を同時に探索したりする新しい方法が提供されます。同時にモノポールも。
球状星団星の自己一貫性のあるシミュレーションによる暗い光子の制約
| Title |
Constraining_Dark_Photons_with_Self-consistent_Simulations_of_Globular_Cluster_Stars |
| Authors |
Matthew_J._Dolan,_Frederick_J._Hiskens_and_Raymond_R._Volkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13335 |
暗黒光子に対する恒星の制約を再検討します。私たちは、横方向および縦方向の暗い光子の共鳴および非共鳴生成を組み込んだ動的星の進化シミュレーションを行っています。私たちの結果を球状星団個体群の測定から得られた観測値と比較し、赤色巨星枝(RGB)の先端の明るさ、水平枝(HB)星に対するRGBの個体群の比率($R$パラメータ)、HB星に対する漸近巨大枝の比率($R_2$パラメータ)。静的恒星モデルから導出された以前の境界は、過度に保守的な制約につながる明るい暗い光子の共鳴生成の影響を捉えておらず、RGB先端の光度に対するより重い暗い光子の影響を過大評価していることがわかりました。これにより、速度混合パラメーターに最大1桁の制約の差が生じます。
超軽量暗黒物質と干渉計の重力相互作用
超軽量暗黒物質は、その波長の空間スケールにわたって一次の密度変動を示します。これらの変動は重力によって重力波干渉計と相互作用し、追加のノイズフロアまたは信号を引き起こします。私たちは重力波干渉計における超軽量暗黒物質誘発効果を調査します。私たちは干渉計で超軽量暗黒物質のパワースペクトルの体系的な計算を実行します。超軽量暗黒物質誘発効果は、長いベースラインを持つ干渉計に最も関連しており、レーザー干渉計スペースアンテナや将来のアーム付き干渉計の場合の推定ノイズレベルと比較して、主要なノイズフロアを構成するだけであることを示します。-数天文単位に匹敵する長さ。重力波干渉計は、太陽系内の超軽量暗黒物質の密度に上限を設けることができます。特定の仮定の下では、AUスケールのアーム長を持つ将来の干渉計は、より大きな空間スケールで測定される局所的な暗黒物質密度の数百倍の暗黒物質密度を調査できる可能性があることがわかりました。
パルサー J0704+6620 の天体物理学的観測からの二次 $f(R)$ 重力の制約
| Title |
Constraining_Quadratic_$f(R)$_Gravity_from_Astrophysical_Observations_of_the_Pulsar_J0704+6620 |
| Authors |
G._G._L._Nashed_and_Waleed_El_Hanafy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13396 |
二次$f(R)=R+\epsilonR^2$場方程式($\epsilon$の次元は[L$^2$])を静的球状恒星モデルに適用します。内部構成はKrori-Baruaansatzによって決定され、さらに流体は異方性であると仮定します。NICERとXMMの観測によって推定されたパルサーPSRJ0740+6620の天体物理学的測定値を使用して、$\epsilon\about\pm3$km$^2$を決定します。このモデルが幾何学的セクターと物理セクターの両方でパルサーPSRJ0740+6620の安定した構成を提供できることを示します。$f(R)$二次重力内のKrori-Barua解析が、半径方向$p_r$と接線方向$p_t$、圧力と密度$\rho$の間の半解析的な関係を提供し、$p_rとして表現できることを示します。\estimatedv_r^2(\rho-\rho_1)$および$p_r\estimatev_t^2(\rho-\rho_2)$、ここで$v_r$($v_t$)は半径方向(接線方向)の音速です。$\rho_1=\rho_s$(表面密度)と$\rho_2$はモデルパラメーターによって完全に決定されます。これらの関係は、本研究で得られた最適な状態方程式と一致しています。さらに、$f(R)$修正ブッフダール制限を満たすコンパクトさの上限を設定します。興味深いことに、負の$\epsilon$を持つ2次$f(R)$重力は、コンパクトネスが可能な正の$\epsilon$を持つGRまたは$f(R)$重力とは異なり、自然に最大コンパクトネスをブッフダール限界よりも低い値に制限します。ブラックホールの限界$C\から1$に任意に近づきます。このモデルは、コア密度が飽和核密度$\rho_{\text{nuc}}=2.7\times10^{14}$g/cm$^3$の数倍、表面密度$\rho_s>\を予測します。rho_{\text{nuc}}$。他の観測結果と一致することが示された、得られた境界密度に対応する質量半径図を提供します。
連続紫外線から青緑色のアストロコム
| Title |
Continuous_Ultraviolet_to_Blue-Green_Astrocomb |
| Authors |
Yuk_Shan_Cheng,_Kamalesh_Dadi,_Toby_Mitchell,_Samantha_Thompson,_Nikolai_Piskunov,_Lewis_D._Wright,_Corin_B._E._Gawith,_Richard_A._McCracken_and_Derryck_T._Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13533 |
地球に似た系外惑星の特性評価や、ELTなどの次世代望遠鏡を使用した宇宙論モデルの精密テストでは、星の吸収線が最も豊富である可視領域での天体物理分光器の正確な校正が必要になります。アストロコム（マルチGHzグリッド上に超狭でドリフトがなく規則的に配置された光周波数の広帯域シーケンスを提供するレーザー）は、原子的に追跡可能な多用途の校正スケールを約束しますが、超音波の必要性のためにその実現は困難です。-モードロック赤外レーザーの青緑色領域への広帯域周波数変換。ここでは、非周期分極反転されたMgO:PPLN導波路内で第2高調波発生と和周波混合を組み合わせて、1GHzTiからギャップのない390～520nmの光を生成することで、広範な連続スペクトルを実現する新しい概念を紹介します。サファイアレーザー周波数コム。低分散ファブリーペローエタロンをロックして、392～472nmの帯域幅のサブコムを30GHzの間隔で抽出し、結果として生じる何千ものコムモードを高解像度相互分散分光器で視覚化します。補足的な実験データとシミュレーションは、第2高調波のみの変換に存在するスペクトルギャップを除去するアプローチの有効性を示しています。このアプローチでは、弱い基本周波数が二次\{chi}^((2))非線形性によって抑制されます。わずか約100pJのパルスエネルギーしか必要としない私たちのコンセプトは、GHz繰り返し率での広帯域紫外可視生成への実用的な新しいルートを確立します。
Urca プロセスからのバルク粘度: ニュートリノ透過領域における $npe\mu$ 物質
| Title |
Bulk_viscosity_from_Urca_processes:_$npe\mu$_matter_in_the_neutrino-transparent_regime |
| Authors |
Mark_Alford,_Arus_Harutyunyan,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13591 |
私たちは、弱い相互作用の直接ウルカ過程から生じる、適度に熱く高密度のニュートリノ透過性相対論的$npe\mu$物質の体積粘性を研究します。この研究は、捕捉されたニュートリノ成分を含む$npe\mu$物質のバルク粘性に関する私たちの最近の研究と類似しています。核物質は、2つの異なるパラメータ化を使用した相対論的密度汎関数アプローチでモデル化されます。DDME2(どの密度でも低温直接Urca過程が不可能です)とNL3(上記の低温直接Urca過程が可能です)低密度のしきい値）。我々は、ウルカ過程の中性子崩壊とレプトン捕獲の平衡速度、およびミューオン崩壊の速度を計算し、温度$T\geq3$~MeVではミューオン崩壊過程がウルカ過程よりも優勢であることを発見した。DDME2モデルの場合は$T\geq1$~MeV、NL3モデルの場合は$T\geq1$~MeVです。したがって、Urcaプロセス駆動のバルク粘度は、純粋なレプトニック反応が凍結していると仮定して計算されます。その結果、電子およびミューオンのウルカチャネルは独立して体積粘度に寄与し、特定の密度では$npe\mu$物質の体積粘度は温度の関数として標準的な1つのピーク(共鳴)ではなく2つのピーク構造を示します。形状。最後のステップでは、体積粘度によって密度振動の減衰タイムスケールを推定します。たとえば、典型的な振動周波数$f=1$~kHzでは、温度$3\leqT\leq5$~MeVおよび密度$n_B\leq2n_0$で振動の減衰が最も効率的であることがわかります。合併後のオブジェクトの進化に影響を与えます。
宇宙分散を制限したパルサータイミングアレイ相関による重力のテスト
| Title |
Testing_gravity_with_cosmic_variance-limited_pulsar_timing_array_correlations |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13593 |
ナノヘルツ確率的重力波背景(SGWB)は、重力の基本的な特性をテストするための優れた初期宇宙実験室です。このレターでは、SGWB、ひいては重力を理解するために、宇宙分散が限定された、あるいはむしろ実験的なノイズフリーの相関測定を利用することにより、パルサータイミングアレイ(PTA)の可能性を最大限に解明します。私たちは、角度パワースペクトルの測定が科学的推論のPTA精度時代において極めて重要な役割を果たすことを示します。特に、最初のいくつかのパワースペクトル多極子の宇宙分散を制限した測定により、一般相対性理論を重力の代替理論から明確に区別できることを示します。
ナノフォトニック導波路からのレーザー周波数コムによる紫外天文分光器の校正
| Title |
Ultraviolet_astronomical_spectrograph_calibration_with_laser_frequency_combs_from_nanophotonic_waveguides |
| Authors |
Markus_Ludwig,_Furkan_Ayhan,_Tobias_M._Schmidt,_Thibault_Wildi,_Thibault_Voumard,_Roman_Blum,_Zhichao_Ye,_Fuchuan_Lei,_Fran\c{c}ois_Wildi,_Francesco_Pepe,_Mahmoud_A._Gaafar,_Ewelina_Obrzud,_Davide_Grassani,_Fran\c{c}ois_Moreau,_Bruno_Chazelas,_Rico_Sottile,_Victor_Torres-Company,_Victor_Brasch,_Luis_G.Villanueva,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Tobias_Herr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2306.13609 |
天文精密分光法は、地球外の生命の探査、膨張する宇宙の直接観察を支え、宇宙論的スケールにわたる物理定数の潜在的な変動を抑制します。レーザー周波数コムは、天文分光器に非常に必要とされる正確かつ正確な校正を提供できます。宇宙論の研究では、このようなアストロコムによる校正を紫外スペクトル範囲まで拡張することが非常に望ましいですが、材料の強力な分散と確立された赤外レーザー発振器からの大きなスペクトル分離により、これは非常に困難になっています。ここでは、400nm未満の紫外スペクトル範囲で天体コムを使用した天文分光器の校正を初めて実証します。これは、周期分極反転されたナノ加工ニオブ酸リチウム導波路内のチップ統合高非線形フォトニクスと、堅牢な赤外線電気光学コム発生器およびチップ統合微小共振器コムを組み合わせて実現されます。これらの結果は、紫外線における天文精密分光法への実行可能な道を示しており、次世代の地上および将来の宇宙ベースの天文機器の可能性を最大限に引き出すことに貢献する可能性があります。
