CHEX-MATE: 三次元クラスターマルチプローブ (CLUMP-3D)、I. X 線とスニャエフ・ゼルドヴィッチ効果データを使用したガス分析法
| Title |
CHEX-MATE:_CLUster_Multi-Probes_in_Three_Dimensions_(CLUMP-3D),_I._Gas_Analysis_Method_using_X-ray_and_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_Data |
| Authors |
Junhan_Kim,_Jack_Sayers,_Mauro_Sereno,_Iacopo_Bartalucci,_Loris_Chappuis,_Sabrina_De_Grandi,_Federico_De_Luca,_Marco_De_Petris,_Megan_E._Donahue,_Dominique_Eckert,_Stefano_Ettori,_Massimo_Gaspari,_Fabio_Gastaldello,_Raphael_Gavazzi,_Adriana_Gavidia,_Simona_Ghizzardi,_Asif_Iqbal,_Scott_Kay,_Lorenzo_Lovisari,_Ben_J._Maughan,_Pasquale_Mazzotta,_Nobuhiro_Okabe,_Etienne_Pointecouteau,_Gabriel_W._Pratt,_Mariachiara_Rossetti,_Keiichi_Umetsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04794 |
銀河団は、宇宙の歴史を通じてその成長と進化に影響を与える無数の物理的プロセスによる構造形成の産物です。その結果、銀河団内の物質の分布、またはその形状は、宇宙論および天体物理学的プロセス、特に重力による新しい物質の付加によって影響を受けます。我々は、XMM-Newton--MassAssemblyandThermodynamicsattheEndpointofStructurepurposes(CHEX-MATE)を使用したClusterHEritageプロジェクトから、銀河団の3D三軸形状を調査するための解析手法を紹介します。CHEX-MATE三軸解析シリーズの最初の論文であるこの研究では、XMMからのX線データと、プランクとACTからのスニヤエフ・ゼルドヴィッチ(SZ)効果マップを利用して、3次元三軸記述を取得することに焦点を当てています。クラスター内媒体(ICM)ガス。我々は、ガス密度と圧力の三軸楕円体モデルを投影して、X線およびSZ効果で観測された二次元分布と直接比較する、我々の技術のフォワードモデリング形式を提示します。マルコフ連鎖モンテカルロは、モデルパラメーターの事後分布を推定するために使用されます。滑らかなモデルの模擬X線およびSZ観察を使用して、この方法が真のパラメーター値を確実に回復できることを実証します。さらに、この手法を説明するために、CHEX-MATE銀河団の1つであるAbell1689の観測データからガスの形状を再構成する解析を適用します。推定されたパラメータは、そのクラスターの以前の分析と一致しており、我々の結果は、ICM分布の軸比を含む幾何学的特性が数パーセント以内に制限されていることを示しています。したがって、以前の研究よりもはるかに高い精度で、Abell1689が視線に沿って大幅に引き伸ばされ、その結果としてその並外れた重力レンズ特性が得られることがさらに確立されました。
再電離時の減衰翼の特徴的な形状
$z>6$における明るい光源のLy$\alpha$減衰翼の分光分析は、宇宙の再電離の歴史を測定する有望な方法である。ただし、再イオン化プロセスの不均一な性質と明るい光源の近接効果により、減衰翼の理論的解釈は困難です。このレターでは、放射伝達宇宙論シミュレーションスイートCosmicReionizationonComputers(CROC)の中性パッチから生じる減衰翼を分析します。特に$\left<x_{\rmHI}の場合、減衰翼プロファイルは体積加重中立部分$\left<x_{\rmHI}\right>_{\rmv}$の厳密な関数のままであることがわかります。\right>_{\rmv}>0.5$ですが、再イオン化と近接効果の斑点のある性質にも関わらず。この小さな散乱は、適切に測定された減衰翼プロファイルを使用して、体積加重ニュートラル分率を$\Delta\left<x_{\rmHI}\right>_{\rmv}\lesssim0.1と同じくらい正確に制限できることを示しています。再電離の前半では$。
宇宙ひもによって宇宙マイクロ波背景波に誘発される異方性の高速エミュレーション
| Title |
Fast_emulation_of_anisotropies_induced_in_the_cosmic_microwave_background_by_cosmic_strings |
| Authors |
Matthew_A._Price,_Matthijs_Mars,_Matthew_M._Docherty,_Alessio_Spurio_Mancini,_Augustin_Marignier,_Jason._D._McEwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04798 |
宇宙ひもは、宇宙の非常に初期の対称性を破る相転移中に生成された可能性のある線形のトポロジカル欠陥です。膨張する宇宙では、因果的に離れた領域が存在するため、そのような対称性が均一に破られることはなく、その結果、必然的に宇宙ひものネットワークが形成されます。このようなプロセスの観測値を忠実に生成するには、計算コストのかかる数値シミュレーションが必要となり、多くの種類の分析が不可能になります。代わりに、オブザーバブルを迅速にエミュレートし、シミュレーションを回避する手法を提案します。エミュレーションは生成モデリングの一種であり、多くの場合、機械学習のバックボーンに基づいて構築されます。エンドツーエンドのエミュレーションは、高次元性と不十分なトレーニングデータが原因で失敗することがよくあります。したがって、代わりに、観察可能なものを容易に合成できる潜在的な表現をエミュレートすることが一般的です。ウェーブレット位相高調波は、トレーニングを必要とせず、非ガウス情報に非常に敏感であるため、要約統計としてもエミュレーションとしても、宇宙論的分野の優れた潜在表現です。ウェーブレット位相高調波を潜在表現として活用し、単一GPUで1分以内に7.2度の視野にわたって、1分未満の解像度でストリング誘起CMB異方性をエミュレートする技術を開発します。高忠実度のエミュレーションを生成するだけでなく、これらの観測値が正しく分散されていることを確認する技術を提供し、より代表的なサンプルのアンサンブルを提供します。私たちのエミュレーションの統計は、包括的な南部-後藤シミュレーションで計算された統計と一致しています。私たちの調査結果は、これらの高速エミュレーションアプローチが、シミュレーションベースの推論パイプラインなどでの幅広い使用に適している可能性があることを示しています。私たちはコードをコミュニティに公開し、研究者が独自の分析のために宇宙ひも誘発のCMB異方性を迅速にエミュレートできるようにします。
宇宙論的大規模 21 cm ライトコーン画像用のマルチ忠実エミュレータ: GAN を使用した少数ショット転移学習アプローチ
| Title |
Multi-fidelity_Emulator_for_Cosmological_Large_Scale_21_cm_Lightcone_Images:_a_Few-shot_Transfer_Learning_Approach_with_GAN |
| Authors |
Kangning_Diao_and_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04976 |
宇宙再電離の大規模な数値シミュレーション($\gtrsim500\rm{Mpc}$)は、今後の平方キロメートルアレイ(SKA)の大規模な調査ボリュームに一致するために必要です。宇宙再電離の大規模なライトコーン画像を生成するためのマルチ忠実エミュレーション技術を紹介します。まず小規模なシミュレーションで敵対的生成ネットワーク(GAN)をトレーニングし、その知識を数百のトレーニング画像を含む大規模なシミュレーションに転送します。私たちの方法は、さまざまな統計によって測定されるように、ライトコーン画像を生成する際に高い精度を達成しますが、ほとんどの場合エラーが発生します。このアプローチでは、従来のトレーニング方法と比較して計算リソースが90%節約されます。私たちの技術により、宇宙の大規模画像の効率的かつ正確なエミュレーションが可能になります。
自己無撞着結合機能を備えたインフレーション磁気発生
この論文では、電磁気作用の共形不変性を破るために結合関数が導入されるインフレーション磁気発生シナリオについて議論します。従来のモデルとは異なり、摂動FRW計量の下でマクスウェル方程式を推定します。スカラーモードの摂動を考慮した場合、アクションの自己無撞着性は結合関数の形式に依存することがわかりました。したがって、この自己無撞着性は結合関数の制限とみなすことができます。この論文では、結合関数の制限方程式を与え、簡単なモデルで結合関数の具体的な形式を取得します。結合関数はインフレトンのポテンシャルに依存するため、モデルに依存することがわかりました。大磁場インフレーションモデルで電場と磁場のパワースペクトルを求めます。また、ほとんどのインフレーション磁気発生モデルと同様、結合関数はスローロール時代の時間の増加関数であり、強い結合の問題につながることもわかりました。この問題は、予熱時の補正機能を導入することで定性的に議論されます。
有効場理論で大規模構造宇宙論の次の 10 年を覗く
| Title |
Peeking_into_the_next_decade_in_Large-Scale_Structure_Cosmology_with_its_Effective_Field_Theory |
| Authors |
Diogo_Bragan\c{c}a,_Yaniv_Donath,_Leonardo_Senatore,_Henry_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04992 |
大規模構造の有効場理論を使用したBOSSデータの完全形状解析が成功した後、私たちは今後の銀河調査でどのような成果が得られるかを調査します。ループ項が理論的に予想される大きさになるようにする「事前摂動性」を導入します。これは、多数のEFTパラメータの場合に効果的です。すでに実行されたBOSSデータの分析と比較して手法を検証した後、DESIとMegaMapperの2つのベンチマーク調査に対して、パワースペクトルとバイスペクトルの1ループ予測を使用したフィッシャー予測を提供します。宇宙論的パラメータが全体的に大幅に改善されていることがわかりました。特に、MegaMapper(DESI)は少なくとも12$を取得する必要があることがわかりました。\sigma$($2\sigma$)の非消失ニュートリノ質量の証拠は、曲率$\Omega_k$を0.0012(0.012)に制限し、原始インフレーション非ガウス性は次のようになります:$f_{\text{NL}}^{\text{loc.}}$～$\pm0.26$(3.3)、$f_{\text{NL}}^{\text{eq.}}$～$\pm16$(92)、$f_{\text{NL}}^{\text{orth.}}$to$\pm4.2$(27).このような測定は、インフレーション理論に関する多くの洞察を提供するでしょう.ショットノイズとEFTの無知の制限要因を調査しますパラメーター。
等角予測によるビリアルブラックホール質量の不確かさの定量化
| Title |
Uncertainty_Quantification_of_the_Virial_Black_Hole_Mass_with_Conformal_Prediction |
| Authors |
Suk_Yee_Yong_and_Cheng_Soon_Ong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04993 |
ブラックホールの質量の正確な測定は、ブラックホールとホスト銀河の共進化に関する洞察を得るために不可欠です。ブラックホールの質量の直接的な測定は、最も近い銀河に限定されることが多く、代わりに、単一エポックのビリアルブラックホールの質量推定を使用する間接的な方法が、高い赤方偏移にある天体に対して使用されます。ただし、この方法は局所的な活動銀河核の小さなサンプルからのスケーリング関係に依存しているため、バイアスと不確実性の影響を受けます。この研究では、機械学習設定におけるブラックホール予測の不確実性を定量化するための等角化分位点回帰(CQR)の適用を提案します。我々は、CQRをさまざまな予測間隔手法と比較し、CQRがより有用な予測間隔指標を提供できることを実証しました。予測間隔推定のベースライン手法とは対照的に、CQR法はブラックホールの質量とその関連特性に適応する予測間隔を提供することを示します。つまり、より大きなブラックホール質量、したがって明るくて広いスペクトル線幅の光源に対して、予測間隔に対するより厳しい制約が得られます(したがって、より確実です)。ニューラルネットワークモデルとCQRフレームワークを組み合わせて使用すると、復元されたビリアルブラックホールの質量予測と不確実性は、SloanDigitalSkySurveyで測定されたものと同等になります。コードはhttps://github.com/yongsukyee/uncertain_blackholemassで公開されています。
宇宙論的推論のための相互情報を含む要約統計量の評価
| Title |
Evaluating_Summary_Statistics_with_Mutual_Information_for_Cosmological_Inference |
| Authors |
Ce_Sui,_Xiaosheng_Zhao,_Tao_Jing,_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04994 |
観測データを圧縮し、物理パラメータを正確に推定する能力は、有益な要約統計量に大きく依存しています。この論文では、推論タスクにおける要約統計量の品質を評価する手段として相互情報量(MI)の使用を紹介します。MIは要約の十分性を評価し、比較のための定量的な基礎を提供できます。Barber-Agakov下限と正規化流量ベースの変分分布を使用してMIを推定することを提案します。私たちの方法の有効性を実証するために、平方キロメートルアレイを使用した21cm観測の模擬画像から再電離パラメータを推測するというコンテキストで、3つの異なる要約統計量（つまり、パワースペクトル、バイスペクトル、散乱変換）を比較します。このアプローチにより、さまざまな要約統計の有益性を正しく評価でき、推論タスクに最適な統計のセットを選択できることがわかりました。
最終的なプランク放出によるニュートリノ存在下での一般化された暗黒物質特性に対する観察上の制約
| Title |
Observational_Constraints_on_generalized_dark_matter_properties_in_the_presence_of_neutrinos_with_final_Plank_release |
| Authors |
Santosh_Kumar_Yadav_and_Anil_Kumar_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05155 |
この論文では、Chevallier-Polarski-Linderパラメータ化によるDMの状態方程式(EoS)の時間発展と、一定の非ゼロ音速を許容することにより、標準$\Lambda$CDMモデルの拡張を調査します。また、有効ニュートリノ質量や有効ニュートリノ種数などのニュートリノの性質も自由パラメータとして考慮します。プランク2018宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、バリオン音響振動(BAO)、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)からのハッブル定数の局所値、およびいくつかの大規模なスケールからのデータを使用して、このシナリオの制約を導き出します。豊富な銀河団からの構造(LSS)情報。我々は、DMのEoSと音速に関する制約がすべての場合においてヌル値に非常に近いことを発見し、したがって標準的なCDMパラダイムを超えて重要な証拠を述べることができず、現在の観測データは圧力のない流体としてDMに有利であると結論付けています。すべての場合において、ニュートリノ質量の合計にはより厳しい上限が見出されます。最も厳しい上限は、95\%CLでの$\summ_\nu<0.17$eVであり、解析の前にHSTを追加することで課せられます。また、ニュートリノの特性が拡張DMパラメータや他のパラメータに及ぼす影響も観察します。すべてのケースで$\sigma_8$の平均値が大幅に低くなり、LSS測定と一致することがわかりました。したがって、よく知られている$\sigma_8$張力は、検討されているモデルで調整されます。
この論文は、放射線が支配する宇宙におけるスカラーテンソル摂動相互作用によって誘発される二次重力波(GW)の物理学を調査します。我々は、これらのGWの特徴的な特徴と、スカラー誘発GWと比較したその検出可能性を調査します。スカラー-スカラー誘起GWとは異なり、スカラーテンソル誘起GWは、ピークのある原始スペクトルの場合、低周波数テールでの共鳴や対数的な動きを示しません。しかし、興味深いことに、それらはテンソルモードの原始パリティ違反を部分的に継承しています。我々は、原始GWのキラリティーが、紫外(UV)領域におけるスカラーテンソル誘起GWの顕著な効果につながる可能性があることを発見した。また、GWにおける潜在的な相違にも対処し、考えられる解決策を検討します。この研究は、初期宇宙のGWと、その宇宙論およびGWの検出への影響についての理解に貢献します。
重力波の背景は時空の揺れを感じることができるでしょうか?
最近、国際パルサータイミングアレイ共同研究により、等方性重力波背景(GWB)の最初の強力な証拠が発表されました。私たちは、ハッブルパラメータの急速な小さな振動（小刻みな振動）が伝播する重力波との共鳴を引き起こし、鋭い共鳴ピークの形でGWBスペクトルに新しい痕跡を残すだろうと提案します。提案された信号はすべての周波数範囲で現れる可能性があり、任意の起源を持つ連続スペクトルGWBに共通です。その共鳴の性質により、信号強度はGWBが原始的であるかどうかに応じて摂動次数だけ異なり、これが観測されたGWBの原始的起源を決定づける決定的な証拠となります。我々は、このような信号のパラメータ空間の大部分が近い将来のPTA観測によって制約される可能性があることを示しますが、信号テンプレートを現在のNanoGrav15年データに当てはめると、15nHz付近で興味深い特徴がすでに示唆されています。
磁場は、銀河、銀河団、空洞など、本質的にすべての天体物理環境に存在すると考えられます。電弱相転移やインフレーションなど、宇宙のごく初期の出来事にその起源が遡る可能性を考えるには、観測的動機と理論的動機の両方があります。このような原始磁場(PMF)はプラズマに埋め込まれたままになり、放射線と物質の時代を経て現在まで存続するように進化します。この章で説明したように、再結合前の原始プラズマ中に存在するPMFは、ハッブル張力を緩和するのに役立つ可能性があります。確率磁場は不均一性を引き起こし、バリオンを磁気エネルギー密度の低い領域に押し込み、再結合プロセスを加速します。結果として、最終的に散乱する音の地平線はより小さくなり、これはハッブル張力を緩和するために必要な要素である。興味深いことに、張力を緩和するのに必要な磁場の強さは、銀河、銀河団、空洞で観測された磁場も説明できる程度のものです。これらの発見は、PMFの存在下での組換えのさらなる詳細な研究とこの仮説の観察試験の動機付けとなります。
回転光線から星のスペクトルの不均一性を経験的に制約する
透過分光法は現在、広範囲の惑星大気を研究するための最も強力な技術であり、惑星自身の発光ではなく惑星大気による星の光のフィルターを利用します。ただし、惑星とその星の両方が伝送スペクトルにエンコードされた情報に寄与しており、それらの寄与を解きほぐすことが特定の課題となります。測定が向上するにつれて、恒星のスペクトルモデルの忠実度の欠如が、正確なもつれを解くためのボトルネックとなっています。JWSTと将来の高精度分光ミッションを考慮して、特定の大気を特徴付けることを目的とした透過スペクトルを取得するために使用したものと同じ施設を使用して、恒星表面の不均一性(つまり、斑点や白斑)の発光スペクトルに対する経験的制約を導き出す能力を調査します。。TRAPPIST-1をテストケースとして使用し、光球のスペクトルを0.2%に、恒星の不均一性のスペクトルを1～5%以内に制限することが可能であることを実証しました。これは、新世代の理論的な恒星モデルに情報を提供する貴重なベンチマークとなります。。透過分光法による光子制限（つまり機器制限）の系外惑星大気探査を確実にするには、長い観測ベースライン（星の自転周期の90％）が必要です。
私たちは、アタカマ大型ミリ波アレイ(ALMA)を使用して、正確な絶対天文位置を測定し、準惑星オルクスとその衛星ヴァンスの全軌道にわたる天文のぐらつきを検出しました。また、準惑星エリスの軌道の周りでディスノミアによって引き起こされる天文のぐらつきに上限を設けます。ヴァンスとオルクスの重心運動から、ヴァンスとオルクスの質量比は0.16$\pm$0.02であることがわかり、これは既知の惑星や準惑星の中で最も高いものです。この大きな比率は、ヴァンスは星系内の巨大衝突による衝突体でほぼ無傷であり、星系は二重同期状態に進化した可能性が高いという仮説と一致しています。エリスの重心運動の上限のみが見つかりました。これは、元の衝突体の大部分が無傷の残骸である巨大衝突によって生成された衛星間のモデル化された遷移領域に近い、ディスノミアとエリスの質量比の1シグマの上限である0.0085を意味します。もう一つは、衝撃後に残ったディスク材料が再付着して形成されるものです。ディスノミアのアルベドが低いため、無傷のインパクターのシナリオがわずかに支持されます。ディスノミアの密度は<1.2gcm$^{-3}$で、エリスの2.4gcm$^{-3}$よりも大幅に低いことがわかりました。
通過する超高温木星の相互相関信号に対する 3D 温度と化学の影響のモデル化: WASP-76b の 5 つの化学種の研究
| Title |
Modelling_the_effect_of_3D_temperature_and_chemistry_on_the_cross-correlation_signal_of_transiting_ultra-hot_Jupiters:_A_study_of_5_chemical_species_on_WASP-76b |
| Authors |
Joost_P._Wardenier,_Vivien_Parmentier,_Michael_R._Line,_Elspeth_K._H._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04931 |
超高温の木星は透過分光法の完璧なターゲットです。ただし、それらの大気は、温度、化学的性質、力学、雲量、スケールの高さにおける強い空間変動を特徴としています。このため、高いスペクトル分解能での通過観測の解釈が困難になります。この研究では、超高温木星のベンチマークであるWASP-76b上の5つの化学種(Fe、CO、H$_\text{2}$O、OH、TiO)の相互相関信号をモデル化します。3DSPARC/MITgcmモデルの位相依存の高分解能透過スペクトルを計算します。スペクトルは、3Dモンテカルロ放射伝達コードであるgCMCRTを使用して取得されます。私たちは、大気の力学に加えて、惑星静止系における吸収線の位相依存ドップラーシフトが、惑星の回転と化学種の独特な3D空間分布の複合効果によって形作られることを発見しました。昼側を探査する種（例えば、耐火物やCOやOHなどの分子）の場合、2つの効果が連携して作用し、軌道位相に伴う青方偏移の増加につながります。日中に減少する種(例:H$_\text{2}$OとTiO)の場合、2つの効果は逆に作用し、通過中に赤方偏移の増加につながる可能性があります。この動作により、惑星の予想される$K_\text{p}$値から種に依存したオフセットが生じますが、これは惑星の風速よりもはるかに大きくなる可能性があります。オフセットは通常、耐火性種の場合は負になります。惑星の$K_\text{p}$オフセットのサイズを推定するための分析式を提供します。これは、大気検索の事前分布として機能します。私たちは、複数の種の位相分解された吸収信号を観察することが、超高温木星の3D熱化学構造とダイナミクスを制約する鍵であると結論付けています。
| Title |
Exoplanets_Around_Red_Giants:_Distribution_and_Habitability |
| Authors |
Ruixuan_E._Chen,_Jonathan_H._Jiang,_Philip_E._Rosen,_Kristen_A._Fahy,_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04975 |
系外惑星の探索が続くにつれて、赤色巨星を周回する惑星がさらに発見されている。私たちは、NASA系外惑星アーカイブからの現在のデータを使用して、赤色巨星の周囲の惑星分布と、ホストのハビタブルゾーンにおけるそれらの存在を調査します。同様に、以前の研究で見つかった惑星の質量と星の半径の間のべき乗則の関係を更新し、このトピックに関するより詳細な調査を提供します。赤色巨星を主とする系外惑星10個が楽観的に計算されたハビタブルゾーン内にあることが判明し、そのうちの5つはより保守的に計算されたハビタブルゾーン内にあることが判明した。私たちは、直接イメージングやその他の方法と、より強力な検出機器を使用することで、赤色巨星の周囲のハビタブルゾーンで追加の系外惑星を発見できると考えています。
TRAPPIST-1 惑星の形成からの組成制約
私たちは、氷線のすぐ外側に月サイズの天体が形成された直後から始まるTRAPPIST-1(T1)惑星の形成を研究しています。私たちのモデルには、小石の付着と合体による質量の増加、断片化、タイプIの移動、ガス抵抗による離心率と傾斜角の減衰が含まれています。私たちは、円盤が冷えるにつれてさまざまな種類の塵がどのように凝縮するかを追跡する塵凝縮コードによって供給される惑星の組成の進化を追跡します。最終的な惑星構成を使用して、新しい惑星内部構造コードを使用して惑星の結果として得られる半径を計算し、さまざまな内部構造モデルを調査します。私たちのモデルは、T1システムのより広範な構造を再現し、初期胚の初期水質量分率と主要な耐火性元素の最終的な相対存在量を制約します。私たちは、内側の2つの惑星が巨大な衝突を経験した可能性が高く、惑星の胚同士の衝突による破片が、その後小石の付着によって成長する小さな惑星の種となることが多いことを発見しました。組成制約を使用して、2つの内惑星bとcの観測されたかさ密度と一致する、核とマントルのみで構成される惑星である2層モデルの解を見つけます。これは、内惑星が経験した多数の巨大衝突と併せて、これらの惑星が乾燥している可能性が高いという最近の観測結果と一致している。しかし、残りの外惑星のほとんどについては2層モデルはありそうになく、これらの惑星には原始水圏があることが示唆されています。我々の組成制約は、核のない内部構造と一致する惑星がないことも示しています。
カルメネスによる6億5千万年前の海王星亜星HD235088 b (TOI-1430 b)の周囲のHe I蒸発大気の確認
| Title |
Confirmation_of_an_He_I_evaporating_atmosphere_around_the_650-Myr-old_sub-Neptune_HD235088_b_(TOI-1430_b)_with_CARMENES |
| Authors |
J._Orell-Miquel,_M._Lamp\'on,_M._L\'opez-Puertas,_M._Mallorqu\'in,_F._Murgas,_A._Pel\'aez-Torres,_E._Pall\'e,_E._Esparza-Borge,_J._Sanz-Forcada,_H._M._Tabernero,_L._Nortmann,_E._Nagel,_H._Parviainen,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._A._Caballero,_S._Czesla,_C._Cifuentes,_G._Morello,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_A._Fern\'andez-Mart\'in,_A._Fukui,_Th._Henning,_K._Kawauchi,_J._P._de_Leon,_K._Molaverdikhani,_D._Montes,_N._Narita,_A._Reiners,_I._Ribas,_A._S\'anchez-L\'opez,_A._Schweitzer,_M._Stangret,_F._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05191 |
HD235088(TOI-1430)は、海王星以下の大きさの惑星候補をホストしていることが知られている若い星です。私たちは、HD235088bの惑星の性質をマルチバンド測光法で検証し、その惑星パラメーターを改良し、主星の新しい年齢推定値を取得し、それを600～800ミルに設定しました。単一のトランジットのこれまでの分光観測では、惑星候補のトランジットと同時にHeIの過剰な吸収が検出されました。ここでは、CARMENESで観測された1回のトランジットにより、HD235088bの大気中にHeIが存在することを確認しました。また、ヘリウム信号の強度の変動のヒントも検出され、$-$0.91$\pm$0.11%の吸収があり、これは前回の測定よりわずかに深い(2$\sigma$)ものでした。さらに、球対称1次元流体力学モデルを用いてHeI信号をシミュレーションしたところ、HD235088bの上層大気は(1.5-5)$\times$10$^{10}$gs$という有意な質量損失率で流体力学的に放出されることが判明した。^{-1}$は比較的低温の流出で、$T$=3125$\pm$375K、光子が制限された脱出体制にあります。HD235088b($R_{p}$=2.045$\pm$0.075R$_{\oplus}$)は、HeIだけでなく他の原子や分子の固体大気検出により、これまでに発見された最小の惑星です。これにより、この惑星は、進化する若い海王星下の大気をさらに分析するためのベンチマーク惑星として位置付けられます。
降着しつつある明るい低質量惑星が圧力バンプで移動トラップから逃れる
| Title |
Accreting_luminous_low-mass_planets_escape_from_migration_traps_at_pressure_bumps |
| Authors |
O._Chrenko_and_R._O._Chametla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05230 |
私たちは、降着熱放出の影響を考慮しながら、3D放射原始惑星系円盤の圧力隆起付近における火星から超地球サイズの惑星の移動を調査します。圧力バンプは効率的な移行トラップとして機能すると考えられてきましたが、熱力を考慮すると状況が変わることを示します。私たちのシミュレーションにより、惑星質量$\lesssim$$2\,M_{\oplus}$の光度が線形理論で予測される臨界値を超えると、熱駆動により軌道が偏心し、惑星質量の原因となる正の共回転トルクが消失することが明らかになりました。移住の罠。その結果、惑星は圧力バンプを越えて内側へ移動を続けます。さらに、円形のままでバンプのスーパーケプラー領域で進化する惑星は、熱ローブの逆転した非対称性を示し、加熱トルクが標準的な円形の場合と比較して反対（負）の符号を持つことがわかりました。国内移住も。また、問題の惑星の超臨界光度は、バンプ内に蓄積する小石の降着によって達成できることも示します。私たちの発見は、圧力バンプでの移動トラップの存在に依存する惑星形成シナリオに影響を及ぼします。なぜなら、バンプは、巨大になるまで新生惑星を収容するのではなく、内部に移動する低質量の胚を繰り返し生成する可能性があるからです。
TESS、M矮星TOI-1680を周回するスーパーアースを発見
| Title |
TESS_discovers_a_super-Earth_orbiting_the_M_dwarf_star_TOI-1680 |
| Authors |
M._Ghachoui,_A._Soubkiou,_R.D._Wells,_B.V._Rackham,_A._H.M.J._Triaud,_D._Sebastian,_S._Giacalone,_K.G._Stassun,_D.R._Ciardi,_K.A._Collins,_A._Liu,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M._Gillon,_Z._Benkhaldoun,_L._Delrez,_J.D._Eastman,_O._Demangeon,_K._Barkaoui,_A._Burdanov,_B.-O._Demory,_J._de_Wit,_G._Dransfield,_E._Ducrot,_L._Garcia,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_M.A._G\'omez-Mu\~noz,_M.J._Hooton,_E._Jehin,_C.A._Murray,_P.P._Pedersen,_F.J._Pozuelos,_D._Queloz,_L._Sabin,_N._Schanche,_M._Timmermans,_E.J._Gonzales,_C.D._Dressing,_C._Aganze,_A.J._Burgasser,_R._Gerasimov,_C._Hsu,_C.A._Theissen,_D._Charbonneau,_J.M._Jenkins,_D.W._Latham,_G._Ricker,_S._Seager,_A._Shporer,_J.D._Twicken,_R._Vanderspek,_J.N._Winn,_K.I._Collins,_A._Fukui,_T._Gan,_N._Narita,_and_R.P._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05368 |
我々は、TESSミッションによる、非活動的なM4.5矮星(TOI-1680)の周りの4.8次元軌道上のスーパーアースの発見と、地上施設によるその検証について報告する。主星は37.14pc離れたところにあり、半径は0.2100+/-0.0064R_sun、質量は0.1800+/-0.0044M_sun、実効温度は3211+/-100Kです。TESSデータ、TRAPPIST、SPECULOOS、LCOによる地上ベースの多波長測光、Keck/NIRC2およびShaneによる高解像度AO観測。私たちの分析により、アルベドがなく完全な熱再分配が存在すると仮定すると、惑星の半径は1.466+0.063/-0.049R_earth、平衡温度は404+/-14Kであることが判明しました。質量と半径の関係に基づいて質量を仮定すると、この惑星はジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による大気特性評価の有望なターゲットとなります。
DEEP よりも深い: 拡張された成長ストリップにおける $z>3$ Lyman-$\alpha$ エミッターの分光調査
| Title |
Deeper_than_DEEP:_A_Spectroscopic_Survey_of_$z>3$_Lyman-$\alpha$_Emitters_in_the_Extended_Groth_Strip |
| Authors |
Stephanie_M._Urbano_Stawinski,_M._C._Cooper,_Steven_L._Finkelstein,_Intae_Jung,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Caitlin_M._Casey,_Olivia_R._Cooper,_Nimish_P._Hathi,_Benne_W._Holwerda,_Anton_M._Koekemoer,_Vital_Fern\'andez,_Rebecca_L._Larson,_Ray_A._Lucas,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04782 |
我々は、再電離時代に近い領域を対象とした、拡張グロースストリップ(EGS)場におけるLy$\alpha$エミッターの分光調査を紹介する。Keck/DEIMOSを使用して、3$<z_\text{phot}<$7から$H$バンド(HST/WFC3F160W)等級限界<27.5までの測光赤方偏移を持つ947個の高$z$候補を観察しました。。観測は8日間にわたって行われ、積分時間は4～7.8時間の範囲でした。私たちの調査では137個の固有の赤方偏移が確保され、そのうち126個は2.8$<z<$6.5のLy$\alpha$エミッターであり、平均赤方偏移は$\overline{z}=4.3$でした。私たちは、ターゲットの包括的な赤方偏移カタログと、各オブジェクトの縮小1次元および2次元スペクトルを提供します。これらの観測は、JWST理事らの裁量的早期放出科学（DD-ERS）プログラムである宇宙進化早期放出科学調査（CEERS）に重要な補助データセットを提供することになる。CEERSは、最近EGS内の銀河の近赤外イメージングと分光測定を完了した。分野。
星間氷中のホルムアミドの探索: 天文学的に関連する氷混合物における実験室用赤外スペクトルのツールキットと ISO、スピッツァー、および
JWST 観測との比較
| Title |
The_hunt_for_formamide_in_interstellar_ices:_A_toolkit_of_laboratory_infrared_spectra_in_astronomically_relevant_ice_mixtures_and_comparisons_to_ISO,_Spitzer,_and_JWST_observations |
| Authors |
Katerina_Slavicinska,_Marina_Gomes_Rachid,_Will_Robson_Monteiro_Rocha,_Ko-Ju_Chuang,_Ewine_Fleur_van_Dishoeck,_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04790 |
この研究の目的は、純粋な形のホルムアミドと、最も豊富に存在する星間氷の混合物中のホルムアミドの中赤外スペクトルを、そのような氷の実験室シミュレーションを介して特徴付けることと、これらの実験室スペクトルを宇宙でのホルムアミドの検索にどのように使用できるかを実証することです。氷の観察。ホルムアミドの中赤外スペクトル(4000-500cm$^{-1}$、2.5-20$\mu$m)(純粋な形と、H$_2$O、COとの二成分混合物および三成分混合物の両方)$_2$、CO、NH$_3$、CH$_3$OH、H$_2$O:CO$_2$、H$_2$O:NH$_3$、CO:NH$_3$、CO:CH$_3$OHは、15～212Kの範囲の温度で収集されます。さまざまな温度における純粋な非晶質および結晶質ホルムアミドの8つのIRバンドの見かけのバンド強度と位置が提供されます。観測氷スペクトルでは3つのバンドが潜在的なホルムアミドトレーサーとして同定されている:1700.3と1630.4cm$^{-1}$(5.881と6.133$\mu$m)の重なり合うC=OストレッチとNH$_2$シザーバンド、CHは1388.1cm$^{-1}$(7.204$\mu$m)で曲がり、CNは1328.1cm$^{-1}$(7.529$\mu$m)で伸びます。さまざまな温度での混合物におけるこれらの特徴の相対的な見かけのバンド強度、位置、およびFWHMも決定されます。最後に、実験室のスペクトルを、赤外線宇宙観測所、スピッツァー宇宙望遠鏡、およびJWSTで観測された低質量および高質量の若い恒星体および前星核の観測スペクトルと比較します。実験室データのホルムアミドCHベンドと観察結果の7.24$\μ$mバンドを比較すると、ホルムアミド氷が観察された吸収に大きく寄与している場合、それは極性マトリックスにある可能性が高いことが暫定的に示されています。H$_{2}$Oに対して0.35～5.1\%の範囲の上限が計算されます。これらの上限は気相ホルムアミド存在量と一致しており、ホルムアミドのバンド強度に対するH$_{2}$Oマトリックスの影響を考慮しています。
Dragon-II シミュレーション -- I. 最大 100 万個の星を持つ星団内の単一および連星コンパクト天体の進化
| Title |
The_Dragon-II_simulations_--_I._Evolution_of_single_and_binary_compact_objects_in_star_clusters_with_up_to_1_million_stars |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Albrecht_W._H._Kamlah,_Rainer_Spurzem,_Mirek_Giersz,_Peter_Berczik,_Sara_Rastello,_Giuliano_Iorio,_Michela_Mapelli,_Massimiliano_Gatto,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04805 |
\textsc{Dragon-II}シミュレーションの最初の結果を紹介します。これは、最大$10^6$の星を含む星団の19個の$N$体シミュレーションのスイートであり、そのうちの最大$33\%$が最初にペアになっています。バイナリ。この研究では、クラスターとそのコンパクトオブジェクト(CO)の主な進化について説明します。すべての\textsc{Dragon-II}クラスターは、その中心に恒星の密度の$10-100$倍の密度を持つブラックホール(BH)サブシステムを形成し、クラスターのコアにはBH集団全体の$50-80\%$が含まれています。。すべてのモデルにおいて、BH平均質量はBH燃焼の結果として急激に減少し、$10-30$の緩和時間以内に$\langlem_{\rmBH}\rangle<15$M$_\odot$の値に達します。一般に、クラスターは$30$緩和時間にわたって$30$M$_\odot$より軽いBHのみを保持します。このような環境では、動的遭遇によってバイナリが中断される可能性が低いため、より緩やかなクラスタでは、より高いバイナリ部分が保持されます。我々は、BH主系列星連星が最近観察された系と同様の性質を持っていることを発見した。クラスターから放出された二重COバイナリ(DCOB)は、単一COをホストする放出されたバイナリ(SCOB)よりも大きな質量比とより重い一次質量を示します。放出されたSCOBのBH質量は$m_{\rmBH}=3-20$M$_\odot$であり、DCOBのBH質量($m_{\rmBH}=10-100$M$_\odot$)より明らかに低いです。。
Dragon-II シミュレーション -- II.最大100万個の星を持つ星団における中質量ブラックホールの形成メカニズム、質量、スピン
| Title |
The_Dragon-II_simulations_--_II._Formation_mechanisms,_mass,_and_spin_of_intermediate-mass_black_holes_in_star_clusters_with_up_to_1_million_stars |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Albrecht_W._H._Kamlah,_Rainer_Spurzem,_Francesco_Paolo_Rizzuto,_Mirek_Giersz,_Thorsten_Naab,_Peter_Berczik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04806 |
高密度の星団における中間質量ブラックホール(IMBH)の形成を支配するプロセスはまだ不明です。ここでは、19の直接$Nのスイートである\textsc{Dragon-II}シミュレーションデータベースにおけるIMBHの播種と成長における恒星の合体、星とBHの相互作用と降着、およびBH連星(BBH)合体の役割について議論します。$-bodyモデルは、最大$10^6$の星を持つ密な星団を表します。\textsc{Dragon-II}IMBHの典型的な質量は$m_{\rmIMBH}=(100-380)$M$_\odot$であり、比較的大きなスピン$\chi_{\rmIMBH}>0.6$です。私たちは、IMBH形成メカニズムとクラスター構造との間に関連性があることを発見しました。$3\times10^5$M$_\odot$pc$^{-3}$よりも密度の高い星団では、大質量星の衝突生成物の崩壊が支配的なIMBH形成プロセスを表し、重いIMBH($m_{\rmIMBH}>200$M$_\odot$)、おそらくゆっくりと回転しており、時間をかけて$<5$Myrを形成し、わずか$<30$Myrで星の降着と合体を介してさらに成長します。BBHの合体は密度の低いクラスターにおける支配的なIMBH形成チャネルであり、クラスターが緩いほど形成時間が長くなり($10-300$Myr)、IMBHの質量が大きくなるが、それでも$200$M$_以内に留まることがわかりました。\odot$。強力な動的散乱と相対論的反動により、\textsc{Dragon-II}クラスター内のすべてのIMBHが効率的に排出されます。これは、このタイプのクラスター内のIMBHが数$10^2$M$_\odot$を超えて成長する可能性は低いことを示唆しています。
NGC 6946 における最近の星形成履歴を空間的に解析する
| Title |
Spatially-Resolved_Recent_Star_Formation_History_in_NGC_6946 |
| Authors |
Debby_Tran,_Benjamin_Williams,_Emily_Levesque,_Margaret_Lazzarini,_Julianne_Dalcanton,_Andrew_Dolphin,_Brad_Koplitz,_Adam_Smercina,_O._Grace_Telford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04853 |
近くのフェースオン星形成渦巻銀河NGC6946は、異常な数の超新星をホストしているため、花火銀河として知られています。私たちは、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の広視野カメラ3(WFC3)でF275WおよびF336Wフィルターを使用して撮影した画像から測定された、分解された近紫外(NUV)恒星の測光を分析します。私たちは、UV測光の色振幅図(CMD)をモデル化して、過去2500万年にわたるNGC6946の空間分解された星形成履歴(SFH)を導き出します。この解析から、若い恒星集団の空間分布の地図を作成し、若い恒星円盤のほぼ全体の最近の星形成率(SFR)の合計を測定します。グローバルSFR(age$\leq$25Myr)=$13.17\substack{+0.91がわかります。
等温超音速乱流における密度と速度の相関
星形成雲では、高速の流れにより密度に大きな変動が生じます。この研究では、速度の大きさ(速度)と密度の間の相関関係を調査します。密度と速度の結合確率分布(PDF)の解析式を開発し、その特性について議論します。結合PDFの正確なモデルを開発するために、まず密度と速度の周辺化された分布の改良モデルを開発します。私たちは、乱流が3つの異なる強制モード(ソレノイド、混合、圧縮)と4r.m.s.によって駆動される$1024^3$セルの解像度を持つ12個の超音速等温シミュレーションのスイートで結果に直面します。マッハ数(1、2、4、8)。遷音速乱気流の場合、密度と速度はかなりの程度相関しており、独立性の単純な仮定ではそれらの統計を正確に説明できないことを示します。超音速領域では、マッハ数が増加するにつれて相関関係が弱まる傾向があります。結合PDFと疎外されたPDFの新しいモデルは、相関のないPDFよりも3倍優れており、この重要なプロセスについての洞察を提供します。
赤方偏移$z\sim3$以降、超大質量ブラックホール(SMBH)の質量スケーリング関係の選択が推定SMBH質量集団に及ぼす影響を調べます。重力波背景(GWB)について確実な予測を行うには、基礎となるSMBH人口統計をしっかりと理解する必要があります。$0<z<3$のSDSSおよび3DHST+CANDELSサーベイを使用して、2つのSMBH銀河スケーリング関係から推定されるSMBH質量を評価します:$\mathrm{M_{BH}}$-$\mathrm{M_{bulge}}$と$\mathrm{M_{BH}}$-$\sigma$。私たちのSMBH質量関数は、$\mathrm{M_{BH}}$-$\mathrm{M_{bulge}}$の恒星の質量測定から直接得られ、間接的には、恒星の質量と銀河の半径の測定、および銀河の質量基本面から得られます。$\mathrm{M_{BH}}$-$\sigma$。特に$z>1$の場合、予測に大きな差があり、この差は$z=3$まで増加することがわかります。特に、速度分散を使用すると、$10^9\mathrm{M}_\odot$を超える質量を持つ多数のSMBHが予測されることがわかります。パルサータイミングアレイが証拠を発見したGWBは、局所的なSMBH質量銀河スケーリング関係の高い赤方偏移外挿に依存するGWB予測から予想されるよりも振幅が高い。異なるスケーリング関係から生じるSMBH人口統計の違いが、信号振幅と予測の間の不一致の原因である可能性があります。一般に、我々の結果は、$z>1$での予測から重要な洞察を引き出すには、これらの関係の潜在的な赤方偏移の進化をより深く理解する必要があることを示唆しています。
シエナ ギャラクシー アトラス 2020
| Title |
Siena_Galaxy_Atlas_2020 |
| Authors |
John_Moustakas,_Dustin_Lang,_Arjun_Dey,_St\'ephanie_Juneau,_Aaron_Meisner,_Adam_D._Myers,_Edward_F._Schlafly,_David_J._Schlegel,_Francisco_Valdes,_Benjamin_A._Weaver,_Rongpu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04888 |
私たちは、383,620個の近くの銀河の多波長光学および赤外線画像アトラスであるシエナ銀河アトラス(SGA-2020)の2020年版を発表します。SGA-2020は、DESILegacyImagingSurveysDataRelease9からの$\約20,000$deg$^{2}$にわたる光学$grz$イメージングと、4つのバンド(3.4～22$\mu$mにわたる)の赤外線イメージングを使用します。6年間のunWISEcoaddから。$r$バンドの26等arcsec$^{-2}$等光線で測定した$R(26)\about25$arcsecおよび$r<18$より大きい銀河については95%以上完成している。アトラスは、完全なサンプルの正確な座標、多波長モザイク、方位角的に平均された光学表面輝度プロファイル、モデル画像と測光、および追加の補助メタデータを提供します。SGA-2020は、暗黒エネルギー分光装置(DESI)による既存および今後の光学分光法と組み合わせることで、近くの銀河の星形成と質量集合の歴史に関する新たな詳細な研究を促進します。タリー・フィッシャーと基本平面の関係を介して局所速度場の正確な測定を可能にします。時間領域およびマルチメッセンジャー天文イベントの永続的なレガシー価値の参照サンプルとして機能します。もっと。
CLASSY VII Ly\alpha\ プロファイル: 中性ガスの構造と運動学、および再電離時代の類似体における LyC の放出への影響
| Title |
CLASSY_VII_Ly\alpha\_Profiles:_The_Structure_and_Kinematics_of_Neutral_Gas_and_Implications_for_LyC_Escape_in_Reionization-Era_Analogs |
| Authors |
Weida_Hu,_Crystal_L._Martin,_Max_Gronke,_Simon_Gazagnes,_Matthew_Hayes,_John_Chisholm,_Timothy_Heckman,_Matilde_Mingozzi,_Namrata_Roy,_Peter_Senchyna,_Xinfeng_Xu,_Danielle_A._Berg,_Bethan_L._James,_Daniel_P._Stark,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Alaina_Henry,_Anne_E._Jaskot,_Nimisha_Kumari,_Kaelee_S._Parker,_Claudia_Scarlata,_Aida_Wofford,_Ricardo_O._Amor\'in,_Naunet_Leonhardes-Barboza,_Jarle_Brinchmann,_Cody_Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04911 |
ライマンアルファラインプロファイルは、ISM構造、流出速度、およびライマン連続体脱出率の強力なプローブです。この論文では、再電離時代の銀河の分光類似物が豊富に含まれるサンプルであるCOSLegacyArchiveSpectroscopeSurveYのLy$\alpha$線プロファイルを紹介します。スペクトルの大部分は、減衰したLy$\alpha$吸収の谷の底にある二重ピークのLy$\alpha$発光プロファイルからなる複雑なプロファイルを示しています。このようなプロファイルは、不均質星間媒質(ISM)を明らかにします。減衰したLy$\alpha$吸収(DLA)とLy$\alpha$放出プロファイルを別々にフィッティングすることに成功しましたが、相補的なカバー係数を使用しました。このアプローチでは高$N_間のLy$\alpha$交換が必要ないため、驚くべき結果となりました。\mathrm{HI}$および低$N_\mathrm{HI}$パス。カラム密度の組み合わせ分布は、数値シミュレーションで観察される二峰性分布と定性的に類似しています。Ly$\alpha$ピーク分離と[OIII]/[OII]フラックス比の間に逆関係が見出され、Ly$\alpha$ピーク分離が減少するにつれてライマン連続体の薄い視線の被覆率が増加することが確認された。Ly$\alpha$ピーク分離とLy$\alpha$レッドピークの非対称性の測定を組み合わせて診断図を作成し、CLASSYサンプル中の6つのライマン連続体リーカーを特定します。Ly$\alpha$トラフ速度と星間吸収線から測定された流出速度の間に強い相関関係があることがわかりました。赤方偏移したピークと比較して、青方偏移したLy$\alpha$ピークのより大きなケラレが、シェルモデルパラメータと直接測定された流出特性との間のよく知られた不一致の原因であると我々は主張する。CLASSYサンプルは、これらのコンパクトなスターバーストまでの距離が広範囲に及ぶにつれて、分光開口部の外側でLy$\alpha$光子の散乱がどのようにLy$\alpha$プロファイルを再形成するかを示しています。
自己教師あり表現学習を使用した潮汐特徴の検出
| Title |
Detecting_Tidal_Features_using_Self-Supervised_Representation_Learning |
| Authors |
Alice_Desmons,_Sarah_Brough,_Francois_Lanusse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04967 |
潮汐特徴として知られる銀河周囲の低表面輝度の下部構造は、過去または現在進行中の銀河合体を検出する際の貴重なツールです。それらの性質は、相互作用に関与する前駆銀河に関する疑問に答えることができます。この論文は、潮汐特徴の検出を自動化するように設計された、HyperSuprime-Camすばる戦略プログラム光学画像調査の超深層からのデータで訓練された自己教師あり機械学習モデルからの有望な結果を紹介します。自己教師ありモデルは潮汐特徴を検出でき、私たちのモデルは完全教師モデルを含む以前の自動潮汐特徴検出方法よりも優れていることがわかりました。以前の最先端の方法は22%の汚染に対して76%の完全性を達成しましたが、私たちのモデルは同じレベルの汚染に対してかなり高い完全性(96%)を達成しました。
EDGE: 質量成長の歴史と最も暗い矮銀河の拡張された恒星ハローとの直接的な関係
| Title |
EDGE:_The_direct_link_between_mass_growth_history_and_the_extended_stellar_haloes_of_the_faintest_dwarf_galaxies |
| Authors |
Alex_Goater,_Justin_I._Read,_Noelia_E._D._No\"el,_Matthew_D._A._Orkney,_Stacy_Y._Kim,_Martin_P._Rey,_Eric_P._Andersson,_Oscar_Agertz,_Andrew_Pontzen,_Roberta_Vieliute,_Dhairya_Kataria_and_Kiah_Jeneway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05130 |
超暗い矮銀河(UFD)は、天の川銀河や他の巨大な渦巻銀河のすぐ近くでよく見られます。そのため、それらの投影された恒星の楕円率と拡張された光の分布は、潮汐力によるものであると考えられることがよくあります。この論文では、「EngineeringDwarfsatGalaxyFormation'sEdge」(EDGE)宇宙論シミュレーションスイートから抽出された、潮汐的に孤立した超微光の投影された恒星の楕円率と微光恒星の周辺を研究します。潮汐隔離にもかかわらず、私たちがシミュレートした矮星は広範囲の投影楕円率($0.03<\varepsilon<0.85$)を示し、その多くは潮汐尾を模倣する異方性の拡張恒星暈を持っていますが、代わりに低質量伴星の遅い時間の降着によるものです。さらに、UFDの楕円率と形成時間の間に強い因果関係があり、フィードバックモデルの幅広い変動に対して頑強であることがわかりました。シミュレーションした一連のEDGE矮星における投影楕円率の分布が、21個の局所群矮小銀河の分布とよく一致することを示します。EDGEの楕円率が生息域外の降着起源から生じていることを考えると、形状の一致は、観測されたいくつかの矮星の楕円率も同様の非潮汐シナリオから生じている可能性があることを示しています。これらの観測された矮星の軌道パラメータは、それらが現在潮汐を乱していないことをさらに裏付けています。これらの銀河のバリオン含有量が潮汐的に完全なままである場合、暗黒物質含有量にも同じことが当てはまる可能性があり、ローカルグループのこれらの銀河は、暗黒物質と銀河形成モデルをテストするための純粋な研究室になります。
z=2.51のスターバースト銀河団における銀河の構造進化の加速
| Title |
Accelerated_structural_evolution_of_galaxies_in_a_starbursting_cluster_at_z=2.51 |
| Authors |
Can_Xu,_Tao_Wang,_Qiusheng_Gu,_Anita_Zanella,_Ke_Xu,_Hanwen_Sun,_Veronica_Strazzullo,_Francesco_Valentino,_Raphael_Gobat,_Emanuele_Daddi,_David_Elbaz,_Mengyuan_Xiao,_Shiying_Lu,_Luwenjia_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05202 |
$z\sim2-4$は、形成のピーク期における銀河団の構造特性から、環境が銀河の形成と進化に影響を与えるかどうか、またどのように影響するかについて重要な情報を提供します。z=2.51星団J1001に向けたディープHST/WFC3イメージングに基づいて、星団SFGの統計サンプルの構造、色勾配、星の個体群に対する環境の影響を調査します。クラスターSFGは、フィールドの対応するクラスターSFGよりも平均して小さいことがわかります。この違いは高質量端($M_{\star}>10^{10.5}M_{\odot}$)で最も顕著であり、それらのほぼすべてがフィールド銀河の質量サイズ関係より下にあります。高質量クラスターSFGも一般に古く、急な負の色の勾配があり、初期の形成時間がおそらく強い散逸崩壊に関連していることを示しています。低質量銀河団SFGについては、野外では見られない急峻な正の色の勾配を持つコンパクトな銀河の集団を明らかにします。これは、低質量コンパクトクラスターSFGが、この若いクラスターで潮汐/ラム圧剥離などの強い環境影響をすでに経験している可能性があることを示唆しています。これらの結果は、低質量銀河と高質量銀河の形成において異なる役割を持つ、最も初期に形成された銀河団に働いている環境の影響に関する証拠を提供するものである。
フィラメントの決定はトレーサーに依存します: GAEA 半解析モデルの暗黒物質粒子と銀河に基づいてフィラメントを比較
| Title |
The_filament_determination_depends_on_the_tracer:_comparing_filaments_based_on_dark_matter_particles_and_galaxies_in_the_GAEA_semi-analytic_model |
| Authors |
Daria_Zakharova,_Benedetta_Vulcani,_Gabriella_De_Lucia,_Lizhi_Xie,_Michaela_Hirschmann_and_Fabio_Fontanot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05240 |
フィラメントは銀河のグループやクラスターを接続する細長い構造であり、宇宙論的地図において視覚的に顕著な特徴です。文献では、銀河が偏った指標であるにもかかわらず、フィラメントは通常、銀河が暗黒物質分布の優れた追跡者であると仮定して、銀河のみを使用して定義されています。ここでは、半解析コードGAEAの予測にトポロジカルフィラメント抽出器DisPerSEを適用し、暗黒物質の分布を使用して抽出された$z=0$フィラメントの特性と、同じ大規模な銀河内で進化するモデル銀河の分布との対応を調査します。-スケール構造。私たちは、大質量系とその摂食フィラメント構造が銀河の物理的特性に及ぼす影響を調査することを目的として、おとめ座とかみの座に匹敵する質量を持つ大質量星団の周囲のフィラメントに焦点を当てています。私たちはさまざまな方法を適用して、さまざまなトレーサーに基づいてフィラメントの特性を比較し、サンプルの選択が抽出にどのような影響を与えるかを研究します。全体として、異なるトレーサーを使用して抽出されたフィラメントは一致しますが、完全に一致することはありません。また、銀河分布を使用して特定された大規模なクラスターに最終的に含まれるフィラメントの数は、対応する暗黒物質フィラメントの抽出と比較して一般に過小評価されていることもわかりました。
変動性、フレア性、コヒーレンス -- メーザーと超放射体制の相補性
| Title |
Variability,_flaring_and_coherence_--_the_complementarity_of_the_maser_and_superradiance_regimes |
| Authors |
Martin_Houde,_Fereshteh_Rajabi,_Gordon_C._MacLeod,_Sharmila_Goedhart,_Yoshihiro_Tanabe,_Stefanus_P._van_den_Heever,_Christopher_M._Wyenberg,_and_Yoshinori_Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05274 |
我々は、メーザー放射線に関連するスペクトル線の強度変動に対してコヒーレンス現象が果たす役割について議論します。我々は、（ディッケの）超放射の基本的な協調放射現象を導入することによってそれを行い、メーザー作用に対するその補完的な性質、およびいくつかのメーザー源のフレア挙動におけるその役割について議論します。この2つを区別するのに役立つ観察診断の例を検討し、後者の発生源として超放射を特定します。より正確には、G9.62+0.20Eの周期的フレアの多波長モニタリングで観察されたさまざまな時間スケールが超放射によってどのように容易に説明されるかを示します。
地球規模から局所規模までの銀河シミュレーションにおける天の川銀河のファラデー回転測定マップの再現
| Title |
A_reproduction_of_the_Milky_Way's_Faraday_rotation_measure_map_in_galaxy_simulations_from_global_to_local_scales |
| Authors |
Stefan_Reissl,_Ralf_S._Klessen,_Eric_W._Pellegrini,_Daniel_Rahner,_R\"udiger_Pakmor,_Robert_Grand,_Facundo_Gomez,_Federico_Marinacci,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05452 |
磁場は、天の川銀河の起源と長期的な進化を理解する上で非常に重要です。これは、星間物質(ISM)の動的進化におけるそれらの決定的な役割と、星形成プロセスに対するそれらの影響によるものです。銀河全体のさまざまな視線に沿ったファラデー回転測定(RM)は、観測から磁場のトポロジーと強度を推測するための主要な手段です。しかし、データの解釈は、観測を理論モデルで説明し、現実的なマルチスケールの全天RMマップを合成するというこれまでの試みの失敗によって妨げられてきました。ここでは、天の川銀河の形成に関する宇宙論的磁気流体力学(MHD)シミュレーションを利用し、局所星間物質のより現実的な構造を求める新しい星団集団合成モデルでそれを強化し、得られたモデルに対して詳細な偏光放射伝達計算を実行します。。これにより、地球上で観察されるファラデー空の忠実な第一原理予測が得られます。この結果は、銀河の観測結果を地球規模だけでなく、個々の星形成雲の局所規模でも再現します。これらはまた、私たちの太陽を含むローカルバブルが空の広い領域にわたってRM信号を支配していることを暗示しています。天の川銀河形成に関する現代の宇宙論的MHDシミュレーションと、ISMにおける自由電子の割合に関する単純でもっともらしいモデルとを組み合わせると、RM観測が驚くほどよく説明され、これは、天の川銀河の磁場の発生に関する確固たる理論的理解の出現を示しています。宇宙時間を超えて私たちの宇宙。
単金属のその場バルジ球状星団 NGC 6388 における複数の恒星集団の化学
我々は、バルジ球状星団(GC)NGC6388の185個の巨星を組み合わせたサンプルの均一存在量分析を示します。我々の結果は、複数の恒星の集団と、バルジ野星との相違点または類似点を説明するために使用されます。陽子捕獲元素は、軽元素O、Na、Mg、Al間の逆相関の極端な部分と中間の部分の両方を再現するには、単一クラスの第一世代汚染物質で十分であることを示していますが、これは、これまでの結果に基づくものとは矛盾しています。はるかに小さいサンプルで。NGC6388における他の種の存在量パターンは、バルジ野星で観察される傾向を厳密に追跡しています。特に、Siを含むアルファ元素はNGC6388の降着起源を除外し、鉄ピーク元素、化学力学分析、年代と金属量の関係に基づいた以前の結果を裏付けています。中性子捕獲元素は一般に均一ですが、[Zr/Fe]比はNaおよびAlの存在量と相関する固有のばらつきを示します。その代わりに、測光特性がNGC6388をタイプIIGCに分類する星の中性子捕捉要素の強化は見つかりません。以前の論文で見つかった[Fe/H]の均一性と合わせて、これは、GC、カップリング測光、分光法のクラスを分ける基準をより深く理解する必要があることを示しています。これらの結果は、22種（O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Sc、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Zn、Y、Zr、Ba、La、Ce、Nd、およびEu)陽子、α、中性子捕獲元素、およびFeピーク元素をサンプリングしたUVESスペクトルから。12種については、キリンのスペクトルから多数の巨人(最大150匹)の存在量も得られます。
Dragon-II シミュレーション -- III.最大 100 万個の星を含むクラスター内のコンパクトな連星合体:
質量、スピン、離心率、合体率、ペア不安定超新星率
| Title |
The_Dragon-II_simulations_--_III._Compact_binary_mergers_in_clusters_with_up_to_1_million_stars:_mass,_spin,_eccentricity,_merger_rate_and_pair_instability_supernovae_rate |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Albrecht_W._H._Kamlah,_Rainer_Spurzem,_Francesco_Paolo_Rizzuto,_Mirek_Giersz,_Thorsten_Naab,_Peter_Berczik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04807 |
星団内で形成されるコンパクトな連星合体は、観測された重力波（GW）源の中でそれらを識別するために使用できる独特の特徴を示す可能性があります。このような特徴は、おそらくホスト星団の構造と大規模な星の進化の物理学に依存するでしょう。ここでは、\textsc{Dragon-II}シミュレーションデータベースにあるコンパクトな二星合体の母集団を分析します。これは、最大$10^6$星と$<33\を持つ高密度星団を表す19個の直接$N$-bodyモデルのスイートです。原始連星の%$個の星の数。我々は、かなりの数のブラックホール連星（BBH）合体を発見し、その一部には中間質量BH（IMBH）が関与しており、恒星のBHと中性子星（NS）または白色矮星（WD）が関与する少数の合体も見つかった。。全人口の$\sim30\%$である原始的な二項合併が、排出された合併の大半を占めます。代わりに、動的マージはクラスター内マージの母集団を支配し、原始的なマージよりも系統的に重くなります。\textsc{Dragon-II}の合併の約$20\%$はLISAバンドでは異常であり、LIGOバンドでは$5\%$です。BBH、NS-BH、WD-BHの二星合体における平均宇宙合体率は$\mathcal{R}\sim12(4.4)(1.2)$yr$^{-1}$Gpc$^3$であると推測します。、それぞれ、LISAを使用したWD-BHバイナリのマルチメッセンジャー検出の見通しについて説明します。星団内の対不安定性超新星(PISNe)の発生率をモデル化し、限界等級$m_{\rmbol}=25$の探査で$\sim1-15$yr$^{-1}$を検出できることがわかりました。ピスネ。これらの推定値を将来の観測結果と比較することは、星団内のコンパクトな恒星の質量スペクトルに対する大規模な星の進化の影響を突き止めるのに役立つ可能性がある。
連星中性子星合体の長寿命残骸における大規模で強力な磁場の発達における乱流と曲がりの役割
| Title |
The_role_of_turbulence_and_winding_in_the_development_of_large-scale,_strong_magnetic_fields_in_long-lived_remnants_of_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Ricard_Aguilera-Miret,_Carlos_Palenzuela,_Federico_Carrasco,_Daniele_Vigan\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04837 |
私たちは、新しく形成された残骸を最大110ミリ秒追跡して、連星中性子星合体の長時間かつ正確なラージ渦シミュレーションを実行します。高次スキーム、高解像度、および勾配サブグリッドスケールモデルの組み合わせにより、これまでに達成された中で最も高い有効解像度を実現できます。我々の結果は、磁場はケルビン・ヘルムホルツ不安定性によって強く増幅されるが、それらはt\gtrsim30msまでの非常に短い空間スケールでのみコヒーレントであることを示しています。その頃、磁気巻線がより効率的になり、トロイダルコンポーネントが線形に成長し、磁場がより軸対称で大きなスケールにゆっくりと整列します。ポロイダル成分は、磁気回転の不安定性と矛盾しない形で、はるかに後の時間t\gtrsim90ms以降に小規模でのみ成長し始めます。我々のシミュレーションの範囲内では、強い大規模なポロイダル場やジェットは生成されませんが、遅い時間に徐々に発達する螺旋構造があります。合併直後のトポロジーは常にトロイダル構造によって強く支配されており、子午線面内の複雑な分布と非常に乱流の摂動を伴うことが強調されます。したがって、合併前に強い純粋な双極子場から始めることは、現実的な進化の結果と大きく矛盾します。最後に、各中性子星の最外層に限定された非常に異なる磁場から始めた場合でも、進化したトポロジーの普遍性を確認します。
GECAM リアルタイムバースト警報システム
| Title |
The_GECAM_Real-Time_Burst_Alert_System |
| Authors |
Yue_Huang,_Dongli_Shi,_Xiaolu_Zhang,_Xiang_Ma,_Peng_Zhang,_Shijie_Zheng,_Liming_Song,_Xiaoyun_Zhao,_Wei_Chen,_Rui_Qiao,_Xinying_Song,_Jin_Wang,_Ce_Cai,_Shuo_Xiao,_Yanqiu_Zhang,_Shaolin_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04999 |
重力波高エネルギー電磁対応全天モニター(GECAM)は、2つの超小型衛星で構成され、重力波現象に関連するガンマ線バーストを検出するように設計されています。ここでは、北斗3号ショートメッセージ通信サービスを採用したGECAMのリアルタイムバースト警報システムを紹介します。トリガー後の操作、地上ベースの詳細な分析、システムのパフォーマンスを紹介します。機内運用の最初の年に、GECAMは42個のGRBによってトリガーされました。GECAMリアルタイムバーストアラートシステムは、トリガー後$\sim$1分以内にアラートを配信する機能を備えており、タイムリーな追跡観察が可能になります。
近くの銀河NGC 1068とNGC 253の$\gamma$線放射を分析する
| Title |
Dissecting_the_$\gamma$-ray_emissions_of_the_nearby_galaxies_NGC_1068_and_NGC_253 |
| Authors |
Shunhao_Ji,_Zhongxiang_Wang_(1),_Yi_Xing_(2),_Dahai_Yan_(1),_Jintao_Zheng_(1)_(1._Yunnan_University,_2._Shanghai_Astronomical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05142 |
ガンマ線を放出する近くの銀河、特にアイスキューブニュートリノ観測所によってニュートリノ放出源として検出されたNGC~1068に関する最近の高エネルギー研究結果に興味をそそられ、私たちは$\gamma$線の詳細な分析を行っています。銀河NGC~1068とNGC~253のデータ。{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡}に搭載された大面積望遠鏡で取得されました。考えられるスペクトルの特徴を確認し、対応するエネルギー範囲で光度曲線を構築することで、$\geq$2\のNGC~1068、GeVエネルギー範囲からのフレアのような活動と、$\のNGC~253の顕著な長期変動を特定します。geq$5\,GeVのエネルギー範囲。前者では、半年間のフレアのような現象が2回発生した場合の放射は、それ以外の「静止」状態の場合よりも強く見えます。後者では、MJD~57023の前後で流束が2倍減少しており、これは得られた試験統計マップによって明らかに明らかになりました。2つの線源の$\gamma$線放出に関して実施された研究と提案されたモデルを考慮して、我々の発見の意味について議論します。NGC~1068のジェットは\gr\放出に寄与している可能性があります。NGC~253の長期変動の性質は明らかではありませんが、放射の変動部分は銀河の超高エネルギー(VHE)放射に関連している可能性があり、VHE観測によって検証される可能性があります。
O4 中の重力波イベントの光学的対応物に対するガイア探索の準備
| Title |
Preparing_for_Gaia_Searches_for_Optical_Counterparts_of_Gravitational_Wave_Events_during_O4 |
| Authors |
Sumedha_Biswas,_Zuzanna_Kostrzewa-Rutkowska,_Peter_G._Jonker,_Paul_Vreeswijk,_Deepak_Eappachen,_Paul_J._Groot,_Simon_Hodgkin,_Abdullah_Yoldas,_Guy_Rixon,_Diana_Harrison,_M._van_Leeuwen,_Dafydd_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05212 |
重力波(GW)イベントの発見とGW170817からの電磁波の検出により、マルチメッセンジャーGW天文学の時代が始まりました。この分野は急速に発展しており、本稿では、ESAガイア衛星を使用してこれらのイベントを検出するための準備について説明します。、2023年5月24日に開始されたLIGO-Virgo-KAGRA（LVK）コラボレーションの4回目の観測期間中。Gaiaは、GaiaXと呼ばれる新しい過渡検出パイプラインによって、GW対応物の探索に貢献しています。GaiaXでは、Gaiaに搭載された2台の望遠鏡のうち1台の視野に新しい発生源が現れるだけで、新しい過渡現象が検出された可能性について警告を送信するのに十分です。O4に先駆けて、約2か月にわたって実験が行われた。この期間の新月の周りの2週間、南アフリカにあるMeerLICHT(ML)望遠鏡は、(天候がよければ)10分以内にガイアと同じ空の領域を観測しようと試みました。GaiaXが検出したトランジェントはすべて公開されました。MLとガイアは、MLでの典型的な観測条件では同様の限界等級を持っています。実験の終了時点で、11,861個のGaiaX候補トランジェントと15,806個のML候補トランジェントが得られました。これらをさらに分析し、その結果をこのホワイトペーパーに示します。最後に、GaiaXの検出および警報手順を通じて、O4中の重力波イベントの電磁対応物の探索に貢献するGaiaの可能性と能力について説明します。
すべての高速無線バーストは繰り返されますか? CHIME/FRB ファーサイドローブ FRB からの制約
| Title |
Do_All_Fast_Radio_Bursts_Repeat?_Constraints_from_CHIME/FRB_Far_Side-Lobe_FRBs |
| Authors |
Hsiu-Hsien_Lin,_Paul_Scholz,_Cherry_Ng,_Ue-Li_Pen,_Mohit_Bhardwaj,_Pragya_Chawla,_Alice_P._Curtin,_Ketan_R._Sand,_Shriharsh_P._Tendulkar,_Bridget_Andersen,_Kevin_Bandura,_Tomas_Cassanelli,_Amanda_M._Cook,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Gwendolyn_Eadie,_Emmanuel_Fonseca,_Bryan_M._Gaensler,_Utkarsh_Giri,_Antonio_Herrera-Martin,_Jane_Kaczmarek,_Joseph_Kania,_Victoria_Kaspi,_Kholoud_Khairy,_Adam_E._Lanman,_Calvin_Leung,_Dongzi_Li,_Kiyoshi_W._Masui,_Juan_Mena-Parra,_Bradley_W._Meyers,_Daniele_Michilli,_Nikola_Milutinovic,_Aaron_B._Pearlman,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Pranav_Sanghavi,_Kaitlyn_Shin,_Kendrick_Smith,_Ingrid_Stairs,_David_C._Stenning,_Keith_Vanderlinde,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05261 |
2018年8月28日から2021年8月31日まで、カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）のファーサイドローブ領域（すなわち、$\geq5^\circ$子午線外）で検出された10個の高速無線バースト（FRB）を報告します。バーストのスペクトルをCHIME/FRB合成ビーム応答のモデルに適合させることにより、バーストの位置を特定します。CHIME/FRBでは、合計35580時間の露光時間で10個のサイドローブFRBの均一なサンプルから同様の明るさの繰り返しは観察されませんでした。ポアソン分布バーストの仮定の下では、ファーサイドローブイベントの検出閾値を超える平均繰り返し間隔は11880時間より長く、これは既知のCHIME/FRBで検出された繰り返し間隔より少なくとも2380倍大きいと推測されます。情報源にはいくつかの注意点があり、特に非常に狭い帯域のイベントが見逃される可能性があると述べられています。これらのファーサイドローブイベントから得られた結果は、次の2つのシナリオのうちの1つを示唆しています。(1)すべてのFRBが繰り返し、繰り返し間隔が広範囲に及び、高レートのリピーターはまれな部分母集団である、または(2)非繰り返しFRBは、既知のリピーターとは異なる明確な集団。
CHIME/FRB のファーサイドローブ現象による高速電波バーストの銀河間分散および局所分散測定の制約
| Title |
Constraints_on_the_Intergalactic_and_Local_Dispersion_Measure_of_Fast_Radio_Bursts_with_the_CHIME/FRB_far_side-lobe_events |
| Authors |
Hsiu-Hsien_Lin,_Paul_Scholz,_Cherry_Ng,_Ue-Li_Pen,_D._Z._Li,_Laura_Newburgh,_Alex_Reda,_Bridget_Andersen,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Amanda_M._Cook,_Alice_P._Curtin,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_Bryan_M._Gaensler,_Utkarsh_Giri,_Alex_S._Hill,_Jane_Kaczmarek,_Joseph_Kania,_Victoria_Kaspi,_Kholoud_Khairy,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_W._Masui,_Juan_Mena-Parra,_Bradley_W._Meyers,_Anna_Ordog,_Aaron_B._Pearlman,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Scott_Ransom,_Ketan_R._Sand,_Pranav_Sanghavi,_Kaitlyn_Shin,_Kendrick_Smith,_Ingrid_Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar,_Keith_Vanderlinde,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05262 |
私たちは、2018年8月28日から2021年8月31日までにCHIME望遠鏡のファーサイドローブ領域で検出された10個の高速電波バースト(FRB)を研究しました。ファーサイドローブのイベントは、平均して$\sim$500倍大きい光束を持っていることがわかりました。CHIMEのメインローブで検出されたイベントよりも優れています。したがって、サイドローブのサンプルは統計的にメインローブのサンプルよりも$\sim$20倍近いことがわかります。最初のCHIME/の10個の遠サイドローブと471個の非反復メインローブFRBの、天の川の自由電子密度分布にNE2001を使用して銀河円盤成分を除去した後の中央分散測定(DM)過剰値。FRBカタログはそれぞれ183.0と433.9pc\;cm$^{-3}$です。合理的な仮定の下で2つの集団のDM超過を比較することにより、471個の非反復メインローブFRBの超過DMに対する局所的な縮退寄与(天の川ハローとホスト銀河からの)と銀河間の寄与が統計的に制約されます。NE2001モデルの場合、それぞれ131.2$～$158.3と302.7$～$275.6pccm$^{-3}$で、これはメインローブFRBサンプルの赤方偏移の中央値$\sim$0.3に相当します。これらの制約は、FRBの個体群研究、特に失われたバリオンの位置を制約するのに役立ちます。
単一ベースライン偏光測定によるフォトンリングの存在の実証
| Title |
Demonstrating_Photon_Ring_Existence_with_Single-Baseline_Polarimetry |
| Authors |
Daniel_C._M._Palumbo,_George_N._Wong,_Andrew_A._Chael,_Michael_D._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05293 |
超大質量ブラックホール降着流の画像には、湾曲した時空とプラズマ構造の両方の特徴が含まれています。画像から時空の特性を推定するには、プラズマの特性をモデル化する必要があり、その逆も同様です。イベント・ホライゾン・テレスコープ・コラボレーションは、メシエ87*(M87*)といて座A*(SgrA*)の両方からの地平線付近のミリ波放射を超長基線干渉法(VLBI)で画像化し、磁気的に停止した円盤が好まれることを発見しました(MAD)それぞれのケースでの増加。MAD降着により、近軌道を周回する光子で構成される画像特徴であるフォトンリングの将来の観測を通じて時空測定が可能になります。MADの規則的な磁場と比較的弱いファラデー回転により、適度な傾斜で観察すると回転対称な偏光が得られます。この手紙では、この対称性と平行輸送対称性を利用して、弱いレンズの降着流画像と強いレンズの光子リングの間の遷移を検出するゲインロバストな干渉量を構築します。我々は、長い基線上の偏光位相のシフトを予測し、M87*とSgrA*の光子リングが明確に検出できることを実証します{高感度の長い基線測定により。M87*の場合、スナップショット観測での光子リング検出には、230GHz以上の$>15$G$\lambda$基線で$\sim1$mJyの感度が必要であることがわかりました。これは、宇宙VLBIまたは高周波地上で達成できる可能性があります。VLBIベース。SgrA*の場合、星間散乱により230GHzでの光子リングの検出が阻害されるが、地上からアクセス可能な345GHzの$>12$G$\lambda$ベースラインでの$\sim10$mJy感度は十分であることがわかりました。どちらの情報源でも、これらの感度要件は、繰り返しの観察と平均化によって緩和される可能性があります。
フォワードモデリングによるスリットレス分光測光: 原理と大気透過測定への応用
| Title |
Slitless_spectrophotometry_with_forward_modelling:_principles_and_application_to_atmospheric_transmission_measurement |
| Authors |
J\'er\'emy_Neveu_and_Vincent_Br\'emaud_and_Pierre_Antilogus_and_Florent_Barret_and_S\'ebastien_Bongard_and_Yannick_Copin_and_Sylvie_Dagoret-Campagne_and_Claire_Juramy_and_Laurent_Le-Guillou_and_Marc_Moniez_and_Eduardo_Sepulveda_and_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04898 |
今後10年間で、多くの光学調査は、ダークエネルギーの性質の問題に取り組み、その状態方程式パラメータをパーミルレベルで測定することを目的としています。これには、これまでに到達したことのない精度で測量の測光校正を信頼し、体系的な不確実性の多くの原因を制御する必要があります。現場の大気透過率を各曝露ごとに、または季節ごとに平均して、または全調査について測定することは、マグニチュードのパーミル精度を達成するのに役立ちます。この研究の目的は、標準的な星の分光測光にスリットレス分光法を使用できることと、必要に応じて現場の大気透過を監視するためにスリットレス分光法を使用できることを証明することです（たとえば、ベラC.ルービン天文台の時空レガシー調査による超新星宇宙論プログラム）。私たちは、ルービン補助望遠鏡で選択された構成であるフィルターホイール内の分散体のケースを完全に扱います。スリットレス分光測光法の理論的基礎は、スリットレスデータから分光情報を抽出するためのフォワードモデルアプローチの中心です。私たちは、モデルの各要素を実装し、最終的に画像データに直接スペクトログラムモデルのフィッティングを実行してスペクトルを取得する、Spectractor(https://github.com/LSSTDESC/Spectractor)と呼ばれる公開ソフトウェアを開発しました。私たちは、このモデルによって分光測光露光の構造を理解できることをシミュレーションで示します。また、実際のデータでの使用法を示し、特定の問題を解決し、この手順によってデータを記述するモデルがどのように改善されるかを示します。最後に、このアプローチを使用してデータから大気透過パラメータを直接抽出し、現場での大気監視の基盤を提供する方法について説明します。シミュレーションで手順の効率を示し、利用可能な限られたデータセットでテストします。
チェレンコフ望遠鏡アレイ大型望遠鏡用SiPMピクセル試作機の開発
| Title |
Development_of_a_SiPM_Pixel_Prototype_for_the_Large-Sized_Telescope_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
D._Depaoli,_A._Chiavassa,_D._Corti,_F._Di_Pierro,_M._Mariotti,_R._Rando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05177 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)は、次世代の地上ガンマ線観測所となります。CTAはさまざまなタイプの望遠鏡で構成されており、最大のもの(大型望遠鏡、LST)は20GeVから200GeVまでの低エネルギー範囲をカバーします。最初のLSTは現在、カナリア諸島ラ・パルマ島のロケ・デ・ロス・ムチャチョス天文台で試運転中です。そのカメラには、1.5インチのカソードを備えた1,855個の光電子増倍管(PMT)が搭載されています。シリコン光電子増倍管(SiPM)は、ガンマ線天文学においてもPMTの有効な代替手段となりつつあります。LSTプロジェクトの文脈では、SiPMと完全デジタルアプローチに基づいて完全に再設計された電子機器を備えた新しいアドバンストカメラを研究する取り組みが行われています。これらのカメラのセンサーに関するソリューションを研究および開発するために、既存のLSTカメラモジュールのデジタル化およびトリガーステージを再利用しながら、完全に再設計された前置増幅ステージとセンサーバイアス制御を備えたプロトタイプのカメラモジュールを構築しました。タイミングと電荷分解能の点で最高のパフォーマンスを達成するために行われた設計上の選択と、それらの選択を検証する実験室の測定について報告します。
チェレンコフ望遠鏡アレイの小型望遠鏡のパターンスペクトルと畳み込みニューラルネットワークを使用したガンマ線の信号とバックグラウンドの分離とエネルギー再構成
| Title |
Signal-background_separation_and_energy_reconstruction_of_gamma_rays_using_pattern_spectra_and_convolutional_neural_networks_for_the_Small-Sized_Telescopes_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
J._Aschersleben,_T._T._H._Arnesen,_R._F._Peletier,_M._Vecchi,_C._Vlasakidis,_M._H._F._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05301 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)は、誘導粒子シャワーのチェレンコフ光を捕捉することにより、地上からの非常に高エネルギーのガンマ線を検出します。畳み込みニューラルネットワーク(CNN)をこのようなイベントのIACTカメラ画像でトレーニングして、背景から信号を区別し、初期ガンマ線のエネルギーを再構成できます。パターンスペクトルは、画像を構成する特徴のサイズと形状の2次元ヒストグラムを提供し、CNNの入力として使用して、トレーニングに必要な計算能力を大幅に削減できます。この研究では、シミュレートされたガンマ線と陽子画像からパターンスペクトルを生成し、チェレンコフ望遠鏡アレイ(CTA)の小型望遠鏡(SST)の信号バックグラウンド分離とエネルギー再構成のためにCNNをトレーニングします。CTA画像で直接トレーニングされたCNNと結果を比較すると、パターンスペクトルベースの分析は計算コストが約3分の1低いものの、CTA画像ベースの分析のパフォーマンスと競合することはできないことがわかります。したがって、CTA画像はパターンスペクトルでは表されない追加情報で構成されているに違いないと結論付けます。
太陽フレアにおける波の発生と高エネルギー電子の散乱
| Title |
Wave_generation_and_energetic_electron_scattering_in_solar_flares |
| Authors |
Hanqing_Ma,_James_F._Drake_and_Marc_Swisdak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04769 |
私たちは、自己発生する斜め電磁波による電子熱流束の散乱を調査するために、二次元細胞内粒子シミュレーションを実行します。熱流束は、境界での連続注入によって維持されるT_Parallel>T_perp温度異方性を持つバイカッパ分布としてモデル化されます。異方性分布は、斜めのホイッスラー波とフィラメント状のワイベル不安定性を励起します。システムが定常状態に達した後に得られた電子速度分布は、安定状態にある電子速度分布が熱流束を抑制し、全体の分布を等方性に近づけることを示しています。速度空間における電子の軌道は、波動フレーム内の一定エネルギー面に沿って円形の拡散を示します。散乱率を制御する重要なパラメータは、電子アルフベン速度vAeと比較した熱流束の平均速度、つまりドリフト速度vdであり、ドリフト速度が高いほど、より強い変動が生じ、熱流束がより大幅に減少します。熱流束を運ぶ電子の密度を50%低減しても、散乱率には大きな影響はありません。電子散乱率対vd/vAeのスケーリング則がシミュレーションから推定されます。太陽フレアのエネルギー放出中のエネルギー的な電子輸送を理解するためのこれらの結果の意味について議論します。
化学的に均一に進化する内部連星を伴うステラトリプル
| Title |
Stellar_triples_with_chemically_homogeneously_evolving_inner_binaries |
| Authors |
Andris_Dorozsmai,_Silvia_Toonen,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_Selma_E._de_Mink,_Floris_Kummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04793 |
観測によれば、巨大な恒星三重体が一般的であることが示唆されています。しかし、その進化はまだ完全には理解されていません。私たちは、特に重力波(GW)源の形成における三次星の役割を理解するために、内部連星の星が化学的均一進化(CHE)を経験する階層三重星の進化を調査します。我々は、三重星高速集団合成コードTRESを使用して、2つの代表的な金属量$Z=0.005$および$Z=0.0005$でのこれらのシステムの進化を決定します。CHE内部連星を保持するすべての三重体(CHE三重体)の約半数は、古典的に進化する星ではまれな現象である三次物質移動(TMT)エピソードを経験します。TMTエピソードの大部分では、内部連星は2つの主系列星(58～60パーセント)または2つのブラックホール(BH、24～31パーセント)で構成されます。さらに、CHEトリプルに対するフォン・ツァイペル・リドフ・コーザイ(ZLK)振動の役割を調査します。ZLK振動は、初期外周中心が$\sim$1200$R_{\odot}$より小さい系で離心星の合体を引き起こしたり、離心したコンパクトな連星を形成したりする可能性があります。CHE三重体の約24～30パーセントはGW源を形成し、そのうち31パーセントでは三次星が重要な役割を果たし、孤立した連星では予測されない配置を引き起こします。我々は、CHE連星の進化は、密接な三次伴星の影響を受ける可能性があり、その結果、孤立した対応する連星や三次系による大規模な恒星の合体よりも桁違いに速いGW発光を介して合体するBH-BH連星のような天文学的過渡現象を引き起こす可能性があると結論付けている。
高速回転する超新星前駆体における磁気対流の 3D シミュレーション
| Title |
3D_Simulations_of_Magnetoconvection_in_a_Rapidly_Rotating_Supernova_Progenitor |
| Authors |
Vishnu_Varma_and_Bernhard_Mueller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04833 |
我々は、急速に回転する16M_sunのコア崩壊超新星前駆体における酸素、ネオン、および炭素シェルの燃焼の最初の3D磁気流体力学(MHD)シミュレーションを発表する。比較のために純粋な流体力学シミュレーションも実行します。180秒後(対流ターンオーバーがそれぞれ15回と7回)、酸素とネオンの殻の磁場は10^{11}Gと5x10^{10}Gで飽和します。強いマクスウェル応力は半径方向のレイノルズ応力と同等になり、最終的に対流を抑制します。対流とせん断不安定性による混合の抑制により、燃焼領域の基部で燃料が枯渇し、最終的に燃焼シェルが外側の低温領域に移動し、エネルギー生成率が低下します。強力な磁場は角運動量を効率的に外側に輸送し、急速に回転する対流性の酸素とネオンの殻を急速にスピンダウンさせ、それらを強制的に剛体回転させます。流体力学モデルは、角運動量の複雑な再分布を示し、対流殻の基部に逆行回転の領域を開発します。我々の結果が恒星の進化とその後の核崩壊超新星に与える影響について議論します。MHDモデルにおける角運動量の急速な再分布は、ミリ秒マグネターによって引き起こされる爆発に対して重要な炉心角運動量を保持する可能性について若干の疑問を投げかけています。ただし、多次元モデルからの発見は、恒星の進化計算により、より一貫した回転プロファイルと磁場強度の推定値が得られ、実質的な数値過渡現象なしに多次元シミュレーションを初期化できるようになるまで、暫定的なままです。また、より長いシミュレーション、解像度の研究、理想的でない効果の調査の必要性も強調します。
2021年シーズンの高頻度マイクロレンズ調査から検出された連星の褐色矮星の伴星
| Title |
Brown_dwarf_companions_in_binaries_detected_from_the_2021_season_high-cadence_microlensing_surveys |
| Authors |
Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Ian_A._Bond,_Sun-Ju_Chung,_Michael_D._Albrow,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Doeon_Kim,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosame_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Ryusei_Hamada,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Mio_Tomoyoshi,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Kansuke_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04921 |
褐色矮星（BD）伴星を含むバイナリレンズ（2L1S）現象の均一なサンプルを構築することを目的としたプロジェクトの一環として、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク（KMTNet）調査によって収集された2021年シーズンのマイクロレンズデータを調査します。この目的のために、私たちはまず異常なレンズ現象の体系的な分析を行うことによって2L1Sイベントを特定します。次に、レンズ成分間の質量比が$q_{\rmth}\sim0.1$未満であるという基準を適用して、BDコンパニオンイベントの候補を選択します。この手順から、KMT-2021-BLG-0588、KMT-2021-BLG-1110、KMT-2021-BLG-1643、およびKMT-2021-BLG-1770を含む4つのバイナリレンズイベントが見つかります。比率はそれぞれ$q\sim0.10$、0.07、0.08、0.15です。イベントKMT-2021-BLG-1770は、質量比が$q_{\rmth}$よりわずかに大きいにもかかわらず、候補として選択されます。これは、イベントの測定された短い時間スケール$t_からレンズの質量が予想されるためです。{\rmE}\sim7.6$~日、少額です。ベイズ解析から、主質量と随伴質量は$(M_1/M_\odot,M_2/M_\odot)=(0.54^{+0.31}_{-0.24},0.053^{+0.031}_{-0.023})$(KMT-2021-BLG-0588Lの場合)、$(0.74^{+0.27}_{-0.35},0.055^{+0.020}_{-0.026})$(KMT-2021-BLG-1110Lの場合)、KMT-2021-BLG-1643Lの場合$(0.73^{+0.24}_{-0.17}、0.061^{+0.020}_{-0.014})$、および$(0.13^{+0.18}_{-0.07},KMT-2021-BLG-1770Lの場合は0.020^{+0.028}_{-0.011})$。レンズ伴星がBD質量範囲内にある確率は、個々のイベントに対して82\%、85\%、91\%、および59\%であると推定されます。将来の高解像度補償光学（AO）追跡観測からレンズを直接画像化することによって、この研究と以前の研究で見つかったレンズ仲間のBDの性質を確認するために、2030年に予想されるレンズと光源の分離を提供します。これはおよその年です。30m級望遠鏡初のAOライトの開発。
超巨星ケファイ星RWの大減光：CHARAアレイ画像とスペクトル解析
| Title |
The_Great_Dimming_of_the_hypergiant_star_RW_Cephei:_CHARA_Array_images_and_spectral_analysis |
| Authors |
N._Anugu,_F._Baron,_D._R._Gies,_C._Lanthermann,_G._H._Schaefer,_K._A._Shepard,_T._ten_Brummelaar,_J._D._Monnier,_S._Kraus,_J.-B._Le_Bouquin,_C._L._Davies,_J._Ennis,_T._Gardner,_A._Labdon,_R._M._Roettenbacher,_B._R._Setterholm,_W._Vollmann,_C._Sigismondi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04926 |
冷涼な超巨星RWケファイは現在、数年前に始まった深い測光極小期にあります。この現象は、2019年から2020年にかけて起こった赤色超巨星ベテルギウスの大減光と非常によく似ています。CHARAアレイ干渉計で取得したRWセファイの最初の分解画像を紹介します。角直径とガイア距離の推定値は、星の半径が900～1760R_sunであることを示しており、これによりRWCepは天の川銀河で知られている最大の星の1つとなります。再構成された近赤外線画像は、中心からオフセットした明るい部分と西側の暗いゾーンという円盤照明の顕著な非対称性を示しています。イメージングの結果は、拡張された光束に関して行われた仮定に依存し、拡張された放出を許可する場合と許可しない場合の2つのケースを示します。また、RWCepの最近の近赤外スペクトルも示します。これは、塵による消滅が予想される近赤外波長と比較して、可視波長での退色がはるかに大きいことを示しています。私たちは、この星の減光は、星の光球を部分的に遮る塵雲を形成した最近の表面質量放出現象の結果であると示唆しています。
大マゼラン雲のヘリウム新星 -- 微弱な超軟 X 線源 [HP99]159
| Title |
A_helium_nova_in_the_Large_Magellanic_Cloud_--_the_faint_supersoft_X-ray_source_[HP99]159 |
| Authors |
Mariko_Kato,_Izumi_Hachisu,_and_Hideyuki_Saio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05278 |
我々は、大マゼラン雲(LMC)の超軟X線源(SSS)[HP99]159のヘリウム新星モデルを提案します。この天体は、約30年間にわたって微弱かつ持続的なSSSとして検出されてきましたが、水素線が観察されないため、最近では定常的なヘリウム殻の燃焼の原因であると解釈されています。この天体はヘリウム新星の崩壊段階にあると解釈できることもわかりました。ヘリウム新星は静止期に向けてゆっくりと崩壊しており、その間に観測された温度、光度、SSS寿命($\gtrsim30$年)は$\sim$1.2$M_\odot$の巨大白色矮星モデルと一致しています。もしそうであれば、これは私たちの銀河系でV445Pupに次いで2回目のヘリウム新星爆発の発見であり、LMCで最初に確認されたヘリウム新星でもある。また、Ia型超新星前駆体と関連して伴星ヘリウムの性質についても議論します。
APOGEE DR17 の動径速度標準星のカタログの更新
APOGEEDR17から選択された46,753個の動径速度(RV)標準星の最新カタログを紹介します。これらの星は北半球と南半球をほぼ均等に覆っており、62%が赤色巨星、38%が主系列星です。これらのRV標準星は、200日を超えるベースラインで安定しており(1年より54%長く、5年より10%長く)、安定性の中央値は215ms$^{-1}$より優れています。これらの星の平均観測数は5であり、各観測はスペクトル対雑音比(SNR)が50より大きく、RV測定誤差が500ms$^{-1}$より小さいことが要求される。新しいAPOGEERV標準星カタログに基づいて、RAVE、LAMOST、GALAH、Gaiaを含む現在の大規模恒星分光調査のRVゼロポイント（RVZP）をチェックしました。注意深く分析した結果、平均RVZPは$+0.149$kms$^{-1}$、$+4.574$kms$^{-1}$(LRSの場合)、$-0.031$kms$と推定されます。4つの調査では、それぞれ^{-1}$と$+0.014$kms$^{-1}$でした。RAVE、LAMOST(MRS用)、GALAHおよびGaiaの調査では、RVZPは恒星のパラメーター(主に[Fe/H]、$T_{\rm{eff}}$、log$g$、$G_{\)で体系的な傾向を示します。rm{BP}}-G_{\rm{RP}}$および$G_{\rm{RVS}}$)。これらの小さいながらも明確なRVZPの補正は、非常に高い動径速度精度を必要とするさまざまな研究における大規模な分光調査にとって非常に重要です。
遅い太陽風の変動性について: モデリングと PSP-WISPR 観測からの新たな洞察
| Title |
On_the_variability_of_the_slow_solar_wind:_New_insights_from_the_modelling_and_PSP-WISPR_observations |
| Authors |
Nicolas_Poirier_(1,_2),_Victor_R\'eville_(3),_Alexis_P._Rouillard_(3),_Athanasios_Kouloumvakos_(4)_and_Emeline_Valette_(3)_((1)_Rosseland_Centre_for_Solar_Physics_-_University_of_Oslo,_(2)_Institute_of_Theoretical_Astrophysics_-_University_of_Oslo,_(3)_Research_Institute_for_Astrophysics_and_Planetology_-_University_Toulouse_III_Paul_Sabatier,_(4)_The_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05294 |
私たちは、パーカー太陽探査機用広視野イメージャー(WISPR)が太陽に近づく最初の10回の通過中に観測した、遅い太陽風に埋め込まれた過渡構造の特徴と起源を分析します。WISPRは、ヘルメットストリーマーの先端で発生するピンチオフ磁気再結合の名残であると長い間推測されてきたこれらの構造について、新たな詳細なビジョンを提供します。我々は、ヘルメットストリーマーの先端での引き裂き誘発磁気再接続を通じて、準周期密度構造の遅い風への動的放出をシミュレートする、Revilleの以前のモデリング作品(2020b、2022)を追求します。合成WISPR白色光(WL)画像は、新しく開発された高度なフォワードモデリングアルゴリズムを使用して生成されます。このアルゴリズムには、シミュレーション内の最小の過渡構造を解決するための適応グリッド改良が含まれています。太陽極小および極大に近い構成に典型的ないくつかのケーススタディで、シミュレートされたWLサインの側面と特性を分析します。小規模磁束ロープに関連する準周期密度構造は、太陽圏電流シートおよび3～7R内での引き裂き誘起磁気再接続によって形成されます。WL画像でのそれらの外観は、ストリーマベルトの形状と擬似ストリーマの存在に大きく影響されます。シミュレーションでは、約90～180分、約7～10時間、および約25～50時間のタイムスケールで周期性が示されており、WISPRおよび過去の観測と互換性があります。この研究は、長年観測されてきた遅い太陽風の高い変動に寄与する引き裂き誘発磁気リコネクションの強力な証拠を示している。
FreeEOS I を使用して大気を 3D スタッガー モデル化。太陽に対する微小物理学の影響を探る
| Title |
3D_Stagger_model_atmospheres_with_FreeEOS_I._Exploring_the_impact_of_microphysics_on_the_Sun |
| Authors |
Yixiao_Zhou,_Anish_M._Amarsi,_Victor_Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_Klara_G._Karlsmose,_Remo_Collet,_and_Thomas_Nordlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05403 |
恒星表面対流の3次元放射流体力学(3DRHD)シミュレーションは、太陽および恒星の物理学における多くの問題について貴重な洞察を提供します。しかし、これまでのほぼすべての3D表面近傍対流シミュレーションは、太陽スケールの化学組成に基づいているため、特異な存在量パターンを持つ星への適用は制限されています。この困難を克服するために、堅牢で広く使用されているFreeEOS状態方程式とBlueopacityパッケージをStagger3D放射磁気流体力学コードに実装します。我々は、太陽大気の新しい3DRHDモデルを提示し、平均層別および主要な物理量の分布が最新のStagger太陽モデル大気のものとよく一致していることを実証します。新しいモデルは、太陽観測と比較することでさらに検証されます。新しいモデルの大気は、観察された磁束スペクトル、連続体の中心から端までの変動、および水素線のプロファイルを満足のいくレベルで再現し、それによってモデルの現実性と基礎となる入力物理学を確認します。これらの実装により、3Dスタッガーモデル大気を使用して、$\alpha$元素の存在量が異なる他の星、炭素強化金属の少ない星、特異な化学組成を持つ集団II星を研究する可能性が開かれます。
より低温のB超巨星の凝集とX線
| Title |
Clumping_and_X-Rays_in_cooler_B_supergiant_stars |
| Authors |
Matheus_Bernini-Peron,_Wagner_L.F._Marcolino,_Andreas_A.C._Sander,_Jean-Claude_Bouret,_Varsha_Ramachandran,_Julian_Saling,_Fabian_R.N._Schneider,_Lidia_M._Oskinova,_and_Francisco_Najarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05421 |
B超巨星(BSG)は、実効温度が10～30kKの進化した星であり、大規模な星の進化を理解する上で重要です。線駆動の風況の端に位置するこの大気の研究は、双安定性ジャンプなどの現象を理解するのに役立ちます。それらのスペクトルの主要なUV特徴は、これまでのところ、B1以降のタイプのモデルでは再現されていません。ここでは、風の凝集とX線を考慮したスペクトル分析を通じて、この状況を改善することを目指しています。さらに、得られた星のパラメータに基づいて、サンプル星の進化の状況を調査します。CMFGENおよびPoWRコードを使用した定量分光法によってパラメータを決定しました。モデルは、HD206165、HD198478、HD53138、およびHD164353の4つのBSGのUVおよび光学データと比較されました。また、GENECおよびMESAトラックを使用してサンプルの進化状態も研究します。凝集とX線を含めると、サンプル星の合成スペクトルと観測スペクトルの間に良好な一致が見られます。初めて重要なセリフをUVで再現しました。そのためには、適度にまとまった風(f_infty>~0.5)が必要です。また、X線の相対光度は約10^-7.5から10^-8であり、一般的な比10^-7よりも低いと推測されます。さらに、進化的質量と分光学的質量の間に不一致の可能性があり、これは他の観測星に存在する質量の不一致問題に関連している可能性があることがわかりました。私たちの結果は、冷たいBSGの風を説明するにはX線と凝集が必要であるという証拠を提供します。しかし、それらの風は初期のタイプの星ほど構造化されていないように見えます。これは、観察されたX線と凝集制約、および最近の流体力学シミュレーションと一致しています。BSGの進化の状況は多様であるようです。一部の天体は潜在的に赤色超巨星または合体後の生成物です。風パラメータは、双安定性ジャンプ付近で適度な質量損失率の増加の証拠を提供します。要約の要約
太陽上の音波発生源の特定。 II.震源波面地震学のための改良されたフィルター技術
| Title |
Identifying_Acoustic_Wave_Sources_on_the_Sun._II._Improved_Filter_Techniques_for_Source_Wavefield_Seismology |
| Authors |
Shah_Mohammad_Bahauddin_and_Mark_Peter_Rast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05433 |
この論文では、以前に開発された音源フィルター(Bahauddin&Rast2021)を改良し、その信頼性を向上させ、その機能を拡張しました。観測上の制約を満たし、特定の波面速度に焦点を当てるためにフィルターを微調整する方法を示します。この改良により、音源の深さの識別と局所的な音源の波面の追跡が可能になり、それによって非常に小さなスケールでの超局所的なヘリ地震学が容易になります。MURaMシミュレーションで地下発生源からの光球ドップラー信号を利用することにより、光球の少なくとも80km下の深さまでの粒状流と音速に対するロバストな超局所的な3次元太陽地震反転が可能であることを実証します。米国科学財団の新しいダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡(DKIST)の機能により、本物の太陽のこのような測定が可能になります。
超軽量アクシオンの重力波への痕跡とパルサーのタイミング測定
強力なCP問題またはひも理論の自然解から動機付けられるアクシオンまたはアクシオン様粒子は、有望な暗黒物質候補です。私たちは、宇宙搭載重力波検出器と電波望遠鏡による超軽量アクシオン様粒子の新たな観測効果を研究しています。中性子星とブラックホールの連星を例として、超放射過程を通じて形成されたブラックホールの周囲のアクシオン雲のゆっくりとした減少によって重力波形が明らかに変化する可能性があることを実証した。私たちは、モデルに依存しない方法で、連星に対するこれらの新しい効果を、暗黒物質と双極子放射による動的摩擦からのよく研究された効果と比較します。最後に、LIGO/Virgoからの制約について議論し、LISAとTianQinでの超軽量アクシオン粒子の検出可能性を研究します。
| Title |
Neutrinos,_Dark_Matter_and_Higgs_Vacua_in_Parity_Solutions_of_the_strong_CP_problem |
| Authors |
Michele_Redi,_Andrea_Tesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.03161 |
標準モデルとそのミラーコピーを交換する時空パリティの下で自然法則が不変であれば、強力なCP問題は解決できます。私たちは、ダークマター、ニュートリノ物理学、レプトジェネシス、衝突型加速器物理学を同じ文脈で議論することを目的として、このアイデアのさまざまな実現を検討し拡張します。Ref.の最小限の実現において。[1]鏡面世界には質量のない暗黒光子が含まれており、これはかなり興味深い宇宙論につながります。ミラー電子は、強く相互作用する暗黒物質の痕跡を伴う、500～1000GeVの質量の暗黒物質の存在量を再現します。このシナリオは、今後のさまざまな実験でテストされる、冷たい暗黒物質、かなりの$\DeltaN_{\rmeff}$、およびTeV範囲の有色状態からの逸脱も予測します。また、ミラー光子が巨大であり、ミラー粒子が通常の電磁気下で非常に異なる現象学で帯電するシナリオも調査します。また、SMパラメータの測定値については、パリティ対称性を自発的に破るのに必要な、大きな磁場値でヒッグス実効ポテンシャルが2番目の最小値を引き起こす可能性があることも示します。
放射対称性の破れにおける過冷却：理論の拡張、重力波の検出、および原始ブラックホール
| Title |
Supercooling_in_Radiative_Symmetry_Breaking:_Theory_Extensions,_Gravitational_Wave_Detection_and_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Alberto_Salvio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04694 |
一次相転移は、放射補正によって対称性が主に破れた場合（そして質量が生成された場合）に起こり、観測可能な重力波と原始ブラックホールを生成します。我々は、モデルが指定されれば計算できる少数のパラメーターの観点からこれらの現象を定量的に説明するのに十分な大規模な過冷却に有効な、モデルに依存しないアプローチを提供します。この種の以前に提案されたアプローチの有効性は、ここでより大きな種類の理論に拡張されます。とりわけ、パルサータイミングアレイ(NANOGrav、CPTA、EPTA、PPTA)によって最近検出された重力波の背景に対応するパラメータ空間の領域や、LIGOとVirgoの観測実行によって除外された、または内部のその他の領域を特定します。将来の重力波検出器の到達範囲。さらに、このような相転移による大きな過剰密度によって生成される原始ブラックホールが暗黒物質の原因となる可能性があるパラメーター空間の領域も発見しました。最後に、このモデルに依存しないアプローチを特定のケースにどのように適用できるかを示します。これには、右巻きニュートリノと放射対称性の破れが起こるゲージ$B-L$による標準モデルの現象学的完成が含まれます。
単モジュール重力の宇宙論的摂動におけるゲージ固定
| Title |
Gauge_fixing_in_cosmological_perturbations_of_Unimodular_Gravity |
| Authors |
Francisco_X._Linares_Cede\~no_and_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.04873 |
物質と幾何学の線形摂動の宇宙論的進化に焦点を当て、ユニモジュラー重力の枠組み内でニュートンゲージと同期ゲージの式と同等の式を計算します。これら2つのゲージは一般的に使用され、ボルツマンコードで実装されています。私たちの分析の重要な側面は、エネルギーと運動量の電流違反とその摂動を含めることです。さらに、我々は、両方のゲージを一貫して修正することが可能であることを初めて実証するが、以前の文献ですでに注目されているように、どちらのゲージも、物質と計量の変動について一般相対性理論で与えられる力学の意味では回復されない。具体的には、線形摂動のレベルでのユニモジュラー制約が計量変動のスカラーモードの自由度を1つだけにするため、ユニモジュラー重力の力学がニュートンゲージの異方性応力を維持しようとするのに対し、冷たい暗黒物質は、同期ゲージには同移動フレームを設定できません。冷たい暗黒物質の密度コントラストに対する物理的意味が検討され、サックス・ウルフ効果が得られ、単モジュール重力における宇宙論的摂動に関する文献の以前の結果と比較されます。
| Title |
Neutron_star_equation_of_state:_identifying_hadronic_matter_characteristics |
| Authors |
Constan\c{c}a_Provid\^encia,_Tuhin_Malik,_Milena_Bastos_Albino,_M\'arcio_Ferreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05086 |
中性子星(NS)の記述に関連する核状態方程式(EOS)の一般的な挙動は、核物質の相対論的平均場記述内で研究されます。密度依存結合と非線形メソニック項の両方を使用したさまざまな定式化が考慮され、その予測が比較および議論されます。ハイペロンとしてエキゾチックな自由度を含めることが中性子星の特性に及ぼす影響に特別な注意が向けられます。音速、痕跡異常、陽子の割合、中性子星内部の直接ウルカ過程の開始などの特性が議論されます。ハドロン状態方程式の一般的な挙動とそれが中性子星の特性に与える影響についての知識があれば、他の研究で議論されている非閉じ込め相転移の兆候を特定することが可能になります。
破砕源および直接検出実験における無菌ニュートリノ質量の測定
| Title |
Measuring_the_Sterile_Neutrino_Mass_in_Spallation_Source_and_Direct_Detection_Experiments |
| Authors |
David_Alonso-Gonz\'alez,_Dorian_W._P._Amaral,_Adriana_Bariego-Quintana,_David_Cerdeno_and_Mart\'in_de_los_Rios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05176 |
私たちは、無菌ニュートリノ物理学の研究のための直接検出(DD)実験と破砕源(SS)実験の相補性を調査します。私たちは、新しいゲージボソンを介してクォークセクターに結合する巨大な無菌ニュートリノを導入する標準モデルの拡張モデルである無菌重力ニュートリノモデルに焦点を当てます。このシナリオでは、DD実験とSS実験の両方でターゲット物質による活性ニュートリノの非弾性散乱により、陽性検出の場合にニュートリノ質量の再構築を可能にする特徴的な核反動エネルギースペクトルが生じます。まず、CsIおよびLArターゲットに関するCOHERENTコラボレーションからのデータに基づいて、このモデルの新しい境界を導き出しますが、パラメーター空間の新しい領域はまだ調査されていないことがわかります。次に、将来のSS実験で無菌ニュートリノの質量と混合をどの程度うまく測定できるかを評価し、15～50MeVの範囲の質量を再構成できることを示します。我々は、無菌ニュートリノ混合の測定には縮退があり、40MeV程度の質量のパラメータの再構成に実質的な影響を与えることを示します。エネルギー閾値が低く、太陽タウニュートリノ束に対する感度が高いため、DD実験では無菌ニュートリノ混合の縮退を部分的に解除し、質量再構成を9MeVまで大幅に改善することができます。私たちの結果は、無菌ニュートリノ質量の測定におけるDD実験とSS実験の優れた相補性を実証し、ニュートリノ分野における新しい物理学の探索におけるDD実験の力を強調しています。
コンパクト連星のインスパイラルとアウトスパイラルにおける超軽量ボソンの特徴
超軽量粒子は、さまざまな物理理論や宇宙論に基づいた適切な動機を持つ粒子であり、超放射プロセス中に自発的に生成され、回転するブラックホールの周囲に高密度の水素のような雲を形成します。成長が飽和した後、雲は重力波の放出によってゆっくりと質量を減少させます。この研究では、動的摩擦と雲量の減少の両方の影響を考慮して、さまざまなスピン0、1、2超放射状態で飽和したこのような重力原子を含む連星系の軌道力学を研究します。我々は、質量減少の重要性を推定し、動的摩擦が吸気相を支配する可能性があるが、通常、質量減少によって引き起こされる外気相には影響を及ぼさないことを発見した。大きな軌道半径に焦点を当て、ブラックホール・パルサー連星の場合の外渦巻きの観測条件と、パルサータイミング信号による雲の検出可能性を調査する。
LISA データ処理における測距センサーの融合: LISA 測距観測値における曖昧さ、ノイズ、およびオンボード遅延の処理
| Title |
Ranging_Sensor_Fusion_in_LISA_Data_Processing:_Treatment_of_Ambiguities,_Noise,_and_On-Board_Delays_in_LISA_Ranging_Observables |
| Authors |
Jan_Niklas_Reinhardt,_Martin_Staab,_Kohei_Yamamoto,_Jean-Baptiste_Bayle,_Aur\'elien_Hees,_Olaf_Hartwig,_Karsten_Wiesner,_Gerhard_Heinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05204 |
宇宙船間の測距は、時間遅延干渉法(TDI)によるレーザー周波数ノイズの抑制にとって非常に重要です。これまでのところ、LISA測距観測値におけるオンボード遅延とあいまいさの影響は、LISAモデリングとデータ処理の調査では無視されてきました。実際には、オンボード遅延により、LISA測定におけるオフセットとタイムスタンプ遅延が発生します。また、PRN範囲は、擬似ランダムノイズ(PRN)コード長の整数倍までの範囲しか決定しないため、あいまいです。この記事では、PRN測距、宇宙船間干渉計の側波帯ビートノート、TDI測距、および地上観測の4つのLISA測距観測値を特定します。オンボード遅延、ノイズ、曖昧さの存在下で観測方程式を導き出します。次に、最適な測距推定値を得るためにこれらの観測値を組み合わせる3段階の測距センサーの融合を提案します。私たちは、地上でのオンボード遅延を校正し、初期データ処理(ステージ1)で関連するオフセットとタイムスタンプ遅延を補償することを提案します。動作中(ステージ2)に継続的に実行する必要がある測距関連のルーチンを特定し、数値的に実装します。基本的に、これには測距ノイズの低減が含まれます。そのために、PRN測距と側波帯ビートノートを組み合わせたカルマンフィルターを開発します。さらに、PRNレンジングの曖昧さとオフセットのクロスチェックを実装します(ステージ3)。地上観測とTDI測距の両方を使用してPRN測距の曖昧さを解決できることを示します。さらに、TDIレンジングを適用してPRNレンジングオフセットを推定します。
パルサーはニュートリノ振動によって引き起こされる超軽量の暗黒物質背景でキックを開始します
| Title |
Pulsar_kicks_in_ultralight_dark_matter_background_induced_by_neutrino_oscillation |
| Authors |
Geatano_Lambiase_and_Tanmay_Kumar_Poddar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05229 |
ニュートリノと超軽量のスカラーおよびベクトル暗黒物質背景との相互作用は、ニュートリノの分散関係の変化を引き起こします。この修正の影響は、超新星核からのニュートリノの非対称放射、ひいてはパルサーキックの枠組みで検討されています。我々は、特に活性-無菌変換に焦点を当てて、ニュートリノ振動を考察します。超軽量暗黒物質誘起ニュートリノ分散関係には、$\delta{\bf\Omega}\cdot\hat{{\bf{p}}}$という形式の項が含まれます。ここで、$\delta{\bf\Omega}$は、超軽量暗黒物質場に関連しており、$\hat{{\bfp}}$はニュートリノの運動量の方向に沿った単位ベクトルです。$\delta{\bf\Omega}$に対する${\bfp}$の相対的な向きは、観測されるパルサー速度の生成メカニズムに影響を与えます。超軽量暗黒物質背景における活性無菌ニュートリノ振動の共鳴条件を取得し、超軽量スカラーとベクトル暗黒物質背景の両方で観測されたパルサーキックを説明できるように、共鳴面の星のパラメータを計算します。超軽量の暗黒物質背景の存在下でニュートリノが非対称に放出されると、重力記憶信号が生成され、これを重力波検出器で調べることができます。また、超軽量暗黒物質パラメーターと標準モデル拡張パラメーター間の関係も確立します。
「重力対の生成とブラックホールの蒸発」のデ・シッター時空との不一致
| Title |
Inconsistency_with_De_Sitter_Spacetime_of_"Gravitational_Pair_Production_and_Black_Hole_Evaporation" |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05243 |
私たちは、空間依存温度によるブラックホール蒸発の新しいメカニズムを提示する最近のPhysicalReviewLetter[1]を研究します。この新しい温度は、ブラックホール付近のホーキング結果に匹敵しますが、遠く離れた場所では非常に小さいため、小さな補正になる可能性があります。ここで、提案された推論をド・ジッター空間の場合に適用し、最小結合スカラーのド・ジッター温度を$\およそ4.3$倍過剰に予測するため、いかなる極限でも無視できないことがわかります。これは、提案された形式主義に矛盾があることを示しています。
スピンアイスにおける磁性単極子の非平衡生成に関するキブル・ズレック機構
| Title |
Kibble-Zurek_Mechanism_for_Nonequilibrium_Generation_of_Magnetic_Monopoles_in_Spin_Ices |
| Authors |
Zhijie_Fan,_Adolfo_del_Campo,_Gia-Wei_Chern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05267 |
トポロジカル欠陥の増殖は、システムが対称性の破れた段階に追い込まれた場合によく見られる平衡外れ現象です。Kibble-Zurekメカニズム(KZM)は、このようなシナリオにおける重要なダイナミクスとトポロジカル欠陥の生成のための理論的枠組みを提供します。KZMの初期の応用の1つは、初期宇宙の宇宙論的相転移によって残された重い磁気単極子の推定です。このような遺物モノポールの希少性は、KZMの予測と矛盾しており、宇宙論的インフレーション理論の主な動機の1つです。一方、出現した準粒子としての磁性単極子は、交換相互作用のエネルギースケールよりはるかに低い温度でも無秩序な状態を保つ特異な種類のフラストレート磁石であるスピンアイスで観察されている。ここでは、スピンアイスが有限時間内にゼロ温度まで冷却されたときの磁気単極子の消滅ダイナミクスを研究します。広範なグラウバー力学シミュレーションを通じて、残留モノポールの密度がアニーリング速度に依存するべき乗則に従うことがわかりました。モンテカルロシミュレーションから消滅過程を正確に捉える速度論的反応理論を開発。さらに、KZMがスピンアイスの臨界力学を記述するために一般化できることを示します。ここで、べき乗則の挙動の指数は、動的臨界指数$z$と冷却プロトコルによって決定されます。
次世代地上重力波観測装置による中性子星の半径測定の精度
| Title |
The_Accuracy_of_Neutron_Star_Radius_Measurement_with_the_Next_Generation_of_Terrestrial_Gravitational-Wave_Observatories |
| Authors |
Rachael_Huxford,_Rahul_Kashyap,_Ssohrab_Borhanian,_Arnab_Dhani,_and_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05376 |
この論文では、中性子星の質量と半径の測定精度を向上させる可能性を探ります。私たちは、レーザー干渉計重力波天文台(LIGO)と乙女座、さらには次世代天文台であるコズミックエクスプローラーとアインシュタイン望遠鏡の差し迫った長期的なアップグレードを検討しています。現行世代の検出器とそのアップグレードでは、単一事象による中性子星の半径はおよそ500メートル以内に制限されることがわかりました。これは、それぞれ1つ、2つ、または3つの次世代天文台を含む天文台ネットワークによって200メートル、100メートル、50メートルに向上します。太陽質量0.05のビンのイベントを組み合わせると、ALF2(APR4)のようなより硬い(より柔らかい)状態方程式の場合、3つのXG観測所のネットワークによって中性子の全質量範囲にわたって30m(100m)以内の半径が決定されることがわかります。それぞれの状態方程式によって許容される、1から2.0太陽質量(2.2太陽質量)の星。中性子星の質量は、実際の状態方程式に関係なく、3つのXG天文台で0.5パーセント以内まで測定されます。ネットワークに含まれるXG天文台がそれぞれ1つまたは2つだけの場合、測定精度は4倍または2倍悪くなり、AdvancedLIGO、VirgoKAGRAおよびそれらのアップグレードで構成されるネットワークの場合は10倍悪くなります。将来の天文台によって検出される数十から数百の高忠実度のイベントにより、質量半径曲線を正確に測定できるようになり、したがって高密度物質の状態方程式を非常に正確に決定できるようになります。
1枚の衛星画像から屋根部分を3D検出し、LOD2建物再構築に応用
| Title |
3D_detection_of_roof_sections_from_a_single_satellite_image_and_application_to_LOD2-building_reconstruction |
| Authors |
Johann_Lussange,_Mulin_Yu,_Yuliya_Tarabalka,_Florent_Lafarge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05409 |
衛星ラスター画像から都市部を3Dで再構築することは、学術研究と産業研究の両方において長年にわたる挑戦的な目標でした。詳細レベル$2$でこの目的を達成する今日のまれな方法は、ジオメトリに基づく手続き型アプローチに依存しており、入力としてステレオ画像やLIDARデータを必要とします。ここでは、KIBS(\textit{KeypointsInferenceBySegmentation})という名前の都市3D再構成手法を提案します。この手法は2つの新しい機能で構成されています。i)屋根セクションの3D検出のための完全なディープラーニングアプローチ、およびii)単一の1つだけ(非直交)衛星ラスターイメージをモデル入力として使用します。これは2つのステップで実現されます。i)建物の屋根部分の2Dセグメンテーションを実行するマスクR-CNNモデルによって、後者のセグメント化されたピクセルをRGB衛星ラスター画像内でブレンドした後、ii)別の同一のマスクR-CNNによって実現されます。パノプティックセグメンテーションを通じて屋根セクションのコーナーの地面からの高さを推定し、建物と都市の完全な3D再構成を行うモデルです。2つのデータセットでそれぞれ$88.55\%$と$75.21\%$の個々の屋根セクションの2DセグメンテーションのJaccardインデックスを使用して、さまざまな都市エリアを数分で再構成することで、KIBS法の可能性を実証します。3D再構成のこのように正しくセグメント化されたピクセルの高さの平均誤差は、2つのデータセットでそれぞれ$1.60$mと$2.06$mであるため、LOD2精度の範囲内にあります。
私たちは、アクシオンが暗黒物質である場合、アクシオン磁場が最初にそのポテンシャルを低下させるときに、電磁気との結合によりらせん磁場の指数関数的な増加が生じると主張します。逆カスケードの後、関連する日までの長さのスケールは10～100kpc程度であり、天体物理学的に興味深いものになります。この分野の成長を可能にする私たちのメカニズムは、MHDのニュアンスに依存しています。ファラデーの法則によれば、磁場を生成するには電場が必要です。以前の著者は従来のオームの法則に基づいてEを計算していましたが、抵抗率は無視できるため、Eも同様であると想定しています。私たちは、特定のEによって駆動される電流を制限する際の自己誘導の効果を含む、修正されたオームの法則を使用します。これにより、磁場の成長が可能になります。
FLRW時空におけるDSR相対論的真空内分散の現象学
| Title |
Phenomenology_of_DSR-relativistic_in-vacuo_dispersion_in_FLRW_spacetime |
| Authors |
Giovanni_Amelino-Camelia,_Domenico_Frattulillo,_Giulia_Gubitosi,_Giacomo_Rosati_and_Suzana_Bedic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05428 |
真空内分散の研究は、量子重力現象学の最も活発な分野です。真空内分散が天体物理粒子の飛行時間に対する赤方偏移に依存した補正を生み出す方法は、プランクスケール効果と時空の曲率/膨張の間のモデル依存の相互作用に依存しており、ここで主要な計算式を導き出す最も一般的な式を導き出します。相対論的対称性がプランクスケール(DSR)で変形するシナリオの飛行時間に対する赤方偏移に依存した修正を注文します。原理的に任意の形式の赤方偏移依存性が許可される対称性の破れたシナリオ(LIV)とは対照的に、DSRシナリオでは3つの可能な形式の赤方偏移依存性の線形結合のみが許可されることがわかりました。また、量子重力の観点からその研究が優先に値する可能性があるこれら3つの用語のいくつかの具体的な組み合わせについても説明します。
