$\texttt{CLASS}$ コードにおけるスカラー場暗黒物質の宇宙論的進化について: 数値解の精度と精度
| Title |
On_the_cosmological_evolution_of_Scalar_Field_Dark_Matter_in_the_$\texttt{CLASS}$_code:_accuracy_and_precision_of_numerical_solutions |
| Authors |
L._Arturo_Ure\~na-L\'opez_and_Francisco_X._Linares_Cede\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05600 |
我々は、以前の研究の動的システム解析に基づいて、ボルツマンコード$\texttt{CLASS}$におけるスカラー場暗黒物質(SFDM)の宇宙論的進化の数値解析を提示します。さまざまな力学変数の進化、特にエネルギー密度とそれに対応する線形摂動の詳細な研究を示します。数値結果は、元のSFDMの運動方程式の結果とよく一致しており、他のアプローチよりも精度が優れています。さらに、温度と物質のパワースペクトルを計算し、それらの数値結果の信頼性について議論します。また、モンテカルロマルコフ連鎖サンプラー$\texttt{MontePython}$に組み込まれた最近の尤度を使用して場の質量に制約を設けることができる簡単な例も示します。
重力波源のホスト特性に対する固有速度の依存性とハッブル定数の測定への影響
| Title |
Dependence_of_peculiar_velocity_on_the_host_properties_of_the_gravitational_wave_sources_and_its_impact_on_the_measurement_of_Hubble_constant |
| Authors |
Harshank_Nimonkar_and_Suvodip_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05688 |
重力波(GW)源などの標準サイレンと電磁対応物による低赤方偏移膨張率、ハッブル定数の正確な測定は、ホスト銀河の赤方偏移のロバストな固有速度補正に依存しています。我々はこの研究で、主銀河の固有速度が主に恒星質量などの主銀河の特性と相関関係を示し、この相関関係が赤方偏移とともに進展することを示した。より大きな恒星質量の銀河は、物質分布の密度場に非線形変動がある空間領域に位置するより大きなハロー質量を持つ銀河で形成される傾向があるため、より重い銀河の二乗平均平方根(RMS)固有速度は、の方が高いです。その結果、連星コンパクト天体の形成経路と、それらが恒星質量の少ない銀河に存在する可能性が高いか、恒星質量の多い銀河に存在する可能性が高いかに応じて、銀河への固有速度汚染は異なります。ホスト銀河の固有速度の変動は、連星中性子星(BNS)などの情報源を使用して推定されるハッブル定数の事後分布に大きな変動をもたらす可能性があります。これは、より高い速度を持つ銀河のホストとなるBNSの基礎となる集団に依存します。恒星の質量。LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)、LVK+LIGO-India、CosmicExplorer+EinsteinTelescopeなどのGW検出器のネットワークでは、10個の明るいサイレンイベントから推定されるハッブル定数の精度の変動が$0から変動する可能性があることがわかりました。それぞれ\sim5.4～6\%$、$\sim4.5～5.3\%$、$\sim1.1～2.7\%$です。固有速度と恒星の質量の相関がハッブル定数の推論に及ぼす影響は、GW源に限定されるものではなく、Ia型超新星などの膨張履歴の他の低赤方偏移探査にも当てはまります。
強力なレンズと $H_0$
強力な重力レンズによる時間遅延により、ワンステップの絶対距離測定が可能になります。したがって、他のすべてのプローブとは独立して$H_0$を測定します。まず、時間遅延宇宙記録の基礎と歴史を概説します。次に、真のブレークスルーとなった2つの最近のケーススタディを用いて、現在の最先端技術を説明します。i)銀河スケールの偏向器RXJ1131$-$1231によってレンズ化された4重に撮像されたクェーサー。空間的に分解された恒星の運動学が利用可能です。ii)多重画像化された超新星「Refsdal」。最初に測定された時間遅延があり、クラスターMACS1149.5$+$2223によってレンズ化された。最後に、今後10年間の時間遅延宇宙記録の刺激的な将来展望について議論します。
緩和された銀河群からの自己相互作用する暗黒物質に対する制約
自己相互作用暗黒物質(SIDM)は、銀河の回転曲線の多様性と小規模で見られるコア・カスプ問題を説明するために、標準的な無衝突低温暗黒物質の代替として提案されています。ここでは、チャンドラとXMM-NewtonによるX線観測を使用して、11個の緩和銀河群のサンプルに対するSIDMの制約を推定します。Eckertetal(2022)で得られた2つの間の経験的関係に基づいて、暗黒物質密度分布をEinastoプロファイルに適合させ、推定されたEinasto$\alpha$パラメーターを使用してSIDM断面積を制約します。7つのグループの単位質量あたりの断面積($\sigma/m$)のゼロ以外の中心推定値を取得します。最も正確な推定値はNGC5044で得られ、$\sigma/m=0.165\pm0.025で与えられます。~\rm{cm^2/g}$、暗黒物質の速度分散は約300km/秒。残りの4つのグループでは、95%のc.l.が得られます。$\sigma/m<0.16-6.61~\rm{cm^2/g}$の上限は、暗黒物質の速度分散が200～500km/secであり、グループMKW4で得られたサンプルの最も厳しい制限があります。、約350km/秒の暗黒物質速度分散に対して$\sigma/m<0.16~\rm{cm^2/g}$で与えられます。
| Title |
Gauss-Bonnet_Dark_Energy_and_the_Speed_of_Gravitational_Waves |
| Authors |
Jos\'e_Jaime_Terente_D\'iaz,_Konstantinos_Dimopoulos,_Mindaugas_Kar\v{c}iauskas,_Antonio_Racioppi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06163 |
ガウスボンネットダークエネルギーは、宇宙の加速膨張を説明する人気のモデルです。非常に一般的には、重力波$c_{GW}$の速度が光の速度とは異なることも予測されます。この事実だけでも、$c_{GW}$に対する新たな厳しい観測制約を考慮して、一部の著者はそのようなモデルを除外することになりました。ただし、$c_{GW}$の動作は、ガウス-ボンネット(GB)結合関数の選択によって異なります。$c_{GW}$が常に光の速度に等しいモデルを構築することが可能です。より一般的には、$c_{GW}$は、両方の速度が一致するインスタンスを持つ時間依存関数です。それにもかかわらず、たとえ結合関数の変動に対する制約が強くないように見えても、$c_{GW}$の限界はGB項が宇宙の膨張に直接影響を与えるシナリオを除外していることがわかります。動的システム解析を実行して、GB結合を調整するスカラー場の挙動を調整することによって、宇宙の膨張が間接的に影響を受ける可能性があるかどうかを確認します。$c_{GW}$の境界が何桁も違反されているか、他の宇宙論的観測と一致するモデルを見つけるのが非常に難しい可能性があることが示されています。
高速遷移による統合ダークマターモデルのベイズ分析: $H_{0}$ の緊張を緩和できるか?
| Title |
Bayesian_analysis_of_Unified_Dark_Matter_models_with_fast_transition:_can_they_alleviate_the_$H_{0}$_tension? |
| Authors |
Emmanuel_Frion,_David_Camarena,_Leonardo_Giani,_Tays_Miranda,_Daniele_Bertacca,_Valerio_Marra_and_Oliver_F._Piattella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06320 |
私たちは、暗黒物質(DM)と暗黒エネルギー(DE)が単一のコンポーネントによって記述され、統合暗黒物質(UDM)モデルと呼ばれる宇宙論モデルを検討します。このモデルでは、DEのような部分は$<-1$の方程式状態を持つことができます。ヌルエネルギー条件に違反することなく、遅い時間でも。この論文では、この機能がハッブル張力を緩和できるかどうかを調査します。PantheonからのSNIaデータ、プランクからのCMB距離の事前分布、およびSH0ESからのSNIaの絶対値$M$の事前分布を使用して、モデルのベイジアン解析を実行します。データは、赤方偏移$z_{\rmt}\simeq2.85$で滑らかな遷移が起こっていることを示唆しており、これによりハッブル定数の値$H_0=69.64\pm0.88$が得られ、$\sim1.5\sigmaだけ緊張がわずかに緩和されます。$。また、このモデルを制約するために$M$の事前分布を使用することの重要性についても説明します。
非保守的な単モジュール重力におけるインフレシナリオの再構築
| Title |
Reconstruction_of_inflationary_scenarios_in_non-conservative_unimodular_gravity |
| Authors |
M._P._Piccirilli_and_G._Le\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06329 |
ユニモジュール重力は、一般相対性理論に代わる重力理論です。重力場方程式は、アインシュタインの場方程式のトレースフリーバージョンによって与えられます。理論の構造により、単モジュール重力では、局所的に正準エネルギー運動量テンソルが保存されない可能性を特徴付ける拡散項が認められます。この単モジュール重力の特徴を利用して、本研究では、現在の観測と対比できるインフレーション段階を構築する方法を明示的に示します。特に、物理的に興味深い3つの異なるインフレシナリオに焦点を当てます。これらのシナリオにおける重要な要素は、加速された膨張がもっぱら拡散項によって駆動される、つまりインフレが存在しないということです。さらに、インフレーション中の原始スペクトルは、標準流体力学物質(単一の超相対論的流体としてモデル化)に関連する不均一な摂動を考慮することによって生成されます。各シナリオについて、原始スペクトルの予測を取得し、それを最近の観測限界と対比します。
SPIRou による 11 個の巨大ガス惑星系外惑星の大気中のヘリウムの均一探索
| Title |
Homogeneous_search_for_helium_in_the_atmosphere_of_11_gas_giant_exoplanets_with_SPIRou |
| Authors |
R._Allart,_P.-B._Lem\'ee-Joliecoeur,_A._Y._Jaziri,_D._Lafreni\`ere,_E._Artigau,_N._Cook,_A._Darveau-Bernier,_L._Dang,_C._Cadieux,_A._Boucher,_V._Bourrier,_E._K._Deibert,_S._Pelletier,_M._Radica,_B._Benneke,_A._Carmona,_R._Cloutier,_N._B._Cowan,_X._Delfosse,_J.-F._Donati,_R._Doyon,_P._Figueira,_T._Forveille,_P._Fouqu\'e,_E._Gaidos,_P.-G._Gu,_G._H\'ebrard,_F._Kiefer,_\'A_K\'osp\'al,_R._Jayawardhana,_E._Martioli,_L._A._Dos_Santos,_H._Shang_J._D._Turner,_A._Vidotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05580 |
近赤外線の準安定ヘリウム三重項(10833{\AA})は、系外惑星の大気を探る最も重要なプローブの1つです。拡張された外層を追跡し、質量損失を抑制することができます。私たちは、CFHTの近赤外高分解能分光偏光計SPIRouを使用して、暖かいミニ海王星から熱い木星、そして周回するG、K、M矮星に至るまで、11個の系外惑星の大気中でスペクトル分解されたヘリウム三重項を探します。観察結果は、SPIRouLegacySurveyおよび補完的なオープンタイムプログラムの一環として取得されました。私たちは均一なデータ削減をすべてのデータセットに適用し、データ内に系統的なものが存在するにもかかわらず、準安定ヘリウムの存在に制約を設定します。HAT-P-11b、HD189733b、WASP-69bについては公表されている検出結果を確認し、他の惑星については上限を設定しています。p-windsオープンソースコードを適用して、検出されない場合の質量損失率の上限を設定し、熱圏の温度、質量損失率、見通し速度、および熱圏の高度を制限します。検出。私たちは、準安定ヘリウムの存在が星の質量と惑星が受け取るXUV束と相関していることを確認しました。私たちは質量減少率と準安定ヘリウムの存在との相関関係を調査しましたが、最終的な結論を導き出すことは依然として困難です。最後に、我々の結果の一部はこれまでの文献結果と矛盾しているため、ロバストな統計を取得し、時間的変動を研究し、ヘリウムがどのように反応するかをよりよく理解するには、ヘリウム三重項の再現性があり、均質で、より大規模な分析の重要性を強調します。トリプレットは系外惑星の進化を調べるために使用できます。
WHFast512: AVX512 命令で最適化された惑星系のシンプレクティック N 体積分器
| Title |
WHFast512:_A_symplectic_N-body_integrator_for_planetary_systems_optimized_with_AVX512_instructions |
| Authors |
Pejvak_Javaheri,_Hanno_Rein,_Dan_Tamayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05683 |
単一命令複数データ(SIMD)並列処理と512ビットのアドバンストベクトル拡張機能(AVX512)を使用したシンプレクティックN体積分器WHFast512の実装について説明します。WHFastの非ベクトル化バージョンと比較して、惑星システムの統合を最大4.7倍高速化できます。WHFast512は、1.4日以内に太陽系と8つの惑星を50億年間統合できます。私たちの知る限り、WHFast512はこの種のシステムにとって最速の直接N体インテグレータになります。例として、太陽系の40ギヤ統合のアンサンブルを紹介します。太陽の主系列後の進化を無視して、不安定率が拡散モデルによってよく捉えられることを示します。WHFast512はREBOUNDパッケージ内で無料で入手できます。
準惑星ハウメアの空間的に変化するクレーター形態
ハウメアはカイパーベルトで3番目に重い天体であると考えられており、自転周期が3.92時間と速いため、その形状は三軸楕円体となっています。ここでは、特にその独特の形状から生じる影響を考慮して、ハウメアの表面形態の詳細な予測を初めて行います。観測により、ハウメアの表面は主に不活性な水の氷であることが示されているため、クレーターの特徴が予測され、クレーターがハウメアの主な表面特徴である可能性が高くなります。ハウメアの表面重力を計算すると、gは赤道長軸の位置での最小値0.0126m/s^2から極での1.076m/s^2まで、ほぼ2桁変化することがわかります。また、緯度に応じてgが非単調に減少することもわかります。単純なものから複雑なものまで、クレーターの遷移直径は、表面重力が最小となるハウメアの位置の36.2kmから極の6.1kmまで変化します。赤道のクレーターは、高緯度のクレーターと比較すると、より大きな体積に傾き、深さが2倍以上になり、噴出物の厚さが厚くなることが予想されます。クレーター噴出物の脱出への影響を考慮すると、ハウメアの脱出速度は赤道から極までで62%変化すると計算されます。極での脱出速度がより高いにもかかわらず、そこへの衝突では、ハウメアの重力井戸から脱出する噴出物の質量分率がより高くなることが予想されます。ハウメアは、表面重力の大きさの変化のみに起因して、表面全体にわたるクレーターの形態に劇的な変化があるという点で、太陽系の惑星サイズの天体の中でユニークである可能性があります。
平衡温度が600K未満の惑星の土星の質量半径の砂漠
NASA系外惑星アーカイブからの、平衡温度が600K未満で、質量と半径の両方の測定の不確実性が低い系外惑星のサンプルでは、核降着シナリオからの予測と一致する質量半径分布に砂漠があることが判明しました。この土星の質量半径の砂漠には、地球質量の20倍を超える質量と、平衡温度が600K未満の惑星サンプルの半径が地球半径4.0～7.5倍の範囲の惑星がほとんど存在しません。、平衡温度が630Kを超える惑星のサンプルには、土星の質量半径が600K未満の砂漠に該当する質量半径値を持つ惑星の大部分が含まれています。2つの個体群間の違いは、コア降着シナリオにおける移動履歴の違いに起因する可能性があります。
太陽系外惑星系における指数関数的距離関係 (別名ティティウス・ボードの法則)
| Title |
Exponential_distance_relation_(aka_Titius-Bode_law)_in_extra_solar_planetary_systems |
| Authors |
Dimitrios_Krommydas_and_Fabio_Scardigli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06070 |
この論文では、少なくとも5つ以上の惑星を含む32の惑星系(31の太陽系外と私たちの太陽系)における指数関数的距離関係(一般化ティティウス・ボードの法則とも呼ばれる)の妥当性に関する現象学的証拠を示します。データの片対数フィッティングを生成し、それらを$R^2$と$Median$の統計指標と照合します。次に、ランダムに作成された4000個の人工惑星系のデータと比較します。このようにして、ティティウス・ボード(TB)の法則が偶然に発生した可能性は合理的に除外されます。また、一部のシステムでは、特定の位置に新しい惑星を挿入することによってフィッティングが確実に改善される可能性があることも指摘します。調和共鳴法とフィッティングについて説明し、それらをティティウスボードフィッティングと比較します。さらに、一部の特定のシステムについては、TBフィッティングを多項式フィッティング($r\simn^2$)と比較します。この分析により、太陽系外惑星系においても、指数関数的な距離関係は合理的に「有効」であると考えられる、つまり強力に裏付けられると結論付けることができます。さらに、これは（自由パラメータの点で）最も経済的で、惑星軌道間の間隔の記述に最もよく適合する法則となる。
月形成巨大衝突の系統的調査：非回転天体
| Title |
A_systematic_survey_of_Moon-forming_giant_impacts:_Non-rotating_bodies |
| Authors |
Miles_Timpe,_Christian_Reinhardt,_Thomas_Meier,_Joachim_Stadel,_and_Ben_Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06078 |
ジャイアント・インパクト仮説として知られる月形成に関する有力な理論では、2つの惑星サイズの物体間の衝突により、惑星周縁の破片円盤に囲まれた若い地球が生じ、その後そこから月が降着したとしている。地球と月の系を説明できると考えられる巨大衝突の範囲は、一連の既知の物理的および地球化学的制約によって制限されています。しかし、小型の高速衝突体から等質量天体間の低速合体まで、いくつかの異なる月形成衝突シナリオが提案されているが、これらのシナリオはどれも既知の制約の完全な説明には成功していない。特に物議を醸す影響後のプロセスを呼び出す必要はありません。これまでの研究間のギャップを埋め、月形成衝突パラメータ空間の一貫した調査を提供するために、潜在的な月形成衝突のシミュレーションの体系的な研究を紹介します。このシリーズの最初の論文では、非回転物体間のペアワイズ衝突に焦点を当てます。特に、十分に大きな原始月円盤を生成するには、このような衝突では約$2~J_{EM}$の最小初期角運動量予算が必要であることを示しています。また、衝突体と標的の質量比($\gamma\to1$)が高い低速衝突($v_{\infty}\lesssim0.5~v_{esc}$)が地球を説明するのに好ましいことも示します。月の同位体の類似点。フォローアップ論文では、さまざまな相互方向における回転体間の衝突を考察します。
55 CNC の目に見える位相曲線の変動を調査する
| Title |
Investigating_the_visible_phase_curve_variability_of_55_Cnc_e |
| Authors |
E._A._Meier_Vald\'es,_B._M._Morris,_B.-O._Demory,_A._Brandeker,_D._Kitzmann,_W._Benz,_A._Deline,_H.-G._Flor\'en,_S._G._Sousa,_V._Bourrier,_V._Singh,_K._Heng,_A._Strugarek,_D._J._Bower,_N._J\"aggi,_L._Carone,_M._Lendl,_K._Jones,_A._V._Oza,_O._D._S._Demangeon,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_J._Asquier,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_N._Billot,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_P._E._Cubillos,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_M._N._G\"unther,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_C._Mordasini,_V._Nascimbeni,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06085 |
55Cnceは、太陽に似た星を通過する超短周期のスーパーアースです。光学範囲での過去の観測では、惑星の公転周期と同調した時間変化する磁束変調が検出され、その振幅は反射光や熱放射だけでは説明できないほど大きすぎます。研究の目的は、55Cnceの位相曲線変調の変動性とタイムスケールの原因を調査することです。この目的を達成するために、私たちは、特徴的なExOPlanet衛星(CHEOPS)を使用しました。その優れた測光精度により、軌道ごとの位相曲線の微細な変化を特徴付ける機会が得られます。CHEOPSは、2020年3月から2022年2月までの間に、55のCnceの29回の個別訪問を観察しました。これらの観察に基づいて、観察された変調の起源にある可能性のあるさまざまなプロセスを調査します。特に、放射圧と重力によって駆動される塵の星周トーラスが、観測された磁束変動のタイムスケールと一致するかどうかを評価するためのおもちゃのモデルを構築します。55Cnceの位相曲線の振幅とピークオフセットが訪問ごとに異なることがわかりました。選択された塵種の昇華タイムスケールから、地球のようなマントル内で予想されるケイ酸塩は、観測された位相曲線の変調を説明できるほど長くは生存しないことが明らかになった。炭化ケイ素、石英、グラファイトは昇華時間スケールが長いため、星周トーラス組成の有力な候補であることがわかりました。広範なCHEOPS観察により、位相曲線の振幅とオフセットが時間とともに変化することが確認されています。私たちは、塵が観測値と一致するために必要な灰色の不透明源を提供している可能性があることを発見しました。しかし、手元にあるデータは、単位面積当たりの粒子質量が変動する星周物質が実際に観察された変動を引き起こしているという証拠を提供していない。JWSTによる将来の観測は、この象徴的なスーパーアースに関する刺激的な洞察を約束します。
exoMMR: 平均運動共鳴を確認および特徴付けるための新しい Python パッケージ
| Title |
exoMMR:_a_New_Python_Package_to_Confirm_and_Characterize_Mean_Motion_Resonances |
| Authors |
Mariah_G._MacDonald,_Michael_S._Polania_Vivas,_Skylar_D'Angiolillo,_Ashley_N._Fernandez,_Tyler_Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06171 |
軌道共鳴の研究により、コンパクトな系の惑星特性の制約が可能になります。平均運動共鳴状態またはそれに近い惑星の周期比は小さな数の比に減少するため、惑星の公転周期を観察することで系の共鳴を予測できます。ただし、共振可能に近い周期比は共振を保証するものではありません。共鳴を確認するには、システムのダイナミクスと共鳴角度を研究する必要があります。共鳴を確認するには綿密な研究が必要であり、二体共鳴には非常に困難な離心率ベクトルの測定が必要であるため、確認された共鳴ペアまたは連鎖はほとんどありません。したがって、私たちは依然として少数統計の時代に留まっており、大規模な母集団の統合や情報学研究を行うことはまだできません。この問題に対処するために、主にN体シミュレーションを通じて平均運動共鳴を見つけ、確認し、分析するためのPythonパッケージを構築します。次に、ケプラー/K2およびTESSカタログにある共鳴に近い惑星をすべて分析し、60を超える新しい共鳴ペアとさまざまな新しい共鳴連鎖を確認します。さらに、ケプラー80gの質量偏心縮退を特徴付け、ケプラー80の外部巨大惑星の可能性を調査し、ケプラー305の惑星の質量を拘束することによって、このパッケージの機能と可能性を実証します。私たちの方法は共鳴角の振幅を過大評価しており、3つ以上の惑星を含む系での共鳴を確認するのに苦労していることがわかりました。私たちは、共鳴連鎖である可能性が高いが確認できないさまざまなシステムを特定し、惑星系外共鳴の次のステップを強調します。
経路追従制御による自律重力支援に関する研究
| Title |
Study_on_Autonomous_Gravity-assists_with_a_Path-following_Control |
| Authors |
Rodolfo_Batista_Negri_and_Ant\^onio_Fernando_Bertachini_de_Almeida_Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06185 |
スライディングモード制御理論に基づく経路追従制御法則を使用して、重力補助双曲線軌道の自律制御を研究します。この制御戦略により、境界のある外乱に対する堅牢性が保証されます。50km程度の重大な挿入誤差を考慮したタイタンとエンケラドゥスの環境におけるモンテカルロシミュレーションは、提案されたアプローチの有効性を実証しています。エンケラドゥスの例は、科学観測中の小惑星や小さな衛星の接近に対する制御戦略の適用可能性を示しています。短期間で軌道形状を安定させることに成功し、衝突を回避し、分離距離10kmでエンケラドゥスの表面に接近することが可能となった。さらに、より複雑なN体問題を考慮して、木星のツアーでの応用を検討します。結果は、制御システムが完全な飛行を保証することはできないものの、フライバイ中の正確な軌道制御を確保する上で重要な役割を果たしていることを示しています。このような場合、車両誘導システムには、パッチを適用した円錐モデルで達成できる精度よりも高い精度が必要です。これらの発見は、重力支援操縦に対する提案された制御戦略の有効性を実証し、天体との接近遭遇を伴うさまざまな宇宙探査ミッションに対するその可能性を強調しています。
ExoGemS による系外惑星大気中の金属水素化物の検出
| Title |
ExoGemS_Detection_of_a_Metal_Hydride_in_an_Exoplanet_Atmosphere |
| Authors |
Laura_Flagg,_Jake_D._Turner,_Emily_Deibert,_Andrew_Ridden-Harper,_Ernst_de_Mooij,_Ryan_J._MacDonald,_Ray_Jayawardhana,_Neale_Gibson,_Adam_Langeveld,_David_Sing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06242 |
系外惑星の大気研究は、褐色矮星類似体との相乗効果によって強化されることがよくあります。しかし、褐色矮星で一般的に見られる多くの重要な分子は、系外惑星の大気中ではまだ確認されていません。重要な例は水素化クロム(CrH)で、これは大気温度を調べたり、褐色矮星をスペクトルの種類に分類するためによく使用されます。最近、CrHの暫定的な証拠がホットジュピターWASP-31bの低解像度透過スペクトルで報告されました。ここでは、GRACES/GeminiNorthとUVES/VLTからのWASP-31bの透過スペクトルの高スペクトル分解能観測を紹介します。我々は5.6$\sigma$の信頼度でCrHを検出しました。これは、高いスペクトル分解能で系外惑星大気中で最初に金属水素化物が検出されたことを示しています。私たちの発見は、系外惑星の大気における金属水素化物の役割を理解する上で重要なステップとなります。
連星系をめぐる力学 (65803) Didymos
| Title |
Dynamics_around_the_binary_system_(65803)_Didymos |
| Authors |
R._Machado_Oliveira_and_O._C._Winter_and_R._Sfair_and_G._Valvano_and_T._S._Moura_and_G._Borderes-Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06254 |
ディディモスとディモルフォスは、それぞれ一次小惑星と二次小惑星であり、地球近傍小惑星(NEA)のセットを構成する連星系を構成します。これらは、惑星防衛の研究に特化した最初のテストミッションである二重小惑星リダイレクトテスト(DART)のターゲットであり、その主な目的は、二次天体がキネクトインパクターによって衝突された後に引き起こされる変化を測定することです。本研究は、数値積分を通じて、2つの物体の近傍に分布する質量のない粒子の動力学について研究を行うことを目的としています。一次天体のおおよその形状は質量集中(マスコン)のモデルとして考慮され、二次天体は質量点として考慮されました。私たちの結果は、安定領域の位置とサイズ、およびその寿命を示しています。
海王星の 3:2 平均運動共鳴の軌道分布は、安定性の彫刻から生じる可能性がありますか?
| Title |
Can_the_orbital_distribution_of_Neptune's_3:2_mean_motion_resonance_result_from_stability_sculpting? |
| Authors |
Sricharan_Balaji,_Nihaal_Zaveri,_Nanae_Hayashi,_Arcelia_Hermosillo_Ruiz,_Jackson_Barnes,_Ruth_Murray-Clay,_Kathryn_Volk,_Jake_Gerhardt,_Zain_Syed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06280 |
私たちは、惑星のスムーズな移動ではなく散乱を介して物体が海王星の3:2平均運動共鳴に捕らえられた初期の太陽系外殻重力変動の結果の単純化されたモデルを調査します。太陽、4つの巨大惑星、および3:2共鳴のテスト粒子を含むN体シミュレーションを使用して、4.5ギールを超える長期安定彫刻によって、最初にランダムに散在した3個の粒子から観察された3:2共鳴集団を再現できるかどうかを判断します。人口：2シミュレートした3:2共鳴物体をサーベイシミュレーターに通した後、長半径(a)と離心率(e)の分布が観測データ(先行研究によって制約された絶対振幅分布を仮定)と一致していることがわかり、これらのことが示唆されます。安定性の彫刻の結果である可能性があります。ただし、傾斜(i)の分布は安定性彫刻では生成できないため、傾斜を励起する別のプロセスから生じる必要があります。私たちのシミュレーションでは、おそらく一時的な固着をモデル化していないため、高いリブレーション振幅(A{\phi})を持つオブジェクトの数が若干過小予測されています。最後に、私たちのモデルは、両方の観測モデルと滑らかな移動モデルと比較して、Kozaiサブ共鳴を過小評価しています。海王星の離心率が現在の値まで減衰するにつれて起こるスムーズな移動がこの不一致を解決できるかどうかを判断するには、今後の研究が必要です。
鉄が豊富で金属が少ない星の発生の銀河環境への依存性は熱核超新星元素合成の起源を裏付ける
| Title |
The_Dependence_of_Iron-rich_Metal-poor_Star_Occurrence_on_Galactic_Environment_Supports_an_Origin_in_Thermonuclear_Supernova_Nucleosynthesis |
| Authors |
Zachary_Reeves,_Henrique_Reggiani,_Kevin_C._Schlaufman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05669 |
鉄に富む金属に乏しい（IRMP）星と呼ばれる、化学的に特異な金属に乏しい星のクラスは、熱核超新星元素合成によって支配的な金属含有量を持つ分子コアから形成されたことが示唆されている。この解釈が正しければ、熱核超新星が化学進化に重要な寄与をしていた環境では、IRMP星がより一般的になるはずです。逆に、熱核超新星が化学進化に重要な寄与をしていない環境では、IRMP星はあまり一般的ではないはずです。一定$[\text{Fe/H}]\lesssim-1$では、天の川銀河の衛星である古典的矮小回転楕円体(dSph)銀河とマゼラン雲の$[\text{$\alpha$/Fe}]$は、天の川銀河フィールドと球状星団の集団。この違いは、天の川銀河の衛星古典的dSph銀河とマゼラン雲の化学進化における熱核超新星元素合成の重要性を示していると考えられています。私たちは、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)アパッチポイント天文台銀河進化実験(APOGEE)とガイアからのデータを使用して、天の川銀河の衛星古典dSph銀河$\eta_{\text{dSph}}$におけるIRMP星の発生を推測します。マゼラン雲$\eta_{\text{Mag}}$だけでなく、天の川銀河領域$\eta_{\text{MWF}}$と球状星団集団$\eta_{\text{MWGC}}$も同様です。出現率が低い順に、$\eta_{\text{dSph}}=0.07_{-0.02}^{+0.02}$、$\eta_{\text{Mag}}=0.037_{-0.006}^となります。{+0.007}$、$\eta_{\text{MWF}}=0.0013_{-0.0005}^{+0.0006}$、および1-$\sigma$上限$\eta_{\text{MWGC}}<0.00057$。これらの出来事は、IRMP星が熱核超新星元素合成が支配的な環境で形成されたこと、および球状星団における第1世代と第2世代の恒星の形成の間の時間差が熱核超新星遅延時間よりも長かったという推論を裏付けています。
近くの銀河の中赤外線の爆発：核の遮蔽と隠れた潮汐破壊現象および外観の変化する活動銀河核との関係
| Title |
Mid-Infrared_Outbursts_in_Nearby_Galaxies:_Nuclear_Obscuration_and_Connections_to_Hidden_Tidal_Disruption_Events_and_Changing-Look_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Sierra_A._Dodd,_Arya_Nukala,_Izzy_Connor,_Katie_Auchettl,_K.D._French,_Jamie_A.P._Law-Smith,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05670 |
私たちは、スローンデジタルスカイサーベイからの50万個の銀河のカタログに基づいて、中赤外線バーストを主催する銀河の特性を研究します。周囲の塵の質量から推定される核の遮蔽は、主銀河の種類、星の特性（総質量や平均年齢など）、またはバルマー減分によって推定される主銀河の消滅とは相関しないことがわかりました。これは、核の遮蔽では、特定のホスト銀河における潮汐破壊現象の過剰表現を説明できないことを意味します。我々は、隠蔽されていない潮汐破壊イベントをすべて含むが、中間赤外線バーストホストの$\lesssim$9%のみを含む銀河カタログパラメータ空間内の領域を特定します。中赤外線バーストホストは、BPT分類を使用して選択された活動銀河核(AGN)をホストする銀河よりも中心に集中しているように見え、銀河セルシック指数が高いことがわかりました。したがって、中間赤外線バーストの大部分は隠れた潮汐破壊現象ではなく、見た目が変化するAGNなど、非常に変化しやすい隠れたAGNであると一致すると結論付けています。
高温宇宙バリオン探査機 (HUBS) ミッションの科学的目的
| Title |
Scientific_Objectives_of_the_Hot_Universe_Baryon_Surveyor_(HUBS)_Mission |
| Authors |
Joel_Bregman,_Renyue_Cen,_Yang_Chen,_Wei_Cui,_Taotao_Fang,_Fulai_Guo,_Edmund_Hodges-Kluck,_Rui_Huang,_Luis_C._Ho,_Li_Ji,_Suoqing_Ji,_Xi_Kang,_Xiaoyu_Lai,_Hui_Li,_Jiangtao_Li,_Miao_Li,_Xiangdong_Li,_Yuan_Li,_Zhaosheng_Li,_Guiyun_Liang,_Helei_Liu,_Wenhao_Liu,_Fangjun_Lu,_Junjie_Mao,_Gabriele_Ponti,_Zhijie_Qu,_Chenxi_Shan,_Lijing_Shao,_Fangzheng_Shi,_Xinwen_Shu,_Lei_Sun,_Mouyuan_Sun,_Hao_Tong,_Junfeng_Wang,_Junxian_Wang,_Q._Daniel_Wang,_Song_Wang,_Tinggui_Wang,_Weiyang_Wang,_Zhongxiang_Wang,_Dandan_Xu,_Haiguang_Xu,_Heng_Xu,_Renxin_Xu,_Xiaojie_Xu,_Yongquan_Xue,_Hang_Yang,_Feng_Yuan,_Shuinai_Zhang,_Yuning_Zhang,_Zhongli_Zhang,_Yuanyuan_Zhao,_Enping_Zhou,_Ping_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05672 |
HotUniverseBaryonSurveyor(HUBS)は、宇宙に含まれる高温ガスからのX線放射を検出するために提案されている宇宙ベースのX線望遠鏡です。前例のない空間分解能の高分解能分光法と広い視野により、HUBSミッションは、星間物質、銀河周囲物質、銀河間物質、およびクラスター内の高温ガスの物理的および化学的特性を測定する独自の資格を得ることができます。中くらい。これらの測定は、HUBSの2つの重要な科学的目標、すなわち、銀河の形成と進化を支配するAGNと恒星のフィードバック物理を解明すること、および銀河から宇宙規模までのバリオンの予算と多相状態を調査することにとって価値があります。これら2つの目標に加えて、HUBSミッションは、銀河団、AGN、拡散X線背景、超新星残骸、コンパクト天体の分野におけるいくつかの問題の解決にも役立ちます。本稿では、HUBS望遠鏡を使用してこれらの分野を発展させる視点について説明します。
銀河群と銀河団の質量成長の歴史による銀河消光: 後処理の重要性
| Title |
Galaxy_Quenching_with_Mass_Growth_History_of_Galaxy_Groups_and_Clusters:_The_Importance_of_Post-Processing |
| Authors |
So-Myoung_Park,_Kyungwon_Chun,_Jihye_Shin,_Hyunjin_Jeong,_Joon_Hyeop_Lee,_Mina_Pak,_Rory_Smith,_and_Jae-Woo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05682 |
IllustrisTNG宇宙論的磁気流体力学シミュレーションでTNG300を使用して、ホスト銀河グループおよびクラスター内の消光衛星銀河の割合を調査します。シミュレーションによると、ほとんどの衛星は最終ホストに落ちた後に消光されます。銀河消光のメカニズムは、前処理よりも後処理の方が支配的です。$z=0$で消光された衛星の割合はホストの質量とともに増加することがわかりました。これは、より大きなホストにはより多くの巨大なグループが流入するため、より大きなホストはより高いクエンチ効率を持つことを意味します。さらに、初期に落下する衛星を多く持つホストは、後期に落下する衛星を多く持つホストよりも$z=0$で消光される衛星の割合が高く、その結果、与えられた質量内で衛星の消光される割合が分散することがわかります。$z=0$のホストの範囲。私たちの結果は、銀河の消光を理解する上で、ホストの質量と衛星の異なる落下時間の重要性を強調しています。
低速紫外線吸収における北銀河中心領域の特徴
| Title |
The_Signature_of_the_Northern_Galactic_Center_Region_in_Low-Velocity_UV_Absorption |
| Authors |
Christian_Soto,_Trisha_Ashley,_Andrew_J._Fox,_and_Rongmon_Bordoloi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05684 |
銀河中心(GC)は、平面の上下に最大約14kpcまで広がるプラズマローブに囲まれています。これまで、これらのローブのUV吸収研究は、低速および中速度(LIV)成分(|v_LSR|<100km/s)が混合されているため、高速成分(|v_LSR|>100km/s)にのみ焦点を当ててきました。前景星間物質あり。この困難を克服するために、フェルミバブル(FB;ガンマ線で見られる)、eROSITAバブル(eB;X線で見られる)、ループI北極支線(LNPS)協会は、北部eB内のX線と無線機能を備えています。ハッブル宇宙望遠鏡からの遠紫外スペクトルを使用して、61本のAGN視線におけるLIVSiIV吸収を測定します。そのうち21本はFBを通過し、53本はeBを通過し、18本はLNPSを通過します。また、ディスクとハローの境界面およびCGMをカバーする視線からの測定値を文献の測定値と比較します。FBとeBでは、対数で0.22～0.29dexの測定列が強化されていることがわかります。また、測定されたSiIVカラムからモデル化されたディスクとCGM成分の寄与を除去したところ、北のeBが依然として対数で0.62dexのSiIV増強を保持していることがわかりました。同様の強化は南部のeBでは見られません。LNPSモデルで減算された残差は、0.69dexの北側eBの残りの部分と比較して強調を示すため、北側eB強調はLNPSによって引き起こされる可能性があります。
マゼラン橋の星団の年齢、金属量、構造
| Title |
Ages,_metallicities_and_structure_of_stellar_clusters_in_the_Magellanic_Bridge |
| Authors |
Raphael_A._P._Oliveira,_Francisco_F._S._Maia,_Beatriz_Barbuy,_Bruno_Dias,_the_VISCACHA_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05690 |
$\sim$200Myr前のマゼラン雲同士の遭遇の際のマゼラン橋の形成は、活発な星形成の場を伴うその恒星集団の化学進化と運動学に刻み込まれているでしょう。そこには何百もの星団と星団が含まれているため、私たちはVISCACHA調査とSMASH調査からの深度測光を組み合わせて、堅牢な統計ツールを使用して33の橋クラスターの構造パラメータ、年齢、金属量、距離、質量を導き出し、このトピックを調査しました。私たちは、おそらく小マゼラン雲(0.5$-$6.8Gyr、$\rm{[Fe/H]}<-0.6$dex)から剥ぎ取られたと考えられる13個のクラスターのグループと、おそらくその場で形成された別の15個のクラスター($<$200Myr)を特定しました。,$\rm{[Fe/H]}\sim-0.4$dex)。川と橋の形成時代と同時期に、年齢と金属量の関係において2つの金属量の低下が検出されました。星団の質量の範囲は500から$\sim10^4M_\odot$であり、ブリッジ恒星の質量については$3-5\times10^5M_\odot$という新しい推定値が得られます。
KPM: 元素合成のための柔軟でデータ駆動型の K プロセス モデル
| Title |
KPM:_A_Flexible_and_Data-Driven_K-Process_Model_for_Nucleosynthesis |
| Authors |
Emily_J._Griffith,_David_W._Hogg,_Julianne_J._Dalcanton,_Sten_Hasselquist,_Bridget_Ratcilffe,_Melissa_Ness,_David_H._Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05691 |
アポジーとガラによって発見された天の川円盤星の元素存在量パターンは二次元に近く、1つの即時プロセスと1つの遅延プロセスによる生成によって支配されています。元素は、さまざまな前駆体の質量を持つ星で機能する多数の元素合成機構によって生成されるため、この単純さは注目に値します。私たちは、APOGEEDR17の48,659個の赤色巨星の14個の元素の存在量を、KPMと呼ばれる柔軟なデータ駆動型の$K$プロセスモデルを使用して当てはめました。$K=2$の基準モデルでは、各星の存在量は、プロンプトと遅延のプロセス寄与の合計として記述されます。$K=2$のKPMは存在量をうまく説明でき、観察された存在量の二峰性を回復し、以前よりも広い範囲の金属量で二峰性を検出できることがわかりました。Weinbergらによる以前の研究と比較します。(2022)は、KPMが同様の結果を生成することを発見しましたが、KPMは特に元素C+NとMnおよび超太陽金属度の星の存在量をより正確に予測します。モデルは、特に縮退を解消し、解釈可能性を向上させるためにいくつかのパラメーターを修正することを含む仮定を立てます。私たちは、核合成の影響の一部がこれらの詳細なパラメーターの選択に依存していることを発見しました。3番目と4番目のプロセスを追加します($K=4$にするため)。追加のプロセスによりモデルの自由度が増し、期待どおり、モデルの恒星の存在量を予測する能力が向上しますが、ストーリーは質的に変わりません。。KPMの結果は、銀河円盤の形成、存在量と年齢の関係、元素合成の物理学に影響を与えます。
APOGEE スペクトルによる拡散星間バンドのデータ駆動型発見
| Title |
Data-driven_Discovery_of_Diffuse_Interstellar_Bands_with_APOGEE_Spectra |
| Authors |
Kevin_A._McKinnon,_Melissa_K._Ness,_Constance_M._Rockosi,_and_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05706 |
恒星スペクトルのデータ駆動型モデルは、ガスや塵の介在によって生じる拡散星間バンド(DIB)などの非恒星情報を研究するのに役立つツールです。APOGEEDR16データセットからの$\sim17000$赤い塊星の$\sim55000$スペクトルを使用して、恒星パラメータ($T_{eff}$,$\logg)の関数として連続体正規化フラックスの2次多項式モデルを作成します。$、[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]、および年齢)。モデルとデータは、APOGEE波長範囲全体にわたる不確実性の範囲内で良好な一致を示していますが、多くの領域では星の静止系に含まれない残差が明らかになります。我々は、これらの残留特徴の多く（平均して星束の$\sim3\%$レベルの平均極値を持つ）が、地球の大気から不完全に除去されたスペクトル線と星間物質からのDIBに起因している可能性があることを示します(ＩＳＭ）。地球の空から残っている汚染の大部分を除去した後、APOGEE波長内の既知の10個のDIBをすべて含む、偶然だけで説明できる確率が50%(5%)未満である84(25)個の吸収特徴を特定しました。範囲。これらの特徴の多くは、APOGEEが化学物質存在量の測定に使用する波長窓で発生するため、この非恒星汚染の特性評価と除去は、化学的タグ付け実験に必要な精度に到達するための重要なステップです。これらの特徴の適切な特性評価は、銀河ISM科学と、APOGEE分光器に依存する現在進行中のSDSS-Vの天の川マッパープログラムに利益をもたらします。
偏光光学カタログ集
| Title |
A_compilation_of_optical_polarization_catalogs |
| Authors |
G._V._Panopoulou,_L._Markopoulioti,_F._Bouzelou,_M._A._Millar-Blanchaer,_S._Tinyanont,_D._Blinov,_V._Pelgrims,_S._Johnson,_R._Skalidis,_A._Soam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05752 |
光学波長および近赤外線波長での星の偏光測定は、星間の塵と磁場を追跡するための貴重なツールです。最近の研究では、星間磁場の特性と塵の分布に関する正確な3次元情報を得るために、星の偏光測定とガイアミッションからの距離を組み合わせることができることが実証されました。ただし、観察はさまざまな研究者によってさまざまな機器を使用して行われ、多くの個別の出版物で入手できるため、偏光データへのアクセスは限られています。星間物質の研究のために光学偏光測定をより広範囲に利用できるようにするために、私たちは恒星偏光測定の新しいカタログを編集しました。データは、Heiles(2000)による以前の広く使用されているカタログの集合体以来、20年間にわたる81の個別の出版物から収集されています。この編集には合計55,742件の星の偏光測定値が含まれています。このデータベースをGaiaEarlyDataRelease3に基づく恒星距離と組み合わせて、44,568個の固有の恒星の偏光と距離のデータを提供します。当社は3つの個別のデータ製品を提供しています。拡張偏光カタログ(すべての偏光測定値を含む)、ソースカタログ(距離と恒星の識別情報を含む)、および独自のソース偏光および距離カタログ(重複測定を除くソースのサブセットを含む)です。私たちは、将来的にアクセシビリティを容易にし、発見可能性を高めるために、恒星偏光カタログの出版に共通の表形式を使用することを提案します。
IllustrisTNG50 のファラデー回転空のサンプリング: I. 天の川銀河の周りの磁化された周銀河媒体の痕跡
| Title |
Sampling_Faraday_rotation_sky_of_IllustrisTNG50:_I._Imprint_of_the_magnetised_circumgalactic_medium_around_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Seoyoung_Lyla_Jung,_N._M._McClure-Griffiths,_Ruediger_Pakmor,_Yik_Ki_Ma,_Alex_S._Hill,_Cameron_L._Van_Eck,_Craig_S._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05808 |
ファラデー回転測定(RM)はおそらく、拡散銀河周媒体(CGM)における磁場の最も実用的な観測追跡装置です。IllustrisTNG50では、銀河内の太陽円のような位置に観測者を配置して、天の川銀河の合成ファラデー回転空をサンプリングしました。当社の合成RMグリッドは、現在および今後の調査の仕様をエミュレートします。NRAOVLASkySurvey(NVSS)、PolarizationSkySurveyoftheUniverse'sMagnetism(POSSUM)、および将来のSquareKilometerArray(SKA1-mid)偏波サーベイです。磁場が高速雲の生存を制御していることが示唆されている。しかし、これまでのところ、磁化雲の観測による検出は少数しかありません。論文の最初の部分では、磁化された銀河周囲雲の検出条件をテストします。シミュレーションでの雲の合成RMサンプリングに基づいて、今後の偏光調査により、低質量の雲や遠く離れた雲でも検出できる新たな機会が開かれると予測しています。論文の後半では、全天RM分布におけるCGMの痕跡を調査します。私たちは、CGMによって生成されたRM変動が、衛星までの距離、特定の星形成速度、中性水素被覆率、超大質量ブラックホールへの降着速度などの全銀河特性と相関しているかどうかをテストします。私たちは、銀河間磁場の兆候と考えられてきたRM測定値で観察された変動には、実際には天の川銀河CGMの重要な寄与が組み込まれている可能性があると主張します。
JWSTはCID-42の性質を確認
z=0.359の銀河CID-42(CXOCJ100043.1+020637.2)には、重力波(GW)反跳超大質量ブラックホール(SMBH)、三重SMBH相互作用からのパチンコSMBHの有望な候補が含まれていると提案されています。またはkpcスケールの二重活動銀河核（AGN）。これらの主張は主に、光学HSTイメージングで解析された$\sim0.''5$によって分離された一対の明るいコアに基づいていました。既存のHST、チャンドラ、および地上のイメージングと分光法では、どちらのシナリオも確認できません。COSMOS-WebJWST宝庫プログラムによるNIRCamマルチバンドイメージングでは、空間解像度、深度、およびIR波長のカバー範囲が向上し、CID-42の2つのコアを良好に解像し、両方のコアの顕著な星の膨らみ(星の質量が$\である)を明らかにしました。sim10^{10}\,M_\odot$(両方とも)。JWSTイメージングでは、画像分解とスペクトルエネルギー分布フィッティングの両方に基づいて、SEコアのみに隠れていないAGN点光源が含まれていることも明らかになりました。NWコアでのAGN活動の証拠はありません。これらの新しい観測は、GW反動とスリングショットSMBHシナリオを明確に除外し、CID-42が低赤方偏移の合体銀河ペアであり、システム内で活動的なAGNが1つだけであることを確立します。これらの結果は、合体銀河とSMBHの銀河規模の環境を研究する上でのJWSTの比類のない能力(イメージングのみでも)を示しています。
近くの放射性活動性初期型銀河の赤外分光法 -- II: スペクトル アトラス
| Title |
Infrared_Spectroscopy_of_Nearby_Radio_Active_Early-Type_Galaxies_--_II:_Spectral_Atlas |
| Authors |
Mark_Durr\'e,_Jeremy_Mould,_Michael_Brown_and_Tristan_Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05931 |
我々は、パロマー200インチTripleSpec装置で観測された163個の銀河を含む、電波放射を伴う近くの明るい初期型銀河の近赤外分光アトラスを提示し、H、He、[FeII]、H$_2$の輝線束を測定します。スペクトルを積み重ねることにより、$\textit{K}$バンド発光からH$_2$励起温度($1957\pm182$K)と支配的な励起メカニズム(熱と衝撃加熱の組み合わせ)を推定しました。積み重ねにより、文献からの吸収特性とスペクトル指数の「平均」スペクトルも生成されます;CO12吸収線指数と$\textit{J-K}$の色は、より強い核活動がより弱いCO12指数を生み出す傾向を示し、電波と輝線の光度の間の相関関係は、電波出力に応じた傾向が見られますが、上限の大きなばらつきは、この2つが直接結合しておらず、SFとAGN活動のデューティサイクルが異なることを示しています。同期されていません。
| Title |
Discovery_of_spectacular_quasar-driven_superbubbles_in_red_quasars |
| Authors |
Lu_Shen,_Guilin_Liu,_Zhicheng_He,_Nadia_L._Zakamska,_Eilat_Glikman,_Jenny_E._Greene,_Weida_Hu,_Guobin_Mou,_Dominika_Wylezalek,_David_S._N._Rupke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06059 |
銀河規模でのクエーサー駆動のアウトフローは、銀河形成モデルで日常的に呼び出される要素です。ジェミニ積分場ユニット(IFU)の観測から$z\sim0.4$にある3つの輝く赤いクエーサーを囲む[OIII]$\lambda$5007AA発光によって追跡された電離ガス星雲の発見を報告します。これらの星雲はすべて、直径$\sim$20kpcに及ぶ前例のないペアの「スーパーバブル」を特徴とし、赤方にシフトしたバブルと青方にシフトしたバブルの視線速度差は最大$\sim$1200kms$^{-1}ドル。その見事な二重泡の形態（銀河の「フェルミ泡」に似たもの）とその運動学は、明るいタイプ-1と-からの同様のサイズの準球形の流出と並行して、銀河全体のクエーサー駆動の流出の明白な証拠を提供します。一致する赤方偏移にある2つのクエーサー。これらのバブルのペアは、クエーサー風によってバブルが密集環境からの閉じ込めを脱出し、高速膨張で銀河のハローに突入するとき、短命のスーパーバブルの「ブレイクアウト」段階の道しるべとして現れます。。
円盤銀河における m=1 モードの曲げ不安定性: 暗黒物質のハローと垂直圧力の間の相互作用
| Title |
Bending_instabilities_of_m=1_mode_in_disc_galaxies:_interplay_between_dark_matter_halo_and_vertical_pressure |
| Authors |
Sagar_S._Goyary,_Kanak_Saha,_H._Shanjit_Singh,_and_Suchira_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06063 |
垂直静水圧平衡状態にある自己重力で差動回転する銀河円盤は、重力崩壊に対抗する垂直方向の圧力勾配力によって支えられています。このような円盤は、反り、波形、波形などのさまざまな曲げモード(通常は高次の曲げモード)をサポートすることが知られており、そのうちm=1の曲げモード(反り)が銀河円盤で最も一般的なものです。今回我々は、指数関数的な恒星円盤が垂直平衡状態にあり、冷たく硬い暗黒物質ハローの中に存在する円盤銀河の現実的なモデルにおける曲げ不安定性の詳細な理論的解析を提示する。曲げモードを記述する二次固有値方程式が定式化され、円盤スケール高や暗黒物質ハロー質量などの物理的特性を変化させることによって、一連のモデル円盤銀河の完全な固有スペクトルが求められます。垂直圧力勾配力は、このようなディスクの不安定な曲げモードや大規模な離散モードを励起する可能性があることが示されています。さらに、薄い円盤の不安定な固有モードは、厚い円盤の不安定な固有モードよりも速く成長することが示されています。曲げ不安定性は、巨大な暗黒物質ハローが優勢な円盤では抑制されることが判明した。天の川銀河のような銀河におけるm=1の不安定な屈曲モードの成長タイムスケールと対応する波長を推定し、その意味について議論します。
高速X線核風による細線セイファート1銀河における星形成効率とAGNフィードバック
| Title |
Star_formation_efficiency_and_AGN_feedback_in_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_with_fast_X-ray_nuclear_winds |
| Authors |
Quentin_Salom\'e,_Yair_Krongold,_Anna_Lia_Longinotti,_Manuela_Bischetti,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Olga_Vega,_Miguel_S\'anchez-Portal,_Chiara_Feruglio,_Mar\'ia_Jes\'us_Jim\'enez-Donaire,_Maria_Vittoria_Zanchettin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06087 |
我々は、X線超高速アウトフローがあり、したがってAGNフィードバック効果を示す可能性があると考えられる10個の細線セイファート1銀河のサンプルにおける分子ガスと星形成効率の系統的研究を初めて発表する。CO観測は、IRAM30m望遠鏡を使用して6つの銀河で得られ、4つの銀河については文献から得られました。マルチバンドスペクトルエネルギー分布をCIGALEコードでフィッティングすることにより、星の質量、星形成速度、AGNおよびFIRダストの光度を導き出しました。私たちのサンプルに含まれる銀河のほとんどは主系列(MS)の上にあり、分子の枯渇時間は、局所的な星形成銀河で通常測定される時間よりも1～2桁短いです。さらに、星形成効率とエディントン比との間に有望な相関関係があり、AGN光度との暫定的な相関関係も発見されました。私たちのサンプルのホスト銀河内での星形成の制御においてAGN活動が果たす役割は依然として不確かです(影響はほとんどまたはまったくありません?正のフィードバック?)。それにもかかわらず、AGN活動による消光は軽微であり、現在のスターバーストエピソードによるガスの枯渇により、星形成は短期間で停止する可能性が高いと結論付けることができます。
銀河周回媒体のモデル化への自動アプローチに向けて: 大規模調査における金属プロファイルのモック作成とフィッティングのための新しいツール
| Title |
Towards_an_automatic_approach_to_modelling_the_circumgalactic_medium:_new_tools_for_mock_making_and_fitting_of_metal_profiles_in_large_surveys |
| Authors |
Alessia_Longobardi,_Matteo_Fossati,_Michele_Fumagalli,_Bhaskar_Agarwal,_Emma_Lofthouse,_Marta_Galbiati,_Rajeshwari_Dutta,_Trystyn_A._M._Berg,_Louise_A._Welsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06161 |
我々は、銀河周縁物質における金属吸収線を研究およびモデル化するための2つの新しいツールを紹介します。「NMFProfileMaker」（NMF$-$PM）と呼ばれる最初のツールは、非負数行列因数分解（NMF）法を使用し、現実的な金属吸収プロファイルの大規模なライブラリを生成する堅牢な手段を提供します。このメソッドは、赤方偏移間隔$z=0.9-4.2$、カラム密度$11.2の間の650個の不飽和金属吸収体でトレーニングおよびテストされています\le\log{(\mathrm{N/cm^{-2}})}\le16.3$、高分解能($R>4000$)と高い信号対雑音比($S/N\ge10$)のクエーサー分光法から得られます。偽の特徴を回避するために、コード「Monte-CarloAbsorptionLineFitter」(MC$-$ALF)を使用して導出された観測線プロファイルの無限$S/N$Voigtモデルでトレーニングします。これは、新しい自動ベイジアンフィッティングコードです。は、この作業で紹介する2番目のツールです。MC$-$ALFは、ネストされたサンプリングに基づくモンテカルロコードで、事前の推測や人間の介入を必要とせずに、金属線を個々のVoigtコンポーネントに分解できます。MC$-$ALFとNMF$-$PMは両方とも、コミュニティが合成金属プロファイルの大規模なライブラリを作成し、自動的に吸収線のVoigtモデルを再構築できるようにするために公開されています。どちらのツールも、現在進行中のダークエネルギー分光器(DESI)、4メートル多物体分光望遠鏡(4MOST)、WHTEnhancedAreaVelocityなどのクエーサーの非常に大規模な分光調査における金属吸収体のシミュレーションと分析の科学的取り組みに貢献します。エクスプローラー（WEAVE）調査。
GGD27-MM1 Massive Protostarのディスクストリーマーとエンベロープストリーマー
| Title |
Disk_and_Envelope_Streamers_of_the_GGD27-MM1_Massive_Protostar |
| Authors |
M._Fern\'andez-L\'opez_(1),_J._M._Girart_(2,_3),_J._A._L\'opez-V\'azquez_(4),_R._Estalella_(5),_G._Busquet_(5,_6,_3),_S._Curiel_(7),_N._A\~nez-L\'opez_(8)_((1)_Instituto_Argentino_de_Radioastronom\'ia,_Argentina_(2)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai,_Catalunya,_(3)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya,_Catalunya,_(4)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taiwan,_(5)_Departament_de_F\'isica_Qu\`antica_i_Astrof\'isica,_Barcelona,_Spain,_(6)_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos,_Barcelona,_Spain,_(7)_Instituto_de_Astronom\'ia,_M\'exico,_(8)_Universit\'e_Paris-Saclay,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06178 |
我々は、HH80-81ラジオジェットを駆動する高質量原始星系GGD27-MM1に向かう連続体発光といくつかの分子線の新しいアタカマ大型（サブ）ミリ波アレイ0.98mm観測を紹介します。連続体とCH$_3$CN分子放出の詳細な分析により、円盤のダスト含有量(最大190天文単位に及ぶ)、円盤の分子含有量(140から360天文単位に及ぶ)からの寄与を分離することができる。、およびエンベロープの内容から、いくつかの可能性のある降着ストリーマーの存在が明らかになりました(CH$_3$OHなどの他の分子トレーサーでも見られます)。システムの物理的特性を分析し、温度マップとカラム密度マップ、およびディスクとエンベロープの半径方向プロファイルを作成します。理論モデルアプローチを使用して、考えられるストリーマーの軌道と視線速度を定性的に再現します。冷たいガスに埋め込まれた高温ダストディスクからなるフレアディスクのアドホックモデルはH$_2$S放出に適合し、その分子ディスクが顕著な中心吸収を持つ三日月形であることが明らかになった。中心吸収スペクトルへの別の当てはめは、吸収がおそらくエンベロープまたは降着ストリーマーからの異なる外部低温層によって引き起こされることを示唆しています。最後に、分子ディスク内のさまざまな分子遷移の回転パターンの分析により、分子内容物のない内部ゾーンが存在することが示唆されます。
射手座 B2 VIIIa の物理的および化学的構造。 47 個のホットコアの完全な分子線調査に対する塵とイオン化ガスの寄与
| Title |
The_physical_and_chemical_structure_of_Sagittarius_B2_VIIIa._Dust_and_ionized_gas_contributions_to_the_full_molecular_line_survey_of_47_hot_cores |
| Authors |
T._M\"oller_(1),_P._Schilke_(1),_\'A._S\'anchez-Monge_(1,_2,_and_3),_A._Schmiedeke_(1_and_4),_and_F._Meng_(1_and_5)_((1)_I._Physikalisches_Institut,_Universit\"at_zu_K\"oln,_Z\"ulpicher_Str._77,_D-50937_K\"oln,_Germany,_(2)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai_(ICE,_CSIC),_Can_Magrans_s/n,_E-08193,_Bellaterra,_Barcelona,_Spain,_(3)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_Barcelona,_Spain,_(4)_Green_Bank_Observatory,_155_Observatory_Rd,_Green_Bank,_WV_24944_(USA),_(5)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing_100049,_People's_Republic_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06222 |
いて座B2(SgrB2)は、私たちの銀河系の中央分子帯にある巨大な分子雲複合体であり、大質量星形成のいくつかの場所が存在します。活動の2つの主な中心はSgrB2(M)とSgrB2(N)で、それぞれ27個と20個の連続線源を含んでいます。私たちの解析は、各コアスペクトルの包括的なモデリングを目的としており、分子線間の複雑な相互作用、ダストの減衰、HII領域から生じる自由自由放出を考慮しています。この研究では、ダストと、HII領域が含まれている場合には各コアのイオン化ガスの自由自由熱放出のパラメーターを決定し、各コアの連続体レベルの自己矛盾のない記述を導き出します。アルマ望遠鏡の高感度を利用して、これらの連続体源の物理的および化学的構造を特徴づけ、コア内の星形成プロセスについてのより良い洞察を得ることができます。私たちはアルマ望遠鏡を使用して、211GHzから275GHzまでの周波数をカバーするアルマ望遠鏡バンド6の47個の発生源すべての不偏スペクトル線調査を実行しました。特定のコアの自由-自由連続体の寄与をモデル化するために、含まれる再結合線(RRL)をフィッティングして電子温度と放出測定を取得します。そこでは、拡張XCLASSプログラムを使用して、RRLと自由-自由連続体を同時に記述します。。以前の解析とは対照的に、ここでは各コアだけでなく、その局所的な周囲のエンベロープについても対応するパラメータを導出し、それらの物理的特性を決定しました。コアスペクトルで見つかったRRLの分布は、以前の分析で説明されたHII領域の分布とよく一致しています。コアについては、ダストの平均温度が約236K(SgrB2(M))と225K(SgrB2(N))であることが判明しましたが、電子温度は3800Kから23800Kの範囲にあります。
大質量星形成領域W75Nのサブミリ磁場観測
| Title |
Submillimeter_Observations_of_Magnetic_Fields_in_Massive_Star-forming_Region_W75N |
| Authors |
Lingzhen_Zeng,_Qizhou_Zhang,_Felipe_O._Alves,_Tao-Chung_Ching,_Josep_M._Girart_and_Junhao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06231 |
この論文は、サブミリ波アレイ(SMA)を使用して345GHzで3秒角の空間分解能で実施された、大質量星形成領域W75Nの完全偏光観測の結果を示します。この領域の高密度コア内の磁場構造は、直線偏光の連続放射を使用して得られます。全体的な磁場の強さと向きは、以前の観察から得られたものと一致することがわかりました。この領域の磁場の平面(POS)成分は、角分散関数(ADF)法を使用して0.8\pm0.1mGと計算されました。分極強度勾配局所重力法とH13CO+(4-3)線データを含むさらなる分析により、雲が全球的な重力崩壊を起こしており、磁場が重力と高密度コア領域での流出によって形成されることが示されました。
銀河の星形成領域における恒星集団の物理パラメータ
| Title |
Physical_parameters_of_stellar_population_in_star_formation_regions_of_galaxies |
| Authors |
A.S._Gusev,_F._Sakhibov,_O.V._Egorov,_V.S._Kostiuk,_E.V._Shimanovskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06237 |
我々は、星形成領域の分光観測、測光観測、およびH{\alpha}分光測光観測の組み合わせに基づいて、HII領域に関連する若い未解決の恒星のグループ分け(クラスター、OB会合、およびそれらの複合体)を研究した結果を紹介します。私たち自身の観察に加えて、文献やオープンデータベースからの分光データとH{\alpha}データの一部を使用します。この研究は、私たちが以前にまとめた、19の渦巻銀河における年齢が1000万から2000万年程度の1510個の星形成領域のカタログに基づいています。私たちは、星のグループの形態と、それに関連するH{\alpha}発光領域との関係を研究します。消滅、ガス化学存在量、星形成領域のサイズが測定されます。研究対象の星形成領域の固有色に対する観察から固定された金属量に対して計算された数値SSPモデルを使用して、400個の若い恒星グループの恒星集団の年齢と質量を推定しました。星形成領域における若い恒星集団の観測パラメータと物理パラメータの間のさまざまな関係について議論します。
M31付近の大型[O III]輝線星雲の空間特性と発光特性
| Title |
The_Spatial_and_Emission_Properties_of_the_Large_[O_III]_Emission_Nebula_Near_M31 |
| Authors |
Robert_A._Fesen,_Stefan_Kimeswenger,_J._Michael_Shull,_Marcel_Drechsler,_Xavier_Strottner,_Yann_Sainty,_Bray_Falls,_Christophe_Vergnes,_Nicolas_Martino,_Sean_Walker,_and_Justin_Rupert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06308 |
ドレクスラーら。(2023)は、M31核の南東1.2度に長さ1.5度の[OIII]発光星雲の予期せぬ発見を報告しました。ここでは、SDSOと呼ばれるこの大きな発光構造の追加画像と、低分散スペクトルからの動径速度および光束測定値を提示します。[OIII]画像の独立したセットは、SDSOがNE-SWに整列した拡散発光の幅広い縞で構成されていることを示しています。深いH$\alpha$画像では強い同時放出は見られず、[OIII]/H$\alpha$比が高いことを示唆しています。また、M31の数度以内にSDSOほど明るい[OIII]発光星雲は他になく、SDSOに関連するフィラメント状のH$\alpha$発光も見つかりません。弧の北縁に沿って撮影された光学スペクトルは、[OIII]画像で見られる位置と範囲と一致する[OIII]$\lambda\lambda$4959,5007発光を明らかにしました。この[OIII]星雲の地心速度は$-9.8\pm6.8$kms$^{-1}$で、表面の最大明るさは$(4\pm2)\times10^{-18}$ergsです。$^{-1}$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$($\sim$0.55レイリー)。私たちは、認識されていない超新星残骸、大きくて異常に近くにある惑星状星雲、恒星弓衝撃星雲、またはM31の外側のハローガスと高速の銀河周回ガスとの相互作用の可能性としてSDSOについて議論します。我々は、SDSOの起源が銀河にある可能性は低く、星雲の動径速度が遅いにもかかわらず、代わりに銀河系外のM31ハローと銀河周囲の雲の相互作用シナリオを支持すると結論付けています。次に、空のM31に非常に近いこの大きな星雲の本当の性質と起源を解明するのに役立つかもしれない新しい観測について説明します。
初期段階のガス降下、確率的星形成、および基本的な金属量関係からのオフセットのトレーサとしての高赤方偏移銀河の紫外コンパクト性
| Title |
Ultraviolet_Compactness_of_High-Redshift_Galaxies_as_a_Tracer_of_Early-Stage_Gas_Infall,_Stochastic_Star_Formation,_and_Offset_from_the_Fundamental_Metallicity_Relation |
| Authors |
Danial_Langeroodi_and_Jens_Hjorth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06336 |
NIRSpec輝線銀河の最近の編集では、$z>4$でFMRの穏やかな赤方偏移の変化が示されており、FMRだけでは質量金属量関係の赤方偏移の変化を完全には捉えることができないことが示されています:$z>4$銀河FMR予測よりも金属が少ないように見えます。金属が最も欠乏している高赤方偏移銀河は、最もコンパクトでもあるという証拠があります。この研究では、JWSTの最初のサイクルで収集された豊富なデータを活用して、この逆相関をさらに調査します。我々は、NIRSpecプリズムとNIRCam短波長測光の両方でカバーされる427個の$z>3$銀河のサンプルを編集しました。このサンプルは、公的に利用可能なプログラムからの334個の銀河と、JADESプログラムの最初のデータリリースからの93個の銀河で構成されています。このサンプルを使用して$z=3$から$z\sim10$までのFMRの赤方偏移の変化を推測し、以前に報告された穏やかな赤方偏移の変化をさらに裏付けます。$z>4$銀河の静止紫外線(UV)サイズを測定し、$z=4-10$における質量とサイズの関係を$0.21\pm0.04$のべき乗則の傾きで推定します。私たちは質量とサイズの関係の赤方偏移の進化を調査し、恒星の質量が固定されている場合、赤方偏移が大きい銀河はよりコンパクトに見えることを発見しました。この赤方偏移の進化の程度は星の質量に依存し、最も質量の低い銀河は最も強い赤方偏移の進化を示し、最も重い銀河($\log(M_{\star}/M_{\odot})>9$)は赤方偏移の変化を示しません。赤方偏移の進化。我々は、銀河の緻密さと気相金属量との逆相関を調査し、より緻密な銀河ほど金属欠乏が多く、したがってFMRの局所的校正からよりオフセットしていることを発見した。(要約)
AGN ジェットと雲の相互作用の放射特性に対する非熱粒子加速の影響
この研究は、AGN(活動銀河核)ジェット雲相互作用の複雑な力学を調査し、特に結果として生じる放射痕跡に対する非熱粒子加速の影響に焦点を当てています。私たちは高度な計算シミュレーションを活用し、ジェットの特性と排出量の変化を0.2Myr(数百万年)のスパンにわたって追跡しています。研究計画には、ジェットの密度、速度、磁場の変化に重点を置いて、ジェットと雲の相互作用のモデリングが組み込まれています。調査結果では、雲の混入により磁場強度が最大5{\μ}Gまで2倍に増加し、非熱粒子数の増加と相まってシンクロトロン放射が強化され、スペクトル指数が2.2から2.4に変化することが明らかになりました。。逆コンプトン散乱では、最初の0.125Myr以内に30%の増加が見られ、これは突然のX線およびガンマ線放射のスパイクに反映されています。さらに、X線帯域におけるジェットの光度曲線束の変動性は、雲の破壊と吸収に起因して、0.175Myrで約28%の初期ピーク増加を示し、0.2Myrで20%の増加に落ち着きました。これらの発見から導かれた結論は、非熱粒子の加速がAGNジェット雲相互作用の放射特性に劇的に影響を与えるという我々の仮説を裏付けるものです。これは、AGNジェット雲相互作用のモデル化においてそのような加速プロセスを考慮する必要性を強調し、これらの変化が役立つ可能性があると仮定しています。観察指標として利用できるため、AGNの活動と進化のより正確な解釈に貢献します。
カオス、宇宙線異方性、太陽圏
| Title |
Chaos,_Cosmic_Ray_Anisotropy,_and_the_Heliosphere |
| Authors |
Vanessa_L\'opez-Barquero_(1),_Paolo_Desiati_(2)_((1)_University_of_Cambridge,_(2)_Wisconsin_IceCube_Particle_Astrophysics_Center_(WIPAC),_University_of_Wisconsin-Madison) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05515 |
宇宙線が発見されてから1世紀以上が経ちますが、その起源、伝播、組成に関する包括的な説明は依然として得られていません。問題の1つは、これらの粒子が磁場と相互作用することです。したがって、それらの方向情報は移動中に歪められます。さらに、宇宙線(CR)が銀河内を伝播する際、一時的に宇宙線を捕らえて軌道に無秩序な挙動を示す磁気構造の影響を受ける可能性があり、そのため単純な拡散シナリオが変化する可能性があります。ここでは、TeVCR異方性に対するカオスとトラッピングの影響を調べます。具体的には、CRのカオス的な挙動を研究するための新しい手法を開発します。この研究は太陽圏効果に基づいています。太陽圏効果はこの異方性にとって非常に重要であるためです。具体的には、明確な太陽圏構造がカオスレベルにどのような影響を与える可能性があるか。私たちは太陽圏を、静的な磁気ボトルと一時的な磁気摂動の存在によって与えられるコヒーレントな磁気構造としてモデル化します。この配置は、太陽圏周囲の局所的な星間磁力線のドレープと、太陽周期によって引き起こされる磁場反転の影響を説明するために使用されます。この研究では、粒子の軌道がこの太陽圏にインスピレーションを得たおもちゃのモデルを通過して一時的に閉じ込められている間にカオス的な挙動を引き起こす可能性と、それがCR到着分布に及ぼす潜在的な影響を調査します。軌道内のカオスのレベルは、粒子がシステム内に閉じ込められたままになる時間に関係していることが判明しました。この関係はべき乗則によって記述され、システムの本質的な特性であることが証明される可能性があります。また、到着分布図は、さまざまなカオス的挙動が存在する領域を示しています。これは、CRマップの時間変動の原因となる可能性があり、地球上の異方性を理解する上で重要であることがわかります。
フェルミ/LATで観測された持続的なガンマ線放出現象に関連するCMEの速度と加速
| Title |
Speed_and_Acceleration_of_CMEs_Associated_with_Sustained_Gamma-Ray_Emission_Events_Observed_by_Fermi/LAT |
| Authors |
P._M\"akel\"a,_N._Gopalswamy,_S._Akiyama,_H._Xie,_S._Yashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05585 |
太陽からの持続ガンマ線放出(SGRE)は、フレア衝撃段階を超えて広がる100MeVを超えるガンマ線放出の長期的な増強です。SGREを引き起こす300MeVを超える陽子の起源については、フレアとショックの両方で議論されています。陽子加速の示唆される部位であるコロナ質量放出（CME）によって引き起こされる。私たちは、CMEの太陽付近の加速と宇宙速度を、「即時」および「遅延」（SGRE）ガンマ線成分と比較しました（Ajelloetal.2021）。「遅延」コンポーネントに関連付けられたCMEは、「プロンプトのみ」コンポーネントに関連付けられたCMEよりも初期加速度および空間速度が高いことがわかりました。我々は、タイプII電波バースト(衝撃駆動HCME)に関連するハローCME(HCME)を選択し、SGREイベント、主要太陽エネルギー粒子(SEP)イベント、メートル単位、またはデカメートル単位の有無にかかわらず、HCME個体群間の平均加速度と宇宙速度を比較しました。ヘクトメトリック(DH)タイプII無線バースト。我々は、DHタイプII無線バーストおよび/または主要なSEPイベントに関連してSGREを生成するHCMEは、SGREイベントのないものよりも高い空間速度、特に初期加速を有することを発見した。我々は、ステレオ太陽圏イメージャーの白色光画像と風の波の電波動的スペクトルを使用して、2012年1月23日と3月7日のSGREイベント終了時のCME駆動衝撃の半径方向の距離と速度を推定しました。衝撃は半径方向の距離が0.6〜0.8天文単位であり、その速度は高エネルギー粒子にとって十分な速度(それぞれ~975kms$^{-1}$と~750kms$^{-1}$)であった。加速度。したがって、我々の発見は、300MeVを超える陽子の発生源としてCME駆動の衝撃を裏付けるものであると結論付けています。
赤色超巨星の爆発による衝撃冷却放出: II.黒体発光からの偏差の解析モデル
| Title |
Shock_cooling_emission_from_explosions_of_red_super-giants:_II._An_analytic_model_of_deviations_from_blackbody_emission |
| Authors |
Jonathan_Morag,_Ido_Irani,_Nir_Sapir,_Eli_Waxman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05598 |
核崩壊超新星後の最初の数時間および数日間の発光は、膨張する衝撃加熱されたエンベロープからの光子の脱出によって支配されます。前の論文、論文Iでは、対流ポリトロープエンベロープを伴う赤色超巨星の爆発と、非対流性の包絡線が存在しない場合の、時間依存の光度$L$と色温度$T_{\rmcol}$の簡単な解析的記述を提供しました。重要な星周媒体の。H再結合($T\約0.7$~eV)まで有効です。解析的記述は数値計算の結果に対して校正され、拡散による放射線輸送を「グレー」(周波数に依存しない)不透明度で近似しました。ここでは、広範囲の前駆体パラメーター(質量、半径、コア/エンベロープの質量と半径の比、金属性)および爆発エネルギーに対する、1次元数値多群(周波数依存)光子拡散計算の大規模なセットの結果を示します。、この目的のために構築した（公開されている）不透明度テーブルを使用します。これには、境界境界遷移と境界自由遷移の影響も含まれます。低周波数$h\nu<3T_{\rmcol}$における黒体からのスペクトルの小さな$\simeq10\%$偏差の解析的記述と、(論文Iを上回る)改善された解析的記述を提供します。高周波での線吸収による磁束の強力な抑制、$h\nu>3T_{\rmcol}$。イオン化および励起LTEからの偏差と「膨張不透明度」補正の影響は小さく、ポリトロープ密度分布からの偏差の影響も小さいことを示します。私たちの解析結果は、超新星の初期のマルチバンド衝撃冷却観測に基づいて、前駆体の特性、爆発速度、および相対消滅を推定するための有用なツールです。
| Title |
Magnetar_emergence_in_a_peculiar_gamma-ray_burst_from_a_compact_star_merger |
| Authors |
H._Sun,_C.-W._Wang,_J._Yang,_B.-B._Zhang,_S.-L._Xiong,_Y.-H._I._Yin,_Y._Liu,_Y._Li,_W.-C._Xue,_Z._Yan,_C._Zhang,_W.-J._Tan,_H.-W._Pan,_J.-C._Liu,_H.-Q._Cheng,_Y.-Q._Zhang,_J.-W._Hu,_C._Zheng,_Z.-H._An,_C._Cai,_L._Hu,_C._Jin,_D.-Y._Li,_X.-Q._Li,_H.-Y._Liu,_M._Liu,_W.-X._Peng,_L.-M._Song,_S.-L._Sun,_X.-J._Sun,_X.-L._Wang,_X.-Y._Wen,_S._Xiao,_S.-X._Yi,_F._Zhang,_W.-D._Zhang,_X.-F._Zhang,_Y.-H._Zhang,_D.-H._Zhao,_S.-J._Zheng,_Z.-X._Ling,_S.-N._Zhang,_W._Yuan,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05689 |
宇宙で最も強力な爆発であるガンマ線バースト（GRB）を引き起こす中心エンジンはまだ特定されていない。超降着ブラックホールに加えて、ミリ秒マグネターとして知られる急速に回転し高度に磁化された中性子星が、長尺GRBと短尺GRBの両方に電力を供給することが示唆されている。コンパクトな星の合体に続くマグネターエンジンの存在は、よく理解されていない中性子星の状態方程式に本質的な制約を与える可能性があるため、特に興味深い。これらの合体源におけるマグネターエンジンの間接的な兆候は、いくつかの短いGRBのX線残光光度曲線に存在するプラトー特徴の形で観察されています。さらに、ガンマ線バーストを欠く(GRBなし)いくつかのX線過渡現象は、コンパクトな星の合体に由来する潜在的なマグネター候補として特定されています。それにもかかわらず、短いGRBのマグネターエンジンについて決定的な証拠はまだ不足しており、関連する理論上の課題は解決されています。ここでは、独特の非常に明るいGRB230307Aの広帯域プロンプト放出データの包括的な分析を紹介します。明らかに長い期間にもかかわらず、即時放出と主銀河の特性はコンパクトな星合体の起源を示しており、キロノバとの関連と一致しています。さらに興味深いことに、$\gamma$線の放射が消滅するにつれて、拡張されたX線放射成分が出現し、マグネター中央エンジンの出現を示しています。また、これまでのバーストでは観察されなかった、即発放出段階中の高エネルギーバンドの無彩色の一時的な切れ目も特定し、開口半角が約$3.4^\circ$の狭いジェットを明らかにしました。
AGNジェットとOJ 287の歳差運動誘発変動
| Title |
Precession-induced_Variability_in_AGN_Jets_and_OJ_287 |
| Authors |
Silke_Britzen,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Gopal-Krishna,_Christian_Fendt,_Emma_Kun,_Aimo_Sillanp\"a\"a,_Andreas_Eckart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05838 |
電波波長での活動銀河核(AGN)のフレアと超長基線干渉計(VLBI)によるPCスケールのジェット運動学を組み合わせた研究により、i)観測されたフレアは銀河系からのシンクロトロン小塊の放出に関連しているという見解が得られました。ii)フレアの大部分は、コンポーネントの排出と1対1の相関関係に従います。最近の結果は、相対論的ジェットへの準規則的な成分の注入が流束変動の唯一の原因ではない可能性があることを示す大量の証拠を提供した。我々は、AGN束の変動とジェット形態の変化はどちらも決定論的な性質のものである可能性がある、つまり、歳差運動(および章動運動)によって方向が変化するときに、ジェット放出の時間変化するドップラービームに関連付けられた幾何学的/運動学的起源を持つ可能性があることを提案します。根底にあるジェットの物理学は、衝撃、不安定性、またはプラズモイドの放出を引き起こします。ただし、ジェットの外観(形態、流束など)は歳差運動によって強く影響され、調整される可能性があります。我々は、OJ287の歳差運動のこの調整力を実証します。スペクトルエネルギー分布(SED)のスペクトル状態がジェットの歳差運動段階に直接関係している可能性があることを初めて示します。SEDの進化をモデル化し、歳差運動パラメータを再現します。さらに、歳差運動モデルを11の著名なAGNに適用します。OJ287では、歳差運動がAGN束、SEDスペクトル状態、ジェット形態の長期変動($\gtrsim1\,{\rmyr}$)を支配しているように見えるのに対し、確率過程が短期変動に影響を与えることを示します。タイムスケール($\lesssim0.2\,{\rmyr}$)。
周期的に繰り返す FRB のバースト レートと形態学的進化に関する CHIME/FRB 研究 20180916B
| Title |
A_CHIME/FRB_study_of_burst_rate_and_morphological_evolution_of_the_periodically_repeating_FRB_20180916B |
| Authors |
Ketan_R._Sand,_Daniela_Breitman,_Daniele_Michilli,_Victoria_M._Kaspi,_Pragya_Chawla,_Emmanuel_Fonseca,_Ryan_Mckinven,_Kenzie_Nimmo,_Ziggy_Pleunis,_Kaitlyn_Shin,_Bridget_C._Andersen,_Mohit_Bhardwaj,_P._J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Amanda_M._Cook,_Alice_P._Curtin,_Fengqiu_Adam_Dong,_Gwendolyn_M._Eadie,_B._M._Gaensler,_Jane_Kaczmarek,_Adam_Lanman,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_W._Masui,_Mubdi_Rahman,_Ayush_Pandhi,_Aaron_B._Pearlman,_Emily_Petroff,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Paul_Scholz,_Vishwangi_Shah,_Kendrick_Smith,_Ingrid_Stairs_and_David_C._Stenning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05839 |
FRB20180916Bは、16.3日の周期で活動する繰り返し高速無線バースト(FRB)です。この研究では、2018年8月から2021年12月の間にCHIME/FRBによって検出された60個のFRB20180916Bバーストの形態学的特性を提示します。これらのバーストのうち45件について生の電圧データを記録し、場合によってはマイクロ秒の時間分解能を可能にしました。私たちは、時間と活動段階に伴う分光時間特性の変化を研究しました。分散測度(DM)の変動は$\lesssim$1pccm$^{-3}$であり、散乱時間推定値には$\sim$0.16から2ミリ秒を超える範囲のバーストごとの変動があることがわかります。どちらのプロパティのアクティビティフェーズにも識別できる傾向はありません。さらに、発生源からの回転測定の最近の変化に対応するDMと散乱の変動は見出されず、これは発生源の直接の環境に影響を及ぼします。FRB20180916Bはこれまでのところ、CHIME/FRBによる他のアクティブなリピーターで見られたような活動の活発化の時期を示しておらず、そのバースト数はポアソン過程に由来するものと一致していることがわかりました。また、観測期間を通じて活動期間の値に変化は見られず、絶対値に対して1$\sigma$の上限を$1.5\times10^{-4}$dayday$^{-1}$に設定しました。期間微分値。最後に、我々の結果によって得られた前駆体モデルの制約について議論し、位相の関数としての散乱と分散測定の変化の上限は、16.3日周期の起源として大質量連星伴星を想定するモデルをサポートしていないことに注意します。
一般相対論的流体力学における散逸と乱流
この研究は、一般相対性理論における多流体モデルの進歩に関係しており、特に散逸流体と乱流のモデリングに焦点を当てています。このようなモデルは、中性子星の現象学、特に連星中性子星の合体を正確に説明するために必要です。実際、マルチメッセンジャー天文学の出現により、このような宇宙花火の際に作用する極端な物理学を探索する刺激的な展望がもたらされます。私たちはまず、相対性理論における散逸流体のモデル化に焦点を当て、一般相対性理論における散逸多流体の記述に理想的に適しているおそらくユニークなモデルを探索します。相対性理論で単一流体をモデル化することはすでに困難な作業ですが、中性子星の場合、さらに複雑な設定を理解する必要があると主張するのは簡単です。たとえば、超流体/超伝導混合物の存在は、単一流体を超える必要があることを意味します。流動的な説明。次に、乱流を考慮し、湾曲した時空設定で「フィルタリング」を実行する方法に焦点を当てます。ニュートン環境における最新の乱流モデルは空間フィルタリングの概念に基づいているため、これを行います。同じ戦略が数値相対性理論にも適用され始めているため、基礎的な基礎に焦点を当て、一般相対性理論の教義との一貫性を確保しながらフィルタリングを実行するための新しいスキームを提案します。最後に、連星中性子星の合体に関連する2つの応用について説明します。私たちは中性子星シミュレーションにおける($\beta$-)反応のモデリングに焦点を当て、合体のような高度に動的な環境に適した磁気回転不安定性について議論します。反応は全体的なダイナミクスへの支配的な散逸寄与の原因となると予想される一方、磁気回転の不安定性は合体における乱流の発達を維持するために重要であると考えられるため、我々はこれら2つの問題に焦点を当てます。
乱流の天体物理磁場における宇宙線輸送を予測するために、高速人工ニューラルネットワークが開発されました。このセットアップは、合成確率場における相対論的宇宙線力学のテスト粒子数値シミュレーションを利用して構築されたオーダーメイドのデータセットでトレーニングおよびテストされます。ニューラルネットワークは、粒子と場のプロパティを入力として使用し、標準の数値シミュレーションよりも10^7速く輸送係数を推定し、全体誤差は~5%です。
我々は、数値相対性理論と2モーメント多重エネルギーニュートリノ輸送を用いて、ブラックホール形成を超えた軸対称失敗超新星シミュレーションを初めて提示する。安定した数値進化を確実にするために、ブラックホール領域の内部でニュートリノ放射と流体力学の除去法を使用します。我々は、我々の切除法が動的ブラックホール時空における放射線流体力学を安定して進化させることができることを実証する。PNSの最後の瞬間の注目すべき兆候として、高エネルギーニュートリノの出現が見られます。これらの高エネルギーニュートリノは、中心ブラックホールに飲み込まれる原中性子星の衝撃面に関連しており、失敗した超新星を観測できる可能性がある。
超高エネルギー宇宙線の源としての連星合体
| Title |
Binary_coalescences_as_sources_of_Ultra-High_Energy_Cosmic_Rays |
| Authors |
Jonas_P._Pereira,_Carlos_H._Coimbra-Ara\'ujo,_Rita_C._dos_Anjos,_Jaziel_G._Coelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06200 |
連星合体は重力波(GW)の既知の発生源であり、ブラックホール(BH)と中性子星(NS)の組み合わせが含まれます。ここで、BHが約$10^{10}$Gより大きい磁場($B$s)に埋め込まれている場合、その事象の地平線の周りで衝突する荷電粒子は、容易に超極性の範囲の質量中心エネルギーを持つことができることを示します。高エネルギー($\gtrsim10^{18}$eV)を出して逃げる。このようなB埋め込みおよび高エネルギー粒子は、BH-NS連星、またはBHの1つが帯電している(電荷対質量比が$10^{-5}$ほど小さい)BH-BH連星でも発生する可能性があります。、GW波形は変化しない）と降着円盤が残留している。$B\gtrsim10^{10}$Gの場合、粒子衝突の超高質量中心エネルギーは、基本的にBHのどの回転パラメータでも発生します。これは、バイナリ、特にBH-NSでは共通の側面であることを意味します。BH上に$B$が自然に存在することと、NSの磁気圏による荷電粒子が与えられたものです。BH-BHおよびBH-NS連星が合体する前に、最大数百万回の超高重心衝突が発生する可能性があると我々は推定しています。したがって、バイナリ合体は超高エネルギー宇宙線(UHECR)の効率的な発生源でもあり、UHECRがGWとともに検出された場合、NS/BHパラメーターへの制約が可能になります。
クモパルサーにおける放射線の定量化: PSR J1622-0315 の極端なケース
| Title |
Quantifying_irradiation_in_spider_pulsars:_the_extreme_case_of_PSR_J1622-0315 |
| Authors |
Marco_Turchetta,_Manuel_Linares,_Karri_Koljonen_and_Bidisha_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06330 |
既知のレッドバックバイナリミリ秒パルサーの中で最もコンパクトな公転周期Porb=3.9時間のPSRJ1622-0315の最初のマルチバンド光学光曲線を示します。我々は、公転周期ごとに2つの極大値と約0.3等のピークからピークまでの振幅を持つ磁束変調を発見し、これは潮汐的に歪んだ伴星の楕円体形状に起因すると考えられる。光学的な色は、後期Fから初期Gのスペクトル型伴星を暗示しており、軌道に沿って検出可能な温度変化は示されていません。これは、公転周期が短いにもかかわらず、パルサー風による星の内面への照射が予期せず失われたことを示唆している。これらの結果を解釈するために、伴星によって遮られるパルサー風束と伴星固有磁束との比として定義される新しいパラメータfsdを導入します。この磁束比fsdは、パルサーのスピンダウン光度、伴星の基底温度、および公転周期に依存し、伴星に対するパルサー風の影響を定量化するために使用でき、最も効果的であることがわかります。同伴者が放射線照射を受けているかどうかを決定する重要な要素。これら2つの領域間の遷移はfsd=2～4で発生し、PSRJ1622-0315の値はfsd=0.7であり、非照射領域にしっかりと配置されていることがわかります。
JASMINE: 近赤外線天文法と時系列測光科学
| Title |
JASMINE:_Near-Infrared_Astrometry_and_Time_Series_Photometry_Science |
| Authors |
Daisuke_Kawata,_Hajime_Kawahara,_Naoteru_Gouda,_Nathan_J._Secrest,_Ryouhei_Kano,_Hirokazu_Kataza,_Naoki_Isobe,_Ryou_Ohsawa,_Fumihiko_Usui,_Yoshiyuki_Yamada,_Alister_W._Graham,_Alex_R._Pettitt,_Hideki_Asada,_Junichi_Baba,_Kenji_Bekki,_Bryan_N._Dorland,_Michiko_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Kohei_Hattori,_Teruyuki_Hirano,_Takafumi_Kamizuka,_Shingo_Kashima,_Norita_Kawanaka,_Yui_Kawashima,_Sergei_A._Klioner,_Takanori_Kodama,_Naoki_Koshimoto,_Takayuki_Kotani,_Masayuki_Kuzuhara,_Stephen_E._Levine,_Steven_R._Majewski,_Kento_Masuda,_Noriyuki_Matsunaga,_Kohei_Miyakawa,_Makoko_Miyoshi,_Kumiko_Morihana,_Ryoichi_Nishi,_Yuta_Notsu,_Masashi_Omiya,_Jason_Sanders,_Ataru_Tanikawa,_Masahiro_Tsujimoto,_Taihei_Yano,_Masataka_Aizawa,_Ko_Arimatsu,_Michael_Biermann,_Celine_Boehm,_Masashi_Chiba,_Victor_P._Debattista,_Ortwin_Gerhard,_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05666 |
JapanAstrometrySatelliteMissionforInfraredExploration(JASMINE)は、宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所によって計画されているMクラス科学宇宙ミッションです。JASMINEには2つの主要な科学目標があります。1つは、銀河中心調査による銀河考古学です。これは、近赤外線(NIR)Hwバンド(1.0-1.6$\mu$m)。もう1つは系外惑星調査です。これは、銀河中心にアクセスできない場合に、M矮星の近赤外時系列測光からハビタブルゾーン内を通過する地球に似た系外惑星を発見することを目的としています。ミッションを紹介し、多くの科学目標を検討し、機器のコンセプトを紹介します。JASMINEは初のNIR天文計測専用宇宙ミッションであり、NIR帯域での大幅に低い吸光度を利用して、銀河中心の星の正確な天文計測情報を提供します。正確な天体測量は、短時間露出の画像を数多く撮影することで得られます。したがって、JASMINE銀河中心の調査データは、系外惑星通過、星地震学、変光星、および(中間質量)ブラックホールの発見を含むマイクロレンズ研究の研究にとって貴重となるでしょう。私たちはそのような潜在的な科学の領域に焦点を当て、他のミッションとの相乗効果についても説明します。
ローマ銀河バルジ調査での恒星フレア科学の実現: リズム、フィルター、読み出し戦略が重要
| Title |
Enabling_Stellar_Flare_Science_in_the_Roman_Galactic_Bulge_Survey:_Cadence,_Filters,_and_the_Read-Out_Strategy_Matter |
| Authors |
Guadalupe_Tovar_Mendoza,_Robert_F._Wilson,_Allison_Youngblood,_Laura_D._Vega,_Thomas_Barclay,_James_R._A._Davenport,_Jordan_Ealy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05806 |
他の広視野の高精度イメージャで発見されたように、マイクロレンズ調査に必要な安定した測光は、恒星の磁気活動や系外惑星の宇宙気象環境を理解するために重要な恒星フレアを含む、一般的な恒星天体物理学に適しています。大規模な恒星フレア調査はこれまでローマのスペクトル範囲で行われたことはなく、ローマではフレアの放出メカニズム（黒体、再結合連続体、彩層輝線）やフレア率が星の年齢や金属性によってどのように変化するかについての新たな情報が明らかになる可能性がある。たとえば、銀河バルジ星は、研究されている典型的なフレア星よりもはるかに古いものであり、ローマンの広い視野と精巧な画像は、そのような古い星の集団のフレアの挙動と特性を調査するのに十分な統計を提供する可能性があります。ただし、得られる情報量は、空の位置、リズム、読み取り戦略、およびフィルターの選択に依存する可能性があります。恒星フレアのタイムスケールは数秒から数時間にわたるため、ローマンは最も長く最もエネルギーに満ちたイベントしか解決できない可能性があります。ただし、銀河バルジ時間領域調査における1回の曝露は複数の非破壊読み取りで構成されるため、短期間のイベントは1回の曝露内の磁束変化からモデル化できます。ここでは概念実証を提供し、サブ露出データを分析するとフレア形態をより適切に抑制できることを示します。その結果、私たちは、そのようなデータを最小限の機内処理でローマンフレア研究のために公的に利用できるようにすることを主張します。
深層学習による天文調査の検出、インスタンスのセグメント化、および分類 (DeepDISC): Hyper Suprime-Cam
データを使用した Detectron2 の実装とデモンストレーション
| Title |
Detection,_Instance_Segmentation,_and_Classification_for_Astronomical_Surveys_with_Deep_Learning_(DeepDISC):_Detectron2_Implementation_and_Demonstration_with_Hyper_Suprime-Cam_Data |
| Authors |
G._M._Merz,_Y._Liu,_C._J._Burke,_P._D._Aleo,_X._Liu,_M._C._Kind,_V._Kindratenko,_Y._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05826 |
次世代の広視野深度天体探査は、2020年代以降を通じて前例のない量の画像を提供するでしょう。観測の感度と深さが増すにつれて、より多くの混合音源が検出されるようになります。この現実は、重要な天文学的推論を汚染する測定バイアスにつながる可能性があります。FacebookAIResearchのDetectron2リポジトリを通じて利用可能な新しい深層学習モデルを実装し、HyperSuprime-Cam(HSC)からの大規模なマルチバンドcoaddでオブジェクトの識別、デブレンディング、分類の同時タスクを実行します。私たちは、既存の検出/非混合コードと分類手法を使用して、最先端のトランスフォーマーを含む一連のディープニューラルネットワークをトレーニングします。トレーニングが完了すると、トランスフォーマーは従来の畳み込みニューラルネットワークよりも優れたパフォーマンスを発揮し、さまざまなコントラストスケーリングに対してより堅牢であることがわかります。トランスフォーマーは、グラウンドトゥルースに厳密に一致するオブジェクトを検出して非ブレンドすることができ、結合ボックス上の境界ボックスの交差の中央値0.99を達成します。ハッブル宇宙望遠鏡の高品質クラスラベルを使用すると、最高のパフォーマンスを発揮するネットワークは、テストサンプル全体にわたってほぼ100\%の完全性と純度で銀河を分類し、60\%を超える完全性と80\%を超える純度の星を分類できることがわかりました。HSCiバンド等級は25等。このフレームワークは、レガシー・サーベイ・オブ・スペース・アンド・タイムやローマ宇宙望遠鏡を使用した探査など、今後行われる他の深層探査にも拡張でき、迅速な線源検出と測定が可能になります。私たちのコード\textsc{DeepDISC}は\url{https://github.com/grantmerz/deepdisc}で公開されています。
| Title |
Measuring_photometric_redshifts_for_high-redshift_radio_source_surveys |
| Authors |
Kieran_J._Luken,_Ray_P._Norris,_X._Rosalind_Wang,_Laurence_A._F._Park,_Ying_Guo,_Miroslav_D._Filipovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05927 |
深層全天無線調査の出現により、宇宙進化地図(EMU)、GLEAM-X、VLASS、LoTSSなどの調査からの新しい高品質無線データを最大限に活用するための補助データの必要性が高まっています。急速に成長しています。電波探査では、かなりの数の活動銀河核(AGN)が生成され、光学式および赤外線による全天探査と比較すると、平均赤方偏移が大幅に大きくなります。したがって、分光探査は電波探査の赤方偏移深さに達せず、AGNによりテンプレートフィッティング手法で音源を正確にモデル化することが困難になるため、赤方偏移を推定する従来の方法は課題にさらされています。機械学習(ML)手法が使用されてきましたが、通常は光学的に選択されたサンプル、または今後の電波調査で予想されるよりも大幅に低い赤方偏移のサンプルに努力が向けられてきました。この研究では、北半球(SDSS光学測光法を使用)と南半球(ダークエネルギーサーベイ光学測光法を使用)の両方から無線で選択されたデータセットを編集して均質化します。次に、このモノリシック無線選択サンプルで、k最近傍(kNN)、ランダムフォレスト、ANNz、GPzなどの一般的に使用されるMLアルゴリズムをテストします。kNNは壊滅的な外れ値の割合が最も低く、EMU調査の科学ケースの大部分に最もよく一致することを示します。使用される結合データセットの赤方偏移範囲が広いため、ランダムな散乱が優勢になり始める前に、z=3までのソースの推定が可能であることに注意してください。データを赤方偏移ビンに分割し、問題を分類問題として扱うと、最も高い赤方偏移ソース(redshiftz$>$2.51のソース)の$\約$76%を、最も高いビン(z$>$2.51)、または2番目に高い(z=2.25)。
光学偏光標準の RoboPol サンプル
| Title |
The_RoboPol_sample_of_optical_polarimetric_standards |
| Authors |
D._Blinov,_S._Maharana,_F._Bouzelou,_C._Casadio,_E._Gjerl{\o}w,_J._Jormanainen,_S._Kiehlmann,_J._A._Kypriotakis,_I._Liodakis,_N._Mandarakas,_L._Markopoulioti,_G._V._Panopoulou,_V._Pelgrims,_A._Pouliasi,_S._Romanopoulos,_R._Skalidis,_R._M._Anche,_E._Angelakis,_J._Antoniadis,_B._J._Medhi,_T._Hovatta,_A._Kus,_N._Kylafis,_A._Mahabal,_I._Myserlis,_E._Paleologou,_I._Papadakis,_V._Pavlidou,_I._Papamastorakis,_T._J._Pearson,_S._B._Potter,_A._N._Ramaprakash,_A._C._S._Readhead,_P._Reig,_A._S{\l}owikowska,_K._Tassis,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06151 |
光学偏光計は通常、既知の安定した偏光パラメータを持つ星の測定値を使用して校正されます。しかし、空全体にはそのような星が不足しています。現在利用可能な標準の多くは、輝度が高いため、中型および大型の望遠鏡には適していません。さらに、私たちが発見したように、使用されている偏光標準器の一部は実際には可変であるか、カタログ値と異なる偏光パラメータを持っています。私たちの目標は、分数偏光で$10^{-3}$までの精度で直線偏光計を校正するのに適した安定した標準のサンプルを確立することです。5年間、私たちは北の空に分布する107個の星から構成される標準候補のサンプルの監視キャンペーンを実行してきました。私たちは、分数偏光測定の非ガウス的性質を考慮して、これらの星の直線偏光の変動性を分析しました。9つの星のサブサンプルについては、マルチバンド偏光測定も実行しました。私たちは、安定しており、測定された偏光パラメータの不確実性が小さく、中型および大型の望遠鏡で偏光計の校正器として使用できる65個の星の新しいカタログを作成しました(表2を参照)。
| Title |
Astrometric_Calibration_and_Performance_of_the_Dark_Energy_Survey_Instrument_Focal_Plane |
| Authors |
S._Kent,_E._Neilsen,_K._Honscheid,_D._Rabinowitz,_E._F._Schlafly,_J._Guy,_D._Schlegel,_J._Garcia-Bellido,_T._S._Li,_E._Sanchez,_Joseph_Harry_Silber,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_D._Brooks,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_D._J._Eisenstein,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_J._E._Forero-Romero,_J._Jimenez,_Anthony_Kremin,_M._Landriau,_Michael_E._Levi,_Paul_Martini,_Aaron_M._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W.J._Percival,_C._Poppett,_G._Rossi,_M._Schubnell,_Gregory_Tarle,_B._A._Weaver,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_H._Zou_(for_the_DESI_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06238 |
アリゾナ州キットピークのメイオール望遠鏡にある5,020台のロボットファイバーポジショナーと関連システムで構成されるダークエネルギー分光装置(DESI)は、4,000万個の銀河とクエーサーのスペクトルを測定し、世界最大の3Dマップを作成する調査を実施しています。これまでの宇宙。科学の主な目標は、バリオン音響振動を使用して、宇宙の膨張の歴史と暗黒エネルギーの時間発展を測定することです。オンライン制御システムの重要な機能は、各ファイバーを焦点面内の特定のターゲット上に11$\μ$mrms2-Dの精度で位置決めすることです。このペーパーでは、この機能を実行するために使用されるソフトウェアプログラムのセットと、そのパフォーマンスを検証するために使用される方法について説明します。
II-L亜型超新星の可能性があるSN 2023ixfの最初の数週間におけるマルチバンド測光とスペクトル進化
| Title |
Multiband_Photometry_and_Spectral_Evolution_in_the_First_Weeks_of_SN_2023ixf,_a_possible_II-L_Subtype_Supernova |
| Authors |
Bianciardi_G.,_Ciccarelli_A.M.,_Conzo_G.,_D'Angelo_M.,_Ghia_S.,_Moriconi_M.,_Orbani\'c_Z.,_Ruocco_N.,_Sharp_I.,_Uhl\'ar_M._and_Walter_F |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05612 |
マルチバンド測光観察とその機器等級に対する評価は、標準のもの（R、G、B、クリアフィルター）ではなく、標準のジョンソンカズンズフィルター（B、V、Rc）とrおよびgスローンフィルターを使用して実行されました。これらは9つの天文台とMicroObservatoryRoboticTelescopeNetworkから記録されました。さらに、タイプII超新星SN2023ixfの低解像度スペクトルは、最大光度までの上昇中と最大光度から最初の50日間に実行されました。結果は、極大値に向けた急速な上昇(Bフィルターでは約5日間で2.5等級)と、極大値後の緩やかな減少(Bフィルターでは0.0425+/-0.02等級/日)を示しています。結果は、最初の50日間のB-Vカラーインデックス(-0.20+/-0.02～+0.85+/-0.02)とその後のV-R(0+/-0.01～+0.50+/-0.01)の大きな変動を強調しています。この爆発は、おそらく恒星の光球の冷却に対応していると思われる。さらに、強いはくちょう座Pのプロファイルを持つ鋭いH-α線とH-β線の存在は、星から遠ざかる方向に広がるガス状のエンベロープの存在を示しています。爆発から50日後には、最大等級からの等級の減少が継続して2.5等級減った(Bフィルター)ことが観察されたため、我々はSN2023ixfがタイプII、サブタイプLの超新星(SNe)であると提案します。
TESS の恒星回転は南方連続観測ゾーンで最大 80 日間
| Title |
TESS_Stellar_Rotation_up_to_80_days_in_the_Southern_Continuous_Viewing_Zone |
| Authors |
Zachary_R._Claytor,_Jennifer_L._van_Saders,_Lyra_Cao,_Marc_H._Pinsonneault,_Johanna_Teske,_Rachael_L._Beaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05664 |
TESSミッションは、空に広がる何百万もの星の時系列測光を実現し、人口規模での回転を含む星の天体物理学の探査を提供します。しかし、衛星の13.7日の軌道に関連する光度曲線体系により、13日を超える期間の恒星の回転探索が妨げられ、大部分の恒星は手の届かないところに置かれている。機械学習手法には系統性を特定し、ロバストな信号を復元する機能があり、FGK矮星では最大30日、M矮星では80日の回転周期を復元できます。畳み込みニューラルネットワークを使用して推定された、南部連続観測ゾーンの低温矮星の7,971回の自転周期のカタログを紹介します。私たちは、星のスピンダウンや活動の変化から生じると考えられる10～20日間の低温恒星の周期のギャップなど、以前の\textit{Kepler}およびK2の結果と一致する周期分布の構造の証拠を見つけました。分光学的制約と回転時計学的制約を組み合わせて、恒星進化モデルを当てはめて、自転周期を持つ星の質量と年齢を推定します。私たちは、TESSでの回転の検出可能性と、星の実効温度、年齢、金属性との間に強い相関関係があることを発見しました。最後に、APOGEEスペクトルから推定される回転と新しく得られたスポット充填率との関係を調査します。フィールドスターのスポット充填率は、散開星団の磁気ブレーキが失速する同じ温度および期間領域で上昇し、両方の現象を引き起こす可能性のある内部せん断メカニズムを支援します。
太陽活動の第 25 周期の高さと日付の推定
| Title |
Estimates_of_the_Height_and_Date_of_the_25th_Cycle_of_Solar_Activity |
| Authors |
V.N._Obridko,_D.D._Sokoloff_and_M.M._Katsova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05725 |
Obridkoらの研究のさらなる発展。[1]最近のデータに基づくと、太陽活動の25周期が中低周期であるという仮定が裏付けられています。その高さは$125.2\pm5.6$と予想されており、最大期の予想日は2023年末または2024年の第1四半期です。
重力成層大気における二流体リコネクションジェット
太陽の重力成層大気では密度は高さとともに指数関数的に減少するため、イオン化プラズマと中性物質の間の衝突結合も減少します。ここでは、大気中のさまざまな高さで起こる再接続プロセスにおけるイオンと中性子の衝突の役割を調査します。私たちは、重力成層大気中の局所的な抵抗率によって引き起こされる磁気リコネクションのシミュレーションを実行します。このシミュレーションでは、最初のリコネクションX点の高さを変化させます。磁気流体力学(MHD)モデルと2つの2流体構成を比較します。1つは局所プラズマパラメーターから衝突結合が計算される構成で、もう1つは衝突効果が強化されるように結合が減少する構成です。成層大気におけるシミュレーションでは、MHDおよび強い結合を伴う2流体シミュレーションでも同様の構造が示されます。しかし、代表的なパラメータ領域を達成するために衝突効果が増加すると、電流シート(CS)全体でプラズマ中性密度が分離する非線形暴走不安定性が見つかります。衝突効果が増大すると、最初の速度のデカップリングによって中性粒子が加熱され、これにより中性粒子がCSの外側に移動し、CSの中心に向かって蓄積する荷電粒子と置き換わる非線形フィードバックが設定されます。再接続率の最大値は約0.1で、どちらの再接続高さでも同様で、3つのモデルすべてで使用されている局所的な強化された抵抗率の使用と一致しています。シミュレーションの終わり近くに観察されたプラズモイド形成の初期段階は、衝突ではなく、一次再接続点からの流出の影響を受けています。MHDモデルと2流体モデルの両方で光学的に薄い発光を合成しますが、総密度の代わりに荷電粒子密度を使用すると、非常に異なる展開を示す可能性があります。
ウランが豊富な巨人の代替形成シナリオ: 地球に似た惑星を飲み込む
ウラン(U)元素などのアクチニドは、通常、核崩壊超新星や二重中性子星の合体で発生する可能性のある高速中性子捕獲プロセス(rプロセス)を通じて合成されます。顕著なU量を示すr過程巨星は9個存在しており、一般にUリッチ巨星と呼ばれている。しかし、これらの豊富なウランの起源は依然として曖昧です。我々は、赤色巨星（RG）が地球に似た惑星を飲み込むという、Uを豊富に含むこれらの巨人の別の形成シナリオを提案する。RGが地球に似た惑星を飲み込むプロセスを近似するために、RGが前記惑星から物質を同化する降着モデルを採用します。私たちの発見は、この飲み込み現象が、非常に金属に乏しい星（Z=0.00001）の表面における地球に似た惑星由来の重元素の存在を大幅に増強する可能性がある一方、太陽金属量の星に対する影響は比較的穏やかであることを示しています。重要なのは、金属が非常に少ない星の両方と太陽金属性の星の両方の構造的および進化的特性は、ほとんど影響を受けていないことです。注目すべきことに、私たちの飲み込みモデルは、既知のウランに富む巨大惑星で観察されたウランの存在量を効果的に説明しています。さらに、地球に似た惑星が飲み込まれた後のRGの表面のウランの存在量の進化の軌跡には、既知のウランを豊富に含む巨人がすべて含まれています。したがって、RGが地球に似た惑星を飲み込むときに、Uを豊富に含む巨人が形成される可能性があります。
四極磁場構成における磁束ロープ形成の磁気流体力学シミュレーション
| Title |
Magnetohydrodynamics_simulation_of_magnetic_flux_rope_formation_in_a_quadrupolar_magnetic_field_configuration |
| Authors |
Sanjay_Kumar,_Avijeet_Prasad,_Sushree_S._Nayak,_Satyam_Agarwal,_and_R._Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06025 |
磁束ロープ(MFR)は、太陽大気中での太陽フレアやコロナ質量放出などの高エネルギー現象において重要な役割を果たします。重要なことに、太陽の観測は、いくつかのフレア現象と四極磁気配置との関連を示唆しています。ただし、このような磁気構成におけるMFRの形成とその後の進化については、まだ完全に理解する必要があります。この論文では、四極磁気構成におけるMFR形成の理想的な磁気流体力学(MHD)シミュレーションを紹介します。四極構成を有する適切な初期磁場は、三次元(3D)線形力のない磁場を修正することによって構築されます。初期磁場には、X型のヌル点で構成される中性線が含まれています。シミュレートされたダイナミクスは、最初に、極性反転線(PIL)を横切って位置する反対向きの磁力線が互いに向かって移動し、結果として磁気再結合が生じることを示しています。これらの再接続により、PIL上に4つの高度にねじれたMFRが形成されます。時間の経過とともに、MFRのフットポイントがX型中性線に向かって移動して再接続し、中性線の周囲に複雑な磁気構造を生成します。そのため、四極構成では、バイポーラループシステムで形成されるものよりもMFRトポロジがより複雑になります。さらなる進化により、MFRの不均一な上昇が明らかになります。重要なことに、シミュレーションは、磁性構成における既存のXタイプのヌル点がMFRの進化にとって重要である可能性があり、四極構成におけるいくつかのフレア現象の開始時に観察される増光につながる可能性があることを示しています。
パルサータイミングアレイ観測に基づく大質量重力子の漸近尾部
| Title |
Asymptotic_tails_of_massive_gravitons_in_light_of_pulsar_timing_array_observations |
| Authors |
R._A._Konoplya_and_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.01110 |
私たちは、大規模な重力理論と効果的な異次元シナリオの両方に存在する大規模重力子の漸近振動尾が、非常に長波長の重力波に潜在的に寄与する可能性があることを実証します。しかし、最近のパルサータイミングアレイ観測に対するそれらの影響は比較的小さいと予想されており、主に天の川銀河の領域にあるブラックホールから放出される放射線で構成されています。
宇宙ベースの重力波検出器のネットワーク上の分解可能な銀河連星の前景の混乱とパラメーターの不確実性の減算
| Title |
Subtraction_of_the_foreground_confusion_and_parameter_uncertainty_of_resolvable_galactic_binaries_on_the_networks_of_space-based_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Jie_Wu,_Jin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05568 |
天の川銀河には銀河連星(GB)と呼ばれるコンパクトな連星系が数千万個ありますが、そのほとんどは未解決であり、放出される重力波(GW)が重なり合って前景の混乱を引き起こします。このような前景の混乱をシミュレートすることで、LISA、Taiji、TianQinが、それらの代替軌道構成を含めて、いくつかのネットワークとして結合したときにどのように解決可能なGBを減算するかを研究しました。研究の結果、単一検出器の検出数は高い順にTaiji-m、Taiji-p(c)、LISA、TianQinI、TianQinIIの順であることがわかりました。ネットワーク上の検出器の組み合わせでは、検出器の数が増えるにつれて前景の混乱が効果的に軽減され、異なる数の最適な組み合わせは次のとおりです:Taiji-m、LISA+Taiji-m、LISA+Taiji-m+TianQinI、およびLISA+Taiji-m+TianQinI+II。検出器の数が増加するにつれて感度曲線が最適化され、他の重力波源をより正確に検出できるようになり、分解可能なGBsパラメータの不確実性が減少します。これに基づいて、上記の組み合わせによって検出される分解可能なGBのパラメーターの不確実性について議論し、GW検出が電磁(EM)検出を促進できることを発見します。それどころか、EM検出を利用することで、傾斜角を決定することでGWひずみ振幅の不確かさを$\sim$93%削減でき、空の位置を決定することで位相の不確かさを$\sim$30%削減できることがわかりました。GW検出とEM検出のつながりをさらに強化し、マルチメッセンジャー天文学の研究に貢献します。
高密度QCDにおける熱フォノン揺らぎと磁気二重カイラル密度波位相の安定性
| Title |
Thermal_phonon_fluctuations_and_stability_of_the_magnetic_dual_chiral_density_wave_phase_in_dense_QCD |
| Authors |
E._J_Ferrer,_W._Gyory_and_V._de_la_Incera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05621 |
我々は、磁場中の冷密QCDに生じる不均一相である磁気二重キラル密度波(MDCDW)相の熱フォノン揺らぎに対する安定性を研究する。この相からはランダウ・パイエルス（LP）不安定性が存在しないことを実証した最近の研究に従って、フォノンゆらぎが磁場と磁場に関連する密度の範囲にわたる長距離秩序を洗い流す（閾値）温度を計算します。天体物理学への応用。高次のギンツブルグ・ランダウ展開を使用すると、しきい値温度は$10^{18}$G次の場の臨界温度に非常に近く、それでも$10^{次数の場の臨界温度のかなりの部分であることがわかります。したがって、十分に大きな磁場では、MDCDW位相の長距離秩序は、エネルギー的に有利なパラメータ空間のほとんどにわたって保存されます。より小さな磁場では、長距離秩序は、コンパクトな星に関連するパラメータ空間のかなりの領域にわたって依然として保存されています。
天体物理学的に興味深い $\alpha$ 誘発反応に対する $^6$Li 漸近正規化定数の影響
| Title |
Impact_of_the_$^6$Li_asymptotic_normalization_constant_onto_$\alpha$-induced_reactions_of_astrophysical_interest |
| Authors |
Chlo\"e_Hebborn_and_Melina_L._Avila_and_Konstantinos_Kravvaris_and_Gregory_Potel_and_Sofia_Quaglioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05636 |
星内で起こるいくつかの低エネルギー核反応を研究する実験核天体物理学では、これらの関連する反応の多くは反応確率が低いため直接測定が不可能であるため、間接法が主流のアプローチとなっています。しかし、このような間接的な方法には理論的な入力が必要であり、その結果、定量化が不十分な重大な不確実性が生じる可能性があり、それが反応速度に伝播し、星の進化と元素合成プロセスの定量的な理解に大きな影響を与える可能性があります。$\alpha$誘発反応を含む2つの例、$^{13}$C($\alpha,n)^{16}$Oと$^{12}$C$(\alpha,\gamma)を紹介します。^{16}$O、低エネルギー断面積は$(^6$Li$,d)$転送データで拘束されています。このレターでは、$^6$Liの第一原理計算がどのように$^{12}$C$(\alpha,\gamma)^{16}$O断面の21%削減につながるかについて説明します。以前の見積もりに関して。この計算は、$^{13}$C$(\alpha,n)^{16}$O反応の最近の測定値間の不一致をさらに解決し、核反応の理論定式化を改善する必要性を示しています。
バイメトリックスタロビンスキーモデルについて
重力のバイメトリック理論は、標準的な無質量重力子に加えて、大質量スピン$2$粒子を記述する一般相対性理論の拡張です。この理論は、いわゆるBoulware-Deserゴーストの不在を要求することによって相互作用が制約された2つの動的計量テンソルに基づいています。物質場の量子と重力との相互作用は、二次曲率項などの標準的なアインシュタイン・ヒルベルト作用への修正を生成することがわかっています。このような2次のリッチスカラー項は、インフレ予測においてかなり堅牢であることが証明されている、いわゆるスタロビンスキーモデルに存在します。この記事では、バイメトリック理論内でのスタロビンスキーモデルの一般化を研究し、バイメトリックフレームワークのすべての一貫性要件を維持しながら、そのインフレーション動作がそのまま維持されることを発見しました。標準的なBigravityと同様に、巨大なスピン2粒子を暗黒物質として解釈することは、引き続き実行可能なシナリオです。
低緯度地域の大型電波望遠鏡で測定した電離層密度変動のスペクトル解析
| Title |
Spectral_Analysis_of_ionospheric_density_variations_measured_with_the_large_radio_telescope_in_the_Low-Latitude_region |
| Authors |
Sarvesh_Mangla_and_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05687 |
低緯度電離層は、時間的および空間的スケールで広範囲の擾乱を伴う動的領域です。低緯度地域に位置する巨大メートル波電波望遠鏡(GMRT)は、さまざまな電離層現象を検出できる能力を実証しました。全電子量(TEC)の変動を1mTECUの精度で検出でき、約$\rm7\times10^{-4}\,TECU\,km^{-1}$の精度でTEC勾配を測定できます。この論文では、以前に計算されたTEC勾配測定値のスペクトル解析について説明し、2つのバンドを使用してそれらの特性を比較することによって検証します。この解析では、中規模の進行電離層擾乱(MSTID)に関連する個々の波と、$\sim$10kmの波長までの小さな波を追跡しました。電離層は日の出時間中に予期せぬ変化が見られ、太陽が天頂に近づくにつれて波の伝播方向が変わりました。日の出時間中に赤道スプレッド\,$F$の擾乱が観察され、さらに小さな構造物が同じ方向に移動します。
観測データの拡張ベイズ解析における EOS 特徴の双方向選択による正準中性子星の経験的半径公式
中性子星(NS)の重力波とX線観測からの核状態方程式(EOS)のベイズ推論が、特にGW170817以降、大幅に進歩していることを考慮すると、半径$R_{についてのデータ駆動型で堅牢な経験式は存在するのでしょうか。特徴的なEOSパラメータ(特徴)の観点から見た正規NSの1.4}$?$R_{1.4}$を決定するための、最も重要だが現在あまり知られていないEOSパラメータは何ですか?私たちは、通常、個々のEOSパラメータの周辺事後確率分布関数(PDF)とその相関関係(または、場合によっては、変数が線形相関している場合にのみ確実に役立つピアソン相関係数のみ)を提示することで終わる伝統的なベイズ分析を拡張することによって、これらの疑問を研究します。実際にはそうでないこともよくありますが）。3つの回帰モデル構築方法論を使用します。つまり、双方向段階的特徴選択、LASSO回帰、大規模な事後EOSセットに対するニューラルネットワーク回帰と、NS観測データの以前の包括的なベイジアン分析から推定された対応する$R_{1.4}$値です。私たちは、さまざまな統計的精度と技術的な複雑さを備えた、最も可能性の高い$R_{1.4}$式を体系的かつ厳密に開発します。$R_{1.4}$を決定するための最も重要なEOSパラメータは、各特徴/モデル選択プロセスで一貫して次のように見つかります(重要度の低い順):曲率$K_{sym}$、傾き$L$、歪度$核対称性エネルギーのJ_{sym}$、歪度$J_{0}$、対称核物質の非圧縮性$K_{0}$、および飽和密度における対称性エネルギーの大きさ$E_{sym}(\rho_0)$$\rho_0$の核物質。
磁気リコネクションの現場観察を解析するための高度な方法
| Title |
Advanced_methods_for_analyzing_in-situ_observations_of_magnetic_reconnection |
| Authors |
H._Hasegawa,_M._R._Argall,_N._Aunai,_R._Bandyopadhyay,_N._Bessho,_I._J._Cohen,_R._E._Denton,_J._C._Dorelli,_J._Egedal,_S._A._Fuselier,_P._Garnier,_V._Genot,_D._B._Graham,_K._J._Hwang,_Y._V._Khotyaintsev,_D._B._Korovinskiy,_B._Lavraud,_Q._Lenouvel,_T._C._Li,_Y.-H._Liu,_B._Michotte_de_Welle,_T._K._M._Nakamura,_D._S._Payne,_S._M._Petrinec,_Y._Qi,_A._C._Rager,_P._H._Reiff,_J._M._Schroeder,_J._R._Shuster,_M._I._Sitnov,_G._K._Stephens,_M._Swisdak,_A._M._Tian,_R._B._Torbert,_K._J._Trattner,_S._Zenitani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.05867 |
太陽系における磁気リコネクションの証拠は十分にありますが、視覚化し、研究するための適切なアプローチと枠組みを決定し、その場での測定からリコネクション領域で働いている物理的プロセスを解明することは簡単な仕事ではありません。プラズマ粒子と電磁場。ここでは、宇宙における磁気リコネクションのその場観察の状況を明らかにし、イオンや電子が存在する拡散領域を検出および分析するための鍵となる、単一および複数の宇宙船のさまざまなデータ解析技術の概要を示します。消磁された。私たちは、地球の磁気圏内およびその周囲の磁気リコネクションを電子スケールで多点測定する磁気圏マルチスケールミッション時代の最近の進歩に焦点を当てています。
この研究では、初期の時点での放射線を模倣し、現在の宇宙の加速を支配する初期の暗黒エネルギーのパラメータ化を導入します。我々は、このようなパラメータ化が初期宇宙における非線形電気力学をモデル化することを示し、モデルの宇宙論的実行可能性を調査します。私たちのシナリオでは、初期のダークエネルギーは、システムのラグランジアンを変更するパラメーター$\beta$と、標準モデルの定数状態方程式からの逸脱。ベイジアン法とモジュラーソフトウェア\textsc{CosmoSIS}を使用して、プランク2018からの事前計算された尤度、原始元素合成データ、さまざまな広い銀河調査からの推定距離、およびパンテオンからのSNIaの光度距離を使用して、モデルの自由パラメーターの最適な値を見つけます。SH0ES、$\gamma_s=$0.468$\pm$0.026および$\alpha=$-0.947$\pm$0.032とは対照的に、$\Lambda$CDMでは$\gamma_s=\beta=$0があり、$\alpha$パラメータには同等のものはありません。私たちの結果は、標準的な宇宙論モデルと比較して、宇宙の構造形成がより早期であり、宇宙の年齢がより短いことを予測しています。私たちの研究の主な発見の1つは、この種の暗黒エネルギーが、宇宙論における現在進行中の緊張、ハッブル張力、およびいわゆる$\sigma_8$張力を緩和するということです。私たちのモデルによる予測値はH$_o=$70.2$です。\pm$0.9km/s/Mpcおよび$\sigma_8=$0.798$\pm$0.007。報告された値は、初期および後期(局所)宇宙観測から推定された推定値の間にあります。今後の観測により、ダークエネルギーの性質、構造形成への影響、およびそのダイナミクスが解明されるでしょう。
私たちはベクターインフレトンの場合の再加熱とレプトジェネシスを研究します。私たちは、振動背景の段階での粒子の生成、特に等方性で均質な宇宙によって課される非最小結合の存在によって引き起こされる重力生成に焦点を当てます。重力子の交換を含むプロセスを含めて、直接または異常結合を介してフェルミ粒子に崩壊するまで研究を拡張します。非最小重力結合の必要性とフェルミオンとの結合のゲージ的性質は、スカラーインフレトンよりもはるかに豊かな現象学を意味します。
| Title |
From_Vlasov-Poisson_to_Schr\"odinger-Poisson:_dark_matter_simulation_with_a_quantum_variational_time_evolution_algorithm |
| Authors |
Luca_Cappelli,_Francesco_Tacchino,_Giuseppe_Murante,_Stefano_Borgani_and_Ivano_Tavernelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06032 |
膨張する背景における自己重力による衝突のない暗黒物質(DM)流体の密度摂動の進化を記述する宇宙論的シミュレーションは、広いダイナミックレンジにわたって宇宙構造の形成を追跡するための強力なツールを提供します。最も広く採用されているアプローチは、衝突のないウラソフ・ポアソン(VP)方程式のN体離散化に基づいており、単一銀河の形成と銀河の形成を同時にカバーするために必要な広範囲のスケールをシミュレートする際に、好ましくないスケーリングによって妨げられます。最大の宇宙構造の一つ。一方、VP方程式で記述されるダイナミクスは、拡大し続けるスケール範囲をシミュレートするために必要な解像度要素(格子点および/または粒子)の数の急速な増加によって制限されます。最近の研究では、DM摂動の進化をシミュレーションするために、6次元+1(6D+1)VP問題を、より適用しやすい3D+1非線形シュルオーディンガーポアソン(SP)問題にマッピングする興味深いマッピングが示されました。量子コンピューティングを使用して時間伝播シミュレーションのスケーリングを改善する可能性を高める.この論文では、DM摂動に従うSP方程式のシミュレーションのための変分時間発展量子アルゴリズムの厳密な定式化を開発し、空間次元と解像度の関数としてのアルゴリズムのスケーリング最後に、VP方程式の解法に代わる効率的な代替手段となる可能性がある、古典的限界に向けたSPダイナミクスの遷移を調査します。
一般化された質量と地平線の関係: エントロピー宇宙論への新しいグローバルなアプローチと
\texorpdfstring{$\Lambda$}{Lambda}CDM との関係
| Title |
A_generalized_mass-to-horizon_relation:_a_new_global_approach_to_entropic_cosmologies_and_its_connection_to_\texorpdfstring{$\Lambda$}{Lambda}CDM |
| Authors |
Hussain_Gohar,_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06239 |
この手紙では、エントロピー宇宙論とホログラフィック原理シナリオの文脈で使用される、新しい一般化された質量と地平線の関係を提案します。$M=\gamma\frac{c^2}{G}L^n$として宇宙の地平線を使って質量を一般的にスケーリングすると、新しい一般化エントロピー$S_n=\gamma\frac{n}{が得られることを示します。1+n}\frac{2\pi\,k_B\,c^3}{G\,\hbar}L^{n+1}$から、最近提案された宇宙論的エントロピー形式の多くを回収できます。ブラックホールはスケールし、それぞれとホーキング温度との間に熱力学的に一貫した関係を確立します。私たちは、対応する修正フリードマン方程式、加速度方程式、連続方程式を宇宙論的データと比較することにより、この新しい質量と地平線の関係を宇宙論的スケールに導入した結果を分析します。$n=3$の場合、エントロピー宇宙論モデルは標準の$\Lambda$CDMモデルと完全かつ完全に等価であることがわかり、宇宙定数の起源と性質に対する新たな基本的な裏付けが得られます。一般に、$\log\gamma<-3$の場合、$n$の値に関係なく、$\Lambda$CDMと同等のデータとの非常に良い一致が見つかり、ベイジアンの観点からモデルは次のようになります。見分けがつかない。
