巨大ブラックホールからの重力波のレンズ効果による波動光学効果と暗黒物質サブハローの探査
| Title |
Probing_wave-optics_effects_and_dark-matter_subhalos_with_lensing_of_gravitational_waves_from_massive_black_holes |
| Authors |
Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Neha_Anil_Kumar,_Lingyuan_Ji,_Jose_M._Ezquiaga,_Roberto_Cotesta,_Emanuele_Berti,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06990 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、低周波($\sim$mHz)帯域で大質量ブラックホール連星(MBHB)から放出される重力波(GW)を検出します。ダークマター(DM)サブハローなどの低質量レンズは、これらのGWの波長に匹敵するサイズを持っています。これらのレンズを使用すると、波形の位相と振幅を変更する波動光学(WO)効果が生じます。したがって、観察可能なWO効果を伴う単一のイベントを使用して、レンズの特性を調べることができます。この論文では、まずモデルに依存しない方法でWO効果が観測される確率を計算します。LISAに関連する範囲にわたる総質量、質量比、および赤方偏移を使用して、約1000MBHBにわたってパラメーター推定を実行します。次に、MBHB集団の3つの半分析モデルを使用してレンズ化率を計算します。どちらの場合も、マージャ、リングダウン、および高次モードを含む波形モデルを使用します。私たちは2つのレンズ母集団モデルを使用します。理論ベースのPress-Schechterハロー質量関数と、SloanDigitalSkySurveyから派生した観測ベースのモデル(測定速度関数と呼ばれます)です。WO効果を検出する確率は、$1\sigma$、$3\sigma$では$\sim3\%$、$\sim1.5\%$、$\sim1\%$と同じくらい大きくなる可能性があることがわかります。信頼水準はそれぞれ$5\sigma$です。最も楽観的なMBHB人口モデルでは、同じ信頼水準で$\sim8$、$\sim4$、および$\sim3$イベントが生成されますが、より悲観的なシナリオでは、レートは$\sim0.01$まで低下します。LISAによってプローブされる最も可能性の高いレンズ質量は$(10^3,10^8)\,M_{\odot}$の範囲内にあり、最も可能性の高い赤方偏移は$(0.3,1.7)$の範囲内にあります。したがって、WO効果のLISA観察はDMサブハローを調査することができ、強いレンズ作用や他の観察を補完します。
結合スカラー場モデルによる宇宙論的緊張の緩和
| Title |
Alleviating_Cosmological_Tensions_with_a_Coupled_Scalar_Fields_Model |
| Authors |
Gang_Liu,_Zhihuan_Zhou,_Yuhao_Mu_and_Lixin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07228 |
本論文では、初期ダークエネルギー(EDE)とスカラー場のダークマター間の相互作用を調査し、ハッブル張力と$S_8$張力に対処するための結合スカラー場モデルを提案する。EDEモデルはハッブル張力を緩和することに成功しましたが、$S_8$張力を悪化させます。EDEの悪影響を軽減するために、EDEと暗黒物質の間の相互作用を導入します。具体的には、小規模な構造の成長を抑制する能力を考慮して、冷たい暗黒物質をスカラー場暗黒物質に置き換えます。\textit{Planck}2018の結果からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の温度と偏光異方性パワースペクトルデータ、6dFGS、SDSS、およびBOSSから抽出されたバリオン音響振動(BAO)測定を含む宇宙論的観測を使用して新しいモデルを制約しました。Ia型超新星のパンテオンサンプル(SNIa)、局所距離ラダーデータ(SH0ES)、およびダークエネルギー調査3年目のデータ。マルコフ連鎖モンテカルロ法を採用すると、この新しいモデルは、それぞれ$71.13$km/s/Mpcと$0.8256$に等しい$H_0$と$S_8$の最適値を生成することがわかります。$\Lambda$CDMモデルと比較すると、新しいモデルはハッブル張力を緩和しますが、それでも$S_8$張力を解決できません。ただし、EDEモデルで得られた$0.8316$の結果と比較すると、$S_8$という小さな値が得られ、EDEモデルの欠点がある程度緩和されます。
IllustrisTNG による銀河団の質量降着率
| Title |
Galaxy_cluster_mass_accretion_rates_from_IllustrisTNG |
| Authors |
Michele_Pizzardo,_Margaret_J._Geller,_Scott_J._Kenyon,_Ivana_Damjanov_and_Antonaldo_Diaferio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07398 |
私たちは、IllustrisTNG300-1の模擬銀河団メンバー銀河を使用して、観測に直接適用できる銀河団質量降着率(MAR)を測定する手法を開発しました。$M_{200c}>10^{14}$M$_\odot$および$0.01\leqz\leq1.04$の銀河の1318個のIllustrisTNGクラスターを分析します。私たちが導き出すMARは、落下領域に位置する球状の殻の質量と、落下する殻がクラスターコアに降着するまでの時間との比です。固定赤方偏移では、$M_{200c}$が$\sim1$桁増加すると、MARも同様に増加します。固定質量では、MARは$z=0.01$から$z=1.04$まで$\sim5$倍に増加します。苛性分析手法から導出されたMAR推定値は不偏であり、真の質量プロファイルに基づくMARの20%以内に収まります。この一致は、観測によるMARの導出にとって重要です。IllustrisTNGの結果は、(i)N体暗黒物質のみのシミュレーションに基づく以前のマージツリーアプローチ、および(ii)火線法に基づいて以前に決定された実際のクラスターのMARとも一致します。将来の分光および測光調査では、分光法と弱いレンズ効果の両方から得られた質量プロファイルを持つ巨大なクラスターサンプルのMARが提供されるでしょう。MARは、より高い赤方偏移にまで拡張される将来の大規模流体力学シミュレーションと組み合わせることで、大規模な銀河系の進化に関する重要な洞察を約束します。
光学的MUSE-Faintサーベイにおける矮小回転楕円体銀河からのALP暗黒物質の強固な境界
近くの矮小回転楕円体銀河は、間接的な暗黒物質(DM)信号の探索における理想的なターゲットです。この研究では、古典銀河と超淡い矮小回転楕円体の両方で構成される5つの銀河のサンプルのMUSE分光観測を分析します。目標は、2.7～5.3eVの質量範囲のアクシオン様粒子(ALP)の放射崩壊を探索することです。銀河内のDM空間分布に関連する不確実性を考慮した後、有効なALPと2光子の結合に関するロバストな限界を導き出します。それらはQCDアクシオンバンドよりもかなり下に位置し、関連する質量範囲において他のプローブの制限よりも大幅に制約が強くなります。また、陽性シグナルの存在の可能性もテストし、この分析用に選択されたチャネル、つまり、大きなバックグラウンド汚染の影響を受けていないチャネルはいずれもそのような証拠を示していないという結論に達しました。
X線クェーサーマイクロレンズ観測によるPBHの存在量に対する制約: 星以下から惑星までの質量範囲
| Title |
Constraints_on_the_Abundance_of_PBHs_from_X-ray_Quasar_Microlensing_Observations:_Substellar_to_Planetary_Mass_Range |
| Authors |
A._Esteban-Guti\'errez,_E._Mediavilla,_J._Jim\'enez-Vicente,_J._A._Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07473 |
私たちは、クェーサーマイクロレンズ効果（光学よりも小さなコンパクトな物体に敏感な）のX線観察を使用して、低質量ブラックホールの集団の存在の可能性を研究します（$\sim$$10^{-3}M_{\odot}より）レンズ銀河では$から$10^{-1}M_{\odot}$)。これらの観測結果を、星とブラックホール(BH)と滑らかな物質の成分の混合集団のマイクロレンズ倍率シミュレーションと比較します。我々は、恒星と惑星の質量の範囲における3つの異なるBH質量について、星とBHの両方の個々の質量分率を推定します。私たちのベイジアン分析は、BHの寄与は星以下の質量範囲では無視できるが、惑星質量(M$\lesssim$$10^{-3}M_{\odot}$)のBHの集団が気づかれずにX-に通過する可能性があることを示しています。光線マイクロレンズ。X線帯域のクエーサーマイクロレンズデータと、中間質量BHの光学的領域における以前の推定値の両方に基づいて、暗黒物質の割合に対するBHの寄与に新たな上限を設定し、追加の上限を$で提供します。M=3M_{\odot}$。
| Title |
Analysis_of_Unified_Galaxy_Power_Spectrum_Multipole_Measurements |
| Authors |
Jamie_Donald-McCann_and_Rafaela_Gsponer_and_Ruiyang_Zhao_and_Kazuya_Koyama_and_Florian_Beutler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07475 |
我々は、6dFGS、BOSS、およびeBOSS銀河調査からの銀河パワースペクトル多重極測定の一連の完全形状解析を提示します。これらの解析を行うために、エミュレートされた大規模構造有効場理論(EFTofLSS)モデルを使用します。私たちは、ニューラルネットワークベースのエミュレーターの加速された予測速度を利用して、宇宙論的推論パイプラインのさまざまな分析セットアップを調査します。上記の調査からの測定値を近似するように設計された、合成パワースペクトル多極子の一連の擬似フル形状解析を通じて、迷惑パラメータと制限されたモデルの複雑さに関する代替事前分布の使用により、疎外された宇宙論的制約で以前に観察されたバイアスの多くが軽減されることを実証します。EFTofLSS分析から得られます。代替事前分布は、ジェフリーの事前分布の形式をとります(Jeffreys1998)。不十分に制約された迷惑パラメータを無視することによって引き起こされるバイアスを軽減できる、非有益な事前分布。すべての合成多極子の結合解析を実行すると、周辺化された$\ln{\left(10^{10}A_s\right)}$制約と真実の間の一致レベルが向上していることがわかります。$\sim2.0\sigma$から$\sim0.42\sigma$まで。パイプラインを使用して測定された多重極子を分析すると、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の結果との一致レベルが向上していることがわかりました。$\sim2.4\sigma$から$\sim0.5\sigma$まで。したがって、上記の分光銀河調査データセットはCMBから得られた制約と一致すると結論付けます。
正確かつ効率的な光偏心交通モデリング
| Title |
Accurate_and_efficient_photo-eccentric_transit_modeling |
| Authors |
Mason_G._MacDougall,_Gregory_J._Gilbert,_Erik_A._Petigura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07070 |
惑星の軌道離心率は、システムの現在の動的状態を理解するための基礎であり、その形成の歴史の名残です。これらのサンプルの巨大さと惑星系の多様性を考慮すると、ケプラー惑星とTESS惑星の離心率を測定することには高い科学的価値があります。ただし、ケプラーとTESSの光曲線では、通常、惑星と恒星の半径比$r$、公転周期$P$、および通過中点$t_0$の確実な決定のみが可能です。衝突パラメータ$b$、離心率$e$、ペリアストロンの引数$\omega$を含む他の3つの軌道特性は、すべて単一の観測物、つまりトランジットに対する微妙な効果を通じて光曲線にエンコードされているため、測定がより困難です。期間$T_{14}$。Gilbert,MacDougall,&Petigura(2022)では、5パラメーターの通過記述$\{P,t_0,r,b,T_{14}\}$が$r$と$b$の不偏測定値を自然に生成することを示しました。。ここでは、以前の研究に基づいて、$e$と$\omega$を測定するための正確かつ効率的な処方箋を紹介します。私たちは、一連の注入と回復の実験を通じてこのアプローチを検証します。私たちの方法は、離心率ベクトルと平均恒星密度に明示的に適合する7パラメーターの通過記述$\{P,t_0,r,b,\rho_\star,e,\omega\}$を使用する以前のアプローチと一致します。5パラメーター法は7パラメーター法よりも単純で、更新された事前分布と更新された恒星特性に対応するために事後サンプルを(重要度サンプリングを介して)迅速に再重み付けできるという点で「将来性」があります。したがって、この方法は、生の測光の高価な再分析の必要性を回避し、交通調査からの大規模な離心の母集団分析に向けた合理化されたパスを提供します。
| Title |
The_Collisional_Evolution_of_the_Primordial_Kuiper_Belt,_Its_Destabilized_Population,_and_the_Trojan_Asteroids |
| Authors |
William_Bottke,_David_Vokrouhlicky,_Raphael_Marshall,_David_Nesvorny,_Alessandro_Morbidelli,_Rogerio_Deienno,_Simone_Marchi,_Luke_Dones,_Harold_Levison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07089 |
太陽系外縁進化の激動の初期時代は、海王星が原始カイパーベルト（PKB）を移動し、巨大惑星間に力学的不安定性を引き起こしたときに頂点に達した。この出来事は、PKBの約99.9%（ここでは不安定化した住民と呼ぶ）の追放、巨大惑星衛星への激しい砲撃、そして木星のトロイの木馬の捕獲につながった。このシナリオは力学モデルを使用して広くテストされてきましたが、PKB、その不安定化した集団、およびトロイの木馬がどのように衝突進化を経験したかについての調査はほとんど行われていません。ここでは、コードBoulderを使用して3つの母集団すべてについてこの問題を調べました。私たちの制約には、トロヤ群小惑星と巨大惑星衛星上のクレーターのサイズ周波数分布(SFD)が含まれていました。この組み合わせを使用して、これらの集団の身体に影響を与える未知の混乱の法則を解決しました。質量あたりの衝撃エネルギーの観点から見ると、最も弱いものは直径20mでした。全体として、衝突進化により、数キロメートルにわたるトロイの木馬ではべき乗則のような形状が生成され、PKBおよび不安定化した個体群では波状のSFDが生成されます。後者は、(i)巨大惑星衛星で観察された古代および若いクレーターSFDの形状、(ii)異なる程度の衝突進化を経験した木星族および長周期彗星のSFDの形状、および(iii)を説明できます。)現在の木星への超弾丸と土星の環へのより小さな飛翔体の衝突頻度。私たちのモデルの結果は、観測された多くの彗星（そのほとんどが直径10km未満）が、大規模な衝突イベントによって形成された重力集合体である可能性が高いことも示しています。
金属が豊富な初期M星を周回する巨大な高温木星がTESSのフルフレーム画像で発見された
| Title |
A_massive_hot_Jupiter_orbiting_a_metal-rich_early-M_star_discovered_in_the_TESS_full_frame_images |
| Authors |
Tianjun_Gan,_Charles_Cadieux,_Farbod_Jahandar,_Allona_Vazan,_Sharon_X._Wang,_Shude_Mao,_D._N._C._Lin,_\'Etienne_Artigau,_Neil_J._Cook,_Ren\'e_Doyon,_Andrew_W._Mann,_Keivan_G._Stassun,_Steve_B._Howell,_Karen_A._Collins,_Khalid_Barkaoui,_Avi_Shporer,_Jerome_de_Leon,_Luc_Arnold,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Artem_Burdanov,_David_Charbonneau,_Georgina_Dransfield,_Akihiko_Fukui,_Elise_Furlan,_Micha\"el_Gillon,_Matthew_J._Hooton,_Hannah_M._Lewis,_Colin_Littlefield,_Ismael_Mireles,_Norio_Narita,_Chris_W._Ormel,_Samuel_N._Quinn,_Ramotholo_Sefako,_Mathilde_Timmermans,_Michael_Vezie,_Julien_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07329 |
観測と統計研究は、太陽のような恒星と比較して、M型矮星の周囲には巨大な惑星がまれであることを示しています。これらの極端なシステムの形成メカニズムは、数十年にわたって議論され続けています。TESSミッションと地上での追跡観測の助けを借りて、我々は、半径$1.22\pm0.04\R_J$で、これまでに知られているM矮星の周りで最も重くて密度の高いホットジュピターであるTOI-4201bの発見を報告します。質量は$2.48\pm0.09\M_J$で、M矮星の周りにある他の巨大惑星の約5倍です。また、このような系の中で惑星と恒星の質量比($q\sim4\times10^{-3}$)が最も高くなります。主星は、質量$0.61\pm0.02\M_{\odot}$、半径$0.63\pm0.02\R_{\odot}$の初期M矮星です。かなりの超太陽鉄が豊富に含まれています([Fe/H]=$0.52\pm0.08$dex)。しかし、内部構造モデリングは、その惑星TOI-4201bが金属に乏しいことを示唆しており、追加のエネルギー源によって惑星が膨張しない限り、恒星と惑星の金属量の古典的な核と降着の相関関係に疑問を投げかけている。この惑星の検出に基づいて、G/M矮星の周りの高温/温暖木星という4つの惑星グループの恒星の金属量分布を比較します。高温/暖かい木星は、G型星の周囲で同様の金属量依存性を示すことがわかりました。M矮星主星の場合、高温木星の発生は鉄の存在量とより強い相関関係を示しますが、暖かい木星はより弱い優先性を示し、異なる形成履歴の可能性を示しています。
多周波数アルマ望遠鏡観測による ISO-Oph2 の方位角温度変化
| Title |
Azimuthal_temperature_variations_in_ISO-Oph2_from_multi-frequency_ALMA_observations |
| Authors |
Simon_Casassus,_Lucas_Cieza,_Miguel_C\'arcamo,_\'Alvaro_Ribas,_Valentin_Christiaens,_Abigali_Rodr\'iguez-Jim\'enez,_Carla_Arce-Tord,_Trisha_Bhowmik,_Prachi_Chavan,_Camilo_Gonz\'alez-Ruilova,_Rafael_Mart\'inez-Brunner,_Valeria_Guidotti,_Mauricio_Leiva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07416 |
恒星のフライバイや外部放射線などの環境の影響は、星団形成における原始惑星系円盤の進化に影響を与えると考えられています。ISO-Oph2連星の225GHzでの以前のアルマ望遠鏡画像では、おそらく二次星とのフライバイの可能性が原因で、主星の円盤に特異な形態が明らかになりました。今回我々は、このシステムの97.5GHz、145GHz、405GHzでの新しいALMA連続体観測について報告し、強い形態学的変動を明らかにした。多周波数の位置調整により、これらのスペクトルの変化を根底にある物理的条件の観点から解釈することができます。ISO-Oph2Aは、すべての周波数においてリングの重心から著しくオフセットされており、円盤は重力相互作用を示すように偏っています。しかし、塵の温度は方位角でも変化しており、へびつかい座群の最も初期型の星であるHD147889と方向がつながっている2つのピークがあり、それが支配的な熱源であることを示唆しています。ISO-Oph2の恒星環境は、その密度構造と熱バランスの両方を推進しているようです。SimonCasassus、LucasCieza、MiguelC\'arcamo、\'AlvaroRibas、ValentinChristiaens、AbigaliRodr\'iguez-Jim\'enez、カーラ・アルセ＝トール、トリシャ・ボーミク、プラチ・チャヴァン、カミロ・ゴンズ＝アレス＝ルイロワ、ラファエル・マート＝イネス＝ブルナー、ヴァレリア・グイドッティ、マウリシオ・レイバ
深宇宙ミッションの輸送ソリューションとしてアップグレード版の接近機動装置を使用する
| Title |
Using_Upgraded_Versions_Of_Close_Approach_Maneuvers_As_Transportation_Solutions_For_Deep_Space_Missions |
| Authors |
Antonio_F._B._A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07498 |
重力支援操縦は、深宇宙ミッションでの燃料消費量を削減する技術として数十年にわたって使用されてきました。それは外部太陽系への扉を開きました。文献には、これらの結果と、この操縦の新しいバージョンが示されています。これには、次のものが含まれます。高推力または低推力の両方で、推進力と接近接近を組み合わせた使用。宇宙船の軌道を変えるのに役立つ惑星の大気中を通過すること。テザーを使用して宇宙船の速度の変化を増加させます。これらすべての新しいバージョンは、機動によって与えられるエネルギーのバリエーションを増やし、この技術なしでは不可能だったミッションを可能にするという目標を持っています。
静止テザー集光型太陽光発電衛星システムの非平面構成の戦略
| Title |
Strategies_For_Non-Planar_Configurations_Of_Geostationary_Tethered_Collecting_Solar_Power_Satellite_Systems |
| Authors |
F._J._T._Salazara,_A._F._B._A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07500 |
暗闇の時間帯に追加の太陽エネルギーを収集し、昼夜サイクルによる限られた地上太陽光発電を克服するために、静止固定集光太陽光発電衛星システムの概念がここ数年、数人の著者によって提案されてきました。このテザーシステムは、2つの物体をリンクするために使用される長いテザーで構成されています。太陽エネルギーを収集する機能を備えた1つの大きなパネルと、地球を指すマイクロ波送信衛星です。このようにして、太陽エネルギーは宇宙から直接収集され、地球上の任意の地点にビームで戻されます。パネルとマイクロ波送信衛星が静止軌道上に配置されるときの平面構成は、通常、地球の周囲に係留されたシステムを維持するために研究されてきました。ただし、この構成は、パネルとマイクロ波送信衛星がすべての静止衛星とまったく同じ軌道面で地球を周回する必要があることを意味します。
Galaxy-Halo 関係をモデル化するための正規化フローの階層
| Title |
A_Hierarchy_of_Normalizing_Flows_for_Modelling_the_Galaxy-Halo_Relationship |
| Authors |
Christopher_C._Lovell,_Sultan_Hassan,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Greg_Bryan,_Giulio_Fabbian,_Shy_Genel,_ChangHoon_Hahn,_Kartheik_Iyer,_James_Kwon,_Natal\'i_de_Santi,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06967 |
宇宙論と天体物理学のパラメータの両方を変化させる一連の流体力学シミュレーションである、MachinELearningSimulations(CAMELS)プロジェクトから取得した銀河の大規模なサンプルを使用して、さまざまな銀河とハローの確率をマッピングするための正規化フロー(NF)をトレーニングします。天体物理学的および宇宙論的なパラメーターに基づいて条件付けされる特性。学習した条件関係を活用することで、迷惑パラメータに対する単純な疎外を可能にしながら、幅広い興味深い質問を調査できます。このモデルを条件パラメータの任意の値の生成モデルとして使用する方法を示します。私たちはハロー質量と一致する銀河特性を生成し、ハロー質量関数と多くの銀河スケーリング関係および分布関数の実現を生成します。このモデルは、銀河とハローの関係をモデル化するためのユニークで柔軟なアプローチを表しています。
さまざまな環境における連星の進化: フィラメント状、フラクタル、ハロー、および潮汐尾クラスター
| Title |
Binary_Star_Evolution_in_Different_Environments:_Filamentary,_Fractal,_Halo_and_Tidal-tail_Clusters |
| Authors |
Xiaoying_Pang_(1_and_2),_Yifan_Wang_(1),_Shih-Yun_Tang_(3_and_4),_Yicheng_Rui_(5_and_6),_Jing_Bai_(1),_Chengyuan_Li_(7_ans_8),_Fabo_Feng_(5_and_6),_M.B.N._Kouwenhoven_(1),_Wen-Ping_Chen_(9),_and_Rwei-ju_Chuang_(10)_((1)_Department_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Astrophysics,_Shanghai_Normal_University,_(3)_Lowell_Observatory,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Rice_University,_(5)_Tsung-Dao_Lee_Institute,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(6)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_(7)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Sun_Yat-sen_University,_(8)_CSST_Science_Center_for_the_Guangdong-Hong_Kong-Macau_Greater_Bay_Area,_(9)_Institute_of_Astronomy,_National_Central_University,_Fu-Jen_Catholic_University,_Institute_of_Applied_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06992 |
GaiaDR3データに基づく以前の研究(Pangetal.2021a,b,2022b;Lietal.2021)からの85個の散開星団のメンバーシップを使用して、質量比q>の系の色振幅図でバイナリ候補を特定します。0.4。Gaiaの角度分解能の制限により、バイナリ分数はさまざまな距離での不完全性が補正されます。クラスターの年齢が増加するにつれてバイナリの割合が減少し、かなりのばらつきが見られます。総質量が200$M_\odot$を超えるクラスターの場合、バイナリの分数はクラスターの質量とは無関係です。連星部分は星の密度に強く依存します。4種類のクラスター環境の中で、最も密度の低いフィラメント状およびフラクタル状の恒星グループは、平均二成分率が最も高く、それぞれ23.6%と23.2%でした。潮汐尾クラスターの平均バイナリ比率は20.8%で、最も密度の高いハロー型クラスターでは14.8%と最も低くなります。私たちは、星団サンプル中に連星が初期に崩壊したことを示す明らかな証拠を発見しました。動径バイナリフラクションは、4種類の環境すべてにわたるクラスター中心距離に強く依存し、バイナリフラクションの最小値は半質量半径$r_h$内にあり、数$r_h$に向かって増加します。標的クラスターでは質量分離のヒントのみが見つかります。観察された質量分離の量は、ターゲットクラスター内で全体的な効果を生成するほど重要ではありません。未解決の連星系(一次質量1$M_\odot$を仮定)の1D接線速度の偏りを評価します。これは0.1-1$\,\rmkm\,s^{-1}$です。ガイアの固有運動を使用して内部星団の運動学を特徴付けるには、さらなる研究が必要です。
サイズ - 公開 $JWST$ フィールドの $z\geq3$ における静止銀河の星の質量関係と形態
| Title |
Size_-_Stellar_Mass_Relation_and_Morphology_of_Quiescent_Galaxies_at_$z\geq3$_in_Public_$JWST$_Fields |
| Authors |
Kei_Ito,_Francesco_Valentino,_Gabriel_Brammer,_Andreas_L._Faisst,_Steven_Gillman,_Carlos_Gomez-Guijarro,_Katriona_M._L._Gould,_Kasper_E._Heintz,_Olivier_Ilbert,_Christian_Kragh_Jespersen,_Vasily_Kokorev,_Mariko_Kubo,_Georgios_E._Magdis,_Conor_McPartland,_Masato_Onodera,_Francesca_Rizzo,_Masayuki_Tanaka,_Sune_Toft,_Aswin_P._Vijayan,_John_R._Weaver,_Katherine_E._Whitaker,_Lillian_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06994 |
$JWST$に搭載された近赤外線カメラ(NIRCam)を用いて、$z\geq3$の静止銀河の静止系光学形態を体系的に研究した結果を紹介します。$UVJ$カラーまたは$NUVUVJ$カラーで選択されたサンプルに基づいて、$9.8<\log{(M_\star/M_\odot)}<11.4$、$2.8<z_{\rmphot}の26個の静止銀河に焦点を当てます。公開されている$JWST$データでは<4.6$。それらのサイズは、S\'ersicプロファイルを利用可能なすべてのNIRCam画像に適合させることによって制限されます。観察された波長とサンプルのサイズの間に負の相関関係が見られ、この傾向を考慮して静止フレーム$0.5\,{\rm\mum}$でのサイズを導き出します。私たちの静止銀河は、静止系$0.5\,{\rm\mum}$のサイズと$z\geq3$の星の質量との間に有意な相関関係を示しています。$\log{(M_\star/M_\odot)}>10.3$でのそれらの分析的適合は、私たちのサイズと恒星の質量の関係が、$\sim0.6\の振幅で、より低い赤方偏移での関係よりも低いことを意味します。$M_\star=5\times10^{10}\、M_\odot$での\rmkpc}$。この値は文献の$z<3$における静止銀河のサイズ進化からの外挿と一致しており、静止銀河のサイズが$z\sim3-5$から単調増加することを意味しています。私たちのサンプルは主に、中央値S\'ersic指数と軸比$n\sim3-4$および$q\sim0.6-0.8$に従って、バルジ状の構造を持つ銀河で構成されています。一方で、セルシック指数の低い銀河の割合が増加する傾向があり、$3<z<5$が、非常に注目すべき円盤状の消光銀河の一部による形態変化の開始時期である可能性があることを示唆しています。
NeutralUniverseMachine: 宇宙における HI および H$_2$ ガスの進化の経験的モデル
| Title |
NeutralUniverseMachine:_An_Empirical_Model_for_the_Evolution_of_HI_and_H$_2$_Gas_in_the_Universe |
| Authors |
Hong_Guo,_Jing_Wang,_Michael_G._Jones,_and_Peter_Behroozi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07078 |
宇宙内の冷たいガスの含有量を正確にモデル化することは、現在の理論モデルにとって困難です。我々は、UniverseMachineカタログに基づいて、HIおよびH$_2$ガスと暗黒物質ハローの進化のための新しい経験的モデルNeutralUniverseMachineを提案します。$z\sim0$で観測されたHIおよびH$_2$の質量関数、分子対原子比、HIとハローの質量関係、HI/H$_2$と星の質量関係を正確に記述することができます。$0<z<6$における宇宙ガス密度$\rho_{\rmHI}$と$\rho_{\rmH_2}$の進化。我々のモデルからの予測には以下が含まれます:(i)$0<z<3$ではHI質量関数の発展は弱いですが、H$_2$質量関数の発展は大質量端でははるかに強力です。(ii)星形成銀河では$z=3$であるため、所定の恒星質量における平均HIおよびH$_2$質量は約1dex減少しますが、クエンチ銀河の進化ははるかに弱いです。(iii)星形成銀河のHI減少時間$\tau_{\rmHI}$は0.1Gyrから10Gyrまで変化しており、$\tau_{\rmHI}$の星の質量と赤方偏移への依存性は、星形成銀河のHI減少時間$\tau_{\rmHI}$よりもはるかに強いH$_2$の枯渇時間のもの。消滅した銀河は、ガスの枯渇時間がはるかに長く、赤方偏移の進行が弱い。(iv)銀河に関連する宇宙バリオン密度は、$z<1.2$では恒星によって支配され、より高い赤方偏移では主にHIガスによって寄与される。(v)$0<z<3$では、HIバイアスは赤方偏移とともに0.69から2.33まで徐々に増加し、最近のHI強度マッピング実験と一致しています。
星が整列するとき: 銀河の中心にある惑星状星雲の長軸の 5 {\sigma} の一致
| Title |
When_the_Stars_Align:_A_5_{\sigma}_Concordance_of_Planetary_Nebulae_Major_Axes_in_the_Centre_of_our_Galaxy |
| Authors |
Shuyu_Tan,_Quentin_A._Parker,_Albert_A._Zijlstra,_Andreas_Ritter,_and_Bryan_Rees |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07140 |
われわれは、短周期連星の存在する、または存在すると推測されるバルジ「惑星状星雲」（PNe）の一部について、5{\sigma}重要な銀河面にほぼ平行な顕著な長軸配列の観察を報告する。ほぼ全員が双極性障害です。より一般的なバルジPNeについて以前に報告されたはるかに弱い統計的整合性の原因となるのは、この特定のPNe集団のみです。これは、この非常に特殊なPNeサンプルに関して、おそらく宇宙論的に重要な期間にわたって、銀河系の中心で測定可能なパラメータに作用する永続的で組織化されたプロセスの明らかな証拠です。安定した磁場は、最終的なPNeの観察された長軸の向きによって明らかになっているように、複数の連星の軌道に影響を与える可能性のある唯一のメカニズムであると現在考えられています。例は、その形成履歴と連星前駆体の質量範囲によって決定される速度で、現在のバルジ惑星状星雲集団に供給されます。
Hyper Suprime-Cam I を使用した超拡散銀河 (UDG): 昏睡銀河団 UDG の改訂カタログ
| Title |
Ultra-Diffuse_Galaxies_(UDGs)_with_Hyper_Suprime-Cam_I:_Revised_Catalog_of_Coma_Cluster_UDGs |
| Authors |
Jose_Miguel_Bautista,_Jin_Koda,_Masafumi_Yagi,_Yutaka_Komiyama,_and_Hitomi_Yamanoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07141 |
これは、銀河団内の超拡散銀河(UDG)の特性に関する一連の論文の最初のものです。すばる望遠鏡のHyperSuprime-Cam(HSC)で取得した\textit{g}バンドと\textit{r}バンドの画像を使用して、コマ星団内のUDGの最新カタログを提示します。私たちは、ハローや背景銀河などの汚染物体が存在する場合でもUDGを見つける方法を開発します。この研究は、昏睡銀河団の約半分の領域をカバーした以前の研究を拡張したものです。HSCの観測は、ビリアル半径までおよびそれを超えて(以前の研究よりも2倍大きい領域)コマ星団全体をカバーし、UDGの数($r_{\rmeff,r}\geq1.5$kpc)とそれ以下の数を2倍に増やしました。UDG($1.0\leqr_{\rmeff,r}<1.5$kpc)はそれぞれ774と729です。新しいUDGは、以前の研究のものと一致する内部特性(たとえば、約1のS\'ersicインデックス)を示し、クラスター全体に分布しており、クラスター中心の周囲に集中しています。クラスター全体のカバー範囲では、クラスターの中心に沿って東から南西の方向に向かって過剰に分布していることが明らかになりました。そこでは、コーマが大規模な構造に接続しており、既知の下部構造が存在します(NGC4839サブグループ)。コーマ周囲の大規模構造に沿ったUDG分布の位置合わせは、それらのほとんどがコーマクラスターとNGC4839サブグループの距離にあるという解釈を裏付けています。
迅速な ASKAP 連続体調査 III: 銀河系外のソースのカットアウトにおけるスペクトルと偏光 (SPICE-RACS) の最初のデータ公開
| Title |
The_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey_III:_Spectra_and_Polarisation_In_Cutouts_of_Extragalactic_Sources_(SPICE-RACS)_First_Data_Release |
| Authors |
Alec_J.M._Thomson,_David_McConnell,_Emil_Lenc,_Timothy_J_Galvin,_Lawrence_Rudnick,_George_Heald,_Catherine_L._Hale,_Stefan_W._Duchesne,_Craig_S._Anderson,_Ettore_Carretti,_Christoph_Federrath,_B._M._Gaensler,_Lisa_Harvey-Smith,_Marijke_Haverkorn,_Aidan_W._Hotan,_Yik_Ki_Ma,_Tara_Murphy,_N._M._McClure-Griffith,_Vanessa_A._Moss,_Shane_P._O'Sullivan,_Wasim_Raja,_Amit_Seta,_Cameron_L._Van_Eck,_Jennifer_L._West,_Matthew_T._Whiting,_Mark_H._Wieringa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07207 |
オーストラリアンSKAパスファインダー(ASKAP)電波望遠鏡は、887.5MHzで南天全体の調査を実施しました。ローバンドRapidASKAPContinuumSurvey(RACS-low)によって提供される広いエリア、高い角度解像度、広帯域幅により、南天全体にわたる次世代の回転測定(RM)グリッドの生成が可能になります。ここでは、このプロジェクトをRACS(SPICE-RACS)の銀河系外ソースのカットアウトにおけるスペクトルと偏光として紹介します。最初のデータリリースでは、ストークス$I$、$Q$、$U$の30RACS-lowフィールドを25インチの角度解像度、1MHzのスペクトル解像度で744～1032MHzにわたって画像化しました。特注の高度に並列化されたソフトウェアパイプラインを使用することで、広範囲の分光偏光分析ASKAP観測を迅速に処理できます。特に、総強度で検出された\nコンポーネント\無線コンポーネントの偏波特性を評価するために、「切手」の切り抜きを使用しています。ストークス$Q$および$U$画像のrmsノイズは約80$\mu$Jy/PSFであることがわかり、機器の偏光漏れを補正することで、ほとんどの領域で偏光率が1%を超えるコンポーネントの特性を評価できるようになりました。視野。弊社では、~1300deg^2のエリアにわたる\nrms\RM測定値を含むブロードバンド偏波無線コンポーネントカタログを作成しています。RMの平均誤差は1.6+1.1-1.0rad/m^2、平均直線偏波率は3.4+3.0です。-1.6%。偏光信号対雑音比が$>8$であり、偏光率が推定した偏光漏れを上回っており、ストークス$I$スペクトルが信頼性の高いモデルを持っているという条件を使用して、このコンポーネントのサブセットを決定します。当社のカタログの面密度は$4\pm2$RMs/deg^2です。以前の最先端技術に比べて$\sim4$倍増加しました(Tayloretal.2009)。つまり、RACS低空エリアのわずか3%を使用して、これまでで3番目に大きいRMカタログを作成したことになります。このカタログは学習に幅広く応用できます...
星の流れのねじれと銀河の重力源の全体的な形状
| Title |
The_torsion_of_stellar_streams_and_the_overall_shape_of_galactic_gravity's_source |
| Authors |
Adriana_Bariego-Quintana,_Felipe_J._Llanes-Estrada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07402 |
平坦な回転曲線v(r)は、伸長した(伸長した)ダークマター(DM)分布によって自然に説明され、SPARCデータベースに競合的な適合を提供しました。ハローの形状をさらに調べるには、面外の観測物が必要です。星流は詩的に飛行機雲に似ているが、衛星矮小銀河のような大規模な基礎構造の潮汐分散によって引き起こされ、DMハロー重力場が球対称であれば平面上に横たわるだろう。私たちは、微分曲線幾何学における平面性からの偏差を測定する局所観測値である星流のねじれを確立することを目指しています。私たちは、潮汐によって歪んだ星団の小規模シミュレーションを実行して、実際に中心の力の中心が無視できるほどのねじれを生成することを確認しました。観測データに目を向けると、既知の流れの中で、銀河中心からの距離が最も大きく、マゼラン雲の影響を受けていない可能性が高いものを、研究に最も有望なものとして特定し、多項式フィッティングによってそれらの差分ねじれを抽出します。天の川銀河のDMハローの大部分に対して敏感であるはずのいくつかの既知の流れのねじれが、中央の球状球だけで予想されるよりもはるかに大きいことがわかりました。これはハローの非球形性と一致しています。銀河面のさらに外側で、より大きなサンプルを使用した星流のねじれの将来の研究では、ハローの楕円率を抽出して、それが球形のわずかな歪みにすぎないのか、それともより細長い葉巻に似ているのかを確認できるはずです。
NGC 5904 (M5) の潮汐尾の二面性
天の川銀河球状星団の潮汐尾に属する星の接線方向速度分散は、その球状星団が形成された低質量矮銀河暗黒物質サブハローのコアプロファイルと尖ったプロファイルを区別するパラメータであることが最近N体シミュレーションから判明した。そして現場形成シナリオ。これに関連して、我々は、M5の潮汐尾が2つの異なる金属量領域([Fe/H]~-1.4dexおよび-2.0dex)の星によって構成されていることを発見しました。より金属が豊富な潮汐尾星は、M5の星団と同じ金属含有量であり、接線速度分散が尖頭形成シナリオ(サブハロー質量$\sim$10$^9$M$_{)の予測値と一致します。\odot}$)。M5の潮汐尾全体に沿って見つかり、M5の色等級図や軌道軌道においてより金属が豊富な対応星と同様の分布を持つ、より金属に乏しい星は、有核サブハローを指す接線速度分散を持っています(質量$\sim$10$^9$M$_{\odot}$)または現場形成シナリオ。運動学と化学において、M5潮汐尾星の二重分布を調和させるために、M5が天の川銀河に降着する前後のいずれかの時点で、より金属が少なく、より質量の少ない別の球状星団と衝突したと我々は提案する。
超コンパクトな H II 領域の環境。 I.G345.0061+01.794 B
| Title |
The_environments_of_hyper-compact_H_II_regions._I._G345.0061+01.794_B |
| Authors |
Toktarkhan_Komesh,_Guido_Garay,_Aruzhan_Omar,_Robert_Estalella,_Zhandos_Assembay,_Dalei_Li,_Andr\'es_Guzm\'an,_Jarken_Esimbek,_Jiasheng_Huang,_Yuxin_He,_Nazgul_Alimgazinova,_Meiramgul_Kyzgarina,_Nurman_Zhumabay_and_Arailym_Manapbayeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07459 |
我々は、バンド6のアタカマ大型ミリ波アレイを使用して、CH3CNおよびSO2の高励起分子線と、G345.0061+01.794BHCHII領域に向かうH29a無線組換え線の高角度分解能観察を報告します。周囲の物理的および運動学的特性を調査します。発光は、CH3CNのJ=14-13回転ラダーの観測されたすべての成分と、CH3CNの30(4,26)-30(3,27)および32(4,28)-32(3,29)ラインで検出されました。SO2。速度積分分子発光のピークは、連続体発光のピークの北西に\sim0.4"に位置します。一次モーメント画像とチャネルマップは、1.1kms-1arcsec-1の速度勾配を示しています。我々は、回転温度がピーク位置の230ケルビンからその端の137ケルビンまで低下することを導き出し、これは、我々の分子観察が高温の分子を調査していることを示しています。H29a線の放射は、サイズが0.65インチの領域から発生し、そのピークは塵連続体のピークと一致し、中心速度は-18.1pm0.9kms-1、幅は(FWHM)33.7pm2.3kms-1。我々は、落下運動による「中心の青点」特徴の運動学的特性をモデル化し、126.0pm8.7M_sunの中心質量を導き出しました。我々の観察によれば、このHCHII領域は高温分子ガスの緻密な構造に囲まれており、このガスが回転して中心質量に向かって落下しており、これがイオン化領域を閉じ込めている可能性が高いと考えられます。
反復性 X 線過渡現象における極端なブラック ホール XTE J2012+381
| Title |
An_Extreme_Black_Hole_in_the_Recurrent_X-ray_Transient_XTE_J2012+381 |
| Authors |
Paul_A._Draghis,_Jon_M._Miller,_McKinley_C._Brumback,_Andrew_C._Fabian,_John_A._Tomsick,_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06988 |
ブラックホール候補XTEJ2012+381は、2022年末にバーストを起こしました。私たちは、バースト中の発生源の105件のNICER観測と2件のNuSTAR観測を分析しました。$M\sim10M_\odot$ブラックホールのNuSTAR観測は、相対論的円盤反射の明らかな兆候を示しており、これをモデル化して$a=0.988^{+0.008}_{-0.030}$のBHスピンと、$\theta=68^{+6}_{-11}$度($1\sigma$統計誤差)。私たちの分析では、一連のモデルをテストし、NuSTARスペクトルのみをフィッティングした場合とNICERを同時にフィッティングした場合の効果を調べます。基礎となる連続体放射が適切に考慮されている場合、反射放射は複数のモデルによって同様に特徴付けられることがわかります。円盤風を示唆する吸収線の存在を調査するために、52のNICERスペクトルを組み合わせて実効露光190ksのスペクトルを取得しましたが、結果として得られた特徴は統計的に有意ではありませんでした。X線連星系における全体的なBHスピン分布に関連したこの測定の意味について議論します。
NGC 4214 の短周期食大質量 X 線連星について
NGC4214の発光(L_{X}~10^{39}erg/s)X線連星CXOUJ121538.2+361921の研究結果を紹介します。これは既知の中で最も短い高質量X線連星です。公転周期。チャンドラのデータを使用すると、食周期が約13,000秒(3.6時間)、食持続時間が約2000秒であることが確認されました。このことから、質量比M_2/M_1>~3、星の密度は約6gcm^{-3}と推定され、これはドナーがWolf-Rayet星か剥ぎ取られたヘリウム星であるに違いないことを示唆している。Eclipseの出力は、入力よりも一貫してはるかに遅くなります。これは、コンパクトな天体の前方（弓の衝撃の場合に予想される）、またはドナー星の後ろにある（ドナーの影の側から吹き出される影の風の場合に予想される）、より高密度のガスによって説明できます。出口中にフラックスが変化してもX線スペクトルの形状に変化はなく、これは不透明な塊によってX線源が部分的に覆われている可能性が高いこと、または高度にイオン化された媒体内の電子散乱によって支配された灰色の不透明性を示唆しています。ハッブル画像から光学的に対応するものを特定します。~5500Angの青方向の測光は、Wolf-Rayetと一致する、明るい(M_{B}=-3.6+/-0.3等、もっともらしい減光の範囲)、熱い(T=90,000+/-30,000K)発光体を示します。シナリオ。また、明るい(M_{I}~-5.2等)、冷たい(T=2700+/-300K)成分もあり、これは照射された周連星盤、または同じ線に沿った無関係な漸近巨大分枝星の偶然の投影と一致します。視覚の。
FRB 20201124A の主銀河における不明瞭な星形成のマッピング
| Title |
Mapping_Obscured_Star_Formation_in_the_Host_Galaxy_of_FRB_20201124A |
| Authors |
Yuxin_Dong_(Northwestern/CIERA),_Tarraneh_Eftekhari,_Wen-fai_Fong,_Adam_T._Deller,_Alexandra_G._Mannings,_Sunil_Simha,_Navin_Sridhar,_Marc_Rafelski,_Alexa_C._Gordon,_Shivani_Bhandari,_Cherie_K._Day,_Kasper_E._Heintz,_Jason_W.T._Hessels,_Joel_Leja,_Clancy_W._James,_Charles_D._Kilpatrick,_Elizabeth_K._Mahony,_Benito_Marcote,_Ben_Margalit,_Kenzie_Nimmo,_J._Xavier_Prochaska,_Alicia_Rouco_Escorial,_Stuart_D._Ryder,_Genevieve_Schroeder,_Ryan_M._Shannon,_and_Nicolas_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06995 |
私たちは、高解像度1.5～6GHzのカールG.ジャンスキー超大型アレイ(VLA)と、非常に活発な繰り返し高速電波の$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$($\textit{HST}$)の光学および赤外線観測を紹介します。バースト(FRB)FRB$\,$20201124Aとその棒渦巻ホスト銀河。私たちは、ホスト内での星形成の位置と形態を拘束し、FRB$\,$20201124Aと一致する持続性電波源(PRS)を検索します。私たちはすべての周波数帯域にわたる電波放射の形態を解析し、星形成率SFR$\約8.9\,M_{\odot}$yr$^{-1}$($\約4-6$の係数)を測定します。光学的に推定されたSFRよりも大きく、ホスト全体で塵に隠された星形成が実証されました。電波放射を持つすべての既知のFRBホストのサンプルと比較すると、FRB$\,$20201124Aのホストは最も顕著に不明瞭な星形成を示します。${\itHST}$の観測では、FRBがバーまたはスパイラルアームからオフセットしていることが示されていますが、電波放射はFRBの位置まで広がっています。私たちは、FRBの祖先が$\textit{insitu}$(例えば、大質量星の爆発によって誕生したマグネター中央エンジン)を形成した可能性があると提案します。FRB$\,$20201124Aの祖先が、例えば暴走大質量星を介して宿主の中央棒から移動した可能性は低いものの、依然としてもっともらしいです。さらに、$L_{\rm6.0\GHz}$$\lesssim$2.6$\times$$10^{27}$ergs$^{-1}のFRB位置での推定PRSの光度に制限を設けます。$Hz$^{-1}$、これまで知られているどのPRSよりも2桁低い。ただし、この制限は、マグネターの一定のエネルギー注入率と各モデルの年齢をそれぞれ$\gtrsim10^{5}$年と仮定した場合、マグネター星雲と超星雲の両方のモデルと依然として概ね一致しています。
SGR J1935+2154 からの X 線バーストの最小変動タイムスケール
| Title |
The_Minimum_Variation_Timescales_of_X-ray_bursts_from_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Shuo_Xiao,_Jiao-Jiao_Yang,_Xi-Hong_Luo,_Shao-Lin_Xiong,_Yuan-Hong_Qu,_Shuang-Nan_Zhang,_Wang-Chen_Xue,_Xiao-Bo_Li,_You-Li_Tuo,_Ai-Jun_Dong,_Ru-Shuang_Zhao,_Shi-Jun_Dang,_Lun-Hua_Shang,_Qing-Bo_Ma,_Ce_Cai,_Jin_Wang,_Ping_Wang,_Cheng-Kui_Li,_Shu-Xu_Yi,_Zhen_Zhang,_Ming-Yu_Ge,_Shi-Jie_Zheng,_Li-Ming_Song,_Wen-Xi_Peng,_Xiang-Yang_Wen,_Xin-Qiao_Li,_Zheng-Hua_An,_Xin_Xu,_Yue_Wang,_Chao_Zheng,_Yan-Qiu_Zhang,_Jia-Cong_Liu,_Bin_Zhang,_Wei_Xie,_Jian-Chao_Feng,_De-Hua_Wang_and_Qi-Jun_Zhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07079 |
ソフトガンマ線中継器の最小変動タイムスケール(MVT)は、パルサーのようなモデルの発光領域、およびガンマ線バースト(GRB)で起こり得る相対論的ジェットのローレンツ因子と半径を推定するための重要なプローブとなり得ます。のようなモデルを作成し、その祖先と物理的メカニズムを明らかにします。この研究では、2014年7月から2022年1月までに{\itInsight}-HXMT、GECAM、およびFermi/GBMによって観測されたSGRJ1935+2154からの数百のX線バースト(XRB)のMVTを、ベイジアンブロックアルゴリズムを通じて体系的に研究しました。。MVTは$\sim$2ミリ秒でピークに達することがわかり、これは光の移動時間サイズ約600kmに相当し、パルサーのようなモデルにおける磁気圏の起源を裏付けています。GRBのようなモデルでは、ジェットの衝撃半径とローレンツ係数も制約されます。興味深いことに、FRB200428に関連するXRBのMVTは$\sim$70ミリ秒で、これはほとんどのバーストよりも長く、その特別な放射メカニズムを暗示しています。さらに、MVTの中央値は7msで、短いGRBまたは長いGRBのMVTの中央値であるそれぞれ40msおよび480msよりも短くなります。ただし、MVTはGRBと同様に、期間には依存しません。最後に、MVTのエネルギー依存性を調査し、GRBのようなべき乗則関係についてはわずかな証拠があるものの、変動率は少なくとも約1桁小さいことを示唆します。これらの特徴は、マグネター起源のバーストを識別するアプローチを提供する可能性があります。
型破りな前駆体を含む GRB 221009A: 典型的な 2 段階の崩壊星シナリオ?
これまで検出された中で最も明るいガンマ線バースト(GRB)であるGRB221009Aは、それほど明るくないバーストに隠されているいくつかの興味深い特徴を明らかにする機会を提供する可能性があります。最初のパルス間($T_0\simT_0+50$~s、$T_0$はトリガー時間）とメインバースト（$T_0+180$sから出現）。したがって、それらの間のギャップ時間は実際には静止しておらず、最初のパルスは型破りな前駆体としてみなされる可能性があり、これはGRB前駆体現象の特殊なケーススタディを提供する可能性があります。このバーストの最も可能性の高い起源として、2段階の崩壊星シナリオが提案されています。このモデルでは、前駆体のジェットは初期の核崩壊段階で生成され、星がエンベロープから抜け出すときに星を破壊しない程度に十分弱くなければならないため、フォールバック降着プロセスと円盤の形成が起こる可能性があります。続く。我々は、持続時間と流束の両方が、この弱いジェットの光度($L_{\rmj}$)と、この弱いジェットのブレイクアウト時間($\Gamma_{\rmb}$)のローレンツ因子に制約を与えるアプローチを提案します。$L_{\rmj}\lesssim10^{49}$ergs$^{-1}$と$\Gamma_{\rmb}$の次数は10であり、理論的な予測とよく一致しています。。また、このシナリオでは、ギャップタイムにおける弱い発光は、原中性子星の段階から降着円盤の形成までの期間における磁気駆動風によるMHDの流出と解釈できます。
新しい宇宙線伝播モデルにおける陽電子過剰を説明する暗黒物質シナリオを再検討する
| Title |
Reexamine_the_dark_matter_scenario_accounting_for_the_positron_excess_in_a_new_cosmic_ray_propagation_model |
| Authors |
Xing-Jian_Lv,_Xiao-Jun_Bi,_Kun_Fang,_Peng-Fei_Yin,_Meng-Jie_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07114 |
宇宙線中の陽電子過剰は、過去10年間に多くの関心を引き起こしました。余剰陽電子の暗黒物質起源は大きな注目を集めています。しかし、$\gamma$線探索では、暗黒物質の消滅/崩壊速度に非常に厳しい制約が設定されており、これが暗黒物質シナリオの大きな不評につながっています。この研究では、宇宙線の伝播における最近の進歩を取り入れ、陽電子過剰を説明する暗黒物質シナリオを再検討します。最近の観測では、天の川銀河内の宇宙線の伝播は均一ではない可能性があり、銀河円盤内での拡散はハロー内での拡散よりも遅いはずであることが示されています。空間依存伝播モデルでは、陽電子/電子は円盤内でより集中しており、陽電子過剰とバックグラウンド陽電子束の不足を考慮して暗黒物質の消滅/崩壊速度が小さくなります。特に$\mu^+\mu^-$チャネルでは、陽電子スペクトルはAMS-02の最新データと完全に一致し、消滅率は$\gamma$線とCMBの観測からの現在の制約をすべて満たしています。
NGC 1068 の核内周領域からの高エネルギーニュートリノ
高エネルギーニュートリノは、アイスキューブ天文台によって、典型的なII型セイファート銀河であるNGC1068の方向に検出されています。驚くべきことに、ニュートリノ束は、測定されたTeVエネルギーにおける$\gamma$線の上限よりも一桁以上高く、ニュートリノ生成サイトの物理的条件に厳しい制約を課している。我々は、NGC1068の中心$50$pcのサブミリメートル、中赤外線、紫外線観測の分析を報告し、内部の塵の多いトーラスとジェットが周囲の星間物質(ISM)と相互作用する領域が存在する可能性があることを示唆しています。ニュートリノ生成の可能性のある場所。観測から得られる放射線と磁場の特性に基づいて、ニュートリノに随伴する$\gamma$線の電磁カスケードを計算します。私たちのモデルは$\sim10$TeV以上で観測されたニュートリノフラックスを説明し、3TeVでのニュートリノフラックスの20%に寄与している可能性があります。それは、将来の観測によって特定される可能性がある、ユニークなサブTeV$\gamma$線成分を予測します。ジェットとISMの相互作用は、超大質量ブラックホールと恒星質量ブラックホールの両方のジェットの近くでよく観察されます。私たちの結果は、そのような相互作用領域が$\gamma$線で遮られたニュートリノ生成サイトである可能性があり、これはIceCubeの拡散ニュートリノ束を説明するのに必要であることを示唆しています。
ブレーザーの発光領域特性の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_emission_region_property_of_blazars |
| Authors |
Junhui_Fan,_Hubing_Xiao,_Wenxin_Yang,_Lixia_Zhang,_Anton_A._Strigachev,_Rumen_S._Bachev,_Jianghe_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07163 |
放出領域に関する研究と制約は、ブレーザー放射メカニズムにとって重要です。しかし、これまでの作品は主に個々の情報源に焦点を当てていました。この研究では、文献にある最大かつ最新のスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティング結果を利用して、レプトニック1ゾーンの枠組みにおけるブレーザー発光領域の特性を統計的に研究します。私たちの結果は、(1)FSRQはBLLacよりも低い電子エネルギー($\gamma_{\rmp}\lesssim1.6\times10^{3}$)を示し、より強い磁場($B$)とより小さい磁場を持つ傾向があることを明らかにしました。電子対磁気エネルギー比($U_{\rme}/U_{\rmB}$)がBLLacsよりも優れています。(2)電磁気の等分配は、FSRQのジェットで起こるよりもむしろBLLacのジェットで起こることがわかります。(3)ケルビン・ヘルムホルツ不安定性を生成する磁場の弱い臨界値を持つブレーザーが682個あり、したがって、サンプル内のブレーザーの3分の1がこの不安定性を生成できます。(4)発光領域と中心ブラックホール(BH)の間の距離($d_{\rmem}$)は$\sim$0.1pcのスケールであり、発光領域の位置は内部に均一に分布している可能性があります。ブロードライン領域（BLR）の外側。
地表近傍電波ニュートリノ検出器用の新しい解析ツールの開発
| Title |
Developing_New_Analysis_Tools_for_Near_Surface_Radio-based_Neutrino_Detectors |
| Authors |
A._Anker,_P._Baldi,_S._W._Barwick,_J._Beise,_D._Z._Besson,_P._Chen,_G._Gaswint,_C._Glaser,_A._Hallgren,_J._C._Hanson,_S._R._Klein,_S._A._Kleinfelder,_R._Lahmann,_J._Liu,_J._Nam,_A._Nelles,_M._P._Paul,_C._Persichilli,_I._Plaisier,_R._Rice-Smith,_J._Tatar,_K._Terveer,_S.-H_Wang,_L._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07188 |
ARIANNA実験は、南極の氷内で高エネルギーニュートリノによって引き起こされるカスケードを測定するために設計されたアスカリアン電波検出器です。$10^{16}$eVを超える超高エネルギーニュートリノは磁束が非常に低いため、より多くのニュートリノ信号を保持するには、トリガーレベルで捕捉された実験データを正しく分類する必要があります。まず、以前に公開された解析を、以前の解析で使用された数の2倍である8つのアンテナチャネルを備えた特殊なARIANNAステーションに拡張する2つの新しい物理ベースのニュートリノ選択方法、または「カット」(アップダウンカットとダイポールカット)について説明します。。新しいカットは、バックグラウンドの99.93%(残りの53のイベントに相当)を除去しながら、観測点年あたり95%を超えるニュートリノ効率を生成します。新しいカットをニュートリノ波形テンプレートを使用して以前に開発したカットと組み合わせると、効率を変えることなくすべての背景が除去されます。さらに、ニュートリノ効率は1,000ステーション年の運用に外挿され、91%が得られます。次に、この研究では、深層学習手法を使用してニュートリノイベントの識別を強化するための新しい選択手法(深層学習カット)を導入し、その効率を物理ベースの分析と比較します。深層学習カットにより、運用ステーション年あたり99%の信号効率が得られ、同時にバックグラウンドの99.997%(残りの2つの実験バックグラウンドイベントに相当)が除去されます。バックグラウンドは、その後、波形テンプレートカットによって効率に大きな変化なく除去されます。ディープラーニングカットの結果は、測定された宇宙線を使用して検証され、シミュレーションが実験データに関してアーティファクトを導入していないことを示しています。この論文は、IceCube-Gen2の無線コンポーネントのベースライン設計で考慮されたように、地表近傍アンテナのバックグラウンド除去と信号効率が将来の大規模アレイの要件を満たしていることを実証しています。
E0=100 PeV付近でバンプを形成する一次宇宙線の発生源
E0によるPCRスペクトルの不規則性の原因を解明するために、E0による比較一次宇宙線(PCR)と変光星の周期別スペクトルの比較解析を実施した。変光星の周期と、これらの星が生成するPCR核の最大エネルギーE0との関係を示します。E0によるPCRスペクトルの不規則性は、ある主星タイプから別の主星タイプへの移行に関連しています。E0=3-5PeVにおけるPCRスペクトルのニーは、PCRフラックスに対するSRB変光星の寄与の減少とミラ変光星の寄与のさらなる増加に関連しています。E0=80PeVで最大となるPCRスペクトルの隆起は、ミラとSRCの変動性の巨星と超巨星によって形成されます。
バイカルギガトン体積検出器ニュートリノ誘発カスケードと高エネルギー天体物理源との間の方向性関連の探索
| Title |
Search_for_directional_associations_between_Baikal_Gigaton_Volume_Detector_neutrino-induced_cascades_and_high-energy_astrophysical_sources |
| Authors |
V.A._Allakhverdyan,_A.D._Avrorin,_A.V._Avrorin,_V._M._Aynutdinov,_Z._Bardacov\'a,_I.A._Belolaptikov,_E.A._Bondarev,_I.V._Borina,_N.M._Budnev,_A.S._Chepurnov,_V.Y._Dik,_G.V._Domogatsky,_A.A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A.N._Dyachok,_Zh.-A.M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T.V._Elzhov,_L._Fajt,_A.R._Gafarov,_K.V._Golubkov,_N.S._Gorshkov,_T.I._Gress,_K.G._Kebkal,_I._Kharuk,_E.V._Khramov,_M.M._Kolbin,_K.V._Konischev,_A.V._Korobchenko,_A.P._Koshechkin,_V.A._Kozhin,_M.V._Kruglov,_V.F._Kulepov,_Y.E._Lemeshev,_M.B._Milenin,_R.R._Mirgazov,_D.V._Naumov,_A.S._Nikolaev,_D.P._Petukhov,_E.N._Pliskovsky,_M.I._Rozanov,_E.V._Ryabov,_G.B._Safronov,_D._Seitova,_B.A._Shaybonov,_M.D._Shelepov,_S.D._Shilkin,_E.V._Shirokov,_F._\v{S}imkovic,_A.E._Sirenko,_A.V._Skurikhin,_A.G._Solovjev,_M.N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A.P._Stromakov,_O.V._Suvorova,_V.A._Tabolenko,_B.B._Ulzutuev,_Y.V._Yablokova,_D.N._Zaborov,_S.I._Zavyalov,_D.Y._Zvezdov,_N.A._Kosogorov,_Y._Y._Kovalev,_G.V._Lipunova,_A._V._Plavin,_D._V._Semikoz,_S.V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07327 |
バイカル-GVDは最近、高エネルギーカスケード状イベントを使用して実行された拡散天体物理ニュートリノ束の最初の測定を発表しました。私たちは、バイカル-GVDニュートリノと既知の天体物理学的発生源との間の可能性のある関連性を特定することを目的として、2018年から2022年に収集されたバイカル-GVDカスケードデータセットをさらに調査します。私たちは、バイカルGVDニュートリノ望遠鏡の比較的高い角度分解能(2～3度)を活用し、検出媒体として液体の水を使用することで可能となり、カスケード現象があっても天体物理的な点源の研究を可能にします。私たちは、高エネルギー天体物理源に対するカスケードチャネルにおける望遠鏡の感度を推定し、モンテカルロシミュレーションを使用して解析処方を改良します。私たちは主に100TeVを超えるエネルギーを持つカスケードに焦点を当てており、これを使用して放射性明るいブレーザーとの相関を調べます。現在限定されているニュートリノのサンプルサイズでは統計的に有意な影響は得られませんが、我々の分析は、銀河系外と銀河系の両方の発生源との関連性の可能性を示唆しています。具体的には、我々は、銀河面で観測されたニュートリノ候補事象の三つ組の解析を、特定の銀河源との潜在的な関係に焦点を当てて提示し、いくつかの明るくフレアするブレーザーとのカスケードの一致について議論する。
銀河核における赤色巨星の衝突
恒星が密集した環境では、星同士が衝突する可能性があります。超大質量ブラックホール(SMBH)の近くで衝突が起こると、衝突の運動エネルギーが非常に大きくなり、衝突する星が完全に破壊される可能性があり、超新星に匹敵する量のエネルギーが放出される可能性があります。これらの暴力事件は主に分析的に調査されており、非線形流体力学的影響はほとんど研究されていません。移動メッシュ流体力学コード{\smallAREPO}を使用して、さまざまな半径、衝突パラメータ、および初期接近速度とその観測量を推定します。衝突面全体にわたる非常に強い衝撃は、初期運動エネルギーの$\gtrsim10\%$を放射エネルギーに効率的に変換します。その結果、ガス雲が超音速、等形、準球状に拡大し、極紫外帯域($\simeq)のピーク光度$\simeq10^{41}-10^{44}$erg/sのフレアを生成します。10ドル電子）。明るさは、最初はほぼべき乗則$t^{-0.7}$に従って減少し、$t\simeq$10日後に$t^{-0.4}$が減少し、その時点で光学帯域内で明るくなります($\lesssim1$eV）。その後、ガス雲が近くのSMBHに降着することにより、おそらくさらに明るい発光が発生し、おそらく数年のタイムスケールで続く可能性があります。この避けられないBHと衝突生成物の相互作用は、あらゆる質量スケールでのBH、特に高赤方偏移でのシードBHの成長に寄与する可能性があります。さらに、この現象は中央BHに近いため、潮汐破壊現象では探査できない非常に巨大なBHであっても、休眠中のBHの存在を探るための潜在的なツールとなります。
IceCube の結果で銀河 TeV 源の性質を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_nature_of_galactic_TeV_sources_with_IceCube_results |
| Authors |
Vittoria_Vecchiotti_and_Francesco_L._Villante_and_Giulia_Pagliaroli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07451 |
IceCubeとの共同研究により、銀河円盤からのニュートリノ放出の重要性の高い観測が初めて報告されました。観測された信号は、星間ガスと相互作用する宇宙線によって生成される拡散放射によるものである可能性がありますが、多数の発生源から発生する場合もあります。この論文では、ガンマ線の観測や理論的考察を利用して、拡散と線源の両方の寄与を評価します。私たちの予想をIceCube測定と比較することにより、銀河TeVガンマ線源(分解および未分解)の一部がハドロンの性質を持っていることを制約します。IceCubeの結果と互換性を持たせるためには、この割合は累積ソースフラックス$\Phi_{\nu,\rms}\le2.6\times10^{-10に相当する$\sim40\%$未満である必要があります。}cm^{-2}s^{-1}$は1～100TeVのエネルギー範囲で積分されます。
フェルミ 4FGL の関連しない情報源で報告された電波パルサーの迅速な追跡調査
| Title |
Swift_Follow-Up_of_Reported_Radio_Pulsars_at_Fermi_4FGL_Unassociated_Sources |
| Authors |
Stephen_Kerby,_Abraham_D._Falcone,_Paul_S._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07452 |
TRAPUMグループによるフェルミLAT非関連線源の位置での電波パルサーの発見に続き、これらの4FGL線源のうち6つについてSwift-XRT観測を実施して、パルサーのようなX線源が存在するかどうかを確認し、報告されている情報を確認しました。4FGLJ1803.1-6708のeROSITAによるX線相当物の検出。6つのターゲットのうち2つでは、TRAPUM無線位置にX線源が検出されず、0.3～10.0keVの束に上限が設定されています。4FGLJ1803.1-6708では、TRAPUMとeROSITAの位置にX線源が見つかります。4FGLJ1858.3-5424では、TRAPUM位置でS/N=4.17の新しいX線対応物が見つかりましたが、別個の別個のX線源も検出されました。4FGLJ1823.8-3544および4FGLJ1906.4-1757では、TRAPUM位置でX線束は検出されませんが、フェルミ誤差楕円内の別の場所で別のX線源が検出されます。これら最後の2つのターゲットでは、新しく検出されたSwiftソースが、TRAPUMによって提案された電波パルサーアソシエーションの代替となる可能性があります。私たちの発見は、TRAPUMグループによって報告された発見のいくつかを裏付けるものですが、いくつかの関連のない発生源の低エネルギー対応物を確認するには、さらなる観察と調査が必要であることを示唆しています。
次世代太陽サブミリ波望遠鏡
| Title |
Solar_Submillimeter_Telescope_next_generation |
| Authors |
C._Guillermo_Gim\'enez_de_Castro_and_Jean-Pierre_Raulin_and_Adriana_Valio_and_Emilia_Correia_and_Paulo_J._A._Simoes_and_Sergio_Szpigel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06977 |
太陽サブミリ波望遠鏡(SST)は、2001年以来太陽を毎日観測し続けているユニークな機器で、豊富な情報をもたらし、粒子の加速と輸送、フレア時の放出メカニズムに関する新たな疑問をもたらしています。私たちは現在、その後継機であるSSTngを設計中です。これは、非太陽源観測を含むこの機器の科学的目標を拡大するものです。
拡張パス強度相関: アーク秒の視野を備えたマイクロアーク秒天文法
| Title |
Extended-Path_Intensity_Correlation:_Microarcsecond_Astrometry_with_an_Arcsecond_Field_of_View |
| Authors |
Marios_Galanis,_Ken_Van_Tilburg,_Masha_Baryakhtar,_Neal_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06989 |
私たちは、最近提案された天体強度干渉計の光路修正を詳細に開発します。拡張パス強度相関(EPIC)は、調整可能なパス拡張を導入し、星やクエーサーなどの複数のコンパクトなソースの差分天文測定を最大数秒角の間隔で可能にします。分光法や高速単一光子検出における他の最近の技術進歩と組み合わせることで、地上ベースの強度干渉計アレイはマイクロ秒の分解能と、$m\lesssim15$程度の明るい光源でさらに優れた光重心精度を達成できます。EPICの理論と技術的要件を説明し、科学的な可能性について説明します。有望な用途としては、星やクエーサー画像の天文レンズ効果、二値軌道の特性評価、系外惑星の検出、銀河の加速度測定、宇宙距離はしごの校正などが挙げられます。したがって、経路延長の導入により、強度干渉法の範囲が大幅に拡大し、前例のないレベルの相対天文精度に到達します。
バーク・ガフニー天文台: 低解像度分光器を備えた完全にロボット化されたリモートアクセス天文台
セントメアリーズ大学のバークガフニー天文台(BGO)の現状について説明します。この天文台は完全にロボット化されたユニークなリモートアクセス天文台であり、学生がWebブラウザを介して世界中のどこからでもリモートでイメージング、測光、分光プロジェクトを実行できるようになります。またはソーシャルメディア。恒星分光法は、CCD検出器を備えたALPY600低解像度グリズム分光器で利用できます。Pythonプログラミング言語で書かれたカスタムCCD分光低減手順を説明し、ChromaStarServer(CSS)コードで計算された合成スペクトルのBGOスペクトルへの適合の品質を示します。この機能は、付属のPythonBGO分光分析削減パッケージおよびCSSスペクトル合成コードとともに、どこにいても学生が学部の優等レベルでプロジェクトを実行できるアクセス可能な手段を提供します。潜在的な観測者向けのBGOWebページは、observatory.smu.ca/bgo-usemeにあります。すべてのコードはOpenStarswwwサイトから入手できます:openstars.smu.ca/
| Title |
Pyxis:_A_ground-based_demonstrator_for_formation-flying_optical_interferometry |
| Authors |
Jonah_T._Hansen,_Samuel_Wade,_Michael_J._Ireland,_Tony_D._Travouillon,_Tiphaine_Lagadec,_Nicholas_Herrald,_Joice_Mathew,_Stephanie_Monty_and_Adam_D._Rains |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07211 |
ここ数年、特に太陽類似体の周囲の温帯の地球に似た系外惑星を発見し、特徴づけるためにこの技術を使用するというビジョンを持って、宇宙ベースの光学/赤外線干渉法に向けた研究が復活しています。このようなミッションを実現可能にするために必要な重要な技術的進歩の1つは、干渉計に必要なレベルの編隊飛行精度が可能であることを実証することです。ここでは、宇宙ベースの干渉法に必要な精密計測を実証することを目的とした、将来の小型衛星ミッション用の地上デモンストレーター$\textit{Pyxis}$を紹介します。このような地上設置機器の科学的可能性について説明し、さまざまなサブシステム(3つの6軸ロボット、多段階計測システム、統合光学ビームコンバイナー、必要な精度と安定性に必要な制御システム)について詳しく説明します。最後に$\textit{Pyxis}$の次の段階、つまり地球周回軌道上の小型衛星の集合に目を向けます。
重力波推論におけるガウス過程誤差周辺化のスケーラビリティの向上
| Title |
Improving_the_scalability_of_Gaussian-process_error_marginalization_in_gravitational-wave_inference |
| Authors |
Miaoxin_Liu,_Xiao-Dong_Li,_Alvin_J._K._Chua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07233 |
ベイジアン推論の精度は、不正確なフォワードモデルの使用によって悪影響を受ける可能性があります。重力波推論の場合、正確ではあるが計算コストのかかる波形モデルが、より高速ではあるが近似的な波形モデルに置き換えられることがあります。この置換によって生じるモデル誤差はさまざまな方法で軽減できます。その1つは、ガウス過程回帰を使用して誤差を補間および周辺化することです。ただし、ガウス過程回帰の使用は次元の呪いによって制限され、高次元のパラメーター空間や長い信号持続時間を分析する場合には効果が低くなります。この研究では、この制限に対処するために、例として極端な質量比のインスピレーションからの重力波信号に焦点を当て、基本手法に対するいくつかの重要な改善を提案します。トレーニングセットを構築するための処方箋の改善、GPUアクセラレーションによるトレーニングです。アルゴリズム、および検出器ノイズの存在に基本方法をより適切に適応させる新しい可能性。私たちの結果は、新しい方法が現実的な重力波データの解析により実行可能であることを示唆しています。
RDSim: 電波放射のシミュレーションと下降する空気シャワーの検出のための、高速、正確、柔軟なフレームワーク
| Title |
RDSim:_A_fast,_accurate_and_flexible_framework_for_the_simulation_of_the_radio_emission_and_detection_of_downgoing_air_showers |
| Authors |
Washington_R._de_Carvalho_Jr._and_Abha_Khakurdikar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07351 |
RDSimは、ニュートリノ相互作用やタウレプトン崩壊によって開始されるシャワーを含む、下降空気シャワーの電波放射と任意のアレイによる検出のシミュレーションのための、高速、正確、柔軟なフレームワークです。RDSimは速度を重視して構築されており、シンプルかつ高速でありながら正確な、おもちゃの模型のようなアプローチに基づいています。シャワー電波放射のアスカリアン成分と地磁気成分を解きほぐす重ね合わせ放射モデルを使用して電波放射をモデル化します。完全なZHAireSシミュレーションを入力として使用し、地上の任意の位置の電場を推定します。単一入力シミュレーションは、関連するすべての効果を考慮して、エネルギーでスケーリングし、方位角で回転できます。これにより、わずか数回のZHAireS入力シミュレーションを使用して、膨大な数のジオメトリとエネルギーをシミュレーションできるようになります。RDSimは、トリガー設定、しきい値、アンテナパターンなどの検出器の主な特性を考慮します。オージェRD拡張機能など、トリガーに粒子検出器を使用するアレイに対応するために、地上レベルでのミュオン密度を推定し、単純な粒子トリガーシミュレーションを実行するための2番目のおもちゃモデルも備えています。その速度によって可能になる大規模な統計のおかげで、トリガー確率が非常に低いイベントやアレイのレイアウトによる幾何学的効果を詳細に調査するために使用でき、特に高速で正確なアパーチャ計算機として使用するのに適しています。電波放射と検出器の応答をより詳細に研究したい場合は、RDSimを使用して位相空間をスイープし、専用の完全なシミュレーションセットを効率的に作成することもできます。これは、相互作用や$\tau$崩壊深さ、相互作用の種類やその変動など、シャワーの特性に大きな影響を与える追加の変数を持つニュートリノ現象の場合に特に重要です。
CoRoT のエキゾフィールドにおける微光星のサンプルの研究。パートⅢ。中心星の全球分光特性と天体物理学的パラメータ
| Title |
Study_of_a_Sample_of_Faint_Be_Stars_in_the_Exofield_of_CoRoT._Part_III._Global_Spectroscopic_Characterization_and_Astrophysical_Parameters_of_the_Central_Stars |
| Authors |
J.Zorec,_A.M._Hubert,_C._Martayan,_Y._Fr\'emat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06968 |
本研究は、CoRoTによる4回目のロングラン(LRA02)で観測された暗いBe星の研究に特化しています。天体物理学的パラメータは、ESOのVLT/FLAMES機器で観測されたスペクトルから決定されました。スペクトルは、GIRFITパッケージを使用して恒星大気のモデルに適合しました。ラムダ-ラムダ6400-7200$AAドメインのスペクトルにより、Beスター候補の確認または最初の同定が可能になりました。19個のB星とBe星からなるセットの見かけのパラメーター(Teff、logg、Vsini)は、高速回転によって引き起こされる効果について補正されました。これらにより、以下を決定することができました。1)分離された連星系で測定された質量と一致する質量。2)GAIA視差と一致する距離。3)遠心力/重力赤道力の比は約0.6～0.7で、これはBe星が未臨界回転子であることを示しています。バルマーのハルファ線、ガンマ線、デルタ線の研究により、他のBe星の干渉推論と一致する星周円盤(CD)の発光領域の範囲が得られました。CD半径方向密度分布のR依存指数n(R)。CDベースの密度。Hガンマ輝線とHデルタ輝線は、中心星に近いCD層で形成されます。これらの行は、Halphaで想定されているものとは異なる指数n(R)の値を生成しました。Hガンマ輝線とHデルタ輝線をさらに詳細に研究すると、残りのCD領域への角運動量の粘性輸送が発生すると考えられる領域の物理的特性が明らかになる可能性があります。Be星の未臨界回転は、その巨大な離散質量放出と付随する非放射状脈動が、回転により対流に対して不安定になる星の外皮領域に共通の起源がある可能性があることを示唆しています。剥ぎ取られた亜矮星O/B仲間の存在の可能性によって推定Teffに引き起こされる誤差は、現在の不確実性を超える可能性は低いです。
FGK 星の粒状化による対流青方偏移と動径速度分散の予測
| Title |
Predicting_convective_blueshift_and_radial-velocity_dispersion_due_to_granulation_for_FGK_stars |
| Authors |
S._Dalal,_R._D._Haywood,_A._Mortier,_W.J._Chaplin_and_N._Meunier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.06986 |
ドップラー法を使用して地球質量惑星を検出する場合、主な障害は、惑星の信号を恒星の固有の変動性(脈動、顆粒、斑点、斑点など)から区別することです。対流青方偏移は、太陽のような星の表面での小規模な対流によって引き起こされ、1m/s程度のドップラーノイズを示すため、地球双子の検出に関連します。ここでは、恒星の構造の基本方程式に基づいた対流青方偏移の単純なモデルを提示します。私たちのモデルは、FGK星の対流青方偏移の観測と首尾よく一致します。私たちのモデルに基づいて、動径速度観測における星の粒状化の固有ノイズフロアも計算します。MHDシミュレーションと一致して、特定の質量範囲において、より高い金属量を有する星は粒状化により低い動径速度分散を示すことがわかりました。また、粒状化による動径速度分散の振幅を星のパラメータの関数として予測するための一連の式も提供します。私たちの研究は、EPRV調査やTESS、CHEOPS、および今後のPLATOミッションのための動径速度追跡プログラムに最も適した恒星ターゲットを特定する上で極めて重要です。
太陽噴火フレア中に観測された電波バーストとその概要
このレビューでは、20年以上にわたってOnd\v{r}ejov放射分光器によって行われた太陽噴火フレアの観測の分析結果を要約します。また、私たちの一般的な研究から得られたポツダム-トレムスドルフ無線スペクトルのいくつかも紹介します。噴火フレアの3次元モデルを磁気流体力学およびセル内粒子シミュレーションの結果と併せて検討することで、噴火フレアにおけるプラズマプロセスを理解する上でデシメトリック電波バーストが重要であることがわかります。我々は、プラズモイドの兆候としての漂流脈動構造、非常に初期のフレア段階における異常なゼブラパターン、リコネクションプラズマ流出で生成されたバーストとしての狭帯域dmスパイク、プラズモイドの合体を示す無線バースト、デシメトリックIII型バーストのペアを提示する。電子ビームは加速サイトから太陽大気中を上下に伝播し、おそらくプラズモイドの周囲に特別なデシメトリックタイプIIIバーストが形成されました。私たちは、フレアの噴火のまさに初期に上昇する磁気ロープに関連した異常な電波バーストを提示します。さらに、デシメトリック連続体の解析に基づいて、フレア終了ショック付近のプラズマ乱流のレベルを推定しました。これらすべてのバーストの解釈は、モデルと、X線、UV、および光学範囲での観測との時間的一致に基づいています。ほとんどの場合、これらの電波源の位置に関する情報は欠落しています。位置情報の重要性を示すために、EOVSA電波干渉計による観測と同時に漂流脈動構造を観測した珍しい観測例を紹介します。次に、提示されたすべてのバーストが新しいバーストスキームに要約され、一般的に使用されるスキーマと比較されます。
球状星団 M80 の初の小星地震解析: 複数の集団と星の質量損失
| Title |
First_Asteroseismic_Analysis_of_the_Globular_Cluster_M80:_Multiple_Populations_and_Stellar_Mass_Loss |
| Authors |
Madeline_Howell,_Simon_W._Campbell,_Dennis_Stello,_Gayandhi_M._De_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07158 |
天体地震学は、太陽に似た振動の検出を通じて、進化した球状星団(GC)星の質量を正確に測定するための新しい手段を提供します。我々は、金属の少ないGCM80の47個の赤色巨星分枝（RGB）と初期漸近巨星分枝（EAGB）星における太陽のような振動を初めて検出したことを報告する。地震質量が測定されたのは史上2例目です。私たちは、星の進化とGC科学の2つの主要な分野を研究しています。複数の個体群と星の質量減少。我々は、EAGB質量分布において明確な二峰性を検出しました。私たちは、これが部分母集団のメンバーシップによる可能性が高いことを示しました。もし確認されれば、亜集団間の質量差を直接測定した初めての実験となる。RGBサンプルの部分母集団間には質量の違いは検出されませんでした。代わりに、平均RGB質量$0.782\pm0.009~\msun$を測定し、これを部分母集団間の平均として解釈しました。RGB上の異なる質量損失率は、GC間の水平分岐(HB)形態の変化を説明できる2番目のパラメーターとして提案されています。各部分母集団に対して個別に統合されたRGB質量損失を計算しました:$0.12\pm0.02~\msun$(SP1)および$0.25\pm0.02~\msun$(SP2)。したがって、SP2星はRGBでの質量損失を大幅に強化しました。質量損失は金属量に比例すると考えられており、結果を金属量のより高いGC、M4と比較することで確認します。また、M80星ではHB上での質量損失がわずかであることもわかりました。これはM4とは異なり、HBの質量損失に金属性と温度依存性があることを示唆しています。最後に、私たちの研究は、低金属量(および低表面重力)領域における$\Delta\nu$に依存しない質量スケーリング関係の堅牢性を示しています。
私たちは、原始ブラックホールに関連する重力波信号に焦点を当て、宇宙論における重力波への教育的アプローチを提供します。これらの講義ノートには、2時間の講義2回で説明できるよりも多くの詳細が含まれているため、補完的な資料として考える必要があります。これらの講義の主な目的は、最後までに宇宙論における重力波についてある程度の直観を獲得し、スカラー誘起重力波の基本的な特徴を理解することです。また、宇宙論における二次重力波に関する現在の問題だけでなく、誘導重力波の要確認特性にも焦点を当てます。講義全体を通じて、独自の結果を導き出す準備ができるように、公開コードを使用した演習、補足情報、およびアクティビティを提供します。
PRyMordial: 標準モデル内および標準モデルを超えた最初の 3 分間
| Title |
PRyMordial:_The_First_Three_Minutes,_Within_and_Beyond_the_Standard_Model |
| Authors |
Anne-Katherine_Burns,_Tim_M.P._Tait_and_Mauro_Valli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07061 |
この研究では、PRyMordialを紹介します。これは、ビッグバン元素合成(BBN)の宇宙時代に焦点を当てた、初期宇宙の観測物質の効率的な計算に特化したパッケージです。このコードは、BBN軽元素の存在量と、非瞬間的なデカップリング効果を含む相対論的自由度の有効数を迅速かつ正確に評価します。PRyMordialは、標準モデルの最先端の解析だけでなく、BBN中にアクティブな新しい物理学の一般的な調査にも適しています。PRyMordialに実装された物理を確認した後、標準モデル以降のアプリケーションでコードを使用する方法についての短いガイドを提供します。パッケージはPythonで書かれていますが、上級ユーザーはオプションでJuliaのオープンソースコミュニティを利用できます。PRyMordialはGitHubで公開されています。
無衝突磁気リコネクションの実験室研究
| Title |
Laboratory_Study_of_Collisionless_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
H._Ji,_J._Yoo,_W._Fox,_M._Yamada,_M._Argall,_J._Egedal,_Y.-H._Liu,_R._Wilder,_S._Eriksson,_W._Daughton,_K._Bergstedt,_S._Bose,_J._Burch,_R._Torbert,_J._Ng,_and_L.-J._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07109 |
宇宙測定、特に磁気圏マルチスケール(MMS)ミッションと直接関係する無衝突磁気リコネクションに関する室内実験の過去20年間の結果について簡潔にレビューします。ハイライトには、上流の対称性とガイド磁場の強度の関数としてのイオンおよび電子の拡散領域における電磁場の空間構造が含まれます。粒子の加速を含む、磁場からイオンと電子へのエネルギー変換と分配。さまざまな波長の静電および電磁運動プラズマ波。そしてプラズモイドを介したマルチスケールの再接続。理論的、数値的、観察的研究の進歩と相まって、衝突のないプラズマにおける高速リコネクションの物理的基礎は、少なくとも研究されたパラメータ範囲と空間スケール内でほぼ確立されている。エクサスケール計算によってサポートされるマルチスケールの実験や宇宙ミッションに基づく当面および長期的な将来の可能性について議論します。これには、動的プラズマ波による散逸、粒子の加熱と加速、流体および運動スケールにわたるマルチスケール物理学が含まれます。
$^{67}\mathrm{Ni}$ の核レベル密度と $\gamma$ 線強度関数および i プロセスへの影響
| Title |
Nuclear_Level_Density_and_$\gamma$-ray_Strength_Function_of_$^{67}\mathrm{Ni}$_and_the_impact_on_the_i-process |
| Authors |
V._W._Ingeberg,_S._Siem,_M._Wiedeking,_A._Choplin,_S._Goriely,_L._Siess,_K._J._Abrahams,_K._Arnswald,_F._Bello_Garrote,_D._L._Bleuel,_J._Cederk\"all,_T._L._Christoffersen,_D._M._Cox,_H._De_Witte,_L._P._Gaffney,_A._G\"orgen,_C._Henrich,_A._Illana,_P._Jones,_B._V._Kheswa,_T._Kr\"oll,_S._N._T._Majola,_K._L._Malatji,_J._Ojala,_J._Pakarinen,_G._Rainovski,_P._Reiter,_M._von_Schmid,_M._Seidlitz,_G._M._Tveten,_N._Warr,_F._Zeiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07153 |
$^{66}\mathrm{Ni}$ビームと重水素化ポリエチレンターゲットの間の$(\mathrm{d},\mathrm{p})$反応による陽子$\gamma$の一致が、逆オスロ法で解析されました。$^{67}\mathrm{Ni}$の核準位密度(NLD)と$\gamma$線強度関数($\gamma$SF)を求める方法。$^{66}\mathrm{Ni}(\mathrm{n},\gamma)$捕捉断面積は、測定されたNLDと$\gamma$SFを制約として使用し、TALYSのハウザー-フェシュバッハモデルを使用して計算されました。1ゾーン元素合成計算に依存する場合、$^{66}\mathrm{Ni}(\mathrm{n},\gamma)$がボトルネックとして機能することを確認しました。しかし、iプロセス元素合成を経験したマルチゾーンの低金属量AGB恒星モデルでは、この反応の影響が大きく減衰されることがわかりました。
DarkSide-50 による暗黒物質の年次変調の探索
| Title |
Search_for_dark_matter_annual_modulation_with_DarkSide-50 |
| Authors |
The_DarkSide-50_Collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_M.D._Campos,_N._Canci,_M._Caravati,_N._Cargioli,_M._Cariello,_M._Carlini,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_M._Fairbairn,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_A.M._Goretti,_G._Grilli_di_Cortona,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_T._Hessel,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_T._Hugues,_E.V._Hungerford,_An._Ianni,_V._Ippolito,_K._Keeter,_C.L._Kendziora,_M._Kimura,_I._Kochanek,_D._Korablev,_G._Korga,_A._Kubankin,_M._Kuss,_M._Ku\'zniak,_M._La_Commara,_M._Lai,_X._Li,_M._Lissia,_G._Longo,_O._Lychagina,_I.N._Machulin,_L.P._Mapelli,_S.M._Mari,_J._Maricic,_A._Messina,_R._Milincic,_J._Monroe,_M._Morrocchi,_X._Mougeot,_V.N._Muratova,_P._Musico,_A.O._Nozdrina,_A._Oleinik,_F._Ortica,_L._Pagani,_M._Pallavicini,_L._Pandola,_E._Pantic,_E._Paoloni,_K._Pelczar,_N._Pelliccia,_S._Piacentini,_A._Pocar,_D.M._Poehlmann,_S._Pordes,_S.S._Poudel,_P._Pralavorio,_D.D._Price,_F._Ragusa,_M._Razeti,_A._Razeto,_A.L._Renshaw,_M._Rescigno,_J._Rode,_A._Romani,_D._Sablone,_O._Samoylov,_E._Sandford,_W._Sands,_S._Sanfilippo,_C._Savarese,_B._Schlitzer,_D.A._Semenov,_A._Shchagin,_A._Sheshukov,_M.D._Skorokhvatov,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_S._Stracka,_Y._Suvorov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_A._Tonazzo,_E.V._Unzhakov,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_M._Wada,_H._Wang,_Y._Wang,_S._Westerdale,_M.M._Wojcik,_X._Xiao,_C._Yang,_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07249 |
地球に設置された検出器における暗黒物質誘発事象率は、太陽の周りの地球の公転運動の結果として年次変動を示すと予測されています。DarkSide-50液体アルゴン時間投影チャンバーのイオン化信号を使用して、この変調シグネチャを検索しました。このような探索でこれまでに達成された最低閾値である$40~{\rmeV_{ee}}$を超える電子反跳等価エネルギー範囲では、暗黒物質と互換性のある顕著な兆候は観察されません。
DAMIC-MによるMeV暗黒物質信号の日次変調の探索
| Title |
Search_for_Daily_Modulation_of_MeV_Dark_Matter_Signals_with_DAMIC-M |
| Authors |
I._Arnquist,_N._Avalos,_D._Baxter,_X._Bertou,_N._Castello-Mor,_A.E._Chavarria,_J._Cuevas-Zepeda,_A._Dastgheibi-Fard,_C._De_Dominicis,_O._Deligny,_J._Duarte-Campderros,_E._Estrada,_N._Gadola,_R._Gaior,_T._Hossbach,_L._Iddir,_B._J._Kavanagh,_B._Kilminster,_A._Lantero-Barreda,_I._Lawson,_S._Lee,_A._Letessier-Selvon,_P._Loaiza,_A._Lopez-Virto,_K._J._McGuire,_P._Mitra,_S._Munagavalasa,_D._Norcini,_S._Paul,_A._Piers,_P._Privitera,_P._Robmann,_S._Scorza,_M._Settimo,_R._Smida,_M._Traina,_R._Vilar,_G._Warot,_R._Yajur,_and_J-P._Zopounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07251 |
十分に大きな断面積を持つダークマター(DM)粒子は、地球の大部分を通過する際に散乱する可能性があります。DM束の対応する変化により、DMと電子の相互作用に敏感な検出器に特徴的な毎日の変調信号が発生します。ここでは、MeVスケールの質量を持つDMからのそのような信号を探索するDAMIC-Mプロトタイプ検出器の最初の地下運用から得られた結果を報告します。モデルに依存しない解析では、1〜48時間の範囲の周期を持つ1$e^-$イベントの発生率に変化は見られません。次に、これらのデータを使用して、暗黒光子メディエーターを介して電子と相互作用する質量範囲[0.53,2.7]MeV/c$^2$のDMに排除限界を設定します。時間依存信号を利用して、同じデータセットを使用して1$e^-$イベントの合計レートから得られた以前の制限を$\sim$2桁改善します。この毎日の変調探索は、1MeV/c$^2$付近のDM質量に対する超軽量メディエーターによるDM電子散乱の現在の最も強い限界を表しています。
物理学に基づいたニューラル ネットワークを使用して高次のレーン・エムデン・ファウラー型方程式を解く: ソフト制約とハード制約を比較するベンチマーク テスト
| Title |
Solving_higher-order_Lane-Emden-Fowler_type_equations_using_physics-informed_neural_networks:_benchmark_tests_comparing_soft_and_hard_constraints |
| Authors |
Hubert_Baty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07302 |
この論文では、高次の常微分方程式(ODE)を解くことを目的として、物理情報に基づいたニューラルネットワーク(PINN)を使用した数値手法を紹介します。実際、この深層学習手法は、さまざまなクラスの特異ODE、つまりよく知られている2次のレーン・エムデン方程式、3次のエムデン・ファウラー方程式、および4次のレーン・エムデン・ファウラー方程式を解くためにうまく適用されています。PINN技術の2つの変種を検討し、比較します。まず、ニューラルネットワークの総損失関数を制約するために最小化手順が使用されます。この手順では、方程式残差が物理ベースの損失を形成するためにある程度の重みを付けて考慮され、初期/境界条件を含むトレーニングデータ損失に追加されます。第2に、制約がソフトな制約として現れるトレーニングデータに基づく最初の変形とは対照的に、微分方程式を満たすために、これらの条件をハードな制約として保証する試行解の特定の選択が行われます。PINNバリアントの長所と短所が強調表示されます。
重力のある薄い円盤に囲まれたブラックホールの準正規モード
摂動されたブラックホールによって放出される重力波のリングダウン位相は、準正規モード(QNM)と呼ばれる指数関数的に減衰する正弦波モードの重ね合わせによって記述され、その周波数はブラックホールの幾何学的特性のみに依存します。孤立したブラックホールのQNM周波数を抽出すると、ブラックホールが一般相対性理論によってどの程度適切に記述されるかをテストできるようになります。ただし、天体物理学のブラックホールは孤立しているわけではありません。降着円盤などのブラックホールを取り囲む余分な物質が、円盤の重力の影響を考慮した場合にブラックホール分光法の妥当性に影響を及ぼすかどうかは依然として不明である。この論文では、重力のある薄い円盤と重ねられたシュワルツシルトブラックホールのQNMを研究します。円盤とブラックホールの質量比を一次まで考慮すると、円盤の存在により振動周波数と減衰率が減少することがわかります。さらに、ディスクモデルが物理的であると見なすことができるパラメーター空間内には、QNM周波数が従う傾向があるという普遍的な関係があるようです。この関係が一般的に成り立つ場合、ディスクの寄与によって引き起こされるQNMシフトと、一般相対性理論を超えた他の推定上の効果によって引き起こされるQNMシフトを解きほぐすのに役立ちます。エイコナル極限におけるQNMと、このモデルにおける束縛光子軌道との対応について簡単に説明します。
| Title |
Quasinormal_modes_of_rotating_black_holes_in_higher-derivative_gravity |
| Authors |
Pablo_A._Cano,_Kwinten_Fransen,_Thomas_Hertog,_Simon_Maenaut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07431 |
一般相対性理論に対する高次微分補正の存在下で、実質的な角運動量を伴うブラックホールの線形化された重力励起のスペクトルを計算します。これは、高次微分結合では主次数まで、ブラックホールの角運動量では最大14次まで摂動的に行われます。これにより、極値の約$70\%$までのスピンを持つブラックホールの準正規モード周波数を正確に予測することができます。いくつかの高次微分補正では、かなりの回転により、静的な場合と比較して周波数シフトがほぼ1桁増加することがわかります。
非最小観客のインフレ相互相関とそのソフトリミット
| Title |
Inflationary_cross-correlations_of_a_non-minimal_spectator_and_their_soft_limits |
| Authors |
P._Jishnu_Sai_and_Rajeev_Kumar_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.07502 |
ライト・スペクテイター・フィールドは初期宇宙のインフレーション段階には動的に関連していないかもしれないが、それでも宇宙論的な観測対象に興味深い痕跡を引き起こす可能性がある。この論文では、インイン形式主義を使用して、インフレーション摂動（スカラーとテンソルの両方）と非最小相互作用の観客場の変動との相互相関を計算し、そのような相互相関に関連する一貫性関係を調査します。特に、スカラー整合性関係は、宇宙磁場に関して以前に得られた整合性関係を一般化することによって半古典的に導出される。特に、観客フィールドのラグランジュ関数の特定の形式に関係なく、インフレトンと観客の間の直接結合だけが、スローロールインフレーション中のスカラー相互相関に関連する局所非線形パラメーターを決定することがわかります。さらに、観客の変動とのテンソル相関を計算し、関連するソフトリミットを調査し、非最小導関数結合による従来のテンソル一貫性関係の違反を実証します。私たちの分析では、テンソル整合性関係の違反が必ずしもテンソルモードの超地平線進化を意味するわけではないことを強調しています。その代わりに、そのような違反は、観客フィールドと重力との最小ではない微分結合によって発生する可能性があります。最後に、宇宙論的なソフト定理の文脈で、結果のより広範な意味について議論します。
