宇宙の膨張が加速しているという発見から20年が経ち、新たな発見が宇宙に対する私たちの理解を問いかけています。最近の研究では、今日測定されている膨張速度であるハッブル定数は、原始宇宙の宇宙マイクロ波背景放射、または局所宇宙のセファイド星や超新星Ia型から測定すると、かなりの緊張状態にある値を提供することが示されています。この緊張が新しい物理学を示唆しているのか、それとも測定における何らかの問題を示唆しているのかはまだ議論中です。しかし、このパズルを解くための追加の証拠を提供するために、新しい独立した宇宙論的探査機が必要であることは明らかです。この章では、宇宙クロノメーターの方法を紹介します。これは、宇宙論に依存せずに宇宙膨張の歴史を推定できる、新しく登場した宇宙論的探査機です。この方法は、宇宙の膨張率が、2つの異なる赤方偏移の間で宇宙の年齢がどれだけ変化したかを測定することによって、つまり年齢と赤方偏移の関係の傾きを推定することによって直接導き出すことができるという事実に基づいています。まず、この方法の主な要素について説明し、関連する主な方程式と、観測値から必要な量を推定する方法を示します。その後、宇宙の年齢変化を一貫してマッピングするためのトレーサーのサンプルを確実に選択する方法が説明されます。次に、集団の年齢差、この方法に含まれる基本量をロバストに測定するためのさまざまな方法をレビューします。最後に、得られた主な測定結果が提示され、将来の調査の予測が提供され、これらのデータがハッブル張力に対処するための有用なフィードバックをどのように提供できるかについて議論されます。
ミクロカノニカル・ランジュバン・モンテカルロによるフィールドレベル推論
フィールドレベルの推論は、今後の宇宙論的調査から情報を最適に抽出する手段を提供しますが、高次元パラメータ空間の効率的なサンプリングが必要です。この研究では、微正準ランジュバンモンテカルロ(MCLMC)を適用して、宇宙構造のシミュレーションから宇宙の初期条件と宇宙論的パラメーター$\sigma_8$および$\Omega_m$をサンプリングします。MCLMCは、$\sim2.6\times10^5$次元の問題に関して、従来のハミルトニアンモンテカルロ(HMC)よりも1桁以上効率的であることが示されています。さらに、HMCと比較したMCLMCの効率は、次元が増加するにつれて大幅に増加し、今後の宇宙論的調査で必要とされる次元が何桁も向上することを示唆しています。
極端にレンズ化された高赤方偏移星の倍率の統計
| Title |
Statistics_of_magnification_for_extremely_lensed_high_redshift_stars |
| Authors |
J._M._Palencia,_J._M._Diego,_B._J._Kavanagh,_and_J._Martinez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09505 |
強いレンズ銀河内の星のマイクロレンズにより、一時的に極端な倍率($\mu\!>\!1000$)が得られ、高い赤方偏移での検出が可能になります。イカロスの発見に続いて、ハッブル宇宙望遠鏡(HST)とジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)を使用して、宇宙論的距離($z\!>\!1$)にあるいくつかの星が観測されました。この重力レンズの新興分野は、個々の高赤方偏移星を研究する可能性を秘めています。また、より多くのレンズ星が検出され、統計的に分析されるため、暗黒物質モデルに影響を与えるレンズ面の下部構造を研究する機会も提供されます。大きな倍率でのマイクロレンズのシミュレーションには計算上の要求があるため、このような極端なシナリオでの倍率の確率についての分析的近似を迅速かつ正確に開発することが重要です。この研究では、さまざまなマクロモデルの倍率とマイクロレンズの表面質量密度シナリオを検討し、極端な倍率の確率がこれらの要因にどのように依存するかを研究します。これを達成するために、これらのシナリオにおけるマイクロレンズ効果の最先端の大規模シミュレーションを作成します。これらのシミュレーションの分析を通じて、高価な数値シミュレーションの必要性を回避できる分析的なスケーリング関係を導き出します。私たちの結果は、極度に拡大され、マイクロレンズの影響下にある宇宙の距離にある星の現在の観察を解釈するのに役立ちます。
追加の暗黒流体の高次元モデルによる組換え前の宇宙の探査
| Title |
Exploration_of_the_Pre-recombination_Universe_with_a_High-Dimensional_Model_of_an_Additional_Dark_Fluid |
| Authors |
Michael_Meiers,_Lloyd_Knox,_Nils_Sch\"oneberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09522 |
私たちは、{\Lambda}CDMの拡張として、赤方偏移の関数として任意の状態方程式を持つ高次元一般化暗黒物質(HDGDM)を実装し、探索します。このモデルをCMB、BAO、および超新星データに公開して、次のことを実証します。周縁化された事後分布を使用すると、このような高次元モデルの実行可能性に関して誤解を招く結論に簡単につながる可能性があります。このような落とし穴と、パラメーター空間の観察上好ましい領域を探すために使用できる対応する緩和戦略について説明します。さらに、特にHDGDMモデルは、そのような技術が採用されればハッブル張力を緩和する能力の点で有望であることを示し、最適な状態方程式に将来のモデルのインスピレーションとなり得る興味深い特徴を発見しました。建物。
ハッブル張力を考慮した暗黒放射線の結合のテスト
| Title |
Testing_the_coupling_of_dark_radiations_in_light_of_the_Hubble_tension |
| Authors |
Zhiyu_Lu,_Batool_Imtiaz,_Dongdong_Zhang,_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09863 |
自己相互作用暗黒放射(SIdr)は、宇宙の進化に重大な影響を及ぼし、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)や大規模構造のクラスター化に影響を与える可能性があります。この研究では、CMBパワースペクトルに対するSIdrの影響を分析し、ハッブル張力を解決する際のその可能性を探ります。SIdrは、相互作用の強さに基づいて、強い自己結合と中程度の自己結合という2つの異なる動作を示します。これらの動作は、CMBデータの分析で明らかです。プランクのデータによると、暗黒放射線成分は自由ストリーミングニュートリノと考えられるSIdrの両方で構成されています。これらの成分からの寄与を合計すると、$N_{\rmeff}=3.046$の相対論的種が得られます。暗放射線間のユニバーサルカップリングの枠組みでは、$N_{\rmeff}=3.27_{-0.31}^{+0.23}$という一貫した値が得られます。さらに、この結合により、ハッブル定数($H_0$)が$70.1_{-1.6}^{+1.3},\text{km/s/Mpc}$に増加します。ただし、自由ストリーミングニュートリノの数をパラメータとして考慮すると、SIdrの存在はサポートされません。これにより、放射線におけるその割合は$R_x=0.047^{+0.025}_{-0.053}$になります。ハッブル定数は依然として強化されていますが、$N_{\rmeff}=3.52\pm0.25$が高くなります。私たちの調査結果は、特に可変数の自由流種を考慮した場合、ACTおよびSPTデータがSIdrの存在を裏付けることを明らかにしています。この場合、SIdrは総放射線量の約12.7%を占めます。ただし、ハッブル張力を完全に解決するには、SIdrだけに依存するのは不十分であることに注意することが重要です。最後に、今後の実験によって課されるSIdrの制約を調査します。これにより、スケーリングされた相互作用強度$\log_{10}\tildeG_{\rmeff}$の制限が現在の制約と比較して4.5倍改善されます。
新しい解離銀河団の合併: RM J150822.0+575515.2
| Title |
A_New_Dissociative_Galaxy_Cluster_Merger:_RM_J150822.0+575515.2 |
| Authors |
Rodrigo_Stancioli,_David_Wittman,_Kyle_Finner,_Faik_Bouhrik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10174 |
暗黒物質、銀河団内ガス、恒星の成分の間で明確な解離が見られる銀河団合体は、暗黒物質の性質を調べるための優れた実験室です。バイナリで上空の平面内で行われる合併には、モデル化が簡単になるという追加の利点があり、合併のダイナミクスをより深く理解できるようになります。我々は、これらすべての特徴を備えた銀河団合体の発見を報告し、redMaPPer光学クラスターカタログの検索で見つかったこの系の多波長解析を提示します。銀河の赤方偏移調査を実行して、2つのサブクラスターが同じ赤方偏移(0.541、両者の視線速度差は$368\pm519$kms$^{-1}$)にあることを確認します。X線形態では、BCG間に2つの表面輝度ピークが示されています。各サブクラスターに関連付けられた質量ピークを明らかにする弱いレンズ質量マップを構築します。NFWプロファイルをレンズデータに当てはめると、$M_{\rm200c}=36\pm11\times10^{13}$と$38\pm11\times10^{13}$M$_\odot/h$の質量が見つかります。それぞれ南と北のサブクラスターです。質量マップから、2つの質量ピークは合体軸に沿って$520^{+162}_{-125}$kpc離れているのに対し、2つのBCGは697kpc離れていると推測されます。また、電波遺物やハローを検索するための深いGMRT650MHzデータも提示しますが、何も見つかりませんでした。観測された合体パラメータを使用して、宇宙論的n体シミュレーションでアナログ系を見つけ、この系は周心から96万ミリから2億3600ミリ秒の間で観測され、合体軸は空面から$28^{\circ}$以内にあると推測します。
若い熱い土星TOI-1268bからの大気流出の検出
| Title |
Detection_of_an_Atmospheric_Outflow_from_the_Young_Hot_Saturn_TOI-1268b |
| Authors |
Jorge_P\'erez_Gonz\'alez,_Michael_Greklek-McKeon,_Shreyas_Vissapragada,_Morgan_Saidel,_Heather_A._Knutson,_Dion_Linssen_and_Antonija_Oklop\v{c}i\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09515 |
光蒸発による質量損失率は、惑星が若く、主星がより活動的であるときに最も高くなることが予想されているが、これまでのところ、若いガス巨大系外惑星の質量損失率の測定は比較的少数である。この研究では、若い(110-380Gyr)で低密度(0.71$^{+0.17}_{-0.13}$~g~cm$^)であるTOI-1268bの現在の大気質量減少率を測定します。{-3}$)海王星砂漠の上端近くに位置する熱い土星。パロマー/WIRCを使用して、TOI-1268bの2回の通過中の1083nmヘリウム三重項の過剰吸収を検索します。ヘリウムバンドパスではTESS観測よりも大きな通過深度($0.258_{-0.054}^{+0.056}\%$過剰)があることがわかり、モデル化することでこの過剰吸収を質量損失率に変換します。パーカー風として流出。私たちの結果は、この惑星は$\log\dot{M}=9.8\pm0.3$~g~s$^{-1}$の速度で質量を失っており、熱圏の温度は7000$^{+1800であることを示しています。}_{-1500}$~K。これは、10Gyrよりもはるかに長いと予測される大気寿命に相当します。私たちの結果は、ガス巨大系外惑星では、初期の年齢であっても光蒸発が弱いことを示唆しています。
氷の海洋世界における対流に対する氷の厚さの変化の調節効果
エンケラドゥスで観察される氷の厚さの変化が極増幅された底部加熱によって大きく維持されるかどうかは長い間謎であった。この問題の鍵は、対流プルームによる上向きの熱輸送が、氷の厚さの変化による氷の下の温度と塩分の変化によってどのように妨げられるかを理解することですが、これについてはまだ調査されていません。ここで、スケーリング解析を使用すると、氷の地形によって引き起こされる水平方向の温度変化は、底部加熱によって引き起こされる垂直方向の温度変化よりも簡単に桁違いに大きくなる可能性があることがわかりました。水平方向の温度勾配が支配的であるため、対流プルームは、圧斜調整によって形成された薄氷の下の成層層によって完全に遮断され、垂直トレーサー輸送が大幅に遅くなります。また、成層層は、コアが生成する熱のほとんどすべてを、より厚い氷の殻を持つ領域に向けてそらし、氷の厚さの勾配を破壊します。この結果により、エンケラドゥスの炉心生成加熱に上限を設定することができ、これは居住可能性の推定に極めて重要です。底部熱流束が成層を貫通するためのスケーリング則を導出し、検討した。このスケーリングは、一般に氷衛星の不均一な底部加熱によって引き起こされる氷の最大厚さの変化を制限するために使用でき、氷殻内で大部分の熱を生成する氷衛星と、氷殻内で大部分の熱を生成する氷衛星を区別するために使用できます。ケイ酸塩コア。
ESPRESSO/VLT観測によるWASP-85Abの大気組成
| Title |
Atmospheric_composition_of_WASP-85Ab_with_ESPRESSO/VLT_observations |
| Authors |
Zewen_Jiang,_Wei_Wang,_Guo_Chen,_Fei_Yan,_Heather_M._Cegla,_Patricio_Rojo,_Yaqing_Shi,_Qinlin_Ouyang,_Meng_Zhai,_Yujuan_Liu,_Fei_Zhao_and_Yuqin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09577 |
トランジット分光法は、系外惑星の大気特性を明らかにするために最も頻繁に使用される技術ですが、高解像度ではスペクトル線の小さなドップラーシフトを解決できるという利点があり、系外惑星大気の痕跡信号を個別に抽出できます。我々は、V=11.2等のG5主星の周りを2.655日公転する太陽系外惑星WASP-85Abの透過スペクトルを超大型望遠鏡アレイの高解像度分光器ESPRESSOで3回のトランジットにわたって観測した。我々は、WASP-85Aに対するロシター・マクラフリン効果の解析を提示し、スピン軌道角${\lambda=-16.155^{\circ}}^{+2.916}_{-2.879}$を決定します。惑星はほぼ整列した軌道上にあります。3晩の透過スペクトルを組み合わせて、中心から四肢の変化とロシター・マクラフリン効果による透過スペクトルの直接目視検査により、$\gtrabout3\sigma$でH$\alpha$とCaII吸収を暫定的に検出しました。これらの強いラインのコアを0.1Aマスクで除外した後でも、依然として目に見えるままになっています。これらのスペクトル信号は惑星大気から発生している可能性が高いと思われますが、恒星起源を完全に排除することはできません。一連の原子と分子の相互相関解析により、LiIが$\sim4\sigma$レベルでわずかに検出され、WASP-85Abの大気中にLiが存在する可能性があることが示唆されました。
PolHEx (高温系外惑星の偏光) を使用した、接近した巨大系外惑星 WASP-96b からの反射偏光のモデル化
| Title |
Modelling_reflected_polarised_light_from_close-in_giant_exoplanet_WASP-96b_using_PolHEx_(Polarisation_of_Hot_Exoplanets) |
| Authors |
Katy_L._Chubb,_Daphne_Stam,_Christiane_Helling,_Dominic_Samra,_and_Ludmila_Carone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09601 |
我々は、潮汐ロックされていると想定される近接系外惑星の偏光反射スペクトルをモデル化するための、高温系外惑星の偏光(PolHEx)コードを紹介します。私たちは、全球気候モデル(GCM)からの出力とホットジュピターWASP-96bの運動雲モデルをベースとして使用し、大気中の経度・緯度の不均一性の影響を調査します。さまざまなモデル大気について、光束(F)と直線偏光度(P)を波長と惑星軌道位相の関数としてモデル化します。私たちは、反射光束、特に偏光状態に影響を与える雲粒子のさまざまな材料とサイズを発見しました。不均質な混合材料雲粒子(Al2O3、Fe2O3、Fe2SiO4、FeO、Fe、Mg2SiO4、MgO、MgSiO3、SiO2、SiO、TiO2)を形成するためにさまざまな材料が使用されます。Fe2O3、Fe、およびFeOが最も強力に吸収する種です。。我々は、涼しい朝のターミネーター領域の周囲でより小さい平均粒径とより狭いサイズ分布が、暖かい夕方のターミネーター領域とは異なる散乱特性をもたらすことを発見した。また、球形の雲粒子と比較して、不規則な形状の雲粒子では、波長と軌道位相の関数としてFとPに違いがあることもわかりました。この研究は、モデルに偏光状態を含めることの重要性と、通過する系外惑星大気の反射スペクトルの将来の観察を強調しています。
等しい質量の小惑星連星系近傍における宇宙船の力学の解析
| Title |
Analysis_of_the_dynamics_of_a_spacecraft_in_the_vicinity_of_an_asteroid_binary_system_with_equal_masses |
| Authors |
L._B._T._Santos,_P._A._Sousa-Silva,_M._O._Terra,_S._Aljbaae,_D._M._Sanchez,_A._F._B._A._Prado,_G._M._Oliveira,_F._Monteiro,_A._K._de_Almeida_Jr,_N.B._Lima,_N.B.D_Lima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09657 |
この研究では、休眠状態の木星系彗星の可能性もある小惑星2017YE5に適用して、ほぼ等しい質量の地球近傍連星小惑星の周囲の探査機の力学解析を実行しました。したがって、円制限三体問題を使用して、この連星系の周りの粒子の運動を調査しました。システムのラグランジュ点の位置とそのヤコビ定数を計算しました。断面のポアンカレ曲面を使用した数値シミュレーションを通じて、各連星系の主星の周りにいくつかの順行および逆行の周期軌道を見つけることができ、その一部はかなり大きな高次の挙動を示しました。これらの軌道の安定性も計算しました。周期軌道を見つけた後、太陽輻射圧がこれらの軌道に及ぼす影響を調査しました。この分析では、面積対質量比が0.01と0.1に等しいと考えました。また、2017YE5系の物理的および軌道的特性を考慮した探査機寿命解析を実施し、この系近傍における探査機の挙動を調査しました。ヤコビ定数のさまざまな値について、順行軌道と逆行軌道を分析しました。この研究では、少なくとも6か月間、衝突したり、システムから脱出したりせずに存続する軌道を調査しました。また、宇宙船が$M_1$または$M_2$に衝突したり、星系から脱出したりする初期条件も解析します。この研究では、小惑星連星系の重力と太陽放射圧(SRP)を考慮します。最後に、共線的なラグランジュ点間の最適な二重衝撃軌道操縦を計算しました。私たちは、0.1日から1日までの飛行時間を考慮して、考えられる軌道移動のグループを発見しました。
小惑星の同期連星系周囲の軌道力学の数値的研究
| Title |
Numerical_investigations_of_the_orbital_dynamics_around_a_synchronous_binary_system_of_asteroids |
| Authors |
L._B._T._Santos,_Allan_Kardec_de_Almeida_Jr,_P._A._Sousa-Silva,_M._O._Terra,_D._M._Sanchez,_S._Aljbaae,_A._F._B._A._Prado,_F_Monteiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09658 |
この記事では、連星小惑星系の共線平衡点付近の平衡点と周期軌道群を、二次天体の角速度、系の質量比、二次天体のサイズに関して調べます。物体の重力場は、一次を質点として、二次を回転質量双極子として仮定してモデル化されると仮定します。このモデルにより、平衡点$L_1$と$L_2$から発せられる平面およびハロー周期軌道の族を計算することができます。これらのファミリーの安定性と分岐が分析され、その結果が制限付き三体問題(RTBP)で得られた結果と比較されます。この結果は、小惑星連星系の近傍における力学的な挙動の概要を示しています。
三極子質量としてモデル化された小惑星の周囲の力学
| Title |
Dynamics_Around_an_Asteroid_Modeled_as_a_Mass_Tripole |
| Authors |
L._B._T._Santos_and_L._O._Marchi_and_P._A._Sousa-Silva_and_D._M._Sanchez_and_S._Aljbaae_and_A._F._B._A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09659 |
不規則な小さな天体の周りを周回する宇宙船の軌道力学は、難しい問題です。これらの天体の重力場をモデル化することは、地球から観察される正確な形状についての知識が乏しいために発生します。不規則小惑星近傍の複雑な力学的環境を理解するために、単純化されたモデルを使用していくつかの研究が行われてきました。本研究では、与えられた長さと無視できる質量の棒によって相互にリンクされた3つの質点の存在に基づいた三極子モデルを使用して、アーチ型の小惑星近傍の定性的ダイナミクスを調査します。私たちはその結果をいくつかの実際の系、すなわち小惑星8567、243Ida、433エロス、そして火星の天然衛星の1つであるフォボスに適用しました。
微惑星のペアの降着を介して地球天体が成長する形成モデルは、小天体集団を含む太陽系の一般的な特性を再現することにかなり成功しています。しかし、微惑星降着は、最近発見された多種多様な太陽系外惑星系、特に短周期地球型惑星をホストする系の文脈ではまだ十分に調査されていません。この研究では、直接N体シミュレーションを使用して、約1日の公転周期に及ぶ円盤内の微惑星からの惑星胚の成長を調査し、理解します。私たちは、微惑星の降着が短い軌道周期でほぼ100パーセントの効率になり、古典的な孤立質量よりもはるかに大きな胚の質量をもたらすことを示しました。岩体の場合、その物体の物理的サイズは、円盤の内側の端に向かってヒル球のかなりの部分を占め始めます。この体制では、ほとんどの接近遭遇は散乱ではなく衝突をもたらし、この系は以前の研究で見られたような、動的に熱い微惑星と動的に冷たい寡頭集団の二峰性集団を発達させない。短い軌道周期で見られる高効率の降着は、密集した内惑星系には小さな天体がほとんど完全に残存していないはずであることを示唆している。我々は、初期の円盤モデルに関する仮定に対する結果の堅牢性を実証し、また、惑星形成円盤におけるこの非寡頭成長モードの出現に対して、単純化した衝突モデルが与える影響も調査します。
初期地球への大きな衝突後の大気中の生命分子の起源
| Title |
Origin_of_Life_Molecules_in_the_Atmosphere_After_Big_Impacts_on_the_Early_Earth |
| Authors |
Nicholas_F._Wogan,_David_C._Catling,_Kevin_J._Zahnle,_Roxana_Lupu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09761 |
地球上の生命の起源は、リボヌクレオチドの合成を可能にするHCNのようなニトリルを生成するプレバイオティック大気の恩恵を受けるでしょう。しかし、地球化学的証拠は、冥王代の大気は比較的酸化しており、プレバイオティクス分子の光化学的生成は無視できる程度であったことを示唆している。これらの矛盾は、鉄が豊富な小惑星の衝突によって大気全体が一時的に還元され、その後の光化学でニトリルが形成されることによって解決される。ここでは、気相反応と表面触媒作用を説明する、新しい時間依存性の大気化学と気候を組み合わせたモデルを使用して、衝突によって生成された還元性大気を調査します。その結果、H$_2$-、CH$_4$-、およびNH$_3$が豊富な大気は、水素が宇宙に逃げるまで何百万年も存続します。HCNおよびHCCCNの生成と地表への降雨は、モル比$\mathrm{CH_4}/\mathrm{の霞んだ大気中では$10^9$分子cm$^{-2}$s$^{-1}$に達する可能性がある。CO_2}>0.1$。$\mathrm{CH_4}/\mathrm{CO_2}$比が小さいと、HCNレインアウト率$<10^5$分子cm$^{-2}$s$^{-1}$が生成され、HCCCNは無視できます。大気$\mathrm{CH_4}/\mathrm{CO_2}>0.1$を生み出す衝突体の最小質量は、$4\times10^{20}$～$5\times10^{21}$kg(直径570～1330km)です。鉄が蒸気雰囲気とどれだけ効率的に反応するか、衝撃によって引き起こされる溶解池との大気平衡の程度、およびCH$_4$生成を触媒するニッケルの表面積に依存します。あるいは、水蒸気が浸透して地殻を深く酸化する場合には、衝撃子$\sim10^{20}$kgが有効である可能性があります。大量のニトリルを含む大気の表面温度は$>360$Kであり、おそらくRNAの寿命に課題をもたらしますが、雲のアルベドはより涼しい気候を生み出す可能性があります。いずれにせよ、衝突後のシアン化物は貯蔵され、水素が宇宙に逃げた後にプレバイオティクス計画に使用される可能性がある。
境界双曲彗星 C/2021 O3 (パンスターズ) は太陽に近づくにつれて減光していました
| Title |
Borderline_hyperbolic_comet_C/2021_O3_(PANSTARRS)_was_fading_as_it_approached_the_Sun |
| Authors |
M._Evangelista-Santana_(Observat\'orio_Nacional),_M._De_Pr\'a_(University_of_Central_Florida),_J._M._Carvano_(Observat\'orio_Nacional),_C._de_la_Fuente_Marcos_(Universidad_Complutense_de_Madrid),_R._de_la_Fuente_Marcos_(AEGORA_Research_Group,_Universidad_Complutense_de_Madrid),_M_R._Alarcon_(Universidad_de_La_Laguna,_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias),_J._Licandro_(Universidad_de_La_Laguna,_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias),_D._Lazzaro_(Observat\'orio_Nacional),_J._Michimani_(Observat\'orio_Nacional),_W._Pereira_(Observat\'orio_Nacional),_E._Rond\'on_(Observat\'orio_Nacional),_F._Monteiro_(Observat\'orio_Nacional),_P._Arcoverde_(Observat\'orio_Nacional),_T._Corr\^ea_(Observat\'orio_Nacional),_T._Rodrigues_(Observat\'orio_Nacional)_and_C._Paganini-Martins_(Universidade_Federal_de_Sergipe) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10029 |
我々は、境界線双曲彗星C/2021O3(PANSTARRS)が最近太陽系内部を通過中に行った観測および数値研究を紹介します。私たちの観測は2021年10月から2022年1月にかけてOASIとSOARで実施され、他の長周期彗星で測定された活動と比べて活動レベルが低いことが明らかになりました。さらに、彗星が太陽に近づくにつれて明るさが低下することも観察されました。C/2021O3が2022年4月21日に近日点に近づいたときに取得された私たちの測光データは、この彗星の活動が長周期彗星の場合に通常予想されるものよりもはるかに低く、$Af\rho$値がより一致していることを示しています。短周期彗星（特に木星系彗星）の彗星。一方、昏睡中の塵の量が減少するにつれて観察されたスペクトル勾配の値の増加は、より小さな塵粒子が、昇華ジェットによって噴射されるよりも速く放射圧によって昏睡から分散されていることを示している可能性があります。その軌道進化の分析は、C/2021O3が動的に古い彗星であるか、あるいはおそらく動的に古い彗星を装った新しい彗星である可能性があり、その起源は太陽系である可能性が高いことを示唆しています。
C2PU/PISCOによる連星小惑星(22)カリオペのスペックル観測
| Title |
Speckle_observations_of_the_binary_asteroid_(22)_Kalliope_with_C2PU/PISCO |
| Authors |
E._Aristidi,_B._Carry,_K._Minker,_J.-L._Prieur,_M._Scardia,_J.-P._Rivet,_P._Bendjoya,_L._Abe,_R.-W._Argyle,_L._Koechlin,_J.F._Ling,_L._Maccarini,_L._Pansecchi,_L._Piccotti,_J._Serot,_D._Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10056 |
我々は、フランスのカラン高原にある1mC2PU-Epsilon望遠鏡で得られた、小惑星(22)Kalliopeの衛星であるLinusの位置の新しいスペックル測定を発表する。観察はスペックルカメラPISCOを使用して可視領域で行われました。2022年2月から3月と2023年4月に122件の測定値が得られ、角度間隔の平均不確かさは10ミリ秒に近かった。
NASA/DART によるディモルフォスへの影響による噴出物の特性評価: 観測とモンテカルロ モデル
| Title |
Characterization_of_the_ejecta_from_NASA/DART_impact_on_Dimorphos:_observations_and_Monte_Carlo_models |
| Authors |
Fernando_Moreno,_Adriano_Campo_Bagatin,_Gonzalo_Tancredi,_Jian-Yang_Li,_Alessandro_Rossi,_Fabio_Ferrari,_Masatoshi_Hirabayashi,_Eugene_Fahnestock,_Alain_Maury,_Robert_Sandness,_Andrew_S._Rivkin,_Andy_Cheng,_Tony_L._Farnham,_Stefania_Soldini,_Carmine_Giordano,_Gianmario_Merisio,_Paolo_Panicucci,_Mattia_Pugliatti,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Emilio_Fernandez-Garcia,_Ignacio_Perez-Garcia,_Stavro_Ivanovski,_Antti_Penttila,_Ludmilla_Kolokolova,_Javier_Licandro,_Olga_Munoz,_Zuri_Gray,_Jose_L._Ortiz,_and_Zhong-Yi_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10086 |
NASA/DART(DoubleAsteroidRedirectionTest)宇宙船は、バイナリ(65803)Didymosシステムの二次コンポーネントであるDimorphosに衝突することに成功しました。衝突後、大きな塵雲が放出され、長く続く塵の尾が発達した。私たちは、地上およびハッブル宇宙望遠鏡(HST)からダストテールを広範囲に監視してきました。我々は、両方の観測データセットを組み合わせ、観測されたダストテールのモンテカルロモデルを使用することにより、噴出物ダストの特性、すなわち粒径分布と噴出速度、噴出幾何学パラメータ、質量の特性評価を提供します。イメージングデータに最もよく適合する微分サイズ分布関数は、べき乗則が崩れており、r$\le$3mmの粒子の検出力指数は-2.5、より大きな粒子の検出力指数は-3.7でした。粒子のサイズは1$\μ$mから5cmまでの範囲です。噴出物は、速度と噴出方向に応じて2つの成分によって特徴付けられます。2022年10月8日以降に観測された二重尾の北側の成分は、ディディモスへの破片の衝突による二次的な噴出現象に関連している可能性があるが、この特徴が連星系の力学のみから生じている可能性もある。放出される塵の総質量の下限は$\sim$6$\times$10$^6$kgと推定され、この質量の半分が惑星間空間に放出されます。
隣接するホットコアの複雑な化学の比較: W3(H$_{2}$O) と W3(OH) の NOEMA 研究
| Title |
Comparing_Complex_Chemistry_in_Neighboring_Hot_Cores:_NOEMA_Studies_of_W3(H$_{2}$O)_and_W3(OH) |
| Authors |
Will_E._Thompson,_Morgan_M._Giese,_Dariusz_C._Lis,_Susanna_L._Widicus_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09495 |
ここでは、隣接するホットコアW3(H$_{2}$O)とW3(OH)のNOEMA干渉観測を示します。同じ親雲内に異なる進化段階にある2つの星形成核が存在することは、星源の物理学とその進化段階が化学にどのような影響を与えるかを研究するまたとない機会を提供します。スペクトル分析とイメージングを通じて、これらのコア内の20以上の分子を特定します。最も注目すべき点は、これまでこのコアでは検出されなかったHDOとCH$_{3}$CH$_{2}$CNがW3(OH)で検出されたことです。私たちは分子発光を画像化し、これらの発生源内の新しい構造的特徴を明らかにしました。W3(OH)は、分子発光に囲まれた「ほこりの多い繭」内での吸収を示します。これらの観察により、低速衝撃を潜在的に示す拡張された放射も明らかになりました。ここで得られた情報から、メタノールのカラム密度および温度マップを構築し、この情報を分子画像と比較しました。この研究は、星形成の後期段階で破壊される可能性のある分子の空間分布を比較することにより、さまざまな進化段階における星形成領域の化学に対する物理的環境の影響を実証しています。
CEERS キーペーパー VII: z>2 における NIRSpec および NIRCam 広視野スリットレス分光法による輝線比
| Title |
CEERS_Key_Paper_VII:_Emission_Line_Ratios_from_NIRSpec_and_NIRCam_Wide-Field_Slitless_Spectroscopy_at_z>2 |
| Authors |
Bren_E._Backhaus,_Jonathan_R._Trump,_Nor_Pirzkal,_Guillermo_Barro,_Steven_L._Finkelstein,_Pablo_Arrabal_Haro,_Raymond_C._Simons,_Jessica_Wessner,_Nikko_J._Cleri,_Michaela_Hirschmann,_Micaela_B._Bagley,_David_C._Nicholls,_Mark_Dickinson,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Casey_Papovich,_Dale_D._Kocevski,_Anton_M._Koekemoer,_Laura_Bisigello,_Anne_E._Jaskot,_Ray_A._Lucas,_Intae_Jung,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron,_Henry_C._Ferguson,_Adriano_Fontana,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Lisa_J._Kewley,_Allison_Kirkpatrick,_Jennifer_M._Lotz,_Laura_Pentericci,_Pablo_G._Perez-Gonzalez,_Swara_Ravindranath,_Rachel_S._Somerville,_Guang_Yang,_Benne_W._Holwerda,_Peter_Kurczynski,_Nimish_P._Hathi,_Caitlin_Rose,_Kelcey_Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09503 |
私たちは、宇宙進化早期放出調査(CEERS)でジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡近赤外線カメラ広視野スリットレス分光法(NIRCamWFSS)と近赤外線分光器(NIRSpec)を使用して、zにある155個の銀河の静止系光学輝線を測定します。>2.ブラインドNIRCamグリズム観測には、NIRSpecマスクでは観測されなかった明るい輝線を持つ銀河のサンプルが含まれています。赤方偏移の観点から、Ha、[OIII]/Hb、および[NeIII]/[OII]輝線の変化を、赤方偏移の低いSDSSおよびCLEARサンプルと比較して研究します。[OIII]/Hbと赤方偏移の間には有意な(>3$\sigma$)相関がある一方、[NeIII]/[OII]には赤方偏移とわずかな(2$\sigma$)相関があることがわかります。[OIII]/Hbと[NeIII]/[OII]を星の質量とHbSFRと比較します。両方の輝線比が、赤方偏移0<z<9にわたってHbSFRと相関関係があり、星の質量と逆相関があることがわかりました。MAPPINGS~Vモデルとの比較は、これらの傾向が低質量銀河および高SFR銀河における金属量の低下とイオン化の増加と一致していることを示しています。さらに、IllustriousTNG予測と比較したところ、有意なショックイオン化コンポーネントを含むマッピングモデルを呼び出す必要がなく、それらがサンプルで観察された最高の[OIII]/Hb比を効果的に記述していることがわかりました。
半径方向加速関係のフックと曲がり: 暗黒物質のテストと MOND の課題
| Title |
Hooks_&_Bends_in_the_Radial_Acceleration_Relation:_Tests_for_Dark_Matter_and_Challenges_for_MOND |
| Authors |
Francisco_J._Mercado,_James_S._Bullock,_Jorge_Moreno,_Michael_Boylan-Kolchin,_Andrew_Wetzel,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere_and_Jenna_Samuel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09507 |
動径加速度関係(RAR)は、特定の半径$a_{\rmtot}(r)$の銀河の総重力加速度を、同じ半径$a_{\rmbar}のバリオンによって説明される重力加速度に結び付けます。(r)$。回転支持銀河のRARの形状と緊密さは、修正ニュートン力学(MOND)に沿った特徴を持ち、宇宙定数+冷たい暗黒物質($\Lambda$CDM)パラダイム内でも発生する可能性があります。$M_{\star}\,\simeq\,10^{7-11}\,M_{\odot}$の恒星質量を持つ20個の銀河のズームシミュレーションを使用して、RARの観測された平均と散乱が次のとおりであることを示します。FIRE-2シミュレーションで再現。我々は、平均的な関係から「フックダウン」する非単調なRARトラックを持つ多くの観測銀河の存在を強調します。これらのフックをMONDで説明するのは難しいですが、暗黒物質が支配的であり、暗黒物質のハロー内にフィードバックによって誘導されたコアを持つ、シミュレーションされたすべての銀河でそれらのフックが見られます。我々は、このような核のあるハローは非単調な加速プロファイルを持っているため、下向きのフックが予想されることを分析的に示します。また、シミュレーションした銀河のハローの外側範囲についてRAR予測を行い、円盤銀河の回転曲線によって追跡される加速度より下の加速度との関係を拡張します。この領域では、私たちのシミュレーションは、MONDにヒントを得たRARの外挿からの「曲がり」を予測します。半径が大きい場合、$a_{\rmtot}(r)\,\estimate\,a_{\rmに近づきます。bar}(r)/f_{\rmb}$、ここで$f_{\rmb}$は宇宙バリオンの割合です。現実の銀河の周囲で低加速度でのこれらの曲がりを探す今後の取り組みでは、MONDと\lcdmのテストが行われる予定です。
動的に若い球状星団NGC 2419における複数の集団の構造的性質
| Title |
The_structural_properties_of_multiple_populations_in_the_dynamically_young_globular_cluster_NGC_2419 |
| Authors |
Silvia_Onorato,_Mario_Cadelano,_Emanuele_Dalessandro,_Enrico_Vesperini,_Barbara_Lanzoni_and_Alessio_Mucciarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09508 |
NGC2419は、おそらく銀河の中で最も活動年齢が低い球状星団(GC)です。このため、複数の個体群(MP)は長期的な動的進化の影響による影響をわずかしか受けていない可能性が高いため、その複数の個体群(MP)の特性を研究するための非常に興味深い対象となっています。今回我々は、高解像度のHSTと広範な地上データを組み合わせることにより、この遠隔かつ大規模なGCの延長全体に沿ったMPの構造的および形態学的特性の詳細な分析を初めて発表します。第2集団(SP)星が第1集団(FP)系の内部領域で形成されると予測する形成モデルと一致して、SPがFPよりも中心に集中していることがわかります。これは、二体緩和によって引き起こされる進化段階の初期段階のクラスターにおけるMPの相対濃度に制約を与える可能性があります。さらに、FP星の割合が銀河GCによって描かれた一般的な傾向から予想されるよりも大きいことがわかりました。多くの研究が示唆しているように、NGC2419が射手座矮小銀河で形成され、後に天の川銀河によって降着されたのであれば、観測されたFPの割合は、NGC2419のより弱い潮汐場への移行によるものとして説明できる可能性があることを示します。(現在の銀河中心距離はd_gc~95kpc)、その結果、FP星の損失率が減少します。
TESS における統合光星団光度曲線のカタログ
| Title |
Catalog_of_Integrated-Light_Star_Cluster_Light_Curves_in_TESS |
| Authors |
Tobin_M._Wainer,_Gail_Zasowski,_Joshua_Pepper,_Tom_Wagg,_Christina_L._Hedges,_Vijith_Jacob_Poovelil,_Tara_Fetherolf,_James_R._A._Davenport,_P._Marios_Christodoulou,_Jack_T._Dinsmore,_Avi_Patel,_Kameron_Goold,_Benjamin_J._Gibson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09510 |
私たちは、天の川銀河、小マゼラン雲、および大マゼラン雲の星団に対する最初の統合光であるTESSベースの光度曲線を提示します。私たちは、特に変動性に重点を置いて、これらの光度曲線にエンコードされた情報を調査します。公開されているパッケージELKについて説明します。このパッケージは、主成分分析を適用して背景光補正を実行し、TESS体系の補正を組み込むことで光度曲線を抽出するように設計されており、約10日未満の時間スケールで変動を検出できるようになります。私たちは光度曲線の品質を保証するために一連のチェックを実行し、系統的特徴が支配的な特徴として特定される観測を削除し、以前にカタログ化された348個の散開星団および球状星団の光度曲線を提供します。TESSが複数の観測セクターでクラスターを観測した場合、セクターごとに個別の光度曲線(合計2204個の光度曲線)を提供します。私たちは、高振幅のセファイド星とリラ座変光星を含むことが知られている星団の光度曲線を詳細に調査し、これらの既知の変光星の変動性は、他の数千の星からの光と合計した場合でも検出可能であることを確認しました。また、恒星集団全体にわたって積分すると、振幅の小さな恒星の変動さえも保存されることも示します。
星間物質における H{\i} から H$_{2}$ への遷移条件の調査
| Title |
Probing_the_Conditions_for_the_H{\i}-to-H$_{2}$_Transition_in_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
Gyueun_Park,_Min-Young_Lee,_Shmuel_Bialy,_Blakesley_Burkhart,_J._R._Dawson,_Carl_Heiles,_Di_Li,_Claire_Murray,_Hiep_Nguyen,_Anita_Hafner,_Daniel_R._Rybarczyk,_Sne\v{z}ana_Stanimirovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09513 |
この論文では、$^{12}$とともに58の銀河の視線(LOS)に向けたHIの放出と吸収の測定を解析することにより、太陽近傍におけるHIからH$_{2}$への遷移の条件を調査します。CO(1$-$0)(CO)および粉塵データ。冷たい中性媒体と温かい中性媒体(CNMおよびWNM)の正確なカラム密度に基づいて、まずガスの原子相と分子相への分解を実行し、観察されたLOSの大部分がHI主体であることを示します。さらに、光学的に濃いHIではなく、COダークH$_{2}$が太陽近傍の暗黒ガスの主成分であることがわかりました。CO明るい分子ガスの形成条件を調べるために、HIとCOの間の運動学的関連を分析したところ、CNMはWNMよりもCOと運動学的に密接に関連していることがわかりました。CO線幅内のCNM成分を分離すると、スピン温度$<$200K、ピーク光学深さ$>$0.1、CNM部分$\sim$0.6、$V$バンドのダスト消滅$>という特徴が見られます。0.5等倍。これらの結果は、CO-明るい分子ガスが、CNMがより低温で豊富になる高カラム密度の環境で優先的に形成されることを示唆しています。最後に、観察されたCNM特性をSternbergらの定常状態H$_{2}$形成モデルと対比させます。そして、CNMは小さな体積充填率で塊状になっているに違いないと推測します。別の可能性としては、宇宙線やガス力学などのモデル内で欠落しているプロセスが、HIからH$_{2}$への遷移において重要な役割を果たしている可能性があります。
弱い外部場における球状銀河団を使った QUMOND 理論の検証
| Title |
Testing_QUMOND_theory_with_Galactic_globular_clusters_in_a_weak_external_field |
| Authors |
A._Sollima,_C._Nipoti,_F._Calura,_R._Pascale,_H._Baumgardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09514 |
私たちは、準線形修正ニュートン力学(QUMOND)の枠組みで恒星系の自己矛盾のない力学モデルを開発しました。モデルは、ガンとグリフィン(1979)の異方性分布関数から構築され、この重力理論を定義する修正ポアソン方程式と組み合わせられ、外部場の効果が考慮されています。私たちは、これらのモデルとそのニュートン類似モデルを使用して、動径速度とガイア固有運動の最新のデータセットを使用して、18個の銀河球状星団のサンプルの投影密度と速度分散プロファイルを適合させました。このようにして、各クラスターについて、各重力理論の動的質量対光比($M/L$)の推定値を取得しました。選択されたクラスターは、正確な固有運動と、非常に低い質量領域に至るまで十分にサンプリングされた質量関数を備えています。これにより、異方性の程度を制限し、恒星の進化等時線との比較から、力学に依存しない最小質量光比$(M/L)_{min}$の推定値を提供することができます。最適な動的$M/L$と$(M/L)_{min}$を比較すると、分析されたクラスターのいずれについても2つの重力理論が観測データと著しく矛盾していることがわかります。(NGC5024)QUMONDによって予測された動的$M/L$は、$(M/L)_{min}$の下の$2.8\sigma$にあります。提案されたアプローチにはいくつかの制限（特に質量分離の処理が欠如している）があるものの、得られた結果は、比較的弱い外場における球状星団の運動学が重力の代替理論を証明するための強力なツールとなり得ることを示唆しています。
G26.50+0.28のO型原始星に関連するアウトフローに関するALMAとVLBAの見解
| Title |
ALMA_and_VLBA_views_on_the_outflow_associated_with_an_O-type_protostar_in_G26.50+0.28 |
| Authors |
Gang_Wu,_Christian_Henkel,_Ye_Xu,_Andreas_Brunthaler,_Karl_M._Menten,_Keping_Qiu,_Jingjing_Li,_Bo_Zhang,_and_Jarken_Esimbek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09517 |
原始星のジェットと流出は、星形成プロセスの重要な要素です。この現象をより深く理解することは、それ自体が重要であるだけでなく、星形成の多くの基本的な側面にとっても重要です。O型原始星に関連するジェットとアウトフローは、原始星のすぐ近くに到達する観測で研究されることはほとんどありません。この研究では、G26.50+0.28領域にあるO型原始星候補に関連するアウトフローの明確で一貫した画像を明らかにするために、高解像度のALMAおよびVLBA観測を報告します。これらの観察により、流出空洞の中央に位置する平行ジェットが初めて明らかになりました。ジェットは細長いディスク/トロイドとその速度勾配に対して垂直であることがわかります。最も強い連続体源MM1からの青方偏移ジェット軸に沿って見ると、平行ジェットは小さな振幅($\alpha$$\estimated$0$\,.\!\!^{\circ}$06)の反時計回りの歳差運動を示しているように見えます。歳差運動の長さは0.22pcです。ジェットの傾斜は非常に低い可能性が高く($\about$8$^{\circ}$)、その横方向の形態と運動学を研究するための有望なターゲットとなっています。しかし、ALMAやVLBAの観測では、ジェット回転の明確な証拠は見つかりませんでした。水メーザースポットの三次元速度は、異なる開口角度に対して同じ絶対速度を示しているようであり、ジェット風が比較的狭い領域で発生する可能性があることを示唆しています。これはX風モデルに有利です。つまり、ジェットは内側のディスクの端に近い小さな領域で発射されます。
フレア、ワープ、トランケーション、衛星: 超薄型銀河 UGC 11859
| Title |
Flares,_Warps,_Truncations,_and_Satellite:_The_Ultra-thin_Galaxy_UGC_11859 |
| Authors |
Luis_Ossa-Fuentes_(1_and_2),_Alejandro_S._Borlaff_(3_and_4_and_5),_John_E._Beckman_(6_and_7),_Pamela_M._Marcum_(3),_Michael_N._Fanelli_(3)_((1)_Instituto_de_Fisica_y_Astronomia_Universidad_de_Valparaiso_Chile,_(2)_Valencian_International_University_Spain,_(3)_NASA_Ames_Research_Center_USA,_(4)_Bay_Area_Environment_Research_Institute_USA,_(5)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology_USA,_(6)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias_Spain,_(7)_Facultad_de_Fisica_Universidad_de_la_Laguna_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09521 |
銀河の外壁の構造は、銀河の過去と進化に関する貴重な情報を提供します。投影された方向により、エッジオン孤立銀河は、ワープやフレアを含む銀河の三次元構造を研究し、そのような歪みの原因の可能性を調査するための実験室として効果的に機能します。私たちは、明らかに孤立したエッジオンの極薄銀河UGC11859の構造を分析し、歪みの存在を調べました。GTC(GranTelescopioCanarias)で取得した深部光学イメージング観測は、放射状および垂直方向の表面輝度プロファイルとg-rカラー放射状プロファイルを導き出すために使用されます。私たちは、銀河円盤が重大な重力歪みを示していることを発見しました。円盤の片側で歪みがはっきりと検出され、中心の両側の銀河面では銀河中心半径の増加に伴ってスケールの高さが増加しており、星の分布にフレアの存在が示されています。円盤の表面輝度プロファイルは、銀河中心半径24キロパーセクで急激な切れ目、それより大きな半径への急激な低下、およびエッジオンの切断を示しており、これはフレアの存在と関連付けられます。本研究は、トランケーションとフレアとの関連性を初めて観察的に裏付けたものである。円盤の歪んだ面のすぐ向こう側に、小さな角距離内にかすかな銀河が観察され、相互作用する伴銀河の可能性があることが確認されています。超深度のgおよびr測光に基づいて、潜在的な伴星がUGC11859と同じ距離にある場合、衛星銀河の恒星質量は約6.33log(MSol)であると推定されます。
銀河の進化における星形成の衰退について
| Title |
On_the_Decline_of_Star_Formation_during_the_Evolution_of_Galaxies |
| Authors |
Adelheid_Teklu,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Klaus_Dolag,_Rhea-Silvia_Remus_and_Lucas_Kimmig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09526 |
宇宙論的シミュレーションでは、銀河の進化中に、特定の星形成速度が継続的に減少することが予測されています。以前の研究で、私たちは一般に、これは銀河の冷たいガスの不足によって引き起こされるのではなく、むしろ星を形成できるガスの割合の減少によって引き起こされることを示しました。この挙動の起源を調査するために、宇宙流体力学シミュレーションMagneticumPathfinderから選択された円盤銀河を使用し、その進化を経時的に追跡します。冷たいガス領域の平均密度が時間とともに減少することがわかりました。これは、銀河の進化の過程で、星形成領域がガス密度のより低い、より大きな銀河半径に移動するという事実によって引き起こされます。これは、円盤銀河が裏返しに成長するという考えを裏付けています。
馬頭星雲における分子ガスと電離ガスの間の極めて鋭い遷移
| Title |
The_extremely_sharp_transition_between_molecular_and_ionized_gas_in_the_Horsehead_nebula |
| Authors |
C._Hern\'andez-Vera,_V._V._Guzm\'an,_J._R._Goicoechea,_V._Maillard,_J._Pety,_F._Le_Petit,_M._Gerin,_E._Bron,_E._Roueff,_A._Abergel,_T._Schirmer,_J._Carpenter,_P._Gratier,_K._Gordon,_K._Misselt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09540 |
(要約)大質量星は、その強力な紫外線(UV)放射場によって分子雲の進化を決定することができます。さらに、紫外線は星形成雲内の熱ガス圧力の設定に関係しており、その影響は分子雲の縁から星形成銀河全体に及ぶ可能性があります。したがって、近くの分子雲の基本構造を調べることは、大質量星が周囲の物質をどのように形成するのか、また分子雲がどのように速く破壊されるのか、特に紫外線に照らされた端部で破壊される速度を理解するために極めて重要であり、モデルでは分子雲の間にある中性原子ガスの中間ゾーンが予測されます。そしてそのサイズが暴露された物理的条件に直接関係する周囲のイオン化ガス。COJ=3-2とHCO$^+$J=4-を使用して、馬頭星雲の分子ガス放出の最高の角度解像度(~$0.5$"、$207$auに相当)と速度分解画像を提示します。アルマ望遠鏡による3つの観測により、COとHCO$^+$が雲の端、イオン化フロント(H$^+$/H)と解離フロント(H/H$_2$)に非常に近い位置に存在することが分かりました。天の川銀河の分子雲に典型的な恒星の紫外線照明条件では、中性原子ガス(<$650$au)と少量のCO-暗黒ガス($A_V=0.006-0.26$mag)の非常に薄い層が存在することを示唆しています。アルマ望遠鏡の観測により、熱ガス圧力が$P_{\mathrm{th}}=(2.3-4.0)\times10^6$Kcm$^{-3}$と推定される分子ガスフィラメントの網と、その存在が明らかになりました。雲の端での急峻な密度勾配は、我々の推定と一致する圧力を持つ定常等圧PDRモデルによって十分に説明できますが、HII領域とPDR境界面では$P_{\mathrm{th,PDR}}>P_{\mathrm{th,HII}}$、ガスがわずかに圧縮されていることを示唆しています。したがって、力学的な影響を完全に排除することはできず、その役割を明らかにするにはさらに高度な角度での観察が必要になるでしょう。
RR こと座星による銀河のハローの探査 -- V. 化学、運動学、および動的にタグ付けされたグループ
| Title |
Probing_the_Galactic_Halo_with_RR_Lyrae_Stars_--_V._Chemistry,_Kinematics,_and_Dynamically_Tagged_Groups |
| Authors |
Jonathan_Cabrera_Garcia,_Timothy_C._Beers,_Yang_Huang,_Xin-Yi_Li,_Gaochao_Liu,_Huawei_Zhang,_Jihye_Hong,_Young_Sun_Lee,_Derek_Shank,_Dmitrii_Gudin,_Yutaka_Hirai,_Dante_Komater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09572 |
私たちは、新しく校正された$P$--$\phi_{31}$--$R_{21}$--[Fe/H]からの正確な測光金属性と距離推定値を備えた135,873個のRRこと座星(RRL)のサンプルを使用します。]と$Gaia$$G$-band$P$--$R_{21}$--[Fe/H]Liらの絶対大きさと金属量の関係を、$Gaia$EDR3から入手可能な固有運動と組み合わせて、天の川銀河(MW)のハローの化学と運動学を調査するために、$Gaia$DR3およびその他の情報源から6955の全身動径速度を取得しました。このサンプルは、分光学的に選択されたプローブに関連する偏りのない、恒星ハローの内側および外側ハロー集団の特性評価、および銀河中心距離の関数としてのそれらの相対的な寄与の推定に理想的に適しています。これらの寄与のガウス混合モデル分析の結果は、ハローの他の観察研究、および最近のMWシミュレーション研究からの予想とほぼ一致しています。HDBSCANクラスタリング手法を特定のエネルギーと円筒アクション($E$、J$_{r}$、J$_{\phi}$、J$_{z}$)に適用し、97個の動的にタグ付けされたグループを特定します(RRLのDTG)を調べ、MWの認識されている部分構造との関連を調査します。正確な測光距離の決定($\delta\、d/d<5$\%)と、その結果として得られる動的パラメーターの高品質な決定により、恒星の[Fe/H]の統計的に非常に有意な(低い)分散が得られます。DTGのメンバーをサンプル全体から無作為に抽出したものと比較したところ、それらが誕生環境の影響を受けて、共通の星形成と化学史を共有していることが示されました。
銀河シミュレーションにおけるフィードバック モデルと宇宙論的流体力学シミュレーションによるその影響の調査
| Title |
Feedback_models_in_galaxy_simulations_and_probing_their_impact_by_cosmological_hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Kentaro_Nagamine_(Osaka_Univ./_K-IPMU/_UNLV) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09576 |
超新星(SNe)と活動銀河核(AGN)によって生成されるフィードバック効果は、銀河の進化と現在の構造を形作る上で極めて重要です。しかし、銀河規模で動作する特定のメカニズムと、それらが銀河周縁媒体(CGM)および銀河間媒体(IGM)に及ぼす影響についての理解は依然として不完全です。銀河形成シミュレーションでは、サブパーセクスケールを解決するという課題に直面しており、より小さなスケールで発生する物理現象を捉えるにはサブグリッドモデルの実装が必要です。この記事では、より物理的に根拠のあるフィードバックモデルを開発するために現在行われている取り組みの概要を説明します。私たちは、AGORAコード比較プロジェクトへの参加を通じて、銀河シミュレーションにおけるシミュレーション解像度を限界まで高める追求と、銀河形成コードの厳密なテストについて話し合います。さらに、宇宙論的な流体力学シミュレーション、特にLya吸収とCGM/IGMトモグラフィーを使用して、フィードバックの影響を調査するための技術を掘り下げます。さらに、この分野における今後の研究の方向性を概説し、シミュレーション結果と観測データを比較することで得られた進歩を強調します。
PKS 1830-211に向かう$z=0.89$銀河吸収体と天の川銀河の星形成領域内の炭酸塩と氷
| Title |
Carbonates_and_ices_in_the_$z=0.89$_galaxy-absorber_towards_PKS_1830-211_and_within_star-forming_regions_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Janet_E._Bowey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09586 |
6.0$\μ$mと6.9$\μ$mのペアの吸収特徴は、天の川(MW)分子雲やYSOで頻繁に観察されます。それらは、ブレーザーPKS1830-211を覆い隠す分子が豊富な渦巻銀河の$z=0.886$静止系でも発生します。私は、観測値を2つまたは3つの実験室スペクトルと一致させる$\chi^2$フィッティング法を校正します。予想通り、6.0-$\mu$m成分はH$_2$O氷が大半を占めています。含まれるMWソースは、調査されたH$_2$O-iceカラム密度の範囲を1.6～$2.4\times10^{18}$分子cm$^{-2}$に制限する不透明度基準を使用して選択されました。銀河吸収体の_2$O-氷の密度は、$(2.7\pm0.5)\×10^{18}$分子cm$^{-2}$です。CH$_3$OH氷および/または小さい(<0.1-$\μ$mサイズ)CaおよびMgを含む炭酸塩は、6.9$\μ$mで寄与します。PKS1830-211吸収体のCH$_3$OH:H$_2$O分子比41%は、おうし座-エリアス16座の分子雲よりも大幅に高く(<7.5%)、MWYSOの最高値と同様である。(AFGL989では35%)。適合炭酸塩(-CO$_3$):銀河吸収体中のH$_2$O比率0.091%は、MWサンプルで検出された比率(0.2-0.4%;$\sim0$%)と比較して低いAFGL989）。無機炭酸塩は、ジョーンズとイーサードが未観測の有機炭酸塩またはC:O比1:3の物質と関連付けた、拡散媒質から分子雲への遷移における酸素欠乏の増加を説明できる可能性があります。
FENIKS 調査: z ~ 3-5 にある巨大な静止銀河の分光学的確認
| Title |
The_FENIKS_Survey:_Spectroscopic_Confirmation_of_Massive_Quiescent_Galaxies_at_z_~_3-5 |
| Authors |
Jacqueline_Antwi-Danso,_Casey_Papovich,_James_Esdaile,_Themiya_Nanayakkara,_Karl_Glazebrook,_Taylor_A._Hutchison,_Katherine_E._Whitaker,_Z._Cemile_Marsan,_Ruben_J._Diaz,_Danilo_Marchesini,_Adam_Muzzin,_Kim-Vy_H._Tran,_David_J._Setton,_Yasha_Kaushal,_Joshua_S._Speagle,_Justin_Cole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09590 |
$z\sim3-4$という大質量静止銀河の測定年齢は、大質量銀河が$z\sim6$という早い時期に消滅することを示唆しています。$z<3$での静止銀河の分光学的確認の数は年々増加していますが、$z>3.5$ではほんの数例しかありません。我々は、1つの安全な銀河($z=3.757$)と2つの暫定的な($z=3.336$、$z=4.673$)の巨大な($\log(M_\ast/M_\odot)>10.3$)静止銀河の分光赤方偏移を報告します。11時間のKeck/MOSFIRE$K$バンド観測による。我々の候補はFENIKS調査から選ばれたもので、深部ジェミニ/フラミンゴス2$K_b$$K_r$イメージングを使用しており、強いバルマー/4000\AA\ブレイクを持つ$z>3$の銀河の特徴的な赤い色に対する感度を高めるために最適化されています。。3/4静止候補の残り枠$UVJ$と$(uge)_s$の色は、$1-2$Gyrの古い恒星集団と一致しています。これは、これらの銀河をこれらの赤方偏移における最古の天体として位置づけ、$z>3$にある静止銀河はすべて最近消光された「スターバースト後の」銀河であるという概念に疑問を投げかけるものです。ブロードラインAGN($z=3.594$)は、速度オフセット$>1000$km/sの強力な赤方偏移$H\beta$+[OIII]放出を持ち、強力なアウトフローを示しています。最上位の赤方偏移候補の結果は、その祖先が$z\sim7-11$までにすでに存在し、$z\simeq10$までに$\sim$10$^{11}M_{\odot}$に達したことを示唆しています。これにより、深近赤外測光と地上からの標的分光法で可能な限界が明らかになり、$z>4$の静止銀河の確実な分光確認はJWSTでのみ実現可能であることが実証された。
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury_XXI._The_Legacy_Resolved_Stellar_Photometry_Catalog |
| Authors |
Benjamin_F._Williams,_Meredith_Durbin,_Dustin_Lang,_Julianne_J._Dalcanton,_Andrew_E._Dolphin,_Adam_Smercina,_Petia_Yanchulova_Merica-Jones,_Daniel_R._Weisz,_Eric_F._Bell,_Karoline_M._Gilbert,_Leo_Girardi,_Karl_Gordon,_Puragra_Guhathakurta,_L._Clifton_Johnson,_Tod_R._Lauer,_Anil_Seth,_Evan_Skillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09681 |
パンクロマティックハッブルアンドロメダ宝庫(PHAT)調査用の恒星測光の最終レガシーバージョンを紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の広視野カメラ3(WFC3)と測量用先端カメラ(ACS)の近紫外(F275W、F336W)、光学(F475W、F814W)、および近赤外(F110W、F160W)をすべて再処理しました。PHAT調査からのイメージングでは、測光のすべてのバンドで重複するすべての露光を含めることにより、調査深度とチップギャップカバレッジを最適化する改良された方法を使用します。電荷転送効率(CTE)補正された入力画像の使用により、さらなる改善が得られました。これにより、より完全な星の発見と、以前のバージョンのPHAT測光ではCTE補正がなかったNUVバンドのより信頼性の高い測光が可能になりました。この方法は、個々のポインティングで測光が実行されていた以前のバージョンよりも大幅に多くのコンピューティングリソースと時間を必要としますが、星密度のよりクリーンなマップで実証されているように、体系的な機器の完全性の変動が小さくなり、すべての星束に対して最適な制約が得られます。調査データからのバンド。結果として得られたカタログには、前のカタログより18%多い1億3,800万個の星が含まれており、低密度領域では40%も多くの星が得られます。新しいカタログは、1～2ギル以上の年齢に関連する人口の比較的よく混合された分布と、より若い人口の高度に構造化された分布を示す、ほぼシームレスな人口マップを作成します。
矮小銀河 UGC 5288 の暗黒物質ハロースピン: 観測、N 体および宇宙論的シミュレーションからの洞察
| Title |
Dark_Matter_Halo_Spin_of_the_Dwarf_Galaxy_UGC_5288:_Insights_from_Observations,_N-body_and_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Sioree_Ansar,_Sandeep_K_Kataria_and_Mousumi_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09952 |
ダークマター(DM)ハロー角運動量を銀河の観測から決定するのは非常に困難です。この研究では、N-Body/SPHシミュレーションを使用して、ガスが豊富な矮小棒銀河UGC5288の無次元ハロー角運動量、ハロースピンを推定する新しいハイブリッド手法を提案します。私たちは、観測から得た恒星とガスの質量、表面密度、円盤のスケール長、バーの長さ、バーの楕円率といった銀河円盤の特性をフォワードモデル化します。HI回転曲線を使用してDMハロー密度プロファイルを制約し、さらにバーの特性を使用して観察されたバリオン円盤を最もよく表すモデルを決定します。私たちのモデルからのハロースピンプロファイルを、TNG50シミュレーションにおけるUGC5288の同様の質量矮小銀河類似体のハロースピンプロファイルと比較します。DMハローの進化の歴史による不確実性はいくつかありますが、シミュレートされたモデルからのハロースピンプロファイルは、TNG50シミュレーションにおけるUGC5288類似体のスピンプロファイル中央値の大まかな値の範囲内で一致します。
M31 型銀河のアクションベースの力学モデル
| Title |
Action-based_dynamical_models_of_M31-like_galaxies |
| Authors |
Paula_Gherghinescu,_Payel_Das,_Robert_J._J._Grand_and_Matthew_D._A._Orkney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09963 |
この研究では、恒星ハロー内の星の位相空間分布、現在の暗黒物質分布、およびM31型銀河の総質量分布を制約するための作用ベースの動的平衡モデルを提示します。このモデルは、3成分の重力ポテンシャル(恒星のバルジ、恒星の円盤、暗黒物質のハロー)と、関数である2乗則分布関数(DF)$f(\mathbf{J})$で構成されます。アクションの。ベイジアンモデルフィッティングアルゴリズムが実装され、ポテンシャルとDFの両方のパラメーターを調査できるようになりました。モデル自体から抽出されたモックデータでモデルフィッティングアルゴリズムをテストした後、ぎょしゃ座シミュレーション(ぎょしゃ座21、ぎょしゃ座23、ぎょしゃ座24)からの3つのM31に似たハローのセットに適用されました。さらに、平衡仮定と恒星ハロー星を表現するための2乗則分布関数の能力をテストしました。このモデルでは、100kpcまでの総密閉質量に約10パーセントの誤差が生じるため、平衡仮定が正当化されます。さらに、使用された2乗則DFは、調査されたM31のようなハローの適切な記述であることが証明されています。ハローの異方性プロファイルも調査され、合体史の観点から議論されました。
Gaia EDR3 で M 31 の新しい球状星団を探す
| Title |
Searching_for_new_globular_clusters_in_M_31_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Yilun_Wang,_Haibo_Yuan,_Bingqiu_Chen,_Xinlei_Chen,_Hao_Wu,_Zexi_Niu,_Jifeng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09999 |
私たちは、Pan-STARRS1DR1等級と汎アンドロメダ考古学調査(PAndAS)画像の助けを借りて、GaiaEarlyDataRelease3(EDR3)でM\,31の周囲に50個の新しい球状星団(GC)候補を発見しました。最新の改訂ボローニャカタログと\textit{simbad}に基づいて、2つのランダムフォレスト(RF)分類器をトレーニングしました。1つ目は拡張ソースと点ソースを区別するもので、2つ目は拡張ソースからGCをさらに選択するものです。$16^m{<}g{<}19.5^m$の185万個のソースから、M\,31付近の$\sim$392\,deg$^2$の広い範囲内で、20,658個の拡張ソースと1,934個の初期ソースを選択しました。GC候補。非クラスター源、特に銀河の汚染を除去するためにPAndAS画像を目視検査した結果、最終的に50個の候補が得られました。これらの候補は、M\,31の中心までの投影距離$D$と真のGCである確率に応じて3つのタイプ(\textbf{a}、\textbf{b}、\textbf{c})に分類されます。、$P_{GC}$、これは2番目のRF分類器によって計算されます。これらの候補のうち、14個がM\,31のハロー内の大規模構造と(投影で)関連していることがわかります。また、GaiaEDR3から拡張ソースを効果的に選択するためのいくつかの簡単なパラメータ基準も提供しました。これにより、汚染率が10\%未満で92.1\%の完全性を達成できます。
中国宇宙ステーション望遠鏡サーベイカメラ用の初の包括的な天の川恒星のモックカタログ
| Title |
The_first_comprehensive_Milky_Way_stellar_mock_catalogue_for_the_Chinese_Space_Station_Telescope_Survey_Camera |
| Authors |
Yang_Chen,_Xiaoting_Fu,_Chao_Liu,_Piero_Dal_Tio,_L\'eo_Girardi,_Giada_Pastorelli,_Alessandro_Mazzi,_Michele_Trabucchi,_Hao_Tian,_Dongwei_Fan,_Paola_Marigo_and_Alessandro_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10091 |
中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)は、現在建設中の最先端の2メートル天体宇宙望遠鏡です。その主要な測量カメラ(SC)は、洗練された7バンドの測光システムを使用して、広範囲の画像化空調査を実行するように設計されています。得られたデータは、天の川銀河の構造と星の集団を研究するための前例のないデータを提供するでしょう。CSSTの開発とその調査データに関連する科学プロジェクトをサポートするために、TRILEGAL恒星集団合成ツールを使用して、CSSTSC測光システム用の最初の包括的な天の川恒星モックカタログを生成します。このカタログには約126億個の星が含まれており、広範な星のパラメーター、測光、天文測定、運動学をカバーしており、等級はAB等級システムで$g\,=\,27.5$magにまで達します。このカタログは、天の川銀河の恒星集団に関する私たちの理解のベンチマークを表しており、将来のCSST調査データとの直接比較が可能です。特に、現在の空の調査では隠されている暗い星に光を当てます。このカタログに基づく私たちの混雑限界解析は、銀河低緯度地域をカバーするためのCSST光学測量(OS)の拡張に対する説得力のある証拠を提供します。CSST-OSの対象範囲を戦略的に拡張し、この包括的な模擬カタログと組み合わせることで、CSSTによる革新的な科学が可能になります。
テンプレート: Dusty Lensing SPT0418-47 システムにおける合併の特徴
| Title |
TEMPLATES:_Characterization_of_a_Merger_in_the_Dusty_Lensing_SPT0418-47_System |
| Authors |
Jared_Cathey,_Anthony_H._Gonzalez,_Sidney_Lower,_Kedar_A._Phadke,_Justin_Spilker,_Manuel_Aravena,_Jack_E._Birkin,_Simon_Birrer,_Scott_Chapman,_H{\aa}kon_Dahle,_Cristopher_C._Hayward,_Yashar_Hezaveh,_Ryley_Hill,_Taylor_A._Hutchison,_Guillaume_Mahler,_Daniel_P._Marrone,_Desika_Narayanan,_Alexander_Navarre,_Cassie_Reuter,_Jane_R._Rigby,_Keren_Sharon,_Manuel_Solimano,_Nikolaus_Sulzenauer,_Joaquin_Vieira,_David_Vizgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10115 |
我々は、レンズ系SPT0418-47に関するJWSTとALMAの結果を提示します。このレンズ系には、赤方偏移z=4.225の強いレンズを帯びた塵の多い星形成銀河と、関連する多重像の伴星が含まれています。この論文で紹介されているJWSTNIRCamおよびMIRIイメージング観測は、非常に拡大されたパンクロマティックレンズアークとその拡張星形成(TEMPLATES)を対象とした早期リリースサイエンスプログラムの一環として取得されました。このデータセットは、主銀河(SPT0418A)と伴銀河(SPT0418B)の両方で恒星光の堅牢な多波長検出を提供し、一方、ALMAによる[CII]発光の検出により、SPT0418BがSPT0418Aと同じ赤方偏移にあることが確認されました。源面の再構成から、2つの銀河の予測される物理的分離は$4.42\pm0.05$kpcであると推測されます。SPT0418AとSPT0418Bの合計倍率は、それぞれ$\mu=29.5\pm1.2$と$\mu=4.2\pm0.9$となります。CIGALEとPROSPECTORの両方を使用して星の質量を導き出します。SPT0418AとSPT0418Bの星の質量比は約4対1(CIGALEでは$4.5\pm1.0$、PROSPECTORでは$4.2^{+1.9}_{-1.6}$)です。また、レンズ再構築では、潮汐特徴を示唆するSPT0418Aに関連する拡張構造の証拠も見られます。興味深いことに、両方の銀河の星形成速度と星の質量は、この時代の星形成銀河の主な順序と一致しており、この進行中の相互作用が星形成レベルを著しく上昇させていないことを示しています。
非常に長いベースライン干渉法を使用して、検出時に銀河円盤に局在化した高速電波バースト
| Title |
A_fast_radio_burst_localized_at_detection_to_a_galactic_disk_using_very_long_baseline_interferometry |
| Authors |
Tomas_Cassanelli,_Calvin_Leung,_Pranav_Sanghavi,_Juan_Mena-Parra,_Savannah_Cary,_Ryan_Mckinven,_Mohit_Bhardwaj,_Kiyoshi_W._Masui,_Daniele_Michilli,_Kevin_Bandura,_Shami_Chatterjee,_Jeffrey_B._Peterson,_Jane_Kaczmarek,_Chitrang_Patel,_Mubdi_Rahman,_Kaitlyn_Shin,_Keith_Vanderlinde,_Sabrina_Berger,_Charanjot_Brar,_P._J._Boyle,_Daniela_Breitman,_Pragya_Chawla,_Alice_P._Curtin,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Adaeze_Ibik,_Victoria_M._Kaspi,_Khairy_Kholoud,_T._L._Landecker,_Adam_E._Lanman,_Mattias_Lazda,_Hsiu-Hsien_Lin,_Jing_Luo,_Bradley_W._Meyers,_Nikola_Milutinovic,_Cherry_Ng,_Gavin_Noble,_Aaron_B._Pearlman,_Ue-Li_Pen,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Brendan_Quine,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Andre_Renard,_Ketan_R._Sand,_Eve_Schoen,_Paul_Scholz,_Kendrick_M._Smith,_Ingrid_Stairs,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09502 |
高速無線バースト(FRB)は、ミリ秒継続の、銀河系外起源の明るい無線過渡現象です。これらの現象は、母銀河からの寄与が確実に推定できると仮定して、分散測定(DM)を使用して宇宙のバリオン構造を追跡するために使用されてきました。ただし、FRBの直接の環境からの寄与が観測されたDMを支配する可能性があるため、堅牢なホスト銀河の関連付けがなければ赤方偏移の推定が困難になります。さらに、少なくとも1つの銀河バーストはマグネターと関連付けられていますが、他の局地的なFRBはマグネターが唯一の祖先モデルであると主張しています。ホスト銀河内の正確な位置特定により、ホスト銀河のDM寄与の推定が可能になり、この分野の主な目標である前駆モデルを区別することができます。これまで、この空間スケールでの位置特定は、繰り返し発生源の追跡観測でのみ実行されてきました。ここでは、検出時にのみ収集されたデータを使用して、2つのベースライン上の超長ベースライン干渉法(VLBI)によるFRB20210603Aの位置特定を実証します。我々はバーストの位置を$z\約0.177$のエッジオン銀河であるSDSSJ004105.82+211331.9に特定し、バーストのキロパーセクスケール付近で最近の星形成を検出した。母銀河の真横の傾きにより、FRBへの視線と既知の銀河パルサーへの視線の間の独自の比較が可能になります。DM、ファラデー回転測定(RM)、および散乱は、祖先銀河が主銀河面と一致することを示唆しており、FRB20210603Aの環境と主銀河の円盤との間のつながりが強化されています。ここで紹介したものに続く、ホスト銀河内へのFRBのシングルパルスVLBI局在化は、一回限りのFRBの起源とホスト環境をさらに制約します。
ナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡でキロノバ科学を実現する
| Title |
Enabling_Kilonova_Science_with_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Igor_Andreoni,_Michael_W._Coughlin,_Alexander_W._Criswell,_Mattia_Bulla,_Andrew_Toivonen,_Leo_P._Singer,_Antonella_Palmese,_E._Burns,_Suvi_Gezari,_Mansi_M._Kasliwal,_R._Weizmann_Kiendrebeogo,_Ashish_Mahabal,_Takashi_J._Moriya,_Armin_Rest,_Dan_Scolnic,_Robert_A._Simcoe,_Jamie_Soon,_Robert_Stein,_Tony_Travouillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09511 |
連星中性子星の合体と中性子星とブラックホールの合体は、重力波や電磁放射で検出できるマルチメッセンジャー源です。中性子星合体噴出物の電子割合が低いため、急速な中性子捕獲（rプロセス）によるランタニドやアクチニドなどの重元素の生成が促進されます。これらの不安定な核の崩壊は、「キロノバ」と呼ばれる赤外明るい過渡状態を引き起こします。キロノバの集団の発見により、中性子星の合体がrプロセス元素元素合成の主要な場所であるかどうかを判断し、核物質の状態方程式を制約し、ハッブル定数を独立して測定できるようになります。ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡(ローマン)は、深さ、近赤外線感度、広い視野というユニークな組み合わせを備えています。これらの特徴により、ローマン氏は、遠距離、高いランタニド分率、高い二成分質量比、見通し内での大きな塵の消滅に関連するキロノバなど、光学望遠鏡では見逃す可能性のあるGW対応物、または観測されるGW対応物を発見できるようになるだろう。赤道の視野角から。私たちの分析では、(i)GWのフォローアップに迅速(約1週間)の機会ターゲットモードを利用できるようにすることが示唆されています。(ii)8日未満の周期で少なくとも2つのフィルター(できればF158フィルターとF213フィルター)に高緯度時間領域調査フットプリントの観測を含めます。(iii)ルービン天文台と相乗効果を発揮して運用する。これらの推奨事項に従って、我々は、LIGO-おとめ座-KAGRAの5回目の1年半の間に、十分に局在化した（A<10平方度、90%C.I.）中性子星合体のToO観測を介してローマンによって1〜6キロ新星を同定できると期待している（または6回目の観察実行中は約4～21インチ。5年間の高緯度調査で、偶然発見された5～40個のキロノバのサンプルを収集できます。
Fermi-LAT ソースのマルチクラス分類に対する共変量シフトの影響
機械学習手法を使用した無関連のFermi-LAT音源の確率的分類には、関連および無関連の音源の分布が音源パラメータの関数と同じであるという暗黙の仮定がありますが、Fermi-LATカタログの場合は当てはまりません。入力特徴(共変量)の関数としてのトレーニングおよびテスト(またはターゲット)データセットの異なる分布の問題は、共変量シフトとして知られています。この論文では、Fermi-LATソースのマルチクラス分類に対する共変量シフトの影響を初めて定量的に推定します。無関連音源と関連音源の確率密度関数の比率に比例するサンプルの重みを導入して、無関連音源が密集している地域の関連音源の重みが、無関連音源がほとんどない地域の音源よりも大きくなるようにします。共変量シフトが予測確率に与える影響は比較的小さいことがわかりました。つまり、トレーニングは重み付きサンプルまたは重み付けされていないサンプルのどちらでも実行できます。これは、共変量シフト問題で一般に予想されることです。共変量シフトの主な影響は、分類の推定パフォーマンスに影響します。クラスによっては、共変量シフトが考慮されていない推定値と比較して、共変量シフトにより精度と再現率が最大10～20%低下する可能性があります。
連星駆動の極超新星によって生成される中性子星連星、それらの合体、および長い GRB と短い GRB 間のつながり
| Title |
Neutron_star_binaries_produced_by_binary-driven_hypernovae,_their_mergers,_and_the_link_between_long_and_short_GRBs |
| Authors |
L._M._Becerra,_C._Fryer,_J._F._Rodriguez,_J._A._Rueda_and_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09646 |
連星駆動極超新星(BdHN)モデルは、炭素酸素(CO)星と中性子星(NS)からなる連星で発生する物理的エピソードを通じて、超新星(SNe)Icに関連する長いガンマ線バースト(GRB)を説明します。近い軌道にいる仲間。CO核の崩壊は大災害を引き起こし、その中心でSNと新生児NS(以下、$\nu$NS)が発生します。$\nu$NSとNS付加SNが重要です。BdHNeは、主に軌道周期によって決定されるNS伴星運命とGRBエネルギー学に基づいて分類されます。BdHNeIでは、公転周期が数分であるため、降着によってNSがカーブラックホール(BH)に崩壊し、$>10^{52}$ergのエネルギーのGRBが説明されます。数十分という長い周期のBdHNIIは、より大規模だが安定したNSを生成し、$10^{50}$--$10^{52}$ergのGRBを占めます。BdHNeIIIの公転周期はまだ長い(例えば、時間)ため、NS伴星の役割は無視でき、これによりGRBのエネルギー放出が$<10^{50}$ergと低いことが説明されます。BdHNIおよびIIはSNの後に結合したままである可能性があり、それぞれNS-BHおよびバイナリーNS（BNS）を形成する可能性があります。BdHNIIIでは、SNがシステムを混乱させる可能性があります。私たちは、BdHNIIの数値シミュレーションを実行して、BdHNIIによって残されたBNS、それらの合併、および関連する短いGRBの特性パラメーターを計算します。私たちは、中心残骸の質量、それが巨大なNSかBHである可能性が高いかどうか、円盤形成の条件とその質量、そしてイベントのエネルギー放出を取得します。NS核状態方程式の役割を概説します。
LISA 検証バイナリ HM Cancri に対する潜在的な三次効果
2つのグループは最近、宇宙重力波検出器LISAの最も重要な検証バイナリの1つであるかんくり座の長期的な軌道進化を分析しました。報告されている軌道周波数$f$の一次導関数と二次導関数を使用して、この連星に対する潜在的な三次効果について議論します。一次導関数$\dotf$とは対照的に、二次導関数$\ddotf$は、外側の軌道周期が$\sim$250年の古い白色矮星のような暗い三次成分によって強く影響される可能性があることがわかりました。。
ローカルバブルシェルに関連するPSR~J0613$-$0200およびJ0636+5128の周期的な星間シンチレーション変動
| Title |
Periodic_interstellar_scintillation_variations_of_PSRs~J0613$-$0200_and_J0636+5128_associated_with_the_Local_Bubble_shell |
| Authors |
Yulan_Liu,_Robert_A._Main,_Joris_P._W._Verbiest,_Ziwei_Wu,_Krishnakumar_M._Ambalappat,_Jiguang_Lu,_David_J._Champion,_Isma\"el_Cognard,_Lucas_Guillemot,_Kuo_Liu,_James_W._McKee,_Nataliya_Porayko,_Golam._M._Shaifullah,_and_Gilles_Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09745 |
星間シンチレーションの年次変動をモデル化して、イオン化された星間物質のパラメータを制約することができます。パルサーが連星系にある場合、シンチレーションの軌道変動の解析を通じて軌道パラメーターを調査することが可能です。ヨーロッパパルサータイミングアレイ電波望遠鏡によって2011年1月から2020年8月まで実施された観測では、PSR~J0613$-$0200とJ0636+5128はシンチレーション速度の強い年変動を示し、前者はさらに軌道変動を示しました。これらの周期的な変動を解釈するには、ベイズ理論とマルコフ連鎖モンテカルロ法が使用されます。薄い異方性の散乱スクリーンモデルを仮定し、軽度の異方性散乱の場合と極度に異方性の散乱の場合について説明します。PSR~J0613$-$0200は穏やかな異方性散乱によって最もよく表されますが、PSR~J0636+5128は非常に異方性散乱を示します。2つのパルサーの散乱スクリーンの距離、速度、異方性の程度を測定したところ、PSR~J0613$-$0200およびJ0636+5128の地球からの散乱スクリーンの距離は316$^{+28}_{-20}であることがわかりました。それぞれ$\,pcと262$^{+96}_{-38}$\,pcです。これらの散乱スクリーンの位置は、両方のパルサーに向かうローカルバブルの殻と一致します。これらの関連性は、ローカルバブルシェルが多くの視線に沿った主な散乱領域であるという証拠をさらに強めています。
SN 2020bvcの光球速度進化：崩壊星からの$r$プロセス元素合成の痕跡
| Title |
Photospheric_velocity_evolution_of_SN_2020bvc:_signature_of_$r$-process_nucleosynthesis_from_a_collapsar |
| Authors |
Long_Li,_Shu-Qing_Zhong,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09917 |
連星中性子星の合体が高速中性子捕獲過程($r$過程)元素合成の唯一の天体物理学的部位であるかどうかは不明のままである。長いガンマ線バースト(GRB)や極超新星に関連する崩壊星は、有望な候補です。シミュレーションにより、崩壊星降着円盤からの流出によって、宇宙の存在量を説明するのに十分な$r$プロセス物質が生成されることが示されている。しかし、現時点ではこの結果を裏付ける観察証拠はありません。SN2020bvcは、低光度GRBと関連している可能性があるブロードラインIc型(Ic-BL)超新星(SN)です。$r$プロセス材料を使用した場合と使用しない場合の半解析的なSN発光モデルに基づいて、SN2020bvcのマルチバンド光度曲線と光球速度へのフィッティングを実行します。$r$-process-enrichedモデルでは、$r$-process物質の混合により光球後退が遅くなり、したがって速度進化とよりよく一致することがわかりました。フィッティングの結果、約SN噴出物の半分。私たちのフィッティング結果は星雲の放出にわずかに依存します。Ic-BLSNe型サンプルの将来の統計分析は、$r$プロセス存在量に対する崩壊サーの寄与を理解するのに役立ちます。
長いガンマ線バーストにおける光球放射の数値シミュレーション: プロンプト相関、スペクトル形状、偏光
| Title |
Numerical_simulation_of_photospheric_emission_in_long_gamma-ray_bursts:_prompt_correlations,_spectral_shapes,_and_polarizations |
| Authors |
Hirotaka_Ito,_Jin_Matsumoto,_Shigehiro_Nagataki,_Donald_C._Warren,_Maxim_V._Barkov,_Daisuke_Yonetoku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10023 |
私たちは、相対論的流体力学シミュレーションと三次元のモンテカルロ放射線伝達計算を組み合わせた3つの数値モデルを使用して、ロングガンマ線バースト(LGRB)の状況における光球放出の特性を調査します。私たちのシミュレーションにより、光球の発光がスペクトルのピークエネルギーと光度との間に相関関係を生じさせ、それが観測されたヨネトク、アマティ、ゴレネツキーの相関関係と一致することが確認されました。文献に示されているように、スペクトルのピークエネルギーと光度がバルクローレンツ因子と相関していることも示されています。一方、合成スペクトル形状は観測値よりも狭くなる傾向があります。この結果は、スペクトルの特徴を再現するには、非熱的な広がりをもたらす追加の物理プロセスが必要であることを示しています。さらに、偏光解析により、ジェットコアからの放射では偏光度が低い（$\Pi<4~\%$）ものの、コアの外側の視野角に応じて偏光度が増加する傾向があり、偏光度が大きくなる可能性があることがわかりました。極端な場合は$\Pi\sim20-40~\%$のようになります。これは、典型的なGRBが、より柔らかくて暗い対応物(X線が豊富なGRBやX線フラッシュ)と比較して系統的に低い偏光を示すことを示唆しています。興味深いことに、私たちのシミュレーションは、光球の発光が偏光位置角($\Delta\psi\sim90^{\circ}$)に大きな時間的変動を示すことを示しており、これは観測で推定されたものと一致する可能性があります。分極特性の顕著なエネルギー依存性は、今回の研究で見つかったもう1つの特徴です。特に、異なるエネルギーバンド間の位置角の差は$\sim90^{\circ}$にもなる可能性があります。
Fermi-LAT データを使用した銀河系外の背景光の減衰によるブレーザーの赤方偏移に対する制約
| Title |
Constraints_on_redshifts_of_blazars_from_extragalactic_background_light_attenuation_using_Fermi-LAT_data |
| Authors |
A._Dom\'inguez_(UC_Madrid_&_IPARCOS),_M._L\'ainez_(UC_Madrid_&_IPARCOS),_V._S._Paliya_(IUCAA),_N._\'Alvarez-Crespo,_M._Ajello,_J._Finke,_M._Nievas-Rosillo,_J._L._Contreras,_A._Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10083 |
銀河系外の高エネルギー$\gamma$線の空は、ジェットが私たちに向いている活動銀河核であるブレーザーによって支配されています。距離の測定は基本的に重要ですが、ホスト銀河からのスペクトル特性がジェットからの非熱放射によって上回る可能性があるため、これらの源の一部では困難を伴います。この論文では、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡からのデータのみに依存して、これらの光源の赤方偏移を制限する方法を紹介します。この方法は、約10GeVを超えるエネルギーを持つ光子と銀河系外の背景光との間の対生成相互作用が$\gamma$線スペクトルに残す痕跡を利用する。我々は、BLレーステア天体157個、不確定クラスの145個、および赤方偏移が不明な平面スペクトル電波クエーサー1個に分類される303個の$\gamma$線ブレーザーの距離の上限を見つけました。これらの導出は、画像化大気チェレンコフ望遠鏡による観測の計画や、超大質量ブラックホールの進化の理論のテストにも役立ちます。私たちの結果は、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイによるこれらのブレーザーの検出可能性を推定するために適用され、そのうち少なくとも21個が20時間の適切な露光で研究できることが判明しました。
私たちは、厚い磁化された降着円盤に囲まれた回転する超大質量ブラックホール(BH)からの超相対論的ニュートリノの重力散乱を研究します。ニュートリノは非ゼロの磁気モーメントを持つと考えられているため、ニュートリノは背景物質および円盤内の磁場と電気的に弱く相互作用します。外部場との相互作用によりニュートリノスピン振動が発生します。我々は、磁化されたポーランドのドーナツに固有のトロイダル磁場が、トロイダル部品の妥当な強度に対して重大なスピン反転を引き起こさないことを発見した。ニュートリノのスピン振動により、観測されたニュートリノ束の減少が予測されています。磁場のポロイダル成分が、観測される磁束の変化に主に寄与します。相対論的速度で回転するニュートリノと物質との相互作用も、ニュートリノの束を変化させます。BH近くの降着円盤の磁場分布のニュートリノトモグラフィーのアイデアについて簡単に説明します。
3D ScatterNet: 21 cm ライトコーンからの推論
平方キロメートルアレイ(SKA)は、再電離の時代から21cm信号の3Dライトコーンを取得する感度を備えています。ただし、この信号は非ガウス性が高く、パワースペクトルを使用した従来の統計では完全に解釈できません。この研究では、正規化フローと固体調和ウェーブレット散乱変換、誘導バイアスを備えた3DCNN特徴量ライザーを組み合わせて、21cmライトコーンから暗黙的尤度推論(ILI)を実行する3DScatterNetを導入します。文献では、3DScatterNetが微調整された3DCNNを使用してILIよりも優れていることを示しています。また、さまざまなライトコーン効果やさまざまな信号コンタミネーションに対するパワースペクトルにより、ILIよりも優れたパフォーマンスに達します。
拡散モデルは条件付きで天体物理画像を生成できますか?
| Title |
Can_Diffusion_Model_Conditionally_Generate_Astrophysical_Images? |
| Authors |
Xiaosheng_Zhao,_Yuan-Sen_Ting,_Kangning_Diao,_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09568 |
敵対的生成ネットワーク(GAN)は、数値シミュレーションのエミュレーターを構築するために天文学で頻繁に利用されます。それにもかかわらず、GANは不安定になりやすく、モード崩壊の問題を引き起こすことが多いため、GANのトレーニングは危険な作業であることが判明する可能性があります。逆に、拡散モデルには、敵対的トレーニングなしで高品質のデータを生成する機能もあります。いくつかの自然画像データセットに関してGANよりも優れていることが示されています。この研究では、散乱変換からの一連の堅牢な要約統計量を介して、ノイズ除去拡散確率モデル(DDPM)とStyleGAN2(最も堅牢なタイプのGANの1つ)の間の定量的な比較を行います。特に、ケーススタディとして、宇宙再電離のプロセスを支配する天体物理学的パラメータに条件付きで基づいて、両方のモデルを利用して21cmの輝度温度マッピングの画像を生成します。生成モデルとシミュレーション間のサンプル分布を定量的に比較するための評価指標として新しいFr\'echetScatteringDistance(FSD)を使用し、さまざまなサイズのトレーニングセットでDDPMがStyleGAN2よりも優れていることを実証します。フィッシャー予測を通じて、私たちはデータセット上で、StyleGAN2がさまざまな方法でモード崩壊を示し、DDPMがより堅牢な生成を生成することを実証しました。また、DDPMにおける分類子なしのガイダンスの役割を調査し、トレーニングデータが限られている場合にのみ、ゼロ以外のガイダンススケールが優先されることを示します。私たちの調査結果は、拡散モデルが正確な画像の生成においてGANに代わる有望な代替手段となることを示しています。これらの画像は、特に天体物理学の領域において、信頼性の高いパラメーター制約を提供できます。
GRANDProto300 によるオフライン信号識別
GRANDProto300(GP300)アレイは、ニュートリノ検出用巨大無線アレイ(GRAND)プロジェクトのパスファインダーです。テストベンチとして機能するGP300アレイは、ほぼ水平な宇宙線(CR)空気シャワーの識別と再構成を含む自律電波検出技術の先駆者となり、銀河系から銀河系外への興味深い「移行領域」の理解に光を当てることが期待されています。CRソース。この段階では、周囲ノイズに対する信号識別のオフライン分析が非常に重要であり、研究目的には非常に緩やかな無線アンテナの自己トリガーしきい値が使用されます。この研究では、シミュレートされた現実的な信号テンプレートの幅広いセットを使用した古典的なアプローチによる信号識別の結果と効率を示し、展開されたプロトタイプによって記録された測定されたバックグラウンドに対しても検証されました。
HELIX RICH 検出器用エアロゲル タイルの電子ビーム キャリブレーション
| Title |
Electron-beam_Calibration_of_Aerogel_Tiles_for_the_HELIX_RICH_Detector |
| Authors |
P._Allison,_M._Baiocchi,_J._J._Beatty,_L._Beaufore,_D._H._Calderone,_Y._Chen,_S._Coutu,_E._Ellingwood,_N._Green,_D._Hanna,_H._B._Jeon,_R._Mbarek,_K._McBride,_I._Mognet,_J._Musser,_S._Nutter,_S._O'Brien,_N._Park,_T._Rosin,_M._Tabata,_G._Tarl\'e,_G._Visser,_S._P._Wakely,_M._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09689 |
HELIX宇宙線検出器は、0.2GeV/nから3GeV/nを超えるエネルギー範囲の光同位体の束を測定するように設計された気球搭載の装置です。1GeV/nを超えるエネルギーでの粒子識別にはリングイメージングチェレンコフ(RICH)検出器を利用し、放射体として1.15に近い屈折率を持つエアロゲルタイルを使用します。実験のパフォーマンス目標を達成するには、タイルの横方向の範囲にわたる屈折率とその位置依存性をO(10$^{-4})の精度で知る必要があります。この論文では、この要件を満たすために、電子ビームでHELIXタイルを校正するために開発された装置と方法について説明します。
すばる望遠鏡での可視光における単開口分光干渉法、FIRST: ケホオエア ({\alpha} こと座) とホクレイ ({\alpha}
ぎょしゃ座) での初の上空デモンストレーション
| Title |
Single-aperture_spectro-interferometry_in_the_visible_at_the_Subaru_telescope_with_FIRST:_First_on-sky_demonstration_on_Keho'oea_({\alpha}_Lyrae)_and_Hokulei_({\alpha}_Aurigae) |
| Authors |
S\'ebastien_Vievard_and_Elsa_Huby_and_Sylvestre_Lacour_and_Olivier_Guyon_and_Nick_Cvetojevic_and_Nemanja_Jovanovic_and_Julien_Lozi_and_Kevin_Barjot_and_Vincent_Deo_and_Gaspard_Duch\^ene_and_Takayuki_Kotani_and_Franck_Marchis_and_Daniel_Rouan_and_Guillermo_Martin_and_Manon_Lallement_and_Vincent_Lapeyrere_and_Frantz_Martinache_and_Kyohoon_Ahn_and_Nour_Skaf_and_Motohide_Tamura_and_Leilehua_Yuen_and_Leinani_Lozi_and_Guy_Perrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09746 |
FIRSTは、シングルモードファイバーによるアパーチャマスキングと空間フィルタリングの技術を視覚的に組み合わせた分光干渉計です。この機器は、従来のコロナグラフィー機器ではアクセスできない空間分解能で高コントラスト機能を提供することを目的としています。実装された技術は瞳リマッピングと呼ばれます。望遠鏡は、光をシングルモードファイバーに注入するマイクロレンズアレイと共役なセグメント化された変形可能ミラーによって副瞳に分割されます。ファイバー出力は非冗長構成で再配置され、すべてのベースライン縞パターンの同時測定が可能になります。縞はスペクトル的にも分散され、コヒーレンス長が長くなり、貴重なスペクトル情報が得られます。この装置の光学セットアップは、すばる望遠鏡のSCExAOプラットフォームに適合するように調整されています。私たちは、すばる望遠鏡でのFIRST装置の初の上空デモンストレーションを紹介します。それぞれの直径が約1mの8つのサブアパーチャを使用しました。閉鎖位相の測定値は干渉パターンから抽出され、ターゲットの空間情報が得られました。私たちは、点光源(Keho'oea)とバイナリシステム(Hokulei)の2種類のターゲットでこの機器をテストしました。Keho'oeaの閉鎖相の測定では平均0.6度の精度が達成され、統計誤差は最大でも約0.15度です。私たちは、この機器が望遠鏡の空間解像度の4分の1までの構造に対して敏感である可能性があると推定しています。ホクレイAaとAbの相対位置を約1質量の精度で測定しました。FIRSTは、すばる望遠鏡の可視波長範囲における新たな観測機能を開きます。SCExAOは将来の30メートルクラスの望遠鏡用の高コントラスト画像計測機器のテストプラットフォームであるため、FIRSTは将来の超大型望遠鏡の干渉計機器への重要な足がかりとなります。
周囲太陽光の下での異常反射: ソーラーセーリングのための面内放射圧へのアクセス
| Title |
Anomalous_Reflection_Under_Ambient_Sunlight:_Accessing_In-Plane_Radiation_Pressure_for_Solar_Sailing |
| Authors |
Tom_Joly-Jehenne,_and_Artur_R._Davoyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09750 |
太陽放射圧を利用することは、複数の低コスト太陽光推進宇宙船を宇宙の外側に到達させることで、宇宙探査を変革する鍵となります。太陽光の運動量伝達の方向を制御することにより、新たなミッションが実現し、宇宙でのより良い操縦が可能になります。ここでは、周囲太陽光の下で面内放射圧力を制御するための設計原則について説明します。私たちは、異常な光反射に対する超広帯域の偏光に依存しないメタサーフェスを理論的に提案し、研究しています。セグメント化された先細パッチナノアンテナアレイに基づく当社の設計により、太陽スペクトルの大部分にわたって400nm帯域にわたる1回折次数で60%を超える反射が可能になります。広帯域の性質と偏光の影響を受けないため、当社の構造は、ほぼ30%の効率で入射放射線を面内放射線圧力に変換します。ソーラーセイルの回転制御への私たちの設計の応用について説明します。ソーラーセーリングを超えて、周囲太陽光に対するこのような異常なメタサーフェスが太陽の集光、スペクトル分割、および太陽燃料に使用されることを私たちは想像しています。
2 つの SST-1M 望遠鏡プロトタイプのモノラルおよびステレオ性能
| Title |
Mono_and_stereo_performance_of_the_two_SST-1M_telescope_prototypes |
| Authors |
J._Jurysek,_T._Tavernier,_V._Novotn\'y,_M._Heller,_D._Mandat,_M._Pech,_C._Alispach,_A._Araudo,_V._Beshley,_J._Blazek,_J._Borkowski,_S._Boula,_T._Bulik,_F._Cadoux,_S._Casanova,_A._Christov,_L._Chytka,_D._della_Volpe,_Y._Favre,_L._Gibaud,_T._Gieras,_P._Hamal,_M._Hrabovsky,_M._Jel\'inek,_V._Karas,_E._Lyard,_E._Mach,_W._Marek,_S._Michal,_J._Micha{\l}owski,_R._Moderski,_T._Montaruli,_A._Muraczewski,_S._R._Muthyala,_A._Nagai,_K._Nalewajski,_D._Neise,_J._Niemiec,_M._Niko{\l}ajuk,_M._Ostrowski,_M._Palatka,_M._Prouza,_P._Rajda,_P._Schovanek,_K._Seweryn,_V._Sliusar,_{\L}._Stawarz,_J._\'Swierblewski,_P._\'Swierk,_J._\v{S}trobl,_J._V\'icha,_R._Walter,_A._Zagda\'nski,_K._Zietara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09799 |
シングルミラー小型望遠鏡(SST-1M)は、もともとCTA用の小型望遠鏡のプロトタイプとして開発され、3TeVを超えるエネルギーのガンマ線誘起大気シャワーを観測するためのアレイを形成するように設計されました。現在、チェコ共和国のオンドレヨフ天文台で一対のSST-1M望遠鏡が試運転中であり、より良い天文条件でモノラル観測とステレオ観測のための望遠鏡の機能がテストされています。望遠鏡の最終的な設置場所は、これらのテストに基づいて決定されます。この寄稿では、sst1mpipeと呼ばれるデータ分析パイプラインと、独立してステレオ領域で動作するときの望遠鏡のパフォーマンスを紹介します。
太陽周回機における STIX のための不偏クリーン
| Title |
Unbiased_CLEAN_for_STIX_in_Solar_Orbiter |
| Authors |
Emma_Perracchione,_Fabiana_Camattari,_Anna_Volpara,_Paolo_Massa,_Anna_Maria_Massone,_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09991 |
目的:硬X線フレア源のフーリエベースの画像再構成用のCLEANのユーザー独立リリースを策定、実装、検証すること。方法:CLEANは、電波および硬X線太陽イメージングのための反復デコンボリューション手法です。CLEANは、パイプラインの特定のステップで、計測用点像分布関数(PSF)の理想化バージョンと、フレア放射線の大部分が放出される太陽円盤上の位置にある点源を収集するマップとの間の畳み込みを必要とします。この畳み込みステップには高度にヒューリスティックな動機があり、理想化されたPSFの形状はユーザーの選択に依存し、全体的な再構成の形状に影響を与えます。ここでは、このユーザー依存のステップを回避し、完全にバイアスのないバージョンのCLEANを実現するために、内挿/外挿プロセスの使用を提案します。結果:ソーラーオービターに搭載されたX線イメージング用分光計/望遠鏡(STIX)によって記録された観測に適用したところ、このCLEANの公平なリリースは、自動化と再構成の信頼性の両方の点でアルゴリズムの標準バージョンよりも優れていることが示されています。精度は、STIXフレームワークで開発された他のイメージング手法で提供される精度と一致しています。結論:CLEANのこの公平なバージョンは、CLEANに関するよく知られた未解決の問題、つまり自動化の程度が低いことに対する実現可能な解決策を提案します。さらに、この研究は、STIXの実験的可視性から画像を再構成するための内挿/外挿アプローチの最初の応用を提供しました。
Legolas 2.0: MHD 分光フレームワークの改善と拡張
我々は、Legolasコードに対する最近の拡張と改善について報告します。このコードは、自明ではない3次元の力と熱の平衡状態の線形化された(磁気)流体力学方程式を解くための、オープンソースの有限要素ベースの数値フレームワークです。寸法変化。課せられた標準フーリエモードにより、複雑な一般化された非エルミート固有値問題が生じます。この問題を解決すると、デカルト幾何学または円筒幾何学のいずれかで指定されたシステムのすべての線形波モードが定量化されます。このフレームワークは、8つの線形化されたMHD方程式のサブシステムをサポートするようになり、純粋な流体力学的セットアップ、一次元の密度/温度/速度の変化のみ、または特定の閉包関係を処理するオプションが可能になります。内部データ構造と固有値ソルバーの最適化について説明し、実行時間とメモリ使用量の両方でパフォーマンスが大幅に向上することを示します。さらに、このコードには、特定の波動モードに関連付けられた固有関数を多次元で完全に視覚化する機能が追加されました。これを流体力学における標準的なケルビン・ヘルムホルツ不安定性とレイリー・テイラー不安定性に適用することで、線形安定性解析と非線形安定性解析との間の説得力のある関連性を提供します。線形現象。
光るものはすべて金ではない：V1315 Casは休眠中のブラックホールではない
| Title |
Everything_that_glitters_is_not_gold:_V1315_Cas_is_not_a_dormant_black_hole |
| Authors |
J._Zak,_D._Jones,_H._M._J._Boffin,_P._G._Beck,_J._Klencki,_J._Bodensteiner,_T._Shenar,_H._Van_Winckel,_M._Skarka,_K._Arellano-C\'ordova,_J._Viuho,_P._Sowicka,_E._W._Guenther_and_A._Hatzes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09594 |
静かなブラックホールまたは休眠中のブラックホールの探索は、数十年前から続けられています。楕円体変数は、非常に大質量の目に見えない伴星の存在を示している可能性があり、そのような休眠中のブラックホールを見つける最良の方法の1つであると考えられています。ただし、ここで一例を示したように、これは万能薬ではありません。私たちは実際に、楕円体変数として発見された新しい半分離相互作用連星V1315Casの発見を報告します。測光調査(ASAS-SN、TESS)と高分解能分光法のデータを使用して、軌道周期$P_{\rm{orb}}$=34.54dのほぼ円形の軌道を導き出しました。この連星系は、ロシュローブをまだ満たしていると思われる進化したF型主星とB型副星で構成されている。\textsc{phoebe}2を使用して、次の質量と半径を導き出しました。主成分の場合、$M_p=0.84\pm0.03\、M_\odot$および$R_p=18.51^{+0.12}_{-0.07}\、R_\odot$;セカンダリの場合は、$M_s=7.3\pm0.3\,M_\odot$および$R_s=4.02^{+2.3}_{-2.0}\,R_\odot$です。MESAを使用してシステムの進化をモデル化すると、$\sim$7.7e7年という年齢がわかりました。この系は、軌道を大幅に広げながら質量比を逆転させる急速な非保存的物質移動の期間の終わりにあります。一次画像は炭素の枯渇と窒素の過剰を示しており、CNO処理された材料が物質移動により露出していることを示しています。赤外線の過剰放出と定常的なH$\alpha$放出は、星周円盤または周連星円盤の存在を示唆しています。V1315Casはおそらく、分離された星の連星になるでしょう。
共生巨人の化学存在量分析。 14 の北方 S 型システムにおける金属量と CNO 存在量パターン
| Title |
Chemical_abundance_analysis_of_symbiotic_giants._Metallicity_and_CNO_abundance_patterns_in_14_northern_S-type_systems |
| Authors |
Cezary_Ga{\l}an,_Joanna_Miko{\l}ajewska,_Kenneth_H._Hinkle,_Richard_R._Joyce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09596 |
以前の研究では、約40個のS型共生システム(SySt)における赤色巨星の存在量を計算しました。存在量は、金属量、進化状態、および銀河恒星集団のメンバーの可能性に関する情報を提供します。ここでは、SyStの北半球サンプルを使用して研究を拡張します。この北部のサンプルは銀河円盤/ハロー天体が大半を占めていますが、以前の南部のサンプルはバルジ集団に大きく偏っています。標準的なLTE解析と大気モデルを使用した高解像度(R$\sim$50000)の$IR$に近いスペクトルのスペクトル合成を使用して、CNOと鉄ピーク周辺の元素(Fe、Ti、Ni、Sc)の存在量を測定しました。赤色巨星の構成要素の大気中で。SyStサンプルは、古い円盤集団で予想されるように、一般にわずかに太陽以下の金属量を示し、中央値は[Fe/H]\,$\sim-0.2$dexです。$^{14}$Nの強化、$^{12}$Cの枯渇、および$^{12}$C/$^{13}$Cの減少は、これらすべての巨人が最初の浚渫を経験していることを示しています。理論的予測との比較は、観察されたCとNの存在量を説明するには追加の混合プロセスが発生する必要があることを示しています。相対的なOとFeの存在量は、{\slAPOGEE}データの銀河円盤とバルジ巨人集団によって表されるものと一致しており、拡張された厚い円盤/ハローのメンバーに起因すると考えられるケースもいくつかあります。この研究の興味深い副産物として、AGPegのスペクトルの吸収線の翼に青色にシフトした追加成分が観察されました。これは、高温成分への付着と関係している可能性があります。
太陽活動領域 12673 における大規模な光球ドップラー シフト: I. 場に整列した流れ
| Title |
Large_Photospheric_Doppler_Shift_in_Solar_Active_Region_12673:_I._Field-Aligned_Flows |
| Authors |
Jiayi_Liu,_Xudong_Sun,_Peter_W._Schuck,_Sarah_A._Jaeggli,_Brian_T._Welsch,_and_Carlos_Quintero_Noda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09709 |
デルタ($\delta$)黒点は、中心磁極反転線(PIL)に沿って高速光球流をホストすることがあります。今回我々は、太陽活動領域NOAA12673の中央半影光橋における強いドップラーシフトの特徴を研究します。ヘリオ地震・磁気イメージャー(HMI)からの観測は、高度にせん断された強い磁場を示しています。光の橋の形成中に最大3.2kms$^{-1}$の大きなドップラーシフトが現れ、約16時間持続した。DAVE4VMwDVと呼ばれる新しい速度推定器は、HMIベクトル磁力線図からPILに沿った高速収束および剪断運動を明らかにし、古いバージョンのアルゴリズムよりもはるかに良好に観測されたドップラー信号を回復します。推定された速度ベクトルは、傾斜した磁場に対してほぼ(反)平行であり、観測されたドップラーシフトには、投影された磁場に沿って整列した流れからの重要な寄与が含まれていることを示唆しています。「ひので/分光偏光計(SP)」による高解像度の観測では、ドップラー速度と磁気傾斜角の余弦との間に明確な相関関係がさらに示されており、これはHMIの結果と一致し、約9.6kmの磁場が整列した流れと一致しています。s$^{-1}$。複雑なストークスプロファイルは、視線に沿った物理変数の大きな勾配を示唆しています。$\delta$-spot磁気構造と流れ駆動機構への影響について議論します。
太陽圏内部における惑星間コロナ質量放出の乱流特性：陽子ベータとフラックスロープ構造への依存性
| Title |
Turbulence_Properties_of_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_in_the_Inner_Heliosphere:_Dependence_on_Proton_Beta_and_Flux_Rope_Structure |
| Authors |
S._W._Good,_O._K._Rantala,_A.-S._M._Jylh\"a,_C._H._K._Chen,_C._M\"ostl,_E._K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09800 |
惑星間コロナ質量放出(ICME)は、広範囲の太陽中心距離にわたって低い陽子ベータと大規模な磁束ロープ構造を持ち、太陽風の変動を研究するためのユニークな環境となっています。ソーラーオービターとパーカーソーラープローブによって0.25から0.95auの間で観測された28個のICMEの磁場変動のパワースペクトルが調べられました。大規模なスケールでは、スペクトルはフラックスロープに含まれる電力によって支配されました。バックグラウンドのフラックスロープフィールドを差し引くと、$kd_i\leq10^{-3}$で平均スペクトルインデックスが$-5/3$から$-3/2$に減少しました。ロープの減算により、磁場内の相関長が短いことも明らかになりました。スペクトル指数は典型的には$-5/3$付近であり、ロープの減算に関係なく慣性範囲では半径方向に不変であり、運動スケールへの移行に伴って一貫して$-3$を下回る値まで急勾配になりました。慣性範囲を終了する高周波ブレークポイントは、低陽子ベータのプラズマで予想されるように、半径方向の距離にほぼ直線的に変化し、陽子ジャイロスケールよりも陽子の慣性長にスケールが近かった。一般的な太陽風とは対照的に、慣性スケールでの磁気圧縮率は半径方向の距離とともに増加しませんでした。ICMEでは、注入スケールでの特有のスペクトル特性は大域的なフラックスロープ構造によって主に決定されるようですが、遷移速度論的特性は低プロトンベータによってより影響されます。介在する慣性範囲は両方のICME特徴から独立しているように見え、システムに依存しない乱気流のスケーリングを示します。
ベクトル磁力図の立体視的曖昧さ回避: SO/PHI-HRT データへの最初の応用
| Title |
Stereoscopic_disambiguation_of_vector_magnetograms:_first_applications_to_SO/PHI-HRT_data |
| Authors |
G._Valori,_D._Calchetti,_A._Moreno_Vacas,_\'E._Pariat,_S.K._Solanki,_P._L\"oschl,_J._Hirzberger,_S._Parenti,_K._Albert,_N._Albelo_Jorge,_A._\'Alvarez-Herrero,_T._Appourchaux,_L.R._Bellot_Rubio,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_A._Campos-Jara,_A._Feller,_A._Gandorfer,_P._Garc\'ia_Parejo,_D._Germerott,_L._Gizon,_J.M._G\'omez_Cama,_L._Guerrero,_P._Gutierrez-Marques,_F._Kahil,_M._Kolleck,_A._Korpi-Lagg,_D._Orozco_Su\'arez,_I._P\'erez-Grande,_E._Sanchis_Kilders,_J._Schou,_U._Sch\"uhle,_J._Sinjan,_J._Staub,_H._Strecker,_J.C._del_Toro_Iniesta,_R._Volkmer,_and_J._Woch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09907 |
光球ベクトル磁場の分光偏光計による再構成は、横方向成分の方向における180$^\circ$の曖昧さによって本質的に制限される。これまでのところ、このようなあいまいさを取り除くには、光球場の特性に関する仮定が必要であり、そのため曖昧さの解消方法がモデルに依存していました。基本的な考え方は、1つの有利な点から測定されたフィールドの明確な視線成分は、一般に2番目の望遠鏡によって測定された曖昧な横方向成分上に非ゼロの投影を持ち、それによって「真の」方向を決定するというものです。横方向のフィールド。このようなアイデアは、立体曖昧さ回避法(SDM)で開発および実装され、最近数値シミュレーションを使用してテストされました。この研究では、地球との角度が27度であった2022年3月のキャンペーン中に、ソーラーオービターに搭載された高解像度望遠鏡(HRT)によって取得されたデータに対するSDMの最初の適用を紹介します。この方法は、観測(HRTおよび太陽地震および磁気イメージャーからの)のみを使用して、ベクトル磁力図の横方向成分のあいまいさを取り除くために初めて成功しました。SDMは、空間的に均一で一貫性のある、観測のみで曖昧さのないベクトル磁力図を提供することが証明されています。この方法の精度を制限する可能性のある誤差の原因と、将来のアプリケーションで誤差を除去するための戦略についても説明します。
太陽の差動回転の高解像度磁気流体力学シミュレーションにおける角運動量束のスケール依存解析
| Title |
Scale-dependent_analysis_of_angular_momentum_flux_in_high-resolution_magnetohydrodynamic_simulations_for_solar_differential_rotation |
| Authors |
K.Mori,_H.Hotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09975 |
この研究では、太陽のような差動回転を何の操作もせずに再現した高解像度の3次元磁気流体力学シミュレーションを解析することにより、スケールに依存する角運動量束を体系的に調査します。より具体的には、磁気角運動量輸送(AMT)が計算において主要な役割を果たします。磁気AMTにとって重要な空間スケールを調べます。私たちのアプローチの主な結論は次のように要約できます。1.乱流は角運動量を半径方向内側に輸送します。この効果は、最高解像度の計算でより顕著になります。2.磁気AMTの支配的なスケールは、最小の空間スケールです。3.高解像度シミュレーションでは無次元磁気相関が低い。したがって、混沌としているが強力な小規模磁場により、効率的な磁気AMTが達成されます。
ハッブル宇宙望遠鏡によるマゼラン雲星団の調査。若い星団内の紫外暗星
| Title |
Hubble_Space_Telescope_survey_of_Magellanic_Cloud_star_clusters._UV-dim_stars_in_young_clusters |
| Authors |
A._P._Milone,_G._Cordoni,_A._F._Marino,_F._Muratore,_F._D'Antona,_M._Di_Criscienzo,_E._Dondoglio,_E._P._Lagioia,_M._V._Legnardi,_A._Mohandasan,_T._Ziliotto,_F._Dell'Agli,_M._Tailo,_P._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10020 |
両方のマゼラン雲の若い星団と中年齢の星団は、複雑な色等級図を示します。〜2Gyr未満の星団で一般的に観察される拡張主系列ターンオフ（eMSTO）に加え、〜800Myr未満の星団では分割主系列（MS）が見られます。これらは、回転速度の遅い星で構成される青いMSと、高速回転する星をホストする赤いMSで構成されます。自転速度の異なる恒星集団がeMSTOと分割MSの原因であることは広く受け入れられていますが、その形成と進化については依然として議論が行われています。古い星団NGC1783の最近の調査では、UVバンドで非常に暗いeMSTO星のグループが検出されました。ここでは、マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡の測光を使用して、大マゼラン雲のNGC1805、NGC1818、NGC1850、NGC2164と小マゼラン雲星団NGC330を含む、約200万年未満の5つの星団を調査します。NGC1783で観察されるものと同様に、F225WおよびF275Wバンドで著しく暗い、各星団内で明るいMS星のグループを発見しました。私たちの結果は、紫外線で暗い星が若い星団によく見られることを示唆しています。それらのほとんどが青いMSに生息しているという証拠は、それらが低速回転体であることを示しています。副産物として、星団NGC1850とBHRT5bが異なる固有運動を示すことを示し、これにより、それらが重力によって束縛されていないという証拠が裏付けられます。
超新星ニュートリノによる $\Delta m^2_{21}$ 張力の解明
ニュートリノパラメータの決定における長年の緊張の1つは、さまざまな実験で測定された太陽質量二乗差$\Deltam_{21}^2$の不一致値です。原子炉反ニュートリノ実験カムランドは、原子炉反ニュートリノ実験よりも大きい最適値を見つけました。太陽ニュートリノデータから得られたもの。たとえ現在の緊張が穏やか（$\sim1.5\sigma$）であっても、独立した測定がこの問題の終結または再評価に役立つかどうかを検討するのは適時です。これに関して、我々は、将来の銀河系での超新星バーストを将来のハイパーカミオカンデ検出器で$\Deltam_{21}^2$を決定するためにどのように利用できるのか、そしてこれが現在の状況にどのように寄与するのかを探ります。私たちは、超新星ニュートリノスペクトルと超新星の方位のさまざまなモデルに対する地球物質の影響を研究します。超新星ニュートリノのデータが$\Deltam_{21}^2$に最もよく適合するカムランドを好む場合、現在のカムランドと同様の不確実性が達成される可能性があることがわかりました。逆に、太陽ニュートリノデータが最もよく適合することを優先する場合、KamLANDの結果との現在の緊張は、$5\sigma$よりも大きな重要性まで増大する可能性があります。さらに、超新星ニュートリノは$\sin^2\theta_{12}$の不確実性の低減に大きく貢献する可能性があります。
Cramer Rao の限界に近い点ターゲットの不偏重心化
この論文は、CramerRaoの分散の下限によって定義される究極の限界に関して、重心(CoG)セントロイドの達成可能な精度に焦点を当てています。実際のシナリオでは、点像分布関数(PSF)の粗いサンプリングや、関心領域(ROI)の境界での信号切り捨て誤差によって系統的な重心誤差が発生します。以前の研究ではサンプリング誤差のみに焦点を当てていましたが、この論文では、ランダムなピクセルノイズの影響が大きなROIよりも効率的に抑制される可能性がある小さなROIでは打ち切り誤差がますます重要になるため、完全な系統誤差を導き出して分析しています。不偏推定量が導入され、その分散に対して分析式が導出され、フォトンショットノイズ、ピクセルランダムノイズ、および残留系統誤差の影響が詳しく説明されます。分析結果は、モンテカルロシミュレーションによって検証され、反復加重CoG、しきい値CoG、最小二乗法フィットなどの他のアルゴリズムのパフォーマンスと比較されます。不偏推定器を使用すると、他のアルゴリズムよりも大幅に少ない計算量で、低いフォトン数と高いフォトン数について、CramerRaoLowerBound(CRLB)に非常に近い重心誤差を達成できます。さらに、PSF半径、ROIサイズ、およびその他の特定のパラメーターに関連した最適な構成が、他のすべてのアルゴリズムに対して決定され、それらの正規化された重心誤差がCRLBに関して評価されます。
散乱測定実験によるカイラル $Z^\prime$ ゲージ粒子の探索
| Title |
Probing_for_chiral_$Z^\prime$_gauge_boson_through_scattering_measurement_experiments |
| Authors |
Kento_Asai,_Arindam_Das,_Jinmian_Li,_Takaaki_Nomura,_Osamu_Seto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09737 |
微小なニュートリノ質量の観測は、標準モデル(SM)の枠組み内では説明できませんが、SMを超えたシナリオ(BSM)を構築することができます。シーソー機構を通じて微小なニュートリノ質量を生成する追加ゲージ拡張シナリオを検討します。これらのシナリオには、$U(1)_Y$の線形結合である一般的な$U(1)_X$シナリオにおけるゲージ異常と混合ゲージ重力異常をキャンセルするために、$Z^\prime$と呼ばれるBSM中立ゲージボソンが装備されています。と$U(1)_{\rmB-L}$です。この場合、左巻きフェルミ粒子と右巻きフェルミ粒子が$Z^\prime$と異なる相互作用をすることがわかります。$Z^\prime$は、ニュートリノ-核子、ニュートリノ-電子、電子-原子核、および電子-ミューオンの散乱過程を含むさまざまな過程を引き起こし、FASER$\nu(2)$、SND$@$LHC、COHERENT、それぞれNA64、JSNS2、MUonEの実験。さまざまな一般$U(1)_X$電荷に対する$Z^\prime$質量に関するゲージ結合の制約を取得することに加えて、結果を陽子、電子ビームダンプ実験の結果と比較します。BaBaR、LHCb、およびCMS実験での長寿命および暗い光子探索からのデータを再計算して、ゲージ結合および対応するゲージボソン質量の限界を推定します。異なる$U(1)_X$電荷の電子とミューオンの$g-2$データから、一般的な$U(1)_X$ゲージ結合と$Z^\prime$質量の制限を導き出します。今回のケースでは、将来のビームダンプからの予想される限界に加えて、Orsay、KEK、E137、CHARM、Nomad、$\nu-$cal、E141、E774、NA64、KEKでのさまざまなビームダンプ実験からの既存の限界を再計算しました。DUNE、FASER(2)、ILCでのシナリオ。最後に、相補性を求めてLEP実験からのダイレプトンとダイジェット検索のデータを再キャストして境界を計算します。このようなパラメータ領域は、将来的には散乱実験、ビームダンプ実験、衝突器実験によって調査される可能性があります。
流体の不連続性のノーマルモード解析: 数値的手法と磁気流体力学への応用
| Title |
Normal_mode_analysis_of_fluid_discontinuities:_numerical_method_and_application_to_magnetohydrodynamics |
| Authors |
William_B\'ethune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09772 |
衝撃波面や渦シートなどの流体の不連続部は波を反射し、波形が不安定になる可能性があります。これらの現象の解析計算は最も単純な場合にのみ扱い可能ですが、数値シミュレーションは離散化スキームに固有の切り捨て誤差によってバイアスがかかります。著者は、さまざまな流体機械問題に関連する、任意の保存則を満たす不連続点を介した正規モード(平面線形波)の結合を研究するための計算フレームワークを確立します。これらの問題を数値的に解決する体系的な方法が、一連の検証ケースとともに提供されます。デモンストレーションとして、磁気流体力学的衝撃とせん断層に適用され、線形安定性特性が正確に回復されます。非理想的（分散、散逸）効果を直接含めることで、これらの現象が弱電離プラズマでどのように変化するかを調査する道が明らかに開かれます。
アンモニア半水和物の高温高圧状態図
| Title |
High_pressure-temperature_phase_diagram_of_ammonia_hemihydrate |
| Authors |
L._Andriambariarijaona,_F._Datchi_H._Zhang,_K._B\'eneut,_B._Baptiste,_N._Guignot,_S._Ninet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09838 |
我々は、ラマン分光法、X線回折実験、および視覚観察に基づいて、2〜30GPaおよび300〜700Kの範囲におけるアンモニア半水和物（AHH）の状態図の包括的な実験的研究を報告します。AHH-II、DIMA、pbcc、qbccと呼ばれる4つの固相がこのドメインに存在し、そのうちの1つであるAHH-qbccが今回の研究で発見されました。これまで考えられていたのとは異なり、AHH-IIを10GPa未満で加熱して得られる体心立方晶(bcc)相(ここではAHH-pbccと表記)は、両方とも同じbcc構造とOを示しますが、DIMA相とは異なることを示します。/N位置異常。私たちの結果は、実際に、AHH-pbccが自由な分子回転を特徴とするDIMAの可塑性形態であることを示しています。AHH-qbccは、AHH-IIとDIMAの中間のP-T範囲で観察されます。これは、理論的に予測されている「準bcc」構造を彷彿とさせる複雑なX線パターンを示していますが、これらの構造はどれも我々のデータと一致しません。すべての固相間の転移線と融解曲線が詳細にマッピングされており、次のことが示されています:(1)新しいqbcc相は、中間のP-T範囲10～19GPa、300～450Kで安定していますが、II-qbcc転移はT<450Kでは速度論的に妨げられ、IIは300Kで25GPaから35GPaまで段階的にDIMAに直接転移します。(2)qbccの安定領域は450Kを超えると縮小し、最終的にpbccで終了します。-qbcc-DIMA三重点は21.5GPa-630Kにあります。(3)630Kを超えると、AHH-pbccとDIMAの間で直接かつ可逆的な転移が起こります。(4)pbccの固体安定性ドメインは3GPaを超える融解線まで広がります。II-pbcc-液体三重点は3GPa-320Kで確認されます。
| Title |
Tracking_an_Untracked_Space_Debris_After_an_Inelastic_Collision_Using_Physics_Informed_Neural_Network |
| Authors |
Harsha_M.,_Gurpreet_Singh,_Vinod_Kumar,_Arun_Balaji_Buduru,_Sanat_K._Biswas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09938 |
地球低軌道への衛星配備の継続的な増加に伴い、追跡されていないスペースデブリによる衝突のリスクも増加しています。多くの場合、小さなサイズのスペースデブリ（10cm未満）は、既存の最先端の方法を使用して追跡するのが困難です。しかし、そのようなスペースデブリの軌道を知ることは、将来の衝突を避けるために非常に重要です。我々は、活動中の衛星とスペースデブリの間の衝突イベント後のスペースデブリの軌道を推定するための物理情報ニューラルネットワーク（PINN）ベースのアプローチを紹介します。この研究では、活動中の衛星とスペースデブリの間の8565件の非弾性衝突イベントをシミュレートしました。衝突前の衝突物体の速度を使用して、衝突後の速度を計算し、観測を記録します。非弾性衝突イベント後の追跡されていないスペースデブリの状態(位置と速度)、反発係数、および質量推定と追跡されたアクティブ衛星は、軌道からのアクティブ衛星の偏差を観察することによって最適化問題として提起できます。。上記の最適化問題を解決するために古典的な最適化手法であるラグランジュ乗数アプローチを適用しましたが、システムが過小決定されているため、その状態推定が満足のいくものではないことが観察されました。その後、上記の最適化問題を解決するために、ディープニューラルネットワークベースの手法と物理情報型ニューラルネットワーク(PINN)ベースの手法を設計しました。二乗平均平方根誤差(RMSE)と予測の四分位範囲を使用してモデルのパフォーマンスを比較しました。PINNベースの方法は、他の方法と比較して、スペースデブリの位置、速度、質量、反発係数をより正確に予測できることが観察されています。
axion ストリング シミュレーションからのミニクラスター
| Title |
Miniclusters_from_axion_string_simulations |
| Authors |
Giovanni_Pierobon,_Javier_Redondo,_Ken'ichi_Saikawa,_Alejandro_Vaquero,_Guy_D._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.09941 |
アクシオンミニクラスターとそれらの間の空隙の特性は、アクシオンと宇宙の暗黒物質の発見に非常に強い影響を与える可能性があります。これらの特性は、アクシオンストリングネットワークやQCD相転移周りの非線形ダイナミクスなど、宇宙初期のアクシオンダイナミクスに強く影響される可能性があります。最近、数値シミュレーション技術の改善により、さまざまな方法を使用して、アクシオンストリングとQCD効果から暗黒物質アクシオンフィールドを計算できるようになりました。低張力で高解像度のストリングを直接使用する方法、効果的な高張力ストリングを使用して直接使用する方法、または外挿によって間接的に使用する方法などです。アトラクターソリューション。この研究では、文献で使用されているさまざまなアプローチでミニクラスターの特性を研究します。私たちは、質量分布と内部密度プロファイルには大きな違いがあるものの、小クラスターのハローとボイドの間には全体的に同様のエネルギー分布があることがわかりました。
GWDALI: ガウス近似を超えた重力波パラメータ推定のためのフィッシャー行列ベースのソフトウェア
| Title |
GWDALI:_A_Fisher-matrix_based_software_for_gravitational_wave_parameter-estimation_beyond_Gaussian_approximation |
| Authors |
Josiel_Mendon\c{c}a_Soares_de_Souza,_Riccardo_Sturani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.10154 |
GWDALIは、コンパクトな二元合体を観測する地球重力波検出器の任意のネットワークのパラメーター推定精度を予測するための尤度勾配を計算する、新しいフィッシャー行列のPythonベースのソフトウェアです。類似のソフトウェアに関する主な新機能は、尤度の導関数近似(DALI)を使用して、フィッシャー行列近似を超えたパラメーターの不確実性を評価することです。このソフトウェアは、LSCアルゴリズムライブラリLALと確率的サンプリングアルゴリズムBilbyをオプションで使用し、正確または近似の尤度関数のモンテカルロサンプリングを実行するために使用できます。例として、実際の尤度およびそのさまざまな微分近似の両方について、選択した天体物理パラメータの推定精度測定の比較を示します。これは、フィッシャー行列が可逆でない場合に特に役立ちます。
