宇宙マイクロ波背景放射(CMB)は、初期宇宙へのユニークな窓を提供し、ハッブル定数などの宇宙論的パラメーターについての洞察を提供します。プランクのような実験による最近のCMBの正確な測定は、Ia型超新星からの測定などの他の測定と比較して、ハッブル定数の値が低いことを示しているようです。ハッブル張力として知られるこの矛盾には、現時点では決定的な説明がありません。この章では、CMBパワースペクトルの詳細な測定からハッブル定数を決定する方法の概要を説明します。CMBスペクトルの主要な特徴の基礎となる物理学と、それらの宇宙論的パラメーターとの関係について説明します。次に、データ自体の内部と他の天体物理探査機を使用した外部の両方で、プランクのハッブル定数決定の一貫性を調べます。ほぼ一貫していますが、レンズ振幅パラメータ$A_L$などのいくつかの異常は未解決のままです。また、標準${\Lambda}$CDM宇宙論モデルのさまざまな理論的拡張を探索し、ハッブル張力を解決する可能性を評価します。明確な解決策は現れておらず、${\Lambda}$CDMへの単純な拡張内で初期宇宙探査と後期宇宙探査の間に重大な緊張が残っていることを示しています。今後のCMB実験では精度の向上が約束されており、この宇宙の難題についてさらなる洞察が得られるはずです。宇宙時間を超えて測定値を橋渡しする一貫した画像は、現代の宇宙論の最前線において未解決の課題のままです。
PTA シグナルの外部テンソル誘起起源: 原始ブラック ホールの生成なし
最近、パルサータイミングアレイ(PTA)の共同研究により、等方性確率重力波(GW)バックグラウンドの証拠が発表されました。PTA信号の起源は天体物理学的または宇宙論的である可能性があります。後者の場合、いわゆる二次スカラー誘発GWシナリオは実行可能な説明の1つですが、強化された曲率摂動による原始ブラックホール(PBH)の過剰生成という潜在的に深刻な問題を抱えています。この手紙では、PTAシグナルの新しい解釈を示します。つまり、それは計量テンソル摂動の上に存在する追加の観客テンソル場から生じます。余分なテンソル場のエネルギー密度は常に準優勢であるため、PBHの形成を引き起こすことはできません。したがって、原始テンソル誘発シナリオにはPBH過剰生成の問題がありません。
$\Lambda$CDM の距離と赤方偏移の関係の歪度
宇宙論的平均を評価するために最近提案されたフレームワークから出発して、与えられた観測量の分布の高次モーメントを評価します。次に、ハッブル・レマ線図の場合について明示的に議論し、重力ポテンシャルの宇宙論的摂動膨張における主次数でのその歪度を評価します。特に、重力レンズによる光度距離の摂動に焦点を当てます。最後に、最近の数値相対論的シミュレーションを考慮して我々の発見について議論し、ハッブル・レマ線図の歪みが主に後期物質のバイスペクトルに由来し、他の視線投影効果が準支配的であることを確認します。
$H_0$ と $\sigma_8$ の緊張に関する宇宙図的見解
標準宇宙論モデル内の$H_0$および$\sigma_8$パラメータの測定により、宇宙マイクロ波背景放射と、局所距離ラダー、弱いレンズ効果、銀河クラスタリング調査などの低赤方偏移探査機との間の重大な統計的緊張が最近明らかになりました。この研究では、バリオン音響振動(BAO)、Ia型超新星(SN)、宇宙クロノメーター(CC)データ、および赤方偏移空間歪み(RSD)からの測定値で構成される堅牢なデータセットを考慮するために、範囲$z\in(0,2.3)$の宇宙図近似を使用して、モデルに依存しない方法で幾何学的距離をフレーム化します。共同解析BAO\,+\,SN\,+\,CC\,+\,RSDから、$H_0$と$\sigma_8$でそれぞれ$\sim$1.4\%と$\sim$3.7\%の精度が見つかりました。SH0ESチームによる現地測定による$H_0$の結果は2$\sigma$張力ですが、プランク-CMB解析による$\sigma_8$の推定値は2.6$\sigma$張力です。この推論は、$\Lambda$CDMモデルによって推定された張力と比較すると、統計的に張力が小さいことを示しています。また、ジャークパラメーターが$\Lambda$CDM予測から3$\sigma$以上逸脱する可能性があることもわかりました。同じ宇宙像設定の下で、モデルのパラメータ空間の精度の向上を可能にする$H_0$の事前SH0ESガウスを考慮した結果も示します。今回の研究では、$H_0$と$\sigma_8$に対する観測上の制約を、$\Lambda$CDMパラダイム内で得られる予測とは異なる、モデルに依存しない新しい観点に導入しました。
今後の地上望遠鏡を組み合わせたスニャエフ・ゼルドビッチ熱測定と宇宙赤外線背景漏洩の軽減
| Title |
Themal_Sunyaev-Zeldovich_measurements_and_cosmic_infrared_background_leakage_mitigation_combining_upcoming_ground-based_telescopes |
| Authors |
Maude_Charmetant_and_Jens_Erler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13476 |
フレッド・ヤング・サブミリ波望遠鏡(FYST)とシモンズ天文台大開口望遠鏡(SO\LAT)は、空のマイクロ波放射の前例のない高解像度測定を実現します。特に、マイクロ波空放射の1つである熱スニャエフ・ゼルドビッチ(tSZ)信号は、クラスター天体物理学と宇宙論にとって不可欠な探査機です。しかし、その測定の障害となるのは、特に高周波における宇宙赤外背景背景(CIB)による汚染です。私たちの目標は、これら2つの望遠鏡からのtSZパワースペクトル測定の検出と純度を評価することです。我々は、FYSTの高周波カバレッジがCIB汚染を低減し、信号検出を向上させるのに役立つことを実証します。私たちは、WebskyシミュレーションとPythonSkyModel(PySM)からの全天階層等面積等緯度ピクセル化(HEALPix)マップテンプレートを使用して、次期SOLAT望遠鏡とFYST望遠鏡の周波数、感度、ビームサイズでマイクロ波空のさまざまなコンポーネントをシミュレートしました。マップベースの内部線形結合(ILC)と制約付きILC(CILC)を使用してtSZ信号を抽出し、残留ノイズを計算して、CIB汚染と信号回復を評価しました。ILCで回復したtSZにおけるCIBの残留雑音パワースペクトルは、SOLATを単独で使用した場合と比較して、SOLATとFYSTを組み合わせると、スケール$\ell\in[500,5000]$にわたって平均で$\sim35\%$低下することがわかります。CILCを使用してCIBを投影解除すると、SOLATとFYSTの機能を組み合わせることで、復元されたtSZパワースペクトルがノイズに支配されない大きな$\ell\in[1800,3500]$ウィンドウが提供されることがわかりました。
学習されたガウス過程カーネルを使用して再電離時代から 21 cm 信号を取得する
| Title |
Retrieving_the_21-cm_signal_from_the_Epoch_of_Reionization_with_learnt_Gaussian_process_kernels |
| Authors |
Florent_G._Mertens,_J\'er\^ome_Bobin,_Isabella_P._Carucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13545 |
赤方偏移した中性水素の21cm線を介して宇宙の夜明けと再電離の時期を直接検出することは、初期宇宙の構造形成の研究に前例のない意義をもたらすでしょう。このエキサイティングな目標には、明るい天体物理学的な前景の下に埋もれ、多数の体系によって汚染された微弱な21cmの信号を抽出するという困難が伴います。ここでは、もともとLOFAR観測のために開発されたガウス過程回帰(GPR)信号分離法の改良に焦点を当てます。変分オートエンコーダ(VAE)と補間オートエンコーダ(IAE)を使用した21cm信号シミュレーションから学習した共分散事前モデルを組み込むことで、現在のアプローチの重要な制限に対処します。さまざまなシナリオでGPR、VAE-GPR、IAE-GPRを評価するために広範なテストが実施されます。私たちの調査結果では、新しい方法がコンポーネント分離タスクにおいて標準的なGPRよりも優れていることが明らかになりました。さらに、改良された方法は、トレーニングセットで表現されていない信号に適用した場合に堅牢性を示します。また、データ系統に対してある程度の回復力を示し、信号回復プロセスへの影響を効果的に軽減する能力を強調します。しかし、私たちの調査結果は、検出を成功させるためにはこれらの体系を正確に特徴づけて理解することの重要性も強調しています。私たちの生成的なアプローチは、トレーニングデータが限られている場合でも良好な結果をもたらし、大規模なトレーニングセットが実現できない場合に貴重な利点を提供します。2つのアルゴリズムを比較すると、IAE-GPRはVAE-GPRと比較してパワースペクトルの復元においてわずかに高い忠実度を示します。これらの進歩により、生成アプローチの強みが強調され、将来の高赤方偏移での21cm信号検出のための解析技術が最適化されます。
初期宇宙の状態方程式の探求: BBN、CMB、PTA の観測からの洞察
重力波背景(GWB)の強力な証拠がナノヘルツ帯域で報告されています。この背景の起源がスカラー誘起重力波(SIGW)であると解釈し、ビッグバン元素合成(BBN)、宇宙マイクロ波背景背景(CMB)、およびパルサータイミングアレイ(PTA)の共同観測を通じてベイズパラメーター推論を初めて実行することにより、初期宇宙の状態方程式(EoS)を探索します。原始曲率摂動の単色パワースペクトルを仮定すると、スペクトル振幅$A\sim10^{-3}-10^{-1}$とスペクトルピーク周波数$f_\ast\sim10^{-7}-10^{-6}$Hzが得られます。EoS$w=1/3$による放射線支配は現在の観測データと互換性があり、EoS$w=1$によるキネーション支配は禁止されていないが、EoS$w=0$による初期物質支配は$2\sigma$以上の信頼水準で除外されることがわかりました。これらの結果は、将来の観察によってテストできます。
原始ブラックホールの存在量について私たちはどの程度知っているのでしょうか?地平線に近づくときの非線形性の重要な役割
| Title |
How_Well_Do_We_Know_the_Primordial_Black_Hole_Abundance?_The_Crucial_Role_of_Non-Linearities_when_Approaching_the_Horizon |
| Authors |
Valerio_De_Luca,_Alex_Kehagias,_Antonio_Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13633 |
非線形放射線伝達関数からの原始ブラックホール存在量の計算に入る非線形補正と、真の物理的地平線交差の決定について議論します。我々は、原始ブラックホールの存在量を計算する現在の標準的な手法には不確実性があることを示し、原始ブラックホールの存在量は日常的に考えられている量よりもはるかに小さい可能性があると主張する。これは、他の結果の中でも特に、スカラー誘起重力波からの最近のパルサータイミングアレイデータの解釈が、原始ブラックホールの過剰生成のために除外されない可能性があることを意味します。
超低速ロールインフレーションにおける 4 次アクションによるスカラー パワー スペクトルへのループ寄与
| Title |
Loop_contributions_to_the_scalar_power_spectrum_due_to_quartic_order_action_in_ultra_slow_roll_inflation |
| Authors |
Suvashis_Maity,_H._V._Ragavendra,_Shiv_K._Sethi_and_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13636 |
[要約]現代の文献では、ハミルトニアンの高次相互作用項からのループによるインフレーションスカラーパワースペクトルの修正の計算が、摂動理論の妥当性に関する議論につながりました。最近、特に超低速ロール(USR)の時代を可能にするインフレシナリオにおいて、摂動を記述するアクションの3次項から生じるループによるスカラーパワースペクトルへの寄与を調べる取り組みが行われています。USRのインフレ段階は、原始ブラックホールの大量の生成など、重大な観測結果をもたらします。この研究では、スカラー摂動を記述するアクションの4次項によって生じるUSRインフレーションのシナリオにおけるスカラーパワースペクトルへのループ寄与を研究します。4次のアクションの支配項によるスカラーパワースペクトルへのループ寄与を計算します。USRのフェーズがスローロールインフレーションの2つのステージの間に挟まれるシナリオを考慮し、関連するパラメーターの観点からループ寄与の挙動を分析します。インフレ時のUSRの後期、中期、初期の時代を調べます。USRの後期段階を含むインフレシナリオでは、パラメーターの合理的な選択により、波数の全範囲でループ補正が無視できることを示します。中間のケースでは、ループからの寄与は大規模スケールにわたってスケール不変であることが証明され、これらの寄与が主次パワースペクトルの30%に達する可能性があることがわかります。USRが早期に設定される場合、ループの寄与が負になる可能性があり、先頭の次数でパワースペクトルを支配する可能性があることがわかります。これは、摂動的な拡張が崩れていることを示しています。最後に簡単な概要と展望を述べます。
銀河団の中心電波銀河：eROSITAとASKAPによる共同調査
| Title |
Central_radio_galaxies_in_galaxy_clusters:_joint_surveys_by_eROSITA_and_ASKAP |
| Authors |
K._B\"ockmann,_M._Br\"uggen,_B._Koribalski,_A._Veronica,_T.H._Reiprich,_E._Bulbul,_Y._E._Bahar,_F._Balzer,_J._Comparat,_C._Garrel,_V._Ghirardini,_G._G\"urkan,_M._Kluge,_D._Leahy,_A._Merloni,_A._Liu,_M._E._Ramos-Ceja,_M._Salvato,_J._Sanders,_S._Shabala,_X._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13672 |
スペクトル・レントゲン・ガンマ(SRG)ミッションに搭載されたイメージング・テレスコープ・アレイ(eROSITA)望遠鏡を使用した拡張レントゲン探査は、最初のeROSITA全天探査(eRASS:1)を終了し、銀河西半球に10$^4$の銀河団を検出しました。無線帯域では、オーストラリア平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)望遠鏡が、eRASS:1と重なる270度$^2$フィールドに22万個のソースを備えたプロジェクト「宇宙の進化地図」(EMU)のパイロット第1フェーズを終了した。これら2つの調査は、クラスター内の電波モード活動銀河核(AGN)を研究するために使用されます。銀河団の中心における電波モードフィードバックの効率を理解するために、最も明るい銀河団(BCG)の電波特性をホスト銀河団のX線特性と関連付けます。eRASS:1クラスター内の中心電波源を特定するか、対応する電波輝度の上限を計算します。次に、クラスターのX線特性と、対応する中央電波源の電波特性との関係を導き出します。また、AGNを識別するためにWISEカラーを使用した中赤外色基準を適用します。合計75個のクラスターのサンプルを調査します。我々は、この星団のX線輝度と、対応する中心電波銀河の944MHz電波輝度との間に統計的に有意な値があることを発見しました。無線パワーと無線ソースの最大線形サイズ(LLS)の間にも、プラスの傾向が見られます。密度とLLSには相関関係がありません。私たちは、L_X>$10^{43}$ergs$^{-1}$の高光度クラスターでは、ラジオジェットの運動光度がX線光度と相関関係を持たないことを発見し、さまざまな理由を議論します。中心冷却時間t_coolと電波輝度L_Rの間に逆相関があることがわかり、中心冷却時間が短いクラスターではより強力なAGNが必要であることがわかりました。
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Supernova_Program:_Cosmological_Biases_from_Host_Galaxy_Mismatch_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
H._Qu,_M._Sako,_M._Vincenzi,_C._Sanchez,_D._Brout,_R._Kessler,_R._Chen,_L._Galbany,_L._Kelsey,_J._Lee,_C._Lidman,_B._Popovic,_B._Rose,_M._Smith,_M._Sullivan,_P._Wiseman,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_O._Alves,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_O._Lahav,_J._L._Marshall,_J._Mena-Fernandez,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malagon,_M._Raveri,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_N._Weaverdyck,_DES_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13696 |
主にホスト銀河から得られる赤方偏移測定は、Ia型超新星(SNeIa)から宇宙論的パラメーターを推測するために不可欠です。画像を使用してSNeをホスト銀河に一致させることは簡単ではないため、ホストが一致しないSNeのサブセットが発生し、赤方偏移が不正確になります。我々は、暗黒エネルギー調査5年(DES-SN5YR)測光サンプルをモデル化したシミュレーションから、主銀河の不一致率と、その結果として生じる宇宙論的パラメーターのバイアスを評価します。DES-SN5YRデータとシミュレーションの両方で、ホスト銀河のマッチングに指向性光半径法を採用しています。SNIaシミュレーションでは、SNeの1.7%が間違ったホスト銀河と一致し、真のホストと一致したホストとの間の赤方偏移の差が最大0.6であることがわかりました。解析パイプラインを使用して、不正確なホスト銀河の一致を持つSNeが含まれていることに起因するダークエネルギー状態方程式パラメータ(Dw)のシフトを決定します。SNIaのみのシミュレーションでは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)による制約により、Dw=0.0013+/-0.0026が得られます。シミュレーションにコア崩壊SNeと固有のSNeIaを含めると、使用した測光分類器に応じてDwが0.0009から0.0032の範囲であることがわかります。この偏りは、DES-SN5YRサンプルから予想されるwの合計不確かさの約0.03よりも1桁小さいです。ホスト銀河の不一致によるwのバイアスは、DES-SN5YRサンプルから予想される不確実性よりもはるかに小さいと結論付けていますが、より優れたホストマッチングアルゴリズムや選択のカットを通じてこのバイアスを軽減するためのさらなる研究を奨励します。
テザー長制御によるテザー衛星システムのカオス運動の抑制
| Title |
Suppression_of_Chaotic_Motion_of_Tethered_Satellite_Systems_Using_Tether_Length_Control |
| Authors |
Francisco_J._T._Salazar_and_Antonio_F._B._A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12990 |
この研究は、地球の重力の影響下で円軌道上で非伸縮性の無質量テザーによって接続された2つの天体(基地衛星と副衛星)の姿勢と制御運動に焦点を当てています。基地衛星は副衛星よりもはるかに重いと想定されています。この場合、基地衛星を基準衛星とする。問題が複雑であるため、副衛星のスラスターは考慮されておらず、大気抵抗、地球の偏平率、宇宙船に対する電気力の影響は無視されています。
CI タウの Ro 振動分光法 -- 惑星によって引き起こされた多成分偏心円盤の証拠
| Title |
Ro-vibrational_Spectroscopy_of_CI_Tau_--_Evidence_of_a_Multi-Component_Eccentric_Disk_Induced_by_a_Planet |
| Authors |
Janus_Kozdon,_Sean_Brittain,_Jeffrey_Fung,_Josh_Kern,_Stanley_Jensen,_John_Carr,_Joan_Najita,_Andrea_Banzatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13029 |
CIタウは現在、動径速度調査によって検出された惑星CIタウbを擁する内部原始惑星系円盤を持つ唯一のTタウリ星です。これは、その惑星によって刻印された円盤の特徴を研究するユニークな機会を提供します。我々は、2022年にNASAIRTFで撮影された、CIタウbの提案された軌道周期である、連続9夜にわたる${}^{12}$COと水素Pf$\beta$線の放出のマルチエポック分光データを提示します。我々は、星の降着速度がその9日の周期に従って変化することを発見し、これは伴星による降着を示している。${}^{12}$CO輝線の分析により、この円盤は軌道半径0.05-0.13~auと0.15-1.5~auにわたる内側成分と外側成分で記述できることが明らかになりました。両方のコンポーネントの離心率は約0.05で、近点の引数は反対に位置合わせされています。我々は、同様の離心軌道上の大質量伴星が同様の円盤構造を再現できることを示す、概念実証の流体力学シミュレーションを紹介します。私たちの結果は、そのような伴星が軌道距離0.14~auの周りに位置していることを示唆しています。しかし、この惑星の軌道パラメータは、CIタウbの軌道パラメータと一致しない可能性があります。CIタウbの高い離心率は、我々のモデルによって推定される低い円盤離心率と互換性がない可能性があります。
M 矮星を周回する単一惑星系と複数惑星系の惑星構成の比較
| Title |
A_Comparison_of_the_Composition_of_Planets_in_Single-_and_Multi-Planet_Systems_Orbiting_M_dwarfs |
| Authors |
Romy_Rodr\'iguez_Mart\'inez,_David_V._Martin,_B._Scott_Gaudi,_Joseph_G._Schulze,_Anusha_Pai_Asnodkar,_Kiersten_M._Boley,_Sarah_Ballard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13034 |
私たちは、既知の惑星が1つだけある系(「シングル」)のM型準惑星の組成と、複数の惑星系に存在する惑星(「マルチ」)の組成および主星の基本的特性を調査し、比較します。解析の対象は、直接測定された質量と半径を持つ惑星に限定されます。これらの惑星は、19系の単一惑星30個と多重惑星40個の合計70個の惑星で構成されています。$0.52R_{\oplus}$から$12.8R_\oplus$までの大きさの惑星を含むサンプル全体のかさ密度を比較したところ、単一惑星の平均密度が複数よりも大幅に低いことがわかりましたが、これは選択バイアスのせいではありません。$R_{p}<6R_{\oplus}$の惑星について、地球モデルによって正規化されたかさ密度を比較すると、マルチも99\%の信頼度で密度が高いことがわかります。低質量惑星($M_p<10M_{\oplus}$)の核/水の質量分率(CMF/WMF)を計算して比較したところ、おそらく岩石多惑星($R_p<1.6R_{\oplus}$)は単一惑星よりもCMFが低いことがわかりました。また、すべての単一惑星ホスト星と複数惑星ホスト星の[Fe/H]金属量と自転周期を文献の測定結果と比較し、複数惑星ホスト星は単一惑星をホストする星よりも金属が著しく少ないことを発見しました。さらに、惑星の多重度が増加すると主星の金属量が減少することがわかりました。対照的に、自転周期にはわずかな違いしか見つかりません。主星の惑星組成と金属量の大きな違いは、M型矮星における単一惑星系と複数惑星系の形成を支配する物理的プロセスが異なることを示している。
体系的な KMTNet 惑星異常検索。 X. 2017 年のプライムフィールド惑星の完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search._X._Complete_Sample_of_2017_Prime-Field_Planets |
| Authors |
Yoon-Hyun_Ryu,_Andrzej_Udalski,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Yossi_Shvartzvald,_Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_In-Gu_Shin,_Hongjing_Yang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Hanyue_Wang,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Charles_Beichman,_Geoffry_Bryden,_Sean_Carey,_Calen_B._Henderson,_Sebastiano_Calchi_Novati,_Wei_Zhu,_Savannah_Jacklin,_Matthew_T.Penny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13359 |
$\sim13\,{\rmdeg}^2$をカバーする2017年の素数フィールドについて国民党AnomalyFinderによって発見された惑星候補の分析を完了しました。私たちは3つの明確な惑星、OGLE-2017-BLG-0640、OGLE-2017-BLG-1275、OGLE-2017-BLG-1237を報告します。これらのうち最初の2つはこれまで特定されておらず、最後の1つは近くの変数によって引き起こされた技術的な複雑さのため、これまで公表されていませんでした。さらに、4番目の異常事象である以前に認識されていたOGLE-2017-BLG-1777は惑星である可能性が非常に高いが、レンズと光源の両方が軌道を周回する伴星を持っているため、その光度曲線は非常に複雑なモデリングを必要とすることをさらに報告します。3つの明確な惑星のうちの1つであるOGLE-2017-BLG-1275は、{\itSpitzer}のマイクロレンズ視差測定$\pi_E\sim0.045\pm0.015$を持つAnomalyFinderの最初の発見であり、この惑星系がほぼ確実に銀河のバルジに存在することを示唆しています。リストされている順序で、4つの惑星イベントは惑星とホストの質量比$q$と正規化投影分離$s$を持ち、$(\logq,s)$=$(-2.31,0.61)$、$(-2.06,0.63/1.09)$、$(-2.10,1.04)$、$(-2.86,0.72)$になります。以前に公開されたイベントと組み合わせると、2017年のAnomalyFinderプライムフィールドには、十分に測定された$q$を持つ11個の明確な惑星と、非常に可能性の高い1個の候補が含まれており、そのうち3個がAnomalyFinderで発見されたものです。これら12個に加えて、$q$に大きな不確実性を持つ明確な惑星が他に3個あります。
V960 Monの渦巻きと塊：FU Ori星の周りの重力不安定による惑星形成の兆候?
| Title |
Spirals_and_clumps_in_V960_Mon:_signs_of_planet_formation_via_gravitational_instability_around_an_FU_Ori_star? |
| Authors |
P._Weber,_S._P\'erez,_A._Zurlo,_J._Miley,_A._Hales,_L._Cieza,_D._Principe,_M._C\'arcamo,_A._Garufi,_\'A._K\'osp\'al,_M._Takami,_J._Kastner,_Z._Zhu_and_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13433 |
巨大惑星の形成は伝統的に、核の降着と重力不安定の2つの経路に分けられてきました。しかし、近年では、主に若い星の周りの断片化した原始惑星系円盤の観測が少ないことと、非常に広い軌道上での巨大惑星の出現率が低いことにより、重力不安定性はあまり好まれなくなってきている。この研究では、若い爆発天体V960MonのSPHERE/IRDIS偏光観測を紹介します。この画像では、いくつかの螺旋腕を備えた複雑な形をした散乱光の広大な構造が明らかになりました。この発見は、V960Monの爆発開始からわずか2年後に取得されたアルマ望遠鏡の1.3mmアーカイブデータの再分析を動機づけました。これらのデータでは、散乱光構造と一致する、らせん状の腕に沿って整列した連続発光のいくつかの塊を発見しました。局所的な放出は、重力崩壊下で螺旋アームから形成された破片であると解釈します。これらの塊内の固体の質量は地球の質量に相当すると推定され、この観察が惑星規模で重力不安定が起こっていることの最初の証拠であると考えられます。この研究では、惑星形成におけるこの発見の重要性と、V960Monの爆発状態との潜在的な関係について議論します。
木星、土星、天王星、海王星、タイタン、トリトンの地球ベースの恒星食予測：2023年から2050年
| Title |
Earth-based_Stellar_Occultation_Predictions_for_Jupiter,_Saturn,_Uranus,_Neptune,_Titan,_and_Triton:_2023-2050 |
| Authors |
Richard_G._French_and_Damya_Souami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13530 |
太陽系外縁部の大気と環系の十年単位のタイムスケール進化の研究を支援するために、我々は、ガイアDR3星カタログと2MASSカタログの近赤外Kバンド測光に基づいて、2023年から2050年までの木星、土星、天王星、海王星、タイタン、トリトンの地球ベースの恒星食の詳細な予測を提示します。天の川銀河の星が豊富な領域に対するターゲットの経路に応じて、高SNR事象の頻度が大きく変動することを反映して、観測可能な事象の数を年と等級間隔ごとに表にしました。私たちは、それぞれの事象が潜在的に観測可能な地球上の領域を特定し、大気掩蔽については、進入事象と退出事象の緯度を決定します。土星、天王星、海王星については、予測される環掩蔽イベント時間も計算します。予測されたイベントの代表的なサブセットを提示し、特に有望なイベントに焦点を当てます。K$\leq$7の木星食は年に約1回の頻度で発生し、2031年と2043年に明るいイベントがより高い頻度で発生します。土星の食ははるかにまれで、2032年と2047年にK$\leq$5の予測イベントが2回だけあります。2023年から2050年の期間にK$\leq$10で10回の天王星環食が予測されています。ptuneは2068年まで星が少ない空の領域を横切り、その結果、2023年から2050年の間にK$\leq$12の予測される掩蔽は13回のみです。タイタンは2029～2031年の間にいくつかの高SNR事象が発生しますが、トリトンは2023年から2050年の間にK$\leq$15の掩蔽が合計22回に限定されます。すべての予測されたイベントの詳細は、補足オンライン資料。
最も近い 2 つの木星の軌道を修正
| Title |
Revised_orbits_of_the_two_nearest_Jupiters |
| Authors |
Fabo_Feng,_R._Paul_Butler,_Steven_S._Vogt,_Jennifer_Burt,_Bradford_Holden,_Yicheng_Rui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13622 |
JWSTは、近赤外から中赤外の高コントラスト画像処理能力を備えており、木星のような惑星を直接画像処理する黄金時代を私たちにもたらしています。2つの最も近い冷たい木星である$\varepsilon$IndAbと$\varepsilon$Eridanibは、JWSTによって検出されるのに十分な広い軌道と適切な赤外線放射を持っています。直接イメージングのためにより多くの木星に似た惑星を検出するために、私たちは動径速度データと複数のガイアデータリリースを同時に分析するGOSTベースの方法を開発しました。このアプローチにより、瞬間的な天文計測をカタログ天文計測によって近似することなく、短周期惑星と長周期惑星の両方の検出に複数のガイアデータリリースを使用することが可能になります。$\varepsilon$IndAbの質量$2.96_{-0.38}^{+0.41}$$M_{\rmJup}$と周期$42.92_{-4.09}^{+6.38}$年を決定します。また、$\varepsilon$エリダニ星bの質量$0.76_{-0.11}^{+0.14}$$M_{\rmJup}$、周期$7.36_{-0.05}^{+0.04}$年、離心率0.26$_{-0.04}^{+0.04}$も見つかりました。この離心率は、おそらくノイズモデリングに対する軌道離心率の感度が原因で、以前のいくつかの解決策で得られた離心率とは異なります。私たちの研究は、最も近い2つの木星の軌道と質量に関する制約を改良し、複数のガイアデータリリースを使用して木星に似た惑星を制約する実現可能性を実証しています。
周囲磁場による高密度分子コアの形態と速度勾配の調整
| Title |
Alignment_of_dense_molecular_core_morphology_and_velocity_gradients_with_ambient_magnetic_fields |
| Authors |
A._Pandhi,_R._K._Friesen,_L._Fissel,_J._E._Pineda,_P._Caselli,_M._C-Y._Chen,_J._Di_Francesco,_A._Ginsburg,_H._Kirk,_P._C._Myers,_S._S._R._Offner,_A._Punanova,_F._Quan,_E._Redaelli,_E._Rosolowsky,_S._Scibelli,_Y._M._Seo,_Y._Shirley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13022 |
ガス流および局所磁場に関する高密度コアの形態とその配向の研究は、分光データを持つコアの少数のサンプルのみに限定されています。グリーンバンクのアンモニア調査を既存のサブミリ連続体観測やプランクダスト分極と併せて活用し、コアの形態、サイズ、質量、比角運動量、磁場の配向の推定値を含む、399個の高密度コアの相互照合カタログを作成します。399コアのうち329コアは、空に投影された回転と一致し、線形勾配によく適合する2D$\mathrm{v}_\mathrm{LSR}$マップを示します。$J/M\proptoR^{1.82\pm0.10}$という最適な特定の角運動量とコアサイズの関係が見つかり、コアの速度勾配が固体の回転と乱流運動の組み合わせから発生することが示唆されます。ほとんどのコアには、コアの伸び軸、速度勾配の方向、および周囲磁場の方向の間に優先配向がなく、3軸の弱く磁化された原点が優先されます。しかし、我々は、原始星核の核の伸長軸と磁場との間の好ましい反整列に関する強力な証拠を発見し、磁気的に制御された（しかし支配的ではない）環境における重力収縮に起因する可能性のある、星のない集団および前星集団からの向きの変化を明らかにした。また、ケフェウス座のL1228領域とL1251領域において、コアの速度勾配と磁場の向きが反整合しているというわずかな証拠も見つかり、局所的に秩序のある磁場を持つ領域では、磁場に関する優先的な向きがより一般的である可能性があることが示唆されています。
MUSE-Faint 調査。 V. Antlia B によるスカラー フィールド ダークマターの制約
| Title |
The_MUSE-Faint_survey._V._Constraining_Scalar_Field_Dark_Matter_with_Antlia_B |
| Authors |
Mariana_P._J\'ulio,_Jarle_Brinchmann,_Sebastiaan_L._Zoutendijk,_Justin_I._Read,_Daniel_Vaz,_Sebastian_Kamann,_Davor_Krajnovi\'c,_Leindert_A._Boogaard,_Matthias_Steinmetz,_and_Nicolas_Bouch\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13035 |
目的。我々は、NGC3109関連の微光銀河であるアントリアBの恒星の視線速度を使用して、もともと冷たい暗黒物質モデルが直面する小規模な問題を解決するために提案されたスカラー場暗黒物質の基本特性に対する制約を導き出します。方法。マルチユニット分光エクスプローラーによる超微光矮星の調査であるMUSE-Faintによる、遠方(d$\sim$1.35Mpc)の微光矮星($M_\text{V}=-9.7$,M$_\star\sim8\times10^5$M$_\odot$)であるAntliaBの最初の分光観測結果を使用します。$1'\times1'$視野内の星の視線速度の測定により、127個の星がAntliaBのメンバーであることが特定され、JeansモデリングコードGravSphereを使用してその暗黒物質密度プロファイルをモデル化できるようになりました。スカラー場ダークマターのモデルをGravSphereに実装し、これを使用してこのモデルの自己結合強度に制約を設けます。結果。AntliaBのビリアル質量は${M_{200}\約1.66^{+2.51}_{-0.92}\times10^9}$M$_\odot$であり、濃度パラメーターは${c_{200}\約17.38^{+6.06}_{-4.20}}$であることがわかりました。これらの結果は文献の質量濃度関係と一致しています。スカラー場の暗黒物質モデルの反発的自己相互作用$R_{\text{TF}}$の特性長スケールを$R_{\text{TF}}\lesssim180$pc(68%信頼水準)に制約します。これは、自己結合強度$\frac{g}{m^2c^4}\lesssim5.2\times10^{-20}$eV$^{-1}$cmに変換されます。$^3$。反発的自己相互作用の特徴的な長さのスケールに関する制約は、局所銀河群の矮小銀河の核の観測結果と一致するために必要な値と矛盾しており、これらの銀河の核のある密度プロファイルがスカラー場の暗黒物質によって引き起こされたものではないことを示唆しています。
TOPSEM、2 つのパラメーターの半経験的モデル: 2 段階のハロー降着からの銀河進化とバルジ/ディスクの二分法
| Title |
TOPSEM,_TwO_Parameters_Semi_Empirical_Model:_Galaxy_Evolution_and_Bulge/Disk_Dicothomy_from_Two-Stage_Halo_Accretion |
| Authors |
Lumen_Boco_(1),_Andrea_Lapi_(1),_Francesco_Shankar_(2),_Hao_Fu_(2),_Francesco_Gabrielli_(1),_Alex_Sicilia_(1)_(1_-_SISSA,_2_-_University_of_Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13036 |
近年、銀河の形成と進化という複雑で依然として多くの議論が交わされているテーマのいくつかの側面に取り組むための、半経験的なデータ駆動型モデルにますます注目が集まっています。ここでは、マーキングの特徴が単純であるという新しい半経験的モデルを紹介します。このモデルは、1つの初期条件と2つの自由パラメーターという2つの仮定のみに依存します。銀河は、特定のハロー降着率(sHAR)と特定の星形成率(sSFR)の間の存在量の一致を通じて、進化する暗黒物質ハローと関係しています。消光は完全に経験的な方法で個別に扱われ、静止銀河よりも周縁化され、受動的天体からの汚染なしでのsSFR進化に関する我々の仮定をテストします。私たちの柔軟で透明なモデルは$z\sim5$までの観測された星の質量関数を再現することができ、sHARとsSFRの間の単調な関係の仮説を裏付けます。次に、このモデルを利用して銀河の形態進化に関する仮説を検証します。我々は、バルジ/ディスクの二峰性を、高速降着と低速降着という2つのハロー降着モードの観点から説明しようと試みます。具体的には、膨らみ/回転楕円体成分は速いハロー成長の初期段階で形成され、円盤は遅い降着の後期段階で形成されるのではないかと考えられます。観察されたバルジ質量関数と楕円質量関数の両方との優れた一致が見つかりました。
バックスプラッシュ銀河とその銀河進化への影響: 3 段階、4 種類の視点
| Title |
Backsplash_galaxies_and_their_impact_on_galaxy_evolution:_a_three-stage,_four-type_perspective |
| Authors |
Andr\'es_N._Ruiz,_H\'ector_J._Mart\'inez,_Valeria_Coenda,_Hern\'an_Muriel,_Sof\'ia_A._Cora,_Mart\'in_de_los_Rios,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13037 |
MDPL2-SAG半解析カタログから取得した大規模で孤立した銀河団の郊外にある$z=0$にあるバックスプラッシュ銀河の集団を研究します。私たちは、銀河団に入る前、最初に銀河団を通過するとき、そして銀河団から出た後の生涯の3つの段階で、星を形成しているのか、それとも活動していないのかに応じて、4つのタイプのバックスプラッシュ銀河を考慮します。私たちは、4つのタイプのいくつかの幾何学的、動的、および天体物理学的側面を3つの段階で分析します。すべての段階で星を形成する銀河は、バックスプラッシュの集団($58\%$)の大部分を占め、典型的に$M_\star\sim3\times10^{10}h^{-1}{\rmM}_\odot$未満の星の質量を持ち、最も内側の銀河団の領域を避け、その影響を軽度に受けるだけです。同様の質量範囲では、銀河団($26\%$)から出た後に活動的になる銀河は、中心周距離が小さく、銀河団ポテンシャル井戸による強い偏向を特徴とする軌道をたどりますが、暗黒物質とガス含有量の両方が大きく失われます。サンプルのほんの一部($4\%$)だけが、クラスター内を周回している間にパッシブになります。これらの銀河は重度の前処理を経験しており、銀河団の潮汐剥離とラム圧が星形成に最後の打撃を与えます。最後に、初めて銀河団に入る前に受動的な銀河($12\%$)は通常、巨大であり、銀河団から大きな影響を受けません。バルジ/総質量比を形態の代用として使用すると、クラスターへの1回の侵入では4つのタイプすべてで重大な形態変化が生じないことがわかります。
Non-Equilibrium Abundances Treated Holistically (NEATH): 星形成雲の分子組成
| Title |
Non-Equilibrium_Abundances_Treated_Holistically_(NEATH):_the_molecular_composition_of_star-forming_clouds |
| Authors |
F._D._Priestley,_P._C._Clark,_S._C._O._Glover,_S._E._Ragan,_O._Feh\'er,_L._R._Prole,_R._S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13072 |
分子雲、ひいては星の形成について私たちが知っていることの多くは、分子線の観測から得られます。これらを正しく解釈するには、根底にある分子存在量に関する知識が必要です。分子雲のシミュレーションでは、通常、ガスの熱力学にとって重要な種のみをモデル化します。これらの種は、星が形成される密度の高い物質を追跡するのに不十分な傾向があります。私たちは、完全時間依存の化学ネットワークを使用してこれらのシミュレーションを後処理するためのフレームワークを構築し、熱力学に使用される縮小ネットワークには存在しない、観察上重要な種の挙動をモデル化できるようにします。私たちはこれを使用して、現実的な物理条件下での分子ガスの化学進化を調査します。分子は、中程度の密度（$10^3\、{\rmcm^{-3}}$）で存在量のピークに達し、その後急激に減少するもの（COやHCNなど）と、より高い密度でピークに達し、その後ほぼ一定のままであるもの（例：NH$_3$、N$_2$H$^+$）に分類できることがわかりました。物理的特性を最終値で一定に保った状態で化学を進化させると、すべての分子の気相存在量が大幅に過大評価されることになり、異なる進化の歴史によって引き起こされる存在量の大幅な変動が捕捉されません。分子ガスの化学をモデル化する際には、分子ガスの動的進化を無視することはできません。
水力発電ではありません: ニューラル ネットワークを使用して暗黒物質のみのシミュレーションで銀河の特性を推定する
| Title |
Not_Hydro:_Using_Neural_Networks_to_estimate_galaxy_properties_on_a_Dark-Matter-Only_simulation |
| Authors |
Cristian_Hern\'andez_Cuevas,_Roberto_E._Gonz\'alez,_Nelson_D._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13092 |
TNG300-2からのデータを使用して、ニューラルネットワーク(NN)をトレーニングし、暗黒物質のみのシミュレーションで中心銀河の恒星質量($M^*$)と星形成率(SFR)を再現します。銀河とその近くの環境をホストするハローとサブハローからの12の入力プロパティを考慮します。$M^*$の予測は堅牢ですが、マシンはその散乱を完全には再現しません。SFRでも同じことが起こりますが、予測は$M^*$ほど良くありません。ニューラルネットワークを連鎖させ、SFRの予測をある程度改善しました。SFRの場合、$z=0$と$z=0.1$の間でこの値を時間平均し、$z=0$の結果が改善されました。両方の変数の予測では、下限と上限の値を再現するのが困難です。また、共変量を1つ除外するアプローチを使用して、予測のパフォーマンスにおける各入力変数の影響も調査しました。これにより、入力変数間の物理的および統計的関係についての洞察が得られました。指標の点では、私たちのマシンは同様の研究よりも優れていますが、この研究での主な発見は、予測自体の品質ではなく、予測が入力変数にどのように関連しているかに関連しています。以前に研究された物理変数間の関係が機械にとって意味があることがわかりました。また、一部のマージツリーのプロパティがマシンのパフォーマンスに大きな影響を与えることもわかりました。%私たちは、さまざまな変数に含まれる情報を理解するのに役立つ機械学習(ML)手法の価値を強調します。なぜなら、その助けを借りて、銀河特性の結果として生じる動作に対する入力変数の影響を研究することから得られる有用な洞察を得ることができたからです。私たちは、MLモデルは、物理的なさまざまな特性の重要性と、それらがターゲット特性に及ぼす影響を理解するための有用なツールであり、潜在的なシミュレーション手法の強力な候補であると結論付けています。
矮星AGNホストNGC 4395における10パー秒での低出力ラジオジェットとISMの相互作用の証拠
| Title |
Evidence_for_low_power_radio_jet-ISM_interaction_at_10_parsec_in_the_dwarf_AGN_host_NGC_4395 |
| Authors |
Payel_Nandi,_C._S._Stalin,_D._J._Saikia,_Rogemar_A._Riffel,_Arijit_Manna,_Sabyasachi_Pal,_O._L._Dors,_Dominika_Wylezalek,_Vaidehi_S._Paliya,_P._Saikia,_Pratik_Dabhade,_Markus-Kissler_Patig_and_Ram_Sagar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13263 |
ブラックホール駆動アウト活動銀河核(AGN)を擁する銀河におけるブラックホール駆動アウトフローは、星間物質(ISM)と相互作用し、星の形成に影響を与える可能性があります。このようなフィードバックプロセスは、巨大銀河で見られるものを彷彿とさせ、最近いくつかの矮小銀河で報告されている。しかし、そのような研究は通常、キロパーセク以上のスケールで行われており、このフィードバックプロセスが動作できる最小の空間スケールに関する知識は不明です。ここでは、NGC4395の$\sim$10パーセクサイズの非対称三重無線構造のスケールで、ラジオジェットとISMの相互作用を実証します。この三重項無線構造は、15GHz連続体画像で見られ、2つの非対称ジェット状構造は、光学的な{\itGaia}位置と一致する無線コアの両側に位置しています。高解像度の電波画像と流出を示す拡張[OIII]$\lambda$5007放射は空間的に一致しており、ISMと相互作用する低出力電波ジェットの解釈と一致している。CLOUDYとMAPPINGSを使用したスペクトル線のモデル化、およびGeminiとMaNGA積分場分光データを使用した温度の推定は、ガスのショックイオン化を示唆しています。237GHzでの連続放射は、弱いながらも空間的にAGNと一致することがわかりましたが、CO(2-1)線放射はAGNコアの北側に約1秒角ずれていることがわかりました。ジェット方向に沿った分子H2$\lambda$2.4085の空間的一致、イオン化した[OIII]$\lambda$5007の形態、およびCO(2-1)放出の変位は、$\sim$5パーセクでの星形成にはあまり好ましくない条件を論拠します。
結論: 高解像度での天体化学に関するファラデーの議論
天文学源の最初の詳細な化学動力学モデリングから50年が経過した今、私は天体化学の歴史についていくつかの導入コメントを提供し、この討論会で取り上げられたトピックについての個人的な見解を要約し、その将来の発展についてのいくつかの考えで締めくくります。冗談は省きました。
MAGIC 調査における z = 0.7 における円盤銀河の恒星角運動量 I. 環境の影響
| Title |
Stellar_angular_momentum_of_disk_galaxies_at_z_=_0.7_in_the_MAGIC_survey_I._Impact_of_the_environment |
| Authors |
W._Mercier,_B._Epinat,_T._Contini,_D._Krajnovi\'c,_L._Ciesla,_B._C._Lemaux,_V._Abril-Melgarejo,_L._Boogaard_and_D._Pelliccia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13355 |
目的:中間の赤方偏移では、銀河グループ/クラスターが銀河に影響を与えると考えられています(例:角運動量)。私たちは環境が銀河の角運動量に影響を与えるかどうかを調査し、根底にある駆動物理メカニズムを特定します。方法：私たちは、MAGICサーベイから抽出されたz～0.7のフィールド内の約200個の銀河のサンプルをグループ化し、マルチユニット分光探査機(MUSE)からの空間分解されたイオン化ガス運動学と組み合わせたハッブル宇宙望遠鏡(HST)画像を使用して、恒星の角運動量のロバストな推定値を導き出します。さまざまな環境トレーサーを使用して、環境の関数としての角運動量と恒星質量（フォール）の関係における銀河の位置を研究します。結果:グループ内の低質量銀河(M*<10^10Msun)の角運動量の0.12dex(2sigma有意)の減少を場に対して測定しました。密集した環境に位置する大質量銀河は、低質量の落下の関係から予想されるよりも角運動量が小さいですが、比較可能な野外サンプルがなければ、この効果が質量に起因するのか環境に起因するのかを推測することはできません。さらに、構造の中心には大質量銀河が見られ、体系速度が遅い。観察された低質量での角運動量の減少は、銀河の周囲の過剰密度の強さとは関連していないようですが、ホストグループの分散によって正規化された銀河の系速度およびイオン化ガスの速度分散と強く相関しています。結論:群銀河は、特に低質量において角運動量が枯渇しているように見える。我々の結果は、この減少が銀河の系速度に応じて変化する物理的メカニズム（剥離や合体など）によって誘発される可能性があり、そのようなメカニズムが銀河が角運動量を失うにつれてガスの速度分散を高める原因となっている可能性があることを示唆している。
LISA巨大ブラックホール連星の重力波から測定可能な最小離心率
| Title |
The_minimum_measurable_eccentricity_from_gravitational_waves_of_LISA_massive_black_hole_binaries |
| Authors |
Mudit_Garg,_Shubhanshu_Tiwari,_Andrea_Derdzinski,_John_Baker,_Sylvain_Marsat,_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13367 |
赤方偏移$z=1$で$10^{4.5}\mbox{-}10^{7.5}~{\rmM}_\odot$の範囲の赤方偏移BH質量$M_z$を持つ大質量ブラックホール連星(MBHB)によって放射される重力波に対するLISAの離心率測定閾値を調べます。偏心率は、MBHBが進化して合併段階に達する環境の重要なトレーサとなる可能性があります。LISAの運動を考慮し、時間遅延干渉法を適用するために、lisabetaソフトウェアを使用し、吸気専用ポストニュートンモデルTaylorF2Eccを使用して年間の偏心波形を生成します。私たちは、測定可能な最小離心率($e_{\rmmin}$、合併の1年前に定義)を、一致とフィッシャー行列を計算することによって分析的に、また内部パラメータと外部パラメータの両方を変化させることによってベイズ推論によって数値的に研究します。$e_{\rmmin}$は$M_z$に強く依存し、質量比と外部パラメーターには弱い依存性があることがわかります。一致ベースの信号対雑音比基準は、LISAが軽量システムの$e_{\rmmin}\sim10^{-2.5}$($M_z\lesssim10^{5.5}~{\rmM}_\odot$)と重いMBHBの$\sim10^{-1.5}$を$90\%$の信頼度で検出できることを示唆しています。Fisher初期化とゼロノイズ実現によるベイズ推論では、相対誤差$<50\%$を想定した低質量バイナリの場合、この制限は$e_{\rmmin}\sim10^{-2.75}$まで押し上げられます。ベイズ推論は、$\sim10^{-2}\%$と$\sim10\%$の相対誤差を持つ$10^5~{\rmM}_\odot$システムに対して注入された$0.1$と$10^{-2.75}$の離心率をそれぞれ回復できます。分析的手法と数値的手法の両方で、対象のシステムに対してほぼ一貫した結果が得られます。LISAは10年後に打ち上げられる予定であるため、この研究はMBHB進化の謎を解き明かす準備として貴重かつタイムリーなものとなっています。
ガイアの失われた動径速度: DR3 のベイズ推定のカタログ
| Title |
The_missing_radial_velocities_of_Gaia:_a_catalogue_of_Bayesian_estimates_for_DR3 |
| Authors |
Aneesh_P._Naik_and_Axel_Widmark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13398 |
以前の研究で、私たちはガイア星の失われた視線速度の推定におけるベイジアンニューラルネットワークの有効性を実証し、ガイアDR3の星の視線速度のブラインド予測の付属カタログを公開しました。これらは単なる点の予測ではなく、各星に関する私たちの知識の状態を反映した確率分布でした。ここで、これらの予測が非常に正確であることを検証します。DR3測定値は予測分布と統計的に一致しており、誤差率はおよそ1.5%でした。私たちは、これと同じ手法を使用して、GaiaDR3の視線速度がまだ欠けているGバンド等級17.5までの1億8,500万個の星の予測確率分布の一般公開されているカタログを作成します。検証テストでは、太陽から約7kpc以内の星については予測の信頼性があり、距離精度が約20%より高いことが実証されています。このような星の場合、典型的な予測の不確実性は25～30km/sです。私たちはコミュニティに、星の運動学と力学の解析でこれらの動径速度を使用し、そのようなアプリケーションの例を提示することを呼びかけます。
星の苗床における重力のマッピング -- 2D 加速度マップの有効性を確立
| Title |
Mapping_gravity_in_stellar_nurseries_--_establishing_the_effectiveness_of_2D_acceleration_maps |
| Authors |
Zhen-Zhen_He,_Guang-Xing_Li,_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13409 |
重力は星形成の原動力です。重力は物質の存在によって引き起こされますが、複雑な領域における重力の役割はまだ解明されていません。重力のパターンを研究する効果的な方法の1つは、重力加速度マップを提供することによって、重力がガスに及ぼす降着を計算することです。加速度を研究する実際的な方法は、2D表面密度マップを使用して加速度を計算することですが、これらのマップが正確であるかどうかは依然として不確実です。数値シミュレーションを使用して、2D表面密度から計算された加速度マップ$\mathbfa_{\rm2D}(x,y)$の精度が、質量で重み付けされた平均加速度を適切に表現していることを確認します。投影された地図からの距離が過小評価されるため、加速度の大きさは過大評価されます$|\mathbfa_{\rm2D}(x,y)|\約2.3\pm1.8\;|\mathbfa_{\rm3D}^{\rmproj}(x,y)|$、ここで$\mathbfa_{\rm3D}^{\rmproj}(x,y)$は質量加重投影重力加速度ですが、$\mathbfa_{\rm2D}(x,y)$と$\mathbfa_{\rm3D}^{\rmproj}(x,y)$は一致したままになります。20$^{\circ}$以内で。重大な偏差は、視線に沿って複数の構造が存在する領域でのみ発生します。表面密度から推定された加速度マップは、3D加速度フィールドの投影を適切に説明します。私たちは、この技術が雲の形態と星の形成との関連を確立し、重力と磁場などの他のプロセスとの関連を理解するのに役立つと期待しています。表面密度の重力ポテンシャルを計算するコードのバージョンは、\url{https://github.com/zhenzhen-research/phi_2d}で入手できます。
SDSS Stripe 82 から選択された低赤方偏移の大質量銀河のパンクロマティック測光
| Title |
Panchromatic_Photometry_of_Low-redshift,_Massive_Galaxies_Selected_from_SDSS_Stripe_82 |
| Authors |
Yang_A._Li,_Luis_C._Ho,_Jinyi_Shangguan,_Ming-Yang_Zhuang_and_Ruancun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13461 |
銀河の広帯域スペクトルエネルギー分布は、その恒星の質量、星形成速度(SFR)、塵の含有量、および非恒星源からの可能性のある部分的エネルギー寄与に関する貴重な情報をコード化しています。我々は、スローンデジタルスカイサーベイのストライプ82領域から選ばれた2685個の低赤方偏移(z=0.01-0.11)で巨大な($M_*>10^{10}\,M_\odot$)銀河について、遠紫外から500$\mu$mまでの17バンドをカバーするパンクロマティック測光の包括的なカタログを提示する。幅広い波長に対応。深い光学的に結合された画像を利用して、マルチバンドデータの開口一致測光のためのハイブリッドアプローチを開発します。私たちは、未検出の銀河に対する堅牢な不確実性と上限を導き出し、混雑した領域で相互作用/合体する銀河と源を分離し、前景の星による汚染を扱います。私たちはスペクトルエネルギー分布フィッティングを実行して星の質量、SFR、塵の質量を導き出し、未検出の測光バンドの光束上限の影響を批判的に評価し、広範な模擬テストに基づいて体系的な不確実性の補正を適用します。私たちの測定値と一般的に使用されている出版されたカタログの測定値を比較すると、星の質量がよく一致していることがわかります。星形成主系列上の銀河のSFRは妥当な一貫性を示していますが、緑の谷内およびその下の銀河では、異なる測定値セット間でかなりの不一致が見られます。私たちの分析は、最も正確で包括的な測光をスペクトルエネルギー分布解析に組み込む必要があり、星形成活動が中程度から弱い銀河のSFRを解釈する際には注意を払う必要があることを示唆しています。
近くの銀河の星形成に対する合体の微妙な影響
相互作用と合体は、形態、ガス含有量、星形成速度(SFR)などの銀河の物理的特性を制御する上で重要な役割を果たします。ガスが豊富な大規模な合体であっても、これらの出来事が星形成活動をどの程度促進するかについては議論がある。私たちは、均一に測定されたパンクロ測光とスペクトルエネルギー分布解析の新しいセットから得られた恒星質量、SFR、および総塵質量を使用して、スローンデジタルスカイサーベイのストライプ82領域に位置する大質量($M_*\ge10^{10}\,M_\odot$)、低赤方偏移($z=0.01-0.11$)銀河のサンプルから選択された合体ペアを研究します。塵の質量を同等の全原子および分子水素に換算すると、$\sim10^{8.5}\,M_\odot$程度のガス質量が検出されます。私たちの測定は、$M_{\rmガス}-M_*$平面上の二峰性分布、つまり、よく研究されているガス質量主系列をたどるガスが豊富な星形成銀河と、明確なガスの少ない領域を占める受動的銀河を描写します。これら2つの集団は、SFRとガス質量表面密度の関係に関して二峰性分布にマッピングされます。低赤方偏移銀河の中で、ガスが豊富でほぼ等しい質量の銀河を含む銀河合体は、そのSFR、比SFR、または星形成効率に最小限の影響を与えます。スターバーストはまれです。ガスが豊富な小規模合体の星形成効率は抑制されているようにさえ見えます。この研究は、ガスの進化と合体で星を形成するガスの能力に影響を与える複数の複雑な要因を強調しています。
電波が静かなクェーサーの電波放射: VLBA の観点から
| Title |
The_radio_emission_in_radio-quiet_quasars:_the_VLBA_perspective |
| Authors |
Sina_Chen,_Ari_Laor,_Ehud_Behar,_Ranieri_D._Baldi,_and_Joseph_D._Gelfand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13599 |
Radio-QuietQuasar(RQQ)における電波放射の起源はまだ確立されていません。我々は、10個のRQQ(9個が検出)の1.6GHzおよび4.9GHzでの新しいVLBA観察を提示します。これは、公開されている8個のRQQ(5個が検出)の以前の観察と合わせて、低z(<0.5)AGNのパロマーグリーンサンプルから抽出された18個のRQQの代表的なサンプルを形成します。統合された発光のスペクトル勾配は、非常に急峻な勾配(アルファ<-1.98)から強く反転した勾配(アルファ=+2.18)まで広がっており、14個の天体のうち9個の勾配は平坦(アルファ>-0.5)です。ほとんどの物体には、光学的なガイアの位置と一致する、未解決のフラットスペクトルコアがあります。拡張された発光は一般に急峻なスペクトルであり、輝度温度が低く(<10^7K)、光学コア(ガイア位置)から約5～100pcずれています。VLBAコアフラックスはX線フラックスと密接な相関があり、ブラックホール質量logM_BH/M_Sun<8.5を持つすべての天体について、logL_R/L_X=-6という電波とX線の光度関係に従います。コア発光の平坦性は、おそらく降着円盤コロナに由来する、コンパクトな線源サイズ(<0.1pc)を意味します。大規模な拡張放出は光学的に薄く、塊状の構造であり、おそらく中心からの流出によって生成される。より高い周波数での電波観測は、RQQにおけるコア放出の降着円盤コロナ放出の解釈をさらにテストすることができます。
TNG50 の MW/M31 様銀河の矮小衛星の内部運動学
| Title |
Internal_kinematics_of_dwarf_satellites_of_MW/M31-like_galaxies_in_TNG50 |
| Authors |
Alberto_Manuel_Mart\'inez-Garc\'ia,_Andr\'es_del_Pino,_Ewa_L._{\L}okas,_Roeland_P._van_der_Marel,_Antonio_Aparicio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13683 |
我々は、IllustrisTNG50シミュレーションから得た、MW/M31のようなホストの1,000個の矮小衛星の運動学的研究を紹介します。すべてのスナップショットに対して内部運動学が導出され、空の平面内での回転速度($|V_T|$)とホストから測定された視線に沿った速度勾配の振幅($A_{\rmgrad}^{v_z}$)の履歴記録が取得されました。大部分の衛星では、最初に空の面内の回転(65%)または速度勾配(80%)が検出されましたが、これは$z=0$でそれぞれ45%と68%に徐々に減少しました。私たちは、空の面内の回転の変化と速度勾配が矮星の種類によって異なることを発見しました。これは、矮星の異なる質量と軌道履歴の観点から説明できる可能性があります。私たちは、ホストとの相互作用が衛星の内部運動学の進化に影響を与えることを観察しています。衛星の回転信号は、周心通過中に徐々に減少し、最初の周心は特に初期の運動学にとって破壊的です。$A_{\rmgrad}^{v_z}$は、ホストとの潮汐相互作用によって引き起こされる周心通過中に一時的に増加するのが観察され、$A_{\rmgrad}^{v_z}$は衛星が周心に近づくにつれて増加し、遠ざかるにつれて低下します。要約すると、矮小衛星に検出可能な回転が存在することは珍しいことではなく、その内部運動学の進化は明らかに宿主との相互作用に影響されていると結論付けます。
等方性ガンマ線背景からのプロンプトカスプにおける暗黒物質消滅の限界
| Title |
Limits_on_dark_matter_annihilation_in_prompt_cusps_from_the_isotropic_gamma-ray_background |
| Authors |
M._Sten_Delos,_Michael_Korsmeier,_Axel_Widmark,_Carlos_Blanco,_Tim_Linden,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13023 |
最近の研究では、熱で生成された暗黒物質が宇宙初期に高濃度の低質量カスプを形成し、現在まで生き残ることが多いことが示されています。これらのカスプには暗黒物質のごく一部が含まれていますが、その高密度は、特に広い角度領域の探索において、暗黒物質の消滅によって予想されるガンマ線束を大幅に増加させます。私たちは、14年分のFermi-LATデータを利用して、等方性ガンマ線背景の詳細な研究を通じて暗黒物質の消滅に対する強い制約を設定し、120GeV未満の暗黒物質質量に対する$b\bar{b}$最終状態への暗黒物質の消滅を95%の信頼度で除外します。
| Title |
Leptohadronic_Multimessenger_Modeling_of_324_Gamma-Ray_Blazars |
| Authors |
Xavier_Rodrigues,_Vaidehi_S._Paliya,_Simone_Garrappa,_Anastasiia_Omeliukh,_Anna_Franckowiak,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13024 |
IceCube実験で観測された天体物理学的拡散ニュートリノ束の起源については、まだ議論の余地があります。近年、ニュートリノ現象と個々のブレーザーとの関連性が指摘されている。ブレーザーとは、源TXS0506+056など、地球に向かう相対論的ジェットを伴う活動銀河である。理論的な観点から見ると、ニュートリノ放出源としてのこれらの発生源の特性はまだよく理解されていません。この研究では、フェルミ大域望遠鏡(LAT)によって検出された324個のブレーザーのサンプルをモデル化します。そのほとんどはフラットスペクトル電波クエーサー(FSRQ)です。これは、最新のFermiカタログにあるすべてのFSRQの34%に相当します。宇宙線の電子と陽子の相互作用を数値的にモデル化することで、各線源から放出される多波長束を説明し、放出されるニュートリノスペクトルを自己矛盾なく予測します。我々は、光学およびGeVガンマ線の広帯域特性が一般に電子放出によってよく説明されることを実証します。私たちのサンプルに含まれるブレーザーの33%については、個々のIceCube候補ブレーザーの最近の研究と一致して、観測されたX線スペクトルの記述は陽子相互作用による追加成分の恩恵を受けています。我々は、GeVガンマ線で明るいブレーザーはニュートリノ生成効率が高いが、最適なバリオン負荷が低い傾向があると結論付けています。予測ニュートリノ光度は、観測されたGeVガンマ線束および予測されたMeVガンマ線束と正の相関を示します。このサンプルの結果を外挿することにより、ガンマ線で明るいブレーザーの集団からの拡散ニュートリノ束がIceCube束の約20%のレベルにある可能性があり、これは積層解析からの電流制限と一致することがわかります。私たちは、将来のニュートリノ探索に対する結果の影響について議論し、将来の実験で検出される可能性のある有望な情報源を提案します。
光が足りない潮汐の乱れ
いくつかの銀河で、超大質量ブラックホール(MBH)によって潮汐力が乱されている星と一致するX線フレアの証拠が得られています。星がMBHに対してほぼ放物線状の軌道でスタートする場合、フォールバック率はボロメトリー光度の$t^{-5/3}$減衰に従うことが導き出せる。平滑化粒子流体力学(SPH)コード{\scGadget}の標準バージョンを修正して、重力の相対論的処理を含めました。近点シフトとスピン軌道結合を最下位から2番目まで組み込む非回転ポストニュートン補正を含めます。ニュートンと相対論的領域の両方で、さまざまな透過係数について一連のシミュレーションを実行します。相対論的場合におけるMBH周辺の潮汐の乱れは、$\beta\gtrabout2.25$から始まる値では明るさが不足していることがわかります。つまり、相対論的ケースで生成されるフォールバック曲線は、透過パラメータが増加するにつれて、ニュートンシミュレーションと比較して徐々に低くなります。これは、ニュートンの場合とは反対に、すべての相対論的対応物は、$12.05$もの値に達する貫通係数の生存コアを特徴としていることが判明したという事実によるものです。我々は、星内の要素の測地線がニュートンの場合と比較して収束し、核が潮汐破壊に耐えることを可能にすることを示す相対論的計算を導き出します。サバイバルコアは$\beta\gtrabout2.25$のTDEから一貫して出現するはずです。値が大きいほど、標準の降着モデルから得られる色温度よりも色温度が低くなります。
IceCube コラボレーション -- 第 38 回国際宇宙線会議 (ICRC2023) への貢献
| Title |
The_IceCube_Collaboration_--_Contributions_to_the_38th_International_Cosmic_Ray_Conference_(ICRC2023) |
| Authors |
IceCube:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._J._Beatty,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(344_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13047 |
南極のIceCube天文台は、2011年5月以来、約99%のデューティサイクルで完全な構成で運用されています。その主なコンポーネントは、高エネルギー天体物理ニュートリノの検出のために設計された氷河の氷の深部に配備された立方キロメートルの光学センサーのアレイで構成されています。宇宙線空気シャワー検出用の表面アレイであるIceTopと、より高密度の内部サブ検出器であるDeepCoreにより、天文台の能力が大幅に強化され、多目的施設となっています。名古屋で開催される第38回国際宇宙線会議(2023年7月26日から8月3日まで)へのこの寄稿リストには、物理学と天体物理学の幅広い主要な疑問をカバーするIceCubeの最新の結果がまとめられています。このインデックスに含まれる論文は、高エネルギーニュートリノおよびマルチメッセンジャー天体物理学、宇宙線物理学、銀河超新星などの低エネルギーニュートリノ過渡現象、基礎物理学、検出器の校正と事象の再構成、教育と公共支援、および校正デバイスによって補完される計画的な高密度センサー充填であるIceCubeアップグレードの研究開発に関連するIceCubeの貢献を強調するために、トピックごとにグループ化されています。IceCubeの将来の拡張機能であるIceCube-Gen2に関連する貢献は、別のコレクションで入手できます。
IceCube と Gen2 のコラボレーション -- 第 38 回国際宇宙線会議 (ICRC2023) への貢献
| Title |
The_IceCube-Gen2_Collaboration_--_Contributions_to_the_38th_International_Cosmic_Ray_Conference_(ICRC2023) |
| Authors |
IceCube-Gen2:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_S._K._Agarwalla,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_J.M._Alameddine,_N._M._Amin,_K._Andeen,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_J._Audehm,_S._N._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_R._Bay,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_C._Benning,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_A._Bishop,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Bohmer,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_C._Boscolo_Meneguolo,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_S._Bouma,_E._Bourbeau,_J._Braun,_B._Brinson,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_D._Butterfield,_M._A._Campana,_K._Carloni,_E._G._Carnie-Bronca,_M._Cataldo,_S._Chattopadhyay,_N._Chau,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_R._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_et_al._(393_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13048 |
IceCube-Gen2は、IceCubeの成功した設計に基づいて構築された、南極で計画されている次世代ニュートリノ観測所です。IceCube-Gen2は、光学チェレンコフ放射と電波チェレンコフ放射というニュートリノの2つの相補的な検出技術を統合し、宇宙線空気シャワー検出用の表面アレイと組み合わせて、MeVからEeVまでの幅広いニュートリノエネルギー範囲をカバーします。名古屋で開催される第38回国際宇宙線会議(2023年7月26日から8月3日まで)へのこの貢献インデックスでは、IceCube-Gen2の研究開発の取り組みについて説明します。IceCube-Gen2の光学コンポーネント、表面コンポーネント、無線コンポーネントの設計、ステータス、感度の概要が含まれています。宇宙線やニュートリノ現象からの光チェレンコフ放射を検出する次世代光センサーの性能研究。エネルギー、方向、ニュートリノの風味に関する電波および光学事象の再構成技術。天体物理学的ニュートリノフレーバー、拡散ニュートリノフラックス、宇宙線異方性の感度研究。IceCubeおよび予定されているIceCubeアップグレードに関連する貢献は、別のコレクションで入手できます。
宇宙線の異方性に対するリウヴィルの定理の意味を再考する
| Title |
Revisiting_the_implications_of_Liouville's_theorem_to_the_anisotropy_of_cosmic_rays |
| Authors |
Cain\~a_de_Oliveira,_Leonardo_Paulo_Maia,_Vitor_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13095 |
磁場中を伝播する荷電粒子の集団に対するリウヴィル方程式の解を提示します。この解は、位相空間密度の球面調和関数の展開を使用して提示され、宇宙線の到来方向の分布を直接解釈することができます。結果は、選択した変動条件とソース分布に対して得られます。当初等方性であった粒子束が磁場中を移動する間も等方性を維持するには、等方性と粒子源の均一性という2つの条件があることを示します。この形式主義は、ピエールオージェ天文台によって測定されたデータの分析に使用され、双極子振幅のエネルギー依存性の理解に貢献し、四重極信号が測定されるべきエネルギーを予測します。
| Title |
The_impact_of_electron_anisotropy_on_the_polarization_of_the_X-ray_emission_from_black_hole_accretion_disks_and_implications_for_the_black_hole_X-ray_binary_4U_1630-47 |
| Authors |
Henric_Krawczynski_(1),_Yajie_Yuan_(1),_Alexander_Y._Chen_(1),_Nicole_Rodriguez_Cavero_(1),_Kun_Hu_(1),_Ephraim_Gau_(1),_James_F._Steiner_(2),_Michal_Dov\v{c}iak_(3),_((1)_Washington_University_in_St._Louis,_(2)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_(3)_Astronomical_Institute,_Academy_of_Sciences_of_the_Czech_Republic) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13141 |
高ソフト状態のX線バイナリ4U1630-47のイメージングX線偏光計エクスプローラー(IXPE)観察により、直線偏光度(PD)が2keVでの6%から8keVでの10%に上昇することが明らかになりました。標準的な光学的に厚く、幾何学的に薄い降着円盤シナリオの枠組みで結果を説明するには、関連するモデルパラメーターを注意深く微調整する必要があります。我々はここで、降着円盤大気中の異方性電子による偏光制動放射が、全体的な高いPDとエネルギーによるPDの増加の原因となる可能性があると主張する。4U1630-47の結果で必要とされるレベルで電子異方性を生成できるプラズマと降着の効果について説明します。最後に、X線偏光測定により降着円盤大気の磁化に関する情報を得る機会が与えられることを強調して結論とします。
クロゴケグモの日食中の回転測定の変更 PSR J2051$-$0827
| Title |
Change_of_rotation_measure_during_eclipse_of_a_black_widow_PSR_J2051$-$0827 |
| Authors |
S.Q._Wang,_J.B._Wang,_D.Z._Li,_J.M._Yao,_R.N._Manchester,_G._Hobbs,_N._Wang,_S._Dai,_H._Xu,_R._Luo,_Y._Feng,_W.Y._Wang,_D._Li,_Y.W._Yu,_Z.X._Du,_C.H._Niu,_S.B._Zhang,_and_C.M._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13198 |
ブラック・ウィドウは、仲間を消滅させるミリ秒パルサーです。伴星から吹き飛ばされた物質が電波放射を遮断し、電波日食が発生します。日食媒質の特性はほとんど理解されていません。今回我々は、口径500メートルの球状電波望遠鏡（FAST）による観測を用いて、クロゴケグモPSRJ2051$-$0827の日食媒質中に磁場が存在することの直接的な証拠を提示する。日食の出口で回転測定値(RM)が定期的に減少し、$60\,\rmrad\,m^{-2}$から$-28.7\,\rmrad\,m^{-2}$に変化することが検出されました。視線が日食から離れると、RMは徐々に通常の状態に戻ります。日食媒体内の推定視線方向の磁場強度は$\sim0.1$Gです。RM反転は、連星軌道運動による視線方向の磁場強度の変化によって引き起こされる可能性があります。RM逆転現象は、一部の反復高速無線バースト(FRB)でも観察されており、スパイダーパルサーの研究により、FRBの起源に関する追加情報が得られる可能性があります。
NANOGrav 12.5 年間のデータセット: さまざまな帯域幅での分散測定の誤った推定
| Title |
The_NANOGrav_12.5-Year_Data_Set:_Dispersion_Measure_Mis-Estimation_with_Varying_Bandwidths |
| Authors |
Sophia_V._Sosa_Fiscella,_Michael_T._Lam,_Zaven_Arzoumanian,_Harsha_Blumer,_Paul_R._Brook,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Nate_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Megan_L._Jones,_Duncan_R._Lorimer,_Ryan_S._Lynch,_Maura_A._McLaughlin,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Scott_M._Ransom,_Ren\'ee_Spiewak,_Ingrid_H._Stairs,_Kevin_Stovall,_Joseph_K._Swiggum,_Sarah_J._Vigeland,_WeiWei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13248 |
パルサータイミングアプリケーションのノイズ特性評価では、星間分散が到着時間(TOA)に導入する遅延の既知の周波数依存性を仮定することにより、星間分散を考慮します。ただし、この遅延の計算には、観測における他の色の影響による誤った推定が発生します。分散のモデリングの精度は、観測された帯域幅に依存します。この研究では、グリーンバンク望遠鏡でさまざまな帯域幅を使用した場合の分散モデリングの推定ミスに起因する無限周波数TOAのオフセットを計算します。タイミング残差に過剰な色ノイズを持つパルサーであるPSRJ1643-1224の一連の広帯域観測を使用します。これらの観測結果を人為的に狭帯域周波数範囲に制限し、両方のデータセットを使用して、短期分散変動を含まないタイミングモデルで残差を計算しました。結果の残差を分散モデルに当てはめ、その後の当てはめパラメータを比較することで、分散の誤った推定を定量化します。さらに、パラメータの自己共分散関数を計算することにより、分散の誤った推定が相関する特徴的なタイムスケールが得られました。NANOGravパルサータイミングアレイの中で最も高い分散尺度(DM)の1つであるPSRJ1643-1224の場合、無限周波数TOAはDMの誤推定により~22マイクロ秒の系統的オフセットに悩まされており、相関関係は~1か月にわたることがわかります。低DMパルサーの場合、オフセットは約7マイクロ秒です。この誤差の定量化を使用すると、NANOGravのデータでより堅牢なノイズモデリングを提供できるため、感度が向上し、重力波探索におけるパラメータ推定が向上します。
大規模銀河団の電波ハローにおける宇宙線再加速に対する高エネルギーニュートリノの制約
| Title |
High-energy_neutrino_constraints_on_cosmic-ray_re-acceleration_in_radio_halos_of_massive_galaxy_clusters |
| Authors |
Kosuke_Nishiwaki,_Katsuaki_Asano,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13273 |
合体銀河団の一部は、巨大電波ハロー(GRH)と呼ばれる、中心領域で拡散した電波放射を起こしています。GRHの最も有望なメカニズムは、合体誘起乱流による非熱電子と陽電子の再加速です。しかし、これらのシードレプトンの起源については議論があり、陽子または電子のいずれかが一次加速粒子である可能性があります。この研究では、ニュートリノが銀河団内の物理プロセスのプローブとして使用できることを実証し、IceCubeによる既存の上限を使用して、銀河団内媒質内の相対論的陽子の量に対する考えられる制約について議論します。西脇と浅野(2022)の銀河団人口モデルを使用して、大規模な($>10^{14}M_\odot$)銀河団からの電波とニュートリノの放出を計算します。このモデルは観察されたGRHの統計と互換性があり、ARCADE-2実験で観察された等方性電波バックグラウンドへのGRHの寄与は準支配的であるはずであることがわかります。私たちの基準モデルは、積層解析からのIceCubeの上限と一致する全天ニュートリノフラックスを予測します。また、ニュートリノの上限は、一次宇宙線や磁場の電子対陽子比など、再加速モデルのパラメータ空間に意味のある制約を与えること、特にシード電子の大部分が非弾性$pp$衝突から生じる二次シナリオは、再加速が存在する場合でも制約できることも示す。
モノジェムパルサー TeV ハローにおける磁場と乱流の多波長研究
| Title |
Multi-wavelength_Study_of_Magnetic_Field_and_Turbulence_in_the_Monogem_Pulsar_TeV_halo |
| Authors |
Sunil_Malik,_Ka_Ho_Yuen,_Huirong_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13342 |
磁場は、超新星残骸(SNR)やパルサー風星雲(PWNe)などの拡張天体を含め、星間物質のいたるところに存在します。その乱流特性は、宇宙線の拡散とPWNeからの多波長放射を支配します。しかし、PWNの周囲領域における磁場の幾何学的形状と乱流の性質はまだ不明です。HAWCおよびシンクロトロン観測による最近のガンマ線観測は、平均星間値と比較して拡散係数が非常に抑制されていることを示唆しています。この手紙では、「Yパラメータ」として知られる最近開発された統計レシピを使用して、局所平均磁場が$\theta_{\lambda}<10^{\circ}$の傾斜角で視線(LoS)に向かってほぼ整列しているという最初の直接的な観察証拠を提示します。さらに、磁場変動は主に圧縮モードによって支配されており、MonogemPWN領域付近の2D相関長は約$3\{\rmpc}$であることを報告します。私たちの研究は、TeVハローと宇宙線輸送における物理プロセスの解明における磁場と乱流の極めて重要な役割を強調しています。
PSR J1622-0315 のライトセアカゴケの仲間であり、スパイダーシステムでの照射力
| Title |
A_light_redback_companion_of_PSR_J1622-0315_and_irradiation_power_in_spider_systems |
| Authors |
Y.X._Jane_Yap,_Albert_Kong,_and_Kwan_Lok_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13482 |
私たちは、2019年から2021年にかけて、台湾のルーリン1m望遠鏡と中国の麗江2.4m望遠鏡を用いたミリ秒パルサー連星系PSRJ1622-0315の光学観測を報告します。パルサーの伴星はV～19等で、光度曲線が楕円体に歪んだ軌道変動を示しました。バイナリコードPHOEBEを使用した光度曲線に最適なモデルは、0.122+/-0.006M_sunの伴質量を与えます。これにより、PSRJ1622-0315がスパイダーシステムサブクラスに配置されます。我々は、パルサーについて導出されたスピンダウン光度、伴星の照射光度、連星のX線光度の間のスケーリングについて、PSRJ1622-0315の特性を他のスパイダーパルサー連星と比較した。PSRJ1622-0315のパルサー照射はわずかであり、遷移ミリ秒パルサーPSRJ1023+0038およびPSRJ1227-4853の照射光度がレッドバックシステムの中で最も高いことがわかります。
パルサー風星雲の残響 (III): 長期にわたる放射進化を可能にするプラズマ界面のモデル化
| Title |
Reverberation_of_pulsar_wind_nebulae_(III):_Modelling_of_the_plasma_interface_empowering_a_long_term_radiative_evolution |
| Authors |
R._Bandiera,_N._Bucciantini,_B._Olmi_and_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13491 |
銀河に存在するパルサー風星雲(PWNe)の大部分は、PWN自体と超新星残骸(SNR)との強い相互作用を特徴とする中年系によって形成されています。残念ながら、SNRの逆衝撃がPWNに到達し、2つが相互作用し始める(そして残響が始まる)と、単純な1D/1ゾーンの場合でもPWN-SNRの展開が非線形になるため、これらのシステムのモデル化は非常に複雑で数値的に高価になる可能性があります。ここでは、1ゾーン薄殻アプローチの数値効率と完全な「ラグランジュ」進化の信頼性を結びつける新しい数値手法を紹介します。これにより、残響中のPWN-SNR相互作用を正確に再現し、それを超えて粒子スペクトルを一貫して進化させることができます。これまでの発見に基づいて、私たちの新しい戦略は、SNR構造の恣意性として以前のアプローチに存在する不確実性の多くを解決し、より複雑な1D動的アプローチで得られる結果と互換性のある堅牢な進化を保証することを示します。私たちのアプローチにより、PWNeの進化における後期の圧縮フェーズの信頼できるスペクトルモデルを初めて提供できるようになりました。一般に、このような詳細な力学的な考慮を行わずに得られたものよりも圧縮が極端ではなく、より構造化されていないスペクトルエネルギー分布の形成につながることがわかりましたが、依然として、無視できない割合のPWNeがスピンダウン輝度を超える光学および/またはX線輝度を伴う超効率相を経験する可能性があることがわかりました。
明るいGRB 230307AのXMM-NewtonとINTEGRAL観測：マゼラン橋の塵の局所吸収と限界の消失
| Title |
XMM-Newton_and_INTEGRAL_observations_of_the_bright_GRB_230307A_:_vanishing_of_the_local_absorption_and_limits_on_the_dust_in_the_Magellanic_Bridge |
| Authors |
Sandro_Mereghetti,_Michela_Rigoselli,_Ruben_Salvaterra,_Andrea_Tiengo_and_Dominik_Pacholski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13514 |
230307Aは、50年以上の観測で検出された2番目に明るいガンマ線バーストであり、マゼラン橋の方向に位置しています。その持続時間は長いにもかかわらず、局所宇宙の銀河から放出された連星のコンパクトな合体によるものである可能性が最も高いです(赤方偏移z=0.065)。4.5日後の残光のXMMニュートン観測では、光子指数$\Gamma=1.73\pm0.10$、未吸収束$F_{0.3-10\,\rmkeV}=(8.8\pm0.5)\times10^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$を超えるべき乗則スペクトルが示され、以下を超える吸収はありません。それは私たちの銀河系とマゼラン橋で生成されました。GRB赤方偏移における吸収の限界$N_{\rmH}^{\rmHOST}<5\times10^{20}$cm$^{-2}$を導き出します。これは、プロンプト段階で測定された値より$\sim\,$5低い係数です。我々は塵散乱リングの存在を探索し、否定的な結果を得て、マゼラン橋の塵からの吸収に$A_V<0.05$程度の上限を設定した。
モード変化にわたる PSR J2021+4026 の多波長観察により、X 線放射の位相シフトが明らかになった
| Title |
Multiwavelength_observations_of_PSR_J2021+4026_across_a_mode_change_reveal_a_phase_shift_in_its_X-ray_emission |
| Authors |
M._Razzano,_A._Fiori,_P._M._Saz_Parkinson,_R._P._Mignani,_A._De_Luca,_A._K._Harding,_M._Kerr,_M._Marelli,_V._Testa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13580 |
コンテクスト。我々は、可変であることが知られている唯一の孤立ガンマ線パルサーであるPSRJ2021+4026の多波長放射を調査した。PSRJ2021+4026は、2011年10月にガンマ線束とスピンダウン速度の同時変化を起こし、続いて2018年2月に2回目のモード変化を起こした。多波長モニタリングは、これらの現象の背後にある物理学と、それが磁気圏の構造にどのような影響を与えたのかを理解するために極めて重要である。目的:パルスプロファイルの調整のモニタリングは、磁気圏の再構成を制約するための強力な診断ツールです。私たちは、Fermi-LATによるガンマ線観測、XMM-NewtonによるX線観測、グラン・テレスコピオ・カナリアスによる深部光学観測を含む多波長観測を通じて、PSRJ2021+4026の変動性に関連するタイミングやフラックスの変化を調査することを目指しています。私たちは、ガンマ線とX線におけるパルサーのタイミング特徴の詳細な比較を実行し、これら2つのエネルギーバンドにおける位相図のピーク間の位相遅れの変化を検索しました。これまでの観測では可視光では対応物を検出できませんでしたが、モード変化により増加した可能性のある発光も探索し、このパルサーを光学的に検出できるようにしました。結果：ガンマ線とX線のパルスプロファイルの位相の一致が0.21$\pm$0.02変化していることを発見しました。これは、最初のモードの変化がパルサー磁気圏の異なる領域に影響を与えたことを示しています。g'=26.1およびr'=25.3までは光学的対応物は検出されなかった。結論：観察された位相シフトは、恒星表面近くの四重極磁場と、より遠方で支配的な双極子磁場との間の関係の再構成に関連している可能性があることを示唆します。これは、加熱された極性キャップからのX線放射の図と、モード変更中に観察される磁束と周波数の導関数の同時変化と一致しています。
チャンドラ X 線天文台による 13 のフェルミ LAT 源の観測
| Title |
Chandra_X-ray_Observatory_Observations_of_13_Fermi_LAT_Sources |
| Authors |
Blagoy_Rangelov,_Hui_Yang,_Brice_Williams,_Oleg_Kargaltsev,_Jeremy_Hare_and_Kean_Martinic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13594 |
フェルミ$\ガンマ$線宇宙望遠鏡から発表された最新のデータ(第4回フェルミLAT12年カタログまたは4FGL)では、銀河のソースの50%以上がまだ特定されていません。私たちは、チャンドラX線天文台(CXO)で13個の未確認フェルミLAT発生源を観察し、その性質を調査しました。我々は、これらの$\gamma$線源の分野におけるX線源の分類結果を報告し、その性質への影響について議論する。私たちは、機械学習による分類に多波長(MW)データを使用し、より明るい光源についてはより詳細なスペクトル/変動分析を行います。7つの4FGL源には、位置誤差楕円内に$\gamma$線パルサーがあります。これらのパルサーのうち3つは、CXO画像で検出されるか、X線放射の兆候を示します。3つの4FGL線源の位置の不確実性の中で、MW関連に応じて、まだ未知のパルサーである可能性のあるX線源を検出します。点光源に加えて、2つの拡張光源を発見しました。そのうちの1つは、PSRJ1358.3-6026に関連するバウショックパルサー風星雲である可能性があります。最後に、これらの観測で検出された他のX線源を分類し、最も興味深い分類を報告します。
100PeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙ニュートリノ(UHE)は、最も高エネルギーの天体物理源と加速器の到達範囲を超えたエネルギーでの弱い相互作用を探る比類のない探査機です。GRANDは、ニュートリノ、宇宙線、ガンマ線などのUHE粒子の観測を想定した観測所であり、世界中のさまざまな場所のサブアレイに配置された200,000個の無線アンテナで構成されています。GRANDは、大気中および地下におけるUHE粒子相互作用によって引き起こされる空気シャワーからの電波放射を検出することを目的としています。ニュートリノについては、度未満の角度分解能で$\sim10^{-10}$GeVcm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$のフラックス感度に到達することを目指しており、これにより、UHEニュートリノの予測最小拡散フラックスをテストし、点源を発見することが可能になります。GRANDコラボレーションは、フランスのGRAND@Nan\cay、中国のGRANDProto300、アルゼンチンのGRAND@Augerの3つのプロトタイプ検出器アレイを同時に運用しています。GRAND@Nan\ccayの主な目的は、ハードウェアおよびトリガーシステムのテストベンチとして機能することです。一方、GRANDProto300とGRAND@Augerは、GRANDの将来の段階に道を開く探索的なプロジェクトです。GRANDProto300は、傾斜した空気シャワーの自律的な電波検出を実証し、銀河源と銀河外源の間の移行が提案されている付近の宇宙線を研究するために構築されています。3つのアレイはすべて試運転段階にあります。2028年までに最終設計の検出器ユニットが製造および配備され、北半球と南半球に2つのGRAND10kアレイが確立されることが期待されています。予備設計、シミュレーション結果、施工計画、そしてGRANDが可能にする広範な調査プログラムを調査します。
TDE AT2019qiz における冠状線の出現の遅れと進化
| Title |
Delayed_Appearance_and_Evolution_of_Coronal_Lines_in_the_TDE_AT2019qiz |
| Authors |
P._Short,_A._Lawrence,_M._Nicholl,_M._Ward,_T._M._Reynolds,_S._Mattila,_C._Yin,_I._Arcavi,_A._Carnall,_P._Charalampopoulos,_M._Gromadzki,_P._G._Jonker,_S._Kim,_G._Leloudas,_I._Mandel,_F._Onori,_M._Pursiainen,_S._Schulze,_C._Villforth,_T._Wevers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13674 |
潮汐破壊現象(TDE)は、星が潮汐半径を横切るときに超大質量ブラックホールによって引き裂かれるときに発生します。我々は、核トランジェントAT2019qizの最近の光学およびX線観測を紹介する。これは、一般にTDEであると信じられている光学-UVトランジェントクラスの典型的な兆候を示した。光学スペクトルは、光学ライトカーブのピークから428、481、および828レストフレーム日後に取得され、UV/X線観察は後のスペクトルと一致しました。光学スペクトルには、[FeVII]、[FeX]、[FeXI]、[FeXIV]などの強いコロナ輝線が示されています。Feラインは上昇してから下降しますが、[FeXIV]は遅れて上昇します。ナローH-アルファおよびH-ベータのフラックスの増加と、ブロードなH-アルファフラックスの減少が観察されます。コロナ線の半値幅は約150～300km/sであり、ガスを放出する太い線と細い線の間の領域から発生していることを示唆しています。光学的フレアと遅い時間の観測の間では、X線スペクトルは劇的に弱まります。0.3～1keVのX線束は約50倍増加しますが、硬X線束は約6倍減少します。WISEフラックスも同じ期間に上昇し、赤外線エコーの存在を示しています。AT2017ggeとともに、AT2019qizは分光学的に確認された遅延コロナ線放射を示す2つの光学紫外TDEの例のうちの1つであり、静止銀河内の極端なコロナ線放射体が未観測の過去のTDEのエコーである可能性があるという推測を裏付けています。私たちは、冠状線、細い線、および赤外線放射は、以前のTDEまたはAGN活動に関連している可能性が高い既存の物質の照明から生じていると主張します。
次元削減による深層学習ノイズ除去：ORION-Bラインキューブへの応用
| Title |
Deep_learning_denoising_by_dimension_reduction:_Application_to_the_ORION-B_line_cubes |
| Authors |
Lucas_Einig_(IRAM),_J\'er\^ome_Pety_(IRAM,_LERMA_(UMR\_8112)),_Antoine_Roueff_(IM2NP),_Paul_Vandame,_Jocelyn_Chanussot,_Maryvonne_Gerin,_Jan_H._Orkisz,_Pierre_Palud_(CRIStAL,_LERMA),_Miriam_Garcia_Santa-Maria,_Victor_de_Souza_Magalhaes,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_S\'ebastien_Bardeau,_Emeric_E._Bron_(ICMM),_Pierre_Chainais_(CRIStAL),_Javier_R_Goicoechea,_Pierre_Gratier,_Viviana_Guzman_Veloso,_Annie_Hughes,_Jouni_Kainulainen,_David_Languignon,_Rosine_Lallement,_Fran\c{c}ois_Levrier,_Dariuscz_C._Lis,_Harvey_Liszt,_Jacques_Le_Bourlot,_Franck_Le_Petit,_Karin_Danielsson_\"Oberg,_Nicolas_Peretto,_Evelyne_Roueff,_Albrecht_Sievers,_Pierre-Antoine_Thouvenin_(CRIStAL),_Pascal_Tremblin_(MDLS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13009 |
コンテクスト。ミリ波電波望遠鏡用の広帯域受信機を利用できるため、広い視野と広い周波数範囲にわたって位置-位置-周波数データキューブを取得できます。これらの立方体には、放出ガスの物理的、化学的、運動学的特性に関する多くの情報が含まれています。ただし、その大きなサイズと不均一な信号対雑音比(SNR)は、一貫した分析と解釈にとって大きな課題です。高SNRの信号を歪ませることなく低SNR放射を回復できる、研究対象のデータキューブの低SNR領域のノイズ除去方法を探索します。私たちは、IRAM30m望遠鏡で実行されるORION-B大規模プログラムの一部として取得された13COおよびC17O(1--0)データキューブの詳細なデータ分析を実行します。ノイズの統計的特性と、特定の周波数チャネルの信号と隣接するチャネルの信号の相関関係の変化を分析します。これにより、ハイパースペクトル地球リモートセンシングデータのノイズを除去するためによく使用される、典型的な自己連想ニューラルネットワークの大幅な改善を提案できるようになります。この方法を13CO(1--0)立方体に適用し、ノイズ除去されたデータを、データラインキューブの最先端の手順と考えられるマルチガウスフィッティングアルゴリズムROHSAで導出されたデータと比較します。結果。天文スペクトルデータキューブの性質は、観測された強度が短いチャネル分離を超えると統計的に独立するため、地球のリモートセンシング文献で通常研究されるハイパースペクトルデータの性質とは異なります。このデータの冗長性の欠如により、特にスペクトル軸に沿った信号のスパース性を考慮してこの方法を適応させることになりました。提案されたアルゴリズムを適用すると、信号が弱いボクセルのSNRが向上すると同時に、SNRの高いボクセルのデータのスペクトル形状が維持されます。ノイズ統計の詳細な分析と革新的なオートエンコーダアーキテクチャを組み合わせた提案されたアルゴリズムは、電波天文学ラインデータキューブのノイズを除去する有望な方法です。将来的には、ノイズの空間相関をより適切に使用することでノイズ除去パフォーマンスがさらに向上するかどうかを検討することが、有望な手段であると思われます。加えて、
GRANDProto300用フロントエンド読み出しプロトタイプシステムの研究と進捗
| Title |
Research_and_progress_of_front-end_readout_prototype_system_for_GRANDProto300 |
| Authors |
Xing_Xu,_Jianhua_Guo_and_Shen_Wang_(for_the_GRAND_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13213 |
GRANDProto300は、ニュートリノ検出用巨大無線アレイ(GRAND)の300アンテナパスファインダーアレイとして計画されており、最初の100個の検出ユニットはすでに製造されています。その主な目標は、銀河系から銀河系外への起源とされる遷移領域をカバーする、エネルギー$10^{16.5}$から$10^{18.5}$eVの傾斜超高エネルギー宇宙線によって引き起こされる空気シャワーからの電波放出の検出の実行可能性を実証することです。GRANDProto300の各検出ユニットのフロントエンド読み出しシステムは、無線アンテナと粒子検出器からの信号を処理し、第1レベルのトリガーを生成し、中央処理ステーションと通信します。以前の設計に基づいて、2つの開発ボードと1つの自己設計フロントエンドボードを使用して、このシステムの最初のプロトタイプを構築しました。従来品よりも改良し経済性を高めた新設計と試験結果、今後の展望を紹介します。
GRANDProto300の模擬性能
| Title |
The_simulated_performance_of_GRANDProto300 |
| Authors |
Kai-Kai_Duan,_Peng-Xiong_Ma,_Ke-Wen_Zhang,_Xiao-Yuan_Huang_and_Yi_Zhang_(for_the_GRAND_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13234 |
GRANDProto300は、構想されているGRAND(ニュートリノ検出用巨大無線アレイ)プロジェクトの300アンテナプロトタイプアレイです。GRANDProto300の目標は、銀河系と銀河系外のソースの間の遷移領域をカバーする$10^{16.5}$~eVから$10^{18.5}$~eVの範囲のエネルギーを持つ宇宙線誘発空気シャワーによって放出される無線信号を検出することです。シミュレーションを用いてGRANDProto300のレイアウトを最適化し、シャワー再構築手法を開発します。これらをもとに、GRANDProto300の有効面積、角度分解能、エネルギー分解能による宇宙線検出性能を紹介します。
H.E.S.S. に対する衛星航跡の影響天体観測
宇宙の商業化の進展により、地球周回軌道に打ち上げられる衛星の数は過去3年間でほぼ3倍（4,000基以上）に増加しました。400,000個を超える個別の衛星で構成される複数の衛星群が、部分的に打ち上げられたか、近い将来打ち上げが計画されています。これらの衛星の多くは反射率が高いため、光学的輝度が高く、地上での天体観測に影響を及ぼします。それにもかかわらず、これらの衛星がガンマ線を観測する画像大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)に与える潜在的な影響は、積分時間がナノ秒スケールであるため、ほとんど無視できると考えられてきました。ただし、これは確認されていません。IACTは光学波長光に敏感であるため、高エネルギー立体視システム(H.E.S.S.)IACTアレイによって取得されたデータ内の衛星軌跡を識別することを目指しています。これは、データ品質と広範な空気シャワーイベントの分類と再構築に対する潜在的な影響を定量化するためです。H.E.S.S.による夜空の背景の測定値を使用して、どの観測時間と指向方向がこれらの衛星軌跡によって最も影響を受けるかを特定し、イベント分析に使用される標準ヒラスパラメーター変数への影響を評価します。最も明るい軌跡のため、誤ったトリガーイベントが発生する可能性がありますが、最新の分析では、天文結果への影響は最小限に抑えられます。時間の経過とともに航跡検出率が緩やかに増加していることが観察されます(3年間で約2倍)。これは衛星の打ち上げ数と部分的に相関しています。しかし、H.E.S.S.の一部は影響を受けるデータ(暗時観測の$\sim0.2\%$)は現在小規模です。それにもかかわらず、機器のエネルギー閾値を下げるように設計された高度な分析技術が使用される場合、これらの痕跡は将来のチェレンコフ望遠鏡アレイの観測に無視できない影響を与える可能性があります。
重大なコロナ移行領域: 太陽風と太陽噴火の起源を解明するための物理学に基づいた戦略
| Title |
The_Critical_Coronal_Transition_Region:_A_Physics-framed_Strategy_to_Uncover_the_Genesis_of_the_Solar_Wind_and_Solar_Eruptions |
| Authors |
Angelos_Vourlidas,_Amir_Caspi,_Yuan-Kuen_Ko,_J._Martin_Laming,_James_P._Mason,_Mari_Paz_Miralles,_Nour-Eddine_Raouafi,_John_C._Raymond,_Daniel_B._Seaton,_Leonard_Strachan,_Nicholeen_Viall,_Juliana_Vievering,_Matthew_J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13595 |
私たちの現在の理論的および観測的理解は、太陽風とコロナ質量放出（CME）の重要な特性が10R以内、特に4R未満で与えられることを示唆しています。この一見狭い空間領域は、流体から速度論まで、および主に閉じた磁場構造から開いた磁場構造までの物理的領域の全範囲にわたるコロナプラズマプロセスの移行を包含しています。したがって、物理学の観点からは、重要な太陽物理学科学にとって空間的ではなく物理的重要性を強調するために、この領域を臨界コロナ遷移領域(CCTR)と呼ぶ方が適切です。この白書は、CCTRの包括的な調査により、太陽物理学の最も中心的な2つの疑問、「太陽風はどこでどのように形成されるのか?」に答えられると主張しています。ハードウェア/ソフトウェア/モデリング開発と、一見異質に見える研究コミュニティとフレームワークを統合することによって、「噴火はどのように形成されるのか?」という問題を解決します。2050年までにそれを達成するための10年規模の計画の概要を説明します。
潮汐同期を使用したケプラー食連星における潮汐品質係数の制約: 周波数依存のアプローチ
| Title |
Constraints_on_Tidal_Quality_Factor_in_Kepler_Eclipsing_Binaries_using_Tidal_Synchronization:_A_Frequency-Dependent_Approach |
| Authors |
Ruskin_Patel,_Kaloyan_Penev,_Joshua_Schussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13074 |
バイナリシステムにおける潮汐散逸は、システム内のオブジェクトの同期と循環の主な原因です。星や惑星内部の潮汐エネルギーの散逸効率は、観測される連星系の特性に大きな変化をもたらし、一般に修正潮汐品質係数($Q_\star'$)として知られるパラメーターを使用して経験的に研究されることがよくあります。定数であるとみなされることがよくありますが、一般に、そのパラメータは、散逸を経験する特定の津波と、潮汐によって歪んだ物体の特性に依存します。この研究では、太陽に似た星の$Q_\star'$の周波数依存性を研究します。$Q_\star'$を潮汐周波数の飽和べき乗則としてパラメータ化し、ケプラーが観測した70個の食連星の星の回転周期を使用して制約を取得します。私たちはベイジアン解析を使用して、潮汐の進化に必要な観測データの不確実性を説明します。私たちの分析によると、$Q_\star'$は15日を超える潮汐周期では十分に制限されており、30日を超える周期では$Q_\star'\sim10^8$の値が得られ、短い周期ではわずかに減少することが示唆されています。潮汐周期が15日未満の場合、$Q_\star'$は厳密な制約がなくなり、バイナリでの潮汐循環を使用して得られる制約と重複する広範囲の可能な値が許容されます。これは、はるかに効率的な散逸を示します:$Q_\star'\sim10^6$。
CME ソース領域カタログとその関連プロパティ
| Title |
A_CME_Source_Region_Catalogue_and_their_Associated_Properties |
| Authors |
Satabdwa_Majumdar,_Ritesh_Patel,_Vaibhav_Pant,_Dipankar_Banerjee,_Aarushi_Rawat,_Abhas_Pradhan_and_Paritosh_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13208 |
この研究の主な目的は、コロナ質量放出(CME)をその発生源領域に関連付けることであり、主にCME発生源領域(CSR)カタログを作成し、次に発生源領域がCMEのさまざまな統計的特性に与える影響を調査することです。私たちは、1998年から2017年までの3,327個のCMEの発生源領域カタログを作成し、サイクル23と24のさまざまな段階をキャプチャします。特定された発生源領域は、活動領域(AR)、プロミネンス噴火(PE)、および活動プロミネンス(AP)の3つのクラスに分離され、CMEは予測平均速度に基づいて低速と高速に分類されます。遅いCMEと速いCMEの発生に対するこれら3つのソース領域タイプの寄与は、上記の期間で異なることがわかりました。平均速度の分布の研究により、異なる発生源から発生するCMEの異なるべき乗則が明らかになり、そのべき乗則はサイクル23と24の異なる段階で異なります。統計的な緯度偏向の研究では、赤道方向の偏向が示されましたが、偏向の大きさはやはり発生源地域の痕跡を示しています。特にサイクル23の上昇段階では、CMEの活動的な経度が存在し、太陽の西側が優先されるため、東西の非対称性も注目されます。我々の結果は、CMEの運動学のさまざまな側面がCMEの起源となる発生源領域の強い痕跡を持っていることを示しており、したがってこれらのCMEのさまざまな排出および/または伝播メカニズムの存在を示しています。
炭素豊富なAGB星の星周外皮におけるSiC$_2$の光化学的起源がアルマ望遠鏡によって明らかになった
| Title |
Photochemical_origin_of_SiC$_2$_in_the_circumstellar_envelope_of_carbon-rich_AGB_stars_revealed_by_ALMA |
| Authors |
Yanan_Feng,_Xiaohu_Li,_Tom_J._Millar,_Ryszard_Szczerba,_Ke_Wang,_Donghui_Quan,_Shengli_Qin,_Xuan_Fang,_Juan_Tuo,_Zhenzhen_Miao,_Rong_Ma,_Fengwei_Xu,_Jingfei_Sun,_Biwei_Jiang,_Qiang_Chang,_Jianchao_Yang,_Gao-Lei_Hou,_Fangfang_Li,_Yong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13216 |
SiC$_2$が光球内で、または高温塵形成の副産物として形成される親種であるか、それとも外殻内での親種の光破壊によって引き起こされる化学反応で形成される娘種であるかについては、長い間議論されてきた。今回我々は、3つのCリッチAGB星（AIVol、IILup、RAFGL4211）のCSEにおける4つのSiC$_2$遷移のALMA観測を分析し、SiC$_2$がこれらのターゲット内で環状の殻状分布を示していることを発見し、SiC$_2$が炭素リッチAGB星のCSEにおける娘種である可能性があることを示唆した。この結果は、将来の化学モデルに重要な参考資料を提供する可能性があります。
星の存在量と銀河進化探査 (SAGES) の測光校正: 南山 1 メートル広視野望遠鏡の g、r、および i バンド画像データ
| Title |
Photometric_calibration_of_the_Stellar_Abundance_and_Galactic_Evolution_Survey_(SAGES):_Nanshan_One-meter_Wide-field_Telescope_g,_r,_and_i_band_imaging_data |
| Authors |
Kai_Xiao,_Haibo_Yuan,_Bowen_Huang,_Shuai_Xu,_Jie_Zheng,_Chun_Li,_Zhou_Fan,_Wei_Wang,_Gang_Zhao,_Guojie_Feng,_Xuan_Zhang,_Jinzhong_Liu,_Ruoyi_Zhang,_Lin_Yang,_Yu_Zhang,_Chunhai_Bai,_Hubiao_Niu,_Esamdin_Ali_and_Lu_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13238 |
この論文では、大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡データリリース7からの分光データ、修正されたガイア初期データリリース3からの測光データ、および測光金属量を組み合わせることにより、合計約260万個の矮星が各バンドで約0.01～0.02等の精度で標準星として構築されました。分光法に基づく恒星色回帰法(SCR法)と測光に基づくSCR法(SCR'法)を使用して、南山1メートル広視野望遠鏡の画像データの相対校正を実行しました。Pan-STARRSDR1の補正測光値に基づいて、絶対キャリブレーションも実行しました。測光校正プロセスでは、さまざまな画像(観察時間)、CCD検出器のさまざまなゲート、およびさまざまなCCD位置に対する校正ゼロ点の依存性を分析しました。ステラフラットと異なるゲート間の相対ゲインが時間に依存することがわかりました。3つのチャネルのゲイン変動の振幅は、他のチャネルに対して約0.5%～0.7%で、最大値は4%です。さらに、恒星フラットフィッティング残差の顕著な空間変動が見つかり、修正されます。隣接する画像で繰り返し光源を使用して、すべてのフィルターの内部一貫性が約1～2mmagiであることを確認しました。合成測光法によりGaiaDR3BP/RPスペクトルによって合成されたPS1等級を使用すると、測光校正の均一性は、空間分解能1.3度で、すべてのバンドに対して約1～2mmegであることがわかりました。分光法ベースのSCRと測光ベースのSCR法の振幅オフセットの詳細な比較が実行され、すべてのフィルターで1.3度の分解能で約2mmeg以上の内部一貫性精度を達成しました。これは主に、SCR法で使用されるE(B-V)の位置依存誤差によるものです。
Be スターに関する SRG/eROSITA 調査
大質量星はX線放射体であることが知られており、Beカテゴリーに属する星も例外ではありません。X線放射の1つのタイプ、ガンマCas現象は、そのカテゴリーに特有のものであるようにさえ見えます。実際の発生率を評価するのは特に困難です。SRG(スペクトルレントゲンガンマ)/eROSITAによって取得された4学期分の空の調査データのおかげで、私たちはBe星のX線特性の問題を再検討します。Be星の大規模なカタログの中で、eROSITAは170個の検出(サンプルの20%)を達成しました。そのほとんどは最も初期のスペクトルタイプおよび/または近くの天体に対応していました。X線の明るさは、X線とボロメトリックの明るさの比とともに途切れることなく増加する傾向を示していますが、X線の硬度は、柔らかい(平均して暗い)光源の大きなグループと、硬い(平均して明るい)光源の小さなグループに分かれていました。後者のカテゴリには少なくとも34のソースが収集され、ほぼすべてが初期のスペクトルタイプを示しています。このようなX線特性を示すことが以前に知られていたのは、そのうちの3分の1だけでした。100～1000個以内の初期型Be星における硬X線と明るいX線の実際の発生率は約12%と思われ、これは決して無視できるものではありません。反対に、明るい超軟X線の放出は、私たちのターゲットのいずれにも関連付けられていないように見えます。
| Title |
Energetic_particle_dynamics_in_a_simplified_model_of_a_solar_wind_magnetic_switchback |
| Authors |
F._Malara,_S._Perri,_J._Giacalone,_G._Zimbardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13338 |
コンテクスト。最近の宇宙船による太陽圏内部での観測では、磁場の規模がほぼ一定のままである一方で、磁場の局所的なアルフヴェニ的反転の存在が明らかになりました。それらは磁気スイッチバックと呼ばれ、パーカー太陽探査衛星によって探査された太陽に近いプラズマ環境では非常に一般的です。目的。太陽エネルギー粒子に典型的なエネルギー範囲内で、エネルギー粒子の伝播に対するスイッチバックの影響を調査するために、一定の大きさの磁場反転の単純な数値モデルが使用されます。方法。反転を、2つの回転不連続部によって境界付けられた調整可能なサイズの空間領域としてモデル化します。テスト粒子シミュレーションにより、単一エネルギー粒子のビームをさまざまな初期ピッチ角度とジャイロ位相角度でスイッチバックの上流に注入できます。各シミュレーションでは、粒子のエネルギーも変更される場合があります。結果。粒子のダイナミクスは、粒子のジャイロ半径とスイッチバックのサイズの比率に大きく影響され、粒子のジャイロ半径がスイッチバックのサイズ程度の場合、複数のピッチ角散乱が発生します。さらに、粒子の動きは、カオスへの移行を示唆する初期条件に非常に敏感です。システムの一部のパラメーターでは、粒子の大部分がスイッチバックと相互作用するときに上流に向かって後方に反射されます。これらの結果は、太陽圏内部の太陽エネルギー粒子輸送に重大な影響を与える可能性があるため、その場での探査機データとの比較の可能性について議論されています。
PSP 近点におけるサブアルフヴェニック太陽風における不安定な陽子およびアルファ粒子の速度分布の観察とモデル化
| Title |
Observations_and_Modeling_of_Unstable_Proton_and_Alpha_Particle_Velocity_Distributions_in_Sub-Alfvenic_Solar_Wind_at_PSP_Perihelia |
| Authors |
Leon_Ofman,_Scott_A_Boardsen,_Lan_K_Jian,_Parisa_Mostafavi,_Jaye_L_Verniero,_Roberto_Livi,_Michael_McManus,_Ali_Rahmati,_Davin_Larson,_and_Michael_L_Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13410 |
過去の観測では、太陽風(SW)の加速が亜アルフベン領域内で発生し、典型的な距離~10～20Rs(太陽半径)で局所的なアルフベン速度に達することが示されています。最近、パーカー太陽探査機(PSP)は、E8からE12に遭遇して近日点近くのサブアルフヴェニック南西の地域を横断し、これらの地域でのデータを初めて提供しました。磁気的に支配された南南西の性質がスーパーアルフヴェニック風とはかなり異なることが明らかになりました。たとえば、陽子に対するアルファ粒子の相対存在量やドリフト、磁気ゆらぎの大きさに変化が生じます。私たちは、FIELDS装置からの磁場のデータを使用し、ソーラープローブアナライザーイオン(SPAN-I)データを使用してサブアルフベン領域からイオン速度分布関数(VDF)を構築し、陽子アルファサブアルフベンSWプラズマの2.5Dおよび3Dハイブリッドモデルを実行します。私たちは、いくつかのケーススタディでイオンの運動学的不安定性の非線形発展を調査し、陽子、アルファ粒子、運動波間のエネルギー伝達を定量化します。このモデルは、SWフレームの不安定性進化のさまざまな段階で3DイオンVDFを提供します。観測解析とモデリング結果を組み合わせることで、サブアルフベン南西プラズマのイオン不安定性、加熱および加速プロセスの進展に関する洞察が得られ、磁気成分と運動成分の間のエネルギー交換が定量化されます。モデリング結果は、PSPで観察されたように、イオンの運動学的不安定性がSWで局所的に生成され、その結果イオンの異方性加熱が生じることを示唆しています。
観測と表面磁束輸送シミュレーションを通じて、太陽の極磁場反転のタイミングの変動を調査する
| Title |
Probing_the_variations_in_the_timing_of_the_Sun's_polar_magnetic_field_reversals_through_observations_and_surface_flux_transport_simulations |
| Authors |
Elena_M._Golubeva,_Akash_Biswas,_Anna_I._Khlystova,_Pawan_Kumar,_and_Bidya_Binay_Karak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13452 |
極磁場の反転は、太陽の大規模な磁場の周期的進化における重要なプロセスです。太陽周期のさまざまな重要な特性（持続時間や強さ、周期の予測可能性など）は、極磁場の反転時間によって決まります。太陽磁場の定期的な測定は半世紀以上にわたって蓄積されてきましたが、太陽の極磁場の測定値の解釈、特に極磁場の反転時間の決定に関して、太陽物理学コミュニティではコンセンサスがありません。同じ観測データセットの研究であっても、報告された結果には再現性がないという深刻な問題が存在し、これが太陽周期のより正確な予測を行う上での障害となっている。ここでは、極地の観測をより正確に解釈し、反転のより正確な時間を見つけるために、過去4サイクルの4つの機器からの太陽磁気記録を分析します。サイクル21～24には三重（多極）反転が存在せず、半球における反転間の時間間隔、および反転とサイクル開始の間の時間間隔に大きな変動があることを示します。反転時間変動の原因を理解するために、表面磁束輸送（SFT）シミュレーションを実行し、サイクルのさまざまなフェーズに「異常な」双極磁性領域（BMR）が存在すると、観測で見つかった同様の範囲内で反転時間のサイクルごとの変動を引き起こす可能性があることを発見しました。
高コントラスト画像によるさそり座OB1連合の多数の大質量星の観察
| Title |
The_multiplicity_of_massive_stars_in_the_Scorpius_OB1_association_through_high-contrast_imaging |
| Authors |
Tinne_Pauwels,_Maddalena_Reggiani,_Hugues_Sana,_Alan_Rainot_and_Kaitlin_Kratter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13500 |
大質量星の最も注目すべき特性の1つは、それらのほとんどすべてが連星系または高次多重系で見つかっていることです。伴星の質量比と分離体制を完全にカバーする観測は、大質量星と連星の形成理論を制約するために不可欠です。私たちは、VLT/SPHEREを使用して、星形成活動領域ScoOB1にある20個のOB星の多重度特性を特徴付けました。IFSとIRDIS装置を同時に観測し、YJHバンドでは1".73x1".73、$K_1$バンドと$K_2$バンドでは11"x12".5の視野をカバーする高コントラストの画像観測をそれぞれ取得しました。これは$\sim$200から9000AUまでの分離範囲に相当します。観測結果は$\DeltaK_1\sim13$までのコントラストの大きさに達し、恒星と準恒星の境界にある伴星を検出できるようになりました。合計789個のソースが検出され、そのほとんどは背景または前景のオブジェクトである可能性があります。O型星とB型星については、それぞれ$2.3\pm0.4$と$4.2\pm0.8$のSPHERE伴星フラクションが得られます。以前に検出されたすべてのコンパニオンを含めると、$\sim$0～12000AUの範囲のサンプルの多重度の合計は$0.89\pm0.07$であることがわかります。結論として、SPHEREは、大質量星の周りの伴星のまだ未知の領域を探索します。これは、大質量星と連星の形成についての理解を最終的に向上させるために重要です。
一次元近似における二進系の性質
近接連星系における星の進化計算は、重力波源の前駆体に対するより適切な制約を取得したり、恒星の相互作用から生じる過渡現象を理解したりするために、高い需要があります。現代の一次元恒星コードは、連星系の星を扱うためにロッシュローブ半径$R_{\rmL}$の概念を利用しています。恒星の伴星が$R_{\rmL}$に近づくと、物質移動処理が開始されます。しかし、実効加速は近接連星系における星の進化にも影響を与える。これは、単一の星が回転しているかどうかに関係なく、単一の星の内部の重力とは異なります。ここでは、等ポテンシャル面の体積等価半径、同じ等ポテンシャル面上で平均化された実効加速度および逆実効加速度、L1面の断面の特性など、実効ポテンシャルの関数として連星系の星の特性を数値的に取得した表を提示します。この表は、主星の質量と伴星の質量の比が$10^{-6}$から$10^5$までの連星に対して得られ、星の外側のラグランジュ点までの等電位面が含まれています。これらの量を取得するために使用された数値的方法を説明し、数値結果をどのように検証したかについて報告します。また、非点質量分布に対する有効加速度を取得する方法についても説明および検証します。テーブルを使用して1次元のステラーコードで平均実効加速度を取得する方法を示すサンプルコードを提供します。
Gaia-DR3 と仮想天文台からの白色矮星のスペクトル型と温度分布
| Title |
White_dwarf_spectral_type-temperature_distribution_from_Gaia-DR3_and_the_Virtual_Observatory |
| Authors |
S._Torres,_P._Cruz,_R._Murillo-Ojeda,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_A._Rebassa-Mansergas,_E._Solano,_M._E._Camisassa,_R._Raddi_and_J._Doliguez_Le_Lourec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13629 |
白色矮星大気の特性評価は、有効温度、質量、年齢などの恒星のパラメータを正確に導き出すために非常に重要です。私たちは、ガイアスペクトルに基づいて最大500個の白色矮星の個体群を水素が豊富な大気と水素が不足している大気に分類し、これらの天体の観測された最大の不偏サンプルについて、実効温度の関数として白色矮星の正確なスペクトル型温度分布を導き出すことを目的としています。私たちは、最大500個の白色矮星76,657個で利用可能な最近のガイアの低解像度スペクトルを利用しました。私たちは合成J-PAS狭帯域測光を計算し、各天体のスペクトルエネルギー分布を水素に富む白色矮星大気とヘリウムに富む白色矮星大気の最新モデルに適合させました。私たちは、白色矮星が水素に富んだ大気を持つ確率を推定し、モントリオール白色矮星データベースを使用して結果を検証しました。最後に、ラプラタ進化モデルを使用して、各物体の正確な実効温度値が導出されました。私たちは合計65,310の白をDAと非DAに94%の精度で分類することに成功しました。約34,000個の物体からなる偏りのないサブサンプルが構築され、そこから潜在的な選択効果を考慮しながら、5,500～40,000Kの有効温度範囲にわたる正確なスペクトル分布が計算されました。スペクトル進化のいくつかの特徴的な特徴としては、T_eff$\約$35,000～40,000Kおよび22,000<T_eff<25,000Kの範囲でのヘリウムに富む星の欠乏や、18,000KからT_eff$\約$7,000Kまで徐々に増加し、非DA星の割合が最大の41%に達し、その後に気温が低い場合の減少は統計的に有意です。これらの発見は、スペクトル進化の提案されたモデルに正確な制約を与えるでしょう。
Core-Strahlo モデルにおける太陽風における異方性と歪度に基づくウィスラー不安定性の相互作用
| Title |
Interplay_Between_Anisotropy-_and_Skewness-driven_Whistler_Instabilities_in_the_Solar_Wind_under_the_Core-Strahlo_model |
| Authors |
Bea_Zenteno-Quinteros,_Pablo_S_Moya,_Marian_Lazar,_Adolfo_F_Vinas,_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13630 |
温度異方性と磁場に合わせた歪みは、太陽風における電子速度分布の非熱的特徴としてよく観察されます。これらの特性は、さまざまな電磁波モードを不安定にする自由エネルギー源として機能し、波動粒子相互作用を通じてプラズマ状態を変化させる可能性があります。これまでの理論研究は主に、これらの非熱的特徴と自己生成不安定性を個別に分析することに焦点を当ててきました。しかし、太陽風の運動プロセスをより正確かつ現実的に理解するには、これら2つのエネルギー源間の相互作用を調べる必要があります。この論文では、線形運動理論を用いて、温度異方性と磁場整列シュトラールまたは歪みの両方を示す電子集団によって不安定化されたときの平行伝播ホイスラーモードの励起を研究します。太陽風の電子を記述するために、代替アプローチとしてCore-Strahloモデルを採用します。このモデルには、ストラロー集団としてすでに知られている単一のスキューカッパ分布を使用して、ハロー電子とストラール電子の超熱的特徴を表現できるという利点があります。我々の発見は、電子ストラハロが固有の温度異方性を示すとき、この熱超過集団がより強力でより効率的な自由エネルギー源となり、ホイッスラーモードを不安定化させることを示している。これは、波動粒子相互作用によって条件付けられるプロセスに異方性ストラロが大きく関与していることを示唆しています。今回の結果は、超熱集団によって引き起こされる不安定性の重要性を評価する際に、核異方性の寄与を無視しても問題ないことも示唆している。これにより、特に太陽風における電子熱流束の制御に関する集中的な研究が可能になります。
HESS J1731-347 および PSR J0952-0607 の光に照らされた暗黒物質混合中性子星
| Title |
Dark_Matter_Admixed_Neutron_Star_in_the_light_of_HESS_J1731-347_and_PSR_J0952-0607 |
| Authors |
Pinku_Routaray,_H_C_Das,_Jeet_Amrit_Pattnaik,_Bharat_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12748 |
この研究では、HESSJ1731-347とPSRJ0952-0607という2つの特定の天体に焦点を当て、中性子星における暗黒物質(DMANS)の意味を調査します。この研究では、DMのフェルミ運動量k$f^{\rmDM}$を変化させて、DMを使用した場合と使用しない場合のINRSモデルのEOSを解析しました。結果は、ほとんどのEOS曲線がキラル有効場理論の範囲内にあるというモデルの堅牢性を示しています。私たちのモデルは、PSRJ0952-0607の最大質量$2.343\M_\odot$を予測し、NICER境界を満たします。分析では、HESSJ1731-347がDMANSである可能性があることが示唆されています。NS内のDMに対する制約が確立され、潮汐変形可能性はGWイベントの制限内に収まります。非放射状$f$モード振動はDMとともに増加し、低質量星はより高い周波数で脈動すると結論づけられる。
CRESTの背景モデルの高次元ベイズ尤度正規化
| Title |
High-Dimensional_Bayesian_Likelihood_Normalisation_for_CRESST's_Background_Model |
| Authors |
G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Garai,_V.M._Ghete,_P._Gorla,_P.V._Guillaumon,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Jeskovsky,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_S._Kuckuk,_A._Langenkaemper,_M._Mancuso,_L._Marini,_L._Meyer,_V._Mokina,_A._Nilima,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Proebst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Schaeffner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_S._Schoenert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema_(CRESST_Collaboration),_F._Ferella,_M._Laubenstein,_S._Nisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.12991 |
CRESST実験では、CaWO$_4$結晶を極低温熱量計として使用し、潜在的なダークマター粒子の散乱によって引き起こされる核反動を探索しています。潜在的なシグナルを確実に特定するには、正確なバックグラウンドモデルが不可欠です。この研究では、電磁背景のCRESTモデルの改良された正規化方法を導入します。Geant4シミュレーションに基づくスペクトルテンプレートは、実験的なバックグラウンドデータに適合するベイズ尤度を介して正規化されます。私たちの以前の研究とは対照的に、部分的な長期均衡の仮定は必要ありません。その結果、より堅牢で多用途の適用可能性が得られます。さらに、すべてのバックグラウンド成分間の相関を考慮すると、実験バックグラウンドの82.7%を[1keV,40keV]内で説明できます。これは、以前の方法と比較して18.6%の改善です。
LISA による大質量ブラックホールのスピン進化の精密追跡
| Title |
Precision_tracking_of_massive_black_hole_spin_evolution_with_LISA |
| Authors |
Geraint_Pratten,_Patricia_Schmidt,_Hannah_Middleton,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13026 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ(LISA)は、宇宙全体にわたる巨大ブラックホールの起源と進化を抑制する上で重要な役割を果たします。この研究では、歳差運動と高次多極子の両方を含む波形モデル(IMRPhenomXPHM)と完全なベイズ推論を使用して、LISAがバイナリパラメーターを制約できる精度を調査します。私たちは、LISAがスピンの進化（大きさと方向）をパーセントの精度で追跡できることを実証し、大質量ブラックホール連星の力学と進化、および合体が起こる銀河環境に関する重要な情報を提供します。このような正確なスピン追跡により、LISAはさらに、残存ブラックホールの反跳速度を$100\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$(信頼性90\%)よりも正確に測定し、その方向を数度まで測定することができ、これにより、合併後の関連性に関する追加の重要な天体物理学的情報が得られます。体系的なバイナリスイートを使用して、成分の質量がパーセント未満のレベルで測定可能であること、空の領域が$\Delta\Omega_{90}\約0.01\、\rm{deg}^2$以内に制限できること、バイナリの赤方偏移が$0.01$未満に制限されることを示します。
| Title |
Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Bounds_on_the_Neutrino_Magnetic_Dipole_Moment_Revisited |
| Authors |
Noah_Franz,_Mitchell_Dennis,_Jeremy_Sakstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13050 |
私たちは、恒星物理学における不確実性を完全に考慮した、経験的に校正された赤色巨星分岐Iバンドの大きさの先端を使用して、ニュートリノ磁気双極子モーメント($\mu_{\nu}$)を制約する新しい方法を使用します。私たちの手法では、機械学習を使用して星の進化コードの結果をエミュレートします。これにより、Iバンド光度の計算時間がミリ秒に短縮され、$\mu_{\nu}$が星の物理学と同時に変化するベイズ統計解析が可能になり、パラメーター空間の完全な探索が可能になります。これまで除外されていると考えられていた領域$\mu_{\nu}\leq6\times10^{-12}\mu_{\textrm{B}}$($\mu_{\textrm{B}}$はボーア磁子)が、恒星物理学による縮退を考慮した結果、拘束されていないことがわかりました。より大きな値も同様に制約されない可能性があります。私たちは、将来のニュートリノ磁気双極子モーメント探索や他の天体物理探査に対する結果の意味について議論します。
$f(Q,B)$ 対称遠隔重力における境界項の役割
| Title |
The_role_of_the_boundary_term_in_$f(Q,B)$_symmetric_teleparallel_gravity |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Vittorio_De_Falco,_Carmen_Ferrara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13280 |
計量アフィン重力の枠組みにおいて、$f(Q,B)$モデルを仮定して対称遠隔重力における境界項の役割を検討します。ここで、$f$は非計量性スカラー$Q$と関連する境界項$B$の滑らかな関数です。変分アプローチから始めて、場の方程式を導出し、それを$B\to0$の制限内で$f(Q)$重力の方程式と比較します。$f(Q,B)=f(Q-B)$モデルは、テレパラレル$f(\tilde{B}-T)$重力($B\neq\tilde{B}$)の場合と同様に$f(R)$重力と動的に等価であることを示すことが可能です。さらに、保存則が導き出されます。この観点から、$f(Q)$重力の境界項を考慮することは、$f(R)$、$f(T,\tilde{B})$、$f(Q,B)$を同じ基準で扱うことができる重力の拡張幾何学的三位一体に向けた最後の要素を表します。
元素合成の潜在的障壁に対する磁気の影響
私たちは、弱い磁場が誘電率を増加させ、電子と原子核からなるデバイ球内のポテンシャル障壁の減少につながることを実証しました。磁場を含めてボルツマン方程式を解くことにより、磁化された誘電率が得られます。結果として生じる誘電率の場が増加すると、逆にポテンシャル障壁が減少し、それによって2つの融合核間の反応速度が増加します。このボルツマン動力学アプローチとデバイポテンシャル法を比較しました。それらは定性的に一貫していることがわかりました。さらに、従来項に新たな磁気効果を加えた磁化デバイポテンシャルも導出した。どちらのアプローチも、ビッグバン以来存在する磁化プラズマが誘電率、ポテンシャル障壁、元素合成に最終的に影響を与えていることを示しています。
Advanced LIGO-Virgo-KAGRA 重力波検出器ネットワークによるコンパクトなバイナリ合体の迅速な位置特定と推論
| Title |
Rapid_localization_and_inference_on_compact_binary_coalescences_with_the_Advanced_LIGO-Virgo-KAGRA_gravitational-wave_detector_network |
| Authors |
Soichiro_Morisaki,_Rory_Smith,_Leo_Tsukada,_Surabhi_Sachdev,_Simon_Stevenson,_Colm_Talbot,_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13380 |
LIGO-Virgo-KAGRA(LVK)検出器ネットワークによって観測されたコンパクトバイナリコアレッセンス(CBC)信号の高速パラメーター推定フレームワークを紹介します。私たちのフレームワークの目標は、低遅延で連星中性子星(BNS)信号の最適な音源位置特定を可能にし、完全なCBCパラメーター推定解析の全体的なスケーラビリティを向上させることです。私たちのフレームワークは、ROQ(reducedorderquadrature)手法に基づいており、単一のパラメーター推定実行で複数のROQベースを利用することでその欠点を解決します。また、さまざまな波形モデル、IMRPhenomD、IMRPhenomPv2、IMRPhenomPv2$\_$NRTidalv2、IMRPhenomXPHM用のコンパクトなROQベースのセットも開発しました。私たちは、LIGO-Virgo検出器ネットワークによるBNS信号の何百ものシミュレーション観測を使用してフレームワークのベンチマークを行い、解析時間の中央値が$6$分で、BNS発生源の位置に関する正確かつ不偏な推定を提供することを実証しました。検索エリアの中央値は、BAYESTARが作成した推定値と比較して約30$\%$減少します($21.8\,\mathrm{deg^2}$から$16.6\,\mathrm{deg^2}$まで)。私たちのフレームワークは、重力波の高次多極子モーメント、衝突物体の潮汐変形、時間スケールでの振幅と位相の検出器校正誤差を考慮した詳細なパラメータ推定も可能にします。当社の高速パラメータ推定技術は、LVKパラメータ推定エンジンの1つであるBILBYに実装されており、LVKアラートシステムの自動パラメータ推定分析に採用されています。
地球近傍から月の遠方までのRAによるEEPの重力赤方偏移試験
| Title |
Gravitational_redshift_test_of_EEP_with_RA_from_near_Earth_to_the_distance_of_the_Moon |
| Authors |
N._V._Nunes,_N._Bartel,_A._Belonenko,_G._D._Manucharyan,_S._M._Popov,_V._N._Rudenko,_L._I._Gurvits,_G._Cim\`o,_G._Molera_Calv\'es,_M._V._Zakhvatkin,_M._F._Bietenholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13435 |
アインシュタイン等価原理(EEP)は一般相対性理論の基礎であり、重力赤方偏移の存在を予測します。我々は、地心距離が353,000kmに達する地球の周りの進化する高離心率軌道に打ち上げられた宇宙VLBI探査機であるRadioAstron(RA)でこの変化を測定した新しい結果について報告します。ロシアのプシチノと米国のグリーンバンクにある探査機と地上追跡ステーションには、それぞれ水素メーザー周波数標準器が装備されており、予測される重力赤方偏移の違反の可能性を、違反パラメータ$\varepsilon$の形で測定できるようになっていました。2015年から2017年の専用セッション中にRadioAstronの周波数基準モードを切り替えることにより、記録されたダウンリンク周波数は基本的に非相対論的ドップラーシフトに対して補正できます。これらのセッション中に行われたドップラー追跡周波数測定を使用した分析について報告し、$\varepsilon=(2.1\pm3.3)\times10^{-4}$を見つけます。また、代わりに探査機信号の時間領域記録を使用して、かなり小さい不確実性で$\varepsilon$を測定する見通しについても議論し、将来の宇宙VLBIミッションで$10^{-7}$がどのように可能になるかを想像します。
GiantRadioArrayforNeutrinoDetection(GRAND)とそのプロトタイプであるGRANDProto300によって収集される膨大な量のデータには、I/O速度と圧縮の点で非常に効率的なデータ形式の使用が必要です。同時に、データは、一括処理とイベントごとの詳細な分析と再構築の両方において、形式の複雑さを知らなくても簡単にアクセスできる必要があります。GRANDデータに用意されている形式と構造、データ処理チェーンの概念、Pythonで記述されたデータ指向および分析指向のインターフェイスを紹介します。
相互作用のある N 個の粒子系モデルの定常軌道の構築
古典的なN体問題については、システムの可能な状態のセットに関する特性の条件付き最小値を見つけるための、数学的計画法の物理的な意味で自然な最適化問題の導入に基づいたアプローチが提案されています。これらの問題を解決すると、システムの平坦な定常軌道と周期軌道のファミリーを構築することが可能になり、また、これらの軌道上のシステムの特性の関係と推定値を見つけることが可能になります。これらの最適化問題における大域的最小値によって生成される軌道に沿ってシステムが平面上を移動すると、常にその「凝集力」(または位置エネルギー)の各現在のレベルでシステムの可能な最小サイズが達成されることが示されています。同様の最適化問題は、3次元空間におけるシステムの特性の条件付き最小値を見つけるために考慮されます。これらの問題の解決は、システムの平坦な軌道上でのみ達成可能であり、特に、構築された平坦な静止軌道および周期的軌道上で達成されることが示されている。さらに、3次元空間における系の軌道は、その凝集力(または位置エネルギー)の現在の値で系の可能な最小サイズが達成される少なくとも1つの点では、平坦にしかなり得ないことが示されています。そして、そのような軌道は、特に、考慮された最適化問題における大域的最小値によって生成される平坦で定常的な周期的な軌道です。
時間依存バックグラウンド変動の実空間量子から古典への遷移
| Title |
Real-space_quantum-to-classical_transition_of_time_dependent_background_fluctuations |
| Authors |
S._Mahesh_Chandran,_Karthik_Rajeev,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2307.13611 |
量子論からの古典的挙動の出現を理解することは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)で観測される温度変動の量子起源を確立するために不可欠です。我々は、実空間アプローチが曲率摂動の主要な順序での量子から古典への移行問題に包括的に対処できることを示します。この目的を達成するために、我々は、古典的挙動の3つの異なるシグネチャ間の相互作用について2次システムの空間二分割をテストします:i)デコヒーレンス、ii)古典的軌道に関するウィグナー関数のピーキング、およびiii)オブザーバブルの非可換性の相対抑制。これらの署名をマルチモードガウス状態の共分散行列から抽出し、主にエンタングルメントエントロピーと対数古典性の観点から扱います。還元されたウィグナー関数を介した空間サブ領域の位相空間安定性解析を通じて、古典性シグネチャーの優位性の根本的な原因がギャップのある反転モード不安定性の発生であることを確認します。共役変数の選択によりこれらの特徴の一部が強化される一方で、エンタングルメントエントロピーを介して研究されるデコヒーレンスは、古典性が出現するためのより強力で信頼性の高い条件です。$(1+1)$次元の拡大する背景におけるスカラーゆらぎの量子から古典への遷移を先取りするデコヒーレンスが存在しないことを、i)Tanh様の拡大とii)de-Sitter展開の2つの例を使って実証します。次に、解析を$(3+1)-$次元の主次変動に拡張して、量子から古典への転移がデシッター展開で起こることを示し、宇宙論モデルを区別する際の解析の関連性について議論します。
