CONNECT を使用したプロファイル尤度の高速かつ簡単な計算
| Title |
Fast_and_effortless_computation_of_profile_likelihoods_using_CONNECT |
| Authors |
Andreas_Nygaard,_Emil_Brinch_Holm,_Steen_Hannestad,_and_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06379 |
プロファイル尤度の頻度主義的手法は、最近、宇宙論の分野で新たな注目を集めています。これは、事前の選択または尤度関数の非ガウス性により、後者に基づく推論の結果がベイズ推論の結果と異なる可能性があるためです。したがって、完全に微妙な分析を行うには、両方の方法が必要です。しかし、過去数十年間、宇宙論的パラメータ推定は、主に尤度関数の勾配なしの最適化を多数行う必要性から生じるプロファイル尤度構築の数値的複雑さのため、ベイズ統計によって支配されてきました。この論文では、公開されているニューラルネットワークフレームワークCONNECTと、勾配ベースの$basin$-$hopping$最適化アルゴリズムの新しい修正を併用して、プロファイル尤度の計算要件に対応する方法を示します。ニューラルネットワークによる尤度の評価時間の短縮とは別に、$simulated$$annealing$の勾配なしの方法で計算されたプロファイル尤度に比べて、さらに1$～$2桁の高速化も達成しました。両者の間には素晴らしい一致がみられました。これにより、通常は宇宙論内のベイジアン限界化に関連する典型的な三角形プロットの作成が可能になります(法外な計算コストのため、尤度最大化を使用して以前は達成できませんでした)。私たちは、$\Lambda$CDMモデル、さまざまなニュートリノ質量を備えた拡張モデル、そして最後に崩壊する冷たい暗黒物質モデルの3つの宇宙論モデルでセットアップをテストしました。CONNECTのデフォルトの精度設定を考慮すると、$\chi^2$では高い精度が達成されますが、$\Delta\chi^2\about0.2$のCLASSで得られる結果とは異なります(そして重要なことに、バイアスはありません)推定パラメータ値)$-$は、プロファイル尤度分析には簡単に十分です。
初期結合クインエッセンスに対する観察上の制約
| Title |
Observational_Constraints_on_Early_Coupled_Quintessence |
| Authors |
Lisa_W._K._Goh,_Joan_Bachs-Esteban,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Valeria_Pettorino_and_Javier_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06406 |
私たちは、光スカラーが暗黒物質粒子間で重力よりも強い第5の力を媒介し、物質と放射が等しくなる前に摂動が増大する初期結合クインテッセンスモデルを調査します。$\textit{Planck}$宇宙マイクロ波背景パワースペクトル、パンテオン+1a型超新星、バリオン音響振動、およびビッグバン元素合成からの宇宙論データを使用して、結合強度$\beta$と赤方偏移$z_{\rmを制約します。OFF}$では相互作用が実質的に非アクティブになり、スケーリングレジームがいつ開始されるかに関係なく、これら2つのパラメーター間に確固たる縮退が存在することがわかります。
位相の一貫性を通じて強力にレンズされた重力波を識別する
バイナリ合体からの強くレンズされた重力波（GW）は、元の合体からの繰り返しのチャープとして現れます。検出器では、レンズ付きGWの位相とその到着時間の差は、固定された一定の位相シフトを法として一貫しています。私たちは、レンズが適用されていないコピーであるイベントのペアを効率的に拒否し、最も興味深い候補を適切にランク付けする、高速で信頼性の高い方法を開発します。私たちの方法は、検出器の位相が最も良く測定されるGWパラメータであり、誤差はラジアンの数分の一のみであり、周波数帯域全体にわたる差異はチャープ質量よりも良く測定されることを利用しています。到着時間位相差により、高度に非ガウス性の空図で重複を探すという欠点も回避されます。レンズ効果との一貫性を決定する基本的な統計は、2つのイベントの事後位相間の距離であり、電磁気の追跡情報を提供するのに役立つレンズと光源の幾何学形状に関する情報を直接提供します。多くの共有パラメータを持つレンズなしバイナリのシミュレートされた信号では、どのペアも$3\sigma$より近い位相を持たず、ほとんどの場合、レンズ仮説が$5\sigma$によって棄却されることを示します。最新のカタログGWTC3を見ると、$99\%$の信頼水準でレンズと一致しているペアは$6\%$だけであることがわかります。さらに、パラメータの重複によりレンズ効果を優先するペアの約半分を拒否し、詳細な関節パラメータ推定結果との良好な相関を示します。この誤報率の低減は、今後の観測実行と最終的なレンズ付きGWの発見において最も重要になります。私たちのコードは公開されており、修正された重力理論からの位相発展の起こり得る逸脱をテストし、GW複屈折を制約するために、レンズを超えて適用することができます。
nHz重力波背景のインフレ的解釈について
我々は、プランクおよびBICEP/ケックの宇宙論的観測と顕著な一致を達成するインフレーションの単一場モデルを構築します。このモデルは、超低速ロール段階の存在により、nHz周波数でかなりのスカラー誘起重力波(GW)信号を生成します。我々は、NANOGrav共同研究によって報告された低周波GWバックグラウンドの最近の測定との関連に関して、この信号の独特の特徴を解明します。
時間遅延レンズ、クエーサー、Ia型超新星を用いたモデルに依存しない $H_0$ 決定法
| Title |
A_Model-independent_Method_to_Determine_$H_0$_using_Time-Delay_Lensing,_Quasars_and_Type_Ia_Supernova |
| Authors |
Xiaolei_Li,_Ryan_E._Keeley,_Arman_Shafieloo_and_Kai_Liao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06951 |
強いレンズ効果による絶対距離は、Ia型超新星(SNeIa)を宇宙論的距離に固定することができ、モデルに依存しないハッブル定数($H_0$)の推論を与えます。今後の観測では、これまでに観測されたSNeIaの最大赤方偏移よりもはるかに大きい$z\,\simeq\,4$までの光源赤方偏移による強力なレンズ時間遅延距離が得られる可能性がある。クエーサーは高い赤方偏移でも観察され、紫外線(UV)の対数とX線の光度の間の線形関係に基づいて、標準的なキャンドルとして使用できる可能性があります。より高い赤方偏移で測定された時間遅延距離を最大限に活用するために、SNeIaの赤方偏移を超える赤方偏移での宇宙論的距離を測定するための補完的な宇宙探査機としてクエーサーを使用し、モデルに依存しないハッブル定数を決定する方法を提供します。この研究では、SNeIa、クェーサー、および時間遅延距離のモデルに依存しない共同制約を実証します。まず、基準宇宙論モデルに基づいて、SNeIa、クェーサー、および時間遅延距離の模擬データセットを生成します。次に、擬似SNeIaデータを使用したガウス過程(GP)回帰を使用して、クェーサーパラメーターモデルを独立して校正します。最後に、模擬クエーサーからのGP回帰と強力なレンズシステムからの時間遅延距離を使用して、モデルに依存せずに$H_0$の値を決定します。比較として、赤方偏移がSNeIaと重なる時間遅延レンズシステムと組み合わせたモックSNeIaから得られた$H_0$の結果も示します。我々の結果は、より高い赤方偏移にあるクエーサーはSNeIaの赤方偏移範囲を拡大する大きな可能性を示しており、したがって進行中の宇宙調査からの強力なレンズ時間遅延距離測定のフル活用を可能にし、2.1ドルからの$H_0$の推定精度を向上させることを示している。\%$から$1.3\%$まで。
$\rm (^3{He}+D)/H$ の比率を使用した混合暗黒物質シナリオにおける原始ブラック ホールの制約
| Title |
Constraints_on_primordial_black_holes_in_the_mixed_dark_matter_scenarios_using_the_ratio_$\rm_(^3{He}+D)/H$ |
| Authors |
Yupeng_Yang,_Xiujuan_Li_and_Gang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07010 |
混合DMシナリオにおける原始ブラックホール(PBH)の暗黒物質(DM)割合の上限を導出します。このシナリオでは、PBHは弱く相互作用する塊状粒子(WIMP)を降着させて、$\rho_{\rmDM}(r)\simr^{-9/4}$の密度プロファイルを持つ超小型ミニハロ(UCMH)を形成することができます。。暗黒物質の消滅によってUCMHから放出されるエネルギーは、$^{4}{\rmHe}$の光解離に影響を与え、$^{3}{\rmHe}$とDを生成します。UCMHに起因する$\rm(^3{He}+D)/H$が測定値を超えないことから、PBH中の暗黒物質の割合の上限を導き出します。DMの熱平均消滅断面積$\left<\sigmav\right>=3\times10^{-26}\rmcm^{3}s^{-1}$の標準値については、上限はDM質量$m_{\chi}=1(10)~\rmGeV$に対して$f_{\rmPBH}<0.35(0.75)$です。さまざまな天文学的測定によって得られた他の限界と比較すると、私たちの限界は最も強力ではありませんが、PBHの宇宙論的存在量を制限する別の方法を提供します。
| Title |
The_density_of_virialized_clusters_as_a_probe_of_dark_energy |
| Authors |
Evangelos_A._Paraskevas_and_Leandros_Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07046 |
我々は、球面崩壊モデルを使用して、ビリアライズされたクラスターの観察可能な平均密度が、クラスタースケールでの重力の特性とともにダークエネルギーの特性に依存し、したがってこれらの特性のプローブとして使用できることを実証します。このアプローチの応用として、我々は、ターンアラウンド赤方偏移の関数として、宇宙定数の広範囲の値（負の値を含む）について、予測されるビリアル化密度とクラスター質量構造の半径を導出します。$\Lambda$符号切り替えモデル($\Lambda_s\text{CDM})によって優先される$\Omega_{\Lambda,0}=-0.7$($\Omega_{m,0}=0.3$を含む)の値の場合$)ハッブル張力と$S_8$張力の解決のために提案されたものでは、赤方偏移$z_{\text{maxの\plcdmと比較して、ビリアライズされたクラスターの密度が$80\%$も大きくなる可能性があることがわかります。}}\gtrsim2$。JWSTの最近の発見によれば、このような増幅は、このクラスのモデルにおいてより効率的な初期銀河形成につながる可能性があります。
速度論的に結合したスカラー場モデルと宇宙論的張力
| Title |
Kinetically_Coupled_Scalar_Fields_Model_and_Cosmological_Tensions |
| Authors |
Gang_Liu,_Zhihuan_Zhou,_Yuhao_Mu_and_Lixin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07069 |
この論文では、宇宙論的張力に対処するために、速度論的に結合した初期暗黒エネルギー(EDE)とスカラー場の暗黒物質を調査します。EDEモデルは、ハッブル張力を解決するための興味深い理論的アプローチを提示しますが、物質と放射線の平等の時代になぜEDEが注入されたのかという「なぜ」問題などの課題をもたらし、既存の大規模構造張力を悪化させます。したがって、我々は、EDEのダイナミクスが暗黒物質によって引き起こされ、暗黒物質に対する暗黒エネルギーの抗力効果が構造の成長を抑制し、大規模な構造張力を緩和できるという、暗黒物質とEDEの間の相互作用を考察します。私たちは冷たい暗黒物質を、小規模な構造の成長を抑制する特性を持つスカラー場暗黒物質に置き換えます。マルコフ連鎖モンテカルロ法を採用し、さまざまな宇宙論データを利用してモデルパラメーターを制約しました。新しいモデルでは、68\%の信頼水準で$0.030\pm0.026$という非ゼロの結合定数が明らかになりました。結合モデルにより、ハッブル定数値$72.38^{+0.71}_{-0.82}$\,km\,/\,s\,/\,Mpcが得られ、これはハッブル張力を解決します。ただし、EDEモデルと同様に、$\Lambda$CDMモデルと比較してより大きな$S_8$値が得られ、大規模構造張力がさらに悪化します。EDEモデルの最適な$S_8$値は$0.8316$ですが、新しいモデルではこれより小さい値$0.8134$が得られます。さらに、結合モデルはEDEモデルや$\Lambda$CDMモデルと比較して小さい$\chi^2_\mathrm{tot}$値を示し、データによりよく適合していることを示しています。
局所型非ガウス性による曲率摂動に対するスカラー誘起重力波の完全解析
| Title |
Full_analysis_of_the_scalar-induced_gravitational_waves_for_the_curvature_perturbation_with_local-type_non-Gaussianities |
| Authors |
Chen_Yuan,_De-Shuang_Meng,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07155 |
原始ブラックホール(PBH)は、密度変動が大きい領域の重力崩壊によって形成されると考えられています。PBHの形成は必然的にスカラー誘起重力波(SIGW)信号の放出につながり、暗黒物質(DM)の構成要素としてのPBHの仮説を検証するまたとない機会を提供します。これまでの研究では、主に$F_{\mathrm{NL}}$次または$G_{\mathrm{NL}}$次からの寄与を考慮して、局所型の非ガウスモデルでSIGWのエネルギースペクトルが計算されてきました。接続図は無視します。この研究では、以前の研究を拡張して、(i)$G_{\mathrm{NL}}$次までの非ガウス図の完全な寄与を考慮します。(ii)赤外領域におけるSIGWエネルギースペクトルの一般的なスケーリングを導出する。任意の原始パワースペクトルに適用できる半解析結果を導き出し、対数正規パワースペクトルについてSIGWのエネルギースペクトルを数値的に評価します。
潮汐循環から巨大惑星の潮汐散逸を測定する
| Title |
Measuring_Tidal_Dissipation_in_Giant_Planets_from_Tidal_Circularization |
| Authors |
Mohammad_M._Mahmud_and_Kaloyan_M._Penev_and_Joshua_A._Schussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06324 |
このプロジェクトでは、主星の近くを周回する巨大ガス惑星の修正潮汐品質係数$Q_{pl}'$に対する制約を決定しました。$Q_{pl}'$が潮汐周波数に依存することを許可し、地球上に同時に存在する時間依存の周波数を持つ複数の潮汐波を考慮しました。私たちは、放射核と対流性の外殻を持つ巨大惑星と主星を含む78個の単星および単惑星系について解析を実行しました。各システムの周波数依存$Q_{pl}'$に対する制約を個別に抽出し、それらを組み合わせて、すべてのシステムの観測された離心率を同時に許容しながら、観測された離心率エンベロープを説明するために必要な$Q_{pl}'$に対する一般的な制約を見つけました。今日まで生き残るために。個々のシステムは$Q_{pl}'$に厳しい制約を課しません。ただし、同様の惑星は同様の潮汐散逸を持っている必要があるため、一貫した、場合によっては周波数に依存するモデルを適用する必要があります。その仮定の下で、HJの$\log_{10}Q_{pl}'$の値は、潮汐周期0.8日から7日の範囲で$5.0\pm0.5$であることがわかります。$Q_{pl}'$の周波数依存性の明確な兆候は見られませんでした。
磁化された星周円盤における雪崩と再接続イベントの分布
| Title |
Avalanches_and_the_Distribution_of_Reconnection_Events_in_Magnetized_Circumstellar_Disks |
| Authors |
Marco_Fatuzzo,_Fred_C._Adams,_Adina_D._Feinstein_and_Darryl_Z._Seligman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06650 |
若い恒星体によって生成される宇宙線は、星周円盤の電離構造、加熱予算、化学組成、および降着活動を変化させる可能性があります。これらの円盤の内縁は強い磁場によって切り取られ、再結合して宇宙放射線を加速するフレア活動を引き起こす可能性があります。結果として生じる宇宙線は電離源となり、微惑星の組成を変化させる破砕反応を引き起こす可能性があります。この再接続と粒子の加速は、恒星コロナのフレアや加熱を引き起こす物理プロセスに似ています。太陽の表面でのフレア現象は、地震や雪崩の測定結果を彷彿とさせる、べき乗則に基づくエネルギー分布を示します。数値格子再結合モデルは、自己組織臨界のパラダイムの下で観察された太陽フレアのべき乗則挙動を再現することができます。これらの実験の一つの解釈は、太陽コロナは、編組磁場を介したエネルギー入力と再接続イベントを介した出力のバランスをとることによって、非線形アトラクター、つまり「臨界」状態を維持しているというものである。これらの結果に動機付けられて、我々は磁化ディスクのトランケーション領域における応用のための格子再結合形式を一般化する。私たちの数値実験は、これらの非線形力学システムが、ケプラーせん断やその他の複雑な現象が存在する場合でも臨界を達成および維持できることを示しています。結果として生じる平衡アトラクター状態におけるフレアエネルギーのべき乗則スペクトルは、磁化された円盤においてほぼ普遍的であることが判明した。この発見は、星周円盤の内部領域における磁気リコネクションとフレアリングが、恒星表面での活動と同様の方法で起こることを示している。
分離衛星と結合衛星の暦推定戦略 -- JUICE ミッションへの応用
| Title |
Decoupled_and_coupled_moons'_ephemerides_estimation_strategies_--_Application_to_the_JUICE_mission |
| Authors |
M._Fayolle,_D._Dirkx,_V._Lainey,_L.I._Gurvits,_P.N.A.M._Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06779 |
宇宙ミッションの追跡データから自然衛星の暦を再構成する場合、宇宙船と自然体のダイナミクスは、分離された方法で個別に解決されることがよくあります。あるいは、天体暦の生成と宇宙船の軌道決定を同時に実行することもできます。この方法では、すべての動的結合を完全に考慮しながら、利用可能なデータセットを推定パラメータの共分散に直接マッピングします。したがって、これは推定問題に対して統計的に一貫した解決策を提供しますが、これは分離戦略では直接保証されません。特にガリレオ衛星にとって、JUICEミッションは暦を改善するまたとない機会を提供します。このような動的に結合された問題では、2つの戦略のどちらを選択するかが影響します。このペーパーでは、JUICEテストケースの2つの状態推定方法のパフォーマンスを比較する前に、結合アプローチの詳細で明示的な定式化を提供します。この目的を達成するために、シミュレートされたJUICE放射測定データに対して分離モデルと結合モデルの両方を使用しました。ガリレオ衛星の状態について結果として得られた共分散を比較し、分離アプローチにより衛星の接線位置の形式誤差がわずかに低くなることが示されました。一方、結合モデルでは、状態の不確実性を半径方向に1桁以上低減できます。また、イオ、エウロパ、ガニメデの間の動的結合に対してより敏感であることが判明し、最初の2つの衛星の解はガニメデの周りのJUICE軌道位相から十分に恩恵を受けることができました。しかし、同時推定戦略をうまく適用して長いタイムスケールにわたる衛星のダイナミクスを再構築するには、多くの問題が解決されなければなりません。それにもかかわらず、私たちの分析は有望な軌道暦の改善を強調しており、ガリレオ衛星の結合状態の解決策に到達するための将来の取り組みの動機付けとなっています。
惑星突入探査機データセット: 将来のミッションのための分析と経験則
約60年前にロボットによる惑星間探査が始まって以来、金星、地球、火星、木星、タイタンで大気圏突入に成功してきました。今後10年以内に、金星、タイタン、天王星へのさらなる突入探査ミッションが計画されています。大気圏に突入すると、車両は急速な減速と空気熱負荷にさらされますが、ロボット機器を大気圏に届けるためには、これらの負荷を考慮して車両を設計する必要があります。惑星探査機とそのミッションアーキテクチャの設計は複雑で、ピーク減速度、加熱速度、加熱負荷、通信などのさまざまな工学的制約があり、コストに制約のあるミッション機会の予算とスケジュールの範囲内で満たさなければなりません。以前の探査機突入ミッションからの工学設計データは、将来のミッションを設計するための貴重な参考資料として役立ちます。本研究は、ブルーブックエントリープローブデータセットの拡張バージョンを編集し、エントリー条件の比較分析を実行し、将来のミッション設計のための工学的な経験則を提供します。このデータセットを使用して、本研究は、天王星と海王星の突入および航空捕獲時の高熱負荷条件における熱保護システムの質量分率をより正確に予測することを目的とした新しい経験的相関関係を提案します。
CRIRES+ による MASCARA-1b の高分解能発光分光法による検索: CO、H$_2$O、Fe 輝線と太陽と一致する C$/$O の強力な検出
| Title |
High-resolution_emission_spectroscopy_retrievals_of_MASCARA-1b_with_CRIRES+:_Strong_detections_of_CO,_H$_2$O_and_Fe_emission_lines_and_a_C$/$O_consistent_with_solar |
| Authors |
Swaetha_Ramkumar,_Neale_P._Gibson,_Stevanus_K._Nugroho,_Cathal_Maguire,_Mark_Fortune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07157 |
系外惑星の大気の特性評価は、高解像度分光法を使用して成功することが証明されています。高温/超高温木星の位相曲線観測により、その組成と熱構造が明らかになり、相互相関技術を使用して惑星大気中の分子や原子を検出できるようになります。我々は、VLTで最近アップグレードされたCRIRES+高解像度赤外分光器で観測された超高温木星MASCARA-1bの食前観測を紹介します。Kバンドでの$\rmFe$($\about$8.3$\sigma$)の検出を報告し、以前に$\rmCO$(>15$\sigma$)と$\rmH_2O$が検出されたことを確認します(>10$\sigma$)MASCARA-1bの昼側大気中。ベイジアン推論フレームワークを使用して、検出された種の存在量を取得し、惑星軌道速度、$T$-$P$プロファイル、炭素対酸素比($\rmC/O$)を制約します。無料の回収により、$\rmCO$存在量が増加します($\log_{10}$($\chi_{\rm{{}^{12}CO}}$)=$-2.85^{+0.57}_{-0.69}$)、超太陽光発電の$\rmC/O$比につながります。より現実的には、化学平衡モデルを組み込むことで大気中の垂直方向に変化する化学を考慮すると、$\rmC/O$が$0.68^{+0.12}_{-0.22}$になり、金属量が$[\rmになります。M/H]=0.62^{+0.28}_{-0.55}$、どちらも太陽の値と一致します。最後に、大気力学の特徴である可能性のあるK$_{\rmp}$とv$_{\rmsys}$の両方における$\rmFe$特徴のわずかなオフセットも報告します。系外惑星大気の3D構造と、我々の1D順モデルでは時間/位相依存性が除外されているため、この結果を確認または反論するには、さらなる追跡観察と分析が必要です。
暖かい木星 WASP-106 b の軌道はその星と一致しています
| Title |
The_Orbit_of_Warm_Jupiter_WASP-106_b_is_aligned_with_its_Star |
| Authors |
Jan-Vincent_Harre,_Alexis_M._S._Smith,_Teruyuki_Hirano,_Szil\'ard_Csizmadia,_Amaury_H._M._J._Triaud,_David_R._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07165 |
軌道傾斜角、つまり星の自転軸と惑星の公転軸の間のずれ角度を理解することは、惑星の形成と移動のメカニズムを解明するために重要です。この研究では、暖かい木星系外惑星WASP-106bのロシター・マクラフリン(RM)観測の分析を紹介します。この惑星の通過中に、HARPSとHARPS-Nを使用して高精度の動径速度測定が行われました。私たちは、主星の回転軸に対して惑星の軌道の向きを制限することを目指しています。RM観測は、マルコフ連鎖モンテカルロ実装と組み合わせて、いくつかのパラメーターを与えてケプラー軌道とともにRM異常をモデル化するコードを使用して分析されます。WASP-106系で初めて恒星の投影傾斜角を測定し、$\lambda=(-1\pm11)^\circ$を発見し、円盤を通る静止移動の理論を裏付けた。
クアオアのリングとウェイウォットの間の6/1平均運動共鳴の動的特性評価
| Title |
Dynamical_characterization_of_the_6/1_mean_motion_resonance_between_Quaoar's_ring_and_Weywot |
| Authors |
Adri\'an_Rodr\'iguez,_Bruno_Morgado_and_Nelson_Callegari_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07189 |
最近、海王星横断天体50000クオアールの周囲に密なリングが発見されたことが報告されました。リング粒子は、この系で唯一既知の衛星であるウェイウォットとの6/1平均運動共鳴に非常に近いようです。この研究では、制限された三体問題に関連して、6/1軌道共鳴のすぐ近くの動的環境を調査します。私たちは、観測上の制約を考慮して、リングが衛星との共振運動で効果的に進化できるかどうかを分析することを目的としています。動的マップの技術を通じて、6/1平均運動共鳴を特定して特徴付け、共鳴の主な位置がリングの中心部からわずか$29$kmずれていることを発見しました。観測パラメータの不確実性を考慮すると、この差は3$\sigma$信頼水準の範囲内にあります。また、ウェイウォットの離心率が6/1共鳴の動的構造において重要な役割を果たしていることも示します。結果は、共鳴幅が推定されたリングの幅よりも小さいことを示しています。離心率が0.05より小さいリングの仮定の下では、ウェイウォットの離心率の公称値を考慮すると、テスト粒子の凝集がさまざまな共鳴多重項の位置に現れます。これは、推定された共鳴幅($\leq$10km)がクオアーのリング内の物質の狭くて密な円弧に匹敵することを示す観測結果と一致しています。私たちの結果は、6/1共鳴共鳴がアークリングの閉じ込めに重要な役割を果たしていることを示している可能性があります。
z=3の超大質量ブラックホールフィードバックによって消光されたスターバースト後の高速回転銀河
| Title |
A_fast-rotator_post-starburst_galaxy_quenched_by_supermassive_black-hole_feedback_at_z=3 |
| Authors |
Francesco_D'Eugenio,_Pablo_Perez-Gonzalez,_Roberto_Maiolino,_Jan_Scholtz,_Michele_Perna,_Chiara_Circosta,_Hannah_Uebler,_Santiago_Arribas,_Torsten_Boeker,_Andrew_Bunker,_Stefano_Carniani,_Stephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Giovanni_Cresci,_Emma_Curtis-Lake,_Gareth_Jones,_Nimisha_Kumari,_Isabella_Lamperti,_Tobias_Looser,_Eleonora_Parlanti,_Hans-Walter_Rix,_Brant_Robertson,_Bruno_Rodriguez_Del_Pino,_Sandro_Tacchella,_Giacomo_Venturi,_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06317 |
宇宙で最も重い銀河は、中心の超大質量ブラックホール(SMBH)からの時間積分フィードバックにより星の形成を停止したという有力な証拠があります。しかし、局所的な巨大銀河は数十億年前に消光されたため、正確な消光メカニズムはまだ理解されていません。赤方偏移z=3.064にある巨大な静止銀河であるGS-10578のJWST/NIRSpec積分場分光観測を紹介します。スペクトルから、この銀河の恒星質量は$M_*=1.6\pm0.2\times10^{11}$MSun、動的質量は$M_{\rmdyn}=2.0\pm0.5\timesであると推測されます。10^{11}$MSun。星の質量の半分はz=3.7～4.6で形成され、この系は現在静止状態にあり、現在の星形成速度SFR<9MSun/年です。[OIII]放出とNaI吸収によって追跡されるイオン化ガスおよび中性ガスの流出を検出します。流出速度は$v_{\rmout}\約$1,000km/sに達し、銀河の脱出速度に匹敵し、星の形成だけでは説明できないほど速すぎます。GS-10578は活動銀河核(AGN)をホストしており、これらの流出がSMBHフィードバックによるものであることを示しています。流出速度は、イオン相と中性相でそれぞれ0.14～2.9および30～300MSun/年です。中性物質の流出速度はSFRの10倍であるため、これはSMBHの放出フィードバックの直接的な証拠であり、質量負荷により燃料が急速に除去されて星形成が中断される可能性があります。恒星運動学は、スピンパラメーター$\lambda_{Re}=0.62\pm0.07$を持つ順序付けられた回転を示します。これは、GS-10578が回転をサポートしていることを意味します。この研究は、最近消光された大規模な銀河における放出的なAGNフィードバックの直接的な証拠を示し、SMBHがどのようにホストを消光するのかを明らかにしました。消光は、恒星円盤を破壊することなく起こる可能性があります。
Cloudy の 2023 年リリース
| Title |
The_2023_release_of_Cloudy |
| Authors |
Marios_Chatzikos,_Stefano_Bianchi,_Francesco_Camilloni,_Priyanka_Chakraborty,_Chamani_M._Gunasekera,_Francisco_Guzm\'an,_Jonathan_S._Milby,_Arnab_Sarkar,_Gargi_Shaw,_Peter_A._M._van_Hoof,_Gary_J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06396 |
スペクトル合成コードCloudyの2023年リリースについて説明します。前回のメジャーリリース以来、オンラインサービスの移行により、バージョン管理システムとしてgitを採用するようになりました。この変更だけでも、当社は短期間のリリースペーパーを伴う年次リリーススキームを採用することになり、今回がその第1弾となります。原子および分子データへの大幅な変更により、曇りの予測の精度が向上しました。キャンティデータベースのインスタンスをバージョン7から10にアップグレードしました。HおよびHeのような衝突率が理論値に改善されました。私たちの分子データは最新のLAMDAデータベースに、いくつかの化学反応速度は最新のUDfAおよびKiDA値に変換されます。最後に、今後のXRISMおよびAthenaミッションに搭載されるX線微量熱量計の要件を満たすためにCloudyの機能をアップグレードする進捗状況について説明し、CloudyをX線コミュニティで活用できるようにする将来の開発について概説します。
| Title |
Quantum_mechanical_modeling_of_the_grain-surface_formation_of_acetaldehyde_on_H$_2$O:CO_dirty_ice_surfaces |
| Authors |
Jessica_Perrero,_Piero_Ugliengo,_Cecilia_Ceccarelli,_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06492 |
アセトアルデヒド(CH$_3$CHO)は、星間物質(ISM)で最も検出されている星間複合有機分子(iCOM)の1つです。これらの種は、生命が誕生した可能性のあるより複雑な種の前駆体である可能性があるため、潜在的な生物学的関連性を持っています。ISMでのiCOMの形成は課題であり、その合成に気相化学、粒子表面化学、またはその両方が必要かどうかについては議論の余地があります。気相ではエタノールやエチルラジカルからCH$_3$CHOを効率的に合成できます。粒子表面では、伝統的にラジカル-ラジカル再結合が引き起こされます。しかし、最近、エネルギー障壁や競合的な副反応（すなわち、H引き抜き）の存在など、いくつかの落とし穴が確認されています。今回我々は、アセトアルデヒド生成のための新しい粒子表面反応経路、すなわちCH$_3$と汚れた水/CO氷のCO分子との反応とそれに続くその生成物CH$_3$COの水素化を研究する。この目的を達成するために、75%の水分子と25%のCO分子で構成される氷上で起こる反応の\textit{abinitio}計算を実行しました。CH$_3$+CO$_{(ice)}$反応は、Langmuir-Hinshelwood機構またはEley-Rideal機構のどちらを採用しても、ISMでは克服することが困難な障壁を示すことがわかりました。2つの反応種が正しい方向を向いていれば、その後の水素化ステップはバリアレスであることがわかります。したがって、この経路がISMで発生する可能性は低いと考えられます。
ガイア DR3 XP スペクトルによる NGC1851 の潮汐半径の外側にある複数の恒星集団
| Title |
Multiple_Stellar_Populations_outside_the_tidal_radius_of_NGC1851_through_Gaia_DR3_XP_Spectra |
| Authors |
Giacomo_Cordoni,_Anna_F._Marino,_Antonino_P._Milone,_Emanuele_Dondoglio,_Edoardo_P._Lagioia,_Maria_Vittoria_Legnardi,_Anjana_Mohandasan,_Sohee_Jang_and_Tuila_Ziliotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06565 |
古代銀河球状星団(GC)は、軽元素の存在量の変化を特徴とする興味深い複数の恒星集団により、長い間天文学者を魅了してきました。これらの星団の中で、タイプIIGCは、重元素化学存在量に大きな差がある星を示すため、際立っています。これらの謎の星団は、MPを含む分析されたGCの約17%を構成し、降着した矮小銀河の残骸であるという仮説が立てられています。私たちは、最も議論されているタイプIIGCの1つであるNGC1851に焦点を当て、クラスター中心から最大50分角の広い空間範囲にわたるそのMPを調査しました。GaiaDR3の低解像度XPスペクトルを使用することで、合成測光を生成し、このGC内の標準集団と異常集団の空間分布と運動学の包括的な分析を実行します。BVIバンドとこの研究で導入した$\rmf415^{25}$バンドの合成測光からの適切なCMDを使用することにより、異なる重元素の化学組成に関連する明確な恒星の配列を特定します。私たちの結果は、標準個体群と異常個体群がNGC1851の潮汐半径の内側と外側の両方に、潮汐半径の3.5倍を超える距離まで存在することを示唆しています。しかし、潮汐半径の外側にある星の$\sim$80\%は正準集団に属することと一致しており、星団の外側領域におけるその優勢性が強調されています。注目すべきことに、標準星は空上でより円形の形態を示すのに対し、異常な星団は楕円形を示します。さらに、複数の集団の運動学を詳しく調べます。私たちの結果は、外側領域での平坦/増加する速度分散プロファイルと、外側領域での接線方向の異方性運動のヒントを明らかにし、星が半径方向の軌道で逃げることを好むことを示しています。
CMR 探査 II -- 機械学習によるフィラメントの識別
| Title |
CMR_exploration_II_--_filament_identification_with_machine_learning |
| Authors |
Duo_Xu,_Shuo_Kong,_Avichal_Kaul,_Hector_G._Arce,_Volker_Ossenkopf-Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06641 |
私たちは、さまざまな物理条件下での衝突誘起磁気リコネクション(CMR)機構を介したフィラメント状分子雲の形成をモデル化する磁気流体力学(MHD)シミュレーションを採用しています。RADMC-3Dを使用して放射転写を行い、CMRフィラメントの合成ダスト放出を生成します。私たちは、以前に開発された機械学習技術CASI-2Dを拡散モデルとともに使用して、ダスト排出中のCMRフィラメントの位置を特定します。どちらのモデルも、テストデータセット内のCMRフィラメントの識別において高レベルの精度を示し、検出率はそれぞれ80%と70%(誤検出率は5%)でした。次に、そのモデルをさまざまな分子雲の実際のハーシェルダスト観測に適用し、信頼性の高いCMRフィラメント候補をいくつか特定することに成功しました。特に、このモデルは、分子線発光を使用して以前に特定されていたオリオンAの塵発光から信頼性の高いCMRフィラメント候補を検出することができます。
CO-CHANGES I: IRAM 30m CO によるソンブレロ銀河の分子ガスの観測
| Title |
CO-CHANGES_I:_IRAM_30m_CO_Observations_of_Molecular_Gas_in_the_Sombrero_Galaxy |
| Authors |
Yan_Jiang_(1_and_2),_Jiang-Tao_Li_(1),_Yu_Gao_(3_and_4),_Joel_N._Bregman_(5),_Li_Ji_(1),_Xuejian_Jiang_(6),_Qinghua_Tan_(1),_Jiangfa_Wang_(1_and_2),_Q._Daniel_Wang_(7),_Yang_Yang_(1)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_10_Yuanhua_Road,_Nanjing_210023,_People's_Republic_of_China,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_Hefei_230026,_China,_(3)_Department_of_Astronomy,_College_of_Physical_Science_and_Technology,_Xiamen_University,_Xiamen_361005,_China,_(4)_Purple_Mountain_Observatory/Key_Lab_of_Radio_Astronomy,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Nanjing_210034,_China,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_311_West_Hall,_1085_S._University_Ave,_Ann_Arbor,_MI,_48109-1107,_U.S.A.,_(6)_Research_Center_for_Intelligent_Computing_Platforms,_Zhejiang_Laboratory,_Hangzhou_311100,_China,_(7)_Department_of_Astronomy,_University_of_Massachusetts,_Amherst,_MA_01003,_U.S.A.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06750 |
分子ガスは、大規模な孤立渦巻銀河における星形成(SF)の静止状態を説明する上で重要な役割を果たしており、これは低分子ガス含有量および/または低いSF効率の結果である可能性があります。$d\lesssim30\rm~Mpc$にある最も巨大な渦巻きであるソンブレロ銀河(NGC~4594)のCOラインのIRAM30m観測を紹介します。銀河核と直径$\sim25\rm~kpc$の塵の多いリングに沿った13の観測位置すべてで、観測対象となった3本のCOラインのうち少なくとも1本を検出しました。銀河の外挿された分子ガスの総質量は$M_{\rmH_2}\estimate4\times10^{8}\rm~M_\odot$です。測定された最大COガス回転速度$\およそ379\rm~km~s^{-1}$は、NGC~4594が質量$M_{\rm200}\gtrsim10^{13}\の暗黒物質ハローに位置していることを示唆しています。rm~M_\odot$。他の銀河サンプルと比較すると、NGC~4594はガスが非常に少なく、SFが不活性であるが、SF効率は明らかにケニカット・シュミットの法則によって予測されるものと矛盾していないため、この非常に巨大なスパイラルでSF消光が強化されたという証拠はない。巨大な膨らみ。また、SFで消費される冷たいガスを補充するためにさまざまなソースからの予測ガス供給率を計算し、銀河が高い赤方偏移でスターバースト段階を経験する必要があり、その後、残りまたはリサイクルされたガスがSF燃料を提供して、銀河の緩やかな成長を維持することを発見しました。穏やかな速度で銀河円盤を動かします。
中間赤方偏移 AGN の金属存在量: z = 0.3-0.4 における低金属量のセイファート 2 銀河の集団の証拠
| Title |
Metal_Abundances_of_Intermediate-Redshift_AGN:_Evidence_for_a_Population_of_Lower-Metallicty_Seyfert_2_Galaxies_at_z_=_0.3-0.4 |
| Authors |
David_J._Carr,_John_J._Salzer,_Caryl_Gronwall,_and_Anna_L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06824 |
私たちは、KPNO国際分光測量調査(KISS)から選択されたセイファート2(Sy2)活動銀河核(AGN)の2つのサンプルの酸素存在量を導き出しました。KISSからの2つのサンプルには、[OIII]ライン経由で検出された17個の中赤方偏移(0.29<z<0.42)Sy2と、35個の低赤方偏移(z<0.1)、アルファ検出Sy2が含まれています。この研究の主な目的は、これら2つのサンプルの金属量分布が赤方偏移によって変化するかどうかを調査することです。KISS銀河の酸素存在量を決定するために、Cloudyを使用して、降着円盤の温度、X線とUV連続光の比率、イオン化パラメータ、水素密度、そして細い線の領域の雲の金属性。これらのモデルの結果を、BPTダイアグラム上で観察されたKISSサンプルの[OIII]/H-βおよび[NII]/H-α輝線比にリンクし、モデルグリッド間で補間して金属性を導き出します。2つの赤方偏移サンプルは、派生金属存在量の点でかなり重複していますが、中間赤方偏移Sy2銀河のいくつかは、局所宇宙の対応するものよりも存在量が低いことがわかりました。私たちの分析は、遡及時間の3～4ジャイルにわたる中程度のレベルの化学進化(0.18+/-0.06dex)の証拠を提供します。私たちの結果を文献からの他のAGN存在量導出方法と比較します。
羽毛布団調査: 金属の乏しいスターバースト Mrk 1486 における流出のマッピング
| Title |
DUVET_Survey:_Mapping_Outflows_in_the_Metal-Poor_Starburst_Mrk_1486 |
| Authors |
Daniel_K._McPherson,_Deanne_B._Fisher,_Nikole_M._Nielsen,_Glenn_G._Kacprzak,_Bronwyn_Reichardt_Chu,_Alex_J._Cameron,_Alberto_D._Bolatto,_John_Chisholm,_Drummond_B._Fielding,_Danielle_Berg,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Miao_Li,_Ryan_J._Rickards_Vaught,_Karin_Sandstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06918 |
我々は、エッジオン銀河からの星形成によって引き起こされるアウトフローを特徴付ける方法を提示し、この方法を金属の乏しいスターバースト銀河であるMrk1486に適用します。私たちの方法は、輝線束の分布(H$\beta$と[OIIIから)を使用します。]5007)を使用して、流出の位置を特定し、ディスク上の範囲、開口角度、横運動学を測定します。この単純な手法は、ライン分割やマルチガウス成分の複雑なモデリングを必要とせずに同様の流出分布を回復するため、スペクトル解像度の低いデータにも適用できることを示します。Mrk1486では、ピーク光束の位置と各ローブからの総光束の両方で非対称な流出が観察されます。採用した方法と仮定に応じて、開口角度は$17-37^{\circ}$と推定されます。短軸流出内で、総質量流出率$\sim2.5$M$_{\odot}$yr$^{-1}$を推定します。これは、質量負荷係数$\eta=0.7に対応します。$。質量流出率$\sim0.9$M$_{\odot}$yr$^{で、円盤の縁に沿って(双円錐形の成分に垂直に)流出するイオン化ガスからの無視できない量のフラックスが観察されます。-1}$。私たちの結果は、流出からの微弱な発光をより回復できる可能性のある狭帯域フィルターや低スペクトル分解能IFSなど、高スループットで低スペクトル分解能の観測に適用できる方法を実証することを目的としています。
| Title |
A_search_for_high-redshift_direct_collapse_black_hole_candidates_in_the_PEARLS_north_ecliptic_pole_field |
| Authors |
Armin_Nabizadeh,_Erik_Zackrisson,_Fabio_Pacucci,_Peter_W._Maksym,_Weihui_Li,_Francesca_Civano,_Seth_H._Cohen,_Jordan_C._J._D'Silva,_Anton_M._Koekemoer,_Jake_Summers,_Rogier_A._Windhorst,_Nathan_Adams,_Christopher_J._Conselice,_Dan_Coe,_Simon_P._Driver,_Brenda_Frye,_Norman_A._Grogin,_Rolf_A._Jansen,_Madeline_A._Marshall,_Mario_Nonino,_Nor_Pirzkal,_Aaron_Robotham,_Michael_J._Rutkowski,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Scott_Tompkins,_Christopher_N._A._Willmer,_Haojing_Yan,_Jose_M._Diego,_Cheng_Cheng,_Steven_L._Finkelstein,_S._P._Willner,_Adi_Zitrin,_Rachana_Bhatawdekar,_and_Hansung_B._Gim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07260 |
宇宙初期の高冷却ハローで形成される質量$\sim10^4$-$10^5M_\odot$の直接崩壊ブラックホール(DCBH)は、$\gtrsim10^9M_\odotの有望な前駆体である$z\gtrsim7$観測されたクェーサーに燃料を供給する超大質量ブラックホール。このようなDCBHシード上への周囲のガスの効率的な降着により、それらは$z\約15$までのジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)で検出できるほど十分に明るくなる可能性がある。さらに、初期成長段階におけるJWST/NIRSpec機器の$\およそ1$-5$\μ$mの波長範囲にわたって予測される非常に急峻で赤色のスペクトル勾配により、非常に高い赤方偏移まで測光的に識別可能になるはずです。ここでは、北黄道極のJWSTサイクル1「再電離とレンズ科学のための主要銀河系外領域」(PEARLS)調査の最初の2つのスポークにおける34角$^{2}$にわたるそのようなDCBH候補の検索を紹介する。タイムドメインフィールド(NEP)、$\sim$29ABmagの最大深度まで8つのNIRCamフィルターをカバーします。Pacuccietal.のスペクトルエネルギー分布と一致する3つの天体を特定しました。(2016)DCBHモデル。ただし、8つのNIRCamフィルターのデータであっても、このタイプの天体は、広範囲の赤方偏移にわたって塵に覆われた銀河や隠れた活動銀河核によって退化したままであることにも注目します。これらの天体の性質を突き止めるには追跡分光法が必要ですが、我々のDCBH候補のうち2つはこれを実用化するのに十分な明るさを持っています。DCBH候補のサンプルとDCBHの急勾配状態の典型的な持続時間に関する仮定に基づいて、Mpc$^{-3}$に対して$\およそ7\times10^{-4}$という控えめな上限を設定しました。(cMpc$^{-3}$)は、Pacucciらの論文と同様のスペクトルエネルギー分布を持つDCBHを収容できるホストハローの共移動密度に関する。(2016)モデルの価格は$z\約6$-13です。
NGC 1559 のチャンドラ観測: コンパクトな連星候補を含む 8 つの超高輝度 X 線源
| Title |
Chandra_Observation_of_NGC_1559:_Eight_Ultraluminous_X-ray_Sources_Including_a_Compact_Binary_Candidate |
| Authors |
Chen-Hsun_Ma,_Kwan-Lok_Li,_You-Hua_Chu_and_Albert_K._H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06287 |
超高輝度X線源(ULX)研究には30年の歴史があるにもかかわらず、その物理的性質の大部分(つまり、中性子星、恒星質量ブラックホール、または中間ブラックホール)や降着メカニズムなどの問題が解決されていません。はまだ議論中です。文献におけるULXのサンプルサイズを拡大することが、明らかに役立つ方法です。この目的を達成するために、我々は、2016年に行われたチャンドラ観測を使用して、棒渦巻銀河NGC1559のX線源集団、特にULXを調査しました。この45ksの曝露では、2つの領域内で33のX線点源が検出されました。銀河の等光線半径.'7。このうち、X線光度$L_x>10^{39}$ergs$^{-1}$(0.3-7~keV)を基準として8個のULXを同定した。すべての光源のX線光度曲線とスペクトルの両方が検査されました。あいまいなスペクトルフィッティング結果のみを提供するいくつかの低カウントスペクトルを除いて、すべてのX線源は基本的にスペクトル的に硬いため、非熱起源である可能性があります。観測の露出時間が比較的短かったため、ほとんどの線源に強いX線変動は存在しませんでしたが、検出有意性2.7で$\sim$7500秒の周期性を示す、X-24と名付けられた興味深いULXを発見しました。$\シグマ$。私たちは、それがこの系の公転周期であると推測しています。ロシュローブのオーバーフローとロシュの限界は推測と一致しています。したがって、我々は、X-24が希少なコンパクト連星系ULXの1つである可能性があり、したがって恒星質量ブラックホールとしての有力な候補である可能性があることを示唆しています。
断続的な構造による銀河宇宙線散乱
| Title |
Galactic_Cosmic-ray_Scattering_due_to_Intermittent_Structures |
| Authors |
Iryna_S._Butsky,_Philip_F._Hopkins,_Philipp_Kempski,_Sam_B._Ponnada,_Eliot_Quataert,_Jonathan_Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06316 |
$\ll$TeVのエネルギーを持つ宇宙線(CR)は、星間物質(ISM)の重要な成分を構成します。観測可能なスケール（CRジャイロ半径よりもはるかに大きい）でのCRの挙動における主な不確実性は、磁気変動がピッチ角でCRをどのように散乱させるかに起因します。従来の第一原理モデルは、これらの磁気変動が弱く、均質なISM内でCRが均一に散乱すると仮定しており、CRの滞留時間や散乱率の剛性への依存性などの基本的な観測値を再現するのに苦労しています。したがって、我々は、CRが主に小さな体積充填率を持つ断続的な強い散乱構造によって散乱される、「斑状」CR散乱モデルの新しいカテゴリを探索します。これらのモデルは、大きな散乱構造はまれですが、より広範囲のCRエネルギーを散乱させる可能性があるなど、単純なサイズ分布制約で観察された剛性依存性を生成します。経験的に推測されたCR散乱率を再現するには、散乱構造間の平均自由行程がGeVエネルギーで$\ell_{\rmmfp}\sim10$pcでなければなりません。私たちは、そのような構造が物理的および観察的に一貫している必要があるサイズ、内部特性、質量/体積充填係数、および数密度に関する制約を導き出します。我々は、大規模（例えば、HII領域）と小規模（例えば、断続的な乱流構造、おそらくはラジオプラズマ散乱にさえ関連する）の両方の一連の候補構造を検討し、多くの巨視的な候補はすぐに除外できることを示します。一次CR散乱サイト、多くのより小さな構造は依然として存続可能であり、さらなる理論的研究に値します。これらのモデルをテストできる将来の観測上の制約について説明します。
SN 2022joj: 非対称ヘリウム殻二重爆発によって駆動される可能性のある特異な Ia 型超新星
| Title |
SN_2022joj:_A_Peculiar_Type_Ia_Supernova_Possibly_Driven_by_an_Asymmetric_Helium-shell_Double_Detonation |
| Authors |
Chang_Liu,_Adam_A._Miller,_Samuel_J._Boos,_Ken_J._Shen,_Dean_M._Townsley,_Steve_Schulze,_Luke_Harvey,_Kate_Maguire,_Joel_Johansson,_Thomas_G._Brink,_Umut_Burgaz,_Georgios_Dimitriadis,_Alexei_V._Filippenko,_Saarah_Hall,_K-Ryan_Hinds,_Andrew_Hoffman,_Viraj_Karambelkar,_Charles_D._Kilpatrick,_Daniel_Perley,_Neil_Pichay,_Huei_Sears,_Jesper_Sollerman,_Robert_Stein,_Jacobus_H._Terwel,_WeiKang_Zheng,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Leander_Lacroix,_Josiah_Purdum,_Benjamin_Rusholme,_Avery_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06319 |
ツヴィッキー過渡現象施設(ZTF)によって発見された特異なIa型超新星(SNIa)であるSN2022jojの観測結果を紹介します。SN2022jojは、初期には異常に赤い$g_\mathrm{ZTF}-r_\mathrm{ZTF}$色を示し、その後急速に青色に進化しました。最大輝度付近では、SN2022jojは高い光度($M_{g_\mathrm{ZTF},\mathrm{max}}\simeq-19.7$mag)、青色の広帯域色($g_\mathrm{ZTF}-r_\)を示します。mathrm{ZTF}\simeq-0.2$mag)、浅いSiII吸収線は、過剰光のSN1991Tのような現象の吸収線と一致します。最大光スペクトルも4200\r{A}付近で顕著な吸収を示しており、これは亜光度のSN1991bgのような現象におけるTiIIの特徴に似ています。SN2022jojは、青色の光学バンド色にもかかわらず、最大光度($u-v\simeq1.6$magおよび$uvw1-v\simeq4.0$mag)で極めて赤い紫外$-$光学色を示し、これらの間の光束の抑制を示唆しています。$\sim$2500--4000\r{A}。ピーク時には強いCIIラインも検出されます。我々は、これらの異常な分光特性が、チャンドラセカール以下の質量($M\simeq1\mathrm{M_\odot}$)の炭素/酸素(C/O)白色矮星(WD)のヘリウム殻二重爆発と概ね一致することを示します。比較的巨大なヘリウム砲弾($M_s\simeq0.04$--$0.1\mathrm{M_\odot}$)から、砲弾が最初に爆発した場所のほぼ反対側の視線に沿って観察された場合。既存のモデルはいずれも、SN2022jojで観察されたすべての特殊性を定量的に説明できませんでした。後期星雲スペクトルにおける[NiII]$\lambda$7378対[FeII]$\lambda$7155発光の低いフラックス比は、安定なNi同位体の収率が低いことを示しており、サブチャンドラセカール質量前駆体に有利であると考えられます。[FeII]$\lambda$7155線で測定された顕著な青方偏移は、二重爆発モデルで予測されるように、噴出物内の非対称な化学分布とも一致します。
SN 2022joj: 薄いヘリウムシェルによる二重爆発の可能性
| Title |
SN_2022joj:_A_Potential_Double_Detonation_with_a_Thin_Helium_shell |
| Authors |
E._Padilla_Gonzalez,_D.A._Howell,_G._Terreran,_C._McCully,_M._Newsome,_J._Burke,_J._Farah,_C._Pellegrino,_K._A._Bostroem,_G._Hosseinzadeh,_J._Pearson,_D._J._Sand,_M._Shrestha,_N._Smith,_Y._Dong,_N._Meza_Retamal,_S._Valenti,_S._Boos,_K._J._Shen,_D._Townsley,_L._Galbany,_L._Piscarreta,_R.J._Foley,_M.J._Bustamante-Rosell,_D.A._Coulter,_R._Chornock,_K.W._Davis,_C.B._Dickinson,_D.O._Jones,_J._Kutcka,_X.K._Le_Saux,_C.R._Rojas-Bravo,_K._Taggart,_S._Tinyanont,_G._Yang,_S._W._Jha,_and_R._Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06334 |
我々は、急速な衰退速度($\rm{\Deltam_{15,B}=1.4}$mag)を持つ近くの特異なIa型超新星(SNIa)であるSN2022jojの測光データと分光データを紹介します。SN2022jojは非常に赤い色を示し、最大明るさの$11$日前から始まる初期段階では約${B-V\約1.1}$等の値を示します。進化するにつれて光束はスペクトルの青い端に向かってシフトし、最大光の周囲で${B-V\およそ0}$magに近づきます。さらに、最大光以上では、測光は典型的なSNeIaの測光と一致します。この異常な挙動はそのスペクトル特性にも及び、当初は赤色のスペクトルを表示していましたが、後に進化して典型的なSNeIaとのより高い一致性を示すようになりました。この挙動について考えられる説明としては、チャンドラセカール質量未満の白色矮星におけるヘリウム殻からの二重爆発と、$\rm{^{56}Ni}$の浅い分布を持つチャンドラセカール質量モデルの2つであると考えられます。浅いニッケルモデルでは、初期の光度曲線の赤色を再現できませんでした。分光学的には、SN2022jojと、白色矮星の質量が約1$\rm{M_{\odot}}$であり、薄いHe殻が0.01から0.02$\rm{M_{\odot}}の二重爆発モデルとの間に強い一致があることがわかりました。$。さらに、初期の赤色は、同様の質量範囲での二重爆発シナリオによって生成された鉄ピーク元素からの線ブランケット吸収によって説明されます。しかし、SN2022jojの星雲スペクトル組成は、二重爆発モデルから予想される[CaII]線の代わりに強い[FeIII]放出が観測されるため、二重爆発の予想からは逸脱しています。二重爆発モデルが星雲スペクトルを説明できるかどうかをテストするには、視野角効果など、より詳細なモデリングが必要です。
電波パルサーの表面磁場強度の推定
私たちは回転動力パルサーの磁場の幾何学的形状を研究します。エジェクターステージにおける中性子星(NS)のスピン軸と磁気双極子軸の間の角度($\beta$)を計算するための新しい方法を、磁気双極子のエネルギー損失メカニズムの枠内で検討します。電波パルサー(エジェクター)段階における既知の中性子星の集団の表面磁場強度($B_{\rmns}$)を推定します。評価された$B_{\rmns}(\beta)$は、角度$\beta$を考慮しない値とは一桁異なる場合があります。$B_{\rmns}(\beta)$は、短周期と中周期の既知の集団について$10^{8}$--$10^{14}\,\text{G}$の範囲にあることが示されています。ラジオパルサー。
私は、ブラックホール低質量X線連星(BHLMXB)が超新星残骸(SNR)と物理的に関連している可能性は非常に低いと主張します。BHLMXBのタイムスケールはSNRのタイムスケールよりもはるかに長いため、出生時のSNR内でBHLMXBが識別される可能性はわずか0.2%です。ただし、BHLMXBがSNR内に投影される確率は重要です。私たちの観点から、2つのBHLMXBがSNR内に投影されるはずだと推定しています。私は、BHX線バイナリSwiftJ1728.9-3613とSNRG351.9-0.9の間の関連性についてのBalakrishnanと共同研究者らの提案をさらに詳しく調べ、これが偶然の一致である可能性が高いことを示しました。
光学的に厚いジェットベースとAGNジェットのエッジブライトニングの説明
ブレーザーのジェットコアは分解され、エッジが明るくなった構造を持っていることがわかり、ジェット基部がその伝播軸と比較して側面で伸びているように見えます。この特異な現象にはさまざまな説明が必要です。活動銀河核(AGN)内の光学的に厚いジェット基部の光球は、ジェットのローレンツ因子が角度依存性を持っている場合、エッジが明るく観察されることを示します。ジェットはジェット軸に沿ってより高いローレンツ係数を仮定し、極角に沿ってべき乗則に従って減少します。ジェット軸近くの観測者にとって、ジェットは軸外領域と比較して伝播軸に沿った光学的深さが浅くなります。外側領域の光学的深さがより深いと、ジェット光球は、その伝播軸に沿ったより深い光球と比較して、より大きな半径まで広がっているように見えます。私たちは解析と数値の両方でこの問題に取り組み、モンテカルロシミュレーションを通じてエッジの明るさを確認しました。エッジの明るさ以外にも、解析された観察コアによってジェット構造と関連パラメーターを決定するための独自のツールが提供されるため、成果は重要です。この研究は、将来、構造化されたローレンツ因子を備えた光学的に厚いコアのスペクトル特性を探索する道を切り開きます。
IceCube を使用した銀河中心の間接的な暗黒物質探索
| Title |
Indirect_dark_matter_search_in_the_Galactic_Centre_with_IceCube |
| Authors |
Nhan_Chau,_Juan_A._Aguilar_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06729 |
ItisassumedthatdarkmattercanannihilateordecayintoStandardModelparticleswhichthencanproduceaneutrinofluxdetectableatIceCube.このような信号は、重力によって大量に捕捉されている暗黒物質の密度のおかげで、銀河中心から発せられる可能性があります。ThisanalysisaimsatsearchingforneutrinosignalsfromdarkmatterannihilationanddecayintheGalacticCenterusing$\sim$9yearsofIceCube-DeepCoredatawithanoptimizedselectionforlowenergy.Inthiscontribution,wepresentthesensitivitiesonthethermallyaverageddarkmatterself-annihilationcross-sectionfordarkmattermassesrangingfrom5GeVupto8TeV.
深層シノプティックアレイ科学: 25 個の新しい高速電波バーストの偏光測定により、その起源についての洞察が得られる
| Title |
Deep_Synoptic_Array_Science:_Polarimetry_of_25_New_Fast_Radio_Bursts_Provides_Insights_into_their_Origins |
| Authors |
Myles_B._Sherman,_Liam_Connor,_Vikram_Ravi,_Casey_Law,_Ge_Chen,_Morgan_Catha,_Jakob_T._Faber,_Gregg_Hallinan,_Charlie_Harnach,_Greg_Hellbourg,_Rick_Hobbs,_David_Hodge,_Mark_Hodges,_James_W._Lamb,_Paul_Rasmussen,_Kritti_Sharma,_Jun_Shi,_Dana_Simard,_Jean_Somalwar,_Reynier_Squillace,_Sander_Weinreb,_David_P._Woody,_Nitika_Yadlapalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06813 |
我々は、試運転観測中に110アンテナのディープシノプティックアレイ(DSA-110)によって1.4GHzで検出された最初の25個のまだ非反復FRBの完全偏波解析について報告します。この新しい機器のために開発されたデータ削減、校正、分析手順の詳細を紹介します。データは32$\mu$sの時間分解能と$\pm10^{6}$radm$^{-2}$の間のファラデー回転測定(RM)に対する感度を持っています。RMは、$4～4670$radm$^{-2}$の範囲の大きさを持つ20個のFRBに対して検出されます。$9/25$FRBは、高い($\ge70\%$)直線偏光率を持つことがわかります。残りのFRBは、顕著な円偏光($3/25$)を示すか、部分的に偏光解消($8/25$)または非偏光($5/25$)のいずれかです。我々は、主な原因として散乱スクリーン内の確率的RM変動を嫌う脱分極のメカニズムを調査します。偏光状態と考えられるRMの変動は、複数のサブコンポーネントを持つ4つのFRBで観察されますが、偏光状態の変化を示しているのは他の1つのFRBだけです。DSA-110サンプルと以前に公開されたFRBの偏光測定を組み合わせ、FRB部分集団と銀河パルサーのFRBの偏光特性を比較します。FRBは通常、銀河パルサーの平均的なプロファイルよりもはるかに偏光度が高く、パルサーの単一パルスよりも偏光部分の大きな広がりを示しますが、FRBの偏光部分と最も若いもの(特徴的な年齢$<10^{5}$)との間には顕著な類似性が見出されます。年）パルサー。我々の結果は、FRB放射が本質的に高度に直線偏光しており、前駆体磁気圏内の伝播効果が円偏光と脱分極への変換を引き起こす可能性があるというシナリオを裏付けています。若いパルサーの放出と磁気圏伝播の幾何学形状は、FRB分極の起源について有用な類似点を形成する可能性があります。
深部シノプティックアレイ科学: 局所的な高速電波バーストのファラデー回転測定の意味
| Title |
Deep_Synoptic_Array_Science:_Implications_of_Faraday_Rotation_Measures_of_Localized_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Myles_B._Sherman,_Liam_Connor,_Vikram_Ravi,_Casey_Law,_Ge_Chen,_Kritti_Sharma,_Morgan_Catha,_Jakob_T._Faber,_Gregg_Hallinan,_Charlie_Harnach,_Greg_Hellbourg,_Rick_Hobbs,_David_Hodge,_Mark_Hodges,_James_W._Lamb,_Paul_Rasmussen,_Jun_Shi,_Dana_Simard,_Jean_Somalwar,_Reynier_Squillace,_Sander_Weinreb,_David_P._Woody,_Nitika_Yadlapalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06816 |
高速電波バースト(FRB)のファラデー回転測定(RM)は、銀河系外磁場を直接測定できる可能性をもたらします。我々は、110アンテナのディープシノプティックアレイ（DSA-110）によって検出され、ホスト銀河に位置特定された、まだ反復していない10個のFRBのRMの分析を発表します。このサンプルを、15個のローカライズされたFRBの公開されたRMと組み合わせます(そのうち9個は繰り返しソースです)。結合サンプル内の各FRBについて、ホスト銀河分散測度(DM)の寄与と銀河系外RMを推定します。私たちは、FRBRMの銀河系外成分がホスト銀河星間物質(ISM)からの寄与によって支配されることが多いという説得力のある証拠を発見しました。具体的には、繰り返しのFRBとまだ繰り返しのないFRBの両方が、静止フレーム内のホストDMとホストRMの間に相関関係を示し、銀河系外RM(観測者フレーム内の)と赤方偏移の間に逆相関があることがわかりました。磁化プラズマがホスト銀河内にある場合に予想されるように、非リピーターです。ISM起源の重要な例外には、一部の繰り返しFRB内の高密度で磁化されたサーカムバースト媒体、およびホストまたは介在銀河団のクラスター内媒体(ICM)が含まれます。推定されたISM磁場強度$B_{||}$は、銀河電波パルサーから推定されたものよりも特徴的に大きいことがわかりました。これは、天の川銀河と比較してFRBホストのISM磁化が増加していること、またはFRBがホスト内の磁場強度が増加した領域に優先的に存在していることを示唆しています。
極限エネルギー宇宙線「宝の地図」：宇宙加速器の性質を明らかにする新しい方法論
| Title |
Extreme_Energy_Cosmic_Rays_"Treasure_Maps":_a_new_methodology_to_unveil_the_nature_of_cosmic_accelerators |
| Authors |
No\'emie_Globus,_Anatoli_Fedynitch,_Roger_Blandford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06842 |
極限エネルギー宇宙線、EECR--GZKカットオフ(つまり、100EeVを超える)を超えるエネルギーを持つ宇宙線は希少です。このような現象のうち、空気シャワー実験によって検出されたのはほんのわずかであり、一次粒子の性質はまだ不明です。地平線が小さくなるにつれて、個々のEECRソースは背景に対してより顕著になります。我々は、銀河系と銀河系外に介在する磁場の偏向は粒子の性質に依存するため、イベントごとに組成に依存する観測を行うことで、発生源の特徴を限定し、介在する磁場について知ることができることを示した。。ここでの主な目標は、定常的なソースと一時的なソースを区別する方法を提供することです。
GX 9$+$1 の NuSTAR と AstroSat の観測: スペクトルと時間の研究
私たちは、\textit{NuSTAR/FPM}、\textit{AstroSat/SXT}、\textit{LAXPC}からのデータを使用して、中性子星低質量X線連星GX9$+$1の分光時間特性を研究しました。線源の硬度-強度図は、両方の観測中、線源がソフトスペクトル状態にあることを示しました。\textit{NuSTAR}スペクトル分析により傾斜角($\theta$)$=$29$\substack{+3が得られました
GRB 221009A のハイブリッド放出モデリング: 長尺 GRB における TeV 放出起源の解明
残光中にTeV放出を伴う長時間ガンマ線バースト(GRB)の観測が増加しています。最近、これまでに観測された中で最も高エネルギーのGRBであるGRB221009Aが、エネルギー帯0.2～7TeVの{LHAASO}実験によって検出されました。ここでは、TeVスペクトル成分が陽子シンクロトロンプロセスによって説明される一方で、光学からX線への低エネルギー放射は電子からのシンクロトロン放射によるものであるというハイブリッドモデルの文脈でその残光を解釈する。観察された光学、X線、TeVデータを使用してモデルパラメーターを制約しました。このバーストとGRB190114Cのパラメータを比較することにより、GRB残光内のエネルギー$\geq$1TeVでのVHE放出には、大きな爆発運動エネルギー$E\gtrsim10^{54}$~ergと適度なサーカンバースト密度、$n\gtrsim10$~cm$^{-3}$。これにより、べき乗則$\sim10^{-2}$まで加速された粒子の小さな注入部分が生じます。{衝撃エネルギーのかなりの部分は、ほぼ等分配磁場$\epsilon_B\sim10^{-1}$に割り当てられなければなりませんが、電子はこのエネルギーのほんの一部だけを運ぶ必要があります$\epsilon_e\sim10^{-3}$。陽子シンクロトロンモデルに必要なこれらの条件、つまり$\epsilon_B\gg\epsilon_e$の下では、SSC成分はTeV光子の源として陽子シンクロトロンよりも実質的に準優勢である。}これらの結果は、陽子シンクロトロンがこの過程は、TeVバンドにおけるGRB残光を説明する放射メカニズムの有力な候補です。
ブラックホール連星系のエネルギー依存の時間的性質の調査 H 1743-322
| Title |
Investigating_the_Energy-Dependent_Temporal_Nature_of_Black_Hole_Binary_System_H_1743-322 |
| Authors |
Nazma_Husain,_Akash_Garg,_Ranjeev_Misra,_Somasri_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07036 |
ブラックホールX線連星は、その出力密度スペクトルで準周期振動(QPO)を定期的に示します。QPOの研究は、これらの力学システムを理解する計り知れない能力を証明していますが、その明確な起源は依然として課題のままです。私たちは、2016年と2017年の2回のX線バーストでAstroSatで観測された、H1743-322で検出されたType-CQPOのエネルギー依存特性を調査します。広帯域LAXPCとSXTスペクトルを組み合わせたものは、ソフト熱スペクトルとSXTスペクトルを使用して適切にモデル化されています。ハードコンプトン化コンポーネント。QPOはソフト/ネガティブラグを示します。つまり、ソフトバンドの変化はハードバンドの変化よりも遅れますが、高調波は逆の動作、つまりハード/ポジティブラグを示します。ここでは、スペクトル情報を利用してこれらの特性に適合し、その結果放射成分を識別できるようにする一般的なスキームを使用して、QPOとその高調波のエネルギー依存特性(分数二乗平均平方根とエネルギーによる時間遅れの変動)を個別にモデル化します。変動を生み出す責任があります。降着流の切断された円盤の画像を考慮すると、内部円盤の温度、加熱速度、および時間遅れによる分数散乱の変動を含む単純なモデルで、分数RMSおよび時間遅れスペクトルを記述することができます。この研究では、この手法がエネルギー依存の特徴をうまく記述し、変動を生成するスペクトルパラメーターを特定できることを示します。
CORSIKA 8 における電磁シャワーの検証
| Title |
Validation_of_Electromagnetic_Showers_in_CORSIKA_8 |
| Authors |
Alexander_Sandrock,_Jean-Marco_Alameddine_and_Felix_Riehn_(for_the_CORSIKA_8_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07112 |
空気シャワーシミュレーションコードCORSIKAは、過去数十年にわたり、数多くの天体粒子物理実験のシミュレーションチェーンの重要な部分として機能してきました。元の開発者の引退と、CORSIKAのモノリシックFortranコードのメンテナンスがますます困難になったため、CORSIKA8と呼ばれる新しいエアシャワーシミュレーションフレームワークがここ数年にわたってC++で開発されました。ハドロンコンポーネントとミュオンコンポーネントに加えて、電磁コンポーネントはエアシャワーの重要な構成要素の1つです。空気シャワーの電磁成分を生成するカスケードは、制動放射と電子陽電子対の光生成によって駆動されます。超高エネルギーまたは高密度の媒体では、制動放射とペア生成プロセスがランダウ・ポメランチュク・ミグダル（LPM）効果によって抑制され、LPM抑制のないシャワーと比較してシャワーがより長くなります。さらに、より高いエネルギーの光子はミューオン対を生成したり、ターゲット媒体内の核子とハドロン相互作用を行ったりして、電磁空気シャワー内にミューオン成分を生成する可能性があります。この寄稿では、CORSIKAの最新のFortranバージョンと、電磁コンポーネントのライブラリPROPOSALを使用するCORSIKA8でシミュレートされた電磁シャワーを比較します。CORSIKA8電磁シャワーの以前の検証は低エネルギーのシャワーに焦点を当てていましたが、最近のLPM効果、ミューオンの光対生成、および光陽子素相互作用の実装により、高エネルギーでも物理的に完全な比較が可能になりました。
Type IIb SN 2020acat のライトカーブとスペクトル モデリング。拡散時間に対する強力な Ni バブル効果の証拠
| Title |
Lightcurve_and_spectral_modelling_of_the_Type_IIb_SN_2020acat._Evidence_for_a_strong_Ni_bubble_effect_on_the_diffusion_time |
| Authors |
Mattias_Ergon,_Peter_Lundqvist,_Claes_Fransson,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Kaustav_K._Das,_Kishalay_De,_Lucia_Ferrari,_Christoffer_Fremling,_Kyle_Medler,_Keiichi_Maeda,_Andrea_Pastorello,_Jesper_Sollerman,_Maximilian_D._Stritzinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07158 |
光度曲線とスペクトル合成コードJEKYLLを使用して、巨視的に混合された一連のIIb型超新星(SN)モデルを計算し、これまでに公開されたSN2020acatの後期観測と新しい後期観測の両方と比較します。これらのモデルは、初期質量、放射性物質の半径方向の混合と膨張、および水素エンベロープの特性が異なります。SN2020acatの光球と星雲のスペクトルと光曲線に最もよく一致するのは、初期質量が17太陽質量、放射性物質の強い半径方向の混合と膨張、および低い水素質量を持つ0.1太陽質量の水素エンベロープを持つモデルです。-0.27の割合。最も興味深い結果は、拡散相と星雲相の両方におけるSN2020acatの観測結果に適合するには、放射性物質を含む塊の強力な膨張が必要であると考えられることです。これらの「Niバブル」は、放射性崩壊による加熱によって膨張すると予想されますが、膨張の程度はほとんど制限されていません。強い膨張がなければ、拡散段階とその後の進化の間に緊張があり、星雲段階に適合するモデルは広すぎる拡散ピークを生成します。結果として生じるスイスチーズのような形状により、実効的な不透明度が減少し、したがって拡散時間が減少するため、拡散相のライトカーブは「Niバブル」の膨張に敏感です。この効果は、ストリップされたエンベロープSNeの以前のライトカーブモデリングでは考慮されておらず、噴出物の質量が体系的に過小評価される可能性があります。ただし、JEKYLLは平均して球対称の幾何学形状に限定されており、大規模な非対称性も影響する可能性があることを強調しておく必要があります。SN2020acatの前駆体で見つかった比較的高い初期質量は、この星をIIb型SN前駆体の質量分布の上端に位置させ、単一星起源を除外することはできません。
超高エネルギー宇宙線源スペクトルを理解するためのデータ駆動型解析
| Title |
Data-driven_analysis_for_understanding_ultrahigh_energy_cosmic_ray_source_spectra |
| Authors |
Marco_Stein_Muzio,_Luis_A._Anchordoqui,_Michael_Unger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07208 |
超高エネルギー宇宙線(UHECR)の起源に関する最も困難な未解決の問題の1つは、ソースの発光スペクトルの形状に関するものです。一般的に使用される単純化された仮定は、最高エネルギーの宇宙線の線源スペクトルがピータースサイクルをたどるというもので、最大宇宙線エネルギーは$Z$、つまり陽子単位のUHECRの電荷に比例して変化します。充電。ただし、これは、UHECRが大きなエネルギー損失を受けることなく加速領域を回避するモデルにとっては当然の仮定にすぎません。しかし、ほとんどの場合、UHECRは加速領域および/または線源環境内で相互作用し、線源発光スペクトルの形状を変化させます。エネルギー損失は通常$Z$とUHECRバリオン数$A$でパラメータ化されるため、ソース発光スペクトルは$Z$と$A$の両方の関数であると予想されます。実用的なアプローチを採用して、既存のデータが$(Z,A)$パラメーター空間のいずれかの領域に有利であるかどうかを調査します。ピエール・オージェ天文台からのデータを使用して、観測されたスペクトルと核組成の最尤解析を実行して、さまざまな粒子種の線源発光スペクトルを形成します。また、大気中の相互作用を記述するハドロンモデルによって引き起こされる可能性のある系統的不確実性の影響も研究します。
私たちは、超高エネルギーニュートリノ空の異方性が宇宙における極限天体物理加速器の分布をどの程度調査できるかを提示します。この講演では、異方性ニュートリノ空の起源について議論し、観測者がこの異方性を利用して超高エネルギーニュートリノ源、つまり超高エネルギー宇宙線源の進化を初めて測定する方法を示します。
グリーンランドの電波ニュートリノ観測所(RNO-G)は、北空の唯一の超高エネルギー(UHE、${\gtrsim}30$~PeV)ニュートリノモニターであり、まもなく世界で最も高感度のUHEニュートリノの高稼働時間検出器となるでしょう。。このため、RNO-Gは、今後10年間のマルチメッセンジャー環境の重要な部分を表します。この講演では、RNO-Gのマルチメッセンジャー機能と、最も極端な天体物理学加速器の探索において重要な情報を提供するその可能性を強調します。特に、RNO-Gのユニークな視野、UHE宇宙線の発生源を制限する可能性、および低エネルギーでのIceCubeとの相補性によって実現される機会に焦点を当てます。
連星系における熱放射風のX線偏光特性
新しいX線偏光の結果は、ブラックホール連星系における降着流の幾何学構造の理解に疑問を投げかけています。標準的な円盤が支配的なスペクトルでも、高傾斜ブラックホール連星4U1630-472のように、観測されたX線偏光が予測よりもはるかに高い、予期せぬ結果が生じる可能性があります。この系はまた、外側円盤からの熱放射駆動と一致する、強く高度にイオン化した風を示しており、風による散乱が、標準的な光学的に厚い円盤からの予想外に高い偏光度の原因であるという推測につながっている。ここで、そうではないことを示します。光学的に薄い（っぽい）風は散乱光を標準的な光学的に厚い円盤から予測される方向と直交する方向に偏光させ、予測される全放射の偏光を高めるのではなく約2%減少させます。この値は、風による吸収線がはっきりと見られる円盤が支配的な柔らかい状態と、吸収線が見られない急峻なべき乗則状態との間の偏光差と一致している。この違いが純粋に風の有無によるものである場合、全体の偏光方向は、光学的に厚い材料から予想されるような平行ではなく、ディスク面に対して直交する必要があります。
$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$ タイプ I 超光度超新星のオフセット光分布とホスト光分布の広範な研究
| Title |
An_Extensive_$\textit{Hubble_Space_Telescope}$_Study_of_the_Offset_and_Host_Light_Distributions_of_Type_I_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Brian_Hsu,_Peter_K._Blanchard,_Edo_Berger,_Sebastian_Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07271 |
私たちは、ホスト銀河内のタイプI超光度超新星(SLSNe)の位置に関する大規模な$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}$($\textit{HST}$)静止フレーム紫外線(UV)画像研究を発表します。サンプルには、赤方偏移範囲$z\約0.05-2$で主銀河が検出された65個のSLSNeが含まれています。SN画像との正確な天文マッチングを使用して、ホスト中心に対する物理オフセットとホスト正規化オフセットの分布、および基礎となるUV光分布に対するフラックス分布を決定します。SLSNeのホスト正規化オフセットは、大まかに指数関数的なディスクプロファイルを追跡しますが、ホストの半光半径の$1.5～4$倍の大きなオフセットを持つソースが過剰に存在することがわかります。SLSNeの正規化オフセットは、ロングガンマ線バースト(LGRB)、さらにはタイプIb/cおよびIISNeのオフセットよりも体系的に大きくなっています。さらに、すべてのSLSNeの約40%が、LGRBやIb/c型、II型SNeとはまったく対照的に、その母銀河の最も暗い領域(フラックス0)で発生していることがわかりました。赤方偏移の関数として、または光学的光度曲線のモデリングから推測される爆発およびマグネターエンジンパラメータの関数として、SLSNeの位置に重大な傾向は検出されません。LGRB（および通常のコア崩壊SNe）と比較したSLSNの位置の有意な違いは、それらの祖先の少なくとも一部が異なる進化経路をたどることを示唆しています。SLSNeは、連星系が破壊され、速度$\sim10^2$kms$^{-1}$の巨大な暴走星から発生すると推測されています。
後方注視手順によるヘリオスタットの反射率の遠隔測定
集光型太陽光発電は、近い将来、大規模太陽光発電所による再生可能エネルギーの生産を可能にする有望な技術です。太陽光集光器の反射率を定量的に推定することは、太陽光受光器上に形成される光束分布に大きな影響を与えるため、大きな問題となります。さらに、昼夜の熱サイクルや反射面の汚れや経年劣化の影響などの環境要因を評価するために、動作中にミラーを測定できることが望ましい。そのために、ミラーの形状や位置ずれ誤差を計測するために独自に開発した後方注視法を採用しました。この方法は、熱生成プロセスを妨げることなく、準リアルタイムで動作します。フランスのソーラータワー発電所でのテストに成功しました。その基本原理は、熱受信機の近くにあるさまざまな観測点から捕捉された、太陽追尾ヘリオスタットの4つの画像を同時に取得することにあります。次に、画像は最小化アルゴリズムで処理され、ミラーの傾き誤差を決定できるようになります。この通信では、アルゴリズムによってヘリオスタットの表面で定量的な反射率マップを取得できることも示されています。測定は完全に遠隔で行われ、光学コーティングの品質と汚れに依存する表面反射率を評価するために使用されます。Themisヘリオスタットで得られた予備的な結果が示されています。これらは、反射率測定が約10%ピークツーバレー(PTV)および1%RMSの再現性内で実行できることを示しています。これらの数値を改善する方法については論文で説明されています
| Title |
Positional_Encodings_for_Light_Curve_Transformers:_Playing_with_Positions_and_Attention |
| Authors |
Daniel_Moreno-Cartagena,_Guillermo_Cabrera-Vives,_Pavlos_Protopapas,_Cristobal_Donoso-Oliva,_Manuel_P\'erez-Carrasco,_Martina_C\'adiz-Leyton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06404 |
私たちは、さまざまな位置エンコーディング(PE)を使用して、異なるリズムと強度分布を持つデータセットへの光度曲線変換器の移行可能性を評価するための実証実験を実施しました。私たちは、時間情報を最後の注目層の出力に直接組み込む新しいアプローチを提案しました。私たちの結果は、トレーニング可能なPEの使用が変圧器のパフォーマンスとトレーニング時間の大幅な改善につながることを示しました。私たちが提案するPEontentionは、従来のトレーニング不可能なPEトランスフォーマーよりも高速にトレーニングでき、他のデータセットに転送したときに競争力のある結果を達成できます。
BINGO プロジェクト IX: 高速無線バーストの探索 -- BINGO 干渉計システムの予測
| Title |
The_BINGO_Project_IX:_Search_for_Fast_Radio_Bursts_--_A_Forecast_for_the_BINGO_Interferometry_System |
| Authors |
Marcelo_V._dos_Santos,_Ricardo_G._Landim,_Gabriel_A._Hoerning,_Filipe_B._Abdalla,_Amilcar_Queiroz,_Elcio_Abdalla,_Carlos_A._Wuensche,_Bin_Wang,_Luciano_Barosi,_Thyrso_Villela,_Alessandro_Marins,_Chang_Feng,_Edmar_Gurjao,_Camila_P._Novaes,_Larissa_C._O._Santos,_Joao_R.L._Santos,_Jiajun_Zhang,_Vincenzo_Liccardo,_Xue_Zhang,_Yu_Sang,_Frederico_Vieira,_Pablo_Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06805 |
IntegratedNeutralGasObservations(BINGO)電波望遠鏡のBaryonAcousticOscillations(BAO)は、BAOを探査することを主な目的として、中性水素輝線を使用して赤方偏移範囲$0.127\lez\le0.449$で宇宙の地図を作成します。さらに、機器の光学設計とハードウェア構成は、高速無線バースト(FRB)の検索をサポートします。この研究では、新しい補助的な小型電波望遠鏡(以下\emph{アウトリガー})を含むBINGO干渉計システム(BIS)の使用を提案します。干渉計のアプローチにより、空のFRB発生源を正確に特定することが可能になります。ここでは、ミラーありとミラーなしのBINGOホーン($4$m、$5$m、$6$m)、およびシングルホーンの場合は5、7、9、または10を組み合わせたいくつかのBIS構成の結果を示します。私たちは、新しい{\ttPython}パッケージである{\ttFRBlip}を開発しました。これは、合成FRBモックカタログを生成し、望遠鏡モデルに基づいて、観測された信号対雑音比(S/N)を計算します。望遠鏡の検出率と、FRBを観測できる望遠鏡の干渉計ペア(\emph{baselines})の数を数値的に計算します。複数のベースラインによって観測されたFRBは、その位置を決定できるものです。したがって、FRBの位置特定に関するBISのパフォーマンスを評価します。BISは、最適な構成(6mミラーのアウトリガー10個を使用)のシングルホーンアウトリガーを使用して、赤方偏移$z\leq0.96$で年間23個のFRBを位置特定できることがわかりました。完全な位置特定機能は、アウトリガーの数とタイプによって異なります。潜在的な候補はより多くのベースラインで観察されるため、FRB発生源を正確に特定するには、より広いビームが最適ですが、狭いビームは赤方偏移で深く見えるためです。BISは、通常のBINGO望遠鏡を強力に拡張したもので、フェーズ1で数百のFRBを観察することに特化しています。それらの多くは、単一のホーン+6mのディッシュをアウトリガーとして使用して、適切に位置を特定できます。(要約)
Astro-COLIBRI: リアルタイム マルチメッセンジャー天体物理学のための高度なプラットフォーム
| Title |
Astro-COLIBRI:_An_Advanced_Platform_for_Real-Time_Multi-Messenger_Astrophysics |
| Authors |
Fabian_Sch\"ussler,_Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_Atilla_Kaan_Alkan,_Jayson_Mourier,_Patrick_Reichherzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07044 |
ガンマ線バースト(GRB)、高速電波バースト(FRB)、星のフレアや爆発(新星や超新星)などの過渡現象の観測と、高エネルギーニュートリノや重力波などの新しい宇宙メッセンジャーの検出は、天体物理学に革命をもたらしました。ここ数年。偶然の観測だけでなく、マルチメッセンジャーと多波長の追跡観測の両方の発見の可能性は、それぞれの新しい検出に関連する関連情報の概要を迅速に取得できる新しいツールによって最大化される可能性があります。ここでは、この課題のための斬新で包括的なプラットフォームであるAstro-COLIBRIを紹介します。Astro-COLIBRIのアーキテクチャは、パブリックRESTfulAPI、リアルタイムデータベース、クラウドベースのアラートシステム、Webサイト、およびユーザーのクライアントとしてのiOSおよびAndroid用アプリで構成されています。Astro-COLIBRIは、利用可能なすべてのアラートストリームから受信した天文観測のメッセージをリアルタイムで評価し、ユーザーが指定した基準によってフィルタリングして、MWLおよびMMコンテキストに組み込みます。クライアントは、関連データの概要を把握しやすいグラフ表示を提供して、興味深い現象を迅速に特定できるようにしたり、世界中の多数の天文台での観測条件の評価を提供したりするなど、さまざまな機能を提供します。ここでは、Astro-COLIBRIの主な機能を紹介します。アーキテクチャの概要を説明し、使用されるデータリソースを要約し、アプリケーションとユースケースの例を示します。高エネルギー領域に焦点を当て、高エネルギーニュートリノ、ガンマ線バースト、重力波に相当する高エネルギーガンマ線の探索におけるプラットフォームの使用について説明します。
IceCube アップグレード カメラ システムの運用計画と感度
| Title |
Operations_plans_and_sensitivities_of_the_IceCube_Upgrade_Camera_System |
| Authors |
Steven_Rodan,_Christoph_T\"onnis,_Jiwoong_Lee,_Carsten_Rott_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07276 |
IceCubeアップグレードは、既存のIceCube検出器の中央領域にデプロイされる7つの新しい文字列で構成されます。IceCubeアップグレードの目標は2つあります。1つはGeV範囲のニュートリノに対する感度を高めること、もう1つは氷の光学的特性による体系的な不確実性を低減する手段としてIceCube検出器の校正を改善することです。氷の特性を研究するために設計された他の校正デバイスの中でも、新しいカメラシステムがアップグレードの一部として導入されます。このシステムには、アップグレード光学モジュールのそれぞれに含まれる3台のカメラが含まれ、それぞれが照明LEDとペアになっています。合計2,300台のカメラが配備されます。透過光と反射光からの写真画像を組み合わせることで、ストリング間のバルク氷とドリル穴内で再凍結した局所氷の両方の光学特性を測定します。この寄稿では、これら2種類の測定の運用計画と、新しいカメラシステムで実現できる新しいモジュールの氷の特性と形状に対する感度を紹介します。
ARA Station 1 による校正と物理学: ユニークな Askaryan 無線アレイ検出器
| Title |
Calibration_and_Physics_with_ARA_Station_1:_A_Unique_Askaryan_Radio_Array_Detector |
| Authors |
M.F.H_Seikh,_D.Z._Besson,_S._Ali,_P._Allison,_S._Archambault,_J.J._Beatty,_A._Bishop,_P._Chen,_Y.C._Chen,_B.A._Clark,_W._Clay,_A._Connolly,_K._Couberly,_L._Cremonesi,_A._Cummings,_P._Dasgupta,_R._Debolt,_S._De_Kockere,_K.D._de_Vries,_C._Deaconu,_M.A._DuVernois,_J._Flaherty,_E._Friedman,_R._Gaior,_P._Giri,_J._Hanson,_N._Harty,_B._Hendricks,_K.D._Hoffman,_J.J._Huang,_M.H._A._Huang,_K._Hughes,_A._Ishihara,_A._Karle,_J.L._Kelley,_K.C._Kim,_M.C._Kim,_I._Kravchenko,_R._Krebs,_C.Y._Kuo,_K._Kurusu,_U.A._Latif,_C.H._Liu,_T.C._Liu,_W._Luszczak,_K._Mase,_M.S._Muzio,_J._Nam,_R.J._Nichol,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_Y._Pan,_C._Pfendner,_N._Punsuebsay,_J._Roth,_A._Salcedo-Gomez,_D._Seckel,_M.F.H._Seikh,_Y.S._Shiao,_D.J.B._Smith,_S._Toscano,_J._Torres,_J._Touart,_N._van_Eijndhoven,_G.S._Varner,_A._Vieregg,_M.Z._Wang,_S.H._Wang,_S.A._Wissel,_C._Xie,_S._Yoshida,_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07292 |
アスカリアン無線アレイステーション1(A1)は、南極でのARA実験のために配備された5つの自律ステーションのうちの最初のもので、検出器として南極の氷を使用するアスカリアン効果に基づく独自の超高エネルギーニュートリノ(UHEN)検出器です。中くらい。16個の無線アンテナ(それぞれ2つの垂直偏波(VPol)、2つの水平偏波(HPol)受信機を備えた4つのストリングに分散)、および2つの送信アンテナストリング(キャリブレーションパルサー、CP)(それぞれ1つのVPolチャネルと1HPolチャネルを備え)、厚さ2.8kmの南極(SP)の氷の浅いフィルンゾーン内の深さ100m未満に配備されています。当社では、さまざまな方法を適用して、デジタイザへの既知の連続波入力信号を使用して、タイミングオフセットとADCから電圧への変換係数を補正するIceRaySampler第2世代(IRS2)チップを校正し、サブナノ秒の精度を達成しています。偶数サンプルと比較して、奇数サンプルの方が良好なキャリブレーションを実現しました。また、HPolがVPolチャネルに比べてパフォーマンスが劣っていることもわかりました。タイミング調整されたデータは、頂点再構築の前段階として、ADCから電圧への変換と正確なアンテナ位置の調整に使用されます。調整されたデータは、データ圧縮の最終ステップでUHEN信号について分析されます。SP氷床の氷床領域をスキャンするA1の能力は、5ステーション解析に大きく貢献し、計画されているIceCubeGen-2無線アレイの設計に情報を提供します。
物理スペクトル指数モデリングのための新しい電波イメージング法
| Title |
A_novel_radio_imaging_method_for_physical_spectral_index_modelling |
| Authors |
E._Ceccotti,_A._R._Offringa,_L._V._E._Koopmans,_R._Timmerman,_S._A._Brackenhoff,_B._K._Gehlot,_F._G._Mertens,_S._Munshi,_V._N._Pandey,_R._J._van_Weeren,_S._Yatawatta,_S._Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07306 |
我々は、デコンボリューション中に電波源の物理ベースのスペクトルモデリングを行うための、「強制スペクトルフィッティング」と呼ばれる新しい方法を提案します。これにより、不正確なスペクトルが生成されることが多い現在の一般的なデコンボリューションフィッティング手法が改善されます。私たちの方法では、既存のスペクトルインデックスマップを使用して、WSCleanの多周波数デコンボリューション中にクリーニングされた各モデルコンポーネントにスペクトルインデックスを割り当てます。ここで、事前に決定されたスペクトルがフィッティングされます。成分の大きさは、修正加重線形最小二乗フィットを実行することによって評価されます。この方法を、3C196QSOのシミュレートされたLOFAR-HBA観測と4C+55.16FRI銀河の実際のLOFAR-HBA観測でテストします。強制スペクトルフィッティングの結果を、多項式フィッティングを使用した従来の結合チャネルデコンボリューションと比較します。4C+55.16については以前のスペクトル情報が利用できなかったため、「クラスタリング」を使用して観測された周波数帯域のスペクトルインデックスを抽出する方法を示します。強制スペクトルフィッティングによって生成されたモデルは、データセットのキャリブレーションを改善するために使用されます。最終的な残差は既存の多周波数デコンボリューション手法と同等ですが、出力モデルは提供されたスペクトルインデックスマップと一致し、正しいスペクトル情報が埋め込まれています。強制スペクトルフィッティングはスペクトル情報そのものの決定を解決するものではありませんが、広帯域のキャリブレーションと減算に使用できる正確な多周波数モデルの構築を可能にします。
S255IR NIRS3 (SHEA) における噴火降着を伴うホットコアのスペクトル調査: クラス I およびクラス II
ミリ波メタノールメーザー遷移の発見
| Title |
Spectral_survey_of_a_Hot_core_with_an_Eruptive_Accretion_in_S255IR_NIRS3_(SHEA):_The_discovery_of_class_I_and_class_II_millimeter_methanol_maser_transitions |
| Authors |
Giseon_Baek,_Jeong-Eun_Lee,_Neal_J._Evans_II,_Tomoya_Hirota,_Yuri_Aikawa,_Ji-hyun_Kang,_Jungha_Kim,_Jes_K._J{\o}rgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06407 |
クラスI(11$_{0,11}$-10$_{1,10}$A)とクラスII(6$_{の新たな検出を含む)ミリメートルCH$_3$OHメーザーの検出を報告します。1,5}$-5$_{2,4}$E)メーザーはポストバースト段階で大質量原始星S255IRNIRS3に向かって遷移します。CH$_3$OH放出はメーザー特性と熱特性の混合物として検出された。励起ダイアグラムとLTEモデルスペクトルを使用して検出された遷移を調べ、観察された特性を熱線の特性と比較します。クラスIIのCH$_3$OHメーザー転移は、熱転移とは異なる強度と速度の分布を示した。断片化された円弧状の発光に加えて、明るく明確な発光成分は、原始星の位置から南および西方向に向かうクラスIのCH$_3$OHメーザー遷移でのみ検出され、遅い流出ショックの存在を示唆している。
日の出EIS: 飛行中の放射校正校正を更新
私たちは、これまでの研究を修正および拡張した、日の出EUVイメージング分光計(EIS)の飛行中の放射校正の最新情報を紹介します。私たちは、2007年から2022年までの静かな太陽と活動領域のフルスペクトルEIS観測を分析します。CHIANTIバージョン10を使用して、縁外の静かな太陽の放出測定分析により、選択した日付のEIS相対有効領域を調整します。測定されたライン強度と予想されるライン強度の間には、一般に良好な一致(通常$\pm$15%以内)が見られます。次に、すべての日付に対して選択された強度比を考慮し、自動フィッティング方法を適用して相対的な有効面積を調整します。2010年からの絶対値を制限するために、EISと太陽力学天文台(SDO)大気イメージングアセンブリ(AIA)の193オングストローム観測の間で強制的に一致させます。約$\pm$20%の不確実性を持つ結果の校正は、FeXXIVとFeXVIIからのフレアライン比、低温活性領域ループの放出測定分析、およびいくつかの密度依存のライン比を含むさまざまな方法で検証されます。。
角運動量損失がバイナリ物質移動の結果に及ぼす影響
| Title |
The_Impact_of_Angular_Momentum_Loss_on_the_Outcomes_of_Binary_Mass_Transfer |
| Authors |
Reinhold_Willcox,_Morgan_MacLeod,_Ilya_Mandel,_Ryosuke_Hirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06666 |
私たちは、高速連星集団合成コードCOMPASを使用して、近接連星における物質移動の安定性と安定した物質移動後の軌道分離を決定するために一般的に使用される処方を調査します。非保存的物質移動エピソード中の軌道の引き締めの程度は、放出された物質によって持ち去られる不十分に制限された角運動量によって支配されます。軌道の締め付けが増加すると、システムは不安定な物質移動に向かい、共通のエンベロープにつながります。相互作用する連星のうち、一生を通じて安定した物質移動のみを受ける割合は、角運動量損失のみの不確実性により、数から$\sim20\%$の間で変動することがわかりました。物質移動が著しく非保守的である場合、保守的な物質移動の仮定に依存する安定性の処方では、不安定な物質移動や星の合体が起こる系の数が過小予測されます。これは、明るい赤色新星、剥離超新星、X線連星、合体するコンパクト連星の前駆体など、さまざまな過渡現象の発生率に関する予測に大きな影響を与える可能性があります。
より正確なRR Lyraeの金属性を目指して
公開されている分光学的鉄存在量の大規模なサンプルを使用することで、RRこと座星のより正確な金属存在量を導き出す際の重力補正の重要性を指摘します。複数のスペクトルを持つ197個の星について、全体の[Fe/H]標準偏差は0.167(公表どおり)、0.145(データソースのゼロ点によってシフト)、および0.121(ゼロ点シフトおよび重力補正の両方)であることがわかります。これらの改善は、各補正ステップで約2シグマレベルで顕著であり、両方の補正を適用した後には明らかに大幅な改善が見られます。重力補正された金属量の高品質は、周期およびフーリエ位相phi_31から予測される金属量とのより緊密な相関によっても強く裏付けられます。この研究は、推定パラメータに大きな相関誤差をもたらすフルフェッチされたスペクトルフィットに依存するのではなく、化学物質存在量分析において時間的重力の外部推定値を使用する必要性を強調しています。
SOHO/MDI および SDO/HMI のシノプティック磁力図に基づく、太陽活動領域の均質なライブ データベースを目指します。 I. 自動検出と校正
| Title |
Towards_a_live_homogeneous_database_of_solar_active_regions_based_on_SOHO/MDI_and_SDO/HMI_synoptic_magnetograms._I._Automatic_detection_and_calibration |
| Authors |
Ruihui_Wang,_Jie_Jiang,_and_Yukun_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06914 |
最近の研究では、少数の不正な太陽活動領域(AR)がサイクル終了後の極域と太陽活動の長期的な挙動に重大な影響を与える可能性があることが示されています。個々のARの影響は、その磁場分布に基づいて評価できます。これが、私たちが一連の論文で均一なライブARデータベースを構築する動機となっています。シリーズの最初として、SOHO/MDIおよびSDO/HMIのシノプティックマグネトグラムに基づいて1996年以降のARを自動的に検出する方法を開発します。この方法は、減衰したARと単極領域を除外し、利用可能なあらゆるシノプティックマグネトグラムと互換性があるという利点を示します。特定されたARフラックスと面積は、同時間のSDO/HMIおよびSOHO/MDIデータに基づいて校正されます。データベースの均一性と信頼性は、他の関連データベースと比較することでさらに検証されます。フラックスが弱いARはサイクル依存性が低いことがわかります。より強いARは、サイクル23と比較してサイクル24が弱いことを示します。いくつかの基本パラメータ、つまり、特定されたARの位置、面積、負極性と正極性の流束がこの論文で提供されています。これにより、太陽活動の長期的な挙動への影響を定量化するARの新しいパラメーターが、シリーズの後続の論文で提示される道が開かれます。2回以上の完全な太陽周期をカバーするデータベースは常に更新されており、太陽周期の理解と予測に役立ちます。データベースと検出コードはオンラインでアクセスできます。
太陽噴火につながる黒点回転活動領域のデータ駆動型 MHD シミュレーション
| Title |
Data-driven_MHD_simulation_of_a_sunspot_rotating_active_region_leading_to_solar_eruption |
| Authors |
Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Xinkai_Bian,_Peng_Zou,_Aiying_Duan,_Xiaoli_Yan,_Qiang_Hu,_Wen_He,_Xinyi_Wang,_Pingbing_Zuo,_and_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06977 |
太陽噴火は宇宙天気の主な要因であり、宇宙天気予報では、太陽噴火がどのような条件で発生し、どのように発生するかを理解することが不可欠です。黒点が本影中心の周りを回転することは、太陽噴火を引き起こす重要な条件であると長い間考えられてきました。根底にあるメカニズムを明らかにするために、ここでは、太陽活動領域NOAA12158で数日間回転する大きな黒点が大噴火につながるイベントについて、データ駆動型の磁気流体力学シミュレーションを実行しました。ベクトル磁力図の時系列から復元された光球速度は、駆動流として数値モデルの下部境界に直接入力されます。私たちのシミュレーションは、観測されたコロナ放射と一致する磁場構造と、シミュレーションされた噴火の開始時刻が観測結果とかなりよく一致し、高速噴火に至るまでの活動領域の長期的な準静的進化をうまく追跡することに成功しました。プロセスの分析によると、太陽黒点の連続的な回転により、コロナ磁場が徐々に形成される垂直電流シートで剪断され、電流シートで高速再接続が開始されると、高度にねじれた磁束ロープによって瞬時に噴火が引き起こされることが示唆されています。噴火に由来するもの。このデータ駆動型シミュレーションでは、噴火につながる黒点の回転の重要なメカニズムとして磁気リコネクションを強調しています。
太陽周期に伴う太陽ロスビー波の観測されたパワーと周波数の変動
さまざまな太陽地震法を利用したいくつかの最近の研究では、太陽内に太陽ロスビー波として知られる大規模な渦度波の存在が確認されています。ロスビー波は音波とは異なり、通常は周期と寿命が長くなります。そして、それらの一般的な特性は、たとえ表面で測定されただけであっても、他の方法では観察することが難しい乱流の粘性やエントロピー勾配など、より深い対流ゾーンの特性を推測するために使用できる可能性があります。この研究では、太陽赤道ロスビー波の性質を調査するために、SDO/HMIの時間-距離およびリングダイアグラムパイプラインから得られた12〜$年分の逆地表速度場を利用します。これらのデータセットは、太陽周期24の最大期と衰退期をカバーすることにより、これらの波の潜在的な周期依存性の体系的な分析を可能にします。私たちの分析は、赤道のロスビー波の平均パワーと太陽周期との相関関係の証拠を示しており、太陽極大期にはロスビー波が強くなり、極小期にはロスビー波が弱くなります。私たちの結果はまた、ロスビー波の周波数が磁気活動期には低いことを示しており、これは太陽の自転に対してより大きな逆行ドリフトが存在することを示唆しています。周期極大期にロスビーの波力を高め、その周波数を低下させる根本的なメカニズムはすぐにはわかっていないが、この観測は大規模な流れと太陽周期との相互作用について新たな洞察をもたらす可能性がある。
ガイアスペクトル係数による白色矮星のランダムフォレスト分類
| Title |
White_dwarf_Random_Forest_classification_through_Gaia_spectral_coefficients |
| Authors |
Enrique_Miguel_Garc\'ia-Zamora,_Santiago_Torres_and_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07090 |
Gaiaの3回目のデータリリースでは、約2億2,000万の低解像度スペクトルが提供されました。このうち白色矮星に相当するのは約10万個です。このデータ量が大きいため、人による検査によるスペクトル分析や種類の判別は不可能です。この問題に取り組むために、ランダムフォレストアルゴリズムに基づいた機械学習アプローチを利用する可能性を検討します。我々は、ガイアスペクトルのエルミート係数に基づいて、太陽から100pc以内の白色矮星個体群のスペクトル分類のためのランダムフォレストアルゴリズムの実行可能性を分析することを目的としています。ランダムフォレストアルゴリズムのトレーニングとテストには、モントリオール白色矮星データベースから割り当てられたスペクトルタイプを利用しました。検証が完了すると、アルゴリズムモデルは100個以内の残りの未分類の白色矮星に適用されます。まず、白色矮星の2つの主要なスペクトルタイプグループ、つまり水素豊富(DA)と水素欠乏(非DA)を分類することから始めました。次に、場合によっては二次スペクトルタイプを含む、さまざまなスペクトルサブタイプを分類する可能性を検討しました。私たちのランダムフォレスト分類では、DAおよびDB白色矮星については非常に高い再現率(>80%)、DB、DQおよびDZ白色矮星については非常に高い精度(>90%)を示しました。その結果、これまで未分類だった白色矮星9,446個にスペクトルタイプを割り当てました。DAが4,739個、DBが76個(うちDBAが60個)、DCが4,437個、DZが132個、DQが62個(うち9個がDQpec)です。ガイアスペクトルの解像度は低いにもかかわらず、ガイアスペクトル係数に適用されるランダムフォレストアルゴリズムは、スペクトル分類に非常に価値のあるツールであることが証明されています。
単一フォノンにおける暗黒物質吸収のための有効場理論
| Title |
Effective_Field_Theory_for_Dark_Matter_Absorption_on_Single_Phonons |
| Authors |
Andrea_Mitridate,_Kris_Pardo,_Tanner_Trickle,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06314 |
$1～100\,\text{meV}$の範囲のエネルギーを持つ単一フォノン励起は、軽い暗黒物質(DM)の強力なプローブです。有効場の理論を利用して、一般的なDM-電子、陽子、および中性子の相互作用から開始して単一フォノンへのDM吸収率を計算するためのフレームワークを導き出します。このフレームワークをさまざまなDMモデルに適用します。湯川結合スカラー、微分相互作用を持つアクシオン様粒子(ALP)、ゲージ相互作用または標準モデルの電気および磁気双極子モーメントを介したベクトルDM結合です。GaAsまたは$\text{Al}_2\text{O}_3$ターゲットは$U(1)_{B-L}$モデルに強力な制約を設定でき、電子スピン秩序を持つターゲットも同様にDM結合の影響を受けやすいことがわかりました。電子磁気双極子モーメントに。最後に、コード\textsf{PhonoDark-abs}(一般的なDMシングルフォノン散乱率を計算する既存の\textsf{PhonoDark}コードの拡張)を公開します。
混雑したときはどうすればいいですか？重なり合う重力波信号のスケーラブルな共同解析
| Title |
What_to_do_when_things_get_crowded?_Scalable_joint_analysis_of_overlapping_gravitational_wave_signals |
| Authors |
James_Alvey,_Uddipta_Bhardwaj,_Samaya_Nissanke,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06318 |
重力波の空は非常に混雑し始めており、LIGOでの4回目の科学実験(O4)では$\mathcal{O}(100)$のコンパクトな物体の合体信号が検出されると期待されている。しかし、さらに先を見据えると、データ分析の問題が生じ始めます。特に、イベント発生率が増加するにつれて、例えば、次世代の検出器では、信号が検出器に同時に到着する可能性がますます高まり、最終的には主要なソースクラスになるでしょう。現在の分析パイプラインは、主にモンテカルロマルコフ連鎖やネストされたサンプリングなどの従来の手法のスケーリングが原因で、このシナリオに対処するのに苦労することが知られています。単一信号の分析と複数の信号の分析の間の時間差は数日にも及ぶ可能性があります。数ヶ月まで。この研究では、逐次シミュレーションベースの推論手法がスケーリング動作を破壊することでこの問題を解決できると主張します。具体的には、(truncatedmarginal)neuralrateestimate(TMNRE)として知られるアルゴリズムを適用します。このアルゴリズムは、コードperegrineに実装され、swiftに基づいています。その適用可能性を実証するために、合体時間が0.05秒、0.2秒、0.5秒離れた2つの重なり合い、回転し、歳差運動するバイナリブラックホールシステムからなる3つのケーススタディを検討します。我々は、フルジョイント解析における30個すべてのモデルパラメーターの事後分布を完全な精度(各信号の独立した解析との比較によって定量化)で回復できることを初めて示します。重要なのは、従来の方法では単一の信号を解析するのに必要な波形評価の$\sim15\%$だけでこれを達成できることです。
乱流加熱によるプラズマ中の極超音速静電ソリトンの可能性
今回我々は、加速電場による電子の乱流加熱によりプラズマ中の静電ソリトンが非常に高速で形成され、イオンの音速より最大で数桁大きい速度で形成されることを示す。これらのソリトンを極超音速ソリトンと呼びます。この研究が関連する可能性のあるパラメータ領域は、原始惑星系円盤のいわゆる「デッドゾーン」に見出されます。これらのゾーンは磁気回転不安定性に対しては安定していますが、結果として生じる乱流により電子が加熱され、高度に非マクスウェル速度分布に従う可能性があります。これらの極超音速ソリトンも非常に高い速度に達する可能性があることを示します。ダビドフ分布関数によって記述される電子速度分布により、これらのソリトンは、ソリトンの崩壊と放射を通じてそのような状況におけるエネルギー平衡のための効果的なメカニズムとなり得ると我々は主張する。
| Title |
Propagation_Speed_of_Gravitational_Wave_in_Scalar--Einstein--Gauss-Bonnet_Gravity |
| Authors |
Shin'ichi_Nojiri_and_Sergei._D._Odintsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06731 |
スカラー-アインシュタイン-ガウス-ボンネット(sEGB)重力における重力波の伝播速度は、一般に光の伝播速度とは異なります。膨張する宇宙における重力波の速度が光速度と一致する微分方程式条件を使用して、この条件が満たされ、現実的なインフレーションが発生する一般的なクラスのsEGB重力を構築しました。フリードマン・レマ\^{i}トレ・ロバートソン・ウォーカー(FRLW)宇宙における重力波の速度が光の速度と一致するという条件は、sEGBにおける重力波の速度に関する条件とは常に異なることが証明された。ブラックホールの背景。さらに、sEGBブラックホールの重力波速度が光の速度と等しい場合、ブラックホールの時空形状も変化するため、そのようなsEGBブラックホールに対する正式な解決策は存在しないことが示されています。これは、重力波の速度を少なくとも漸近的に光の速度と等しくする合理的なシナリオが提案されない限り、sEGBブラックホールは現実的なブラックホールとは考えられないことを示している可能性があります。
GAGG:Ce無機シンチレーターのガンマ線応答の非線形性の測定
| Title |
Measurement_of_the_non-linearity_in_the_gamma-ray_response_of_the_GAGG:Ce_inorganic_scintillator |
| Authors |
R._Campana,_C._Evola,_C._Labanti,_L._Ferro,_M._Moita,_E._Virgilli,_E._J._Marchesini,_F._Frontera,_P._Rosati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06759 |
すべての無機シンチレーター結晶の特性は、その光収量、つまり結晶に蓄積された単位エネルギーあたりの放出シンチレーション光子の量です。光収量は通常、エネルギーに対して非線形であることが知られており、これはシンチレーターの分光特性に影響を与えます。セリウムをドープしたガドリニウム-アルミニウム-ガリウムガーネット(GAGG:Ce)は、いくつかの興味深い特性を備えた最近開発されたシンチレーターであり、エルメス超小型衛星ミッションなどの宇宙ベースのガンマ線検出器にとって非常に有望です。この論文では、シリコンドリフト検出器(SDD)によって読み取られるGAGG:Ce結晶の3つのサンプルで構成されるセットアップを使用して、20～662keVのガンマ線エネルギー間隔におけるGAGG:Ceの非線形性の正確な測定を報告します。
| Title |
Implications_of_supermassive_neutron_stars_for_the_form_of_the_equation_of_state_of_hybrid_stars |
| Authors |
Hongyi_Sun_and_Dehua_Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.06993 |
PSRJ0952-0607とGW190814イベントの2番目の天体の観測は、超大質量中性子星の存在の可能性を示しています。この研究では、定音速(CSS)パラメータ化を使用してクォーク物質の状態方程式(EOS)を記述することにより、超大質量混成星からのEOSパラメータに対する制約をマクスウェルとギブスの構築を通じて調査します。超大質量ハイブリッド星を支えるには、より低い遷移エネルギー密度、より小さなエネルギー密度不連続性、およびより高いクォーク物質の音速が好ましいことが示されている。構築された混成星EOSモデルの場合、エネルギー密度の不連続性が$180~{\rmMeV~fm^{-3}}ドル。さらに、超大質量混成星は比較的小さなエネルギー密度の不連続性を必要とするため、超大質量中性子星の観測によって双星の存在を除外できることも確認されています。最後に、中性子星の無次元潮汐変形能の下限（2～3の範囲）の大まかな推定値を示します。
超音速等温乱流における等密度集合の構造
背景:星間物質の低温分子相のガス密度構造は、星形成の主な制御因子です。目的:等温超音速乱流における密度場の構造内容を説明するための理論的枠組みを提案します。方法:さまざまな等密度値に対して定義された位相インジケーターフィールドの相関関数と構造関数を利用します。これらの2点統計と、体積分率、表面密度、曲率、フラクタル特性などの等密度セットの幾何学的特徴との間の関係が提供されます。さらに、正確なスケールごとの予算方程式が導き出され、密度場の構造進化における乱流カスケードと膨張の役割が明らかになります。このツールは多くの流れの状況に適用できますが、ここでは、現在最も分解能の高い数値シミュレーションからのデータを使用して、超音速等温乱流の特性を評価するために最初に起動されます。結果:等密度セットは質量フラクタルではなく表面フラクタルであり、希薄領域、中性領域、高密度領域の間で寸法が著しく異なることを示します。表面サイズの関係は、異なる等密度値に対して確立されます。さらに、等密度セットの乱流カスケードが大きなスケールから小さなスケールに向けられていることがわかり、これは乱流がより多くの表面をより小さな体積に集中させるように作用するという古典的な図と一致します。興味深いことに、カスケードには一定の転送速度に適合するスケールの範囲が存在せず、星間乱気流の基本的な理解に疑問を投げかけています。最後に、ビリアル定理を新しい定式化で再構築し、前述の幾何学的尺度と等密度セットのダイナミクスの間の明示的な関係を描きます。
非超対称反転 SU におけるインフレーション、超重準安定ストリングおよび重力波(5)
| Title |
Inflation,_superheavy_metastable_strings_and_gravitational_waves_in_non-supersymmetric_flipped_SU(5) |
| Authors |
George_Lazarides,_Rinku_Maji,_Ahmad_Moursy,_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07094 |
NANOGravの15年データと、パルサータイミングアレイに基づく確率的重力背景放射のその他の最近の研究に動機付けられ、反転$SU(5)$。無次元の弦の張力パラメータ$G\mu\about10^{-7}-10^{-6}$を使用すると、弦から放出される重力波スペクトルは、単極-反単極の量子力学的トンネリングによって引き起こされる破壊により準安定になります。、最新のNANOGrav測定および高度なLIGO-VIRGOの3回目の実行データと互換性があります。$G\mu\about10^{-6}$の場合、文字列ネットワークは約30$e$倍のインフレーションを受け、LIGO-VIRGO周波数範囲のスペクトルが抑制されます。対称破壊チェーン$SU(5)\timesU(1)_X\toSU(3)_c\timesSU(2)_L\timesU(1)_Z\timesU(1)_X\toSU(3))_c\timesSU(2)_L\timesU(1)_Y$、推定陽子の寿命は$10^{34}-10^{36}$年程度です。
私たちは、かつて単極子問題の代替解決策として提案された仮説プロセスであるビッグバン元素合成(BBN)の前に蒸発する原始ブラックホール(PBH)による磁気単極子の重力捕捉を研究します。大規模なまたは部分的に統一されたゲージ理論の相転移で生成される磁気単極子が考慮されます。我々は、放射線支配を維持するすべての拡張PBH質量関数について、PBHによる重力捕捉を介して単極子存在量を、単極子消滅によって設定された値よりも大幅に低い値(または、初期存在量が小さい場合はそれ以下)に減らすことは不可能であることを分析的に証明します。捕捉プロセスの性質(拡散性または非拡散性)に関係なく。したがって、宇宙初期の放射線が支配的な時代には、PBH捕獲によって単極子問題を解決することはできません。
PTA 観察から得たホログラフィック QCD 相転移の制約
初期宇宙におけるQCD相転移の基礎となる物理学は、クォーク-グルーオンプラズマ/ハドロンガス転移中の強結合の性質のため、ほとんど不明のままですが、その持続期間を考慮しながら格子QCDデータを定量的に適合させるホログラフィックモデルが提案されています。一次相転移(FoPT)の性質は未決定のままです。特定のバリオン化学ポテンシャルでは、一次QCD相転移はバリオン非対称性の観察上の制約と一致します。したがって、これは素粒子物理学の標準モデル内の相転移重力波(GW)のシナリオを提供します。これらのバックグラウンドGWが、パルサータイミングアレイ(PTA)観測から最近主張されている共通スペクトルのレッドノイズに主に寄与している可能性がある場合、このFoPTの継続時間は十分に制約される可能性がありますが、曲率摂動による制約によって不利になります。しかし、関連する原始ブラックホールは、現在の観測ではまだ許容されています。したがって、QCD相転移がホログラフィックモデルによって記述されていないか、このFoPTからのGWを支配するには他のGWソースを提示する必要があります。
惑星9はアクシオン星になり得るか?
太陽系外縁天体(TNO)の異常な軌道は、プラネット9仮説によって説明できます。私たちは、惑星9がアクシオン星である可能性があると提案します。アクシオン星は、QCDアクシオンまたはアクシオン様粒子(ALP)によって凝縮された重力に束縛されたクラスターであり、簡略化してアクシオンと呼びます。アクシオン星を捕捉する確率は、自由浮遊惑星(FFP)を捕捉する確率と同じ桁であり、アクシオン星の質量$5M_\oplus$と$のアクシオン星の場合はさらに高いことがわかります。\Omega_{\rm{AS}}/\Omega_{\rm{DM}}\simeq1/10$。アクシオン星は二光子崩壊を通じて単色信号を発することができますが、崩壊光子の周波数が電波望遠鏡の周波数範囲内にないか、崩壊信号が弱すぎて検出できないことがわかりました。したがって、惑星9がアクシオン星で構成されている場合、アクシオンの自然崩壊によって孤立した原始ブラックホールと区別することは困難になります。
対称テレパラレルガウスボンネット重力とその拡張
| Title |
Symmetric_Teleparallel_Gauss-Bonnet_Gravity_and_its_Extensions |
| Authors |
Juan_Manuel_Armaleo,_Sebastian_Bahamonde,_Georg_Trenkler,_Leonardo_G._Trombetta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07299 |
一般的なテレパラレル理論では、曲率が消失すると仮定しており、その場合、重力はねじれおよび/または非計量性によってのみ表現できます。微分形式言語を使用して、リーマンのガウスボンネット不変量を2つの一般テレパラレルガウスボンネット不変量、バルクと境界の不変量の観点から簡潔に表現します。両方の項は4次元の境界項です。また、この分割は一意ではないこともわかり、2つの可能な代替案が示されています。非計量性がない場合、私たちの式は、分割の1つについてよく知られている計量テレパラレルガウスボンネット不変量と一致します。次に、非計量性のみが存在する記述に焦点を当て、異なる時空でのいくつかの例を示します。新しいスカラーを使用して構築された新しい修正対称テレパラ理論を定式化して議論を終了します。
