テーパーグリッド推定器を使用した uGMRT による $z=2.28$ での $21$-cm 強度マッピングに向けて III: 前景の除去
| Title |
Towards_$21$-cm_intensity_mapping_at_$z=2.28$_with_uGMRT_using_the_tapered_gridded_estimator_III:_Foreground_removal |
| Authors |
Khandakar_Md_Asif_Elahi,_Somnath_Bharadwaj,_Srijita_Pal,_Abhik_Ghosh,_Sk._Saiyad_Ali,_Samir_Choudhuri,_Arnab_Chakraborty,_Abhirup_Datta,_Nirupam_Roy,_Madhurima_Choudhury_and_Prasun_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08284 |
中性水素(\ion{H}{i})$21$-cm強度マッピング(IM)は、宇宙の大規模構造の有望なプローブです。ただし、前景が数桁明るいため、IM信号が見えにくくなります。ここでは、テーパードグリッド推定器(TGE)を使用して、$24.4\,\rm{MHz}$帯域幅uGMRTバンド$3から多周波数角パワースペクトル(MAPS)$C_{\ell}(\Delta\nu)$を推定します。$データは$432.8\,\rm{MHz}$です。$C_{\ell}(\Delta\nu)$では、前景は$\Delta\nu$範囲全体にわたって相関関係を維持しますが、$21$-cm信号は$\Delta\nu\le[\Delta\nu]$(通常は$0.5-1\,\rm{MHz}$)。$\Delta\nu>[\Delta\nu]$の範囲に最小の$21$-cm信号があると仮定すると、この範囲の$C_{\ell}(\Delta\nu)$を使用して前景をモデル化します。この前景モデルは$\Delta\nu\leq[\Delta\nu]$に外挿され、測定された$C_{\ell}(\Delta\nu)$から減算されます。$\Delta\nu\le[\Delta\nu]$の範囲内の残りの$[C_{\ell}(\Delta\nu)]_{\rmres}$は、$21$-cm信号を制約するために使用されます。、前景減算による信号損失を補償します。$[C_{\ell}(\Delta\nu)]_{\rm{res}}$は、前景の痕跡がなく、ノイズが支配的であることがわかります。$[C_{\ell}(\Delta\nu)]_{\rmres}$を使用して、$21$-cmの明るさ温度変動$\Delta^2(k)$を制限し、$2\sigma$の上限を取得します。$\Delta_{\rmUL}^2(k)\leq(18.07)^2\,\rm{mK^2}$を$k=0.247\,\rm{Mpc}^{-1}$に制限します。さらに$2\sigma$の上限$[\Omega_{\ion{H}{i}}b_{\ion{H}{i}}]_{\rmUL}\leq0.022$を取得します。ここで$\Omega_{\ion{H}{i}}$と$b_{\ion{H}{i}}$は、それぞれ\ion{H}{i}密度とバイアスパラメーターです。上限は予想される$21$-cm信号よりほぼ$10$倍ですが、同じデータに対して前景回避を使用した以前の研究よりも$3$倍厳しいです。
MeerKAT Galaxy Cluster Legacy Survey を使用した無線周波数 WIMP 検索
| Title |
A_radio-frequency_WIMP_search_with_the_MeerKAT_Galaxy_Cluster_Legacy_Survey |
| Authors |
Natasha_Lavis,_Michael_Sarkis,_Geoff_Beck,_Kenda_Knowles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08351 |
新世代の無線干渉計の高感度と分解能により、無線周波数による間接的な暗黒物質探索が最近普及してきています。MeerKATは現在、この種の機器の中で最も高感度な機器の1つであり、間接的な暗黒物質探索に最適です。MeerKAT銀河団レガシー調査からの公的に利用可能なデータを利用することで、観測された拡散シンクロトロン放射と非検出の両方を使用して、WIMP暗黒物質パラメーター空間を制限することができます。一般的なWIMP消滅チャネルのサブセットに加えて、実験1および2の大型ハドロン衝突型加速器データで観察された異常を説明するために開発された2HDM+S粒子物理モデル内の暗黒物質候補を調査しました。銀河団内の電波束密度の統計解析により、ボトムクォークへの消滅に関するWIMP質量$<\,\sim800$GeVの熱遺物値を除外することができます。これは、現在の文献の最良の制約と競合します。
宇宙ひもループからの重力波放射、I: 地球規模のケース
| Title |
Gravitational_Wave_Emission_from_a_Cosmic_String_Loop,_I:_Global_Case |
| Authors |
Jorge_Baeza-Ballesteros,_Edmund_J._Copeland,_Daniel_G._Figueroa,_Joanes_Lizarraga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08456 |
私たちは、グローバルストリングループがスカラー粒子(無質量モードおよび大質量モード)と重力波(GW)に同時に崩壊することを研究します。初期長$\sim80-1700$にコア幅を掛けた%孤立ループの平坦な時空で場の理論シミュレーションを使用して、ループによってスカラー粒子、$P_{\varphi}$、およびGWに放射されるパワーを決定します。、$P_{\rmGW}$を計算し、ループ減衰のタイムスケールを初期の長さ、エネルギー、角運動量の関数として特徴付けます。結果の赤外線および紫外線の格子依存性を定量化します。考慮されたすべてのタイプのループと初期条件において、GW放出は$P_{\rmGW}/P_{\varphi}\estimate\mathcal{O}(10)(v/m_\text{p})^2\ll1$、ここで$v$は文字列形成に関連するバキューム期待値です。私たちの結果は、ダークマターアクシオンシナリオなど、地球規模のストリングネットワークからのGWバックグラウンドが高度に抑制されることを示唆しています。
PTA GW 信号の発信源は何ですか?
| Title |
What_is_the_source_of_the_PTA_GW_signal? |
| Authors |
John_Ellis,_Malcolm_Fairbairn,_Gabriele_Franciolini,_Gert_H\"utsi,_Antonio_Iovino_Jr.,_Marek_Lewicki,_Martti_Raidal,_Juan_Urrutia,_Ville_Vaskonen_and_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08546 |
NANOGravと他のパルサータイミングアレイ(PTA)コラボレーションによって発見されたnHzの確率的重力波背景(SGWB)の最も保守的な解釈は天体物理学的なもの、つまり超大質量ブラックホール(SMBH)連星に由来するというものです。しかし、宇宙ひも、相転移、磁壁、原始変動、「可聴」アクシオンなど、代替の宇宙論モデルが提案されています。私たちはマルチモデル分析(MMA)を実行して、これらのさまざまな仮説がNANOGravデータにどの程度よく適合するかを、単独およびSMBHバイナリと組み合わせて比較し、どの解釈がデータに最もよく適合し、どの解釈が不適なのかという質問に対処します。また、周波数ビン間の信号強度の変動、個々の信号源、PTA信号が高周波までどのように広がるかなど、PTAGW信号のさまざまな信号源を区別するのに役立つ実験的特徴についても説明します。
輻射圧の影響下での惑星周回軌道: 直接画像化された系外惑星系の塵への応用
| Title |
Bound_circumplanetary_orbits_under_the_influence_of_radiation_pressure:_Application_to_dust_in_directly_imaged_exoplanet_systems |
| Authors |
Brad_M._S._Hansen_and_Kevin_Hayakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07994 |
惑星の周りの軌道上で重力によって束縛された塵の分布を理解するために、輻射圧を含めたヒル問題で単純周期軌道の母集団を調べます。私たちは広範囲の放射圧力強度を研究しますが、そのためにはこの問題の以前の分析で議論されたものを超える追加の項を含める必要があります。特に、私たちの解決策は、純粋な重力問題に存在する単一のファミリーとは対照的に、安定した広い逆行軌道の2つの異なる集団を明らかにします。私たちはこれらの計算の結果を使用して、散乱光または再放射光で観察できる可能性のある太陽系外惑星に結合した塵集団の観察上の形状を研究します。特に、このような塵雲は星-惑星軸に沿って伸びるはずであり、束縛集団の伸びは輻射圧の強さの尺度である$\beta$とともに増加することがわかりました。このモデルの応用として、フォーマルハウト系の特性を考慮します。物体フォーマルハウトの異常な軌道特性は、観察されたデブリリング内またはその近くに位置する惑星の周りの準衛星軌道上の物体から放出された塵によって観察された光が散乱された場合に説明できる。Hayakawa&Hansen(2023)のモデルのコンテキスト内では、そのような惑星の周囲の塵雲は、現在のJWSTデータによって設定されている限界よりも依然として約1桁暗いことがわかります。
恒星掩蔽から測定された太陽系海王星天体 (307261) 2002 MS$_4$ の表面上の大きな地形特徴
| Title |
A_large_topographic_feature_on_the_surface_of_the_trans-Neptunian_object_(307261)_2002_MS$_4$_measured_from_stellar_occultations |
| Authors |
F._L._Rommel_(1,_2,_3),_F._Braga-Ribas_(3,_1,_2),_J._L._Ortiz_(4),_B._Sicardy_(5),_P._Santos-Sanz_(4),_J._Desmars_(6,_7),_J._I._B._Camargo_(1,_2),_R._Vieira-Martins_(1,_2),_M._Assafin_(8,_2),_B._E._Morgado_(8,_2,_1),_R._C._Boufleur_(1,_2),_G._Benedetti-Rossi_(9,_5,_2),_A._R._Gomes-J\'unior_(10,_9,_2),_E._Fern\'andez-Valenzuela_(11),_B._J._Holler_(12),_D._Souami_(5,_13,_14),_R._Duffard_(4),_G._Margoti_(3,_2),_M._Vara-Lubiano_(4),_J._Lecacheux_(5),_J._L._Plouvier_(15),_N._Morales_(4),_A._Maury_(16),_J._Fabrega_(17),_P._Ceravolo_(18),_E._Jehin_(19),_D._Albanese_(20),_H._Mariey_(21),_S._Cikota_(22,_23),_D._Ru\v{z}djak_(24),_A._Cikota_(25),_R._Szak\'ats_(26,_27),_D._Baba_Aissa_(28),_Z._Gringahcene_(28),_V._Kashuba_(29),_N._Koshkin_(29),_V._Zhukov_(30),_S._Fi\c{s}ek_(31,_32),_O._\c{C}ak{\i}r_(33,_34),_et_al._(165_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08062 |
この研究は、9つの恒星掩蔽現象の分析を通じて、準惑星候補2002MS4の大きさ、形状、幾何学的アルベドを制約することを目的としています。マルチコード検出を使用して、取得した四肢と、観察されたコードと最適な楕円との間の残差を分析することで、物体の地形も研究しました。私たちは、2002MS4による2019年から2022年までの9つの恒星掩蔽の観測キャンペーンを予測し、組織しました。その結果、2つの単一コードイベント、4つのダブルコード検出、および3つから最大61のポジティブコードを伴う3つのイベントが発生しました。2020年8月8日のイベントから選択された13のコードを使用して、2002MS4のグローバルな楕円形のリムを決定しました。最適に適合した楕円は、文献からのオブジェクトの回転情報と組み合わされて、オブジェクトのサイズ、形状、およびアルベドを制約します。さらに、物体の四肢の地形特徴を特徴付ける新しい方法を開発しました。大域四肢の長半径は412$\pm$10km、短半径は385$\pm$17km、短軸の位置角は121$^\circ$$\pmです。$16$^\circ$。この瞬間的なリムから、2002MS4の幾何学的アルベドと投影面積相当直径を取得しました。最北端の近似楕円からの大幅な逸脱が複数の地点から検出され、3つの異なる地形特徴が強調されています。深さ11kmの窪みが1つと、それに続くクレーターの隣の高さ25$^{+4}_{-5}$kmの隆起です。深さ322$\pm$39km、深さ1.5kmの45.1$\pm$の低気圧のようなものです。私たちの結果は、熱データから得られたものよりも直径が$\約$138km小さい天体を示しており、これはこれまで知られていない衛星の存在を示している可能性があります。ただし、誤差範囲内では、Vバンドの幾何学的アルベドは、放射分析から導出されたアルベドであっても、文献に掲載されている結果と一致します。
| Title |
Infrared_spectra_of_TiO2_clusters_for_hot_Jupiter_atmospheres |
| Authors |
J.P._Sindel,_Ch._Helling,_D._Gobrecht,_K.L._Chubb,_and_L._Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08297 |
コンテクスト。雲は涼しく密度の高い環境では避けられないように見えるため、系外惑星大気の観測、最近ではJWSTによるWASP96bの観測を説明するために必要です。したがって、非地球環境における雲凝縮核の形成を理解することは、現在および将来の観測を解釈するための正確なモデルを開発するために重要です。目的。この論文の目的は、系外惑星大気における雲の形成を研究するために、(TiO2)Nクラスターの赤外スペクトルによる観測をサポートすることです。方法。振動周波数は、123個の(TiO2)クラスターとその異性体の量子化学計算から導出され、線幅拡大メカニズムが評価されます。クラスタースペクトルは、雲形成の可能性のあるスペクトルの指紋を特定するために、2つの例の系外惑星大気(WASP121b様およびWASP96b様)のいくつかの大気レベルで計算されます。結果。クラスターの回転運動とクラスター内の遷移により線の大幅な広がりが生じるため、個々の振動線はR=3000のJWST中赤外機器MIRIの中分解能モードのスペクトル分解能を超えて広がります。ただし、個々のクラスター異性体はそれぞれ、「指紋」IRスペクトル。特に、より大きな(TiO2)クラスターは、より小さなクラスターとは明らかに異なるスペクトルを持っています。同じ惑星の朝と夕方のターミネーターは、より豊富なクラスターサイズが異なるため、異なる総吸光度を示すことがあります。結論。超高温木星の高高度領域では、最大の(TiO2)クラスターが必ずしも最も豊富な(TiO2)クラスターであるとは限らず、さまざまなクラスター異性体が局所的な吸光度に寄与します。かなりの昼夜の非対称性を持つ惑星は、雲形成モデリングを改善するために(TiO2)クラスター異性体を探索するのに最も適しています。
顕生代における気候居住可能性パラメータの変動と地球生物圏への影響
| Title |
Variations_in_climate_habitability_parameters_and_their_effect_on_Earth's_biosphere_during_the_Phanerozoic_Eon |
| Authors |
Iva_Vilovi\'c,_Dirk_Schulze-Makuch_and_Ren\'e_Heller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08470 |
検出可能な生物圏の特徴と品質に関する重要な洞察は、その環境パラメータの影響を分析することによって得られます。私たちは、公開されているさまざまなデータセットから顕生代の環境特性と生物学的特性を編集し、地球の生物圏の居住可能性に関連するパラメータの変動を評価するために相関分析を実施しました。私たちは、酸素、地球の平均表面温度、流出速度、二酸化炭素などの環境パラメーターが相互に関連しており、バイオマスと生物多様性の変化に重要な役割を果たしているということを示しました。私たちは、生物圏が非常に繁栄していた時期がいくつかあり、その中には現在の生物多様性とバイオマスを超えていた時期もあったことを示しました。これらの期間は、大規模な、または急速なプラスおよび/またはマイナスの温度変動が発生しない限り、酸素レベルと全球流出速度の増加、および適度な地球平均表面温度によって特徴付けられました。高い酸素含有量は、大陸の植物によるバイオマス生産の診断となります。私たちは、例外的に高い酸素レベルが少なくともある場合には相対湿度の低下を補い、現在と比較してさらに居住可能な環境を提供できることを発見しました。地球を超えて、これらの結果は、環境パラメータが太陽系外惑星の生物圏にどのような影響を与えるかを理解するのに役立ち、地球外生命体の探索に役立つでしょう。
小型系外惑星の反射分光法 III: UV バンドを調べてバイオシグネチャーガスを測定する
| Title |
Reflected_spectroscopy_of_small_exoplanets_III:_probing_the_UV_band_to_measure_biosignature_gasses |
| Authors |
Mario_Damiano,_Renyu_Hu,_Bertrand_Mennesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08490 |
地球型系外惑星の直接画像観測により、大気の特徴づけと居住可能性の評価が可能になります。地球について考えると、生物圏の主要な大気の特徴はO$_2$と光化学生成物O$_3$です。しかし、このO$_2$-O$_3$バイオシグネチャーは、酸素発生型光合成生命(つまり、原生代の地球)の出現後のほとんどの期間、可視波長では検出できません。今回我々は、ExoReL$^\Re$を用いて、原生代の地球型惑星のO$_2$とO$_3$を検出し特徴付けるための紫外波長での分光観測を実証する。O$_2$混合比が現在の地球より2～3桁小さく、O$_3$混合比が$10^{-7}-10^{-6}$の場合、O$_3$は可視波長分光法に加えて紫外領域($0.25-0.4\\mu$m)でも検出でき、その混合比を正確に($~1$桁以内で)測定できます。紫外線における適度なスペクトル分解能($R=7$)とS/N($\sim10$)を備えたO$_3$検出は、紫外線で吸収する他の潜在的なガス(例:H$_2$SやH$_2$Sなど)に対して堅牢です。SO$_2$)、および0.2～0.25$\mu$mの短波長カットオフ。O$_3$の検出は近赤外スペクトルに依存しませんが、波長範囲を近赤外($1-1.8\\mu$m)まで拡張すると、O$_3$バイオシグネチャーを解釈するための重要な情報が得られます。H$_2$Oの混合比、雲の圧力、および大気の支配的なガスの決定。したがって、紫外線および近赤外線の能力は、ハビタブルワールド天文台のような地球型系外惑星の画像化と特性評価を目的とした将来のミッションにとって重要な要素として評価されるべきである。
分子雲条件下でのH$_2$Sと粒子表面のH原子との相互作用
| Title |
Interaction_of_H$_2$S_with_H_atoms_on_grain_surfaces_under_molecular_cloud_conditions |
| Authors |
Julia_C._Santos,_Harold_Linnartz,_Ko-Ju_Chuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07960 |
硫化水素(H$_2$S)は、S原子の連続的な水素化により粒子表面に効率よく生成すると考えられています。したがって、氷塵マントルの天体観測ではこれまでのところその物質が検出されていないことは、効果的な破壊経路がその星間存在量において重要な役割を果たしているに違いないことを示している。H$_2$S気相検出と同様に、化学脱離は氷からH$_2$Sを非常に効率的に除去することが示されているが、関連するHSラジカルによって引き起こされる固体化学の可能性はこれまでのところほとんど無視されてきた。-H$_2$S+H反応スキームでは必須の中間体であるにもかかわらず。私たちは、分子雲条件下でのH原子衝突時のH$_2$Sの運命を徹底的に調査し、化学的脱離とその後の氷化学の両方の詳細な定量化と組み合わせた包括的な分析を提供することを目指しています。実験は、10～16Kの温度の超高真空チャンバー内で行われます。H原子衝撃中の固相の変化は、反射吸収赤外分光法(RAIRS)によってその場で監視され、脱着種は測定器で測定されます。四重極質量分析計(QMS)。H$_2$S+Hが関与する反応によりH$_2$S$_2$が生成することを確認し、採用した実験条件下での生成断面積を定量化しました。さらに、QMSで気相脱着信号を測定することでH$_2$Sの化学脱着を直接評価し、明確な脱着断面積を提供します。H$_2$S$_2$の化学脱離は観察されなかった。化学脱離によるH$_2$S氷の相対的な減少は、10Kから16Kの温度の間で~85%から~74%に変化しますが、H$_2$S$_2$形成の結果としての減少は~から増加します。5%～約26%であり、温暖な環境ではHSラジカルによって誘導される硫黄化学の関連性が高まっていることを示唆しています。天文学的な意味についてはさらに議論されます。
自己教師あり表現学習を使用した銀河の潮汐特徴の検出
| Title |
Detecting_Galaxy_Tidal_Features_Using_Self-Supervised_Representation_Learning |
| Authors |
Alice_Desmons,_Sarah_Brough,_Francois_Lanusse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07962 |
潮汐特徴として知られる、銀河周囲の低表面輝度の下部構造は、過去または現在進行中の銀河合体を検出する上で貴重なツールであり、その特性は、相互作用に関与する前駆銀河に関する疑問に答えることができます。現在の潮汐特徴サンプルの組み立ては主に視覚的な分類を使用して行われているため、大規模なサンプルを構築し、銀河の進化プロセスについて正確で統計的に堅牢な結論を引き出すことが困難になっています。ベラ・C・ルービン天文台のレガシー時空調査（LSST）のような今後の大規模な光学画像調査では、数十億個の銀河が観測されると予測されており、合体銀河のサンプルを検出して分類する方法を改良することが不可欠です。この論文は、潮汐特徴の検出を自動化するように設計された、HyperSuprime-Camすばる戦略プログラム光学画像調査の超深層からのデータで訓練された自己教師あり機械学習モデルからの有望な結果を紹介します。自己教師ありモデルは潮汐特徴を検出でき、私たちのモデルは完全教師モデルを含む以前の自動潮汐特徴検出方法よりも優れていることがわかりました。以前の方法は22%の汚染に対して76%の完全性を達成しましたが、私たちのモデルは同じレベルの汚染に対してかなり高い完全性(96%)を達成しました。私たちは、トレーニングに50個のラベル付きサンプルのみを使用した場合でも優れたパフォーマンスを維持できることや、潮汐特徴を持つ銀河の1つのサンプルを使用して類似性検索を実行できる機能など、完全教師ありモデルに対する自己教師ありモデルの多くの利点を強調しています。
動径作用の共役角に基づいて外側円盤の非対称下部構造を探る
| Title |
Exploring_asymmetric_substructures_of_the_outer_disk_based_on_the_conjugate_angle_of_the_radial_action |
| Authors |
Y._Xu,_C._Liu,_Z._Li,_H._Tian,_Sarah_A._Bird,_H._J._Newberg,_S._Shao,_and_L._C._Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08092 |
我々は、軌道位相を最もよく表す動径作用の共役角($\theta_R$)を使用して、以前に明らかになった「中央面、北枝、南枝」および「単座領域」の円盤構造を調査します。LAMOSTK巨人(Xuetal.2020)。3D運動学的分布によって特定される前者の3つの部分構造は、(非平衡相混合から生じる)位相空間螺旋の投影であることが示されています。この研究では、位相スパイラルに関連するこれらの下部構造のすべてが共役角位相空間で高度な凝集を示していることを発見し、共役角空間での凝集が進行中の不完全な位相混合の特徴であることを示しています。$Z-V_Z$位相螺旋は「モノケロス領域」に位置するものは見つかりませんでしたが、共役角空間の四分円内に天点から誘導半径までの軌道位相を持つ非常に高度に集中した下部構造が見つかりました。共役角空間における塊の存在は、「モノセロス領域」を重要な重力相互作用事象からの摂動への直接応答と結び付ける補完的な方法を提供する。試験粒子シミュレーションを使用して、これらの特徴が射手座矮小回転楕円体銀河の最後の通過の衝撃によって引き起こされる擾乱に類似していることを示します。
未解決の星団の物理パラメータを導き出す。 VII. M31 PHAT 星団の適応絞り測光
| Title |
Deriving_physical_parameters_of_unresolved_star_clusters._VII._Adaptive_aperture_photometry_of_the_M31_PHAT_star_clusters |
| Authors |
Eimantas_Krisciunas,_Karolis_Daugevicius,_Rima_Stonkute,_and_Vladas_Vansevicius_(Center_for_Physical_Sciences_and_Technology,_Vilnius,_Lithuania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08250 |
この研究は、ハッブル宇宙望遠鏡の広帯域開口測光法を使用して、部分的に分解された星団または未分解の星団の年齢、質量、消滅、および金属度の同時測定の縮退を調査することに特化したシリーズの7番目の研究です。6番目の研究(以下、論文I)では、投影される前景と背景の星の大部分が開口内に収まることを避けるために実行される適応開口測光により、星団により一貫した色指数が得られることが実証されました。この研究では、Paper~Iで発表された均一なマルチカラー開口測光結果を補足し、さらなる分析のために完全なM31パンクロマティックハッブルアンドロメダ宝庫(PHAT)調査星団測光カタログを提供することを目的としています。論文Iに続いて、測光に2つの絞りアプローチを使用しました。最初の絞りは、クラスターの総フラックスを測定するために使用される標準的な絞りです。2番目の(小さい)絞りは、明るい前景と背景の星が星団に投影されるのを避けるために導入されています。より小さな開口部の半径が、クラスターの光の半分の半径よりも大きくなるように選択しました。我々は、論文IでカバーされていないM31PHAT調査からの1477個の星団のサンプルに関する星団開口測光カタログの第2部を提示します。ジョンソンらによって出版されたM31PHAT星団開口測光カタログと比較して、調整が行われました。クラスターの中心座標、絞りサイズ、空の背景レベルまで。
機械学習ツールを使用した銀河回転曲線のフィッティング
銀河回転曲線(RC)フィッティングは、さまざまな種類の暗黒物質(DM)ハローモデルに制約を設定できる重要な手法です。解析式を持たない非現象論的DMプロファイルの場合、完全なバリオン$+$DMフリーパラメーターを含むRC最適適合を見つける技術は難しく、時間がかかる可能性があります。現在の研究では、ニューラルネットワークをトレーニングするバックプロパゲーションプロセスで使用される勾配降下法を使用して、$\sim$1pcから$までの範囲のいわゆる天の川大回転曲線(MW)に適合させます。\sim$$10^5$パソコン。私たちは、バルジ(内部$+$メイン)、円盤、およびルフィニ-アルグエルス-ルエダ(RAR)モデルとして知られるフェルミオン暗黒物質(DM)ハローを含む銀河の質量分布をモデル化します。(量子)統計力学や熱力学などの第一原理物理学から構築された半解析モデルで、そのより一般的な密度プロファイルには、解析的表現を持たない希薄なハロー形態学という高密度のコアがあります。コンパクトなフェルミオンコアは、S星団星からのミリパーセクスケールのデータを含める場合、SgrA*の中心ブラックホールの代替として機能することができます。数時間のCPU時間で、$10^{-2}$--$10^5$PCの範囲でMWRC全体に最適なパラメーターを決定します。
銀河考古学: 恒星集団を通じて天の川銀河の形成と進化を追跡する
| Title |
Galactic_Archaeology:_Tracing_the_Milky_Way's_Formation_and_Evolution_through_Stellar_Populations |
| Authors |
J._Alfredo_Collazos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08492 |
銀河考古学は、恒星集団の研究を通じて天の川銀河の複雑な歴史を解明することを目的とした学際的なアプローチを表しています。この要約は、天の川銀河の形成と進化を理解するための重要なツールとしての銀河考古学の重要性を掘り下げています。研究者は、銀河内の星の分布、運動学、化学組成、年齢を調べることで、数十億年にわたってその構造を形成してきた動的なプロセスについての洞察を得ることができます。恒星集団は過去の時代の貴重な遺物として機能し、その形成時に蔓延した状況に関する手がかりを保存しています。分光データと測光データの利用により星の分類と分析が可能になり、天文学者が個別の集団を識別し、その起源の物語を明らかにできるようになりました。これらの研究により、薄い円盤や厚い円盤、ハロー、バルジなどの天の川のさまざまな構成要素の出現が識別できるようになります。
局所宇宙 (z < 0.2) における裸の活動銀河核の調査: I. ソフト過剰の起源について
| Title |
Survey_of_Bare_Active_Galactic_Nuclei_in_the_local_universe_(z_ |
| Authors |
Prantik_Nandi,_Arka_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_Sandip_K._Chakrabarti,_Sachindra_Naik,_Samar_Safi-Harb,_Hsiang-Kuang_Chang_and_Jeremy_Heyl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08528 |
私たちは、固有吸収$\mathrm{N_{H}}\sim10^{20}~\mathrmを持つ、セイファート1のサブクラスである21個の「裸の」セイファート1活動銀河核(AGN)のサンプルを分析します。{\itXMM-Newton}と{\itSwift}/XRT観測を使用した局所宇宙(z$<$0.2)における{cm}^{-2}$。一次連続体の光度、3～10keVのエネルギー範囲のX線放射、およびソフト過剰、3～10keVのべき乗則当てはめの低エネルギー外挿を超えて現れる過剰放射X-光線スペクトルが計算されます。スペクトル解析により、ソフト過剰光と一次連続体の長期固有光度が密接に相関していることが明らかになりました$(L_{PC}\proptoL_{SE}^{1.1\pm0.04})$。また、光源ごとに明るさが相関していることもわかりました。この結果は、一次連続体とソフト過剰放出の両方が同様に降着速度に依存することを示唆しています。
宇宙を再電離した銀河の初の分光観測
| Title |
First_spectroscopic_observations_of_the_galaxies_that_reionized_the_Universe |
| Authors |
Hakim_Atek,_Ivo_Labb\'e,_Lukas_J._Furtak,_Iryna_Chemerynska,_Seiji_Fujimoto,_David_J._Setton,_Tim_B._Miller,_Pascal_Oesch,_Rachel_Bezanson,_Sedona_H._Price,_Pratika_Dayal,_Adi_Zitrin,_Vasily_Kokorev,_John_R._Weaver,_Gabriel_Brammer,_Pieter_van_Dokkum,_Christina_C._Williams,_Sam_E._Cutler,_Robert_Feldmann,_Yoshinobu_Fudamoto,_Jenny_E._Greene,_Joel_Leja,_Michael_V._Maseda,_Adam_Muzzin,_Richard_Pan,_Casey_Papovich,_Erica_J._Nelson,_Themiya_Nanayakkara,_Daniel_P._Stark,_Mauro_Stefanon,_Katherine_A._Suess,_Bingjie_Wang,_and_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08540 |
高赤方偏移の低質量銀河は、現在の銀河の構成要素であると考えられています。より大規模な銀河と比較して、その存在量が非常に多いため、それらは第一世代の銀河の最も代表的な例となっています。さらに、それらは$z=9$と$z=6$の赤方偏移の間の宇宙の再電離において極めて重要な役割を果たしたと考えられます。しかし、この集団は包括的な分光学的研究を避け続けてきました。その結果、それらの測光赤方偏移をめぐる不確実性と、それらの電離光子の生成と脱出率の両方に対する制約の欠如により、コミック再電離におけるそれらの役割は不明瞭なままである。今回我々は、M$_{\rmUV}\sim-17$から$-15$mag(0.005$L^{\まで)の絶対等級で、再電離の時代にある8つの超微光銀河の最初の分光分析を報告します。星}$)。超深度のNIRSpec(近赤外分光器)観測とAbell~2744の強力な重力レンズの組み合わせにより、初期の銀河形成の未知の領域を探索することができます。注目すべきことに、これらの銀河の一部は恒星の質量が$7.6_{-1.4}^{+1.7}\times10^{5}$\msolと低く、局所銀河群の矮小銀河に匹敵し、金属量がわずか1という極めて低いものです。6\%$Z_{\odot}$まで。このサンプルにより、宇宙の最初の10億年間における微光銀河の蔓延とその電離特性の両方について、初めて組み合わせた分光学的制約を導き出すことができました。微光銀河の電離効率はlog($\xi_{\rmion}$/Hzerg$^{-1}$)=$25.8\pm0.05$であり、標準値より約4倍大きいことがわかりました。これは、$f_{\rmesc}$=5%という控えめな値であっても、銀河によって生成される電離光子の総量が再電離閾値を超えていることを意味します。これらの発見は、微光銀河が$z\sim7$における宇宙再電離の主な推進力であることを示す確かな証拠を提供する。
層状剪断ボックス内の MRI 駆動ダイナモに光を当てる
層状ゼロ正味磁束(ZNF)せん断ボックスシミュレーションを使用して、幾何学的に薄い円盤($H/R\ll1$)内の磁気回転不安定性(MRI)駆動のダイナモを研究します。平均磁場とEMFは主周波数$f_{\rmdyn}=0.017$($\およそ9$の軌道周期)で振動しますが、$3f_{\rmdyn}$の高調波も持つことがわかりました。対応して、現在のヘリシティには、それぞれ$2f_{\rmdyn}$と$4f_{\rmdyn}$の2つの周波数があり、磁気ヘリシティ密度の発展方程式から予想される平均磁場とEMFのビート周波数であると考えられます。さらに、「反復音源除去」(IROS)と呼ばれる新しい反転アルゴリズムを採用し、せん断ボックスシミュレーションから得られた平均磁場とEMFを使用して平均場閉包における乱流ダイナモ係数を抽出します。$\alpha-$effect($\alpha_{yy}$)がトロイダル場からポロイダル場を生成する主な原因であり、せん断がポロイダル場からトロイダル場を生成することを示します。これは、$\alpha-\Omega$型ダイナモがMRI駆動の降着円板で動作することを示しています。また、強い流出($\bar{v}_z$)と乱流ポンピング($\gamma_z$)の両方が平均場を中央平面から遠ざけることもわかります。乱流拡散率の代わりに、それらは平均磁気エネルギー発展方程式における主なシンク項となります。私たちは、生成ヘリシティフラックスが効果的な$\alpha$効果の原因であるという心強い証拠を発見しました。最後に、ダイナモ係数の抽出とその物理的解釈における「平均」を定義する際の、水平($x-y$)平均の潜在的な制限を指摘します。
パルサー$\gamma$線ハロー周辺の遅い拡散と宇宙線伝播への影響
パルサー$\gamma$線ハロー周辺の拡散係数は、星間物質に比べて大きく抑制されている。文献では、$\gamma$線ハローは、遅い拡散を伴わない弾道拡散(BD)伝播によって説明できることが示唆されている。しかし、私たちの計算では、BDの伝播が$\gamma$線ハロープロファイルをうまく説明できないことが示されています。さらに、パルサーのスピンダウンエネルギーの高エネルギー電子および陽電子への伝達効率は、BDシナリオの1よりもさらに大きくなります。したがって、パルサー$\gamma$線のハローを考慮するには遅い拡散が必要である。遅い拡散を考慮して、近くのパルサーから発生する陽電子束のAMS-02データへの寄与が再検討されます。天の川銀河にはこのような遅い拡散領域が多数存在するため、遅い拡散円盤も期待できるかもしれません。新しい伝播モデルにおける暗黒物質の消滅によるAMS-02データへの陽電子の寄与も再調査されます。我々は、暗黒物質シナリオが新しい伝播モデルにおける$\gamma$線の制限をすべて満たしていることを発見しました。
12.3 年分の IceCube 追跡データによる天体物理学的ミュオンニュートリノ束の銀河系および銀河系外解析
| Title |
Galactic_and_Extragalactic_Analysis_of_the_Astrophysical_Muon_Neutrino_Flux_with_12.3_years_of_IceCube_Track_Data |
| Authors |
Philipp_F\"urst_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08233 |
アイスキューブニュートリノ観測所は、ほぼ10年にわたり、複数の検出チャンネルで等方性の天体物理学的ニュートリノ束を測定してきました。宇宙線と星間物質の間の相互作用から生じる銀河の拡散放射は、IceCubeで予期される信号です。銀河系外のフラックスと銀河系のフラックスが重なると、スペクトルに方向性のある構造と変化が生じます。この研究では、12.3年分の高純度ミューニュートリノ誘発ミューオン飛跡データを使用して、等方性天体物理ニュートリノ束のスペクトル測定と組み合わせて、この銀河発光の専用検索を実行します。主要な大気および等方性の天体物理学的構成要素から銀河構成要素を区別するために、ミュオンの飛跡に利用可能な正確な方向情報が3次元の前方折り尤度フィッティングで最大限に利用されます。私たちは、最近の宇宙線データ(CRINGE)に基づいた銀河拡散放射の最先端のモデル予測をテストします。この予測を係数$\Psi_{\mathrm{CRINGE}}$でスケーリングされたテンプレートとして当てはめ、$2.7\sigma$の有意性を持つ$2.9\pm1.1\times\Psi_{\mathrm{CRINGE}}$を見つけます。北の空のエネルギー範囲は400GeV～60TeVです。
潮汐破壊現象の光学光度曲線で明らかになった基本的なスケーリング関係
| Title |
Fundamental_scaling_relationships_revealed_in_the_optical_light_curves_of_tidal_disruption_events |
| Authors |
Andrew_Mummery,_Sjoert_van_Velzen,_Edward_Nathan,_Adam_Ingram,_Erica_Hammerstein,_Ludovic_Fraser-Taliente,_Steven_Balbus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08255 |
潮汐破壊現象(TDE)の光学/UV光曲線の特性と星を破壊したブラックホールの質量の間の基本的なスケーリング関係を示します。我々は、TDEの後期放出からこれらの関係を明らかにしました。これまでの最新カタログである光学的に選択された63個のTDEのサンプルを使用して、少なくとも3分の2の発生源で、初期の放射がほぼ一定の後期のプラトーに平坦化することを観察しました。TDEライトカーブの他の特性(ピーク光度や減衰率など)と比較すると、プラトー光度は主銀河の総質量($2\times10^{-6}$の$p$-値、残留散乱は0.3dex)。物理的には、このプラトーは降着流の存在に起因します。我々は、このプラトー発光の振幅がブラックホールの質量と強い相関があることを理論的および数値的に実証しました。大規模なTDE集団をシミュレートすることにより、$\log_{10}\left(M_{\bullet}/M_{\odot}\right)=1.50\log_{でよく記述されるプラトー光度とブラックホールの質量スケーリング関係を決定します。10}\left(L_{\rmplat}/10^{43}{\rmerg\,s^{-1}}\right)+9.0$。私たちの大規模なサンプルで観察されたTDEとブラックホールの質量のプラトー光度は、このシミュレーションとよく一致しています。観測されたTDEプラトー光度から予測されたブラックホールの質量を使用して、ブラックホールの質量と銀河の速度分散の間のよく知られているスケーリング関係を再現します。サンプルに含まれるTDEのうち10個のブラックホールの質量が大きいため、ブラックホールのスピンに制約を与えることができ、急速に回転するブラックホールを優先させることができます。銀河質量(速度分散)のスケーリング関係に49(34)個のブラックホール質量を追加し、これらの相関を更新して低ブラックホール質量領域に拡張します。
キックされた中性子星へのフォールバックとスピンキックのアライメントに対するその影響
核崩壊超新星爆発のフォールバックは、中性子星やブラックホールの誕生スピンにとって潜在的に非常に重要です。移動する中性子星やブラックホールへのフォールバックは進行方向の周りの円錐領域に優先的にやってくるため、フォールバック物質によってコンパクト残骸に与えられる角運動量がそのキックと微妙に絡み合っていることが最近指摘されている。我々は、初期の予想に反して、中性子星へのこのような一方的なフォールバック降着がスピンキックの位置ずれを引き起こす傾向があることを示した。渦度方程式の圧斜駆動項はほぼ半径方向の圧力勾配に垂直であるため、爆発中に成長する前駆体の対流渦とレイリー・テイラープルームは主に半径方向に垂直な角運動量を運びます。したがって、移動する中性子星の降着体積からのフォールバック物質は、キック速度に垂直なかなりの角運動量を運びます。我々は、核崩壊超新星前駆体の対流運動から種子の角運動量の変動を推定し、降着したフォールバック物質はほぼ常に、アルフエン半径に到達するための最大許容比角運動量で降着すると主張する。これにより、$\mathord{\sim}20\,\mathrm{ms}の周期で高速回転する若い中性子星に対して、フォールバック降着の$\mathord{\sim}10^{-2}M_\odot$の制限が課せられます。誕生スピン期間が長い場合は$以下です。
GALEXイメージングでは爆発の15～20年前にSN 2023ixfからの紫外線明るい噴火は見られなかった
| Title |
No_UV-bright_Eruptions_from_SN_2023ixf_in_GALEX_Imaging_15-20_Years_Before_Explosion |
| Authors |
Nicholas_Flinner,_Michael_A._Tucker,_John_F._Beacom_and_Benjamin_J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08403 |
私たちは、前駆体の変動性を調べるために、近くのII型超新星SN2023ixfの爆発前の紫外線(UV)イメージングを分析します。$L_{NUV}\約1000~L_{sun}$および$L_{NUV}\約2000~L_{sun}$の限界まで爆発の15～20年前に得られた観測ではバーストは見られません。これらの非検出期間は、初期のスペクトルと測光から推測される星周密度の変化にほぼ対応しています。
PSR J0030+0451 からインスピレーションを得た温度マップ構成の X-PSI パラメータ回復
| Title |
X-PSI_Parameter_Recovery_for_Temperature_Map_Configurations_Inspired_by_PSR_J0030+0451 |
| Authors |
Serena_Vinciguerra,_Tuomo_Salmi,_Anna_L._Watts,_Devarshi_Choudhury,_Yves_Kini,_Thomas_E._Riley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08409 |
ここ数年、NICERの共同研究は、PSRJ0030+0451とPSRJ0740+6620の2つのパルサーについて、パルスプロファイルモデリングを介して質量と半径の推定を提供してきました。高密度核物質の状態方程式を制約する上でこれらの結果が重要であることを考えると、それらを検証し、その堅牢性をテストすることが重要です。したがって、PSRJ0030+0451の特定のケースに焦点を当て、これらの結果の信頼性と、分析設定およびノイズを含むランダムプロセスに対する結果の感度を調査します。私たちは、質量と半径の推論のためにNICERコラボレーションで現在採用されている2つの主要な解析パイプラインのうちの1つであるX-PSIを使用します。PSRJ0030+0451NICERデータセットを模倣した合成データを使用して、熱を放出する中性子星表面の複雑なモデリングを含む、これまでテストされたことのない条件下でのX-PSIの回復性能を評価します。調査したテストケースについて、私たちの結果は、X-PSIが妥当な信頼できる範囲内で真の質量と半径を回復できることを示唆しています。この研究では、解析の主な脆弱性、つまりノイズへの重大な依存性と後面のマルチモーダル構造の存在も明らかになりました。ノイズは特に、解析設定と事後分布の幅に対する感度に影響を与えます。事後解析のマルチモーダル構造は、解析でパラメーター空間を徹底的に探索できない場合、バイアスが存在する可能性があることを示唆しています。パラメーター空間を適切にカバーし、事後分布を適切に表現することを保証する収束テストは、これらの課題に対する可能な解決策の1つです。
IceCube アップグレードのための音響モジュールのパフォーマンス研究
| Title |
Performance_Studies_of_the_Acoustic_Module_for_the_IceCube_Upgrade |
| Authors |
Charlotte_Benning,_J\"urgen_Borowka,_Christoph_G\"unther,_Oliver_Gries,_Simon_Zierke_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08506 |
IceCubeアップグレードでは、南極の氷の深さ1.5～2.5kmのセンター内に700個の追加の光学センサーモジュールと校正装置を配備することで、既存のIceCubeニュートリノ観測所を増強します。アップグレードの目的の1つは、光センサーの位置調整を改善して、ニュートリノ方向再構成の角度分解能を向上させることです。音響校正システムは、音響信号の伝播時間の三辺測量を使用してこれを達成する能力を調査するために導入されます。5～30kHzの周波数の音響信号を送受信できる10個の音響モジュール(AM)が検出器ボリューム内に設置されます。さらに、15個の光学センサーモジュール内のコンパクトな音響センサーが音響校正システムを補完します。このシステムでは、音響モジュールとセンサーの位置を数十cmの精度で特定することを目指しています。氷内の光と比較して音の減衰長は長いため、音響位置の校正は、約240mのストリング間隔を持つ今後のIceCube-Gen2検出器にとって特に興味深いものです。この寄稿では、音響モジュールの技術設計の概要と、最初の完全なプロトタイプによる性能テストの結果を紹介します。
天体粒子物理学における無線アンテナアレイの銀河校正のための不確かさの研究
| Title |
Uncertainty_study_for_the_Galactic_calibration_of_radio_antenna_arrays_in_astroparticle_physics |
| Authors |
Max_B\"usken,_Tom\'a\v{s}_Fodran,_Tim_Huege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08272 |
近年、MHz領域で動作する無線アンテナのアレイは、天体粒子物理学の検出器として大きな可能性を示しています。特に超高エネルギー宇宙線の間接検出において重要な役割を果たしています。一次粒子のエネルギースケールを適切に決定するには、電波検出器の正確な絶対校正が重要です。銀河のキャリブレーション、つまり、銀河が支配する電波空を基準ソースとして使用する方法が、このタスクの標準的な方法になる可能性があります。しかし、銀河の電波放射の強さの不確実性は、電波検出器の絶対的な校正の不確実性、ひいては宇宙線測定のエネルギースケールの不確実性をもたらします。これらの不確実性を定量化するために、30～408MHzの無線周波数範囲で7つの空のモデルを比較した研究を紹介します。局所的に見える空に変換することにより、GRAND、IceCube、LOFAR、OVRO-LWA、ピエールオージェ天文台、RNO-G、およびSKA-lowの無線アンテナアレイの場合の不確実性を推定します。最後に、例えば静かな太陽の影響に関する銀河校正の適用可能性について説明します。
XZ Tau の 20 年間にわたる安定したコロナル X 線放射
| Title |
Stable_Coronal_X-Ray_Emission_Over_Twenty_Years_of_XZ_Tau |
| Authors |
Steven_M._Silverberg,_Hans_Moritz_Guenther,_Pragati_Pradhan,_David_A._Principe,_P.C._Schneider,_Scott_J._Wolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07981 |
XZタウABは、おうし座分子雲で頻繁に観察される連星YSOです。XZTauBはEXOrオブジェクトとして分類されています。我々は、XZTauABの新しいChandra/HETG-ACIS-S観察を提示し、XMM-Newtonによるシステムの変動モニタリングを補完して、このシステムの変動を抑制し、高解像度のライン診断を特定して、発生の根底にあるメカニズムをよりよく理解します。X線。XMM-Newtonで2つのフレアを観測しましたが、これらのフレアの外側では、XZタウABのコロナルX線スペクトルが20年間の観測を通じて一貫していることがわかりました。我々は、経時的なXZタウX線観測の集合体と、オリオン大星雲団の特定時点の観測で観測された星間散乱とを比較し、両方がプラズマ特性の点で重複していることを発見した。恒星集団のX線特性は、線源の固有の変動性に起因します。
散開星団 NGC 2345 のメンバーシップ確率に対する旋光計的アプローチ
| Title |
Polarimetric_Approach_Towards_Membership_Probability_of_Open_Star_Cluster_NGC_2345 |
| Authors |
Sadhana_Singh,_Jeewan_C._Pandey,_Vishal_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08150 |
線形偏光観測を使用して、NGC2345星団内の星の帰属確率を導出する方法を提案します。NGC2345星団の偏光観測は、104cm望遠鏡のバックエンドとして取り付けられた機器ARIESImagingPOLarimeter(AIMPOL)を使用して実行されます。牡羊座の。クラスターのメンバーはほぼ同じ距離に位置しているため、同等の偏光を示すはずです。この概念は、NGC2345星団の既知の星団員星の帰属確率を抽出するために使用されます。NGC2345星団の旋光データを使用して推定された帰属確率は、以前の研究で固有運動法から導出された帰属確率と一致します。
不安定で合流する磁束ロープにおけるヘリシティ保存緩和
ねじれた磁束ロープは自由磁気エネルギーの貯蔵庫です。太陽コロナのような高伝導プラズマでは、複数の磁気リコネクションによるエネルギー放出は、最小エネルギー状態へのヘリシティ保存緩和としてモデル化できます。この緩和の原因の1つは、ねじれたフラックスロープの理想的なキンク不安定性です。私たちは、これが閉じ込められた太陽フレアの適切な説明を提供し、理想的な円筒モデルから現実的なコロナループのモデルに発展することを示します。非熱電子およびイオンのテスト粒子シミュレーションと組み合わせた3D磁気流体力学シミュレーションを使用して、このようなフレアの複数の観測兆候を予測します。次に、球状トカマクの合体圧縮形成と太陽コロナの加熱雪崩のシミュレーションを補完する緩和理論を使用して、磁束ロープの相互作用と合体がどのようにして自由磁気エネルギーを放出できるかを示します。
ヘリウムフラッシュは、赤色巨星の枝の端にある0.6〜2.0M$_\odot$の星で発生しますが、核を縮退から持ち上げるのに使用されるプロセスのエネルギーのため、光学的手段では観察できません。ニュートリノは、フラッシュ中に引き起こされる反応の点火に関連しており、不活性な核の唯一の冷却プロセスとして機能し、内部構造の変化を特徴づけるのに役立ちます。この研究では、恒星存在量問題に関連して選択された3つの質量値と6つの金属量値にわたる18の恒星モデルを作成し、この重要な星間でのニュートリノ放出の詳細な研究を行うことによって、ヘリウムフラッシュに至るまでの進化経路を比較および調査します。星の進化の段階。私たちは、熱ニュートリノ放出が全球の星地震パラメータにどのような影響を与えるかを実証し、組成変化の影響を推測するための追加ツールとしてそれらを使用します。$\Delta\nu$の決定における0.3$\mu$Hzの精度は、2つの最も著名な太陽組成モデルを区別するのに十分であることを発見し、星地震観測が星を分類するのに十分であることを確認します。ヘリウムサブフラッシュのプロセス。また、関連するすべての発生源についての核ニュートリノ放出フラックスとその進化も予測します。
大変動変数における白色矮星の質量増加: 矮星新星の役割
円盤不安定機構(DIM)は、長い静止によって区切られた短い爆発を経験する矮新星(DNe)の過渡的な挙動を説明するものとして広く受け入れられています。デューティサイクル(爆発持続時間と再発時間の比)は、爆発中に白色矮星(WD)によって降着する質量の量を決定するため、長期的な連星進化において重要な役割を果たします。恒星天体物理学の実験モジュールのコードを使用して、DNeの進化と降着炭素酸素(CO)WDの質量増加に対するデューティサイクルの影響を体系的に調査します。私たちの計算によれば、DIMは降着プロセスに大きな影響を与える可能性があるが、効率的なWD質量の増加には特定の範囲のデューティサイクルが必要であることがわかりました。初期質量が0.6、0.7、1.1$M_\odot$のWDの場合、これらのデューティサイクルは0.006$\,\leq$$d$$\,\leq$0.007,$d$\,=\,0.005および$となります。d$\,=\,0.003、WDの累積質量はそれぞれ0.1、0.13、0.21$M_\odot$に達する可能性があります。私たちのすべてのシミュレーションにおいて、COWDは質量をIa型超新星の爆発質量である約$1.38~M_\odot$まで成長させることができません。バースト状態のタイムスケールは非常に短いため、最終的なドナー星の質量と軌道周期はデューティサイクルの影響を受けません。したがって、DNeのDIMはWDの質量問題をある程度軽減できる可能性があると提案します。
前主系列星の多極場の X 線放射モデル
いくつかの主系列(PMS)星の大規模な磁場は単純で軸対称であり、傾斜した双極子と八極子成分によって支配されていることが観察されています。他のPMS星の磁場は高度に多極性であり、主に非軸対称です。観測によれば、PMS星がヘルツシュプルング-ラッセル図のハヤシ軌道からヘンエイ軌道に進化するにつれて、磁場の複雑さが増加することが示唆されている。独立した観測により、X線光度はPMS進化の過程で年齢とともに減少することが明らかになり、ヘンエイ軌道PMS星はハヤシ軌道星と比較してX線光度分率($L_\textrm{X}/L_*$)が低いことが明らかになった。私たちは、PMS星の大規模磁場トポロジーの変化がコロナX線放射にどのような影響を与えるかを調査します。我々は、純粋な軸対称多極子磁場、および双極子と八極子成分のみからなる磁場を仮定してコロナモデルを構築します。圧力平衡引数を使用して、X線放出プラズマが閉じ込められる閉じたコロナ放出体積を決定します。コロナルの体積からX線の明るさを決定します。多極子の次数$\ell$が増加するにつれて$L_\textrm{X}$が減少することがわかります。双極子と八極子磁場の場合、八極子成分がより支配的になるにつれて$L_\textrm{X}$が減少する傾向があることがわかります。恒星のパラメータを太陽質量PMS星に適切な値に固定することにより、磁場のトポロジーを変化させると、$L_\textrm{X}$が2桁変化します。私たちの結果は、PMS星の老化に伴う$L_\textrm{X}$の減少は、大規模磁場の複雑さの増加によって引き起こされる可能性があるという考えを裏付けています。
CMBとBBNにおける$\Delta N_{\rm eff}$に対するゲージ化された$U(1)_{B-L}$の宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_Implications_of_Gauged_$U(1)_{B-L}$_on_$\Delta_N_{\rm_eff}$_in_the_CMB_and_BBN |
| Authors |
Haidar_Esseili_and_Graham_D._Kribs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07955 |
CMBと$によって測定された$\DeltaN_{\rmeff}$に対する、自然に破れた$U(1)_{B-L}$対称性から生じる軽い非常に弱い結合ボソン$X$の影響を計算します。BBNからY_p$。私たちの焦点は質量範囲$1\;{\rmeV}\lesssimm_X\lesssim100\;{\rmMeV}$;約${\rmeV}$より軽い質量は第5力の法則による強い制約を受けますが、約$100$~MeVより重い質量は他の探査機によって制約されます。$X$がSMと熱平衡状態で始まったとは想定しません。代わりに、$X$がSMとの非常に弱い相互作用によってフリーズインすることを許可します。$U(1)_{B-L}$は、これまで考えられていたよりも$\DeltaN_{\rmeff}$によって強く制約されることがわかりました。この境界は、電子とニュートリノのエネルギー密度から生じ、ゆっくりと$X$ボソンに吸い上げられ、これらのボソンは非相対論的となり、物質として赤方偏移し、その後崩壊し、わずかに大きいエネルギー密度をSMバスに戻して$\DeltaN_{\を引き起こします。rmeff}>0$。パラメーター空間の一部には星の冷却、超新星放出、地球実験による相補的な制約がありますが、将来のCMB天文台は他の方法では調査できない質量領域と結合空間にアクセスできることがわかりました。$U(1)_{B-L}$の測定では、$[U(1)_{B-L}]^3$の異常が右巻きニュートリノによってキャンセルされると仮定します。したがって、$\DeltaN_{\rmeff}$計算は2つのシナリオで実行されました。ニュートリノがディラック質量を持つか、または右手ニュートリノがマヨラナ質量を獲得します。後者のシナリオでは、BBN中に崩壊する熱化右手ニュートリノの追加の影響についてコメントします。また、$X$がダークセクター状態に崩壊する可能性についても簡単に考察します。これらの状態が放射として動作する場合は、より弱い制約が見つかりますが、それらが大規模な場合は、$\DeltaN_{\rmeff}<0$からですが、より強い制約が存在します。
アンチカオン凝縮による中性子星の放射状振動
この記事では、反カオン凝縮体を含む中性子星とその半径方向の振動について研究します。反カオン$(K^-,\bar{K}^0)$を密度依存結合を備えた相対論的平均場理論に組み込みます。カオン凝縮相への転移は、考えられるさまざまな反カオン光ポテンシャルに対する二次相転移として扱われます。次に、星の構造方程式を解き、半径方向の脈動の基本周波数と高次周波数を計算します。私たちは、異なるアンチカオンの潜在的な深さをもつ状態方程式をもつ$2M_\odot$星の異なる動径モードの固有関数を研究します。$2M_\odot$星の大きな周波数分離についても研究します。固有関数上のアンチカオンの出現には明確な特徴が見られます。半径方向の摂動に対応する固有関数の形状は、アンチカオンの出現により影響を受けますが、圧力の摂動については、形状は変化しません。
PNRP の GPU ワークフローで XRootD ベースの Origins を使用した IceCube エクスペリエンス
| Title |
IceCube_experience_using_XRootD-based_Origins_with_GPU_workflows_in_PNRP |
| Authors |
David_Schultz,_Igor_Sfiligoi,_Benedikt_Riedel,_Fabio_Andrijauskas,_Derek_Weitzel,_and_Frank_W\"urthwein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.07999 |
IceCubeニュートリノ天文台は、地理的な南極に位置する立方キロメートルのニュートリノ望遠鏡です。検出器の系統的影響を理解することは継続的なプロセスです。これには、体系的な効果をより詳細にモデリングして科学結果の潜在的な変化と改善を定量化するために、モンテカルロシミュレーションを定期的に更新する必要があります。IceCubeの最大の系統的効果は、検出器が埋め込まれている氷の光学的特性によるものです。ここ数年で氷の理解が大幅に向上しましたが、シミュレーションを更新するには大規模な処理キャンペーンが必要です。IceCubeは通常、結果をウィスコンシン大学マディソン校の中央ストレージシステムに保存しますが、2022年にディスク容量が不足しました。そこで、PrototypeNationalResearchPlatform(PNRP)プロジェクトは、GPUコンピューティングとストレージ容量の両方をIceCubeに提供することを提案しました。この活動のサポート。ストレージアクセスは、IceCubeコンピューティングでは初となる、XRootDベースのOSDFOrigins経由で提供されました。PNRPリソースを使用した全体的なエクスペリエンスについて、成功点と問題点の両方を含めてレポートします。
実験、理論、観察から得た核対称エネルギーの制約
核質量測定と中性子物質理論は、核対称エネルギーパラメーター$J$、$L$、$K_{sym}$、$Q_{sym}$を厳しく制限します。$J$と$L$に対するこれらの制約の裏付けは、中性子豊富な原子核の中性子スキンの厚さと双極子分極率の測定から見つけることができます。これらのパラメータに対する実験上の制約を、中性子星の半径の天体物理学的測定の考慮から得られた制約と比較し、$L$と高い相関があることを示しました。注目は、ジェファーソン研究所による最近のPREXおよびCREX中性子表層測定、NICER中性子星の半径測定、およびGW170817潮汐変形能測定の新しい解釈に向けられています。PREXとCREXの共同満足により$J=32.2\pm1.7$MeVと$L=52.9\pm13.2$MeVが得られ、中性子物質の予測$J=32.0\pm1.1$MeVとよく一致することが分かりました。$L=51.9\pm7.9$MeV。
GRINN: 自己重力の存在下で流体力学システムを解決するための物理学に基づいたニューラル ネットワーク
| Title |
GRINN:_A_Physics-Informed_Neural_Network_for_solving_hydrodynamic_systems_in_the_presence_of_self-gravity |
| Authors |
Sayantan_Auddy,_Ramit_Dey,_Neal_J._Turner,_Shantanu_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08010 |
自己重力ガス流のモデル化は、天体物理学における多くの基本的な質問に答えるために不可欠です。これは、惑星形成円盤、星形成雲、銀河形成、宇宙における大規模構造の発達など、多くのトピックに及びます。ただし、重力と流体力学の間の非線形相互作用は、結果として生じる時間依存の偏微分方程式(PDE)を3次元(3D)で解くのに大きな課題をもたらします。メッシュフリーのフレームワーク内でニューラルネットワークの汎用近似機能を活用することにより、物理情報に基づいたニューラルネットワーク(PINN)は、この課題に対処する新しい方法を提供します。3D自己重力流体力学システムをシミュレートするために、PINNベースのコードである重力情報ニューラルネットワーク(GRINN)を導入します。ここでは、等温気体における重力不安定性と波動伝播を具体的に研究します。私たちの結果は、外乱が非線形領域に成長するにつれて、線形解析解は線形領域では1\%以内に一致し、従来のグリッドコード解は5\%以内に一致します。GRINNの計算時間は次元数に比例しないことがわかりました。これは、次元数が増加するにつれて流体力学および自己重力計算のためのグリッドベースのコードがスケーリングされるのとは対照的です。私たちの結果は、GRINNの計算時間は、1次元および2次元の計算ではグリッドコードよりも長いですが、同様の精度で3Dのグリッドコードよりも1桁短いことを示しています。したがって、GRINNのような物理学に基づいたニューラルネットワークは、3D天体物理学の流れをモデル化する能力を向上させる可能性を示しています。
$i \leftrightarrow -i$ 対称性の破れから生じる隠れセクターのダークマター
| Title |
Hidden_Sector_Dark_Matter_Arising_from_Breaking_of_$i_\leftrightarrow_-i$_Symmetry_into_Higgs_Phases_with_Nonzero_and_Zero_Higgs_Vacuum_Expectation |
| Authors |
Stephen_L._Adler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08107 |
我々は、トレースダイナミクスを動機とするが排他的ではないシナリオを提案する。このシナリオでは、創発的な量子理論は、重力的に（または、ある高い統一スケールでは非常に弱く）結合した2つのセクターの形をとる。一方のセクターは複素単位$i$を持ち、もう一方のセクターは重力的に結合する。複素単位$-i$を使用します。私は、量子以前の理論の対称性の結果として、結合が存在しない場合、2つのセクターの両方がヒッグス真空期待値が非ゼロとゼロの位相間の境界に正確に位置するヒッグスポテンシャルを持っていると仮定します。2つのセクター間の結合をオンにすると、縮退を解消でき、一方のセクターのヒッグスポテンシャルをゼロ以外のヒッグス期待値の領域に押し込み(可視セクターを与える)、もう一方のセクターのヒッグスポテンシャルをゼロヒッグス期待値の領域に押し込みます。（ダークセクターを与える）。ダークセクター内の最も質量の小さいバリオンは、自己相互作用するダークマター粒子の候補となります。
自己エネルギー補正とニュートリノスピンホール効果によるカイラル動力学理論
私たちは、場の量子理論から、自己エネルギー補正を含む、衝突を伴うキラルフェルミオンのキラル運動理論を系統的に導出します。ウィグナー関数とカイラル運動方程式は、自己エネルギーとその時空勾配から古典補正と量子補正の両方を受けることがわかりました。また、この形式を適用して、核崩壊超新星で実現されるような、熱化電子との相互作用による非平衡ニュートリノ輸送を研究します。磁場に沿ったニュートリノ電流と、異方性ニュートリノ分布に対するフェルミ定数$G_{\rmF}$の一次電子の温度勾配と化学ポテンシャル勾配によって誘起されるニュートリノスピンホール効果を導出します。
非局所重力の局所限界における異方性宇宙論
| Title |
Anisotropic_Cosmology_in_the_Local_Limit_of_Nonlocal_Gravity |
| Authors |
Javad_Tabatabaei,_Abdolali_Banihashemi,_Shant_Baghram,_and_Bahram_Mashhoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08281 |
非局所重力の局所限界(NLG)の枠組み内で、空間的に均一だが異方性のあるビアンキI型宇宙論モデルのクラスを調査します。この場合、修正された磁場方程式が示され、いくつかの特別な解決策が詳細に説明されます。この修正された重力理論には、一般相対性理論(GR)がS=0で回復されるような磁化率関数S(x)が含まれています。修正された異方性宇宙論モデルでは、局所異方性に対するS(t)とその時間導関数の寄与を調査します。宇宙の加速。観測宇宙論に対する私たちの結果の意味について簡単に説明します。
集団効果のない、長距離相互作用する不均一系の動的大きな偏差
| Title |
Dynamical_large_deviations_for_long-range_interacting_inhomogeneous_systems_without_collective_effects |
| Authors |
Ouassim_Feliachi_and_Jean-Baptiste_Fouvry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08308 |
我々は、不均一で長距離相互作用する$N$体系の長期進化を考察する。動的にホットな制限内に置く、つまり集団効果を無視することで、システムの経験的な角度平均分布関数の大きな偏差原理を導き出します。この結果は、典型的な大きな動的変動の確率を特定するため、いわゆる不均一ランダウ方程式によって与えられる古典的なアンサンブル平均動力学理論を拡張します。関連する大きな偏差ハミルトニアンの主な特性、特にそれが系の保存則にどのように準拠し、勾配構造を有するかについて詳しく説明します。
THGEM ホール全体での液体キセノンの電子移動効率
数トンの液体を展開する二相液体キセノン時間投影チャンバー(LXeTPC)が現在、WIMPダークマターの探索を主導しています。これらの検出器を10倍大きな基準質量に拡張しながら、低質量WIMPに対する感度を向上させることは、検出器の設計において困難な課題となります。いくつかのグループは、現在のスキームからの脱却を検討しており、単相液体のみのTPC、またはエレクトロルミネッセンス領域がパターン化された電極で構成される二相検出器のいずれかに向けています。ここでは、VUV光電陰極でコーティングされ、LXeに浸漬された厚ガス電子増倍管(THGEM)をそのような設計の構成要素として使用する可能性について説明します。私たちは、光電陰極から電極穴を通って放出されるイオン化電子と光電子の転送効率に焦点を当て、現実的な電圧設定で100%に近い効率が達成できることを実験的に示します。観察された転写効率の電圧依存性は、拡散効果とチャージアップ効果を含めると、電子輸送シミュレーションと一致します。
| Title |
Testing_general_relativity_via_direct_measurement_of_black_hole_kicks |
| Authors |
Parthapratim_Mahapatra,_Marc_Favata,_K._G._Arun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08319 |
コンパクトな連星合体中に重力波が非対称に放射されると、線形運動量が失われ、連星の質量中心に対応する「キック」または反動が発生します。これは、リングダウン重力波形の方向依存のドップラーシフトにつながります。我々は、バイナリーブラックホール合体において残存ブラックホールに与えられるキックの測定可能性を定量化します。将来の地上および宇宙ベースの重力波検出器は、予想される観測源のサブセットについて$\sim2\%$から$\sim30\%$の範囲内でこの影響を測定するでしょう。LISA帯域の特定のバイナリ構成では、この効果をパーセント未満のレベルで測定できる場合があります。ブラックホールキックのこの直接測定は、線形運動量平衡に基づく一般相対性理論の新しいテストも容易にすることができます。このキック一貫性テストは、(数値相対性理論を使用して)推定されたキックとドップラーシフトされたリングダウン信号によって観察されたキックとの間の差異を定量化するヌル変数の測定によって定式化されます。このnull変数は、CosmicExplorerでは$\sim10\%$～$30\%$に、LISAでは$\sim3\%$～$12\%$に(90%の信頼度で)制約できます。
SUPAX 実験の最初の結果: 暗い光子の探査
| Title |
First_results_of_the_SUPAX_Experiment:_Probing_Dark_Photons |
| Authors |
Tim_Schneemann,_Kristof_Schmieden,_Matthias_Schott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08337 |
$34~\mu\text{eV}$付近の質量を持つ暗い光子を探索する新しい空洞ベースのハロスコープの最初の結果を示します。ダークフォトンは仮想的なベクトル粒子であり、有力なダークマター候補です。光子と同じ量子数を持つため、両方の間の運動学的な混合が予想され、これにより、暗い光子から標準モデルの光子への変換が起こり、光子の周波数は暗い光子の質量に依存します。マイクロ波領域の波長の場合、通常、信号を強化するために共振器が使用されます。マインツ大学で新しい実験が開始されました。この論文では、LHe温度で8.3GHzの銅空洞を利用して暗い光子を探索する新しいセットアップの初期結果を紹介します。動的混合パラメータの制限$\chi<(6.20\pm3.15^\text{(exp.)}\pm9.65^\text{(SG)})\cdot10^{-14}$at95\%CL概念実証として単一の周波数に設定されています。最後に、実験の次のステップと予想される感度について詳しく説明します。
深層学習を使用した信号対雑音比時系列からのバイナリ ブラック ホール マージの検出
| Title |
Detection_of_Binary_Black_Hole_Mergers_from_the_Signal-to-Noise_Ratio_Time_Series_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Damon_Beveridge,_Linqing_Wen,_Andreas_Wicenec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08429 |
重力波の検出は、宇宙の基本原理のいくつかを探索し理解するための新たな道を切り開きました。モデル化された重力波イベントを検出する最適な方法には、テンプレートベースの整合フィルター処理と、結果として得られる信号対雑音比の時系列での複数検出器検索の実行が含まれます。近年、機械学習と深層学習の進歩により、これらの技術を使用して一致フィルタリング検索を置き換えたり、効率的かつ堅牢なパラメータ推定を行うための研究が盛んに行われています。この論文では、深層学習技術を利用して、整合フィルタリングから生成された信号対雑音比の時系列から重力波を検出する新しいアプローチを紹介します。これは、効率的な深層学習モデルが、現在の検索パイプラインにおける計算コストのかかる後処理を置き換えられるかどうかを調査するために行います。我々は、ワシントン州ハンフォードにあるLIGO検出器からのシミュレートされた定常ガウスノイズでバイナリブラックホールの合体からの重力波を検出する実現可能性研究を紹介します。私たちのモデルは、単一検出器の一致フィルター検索のパフォーマンスに匹敵することができ、モデルの出力からのランキング統計が目に見えないノイズに対して堅牢であることを示し、将来の実用的なオンライン実装にとって有望な結果を示しています。私たちは、この研究の考えられる影響と、重力波検出への将来の応用について議論します。
刺激消滅による超軽量暗黒物質の検出
| Title |
Detecting_Ultra-light_Dark_Matter_with_Stimulated_Annihilation |
| Authors |
Yuanlin_Gong,_Xin_Liu,_Lei_Wu,_Qiaoli_Yang,_Bin_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2308.08477 |
超軽量暗黒物質(ULDM)は、最も有望なDM候補の1つです。バックグラウンド光子放射線が存在する場合、ボーズ増強によりULDMの消滅速度が大幅に向上する可能性があります。私たちは、このような誘導消滅を利用して、宇宙に無線ビームを放射することによってULDMを調査することを提案します。これにより、ULDMの質量に等しい角周波数を持つ独特の反射電磁波が発生する可能性があります。我々は、LOFAR、UTR-2、ngBOLOなどの低周波電波望遠鏡が、特に地球ハローモデルに対して、この信号を検出する新しい手段を提供できることを示します。エミッターの出力が50MWの場合、期待される限界は、ULDM質量$m_\phi$範囲($2.07\times10^{-8}\mathrm{)のビッグバン元素合成(BBN)による限界よりも数桁強力になる可能性があります。~eV}\sim4.5\times10^{-8}\mathrm{~eV}$。
